Magrathea-Pathfinder：$ N $ -bodyシミュレーションでの測地線レイトレーシング用の3Dアダプティブメッシュコード
| Title |
Magrathea-Pathfinder:_a_3D_adaptive-mesh_code_for_geodesic_ray-tracing_in_$N$-body_simulations |
| Authors |
Michel-Andr\`es_Breton_and_Vincent_Reverdy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08744 |
数値シミュレーションで観測者の過去の光円錐を正確に再構築するレイトレーシングフレームワークである\textsc{Magrathea-Pathfinder}を紹介します。私たちのコードは、弱い測地線の限界を唯一の近似として、ヌル測地線方程式を介して光線の3D軌道を直接計算します。したがって、平面平行、ボーン、マルチレンズなど、他の標準的なレイトレーシング近似には依存しません。\textsc{Magrathea-Pathfinder}は、適応積分ステップと適応メッシュ細分化（AMR）構造内の補間を使用して、構造形成の非線形レジームを正確に説明することにより、物質の小規模なクラスタリングを十分に活用します。MPI並列化、C\texttt{++}11\texttt{std::thread}マルチスレッドを使用し、非常に大規模な$N$-bodyシミュレーションの後処理ツールとしてハイパフォーマンスコンピューティング（HPC）用に最適化されています。この論文では、光線追跡技術を使用した数値シミュレーションから現実的な宇宙論的観測可能物を作成する方法、特に、メトリック摂動（固有速度、重力ポテンシャルなど）のすべての効果を一次で説明するシミュレートされたカタログとマップの作成について説明します。、統合ザックス・ヴォルフェ、時間遅延、重力レンズなど）。重力レンズアルゴリズムの収束テストを実行し、ヌル測地線積分手順のパフォーマンステストを実行します。\textsc{Magrathea-Pathfinder}は、実空間（$N$-体シミュレーション）と光円錐の観測量をリンクするための高度なレイトレーシングツールを提供します。これは、次世代の大規模構造調査に備えるために、既存の宇宙論的プローブを改良し、標準的な仮定を超えて新しいものを構築するのに役立つはずです。
相対論的効果の研究のためのRayGalGroupSims宇宙論的シミュレーションスイート：レンズ物質クラスタリング統計への応用
| Title |
The_RayGalGroupSims_cosmological_simulation_suite_for_the_study_of_relativistic_effects:_an_application_to_lensing-matter_clustering_statistics |
| Authors |
Y._Rasera,_M-A._Breton,_P-S._Corasaniti,_J._Allingham,_F._Roy,_V._Reverdy,_T.Pellegrin,_S._Saga,_A._Taruya,_S._Agarwal,_S._Anselmi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08745 |
宇宙の物質のクラスター化に対する一般相対論的効果は、次世代の銀河調査でテストできる宇宙論と重力理論の高感度なプローブを提供します。ここでは、レンズ物質の観測量に対する相対論的効果を研究するための光円錐データを生成するために特別に設計された、大量の高解像度N体シミュレーションのスイートを紹介します。RayGalGroupSims（または略してRayGal）は、$（2625\、h^{-1}\、{\rmMpc}）^3$ボリュームと標準フラット$\の$4096^3$粒子の2つのN体シミュレーションで構成されます。Lambda$CDMモデルと非標準の$w$CDMファントム暗黒エネルギーモデル。シミュレーションからの光円錐データは、10億の測地線方程式を正確に解いた並列レイトレーシングアルゴリズムを使用して生成されました。ポストボーン効果、倍率バイアス（MB）、重力赤方偏移による赤方偏移空間歪み（RSD）、ドップラー、横方向ドップラー、統合ザックス・ヴォルフェ/リース・シアマ効果を含む相対論的弱レンズ効果を備えたカタログとマップが公開されています。このデータセットを使用して、物質密度変動場の10（クロス）パワースペクトル（3$\times$2ポイント）と$での重力収束のクラス相対論的コードから線形および準線形予測を再現できます。z=0.7$および$z=1.8$。MBとRSDの両方から物質パワースペクトルへの1-30\％レベルの寄与が見られますが、Fingers-of-God効果は、非線形領域のより低い赤方偏移で見られます。MBは、$10-30\％$レベルで収束パワースペクトルに寄与し、せん断パワースペクトルと収束パワースペクトルの間に偏差をもたらします。MBはまた、密度収束スペクトルを$20\％$減少させることにより、銀河-銀河レンズ効果において重要な役割を果たしますが、重要な構成（密度フィールドと同じまたはさらに低い赤方偏移で収束する構成など）を結合します。）。
崩壊周辺のコールドダークマタープロトハロ構造：ラグランジアン宇宙摂動理論対ウラソフシミュレーション
| Title |
Cold_dark_matter_protohalo_structure_around_collapse:_Lagrangian_cosmological_perturbation_theory_versus_Vlasov_simulations |
| Authors |
Shohei_Saga,_Atsushi_Taruya,_St\'ephane_Colombi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08836 |
10次までのラグランジアン摂動理論（LPT）を一般の人々と実施した高解像度の宇宙シミュレーションと比較することにより、さまざまな相対初期振幅の2つまたは3つの交差正弦波によってシードされたコールドダークマタープロトハロのシェル交差時間周辺の構造を調査します。VlasovコードColDICE。密度、速度、および渦度などの関連する量の正確な分析は、ColDICEが2次レベルで位相空間シートを局所的に追跡できるという事実を利用して実行されます。シェル交差を超えたLPT予測をテストするために、弾道近似を採用します。これは、シェル交差の直後に速度場が凍結されることを前提としています。正弦波の振幅がすべて異なる一般的なケースでは、高次LPT予測は、崩壊を超えても、正確な解と非常によく一致します。予想どおり、1つの波が他の2つの波よりも優勢である準1Dダイナミクスから、波のすべての振幅が等しい軸対称構成に移行すると、収束が遅くなります。速度に関連する量を考慮すると、LPTの収束が遅くなることにも注意してください。さらに、LPTとシミュレーションによって与えられた崩壊時および崩壊後のシステムの構造は、特に崩壊を超えて発達する苛性および渦度パターンに関して、特異点理論の予測と非常によく一致しています。繰り返しますが、これは軸対称の構成には当てはまりません。これは定性的な観点からは正しいですが、位相空間シートを複数回折りたたむと非常に高密度のコントラストが生成されるため、重力の強い逆反応が発生します。
磁気発生と宇宙ウェブ：電波観測と数値シミュレーションの共同挑戦
| Title |
Magnetogenesis_and_the_Cosmic_Web:_a_joint_challenge_for_radio_observations_and_numerical_simulations |
| Authors |
Franco_Vazza,_Nicola_Locatelli,_Kamlesh_Rajpurohit,_Serena_Banfi,_Paola_Dom\'inguez-Fern\'andez,_Denis_Wittor,_Matteo_Angelinelli,_Giannandrea_Inchingolo,_Marisa_Brienza,_Stefan_Hackstein,_Daniele_Dallacasa,_Claudio_Gheller,_Marcus_Br\"uggen,_Gianfranco_Brunetti,_Annalisa_Bonafede,_Stefano_Ettori,_Chiara_Stuardi,_Daniela_Paoletti,_Fabio_Finelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09129 |
宇宙ウェブのフィラメントからの無線信号の検出は、考えられる磁気発生シナリオを区別するために重要です。電波波長で宇宙ウェブを検出するためのさまざまな試みの状況を確認します。これは、私たちの{\magcow}プロジェクトによって過去数年間に実行された宇宙磁気の高度なシミュレーションのコンテキストに入れられます。MWAとLOFARを使用して宇宙ウェブを画像化する最初の試みは有望であり、いくつかの磁気発生モデルを破棄する可能性がありますが、そのような観測の背後にある複雑さは、決定的な答えをまだ不確かにします。SKAとLOFAR2.0が達成する低無線周波数での全強度と偏光データの組み合わせは、深い視線に沿った多くの可能な信号源の寄与に関連する既存の不確実性を取り除くための鍵です。これにより、フィラメントからの寄与を分離し、銀河系外の磁気の起源との深い物理的関係を明らかにすることが可能になります。
LiteBIRDの飛行中の偏光角キャリブレーション：ブラインドチャレンジと宇宙論的意味
| Title |
In-flight_polarization_angle_calibration_for_LiteBIRD:_blind_challenge_and_cosmological_implications |
| Authors |
Nicoletta_Krachmalnicoff,_Tomotake_Matsumura,_Elena_de_la_Hoz,_Soumen_Basak,_Alessandro_Gruppuso,_Yuto_Minami,_Carlo_Baccigalupi,_Eiichiro_Komatsu,_Enrique_Mart\'inez-Gonz\'alez,_Patricio_Vielva,_Jonathan_Aumont,_Ragnhild_Aurlien,_Susanna_Azzoni,_Anthony_J._Banday,_Rita_B._Barreiro,_Nicola_Bartolo,_Marco_Bersanelli,_Erminia_Calabrese,_Alessandro_Carones,_Francisco_J._Casas,_Kolen_Cheung,_Yuji_Chinone,_Fabio_Columbro,_Paolo_de_Bernardis,_Patricia_Diego-Palazuelos,_Josquin_Errard,_Fabio_Finelli,_Unni_Fuskeland,_Mathew_Galloway,_Ricardo_T._Genova-Santos,_Martina_Gerbino,_Tommaso_Ghigna,_Serena_Giardiello,_Eirik_Gjerl{\o}w,_Masashi_Hazumi,_Sophie_Henrot-Versill\'e,_Theodore_Kisner,_Luca_Lamagna,_Massimiliano_Lattanzi,_Fran\c{c}ois_Levrier,_Gemma_Luzzi,_Davide_Maino,_Silvia_Masi,_Marina_Migliaccio,_et_al._(25_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09140 |
JAXA/ISASの2番目の戦略的大型クラスミッションであるLiteBIRDの飛行中の偏光角キャリブレーションのデモンストレーションを提示し、シミュレーションデータを使用してテンソル対スカラー比パラメーターrの測定への影響を推定します。CMBと偏光前景放射を使用してシミュレートされた星図のセットを生成し、22個の（部分的にオーバーラップしている）LiteBIRD周波数チャネルに機器ノイズと偏光角オフセットを注入します。飛行中の角度キャリブレーションは、各チャネルの偏波信号のEB相互相関をゼロにすることに依存しています。このキャリブレーションステップは、ブラインド分析を使用して2つの独立したグループによって実行され、角度オフセットの推定で数分角のオーダーの精度に到達できるようになっています。修正されたマルチ周波数マップと修正されていないマルチ周波数マップの両方が、クリーンなCMBマップを計算することを目的として、フォアグラウンドクリーニングステップを介して伝播されます。2つのコンポーネント分離アルゴリズム、ベイズコンポーネントの分離と残差推定ツール（B-SeCRET）、およびニードル内部線形結合（NILC）を採用しています。NILCなどの前景特性について何も仮定しないアルゴリズムで取得された復元されたCMBマップは、角度の誤校正によってわずかに影響を受けるだけであることがわかります。ただし、偏光角オフセットは、パラメトリックフィッティング法で得られた結果に強いバイアスをかけます。成分分離の前にEBヌルによってミスキャリブレーション角度が修正されると、両方の成分分離アルゴリズムにより、rパラメーターの偏りのない推定が行われます。この作業はLiteBIRDの概念設計研究によって動機付けられていますが、そのフレームワークはあらゆるCMB分極実験に広く適用できます。特に、シミュレーションとブラインド分析の組み合わせは、検出器の感度だけでなく体系的な効果も考慮に入れることで、堅牢な予測を提供します。
スカラーテンソル重力理論における宇宙論的スケールでの重力ニュートン定数の変化を研究します。拡張Jordan-Brans-など、$F（\sigma）=N_{pl}^2+\xi\sigma^2$の形式のRicciスカラーに結合するスカラーテンソル理論の最も単純なモデルに焦点を当てます。ディッケ（$N_{pl}=0$）、または$N_{pl}=M_{pl}$の非最小結合スカラー場。これにより、重力定数を時間と空間で自己無撞着に変化させることができます。さらに、重力定数がニュートンの定数$G$と異なることを許可します。つまり、$G_{\rmeff}（z=0）=G（1+\Delta）^2$です。{\emPlanck}2018CMBの温度、偏光、レンズ効果の情報と、BOSSのBAO測定値の編集を組み合わせて、不均衡を$\Delta=-0.022\pm0.023$（68％CL）に制限します。JBDの場合は$10^3\、\xi<0.82$（95％CL）に、非最小結合スカラー場の場合は、不均衡を$\Delta>-0.018$（$<0.021$）に制限し、結合パラメーターを$\xi<0.089$（$\xi>-0.041$）両方とも95％CL。これらの制約は、現在、放射線時代の重力定数が3％（95％CL）未満である場合の重力定数の変動、および宇宙スケールから測定された重力ニュートン定数とキャベンディッシュで測定された重力定数の比率に対応します。-実験のように4〜15％（95％CL）より小さくします。現在のデータでは、$\Delta$、結合$\xi$、および$H_0$の間の縮退により、ハッブル定数の値が大きくなり、SH0ESチームによるハッブル定数の測定とCMBデータによって推測されるその値。LiteBIRDとCMB-S4のCMB異方性の組み合わせ、DESIの大規模構造銀河団、LSSTの銀河せん断などの将来のデータにより、不確実性が$\sigma（\Delta）=0.004$に減少します。
白色矮星の惑星系における世俗的な混沌：金属汚染の起源と短期間の惑星の伴侶
| Title |
Secular_chaos_in_white-dwarf_planetary_systems:_origins_of_metal_pollution_and_short-period_planetary_companions |
| Authors |
Christopher_E._O'Connor,_Jean_Teyssandier,_Dong_Lai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08716 |
多惑星系の経年振動は、非線形共鳴摂動を通じて内部体の無秩序な進化を促進する可能性があります。この「世俗的な混沌」は、粒子を容易に極端な離心率に押し上げ、潮汐相互作用または中心星との衝突を引き起こします。惑星の特性とカオス拡散の時間スケールとの関係に重点を置いて、リング平均法を使用して、2つの惑星とテスト粒子を備えたシステムにおける経年カオスの数値研究を提示します。世俗的なカオスは、与えられたシステムで数桁にわたる時間スケールで極端な離心率を励起する可能性があることがわかります。白色矮星（WD）の周りの惑星系の進化、特に微惑星と惑星の潮汐破壊と高離心率の移動に私たちの結果を適用します。大きな（$\gtrsim10M_{\oplus}$）、遠くの（$\gtrsim10\、{\rmau}$）惑星によって引き起こされる世俗的な混乱は、微惑星の潮汐破壊からWDへの金属の降着を維持できることがわかります。Gyrのタイムスケール。降着率は、WDステージの開始時の混沌としたゾーンの微惑星の総質量が太陽系の主な小惑星帯の総質量と類似している場合、冷却シーケンスに沿って大気汚染があるWDについて推定されたものと一致します。長周期の太陽系外惑星と小惑星帯の発生に基づいて、我々は、世俗的なカオスがWDを汚染するための重要な（おそらく支配的な）チャネルである可能性があると結論付けています。世俗的なカオスはまた、さまざまな循環メカニズムと協調して、WDの周りに短周期惑星と微惑星を生成する可能性があります。直接イメージングとマイクロレンズを使用して、世俗的なカオスを駆動する太陽系外惑星を検出するための見通しについて説明します。
HD 137496システム：高密度で高温のスーパーマーキュリーとコールドジュピター
| Title |
The_HD_137496_system:_A_dense,_hot_super-Mercury_and_a_cold_Jupiter |
| Authors |
T._A._Silva,_O.D.S_Demangeon,_S._C._C._Barros,_D._J._Armstrong,_J._F._Otegi,_D._Bossini,_E._DelgadoMena,_S._G._Sousa,_V._Adibekyan,_L._D._Nielsen,_C._Dorn,_J._Lillo-Box,_N._C._Santos,_S._Hoyer,_K._G.Stassun,_J._M._Almenara,_D._Bayliss,_D._Barrado,_I._Boisse,_D._J._A._Brown,_R._F._D\'iaz,_X._Dumusque,_P.Figueira,_A._Hadjigeorghiou,_S._Hojjatpanah,_O._Mousis,_A._Osborn,_A._Santerne,_P._A._Str{\o}m,_S._Udry,_and_P._J._Wheatley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08764 |
現在知られている惑星のほとんどは、地球の半径と海王星の半径の間に半径がある小さな世界です。この体制における惑星の特徴は、構成とシステムアーキテクチャの大きな多様性を示しており、分布は多数の形成と進化のシナリオを示唆しています。K2衛星からの測光と、HARPSおよびCORALIEスペクトログラフで測定された視線速度を使用して、明るくわずかに進化した太陽のような星HD137496の周りの惑星を検索しました。恒星パラメーター$M_*$=1.035+/-を正確に推定しました。0.022$M_\odot$、$R_*$=1.587+/-0.028$R_\odot$、$T_\text{eff}$=5799+/-61K、わずかに進化した星の化学組成。HD137496を周回する2つの惑星を検出します。内惑星HD137496bは、質量$M_b$=4.04+/-0.55$M_\oplusのスーパーマーキュリー（密度がマーキュリーの地球サイズの惑星）です。$、半径$R_b=1.31_{-0.05}^{+0.06}R_\oplus、$、密度$\rho_b=10.49_{-1.82}^{+2.08}$$\mathrm{gcm^{-3}}$。内部モデリング分析により、惑星は主に鉄で構成されており、コアは惑星の質量の70％以上を占めていることがわかります（$M_{core}/M_{total}=0.73^{+0.11}_{-0.12}$）。外惑星HD137496cは、奇行（$e$=0.477+/-0.004）、長期間（$P$=$479.9_{-1.1}^{+1.0}$日）の巨大惑星（$M_c\sini_c$=7.66+/-0.11$M_{Jup}$）トランジットを検出しません。HD137496bは、これまでに検出された数少ないスーパーマーキュリーの1つです。ここで報告された正確な特性は、惑星系の形成と進化をよりよく理解するための重要なターゲットとしてのその役割を強化します。奇行的な長周期の巨大な仲間の検出はまた、小さな通過する内惑星の存在と長周期のガス巨人の間のリンクを強化します。
検出された太陽系外惑星のその場形成のモデル
| Title |
Models_of_the_in_situ_formation_of_detected_extrasolar_giant_planets |
| Authors |
Peter_Bodenheimer,_Olenka_Hubickyj,_Jack_J._Lissauer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08776 |
（要約）47UMa、rhoCrB、および51Pegの惑星コンパニオンの形成の数値シミュレーションを示します。それらは、コアが最初に固体粒子の降着によって形成され、その後、原始惑星系円盤からかなりの量のガスを捕獲したという基本モデルに従って、その場で形成されたと想定されています。ほとんどの計算では、固体コアの一定の降着率を規定しています。ガスエンベロープの進化は、（1）準静水圧平衡にある、（2）ガス降着率は、惑星の外半径がガスの熱速度が発生する場所であるという要件によって決定されることを前提としています。惑星の丘の球の境界に到達することを可能にし、（3）ガスの降着速度は、さらに、星雲がガスを供給できる規定の最大速度によって制限され、（4）惑星の成長は、惑星の成長が停止すると停止します。視線速度測定から決定されたほぼ最小質量を取得します。計算は、固体の降着が支配的な初期段階から、固体と気体の物質の質量が等しいクロスオーバーのポイントを過ぎて、急速なガスの降着の段階を経て、一定の質量での収縮と冷却の最終段階まで実行されます。。固体降着率が計算され、仮定されておらず、ガスエンベロープ内の微惑星の溶解が考慮されている47UMaの場合の代替計算が提示されています。すべての場合において、急速なガス降着に関連する高光度の短い段階（1e-3-1e-2Lsun）があります。このピークの高さと持続時間は、不確実なモデルパラメータに依存します。これらすべてのコンパニオンのinsitu形成は、いくつかの条件下で可能であるという結論に達しました。しかし、少なくともかんむり座ロー星とペガスス座51番星の周りの惑星では、軌道移動が進化の重要な要素であった可能性が高いです。
惑星または小惑星？白色矮星汚染物質の質量を制限するための地球化学的方法
| Title |
Planets_or_asteroids?_A_geochemical_method_to_constrain_the_masses_of_White_Dwarf_pollutants |
| Authors |
Andrew_M._Buchan,_Amy_Bonsor,_Oliver_Shorttle,_Jon_Wade,_John_Harrison,_Lena_Noack,_Detlev_Koester |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08779 |
惑星物質を付着させた汚染された白色矮星は、太陽系外惑星系の地質を調査するユニークな機会を提供します。しかし、白色矮星を汚染する物体の性質はよく理解されていません。それらは小さな小惑星、小惑星、あるいは地球型惑星でさえありますか？Ni、Cr、Siの検出から汚染物質の質量を推測する新しい方法を紹介します。コアとマントルの分化中、これらの元素は、さまざまな圧力（つまり、物体の質量）で金属とケイ酸塩に対してさまざまな優先度を示し、コアとマントルの存在量に影響を与えます。金属-ケイ酸塩分配実験からのデータを使用して、コア-マントル分化を自己無撞着にモデル化します。この計算をベイズフレームワークに組み込むことにより、白色矮星を汚染する物体の分化圧力、したがって質量に統計的制約を課します。汚染がマントルのようなものである場合、Niの観測が圧力の抑制に最も適しているのに対し、CrとSiはコアのような汚染に適していることを示します。3つのシステム（WD0449-259、WD1350-162、およびWD2105-820）が見つかりました。これらのシステムの存在量は、小さな親体（$<0.2M_\oplus$）のフラグメントの降着によって最もよく説明されます。2つのシステム（GD61およびWD0446-255）の場合、観測された存在量は未分化物質の降着と一致したままですが（$<3\sigma$）、最良のモデルは地球サイズの物体の断片の降着を示唆しています。これは、汚染された白色矮星がさまざまな質量の惑星体を降着させる可能性があることを示唆しています。しかし、私たちの結果は、現在のデータを考えると、避けられない縮退と制限の影響を受けます。圧力をより確実に抑制するために、（ほぼ）純粋なコアおよび/またはマントル材料の偶然の観察が必要です。
pycheopsを使用した特徴的なExOPlanets衛星（CHEOPS）による初期科学観測の分析
| Title |
Analysis_of_Early_Science_observations_with_the_CHaracterising_ExOPlanets_Satellite_(CHEOPS)_using_pycheops |
| Authors |
P._F._L._Maxted,_D._Ehrenreich,_T._G._Wilson,_Y._Alibert,_A._Collier_Cameron,_S._Hoyer,_S._G._Sousa,_G._Olofsson,_A._Bekkelien,_A._Deline,_L._Delrez,_A._Bonfanti,_L._Borsato,_R._Alonso,_G._Anglada_Escud\'e,_D._Barrado,_S._C._C._Barros,_W._Baumjohann,_M._Beck,_T._Beck,_W._Benz,_N._Billot,_F._Biondi,_X._Bonfils,_A._Brandeker,_C._Broeg,_T._B\'arczy,_J._Cabrera,_S._Charnoz,_C._Corral_Van_Damme,_Sz._Csizmadia,_M._B._Davies,_M._Deleuil,_O._D._S._Demangeon,_B.-O._Demory,_A._Erikson,_H.G._Flor\'en,_A._Fortier,_L._Fossati,_M._Fridlund,_D._Futyan,_D._Gandolfi,_M._Gillon,_M._Guedel,_P._Guterman,_K._Heng,_K._G._Isaak,_L._Kiss,_J._Laskar,_A._Lecavelier_des_Etangs,_M._Lendl,_C._Lovis,_D._Magrin,_V._Nascimbeni,_R._Ottensamer,_I._Pagano,_E._Pall\'e,_G._Peter,_G._Piotto,_D._Pollacco,_F._J._Pozuelos,_D._Queloz,_R._Ragazzoni,_N._Rando,_H._Rauer,_C._Reimers,_I._Ribas,_N._C._Santos,_G._Scandariato,_A._E._Simon,_A._M._S._Smith,_M._Steller,_M._I._Swayne,_Gy._M._Szab\'o,_D._S\'egransan,_N._Thomas,_S._Udry,_V._Van_Grootel,_N._A._Walton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08828 |
CHEOPS（CHaracterisingExOPlanetSatellite）は、低軌道から高ケイデンスで明るい星を観測するESASクラスのミッションです。ミッションの主な目的は、超高精度の測光を使用して、近くの星を通過する太陽系外惑星を特徴づけることです。ここでは、4つの有名な太陽系外惑星GJ436b、HD106315b、HD97658b、GJ1132bの初期科学観測プログラム中にCHEOPSによって観測されたトランジットの分析を報告します。分析は、ここで完全に説明されている最先端の技術を使用してCHEOPS光度曲線データを簡単かつ効率的に分析するために開発したオープンソースソフトウェアパッケージであるpycheopsを使用して行われます。CHEOPSを使用して測定された通過パラメータの精度は、スピッツァー宇宙望遠鏡やケプラーなどのより大きな宇宙望遠鏡の精度に匹敵することを示しています。分析から更新された惑星パラメータを使用して、これら4つの太陽系外惑星の内部構造に対する新しい制約を導き出します。
ペリセンターの解決：太陽系シミュレーションの不整合の説明
| Title |
Resolving_pericenter:_explaining_inconsistencies_in_Solar_System_simulations |
| Authors |
David_M._Hernandez,_Richard_E._Zeebe,_Sam_Hadden |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08835 |
公開されている太陽系統合における水星の離心率の進化を比較します。これらのデータセットは、水星の中心付近の通過をどれだけうまく解決できるかによって、数値の混乱によってさまざまな程度の影響を受けます。時間の経過に伴う水星の離心率分布に、2つのデータセット間に統計的に有意な差が見られます。また、文献で使用されているさまざまなシンプレクティックマップで中心周辺の解像度を研究しています。
スーパージュピターの質量惑星によって引き起こされた奇行ギャップ
原始惑星系円盤に埋め込まれた巨大惑星は、潮汐相互作用によってギャップを開き、ギャップの特性は、惑星の質量とディスクのパラメーターに強く依存します。この過程の数値シミュレーションは数多く行われていますが、スーパージュピターの質量惑星によるギャップ形成の詳細なシミュレーションや解析は十分に行われていません。スーパージュピター質量惑星によるギャップ形成過程の二次元数値流体力学シミュレーションを実行し、ギャップの離心率を調べた。惑星が巨大なとき、ガスの半径方向の動きが励起され、ギャップの外縁の離心率が増加します。私たちのシミュレーションでは、偏心ギャップの臨界惑星質量は、$\alpha=4.0\times10^{-3}$および$h/r=0.05$のディスクで$\sim3〜M_{\rmJ}$であることが示されました。以前の研究で報告されたものと一致した発見。偏心ギャップの臨界惑星質量は、粘度とディスクスケールの高さに依存します。ギャップの深さに関連する無次元パラメータを考慮することにより、臨界質量を記述できることがわかりました。ギャップの偏心の開始は、ギャップ内の表面密度を高め、臨界質量より重い惑星についての以前の研究で導き出された経験的関係よりもギャップを浅くしました。したがって、我々の結果は、ギャップ内のガス面密度に強く依存する質量降着率も、スーパージュピター質量惑星で強化されることを示唆している。これらの結果は、スーパージュピターの質量惑星の形成と進化のプロセス、および人口合成の計算に大きな影響を与える可能性があります。
マーズリコネッサンスオービターの火星カラーイメージャー（MARCI）：その画像データを処理するための新しいワークフロー
| Title |
Mars_Reconnaissance_Orbiter's_Mars_Color_Imager_(MARCI):_A_New_Workflow_for_Processing_Its_Image_Data |
| Authors |
Stuart_J._Robbins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08891 |
マーズリコネッサンスオービター（MRO）の火星カラーイメージャー（MARCI）は、2006年後半以降、紫外線から近赤外線まで、最大7つの異なる色で火星のほぼ毎日のほぼグローバルな画像を返しました。現在までのところ、これは5300火星日以上のデータ、ほぼ8火星年、または15地球年以上です。データはピクセルあたり最大500メートル近くで取得され、MROのほぼ円軌道とその一貫した午後の画像は、火星の大気と表面のプロセスを研究するための前例のないデータのベースラインを提供します。残念ながら、MARCIデータの処理は難しく、ファイルサイズの急増、フリーソフトウェアでの回避策が必要な問題、およびこれをひどく十分に活用されていないデータセットにするその他の問題があります。このホワイトペーパーでは、MARCIに固有の問題を回避する方法の提案や、現在のバージョンのフリーソフトウェアISIS（IntegratedSoftwareforImagersandSpectrometers）との相互作用など、MARCIデータを最大限に処理するワークフローについて説明します。データ処理を劇的に高速化するために作成できることについても説明します。処理されたMARCI画像、モザイク、およびカラーコンポジットの例が示され、MARCIによって提供される1度あたり96ピクセルのフルスケールで、グローバル、リージョナル、およびローカルエリアでのこのワークフローの機能が示されます。
北周極星Vの周りの太陽系外惑星を検索します。巨星HD19615、HD 150010、およびHD174205の3つの可能性のある惑星の仲間
| Title |
Search_for_Exoplanets_around_Northern_Circumpolar_Stars_V._Three_likely_planetary_companions_to_the_giant_stars_HD_19615,_HD_150010,_and_HD_174205 |
| Authors |
G._Jeong,_B._C._Lee,_M._G._Park,_T._Y._Bang,_and_I._Han |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08899 |
目的。正確なRV測定を使用して、HD19615、HD150010、およびHD174205の3つの巨星における長周期視線速度（RV）変動の検出を報告します。メソッド。これらの検出は、普賢山天文台（BOAO）で実施されている北周極星周辺の太陽系外惑星の探索（SENS）調査の一部です。RV変動の性質は、測光および線形状の変動を分析することによって調査されました。これらの量のRV期間に変動は見られず、RVの変動は惑星の伴侶によって引き起こされる可能性が最も高いと結論付けています。結果。3つの星の軌道解は、それぞれ402d、562d、および582dの公転周期と、8.5MJ、2.4MJ、および4.2MJの最小質量をもたらします。これらの質量と周期は、中間質量星の周りの惑星に典型的ですが、いくつかの不明確な解釈と最近の研究は、いくつかの惑星の有罪判決を疑問視しているかもしれません。それにもかかわらず、SENSプログラムは、中間質量星の周りの巨大惑星に関する知識に貢献しています。
KMT-2018-BLG-1988Lb：低質量ディスク矮星を周回するマイクロレンズスーパーアース
| Title |
KMT-2018-BLG-1988Lb:_microlensing_super-Earth_orbiting_a_low-mass_disk_dwarf |
| Authors |
Cheongho_Han,_Andrew_Gould,_Michael_D._Albrow,_Sun-Ju_Chung,_Kyu-Ha_Hwang,_Youn_Kil_Jung,_Doeon_Kim,_Chung-Uk_Lee,_Shude_Mao,_Yoon-Hyun_Ryu,_In-Gu_Shin,_Yossi_Shvartzvald,_Jennifer_C._Yee,_Weicheng_Zang,_Sang-Mok_Cha,_Dong-Jin_Kim,_Hyoun-Woo_Kim,_Seung-Lee_Kim,_Dong-Joo_Lee,_Yongseok_Lee,_Byeong-Gon_Park,_Richard_W._Pogge,_Chun-Hwey_Kim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08955 |
これまで気づかなかった惑星信号を見つけることを目的として、KMTNet調査によって収集された以前のデータの高倍率マイクロレンズイベントを再検討します。この研究では、この調査から発見された惑星系KMT-2018-BLG-1988Lを報告します。惑星の信号は、一眼レフの光度曲線から$\lesssim0.2$〜magの偏差として現れ、約6時間続きました。偏差は、ディップの両側の弱いバンプに囲まれたディップのパターンを示しています。レンズ光度曲線の分析は、信号がホスト星のアインシュタインの環の近くにある低質量比（$q\sim4\times10^{-5}$）の惑星の伴星によって生成されることを示しています。惑星の質量、$M_{\rmplanet}=6.8^{+4.7}_{-3.5}〜M_\oplus$と$5.6^{+3.8}_{-2.8}〜M_\oplus$ベイジアン分析から推定された可能な解決策は、惑星がスーパーアースの体制にあることを示しています。惑星のホストは、質量が$M_{\rmhost}=0.47^{+0.33}_{-0.25}〜M_\odot$で距離が$D_{\rmL}=4.2の円盤状の星です。^{+1.8}_{-。14}$〜kpc。KMT-2018-BLG-1988Lbは、スーパーアースの上限を下回る質量を持つ17番目のマイクロレンズ惑星です。KMTNet調査の完全な運用以来、過去5年間に、質量が$\lesssim10〜M_\oplus$の17個のマイクロレンズ惑星のうち14個が検出されたという事実は、KMTNetデータベースが非常に低質量の惑星の重要な貯留層であることを示しています。。
局所的に等温の自己重力ディスクにおける渦の進化について：パラメータ研究
| Title |
On_the_evolution_of_vortex_in_locally_isothermal_self-gravitating_discs:_a_parameter_study |
| Authors |
D._Tarczay-Neh\'ez,_K._Rozgonyi,_Zs._Reg\'aly |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09073 |
若い恒星状天体の周りに観測されたガスが豊富なほこりっぽい星周円盤は、惑星や惑星系の発祥の地であると考えられています。最近の観測では、大規模な馬蹄形の明るさの非対称性が数十の遷移原始惑星系円盤に存在することが明らかになりました。理論的研究は、これらの明るさの非対称性bfは、ロスビー波不安定性（RWI）によって引き起こされる大規模な高気圧性渦によって引き起こされる可能性があることを示唆しています。渦は惑星形成に重要な役割を果たす可能性があるため、RWIの開始条件と渦の長期的な進化を調査することは避けられません。私たちの仕事の目的は、ディスクの形状（ディスクの垂直方向の厚さ）、粘度、デッドゾーンエッジの遷移領域の幅、およびディスクの質量が、の開始、寿命、強度、および進化に及ぼす影響を調査することでした。ディスクに形成された渦。ディスクの自己重力を含めた局所的な等温仮定で1980年の2D流体力学シミュレーションを実行することにより、ディスクのさまざまな特性と粘度遷移を仮定したパラメトリック研究を実行しました。私たちの結果は、長寿命の大規模な渦形成が、Toomre$Q\lesssim1/h$で、浅い面密度勾配と低または中程度のディスク質量に有利であることを明らかにしました。ここで、$h$はディスクの幾何学的アスペクト比です。一般に、低粘度モデルでは、より強い渦が形成されます。ただし、これらのディスクでは、急速な渦の減衰と再形成がより広範囲に及んでいます。
cmサイズの高多孔性の氷と塵の凝集体の衝突特性とそれらの初期の惑星形成への応用
| Title |
Collisional_properties_of_cm-sized_high-porosity_ice_and_dust_aggregates_and_their_applications_to_early_planet_formation |
| Authors |
Rainer_R._Schr\"apler,_Wolf_A._Landeck,_J\"urgen_Blum |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09141 |
原始惑星系円盤の不感帯では、マイクロメートルサイズの粒子がブラウン運動で成長し、中立面に堆積し、半径方向内側にドリフトすると想定されています。衝突圧縮が始まると、成長する凝集体はより遅く、したがって動的に小さい粒子を収集します。非常に多孔性の氷とダストの凝集体のこの沈降と成長段階は、実験室での実験でシミュレートされます。実験室での実験では、多孔度が90\％のmmからcmサイズの氷凝集体と、多孔度が85\のcmサイズのダスト凝集体が得られました。％。原始惑星系円盤の中央面に到達したときの凝集体のサイズを計算するために、分析計算で沈降中の成長プロセスをモデル化しました。ミッドプレーンでは、ダスト粒子は薄い高密度の層を形成し、たとえば、ストリーミングの不安定性やせん断乱流の開始によって相対速度を獲得します。これらの衝突も調査するために、堆積成長実験で形成された高多孔性凝集体を使用して追加の実験室ドロップタワー実験を実行し、付着しきい値速度を含む機械的パラメーターを決定しました。惑星を形成します。最後に、圧縮測定から、ダストと氷の凝集体の充填密度に依存する基本特性、ヤング率、ポアソン比、せん断粘度、およびバルク粘度を計算する方法を開発しました。これらのパラメータを使用して、測定値に適合する反発係数を導出することができました。これらの結果を物理的に説明するために、衝突モデルを適用しました。このモデルを使用すると、一般的なダストと骨材の衝突に関する予測が可能になります。
2,000万年前の星V1298タウを周回する巨大惑星の急速な収縮
| Title |
Rapid_contraction_of_giant_planets_orbiting_the_20_million-years_old_star_V1298_Tau |
| Authors |
A._Su\'arez_Mascare\~no,_M._Damasso,_N._Lodieu,_A._Sozzetti,_V._J._S._B\'ejar,_S._Benatti,_M._R._Zapatero_Osorio,_G._Micela,_R._Rebolo,_S._Desidera,_F._Murgas,_R._Claudi,_J._I._Gonz\'alez_Hern\'andez,_L._Malavolta,_C._del_Burgo,_V._D'Orazi,_P._J._Amado,_D._Locci,_H._M._Tabernero,_F._Marzari,_D._S._Aguado,_D._Turrini,_C._Cardona_Guill\'en,_B._Toledo-Padr\'on,_A._Maggio,_J._Aceituno,_F._F._Bauer,_J._A._Caballero,_P._Chinchilla,_E._Esparza-Borges,_E._Gonz\'alez-\'Alvarez,_T._Granzer,_R._Luque,_E._L._Mart\'in,_G._Nowak,_M._Oshagh,_E._Pall\'e,_H._Parviainen,_A._Quirrenbach,_A._Reiners,_I._Ribas,_K._G._Strassmeier,_M._Weber,_M._Mallon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09193 |
惑星の進化の現在の理論は、幼児の巨大惑星は、約数億年後に最終的なサイズに達するまでゆっくりと収縮する前に、大きな半径と非常に低い密度を持っていると予測しています。太陽系外惑星の発見数が増加しているにもかかわらず、これらの理論上の期待は、ホスト星の激しい恒星活動のために非常に若い惑星の検出と特性評価が非常に困難であるため、今日までテストされていません。しかし、若い惑星通過システムの最近の発見は、進化モデルに初期の制約を課すことを可能にします。推定年齢2000万年のV1298\、Tauは、通過する惑星をホストすることが知られている最年少の太陽型星の1つです。これは、2つのネプチューンサイズ、1つの土星サイズ、1つの木星サイズで構成される複数のシステムを備えています。惑星。ここでは、激しい視線速度キャンペーンの分析を報告し、その2つの惑星の軌道と互換性のある2つの周期信号の存在を明らかにします。公転周期が24日の惑星bは、木星質量が0.64で、太陽系の巨大惑星や他の既知の巨大な太陽系外惑星と同様の密度を持っていることがわかります。公転周期が40日の惑星eは、木星質量が1.16で、密度がほとんどの巨大な太陽系外惑星よりも大きくなっています。これは、このような若い年齢の惑星にとっては予想外のことであり、一部の巨大惑星が予想よりも速く進化および収縮する可能性があることを示唆しているため、惑星進化の現在のモデルに挑戦しています。
軌道共鳴に関する新しい結果
惑星共鳴の摂動解析は、一般に、非常に低い偏心と非常に高い偏心での共鳴幅の特異点および/または発散を予測します。最近、非摂動的数値分析を使用して、ポアンカレのセクションを使用してこれらの発散の性質を再検討しましたが、この方法の以前の実装とは異なる視点からです。この視点は、臨界共鳴角に基づく分析的、半分析的、および数値平均化アプローチを含む、従来のアプローチでは隠されたままである共鳴の微細構造を明らかにします。離心率が低い場合、一次共振には発散幅はありませんが、公称共振位置から離れる2つの非対称分岐があります。隣接する共鳴を接続する「低離心率共鳴ブリッジ」と呼ばれる一連の構造が明らかになります惑星の放牧偏心では、真の共鳴幅は発散しませんより高い偏心では、新しい結果はこれまで知られていなかった共鳴構造を明らかにし、これらがパラメータ領域は、必ずしも完全ではありませんが、一部の共鳴解放ゾーンがカオスによって失われます。高い離心率でのカオスは、以前は隣接する共鳴のオーバーラップに起因していました。新しい結果は、分岐と共存の追加の役割を明らかにしています。より高い離心率での位相シフト共鳴ゾーン幾何学的な観点を採用することにより、高離心率の位相空間構造とその遷移を回転フレーム内の共鳴軌道の形状に関連付けます。平均運動共振のダイナミクス。
IllustrisTNGからの初期型銀河密度プロファイル：III。外側の運動学的構造への影響
| Title |
Early-type_galaxy_density_profiles_from_IllustrisTNG:_III._Effects_on_outer_kinematic_structure |
| Authors |
Yunchong_Wang_(1,2),_Shude_Mao_(1,3),_Mark_Vogelsberger_(4),_Volker_Springel_(5),_Lars_Hernquist_(6)_and_Risa_Wechsler_(2,_7)._(1)_Tsinghua_(2)_Stanford_(3)_NAOC_(4)_MIT_(5)_MPA_(6)_Harvard_(7)_SLAC |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08714 |
初期型銀河（ETG）は、異方性恒星軌道下で非ガウス視線速度分散（LOSVD）を引き起こす可能性のある、単一の等温球によって主に記述される総半径密度プロファイルを持っています。ただし、MASSIVEサーベイでのローカルETGの最近の観測では、固定された等温密度プロファイルと矛盾する$1.5R_{eff}$の外側の運動学的構造が明らかになっています。著者らは、説明としてさまざまな密度プロファイルを提案しました。この推測を検証し、IllustrisTNGで十分に研究された密度プロファイルを持つ模擬ETGを介して、これらの非標準的な運動学的特徴の形成に対する恒星の集合の影響を理解することを目指しています。面分光器（IFU）の観測を模倣した2Dマップを作成して、TNG100-1ボックス内の207個のETGの投影された星の運動学的特徴を抽出します。。模擬観測は、速度分散プロファイルの外側の傾き$\gamma_{outer}$と尖度$h_4$の勾配の間の不可解な正の相関を含む、MASSIVEETGの主要な外側（$1.5R_{eff}$）の運動学的構造を再現します。$h_4$は、$R_{eff}$を超える恒星軌道異方性とは無相関であることがわかります。代わりに、$\gamma_{outer}$と外側の$h_4$（$h_4$勾配を支配する）の変動は、両方とも、異なるETGにわたる周辺の密度プロファイルの変動によって引き起こされることがわかります。これらの発見は、提案された推測を裏付け、ETGの非ガウス外部運動構造の主要な推進力としての速度異方性を除外します。また、外側の尖度と異方性は、異なる恒星アセンブリコンポーネントと相関し、前者はマイナーな合併またはフライバイ相互作用に関連し、後者は主に主要な合併によって駆動されることもわかりました。これは、これら2つのプロパティを非相関化する明確な恒星アセンブリの起源を示唆しています。
強い重力レンズによる低質量ハローの検出I：データ品質とレンズ構成の影響
| Title |
Detecting_low-mass_haloes_with_strong_gravitational_lensing_I:_the_effect_of_data_quality_and_lensing_configuration |
| Authors |
Giulia_Despali,_Simona_Vegetti,_Simon_D._M._White,_Devon_M._Powell,_Hannah_R._Stacey,_Christopher_D._Fassnacht,_Francesca_Rizzo,_Wolfgang_Enzi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08718 |
この論文は、銀河系-銀河系の強い重力レンズで検出できる最低のハロー質量が、観測の質と観測されたレンズシステムの特性にどのように依存するかを定量化することを目的としています。シミュレートされたデータを使用して、レンズ面の各位置で検出可能な最小のNFW質量を、詳細な\emph{感度マップ}の形式で測定します。要約すると、次のことがわかります。（i）検出可能な最小質量$M_{\rmlow}$は、信号対雑音比（SNR）が増加すると直線的に減少し、ノイズを減少させると感度領域が大きくなります。（ii）角度分解能（0.07"vs0.09"）とピクセルスケール（0.01"vs0.04"）の適度な増加により、ハロー質量が平均0.25dexだけ感度が向上し、最も感度の高い領域の周囲がさらに大幅に向上します。（iii）低質量の天体に対する感度は、コースティックス曲線の内側に位置し、より大きなアインシュタインの環（つまり、$r_{E}\geq1.0"$）にレンズ化された明るく複雑なレンズ銀河で最大です。この作業で検討した模擬画像では、レンズのレッドシフトで検出できる最小質量は$1.5\times10^{8}$と$3\times10^{9}M_{\odot}$の間にあります。$M_{\rmlow}$、SNRと解像度、およびレンズ構成とソース構造の影響について説明します。私たちの結果は、近似予測と実際のデータの間のギャップを埋め始め、重力イメージングの正確な予測を計算するという難しい性質を示しています。。私たちの調査結果に照らして、強力なレンズ調査を設計するための可能な戦略と、HST、Keck、ALMA、Euclidおよびその他の将来の観測の見通しについて説明します。
MASCOT-近くのSDSS-MaNGA銀河における分子ガスのESO-AROレガシー調査：I。最初のデータリリース、およびH_2と恒星コンテンツ間のグローバルで解決された関係
| Title |
MASCOT_--_An_ESO-ARO_legacy_survey_of_molecular_gas_in_nearby_SDSS-MaNGA_galaxies:_I._first_data_release,_and_global_and_resolved_relations_between_H_2_and_stellar_content |
| Authors |
D._Wylezalek,_C._Cicone,_F._Belfiore,_C._Bertemes,_S._Cazzoli,_J._Wagg,_W._Wang,_M._Aravena,_R._Maiolino,_S._Martin,_M.S._Bothwell,_J.R._Brownstein,_K._Bundy,_C._De_Breuck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08719 |
アリゾナ電波天文台（ARO）で実施されたESO公開分光調査であるMANGA-AROCOターゲット調査（MASCOT）の最初のデータリリースを紹介します。アパッチポイント天文台（MaNGA）の近くの銀河のマッピングから選択された187個の近くの銀河のサンプルでCO（1-0）線放射を測定します。低赤方偏移。MASCOTの主な目標は、星の質量が10^9.5M_solarを超え、関連するMaNGAIFU観測と、星の質量、星形成率、金属性などの十分に制約された量を持つ星形成銀河の分子ガス含有量を調べることです。この論文では、MASCOT調査の最初の結果を示し、銀河のいくつかの有効半径をカバーし、COの光度、COの運動学、および推定されたH2ガス質量を示す統合CO（1-0）測定を提供します。他の統合研究の結果と一致して、星形成主系列（SFMS）に関する銀河の星形成率の低下は、分子ガスの減少と星形成効率の低下とともに増加することが観察されています。分子ガスの質量分率をMaNGAの観測から推測される恒星の年齢勾配の傾きと関連付けると、分子ガスの質量分率が低い銀河は、銀河中心に近い古い星の集団を示す傾向があることがわかります。高分子ガスの質量分率は、裏返しの消光の暫定的な証拠を提供します。
M31の最も巨大な球状星団での$ \ sim $ 100,000 M $ _ \ odot $ブラックホールの検出：潮汐的に剥ぎ取られた核
| Title |
Detection_of_a_$\sim$100,000_M$_\odot$_black_hole_in_M31's_most_massive_globular_cluster:_A_tidally_stripped_nucleus |
| Authors |
Renuka_Pechetti,_Anil_Seth,_Sebastian_Kamann,_Nelson_Caldwell,_Jay_Strader,_Mark_den_Brok,_Nora_Luetzgendorf,_Nadine_Neumayer,_Karina_Voggel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08720 |
M31の最も巨大な球状星団であるB023-G078の中央ブラックホール（BH）の存在を調査します。強い回転（$\sim$20km/s）と中心に向かう速度分散の上昇（37km/s）を示す、Gemini/NIFSの高解像度の補償光学支援の面分光キネマティクスを紹介します。運動学的データを、クラスターの$HST$ACS/HRCデータへの2成分適合に基づく質量モデルと組み合わせて、推定BHの質量を推定します。私たちの動的モデリングは、9.1$^{+2.6}_{-2.8}\times$10$^4$M$_\odot$（1$\sigma$の不確実性）のBHコンポーネントの$>$3$\sigma$検出を示唆しています。）。クラスターの推定恒星質量は6.22$^{+0.03}_{-0.05}\times$10$^6$M$_\odot$であり、以前の推定と一致しているため、BHはその質量の1.5％を占めています。観測された運動学が、拡張された暗黒質量をプラマープロファイルとしてモデル化することにより、恒星質量BHのコレクションによって引き起こされているかどうかを調べます。拡張質量のサイズスケールの上限は0.56pc（95％信頼区間）であり、拡張質量を除外するものではありません。B023-G078が、その高質量、2成分光度プロファイル、色、金属量を含む、恒星質量$>$10$^9$M$_{\odot}$を持つ銀河の潮汐的に剥ぎ取られた核であるという説得力のある証拠があります。勾配、および金属量の広がり。$>$10$^9$M$_{\odot}$銀河の中央BH占有率が高いという新たな証拠を考えると、運動学的データの最も妥当な解釈は、B023-G078が中央BHをホストしているということです。これにより、低質量（$<$10$^7$M$_{\odot}$）のストリップ核で最強のBH検出が行われ、動的に検出される数少ない中間質量BHの1つになります。
光の銀河の形（GaLight）：銀河の画像の2Dモデリング
| Title |
Galaxy_shapes_of_Light_(GaLight):_a_2D_modeling_of_galaxy_images |
| Authors |
Xuheng_Ding,_Simon_Birrer,_Tommaso_Treu,_John_D._Silverman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08721 |
Galightは、Pythonベースのオープンソースパッケージであり、光学画像と近赤外線画像の2次元モデルフィッティングを実行して、ディスク、バルジ、バー、クエーサーなどのコンポーネントを備えた銀河の配光を特徴付けることができます。恒星成分の分解は、ハッブル宇宙望遠鏡とすばるのハイパーシュプライムカムによって観測された不活性銀河とクエーサーホスト銀河の公開された研究で実証されています。Galightは、銀河系外のソースの大規模なサンプルを分析するためのユーザーインターフェイスを再設計しながら、レンズトロノミーの画像モデリング機能を利用します。このパッケージは、モデリングフレームのカットアウトサイズの決定、視野内のPSFスターの検索、データのノイズマップの推定、初期モデルを設定するためのすべてのオブジェクトの識別など、いくつかの自動機能を備えたユーザーフレンドリーです。、およびそれらを同時に適合させるための関連パラメーター。これらの機能により、人員が最小限に抑えられ、自動フィッティングタスクが可能になります。ソフトウェアはMITライセンスの下で配布されます。ソースコード、インストールガイドライン、およびノートブックコードの例は、https：//galight.readthedocs.io/en/latest/にあります。
深層学習による銀河の暗黒物質分布の決定
| Title |
Determining_the_Dark_Matter_distribution_in_galaxies_with_Deep_Learning |
| Authors |
Mart\'in_Emilio_de_los_Rios,_Mihael_Peta\v{c},_Bryan_Zaldivar,_Nina_R._Bonaventura,_Francesca_Calore_and_Fabio_Iocco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08725 |
最先端の流体力学シミュレーション（IllustrisTNG100）内でトレーニングされた畳み込みニューラルネットワークに基づいて、銀河内の暗黒物質（DM）の内容と空間分布を推測する新しい方法を紹介します。私たちが開発したフレームワークは、質量$〜10^{11}-10^{13}M_{\odot}$の銀河内のDM質量分布を、重力バリオンが支配的な内部領域からDMまで非常に高いパフォーマンスで推測することができます。-銀河の豊かでバリオンが枯渇した郊外。従来の方法に関して、ここで紹介する方法には、DM分布に事前に割り当てられた形状に依存しないという利点もあり、必ずしも孤立しているとは限らない銀河に適用でき、分光観測がなくても非常にうまく機能します。
タイプIIAGN-ホスト銀河接続：VVDSおよびVIPERS調査からの洞察
| Title |
The_Type_II_AGN-host_galaxy_connection:_insights_from_the_VVDS_and_VIPERS_surveys |
| Authors |
G._Vietri,_B._Garilli,_M._Polletta,_S._Bisogni,_L._P._Cassar\`a,_P._Franzetti,_M._Fumana,_A._Gargiulo,_D._Maccagni,_C._Mancini,_M._Scodeggio,_A._Fritz,_K._Malek,_G._Manzoni,_A._Pollo,_M._Siudek,_D._Vergani,_G._Zamorani,_and_A._Zanichelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08730 |
VIPERSおよびVVDS調査から0.5<z<0.9で光学的に選択されたタイプIIAGNの研究を提示し、AGN活動とそれらのホスト銀河の物理的特性との関係を調査します。ホストの恒星の質量は、CIGALEコードに適合したスペクトルエネルギー分布によって推定され、星形成率は[OII]$\lambda$3727$\r{A}$の線の光度から導き出されます。AGNホスト銀河の49％が主系列星（MS）の上または上にあり、40％がサブMS遺伝子座にあり、11％が静止遺伝子座にあることがわかります。[OIII]$\lambda$5007$\r{A}$線の明るさをAGNパワーの代理として使用すると、固定AGNパワーでタイプIIAGNホスト銀河が二峰性の振る舞いを示すことがわかります。10$^{10}$M$_{\odot}$は、MSに沿って、またはスターバースト軌跡（高SFタイプIIAGN）に存在し、システムは大規模なホスト銀河（>10$^{10}）に存在します。$M$_{\odot}$）は、より低いレベルの星形成（低SFタイプIIAGN）を示しています。すべての恒星の質量で、MSからのオフセットはAGNパワーと正の相関があります。この相関関係は、おそらく低温ガスの利用可能性のために、AGNとホストの間の共進化の証拠として解釈されます。MSの下にホスト銀河がある最も強力なAGNでは、[OIII]ラインプロファイルの非対称性のヒントが見つかります。これは、おそらくガスの流出が原因であり、AGNフィードバックが利用可能なガスを除去して停止するシナリオと一致しています。最も大規模なホストでの星形成。
ガイアEDR3による古典的な矮小楕円銀河の郊外におけるステラルーメン固有運動
| Title |
Stellar_proper_motions_in_the_outskirts_of_classical_dwarf_spheroidal_galaxies_with_Gaia_EDR3 |
| Authors |
Yuewen_Qi,_Paul_Zivick,_Andrew_Pace,_Alexander_H._Riley,_Louis_E._Strigari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08737 |
GaiaEDR3データを使用して、6つの古典的な矮小楕円体（ドラコ、こぐま座、ろくぶんぎ座、彫刻家、ろ座、カリーナ）に関連する星を、それらの名目上のキング星の制限半径を超えて、最も外側の半径で識別します。調べたすべてのdSphについて、視線速度がキングの限界半径を超えて存在し、位置天文の確率が$>50\％$であることがわかります（りゅう座に4つ、こぐま座に2つ、ろくぶんぎ座に8つ、彫刻家に2つ、Fornax、およびCarinaでは5）、これらの星がそれぞれの矮小楕円体（dSphs）に高い確率で関連付けられていることを示しています。候補となる「潮汐外」の星の位置を銀河の軌道軌道と比較し、視線速度の一致がある場合とない場合の両方で、衛星の軌道軌道に沿って横たわっていることと一致する星を特定します。RRLyraeの公開されているカタログとの交差適合試験では、SculptorとFornaxのそれぞれで制限半径の外側に$>50\％$の天体確率を持つ1つのRRLyrae候補が見つかりました。ドラコで2つ、こぐま座で9つ、ろくぶんぎ座で7つです。、およびカリーナではゼロ。可能性のある金属量情報を含む、すべての候補のフォローアップスペクトルは、それぞれのdSphとの関連を確認するのに役立ち、これらの古典的なdSphの周りの拡張された恒星ハローまたは潮汐破片の証拠を表す可能性があります。
888MHzでのRapidASKAP ContinuumSurveyの1059deg $ ^ 2 $での178個の巨大電波銀河の発見
| Title |
Discovery_of_178_Giant_Radio_Galaxies_in_1059_deg$^2$_of_the_Rapid_ASKAP_Continuum_Survey_at_888_MHz |
| Authors |
Heinz_Andernach,_Eric_F._Jim\'enez-Andrade,_and_Anthony_G._Willis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08807 |
1メガパーセクのオーダーの線形サイズに達するか超える拡張電波銀河（ERG）を探して、RapidASKAPContinuumSurvey（RACS）の画像を目視検査した結果を報告します。RA$_{\rmJ}$=20$^h$20$^m$から06$^h$20$^m$、および$-50^{\circまでの1059deg$^2$の連続領域を検索しました}<\rm{Dec}_J<-40^{\circ}$、これはダークエネルギーサーベイ（DES）の深いマルチバンド光学画像でカバーされており、以前は1Mpcより大きいERGが3つしか報告されていませんでした。検査された1800を超える電波銀河候補について、光学画像と赤外線画像を検索した結果、1440ERGのホストが見つかりました。このホストでは、さまざまな参照からの分光学的および測光的赤方偏移を使用して、最大角度サイズ（LAS）を投影線形サイズ（LLS）に変換しました。その結果、LLS$>$1Mpcの178の新たに発見された巨大電波源（GRS）が発生し、そのうち18は2Mpcを超え、最大のものは3.4Mpcです。それらの赤方偏移は0.02から$\sim$2.0の範囲ですが、178個の新しいGRSのうち10個だけが分光学的赤方偏移を持っています。146個のホスト銀河の場合、$r$バンドの大きさと赤方偏移の中央値は20.9と0.64ですが、32個のクエーサーまたは候補の場合、これらは19.7と0.75です。GRSの最新の6つの大規模なコンパイルをマージすると、1Mpcよりも大きい458GRSになるため、この数を$\sim39\％$増やして現在は636にすることができました。
らせん状惑星状星雲における分子ガスのサンプリング：UVフラックスによるHNC / HCNの変動
| Title |
Sampling_Molecular_Gas_in_the_Helix_Planetary_Nebula:_Variation_in_HNC/HCN_with_UV_Flux |
| Authors |
Jesse_Bublitz,_Joel_H._Kastner,_Pierre_Hily-Blant,_Thierry_Forveille,_Miguel_Santander-Garc\'ia,_Javier_Alcolea,_and_Valentin_Bujarrabal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08816 |
分子雲、星前のコア、および原始惑星系円盤の観測は、HNC/HCN比が分子ガスの物理的状態の強力な診断である可能性があることを確立しました。それにもかかわらず、これらの分子の相対的な存在量を支配するプロセスはよく理解されていないままです。HNC/HCNの駆動におけるUV放射の潜在的な役割を調査するために、直径1pcのヘリックス惑星状星雲内の広範囲のUV照射強度を活用しようとしています。らせん星雲内の6つの位置でIRAM30mおよびAPEX12mの無線線観測を実行し、放射伝達および光解離モデリングコードを使用して、分子ガス特性の観点から線強度および線比の結果を解釈しました。HCN、HNC、HCO+、およびその他の微量分子にプラズマが埋め込まれたヘリックス分子ノット（小球）の最初の検出を取得しました。HNC/HCN積分線強度比の分析は、らせん中心星からの半径方向の距離とともに増加することを明らかにします。文献からの他の惑星状星雲の分子線比の文脈では、HNC/HCN比は、入射フラックスの4桁以上のUV放射と反相関しているように見えます。RADEXおよびMeudonコードを使用したヘリックス内の光解離領域のモデルは、分子ガスのカラム密度、および圧力と温度に対する強い制約を明らかにします。らせん全体の分子イオンHCO+の分析は、X線照射が惑星状星雲の外側領域でHCO+生成を促進している可能性が高いことを示しています。惑星状星雲では、光分解が制限されていますが、冷たいガスとイオン化分子が豊富です。観測結果は、UV照射がHNC/HCN比を決定する上で重要であることを明確に示していますが、PDRモデリングは、UVフラックス勾配だけではヘリックス全体で観測されたHNC/HCNの変動を再現できないことを示しています。
コンパクトな対称オブジェクトを定義するものは何ですか？慎重に精査されたCSOのサンプル
| Title |
What_defines_a_compact_symmetric_object?_A_carefully_vetted_sample_of_CSOs |
| Authors |
Anthony_C._S._Readhead,_Sebastian_Kiehlmann,_Matthew_L._Lister,_Sandra_O'Neill,_Timothy_J._Pearson,_Evan_Sheldahl,_Aneta_Siemiginowska,_Gregory_B._Taylor,_Peter_N._Wilkinson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08818 |
全体の投影サイズが1kpc未満の若いジェットAGNであるコンパクト対称オブジェクト（CSO）は、その若さと進化のために非常に興味深いものです。この分類は、視線の近くに配置されたジェットからの相対論的ビーミングによる非対称放射が支配的なフラックス密度が制限されたサンプルの強力でコンパクトな銀河系外電波源の約95％と、そうでないオブジェクトの約5％を区別するために導入されました。。元の分類基準は、（i）全体の投影直径が約1kpc未満、（ii）識別された活動の中心、および（iii）中心の周りの対称ジェット構造でした。誤分類によるCSO分類の値の混乱と侵食があります。多くのジェットはコアの外側にコンパクトな明るい特徴を含み、GPSの全スペクトルと「コンパクトな二重」の外観をもたらします。また、ジェット軸が視線の近くに配置されているオブジェクトの中には、接近するジェットがコアの両側に投影されるため、対称に見えるものがあります。。混乱を排除するために、（iv）遅い電波変動と（v）ジェットに沿って移動する明るい特徴の低い見かけの速度を上記のCSO基準に追加することを提案します。ドップラーブーストの混乱を排除するために、これらの5つの基準を使用してCSOのカタログを編集しています。
J01020100-7122208：超大質量ブラックホールから放出されなかった付加進化した青色はぐれ星
| Title |
J01020100-7122208:_an_accreted_evolved_blue_straggler_that_wasn't_ejected_from_a_supermassive_black_hole |
| Authors |
D._Brito-Silva,_P._Jofr\'e,_D._Bourbert,_S._E._Koposov,_J._L._Prieto_and_K._Hawkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08821 |
J01020100-7122208は、その起源と性質がまだ私たちに挑戦している星です。小マゼラン雲から放出された黄色の超巨星であると最初は信じられていましたが、最近では天の川の中央のブラックホールによって加速された赤色巨星であると主張されました。その性質を明らかにするために、測光、位置天文、および高解像度の分光観測を分析して、軌道、年齢、および16の元素の存在量を推定しました。私たちの結果は、この星が逆行性で非常に偏心した軌道、$e=0.914_{-0.020}^{+0.016}$を持っていることを示しています。それに対応して、銀河中心から$550\;\mathrm{pc}$で銀河円盤を横切った可能性があります。それぞれ$1.09\pm0.10$$M_\odot$と$4.51\pm1.44$Gyrの分光学的質量と年齢を取得しました。その化学組成は、他の逆行性ハロー星の豊富さに似ています。星はユーロピウムに富んでおり、[Eu/Fe]=0.93$\pm$0.24であり、[Fe/H]=-1.30$\pm$0.10で文献に報告されているよりも金属が少ないことがわかりました。。この情報は、J01020100-7122208が天の川の中央の黒または小マゼラン雲から放出された星ではない可能性が高いと結論付けるために使用されました。代わりに、それは遠い過去に天の川によって付着された可能性が高いハロー星であると提案しますが、その質量と年齢はおそらく進化した青色はぐれ星であることを示唆しています。
棒渦巻銀河の測光からのエピサイクリック周波数曲線によって分類された速い棒と遅い棒の特性
| Title |
Properties_of_Fast_and_Slow_Bars_Classified_by_Epicyclic_Frequency_Curves_from_Photometry_of_Barred_Galaxies |
| Authors |
Yun_Hee_Lee,_Myeong-Gu_Park,_Ho_Seong_Hwang,_Hong_Bae_Ann,_Haeun_Chung,_and_Taehyun_Kim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08846 |
暗黒物質ハローとの角運動量交換により、バーパターンの速度が時間とともに減少するという考えをテストします。このプロセスが実際に発生した場合、共回転共振およびその他の共振の位置は、一般に時間とともに増加するはずです。したがって、測光データを使用して、85個の禁止された銀河のガラクトセントリック半径の関数として角速度$\Omega$とエピサイクリック周波数$\kappa$を導き出します。質量マップは、動的な質量光度比を仮定し、重力ポテンシャルのポアソン方程式を解くことによって作成されます。次に、リンドブラッド共鳴の位置と共回転共鳴半径は、面分光法（IFS）データに適用されるトレメイン-ワインバーグ法から最近推定されたバーパターン速度と組み合わせた標準歳差運動周波数曲線を使用して導出されます。バーの物理的特性とそれらのホスト銀河の間の相関関係は、バー{\itの長さ}と共回転半径がディスクの円速度に依存するのに対し、バー{\itの強さ}とパターン速度は依存しないことを示しています。バーパターンの速度が低下すると、バーの強度、長さ、および共回転半径が増加しますが、バーが高速、中速、および低速のドメインに細分類されると、バーの長さに大きな変化は見られません。速いバーから遅いバーへのバー強度の増加のヒントだけが見つかります。これらの結果は、銀河の棒の長さがほとんど進化せず、代わりに主にそれらのホスト銀河のサイズによって決定されることを示唆しています。
巨大な塊の動的状態
| Title |
The_Dynamical_State_of_Massive_Clumps |
| Authors |
Zu-Jia_Lu,_Veli-Matti_Pelkonen,_Mika_Juvela,_Paolo_Padoan,_Troels_Haugb{\o}lle_and_{\AA}ke_Nordlund |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08887 |
巨大な塊の動的状態は、巨大な星の形成を理解するための鍵です。この作業では、合成観測を使用して、巨大な塊の運動学的特性を研究します。以前に、250pcのSN駆動の星形成シミュレーションから、合成ダスト連続体コンパクトソースの非常に大きなカタログを編集しました。ここでは、これらのソースのサブサンプルの合成$\rmN_{2}H^{+}$ラインプロファイルを計算し、それらのプロパティを観測値およびシミュレーションの対応する3次元（3D）クランプのプロパティと比較します。$\rmN_{2}H^{+}$線から推定されたソースの速度分散は、ソースサイズとの相関が速度よりも弱いものの、3Dクランプの速度分散の適切な推定値であることがわかります。3Dクランプのサイズ相関。3Dクランプの質量$M_{\rmmain}$と対応する合成ソースの質量$M_{\rmSED}$の関係には、大きなばらつきと0.5の傾き$M_{\rmmain}\proptoM_{\rmSED}^{0.5}$、これは、観測バンドのマージ手順と視線に沿った投影効果から生じる不確実性によるものです。その結果、コンパクトなソースに負の相関が見つかったとしても、3Dクランプのビリアルパラメータはクランプの質量と相関せず、最も質量の大きいソースのビリアルパラメータは関連するクランプのビリアルパラメータを大幅に過小評価する可能性があります。
光源周波数位相参照による低光度活動銀河核のミリメートルVLBI観測
| Title |
Millimeter-VLBI_observations_of_low-luminosity_active_galactic_nuclei_with_source-frequency_phase-referencing |
| Authors |
Wu_Jiang,_Zhiqiang_Shen,_Ivan_Marti-Vidal,_Xuezheng_Wang,_Dongrong_Jiang,_and_Noriyuki_Kawaguchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08930 |
光源周波数の位相参照観測により、88GHzまでの低光度活動銀河核（M84およびM87）のミリメートルVLBI結果を報告します。弱いVLBIコアを検出し、88GHzでM84の最初の画像を取得しました。M84コアの導出された輝度温度は約7.2$\times$10$^9$Kでした。これは、30シュワルツシルト半径までのコアが88GHzの観測でまだ解決されていないため、下限として機能する可能性があります。ソース周波数位相参照技術により、22〜44GHzおよび44〜88GHzでのM87のコアシフトを正常に決定しました。M87のジェット頂点は、コアシフト測定から43GHzコアの上流として約46$\mu$で推定できます。M87の88GHzコアの推定磁場強度は4.8$\pm$2.4Gであり、これは事象の地平線望遠鏡によって調査された事象の地平線の近くで1〜30Gの同じ大きさです。
ベクトル共鳴緩和を介した銀河核における軌道整列と質量分離
超大質量ブラックホールは、銀河核の重力ポテンシャルを支配します。これらの密集した環境では、星はほぼケプラーの軌道をたどり、星団自体によって生成される潜在的な変動によって軌道面が緩和するのを確認します。典型的な天体物理学の銀河核の場合、このベクトル共鳴緩和（VRR）の最も可能性の高い結果は、最も重い星の軌道面が狭い円盤内で自発的に自己整列することです。この長期的な配向分布を体系的に決定し、それを広範囲の恒星軌道パラメータと初期条件に使用するための最大エントロピー法を提示します。最も重い恒星の天体は、薄い赤道円盤の中に住んでいることがわかります。この円盤の厚さは、星の初期質量関数と初期クラスターの形状に依存します。この作品は、銀河核における中間質量ブラックホールの分布を制約するための可能な（間接的な）新しい方法を強調しています。
BL Lac天体、FRIおよびFRII（G）電波銀河の統合、およびBLLac天体のドップラー因子推定
| Title |
Unification_of_BL_Lac_objects,_FR_I_and_FR_II(G)_radio_galaxies_and_Doppler_factor_Estimation_for_BL_Lac_Objects |
| Authors |
Xu-Hong_Ye,_Jun-Hui_Fan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09023 |
この作品では、BLラック、FRI、FRII（G）電波銀河のサンプルを収集し、公開された作品からコアと拡張エミッションを利用できるようにして、統一スキームについて議論し、BLラックのドップラー係数を推定しました。ウィルコクソン順位和検定とコルモゴロフ-スミルノフ検定はどちらも、BLラックの拡張光度の分布とFRIおよびFRII（G）電波銀河の分布が同じ親分布に由来する確率が$p_{\であることを示唆しています。rm{WRS}}=0.779$および$p_{\rm{KS}}=0.326$であり、これらが統合されていることを示しています。この統一されたスキームに基づいて、BLラックのドップラー係数を推定することを提案します。フィッティング/回帰法によって推定されたドップラー係数を文献の一般的なソースのドップラー係数と比較すると、一般的なソースの良好な線形相関が見つかりました。
IRAS 16293 $-$ 2422に向けたCD $ _3 $ OHのアカウントを使用したCD $ _3 $ OHの回転および回転振動分光法
| Title |
Rotational_and_rovibrational_spectroscopy_of_CD$_3$OH_with_an_account_of_CD$_3$OH_toward_IRAS_16293$-$2422 |
| Authors |
V._V._Ilyushin,_H._S._P._M\"uller,_J._K._J{\o}rgensen,_S._Bauerecker,_C._Maul,_Y._Bakhmat,_E._A._Alekseev,_O._Dorovskaya,_S._Vlasenko,_F._Lewen,_S._Schlemmer,_K._Berezkin,_R._M._Lees |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09055 |
太陽型の原始星は、高度に重水素化された複雑な有機物を含んでいます。この程度の重水素化は、これらの種の形成を研究する上で重要な手がかりを提供する可能性がありますが、多重重水素化アイソトポログに関する分光学的情報はしばしば不十分です。特に、三重重メタノールであるCD$_3$OHの検索は、分光モデルからの強度情報が不足しているために妨げられています。本研究の目的は、低地のねじれ状態でのCD$_3$OHのモデルを開発することであり、これは、宇宙でのCD$_3$OHのさらなる検索を容易にするのに十分正確です。34GHz〜1.1THzと20〜900cm$^{-1}$の範囲をカバーする3つの分光実験室を含む、CD$_3$OHの新しい測定キャンペーンを実行しました。解析は、rho軸法に基づくねじり回転ハミルトニアンモデルを使用して実行されました。CD$_3$OHの基底および最初に励起されたねじれ状態を量子数$J\leqslant55$および$K_a\leqslant23$まで記述するモデルを決定し、電波天文観測のラインリストを導出しました。このリストは、少なくとも1.1THzまで正確であり、このメタノール同位体のすべてのタイプの電波天文検索に十分なはずです。これは、ALMAを使用したIRAS16293-2422の原始星干渉線調査からのデータでCD$_3$OHを検索するために使用されました。CD$_3$OHはデータ内で安全に検出され、明確に分離され、よく再現された多数の線があります。地面と最初に励起されたねじれ状態に属する線を検出しました。非重水素化アイソトポログと比較したCD$_3$OHの導出された存在量は、この多重重水素化変異体の有意な増強を確認します。この発見は、重水素化された複雑な有機分子の他の観察結果と一致しており、それらの形成モデルに対する重要な制約として役立つ可能性があります。
ダスト連続体、CO、および[C I] 1-0ライン：自己無撞着なH2質量推定と、$ z = 0.35 $でのグローバルなCO暗黒銀河の可能性
| Title |
Dust_continuum,_CO,_and_[C_I]_1-0_lines:_self-consistent_H2_mass_estimates_and_the_possibility_of_globally_CO-dark_galaxies_at_$z_=_0.35$ |
| Authors |
L._Dunne,_S._J._Maddox,_C._Vlahakis,_H._L._Gomez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09067 |
ダストサブミリ波連続放射とCO（1-0）および原子状炭素[CI]（3P1-3P0）スペクトル線。これは、3つすべての$H_2$質量トレーサーのグローバル測定値を持ち、星形成率（4-26Msunyr$^{-1}$）と赤外線光度（$1-6\times10）を示す銀河の最初のサンプルです。^{11}$Lsun）その時代の星形成銀河の典型。形態と運動学的構造の驚くべき多様性を発見しました。サンプルの3分の1には、近くの小さな銀河との相互作用の証拠があり、いくつかのソースには、ばらばらの塵とガスの形態があります。さらに、2つの銀河は、それらのグローバルな分子ガス貯留層に対して非常に高い$L_{CI}/L_{CO}$比を持っています。確認された場合、選択された塵のサンプルにおけるそのような極端な強度比、巨大な星形成銀河は、ISMの理解に挑戦を提示します。最後に、3つの分子ガストレーサーの発光を使用して、サンプル内の炭素存在量、$X_{ci}$、およびCO-$\rm{H_2}$変換$\alpha_{co}$を決定します。ガスとダストの比率がこれらの巨大で金属が豊富な銀河の天の川の比率と同様である前は弱い。3つのガストレーサー測定値すべてを同時に使用する最尤法を使用して、$\alpha_{co}=3.0\pm0.5\、\rm{Msun\、（K\、kms^{-1}\、pc^2）^{-1}}$および$X_{ci}=1.6\pm0.1\times10^{-5}$（または$\alpha_{ci}=18.8\、Kkms^{-1}\、pc^2（Msun）^{-1}$）および$\delta_{GDR}=128\pm16$（または$\alpha_{850}=5.9\times10^{12}\、\rm{W\、Hz^{-1}\、Msun^{-1}}$）、ここで、私たちの最初の仮定は、これらの金属が豊富な銀河が天の川と同様の平均ガス対ダスト比を持っているということです。$\delta_{GDR}=135$を中心とした方法。
天の川銀河の9つの外側のハロー球状星団の周りの恒星構造の探索
| Title |
A_search_for_stellar_structures_around_nine_outer_halo_globular_clusters_in_the_Milky_Way |
| Authors |
Shumeng_Zhang_and_Dougal_Mackey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09072 |
ダークエネルギーカメラからのディープイメージングを使用して、天の川の外側のハローにある9つの球状星団の周辺領域を探索します。いて座ストリームに対して投影されたホワイティング1とNGC7492を除いて、これらのクラスターのいずれかが破壊されたホストドワーフからのコヒーレントな潮汐破片に関連していることを示す隣接する星の種族の証拠は見られません。また、サンプル内のどのクラスターの周りにも潮汐尾の証拠は見つかりません。ただし、NGC1904と6981はどちらも外側のエンベロープを持っているように見えます。最近のガイアベースの多くの発見に動機付けられて、潮汐外構造のロバストな検出を備えたクラスターのサンプルをコンパイルし、軌道特性との相関関係を検索します。潮汐尾を持つクラスターは、通常、銀河面に対して高度に傾斜し、しばしば逆行する中程度または非常に偏心した軌道上にあることが観察されますが、これらは潮汐外構造の形成に必要でも十分条件でもありません。潮汐の尾を持つ多くの物体が付着しているように見えるということは、この一貫性の欠如が天の川球状星団システムの不均一な動的履歴に起因しているのではないかと推測します。最後に、地上ベースのイメージングで検出された顕著な恒星エンベロープを持つクラスター（NGC1851や7089など）はすべてガイアから長い潮汐尾を持っていることが知られています-拡張エンベロープの存在が潮汐を示していることの実験的確認侵食。
近くの活動銀河における摂食とフィードバックのジェミニNIFS調査-V。分子およびイオン化ガス運動学
| Title |
Gemini_NIFS_survey_of_feeding_and_feedback_in_nearby_Active_Galaxies_--_V._Molecular_and_Ionised_Gas_Kinematics |
| Authors |
M._Bianchin,_R._A._Riffel,_T._Storchi-Bergmann,_R._Riffel,_D._Ruschel-Dutra,_C._M._Harrison,_L._G._Dahmer-Hahn,_V._Mainieri,_A._J._Schonell_and_N._Z._Dametto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09130 |
近赤外線（$0.004\leqz\leq0.014$）の近くにある6つの中程度に明るい（43.43$\leq$log$L_{\rmbol}\leq$44.83）の内部kpcのガス分布と運動学を研究します。-J（1.25$\mu$m）およびK（2.2$\mu$m）バンドの赤外線面分光器（NIFS）。これらのスペクトル波長帯で検出された最も強い輝線を分析します：[FeII]1.2570$\mu$mおよびPa$\beta$、部分的および完全にイオン化された領域のイオン化ガスをトレースし、H$_2$2.1218$\mu$m、これは高温（$\sim2000$K）の分子ガスを追跡します。主要な運動学的成分は、銀河の円盤内の回転です。ただし、NGC5899のイオン化ガスは、円盤成分の弱い特徴のみを示しています。イオン化されたガスの流出は4つの銀河で見られますが、H$_2$の流出の兆候は3つの銀河で見られます。イオン化されたガスの流出は数百km\、s$^{-1}$の速度を示し、それらの質量流出速度は$0.005〜12.49$M$_{\odot}$yr$^{-1の範囲にあります。}$。それらの運動力は、AGNボロメータ光度の0.005〜0.7ドルパーセントに相当します。場合によっては回転と流出の兆候に加えて、H2運動学は3つの銀河への流入も明らかにします。流入速度は$50-80$km\、s$^{-1}$で、質量流入速度は$1〜9\times10^{-4}$M$_{\odot}$yr$の範囲です。高温分子ガスの場合は^{-1}$。これらの流入は、流入するガス全体の高温のスキンのみである可能性があり、低温のガスが支配的であると予想されます。質量流入速度はAGNへの現在の降着速度よりも低く、イオン化された流出は明らかに内部kpc内のガスを乱しています。
蛍光線の偏光：星周媒体から初期宇宙までの磁場の追跡
蛍光輝線は、宇宙の拡散媒体の観測に広く適用されています。それらは通常、強力なポンピングソースの周囲で観測され、星周媒体、反射星雲、H\、{\scii}領域などでガスを追跡します。これらは、UV/光学および赤外線帯域に存在するため、地上で直接観測できます。ベース望遠鏡。この手紙では、太陽系、超新星残骸（SNR）、準恒星物体（QSO）のホスト銀河など、拡散媒体の基底状態の原子配列から生じる磁場トレーサーとしての蛍光線の偏光を示します。2種類の蛍光発光が考慮されます。励起状態からの一次蛍光。準安定状態からの二次蛍光（禁制線）。これらの線の相乗効果により、3次元の磁気方向を測定できることがわかります。一次蛍光線の偏光は、視線に沿った磁気極角を明らかにする可能性がありますが、禁止線の偏光は、空の平面をトレースします。磁気方向。予想される偏光度は$P>10\％$です。両方のタイプの蛍光発光の偏光は、観測の可能性が高いことを示しており、銀河内外の磁場の測定に適用できます。
MOCCA-SURVEYデータベースII-星団から逃げる中間質量ブラックホールの性質
| Title |
MOCCA-SURVEY_Database_II_--_Properties_of_Intermediate_Mass_Black_Holes_escaping_from_star_clusters |
| Authors |
Konrad_Maliszewski,_Mirek_Giersz,_Dorota_Gondek-Rosi\'nska,_Abbas_Askar_and_Arkadiusz_Hypki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09223 |
この研究では、動的相互作用のために星団から脱出する中間質量ブラックホール（IMBH）の特性を調査します。研究されたモデルは、モンテカルロN体法に基づくMOCCAコード（MOCCA-SURVEYデータベースII）を使用して実行された予備的な2番目の調査の一部としてシミュレートされました。初期中心密度と中心脱出速度の両方が高い値を持つモデルでは、IMBHが形成されて放出される可能性が高いことがわかりました。私たちが研究したオブジェクトのほとんどは、別のブラックホール（BH）をコンパニオンとしてバイナリで脱出し、質量は$100$から$140\：M_{\odot}$です。エスケープするIMBHは、重力波の放出により、BHとのバイナリでのマージを繰り返すことで最も効果的に質量を蓄積する傾向があります。バイナリは、これらの巨大なオブジェクトが脱出に必要なエネルギーを収集できるようにするため、システムからの排出に重要な役割を果たします。IMBHが脱出するバイナリは、脱出時に非常に高い結合エネルギーを持つ傾向があり、最後の相互作用は強力ですが、大規模な侵入者は関与しません。これらのIMBHは、連続する動的相互作用でクラスターから徐々に脱出するのに必要なエネルギーを獲得します。IMBH形成の歴史の具体例を示し、星団モデルからの脱出を示します。また、私たちの発見の観測的意味について議論し、星団から放出されたIMBHバイナリの合併率は$\mathcal{R}=0.7\：\textrm{Gpc}^{-3}\：\textrm{yr}であると推定します。^{-1}$。
エイベル2108の異常に弱くて非常に急なラジオ遺物
| Title |
The_unusually_weak_and_exceptionally_steep_radio_relic_in_Abell_2108 |
| Authors |
Gerrit_Schellenberger,_Simona_Giacintucci,_Lorenzo_Lovisari,_Ewan_O'Sullivan,_Jan_Vrtilek,_Laurence_P._David,_Jean-Baptiste_Melin,_Dharam_Vir_Lal,_Stefano_Ettori,_Konstantinos_Kolokythas,_Mauro_Sereno_and_Somak_Raychaudhury |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09225 |
銀河団間の合併はしばしば銀河団ガス（ICM）に衝撃を与え、その影響はX線の温度と密度のジャンプ、および衝撃の通過によってエネルギーを与えられた相対論的粒子からの電波放射によって時々目に見える。Abell2108は、X線の輝度をPlanckSunyaev-Zeldovich信号と比較することにより、合併の可能性のあるシステムとして選択されました。この信号では、このクラスターはX線の輝度が非常に低いように見えました。フォローアップ観測により、2つの異なるサブクラスターを特徴とする低質量クラスターの融合であることが確認されました。どちらも非常に乱れたX線形態を持っています。120〜750MHzをカバーするGiantMetrewaveRadioTelescope（GMRT）データは、X線の温度の不連続性の場所の近くにある無線遺物に似た拡張無線機能を示しています。X線温度ジャンプからマッハ数を測定します。無線遺物のいくつかの特徴がAbell2108に見られ、このクラスターは、無線遺物をホストしている可能性が高い数少ない低質量の合併の1つになっています。無線スペクトルは非常に急勾配であり、無線電力は非常に弱いです（P1.4GHz=1E22W/Hz）。衝撃波/遺物のオフセットを説明するために、既存の相対論的電子の雲を再加速することによって衝撃波が遺物を作成し、その後移動して、色あせた遺物を残すシナリオを提案します。遺物スペクトルの高周波急峻化に由来する電子老化タイムスケールは、観測されたX線の不連続性までの衝撃移動時間と一致しています。ただし、急勾配を引き起こすGMRTバンド4データのフラックスが低いのは、機器の制限が原因である可能性があり、高周波での遺物のスペクトル勾配を制限するには、より深い無線データが必要です。
LEGWORK：宇宙ベースの検出器を使用して恒星起源の重力波源の進化と検出可能性を計算するためのPythonパッケージ
| Title |
LEGWORK:_A_python_package_for_computing_the_evolution_and_detectability_of_stellar-origin_gravitational-wave_sources_with_space-based_detectors |
| Authors |
Tom_Wagg,_Katelyn_Breivik,_Selma_E._de_Mink |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08717 |
LISAまたは他の宇宙ベースの重力波検出器で恒星起源の重力波源とそれらの検出可能性について予測を行うためのオープンソースPythonパッケージであるLEGWORK（LISAEvolutionandGravitationalWaveOrbitKit）を紹介します。LEGWORKを使用して、重力波放出によるソースの軌道を進化させ、重力波ひずみを計算し（ポストニュートン近似を使用）、信号対雑音比を計算し、結果を視覚化できます。白色矮星、中性子星、ブラックホールからなる連星など、さまざまな潜在的なソースに適用できます。二重コンパクトオブジェクトに焦点を当てていますが、原則として、LEGWORKは、3番目のオブジェクトやガス抵抗の影響を受けるシステムなど、ユーザー指定の軌道進化を伴うすべてのシステムに使用できます。パッケージを最適化して、数千万のソースを含む可能性のある人口調査での使用に効率的にしました。このホワイトペーパーでは、パッケージについて説明し、いくつかの潜在的な使用例を示します。パッケージの背後にある表現の由来を詳細に説明し、現在文献に存在するいくつかの矛盾を特定して明確にします。LEGWORKが、重力波源への急速な関心の高まりによって引き起こされる将来の研究を可能にし、加速することを願っています。
| Title |
Hydrodynamical_transport_of_angular_momentum_in_accretion_disks_in_the_presence_of_nonlinear_perturbations_due_to_noise |
| Authors |
Subham_Ghosh_and_Banibrata_Mukhopadhyay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08724 |
ケプラー降着円盤の流体力学的不安定性と乱流の起源は、長年のパズルです。その中の流れは線形的に安定しています。ここでは、追加の力が存在する場合のこの流れの摂動の進化を調べます。このような力は、本質的に確率論的であり、したがってノイズとして振る舞うと予想され、熱ゆらぎ（ただし小さい）、粒子と流体の相互作用、天体物理ディスクの流出からのフィードバックなどから生じる可能性があります。修正されたランダウ方程式であるコリオリと外力の存在下で。線形領域でも、適切な強制とレイノルズ数の下で、そうでなければ最も安定性の低い摂動が非常に大きな飽和振幅に進化し、非線形性ともっともらしい乱流につながることがわかります。したがって、強制すると、基本的に線形安定モードが不安定になります。さらに、力の存在下で非線形摂動がより短い時間スケールで発散し、乱流への高速遷移につながることを示します。興味深いことに、非線形性の出現は、元のLandau方程式ベースのソリューションとは異なり、力のみに依存し、摂動の初期振幅には依存しません。
CHIME / FRBによって検出された明るいFRBのシンチレーションタイムスケール
| Title |
Scintillation_Timescales_of_Bright_FRBs_Detected_by_CHIME/FRB |
| Authors |
Eve_Schoen,_Calvin_Leung,_Kiyoshi_Masui,_Daniele_Michilli,_Pragya_Chawla,_Aaron_B._Pearlman,_Kaitlyn_Shin,_Ashley_Stock |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08753 |
FRBのスペクトルの周波数構造を分析することにより、400〜800MHz帯域でCHIME/FRBによって検出された高速電波バースト（FRB）のシンチレーションを測定するパイプラインについて説明します。パイプラインを使用して、CHIME/FRBによって検出された10個のFRBの$\sim$2〜40$\mu$sのタイムスケールに対応する、12個のFRBで$4〜100$kHzのシンチレーションの特徴的な周波数帯域幅を測定します。他の2つのFRBについては、分析の感度が高い領域でシンチレーションは検出されませんでした。測定されたシンチレーションタイムスケールを、天の川からのシンチレーションタイムスケールのNE2001予測と比較しました。強い相関関係は、ほとんどの場合、観測されたFRBのシンチレーションが天の川によって説明できることを示していることがわかります。
PSR B0950 +08の光UVスペクトルにおける熱および非熱放射
| Title |
Thermal_and_nonthermal_emission_in_the_optical-UV_spectrum_of_PSR_B0950+08 |
| Authors |
Vadim_Abramkin,_George_G._Pavlov,_Yuriy_Shibanov,_Oleg_Kargaltsev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08801 |
パブロフらは、遠方UVでの最近のハッブル宇宙望遠鏡（HST）観測と光学バンドでの地上観測に基づいて、古いパルサーB0950+08（スピンダウン年齢17.5Myr）のスペクトルの熱成分を明らかにしました。中性子星（NS）の表面温度$（1$-$3）\times10^5$K正確に。新しく測定されたフラックスとHSTの遠紫外線検出器の新しいキャリブレーションを使用して、光学UVパルサーのスペクトルを非熱べき乗則（$f_\nu\propto\nu^\alpha$）で構成されるモデルに適合させます。と熱黒体コンポーネント。スペクトル勾配$\alpha=-0.3\pm0.3$が得られました。これは、地上観測から得られたものよりもかなり平坦で、$（6$-$12）\times10^4$K（遠方の観測者から見た場合）、星間減光とNS半径によって異なります。温度は以前に報告されたものよりも低いですが、そのような古いパルサーのNSパッシブ冷却シナリオによって予測されたものよりもはるかに高いです。これは、いくつかの加熱メカニズムがNSで動作することを意味します。たとえば、NSの内部クラスト内で、高速で回転する中性子超流動と低速で回転する通常の物質との相互作用によって引き起こされます。
X線パルサーXTEJ1859 +083の性質とその広帯域特性について
| Title |
On_the_nature_of_the_X-ray_pulsar_XTE_J1859+083_and_its_broadband_properties |
| Authors |
Alexander_Salganik,_Sergey_S._Tsygankov,_Anlaug_A._Djupvik,_Dmitri_I._Karasev,_Alexander_A._Lutovinov,_David_A._H._Buckley,_Mariusz_Gromadzki,_Juri_Poutanen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08997 |
この作業は、NuSTARおよびSwift天文台からのデータに基づいて、2015年の爆発時の十分に研究されていないX線パルサーXTEJ1859+083の広帯域0.8-79keVスペクトルおよびタイミング特性の研究に専念しています。ソースパルスプロファイルがエネルギーバンドに依存する複雑な形状を持っていることを示します。XTEJ1859+083のパルス分率は、広いエネルギー帯域で約35％の一定値を持ち、この動作はX線パルサーでは一般的ではありません。同時に、そのエネルギースペクトルはこのクラスのオブジェクトに典型的であり、高エネルギーで指数関数的にカットオフするべき乗則の形状をしています。ソーススペクトルでサイクロトロン吸収線は発見されませんでした。間接的な方法とサイクロトロン線がないことに基づいて、磁場の強さは$5\times10^{11}$G未満、または$5\times10^{12}$から$5\times10^{12}$までの間隔に属すると推定されました。$2.0^{+0.9}_{-1.2}\times10^{13}$G.NOT望遠鏡とSALT望遠鏡のデータ、および光学とIRの空の調査により、光学コンパニオンの性質を調べることもできました。XTEJ1859+083の光学コンパニオンの新しい候補を提案および調査し、最も可能性の高い候補を特定しました。これらの可能なコンパニオンの光学およびIR測光と分光法の結果は、システムがBeX線連星であり、Br$\gamma$、HeI、および強いH$\alpha$スペクトル線を示していることを示しました。
{\ it Fermi} / LATで検出されたBLラックの固有の$ \ gamma $線放射の研究
| Title |
A_study_of_Intrinsic_$\gamma$-ray_Emission_for_{\it_Fermi}/LAT-detected_BL_Lacs |
| Authors |
X._H._Ye,_X._T._Zeng,_W._X._Yang,_H._S._Huang,_Y._H._Xuan,_J._W._Huang,_Z._Zhang,_Z._Y._Pei,_J._H._Yang,_J._H._Fan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09001 |
BLラックは、相対論的ビーミング効果によって強力にブーストされる、非常にエネルギーの高い$\gamma$線放出を伴うブレーザーの1つのサブクラスです。{\itFermi}/LATデータの10年間の最新カタログAbdollahietal。（2020）およびPeietal。の$\gamma$線ドップラー係数。（2020）ジェット放出形態と固有の特性を研究するために、大きなBLLacサンプルを提供してください。この論文では、294個の{\itFermi}BLラックのサンプルを収集し、$\gamma$線の放出と光度距離の相関関係を調べました。私たちの分析は次の結論を出します：（1）観測された$\gamma$線放射は$\gamma$線ドップラー係数によって実際にブーストされ、固有の$\gamma$線放射は光度距離と密接に相関しています。（2）HBLのジェット放出の形態は連続的である可能性がありますが、IBLのジェット放出の形態は、$\gamma$線帯で移動する球の場合である可能性があります。
レミングIV：パロマーサンプルからの活動銀河と非活動銀河の核の統計的に完全なサンプルのX線特性
| Title |
LeMMINGs_IV:_The_X-ray_properties_of_a_statistically-complete_sample_of_the_nuclei_in_active_and_inactive_galaxies_from_the_Palomar_sample |
| Authors |
D._R._A._Williams_(1,_2_and_3),_M._Pahari_(4_and_3),_R._D._Baldi_(5_and_3),_I._M._McHardy_(3),_S._Mathur_(6,_7_and_8),_R._J._Beswick_(1),_A._Beri_(9_and_3),_P._Boorman_(10),_S._Aalto_(11),_A._Alberdi_(12),_M._K._Argo_(13),_B._T._Dullo_(14),_D._M._Fenech_(15),_D._A._Green_(15),_J._H._Knapen_(16_and_17),_I._Mart\'i-Vidal_(18_and_19),_J._Moldon_(12_and_1),_C._G._Mundell_(20),_T._W._B._Muxlow_(1),_F._Panessa_(21),_M._P\'erez-Torres_(12),_P._Saikia_(22),_F._Shankar_(3),_I._R._Stevens_(23),_P._Uttley_(24)_((1)_Jodrell_Bank_Centre_for_Astrophysics,_The_University_of_Manchester,_UK,_(2)_University_of_Oxford,_UK,_(3)_University_of_Southampton,_Southampton,_UK,_(4)_Indian_Institute_of_Technology,_Hyderabad,_India,_(5)_INAF_-_Istituto_di_Radioastronomia,_Bologna,_Italy,_(6)_The_Ohio_State_University,_USA,_(7)_Center_for_Astronomy_and_Astro-particle_Physics,_The_Ohio_State_University,_USA,_(8)_Eureka_Scientific,_Oakland,_USA,_(9)_DST-INSPIRE_Faculty,_Indian_Institute_of_Science_Education_and_Research_(IISER),_India,_(10)_Astronomical_Institute,_Academy_of_Sciences,_Czech_Republic,_(11)_Chalmers_University_of_Technology,_Sweden,_(12)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Andaluc\'ia_(IAA-CSIC),_Spain,_(13)_Jeremiah_Horrocks_Institute,_University_of_Central_Lancashire,_UK,_(14)_Departamento_de_F\'isica_de_la_Tierra_y_Astrof\'isica,_Universidad_Complutense_de_Madrid,_Spain,_(15)_Astrophysics_Group,_Cavendish_Laboratory,_UK,_(16)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Canarias,_Spain,_(17)_Departamento_de_Astrof\'isica,_Universidad_de_La_Laguna,_Spain,_(18)_Observatori_Astron\'omic,_Universitat_de_Val\`encia,_Spain,_(19)_Departament_d'Astronomia_i_Astrof\'isica,_Universitat_de_Val\`encia,_Spain,_(20)_University_of_Bath,_UK,_(21)_INAF_-_Istituto_di_Astrofisica_e_Planetologia_Spaziali,_Roma,_Italy,_(22)_Center_for_Astro,_Particle_and_Planetary_Physics,_New_York_University_Abu_Dhabi,_UAE,_(23)_University_of_Birmingham,_UK,_(24)_Anton_Pannekoek_Institute_for_Astronomy_(API),_University_of_Amsterdam,_the_Netherlands) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09077 |
LeMMINGse-MERLINレガシー調査の一環として、近くの（<120Mpc）銀河dec>20度の統計的に完全なパロマーサンプル280個すべてが、1.5GHzで観測されました。ここでは、赤緯範囲40度から65度の113個の銀河の統計的に完全なサブセットを含む、これらの銀河の213個の核のチャンドラX線観測を示します。「活動銀河」（LINERやセイファート銀河など）や、HII銀河や吸収線銀河（ALG）などの「非活動銀河」を含むすべての光学スペクトルタイプの銀河を観測しました。私たちの調査のX線束限界は1.65$\times$10$^{-14}$〜ergs$^{-1}$cm$^{-2}$（0.3$-$10keV）です。13/14セイファート、68/77ライナー、13/22ALG、56/100HII銀河を含む、150/213銀河の核から2秒角以内で一致するX線放射を検出しますが、非銀河からの汚染を完全に排除することはできません。-核の光度が<10$^{39}$ergs$^{-1}$の線源でのAGNプロセス。X線光度関数（XLF）を作成し、すべてのAGNタイプを含めると、局所銀河XLFが勾配$-0.54\pm0.06$の単一のべき乗則として表すことができることを確認します。セイファート銀河のエディントン比は通常、ライナー、ALG、HII銀河のエディントン比よりも2〜4十年高く、ほとんどの場合、エディントン比<10$^{-3}$で検出されます。[OIII]線の測定値と文献のBH質量を使用して、LINER、HII銀河、ALGが低光度と同様の相関関係に従うことを示し、一部の「非活動」銀河がAGNを抱えている可能性があることを示唆しています。
二重面プラズマレンズについて
プラズマレンズ効果は、宇宙の冷たい自由電子による低周波電磁波の屈折です。宇宙論的な距離にある線源については、複数のレンズ面の記述を必要とする視線に沿った細長い複雑なプラズマ構造の観測的証拠があります。シングルプレーンプラズマレンズの限界を調査するために、各レンズプレーンに投影されたガウス電子密度を持つダブルプレーンレンズをセットアップしました。ダブルプレーンシナリオを、対応する効果的なシングルプレーン構成と比較します。私たちの結果は、観察可能なもの、つまり、分解された複数の画像位置、相対倍率、時間遅延、およびパルス形状によって、二重平面レンズを単一平面レンズとどのように区別できるかを示しています。高速電波バーストのプラズマレンズの場合、観測されたパルス形状はレンズ効果によって支配される可能性があり、異なるレンズ構成を区別するために固有のソースパルス形状を無視することができます。時間領域の観測量は、マルチプレーンレンズとシングルプレーンレンズを区別するための最も顕著な特徴であることがわかります。
ReinhardSchlickeiserによる研究の回顧展
ReinhardSchlickeiser博士との私の研究の要約を述べます。これは主に、コンプトンガンマ線観測所がガンマ線の空の驚くべき新しいビューを提供していた1990年代に行われました。私たちの仕事は、活動銀河核（AGN）のジェットにおける粒子加速と放射プロセスに焦点を合わせました。ブレーザーの外部コンプトン散乱モデルを開拓しました。このモデルでは、ジェットの外側からの光子が、ジェット内の電波を放出する電子によって傍受され、高エネルギーに散乱されます。当初はAGNの降着円盤からの外部光子に焦点を当てていましたが、このプロセスはさまざまな外部光子源を含むように拡張され、現在、フラットスペクトル電波クエーサーからのガンマ線の主要な源として確立されています。
GRB 191016A：磁化されたエネルギー注入を備えた高度にコリメートされたガンマ線バーストジェット
| Title |
GRB_191016A:_A_highly_collimated_gamma-ray_burst_jet_with_magnetised_energy_injection |
| Authors |
M._Shrestha,_I._A._Steele,_S._Kobayashi,_N._Jordana-Mitjans,_R._J._Smith,_H._Jermak,_D._Arnold,_C._G._Mundell,_A._Gomboc,_C._Guidorzi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09123 |
長いガンマ線バーストGRB191016Aは、\textit{Swift}衛星によって検出され、地上ベースのリバプール望遠鏡（LT）によって追跡された、明るくゆっくりと上昇するバーストでした。LTのフォローアップは、光学ピークが遅い頃にイメージャIO：Oを使用して\textit{Swift}バーストアラート望遠鏡（BAT）がトリガーされた後、$2411$-sで開始されました。$3987-7687$-sから、LT偏光計RINGO3を使用して、$V、R$および$I$バンドでGRBの偏光および測光観測を同時に行いました。組み合わされた光度曲線は、最初の遅いピークを示し、その後、$I、R$、および$V$フィルターのそれぞれ6147秒、6087秒、および5247秒まで低下し、その後平坦化フェーズが続きます。平坦化フェーズの開始と一致する分極（$P=14.6\pm7.2\％$）を含むすべてのフェーズで分極の証拠があります。光度曲線の形態と偏光測定の組み合わせは、中央エンジンからのより遅い磁化された噴出物が減速する爆風に追いつくエネルギー注入シナリオに有利に働きます。最小エネルギー注入は$\DeltaE/E>0.36$と計算されます。後で、BOOTES（GCNを介して報告）とIO：Oからの光度曲線を組み合わせると、ジェット開口角2°のジェットブレークの証拠が見られます。
潮汐破壊現象の速度と人口統計の再考：ディスク形成効率の影響
| Title |
Revisiting_the_Rates_and_Demographics_of_Tidal_Disruption_Events:_Effects_of_the_Disk_Formation_Efficiency |
| Authors |
Thomas_H._T._Wong,_Hugo_Pfister,_Lixin_Dai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09173 |
潮汐破壊現象（TDE）は、銀河の中心にある星のダイナミクスと人口だけでなく、超大質量ブラックホールの人口統計の貴重な調査です。このレターでは、最近の理論的発展に基づいて、TDEディスクの形成と循環プロセスが迅速なTDEフレアの観測の可能性にどのように影響するかを研究することに焦点を当てています。最初に、ディスク形成の効率が主要なパラメータ、すなわちブラックホールの質量$M_{BH}$、恒星の質量$m_\star$、および恒星の軌道貫通パラメータ$\beta$によってどのように決定されるかを調査します。次に、ロスコーン理論を適用して、これら3つのパラメーターの関数として微分TDEレートを計算します。これらの2つの結果を組み合わせると、より軽いブラックホールの周囲で、迅速なディスク形成を伴うTDEの速度が大幅に抑制されることがわかります。これは、観測されたTDEホストのブラックホールの質量分布が$10^6$から$10^7M_の間にピークに達する理由のもっともらしい説明を提供します。\odot$。したがって、ディスク形成効率を考慮することは、TDEから固有のブラックホール人口統計を回復するために重要です。さらに、ディスク形成プロセスの効率は、TDEで観測された恒星軌道貫通パラメータと恒星質量の両方の分布にも影響を与えることがわかりました。
秩序磁場またはランダム磁場を伴う相対論的斜め衝撃波：接線磁場が支配する
| Title |
Relativistic_oblique_shocks_with_ordered_or_random_magnetic_fields:_tangential_field_governs |
| Authors |
Jing-Ze_Ma_and_Bing_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09206 |
相対論的電磁流体力学衝撃波は効率的な粒子加速器であり、ガンマ線バースト（GRB）や衝撃波を動力源とする高速電波バースト（FRB）のモデルでしばしば呼び出されます。ほとんどの理論的研究は、衝撃波の法線に垂直な秩序ある磁場を伴う垂直衝撃波を想定しています。ただし、衝撃を動力源とするGRB/FRBシナリオでの磁化の程度$\sigma$と磁場の形状は、観測による制約がまだ不十分です。総磁場強度に関連する磁化$\sigma$と同様に、接線磁場成分に関連する接線磁化$\sigma_\perp$を定義します。任意の傾斜角の順序体または任意の異方性の確率場のいずれかを使用して、磁化された相対論的衝撃のジャンプ条件を調査します。いずれの場合も、相対論的衝撃のジャンプ条件は、総磁化$\sigma$ではなく、接線磁化$\sigma_\perp$によって支配され、衝撃前の磁場の傾斜角や異方性に影響されないことがわかります。。この作業で開発された近似分析ソリューションは、数値シミュレーションのクイックチェックとして役立ち、より一般的なフィールドジオメトリを持つGRB/FRBの理論的研究に適用できます。
シングルサイトイベントを使用したAMEGO-Xの低エネルギー過渡感度の改善
| Title |
Improving_the_low-energy_transient_sensitivity_of_AMEGO-X_using_single-site_events |
| Authors |
I._Martinez-Castellanos,_H._Fleischhack,_C._Karwin,_M._Negro,_D._Tak,_Amy_Lien,_C._A._Kierans,_Zorawar_Wadiasingh,_Yasushi_Fukazawa,_Marco_Ajello,_Matthew_G._Baring,_E._Burns,_R._Caputo,_Jeremy_S._Perkins,_Judith_L._Racusin,_Yong_Sheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09209 |
全天中エネルギーガンマ線天文台eXplorerであるAMEGO-Xは、約100keVから約1GeVまでの前例のない感度で空を測量することにより、いわゆる「MeVギャップ」を埋めるために設計された提案された機器です。このエネルギーバンドは、マルチメッセンジャーおよびマルチ波長の研究にとって非常に重要ですが、それでも現在は十分に検討されていません。AMEGO-Xは、コンプトン相互作用と対生成プロセスの両方を介してガンマ線を検出およびイメージングできる設計を提案することにより、この状況に対処します。ただし、ガンマ線バーストの前駆体やマグネターなど、AMEGO-Xが研究するオブジェクトの一部は、主要な相互作用が光電吸収になる約100keV未満のエネルギーにまで拡張されます。これらのイベントは、検出器の1つのピクセルにエネルギーを蓄積します。この作業では、AMEGO-Xトラッカーの〜25keV〜〜100keVのイベントに対する〜3500cm^2の有効領域を利用して、感度を大幅に向上させ、過渡現象のエネルギー範囲を拡大する方法を示します。単一サイトのイベントのイメージングは不可能ですが、GRB170817Aと同様のイベントの場合、半径10度以内で、それらの集約信号を使用して空の一時的なソースをローカライズする方法を示します。この技術は、AMEGO-Xで見られる宇宙論的ガンマ線バーストの数を3倍にし、銀河系外のマグネター巨大フレアの脈動する尾を検出して解決し、検出されるエネルギーの少ないマグネターバーストの数を増やすことができます。高速電波バーストに関連付けられています。全体として、単一サイトのイベントは、感度のエネルギー範囲を拡大し、科学プログラムを拡大し、コミュニティにかすかな一時的なイベントを迅速に警告します。
動いているかすかな天体：高精度位置天文学の新たなフロンティア
| Title |
Faint_objects_in_motion:_the_new_frontier_of_high_precision_astrometry |
| Authors |
Fabien_Malbet_(IPAG),_C\'eline_Boehm_(LAPTH),_Alberto_Krone-Martins,_Antonio_Amorim,_Guillem_Anglada-Escud\'e_(QMUL),_Alexis_Brandeker,_Fr\'ed\'eric_Courbin_(EPFL),_Torsten_En{\ss}lin,_Antonio_Falc\~ao,_Katherine_Freese,_Berry_Holl,_Lucas_Labadie,_Alain_L\'eger,_Gary_Mamon,_Barbara_Mcarthur,_Alcione_Mora,_Mike_Shao,_Alessandro_Sozzetti,_Douglas_Spolyar,_Eva_Villaver,_Ummi_Abbas,_Conrado_Albertus,_Jo\~ao_Alves,_Rory_Barnes,_Aldo_Stefano_Bonomo,_Herv\'e_Bouy,_Warren_Brown,_Vitor_Cardoso,_Marco_Castellani,_Laurent_Chemin,_Hamish_Clark,_Alexandre_Correia,_Mariateresa_Crosta,_Antoine_Crouzier,_Mario_Damasso,_Jeremy_Darling,_Melvyn_Davies,_Antonaldo_Diaferio,_Morgane_Fortin,_Malcolm_Fridlund,_Mario_Gai,_Paulo_Garcia,_Oleg_Gnedin,_Ariel_Goobar,_Paulo_Gordo,_Renaud_Goullioud,_David_Hall,_Nigel_Hambly,_et_al._(38_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08709 |
天体観測望遠鏡と強力なターゲット望遠鏡は、天文学において補完的な役割を果たします。非常にかすかな物体の動きの性質と特徴を調査するために、高い位置天文精度が可能な柔軟に尖った機器は、現在の位置天文調査を理想的に補完し、精密天体物理学のためのユニークなツールです。このような宇宙ベースのミッションは、精密な位置天文学のフロンティアを、最も近い星の周りの地球質量の居住可能な世界の証拠から、遠くの天の川の物体、そして銀河群のローカルグループに押し出します。ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡と新しい地上ベースの補償光学対応の巨大望遠鏡の時代に入ると、ガイアが到達できなかった主要な物体のこれらの高精度測定値を取得することにより、高精度位置天文学に焦点を当てたミッション局所宇宙の理論的理解を強化し、物理的プロセスを遠隔の赤方偏移に外挿することを可能にし、宇宙の進化と宇宙の運命の可能性についてはるかに一貫した図を導き出すことができます。高精度の位置天文学ミッションを使用して、動いているかすかな物体の科学的事例に対処するために、すでにいくつかのミッションが提案されています。ESAM3の機会にはNEAT、S1の機会にはmicro-NEAT、M4とM5の機会にはTheiaが提案されています。これらの非常に小さな動きの正確な測定を追求するために、技術革新に適合した追加の新しいミッション構成を想定することができます。このホワイトペーパーの目的は、かすかな空の物体の動きに焦点を当てるときに問題となる基礎科学の質問に対処し、計装とミッションプロファイルを簡単に確認することです。
長期的な天文学の公的関与の取り組みにおいて多様なグループに到達する
| Title |
Reaching_Diverse_Groups_in_Long-Term_Astronomy_Public_Engagement_Efforts |
| Authors |
Melanie_Archipley,_Hannah_S._Dalgleish,_Eva-Maria_Ahrer,_Daniel_Mortimer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08783 |
専門的な天文学は歴史的に多様なアイデンティティの環境ではありません。公的なアウトリーチの取り組みが若者のキャリアの成果に影響を与えることを認識する上で、到達した人々の人口統計を評価し、過小評価グループとの関わりを成功させるための戦略を継続的に検討することが重要です。そのようなアウトリーチイベントの1つであるInternationalAstronomicalYouthCamp（IAYC）は、50年の歴史があり、世界中から約1700人の参加者に到達しています。IAYCは、性別（59％が女性、最新のキャンプでは4.7％が非バイナリ）とLGBT+の表現の点で好調ですが、黒人と少数民族は不足しています。この手続きでは、IAYCに適用および参加する人口統計の現在の状況を報告します。参加者間の多様性を高めるために私たちが行っている努力。私たちが直面する課題。そして私たちの将来の計画は、キャンプの利益のためだけでなく、社会全体のために、これらのギャップを埋める予定です。
ニューラルネットワークオートエンコーダを使用したテルリック補正のための教師なしスペクトルアンミキシング
| Title |
Unsupervised_Spectral_Unmixing_For_Telluric_Correction_Using_A_Neural_Network_Autoencoder |
| Authors |
Rune_D._Kj{\ae}rsgaard,_Aaron_Bello-Arufe,_Alexander_D._Rathcke,_Lars_A._Buchhave,_Line_K._H._Clemmensen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09081 |
地球の大気中の分子による光の吸収は、天体物理学の物体の地上での観測にとって複雑です。このいわゆるテルル吸収を補正するには、さまざまな分子種に関する包括的な情報が必要です。HARPS-N視線速度分光器からの高精度で観測された太陽スペクトルの大規模なセットからテルル透過スペクトルを抽出するためのニューラルネットワークオートエンコーダアプローチを提示します。これは、データを圧縮表現に縮小することで実現します。これにより、基礎となる太陽スペクトルを明らかにすると同時に、$\mathrm{H_2O}$と$\mathrm{の吸収に関連する観測スペクトルのさまざまな変動モードを明らかにすることができます。地球の大気中のO_2}$。抽出されたコンポーネントを使用して、molecfitを使用した合成アプローチよりも少ない計算コストで、同様の精度で検証観測で$\mathrm{H_2O}$および$\mathrm{O_2}$テルリックを削除する方法を示します。
第3世代重力波検出器用に提案された大規模なモノリシック溶融石英ミラーサスペンション
| Title |
Proposed_large_scale_monolithic_fused_silica_mirror_suspension_for_3rd_generation_gravitational_wave_detectors |
| Authors |
A._V._Cumming,_R._Jones,_G._D._Hammond,_J._Hough,_I._W._Martin,_S._Rowan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09119 |
現在の重力波検出器のミラー振り子で使用されているサスペンションファイバーからの熱雑音は、重要な雑音源です。将来の検出器は、良好な熱雑音性能を維持しながら、放射圧ノイズを低減するためにはるかに重い質量を懸濁する特定の機能を備えた改良されたサスペンション性能を必要とします。この手紙では、大規模な溶融石英懸濁液の設計を提案し、実験的に実証し、160kgの増加した質量を保持するのに適していることを示しています。より高い静的応力をサポートするより長いサスペンションファイバーを介して熱雑音を改善するための概念を示します。アインシュタイン望遠鏡（ET-HF）の高周波干渉計などの概念的な第3世代検出器設計の要件を満たし、CosmicExplorer（CE）に必要な要件に厳密に近づいて、プロトタイプの完全な熱雑音分析を提示します。
ヴェラルービン天文台の空中試運転への強いレンズ科学コラボレーションのインプット
| Title |
Strong_Lensing_Science_Collaboration_input_to_the_on-sky_commissioning_of_the_Vera_Rubin_Observatory |
| Authors |
Graham_P._Smith,_Timo_Anguita,_Simon_Birrer,_Paul_L._Schechter,_Aprajita_Verma,_Tom_Collett,_Frederic_Courbin,_Brenda_Frye,_Raphael_Gavazzi,_Cameron_Lemon,_Anupreeta_More,_Dan_Ryczanowski,_Sherry_H._Suyu_(on_behalf_of_the_Strong_Lensing_Science_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09216 |
試運転の科学検証および科学検証フェーズで、強いレンズ科学コラボレーション（SLSC）が推奨する観測ターゲットを紹介します。私たちの推奨事項は、ダークエネルギーサイエンスコラボレーション（DESC）の強いレンズトピックチームと共同で作成されました。要約すると、私たちの主な推奨事項は次のとおりです。（1）科学検証調査の赤道分野に集中する前に、コミッショニングのエンジニアリングに焦点を当てた科学検証フェーズ中にセロパチョンから観測可能な偏角の全範囲にわたる分野に優先順位を付けます。（2）試運転の科学的妥当性確認フェーズの終わりに向けて、能動光学システムの究極のテストとして、4重レンズのクエーサーを観察します。これらのシステムは、提供される画質で知られている最も強力なテストです。（3）強力なレンズの前兆調査によって徹底的に検索された科学検証調査フィールド（単一の深いポインティングと広いフィールドの両方）に優先順位を付けます。（4）最適なワイド（〜100度^2）科学検証フィールドにはCFHT-LSW4フィールドが含まれ、SDSSStripe82、DES-SN、KIDS、およびHSC-SSPフィールドとオーバーラップします。（5）最適な単一ポインティング科学検証フィールドは、XMM-LSSおよびCOSMOSディープドリルフィールド、赤道ハッブルフロンティアフィールド銀河団、および試運転タイムスケールによく一致する測定された時間遅延を持つ強力にレンズ化されたクエーサーです。
スフェロマック型傾斜とそれがコロナ質量放出のモデリングにどのように影響するか
| Title |
The_spheromak_tilting_and_how_it_affects_modelling_coronal_mass_ejections |
| Authors |
Eleanna_Asvestari,_Tobias_Rindlisbacher,_Jens_Pomoell,_Emilia_Kilpua |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08770 |
スフェロマック型フラックスロープは、コロナ質量放出（CME）のモデリングにますます使用されています。多くのモデルは、CMEの磁場トポロジーを正確に再構築することを目的としており、宇宙および地上での現代の技術や人間の活動への影響を評価する上での重要性を考慮しています。ただし、これまでのところ、スフェロマックの磁気構造の詳細がモデリング領域の周囲磁場を介した進化にどのように影響するか、およびこれが磁場トポロジー予測の精度にどのような影響を与えるかについてはほとんど議論されていません。スフェロマックが周囲視野の方向に対してある角度で対称軸（幾何学的軸）を持っている場合、スフェロマックは回転を開始し、その対称軸が最終的に周囲視野と整列します。宇宙天気予報モデルでスフェロマックを使用する場合、この傾斜は挿入中にすでに発生する可能性があり、結果に大きく影響します。この論文では、宇宙天気の分野ではこれまで検討されていなかったこの問題に焦点を当て、さまざまな条件下でスフェロマックが回転する角度を推定します。これを行うために、単純な純粋に放射状の周囲磁場トポロジー（弱い/強い正/負）を生成し、さまざまな初速度と傾斜、および磁気ヘリシティの兆候を持つスフェロマックを挿入しました。スフェロマックの磁気重心と対称軸を特定するために、さまざまな物理的および幾何学的基準を採用しています。スフェロマックは調査したすべての条件で回転し、その回転方向と回転角はスフェロマックの初期特性と周囲の磁場の強さと方向に依存することを確認します。
プルームによる恒星対流輸送のモデル化：I。二重平均定式化における非平衡乱流効果
| Title |
Modelling_stellar_convective_transport_with_plumes:_I._Non-equilibrium_turbulence_effect_in_double-averaging_formulation |
| Authors |
Nobumitsu_Yokoi,_Youhei_Masada,_and_Tomoya_Takiwaki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08921 |
流れの構造が時空に局在する対流のプルームは、対流の乱流輸送に関連していると考えられます。対流乱流における有効質量、運動量、および熱輸送は、時間-空間二重平均化手順のフレームワークで調査されます。この手順では、フィールド量が3つの部分に分解されます。時空間平均（時間平均の空間平均）フィールド、分散またはコヒーレント変動（時空間平均からの偏差）、およびランダムまたはインコヒーレント変動。この二重平均化フレームワークにより、平均場方程式におけるレイノルズ応力、乱流質量流束、乱流内部エネルギー流束などの乱流相関は、分散/コヒーレント相関部分とランダム/インコヒーレント相関部分に分割されます。。相関のこれら2つの部分の進化方程式は、コヒーレント成分とインコヒーレント成分の間の変動エネルギーの変換の原因を示しています。プルームをコヒーレント変動と見なすことにより、対流乱流の輸送モデルがプルーム運動に沿った非平衡効果の助けを借りて構築され、恒星の対流に適用されます。表面冷却駆動対流の顕著な特徴の1つである、表面層の下の強化された局所的な乱流質量流束は、混合長理論（MLT）を使用した通常の渦拡散係数モデルではまったく再現できません。非平衡効果のある現在のモデル。我々の結果は、非平衡効果を介した乱流輸送モデルへのプルーム運動の組み込みが、MLTを使用したヒューリスティック勾配輸送モデルを超えた平均場理論の重要かつ非常に関連性のある拡張であることを示しています。
Ca i 4227の翼の偏光角：未分解の光球磁場を診断するための新しい観測量
| Title |
The_polarization_angle_in_the_wings_of_Ca_i_4227:_A_new_observable_for_diagnosing_unresolved_photospheric_magnetic_fields |
| Authors |
Emilia_Capozzi,_Ernest_Alsina_Ballester,_Luca_Belluzzi,_Javier_Trujillo_Bueno |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08967 |
太陽の四肢に近い静かな領域で観察すると、多くの強い共振線は、散乱プロセスによって生成された、拡張された翼ローブを伴う顕著な直線偏光信号を示します。最近の研究は、以前に信じられていたものとは反対に、翼葉は光磁気（MO）効果を通じて比較的弱い縦方向の磁場の存在に敏感であることを示しています。CaI4227{\AA}線の散乱偏光翼のMO効果に対する感度を理論的に調査し、光球磁場の縦成分に関する情報を推測するための診断の可能性を探ります。太陽大気の1次元半経験的モデルにおいて、非局所的な熱力学的平衡条件下での偏光放射の生成と伝達の問題を数値的に解くことにより、CaI4227{\AA}線の強度と偏光プロファイルを計算します。Hanle、Zeeman、およびMO効果の共同アクションを考慮に入れます。体積充填磁場と、分解能要素の一部を占める磁場を考慮します。ゼーマン効果によって生成される円偏光信号とは対照的に、CaI4227の散乱偏光ウィングの直線偏光角は、MO効果を通じて、光球磁場のフラックスだけでなく、明確な感度を示すことがわかります。また、磁場が占める分解能要素の割合にも影響します。強い共鳴線の翼の直線偏光角は、未解決の磁場を診断するための貴重な観測量として識別されます。磁束や観測された大気領域の他の特性に関する情報をエンコードする観測量と組み合わせて使用すると、磁場の充填率に制約を与えることができます。
サブCクラスのフレアの進化について：改良されたカターニア太陽望遠鏡の機能のショーケース
| Title |
On_the_evolution_of_a_sub-C_class_flare:_a_showcase_for_the_capabilities_of_the_revamped_Catania_Solar_Telescope |
| Authors |
Paolo_Romano,_Salvo_L._Guglielmino,_Pierfrancesco_Costa,_Mariachiara_Falco,_Salvatore_Buttaccio,_Alessandro_Costa,_Eugenio_Martinetti,_Giovanni_Occhipinti,_Daniele_Spadaro,_Rita_Ventura,_Giuseppe_E._Capuano,_Francesca_Zuccarello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08972 |
太陽フレアは時折、深刻な宇宙天気イベントの原因となります。これは、宇宙搭載および地上ベースのインフラストラクチャに影響を及ぼし、人間原理の技術活動、さらには人間の健康と安全を危険にさらす可能性があります。したがって、宇宙天気モニタリングの枠組みにおける不可欠な活動は、太陽の活動レベルの観測に専念しています。これに関連して、カタニア太陽望遠鏡の取得システムは、欧州宇宙機関（ESA）への貢献を改善するために最近アップグレードされました-ヨーロッパの宇宙天気の主要な資産を表すESAポータルを介した宇宙天気サービスネットワーク。ここでは、カタニア太陽望遠鏡のハードウェアとソフトウェアのアップグレード、およびこの施設が提供する主なデータ製品について説明します。これには、光球と彩層のフルディスク画像と、黒点グループの詳細な特性が含まれます。改良されたカターニア太陽望遠鏡の観測能力のショーケースとして、IRIS衛星とSDO衛星によって同時に観測された2020年12月7日に発生したB5.4クラスのフレアの分析を報告します。
Interface Region Imaging Spectrograph（IRIS）で観測されたソーラージェット
| Title |
Solar_jets_observed_with_the_Interface_Region_Imaging_Spectrograph_(IRIS) |
| Authors |
Brigitte_Schmieder,_Reetika_Joshi,_and_Ramesh_Chandra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09002 |
ソーラージェットは、磁気リコネクションによってトリガーされる衝動的なコリメートプラズマ放出です。それらはさまざまな温度と波長で何十年にもわたって観察されているため、速度や再発などの運動学的特性が広く研究されていますが、2013年に発売されたインターフェイス領域イメージングスペクトログラフ（IRIS）の高い空間分解能により、サージとホットジェットの関係を理解する上での一歩。この論文では、IRISによって観測されたジェットの最近の研究のいくつかの結果について報告します。低温プラズマと高温プラズマは、ジェット形成の衝撃段階で300km/sに達する速度の低温ブロブの放出と、再接続段階後の高温ジェットを取り巻く低速サージで検出されています。放出測定値、温度、密度などのソーラージェットのプラズマ特性が定量化されています。観測されたIRISスペクトルに基づく再結合サイトでの多層大気が提案されています。IRISは、再接続サイトでの双方向の流れを証明し、ジェットのねじれの兆候として解釈されたスペクトルに沿って傾斜します。再接続の可能性のあるサイトの検索は、磁気トポロジーの分析によって達成できます。ソーラーダイナミクスオブザーバトリー/日震磁気イメージャー（SDO/HMI）ベクトルマグネトグラムとIRIS観測を組み合わせると、再接続サイトはコロナのヌルポイントと光球の低いハゲパッチ領域に位置する可能性があることがわかりました。あるケーススタディでは、磁気スケッチは、動的な方法で現在のシートに変換された禿げたパッチで始まるジェットの開始、および磁気リコネクションプロセス中のフラックスロープからジェットへのねじれの伝達を説明できます。
冠状衝撃波によって引き起こされるマルチスレッドのプロミネンス振動
| Title |
Multi-threaded_prominence_oscillations_triggered_by_a_coronal_shock_wave |
| Authors |
V._Jer\v{c}i\'c,_R._Keppens,_Y._Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09019 |
この作業では、局所的なエネルギー放出と、プロミネンスが現実的な糸のような構造を持つリモートプロミネンス振動との因果関係を研究します。MPI-AMRVACと呼ばれるオープンソースの電磁流体力学（MHD）コードを使用して、マルチスレッドのプロミネンスボディを作成しました。衝撃波が発生する追加のエネルギー源を導入し、それによってプロミネンス振動を誘発しました。振動への影響を分析するために、ソース振幅が異なる2つのケースを調査しました。我々の結果は、頻繁に使用される振り子モデルは、ソースと糸のようなプロミネンス構造の影響を考慮する必要があることを示すことに加えて、プロミネンス振動の周期を完全に推定するのに十分ではないことを示しています。初期衝撃波の繰り返しの反射と透過は、ドメイン内の複数の高温および高密度勾配の特定の場所で発生します。これには、磁気アーケードのフットポイントにある左右の遷移領域（TR）と、プロミネンスとコロナの間のさまざまな遷移領域（PCTR）が含まれます。これにより、縦波の干渉が多数発生します。それらは、振動の復元力に寄与し、周期を予想される振り子モデルから逸脱させるだけでなく、さまざまなスレッド間で原因となる減衰の違いや振幅の増加さえも引き起こします。衝撃衝撃から生じる全体的な縦方向の動きに加えて、小規模な横方向の振動も明らかです。複数の高周波振動は、磁気音響波の伝播を表します。私たちが目にする減衰は、エネルギーの変換と周囲のコロナとの交換に関連しています。私たちのシミュレーションは、異なるスレッド間のエネルギー交換とそれらの異なる振動モードを示しています。
不均一なプロミネンススレッドの横方向のキンク振動：数値解析とH $ \ alpha $フォワードモデリング
| Title |
Transverse_kink_oscillations_of_inhomogeneous_prominence_threads:_numerical_analysis_and_H$\alpha$_forward_modelling |
| Authors |
David_Mart\'inez-G\'omez,_Roberto_Soler,_Jaume_Terradas,_Elena_Khomenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09036 |
プロミネンススレッドは非常に長くて細いフラックスチューブで、部分的に冷たいプラズマで満たされています。観測によると、これらの太陽構造では横方向の振動が頻繁に発生します。観測は通常、基本的なキンクモードとして解釈されますが、第1高調波の検出はとらえどころのないままです。ここでは、縦方向と半径方向の密度の不均一性がキンク振動の周期と減衰時間をどのように変更するか、そしてこの効果が観測にどのように反映されるかを研究することを目的としています。2つの異なる方法で理想的な電磁流体力学方程式を解きます：a）3D数値シミュレーションの実行、およびb）2D一般化固有値問題の解法。横方向のキンク振動の周期、減衰時間、振幅の、チューブの中心と端の密度の比率、および平均密度への依存性を調べます。3Dシミュレーションにフォワードモデリングを適用して、合成H$\alpha$プロファイルを計算します。基本波モードの周期と第1高調波の周期の比は、中心密度とフットポイント密度の比が増加するか、チューブの平均密度が減少するにつれて増加することを確認します。中心対フットポイントの密度比が増加するにつれて、共鳴吸収による減衰時間が減少することがわかります。縦方向に均質なチューブの場合とは異なり、密度比が増加するか、平均密度が減少すると、減衰時間と周期の比も増加することがわかります。H$\alpha$線で放出のスナップショットと時間距離図を示します。ここに提示された結果は、プロミネンス地震学の分野に影響を及ぼします。H$\alpha$放射を使用して基本モードを検出できますが、H$\alpha$では1次高調波はほとんど検出できません。これは、第1高調波が検出されないことを説明している可能性があります。
ガイアEDR3視差を使用した脈動のケフェイド視差の検査。射影係数と周期-光度および周期-半径の関係
| Title |
Inspecting_the_Cepheid_parallax_of_pulsation_using_Gaia_EDR3_parallaxes._Projection_factor_and_period-luminosity_and_period-radius_relations |
| Authors |
Boris_Trahin_(1_and_2),_Louise_Breuval_(1),_Pierre_Kervella_(1),_Antoine_M\'erand_(3),_Nicolas_Nardetto_(4),_Alexandre_Gallenne_(5,_6_and_7),_Vincent_Hocd\'e_(5),_Wolfgang_Gieren_(6)_((1)_LESIA,_Observatoire_de_Paris,_Universit\'e_PSL,_CNRS,_Sorbonne_Universit\'e,_Universit\'e_de_Paris,_Meudon,_France,_(2)_Universit\'e_Paris-Saclay,_CNRS,_Institut_d'Astrophysique_Spatiale,_Orsay,_France,_(3)_European_Southern_Observatory,_Garching,_Germany,_(4)_Universit\'e_C\^ote_d'Azur,_Observatoire_de_la_C\^ote_d'Azur,_CNRS,_Nice,_France,_(5)_Nicolaus_Copernicus_Astronomical_Center_of_the_Polish_Academy_of_Sciences,_Warszawa,_Poland,_(6)_Universidad_de_Concepci\'on,_Departamento_de_Astronom\'ia,_Concepci\'on,_Chile,_(7)_Unidad_Mixta_Internacional_Franco-Chilena_de_Astronomia,_Departamento_de_Astronom\'ia,_Universidad_de_Chile,_Santiago,_Chile) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09125 |
ケフェイド変光星は、距離スケールの主要なアンカーとして、周期と光度の関係があるため、宇宙の距離スケールを理解する上で重要な役割を果たします。したがって、脈動変光星の正確で一貫したパラメータ（半径、温度、色過剰、および投影係数）を決定することは非常に重要です。ガイア計画の3回目の初期データリリースで提供された高精度視差を使用して、周期-光度および周期-半径の関係を較正し、周期とp因子の関係を調査するために、ケフェイド星のさまざまなパラメーターを導出することを目指しています。脈動変光星のグローバルモデリングで変光星の利用可能なすべてのタイプのデータを組み合わせる、脈動星の分光光干渉法と呼ばれるアルゴリズムを介して、脈動変光星法の実装を適用しました。63個の銀河系セファイドのサンプルのSPIPSモデリングを紹介します。利用可能な最良のデータセットに関連付けられた入力としてガイアEDR3視差を採用し、半径、マルチバンド見かけの等級、有効温度、色過剰、周期変化、フーリエパラメータ、投影係数など、これらの星のパラメータの一貫した値を導き出します。次に、周期-光度および周期-半径の関係の新しいキャリブレーションを導き出します。星のパラメーターに対するpファクターの依存性を調査した後、その値の分散が大きく、周期や他のパラメーターとの相関の証拠がないことがわかりました。統計的に、pファクターの平均値はp=1.26$\pm$0.07ですが、一致が不十分です。pファクターと他の量の間に明確な相関関係がない場合、pファクターが0.15の幅のバンドで任意の値を取ることができるという仮定の下で最良の一致が得られます。この結果は、pファクターの背後にある物理学をさらに調査する必要性を浮き彫りにしています。
M31におけるLBV候補J004341.84 + 411112.0の測光および分光分析
| Title |
Photometric_and_spectroscopic_analysis_of_LBV_candidate_J004341.84+411112.0_in_M31 |
| Authors |
A._Sarkisyan,_O._Sholukhova,_S._Fabrika,_A._Valeev,_A._Valcheva,_P._Nedialkov_and_A._Tatarnikov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09148 |
アンドロメダ銀河で高光度青色変光星（LBV）候補J004341.84+411112.0を研究しています。SAORASの6m望遠鏡で得られた物体の光学スペクトルを提示します。候補は、そのスペクトルに典型的なLBVの特徴を示しています。それは、広くて強い水素線と、PCigniプロファイルを持つHeI線です。よく知られているLBVPシグニとのその顕著なスペクトルの類似性は、オブジェクトの共通の性質を示唆し、J004341.84+411112.0のLBV分類をサポートします。スペクトルエネルギー分布を使用して、星の温度、赤み、半径、光度を推定します。得られた候補のボロメータ光度（$M_{\text{bol}}=-10.41\pm0.12$mag）は、アンドロメダ銀河の既知のLBV星のものと非常に似ています。$R$フィルターでオブジェクトの10年間の光度曲線を分析しました。候補者は、0.4等程度の測光変動を示し、全体的な明るさの増加傾向は$\DeltaR>0.1$magです。これにより、オブジェクトの対応するカラーバリエーションは、ほぼ一定のボロメータ光度で星が光学スペクトル範囲で冷たく明るくなるときのLBVの動作と完全に一致します。オブジェクトのLBVタイプの変動性、そのスペクトルの類似性、および既知のLBVのものとの推定光度により、J004341.84+411112.0をLBVとして分類できます。
多波長データを使用したベテルギウスの動的変化の証拠
| Title |
Evidence_for_dynamical_changes_in_Betelgeuse_using_multi-wavelength_data |
| Authors |
Sneha_Kachhara,_Sandip_V._George,_Ranjeev_Misra_and_G._Ambika |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09218 |
2019年10月から2020年3月の間にグレートディミングとそれに続くベテルギウスの明るさの上昇の背後にある理由は、依然として天文学者を困惑させ続けています。それはジョージらによって示されました。al。（2020）その重大な減速は調光イベントに先行しました。これは、調光が星の非線形ダイナミクスの性質の変化の結果であることを示唆しました。この作業では、非線形時系列分析を使用して、グレートディミングイベントの前のベテルギウスの動的変化の追加の証拠を提示します。翼測光（IR/近赤外）とワサトニック天文台（Vバンド）から収集した測光データの異なるバンド間の関係を研究します。また、グレートディミング中およびグレートディミング後に以前に調査された早期警告信号がどのように変化したかを分析します。
| Title |
Monte-Carlo_simulations_of_evolving_rotational_distributions_of_low-mass_stars_in_young_open_clusters._Testing_the_influence_of_initial_conditions |
| Authors |
Maria_Jaqueline_Vasconcelos,_J\'er\^ome_Bouvier,_Florian_Gallet_and_Edson_A._Luz_Filho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09234 |
若い星の種族の回転進化は、より進化したクラスターの回転パターンに関する情報を与えることができます。何千もの若い星の自転周期値と、恒星の角運動量の再分布と喪失に関する理論的命題と組み合わせることで、星の質量に応じて自転周期の履歴を追跡することができます。私たちは、単一の星の内部および環境の変化が、若い星の種族の回転進化をどのように変えることができるかを調査したいと思います。観測および理論パラメータを考慮して、1〜550Myrの0.5、0.8、および1.0M$_\odot$の太陽質量星で構成される若いクラスターのモンテカルロシミュレーションを実行します。結果を観測値と比較するために、コルモゴロフ-スミルノフ検定を実行します。私たちの標準モデルは、hPerよりも若いクラスターと、550Myr古いわずかにM37を再現することができます。ディスクの割合または初期期間の分布を変更しても、結果は改善されませんでした。ただし、より細かい質量グリッドでモデルを実行すると、プレアデス星団も再現できます。初期質量分布を経験的なONC質量関数と同様に変更しても、良好な結果が得られます。角運動量の抽出と交換の物理的メカニズムを考慮して、前主系列星から初期主系列星への若い合成クラスターの進化をモデル化することは、十分な回転データがあるすべてのクラスターでうまく達成できるわけではありません。ほぼ同じ年齢のクラスターは、おそらく初期条件の違いにより、異なる回転挙動を示します。
若いクラスターIRAS05100 + 3723の包括的な研究：特性、周囲の星間物質、および関連する星形成
| Title |
A_Comprehensive_Study_of_the_Young_Cluster_IRAS_05100+3723:_Properties,_Surrounding_Interstellar_Matter,_and_Associated_Star_Formation |
| Authors |
R._K._Yadav,_M._R._Samal,_E._Semenko,_A._Zavagno,_S._Vaddi,_P._Prajapati,_D.K._Ojha,_A._K._Pandey,_M._Ridsdill-Smith,_J._Jose,_S._Patra,_S._Dutta,_P._Irawati,_S._Sharma,_D._K._Sahu,_and_N._Panwar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09265 |
その形成履歴とフィードバック効果を理解することを目的として、おそらく巨大な若いクラスター「IRAS05100+3723」とその環境の包括的な多波長調査を提示します。IRAS05100+3723は、遠方（$\sim$3.2kpc）、中程度の質量（$\sim$500\msun）、若い（$\sim$3Myr）クラスターであり、最も重い星はO8.5Vタイプであることがわかります。。スペクトルモデリングから、星の有効温度とログ$g$をそれぞれ$\sim$33,000Kと$\sim$3.8と推定します。私たちの電波連続観測は、星がその環境をイオン化して、サイズ$\sim$2.7pc、温度$\sim$5,700K、電子密度$\sim$165cm$^{-3}$のHII領域を形成していることを明らかにしています。しかし、私たちの大規模なダストマップは、それが17$-$28Kの範囲で数パーセク（$\sim$10pc）までダストを加熱し、暖かいダスト放出の形態が双極HII領域に似ていることを明らかにしています。ダストと$^{13}$COガスの分析から、HII領域の形成が、おそらくフィラメントのエッジの崩壊が原因で、約3Myr前の長いフィラメント状の雲の最後で発生したという証拠が見つかりました。HII領域は現在、HII領域とフィラメントの接合部で、西部の郊外で質量$\sim$2700\msunの塊を圧縮していることを示しています。塊の中の中間質量とクラス0の性質のいくつかの70$\mu$m点源を観察します。これらの情報源は、複合体の第2世代の星であると考えています。凝集塊における星形成は、拡大するHII領域を流入するフィラメント状物質に圧縮することによって誘導または促進されることを提案します。
更新されたBaSTI恒星進化モデルと等時線。 III。白色矮星
| Title |
The_updated_BaSTI_stellar_evolution_models_and_isochrones._III._White_Dwarfs |
| Authors |
Maurizio_Salaris_(Astrophysics_Research_Institute,_Liverpool_John_Moores_University,_UK),_Santi_Cassisi_(INAF_-_Astronomical_Observatory_of_Abruzzo,_Italy),_Adriano_Pietrinferni_(INAF_-_Astronomical_Observatory_of_Abruzzo,_Italy),_Sebastian_Hidalgo_(Instituto_de_Astrofisica_de_Canarias,_Tenerife,_Spain) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09285 |
更新されたBaSTI（BagofStellarTracksandIsochrones）恒星進化アーカイブを拡張するために、H大気とHe大気の両方を備えた、関連する質量範囲全体をカバーする炭素酸素白色矮星の新しい冷却モデルを紹介します。それらは、半経験的初期-最終質量関係を採用して、新しい前駆体計算から得られたコア化学層化を使用して計算されています。物理入力は、以前のBaSTI計算と比較して更新されました。^{22}コア内のNe拡散が、更新されたCO状態図、および更新された電子伝導不透明度とともに含まれるようになりました。超太陽から金属量の少ない金属量の集団の白色矮星を研究するのに適した、コアにさまざまなネオンの存在量を持つモデルを計算し、モデルの化学的成層と冷却時間のさまざまなテスト/比較を実行しました。電子伝導不透明度の2つの異なる選択に対して、HエンベロープとHeエンベロープに重要な中程度の縮退と強い縮退の間の遷移領域における電子熱伝導率の評価における現在の不確実性を反映するために、2つの完全な計算セットが提供されます。また、炭素-酸素-鉄混合物の状態図の最近の計算に続いて、白色矮星モデルの冷却時間に対するFe沈降の影響（一般に小さいことが判明）の最初の予備的な推定を行いました。Johnson-Cousins、Sloan、Pan-STARSS、Galex、Gaia-DR2、Gaia-eDR3、HST-ACS、HST-WFC3、およびJWSTの冷却時間と大きさを含む、両方の計算セットからの進化トラックを公開します。測光システム。
パラティーニの白色矮星の安定性基準$ f（R）$重力
| Title |
Stability_criterion_for_white_dwarfs_in_Palatini_$f(R)$_gravity |
| Authors |
Lupamudra_Sarmah_(IIT-BHU),_Surajit_Kalita_(IISc)_and_Aneta_Wojnar_(University_of_Tartu) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08029 |
いくつかの特異な過光および低光のIa型超新星の最近の観測は、チャンドラセカール限界質量の白色矮星の存在を示唆することにより、チャンドラセカール限界の違反の間接的な証拠を推測しています。一般相対論的拡張の文脈でこれらの現象を説明する試みで、Palatini$f（R）$重力でこれらのオブジェクトを研究します。与えられた重力理論における白色矮星の動的不安定性基準だけでなく、スーパーチャンドラセカールとサブチャンドラセカールの制限質量を取得します。さらに、従来の陽性条件$\partial{M}/\partial{\rho_\text{c}}>0$であり、$M$が中心密度$\rho_\text{c}$のWDの質量であることを示します。パラティーニ重力の安定性の有効な基準でもあります。
特異流体時空の探査
一般相対性理論における自己重力完全流体の特別なクラスの特異解の特性を調査します：特異等温球。任意の定数状態方程式パラメーター$w=p/\rho$の場合、密度プロファイル$\propto1/r^2$の静的な球対称解が存在し、比例定数は特殊関数に固定されています。$w$の。ブラックホールのように、特異な等温球は、サイズに関係なく固定された質量対半径比を持っていますが、$r=0$で曲率特異性を覆い隠す地平線はありません。$w=1$の場合、これらのソリューションは、メトリックが空間的均一性を自発的に破る均一なディラトンバックグラウンドから構築できます。これらの解の摂動構造を研究し、半径モードと潮汐ラブ数を見つけ、このジオメトリの測地線構造に興味深い特性も見つけます。最後に、これらの形状と暗黒物質プロファイル、ダブルコピー、ホログラフィックエントロピーの間の関係、および沼地の距離予想が裸の特異点をどのように覆い隠すことができるかについて説明します。
1-100TeVでのステライルニュートリノのカスケード外観シグネチャ
| Title |
Cascade_Appearance_Signatures_of_Sterile_Neutrinos_at_1-100_TeV |
| Authors |
Benjamin_R._Smithers_and_Benjamin_J._P._Jones_and_Carlos_A._Arg\"uelles_and_Janet_M._Conrad_and_Alejandro_Diaz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08722 |
ニュートリノ望遠鏡は、物質増強振動を通じて無菌ニュートリノ振動に強い感度を提供し、eV$^{2}$スケールのニュートリノ質量二乗分割の数TeVエネルギー範囲で発生します。以前の検索では、$\nu_\mu$の消失に焦点が当てられていました。これは、$\nu_\mu\rightarrow\nu_s$遷移を介した混合角度$\theta_{24}$に対して特に強い感度があります。今日、$\nu_\mu\rightarrow\nu_e$と$\nu_\mu\rightarrow\nu_\tau$の出現チャネルは、ニュートリノ望遠鏡ではあまり有望ではないと考えられています。トラック。この作業では、ステライルニュートリノ混合に対する現在の制約を考慮して、ニュートリノ望遠鏡でこれらのシグネチャの検出可能性を調査し、例として、混合角度$\theta_{14}$、$\theta_{24}に対するIceCubeニュートリノ天文台の感度を予測します。10年のデータを持つカスケードチャネルを使用した3+1ステライルニュートリノモデルの$、および$\theta_{34}$。既存のIceCube$\nu_\mu$消失最適点と一致する$\nu_\tau$外観シグネチャは、世界の制約と一致する$\theta_{34}$の値で検出可能であり、ステライルニュートリノパラメーターが検出可能であることがわかります。BESTに支持され、ガリウムの異常は95\％の信頼水準でテスト可能であると予想されます。
時間依存磁場中のアクシオン凝縮体からの電磁放射
| Title |
Electromagnetic_radiation_from_axion_condensates_in_a_time_dependent_magnetic_field |
| Authors |
Srimoyee_Sen,_Lars_Sivertsen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08728 |
時間に依存する磁場は、中性子星を回転させ、バイナリを周回させ、中性子星を結合することによって発生させることができます。交流磁場のバックグラウンドでのアクシオン凝縮物からの電磁放射を考慮します。交流磁場の周波数がアクシオンの質量スケールに匹敵する場合、放射の共鳴ピークが発生する可能性があることがわかります。さらに興味深いことに、交番磁場自体の周波数が時間とともに変化する状況では、軌道周波数の着実な増加によるバイナリマージの場合のように、放射の共鳴ピークは、によってスキャンされた軸質量スケールの範囲で発生する可能性があります。時変磁場周波数。
ニュートリノは超軽量の暗黒物質と出会う：$ \ boldsymbol {0 \ nu \ beta \ beta} $崩壊と宇宙論
| Title |
Neutrino_meets_ultralight_dark_matter:_$\boldsymbol{0\nu\beta\beta}$_decay_and_cosmology |
| Authors |
Guo-yuan_Huang_and_Newton_Nath |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08732 |
ニュートリノに結合した超軽量暗黒物質場によって引き起こされるニュートリノのない二重ベータ（$0\nu\beta\beta$）崩壊を調べます。$0\nu\beta\beta$崩壊への影響は、結合がレプトン数に違反している場合に重要です。レプトン数の場合、$\DeltaL=2$遷移は、小さなニュートリノ質量をさらに抑制することなく、暗黒物質場によって直接駆動されます。超軽量の暗黒物質は古典的な場でよく説明できるので、この効果は崩壊イベントの周期的な変調パターンを特徴としています。しかし、初期の宇宙では、そのような結合が標準的な宇宙論的結果を変える可能性が非常に高いことがわかりました。特に、物質放射の等式の前にニュートリノのフリーストリーミングが必要なため、パラメータ空間が厳しく制限されるため、将来の$0\nu\beta\beta$崩壊実験では、有効なニュートリノに対するmeV感度があっても信号をほとんど見ることができません。質量。
重力波ガストロノミー
初期の宇宙における大統一ゲージグループの対称性の破れは、宇宙ひも、磁壁、単極子などの遺物の位相欠陥を残すことがよくあります。一部の対称性の破れのチェーンでは、宇宙ひもが磁壁に付着したり、単極子がひもに付着したりする場所にハイブリッド欠陥が形成される可能性があります。一般に、このようなハイブリッド欠陥は不安定であり、一方の欠陥が他方の運動エネルギーへの静止質量の変換を介して他方を「食べ」、その後重力波を介して減衰します。この研究では、重力波スペクトルを、1）ストリングを切断して「食べる」単極子の核形成による宇宙ストリングネットワークの破壊、2）ストリングによる単極子ストリングネットワークの崩壊と崩壊から決定します。単極子を「食べる」、3）壁を拡張して「食べる」壁のストリング境界の穴の核形成によるドメイン壁ネットワークの破壊、および4）ストリング境界の壁ネットワークの崩壊と崩壊文字列を「食べる」壁。ある位相欠陥を別の重力波ガストロノミーが「食べる」ことによって生成される重力波信号を呼びます。考慮された4つの重力波ガストロノミー信号は、SO（10）対称性の破れの連鎖を標準モデルと消費された位相欠陥に関連する対称性の破れのスケールに絞り込むために使用できる固有のスペクトルを生成することがわかります。さらに、私たちが検討しているシステムでは、単極または磁壁の問題が残っている可能性はほとんどありません。
COSINE-100による3年間の年次変調検索
| Title |
Three-year_annual_modulation_search_with_COSINE-100 |
| Authors |
COSINE-100_Collaboration:_G._Adhikari,_E._Barbosa_de_Souza,_N._Carlin,_J._J._Choi,_S._Choi,_A._C._Ezeribe,_L._E._Fran\c{c}a,_C._Ha,_I._S._Hahn,_S._J._Hollick,_E._J._Jeon,_J._H._Jo,_H._W._Joo,_W._G._Kang,_M._Kauer,_H._Kim,_H._J._Kim,_J._Kim,_K._W._Kim,_S._H._Kim,_S._K._Kim,_W._K._Kim,_Y._D._Kim,_Y._H._Kim,_Y._J._Ko,_H._J._Kwon,_D._H._Lee,_E._K._Lee,_H._Lee,_H._S._Lee,_H._Y._Lee,_I._S._Lee,_J._Lee,_J._Y._Lee,_M._H._Lee,_S._H._Lee,_S._M._Lee,_D._S._Leonard,_B._B._Manzato,_R._H._Maruyama,_R._J._Neal,_S._L._Olsen,_B._J._Park,_H._K._Park,_H._S._Park,_K._S._Park,_S._D._Park,_R._L._C._Pitta,_H._Prihtiadi,_S._J._Ra,_C._Rott,_K._A._Shin,_A._Scarff,_N._J._C._Spooner,_W._G._Thompson,_L._Yang,_G._H._Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.08863 |
COSINE-100は、NaI（Tl）検出器を使用して暗黒物質によって誘発される年間変調信号を検索することにより、DAMA/LIBRAの暗黒物質発見の主張をテストすることを目的とした直接検出暗黒物質実験です。総曝露量が173kg$\cdot$yrの場合、61.3kgの有効質量を利用して2。82年の寿命を持つデータセットからの年間変調信号に新しい制約を提示します。この新しい結果は、エネルギーしきい値を1keVに下げることと、より正確な時間依存のバックグラウンドモデルの両方を可能にする、改善されたイベント選択を特徴としています。1〜6keVおよび2〜6keVのエネルギー間隔では、0.0067$\pm$0.0042および0.0050$\pm$0.0047カウント/（day$\cdot$kg$\cdot$keV）の変調振幅に最適な値が観察されます。）、それぞれ、フェーズは152。5日に固定されています。
パスタ相として知られる構造化されたハドロン-クォーク混合相は、巨大な中性子星のコアに現れると予想されます。天体物理学的観測の最近の進歩に動機付けられて、中性子星の内部にクォークが出現する可能性を探り、現在の制約との適合性をチェックします。ハドロンクォークパスタ相の性質と中性子星の状態方程式（EOS）への影響を調べます。この作業では、エネルギー最小化（EM）法を拡張して、ハドロン-クォークパスタフェーズを記述します。このフェーズでは、表面とクーロンの寄与が最小化手順に含まれます。ハドロニック相とクォーク物質相で異なる電子密度を許容することにより、電位を伴う全電子化学ポテンシャルは一定のままであり、局所的ですか？平衡はウィグナーザイツセル内で達成されます。EM法で説明されている混合相は、ギブス構造とマクスウェル構造の間にある特徴を示しています。これは、表面張力の増加に伴うギブス構造（GC）からマクスウェル構造（MC）への移行を理解するのに役立ちます。ハドロン物質を記述するために相対論的平均場モデルを採用し、クォーク物質はベクトル相互作用を伴うMITバッグモデルによって記述されます。クォーク間のベクトル相互作用は、高密度でEOSを大幅に強化し、中性子星の最大質量を高めるのに役立つことがわかっています。バッグ定数のような他のパラメータも、中性子星の非閉じ込め相転移に影響を与える可能性があります。私たちの結果は、ハドロンクォークパスタ相が、現在の観測上の制約と互換性のある巨大な中性子星のコアに現れる可能性があることを示しています。
インフレのスタロビンスキーモデルの分析的拡張
| Title |
Analytic_extensions_of_Starobinsky_model_of_inflation |
| Authors |
Vsevolod_R._Ivanov,_Sergei_V._Ketov,_Ekaterina_O._Pozdeeva,_Sergey_Yu._Vernov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09058 |
アインシュタインフレームのインフラトンスカラーポテンシャルとジョーダンフレームの$F（R）$重力関数の両方に明示的な初等関数の観点からのフィールドとパラメーターへの依存。すべてのモデルは、パラメーターを変更することにより、元のスタロビンスキーモデルに継続的に接続されます。Starobinsky$（R+R^2）$モデルを変更するには、それぞれ$R^3$-term、$R^4$-term、および$R^{3/2}$-termを追加します。そして、これらすべての場合において、スカラーポテンシャル、インフレ観測量、および変形パラメーターの許容限界を計算します。また、EinsteinフレームのStarobinskyモデルのスカラーポテンシャルを$y=\exp\left（-\sqrt{\frac{2}{3}}\phi/M_{Pl}\right）$の累乗で変形します。、ここで、$\phi$は正規のインフラトン（スカラー）フィールドであり、2つの新しいケースで対応する$F（R）$重力関数を計算し、変数$に関して最低次の変形パラメーターの制限を見つけます。スローロールインフレーション中は物理的に小さいy$。
重力の有効場の理論におけるコンパクトオブジェクトの効果的な作用
拡張オブジェクトとコセット構成の有効場の理論フレームワークを使用して、一般相対性理論としての重力の有効理論で許可されている最も一般的なコンパクトオブジェクトの最上位の有効アクションを構築します。理論のすべての共変ビルディングブロックを導き出し、問題の対称性の下で不変であるアクションの関連用語を構築します。私たちの効果的な行動には、相対論的点質量項と、スピン、電荷、サイズ効果、散逸による相対論的補正が含まれています。コンパクトオブジェクトの内部構造を説明する各不変演算子には、そのプロパティをカプセル化する係数が付随しています。文献からの有効作用の既知の係数を照合し、導出される未知の係数を指摘します。
ブラックホールと周囲の熱放射との間の熱バランスは興味深いトピックです。原始ブラックホールは、初期宇宙、特に初期宇宙の熱放射期間中に形成されたブラックホールの一種です。重力によって駆動されると、熱放射は崩壊してブラックホールを形成します。実際の状況は複雑であるため、最も単純なケースを使用してシミュレートします。熱放射で満たされた孤立したボックスは、どの方向に進化しますか？純粋な輻射熱バランスを達成するか、崩壊してブラックホールを形成するかは、初期条件の違いによって制限され、結果も異なります。ブラックホールの量子化と放射線の微視的状態の数を考慮すると、それは古典的な結論と一致していますか？これらは、このホワイトペーパーで考慮すべき主なポイントです。
二次重力波の共変横トレースレス投影
非線形重力によって誘発される2次テンソルモードは、重力波の宇宙論的背景の重要な要素であり、他の方法ではアクセスできないスケールで原始パワースペクトルをプローブする可能性があります。広く認識されている問題は、これらのモードにゲージに依存する自由度が含まれる可能性があることです。観測可能な重力波はゲージの選択に依存してはならないため、これは問題を引き起こします。あいまいさは、特定のゲージ選択に付随する非共変の横トレースレス条件と、ゲージ変換後の重力波の誤認から生じます。外因性曲率の共変横トレースレス投影が、与えられた超曲面に関連する重力波の運動エネルギーを一貫して抽出することを示します。この射影は、摂動展開で2次までゲージ不変であり、ゲージ変換後の元の超曲面を識別します。異なるゲージの通常のテンソルモードは物理的に異なる量であるため、必ずしも直接比較する必要はないことを強調します。
不均一な宇宙の風景を埋める
原始宇宙は非常に不均一かもしれません。最初の不均一な膨張宇宙におけるスカラー場の進化について3+1D数値相対論シミュレーションを実行し、それがどのようにド・ジッター（dS）とAdSvacuaの両方で景観を占めるかを調査します。シミュレーション結果は、最終的には異なる領域のフィールドが異なる真空に分離するため、拡大するdSまたはAdSバブル（バブル壁は拡大しているが、AdSバブル内の時空は縮小している）が明確な境界または領域全体で発生することを示しています。dSは、いくつかの小さなAdSバブル（ブラックホールに崩壊）で拡大するか、不均一に崩壊します。
ハイパーモデルとの二元中性子星衝突の理解
二元中性子星の衝突による重力波は、核上物質の振る舞い、重力の基本的な性質、そして私たちの宇宙の宇宙史を研究するユニークな機会を提供します。ただし、アインシュタインの場の方程式の複雑さを考えると、ソースプロパティの推論を可能にする理論モデルは、仮定を単純化するために体系的な不確実性に悩まされます。不確実性重力波近似を比較および測定するためのハイパーモデルアプローチを開発します。最先端のモデルを使用して、この新しい手法をバイナリ中性子星観測GW170817とGW190425、およびサブスレッショルド候補GW200311_103121に適用します。私たちの分析は、波形モデル間の微妙な体系的な違いを明らかにし、周波数依存性の研究は、これが潮汐セクターの処理によるものであることを示唆しています。この新しい技術は、モデル開発の証明の場を提供し、将来の観測実行で波形体系を特定する手段を提供します。検出器の改善により、観測するバイナリ中性子星衝突の数と明快さが増します。
シュワルツシルト背景のオーベルト効果と相対論的ロケット
既知のオーベルト効果とペンローズ過程の非相対論的類似物を関連付けます。粒子が2つの破片に崩壊するとき、そのようなプロセスが発生するために破片が出てくる可能性のある角度の条件を導き出します。また、粒子がシュワルツシルトブラックホールの背景を移動する相対論的ケースでの崩壊とオーベルト効果についても考察します。これは、ロケットが燃料を放出するプロセスをモデル化したものです。修正されるデータに応じて、さまざまなシナリオが分析されます。プロセスの効率は、特に地平線の近くと光子ロケット（放出された粒子が質量のない場合）で見られます。燃料がロケットの軌道に沿って放出されるときに最も効率的なプロセスが発生することを直接証明します。これが地平線上で発生すると、フォトンロケットの効率は100％に達します。また、燃料の連続放出によりロケットがブラックホールにぶら下がるシナリオについても簡単に考察します。次に、燃料の質量は適切な時間とともに指数関数的に減衰します。
パーカーソーラープローブからの現場測定に基づく小規模磁束ロープとその特性
| Title |
Small-scale_magnetic_flux_ropes_and_their_properties_based_on_in-situ_measurements_from_Parker_Solar_Probe |
| Authors |
Yu_Chen_and_Qiang_Hu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09261 |
最初の6回の遭遇時に、パーカーソーラープローブの現場測定を介して小規模な磁束ロープを報告し、Chenetal。での以前の研究を補足するための追加の分析を提示します。2021.これらのフラックスロープは、Grad-Shafranovベースのアルゴリズムによって検出されます。持続時間とスケールサイズは、それぞれ10秒から$\lesssim$1時間、数百キロメートルから10$^{-3}$auの範囲です。それらには、静的構造と、フィールドに沿ったプラズマの流れが大きい構造の両方が含まれます。ほとんどの構造は大きなクロスヘリシティを持つ傾向がありますが、残留エネルギーは広い範囲に分布します。これらの動的フラックスロープは、磁気ヘリシティの優先的な兆候がなく、ほとんどが反太陽方向に伝播することがわかります。磁束関数はべき法則に従い、スケールサイズに比例します。また、再構築された2次元（2D）構成を示すケーススタディを紹介します。これにより、静的および動的フラックスロープがスパイラル磁力線（流線）の共通構成を持っていることが確認されます。さらに、そのようなイベントの存在は、太陽の近くにフラックスロープのような構造を生成するための可能なメカニズムとしてのインターチェンジの再接続を示唆しています。最後に、主要な調査結果を要約し、これらのフラックスロープのような構造と局所的なアルヴェーン整列のプロセスによる乱流との間の可能な相関関係について説明します。
| Title |
Can_we_use_heavy_nuclei_to_detect_relic_neutrinos? |
| Authors |
Oleksii_Mikulenko,_Yevheniia_Cheipesh,_Vadim_Cheianov,_Alexey_Boyarsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09292 |
固体ベースの遺物ニュートリノ検出器の実行可能性に関する最近の分析により、ニュートリノターゲットとして重い$A>100$、$\beta$崩壊剤を使用することの基本的な必要性が明らかになりました。すべての重い同位体の中で、$^{171}$Tmと$^{151}$Smは、十分に低い崩壊エネルギー、妥当な半減期、安定した娘核で際立っています。ただし、重要な情報、つまりソフトニュートリノ捕獲断面積は両方の同位体で欠落しています。その主な理由は、特定のタイプの$\beta$崩壊であり、これは、同位体の半減期とニュートリノ捕獲率の間の単純なリンクを排除します。ここでは、この困難を回避し、同位体の$\beta$スペクトルから特定の同位体によるソフトニュートリノの捕獲断面積を取得するための実験方法を提案します。
