ライマン-フリーズインとsuperWIMPに対する$ \ alpha $の制約
フリーズインまたはsuperWIMP生成からの暗黒物質（DM）は、宇宙論的観測量に非コールドDMシグネチャを刻印することでよく知られています。熱温DMの既存のライマン-$\alpha$制限の再解釈に基づいて、両方のケースのライマン-$\alpha$森林観測から制約を導き出します。以前の文献とよく一致して、フリーズインのために15keV未満のDM質量を除外し、母粒子の崩壊幅に依存するsuperWIMPの一般的な下限質量を提供します。フリーズインとsuperWIMPの両方からの寄与が同様に重要である混合シナリオに特に重点が置かれます。この場合、宇宙論的観測量の痕跡は、熱温かいDMから大幅に逸脱する可能性があります。さらに、ボルツマンコードCLASSの修正バージョン、DM分布の解析式を提供し、両方の生成メカニズムを説明するDM伝達関数に適合します。さらに、$\DeltaN_\mathrm{eff}$の測定値から一般的な制約を導き出し、Lyman-$\alpha$の観測から生じる制約と競合できないことも示しています。説明のために、上記の一般的な制限を色付きの$t$チャネルメディエーターDMモデルに適用します。この場合、散乱と減衰によるフリーズインと、superWIMPの生成の両方からの寄与が重要になる可能性があります。ライマン-$\alpha$観測、LHC、およびビッグバン元素合成からの境界によって追い詰められた、宇宙論的に実行可能なパラメーター空間全体をマップします。
巨大で緩和された銀河団のガス質量分率からの宇宙論的制約
| Title |
Cosmological_Constraints_from_Gas_Mass_Fractions_of_Massive,_Relaxed_Galaxy_Clusters |
| Authors |
Adam_B._Mantz,_Steven_W._Allen,_Rebecca_E._A._Canning,_Lucie_Baumont,_Bradford_Benson,_Lindsey_E._Bleem,_Steven_R._Ehlert,_Benjamin_Floyd,_Ricardo_Herbonnet,_Patrick_L._Kelly,_Shuang_Liang,_Anja_von_der_Linden,_Michael_McDonald,_David_A._Rapetti,_Robert_W._Schmidt,_Norbert_Werner_and_Adam_Wright |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09343 |
巨大で動的に緩和された銀河団のガス質量分率（$f_{gas}$）の測定から更新された宇宙論的制約を提示します。私たちの新しいデータセットは、低赤方偏移でのペルセウス座銀河団、赤方偏移$z>0.97$での2つの新しい銀河団、および$0.6<z<0.9$での4つの銀河団の大幅に長い観測のおかげで、ダークエネルギーのモデルでより大きなレバレッジを持っています。。低赤方偏移（$z<0.16$）$f_{gas}$データは、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）から測定された宇宙バリオンの割合と組み合わされて、$h=0.722\pm0.067$のハッブル定数を意味します。完全な$f_{gas}$データセットを宇宙バリオン密度とハッブル定数の事前分布と組み合わせて、ダークエネルギー密度を非フラット$\Lambda$で$\Omega_\Lambda=0.865\pm0.119$に制限します。CDM（宇宙定数）モデル、およびその状態方程式は、フラットな定数wモデルでそれぞれ$w=-1.13_{-0.20}^{+0.17}$であり、以前の作業よりもそれぞれ41％および29％タイトです。そして、他のプローブから利用可能な最良の制約に匹敵します。$f_{gas}$、CMB、超新星、およびバリオン音響振動データを組み合わせて、グローバルな曲率と進化する暗黒エネルギーでモデルを制約します。ここで採用されている大規模でリラックスしたクラスターの場合、質量による$f_{gas}$のスケーリングは定数と一致し、固有の散乱は距離のわずか3パーセントに相当します。
ライマン$-\ alpha $森林相関における幅広い吸収線クエーサーの影響と緩和
| Title |
The_impact_and_mitigation_of_broad_absorption_line_quasars_in_Lyman$-\alpha$_forest_correlations |
| Authors |
Lauren_Ennesser,_Paul_Martini,_Andreu_Font-Ribera,_Ignasi_P\'erez-R\`afols |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09439 |
高赤方偏移クエーサーのスペクトルにおけるライマン$-\alpha$（Ly$\alpha$）フォレストのフラックス透過との相関は強力な宇宙論的ツールですが、固有のクエーサー連続体が著しく不確実な場合、これらの測定値は損なわれる可能性があります。。特に問題となるケースの1つは、最大$\sim0.1c$の流出と一致する多くのスペクトル特性に関連するブルーシフト吸収を示す、広い吸収線（BAL）クエーサーです。これらの吸収特性は森林地域に分類され、Ly$\alpha$吸収と区別するのが難しいため、宇宙論的分析により、BALを示すクエーサーの12〜16％が排除されます。このホワイトペーパーでは、BAL吸収トラフの予想される位置を除いて、Ly$\alpha$自己相関関数にBALを含める代替アプローチについて説明します。この手順では、BALの除外によって失われたパス長の95％以上が返され、視線の密度が増加します。BALクエーサーを含めると、共分散行列と相関関数の不確実性が減少し、BALクエーサーを除外した分析と比較して相関関数の形状が大幅に変化しないことを示します。また、BALのさまざまな定義、マスキング戦略、および吸収量が異なるBALの森林地域におけるクエーサー連続体の潜在的な違いを評価します。
ビッグバン元素合成の限界と遺物重力波の検出の見通し
| Title |
Big_Bang_Nucleosynthesis_Limits_and_Relic_Gravitational_Waves_Detection_Prospects |
| Authors |
Tina_Kahniashvili,_Emma_Clarke,_Jonathan_Stepp,_Axel_Brandenburg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09541 |
原始磁場および/または生成時とBBNの間の乱流源の崩壊性を説明する乱流運動に対するビッグバン元素合成（BBN）の限界を再検討します。これにより、重力波（GW）信号の推定値が以前の予想よりも大きくなります。宇宙ベースの干渉計（電弱エネルギースケールの周りで生成されたGWの場合）、パルサータイミングアレイおよび位置天文ミッション（量子色力学エネルギースケールの周りで生成されたGWの場合）を通じて検出の見通しに対処します。
低赤方偏移のライマンαの森からの銀河間媒体における非標準的な加熱と乱流の制限
| Title |
Limits_on_non-canonical_heating_and_turbulence_in_the_intergalactic_medium_from_the_low_redshift_Lyman-alpha_forest |
| Authors |
James_S._Bolton,_Prakash_Gaikwad,_Martin_G._Haehnelt,_Tae-Sun_Kim,_Fahad_Nasir,_Ewald_Puchwein,_Matteo_Viel,_Bart_P._Wakker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09600 |
赤方偏移$0\leqz\leq0.2$でのライマンαの森の流体力学的シミュレーションと宇宙起源分光器（COS）の観測から、柱密度分布関数（CDDF）とドップラーパラメーターの分布を調べます。銀河系のHI光イオン化率の2倍の不確実性を考慮に入れると、流体力学シミュレーションは、HIカラム密度$10^{13.3}\rmで観測されたCDDFの形状と振幅とよく一致しています（$1$-$1.5\sigma$）。\、cm^{-2}\leqN_{\rmHI}\leq10^{14.5}\rm\、cm^{-2}$。ただし、シミュレートされた線のドップラー幅は、COSデータに対して狭すぎるままです。AGNフィードバックを呼び出しても、この不一致は解決されないと主張します。また、非物理的に硬いUVバックグラウンドスペクトルが必要になるため、潜在的な解決策として光加熱速度の向上を嫌います。代わりに非標準的な熱源にアピールする場合は、$z\lesssim2.5で$u\lesssim6.9\rm\、eV\、m_{\rmp}^{-1}$の追加の比熱注入が必要です。$N_{\rmHI}\simeq10^{13.5}\rm\、cm^{-2}$を$z=0.1$で持つガスの場合は$。あるいは、$v_{\rmturb}\lesssim8.5\rm\、km\、s^{-1}（N_{\rmHI}/10^{13.5}の未解決の視線乱流速度成分が存在する可能性があります。\rm\、cm^{-2}）^{0.21}$は、拡散IGMで最も冷たいガスです。
現代の弱いレンズ効果分析におけるせん断と位置サンプルの拡大による宇宙論的バイアスについて
| Title |
On_cosmological_bias_due_to_the_magnification_of_shear_and_position_samples_in_modern_weak_lensing_analyses |
| Authors |
Christopher_A._J._Duncan,_Joachim_Harnois-D\'eraps_and_Lance_Miller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09867 |
現代の銀河調査における銀河の拡大は、サンプルの選択により、宇宙のせん断、銀河-銀河のレンズ効果、および現代のレンズ効果の「3x2pt」分析で使用される観測量のクラスター化に追加の相関関係を引き起こします。この論文では、SLICSシミュレーションスイートを利用して、3つの観測量すべてに対する倍率の寄与をエミュレートし、モンテカルロを使用したステージIVのような調査で、モデル化されていない倍率に対する宇宙モデル、銀河バイアス、および赤方偏移分布のキャリブレーションの感度をテストします。カルロサンプリング。倍率は、単一または組み合わせた観測量で無視できないことがわかりました。倍率は、宇宙せん断や3x2pt分析を含め、$w_0-\sigma_8$平面に$>1\sigma$バイアスを引き起こします。せん断サンプルのみの拡大から、3x2ptおよび宇宙せん断に大きな宇宙論的バイアスが存在します。倍率は、位置サンプルが分析される赤方偏移分布の平均に有意なバイアスを誘発することを示します。これは、倍率によって汚染を識別するために使用される可能性があります。
太陽のような星の周りの太陽系外惑星の最初の質量推定51ペガスス座bと太陽系外惑星の最初の半径測定HD209458bは、太陽系外惑星の大気、内部、進化を理解するという課題を指摘しました。強い照射にさらされている近軌道上の惑星。これらの発見は、加熱と膨張のメカニズム、そして太陽系の既知の惑星と比較した組成の観点からのこれらの天体の性質の問題を提起しました。太陽系外惑星のインテリアモデリングの分野が誕生しました。ここでは、現在の大きな科学の質問の概要を説明し、説明します。（i）惑星内の重い元素の量はどれくらいですか、すべての惑星は鉄岩のコアを持っていますか？太陽系外惑星の有望で斬新なアプローチは、ラブ数h2とk2の形でそれらの潮汐応答を測定することである可能性があることを示唆します。（ii）惑星の内部はどのくらい、そしてどのようなメカニズムで加熱されているか、または冷却から遅れていますか？多くの強く照射されたガス状惑星は、それらの大きな半径を説明するために追加の熱源を必要とします。（iii）半径-周期図で観測された母集団の起源は何ですか？半径の谷の中やそれに沿った物体は、惑星の形成と蒸発を研究するための優れたターゲットです。（iv）岩石惑星の構成はそれらの形成について私たちに何を教えていますか？水星よりも鉄分が豊富な惑星や、岩が多い場合は地球に対して鉄分が枯渇している惑星が見つかります。それらの存在を説明する信頼できる形成理論はまだありません。
複数のLOFARステーションを使用したJupiterの電波放射の観測：アイルランドのIE613、フランスのFR606、およびドイツのDE604ステーションを使用したIoデカメートル放射の最初のケーススタディ
| Title |
Observing_Jupiter's_radio_emissions_using_multiple_LOFAR_stations:_a_first_case_study_of_the_Io-decametric_emission_using_the_Irish_IE613,_French_FR606_and_German_DE604_stations |
| Authors |
Corentin._K._Louis_and_Caitriona._M._Jackman_and_Jean-Mathias_Griessmeier_and_Olaf_Wucknitz_and_David._J._McKenna_and_Pearse_Murphy_and_Peter_T._Gallagher_and_Eoin_Carley_and_Dulta_\'O_Fionnag\'ain_and_Aaron_Golden_and_Joe_McCauley_and_Paul_Callanan_and_Matt_Redman_and_Christian_Vocks |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09599 |
低周波アレイ（LOFAR）は、オランダの38のステーションと、ヨーロッパに広がる14の国際ステーションで構成される国際電波望遠鏡アレイです。ここでは、いくつかのLOFARステーション（ここではDE604、FR606、IE613）からのジュビアンデカメートル電波放射を高い時間分解能とスペクトル分解能で研究するための観測方法を紹介します。この方法は、電波放射シミュレーションや確率マップなどの予測ツール、およびデータ処理に基づいています。2021年6月からのIo誘発デカメートル放射の観測と、巨視的放射（ミリ秒バーストと呼ばれる）を構成する下部構造の最初のケーススタディを報告します。これらのバーストの研究により、これらの放出の発生源での電子集団を決定することが可能になります。次に、これらの観察に基づいて、研究のためのいくつかの可能な将来の道を提示します。この論文で説明されている方法論と研究の視点は、イオによって誘発された木星の電波放射の新しい観測に適用できますが、ガニメデやヨーロッパ、または木星のオーロラ電波放射によっても適用できます。
恒星の自転と太陽系外惑星の水素が支配的な大気の進化との関係
| Title |
Stellar_rotation_and_its_connection_to_the_evolution_of_hydrogen-dominated_atmospheres_of_exoplanets |
| Authors |
Daria_Kubyshkina |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09653 |
既知の低質量から中質量の太陽系外惑星の集団は、密度の大きな広がりを示しています。これは、惑星大気の多様性によるものと考えられており、したがって、惑星大気の質量損失によって制御されています。長期的な大気散逸の主な要因の1つは、ホスト星からの高エネルギーXUV放射の吸収です。主系列の太陽のような星の場合、回転とXUV放射は密接に関連しており、回転の速い星はXUVが明るくなり、回転とXUVの両方が時間とともに減少します。ただし、同じ質量と金属量で生まれた星は、初期回転速度が大きく異なる可能性があるため、この進化は独自の道をたどりません。この非一意性は最大約1Gyrを保持しますが、太陽系外惑星からの大気散逸は最も強力です。この期間中の大気の質量損失は、しばしば惑星の将来と観測された人口におけるその位置を決定しています。したがって、可能な恒星の歴史の多様性は、人口研究の予測に影響を与える不確実な要因である可能性があります。ここでは、さまざまな惑星やさまざまなホスト星との関連性を探ります。
相互に傾斜したコンパクトなウォームジュピターシステムKOI-984？
| Title |
A_highly_mutually-inclined,_compact_warm-Jupiter_system_KOI-984_? |
| Authors |
Leilei_Sun,_Panagiotis_Ioannidis,_Shenghong_Gu,_J\"urgen_H._M._M._Schmitt,_Xiaobing_Wang,_M._B._N._Kouwenhoven,_Volker_Perdelwitz,_Francesco_Flammini_Dotti_and_Sabine_Czesla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09668 |
近くを周回する巨大惑星（$\le$1au）の集団の発見は、それらの起源と動的な歴史について多くの疑問を提起しました。20年以上の太陽系外惑星の検出と多数の太陽系外惑星の発見にもかかわらず、これらの問題はまだ完全には解決されていません。特に、暖かい木星（WJ）がその場で形成されるのか、それともそれらがさらに外側から移動し、現在も移動して熱い木星（HJ）を形成しているのかは不明です。ここでは、高度に相互に傾斜した（$I_{\rmmut}\simeq45^\circ$）、コンパクトな2惑星系（KOI-984）での惑星の可能な発見と特性評価を報告します。発見された暖かい木星KOI-984$c$は、以前から知られている4。3日の惑星候補KOI-984$b$に加えて、21。5日で適度に偏心した（$e\simeq0.4$）軌道上にあります。一方、中程度に傾斜した（$I_{\rmmut}\simeq15^\circ$）、低質量（$m_{c}\simeq24M_{\oplus}$;$P_b\simeq8.6$日）KOI-984$b$との1：2平均運動共鳴の近くの摂動惑星はまたKOI-984$b$の観測されたトランジットタイミング変動とトランジット持続時間変動をよく再現することができました。最初のシナリオが近い将来より多くの証拠でサポートされている場合、兄弟が近くにいるこのような風変わりなWJは、提案されているWJの形成および移行メカニズムに課題をもたらします。他のいくつかのよく測定された傾斜WJシステム（例えば、Kepler-419およびKepler-108）を備えたこのシステムは、WJの起源と動的履歴の追加の手がかりを提供する可能性があります。
ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡で提案されたCH4-CO2バイオシグネチャーペアの検出：TRAPPIST-1eと雲/ヘイズの影響
| Title |
Detecting_the_proposed_CH4-CO2_biosignature_pair_with_the_James_Webb_Space_Telescope:_TRAPPIST-1e_and_the_effect_of_cloud/haze |
| Authors |
Thomas_Mikal-Evans |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09685 |
ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）は、太陽系外惑星の研究に変革をもたらすことが広く期待されています。JWSTは、透過分光法を使用して、異星人の大気中の生命存在指標を検索する最初の機会を提供できる可能性があることも示唆されています。この主張は、特に提案された無酸素バイオシグネチャーペアCH4-CO2について調査されます。最も好ましい既知のターゲット（TRAPPIST-1e）が採用されており、始生代の地球と同様の大気組成が想定されています。以前の研究と比較して、雲/ヘイズ層がCH4とCO2の検出可能性に与える影響のより体系的な調査が実行されます。澄んだ大気のシナリオに加えて、雲/ヘイズ層は600mbarから1mbarの間の8つの圧力レベルで考慮されます。これらの圧力は、太陽系の大気の観測とTRAPPIST-1eなどの自転と公転の惑星の物理モデルに基づいて、H2O雲と光化学ヘイズのもっともらしい範囲をカバーしますが、この研究では雲/ヘイズ層の組成に関する仮定は行われません。。澄んだ大気と600-100mbarの雲/ヘイズ層の圧力の場合、近赤外線スペクトログラフ（NIRSpec）を使用して測定された約5〜10の同時追加トランジットで、CH4とCO2の両方の強力な（5シグマ）検出が可能であることがわかります。）プリズム、乾燥した成層圏を想定。ただし、雲/ヘイズレイヤーが10mbarに存在する場合、同じ結果を得るには、約30の同時追加トランジットが必要になります。1mbarの雲/ヘイズ層は、最大で考慮される最大50トランジット（>200時間のJWST時間）のプログラムを観測するために、NIRSpecプリズムでどちらの分子も検出できないようにします。
LOFAR / AARTFAACおよびCAMSによって画像化された流星列のブロードバンド無線と発光の同時
| Title |
Simultaneous_broadband_radio_and_optical_emission_of_meteor_trains_imaged_by_LOFAR_/_AARTFAAC_and_CAMS |
| Authors |
Tammo_Jan_Dijkema,_Cees_Bassa,_Mark_Kuiack,_Peter_Jenniskens,_Carl_Johannink,_Felix_Bettonvil,_Ralph_Wijers,_Richard_Fallows |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09742 |
2020年8月12/13日のペルセウス座流星群のピークでの+4から-10マグニチュードの流星の同時30-60MHzLOFAR/AARTFAAC12無線観測とCAMS低光ビデオ観測について報告します。204の流星列が画像化されました。無線ドメインと光ドメインの両方。散在する人工電波源は別として、私たちは多くの永続的な列車からの広帯域電波放射を識別します。そのうちの1つは最大6分間長続きしました。予期せぬことに、2020年のふたご座流星群と2021年のしぶんぎ座流星群の間に実験が繰り返されたとき、記録されたブロードバンド無線流星列は少なくなりました。固有の広帯域電波放射は、長波長アレイによって以前に報告されましたが、はるかに明るい流星については、より低い空間分解能で観測されました。新しい結果は、未知の電波放射メカニズムへの洞察を提供します。
覆い隠された超大質量ブラックホールのスピンの測定に向けて：ディスクメガメーザーによる批判的評価
| Title |
Toward_measuring_the_spin_of_obscured_supermassive_black_holes:_a_critical_assessment_with_disk_megamasers |
| Authors |
Alberto_Masini,_Annalisa_Celotti,_Samuele_Campitiello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09316 |
質量とスピンは、天体物理学のブラックホールの2つの基本的な特性です。活動銀河核（AGN）のこれらの特性を比較的正面から見たときに測定するためにいくつかの確立された間接的な方法が採用されていますが、AGNが高度に傾斜していて、大量のガスによって隠されている可能性がある場合にこれらの特性を測定するための提案された方法はほとんどありません。。これに関連して、降着円盤のスペクトルエネルギー分布をフィッティングすることでAGNのスピンを推定するために最近提案された方法の精度とパフォーマンスを調査します。これは、高度に傾斜した不明瞭なシステム、特に6つの局所的な水のサンプルに適合した場合です。メガメーザー。これらのソースについては、降着率と傾斜角の両方がわかっているため、スピンを推測するためにAGNボロメータの光度のみに依存することができます。降着円盤のピーク光度の代用としてボロメータ光度を使用して、スピンの関数として予想されるボロメータ光度を導き出します。次に、X線分光法によって各光源のボロメータ光度を測定し、それを期待値と比較して、AGNのスピンを抑制します。制約の品質は、測定されたボロメータの光度の精度に大きく依存します。これは、非常に不明瞭なシステムでは推定が困難です。6つのソースのうち3つは、予想されるボロメータの光度と測定されたボロメータの光度の間に一貫性を示していませんが、他の3つ（[OIII]ラインをボロメータの光度のトレーサーと見なす場合は4つ）は、高いスピン値と形式的に一致しています。私たちの結果は、この方法が有望である（そしておそらく他の方法の将来のキャリブレーターと見なされる）が、不明瞭なAGNにうまく適用され、ロバストな結果を推測するには、より良い観測データとさらなる理論モデリングが必要であることを示唆しています。
変動固有スペクトルを使用した未解決の銀河のクールな巨人の探査：NGC5128の高解像度MUSE観測を使用したデモンストレーション
| Title |
Probing_cool_giants_in_unresolved_galaxies_using_fluctuation_eigenspectra:_a_demonstration_using_high-resolution_MUSE_observations_of_NGC_5128 |
| Authors |
Russell_J._Smith_(CEA,_Durham) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09317 |
分光データを使用して、未解決の星の種族のポアソンサンプリングの変動を利用するための新しいアプローチについて説明し、実証します。この方法は、単純な確率的スペクトル合成モデルを使用して、10Gyrの母集団からの星の独立したサンプルに対して予測されたスペクトルを使用して導入されます。主成分分析は、赤色光学系のスペクトル変動の99％以上が、各サンプルに存在する巨星の数とそれに沿ったそれらの分布に関連する可能性がある3つの「変動固有スペクトル」に起因する可能性があることを示しています。等時性。最初の固有スペクトルは、最もクールな巨星のスペクトルを効果的にエンコードし、以前の文献で説明されている高フラックスピクセルと低フラックスピクセルの比率に相当します。2番目と3番目の固有スペクトルは、巨星のスペクトル系列を原理的に再構築できる高次の情報を運びます。MUSE狭視野補償光学モードで得られたNGC5128の一部の観測を使用して、実際の方法を示します。予想される最初の固有スペクトルはデータから簡単に復元でき、CaIIトリプレット周辺のわずかな違いを除いて、モデルの結果とほぼ一致します。2番目の固有スペクトルは、現在の観測のノイズレベルを下回っています。この方法の将来の応用は、巨大な楕円のコアに、高い金属量で、天の川ではアクセスできない元素の存在比パターンを持つクールな巨星のスペクトルを精査することです。
南極点望遠鏡銀河団における星の種族の合成：I。0.3
| Title |
Synthesizing_Stellar_Populations_in_South_Pole_Telescope_Galaxy_Clusters:_I._Ages_of_Quiescent_Member_Galaxies_at_0.3_ |
| Authors |
Gourav_Khullar,_Matthew_B._Bayliss,_Michael_D._Gladders,_Keunho_J._Kim,_Michael_S_Calzadilla,_Veronica_Strazzullo,_Lindsey_E._Bleem,_Guillaume_Mahler,_Michael_McDonald,_Benjamin_Floyd,_Christian_L._Reichardt,_Florian_Ruppin,_Alexandro_Saro,_Keren_Sharon,_Taweewat_Somboonpanyakul,_Brian_Stalder,_and_Antony_A._Stark |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09318 |
星の種族合成モデルを使用して星形成履歴（SFH）を推測し、スニヤエフ・ゼルドビッチ（SZ）が選択した銀河団のメンバーである静止銀河の大規模なサンプルの測光と分光法を分析します。SPT-GMOS分光調査（0.3<z<0.9）の61個のクラスターから、レストフレーム光学スペクトルとPythonベースのプロスペクターフレームワークを使用して、0.3<z<1.4での837個の静止クラスターメンバーの恒星質量と質量加重年齢を計算します。）およびSPTHi-zクラスターサンプルの3つのクラスター（1.25<z<1.4）。赤方偏移、恒星質量、クラスター質量、速度半径位相空間位置のビンに分割された亜集団のスペクトルを分析し、静止メンバー銀河の複合スペクトルを作成します。データセット内の静止銀河は、形成の赤方偏移の中央値（観測の赤方偏移から銀河がその質量の50％を形成するまでのルックバック時間t$_{50}$に対応）を伴う多様なSFHをサンプリングしていることがわかります。$z=2.8\pm0.5$は、大規模な静止フィールドおよびクラスター銀河の研究と同等か、わずかに高い値です。また、サンプル全体の年齢と恒星の質量関係の中央値を報告します（$t_{50}$（Gyr）での宇宙の年齢=$2.52（\pm0.04）-1.66（\pm0.11）$log$_{10}（M/10^{11}M\odot））$そして恒星の質量全体のダウンサイジング傾向を回復します。私たちのクラスターサンプルの巨大な銀河は、より小さな質量の銀河よりも早く、集合体$\sim0.75$Gyrに形成されていることがわかります。また、高い赤方偏移ではわずかに急な年齢と質量の関係が見られ、固定された恒星質量の環境全体の地層赤方偏移と比較して、固定環境の恒星質量全体の地層赤方偏移の大きな違いが報告されています。
巨大な塊から雲まで-III。 ISMにおける星形成と乱流の関係
| Title |
From_giant_clumps_to_clouds_--_III._The_connection_between_star_formation_and_turbulence_in_the_ISM |
| Authors |
Timmy_Ejdetj\"arn,_Oscar_Agertz,_G\"oran_\"Ostlin,_Florent_Renaud,_Alessandro_B._Romeo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09322 |
超音速ガス乱流は、星間物質の遍在する特性です。ガス速度分散（$\sigma_{\rmg}$）によって定量化された乱流のレベルは、銀河の星形成率（SFR）率とともに増加することが観察されていますが、この傾向が恒星のフィードバックまたは重力の不安定性によって引き起こされます。この作業では、SFR-$\sigma_{\rmg}$関係の起源を理解するために、さまざまなガス分率で円盤銀河全体の流体力学的シミュレーションを実行します。円盤銀河は、恒星のフィードバックプロセスの存在に関係なく、同じレベルの乱流に達することを示し、これは円盤銀河が重力の安定性を制御する方法の結果であると主張します。シミュレーションは、SFR-$\sigma_{\rmg}$の関係を、数十M$_\odot$yr$^{-1}$および$\sigma_{\rmg}\simのオーダーのSFRまで一致させます。中性水素と分子ガスでは50$kms$^{-1}$ですが、急速に星を形成する銀河について文献で報告されている非常に大きな値（$>100$kms$^{-1}$）に到達できません。。$\sigma_{\rmg}$のこのような高い値は、1）観測における不十分なビームスミア補正、および2）再結合線によってトレースされたイオン化気相に結合された恒星フィードバックによって説明できることを示します。観測されたSFR-$\sigma_{\rmg}$関係が非常に不均一なデータで構成されていることを考えると、高SFRでの$\sigma_{\rmg}$は、ほぼ排他的に高赤方偏移のH$\alpha$観測から導出されます。複雑な形態の銀河では、これらの影響を考慮せずにSFR-$\sigma_{\rmg}$の関係を説明しようとする分析モデルには注意が必要です。
ガイアEDR3からの回転曲線と球状星団の運動学によって導き出された天の川の総質量
| Title |
Milky_Way_total_Mass_derived_by_Rotation_Curve_and_Globular_Cluster_kinematics_from_Gaia_EDR3 |
| Authors |
Jianling_Wang,_Francois_Hammer,_Yanbin_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09324 |
天の川の動的モデルにアクションベースの分布関数を使用して、その総質量と密度プロファイルを推定しました。制約は、ガイアEDR3からの球状星団の固有運動、ガイアDR2データに基づく回転曲線、および垂直力データから来ています。ベイジアンMCMC法を使用して、球状星団の分布関数と銀河ポテンシャルが完全に制約されているパラメーターを調べます。大マゼラン雲（LMC）の可能性を検討する場合、数値シミュレーションを使用して、潜在的な制約の不確実性を調査します。大規模なLMC（1.5$\times10^{11}$M$_{\odot}$）は、天の川とLMCの両方を含む大半径でのMW質量測定に影響を与えることがわかりました。また、FIRE2ラテの宇宙流体力学シミュレーションを使用して、多くの緩和されていない下部構造を含む銀河のような天の川から模擬データセットを作成します。これらの緩和されていない下部構造が最終結果に与える影響をテストしたところ、測定された回転曲線が入力値を中心に5％以内で変動していることがわかりました。バリオン物質と暗黒物質の両方の事前質量プロファイルを選択する際に大きな自由を保つことにより、MWの総質量は$5.36_{-0.68}^{+0.81}\times10^{11}$M$_{\の範囲になります。odot}$から$7.84_{-1.97}^{+3.08}\times10^{11}$M$\odot$。これには、推定上の大規模LMCの寄与が含まれ、以前に公開されたMWの総質量範囲が大幅に狭まります。このような総質量は、太陽の位置で$0.34_{-0.02}^{+0.02}$GeVcm$^{-3}$の暗黒物質密度につながります。
H3調査からの天の川の質量
| Title |
The_Mass_of_the_Milky_Way_from_the_H3_Survey |
| Authors |
Jeff_Shen,_Gwendolyn_M._Eadie,_Norman_Murray,_Dennis_Zaritsky,_Joshua_S._Speagle,_Yuan-Sen_Ting,_Charlie_Conroy,_Phillip_A._Cargile,_Benjamin_D._Johnson,_Rohan_P._Naidu,_Jiwon_Jesse_Han |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09327 |
天の川の質量は重要な量であり、何十年にもわたる研究にもかかわらず、2倍以内で不確実なままです。最近まで、ほとんどの研究は、天の川の質量を推定するために外挿に依存して、ハローの内側の領域で動的トレーサーを使用していました。この論文では、Eadie＆Juri\'c（2019）で適用された階層ベイズモデルを拡張して、天の川ハローの質量分布を研究します。新しいモデルでは、利用可能なすべての6D位相空間測定を使用できます。銀河の質量を推測するために、H3サーベイと$\textit{Gaia}$EDR3から得られた$142〜{\rmkpc}$までのハロー星の運動学的データを使用します。推論は、ハミルトニアンモンテカルロの高速でスケーラブルな拡張機能であるNo-U-Turnサンプラーを使用して実行されます。$\rmM（<100\;kpc）=0.69_{-0.04}^{+0.05}\times10^{12}\;の$100〜{\rmkpc}$で囲まれた質量の中央値を報告します。M_\odot$（68％ベイズ信頼区間）、または$\rmのウイルス質量M_{200}=M（<216.2_{-7.5}^{+7.5}\;kpc）=1.08_{-0.11}^{+0.12}\times10^{12}\;M_\odot$、他の最近の見積もりとよく一致しています。事後予測チェックを使用して結果を分析し、データを記述するモデルの機能に制限があることを発見します。特に、ハローの下部構造に関して感度があり、質量推定の精度が$\sim15\％$に制限されています。
ALMAサブアークセック解像度183GHzH2Oおよび近くの超高光度赤外線銀河の高密度分子線観測
| Title |
ALMA_Sub-arcsec-resolution_183_GHz_H2O_and_Dense_Molecular_Line_Observations_of_Nearby_Ultraluminous_Infrared_Galaxies |
| Authors |
Masatoshi_Imanishi_(1),_Kouichiro_Nakanishi_(1),_Takuma_Izumi_(1),_Shunsuke_Baba_(1,2)_((1)_NAOJ,_(2)_Kagoshima_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09338 |
10個の（超）高光度赤外線銀河（[U]LIRG;赤外線光度$\gtrsim$10$^{11.7}$）のALMA$\sim$2mm、$\lesssim$1$''$解像度の観測結果を示します。L$_{\odot}$）$z<$0.15、高密度（$>$10$^{4}$cm$^{-3}$）分子（HCN、HCO$^{+}$、およびHNCJ=2-1）および183GHzH$_{2}$O3$_{1,3}$-2$_{2,0}$輝線。スターバーストに分類されたソースよりも、すべてではありませんが一部のAGN重要ULIRGで、HCNとHCO$^{+}$J=2-1のフラックス比が高くなっています。ほぼすべてのAGN重要ULIRGで183GHzH$_{2}$O放出が検出され、HCOと比較してHCNJ=2-1放出が上昇した2つのソースでH$_{2}$O放出の上昇が見られます。$^{+}$J=2-1。1つのULIRG（スーパーアンテナ）を除いて、H$_{2}$Oの放出は、中心にあるAGN起源のメガメーザー（$<<$1kpc）ではなく、主に核領域全体（$\sim$1kpc）から発生します。。HCO$^{+}$J=2-1の光度に由来する核（$\sim$1kpc）の高密度分子ガスの質量は$\gtrsim$数$\times$10$^{8}$M$_{\odot}$であり、その枯渇時間はすべてのソースで$\gtrsim$10$^{6}$yrと推定されます。HCNおよびHNCの振動励起されたJ=2-1輝線は、いくつかの（U）LIRGで検出されますが、HCO$^{+}$の輝線は検出されません。エネルギー源の周りの中赤外線にさらされた最も内側の領域では、HCO$^{+}$とHNCはHCNよりも実質的に少ないことが示唆されています。10個の（U）LIRGのALMA$\sim$2mmデータでは、2つの連続ソースが$\sim$10$''$内で偶然に検出されています。これは、$z>$1の赤外線高光度赤外線銀河である可能性があります。ブレーザー。
PHANGS-MUSE：局所的な星形成銀河のHII領域の光度関数
| Title |
PHANGS-MUSE:_the_HII_region_luminosity_function_of_local_star-forming_galaxies |
| Authors |
Francesco_Santoro_and_Kathryn_Kreckel_and_Francesco_Belfiore_and_Brent_Groves_and_Enrico_Congiu_and_David_A._Thilker_and_Guillermo_A._Blanc_and_Eva_Schinnerer_and_I-Ting_Ho_and_J.M.Diederik_Kruijssen_and_Sharon_Meidt_and_Ralf_S._Klessen_and_Andreas_Schruba_and_Miguel_Querejeta_and_Ismael_Pessa_and_M\'elanie_Chevance_and_Jaeyeon_Kim_and_Eric_Emsellem_and_Rebecca_McElroy_and_Ashley_T._Barnes_and_Frank_Bigiel_and_M\'ed\'eric_Boquien_and_Daniel_A._Dale_and_Simon_C._O._Glover_and_Kathryn_Grasha_and_Janice_Lee_and_Adam_K._Leroy_and_Hsi-An_Pan_and_Erik_Rosolowsky_and_Toshiki_Saito_and_Patricia_Sanchez-Blazquez_and_Elizabeth_J.Watkins_and_Thomas_G._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09362 |
PHANGS-MUSEサンプルで平均物理解像度67pcで検出された約23,000のHII領域の前例のないサンプルを使用して、銀河系外HII領域のHa光度関数（LF）を研究します。私たちの観測では、傾斜が低く、z=0の星形成主系列の近くにある19個の近くの渦巻銀河の星形成円盤を調べています。サンプルの平均LF勾配$\alpha$は=1.73で、$\sigma$は0.15です。$\alpha$は銀河の星形成率の表面密度とともに減少することがわかり、これは高いガス表面密度での若い星のクラスター化の強化によって引き起こされていると主張しています。単一銀河内のHII領域を見ると、星形成円盤の内側と外側のLFの間に有意な変動は発生しないのに対し、スパイラルアーム領域のLFは6つのアーム間領域よりも浅いことがわかります。はっきりと見えるらせん状の腕を持つ13個の銀河のうち。これらの変動は、渦巻腕が分子雲の腕を増加させることに起因すると考えられます-腕間の質量コントラストと、より強い渦巻腕を持つ銀河でそれらがより明白であるという示唆的な証拠を見つけます。さらに、イオン化パラメータqが高いHII領域と低いHII領域のサンプル間で、$\alpha$に系統的な変動が見られ、HII領域の経年変化によって引き起こされていると主張しています。
近くの星分解銀河における減光法。 I.超巨星によって追跡されたM31
| Title |
Dust_Extinction_Law_in_Nearby_Star-Resolved_Galaxies._I._M31_Traced_by_Supergiants |
| Authors |
Yuxi_Wang_(1),_Jian_Gao_(1)_and_Yi_Ren_(1_and_2)_((1)_Department_of_Astronomy,_Beijing_Normal_University,_(2)_College_of_Physics_and_Electronic_Engineering,_Qilu_Normal_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09523 |
M31の減光法則とダスト特性は、LGGSから得られた赤くなったO型とB型の超巨星のサンプルで調査されます。各トレーサーで観測されたスペクトルエネルギー分布（SED）は、LGGS、PS1サーベイ、UKIRT、PHATサーベイ、Swift/UVOT、およびXMM-SUSSのマルチバンド測光で作成されます。モデルの絶滅曲線によって消滅した恒星モデルの大気から得られた固有のスペクトルと組み合わせて、各トレーサーのSEDをモデル化します。消光関数を数学的にパラメータ化する代わりに、この作業のモデル消光曲線は、ダストサイズ分布が$dn/da\sima^{-\alpha}{\rmexp}（-a/0.25）、〜0.005<a<5〜\mu{\rmm}$。絶滅トレーサーはM31の腕に沿って分布しており、導出されたMWタイプの絶滅曲線は広範囲の$R_V$（$\約2-6$）をカバーしており、星間環境の複雑さと星間分布の不均一性を示しています。M31のほこり。$R_V\約3.51$とダストサイズ分布$dn/da\sima^{-3.35}{\rmexp}（-a/0.25）$の平均減光曲線は、MWのものと似ていますが、上昇がわずかに少なくなっています。遠紫外線帯域で急勾配であり、M31の全体的な星間環境がMWの拡散領域に似ていることを意味します。M31の$V$バンドでの絶滅は、最大3等で、中央値は$A_V\約1$等です。UVバンドからIRバンドまでのマルチバンド消光値もM31で予測されます。これにより、将来の作業で一般的な消光補正が提供されます。
潮汐によって引き起こされたバーと孤立したバーの間の星形成活動の違い：NGC4303とNGC3627のケーススタディ
| Title |
Differences_in_star_formation_activity_between_tidally_triggered_and_isolated_bars:_a_case_study_of_NGC_4303_and_NGC_3627 |
| Authors |
Elizabeth_J._Iles,_Alex_R._Pettitt_and_Takashi_Okamoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09545 |
銀河の棒は銀河の進化の重要な推進力ですが、それらが星間物質とそれに対応する星形成にどのように影響するかは不明なままです。星形成の空間的および時間的に変化する傾向を検討するために、形成メカニズムが異なる2つの棒渦巻銀河、孤立して形成された棒、または潮汐相互作用を介して形成された棒渦巻銀河のシミュレーション結果を示します。相互作用を明確に識別できるように、バー形成の初期（<1Gyr）エポックに焦点を当てます。近くのNGC4303（分離）とNGC3627（相互作用の履歴）は、これらのシミュレーションを調整するための観測アナログとして選択されています。形成メカニズムに関係なく、相互作用は外側のディスク速度構造におけるバーアームの切断を促進するように見えますが、両方のモデルは同様の内部動的特徴を示しています。両方のバーが星形成の同様のブーストをトリガーし（79％;66％）、相互作用も以前の31％のバーストをトリガーします。表面ガスと星形成率の関係には、大きな形態依存性が見られます。どちらの場合も、バーコンポーネントは特に急勾配です。腕は全体的なディスクの平均に似ています。腕間は明らかに最も浅い。潮汐ディスクの際立った特徴は、ほとんどが光ディスクの外側の潮汐破片に閉じ込められた、適度に密度が高く、非効率的な星形成ガスの存在です。潮汐円盤はまた、星形成効率を放射状に増加させるという独特の傾向と、中心とバーエンドの間のバーに沿って持続する星形成の明らかな不足を示しています。これらは、相互作用後に禁止されたシステムを識別するための潜在的な署名です。
星形成率とクエーサーの進化段階との関係の証拠
| Title |
Evidence_for_the_connection_between_star_formation_rate_and_evolutionary_phases_of_quasars |
| Authors |
Zhifu_Chen,_Zhicheng_He,_Luis_C._Ho,_Qiusheng_Gu,_Tinggui_Wang,_Mingyang_Zhuang,_Guilin_Liu_and_Zhiwen_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09594 |
理論と観測の両方が、アクティブな中央超大質量ブラックホール（SMBH）によって駆動される流出が、ホスト銀河の全体的な特性の形成にフィードバック効果をもたらすことを示唆しています。しかし、流出からのフィードバックが効果的であるかどうか、そして効果的である場合、それが正であるか負であるかは、長い間議論されてきました。ここでは、スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）の最新カタログを使用して、[OII]と[NeV]の輝線のフラックス比を代理として使用し、さまざまなタイプの広い吸収線（BAL）を持つクエーサー：低イオン化（Lo）BAL、高イオン化（Hi）BAL、および非BAL。SFRはLoBALからHiBALクエーサーに減少し、次にHiBALから非BALクエーサーに増加することがわかります。LoBALからHiBAL、そして非BALのシーケンスが進化を表すと仮定すると、我々の結果は、クエーサーホスト銀河における星形成の消光とその後のリバウンドと一致しています。この現象は、SFRが流出によって抑制され、クエーサーがHiBALから非BALに進化するにつれて、流出がなくなるとリバウンドすることを説明できます。私たちの結果は、クエーサーの流出が銀河の進化に対して負のグローバルフィードバックを持っていることを示唆しています。
超高速星による天の川暗黒物質ハローの形状の調査：新しい方法
| Title |
Probing_the_shape_of_the_Milky_Way_dark_matter_halo_with_hypervelocity_stars:_a_new_method |
| Authors |
Arianna_Gallo,_Luisa_Ostorero,_Sankha_Subhra_Chakrabarty,_Stefano_Ebagezio,_Antonaldo_Diaferio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09657 |
天の川銀河（MW）の暗黒物質（DM）ハローの重力ポテンシャルの形状を、超高速星（HVS）のサンプルのガラクトセントリック接線速度で決定する新しい方法を提案します。バリオン分布が軸対称であり、DMポテンシャルが球形であるか、半径に依存する軸比を持つ回転楕円体または3軸である、MW内のHVSのさまざまなサンプルの軌道を計算します。DMポテンシャルの形状は、軸対称銀河ポテンシャルにおける緯度速度$|v_{\vartheta}|$の分布、または$|v_{\vartheta}|$の分布と関数$\barを使用して決定します。非軸対称銀河ポテンシャルにおける方位角速度のv_{\varphi}$。$|v_{\vartheta}|$と$\barv_{\varphi}$の分布を、さまざまな形状のDMハローを移動したHVSの模擬サンプルの対応する分布と比較することにより、DMポテンシャルの正しい形状を復元します。。ヒルズメカニズムで$\sim10^{-4}$yr$^{-1}$のレートで排出された、$4〜M_\odot$の$\sim800$HVSの可能な最大のサンプルを使用します。銀河中心から10kpc以上のところにあります。不確実性がヌルのガラクトセントリック速度の理想的なケースでは、私たちの方法は、軸対称銀河ポテンシャルで成功率$S\gtrsim89\％$、探索された非で$S>96\％$でDMポテンシャルの正しい形状を回復します。-軸対称の場合。失敗した場合は、DMポテンシャルの軸比が$\pm0.1$ずれます。サンプルサイズが小さくなると成功率は低下します。現在のHVS候補の数に近い$\sim80$HVSの場合、実際の形状に応じて、$S$は$\sim40\％-60\％$の範囲になります。DMハローの。したがって、DMポテンシャルの形状を確実に決定するには、測定されたガラクトセントリック速度で本物のHVSのサンプルのサイズを$\sim10$倍に増やす必要があります。
ハーシェルによって検出された、強くレンズ化されたダスティスター形成銀河の高解像度ALMA観測のモデリング
| Title |
Modelling_high-resolution_ALMA_observations_of_strongly_lensed_dustystar_forming_galaxies_detected_by_Herschel |
| Authors |
Jacob_Maresca,_Simon_Dye,_Aristeidis_Amvrosiadis,_George_Bendo,_Asantha_Cooray,_Gianfranco_De_Zotti,_Loretta_Dunne,_Stephen_Eales,_Cristina_Furlanetto,_Joaquin_Gonz\'alez-Nuevo,_Michael_Greener,_Robert_Ivison,_Andrea_Lapi,_Mattia_Negrello,_Dominik_Riechers,_Stephen_Serjeant,_M\^onica_Tergolina,_Julie_Wardlow |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09680 |
ハーシェル宇宙天文台によって検出された7つの強力な重力レンズ銀河の約0.1arcsecの解像度のアタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイイメージングのモデリングを紹介します。これらのシステムのうちの4つは銀河-銀河スケールの強力なレンズであり、残りの3つはグループスケールのレンズです。視程を注意深くモデル化することにより、レンズ銀河の質量プロファイルを推測し、倍率を決定することにより、レンズ付きサブミリ波源の固有の特性と形態を調査します。これらのサブミリメータのソースはすべて、高赤方偏移のサブミリメータ銀河と低赤方偏移の超高光度赤外線銀河の平均比と一致するか、それを超える星形成率とダスト質量の比を持っていることがわかります。可能性のあるAGNからの赤外線光度への寄与は定量化されていないため、星形成率をより高い値にバイアスしている可能性があります。私たちのレンズモデルの大部分は等温に近い質量密度勾配を持っていますが、いくつかのシステムは大きな違いを示しています。
渦巻銀河に埋め込まれた星団の形成と初期進化
| Title |
The_formation_and_early_evolution_of_embedded_star_clusters_in_spiral_galaxies |
| Authors |
Steven_Rieder,_Clare_Dobbs,_Thomas_Bending,_Kong_You_Liow_and_James_Wurster |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09720 |
Eksterは、Smoothed-ParticleHydrodynamics（SPH）メソッドPhantomと$N$-bodyメソッドPeTarを組み合わせた、ライブ銀河シミュレーションで誕生から星団をシミュレートするための新しいメソッドです。Eksterを使用すると、ガスの解像度が適度に高いシミュレーションで個々の星をシミュレートできるようになり、個々の雲に限定されるのではなく、銀河のセクション全体を研究できるようになります。この方法を使用して、渦巻腕の星と星団の形成をシミュレートし、渦巻ポテンシャルが異なる2つの銀河モデルから、質量の小さいGMCと渦巻腕の領域を調査します。実行前の銀河シミュレーションからこれらの領域を選択した後、粒子を再サンプリングして、より高い解像度を取得します。次に、これらの領域を3Myrで再シミュレーションして、星団がどこでどのように形成されるかを調べます。これらの領域に埋め込まれた星団の初期の進化を分析します。より強い渦巻腕でより一般的である巨大なGMC領域は、より低い質量の雲を含む渦巻腕のセクションよりもより大きなクラスターを形成することがわかります。クラスターは、ガスの降着と他のプロトクラスターとの融合の両方によって形成され、後者はより密度の高いGMC領域でより頻繁に発生します。
AGN光度曲線のノンパラメトリックモデリングのための条件付きニューラルプロセス
| Title |
Conditional_Neural_Process_for_non-parametric_modeling_of_AGN_light_curve |
| Authors |
Iva_Cvorovic-Hajdinjak,_Andjelka_B._Kovacevic,_Dragana_Ilic,_Luka_C._Popovic,_Xinyu_Dai,_Isidora_Jankov,_Viktor_Radovic,_Paula_Sanchez-Saez,_Robert_Nikutta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09751 |
超大質量ブラックホールの近くの複雑な乱れた環境の結果は、活動銀河核（AGN）の光学的変動の標準的な統計モデルによって十分に表されていません。したがって、AGN光度曲線を調査およびモデル化するための新しい方法論を開発することが重要です。条件付きニューラルプロセス（CNP）は、追加のパラメーターや事前知識（カーネル）を使用せずに、有限量の既知のデータに基づいて確率的時系列を予測する非線形関数モデルです。AGN光度曲線をシミュレートするために特別に設計されたCNPアルゴリズムを提供します。これは、153AGNを含む超新星の全天自動捜索からのデータを使用して訓練されました。特徴的なモデリングが困難な特性を持つ5つのAGNのサブサンプルのCNPモデリングパフォーマンスを示します。時間的フラックス変動の予測におけるCNPのパフォーマンスは、最小化損失関数を使用して評価され、その結果はアルゴリズムの有用性を示しました。予備的な並列化実験は、CNPが大量のデータを効率的に処理できることを示しています。これらの結果は、CNPが大量のAGNデータのモデリングにおいて標準ツールよりも効果的である可能性があることを意味します（VeraC.RubinObservatoryのLegacySurveyofSpaceandTimeなどの時間領域調査から予想されるように）。
分子雲における星形成のための短寿命放射性核種の理論的分布
短命の放射性核種（半減期$\tau_{1/2}\sim1$Myr）は、加熱とイオン化の源を提供することにより、星と惑星系の形成に影響を与えます。これまでの多くの研究は、私たち自身の太陽系の核濃縮の可能性に焦点を当ててきましたが、この論文の目的は、分子雲内に形成される星の集団全体の短寿命放射性核種（SLR）の分布を推定することです。ここでは、核種$^{60}$Feと$^{26}$Alに焦点を当てます。これらは、存在量が比較的多いために最大の影響を及ぼします。分子雲モデルを構築し、超新星風と恒星風の両方からの核の寄与を含めます。結果として得られるSLRの分布は、時間に依存し、幅は$\sim3$桁、質量分率は$\rho_{\scriptstyleSLR}/\rho_\ast\sim10^{-11}-10^{-8}$です。ここで検討したシナリオの範囲全体で、SLR分布は、雲の構造（フラクタル次元）、星形成の履歴、およびクラスター分布の選択によるわずかな変動のみを示しています。最も重要な変動は、クラウド内のSLRの輸送の拡散長スケールから生じます。予想されるSLR分布は、太陽系の存在量について推定された値を含むのに十分な広さですが、ほとんどの星はより小さな濃縮レベルを持っていると予測されています。さらに、$^{60}$Fe/$^{26}$Alの比率は、太陽系の結果とは対照的に、平均して1よりも大きいと予測されています。この発見の1つの説明は、$^{26}$Al同位体の追加ソースの存在です。
AGNに向けたX線吸収線のホスト
宇宙のほとんどのバリオン物質はガス状で存在し、銀河ハローや低密度銀河間媒体などの構造で見つけることができます。Athena、Arcus、Lynxなどの提案された光線分光法ミッションは、この欠落した物質を調査するためのツールとして使用できる、明るい活動銀河核（AGN）に向かうスペクトルの吸収線を識別する機能を備えています。この研究では、15の主要な観測ターゲットを取り巻く光学フィールドを調べ、吸収の潜在的なホストである前景銀河と銀河群を特定します。潜在的なホストの基本的な特性と、AGNの視線からの角度的および物理的な分離を記録します。このプロセスは、ターゲットを取り巻くフィールドの光学画像でさまざまな銀河とグループの位置をマークし、それらの角距離と赤方偏移をプロットして、バックグラウンドソースへの物理的な近接度を測定することによって行われます。赤方偏移を測定したものとそれを必要とするものに従って、周囲のオブジェクトを識別します。
SwiftX線望遠鏡で頻繁に観測されるブレーザーのX線フレアからの高エネルギーニュートリノ
| Title |
High-energy_neutrinos_from_X-rays_flares_of_blazars_frequently_observed_by_the_Swift_X-Ray_Telescope |
| Authors |
S._I._Stathopoulos,_M._Petropoulou,_P._Giommi,_G._Vasilopoulos,_P._Padovani,_A._Mastichiadis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09320 |
ブレーザーフレアは、ニュートリノ生成を強化するための理想的な候補として提案されています。$\gamma$線フレアのニュートリノ信号は広く議論されてきましたが、X線フレアのニュートリノ収量はあまり注目されていません。ここでは、ニールゲーレルスウィフト天文台に搭載されたX線望遠鏡（XRT）で50回以上観測された66個のブレーザーで検出されたX線フレアから予測されるニュートリノ信号を計算します。X線フレアが相対論的陽子のシンクロトロン放射によって駆動され、ニュートリノが陽子とそれら自身のシンクロトロンX線光子との間の光中間子相互作用によって生成されるシナリオを考えます。フレアの識別に1keVのX線光曲線、全フレーバーのニュートリノフルエンスの代用として各フレアの0.5〜10keVのフルエンス、およびさまざまな検出器構成のIceCube点光源有効面積を使用して、数を計算します。各フレアソースからのIceCubeに期待される100TeVを超えるミューオンおよびアンチミューオンニュートリノの数。サンプルからのニュートリノイベントの大部分は、持続時間が$\sim1-10$dのフレアから発生します。サンプル内の線源のX線フレアデューティサイクル（$\sim2$から24％の範囲）を考慮して、各線源の年間平均ニュートリノ率を計算します。分布の中央値（対数）は$\sim0.03$yr$^{-1}$であり、Mkn421の予測レートは$1.2\pm0.3$yr$^{-1}$が最も高く、3Cがそれに続きます。273$（0.33\pm0.03$yr$^{-1}）$およびPG1553+113（$0.25\pm0.02$yr$^{-1}$）。次世代のニュートリノ検出器とブレーザーの定期的なX線モニタリングは、ハドロンX線フレアのデューティサイクルを制約する可能性があります。
相対論的MHDの近似非線形リーマンソルバーの比較
理想的な相対論的電磁流体力学の文脈で、リーマン問題の近似解の特定の選択を比較します。特に、完全な固有ベクトル構造を必要としないリーマンソルバーに焦点を当てます。このようなソルバーは、複雑さのレベルが含まれている中間モードに依存するジャンプ条件の単純化または縮小されたセットを解くことによって、リーマン問題の解を回復します。5つの異なるアプローチ（つまり、HLL、HLLC、HLLD、HLLEM、およびGFORCEスキーム）が、1次元および多次元の標準数値ベンチマークに対する精度と堅牢性の観点から比較されます。私たちの結果は、弱いまたは中程度の磁化の場合、HLLDリーマンソルバーが最も正確な結果をもたらし、次にHLLCソルバーが続くことを示しています。GFORCEアプローチは、HLLソルバーの有効な代替手段を提供します。これは、散逸性が低く、強く磁化された環境でも同様に堅牢です。最後に、私たちのテストは、HLLEMRiemannソルバーが、解の精度を改善し、数値散逸を減らすのに費用効果がないことを示しています。
高エネルギーニュートリノと一致する候補潮汐破壊イベントAT2019fdr
| Title |
The_candidate_tidal_disruption_event_AT2019fdr_coincident_with_a_high-energy_neutrino |
| Authors |
Simeon_Reusch,_Robert_Stein,_Marek_Kowalski,_Sjoert_van_Velzen,_Anna_Franckowiak,_Cecilia_Lunardini,_Kohta_Murase,_Walter_Winter,_James_C._A._Miller-Jones,_Mansi_M._Kasliwal,_Marat_Gilfanov,_Simone_Garrappa,_Vaidehi_S._Paliya,_Tomas_Ahumada,_Shreya_Anand,_Cristina_Barbarino,_Eric_C._Bellm,_Valery_Brinnel,_Sara_Buson,_S._Bradley_Cenko,_Michael_W._Coughlin,_Kishalay_De,_Richard_Dekany,_Sara_Frederick,_Avishay_Gal-Yam,_Suvi_Gezari,_Marcello_Giroletti,_Matthew_J._Graham,_Viraj_Karambelkar,_Shigeo_S._Kimura,_Albert_K._H._Kong,_Erik_C._Kool,_Russ_R._Laher,_Pavel_Medvedev,_Jannis_Necker,_Jakob_Nordin,_Daniel_A._Perley,_Mickael_Rigault,_Ben_Rusholme,_Steve_Schulze,_Tassilo_Schweyer,_Leo_P._Singer,_Jesper_Sollerman,_Nora_Linn_Strotjohann,_Rashid_Sunyaev,_Jakob_van_Santen,_Richard_Walters,_B._Theodore_Zhang,_Erez_Zimmerman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09390 |
高エネルギー宇宙ニュートリノフラックスの起源はほとんどわかっていません。最近、1つの高エネルギーニュートリノが潮汐破壊現象（TDE）に関連していました。ここでは、別の高エネルギーニュートリノと一致する、非常に明るいTDE候補であるAT2019fdrを紹介します。明るいダストエコーと柔らかい遅い時間のX線放射を含む私たちの観測は、このフレアのTDE起源をさらに支持します。このような明るいイベントが2つ偶然見つかる確率は、わずか0.034％です。ニュートリノ生成のいくつかのモデルを評価し、AT2019fdrが観測された高エネルギーニュートリノを生成できることを示し、ニュートリノ源としてのTDEのケースを補強します。
| Title |
Establishing_accretion_flares_from_massive_black_holes_as_a_major_source_of_high-energy_neutrinos |
| Authors |
S._van_Velzen,_R._Stein,_M._Gilfanov,_M._Kowalski,_K._Hayasaki,_S._Reusch,_Y._Yao,_S._Garrappa,_A._Franckowiak,_S._Gezari,_J._Nordin,_C._Fremling,_Y._Sharma,_L._Yan,_E._C._Kool,_J._Sollerman,_P._Medvedev,_R._Sunyaev,_E._Bellm,_R._G._Dekany,_D._A._Duev,_M._J._Graham,_M._M._Kasliwal,_R._R._Laher,_R._L._Riddle,_and_B._Rusholme |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09391 |
これまでのところ、高エネルギーニュートリノは、3つの異なる降着ブラックホールからの時変放出と一致して観測されています：ブレーザーからのガンマ線フレア（TXS0506+056）、恒星の潮汐破壊後の光学的過渡現象（AT2019dsg）、活動銀河核からの光学的爆発（AT2019fdr）。ここでは、これらのソースの後半の2つについて統一された説明を示します。エディントン限界に達する降着フレアです。これらのイベントの特徴は、フレアによって加熱された核周囲の塵からの高光度赤外線残響信号です。この特性を使用して、同様のソースのサンプルを作成し、PeVスケールのニュートリノと一致する3番目のイベントを明らかにします。この3つの降着フレアのサンプルは、3.7シグマの有意性で高エネルギーニュートリノと相関しています。スーパーエディントンの降着は、この新しい集団の高い粒子加速効率を説明することができます。
LIGO/Virgoの合併におけるブラックホールの構成要素は、X線連星で観測されたブラックホールよりも質量が大きくなっています。X線連星観測へのモデル依存の適合から推定されたブラックホールスピンは、LIGO/Virgoブラックホールについて推定された値よりも大きな値を与えます。これらの2つのステートメントは、LIGO/VirgoブラックホールとX線連星ブラックホールが2つの異なる集団（リンゴとオレンジ）を形成していると結論付けるために使用されています。ここでは、この結論が安全でない理由を示します。
4FGL J0822.8-4207の起源の調査：SNRとも座Aとハービッグハロー天体HH219からの宇宙線照明
| Title |
Probing_the_origin_of_4FGL_J0822.8-4207:_cosmic_ray_illumination_from_the_SNR_Puppis_A_and_the_Herbig-Haro_object_HH219 |
| Authors |
Miguel_Araya,_Luis_Guti\'errez,_Stephen_Kerby |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09427 |
4FGLJ0822.8-4207は、4FGL-DR2カタログでガンマ線天文台Fermi-LATによって検出された点光源であり、既知の関連性はありません。その性質を理解するために、4FGLJ0822.8-4207のX線観測を実施しています。4FGLJ0822.8-4207の起源に関する2つのシナリオを検討します。最初のケースでは、超新星残骸（SNR）とも座Aからの宇宙線が、空の近くで見られ、発生源の場所で高密度ガスに到達し、非弾性陽子-陽子衝突によってガンマ線を生成する可能性を研究します。星間物質における粒子拡散の標準モデルを適用し、必要な物理的パラメーターを導き出します。ガンマ線のこのシナリオは、SNRが7kyrより古いか、拡散係数が通常の銀河の値よりも高くない限り、ガスがとも座Aから約40pc以下の距離にある場合に可能であることがわかります。そして、比較的低エネルギーの宇宙線が現在SNRから逃げています。2番目のシナリオでは、原始星ジェットHH219をGeV源の起源と見なし、HH219で粒子が少なくとも数TeVのエネルギーまで加速される可能性があるという非常に興味深い可能性を見つけました。これにより、このシステムは、明らかなカットオフなしに最大数百GeVに及ぶガンマ線放出を生成するこの種の最初のシステムとなり、粒子加速のプロセスを研究するための優れた実験室になります。
過光SNIa 2020hvfからの最速の初期発光の発見：高密度の星周環境内での熱核爆発
| Title |
Discovery_of_the_Fastest_Early_Optical_Emission_from_Overluminous_SN_Ia_2020hvf:_A_Thermonuclear_Explosion_within_a_Dense_Circumstellar_Environment |
| Authors |
Ji-an_Jiang,_Keiichi_Maeda,_Miho_Kawabata,_Mamoru_Doi,_Toshikazu_Shigeyama,_Masaomi_Tanaka,_Nozomu_Tominaga,_Ken'ichi_Nomoto,_Yuu_Niino,_Shigeyuki_Sako,_Ryou_Ohsawa,_Malte_Schramm,_Masayuki_Yamanaka,_Naoto_Kobayashi,_Hidenori_Takahashi,_Tatsuya_Nakaoka,_Koji_S._Kawabata,_Keisuke_Isogai,_Tsutomu_Aoki,_Sohei_Kondo,_Yuki_Mori,_Ko_Arimatsu,_Toshihiro_Kasuga,_Shin-ichiro_Okumura,_Seitaro_Urakawa,_Daniel_E._Reichart,_Kenta_Taguchi,_Noriaki_Arima,_Jin_Beniyama,_Kohki_Uno,_Taisei_Hamada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09470 |
この手紙では、最初の広視野モザイクCMOSセンサーイメージャーであるTomo-eGozenCameraによる超新星爆発の約5時間で、独特の超高輝度Ia型超新星SN2020hvfの顕著な閃光が発見されたことを報告します。初期の閃光の急速な進化は、巴御前の高ケイデンス調査による集中的な夜間観測によって捉えられました。数値シミュレーションは、そのような顕著で速い初期放出が、$0.01〜M_{\odot}$星周物質（CSM）間の相互作用から生成される可能性が最も高いことを示しています。$\sim$$10^{13}〜\text{爆発直後のcm}$と超新星噴出物は、SN2020hvfの前駆体の最終進化段階での閉じ込められた高密度CSM形成を示しています。CSM-エジェクタ相互作用によって誘発された初期フラッシュ、過剰な光度曲線、およびSN2020hvfの高いエジェクタ速度に基づいて、SN2020hvfは、超チャンドラセカール質量白色矮星の熱核爆発に起因する可能性があることを示唆します。-$M\rm_{Ch}$WD"）。提案されたシナリオをさらにテストし、この特異な超新星の前駆細胞を理解するには、爆発メカニズムに関する体系的な調査と超$M\rm_{Ch}$WD爆発の流体力学シミュレーションが必要です。
SN2020kygとATLASからのかすかなIax超新星の割合
| Title |
SN_2020kyg_and_the_rates_of_faint_Iax_Supernovae_from_ATLAS |
| Authors |
Shubham_Srivastav,_S._J._Smartt,_M._E._Huber,_K._C._Chambers,_C._R._Angus,_T._-W._Chen,_F._P._Callan,_J._H._Gillanders,_O._R._McBrien,_S._A._Sim,_M._Fulton,_J._Hjorth,_K._W._Smith,_D._R._Young,_K._Auchettl,_J._P._Anderson,_G._Pignata,_T.J.L._de_Boer,_C.-C._Lin_and_E._A._Magnier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09491 |
$\sim40$MpcでNGC5012で発見されたATLASで発見されたかすかなIax超新星SN2020kyg（ATLAS20nuc）の多波長追跡観測を提示します。ピーク絶対等級$M_g\upperx-14.9\pm0.2$の場合、ボロメータ光度曲線は、放射性$^{56}$Niの$\upperx7\times10^{-3}$\msol\のみを必要とし、放出されます。$M_{\rmej}\sim0.4$\msolの質量。最大付近の光球速度は$\sim4500$\kms\であり、$E_{51}\約0.05\pm0.02$ergの低い運動エネルギーを意味します。初期の光学スペクトルに対して1D放射伝達コードTARDISを使用して構築された自己無撞着モデルは、炭素、酸素、ネオン、およびシリコン、硫黄、マグネシウムなどの中間質量要素によって支配されています。ローカル宇宙でのSNeIaxの速度を制限するために、3。5年間に100Mpc以内でATLASによって観測された902個のトランジェントの均一な体積制限サンプルを作成します。このサンプルを使用して、かすかなIax（$M_r\gtrsim-16$）SNeのレートをSNIaレートの$12^{+13}_{-8}\％$で60Mpc以内に制限します。Iaレートの$15^{+15}_{-9}\％$での全体的なIaxレートは、2002cxや2005hkはIaレートの$1\％$未満を占めています。かすかなIax爆発の説明の候補として、チャンドラセカール近くの質量白色矮星の爆燃の失敗を伴うハイブリッドCONeWD+Heスター前駆体チャネルを支持します。このシナリオでは、SNeIaxの観察された環境と一致して、短い遅延時間が必要です。さらに、バイナリ母集団合成の計算では、このチャネルのSNIaレートの$1-18\％$のレートが示唆されており、レートの見積もりと一致しています。
Ib / c型超新星残骸からの非熱放出の復活
超新星残骸（SNR）は、超新星（SN）の爆発メカニズム、前駆星、および宇宙線加速の間のリンクを調査する上で重要なオブジェクトです。SNRからの非熱放射は、周囲の星周円盤（CSM）を調査するための効果的で有望なツールであり、次に、大質量星の恒星進化と質量損失メカニズムを調査します。この作業では、CSM構造がそれらの前駆体の質量損失履歴から導出されるタイプIb/cSNRからの広帯域非熱放出の時間発展を計算します。私たちの結果は、タイプIb/cSNRが、ラジオおよび$\gamma$線バンドの明るさを、特定の期間の検出不可能な暗闇から再明るさの段階に移行させることを予測しています。この遷移は、SNRが高密度の風の殻と周囲の星間物質（ISM）に囲まれた低密度の風の空洞内に埋め込まれている不均一なCSM構造に起因します。非熱的光度の「復活」は、典型的なISM密度内で進化したウォルフ・ライエ星の前駆体の場合、約1、000年前に発生します。安田らによって最近報告されたタイプIISNR進化の結果と組み合わせる。（2021）、この結果は、異なるSN前駆体のタイプと年齢のSNRからの非熱放出の包括的な理解に光を当てます。これは、前駆体の現実的な質量損失履歴を組み込むことによって初めて可能になりました。
EASにおける電子の横方向密度分布の非対称性の大きさの調査
| Title |
Probing_the_magnitude_of_asymmetries_in_the_lateral_density_distribution_of_electrons_in_EAS |
| Authors |
Animesh_Basak,_Rajat_K._Dey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09546 |
傾斜した宇宙線エアシャワーの横方向の密度分布（LDD）は非対称であり、対応する等密度の輪郭は、さまざまなシャワーの天頂角で増加する偏心楕円です。等密度輪郭の極性非対称性は、EASコアの有意なシフトをもたらします。これは、EASコアといくつかの等密度楕円からなる修正密度パターンの中心との間のギャップ長（GL）パラメーターとして定量的に表されます。EAS粒子のLDDは通常、特定のタイプの横方向密度関数（LDF）で近似されます。これは、一般にEAS軸に対して極性対称であると見なされ、非対称LDDを正確に記述することはできません。EASの極角に依存する修正された横方向密度関数は、大気中のEAS粒子の減衰の影響を考慮することによって分析的に導き出されました。シミュレーション研究から、GLは宇宙線の質量組成に対する感度を示すことがわかっています。シミュレーションデータに修正LDFを適用することにより、横方向のシャワー年齢の宇宙線質量感度も再検討されます。
高速電波バーストにおける半径から周波数へのマッピングの3つの側面
FRBの場合の半径から周波数へのマッピングをさらに調査しました。Lyutikov（2020）の分析的処理が提示されます。ドリフト率とドリフトタイムスケールの周波数依存性が得られます。収差効果と磁力線のねじれにより、両方向にドリフトする可能性があります。1つのFRBの場合、半径から周波数へのマッピングによれば、バースト幅は周波数が低いほど大きくなります。FRB集団の場合、リピーターの磁場は非リピーターの磁場よりも大きくなる可能性があります。次に、半径から周波数へのマッピングによれば、リピーターのバースト幅は、見かけの非リピーターのバースト幅よりも広くなります。パルサーやマグネターのような同様のウィンドウ関数（または放出コーン）がFRBの場合にも機能している場合、ウィンドウ関数はFRBプロファイルの単一または複数のコンポーネントを説明する可能性があります。半径から周波数へのマッピングモデリングは、基礎となる無線放射メカニズムとはある程度独立しています。
| Title |
Monte_Carlo_Study_of_Electron_and_Positron_Cosmic-Ray_Propagation_with_the_CALET_Spectrum |
| Authors |
Katsuaki_Asano,_Yoichi_Asaoka,_Yosui_Akaike,_Norita_Kawanaka,_Holger_M._Motz,_Toshio_Terasawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09636 |
特徴的な構造を示すCALETで測定された電子と陽電子のスペクトルに焦点を当て、ランダムに生まれた超新星残骸から逃げた宇宙線のフラックス寄与を計算します。近くの出生の確率的性質を考慮に入れるために、モンテカルロ法を採用しています。拡散係数の複雑なエネルギー依存性がなければ、単純なべき乗則拡散係数は、注入指数が分散していても、CALETスペクトルと同様のスペクトルを生成できることがわかります。AMS-02で測定された陽電子成分は、CALETスペクトルで約300GeVの隆起のような構造と一致しています。1〜3個の近くの超新星は、2〜4TeVでCALETフラックスの数十パーセントに寄与する可能性があり、10個以上の未知の遠方（$\gtrsim500$pc）超新星が残りの数十パーセントを占めます。フラックス。$\sim1$TeVで急激な低下を示すCALETスペクトルは、$\sim400$kyr前に発生した異常なイベントからの宇宙線の寄与を考慮に入れています。このタイプのイベントは、通常の超新星の平均エネルギーの10倍を超える総エネルギーで電子/陽電子を放出し、その発生率は通常の超新星率の$1/300$よりも低くなります。
PSR J1734 $-$ 3333の起源、年齢、および潜在的なマグネターの将来に関するVLA固有運動の制約
| Title |
VLA_proper_motion_constraints_on_the_origin,_age,_and_potential_magnetar_future_of_PSR_J1734$-$3333 |
| Authors |
C._M._Espinoza,_M._Vidal-Navarro,_W._C._G._Ho,_A._Deller,_S._Chatterjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09788 |
現在のスピンダウン率から推定されたPSRJ1734$-$3333の特徴的な年齢は、それが若いパルサー（$\tau_c<10$kyr）であることを意味します。しかし、そのスピンダウン率の時間微分は、通常の電波パルサーで想定されているものとは著しく異なり、実際の年齢は不明です。G354.8$-$0.8は超新星残骸（SNR）であり、その中心はパルサーから21分角離れた位置にあり、パルサーとの関連を示唆する形態をしています。このパルサーの実年齢に光を当てることを目的として、PSRJ1734$-$3333とG354.8$-$0.8または他の近くの超新星残骸との関連の可能性を定量的に評価したいと思います。KarlG.Jansky超大型アレイによる観測は、2015年と2019年に実施されました。これにより、正確な位置天文測定が可能になり、その結果、パルサーの固有運動が推定されます。固有運動は$\mu_\alpha=10\pm10$masyr$^{-1}$および$\mu_\delta=-29\pm11$masyr$^{-1}$（エラーバー$1$-$\sigma$）です。わずかではありますが、この検出は、パルサーがSNRの中心から離れていないことを意味するため、G354.8$-$0.8との関連を除外します。測定された固有運動と一致するSNRがなく、年齢$\sim\tau_c$が見つかりませんでした。また、このパルサーのスペクトルインデックスの最初の測定値である$\alpha=-1.1\pm0.3$を示します。これは、$1.5$から$3.0$GHzの間で測定されます。PSRJ1734$-$3333の誕生超新星によって生成されたSNRは、検出できない明るさにすでに衰退している可能性があります。その推定では、$10$-$100$kyrのタイムスケールが示唆されています。このことや他の考慮事項から、パルサーはおそらく$45$-$100$kyrよりも古いと結論付けることができます。PSRJ1734$-$3333は、標準的な電波パルサーとマグネターの間に配置される回転特性を備えたパルサーであり、将来の可能性のある状況での結果を、このパルサーのマグネターとして解釈します。
NGC1052のツインジェットの両方向コリメーション研究
| Title |
Ambilateral_collimation_study_of_the_twin-jets_in_NGC1052 |
| Authors |
A.-K._Baczko,_E._Ros,_M._Kadler,_C.M._Fromm,_B._Boccardi,_M._Perucho,_T.P._Krichbaum,_P.R._Burd,_and_J.A._Zensus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09850 |
電波干渉法の感度と分解能の向上に伴い、活動銀河核（AGN）のジェットのコリメーションと加速領域の研究がここ数年で注目を集めています。AGNジェットの大部分は、ボンダイ半径の周りで放物線から円錐へのコリメーションへの変化を示していますが、ラジオ銀河NGC1052を含め、少数のソースがこの標準画像から逸脱しています。中央エンジンと降着円盤システムとジェットのコリメーションおよび加速ゾーンとの間の相互作用に関する貴重な情報を提供するジェット幅プロファイルを研究します。2017年にVLBAで6つの周波数で、2016年にRadioAstronで22GHzで、両面活動銀河NGC1052を観測しました。これらのデータは、アーカイブ15、22、および43GHzのマルチエポックVLBA観測と組み合わされています。稜線フィッティングから、べき乗則が壊れているジェットとカウンタージェットに沿った幅の測定値を取得しました。ジェットコリメーションプロファイルの切れ目は、〜10^4R_s（シュワルツシルト半径）で見つかります。ブレークの下流では、コリメーションは1.0〜1.2のべき乗則インデックスを持つ円錐形です（円筒形0、放物線0.5、円錐形1）。接近するジェットの上流のべき乗則指数0.36は、円筒形でも放物線状でもありません。また、0.16が円筒形に近い後退ジェットの場合です。両方のジェットは、〜10^3R_Sの距離で〜30度の開き角を持ち、ブレークの下流で<10度の開き角で十分にコリメートされています。接近する（東部）ジェットと後退する（西部）ジェットの間で、上流のコリメーションプロファイルに大きな違いがあります。周囲のトーラスでの吸収または散乱、および降着風は、円筒形のプロファイルを模倣している可能性があります。10^4R_sの上流で真のジェットコリメーションプロファイルを見つけるには、吸収の影響を受けない観測周波数を上げる必要があります。
計装バッフルを使用した高度なVirgo入力モードクリーナーキャビティ内の迷光の測定
| Title |
Measurement_of_the_Stray_Light_in_the_Advanced_Virgo_Input_Mode_Cleaner_Cavity_using_an_instrumented_baffle |
| Authors |
O._Ballester,_O._Blanch,_L._Cardiel,_M._Cavalli-Sforza,_A._Chiummo,_C._Garcia,_J.M._Illa,_C._Karathanasis,_M._Kolstein,_M._Martinez,_A._Menendez-Vazquez,_Ll._M._Mir,_J._Mundet,_A._Romero-Rodriguez,_D._Serrano,_H._Yamamoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09312 |
新しい計装バッフルは、2021年春にVirgoに設置され、入力モードのクリーナー三角キャビティ内の吊り下げられたミラーを囲みました。これは、近い将来、メインアームのバッフルを計測するために設計された技術のデモンストレーターとして機能します。初めて、2021年5月から7月の間に収集されたデータを使用して、新しいデバイスによって決定されたキャビティ内の散乱光分布の測定結果を示します。Virgoは試運転段階にあり、キャビティ内の入力レーザー出力は28.5です。〜W。バッフルの感度について説明し、データを散乱光シミュレーションと比較します。
Photo-z赤外線望遠鏡（PIRT）-高赤方偏移ガンマ線バーストと重力波イベントへの電磁対応物の迅速なフォローアップのための宇宙機器
| Title |
The_Photo-z_Infrared_Telescope_(PIRT)_--_a_space_instrument_for_rapid_follow_up_of_high-redshift_gamma-ray_bursts_and_electromagnetic_counterparts_to_gravitational_wave_events |
| Authors |
M._Seiffert,_A._Balady,_T.-C._Chang,_R._Dyer,_H._Fausey,_S._Guiriec,_M._Hart,_R.O._Morris,_J.I._Rodriguez,_P._Roming,_M._Rud,_D._Russell,_R._Sambruna,_R._Terrile,_V._Torossian,_A.J._van_der_Horst,_N.E._White,_P._Willems,_A._Woodmansee,_E.T._Young |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09350 |
Photo-zInfraRedTelescope（PIRT）は、GamowExplorerの機器であり、現在NASAAstrophysicsMediumExplorerに提案されています。PIRTは、コンパニオンワイドフィールド機器であるロブスターアイX線望遠鏡（LEXT）と連携して動作し、高赤方偏移ガンマ線バースト（GRB）または重力波に対応する電磁に関連する可能性のあるX線トランジェントを識別します。（GW）イベント。LEXTからアラートトリガーを受信した後、宇宙船は旋回してPIRTの視野を一時的なソースの中央に配置します。その後、PIRTは、10分角の視野にわたって0.5〜2.5ミクロンに及ぶ5つのバンドで同時にデータの蓄積を開始します。各PIRTフィールドには何百ものソースが含まれ、そのうちの1つだけがLEXTトランジェントに関連付けられます。PIRTは、赤方偏移が$z>6$で、予想されるソースのローカリゼーションが1秒角よりも優れているGRBソースを識別するために必要なデータを収集します。地上へのほぼリアルタイムのリンクにより、大型の地上望遠鏡またはジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）の機会のターゲットとしてタイムリーなフォローアップが可能になります。PIRTでは、対応するGWイベントのローカリゼーションと特性評価も可能になります。機器の設計、オンボードのデータ処理アプローチ、およびシステムの期待されるパフォーマンスについて説明します。
地上の光学天文台の風環境解析
望遠鏡とインフラストラクチャは、天文台周辺の地域の風環境を変化させ、さらに観測環境に影響を与える可能性があります。サイトテスト終了後は、サイト全体の風環境を分析し、優れた条件を科学的かつ合理的に利用できるように望遠鏡のレイアウトを計画する必要があります。典型的な天文台を例にとると、風環境に対する地形的特徴の影響と望遠鏡の囲いの間の相互干渉は、計算流体力学（CFD）法を使用して分析されます。CFDシミュレーションは、DifferentialImageMotionMonitor（DIMM）からのシーイングデータと比較され、結果はよく一致しており、CFD法の有効性を検証しています。風環境分析の結果は、サイトのレイアウトと建設に関する合理的な提案を提供し、観測環境と画質を向上させることができます。
いくつかのNaI（Tl）結晶にわたるクエンチングファクターの一貫性
| Title |
Quenching_Factor_consistency_across_several_NaI(Tl)_crystals |
| Authors |
D._Cintas,_P._An,_C._Awe,_P._S._Barbeau,_E._Barbosa_de_Souza,_S._Hedges,_J._H._Jo,_M._Martinez,_R._H._Maruyama,_L._Li,_G._C._Rich,_J._Runge,_M._L._Sarsa,_W._G._Thompson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09590 |
暗黒物質粒子およびハローモデルとは無関係にDAMA/LIBRAの年間変調結果をテストすることは、20年間の課題でした。同じターゲット材料であるNaI（Tl）を使用する必要があり、現在、ANAIS-112とCOSINE-100の2つの実験がそのような目標のために実行されています。これは暗黒物質信号を見つける可能性が最も高いチャネルであるため、核反跳に対する検出器の応答に関する正確な知識が必須です。核の反跳によって生成される光は、実験的に測定する必要のある係数によって、電子によって生成される光に対して消光されます。ただし、NaI（Tl）結晶の現在の消光係数の測定値は、暗黒物質の検索の対象となるエネルギー領域内で一致しません。この不一致が異なるNaI（Tl）結晶間の光応答の本質的な違いによるものなのか、それとも系統的な影響を考慮していないことに起因するのかを解明することは、異なる実験間の比較において重要です。系統学を制御するために同じ実験設定で実行された5つの小さなNaI（Tl）結晶の消光係数の測定値を示します。クエンチングファクターの結果は結晶間で互換性があり、10〜80keVnrではエネルギーとの明確な依存性は観察されません。
スターリンク衛星の明るさ-100,000の可視光の大きさから特徴付けられる
VisorSatタイプとOriginal-designタイプのマグニチュードは、別々に時間ごとに分析されました。平均値は他の大規模な測光研究からの値と比較され、いくつかの重要な違いが示されています。スターリンク衛星の照明位相関数は、太陽光の強い前方散乱を示しています。それらはまた、月と年のスケールに時間依存しています。これらの位相関数は、衛星の大きさの予測可能性を向上させます。衛星の形状に合わせて調整されたスターリンク輝度関数も、マグニチュードの予測を改善します。数秒間続く明るさのフレアが特徴づけられ、パス中のマグニチュード変動の平均速度が決定されます。予測されたマグニチュードのグラフや統計を含む観測計画ツールについて説明し、図解します。
共鳴抗力不安定性の光学的性質について：漸近巨星分枝とかんむり座R星の変動性
| Title |
On_the_optical_properties_of_Resonant_Drag_Instabilities:_Variability_of_Asymptotic_Giant_Branch_and_R_Coronae_Borealis_stars |
| Authors |
Ulrich_P._Steinwandel,_Alexander_A._Kaurov,_Philip_F._Hopkins,_and_Jonathan_Squire |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09335 |
AGBまたはRCBのような星の周りのほこりっぽい冷たい星の流出または放出イベントでは、ほこりは星からの放射によって加速され、衝突抗力を介してガスに結合されます。しかし、最近、そのようなダストとガスの混合物は、ダストのクラスター化を促進する共鳴抗力不安定性（RDI）と呼ばれるスーパークラスの不安定性に対して不安定であることが示されました。したがって、磁場と帯電粒子の影響を含む、または除外する現実的な抗力の法則でガスに結合された、放射加速の影響を受けるダスト粒子サイズのスペクトルで動作するRDIの理想的なシミュレーションを検討します（さまざまな粒子の光学特性を可能にします）。、およびRDIが観測された変動にどのように寄与するかを初めて計算します。RDIは、上記の恒星型の$\sim0.1-1\、$magレベルに対応して、絶滅に大きな変動（$\sim10-20\％$$1\sigma$-level）を自然に生成することを示します。注文月から年のタイムスケール。変動は、大規模モードによって支配されるため、有限のソースサイズ効果に対して驚くほど堅牢です。これは、それらの空間構造がいくつかの近くのシステムで解決できることも意味します。また、これが視線の粒度分布にどのように変化をもたらすかを定量化します。これらの変動はすべて観測されたものと類似しており、RDIが、冷たい星の周りのほこりの多い流出/放出イベント内で観測された減光の変動を促進する重要な役割を果たしている可能性があることを示唆しています。さらに、粒子サイズの測定された変動を直接使用して、観測のあるシステムの近くにあるRDIの存在を特定できることを提案します。
断面積が変化する静的および動的な太陽コロナループ
| Title |
Static_and_dynamic_solar_coronal_loops_with_cross-sectional_area_variations |
| Authors |
P._J._Cargill,_S._J._Bradshaw,_J._A._Klimchuk,_W._T._Barnes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09339 |
静的および動的コロナループのエンタルピーベースのループの熱進化（EBTEL）近似モデルは、遷移領域（TR）のベースからコロナに増加するループ断面積の効果を含めるために開発されました。TRは、彩層の上部と、熱伝導がエネルギー損失からエネルギー増加に変化する場所との間のループの一部として定義されます。TRの減少した体積がコロナからの伝導性およびエンタルピーフラックスに応答する方法のために、一定面積ループとは大きな違いがあります。面積の変動が中程度の静的ループの場合、ループのエネルギーバランスの標準的な図が保持され、コロナとTRは主にコロナの加熱損失と伝導損失、およびTR内の空間への下方伝導と放射のバランスになります。ループ頂点の面積が大きくなると、TRが厚くなり、TRとコロナの密度が大きくなります。大きな頂点領域では、冠状動脈のエネルギーバランスは主に加熱と放射の間で1つに変化し、伝導はますます重要でない役割を果たし、TRの厚さはループ長のかなりの部分になります。密度の完全な数値解と一致するが、温度とは一致しない近似スケーリング則が導き出されます。不均一な領域の場合、動的ループのピーク温度は高く、放射冷却フェーズでは、検討した例の一定領域の場合よりも50％程度密度が高くなります。また、温度が1MKに近づくと、最終的な急速な冷却と排水が見られます。放射測定の大きさは放射段階で強化されますが、その温度依存性の重要な観測診断にはほとんど変化がありません。
TESSで発見された2つの新しいroAp星
TESS測光データで発見された2つの新しい高速振動Ap（roAp）星、TIC198781841とTIC229960986を紹介します。TIC198781841のピリオドグラムには、166.506d$^{-1}$（1.93mHz）に大きなピークがあり、163.41d$^{-1}$（1.89mHz）と169.600d$^{-1に2つの近くのピークがあります。}$（1.96mHz）。これらは、偶数と奇数の$\ell$値が交互に現れる、3つの独立した高倍圧モードに対応します。TIC229960986には、191.641d$^{-1}$（2.218mHz）を中心とする高周波トリプレットがあり、サイドバンドは191.164d$^{-1}$（2.213mHz）および192.119d$^{-1}$です。（2.224mHz）。この脈動は、回転分割双極子モードであるように見え、側波帯の振幅は中央のピークの振幅よりも大幅に大きくなっています。したがって、両方の脈動極が回転サイクルにわたって見られます。2つの新しいroAp星の測光による識別は、分光観測なしで高周波パルセータを識別するTESSの驚くべき能力を強調しています。
| Title |
Bayesian_Solar_Wind_Modeling_with_Pulsar_Timing_Arrays |
| Authors |
Jeffrey_S._Hazboun,_Joseph_Simon,_Dustin_R._Madison,_Zaven_Arzoumanian,_Kathryn_Crowter,_Megan_E._DeCesar,_Paul_B._Demorest,_Timothy_Dolch,_Justin_A._Ellis,_Robert_D._Ferdman,_Elizabeth_C._Ferrara,_Emmanuel_Fonseca,_Peter_A._Gentile,_Glenn_Jones,_Megan_L._Jones,_Michael_T._Lam,_Lina_Levin,_Duncan_R._Lorimer,_Ryan_S._Lynch,_Maura_A._McLaughlin,_Cherry_Ng,_David_J._Nice,_Timothy_T._Pennucci,_Scott_M._Ransom,_Paul_S._Ray,_Ren\'ee_Spiewak,_Ingrid_H._Stairs,_Kevin_Stovall,_Joseph_K._Swiggum,_Weiwei_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09361 |
ベイズ分析を使用して、NANOGrav11年パルサータイミングアレイ（PTA）データセットを使用して太陽電子密度を研究します。私たちの太陽風のモデルは、パルスの到着時間から始まるグローバルフィットに組み込まれています。このグローバルフィットのために開発された新しいツールを紹介します。これには、太陽電子柱密度の分析式や、既存のPTAソフトウェアに移植される太陽風のオープンソースモデルが含まれます。さまざまな太陽風モデルパラメータのabinitio回復を実行します。次に、PTAデータから収集できる太陽電子密度$n_E$に関する豊富な情報を示します。これには、自由流風に関連する単純な$1/r^2$モデルの高次補正が含まれます（これは有益です）。冠状加速物理学のプローブ）、$n_E$の四半期ごとのビン測定、および約1太陽サイクル期間にわたる$n_E$の連続時変モデル。最後に、パルサータイミングデータの重力波解析におけるクロマチックノイズ緩和のためのモデルの重要性と、洗練されたPTA太陽電子密度モデルと太陽物理学コミュニティによって開発されたモデルとの間の相乗効果を開発する可能性について説明します。
Hに富む明るいWN星WR22の80d軌道あたりの単一の日食の性質について
| Title |
On_the_nature_of_the_single_eclipse_per_80d_orbit_of_the_H-rich_luminous_WN_star_WR22 |
| Authors |
Guillaume_Lenoir-Craig,_Igor_I._Antokhin,_Eleonora_A._Antokhina,_Nicole_St-Louis_and_Anthony_F._J._Moffat |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09400 |
WR22=HD92740は明るい（V=6.4$mag$）、本質的に明るい、二重線WN7h+O9III-Vバイナリで、楕円（e=0.6）80日軌道のペリアストロン近くに1つの鋭い8\％の深さの日食を示します、WR星がO星の前を通過するとき、二次日食はありません。2つのモデル（L96、A13）を適用して、{\emBRITE-Constellation}からの光学空間ベースの光度曲線を調べます。これには、3つの別々の完全な日食が含まれ、日食、おそらくWRの風の塊に遭遇するO-star光によるもの。L96は単純な大気日食モデルであり、多くの場合、W型星が点光源と見なされるWR+Oバイナリを閉じるために適用されます。A13は、有限ディスクのO星を考慮し、大気、光球、および日食への反射成分を考慮して、WR22の両方の星の構造のより物理的に現実的な記述を通じて、その形状のより良い特性評価を可能にします。それにもかかわらず、A13は、軌道傾斜角とWR質量損失率の一意の値を推定する前に、O型星の光度の不確実性の影響を受けやすくなっています。O型星の2つの極端なO9VとO9IIIのソリューションを紹介します。測光だけではこれらを区別できないため、結果を文献にあるスペクトルモデルと比較し、正しい解をO9Vと決定しました。最適なA13モデル1は、$i=83.5\pm0.4^{\circ}$、$\dotM_{\rmWR}=（1.86\pm0.2）\times10^{-5}\dotM_{\odot}/yr$。このモデルの赤い{\emBRITE}バンドのフラックス比は、$F_{\rmO}/F_{\rmWR}=0.064\pm0.002$です。
宇宙で最も金属が豊富な星：金属量が$ 0.04 \ leq Z \ leq0.10。$の低質量および中間質量の漸近巨星分枝星の化学的寄与
| Title |
The_most_metal-rich_stars_in_the_universe:_chemical_contributions_of_low_and_intermediate_mass_asymptotic_giant_branch_stars_with_metallicities_between_$0.04_\leq_Z_\leq_0.10.$ |
| Authors |
Giulia_C._Cinquegrana,_Amanda_I._Karakas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09527 |
超太陽金属量を持つ低質量および中間質量の星は、宇宙の既知の部分を構成します。しかし、金属量が$Z=0.04$を超える漸近巨星分枝（AGB）星の収量は、文献には存在しません。これは、銀河の化学進化シミュレーションに重大な不確実性をもたらします。$M=1-8$$M_\odot$および$Z=0.04-0.10$のAGB星の恒星収量を示します。また、これらの収量に重みを付けて、金属が豊富な星の種族の化学的寄与を表します。金属量が増加すると、熱パルスAGB（TP-AGB）での混合エピソード（3番目のドレッジアップとして知られる）の効率が大幅に低下することがわかります。その結果、TP-AGBで発生する元素合成の多くは、非常に金属が豊富な星の表面には表されていません。代わりに、白色矮星の残骸の中に閉じ込められたままです。対流層の底部の温度も、金属量の増加とともに低下します。中間質量モデルの場合、これにより、燃焼があったとしても、この場所で部分的な水素燃焼のみが発生します。また、3つの6$M_\odot$モデル（$Z=0.04、0.05$、および$0.06$）について、低速中性子捕獲プロセス（sプロセス）による重元素の生成を調査します。ストロンチウムの最初のsプロセスピークで少量の生成があり、金属量の増加とともに急激に減少します。私たちのモデルの化学的寄与は、陽子捕獲元素合成によって支配されており、1回目と2回目のドレッジアップイベント中に表面に混合されていることがわかります。この結論は、それぞれの銀河内の質量分布を反映するために、より低い質量レジームに向けて重み付けされた、星の種族の収量に反映されています。
カシオペヤ座ガンマ星の速度モニタリングは、それらの二元性の状態を明らかにします
| Title |
Velocity_monitoring_of_gamma-Cas_stars_reveals_their_binarity_status |
| Authors |
Yael_Naze_(Univ.Liege),_Gregor_Rauw_(Univ.Liege),_Stefan_Czesla_(Univ.Hamburg),_Myron_A._Smith_(NSF_OIR_Lab),_and_Jan_Robrade_(Univ.Hamburg) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09579 |
カシオペヤ座ガンマ星の二元状態は、それらの特有のX線放射の起源を理論的に調べながら議論されてきました。しかし、2つの場合を除いて、これらの星の体系的な視線速度モニタリングは、それらの状態を明らかにするためにまだ行われていませんでした。現在、TIGRE、CARMENES、およびUVES高分解能分光法を使用してこのギャップを埋めています。速度は16の星について決定され、ラインプロファイルのシフトおよび/または変化を明らかにしました。6つの新しいバイナリの軌道を決定できます。長い周期（80-120d）と小さな速度振幅（5-7km/s）は、低質量のコンパニオン（0.6-1M$_{\odot}$）を示唆しています。既知のガンマ-Casバイナリのプロパティは、他のBeシステムのプロパティと同様に見えますが、それらの間に明確な分離はありません。新しいシステムの1つは、Be星が関与する4重システムのまれなケースの候補です。5つの追加のガンマ-Cas星は、コンパニオンの存在と互換性のある速度変動を示しますが、軌道解はまだ正式に確立できていないため、「バイナリ候補」のステータスのみを受け取ります。
コロナ質量放出と太陽系外惑星：数値的展望
| Title |
Coronal_Mass_Ejections_and_Exoplanets:_A_Numerical_Perspective |
| Authors |
Juli\'an_D._Alvarado-G\'omez_(1),_Jeremy_J._Drake_(2),_Ofer_Cohen_(3),_Federico_Fraschetti_(2_and_4),_Cecilia_Garraffo_(2_and_5)_and_Katja_Poppenh\"ager_(1_and_6)_((1)_Leibniz_Institute_for_Astrophysics_Potsdam,_(2)_Smithsonian_Astrophysical_Observatory,_(3)_University_of_Massachusetts_at_Lowell,_(4)_University_of_Arizona,_(5)_Harvard_University,_(6)_University_of_Potsdam) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09704 |
コロナ質量放出（CME）は、他のどのクラスの太陽現象よりもエネルギーがあります。それらは、主に粒子加速とバルクプラズマ運動の形で最大$10^{33}$エルグの磁気エネルギーの急速な放出から生じます。それらの恒星の対応物は、おそらくはるかに大きなエネルギーを含み、低質量星の周りの環境条件を形作る上で基本的な役割を果たすと予想され、場合によっては、大気の侵食や枯渇などのプロセスによる惑星系に壊滅的な結果をもたらす可能性があります。それらの重要性にもかかわらず、恒星CMEの直接的な観測証拠はほとんど存在しません。このように、数値シミュレーションは、恒星体制における噴火行動に光を当てるための非常に価値のあるツールを構成します。ここでは、アクティブな星のCMEの現実的なモデリングから得られた最近の結果を確認し、現在利用可能な観測上の制約の解釈におけるCMEの重要な役割を強調します。これらのイベントに関連するさまざまな波長で出現するシグニチャが星の磁気特性の関数としてどのように変化するかに焦点を当てて、M矮星で実行された研究を含めます。最後に、これらの数値結果の意味と関連性について、ホストの星系外惑星システムの将来の特性評価との関連で説明します。
目的地の太陽系外惑星：恒星風の特性に影響される居住性条件
太陽系外惑星に対する磁化された恒星風の累積効果は、他の形態の星と惑星の相互作用よりも支配的です。光蒸発と組み合わせると、これらの風は大気の侵食につながります。これは、後期型の星の周りのハビタブルゾーン（HZ）惑星の概念と直接関連しています。これらの磁化された風に関する私たちの知識は限られており、数値モデルをそれらを探索するための有用なツールにしています。この予備研究では、太陽のような星に焦点を当てて、さまざまな恒星風の特性が互いにどのようにスケーリングするかを調べます。最も詳細な物理ベースのモデルの1つである、宇宙天気ModelingFrameworkの3DAlfv\'enWaveSolarModel部分を使用し、それを恒星風領域に適用しました。私たちのシミュレーションは、星の表面の磁場トポロジーが、さまざまな恒星風の特性（風速、質量損失率、角運動量損失率）を形作る上で基本的な役割を果たしていることを示しました。Alfv\'en表面の特性評価は、HZの内部境界として機能する可能性があるため、星と惑星の相互作用を研究する際に重要であると結論付けています。
低速で狭いコロナ質量放出に関連する広範囲にわたる1〜2 MeVのエネルギー粒子：パーカーソーラープローブとステレオ測定
| Title |
Widespread_1-2_MeV_Energetic_Particles_Associated_with_Slow_and_Narrow_Coronal_Mass_Ejections:_Parker_Solar_Probe_and_STEREO_Measurements |
| Authors |
Bin_Zhuang,_No\'e_Lugaz,_and_David_Lario |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09711 |
コロナ内の超熱イオンは、高速で広いコロナ質量放出（CME）に関連する大きな段階的な太陽エネルギー粒子（SEP）イベントのシード粒子として機能すると考えられています。太陽に近い観測を使用することにより、SEPイベントのシード集団としての超熱粒子の役割をよりよく理解することができます。2020年5月27日から6月2日まで、パーカーソーラープローブ（PSP）に搭載された太陽の統合科学調査（IS$\odot$IS）スイートによって観測された一連のSEPイベントを調査します。$\sim$0.4および$\sim$0.2au。これらのイベントは、1au付近のAheadSolarTErrestrialRElationsObservatory（STEREO-A）でも観測されましたが、粒子強度の大きさはPSPの場合よりもはるかに低かった。SEPは、それらのソース領域が両方の宇宙船の公称磁気フットポイントから離れており、親CMEが遅くて狭いため、宇宙に広がっているはずであることがわかります。PSPとSTEREO-Aでの$\sim$1-2MeV陽子エネルギー範囲でのSEPイベントの減衰段階を研究し、連続する太陽噴火による連続注入と測定が行われた距離の両方の観点からそれらの特性について説明します。。この研究は、シード粒子が遅くて狭いCMEに関連する噴火によって継続的に生成され、内部太陽圏の大部分に広がり、最小の粒子強度の増強が1au付近で測定されたとしても、そこに数十時間留まる可能性があることを示しています。
CubeSpec宇宙ミッション。 I.時系列光学分光法による大質量星の星震学：科学的要件とターゲットリストの優先順位付け
| Title |
The_CubeSpec_space_mission._I._Asteroseismology_of_massive_stars_from_time_series_optical_spectroscopy:_science_requirements_and_target_list_prioritisation |
| Authors |
D._M._Bowman,_B._Vandenbussche,_H._Sana,_A._Tkachenko,_G._Raskin,_T._Delabie,_B._Vandoren,_P._Royer,_S._Garcia,_T._Van_Reeth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09814 |
環境。現在、宇宙から高ケイデンス、高解像度、時系列の光学分光法を提供するためのニッチがあり、これは低コストのキューブサットミッションを使用して満たすことができます。ベルギー主導のESACubeSpecミッションは、特定の科学的ニーズに合わせて最適化できる特定の機能を備えた、宇宙ベースの低コスト分光法を提供するように特別に設計されています。ESAの軌道上デモンストレーターとして承認されたCubeSpec衛星の主な科学目的は、脈動する大質量星の星震学を促進するために、高ケイデンス、高解像度の光学分光データの取得に焦点を当てます。目的。この最初の論文では、CubeSpecミッションに適した脈動変光星、特に$\beta$Cep星を検索することを目的としています。これらの星は、通常、脈動モードのジオメトリを特定するために時系列分光法を必要とします。メソッド。巨大な星の星震学とCubeSpecの分光器の機能を可能にするために必要な科学的要件に基づいて、脈動に関する文献研究と最近の高ケイデンス時系列TESS測光の分析を組み合わせて、V<4magより明るい星の変動性を分類します。スペクトル型のO9とB3の間。結果。マグニチュードとスペクトルタイプの要件を満たす90個の星の中から、周波数が7d$^{-1}$未満の高振幅（非）放射状脈動モードを持つ23個の有望な$\beta$Cep星を特定します。予測される回転速度、脈動振幅、脈動モードの数に対するさらなる制約を使用して、科学的要件と星震学のターゲットの可能性に応じて、CubeSpecミッションの優先ターゲットリストを考案します。完全なターゲットカタログはさらに、明るいO9-B3星間のラインプロファイルと測光変動特性の最新のTESSベースのレビューを提供します。
最も古い散開星団NGC6791の脈動する準矮星B型星
| Title |
Pulsating_subdwarf_B_stars_in_the_oldest_open_cluster_NGC6791 |
| Authors |
S.Sanjayan,_A.S.Baran,_J.Ostrowski,_P.N\'emeth,_I.Pelisoli,_R.{\O}stensen,_J.W.Kern,_M.D.Reed_and_S.K.Sahoo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09873 |
散開星団NGC6791のケプラー超開口LCデータの分析結果を報告し、脈動するsdB星を検索します。すべてのピクセルをチェックしたところ、脈動しているのはKIC2569576（B3）、KIC2438324（B4）、KIC2437937（B5）の3つのsdB星だけでした。これらの星は以前はパルセータであることが知られていましたが、データカバレッジを拡張して、振幅スペクトルのより多くの周波数と特徴、つまり、脈動モードのジオメトリを識別するために使用した新しいマルチプレットとより完全な周期間隔シーケンスを検出しました。マルチプレット分割は、ローテーション期間を導出するためにも使用されました。残りの既知のsdBは、検出しきい値までの脈動に関連する光の変動を示していません。アリゾナ州スミソニアンのMMT望遠鏡でHECTOSPECを使用し、ジェミニノース望遠鏡でGMOSを使用して行われた既存の分光観測を分析し、バルマー系列を使用して大気パラメータを適合させました。4つの星B3-B6は、gモードが支配的なsdBと一致する大気パラメータを示しています。B3、B5、およびB6で視線速度の変動のヒントを検出しました。これは、これらの3つの星が連星にある可能性があることを示しています。
Techni-（a）対称暗黒物質候補を持つ複合ヒッグスモデル
| Title |
Techni-Composite_Higgs_models_with_(a)symmetric_dark_matter_candidates |
| Authors |
Giacomo_Cacciapaglia,_Mads_T._Frandsen,_Wei-Chih_Huang,_Martin_Rosenlyst,_Philip_S{\o}rensen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09319 |
テクニカラーと複合ヒッグス真空限界の両方を特徴とする新しいクラスの複合モデルを提案し、非対称の暗黒物質候補をもたらします。これらのTechni-CompositeHiggsモデルは、拡張された左右の電弱対称性に基づいており、疑似ナンブゴールドストーンボソンHiggsと、バリオンに接続されたグローバル$\mathrm{U}（1）_X$対称性の下で帯電した安定した暗黒物質候補があります。$SU（2）_{\rmR}$スファレロンを介した高温での非対称性。明確な例として、新しい閉じ込めゲージグループ$G_{\rmHC}$の下で帯電したフェルミ粒子を用いた4次元ゲージ理論を検討します。
永遠のインフレーションのしっぽ
自明ではないインフラトンの自己相互作用は、宇宙調査で測定可能な原始的な非ガウス性の計算可能な署名を生み出す可能性があります。驚いたことに、スローロールの永遠のインフレーションへの相転移は、同じモデルではしばしば計算できないことがわかりました。代わりに、この遷移は、スカラー変動の分布の非ガウステールに敏感です。これは、有効場のインフレ理論のカットオフスケールを超える可能性がある、地平線内の物理学を調査します。SoftdeSitterEffectiveTheoryのフレームワーク内で確率的インフレに対する非ガウス補正を計算することにより、この事実を直接示します。この理論から、スカラー変動に関連する確率分布を導き出します。現在の観測と地平線交差点での弱い結合と一致するパラメーター空間が見つかります。この場合、永遠のインフレーションに関連する大きな変動は、UVの完了をアピールすることによってのみ決定できます。また、この摂動記述の内訳は、ド・ジッターエントロピーがド・ジッターミクロ状態の数を反映するために必要であることも示しています。
不均一磁場における相対論的電子のダイナミクスとその量子計算および天体物理学への応用
| Title |
Dynamics_of_relativistic_electrons_in_non-uniform_magnetic_fields_and_its_applications_in_quantum_computing_and_astrophysics |
| Authors |
Srishty_Aggarwal,_Banibrata_Mukhopadhyay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09334 |
相対論的電子が空間べき乗則の変化を持つ磁場に閉じ込められたときの2次元運動を調べます。その影響には、一定の磁場の場合に現れた縮退の解除、磁場が中心から増加しているか減少しているかに応じたスピンアップ電子とスピンダウン電子のランダウ準位の特別な整列、ランダウ準位の分割が含まれます。正の角運動量から角運動量がゼロの電子と物質の状態方程式の変化。可変磁場におけるランダウ準位（LQ）は、物性物理学から量子情報に至るまで、さまざまな分野で学際的なアプリケーションを持っています。例として、空間的に増加する磁場の存在下での電子の量子速度の増加について説明します。そして、LQとローレンツ力を同時に考慮に入れることによる白色矮星の超チャンドラセカール質量の達成。
Hartle-Thorne時空によって記述された非カーオブジェクトの無秩序な光子軌道と影
| Title |
Chaotic_photon_orbits_and_shadows_of_a_non-Kerr_object_described_by_the_Hartle-Thorne_spacetime |
| Authors |
Konstantinos_Kostaros_and_George_Pappas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09367 |
事象の地平線望遠鏡（EHT）からのデータは、ライトリングの周りの領域を画像化することによって、ブラックホール（BH）の地平線の近くの新しいビューを提供しました。彼らはまた、近い将来、これらの領域を移動する光子の高次効果に関連する画像（または影）の特徴、たとえば、光子の複数の巻きによって生成される高次の明るいリングの出現を測定することへの期待を高めています。ライトリングの周り。カーBHのこれらの微細な特徴を測定する見通しはそれ自体非常に興味深いものですが、画像の主題が一般相対性理論。将来的に十分な解像度が利用できることを期待して、この作業では、四重極変形$\deltaq$によって特徴付けられるカー時空からの変形を含むハートル-ソーン時空周辺のヌル測地線の構造と特性を調査します。これらの時空は、$\deltaq$sとスピンパラメータの範囲で、赤道ライトリングから2つの赤道外ライトリングへの分岐を示すことがわかっています。これに加えて、赤道と赤道外の両方のライトリングが存在するパラメータの範囲があります。これにより、光子軌道をトラップできるポケットが形成されます。これらのトラップされた軌道の特性を調査し、混沌とした振る舞いが現れることを発見します。これらの混沌とした軌道のいくつかは、さらに「粘着性」があり、長期間周期的な軌道の近くに閉じ込められることがわかっています。また、これらの新しい特徴が影にどのように影響するかを調査し、赤道外のライトリングがその円形を変形させる独特の特徴を生み出し、ポケットに関連する混沌とした振る舞いがフラクタル構造の特徴を生み出すことを発見します。
UniMAP：Temporal OutlierFactorを使用したLIGO-Virgoデータの未分類のノイズトランジェントのモデルフリー検出
| Title |
UniMAP:_Model-free_detection_of_unclassified_noise_transients_in_LIGO-Virgo_data_using_the_Temporal_Outlier_Factor |
| Authors |
Julian_Ding,_Raymond_Ng,_Jess_McIver |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09465 |
現在の重力波検出器からのデータには、誤検出を引き起こし、真の天体物理学的イベントを不明瞭にする可能性のある高率の過渡ノイズ（グリッチ）が含まれています。既存のノイズ検出アルゴリズムは、補助センサーやエキゾチックな形態では見られないノイズトランジェントを見逃す可能性のあるモデルベースの方法に大きく依存しています。ユニコーンマルチウィンドウ異常検出パイプライン（UniMAP）を提案します。これは、マルチウィンドウデータリサンプリングスキームを介して時間外れ値因子（TOF）を活用して、過渡ノイズを識別および特性評価するためのモデルフリーアルゴリズムです。このウィンドウスキームがTOFアルゴリズムの異常検出機能を拡張して、任意の形態と持続時間のノイズトランジェントを解決することを示します。LIGOとVirgoの3回目の観測実行中にグリッチを検出する際のこのパイプラインの有効性を示し、潜在的なアプリケーションについて説明します。
ジョーダンとアインシュタインのフレームの$ e $フォールドの数について
ジョーダンフレームとアインシュタインフレームの間の$e$倍の数の違いによって、インフレ予測がどのように影響を受けるかを調査します。重力への一般的なヒッグスインフレーションのような非最小結合によって定義されるヨルダンフレームに関連するいくつかのテストモデルを研究し、重力の2つの異なる定式化を検討します：メトリックとパラティーニ。メトリックジョーダンフレームの場合は違いがかなり含まれているのに対し、パラティーニジョーダンフレームの場合はかなり顕著であることがわかります。また、フレーム不変の物理的距離と、その結果としてフレーム不変の$e$倍の数を導入することにより、不一致を克服する方法についても説明します。
中周波重力波（0.1-10 Hz）：発生源と検出方法MG16会議の並列セッションGW2の概要
| Title |
Mid-Frequency_Gravitational_Waves_(0.1-10_Hz):_Sources_and_Detection_Methods_Summary_of_the_parallel_session_GW2_of_MG16_Meeting |
| Authors |
Dongfeng_Gao,_Wei-Tou_Ni,_Jin_Wang,_Ming-Sheng_Zhan,_Lin_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09715 |
この記事は、中周波（0.1-10Hz）重力に関する、理論的および実験的な一般相対性理論、重力、および相対論的場の理論の最近の進展に関する第16回マルセルグロスマン会議のセッションGW2での講演をまとめたものです。波：さまざまな中周波重力波プロジェクト/概念のひずみパワースペクトル密度振幅のレビュー、およびZAIGAプロジェクトの進捗状況とAMIGOの概念研究に関する拡張要約を含むソースと検出方法。
