宇宙ウェブから高次統計量やその他の情報を取得するために使用される最小スパニングツリー（MST）の情報コンテンツは、$\nu\Lambda$CDMモデルのパワースペクトルの情報コンテンツと比較されます。測定は、長さのボックス内の質量$\geq3.2\times10^{13}\、h^{-1}{\rmM}_{\odot}$のQuijoteシミュレーションからのハローを使用して赤方偏移空間で行われます。$L_{\rmbox}=1\、h^{-1}{\rmGpc}$。パワースペクトル多重極（モノポールおよび四重極）は、$0.006<k<0.5\、h{\rmMpc}^{-1}$の範囲のフーリエモードに対して計算されます。比較のために、MSTは$l_{\min}\simeq13\、h^{-1}{\rmMpc}$の最小長さスケールで測定されます。MSTとパワースペクトルを組み合わせると、個々の縮退の多くを解消できます。MSTは、それ自体で、ニュートリノ質量$M_{\nu}$、ハッブル定数$h$、スペクトル傾斜$n_{\rms}$、およびバリオンエネルギー密度$\Omega_{\rmbの合計に対してより厳しい制約を提供します。}$ですが、パワースペクトルだけで、$\Omega_{\rmm}$と$\sigma_{8}$に対してより厳しい制約が与えられます。パワースペクトル自体は$M_{\nu}$で$0.25\、{\rmeV}$の標準偏差を与えますが、パワースペクトルとMSTの組み合わせは$0.11\、{\rmeV}$を与えます。$h$、$n_{\rms}$、および$\Omega_{\rmb}$についても、同様に2倍の改善が見られます。これらの改善は、ニュートリノのフリーストリーミングの効果が関連する小規模なクラスタリングに対するMSTの感度によって推進されているようです。MSTは、宇宙論とニュートリノの質量研究のための強力なツールであることが示されているため、進行中および将来の銀河赤方偏移調査（DES、DESI、Euclid、Rubin-LSSTなど）で極めて重要な役割を果たす可能性があります。
確率的赤方偏移推定のための機械学習合成スペクトル：SYTH-Z
| Title |
Machine_learning_synthetic_spectra_for_probabilistic_redshift_estimation:_SYTH-Z |
| Authors |
Nesar_Ramachandra,_Jon\'as_Chaves-Montero,_Alex_Alarcon,_Arindam_Fadikar,_Salman_Habib,_Katrin_Heitmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12118 |
測光赤方偏移推定アルゴリズムは、多くの場合、観測キャンペーンからの代表的なデータに基づいています。このタイプのデータ駆動型メソッドは、サンプルの偏りや不完全性など、いくつかの潜在的な欠陥の影響を受けます。これらの考慮事項に動機付けられて、赤方偏移推定で物理的に動機付けられた合成スペクトルエネルギー分布を使用することを提案します。さらに、合成データは、対象となる観測調査のデータと一致する色-赤方偏移空間のドメインにまたがる必要があります。一致した分布と現実的にモデル化された合成データが手元にあれば、適切な回帰アルゴリズムを適切にトレーニングできます。この目的のために混合密度ネットワークを使用します。また、ゼロ点再キャリブレーションを実行して、ノイズのない合成データと（不可避的に）ノイズの多い観測データセットとの間の体系的な違いを減らします。この新しい赤方偏移推定フレームワークSYTH-Zは、観測データのみでトレーニングされたベースラインモデルと比較して、広範囲の赤方偏移にわたって優れた精度を示します。したがって、現実的な合成データセットを使用するアプローチは、次世代の測光調査のための高価な分光学的フォローアップへの依存を大幅に軽減することができます。
CMBダイポール：Eppur Si Muove
宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の最大の温度異方性は、双極子です。双極子の最も単純な解釈は、それがCMBの残りのフレームに対する私たちの動きによるものであるということです。CMB空の$\ell$=1モードを作成するだけでなく、この動きは、空全体のソースを変調および異常化することにより、すべての天体物理学的観測に影響を与えます。それは銀河のクラスター化で見ることができ、原則として、クエーサーの位置での双極子形の加速パターンによるその時間微分です。さらに、双極子は、熱スニヤエフ・ゼルドビッチ（tSZ）効果と同じ周波数依存性でCMB温度異方性を変調するため、これらの変調されたCMB異方性は、Planckによって作成されたtSZマップから抽出できます。残念ながら、この測定では、双極子が私たちの動きによるものかどうかを判断できませんが、双極子の独立した測定とyマップの検証を提供します。この測定と、CMBダイポールの1次項の説明をここで概説します。
バックグラウンド電波源のプラズマレンズの縮小による見かけの分散測定のバイアス
| Title |
Bias_in_apparent_dispersion_measure_due_to_de-magnification_of_plasma_lensing_on_background_radio_sources |
| Authors |
Xinzhong_Er,_Jiangchuan_Yu,_Adam_Rogers,_Shihang_Liu,_Shude_Mao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12216 |
無線信号の伝搬に対するイオン化ガスの影響は、プラズマレンズとして知られています。重力レンズとは異なり、プラズマレンズは、バックグラウンドソースに拡大効果と強力な縮小効果の両方を引き起こします。プラズマレンズの断面を、ガウスモデルとべき乗則モデルの2つの密度プロファイルについて調べます。一般に、断面積は密度勾配とともに増加します。電波源は、視線に沿った自由電子密度を測定するために使用できます。ただし、プラズマレンズの縮小は電子密度の過小評価を引き起こします。このようなバイアスは電子密度とともに増加し、高密度領域では最大$\sim15\％$になる可能性があります。このバイアスのために、高密度の塊が見落とされる可能性が高いです。プラズマレンズの倍率は、背景光源の光度関数を変更することもできます。このバイアス効果により、光度の高い端と低い端の両方の光源の数密度が過大評価される可能性があります。
インフラトンの断片化の一般的な分析条件：その発生の迅速で簡単なテスト
| Title |
General_Analytical_Conditions_for_Inflaton_Fragmentation:_Quick_and_Easy_Tests_for_its_Occurrence |
| Authors |
Jinsu_Kim,_John_McDonald |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12474 |
非トポロジカルソリトン（オシロンまたはQボール）の形のフラグメントの存在がインフレーション後の宇宙の進化を変える可能性があるため、初期の宇宙におけるインフラトン凝縮物の断片化の物理学を理解することは非常に重要です。さらに、そのような破片は原始ブラックホールに進化して暗黒物質を形成したり、重力波を放出したりする可能性があります。ダイナミクスの非摂動的かつ非線形の性質により、ほとんどの研究は数値格子シミュレーションに依存しています。ただし、凝縮液の断片化の数値シミュレーションは困難であり、パラメータ空間のどこを見ればよいかわからない場合は、時間もかかる可能性があります。この論文では、対称および非対称の両方のインフラトンポテンシャルの場合に非線形性に成長するインフラトン凝縮の摂動の一般的な分析条件を提供します。さまざまなインフレモデルに条件を適用し、結果が明示的な数値シミュレーションとよく一致していることを示します。当社の分析条件は使いやすく、断片化が発生する可能性のあるモデルを迅速に特定し、その下で条件を決定するために利用できます。これにより、その後の詳細な数値分析をガイドできます。
銀河の形と初期条件の相関：観測研究
渦巻銀河の形状から決定される銀河の角運動量は、銀河の近傍の最初の潮汐場と相関していることがわかります。明らかに、最初の潮汐場の長軸（短軸）が視線と整列している場合、銀河は優先的に向き（エッジオン）になる傾向があることがわかります。潮汐トルク理論はこの種の信号の消失を予測するため、観測された相関関係は非線形の起源を示唆しています。この相関関係は、調査された観測量の数を考慮した後でも統計的に有意です。私たちの結果は、宇宙の初期条件を再構築することを目的とした取り組みにおいて、銀河の形状情報を検討する動機を提供します。
銀河の角運動量を使用した原始キラリティー違反の観測的検索
| Title |
Observational_search_for_primordial_chirality_violations_using_galaxy_angular_momenta |
| Authors |
Pavel_Motloch,_Ue-Li_Pen,_Haoran_Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12590 |
スローンデジタルスカイサーベイの銀河データで、初期密度摂動から構築されたスピンベクトル場の左右のらせん成分と銀河の角運動量の方向がどれほど強く相関しているかを比較することにより、原始キラリティー違反の証拠を検索します。不確実性の範囲内で、銀河のスピンはこれらの2つのらせん成分と同じように相関します。これは、原始的なキラリティー違反のない宇宙と一致しています。現在のデータを考えると、最大のキラル違反を除外することはまだ不可能ですが、右のらせん成分との相関が消失する場合は約3.8$\sigma$で除外されます。
太陽系外惑星のホストスターHR8799の動的質量
HR8799は、軌道運動を行っており、10年以上前の発見以来、補償光学イメージングで継続的に監視されている、4つの直接イメージングされた巨大惑星を広い間隔（$\sim$16-78au）でホストする若いA5/F0スターです。ケック天文台でNIRC2を使用して取得した、公開された測定値と新しい中帯域3.1$\mu$m観測の両方を含む、惑星の相対位置天文学の130エポックを使用したHR8799の動的質量を示します。ホスト星の質量を測定する目的で、各軌道を回る惑星は質量のない粒子として扱われ、マルコフ連鎖モンテカルロを使用してケプラーの軌道に適合します。次に、ベイジアンフレームワークを使用して、4つの惑星すべてを使用して、それぞれの独立した総質量測定値を累積動的質量に結合します。HR8799の動的質量は1.47$^{+0.12}_{-0.17}$\Msunであり、事前確率が均一な恒星質量であると仮定します。分光法に基づいています。惑星の偏心とシステム全体の質量の間には強い共分散があります。制約が動的安定性によって動機付けられた$e<0.1$の低離心率解に制限されている場合、質量測定は1.43$^{+0.06}_{-0.07}$\Msunに向上します。MESAIsochrones＆StellarTracksグリッドと組み合わせたHR8799の動的質量およびその他の基本的な測定パラメーターは、[Fe/H]$\sim$-0.25-0.00dexおよび10-23Myrの年齢と最も一致するバルク金属量を生成します。システム。これは、ホスト星と同時に形成されたと仮定すると、HR8799bでは2.7-4.9\Mjup、HR8799c、d、eでは4.1-7.0\Mjupのホットスタート質量を意味します。
原始惑星の降着：Hα線でのガスとダストの減光のスペクトルの特徴と大きさ
| Title |
Accreting_protoplanets:_Spectral_signatures_and_magnitude_of_gas_and_dust_extinction_at_H_alpha |
| Authors |
G.-D._Marleau,_Y._Aoyama,_R._Kuiper,_K._Follette,_N._J._Turner,_G._Cugno,_C._F._Manara,_S._Y._Haffert,_D._Kitzmann,_S._C._Ringqvist,_K._R._Wagner,_R._van_Boekel,_S._Sallum,_M._Janson._T._O._B._Schmidt,_L._Venuti,_Ch._Lovis,_C._Mordasini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12099 |
降着する惑星はHa（Halpha）で見られましたが、ターゲットを絞った検索は実を結びませんでした。惑星の場合、降着トレーサーは衝撃自体から来て、降着物質によってそれらを絶滅にさらす必要があります。Haの高解像度（R>5e4）分光器は、入ってくる材料がどのようにラインプロファイルを形成するかをすぐに研究できるようになるはずです。惑星に降着するガスと塵が惑星表面での衝撃からのHaフラックスをどれだけ減らすか、そしてそれらが線の形にどのように影響するかを計算します。また、Haの光度とMdotの間の吸収が変更された関係を研究します。球対称、極流入、磁気球降着の3つの代表的な降着形状で、流入物質の1D速度-密度-温度構造を使用して、Ha線の高解像度放射伝達を計算します。それぞれについて、Mdotと惑星の質量Mの広い範囲を調査します。詳細なガスの不透明度を使用して、ダストの不透明度を推定します。Mdot<3e-6MJ/yrでは、ガスの消滅は球形または極域の流入では無視でき、磁気圏の降着では最大でA_Ha<0.5magです。Mdot〜3e-4MJ/年まで、ガスのA_Ha<4等。これはMとともに減少します。Haでの現実的なダストの不透明度は、〜0.01-10cm^2/g、つまりISMよりも10-1e4倍低いと推定されます。消滅はL_Ha-Mdotの関係を平坦化し、M〜10MJの場合Mdot〜1e-4MJ/年の近くで最大L_Ha〜1e-4LSunで非単調になります。磁気圏降着では、ガスはラインプロファイルに特徴を導入する可能性がありますが、速度勾配は他のジオメトリでそれらを塗りつぶします。ほとんどのパラメータ空間では、降着物質による絶滅は無視できるはずであり、特にギャップにある惑星の場合、観測の解釈が簡単になります。高いMdotでは、強い吸収によってHaフラックスが減少し、一部の測定値は2つのMdot値として解釈できます。R〜1e5のラインプロファイルは、降着流の熱力学的構造に複雑な制約を与える可能性があります。
長寿命ディスクの定常状態の流体力学：惑星系のアーキテクチャとV4046 $ \、$ Sgrでの周惑星円盤の影の観測の見通し
| Title |
The_steady-state_hydrodynamics_of_a_long-lived_disc:_planetary_system_architecture_and_prospects_of_observing_a_circumplanetary_disc_shadow_in_V4046$\,$Sgr |
| Authors |
Philipp_Weber,_Simon_Casassus_and_Sebasti\'an_P\'erez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12127 |
V4046$\、$Sgr分光連星の周りのディスクの最近のイメージングは、ダストリングとギャップの同心領域を明らかにしました。オブジェクトの近接性とその老朽化（>20$\、$Myr）による予想される平衡状態により、観測と直接比較した流体力学的研究のための優れたテストベッドになります。ガスと複数のダスト種の2次元流体力学シミュレーションを使用して、観測された構造がディスクに埋め込まれた巨大惑星の存在と一致するかどうかをテストします。次に、空の画像の放射伝達計算を実行します。これを望遠鏡の応答でフィルタリングして、近赤外線およびミリメートルの観測と比較します。既存のデータは、フレアディスクと2つの巨大惑星の存在（それぞれ9$\、$auと20$\、$au）と非常によく一致していることがわかります。異なるリング幅は、ガス圧の最大値内に拡散バランスのとれたダストトラップによって回復されます。私たちの放射伝達モデルでは、スペクトルエネルギー分布を回復するために、垂直方向の拡散が半径方向の値と比較して5分の1に減少しています。さらに、近赤外散乱光観測の明るい内輪で、これまで対処されていなかった、方位角的に制限された強度の減少を報告します。私たちのモデルは、この減少が、流体力学シミュレーションで内部空洞を作成する同じ巨大惑星の周りの周惑星円盤によって投影された影によって説明できることを示しています。強度のくぼみの形状を調べ、散乱光観測で投影された影による巨大惑星とそれに関連する円盤の潜在的な特性について説明します。
メガコンステレーションの存在下でデブリを生成するASATテストのリスクを調査する
| Title |
Investigating_the_risks_of_debris-generating_ASAT_tests_in_the_presence_of_megaconstellations |
| Authors |
Sarah_Thiele_and_Aaron_Boley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12196 |
衛星の大規模なコンステレーション（つまり、いわゆるメガコンステレーションまたはサトコン）の開発は、今後数十年でLEO衛星の数を1桁以上増やす準備ができています。衛星数のこのような急速な増加は、主要な断片化イベントの結果をこれまで以上に問題にします。この研究では、2019年のインドのテストをモデルとして使用して、動的衛星攻撃兵器（ASAT）兵器テストから軌道上インフラストラクチャへの衝突リスクを調査します。2019年の軌道環境と比較して、衛星環境ではASATフラグメントの存続期間中に1つ以上の衝突が発生する確率が大幅に増加することがわかりました。LEOの65,000の衛星の場合、1つ以上の衛星の可能性があります。1cm以上のサイズのASAT破片が当たると、1回のテストで約30％になります。モデルに3mmまでのサイズを含めると、そのようなイベントで影響が発生することがわかります。LEOの大規模な商業化には、破片を生成するASATテストを回避するための取り組みが必要です。
ガウス過程によるまばらな小惑星の光度曲線の特徴づけ
| Title |
Characterizing_Sparse_Asteroid_Light_Curves_with_Gaussian_Processes |
| Authors |
Christina_Willecke_Lindberg,_Daniela_Huppenkothen,_R._Lynne_Jones,_Bryce_T._Bolin,_Mario_Juric,_V._Zach_Golkhou,_Eric_C._Bellm,_Andrew_J._Drake,_Matthew_J._Graham,_Russ_R._Laher,_Ashish_A._Mahabal,_Frank_J._Masci,_Reed_Riddle,_Kyung_Min_Shin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12596 |
掃天観測施設やルービン天文台の時空レガシー調査のような広視野調査の時代では、特にこれらの大規模な調査で新たに発見された小惑星について、まばらな測光測定が小惑星観測の割合を増やしています。これらのまばらなデータを補足するためのフォローアップ観測は、多くの場合、法外に費用がかかる可能性があるため、これらのサンプリング制限を克服するために、小惑星時系列データのベイズパラメーター推定を可能にするガウス過程に基づく柔軟なモデルを導入します。このモデルは、柔軟性と拡張性を備えて設計されており、自転周期、光度曲線の振幅、パルスプロファイルの変化、位相角の変化による大きさの変化など、複数の小惑星の特性を同時にモデル化できます。ここでは、回転周期の推論に焦点を当てます。シミュレートされた光度曲線とZwickyTransientFacilityからの実際の観測の両方に基づいて、新しいモデルがまばらにサンプリングされた光度曲線から回転周期を確実に推測し、一般にモデルパラメータに十分に制約された事後確率密度を提供することを示します。このフレームワークを、高速であるが非常に限られた期間の検出アルゴリズムと、レイトレーシングコードに基づくはるかに包括的であるが計算コストの高い形状モデリングとの間の中間方法として提案します。
V4046Sgrの高解像度ALMA観測：薄いリングを備えた周連星円盤
| Title |
High-resolution_ALMA_observations_of_V4046Sgr:_a_circumbinary_disc_with_a_thin_ring |
| Authors |
Rafael_Martinez-Brunner,_Simon_Casassus,_Sebasti\'an_P\'erez,_Antonio_Hales,_Philipp_Weber,_Miguel_Carcamo,_Carla_Arce-Tord,_Lucas_Cieza,_Antonio_Garufi,_Sebasti\'an_Marino,_Alice_Zurlo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12668 |
近くのV4046Sgr分光連星は、広い空洞とほこりっぽいリングで知られるガスが豊富な円盤をホストしています。V4046Sgrの1.3mm連続体の高解像度（$\sim$20masまたは1.4au）ALMA観測を提示します。これは、SPHERE--IRDIS偏光画像および十分にサンプリングされたスペクトルエネルギー分布（SED）と組み合わせて、提案することができます。放射伝達（RT）予測を使用した物理モデル。ALMAデータは、半径13.15$\pm$0.42au（Ring13）、半径幅2.46$\pm$0.56auの薄いリングを示しています。Ring13は、$\sim$10au幅のギャップに囲まれ、24auに鋭い内縁を持つmmの明るい外輪（Ring24）が側面にあります。25〜$\sim$35auの間では、Ring24の明るさは比較的フラットで、その後、$\sim$60auに達する急な尾になります。さらに、中心放射は星の近くで検出されます。これは、1.1auでサイズの下限が0.8mmのダスト粒子でできたタイトな周連星リングと解釈されます。SEDを再現するために、モデルには、主に小さなダスト粒子で構成され、IRDISコロナグラフの下に隠れ、内側の周連星円盤を囲む$\sim$5au（Ring5）の内側リングも必要です。それにもかかわらず、驚くほど薄いRing13は、予想される垂直方向の範囲の約10倍の幅があります。1.65$\mu$mでの強い近距離ディスクの非対称性は、非常に前方散乱の位相関数を指し、0.4$\mu$m以上の粒子半径を必要とします。
太陽系外惑星の崩壊：破片を統計的に覗き込むことによるサイズ制約の作成
| Title |
Disintegrating_Exoplanets:_Creating_Size_Constraints_by_Statistically_Peering_Through_the_Debris |
| Authors |
Keith_Baka,_Everett_Schlawin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12688 |
2つの興味深い崩壊する太陽系外惑星、Kepler-1520bとK2-22bを研究し、下にあるオブジェクトのサイズを制限しようとします。これらの2つの惑星は、それらのホスト星によって崩壊されており、それらの表面から引き出された塵や破片を、その軌道で太陽系外惑星を追跡して先行する尾に噴出し、物体の真の性質を識別することを困難にしています。私たちは、これらの太陽系外惑星の最大半径に制約を課すために、塵の雲をのぞき込もうとしました。以前の研究では、過去に浅い通過イベントを選択することでこれを行ってきましたが、固有の天体物理学と光子ノイズの分布を同時にモデル化するための新しい統計的アプローチを試みます。光度曲線フラックス分布は、ガウス光子ノイズ成分とローリー天体物理成分の畳み込みとして分布していると仮定します。ローリー曲線には有限のフラックス最大値があり、これをハミルトニアンマルコフ連鎖に適合させます。これらの方法を使用すると、より正確なフラックスの最大値を推定でき、これらの太陽系外惑星のサイズに対してより正確でより良い最終値を生成できます。統計的有意性を判断するために、PythonパッケージPyMC3を使用して、ガウス、レイリー、およびジョイント関数曲線を使用してデータの事後分布を見つけ、収集したフラックスに対してプロットしました。この分析を完了した後、塵による前方散乱が塵の減光よりも支配的であるため、太陽系外惑星の半径を制限することができませんでした。しかし、これは、私たちの分析によって、天体物理学的変動とその最大値をよりよく制約することができたことを意味します。
ディスクモデリングによる惑星検出の改善：HD34282シングルアーム原始惑星系円盤のKeck / NIRC2イメージング
| Title |
Improving_Planet_Detection_with_Disk_Modeling:_Keck/NIRC2_Imaging_of_the_HD_34282_Single-armed_Protoplanetary_Disk |
| Authors |
Juan_Quiroz,_Nicole_L._Wallack,_Bin_Ren,_Ruobing_Dong,_Jerry_W._Xuan,_Dimitri_Mawet,_Maxwell_A._Millar-Blanchaer,_Garreth_Ruane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12708 |
若い星の周りの原始惑星系円盤に形成された巨大惑星は、惑星と円盤の相互作用を通じて、それらの出生円盤に渦巻きやギャップなどの観測的特徴を残すことができます。そのような特徴は巨大な惑星の存在を示すことができますが、原始惑星系円盤の信号は惑星の固有の光度を圧倒する可能性があります。したがって、ディスクに埋め込まれている惑星を画像化するには、ディスクから汚染物質を除去して、出生環境内に隠れている可能性のある惑星を明らかにする必要があります。Keck/NIRC2渦コロナグラフで検出されたディスクを観測して直接モデル化します。HD34282周辺の単腕原始惑星系円盤の$L'$バンド観測。HD34282のコンパニオンは検出されませんが、この直接ディスクモデリングは惑星を改善します。フラックス比で最大2倍、質量で${\sim}10M_{\rmJupiter}$の検出感度。これは、ディスクモデリングを実行すると、可視散乱光ディスクを備えたシステムで直接画像化された惑星の検出限界を改善でき、これらのシステムでの自発光惑星の発生率をより適切に制限できることを示唆しています。
以前の研究では、NGC1052-DF2（以下DF2）などの暗黒物質欠損銀河（DMDG）は、潮汐ストリッピングの結果として生じる可能性があることが示されています。ただし、重要な問題は、そのようなストリッピングシナリオがDF2の球状星団（GC）の大きな特定の頻度を説明できるかどうかです。結局のところ、潮のストリッピングと衝撃は、郊外から物質を優先的に取り除きます。巨大なハローに付着する通常の暗黒物質が支配的な銀河の理想化された高解像度シミュレーションを使用して、これを調べます。宇宙論的、流体力学的シミュレーションの予測と一致する、衛星の最初の（落下前の）暗黒物質ハローがコアリングされている限り、潮汐の残骸は、GC集団を含むすべての特性でDF2に似せることができます。必要な軌道は、落下時のサブハロの分布の8.3パーセンタイルに中心を持っているため、特に極端ではありません。この軌道上で、衛星は元の暗黒物質（恒星）の質量の98.5（30）パーセントを失い、DMDGに進化します。除去されるGCの割合は、初期の動径分布に依存します。落下時に、GC集団の投影半径の中央値が星の半径の約2倍である場合、孤立した銀河の観測と一致して、GCの$\sim20$パーセントだけが取り除かれます。これは、潮汐の攪拌を打ち消す力学的摩擦による星の場合よりも少ないです。確かに、DF2が強い潮汐によって作成された場合、その恒星の周辺は非常に浅い金属量勾配を持つはずであると予測します。
JCMTビストロ調査：NGC1333の静止フィラメントにおける挟まれた磁場の証拠
| Title |
The_JCMT_BISTRO_Survey:_Evidence_for_Pinched_Magnetic_Fields_in_Quiescent_Filaments_of_NGC_1333 |
| Authors |
Yasuo_Doi,_Kohji_Tomisaka,_Tetsuo_Hasegawa,_Simon_Coud\'e,_Doris_Arzoumanian,_Pierre_Bastien,_Masafumi_Matsumura,_Mehrnoosh_Tahani,_Sarah_Sadavoy,_Charles_L._H._Hull,_Doug_Johnstone,_James_Di_Francesco,_Yoshito_Shimajiri,_Ray_S._Furuya,_Jungmi_Kwon,_Motohide_Tamura,_Derek_Ward-Thompson,_Valentin_J._M._Le_Gouellec,_Thiem_Hoang,_Florian_Kirchschlager,_Jihye_Hwang,_Chakali_Eswaraiah,_Patrick_M._Koch,_Anthony_P._Whitworth,_Kate_Pattle,_Woojin_Kwon,_Jihyun_Kang,_Tyler_L._Bourke,_Xindi_Tang,_Lapo_Fanciullo,_Chang_Won_Lee,_Hong-Li_Liu,_A-Ran_Lyo,_Keping_Qiu,_Shih-Ping_Lai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12230 |
ジェームズクラークマクスウェル望遠鏡（JCMT）での星形成領域観測（BISTRO）調査のBフィールドからの$850\mu\mathrm{m}$の偏光データを使用して、NGC1333内の高密度星間フィラメントの内部3D磁気構造を調査します。）。理論モデルは、フィラメントの磁力線が、フィラメントの自己重力のために、その中心軸に向かって半径方向内側に引きずられる（つまり、挟まれる）傾向があると予測しています。局所的な星形成の影響を受けないフィラメントの4つのセグメントにおけるダスト放出の全強度（$I$）と偏光強度（$PI$）の断面プロファイルを研究します。これらは、元の磁場構造を保持すると予想されます。$PI$のフィラメントの半値全幅（FWHM）は、$I$のフィラメントと同じではなく、2つのセグメントが$PI$でかなり狭くなっていることがわかります（FWHM比$\simeq0.7-0.8$）および1つのセグメントが広くなっています（FWHM比$\simeq1.3$）。偏光率（$P$）のフィラメントプロファイルは、フィラメントのスパインで最小値を示していません。これは、分子雲や原始星のコアで通常見られる$P$と$I$の間の反相関と一致していません。密度によるダスト粒子配列の変化は、観測された$P$分布を再現できません。磁気静水圧平衡にあるフィラメントの$I$および$PI$断面プロファイルは、視角に応じて異なる相対幅を持つことを数値的に示します。したがって、NGC1333で観測されたFWHM比の変動は、フィラメント内の挟まれた磁場構造のモデルと一致しており、特にそれらが磁気的に近臨界または超臨界である場合に顕著です。
[CII] Orion A.IIからの158 $ \ mu $ mの放出。光解離領域の物理学
| Title |
[CII]_158$\mu$m_emission_from_Orion_A._II._Photodissociation_region_physics |
| Authors |
C._H._M._Pabst,_J._R._Goicoechea,_A._Hacar,_D._Teyssier,_O._Bern\'e,_M._G._Wolfire,_R._D._Higgins,_E._T._Chambers,_S._Kabanovic,_R._G\"usten,_J._Stutzki,_C._Kramer,_A._G._G._M._Tielens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12363 |
[CII]158$\mu$m微細構造線は、適度に明るい遠紫外線（FUV）放射場によって照らされた中密度光解離領域（PDR）の主要な冷却線です。[CII]放出の起源と、PDR内の他のガスやダストのトレーサーとの関係を理解することを目指しています。1つの焦点は、多環芳香族炭化水素（PAH）分子と非常に小さな粒子による中性ガスの光電加熱のモデルをテストするために[CII]ラインによってトレースされた星間ガスの加熱効率の研究です。オリオン星雲複合体に向かう速度分解[CII]線放射の1平方度のマップを利用し、これを個々の空間コンポーネント、拡大するベールシェル、OMC4の表面、および関連するPDRに分割します。M43のコンパクトなHII領域と反射星雲NGC1977を使用しました。ハーシェル遠赤外線フォトメトリック画像を使用して、塵の特性を決定しました。さらに、スピッツァー中赤外測光と比較して、高温の塵や大きな分子を追跡し、分子ガスの速度分解IRAM30mCO（2-1）観測を行いました。[CII]強度は、IRAC8$\mu$mバンドのPAH放射および暖かい塵からの遠赤外線放射と密接に相関しています。[CII]とCO（2-1）の相関関係は、4つのサブ領域で大きく異なり、詳細な形状に非常に敏感です。定密度PDRモデルは、観測された[CII]、CO（2-1）、および統合された遠赤外線（FIR）強度を再現できます。オリオンバーの後ろにあるベールシェルの光電加熱効率に強い変動が見られますが、これらの変動はPAHのスペクトル特性とは関係がないようです。オリオン大星雲複合体からの[CII]放射は、主に適度に照らされたPDR表面から生じます。ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡による将来の観測は、これらの変動に関連している可能性のあるPAH特性に光を当てることができます。
| Title |
Automated_algorithms_to_build_Active_Galactic_Nuclei_classifiers |
| Authors |
Serena_Falocco,_Francisco_J._Carrera,_Josefin_Larsson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12369 |
活動銀河核（AGN）と銀河（AGN-銀河分類子）を分類するための機械学習モデルと、タイプ1（光学的に吸収されない）とタイプ2（光学的に吸収される）AGN（タイプ1/2分類子）を識別するためのモデルを提示します。X線マルチミラーミッション-ニュートン（XMM-ニュートン）カタログとスローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）から作成されたトレーニングサンプルを使用して、SDSSサーベイから派生したラベルを使用して、ツリーベースのアルゴリズムをテストします。パフォーマンスは、シミュレーションと相互検証手法を使用してテストされました。分光学的赤方偏移や線源特性（フラックスや伸長など）に関連するX線パラメータを含む一連の機能、およびX線機器の状態に関連する機能により、AGN識別の適合率と再現率は94％と93％です。一方、タイプ1/2分類器の適合率は74％で、タイプ2AGNの再現率は80％です。測光赤方偏移で得られるパフォーマンスは、両方のテストケースで分光赤方偏移で得られるパフォーマンスと非常に似ていますが、赤方偏移を除外するとパフォーマンスが低下します。X線機能でトレーニングされた機械学習モデルは、銀河系外調査でAGNを正確に識別できます。タイプ1/2分類器は、タイプ2AGNにとって価値のあるパフォーマンスを備えていますが、赤方偏移なしで一般化する能力は、高赤方偏移で吸収されたAGNの限られた人口調査によって妨げられています。
Nenufarによる宇宙フィラメントと磁性調査のパイロット研究と初期の結果：かみのけ座銀河団場
| Title |
Pilot_study_and_early_results_of_the_Cosmic_Filaments_and_Magnetism_Survey_with_Nenufar:_the_Coma_cluster_field |
| Authors |
Bonnassieux_Etienne,_Evangelia_Tremou,_Julien_N._Girard,_Alan_Loh,_Valentina_Vacca,_Stephane_Corbel,_Baptiste_Cecconi,_Jean-Mathias_Griessmeier,_Leon_V.E._Koopmans,_Michel_Tagger,_Gilles_Theureau,_Philippe_Zarka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12371 |
ナンセアップグレードLOFARの新しい拡張機能であるNenuFARは、現在、初期の科学段階にあります。CosmicFilamentsandMagneticismPilotSurveyが、まだ建設中のアレイでソースを観測しているのはこの文脈です-計画されている合計102（96コア、6遠隔）ミニのうち57（56コア、1遠隔）観測時にオンラインのアレイ-NenuFARで低周波の空を最初に確認します。そのターゲットの1つは、かみのけ座銀河団です。これは、よく知られているオブジェクトであり、プロトタイプのラジオハローのホストです。それはまた、それをハローと接続する放射の橋とともに、ラジオの遺物を含む科学的輸入の他の特徴をホストします。したがって、それはよく研究されたオブジェクトです。この論文では、34.4MHzでのかみのけ座銀河団の電波ハローと電波遺物の最初に確認されたNenuFAR検出と、関連する固有フラックス密度の推定値を示します。ラジオ遺物の場合は102.0+-7.4Jy。これらは、点光源の減算を含まないため、上限値です。また、データの削減で発生した技術的な問題と、それらを解決するために実行した手順についても説明します。これは、将来、スタンドアロンのNenuFARイメージング観測を利用することを目的とする他の科学プロジェクトに役立ちます。
| Title |
Photoreverberation_mapping_of_quasars_in_the_context_of_LSST_observing_strategies |
| Authors |
Isidora_Jankov,_Andjelka_B._Kovacevic,_Dragana_Ilic,_Luka_C._Popovic,_Viktor_Radovic,_Iva_Cvorovic-Hajdinjak,_Robert_Nikutta,_Paula_Sanchez-Saez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12413 |
ルービン天文台の時空レガシー調査（LSST）などの今後の測光調査では、10年にわたるキャンペーンで、前例のない数の活動銀河核（AGN）を監視します。測光残響マッピング（PhotoRM）にAGNの広帯域光度曲線を利用することを含む、LSSTの科学目標に動機付けられて、マルチバンドのみを使用して連続体変動に対する輝線フラックスの遅延応答を推定する既存の形式を実装します。測光光度曲線。減衰ランダムウォークプロセスに基づく確率モデルを使用してシミュレートされた19個の人工光度曲線のセットでPhotoRMメソッドをテストします。これらの光度曲線は、さまざまな観測リズムに基づくタイムラグ検索の精度を比較するために、LSSTによって提案された2つを含むさまざまな観測戦略を使用してサンプリングされます。さらに、NGC4395の観測された測光光度曲線にタイムラグ検索の同じ手順を適用し、結果を既存の文献と比較します。
天の川銀河の宇宙論的シミュレーションにおける位相スパイラル
| Title |
Phase_spirals_in_cosmological_simulations_of_Milky_Way-size_galaxies |
| Authors |
Bego\~na_Garc\'ia-Conde,_Santi_Roca-F\`abrega,_Teresa_Antoja,_Pau_Ramos_and_Octavio_Valenzuela |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12414 |
GARROTXAという名前の天の川サイズの高解像度流体力学的宇宙論シミュレーションの銀河円盤の垂直摂動を研究します。このタイプのシミュレーションで初めて、ディスクの恒星粒子の垂直投影$Z-V_{Z}$で位相スパイラルを検出します。最近のガイアデータで定性的に類似した構造が検出され、それらの起源はまだ研究中です。私たちのモデルでは、位相空間のらせん状の構造が、ディスク全体のさまざまな時間と場所に存在します。星の種族の進化する混合を説明することにより、データに見られるように、位相スパイラルがより若い中間の星の粒子の範囲でよりよく観察されることを観察します。フーリエ分解でスパイラルの強度を測定し、これらの構造が衛星の周辺中心近くでより強く見えることを発見しました。単一の摂動体を考慮した位相スパイラルの現在の動的モデルには、少なくとも10$^{10}$M$_\odot$のオーダーの質量が必要でしたが、3つの衛星すべての質量は$\sim$10のオーダーです。$^8$M$_\odot$。ガスの物理学、複数の摂動体の集合的効果、星形成によって継続的に刷新される動的に冷たい集団など、モデルに自然に現れる他のメカニズムが機能していることをお勧めします。十分な解像度で完全に宇宙論的なシミュレーションを使用すると、位相スパイラルの性質/起源についての新しい洞察を得ることができます。
NGC6334SのALMA観測。 II。高質量星形成雲における亜音速および遷音速の狭いフィラメント
| Title |
ALMA_observations_of_NGC_6334S._II._Subsonic_and_Transonic_Narrow_Filaments_in_a_High-mass_Star_Formation_Cloud |
| Authors |
Shanghuo_Li,_Patricio_Sanhueza,_Chang_Won_Lee,_Qizhou_Zhang,_Henrik_Beuther,_Aina_Palau,_Hong-Li_Liu,_Howard_Smith,_Hauyu_Baobab_Liu,_Izaskun,_Jim\'enez-Serra,_Kee-Tae_Kim,_Siyi_Feng,_Josep_Miquel._Girart,_Tie_Liu,_Junzhi_Wang,_Di_Li,_Keping_Qiu,_Xing_Lu,_Ke_Wang,_Fei_Li,_Juan_Li,_Yue_Cao,_Shinyoung_Kim,_Shaye_Strom |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12593 |
アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）を使用して、大規模な赤外線暗黒雲NGC6334Sに向かう細いフィラメントの研究を紹介します。13個のガスフィラメントはH$^{13}$CO$^{+}$線を使用して識別されますが、単一の連続フィラメントは連続放出によって明らかになります。フィラメントは、以前に提案された「準ユニバーサル」0.1〜pcフィラメント幅よりも狭いフィラメント幅の中央値$\sim$0.04pcのコンパクトな動径分布を示します。より高い空間分解能の観察とより高密度のガストレーサーは、さらに狭くて質量の小さいフィラメントを識別する傾向があります。フィラメントの幅は、埋め込まれたコアの約2倍のサイズです。ガスフィラメントは主に熱運動によって支えられています。非熱運動は、識別されたガスフィラメントと埋め込まれたコアの両方で主に亜音速と遷音速であり、これは、星が低乱流の環境で生まれる可能性が高いことを意味している可能性があります。埋め込まれたオブジェクトの一部は、対応する出生フィラメントと比較して狭い速度分散を示します。これは、乱流散逸がこれらの埋め込まれたコアで発生していることを示している可能性があります。ガスフィラメントの物理的特性（質量、単位長さあたりの質量、ガスの動力学、および幅）は、低質量から高質量の星形成領域に見られる細いフィラメントの物理的特性に類似しています。より進化したソースはフィラメントから遠く離れていることがわかります。これは、YSOとその出生フィラメントの間の相対的な動きに起因している可能性があります。
電波が静かなNLSy1Mrk110におけるミリ秒スケールでの日変動
| Title |
Daily_variability_at_milli-arcsecond_scales_in_the_radio_quiet_NLSy1_Mrk_110 |
| Authors |
Francesca_Panessa,_Miguel_Perez-Torres,_Lorena_Hernandez-Garcia,_Piergiorgio_Casella,_Marcello_Giroletti,_Monica_Orienti,_Ranieri_D._Baldi,_Loredana_Bassani,_Maria_Teresa_Fiocchi,_Fabio_La_Franca,_Angela_Malizia,_Ian_McHardy,_Fabrizio_Nicastro,_Luigi_Piro,_Federico_Vincentelli,_David_R.A._Williams,_Pietro_Ubertini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12595 |
活動銀河核（AGN）の大部分における電波放射の起源は、まだよくわかっていません。さまざまな競合メカニズムが電波放射の生成に関与している可能性があり、それらを解きほぐすために正確な診断ツールが必要であり、その変動性は最も強力なものの1つです。初めて、高度に降着し、非常に電波が静かな（RQ）狭線セイファート1（NLSy1）Mrk110で、ミリ秒単位の5GHzでの有意な電波変動の証拠を数日から数週間の時間スケールで示します。同時のSwift/XRT光度曲線は、硬X線よりも軟X線の変動が強いことを示しています。短期間の無線変動は、GHz放射領域のサイズが約180シュワルツシルト半径よりも小さいことを示唆しています。高い輝度温度と電波とX線の変動性は、星形成と円盤風の起源を除外します。次に、低出力ジェットおよび/または流出コロナからのシンクロトロン放射が優先されます。
GD-1恒星流におけるC、O、Al、Mgの変動の証拠
| Title |
Evidence_for_C,_O,_Al_and_Mg_variations_in_the_GD-1_stellar_stream |
| Authors |
Eduardo_Balbinot,_Ivan_Cabrera-Ziri,_and_Carmela_Lardo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12626 |
動的に冷たい恒星の流れは、球状星団の溶解から残された遺物です。これらの遺物は、私たちの銀河の古代のクラスターの現在完全に破壊された集団へのユニークな洞察を提供します。GaiaeDR3の固有運動、光学および近紫外線の色の組み合わせを使用して、中低解像度の分光学的フォローアップのために、GD-1ストリームから赤色巨星分枝の可能性のある星のサンプルを選択します。視線速度と金属量に基づいて、GD-1の14個の新しいメンバーを見つけることができます。そのうち5個は、\emph{spur}および\emph{blob/cocoon}のオフストリーム機能に関連付けられています。球状星団に存在することが知られている存在量の変動を調べるために、C存在量を測定しました。これらの変動は、そのような低質量（$\sim10^4{\rm〜M_{\odot}}$）と金属量（${\rm[Fe/H]}）を持つ球状星団で微妙に現れると予想されます。\sim-2.1{\rm〜dex}$）。サンプルの星のC存在量は、小さいながらも有意な（$3\sigma$レベル）広がりを示していることがわかります。さらに、APOGEEによって観測された、サンプル内の星の間で、AlおよびMgの存在量に$\ge4\sigma$の変動、および$\sim2\sigma$Oの存在量の変動が見られます。これらの豊富なパターンは、同様の金属量の銀河系球状星団に見られるものと一致します。私たちの結果は、GD-1が、軽元素の存在量の広がりが見つかった最初の完全に破壊された球状星団であることを示唆しています。
NICERがAqlX-1からの熱核X線バーストを見る
| Title |
A_NICER_look_at_thermonuclear_X-ray_bursts_from_Aql_X-1 |
| Authors |
Tolga_Guver,_Tugba_Boztepe,_David_R._Ballantyne,_Z._Funda_Bostanci,_Peter_Bult,_Gaurava_K._Jaisawal,_Ersin_Gogus,_Tod_E._Strohmayer,_Diego_Altamirano,_Sebastien_Guillot,_Deepto_Chakrabarty |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12105 |
2017年7月から2021年4月の間にNeutronStarInteriorandCompositionExplorer（NICER）によってAqlX-1から観測されたすべての熱核X線バーストのスペクトルおよび時間特性を示します。これは、低エネルギーでの感度が向上した、AqlX-1からのタイプIX線バーストの大規模なサンプルの最初の体系的な調査です。分離がわずか451秒と496秒であった2つの短い再発バーストイベントを含む22のX線バーストを検出します。固定およびスケーリングされたバックグラウンド（f_aメソッド）アプローチを使用して、バーストの時間分解分光法を実行します。バースト前の発光に対するスケーリング係数の使用は、固定バックグラウンドアプローチと比較して、すべてのスペクトルの約68％で統計的に好ましいモデルであることを示しています。通常、f_a値は1〜3の周りにクラスター化されますが、光球の半径の拡大が観察されるバーストで最大11に達する可能性があります。このようなf_a値は、特にバーストのピークフラックスモーメント付近で、バースト前の放出が非常に大幅に増加していることを示しています。f_a係数を使用すると、バースト発光の最適なスペクトルパラメータが変化することを示します。最後に、バースト前の放出をスケーリングする代わりに、反射モデルを採用しました。反射モデルもスペクトルに適合し、適合の良さを改善することを示します。すべての場合において、ディスクはバースト放射によって高度にイオン化されており、入射バーストフラックスに対する再処理された放射の割合は通常約20％に集中していることがわかります。
タイプIcnSN 2021csp：最速の超新星の起源とウォルフ・ライエ星の運命への影響
| Title |
The_Type_Icn_SN_2021csp:_Implications_for_the_Origins_of_the_Fastest_Supernovae_and_the_Fates_of_Wolf-Rayet_Stars |
| Authors |
Daniel_A._Perley,_Jesper_Sollerman,_Steve_Schulze,_Yuhan_Yao,_Christoffer_Fremling,_Avishay_Gal-Yam,_Anna_Y._Q._Ho,_Yi_Yang,_Erik_C._Kool,_Ido_Irani,_Lin_Yan,_Igor_Andreoni,_Dietrich_Baade,_Eric_C._Bellm,_Thomas_G._Brink,_Ting-Wan_Chen,_Aleksandar_Cikota,_Michael_W._Coughlin,_Richard_Dekany,_Dmitry_A._Duev,_Alexei_V._Filippenko,_Peter_Hoeflich,_Mansi_M._Kasliwal,_S._R._Kulkarni,_Ragnhild_Lunnan,_Frank_J._Masci,_Justyn_R._Maund,_Michael_S._Medford,_Reed_Riddle,_Philippe_Rosnet,_David_L._Shupe,_Nora_Linn_Strotjohann,_Anastasios_Tzanidakis,_WeiKang_Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12110 |
SN2021cspの観測結果を提示します。これは、初期に強くて狭いPシグニ炭素の特徴を特徴とする新たに特定されたタイプの超新星（タイプIcn）の2番目の例です。SNは、初期には高速で明るい青色の過渡現象として現れ、高速SNイジェクタ（v〜30000km/s）と大規模で高密度の高速移動との強い相互作用により、3日以内に絶対等級-20に達します。爆発の数ヶ月前にWCのような前駆体によって流されたC/O風。細い線の特徴は爆発の10〜20日後にスペクトルから消え、広いFeの特徴によって支配される青い連続体に置き換わります。これは、タイプIbnおよびIIn超新星を彷彿とさせ、より拡張されたH/He-poor材料との相互作用が弱いことを示します。トランジェントは、相互作用が停止すると、爆発後約60日で突然フェードします。後の段階での深い限界は、最小限の重元素元素合成、低い噴出物質量、またはその両方を示唆しており、古典的なIc型超新星とは異なる起源を示唆しています。SN2021cspを他の急速に進化する相互作用する過渡現象との関連で配置し、さまざまな前駆体シナリオについて説明します：ウルトラストリップした前駆体星、脈動対不安定型噴火、またはウォルフ・ライエ星からのジェット駆動フォールバック超新星。フォールバックシナリオは、これらのイベントとラジオの大音量の高速トランジェントとの類似性を自然に説明し、WRフェーズを経るのに十分な大きさのほとんどの星が寿命の終わりにブラックホールに直接崩壊する写真を示唆します。
高速電波バーストにおける束状コヒーレント電波放射のプラズマ抑制効果について
高速電波バースト（FRB）の高コヒーレント放射を生成するために広く議論されているメカニズムの1つは、曲率放射または逆コンプトン散乱（ICS）のいずれかを介したバンチによるコヒーレント放射です。プラズマ振動効果は、バンチによるコヒーレント放出を大幅に抑制できるため、バンチングメカニズムがFRBの主要なメカニズムではない可能性があることが示唆されています。重要なプラズマ抑制のための2つの物理的条件を批判的に調べ、抑制効果はコヒーレントICSメカニズムにとって重要ではないと主張します。巨大な束の電荷が高密度プラズマに囲まれているために$\omega_p\gg\omega$が満たされ、磁場に沿った電界強度が満たされている場合、曲率放射の抑制係数$f_{\rmcur}$が可能です。放出領域の力線（$E_\parallel$）は、周囲のプラズマを分離するのに十分な大きさではありません。ただし、これらの条件下でも、導出された$f_{\rmcur}$は、前の作業で導出されたものよりも約6桁大きいため、抑制効果は以前に予測されたほど重要ではありません。将来のモデリングでは$f_{\rmcur}\sim10^{-3}$のオーダーの抑制係数を考慮する必要がありますが、束ねられたコヒーレント曲率放射は依然としてFRB放出に電力を供給するもっともらしいメカニズムであると結論付けます。
元のオージェとTAの表面検出器と近くの銀河からの最新データのUHECR到着方向
| Title |
UHECR_arrival_directions_in_the_latest_data_from_the_original_Auger_and_TA_surface_detectors_and_nearby_galaxies |
| Authors |
Armando_di_Matteo,_Luis_Anchordoqui,_Teresa_Bister,_Jonathan_Biteau,_Lorenzo_Caccianiga,_Rog\'erio_de_Almeida,_Olivier_Deligny,_Ugo_Giaccari,_Diego_Harari,_Jihyun_Kim,_Mikhail_Kuznetsov,_Ioana_Mari\c{s},_Grigory_Rubtsov,_Peter_Tinyakov,_Sergey_Troitsky,_Federico_Urban_(for_the_Pierre_Auger_and_Telescope_Array_collaborations) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12366 |
超高エネルギー宇宙線の到着方向の分布は、$6\times（E/10〜\mathrm{EeV}）$パーセントの双極子モーメントを除いて、ほぼ等方性であるように見えます。それにもかかわらず、最高のエネルギーでは、伝播範囲内の可能な候補源の数と磁気偏向の両方が縮小するので、より小規模な異方性が現れると予想されるかもしれません。一方、フラックス抑制は、そのような異方性を検索するために利用できる統計を減らします。この作業では、候補となるソースの2つの異なるリストを検討します。近くのスターバースト銀河のサンプルと$250〜\mathrm{Mpc}$内の恒星の質量を追跡する2MRSカタログです。2020年までのピエールオージェ天文台と2019年までのテレスコープアレイで収集された表面検出器データを組み合わせ、それらを使用して、UHECRが候補ソースから発生し磁場によってランダムに偏向された等方性の背景と前景を含むモデルをテストします。これらのモデルの自由パラメーターは、エネルギーしきい値、信号の割合、および検索角度スケールです。Augerまたは$Eによって$E\ge38〜\mathrm{EeV}$で検出された宇宙線の$11.8\％_{-3.1\％}^{+5.0\％}$の到着方向の間に相関関係が見つかりました。\gtrsim49〜\mathrm{EeV}$byTAと、${15.5^\circ}_{-3.2^\circ}^{+5.3^\circ}$の角度スケールでの、近くのスターバースト銀河の位置。$4.2\sigma$の試行後の重要性、および全体的な銀河分布との弱い相関。
BeXRBシステムIGRJ18219 $-$ 1347でのX線パルサーの識別
| Title |
Identification_of_an_X-ray_Pulsar_in_the_BeXRB_system_IGR_J18219$-$1347 |
| Authors |
B._O'Connor,_E._Gogus,_D._Huppenkothen,_C._Kouveliotou,_N._Gorgone,_L._J._Townsend,_A._Calamida,_A._Fruchter,_D._A._H._Buckley,_M._G._Baring,_J._A._Kennea,_G._Younes,_Z._Arzoumanian,_E._Bellm,_S._B._Cenko,_K._Gendreau,_J._Granot,_C._Hailey,_F._Harrison,_D._Hartmann,_L._Kaper,_A._Kutyrev,_P._O._Slane,_D._Stern,_E._Troja,_A._J._van_der_Horst,_R._A._M._J._Wijers,_and_P._Woudt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12592 |
2020年3月と6月のタイプI爆発中の、\textit{Swift}/XRT、\textit{NuSTAR}、および\textit{NICER}による候補Be/X線連星IGRJ18219$-$1347の観測について報告します。私たちのタイミング分析は、$P_\textrm{spin}=52.46$秒の中性子星のスピン周期を明らかにしました。この周期性は、既知の公転周期$72.4$dと組み合わされて、システムがBeXRBであることを示しています。さらに、対応する赤外線のスペクトルエネルギー分布を既知のBeXRBと比較することにより、この分類を確認し、光源の距離を約$10〜15$kpcに設定します。線源の広帯域X線スペクトル（$1.5-50$keV）は、光子指数$\Gamma$\、$\sim$\、$0.5$およびカットオフエネルギーが$\sim$\、$13の吸収されたべき乗則によって記述されます。$keV。
掃天観測施設の天文現象アラートの現象論的分類
| Title |
Phenomenological_classification_of_the_Zwicky_Transient_Facility_astronomical_event_alerts |
| Authors |
Dmitry_A._Duev,_St\'efan_J._van_der_Walt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12142 |
最先端の光学ロボットによる空の調査である掃天観測施設（ZTF）は、超新星爆発、可変光源の明るさの変化、移動物体の検出など、100万件の一時的なイベントを記録します。夜、関連するリアルタイムアラートを生成します。ZTFアラートの現象論的分類のためのオープンソースの深層学習フレームワークであるアラート分類人工知能（ACAI）を紹介します。ACAIは、5つのバイナリ分類子のセットを使用してオブジェクトを特徴付けます。これは、アラートブローカーから入手できる補助/コンテキストイベント情報と組み合わせて、超新星のような異常なものの早期識別など、さまざまな科学ケースに合わせたアラートストリームフィルタリングのための強力なツールを提供します。一時的なイベント。実稼働環境での展開の最初の数か月間のACAIのパフォーマンスについて報告します。
周波数ドメイン多重化読み出し下でのX線遷移端センサーマイクロ熱量計の熱クロストーク
| Title |
Thermal_crosstalk_of_X-ray_transition-edge_sensor_micro-calorimeters_under_frequency_domain_multiplexing_readout |
| Authors |
Davide_Vaccaro,_Hiroki_Akamatsu,_Marcel_P._Bruijn,_Luciano_Gottardi,_Roland_den_Hartog,_Jan_van_der_Kuur,_A._J._van_der_Linden,_Kenichiro_Nagayoshi,_Kevin_Ravensberg,_Marcel_L._Ridder,_Emanuele_Taralli,_Martin_de_Wit,_Jian-Rong_Gao,_Ruud_W.M._Hoogeveen_and_Jan-Willem_A._den_Herder |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12445 |
周波数ドメイン多重化（FDM）読み出しを備えた遷移エッジセンサー（TES）X線マイクロ熱量計の2つの異なるアレイで熱クロストークを測定および特性評価しました。TESアレイはSRONで製造され、8$\times$8および32$\times$32の「キロピクセル」均一アレイです。クロストークの量は、平均化されたクロストーク信号とX線パルス振幅の比率として評価されます。検出器のクロストーク比（CR）は、AthenaX-IFU（最初の隣接ピクセルのCR$<10^{-3}$）などの将来のX線宇宙ミッションの要件に準拠しています。-隣接する熱クロストーク比は$10^{-4}$のレベルで、最大クロストーク比はキロピクセルアレイ（最悪の場合、アレイの中心）と$1\で$4\times10^{-4}$です。8$\times$8アレイの場合は10^{-4}$倍。TESアレイチップの裏側にあるCuメタライゼーションとSi支持構造（マンチン）の幅を最適化することで、改善の余地があります。測定されたクロストーク比に基づいて、ノイズ等価電力（NEP）の考慮事項とモンテカルロシミュレーションによってスペクトル分解能への影響を推定し、<0.2に準拠した40〜meV未満の直交位相の平均劣化を見つけました。AthenaX-IFUの〜eV要件。
微分可能な光学モデルによる望遠鏡の機器応答のモデリングの再考
| Title |
Rethinking_the_modeling_of_the_instrumental_response_of_telescopes_with_a_differentiable_optical_model |
| Authors |
Tobias_Liaudat_and_Jean-Luc_Starck_and_Martin_Kilbinger_and_Pierre-Antoine_Frugier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12541 |
望遠鏡の機器応答フィールドのデータ駆動型モデリングにおけるパラダイムシフトを提案します。微分可能な光学フォワードモデルをモデリングフレームワークに追加することにより、データ駆動型モデリング空間をピクセルから波面に変更します。これにより、観測に適応しながら、データ駆動型のまま、機器の応答からフォワードモデルに非常に複雑なものを転送できます。私たちのフレームワークは、物理的に動機付けられ、解釈可能で、特別なキャリブレーションデータを必要としない強力なモデルを構築するための方法を可能にします。宇宙望遠鏡の設定を簡略化した場合、このフレームワークは、既存のデータ駆動型アプローチと比較して、実際のパフォーマンスの飛躍的進歩を表し、再構成エラーは観測解像度で5倍、3倍の超解像で10倍以上減少することを示します。ノイズの多い広帯域の焦点の合った観測のみを使用して、機器の応答の色の変化をモデル化することに成功しました。
引用方法をお願いします。天体物理学のケーススタディ
ソフトウェアの引用は、過去10年間で天体物理学で加速しており、その結果、この分野では、計算手法を引用するための複数の追跡可能な方法が利用できるようになりました。しかし、ほとんどのソフトウェア作成者は、コードをどのように引用するかを指定していませんが、他の作成者は、ほとんどのインデクサーによって簡単に追跡されない（またはまったく追跡されない）引用方法を指定しています。2016年と2017年にそれぞれ開発された2つのメタデータファイル形式、codemeta.jsonとCITATION.cffは、ソフトウェアの引用方法を指定するのに役立ちます。2020年に、天体物理学ソースコードライブラリ（ASCL、ascl.net）は、各計算方法に固有のこれらのソフトウェアメタデータファイルを生成してコード作成者に送信し、コードサイトに編集して含めるために1年にわたる取り組みを行いました。「これらのファイルをソフトウェア作成者に送信すると、これらのメタデータファイルの一方、他方、または両方の採用が増えるでしょうか？」という質問に答えたいと思いました。この場合の答えはノーでした。さらに、これらのファイルの使用について調査された135のコードサイトの41％のみが、利用可能な任意の形式の引用情報を持っていました。このような情報が不足していると、記事の作成者がソフトウェアの作成者にクレジットを提供する際の障害となり、ソフトウェアを開発および保守する研究や科学者への計算上の貢献の引用と認識が妨げられます。
グリーンバンク望遠鏡：計測システムとポインティングパフォーマンスの概要と分析
| Title |
Green_Bank_Telescope:_Overview_and_analysis_of_metrology_systems_and_pointing_performance |
| Authors |
E._White,_F._D._Ghigo,_R._M._Prestage,_D._T._Frayer,_R._J._Maddalena,_P._T._Wallace,_J._J._Brandt,_D._Egan,_J._D._Nelson,_J._Ray |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12636 |
100mx110mの軸外放物面皿を備えたグリーンバンク望遠鏡（GBT）は、地球上で最大の完全に操縦可能な電波望遠鏡です。大型の地上電波望遠鏡が直面する主な課題は、GBTの場合は最大116GHzの高周波で観測するのに十分なポインティング精度を達成することです。正確なポインティングには、ターゲットの位置のわずかな許容誤差内で正確な開始位置を取得するために、ソースの位置を盲目的に取得し、近くのキャリブレータソースを観察することによって決定されたアドホック補正を実行する機能が必要です。必要なポインティング精度は、ハーフパワービーム幅に依存します。これは、GBT観測の高周波端では、ポインティングが数秒角RMS以内の精度である必要があることを意味します。GBTの軸外設計は、ディッシュの妨害を排除し、サイドローブ干渉を低減するという利点があり、結果として生じる非対称構造がポインティング精度に悪影響を与えるという証拠はありません。ただし、重力によるたわみ、熱変形、方位角トラックの傾きと不規則性、望遠鏡の構造内の小さなミスアライメントとオフセットエラーなどの要因により、ポインティングの不正確さが生じます。これらの影響を補正するために、GBT用のポインティングモデルが開発されました。このモデルは、GBTの構造温度センサーからの計測データおよびトラックレベルの測定からのデータとともに、標準の幾何学的補正を利用します。このホワイトペーパーでは、GBTのポインティングモデルと関連する修正の概要、および関連する計測システムの説明と、現在の夜間のポインティング精度の分析について説明します。
iCompare：ソーラーシステムインテグレーターの自動比較のためのパッケージ
| Title |
iCompare:_A_Package_for_Automated_Comparison_of_Solar_System_Integrators |
| Authors |
Maria_Chernyavskaya,_Mario_Juric,_Joachim_Moeyens,_Siegfried_Eggl,_Lynne_Jones |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12672 |
太陽系ダイナミクスに適した統合パッケージの比較と検証のためのツールを紹介します。Pythonで記述されたiCompareは、一般的に使用される一連の統合パッケージ（現在、JPL/HORIZONS、OpenOrb、OrbFit）のエフェメリス予測精度を比較します。これは、太陽系の位相空間の通常の領域と異常な領域の両方を探索するために選択された軌道と一連のテスト粒子を統合し、計算された天体暦と参照天体暦を比較します。結果は直感的なダッシュボードに視覚化されます。これにより、人口の関数としてのインテグレーターの適合性の評価、およびバージョンごとのパフォーマンスの監視が可能になります（RubinObservatoryのソフトウェアパイプライン構築作業に必要な機能）。GitHubのコードには、Binder（https://github.com/dirac-institute/iCompare）ですぐに実行できるバージョンが用意されています。
TIC 5724661：脈動するsdBスターと$ \ delta $ Scuti変数を持つ長い期間のバイナリ
| Title |
TIC_5724661:_A_Long-Period_Binary_with_a_Pulsating_sdB_Star_and_$\delta$_Scuti_Variable |
| Authors |
Rahul_Jayaraman,_Saul_Rappaport,_Lorne_Nelson,_Donald_W._Kurtz,_George_Dufresne,_Gerald_Handler,_Abdel_Senhadji,_David_W._Latham,_George_Zhou,_Allyson_Bieryla,_George_Ricker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12098 |
新しいTESSの20秒のケイデンスデータを使用して、連星であると推測される脈動星の異常な組み合わせを発見しました。プライマリは、32〜41d$^{-1}$の範囲の脈動を持つ標準の$\delta$Scuti星です。これは、高温の準矮星B（sdB）の二次星を持つ推定された広い軌道にあり、それ自体が524d$^{-1}$で大振幅のpモード脈動を持っています。$\delta$Scuti星の視線速度測定を使用して、推定バイナリの周期に制約を設定し、sdB-massコンパニオン星は$\sim35$dより大きい軌道周期を持たなければならないことを示します。このsdBバイナリの識別は、数日より長い期間を持つことが知られている比較的少量のsdBバイナリへの重要な追加として機能します。このようなバイナリは、共通外層フェーズを経ることなく、安定した非保守的な物質移動によって形成できることを示します。
共通外層相互作用の3D流体力学シミュレーションから重力波融合まで
| Title |
From_3D_hydrodynamic_simulations_of_common-envelope_interaction_to_gravitational-wave_mergers |
| Authors |
Melvin_M._Moreno,_Fabian_R._N._Schneider,_Friedrich_K._Roepke,_Sebastian_T._Ohlmann,_Ruediger_Pakmor,_Philipp_Podsiadlowski,_and_Christian_Sand |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12112 |
連星における重力波合併イベントの前駆体の進化のモデル化は、2つの主要な不確実性に直面しています：共通外層相と超新星キック。これらの2つのプロセスは、中性子星とブラックホールを備えた二重コンパクトオブジェクトシステムの最終的な軌道構成にとって重要です。共通外層の相互作用の予測1次元モデルが不足しており、多次元シミュレーションは、関連する空間的および時間的スケールの広大な範囲によって挑戦されています。ここでは、最初は$10\、M_{\odot}$の赤色超巨星と、ブラックホールおよび中性子星の伴星との共通外層相互作用の3次元流体力学的シミュレーションを示します。高質量レジームが完全なab-initioシミュレーションにアクセスできることを示します。シミュレーションの終了時にまだ利用可能なすべての再結合エネルギーがエンベロープのバインド解除に引き続き役立つと仮定すると、ほぼ完全なエンベロープ排出に到達します。以前の仮定とは対照的に、両方のコンパニオンの動的プランジインは、重力波がハッブル時間でシステムをマージするには広すぎる軌道分離で終了することがわかります。分析的推定に基づいて、システムのさらなる進化について説明します。超巨星の残りの$3\、M_{\odot}$コアからコンパクトなコンパニオンへのその後の物質移動エピソードも、軌道を十分に縮小しません。中性子星-中性子星と中性子星-ブラックホールの合併は、超新星のキックが軌道運動とうまく一致している場合、システムの一部でまだ期待されています。二重中性子星（neutron-star--black-hole）システムの場合、約$9\％$（$1\％$）のケースで合併が推定され、約$77\％$（$94\％$）のバイナリが破壊されます。、超新星キックは、私たちの場合、実際に重力波の合併を可能にします。ただし、予測される重力波の合併イベントの減少が見込まれます。（略語）
古い白色矮星における微惑星降着の強い減少の証拠はありません
白色矮星の大部分は、惑星系から岩石物質を降着しているか、最近降着しており、それによってヘリウムより重い元素で大気を汚染しています。近年、微惑星を中央の白色矮星のすぐ近くに届けることができるメカニズムの探求は、モデリングの努力の急増を刺激しました。白色矮星のマルチGyr寿命を通しての降着率の観測された時間発展は、進化した惑星系の動的モデルの重要なテストです。クールな白色矮星のサンプルに関する最近の研究では、Gyrのタイムスケールで、クールで古い白色矮星の質量降着率が大幅に低下していることが確認されています。ここでは、更新された白色矮星モデルと、古い汚染されたHおよびHe大気白色矮星のより大きなサンプルを使用して、これらの結果を再検討します。1〜8Gyrの冷却時間で、時間平均の質量降着率が大幅に低下したという説得力のある証拠は見つかりません。この期間中、質量降着率は10桁以下しか減少しません。これは、最近の研究で見られる減衰率よりも1桁小さい値です。私たちの結果には、少なくとも8Gyr以上の白色矮星のロッシュ半径内に微惑星を効率的かつ一貫して届けることができるメカニズムが必要です。
巨大な星のVLT-FLAMES調査：NGC2004＃115-短期間のB + BHバイナリをホストするトリプルシステム？
| Title |
The_VLT-FLAMES_survey_of_massive_stars:_NGC2004#115_--_a_triple_system_hosting_a_short_period_B+BH_binary? |
| Authors |
D._J._Lennon_(1_and_2),_P._L._Dufton_(3),_J._I._Villase\~nor_(4_and_5),_C._J._Evans_(6),_N._Langer_(7_and_8),_R._Saxton_(9),_I._M._Monageng_(10_and_11),_S._Toonen_(12)_((1)_IAC,_(2)_U._La_Laguna,_(3)_QUB._(4)_U._Edinburgh,_(5)_KU_Leuven,_(6)_UKATC,_(7)_U._Bonn,_(8)_MPI_f._Radioastronomie,_(9)_Telespazio_UK_for_ESA,_(10)_SAAO,_(11)_U._Cape_Town,_(12)_U._Amsterdam) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12173 |
LMCの星NGC2004＃115は、もともと（SB1）Be分光連星として分類されており、銀河系LB-1およびHR6819と形態学的に類似しており、どちらもBe+ブラックホール（BH）またはBe+strippedHe-starシステム。NGC2004＃115のマルチエポック光学スペクトルの2つのデータセット（ESO/VLTおよびSALT）は、$\sim$20年のベースラインで区切られており、2.92の周期の内部バイナリをホストするトリプルシステムであると結論付けています。d、離心率$\sim$0.0および質量関数$\sim$0.07$M_\odot$。内側のバイナリには、10km/sの予測回転速度と光度$\logL/L_\odot$=3.87のB型星（一次星）があり、Vバンド光の$\sim$60％をシステム。二次星は検出されませんが、光の40％を占める三次星は、投影された回転速度が高く、明るさが少ないB型星として暫定的に識別されます。楕円体の光の変動は検出されず、MACHOおよびGaiaのデータによって厳しい制限が設定されています。主系列星が主系列星であると仮定すると、質量は8.6$M_\odot$になりますが、同期回転の追加の仮定は、傾斜がほぼ極上になり、i〜9度になるように制約します。つまり、二次星はBHであり、$\sim$25$M_\odot$の質量。同様の光度を持つ低質量の剥ぎ取られた星は、その質量が恒星の半径よりも実質的に小さいロッシュ半径を意味するため、潜在的な解決策として除外されます。外側の期間は120日を超える可能性があり、円盤状の放射は変動しますが（SALTデータセットにはほとんど存在しません）、急速に回転する3次ではなく内側のバイナリに関連付けられている可能性があります。XMM-Newtonは、X線束に5x$10^{33}$ergs/sの上限を提供します。これは、静止B+BHバイナリをホストするシステムと一致しますが、制約はありません。このシナリオに対するいくつかの警告については、このホワイトペーパーで説明しています。
恒星系HIP101227：それはバイナリ、トリプル、またはクアッドシステムですか？
| Title |
The_stellar_system_HIP_101227:_is_it_a_binary,_a_triple_or_a_quadruple_system? |
| Authors |
Zahra_Talal_Yousef,_Adlyka_Annuar,_Abdallah_Mohammad_Hussein,_Hamid_Al-Naimiy,_Mashhoor_Al-Wardat,_Nurul_Shazana_Abdul_Hamid_and_Mohammed_Fadil_Talafha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12270 |
この論文では、恒星系HIP101227の分析を提示して、システム内の実際のコンポーネントの数とそれらの特性を決定します。動的モデリングと複雑な分光光度法（大気モデリングを含む）技術を最近のデータとともに使用して、システムの物理的特性と軌道解をそれぞれ、過去の研究よりも高い精度で決定します。私たちの分析に基づいて、システムは、以前の研究で示唆されているように、バイナリではなくクワッド、またはトリプルシステムであることに一貫性があることがわかりました。SED分析から決定されたシステムの総質量は3.42$\pm$0.20$M_{\odot}$であり、4つの星の間でほぼ均等に分布しています。星はゼロエイジの主系列星であることがわかります。つまり、前主系列星の最終段階で、年齢が200Myr未満で、スペクトル型がK0です。4つの星はすべて非常に類似した物理的特性を持っており、断片化プロセスがシステムの形成と進化の最も可能性の高い理論であることを示唆しています。
超新星爆発のマルチD流体力学シミュレーションを支援する中規模の核ネットワーク
| Title |
A_moderately-sized_nuclear_network_to_assist_multi-D_hydrodynamic_simulations_of_supernova_explosions |
| Authors |
Axel_Sanz,_Rub\'en_Cabez\'on_and_Domingo_Garc\'ia-Senz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12353 |
超新星爆発の数値研究における重要な要素は、流体力学シミュレーションコードと組み合わされた核ネットワークルーチンです。これらの調査が複数の次元で実行される場合、ネットワークのサイズは計算上の問題によって厳しく制限されます。この研究では、100個の原子核に近く、多次元研究で超新星爆発をシミュレートするのに適している可能性のある核ネットワークnet87を提案します。関連する特徴の1つは、自由陽子と中性子の電子と陽電子の捕獲がネットワークに組み込まれていることです。そのような追加は、中性子化された種とガス圧の両方のより良い追跡を可能にします。2番目の重要な特徴は、反応が暗黙的に温度と結合していることです。これにより、核統計平衡（NSE）レジームの安定性が向上します。ここでは、アルゴリズムの計算オーバーヘッドと、典型的なIa型超新星条件で放出された核エネルギーと生成された収量に関する結果の両方に照らしてnet87のパフォーマンスを分析します。
大質量星のためのカリーナ高コントラストイメージングプロジェクト（CHIPS）：II。トランプラーのO型星〜14
| Title |
The_Carina_High-contrast_Imaging_Project_for_massive_Stars_(CHIPS):_II._O_stars_in_Trumpler~14 |
| Authors |
Alan_Rainot,_Maddalena_Reggiani,_Hugues_Sana,_Julia_Bodensteiner,_Olivier_Absil |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12361 |
ほとんどの大質量星は複数のシステムに属していますが、そのような高い多重度につながる形成プロセスは十分に理解されていないままです。存在するさまざまな形成シナリオを制約するのを助けるために、そのような星のコンパニオン質量関数の低質量端に関する洞察が重要です。ただし、これは挑戦的な試みです。1インチ未満の角度間隔（$\rho$）での（サブ）太陽質量コンパニオン（近くの若い散開星団とOBアソシエーションの1000-3000auに対応）は、中央の星との大きな明るさのコントラスト大質量星のカリーナ高コントラストイメージングプロジェクト（CHIPS）を使用して、以前は到達できなかった観測ウィンドウで、大質量星の周りの低質量コンパニオンの存在と特性に関する統計的に有意な制約を取得することを目指しています（$\Delta\mathrm{mag}\gtrsim10$at$\rho\lesssim$1"）。シリーズのこの2番目の論文では、天の川の中で最も若くて最も重いO型星のいくつかを収容するトランプラー14クラスターに焦点を当てます。IRDIFS_EXTモードを使用して、トランプラー14の7つのO型オブジェクトのVLT-SPHERE観測を取得しました。これらにより、0。"15（約360au）より大きく、近赤外線でマグニチュードコントラスト$>10\mathrm{mag}$までの間隔でコンパニオンを検索できます。光源を検出し、中心物体のフラックスに対するそれらのフラックスを測定するためのPSFフィッティング。2から12の範囲の近赤外線の大きさのコントラストを持つ211の光源を検出しました。年齢が0.6Myrの140万$_{\odot}$の星は、Tr14の以前の年齢の推定値と非常によく一致しています。質量関数は、約0.4M$_{\odot}$でピークに達し、Tr14の初期質量関数の以前の推定値と比較した0.5〜0.8M$_{\odot}$の質量範囲。
拡大する炭素-酸素-ネオン星雲内で爆発するWC / WO星
| Title |
A_WC/WO_star_exploding_within_an_expanding_carbon-oxygen-neon_nebula |
| Authors |
A._Gal-Yam_(1),_R._Bruch_(1),_S._Schulze_(1,2),_Y._Yang_(1,3),_D._A._Perley_(4),_I._Irani_(1),_J._Sollerman_(2),_E._C._Kool_(2),_M._T._Soumagnac_(1,5),_O._Yaron_(1),_N._L._Strotjohann_(1),_E._Zimmerman_(1),_C._Barbarino_(2),_S._R._Kulkarni_(6),_M._M._Kasliwal_(6),_K._De_(6),_Y._Yao_(6),_C._Fremling_(6),_L._Yan_(6),_E._O._Ofek_(1),_C._Fransson_(2),_A._V._Filippenko_(3,7),_W._Zheng_(3),_T._G._Brink_(3),_C._M._Copperwheat_(4),_R._J._Foley_(8),_J._Brown_(8),_M._Siebert_(8),_G._Leloudas_(9),_A._L._Cabrera-Lavers_(10),_D._Garcia-Alvarez_(10),_A._Marante-Barreto_(10),_S._Frederick_(11),_T._Hung_(8),_J._C._Wheeler_(12),_J._Vinko_(13,14,15,12),_B._P._Thomas_(12),_M._J._Graham_(6),_D._A._Duev_(6),_A._J._Drake_(6),_R._Dekany_(6),_E._C._Bellm_(16),_B._Rusholme_(17),_D._L._Shupe_(17),_I._Andreoni_(6),_et_al._(4_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12435 |
巨大な星の最終的な爆発的な運命、およびそれらが残すコンパクトな残骸（ブラックホールと中性子星）の性質は、天体物理学における主要な未解決の問題です。多くの巨大な星は、進化するにつれて外側の水素エンベロープが取り除かれます。このようなウォルフ・ライエ（W-R）星は、強く急速に拡大する（v_wind>1000km/s）風を放出し、恒星表面からの脱出速度が速いことを示しています。この人口の一部もヘリウムが枯渇しており、スペクトルは炭素と酸素の高度にイオン化された輝線（タイプWC/WO）によって支配されています。証拠は、水素とヘリウム（タイプIb/Ic）を欠く最も一般的に観測された超新星（SN）爆発は、巨大なWC/WO星から生じることができないことを示しており、そのような星のほとんどが目に見える超新星なしでブラックホールに直接崩壊することを示唆する人もいます爆発。ここでは、爆発の約1日後に発見された超新星SN2019hgpの観測結果を紹介します。短い立ち上がり時間と急速な衰退は、急速に進化するトランジェント（RET）の新たな集団の中にそれを置きます。分光法は、爆発が炭素、酸素、およびネオンで構成される星雲内で発生したことを示す豊富な輝線のセットを明らかにします。狭い吸収特性は、この材料が比較的高速（>1500km/s）で膨張していることを示しており、コンパクトな前駆体が必要です。私たちの観測は、巨大なWC/WO星の爆発と一致しており、巨大なW-R星がいくつかの急速に進化する過渡現象の前駆体である可能性があることを示唆しています。
超軌道測光サイクルを示す新しい銀河系$ \ beta $こと座タイプのバイナリ
| Title |
New_Galactic_$\beta$_Lyrae-type_Binaries_Showing_Superorbital_Photometric_Cycles |
| Authors |
Gonzalo_Rojas_Garc\'ia,_Ronald_Mennickent,_Patrik_Iwanek,_Paula_Gorrini,_Juan_Garc\'es,_Igor_Soszy\'nski_and_Nicola_Astudillo-Defru |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12457 |
銀河バルジに向かって位置する32の新しい二重周期変数（DPV）の発見を提示します。これらの天体は、OpticalGravitationalLensingExperimentプロジェクトによって公開された約50万個の連星の中から見つかりました。この発見により、天の川の既知のDPVの数を2倍に増やします。新しいDPVのセットには、31個の食変光星と1個の楕円体状変光星が含まれています。公転周期は1。6日から26日の範囲をカバーしますが、長い期間は47日から1144日の間で検出されます。私たちの分析は、マゼラン雲の同様のシステムでも観察される軌道と長期間の間の既知の相関関係を確認します。
未分類のB [e]星FSCanisMajorisのVLTI-MATISSELバンドおよびNバンド開口合成イメージング
| Title |
VLTI-MATISSE_L-_and_N-band_aperture-synthesis_imaging_of_the_unclassified_B[e]_star_FS_Canis_Majoris |
| Authors |
K.-H._Hofmann,_A._Bensberg,_D._Schertl,_G._Weigelt,_S._Wolf,_A._Meilland,_F._Millour,_L.B.F.M._Waters,_S._Kraus,_K._Ohnaka,_B._Lopez,_R.G._Petrov,_S._Lagarde,_Ph._Berio,_F._Allouche,_S._Robbe-Dubois,_W._Jaffe,_Th._Henning,_C._Paladini,_M._Sch\"oller,_A._M\'erand,_A._Glindemann,_U._Beckmann,_M._Heininger,_F._Bettonvil,_G._Zins,_J._Woillez,_P._Bristow,_P._Stee,_F._Vakili,_R._van_Boekel,_M.R._Hogerheijde,_C._Dominik,_J.-C._Augereau,_A._Matter,_J._Hron,_E._Pantin,_Th._Rivinius,_W.-J._de_Wit,_J._Varga,_L._Klarmann,_K._Meisenheimer,_V._G\'amez_Rosas,_L._Burtscher,_J._Leftley,_J.W._Isbell,_G._Yoffe,_E._Kokoulina,_W.C._Danchi,_P._Cruzal\`ebes,_A._Domiciano_de_Souza,_J._Drevon,_V._Hocd\'e,_A._Kreplin,_L._Labadie,_C._Connot,_E._Nu{\ss}baum,_M._Lehmitz,_P._Antonelli,_U._Graser,_and_C._Leinert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12458 |
コンテキスト：FSCanisMajoris（FSCMa、HD45677）は、傾斜したダストディスクに囲まれた未分類のB[e]星です。FSCMaの進化段階はまだ議論されています。星周円盤に垂直に、双極分子流が検出されました。赤外線開口合成イメージングは、ディスク構造を研究するユニークな機会を私たちに提供します。目的：私たちの目的は、中赤外線のLおよびNバンドにおけるFSCMaのディスクの強度分布を研究することです。方法：低スペクトル分解能モードでMATISSE装置（MultiAperTure中赤外分光実験）を使用してFSCMaの開口合成イメージングを実行し、LバンドとNバンドの画像を取得しました。分解されたディスクのLバンドとNバンドの強度分布を再現する放射伝達モデルを計算しました。結果：3.4-3.8および8.6-9.0マイクロメートルの波長帯域で再構成されたFSCMaのLおよびNバンド開口合成画像を提示します。Lバンド画像では、傾斜した星周円盤の内側の縁領域と中央の物体が、2.7ミリアーク秒（mas）の空間分解能で見ることができます。角直径6x12masの内部ディスクキャビティが解決されます。Lバンドディスクは、明るい北西（NW）ディスク領域とはるかに暗い南東（SE）領域で構成されています。これらの画像は、ディスクの反対側にあるNWディスクリムの明るい内壁を見ていることを示しています。Nバンドでは、明るいNWディスク領域のみが表示されます。傾斜と内側のディスク半径を導出することに加えて、放射伝達モデリングを介して再構築された輝度分布をフィッティングすることにより、最も内側のディスク構造、特に内側のディスクリムの形状を制約することができます。
ウェスタールンド1：VIIIの大規模なバイナリのVLT / FLAMES調査。連星系と軌道パラメータ
| Title |
A_VLT/FLAMES_survey_for_massive_binaries_in_Westerlund_1:_VIII._Binary_Systems_and_Orbital_Parameters |
| Authors |
B.W._Ritchie,_J.S._Clark,_I._Negueruela,_F._Najarro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12463 |
銀河団ウェスタールンド1には、進化した巨大な星の豊富な集団が含まれており、以前の多波長観測から高いバイナリフラクションが推測されています。初期型の星の大規模なサンプルのマルチエポック分光法を使用して、クラスター内の新しいバイナリとバイナリ候補を識別します。VLT/FLAMESを使用して、2008年と2009年の14か月のベースラインで約100個のOB星のスペクトルを取得し、2011年と2013年の追跡観測を補足し、20個の新しいOBI--IIIバイナリ、WN9hバイナリを特定しました。、およびWC9dバイナリは、ウェスタールンド1で直接確認されたバイナリシステムの数を大幅に増やし、12個のO9--9.5Iab--III星が候補バイナリとして識別されます。173。9日SB1W1030は、クラスターで識別された最初の長周期システムを表しますが、W44/Lの53。95日周期の決定により、ウェスタールンド1で10日を超える公転周期が確認された最初のWolf-Rayetバイナリになります。私たちの結果は、OB母集団のバイナリフラクションが少なくとも40％であり、大幅に高い可能性があることを示唆しています。（要約）
太陽表面の水平速度場を推定するためのマルチスケール深層学習
| Title |
Multi-Scale_Deep_Learning_for_Estimating_Horizontal_Velocity_Fields_on_the_Solar_Surface |
| Authors |
Ryohtaroh_T._Ishikawa,_Motoki_Nakata,_Yukio_Katsukawa,_Youhei_Masada_and_Tino_L._Riethm\"uller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12518 |
光球のダイナミクスは、造粒および超造粒と呼ばれるマルチスケールの乱流対流によって支配されます。乱流対流の性質を理解するには、3次元速度ベクトルを導出することが重要です。しかし、視線に垂直な速度成分を取得することは困難です。これは、ディスク中心の観測における水平速度に対応します。マルチスケールの深層学習アーキテクチャを備えた畳み込みニューラルネットワークモデルを開発しました。この方法は、受容野のサイズが異なる複数の畳み込みカーネルで構成され、空間軸と時間軸の畳み込みを実行します。ネットワークは、乱流対流の3つの異なる数値シミュレーションからのデータでトレーニングされ、各空間スケールで導出された水平速度場を評価するためにコヒーレンススペクトルを導入しました。マルチスケール深層学習法は、方法の予測精度を評価するためによく使用されるグローバル相関係数の観点から、各対流シミュレーションの水平速度を正常に予測します。コヒーレンススペクトルは、相関係数の空間スケールへの強い依存性を示しています。コヒーレンススペクトルは、大規模構造では0.9を超えますが、グローバル相関係数が約0.95の高い値を示す小規模構造では、0.3未満に大幅に減少します。コヒーレンススペクトルのこの減少は、エネルギー注入スケールの周りで発生することを確認しました。小規模構造の精度は、グローバル相関係数だけで保証されるわけではありません。小規模での精度を向上させるには、小規模構造を強化するための損失関数を改善し、対流渦の非線形カスケードに関連する他の物理量を入力データとして利用することが重要です。
小さな望遠鏡を使った可変の若い星の調査：V- $ \ sigma $
OriクラスターのHSTULLYSESターゲットであるTXOri、V505Ori、およびV510Oriの分析
| Title |
A_survey_for_variable_young_stars_with_small_telescopes:_V_-_Analysis_of_TXOri,_V505Ori,_and_V510Ori,_the_HST_ULLYSES_targets_in_the_$\sigma$Ori_cluster |
| Authors |
Dirk_Froebrich,_Jochen_Eisl\"offel,_Bringfried_Stecklum,_Carys_Herbert,_Franz-Josef_Hambsch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12619 |
若い恒星状天体（YSO）と惑星の形成を調査するには、個々の天体の詳細な分析と、多数の天体の統計分析が必要です。ハッブルUVレガシー標準としての若い星のライブラリ（ULLYSES）プロジェクトは、ローカル宇宙に若い高質量星と低質量星のUV分光ライブラリを確立することにより、このようなユニークな機会を提供します。ここでは、HST観測時に取得された$\sigma$Oriクラスター内の3つのULLYSESターゲット（TXOri、V505Ori、V510Ori）およびその他のYSOの光学測光を分析して、これらのスペクトルの参照を提供します。視差と固有運動空間で分離された、$\sigma$Oriへの視線に沿ったYSOの3つの集団を識別します。ULLYSESターゲットは、10$^{-8}$M$_\odot$/年のオーダーの顕著な変動と質量降着率を伴う典型的なYSOの振る舞いを示します。光学色は標準的な星間赤化と一致せず、散乱光の重要な寄与を示唆しています。彼らはまた、クラスター内で最も変動性が高く、最強のアクレッターの1つです。V505\、Oriは、7日間の変動を示しており、共回転半径での内側のディスクワープを示しています。ULLYSESターゲットの正確な性質を明らかにするには、散乱光の寄与や非標準の赤化など、利用可能な測光のコンテキストでHSTスペクトルの詳細なモデリングを改善する必要があります。
惑星間コロナ質量放出内の磁気複雑性変化の原因と結果：統計的研究
| Title |
Causes_and_Consequences_of_Magnetic_Complexity_Changes_within_Interplanetary_Coronal_Mass_Ejections:_a_Statistical_Study |
| Authors |
Camilla_Scolini,_R\'eka_M._Winslow,_No\'e_Lugaz,_Tarik_M._Salman,_Emma_E._Davies,_Antoinette_B._Galvin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12637 |
惑星間コロナ質量放出（ICME）の磁気構造に影響を与える複雑さの変化の最初の統計分析を提示し、次の質問に答えることを目的としています。そのような変化の原因は何ですか？ICMEのその場での特性は、複雑さの変化を示すかどうかによって異なりますか？MESSENGER、VenusExpress、ACE、およびSTEREOによる2008年から2014年までの、放射状に整列した31個のICMEのマルチ宇宙船観測を検討します。内側と外側の宇宙船での磁気特性を分析することにより、ICMEの基本的な変更または大幅な方向転換として現れる複雑さの変化を特定します。1auでのプラズマおよび超熱電子データ、および太陽風のシミュレーションにより、各イベントの伝播シナリオを再構築し、それらの進化を制御する重要な要因を特定することができます。結果は、ICMEの約65％が水星と1auの間で複雑さを変化させ、複数の大規模な太陽風構造との相互作用がこれらの変化の推進力であることを示しています。さらに、大きな半径方向（>0.4au）であるが小さな縦方向（<15度）の分離で観測されたICMEの71％は複雑さの変化を示し、長距離にわたる伝播がICMEに強く影響することを示しています。結果はまた、ICMEが少なくとも15度の角度スケールにわたって磁気的にコヒーレントである可能性があることを示唆しており、初期の理論的および観測的推定をサポートしています。この研究は、磁気の複雑さの変化がICMEの進化に固有ではなく、大規模な太陽風構造とのICMEの相互作用の結果であり、そのような変化は1auでの現場測定から部分的にしか識別できないという統計的証拠を示しています。
大気コライダーからの単極子
磁気単極子は、理論的予測と実験的探索の長い歴史があり、電荷の量子化などの基本的な概念に直接的な影響を及ぼします。大気に衝突する宇宙線の衝突による磁気単極子の生成を初めて詳細に分析します。この単極子の源は宇宙論から独立しており、地球の歴史を通して活動しており、すべての地上実験に既約の単極子フラックスを供給しています。モノポールのロバストな大気コライダーフラックスの結果を使用して、以前の周囲モノポール検索と粒子コライダーでのモノポール検索の直接比較を体系的に確立し、$\sim5-100$TeV質量範囲での磁気単極子生成の上限を設定します。
| Title |
The_First_Global_e-Competition_on_Astronomy_and_Astrophysics |
| Authors |
Charles_Barclay,_Tonis_Eenmae,_Taavet_Kalda,_Hara_Papathanassiou,_Nikita_Poljakov,_Gustavo_A._Rojas,_Tiit_Sepp,_Greg_Stachowski,_Aniket_Sule,_and_Ioana_A._Zelko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12095 |
天文学と天体物理学に関する最初のグローバルe-コンペティションは、COVID-19によるパンデミックが続いているため延期された天文学と天体物理学に関する国際オリンピックに代わるものとして、2020年9月から10月にオンラインで開催されました。組織化に利用できる時間は短かったものの、42カ国以上から325人の学生が参加し、大きな問題もなくコンテストは成功裏に開催されました。参加者からのフィードバックは前向きであり、そのようなイベントが天文学と天文学教育への関心を高めることができる方法を反映しています。将来的にはオンライン活動が普及する予定であるため、他のイベント主催者向けのガイドとして、コンテストプロセスの概要と、後から学んだ教訓の一部を紹介します。
NICER時代のホログラフィックQCD
ゲージ/重力の双対性と低密度の核物質のさまざまな第一原理的手法からの入力を組み合わせた、冷たいQCD物質のハイブリッド状態方程式のファミリーを分析し、すべての中性子星がクォーク物質コアなしで完全にハドロンであると予測します。ミリ秒パルサーPSRJ0740+6620の半径と質量に関するNICER望遠鏡による最近の測定からの制約に焦点を当てます。これらの結果は、私たちのアプローチと一致していることがわかります。ハイブリッド状態方程式に穏やかな制約のみを設定し、低密度で比較的硬い最も自然なモデルを支持します。GW170817中性子星合体イベントの分析で示唆されているように、中性子星の最大質量に上限を追加すると、制約が大幅に厳しくなります。核からクォーク物質への遷移の遷移密度や潜熱、中性子星の質量、半径、潮汐変形性などの観測量に関する最新の予測について説明します。
| Title |
Broadband_solenoidal_haloscope_for_terahertz_axion_detection |
| Authors |
Jesse_Liu,_Kristin_Dona,_Gabe_Hoshino,_Stefan_Knirck,_Noah_Kurinsky,_Matthew_Malaker,_David_Miller,_Andrew_Sonnenschein,_Pete_Barry,_Karl_K._Berggren,_Daniel_Bowring,_Gianpaolo_Carosi,_Clarence_Chang,_Aaron_Chou,_Mohamed_Hassan,_Rakshya_Khatiwada,_Samantha_Lewis,_Juliang_Li,_Sae_Woo_Nam,_Omid_Noroozian,_and_Tony_X._Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12103 |
アクシオン検出のためのブロードバンドリフレクター実験（BREAD）の概念設計と科学プログラムを紹介します。このハロスコープは、[10$^{-3}$、1]eV（[0.24、240]THz）の質量範囲でボソン暗黒物質を検索することを計画しています。BREADは、暗黒物質を光子に変換するための円筒形の金属バレルを提案しています。これは、新しい放物面反射鏡の設計が光センサーに焦点を合わせています。この独自の形状により、標準のクライオスタットと高磁場ソレノイドでのエンクロージャーが可能になり、現在のディッシュアンテナの制限を克服します。フェルミラボで計画されているパイロット0.7m$^{2}$バレル実験は、1日の実行時間で、既存の暗光子結合の制約を10年以上超えると予測されています。アクシオン感度には、10Tソレノイドと10m$^{2}$バレルを備えた$<10^{-20}$W/$\sqrt{\textrm{Hz}}$センサーノイズ相当電力が必要です。さまざまなセンサー技術のBREAD感度を予測し、将来の展望について話し合います。
初期宇宙におけるフレーバー違反アクシオン
アクシオンカップリングに違反するフレーバーは、再結合の前に作用している可能性があり、初期の宇宙を追加の放射成分で満たす可能性があります。モデルに依存しないフレームワーク内で作業し、アクシオン場の有効場の理論を検討し、アクシオン生成を定量化します。現在の宇宙論的データは、利用可能なパラメータ空間の一部をすでに除外しており、境界は将来のCMB-S4調査で大幅に改善されます。驚くべきことに、将来の宇宙論的限界は、私たちの地上の実験室で得られたものと同等か、それよりもさらに強力になることがわかります。
一般化されたハイブリッドメトリックの接合条件-アプリケーションを使用したパラティニ重力
| Title |
Junction_conditions_for_generalized_hybrid_metric-Palatini_gravity_with_applications |
| Authors |
Jo\~ao_Lu\'is_Rosa,_Jos\'e_P._S._Lemos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12109 |
一般化されたハイブリッドメトリック-パラティニ重力は、ラグランジアン$f（R、\calR）$で構成されるアクションを持つ重力の理論です。ここで、$f$はメトリックRicciスカラー$R$と新しいRicciの関数です。パラティーニ接続から形成されたスカラー$\calR$と、問題のラグランジアン。この理論は、$f（R、\calR）$の新しい幾何学的自由度を2つのスカラー場$\varphi$と$\psi$に交換することで書き直し、同等のスカラーテンソル理論を生成できます。時空理論を考えると、次のステップは解決策を見つけることです。解を構築するには、分離超曲面$\Sigma$での2つの領域間の接合条件を知る必要があり、各領域は独立した解です。一般化されたハイブリッドメトリック-パラチニ重力の接合条件は、ここで、幾何学的表現とスカラーテンソル表現にあります。さらに、各表現について、薄いシェルとのマッチングとスムーズなマッチングの接合条件があります。$\Sigma$で解決されます。これらの接合条件は、スター、ブラックホールのある準スター、ワームホールの3つの構成に適用されます。星は、ミンコフスキー内部、すべてのエネルギー条件が満たされている境界面の薄いシェル、および質量$M$のシュワルツシルト外部を持ち、この理論では、マッチングは$r_\で与えられるシェル半径でのみ実行できます。Sigma=\frac{9M}4$、一般相対性理論におけるブッフダール半径。ブラックホールのある準星は、内部のシュワルツシルトブラックホールが厚いシェルで囲まれており、ライトリングの質量$M$シュワルツシルトの外部とスムーズに一致し、エネルギー条件はどこでも満たされています。ワームホールには、スロートを含む内部、境界面の薄いシェル、および質量$M$と負の宇宙定数$\Lambda$のSchwarzschild-AdS外部があり、ヌルエネルギー条件に従います。
フィールドスペースでのインスピレーションからのダークエネルギー
| Title |
Dark_Energy_from_Inspiraling_in_Field_Space |
| Authors |
Lilia_Anguelova,_John_Dumancic,_Richard_Gass,_L.C.R._Wijewardhana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12136 |
マルチフィールド暗黒エネルギーを実現する2フィールド宇宙論モデルの運動方程式の正確な解を見つけます。後者は、回転速度が常に大きいフィールド空間軌道によって特徴付けられます。2フィールドモデルのクラスを研究し、スカラーポテンシャルがフィールド空間距離の回転不変性を保持している場合でも、そのような軌道を持ち、加速された時空間拡張を与えることが可能であることを示します。ポアンカレの円盤場空間の場合、そのような背景解と互換性のあるスカラーポテンシャルの形を導き出し、さらに、解析的に正確な解を見つけます。それらのフィールド空間の軌道は、ポアンカレ円盤の中心に向かって、内側に向かってらせん状になっています。興味深いことに、関連するスカラーポテンシャルの関数形式は、特定の隠れた対称性と互換性がありますが、後者は定数項の存在によって破られます。
多層ガスチェレンコフ放射器を使用したコンパクトな高分解能ミューオン分光計
| Title |
A_Compact_High-Resolution_Muon_Spectrometer_Using_Multi-Layer_Gas_Cherenkov_Radiators |
| Authors |
Junghyun_Bae_and_Stylianos_Chatzidakis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12512 |
素粒子物理学と宇宙線ミューオンの両方のアプリケーションで、高解像度のミューオン運動量測定機能は、亜原子粒子の特性に関する貴重な情報を提供するだけでなく、ミューオンの利用可能性を改善する上でも重要な役割を果たします。現在、ミューオンの運動量は、強磁場とミューオントラッカーを使用してミューオン経路を再構築することによって推定されています。あるいは、特に磁場の使用を避ける必要がある場合は、飛行時間または複数のクーロン散乱技術が適用される頻度は低くなります。ただし、測定分解能は磁気分光計よりもはるかに低く、ミューオンの運動量範囲0.5〜4.5GeV/cでは約20％ですが、磁石やトラッカーを使用した場合は約10％以下です。ここでは、多層加圧ガスチェレンコフラジエーターを利用するミューオン運動量を推定するための別のパラダイムを提案します。ガスの屈折率が圧力と温度によって変化するという事実を使用して、ミューオン信号が検出されるミューオンチェレンコフしきい値運動量を最適化できます。チェレンコフ放射からの光信号を分析することにより、0.1から10.0GeV/cの範囲にわたる多数のラジエーターについて、実際のミューオン運動量を+-0.05GeV/cの最小分解能で推定できることを示します。結果はまた、私たちの分光計が0.1から10.0GeV/cの運動量範囲でミューオンの運動量（〜87％の分類率）を正しく分類することを示しています。私たちの新しい分光計は、測定分解能を低下させることなく、かさばる磁石の代替品を提供すると予想しています。さらに、既存の機器に組み込むことで、宇宙ミューオンアプリケーションのイメージング品質を大幅に向上させたり、スキャン時間を短縮したりできると期待しています。
「ダークエネルギー」は量子真空エネルギーではなく、重力作用のワイルスケーリング不変の非微分成分から生じるという私たちの提案の起源、動機、および宇宙論とブラックホールへの影響をレビューします。
球対称流体力学的摂動からのPBH形成：レビュー
大きな曲率変動の崩壊のために非常に初期の宇宙で形成された可能性のある原始ブラックホールは、今日、宇宙論において最も魅力的で魅力的な研究分野の1つであり、理論的および観測的な意味合いが考えられます。この総説は、フリードマン・ルメートル・ロバートソン・ウォーカー背景における球対称の曲率変動の崩壊からの原始ブラックホール形成の条件に関する現在の結果と発展、およびその数値シミュレーションを提示します。原始ブラックホール形成の条件に対する適切な形式をレビューし、数値的な実装について詳しく説明します。次に、さまざまな曲率変動のセットを使用して、しきい値とブラックホールの質量に関するさまざまな結果に焦点を当てます。最後に、数値シミュレーションとは対照的に、原始ブラックホール形成しきい値の分析的推定の現状を示します。
