| Title |
The_Dark_Energy_Survey_Supernova_Program:_Cosmological_biases_from_supernova_photometric_classification |
| Authors |
M._Vincenzi,_M._Sullivan,_A._M\"oller,_P._Armstrong,_B._A._Bassett,_D._Brout,_D._Carollo,_A._Carr,_T._M._Davis,_C._Frohmaier,_L._Galbany,_K._Glazebrook,_O._Graur,_L._Kelsey,_R._Kessler,_E._Kovacs,_G._F._Lewis,_C._Lidman,_U._Malik,_R._C._Nichol,_B._Popovic,_M._Sako,_D._Scolnic,_M._Smith,_G._Taylor,_B._E._Tucker,_P._Wiseman,_M._Aguena,_S._Allam,_J._Annis,_J._Asorey,_D._Bacon,_E._Bertin,_D._Brooks,_D._L._Burke,_A._Carnero_Rosell,_J._Carretero,_F._J._Castander,_M._Costanzi,_L._N._da_Costa,_M._E._S._Pereira,_J._De_Vicente,_S._Desai,_H._T._Diehl,_P._Doel,_S._Everett,_I._Ferrero,_B._Flaugher,_P._Fosalba,_J._Frieman,_J._Garc\'ia-Bellido,_D._W._Gerdes,_D._Gruen,_G._Gutierrez,_S._R._Hinton,_D._L._Hollowood,_K._Honscheid,_D._J._James,_K._Kuehn,_N._Kuropatkin,_O._Lahav,_T._S._Li,_M._Lima,_M._A._G._Maia,_et_al._(20_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.10382 |
測光的に識別されたIa型超新星（SNeIa）のサンプルの宇宙論的分析は、コア崩壊と特有のSNIaイベントからの「汚染」の影響を理解することに依存しています。測光的に識別されたSNIaサンプルの最先端のシミュレーションで厳密な分析を採用し、ダークエネルギーサーベイ（DES）の5年間のSNサンプルでそのような「非Ia」汚染による宇宙論的バイアスを決定します。分析の一環として、DESシミュレーションで、リカレントニューラルネットワークに基づく測光SN分類器であるSuperNNovaのパフォーマンスをテストします。シミュレートされたデータサンプルとトレーニングサンプルの両方での非IaSNモデルの選択に応じて、汚染は0.8〜3.5％の範囲であり、分類の効率は97.7〜99.5％です。複数種に適用されるベイズ推定（BEAMS）フレームワークとその拡張機能「バイアス補正付きBEAMS」（BBC）を使用して、汚染を限界に近づけ、選択効果を補正した赤方偏移ビンのハッブル図を作成し、それを使用してダークエネルギーを抑制します。状態方程式、$w$。$0.311\pm0.010$より前のガウス$\Omega_M$のフラットユニバースを想定すると、SuperNNovaを使用し、シミュレーションでさまざまな非IaSNモデルを考慮すると、$w$のバイアスが$<0.008$であることを示します。。汚染に関連する体系的な不確実性は、最大で$\sigma_{w、\mathrm{syst}}=0.004$と推定されます。これは、DES-SNサンプルの予想される統計的不確実性$\sigma_{w、\mathrm{stat}}=0.039$と比較され、汚染が分析の限定的な不確実性ではないことを示しています。また、$w_0$と$w_a$の汚染によるバイアスを測定し（フラットな宇宙を想定）、これらは$w_0$では$<$0.009、$w_a$では$<$0.108であるため、5〜10分の1になります。DES-SNサンプルから予想される統計的不確実性。
明暗黒物質の新しい限界-宇宙の大規模構造からの陽子断面積
| Title |
New_limits_on_light_dark_matter_-_proton_cross_section_from_the_cosmic_large-scale_structure |
| Authors |
Keir_K._Rogers,_Cora_Dvorkin,_Hiranya_V._Peiris |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.10386 |
速度に依存しない暗黒物質（DM）にこれまでで最も強い限界を設定しました-DM質量$m=10\、\mathrm{keV}$の陽子断面積$\sigma$を$100\、\mathrm{GeV}$、ライマンアルファの森によって追跡された大規模構造を使用：たとえば、95％の下限$\sigma<6\times10^{-30}\、\mathrm{cm}^2$、$m=100\、\mathrm{keV}$。私たちの結果は、サブGeVDMに対する感度が限られている直接検出を補完します。宇宙論的シミュレーションのエミュレーターを、これまでに使用された最小の宇宙論的スケールからのデータと組み合わせて使用して、原始的なDM-陽子衝突の痕跡をモデル化および検索します。宇宙論的限界は最大25倍改善されます。
統合されたザックス・ヴォルフェCMBと銀河相互相関による修正重力のプロービング
| Title |
Probing_Modified_Gravity_with_Integrated_Sachs-Wolfe_CMB_and_Galaxy_Cross-correlations |
| Authors |
Joshua_A._Kable,_Giampaolo_Benevento,_Noemi_Frusciante,_Antonio_De_Felice,_and_Shinji_Tsujikawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.10432 |
宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の温度異方性と銀河の変動における、統合されたザックス・ヴォルフェ（ISW）効果の相互相関パワースペクトルを使用して、後期宇宙加速の物理学を調べます。この目的のために、光と同等の重力速度を持つホルンデスキー理論のサブクラスに属するダークエネルギーの3つのモデル、ガリレオンゴースト凝縮体（GGC）、一般化キュービック共変ガリレオン（GCCG）、およびKに焦点を当てます。-モフラージュ。GGCおよびGCCGモデルでは、3次スカラー自己相互作用の存在により、負のISW銀河相互相関を実現できる可能性がありますが、K-mouflageモデルはLCDMモデルと同様に正の相関を予測します。私たちの分析では、各モデルのパラメーターを、CMB、バリオン音響振動、および超新星Ia型からの観測データを使用したベースライン尤度分析から導出された最適値に固定します。次に、これらの最適なモデルを、測光赤方偏移調査のコレクションから抽出されたISW銀河相互相関パワースペクトルに適合させます。GGCモデルとGCCGモデルの両方が、LCDMと比較してISW銀河相互相関データへの適合性を低下させることがわかりました。これは、ベースライン尤度から制約された最適値の場合、3次スカラー自己相互作用がLCDMと比較して抑制されたISWテールを生じさせるという事実に起因します。K-mouflageのベストフィットモデルは、LCDMのベストフィットモデルで大きく縮退しており、LCDMのそれに近い正の相関のあるISW銀河パワーを持っています。
| Title |
Model_selection_applied_to_non-parametric_reconstructions_of_the_Dark_Energy |
| Authors |
Luis_A._Escamilla,_J._Alberto_Vazquez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.10457 |
この論文の主な目的は、宇宙の暗黒エネルギー、つまりエネルギー密度と状態方程式（EoS）を記述する主要な特性のノンパラメトリック再構成のモデル比較を実行することです。このプロセスは、ビニングと線形補間の方法論を使用して実行され、さらに、相関関数メカニズムが組み込まれています。それらの2つの拡張も導入され、内部振幅は高さおよび位置で変化することが許可されています。再構成は、ハッブルパラメータ、超新星タイプIaおよびバリオン音響振動（H+SN+BAO）からのデータを使用して行われました。これらはすべて、$z=0.01$から$z=2.8$の範囲に及びます。最初に、各再構成のパラメーター推定を実行して、ベイズエビデンスを通じてモデル選択を提供します。プロセス全体を通じて、$\Lambda$CDMと比較して最大$4\sigma$までのデータへの適合性が高く、いくつかの興味深い機能の存在、つまり、遅い時間での振動動作、暗黒エネルギー密度成分の減少が見つかりました。初期の段階で、EoSのファントム分割線への移行。これらの特徴をノイズの多い寄与から識別するために、主成分分析を含め、観察を満足させるためにこれらの特徴のいくつかを考慮に入れる必要があることを発見しました。
時間遅延宇宙論のテスト
原始インフレーション時代に提案された時間遅延宇宙論に動機付けられて、我々は後期宇宙における遅延フリードマン方程式の適用を検討し、その観察可能な結果のいくつかを探求します。遅延フリードマン方程式によって予測されたバックグラウンド進化を研究し、この遅延バックグラウンドでのニュートン摂動の成長を決定します。遅延微分方程式で一般的な微分不連続性にたどることができる時間遅延宇宙論の喫煙銃の痕跡を明らかにします。我々は、遅い時間の宇宙の遅れがハッブルの拡大率と成長データと統計的に一致していることを示します。これらの観測量に基づいて、時間遅延パラメーターのゼロ以外の最良の推定値を計算し、ベイズの証拠が遅い時間の遅延を強く除外しないが、主題のさらなる研究を保証することを発見します。
最小バイアス法によるHSC1年目の宇宙論の結果：HSC $ \ times $ BOSS銀河-銀河弱レンズ効果とBOSS銀河団
| Title |
HSC_Year_1_cosmology_results_with_the_minimal_bias_method:_HSC$\times$BOSS_galaxy-galaxy_weak_lensing_and_BOSS_galaxy_clustering |
| Authors |
Sunao_Sugiyama,_Masahiro_Takada,_Hironao_Miyatake,_Takahiro_Nishimichi,_Masato_Shirasaki,_Yosuke_Kobayashi,_Surhud_More,_Ryuichi_Takahashi,_Ken_Osato,_Masamune_Oguri,_Jean_Coupon,_Chiaki_Hikage,_Bau-Ching_Hsieh,_Yotaka_Komiyama,_Alexie_Leauthaud,_Xiangchong_Li,_Wentao_Luo,_Robert_H._Lupton,_Hitoshi_Murayama,_Atsushi_J._Nishizawa,_Youngsoo_Park,_Paul_A._Price,_Melanie_Simet,_Joshua_S._Speagle,_Michael_A._Strauss,_Masayuki_Tanaka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.10966 |
銀河-銀河弱レンズ効果$\Delta\！\Sigma（R）$のブラインドジョイント分析、および最初から測定された投影相関関数$w_\mathrm{p}（R）$からの宇宙論的パラメーター制約を提示します。-年のHSC（HSC-Y1）データとSDSS分光銀河が$0.15<z<0.7$を超えています。輝度が制限されたサンプルを$\Delta\！\Sigma$のレンズサンプルとして、および3つの赤方偏移ビンの$w_\mathrm{p}$の大規模構造トレーサーとして使用し、HSC-Y1銀河カタログを使用してフォトメトリック赤方偏移に基づいて選択された、$\Delta\！\Sigma$測定用の$z_\mathrm{ph}>0.75$にあるソース銀河の安全なサンプル。理論的なテンプレートとして、フラットな$\Lambda$CDM宇宙論モデルの宇宙論的クラスタリング観測量に「最小バイアス」モデルを使用します。モデルの予測を、$\Delta\！\Sigma（R）$および$について、$R>12$および$8〜h^{-1}\mathrm{Mpc}$の大規模な各赤方偏移ビンの測定値と比較します。それぞれw_\mathrm{p}（R）$で、摂動論に着想を得たモデルが有効です。CMB情報なしで、宇宙論的パラメーターに弱い事前確率を使用すると、$S_8=0.936^{+0.092}_{-0.086}$、$\sigma_8=0.85^{+0.16}_{-0.11}$、および$が見つかります。フラット$\Lambda$CDMモデルの場合、\Omega_\mathrm{m}=0.283^{+0.12}_{-0.035}$。$S_8$の中心値は他の宇宙論的実験から推測された値よりも大きいように見えますが、その差はサンプルの分散による予想される差と一致しており、統計的不確実性の範囲内で他の結果と一致していることがわかります。（abriged）
K \ "ahler Moduli Inflation Iモデルの（P）再加熱効果
弦理論に動機付けられたK\"ahlerModuliInflationI（KMII）ポテンシャルの再加熱を調査し、軽いスカラー場$\chi$と組み合わせて、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）と重力波観測に基づいて制約と予測を作成します。マルコフチェーンモンテカルロ（MCMC）サンプリング法を実装して、現在のCMB観測で許可されている採用モデルのパラメーター範囲を計算します。モデルの（p）再加熱フェーズの非線形効果を分析するために、フロック分析と数値格子シミュレーションを実行します。Planckの結果に基づく$\Lambda$CDMパラメーター$A_s$、$n_s$、$n_{\mathrm{run}}$、および$r$の境界。モデルパラメーター間の相関により、これらのパラメーターの範囲が大幅に制限されることがわかりました。このモデル内で許可されます。KMIIポテンシャルの消失しない最小値は、観測された暗黒エネルギー密度$\rho_{\mathrm{DE}}$の可能なソースを提供する可能性がありますが、これは現在の観測ではテストできません。$95\％$を推定します。CIボウインフラトンの質量$m_{\phi}$と再加熱温度$T_{\mathrm{reh}}$のndsは$2.1\times10^{13}\、\mathrm{GeV}\lesssimm_{\phi}\lesssim3.2\times10^{13}\、\mathrm{GeV}$、$T_{\mathrm{reh}}\gtrsim1.8\times10^{3}\、\mathrm{GeV}$フロケ解析の結果では、狭帯域の自己共振とパラメトリック共振の不安定性が観察されます。最後に、私たちの格子シミュレーションは、再加熱中に生成される確率的重力波バックグラウンドを予測します。これは、今日、$10^{9}$-$10^{11}\、\mathrm{Hz}$の周波数範囲で観測できます。
N体シミュレーションでサブレゾリューションハローを利用する
| Title |
Making_use_of_sub-resolution_halos_in_N-body_simualations |
| Authors |
Joaquin_Armijo,_Carlton_M._Baugh,_Nelson_D._Padilla,_Peder_Norberg_and_Christian_Arnold |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.11321 |
N体シミュレーションから抽出されたダークマターハローカタログには、保守的な質量制限が課せられることがよくあります。異なる質量分解能のシミュレーションを比較することにより、$z=0$で、100個の粒子によって分解されたハローの場合でも、低解像度のシミュレーションでは、高解像度のシミュレーションよりも5％低い累積ハロー存在量が予測されることがわかります。通常「サブ解像度」と見なされるハローを利用するための単純な重み付け方式を提案します。このスキームでは、11個の粒子のみを含むハローを使用して、高解像度シミュレーションで測定されたクラスタリングを$2h^{-1}$Mpcまでのスケールで5％以内に再現できるため、有用なハロー解像度が拡張されます。2つのシミュレーションで質量関数が最初に逸脱し始める質量よりも10倍低くなります。この方法のパフォーマンスは、赤方偏移が高くなるとわずかに悪化します。私たちの方法では、シミュレーションを使用して、クラスタリング研究、たとえばハロー占有分布分析で、より広いパラメーター空間を調べることができます。これにより、測定の共分散行列を推定するために多くのシミュレーションを生成したり、大規模なクラスタリング予測を行うために大容量のシミュレーションを使用したりするコストが削減されます。
H {\ Large I}強度マッピングからのバリオン音響振動：単極子と四重極子の相互相関の重要性
| Title |
Baryon_acoustic_oscillations_from_H{\Large_I}_intensity_mapping:_the_importance_of_cross-correlations_in_the_monopole_and_quadrupole |
| Authors |
Andrea_Rubiola,_Steven_Cunnington,_and_Stefano_Camera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.11347 |
中性水素（$\text{\hi}$）の電波放射による再電離後の時代の宇宙パラメータ推定は、次のSKA天文台（SKAO）の主要な科学目標の1つです。この論文では、SKAOのような実験装置を使用して、バリオン音響振動（BAO）の検出機能を調査します。これには、前景の汚染と電波による角度分解能の低下による主な制限を含む一連の\（100\）シミュレーションが含まれます。望遠鏡ビーム。後者は、\hi\強度マッピングを使用したBAO検出の深刻な課題であるため、広いシングルディッシュビームによって引き起こされるBAO検出の制限を緩和する手段として多重極展開アプローチを採用することを検討します。また、SKAプロジェクトと、\hi\のような光学/近赤外波長での他の将来の宇宙論的実験との間の潜在的な相乗効果をテストすることを目的として、\hi\強度マッピングデータを重複する分光銀河調査と相互相関させることから得られる利益を紹介します。textit{Euclid}衛星またはDarkEnergySpectroscopicInstrument。支配的なビーム効果にもかかわらず、自己相関でBAO機能の$\sim4.5\sigma$検出を達成することはできましたが、相互相関はこれを$\sim6\sigma$検出に増やすことができます。さらに、広く研究されている多重極展開形式を採用することにより、ジョイントフィットに単極子のほかにパワースペクトル四重極を含めると、BAO検出の重要性が約2倍になることを示します。3次元の$P（\bm{k}）$とその多重極を優先して、放射状のみの$P（k_\parallel）$分析を実装しなかったにもかかわらず、放射状のAlcock-に対してロバストな制約を取得することができました。Paczynskiパラメータですが、垂直パラメータは制約がなく、ビーム効果のために以前に支配されたままであることがわかりました。
| Title |
Model-independently_calibrating_the_luminosity_correlations_of_gamma-ray_bursts_using_deep_learning |
| Authors |
Li_Tang,_Xin_Li,_Hai-Nan_Lin,_Liang_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.14040 |
高赤方偏移で検出されたガンマ線バースト（GRB）は、宇宙のハッブル図を追跡するために使用できます。ただし、GRBの距離校正は、Ia型超新星（SNeIa）ほど簡単ではありません。経験的な光度相関に基づくキャリブレーション方法の場合、相関は赤方偏移範囲全体にわたって普遍的である必要があるという根本的な仮定があります。この論文では、完全にモデルに依存しない深層学習法を使用して、6つの光度相関の赤方偏移依存性の可能性を調査します。リカレントニューラルネットワーク（RNN）とベイジアンニューラルネットワーク（BNN）を組み合わせたネットワークを構築します。ここで、RNNは、パンテオンコンパイルを使用してネットワークをトレーニングすることにより、距離と赤方偏移の関係を再構築するために使用され、BNNはの不確実性を計算するために使用されます。再構築。パンテオンの再構築された距離と赤方偏移の関係を使用して、完全なGRBサンプルを2つのサブサンプル（低$z$と高$z$のサブサンプル）に分割することにより、6つの光度相関の赤方偏移依存性をテストします。-E_{\gamma}$関係には、赤方偏移依存の証拠がありません。$E_p-E_{\gamma}$関係を使用してGRBを調整し、調整されたGRBは、最適なパラメーター$\Omega_{\rmM}$=を使用して、フラットな$\Lambda$CDMモデルに厳しい制約を与えます。0.307$^{+0.065}_{-0.073}$。
降着および磁化された層流原始惑星系円盤におけるストリーミング不安定性
| Title |
Streaming_instabilities_in_accreting_and_magnetized_laminar_protoplanetary_disks |
| Authors |
Min-Kai_Lin_(ASIAA,_NCTS_Physics_Division)_and_Chun-Yen_Hsu_(ASIAA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.10381 |
ストリーミングの不安定性は、小石から微惑星を形成するための最も有望な経路の1つです。したがって、原始惑星系円盤で予想される現実的な条件下でこの不安定性がどのように機能するかを理解することは、惑星形成の効率を評価するために重要です。原始惑星系円盤の現代のモデルは、磁場が大規模な層流磁気応力を介してガス降着を推進するための鍵であることを示しています。しかしながら、ストリーミング不安定性に対するそのような磁場の影響は詳細に調べられていない。この目的のために、原始惑星系円盤内のほこりっぽい磁化ガスの安定性を研究します。ストリーミングの不安定性は、受動的な磁気トルクによって強化され、グローバルな半径方向の圧力勾配がない場合でも持続する可能性があることがわかりました。この場合、不安定性は、半径方向のドリフトによって引き起こされる古典的なストリーミングの不安定性とは異なり、ダストとガスの間の方位角ドリフトに起因します。これは、ストリーミングの不安定性が、降着ディスクのダストトラップ圧力バンプ内で効果的であり続ける可能性があることを示唆しています。ライブ垂直磁場を考慮すると、磁気回転不安定性はダストフィードバックによって減衰できるのに対し、古典的なストリーミング不安定性は磁気摂動によって安定化できることがわかります。また、アルヴェーン波はダストガスドリフトによって不安定化する可能性があることもわかりましたが、この不安定性にはほぼ理想的な条件が必要です。これらの結果が原始惑星系円盤のダストダイナミクスと微惑星形成に及ぼす可能性のある影響について説明します。
天体物理学オブジェクトの内部電流ローレンツ力加熱
天体物理学の二次側の単極発電機加熱の2つの形態が特に注目されています。一次側と二次側の間を電流が流れる単極発電機の加熱。プライマリの時変磁場による磁気誘導加熱。どちらも、現代の太陽系で大きな散逸を引き起こすようには見えません。しかし、これらの議論は、二次の内部を横切る一次の場の空間的変動に由来する加熱を見落としてきました。これにより、完全に二次内部の経路の周りにローレンツ力駆動電流が発生し、結果としてオーム加熱が発生します。このような電流を駆動する3つの方法を、次の外積によって調べます。（1）二次の方位角軌道速度と一次の非軸対称場。（2）一次の場を持つ二次の（非ゼロの離心率による）視線速度。または（3）プライマリのフィールドでの面外速度（ゼロ以外の傾斜による）。これらの最初のものは、潮汐散逸とは対照的に、軌道の離心率がゼロであるスピンロックされたセカンダリに対しても動作します。今日の木星の月イオは、このメカニズムによって、その金属コアの外側100メートルで約600GW（おそらく現在の放射性加熱）を放散できることを示しています。Ioが現在の5.9ではなく3木星の半径にあった場合、15,000GWを消費していた可能性があります。オーム散逸は、任意の太陽系で動作して、二次の内向きの移動を駆動し、一次に十分に近い距離に達すると必然的に停止するメカニズムを提供します。
惑星を横切る小惑星の傾斜経路
高傾斜ケンタウロスの過去の進化の長期統計シミュレーションは、それらの軌道が、太陽系外縁天体の広い半主軸範囲にわたって太陽系の不変面に対して極性を示す傾向があることを示しました。ここでは、これらの発見を説明する惑星横断小惑星の傾斜経路の研究の分析的基礎を築きます。Tisserand関係は、小惑星のTisserandパラメーターTまたは同等に惑星から遠く離れた軌道傾斜角I_infinityに応じて、3体問題の傾斜-半主軸パラメーター空間を別個の領域に分割することを示します。Tisserandの関係は、I_infinity>110度の小惑星を示しています。（T<-1）は惑星の軌道の内側に注入することはできません。逆行軌道と高傾斜順行軌道への注入は、45度の傾斜回廊内で行われます。<I_infinity<110度（-1<T<2）。中程度および高い傾斜の傾斜経路全体の傾斜分散は、惑星からの経年摂動によって説明され、極軌道で最小になります。惑星を横切る小惑星が一時的に傾斜経路を離れるとき、その長期的な進化は、その離心率の分散によって証明されるように、そのティセランドパラメータに依然依存しています。海王星を摂動惑星とする運動方程式を使用した小惑星軌道のシミュレーションでは、ティセランドの関係は時間に依存しないため、時間の前後に中程度から高い傾斜でこれらの結果が確認されます。ティセランド傾斜経路は、太陽系外縁天体からの彗星の放出と、太陽系外縁天体に未知の惑星が存在する可能性についての重要な制約を提供します。
誘導熱プラズマシステムを用いた彗星ケイ酸塩ダストの凝縮I.頑火輝石とCIコンドライト組成
| Title |
Condensation_of_cometary_silicate_dust_using_an_induction_thermal_plasma_system_I._Enstatite_and_CI_chondritic_composition |
| Authors |
T._H._Kim,_A._Takigawa,_A._Tsuchiyama,_J._Matsuno,_S._Enju,_H._Kawano,_and_H._Komaki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.10955 |
金属と硫化物が埋め込まれたガラス（GEMS）は、コンドライト質の多孔質惑星間塵粒子の主成分です。GEMSは太陽系で最も原始的なコンポーネントの1つですが、その形成プロセスと条件は制約されていません。Mg-Si-O系（MgSiO3組成）のガスと誘導熱プラズマ中のSフリーCIコンドライト組成（Si-Mg-Fe-Na-Al-Ca-Ni-O系）の凝縮実験を行った。装置。アモルファスMg-ケイ酸塩粒子はMg-Si-Oシステムの実験で凝縮し、それらの粒度分布は実験条件（主にSiOの分圧）に依存していました。CIコンドライト組成実験では、20nm以下の複数のFe-Niナノ粒子が埋め込まれた数百ナノメートル未満の不規則な形状のアモルファスケイ酸塩粒子の合成に成功しました。これらの特性は、硫化物粒子の代わりにFeSiが存在することを除いて、GEMSの特性と非常に似ています。数十ナノメートル未満で金属コアとのアモルファスケイ酸塩粒子の凝縮とそれに続く凝固が、硫化前にGEMSを形成する前駆体材料である可能性があることを提案します。
中国の宇宙ステーション望遠鏡とローマの望遠鏡からの同時観測によるマイクロレンズ視差の測定
| Title |
Measuring_microlensing_parallax_via_simultaneous_observations_from_Chinese_Space_Station_Telescope_and_Roman_Telescope |
| Authors |
Shi_Yan,_Wei_Zhu_(Tsinghua) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.11002 |
空間的に十分に分離された2つの望遠鏡からの同時観測は、レンズの質量を決定するための重要な量であるマイクロレンズ視差パラメーターの測定につながる可能性があります。地球と太陽-地球のL2ポイント間の分離$\sim0.01$AUは、候補となる短いおよび超短い（$\sim$1\、hrから10\、days）マイクロレンズイベントの視差測定に理想的です。自由浮遊惑星（FFP）イベントの。この作業では、2つの提案された宇宙ベースのミッション、レオ軌道の中国宇宙ステーション望遠鏡（CSST）とL2のナンシーグレースローマ宇宙望遠鏡（\emph{Roman}）のコンテキストでそうする可能性を研究します。。2つの共同観測により、ほぼすべてのFFPイベントのマイクロレンズ視差をタイムスケール$t_{\rmE}\lesssim$10\、daysと、苛性交差を示す惑星（および恒星バイナリ）イベントで直接測定できることを示します。特徴。マイクロレンズ視差の測定にCSSTを単独で使用する可能性についても説明します。
低緯度で自発的に生成された対流性高気圧-大赤斑のモデル
| Title |
Spontaneous_Generated_Convective_Anticyclones_in_Low_Latitude_--_A_Model_for_the_Great_Red_Spot |
| Authors |
Tao_Cai_and_Kwing_L._Chan_and_Kim-Chiu_Chow |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.11003 |
木星の緯度$22^{\circ}S$付近にある大赤斑は、何百年もの間観測されてきましたが、この巨大な高気圧の形成の駆動メカニズムはまだ不明です。その形成を説明するために2つのシナリオが提案されました。1つは、湿った対流によって生成された小さな浅い嵐の融合プロセスによって形成された気象の特徴である可能性を示唆する浅いモデルであり、もう1つは、木星の内部熱を動力源とする深く根付いた高気圧である可能性を示唆する深いモデルです。。この研究では、大赤斑が深く回転する乱流で自然に生成され、対流ロスビー数が特定の臨界値よりも小さい場合に長期間存続できることを示す数値シミュレーションを提示します。この臨界値から、大赤斑は木星の大気中に少なくとも約500キロメートルの深さまで広がっていると予測します。私たちの結果は、大赤斑が木星の大気に深く根付いた特徴である可能性が高いことを示しています。
低質量惑星を降着させる小石の離心率駆動
| Title |
Eccentricity_driving_of_pebble_accreting_low-mass_planets |
| Authors |
David_A._Velasco-Romero,_Fr\'ed\'eric_S._Masset_and_Romain_Teyssier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.11070 |
ネストされたメッシュを使用した高解像度の流体力学的3次元計算により、一定の熱拡散率を持ち、熱力を受ける非粘性ディスクに埋め込まれた低質量の発光惑星が到達する離心率を評価します。収束した結果を得るには、惑星によって加熱された領域のサイズの最大10分の1のセルサイズが必要であることがわかります。惑星の光度が超臨界であるとき、それが次数$10^{-2}$-$10^{-1}$の離心率に達することがわかります。これは、光度とともに増加し、ディスクのアスペクト比に大きく比例します。私たちの研究を小石の降着の場合に限定して、私たちはモデルに小石の降着率の離心率への依存性を組み込んでいます。したがって、降着率、したがって惑星の光度を決定する離心率と、熱力によって達成される離心率を生み出す光度との間にフィードバックがあります。定常状態の離心率を解き、この量がディスクの乱流強度パラメーター$\alpha_z$、小石の無次元停止時間$\tau_s$、小石の内向き質量流束、および向かい風（ガス速度とケプレリアン速度の差）。一般に、低質量の惑星（最大数個の地球質量）は、ディスクのアスペクト比、またはディスクのかなりの部分に匹敵する偏心に達することがわかります。したがって、奇行で低質量の原始惑星は、他の惑星から遠く離れて軌道を回っていたり、ディスクの大規模な乱れから軌道を回っていても、例外ではなく標準である必要があります。
ATPyxの周りの拡張された散乱光ディスク-彗星の小球での惑星形成の可能性
| Title |
An_extended_scattered_light_disk_around_AT_Pyx_--_Possible_planet_formation_in_a_cometary_globule |
| Authors |
C._Ginski,_R._Gratton,_A._Bohn,_C._Dominik,_S._Jorquera,_G._Chauvin,_J._Milli,_M._Rodriguez,_M._Benisty,_R._Launhardt,_A._Mueller,_G._Cugno,_R.G._van_Holstein,_A._Boccaletti,_G._A._Muro-Arena,_S._Desidera,_M._Keppler,_A._Zurlo,_E._Sissa,_T._Henning,_M._Janson,_M._Langlois,_M._Bonnefoy,_F._Cantalloube,_V._D'Orazi,_M._Feldt,_J._Hagelberg,_D._Segransan,_A-M._Lagrange,_C._Lazzoni,_M._Meyer,_C._Romero,_T.O.B._Schmidt,_A._Vigan,_C._Petit,_R._Roelfsema,_J._Pragt,_L._Weber |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.11077 |
発見された多数の惑星系がどのようになったかを理解するには、さまざまな進化段階で、さまざまな中心星だけでなく、さまざまな環境でシステムを研究する必要があります。惑星形成にとって最も困難な環境は、外部の光蒸発によってディスクを急速に侵食する近くの巨大な星の過酷な紫外線放射場である可能性があります。ガム星雲の彗星小球の頭にあるATPyxシステムを観察して、進行中の惑星形成の兆候を探しました。極端な補償光学イメージャVLT/SPHEREを使用して、偏光でのATPyxと、J、H、およびKバンドの全強度を観察しました。さらに、Lバンドでシステムを観察するためにVLT/NACOを採用しました。ATPyxの周りのディスクを、複数の波長にわたる散乱光で分解します。35度から42度の間の中間傾斜を持つ拡張（>126au）ディスクが見つかります。ディスクは複雑な下部構造を示しており、2つおよび場合によっては3つのらせん状の特徴を識別します。ディスクの正確な形状（データから明確に推測することはできません）に応じて、ディスクは離心率が約0.16の離心率であるか、部分的に自己影が付いている場合があります。らせん状の特徴と可能な離心率は両方とも、木星と同じ質量の埋め込まれたガス巨大惑星の特徴と一致しています。私たち自身の観測では、分解されたディスクに埋め込まれた褐色矮星の仲間を除外することができますが、巨大ガスを検出するのに十分な感度はありません。ATPyxは、ガム星雲の彗星小球の最初の円盤で、空間的に分解されています。オリオン大星雲クラスターのディスクと比較すると、外部の紫外線放射場がこの地域の他の彗星の小球に匹敵する場合、ディスクの拡張はこの環境では例外的である可能性があることに注意してください。進行中の惑星形成の道標は興味深く、より高い感度でフォローアップする必要があります。
| Title |
Hot_Jupiters_accreting_onto_their_parent_stars:_effects_on_the_stellar_activity |
| Authors |
Salvatore_Colombo,_Ignazio_Pillitteri,_Salvatore_Orlando_and_Giuseppina_Micela |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.11110 |
ホットジュピター（HJ）は、ホスト星の近くを周回する巨大なガス状惑星です。HJは、その物理的特性と中心星への近接性により、星と惑星の相互作用（SPI）のプロセスを研究するための自然な実験室です。SPIに関連する現象には、惑星大気の膨張と蒸発、彗星の尾とバウショックの形成、惑星の磁場と星の磁場との間の磁気圏相互作用が含まれる可能性があります。いくつかの研究は、いくつかのシステムが惑星の自転周期と同相で強化された恒星活動を示すことを示唆しています。この作業では、星とHJで構成され、対応する惑星風と恒星風を含むシステムを記述する3D電磁流体力学モデルを使用します。目的は、惑星から蒸発する物質が恒星の拡張コロナと相互作用し、観測可能な特徴を生成するかどうかを調査することです。私たちのシミュレーションは、いくつかの条件では、惑星の風が主に惑星の軌道に沿って拡大し、伝播することを示しています。さらに、惑星風の一部は恒星風と衝突し、惑星の流出の一部は恒星磁場によって注ぎ込まれ、恒星表面に衝突します。どちらの場合も、材料は衝撃によって数MKの温度まで加熱されます。これらの現象は、惑星のいくつかの軌道段階で強化された恒星活動の形で現れる可能性があります。
自転と公転の太陽系外惑星における縦方向に非対称な成層圏振動
| Title |
Longitudinally_asymmetric_stratospheric_oscillation_on_a_tidally_locked_exoplanet |
| Authors |
Maureen_Cohen,_Massimo_A._Bollasina,_Paul_I._Palmer,_Denis_E._Sergeev,_Ian_A._Boutle,_Nathan_J._Mayne,_James_Manners |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.11281 |
3次元の一般循環モデルを使用して、プロキシマケンタウリbの惑星および軌道パラメーターでシミュレートされた、潮汐によってロックされた地球のような太陽系外惑星の大気ダイナミクスが、地球と同様に、縦方向に非対称な成層圏風振動（LASO）をサポートすることを示します。準2年周期振動（QBO）。私たちのシミュレーションでは、LASOの垂直範囲は35〜55km、期間は5〜6.5か月、ピークツーピークの風速振幅は-70〜+130m/sで、最大値は41キロの高度。QBOとは異なり、LASOは、惑星の非対称熱強制および結果として生じる定常ロスビー波との相互作用に関連する縦方向の非対称性を表示します。LASOを駆動する赤道重力波源は、これらの源が惑星全体に均一に分布しているQBOとは異なり、亜恒星点の深い対流領域と西部ターミネーター近くのジェット出口領域に局在しています。縦方向では、西のターミネーターは最高の風速を経験し、他の経度よりも早く逆転します。反恒星点は、非常に短い低速の西向きの位相で弱い振動を経験するだけです。地球上のQBOは、水蒸気やオゾンなどの微量ガスの存在量の変動に関連しており、これらのガスが存在する場合、太陽系外惑星でも発生する可能性があります。自転と公転の太陽系外惑星の大気観測を解釈する際には、温度の強い変動とターミネーターでの大気種の存在量を考慮する必要があります。
小惑星の形状と地形が反射分光法に与える影響
| Title |
The_impact_of_asteroid_shapes_and_topographies_on_their_reflectance_spectroscopy |
| Authors |
S.M._Potin_(1),_S._Dout\'e_(2),_B._Kugler_(3),_F._Forbes_(3)_*1 |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.11290 |
太陽系小天体の未分解反射分光法と参照面での実験室測定との比較を報告します。ホワルダイトの粉末とセレス類似体からなる昇華残留物の双方向反射分光法を測定します。次に、Hapkeの半経験的物理モデルとMRTLSパラメトリックモデルを使用してスペクトルを反転し、必要な幾何学的構成の下で表面の反射率をシミュレートできるようにします。どちらのモデルも反射分光法の正確なレンダリングを可能にしますが、MRTLSモデルはHapkeモデルと比較してスペクトルに追加されるノイズが少ないことに注意してください。反転から得られたパラメータを使用して、2つの球体と、表面がそれぞれセレス類似体とホワルダイトの粉末で均一に覆われている（1）セレスと（4）ベスタの小天体をシミュレートします。6{\deg}から135{\deg}の間の位相角で、これらの小天体の照明と分光観測、スポットポインティングとフライバイのさまざまなシナリオをシミュレートします。シミュレートされた物体の未解決の反射分光法は、結果の画像から取得され、参照面の反射率分光法と比較されます。我々の結果は、シミュレートされた物体の測光位相曲線が、表面の形状と地形に起因する局所的な入射角と出現角の変動のために、参照表面とは異なることを示しています。（4）ベスタの表面トポグラフィーが高いため、さまざまなシミュレーション観測で広い位相角で最大の違いを観測します。最後に、単一の幾何学的構成の下で取得された実験室測定値を使用して、30{\deg}での未解決の観測から得られたスペクトルパラメータの違いを強調します。
| Title |
p-winds:_an_open-source_Python_code_to_model_planetary_winds_and_upper_atmospheres |
| Authors |
Leonardo_A._Dos_Santos,_Aline_A._Vidotto,_Shreyas_Vissapragada,_Munazza_K._Alam,_Romain_Allart,_Vincent_Bourrier,_James_Kirk,_Julia_V._Seidel,_David_Ehrenreich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.11370 |
大気散逸は、特に初期の生命において、木星以下の惑星における進化の主要なチャネルの1つであると考えられています。太陽系外惑星での脱出を説明するために提案されたいくつかの仮説がありますが、大気観測でそれらをテストすることは依然として課題です。これに関連して、$1\、083$nmでの準安定ヘリウムトリプレット（He2$^3$S）の通過する太陽系外惑星の高分解能透過分光法が、脱出を観測および測定するための信頼できる手法として登場しました。準安定He透過分光観測の予測と解釈を支援するために、コードp-windsを開発しました。これは、イオン化バランス、レイトレーシング、および放射伝達ルーチンと組み合わせた、上層大気用の1次元の純粋なH+Heパーカー風モデルのオープンソースで完全に文書化されたスケーラブルなPython実装です。暖かいネプチューンHAT-P-11bの観測された準安定He透過スペクトルにp-windsモデルをフィッティングすることによって大気検索を示し、通過ジオメトリによって引き起こされる通過中吸収の変動を考慮に入れます。この惑星の場合、最適な結果として、大気散逸率の合計は約$2.5\times10^{10}$gs$^{-1}$、風温は$7200$Kになります。最も可能性の高い合計脱出率は大きく変化しません。H原子の割合を自由パラメーターとすると、この場合、検索の不確実性が増します。恒星のホストの周縁減光は、HAT-P-11bの取得された脱出率や風温に大きな影響を与えません。GJ436bでHeの脱出が検出されなかったことに基づいて、99.7％（3$\sigma）で$3.4\times10^{10}$gs$^{-1}$を超える総脱出率を除外できます。$）信頼度、およびこの結果がHフラクションの高い値を支持することを示します。
赤と青のクエーサーはどう違うのですか？ラジオのプロパティ
| Title |
How_are_Red_and_Blue_Quasars_Different?_The_Radio_Properties |
| Authors |
V._A._Fawcett,_D._M._Alexander,_D._J._Rosario_and_L._Klindt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.10384 |
クエーサーの無視できない部分は光波長で赤く、降着円盤が短波長の青色発光を消す塵の柱によって隠されていることを示しています（ほとんどの場合）。この論文では、私たちのグループによる最近の研究を要約します。そこでは、SDSSの光学的に選択された赤いクエーサーの電波特性の根本的な違いを見つけます。また、144MHz〜3GHzの周波数範囲と4桁の周波数範囲で、4つの無線調査（FIRST、VLAStripe82、VLACOSMOS3GHz、およびLoTSSDR1）に一致する一貫した色選択クエーサー親サンプルを使用した新しい分析を示します。電波フラックスで。赤いクエーサーが、4つの無線サンプル全体で電波が静かなしきい値（1.4GHzの光度と6ミクロンの光度の比率として定義）の周りでピークに達する小規模な電波放射（〜kpc）を強化したことを示します。この強化の背後にある潜在的なメカニズムを探求し、星形成を除外し、小規模なシンクロトロンジェット、フラストレーションのあるジェット、または星間物質と相互作用するほこりっぽい風のいずれかを提案します。後者の2つのシナリオは、不透明度（ダスト、ガス）と電波放射の生成との間のより直接的な関係を提供します。今後の研究では、新しいマルチバンドuGMRTデータを使用して、これらのシナリオを確実に区別することを目指しています。
直接遠赤外線金属存在量（FIRA）I：M101
| Title |
Direct_Far-Infrared_Metal_Abundances_(FIRA)_I:_M101 |
| Authors |
C._Lamarche,_J._D._Smith,_K._Kreckel,_S._T._Linden,_N._S._J._Rogers,_E._Skillman,_D._Berg,_E._Murphy,_R._Pogge,_G._P._Donnelly,_R._Kennicutt_Jr.,_A._Bolatto,_K._Croxall,_B._Groves,_and_C._Ferkinhoff |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.10385 |
金属は星間物質（ISM）の物理に強く影響するため、銀河内の気相金属存在量を正確に決定することは重要です。現在まで、広く使用されている気相存在量指標の大部分は、放射率が電子温度に非常に敏感な明るい光線からの発光に依存しています。あるいは、放出ガスの温度を直接測定する直接存在法が存在しますが、これらの方法は通常、高度に励起されたオーロラ線の困難な観測を必要とします。低位の遠赤外線（FIR）微細構造線は、電子温度にほとんど影響されないため、光学的に得られた存在量の魅力的な代替手段を提供します。ここでは、遠赤外線存在量（FIRA）プロジェクトを紹介します。このプロジェクトでは、これらのFIR遷移を、無線のない放射と水素再結合ラインの両方とともに使用して、直接の絶対気相酸素存在量を導き出します。私たちの最初のターゲットは、比較的急な存在量勾配を持つ近くの渦巻銀河であるM101です。私たちの結果は、O$^{++}$の電子温度と、化学的なスパイラルの存在量（CHAOS）プログラムによる光学的直接存在量法を使用して導出された絶対酸素存在量と一致していますが、わずかな違いがあります（$\sim$1.5$\sigma$）FIR/free-free-normalizedvs.CHAOS/direct-abundance手法によって導出された放射状存在度勾配。この最初の結果は、局所的および高赤方偏移の両方で、ほこりっぽい星形成銀河内の絶対的な金属存在量を決定することを約束して、FIRA方法論$-$の有効性を示しています。
eROSITAの矮小銀河におけるAGNフラクション：最初の結果と将来の展望
| Title |
The_AGN_Fraction_in_Dwarf_Galaxies_from_eROSITA:_First_Results_and_Future_Prospects |
| Authors |
Colin_J._Latimer,_Amy_E._Reines,_Akos_Bogdan,_Ralph_Kraft |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.10388 |
巨大なブラックホール（BH）をホストしている近くの矮小銀河の割合を決定することは、高赤方偏移での「シード」ブラックホールの起源の理解を知らせることができます。ここでは、NASA-SloanAtlas（NSA）から選択された矮小銀河（$M_\star\le3\times10^9〜M_\odot$、$z\leq0.15$）のサンプルで大量のBHが降着する兆候を検索します。）eROSITA最終赤道深度調査（eFEDS）からのX線観測を使用します。平均して、私たちの検索は、エディントン光度の$\gtrsim1\％$で降着している矮小銀河の活動銀河核（AGN）に敏感です。eFEDSの${\sim}28,000$X線源とeFEDSフットプリント内のNSAの$495$矮小銀河のうち、6つの銀河がアクティブで大規模なBHの可能性をホストしていることがわかります。X線源が実際に矮小銀河に関連している場合、X線放射は星形成から予想されるものを上回り、X線源の光度は$L_{0.5-8〜\textrm{keV}}\sim10^{39\textrm{-}40}$ergs$^{-1}$。さらに、背景AGNと矮小銀河の偶然の一致を考慮した後、$95\％$の信頼レベルで、eFEDSフィールドの矮小銀河とX線源の間に0〜9の実際の関連があると推定します。このことから、eFEDSで検出された矮小銀河のAGNの割合に上限が$\le1.8\％$であることがわかります。これは、他の波長での同様の研究とほぼ一致しています。これらの調査結果をeFEDSの空の範囲から計画されたeROSITAAll-SkySurveyに外挿し、完了時に、全天の調査が低赤方偏移の矮小銀河で${\sim}1350$AGN候補を生み出す可能性があると推定します。
Close AGN Reference Survey（CARS）：IFU調査データと長期AGN変動性のBH質量依存性
| Title |
The_Close_AGN_Reference_Survey_(CARS):_IFU_survey_data_and_the_BH_mass_dependence_of_long-term_AGN_variability |
| Authors |
B._Husemann,_M._Singha,_J._Scharw\"achter,_R._McElroy,_J._Neumann,_I._Smirnova-Pinchukova,_T._Urrutia,_S._A._Baum,_V._N._Bennert,_F._Combes,_S._M._Croom,_T._A_Davis,_Y._Fournier,_A._Galkin,_M._Gaspari,_H._Henke,_M._Krumpe,_C._P._O'Dea,_M._P\'erez-Torres,_T._Rose,_G._R._Tremblay,_C._J._Walcher |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.10417 |
[要約]AGNは、摂食とフィードバックのプロセスを通じて、ホスト銀河と密接に関連していると考えられています。ISMのさまざまな空間スケールとさまざまなフェーズで、AGNとそのホスト銀河との相互作用をマッピングするには、空間的に分解された多波長調査が必要です。CARSの目標は、局所的な不明瞭でない発光AGNの偏りのないサンプルに必要な空間的に分解された多波長観測を取得することです。全体的なCARS調査の設計と、それに関連する広視野光学IFU分光法を、明るい不明瞭なAGNのハンブルク/ESO調査からランダムに選択されたz<0.06の41個のCARSターゲットすべてについて示します。このデータセットはCARSのバックボーンを提供し、ホスト銀河の形態、AGNパラメーター、正確な全身赤方偏移、および励起条件、運動学、金属性などのイオン化ガス分布を前例のない詳細で特徴付けることができます。私たちは、伝統的にAGNの光度に関連してきたENLRのサイズに焦点を当てています。ENLRのサイズと光度の関係に大きなばらつきがあるため、より基本的な関係を特定するために、大きなパラメーター検索を実行しました。注目すべきことに、$R_\mathrm{ENLR、max}\simM_\mathrm{BH}^{0.5}$の関係と一致して、最大投影ENLRサイズとブラックホール質量の間に最も強い相関関係があることを確認しました。最大ENLRサイズを、フォワードモデリングを使用してlog（t_AGN）=（0.45+-0.08）log（M_BH）+1.78と推定した単一のBH放射効率の高い降着エピソードのタイムスケールインジケーターとして解釈します。より高いBH質量に対する私たちの推定関係の外挿は、z〜3の明るいAGNの周りのHeII近接ゾーンからの独立した寿命推定と一致しています。BH質量とAGN寿命の間の提案されたリンクは、それ自体が二次的な相関関係であるか、未知のバイアスの影響を受ける可能性がありますが、確認された場合、いくつかの関連する影響があります。
Close AGN Reference Survey（CARS）：[OIII]翼コンポーネントを明るいローカルタイプ1AGNに配置する
| Title |
The_Close_AGN_Reference_Survey_(CARS):_Locating_the_[O_III]_wing_component_in_luminous_local_Type_1_AGN |
| Authors |
M._Singha,_B.Husemann,_T._Urrutia,_C._P._O'Dea,_J._Scharw\"achter,_M._Gaspari,_F._Combes,_R._Nevin,_B._A._Terrazas,_M._P\'erez-Torres,_T._Rose,_T._A._Davis,_G._R._Tremblay,_J._Neumann,_I._Smirnova-Pinchukova,_S._A._Baum |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.10418 |
[要約]光学[OIII]$\lambda$5007輝線の強い非対称性は、ホスト銀河スケールでのAGN駆動の暖かい（〜10$^4$K）イオン化ガス流出の最も良い兆候の1つです。SDSSのような大規模な分光学的調査では、AGNの大規模なサンプルの[OIII]の運動学が特徴づけられていますが、関連するエネルギーを推定するには、たとえばIFU研究でこれらの流出を空間的に解決する必要があります。CARSの一部として、イオン化ガス流出の空間的位置を推測するために、VLTでMUSEおよびVIMOSIFUを使用して0.01<z<0.06で39個の発光タイプ1AGNの代表的なサンプルの空間分解IFU分光法を取得しました。[OIII]翼の配光を、古典的な点光源（PSF）であるH$\beta$の広い輝線領域の配光と比較します。次に、PSFを使用して、未解決の[OIII]翼の放出と解決済みの[OIII]翼の放出を区別します。さらに、点状の光源の分光位置天文学を使用して、その位置を特定します。[OIII]翼は、36個のAGNのうち23個で空間的に分解されておらず、フラックスの80％以上が点状の光源に関連付けられています。これらのソースの分光位置天文学技術を使用して、AGN核からの流出の空間的位置で<100pcオフセットを測定します。他の13個のAGNについては、[OIII]翼の放射が解決され、kpcスケールで拡張される可能性があります。[OIII]翼の放射は、バイアスのない発光AGNサンプルでコンパクトまたは拡張できると結論付けています。この場合、両方のケースが発生する可能性があります。コンパクトな[OIII]翼領域（中央値$n_e$〜1900cm$^{-3}$）の電子密度は、拡張された領域（中央値$n_e$〜500cm$^{-3）よりもほぼ同じ大きさです。}$）。空間的に拡張されたコンパクトな[OIII]翼放射の存在は、AGNボロメータの光度や傾斜効果とは無関係です。つまり、時間遅延や機械的フィードバック/無線ジェットなどの他の機能がイオン化ガスの流出特性を形成する可能性があります。
Close AGN Reference Survey（CARS）：星形成に関するAGNフィードバックの明らかな兆候はありませんが、微妙な傾向があります
| Title |
The_Close_AGN_Reference_Survey_(CARS):_No_obvious_signature_of_AGN_feedback_on_star_formation,_but_subtle_trends |
| Authors |
I._Smirnova-Pinchukova,_B._Husemann,_T._A._Davis,_C._M._A._Smith,_M._Singha,_G._R._Tremblay,_R._S._Klessen,_M._Powell,_T._Connor,_S._A._Baum,_F._Combes,_S._M._Croom,_M._Gaspari,_J._Neumann,_C._P._O'Dea,_M._P\'erez-Torres,_D._J._Rosario,_T._Rose,_J._Scharw\"achter,_N._Winkel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.10419 |
[要約]活動銀河核（AGN）は、巨大な〜10$^{10}$M$_\odot$銀河の星形成の抑制に関与していると考えられています。このプロセスは数値シミュレーションの重要な機能ですが、観察研究ではまだ明確に確認されていません。AGN光はほとんどのSFRトレーサーを汚染するため、AGNホスト銀河の星形成率（SFR）の特性評価は困難です。私たちは、CloseAGNReferenceSurvey（CARS）で、AGNホスト銀河のさまざまなトレーサーからSFR推定値を取得して比較し、新しい観測的洞察を提供することを目指しています。最近の（<100Myr）SFRのトレーサーとしてFIRの光度を測定するために、統合されたパンクロマティックスペクトルエネルギー分布（SED）を構築します。さらに、CARSターゲットの面積分フィールド観測を使用して、現在の（<5Myr）SFRのプロキシとしてAGN励起によって除染されたH$\alpha$光度を使用します。SFRを予測するために恒星の質量に加えて冷たいガスの質量が使用されると、より大きな銀河集団と比較したAGNホスト銀河の特定のSFRの有意差がなくなることがわかります。相互作用、ガス消費、流出、AGNフィードバックなどのさまざまなプロセスに関連している可能性のあるSFR履歴の最近の強化または低下に関連している可能性がある、SFRに大きな違いがある個々の銀河を特定します。AGNは銀河の進化のさまざまな段階で発生する可能性があるため、SFRをAGNの影響だけに関連付けることは困難です。CARSサンプルでは、グローバルな正または負のAGNフィードバックの強力な証拠は見つかりません。ただし、1）ホスト銀河に対するAGNエンジンの相対的な向きが、AGNフィードバックの効率を変える可能性があること、および2）最近のSFHが、AGNによって引き起こされる銀河成長の急速な変化を特定するための追加ツールであるという暫定的な証拠があります。または他のプロセス。
コロナガスに基づく新しいブラックホール質量スケーリング関係とその降着円盤との依存性
| Title |
A_novel_black-hole_mass_scaling_relation_based_on_coronal_gas,_and_its_dependence_with_the_accretion_disc |
| Authors |
M._Almudena_Prieto_(1),_Alberto_Rodr\'iguez-Ardila_(2,3),_Swayamtrupta_Panda_(2,4,5),_Murilo_Marinello_(2)_((1)_IAC/Spain,_(2)_LNA/Brazil,_(3)_INPE/Brazil,_(4)_Center_for_Theoretical_Physics/Poland,_(5)_Nicolaus_Copernicus_Astronomical_Center/Poland) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.10465 |
残響マッピングとライン比[SiVI]1.963$\mu$m/Br$\gamma_{\rmBroad}$からの真正なブラックホール（BH）質量推定値を、新しいBH-であるAGNイオン化連続体のトレーサーとして使用します。log（$M_{\rmBH}）=（6.40\pm0.17）-（1.99\pm0.37）\times$log（[SiVI]/Br$\gamma_{\rmBroad}）$の形式の質量スケーリング関係、分散0.47dex、BH質量間隔で、$10^6-10^8$M$_{\odot}$が見つかりました。幾何学的に薄い降着円盤の近似に続き、冠状線生成の基本的なパラメータ空間を調査した後、関係の主な要因の1つは、[SiVI]1.963$\muによって効果的にサンプリングされる円盤の有効温度であると考えます。考慮されるBH質量の範囲の$mコロナルライン。CLOUDY光イオン化モデルにより、観測された反相関は、シンディスク予測T_disc$\propto{M_{\rmBH}}^{-1/4}$と形式的に一致しているように見えます。
銀河系外の深い可視レガシー調査（DEVILS）：候補の強い重力レンズのDR1混合スペクトル検索
| Title |
Deep_Extragalactic_VIsible_Legacy_Survey_(DEVILS):_DR1_Blended_Spectra_Search_for_Candidate_Strong_Gravitational_Lenses |
| Authors |
B._W._Holwerda,_S._Knabel,_J._E_Thorne,_S._Bellstedt,_M._Siudek,_and_L._J._M._Davies |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.10475 |
ここでは、アングロオーストラリアン望遠鏡（AAT）の深銀河外可視レガシー調査（DEVILS）のデータリリース1で混合スペクトルのカタログを提示します。23197のスペクトルのうち、181は赤方偏移とスペクトルテンプレートの混合の兆候を示しました。これらのブレンドを詳細に調べて、強いレンズ銀河の候補または有用な重なり合う銀河ペアの兆候がないか調べます。3つのDEVILSターゲットフィールドの1つであるCOSMOS（D10）はほぼ完成しており、ハッブル宇宙望遠鏡掃天観測用高性能カメラ（HST/ACS）で完全に画像化され、F814W切手でこのフィールドの57の混合スペクトルを視覚的に調べます。。9つは、レンズとして楕円形を使用する古典的な強いレンズの候補であり、SDSSやGAMAなどの分光学的調査による以前の検索よりも高い赤方偏移になります。以前のそのような検索と同様の重力レンズ候補の成功率（0.1％）。混合分光法で識別された強い重力レンズは、通常、高い成功率（>70％）を示しており、将来の高解像度レンズ研究、超新星宇宙誌の監視、または拡大された水素原子信号の検索の興味深いターゲットになります。
CDFS-6664：HDUVによって検出されたz〜3.8でのライマン連続発光の候補
| Title |
CDFS-6664:_A_candidate_of_Lyman-continuum_Emission_at_z~3.8_detected_by_HDUV |
| Authors |
Fang-Ting_Yuan,_Zhen-Ya_Zheng,_Ruqiu_Lin,_Shuairu_Zhu,_P._T._Rahna |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.10507 |
[OIII]輝線が検出されたライマンブレーク銀河のサンプルで、z=3.797の銀河CDFS-6664からのライマン連続銀河（LyC）放出の検出を報告します。LyC発光は、650-770{\AA}レストフレームに対応する、{\Hubble}DeepUVLegacySurveyのF336Wバンドで有意に〜$5\sigma$で検出されます。LyC放射の軽い重心は、銀河中心から約0.2インチ（1.4pkpc）オフセットされています。より長い波長でのハッブルの深い画像は、放射が低赤方偏移の侵入者によって提供される可能性が低いことを示しています。測光および分光データは、活動銀河核の可能な寄与が非常に低いことを示しています。このソースのスペクトルエネルギー分布を星の種族合成モデルに当てはめると、銀河は若く（〜50Myr）、52.1$\pm$4.9$M_{\odot}\mathrm{yr^の割合で活発に星を形成していることがわかります。{-1}}$。重要な星形成と空間的にオフセットされたLyC放出は、電離光子が巨大な若い星によって発掘されたISMの低密度空洞から逃げるシナリオをサポートします。星雲モデルから、LyC光子の脱出率は38$\pm$7％であり、対応するIGM透過率は60％であると推定されます。これは、平均透過率から3$\sigma$以上ずれています。CDFS-6664でのLyC光子の異常に高いIGM透過率は、z=3.7の前景タイプ2クエーサー、CDF-202に関連している可能性があり、予想される分離は1.2フィートのみです。クエーサーは、光蒸発した光学的厚さの吸収体を持ち、CDFS-6664の視線上の透過率を高める可能性があります。
フェニックスシミュレーションにおける原始星形成領域と第2世代星形成の接続
{\emPhoenixSimulations}を紹介します。これは、流体力学、原始ガス化学、人口IIIおよびIIの星形成とフィードバック、UV放射伝達、および$\Deltat$=200kyrで保存された出力を特徴とする一連の高解像度の宇宙シミュレーションです。このスイートは、\npiiiの異なる領域内で、73,523の異なる原始星形成イベントをサンプリングし、累積156.25Mpc$^3$ボリューム内で$z\geq12$だけ\ngii第2世代の濃縮星団を形成します。豊かな星形成につながる領域には、最大$167$の原始星が含まれ、78.7\％の領域で複数のタイプの原始超新星が発生しています。金属が豊富な周囲の雲によって測定された原始領域の範囲は非常に変動します。平均領域の半径は$\sim3$kpcで、測定された半径の分布の95\％信頼限界は$\sim5-です。7$kpc。継続的な星形成については、第2世代の星の金属量分布は、後続のポピュレーションII星形成の金属量分布と類似しており、両方の分布が超金属欠乏（[Z/H]$\sim-7$）から超金属不足に及ぶことがわかります。ソーラー（[Z/H]$\sim0.8$）。第2世代の星の金属量は、前駆超新星の構成に強く依存せず、第2世代の星の平均金属量は$-1.73<$[Z/H]$<-2.15$であることがわかります。最後に、解釈可能な回帰モデルを作成して、最初の光の後の最初の7〜18Myr内の\piii星系の金属に富む影響の半径を予測します。モデルは、$R_2\gtrsim0.4$と平均二乗誤差$\leq0.06$で半径を予測します。予測された半径の確率分布関数は、モデル化されたすべての時間で、イェンセン・シャノン距離$\lesssim0.2$の観測された半径の確率分布関数とよく比較されます。
Gaia-ESO調査：特異な球状星団NGC1851の赤色巨星における詳細な元素の存在量
| Title |
Gaia-ESO_Survey:_Detailed_elemental_abundances_in_red_giants_of_the_peculiar_globular_cluster_NGC_1851 |
| Authors |
G._Tautvaisiene,_A._Drazdauskas,_A._Bragaglia,_S._L._Martell,_E._Pancino,_C._Lardo,_S._Mikolaitis,_R._Minkeviciute,_E._Stonkute,_M._Ambrosch,_V._Bagdonas,_Y._Chorniy,_N._Sanna,_E._Franciosini,_R._Smiljanic,_S._Randich,_G._Gilmore,_T._Bensby,_M._Bergemann,_A._Gonneau,_G._Guiglion,_G._Carraro,_U._Heiter,_A._Korn,_L._Magrini,_L._Morbidelli,_S._Zaggia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.10684 |
環境。NGC1851は、準巨星の枝の複数の星の種族が明確に識別され、金属量の違いが検出されたいくつかの球状星団の1つです。このクラスターの形成履歴に関する重要な情報は、A（C+N+O）の存在量の合計によって提供できます。ただし、これらの値はこれまでのところ一般的なコンセンサスを欠いています。準巨星の枝の分離は、年齢および/またはA（C+N+O）の存在量の違いに基づくことができます。目的。私たちの主な目的は、球状星団NGC1851の進化した巨人の炭素、窒素、および酸素の存在量を決定して、星の二重集団が同時代であるかどうかを確認することでした。メソッド。ESOVLT望遠鏡のFLAMES-UVES分光器で観測された高解像度スペクトルは、微分モデル大気法を使用して分析されました。結果。NGC1851の45の巨人のサンプルに対して、最大29の化学元素を豊富に提供します。調査した星は、平均金属量が0.07dex、平均C/Nが0.3dex、0.35の差がある2つの集団に分けることができます。平均sプロセスのdexは、元素と鉄の存在比[s/Fe]を支配していました。A（C+N+O）の平均値、および炭素、アルファおよび鉄ピーク元素、およびユーロピウムの鉄の存在比に有意差はありませんでした。結論。2つの母集団間の平均A（C+N+O）値に差がないため、NGC1851が2つのクラスターで構成されており、金属が豊富なクラスターは金属が少ないクラスターよりも約0.6Gyr古いという追加の証拠が示されています。。NGC1851の特性の世界的な概要と化学元素の詳細な存在量は、天の川によって付加された矮小楕円銀河でのその形成に有利に働きます。
銀河の低金属量領域のT $ _ {\ rm e} $ベースの金属量との銀河下スケーリング関係：金属の少ないガス流入は重要な影響を与える可能性がありますか？
| Title |
Sub-galactic_scaling_relations_with_T$_{\rm_e}$-based_metallicity_of_low_metallicity_regions_in_galaxies:_metal-poor_gas_inflow_may_have_important_effects? |
| Authors |
Yao_Yao,_Haiyang_Liu,_Xu_Kong,_Yulong_Gao,_Guangwen_Chen,_Xinkai_Chen,_Zhixiong_Liang,_Zesen_Lin,_Yimeng_Tang,_Hongxin_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.10748 |
スケーリングの関係は、銀河の進化の基本的なプローブです。アパッチポイント天文台の近くの銀河のマッピングからの面分光データを使用して、52個の銀河からオーロラ輝線\oiii$\lambda$4363が有意に検出された1698個のスパクセルを選択し、低金属量端でのスケーリング関係を調査します。基本的な金属量関係の寄与を取り除いた後、私たちのサンプルの星形成率は星形成シーケンスよりも高く、その金属量はスケーリング関係で低いことがわかります。また、私たちのサンプルの星の年齢は若いことがわかります（$<$1Gyr）と恒星の金属量も低くなっています。ディープラーニングカタログの形態学的パラメーターは、私たちの銀河が合併する可能性が高いことを示しています。これらの結果は、それらの低金属量領域が相互作用に関連している可能性があり、金属に乏しいガスの流入が星間物質を希釈し、相互作用中にこれらの銀河に新しい金属に乏しい星を形成する可能性があることを示唆しています。
球状星団47Tucにおけるジルコニウムの存在量：Zr-Na相関の可能性？
| Title |
Abundance_of_zirconium_in_the_globular_cluster_47_Tuc:_a_possible_Zr-Na_correlation? |
| Authors |
E._Kolomiecas,_V._Dobrovolskas,_A._Ku\v{c}inskas,_P._Bonifacio,_S._Korotin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.10838 |
銀河球状星団（GGC）47Tuc（NGC104）の237個のRGB星の大気中のNaとZrの存在量を、第1世代（1P）と第2世代のZrの存在量の違いを調査することを主な目的として決定しました。世代（2P）の星。存在量分析には、3つの異なる観測プログラムで得られたアーカイブUVES/GIRAFFEスペクトルを使用しました。存在量は、1D静水圧ATLASモデル雰囲気を使用して、2つのNaIラインと3つのZrIラインから決定されました。存在量分析の対象となる星は、4200$\leq$$T_{\rmeff}$$\leq$4800Kの星に限定されていました。これは、NaとZrの存在量が調査されたGGC星の最大のサンプルです。遠い。私たちの平均[Na/Fe]と[Zr/Fe]の比率は以前の研究で決定されたものとよく一致していますが、${\rm[Zr/Fe]}-{\rm[Na/Fe]}$平面。1P星と2P星の平均[Zr/Fe]存在比の比較は、2P星の小さいが統計的に有意なZr過剰存在を示唆しています。$\Delta{\rm[Zr/Fe]}_{\rm2P-1P}\upperx+0.06$dex。また、私たちの分析は、ZrとNaの両方が豊富な星がより中心に集中していることを示しています。ただし、クラスターの中心からの距離と完全な空間速度の間に相関関係は見つかりません。決定されたZr存在量にCNラインブレンドの影響があるかもしれませんが、2P星のわずかに高いZr存在量について、検出されたZr-Na相関がCNブレンドのみによって引き起こされる可能性は非常に低いようです。得られた結果は、47Tucでは、2P星を軽元素で濃縮したのと同じ汚染物質によって、ある程度のZrが合成されたはずであることを示しています。残念ながら、私たちのデータだけでは、2つのシナリオのどちらか、または両方の組み合わせがこのGGCで動作したかどうかを区別することはできません。
星間物質中のギ酸、HCOOH、およびチオフォルム酸、HC（O）SHのトランス/シス比
| Title |
The_trans/cis_ratio_of_formic,_HCOOH,_and_thioformic,_HC(O)SH,_acids_in_the_Interstellar_Medium |
| Authors |
J._Garc\'ia_de_la_Concepci\'on,_L._Colzi,_I._Jim\'enez-Serra,_G._Molpeceres,_J._C._Corchado,_V._M._Rivilla,_J._Mart\'in-Pintado,_M._T._Beltr\'an,_C._Mininni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.10842 |
ギ酸（HCOOH）とギ酸（HC（O）SH）の2つの天体物理学的に関連する酸のシス-トランス異性化反応を理論的に研究しました。後者は最近宇宙で発見されました。また、これらの分子をホットコアG31.41+0.31に向けて検索し、それらの存在量を予想される理論上の異性化結果と比較しました。私たちの結果は、これらの異性化が基底状態のトンネリング効果によりISMの条件で実行可能であることを示しています。これにより、システムは適度な低温で熱力学的平衡に達することができます。非常に低い温度（Tkin10K）では、シスからトランスへの異性化の反応速度定数は非常に小さく、これは、シス異性体が低温のISM条件下で形成されるべきではないことを意味します。これは、シス異性体がトランス異性体の5〜6％であることがわかっているコールドコアでのHCOOHのシス/トランス異性体の観察結果と一致していません。高温（150〜300K）では、理論データはHCOOHのトランス/シス存在比の観測された動作と一致するだけでなく（シス型は検出されません）、トランスの暫定的な検出をサポートします。HC（O）SHのシス異性体の高温分子コアG31.41+0.31への星内媒体での時間（測定されたトランス/シス存在比3.7）。ISMのHC（O）SHのトランス/シス比は異性体の相対的な安定性に依存しますが、HCOOHのトランス/シス比は異性化では説明できず、他の競合化学プロセスによって決定されます
SEDIGISM調査：分子流出の検索
| Title |
The_SEDIGISM_survey:_a_search_for_molecular_outflows |
| Authors |
A._Y._Yang,_J._S._Urquhart,_F._Wyrowski,_M._A._Thompson,_C._K\"onig,_D._Colombo,_K._M._Menten,_A._Duarte-Cabral,_F._Schuller,_T._Csengeri,_D._Eden,_P._Barnes,_A._Traficante,_L._Bronfman,_A._Sanchez-Monge,_A._Ginsburg,_R._Cesaroni,_M.-Y._Lee,_H._Beuther,_S.-N._X._Medina,_P._Mazumdar,_T._Henning |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.10850 |
環境。巨大な星の形成過程はまだはっきりしていませんが、降着円盤と低質量の星形成の拡大版のように見える分子の流出を含む状況が浮かび上がってきています。さまざまな進化段階における大規模な星形成の塊に向けた流出活動の調査は、大規模な星形成（MSF）に光を当てる可能性があります。目的。SEDIGISMデータを使用してATLASGAL凝集塊への流出調査を実施し、さまざまな進化段階で流出を示す凝集塊の大規模なサンプルを取得することを目的としました。メソッド。（1）SEDIGISMから同時に観測された13COおよびC18Oスペクトルを抽出し、（2）不透明度の広がりを考慮した後、13COラインからスケーリングされたC18Oへのガウスフィットを差し引くことにより、ATLASGALクランプに向かう13COラインの高速ウィングを識別します。結果。2052の全サンプルから1192の塊に向かって高速ガスを検出し、全体の検出率は58％でした。流出活動は、最も初期の静止塊（つまり、70$\mu$m弱い）から、最も進化したHII領域の段階、つまり、MSFトレーサーで明るい8$\mu$mまで検出されています。検出率は進化の関数として増加します（静止=51％、原始星=47％、YSO=57％、UCHII領域=76％）。結論。私たちのサンプルは、これまでに特定された最大の流出サンプルです。この大きなサンプルからの高い検出率は以前の結果と一致しており、流出がMSFの遍在する機能であることを裏付けています。進化の初期段階での検出率が低いのは、初期段階での流出が弱く、検出が難しいためである可能性があります。すべての進化段階、特に70$\mu$mの暗い段階での流出塊について、統計的に有意な流出塊のサンプルを取得します。これは、70$\mu$mの放出がないことは、星のない/恒星の前の核の確固たる指標ではないことを示唆しています。
ディスクの厚さと星間ガスの動的相互作用：渦巻密度波の寿命への影響
| Title |
Dynamical_interplay_of_disc_thickness_and_the_interstellar_gas:_implication_for_the_longevity_of_spiral_density_waves |
| Authors |
Soumavo_Ghosh,_Chanda_J._Jog |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.10893 |
典型的な銀河円盤は有限の厚さを持ち、星に加えて、有限量の星間ガスも含んでいます。ここでは、銀河円盤の有限の厚さが、非軸対称摂動に対する円盤の安定性と、ガスの存在の有無にかかわらず、渦巻密度波の寿命に及ぼす物理的影響を調査します。寿命は、密度ウェーブパケットの群速度を介して定量化されます。銀河円盤は、最初は有限の高さの無衝突の恒星円盤としてモデル化され、次に重力結合された星とガスシステム（星とガスの厚さが異なる）としてより現実的にモデル化されます。いずれの場合も、WKB近似で適切な分散関係を導き出し、パラメトリックアプローチを介してスパイラル密度波の寿命に対するディスクの厚さの動的効果を研究します。ディスクの厚さによるディスクの自己重力の効果的な減少は、非軸対称の摂動に対してディスクをより安定させ、スパイラル密度波の寿命を短くするという一般的な傾向が見られます。さらに、星間ガスと円盤の厚さは、渦巻密度波の寿命だけでなく、円盤の安定性に対して相互に反対の動的効果を持っていることが示されています。ガスは非軸対称の特徴をより長い時間サポートしますが、ディスクの厚さには反対の消光効果があります。その結果、正味の変化は、星間ガスとディスクの厚さの反対の効果の相対的な優位性によって設定されます。
楕円軌道上の超大質量連星ブラックホールの低質量比における広い輝線の非対称性
| Title |
The_broad_emission_line_asymmetry_in_low_mass_ratio_of_supermassive_binary_black_holes_on_elliptical_orbits |
| Authors |
Sa\v{s}a_Simi\'c,_Luka_\v{C}._Popovi\'c,_Andjelka_Kova\v{c}evi\'c,_Dragana_Ili\'c |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.11119 |
楕円軌道と$m_2/m_1\sim0.1$の低質量比を持つシステム超大質量連星ブラックホール（SMBBH）から放出されたブロードラインプロファイルを調査します。私たちのモデルは、小さなコンポーネントの場合はスーパーエディントン降着流を想定していますが、大きなコンポーネントは非常に小さいか無視できるほどの降着を持っているため、ブロードライン領域（BLR）が接続されていないと仮定します。したがって、提案されたSMBBHシステムには、質量の小さいコンポーネントに関連付けられた1つの移動BLRと1つの周連星BLRが含まれています。システムのさまざまな総質量（10$^6$から10$^8$の太陽質量の範囲）が$\mathrm{H\beta}$の線プロファイル、および連続体と線の光度曲線に与える影響を調べます。結果として得られるブロードラインプロファイルは非対称でシフトしており、公転周期中に変化します。太い線のプロファイルの非対称性は、1つのアクティブなコンポーネントを持つSMBBHの提案されたモデルと反跳するブラックホールのシナリオとの間の予想される違いの観点から説明されています。直線と連続光度曲線、および直線の非対称性とシフトの変化で検出された周期性について説明します。
赤いらせんの起源について：アセンブリバイアスは役割を果たしていますか？
赤いらせんの形成は、銀河の形成と進化の標準的な図の不可解な問題です。ほとんどの研究は、赤いらせんの色がさまざまな環境への影響に起因すると考えています。SDSSからの限られた量のサンプルを分析して、渦巻銀河の色に対する小規模および大規模環境の役割を研究します。赤と青のらせんの星形成率、星の年齢、星の質量分布を比較し、$99.9\％$の信頼水準でそれらの間に統計的に有意な差を見つけます。赤いらせんは青いらせんよりもかなり密度の高い領域に生息しており、それらの物理的特性で観察された違いのいくつかを説明しています。ただし、違いはすべてのタイプの環境で持続し、局所密度だけでは赤いらせんの起源を説明するのに十分ではないことを示しています。情報理論のフレームワークを使用して、渦巻銀河の色とそれらの大規模な環境との間の小さいがゼロではない相互情報量を見つけます。これらは、調査された長さスケール全体で統計的に有意です（$99.9\％$信頼水準）。渦巻銀河の色と大規模な環境との間のそのような相関関係は、集合の偏りに起因する可能性があります。したがって、ローカル環境とアセンブリバイアスの両方が赤いスパイラルを形成する上で重要な役割を果たす可能性があります。渦巻銀河は、すべてのタイプの環境で異なる組み立て履歴を持っている可能性があります。組み立て履歴の違いにより、低温ガス含有量の異なる渦巻銀河が生成される可能性がある画像を提案します。このような違いにより、一部のスパイラルは急冷しやすくなります。すべての環境で、コールドガスの含有量が多いスパイラルは急冷を遅らせて青い色を維持する可能性がありますが、コールドガスの割合が低いスパイラルは簡単に急冷されて赤くなります。
VLAおよびALMAを使用したガンマ線バーストラジオ残光の2次元光度-時間相関の調査
| Title |
Examining_Two-Dimensional_Luminosity-time_Correlations_for_Gamma_Ray_Burst_Radio_Afterglows_with_VLA_and_ALMA |
| Authors |
Delina_Levine,_Maria_Dainotti,_Kevin_J._Zvonarek,_Nissim_Fraija,_Donald_C._Warren,_Poonam_Chandra,_and_Nicole_Lloyd-Ronning |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.10428 |
ガンマ線バースト（GRB）の残光放射は、サブTeVから電波波長まで観測できますが、観測されたGRBの6.6\％のみが電波残光を示します。GRBの電波光度曲線（LC）を調べて、X線および光学で観察されるプラトーに似た電波プラトーの存在を探します。観測された電波残光を使用して文献から404GRBを分析し、4つのパラメーターを必要とするべき乗則（BPL）モデルを使用して少なくとも5つのデータポイントを持つ82のGRBを適合させます。これらから、プラトーに似たブレーク機能を示す18個のGRBが見つかります。18個のGRBについて、光度$L_a$と休憩時間$T_a^*$の間のダイノッティ相関の最初の多波長研究を実施し、相関が存在し、X線の対応する相関に類似していると結論付けました。進化的効果の補正後の光波長。ラジオサンプルの$T_a^*$をX線および光学データの$T_a^*$値と比較し（Dainottietal。2013、2020b）、ラジオのブレークタイムが大幅に遅いことを発見しました。この遅いブレークタイムとスロープの互換性は、長続きするプラトーまたは無線帯域のスペクトルブレークの通過のいずれかを示唆していることを提案します。また、等方性エネルギー$E_{\rmiso}$と残りのフレームのバースト期間$T^*_{90}$の分布を修正して、進化的効果を求め、$T^の間に有意差はないと結論付けました。休憩のある無線LCと休憩のない無線LCの*_{90}$分布。
GRBラジオ残光データにおける選択バイアスと赤方偏移の進化の説明
ガンマ線バースト（GRB）は非常にエネルギーの高いイベントであり、非常に高い赤方偏移で観測できます。ただし、選択効果と赤方偏移の進化によるGRBデータの固有のバイアスは、その後の分析を大幅に歪める可能性があります。バースト持続時間$T_{90}^*$、プロンプト等方性エネルギー$E_{\rmiso}$、プラトー放射の残りのフレーム終了時間など、GRB放射に関連する重要な変数を修正します。、$T_{\rma、radio}^*$、およびそれに対応する光度$L_{\rma、radio}$、ラジオの残光。特に、関心のある変数の修正には、1992年に発表されたエフロン-ペトロシアン法を使用します。具体的には、80GRBの$E_{\rmiso}$と$T_{90}^*$を修正し、$L_{\rma、radio}$と$T_{\rma、radio}^*$を修正します。光度曲線にプラトーのような平坦化を示す18個のGRBのサブサンプル。この方法を適用すると、ほとんどの変数、特に$L_{\rma、radio}$で、ラジオ、X線、および光の波長に関する過去および現在の文献に見られる値と同様の値で、レッドシフトを伴う強力な進化が見られます。これらの変数が観測バイアスの影響を受けやすいことを示しています。この分析は、相関の固有の振る舞いを取得して、最も妥当な理論モデルの識別器として、また信頼できる宇宙論的ツールとして使用するために、進化的効果の観測データを修正する必要性を強調しています。
最も近い潮汐破壊現象の光度曲線の進化：遅い時間の無線のみのフレア
| Title |
Lightcurve_Evolution_of_the_nearest_Tidal_Disruption_Event:_A_late-time,_radio-only_flare |
| Authors |
Eric_S._Perlman_(Florida_Institute_of_Technology),_Eileen_T._Meyer_(University_of_Maryland,_Baltimore_County),_Q._Daniel_Wang_(University_of_Massachusetts),_Qiang_Yuan_(Purple_Mountain_Observatory),_Richard_Henriksen,_Judith_Irwin_(Queens_University),_Jiangtao_Li_(University_of_Massachusetts),_Theresa_Wiegert,_Haochuan_Li_(Queens_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.10441 |
潮汐破壊現象（TDE）は、星が銀河の超大質量ブラックホールの近くを通過して潮汐力によって破壊されるときに発生します。2010年11月にNGC4845（d=17Mpc）で観測されたTDEであるIGRJ12580+0134の新しい観測について、KarlG.Jansky超大型干渉電波望遠鏡（JVLA）と話し合います。また、2010〜2011年のSwiftとXMM-Newtonの観測の再分析、および新しい遅い時間のSwiftの観測についても説明します。私たちのJVLA観測は、プラトーが見られた2015年まで核電波フラックスの減衰を示し、その後2016年に重大な（〜ファクター3）電波フレアを示しました。2016年の電波フレアも電波スペクトルの変化を伴いましたが、見られませんでしたX線で。核ジェットと星間物質の雲との相互作用の結果としてフレアをモデル化します。これは、降着状態の変化やフォールバックイベントが示唆された他のいくつかのTDEでの遅い時間のX線フレアとは異なりますが、この場合はどちらも不可能と思われます。2011年のSwiftおよびXMM-Newtonデータの再分析は、ディスクからの熱放射の重要な証拠と、非常にソフトなべき乗則を示しています。これは、2010年に見られた極端なX線フラックスの増加（100ドルを超える係数）に加えて、異常なAGN変動イベントではなくTDEとしてのIGRJ12580+0134の識別を強化します。
いて座A *のX線フレア特性の長期変化に関する迅速な研究
| Title |
A_Swift_study_of_long-term_changes_in_the_X-ray_flaring_properties_of_Sagittarius_A* |
| Authors |
A._Andr\'es_(1,_2_and_3),_J._van_den_Eijnden_(1_and_4),_N._Degenaar_(1),_P.A._Evans_(5),_K._Chatterjee_(1,_6_an_7),_M._Reynolds_(8),_J.M._Miller_(8),_J._Kennea_(9),_R._Wijnands_(1),_S._Markoff_(1),_D._Altamirano_(10),_C.O._Heinke_(11),_A._Bahramian_(12),_G._Ponti_(13_and_14),_D._Haggard_(15)_((1)_Anton_Pannekoek_Institute_for_Astronomy,_University_of_Amsterdam,_(2)_Instituto_de_Astronom\'ia,_Universidad_Nacional_Autonoma_de_M\'exico,_(3)_Facultad_de_Ciencias_Naturales_y_Matem\'atica,_Universidad_de_El_Salvador,_(4)_Department_of_Physics,_Astrophysics,_University_of_Oxford,_(5)_University_of_Leicester,_School_of_Physics_and_Astronomy,_(6)_Black_Hole_Initiative_at_Harvard_University,_(7)_Harvard-Smithsonian_Center_for_Astrophysics,_(8)_Department_of_Astronomy,_University_of_Michigan,_(9)_Department_of_Astronomy_and_Astrophysics,_Pennsylvania_State_University_(10)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Southampton,_(11)_Department_of_Physics,_University_of_Alberta,_(12)_International_Centre_for_Radio_Astronomy_Research_-_Curtin_University,_(13)_Osservatorio_Astronomico_di_Brera,_(14)_Max-Planck-Institut_f\"ur_Extraterrestrische_Physik,_(15)_Department_of_Physics,_McGill_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.10451 |
銀河中心にある超大質量ブラックホールの放射性対応物であるいて座A*は、安定した静止レベルの上のX線バンドでフレア放射を示します。フレアは近赤外線帯域でも観察されます。フレアを生成する物理的プロセスは完全には理解されておらず、フレア率が変動するかどうかは不明ですが、最近のいくつかの研究では、近年前例のない変動に達していることが示唆されています。NeilGehrelsSwiftObservatoryの10年以上の定期的なX線モニタリングを使用して、SgrA*のカウント率の変動を年の時間スケールで調査しました。X線放射を静止放射とフレア放射に分解し、それぞれ定数とべき乗則のプロセスとしてモデル化しました。完全な複数年のデータセットは、フレアフラックスの定常分布では説明できないことがわかりましたが、個々の年はこのモデルによく従っています。研究された10年のうち3年では、データは純粋なポアソン静止分布と一致していますが、5年間は、フレアフラックス分布パラメータの上限しか決定できませんでした。これらの考えられる変化は、1年あたりの観測数の違いでは完全には説明できないことがわかりました。総合すると、これらの結果は、代わりにSgrA*のフレア率の変化と一致しており、2008年から2012年の間よりも2006年から2007年と2017年から2019年の間に活発に見えます。最後に、フレアモデルとガス状物体の通過のコンテキストでこの結果について説明し、たとえばSwift観測の背景に対処するために実行される追加の統計手順について説明します。
MeVバンドにおけるTXS0506 + 056ニュートリノイベントのモデリングとシミュレーション
| Title |
Modeling_and_Simulations_of_TXS_0506+056_Neutrino_Events_in_the_MeV_Band |
| Authors |
Tiffany_R._Lewis,_Christopher_M._Karwin,_Tonia_M._Venters,_Henrike_Fleischhack,_Yong_Sheng,_Carolyn_A._Kierans,_Regina_Caputo,_Julie_McEnery |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.10600 |
多波長ブレーザースペクトルで識別されたニュートリノ検出は、最初の$\g$線ニュートリノマルチメッセンジャー信号を表します。ブレーザーであるTXS0506+056も、時間の経過に伴うスペクトル表現が異常であり、文献には多くのモデルが提案されています。この作業では、一連のフォッカープランク導出ソリューションを使用して、ニュートリノ共観測の2つのエポック中のTXS0506+056データをモデル化し、一連の物理的にもっともらしいシナリオに対して提案されたAMEGO-Xミッションの期待される応答をシミュレートします。
パルサー偏光アレイ
広く分布し、タイミングの良いミリ秒パルサーで構成されるパルサータイミングアレイ（PTA）は、重力波を測定するための銀河干渉計として機能します。PTAについて取得した同じデータを使用して、天体物理学と基本的な物理学を探索するために、パルサー偏光アレイ（PPA）を開発することを提案します。PTAの場合と同様に、PPAは、ローカルノイズで模倣するのが難しい大規模な時間的および空間的相関関係を明らかにするのに最適です。PPAの物理的可能性を実証するために、チャーン・サイモン結合によって引き起こされる宇宙複屈折による超軽量アクシオンのような暗黒物質（ALDM）の検出を検討します。質量が小さいため、超軽量ALDMは、強い波状の性質を特徴とするボース・アインシュタイン凝縮として生成できます。信号の時間的相関と空間的相関の両方を組み込むことで、PPAが$\sim10^{-14}-10^{-17}$GeV$^{-1}までのチャーンサイモン結合をプローブする可能性があることを示します。$、質量範囲$\sim10^{-27}-10^{-21}$eV。
衝撃時の効率的な粒子加速の理論
| Title |
The_Theory_of_Efficient_Particle_Acceleration_at_Shocks |
| Authors |
Damiano_Caprioli_and_Colby_Haggerty_and_Pasquale_Blasi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.10629 |
第一原理動的プラズマシミュレーションから生じる拡散衝撃加速（DSA）の理論における最近の発見について説明します。イオン加速が効率的である場合、非熱粒子と自己生成磁場の逆反応が顕著になり、標準の試験粒子DSA理論によって予測されるものよりも大幅に軟らかい衝撃圧縮と粒子スペクトルの両方が向上します。これらの結果は、SN1006の残骸に特に焦点を当てて、天体物理学的ショックの非熱的現象学の文脈で議論されています。
パルサーコアの相転移の信号としてのパルスプロファイルの変調
| Title |
Modulation_of_pulse_profile_as_a_signal_for_phase_transitions_in_a_pulsar_core |
| Authors |
Partha_Bagchi,_Biswanath_Layek,_Anjishnu_Sarkar,_Ajit_M._Srivastava |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.10805 |
パルサーの慣性モーメントに対する相転移によって引き起こされる密度変動の影響から生じるパルサーからのパルスの詳細な修正を計算します。パルサーの初期慣性モーメントテンソル（ここでは対角と見なされます）が、特定の幅でガウス分布されていると見なされる各コンポーネントに対してランダムな追加の寄与を得ると想定される単純なモデルを使用して、一般的な統計密度変動を表します。密度変動の強さ$\epsilon$によって。$\epsilon$のサンプル値（およびパルサー変形パラメーター$\eta$）を使用して、パルサーの回転ダイナミクスのオイラー方程式を解くことにより、詳細なパルス修正を数値的に計算します。また、$\epsilon$および$\eta$の任意の値に使用できる分析推定値も示します。摂動されたパルスには、長期間にわたるパルスの変調に関して観察可能な非常に特殊なパターンがあることを示します。密度の変動が消えてパルサーの内部に均一な位相が生じるという事実を考慮すると、MIテンソルの非対角成分も最終的には消えます。したがって、（非対角MIコンポーネントからの）誘導されたウォブリングによるパルスの変更も、最終的には消滅します。これにより、これらの過渡パルス変調を、元々存在していたウォブリングの影響と区別することができます。さらに、これらの変調の時間的減衰は、パルサーの密度変動の緩和に直接関係し、パルサー内で発生する相転移の性質に関する貴重な情報を提供します。
量子シンクロ曲率メーザーとその中性子星への応用
中性子星（NS）の磁気圏におけるシンクロ曲率メーザーの可能性を探ります。以前の研究とは異なり、相対論的量子力学を採用し、らせん磁場中の電子のディラック方程式を解き、摂動的に放射遷移率を計算します。磁力線の曲率がラーモア半径よりもはるかに大きいと仮定して、電子の波動関数を取得するために断熱スピノール回転を利用します。電子状態は、磁場に投影されたスピン演算子またはヘリシティ演算子のいずれかによってさらに分類されます。次に、さまざまなタイプのNSの外側のギャップに典型的ないくつかのパラメータ値の誘導放出を説明する真の吸収率を数値的に評価します。メーザーが実際にさまざまなパラメーターで可能であることを示します。また、これらのパラメーターへの依存関係を体系的に示します。最後に、NSの外側のギャップの増幅率の大まかな見積もりを示します。これは、メーザー放出のホストとしてミリ秒パルサーを支持しているようです。
恒星質量ブラックホール連星の同定とマイクロレンズ法における線形軌道運動近似の妥当性
重力マイクロレンズ法は、間隔が広い（数au）バイナリブラック（BH）ホールを検出する点で独特です。モデルは、マイクロレンズバイナリの約1％がバイナリBHによるものであると予測していますが、ゼロは確実に特定されています。バイナリBHレンズでシミュレートされたイベントを使用して、典型的なバイナリBHイベントのマイクロレンズ視差効果を確実に検出できないことを示します。暗いマイクロレンズの質量を決定する際の視差パラメータの重要な役割を考えると、これはバイナリBHの非検出を説明するかもしれません。さらに、シミュレートされたイベントの$\sim15\％$では、バイナリレンズの完全な軌道運動を線形軌道運動近似でモデル化できないことを示しています。この近似は、バイナリマイクロレンズイベントのモデリングで頻繁に使用されています。
RadioAstronを使用して、AGNジェットの最も内側の領域とその磁場を調べます。 V. OJ287の宇宙および地上ミリメートル-VLBIイメージング
| Title |
Probing_the_innermost_regions_of_AGN_jets_and_their_magnetic_fields_with_RadioAstron._V._Space_and_ground_millimeter-VLBI_imaging_of_OJ_287 |
| Authors |
Jose_L._G\'omez,_Efthalia_Traianou,_Thomas_P._Krichbaum,_Andrei_Lobanov,_Antonio_Fuentes,_Rocco_Lico,_Guang-Yao_Zhao,_Gabriele_Bruni,_Yuri_Y._Kovalev,_Anne_Lahteenmaki,_Petr_A._Voitsik,_Mikhail_M._Lisakov,_Emmanouil_Angelakis,_Uwe_Bach,_Carolina_Casadio,_Ilje_Cho,_Lankeswar_Dey,_Achamveedu_Gopakumar,_Leonid_Gurvits,_Svetlana_G._Jorstad,_Matthew_L._Lister,_Alan_P._Marscher,_Ioannis_Myserlis,_Alexander_Pushkarev,_Eduardo_Ros,_Tuomas_Savolainen,_Merja_Tornikoski,_Mauri_J._Valtonen,_Anton_Zensus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.11200 |
2014年4月4日のペリジーセッション中に22GHzでRadioAstronを使用して観測された、OJ287の最初の偏光空間VLBI観測と、15、43、および86GHzでの同時地上VLBI観測とともに5つのニアインタイムスナップショットを示します。地上空間のフリンジは、近地点セッション中に3.9地球直径の予測ベースラインまで、スナップショットセッション中に記録的な15.1地球直径で取得され、$\sim50\mu$の角度分解能で最も内側のジェットを画像化することができました。として、OJ287の22GHzでこれまでに達成された最高値。地上ベースのVLBI観測との比較は、他のモデルを除外することはできませんが、超大規模なバイナリブラックホールモデルからの予測と一致する角度分解能の増加に伴う漸進的なジェットベンディングを明らかにします。スペクトル分析は、パーセクスケールのジェットが粒子と磁場の間で等分配にあることと一致している一方で、VLBIコアが多波長フレアの開始中に放出粒子の内部エネルギーによって支配されていることを示唆しています。視程の振幅から推定される最小輝度温度は、最大$10^{13}$Kまでの予測ベースライン長で継続的な上昇傾向を示し、視線に密接に向けられたジェットのドップラーブーストによる逆コンプトン制限と一致します。観測された電気ベクトルの位置角度は、最も内側のジェットが主にトロイダル磁場を持っていることを示唆しています。形成モデル。
MRI乱流の応力-圧力遅れと降着円盤の熱不安定性に対するその意味
| Title |
The_stress-pressure_lag_in_MRI_turbulence_and_its_implications_for_thermal_instability_in_accretion_discs |
| Authors |
Loren_E._Held,_Henrik_N._Latter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.11226 |
古典的なアルファディスクモデルは、乱流応力が圧力に比例して線形にスケーリングし、圧力に瞬時に応答することを前提としています。ただし、応力には無視できない緩和時間があり、あるタイムスケールでは圧力に遅れをとる可能性があります。このラグのサイズを測定するために、有限体積コードPLUTOを使用して、ゼロネット磁束を使用した非層化3D電磁流体力学せん断ボックスシミュレーションを実行します。冷却項を介してさまざまな周期の熱振動を課し、それが乱流応力の振動を駆動します。私たちのシミュレーションは、振動周期が数十軌道以上の場合、応力振動が$\sim5$軌道だけ圧力より遅れることを明らかにしています。コンパクトオブジェクトの周りのディスクの熱的および粘性の過安定性に対する結果の影響について説明します。
2016年のFRB20121102Aからのバーストストームのアレシボ観測
| Title |
Arecibo_observations_of_a_burst_storm_from_FRB_20121102A_in_2016 |
| Authors |
D.M._Hewitt,_M.P._Snelders,_J.W.T._Hessels,_K._Nimmo,_J.N._Jahns,_L.G._Spitler,_K._Gourdji,_G.H._Hilmarsson,_D._Michilli,_O._S._Ould-Boukattine,_P._Scholz,_A.D._Seymour |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.11282 |
FRB20121102Aは、繰り返しバーストが検出された最初の既知の高速電波バースト（FRB）であり、文献で最もよく研究されているFRBソースの1つです。ここでは、2015年12月から2016年10月までの約59時間の観測中に検出された、305mのアレシボ望遠鏡を使用したFRB20121102Aからの478個のバーストの分析について報告します。バーストの大部分は2016年9月頃のバーストストームからのものです。多数のFRB20121102Aバーストの利用可能な最も早いサンプルであり、したがって、ソースの進化する特性の長期的な研究のためのアンカーポイントを提供します。バーストは、幅-帯域幅-エネルギーパラメータ空間で2つのグループに分かれ、低エネルギーバースト（LEB）と高エネルギーバースト（HEB）と呼ばれます。LEBは通常、HEBよりも持続時間が長く、帯域幅が狭いことがわかります。これは、繰り返しのFRBと繰り返しのないFRBのバースト間で観測されたスペクトル時間の違いを彷彿とさせます。累積バースト率-エネルギー分布をべき乗則を破って適合させ、それがより高いエネルギーに向かって平坦になることを発見します。このサンプルのバーストは、バースト形態の多様な動物園で構成されていますが、特にバースト放射は、観測周波数範囲（〜1150〜1730MHz）の下部よりも上部でより一般的であるようです。また、同じ日のバーストは他の日のバーストよりも類似しているように見えますが、この観察には確認が必要です。私たちが測定する待機時間とバーストレートは、以前の研究と一致しています。
| Title |
A_NuSTAR_observation_of_the_eclipsing_binary_system_OAO_1657-415:_The_revival_of_the_cyclotron_line |
| Authors |
Enzo_A._Saavedra,_Federico_A._Fogantini,_Jorge_A._Combi,_Federico_Garc\'ia,_Sylvain_Chaty |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.11325 |
OAO1657-415は、さまざまな軌道位相で、何年にもわたっていくつかの望遠鏡によって観測されてきた、質量の大きいコンパニオンを備えた降着X線パルサーです。1999年に、Beppo-SAXで実行された観測により、サイクロトロン共鳴散乱機能が検出されました。これは、他の機器では再び検出されていません。線源の最も明るい段階で行われた最近のNuSTARX線観測により、線源の硬X線スペクトルでサイクロトロン共鳴散乱の特徴を高感度で検索することができます。時間的およびスペクトルX線分析によって線源を特徴付け、サイクロトロン共鳴散乱の特徴の存在を自信を持って検索することを目指しています。観察は、それぞれを特徴づけるために4つの時間間隔に分割されました。中性子星のパルスを取得するためにいくつかのタイミング分析ツールが使用され、光度曲線は時間間隔に折りたたまれました。エネルギー範囲3〜79keVのNuSTARスペクトルが使用されました。これは、高エネルギーカットオフのべき乗則連続発光モデルでモデル化されました。完全な観測で、ソースに関連する脈動が見つかります。これは、軌道ドップラー効果によってシフトされます。$35.6\pm2.5$keVのサイクロトロン線がスペクトルに存在するという証拠を示します。このエネルギーを使用して、パルサー表面の双極磁場を$4.0\pm0.2\、\times\、10^{12}$Gと推定します。さらに、OAO1657-415までの距離の下限を$と推定します。\simeq1$kpc。また、光度とサイクロトロン線に関連するエネルギーとの間に正の相関関係がある可能性もあります。$35.6\pm2.5$keVのサイクロトロン線は、Beppo-SAXによって検出されたものと同じであると結論付けます。私たちの検出には、$\sim$3.4$\sigma$の重要性があります。
COCOPLOT：COlor COllapsed PLOTtingソフトウェア：カラーを使用して3Dデータを2D画像として表示
| Title |
COCOPLOT:_COlor_COllapsed_PLOTting_software_:_Using_color_to_view_3D_data_as_a_2D_image |
| Authors |
Malcolm_K._Druett,_Alexander_G._M._Pietrow,_Gregal_J._M._Vissers,_Carolina_Robustini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.10786 |
最新の太陽観測所のほとんどは、3D時空間データキューブとしてフォーマットされたデータ製品を提供します。このデータキューブには、スペクトル情報や偏光情報を含む追加の高次元が含まれています。この多次元の複雑さは、複数の次元で関心のある機能を同時に参照するときに大きな課題を提示します。COlorCOllapsedPLOTting（COCOPLOT）ソフトウェアをクイックルックおよびコンテキスト画像ソフトウェアとして開発し、すべての空間ピクセル（$x、y$）からのスペクトルプロファイルまたは時間発展を3D[$n_x、n_y、n_\で伝達します。lambda$]または[$n_x、n_y、n_t$]データキューブを単一の画像として、色を使用します。これにより、複数の基準を満たす信号を検索するときに、多くの波長をスキャンして差分画像や合成画像を作成する必要がなくなります。フィルタは、各チャネルで強調表示する対象の値とその重みを選択することにより、赤、緑、および青のチャネルに対して生成されます。これらのフィルターは、3次元軸上のデータキューブと組み合わされて、1つのトゥルーカラー画像として表示される$n_x\timesn_y\times3$キューブを生成します。H$\alpha$太陽フレアデータ、$k$との比較など、スウェーデンの1m太陽望遠鏡（SST）とIRISからのデータのいくつかの使用例が示されています。これは、CaIIKラインの非対称性を特定するためのクラスタリングを意味します。IRISCIIスリットジョー画像の四肢外冠状雨。これらは、ラインウィングまたは中央エンハンスメント、広がり、ウィング吸収、および断続的な流れまたは時間持続性の特徴を備えたサイトを含む場所のCOCOPLOTを使用した色のみによる識別を示しています。COCOPLOTは、IDLとPythonの両方で公開されています。
FASTのスペクトル観測における無線周波数干渉の緩和と統計
| Title |
Radio_Frequency_Interference_Mitigation_and_Statistics_in_the_Spectral_Observations_of_FAST |
| Authors |
Chuan-Peng_Zhang,_Jin-Long_Xu,_Jie_Wang,_Yingjie_Jing,_Ziming_Liu,_Ming_Zhu,_Peng_Jiang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.11018 |
電波天文学では、電波観測施設にとって無線周波数干渉（RFI）がますます深刻になっています。RFIは常に、興味深い天体の検索と研究に影響を与えます。RFIの軽減は、調査データの処理において不可欠な手順になります。500メートル球面電波望遠鏡（FAST）は、非常に感度の高い電波望遠鏡です。FASTデータ処理のための効果的で正確なRFI緩和方法を見つける必要があります。この作業では、FASTスペクトル観測でRFIを軽減し、約300時間のFASTデータを使用してRFIの統計を作成する方法を紹介します。詳細は以下のとおりです。まず、FASTスペクトルの特性に従って、ベースラインフィッティングにArPLSアルゴリズムを使用することを提案します。私たちのテスト結果は、それが良いパフォーマンスを持っていることを示しています。次に、4つの戦略でRFIにフラグを立てます。それぞれ、非常に強力なRFIにフラグを立て、長持ちするRFIにフラグを立て、偏光RFIにフラグを立て、ビーム結合RFIにフラグを立てます。テスト結果は、事前設定されたしきい値を超えるすべてのRFIにフラグを立てることができることを示しています。第三に、FAST観測における分極XXおよびYYRFIの確率の統計を作成します。統計結果から、どの周波数が比較的静止しているのかがわかります。このような統計データを使用すると、スペクトル観測でこのような周波数を使用することを回避できます。最後に、約300時間のFASTデータに基づいて、現在FAST用の最も完全なデータベースであるRFIテーブルを取得しました。
ヨーロッパの高高度気球天文台に向けて-ESBO設計研究
| Title |
Towards_a_European_Stratospheric_Balloon_Observatory_--_The_ESBO_Design_Study |
| Authors |
Philipp_Maier,_J\"urgen_Wolf,_Thomas_Keilig,_Alfred_Krabbe,_Rene_Duffard,_Jose-Luis_Ortiz,_Sabine_Klinkner,_Michael_Lengowski,_Thomas_M\"uller,_Christian_Lockowandt,_Christian_Krockstedt,_Norbert_Kappelmann,_Beate_Stelzer,_Klaus_Werner,_Stephan_Geier,_Christoph_Kalkuhl,_Thomas_Rauch,_Thomas_Schanz,_J\"urgen_Barnstedt,_Lauro_Conti,_Lars_Hanke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.11068 |
この論文は、現在ヨーロッパの研究機関と産業界のコンソーシアムによって準備されている、コミュニティがアクセス可能な成層圏気球ベースの天文台の概念を提示します。計画されている欧州気球観測所（ESBO）は、幅広い天文学的用途に合わせたサービス中心のインフラストラクチャを提供することにより、科学的な気球活動の現在の状況を補完することを目的としています。特に、この概念は、定期的な飛行を実行する交換可能な機器と望遠鏡を備えた再利用可能なプラットフォームと、研究者に独自の機器をテストおよび操作するオプションを提供する運用概念に焦点を当てていますが、後で観測への提案ベースのアクセスも提供します。これにより、波長レジーム（特に紫外線（UV）および遠赤外線（FIR）レジーム）へのアクセス、空間分解能機能、および測光安定性の観点から、地上、宇宙ベース、および空中の観測所を補完することを目的としています。欧州連合のホライズン2020プログラム内で資金提供されている現在進行中のESBO設計研究（ESBODS）内で、UVおよび可視光観測用の0.5m望遠鏡を搭載したプロトタイププラットフォームが構築されており、より大規模な後続プラットフォームのコンセプトが構築されています。次世代のFIR望遠鏡が研究されています。UV/可視プロトタイププラットフォームの飛行は現在2021年に予測されています。技術的な動機、科学事例、計装、および0.5mUV/可視プラットフォームの2段階画像安定化アプローチを紹介します。さらに、0.5〜0.6mの範囲の望遠鏡を運ぶために設計されている、新しい中型の安定した気球ゴンドラと、このプラットフォームで現在検討されている飛行オプションについて簡単に説明します。次に、大型の気球ベースのFIR望遠鏡の科学的および技術的動機と、そのようなインフラストラクチャに対するESBODSアプローチの概要を説明します。
パノラマSETI：プロトタイプ望遠鏡と機器設計からの空の結果
| Title |
Panoramic_SETI:_on-sky_results_from_prototype_telescopes_and_instrumental_design |
| Authors |
J._Maire,_S._A._Wright,_D._Werthimer,_F._P._Antonio,_A._Brown,_P._Horowitz,_R._Lee,_W._Liu,_R._Raffanti,_J._Wiley,_M._Cosens,_C._M._Heffner,_A._W._Howard,_R._P._S._Stone,_R._R._Treffers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.11080 |
パノラマSETI（地球外知的生命体探査）実験（PANOSETI）は、広い視野（$\sim$4,450平方度）でナノ秒から秒の精度までの光学的過渡現象を検出および定量化することを目的としています。これらの困難なタイミングと広視野の要件を満たすために、PANOSETI実験では、$\sim$45望遠鏡の2つのアセンブリを使用して、同時検出によってスプリアス信号を拒否します。各アセンブリは、カスタムメイドの高速フォトンカウンティングハードウェアと（$f/1.32$）フォーカシング光学系。PANOSETIプロトタイプ望遠鏡（100平方度）のペアからの予備的な空中の結果は、機器の性能と誤警報率の観点から提示されています。同じ視野を調査する望遠鏡間で$>$1km離れていると、望遠鏡を並べて構成する場合と比較して、近くの光源（チェレンコフシャワーなど）による誤検知の数が大幅に減少することがわかりました。全天のPANOSETI機器の設計上の考慮事項と予想される視野が報告されます。
| Title |
The_EOSC-Synergy_cloud_services_implementation_for_the_Latin_American_Giant_Observatory_(LAGO) |
| Authors |
Juan_Antonio_Rubio-Montero,_Ra\'ul_Pag\'an-Mu\~noz,_Rafael_Mayo-Garc\'ia,_Alfonso_Pardo-Diaz,_Iv\'an_Sidelnik_and_Hern\'an_Asorey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.11190 |
ラテンアメリカ巨大天文台（LAGO）は、南極大陸からM\'までの広範囲の緯度に水チェレンコフ検出器（WCD）やその他の宇宙素粒子検出器の大規模なネットワークを展開することにより、ラテンアメリカの地域規模で分散型宇宙線天文台です。exico、および海抜から5500masl以上までの高度検出器のテレメトリ、大気条件、および地上の二次粒子のフラックスは、独自に設計されたハードウェアとファームウェア（ACQUA）を使用して、各LAGOサイトで非常に詳細に測定されます。これらすべてのデータを組み合わせて分析するために、LAGOはデータ分析フレームワークであるANNAを開発しました。さらに、ARTIは、地球大気に入る一次宇宙線からの検出器で予想される信号をシミュレートするように設計されたシミュレーションの完全なフレームワークであり、現実的な大気、地磁気、および検出器の条件でサイトの正確な特性評価を可能にします。測定データと合成データが流れ始めると、さまざまな検出器、コンピューティングアーキテクチャ、および電子インフラストラクチャで実行される大量のデータが出現するため、困難なシナリオに直面しています。これらのデータは、オープンな電子科学環境下での内部およびパブリックアクセスとデータマイニングのために、転送、分析、カタログ化、保存、および提供する必要があります。この作業では、来歴、データキュレーション、およびデータの再利用に関するFAIRの原則に従う、LAGOのフレームワークの最初の例として、EOSC-SynergyクラウドベースサービスでのARTIの実装を紹介します。このために、26個のLAGOすべてについて検出器レベルで最大1週間に予想される二次粒子のフラックスと、ANDES地下研究所および他のサイトで予想される高エネルギー二次粒子の1年間のフラックスを計算します。したがって、この開発がLAGOだけでなく、他のデータ集約型宇宙線観測所、ミュオグラフィ実験、地下実験室にもどのように役立つかを示します。
マルチ波長およびマルチメッセンジャー天文学のための多重解像度HEALPixマップ
| Title |
Multi-Resolution_HEALPix_Maps_for_Multi-Wavelength_and_Multi-Messenger_Astronomy |
| Authors |
I._Martinez-Castellanos,_Leo_P._Singer,_E._Burns,_D._Tak,_Alyson_Joens,_Judith_L._Racusin,_Jeremy_S._Perkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.11240 |
HEALPix（階層的等面積isoLatitudeピクセル化）は、高エネルギーおよび重力波天文学の標準になりました。もともとは全天フーリエ解析の効率を改善するために開発されましたが、現在は空の位置特定情報を共有するためにも利用されています。この目的で使用する場合、均一な全天グリッドの必要性は、より広範なコミュニティの採用を妨げる制限を表します。この作品は、この問題の解決策である、多重解像度マップを作成、処理、分析できるPythonライブラリであるmhealpyを紹介します。効率的なピクセルクエリ、マップ間の算術演算、適応メッシュ細分化、プロット、およびFITS（FlexibleImageTransportSystem）ファイルへのシリアル化をサポートします。このHEALPix拡張機能は、高解像度の領域を表すのに適しているため、多波長およびマルチメッセンジャーの共同分析のために空間情報を共有するための便利な共通フォーマットが得られます。
アストロサット：光学天文観測のための衛星通過の予測
| Title |
Astrosat:_Forecasting_satellite_transits_for_optical_astronomical_observations |
| Authors |
James_Osborn,_Laurence_Blacketer,_Matthew_J._Townson,_Ollie_J._D._Farley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.11268 |
衛星の大規模なコンステレーションの影響は、地上の天文学者にとって懸念事項です。近年、低軌道衛星の数が大幅に増加しており、この傾向は今後も続くでしょう。衛星の数が多いと、地上の望遠鏡の視野に正しい太陽角度で入り、繊細な測定値を損なう可能性があるほど明るく見える可能性が高くなります。与えられた観測者の位置と時間と視野に対して衛星軌道をRA/DEC座標系に投影する新しいツールAstrosatを紹介します。これにより、観測者は、交差点を回避するか、情報を事前に使用して後処理するか、通過中の観測を停止することにより、画像を通じて衛星の軌跡の影響を軽減できます。また、典型的な天文台で見られ、肉眼で見られる、最大の星座であるスターリンクの見かけの明るさに関する分析も提供します。肉眼の観測者は、通常、空が暗いときに、天文薄明時に最大5つのスターリンク衛星を見ることができることを示します。星座に意図された40000の衛星があると、その数は30に増加します。
Simons Observatory Focal-Plane Module：ラボ内テストおよび特性評価プログラム
| Title |
Simons_Observatory_Focal-Plane_Module:_In-lab_Testing_and_Characterization_Program |
| Authors |
Yuhan_Wang,_Kaiwen_Zheng,_Zachary_Atkins,_Jason_Austermann,_Tanay_Bhandarkar,_Steve_K._Choi,_Shannon_M._Duff,_Daniel_Dutcher,_Nicholas_Galitzki,_Erin_Healy,_Zachary_B._Huber,_Johannes_Hubmayr,_Bradley_R._Johnson,_Jack_Lashner,_Yaqiong_Li,_Heather_McCarrick,_Michael_D._Niemack,_Joseph_Seibert,_Suzanne_T._Staggs,_Eve_Vavagiakis,_Zhilei_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.11301 |
サイモンズ天文台（SO）は、チリのアタカマ砂漠に設置される地上ベースの宇宙マイクロ波背景放射装置です。SOは、低周波（LF）、中周波（MF）、極超短波（UHF）と呼ばれる3つの二色帯をカバーする4つの望遠鏡のスイート全体で、49の別々の焦点面モジュールに60,000の遷移エッジセンサーボロメータを配備します。各MFおよびUHF焦点面モジュールは、1720個の光検出器と対応する100mKマイクロ波SQUID多重化読み出しコンポーネントをパッケージ化します。このホワイトペーパーでは、モジュールを組み立てた後の高スループット検証のために開発したテストプログラムについて説明します。検証には、歩留まり、飽和パワー、時定数、ノイズ特性、および光学効率の測定が必要です。必要に応じて、さらなる特性評価のために追加の測定が実行されます。開発された方法について説明し、プロトタイプモジュールの初期テストからの予備的な結果を示します。
近くの連星の位置天文学的識別I：予測された位置天文信号
| Title |
Astrometric_Identification_of_Nearby_Binary_Stars_I:_Predicted_Astrometric_Signals |
| Authors |
Zephyr_Penoyre,_Vasily_Belokurov,_N._Wyn_Evans |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.10380 |
位置天文の偏差だけから連星系を特定する能力を調べます。100pc内でシミュレートされた連星システムの幅広いカタログを生成し、\textit{Gaia}調査のスキャン法則と位置天文データ処理ルーチンに一致する合成観測を調べます。単位重量誤差（UWE）と固有運動異常（PMA）が、周期の関数としてどのように変化するか、およびバイナリのプロパティを示します。UWEとPMAはどちらも、調査のタイムベースラインに近いバイナリ期間を持つシステムでピークに達します。したがって、より長いベースラインで同じシステムを観察すると、UWEは増加するか、ほぼ一定のままであると予想できます。基準として$UWE_{eDR3}>1.25$および$\DeltaUWE/UWE_{eDR3}>-0.25$をお勧めします。他の位置天文ノイズの発生源を除外しながら、位置天文バイナリを選択します。恒星のバイナリの場合、数か月から数十年の範囲の期間で、シミュレートされたシステムの80〜90\％で有意な位置天文偏差を検出することが期待されることを示します。調査のベースラインよりも期間が短いシステムの場合、観測された$UWE$は$\propto\\varpi$（視差）、$a$（半主軸）、および$\Delta=\frac{|ql|}をスケーリングすることを確認します。{（1+q）（1+l）}$ここで、$q$と$l$はそれぞれ質量と光の比率であり、視角にわずかに依存します。より長い期間、信号はおよそ$\proptoP^{-2}$（期間）の係数で抑制されることを示します。PMAは、周期がわずかに長い軌道で最大ですが、同じ近似スケーリング関係に従います。複数の観測可能な位置天文指標の分布を予測し、上記の期間範囲のバイナリシステムが単一の星とは区別可能で区別できることを示すことができます。
DWCNCの自転周期の復活と新しい高状態の爆発の証拠
| Title |
The_return_of_the_spin_period_in_DW_Cnc_and_evidence_of_new_high_state_outbursts |
| Authors |
C._Duffy,_G._Ramsay,_D._Steeghs,_M._R._Kennedy,_R._G._West,_P._J._Wheatley,_V._S._Dhillon,_K._Ackley,_M._J._Dyer,_D._K._Galloway,_S._Gill,_J._S._Acton,_M._R._Burleigh,_S._L._Casewell,_M._R._Goad,_B._A._Henderson,_R._H._Tilbrook,_P._A._Str{\o}m,_D._R._Anderson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.10416 |
DWCncは中間ポーラーであり、以前は高状態と低状態の両方で観察されていました。DWCncの高状態の観測では、以前は約38.6分の自転周期が明らかになりましたが、2018/19年の低状態からの観測では、自転周期の証拠は示されませんでした。2019年に始まった高状態の間にDWCncのNGTSによって収集された12秒のケイデンス測光データの分析結果を提示します。以前に報告された自転周期信号の抑制に続いて、高状態中のこの信号の戻りを識別します。それの以前の観察で。これは、高状態での降着の再開として識別されます。さらに、DWCncで約1日間続く、平均再発時間が約60日、振幅が約1等の3つの短い爆発を特定しました。これらは、2008年以来DWCncで特定された最初の爆発です。これらのイベントの性質が短いため、降着円盤の磁気回転不安定性と磁気回転不安定性の相互作用に起因する不安定性の結果としてではなく、降着不安定性の結果として特定します。白色矮星または磁気回転の結果によって生成された磁場。
赤外線絶対校正I：シリウスと暗い校正星の比較
| Title |
Infrared_Absolute_Calibration_I:_Comparison_of_Sirius_with_Fainter_Calibration_Stars |
| Authors |
G._H._Rieke,_K._Y._L._Su,_G._C._Sloan,_E._Schlawin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.10444 |
絶対校正の課題は、非常に明るい星と物理的なフラックス測定値を、最新の機器の範囲内のかすかな星に関連付けることです。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）のもの。シリウスを基準色の標準として提案します。これはゆっくりと回転するA0V星であり、高温の塵や惑星の塵円盤による赤外線超過がありません。また、正確な（〜1〜2％）絶対フラックス測定値も多数あります。シリウスからの近赤外線フラックスをBD+601753に正確に転送します。これは、JWSTの主要な絶対フラックスキャリブレータとして機能するのに十分なほど暗い、覆い隠されていない初期のA型星（A1V、V〜9.6、E（BV）〜0.009）です。。その近赤外スペクトルエネルギー分布とシリウスのスペクトルエネルギー分布は実質的に同じであるはずです。シリウスの出力と比較した出力は、さまざまな方法で決定されました。これらはすべて、約1％以内で一貫した結果をもたらします。また、キャリブレーションを、十分にキャリブレーションされた近接ソーラーアナログ（G2V）であるGSPCP330-Eに転送します。2MASSK_Sバンドは、多数の長い測定履歴を表すため強調しましたが、これらの星の理論スペクトル（つまり、CALSPECから）を使用して、この結果を近赤外線および中赤外線全体に拡張できます。
ICMEと1AU付近の太陽風との間のヘリウム存在量の比較
| Title |
Comparison_of_Helium_Abundance_between_ICMEs_and_Solar_Wind_near_1_AU |
| Authors |
Hongqiang_Song,_Xin_Cheng,_Leping_Li,_Jie_Zhang,_and_Yao_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.10503 |
$A_{He}=n_{He}/n_{H}\times100$として定義されるヘリウムの存在量は、光球では$\sim$8.5であり、速い太陽風では5を超えることはめったにありません。以前の統計は、遅い太陽風の$A_{He}$が黒点数と密接に相関していることを示しています。ただし、惑星間コロナ質量放出（ICME）内の$A_{He}$の太陽周期依存性、およびICMEと太陽風の$A_{He}$特性の比較にはあまり注意が払われていません。この論文では、1998年から2019年までの\textit{AdvancedCompositionExplorer}の観測と、ICMEと1AU付近の太陽風との間のヘリウム存在量の統計的比較を行い、ICME$A_{He}$も明らかな太陽を示すことを発見しました。サイクル依存。一方、$A_{He}$は、太陽風と比較してICME内で明らかに高く、ICMEの37\％および12\％内の平均はそれぞれ5および8.5を超えていることがわかります。ヘリウムの存在量が高い場所と方法に答えるのは興味深いことです。私たちの統計によると、ICME（徐風）$A_{He}$データポイントの21\％（3\％）は、太陽極大期付近で8.5を超え、最小値近くで劇的に減少しますが、そのような高い$A_{He}$値は表示されません。太陽周期全体を通して強風の中で。これは、より多くのICMEと遅い風が最大付近のアクティブ領域から発生するため、高い$A_{He}$（たとえば、$>$8.5）がアクティブ領域から発生することを示し、アクティブ領域とクワイエットサン領域の両方がゆっくりとした風。活性領域からの高い$A_{He}$は、磁気ループ閉じ込めモデルおよび/または光イオン化効果によって説明できることをお勧めします。
グラフネットワークによる非LTE合成と反転の加速
| Title |
Accelerating_non-LTE_synthesis_and_inversions_with_graph_networks |
| Authors |
A._Vicente_Ar\'evalo,_A._Asensio_Ramos,_and_S._Esteban_Pozuelo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.10552 |
コンテキスト：高速非LTE合成の計算コストは、2Dおよび3D反転コードの開発を制限する課題の1つです。また、彩層と遷移領域に形成された線の観測の解釈が遅く、計算コストのかかるプロセスになり、かなり狭い視野での物理的特性の推測が制限されます。出発係数を介してLTEレジームからの偏差を計算する高速な方法にアクセスできることで、この問題を大幅に軽減できます。目的：LTE以外の問題を解決せずに、原子レベルの母集団を迅速に予測するグラフネットワークを構築してトレーニングすることを提案します。方法：モデル大気の物理的条件から原子レベルの逸脱係数を予測するためのグラフネットワークの最適なアーキテクチャを見つけます。潜在的なモデル大気の代表的なサンプルを含む適切なデータセットがトレーニングに使用されます。このデータセットは、既存の非LTE合成コードを使用して計算されています。結果：グラフネットワークは、\caiiの特定のケースの既存の合成および反転コードに統合されました。計算速度が桁違いに向上することを示します。グラフネットワークの一般化機能を分析し、それが見えないモデルに対して適切な予測出発係数を生成することを示します。このアプローチを\hazel\に実装し、反転が標準の非LTE反転コードで得られたものとどのようにうまく比較されるかを示します。私たちの近似法は、時間発展とともに広い視野で彩層から物理情報を抽出する可能性を開きます。これにより、大きな空間的および時間的スケールが重要である太陽のこの領域をよりよく理解することができます。
安定成層および順圧星におけるランダムな初期磁場の進化
| Title |
Evolution_of_random_initial_magnetic_fields_in_stably_stratified_and_barotropic_stars |
| Authors |
Laura_Becerra,_Andreas_Reisenegger,_Juan_Alejandro_Valdivia_and_Mikhail_E._Gusakov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.10673 |
長寿命の磁場は、主系列星の上部、白色矮星、および中性子星に存在することが知られています。これらの星の内部の磁場の可能な平衡構成を調査するために、{\scPencilを使用して、理想的なガスの状態方程式を使用して、安定した成層およびバロトロピック星における最初はランダムな磁場の進化の3D電磁流体力学シミュレーションを実行しました。コード}、磁場の存在下での圧縮性流体力学的流れの高次有限差コード。順圧（等エントロピー）星では、私たちが試したすべての初期磁場が減衰し、安定した平衡に達することができないという意味で、以前の結果を確認します。安定して成層した星（放射状に増加する比エントロピーを持つ）の場合、最初はランダムな磁場が常に安定した平衡に進化しているように見えます。ただし、この平衡の性質は、考慮される散逸メカニズムに依存します。磁気拡散係数（または過拡散係数）が含まれている場合、最終状態は軸対称であり、初期状態よりも長い波長が支配的ですが、粘度（または過粘度）のみが存在する場合はそうではありません。実際の星では、それらが平衡に緩和することを可能にする主なメカニズムは、相混合である可能性が高く、これは、粘性によってより厳密に模倣されていると私たちは主張します。したがって、その形成メカニズムに応じて、これらの星の平衡磁場は原則として非常に非対称である可能性があると結論付けます。
フレア状の高温コロナループにおける遅い磁気音波の励起と減衰：圧縮粘度の影響
| Title |
Excitation_and_Damping_of_Slow_Magnetosonic_Waves_in_Flaring_Hot_Coronal_Loops:_Effects_of_Compressive_Viscosity |
| Authors |
Leon_Ofman_and_Tongjiang_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.10696 |
フレアに関連する遅い磁気音波は、SOHO/SUMER、さまざまなEUVバンドパスのSDO/AIA、およびその他の機器によって、コロナループで観測されました。遅い磁気音波の励起と減衰は、ループの磁気、温度、密度の構造に関する情報を提供します。最近、1.5Dモデルを使用して、熱伝導が抑制され、圧縮粘度が高温（T>6MK）のフレアコロナループで強化されることがわかりました。3DMHD粘性抵抗モデルを使用したEUV観測によって導かれる、現実的な磁気ジオメトリ、強化された密度、および温度（バックグラウンドコロナと比較して）を使用して、高温のコロナループ内の低速磁気音波の励起と散逸をモデル化します。磁場に沿った圧縮粘度テンソル成分の効果は、3DMHDコロナループモデルで初めて古典的で強化された粘度係数値に含まれています。波は、冠状下部境界のループのフットポイントで速度パルスによって励起されます。モデリングの結果は、低速の磁気音波の励起と、キンクや高速の磁気音波などの他の波動モードへの非線形結合を示しています。低温（6MK）ループでの粘性散逸の影響が小さく、高温（10.5MK）冠状ループでの粘性散逸の影響が大きい、高温の冠状ループからの波の有意な漏れが見つかりました。私たちの結果は、非線形3DMHDモデルが、さまざまな波の結合、減衰、定在波の形成、およびホットフレアコロナループの粘性散逸を完全に説明するために必要であることを示しています。当社の粘性3DMHDコードは、冠状地震学を改善するための新しいツールを提供します。
SDO / HMIデータを使用したMLベースの太陽フレア予測における誤警報率の低減
| Title |
Decreasing_False_Alarm_Rates_in_ML-based_Solar_Flare_Prediction_using_SDO/HMI_Data |
| Authors |
Varad_Deshmukh,_Natasha_Flyer,_Kiera_Van_Der_Sande_and_Thomas_Berger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.10704 |
太陽フレア予測システムにおける過度の誤検知（誤警報）の問題に対処するハイブリッド2段階機械学習アーキテクチャが調査されます。最初の段階は、VGG-16アーキテクチャに基づく畳み込みニューラルネットワーク（CNN）モデルであり、連続するソーラーダイナミクスオブザーバトリー（SDO）日震および磁気イメージャー（HMI）マグネトグラム画像の時間スタックから特徴を抽出してフレア確率を生成します。フレアの確率は、マグネトグラムから導出された特徴ベクトルに追加され、第2段階で極端にランダム化されたツリー（ERT）モデルをトレーニングして、12時間の予測ウィンドウでバイナリの決定論的予測（フレア/フレアなし）を生成します。アーキテクチャのハイパーパラメータを調整するために、新しい評価指標である「スケーリングされた真のスキル統計」が導入されました。具体的には、高度に不均衡な太陽フレアイベントトレーニングデータセットの真陽性率と偽陽性率の間の大きな不一致に対処します。この新しいメトリックを最大化するハイパーパラメータ調整により、2段階のアーキテクチャは、予測と比較した場合、真陽性に大きな影響を与えることなく、誤検出を$\approx$$48\％$大幅に削減します（$\approx$$12\％$の削減）。第一段階のCNNだけから。これにより、精度、F1、ハイドケスキルスコアなどの誤検知に敏感なさまざまな従来のバイナリ分類メトリックが改善されます。最終結果は、現在の運用フレア予測方法と組み合わせることができる、より堅牢な12時間フレア予測システムです。さらに、ERTベースの特徴ランク付けメカニズムを使用して、CNN出力確率がフレア予測の関連性の観点から高度にランク付けされていることを示します。
学際的な使用のための最小絶対収縮および選択演算子（ラッソ）を使用した2次元周波数分析のコード
| Title |
A_code_for_two-dimensional_frequency_analysis_using_the_Least_Absolute_Shrinkage_and_Selection_Operator_(Lasso)_for_multidisciplinary_use |
| Authors |
Taichi_Kato_(Kyoto_U) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.10931 |
加藤・上村（2012）では、変光星の周波数構造を研究するために、スパースモデリングの一種である最小絶対収縮選択演算子（ラッソ）法を導入しました。従来のフーリエ型周波数解析と比較して、非常に高い周波数分解能が達成されました。この方法は、動的スペクトルを取得するために2次元周波数分析に拡張されました。この2次元のなげなわ周波数分析は、SUUMa星のケプラーデータにおける軌道、スーパーハンプ、および負のスーパーハンプ信号の分離を含む幅広い結果をもたらしました。この論文では、この方法の進歩と応用について簡単にレビューしました。使用例を含む完全なRコードを紹介します。このコードは、新星V1674Herの噴火後の軌道信号の出現と自転周期の変化を検出することが確認されています。このコードは学際的な目的にも使用でき、鳥の発声の分析へのアプリケーションを提供します。ミソサザイ（$\textit{Troglodytestroglodytes}$）の鳴き声で細かい構造を見つけました。これは、種の識別に使用される可能性があります。このコードは、時間分解能と周波数分解能が高い鳥の発声を研究するための新しいツールになります。鳥の発声のパワースペクトルの解釈も、変光星のパワースペクトルの解釈に役立ちます。
低光度準巨星の回転分割は、実際に回転プロファイルについて何を教えてくれますか？
| Title |
What_can_rotational_splittings_of_low-luminosity_subgiants_actually_tell_us_about_the_rotation_profile? |
| Authors |
T._Wilson,_A._Casey,_I._Mandel,_E._Bellinger,_G._Davies |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.10953 |
環境。低光度の準巨星の回転によって誘発された分裂を使用した回転プロファイルの反転は、角運動量輸送メカニズムが理論が予測するよりも1〜2桁効率的でなければならないことを示唆しています。回転プロファイルの測定の正確な高解像度の欠如は、過剰な角運動量輸送を誘発する物理的メカニズムの理解を制限します。低光度の準巨星の回転反転は、現在の観測によって制限されています。目的。コアと表面の間の回転プロファイルに正確な制約を加えることの実現可能性と、低光度準巨星KIC12508433の観測された回転分割を使用して回転プロファイル形状を区別する可能性を研究します。極端な角運動量輸送メカニズムの定性的な仮定を使用して、同じコアと表面の回転速度を持つ5つの合成プロファイルの形状を規定します。これらの5つのプロファイルが与えられた場合に予想される回転分割を計算し、それらの間の違いを分析します。関連する分割を使用した合成プロファイルのマルコフ連鎖モンテカルロ積分は、現在作成できる回転プロファイル間の限定された微分可能性を強調しています。結果。回転プロファイルの形状が大幅に変更されたにもかかわらず、回転分割は、現在の観測における分割の精度よりもはるかに小さいスケールで逸脱しています。また、表面回転速度と反転プロファイルの強い差動回転勾配の位置との間に縮退が見られます。結論。$\ell$=1および2の回転分割モードの現在の観測では、プロファイルの形状を通じて低光度準巨星相中のより効率的な角運動量輸送に寄与する物理的メカニズムを制約することは不可能です。
低質量および太陽のような星の磁気ブレーキに及ぼす差動回転の影響：概念実証研究
| Title |
Effect_of_Differential_Rotation_on_Magnetic_Braking_of_Low-Mass_and_Solar-Like_Stars:_A_Proof-of-Concept_Study |
| Authors |
Lewis_G._Ireland,_Sean_P._Matt,_Charlie_R._Davey,_Owain_L._Harris,_Tobias_W._Slade-Harajda,_Adam_J._Finley,_Claudio_Zanni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.11082 |
主系列星では、低質量で太陽のような星が時間の経過とともにスピンダウンするのが観察され、磁化された恒星風がこの大きな角運動量の損失の主な原因であると考えられています。以前の研究では、磁場の強さと形状、恒星の半径と質量、風の質量損失率、恒星の自転速度などの恒星の特性に依存する定式化によって、風のトルクを予測できることが示されています。これらの星は表面の差動回転を経験することが観察されていますが、これまでのトルクの定式化は固体の回転を想定しています。表面の差動回転は、風の回転に影響を与え、したがって角運動量の損失に影響を与えると予想されます。差動回転がトルクにどのように影響するかを調べるために、PLUTOコードを使用して、太陽のような余緯度に依存する表面差動回転プロファイルを使用して、恒星風の2.5D電磁流体力学的軸対称シミュレーションを実行します（つまり、極での回転はより遅い）赤道）。トルクは風の平均回転速度によって決定されるため、正味トルクは赤道速度での固体回転を想定した場合に予測されるトルクよりも小さくなることを示します。効果の大きさは、基本的に表面の差動回転の大きさに比例します。たとえば、太陽のトルクは、固体の仮定で予測されるよりも$\sim20\％$小さくなります。赤道スピン速度、差動回転の大きさ、および風の磁化（双極磁場の強さと質量損失率の組み合わせに応じて）の関数としてトルクを予測する半解析的定式化を導き出し、適合させます。
| Title |
Discovery_of_Romanov_V20,_an_Algol-Type_Eclipsing_Binary_in_the_Constellation_Centaurus,_by_Means_of_Data_Mining |
| Authors |
Filipp_Dmitrievich_Romanov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.11086 |
私は、ロマノフV20の指定でAAVSO国際変光星指数（VSX）に最初に追加された、大振幅のアルゴル型食変光星システムの発見を報告します。他の星の間の変動を検索するための選択基準、いくつかの空の調査からの測光データの検索、リモート望遠鏡を使用した私の観測、およびVStarソフトウェアでのデータの分析について説明します。公転周期、日食の持続時間、およびマグニチュードの範囲は、一次および二次日食のジョンソンB、Vおよびスローンg、r、iバンドにあります。
広帯域円形偏光測定法を使用した白色矮星の磁場の高感度検索
| Title |
Highly_sensitive_search_for_magnetic_fields_in_white_dwarfs_using_broad-band_circular_polarimetry |
| Authors |
Andrei_V._Berdyugin,_Vilppu_Piirola,_Stefano_Bagnulo,_John_D._Landstreet,_Svetlana_V._Berdyugina |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.11174 |
さまざまな年齢とスペクトルタイプの白色矮星の円偏光測定は、縮退した星の磁場の起源と進化を理解するのに役立ちます。白色矮星の進化の最新の段階では、星が非常に冷たく、通常のHまたはHeが支配的な大気でスペクトル線が形成されなくなった場合、磁場は連続体の円偏光測定によってのみ調べることができます。特徴のないDC白色矮星の磁場の研究は、オーム崩壊が磁気白色矮星に作用するかどうか、または白色矮星形成後数十億年経っても磁場が生成され続けるかどうかを明らかにするかもしれません。分光偏光測定と比較して、広帯域円偏光測定は、望遠鏡のサイズが星のサイズに適している場合、DC星のMGの一部と同じくらい弱い磁場を検出する可能性があり、連続体でより高い精度に達するという利点がありますマグニチュード。ここでは、白色矮星の広帯域円偏光を測定するために使用したDIPol-UF偏光計を使用した最初の（短い）観測キャンペーンの結果を示します。私たちの観測は、部分的には機器を完全に特徴づけることを目的としており、部分的には磁場の強さ（分光偏光測定から知られている場合）と連続体の円偏光との関係を研究することを目的としていました。また、これまで未踏のDC白色矮星を少数観測し、スペクトルクラスDCの2つの新しい磁気白色矮星の発見を紹介します。これは、おそらく1970年代後半以来の広帯域円形偏光技術で作られたこの種の最初の発見です。また、私たちの機器の特性について説明し、恒星の等級、露出時間、望遠鏡のサイズの関数として到達する可能性のある偏光精度のレベルを予測します。
Gaia-ESO調査：前主系列星のリチウム進化における磁気活動と星黒点の役割
| Title |
The_Gaia-ESO_Survey:_the_role_of_magnetic_activity_and_starspots_on_pre-main_sequence_lithium_evolution |
| Authors |
E._Franciosini,_E._Tognelli,_S._Degl'Innocenti,_P.G._Prada_Moroni,_S._Randich,_G.G._Sacco,_L._Magrini,_E._Pancino,_A.C._Lanzafame,_R._Smiljanic,_L._Prisinzano,_N._Sanna,_V._Roccatagliata,_R._Bonito,_P._de_Laverny,_M.L._Guti\'errez_Albarr\'an,_D._Montes,_F._Jim\'enez-Esteban,_G._Gilmore,_M._Bergemann,_G._Carraro,_F._Damiani,_A._Gonneau,_A._Hourihane,_L._Morbidelli,_C.C._Worley,_S._Zaggia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.11196 |
若い散開星団の色-マグニチュード図とリチウム枯渇パターンを同時に再現するには、半径が膨張した前主系列星モデルが必要です。恒星黒点または対流の磁気抑制による半径の膨張を含む新しいPMSモデルのセットを、Gaia-ESO調査で観察された、そのような影響が重要となる可能性のある10〜100Myrの年齢範囲にわたる5つのクラスターを使用してテストします。Gaia-ESOの視線速度をGaiaEDR3位置天文学と組み合わせて、5つのクラスターの高確率メンバーのクリーンなリストを取得します。ベイズ最尤法を採用して、最良のモデルパラメータとクラスターの赤みおよび年齢を導き出します。モデルは、混合長パラメーターのさまざまな値（$\alpha_{ML}=2.0$、1.5および1.0）に対して計算されます。スポットがない場合、または有効なスポットカバレッジが$\beta_{spot}=0.2$および0.4の場合です。ガンマベルAとBおよび25オリオン座でCMDとLiの枯渇パターンを再現するには、対流効率の低下$\alpha_{ML}=1.0$と有効スポットカバレッジの約20％の両方が必要です。ガンマベルAとBではそれぞれ18Myrと21Myr、25Oriでは19Myrの年齢を取得しました。ただし、Liの分散を説明するには、単一の等時線では不十分であり、質量が減少するにつれてスポットカバレッジのレベルを上げる必要があるようです。古いクラスター（30MyrのNGC2451B、35MyrのNGC2547、および138MyrのNGC2516）は、標準モデルと一致しており、$\alpha_{ML}=2.0$であり、低質量を除いてスポットはありません。スポットカバレッジは20％です。M型星のシーケンスをよりよく再現しているようで、観測された存在量の広がりを説明している可能性があります。Gaiaと組み合わせたGaia-ESOデータの品質により、PMSの進化に関する重要な洞察を得ることができます。恒星黒点を含むモデルは、クラスターシーケンスと若いクラスターのLi存在量の一貫した説明を提供できますが、データを完全に再現するには、恒星黒点の範囲が必要です。
太陽フレアにおける磁気リコネクションに関連する低密度プラズマダウンフローの起源
| Title |
The_Origin_of_Underdense_Plasma_Downflows_Associated_with_Magnetic_Reconnection_in_Solar_Flares |
| Authors |
Chengcai_Shen,_Bin_Chen,_Katharine_K._Reeves,_Sijie_Yu,_Vanessa_Polito,_Xiaoyan_Xie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.11407 |
磁気リコネクションは、太陽フレア、地磁気サブストーム、一部の宇宙ジェットなどの爆発的なエネルギー放出イベントに電力を供給する普遍的なプロセスです。磁気リコネクションの特徴は、プラズマのAlfv\'{e}n速度の近くで高速リコネクション流出ジェットが生成されることです。噴火する太陽フレアでは、フレアアーケードに向かって移動する暗い指の形のプラズマの下降流が、そのような再結合によって引き起こされる流出の主要な観測証拠と一般に見なされてきました。ただし、多くの場合、再接続理論で予想される速度よりもはるかに遅い速度を示し、標準のフレアモデルでの再接続駆動のエネルギー放出シナリオに挑戦します。ここでは、太陽フレアの3次元電磁流体力学モデルを提示します。モデル予測を観測されたプラズマ下降流の特徴と比較することにより、これらの暗い下降流は、流出がフレアアーケードと出会うフレア終端衝撃の下の乱流界面領域に形成された自己組織化構造であると結論付けます。超新星残骸の同様の構造。この界面領域は、フレアエネルギーの放出と粒子加速に不可欠な無数の乱流、電子電流、および衝撃をホストします。
非最小結合$ f（Q）$重力における状態方程式パラメーター（$ \ omega $）の制約
宇宙の背景膨張を再現する、修正された対称テレパラレル重力、非計量性$f（Q）$重力に対する観測上の制約を研究します。この目的のために、ハッブル測定、バリオン音響振動（BAO）、SuperNovaLegacySurvey（SNLS）、SloanDigitalSkySurvey（SDSS）、HubbleSpaceTelescope（HST）調査、PanoramicSurveyを統合した1048Pantheon超新星タイプIaデータサンプルを使用します。望遠鏡と高速応答システム（Pan-STARRS1）。宇宙論モデルを観測サンプルと対峙させ、マルコフ連鎖モンテカルロ（MCMC）法を使用してパラメーターに制約を設定します。ハッブルとパンテオンのサンプルについて、状態方程式パラメーター$\omega=-0.853^{+0.015}_{-0.020}$と$\omega=-0.796^{+0.049}_{-0.074}$がそれぞれ見つかります。その結果、$f（Q）$モデルは典型的な動作を示し、$\Lambda$CDMから逸脱します。
中級クラスの温かい擬スカラーインフレーション
散逸パラメータ$Q$の値がほぼ一定である温かい擬スカラーインフレーションモデル\cite{Kamali：2019ppi}の高散逸レジームが研究されています。{インフレーションの標準（コールド）モデルのコンテキストで観測データによって展開される宇宙の加速膨張に関連するスケールファクターの中間解が使用されます。}自由パラメーターの領域があります。最近の観測データと興味深い互換性のあるモデル。このモデルは、広範囲のパラメーターの位相空間での湿地基準および限られたパラメーター領域でのTCCとも互換性があることが説明されています。
パラメータ化されたポストニュートン宇宙論における運動量制約方程式
| Title |
The_Momentum_Constraint_Equation_in_Parameterised_Post-Newtonian_Cosmology |
| Authors |
Theodore_Anton_and_Timothy_Clifton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.10860 |
パラメータ化されたポストニュートン宇宙論（PPNC）フレームワークの一部として、宇宙論で使用するための運動量制約方程式の理論に依存しないバージョンを導出します。私たちの方程式は、孤立した天体物理学システムで重力をテストおよび制約するために考案された形式からの対応する量を適応させ、それによってこれらのアプローチの適用範囲を宇宙論的スケールまで拡張することによって構築されます。私たちのパラメータ化された方程式には、スカラーと発散のないベクトルの重力ポテンシャルの両方が含まれており、保存的重力理論と非保存的重力理論の両方に適用できます。それらはまた、非線形構造と超地平線摂動の両方の重力場を記述するために使用することができます。提案するパラメーター化された方程式を、暗黒エネルギーの典型的なモデル、およびスカラーテンソルとベクトルテンソルの重力理論に適用します。いずれの場合もうまく機能することがわかります。私たちの方程式は非常にコンパクトであり、宇宙論において理論に依存しない方法で重力を制約するのに役立つことを目的としています。
重力波検出用干渉計を備えたミラーの表面に暗黒物質が衝突することによって引き起こされる弾性運動の計算を改善します。私たちは、第3世代のヨーロッパの重力波検出器であるアインシュタイン望遠鏡でのこのような暗黒物質信号の発見の可能性に焦点を当てています。ミラーの厚さを考慮に入れることにより、高周波干渉計の高感度領域で複数の共振が予測されます。暗黒物質の質量が数PeVより重いか、非常にブーストされている場合、信号対雑音比は1を超える可能性があり、アインシュタイン望遠鏡はこの暗黒物質信号を検出しようとしているはずです。
乱流輸送モデルにおける乱流エネルギーの保存について
| Title |
On_the_Conservation_of_Turbulence_Energy_in_Turbulence_Transport_Models |
| Authors |
Bingbing_Wang,_Gary_P._Zank,_Laxman_Adhikari,_Lingling_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.11096 |
Zanketal。不均一な流れにおける低周波の非圧縮性およびほぼ非圧縮性の乱流の輸送を説明するモデルを開発しました。形式主義は、変動する変数をEls\"assar変数で表現し、さまざまな閉鎖仮説に従って「モーメント」をとることに基づいていました。乱流輸送モデルは、プラズマベータレジームが大きいか、1次か、ここでは、乱流輸送モデルの2つのセットが、乱流変動に関連する「圧力」の適切な定義を導入した後、Alfv\'en波エネルギー密度のよく知られたWKB輸送方程式に似た保存表現を認めることを明示的に示します。これには、3D非圧縮性乱流（大きなプラズマベータ限界）用の別個の乱流圧力テンソルと、WKB圧力テンソルの形式を一般化する準2Dおよびスラブ乱流（プラズマベータ次数1または小さなレジーム）用の圧力テンサーの導入が含まれます。さまざまな乱流圧力テンサーのさまざまな限界について説明しますが、tの保存形式間の類似性乱流モデルは、厳密に線形のWKB記述とは異なり、完全に非線形の物理プロセスを表現するなど、複数の理由で乱流輸送モデルとWKBモデルは密接ではありません。ここで紹介する分析は、乱流輸送モデルの有効性と正確性のチェックとして機能し、多くの実際のアプリケーションにとって重要な、モデルのエネルギー散逸項と「乱流圧力」の透明性を高めます。
Junoが1〜5.4AUで観測した惑星間コロナ質量放出のカタログ
| Title |
A_Catalog_of_Interplanetary_Coronal_Mass_Ejections_Observed_by_Juno_between_1_and_5.4_AU |
| Authors |
Emma_E._Davies_(1,2),_Robert_J._Forsyth_(2),_R\'eka_M._Winslow_(1),_Christian_M\"ostl_(3),_and_No\'e_Lugaz_(1)_((1)_Institute_for_the_Study_of_Earth,_Ocean,_and_Space,_University_of_New_Hampshire,_Durham,_New_Hampshire,_USA_(2)_Department_of_Physics,_Imperial_College_London,_London,_UK_(3)_Space_Research_Institute,_Austrian_Academy_of_Sciences,_Graz,_Austria) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.11336 |
Juno宇宙船による磁場測定を使用して、1AUを超える惑星間コロナ質量放出（ICME）をカタログ化および調査します。巡航段階では、Junoは2011年9月から2016年6月までの太陽風で約5年間過ごし、1〜5.4AUの惑星間磁場（IMF）の測定値を提供しました。したがって、Junoは、ユリシーズのミッション（1990-2009）以来、1AUを超えるICMEプロパティの統計分析の最新の機会を提供します。私たちのカタログには、80のそのようなICMEイベントが含まれており、そのうち32には関連するフラックスロープのような構造が含まれています。磁束ロープの平均磁場強度の依存性は、1から5.4AUの間で$r^{-1.24\pm0.43}$として地動説の距離とともに減少することがわかります。これは、ユリシーズのICMEカタログを使用して計算された以前の関係とよく一致しています。。JunoカタログをHELCATSカタログと組み合わせて、0.3〜5.4AUをカバーするICMEのデータセットを作成します。線形回帰モデルを使用して、結合されたデータセットを両対数プロットに適合させると、地動説の距離が短い場合に観測されたICMEと、1AUを超えて観測されたICMEのグローバル展開率に明確な違いがあることがわかります。Junoでカタログ化されたICMEは、内部ヘリオスフィア、1AU、およびそれ以降の間のICME進化の将来のマルチスペースクラフト研究の良い基盤を提供します。
ホルンデスキと巨視的重力における縦分極の役割：重力プラズマの導入
| Title |
The_role_of_longitudinal_polarizations_in_Horndeski_and_macroscopic_gravity:_Introducing_gravitational_plasmas |
| Authors |
Fabio_Moretti,_Flavio_Bombacigno,_Giovanni_Montani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.11342 |
ホルンデスキー重力における縦重力モードのいくつかの一般的で関連する特徴とそれらの物質媒体との相互作用について議論します。ゲージ不変の定式化を採用して、大規模なスカラーおよびベクトル場が追加の横方向および縦方向の励起を誘発し、呼吸、ベクトルおよび縦方向の分極をもたらす方法を明らかにします。次に、標準的な重力波と分子媒体との相互作用を確認し、分子の変形による正味の四重極モーメントによって引き起こされる効果的な巨大重力子の出現について概説します。最後に、ホルンデスキー重力の質量モードと非衝突媒体との相互作用を調査し、ランダウ減衰現象が重力セクターでも発生する可能性があることを示します。これにより、バックグラウンドフィールドに関連する慣性力が電磁プラズマ内の冷イオンの役割を果たす「重力プラズマ」の概念を導入することができます。
