| Title |
Neural_Network_Reconstruction_of_Late-Time_Cosmology_and_Null_Tests |
| Authors |
Konstantinos_Dialektopoulos,_Jackson_Levi_Said,_Jurgen_Mifsud,_Joseph_Sultana,_Kristian_Zarb_Adami |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.11462 |
観測データセットからの宇宙論的パラメータのノンパラメトリック再構成の見通しは、何年もの間、文献で人気のあるトピックでした。これは主にガウス過程に基づく手法の形をとっていますが、このアプローチは、過剰適合からカーネルの一貫性の問題に至るまで、いくつかの基本的な問題にさらされています。この作業では、人工ニューラルネットワーク（ANN）を使用して、遅い時間の拡張と大規模構造の宇宙論的パラメーターを再構築する可能性を探ります。最初に、モックデータを使用して両方のパラメーターに最適なANNを設計する方法を示します。次に、実際のデータを使用して、それぞれの赤方偏移プロファイルを推測します。さらに、一致宇宙論に対する再構成されたデータのヌルテストも検討します。
ラジオから遠赤外線までの宇宙の背景：宇宙論的および天体物理学的調査からの最近の結果と展望
| Title |
Cosmic_backgrounds_from_the_radio_to_the_far-infrared:_recent_results_and_perspectives_from_cosmological_and_astrophysical_surveys |
| Authors |
Carlo_Burigana,_Elia_Sefano_Battistelli,_Laura_Bonavera,_Tirthankar_Roy_Choudhury,_Marcos_Lopez-Caniego,_Constantinos_Skordis,_Raelyn_Marguerite_Sullivan,_Hideki_Tanimura,_Seddigheh_Tizchang,_Matthieu_Tristram,_Amanda_Weltman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.11472 |
さまざまな波長帯、特にラジオから遠赤外線までの宇宙論的および天体物理学的調査は、宇宙の特性とその構造の形成と進化のユニークなビューを提供します。宇宙論的パラメータを決定するためにさまざまなタイプのデータが使用されるときに発生する、いわゆる張力問題に関する前文の後、特に失われたバリオン問題に対する宇宙論における高速無線バーストの役割、および分析からの展望について説明します。中性水素からの21cmの赤方偏移線の。次に、PlanckLegacyArchive、その豊富な科学情報と次の開発、および特に熱スニヤエフ・ゼルドビッチ効果の分析のために、より高解像度の観測から期待される有望な展望について説明します。次に、プランクミッションの3つの宇宙論的結果を示します。コンプトン化変動のマップの意味、相互相関する宇宙マイクロ波背景放射とコンプトン化変動マップからの双極子分析、および原始テンソル対スカラー摂動比の制約です。最後に、宇宙マイクロ波背景放射によるローレンツ不変性違反の研究、暗黒物質問題を解決するための新しい重力自由度の導入、拡大の活用など、宇宙論におけるいくつかの将来の展望と代替シナリオについて説明します。宇宙論的パラメータを制約するために、高赤方偏移のサブミリ銀河でバイアスをかけます。
| Title |
Velocity_reconstruction_with_the_cosmic_microwave_background_and_galaxy_surveys |
| Authors |
Juan_Cayuso,_Richard_Bloch,_Selim_C._Hotinli,_Matthew_C._Johnson,_and_Fiona_McCarthy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.11526 |
動的なスニヤエフゼルドビッチ（kSZ）と移動レンズ効果、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）への二次的な寄与は、大規模な固有速度場に依存しているため、重要な宇宙論的情報を運びます。以前の研究では、速度場の半径方向および横方向の成分の二次推定量のセットを使用して、この宇宙論的情報を抽出する有望な手段を特定しました。これらの推定量は、CMBと銀河赤方偏移サーベイなどの大規模構造のトレーサーとの間の相互相関の統計的に異方性の成分に基づいています。この作業では、CMBと銀河の調査におけるさまざまな前景と系統学、および2次推定量のバイアスによってもたらされる速度再構築のプログラムに対する課題を評価します。そのために、二次推定量の形式をさらに発展させ、CMBのすべてのコンポーネント（一次/二次黒体コンポーネントと前景）の適切に相関するスペクトルを計算するための数値コードと、関連する赤方偏移エラーを伴う測光赤方偏移調査を実装します。正確な予測のために。基礎となるフィールドがガウス分布であると仮定して、適切に相関するCMBマップと赤方偏移のビン化された銀河数カウントの実現を生成するためのシミュレーションフレームワークを作成し、これを使用して速度再構成パイプラインを検証し、マスキングなどのマップベースの体系を評価します。モデリングエラー、赤方偏移エラーの特性評価、過去の光円錐上の宇宙論的フィールドの粗視化に関連するバイアスを含む、速度再構築の最も重要な課題に焦点を当てます。これらの課題にもかかわらず、速度再構成の見通しは非常に楽観的であり、再構成パイプラインを使用して、これらの手法が短期のCMB実験と測光銀河赤方偏移調査で実現可能であることを確認します。
宇宙のボイドへの崩壊する暗黒物質の痕跡
標準宇宙論モデルは、物質の85\％以上が無衝突および無圧力の暗黒物質の形であると想定しています。不安定な崩壊する暗黒物質は、標準的なコールドダークマターモデルの拡張として文献で提案されています。この論文では、暗黒物質が崩壊し、結果として生じる粒子が暗黒物質に対して移動するシナリオを調査します。共変流体力学モデルが開発され、崩壊は2つの暗いダスト流体成分間のエネルギー運動量の伝達によってモデル化されます。結果として生じる暗黒物質粒子の崩壊率$\Gamma$と注入速度$v_i$の観点からモデルをパラメーター化します。このフレームワークを適用して、バリオン物質の含有量が少ない環境である宇宙ボイドの進化を研究します。したがって、バリオンが豊富な環境とは異なり、ボイドは、複雑なバリオンプロセスによる汚染が少ない暗黒物質信号を測定する機会を提供します。S型ボイドの成長は暗黒物質の崩壊によって変化し、現在の痕跡につながっていることがわかります。この論文は、宇宙のボイドが暗黒物質の物理学を研究するために使用できるという概念実証として役立ちます。ボイドの将来の宇宙論的観測は、暗黒物質の崩壊シナリオを確認または除外するために、報告された特徴の兆候に焦点を当てるべきであると主張します。報告された特徴の存在の欠如は、$\Gamma>H_0^{-1}$および$v_i<10$km/sの観点から暗黒物質の崩壊の制約を課す可能性があります。
M87のEHT228GHz観測の再分析を提示します。従来のハイブリッドマッピング手法を、公開されている「ネットワークで調整された」データに適用します。点光源、ディスク、環、ガウス、非対称ダブルガウスなど、さまざまな開始モデルの最終画像への影響を調査します。画像は、サイズ$\sim44〜\mu$asの拡張ソースに収束します。アニュラスモデルとディスクモデルから始めると、ノイズが最小で、オフソースアーティファクトが最小で、クロージャの残差が改善された画像が得られます。ソースは、以前の結果と一致して、南半分でより高い表面輝度を持つリングまたはエッジが明るくなったディスクとして表示されます。他のモデルから始めると、同様のサイズの表面輝度分布と内部のくぼみが生じますが、はっきりとリング状ではありません。可視性の振幅とUV距離の比較では、UV分布の顕著な最小値に基づいて、鋭いエッジを持つ$\sim50〜\mu$asスケールのほぼ円対称の構造とUVプロットの2次ピークは、フラットディスクモデルよりも環状モデルとの整合性が高くなっています。さらに処理を進めると、リングから南西に向かって、3mmVLBI画像で見られるジェットの南端と一致する方向に、数倍の大きなスケールで適度に伸びている可能性があります。ただし、この拡張は、合成されたビームの主要なサイドローブの1つの方向に沿って現れるため、より優れたUVカバレッジでテストする必要があります。
宇宙の再電離の時代のモデルにおける再電離赤方偏移のトポロジーの最初の見方
| Title |
A_first_look_at_the_topology_of_reionization_redshifts_in_models_of_the_Epoch_of_the_Reionization |
| Authors |
Emilie_Th\'elie,_Dominique_Aubert,_Nicolas_Gillet,_Pierre_Ocvirk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.11910 |
EoRの間に、最初の星と銀河が現れ、イオン化された泡を作成し、最終的にz=6の近くに浸透します。これらのイオン化された気泡とパーコレーションプロセスは、HIガスの観測が次の10年に続けられるため、今日では多くの精査の下にあります。SKA電波望遠鏡。EoRの研究は、半分析的および完全に数値的な宇宙論的シミュレーションで実行され、たとえば、プロセスのトポロジー。イオン化源の放射影響下にある領域を介してEoRモデルのトポロジーを分析します。それらは、再イオン化赤方偏移（zreion）フィールドのピークパッチに関連付けられており、その一般的なプロパティ（数、サイズ、形状、方向など）を測定します。たとえば、再電離プロセスの形状や、それが物質分布とどのように関連しているかについての洞察を得ることを目指しています。また、このような測定値を使用して、物理パラメータが再電離モデルに与える影響や、完全な数値シミュレーションと半分析モデルの違いを定量化する方法についても評価します。DisPerSEフレームワーク（モース理論と永続的なホモロジーを適用）を、ガス密度とzreionマップを介してさまざまなEoRシナリオで使用します。ピークパッチの数、形状、サイズの分布を簡単に分析することで、ソースが異なるEoRモデルを区別できることがわかりました。すべてのモデルについて、それらがかなり扁長であり、ガスフィラメントと整列していることを統計的に示しています。パーコレーションプロセスは、さまざまな永続性しきい値を持つzreionフィールドを調査することで追跡できることを簡単に強調します。ソース分布が十分に拡散している限り、完全に数値のEMMAシミュレーションをこのトポロジフレームワークの21cmFASTモデルと一致させることができることを示します。
スポット信号からトレンド除去されたHAT-P-36の最も正確な光度曲線の分析
| Title |
Analysis_of_the_Most_Precise_Light_Curves_of_HAT-P-36_Detrended_From_Spot_Signals |
| Authors |
Sel\c{c}uk_Yal\c{c}{\i}nkaya,_\"Ozg\"ur_Ba\c{s}t\"urk,_Fadel_El_Helweh,_Ekrem_Murat_Esmer,_Onur_Y\"or\"uko\u{g}lu,_Mesut_Y{\i}lmaz,_Hakan_Volkan_\c{S}enavc{\i},_Tolgahan_K{\i}l{\i}\c{c}o\u{g}lu,_Selim_Osman_Selam |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.11531 |
地球から得られた惑星ホストHAT-P-36の最も正確な光度曲線を、主にトルコのアンカラ大学天文台に最近設置された新しい80cm望遠鏡と、トランジット系外惑星のある空間から研究します。サーベイサテライト。この研究の主な目的は、私たち自身の観測と取得された観測に基づいて、軌道減衰の有力な候補であるホットジュピター型惑星HAT-P-36bで観測されたトランジットタイミング変動（TTV）を分析することです。その発見以来、プロとアマチュアのオブザーバーによって。HAT-P-36は、恒星スポットによる惑星の通過中の通過外変動と光度曲線の異常を表示します。EXOFASTでモデル化し、TTV分析用の均一なデータセットを形成する中間通過時間を測定した、これらの異常からアクセスできるすべての完全な通過光度曲線を収集してトレンド除去しました。HAT-P-36bの公転周期は、トレンド除去から測定された中間通過時間を利用して構築されたTTVでのみ見られる、最適な2次関数から年間0.014秒の割合で増加することがわかりました。そのパラメータに基づく公転周期の予想に反する光度曲線。EXOFASTV2を使用して、ホストスターのスペクトルエネルギー分布、複数の機器からのアーカイブの視線速度観測、および広範囲の波長をカバーする宇宙と地面からの最も正確な通過光度曲線をモデル化することにより、これらのシステムパラメーターの値を改良しました。また、TESS観測からのトランジット外変動を分析し、周波数分析を通じて潜在的な回転変調を検索しました。4.22+/-0.02dでのTESS光度曲線の統計的に有意な周期性を報告します。これは、機器の系統分類学によって引き起こされた可能性がありますが、ターゲットの将来の観測で追跡する必要があります。
人間の宇宙飛行士と惑星間距離へのリスクが原因で通信が遅く制限されているため、科学者は火星などの遠方の惑星を探索するための自律的なアプローチを追求するようになっています。火星探査の一部は、火星探査機や火星エクスプレスオービターなどの宇宙船による火星データの自律的な収集と分析を通じて実施されました。これらの火星探査宇宙船と地球上でこれらのビークルによって収集されたデータを分析するために使用される自律性は、主に機械学習、つまりアルゴリズムがデータを収集してデータを自己改善する人工知能の分野で構成されています。火星探査のための機械学習技術の追加のアプリケーションは、惑星間探査の通信制限と人的リスクを解決する可能性があります。さらに、機械学習を使用して火星のデータを分析することで、火星の気候、大気、将来の生息地など、さまざまな分野で火星をより深く理解できる可能性があります。火星探査のための機械学習技術のさらなる利用を探求するために、このペーパーではまず火星の一般的な特徴と現象を要約して、惑星の一般的な概要を提供し、火星の不確実性について詳しく説明します。または火星探査での機械学習技術の以前の使用法、将来の火星探査ミッションで利用される機械学習の実装を調査し、火星の前述の不確実性に対する解決策を提供するために地球領域で使用される機械学習技術を調査します。
視線に沿って：通過する太陽系外惑星の大気中の開口角と吸収領域を詳しく見る
| Title |
All_along_the_line_of_sight:_a_closer_look_at_opening_angles_and_absorption_regions_in_the_atmospheres_of_transiting_exoplanets |
| Authors |
Joost_P._Wardenier,_Vivien_Parmentier,_Elspeth_K.H._Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.11830 |
透過スペクトルには、通過する太陽系外惑星の大気に関する豊富な情報が含まれています。ただし、視線に沿った大きな熱的および化学的勾配は、大気検索で偏った推論につながる可能性があります。大気がまだ透過スペクトルに影響を与える肢面からの距離を決定するために、惑星の開き角を推定するための新しい式を導き出します。これは、惑星の中心から見た、視線に沿った観測に寄与する大気領域によって定められた角度です。3Dモンテカルロ放射伝達コードを使用して式のベンチマークを行い、10ppmのノイズフロアを想定して、JWST観測の解釈に適した開き角を定義します。約2度よりも冷たい惑星の場合、開き角はわずか数度であることがわかります。500ケルビンですが、（超）ホットジュピターの場合は25度、ホットネプチューンの場合は50度にもなります。以前の作品と比較して、私たちのより堅牢なアプローチは、広範囲のスケールハイトと惑星半径にわたる開き角のより小さな推定につながります。最後に、超高温の木星の開き角が、通過中に惑星が回転する角度よりも小さいことを示します。これにより、通過の前半と後半の間に惑星の四肢の独立した部分をプローブする時間分解透過分光観測が可能になります。
TOI-2109b：16時間軌道上の超高温ガスジャイアント
| Title |
TOI-2109b:_An_Ultrahot_Gas_Giant_on_a_16_hr_Orbit |
| Authors |
Ian_Wong,_Avi_Shporer,_George_Zhou,_Daniel_Kitzmann,_Thaddeus_D._Komacek,_Xianyu_Tan,_Ren\'e_Tronsgaard,_Lars_A._Buchhave,_Shreyas_Vissapragada,_Michael_Greklek-McKeon,_Joseph_E._Rodriguez,_John_P._Ahlers,_Samuel_N._Quinn,_Elise_Furlan,_Steve_B._Howell,_Allyson_Bieryla,_Kevin_Heng,_Heather_A._Knutson,_Karen_A._Collins,_Kim_K._McLeod,_Perry_Berlind,_Peyton_Brown,_Michael_L._Calkins,_Jerome_P._de_Leon,_Emma_Esparza-Borges,_Gilbert_A._Esquerdo,_Akihiko_Fukui,_Tianjun_Gan,_Eric_Girardin,_Crystal_L._Gnilka,_Masahiro_Ikoma,_Eric_L._N._Jensen,_John_Kielkopf,_Takanori_Kodama,_Seiya_Kurita,_Kathryn_V._Lester,_Pablo_Lewin,_Giuseppe_Marino,_Felipe_Murgas,_Norio_Narita,_Enric_Pall\'e,_Richard_P._Schwarz,_Keivan_G._Stassun,_Motohide_Tamura,_Noriharu_Watanabe,_Bj\"orn_Benneke,_George_R._Ricker,_David_W._Latham,_et_al._(11_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12074 |
$0.67247414\、\pm\、0.00000028$日（$\sim$16時間）という非常に短い公転周期を持つ超高温木星の発見を報告します。$1.347\pm0.047$$R_{\rmJup}$惑星、最初はトランジット系外惑星探査衛星（TESS）ミッションによって識別され、TOI-2109（TIC392476080）を周回します：$T_{\rmeff}\sim6500$質量$1.447\pm0.077$$M_{\rmSun}$、半径$1.698\pm0.060$$R_{\rmSun}$、回転速度$v\sini_のKF型星*=81.9\pm1.7$kms$^{-1}$。TOI-2109bの惑星の性質は、視線速度測定によって確認され、$5.02\pm0.75$$M_{\rmJup}$の惑星質量が得られました。分光トランジット観測でのドップラーシャドウの分析は、$\lambda=1\overset{\circ}{。}7\pm1\overset{\circ}{。}の空に投影された傾斜角を持つよく整列されたシステムを示しています。7ドル。TESSの全軌道光度曲線から、$731\pm46$ppmの二次食の深さ、および惑星の縦方向の輝度変調とホスト星の楕円形の歪みからの位相曲線の変化を測定しました。TESSバンド掩蔽測定と地上観測から得られた$K_s$バンド二次日食深度（$2012\pm80$ppm）を組み合わせると、TOI-2109bの昼間の放射は$3631の輝度温度と一致していることがわかります。\pm69$K、これまでに発見された2番目に熱い太陽系外惑星になります。TOI-2109bは、その極端な照射と強力な惑星と星の重力相互作用により、現在および近い将来の望遠鏡設備を使用して軌道減衰を調査し、潮汐によって引き起こされる大気散逸を検出し、評価する集中的な追跡調査の非常に有望なターゲットです。H$_2$の解離と再結合が地球規模の熱輸送に与える影響。
急冷、破裂、銀河の形：形態の関数としての色の変化
| Title |
Quenching,_bursting_and_galaxy_shapes:_colour_transformation_as_a_function_of_morphology |
| Authors |
Camila_de_S\'a-Freitas,_Thiago_Signorini_Gon\c{c}alves,_Reinaldo_R._de_Carvalho,_Kar\'in_Men\'endez-Delmestre,_Paulo_H._Barchi,_Vitor_M._Sampaio,_Antara_Basu-Zych,_Behnam_Darvish,_and_Christopher_Martin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.11450 |
銀河の星形成を消光するためのさまざまなメカニズムが一般的に文献で呼び出されていますが、さまざまな宇宙時代におけるそれぞれの相対的な影響はまだ不明です。特に、これらのプロセスと形態学的変換との関係はよくわかっていないままです。この作業では、銀河の形態の関数として、新しいパラメーターである星形成加速（SFA）を分析することにより、星形成率の変化の有効性を測定します。この方法論は、前の300Myrsで発生したバーストエピソードとクエンチングエピソードの両方を識別することができます。深層学習手法に基づく形態学的分類カタログを使用します。最終的なサンプルには、$\sim$14,200のスパイラルと$\sim$2,500の楕円が含まれています。遷移領域の楕円銀河は、スパイラル（$\tau\geq1$Gyr）よりも中央値が短い消光タイムスケール（$\tau$<1Gyr）であることがわかります。この結果は、大規模な合併やその他の暴力的なプロセスが、ほとんどの楕円形の銀河の進化において基本的な役割を果たし、星形成をより迅速に消光するだけでなく、形態学的変換においても役割を果たすというシナリオに一致しています。また、サンプルの緑の谷で破裂する銀河の3分の2は、乱れの兆候を伴う巨大な渦巻き（$M_\star\geq10^{11.0}M_\odot$）であることがわかります。これは、低質量銀河が大質量銀河との相互作用でガスを失っているシナリオと一致しています。前者が急冷している間、最後の銀河は燃料を補給されてバーストを経ており、最近の相互作用の兆候を示しています。
SPRITZを使用した赤外線分光測光調査のシミュレーション
| Title |
Simulating_infrared_spectro-photometric_surveys_with_a_SPRITZ |
| Authors |
L._Bisigello,_C._Gruppioni,_F._Calura,_A._Feltre,_F._Pozzi,_C._Vignali,_L._Barchiesi,_G._Rodighiero,_M._Negrello,_F.J._Carrera,_K.M._Dasyra,_J.A._Fern\'andez-Ontiveros,_M._Giard,_E._Hatziminaoglou,_H._Kaneda,_E._Lusso,_M._Pereira-Santaella,_P.G._P\'erez-Gonz\'alez,_C._Ricci,_D._Schaerer,_L._Spinoglio,_and_L._Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.11453 |
中赤外線および遠赤外線（IR）の測光および分光観測は、塵に覆われた宇宙と、銀河における星形成とブラックホール降着の両方の進化を完全に理解するための基本です。この作業では、宇宙と天体物理学のためのSPace赤外線望遠鏡（SPICA）の仕様をベースラインとして使用して、34および70$\mu$で中赤外および遠赤外測光のほこりに覆われた宇宙を研究する能力を調査します。mおよび17-36$\mu$mでの低解像度分光法。赤外線で選択されたターゲットの最新の分光測光実現-z（SPRITZ）シミュレーションを使用します。この調査は、オリジン宇宙望遠鏡と銀河進化プローブの期待される性能とも比較されます。SPICAのようなミッションの宇宙の測光ビューは、z=10までの明るい天体（例：L$_{IR}$>10$^{12}$L$_\odot$）だけでなく、z$\sim$4までの通常の銀河（L$_{IR}$<10$^{11}$L$_\odot$）。同時に、そのようなミッションの分光観測により、多環芳香族炭化水素と多数のIR星状輝線を観測することにより、赤方偏移を推定し、数千の星形成銀河と活動銀河核の物理的特性を研究することもできます。。このように、SPICAに類似した分光測光機能を備えた2.5mサイズの低温宇宙望遠鏡は、塵に覆われた宇宙と銀河を支配する物理学の完全な3次元（つまり、画像と統合スペクトル）ビューを提供できます。z$\sim$4までの進化。
金属量が抑制されたコラプサーは、天の川の支配的なrプロセスソースになることはできません
| Title |
Metallicity-Suppressed_Collapsars_Cannot_be_the_Dominant_r-Process_Source_in_the_Milky_Way |
| Authors |
Jack_Fraser_and_Ralph_Sch\"onrich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.11464 |
銀河化学進化の高性能分析モデルを開発します。これは、熱相ISMにおける遅延時間分布と恒星収量のロックアップを説明します。このモデルは、可能性のあるソースである中性子星合体とコラプサーイベントによる天の川のrプロセス濃縮に関連する高次元パラメーター空間を初めて検索することができます。それらの異なる形成メカニズムは、これらの2つのプロセスに異なる時間依存性を与えます。これは、主要なrプロセスソースとしてコラプサーを支持することを主張するために頻繁に使用される特性です。ただし、銀河の許容される熱的、構造的、化学的特性に大きな自由度がある場合でも、パラメーター空間の広い領域がデータと強い緊張関係にあることを示します。特に、中性子星合体がrプロセス材料の大部分を生成するモデルを見つけることはできますが、データは、優勢な崩壊率を持つすべてのモデルを除外しています。他に特定された情報源がないため、中性子星合体が現代の天の川のrプロセス予算の主要な貢献者であるに違いないと結論付けます。
銀河団に供給している宇宙フィラメントの銀河の目録：銀河群、バックスプラッシュ銀河、そして自然のままの銀河
| Title |
An_inventory_of_galaxies_in_cosmic_filaments_feeding_galaxy_clusters:_galaxy_groups,_backsplash_galaxies,_and_pristine_galaxies |
| Authors |
Ulrike_Kuchner,_Roan_Haggar,_Alfonso_Arag\'on-Salamanca,_Frazer_R._Pearce,_Meghan_E._Gray,_Agust\'in_Rost,_Weiguang_Cui,_Alexander_Knebe,_Gustavo_Yepes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.11467 |
銀河団は、フィールドから、そして宇宙のウェブのフィラメントに沿って銀河を降着させることによって成長します。銀河が付着すると、銀河が入る前に（前処理）、ローカル環境の影響を受け、クラスターの可能性を横断します。前処理を制約することを目的とした観測は、フィラメントがそれらの中に埋め込まれた銀河群やクラスターを以前に通過した記録を含むバックスプラッシュ銀河を含む不均一な範囲の環境を含むため、解釈が困難です。これは、現代の宇宙論的シミュレーションを使用して、クラスターに供給しているフィラメントに見られる銀河の集団を分析し、それらの歴史をよりよく理解し、観測の解釈を支援する動機を与えます。ThreeHundredプロジェクトのズームインシミュレーションを使用して、時間の経過とともにハローを追跡し、その環境を特定します。前処理のさまざまなモードの再構築をサポートするクラスター落下領域の銀河のベンチマークを確立します。すべての銀河の最大45％がフィラメントを介してクラスターに分類されることがわかります（フィラメントスパインから1Mpc/hより近い）。これらのフィラメント銀河の12％はグループの老舗メンバーであり、R200のフィラメント銀河の30〜60％はバックスプラッシュ銀河です。この数はクラスターの動的状態に依存し、距離とともに急激に低下します。バックスプラッシュ銀河は、特にリラックスしたクラスターでは、それらの進入軌道から大きく偏向した後、クラスターに戻ります。それらはフィラメントに関して優先的な位置を持たず、フィラメントを形成するために崩壊することはできません。残りの自然のままの銀河（30〜60％）は、宇宙フィラメントだけで環境に影響を与えます。
ボイド環境がAGNに与える影響
SDSSのボイド環境における活動銀河の集団を研究します。光学分光情報を使用して、銀河の輝線の特性を分析します。これは、WHAN図とBPT図によって実現されます。また、AGN活動を評価するために、WISE中赤外色を研究しています。光学的および中赤外の両方のこれらの異なるAGN分類スキーム、およびボイド中心に関する空間的位置へのそれらの依存性を調査します。この目的のために、3つの領域を定義します。ボイド、ボイド半径（距離/r$_{\rmボイド}$）に対するボイド中心距離によって定義される球形領域で、0.8未満であり、中間/遷移である-0.9未満の過密度を含みます。シェル領域（つまりvoid--wall）0.8$<$距離/r$_{\rmvoid}<$1.2、およびボイドから十分に離れた領域、フィールド：distance/r$_{\rmvoid}>$2.対処された分類スキーム（BPT、WHAN、またはWISEのいずれか）に関係なく、ボイド領域でAGNおよび星形成銀河の大部分の統計的証拠を見つけます。さらに、フィールドと比較して、ボイド内で非常に強力な核活動が得られます。私たちは、それらのホスト銀河がボイドに存在するときに強い降着を受けている最も巨大なブラックホールの異常に大きな部分を見つけます。私たちの結果は、銀河の進化に関連するAGNメカニズムに対するボイド環境の強い影響を示唆しています。
超深部HST / COS紫外分光法からのハッブルCIV放射の根底にある非常に金属の少ない大質量星に対する直接的な制約
| Title |
Direct_Constraints_on_the_Extremely_Metal-Poor_Massive_Stars_Underlying_Nebular_C_IV_Emission_from_Ultra-Deep_HST/COS_Ultraviolet_Spectroscopy |
| Authors |
Peter_Senchyna,_Daniel_P._Stark,_Stephane_Charlot,_Adele_Plat,_Jacopo_Chevallard,_Zuyi_Chen,_Tucker_Jones,_Ryan_L._Sanders,_Gwen_C._Rudie,_Thomas_J._Cooper,_Gustavo_Bruzual |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.11508 |
巨大な星をホストしている金属の少ない近くの銀河は、高赤方偏移の銀河と低金属量の星の種族の両方を理解する上で果たすべき基本的な役割を持っています。しかし、それらの明るい星雲ガス放出に多くの注意が向けられてきた一方で、それを動かす巨大な星は、抑制するのが難しいままです。ここでは、$z>6$で遭遇した、接近する強い星雲CIV放射に電力を供給する6つの銀河を対象とした非常に深いハッブル宇宙望遠鏡の紫外線スペクトルを示します。これらの新しいスペクトルにおける星雲CIVの強度とスペクトルプロファイルは、共鳴散乱モデルを喚起するシーケンスに従うことがわかります。これは、高温の銀河系周辺媒体がCIVエスケープを局所的に制御する上で重要な役割を果たす可能性があることを示しています。光球吸収線の森をフィッティングすることにより、各銀河の巨大な星の金属量を制限し、太陽の10％未満に均一に存在する鉄によって駆動される測定値を報告します。気相酸素存在量との比較により、サンプル全体で太陽より上のO/Feが向上している証拠が明らかになり、絶対気相金属量スケールに関する仮定にロバストです。これは、これらの局所システムが、近くの銀河の大部分よりも、原始的な高赤方偏移の対応物に化学的に類似しているという考えを支持しています。最後に、観測された強い恒星風プロファイルと、最高品質のスペクトルで光球の森によって制約された人口合成モデルとの間に大きな緊張が見られます。これは、高赤方偏移で風の線を分離して解釈する際の注意の必要性を強化するだけでなく、統合された紫外線スペクトルで非常に低い金属量で基本的な大質量星の物理学を検証するためのユニークな道を示唆します。
[OI]のSOFIA-upGREAT観測で特定されたL1551IRS5の流出における原子ショック
| Title |
Atomic_Shocks_in_the_Outflow_of_L1551_IRS_5_Identified_with_SOFIA-upGREAT_Observations_of_[OI] |
| Authors |
Yao-Lun_Yang,_Neal_J._Evans_II,_Agata_Karska,_Lars_E._Kristensen,_Rebeca_Aladro,_Jon_P._Ramsey,_Joel_D._Green,_and_Jeong-Eun_Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.11511 |
クラスI原始星L1551IRS5とその流出に向けた[OI]および[CII]線の速度分解SOFIA/upGREAT観測を提示します。SOFIAの観測では、原始星のみへの[OI]放射と、原始星への[CII]放射、および赤方偏移した流出が検出されます。[OI]放出は、青にシフトした速度でのみ$\sim$100kms$^{-1}$の幅を持ち、衝撃を受けたガスの起源を示唆しています。[CII]線は狭く、光解離領域の起源と一致しています。流出の傾斜によるエンベロープからの異なるダスト消光は、赤方偏移[OI]放出の欠落の原因である可能性が最も高いです。[OI]ラインプロファイルを2つのガウス成分でフィッティングすると、1つの成分がソース速度で幅$\sim$20kms$^{-1}$で、もう1つの非常に広い成分が-30kms$^{で見つかります。-1}$の幅は87.5kms$^{-1}$で、後者はL1551IRS5では見られません。これら2つのコンポーネントの運動学は、分子流出のキャビティショックとジェットのスポットショックに似ています。空洞衝撃における[OI]、高JCO、およびH$_2$O線の放射伝達計算は、[OI]が酸素収支を支配し、総ガス状酸素存在量の70％以上を占め、[$\sim$1.5$\times$10$^{-4}$のO]/[H]。非常に広い[OI]成分が原子風に起因すると、（1.3$\pm$0.8）$\times$10$^{-6}$M$_{\odot}$yr$^の固有質量損失率を推定します。{-1}$。低JCO、[OI]、およびHIから導出される固有の質量損失率は類似しており、原子風が最も運動量を運び、分子流出を駆動する運動量保存流出のモデルをサポートします。
SAMI銀河調査：銀河におけるガスと恒星の金属量の違いの要因
| Title |
The_SAMI_Galaxy_Survey:_the_drivers_of_gas_and_stellar_metallicity_differences_in_galaxies |
| Authors |
A._Fraser-McKelvie,_L._Cortese,_B._Groves,_S._Brough,_J._Bryant,_B._Catinella,_S._Croom,_F._D'Eugenio,_\'A._R._L\'opez-S\'anchez,_J._van_de_Sande,_S._Sweet,_S._Vaughan,_J._Bland-Hawthorn,_J._Lawrence,_N._Lorente,_M._Owers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.11627 |
気相の酸素の存在量と恒星の金属量の組み合わせは、銀河の金属濃縮の歴史へのユニークな洞察を私たちに提供することができます。この作業では、SAMI銀河調査から抽出された472個の星形成銀河の代表的なサンプルについて、1$R_{e}$アパーチャ内で測定された恒星と気相の金属量を比較します。星と星間物質（ISM）の金属量は強く相関しており、散乱は以前の研究で見つかったものの3分の1であり、統合された星の種族は一般にISMよりも金属が少ないことを確認します。質量銀河。2つの金属性の比率は、恒星の質量、特定の星形成率、重力ポテンシャルの代理など、いくつかの統合された銀河の特性と強く相関しています。しかし、これらの傾向は主に次の結果であることを示しています：（a）銀河の異なる星形成と金属濃縮履歴、および（b）恒星の金属量は主に鉄の濃縮を追跡するが、気相金属量指標は較正されているという事実ISMの酸素の濃縮に。実際、両方の金属量が同じ「元素ベース」に変換されると、すべての傾向が大幅に弱まります。興味深いことに、ガスと恒星の金属量の比率は、単純なクローズドボックスモデルで期待される値を常に下回っています。これには、恒星の質量範囲全体にわたる濃縮履歴において、流出と流入が重要な役割を果たす必要があります。この作品は、恒星と気相の金属量の間の複雑な相互作用を強調し、銀河の形成と進化のモデルを制約するためにそれらを比較する際にどのように注意を払う必要があるかを示しています。
ほ座星座の南HII領域の低周波パイロット調査
| Title |
A_Low_Frequency_Pilot_Survey_of_Southern_HII_Regions_in_the_Vela_Constellation |
| Authors |
Chenoa_D.Tremblay,_Tyler_L._Bourke,_James_A._Green,_John_M._Dickey,_O._Ivy_Wong,_and_Tim_J._Galvin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.11641 |
強い連続発光を伴う原子イオン化領域は、多くの場合、高質量の星形成の領域に関連付けられており、これらの領域の低周波（<2GHz）観測は、星形成モデルの構築を支援するために必要です。ほ座超新星残骸に向かう領域は、最近の超新星爆発と、十分に特徴付けられていない多数のHII領域を含む分子雲の複雑な構造であるため、特に興味深いものです。公開されているカタログで、低周波放射もある候補と特定の両方のHII領域を検索しました。ほ座超新星残骸に向かって約400平方度の領域で、10個のそのようなHII領域が見つかりました。そのうちのいくつかは、カタログに複数のコンポーネントがあります。この作業では、オーストラリアスクエアキロメーターアレイパスファインダーからのデータと、マーチソン広視野アレイおよびオーストラリア望遠鏡コンパクトアレイからの未発表のデータを使用して、これらのソースを分析します。高質量の星形成領域RCW38は、特にソースを対象とした観測で、低周波の広視野連続観測が銀河のHII領域を特定して研究する方法を示すパイロット研究として使用されます。他の9つのHII領域については、それらのプロパティについて説明します。どの雲が相互作用しているか、それらの年齢、それらが赤外線または光学H$\alpha$線によって支配されているかどうか、距離、電離光子束、および赤外線光度の上限に関する情報を含みます。今後の作業では、ここに示すRCW38の結果と同様に、これらの9つの領域をより詳細に分析します。
自動相関と相互相関を介して輝線銀河-ホストハロー接続を構築します
| Title |
Construct_the_emission_line_galaxy-host_halo_connection_through_auto_and_cross_correlations |
| Authors |
Hongyu_Gao_(SJTU),_Y.P._Jing_(SJTU),_Yun_Zheng_(SJTU),_Kun_Xu_(SJTU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.11657 |
自動および相互相関を介して[O\、II]輝線銀河（ELG）-ホストハロー接続を調査し、パラメーター化されたハロー占有分布（HOD）モデルを想定せずに、暗黒物質ハローにELGを配置する簡潔で効果的な方法を提案します。。VIMOSPublicExtragalacticRedshiftSurvey（VIPERS）の観測データを使用して、[O\、II]の光度によって選択されたELGと、恒星の質量によって選択された通常の銀河との間の自動および相互相関関数を測定します。正常な銀河について導き出された恒星-ハロー質量関係（SHMR）と、通常の銀河集団で観測されたELGの割合を組み合わせることで、正確なELG-ハロー接続を確立できることを示します。ELG-ハロー接続を使用すると、衛星の割合が適切に削減されると、実空間と赤方偏移空間の両方でELGと通常の銀河の自動相関関数と相互相関関数を正確に再現できます。私たちの方法は、進行中および今後の銀河赤方偏移調査のためにELGモックカタログを生成するための新しい戦略を提供します。ELGのHODについても簡単に説明します。
超大質量ブラックホール周辺の惑星形成と放射トルクによる粒子破壊障壁について
| Title |
On_planet_formation_around_supermassive_black_holes_and_the_grain_disruption_barriers_by_radiative_torques |
| Authors |
Nguyen_Chau_Giang,_Thiem_Hoang,_Le_Ngoc_Tram,_Nguyen_Duc_Dieu,_Pham_Ngoc_Diep,_Nguyen_Thi_Phuong,_Bui_Van_Tuan,_Truong_Le_Gia_Bao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.11800 |
最近、惑星は、$L_{\rmbol}\leq10^{42}\rmerg\rms^{-1の低光度で活動銀河核（AGN）のトーラス内の塵の凝固によって形成される可能性があることが示唆されました。}$、ブラネットと呼ばれる超大質量ブラックホールを周回する新しいクラスの太陽系外惑星を構成します。ただし、AGNトーラス内の大きなダスト粒子は、AGN放射フィードバックにより、放射トルク破壊（RATD）メカニズムを介して放射トルク（RAT）によって回転破壊される可能性があり、これによりブラネットの形成が妨げられます。このシナリオをテストするために、AGNトーラスのミッドプレーンでの複合ダスト粒子の回転破壊と氷粒子マントルの脱着を研究します。塵とガスがAGNトーラス内で滑らかに分布していれば、粒子の成長とその後のブラネットの形成が可能であることがわかりました。しかし、ガスとダストの粒子が密集した塊に集中している場合、和田らで採用されているガス密度分布を仮定すると、粒子の成長はRATDによって強く制約されます。氷のような穀物のマントルはまた、回転脱着によって穀物のコアから素早く分離され、氷のような穀物間の付着係数と凝固効率を低下させます。粒子の回転破壊と氷の脱着は、成長時間よりもはるかに短いタイムスケールで最大$10^{4}$の係数で発生する可能性があることがわかりました。これは、粒子成長がブラネットを形成するために克服しなければならない新しい障壁です。塊が$n_{\rmH}>5\times10^{5}\rmcm^{-3}$の密度で非常に密集している場合、大きな粒子とブラネットの形成が発生する可能性があります。
若い大規模クラスターの空間進化III。 2D空間分布研究に対するガイアフィルターの効果
| Title |
The_Spatial_Evolution_of_Young_Massive_Clusters_III._Effect_of_the_Gaia_Filter_on_2D_Spatial_Distribution_Studies |
| Authors |
Anne_S.M._Buckner,_Zeinab_Khorrami,_Marta_Gonz\'alez,_Stuart_L._Lumsden,_Paul_Clark_and_Estelle_Moraux |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.11805 |
[コンテキスト]ガイアは光学的にG〜21等に制限されているため、空間分布研究でマグニチュードが制限されたサンプルによって導入されたバイアスを理解することが不可欠です。[目的]若いクラスターのガイア観測におけるサンプルの不完全性が、ローカル空間分析ツールINDICATEにどのように影響し、その後、これらのクラスターの知覚される空間特性にどのように影響するかを確認します。【方法】観測生成ツールMYOSOTISを用いて、合成データセットから模擬ガイアクラスターカタログを作成しました。クラスター距離、均一および可変の消滅、バイナリフラクション、高質量メンバーの点広がり関数ウィングによる母集団マスキング、およびINDICATEによって識別される傾向に対するコントラスト感度の制限の影響が調査されます。合成データセットのメンバーに対してINDICATEによって導出された典型的なインデックス値と、それに対応する模擬Gaiaカタログ観測値の比較が行われ、重要な変更が特定されます。[結果。]通常、クラスター母集団の観測前後のインデックス値にはわずかな変動しか見られません。これは、不完全性の割合と2値の関数として増加する可能性があります。恒星の濃度の有意な強化や誤った兆候は見られませんが、実際の兆候は薄められている可能性があります。出生時の星雲に関連する、または関連しないガイア観察クラスター集団の空間的行動について引き出された結論は、ほとんどのクラスターで信頼できますが、個々のメンバーの知覚行動は変化する可能性があるため、INDICATEはメンバー間の空間的行動の尺度として使用する必要があります特定の観測されたメンバーについて結論を出すのではなく、固有のプロパティ（質量、年齢、オブジェクトタイプなど）の関数として。[結論。]INDICATEは、サンプルの不完全性が83.3％、二値性が50％まで、1kpc以内でガイアが観察した若いクラスター集団を確実に研究するための堅牢な空間分析ツールです。
かみのけ座銀河団のコアの銀河集団
この論文では、かみのけ座銀河団の中央領域にある銀河の構造特性と形態を、$F814W$バンドの$19.5^m$よりも明るく示しています。HST/ACSかみのけ座銀河団財務調査から。主に分光学的赤方偏移を使用して、219個の銀河のサンプルから132個のメンバーを見つけます。132人のメンバーのサンプルでは、51人の非ドワーフと81人のドワーフが見つかり、32人の非メンバーの中には、4人のドワーフと28人の非ドワーフがいます。残りの55個の銀河の赤方偏移はありません。GALFITを使用してサンプルのバルジディスク分解を提示し、サンプルのパラメーターを取得します。残差の目視検査を使用して、銀河の形態学的分類を行います。バルジ対全光比（$B/T$）、色の大きさの関係（CMR）、セルシック指数（$n$）、コルメンディの関係、およびこれらのパラメーター間の相互相関を使用して、形態学的タイプの関係を調査しました。膨らみと銀河。メンバーのうち、6つの銀河は、銀河の中心にある箱型/ピーナッツの膨らみを示す残差と等高線図に基づいて、E/SBOとして分類されています。したがって、楕円形またはSBOを分類するための混乱はほとんどなく、E/SBOを指定しました。この作業は、$B/T$、色、$n$などのさまざまなパラメーター間の重要な関係、およびコルメンディ図での位置とセルシック指数の観点からこれらの銀河の合併履歴に関する洞察を理解するのに役立ちます。統計的手法を使用すると、非メンバーと比較して、メンバー集団にE/SO、ESO銀河が大幅に多いことがわかります。
SAGAN-III：巨大な電波クエーサーへの新しい洞察
| Title |
SAGAN_--_III:_New_insights_into_giant_radio_quasars |
| Authors |
Mousumi_Mahato,_Pratik_Dabhade,_D._J._Saikia,_Francoise_Combes,_Joydeep_Bagchi,_Luis_C._Ho,_and_Somak_Raychaudhury |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.11905 |
巨大電波クエーサー（GRQ）は、ラジオラウド活動銀河核（AGN）であり、メガパーセク規模のジェットを推進します。GRQとそのプロパティを理解するために、すべての既知のGRQ（「GRQカタログ」）と、文献からの小さな（サイズ<700kpc）無線クエーサー（SRQ）のサブセットをまとめました。このプロセスで、0.66<z<1.72の赤方偏移範囲にある10個の新しいFR-IIGRQが見つかりました。これは、GRQカタログに含まれています。上記のサンプルを使用して、光学データと無線データを使用して、GRQとSRQの体系的な比較研究を実施しました。私たちの結果は、GRQとSRQが統計的に類似したスペクトルインデックスとブラックホールの質量分布を持っていることを示しています。ただし、SRQは、GRQと比較して、無線コアパワー、コアドミナンスファクター、総無線パワー、ジェット運動パワー、およびエディントン比が高くなっています。一方、巨大電波銀河（GRG）と比較すると、GRQはブラックホールの質量とエディントン比が高くなっています。SRQのコア優位性係数が高いことは、SRQがGRQよりも視線に近いことを示しています。また、降着円盤の光度と無線コアおよびGRQのジェット出力との相関関係も見られます。これは、ディスクとジェットの結合の証拠を提供します。最後に、GRGとGRQのエディントン比の分布は、小さな電波銀河（SRG）とSRQに見られるものと同様に、バイモーダルであることがわかります。これは、サイズが降着状態に強く依存しないことを示しています。これらすべてを使用して、SRQからGRQへの成長のための基本モデルを提供します。
冷却流における負の角運動量フィードバックによるジェットのジッター
冷却流のシナリオでジッタージェットを適用して、互いに垂直であり、冷却流銀河団RBS797の2対の気泡をほぼ同時評価し、ジェットと超大質量ブラックを供給する冷たい高密度の塊との相互作用を結論付けます。穴（SMBH）は、SMBHの重力の影響とクラスターの重力の影響がほぼ等しいゾーンで発生します。冷却流シナリオのジッタージェットによると、ジェットは冷たくて密度の高い凝集塊を隆起させて同伴し、凝集塊の速度を元のジェットの方向に垂直に与え、ジェットの軸に近づけて「落下」させます。これらの塊の角運動量は、元のジェットの軸に対して非常に高い角度にあります。これらの塊が次の爆発でSMBHに供給されると、新しいジェットの軸は最初のジェットのペアの軸に対して高い角度になります。私はこのシナリオをRBS797の2つの垂直な気泡のペアが<10Myrの小さな年齢差を持っていることを示す最近の観測に適用し、ジェットと塊の相互作用はSMBH。興味深いことに、このゾーンでは、SMBHからの脱出速度は、銀河団ガス（ICM）の音速とほぼ同じです。この発見の意味について議論します。
ブレーザー用のショックインジェットシンクロトロンミラーモデル
| Title |
A_Shock-in-Jet_Synchrotron_Mirror_Model_for_Blazars |
| Authors |
Markus_Boettcher_(North-West_University,_Potchefstroom,_South_Africa) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.11738 |
ReinhardSchlickeiserは、拡散衝撃加速、シンクロトロン放射の理論、さまざまな天体物理学源でのコンプトン散乱によるガンマ線の生成など、ブレーザー物理学のさまざまな側面に画期的な貢献をしてきました。したがって、シンクロトロンミラー機能を備えたブレーザーの一貫したショックインジェットモデルは、ラインハルトシュリッケイザーの70歳の誕生日を記念した特集号への適切な貢献です。このモデルは、拡散衝撃加速のモンテカルロシミュレーション、および時間依存の放射輸送によって評価された相対論的熱および非熱粒子分布を使用した、自己無撞着なジェットインジェットモデルの以前の開発に基づいています。このモデルは、いくつかのブレーザーのスペクトル変動パターンのモデル化に非常に成功していますが、孤立したフレア、つまり、低周波（シンクロトロン）放射成分に重要な対応物がない高エネルギーフレアを説明するのは困難です。解決策として、この論文では、ショックインジェットモデル内のシンクロトロンミラーコンポーネントの可能性を調査します。このシナリオでは、孤立したフレアが自然に発生することが示されています。ブレーザー3C279で最近観測された孤立ガンマ線フレアへのモデルの適用性について説明し、コンプトン優位性の軽度（$\lesssim$係数2〜3）の強化を伴う孤立フレアのみを再現できることがわかりました。シンクロトロン-追加のパラメーター変更が呼び出されない場合のミラーシナリオ。
棒渦巻銀河の複雑な磁化された場所にある高速電波バースト源
| Title |
A_fast_radio_burst_source_at_a_complex_magnetised_site_in_a_barred_galaxy |
| Authors |
H._Xu,_J._R._Niu,_P._Chen,_K._J._Lee,_W._W._Zhu,_S._Dong,_B._Zhang,_J._C._Jiang,_B._J._Wang,_J._W._Xu,_C._F._Zhang,_H._Fu,_A._V._Filippenko,_E._W._Peng,_D._J._Zhou,_Y._K._Zhang,_P._Wang,_Y._Feng,_Y._Li,_T._G._Brink,_D._Z._Li,_W._Lu,_Y._P._Yang,_R._N._Caballero,_C._Cai,_M._Z._Chen,_Z._G._Dai,_S._G._Djorgovski,_A._Esamdin,_H._Q._Gan,_P._Guhathakurta,_J._L._Han,_L._F._Hao,_Y._X._Huang,_P._Jiang,_C._K._Li,_D._Li,_H._Li,_X._Q._Li,_Z._X._Li,_Z._Y._Liu,_R._Luo,_Y._P._Men,_C._H._Niu,_W._X._Peng,_L._Qian,_L._M._Song,_D._Stern,_A._Stockton,_J._H._Sun,_F._Y._Wang,_M._Wang,_N._Wang,_W._Y._Wang,_X._F._Wu,_S._Xiao,_S._L._Xiong,_Y._H._Xu,_R._X._Xu,_J._Yang,_X._Yang,_R._Yao,_Q._B._Yi,_Y._L._Yue,_D._J._Yu,_W._F._Yu,_J._P._Yuan,_B._B._Zhang,_S._B._Zhang,_S._N._Zhang,_Y._Zhao,_W._K._Zheng,_Y._Zhu,_J._H._Zou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.11764 |
高速電波バースト（FRB）は、宇宙に蔓延している高度に分散した電波バーストです。銀河マグネターからのFRB〜200428の最近の検出は、少なくともいくつかのFRBがマグネターに由来することを示唆しましたが、宇宙論的FRBの大部分、特に活発に繰り返されるものがマグネターチャネルから生成されるかどうかは不明です。ここでは、500メートル球面電波望遠鏡（FAST）の専用無線観測キャンペーン中に、繰り返し発生源FRB〜20201124Aからの1863偏光バーストの検出を報告します。54日間にわたって88時間に検出された電波バーストの大規模なサンプルは、最初の36日間のソースのファラデー回転測定（RM）の有意で不規則な短時間の変動を示し、その後は一定のRMが続きます。18日。バーストのかなりの部分で、75\％までの有意な円偏光が観察されました。証拠は、いくつかの低レベルの円偏波が電波の伝搬中の直線偏波からの変換に起因することを示唆していますが、より高度な円偏波を生成するには固有の放射メカニズムが必要です。これらの機能はすべて、このFRBソースの周囲のより複雑で動的に進化する磁化された即時環境の証拠を提供します。そのホスト銀河は以前から知られていました。私たちの光学観測は、それが赤方偏移$z=0.09795\pm0.00003$にある天の川サイズの、金属が豊富な棒渦巻銀河であり、FRB源が低恒星密度、中間の腕間領域にあることを明らかにしています。渦巻銀河の距離、巨大な星の極端な爆発の間に形成された若いマグネターには直接期待されない環境。
GRB 210205A、ZTF21aaeyldq（AT2021any）の性質を明らかにし、4K $ \ times $ 4K CCD
Imager + 3.6mDOTによる追跡観測
| Title |
Revealing_nature_of_GRB_210205A,_ZTF21aaeyldq_(AT2021any),_and_follow-up_observations_with_the_4K$\times$4K_CCD_Imager+3.6m_DOT |
| Authors |
Rahul_Gupta,_Amit_Kumar,_Shashi_Bhushan_Pandey,_A._J._Castro-Tirado,_Ankur_Ghosh,_Dimple,_Y.-D._Hu,_E._Fern\'andez-Garc\'ia,_M._D._Caballero-Garc\'ia,_M._\'A._Castro-Tirado,_R._P._Hedrosa,_I._Hermelo,_I._Vico,_Kuntal_Misra,_Brajesh_Kumar,_Amar_Aryan,_and_Sugriva_Nath_Tiwari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.11795 |
ガンマ線バーストの光学的残光の光学的追跡観測は、流出の形状、放出メカニズム、エネルギー、およびバースト環境を精査するために重要です。GRB210205AとZTF21aaeyldq（AT2021any）の追跡観測は、バーストの約1日後に3.6mDevasthalOpticalTelescope（DOT）を使用して、場所の縦方向の利点のために、より深い限界まで実行しました。この論文では、他の共同施設からのデータ、つまり2.2mCalarAltoAstronomicalObservatory（CAHA）と他のアーカイブデータを使用した2つのオブジェクトの分析について説明します。私たちの分析は、GRB210205Aが、X線残光データと比較した場合に潜在的なダークバーストであることを示唆しています。また、結果を他の既知のよく研究された暗いGRBサンプルと比較すると、GRB210205Aの光学的暗さの理由は、固有のかすれまたは高赤方偏移イベントのいずれかである可能性があります。また、分析に基づいて、ZTF21aaeyldqは、ZTF20aajnksq（AT2020blt）とZTF19abvizsw（AT2019pim）を除いて、測定された赤方偏移を伴う3番目に既知の孤立した残光であることがわかりました。残光パッケージを使用したZTF21aaeyldqの多波長残光モデリングでは、ジェット開口角がかなり広いISMのような周囲媒体の前方衝撃モデルが必要です。$n_{0}$=0.87cm$^{-3}$、運動エネルギー$E_{k}$=3.80$\times10^{52}$ergのサーカムバースト密度を決定し、残光モデリングはZTF21aaeyldqも示しています。は軸上で観測され（$\theta_{obs}<\theta_{core}$）、ガンマ線の対応物はGRB衛星によって見落とされていました。私たちの結果は、3.6mDOTが、将来の時間領域天文学の一部として、より深い観測のための同様のおよび他の新しい過渡現象の深い追跡観測のためのユニークな機能を持っていることを強調しています。
高速電波バーストを繰り返すための放射メカニズムとしてのバンチによる磁気圏曲率放射
| Title |
Magnetospheric_curvature_radiation_by_bunches_as_emission_mechanism_for_repeating_fast_radio_bursts |
| Authors |
Wei-Yang_Wang,_Yuan-Pei_Yang,_Chen-Hui_Niu,_Renxin_Xu,_Bing_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.11841 |
高速電波バースト（FRB）の放射メカニズムとしてのコヒーレント曲率放射は、FRBが発見されて以来議論されてきました。高度に磁化された中性子星の磁気圏の荷電バンチによるコヒーレント曲率放射の枠組み内で繰り返されるFRBのスペクトルおよび偏光特性を研究します。スペクトルは一般に、複数セグメントのべき乗則によって特徴付けられ、束が移動して視線がスイープするにつれて進化します。視線が$1/\gamma$の角度内でビームに限定されている場合、放出される波は高度に直線偏光されますが、オフビームの場合は円偏光度が強くなります。スペクトル時間のパルス間特性は、磁気圏の形状のために自然な結果になる可能性があります。ドリフト率、中心周波数、およびそれらの時間的持続時間の関係を調査します。半径から周波数へのマッピングは、双極子と四重極子の両方の磁気構成の仮定内で導出およびシミュレーションされます。幾何学的な結果は、FRBが双極幾何学の開いた力線よりも湾曲した力線で放出されることを示しています。これは、発光領域に既存の多極磁気構成が存在する可能性が最も高いことを示唆しています。
QHC21中性子星物質の状態方程式-2021年のNICERデータに照らして
中性子星PSRJ0740+6620の半径の最近のNICER測定、および$1.4M_\odot$から$2.1M_\odot$までの中性子星半径の推定された小さな変動は、中性子星の状態方程式が比較的堅いままであることを示唆しています。バリオン密度$n\sim$核飽和密度の2〜4倍、$n_0$-ハドロン物質がクォーク物質に変化すると予想される領域。物理学を核からクォーク物質レジームまで描写するために、クォーク-ハドロン-クロスオーバー（QHC）テンプレートを使用して、更新された状態方程式QHC21を構築します。主にカイラル有効場の理論に基づく核物質の結果を含めますが、経験的な核力に基づく核物質の変分計算を使用した結果にも注目し、核の状態方程式の不確実性の範囲をカバーします。クォークの自由度への可能な早期移行を可能にするために、核子からクォークへのクロスオーバーレジームを$1.5n_0$で開始します。結果として得られる状態方程式は、以前のQHC19の$\lesssim2n_0$よりも硬く、NICERデータと実質的に一致する大きな半径を予測し、2-4$n_0$で音速のピークを伴います。状態方程式の硬化の根底にある考えられる微視的メカニズムについて説明します。
NuSTARを使用したHMXBOAO1657-415のタイミングおよびスペクトル分析
| Title |
Timing_and_Spectral_Analysis_of_HMXB_OAO_1657-415_with_NuSTAR |
| Authors |
Prince_Sharma_(1),_Rahul_Sharma_(1),_Chetana_Jain_(2)_and_Anjan_Dutta_(1)_((1)_Department_of_Physics_and_Astrophysics,_University_of_Delhi,_Delhi,_(2)_Hansraj_College,_University_of_Delhi,_Delhi) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.11953 |
この作品は、2019年6月に核分光望遠鏡アレイ（NuSTAR）で行われた観測を使用して、高質量X線連星パルサーOAO1657-415の包括的なタイミングとスペクトル分析を提示します。この観測中に、OAO1657-415はXを展示しました-約3倍の光線変動。37.03322（14）秒でのX線脈動が70keVまで観測されました。OAO1657-415は、$\dot{P}=9（1）\times10^{-8}$ss$^{-1}$でスピンダウンフェーズを実行していました。これは、長期的なスピンアップ率よりも約100倍大きいオーダーです。パルスプロファイルは、観察中にわずかに変化しました。最新のフェルミ/GBMデータを含む、43年のタイムベースにまたがるソースの長期パルス周期履歴について説明しました。3〜70keVのソーススペクトルは、部分的にカバーされたカットオフべき乗則、6.4keVのFeK$_{\alpha}$線、および6.3keVのコンプトンショルダーによって記述されます。約40keVのサイクロトロン吸収機能の存在を報告します。これは、$3.59\pm0.06\（1+z）^{-1}\times10^{12}$および$3.29_{の表面磁場強度を示しています。-0.22}^{+0.23}\（1+z）^{-1}\times10^{12}$G.この作業は、ソースにサイクロトロン吸収機能が最初に強力に存在することを示しています。
イメージング大気チェレンコフ望遠鏡アレイにおけるバックグラウンド除去のためのツールとしてのミューオン
| Title |
Muons_as_a_tool_for_background_rejection_in_Imaging_Atmospheric_Cherenkov_Telescope_arrays |
| Authors |
Laura_Olivera-Nieto,_Alison_M._W._Mitchell,_Konrad_Bernl\"ohr,_James_A._Hinton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12041 |
宇宙線の陽子と原子核によって開始された空気シャワー内のミューオンの存在は、そのようなシャワーをガンマ線によって開始されたものから分離するための強力なツールとして十分に確立されています。ただし、これまでのところ、このアプローチは地上レベルの粒子検出アレイにのみ十分に活用されています。ミューオンからのチェレンコフ光を、最高エネルギーで大気中のチェレンコフ望遠鏡アレイを画像化するためのバックグラウンド除去ツールとして使用することの実現可能性を探ります。個々のミューオンからのチェレンコフ光の分析モデルを採用して、ハイブリッドモードでの多数のシャワーの迅速なシミュレーションを可能にします。これにより、計算時間の観点から許容可能なコストで非常に高いバックグラウンド除去電力レジームを探索できます。非常に大きな（$\gtrsim$20mミラー直径）望遠鏡の場合、ミューオン光を効率的に識別すると、ガンマ線の高効率を維持しながら、最大10$^{-5}$のバックグラウンド除去レベルにつながる可能性があることを示します。チェレンコフ望遠鏡アレイを画像化するためのデータ分析におけるミューオンチェレンコフ光の効果的な活用には多くの課題が残っていますが、私たちの研究は、少なくとも1つの大きな望遠鏡を含むアレイにとってこれは非常に価値のある取り組みであることを示しています。
Fink：アクティブラーニングを使用した初期の超新星Ia分類
Finkブローカーの初期の超新星Ia分類器が、能動学習（AL）戦略を採用することによってML分類を最適化する方法について説明します。現在の掃天観測（ZTF）パブリックアラートデータストリームでのこのような戦略の実装の実現可能性を示します。不確実性サンプリングとランダムサンプリングの2つのAL戦略のパフォーマンスを比較します。私たちのパイプラインは、特徴抽出、分類、学習戦略の3つの段階で構成されています。10個のアラート（5個のSNIaと5個の非Ia）の最初のサンプルから始めて、どのアラートをトレーニングサンプルに追加する必要があるかをアルゴリズムに識別させます。システムは、300回の反復を通じて進化することができます。私たちのデータセットは、SIMBADデータベースとトランジェントネームサーバー（TNS）とのクロスマッチによって分類が確認されたZTFからの23,840のアラートで構成され、そのうち1600はSNeIa（1021の一意のオブジェクト）でした。学習サイクルが完了した後のデータ構成は、トレーニング用の310アラートとテスト用の23530アラートで構成されます。100以上の実現を平均して、分類器は89％の純度と54％の効率を達成しました。2020年11月1日から2021年10月31日まで、フィンクは初期の超新星IaモジュールをZTFストリームに適用し、有望なSNIa候補をTNSに伝達しました。分光学的に分類された535のFink候補から、459（86％）がSNeIaであることが証明されました。私たちの結果は、天文分類器の最適なトレーニングサンプルの構築を導くための能動学習戦略の有効性を確認しています。これは、実際のデータで、追加の計算リソースや圧倒的に大きなトレーニングサンプルを必要とせずに、学習アルゴリズムのパフォーマンスを大幅に向上できることを示しています。これは、私たちの知る限り、実際のアラートデータへのALの最初の適用です。
パノラマSETI：全体的なフォーカルプレーン電子機器とタイミングおよびネットワークプロトコル
| Title |
Panoramic_SETI:_Overall_focal_plane_electronics_and_timing_and_network_protocols |
| Authors |
Wei_Liu,_Dan_Werthimer,_Ryan_Lee,_Franklin_Antonio,_Michael_Aronson,_Aaron_Brown,_Frank_Drake,_Andrew_Howard,_Paul_Horowitz,_Jerome_Maire,_Rick_Raffanti,_Remington_Stone,_Richard_Treffers_and_Shelley_A._Wright |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.11476 |
PANOSETI実験は、ナノ秒からミリ秒のタイムスケールトランジェントの全天、常時可視検索です。実験では、いくつかのサイトに天文台のドームを配置します。各ドームには、最大45個の望遠鏡が含まれ、最大4,440平方度をカバーします。ここでは、それぞれがマザーボードと4つの象限ボードを含む可視波長望遠鏡の焦点面電子機器について説明します。各象限ボードには、256個のシリコン光電子増倍管（SiPM）光子検出器が配置されており、パルスの高さを測定してナノ秒のタイムスケールパルスを検索します。広範囲の時間スケール（ナノ秒からミリ秒）にわたってパルス幅を同時に検査するために、機器は連続イメージングモード（CIモード）とパルス波高モード（PHモード）の両方を実装しています。正確なタイミングは、WhiteRabbitプロトコルを使用してゲートウェアに実装されています。
サイモンズ天文台：ユニバーサル多重化モジュールの磁気シールド測定
| Title |
The_Simons_Observatory:_Magnetic_Shielding_Measurements_for_the_Universal_Multiplexing_Module |
| Authors |
Zachary_B._Huber,_Yaqiong_Li,_Eve_M._Vavagiakis,_Steve_K._Choi,_Jake_Connors,_Nicholas_F._Cothard,_Cody_J._Duell,_Nicholas_Galitzki,_Erin_Healy,_Johannes_Hubmayr,_Bradley_R._Johnson,_Benjamin_Keller,_Heather_McCarrick,_Michael_D._Niemack,_Yuhan_Wang,_Zhilei_Xu,_Kaiwen_Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.11495 |
SimonsObservatory（SO）には、60,000を超える高感度遷移エッジボロメータ（TES）を使用して、宇宙マイクロ波背景放射の温度と偏光を測定する4つの望遠鏡が含まれています。これらの多色TESボロメータは、多重化係数910のマイクロ波RFSQUID多重化システムによって読み取られます。TESとSQUIDの両方が磁場ピックアップの影響を受けやすく、そのような磁場にどのように応答するかを予測するのは難しいことを考えると、これらのシステムの磁気応答を経験的に特徴づけることが重要です。次に、この情報を使用して、検出器と読み出しの磁気シールド設計に通知することにより、スプリアス信号を制限できます。このホワイトペーパーでは、SQUID、関連する共振器、およびTESバイアス回路を含むSOユニバーサル多重化モジュール（UMM）のさまざまな磁気シールド構成を使用した磁気ピックアップの測定に焦点を当てています。プロトタイプUMMの磁気ピックアップは、シールドなし（銅パッケージ）、UMMのアルミニウムパッケージ、および希釈冷凍機100mKコールドステージ全体を囲むスズ/鉛メッキシールドの3つのシールド構成でテストされました。測定結果は、アルミニウムパッケージが銅パッケージよりも8〜10のシールド係数で優れていることを示しており、スズ/鉛メッキ1Kシールドを追加すると、アルミニウム構成の相対シールド係数が1〜2桁増加します。
SNAD Transient Miner：k-Dツリーを使用してZTFDR4で欠落した一時イベントを見つける
| Title |
SNAD_Transient_Miner:_Finding_Missed_Transient_Events_in_ZTF_DR4_using_k-D_trees |
| Authors |
P._D._Aleo,_K._L._Malanchev,_M._V._Pruzhinskaya,_E._E._O._Ishida,_E._Russeil,_M._V._Kornilov,_V._S._Korolev,_S._Sreejith,_A._A._Volnova,_G._S._Narayan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.11555 |
掃天観測施設の第4データリリース（ZTFDR4）内の11個のトランジェント（7個の超新星と4個の活動銀河核候補）の自動検出を報告します。これらはすべて2018年に観測され、公開カタログにはありません。これらのうち、3つはZTFアラートストリームの一部ではありませんでした。私たちの一時的なマイニング戦略は、実際の光度曲線と4つのシミュレートされた光度曲線モデル（SNIa、SNII、TDE、SLSN-I）の両方から抽出された41の物理的に動機付けられた特徴を採用しています。これらの特徴はk-Dツリーアルゴリズムに入力され、そこから15個の最近傍を計算します。前処理と選択カットの後、データセットには約100万個のオブジェクトが含まれ、そのうち92個の固有のZTFDR4ソースを含む、最も明るく、最もよくサンプリングされた7つのシミュレーションから105個の最も近い隣接オブジェクトを視覚的に検査しました。私たちの結果は、ドメイン知識と自動学習アルゴリズムを首尾一貫して組み込む可能性を示しています。これは、SNADチームを指導する指針の1つです。また、ZTFDRが、次世代の天文データの準備を目的としたデータマイニングアルゴリズムの適切なテストの場であることも示しています。
ヤクーツクアレイへの広視野望遠鏡補遺を用いた宇宙線の大規模な空気シャワーからのチェレンコフ放射信号の時間的特性の測定
| Title |
Measuring_temporal_characteristics_of_the_Cherenkov_radiation_signal_from_extensive_air_showers_of_cosmic_rays_with_a_wide_field-of-view_telescope_addendum_to_the_Yakutsk_array |
| Authors |
A.A._Ivanov,_S.V._Matarkin,_L.V._Timofeev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.11587 |
広い視野のチェレンコフ望遠鏡は、2012年以来、ヤクーツクアレイ実験の周辺で機能しています。その主な機能は、宇宙線の大規模なエアシャワーによって誘発されるチェレンコフ放射信号の波形を測定することです。望遠鏡によって収集されたデータセットの分析は、残りのアレイ検出器によって測定された主なシャワー特性に加えて、シャワーの発達のパラメータの再構築を目的としています。この論文では、シャワーコア距離の関数としてのチェレンコフ放射信号の観測された持続時間は、モデルシミュレーションの結果に基づいて、異なる方法でシャワーの最大深度を推定するために使用されます。
ペガサスとモンタージュによる大規模な天文画像処理
| Title |
Astronomical_Image_Processing_at_Scale_With_Pegasus_and_Montage |
| Authors |
G._Bruce_Berriman,_John_C._Good,_Ewa_Deelman,_Ryan_Tanaka,_and_Karan_Vahi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.11624 |
大規模な画像処理は、新しいデータセットを作成して既存のデータセットと統合し、分析と品質保証の調査を実行するための強力なツールです。ワークフローマネージャーは、複数のデータアクセスと処理ステップを含むこのタイプの処理に利点を提供します。一般に、データとリソースの検索、障害からの回復、パフォーマンスの監視により、ワークフローの自動化が可能になります。このフォーカスデモでは、PegasusWorkflowManagerPythonAPIが画像処理を管理して、MontageImageMosaicエンジンでモザイクを作成する方法を示します。2001年以来、ペガサスはUSC/ISIで開発および保守されています。実際、モンタージュは、ペガサスの設計とそのパフォーマンスの最適化に使用された最初のアプリケーションの1つでした。それ以来、ペガサスは科学の多くの分野で応用されてきました。LIGOはそれを利用してブラックホールを発見しました。VeraC.RubinObservatoryは、クラウドプラットフォームでの画像処理のコストとパフォーマンスを比較するためにそれを使用しました。これらは大規模なプロジェクトの例ですが、マシンのローカルクラスターに関する小規模なチーム調査もペガサスの恩恵を受けることができます。
電波銀河分類における重みの剪定と不確実性
この作業では、変分推論を使用して、電波銀河分類のモデル予測における疫学的不確実性の程度を定量化し、電波銀河にラベルを付けるときに、個々のテストサンプルのモデル事後分散のレベルが人間の不確実性と相関することを示します。さまざまな異なる重み事前分布のモデルパフォーマンスと不確実性キャリブレーションを調査し、スパース事前分布がより適切にキャリブレーションされた不確実性推定値を生成することを提案します。個々の重みの事後分布を使用して、信号対雑音比（SNR）ランキングにより、パフォーマンスを大幅に低下させることなく、完全に接続されたレイヤーを30\％のレベルまで剪定できること、およびこの剪定によって予測の不確実性が高まることを示します。モデル内。最後に、この分野の他の研究と同様に、冷たい事後効果を経験することを示します。モデルの仕様ミスに対応するためにモデルのコスト関数を適応させることでこの効果を補うことができるかどうかを調べますが、大きな違いはないことがわかります。また、原理的なデータ拡張の効果を調べ、ベースラインを改善するが、観察された効果を完全には補償しないことを発見しました。これは、トレーニングサンプルの過度に効果的なキュレーションが原因であり、仕様の誤りが発生する可能性があるためであると解釈し、将来の電波銀河分類に対するベイズ深層学習アプローチの潜在的な問題として提起します。
| Title |
Asteroid_Flyby_Cycler_Trajectory_Design_Using_Deep_Neural_Networks |
| Authors |
Naoya_Ozaki_and_Kanta_Yanagida_and_Takuya_Chikazawa_and_Nishanth_Pushparaj_and_Naoya_Takeishi_and_Ryuki_Hyodo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.11858 |
近年、小惑星探査が注目されています。それにもかかわらず、100万個以上の遺体を発見している間、私たちは数十個の小惑星を訪れたところです。私たちの現在の観測と知識は偏っているはずなので、惑星の建築材料の残骸をよりよく理解するために、複数の小惑星を直接探索することが不可欠です。ミッション設計ソリューションの1つは、複数の地球重力アシストを備えた小惑星フライバイサイクラー軌道を利用することです。小惑星フライバイサイクラー軌道設計問題は、複数のフライバイを伴うグローバル軌道最適化問題のサブクラスであり、特定のフライバイシーケンスの軌道最適化問題と、フライバイのシーケンスを決定するための組み合わせ最適化問題が含まれます。フライバイボディの数が増えると、この最適化問題の計算時間が悪意を持って拡大します。この論文は、軌道最適化の結果を近似する深いニューラルネットワークによって構築された代理モデルを利用して小惑星フライバイサイクラー軌道を設計するための新しい方法を提示します。機械学習アプローチのボトルネックの1つは、大規模な軌道データベースを生成することであるため、Karush-Kuhn-Tucker条件を満たす疑似小惑星を導入することにより、効率的なデータベース生成戦略を提案します。JAXAのDESTINY+ミッションに適用された数値結果は、提案された方法が小惑星フライバイシーケンスを検索するための計算時間を大幅に短縮できることを示しています。
Polstarによる紫外線分光偏光測定：大規模な星の連星衝突風
| Title |
Ultraviolet_Spectropolarimetry_with_Polstar:_Massive_Star_Binary_Colliding_Winds |
| Authors |
Nicole_St-Louis,_Kenneth_Gayley,_Desmond_John_Hillier,_Richard_Ignace,_Carol_E._Jones,_Alexandre_David-Uraz,_Noel_D._Richardson,_Jorick_S._Vink,_Jennifer_L._Hoffman,_Yael_Naze,_Heloise_Stevance,_Tomer_Shenar_and_Paul_A._Scowen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.11552 |
化学物質の濃縮、電離放射線、エネルギーフィードバックの源として、巨大な星は、相対的な希少性にもかかわらず、重力波を生成する可能性のあるコンパクトな残骸を生み出すことに加えて、ホスト銀河の生態を推進します。巨大な星の進化は、それらの詳細な質量損失の歴史によって決定的に知らされています。ただし、さまざまな規模の風の構造は、質量損失率に重要な不確実性を引き起こします。連星システムは、大質量星、特に衝突する風の連星の質量損失特性にさらに制約を課す可能性があります。この論文では、提案されたMIDEXスケールのミッションPolstarが、衝突する風（したがって一般に放射駆動風）の物理を紫外線分光偏光観測でどのように決定的に制約し、両方の質量の決定の精度を前例のないほど改善できるかを確認します。-巨大な星の風の損失率と速度構造。Polstarで得られた分光データと偏光データの両方から得られた空間情報を使用して、大きなパラメータ空間にまたがるさまざまな風衝突システムを研究できるようにする17のターゲットのサンプルを提案します。
Polstarによる紫外線分光偏光測定：凝集および質量損失率の補正
| Title |
Ultraviolet_Spectropolarimetry_with_Polstar:_Clumping_and_Mass-loss_Rate_Corrections |
| Authors |
Ken_Gayley,_Jorick_S._Vink,_Asif_ud-Doula,_Alexandre_David-Uraz,_Richard_Ignace,_Nicole_St-Louis,_Sylvia_Ekstr\"om,_Ya\"el_Naz\'e,_Tomer_Shenar,_Paul_A._Scowen,_Natallia_Sudnik,_Stan_P._Owocki,_Jon_O._Sundqvist,_Florian_A._Driessen,_Levin_Hennicker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.11633 |
最も重い星は、主系列星と青色超巨星の段階で、安定した風の中で質量のかなりの部分を失うと考えられています。これは次に、それらのさらなる進化と最終的な超新星の段階を設定し、ISMの活性化と化学的濃縮に影響を及ぼします。これらのプロセスを理解するには、最も明るい星の質量損失率に対する正確な観測上の制約が必要です。これは、恒星風の生成の理論をテストするためにも使用できます。過去には、質量損失率は、H$\alpha$やフリーフリー無線放射などの衝突放射プロセスによって特徴付けられていましたが、これらのいわゆる「密度二乗」診断では、広範囲の凝集が存在する場合に修正が必要です。最近の観測的および理論的証拠は、ホットスター風におけるそのような凝集の遍在的に高レベルの可能性を示していますが、その影響を定量化するには、放射駆動風の複雑なダイナミクスをより深く理解する必要があります。さらに、表面の異方性から生じ、風全体に伝播する大規模な構造は、密度の向上をさらに導入することで画像をさらに複雑にし、質量損失の診断に影響を与える可能性があります。この複雑なダイナミクスをよりよく理解し、質量損失率の「密度二乗」診断を修正するには、高分解能と高信号対雑音比を備えたUV共鳴線の時系列分光法が必要です。提案されたPolstarミッションは、20kms$^{-1}$の音速スケールで、有名なIUEMEGAキャンペーンよりも1桁高い信号対雑音比の3ダースの明るいターゲットで必要な解像度を簡単に提供します。勝利を通して前進する構造をリアルタイムで追跡する継続的な観察を介して。
| Title |
On_the_formation_of_solar_wind_&_switchbacks,_and_quiet_Sun_heating |
| Authors |
Vishal_Upendran_(1),_Durgesh_Tripathi_(1)_((1)_IUCAA,_Pune,_India) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.11668 |
太陽風の形成を含む、静かな太陽（QS）とコロナホール（CH）での太陽コロナ加熱は、磁場のダイナミクスによって密接に結びついています。したがって、これらの地域の詳細な比較研究は、根底にある物理的プロセスを理解するために必要です。CHは、コロナの強度が抑えられ、ブルーシフトが大きくなることが知られています。この作業では、絶対磁束密度（|B|）が同じ領域について、MgIIh＆k、CII線、およびSiIV線を使用した遷移領域を使用して彩層のCHとQSの類似点と相違点を調査します。CHは、すべてのineで強度が抑制されており、線形成の高さと|B|とともに差が大きくなっていることがわかります。彩層線はCHで過剰な上昇流と下降流を示し、SiIVはCH（QS）で過剰な上昇流（下降流）を示します。ここで、流量は|B|とともに増加します。さらに、SiIVの上昇流（下降流）が彩層線の上昇流と下降流（下降流のみ）の両方と相関していることを示します。CH（QS）は、彩層内の同様のフローに対してより大きなSiIVアップフロー（ダウンフロー）を示し、これらのフローに共通の起源があることを示唆しています。これらの観察結果は、CH（QS）での交換（閉ループ）再接続による衝撃加熱が原因で説明される可能性があり、磁場トポロジーの違いにより、異なる高さで双方向の流れが発生します。最後に、インターチェンジの再接続によるねじれた磁力線は、磁場の回転として運び去られ、スイッチバックとして観察される場合があります。したがって、私たちの結果は、太陽風の出現、コロナ加熱、および太陽に近いスイッチバック形成の統一された画像を示唆しています。
CVBS XIVの物理的および幾何学的パラメーター：2つの近くのシステムHIP19206およびHIP84425
| Title |
Physical_and_geometrical_parameters_of_CVBS_XIV:_The_two_nearby_systems_HIP_19206_and_HIP_84425 |
| Authors |
Mashhoor_A._Al-Wardat,_Enas_Abu-Alrob,_Abdallah_M._Hussein,_Mohammad_K._Mardini,_Ali_A._Taani,_Hatem_S._Widyan,_Zahraa_T._Yousef,_Hamid_M._Al-Naimiy,_and_Nihad_A._Yusuf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.11675 |
ガイア計画のデータリリースDR2は、CloseVisualBinaryandMultipleSystems（CVBMS）の基本的なパラメーター、特に星や銀河の形成と進化を過小評価する上で重要なパラメーターであるそれらのコンポーネントの質量を正確に決定するのに大いに役立ちました。この記事では、近くにある2つの（CVBS）の基本的なパラメーターの完全なセットを示します。これらはHIP19206とHIP84425です。2つの方法を組み合わせて使用しました。1つ目は、システムの軌道を解き、軌道要素と動的質量和を推定するTokovininの動的方法であり、2つ目は、CVBMSを分析して個々のコンポーネントの物理パラメータを推定するAl-Wardatの方法です。最新の方法では、クルツ線で覆われた平面平行モデル大気のグリッドを使用して、個々のコンポーネントの合成スペクトルエネルギー分布（SED）を構築します。GaiaDR2およびHipparcosカタログによって提供される三角視差測定は、2つのシステムを分析するために使用されます。これらの測定値の違いにより、個々のコンポーネント、特に質量の基本的なパラメータにわずかな不一致が生じました。したがって、この作業では、2つの方法のそれぞれによって与えられる最も便利な質量和に基づいて、新しい動的視差が提案されます。システムHip19205の新しい動的視差は$22.97\pm0.95$masであり、最近（2020年12月に）GaiaDR3によって$22.3689\pm0.4056$masとして与えられた三角法の視差とよく一致します。進化の軌跡と等時線上の2つのシステムのコンポーネントの位置がプロットされています。これは、すべてのコンポーネントが太陽型の主系列星であることを示唆しています。それらの最も可能性の高い形成と進化のシナリオについても説明します。
ステラルーメンV：ガイア初期データリリース3に基づく2700万個のFGK星の測光金属性
| Title |
Stellar_Loci_V:_Photometric_Metallicities_of_27_Million_FGK_Stars_based_on_Gaia_Early_Data_Release_3 |
| Authors |
Shuai_Xu,_Haibo_Yuan,_Zexi_Niu,_Lin_Yang,_Timothy_C._Beers,_and_Yang_Huang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.11725 |
LAMOSTDR7分光データとGaiaEDR3測光データを組み合わせて、高銀河系で高品質の巨人（0.7$<（BP-RP）<$1.4）と矮星（0.5$<（BP-RP）<$1.5）のサンプルを作成します。緯度領域。ガイア測光におけるマグニチュードに依存する系統的誤差の正確な補正と、経験的に決定された色および赤みに依存する係数を使用した注意深い赤みの補正が含まれます。2つのサンプルを使用して、それぞれ巨人と矮星のガイア色の金属量に依存する恒星座を構築します。与えられた$（BP-RP）$の色に対して、[Fe/H]の1デックスの変化は太陽型の星の$（BP-G）$の色の約5mmagの変化をもたらします。これらの関係は、EDR3の色から金属量の推定値を決定するために使用されます。感度が弱いにもかかわらず、これらの色の絶妙なデータ品質により、約$\delta$\、[Fe/H]=0.2dexの一般的な精度が可能になります。私たちの方法は、$G\leq16$、[Fe/H]$\geq-2.5$、および$E（B-V）\leq0.5$のFGK星に有効です。$G$の光度が弱い、金属量が少ない、または赤みが大きい星は、金属量の不確実性が高くなります。Gaiaの膨大なデータ量を使用して、600万を超える巨人と2,000万の矮星を含む、ほぼ全天にわたって10$<G\leq16$の約2,700万個の星の金属量の推定値を測定しました。これは、多くの場合に使用できます。研究の。これらには、銀河の形成と進化の調査、その後の高解像度分光学的フォローアップのための候補星の特定、広いバイナリの特定、星震学と太陽系外惑星の研究のための星の金属量推定値の取得が含まれます。
SVS 13プロトバイナリシステムの物理的特性：作成中の2つの星周円盤とらせん状の周連星円盤
| Title |
The_Physical_Properties_of_the_SVS_13_Protobinary_System:_Two_Circumstellar_Disks_and_a_Spiraling_Circumbinary_Disk_in_the_Making |
| Authors |
Ana_K._Diaz-Rodriguez_(1_and_2),_Guillem_Anglada_(1),_Guillermo_Bl\'azquez-Calero_(1),_Mayra_Osorio_(IAA),_Jos\'e_F._G\'omez_(1),_Gary_A._Fuller_(2,_1_and_3),_Robert_Estalella_(4),_Jos\'e_M._Torrelles_(5_and_6),_Sylvie_Cabrit_(7_and_8),_Luis_F._Rodr\'iguez_(9),_Charl\`ene_Lef\`evre_(10),_Enrique_Mac\'ias_(11_and_12),_Carlos_Carrasco-Gonz\'alez_(9),_Luis_A._Zapata_(9),_Itziar_de_Gregorio-Monsalvo_(12),_Paul_T._P._Ho_(13_and_14)_((1)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Andaluc\'ia,_(2)_The_UK_ALMA_Regional_Centre_Node,_Jodrell_Bank_Centre_for_Astrophysics,_The_University_of_Manchester,_(3)_I._Physikalisches_Institut,_University_of_Cologne,_(4)_Departament_de_F\'isica_Qu\`antica_i_Astrof\'isica,_Institut_de_Ci\`encies_del_Cosmos,_Universitat_de_Barcelona,_(5)_Institut_de_Ci\`encies_de_l'Espai_(ICE,_CSIC),_(6)_Institut_d'Estudis_Espacials_de_Catalunya_(IEEC),_(7)_Univ._Grenoble_Alpes,_CNRS,_IPAG,_(8)_Observatoire_de_Paris,_PSL_University,_Sorbonne_Universit\'e,_CNRS,_LERMA,_(9),_Instituto_de_Radioastronom\'ia_y_Astrof\'isica,_Universidad_Nacional_Aut\'onoma_de_M\'exico,_(10)_Institut_de_RadioAstronomie_Millim\'etrique_(IRAM),_(11)_Joint_ALMA_Observatory,_(12)_European_Southern_Observatory_(ESO),_(13)_Academia_Sinica_Institute_of_Astronomy_and_Astrophysics,_(14)_East_Asian_Observatory) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.11787 |
近接（0.3"=90au分離）プロトバイナリシステムSVS13のVLAおよびALMA観測を示します。2つの小さな星周円盤（ダスト中の半径$\sim$12および$\sim$9au、およびダスト中の$\sim$30au）を検出します。ガス）VLA4A（西部コンポーネント）の場合は$\sim$0.004-0.009$M_{sun}$、VLA4B（東部コンポーネント）の場合は$\sim$0.009-0.030$M_{sun}$の質量。$\sim$500auに伸びる顕著なスパイラルアームと$\sim$0.052$M_{sun}$の質量は、形成の初期段階にあるように見えます。ダスト放出はよりコンパクトで、VLA4Bに向かって非常に高い光学深度を持っています。、VLA4Aに向かって、ダストカラム密度が低くなり、より強い分子遷移の検出が可能になります。ソース全体で$\sim$30auのスケールで、$\sim$140Kの回転温度と、豊富な化学作用を推測します。ホットコリノに典型的な分子遷移は両方のプロトスターに向かって検出され、VLA4Aに向かって強くなり、いくつかのエチレングリコール遷移は戦争中にのみ検出されますdこのソース。明確な速度勾配があり、これは、落下と周連星円盤の回転、およびVLA4Aの純粋な星周円盤の回転の観点から解釈されます。軌道固有運動を測定し、1$M_{sun}$の総恒星質量を決定しました。分子運動学から、システムの形状と方向、およびVLA4Aの場合は$\sim$0.26$M_{sun}$、VLA4Bの場合は$\sim$0.60$M_{sun}$の恒星質量を推測します。
3.6mのDOTを持つ若い星団NGC1893のディープVおよびICCD測光
巨大な星からなる若い星団は、星形成過程とその後の星形成に対する巨大な星の影響を研究するための理想的な場所です。NGC1893は、HII領域Sh2-236に関連する若い星団です。それは約5つの「O」型星といくつかの初期の「B」型星を含んでいます。$\sim$3.25kpcの距離にあり、赤くなっているE（B-V）$\sim$0.4等です。クラスターの中央部にある若い低質量星の種族を特徴づけるために、3.6mDOTに取り付けられた4K$\times$4KCCDIMAGERを使用してこの領域の深いVIバンド観測を実行しました。私たちの分析は、現在のデータが$\sim$24等以下の星を検出するのに十分深いことを示しています。カラマッツァらの若い星や分類されていないクラスターメンバーを含む、$\sim$220候補メンバーの光学的対応物が見つかりました。（2008）。ガイアEDR3を使用して、クラスター半径内にあるガイアソース（主にG$<$19等の明るい星）のメンバーシップ確率を推定しました。暗い方の端に向かって、光学色-マグニチュード図（CMD）を使用して、若い星のサンプルからクラスターメンバーを選択しました。未分類のメンバー候補とカラマッツァらからのX線源。（2012）は、若い低質量星でもあることがわかっています。合計で、年齢が$<$10Myrの$\sim$425の若い星を特定しましたが、そのうち110は新しい星です。これらの星のほとんどは、クラスターの運動学的メンバーのように見えます。クラスター領域の星のCMDを調べることにより、CMDの前主系列星ゾーンのフィールド星によるクラスターの汚染はわずかであることが示唆されます。質量範囲0.2$\le$M/M$\odot$$\le$2.5での質量関数の傾きは、他の星の傾きと一致して、$\Gamma$=-1.43$\pm$0.15であることがわかります。複合体を形成する。質量の関数としての若い星の空間分布は、クラスターの中心に向かって、ほとんどの星が巨大であることを示唆しています。
たて座デルタ星のモデルにおける対流オーバーシュート挙動に及ぼす金属量の影響
| Title |
The_Effects_of_Metallicity_on_Convective_Overshoot_Behaviour_in_Models_of_delta_Scuti_Variable_Stars |
| Authors |
V._Dornan_and_C.C._Lovekin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12068 |
たて座デルタ型の変数は、放射状および非放射状の脈動によって光度の周期的な変化を示す星です。内部的には、これらの星は比較的小さな対流コアを持っており、対流オーバーシュートはサイズに大きな影響を与える可能性があります。最近、たて座デルタ型星の放射状脈動のモデルは、有効温度の関数としての脈動定数（Q）と星内の対流オーバーシュートの量との間に強い相関関係があることを発見しました。ただし、金属度がZ=0.02のモデルのみを調べたため、この関係の化学組成への依存性は不明です。この作業では、GYREを使用してモデルの脈動特性を拡張しました。モデルの質量、回転速度、対流オーバーシュート、および金属量を変化させることにより、低温でのQの挙動を研究しました。MESAで更新された対流境界処理により、以前に見つかったオーバーシュート依存性が変化し、勾配の値は回転とオーバーシュートの両方に依存することがわかりました。また、Q値に金属量依存性があることもわかりました。私たちのグリッドで最も低い金属量モデルは、以前に研究されたよりも高い温度に達し、logQとlogTeffの間の放物線関係を明らかにしました。
最小限の温かいインフレとTCC
最小ウォームインフレーションモデルは、インフラトンと（非アーベル）ゲージ場の間の直接相互作用を伴うウォームインフレーション設定として構築されました。モデルは、いくつかの形式のポテンシャルの観測と互換性があることが示されました。CMBデータの直接分析の結果として、モデルは、観測およびトランスプランキアン検閲予想（TCC）と互換性のあるパラメーターの妥当な位相空間を示します。
弱点のないWIMP：エントロピー注入による一般化された質量ウィンドウ
| Title |
WIMPs_Without_Weakness:_Generalized_Mass_Window_with_Entropy_Injection |
| Authors |
Pouya_Asadi,_Tracy_R._Slatyer,_Juri_Smirnov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.11444 |
任意の数の初期および最終暗黒物質粒子が数を変化させるフリーズアウト相互作用に関与する一般的なフリーズアウトシナリオを研究します。このような熱凍結を受けている2つの粒子種を持つ単純なセクターを考えます。遺物の1つは安定していて、今日暗黒物質を発生させますが、もう1つは標準模型に崩壊し、暗黒物質の存在量を希釈するかなりのエントロピーを熱浴に注入します。この設定は、弱いスケールの質量や結合を必要とせずに、観測された暗黒物質の存在量を再現する安定した遺物集団につながる可能性があることを示しています。最終的な暗黒物質の存在量は分析的に推定されます。フリーズアウトプロセスにおける任意の温度依存性についてこの計算を実行し、観測された暗黒物質の存在量を説明する実行可能な暗黒物質の質量と断面積の範囲を特定します。この設定は、重い（ユニタリー性の限界を超える）または軽い（サブGeV）暗黒物質候補の両方のパラメーター空間を開くために使用できます。パラメータ空間のほとんどの部分を精査するための最良の戦略は、初期の問題が支配的な時代の特徴を探すことであると指摘します。
高速電波バーストの分散測定の不確実性によって課せられたアインシュタインの弱い等価原理の上限
| Title |
Upper_limits_on_Einstein's_weak_equivalence_principle_placed_by_uncertainties_of_dispersion_measures_of_fast_radio_bursts |
| Authors |
Tetsuya_Hashimoto,_Tomotsugu_Goto,_Daryl_Joe_D._Santos,_Simon_C.-C._Ho,_Ece_Kilerci-Eser,_Tiger_Y.-Y._Hsiao,_Yi_Hang_Valerie_Wong,_Alvina_Y._L._On,_Seong_Jin_Kim,_Ting-Yi_Lu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.11447 |
高速電波バースト（FRB）は、宇宙的な距離で発生するミリ秒のタイムスケールを持つ天文学的な過渡現象です。各FRBの異なるエネルギー間で観測されたタイムラグは、観測された周波数の逆二乗の法則、つまり分散測定によって十分に説明されます。したがって、FRBは、アインシュタインの弱い等価原理（WEP）をテストするための理想的な実験室の1つを提供します。それは、重力ポテンシャルの下で異なるエネルギーを持つ光子間の仮想的なタイムラグです。WEPに違反した場合、WEP違反が観測された頻度の逆二乗にも依存しない限り、そのような証拠は分散測定の観測の不確実性の範囲内で公開されるべきです。この作業では、FRB分散測定の観測の不確実性を使用して、異なるエネルギーの光子間のガンマパラメータの差（$\Delta\gamma$）を制約します。ここで、$\Delta\gamma=0$はアインシュタインの一般相対性理論です。宇宙論的情報源に平均化された「シャピロ時間遅延」を採用すると、$z=1.6\pm0.3$のFRB121002と$z=1.0\pm0.2$のFRB180817.J1533+42は、$\logの最も厳しい制約を課します。\Delta\gamma<-20.8\pm0.1$および$\log（\Delta\gamma/r_{E}）<-20.9\pm0.2$、ここで$r_{E}$は光子。前者は、シャピロ時間遅延の同じ形式化の下で、以前の研究の他の天体物理学の情報源よりも約3桁低く、後者はこれまでで最も厳しい制約に匹敵します。
大きな宇宙定数が存在する場合でも、低スケールの反ドジッター真空への自己調整を示す一般化されたスカラーテンソル理論のファミリーを探索します。これらの真空について線形化された変動を調べ、対応する振幅を計算することができます。弱いスカラー結合と低いスカラー質量の間の微妙な相互作用のおかげで、非線形性や信頼性の低いスクリーニングメカニズムに頼ることなく、自己調整と重力の太陽系テストとの互換性を示すことができます。スカラー結合の弱さとそれに対応する真空エネルギーの相転移への遅い応答は、初期の宇宙のインフレーションを真空エネルギーのキャンセルに結び付けるためのいくつかの興味深い可能性を提示するかもしれません。
CHIMEFRBを使用した弱い等価原理の違反の抑制
| Title |
Constraining_violations_of_the_Weak_Equivalence_Principle_Using_CHIME_FRBs |
| Authors |
Kaustubha_Sen,_Tetsuya_Hashimoto,_Tomotsugu_Goto,_Seong_Jin_Kim,_Bo_Han_Chen,_Daryl_Joe_D._Santos,_Simon_C._C._Ho,_Alvina_Y._L._On,_Ting-Yi_Lu,_and_Tiger_Y.-Y._Hsiao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.11451 |
アインシュタインの一般相対性理論（GR）は、現代の天文学と天体物理学の基礎です。GRの基本的な仮定の妥当性をテストすることは重要です。この作業では、弱い等価原理（WEP）の違反の可能性をテストします。つまり、異なる周波数で光子の速度がわずかに異なる場合、重力場の影響によって異なる周波数の光子間にタイムラグが発生する可能性があります。。高速電波バースト（FRB）を使用します。これは、無線周波数範囲で検出されたミリ秒のタイムスケールを持つ天文学的な過渡現象です。宇宙的な距離にあるため、FRBの累積時間遅延は、FRBソースと観測者の間のプラズマ、および信号の経路内の重力場によって引き起こされる可能性があります。ポストニュートン形式（PPN）パラメーター$\Delta\gamma$を使用して、分散と重力場による遅延を分離します。これは、重力による空間曲率を単位テスト質量で定義します。FRBからの時間遅延は検出されませんでしたが、$\Delta\gamma$の上限に厳しい制約がありました。$z=1.83\pm0.28$および$\nu_{obs}$=$676.5\、{\rmMHz}$のFRB20181117Cの場合、可能な限り最良の制約はlog（$\Delta\gamma$）=$-21.58で得られます。^{+0.10}_{-0.12}$およびlog（$\Delta\gamma$/$r_{\rmE}$）=$-21.75^{+0.10}_{-0.14}$、ここで$r_{\rmE}$は、同じFRB信号の2つの光子のエネルギー比です。この制約は、FRBで得られた以前の制約よりも約1桁優れており、他の宇宙論的情報源を使用して得られたどの制約よりも5桁厳しくなっています。
| Title |
Neutrino-(anti)neutrino_forward_scattering_potential_for_massive_neutrinos_at_low_energies |
| Authors |
Pedro_Dedin_Neto,_Ernesto_Kemp |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.11480 |
この研究では、超相対論的極限ニュートリノ（$E>>m_{\）の低エネルギー（$E<<m_{Z^0}$）でのニュートリノ-（反）ニュートリノ前方散乱によるポテンシャルの式を計算します。nu}$）、天体物理学のシナリオ内の代表的な体制。この可能性については、文献で広く使用されている表現がありますが、場の量子論の基本原理からの明確な導出が欠けています。したがって、このペーパーは、この可能性を引き出すための手順と概念を読者に説明し、明確で教育的なものにすることを目的としています。さらに、通常のアプローチは相互作用で質量のないニュートリノ場を考慮することですが、プロセス全体を通して大規模な量子化ニュートリノ場を使用して、ニュートリノの大規模な性質に関する厳密なアプローチを使用しました。これに関連して、予想通り、超相対論的極限での質量のないニュートリノ場近似の妥当性を明示的に示します。最後のステップとして、ポテンシャル式を密度行列形式に接続します。これは、ニュートリノとニュートリノの相互作用を考慮した作業の通常のフレームワークです。また、量子演算子の正規順序積やニュートリノ状態での大規模場の生成時の影響など、この論文を通じていくつかの理論的詳細についても説明します。
宇宙のエネルギー収支の27％を構成する暗黒物質の説得力のある宇宙論的および天体物理学的証拠があります。しかし、直接検出実験では暗黒物質は観測されていません。弱く相互作用する巨大粒子の長年のお気に入りのモデルは、ここ数十年にわたって着実に進歩している大規模な実験的努力を見ました。これらの大規模な検索も今日まで成功していないため、新しいアプローチとはるかに少ない科学的リソースで制約される可能性のある、よりエキゾチックな暗黒物質モデルを検討することは説得力があります。核異性体の使用は、これらのアプローチの1つです。$^{180m}$Taは、半減期の部分的な限界が10$^{14}$-10$^{16}$年のオーダーである、最も寿命の長い準安定状態を持つ最も希少な既知の同位体です。強く相互作用する暗黒物質と非弾性暗黒物質が$^{180m}$Taと衝突し、その脱励起につながることを調査します。準安定状態で蓄積されたエネルギーは遷移時に放出され、これは十分にシールドされた地下実験で熱化された暗黒物質の特徴となります。オープンパラメータ空間をさらに制約しているこれらの暗黒物質によって誘発された崩壊の兆候を検索する直接検出実験について報告します。また、10億年以上にわたって蓄積されたタンタル鉱物中の$^{180m}$Taの崩壊生成物を検索するための間接的な地球化学的実験を提案します。
裏面照射型sCMOSに基づく軟X線イメージング分光法用の焦点面検出器の性能
| Title |
Performance_of_a_focal_plane_detector_for_soft_X-ray_imaging_spectroscopy_based_on_back-illuminated_sCMOS |
| Authors |
Can_Chen,_Yusa_Wang,_Yupeng_Xu,_Zijian_Zhao,_Hongyun_Qiu,_Dongjie_Hou,_Xiongtao_Yang,_Jia_Ma,_Yong_Chen,_Yang_Zhao,_Hua_Liu,_Xiaofan_Zhao,_Yuxuan_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.11610 |
分光フォーカシングアレイ（SFA）とポラリメトリフォーカシングアレイ（PFA）は、強化されたX線タイミングおよびポラリメトリミッション（eXTP）の2つの主要なペイロードです。ネストされたウォルター-\RNum{1}X線ミラーモジュールがSFAおよびPFAに実装され、高い有効領域を実現します。ミラーモジュールの特性を評価する場合、X線ミラーモジュールの光軸と準平行X線ビームの位置合わせは、結果の精度を確保するための前提条件です。したがって、X線ミラーモジュールの位置合わせを支援するために、X線焦点面検出器は、最大の検出領域の1つである裏面照射型科学相補型金属酸化膜半導体トランジスタ（sCMOS）センサーGSENSE6060BSIに基づいて設計されています。\textit{GpixelInc}によって生成されます。次に、検出器の読み出しノイズ、暗電流、およびスプリットピクセルイベント特性の特性が、長さ100mのX線試験施設で自社開発されたマルチターゲット蛍光X線源を使用して研究されます。エネルギーキャリブレーションはシングルピクセルイベントで実行され、検出器のエネルギー非線形性も取得されます。最終的に、光学モデルに基づくeXTPミラーモジュールのシミュレーションが実行され、\textit{EP/FXT}（EinsteinProbe/Follow-up）用に設計されたWolter-\RNum{1}X線ミラーモジュールの位置合わせテストが行われます。「バーカートテスト」方式のX線望遠鏡）を示します。
高次導関数による可逆変形変換
変形のより微分的な一般化を検討し、それらが行列積と関数の合成に関してグループを形成する条件を明らかにします。これらの条件により、完全に共変な方法で逆変換を体系的に構築できます。可逆的な一般化されたディスフォーマル変換を既知のゴーストフリースカラーテンソル理論に適用すると、新しいクラスのゴーストフリースカラーテンソル理論が得られます。そのアクションには、スカラー場の3次以上の導関数と自明でない高階微分が含まれます。-曲率テンソルへの次数微分結合。
MHD運動学方程式のための保守的な有限要素ソルバー：ベクトルポテンシャル法と制約前処理
| Title |
A_Conservative_Finite_Element_Solver_for_MHD_Kinematics_equations:_Vector_Potential_method_and_Constraint_Preconditioning |
| Authors |
Xujing_Li_and_Lingxiao_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.11693 |
3次元定常磁気流体力学（MHD）運動学方程式のための新しい保守的な有限要素ソルバーが提示されます。ソルバーは、H（curl）準拠のエッジ要素とH（div）-それぞれ適合面要素。その結果、離散電流密度と磁気誘導の発散のない制約が両方とも満たされます。さらに、このソリューションは、全体的な磁気ヘリシティも維持します。生成された線形代数方程式は、条件数が悪く不定である典型的な二重鞍点問題です。これを効率的に解決するために、制約前処理フレームワークに基づくブロック前処理を開発し、前処理されたFGMRESソルバーを考案します。数値実験により、保守的な特性、離散解の収束率、および前処理行列のロバスト性が検証されます。
量子補正されたテレパラレル宇宙論と観測の対峙
| Title |
Confronting_quantum-corrected_teleparallel_cosmology_with_observations |
| Authors |
Reginald_Christian_Bernardo,_Che-Yu_Chen,_Jackson_Levi_Said,_Yu-Hsien_Kung |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.11761 |
半古典的な順序で、量子ゆらぎを伴う重力理論は、非最小の重力-物質結合を伴う修正された重力理論として効果的に再キャストできることが示されています。観測の観点から進めて、そのような量子ゆらぎが後期宇宙に痕跡を残すことができるかどうかを確認します。テレパラレル定式化の中で、量子ゆらぎがはめ込まれたこの一般的なクラスの修正重力理論の代表的なモデルを調査し、コンパイルされた遅い時間のデータセットを使用して宇宙論的パラメーターを決定します。さらに、標準的な宇宙論モデルと比較して、そのような量子補正の統計的有意性を評価します。結果は、ファントムのような暗黒エネルギーをサポートする負の密度パラメータを持つ量子補正を含めることを穏やかに支持します。このエッジは、どちらのモデルも除外するのに十分ではありませんが、宇宙論的設定での量子補正の考慮をサポートします。
重力波探索から最も大きな候補の分布を経験的に推定する
| Title |
Empirically_estimating_the_distribution_of_the_loudest_candidate_from_a_gravitational-wave_search |
| Authors |
Rodrigo_Tenorio,_Luana_M._Modafferi,_David_Keitel,_Alicia_M._Sintes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12032 |
重力波信号の検索は、多くの場合、波形テンプレートのバンク全体で検出統計を最大化することに基づいており、特定のパラメーター空間を可変レベルの相関でカバーします。結果は、ノイズ仮説検定を使用して評価されることがよくあります。この検定では、バックグラウンドは最も音量の大きいテンプレートのサンプリング分布によって特徴付けられます。継続的な重力波検索のコンテキストでは、前述の分布を適切に記述することは未解決の問題です。現在のアプローチは、特定の検出統計に焦点を当てており、テンプレートとバンクの相関関係を無視しています。極値理論を使用して、任意のテンプレートバンクで最も音量の大きいテンプレートの検出統計の分布を記述する新しいアプローチを紹介します。私たちの新しい提案は、ラインロバスト統計や過渡連続波信号仮説を含む（ただしこれらに限定されない）幅広いクラスの検出統計に自動的に一般化し、無視できる計算コストで予想される最大検出統計の推定を改善します。私たちの提案のパフォーマンスは、シミュレートされたデータと、O2AdvancedLIGOデータを使用したさまざまな種類の（一時的な）連続波検索に適用することによって示されます。付属のPythonソフトウェアパッケージdistromaxをリリースし、新しい開発を実装します。
粒子検出器のアレイによって観測された粒子バーストの起源について
観測データと粒子バーストの考えられる発生シナリオの分析により、バーストは、雷のような大気での電子の加速と、地上の大気で発生した巨大なシャワーによって説明できると結論付けることができます。
