切り捨てられた限界神経比推定による高速で信頼できる尤度のない宇宙論
| Title |
Fast_and_Credible_Likelihood-Free_Cosmology_with_Truncated_Marginal_Neural_Ratio_Estimation |
| Authors |
Alex_Cole,_Benjamin_Kurt_Miller,_Samuel_J._Witte,_Maxwell_X._Cai,_Meiert_W._Grootes,_Francesco_Nattino,_Christoph_Weniger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08030 |
サンプリングベースの推論技術は、現代の宇宙論的データ分析の中心です。ただし、これらの方法は、次元のスケーリングが不十分であり、通常、近似または扱いにくい可能性を必要とします。このホワイトペーパーでは、切り捨てられた限界神経比推定（TMNRE）（いわゆるシミュレーションベースの推論の新しいアプローチ）がこれらの問題を自然に回避し、$（i）$の効率、$（ii）$のスケーラビリティ、および$を改善する方法について説明します。（iii）$推定された事後確率の信頼性。宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の測定値を使用して、TMNREが従来のマルコフ連鎖モンテカルロ（MCMC）法よりも桁違いに少ないシミュレーター呼び出しを使用して収束事後確率を達成できることを示します。注目すべきことに、必要なサンプル数は、妨害パラメータの数とは実質的に無関係です。さらに、\emph{localamortization}と呼ばれるプロパティを使用すると、サンプリングベースの方法ではアクセスできない厳密な統計的整合性チェックを実行できます。TMNREは、特に拡張宇宙論のコンテキストで、従来のサンプリングベースの推論方法が収束するために必要なタイムスケールが$\Lambda$CDMなどの単純な宇宙論モデルのタイムスケールを大幅に超える可能性がある、宇宙論データ分析の強力なツールになることを約束します。これらの計算を実行するために、オープンソースコード\texttt{swyft}を介したTMNREの実装を使用します。
$ \ Lambda $の代替：ねじれ、一般化された結合、およびスケール不変性
| Title |
Alternatives_to_$\Lambda$:_Torsion,_Generalized_Couplings,_and_Scale_Invariance |
| Authors |
C._J._A._P._Martins,_C._M._J._Marques,_C._B._D._Fernandes,_J._S._J._S._Oliveira,_D._A._R._Pinheiro,_B._A._R._Rocha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08086 |
宇宙の低赤方偏移加速を説明するための最近議論された3つの代替モデルに関する現在の観測制約の比較分析を提示します：いわゆる定常状態ねじれモデル、一般化された結合モデル、およびMaederによるスケール不変モデル（私たちも簡単に研究するより広いクラスの例）これらは、Chevallier、Polarski、Linderの従来のパラメータ化と比較されます。候補モデルのそれぞれは、2つの異なる仮定の下で研究されています：$\Lambda$CDMの真の代替として（宇宙定数なしで宇宙の最近の加速を説明する新しい自由度が期待される場合）および$のパラメトリック拡張として\Lambda$CDM（宇宙定数と新しいメカニズムの両方が共存でき、両方の相対的な寄与はデータによって決定されます）。私たちの比較分析は、現象学的観点から、そのようなすべてのモデルが2つのクラスにきちんと分類され、異なる観察結果をもたらすことを示唆しています。
宇宙論的シミュレーションとBPASSからの過渡速度の推定
| Title |
Estimating_Transient_Rates_from_Cosmological_Simulations_and_BPASS |
| Authors |
M.M._Briel,_J.J._Eldridge,_E.R._Stanway,_H.F._Stevance,_A.A._Chrimes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08124 |
電磁波（EM）および重力波（GW）の過渡現象の検出率は、指数関数的に増加しています。過渡速度の精度は今後数十年で大幅に向上するため、宇宙の歴史を通してのそれらの進化についての私たちの理解も向上します。この目的のために、4つの宇宙星形成履歴（SFH）と組み合わせたバイナリポピュレーションおよびスペクトル合成（BPASS）の結果を使用して、宇宙の年齢にわたるEMおよびGWトランジェントの予測レートを示します。これらには、Madau＆Dickinsonの広く使用されている経験的SFHと、MilliMillennium、EAGLE、IllustrisTNGの3つの宇宙論的シミュレーションからのSFHが含まれます。SFHの選択により、予測が大幅に変わることがわかりました。遅延時間が短いトランジェントは、星形成率の影響を最も受けますが、遅延時間が長いイベントは、星形成の金属量の進化に依存する傾向があります。重要なことに、宇宙シミュレーションは非常に異なる金属量の進化を持っており、ランガーとノーマンの広く使用されている金属量モデルでは再現できません。これは、ローカル宇宙での連星ブラックホールの合併とストリップエンベロープ超新星率に最も深刻な影響を与えます。遅延時間が長くなる可能性があり、金属量の進化に敏感なイベントの割合を予測する場合は、宇宙の金属量の進化に単純な処方箋を使用しないことをお勧めします。
宇宙論的データから測定された真空エネルギー密度
$\Lambda$CDM宇宙モデル内では、アインシュタインの宇宙定数$\Lambda$の絶対値は、物理的真空の重力質量エネルギー密度$\rho_\Lambda$として表されることもあり、自然の基本定数です。正確な測定は、いくつかの提案された量子重力理論をテストする上で中心的な役割を果たします。ここでは、現在公開されている宇宙論データと想定されるフラットな$\Lambda$CDM宇宙論モデルのいくつかの組み合わせを使用して、絶対物理密度$に対応する従来のパラメーター$\Omega_\Lambdah^2$の組み合わせについてベイズ推定を行います。\rho_\Lambda$。物理単位では、$\rho_\Lambda=\left（60.3\pm{1.3}\right）\times10^{-31}{\rmg/cm^3}$を取得します。これは、これまでで最も正確な制約です。CMB温度に基づく宇宙測定の絶対校正を使用します。主にハッブル定数の値の体系的な違いに関連する、ローカル距離スケールを使用するキャリブレーションでは、大幅に異なる値が得られます。将来の包括的な宇宙論的パラメータ研究には、真空密度の制約が含まれることが示唆されています。
| Title |
Parametric_and_nonparametric_methods_hint_dark_energy_evolution |
| Authors |
Reginald_Christian_Bernardo,_Daniela_Grand\'on,_Jackson_Levi_Said,_V\'ictor_H._C\'ardenas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08289 |
後期宇宙論データのパラメトリック分析とノンパラメトリック分析の観点から、ダークエネルギーを公然と研究しています。ハッブル張力を反映する3つのハッブルパラメータの事前分布を考慮し、2つの現象論的関数、つまり、正規化された暗黒エネルギー密度と圧縮された暗黒エネルギー状態方程式を利用します。両方の関数の形状を予測し、ダークエネルギーの状態方程式に新しい制約を提示します。結果は、方法の選択や事前確率に関係なく、ダークエネルギーの進化を示唆しています。ダークエネルギーの進化は劇的に異なるアプローチによって到達されることを考えると、それは宇宙論的データが重要な進化を好むという結果を強調しています。
宇宙構造の均一性スケールと成長率
| Title |
The_homogeneity_scale_and_the_growth_rate_of_cosmic_structures |
| Authors |
Felipe_Avila,_Armando_Bernui,_Rafael_C._Nunes,_Edilson_de_Carvalho,_Camila_P._Novaes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08541 |
宇宙の均質性スケール$R_{\text{H}}（z）$の進化から、宇宙構造の成長率$f（z）$を取得するための新しいアプローチを提案します。私たちの方法論では、特定の関数形式で2つの要素が必要です。$R_{\text{H}}（z）$データと、今日の物質の2点相関関数、つまり$\xi（r、z=0）$です。ガウス過程アプローチを使用して、関数$R_{\text{H}}$を再構築します。局所宇宙の物質相関関数の適切な観測情報$z\simeq0$がない場合、$\xi（r、z=0）$を取得するための基準宇宙論を仮定します。このため、私たちの最終結果は、仮定された宇宙論モデルの一貫性テストであることがわかりました。私たちの結果は、（i）私たちのアプローチを通じて得られた成長率$f^{R_{\text{H}}}（z）$、（ii）$f^{\Lambda\text{CDM}}（z）$は基準モデルで期待され、（iii）文献にまとめられたデータからの最適な$f（z）$。さらに、このデータコンパイルを使用して、ガウス過程を実行して成長率関数$f^{\text{data}}（z）$を再構築し、関数$f^{R_{\text{H}}と比較します。}（z）$は、$<\！2\、\sigma$の一致を見つけます。これは、両方の再構成プロセスで使用できるデータが少ないことを考慮すると、良い結果です。より正確な$R_{\text{H}}（z）$データがあれば、今後の調査から、均質性スケール関数がより適切に決定され、$\Lambda$CDMと新しい宇宙論としての代替シナリオを区別できる可能性があります。観察可能。
| Title |
Inferring_halo_masses_with_Graph_Neural_Networks |
| Authors |
Pablo_Villanueva-Domingo,_Francisco_Villaescusa-Navarro,_Daniel_Angl\'es-Alc\'azar,_Shy_Genel,_Federico_Marinacci,_David_N._Spergel,_Lars_Hernquist,_Mark_Vogelsberger,_Romeel_Dave,_Desika_Narayanan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08683 |
暗黒物質の性質と性質に関する知識を向上させるためには、ハロー銀河のつながりを理解することが基本です。この作業では、ハローがホストする銀河の位置、速度、恒星の質量、および半径を考慮して、ハローの質量を推測するモデルを構築します。銀河の特性とその位相空間の間の相関関係から情報を取得するために、不規則でまばらなデータを処理するように設計されたグラフニューラルネットワーク（GNN）を使用します。MachinELearningSimulations（CAMELS）プロジェクトを使用した宇宙論と天体物理学の2,000を超える最先端のシミュレーションから、銀河でモデルをトレーニングします。宇宙論的および天体物理学的な不確実性を説明する私たちのモデルは、$\sim$0.2dexの精度でハローの質量を制限することができます。さらに、一連のシミュレーションでトレーニングされたGNNは、個別のサブグリッド物理モデルを利用する別のコードで実行されたシミュレーションでテストした場合、その精度の一部を維持でき、メソッドの堅牢性を示しています。GNNのPyTorchGeometric実装は、Githubのhttps://github.com/PabloVD/HaloGraphNetで公開されています。
偏光ベクトルオシロン
オシロンは、空間的に局所化された、時間周期的で長寿命の構成であり、魅力的な自己相互作用を伴うスカラー場の理論で主に提案されました。この手紙では、相互作用する大規模な（実際の）ベクトル場の低エネルギー有効理論にもオシロンが存在することを示しています。軌道角運動量が消失し、ほぼ球対称のエネルギー密度を持つ2種類のベクトルオシロンを提供しますが、フィールド構成は提供しません。これらは次のとおりです。（1）全固有スピンが消失する「指向性」オシロン（直線偏光）、および（2）巨視的な内因性スピンが$\hbar\times$粒子数に等しい「回転」オシロン（円偏光）オシロン。重力相互作用のみの場合とは対照的に、2つのオシロンは、非相対論的限界においても、固定された粒子数で異なるエネルギーを持ちます。相対論的な$3+1$dシミュレーションを実行することにより、これらの振動が（フィールドの振動時間と比較して）長寿命であり、ガウス初期空間プロファイルの範囲から発生する可能性があることを示します。これらの考慮事項により、ベクトルオシロンは、初期宇宙中および暗黒光子暗黒物質において潜在的に関連性があり、それらの偏光に関連する新しい現象学があります。
タイタンに関連するアモルファスおよび結晶性ベンゼン氷の赤外線スペクトル、光学定数および温度依存性
| Title |
Infrared_spectra,_optical_constants_and_temperature_dependences_of_amorphous_and_crystalline_benzene_ices_relevant_to_Titan |
| Authors |
Delphine_Nna-Mvondo_and_Carrie_M._Anderson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08050 |
ベンゼン氷は、タイタンの晩南秋極成層圏の682cm^{-1}付近でカッシーニ複合赤外分光計（CIRS）によって検出された発光特性に寄与しています。これは、南秋後半にタイタンの中層成層圏で観測されたCIRS観測の高高度南極（HASP）氷雲の主要な構成要素の1つでもあります。タイタンの成層圏は、季節によって空間的に変化する気温とともに、大きな季節変化を示します。タイタンの成層圏氷雲の赤外線発光スペクトルの化学組成の定量分析は、多数の温度で得られた一貫した詳細な実験室透過率スペクトルに依存しています。ただし、ベンゼン氷の分光学的および光学的特性とその温度依存性、特にタイタン関連の成層圏条件に関する実験データは実質的に不足しています。したがって、実験室で、遠赤外線から中赤外線のスペクトル領域（50〜8000cm^{-1}）の15Kから130Kの範囲の堆積温度でのベンゼン氷の振動モードのスペクトル特性と進化を分析しました。ベンゼン氷のアモルファスから結晶への相転移を決定し、120K〜130Kの堆積温度で完全な結晶化が達成されることを確認しました。また、ベンゼン氷の氷複合屈折率の実数部と虚数部を15から測定しました。Kから130K。私たちの実験結果は、ベンゼン氷の堆積温度依存性に関する現在の知識を広い赤外線スペクトル範囲にわたって大幅に拡張し、タイタンで観測されたスペクトルの分析と解釈に役立つ新しいデータを提供します。
アポフィス-2029年の地球との遭遇が地表と近くのダイナミクスに及ぼす影響
| Title |
APOPHIS_--_Effects_of_the_2029_Earth's_Encounter_on_the_Surface_and_Nearby_Dynamics |
| Authors |
Giulia_Valvano_and_Othon_Cabo_Winter_and_Rafael_Sfair_and_Gabriel_Borderes-Motta_2_and_Rai_Machado_and_Tamires_Moura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08144 |
2029年にアポフィスが地球と接近して遭遇したことで、小惑星の物理的特性と小惑星表面への地球の影響の測定に関する情報が得られる可能性があります。この作品では、アポフィスの表面と近くのダイナミクスを分析しました。2029年の遭遇が地表と環境の近くに及ぼす可能性のある影響も分析されます。密度が均一な340メートルの多面体（1.29g$\cdot$cm$^{-3}$、2.2g$\cdot$cm$^{-3}$、3.5g$\cdot$cm$^）を検討します。{-3}$）。傾斜角と、接近中に発生する変動が計算されます。このような変動は、シミュレーションで低密度を使用すると4$^{\circ}$に達し、密度が高いと2$^{\circ}$に達します。ゼロ速度曲線、平衡点、およびそれらのトポロジー分類が取得されます。4つの外部平衡点が見つかり、そのうちの2つは線形的に安定しています。また、アポフィスの不規則な重力場と摂動の2つの追加シナリオ、つまり太陽放射圧と接近中の地球の摂動を考慮して、小惑星を周回する物体の数値シミュレーションを実行します。小惑星の近くでは放射圧が重要な役割を果たしており、積分時にはcmサイズの粒子しか生き残れませんでした。2.2g$\cdot$cm$^{-3}$および3.5g$\cdot$cm$^{-3}$の密度の場合、半径5cmの粒子の領域は、シミュレーションの30年間存続しました。1.29g$\cdot$cm$^{-3}$、半径15cmの粒子のみが生き残った。近接エンカウンター効果を追加すると、放出と衝突は約30〜50倍大きくなりますが、パーティクルの約56〜59％はエンカウンターを生き延びます。
TESS周連星系TOI-1338とTIC-172900988のダイナミクスと居住性
最近、2つの周連星惑星がTESSによって発見されました。この研究の主な目的は、発見された周連星に加えて、システムの居住可能ゾーン内に地球のような惑星を持つことが可能かどうかを調査することです。地球質量惑星がそこに存在できるかどうかを確認するために、2つのハビタブルゾーンの全範囲にわたって数値シミュレーションを実行します。どちらのシステムも、ハビタブルゾーンで追加の惑星をホストできるようです。私たちは動的に情報を与えられたハビタブルゾーンを構築し、ハビタブルゾーンの大部分は、その軌道の進化がどうであろうと、惑星がその表面に液体の水を保持するのに適している可能性があることを発見しました。さらに、2つのシステムのハビタブルゾーンで地球のような惑星を検出する可能性を調査します。両方のシステムで、そのような惑星が存在する場合、視線速度と位置天文学の信号は、現在の機器で検出するにはかなり小さいことがわかります。既存の惑星の動的進化についてもいくつかの議論がなされています。
WASP-12bは、潮汐散逸に起因する高速軌道減衰が観測されているため、そのクラスのホットジュピターの惑星の中で際立っています。公転周期の測定レートは$\stackrel{\bf\centerdot}{\textstyle{P}}_{\rmorb}\、=\、-\、29\pm3\;\mbox{ms/yr}\;$=$\;（9.2\pm1.0）\times10^{-10}\;\mbox{s/s}$。これまでの文献では、この高率を説明するすべての試みは、軌道の進化が星の潮汐によって支配されているという仮定に基づいていました。黄色い矮星の修正された潮汐品質係数は、そのような崩壊率を保証するには不十分であるため、星は実際には準巨星である可能性があるという仮説が提唱されました。Gaiaミッションの最新データを使用して、WASP-12の質量を$1.28\、{M_{Sun}}$と推定し、メインシーケンスから進化するのに少なくとも$600〜\mbox{Myr}$かかることを指摘します。惑星の推定される動的寿命の約20倍である現在の状態に。以前の研究では、惑星の回転の同期の可能性と推定される高品質係数のために、それが無視できると仮定して、惑星の潮汐散逸を無視していました。木星と土星の最近の位置天文の結果に照らして、この仮定を批判的に再評価し、周波数に依存する潮汐散逸のより高度な理論も採用しています。木星や土星のように、WASP-12bがしっかりしたコアを持っていると仮定すると、観測された軌道減衰は惑星の潮汐によって十分に説明されていることがわかります。観測された軌道減衰と上界と下界の離心率から、修正された品質係数の正確な値を計算します。これは、木星の離心率とほぼ正確に一致します。
原始惑星系円盤と周惑星円盤のダスト成分の自己無撞着モデリング：PDS70の場合
| Title |
Self-consistent_modelling_of_the_dust_component_in_protoplanetary_and_circumplanetary_disks:_the_case_of_PDS_70 |
| Authors |
B._Portilla-Revelo,_I._Kamp,_Ch._Rab,_E._F._van_Dishoeck,_M._Keppler,_M._Min,_G.A._Muro-Arena |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08648 |
若い恒星状天体を直接観測することは、確立された惑星形成の理論をテストするために重要です。PDS70は、確固たる証拠が遷移ディスクのギャップ内に2つの惑星質量コンパニオンの存在を支持する数少ないケースの1つです。これらの惑星は、原始惑星円盤からの降着の最終段階を経ていると考えられています。このプロセスは、周惑星円盤（CPD）によって媒介される可能性があります。PDS70システムのダスト成分の3次元放射伝達モデルを開発することを目指しています。これは、2つの異なる波長（855$\mu\、\mathrm{m}$、ALMAおよび1.25$\mu）で観測されたシステムのグローバルな特徴を再現します。\、\mathrm{m}$とVLT/SPHERE。このモデルを使用して、惑星コンパニオンPDS70cとその潜在的な周惑星円盤の物理的特性を調査します。惑星の物理的性質とCPDの初期値は、オブジェクトの性質と進化段階に関する適切な仮定を通じて選択します。モデルから取得した予測が両方のデータセットと一致するまで、原始惑星系円盤のプロパティを繰り返し変更します。サブミリ波と偏光散乱光で見られるPDS70システムのグローバルな機能を共同で説明するモデルを提供します。私たちのモデルは、ダスト粒子の空間的分離が原始惑星系円盤に存在することを示唆しています。PDS70cソースのサブミリ波モデリングは、光学的に厚いCPDの存在を優先し、そのダスト質量の上限を0.7$M_\oplus$にします。さらに、CPDの熱構造の分析は、惑星の光度が惑星から0.6au内のダスト粒子の支配的な加熱メカニズムであり、恒星光子による加熱がより大きな平面中心距離で支配的であることを示しています。
TESSを使用したV1298Tau：V1298 Tau eの2回目のトランジットからのエフェメライド、半径、および期間の制約を更新しました
| Title |
V1298_Tau_with_TESS:_Updated_Ephemerides,_Radii,_and_Period_Constraints_from_a_Second_Transit_of_V1298_Tau_e |
| Authors |
Adina_D._Feinstein,_Trevor_J._David,_Benjamin_T._Montet,_Daniel_Foreman-Mackey,_John_H._Livingston,_Andrew_W._Mann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08660 |
V1298Tauは、0.5〜0.9R$_J$のサイズの4つの通過する太陽系外惑星をホストする、若い（20〜30Myr）太陽系外惑星です。システムの若さを考えると、それは同じ恒星環境の異なる分離での惑星半径の進化を理解するユニークな機会を提供します。V1298タウは、6年前のK2キャンペーン4で最初に観測されました。現在、V1298タウは、NASAのトランジット系外惑星探査衛星（TESS）の拡張ミッション中に再観測されました。ここでは、10分間のTESSフルフレーム画像からのV1298タウの新しい測光観測を紹介します。TESSデータを使用して、V1298Taubcdeの天体暦を更新し、新しく観測された半径をK2光度曲線から得られた半径と比較して、1-2$\sigma$の赤いTESSバンドパスでV1298Taubcdの浅いトランジットを見つけます。レベル。半径の違いは、星黒点交差イベントまたはV1298タウと同じピクセル上の近くのかすかな星からの汚染によるものと思われます。さらに、V1298Taueの2回目の通過をキャッチし、数年離れて観測された2回の通過から惑星の周期の周縁化された事後確率を導出するための新しい方法を提示します。V1298Taueの最も高い確率期間はV1298Taubとほぼ2：1の平均運動共振にあり、確認された場合、V1298Taubcdeを4惑星共鳴チェーンにすることができます。V1298タウは、いくつかの進行中および将来の観測のターゲットです。これらの更新された天体暦は、将来のトランジット観測をスケジュールし、将来のドップラー断層撮影または透過分光信号を解釈するために重要になります。
銀河系外の過渡現象とそれらのホスト銀河の特性のリンク：過渡的なサンプル、多波長のホストの識別、およびデータベースの構築
| Title |
Linking_Extragalactic_Transients_and_their_Host_Galaxy_Properties:_Transient_Sample,_Multi-Wavelength_Host_Identification,_and_Database_Construction |
| Authors |
Yu-Jing_Qin,_Ann_Zabludoff,_Marina_Kisley,_Yuantian_Liu,_Iair_Arcavi,_Kobus_Barnard,_Peter_Behroozi,_K._Decker_French,_Curtis_McCully,_Nirav_Merchant |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08016 |
特定の特性を持つホスト銀河の一時的なタイプの好みを理解することは、一時的な物理学と銀河の進化の研究、およびLSST時代の一時的な識別と分類の鍵となります。ここでは、銀河系外の過渡現象（超新星、潮汐破壊現象、ガンマ線バースト、その他のまれな事象）とそれらのホスト銀河特性の付加価値データベースについて説明します。報告されたイベントの座標、赤方偏移、およびホスト銀河（わかっている場合）に基づいて、さまざまな付加価値または調査カタログでホスト銀河または最も可能性の高いホスト候補を相互識別し、既存の測光、分光、および派生した物理的特性をコンパイルしますこれらのカタログのホスト銀河の。この新しいデータベースは、遠紫外線から中赤外線までの測光測定をカバーしています。分光測定と導出された物理的特性は、ホストのより小さなサブセットでも利用できます。36333の固有のイベントについては、ホスト名を使用して13753のホスト銀河を相互識別し、さらにホスト座標を使用して4480を識別しました。既知のホストを持つものに加えて、新しく識別されたホスト候補を持つ18100のトランジェントがあります。この大規模なデータベースにより、一時的なアラートフィルタリングへのパスや、ホストのプロパティに基づく確率的な分類など、ホストへの一時的な接続の調査が可能になります。
遠赤外線およびサブミリ円偏波について
星間塵の粒子はしばしば整列しています。粒子配列の方向が視線に沿って変化する場合、熱放射は円偏光になります。拡散星間物質では、遠赤外線とサブミリ波の波長での円偏光は非常に小さく、おそらく測定できないと予測されています。ただし、円偏光は、赤外暗黒雲や原始惑星系円盤で検出可能なレベルに達する可能性があります。円偏光の測定は、赤外暗黒雲の磁場の構造を制約するのに役立つ可能性があり、原始惑星系円盤の粒子配列に関与するメカニズムに光を当てる可能性があります。
大規模な星形成領域における6.7GHzのメタノールメーザー分極のEVN観測。 V.フラックス制限サンプルの完成
| Title |
EVN_observations_of_6.7_GHz_methanol_maser_polarization_in_massive_star-forming_regions._V._Completion_of_the_flux-limited_sample |
| Authors |
G._Surcis,_W.H.T._Vlemmings,_H.J._van_Langevelde,_B._Hutawarakorn_Kramer,_A._Bartkiewicz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08023 |
大規模なYSOで分子の流出を開始する際の磁場の役割は、理論的な議論によって説得力を持って実証されていますが、観察上、磁力線と分子の流出との整合についてはまだ議論が続いています。磁場と流出が整列しているかどうかを判断するために、大規模な星形成領域（MSFR）のサンプルの周りの質量分解能で磁場の方向の測定を完了することを目指しています。2012年には、EVNを使用した大規模なVLBIキャンペーンを開始し、6.7GHzCH3OHメーザーの偏光放射を分析することにより、31個のMSFRのサンプル（フラックス制限サンプル）に対する磁場の向きと強度を測定しました。シリーズのこれまでの論文では、サンプルの80％を紹介しました。ここでは、フラックス制限サンプルの最後の5つのMSFRに向けた6.7GHzCH3OHメーザーの直線および円偏波放射を報告します。ソースは、G30.70-0.07、G30.76-0.05、G31.28+0.06、G32.03+0.06、およびG69.52-0.97です。合計209のメーザーが検出され、そのうち15％が直線偏光放射（0.07％-16.7％）を示し、2％が円偏光放射（0.2％-4.2％）を示しています。ゼーマン分裂は、G30.70-0.07、G32.03+0.06、およびG69.52-0.97に向かって測定されました。フラックス制限サンプル全体の統計分析は、観測が3D磁場方向と流出軸の差の二峰性分布と一致しており、磁場方向の半分が垂直で、残りの半分が平行であることを示しています。流出。さらに、6.7GHzCH3OHメーザーの直線偏光と円偏光の割合の標準値はそれぞれPl=1.0％-2.5％とPv=0.5％-0.75％であると判断しました。典型的なゼーマン分裂は、0.5m/sから2.0m/sの範囲にあることがわかりました。これは、F=3->4が最も好ましい超微細遷移である場合、9mG<$|B_{||}|$<40mGに対応します。
天の川のフォトアストロメトリック垂直トレーサー密度I：方法
| Title |
The_Photo-Astrometric_Vertical_Tracer_Density_of_the_Milky_Way_I:_The_Method |
| Authors |
Andrew_Everall,_N._Wyn_Evans,_Vasily_Belokurov,_Douglas_Boubert_and_Robert_J._J._Grand |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08042 |
この方法をガイアカタログに適用する目的で、ポアソン尤度関数を使用して天の川の星の垂直分布を推測する方法を紹介します。サンプル選択関数と視差測定の不確かさを説明する方法を示します。私たちの方法は、2つの指数ディスクとべき乗則ハロープロファイルを持つモデルから抽出されたシミュレートされたサンプルに対して検証されます。模擬ガイアサンプルは、ガイア位置天文学選択関数を使用して生成されますが、現実的な視差の不確実性は、ガイア位置天文拡散関数から抽出されます。サンプルの生成に使用された入力パラメーターを再発見するために、モデルはモックに適合します。入力パラメータを統計的不確実性の範囲内に正確に適合させる事後分布を回復し、この方法の有効性を示します。GUMS合成天の川カタログを使用すると、ハローパラメーターの適合は、過度に単純化されたモデルによって大きくバイアスされる可能性があることがわかりますが、薄いディスクと厚いディスクへの適合は大きな影響を受けません。この方法をコンパニオンペーパーのGaiaEarlyDataRelease3に適用し、モデルの過度の単純化によって導入された体系的な不確実性も定量化します。
ミルキーウェイIIのフォトアストロメトリック垂直トレーサー密度：ガイアからの結果
| Title |
The_Photo-Astrometric_Vertical_Tracer_Density_of_the_Milky_Way_II:_Results_from_Gaia |
| Authors |
Andrew_Everall,_Vasily_Belokurov,_N._Wyn_Evans,_Douglas_Boubert_and_Robert_J._J._Grand |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08043 |
ガイア測光と位置天文学を使用して、太陽半径での天の川の垂直空間構造を推定し、サンプルの不完全性（選択関数）と視差測定の不確実性を正式に説明します。私たちの結果は、ガイアデータの力を示す印象的な精度を示しています。ただし、系統的なエラーがパラメータ値の不確実性を支配します。私たちは、すべての体系的な不確実性の影響を徹底的にテストし、定量化します。垂直トレーサー密度は、薄いディスクと厚いディスクの2つの指数プロファイルの合計として、恒星のハローの球対称のべき乗則とともにモデル化されます。薄い円盤のスケールの高さを${h_\mathrm{Tn}=260\pm3\、（\mathrm{stat}）\pm26\、\mathrm{pc}\、（\mathrm{sys}）}として制限します。$およびシックディスク${h_\mathrm{Tk}=693\pm7\、（\mathrm{stat}）\pm121\、\mathrm{pc}\、（\mathrm{sys}）}$。ハローの場合、$n_\mathrm{H}=3.543\pm0.023\、（\mathrm{stat}）\pm0.259\、（\mathrm{sys}）$でべき乗則プロファイルを取得します。${\rho_\mathrm{local}^*=3.66\pm0.03\、（\mathrm{stat}）\pm0.52\times10^{-2の非コンパクトオブジェクト星の局所恒星質量密度を推測します}\、\mathrm{M}_\odot/\mathrm{pc}^3\、（\mathrm{sys}）}$および${\Sigma_\mathrm{local}^*=23.17\pm0の面密度。08\、（\mathrm{stat}）\pm2.43\、\mathrm{M}_\odot/\mathrm{pc}^2\、（\mathrm{sys}）}$。ディスクの上下に非対称性があり、北ではディスクスケールの高さが長くなりますが、南では$\lesssim10$パーセントレベルでハローが平らになります。
局所分子雲のケニカット-シュミット関係に及ぼす視角の影響
| Title |
The_effect_of_viewing_angle_on_the_Kennicutt-Schmidt_relation_of_the_local_molecular_clouds |
| Authors |
Jouni_Kainulainen,_Sara_Rezaei_Kh.,_Andri_Spilker,_Jan_Orkisz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08072 |
ガイア計画は、太陽近傍の分子雲の3次元（3D）構造に対する前例のないビューを提供します。投影された雲の面積と質量、したがってケニカットとシュミットの関係（KS関係）が視角にどのように依存するかを調べます。文献の3Dダスト分布データを使用して、太陽から400pc以内の9つの雲の投影面積と質量の確率分布を導き出します。視角は、個々の雲の観測領域と質量に劇的な影響を与える可能性があることがわかります。面積と質量の同時確率分布は強く相関しており、比較的平坦であり、複数のピークを示す可能性があります。分布の典型的な範囲と50％の四分位数は、それぞれ中央値の約100〜200％と20〜80％であり、すべての個々の雲にとって視角効果が重要になります。クラウドエリアを定義するために使用されるしきい値も重要です。私たちの分析は、雲がより小さなしきい値（より大きなスケール）でより異方性になることを示唆しています。平均して、空の平面と正面の投影の面積と質量は、大きなばらつきはあるものの、一致しています。これは、面積と質量のサンプル平均が視角の影響を比較的受けていないことを示唆しています。これは、銀河系外データと銀河系データの比較を容易にするために重要です。最終的に、私たちの結果は、KS関係における雲の位置が、自明ではない方法で視角によって影響を受けることを示しています。ただし、サンプル全体のKS関係は、これらの影響の影響を強く受けません。これは、面積と質量の共分散により、観測された平均カラム密度が比較的一定に保たれるためです。
Polstarによる紫外線分光偏光測定：星間物質科学
| Title |
Ultraviolet_Spectropolarimetry_with_Polstar:_Interstellar_Medium_Science |
| Authors |
B-G_Andersson,_Geoffrey_C._Clayton,_Kirstin_D._Doney,_Thiem_Hoang,_Antonio_Mario_Magalhaes,_Georgia_V._Panopoulou,_Huirong_Yan,_Paul_A._Scowen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08079 |
UVからマイクロ波までの範囲での連続偏光は、非対称の整列したダスト粒子によるダイクロイック消光（または発光）によるものです。粒子配列と散乱物理学の両方のために、偏光の波長依存性は、一般に、整列した粒子のサイズをトレースします。したがって、紫外線（UV）偏光測定は、最小のダスト粒子（直径$<0.09\mu$m）、それらの鉱物学、および環境との相互作用の独自のプローブを提供します。しかし、星間UV偏光の現在の観測状況は非常に貧弱で、探査された視線は30本未満です。現代的で定量的で十分にテストされた星間粒子配列の理論が利用可能になり、天の川のISMとその近くでUV偏光の体系的な研究を実行することにより、星間物質の理解を深める機会があります。銀河。Polstarミッションは、そのようなプログラムを実行するために必要な感度と観測時間を提供し、サイズと場所、放射および磁場特性の関数としてのダスト組成の問題に対処し、2175\AA\のキャリアを明らかにします。消滅機能。さらに、高分解能UVライン分光法を使用して、Polstarは、整列した原子とイオンの整列と分極を検索してプローブします。これは、拡散ISMの磁場の潜在的に強力な新しいプローブである「基底状態整列」と呼ばれます。
GLEAMJ0917-0012の性質と赤方偏移の可能性
| Title |
The_Nature_and_Likely_Redshift_of_GLEAM_J0917-0012 |
| Authors |
Guillaume_Drouart,_Nick_Seymour,_Jess_W._Broderick,_Jos\'e_Afonso,_Rajan_Chhetri,_Carlos_De_Breuck,_Bjorn_Emonts,_Tim_J._Galvin,_Matthew_D._Lehnert,_John_Morgan,_Daniel_Stern,_Jo\"el_Vernet,_Nigel_Wright |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08103 |
以前、銀河系および銀河系外の全天マーチソン広視野アレイ（GLEAM）調査から選択された、z=10.15での電波銀河の推定検出を報告しました。このソースの赤方偏移であるGLEAMJ0917-0012は、アタカマ大型ミリ波アレイ（ALMA）で観測された3つの弱く検出された分子輝線に基づいていました。この結果を確認するために、ALMAとKarlJansky超大型干渉電波望遠鏡（VLA）を使用して詳細な分光学的追跡観測を実施しました。ALMA観測は、バンド3（84-115GHz）で以前に報告されたものと同じCOラインを対象とし、VLAは、Qバンド（41および44GHz）。どちらの観測も輝線を検出しなかったため、元の解釈のサポートが削除されました。HyperSuprime-Cam調査、WISE、ハーシェル宇宙天文台からの公開されている光学データ、および10GHz未満の偏光と162MHzの惑星間シンチレーション観測を追加して、GLEAMJ0917-0012の物理的および観測特性をモデル化します。赤方偏移の機能。これらの予測と観測関係をデータと比較すると、その性質と距離を制限することができます。GLEAMJ0917-0012がz<3にある場合、それは非常に異常な性質を持っており、より可能性の高い解決策は、ソースがz=7より上にあることであると主張します。
| Title |
The_GLEAMing_of_the_First_Supermassive_Black_Holes |
| Authors |
Guillaume_Drouart,_Nick_Seymour,_Tim_J._Galvin,_Jose_Afonso,_Joseph_R._Callingham,_Carlos_De_Breuck,_Melanie_Johnston-Hollitt,_Anna_Kapi\'nska,_Matthew_D._Lehnert,_Jo\"el_Vernet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08104 |
エポックの終わりに向けて強力な（$L_{\rm500\、MHz}>10^{27}\、$WHz$^{-1}$）電波銀河を特定するための新しい選択手法の結果を示します。再イオン化。私たちの方法は、最低周波数（$\sim100\、$MHz）で電波スペクトルの曲率を示す明るい電波源の選択と、高赤方偏移銀河の$K-$bandの従来の微弱さを組み合わせたものに基づいています。この手法は、銀河系および銀河系外の全天マーチソン広視野アレイ（GLEAM）調査のおかげでのみ可能であり、70〜230ドル、MHzの範囲で20回のフラックス測定が可能です。このパイロットプロジェクトでは、GAMA09フィールドに焦点を当てて、手法を示します。超大型望遠鏡、オーストラリア望遠鏡コンパクトアレイ、アタカマ大型ミリ波アレイ（ALMA）を使用したフォローアップキャンペーンの結果を提示して、ホスト銀河の位置を特定し、その赤方偏移を決定します。私たちの4つの候補高赤方偏移ソースのうち、$1<z<3$の範囲で2つの強力な電波銀河を見つけ、1つを$z=5.55$で確認し、非常に暫定的な$z=10.15$候補を提示します。それらの近赤外線および電波特性は、$1<z<5$の強力な電波銀河に非常に類似した巨大な銀河によってホストされている、最も電波の明るい天体のいくつかを優先的に選択していることを示しています。$z>5.5$で強力な電波銀河を見つけるための新しい選択とフォローアップ手法は、$25-50\％$の成功率が高いです。
ハーシェルフィラメントの幅は距離によって異なります
| Title |
The_width_of_Herschel_filaments_varies_with_distance |
| Authors |
G._V._Panopoulou,_S._E._Clark,_A._Hacar,_F._Heitsch,_J._Kainulainen,_E._Ntormousi,_D._Seifried,_R._J._Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08125 |
コンテキスト：近くの分子雲のフィラメント構造は、ダスト放出で観察されるように、0.1pcの特徴的な幅を示すことがわかっています。この普遍的な幅の起源を理解することは、分子雲構造と星形成の初期段階の研究において中心的な重要性のトピックになっています。目的：ハーシェルグールドベルト調査から以前に公開された結果を使用して、フィラメントの回復された幅が観察者からの距離にどのように依存するかを調査します。方法：3D減光マッピングとガイアに基づく最近の結果を使用して、ハーシェルで観測された近くの分子雲までの距離に関する最新の推定値を取得します。フィラメントを単一の集団として扱うのではなく、個々の雲からのフィラメントの幅を個別に調べます。これらのクラウドごとのフィラメント幅を使用して、以前に公開された研究のクラウド間の変動の兆候を検索します。結果：雲ごとの平均フィラメント幅と距離の有意な依存性が見つかりました。近くの雲の平均フィラメント幅の分布は、遠くの雲の分布と互換性がありません。雲ごとの平均幅は、ビームサイズの約4〜5倍の距離に比例します。おうし座分子雲のハーシェル画像でフィラメントプロファイルの収束研究を実行することにより、解像度の影響を調べます。解像度は、観測された距離の範囲で放射状プロファイルの形状に深刻な影響を与える可能性があることがわかりました。結論：データはフィラメントの普遍的な特徴的な幅である0.1pcと矛盾していると結論付けます。
反射星雲NGC1333におけるPAH放射の空間的変動の特徴づけ
| Title |
Characterizing_Spatial_Variations_of_PAH_Emission_in_the_Reflection_Nebula_NGC_1333 |
| Authors |
C._Knight,_E._Peeters,_M._Wolfire,_D.J._Stock |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08139 |
多環芳香族炭化水素に起因する3.3、6.2、7.7、8.6、および11.2$\mu$mの赤外線放射特性は、相対強度、形状、およびピーク位置の変動を示します。これらの変動は、強いPAH放出が発生する光解離領域（PDR）の物理的条件に依存しますが、それらの関係はまだ完全に定量化されていません。開口部と空間分解能が一致する観測を使用して、PAH種の環境に対する応答をより適切に較正することを目指しています。ガス冷却線[OI]63、146$\mu$mおよび[CII]158の成層圏赤外線天文台（SOFIA）に搭載されたフィールドイメージング遠赤外線線分光計（FIFI-LS）からの観測結果を示します。反射星雲NGC1333で$\mu$mを取得し、ハーシェルに搭載されている光検出器アレイカメラおよび分光計（PACS）からのアーカイブダスト連続観測を使用します。PDRモデリングを使用して物理的条件を導き出し、スピッツァーに搭載された赤外線分光計（IRS）で観察されたPAH発光の特性と比較します。さまざまなPAHスペクトルコンポーネントの明確な空間特性を見つけます。イオンバンド（6.2、7.7、8.6、および11.0）と7〜9$\mu$mの放出は、複数のPAHサブポピュレーションによるものであり、プラトーは上部にある特徴とは異なると結論付けています。6〜9ドルのPAH放出は、照射されたPDRと拡散した周辺部の間で挙動に大きな変化を示し、これらのバンドが異なる分子特性を持つ複数のPAH亜集団から生じることを確認しています。PAH比とFUV放射場の強さの間には複数の有望な関係がありますが、PAHイオン化パラメータとの明確な相関関係はありません。
VVV調査による銀河バルジの19個の球状星団候補の検査
| Title |
Inspection_of_19_globular_cluster_candidates_in_the_Galactic_bulge_with_the_VVV_survey |
| Authors |
E._R._Garro,_D._Minniti,_M._G\'omez,_J._Alonso-Garc\'ia,_V._Ripepi,_J._G._Fern\'andez-Trincado,_and_F._Vivanco_C\'adiz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08317 |
天の川（MW）の球状星団（GC）の国勢調査はまだ進行中です。ViaL\'acteaSurvey（VVV）データベースのVISTA変数を使用して、近赤外での色-マグニチュード図（CMD）の分析に基づいて、銀河バルジの19の新しいGC候補の性質を調査します。それらの主な天体物理学的パラメーターを推定します：赤化と絶滅、距離、全光度、平均クラスター固有運動（PM）、金属量と年齢。VIRAC2からのベクトルPMダイアグラムに基づいて、観測されたCMDに除染手順を適用することにより、可能性のあるクラスターメンバーを含むクラスターカタログを取得します。バルジ領域で予想されるように、サンプルクラスターの$0.25\leqslantE（J-K_s）\leqslant2.0$magと絶滅$0.11\leqslantA_{Ks}\leqslant0.86$magの広い赤化範囲を推定します。地動説の距離の範囲は$6.8\leqslantD\leqslant11.4$kpcです。これにより、$R_{\odot}=8.2$kpcと仮定して、これらのクラスターを銀河中心から0.56〜3.25kpcの間に配置できます。また、それらのPMは、異なるPMを示すVVV-CL160を除いて、銀河バルジの典型的な動きと運動学的に類似しています。また、それらの金属量と年齢を導き出し、それぞれ$-1.40\leqslant$[Fe/H]$\leqslant0.0$dexと$t\upperx8-13$Gyrを見つけます。光度は$K_{s}-$とVバンドの両方で計算され、$-3.4\leqslantM_V\leqslant-7.5$を回復します。また、クラスターフィールドで見つかった可能性のあるRRLyraeメンバーを調べます。それらの位置、運動学、金属量、年齢に基づいて、結果を文献と比較すると、9つの候補が実際のGCであり、7つがGCとして完全に確認されるためにさらに観測が必要であるのに対し、3つの候補は若い散開星団であるために破棄されます。
ELAIS-North 1フィールドの深いuGMRT観測：無線の統計的特性-$ z \ sim $ 2までの赤外線関係
| Title |
Deep_uGMRT_observations_of_the_ELAIS-North_1_field:_statistical_properties_of_radio--infrared_relations_up_to_$z_\sim$2 |
| Authors |
Akriti_Sinha,_Aritra_Basu,_Abhirup_Datta,_Arnab_Chakraborty |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08336 |
かすかな銀河系外の放射源からの電波放射は、星形成銀河（SFG）と活動銀河核（AGN）の宇宙進化の研究を大幅に改善します。ここでは、300〜500MHzの周波数範囲で深いuGMRT観測を使用して、ELAIS-N1フィールドのかすかな光源を調べ、1.8度$^2$の領域をカバーし、感度は$15\mu$Jyビーム$^{-1}$。赤外線の多数の多波長帯域データと光学の分光法を使用して、ソースをSFGとAGNとして大まかに分類し、赤方偏移$z=$2までの無線-赤外線関係の統計的特性を$kで調べます。$-観測されたデータをレストフレームに修正します。それぞれ24および$70\mu$m、$q_{\rm24\mum}$および$q_{\rm70\mum}$での単色$q$パラメーター、およびボロメータの赤方偏移の変動を調べます。8〜$1000\mu$mの赤外線スペクトルを統合した後の$q_{\rmTIR}$。私たちの研究では、$q_{24\mum}$は、中赤外波長でのフラックス制限サンプルのダスト温度（$T_{\rmdust}$）の上昇によって引き起こされる$z$とともに増加することがわかりました。$q_{\rm70\mum}$と$q_{\rmTIR}$は、サンプルの$T_{\rmdust}$の変動の影響をほとんど受けず、$z$が$q_として与えられると穏やかな減少を示します。{\rm70\mum}=（2.34\pm0.03）（1+z）^{-0.13\pm0.03}$および$q_{\rmTIR}=（2.60\pm0.03）（1+z）^{-0.11\pm0.02}$。1.4GHz（$L_{\rm1.4GHz}$）での電波光度と、$24\mu$m（$L_{\rm24\mum}$）および$70\muでの単色赤外線光度との間に密接な相関関係が見られます。$m（$L_{\rm70\mum}$）、および$z=2$までのSFGの散乱が2倍未満のボロメータ赤外線光度（$L_{\rmTIR}$）。すべての無線と赤外線の関係には、有意な非線形の傾きがあります。このような非線形性により、$q$パラメータが赤方偏移によって変化する可能性があり、無線と赤外線の関係の進化を研究するためにそれらを使用することは複雑になります。
プランクデータを使用して、近くの渦巻銀河のハロー回転を確認する
| Title |
Seeing_the_halo_rotation_of_nearby_spiral_galaxies_using_Planck_data |
| Authors |
Noraiz_Tahir,_Francesco_De_Paolis,_Asghar_Qadir,_Achille_A._Nucita |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08373 |
銀河ハローの回転は魅力的なトピックであり、まだ対処されるのを待っています。Planckのデータは、M31、NGC5128、M33、M81、M82などのいくつかの近くの銀河のハローに対する温度の非対称性の存在を示しています。ただし、この非対称性の原因は未解決の問題です。観測された効果を説明する可能性は、銀河ハローに存在する「冷たいガス雲」の存在に依存しています。これは、いわゆる失われたバリオン問題への答えかもしれません。ここでは、動的質量とプランクデータの両方を使用して、いくつかの近くの渦巻銀河のハローの回転速度の上限を推定する手法を紹介します。
MeerKLASSパイロットデータからの拡散銀河シンクロトロンスペクトルインデックスと曲率の測定
| Title |
Measurements_of_the_diffuse_Galactic_synchrotron_spectral_index_and_curvature_from_MeerKLASS_pilot_data |
| Authors |
Melis_O._Irfan,_Philip_Bull,_Mario_G._Santos,_Jingying_Wang,_Keith_Grainge,_Yichao_Li,_Isabella_P._Carucci,_Marta_Spinelli_and_Steven_Cunnington |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08517 |
21cmの強度マッピング実験により、$\sim100$MHz$-1$GHz体制で高スペクトル分解能の観測データが流入しています。MeerKATからのパイロット$971-1075$MHzデータをシングルディッシュモードで使用します。これは、今後のMeerKLASS調査のキャリブレーションとデータ削減スキームのテストに最近使用され、$145^{\内の1GHz未満の拡散放射光のスペクトルインデックスを調査します。circ}<\alpha<180^{\circ}$、$-1^{\circ}<\delta<8^{\circ}$。OVROLongWavelengthArrayとMaipuおよびMUの調査のデータとの比較により、45〜1055MHzの平均スペクトルインデックスは$-2.75<\beta<-2.71$であることがわかります。$\beta+c\、{\rm{ln}}（\nu/73〜{\rmMHz}）$の形式のスペクトルインデックスでスペクトル曲率をフィッティングすることにより、$\beta=-2.55\pmを測定します。ターゲットフィールド内で0.13$および$c=-0.12\pm0.05$。私たちの結果は、ARCADE2やEDGESなどの実験からの既存の測定値とよく一致しています（$1\sigma$以内）。これらの結果は、現在のデータのキャリブレーション精度を示しており、MeerKLASSが星間物質を探査するという二次的な科学目標を達成することもできることを示しています。
完全性修正方法の定量的評価と多用途のシミュレーションコードの公開
| Title |
A_quantitative_assessment_of_completeness_correction_methods_and_public_release_of_a_versatile_simulation_code |
| Authors |
Nicha_Leethochawalit,_Michele_Trenti,_Takahiro_Morishita,_Guido_Roberts-Borsani,_Tommaso_Treu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08528 |
正確な完全性関数を持つことは、再電離の時代にまでさかのぼって、レストフレームの紫外線光度関数（UVLF）を決定するために重要です。ほとんどの研究では、注入回復シミュレーションを使用して完全性関数を決定しています。概念的には似ていますが、公開されているアプローチには、完全性関数の定義に微妙ですが重要な違いがあります。その結果、UVLFを決定するためのさまざまな方法が実装されています。一連の模擬観測を使用して既存の方法の利点と制限について説明し、同じセットのハッブルレガシーフィールド（HLF）画像に適用した場合の方法を比較します。すべての模擬観測の下で最も堅牢な方法は、入力と出力の両方の大きさの関数として完全性を定義する方法であることがわかります。入力または出力の大きさの関数としてのみ完全性を考慮する他の方法は、測光散乱および/または急峻な光度関数の存在下で制限を受ける可能性があります。特に、フラックス散乱が>0.2等の場合、UVLFの明るい端のバイアスは、レンズ倍率バイアスなどの他の系統的効果と同等です。HLF画像でテストした場合、すべての方法で2シグマの信頼範囲内で一貫性のあるUVLFが生成されます。これは、文献のUVLFの不確実性が依然として少数の統計と宇宙分散によって支配されていることを示唆しています。この研究で使用された完全性シミュレーションコード（GLACiaR2）は、JamesWebbSpaceTelescopeから期待されるような将来のより高精度のデータセットを分析するためのツールとして、この論文とともに公開されています。
降着するC原子とCO分子の水素化-暗くて半透明の雲の条件下でのケテンとアセトアルデヒドの形成のシミュレーション
| Title |
Hydrogenation_of_accreting_C-atoms_and_CO_molecules_--_simulating_ketene_and_acetaldehyde_formation_under_dark_and_translucent_cloud_conditions |
| Authors |
Gleb_Fedoseev,_Danna_Qasim,_Ko-Ju_Chuang,_Sergio_Ioppolo,_Thanja_Lamberts,_Ewine_F._van_Dishoeck,_Harold_Linnartz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08548 |
単純および複雑な有機分子（COM）は、星と惑星の形成のさまざまな段階に沿って観察され、暗くて半透明の雲などの星の前の環境で正常に識別されています。しかし、星形成の初期段階での有機分子形成の全体像は完全ではなく、重要な理由は、星間粒子の氷の表面での炭素原子の付加反応をシミュレートする特定の実験室実験がないことです。ここでは、CO分子とC原子およびH原子が、進行中の「H$_2$Oリッチ」氷マントルの形成を模倣した10K表面にH$_2$O分子と共堆積する実験を示します。。C原子に影響を与え、その結果生じる氷成分との表面反応の影響をシミュレートするために、UHV極低温セットアップであるSURFRESIDE$^3$に実装された特殊なC原子ビーム源が使用されます。固体状態でのケテン（CH$_2$CO）の形成は、反射吸収IR分光法によって「その場で」観察されます。ケテンの形成をさらに検証するために、C$^1$$^8$OおよびD同位体標識実験が実行されます。データ分析は、CH$_2$COがCO分子へのC原子の付加と、それに続く形成された：CCOのケテンへの連続水素化によって形成されることをサポートしています。ケテンの効率的な形成は、文献で報告されているC+CO反応に活性化障壁がないことと一致しています。また、CH$_2$CO水素化の2つのCOM誘導体であるアセトアルデヒド（CH$_3$CHO）の形成とエタノール（CH$_3$CH$_2$OH）の形成の可能性についての実験的証拠について説明し、提供します。基礎となる反応ネットワークが提示され、派生経路の天体化学的意味が説明されています。
時間的および空間的相互相関によるAGNからのニュートリノ放出の追求
| Title |
Seeking_Neutrino_Emission_from_AGN_through_Temporal_and_Spatial_Cross_Correlation |
| Authors |
Cyril_Creque-Sarbinowski,_Marc_Kamionkowski,_and_Bei_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08012 |
活動銀河核（AGN）は、高エネルギー天体物理ニュートリノ（HEAN）の有望な供給源です。2022年の終わりまでに、ヴェラC.ルービン天文台（VRO）は、定期的かつ高いケイデンスで$\gtrsim1,000万AGNの観測を開始します。ここでは、さまざまな現在および今後のニュートリノ望遠鏡と連携して、AGNをHEANエミッターとして確立するためのVROの能力を評価します。そのために、任意の時点での任意のAGNからのニュートリノ光度が電磁光度に比例すると仮定します。次に、VRO光度曲線とIceCube、KM3NeT、およびBakail-GVDとの空間的および時間的相互相関を通じて、この割合を測定できる誤差を推定します。これらのAGNがHEANフラックスの$\sim10\％$のみに寄与している場合でも、HEANフラックスへの$\sim3\sigma$レベルでAGNの寄与を検出できる可能性があることがわかりました。この情報の大部分は空間相関から得られますが、時間情報によって感度が少し向上します。この結果は、信号対雑音比が高い角度相関が検出された場合、AGNの変動性とニュートリノの到着時間との相関を検出する可能性があることも示唆しています。ここでVROAGNサンプル全体にアクセスできると推定される小さなHEANの割合は、AGNのさまざまな亜集団に関する同様の分析を通じて、放出するAGNの特性に関する貴重な情報が得られる可能性があることを示唆しています。
衝突する風のバイナリにおける超新星：最初の年の観測的特徴
| Title |
Supernovae_in_colliding-wind_binaries:_observational_signatures_in_the_first_year |
| Authors |
Ond\v{r}ej_Pejcha,_Diego_Calder\'on,_Petr_Kurf\"urst |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08039 |
連星系でコア崩壊超新星が爆発すると、噴出物は、2つの星の恒星風が以前に衝突した過密な殻に遭遇する可能性があります。この作業では、初期のフラッシュイオン化の兆候から爆発後約1年までの時間スケールで、超新星の光度曲線に対するこのような相互作用の影響を調査します。軌道を回る連星系で衝突する風の殻のモデルを構築し、殻の厚さと密度の分析式を提供します。これは、風の運動量のさまざまな比率とさまざまなレジームを調べる3次元適応メッシュ細分化流体力学シミュレーションで較正します。放射冷却効率の。超新星噴出物と星周媒体との角度依存相互作用をモデル化し、現実的な冷却関数を使用して衝撃放射効率を推定します。放射された衝撃力は、質量比$q\gtrsim0.9$、風の質量損失率$\dot{M}\gtrsim10^{-4}M_\の二重赤色超巨星バイナリについてのみ、典型的なタイプIIP超新星の光度を超えることがわかります。odot\、\text{yr}^{-1}$、および約50〜1500AUの間隔。必要な$\dot{M}$は、$q$が小さいバイナリ、または風が速いプライマリの場合に増加します。崩壊するすべての大質量星の$\ll1\％$は、二元質量比と分離の条件を満たすと推定されます。衝突する風の殻による再結合の光度は、他の方法では摂動されない定速風の場合よりも最大で10倍高くなりますが、星に近い風の加速に関連する密度が高いほど、はるかに強い信号が得られます。
超大質量ブラックホール連星の降着におけるバーディーン-ペターソン効果：ディスク破壊と重大な傾斜
| Title |
The_Bardeen-Petterson_effect_in_accreting_supermassive_black-hole_binaries:_disc_breaking_and_critical_obliquity |
| Authors |
Rebecca_Nealon,_Enrico_Ragusa,_Davide_Gerosa,_Giovanni_Rosotti,_Riccardo_Barbieri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08065 |
ガスが豊富な環境での超大質量ブラックホール連星のインスピレーションは降着円盤の存在によって駆動され、粘性相互作用はブラックホールのスピンを円盤の軌道角運動量に合わせる傾向があります。最近の研究では、整列プロセスと、その結果として生じる周囲の歪んだ降着円盤の非線形進化を説明するための新しい反復アプローチが導入されました。彼らのモデルは、ブラックホールのスピンが完全な整列に達するか、ワープ方程式の解が存在しなくなる臨界傾斜角に達すると予測しました。この論文では、このクリティカル領域がディスク破壊現象に対応することを示します。この現象では、ディスクが2つ以上の個別のセクションに分割されます。3D流体力学シミュレーションを使用して、（i）半解析モデルの予測を復元し、（ii）ディスクが失敗、単一、および複数のブレークを示す、より豊富な現象論を明らかにします。さらに、臨界を超えて破損することに対してディスクを安定させることができるスパイラルアームなどの流体力学的効果を特定します。私たちの結果は、ディスクの破損が発生すると、ブラックホールとディスクの整列能力が損なわれ、場合によってはバイナリのインスピレーションとして妨げられることさえあることを示しています。
銀河団のガンマ線スペクトル特性：ミリ秒パルサー数の制約
| Title |
Gamma-ray_spectral_properties_of_the_Galactic_globular_clusters:_constraint_on_the_numbers_of_millisecond_pulsars |
| Authors |
Wei_Wu_(1),_Zhongxiang_Wang_(1,2),_Yi_Xing_(2),_Pengfei_Zhang_(1)_(1._Yunnan_University,_2._Shanghai_Astronomical_Observatory) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08153 |
フェルミガンマ線宇宙望遠鏡でこれまでに検出された30個の球状星団（GC）のガンマ線スペクトルを研究します。GCのガンマ線放出がに含まれるミリ秒パルサー（MSP）からのものであると仮定すると、GCのスペクトルを生成するモデルは、検出されたMSPサンプルのガンマ線特性に基づいて構築されます。GCのスペクトルをモデルに適合させ、そのうちの27については、MSPから発生することでそれらの発光を説明できます。他の3つ、NGC7078、2MS-GC01、およびTerzan1のスペクトルは、モデルに適合できません。これは、MSPの放射が最初の2つで支配的なものであってはならず、3番目の放射は固有のハードスペクトルを持っていることを示しています。。また、比較事例として、遭遇率が比較的高い6つの近くのGCを調査します。NGC6656の候補スペクトルは、1つのMSPのスペクトルに適合させることができ、その位置でのガンマ線源との関連の可能性をサポートします。他の5つは検出可能なガンマ線放出を持っていません。それらのスペクトル上限は、それらの中にある無線MSPの数と一致して、それらの中にほとんど$\leq1$MSPの制限を設定します。ガンマ線GCのMSPの推定数は、一般に、電波パルサーについて報告されている数よりも多く、現在明らかにされているものよりも多くのMSPが含まれていることを示唆しています。ガンマ線GCの調査と、GCの近くでの比較は、GCに含まれるMSPの数を決定する要因は遭遇率だけではないことを示しています。
相対論的電磁流体力学的乱流における動的整列とプラズモイド形成
| Title |
Dynamic_alignment_and_plasmoid_formation_in_relativistic_magnetohydrodynamic_turbulence |
| Authors |
Alexander_Chernoglazov,_Bart_Ripperda,_Alexander_A._Philippov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08188 |
相対論的抵抗性電磁流体力学における磁化減衰乱流の高解像度2Dおよび3Dシミュレーションを提示します。シミュレーションは、プラズモイド鎖への引き裂きの不安定性によって破壊されている大規模な断続的な長寿命の電流シートの動的形成を示しています。これらの電流シートは、プラズマの磁場散逸と加熱が強化された場所です。磁気エネルギースペクトル$\proptok^{-3/2}$は、強力なガイドフィールド乱流に対して、Elsasserフィールドと速度および磁場の強く顕著な動的整列とともに検出されますが、スペクトル$\proptok^を取得します。弱いガイドフィールドの場合は{-5/3}$。
多様なタイムスケールでのフラットスペクトル無線クエーサーにおける光フラックスと偏波変動の間の相関
| Title |
Correlation_between_optical_flux_and_polarization_variations_in_Flat_Spectrum_Radio_Quasars_on_diverse_timescales |
| Authors |
Ashwani_Pandey,_Bhoomika_Rajput,_and_C._S._Stalin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08247 |
ブレーザーの分極挙動の研究は、相対論的ジェットの可変放出過程における磁場の役割を識別するための強力なツールです。ここでは、$\sim$10年の期間をカバーするスチュワード天文台からのデータを使用して、さまざまなタイムスケールでの8つのフラットスペクトル無線クエーサーの光フラックスと偏光変動の相関に関する体系的な調査の結果を示します。長い時間スケール（$\sim$数か月）では、合計79回の観測サイクルから34回の観測サイクルで、光フラックスと光偏光度（PD）の間に有意な正の相関があり、3サイクルでは負の相関があります。42サイクルでの相関。短い時間スケール（$\sim$数日）では、合計55エポックのうち47で、光フラックスとPDの間に正の相関が見つかりましたが、残りの8エポックでは、2つの量。さらに、14エポックでの光フラックスと$\gamma-$光線フラックスの間に有意な正の相関があり、1エポックでの2つの間に負の相関があることに気づきました。観測された光フラックスの変化はショックインジェットモデルによく適合しますが、観測されたPDの変化は、ジェット内の相対論的電子のべき乗則スペクトルインデックスの変化では説明できません。代わりに、光フラックスとPDの間で観察されたさまざまな相関関係は、マルチゾーン放出領域、または磁場が大規模磁場と整列または不整列の新しい放出ノットの出現と一致する増強されたフラックスに起因する可能性があります。
2018年の爆発の衰退期における外観が変化する活動銀河NGC1566のスペクトル遷移のAstroSatビュー
| Title |
AstroSat_view_of_spectral_transition_in_the_changing-look_active_galaxy_NGC1566_during_the_declining_phase_of_the_2018_outburst |
| Authors |
Prakash_Tripathi_(1)_and_Gulab_C._Dewangan_(1)_((1)_IUCAA,_Pune,_India) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08271 |
NGC1566は、2017年から2018年に爆発を示し、2018年6月にピークを迎えた、外観が変化する活動銀河です。アストロサットによるNGC1566の観測は、2018年8月と10月の衰退期に2回トリガーされました。2015年（爆発前）と2018年6月（爆発前）の2つのXMM-Newton観測とともに、AstroSat観測を使用して、X線のべき乗則、軟X線の超過、およびディスクコンポーネントが見つかりました。爆発中に極端な変動を示した。特に、爆発前の2015年のソフト超過はごくわずかであり、2018年6月に最大レベルの$>200$に増加し、2018年8月に$\sim7.4$の係数で劇的に減少し、検出できなくなりました。エディントンの割合（$L/L_{Edd}）$は$\sim0.1\％$（2015）から$\sim5\％$（2018年6月）に増加し、その後$\sim1.5に減少しました。\％$（2018年8月）および$0.3\％$（2018年10月）。したがって、NGC1566は、エディントン率の数ドルで、高いソフト過剰状態から無視できるソフト過剰状態へのスペクトル遷移を行いました。ソフト過剰は、爆発の間に発達し、音の交差時間に匹敵する時間スケールで爆発の終わりに向かって消えたように見える内側の円盤の暖かいコンプトン化と一致しています。爆発中のNGC1566の多波長スペクトルの変化は、NGC1566の降着円盤の内部領域における放射圧の不安定性によって引き起こされる可能性が最も高いです。
光子スペクトルにおける特徴的なアクシオンウィグルの起源と検出について
外部磁場内を伝播する光子は、アクシオンまたはアクシオン様粒子（ALP）に振動する可能性があります。このような振動は、ALPの存在を調べるために使用できる天体物理学的ソースからの高エネルギー光子のエネルギースペクトルに特徴的な特徴をもたらします。この作業では、これらの振動の特徴を再検討し、乱流磁場の適切な処理の重要性を強調します。ELMAGにアクシオンを実装し、それによって光子-アクシオン振動の通常の記述を高エネルギー光子伝搬と相互作用のモンテカルロ処理で補完します。また、光子スペクトルのウィグルのエネルギー依存性を観察可能なものとして使用して、離散パワースペクトルを介してアクシオンを検出する代替方法を提案します。
中性子星合体残骸からの重力波のスペクトル特性の解析モデル
| Title |
Analytic_model_of_the_spectral_properties_of_gravitational_waves_from_neutron_star_merger_remnants |
| Authors |
Theodoros_Soultanis,_Andreas_Bauswein,_Nikolaos_Stergioulas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08353 |
二元中性子星合体の合併後の段階での重力波放出を説明する新しい分析モデルを提示します。モデルは、さまざまな振動モード、準線形結合音、または合併後のフェーズに現れる非線形機能に関連するいくつかの物理パラメータによって記述されます。合併後の主な周波数ピークの時間発展が考慮され、2セグメントの線形式で記述されます。適合係数、または同等に検出率の低下に関するモデルの有効性は、さまざまな質量の一連の等質量シミュレーションに沿って評価されます。解析モデルのすべてのパラメーターが、システムの総連星質量と相関していることがわかります。高質量の場合、準放射状振動と対蹠潮汐変形の間の非線形結合に起因する新しいスペクトルの特徴を特定します。これを含めると、モデルによって達成されるフィッティング係数が大幅に向上します。したがって、広範囲の全バイナリ質量に対して高いフィッティング係数を達成する分析モデルを使用して、合併後の重力波放出をモデル化できます。私たちのモデルは、aLIGO+やaVirgo+などのアップグレードされた第2世代の検出器、将来の第3世代の検出器（EinsteinTelescopeおよびCosmicExplorer）、または専用の、高周波検出器。
連続重力波信号の周波数成分からの学習
回転する中性子星は、長寿命の重力波を放出する可能性があります。このような連続波放射を生成できるメカニズムはいくつかあります。これらのメカニズムは、弾性地殻のひずみ、星の磁場、中性子流体の超流動性、および星全体のバルク振動に関連しています。この章では、重力波信号の周波数成分と、電磁的に観測されたスピン周波数との関係を使用して、重力波を生成するメカニズムを制約する方法について説明します。これらのアイデアは、そのような信号が最初に検出された場合に役立ち、検出を有用な物理的洞察に変換するのに役立ちます。
AXP 1RXSJ170849.0-400910のXMM-Newton観測と4つのマグネター表面放射モデルのフィッティングおよびIXPEによるX線偏光観測の予測
| Title |
Fitting_XMM-Newton_Observations_of_the_AXP_1RXS_J170849.0-400910_with_four_magnetar_surface_emission_models,_and_predictions_for_X-ray_polarization_observations_with_IXPE |
| Authors |
Henric_Krawczynski_(1),_Roberto_Taverna_(2,3),_Roberto_Turolla_(3,4),_Sandro_Mereghetti_(5),_Michela_Rigoselli_(5)_((1)_Washington_University_in_St._Louis,_Physics_Department_and_McDonnell_Center_for_the_Space_Sciences,_(2)_University_of_Roma_Tre,_Department_of_Mathematics_and_Physics,_(3)_University_of_Padova,_Department_of_Physics_and_Astronomy,_(4)_University_College_London,_Mullard_Space_Science_Laboratory,_(5)_INAF,_Istituto_di_Astrofisica_Spaziale_e_Fisica_Cosmica_Milano) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08584 |
マグネターの位相分解スペクトルおよび分光偏光X線観測は、これらの物体からのX線放射の起源のモデルをテストし、中性子星の表面と大気の特性を制約する機会を私たちに提供します。黒体放射モデル、磁化大気モデル、固定イオンおよび自由イオン表面放射モデルを含む4つの異なる放射モデルを説明するマグネターの新しいX線フィッティングモデルを提示します。マグネター1RXSJ170849.0-400910のアーカイブXMM-Newton観測の位相分解フィットに新しいモデルを使用します。固定イオン凝縮表面モデルが位相分解XMM-Newtonスペクトルの最良の記述を提供し、次に黒体および自由イオン凝縮表面モデルが続くことがわかります。磁化された大気モデルは、データの説明が不十分であり、ほとんど除外されているようです。新しいフィッティングモデルを使用して、2021年12月に発売が予定されているImagingX-rayPolarimetryExplorer（IXPE）を使用した1RXSJ170849.0-400910の将来の分光偏光観測の科学的可能性を評価します。1RXSJ170849.0-400910により、高分極（ブラックボディ、磁化された雰囲気）モデルと低分極（凝縮表面）モデルを明確に区別できるようになります。より高い偏光の黒体または磁化された大気モデルが適用される場合、IXPEは、ここで研究されているように、200ksecの観測に基づいてQED効果を簡単に証明できます。低偏光の凝縮表面モデルの場合、明確な検出のために、より長いIXPE観測時間が必要になります。
$ z $ = 6.1での拡張X線ジェットの直接観測
| Title |
Direct_observation_of_an_extended_X-ray_jet_at_$z$=6.1 |
| Authors |
L._Ighina,_A._Moretti,_F._Tavecchio,_A._Caccianiga,_S._Belladitta,_D._Dallacasa,_R._Della_Ceca,_T._Sbarrato_and_C._Spingola |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08632 |
チャンドラの深部X線観測（128ksec）から、$z$=6.1のラジオラウド活動銀河核PSOJ030947.49+271757.31での拡張X線ジェットの直接観測について報告します。この検出は、これまでにX線で分解された最も遠いkpc核外放出を表しています。放射の角距離は$\sim$4"（$z$=6.1で$\sim$20kpcに対応）であり、以前のVLBA高解像度無線観測でパーセクスケールで観測されたジェットの同じ方向に沿っています。0.5〜7.0keVのアイソフォットは、3GHzでのVLASkySurveyによって画像化された拡張電波放射と一致します。拡張コンポーネントの残りのフレームの2〜10keVの輝度はL$_{2-10keV}$=5.9$\です。times$10$^{44}$ergs$^{-1}$、コアの約8％：これにより、これまでのX線で分解された最も明るいジェットの1つになります。スペクトルエネルギー分布モデリングにより、この放出は、ジェットの物理的パラメータが局所宇宙のものと類似していると仮定して、宇宙マイクロ波背景の光子との逆コンプトン相互作用によって説明できること。低レッドシフトで観測されたシンクロトロンプロセスを介した高エネルギー電子は、高レッドシフトでクエンチされます、彼は無視できるようになりました。
非周期的なタイプIBe / X線連星爆発
タイプIのBe/X線連星の爆発は、各公転周期の間にBe星の減少ディスクから中性子星の伴星への物質移動によって引き起こされます。Treiberetal。（2021）RXJ0529.8-6556で最近観測された、未知のバイナリ軌道特性を持つ非周期的なタイプIの爆発。非周期的なタイプIの爆発は、古在-リドフ振動に対して穏やかに不安定になるように十分に傾斜したディスクを使用して、低離心率バイナリで一時的に駆動される可能性があることを示します。傾斜した円盤は偏心し、材料は各軌道の最大3つの場所で中性子星に移動します。中性子星が円盤のアパストロンまたは円盤の2つのノードの1つを通過するときです。それぞれのタイミングと大きさは、反対方向に歳差運動する昇交点黄経の近地点引数と昇交点黄経によって異なります。RXJ0529.8-6556システムの公転周期の計算は簡単ではありませんが、以前の見積もりよりも長く、おそらく300日を超えることをお勧めします。
| Title |
Impacts_of_Jets_and_Winds_From_Primordial_Black_Holes |
| Authors |
Volodymyr_Takhistov,_Philip_Lu,_Kohta_Murase,_Yoshiyuki_Inoue,_Graciela_B._Gelmini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08699 |
初期の宇宙で形成された原始ブラックホール（PBH）は、暗黒物質の魅力的な候補を構成します。星間物質のガス環境内で、降着円盤を備えたPBHは、風やジェットなどの流出を自然に開始します。大きなスピンを持つPBHは、強力な相対論的ジェットを維持し、関連する繭を生成することができます。ジェットと風は、運動エネルギーを効率的に蓄積し、衝撃によって周囲のガスを加熱することができます。しし座Tの矮星銀河に焦点を当てて、これらの考慮事項が、重要な$\sim10^{-2}M_{\odot}-10^6M_{\odot}$の質量範囲にわたるPBHの新しいテストを提供できることを示します。LIGOとVIRGOのコラボレーションによる重力波観測に関連するパラメータ空間。放出の形態を観察することで、ジェットと風の寄与を区別することができ、したがって、回転するPBHを間接的に検出することができます。
シャックハルトマン斜面およびシンチレーションデータからの地面近くの水平高解像度$ C_n ^ 2 $プロファイリング
| Title |
Near_ground_horizontal_high_resolution_$C_n^2$_profiling_from_Shack-Hartmann_slope_and_scintillation_data |
| Authors |
Chlo\'e_Sauvage,_Cl\'elia_Robert,_Laurent_M._Mugnier,_Jean-Marc_Conan,_Jean-Martial_Cohard,_Khanh_Linh_Nguyen,_Mark_Irvine,_Jean-Pierre_Lagouarde |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08003 |
CO-SLIDARは、地表近くの$C_n^2$プロファイルの計測に非常に有望な手法です。専用の波面センサーで得られた位相測定とシンチレーション測定の両方を活用し、瞳孔と光源の間の見通し全体のプロファイリングを可能にします。この手法は、2つの協調光源を観測する0.35m望遠鏡に接続された、中赤外線シャックハルトマン波面センサーに基づく関連機器に適用されます。この論文は、地表近くの光乱流計測の文脈におけるCO-SLIDAR法の最初の包括的な説明を提示します。これには、測定の基礎となる物理原理、教師なし$C_n^2$プロファイル再構築戦略、および再構築された値のエラーバー推定のプレゼンテーションが含まれます。ラヌムザン（フランス）での実験キャンペーン中に不均一な田園風景で取得されたデータへの適用は、2.7kmの視線上で約220mのサンプリングピッチでプロファイルを取得する能力を示しています。取得した$C_n^2$プロファイルが表示され、空間と時間の変動性について説明します。
Proxima Centauriに向けた無線技術署名検索により、関心のある信号が生成されます
| Title |
A_radio_technosignature_search_towards_Proxima_Centauri_resulting_in_a_signal-of-interest |
| Authors |
Shane_Smith,_Danny_C_Price,_Sofia_Z_Sheikh,_Daniel_J_Czech,_Steve_Croft,_David_DeBoer,_Vishal_Gajjar,_Howard_Isaacson,_Brian_C_Lacki,_Matt_Lebofsky,_David_HE_MacMahon,_Cherry_Ng,_Karen_I_Perez,_Andrew_PV_Siemion,_Claire_Isabel_Webb,_Jamie_Drew,_S_Pete_Worden,_Andrew_Zic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08007 |
地球を超えた生命の検出は、継続的な科学的取り組みであり、深い意味を持っています。地球外知的生命体探査（SETI）として知られる1つのアプローチは、地球を超えた技術的に可能な生命の存在を示す工学的信号（「技術署名」）を見つけることを目的としています。ここでは、ParkesMurriyang無線望遠鏡を使用したProximaCentauriへの観測中に記録された、約982MHzでの狭帯域の関心信号の検出について報告します。この信号「BLC1」は、仮定されたテクノシグネチャーとほぼ一致する特性を持ち、これまでで最も説得力のある候補の1つです。BLC1の分析（最終的には異常であるが局所的に生成された干渉の形態であると考えられます）は、コンパニオンペーパー（Sheikhetal。、2021）で提供されています。それにもかかわらず、プロキシマケンタウリの観測は、星のターゲットでこれまでに行われた無線技術署名の最も感度の高い検索です。
| Title |
Identifications_of_RR_Lyrae_stars_and_Quasars_from_the_simulated_data_of_Mephisto-W_Survey |
| Authors |
Lei_Lei,_Bing-Qiu_Chen,_Jin-Da_Li,_Jin-Tai_Wu,_Si-Yi_Jiang,_Xiao-Wei_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08316 |
マルチチャンネル測光望遠鏡（メフィスト）Wサーベイのシミュレーションデータから、こと座RR型変光星とクエーサーの識別の実現可能性と精度を調査しました。スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）ストライプ82データの可変光源光度曲線ライブラリとMephisto-Wサーベイスケジューラの観測履歴シミュレーションに基づいて、こと座RR型変光星の$uvgriz$マルチバンド光度曲線をシミュレートしました。Mephisto-Wサーベイの最初の年の観測のためのクエーサーと他の可変ソース。アンサンブル機械学習アルゴリズムのランダムフォレスト分類子（RFC）を適用して、こと座RR型変光星とクエーサーをそれぞれ識別しました。トレーニングとテストのサンプルを作成し、シミュレートされた光度曲線から約150の特徴を抽出し、RRライレ星とクエーサーの分類のためにそれぞれ2つのRFCをトレーニングします。私たちのRFCは、非常に高い精度と完全性でRRLyraeの星とクエーサーを選択でき、RRLyraeRFCの$purity$=95.4パーセントと$completeness$=96.9パーセント、$pureity$=91.4であることがわかりました。クエーサーRFCのパーセントおよび$completeness$=90.2パーセント。また、こと座RR型変光星とクエーサーを分類するために利用される抽出された特徴の相対的な重要性を導き出しました。
宇宙用途向けのトータルパワーホーン結合150GHzLEKIDアレイ
| Title |
Total_power_horn-coupled_150_GHz_LEKID_array_for_space_applications |
| Authors |
A._Paiella,_A._Coppolecchia,_P._de_Bernardis,_S._Masi,_A._Cruciani,_L._Lamagna,_G._Pettinari,_F._Piacentini,_M._Bersanelli,_F._Cavaliere,_C._Franceschet,_M._Gervasi,_A._Limonta,_S._Mandelli,_E._Manzan,_A._Mennella,_A._Passerini,_E._Tommasi,_A._Volpe,_M._Zannoni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08388 |
宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の正確な測定を目的として、Dバンドで動作する集中定数素子の動的インダクタンス検出器の2つのアレイを開発し、衛星ミッションの低放射バックグラウンド条件に最適化しました。最初の検出器アレイは、シングルモード導波路と段ボールフィードホーンを介して結合される入射放射線の総電力に敏感であり、2番目の検出器アレイはオルソモードトランスデューサーのおかげで放射線の偏光に敏感です。ここでは、たとえば、両方の偏光を検出することで感度が向上する、CMBの非偏光スペクトル歪みの正確な測定に適した全電力検出器アレイに焦点を当てます。アレイの設計、製造とパッケージングの最適化、暗所と光学の特性評価、および光学テストに使用される黒体キャリブレータのパフォーマンスについて説明します。アレイのほとんどすべての検出器が、3.6K黒体の放射バックグラウンドの下でフォトンノイズ制限されていることを示します。この結果は、OLIMPO飛行で実証された宇宙線の衝突に対する弱い感度と組み合わされて、精密な宇宙ベースのCMBミッションに集中定数素子の動的インダクタンス検出器を使用するというアイデアを検証します。
高度な計測におけるマイクロ波運動誘導検出器のアプリケーション
| Title |
Applications_for_Microwave_Kinetic_Induction_Detectors_in_Advanced_Instrumentation |
| Authors |
Gerhard_Ulbricht,_Mario_De_Lucia,_Eoin_Baldwin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08576 |
近年、マイクロ波キネティックコンダクタンス検出器（MKID）は、最も有望な新しい低温検出器技術の1つとして登場しました。それらの比類のないスケーラビリティにより、多くの最新のアプリケーションや科学機器にとって非常に魅力的です。このホワイトペーパーでは、MKIDが現在どのように、どこで使用されているか、または将来使用することが提案されているかについて概要を説明します。MKIDベースのプロジェクトは、観測天文学、素粒子物理学、材料科学、THzイメージングのために進行中または提案されています。このレビューの目的は、多くの分野でより詳細な文献研究を行うための、使いやすく完全な出発点のリストを提供することです。動的インダクタンス検出器から利益を得る。
静かな太陽コロナの小さなループ状構造における増光の伝播：ソーラーオービター/ EUIからの観測
| Title |
Propagating_brightenings_in_small_loop-like_structures_in_the_quiet_Sun_corona:_Observations_from_Solar_Orbiter/EUI |
| Authors |
Sudip_Mandal,_Hardi_Peter,_Lakshmi_Pradeep_Chitta,_Sami_K._Solanki,_Regina_Aznar_Cuadrado,_Luca_Teriaca,_Udo_Sch\"uhle,_David_Berghmans,_Fr\`ed\`eric_Auch\`ere |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08106 |
太陽の極紫外線（EUV）画像で観察される増光は、一般に、遷移領域またはコロナル温度で発生するマイクロフレアまたはナノフレアの兆候として解釈されます。ソーラーオービターに搭載された極紫外線イメージャー（EUI）を使った最近の観測では、静かな太陽のコロナでこのような明るさ（キャンプファイヤーと呼ばれる）の中で最も小さいことが明らかになりました。2020年5月30日から5秒のリズムで太陽の約400kmの解像度でEUI174{\AA}データを分析し、これらのキャンプファイヤーが見かけの小さな（3-5Mm）ループ状の構造。測定された伝搬速度は、通常25kms$^{-1}$から60kms$^{-1}$の間です。ループプラズマが100万ケルビンであると仮定した場合、これらの見かけの動きはローカルの音速よりも遅くなります。さらに、これらの増光は、分岐、合体、反射、繰り返しのプラズマ放出などの重要な伝播特性を示します。これらの機能は、これらの小規模な磁気構造の内部ダイナミクスの現れであり、加熱イベントに対するループプラズマの動的応答（$\sim$40s）および暖房イベント自体。
エクストリームTサブドワーフ候補であるCWISEJ052306.42-015355.4の発見
| Title |
Discovery_of_CWISE_J052306.42-015355.4,_an_Extreme_T_Subdwarf_Candidate |
| Authors |
Hunter_Brooks,_J._Davy_Kirkpatrick,_Dan_Caselden,_Adam_C._Schneider,_Aaron_M._Meisner,_Jacqueline_K._Faherty,_S.L.Casewell,_Marc_J._Kuchner,_The_Backyard_Worlds:_Planet_9_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08182 |
unWISEre-の機械学習ツールを使用して、かすかな、重要な固有運動オブジェクト（0.52$\pm$0.08arcsecyr$^{-1}$）として発見されたCWISEJ052306.42$-$015355.4の発見を紹介します。広視野赤外線サーベイエクスプローラーからの時系列画像の処理。CatWISE2020W1およびW2の光度と、VISTA半球調査からの$J-$バンドの検出を使用すると、W1$-$W2と$J-$W2の図でのCWISEJ052306.42$-$015355.4の位置が最もよく一致します。他の既知の、または疑われる極端なT準矮星の。現在、極端なT準矮星に関する知識はほとんどないため、およそ$\le$68pcの距離を推定します。これにより、接線速度は$\le$167kms$^{-1}$になります。暫定。これらの値をテストするには、測定された視差が大いに必要です。また、理論的予測を使用して、$-1.5<$[M/H]$<-0.5$の金属量を推定します。
Gaia18cbfのレンズパラメータ-銀河面での長い重力マイクロレンズイベント
| Title |
Lens_parameters_for_Gaia18cbf_--_a_long_gravitational_microlensing_event_in_the_Galactic_Plane |
| Authors |
Katarzyna_Kruszy\'nska,_{\L}._Wyrzykowski,_K._A._Rybicki,_M._Maskoli\=unas,_E._Bachelet,_N._Rattenbury,_P._Mr\'oz,_P._Zieli\'nski,_S._T._Hodgkin,_N._Ihanec,_I._Gezer,_M._Gromadzki,_P._Miko{\l}ajczyk,_A._Stankevi\v{c}i\=ut\.e,_V._\v{C}epas,_E._Pak\v{s}tien\.e,_K._\v{S}i\v{s}kauskait\.e,_J._Zdanavi\v{c}ius,_V._Bozza,_M._Dominik,_R._Figuera_Jaimes,_A._Fukui,_M._Hundertmark,_N._Narita,_Y._Tsapras,_M._Bronikowski,_K._Howil,_Z._Kaczmarek,_M._Jab{\l}o\'nska,_A._Jab{\l}onowska_and_O._Zi\'o{\l}kowska |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08337 |
コンテキスト：マイクロレンズイベントでのアインシュタイン半径のサイズは、レンズの質量の平方根としてスケーリングされます。したがって、長期にわたるマイクロレンズイベントは、ブラックホールを含む大規模レンズの最良の候補です。目的：ここでは、GaiaScienceAlertsシステムによって報告されたGaia18cbfマイクロレンズイベントの分析を示します。それは長いタイムスケールを示し、毎年のマイクロレンズ視差効果に特徴的な特徴を持っています。導出された最適モデルに基づいてレンズのパラメータを推定します。方法：ガイア衛星によって収集された測光データと、地上の観測所によって収集された追跡データを使用しました。マイクロレンズモデルの範囲を調査し、それらを使用して、銀河モデルを事前に使用して、レンズまでの最も可能性の高い質量と距離を導き出します。既知の質量と明るさの関係を使用して、レンズが主系列星である可能性がどの程度あるかを判断しました。結果：このイベントは、これまでに検出された中で最も長いイベントの1つであり、アインシュタインのタイムスケールは$t_\mathrm{E}=491.41^{+128.31}_{-84.94}$〜daysで、最適なソリューションと$t_\mathrm{E}=453.74^{+178.69}_{-105.74}$〜2番目に良い日。これは、$M_\mathrm{L}=2.91^{+6.02}_{-1.70}M_\odot$および$M_\mathrm{L}=1.88^{+4.40}_{-1.19}のレンズ質量に変換されます。それぞれM_\odot$。混合光の限界は、このイベントが主系列星によって引き起こされたのではなく、恒星進化の暗い残骸によって引き起こされた可能性が高いことを示唆しています。
VeSPA：SuperWASP変光星測光アーカイブ
| Title |
VeSPA:_The_SuperWASP_Variable_Star_Photometry_Archive |
| Authors |
Adam_McMaster,_Andrew_J._Norton,_Hugh_J._Dickinson,_Heidi_B._Thiemann,_and_Ulrich_C._Kolb |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08494 |
SuperWASP変光星（SVS）市民科学プロジェクトの最初の結果を紹介します。惑星の広角検索の測光アーカイブは、以前に周期的な変動について検索されており、この検索の結果は、ズーニバースのSVSプロジェクトの基礎を形成しました。SVSプロジェクトでは、ボランティアに光度曲線のプロットを視覚的に検査し、幅広い分類スキームに従って各プロットを分類するように求めています。SVSの最初の2年間の結果は、SuperWASP変光星測光アーカイブ（VeSPA）としてオンラインで公開されています。アーカイブは、オンラインで閲覧したり、完全にダウンロードしたり、クエリを実行したり、フィルタリングしたり、並べ替えたりして、洗練された結果のセットをエクスポートできます。インタラクティブなライトカーブビューアでは、ユーザー定義の期間で任意のライトカーブを折りたたむこともできます。市民科学の結果の分析とVeSPA機能の開発は両方とも進行中です。更新された結果は6か月ごとに公開されます。
ガスに富む矮小銀河の加熱による暗黒物質の崩壊と消滅に対する強い制約
| Title |
Strong_constraints_on_decay_and_annihilation_of_dark_matter_from_heating_of_gas-rich_dwarf_galaxies |
| Authors |
Digvijay_Wadekar,_Zihui_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08025 |
ホストのビリアル半径の外側にあるガスが豊富な矮小銀河は、比較的手付かずのシステムであり、ガス冷却速度が非常に遅い。これにより、暗黒物質（DM）の消滅または崩壊による熱注入に非常に敏感になります。このような矮星は、DMが特に1$-$100MeVのエネルギーのe$^\pm$または13.6eV$-1$keVのエネルギーの光子を生成することに敏感です。これらの生成物は矮星の中性水素ガスで効率的に熱化できるからです。WadekarandFarrar（2021）の方法論に従い、DMによる熱注入の速度は、しし座T矮小銀河のガスの超低放射冷却速度を超えないようにする必要があります。これにより、$（i）$のモデルに依存しない限界がDMの減衰寿命を$e^\pm$（光子）に与えます。これは、$m_\mathrm{DM}\sim$1$-$10に関する以前のすべての文献よりも強力です。MeV（$m_\mathrm{DM}\sim0.02-1$keV）、CMBおよびX/$\gamma$線からの制約に匹敵する$e^{\pm}$へのDMの$（ii）$消滅調査。また、次のDMモデルの場合の境界を変換します：アクシオンのような粒子（ALP）、ステライルニュートリノ、励起されたDM状態、ヒッグスポータルスカラーおよび暗いバリオン。したがって、今後の21cmからのガスに富む低質量の矮星の観測と光学的調査は、DMの多数のモデルの強力なプローブになる可能性があります。
偏心バイナリによって放出されるピーク高調波重力波周波数への改善された数値適合
| Title |
An_improved_numerical_fit_to_the_peak_harmonic_gravitational_wave_frequency_emitted_by_an_eccentric_binary |
| Authors |
Adrian_S._Hamers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08033 |
ポストニュートン近似で、偏心バイナリシステムによって放出されるピーク高調波重力波（GW）周波数への数値的適合を提示します。この適合は、特に偏心$\lesssim0.8$に対して以前に一般的に使用されていた適合を大幅に改善し、LIGOとLISAの両方の検出器帯域における偏心GWソースの以前の予測に重要な影響を与える可能性があります。新しい適合は、将来のGW観測での奇行源の検出を見越して動機付けられた、奇行源の将来の研究に役立つはずです。
| Title |
Non-thermal_Origin_of_Asymmetric_Dark_Matter_from_Inflaton_and_Primordial_Black_Holes |
| Authors |
Basabendu_Barman,_Debasish_Borah,_Suruj_Jyoti_Das,_Rishav_Roshan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08034 |
主に非熱的起源である右巻きニュートリノ（RHN）の崩壊に違反する非平衡CP対称性の破れからのバリオンと暗黒物質（DM）の発生の可能性を研究します。RHNとその重いパートナーは、タイプIシーソー機構を介して軽いニュートリノの質量生成に参加できますが、RHNが暗いセクターと目に見えるセクターに崩壊すると、それぞれの非対称性が同時に発生する可能性があります。考慮されるRHNの非熱源は、インフラトンの{\bf（a）}シェル上崩壊、および{\bf（b）}超軽量原始ブラックホール（PBH）の蒸発です。これらの両方のシナリオでボルツマン方程式の完全なセットを設定した後、素粒子物理学の設定の結果のパラメーター空間を、インフラトンおよびPBHセクターとともに、正しい（非対称）DM存在量およびバリオン非対称性を生成する要件から制約します。他の関連する宇宙論的境界との合意。シナリオ{\bf（a）}は、DMとバリオン非対称性の共通の起源を、インフラトン崩壊で生成されたRHNを介したインフレ後の再加熱に関連付けます。一方、シナリオ{\bf（b）}では、バリオンとDMの存在量が適切な質量と初期比率のPBHが存在する、純粋な熱シナリオ。最小限のセットアップ自体は観察結果を伴う非常に予測的ですが、ダークセクターのUV完了の詳細は、いくつかの補完的なプローブを提供できます。
中性子物質の静的応答のためのSkyrmeベースの外挿
| Title |
Skyrme-based_extrapolation_for_the_static_response_of_neutron_matter |
| Authors |
Mateusz_Buraczynski,_Samuel_Martinello,_Alexandros_Gezerlis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08056 |
不均一な中性子物質の研究は、中性子星の構造と、中性子星合体におけるそれらのダイナミクスへの洞察を提供することができます。この研究では、周期境界条件に置かれた有限の（しかし潜在的に多数の）粒子を考慮することにより、周期的な外部場の存在下で純粋な中性子物質に取り組みます。相互作用しないガスのより単純な設定から始めて、Skyrme-Hartree-Fockアプローチに切り替え、5つの異なるSkyrmeパラメーター化の静的応答結果を示します。計算アプローチの技術的な詳細と、熱力学的極限における中性子物質の静的応答問題にアプローチするためにabinit}の実践者が使用できる一般的な有限サイズの外挿スキームとしてのこれらの結果の重要性の両方について説明します。。
有効場の理論（EFT）アプローチに基づいて、ベクトルテンソル理論の体系的な定式化を調査します。私たちのEFTの入力は、時空の対称性は、宇宙原理に従って好ましい時間的方向の存在によって自発的に破られるというものです。インフレーション/ダークエネルギーの従来のEFTとの対称性の破れのパターンの違いを明らかにした後、宇宙論的背景の周りのベクトルテンソル理論のEFT記述を見つけます。このアプローチは、ベクトルテンソル理論の統一された記述として機能するだけでなく、スカラーテンソル理論とベクトルテンソル理論の間の普遍的な違いを浮き彫りにします。対称性の破れのパターンが異なる理論は、現象論的関数とEFT係数間の一貫性の関係によって区別されます。EFTフレームワーク内の線形宇宙論的摂動を研究し、暗黒エネルギーのコンテキストでのベクトルテンソル理論の特徴的な特性について説明します。特に、EFT係数の観点から物質密度コントラストの有効重力結合とスリップパラメータを計算します。
密集した環境とr過程におけるニュートリノフレーバーの進化
密集した環境では、バックグラウンド粒子との標準および非標準のニュートリノ相互作用がさまざまなフレーバーメカニズムを引き起こし、rプロセスの元素合成量に影響を与える可能性があります。a（n）（銀河系外）超新星の将来の観測は、ニュートリノとそれらを生成する天体物理学的源の特性について教えてくれるでしょう。拡散超新星ニュートリノバックグラウンドの今後の測定は、ユニークな情報源を構成します。最近の開発をいくつか取り上げます。
この作業では、高微分理論におけるワームホールの有限作用について詳しく説明します。曲率の不変量が大きい理論では、トラバース不可能なワームホールとトラバース可能なワームホールの両方が有限の作用を持ちます。
中赤外から遠赤外までの光安定PAHイオンの気相分光法
| Title |
Gas-phase_spectroscopy_of_photostable_PAH_ions_from_the_mid-_to_far-infrared |
| Authors |
Sandra_D._Wiersma,_Alessandra_Candian,_Joost_M._Bakker_and_Annemieke_Petrignani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08592 |
100$-$1700cm$^{-1}$（6-95$\mu$m）スペクトル範囲にわたるカチオン性フェナントレン、ピレン、およびペリレンの気相赤外線多光子解離（IRMPD）分光法を紹介します。この範囲は、中赤外でのC$-$CおよびC$-$H結合を含む局所振動モードと、遠赤外での大振幅骨格モードの両方をカバーします。実験は、空洞内実験用自由電子レーザー（FELICE）に統合された7Tフーリエ変換イオンサイクロトロン共鳴（FTICR）質量分析計を使用して行われ、結果は密度関数理論（DFT）で計算された調和および非調和スペクトルで補完されました。、実験スペクトルとよく一致します。強力に結合した耐光性の多環芳香族炭化水素（PAH）のこの高感度分光法を広範囲にわたって可能にする実験構成は、0.01km$\cdot$molという低い計算強度の組み合わせモードでも非常に高い光子密度を提供できます。400cm$^{-1}$（25$\mu$m）付近の$^{-1}$を検出できます。この作業の実験周波数とPAHカチオンの現在利用可能なすべてのIRMPDスペクトルを、NASAAmesPAHIR分光データベースの理論周波数と比較して、PAHの形状とサイズ、および比較的小さな赤方偏移のみに応じた遠赤外振動モードの予測傾向を検証しました。（6$-$11cm$^{-1}$）は実験と理論の間に見つかりました。スペクトルの輻輳がなく、中赤外に関して帯域幅が大幅に減少しているため、遠赤外指紋は理論的ベンチマークの実行可能な候補となり、星間物質内の個々の大きなPAHの検索に役立ちます。
異常な太陽系外惑星の通過を自動的に検出する
| Title |
Automatically_detecting_anomalous_exoplanet_transits |
| Authors |
Christoph_J._H\"ones,_Benjamin_Kurt_Miller,_Ana_M._Heras,_Bernard_H._Foing |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08679 |
太陽系外惑星のトランジットからの生の光度曲線データは複雑すぎて、従来の外れ値検出方法を素朴に適用することはできません。一対の変分オートエンコーダを使用して、メイントランジットと残差偏差の両方の潜在表現を推定するアーキテクチャを提案します。2つの作成されたデータセットを使用して、異常な通過残差の潜在表現が、生データまたは従来の変分オートエンコーダの潜在表現よりも外れ値の検出に非常に適していることを示します。次に、この方法を実際の太陽系外惑星の通過データに適用します。私たちの研究は、異常な太陽系外惑星の通過光度曲線を自動的に特定する最初の研究です。さらに、さらなる研究を可能にするために、3つの初めてのデータセットをリリースします。
力のない磁場によって摂動されたシュワルツシルトブラックホール
外部の無力磁場（FFMF）によって摂動されたブラックホールを想定し、その構造を決定しようとします。このブラックホールを説明する計量は静的球型、つまりシュワルツシルトであり、FFMF源から発せられるエネルギー運動量テンソルがこの背景計量を乱すと仮定します。この点で、ブラックホールの周りの磁気降着円盤を想像することができます。。このような構成の方程式を解くことにより、バックグラウンドメトリックの対角要素を変更することに加えて、一般的なメトリックの非対角要素の非ゼロ化も確認できることを示します。これは、これは静的から定常への遷移になります。
