CMB観測は、ニュートリノ分布関数について何を教えてくれますか？
宇宙マイクロ波背景放射（CMB）観測は、ニュートリノの質量などの重要な特性を制約するために広く使用されてきました。ただし、これらの推論は通常、宇宙論モデルに関する仮定、特に初期宇宙におけるニュートリノの分布関数に依存しています。この論文では、CMB実験がニュートリノ分布の形状にどの程度敏感であるかを評価することを目的としています。PlanckおよびCMB-S4のような実験には、分布関数の特定の特徴を検出する見込みがないことを示します。したがって、一般的なアプローチを取り、ニュートリノ分布の形式を完全に無視して、$N_\mathrm{eff}=3.0\pm0.4$および$\rho_によって特徴付けられる相対論的および非相対論的ニュートリノエネルギー密度の制約を導き出します。{\nu、0}^{\rmNR}<14\、\mathrm{eV}\、\mathrm{cm}^{-3}$、それぞれ95％CL。これらがCMBデータが制約できる唯一のニュートリノ特性であるという事実は、宇宙論からのニュートリノ質量制限に重要な意味を持っています。具体的には、CMBとBAOのデータがニュートリノの質量の合計を$\summ_\nu<0.12\、\mathrm{eV}$に厳密に制約する$\Lambda$CDMの場合とは対照的に、ニュートリノの質量は次のように明示的に示します。$\summ_\nu\sim3\、\mathrm{eV}$の大きさは、このデータと完全に一致しています。重要なことに、これが当てはまるためには、ニュートリノ数密度は、$\rho_{\nu、0}^\mathrm{NR}=\summ_\nun_{\nu、0}の限界となるように適切に小さくする必要があります。$はまだ満足しています。最後に、銀河調査、ニュートリノ質量実験、宇宙ニュートリノ背景を直接検出するように設計された施設など、他の補完的な実験プローブから生じる可能性のある機会についての見通しを示します。
宇宙マイクロ波背景放射の偏光回転を再構築することによる宇宙ひものプロービング
| Title |
Probing_cosmic_strings_by_reconstructing_polarization_rotation_of_the_cosmic_microwave_background |
| Authors |
Weichen_Winston_Yin_(1),_Liang_Dai_(1),_Simone_Ferraro_(1_and_2)_((1)_University_of_California,_Berkeley,_(2)_Lawrence_Berkeley_National_Laboratory) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12741 |
宇宙複屈折（宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の光子が地球に移動するときの偏光の回転）は、光子と相互作用するアクシオンのような粒子（ALP）の煙を吐く銃です。最近、宇宙ひもと呼ばれるALPフィールドの位相欠陥が、非常に高いエネルギーでの物理学に関する直接情報を保持する電磁カイラルアノマリー係数$\mathcalA$に比例する量子化された量の分極回転を引き起こす可能性があることが示唆されました。この作業では、二次推定量（QE）を使用して回転を推定することにより、宇宙ひものランダムネットワークの検出可能性を研究します。最尤推定量から導出されたQEは、最近提案されたグローバル最小分散QEと同等であることを示します。古典的なHu-OkamotoQEは、特別な条件下ではグローバル最小分散QEに等しくなりますが、それ以外の点ではほぼグローバルに最適です。プランク衛星ミッション、および第3世代と第4世代の地上ベースのCMB実験について、ストリングネットワークからの宇宙複屈折に対するQEの感度を計算します。Planck2015分極データから導出された公開されたビン化回転パワースペクトルを使用して、95\％信頼水準で制約$\mathcalA^2\、\xi_0<0.93$を取得します。ここで、$\xi_0$は文字列の全長です。ハッブルボリュームあたりのハッブルスケールの単位で、文字列サイズの連続分布を記述する現象論的で合理的な文字列ネットワークモデルの場合。将来的には、SimonsObservatoryやCMB-S4などの実験により、理論的にもっともらしいパラメータ空間$\mathcalA^2\、\xi_0\gtrsim0.01$のALP文字列ネットワークの存在が発見または改ざんされます。
高速電波バーストを使用した宇宙におけるバリオン物質の異方性分布の調査
高速電波バースト（FRB）をプローブとして使用して、宇宙におけるバリオン物質の異方性分布の可能性を制限できることを提案します。モンテカルロシミュレーションでは、双極子の振幅が0.01のオーダーである場合、95\％（99\％）の信頼水準で異方性を検出するには400（800）のFRBで十分であることが示されています。ただし、双極子方向を厳密に制限するには、はるかに多くのFRBが必要です。1000FRBでさえ、95\％の信頼水準で角度の不確実性$\Delta\theta<40^{\circ}$内に双極子方向を制約するには十分ではありません。ホスト銀河の分散測定の不確実性は、結果に大きな影響を与えません。ただし、ダイポール振幅が0.001のレベルにある場合、異方性信号を正しく検出するには1000FRBでは不十分です。
388個の銀河団とグループの速度分散と動的質量。 PSZ2サンプルの$ M _ {\ rm SZ} $-$ M _ {\ rm dyn}
$スケーリング関係のキャリブレーション
| Title |
Velocity_dispersion_and_dynamical_masses_for_388_Galaxy_Clusters_and_groups._Calibrating_the_$M_{\rm_SZ}$--$M_{\rm_dyn}$_scaling_relation_for_the_PSZ2_sample |
| Authors |
A._Aguado-Barahona,_J.A._Rubino-Martin,_A._Ferragamo,_R._Barrena,_A._Streblyanska,_D._Tramonte |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.13071 |
PlanckSunyaev-Zeldovich（SZ）ソースの2番目のカタログ（以下PSZ2）は、全天調査でSZシグネチャによって選択された最大の銀河団サンプルを表しています。カナリア諸島の天文台で望遠鏡を使用して、長期観測プログラム128-MULTIPLE-16/15B（以下LP15）を実施しました。これは、赤緯を伴う、北の空にあるすべての未確認のPSZ2ソースの大規模で完全な光学的追跡キャンペーンです。$-15^\circ$を超えており、最初のPlanckカタログPSZ1には対応がありません。この論文は、Streblyanskaetal。に続く、一連のLP15結果の3番目で最後の論文です。（2019）およびAguado-Barahonaetal。（2019）、および完全なプログラムのすべての分光観測を提示します。これらのLP15分光結果を、スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）のアーカイブデータおよび以前のプログラム（ITP13-08）からの他の観測で補完し、速度分散の推定値を含む388個のクラスターと銀河のグループのカタログを提示します。それらの大部分（356）は、PSZ2ソースの光学的対応物です。これらのクラスターの297のサブセットを使用して、Planck測定から推定されたSZ質量と動的質量推定に基づいて、$M_{\rmSZ}-M_{\rmdyn}$スケーリング関係を構築します。$M_{SZ}$を推定するときのエディントンバイアスや、$M_{dyn}$の計算に使用される銀河の開口部と数など、質量の推定におけるさまざまな統計的および物理的バイアスについて説明し、修正します。これらの297個のPSZ2クラスターのSZ対動的質量比は$（1-B）=0.80\pm0.04$（stat）$\pm0.05$（sys）であり、これの可能な質量依存性のわずかな証拠しかありません。要素。私たちの値は、以前の文献の結果と一致していますが、このタイプの研究では最大のサンプルサイズを使用しているため、不確実性は大幅に小さくなっています。
宇宙定数に対する素晴らしいモデルの比較
| Title |
A_GREAT_model_comparison_against_the_cosmological_constant |
| Authors |
Rub\'en_Arjona,_Llorenc_Espinosa-Portales,_Juan_Garc\'ia-Bellido_and_Savvas_Nesseris |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.13083 |
最近、宇宙定数を必要とせずに、観測された宇宙の加速膨張を第一原理から説明するために、一般相対性理論の文脈における非平衡現象の共変定式化が提案され、GREA理論に至りました。ここでは、GREA理論を、Ia型超新星、バリオン音響振動、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）放射、宇宙クロノメーターからのハッブルレートデータ、最近の$H_0$測定などの最新の宇宙データと対峙させます。熱力学的積分を介して証拠を推定することにより、マルコフ連鎖モンテカルロ分析とベイズモデル比較を実行し、前述のすべてのデータが含まれているが、$H_0$の前にない場合、対数証拠の差は$\であることがわかります。sim-9$はGREAを支持しているため、宇宙定数およびコールドダークマターモデル（$\Lambda$CDM）よりも後者が圧倒的に支持されています。CepheidsまたはTipoftheRedGiantBranchの測定値からの$H_0$の事前分布も含めると、CMBデータとの緊張により、GREA理論は$\Lambda$CDMと統計的に同等であることがわかります。
天の川衛星観測とサブハロ進化モデリングを使用したウォームダークマターの制約
| Title |
Warm_Dark_Matter_Constraints_Using_Milky-Way_Satellite_Observations_and_Subhalo_Evolution_Modeling |
| Authors |
Ariane_Dekker,_Shin'ichiro_Ando,_Camila_A._Correa_and_Kenny_C.Y._Ng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.13137 |
ウォームダークマター（WDM）は、現在コールドダークマター（CDM）モデルに挑戦している小規模な観測を説明できる可能性があります。これは、ウォーム粒子がフリーストリーミング効果による構造形成を抑制するためです。小規模な物質分布を観察することは、CDMとWDMを区別するための貴重な方法を提供します。この作業では、完全性補正後に270個の天の川衛星を観測するダークエネルギーサーベイとPanSTARRS1からの観測を使用します。天の川の衛星の数を、拡張されたPress-Schechter形式とsubhalosの潮汐進化の規定に基づいて開発したSemi-AnalyticalSubHaloInferenceModelIng（SASHIMI）コードから導出された予測と比較することにより、WDMモデルをテストします。天の川のハロー質量が$10^{12}M_\odot$の場合、95％の信頼水準で4.4keVより軽い質量のWDMを確実に除外します。限界は（まだ不確かな）天の川のハロー質量の弱い関数であり、$（0.6$-$2.0）\times10^{12}に対して$m_{\rmWDM}>3.6$-$5.1$keVとして変化します。M_\odot$。WDMのサブクラスを形成するステライルニュートリノの場合、$10^{12}M_{\odot}$の天の川ハロー質量に対して$m_{\nu_s}>11.6$keVの制約を取得します。刺身に基づくこれらの結果は、銀河形成物理学の仮定に依存しておらず、数値分解能によって制限されていません。したがって、これらのモデルは、WDMモデルを制約するための堅牢で高速な方法を提供します。ただし、衛星形成条件を適用することにより、天の川のハロー質量が$10^{12}M_\odot$の場合、9.0keVより軽いWDM質量を除外できます。
| Title |
Dynamics_and_merger_rate_of_primordial_black_holes_in_a_cluster |
| Authors |
Viktor_D._Stasenko,_Alexander_A._Kirillov,_Konstantin_M._Belotsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.13451 |
PBHクラスターは重力波の発生源となる可能性があり、合併率は、時間の経過とともに変化するクラスター内のPBHの空間分布に依存します。重力衝突システムがコアの崩壊を経験し、それが中心密度の大幅な増加とコアの収縮につながることはよく知られています。コアが崩壊した後、クラスターはほぼ自己相似的に拡張します（つまり、密度プロファイルは形状を変更せずにサイズが拡張されます）。これらの動的プロセスは、PBHの合併率に影響を与えます。この論文では、フォッカープランク方程式を使用して、PBHクラスターのダイナミクスを検討します。宇宙の時間スケールでPBHの合併率を計算し、その時間依存性が独自の特徴を持っていることを示します。つまり、クラスターの特性に依存するコア崩壊の瞬間に約1桁成長し、その後、依存関係$\mathcal{R}\proptot^{-1.48}$に従って減少します。これは、いくつかの固定パラメーターを使用して、単色およびべき乗則のPBH質量分布に対して取得されました。得られた結果は、高赤方偏移での重力波の観測を介して、PBHクラスターのモデルをテストするために使用できます。
XMM-Newtonを使用したz = 0.76での巨大な銀河クラスターClG-J104803.7 + 313843のX線特性評価
| Title |
X-ray_characterisation_of_the_massive_galaxy_clusterClG-J104803.7+313843_at_z=0.76_with_XMM-Newton |
| Authors |
I._Bartalucci,_F._Gastaldello,_E._Piconcelli,_L._Zappacosta,_M._Rossetti,_S._Ghizzardi,_S._De_Grandi,_S._Molendi,_Marco_Laurenti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.13543 |
偶然のXMM-Newton観測を使用して実行された、$z=0.76$での大規模クラスターClG-J$104803.7+313843$の特性評価を示します。高赤方偏移と巨大なオブジェクトは、クラスターの形成とアセンブリの形成が主に重力によって駆動される方法の理解をベンチマークするための理想的な実験室を表しています.XMM-Newtonの高スループットを活用して、最初にオブジェクトの赤方偏移を決定し、あいまいな測光に光を当てることができました赤方偏移の関連付け。郊外と平坦なコアでの融合活動の兆候を示すこのクラスターの形態を調査しました。また、$R_{500}$までの半径方向の密度プロファイルを測定しました。これらの量が手元にあるので、YXプロキシを使用して、質量$M_{500}=5.64^{+0.79}_{-0.62}\times10^{14}M_{\odot}$を決定することができました。この量は、このオブジェクトの質量の以前の測定を$\sim3.5$の係数で改善します。これらのオブジェクトは本質的にまれであり、これまでに発見されたオブジェクトの数は$\sim25$未満であるため、このような質量と赤方偏移レジームでの1つのクラスターの特性評価は基本的です。私たちの研究は、高zおよび大規模クラスターの理解を向上させるために、補助的な多波長データと組み合わせてX線観測を使用することの重要性を強調しています
パーセント精度への道VI：暗黒エネルギーをバリオンフィードバックおよび大規模ニュートリノと相互作用させるための非線形パワースペクトル
| Title |
On_the_road_to_percent_accuracy_VI:_the_nonlinear_power_spectrum_for_interacting_dark_energy_with_baryonic_feedback_and_massive_neutrinos |
| Authors |
Pedro_Carrilho,_Karim_Carrion,_Benjamin_Bose,_Alkistis_Pourtsidou,_Juan_Carlos_Hidalgo,_Lucas_Lombriser,_Marco_Baldi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.13598 |
非線形構造形成を理解することは、物質のパワースペクトルの正確なモデリングを必要とする次のステージIV調査によって生成されたデータの完全な調査にとって重要です。これは、$\Lambda$CDMからの逸脱に対して特に困難です。代替宇宙論が十分にテストされていることを確認し、誤検出を回避する必要があります。この作業では、暗黒エネルギーを相互作用させるためのハローモデル反応フレームワークの拡張を提示します。暗黒物質に作用する追加の力を暗黒散乱モデル内に含めるためのハローモデルの変更について説明し、それらをコードReACTに実装します。次に、ハローモデルの反応がEuclidEmulator2からの疑似スペクトルと組み合わされ、DarkScatteringN体シミュレーションと比較されます。標準のハロー質量関数と濃度-質量関係を使用すると、これらの予測は、テストされた最大の相互作用強度（$\xi=50$b/GeV）、$z=1$で$k=2〜h/{\rmMpc}$に改善されます。相互作用の強さが小さい場合（$\xi=10$b/GeV）、$z=1$から少なくとも$k=3.5〜h/{\rmMpc}$までの1％の一致が見られます。$k=1〜h/{\rmMpc}$at$z=0$。最後に、バリオンフィードバックと大量のニュートリノを含めることで予測を改善し、これら2つの寄与の非線形効果とダークセクター相互作用の非線形効果の間の縮退を検索します。スケールをモデリングが1％正確なものに制限することにより、相互作用の効果とバリオンフィードバックの効果の間に縮退が見られますが、大量のニュートリノによって生成されたものでは見られません。バリオンフィードバックによる縮退は、より小さなスケールが含まれている場合に解決可能であると期待しています。この作業は、結合された暗黒物質の非線形物質パワースペクトルを計算するための最初の分析ツールである暗黒エネルギーモデルを表しています。
進化する巨大ガスの膨張した偏心移動：数値的方法論と基本概念
| Title |
Inflated_Eccentric_Migration_of_evolving_gas_giants:_Numerical_methodology_and_basic_concepts |
| Authors |
Hila_Glanz,_Mor_Rozner,_Hagai_B._Perets,_Evgeni_Grishin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12714 |
ホットジュピターとウォームジュピター（HJ\＆WJ）は、短い軌道周期でホスト星を周回するガス巨大惑星であり、そのような惑星の効率的なその場での形成に課題をもたらします。HJ/WJの人口のほとんどは、最初は遠く離れた出生場所から移動したと考えられています。ディスク移動（ガス散逸によって駆動される）とエキセントリック移動（潮汐進化によって駆動される）の両方は、HJ/WJの発生率と軌道特性を生み出すことができません。ここでは、熱進化の役割と潮汐進化へのその結合を研究します。AMUSE数値環境とMESA惑星進化モデリングを使用して、ガスジャイアントの偏心移動中の内部および軌道の結合進化を詳細にモデル化します。この論文では、数値的な完全な惑星進化の熱力学モデルを使用します。コンパニオンペーパーでは、数値モデルによって検証された単純な半分析モデルを使用し、人口合成研究を実行します。ガスジャイアントの最初に膨張した半径（形成後に予想される）を考慮し、ガスジャイアントの潜在的な減速収縮および再膨張（潮汐および放射加熱による）が奇行移動に及ぼす影響を研究します。奇行移動を推進する潮汐力は、惑星の構造と半径に非常に敏感です。その結果、この形式の膨張した偏心移動は、以前に研究された偏心移動モデルよりも大幅に（1桁まで）短いタイムスケールで動作することがわかります。それにより、膨張した偏心移動は、HJ/WJ前駆体の一定の木星半径を考慮する以前の偏心移動モデルと比較して、HJ/WJのより迅速な形成、WJのより高い発生率、およびより高い潮汐破壊率を引き起こします。したがって、偏心ガスジャイアントの熱力学的進化の組み合わせは、それらの進化において重要な役割を果たすことができます。
進化するガスジャイアントの膨張した偏心移動：高温および高温の木星の形成と破壊の加速
| Title |
Inflated_Eccentric_Migration_of_Evolving_Gas-Giants:_Accelerated_Formation_and_Destruction_of_Hot_and_Warm_Jupiters |
| Authors |
Mor_Rozner,_Hila_Glanz,_Hagai_B._Perets_and_Evgeni_Grishin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12718 |
ホットジュピターとウォームジュピター（それぞれHJとWJ）は、非常に短い軌道周期（$P_{HJ}<10$日;$10<P_{WJ}<200$日）でホスト星を周回するガス巨星です。HJとWJのかなりの部分は、最初は遠く離れた出生場所から移動したと考えられています。このような移行プロセスは広く研究されてきましたが、ガスジャイアントの熱的進化と移行プロセスへの結合は通常見過ごされています。特に、ガスジャイアントは大きな半径でコア降着段階を終了し、その後ゆっくりと最終半径まで収縮します。さらに、集中的な加熱は、さまざまな進化段階で収縮を遅らせることができます。最初に膨らんだ大きな半径は、半径への潮汐の強い依存性のために、より速い潮汐移動につながります。ここでは、移動するガスジャイアントの熱力学的進化の半分析的自己無撞着モデリングを使用して、この加速された移動チャネルを探索します。これは、膨張した偏心移動と呼ばれ、後で数値モデルによって検証されます（関連論文、論文を参照）。II）。特定の例のモデルを示し、人口統合研究を実施します。私たちの結果は、膨張した移行を介して形成されたHJ\＆WJのプロパティの全体像、および初期パラメータ/分布への依存性を提供します。我々は、ガスジャイアントの潮汐移動が以前に考えられていたよりもはるかに迅速に起こり、HJの破壊と形成を加速し、WJの形成率を高める可能性があることを示しています。したがって、結合された熱力学的進化を説明することは、HJ/WJの形成、進化、および集団の最終的な特性を理解するために重要であり、それらの移動プロセスで重要な役割を果たします。
太陽系外惑星WASP-189bの大気中の酸化チタンと化学的不均一性
| Title |
Titanium_oxide_and_chemical_inhomogeneity_in_the_atmosphere_of_the_exoplanet_WASP-189b |
| Authors |
Bibiana_Prinoth,_H._Jens_Hoeijmakers,_Daniel_Kitzmann,_Elin_Sandvik,_Julia_V._Seidel,_Monika_Lendl,_Nicholas_W._Borsato,_Brian_Thorsbro,_David_R._Anderson,_David_Barrado,_Kateryna_Kravchenko,_Romain_Allart,_Vincent_Bourrier,_Heather_M._Cegla,_David_Ehrenreich,_Chloe_Fisher,_Christophe_Lovis,_Andrea_Guzm\'an-Mesa,_Simon_Grimm,_Matthew_Hooton,_Brett_M._Morris,_Maria_Oreshenko,_Lorenzo_Pino,_Kevin_Heng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12732 |
気温の逆転を引き起こす短波吸収体が存在しない限り、大気の温度は高度の上昇とともに低下します。オゾンは地球の大気中でこの役割を果たしています。高度に照射された太陽系外惑星の大気では、短波吸収体は酸化チタン（TiO）と酸化バナジウム（VO）であると予測されています。TiOとVOの検出は、低スペクトル分解能と高スペクトル分解能の両方の観測を使用して主張されていますが、後の観測ではこれらの主張を確認できなかったか、覆されました。ここでは、高分解能透過分光法を使用した超高温木星WASP-189bでのTiOの明確な検出について報告します。この検出は、相互相関技術を460〜690nmのTiOの多くのスペクトル線に適用することに基づいています。さらに、中性および単一イオン化された鉄とチタン、およびクロム、マグネシウム、バナジウム、マンガン（Fe、Fe+、Ti、Ti+、Cr、Mg、V、Mn）を含む金属の検出を報告します。検出された種の線の位置は異なります。これは、化学物質の存在量の空間勾配の結果として解釈され、異なる領域または動的レジームに存在します。これは、高解像度の地上分光法から導き出された太陽系外惑星大気の3次元熱化学的成層の直接的な観測証拠です。
広帯域観測による新しい木星ファミリー彗星P / 2019 LD2（ATLAS）のいくつかの物理的性質
| Title |
Some_physical_properties_of_a_new_Jupiter-family_comet_P/2019_LD2_(ATLAS)_from_broadband_observations |
| Authors |
Serhii_Borysenko,_Gulchehra_Kokhirova,_Firuza_Rakhmatullaeva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12810 |
不安定な準トロヤ軌道上にある新しい周期彗星P/2019LD2（ATLAS）は、ここ数年、まだ興味深い研究対象です。タジキスタン国立科学アカデミー天体物理学研究所のサングロフ天文台で2020年8月に5夜にわたって行われたP/2019LD2彗星（ATLAS）の広帯域観測の結果を紹介します。彗星のアフロパラメータの依存性開口半径が測定されます。6.1±0.1km以下の彗星半径Rnのコマ補正上限を取得し、絶対等級H0=11.41±0.03を計算しました。Finson-Probsteinダイアグラム法を使用して、ダストテールの外観を説明しました。P/2019LD2（ATLAS）に近い軌道パラメータを持つ彗星のサブグループが分析されます。
陸の惑星のための世界的に氷に覆われた状態の始まり
陸生惑星と呼ばれる、表面に少量の水がある地球型惑星の気候は、大量の地表水がある惑星の気候とは大きく異なります。陸の惑星は、ハビタブルゾーンの内側の端を内側に拡張するアクア惑星よりも暴走温室効果のしきい値が高くなっています。陸の惑星には、より乾燥した熱帯による地球寒冷化を回避するという利点もあり、惑星のアルベドが低くなります。この研究では、3次元の動的大気モデルを使用して、さまざまな地表水分布の完全な凍結限界を体系的に調査します。以前の研究と同様に、私たちは、陸の惑星の気候が乾燥した熱帯を持っていることを発見しました。その結果、雪と雲が少なくなります。完全な凍結限界は、水惑星の限界（92％S0、ここでS0は地球の現在の日射量）から、乾燥面積が増加する陸惑星の限界（77％S0）に減少します。帯状に均一な地表水分布の完全凍結限界の値は、子午線的に均一な地表水分布の値よりも一貫して低くなっています。これは、子午線上に均一な場合の熱帯の地表水分布が、惑星が完全な凍結状態に陥るまでアイスアルベドフィードバックを引き起こすためです。地球型惑星の地形を使用した地表水分布の場合、完全な凍結限界は、子午線的に均一な場合の値に近い値になります。私たちの結果は、水の分布が地球のような太陽系外惑星の地球規模の氷に覆われた状態の開始に重要であることを示しています。
超高温木星HAT-P-57b、KELT-17b、KELT-21b、KELT-7b、MASCARA-1b、およびWASP-189bの高解像度透過分光法による研究
| Title |
High-resolution_transmission_spectroscopy_study_of_ultra-hot_Jupiters_HAT-P-57b,_KELT-17b,_KELT-21b,_KELT-7b,_MASCARA-1b,_and_WASP-189b |
| Authors |
M._Stangret,_N._Casasayas-Barris,_E._Pall\'e,_J._Orell-Miquel,_G._Morello,_R._Luque,_G._Nowak,_F._Yan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.13064 |
超高温木星（UHJ）は、高い平衡温度（T_eq）値を持つ短い公転周期の巨大惑星です。それらの高温で拡張された大気は、高解像度分光器に基づく透過分光法研究のための完璧な実験室です。近年、相互相関や透過および発光分光法などのさまざまな方法を使用して、さまざまな原子や分子が大気中に発見されました。ここでは、HARPS-で得られた高解像度の観測に基づいて、HAT-P-57b、KELT-7b、KELT-17b、KELT-21b、MASCARA-1b、およびWASP-189bの6つの超高温木星の研究を紹介します。NおよびHARPSスペクトログラフ。線および相互相関透過分光法を適用することにより、広範囲の原子および分子種の吸収特性を検索しました。相互相関を使用してFeI、FeII、およびTiIを検出したWASP-189bを除いて、UHJのサンプルでは吸収特性は検出されませんでした。WASP-189bの単一線の透過分光法により、いくつかの吸収特性（Halpha、Hbeta、CaH＆Kを含む）が明らかになりましたが、ロシター-マクラフリン効果の重力減光変形のより良いモデリングが行われるまで、それらは暫定的なままです。残りの惑星に関する非検出は、恒星の脈動と、ほとんどの惑星の可能な惑星信号をマスクするロシター-マクラフリン効果の組み合わせ、および低い信号対雑音比によって説明できます（KELT-21bの観測のS/N）。ここでは、私たちの結果を、大気の検出が文献で報告されている既知の惑星の母集団と比較します。大気中の原子種とイオン化種の検出に基づいた、高温惑星と超高温惑星の間の経験的フロンティアは、Teq=2150Kとして確立できることがわかります。
ESASky SSOSS：太陽系オブジェクト検索サービスとプシュケの事例
| Title |
ESASky_SSOSS:_Solar_System_Object_Search_Service_and_the_case_of_Psyche |
| Authors |
E._Racero_(1,2),_F._Giordano_(2,3),_B._Carry_(4,5),_J._Berthier_(5),_T._M\"uller_(6),_M._Mahlke_(4),_I._Valtchanov_(7),_D._Baines_(7),_S._Kruk_(8),_B._Mer\'in_(9),_S._Besse_(12),_M._K\"uppers_(9),_E._Puga_(9),_J._Gonz\'alez_N\'u\~nez_(2),_P._Rodr\'iguez_(2),_I._de_la_Calle_(7),_B._L\'opez-Mart\'i_(10),_H._Norman_(11),_M._Wrangblad_(11),_M._L\'opez-Caniego_(12),_N._\'Alvarez_Crespo_(9)_((1)_Departamento_de_Astrof\'isica_y_CC._de_la_Atm\'osfera,_Facultad_de_CC._F\'isicas,_Universidad_Complutense_de_Madrid,_Spain,_(2)_Serco_for_the_European_Space_Agency_(ESA),_European_Space_Astronomy_Centre_(ESAC),_Spain,_(3)_Departamento_de_Fisica_Teorica,_Universidad_Autonoma_de_Madrid,_Spain,_(4)_Universit\'e_C\^ote_d'Azur,_Observatoire_de_la_C\^ote_d'Azur,_CNRS,_Laboratoire_Lagrange,_France,_(5)_nstitut_de_M\'ecanique_C\'eleste_et_de_Calcul_des_\'Eph\'em\'erides,_Observatoire_de_Paris,_France,_(6)_Max-Planck-Institut_f\"ur_extraterrestrische_Physik_(MPE),_Germany,_(7)_Telespazio_UK_for_the_European_Space_Agency_(ESA),_European_Space_Astronomy_Centre_(ESAC),_Spain,_(8)_European_Space_Agency_(ESA),_European_Space_Research_and_Technology_Centre_(ESTEC),_The_Netherlands,_(9)_European_Space_Agency_(ESA),_European_Space_Astronomy_Centre_(ESAC),_Spain,_(10)_Centro_de_Astrobiolog\'ia_(CSIC-INTA),_Spain,_(11)_Winter_Way_AB,_Sweden,_(12)_Aurora_for_ESA,_European_Space_Astronomy_Centre,_Spain) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.13120 |
この作品では、太陽系オブジェクト検索サービス（SSOSS）を紹介します。これは、ESA天文学アーカイブイメージングデータの中からSSOが検出される可能性のあるすべての検索サービスを科学コミュニティに提供することを目的としたサービスです。遠赤外線（70-500{\mu}m）の情報が以前に報告されていない小惑星（16）サイキの場合を使用してその機能を説明し、次のNASAサイキに備えてその熱特性を導き出します。ミッション。このサービスは、ESAアーカイブに保存されているパブリックハイレベルイメージングフットプリントに関して、各オブジェクトの軌道パスの幾何学的クロスマッチを実行します。この最初のリリースでは、XMM-Newton、ハッブル宇宙望遠鏡（HST）、ハーシェル天文台の3つのミッションが選択されました。Herschel、XMM-Newton、およびHSTアーカイブイメージングデータの推定限界マグニチュードまたはフラックス限界内の小惑星のすべての潜在的な検出を一覧表示するカタログを提示します。これには、Herschel画像の909の偶然の検出、XMM-NewtonOpticalMonitorカメラ画像の985などが含まれます。HST画像での32,000の潜在的な偶然の検出。また、ケーススタディを紹介します。4つの偶然のハーシェル検出からのプシュケの熱特性の分析と、以前に公開された熱IR測定を組み合わせたものです。（半球スペクトル）放射率が100{\mu}mで0.9から350{\mu}mで約0.6に異常に低下したことを示す強力な証拠があり、その後、500{\mu}m、Vestaで見つかったものに匹敵します。結合された熱データセットは、プシュケの熱慣性に強い制約を課し（20〜80$Jm^{-2}s^{-1/2}K^{-1}$）、中レベルから低レベルの表面を優先します粗さ（表面勾配のrmsの場合は0.4未満）。
Trappist-1太陽系外惑星システムにおける遅い降着と水の供給の上限
| Title |
An_upper_limit_on_late_accretion_and_water_delivery_in_the_Trappist-1_exoplanet_system |
| Authors |
Sean_N._Raymond,_Andre_Izidoro,_Emeline_Bolmont,_Caroline_Dorn,_Franck_Selsis,_Martin_Turbet,_Eric_Agol,_Patrick_Barth,_Ludmila_Carone,_Rajdeep_Dasgupta,_Michael_Gillon,_Simon_L._Grimm |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.13351 |
Trappist-1システムには、複数の共鳴軌道構成でロックされた7つのほぼ地球サイズの惑星が含まれています。これにより、惑星の質量の正確な測定が可能になり、惑星の組成が制限されます。ここでは、システムの壊れやすい軌道構造を使用して、惑星の爆撃履歴に堅牢な上限を設定します。N体シミュレーションを使用して、追加のオブジェクトからの摂動が、動的不安定性をトリガーするか、単に惑星を共振から取り除くことによって、複数共振構成をどのように破壊できるかを示します。惑星は、微惑星の地球質量（${M_\oplus}$）の${\sim5\％}$以上、または地球の月よりも重い単一の不正な惑星と、それらの共鳴を妨害することなく相互作用することはできませんでした。軌道構造。これは、システムのガス状ディスクの分散以降、各惑星での遅延降着の上限が${10^{-4}}$から${10^{-2}M_\oplus}$であることを意味します。これは、月が形成された後の地球への遅い降着に匹敵するかそれ以下であり、Trappist-1惑星の成長がわずか数百万年で完了したことを示しています。これは地球よりもおよそ1桁速いです。私たちの結果は、Trappist-1惑星上の大きな貯水池は、ガス状ディスクでの形成中に組み込まれたに違いないことを示唆しています。
微小重力条件下での強電場におけるサブmm粒子の凝集
| Title |
Aggregation_of_Sub-mm_Particles_in_Strong_Electric_Fields_under_Microgravity_Conditions |
| Authors |
Felix_Jungmann,_Maximilian_Kruss,_Jens_Teiser,_Gerhard_Wurm |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.13402 |
惑星表面での風による粒子運動の一側面としてのダスト放出メカニズムは、まだよくわかっていません。微物理は、堆積速度と光学特性を設定するダストのサイズと形態を決定するため、重要です。この文脈での摩擦帯電の影響は、風によって駆動される粒状物質の粒子が著しく帯電するためと考えられます。これは、粒状床の上に大きな電界をもたらします。空中の誘電体粒子はこれらの電界で分極され、粒子間に引力をもたらします。これらの条件下での凝集をシミュレートするために、トレーサー粒子を使用してドロップタワー実験を実行し、高い表面対質量比と効率的なガス抗力の観点から、小さなダスト粒子のガス結合挙動を模倣しました。微小重力下で、粒子は最大80kV/mの交流電場が印加される観測室に放出されます。電界がないと、秒単位のタイムスケールで凝集は観察されません。ただし、電界がオンになり、長鎖が電界の形に整列すると、分極によって粒子が即座に凝集します。惑星の大気に運ばれる塵に合わせてスケーリングされると、細かい粒子と粗い粒子の画分は、解放された後、容易に凝集体を形成する可能性があります。したがって、特定の自然条件下では、骨材は鎖状になり始めるか、少なくとも鎖状の外観が好まれます。それらの安定性に対する大気の影響が小さい場合、空力的および光学的特性はこれに依存する可能性があります。
ヨーロッパのガスプルームの3D直接シミュレーションモンテカルロ研究
| Title |
The_3D_Direct_Simulation_Monte_Carlo_Study_of_Europa_Gas_Plume |
| Authors |
Wei-Ling_Tseng,_Ian-Lin_Lai,_Wing-Huen_Ip,_Hsiang-Wen_Hsu,_Jong-Shinn_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.13532 |
ヨーロッパでは、宇宙望遠鏡と地上望遠鏡によるガス放出活動と、ガリレオデータの再分析が行われていることが判明しています（Rothetal.2014;Sparksetal.2016、2017;Paganinietal.2020;Jiaetal。2018;Arnoldetal.2019）。しかし、これらの観測はプルームのダイナミクスに関する限られた情報しか提供していませんでした。これは、噴火のメカニズムを理解し、将来の探査の準備をする上で重要です。3DDSMCモデルを採用して、超音速膨張が地下ベントから発生したと仮定して、エウロパのプルーム特性を調査します。主な目標は、エウロパの水蒸気プルームの物理的プロセスと構造を理解することです。これは、地下のベント状態とガス放出メカニズムの調査に重要な役割を果たすことができます。総ガス生成率と初期ガスバルク速度のパラメトリック研究により、さまざまなケーススタディからのガス放出プルームのガス数密度、温度、および速度情報が導き出されます。私たちの結果は、プルームガスが表面から出たり膨張したりするときに、相互衝突と断熱冷却によって加速することを示しています。比較的大きなガス生成率（1029および1030H2Os-1）のプルームの中央部分は、熱平衡とほぼ連続した状態を維持することがわかります。リモートセンシング診断における投影効果の重要性を示すために、2つの異なる視野角に沿って統合されたカラム密度マップが提示されます。最後に、さまざまな高度での密度プロファイルが提供され、JUICEやEuropaClipperなどの今後の宇宙船ミッションを含むEuropaプルームの観測に備えます。
天の川の核恒星円盤の自己無撞着モデリング
| Title |
Self-consistent_modelling_of_the_Milky_Way's_Nuclear_Stellar_Disc |
| Authors |
Mattia_C._Sormani,_Jason_L._Sanders,_Tobias_K._Fritz,_Leigh_C._Smith,_Ortwin_Gerhard,_Rainer_Schoedel,_John_Magorrian,_Nadine_Neumayer,_Francisco_Nogueras-Lara,_Anja_Feldmeier-Krause,_Alessandra_Mastrobuono-Battisti,_Mathias_Schultheis,_Banafsheh_Shahzamanian,_Eugene_Vasiliev,_Ralf_S._Klessen,_Philip_Lucas,_Dante_Minniti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12713 |
核恒星ディスク（NSD）は、ガラクトセントリック半径$30\lesssimR\lesssim300$pcで天の川の重力場を支配する平坦化された高密度恒星構造です。分布関数が作用変数の解析関数であるNSDの軸対称自己無撞着平衡動的モデルを構築します。フリッツらのNSD調査では、$N$を使用して銀河バーによる前景の汚染を明示的に考慮し、モデルを星の正規化された運動学的分布（視線速度+VIRAC2固有運動）に適合させます。-ボディモデル。後方の周辺化された確率分布は、$M_{\rmNSD}=10.5^{+0.8}_{-0.7}\times10^8\、{\rmM_\odot}$の総質量を与え、半径方向および垂直方向にほぼ指数関数的です。$R_{\rmdisc}=88.6^{+9.2}_{-6.9}$pcと$H_{\rmdisc}=28.4^{+2.2}_{-2.1}$pcのスケール長。半径とともに減少する速度分散$\sigma\simeq70$km/s。NSDが軸対称であるという仮定は、データの適切な表現を提供することがわかります。サンプル中の銀河棒渦巻銀河からの汚染を定量化します。これは、ほとんどの観測分野でかなりの量です。私たちのモデルは、NSDの完全な6D（位置+速度）分布関数を提供します。これは、将来の調査の予測を生成するために使用できます。モデルは、ソフトウェアパッケージ\textsc{Agama}の一部として公開されています。
オリオン座FU型星イベントの立ち上がり時間について
恒星のフライバイシミュレーションが、ライブモンテカルロ放射伝達と組み合わせた3D流体力学シミュレーションを使用して、オリオン座FU星の爆発を開始できるかどうかを調べます。二次円盤が一次円盤を貫通するフライバイは、質量降着率が1〜2年上昇して$10^{-4}〜{\rmM_{\odot}〜yr^{-1}}$になることがわかります。FUOriで観測された爆発と同様に、100年以上の間高いままです（$\gtrsim10^{-5}〜{\rmM_{\odot}〜yr^{-1}}$）。重要なのは、観測されているように、質量の小さい星が支配的な付加星になることです。
近くの銀河（MIRONG）での中赤外線爆発。 II。光学分光学的フォローアップ
| Title |
Mid-InfraRed_Outbursts_in_Nearby_Galaxies_(MIRONG)._II._Optical_Spectroscopic_Follow-up |
| Authors |
Yibo_Wang,_Ning_Jiang,_Tinggui_Wang,_Lin_Yan,_Zhenfeng_Sheng,_Liming_Dou,_Jiani_Ding,_Zheng_Cai,_Luming_Sun,_Chenwei_Yang,_and_Xinwen_Shu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12729 |
赤外線エコーは、ほこりっぽい核周辺環境で、潮汐破壊現象（TDE）や活動銀河核（AGN）など、超大質量ブラックホール（SMBH）の一時的な降着イベントを発見するための効果的な手段であることが証明されています。SMBHの一時的なイベントのほこりっぽい集団を調査するために、近くの銀河（MIRONG）での中赤外線爆発の大規模なサンプルを作成し、多波長観測を実行しました。ここでは、4年のタイムスケールにまたがる54個のオブジェクトのサブサンプルのマルチエポック分光追跡観測の結果を示します。輝線の変動は、爆発前のスペクトルと比較して、幅広いバルマー輝線の出現または増強のいずれかで、それらの22で検出されました。コロナルライン、HeII{\lambda}4686およびBowenラインNIII{\lambda}4640は、それぞれ9、7、および2つのソースのスペクトルに現れました。これらの結果は、MIRONGがさまざまな一時的なソースの混合バッグであることを示唆しています。スペクトルの変化と光度曲線に従って、暫定的にそれらを異なるサブクラスに分類しました。2つのソースは、最新の観測まで安定した高い広いH{\alpha}フラックスにあり、ターンオンAGNである可能性があります。残りの線源では太い線がフェードアウトし、TDEまたは散発的なガス降着によって点火された一時的な電離源を示しています。31のソースは、バースト前のスペクトルに関して顕著なスペクトル変化を示していません。それらは統計的に赤いMIR色を持ち、爆発のMIR光度が低く、これは非常に不明瞭なイベントと一致しています。
高速雲を介した降着に対するハロー磁場の役割
| Title |
The_role_of_the_halo_magnetic_field_on_accretion_through_High-Velocity_Clouds |
| Authors |
Asger_Gr{\o}nnow,_Thor_Tepper-Garc\'ia,_Joss_Bland-Hawthorn,_Filippo_Fraternali |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12733 |
高速雲（HVC）は、天の川の星形成のためのガス降着の重要な源であると考えられています。初期の数値研究では、銀河の磁場と放射冷却が降着に強く影響することがわかっています。ただし、これらの効果は、これまで、天の川の重力ポテンシャルを通過する雲のコンテキストに一緒に含まれていませんでした。高温の静水圧コロナを通って円盤に向かって落下する最初は静止している雲をシミュレートすることによって、これを調査します。これは、コロナから凝縮したHVCを表しています。コロナに磁場を含めて、HVCとそれに関連する低温ガスの降着への影響を調べます。元の雲の残骸はすべての場合に生き残りますが、強い磁場によっていくつかの断片に分裂します。雲とコロナの金属量が低いにもかかわらず、低温ガスと高温ガスの混合により、コロナガスが冷却され、低温ガスの質量が時間とともに全体的に成長することがわかります。磁場の役割は、混合とその後の冷却を（中程度から重度に）抑制することです。これにより、磁場がない場合に比べて降着が少なくなります。より強い場は、レイリー・テイラー不安定性を高めるため、凝縮の抑制が少なくなります。しかし、より強い磁場での磁気張力は、凝縮した雲を大幅に減速させます。これらの速度は、通常、シミュレーションの終了までにメインクラウドの残骸の速度より3〜8倍低くなります。これらのクラウドレットの一部は、ディスクに到達する前に分散する可能性があります。
L-GALAXIES 2020：天の川の類似体と銀河団における恒星ハローの形成と化学的進化
| Title |
L-GALAXIES_2020:_The_formation_and_chemical_evolution_of_stellar_haloes_in_Milky_Way_Analogues_and_galaxy_clusters |
| Authors |
Geoff_G._Murphy,_Robert_M._Yates,_Shazrene_Mohamed |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12737 |
（a）天の川銀河（MWA）銀河と（b）銀河進化のL-Galaxies2020半解析モデルにおける銀河団の周りの恒星ハローの形成と化学進化の分析を提示します。観測された恒星のハロー特性は、瞬間的なストリッピングモデルと比較して、衛星から冷たいガスと星を除去するための段階的なストリッピングモデルを想定した場合に、よりよく再現されます。恒星の質量の傾き-MWAの恒星のハローの金属量の関係は、地元の宇宙で観測されたものとよく一致しています。これにより、L-Galaxies2020と、銀河内部のガスや星から外部のガスや星までの金属量観測との間の良好な一致が拡張されます。ハロー星は、MWAで銀河系周辺媒体（CGM）の総濃縮量の平均$\sim{}0.1$パーセントのみに寄与し、主にAGB星によって生成された炭素を放出します。MWAの約4分の1には、GaiaEnceladusで測定されたものと同様に、平均質量が$\sim{}2.3\times{}10^{9}M_{\odot}$の単一の「重要な前駆体」があります。銀河団の場合、L-Galaxies2020は、恒星のハロー質量分率の観測との良好な対応を示していますが、恒星の質量をわずかに過大に予測しています。恒星のハロー質量分布のNavarro-Frenk-Whiteプロファイルを仮定すると、最良の一致が得られます。平均して、銀河団ガス（ICS）は、銀河団ガス（ICM）の総鉄濃縮量の5.4％を占めており、最も明るい銀河団（BCG）からの寄与を$z=0$上回っています。衛星の段階的なストリッピングと現実的な放射状プロファイルを考慮することは、半解析モデルのすべてのスケールで恒星のハロー形成を正確にモデル化するために重要であることがわかります。
分子雲の潮汐破壊を介した銀河中心での若くて超高速の星の形成
| Title |
Forming_Young_and_Hypervelocity_Stars_in_the_Galactic_Centre_via_Tidal_Disruption_of_a_Molecular_Cloud |
| Authors |
A._Generozov,_S._Nayakshin,_A._M._Madigan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12744 |
天の川銀河は、約3〜6ミリ前に大規模な降着エピソードを経験した、400万個の太陽質量ブラックホールSgrA*をホストしています。エピソードの間に、何百もの若い巨大な星が中央の半分のパーセクでいて座A*を周回する円盤に形成されました。5Myr前にSgrA*によってディスクと一致する速度ベクトルで放出された超高速星S5-HVS1の最近の発見は、このイベントが連星の混乱も引き起こしたことを示唆しています。これが起こるためには、最初の恒星円盤はかなり奇行的でなければなりません。このような奇行ディスクは、分子雲の潮汐破壊から形成される可能性があります。ここでは、かなり放射状の初期軌道上のガス雲に焦点を当てて、そのような破壊のシミュレーションを実行します。その結果、私たちのシミュレーションで形成された星は、偏った構成の非常に偏心した軌道（$\bar{e}\sim0.6$）上にあります。一部の雲では、逆回転する星が形成されます。以前の研究と同様に、このような円盤は、恒星のバイナリ破壊に十分な0.99以上の離心率を得る中程度の数の粒子につながる、経年的な重力不安定性を受けることがわかりました。また、観測された表面密度プロファイルではありませんが、銀河中心の若いディスクの平均離心率を再現します。この不一致を説明する可能性のある欠落している物理学と観測バイアスについて説明します。観測されたS星、超高速星、および円盤星は、初期の雲のパラメーターを厳密に制約し、雲の質量が数$\times10^4$から$10^5M_{\odot}$の間、および速度が$\sim40$および80kms$^{-1}$（10個）。
低光度クエーサー（SHELLQ）のすばるHigh-z探査。 XVI。 5.8
| Title |
Subaru_High-z_Exploration_of_Low-Luminosity_Quasars_(SHELLQs)._XVI._69_New_Quasars_at_5.8_ |
| Authors |
Yoshiki_Matsuoka,_Kazushi_Iwasawa,_Masafusa_Onoue,_Takuma_Izumi,_Nobunari_Kashikawa,_Michael_A._Strauss,_Masatoshi_Imanishi,_Tohru_Nagao,_Masayuki_Akiyama,_John_D._Silverman,_Naoko_Asami,_James_Bosch,_Hisanori_Furusawa,_Tomotsugu_Goto,_James_E._Gunn,_Yuichi_Harikane,_Hiroyuki_Ikeda,_Rikako_Ishimoto,_Toshihiro_Kawaguchi,_Nanako_Kato,_Satoshi_Kikuta,_Kotaro_Kohno,_Yutaka_Komiyama,_Chien-Hsiu_Lee,_Robert_H._Lupton,_Takeo_Minezaki,_Satoshi_Miyazaki,_Hitoshi_Murayama,_Atsushi_J._Nishizawa,_Masamune_Oguri,_Yoshiaki_Ono,_Masami_Ouchi,_Paul_A._Price,_Hiroaki_Sameshima,_Naoshi_Sugiyama,_Philip_J._Tait,_Masahiro_Takada,_Ayumi_Takahashi,_Tadafumi_Takata,_Masayuki_Tanaka,_Yoshiki_Toba,_Yousuke_Utsumi,_Shiang-Yu_Wang,_and_Takuji_Yamashita |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12766 |
HyperSuprime-Cam（HSC）スバル戦略プログラム（SSP）イメージング調査データから引き出された、5.8<z<7.0での69個のクエーサーの分光学的発見を提示します。これは、低光度クエーサー（SHELLQ）のスバルHigh-zExplorationからの16番目の出版物であり、最も暗い候補（つまり、zAB<24およびyバンド検出のiバンドドロップアウト、およびz）を除くすべての識別を完了します。-HSC-SSPの3番目の公開データリリース（PDR3）で、ベイズクエーサー確率Pq>0.1のyAB<24）のバンドドロップアウト。ここで報告されているサンプルには、z〜6.6でPq<0.1の3つのクエーサーも含まれています。これは、最も赤い点光源を単純なカラーカットで完全にカバーするために選択したものです。SHELLQで発見された高zクエーサーの数は、23個のタイプIIクエーサー候補を含め、現在162個に増えています。この論文はまた、5.6<z<6.7の7つの銀河、z=0.954の[OIII]エミッター、および31の銀河系の冷たい星と褐色矮星の識別を示しています。高zクエーサーと銀河は、PDR3測光による最新の選択アルゴリズムに合格するすべての分光SHELLQオブジェクトのそれぞれ75％と16％を構成します。つまり、オブジェクトの合計91％がz>5.6にあります。これは、M1450〜-21等まで前例のない低光度の集団を調査しているにもかかわらず、アルゴリズムの効率が非常に高いことを示しています。
ATLASGAL-高質量星形成の進化の傾向
| Title |
ATLASGAL_--_Evolutionary_trends_in_high-mass_star_formation |
| Authors |
J._S._Urquhart_(1),_M._R._A._Wells_(1),_T._Pillai_(2),_S._Leurini_(3),_A._Giannetti_(4),_T._J._T._Moore_(5),_M._A._Thompson_(6),_C._Figura_(7),_D._Colombo_(8),_A._Y._Yang_(8),_C._Koenig_(8),_F._Wyrowski_(8),_K._M._Menten_(8),_A._J._Rigby_(9),_D._J._Eden_(5),_S._E._Ragan_(9)_((1)_Kent,_(2)_Boston,_(3)_INAF_Cagliari,_(4)_INAF_Bologna,_(5)_LJMU,_(6)_Leeds,_(7)_Wartburg_College,_(8)_MPIfR,_(9)_Cardiff) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12816 |
ATLASGALは、銀河内面の420平方度を対象とした870ミルコンのダスト調査であり、約10000個の高密度の分子塊を特定するために使用されています。専用の追跡観測と補完的な調査を使用して、これらの塊の物理的特性を特徴付け、それらの銀河分布をマッピングし、高質量星形成の進化シーケンスを調査します。ATLASGALデータの分析は進行中です：カタログの最新バージョンを提示します。5007個の塊を4つの進化段階（静止、原始星、若い恒星状天体、HII領域）に分類し、各段階で同じ数の塊を見つけました。これは、同じ寿命を示唆しています。質量光度（L/M）比曲線は、進化段階の平均値と比較した場合、有意なねじれや不連続性のない滑らかな分布を示しています。これは、星形成プロセスが連続的であり、観測段階が基本的に表していないことを示しています。関係する物理的メカニズムのさまざまな段階または変化。進化のサンプルを他の星形成トレーサー（メタノールと水メーザー、拡張された緑色のオブジェクトと分子の流出）と比較し、これらとの関連率が進化段階の関数として増加することを発見し、分類が信頼できることを確認します。これはまた、静止源と分子流出の間の高い関連率を明らかにし、流出が星形成が始まったことの最も早い兆候であり、星形成が70ミクロンでも暗い多くの塊ですでに進行中であることを明らかにします。
[CII] FYSTのPrime-Camによる再電離の時代をマッピングする線強度
| Title |
[CII]_line_intensity_mapping_the_epoch_of_reionization_with_the_Prime-Cam_on_FYST |
| Authors |
C._Karoumpis_(1),_B._Magnelli_(1),_E._Romano-D\'iaz_(1),_M._Haslbauer_(2_and_3)_and_F._Bertoldi_(1)_((1)_Argelander_Institut_f\"ur_Astronomie,_Universit\"at_Bonn,_(2)_Helmholtz-Institut_f\"ur_Strahlen-_und_Kernphysik,_Universit\"at_Bonn,_(3)_Max-Planck-Institut_f\"ur_Radioastronomie) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12847 |
[CII]158$\、\mu$mラインの3次元強度パワースペクトル（PS）を、赤方偏移が$\approx$3.5から8までの再電離のエポック（およびポスト）全体で予測します。検出可能性を調査します。フレッドヤングサブミリ波望遠鏡（FYST）を使用した線強度マッピング（LIM）調査におけるPSの評価。IllustrisTNG300-1$\Lambda$CDMシミュレーションを使用し、星形成活動と[CII]銀河の光度（$L_{[CII]}$）。星形成率（SFR）は、2つの方法でIllustrisシミュレーションの暗黒物質ハローに割り当てられました。（i）Illustrisシミュレーションで計算されたSFRを採用し、（ii）ハローの存在量をトレースされたSFRと一致させました。高レッドシフト銀河の観測されたダスト補正された紫外線光度関数による。$L_{[CII]}$は、銀河形成の半解析モデル、高赤方偏移銀河の流体力学的シミュレーション、または高赤方偏移[CII]銀河調査からのSFRに関連しています。[CII]強度PSは、FYSTの予想される観測能力でその検出可能性を評価するために、模擬断層撮影スキャンから計算されました。予測された[CII]強度パワースペクトルの振幅は、ハローと銀河のSFRおよびSFRと$L_{[CII]}$の関係の選択に応じて、10倍以上変化します。計画されている$4^{\circ}\times4^{\circ}$FYSTLIM調査では、[CII]PSの検出は最大$z\approx$5.8、場合によっては最大$z\approxになると予想されます。7.4ドル。想定されるFYSTLIM調査の設計により、小さな（<10Mpc）ショットノイズが支配的なスケールだけでなく、大きな（>50Mpc）クラスタリングが支配的なスケールでもPS測定が可能になり、制約を課す最初のLIM実験になります。SFRから$L_{[CII]}$へのSFRとハローから銀河へのSFRの関係を同時に調べます。
LAMOSTDR5から金属の弱い厚い円盤を検索します
| Title |
Search_for_the_metal-weak_thick_disk_from_the_LAMOST_DR5 |
| Authors |
T.-S._Yan,_J.-R._Shi,_H._Tian,_W._Zhang_and_B._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12859 |
大空域マルチオブジェクトファイバー分光望遠鏡調査（LAMOSTDR5）のデータリリースと\emph{Gaia}初期データリリース3（\emph{Gaia}EDR3）に基づいて、46,109個の巨人（ログ〜$\emph{g}$$\leqslant$3.5\、dex）地動説の距離がd$\leqslant$4kpcの星で、サンプルはさらに内側の2つのグループに分けられます（{\RGC}$<$8.34\、kpc）および外部領域（{\RGC}$>$8.34\、kpc）。[Fe/H]と[$\alpha$/Fe]が異なるパネルのプログラムスターの{\LZ}分布は、シックディスクが異なる化学組成と運動学的特性を持つ2つの異なるコンポーネントで構成されていることを示しています。内側の領域では、[$\alpha$/Fe]$>+$0.2\、dexおよび[Fe/H]$<-$0.8\、dexの場合、金属の弱い厚い円盤（MWTD）が大きく寄与しますが、標準的な厚い円盤は-[Fe/H]$>-$0.8\、dexの場合、ディスク（TD）が支配的です。ただし、MWTDは、外側の領域で[$\alpha$/Fe]$>+$0.2\、dexおよび[Fe/H]$<-$1.2\、dexの場合にのみ明確に表示され、その比率は内側の領域よりも低くなります。同じ金属量内の領域。{\VP}分布からも同様の結果を得ることができます。外側の領域よりも内側のMWTDの割合が高いことは、MWTDが内側のディスクに形成される可能性があることを意味し、裏返しのディスク形成シナリオに関する観察証拠です。
おうし座/ B211フィラメント雲の磁場をSOFIAHAWC +でマッピングし、シミュレーションと比較する
| Title |
Mapping_the_magnetic_field_in_the_Taurus/B211_filamentary_cloud_with_SOFIA_HAWC+_and_comparing_with_simulation |
| Authors |
Pak_Shing_Li,_Enrique_Lopez-Rodriguez,_Hamza_Ajeddig,_Philippe_Andr\'e,_Christopher_F._McKee,_Jeonghee_Rho,_Richard_I._Klein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12864 |
おうし座のフィラメント状雲L1495の光学および赤外線偏光マッピングと最近のプランク観測は、大規模な磁場が雲の長軸にほぼ垂直であることを示しています。SOFIAのHAWC+旋光計を使用して、雲のB211部分の複雑な磁場を調べます。私たちの結果は、$36^\circ$の偏光角の分散を示しています。これは、Planckによって大規模に測定されたものの約5倍です。IRAM30mC$^{18}$O（1-0）観測から得られた速度情報を使用して、Davis-Chandrasekhar-Fermi（DCF）法を適用すると、磁場強度が1倍以上異なる2つの異なるサブ領域が見つかります。3.より静かなサブ領域は、磁気的に重要であり、サブAlfv\'enicです。この場は、Zeemanの観測に基づいて分子塊で測定された平均場に匹敵します。より混沌とした超Alfv\'enicサブ領域は、少なくとも3つの速度成分を示し、複数の下部構造間の相互作用を示します。その場は、分子塊の平均ゼーマン場よりもはるかに小さく、この場のDCF値が過小評価されている可能性があることを示唆しています。フィラメント状の雲の形成の数値シミュレーションは、フィラメント状の下部構造が磁場を強く乱す可能性があることを示しています。シミュレーションのDCF値と真のフィールド値が比較されます。恒星の核はB211で観測され、シミュレーションで確認されています。付録では、偏光角の分散を小さくしない標準のDCF法の導出を示し、DCF法の構造関数バージョンの代替導出を示し、フィラメントの断片化を処理します。
銀河におけるダストの粒度分布と粒子の多孔性の進化
| Title |
Evolution_of_dust_grain_size_distribution_and_grain_porosity_in_galaxies |
| Authors |
Hiroyuki_Hirashita,_Vladimir_B._Il'in |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12868 |
星間塵の放射特性は、粒子サイズ分布だけでなく、粒子の多孔性によっても影響を受けます。銀河の進化の歴史全体にわたって、サイズに依存する粒子の多孔性と粒子サイズの分布の進化のモデルを開発します。私たちは、恒星の塵の生成、超新星の塵の破壊、粉砕、凝固、および降着を含みます。凝固は、穀物の多孔性の原因であると{想定}されています。一定の高密度ガス分率（$\eta_\mathrm{dense}$）を持つ1ゾーンモデルを使用します。これは、粉砕と凝固のバランスを調整します。粉砕と降着の相互作用によって小さな粒子が十分に生成され（星形成のタイムスケール$\tau_\mathrm{SF}=5$Gyrの場合は$t\sim1$Gyr）、凝固した後に多孔性が発生することがわかります。。$\eta_\mathrm{dense}=0.5$の場合、充填率は粒子半径$\sim0.03〜\mu$mで0.3に低下します。$\eta_\mathrm{dense}$が小さいほど、粒子は多孔性になります。これは、多孔性の凝固粒子が形成される小さな粒子がより豊富であるためです。また、上記の結果に基づいて吸光曲線を計算します。気孔率は、ケイ酸塩の場合は消光曲線を大幅に急勾配にしますが、アモルファスカーボンの場合はそれほど急になりません。多孔性はまた、衝突断面積を増加させ、強化された凝固によってわずかに大きな粒子を生成します。ただし、気孔率による急峻化効果があるため、消光曲線が必ずしも平坦になるとは限りません。また、天の川の減光曲線に対する結果の影響についても説明します。
重力波と輝線を用いたブラックホール連星形成チャネルの精密測定に向けて
| Title |
Towards_a_Precision_Measurement_of_Binary_Black_Holes_Formation_Channels_Using_Gravitational_Waves_and_Emission_Lines |
| Authors |
Suvodip_Mukherjee,_Azadeh_Moradinezhad_Dizgah |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.13166 |
コンパクトオブジェクト（中性子星、ブラックホール、超大質量ブラックホール）の形成と、銀河の化学組成との関係は、天体物理学の中心的な問題の1つです。重力波と原子/分子輝線信号の間の避けられない相関関係を利用することにより、この問題に対処するための新しいデータ駆動型マルチメッセンジャー技術を提案します。$0.5$Gyrの最小遅延時間と確率分布関数$p（t_d）\proptot_d^{-\kappa}$の基準シナリオのべき乗則インデックス$\kappa=1$が可能であることを示します。SPHEREx線強度マッピング（およびDESI輝線銀河）との相乗効果で、5年間のLIGO-Virgo-KAGRA観測からそれぞれ標準偏差$0.12$（および$0.45$）および$0.06$（および$0.34$）で測定します。
均一に選択されたサザンスカイ6dF、オプティカルAGNカタログ
| Title |
A_Uniformly_Selected,_Southern-Sky_6dF,_Optical_AGN_Catalog |
| Authors |
Yan-Ping_Chen_(1),_Ingyin_Zaw_(1),_Glennys_R_Farrar_(2),_Sana_Elgamal_(1)_((1)_New_York_University_Abu_Dhabi,_P.O._Box_129188,_Abu_Dhabi,_United_Arab_Emirates,_(2)_Center_for_Cosmology_and_Particle_Physics,_Physics_Department,_New_York_University,_New_York,_NY_10003) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.13217 |
南半球の国勢調査である6dF銀河調査（6dFGSの最終リリース）の銀河の親サンプルから、光学分光法に基づいて、$z<0.13$の活動銀河核（AGN）のカタログを作成しました。この作品は、私たちの全天AGNカタログ\citet[ZCF、これ以降]{ZCF19}の拡張です。ZCFは、2MASS赤方偏移サーベイ（2MRS）の$\rmK_s\leq$11.75（$z\leq0.09$）の43,533個の銀河に基づいています。この作品の親カタログである6dFカタログは、$\rmDec\leq0^\circ$と$\rmK_s\leq12.65$（中央値$z=0.053$）の125,071個の銀河について公開されている136,304個のデジタルスペクトルで構成されています。。私たちのAGNカタログは、\citet{Kauffmann03}基準を満たす3109のブロードラインAGNと12,156のナローラインAGNで構成されており、そのうち3865は\citet{Kewley01}基準も満たしています。また、分光サンプル内のすべての銀河の輝線幅、フラックス、フラックスエラー、および信号対雑音比を提供し、ユーザーが選択基準をカスタマイズできるようにします。さらに、スペクトルの可用性と品質に基づいて、残りの銀河にAGNの可能性を提供します。これらの尤度値は、厳密な統計分析に使用できます。
初期段階の70 $ \ mu $ mの暗い高質量塊（ASHES）のALMA調査。 V. 70 $ \ mu $
mの暗いIRDCG14.492-00.139の重水素化分子
| Title |
The_ALMA_Survey_of_70_$\mu$m_Dark_High-mass_Clumps_in_Early_Stages_(ASHES)._V._Deuterated_Molecules_in_the_70_$\mu$m_dark_IRDC_G14.492-00.139 |
| Authors |
Takeshi_Sakai,_Patricio_Sanhueza,_Kenji_Furuya,_Ken'ichi_Tatematsu,_Shanghuo_Li,_Yuri_Aikawa,_Xing_Lu,_Qizhou_Zhang,_Kaho_Morii,_Fumitaka_Nakamura,_Hideaki_Takemura,_Natsuko_Izumi,_Tomoya_Hirota,_Andrea_Silva,_Andr\'es_E._Guzm\'an,_Nami_Sakai,_and_Satoshi_Yamamoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.13325 |
N$_2$D$^+$$J$=3--2、DCO$^+$$J$で70$\mu$mの暗黒赤外線暗黒雲（IRDC）G14.492-00.139を観測しました=3--2、DCN$J$=3--2、およびC$^{18}$O$J$=2--1ライン、AtacamaLargeMillimeter/submillimeterArray（ALMA）を一部として使用初期段階の70$\mu$m暗黒高質量塊（ASHES）のALMA調査。重水素化分子線からの観測された発光間で空間分布が異なることがわかります。N$_2$D$^+$の放出は比較的静止した領域をトレースしますが、DCO$^+$とDCNの放出はどちらも、主に活発な星形成の兆候がある領域から放出されます。さらに、DCO$^+$/N$_2$D$^+$比は、低質量の星形成領域に埋め込まれた星のないコアよりも、いくつかの高密度コアで低いことがわかります。観測結果を化学モデル計算と比較することにより、このIRDCクランプの低いDCO$^+$/N$_2$D$^+$比の原因について説明します。DCO$^+$/N$_2$D$^+$比が低いことは、高密度コアの温度が昇華温度N$_2$（$\sim$20K）とCOの間の範囲にある場合に説明できます。（$\sim$25K）。結果は、G14.492-00.139の高密度コアは、低質量の星形成領域の高密度コアよりも暖かく、密度が高いことを示唆しています。
アンモニア線マッピングによる野辺山45メートル望遠鏡による鹿児島銀河物体調査（KAGONMA）：W33複合体の高密度分子ガスに関する星形成フィードバック
| Title |
KAgoshima_Galactic_Object_survey_with_Nobeyama_45-metre_telescope_by_Mapping_in_Ammonia_lines_(KAGONMA):_Star_formation_feedback_on_dense_molecular_gas_in_the_W33_complex |
| Authors |
Takeru_Murase,_Toshihiro_Handa,_Yushi_Hirata,_Toshihiro_Omodaka,_Makoto_Nakano,_Kazuyoshi_Sunada,_Yoshito_Shimajiri,_Junya_Nishi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.13481 |
NH3（1,1）、（2,2）、（3,3）とH2Oメーザーの同時マッピング観測の結果を野辺山45m電波望遠鏡で高質量星形成領域W33に向けて提示します。W33には6つのダストの塊があり、そのうちの1つであるW33MainはコンパクトなHII領域に関連付けられています。その周囲の星形成フィードバック活動を調査するために、物理的パラメータの空間分布が確立されました。回転温度の分布は、観測された地域で西から東への系統的な変化を示しています。W33Main付近の領域で得られた高温領域は、コンパクトなHII領域と周辺の分子ガスとの相互作用と一致しています。相互作用領域のサイズは約1.25pcと推定されます。NH3吸収特性は、HII領域の中心に向かって検出されます。興味深いことに、吸収機能はNH3（1,1）および（2,2）遷移でのみ検出され、（3,3）遷移では吸収機能は見られませんでした。NH3のこれらの複雑なプロファイルは、単純なモデルでは説明が難しく、HII領域周辺のガス分布が非常に複雑であることを示唆している可能性があります。
ALMAで見られる2型クエーサーの多様な低温分子ガス含有量、形態および運動学
| Title |
The_diverse_cold_molecular_gas_contents,_morphologies_and_kinematics_of_type-2_quasars_as_seen_by_ALMA |
| Authors |
C._Ramos_Almeida,_M._Bischetti,_S._Garcia-Burillo,_A._Alonso-Herrero,_A._Audibert,_C._Cicone,_C._Feruglio,_C._N._Tadhunter,_J._C._S._Pierce,_M._Pereira-Santaella_and_P._S._Bessiere |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.13578 |
CO（2-1）と、ALMAで〜0.2"の解像度（z〜0.1で370pc）で得られた7つの近くの電波が静かなタイプ2クエーサー（QSO2）の隣接する連続観測を示します。COの形態はディスクを含めて多様です。QSO2の2つは、CO（2-1）が検出されない赤い初期型銀河です。相互作用銀河では、中央のkpcに全低温分子ガスの18〜25％が含まれていますが、スパイラルではJ1010+0612とJ1430+1339は、光学的対応物を持たない二重ピークのCO形態を示しています。イオン化および分子運動学とmm連続体放出の分析に基づいて、これらのCO形態はAGNフィードバックによって生成できます。QSO2のCOキネマティクスは回転によって支配されますが、非円形の動きも明らかにします。キネマティクスの分析によると、これらの非円形の動きは、ほとんどが同一平面上にある分子の流出に対応します。4つのQSO2のCOディスク、およびJ1010+0612の場合は、同一平面上の流入または垂直方向の流出。これらの分子流出は、QSO2の総分子ガス質量の0.2〜0.7％に相当し、最大速度は200〜350km/s、半径は0.4〜1.3kpc、流出速度は8〜16Msun/年です。これらの特性は、セイファート銀河で測定された穏やかな分子流出と、ULIRGの高速でエネルギッシュな流出の中間です。これは、大量の分子の流出を引き起こすのはAGNの光度だけではないことを示唆しています。ジェット出力、風力/ジェット/イオン化流出とCOディスク間の結合、および原子力地域の高密度ガスの量/形状などの他の要因も関連している可能性があります。QSO2の分子流出/AGNフィードバックが全分子ガス貯留層とSFRに重大な影響を与えるという証拠は見つかりませんが、銀河の中央kpcでの冷たい分子ガスの分布を変更している可能性があります。
内側の銀河円盤の急速な初期ガス降着
| Title |
Rapid_early_gas_accretion_for_the_inner_Galactic_disc |
| Authors |
Owain_Snaith,_Misha_Haywood,_Paola_Di_Matteo,_Matthew_Lehnert,_David_Katz,_and_Sergey_Khoperskov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.13634 |
天の川と高赤方偏移の銀河の最近の観測は、ビッグバンの直後に銀河円盤がすでに配置されていたことを示唆しています。内側の円盤における天の川のガス落下履歴は、短い降着時間スケールによって特徴付けられると長い間想定されてきましたが、これは観測を使用して直接制約されていません。APOGEEとガイアによって最近作成された天の川の内側の領域の前例のない量と質のデータを使用して、内側（6kpc未満）の銀河の落下履歴に対する強い制約を導き出すことを目指しています（焦点を当てて）4〜6kpcの星では、これが内側の円盤全体の適切なプロキシであることを示しています）。銀河円盤の化学進化モデルにガスの落下を実装し、シュミット-ケニカットの法則を使用して、落下を星形成に結び付けました。いくつかのモデルと、落下法則の2つの異なる定式化について検討します。1つの定式化では、インフォールはノンパラメトリックであり、もう1つの定式化では、インフォールは明示的に指数形式になります。モデルパラメータを、太陽近傍の星の時間[Si/Fe]分布、およびAPOGEEからのガラクトセントリック半径が4〜6kpcの星の金属量と[Si/Fe]分布関数に適合させます。私たちの結果は、天の川の内側の円盤での降着タイムスケールの上限が約2Gyrである、速い初期のガス降着を示しています。これは、バリオンの少なくとも半分がビッグバンの2〜3Gyr以内に配置されており、厚い円盤の形成段階で、内側の円盤の星の半分が最初の5Gyr内に形成されたことを示しています。これは、内側の円盤の恒星の質量が厚い円盤によって支配されており、以前の作業をサポートしていること、および内側の円盤へのガスの降着が急速かつ早期であったことを意味します。
ブラックホールに押しつぶされた星。 I.潮汐破壊現象における恒星破片のエネルギー分布について
| Title |
Stars_Crushed_by_Black_Holes._I._On_the_Energy_Distribution_of_Stellar_Debris_in_Tidal_Disruption_Events |
| Authors |
Sarah_Norman,_Chris_Nixon_and_Eric_R._Coughlin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12735 |
星が超大質量ブラックホールに接近した後に恒星のデブリに与えられる軌道エネルギーの分布は、デブリがブラックホールに戻る速度を決定する主な要因であり、したがって、そのような光度曲線から得られる光度曲線の特性を決定する主な要因です。イベント。$\beta\equivr_{\rmt}/r_{\rmp}$の範囲での潮汐破壊現象のシミュレーションを示します。ここで、$r_{\rmp}$は中心間距離、$r_{\rmt}$潮汐半径。これらのシミュレーションをさまざまな空間解像度で実行して、モデルの数値収束を決定します。衝撃による加熱がダイナミクスに含まれる、または含まれないシミュレーションを比較します。$\beta\lesssim8$の場合、シミュレーション結果は十分に中程度から高い空間分解能で十分に収束しますが、$\beta\gtrsim8$の場合、エネルギー分布の幅は不十分な空間分解能によって大幅に誇張される可能性があります。衝撃加熱は$\beta\gtrsim4$に対してのみ無視できない役割を果たし、通常、衝撃加熱の影響は軽度であることがわかります。破片がすべての$\beta$で長距離に後退した後、自己重力が時間の経過とともにエネルギー分布を変更できることを示します。主に、我々の結果は、エネルギー分布の形状が$\beta$によって変化する一方で、衝突パラメータの範囲全体で、破片の大部分に与えられるエネルギー広がりの幅が標準的な広がり$\と厳密に一致することを示しています。DeltaE=GM_\bulletR_\star/r_{\rmt}^2$、シミュレートした$\beta$の範囲。
ブラックホールに押しつぶされた星。 II。潮汐破壊現象における断熱圧縮と衝撃波形成の物理モデル
| Title |
Stars_Crushed_by_Black_Holes._II._A_Physical_Model_of_Adiabatic_Compression_and_Shock_Formation_in_Tidal_Disruption_Events |
| Authors |
Eric_R._Coughlin,_Chris_Nixon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12736 |
深い潮汐破壊現象（TDE）のニュートンモデルを開発します。このモデルでは、星の中心間距離$r_{\rmp}$が、ブラックホールの潮汐半径$r_{\rmt内に十分に収まっています。}$、つまり$\beta\equivr_{\rmt}/r_{\rmp}\gg1$の場合。$\beta\gtrsim3$で衝撃が発生することがわかりますが、すべての$\beta$で（マッハ数$\sim1$で）弱く、最大時間より前に星の中心に到達します。$\beta\gtrsim10$の断熱圧縮。TDE中に到達した最大密度と温度は、以前に予測された$\rho_{\rmmax}\propto\beta^3$および$T_{\rmmax}\propto\beta^よりも$\beta$との関係がはるかに浅くなります。2$スケーリング。$\beta\simeq10$未満では、圧力勾配が自由落下ガスのラム圧力に匹敵する前に動的に有意であるため、この浅い依存性が発生しますが、$\beta\simeq10$を超えると、衝撃によって早期に停止することがわかります。圧縮して、スケーリング$\rho_{\rmmax}\propto\beta^{1.62}$および$T_{\rmmax}\propto\beta^{1.12}$を生成します。結果と高解像度シミュレーションの間には優れた一致が見られます。私たちの結果は、ニュートン極限では、星が経験する圧縮はブラックホールの質量とは完全に独立していることを示しています。既存の（アフィン）モデル、ポリトロープ対非ポリトロープ星、および一般相対論効果のコンテキストで結果について説明します。これらは、星の中心が直接捕獲半径に近づくと、$\beta\sim12.5で重要になります。$10^6M_{\odot}$（$10^{7}M_{\odot}$）の超大質量ブラックホールによって破壊された太陽のような星の場合は$（2.7）。
| Title |
Relativistic_X-ray_Reflection_Models_for_Accreting_Neutron_Stars |
| Authors |
Javier_A._Garcia,_Thomas_Dauser,_Renee_Ludlam,_Michael_Parker,_Andrew_Fabian,_Fiona_A._Harrison,_and_Joern_Wilms |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12838 |
中性子星の周りの降着円盤で再処理されたX線放射をモデル化するために特別に調整された新しい反射モデルを提示します。このモデルでは、一次連続体は、星の表面または境界層のいずれかで放出される単一の温度黒体スペクトルによって特徴付けられます。。これらのモデルは、通常、ほとんどの降着ブラックホールで観察される標準的なべき乗則の連続体を持つモデルとは大幅に異なります。以前の反射モデルとの比較を示し、中性子星4U1705-44のNuSTAR観測でそれらの性能をテストします。XRISM-ResolveやAthenaX-IFUなどの今後のミッションのシミュレーションは、高解像度X線反射分光法に対するこれらのモデルの診断の可能性が高いことが示されています。これらの新しいリフレクションモデルxillverNS、およびそれらの相対論的な対応物relxillNSは、リフレクションモデルのrelxillスイートの追加フレーバーとしてコミュニティに公開されています。
多くの短いガンマ線バースト（sGRB）は、X線残光のプラトーが長くなり、最大で数万秒続きます。残骸にエネルギーを注入する中央エンジンは、プラトーに燃料を供給する可能性があります。急速に回転するマグネターからの磁化された相対論的風と周囲の環境との相互作用を説明する単純な分析モデルは、X線プラトーと瞬間スペクトルを再現することができます。このモデルは、若い超新星残骸の古典的で確立されたモデルに類似しており、基礎となる物理学をsGRB残骸に適用します。モデルによって生成された光度曲線とスペクトルは、GRB130603Bの観測値と比較されます。スペクトルは、ポロイダル磁場強度や角周波数など、マグネターのパラメーターを推定するためにも使用されます。重力波信号と組み合わせると、このモデルはマルチメッセンジャー天文学と中性子星物理学への洞察を提供することができます。
暗黒物質と混合された回転する白色矮星が、暗黒物質の存在を明らかにするために使用できる興味深い特性を持っていることを示します。このようなオブジェクトは、さまざまな通常の状態方程式に対してロバストな$I$（慣性モーメント）、Love（潮汐ラブ数）、および$Q$（四重極モーメント）の間の普遍的な関係に従いますが、これらの関係は敏感です。暗黒物質の割合に。白色矮星はそれぞれ異なる暗黒物質の割合を持っている可能性があるため、暗黒物質が混合された白色矮星の$I-\text{Love}-Q$の関係は、暗黒物質が混合されていないものよりもバンドにまたがっています。さらに、いくつかの回転規則では、暗黒物質が混合された回転白色矮星の限界質量は、暗黒物質がないものを超えて増加する可能性があります。総質量が少なくとも$2.6$$M_{\odot}$の超大質量白色矮星が形成される可能性があります。そのような物体の降着によって引き起こされた崩壊は、重力波イベントGW190814で発見されたもののような$2.6$$M_{\odot}$コンパクト物体につながる可能性があります。
高速準球形噴出物の形成とジェット誘起化学混合に特に焦点を当てて、大質量星から放出されるガンマ線バースト（GRB）ジェットの3D流体力学シミュレーションの結果を提示します。GRBに関連する超新星の最近の初期の光学的観測（例えば、GRB171205A/SN2017iuk）は、噴出物の高速外層にかなりの量の重金属があることを示しています。私たちのジェットシミュレーションを使用して、観測によって暗示される外側の噴出物の密度と化学構造が、前駆星を貫通する強力なジェットによって自然に再現できることを示します。放出された物質の動的進化と化学的性質の違いを明らかにするために、剥ぎ取られた大質量星、標準ジェット、弱いジェット、および拡張された星周媒体によってチョークされたジェットを備えた3つの代表的なジェットモデルを検討します。標準ジェットは、前駆星をうまく貫通し、準球形の噴出物成分（繭）を作成します。ジェットによって引き起こされた混合は、さもなければ噴出物の内層に埋め込まれていた重い元素で繭を著しく汚染します。弱くて詰まったジェットモデルは、超相対論的ジェットを生成できませんが、異なる化学的性質を持つ準球形の繭を生成します。さまざまなジェットスター相互作用が、長いGRBの予想される初期の電磁特性に与える影響と、観測からジェットダイナミクスを調べる方法について説明します。
X線放射の空間変動のパワースペクトルは、エネルギースペクトルからの放射とは無関係に、放射の発生源に制約を課す可能性があります。修正された$\Delta$分散法を利用して、すざくX線天文台で観測された空白のX線空の空間パワースペクトル密度（PSD）を生成しました。診断ツールとして測定された合計カウント率を使用して、2つのコンポーネントの合計で構成されるモデル（1つは未解決の微弱な点源用、もう1つは均一なフラットフィールド放出用）が、3つの異なるPSDで観測されたPSDを適切に表すことができることを発見しました。エネルギーバンド（0.2-0.5keV、0.5-2keV、および2-10keV）;後者の成分については、2〜10keVの上限のみが得られます。最適なPSDモデル関数と拡散放出率に対応するX線カウント率を推定し、2つのモデルコンポーネントのカウント率の合計が、すべてのエネルギーバンドの検出器で実際に観察されたものと一致することを確認しました。ただし、0.5〜2keVの合計に対するフラットフィールドカウント率の比率は、エネルギースペクトルのモデルフィットから推定された拡散放出率よりも大幅に大きくなります。この不一致は、PSDおよびエネルギースペクトル分析の体系的な効果によって調整できることを説明しました。本研究は、空間パワースペクトルがX線放射の起源を制約するのに強力であることを示しています。
2016年から2020年までの重力レンズブレーザーQSOB0218 +357の多波長研究
| Title |
Multiwavelength_study_of_the_gravitationally_lensed_blazar_QSO_B0218+357_between_2016_and_2020 |
| Authors |
MAGIC_Collaboration:_V._A._Acciari_(1),_S._Ansoldi_(2),_L._A._Antonelli_(3),_A._Arbet_Engels_(4),_M._Artero_(5),_K._Asano_(6),_D._Baack_(7),_A._Babi\'c_(8),_A._Baquero_(9),_U._Barres_de_Almeida_(10),_J._A._Barrio_(9),_I._Batkovi\'c_(11),_J._Becerra_Gonz\'alez_(1),_W._Bednarek_(12),_L._Bellizzi_(13),_E._Bernardini_(14),_M._Bernardos_(11),_A._Berti_(15),_J._Besenrieder_(16),_W._Bhattacharyya_(14),_C._Bigongiari_(3),_A._Biland_(4),_O._Blanch_(5),_G._Bonnoli_(13),_\v{Z}._Bo\v{s}njak_(8),_G._Busetto_(11),_R._Carosi_(17),_G._Ceribella_(16),_M._Cerruti_(18),_Y._Chai_(16),_A._Chilingarian_(19),_S._Cikota_(8),_S._M._Colak_(5),_E._Colombo_(1),_J._L._Contreras_(9),_J._Cortina_(20),_S._Covino_(3),_G._D'Amico_(16),_V._D'Elia_(3),_P._Da_Vela_(17,38),_F._Dazzi_(3),_A._De_Angelis_(11),_B._De_Lotto_(2),_M._Delfino_(5,39),_et_al._(166_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12926 |
2016-2020年の重力レンズブレーザーQSOB0218+357の多波長観測を報告します。光学、X線およびGeVフレアが検出されました。同時発生のMAGIC観測では、非常に高エネルギー（VHE、>=100GeV）のガンマ線放出は見られません。OVROによって測定された電波放射の増強の欠如は、このオブジェクトからの放射のマルチゾーンの性質を示しています。ソースのVHEデューティサイクルを2014年のようなフレアが年間16未満になるように制限します（95％の信頼度）。このソースで初めて、VHE範囲までの深い露光で広帯域の低状態SEDが構築されます。2014年のフレアよりも1桁低い低状態のVHEガンマ線放出のフラックス上限が決定されます。X線データは、（8.10+-0.93stat）x10^21cm^-2のレンズ銀河の塵の列密度に合わせるために使用されます。VLBI観測では、両方のレンズ画像で明確な無線コアとジェットコンポーネントが示されていますが、コンポーネントの大きな動きは見られません。無線測定は、ソース-レンズ-オブザーバーの形状をモデル化し、両方のコンポーネントの倍率と時間遅延を決定するために使用されます。静止放出は、シンクロトロン-自己-コンプトンとブロードライン領域の外側に位置する領域からの外部コンプトン放出の組み合わせとして説明される高エネルギーバンプでモデル化されます。低エネルギー放出の大部分は、数十パーセクのスケールジェットから発生していると説明されています。
高度に降着する超大質量ブラックホールを伴う電波が静かな狭線セイファート1銀河におけるパーセクスケールジェットの検出
| Title |
Detection_of_a_Parsec-Scale_Jet_in_a_Radio-Quiet_Narrow-Line_Seyfert_1_Galaxy_with_Highly_Accreting_Supermassive_Black_Hole |
| Authors |
Su_Yao,_Xiaolong_Yang,_Minfeng_Gu,_Tao_An,_Jun_Yang,_Luis_C._Ho,_Xiang_Liu,_Ran_Wang,_Xue-Bing_Wu,_Weimin_Yuan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12980 |
活動銀河核（AGN）のジェットは、銀河とその中央の超大質量ブラックホール（SMBH）の共進化を理解する上で重要な要素です。残念ながら、ジェット発射とコリメーションのメカニズムはまだとらえどころのないです。エディントン比の増加に伴って電波の音量が減少するという観測的証拠は、ジェットが降着プロセスと結合されるべきであることを意味します。ジェットと降着の関係をさらに調査するには、ジェットに関する知識をAGNのエディントン比分布の極限まで拡張する必要があります。ベリーロングベースラインアレイ（VLBA）を使用して、パーセクスケールの電波構造がMrk335で検出されたことを報告します。これは、エディントン比が1に近い/上にある非常に静かな狭線セイファート1銀河です。1.5GHzのVLBA画像は、南北方向に$\sim20$パーセクに伸びる細長い構造を示しており、ピークフラックス密度は$1.98\pm0.05$mJy/ビームで、電波輝度温度は$6\times10^{7}と高くなっています。$K.この機能は、高度に増加するSMBHから発射されたパーセクスケール（双極）ジェットの強力な証拠を提供します。Mrk335を他の高度に降着するシステムと比較することにより、結果について説明します。銀河系のブラックホールと潮汐破壊現象、および以前のX線観測によるMrk335のSMBH付近でのコリメートされたコロナの発見を思い出してください。そのパーセックスケールのラジオジェットとの関係は、将来の同時X線分光法によって調査する必要があります。高解像度のラジオ観測。
二元中性子星合体からのニュートリノ放出：光度曲線と平均エネルギーの特徴
| Title |
Neutrino_emission_from_binary_neutron_star_mergers:_characterizing_light_curves_and_mean_energies |
| Authors |
Marco_Cusinato,_Federico_Maria_Guercilena,_Albino_Perego,_Domenico_Logoteta,_David_Radice,_Sebastiano_Bernuzzi,_Stefano_Ansoldi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.13005 |
ニュートリノは、中性子星合体とその余波の間に高密度物質が到達する高温のために、中性子星合体によって大量に放出されます。ニュートリノは、合併のダイナミクスに影響を与え、結果として生じる$r$プロセスの元素合成やキロノバ放出など、噴出物の特性を形成します。この作業では、数値相対論における合併放射流体力学シミュレーションの大規模なサンプルからのニュートリノ放出を分析し、広範囲の初期質量、核状態方程式、および粘度処理をカバーします。ニュートリノの光度と平均エネルギーを抽出し、ピーク値、ピーク幅、時間平均、減少時間スケールなどの対象量を計算します。システムの初期パラメータへの依存性を含め、そのような量の体系的な説明を提供します。等質量システムの場合、ニュートリノの総光度（数ドル$10^{53}{\rmerg〜s^{-1}}$）は、それほど激しくない合併ダイナミクスの結果として、潮汐変形性の低下を増加させるために減少することがわかります。同様に、非対称合併における潮汐破壊は、体系的に小さい光度につながります。ピーク光度は、平均光度の2倍になる可能性があります。電子ニュートリノとヘビーフレーバーニュートリノは同様の輝度を持っていますが、電子反ニュートリノの輝度は電子ニュートリノのものよりも支配的です（最初は2〜3倍）。平均エネルギーは時間的にほぼ一定であり、バイナリパラメータに依存しません。それらの値は、合併の残骸内の異なるデカップリング温度を反映しています。ニュートリノモデリングにおける現在の不確実性にもかかわらず、我々の結果はニュートリノ放出の広くて物理的に根拠のある特性を提供し、それらはより洗練されたニュートリノ輸送スキームを開発するための参照点として役立つことができます。
2回目と3回目のLIGO-Virgo観測ランの2つの高調波での既知のパルサーからの重力波の検索
| Title |
Searches_for_Gravitational_Waves_from_Known_Pulsars_at_Two_Harmonics_in_the_Second_and_Third_LIGO-Virgo_Observing_Runs |
| Authors |
The_LIGO_Scientific_Collaboration,_the_Virgo_Collaboration,_the_KAGRA_Collaboration:_R._Abbott,_H._Abe,_F._Acernese,_K._Ackley,_N._Adhikari,_R._X._Adhikari,_V._K._Adkins,_V._B._Adya,_C._Affeldt,_D._Agarwal,_M._Agathos,_K._Agatsuma,_N._Aggarwal,_O._D._Aguiar,_L._Aiello,_A._Ain,_P._Ajith,_T._Akutsu,_S._Albanesi,_R._A._Alfaidi,_A._Allocca,_P._A._Altin,_A._Amato,_C._Anand,_S._Anand,_A._Ananyeva,_S._B._Anderson,_W._G._Anderson,_M._Ando,_T._Andrade,_N._Andres,_M._Andr\'es-Carcasona,_T._Andri\'c,_S._V._Angelova,_S._Ansoldi,_J._M._Antelis,_S._Antier,_T._Apostolatos,_E._Z._Appavuravther,_S._Appert,_S._K._Apple,_K._Arai,_A._Araya,_M._C._Araya,_J._S._Areeda,_M._Ar\`ene,_N._Aritomi,_N._Arnaud,_M._Arogeti,_S._M._Aronson,_K._G._Arun,_H._Asada,_Y._Asali,_G._Ashton,_Y._Aso,_M._Assiduo,_S._Assis_de_Souza_Melo,_et_al._(1637_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.13106 |
LIGOとおとめ座（O3）の3回目の観測実行からのデータを、2回目の観測実行（O2）からのデータと組み合わせて使用して、236パルサーからの連続重力波（GW）のターゲット検索を提示します。検索は、パルサー回転周波数の2倍の周波数（単一高調波）の$l=m=2$質量四重極モードと、両方の周波数が1回の$l=2、m=1,2$モードからの放射を検索しました。回転周波数の2倍（デュアルハーモニック）。GWの証拠が見つからなかったため、パルサーの質量四重極モーメント$Q_{22}$と楕円率$\varepsilon$の制限とともに、単一高調波検索のひずみ振幅$h_0$の95\％の信頼できる上限を示します。研究されたパルサーのうち、23個は電磁的に測定されたスピンダウン率から計算された限界よりも低いひずみ振幅を持っています。これらのパルサーには、それぞれ0.87と0.57のスピンダウン比を持つミリ秒パルサーJ0437\textminus4715とJ0711\textminus6830が含まれます。9個のパルサーについて、それらのスピンダウン限界を初めて超えました。カニパルサーとベラパルサーの場合、制限はそれぞれスピンダウン制限よりも制約が大きい$\sim100$と$\sim20$の係数です。二重高調波検索の場合、ひずみ振幅$C_{21}$と$C_{22}$に新しい制限が設定されます。23個のパルサーについて、ブランス・ディッケ理論によって予測された双極子放射を想定した放出振幅の制限も示します。
| Title |
Constraints_on_the_fermionic_dark_matter_from_observations_of_neutron_stars |
| Authors |
V._Sagun,_E._Giangrandi,_O._Ivanytskyi,_I._Lopes,_K._A._Bugaev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.13289 |
非対称フェルミオン暗黒物質が、潮汐変形性、質量、半径などの中性子星の特性に与える影響を研究します。暗黒物質粒子が星のコアでコンパクトな構造を形成したり、拡張されたハローを作成したりする傾向がある条件を示します。その周りに。暗黒物質のコンパクトなコアは、純粋なバリオン星と比較して、総重力質量と潮汐変形性の減少につながる一方で、暗黒物質ハローの存在はそれらの観測可能な量を増加させることを示します。LIGO/VirgoCollaborationによって設定された既存の天体物理学的および重力波の制約を、天の川の暗黒物質の空間分布に関する最近の結果とともに課すことにより、コンパクト星内の暗黒物質粒子の質量と割合の新しい上限を決定します。さらに、NSの周りの拡張ハローの形成は、GW170817の潮汐変形性制約と互換性がないことを示します。
超大光度X線源のディスクコロナモデルと質量推定HolmbergIX X-1
| Title |
The_Disk-Corona_Model_and_Mass_Estimates_of_the_Ultraluminous_X-ray_Source_Holmberg_IX_X-1 |
| Authors |
Ramandeep_Gill,_Eda_Sonbas,_Kalvir_S._Dhuga,_and_Ersin_Gogus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.13316 |
超大光度X線源（ULX）の$（0.3-30）\、$keVエネルギー範囲での可変X線放射の起源は不明なままであり、中央のコンパクトオブジェクトの質量を制限することは困難です。明るいULXのX線光度は、中間質量BHへの亜臨界降着（$L<L_{\rmEdd}$）で説明でき、代わりに恒星質量BHへの超臨界降着があります。。前者のシナリオでの広帯域X線放射は、カノニカルディスクとコンプトン化コロナモデルを使用して説明できますが、後者のシナリオでは、放射圧によって駆動される大風により、傾斜角に依存する複雑なスペクトルが発生します。ここでは、BH質量を制限するために、持続的に明るいULXHolmbergIXX-1の広帯域（光学/UVからX線）スペクトルをディスクコロナと照射された外部ディスクモデルに適合させます。光学的に厚い冠状光子-電子-陽電子プラズマの定常状態の特性を正確に解くために、1ゾーンの時間依存数値コードを使用します。私たちのモデリングは、ホルムバーグIXX-1が恒星の質量BHをホストし、質量が$4\lesssim（\hatM_{\rmBH}\equiv\alphaM_{\rmBH}/M_\odot）\lesssim10$であることが示唆されています。超臨界付加（$L_{\rmBol}/L_{\rmEdd}\sim20\alpha$）を受けている回転（カー）BHの場合は6\leq\alpha<1$。私たちのモデルでは、$10\、$keV未満のX線スペクトルは、内部ディスク温度が$k_BT_{\rmin}\sim（2.2-2.9）\、$keVの吸収されたマルチカラーディスクスペクトルで説明されます。多くの作品に見られ、モデリングには含まれていない、追加のより低温の熱スペクトル成分が必要です。NuSTARで見られるように、$10\、$keVを超えるハード超過は、光学的厚さが$\tau_T\sim3.5$で粒子温度が$k_BT_e\sim14\、$keVの光子が豊富な光学的に厚いComptonizing球形コロナで発生します。
UTR-2電波望遠鏡での2番目のデカメートルパルサー国勢調査
| Title |
The_second_decametre_pulsar_census_at_UTR-2_radio_telescope |
| Authors |
Ihor_P._Kravtsov,_Vyacheslav_V._Zakharenko,_Oleg_M._Ulyanov,_Alisa_I._Shevtsova,_Serge_M._Yerin,_Oleksandr_O._Konovalenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.13377 |
私たちの論文は、UTR-2電波望遠鏡でのデカメートル波域におけるパルサーの第2回国勢調査の結果を示しています。過去10年間で、世界で発見された近くのパルサーの数は2倍になり、新たに発見されたソースからの低周波無線放射を探すことが急務となっています。この国勢調査の感度を高めるために、統合時間は2010〜2013年の最初の国勢調査と比較して2倍になりました。その結果、20個のパルサーのデカメートル電波放射が検出され、それらのフラックス密度とパルスの形状が得られました。10個のパルサーの分散測定と8個のパルサーの自転周期が改良されました。いくつかのパルサーについて、散乱時定数とFWHMはデカメートル波の範囲で推定されました。まだ検出されていない102個のパルサーのフラックス密度の上限も推定されました。
ガンマ線バースト：短くするか長くするかは問題ではありません
短いガンマ線バーストとコア崩壊超新星との関連は、これらの極端なイベントの起源に関する現在のシナリオに挑戦しているようです。しかし、彼らの祖先を特定するために観察された期間にどれだけ頼ることができますか？
Swift / BAT Tip-of-The-Iceberg Effects
ガンマ線バースト（GRB）からの迅速なガンマ線放出の観測された持続時間は、多くの場合、線源の前駆体とエネルギーを推測するために使用されます。不正確な持続時間の測定は、バーストに電力を供給するプロセスの制約に大きな影響を及ぼします。「氷の先端」効果は、観測された信号がどのようにバックグラウンドノイズに失われるかを表します。機器の感度が低いと、測定バイアスが高くなります。この研究では、有効な検出器の数、バックグラウンドレベル、検出器平面に対する光源の入射角などの観測条件が、ニールに搭載されたバーストアラート望遠鏡で観測されたGRBプロンプト放射の測定期間にどのように影響するかを調査します。ゲーレルスウィフト天文台（スウィフト/BAT）。分析的なFastRiseExponentialDecay（FRED）関数から「単純パルス」光度曲線を生成し、8つの実際のGRB光度曲線のサンプルから、これらをSwift/BAT機器応答関数で折りたたんで、Swift/BATが行う光度曲線をシミュレートします。特定の観測条件で観測しました。持続時間の測定は観測条件に非常に敏感であり、光源の入射角が測定バイアスに最も大きな影響を与えることがわかります。ほとんどの場合、合成光度曲線の持続時間の測定値は、実際のバースト持続時間よりも大幅に短くなります。サンプルの大部分では、実際の期間と一致する期間測定の割合は$\sim10\％-30\％$と低くなっています。この記事では、いくつかのユニークな光度曲線のSwift/BAT機器効果による、GRB光度曲線に対する氷の先端の効果の定量化を提供します。
2017-18のプロパティ '失敗' GX339-4の爆発
| Title |
Properties_of_2017-18_'failed'_Outburst_of_GX_339-4 |
| Authors |
Dipak_Debnath,_Kaushik_Chatterjee,_Sujoy_Kumar_Nath,_Hsiang-Kuang_Chang_and_Riya_Bhowmick |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.13403 |
銀河系の一時的なブラックホール候補GX339-4は、完全なタイプと失敗したタイプの両方の爆発を示したため、研究するのに非常に興味深いオブジェクトです。NICERおよびAstroSat機器のアーカイブデータを使用して、2017-18年のソース爆発のスペクトル特性と時間特性の両方を調査しました。この2017-18年の爆発は、爆発の全期間中、ソースがハードスペクトル状態にしかなかったため、本質的に失敗していることが判明しています。ソーススペクトルは、非熱フラックスによって非常に支配されていました。スペクトルを現象論的モデルに適合させようとしたとき、ほとんどのスペクトルはべき乗則モデルのみに適合し、6つのスペクトルのみがディスク黒体とべき乗則モデルを必要としました。物理的な2成分移流（TCAF）モデルでスペクトルをフィッティングしている間、流れがケプラー以下のハロー率によって非常に支配されていることを観察しました。ブラックホールからのより大きな半径でのより強い衝撃の存在は、爆発の上昇段階と下降段階でも観察されました。$0.31$〜HzQPOの顕著な特徴は、その4つの高調波で観察されます。ブラックホールの質量も、TCAFモデルを使用したスペクトル分析から$11.24^{+0.59}_{-1.25}〜M_\odot$と推定されました。
低光度AGNNGC4941における重度の不明瞭化の証拠
{\itNuclearSpectroscopicTelescopeArray}と{\itNeilGehrelsSwift}天文台から得られたデータを使用して、非常に不明瞭な低光度活動銀河核NGC〜4941のタイミングとスペクトル研究から得られた結果を示します。$3-10$〜keVと$10-60$〜keVのエネルギー範囲で同様の変動が見られ、rmsの変動は$\sim$14\％です。{\itNuSTAR}と{\itSwift}/BATのデータを使用し、現象論的スラブモデルと物理的に動機付けられた{\ttmytorus}モデルを使用して、3〜150keVの範囲のソースの広帯域スペクトル特性を調査します。スペクトル分析から、覆い隠された材料のグローバル平均列密度が$3.09^{+1.68}_{-1.01}\times10^{24}$cm$^{-2}$である重度の覆い隠しが見つかりました。強い反射成分の証拠がスペクトルで観察されます。$\sim$1〜keVの等価幅を持つ強い鉄の線を検出します。スラブモデルから、指数関数的なカットオフエネルギーを$177^{+92}_{-16}$〜keVとして取得します。これから、ホットエレクトロン温度$kT_{\rme}=59^{+31}_{-5}$〜keVおよび光学的厚さ$\tau=2.7^{+0.2}でコンプトン雲の特性を推定します。_{-1.6}$。
チャンドラはWR48aを再考します：大規模なバイナリで衝突する風モデルをテストします
| Title |
Chandra_revisits_WR48a:_testing_colliding_wind_models_in_massive_binaries |
| Authors |
Svetozar_A._Zhekov,_Marc_Gagne_and_Stephen_L._Skinner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.13515 |
大規模なWolf-Rayet（WR）バイナリWR48aの新しいチャンドラ高エネルギー透過型回折格子（HETG）観測（2019年11月から12月）の結果を示します。これらの高品質データの分析は、この大規模なバイナリのスペクトル線が広がり（FWHM=1400km/s）、わずかにブルーシフトしている（〜-100km/s）ことを示しました。標準的な衝突恒星風（CSW）画像のフレームワークでのこれらの高解像度スペクトルの直接モデリングは、理論スペクトルと観測スペクトルの形状の間に非常に良い対応を提供しました。また、理論上のラインプロファイルは、ほとんどの場合、観測されたものの許容可能な表現です。以前の観測からのWR48aのX線スペクトルにCSWモデルを適用しました：Chandra-HETG（2012年10月）およびXMM-Newton（2008年1月）。この拡張された分析から、WR48aから観測されたX線放射は長い時間スケール（年）で変動し、同じことがその固有のX線放射にも当てはまることがわかります。これには、バイナリ軌道周期にわたって可変の質量損失率が必要です。X線吸収（バイナリの恒星風からの吸収を超える）も可変です。固有のX線放射が少ないと、X線吸収が高くなることに注意してください。定性的な説明は、塊状で非球対称の恒星風の存在が役割を果たす可能性があるということかもしれません。
HILIGT、上限サーバーII-データサーバーの実装
| Title |
HILIGT,_Upper_Limit_Servers_II_--_Implementing_the_data_servers |
| Authors |
Ole_K\"onig,_Richard_D._Saxton,_Peter_Kretschmar,_Lorella_Angelini,_Guillaume_Belanger,_Phil_A._Evans,_Michael_J._Freyberg,_Volodymyr_Savchenko,_Iris_Traulsen,_J\"orn_Wilms |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.13563 |
高エネルギー光度曲線ジェネレーター（HILIGT）は、ユーザーがX線源の長期光度曲線を生成できるようにする新しいWebベースのツールです。履歴データを提供し、画像データからリアルタイムで上限を計算します。HILIGTは、XMM-NewtonやSwiftなどの最新のミッションとROSAT、EXOSAT、Einstein、ArielVなどの初期の施設の両方の12の衛星からのデータを利用します。これにより、ユーザーは50年間のX線データを照会できます。たとえば、一時的な発生源の爆発挙動を研究します。このホワイトペーパーでは、各衛星の個々のバックエンドサーバーに焦点を当て、ソフトウェアレイアウト、データベースデザイン、カタログコール、およびイメージフットプリントについて詳しく説明します。これらのミッションに関連するすべてのキャリブレーション情報をまとめ、X線天文機器とデータの詳細の詳細な要約を提供します。
回転しないブラックホールの周りの降着円盤における多重臨界と関連する分岐-分析研究
| Title |
Multi-criticality_and_related_bifurcation_in_accretion_discs_around_non-rotating_black_holes_--_an_analytical_study |
| Authors |
Arpan_Krishna_Mitra,_Aishee_Chakraborty,_Pratik_Tarafdar,_Tapas_Kumar_Das |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.13592 |
シュワルツシルトブラックホールへの流体力学的流体の低角運動量、一般相対論的、軸対称降着は、複数の臨界遷移を受ける可能性があります。このような多臨界付加流に対応する定常積分解を得るには、対応する流体力学方程式の数値解を使用する必要があります。本研究では、流れ方程式を数値的に明示的に解くことなく、前述の降着のいくつかの臨界を超えた流れの挙動を見つけるために使用できる完全に分析的な解法スキームを開発します。考えられるすべての熱力学的状態方程式によって支配される、フロープロファイルの考えられるすべての幾何学的構成を研究します。Sturmのチェーンアルゴリズムを使用して、降着流が持つことができる物理的に許容できる臨界点の数を調べ、単臨界から多臨界への遷移、および関連する分岐現象について説明します。したがって、我々は、完全に分析的に、強い重力の影響下での大規模な天体物理学の流れの分野における力学系理論の特定の側面の適用を説明します。私たちの仕事は、特定の自律力学系が一般的に持つことができる平衡点の最大数を計算するために一般化される可能性があります。
二元中性子星質量分布の重力波測定における系統的誤差の原因
| Title |
Sources_of_systematic_error_in_gravitational-wave_measurements_of_the_binary_neutron_star_mass_distribution |
| Authors |
Sylvia_Biscoveanu,_Colm_Talbot,_Salvatore_Vitale |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.13619 |
重力波観測で測定された二元中性子星（BNS）の質量分布は、高密度物質の状態方程式、超新星物理学、宇宙の膨張率、および一般相対性理論のテストに関する情報を明らかにする可能性があります。BNS質量分布を測定する現在のほとんどの重力波分析は、スピン分布に同時に適合しないため、暗黙の母集団レベルのスピン分布は、個々のソースを分析するときに以前に適用されたスピンと同じです。この作業では、暗黙のBNSスピン分布と真のBNSスピン分布の間に不一致を導入すると、推定される質量分布にバイアスが生じる可能性があることを示します。これは、質量比の測定値と、個々のソースの軌道角運動量に合わせたスピン成分との間に強い相関関係があるためです。集団内のいくつかのソースの真のスピンの大きさを除外する低スピン事前分布を適用すると、わずか6回のBNS検出で、集団レベルで最大中性子星質量を大幅に過大評価し、最小中性子星質量を過小評価することになります。推定される質量分布に偏りが生じないスピン事前確率の最も安全な選択は、高いスピンの大きさを可能にし、軌道角運動量とずれた傾きを可能にするものです。
ブラックホールLMXBMAXI J1820 +070からの同期X線/光学QPO
| Title |
Synchronous_X-ray/Optical_QPOs_from_the_Black_Hole_LMXB_MAXI_J1820+070 |
| Authors |
Jessymol_K._Thomas,_David_A._H._Buckley,_Philip_A._Charles,_John_A._Paice,_Stephen_B._Potter,_James_F._Steiner,_Jean-Pierre_Lasota,_P._Gandhi,_Lian_Tao,_Xiang_Ma,_Yi-Jung_Yang,_Youli_Tuo,_Shuang-Nan_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.13642 |
ブラックホールLMXB\MAXI（ASSASN-18ey）でSAAOとSALTからの高速光学測光を紹介します。その一部は、NICER、Swift、Insight-HXMTのX線カバレッジと同時に行われます。バーストが進行するにつれてより高い周波数に移動する光学的準周期的振動（QPO）を検出し、以前に報告された同様のX線QPOの周波数と進化の両方を追跡します。相関のあるX線/光学データは、爆発の最初の数週間で発生する反相関や1秒未満のラグなど、複雑なラグのパターンを明らかにします。それらはまた、ほぼゼロラグを中心とするQPO期間に等しいラグによって分離された相関成分を示し、バンド間変動がおよそ+/-piの一定の位相遅れでこれらのQPOによって強く一貫して影響を受けることを意味します。X線QPOと光学QPOの同期は、それらが物理的に互いに非常に近い領域で生成される必要があることを示しています。したがって、V404CygおよびMAXIJ1348-630との類似性に基づいて、歳差運動するジェットモデルによって説明できることを提案します。
ブレーザーでブーストされた暗黒物質に対する直接検出の制約
ブレーザーの非常に強力なジェット内の相対論的陽子が、弾性衝突を介して、ソースの周囲の暗黒物質粒子を高エネルギーにブーストする可能性を探ります。私たちは2つのサンプルブレーザー、TXS0506+056（IceCubeが最近高エネルギーニュートリノフラックスの証拠を報告した）と、近くの代表的なブレーザーであるBLLacertaeに焦点を当てています。これらの源によって誘発された地球での暗黒物質フラックスはかなり大きく、銀河宇宙線によってブーストされたDMの類似プロセスに関連するフラックスよりも大きく、1GeVより軽い暗黒物質粒子質量の直接検出へのアクセスに関連していることがわかります。XENON1T、MiniBooNE、およびBorexinoによる信号のヌル検出から、暗黒物質-原子核のスピン非依存およびスピン依存の断面積の制限を導き出します。これは、光源のモデル化に応じて、現在利用可能な他の光の境界を改善します。1桁から5桁までのDM候補。
LUCIの更新：混合密度ネットワークを使用した新しいフィッティングパラダイム
| Title |
Updates_to_LUCI:_A_New_Fitting_Paradigm_Using_Mixture_Density_Networks |
| Authors |
Carter_L._Rhea,_Julie_Hlavacek-Larrondo,_Laurie_Rousseau-Nepton,_Simon_Prunet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12755 |
LUCIは、機械学習アルゴリズムをネイティブに統合してフィット関数を初期化する汎用スペクトルラインフィッティングパイプラインです。LUCIは現在、畳み込みニューラルネットワーク（CNN）から取得した点推定を使用して、最適化アルゴリズムに情報を提供しています。この方法論は、計算時間を短縮し、凸最適化手法を使用して極小値に陥る可能性を減らすことにより、大きな期待を示しています。このLUCIのアップデートでは、Rheaetal。で開発されたCNNを拡張します。2020は、単純な点推定ではなく、対象の適合パラメーター（速度と広がり）のガウス事後分布を出力するようにします。さらに、これらの事後確率は、司会者または王朝のいずれかのベイジアン推論スキームの事前確率を通知するために使用されます。コードはhttps://github.com/crhea93/LUCIで公開されています。
パノラマSETI：全体的な機械システム設計
| Title |
Panoramic_SETI:_overall_mechanical_system_design |
| Authors |
Aaron_M._Brown,_Michael_L_Aronson,_Shelley_A._Wright,_J\'er\^ome_Maire,_Maren_Cosens,_James_H._Wiley,_Franklin_Antonio,_Paul_Horowitz,_Rick_Raffanti,_Dan_Werthimer,_Wei_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12771 |
PANOSETI（PulsedAll-SkyNear-infraredOpticalSearchforExtraTerrestrialIntelligence）は、4,441平方度を観測するように設計された専用のSETI（SearchforExtraterrestrialIntelligence）天文台です。ナノ秒からミリ秒の一時的なイベントを検索します。実験には、それぞれが99平方度の視野を持つ合計90個の同一の光学0.48m望遠鏡を備えた二重天文台システムがあります。2つの観測所は、誤検知を排除し、決定的な信号を登録するために、1kmの距離で分離されます。フレネルレンズハウジング、シャッター、3つのバッフル、焦点を合わせるための線形ステージ上にある浜松多光子ピクセルカウント（MPPC）検出器の32x32アレイを含む、望遠鏡モジュールの全体的な機械設計について説明します。各望遠鏡モジュールは、3番目のテッセレーション周波数測地線ドームの三角形に収容されます。このドームには、製造公差と2番目の天文台サイトへの天文学的位置合わせを修正するための方向調整が可能です。各天文台には、実験を保護するための囲いがあり、操作と電子機器のための天文台があります。測地線ドームと機械式望遠鏡のアタッチメントの全体的な設計、および全体的なケーブル配線と天文台のインフラストラクチャのレイアウトを確認します。
重力波を用いたマルチメッセンジャー天文検索の共同ランキング統計
| Title |
A_Joint_Ranking_Statistic_for_Multi-messenger_Astronomical_Searches_with_Gravitational_Waves |
| Authors |
Brandon_Piotrzkowski,_Amanda_Baylor,_Ignacio_Maga\~na_Hernandez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12814 |
共同ランキング統計は、実際の一致とランダムな一致を区別するために使用されます。理想的には、共有パラメーターが互いに一致しているかどうか、および個々の候補がノイズと区別できるかどうかを考慮します。以前の作業を拡張して追加の共有パラメーターを含め、空の位置特定と距離に銀河カタログを使用し、以前に使用されたいくつかの近似を回避します。HEALPix星図を使用した低遅延と、事後サンプルの両方でこの統計を計算する方法を開発します。これらの変更により、使用する方法に応じてGW170817-GRB170817Aが1〜2桁改善され、この重要なイベントがさらに前面に表示されることを示します。また、これらの方法によって主にペナルティが課せられた、より希薄な共同候補GBM-GW150914についても検討しました。最後に、これらの変更が検索での実際の一致とランダムな一致を区別するのに役立つ可能性があると主張する単純なシミュレーションを実行しましたが、これを確認するにはより現実的なシミュレーションが必要です。
アインシュタインプローブに搭載されたフォローアップX線望遠鏡の背景と感度の推定
| Title |
Estimate_of_the_Background_and_Sensitivity_of_theFollow-up_X-ray_Telescope_onboard_Einstein_Probe |
| Authors |
Juan_Zhang,_Liqiang_Qi,_Yanji_Yang,_Juan_Wang,_Yuan_Liu,_Weiwei_Cui,_Donghua_Zhao,_Shumie_Jia,_Tianming_Li,_Tianxiang_Chen,_Gang_Li,_Xiaofan_Zhao,_Yong_Chen,_Huaqiu_Liu,_Congying_Bao,_Ju_Guan,_Liming_Song,_Weimin_Yuan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12976 |
時間領域天体物理学に特化した宇宙X線イメージングミッションとして、アインシュタインプローブ（EP）は、広視野X線望遠鏡（WXT）とフォローアップX線望遠鏡（FXT）の2種類の科学的ペイロードを搭載しています。）。FXTはWolter-Iタイプのミラーとpn-CCD検出器を利用しています。この作業では、Geant4シミュレーションに基づいてFXTの軌道上背景を調査します。宇宙光子の背景、宇宙線の一次および二次粒子（陽子、電子、陽電子など）、アルベドガンマ線、地磁気付近の低エネルギー陽子など、EP軌道環境に存在するさまざまな宇宙成分の影響が考慮されます。赤道。主に宇宙線陽子と宇宙光子バックグラウンドによって誘導される0.5-10keVで得られた機器バックグラウンドは、$\sim$3.1$\times$10$^{-2}$カウントs$^{-1のレベルに対応します。}$keV$^{-1}$は、焦点面検出器（FPD）のイメージング領域にあります。つまり、3.7$\times$10$^{-3}$はs$^{-1}$keV$^{-をカウントします。正規化後の1}$cm$^{-2}$。機器の背景と比較して、光学ミラーによって反射された宇宙光子によって誘発される視野（FOV）の背景は、2keV未満を支配します。焦点内のシミュレートされたバックグラウンドレベル（30$^{\prime\prime}$-半径の円）に基づいて、FXTの感度が計算されます。これにより、理論的にはいくつかの$\mu$crab（10のオーダー）を達成できます。$^{-14}$ergcm$^{-2}$s$^{-1}$）0.5-2keVおよび数十ドルの$\mu$crab（10$^{-13のオーダー）}$ergcm$^{-2}$s$^{-1}$）2〜10keVで、25分間の露出での尖った観察。バックグラウンド減算の10％の体系的な不確実性が追加で含まれている場合、この感度は$\sim2$の係数で悪化します。
3.6mDOT用の最初のライトアキシャルポート機器である4Kx4CKCDImagerの測光キャリブレーションと特性評価
| Title |
Photometric_calibrations_and_characterization_of_the_4Kx4K_CCD_Imager,_the_first-light_axial_port_instrument_for_the_3.6m_DOT |
| Authors |
Amit_Kumar,_S._B._Pandey,_Avinash_Singh,_R._K._S._Yadav,_B._K._Reddy,_N._Nanjappa,_S._Yadav,_and_R._Srinivasan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.13018 |
現在の作業では、4K$\times$4KCCDイメージャ（3.6mDevasthalOpticalTelescope;DOTの最初の照明機器）の最近の特性評価結果と測光キャリブレーションについて、吸光係数と空の輝度値の測定値とともに説明します。2016年から2021年の間に取得されたイメージングデータに基づく3.6mDOTサイトの場所。4K$\times$4KCCDイメージャの場合、ゲインのすべての組み合わせ（1、2、3、5、および10e$^-$/ADU）と3つの読み出し速度（100kHz、500kHz、および1MHz）の読み出しノイズ値は、2021年初頭に撮影されたスカイフラットとバイアスフレームを使用して検証されます。測定値は理論値とよく似ています。色-色および色-大きさの変換方程式を使用して、色係数（$\alpha$）とゼロ点（$\beta$）を決定し、$UBVRI$の観測に基づいて、それらの長期的な一貫性と考えられる進化を制約および調査します。2016年から2021年の間に観測されたいくつかのランドルト標準フィールドの。現在の分析では、1$\sigma$内の推定$\alpha$値の間に一貫性があり、時間の経過に伴う顕著な傾向は示されていません。また、CCDImagerを使用して取得したデータを使用して計算された測光誤差と制限の大きさは、以前に公開されたシミュレーションのものに従うこともわかりました。10個すべてのベッセルフィルターとSDSSフィルターの月のない夜の平均吸光係数、それらの季節変動、および天頂の夜空の明るさの値も推定され、他の優れた天文サイトで報告されたものと同等であることがわかります。
ニュートリノ望遠鏡は、宇宙を最も極端に探索するための比類のないツールです。現世代の望遠鏡は、非常に高エネルギーのニュートリノが、それらの可能性のある起源のヒントがあっても、宇宙で生成されること、そしてこれらのニュートリノを使用して、他の方法ではアクセスできない領域での素粒子物理学の理解を調べることができることを示しています。ただし、フラックスは低いため、より新しい、より大きな望遠鏡が必要になります。ここでは、太平洋沖のニュートリノ実験を紹介します。これは、カナダ沖でマルチ立方キロメートルのニュートリノ望遠鏡を構築する提案です。このアイデアは、以前の海水ミッションで蓄積された経験と、このような大規模なインフラストラクチャの展開を容易にするOceanNetworksCanadaの技術的専門知識に基づいています。第一段階の設計と物理的ポテンシャル、および本格的なP-ONEについて説明します。
サザンワイドフィールドガンマ線観測所（SWGO）コラボレーションは現在、この将来のガンマ線施設の実現に向けた設計とプロトタイピング作業に取り組んでいます。SWGOは、CTAと、北半球の既存の地上粒子ベースの検出器（HAWCおよびLHAASO）を、南の空の非常に広いフィールドと高デューティサイクルビューで補完します。ここでは、感度や科学目標への期待、サイト検索や技術開発の状況など、プロジェクトの状況と将来の計画を要約します。
ナノ衛星の姿勢決定-II。乗法拡張カルマンフィルターによる推測航法
| Title |
Attitude_determination_for_nano-satellites_--_II._Dead_reckoning_with_a_multiplicative_extended_Kalman_filter |
| Authors |
J\'anos_Tak\'atsy,_Tam\'as_Boz\'oki,_Gergely_D\'alya,_Korn\'el_Kap\'as,_L\'aszl\'o_M\'esz\'aros,_Andr\'as_P\'al |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.13193 |
この論文は、ナノ衛星の新しい姿勢決定方法を議論する一連の研究の第2部です。私たちのアプローチは、熱画像センサーを利用して、衛星に対する太陽と天底の方向をサブディグリーの精度で決定することに基づいています。提案された方法は、大規模なガンマ線宇宙観測所に匹敵する効率と精度でガンマ線バーストを検出および位置特定することを目的とした、過渡現象の測定と位置特定に適用されるCubesats（CAMELOT）ミッション中に適用される予定です。この論文では、私たちの態度決定アプローチの適用性をテストすることを目的としたシミュレーションモデルを紹介します。最初の部分は、任意の初期条件で衛星の軌道と回転をシミュレートし、2番目の部分は、乗法拡張カルマンフィルターに基づく姿勢決定アルゴリズムを適用します。シミュレートされた衛星は、GPSシステム、MEMSジャイロスコープ、およびインフラセンサーを備えていると想定されています。これらの機器は、カルマンフィルターに必要なデータ入力を提供します。低軌道上の超小型衛星の動きをシミュレートすることにより、姿勢決定アルゴリズムの適用可能性を示します。私たちの結果は、インフラセンサーが太陽と地球（天底）の両方の方向を提供する軌道期間中に大きなジャイロスコープのドリフトがある場合でも、姿勢決定に$\sim30'$の1$\sigma$エラーがある可能性があることを示しています。この精度は、インフラセンサーの点光源検出精度を改善したものです。ただし、太陽が地球に食い込んでいる期間中は、姿勢決定エラーが25$^{\circ}$に達する可能性があります。掩蔽期間の後、太陽が再び観測されると、姿勢情報がカルマンフィルターによって即座に回復されることを示します。
パルス到着時間作成方法の比較分析
| Title |
A_comparative_analysis_of_pulse_time-of-arrival_creation_methods |
| Authors |
J._Wang,_G._M._Shaifullah,_J._P._W._Verbiest,_C._Tiburzi,_D._J._Champion,_I._Cognard,_M._Gaikwad,_E._Graikou,_L._Guillemot,_H._Hu,_R._Karuppusamy,_Michael_J._Keith,_Michael_Kramer,_Y._Liu,_A._G._Lyne,_M._B._Mickaliger,_B._W._Stappers,_and_G._Theureau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.13482 |
正確なパルス到着時間（TOA）とその不確実性を抽出することは、高精度パルサータイミングの最初で最も基本的なステップです。古典的な方法では、TOAは、パルサーの理想的な「1D」テンプレートとの相互相関を介して、パルサーの全強度パルスプロファイルから導出されます。このようなパルサータイミング実験の感度の向上に依存する多くの結果が文献に示されていますが、TOAを作成するための最も信頼できる方法、さらに重要なことに、各スキームに関連するTOAの不確実性についてのコンセンサスはありません。この記事では、タイミングテンプレート、TOA決定方法、および最も有用なTOA帯域幅の作成に焦点を当てて、TOA決定プラクティスの包括的な比較を示します。目的は、TOA最適化に向けた可能なアプローチと、最適なTOA作成スキームの（部分的な）識別、およびパルサーとデータセット間の最適化の違いのデモンストレーションの両方を提示することです。データから派生したテンプレートプロファイルの値を分析プロファイルと比較し、最も一般的に使用される3つのテンプレートマッチング方法を評価します。最後に、タイミング精度とTOA帯域幅の関係を調べて、その関係の潜在的な中断を特定します。実際のデモンストレーションとして、選択した方法を3つのテストパルサーPSR\J0218+4232、J1713+0747、およびJ2145$-$0750の欧州パルサータイミングアレイデータに適用します。
160個以上の巨星の高解像度スペクトルからの球状星団NGC6388の金属量
| Title |
Metallicity_of_the_globular_cluster_NGC_6388_from_high_resolution_spectra_of_more_than_160_giant_stars |
| Authors |
Eugenio_Carretta_(1),_Angela_Bragaglia_(1)_((1)_INAF-Osservatorio_di_Astrofisica_e_Scienza_dello_Spazio_di_Bologna) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12721 |
NGC6388は、最も大規模な銀河球状星団（GC）の1つであり、古い、金属が豊富な銀河バルジクラスターです。以前の分光観測を利用することにより、強いフィールドスターの汚染に関連するメンバーシップの不確実性を回避することができました。ESO-VLTで取得したUVESスペクトルを持つ12個の新しい巨星とGIRAFFEスペクトルを持つ150個の巨星の存在量分析を示します。すべての星の視線速度、大気パラメータ、鉄の存在量を導き出しました。以前のデータと組み合わせると、高分解能分光法からNGC6388で均一に分析された合計185個の星が得られます。185個の星の平均視線速度は81.2+/-0.7、rms=9.4km/sです。UVESサンプルとGIRAFFEサンプルから、それぞれ平均金属量[Fe/H]=-0.480dex、rms=0.045dex（35つ星）および[Fe/H]=-0.488dex、rms=0.040dex（150つ星）を取得します。。これらの値を豊富な内部エラーと比較して、クラスター内に広がる重要な固有の金属量の存在を除外します。NGC6388の巨星の約3分の1は、いわゆるタイプIIGCを定義するHST疑似カラーマップの「異常赤色巨星」に属すると主張されているため、どちらの強化された金属量も説明する必要はないと結論付けます。この分類（NGC362のヌル鉄スプレッドによっても示唆されている）またはNGC6388は、タイプIIの球状星団ではありません。
平均場太陽型ダイナモにおける反太陽差動回転の影響-ゆっくりと回転する星の可能な磁気サイクルの調査
| Title |
Impact_of_anti-solar_differential_rotation_in_mean-field_solar-type_dynamos_--_Exploring_possible_magnetic_cycles_in_slowly_rotating_stars |
| Authors |
Quentin_Noraz,_Allan-Sacha_Brun,_Antoine_Strugarek,_Gautier_Depambour |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12722 |
それらの寿命の過程で、太陽型の星の回転はさまざまな段階を経ます。それらがゼロエイジメインシーケンス（ZAMS）に達すると、それらのグローバル回転速度は、ほぼ経験的なスクマニッチの法則に従い、ジャイロクロノロジーを可能にする、少なくとも太陽エイジまでメインシーケンス中に減少します。星震学の最近の結果によると、古い太陽型の星は、ブレーキを切ると遷移点に達する可能性があります。さらに、太陽型星の最近の3D数値シミュレーションは、異なる回転のレジームがロスビー数で特徴付けられることを示しています。特に、ロスビー数が高い（遅い回転子）場合は、反太陽差回転（速い極、遅い赤道）が存在する可能性があります。このレジームが主系列星の間に発生し、一般に低速回転子の場合、ダイナモプロセスによる磁気生成がどのように影響を受けるかを検討できます。特に、ゆっくりと回転する星が実際に磁気サイクルの影響を受けるかどうかを検討します。運動学的な$\alpha$$\Omega$ダイナモは、両方の回転レジームで磁気サイクルとグローバルな極性反転の存在を可能にしますが、$\alpha$効果がタコクラインにサドルされている場合に限ります。それが対流層に分布している場合、太陽型のケースはまだサイクルを持っていますが、反太陽型のケースは持っていません。逆に、フラックスの追加により、反太陽差回転レジームで従来のバブコック-レイトンフラックス輸送ダイナモで磁気サイクルを維持する可能性は見つかりませんでした。これらのケースを説明するために、グラフィックの解釈が提案されています。ただし、両方の処方を含むハイブリッドモデルでも、一部の緯度で局所的な極性反転を維持できることがわかりました。反太陽差回転レジームの星は、非常に特定のダイナモプロセスに対してのみ磁気サイクルを維持できると結論付けています。
LAMOSTDR6からの323の激変星のカタログ
| Title |
A_catalogue_of_323_cataclysmic_variables_from_LAMOST_DR6 |
| Authors |
Yongkang_Sun,_Zhenghao_Cheng,_Shuo_Ye,_Ruobin_Ding,_Yijiang_Peng,_Jiawen_Zhang,_Zhenyan_Huo,_Wenyuan_Cui,_Xiaofeng_Wang,_Jianrong_Shi,_Jie_Lin,_Chengyuan_Wu,_Linlin_Li,_Shuai_Feng,_Yang_Yu,_Xiaoran_Ma,_Xin_Li,_Cheng_Liu,_Ziping_Zhang_and_Zhenzhen_Shao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.13049 |
この作業では、大空域マルチオブジェクトファイバー分光望遠鏡（LAMOST）の第6データリリース（DR6）から特定された激変星（CV）のカタログを提示します。CVスペクトルを特定するために、UMAPと呼ばれる新しい機械学習アルゴリズムを導入して合計169,509のH$\alpha$発光スペクトルを選別し、アルゴリズムの分類精度を99.6$\％$以上から取得します。相互検証セット。次に、テンプレートマッチングプログラムPyHammerv2.0をLAMOSTスペクトルに適用して、金属量のある最適なスペクトルタイプを取得します。これにより、169,509個のスペクトルから色球的に活動する星と潜在的な連星を特定できます。すべてのスペクトルを視覚的に検査した後、LAMOSTデータベースから323個のCV候補を特定し、そのうち52個のオブジェクトが新しいものです。さらに、爆発時の5つのDNサブタイプ、5つのNLサブタイプおよび4つの磁気CV（3つのAMHerタイプと1つのIPタイプ）を含む、スペクトルの特徴に基づいたサブタイプの新しいCV候補について説明します。また、以前に測光によって識別された2つのCVを見つけ、LAMOSTスペクトルによって以前の分類を確認します。
C-O白色矮星へのヘリウムに富む物質のゆっくりとした降着：WD物質の組成は？
| Title |
Slow_Accretion_of_Helium_Rich_Matter_onto_C-O_White_Dwarf:_Does_Composition_of_WD_Matter? |
| Authors |
Harish_Kumar,_Abhinav_Gupta,_Siddharth_Savyasachi_Malu_and_Shashikant_Gupta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.13141 |
バイナリシステムでは、炭素-酸素（CO）白色矮星（WD）へのヘリウムの降着は、多くの天体物理学のシナリオ、特に超新星Ia型で重要な役割を果たします。さらに、ヘリウム降着CO白色矮星の降着率$\dot{M}\lesssim10^{-9}M_{\odot}$$yr^{-1}$の点火密度は、超新星爆発のトリガーメカニズムを決定します。中心から外れたヘリウムフラッシュまたは中心の炭素フラッシュのいずれかである可能性があります。炭素と酸素の量が異なる比較的冷たくて熱い白色矮星への、遅い降着率でのヘリウムの降着を研究することを目指しています$5\times10^{-10}M_{\odot}$$yr^{-1}$。私たちの研究では、恒星天体物理学の実験のためのシミュレーションコードモジュール（MESA）が使用されました。白色矮星の降着段階における表面重力（g）、ヘリウムの光度（$L_{He}$）、有効温度（$T_{eff}$）などのいくつかの特性の変化を分析します。また、ヘリウム燃焼の発火密度（${\rho}_{He}$）と発火温度（$T_{He}$）も計算します。予想通り、降着中にWDのサイズが減少し、gが増加します。しかし、終わりに向かって急速に点火した後、赤色巨星のような膨張が観察されます。この研究では、ヘリウム降着WDの進化の組成への依存性も調査されました。炭素の存在量が少ない白色矮星は、ヘリウムの発火が始まる前にわずかに長く降着することがわかります。
2階建てフィラメントの部分的な噴火、閉じ込め、ねじれの蓄積と解放
| Title |
Partial_Eruption,_Confinement,_and_Twist_Buildup_and_Release_of_a_Double-decker_Filament |
| Authors |
Jialin_Chen,_Yingna_Su,_Rui_Liu,_Bernhard_Kliem,_Qingmin_Zhang,_Haisheng_Ji,_Tie_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.13174 |
2014年7月5日のNOAAAR12104でのフィラメントシステムの部分的な噴火の失敗を、多波長EUV、マグネトグラム、H$\alpha$観測、および磁場モデリングを使用して調査します。フィラメントシステムは、エンドポイントが異なる2つのほぼ共空間セグメントで構成されており、どちらもC字型に似ています。フラックスキャンセルに関連する放出と前駆体フレアに続いて、上部セグメントのみが上昇し、その後、その足元に向かって転がりながら、顕著なねじれた構造を示します。下のセグメントは邪魔されないままであり、システムが2階建て構造を持っていることを示しています。噴火したセグメントは逆C字型になり、材料はその足元に向かって排出されますが、ねじれは失われます。フラックスロープ挿入法を使用して、観測された進化の重要な要素を定性的に再現するソース領域のモデルを構築します。噴火の開始時に、モデルは、ごくわずかなねじれのあるフラックス束の上のフラックスロープで構成されています。これは、フィラメントが2階建て構造を持っているという観測的解釈と一致しています。フラックスロープは、最初の緩和中にトーラス不安定性の臨界高さに達しますが、下部フラックスバンドルは安定した平衡状態を保ちます。噴火は、磁気ヌルが見つからないものの、フラックスロープが磁気ファン表面を連想させるドーム型の準セパラトリックス層に到達すると終了します。フラックスロープは、ドームの上の閉じ込められた上にあるフラックスとの再接続によって破壊され、その過程でそのねじれを伝達します。
既知のX線閃光星EXO040830-7134.7からの電波放射の検出
| Title |
The_detection_of_radio_emission_from_known_X-ray_flaring_star_EXO_040830-7134.7 |
| Authors |
L._N._Driessen_(1),_D._R._A._Williams_(1),_I._McDonald_(1_and_2),_B._W._Stappers_(1),_D._A._H._Buckley_(3_and_4),_R._P._Fender_(5_and_6)_and_P._A._Woudt_(4_and_6)_((1)_Jodrell_Bank_Centre_for_Astrophysics,_Department_of_Physics_and_Astronomy,_The_University_of_Manchester,_Manchester,_UK,_(2)_School_of_Physics_and_Astronomy,_Open_University,_Walton_Hall,_Milton_Keynes,_UK,_(3)_South_African_Astronomical_Observatory,_South_Africa,_(4)_Department_of_Astronomy,_University_of_Cape_Town,_Rondebosch,_South_Africa,_(5)_Department_of_Physics,_Astrophysics,_University_of_Oxford,_Oxford,_UK,_(6)_Inter-University_Institute_for_Data_Intensive_Astronomy,_Department_of_Astronomy,_University_of_Cape_Town,_Rondebosch,_South_Africa) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.13283 |
近くの激変星VWHydriのMeerKAT観測中に、既知のX線閃光星EXO040830$-$7134.7からの電波放射の検出を報告します。MeerKAT観測には3つのエポックがあり、最初のエポックでは星が検出されず、2番目のエポックで検出され、3番目のエポックでわずかに検出されます。検出が静止放射であるか、一時的な電波バーストであるかを区別することはできません。無線検出が静止放射であると仮定すると、ソースはG\"udel-Benz関係のやや右側にあります。ただし、無線非検出の上限が静止放射を示していると仮定すると、ソースは静止放射を示します。どちらの場合も関係とほぼ一致しています。アーカイブスペクトルエネルギー分布データと新しいSALT高分解能分光法を使用して、EXO040830$-$7134.7が4000$の温度で色球的に活性なM-ドワーフであることを確認します。\pm$200KのスペクトルタイプM0V。ASAS、ASAS-SN、およびTESS光学測光を使用して、5.18$\pm$0。04日の改善された回転周期を導き出します。これは、ソースの最初の無線検出であり、M-ドワーフ。
AGB星の風の形態運動学L $ _2 $ Pup
| Title |
Morpho-kinematics_of_the_wind_of_AGB_star_L$_2$_Pup |
| Authors |
D.T._Hoai,_P.T._Nhung,_P._Darriulat,_P.N._Diep,_N.B._Ngoc,_T.T._Thai_and_P._Tuan-Anh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.13303 |
AGB星L$_2$Pupの単一皿観測は、非常に低い質量損失率と膨張速度を明らかにし、標準的な風モデルの観点からの解釈に挑戦しています。最近のVLTとALMAの観測では、星の中心から$\sim$20au以内の星周エンベロープの詳細な画像が描かれています。これは、ガスと塵のほぼ真っ直ぐに回転する円盤で、おそらく星の近くに惑星の仲間をホストしています。しかし、これらの観測は、星の重力から逃げる風に関する直接的な情報を提供していません。現在の記事では、$^{12,13}$CO（3-2）、$^{29}$SiO（8-7）、$^{12}$CO（2-1）、および$のALMA観測を使用しています。^{28}$SiO（5-4）ラインエミッションは、この問題に新たな光を当てます。これは、発生期の風の形成に関してL$_2$Pupの見かけの正常性を示しており、重要な線は星の中心から4au以内に広がっていますが、円盤軸に沿って流れる風の証拠はありません。星の中心から最大約200auの距離では、風の形態運動学は円盤または赤道の強化によって支配され、約5kms$^{-1}を超えない速度で等方的に半径方向に拡大します。$、空の平面に対して北西/南東方向に傾斜しています。さらに、ディスクの両側で低密度の流出が観察され、ディスク軸の周りの大きな立体角をカバーし、ディスクのフラックスの約半分に寄与します。このような形態は、中央のガスとダストの円盤によってコリメートされた一対の連続した流出の予想とは大きく異なります。
ガイアDR2に基づく近接連星進化：光度の低い後期WC型ウォルフ・ライエ星の起源
| Title |
Close_binary_evolution_based_on_Gaia_DR2:_the_origin_of_late_WC-type_Wolf-Rayet_stars_with_low_luminosity |
| Authors |
Weiguo_Peng,_Hanfeng_Song,_Georges_Meynet,_Andre_Maeder,_Fabio_Barblan,_Ruiyu_Zhang,_Sylvia_Ekstr\"omt,_Cyril_Georgy,_Gang_Long,_Liuyan_Zhao,_Ying_Qin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.13305 |
HR図で$\rm\logL/L_{\odot}<5.4$未満の低光度で観測された後期型のWCウォルフライエ星（WC7-9）は、単一の星の進化の軌跡では十分に再現できません。ロッシュローブのオーバーフローによる物質移動は、2つのコンポーネントの内部構造と表面組成を大幅に変更します。したがって、バイナリは、これらのWCスターを生成するための非常に有望な進化チャネルを提供します。
HeliosphericImagerデータの幾何学的モデリングから導出されたCME運動学の不確実性の定量化
| Title |
Quantifying_the_uncertainty_in_CME_kinematics_derived_from_geometric_modelling_of_Heliospheric_Imager_data |
| Authors |
Luke_Barnard,_Mathew_Owens,_Christopher_J._Scott,_Mike_Lockwood,_Curt_A._de_Koning,_Tanja_Amerstorfer,_J\"urgen_Hinterreiter,_Christian_M\"ostl,_Jackie_Davies,_Pete_Riley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.13337 |
コロナ質量放出（CME）の幾何学的モデリングは、それらの運動学的進化を評価するために広く使用されているツールです。さらに、ELEvoHIなどの幾何学的モデリングに基づく技術が宇宙天気予報のための予測ツールに開発されています。これらのモデルは、太陽風の構造が、定量化されていない不確実性の原因であるCMEの進化に影響を与えないことを前提としています。HUXt太陽風モデルで多数のConeCMEシミュレーションを使用して、幾何学的モデリングに導入された不確実性のスケールと太陽風構造によるELEvoHICME到着時間を定量化します。シミュレーションのデータベースを作成し、平均、高速、および極端なCMEシナリオを表し、それぞれが100の異なる周囲の太陽風環境を独立して伝播します。次に、これらのシミュレーションの合成ヘリオスフェアイメージャ観測をさまざまな幾何学的モデルとともに使用して、CMEの運動学を推定します。幾何学的モデリングのエラーは、オブザーバーの場所に依存しますが、CMEシナリオには依存しないようです。一般に、幾何学的モデルは、真の値よりも大きいCME頂点距離を予測する方向に偏っています。これらのCMEシナリオでは、L5領域のオブザーバーの幾何学的モデリングエラーが最小限に抑えられます。さらに、幾何学的モデリングの誤差は、CMEの経路における太陽風構造のレベルとともに増加します。L5領域のオブザーバーのELEvoHI到着時間エラーは最小化され、平均絶対到着時間エラーは$8.2\pm1.2$〜h、$8.3\pm1.0$〜h、および$5.8\pm0.9$〜hです。平均的、高速、および極端なCMEシナリオ。
星周物質で爆発するヘリウム星とIbn型超新星の起源
| Title |
Helium_stars_exploding_in_circumstellar_material_and_the_origin_of_Type_Ibn_supernovae |
| Authors |
Luc_Dessart,_John_Hillier,_and_Hanindyo_Kuncarayakti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.13360 |
タイプIbn超新星（SNe）は、そのスペクトルが持続的に狭いHeI線を示し、そのボロメータ光度曲線が標準のタイプIbcSNeと比較してピークで通常急速に進化し、過光である、不思議なクラスの過渡現象です。放射流体力学と放射伝達計算を実行することにより、このようなタイプIbnSNeの相互作用シナリオを調査します。高密度の風のような星周物質（CSM）内の標準エネルギーのヘリウム星爆発は、AT2018cowのような例外的なイベントを彷彿とさせる、数10^44erg/sのピーク光度に日中のタイムスケールで到達できることがわかります。同様の相互作用ですが、風が弱いと、タイプIbcSNeが発生し、光度曲線が2倍になり、ピーク光度が〜10^42.2〜〜10^43erg/sの範囲になります。対照的に、ほとんどのタイプIbnSNeの狭いスペクトル線と適度なピーク光度は、最初は5Msun未満のヘリウム星での低エネルギー爆発を示唆しており、おそらく相互作用連星から生じ、大量のヘリウムに富むものと衝突します。おそらく噴出物のような、〜10^15cmのCSM。相互作用によって生まれ、動力を与えられた、動きの遅い高密度シェルの非局所熱力学的平衡放射伝達シミュレーションは、後期の2006jc、2011hw、または2018bccのようなタイプIbnSNeと比べて遜色なく、約50％のヘリウム、太陽金属量、および1〜2Msunの総噴出物/CSM質量。ヘリウムの存在量が少ないと、HeI線が弱くなるか存在しないため、観測されたタイプIbnSNeのより大規模な構成が除外されます。さらに、遅い時間にタイプIbnSNeで見られる5500A未満のFeII放出の優位性は、低金属量では予測されません。したがって、それらの有望な特性にもかかわらず、低い金属量を必要とする非常に重い星の脈動対不安定性からのタイプIbnSNeはおそらくまだ観察されていません。
層状大気におけるアルヴェーン波の脆弱性について
完全な漸近展開は、等温3次元（3D）平面成層大気の基部で、低速、Alfv\'en、および高速の電磁流体力学的波に対して開発されます。$z=\infty$に関する既存の収束フロベニウス級数解とともに、下から注入された低速波とアルヴェーン波の運命を明らかにするマッチングが数値的に計算されます。2次元モデルのAlfv\'en波は、波が磁場の平面内を伝播するという意味で2.5Dですが、その偏波は無視できる水平方向に垂直であり、波はAlfv\'のままです。全体に波。磁場の垂直面から離れる波の伝播面の回転は、プラズマ変位ベクトルを水平から遠ざけ、それによってそれを成層に結合します。このような3Dモデルでは、強力な低速Alfv\'en結合が発生することが示されています。音響カットオフに匹敵するかそれ以上の周波数で低大気で生成された方向平均Alfv\'en波束の約50％が、小さな磁場傾斜$\thetaのAlfv\'en流束として頂点に達することができることがわかります。$、これは$\theta$の増加とともに80％以上に増加します。一方、方向平均の遅い波は、小さな傾斜でアルヴェーン波に変換するのに40％効果的ですが、これは$\theta$と波の周波数の増加とともに急激に減少します。以前に調査された高速-低速および高速-アルヴェーン結合とともに、これは、注入された横波がアルヴェーン波として上層大気に到達できる貴重な洞察を提供し、太陽および恒星の冠状動脈加熱と太陽/恒星風に影響を与えます加速度。
5つの高温で水素が不足している白色矮星の非局所熱力学的平衡スペクトル分析
| Title |
Non-local_thermodynamic_equilibrium_spectral_analysis_of_five_hot,_hydrogen-deficient_pre-white_dwarfs |
| Authors |
Klaus_Werner,_Nicole_Reindl,_Matti_Dorsch,_Stephan_Geier,_Ulisse_Munari,_Roberto_Raddi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.13549 |
最近および進行中の調査にもかかわらず、有効温度がTeff>70,000K、表面重力が5.0<logg<7.0の、高温でコンパクトな水素欠乏白色矮星（pre-WD）は、かなりまれなオブジェクトです。それらは、単一星の進化（後期ヘリウムシェルフラッシュまたは後期ヘリウムコアフラッシュ）または連星進化（二重WD合併）の結果であると考えられています。彼らの研究は興味深いものです。なぜなら、表面の元素の存在量は、熱核フラッシュと合併イベントの物理学を反映しているからです。分光学的には、PG1159、O（He）、またはHe-sdOの3つの異なるクラスに分類されます。テフ=70,000-80,000Kおよびlogg=5.2-6.3の範囲の大気パラメータを持っていることが判明した5つのそのような星の分光分析を提示します。調査した3つのHe-sdOは、水素の質量分率が比較的高く（10％）、シングル（Heコアフラッシュ）とバイナリ進化（He-WDの合併）の両方のシナリオでは説明できません。O（He）スターJL9は、おそらくバイナリヘリウム-WD合併ですが、その水素含有量（6％）も合併モデルと対立しています。RL104は、WD以前の段階でPG1159クラスの「最もクールな」（Teff=80,000K）メンバーであることがわかりました。その光スペクトルは、n=22までの主量子数を持つリュードベリ状態を含むCIV線を示すため、注目に値します。そのかなり低い質量（0.48+0.03/-0.02Msun）は、PG1159星の一般的な進化シナリオと一致させるのが困難です。それは（非常に）遅いHeシェルフラッシュの結果であることに。同じ質量問題は、PG1159のような存在量を予測するHe-sdOとCOWDの密接なバイナリの合併モデルに直面しています。おそらくRL104は、2つの低質量He-WDの合併によって形成されたCO/HeWDの非常に遅いHeシェルフラッシュに由来します。
ダークバリオンの奇妙な物理学
| Title |
The_Strange_Physics_of_Dark_Baryons |
| Authors |
Gonzalo_Alonso-\'Alvarez,_Gilly_Elor,_Miguel_Escudero,_Bartosz_Fornal,_Benjam\'in_Grinstein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12712 |
バリオン数を運ぶGeVスケールの暗黒物質粒子は、暗黒物質の起源と宇宙の物質と物質の非対称性を理解するための魅力的なフレームワークを提供します。ストレンジクォーク（ハイペロン）を含むハドロン状態の暗い崩壊が、そのような暗いバリオンを発見するための優れた見通しを提供することを示します。ハイペロン暗崩壊に関連する行列要素の新しい計算に基づいて、さまざまな衝突型加速器、フレーバー、および天体物理学的制約を考慮して、BESIIIやLHCbなどのハイペロン工場での予想速度を決定します。また、ハイペロン暗崩壊と中性子寿命異常およびメソジェネシスとの興味深い理論的関係を強調します。
| Title |
Machine_learning_assisted_Bayesian_model_comparison:_learnt_harmonic_mean_estimator |
| Authors |
Jason_D._McEwen,_Christopher_G._R._Wallis,_Matthew_A._Price,_Matthew_M._Docherty |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12720 |
周辺尤度（ベイズの証拠）を計算するための悪名高い調和平均推定量を復活させ、その問題のある大きな分散を解決します。周辺尤度は、モデルの事後確率を評価する必要があるため、ベイズモデル選択の重要な要素です。ただし、その計算は困難です。NewtonandRafteryによって1994年に最初に提案された元の調和平均推定量は、後方からのサンプルが与えられた尤度の調和平均を計算することを含みます。元の推定量は、分散が非常に大きくなり、有限ではない可能性があるため、壊滅的に失敗する可能性があることがすぐにわかりました。この問題に対処するために、調和平均推定量のいくつかの変形が提案されていますが、完全に満足できるものはありません。学習した調和平均推定量を提示します。これは、元の推定量の変形であり、大きな分散の問題を解決します。これは、調和平均推定量を重要度サンプリングとして解釈し、新しいターゲット分布を導入することによって実現されます。新しいターゲット分布は、結果の推定量の分散を最小限に抑えながら、最適であるがアクセスできないターゲットを近似するように学習されます。推定量は後方のサンプルのみを必要とするため、後方のサンプルを生成するために使用される戦略にとらわれません。元の調和平均推定量が壊滅的に失敗する多くの病理学的例を含む、さまざまな数値実験で推定量を検証します。すべての場合において、学習した調和平均推定量は非常に正確であることが示されています。推定量は計算上スケーラブルであり、次元$\mathcal{O}（10^3）$以降の問題に適用できます。学習した調和平均推定量を実装するコードが公開されています。
ブースターを備えた可聴アクシオン：回転するALPからの確率的重力波
| Title |
Audible_Axions_with_a_Booster:_Stochastic_Gravitational_Waves_from_Rotating_ALPs |
| Authors |
Eric_Madge,_Wolfram_Ratzinger,_Daniel_Schmitt,_Pedro_Schwaller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12730 |
重力波は、標準模型の粒子への結合がない場合でも、暗い光子場に結合されたアクシオンまたはアクシオンのような粒子をプローブする新しい方法を提供します。しかし、従来のミスアラインメントメカニズムでは、観測可能な確率的重力波バックグラウンドの生成には、大きなアクシオン減衰定数が必要です。ここでは、アクシオンの初速度が大きいと想定される動的ミスアラインメントシナリオ内で生成された重力波信号を調査します。次に、その運動エネルギーは、減衰定数のより低い値でも検出可能な重力波信号を生成するのに十分に高いエネルギー収支を提供します。解析的推定値を取得し、対応する重力波信号の数値シミュレーションを実行し、現在および将来の重力波観測所での検出可能性を評価します。さらに、暗黒光子またはアクシオンが暗黒物質を構成する、または宇宙のバリオン非対称性が軸形成メカニズムを介して生成されるパラメーター領域とともに、モデルのパラメーター空間に対応する投影された制約を提示します。最後に、回転するアクシオンの断片化からGW生成を計算しますが、実験的に観察することは困難です。
$ ^ {60-63} $ Gaの質量測定は、X線バーストモデルの不確実性を低減し、評価された$ \ mathbf {T = 1}
$等圧多重項質量方程式を拡張します。
| Title |
Mass_measurements_of_$^{60-63}$Ga_reduce_X-ray_burst_model_uncertainties_and_extend_the_evaluated_$\mathbf{T=1}$_isobaric_multiplet_mass_equation |
| Authors |
S._F._Paul,_J._Bergmann,_J._D._Cardona,_K._A._Dietrich,_E._Dunling,_Z._Hockenbery,_C._Hornung,_C._Izzo,_A._Jacobs,_A._Javaji,_B._Kootte,_Y._Lan,_E._Leistenschneider,_E._M._Lykiardopoulou,_I._Mukul,_T._Murb\"ock,_W._S._Porter,_R._Silwal,_M._B._Smith,_J._Ringuette,_T._Brunner,_T._Dickel,_I._Dillmann,_G._Gwinner,_M._MacCormick,_M._P._Reiter,_H._Schatz,_N._A._Smirnova,_J._Dilling,_A._A._Kwiatkowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.12788 |
陽子ドリップラインに接近する中性子不足ガリウム同位体の精密質量測定を報告します。TITANの多重反射飛行時間型質量分析計を使用して実行された$^{60-63}$Gaの測定は、現在の文献の質量の不確かさ$^{61}$Gaの3倍以上の改善を提供し、最初の直接的な$^{60}$Gaの質量測定。$^{61}$Ga質量の精度の向上は、$^{60}$Zn待機点付近の本質的な反応Q値を制約するため、天体物理学的rpプロセスに重要な影響を及ぼします。1ゾーンモデルでの計算に基づいて、X線バーストモデルの予測の不確実性に対する改善された質量データの影響を示します。$^{60}$Ga基底状態の質量を初めて測定すると、この核種の陽子結合の性質が確立されます。したがって、この同位体鎖に沿ったプロトンドリップラインの位置を制約します。$^{60}$Gaの測定質量を含めると、評価された$T=1$等圧多重項質量方程式を$A=60$まで拡張できます。
正確な距離測度でヌルエネルギー条件をテストする
一般相対性理論では、2種類の距離測度間の不等式を単一のソースに提示します。与えられたエミッターとオブザーバーについて、三角視差によって測定されたそれらの間の距離は、ヌルエネルギー条件が成り立ち、間に焦点がない場合、角直径距離よりも短くなることは決してないと述べています。この結果は、時空ジオメトリの詳細や、観測者とソースの動きとは無関係です。この証明は、測地線のバイローカル演算子の形式と、微小光線束のよく知られた特性に基づいています。距離の不等式の違反を観察すると、大規模では、ヌルエネルギー条件が成立しないか、光がヌル測地線に沿って移動しないことを意味します。
重力波と検出器の相互作用のテスト
テストマスのさまざまな材料、およびグローバルな地上ベースの重力波干渉計検出器のアーム長の違いは、ニュートンの第2法則、弱い等価原理、および動的な時空間効果の観点からのアインシュタイン等価原理をテストするための独自のアプローチを提供します。重力波と検出器の相互作用。特定の重力理論とは独立した、重力波と検出器の間の相互作用のための新しいテスト戦略を提案しました。複数の線源と複数の検出器の場合のフィッシャーマトリックスアプローチの新しい母集団レベルは、連星中性子星と連星ブラックホール合体の見通しを評価するために形式化されています。一般化された検出器の応答を通じて、より多くのソースがパラメーターの縮退を壊す可能性があり、相互作用と重力-慣性質量比パラメーターを標準偏差$\ls1\％$で制約し、将来の3番目のコンパクトなバイナリ合体ソースを約10個使用できることがわかりました。生成検出器ネットワーク。
| Title |
Primordial_black_holes_as_a_probe_of_strongly_first-order_electroweak_phase_transition |
| Authors |
Katsuya_Hashino,_Shinya_Kanemura_and_Tomo_Takahashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.13099 |
原始ブラックホールは、一次相転移の遅延真空崩壊から生成される密度変動によって生成される可能性があります。電弱相転移で生成された原始ブラックホールの質量は約$10^{-5}$太陽質量です。質量範囲のこのような原始ブラックホールは、スバルHSC、OGLE、PRIME、ローマ望遠鏡などの現在および将来のマイクロレンズ観測によってテストできます。したがって、原始ブラックホールを介した強力な一次電弱相転移を伴う新しい物理モデルを探索できる可能性があります。次元6および8の演算子を使用した標準モデルの有効場の理論で、1次の電弱相転移を伴うモデルを使用してこの可能性を調べます。相転移のパラメータに応じて、上記の実験で観察できる十分な数の原始ブラックホールを生成できることがわかります。私たちの結果は、原始ブラックホールが、強力な一次電弱相転移を持つモデルの新しいプローブとして使用できることを示唆しています。これは、将来のコライダー実験でのトリプルヒッグスボソン結合の測定および将来の宇宙での重力波の観測と相補的です。ベースの干渉計。
グループ同変神経事後推定
| Title |
Group_equivariant_neural_posterior_estimation |
| Authors |
Maximilian_Dax,_Stephen_R._Green,_Jonathan_Gair,_Michael_Deistler,_Bernhard_Sch\"olkopf,_Jakob_H._Macke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.13139 |
条件付き神経密度推定量を使用したシミュレーションベースの推論は、科学の逆問題を解決するための強力なアプローチです。ただし、これらの方法は通常、基礎となるフォワードモデルをブラックボックスとして扱い、等分散などの幾何学的プロパティを利用する方法はありません。等分散性は科学モデルでは一般的ですが、それらを表現力豊かな推論ネットワーク（フローの正規化など）に直接統合することは簡単ではありません。ここでは、パラメーターとデータの共同変換の下で等分散を組み込むための代替方法について説明します。グループ同変神経事後推定（GNPE）と呼ばれる私たちの方法は、パラメーターの事後確率を推定しながら、データの「ポーズ」を自己無撞着に標準化することに基づいています。これはアーキテクチャに依存せず、正確な等分散と近似的な等分散の両方に適用されます。実世界のアプリケーションとして、重力波観測からの天体物理学的連星ブラックホールシステムの償却推論にGNPEを使用します。GNPEが最先端の精度を達成すると同時に、推論時間を3桁短縮することを示します。
カルブ・ラモンド背景フィールドを持つビアンキタイプI宇宙論
ローレンツの対称性の破れの影響は、宇宙論の文脈で指摘されています。カルブ・ラモンド場に結合されたビアンキIジオメトリを使用すると、ローレンツ対称性違反の結果は、特定の空間方向での異なる膨張率によって示されます。この記事では、結合定数$\xi_1$に焦点を当てます。これは、カルブ・ラモンド場から、最小の標準模型拡張の重力セクターでローレンツ違反を引き起こす3つの係数すべてを生成します。結合定数$\xi_1$は、ダークエネルギー時代の特定の方向への宇宙の膨張率を増加させます。結果として、その結合定数の有効範囲も得られます。
極超短波重力子の粘性吸収
高周波重力子は、ビッグバン元素合成の前に対応する波長がハッブル半径に再び入るときに、膨張後プラズマの第1および第2の粘度によって吸収される可能性があります。媒体の総音速が放射よりも硬い場合でも、膨張速度はせん断速度を超えますが、体積粘度は無視できません。インフレーション終了時のエントロピー密度の値に応じて、周波数がkHz帯域とGHz領域の間にある場合の非可視結果と比較して、遺物重力子のスペクトルエネルギー密度が変更されます。nHz領域では、スペクトルはニュートリノのフリーストリーミングによる既知の抑制を継承しますが、クォーク-ハドロン相転移の周りのバルク粘度の突然の発生によって引き起こされる可能性のあるわずかなスパイクも継承します。重イオン。
衝突難民から非領土化された州へ：小惑星衝突シナリオにおける極端な法的政策の事例の予見
| Title |
From_impact_refugees_to_deterritorialized_states:_foresighting_extreme_legal-policy_cases_in_asteroid_impact_scenarios |
| Authors |
Elisa_Sim\'o-Soler_and_Eloy_Pe\~na-Asensio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.13643 |
記録された歴史を通して、人間は近くの国で安全を求めるために国境を越えてきました。移動の理由は、地球起源の現象によって生成されましたが、予期しない地球外の脅威への暴露は、別のシナリオを提起します。小惑星衝突警告は、歴史的な前例を表すパラダイムの変更を意味します。この点で、自然災害との類似性を、考えられる複数のシナリオ、およびa）この状況を規制するための法的枠組みに関連する法的側面とともに検討する必要があります。b）州の行動と責任。c）影響力のある難民の定義と、非領土化された州などの伝統的な概念の再構成。さらに、意思決定プロセスと関係する関係者は、国際法を改善するための協力的な取り組みによって主導されなければなりません。これらの新しい状況は、国家間の不平等を考慮し、最も安全で最も効果的な技術を使用した民主的な解決策を通じて人類を保護することを目的として確立されるべきです。
ブラックホール連星進化の時間領域テストにおける分類学のモデル化
| Title |
Model_systematics_in_time_domain_tests_of_binary_black_hole_evolution |
| Authors |
Shilpa_Kastha,_Collin_D._Capano,_Julian_Westerweck,_Miriam_Cabero,_Badri_Krishnan,_Alex_B._Nielsen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.13664 |
バイナリブラックホールダイナミクスの異なるフェーズ間でいくつかの整合性テストを実行します。重力波イベントGW150914およびGW170814のインスピレーション、合併、およびリングダウン。これらのテストは、異なるフェーズ間のスペクトル漏れなしに、時間領域で明示的に実行されます。最初のブラックホールと最後のブラックホールの質量とスピンの事後分布を計算します。また、残りのブラックホールを記述するパラメータから、2つの個別のブラックホールの初期面積と最終面積を計算します。これにより、ホーキングのブラックホール面積定理のテストが容易になります。異なる波形モデルを使用して、2つのイベントによる面積増加法則の体系的な波形の不確実性を定量化します。これらのエラーは、面積定理が確認される信頼性を誇張することにつながる可能性があることがわかりました。たとえば、合併時にシングルモードで構成される減衰正弦波を使用して最終的な面積を推定すると、GW150914の面積定理と$>99\％$の一致が見られます。これは、このモデルが最終的な質量を過大評価しているためです。ドミナントモードの倍音を含めると、信頼度が$\sim94\％$に低下します。完全な合併リングダウンモデルを使用すると、信頼度がさらに$\sim85-90\％$に低下します。面積の測定された変化を面積の予想される変化と比較すると、面積の変化の推定値を超えてキャプチャされるため、より堅牢なテストが得られることがわかります。このテストをGW150914およびGW170814に適用すると、GRとの良好な一致が見られます。
