DESIルミナスレッドギャラクシーとプランクCMBレンズの断層撮影相互相関からの宇宙論的制約
| Title |
Cosmological_constraints_from_the_tomographic_cross-correlation_of_DESI_Luminous_Red_Galaxies_and_Planck_CMB_lensing |
| Authors |
Martin_White,_Rongpu_Zhou,_Joseph_DeRose,_Simone_Ferraro,_Shi-Fan_Chen,_Nickolas_Kokron,_Stephen_Bailey,_David_Brooks,_Juan_Garcia-Bellido,_Julien_Guy,_Klaus_Honscheid,_Robert_Kehoe,_Anthony_Kremin,_Michael_Levi,_Nathalie_Palanque-Delabrouille,_Claire_Poppett,_David_Schlegel,_Gregory_Tarle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09898 |
ダークエネルギー分光装置（DESI）によるターゲティングに使用されている画像調査から選択された明るい赤色銀河を、プランクコラボレーションのCMBレンズマップと組み合わせて使用して、$0.4\lez\を超える大規模構造の振幅を調べます。ル1$。18,000平方度を超える角度数密度が約$500\、\mathrm{deg}^{-2}$の銀河サンプルは、測光赤方偏移によって4つの断層撮影ビンに分割され、赤方偏移分布はからの分光法を使用して較正されます。DESI。宇宙摂動理論に基づくモデルを使用して、銀河オートスペクトルと銀河収束クロススペクトルを適合させ、そのようなモデルによって十分に記述されることが期待される大規模に制限します。$\Lambda$CDMのコンテキスト内で、4つのサンプルすべてを組み合わせ、超新星とバリオン音響振動測定からのバックグラウンド宇宙論の事前情報を使用すると、$S_8=\sigma_8（\Omega_m/0.3）^{0.5}=0.73\pmが見つかります。0.03$。この結果は、Planckデータを条件とする$\Lambda$CDMモデルの予測よりも低くなっています。私たちのデータは、モデルの予測よりも低赤方偏移での構造の成長が遅いことを好みますが、重要性はそれほど高くありません。
最近の論文\cite{Artymowski：2020zwy}で、現在の宇宙の加速は非粒子の熱力学的挙動による可能性を示唆しました。このモデルには、スカラー場、修正重力、一致問題、初期条件問題がなく、ダークエネルギーの状態方程式、成長率、BBNおよびCMBデカップリングでの相対論的自由度の数に関する興味深い明確な予測があります。さらに、モデルがハッブル張力の一部を取り除くことができることを提案しました。パラメータ空間の異なる範囲を主に検討している最近の論文は、モデルが不安定でデータに適合しないと主張して、このアイデアを批判しました\cite{Abchouyeh：2021wey}。これらの主張は、近似と初期条件の誤った使用によるものであり、モデルは背が高いことを示しています。さらに、オブザーバブルの観点からモデルの整合性条件を提案します。次に、公開されている超新星データを適合させて、予想されるハッブルパラメーターを導出し、モデルのパラメーターを制約します。
| Title |
Primordial_black_holes_from_the_perturbations_in_the_inflaton_potential_in_peak_theory |
| Authors |
Qing_Wang,_Yi-Chen_Liu,_Bing-Yu_Su,_Nan_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.10028 |
原始ブラックホール（PBH）は暗黒物質の効果的な候補です。この作業では、PBH存在量$f$がピーク理論で計算され、インフラトンポテンシャルに1つまたは2つの摂動があります。インフレーションポテンシャルに完全なプラトーを作成し、インフレーションを超スローロール段階に導く反対称摂動を構築します。この段階では、原始曲率摂動のパワースペクトルが小規模で著しく強化され、豊富なPBHが生成されます。PBHの存在量$f\sim0.1$は、1つまたは2つの典型的な質量ウィンドウで$10^{-17}M_\odot$、$10^{-13}M_\odot$、および$30M_\odot$なしで達成できます。大規模でほぼスケール不変のパワースペクトルを台無しにします。比較のために、$f$は、ピーク理論の2つの近似方法（スペクトルモーメントが異なる）と、Press--Schechter理論で計算されます。Press--Schechter理論は、ピーク理論と比較して、$f$を2桁または3桁過小評価していることがわかります。
HSC-XXL：136のXXLグループとクラスターのバリオン予算
| Title |
HSC-XXL_:_Baryon_budget_of_the_136_XXL_Groups_and_Clusters |
| Authors |
Daichi_Akino,_Dominique_Eckert,_Nobuhiro_Okabe,_Mauro_Sereno,_Keiichi_Umetsu,_Masamune_Oguri,_Fabio_Gastaldello,_I-Non_Chiu,_Stefano_Ettori,_August_E._Evrard,_Arya_Farahi,_Ben_Maughan,_Marguerite_Pierre,_Marina_Ricci,_Ivan_Valtchanov,_Ian_Mccarthy,_Sean_Mcgee,_Satoshi_Miyazaki,_Atsushi_J._Nishizawa,_and_Masayuki_Tanak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.10080 |
質量がほぼ2桁に及ぶ136個の銀河群と銀河団のX線で選択されたXXLサンプルのバリオン収支の決定を示します（$M_{500}\sim10^{13}-10^{15}M_\odot$）および赤方偏移範囲$0<z<1$。私たちの共同分析は、HSC-SSP弱レンズ質量測定、XXLX線ガス質量測定、およびHSCとSDSSマルチバンド測光の組み合わせに基づいています。銀河団の特性間の固有の共分散を考慮に入れて、ガス質量、銀河星質量、最も明るい銀河団（BCG）の星質量、およびソフトバンドX線輝度の多変量質量スケーリング関係のベイジアン分析を実行します。選択効果、弱レンズ質量校正、および観測誤差共分散行列。ガスの質量と総質量（$M_{500}$）の関係の質量依存の傾きは、$1.29_{-0.10}^{+0.16}$であることがわかります。これは、単一性の自己類似予測よりも急です。、一方、恒星の質量と総質量の関係の傾きは1よりも浅く、$0.85_{-0.09}^{+0.12}$です。BCGの恒星の質量は、$0.49_{-0.10}^{+0.11}$の傾きを持つクラスターの質量に弱く依存します。$M_{500}$の関数としてのバリオン、ガス質量、および恒星の質量分率は、数値シミュレーションおよび以前の観測の結果と一致しています。バリオンの内容の完全な固有の共分散をうまく制約します。BCGの恒星の質量は、特定のハローの総質量でより大きな固有の散乱を示し、その後に恒星の質量とガスの質量の順に表示されます。総（および衛星）恒星質量とBCG恒星質量の間に有意な正の固有相関係数があり、ガス質量と恒星質量の間に固有相関の証拠はありません。すべてのバリオン成分は赤方偏移の進化を示していません。
宇宙の加速の直接測定に向けて：FASTによる最初の試み
| Title |
Toward_a_direct_measurement_of_the_cosmic_acceleration:_the_first_attempt_with_FAST |
| Authors |
Chang-Zhi_Lu,_Kang_Jiao,_Tingting_Zhang,_Tong-Jie_Zhang,_Ming_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.10240 |
減衰ライマン-HI21cmシステムの{\alpha}Absorber（DLA）は、Sandage-Loeb（SL）テストを介してリアルタイム宇宙論で宇宙の加速を直接測定するための理想的なプローブです。FASTの試運転の進行中の2つのDLAに対する短い観察中に、PKS1413+135スペクトルから最大100Hzの最高解像度でHI21cm吸収機能を示し、さまざまな解像度と帯域幅で周波数の一貫性を検証しました。ガウスフィッティングを行ってスペクトルの特徴を抽出し、高精度の速度測定で相対論的後退速度を採用し、フィッティングされた速度の不確実性を説明する2つのインジケーターを導入し、最終的にz=0.24671595{\pm}0.00000015の赤方偏移制約を与えます。ほとんどの文献。しかし、私たちの赤方偏移誤差は、10年以上にわたって理論上の宇宙の加速よりも3桁大きいままです。私たちの最初の試みには、時間記録とダイオード設定にいくつかの欠陥がありますが、それでもデータプロセスの正確さを証明しています。より高解像度の電波観測のために、5つの主要な課題を提案します。（1）ドップラー補正を最適化するための正確な位置天文法。（2）データ記録における正確なタイミング基準。（3）顕著な吸収を伴うDLAの統計サンプルセット。（4）広く受け入れられている速度の不確かさの基準。（5）鋭いノイズのある干渉によるかすかなマクロ変化を検出するための改善されたベースラインフィッティング。コミュニティ間の緊密な協力により、宇宙の加速の探求は厄介な道をしっかりと進むでしょう。
SDSS DR12のスーパークラスターの形状分布
超銀河団は重力崩壊によって形成された最大の構造であり、したがってそれらの幾何学的情報は、宇宙論的スケールでの構造形成プロセス、したがって重力自体の基本的な特性に光を当てることができます。この作業では、2つの異なる方法で定義された超銀河団の形状、トポロジー、および形態の分布を研究します。SDSSDR12メイン銀河サンプルから構築された光度加重密度フィールドで一定および個別の密度しきい値を使用します。この目的のために、形状診断ツールSURFGEN2によって正確に計算されたミンコフスキー汎関数と形状ファインダーを採用しています。これらの2つの異なる手法に従って取得されたスーパークラスターサンプルの形状分布に著しい類似性があることに気づきました。当然のことながら、それらのほとんどは、単純なトポロジーを備えた球形です。しかし、非常にフィラメント状であり、統計的にサイズが大きく、属の値がゼロでない傾向があるスーパークラスターがかなりの数あります。形状分布の結果（カタログ）と変更されたSURFGEN2コードが公開されました。
アクティブ小惑星331P /ギブの断片化
2015年から2018年の間に取得されたアーカイブハッブル宇宙望遠鏡のデータを使用して、アクティブ小惑星331P/Gibbs（2012F5）について説明します。331Pは、2011年に形成された長寿命のデブリトレイルを備えた外側のメインベルトアクティブ小惑星です。一次核の質量の約1％を含む、半径0.04〜0.11km（アルベド0.05を想定）の19個のフラグメントを特定します。最大のものは、測光範囲（1.5マグニチュード）、V字型の最小値、および9時間近くの2つのピークの光度曲線周期を示しており、対称接触連星と一致しています（DrahusandWaniak2016）。あまり説得力のない説明は、331P-Aがモノリシックで細長い破片であるか、その表面が半球の4：1アルベド変動を示していることです。デブリトレイルは、センチメートルサイズ以上の粒子で構成されており、インデックスq=3.7+/-0.1〜4.1+/-0.2のサイズ分布に従って特徴的な10cms$^{-1}$の速度で放出されます。HSTデータは、以前の地上での核の測定が、2015年までに除去された核に近い破片によって汚染されていたことを示しています。一次核の有効半径は0.8+/-0.1kmで、急速に回転しています（3.26+/-0.01時間、範囲0.25マグニチュード、強度がない場合の最小密度1600kg/m3。331Pの特性は、a）約1.5Myr前の前駆体の衝撃粉砕による形成（Novakovicetal。2014）b）スピン-と一致しています。臨界回転までの放射トルクによる上昇c）回転の不安定性による2011年半ばの核質量の約1％の放出、およびd）放射圧力による破片のその後の進化と破片の分散。
WASP-76bの原子スペクトル調査：化学勾配と非対称性の解決
| Title |
An_Atomic_Spectral_Survey_of_WASP-76b:_Resolving_Chemical_Gradients_and_Asymmetries |
| Authors |
Aurora_Y._Kesseli,_I.A.G._Snellen,_N._Casasayas-Barris,_P._Molliere,_A._Sanchez-Lopez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09916 |
超高温木星は、ホスト星の近くを周回するためにきちんとロックされている巨大ガスであり、恒久的に高温の昼間と涼しい夜間を引き起こします。それらの不均一な大気の特徴は、惑星が回転し、夕方と朝のターミネーターのさまざまな領域が調査されるときの時間依存の速度シフトを解決することにより、高解像度トランジット透過分光法で観察できます。これらの非対称シフトは、WASP-76bの鉄吸収で初めて見られました。ここでは、惑星の透過スペクトルで他の原子/イオンを検索し、それらの信号の非対称性を調べます。LiI、NaI、MgI、CaII、VI、CrI、MnI、FeI、NiI、SrIIを検出し、暫定的にHI、KI、CoIを検出します。そのうち、V、Cr、Niは、SrIIおよびCoはこれまで報告されていません。これらの種は容易に観察できるはずですが、特にTiやAlは検出されません。これは、凝縮またはコールドトラップが原因である可能性があると仮定しています。検出された種で観察された信号の非対称性は、さまざまな方法で説明できることがわかりました。予想される凝縮またはイオン化温度と、観測された非対称性の強さとの間に関係があります。これは、夜間の降雨または再結合を示している可能性があります。しかし、信号の広がりへの依存性も見られます。これは、下層大気が昼夜の風によって支配され、上層大気が垂直風または流出によって支配される2ゾーン大気モデルを意味する可能性があります。。これらの観測は、新しいレベルのモデリング制約を提供し、高度に照射された惑星の大気ダイナミクスの理解を支援します。
小惑星の水性変化は、可溶性有機物混合物を単純化します
| Title |
Aqueous_Alteration_on_Asteroids_Simplifies_Soluble_Organic_Matter_Mixtures |
| Authors |
Junko_Isa,_Fran\c{c}ois-r\'egis_Orthous-Daunay,_Pierre_Beck,_Christopher_D._K._Herd,_Veronique_Vuitton,_and_Laur\`ene_Flandinet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.10004 |
生物学的に関連する非生物的地球外可溶性有機物（SOM）は、生命の起源と原始惑星系円盤の化学的進化を研究するために広く研究されてきました。特に、生物学的に関連のある有機物の合成は、初期の太陽系で水性環境を必要とするようです。しかし、原始隕石のSOMには、生物学的に関連するもの以外にも多くの化学種が含まれており、SOMの複雑な性質を包括的に説明する反応機構は不明です。その上、小惑星の降着の前に形成された最初の反応物は特徴づけられていませんでした。3つの異なるタギシュレイク隕石フラグメントから抽出されたSOMの質量分布を調べました。これらのフラグメントは、単一の小惑星に由来するものの、異なる程度の水性変化を示します。原始フラグメントにおけるSOMの質量分布は、連鎖成長重合実験で見つかった分子量分布パターンのSchulzZimm（SZ）モデルによく適合していることを報告します。また、分布パターンは、水性変化の程度が増すにつれて、SZからさらに分岐します。これらの観察結果は、原始SOMの複雑な性質が、（1）小惑星の深刻な変化の前に確立され、（2）おそらく親体の降着の前に存在し、（3）後に小惑星で単純化されたことを意味します。したがって、小惑星での水性反応は、複雑なSOMを培養するために必要な条件ではありません。さらに、SOMの全体的なH対C比は、水性変化の増加とともに減少し、SOMからのH損失の推定値は10％から30％であることがわかりました。有機物は、タギシュレイク隕石の親体でその後の化学反応を引き起こした可能性のある重要なH2源であるようです。
ExoMiner：太陽系外惑星を採掘するための非常に正確で説明可能な深層学習分類器
| Title |
ExoMiner:_A_Highly_Accurate_and_Explainable_Deep_Learning_Classifier_to_Mine_Exoplanets |
| Authors |
Hamed_Valizadegan,_Miguel_Martinho,_Laurent_S._Wilkens,_Jon_M._Jenkins,_Jeffrey_Smith,_Douglas_A._Caldwell,_Joseph_D._Twicken,_Pedro_C._Gerum,_Nikash_Walia,_Kaylie_Hausknecht,_Noa_Y._Lubin,_Stephen_T._Bryson,_Nikunj_C._Oza |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.10009 |
ケプラーとTESSのミッションは、惑星候補のカタログを作成するために処理する必要がある100,000を超える潜在的な通過信号を生成しました。過去数年の間に、機械学習を使用してこれらのデータを分析し、新しい太陽系外惑星を探すことに関心が高まっています。既存の機械学習作業とは異なり、この作業で提案されている深層学習分類子であるExoMinerは、ドメインの専門家が診断テストを調べて通過信号を検査する方法を模倣しています。ExoMinerは非常に正確で、説明可能で、堅牢な分類子であり、1）MASTケプラーアーカイブから301の新しい太陽系外惑星を検証でき、2）進行中のTESSミッションなどのミッション全体に適用できるほど一般的です。ExoMinerが、さまざまな分類とランク付けの指標に関して、既存のトランジット信号分類器よりも信頼性が高く正確であることを確認するために、広範な実験的研究を実施しています。たとえば、99％の固定精度値の場合、ExoMinerはテストセット内のすべての太陽系外惑星の93.6％を取得します（つまり、recall=0.936）が、この率は既存の最良の分類器では76.3％です。さらに、ExoMinerのモジュラー設計は、その説明性を優先します。ExoMinerがトランジット信号を特定のクラスラベル（惑星候補または惑星候補ではないなど）に分類する理由に関するフィードバックを専門家に提供する簡単な説明可能性フレームワークを紹介します。
実験室および数値実験に基づく衝撃誘起噴出粒子の初期クラスタリングのモデリング
粒状のターゲットへの発射物の衝突は、不均一な材料分布を持つイジェクタカーテンを生成します。不均一なパターンがどのように形成されるかを理解することは、クレーター光線がどのように形成されるかを理解するために潜在的に重要です。以前の研究では、パターン形成はクレーター形成の初期段階での噴出物粒子の非弾性衝突によって引き起こされ、噴出物の膨張運動によって終了すると予測されていました。この研究では、非弾性的に衝突する粒状粒子の軌道が計算されるN体シミュレーションと一緒に超高速衝撃実験に基づいてこの予測をテストします。私たちの実験室での実験では、パターン形成は、イジェクタカーテンの幾何学的拡張に匹敵するタイムスケールですでに完了していることが示唆されています。これは、私たちの実験では約10マイクロ秒です。私たちのシミュレーションは、不均一なパターンが粒子クラスターの最初の非弾性衝突とその後のクラスター衝突なしの幾何学的拡張によって成長するという以前の予測を確認します。さらに、メッシュパターンの2段階の進化をよりよく理解するために、衝突時に粒子クラスターの完全な合体を想定した単純な分析モデルを構築します。モデルは、初期条件に関係なく、システムの拡張のタイムスケールでパターン形成が完了することを示しています。モデルはまた、初期条件の関数として、シミュレーションで観察されたクラスターの最終的なサイズを再現します。ターゲット内の粒子は、衝突点までの距離が長くなるほど低速で放出されることが知られています。粒子の放出速度の違いにより、メッシュパターンが光線に変化する可能性があります。
三次元質量分布を持つ細長い小惑星の粒子結合モデル
| Title |
A_Particle-Linkage_Model_for_Elongated_Asteroids_with_Three-Dimensional_Mass_Distribution |
| Authors |
Leonardo_B._T._Santos,_Luis._O._Marchi,_Aljbaae_Safwan,_Priscilla_A._Sousa-Silva,_Diogo_M._Sanchez,_Antonio_F._B._A._Prado |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.10134 |
本論文の目的は、細長い小惑星の重力場を記述するための単純化されたモデルを開発することです。提案されたモデルは、3次元空間に分散された三重粒子リンケージシステムを使用して細長い小惑星を表すことで構成されています。これは、平面モデルのみに焦点を当てた以前のモデルの拡張です。非線形最適化法を使用してモデルのパラメーターを決定し、より現実的なモデルである多面体モデルで計算された解に関して、すべての外部平衡点の誤差を最小化します。システム。次に、この記事で検討したモデルを、3つの実際の不規則な小惑星1620Geographos、433Erosおよび243、Idaに適用します。結果は、現在の三重粒子結合3次元モデルは、文献で利用可能な軸対称三重粒子結合モデルと比較した場合に精度が高く、質点モデルよりも精度の点で利点があることを示しています。計算時間が短い。また、このモデルは、シミュレーションを実行して、制限されたままのソリューション、または分析中の各小惑星の周囲から脱出するソリューションを含む領域を特徴付けるために使用されます。0度（直接軌道）と180度（逆行軌道）の初期傾斜を調査しました。小惑星の重力場、太陽の引力、太陽放射圧を考慮し、多面体形状源に基づくマスコン重力モデルを用いて得られた結果と比較します。2つのモデルの間で良好な一致が見られました。
TGO / ACSからの火星の最初の2年間の観測から、火星の大気中のSO2、H2S、またはOCSは検出されませんでした。
| Title |
No_detection_of_SO2,_H2S,_or_OCS_in_the_atmosphere_of_Mars_from_the_first_two_Martian_years_of_observations_from_TGO/ACS |
| Authors |
Ashwin_S._Braude,_F._Montmessin,_K._S._Olsen,_A._Trokhimovskiy,_O._I._Korablev,_F._Lef\`evre,_A._A._Fedorova,_J._Alday,_L._Baggio,_A._Irbah,_G._Lacombe,_F._Forget,_E._Millour,_C._F._Wilson,_A._Patrakeev,_A._Shakun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.10222 |
火星の大気中の硫黄種の検出は、火星の表面からの火山のガス放出の強力な指標となるでしょう。火星の大気中にSO2、H2S、またはOCSが存在することを確認するか、検出されない場合のそれらの濃度の上限を決定したいと考えています。火星の34年と35年の間に取得されたExoMarsTraceGasOrbiterに搭載された、AtmosphericChemistrySuite機器の中赤外線チャネルからの太陽掩蔽データの包括的な分析を実行します。最適な感度条件については、1シグマを決定します。20ppbvでのSO2、15ppbvでのH2S、および0.4ppbvでのOCSの上限。最後の値は、文献でOCSに課された以前の上限よりも低くなっています。3シグマの信頼しきい値を超えるこれらの種の証拠は見つかりません。したがって、SO2の受動的な火山ガス放出は2トン/日未満でなければならないと推測します。
若いきらめき学生（ORBYTS）による独自の研究：通過する太陽系外惑星の天体暦の改良III
| Title |
Original_Research_By_Young_Twinkle_Students_(ORBYTS):_Ephemeris_Refinement_of_Transiting_Exoplanets_III |
| Authors |
Billy_Edwards,_Cynthia_S._K._Ho,_Hannah_L._M._Osborne,_Nabeeha_Deen,_Ellie_Hathorn,_Solomon_Johnson,_Jiya_Patel,_Varun_Vogireddy,_Ansh_Waddon,_Ayuub_Ahmed,_Muhammad_Bham,_Nathan_Campbell,_Zahra_Chummun,_Nicholas_Crossley,_Reggie_Dunsdon,_Robert_Hayes,_Haroon_Malik,_Frank_Marsden,_Lois_Mayfield,_Liston_Mitchell,_Agnes_Prosser,_Valentina_Rabrenovic,_Emma_Smith,_Rico_Thomas,_Anastasia_Kokori,_Angelos_Tsiaras,_Marcell_Tessenyi,_Giovanna_Tinetti_and_Jonathan_Tennyson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.10350 |
13個の太陽系外惑星（HATS-1b、HATS2b、HATS-3b、HAT-P-18b、HAT-P-27b、HAT-P-30b、HAT-P-55）の測光追跡観測を報告しますb、KELT-4Ab、WASP-25b、WASP-42b、WASP-57b、WASP-61b、およびWASP-123b）、若いきらめき学生による独自の研究（ORBYTS）プログラムの一部として。これらの惑星はすべて、大気特性評価の実行可能なターゲットである可能性があり、地上望遠鏡のLCOGTネットワークを使用して取得されたデータは、ExoClockの他のユーザーからの観測と組み合わされて、これらの惑星の通過時間が引き続き良好であることを確認します。-知られている、遠い未来。
FR0電波銀河のeMERLINおよびEVNビュー
| Title |
The_eMERLIN_and_EVN_view_of_FR0_radio_galaxies |
| Authors |
Ranieri_D._Baldi_(1,2),_Gabriele_Giovannini_(1,3),_Alessandro_Capetti_(4)_((1)_INAF-IRA,_Bologna,_Italy,_(2)_University_of_Southampton,_UK,_(3)_Dipartimento_di_Fisica_e_Astronomia,_Universita'_di_Bologna,_Bologna,_Italy,_(4)_INAF-OATO,_Pino_Torinese,_Italy) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09899 |
eMERLINUKアレイとヨーロッパVLBIネットワーク（EVN）を使用して、15個のFR0のサンプル、つまり近くの初期型銀河（ETG）に関連するコンパクトなコア優勢電波源に対して実行された高解像度観測の結果を示します。地元の電波銀河集団の大部分を表しています。5つのオブジェクトで利用可能な5GHzeMERLIN観測は、サブmJyコアコンポーネントを示し、eMERLINとJVLAのアーカイブ可視性データを組み合わせると、5つのFR0のうち4つでpcスケールのツインジェットが明らかになります。10個のFR0で利用可能な1.66GHzEVN観測は、片面および両面のジェット形態とコンパクトなコアを示しています。PCスケールのコア放射は、平均して、拡張無線放射全体の約10分の1に寄与しますが、フラット/反転スペクトルソースのコア寄与が増加していることに注意してください。pcスケールのコア光度（$\sim$10$^{21.3}$-10$^{23.6}$WHz$^{-1}$）と[OIII]線光度の間に、前例のない線形相関が見つかりました。一般に、FR0やFRIを含む大規模なETGでホストされている、LINERタイプのラジオラウド低光度活動銀河の大規模なサンプルの場合、降着力の代理と見なされます。この結果は、FR0とFRIで、kpcスケールの無線構造が異なるにもかかわらず、一般的なジェットディスク結合のさらなる証拠を表しています。私たちのオブジェクトと文献で報告されている他のFR0サンプルについて、ジェットの明るさの側面比を推定します。これは通常1〜3の範囲です。このパラメーターは、ジェットのバルクローレンツ因子$\Gamma$を大まかに測定し、1から1の範囲であることがわかります。ほとんどのサンプルで2.5です。これは、FR0が、おそらく相対論的ジェット電波銀河であるFRIの高度に回転するBHよりも低い回転ブラックホール（BH）の結果として、穏やかに相対論的なジェットによって特徴付けられるというシナリオを裏付けています。
Swift AGNおよびMDMおよびPan-STARRSデータを使用したクラスター調査からのX線で選択された銀河団の光学的確認（ペーパーIII）
| Title |
Optical_Confirmation_of_X-ray_selected_Galaxy_clusters_from_the_Swift_AGN_and_Cluster_survey_with_MDM_and_Pan-STARRS_Data_(Paper_III) |
| Authors |
Saloni_Bhatiani,_Xinyu_Dai,_Rhiannon_D._Griffin,_Jenna_M._Nugent,_Christopher_S._Kochanek,_Joel_N._Bregman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09974 |
宇宙の構造形成を理解し、クラスターの質量関数と宇宙論モデルに強い制約を課すには、大きな銀河団のカタログを用意することが重要です。SwiftAGNandClusterSurveyは、最初のリリースで442のクラスター候補を含む統計的に選択された大規模なX線クラスターカタログを構築することを目的とした偶然のX線調査です。最初のSDSS追跡調査では、SDSSフットプリント内のクラスターの$50\％$がz$<$0.5クラスターであることが確認されました。ここでは、MDM$240万$望遠鏡からのマルチバンドイメージングとPan-STARRS調査を使用して、Swiftクラスターカタログからの248（442のうち）クラスター候補のさらなる光学的追跡分析を提示します。$>3\sigma$銀河の過密度と色と大きさの空間で検出可能な赤いシーケンスを持つ55個のクラスターの光学的確認を報告します。これらの確認されたクラスターの大部分には、赤方偏移z$<$0.6があります。残りの候補は、赤外線観測の優れたターゲットである、より高いレッドシフトクラスターである可能性があります。これらの確認されたクラスターのX線輝度と光学的豊かさを報告します。また、検出されたクラスター候補と検出されなかったクラスター候補のX線と光学観測量の違いについても説明します。
Ia型超新星の画像偏光測定調査：星周または星間物質によって生成される特有の絶滅および偏光特性はありますか？
| Title |
An_imaging_polarimetry_survey_of_Type_Ia_supernovae:_are_peculiar_extinction_and_polarization_properties_produced_by_circumstellar_or_interstellar_matter? |
| Authors |
Matthew_R._Chu,_Aleksandar_Cikota,_Dietrich_Baade,_Ferdinando_Patat,_Alexei_V._Filippenko,_J._Craig_Wheeler,_Justyn_Maund,_Mattia_Bulla,_Yi_Yang,_Peter_H\"oflich,_Lifan_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09980 |
一部の高度に赤くなったIa型超新星（SNeIa）は、典型的な天の川の塵（$R_V\約3.3$）と比較して、低い全対選択的消光比（$R_V\lesssim2$）と、上昇する偏光曲線を示します。典型的な銀河系の値（$\lambda_{\rmmax}\approxと比較して短い波長（$\lambda_{\rmmax}<0.4$${\mu}$m）でピーク偏光値を持つ、急勾配から青色の波長0.55$${\mu}$m）。これらの特性の源を理解することは、SNeIaの前駆体システムへの洞察を提供することができます。それらがホスト銀河の星間塵または星周塵の結果であるかどうかを決定することを目指しています。これは、正規化されたガラクトセントリック距離の関数として、塵の多い渦巻銀河の66SNeIaと塵の少ない楕円銀河の13SNeIaの連続偏光を分析することによって達成されます。渦巻銀河のSNeIaは、ホスト銀河の中心に近い位置にあると偏光値が増加するという一般的な傾向がありますが、楕円形のホスト銀河のSNeIaは低い偏光を示します。さらに、スパイラルホスト銀河のすべての高度に偏光されたSNeIaは、青色の波長に向かって上昇する偏光曲線を示しますが、楕円ホスト銀河ではそのような偏光特性の証拠は示されていません。これは、特異な偏光曲線の源が、星周物質ではなく星間物質の結果である可能性が高いことを示しています。いくつかのSNeIaに向かって観察された特有の分極および消滅特性は、SNまたは星間放射場によって誘発された放射トルク破壊メカニズムによって説明されるかもしれません。
ローカルAGNの星の種族：内側の100pcでの星形成の強化の証拠
| Title |
Stellar_populations_in_local_AGNs:_evidence_for_enhanced_star_formation_in_the_inner_100pc |
| Authors |
L._G._Dahmer-Hahn,_R._Riffel,_A._Rodr\'iguez-Ardila,_R._A._Riffel,_T._Storchi-Bergmann,_M._Marinello,_R._I._Davies,_L._Burtscher,_D._Ruschel-Dutra,_D._J._Rosario |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.10036 |
銀河の進化の現代のモデルとシミュレーションでは、巨大な銀河の星形成は、アドホックな活動銀河核（AGN）フィードバックプロセスによって規制されています。しかし、銀河の星形成の歴史に対するそのような影響の物理学と拡張は、活発な議論の問題です。星形成に対するAGN効果に光を当てるために、GMOSとMUSEの面分光法を使用して、14個のセイファート銀河のサンプルの内部500$\times$500pcを分析しました。各ソースの恒星の年齢、金属量、速度、速度分散マップを導出するために、連続スペクトルをフィッティングしました。サンプルを積み重ねてそれらの特性を平均した後、若いSPの寄与と、AGNの特徴のない連続体の寄与の両方が核でピークに達することがわかりました。中年のSPの割合は、外側の領域と比較した場合、核内で小さく、古いSPの寄与は、視野（FoV）内でほとんど変化しません。また、FoV内で速度分散や金属量の変動は見られませんでした。最後に、銀河の中心に向かって赤くなる塵の増加を検出しました。これらの結果から、AGN現象は通常、核周辺領域での最近の星形成エピソードに関連していると結論付けることができます。
$ \ mathrm {H_2} $超音速で誘発されたガス物体の冷却と重力崩壊
| Title |
$\mathrm{H_2}$_cooling_and_gravitational_collapse_of_supersonically_induced_gas_objects |
| Authors |
Yurina_Nakazato,_Gen_Chiaki,_Naoki_Yoshida,_Smadar_Naoz,_William_Lake,_and_Yeou_S._Chiou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.10089 |
我々は、初期の宇宙における超音速で誘発されたガス物体（SIGO）の形成と重力崩壊を研究します。バリオンと暗黒物質の間の相対的なストリーミング運動を含む、SIGOの宇宙論的流体力学シミュレーションを実行します。私たちのシミュレーションは、原始ガス雲における非平衡化学と分子水素冷却にも従っています。多数のSIGOが、宇宙論的速度変動の二乗平均平方根の2倍の高速ストリーミングモーションで実行中に形成されます。暗黒物質ハローによってホストされることなく、H$_2$冷却によって凝縮する特定のガス雲を特定します。SIGOは、最も近いハローのビリアル半径の外側に留まり、中心ガス粒子密度が温度$\sim$200Kで$\sim100〜{\rmcm}^{-3}$に達すると、ジーンズが不安定になります。対応するジーンズの質量は$\sim10^5M_{\odot}$であるため、SIGOではビリアル星または星のクラスターの形成が予想されます。
SOFIA / HAWC +によって明らかにされた遠赤外線におけるOMC-3の磁場構造
| Title |
Magnetic_field_structure_of_OMC-3_in_the_far_infrared_revealed_by_SOFIA/HAWC+ |
| Authors |
Niko_Zielinski_and_Sebastian_Wolf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.10252 |
オリオン分子雲の一部であるフィラメント状構造OMC-3のSOFIA/HAWC+バンドD（154$\、\mu$m）およびE（214$\、\mu$m）偏光観測を報告します。分極パターンは両方のバンドで均一で、フィラメント構造に平行です。偏光度は、両方のバンドで強度の高い領域に向かって減少し、いわゆる「偏光ホール」が現れます。偏光放出と消光がこの現象の潜在的な原因として打ち消しメカニズムとして機能する光学的厚さ効果を特定しました。検出された分極が磁気的に整列した非球形のダスト粒子の放出によって引き起こされると仮定すると、推定される磁場は均一であり、フィラメントに対して垂直に配向されます。154$\、\mu$mおよび214$\、\mu$mでの分極パターンから得られる磁場強度は、それぞれ202$\、\mu$Gおよび261$\、\mu$Gになります。導出された磁場の方向は、遠赤外線およびサブミリ（サブミリ）波長範囲での以前の偏光観測から導出された方向と一致しています。SOFIA/HAWC+観測から得られた遠赤外線偏光スペクトルを調べたところ、偏光スペクトルと雲の特性、つまり柱密度$N（H_2$）と温度$T$の間に明確な相関関係は見つかりませんでした。
ハッブルフロンティアフィールドクラスター内および背後のHI：ディープミーアキャットパイロット$ z \ sim 0.5 $まで検索
| Title |
HI_in_and_behind_the_Hubble_Frontier_Field_Clusters:_A_Deep_MeerKAT_Pilot_Search_out_to_$z\sim_0.5$ |
| Authors |
Shilpa_Ranchod,_Roger_Deane,_Danail_Obreschkow,_Tariq_Blecher,_Ian_Heywood |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.10286 |
ハッブルフロンティアフィールド（HFF）は、密集した環境や遠くの重力レンズ銀河を探査するために使用される、よく研究された銀河団の選択です。3つのHFFクラスター、Abell2744（$z=0.308$）、AbellS1063（$z=0.346$）、およびAbell370（$z=0.375$）の銀河の21cmの中性水素（HI）含有量を調査します。中間赤方偏移クラスター内の銀河におけるガスの進化を調査します。EarlyScienceMeerKAT観測を使用して、HIキューブでスペクトル線スタッキングを実行し、AbellS1063（$M_\mathrm{HI}=1.22^{+0.38}_{-0.36）の青い銀河に対して3$\sigma$スタック検出を行います。}\times10^{10}\mathrm{M}_\odot$）。Abell2744およびAbell370の3$\sigma$HI質量検出限界は、HI質量関数の膝にあると判断します。この作業の最後の、より野心的な目的は、ミーアキャットの広い瞬間帯域幅によって可能になる、これらのクラスターの背後にある重力レンズのHI放射を検索することです。$0.33<z<0.58$で非常に拡大されたHI放出の証拠は見つかりません。これらのパイロット観測で達成された低い熱雑音レベルは、短い積分時間にもかかわらず、高密度環境と中間赤方偏移宇宙の将来のMeerKATHI観測の大きな可能性を浮き彫りにします。
Cen A銀河群：動的質量と失われたバリオン
| Title |
The_Cen_A_galaxy_group:_dynamical_mass_and_missing_baryons |
| Authors |
Oliver_M\"uller,_Federico_Lelli,_Benoit_Famaey,_Marcel_S._Pawlowski,_Katja_Fahrion,_Marina_Rejkuba,_Michael_Hilker,_Helmut_Jerjen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.10306 |
近くの楕円銀河CenAは、コヒーレントな動きを持つ矮星伴銀河の平坦化されたシステムに囲まれています。新しいベイジアンアプローチを使用して、衛星システムの平均回転速度$v_{\rmrot}$と速度分散$\sigma_{\rmint}$を測定します。$v_{\rmrot}/\sigma_{\rmint}\simeq0.7$は、衛星システムが無視できない回転サポートを持っていることを示しています。ジーンズの方程式を使用して、800kpc内で258kms$^{-1}$の円速度と$1.2\times10^{13}$M$_\odot$の動的質量を測定します。$\Lambda$CDMの宇宙論的文脈では、CenAグループにバリオン分数$M_{\rmb}/M_{200}\simeq0.035$があり、$\sim$77$\％$が欠落していることがわかります。宇宙論的に利用可能なバリオン。したがって、CenAには、質量が$\sim$8$\times$10$^{11}$M$_\odot$の高温の銀河間媒体が必要です。これは、現在のX線の$\sim$20倍以上です。見積り。興味深いことに、CenAグループ全体は、バリオンを失う必要のないミルグロミアンダイナミクス（MOND）で予想されるように、個々の回転支持銀河によって定義されるバリオンタリーフィッシャー関係にあります。
イベントホライズンテレスコープによってキャプチャされたM87ブラックホールの多波長ビュー
| Title |
Multiwavelength_View_of_the_M87_Black_Hole_Captured_by_the_Event_Horizon_Telescope |
| Authors |
Giacomo_Principe,_Matteo_Lucchini_(on_behalf_of_the_Event_Horizon_Telescope_(EHT)_Multi-Wavelength_Science_Working_Group,_EHT_Collaboration,_Fermi-Lat_Collaboration,_H._E._S._S._Collaboration,_MAGIC_Collaboration,_VERITAS_Collaboration,_EAVN_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09889 |
2017年、M87銀河の中心の最初の画像は、事象の地平線望遠鏡（EHT）によってキャプチャされました。それは、リングの形態と、約65億太陽質量の弱く降着する超大質量ブラックホールの周りの光パターンの理論的予想と一致するサイズを明らかにしました。EHT測定と並行して、無線からTeVエネルギー範囲に至るまで、地上および宇宙ベースの施設を使用した大規模な多波長（MWL）キャンペーンが組織されました。このノートでは、このキャンペーンの結果の概要を説明します。M87は歴史的に低い状態にあることがわかりました。X線エネルギーでは、コアからの放出がHST-1よりも支配的です。これまでの活動銀河の最も完全な同時MWLスペクトルを示します。
二重縮退チャネルからのチャンドラセカールに近い質量型Ia超新星
| Title |
Near-Chandrasekhar-Mass_Type_Ia_Supernovae_from_the_Double-Degenerate_Channel |
| Authors |
Sudarshan_Neopane,_Khanak_Bhargava,_Robert_Fisher,_Mckenzie_Ferrari,_Shin'ichirou_Yoshida,_Silvia_Toonen,_Eduardo_Bravo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09890 |
最近の観測的証拠は、白色矮星（WD）の合併が、銀河内のWDへの大量降着のための非常に効率的なメカニズムであることを示しています。この論文では、WDの合併により、チャンドラセカール質量（$M_{\rmCh}$）に近い狭い質量範囲内のかなりの集団を含む、高度に磁化された均一に回転するWDが自然に生成されることを示します。これらのほぼ$M_{\rmCh}$WDの合併は、その後、$\sim10^2$年のタイムスケールで急速なスピンアップと圧縮を受け、DDTメカニズムを介して中央点火と通常のSNIaにつながるか、あるいは純粋な爆燃による爆発の失敗とSNIax。結果として得られるSNeIaおよびSNeIaxは、標準的なほぼ$M_{\rmCh}$の単一縮退（SD）チャネルを通じて発生すると予測されたものと同様のスペクトル、光度曲線、偏光測定、および元素合成収量を持ちますが、$t^{-1}$二重縮退（DD）チャネルの遅延時間分布特性。さらに、SDチャネルとは対照的に、WDのマージに近い-$M_{\rmCh}$SNeIaとSNeIaxは、観察可能なコンパニオン署名を生成しません。SNeIaの爆発メカニズムから、マンガンを含む鉄のピーク元素の銀河系元素合成まで、これらの発見のさまざまな意味について説明します。
宇宙線ハドロンの相互作用におけるスケーリング違反と一次宇宙線のスペクトルにおける3PeV膝の性質
| Title |
Scaling_violation_in_interaction_of_cosmic_ray_hadrons_and_the_nature_of_the_3_PeV_knee_in_the_spectrum_of_primary_cosmic_rays |
| Authors |
S._Shaulov,_A._Shepetov,_E._Kupriyanova,_V.Ryabov,_L.Vil'danova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09929 |
大規模な空気シャワー（EAS）のコア領域で最もエネルギーの高いハドロンのエネルギースペクトルは、天山山脈の宇宙線ステーションでのハイブリッド実験HADRONのEASエネルギー$E_0$に依存して研究されました。この実験で初めて、EASハドロンのパワーエネルギースペクトルの傾きが局所的に減少し、それに応じて、平均ハドロンエネルギーが$E_0$境界の3PeVと20PeVの間で増加することがわかりました。このような振る舞いは、同じエネルギー範囲で、天山山脈で以前に明らかにされた、長く飛んでいる浸透性成分のEASでのしきい値の出現と一致します。ここで、この天山山脈の結果を、最新のコライダー実験の新しいデータと比較して再考します。この分析により、浸透性EASコンポーネントの天体物理学的性質を明確に述べ、$E_0\simeq3$PeVでの宇宙線のエネルギースペクトルにおける有名な膝の起源との関連の可能性について議論することができます。
雷雨時の宇宙線シングルカウント率の変動の観測と大規模電場変化への影響
| Title |
Observation_of_Variations_in_Cosmic_Ray_Single_Count_Rates_During_Thunderstorms_and_Implications_for_Large-Scale_Electric_Field_Changes |
| Authors |
R.U._Abbasi,_T._Abu-Zayyad,_M._Allen,_Y._Arai,_R._Arimura,_E._Barcikowski,_J.W._Belz,_D.R._Bergman,_S.A._Blake,_I._Buckland,_R._Cady,_B.G._Cheon,_J._Chiba,_M._Chikawa,_T._Fujii,_K._Fujisue,_K._Fujita,_R._Fujiwara,_M._Fukushima,_R._Fukushima,_G._Furlich,_N._Globus,_R._Gonzalez,_W._Hanlon,_M._Hayashi,_N._Hayashida,_K._Hibino,_R._Higuchi,_K._Honda,_N._Husseini,_D._Ikeda,_T._Inadomi,_N._Inoue,_T._Ishii,_H._Ito,_D._Ivanov,_H._Iwakura,_A._Iwasaki,_H.M._Jeong,_S._Jeong,_H._Johnson,_C.C.H._Jui,_K._Kadota,_F._Kakimoto,_O._Kalashev,_K._Kasahara,_S._Kasami,_H._Kawai,_S._Kawakami,_S._Kawana,_K._Kawata,_I._Kharuk,_E._Kido,_H.B._Kim,_J.H._Kim,_J.H._Kim,_M.H._Kim,_S.W._Kim,_Y._Kimura,_S._Kishigami,_Y._Kubota,_S._Kurisu,_V._Kuzmin,_M._Kuznetsov,_Y.J._Kwon,_K.H._Lee,_R._LeVon,_B._Lubsandorzhiev,_J.P._Lundquist,_et_al._(96_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09962 |
テレスコープアレイ表面検出器（TASD）による、700km$^{2}$領域での宇宙線シングルカウントレート強度の発生に対する雷雨の影響の最初の観測を示します。TASDを使用して、二次低エネルギー宇宙線計数率の変動を観測することにより、700km$^{2}$検出器の上を進行するときに、雷雨内の電場を大規模に研究することができます。バルーンと航空機検出器を使用して、時間と空間の狭い露出の制限に対処することなく。この作業では、TASDを使用した宇宙線強度（単一カウント率）の変動が調査され、平均して$\sim（0.5-1）\％$から最大2\％レベルであることがわかりました。これらの観察結果は、過剰と不足の両方であることがわかりました。それらはまた、雷雨に加えて雷と相関していることがわかりました。これらの変動は数十分続きました。地面への足跡は直径6〜24kmの範囲で、雷雨と同じ方向に移動しました。雲の中や雲と地面の間の単純な電場モデルを使用して、宇宙線の単一カウント率で観測された変動をCORSIKAシミュレーションを使用して再現しました。使用した電場モデルとそのモデルの電場の方向に応じて、観測された低エネルギー宇宙線の単一カウント率の変動を再現する電場の大きさは、約0.2〜0.4GVであることがわかりました。これにより、雷雨の中の宇宙線の空気シャワーに対する電場とその影響についての合理的な洞察を得ることができます。
IceCube DeepCoreを使用して、太陽の下でGeVスケールの暗黒物質消滅を検索します
| Title |
Search_for_GeV-scale_Dark_Matter_Annihilation_in_the_Sun_with_IceCube_DeepCore |
| Authors |
R._Abbasi,_M._Ackermann,_J._Adams,_J._A._Aguilar,_M._Ahlers,_M._Ahrens,_J.M._Alameddine,_C._Alispach,_A._A._Alves_Jr.,_N._M._Amin,_K._Andeen,_T._Anderson,_G._Anton,_C._Arg\"uelles,_Y._Ashida,_S._Axani,_X._Bai,_A._Balagopal_V.,_A._Barbano,_S._W._Barwick,_B._Bastian,_V._Basu,_S._Baur,_R._Bay,_J._J._Beatty,_K.-H._Becker,_J._Becker_Tjus,_C._Bellenghi,_S._BenZvi,_D._Berley,_E._Bernardini,_D._Z._Besson,_G._Binder,_D._Bindig,_E._Blaufuss,_S._Blot,_M._Boddenberg,_F._Bontempo,_J._Borowka,_S._B\"oser,_O._Botner,_J._B\"ottcher,_E._Bourbeau,_F._Bradascio,_J._Braun,_B._Brinson,_S._Bron,_J._Brostean-Kaiser,_S._Browne,_A._Burgman,_R._T._Burley,_R._S._Busse,_M._A._Campana,_E._G._Carnie-Bronca,_C._Chen,_Z._Chen,_D._Chirkin,_K._Choi,_B._A._Clark,_K._Clark,_L._Classen,_A._Coleman,_G._H._Collin,_J._M._Conrad,_et_al._(317_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09970 |
太陽は、その高い物質密度と豊富な水素含有量により、スピン依存の暗黒物質-陽子散乱を研究するための優れたターゲットを提供します。銀河ハローからの暗黒物質粒子は、太陽の核と弾性的に相互作用し、太陽での捕獲と熱化をもたらします。捕獲された暗黒物質は、観測可能なニュートリノのフラックスを含む標準模型粒子に消滅する可能性があります。7年間のIceCubeデータを使用して、太陽の方向と相関する低エネルギー（$<$500GeV）ニュートリノの検索結果を示します。この作業では、初めて、新しい最適化されたカットを利用して、暗黒物質の質量に対するIceCubeの感度を5GeVまで拡張します。太陽からのニュートリノの有意な検出は見つかりません。私たちの観測では、暗黒物質のニュートリノ/反ニュートリノへの消滅との平衡があると仮定して、断面積が数倍の$10^{-41}$cm$^2$までのスピン依存暗黒物質-陽子散乱による捕獲を除外しています。5GeVから100GeVの間の質量。これらは、ニュートリノへの直接の暗黒物質消滅に対するGeVエネルギーでの最も強い制約です。
MeerKAT VIIの千パルサーアレイプログラム：マゼラン雲におけるパルサーの偏光特性
| Title |
The_Thousand-Pulsar-Array_programme_on_MeerKAT_VII:_Polarisation_properties_of_pulsars_in_the_Magellanic_Clouds |
| Authors |
S._Johnston,_A._Parthasarathy,_R._A._Main,_J._P._Ridley,_B._S._Koribalski,_M._Bailes,_S._J._Buchner,_M._Geyer,_A._Karastergiou,_M._J._Keith,_M._Kramer,_M._Serylak,_R._M._Shannon,_R._Spiewak,_V._Venkatraman_Krishnan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09992 |
マゼラン雲は、電波パルサーをホストすることが知られている唯一の外部銀河です。雲の中のパルサーの分散と回転の測定は、それらの構造を理解するのを助けることができ、パルサー自体の研究は、それらとそれらの銀河系の対応物との間の潜在的な違いを指摘することができます。MeerKAT望遠鏡の高感度を使用して、5つの前景（銀河）パルサーに加えて、大マゼラン雲と大マゼラン雲の17個のパルサーを観測します。これらのパルサーのうち18個の分極プロファイルを提供し、それらの分散と回転の測定値を改善し、視線に沿った平均平行磁場を導き出します。結果は、大小のマゼラン雲の磁場の構造と強さに対する期待と概ね一致しています。マゼラン雲のパルサーは、周期と幅の関係から予想されるよりも狭いプロファイルを持っています。これは、銀河系とマゼラン雲のオブジェクトの母集団間の本質的な違いではなく、パルサー調査での選択効果によるものであることを示しています。
ミーアキャットによるVelaX-1バウショックからの電波放射の発見
| Title |
MeerKAT_discovery_of_radio_emission_from_the_Vela_X-1_bow_shock |
| Authors |
J._van_den_Eijnden,_I._Heywood,_R._Fender,_S._Mohamed,_G._R._Sivakoff,_P._Saikia,_T._D._Russell,_S._Motta,_J._C._A._Miller-Jones,_P._A._Woudt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.10159 |
VelaX-1は、大規模なドナー星をホストする暴走X線連星システムであり、その強い恒星風は、星間物質と相互作用するときにバウショックを引き起こします。このバウショックは以前にH$\alpha$とIRで検出されましたが、大規模な逃走星（BD+43$^{\rmo}$3654）からの1つを除くすべてのバウショックと同様に、他の波長帯での検出を免れました。。MeerKAT望遠鏡を使用したVelaX-1バウショックからの1.3$GHzの電波放射の発見について報告します。MeerKATの観測は、バウショックと既存のH$\alpha$調査から知られている大規模な拡散構造の両方で、電波放射がH$\alpha$線放射をどのように厳密に追跡するかを明らかにしています。VelaX-1バウショックは、X線連星の周りで検出された最初の恒星風駆動の無線バウショックです。無線スペクトルインデックス測定がない場合、無線放射メカニズムを制約する他の方法を検討します。熱/自由放出は、電子の温度と密度の組み合わせで、無線とH$\alpha$の特性を説明できることがわかりました。これは、ISM密度と衝撃波増強の以前の推定値と一致しています。この説明では、局所的なISMの過密度の存在は、電波放射の検出に不可欠です。あるいは、非熱/シンクロトロンのシナリオを検討し、衝撃の磁場と広帯域スペクトルを評価します。ただし、電波放射を説明するには、動的風力発電の非常に高い割合（$\gtrsim13$％）を相対論的電子集団に注入する必要があることがわかります。より低い割合を仮定することは、フリーフリーの無線放射によって支配されるハイブリッドシナリオを意味します。最後に、無線バウショックの検出可能性と、それが例外的なISMまたは恒星風の特性を必要とするかどうかについて推測します。
| Title |
A_search_for_neutrino_emission_from_cores_of_Active_Galactic_Nuclei |
| Authors |
R._Abbasi,_M._Ackermann,_J._Adams,_J._A._Aguilar,_M._Ahlers,_M._Ahrens,_J.M._Alameddine,_C._Alispach,_A._A._Alves_Jr.,_N._M._Amin,_K._Andeen,_T._Anderson,_G._Anton,_C._Arg\"uelles,_Y._Ashida,_S._Axani,_X._Bai,_A._Balagopal_V.,_A._Barbano,_S._W._Barwick,_B._Bastian,_V._Basu,_S._Baur,_R._Bay,_J._J._Beatty,_K.-H._Becker,_J._Becker_Tjus,_C._Bellenghi,_S._BenZvi,_D._Berley,_E._Bernardini,_D._Z._Besson,_G._Binder,_D._Bindig,_E._Blaufuss,_S._Blot,_M._Boddenberg,_F._Bontempo,_J._Borowka,_S._B\"oser,_O._Botner,_J._B\"ottcher,_E._Bourbeau,_F._Bradascio,_J._Braun,_B._Brinson,_S._Bron,_J._Brostean-Kaiser,_S._Browne,_A._Burgman,_R._T._Burley,_R._S._Busse,_M._A._Campana,_E._G._Carnie-Bronca,_C._Chen,_Z._Chen,_D._Chirkin,_K._Choi,_B._A._Clark,_K._Clark,_L._Classen,_A._Coleman,_G._H._Collin,_J._M._Conrad,_et_al._(316_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.10169 |
南極のIceCubeニュートリノ望遠鏡で観測された高エネルギー天体物理ニュートリノの大部分の起源は不明です。これまでのところ、高エネルギーニュートリノの放出に強く関連しているのはガンマ線ブレーザーだけでした。さらに、いくつかの研究は、ガンマ線ブレーザー集団からのニュートリノ放出が、全天体物理学的ニュートリノフラックスのごく一部を占めるにすぎないことを示唆しています。この研究では、降着円盤領域で加速された宇宙線によって引き起こされた活動銀河核（AGN）のコアでの高エネルギーニュートリノの生成を調べます。この作業のために作成された3つのAGNサンプルから累積ニュートリノ信号を検索し、8年間のIceCubeデータに基づく尤度分析を提示します。ニュートリノの放出は、軟X線フラックスから推定された降着円盤の光度に比例すると仮定されます。観測された軟X線フラックスの隣に、3つのサンプルのオブジェクトがそれらの電波放射と赤外線の色の特性に基づいて選択されています。この検索の最大のサンプルでは、大気ニュートリノと天体物理ニュートリノの等方性バックグラウンドに関して過剰な高エネルギーニュートリノイベントが見つかりました。これは、試行後の有意性2.60$\sigma$に対応します。べき乗則スペクトルを仮定すると、最適なスペクトルインデックスは$2.03^{+0.14}_{-0.11}$であり、天体物理学のソースでの粒子加速からの期待と一致しています。X線フラックスとニュートリノフラックスの比例性の仮定とサブスレッショルドフラックス分布のモデルを使用して本物の信号として解釈される場合、この観測は、100TeVで、27$\％$-100$\％$観測されたニュートリノは、AGNのコアでの粒子加速から生じます。
Vera C. Rubin Legacy Survey of Space and Time（LSST）によるブレーザーの変動性
| Title |
Blazar_variability_with_the_Vera_C._Rubin_Legacy_Survey_of_Space_and_Time_(LSST) |
| Authors |
Claudia_M._Raiteri,_Maria_I._Carnerero,_Barbara_Balmaverde,_Eric_C._Bellm,_William_Clarkson,_Filippo_D'Ammando,_Maurizio_Paolillo,_Gordon_T._Richards,_Massimo_Villata,_Peter_Yoachim_and_Ilsang_Yoon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.10172 |
それらの放出は主に私たちに向けられた相対論的ジェットから来るので、ブレーザーは降着円盤によって供給される超大質量ブラックホール（SMBH）からなる銀河系外ジェットとその中央エンジンを研究するための基本的な源です。それらはまた、高エネルギーニュートリノと宇宙線の候補源でもあります。ジェットの向きのため、非熱ブレーザー放射はドップラービームです。その変動性は予測不可能であり、1時間未満から数年までの時間スケールで発生します。フラックスとスペクトルの変化を生み出す多様なメカニズムを理解するには、長期間にわたって十分にサンプリングされたマルチバンド光度曲線が必要です。特に、爆発は、特に多波長のコンテキストで研究された場合に、基礎となる物理学に光を当てるのに最適なテストベンチです。VeraC.RubinLegacySurveyofSpaceandTime（Rubin-LSST）は、南の空を6つの測光バンドで10年間監視し、統計的な方法でブレーザーの変動特性を研究するための手ごわいツールを提供します。アラートシステムにより、特に高エネルギー（keVからGeV）および非常に高エネルギー（TeV）で、未解決のイベントのフォローアップ観測をトリガーできます。ここでは、どのケイデンスがブレーザー変動科学により適しているかを理解することを目的として、シミュレートされたRubin-LSST調査戦略を調べます。当社の指標には、光度曲線とカラーサンプリングが含まれます。また、最も明るく多くのフレア光源に影響を及ぼし、追跡観測に悪影響を与える飽和の問題についても調査します。
スロープ、ヒル、ドロップ、スウッシュ：バイナリの愛の関係から核物質の状態方程式について学ぶ
| Title |
The_slope,_the_hill,_the_drop,_and_the_swoosh:_Learning_about_the_nuclear_matter_equation_of_state_from_the_binary_Love_relations |
| Authors |
Hung_Tan,_Veronica_Dexheimer,_Jacquelyn_Noronha-Hostler,_Nicolas_Yunes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.10260 |
中性子星の天体物理学的観測を核物質の特性と結び付ける分析は、状態方程式の鈍感な関係に依存することがあります。バイナリラブ関係の傾き（つまり、バイナリ中性子星の潮汐変形可能性の間）が、核飽和密度の3倍未満の音速の核物質速度の変化率をエンコードすることを示します。双子の星は、2番目の（質量半径）安定した分岐のために、特徴的な「丘」、「落下」、および「スウッシュ」を示す関係につながり、バイナリの愛の関係の新しい記述が必要になります。
9。5年のIceCubeデータによる天体物理学ミューニュートリノフラックスの改善された特性評価
| Title |
Improved_Characterization_of_the_Astrophysical_Muon-Neutrino_Flux_with_9.5_Years_of_IceCube_Data |
| Authors |
R._Abbasi,_M._Ackermann,_J._Adams,_J._A._Aguilar,_M._Ahlers,_M._Ahrens,_J.M._Alameddine,_C._Alispach,_A._A._Alves_Jr.,_N._M._Amin,_K._Andeen,_T._Anderson,_G._Anton,_C._Arg\"uelles,_Y._Ashida,_S._Axani,_X._Bai,_A._Balagopal_V.,_A._Barbano,_S._W._Barwick,_B._Bastian,_V._Basu,_S._Baur,_R._Bay,_J._J._Beatty,_K.-H._Becker,_J._Becker_Tjus,_C._Bellenghi,_S._BenZvi,_D._Berley,_E._Bernardini,_D._Z._Besson,_G._Binder,_D._Bindig,_E._Blaufuss,_S._Blot,_M._Boddenberg,_F._Bontempo,_J._Borowka,_S._B\"oser,_O._Botner,_J._B\"ottcher,_E._Bourbeau,_F._Bradascio,_J._Braun,_B._Brinson,_S._Bron,_J._Brostean-Kaiser,_S._Browne,_A._Burgman,_R._T._Burley,_R._S._Busse,_M._A._Campana,_E._G._Carnie-Bronca,_C._Chen,_Z._Chen,_D._Chirkin,_K._Choi,_B._A._Clark,_K._Clark,_L._Classen,_A._Coleman,_G._H._Collin,_J._M._Conrad,_et_al._(316_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.10299 |
IceCubeニュートリノ天文台による高エネルギー天体物理学ミューニュートリノフラックスの測定を提示します。この測定では、9。5年間の実験データに対応する、北天半球からの約65万個のニュートリノによって誘発されたミューオントラックの高純度の選択を使用します。以前の出版物に関しては、イベントサンプルのサイズの増加と、単純なべき乗則の仮説を超えた拡張モデルテストによって、測定が改善されています。最近のモデルに基づいて、体系的な不確実性と大気バックグラウンドフラックスの最新の処理が実装されました。天体物理学的エネルギースペクトルに最適な単一のべき乗則のパラメーター化により、$\phi_{\mathrm{@100TeV}}^{\nu_\mu+\bar{\nu}_\mu}=1.44_{の正規化が行われます。-0.26}^{+0.25}\times10^{-18}\、\mathrm{GeV}^{-1}\mathrm{cm}^{-2}\mathrm{s}^{-1}\mathrm{sr}^{-1}$およびスペクトルインデックス$\gamma_{\mathrm{SPL}}=2.37_{-0.09}^{+0.09}$、$15\、\mathrm{TeVからのエネルギー範囲に制約}$から$5\、\mathrm{PeV}$。モデルテストには、高エネルギーでのスペクトルカットオフを伴う単一のべき乗則、対数放物線モデル、文献からのいくつかのソースクラス固有のフラックス予測、およびモデルに依存しないスペクトル展開が含まれます。データは単一のべき乗則の仮説とよく一致していますが、1PeVを超えると軟化するスペクトルは、2シグマレベルで統計的に有利です。
チェレンコフ望遠鏡による大きな相関長のインフレーション磁場の検出可能性
| Title |
Detectability_of_large_correlation_length_inflationary_magnetic_field_with_Cherenkov_telescopes |
| Authors |
Alexander_Korochkin_(1,2,3),_Andrii_Neronov_(1,4),_Guilhem_Lavaux_(5),_Marius_Ramsoy_(1,5)_and_Dmitri_Semikoz_(1,2,6)_((1)_Universite_de_Paris,_CNRS,_Astroparticule_et_Cosmologie,_F-75006_Paris,_France_(2)_Institute_for_Nuclear_Research_of_the_Russian_Academy_of_Sciences,_60th_October_Anniversary_Prospect_7a,_Moscow_117312,_Russia_(3)_Novosibirsk_State_University,_Pirogova_2,_Novosibirsk,_630090_Russia_(4)_Laboratory_of_Astrophysics,_Ecole_Polytechnique_Federale_de_Lausanne,_1015,_Lausanne,_Switzerland_(5)_Institut_d'Astrophysique_de_Paris_(IAP),_CNRS_Sorbonne_Universite,_UMR_7095,_98_bis_bd_Arago,_F-75014_Paris,_France_(6)_National_Research_Nuclear_University_MEPHI_(Moscow_Engineering_Physics_Institute),_Kashirskoe_highway_31,_115409_Moscow,_Russia) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.10311 |
大規模構造のボイドを占める磁場は、インフレーションまたは宇宙論的相転移のいずれかに由来する初期宇宙からの遺物である可能性があります。ボイド磁場のインフレーション起源を特定し、そのパラメータをガンマ線天文学法で測定する可能性を探ります。大きな相関長のインフレーション場は、空のさまざまな線源間で相関する拡張ガンマ線放出の特徴的な非対称性を課すと予想されます。我々は、CTAを用いて0.1-1TeVバンドで拡張放出が観察できる近くのブレーザーのセットを、ボイド磁場のインフレーション起源のテストに使用できることを示します。
MeV光子望遠鏡でフェルミバブルの起源を明らかにする
| Title |
Unveiling_the_Fermi_Bubbles_origin_with_MeV_photon_telescopes |
| Authors |
Michela_Negro,_Henrike_Fleischhack,_Andreas_Zoglauer,_Seth_Digel_and_Marco_Ajello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.10362 |
フェルミバブル（FB）は、銀河中心とほぼ対称に整列した銀河面の上下に伸びる1対の大規模な楕円体構造です。それらが発見されてから10年以上経った今でも、その性質と起源は不明なままです。ハドロンであろうとレプトンであろうと、主要な放出メカニズムを明らかにすることは、このトピックに光を当てるための主要なツールと考えられています。FBのMeV観測の潜在的な重要な役割を調査し、FBの拡張放射に対するコンプトンおよびコンプトンペア望遠鏡の感度を決定するためのレシピを提供します。新たに選択されたNASAMeVミッションCOSI（コンプトン分光計およびイメージャ）であるイメージングコンプトン望遠鏡COMPTELの機能と、AMEGO-X（全天中エネルギーガンマ）などの将来のコンプトンペア望遠鏡への期待を説明します。-rayObservatoryeXplorer）。
単一光子感度を備えた非破壊イメージセンサーのスマート読み出し
| Title |
Smart_readout_of_nondestructive_image_sensors_with_single-photon_sensitivity |
| Authors |
Fernando_Chierchie_and_Guillermo_Fernandez_Moroni_and_Leandro_Stefanazzi_and_Eduardo_Paolini_and_Javier_Tiffenberg_and_Juan_Estrada_and_Gustavo_Cancelo_and_and_Sho_Uemura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09905 |
非破壊電荷読み出しを備えたイメージセンサーは、単一光子または単一電子の感度を提供しますが、読み出し時間が長くなります。これらのセンサーを可視光や、より高速な読み出し時間を必要とするその他のアプリケーションで使用できるようにするためのスマート読み出し技術を紹介します。この方法では、ピクセルが読み取られる回数を、アレイ内の任意の数の関心領域（ROI）を定義することによって静的に、または対象の電荷またはエネルギー（EOI）に応じて動的に変更することにより、読み取りノイズと時間を最適化します。）ピクセル内。この手法はスキッパーCCDでテストされ、センサーの読み出しノイズを動的に変化させながら、深いサブ電子ノイズ、したがって量子化された電荷の高分解能を得ることが可能であることを示しています。これらのより高速で低ノイズの読み出し技術は、電子増倍管電荷結合デバイス（EMCCD）、シリコン光増倍管などの他の技術が現在使用されている場合でも、スキッパーCCDが競争力のある技術であることを示しています。この技術により、スキッパーCCDは、新しい天文機器、量子イメージング、太陽系外惑星の検索と研究、および量子計測に役立つ可能性があります。
パラナル天文台での20cmNGTS望遠鏡によるシンチレーション制限測光
| Title |
Scintillation-limited_photometry_with_the_20-cm_NGTS_telescopes_at_Paranal_Observatory |
| Authors |
Sean_M._O'Brien,_Daniel_Bayliss,_James_Osborn,_Edward_M._Bryant,_James_McCormac,_Peter_J._Wheatley,_Jack_S._Acton,_Douglas_R._Alves,_David_R._Anderson,_Matthew_R._Burleigh,_Sarah_L._Casewell,_Samuel_Gill,_Michael_R._Goad,_Beth_A._Henderson,_James_A._G._Jackman,_Monika_Lendl,_Rosanna_H._Tilbrook,_St\'ephane_Udry,_Jose_I._Vines_and_Richard_G._West |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.10321 |
明るい星の地上測光は、大気シンチレーションによって制限されると予想されますが、実際には、観測は他の系統的なノイズ源によって制限されることがよくあります。チリのパラナル天文台で次世代トランジットサーベイ（NGTS）の20cm望遠鏡を使用して、122夜の明るい星（$G_{mag}<11.5$）の測光を分析します。ノイズ特性を理論上のノイズモデルと比較し、明るい星のNGTS測光が実際に大気シンチレーションによって制限されていることを示します。パラナル天文台でのシンチレーション係数の中央値$C_Y=1.54$を決定します。これは、天文台での乱流プロファイリング測定から得られた以前の結果とよく一致しています。同じフィールドを同時に監視する場合、別々のNGTS望遠鏡がシンチレーションの一貫した測定を行うことがわかります。同時期の気象データを使用して、対流圏界面でのより高い風速が長時間露光（$t=10$s）シンチレーションの減少と相関していることを発見しました。したがって、6月から8月までの冬季は、パラナル天文台での明るい星の高精度測光に最適な条件を提供します。この作業は、太陽系外惑星を検索するために収集されたNGTS測光データに、パラナルでのシンチレーション状態の記録が含まれていることを示しています。
星惑星活動研究CubeSat（SPARCS）の搭載動的画像露光制御
| Title |
Onboard_Dynamic_Image_Exposure_Control_for_the_Star-Planet_Activity_Research_CubeSat_(SPARCS) |
| Authors |
Tahina_Ramiaramanantsoa_(1),_Judd_D._Bowman_(1),_Evgenya_L._Shkolnik_(1),_R._O._Parke_Loyd_(1),_David_R._Ardila_(2),_April_Jewell_(2),_Travis_Barman_(3),_Christophe_Basset_(2),_Matthew_Beasley_(4),_Samuel_Cheng_(2),_Johnathan_Gamaunt_(1),_Varoujan_Gorjian_(2),_John_Hennessy_(2),_Daniel_Jacobs_(1),_Logan_Jensen_(1),_Mary_Knapp_(5),_Joe_Llama_(6),_Victoria_Meadows_(7),_Shouleh_Nikzad_(2),_Sarah_Peacock_(8),_Paul_Scowen_(1),_Mark_R._Swain_(2)_((1)_Arizona_State_University,_(2)_Jet_Propulsion_Laboratory_--_California_Institute_of_Technology,_(3)_University_of_Arizona,_(4)_Southwest_Research_Institute,_(5)_MIT,_(6)_Lowell_Observatory,_(7)_University_of_Washington,_(8)_NASA_Goddard_Space_Flight_Center) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.10322 |
Star-PlanetActivityResearchCubeSat（SPARCS）は、近紫外線（NUV）および遠紫外線（FUV）の波長でM矮星のフレアおよび彩層活動を監視するために開発中の6UCubeSatです。宇宙船は、9cmの望遠鏡とダイクロイックビームスプリッターによって給電される2つのUV最適化デルタドープ電荷結合デバイスをホストします。専用の科学ペイロードプロセッサは、ほぼリアルタイムのオンボード科学画像処理を実行して、検出器の積分時間とゲインを動的に変更し、強いMドワーフフレアイベント中のピクセル飽和の発生を減らし、低フレア光度曲線構造の解像度を提供すると同時に、低振幅回転変調。プロセッサは、NUVおよびFUV検出器を独立して制御します。検出器ごとに、最後に完了した露出から制御の更新を取得し、それらを次の露出に適用します。NUVチャネルでフレアイベントが検出されると、FUVチャネルの露出が新しい露出パラメータでリセットされます。シミュレートされた光度曲線とフルフレーム画像を使用した制御アルゴリズムの実装テストは、ミッションによって監視される星に期待される静止レベルとフレアレベルに対する堅牢な応答を示しています。SPARCS搭載の自律露出制御アルゴリズムは、極端な一時的な天体物理学現象の監視を目的とした、将来の点光源を対象とした宇宙ベースおよび地上ベースの天文台での運用に適応できます。
クロノスター。 II。さそり-ケンタウルスOB2協会の運動学的年齢と下部構造
| Title |
Chronostar._II._Kinematic_age_and_substructure_of_the_Scorpius-Centaurus_OB2_association |
| Authors |
Maru\v{s}a_\v{Z}erjal,_Michael_J._Ireland,_Timothy_D._Crundall,_Mark_R._Krumholz,_Adam_D._Rains |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09897 |
巨大な星形成の最も近い領域であるさそり-ケンタウルスOB2協会（Sco-Cen）は、さまざまな天体物理学的現象の研究に理想的に適した地元の研究所です。ガイア計画からの精密位置天文学は、この地域の人口調査を桁違いに拡大しました。ただし、Sco-Cenの広大さと複雑な下部構造により、従来の3つの領域、さそり座上部、ケンタウルス座上部-ループス座、ケンタウルス座下部-クルース座の運動学的分析は困難です。ここでは、運動学的年齢決定のためのベイズツールであるChronostarを使用して、完全な6次元運動学的データを使用してSco-Cenの新しい運動学的分解を実行します。私たちのモデルは、それぞれが独立してフィットする運動学的年齢を持つ、密集した拡散したグループに分布した8,185個の星からなる8つの運動学的に異なるコンポーネントを識別します。これらの運動学的推定値が等時性年齢と一致していることを確認します。上部全身性エリテマトーデスと下部全身性エリテマトーデスはどちらも2つの部分に分かれています。現在惑星を形成している最もよく研究されているシステムの1つであるPDS70を含むコンポーネントの運動学的年齢は、15$\pm$3Myrです。
進化したバイナリシステムHD6009の物理的および幾何学的パラメータ
大気モデリングと視覚的に近い連星系（VCBS）HD6009のコンポーネントの動的分析を使用して、個々の物理的および幾何学的パラメーターを推定しました。モデル大気は、Kurucz太陽金属ブランケットモデルのグリッドを使用して構築され、各コンポーネントの個々の合成スペクトルエネルギー分布（SED）を個別に計算するために使用されました。これらのSEDを組み合わせて、地球から$d$の距離にあるコンポーネント$a$と$b$の正味の光度からシステムのSED全体を計算しました。％システムの観測SED全体を、合成のものと比較するための参照として使用しました。フィードバック修正パラメーターと反復法を使用して、合成SED全体と観測SED全体を最適に適合させました。システムのコンポーネントの物理的および幾何学的パラメータは、次のように導出されました。$T_{\rmeff}^{a}=5625\pm75$\、K、$T_{\rmeff}^{b}=5575\pm75$\、K、ログ$g_{a}=3.75\pm0.25$、ログ$g_{b}=3.75\pm0.25$、$R_{a}=2.75\pm0.30R_\odot$、$R_{b}=2.65\pm0.30R_\odot$、$M_v^{a}=2\fm80\pm0.30$、$M_v^{b}=2\fm93\pm0.30$、$M_a=1.42\pm0.15M_{\odot}$、$M_b=1.40\pm0.15M_{\odot}$、$L_a=6.80\pm0.75L_\odot$、$L_b=6.09\pm0.75L_\odot$および$\pi=14.43$mas力学視差。このシステムは、G6IVプライマリコンポーネントとG6IVセカンダリコンポーネントで構成されていることが示されています。
スピッツァーによる点像分布関数ウィング技術を使用した飽和星の正確な測光
| Title |
Accurate_Photometry_of_Saturated_Stars_Using_the_Point-Spread-Function_Wing_Technique_with_Spitzer |
| Authors |
Kate_Y._L._Su,_G._H._Rieke,_M._Marengo,_and_Everett_Schlawin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.10054 |
スピッツァー宇宙望遠鏡の点像分布関数（PSF）の独自の光学的安定性を利用して、シリウスと比較した11個の明るい星のスピッツァー3.6および4.5$\mu$m測光を報告します。等温環境でのスピッツァーの非常に安定したベリリウム光学系により、飽和度の高い星からのPSFの翼の正確な比較が可能になります。これらの明るい星は、恒星モデルを改善し、明るい標準星の絶対フラックスキャリブレーションを、JWSTなどのミッションや大型の地上望遠鏡に役立つ暗い標準のサンプルに転送するための主要なサンプルとして機能します。シリウスより8等暗い星（飽和コアの外側から大きな半径まで）の半径範囲20〜100\arcsec\で、PSFウィング技術を使用して1％を超える相対測光を達成できることを示します。高い信号対雑音プロファイルを引き続き取得できます）。（1）[3.6]$-$[4.5]の色を、WISEW1バンドとW2バンドの間で予想される色と比較し、（2）正確な$K_{\text{S}}がある星と比較することによって、結果をテストします。$測光、および（3）COBEのDIRBE機器で得られた相対フラックスとの比較。これらのテストにより、相対測光が1％を超えて達成されていることが確認されます。
$ \ omega $ \、Centauriの\ textit {HST}大規模プログラム-V。恒星大気と進化的モデリングによる超低温矮星集団の探索
| Title |
The_\textit{HST}_large_programme_on_$\omega$\,Centauri_--_V._Exploring_the_Ultracool_Dwarf_Population_with_Stellar_Atmosphere_and_Evolutionary_Modelling |
| Authors |
Roman_Gerasimov,_Adam_J._Burgasser,_Derek_Homeier,_Luigi_R._Bedin,_Jon_M._Rees,_Michele_Scalco,_Jay_Anderson,_Maurizio_Salaris |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.10063 |
褐色矮星は、その継続的な冷却と組成に対するスペクトルの高感度により、天の川の進化の歴史の時計と化学的トレーサーの両方として機能することができます。銀河系で最も古い同時代の個体群のいくつかをホストする球状星団の褐色矮星に焦点を当てます。現在、球状星団の褐色矮星は確認されていませんが、\textit{JWST}などの高度な観測施設で発見されることが期待されています。この論文では、既知の最大の球状星団である$\omega$\、Centauriの低質量星と褐色矮星を調査するために特別に設計された新しい恒星モデルのセットを紹介します。モデルのパラメーターは、クラスターのメインシーケンスメンバーの\textit{HST}測光への反復フィットから導出されました。存在量の複雑な分布と$\omega$\、Centauriの複数の主系列星の存在にもかかわらず、モーダル色-大きさの分布は、この研究で決定されたパラメーターを持つ単一の星の種族によって表すことができることがわかります。観測された光度関数は、以前の研究と一致して、太陽と強化されたヘリウムの質量分率と共通の初期質量関数を持つ2つの異なる星の種族によってよく表されています。私たちの分析は、個々の化学元素の存在量が低質量クラスターメンバーの物理的特性を決定する上で重要な役割を果たすことを確認しています。モデルを使用して、予想される\textit{JWST}\textit{NIRCam}データで褐色矮星の色と大きさの予測を描き、次の観測で亜恒星シーケンスの始まりが$\omega$\、Centauriで検出されることを確認します。
安定した物質移動による二重白色矮星バイナリPTFJ0533 + 0209の形成？
| Title |
Formation_of_the_double_white_dwarf_binary_PTF_J0533+0209_through_stable_mass_transfer? |
| Authors |
Hai-Liang_Chen,_Thomas_M._Tauris,_Xuefei_Chen,_Zhanwen_Han |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.10069 |
二重白色矮星（DWD）バイナリは、共通外層（CE）の進化、Ia型超新星前駆体、および低周波重力波（GW）の銀河源の研究にとって重要です。PTFJ0533+0209は、公転周期が20分程度の短いDWDシステムであるため、いわゆるLISA検証ソースです。このシステムと他のDWDの形成については、まだ議論が続いています。このホワイトペーパーでは、このバイナリの可能な形成シナリオについて説明し、CEの進化によって形成された可能性は低いと主張します。新しい磁気ブレーキの処方を適用して、MESAコードを使用して、安定した物質移動によるこのシステムの形成をモデル化します。観測されたWDの質量と公転周期を十分に再現できるが、低質量のHeWD成分の有効温度と水素の存在量を再現できないモデルを見つけました。この不一致を軽減するためにHフラッシュを使用する可能性について説明します。最後に、このシステムの将来の進化について、LISA、TianQin、Taijiなどの宇宙搭載GW観測所で検出されるようなAMCVnバイナリに変換する方法について説明します。
TESS北部のフィールドで三重に食するトリプルスター：TIC 193993801、388459317、52041148
| Title |
Triply_eclipsing_triple_stars_in_the_northern_TESS_fields:_TICs_193993801,_388459317_and_52041148 |
| Authors |
T._Borkovits,_T._Mitnyan,_S._A._Rappaport,_T._Pribulla,_B._P._Powell,_V._B._Kostov,_I._B._B\'ir\'o,_I._Cs\'anyi,_Z._Garai,_B._L._Gary,_T._G._Kaye,_R._Kom\v{z}\'ik,_I._Terentev,_M._Omohundro,_R._Gagliano,_T._Jacobs,_M._H._Kristiansen,_D._LaCourse,_H._M._Schwengeler,_D._Czavalinga,_B._Seli,_C._X._Huang,_A._P\'al,_A._Vanderburg,_J._E._Rodriguez,_D._J._Stevens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.10074 |
この研究では、北の空の観測中にTESSミッションで発見された3つの新しい三重日食トリプルスターシステムの発見と分析を報告します：TIC193993801、388459317、および52041148。バイナリ日食と3番目のTESS精密測光を利用しました。-ボディエクリッピングイベント、地上ベースのアーカイブおよびフォローアップフォトメトリックデータ、エクリプスタイミング変動、アーカイブスペクトルエネルギー分布、および内部と外部の両方のシステム質量と軌道パラメータを推定するための共同光力学分析における理論的進化トラック軌道。1つのケース（TIC193993801）では、3つすべての星の視線速度測定値も取得しました。これにより、「真実」（つまりRV）データがある場合とない場合の分析アプローチを「調整」することができました。質量は、RVデータを使用した場合は1〜3％、RVデータを使用しない場合は3〜10％の精度で良好であることがわかります。3つのシステムすべてで、ASAS-SNアーカイブ測光データでより長期の周期性を検索することにより、詳細な分析を行う前に外側の軌道周期を見つけることができました-わずか数千のASAS-SNポイントで外側を見つけることができましたそれぞれ49。28日、89。86日、177。0日の期間。完全な光力学的分析から、3つのシステムすべてが$1^\circ-3^\circ$以内で同一平面上にあることがわかります。3つのシステムの外側の離心率はそれぞれ0.003、0.10、0.62です（つまり、200倍になります）。3つのシステムの3つの星{Aa、Ab、およびB}の質量は、{1.31、1.19、1.34}、{1.82、1.73、2.19}、および{1.62、1.48、2.74}M$_\odot$です。、それぞれ。
MHD風力駆動ディスクの経年変化：拡張された{\ alpha}フレームワークの分析ソリューション
| Title |
Secular_evolution_of_MHD_wind-driven_discs:_analytical_solutions_in_the_expanded_{\alpha}-framework |
| Authors |
Beno\^it_Tabone,_Giovanni_P._Rosotti,_Alexander_J._Cridland,_Philip_J._Armitage,_Giuseppe_Lodato |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.10145 |
原始惑星系円盤の進化とそれに関連する惑星形成のプロセスは、角運動量の輸送と質量損失のプロセスによって制御されています。過去10年間で、粘性のパラダイムに異議が唱えられ、MHDディスク風はディスクの降着を説明するための説得力のあるシナリオとして表示されます。この作業では、MHD風の場合の粘性進化の広く使用されている解析的記述に相当するものを構築することを目指しています。風によって引き起こされる角運動量と質量の輸送は、$\alpha$のようなパラメーターと磁気レバーアームパラメーター$\lambda$によってパラメーター化されます。風の場合へのパラダイム的なリンデンベルとプリングルの相似解の拡張が提示されます。風による降着は、ディスクの広がりがないため、粘性モデルよりもディスクの質量と降着率が急激に減少することを示しています。磁場強度の低下がガス面密度の低下よりも遅い場合、ディスクは有限時間後に分散します。$\dot{M}_*-M_D$平面でのディスクの進化は、風と乱流のパラメーターに敏感です。風の作用下で進化するディスク集団は、初期条件に応じて、$\dot{M}_*$と$M_D$の間に相関関係を示す可能性があります。この作業で提案された単純化されたフレームワークは、観測されたディスク人口統計からの風による降着の有効性をテストするための新しい道を開き、惑星の人口合成モデルに風による降着を含めるための重要なステップを構成します。
低金属量で進化した超巨星からの部分エンベロープストリッピングと核タイムスケール物質移動
| Title |
Partial-envelope_stripping_and_nuclear-timescale_mass_transfer_from_evolved_supergiants_at_low_metallicity |
| Authors |
Jakub_Klencki,_Alina_G._Istrate,_Gijs_Nelemans,_and_Onno_Pols |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.10271 |
大規模なポストメインシーケンス（ポストMS）ドナーからの安定した物質移動は、ドナー星からほぼ全体のHリッチエンベロープを取り除き、高温のヘリウム星を生成する、熱タイムスケールの物質移動の短期間のイベントであると考えられています。。この長年の写真は、Hertzprungギャップ（HG）ドナーを含む恒星モデルに基づいています。低金属量バイナリでは、MS後の物質移動がコアヘリウム燃焼（CHeB）ドナーによって開始される可能性があるという発見に動機付けられて、MESAコードを使用して、3つの金属量で詳細な質量バイナリモデルのグリッドを計算します。大小マゼラン雲（LMC、SMC）の。金属量が物質移動の過程と結果に強く影響することがわかります。MS後の物質移動の2つの新しいタイプを特定します：（a）CHeBフェーズの終わりまで続く長い核タイムスケールでの物質移動、および（b）質量損失のみの分離バイナリにつながる急速な物質移動封筒を部分的に剥がしました。（a）でも（b）でも、ドナーはCHeBの終わりまでに完全に剥ぎ取られたヘリウム星にはなりません。異なるタイプのMS後の物質移動間の境界は、MS後の急速な膨張の程度に関連しており、特定の金属量に対して、内部混合に関する仮定に敏感です。低金属量では、バイナリ相互作用によって形成される高温の完全に剥ぎ取られた星が少なくなり、超新星前のコアのコンパクトさが高くなると予測されます。核タイムスケールのMS後の物質移動は、ブラックホール（BH）付加物と大規模なドナーを備えた超大光度X線源の金属に乏しいホスト銀河を強く好むことを示唆しています。。それはまた、青と黄色の超巨星ドナーと相互作用するバイナリの集団を意味します。部分的に剥ぎ取られた星は、LMCの不可解な窒素に富むゆっくりと回転する（超）巨人を説明する可能性があります。
観測量との関係に焦点を当てて、DHOST宇宙論の枠組みの中でバウンスの実現を調査します。エキピロティック収縮段階、バウンス段階、および高速ロール拡張段階でのスカラーおよびテンソルの摂動の詳細な分析を実行し、パワースペクトル、スペクトルインデックス、およびテンソルとスカラーの比率を計算します。さらに、エキピロティック真空ゆらぎ、物質真空ゆらぎ、熱ゆらぎによる摂動を取り入れた初期条件を研究します。スカラーパワースペクトルのスケール不変性は、エキピロティック相の前に物質収縮相を導入するか、熱ガスをソースとして呼び出すことによって取得できます。熱ゆらぎによって生成された宇宙論的摂動を伴うDHOSTバウンスシナリオが最も効率的なシナリオであることが証明されており、対応する予測は観測限界と完全に一致しています。特に、テンソルとスカラーの比率は、バウンスフェーズの開始時にハッブルパラメーターによって抑制されるため、許可された領域内で何桁も大きくなります。
修正重力における漸近的に平坦なブラックホール解
時々、異なる観察は、アインシュタインの一般相対性理論（GR）が重力の究極の理論ではないかもしれないことを示唆しています。さまざまな研究者が、重力の$f（R）$理論がGRに代わる最良の代替手段であることを示唆しています。$f（R）$重力を使用すると、ブラックホール、中性子星、白色矮星など、コンパクトオブジェクトのさまざまな原因不明の物理学を解明できます。研究者たちはすでに$f（R）$重力のブラックホールの周りの真空解を見つけることに力を注いでいます。しかし、長い間、彼らは漸近的に平坦な真空解を見つけることができませんでした。この記事では、$f（R）$重力の漸近的に平坦な真空解が可能であることを示し、それを使用してブラックホールの周りの球形降着流を説明します。
ファジー球の非可換幾何学の自然な証拠：超チャンドラセカール白色矮星
| Title |
Natural_evidence_for_fuzzy_sphere_noncommutative_geometry:_super-Chandrasekhar_white_dwarfs |
| Authors |
Surajit_Kalita,_T._R._Govindarajan_and_Banibrata_Mukhopadhyay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05878 |
非可換幾何学は、さまざまな研究者がさまざまな物理的および天体物理学的システムを説明するために使用している量子重力理論の1つです。しかし、これまでのところ、直接の観察はその存在を正当化することはできず、この理論は仮説のままです。一方、過去20年間で、12個以上の超新星Ia型超新星が観測されました。これは、それらが超チャンドラセカール質量$2.1-2.8\rm\、M_\odot$の白色矮星に由来することを間接的に予測しています。。この記事では、白色矮星を非可換幾何学のクラスである押しつぶされたファジー球と見なすと、チャンドラセカール質量限界よりも多くの質量を蓄積するのに役立つことを説明します。非可換性の影響が顕著になる長さスケールは、白色矮星の電子間分離にのみ依存する創発的な現象です。
| Title |
Upper_Limit_on_the_QCD_Axion_Mass_from_Isolated_Neutron_Star_Cooling |
| Authors |
Malte_Buschmann,_Christopher_Dessert,_Joshua_W._Foster,_Andrew_J._Long,_Benjamin_R._Safdi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.09892 |
量子色力学（QCD）アクシオンは、中性子星（NS）の冷却速度を変更する可能性があります。軸索は、核子制動放射からNSコア内で生成され、核子が超流動状態にある場合、クーパー対の破壊と形成のプロセスが発生します。近くにある孤立したMagnificentSevenNSのうち4つとPSRJ0659は、運動学的考察から数十万年の年齢が知られている同時代であり、十分に測定された表面光度を持っているため、アクシオン冷却研究の主要な候補であることを示します。これらのデータを、アクシオンを組み込んだ専用のNS冷却シミュレーション、状態方程式、NS質量、表面組成、および超流動性に関連する不確実性のプロファイリングと比較します。アクシオンとニュートリノの放射率の計算には、SN1987Aとアクシオンの以前のNS冷却限界にも影響を与える高密度抑制係数が含まれています。分離されたNSデータにはアクシオンの証拠はなく、KSVZQCDアクシオンモデルのコンテキスト内で、95％の信頼度で$m_a\lesssim16$meVを制約します。NS冷却と核子超流動の理解が深まると、これらの限界がさらに改善されるか、より弱い結合でのアクシオンの発見につながる可能性があります。
| Title |
Polarized_image_of_an_equatorial_emitting_ring_around_a_4D_Gauss-Bonnet_black_hole |
| Authors |
Xin_Qin,_Songbai_Chen,_Jiliang_Jing |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.10138 |
4Dガウスボネブラックホールの周りの赤道放射リングの偏光画像を研究しました。我々の結果は、偏光画像に対するガウス・ボネパラメータの影響が、磁場構成、観測傾斜角、およびディスク内の流体速度に依存することを示しています。純粋な赤道磁場の場合、観測された偏光強度は、観測傾斜角が小さいため、ガウス・ボネパラメータとともに増加しますが、この単調性は、傾斜角の増加とともに徐々に消えます。ただし、磁場が赤道面に垂直である場合、傾斜角が大きいため、偏光強度はガウス・ボネパラメータの増加関数になります。どちらの場合も、ガウス・ボネパラメータを使用した電気ベクトル位置角（EVPA）の変更はより複雑です。また、Strokes$Q$-$U$ループに対するGauss-Bonnetパラメーターの影響を調べます。
時間変化するパラメータによって変調された周期的な変光星
| Title |
Periodic_Variable_Stars_Modulated_by_Time-Varying_Parameters |
| Authors |
Giovanni_Motta_(1),_Darlin_Soto_(2)_and_M\'arcio_Catelan_(3,4_and_5)_((1)_Department_of_Statistics,_Texas_A\&M_University,_USA,_(2)_Department_of_Statistics,_Pontificia_Universidad_Cat\'olica_de_Chile,_Chile,_(3)_Instituto_de_Astrof\'isica,_Pontificia_Universidad_Cat\'olica_de_Chile,_Chile,_(4)_Centro_de_Astro-Ingenier\'ia,_Pontificia_Universidad_Cat\'olica_de_Chile,_Chile,_(5)_Millennium_Institute_of_Astrophysics,_Chile) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.10264 |
多くの天体物理学的現象は、その明るさが時間とともに変化するという意味で、時間とともに変化します。周期的な星の場合、以前のアプローチでは、周期、振幅、および位相の変化が、パラメトリック関数または区分的定数関数のいずれかによって適切に記述されると想定されていました。この論文では、振幅、周波数、位相などの滑らかな時間変化パラメータを示す周期的な変光星に見られる、いわゆる変調光度曲線を記述するための新しい数学モデルを紹介します。私たちのモデルは、滑らかに時間変化する傾向と、滑らかに時間変化する重みを持つ調和和を説明します。この意味で、私たちのアプローチは、傾向と振幅の関数形式に関する制限的な仮定（パラメトリックまたは区分的に一定）を回避するため、柔軟性があります。ブラツコ効果を特徴とする脈動するRRLyrae星の光度曲線に私たちの方法論を適用します。モデルの時変パラメーターを推定するために、不等間隔の時系列のセミパラメトリック手法を開発します。時不変曲線の推定は、通常の最小二乗法で実行できる時不変パラメーターの推定に変換されます。次の2つの利点があります。モデリングと予測はパラメトリックな方法で実装でき、対処できます。観測値が欠落しています。近似モデルの残差の系列相関を検出するために、不等間隔の時系列のスペクトル密度の数学的定義を導き出します。提案された方法は、誤差のスペクトル密度関数だけでなく、滑らかに時間変化する傾向と振幅を推定するように設計されています。シミュレーション結果と実際のデータへの応用を提供します。
MicroBooNEとMiniBooNEの低エネルギー過剰の$ \ nu_e $解釈
| Title |
MicroBooNE_and_the_$\nu_e$_Interpretation_of_the_MiniBooNE_Low-Energy_Excess |
| Authors |
C._A._Arg\"uelles,_I._Esteban,_M._Hostert,_K._J._Kelly,_J._Kopp,_P._A._N._Machado,_I._Martinez-Soler,_Y._F._Perez-Gonzalez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.10359 |
新世代のニュートリノ実験は、MiniBooNEで観察された$4.7\sigma$の異常に過剰な電子のようなイベントをテストしています。これは素粒子物理学、天体物理学、宇宙論にとって非常に重要です。標準模型を超える物理学が発見される可能性があるだけでなく、ニュートリノと核の相互作用について学ぶ教訓が世界的なニュートリノプログラムにとって非常に重要になるからです。MicroBooNEは最近、MiniBooNEの異常に関するいくつかの説明を嫌うように見える結果を発表しました。ここでは、MicroBooNEの結果を定量的に示しますが、有望なスタートではありますが、MiniBooNEやその他のデータによって示唆されたステライルニュートリノモデルの完全なパラメーター空間を調査することも、MiniBooNEの過剰の$\nu_e$解釈を調査することもありません。モデルに依存しない方法。
