投影された銀河フィールドの情報コンテンツ
| Title |
The_Information_Content_of_Projected_Galaxy_Fields |
| Authors |
Lucas_Porth_and_Gary_M._Bernstein_and_Robert_E._Smith_and_Abigail_J._Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.13702 |
非線形に進化した大規模な質量分布のパワースペクトルは、質量変動の振幅に関して利用可能な情報のごく一部しか回復しません。測光赤方偏移調査から得られる可能性があるように、視線に沿って平均$\upperx100$〜$h^{-1}$Mpcの質量分布の2D「スラブ」でこの情報の回復を調査します。投影された場が銀河によってポアソンサンプリングされた点変換されたガウス確率場であるという仮定の下で、スラブ内の非ガウス質量分布を再構築するためのハミルトニアンモンテカルロ（HMC）法を示します。$z=1$で横方向の解像度が2〜$h^{-1}$Mpcの\textit{Quijote}$N$-bodyスイートに適用すると、このメソッドは$\simの30$倍の情報を回復します。十分にサンプリングされた制限の2Dパワースペクトルよりも、情報のガウス制限を回復します。より現実的な銀河のサンプリング密度$0.01$〜$h^3$Mpc$^{-3}$では、ショットノイズにより、4〜$h^{の解像度でのパワースペクトルに比べて情報ゲインが5分の1に減少します。-1}$Mpc以下。
kSZ $ ^ 2 $の見通し-再電離中の銀河相互相関
| Title |
Prospects_for_kSZ$^2$-Galaxy_Cross-Correlations_during_Reionization |
| Authors |
Paul_La_Plante,_Jackson_Sipple,_Adam_Lidz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.13717 |
動的なスニヤエフ・ゼルドビッチ（kSZ）効果への再電離時代の寄与を抽出するための新しいアプローチを探求します。私たちの方法は、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）のフィルター処理されたマップと二乗されたマップの間のクロスパワースペクトルと、宇宙の再電離の時代（EoR）中の測光銀河調査を利用します。このkSZ$^2$-銀河のクロスパワースペクトル統計は、より低い赤方偏移（$z\lesssim1.5$）で正常に検出されました。ここでは、パッチ状の再イオン化のシグネチャを抽出するための潜在的な手段として、このメソッドを$z\gtrsim6$に拡張します。再電離プロセスの半数値シミュレーションを使用して、複数の測光赤方偏移ビン全体で予想される信号をモデル化します。原則として、相互相関統計は、kSZ信号への再電離時代の寄与を確実に抽出しますが、その赤方偏移の進展は、再電離のタイミングに関する貴重な情報をもたらします。具体的には、$\ell\sim1,000$付近のモデル相互相関信号は、宇宙の体積の約20％がイオン化されるEoRの初期段階でピークに達します。検出可能な$\ell$モードは、主に関連するバイスペクトルの絞られた三角形の構成を反映し、大規模な銀河の過密度場と小規模なkSZパワーとの相関関係を定量化します。ローマ宇宙望遠鏡からのライマンブレーク銀河の将来の広視野サンプルと、サイモンズ天文台、CMB-S4、CMB-HDなどの次世代CMB調査を使用して、この信号を検出する見通しを予測します。すべての$\ell$モードを合計すると、CMB-HDとRomanで約13$\sigma$の検出が可能であることがわかります。相互相関信号のスケールと赤方偏移依存性を測定するために、単純な検出を超えて移動することを目的として、このアプローチと関連する統計を改善する可能性について説明します。
ボーダーのないレンズ。 I.独立したイメージング調査間のギャラクシー-ギャラクシーレンズの振幅のブラインド比較
| Title |
Lensing_Without_Borders._I._A_Blind_Comparison_of_the_Amplitude_of_Galaxy-Galaxy_Lensing_Between_Independent_Imaging_Surveys |
| Authors |
A._Leauthaud,_A._Amon,_S._Singh,_D._Gruen,_J._U._Lange,_S._Huang,_N._C._Robertson,_T._N._Varga,_Y._Luo,_C._Heymans,_H._Hildebrandt,_C._Blake,_M._Aguena,_S._Allam,_F._Andrade-Oliveira,_J._Annis,_E._Bertin,_S._Bhargava,_J._Blazek,_S._L._Bridle,_D._Brooks,_D._L._Burke,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_F._J._Castander,_R._Cawthon,_A._Choi,_M._Costanzi,_L._N._da_Costa,_M._E._S._Pereira,_C._Davis,_J._De_Vicente,_J._DeRose,_H._T._Diehl,_J._P._Dietrich,_P._Doel,_K._Eckert,_S._Everett,_A._E._Evrard,_I._Ferrero,_B._Flaugher,_P._Fosalba,_J._Garcia-Bellido,_M._Gatti,_E._Gaztanaga,_R._A._Gruendl,_J._Gschwend,_W._G._Hartley,_D._L._Hollowood,_K._Honscheid,_B._Jain,_D._J._James,_M._Jarvis,_B._Joachimi,_A._Kannawadi,_A._G._Kim,_E._Krause,_K._Kuehn,_K._Kuijken,_N._Kuropatkin,_M._Lima,_N._MacCrann,_et_al._(44_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.13805 |
LensingWithoutBordersは、さまざまなデータセットにわたる銀河-銀河レンズ信号（$\Delta\Sigma$）の一貫性を評価し、体系的なエラーのエンドツーエンドのテストを実行するために作成されたクロスサーベイコラボレーションです。BOSSからのレンズサンプルと6つの独立したレンズ調査を使用して、$\Delta\Sigma$の振幅のブラインド比較を実行します。経験的に推定された系統的誤差と報告された系統的誤差の間には、4つのレンズビンと3つの半径範囲で2.3$\sigma$よりもよく一致する良好な一致が見られます。$z_{\rmL}>0.43$のレンズの場合、統計誤差を考慮して、レンズの振幅と調査深度の間に3〜4$\sigma$の相関関係を検出します。この相関関係は、認識されていない銀河ブレンドの赤方偏移が高くなると、せん断キャリブレーションおよび測光赤方偏移キャリブレーションの欠陥に与える影響が大きくなることから生じる可能性があります。$z_{\rmL}>0.54$では、振幅はさらに前景の恒星密度と相関する可能性があります。これらの傾向の振幅は、既知のせん断および赤方偏移のキャリブレーションの不確実性を含むように設計された、調査で定義された系統的エラーバジェットの範囲内です。完全に経験的で保守的な方法を使用すると、大きな未知の系統分類学の証拠は見つかりません。15％（25％）を超える系統誤差は、$z<0.54$で68％（95％）の信頼度で3つのレンズビンで除外されました。クラスタリングに基づく予測に関する違いは、20〜30％のレベルであることが観察されています。したがって、我々の結果は、レンズ分類学だけでは、$z<0.54$での「レンズが低い」効果を完全に説明することはできないことを示唆しています。この分析は、クロスサーベイ比較の力を実証し、将来のレンズ分析における系統分類学を特定して削減するための有望な道を提供します。
バックグラウンドおよび摂動レベルで制約された一般化チャプルギンガスモデルの新しいパラメーター化
| Title |
New_parameterizations_of_generalized_Chaplygin_gas_model_constrained_at_background_and_perturbation_levels |
| Authors |
S._F._Salahedin,_M._Malekjani,_K._Y._Roobiat_and_R._Pazhouhesh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.13845 |
バックグラウンドおよび摂動レベルでの一般化チャプリギンガス（GCG）暗黒エネルギーモデルの主な宇宙論的特性を研究します。バックグラウンドレベルと摂動レベルの両方で最新の宇宙論データを使用することにより、モデルの宇宙論的パラメーターを制約するための共同尤度分析を実装します。利用可能な拡張および成長率データを使用して、統計的マルコフ連鎖モンテカルロ法に基づいてGCGモデルの自由パラメーターに制約を課します。次に、宇宙論的パラメーターの最適値と信頼領域の値が見つかります。GCGモデルで宇宙の現在の膨張率の最適値を取得し、それが$\Lambda$CDMモデルとよく一致していることを示します。さらに、物質摂動の成長率は、統一されたGCGモデルのコンテキストで調査されます。このモデルでは、$\Lambda$CDMモデルの$\Lambda$セクターのような暗黒エネルギー成分が、物質の摂動の振幅を抑制できることが示されています。GCGパラメータ化における摂動の成長率は、一致$\Lambda$CDMモデルの場合と同様のクラスタースケールの観測と一致していることを示します。私たちの結果は、一致モデルに現れた$\sigma_{8}$の緊張がGCG宇宙論で緩和できることを示しています。
コトラー時空の銀河団の静水圧X線質量に対する相対論的補正を計算します。これは、宇宙定数が与えられた一般相対性理論のアインシュタイン方程式の球対称解です。クラスターの静水圧質量（ニュートン重力を想定して計算）は、レンズ質量と比較して過小評価されていることがわかっており、この不一致は静水圧質量バイアスとして知られています。相対論的静水圧X線質量はレンズ質量よりも自動的に低いため、Kottlerメートル法の構造の下で、この{\itansatz}を使用して静水圧質量バイアスの問題が軽減されるかどうかを確認します。このパイロットテストでは、18個の銀河団のサンプルを検討します。X線とレンズの質量の比率は、コトラー時空でも1に近いことがわかります。したがって、銀河団の静水圧X線質量に対する相対論的補正の影響は無視できます。
非常に大規模な不均一性を伴うダークエネルギーモデル
非常に大規模な不均一性を持つ超軽量質量スカラー場に基づく暗黒エネルギーの動的モデルを検討します。このモデルは、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の強度と光度距離の異方性特性に観測可能な影響を与える可能性があります。私たちは、宇宙の局所領域に焦点を合わせて、スーパーホライズンスケールの宇宙論的摂動としてモデルを定式化します。さらに、不均一な暗黒エネルギーの遅い時間発展の特徴的な特性を調査しました。私たちの数値解法は、モデルが標準の$\Lambda$CDM宇宙論を模倣できる一方で、モデルパラメータの柔軟な範囲で空間依存の暗黒エネルギーを含めることができることを示しています。CMB異方性の観測により、非常に大規模な暗黒エネルギーのこれらの不均一性の振幅に制約を課しました。また、光度距離の推定に対するそれらの影響についても説明します。
この論文では、宇宙における原始ブラックホール（PBH）と重力波（GW）の生成を説明するために、モデルのクラスを提示します。これらのモデルは、スケールなしの理論に基づいています。SU（2,1）/SU（2）$\times$U（1）対称性を破ることにより、2つのカイラル場の1つを固定し、PBHとGWを生成できる有効なスカラーポテンシャルを導き出します。文献で知られているように、スケールなしモデルの重要な統一があり、剰余類SU（2,1）/SU（2）$\times$U（1）に基づくスタロビンスキー有効スカラーポテンシャルにつながります。。PBHとGWの生成をさらに説明するために、この統合を使用します。具体的には、よく知られているスーパーポテンシャルを修正し、スタロビンスキーのような有効なスカラーポテンシャルに還元します。したがって、一方ではPBHとGWの生成を説明し、他方では剰余類SU（2,1）/SU（のパラメーター化から生じる変換則を保存するスカラーポテンシャルを導出します。2）$\times$U（1）と、この剰余類が生成されるモデル間の統合。この理論に基づいて、有効スカラーポテンシャルを使用してスカラーパワースペクトルを数値的に評価します。さらに、宇宙の暗黒物質の説明に焦点を当てながら、プレスシェクターアプローチとピーク理論の2つの方法を比較することにより、PBHの存在量の割合を評価します。得られたスカラーパワースペクトルを使用して、GWの量を評価します。すべてのモデルは、Planckの制約と完全に一致しています。
宇宙複屈折からの等方性および異方性偏光回転の両方による宇宙マイクロ波背景放射パワースペクトルの高速非摂動的計算を可能にするために$\texttt{class}$を変更する新しい公開コード$\texttt{class_rot}$を提示します。。宇宙の複屈折は、チャーン・サイモンが光子に結合したり、原始磁場によるファラデー回転を伴うアクシオン暗黒物質など、新しいパリティ違反の物理学から発生する可能性があります。これらの効果に対する制約は、測定値を偏光パワースペクトルの正確な数値計算と比較することによって取得できます。$\texttt{class_rot}$の実装について、数学的形式とコーディングアーキテクチャの両方の観点から説明します。また、使用例を示し、シミュレーションと比較してコードの精度を示します。
CMB温度の予測
現代の宇宙論の柱であるビッグバン元素合成（BBN）は、初期の元素合成を提案したAlpher、BetheandGamow\cite{abc}の先駆的な1948年の論文から始まります（$t\sim1-1000\、$sec）、化学元素の豊富さを説明するための宇宙の放射線優勢相。彼らのモデルには欠陥がありましたが、彼らはホットスタートと現在宇宙マイクロ波背景放射（CMB）として知られている放射の重要性に注意を呼びかけました。その後の論文で、彼らはCMBの温度を5\、Kから50\、Kまで、すべて間違った物理学に基づいて推定しました。予測を説明するために{\itが行われた可能性があります}、BBNを支える主要な物理学を解明するために、BBNの詳細なモデルと必要な存在量がない場合、せいぜい{\itの上限を推定できたはずです。}元素合成を前提として、CMB温度を$10\、$Kから$60\、$Kに制限します。
近くのハッブル流における異方性の予測
距離-赤方偏移関係および赤方偏移ドリフト信号における支配的な低赤方偏移異方性シグネチャを評価します。サイレントユニバースモデルの拡張である重力放射を可能にする一般相対論的非回転ダストモデル（「静かなユニバースモデル」）を採用しています。数値相対論で進化した宇宙論的シミュレーションを使用して、静かな宇宙モデルが崩壊する構造のスケールよりも大きなスケールでの良い記述であることを確認します。この結果により、最も単純化されたケースでは、完全に一般的な光度距離と赤方偏移ドリフト宇宙誌の自由度がそれぞれ$\sim2$と$\sim2.5$の係数で減少します。大規模な密度場の勾配に沿った方向で、低赤方偏移データの距離-赤方偏移関係における支配的な双極子シグネチャを予測します。さらに、電気ワイルテンソルによって供給される赤方偏移ドリフト信号の異方性における支配的な四重極を予測します。この研究で予測する信号は、現在および近い将来の宇宙論的調査でテストする必要があります。
改良された組換えモデリングによる回文宇宙の救済
回文宇宙に関連する線形に量子化された原始パワースペクトルを探索します。Lasenbyらの結果を拡張する。[1]およびバートレット等。[2]、再結合のモデリングを改善し、フォトニックボルツマン階層に高次を含めます。そうすることで、予測されたパワースペクトルが観測データとほぼ一致するようになることがわかります。改良された再結合モデリングには、関連する摂動方程式をコンフォーマル時間で前方と後方の両方に統合することにより、将来のコンフォーマル境界を処理するためのさらなる手法の開発が含まれます。結果として得られる波数ベクトルの量子化により、許容される最小の波数${k_0=9.93\times10^{-5}\textrm{Mpc}^{-1}}$と線形間隔${\Deltak=1.63\times10^{-4}\textrm{Mpc}^{-1}}$、$\Lambda$CDMモデルと同等の品質の観測データと一致する近似を提供します。
| Title |
Primordial_gravitational_waves_from_excited_states |
| Authors |
Jacopo_Fumagalli,_Gonzalo_A._Palma,_S\'ebastien_Renaux-Petel,_Spyros_Sypsas,_Lukas_T._Witkowski_and_Cristobal_Zenteno |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.14664 |
インフレーション中に大きな占有数を持つスカラー励起状態がテンソルモードの強化とインフレーション中に発生する関連する確率的重力波バックグラウンド（SGWB）の1次振動の特徴的なパターンにつながることを示します。効果的な励起状態、つまりバンチデイビス真空からの逸脱は、一時的な非断熱進化の結果として動的に現れる可能性があります。インフレの歴史に沿った鋭い特徴。励起状態をトリガーする鋭い特徴がインフレーション軌道の強いターンで識別されるマルチフィールドコンテキストでの明示的な例を提供します。アンパッサンでは、マルチフィールド設定でのヒルベルト空間の重要な構造を決定的に考慮して、インフレーション中の任意の数のスカラー自由度によって2次で供給されるテンソルパワースペクトルの普遍的な表現を導き出します。インフレーション中に供給されたSGWBは、摂動性と逆反応の限界による制約を受けずに、インフレーション後の変動の地平線再突入時に供給された標準的なスカラー誘導SGWBを克服できます。さらに、異なる周波数でピークに達し、異なる周期の振動を示すため、両方を検出する可能性を楽しむことができます。
Kepler-93：太陽のような星の周りのスーパーアースの詳細な地震モデリングと軌道進化のためのテストベッド
| Title |
Kepler-93:_a_testbed_for_detailed_seismic_modelling_and_orbital_evolution_of_super-earths_around_solar-like_stars |
| Authors |
J._B\'etrisey,_C._Pezzotti,_G._Buldgen,_S._Khan,_P._Eggenberger,_S._J._A._J._Salmon,_and_A._Miglio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.13686 |
CoRoT、ケプラー、TESSなどの宇宙ベースの測光ミッションの出現は、星震学と外惑星学の発展を刺激しました。PLATOの登場により、このような学際的な研究がさらに強化されます。星震学モデリングのテストと、惑星系を理解する上でのその重要性は非常に重要です。ケプラーによって観測された太陽系外惑星のホスト星であるケプラー93の詳細なモデリングを行いました。この星は、PLATOベンチマークターゲット（Gスペクトルタイプ、〜6000K、〜1Msun、および〜1Rsun）に非常に類似しており、PLATOに使用される可能性のある手順の実際のテストベッドを提供するため、特に興味深いものです。ケプラー93の地震モデリングには、グローバルおよびローカルの最小化手法を使用して、恒星モデルの成分を変化させます。平均密度の地震インバージョンを計算します。これらの改訂された恒星パラメータを使用して、新しい惑星パラメータを提供し、潮汐と大気蒸発の影響下でのシステムの軌道進化をシミュレートします。Kepler-93の基本的なパラメーター：平均密度=1.654+/-0.004g/cm3、M=0.907+/-0.023Msun、R=0.918+/-0.008Rsunおよび年齢=6.78+/-0.32Gyr。このベンチマークについて報告する不確実性は、PLATOの要件の範囲内です。太陽系外惑星Kepler-93bの場合、Mp=4.01+/-0.67Mearth、Rp=1.478+/-0.014Rearthおよび準主軸a=0.0533+/-0.0005AUであることがわかります。私たちのシミュレーションによると、ケプラー93bが恒星の潮汐の影響を受けるのに十分な大きさの質量で形成された可能性は低いようです。PLATOのベンチマークでは、詳細な星震学モデリング手順により、要件内の基本的な恒星パラメータを提供できるようになります。太陽系外惑星の軌道進化と大気蒸発に関してどのような相乗効果が得られるかを説明します。太陽系外惑星の形成シナリオを制約するための高品質の視線速度フォローアップの重要性に注目します。
2体マイクロレンズシステムにおける遍在する統一縮退
| Title |
A_Ubiquitous_Unifying_Degeneracy_in_2-body_Microlensing_Systems |
| Authors |
Keming_Zhang,_B._Scott_Gaudi,_Joshua_S._Bloom |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.13696 |
惑星系による重力マイクロレンズ法は、太陽系外惑星の特性に関する独自の展望を提供することができますが、そのような2体マイクロレンズ法イベントの観測は、多くの場合、複数の異なる物理的構成、いわゆるモデル縮退で説明できます。さまざまなクラスの縮退の内因性および外因性の起源を理解することは、現象学的解釈の基礎を提供します。ここでは、高速な機械学習ベースの推論フレームワークを活用して、縮退の新しいレジーム（オフセット縮退）の発見を紹介します。これは、以前から知られている近幅および内外縮退を統合し、共鳴コースティクスに一般化します。再分析は、以前に公開された2倍の縮退解を伴う惑星イベントに遍在しています。重要なことに、私たちの発見は、一般的に報告されているクローズワイド縮退は実際のイベントでは本質的に発生せず、代わりに、オフセット縮退の遷移点としてより適切に見なされるべきであることを示唆しています。マイクロレンズ縮退の以前の研究は主に縮退コースティクスの研究ですが、私たちの発見は、縮退コースティクスが必ずしも縮退イベントをもたらすとは限らないことを示しています。この発見は、惑星マイクロレンズイベントの縮退を解釈する方法を根本的に変え、以前に認識されていたよりも2体レンズの数学の対称性が深いことを示唆し、新世代のマイクロレンズ調査からのデータにますます明らかになるでしょう。
惑星からの重力支援なしでの白色矮星の周りの2-100auの惑星の残骸の軌道減衰
| Title |
Orbit_decay_of_2-100_au_planetary_remnants_around_white_dwarfs_with_no_gravitational_assistance_from_planets |
| Authors |
Dimitri_Veras,_Yusuf_Birader,_Uwais_Zaman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.13713 |
広く支持されている仮定は、観測可能な岩石の破片を含む各白色矮星は、破片の前駆体を星に重力で摂動させるために、少なくとも1つの地球惑星または巨大惑星の存在を必要とするというものです。しかし、これらの惑星は、以前は星に飲み込まれたか、システムから逃げ出し、小惑星、巨礫、丸石、小石、砂、ほこりを残していた可能性があります。これらの残りの小天体は、ホスト星が白色矮星に進化する間、約2〜100auスケールで存続し、惑星の助けを借りずに白色矮星に放射状に引きずり込まれる可能性があります。ここでは、この1つの金属汚染メカニズムが、ポインティング・ロバートソン抗力、ヤルコフスキー効果、およびYORP効果を、白色矮星放射を急速に調光することによってのみ結合することによって実現可能なパラメーター空間と冷却年齢を特定します。この惑星なしの汚染シナリオは、残りの10^{-5}-10^{-4}mの塵から約80auまで、10^{-4}-10^{-3}mの砂の上で効率的であることがわかります。約25auと10^{-3}-10^{-2}mの小さな小石から約8auまで、そしておそらく10^{-1}-10^{0}mの小さな岩から数十auまで。さらに、白色矮星の若い放射線は、半径10^{2}-10^{3}mの大きな強度のない岩を回転させて破壊し、それらを小さな断片に分解して、白色矮星に向かって引きずることができます。したがって、私たちの研究は、白色矮星の惑星系の一部で活動している可能性のある、惑星のない金属汚染メカニズムを紹介しています。
HD 169142周辺の原始惑星系円盤：星周または周連星？
| Title |
The_protoplanetary_disc_around_HD_169142:_circumstellar_or_circumbinary? |
| Authors |
P._P._Poblete,_N._Cuello,_S._P\'erez,_S._Marino,_J._Calcino,_E._Mac\'ias,_\'A._Ribas,_A._Zurlo,_J._Cuadra,_M._Montesinos,_S._Z\'u\~niga-Fern\'andez,_A._Bayo,_C._Pinte,_F._M\'enard,_and_D._J._Price |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.13741 |
恒星のバイナリは、特に若い恒星状天体の間で、恒星系のかなりの部分を表しています。したがって、バイナリは、多数の原始惑星系円盤のアーキテクチャを設定する上で重要な役割を果たします。周連星円盤に対して同一平面上および極方向のバイナリは安定した構成であり、ダストとガスの分布に非軸対称構造を引き起こす可能性があります。この研究では、原始惑星系円盤HD169142の中央領域に示されている構造が、内部の恒星バイナリと周連星（P型）惑星の存在によって生成されていることを示唆しています。質量比0.1、半主軸9.9au、離心率0.2、傾斜角90{\deg}のコンパニオンと、45auの円軌道上の2木星質量共平面惑星が再現されることがわかります。1.3mmで観測された最も内側のリングの構造と散乱光観測におけるらせん状の特徴の形状。このモデルは、ディスクのダスト構造と星の位置天文パラメータの変化を予測します。これにより、今後20年間にわたってこのシステムを監視することで、その真正性をテストできます。
| Title |
New_evidence_for_wet_accretion_of_inner_solar_system_planetesimals_from_meteorites_Chelyabinsk_andBenenitra |
| Authors |
Ziliang_Jin,_Maitrayee_Bose,_Tim_Lichtenberg,_Gijs_Mulders |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.13804 |
最近の普通コンドライトの2つの滝、チェリャビンスク（2013年秋）とブネニトラ（2018年秋）の輝石の水素同位体組成と含水量を調査し、3つの普通コンドライト南極の発見物であるGravesNunataksGRA06179、LarkmanNunatakと比較しました。LAR12241、およびDominionRangeDOM10035。ブネニトラとチェリャビンスクの輝石鉱物は水和しており（$\sim$0.018-0.087wt。$\％$H$_2$O）、Dに乏しい同位体シグネチャを示します（$\delta$D$_{SMOW}$から-444$\unicode{x2030}$から-49$\unicode{x2030}$）。それどころか、普通コンドライトの発見は、水分含有量の上昇（$\sim$0.039-0.174wt。$\％$）と値（-199$\unicode{x2030}$から-14$\unicode）による陸生汚染の証拠を示しています。{x2030}$）。ブネニトラとチェリャビンスクで測定された組成を変える可能性のあるいくつかの小さな親体プロセスを評価し、S型微惑星の水分損失は熱変成作用中に最小限であると推測しました。ブネニトラとチェリャビンスクの水素組成は、Dが少ない星状水素とDが豊富なメソスターゼからの水の混合成分を反映しています。$\delta$D$_{SMOW}$値が低いことを特徴とするミネラル中の水の45-95$\％$は、球状水素によってもたらされました。名目上無水の鉱物で主に構成されるS型小惑星は、254〜518ppmの水を保持できます。降着中に名目上乾燥した太陽系内部の物体に星雲の水成分を加えることは、降着後期に地球型惑星への揮発性物質の供給の必要性が減少したことを示唆しています。
適切な要素は、正規化手順によって得られたハミルトン系の準不変量です。適切な元素は、同じ動的特性を共有する小惑星のファミリーを識別するために首尾よく使用されています。スペースデブリのダイナミクス内で適切な要素を使用して、同じ分裂イベントに関連するフラグメントのグループを識別することもできることを示します。提案された方法は、進化の歴史を再構築し、おそらくフラグメントを親の体に関連付けることを可能にします。この手順は、さまざまなステップに依存しています。（i）スペースデブリのダイナミクスを正確に説明するための、おおよそのモデルの開発。（ii）適切な要素を決定するための正規化手順の構築。（iii）シミュレートされた分割イベントによるフラグメントの生成。ケプラーの部分、ジオポテンシャルの近似、および太陽と月の重力の影響を含むモデルを検討します。また、太陽放射圧の寄与と軌道要素へのノイズの影響を評価します。半主軸、離心率、傾斜に関連する適切な要素を計算するために、Lieシリーズの正規化手順を実装します。幅広いサンプルに基づいて、シミュレートされた分裂イベント（衝突と爆発のいずれか）における適切な要素の分布は、壊滅的なイベントの直後に観察されたダイナミクスとの印象的な関係を示していると結論付けます。結果は、コルモゴロフ-スミルノフ検定のチェックとピアソン相関係数の計算に基づく統計データ分析によって裏付けられています。
大双眼望遠鏡での相互イベント観測からのイオの火山の解明
| Title |
Resolving_Io's_Volcanoes_from_a_Mutual_Event_Observation_at_the_Large_Binocular_Telescope |
| Authors |
Katherine_de_Kleer,_Michael_Skrutskie,_Jarron_Leisenring,_Ashley_G._Davies,_Al_Conrad,_Imke_de_Pater,_Aaron_Resnick,_Vanessa_P._Bailey,_Denis_Defr\`ere,_Phil_Hinz,_Andrew_Skemer,_Eckhart_Spalding,_Amali_Vaz,_Christian_Veillet,_Charles_E._Woodward |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.14013 |
イオの活発な火山活動の多数の場所で進行中の地質学的プロセスを解明するには、たとえば、溶岩流の面積範囲を測定したり、単一の火山中心内の複数の放出領域の存在を特定したりするために、高い空間分解能が必要です。deKleeretal。（2017）2015年3月8日6時17分UTにヨーロッパがイオを掩蔽している間の大双眼望遠鏡（LBT）での観測を説明し、これらのデータから得られたロキ火口内の温度分布のマップを提示しました。ここでは、同じ観測から得られた他の3つの火山中心の放出マップを示します。PillanPatera、KurdalagonPatera、およびUlgenPatera/PV59/NLernaRegioの周辺です。発光は光度曲線によって局所化され、2つのケースで複数の異なる発光領域に分解されます。PillanとKurdalagonPateraeはどちらも、私たちの観測の数か月前に噴火を経験しており、放出の場所と強度は、他の施設から観測されたこれらの噴火の時間的進化の文脈で解釈されます。KurdalagonPateraからの放射は、緯度がわずか数度離れている2つの異なる放射領域に分解されますが、同じ月のKeck観測では分解されませんでした。
ロッキー太陽系外惑星の大気II。雲の凝縮物の多様性に対する表面組成の影響
| Title |
The_Atmospheres_of_Rocky_Exoplanets_II._Influence_of_surface_composition_on_the_diversity_of_cloud_condensates |
| Authors |
Oliver_Herbort,_Peter_Woitke,_Christiane_Helling,_Aubrey_L._Zerkle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.14144 |
雲は惑星の大気の不可欠な部分であり、ほとんどの惑星が雲をホストしています。将来の観測を理解するためには、雲の形成だけでなく、雲の構成も理解することが重要です。惑星の表面の観測は非常に難しいままであるため、観測可能な高大気ガスと雲の組成を表面状態に関連付けることが不可欠です。岩石系外惑星の対流圏の高速で単純な化学平衡（eq。）モデルを提示します。これは、化学および位相eqにあります。地殻で。静水圧方程式。雰囲気は下から上に構築されます。各大気層の化学方程式。が解決され、熱的に安定した凝縮物がすべて除去され、影響を受けた要素の上の大気が枯渇します。これらの除去された凝縮物は雲形成の上限を構築し、高温と低温の凝縮物に分けることができます。1000K>T>400Kの最も重要な雲の凝縮物は、KCl、NaCl、FeS、FeS2、FeO、Fe2O3、Fe3O4です。T<400Kの場合、H2O、C、NH3、NH4Cl、NH4SHは熱的に安定しています。T<150Kのさらに低い温度では、CO2、CH4、NH3、H2Sが安定します。微量の雲を含めると、さまざまな表面条件（300K<T<1000Kおよびp=1bar、100bar）の大気に対して合計72の凝縮物の熱安定性が得られます。異なる雲の凝縮物は互いに独立していませんが、地殻の組成、表面圧力、および表面温度の変化に対してロバストな凝縮のシーケンスに従います。クラストコンデンセートとしての水の存在とは関係なく、H2Oは、調査したすべての元素の存在量に対して熱的に安定した雲のコンデンセートです。ただし、水雲底は地殻の水和レベルに依存します。したがって、水凝縮物の検出だけでは、たとえ温度が水凝縮を許容できるとしても、必ずしも表面に安定した水があることを意味するわけではありません。
アリエルのCO2サイクル？放射線分解生成と低緯度コールドトラップへの移行
| Title |
A_CO2_cycle_on_Ariel?_Radiolytic_production_and_migration_to_low_latitude_cold_traps |
| Authors |
Richard_J._Cartwright,_Tom_A._Nordheim,_David_DeColibus,_William_M._Grundy,_Bryan_J._Holler,_Chloe_B._Beddingfield,_Michael_M._Sori,_Michael_P._Lucas,_Catherine_M._Elder,_Leonardo_H._Regoli,_Dale_P._Cruikshank,_Joshua_P._Emery,_Erin_J._Leonard,_Corey_J._Cochrane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.14223 |
CO2アイスは、アリエルの後部半球に存在しますが、その前半球にはほとんど存在しません。CO2氷の分布における先行/後続の半球非対称性は、アリエルのレゴリス内のH2O氷と炭素質物質の荷電粒子衝撃によって形成されたCO2の放射性生成と一致しています。アリエル上のCO2のこの縦方向の分布は、30Sから30Nの間の「低い」サブオブザーバー緯度で収集された13の近赤外線反射スペクトルを使用して以前に特徴付けられました。ここでは、18の新しいスペクトルを使用してアリエル上のCO2氷の分布を調査しました。2つは低サブオブザーバー緯度で収集され、5つは「中」サブオブザーバー緯度（31〜44N）で収集され、11は「高」サブオブザーバー緯度で収集されました。観測者の緯度（45〜51N）。これらのデータの分析は、CO2アイスが主にアリエルの後部半球に集中していることを示しています。ただし、CO2アイスバンドの強度は、サブオブザーバーの中緯度および高緯度で収集されたスペクトルでは減少します。このサブオブザーバーの緯度の傾向は、高緯度でのCO2分子の放射線分解生成と、それに続くこの成分の低緯度コールドトラップへの移動に起因する可能性があります。高いサブオブザーバー緯度で収集された2つのスペクトルで2.13ミクロン付近の微妙な特徴を検出しました。これは、レゴリスと一致する、CO2とH2O氷で構成される十分に混合された基板で実質的に強いCO2氷の「禁制」遷移モードに起因する可能性があります。-放射線分解によって形成された混合CO2アイスグレイン。さらに、一部の低サブオブザーバー緯度スペクトルで2.35ミクロンの特徴が検出されました。これは、CO2放射線分解生成サイクルの一部として形成されたCOに起因する可能性があります。
MHDディスク風は、ループスにおける高速ディスク分散と降着率とディスク質量の相関関係を再現できます。
| Title |
MHD_disc_winds_can_reproduce_fast_disc_dispersal_and_the_correlation_between_accretion_rate_and_disc_mass_in_Lupus |
| Authors |
Beno\^it_Tabone,_Giovanni_P._Rosotti,_Giuseppe_Lodato,_Philip_J._Armitage,_Alexander_J._Cridland,_Ewine_F._van_Dishoeck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.14473 |
惑星系の最終的なアーキテクチャは、それらが形成されるディスクの角運動量と質量損失プロセスの抽出に依存します。理論的研究は、ディスクから放出される磁化された風（MHDディスク風）が降着とディスク分散を支配する可能性があることを提案しました。この作業では、ディスク進化の分析ソリューションとディスク母集団合成アプローチを組み合わせて、MHDディスク風のフレームワークで観測されたディスク人口統計を再検討します。MHDディスクの風だけで、ディスクの分散と付着の両方の特性を説明できることを示します。初期降着タイムスケール（粘性タイムスケールの一般化）がディスクごとに異なり、磁場強度の低下がガスのそれよりも遅いと仮定することにより、時間の経過に伴うディスクの割合の低下が再現されます。降着率と円盤質量の相関関係、およびループスで観察された平均傾向周辺のデータの分散が自然に再現されます。このモデルは、ディスクの分散の速さも考慮しています。これは、風による降着のパラダイムにおける惑星形成モデルへの道を開きます。
ずれた奇行バイナリの周りの2つの周連星惑星の軌道力学
周連星または偏心軌道バイナリの周りに2つの惑星がある周連星惑星系の軌道力学を調査します。2つの惑星の軌道は、最初は円形で互いに同一平面上にありますが、2進軌道面に対してずれています。二重惑星と惑星惑星の相互作用は、複雑な惑星傾斜振動をもたらします。解析モデルと数値シミュレーションを使用して、惑星の半主軸のさまざまな値、2値の離心率、および初期傾斜の影響を調査します。円軌道バイナリの周りでは、経年傾斜振動は惑星と惑星の相互作用によって駆動され、周期的です。その場合、惑星は、接近している場合は相互に秤動し、離れている場合は循環し、臨界分離で突然遷移します。離心率軌道バイナリの周りでは、経年傾斜振動は惑星-惑星相互作用とバイナリ-惑星相互作用の両方によって駆動されます。これらの振動は通常、複数の周波数を表示し、通常は周期的ではありません。相互の惑星の秤動から循環への移行は鋭くなく、惑星が軌道上にあり、時には相互に秤動し、時には循環しているさまざまな分離があります。さらに、特定の間隔では、傾斜振動が複雑であるが周期的である共振があります。離心率軌道バイナリに関して非常にずれている惑星の場合、単一惑星の場合の極構成の一般化である静止（非振動）傾斜構成があります。高度に傾斜した惑星の傾斜振動は、静止構成から逸脱する初期傾斜で発生します。
地球のコアフィールド変動の研究におけるCryoSat2衛星磁気データのアプリケーション
| Title |
Applications_for_CryoSat2_satellite_magnetic_data_in_studies_of_Earth's_core_field_variations |
| Authors |
Magnus_Danel_Hammer_and_Christopher_C._Finlay_and_Nils_Olsen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.14538 |
エルステッド、CHAMP、およびスウォーム衛星ミッションからの20年間の磁場測定を使用し、CryoSat2衛星からの校正済みプラットフォーム磁力計データを補足して、衛星高度およびコア-マントル境界（CMB）での地球のコア磁場の時間変化を研究します。）。衛星データから、300の世界的に分散した地磁気仮想天文台（GVO）で、4か月のケイデンスを持つコアフィールドの永年変化（SV）の複合時系列を導き出します。GVOラジアルSVシリーズは、5〜10年の期間と振幅が、20nT/年に達する地域変動を示します。特に、インドネシア（2014）、南アメリカと南大西洋（2007、2011、2014）の低緯度で、セントラルパシフィック（2017）。サブトラクティブ最適ローカライズ平均（SOLA）法を適用して、ローカル平均SV推定値のコレクションとしてCMBでSVをマッピングします。CryoSat2データの2年間のウィンドウを使用して、球面調和関数次数10に対応する空間分解能で、CMBでSVとその時間微分である経年加速度（SA）を確実に推定できることを示します。CMBの地理的赤道では、2011年から2014年までのインドネシア、2015年から2019年までの中央アメリカの下での強力なSA機能、および2004年から2019年の間の大西洋の下での交互の符号を持つSAのシーケンスが見つかります。CryoSat2からのデータは、10年未満のコアフィールド変動の新たな状況に貴重な貢献をしていることがわかります。Swarm衛星からの1年間のデータウィンドウを使用して、球面調和関数の次数10に対応する空間分解能で、1年までのタイムスケールで低緯度でのSAの変化を調べることができます。強い正と負のSA機能が並んで表示されます。-2017年に太平洋に面し、その後西にドリフトします。
初期M型矮星TOI-1238を周回する多惑星系
| Title |
A_multi-planetary_system_orbiting_the_early-M_dwarf_TOI-1238 |
| Authors |
E._Gonz\'alez-\'Alvarez,_M._R._Zapatero_Osorio,_J._Sanz-Forcada,_J._A._Caballero,_S._Reffert,_V._J._S._B\'ejar,_A._P._Hatzes,_E._Herrero,_S._V._Jeffers,_J._Kemmer,_M._J._L\'opez-Gonz\'alez,_R._Luque,_K._Molaverdikhani,_G._Morello,_E._Nagel,_A._Quirrenbach,_E._Rodr\'iguez,_C._Rodr\'iguez-L\'opez,_M._Schlecker,_A._Schweitzer,_S._Stock,_V._M._Passegger,_T._Trifonov,_P._J._Amado,_D._Baker,_P._T._Boyd,_C._Cadieux,_D._Charbonneau,_K._A._Collins,_R._Doyon,_S._Dreizler,_N._Espinoza,_G._Fur\'esz,_E._Furlan,_K._Hesse,_S._B._Howell,_J._M._Jenkins,_R._C._Kidwell,_D._W._Latham,_K._K._McLeod,_D._Montes,_J._C._Morales,_T._O'Dwyer,_E._Pall\'e,_S._Pedraz,_A._Reiners,_I._Ribas,_S._N._Quinn,_C._Schnaible,_S._Seager,_B._Skinner,_J._C._Smith,_R._P._Schwarz,_A._Shporer,_R._Vanderspek,_J._N._Winn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.14602 |
近くのK7--M0矮星TOI-1238の周りにスーパーアース半径を持つ2つの通過する惑星候補がTESSによって発表されました。CARMENES分光器で取得した正確な視線速度（RV）を使用して、惑星の性質を検証することを目指しています。11か月にわたる55のCARMENESRVデータを取得しました。親星の活動をよりよく特徴付けるために、同時に光学測光観測を収集し、文献からアーカイブ測光を取得しました。恒星の活動と惑星の信号を同時に説明するために、ガウス過程とケプラーの軌道を含めることにより、TESS+CARMENESの測光分析と分光分析を組み合わせて実行しました。測光および分光データに基づいて、TOI-1238の自転周期は40$\pm$5dであると推定されます。組み合わせた分析により、公転周期が$0.764597^{+0.000013}_{-0.000011}$dと$3.294736^{+0.000034}_{-0.000036}$dの2つの通過惑星、TOI-1238bとcの発見が確認されました。質量3.76$^{+1.15}_{-1.07}$M$_{\oplus}$および8.32$^{+1.90}_{-1.88}$M$_{\oplus}$、半径$1.21^{+0.11}_{-0.10}$R$_{\oplus}$および$2.11^{+0.14}_{-0.14}$R$_{\oplus}$。それらは、それぞれ0.0137$\pm$0.0004auと0.036$\pm$0.001auの準主軸で親星を周回します。2つの惑星は、M矮星の半径の谷の反対側に配置され、星とTOI-1238のハビタブルゾーンの内側の境界の間にあります。内側のスーパーアースTOI-1238bは、これまでに発見された中で最も密度の高い超短周期惑星の1つです（$\rho=11.7^{+4.2}_{-3.4}$g$\rmcm^{-3}$）。カルメネスのデータはまた、公転周期と視線速度の振幅が$\geq$600dおよび$\geq$70ms$^{-1}$である、外側の非通過性のより質量の大きいコンパニオンの存在を明らかにしています。$M\geq2\sqrt{1-e^2}$M$_{\rmJup}$の質量と、その親星からの分離$\geq$1.1au。
K2-99の再考：膨張していない暖かい木星、および準巨星の周りの522d軌道上の温帯の巨大惑星
| Title |
K2-99_revisited:_a_non-inflated_warm_Jupiter,_and_a_temperate_giant_planet_on_a_522-d_orbit_around_a_subgiant |
| Authors |
A._M._S._Smith,_S._N._Breton,_Sz._Csizmadia,_F._Dai,_D._Gandolfi,_R._A._Garc\'ia,_A._W._Howard,_H._Isaacson,_J._Korth,_K._W._F._Lam,_S._Mathur,_G._Nowak,_F._P\'erez_Hern\'andez,_C._M._Persson,_S._H._Albrecht,_O._Barrag\'an,_J._Cabrera,_W._D._Cochran,_H.J._Deeg,_M._Fridlund,_I._Y._Georgieva,_E._Goffo,_E._W._Guenther,_A._P._Hatzes,_P._Kabath,_J._H._Livingston,_R._Luque,_E._Palle,_S._Redfield,_F._Rodler,_L._M._Serrano,_and_V._Van_Eylen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.14660 |
K2-99惑星系の新しい測光および分光観測を報告します。K2のキャンペーン17からの短いケイデンスの光度曲線の星震学的分析により、恒星の特性を洗練することができます。K2-99は、$R_{\star}=2.55\pm0.02$$\mathrm{R_\odot}$で、以前に考えられていたよりも大幅に小さいことがわかりました。新しい光度曲線には、K2-99bの4つのトランジットも含まれています。これは、惑星の特性に関する知識を向上させるために使用します。惑星は、$R_\mathrm{b}=1.06\pm0.01$$\mathrm{R_{Jup}}$で、膨張していない暖かい木星であることがわかります。HARPS、HARPS-N、およびHIRESからの60の新しい視線速度測定により、以前は十分に拘束されていなかったK2-99cの軌道パラメーターの決定が可能になります。この外惑星の最小質量は$M_\mathrm{c}\sini_\mathrm{c}=8.4\pm0.2$$\mathrm{M_{Jup}}$であり、離心率（$e_\mathrm{c}=0.210\pm0.009$）、期間は$522.2\pm1.4$d。2つの惑星軌道間の相互傾斜が小さい場合、2022年に予定されているTESS観測は、この惑星の通過を検出する可能性が高いです。
大規模調査-XVII。楕円銀河NGC2693のブラックホール質量と固有形状の3軸軌道ベースの決定
| Title |
The_MASSIVE_Survey_--_XVII._A_Triaxial_Orbit-based_Determination_of_the_Black_Hole_Mass_and_Intrinsic_Shape_of_Elliptical_Galaxy_NGC_2693 |
| Authors |
Jacob_D._Pilawa,_Christopher_M._Liepold,_Silvana_C._Delgado_Andrade,_Jonelle_L._Walsh,_Chung-Pei_Ma,_Matthew_E._Quenneville,_Jenny_E._Greene,_John_P._Blakeslee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.13699 |
MASSIVE調査の一環として、高速回転する巨大な楕円銀河NGC2693の中心で、新たに検出された超大質量ブラックホール（SMBH）の恒星の動的質量測定を示します。GeminiMulti-ObjectSpectrograph（GMOS）の高信号対雑音積分フィールド分光法（IFS）を、マクドナルド天文台のMitchellSpectrographの広視野データと組み合わせて、中央の$\からNGC2693の星の運動学を抽出してモデル化します。sim150$pcを$\sim2.5$有効半径に出力します。ハッブル宇宙望遠鏡（HST）WFC3からの観測は、恒星の配光を決定するために使用されます。最新のTriOSコードを使用して完全に3軸のシュヴァルツシルト軌道モデリングを実行し、6次元銀河モデルのパラメーター空間を検索して、NGC2693のSMBH質量（$M_\text{BH}$）、恒星の質量光度比、暗黒物質を決定します。内容、および固有の形状。$M_\text{BH}=\left（1.7\pm0.4\right）\times10^{9}\M_\odot$と、軸比が$p=b/a=0.902\pmの3軸固有形状が見つかります。0.009$および$q=c/a=0.721^{+0.011}_{-0.010}$、3軸性パラメーター$T=0.39\pm0.04$。比較すると、NGC2693の最適な軸対称軌道モデルとジーンズ異方性モデルはそれぞれ$40\％$と$75\％$大きい$M_\text{BH}$を好み、どちらのモデルも非軸対称を説明できません。IFSデータに存在する恒星速度の特徴。
再電離の時代から赤方偏移2までの原子および分子ガス
| Title |
Atomic_and_molecular_gas_from_the_epoch_of_reionization_down_to_redshift_2 |
| Authors |
Umberto_Maio,_C\'eline_P\'eroux,_Benedetta_Ciardi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.13701 |
宇宙ガスは宇宙のバリオン物質の約90％を占めており、H$_2$は星形成に最も近い分子です。この研究では、さまざまな時代の冷たい中性ガスとそのH$_2$成分を研究し、星形成、フィードバック効果、さまざまなものと結合した時間依存の原子および分子の非平衡化学を含む最先端の流体力学シミュレーションを活用します。最近の文献に示されているUVバックグラウンドと、構造形成中に発生するガス自己遮蔽、H$_2$ダスト粒子触媒作用、光電および宇宙線加熱などの多くの追加プロセス（ColdSIM）。中性ガスの質量密度パラメータ$\Omega_{\rmneutral}\simeq$10$^{-3}$が見つかり、利用可能なHIデータと一致して、赤方偏移が低いものから高いものへと増加しています。結果として得られるH$_2$の端数は、最新の高$z$の測定値と一致して、$z\sim$4-8で$\sim$50％に達する可能性があります。採用されたUVバックグラウンドに依存しますが、導出された$\Omega_{\rmH_2}$値は$z\sim$7までの観測値と一致し、HIとH$_2$の両方の傾向は非平衡H$_2$によってよりよく再現されます。ベースの星形成モデリング。予測されるガス枯渇のタイムスケールは、$z$が低くなるにつれて減少し、H$_2$の枯渇時間はハッブル時間より下に留まり、考慮されるすべての赤方偏移での動的時間に匹敵します。これは、非平衡分子冷却が、非常に初期の宇宙時代以来、さまざまな環境でコールドガスの崩壊を促進するのに効率的であることを意味します。付録では、個々のプロセスの詳細な分析、および単純な数値パラメータ化とそれらを説明するための適合を示します。私たちの調査結果は、HIに加えて、非平衡H$_2$観測が、コールドガスの存在量とUVバックグラウンド放射の役割を評価するための極めて重要なプローブであることを示唆しています-要約
位相空間スパイラルを使用した銀河円盤の計量III。 GaiaEDR3固有運動サンプルを使用したディスクの離れた領域のプロービング
| Title |
Weighing_the_Galactic_disk_using_phase-space_spirals_III._Probing_distant_regions_of_the_disk_using_the_Gaia_EDR3_proper_motion_sample |
| Authors |
Axel_Widmark,_Chervin_F._P._Laporte,_Giacomo_Monari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.13707 |
位相空間スパイラルを使用して銀河円盤を計量する方法を、ガイアEDR3固有運動サンプルに適用しました。銀河円盤の遠方の領域にある星の場合、緯度固有運動は垂直速度で密接に投影されるため、すべての星が利用可能な視線速度を持っている必要なしに、垂直位置と垂直速度の平面での位相空間スパイラルを観察できます。情報。銀河面を360個の個別のデータサンプルに分割しました。各データサンプルは、1.4〜3.4kpcの距離範囲にある銀河面のエリアセルに対応し、セルの長さはおよそ200〜400pcです。私たちのデータサンプルの約半分は、特に銀河中心の方向での厳しい選択効果のために完全に失格となりました。残りの部分では、位相空間スパイラルの解析モデルをデータに適合させることにより、垂直重力ポテンシャルを推測することができました。この作品は、軸対称の強い仮定に頼ることなく、銀河円盤の遠方の領域を高い空間分解能で計量しているという意味で、この種の最初のものです。推論後、この値は考慮される空間領域に敏感ですが、$2.2\pm0.1$kpcの薄いディスクスケールの長さに適合します。表面密度の変動は、方位角の関数として10〜20％のオーダーで見られます。これは、潜在的な系統的バイアスの推定合計のサイズとほぼ同じです。この作業により、強い選択効果にもかかわらず、私たちの方法を使用して銀河円盤の離れた領域を計量できることを実証しました。今後のGaiaデータのリリースとメソッドのさらなる改善により、さらに遠くまで到達し、精度が向上することを期待しています。
バリオンがハローと大規模構造にどのように影響するか：Simbaシミュレーションからの統一された画像
| Title |
How_baryons_affect_halos_and_large-scale_structure:_a_unified_picture_from_the_Simba_simulation |
| Authors |
Daniele_Sorini,_Romeel_Dave,_Weiguang_Cui_and_Sarah_Appleby |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.13708 |
最先端の流体力学シミュレーションスイートSimbaとその暗黒物質のみの対応物を使用して、バリオンの存在とさまざまな恒星/AGNフィードバックメカニズムが大規模構造であるハローに与える影響を研究します。密度プロファイル、およびハロー内および銀河間媒体（IGM）内のさまざまなバリオン相の存在量について。私たちの分析から浮かび上がる統一された図は、すべてのスケールで物質の分布を形作る主な物理的要因は、低質量ハローの場合は$z>2$の星形成駆動銀河流出であり、高質量の場合は$z<2$のAGNジェットであるということです。マスハロー。フィードバックは、ハロー質量関数に比べて時間とともにバリオン質量関数を抑制し、ハロー質量関数自体にも約20％のレベルで影響を与えます。特に、中心を空にし、ハローのすぐ外側の暗黒物質を強化します。初期の時代にはバリオンがハローの中心に堆積しますが、後期の時代、特に大規模なシステムでは、ガスは主に内部のハロー内から排出されてきました。AGNジェットは、このような避難で非常に効率的であるため、赤方偏移が小さい場合、$\sim10^{12}-10^{13}\、\rmM_{\odot}$ハロー内のバリオンの割合は宇宙のバリオンの割合の25％にすぎません。、主に星で。このようなハローの周りの球に囲まれたバリオンの割合は、10〜20ビリアル半径でのみ宇宙値$\Omega_{\rmb}/\Omega_{\rmm}$に近づきます。その結果、宇宙のバリオン質量の87％が$z=0$のIGMにあり、67％がウォームホットIGMの形式になっています（$T>10^5\、\rmK$）。
天の川銀河とM31銀河の高低のS \ 'ersicインデックスの膨らみ：起源とTNG50によるバーへの接続
| Title |
High_and_low_S\'ersic_index_bulges_in_Milky_Way-_and_M31-like_galaxies:_origin_and_connection_to_the_bar_with_TNG50 |
| Authors |
Ignacio_D._Gargiulo,_Antonela_Monachesi,_Facundo_A._G\'omez,_Dylan_Nelson,_Annalisa_Pillepich,_R\"udiger_Pakmor,_R._J._J._Grand,_Francesca_Fragkoudi,_Lars_Hernquist,_Mark_Lovell_and_Federico_Marinacci |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.13712 |
セルシック指数の高いバルジと低いバルジの起源に焦点を当てて、$\Lambda$-コールドダークマターシナリオでMW/M31のような銀河のバルジ形成を研究します。この目的のために、TNG50を使用します。これは、恒星粒子の$\sim8\times10^4M_{\odot}$の解像度と宇宙論的体積52cMpcを組み合わせたIllustrisTNGプロジェクトのシミュレーションです。セルシック指数と2成分測光分解から得られたバルジ対合計（B/T）比によって、バルジ表面輝度プロファイルをパラメーター化します。287MW/M31のようなシミュレートされた銀河のサンプルでは、測光バルジの$17.1\％$が高セルシック指数を示し、$82.9\％$が低セルシック指数を示しています。環境、合併、バーが表面輝度プロファイルの形成に与える影響を調査します。ローカル環境の2つの異なる定義を調べたところ、バルジプロパティとそれらが存在する環境との間に相関関係は見つかりませんでした。セルシック指数が高いシミュレートされた銀河は、平均して、運動学的に選択されたバルジ内の生息域外の星の割合が高いことを示しています。この膨らんだ母集団の場合、最後の重要な合併（総質量比$m_{\rmsat}/m_{\rmhost}>0.1$）は、平均して後で発生します。ただし、低セルシック指数のバルジのかなりの部分も、後期の重要な合併を経験しています。バーは、さまざまなタイプの測光バルジの開発に重要な役割を果たしていることがわかります。強いバーを持つシミュレートされた銀河の割合は、低セルシック指数の母集団よりも高セルシック指数の方が小さく、$z>1$で$20\％$の差に達することを示しています。バルジ内に生息域外の星の割合が高いシミュレートされた銀河は、強い棒を発達させません。逆に、長寿命の強い棒を持つシミュレートされた銀河は、生息域外の割合で膨らみがあり、$f_{\rmex-situ}<0.2$です。
球状星団の潮汐尾に及ぼす矮小銀河の影響
球状星団の潮汐尾は、外部の潮汐場に敏感であることが示されています。矮小銀河がある場合とない場合の銀河モデルで尾をシミュレートすることにより、尾が観測された銀河球状星団が衛星矮小銀河によってどのように影響を受けるかを調査します。シミュレーションは、矮小銀河がどのように影響を受けるかに基づいて、潮汐尾を3つのカテゴリーに細分できることを示しています：1）矮小銀河が前駆体クラスターの軌道を乱す（NGC4590、Pal1、Pal5）、2）矮小銀河が前駆体を乱す銀河団の軌道と個々の尾星（NGC362、NGC1851、NGC4147、NGC5466、NGC7492、Pal14、Pal15）、および3）矮小銀河は潮汐尾にほとんど影響を与えません（NGC288、NGC5139、NGC5904、エリダヌス）。矮小銀河がその軌道内を通過すると、クラスターの軌道への摂動が発生し、軌道と尾の経路のサイズと形状が変化します。1つまたは複数の矮小銀河と尾星の間の直接的な相互作用は、ねじれや拍車につながりますが、投影で特徴を観察することはより困難であることがわかります。さらに、矮小銀河のある銀河モデルでは、アポセンターに近いほどPal5の尾が短く、その結果、尾が圧縮されていることがわかります。追加のシミュレーションにより、2つの銀河モデルの潮汐尾の違いは主に大マゼラン雲によるものであることが明らかになりました。矮小銀河が潮汐の尾にどのように影響するかを理解することで、矮小銀河と天の川の物質の分布をマッピングするために尾を使用することができます。
M31の赤色超巨星：高い金属量でのハンフリーズ-ダビッドソン限界
| Title |
Red_Supergiants_in_M31:_The_Humphreys-Davidson_limit_at_high_metallicity |
| Authors |
Sarah_L.E._McDonald,_Ben_Davies_and_Emma_R._Beasor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.13716 |
赤色超巨星（RSG）の光度の経験的な上限は、ハンフリーズ-ダビッドソン（HD）の限界として知られ、金属量に依存する線駆動の風による恒星のエンベロープの剥離によって引き起こされると一般に説明されています。そのため、理論的な予想では、金属量が低いほどHD制限が高くなるはずです。質量損失率が低いということは、エンベロープを剥がすために必要な初期質量が大きいことを意味します。この論文では、M31のRSGの光度関数を測定し、LMCおよびSMCの光度関数と比較することにより、この予測をテストします。$\log（L_{\rmmax}/L_{\odot}）=5.53\pm0.03$M31（Z$\gtrsim$Z$_{\odot}$）で、LMC（Z$\sim$0.5Z$_{\odot}$）とSMC（Z$\sim$0.25Z$_{\odot}$）の両方で、これら3つの銀河のRSG光度分布は1$\sigma$以内。したがって、HD制限とRSG光度関数の両方に金属量が依存しているという証拠は見つかりません。また、主系列星の線駆動風はHD制限の原因ではないと結論付けます。
BASS XXIX：BLRの近赤外線ビュー：BLRの特性評価における不明瞭化の影響
| Title |
BASS_XXIX:_The_near-infrared_view_of_the_BLR:_the_effects_of_obscuration_in_BLR_characterisation |
| Authors |
Ricci_F._(0,1,2,3),_Treister_E._(1),_Bauer_F.E._(1,4,5),_Mej\'ia-Restrepo_J.E._(6),_Koss_M._(7),_den_Brok_S._(8,9),_Balokovi\'c_M._(10,11,12),_B\"ar_R._(8),_Bessiere_P._(13),_Caglar_T._(14),_Harrison_F._(15),_Ichikawa_K._(16),_Kakkad_D._(6),_Lamperti_I._(17,18),_Mushotzky_R._(19),_Oh_K._(20,21,22),_Powell_M.C._(23),_Privon_G.C._(24),_Ricci_C._(25,26,27),_Riffel_R._(28),_Rojas_A.F._(29),_Sani_E._(6),_Smith_K.L._(30),_Stern_D._(31),_Trakhtenbrot_B._(32),_Urry_C.M._(12),_Veilleux_S._(19)_(0:FONDECYT_Fellow,_1:_IA-PUC,_2:_DIFA-UniBO,_3:_INAF-OAS,_4:_MAS-PUC,_5:_SSI,_6:_ESO-Santiago,_7:Eureka_Scientific,_8:ETH-Zurich,_9:AIfA-Bonn,_10:CfA,_11:BHI-Harvard,_12:_Yale,_13:IAC-Tenerife,_14:_Leiden_Observatory,_15:_Cahill_Center_for_Astronomy_and_Astrophysics,_16:_FRIS-UTohoku,_17:_UCL,_18:_ESO-Garching,_19:_JSI-UMaryland,_20:_KASI,_21:_Astronomy_Dept-UKyoto,_22:_JSPS_Fellow,_23:_IPAC-UStanford,_24:_Astronomy_Dept-UFlorida,_25:_N\'ucleo_de_Astronom\'ia-UDP,_26:_KIAA-PKU,_27:_Phys_and_Astro_Dept.-George_Mason_U,_28:_IF-UFRGS,_29:_CITEVA-UAntofagasta,_30:_KIPAC_at_SLAC-Stanford,_31:_JPL-Caltech,_32:_Physics-TAU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.13720 |
ビリアルブラックホールの質量（$M_{BH}$）の決定には、ブロードライン領域（BLR）の雲の速度分布、中央の超大質量ブラックホール（$R_{BLR}$）からの距離、およびビリアル係数（$f）を直接知ることが含まれます。$）。不明瞭化の増加に伴う$M_{BH}$推定でバイアスが発生するかどうかを理解するには、残りの不明瞭化の偏りのない（硬い）X線選択活動銀河核（AGN）の大規模な（N$>$100）統計サンプルを調べる必要があります。フレームは、光学系よりもBLRの奥深くまで浸透するため、近赤外線（0.8-2.5$\mu$m）になります。マゼラン/FIREで観測された65個のローカルBAT選択セイファート銀河の詳細な分析を提示します。これらを近赤外線BATAGN分光調査（BASS）データベースに追加して、合計314の固有の近赤外線スペクトルを研究します。H$\alpha$および近赤外線ブロードライン（He\textsc{i}、Pa$\beta$、Pa$\alpha$）のFWHMは、BLR消滅またはX線不明瞭化のいずれにも偏りがありませんが、H$\alpha$ブロードラインの明度は、$N_H\gtrsim10^{21}$cm$^{-2}$の場合に抑制され、$M_{BH}$を$0.23-0.46$dexだけ体系的に過小評価します。$N_H<10^{22}$cm$^{-2}$までは、H$\alpha$よりも近赤外線の光度を優先する必要がありますが、不明瞭度が高い場合は、バイアスの少ない$R_{BLR}$プロキシを採用する必要があります。。セイファート1と2の$f$は、2つの不明瞭化のない$M_{BH}$測定、つまり、近赤外線とX線に基づく恒星速度分散とBH質量処方を使用して推定し、ビリアル因子がレッドシフトや不明瞭化に依存しませんが、一部の広い線では、$M_{BH}$との穏やかな反相関を示します。私たちの結果は、不明瞭化がBLRの特性評価に重大な影響を与える可能性があることと、BLRの偏りの少ないビューに対する近赤外線とX線の重要性を示しています。
ライマンα線の物理学は円盤状の銀河から脱出します
| Title |
The_physics_of_Lyman-alpha_escape_from_disc-like_galaxies |
| Authors |
Aaron_Smith,_Rahul_Kannan,_Sandro_Tacchella,_Mark_Vogelsberger,_Lars_Hernquist,_Federico_Marinacci,_Laura_V._Sales,_Paul_Torrey,_Hui_Li,_Yuan-Chen_Yeh,_Jia_Qi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.13721 |
水素輝線は、ローカル宇宙と高赤方偏移宇宙の両方で星形成銀河に関する広範な情報を提供できます。高解像度の孤立した天の川の詳細なライマン連続体（LyC）、ライマンアルファ（Ly{\alpha}）、およびバルマー系列（H{\alpha}およびH\b{eta}）放射伝達研究を提示します。SMUGGLE銀河形成モデルでArepo-RT放射流体力学コードを使用したシミュレーション。現実的なフレームワークには、星間フィードバック、非平衡熱化学、星間物質（ISM）でのダスト粒子の進化が含まれます。CosmicLy{\alpha}Transfer（COLT）コードを、自己無撞着なエンドツーエンド（非）共鳴線予測のための光イオン化平衡モンテカルロ放射伝達で拡張します。再結合放出への正確なLyC再処理には、ダストによる事前吸収（27.5％）、ヘリウムイオン化（8.7％）、および異方性エスケープフラクション（7.9％）のモデリングが必要です。これらは、水素線放出に利用できる予算を削減するためです（55.9％）。時間変動、気相構造、および空間、スペクトル、および視角依存性に焦点を当てて、放出と脱出の物理学を支配する上での多相ダストISM、ディスクジオメトリ、ガス運動学、および星形成活動の役割を調査します。出現光子。孤立した円盤シミュレーションは、ローカルH{\alpha}調査との包括的な観測比較に適していますが、高赤方偏移Lyのアナログとして機能するには、適切な宇宙論的銀河周囲媒体（CGM）環境と、より少ないダスト吸収と回転広がりが必要です。{\alpha}銀河を放出します。<10pc多相ISMおよび<1kpcCGM構造を解決する放射流体力学を含む、銀河形成の次世代宇宙論シミュレーションへのフレームワークの将来のアプリケーションは、現在および今後のLy{\alpha}観測の重要な洞察と予測を提供します。
ギャラクシーステラスピンはどのようにして独特の潮汐接続を獲得しますか？
| Title |
How_the_Galaxy_Stellar_Spins_Acquire_a_Peculiar_Tidal_Connection? |
| Authors |
Jounghun_Lee_(1),_Jun-Sung_Monn_(2),_Suk-Jin_Yoon_(2)_((1):_Seoul_National_University,_(2):_Yonsei_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.13831 |
銀河の恒星のスピンが、質量に関係なく、それらに垂直になる傾向があるDMの対応物とは対照的に、局所的な潮汐場の主主軸と整列するという独特の傾向をどのように獲得するかを探ります。$z\le1$でのIllustrisTNG300流体力学シミュレーションからのハローとサブハローのカタログを分析して、銀河の恒星とDMスピンの間の整列角度$\cos\alpha$の余弦定理を決定します。銀河の4つの$\cos\alpha$で選択されたサンプルを作成し、それらを制御して同じ密度と質量分布を共有し、各サンプルの銀河の恒星スピンと潮汐主軸の間の整列の平均強度を決定します。$z\le0.5$で、銀河の恒星のスピン方向がDMの対応物から大きく外れるほど、特異な潮汐の整列が強くなることがはっきりと示されています。中央のブラックホールと恒星の質量比、特定の星形成率、形成エポック、恒星と総質量比、速度分散、平均金属度、各サンプルの宇宙ウェブ異方性の程度などの銀河特性のアンサンブル平均を取ります。また、これらのプロパティはすべて、$\cos\alpha$との強い相関または反相関のいずれかを示すこともわかります。我々の結果は、銀河の恒星スピンの特異な潮汐整列が、$z<1$での潮汐の主方向に沿って銀河から恒星物質を放出する原因となるいくつかのバリオン過程の異方性発生によって引き起こされる可能性があることを示唆している。
銀河系HII領域IRAS17149 $-$ 3916-多波長研究
| Title |
Galatic_HII_region_IRAS_17149$-$3916_--_A_multiwavelength_study |
| Authors |
Ajay_Potdar_(1),_Swagat_R_Das_(2),_Namitha_Issac_(3),_Anandmayee_Tej_(1),_Sarita_Vig_(1),_C._H._Ishwara_Chandra_(4)_((1)_Indian_Institute_of_Space_Science_and_Technology,_Kerala,_India,_(2)_Indian_Institute_of_Science_Education_and_Research_(IISER)_Tirupati,_India,_(3)_Indian_Institute_of_Astrophysics,_Bangalore,_India,_(4)_National_Centre_for_Radio_Astrophysics,_Tata_Institute_of_Fundamental_Research,_Pune_University_Campus,_Pune,_India) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.13869 |
この論文は、銀河系HIIIRAS17149$-$3916の多波長調査を示しています。インドのジャイアントメーターウェーブ電波望遠鏡を使用して、この地域の610MHzと1280MHzでの最初の低周波無線連続体観測が提示されます。イオン化されたガス放出は、初期型のソースであるE4（IRS-1）を動力源としている可能性が高い興味深い彗星の形態を示しています。彗星の形態の起源は、広く受け入れられているバウショック、シャンパンの流れ、および塊状の雲のメカニズムの枠組みの下で議論されています。Spitzer-GLIMPSEとHerschel-Hi-GALからの中赤外線と遠赤外線のデータは、柱、塊、泡、フィラメント、弧の複雑なネットワークを明らかにしており、周囲の媒体に対する大質量星の深刻な影響を示唆しています。観測された柱構造の先端でのトリガーされた星形成が報告されています。高解像度のALMA連続体データは、識別された塊内で検出された一連のコアを示しています。コアマスは、サーマルジーンズの断片化によって十分に説明され、階層的な断片化のシナリオをサポートします。現在のデータセットの解像度で、高質量星を形成するのに適した候補である4つの「スーパージーンズ」コアが識別されます。
さそりケンコンプレックスにおける星周円盤個体群の人口調査
私は、広視野赤外線サーベイエクスプローラー（WISE）からの中赤外線（IR）測光を使用して、ガイア計画からのデータで最近特定されたSco-Cen複合体の約10,000人の候補メンバーの間で星周円盤の調査を実行しました。Sco-Cenで一般的に採用されている境界内にある1200を超えるWISEの対応物で、IRの超過が検出され、そのうちの約400がこの作業で新たに報告されています。Sco-Cenで最も裕福な人口であるUCL/LCCには、その年齢（〜20Myr）に近い人口のディスクの利用可能な最大のサンプル（>500）が含まれています。UCL/LCCはまた、UpperSco（〜11Myr）を超える単一の年齢について、低質量星のディスク部分についてこれまでで最も厳しい統計的制約を提供します。UpperScoとUCL/LCCについては、スペクトル型の関数としてディスクの割合を測定しました。アッパースコのディスクの割合は、後のスペクトルタイプで高くなります。これは、候補メンバーの以前のサンプルの結果と一致しています。UCL/LCCでは、その傾向がより顕著になっています。UCL/LCCのディスクの割合は、B7-K5.5、K6-M3.5、およびM3.75-M6でそれぞれ約10、5.7、および2.5倍、UpperScoのディスクの割合よりも低くなっています。UCL/LCCのデータは、低質量星のディスクの割合が20Myr（0.09+/-0.01）の年齢でも無視できないままであることも示しています。最後に、色と大きさの図での位置に基づいて、UpperScoとUCL/LCCのディスクを持っている星とディスクを持っていない低質量の星の年齢に有意差はありません。
Sco-Cen複合体の候補メンバーの分光法
さそり-ケン複合体の集団の以前に同定された285の候補メンバー、主にへびつかい座、上部スコ、およびループスの分光法を提示します。スペクトルは、スペクトルタイプと若者の診断を測定するために使用されます。269人の候補者が、スペクトルまたは以前のデータで若者の特徴を示していることがわかりました。これは、Sco-Cenのメンバーシップと一致しています。へびつかい座、アッパースコ、ループスの候補メンバーのコンピレーションを作成しました。これらのメンバーには、スペクトル分類と若さの証拠があり、合計2274個のオブジェクトが含まれています。さらに、以前の研究のスペクトルを使用して、原始星の褐色矮星であると提案されているへびつかい座の3つのソース、ISOOph70、200、203を分類しました。進化モデル（>=M6.5）に基づく若い褐色矮星に期待され、代わりに恒星の質量（〜0.6Msun）を示します。
さそりケンコンプレックスの星の種族の国勢調査
私は、ガイアの3番目のデータリリース（EDR3）の初期の記事から、高精度の測光と位置天文学を使用して、UpperSco、UCL/LCC、V1062Scoグループ、へびつかい座、ループス。sigma（pi）<1masのガイアソースの中で、私はそれらの集団の10,509人の候補メンバーを特定しました。候補のスペクトル型、Li等価幅、および視線速度の以前の測定値をまとめました。これらは、それぞれ3169、1420、および1740オブジェクトで使用できます。フィールドスターの汚染を最小限に抑えるために選択された候補のサブセットでは、低消滅の集団（UpperSco、V1062Sco、UCL/LCC）。私はそのよりクリーンなサンプルを使用して、初期質量関数、年齢、および空間速度の観点から、Sco-Cenの星の種族を特徴付けました。たとえば、Sco-Cenのすべての母集団には、M4〜M5の近くでピークに達するスペクトル型のヒストグラムがあります。これは、初期質量関数（〜0.15〜0.2Msun）で同様の特徴的な質量を共有していることを示しています。不完全性を考慮した後、私は、Sco-Cen複合体には、質量が約0.01Msunを超える約10,000のメンバーが含まれていると推定しています。最後に、ガイアEDR3、2ミクロン全天調査、広視野赤外線調査エクスプローラー、スピッツァー宇宙望遠鏡のバンドにおける若い星と褐色矮星（<=20Myr）の固有の色の新しい推定値も示します。
パルサータイミングアレイに球状星団ミリ秒パルサーを含めることの利点
| Title |
Advantages_of_Including_Globular_Cluster_Millisecond_Pulsars_in_Pulsar_Timing_Arrays |
| Authors |
M._Maiorano,_F._De_Paolis,_A._A._Nucita_and_A._Franco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.14084 |
パルサータイミングアレイは、タイミング残差の四重極相関を見つけることによって重力波のバックグラウンドを検出する可能性をすでに持っていますが、この目標はまだ達成されていません。いくつかの理論的議論に動機付けられて、超大質量ブラックホールの集団から放出される重力波を検出するための現在および将来のパルサータイミングアレイプロジェクトで、球状星団内、特にそのコア内にミリ秒パルサーを含めることのいくつかの利点を分析しました。
分子衝撃波における自己生成紫外線II。 CH +とショックアンサンブルからの放出の解釈
| Title |
Self-generated_ultraviolet_radiation_in_molecular_shock_waves_II._CH+_and_the_interpretation_of_emission_from_shock_ensembles |
| Authors |
Andrew_Lehmann,_Benjamin_Godard,_Gillaume_Pineau_des_For\^ets,_Alba_Vidal-Garc\'ia_and_Edith_Falgarone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.14089 |
広範囲のパラメータでモデル化された衝撃は、観測された原子または分子の輝線から機械的エネルギーと物理的条件を推定するための新しいツールを構築するために使用されます。速度$V_s=5$-$80$kms$^{-1}$、衝撃前の陽子密度$n_{\rmH}=10^2$-$10^6$cm$^の磁化された分子衝撃モデルを計算します。{-3}$、弱いまたは中程度の磁場強度、および外部UV放射場の有無。観測された輝線をシステムの機械的エネルギーおよび物理的条件に接続するための衝撃の集合の単純な放出モデルを開発します。この範囲のパラメーターについて、電磁流体力学的衝撃の完全な多様性（C-、C$^*$-、CJ-、およびJ-タイプ）が見つかります。H$_2$とHは主要な冷却剤であり、衝撃運動フラックスの最大30％がLy$\alpha$光子に逃げます。冷却テール内の分子の再形成は、H$_2$が解離性ショックおよび最初は完全に原子であったショックの優れたトレーサーであることを意味します。各衝撃モデルに対して、H$_2$、CO、およびCH$^+$の振動線、原子H線、および原子微細構造と準安定線の統合強度を提供します。これらの衝撃モデルを使用して、銀河系外環境の機械的エネルギーと物理的条件を推定する方法を示します。テンプレートの例として、まつげスターバースト銀河からのCH$^+$（1-0）放射を解釈します。観察された線を再現するには、分子ショックへの少なくとも$10^{11}$$L_\odot$の機械的エネルギー注入率が必要です。低速の外部照射ショックは、必要な総機械的エネルギーの点で、外部照射なしの最も効率的なショックよりも少なくとも1桁効率的です。代表的なモデル間で、COの純粋な回転線、Ly$\alpha$、O、S$^+$、およびNの準安定線の強度に2桁以上の違いがあると予測します。
EAGLE円盤銀河の周辺を探索する
| Title |
Exploring_the_outskirts_of_the_EAGLE_disc_galaxies |
| Authors |
Silvio_Varela-Lavin,_Patricia_B._Tissera,_Facundo_A._G\'omez,_Lucas_A._Bignone,_Claudia_del_P._Lagos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.14126 |
観測によると、円盤銀河の表面輝度は、周辺の単一の指数（TI）、上向き（TIII）、または下向き（TII）のプロファイルによって十分に説明できることが示されています。ここでは、EAGLEプロジェクトからシミュレートされた後期型銀河の質量表面密度を、単一年齢の星の種族の分布、星形成活動、および角運動量の内容に従って特徴付けます。TII銀河の内部スケール長は、それらの恒星スピンパラメーター$\lambda$と相関しているのに対し、TIおよびTIIIプロファイルを持つ銀河は、$\lambda>0.35$に対してのみ相関を示していることがわかります。TIIおよびTIIIディスクの外側のスケール長は、$\lambda$で正の傾向を示していますが、後者の場合は弱いです。TIIディスクは高速回転銀河を好みます。恒星の年齢分布に関しては、負のU字型の年齢プロファイルがすべてのディスクタイプで最も一般的です。正の年齢プロファイルは、中央領域の若い星のより重要な寄与によって決定され、外側の部分では急速に減少します。TIIディスクは、ディスク全体の他の単一年齢の集団と比較して、古い星の比較的高い寄与を好みますが、TIIIディスクは、半径を大きくするために、中年（2〜6Gyrs）の星によって次第に支配的になります。年齢プロファイルの傾きの変化は、質量面密度の破壊後に見られます。TIIと比較して、TIおよびTIIIシステムの古い星の種族のフレアが大きいという証拠が見つかりました。全体として、単一年齢の星の種族の相対的な分布と星形成の半径への依存性は、さまざまな円盤の種類と年齢プロファイルを変調することがわかっています。
ピークスペクトル源におけるX線およびHI吸収の追跡
最近の研究では、21cmのHI吸収と軟X線吸収の両方が、若い電波銀河の活動銀河近くの高密度でほこりっぽいガスの優れたトレーサーとして機能し、核周辺媒体の物理的性質に対する新しい洞察を提供することが示されています。現在まで、これらの吸収プロセスを使用して得られたカラム密度間の相関関係は、コンパクトスティープスペクトル（CSS）とギガヘルツピークスペクトル（GPS）の電波源内で観察されています。この相関関係がより広い電波集団内に存在する可能性はありますが、電波銀河の多くのサンプルは、選択効果のためにこれをテストすることを困難にします。この論文は、選択バイアスを最小化するような方法で文献から編集された168の電波源の歴史的なサンプルを分析することによって、より広い電波集団における相関の可能性を探求します。この歴史的なサンプルから、HIとピークスペクトルソースの外側の軟X線吸収との間に相関関係があるという証拠があるが、これらのソースに対する選択バイアスにより、現在のサンプルを使用してさらに分析することは困難であると結論付けます。SEAFOGプロジェクトのコンテキストでこれについて説明し、今後のデータが将来の吸収研究の展望をどのように変えるかについて説明します。
MATLAS矮星と超拡散銀河のHI観測
| Title |
HI_observations_of_the_MATLAS_dwarf_and_ultra-diffuse_galaxies |
| Authors |
Melina_Poulain,_Francine_R._Marleau,_Rebecca_Habas,_Pierre-Alain_Duc,_Ruben_Sanchez-Janssen,_Patrick_R._Durrell,_Sanjaya_Paudel,_Oliver_Mueller,_Sungsoon_Lim,_Michal_Bilek,_Jeremy_Fensch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.14491 |
銀河におけるHIガスの存在は、それらの形態と進化と密接に関連しています。この論文は、MATLASディープイメージング調査の低密度から中密度の環境にある、すでに特定されている2210の矮星のHI含有量を理解することを目的としています。ATLAS$^{3D}$調査からのHI観測と、ALFALFA調査からの銀河系外HIソースを組み合わせて、MATLAS矮星のHI線幅、速度、および質量を抽出します。利用可能なHI観測値を持つサンプルの1773の矮星から、8％（145）がHIライン検出を持っています。矮小楕円体の大部分は不規則な形態を示しますが、29％（42）は楕円形であり、これまでのHI含有矮小楕円体（dE）の最大のサンプルです。HI矮星サンプルのうち、2％（3）は超拡散銀河（UDG）、12％は遷移型の形態、5％は潮汐矮星候補、10％は破壊された天体のようです。光学的に選択されたサンプルでは、dEの9.5％、UDGの7％、および古典的な矮星の10％がHIを含んでいます。HIを持っている矮星は、HIが検出されていない矮星よりも平均して青い色をしています。恒星とHIの質量、ガスの割合、色、絶対等級の間の関係は、同様の質量と環境を調査する矮星の以前の研究と一致していることがわかります。巨大な初期型銀河の衛星として識別された矮星の79％について、HIの質量はホストまでの予測距離とともに増加することがわかります。HIの線幅を使用して、動的質量を推定し、矮星の5％（7）が暗黒物質が不足していることを発見しました。
活動銀河における光学的FeIIおよび近赤外CaII放出
CaFeプロジェクトには、活動銀河のブロードライン領域（BLR）に関連する低電離中心核輝線（LIL）の特性の研究が含まれます。これらの輝線、特に光学系の単一イオン化鉄（FeII）と近赤外（NIR）の対応する単一イオン化カルシウム（CaII）は、それらの発光強度に強い相関関係を示すことがわかります。広いH$\beta$輝線に関しては、後者も同じカテゴリのLILに属しています。これらの輝線の位置と効率的な生産についての理解を深めた過去数年間の進歩について概説します。CaII放出の完全な可能性と、ブラックホールへの接続、およびBLRパラメーターはまだ実現されていません。これは次の場合に役立ちます。クエーサーのシーケンス、（2）H$\beta$に関するこの輝線の強度を含めることが、AGNの降着率の効果的なトレーサーになり得る、更新された半径と輝度の関係を実現するため、および（3）CaIIとFeIIの密接な関係により、2つの種の比率を使用して、宇宙時間にわたるこれらの活動銀河の化学進化を定量化することができます。このホワイトペーパーでは、現在のサンプルを使用し、非線形次元削減手法（t-distributedStochasticNeighborEmbedding（tSNE））を使用して、直接観測量に基づくデータセットのクラスタリングを理解します。
活動銀河のコロナルラインを使用した新しいブラックホールの質量スケーリング
| Title |
A_novel_black_hole_mass_scaling_using_coronal_lines_in_active_galaxies |
| Authors |
Swayamtrupta_Panda,_Alberto_Rodr\'iguez_Ardila |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.14513 |
活動銀河核（AGN）イオン化連続体のトレーサーとして、残響マッピングと線比[SiVI]1.963$\mu$m/Br$\gamma_{\rmBroad}$からの正真正銘のブラックホール（BH）質量推定値を使用します。log（$M_{\rmBH}）=（6.40\pm0.17）-（1.99\pm0.37）\times$log（[SiVI]/Br$\gamma_{\rmBroad}）$、BH質量間隔で、$10^6-10^8$M$_{\odot}$。現在のサンプルは21個のタイプ1AGNで構成されており、スケーリング関係の全体的な分散は0.47dexです。これは、分散$\sim$0.44dexを示す確立されたM-$\sigma$関係をエミュレートしたものです。新しいスケーリングは、単一のエポックスペクトルを使用したBH推定の経済的で物理的に動機付けられた代替手段を提供し、長い望遠鏡時間（残響マッピング）または絶対フラックスキャリブレーション（連続光度法）を回避します。近い将来、赤外線に関する大規模な調査が行われるようになり、より多くの情報源を追加することで、関係のばらつきを減らすことを目指しています。
活動銀河の広帯域スペクトルには、中央の連続体源とその周辺の性質と活動を明らかにするのに役立つ幅広い情報が含まれています。活動銀河核（AGN）のスペクトルにおける金属の進化を理解し、それらをさまざまな基本的なブラックホール（BH）パラメーター、たとえばBH質量、光源のボロメータ光度、その降着力と関連付けると、宇宙時間にわたるBHの成長の間の関係。スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）の最近の分光データリリースで、赤方偏移の広い範囲をカバーする輝線の豊富な分光データベースを利用して、選択された金属量指標の役割を調査します。親サンプルを注意深くフィルタリングして、赤方偏移に依存する高品質のサブサンプルのペアを準備し、ここで分析の最初の結果を示します。単純な相関からの発見を検証するために、線形次元削減手法（主成分分析（PCA））のパフォーマンスをサブサンプルに対して実行および評価し、観測された相関の主要なドライバーを強調する投影マップを提示します。投影マップを使用すると、潜在的な関心のある特定のソースを分離することもできます。
z $ \ sim $ 1クラスターでは衛星の消光は重要ではありませんでした：ほとんどの消光は落下中に発生しました
| Title |
Satellite_quenching_was_not_important_for_z$\sim$1_clusters:_most_quenching_occurred_during_infall |
| Authors |
S._V._Werner,_N._A._Hatch,_A._Muzzin,_R._F._J._van_der_Burg,_M._L._Balogh,_G._Rudnick,_G._Wilson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.14624 |
GOGREENとGCLASSの調査から得られた$0.8<z<1.4$で、15個の銀河団の郊外に落下する銀河集団を分析することにより、$z\sim1$クラスターにおける環境消光と前処理の相対的な重要性を定量化します。落下する銀河と対照サンプルの間に有意差があります。特に、落下地域における過剰な大規模な静止銀河。これらの巨大な落下銀河は、2倍の衛星銀河を持っているため、同様の質量の制御銀河よりも大きな暗黒物質ハローに存在する可能性があります。さらに、これらの伴銀河は、対照銀河の衛星と比較して、より大きなスケール半径のNFWプロファイルで分布しています。これらの発見に基づいて、高赤方偏移クラスターにおける環境消光の効率と質量依存性を計算する際に、落下するプレクラスター銀河の代わりに「散在銀河」を使用することは適切ではない可能性があると結論付けます。$1<R/R_{200}<3$にある落下銀河の静止率をクラスターサンプル（$R/R_{200}<1$）と比較すると、質量が$>10^{のほぼすべての静止銀河であることがわかります。11}M_{\odot}$は落下前に急冷されましたが、低質量銀河の最大半分はビリアル半径を通過した後に環境的に急冷されました。これは、$z\sim1$クラスター内の大規模な静止銀河のほとんどが、落下前に自己消光または前処理されたことを意味します。
赤外線波長範囲の混同ノイズの原因
| Title |
Sources_of_confusion_noise_in_the_infrared_wavelength_range |
| Authors |
A.A._Ermash,_S.V._Pilipenko,_E.V._Miheeva,_V.N._Lukash |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.14679 |
この論文では、銀河系外の背景光のモデルを使用して、錯乱ノイズに影響を与える要因を調査します。（1）宇宙の大規模構造が重要な要素であることが示された。（2）重力レンズ効果は、錯乱ノイズに大きな影響を与えません。（3）混同ノイズの原因となるオブジェクトの赤方偏移の下限は波長に依存せず、約$z_{min}\sim0.5-0.6$ですが、赤方偏移の上限は$\sim4$から$\sim3に徐々に変化します。$70$\mum$から2000$\mum$までの波長の増加。（4）光度が$10^7L_\odot$-$10^9L_\odot$の範囲のかなり短い波長（$\simeq70\mum$）の銀河では、より長い波長（650-2000$\mum$）それらの光度は$L\geq10^{10}L_\odot$より大きい;（5）異なる色特性を持つオブジェクトからの寄与が考慮されます。（6）1日から1年までのタイムスケールでの銀河外バックグラウンドの変動は、短波長（70--350$\mum$）で顕著であり、フラックス${}^<_\sim$1〜mJyで現れます。。
KK 242、孤立したScd銀河NGC6503のかすかな仲間
| Title |
KK_242,_a_faint_companion_to_the_isolated_Scd_galaxy_NGC_6503 |
| Authors |
Igor_D._Karachentsev,_John_M._Cannon,_Jackson_Fuson,_John_L._Inoue,_R._Brent_Tully,_Gagandeep_S._Anand,_Serafim_S._Kaisin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.14691 |
KK〜242=NGC6503-d1=PGC〜4689184の分解された星の種族のハッブル宇宙望遠鏡イメージングを使用して、銀河までの距離を$6.46\pm0.32$Mpcと測定し、KK〜242がローカルボイドの端にある低質量渦巻銀河NGC〜6503。KarlG.Jansky超大型アレイでの観測は、$V_{hel}=-80\pm10$km\、s$^{-の速度範囲内のKK〜242の位置で非常にかすかなHI信号の兆候を示しています。1}$。この速度範囲は、天の川とNGC6503からのHI放出によってひどく汚染されています。矮小銀河は遷移型dIrr/dSphに分類され、総HI質量は$<10^6M_{\odot}$で、星形成率SFR（H$\alpha$）=--4.82dex（$M{\odot}$/年）。KK〜242は、NGC〜6503に対して視線速度の差が-105km\、s$^{-1}$である31kpcの予測分離であるため、渦巻銀河のハロー質量の推定値は次のようになります。$\log（M/M_{\odot}$）=11.6。NGC〜6503の他に、ローカルボリュームにはさらに8つの分離した低輝度渦巻銀河があります：M〜33、NGC〜2403、NGC〜7793、NGC〜1313、NGC〜4236、NGC〜5068、NGC〜4656、NGC〜7640、その小さな衛星から、ホスト銀河の平均総質量とそれらの平均総質量対Kバンド輝度を推定しました$\langleM_T/M_{\odot}\rangle=（3.46\pm0.84）\times10^{11}$と$（58\pm19）M_{\odot}/L_{\odot}$、それぞれ。
金属量に依存する二成分分率を白色矮星の二重形成に適用する：LISAへの影響
| Title |
Applying_the_metallicity-dependent_binary_fraction_to_double_white_dwarf_formation:_Implications_for_LISA |
| Authors |
Sarah_Thiele,_Katelyn_Breivik,_and_Robyn_E._Sanderson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.13700 |
短周期の二重白色矮星（DWD）バイナリは、レーザー干渉計宇宙アンテナ（LISA）の重力波（GW）の最も多くの発生源になります。数万のDWDが個別に解決されるだけでなく、GW周波数が約1mHz未満のDWDが、重複するGW信号による混乱によって引き起こされる確率的前景の主な原因となり、あらゆる種類の個々のソースの検出可能性が制限されます。銀河系DWDの人口モデリングでは、通常、標準のバイナリ分数を50％と想定しています。しかし、最近の観測では、近い（P$_{\rm{orb}}\leq10^4$日）太陽型星の2進分数は、金属量との強い反相関を示すことが示されています。この研究では、経験的に導き出された金属量依存のバイナリフラクションを組み込んだ、LISAによって観測可能な銀河系DWD集団の最初のシミュレーションを実行します。バイナリ母集団合成スイートCOSMICを使用してDWDをシミュレートし、金属量に依存する星形成履歴を組み込んで、短周期DWDの銀河系母集団を作成します。2つのモデルを比較します。1つは金属量に依存する2値の割合を想定し、もう1つは50％の2値の割合を想定しています。金属量は、シミュレートされたDWD前駆体バイナリの進化と固有の特性に影響を与えますが、2つのモデルのLISAで解決可能な母集団はほぼ区別がつかないままであることがわかります。ただし、金属量に依存する2進分数を考慮すると、LISA周波数帯を周回する銀河系DWDの総人口のサイズは半分以上減少します。この効果は、混乱の前景を下げるのに役立ち、すべてのタイプの低周波LISAソースを検出するための感度を効果的に高めます。ロッシュローブのオーバーフロー相互作用の3つの異なる仮定について分析を繰り返し、金属量に依存する2進分数が仮定された場合に人口の減少が確実であることを確認します。
銀河系の裏庭にある重力波源：LISAで検出可能なBHBH、BHNS、NSNSバイナリの予測
| Title |
Gravitational_wave_sources_in_our_Galactic_backyard:_Predictions_for_BHBH,_BHNS_and_NSNS_binaries_detectable_with_LISA |
| Authors |
Tom_Wagg,_Floor_S._Broekgaarden,_Selma_E._de_Mink,_Lieke_A._C._van_Son,_Neige_Frankel,_Stephen_Justham |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.13704 |
宇宙からの重力波の将来の検索は、私たちの天の川の二重コンパクトオブジェクト（DCO）に敏感になるでしょう。計画された宇宙ベースの重力波検出器LISAによって検出可能な、二重ブラックホール（BHBH）、ブラックホール中性子星（BHNS）、および二重中性子星（NSNS）の集団の新しいシミュレーションを提示します。私たちの推定では、天の川の金属量に依存する星形成の歴史の経験に基づいたモデルを使用します。物質移動、共通外層、超新星キック、残留質量、および風質量損失物理学に関連するさまざまな仮定について、バイナリ母集団合成予測の広範なスイートを使用してデータを入力します。4（10）年のLISAミッションでは、これらの変動に対して30-370（50-550）の検出が予測され、そのうち6-154（9-238）がBHBH、2-198（3-289）がBHNSと3-35（4-57）はNSNSです。物理学の仮定の変化が、検出率が変わらない場合でも、検出可能なシステムのプロパティの分布をどのように変更するかについて説明します。特に、チャープ質量、離心率、空の局在などの観測可能な特性と、BHBH、BHNS、およびNSNSの個体群を、互いに、およびより多くの二重白色矮星の個体群からどのように区別できるかについて説明します。さらに、SquareKilometerArray（SKA）を使用してパルサー集団のマルチメッセンジャー観測の可能性について説明し、LISAミッションを拡張することの利点を評価します。
| Title |
Constraining_the_circumburst_medium_of_gamma-ray_bursts_with_X-ray_afterglows |
| Authors |
Xiao_Tian,_Ying_Qin,_Mei_Du,_Shuang-Xi_Yi_and_Yan-Ke_Tang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.13880 |
長いガンマ線バースト（GRB）は、巨大な星のコア崩壊に起因すると考えられています。残光特性は、周囲の星間物質中の物質の密度によって決定されると考えられています。したがって、サーカンバースト密度を使用して、星間風$n（R）\proptoR^{\rm-k}$と一定密度媒体（ISM）$n（R）=const$を区別できます。さまざまな残光サンプルを使用した以前の研究では、GRBのサーカンバースト媒体は、星間風によって単純にサポートされているわけでも、ISMによって完全に支持されているわけでもないことが示されています。この作業では、新しいサンプルは、初期のX線残光でスムーズに開始するバンプのような特徴を持つ39個のGRBで構成され、20個のGRBで赤方偏移が測定されます。滑らかなべき乗則関数を使用してX線光度曲線のバンプに適合させることにより、半値全幅（FWHM）を特徴幅（$\omega$）として、また立ち上がり時間と減衰時間として導き出します。バンプのスケール（$T_{\rmr}$および$T_{\rmd}$）。X線バンプのタイムスケール間の相関関係は、以前に光学残光で見つかったものと同様です。薄肉シェルケースの火の玉前方衝撃（FS）モデルに基づいて、電子スペクトル指数$p$の分布を取得し、中密度分布指数$k$をさらに制約します。新しく推定された$k$は、0.2から1.8の範囲で1.0に集中していることがわかります。この発見は以前の研究と一致しています。X線残光に関する詳細な調査の結論は、選択されたGRBの周囲媒体が均一ではないこと、つまりISMでも典型的な星間風でもないことを示唆しています。
一般相対性理論は、多数の観測テストに合格しています。この理論は、太陽系での実験と連星パルサーの観測により、弱磁場領域で広くテストされています。最近、強磁場レジームの研究に大きな進歩が見られました。これは、重力波、X線データ、およびmm超長基線干渉法の観測でテストできるようになりました。ここでは、一般相対性理論のテストの最先端をブラックホールX線データで要約し、その最近の進歩と将来の発展について議論します。
ヴァーマナは、ブラックホール連星集団のチャープ質量、質量比、および整列したスピン分布を推測する混合モデルフレームワークです。混合コンポーネントを拡張して、合併率の赤方偏移の進化もモデル化し、誤警報率$<1\mathrm{yrで検出された69個の重力波信号を使用して、バイナリブラックホール母集団のすべての主要な1次元および2次元の特徴を報告します。3番目の重力波過渡カタログの}^{-1}$。以前のレポートを承認し、LIGOScientific、Virgo、およびKAGRACollaborationsからの最近のレポートを裏付けると、チャープ質量分布に複数のピークがあり、チャープ質量$10\mathrm{-}12M_\odot$とのマージがないことがわかります。さらに、整列したスピンは質量依存性を示し、重いバイナリはより大きなスピンを示し、質量比はチャープ質量または整列したスピンのいずれにも顕著な依存性を示さず、質量分布のピークのマージレートの赤方偏移の進化を観察しますバラバラです。これらの特徴は、おそらくバイナリブラック形成チャネルに関連する天体物理学を反映しています。ただし、それらに対する限られた信頼を向上させるには、追加の観察が必要です。
無線フレア中のCTA102のジェットにおけるシンクロトロン自己吸収領域の磁場強度
| Title |
Magnetic_Field_Strengths_of_the_Synchrotron_Self-Absorption_Region_in_the_Jet_of_CTA_102_During_Radio_Flares |
| Authors |
Sang-Hyun_Kim_(1_and_2),_Sang-Sung_Lee_(1_and_2),_Jee_Won_Lee_(1),_Jeffrey_A._Hodgson_(1_and_3),_Sincheol_Kang_(1_and_2),_Juan-Carlos_Algaba_(4),_Jae-Young_Kim_(1_and_5),_Mark_Hodges_(6),_Ivan_Agudo_(7),_Antonio_Fuentes_(7),_Juan_Escudero_(7),_Ioannis_Myserlis_(8),_Efthalia_Traianou_(5),_Anne_L\"ahteenm\"aki_(9_and_10),_Merja_Tornikoski_(9),_Joni_Tammi_(9),_Venkatessh_Ramakrishnan_(9_and_11),_Emilia_J\"arvel\"a_(9_and_12)_((1)_Korea_Astronomy_and_Space_Science_Institute,_(2)_University_of_Science_and_Technology,_Korea,_(3)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Sejong_University,_(4)_Department_of_Physics,_Faculty_of_Science,_University_of_Malaya,_(5)_Max_Planck_Institute_for_Radio_Astronomy,_(6)_Owens_Valley_Radio_Observatory,_(7)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Andaluc\'ia-CSIC,_(8)_Instituto_de_Radioastronom\'ia_Milim\'etrica,_(9)_Aalto_University_Mets\"ahovi_Radio_Observatory,_(10)_Aalto_University_Department_of_Electronics_and_Nanoengineering,_(11)_Astronomy_Department,_Universidad_de_Concepci\'on,_(12)_European_Space_Agency,_European_Space_Astronomy_Centre) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.14025 |
CTA102は、その相対論的ジェットが地球に向かっており、磁場内を旋回する高エネルギー粒子によって生成されたシンクロトロン放射を放出することを意味するブレーザーです。この研究は、磁場と電波フレアの間の接続を含む、ジェット内の電波フレアの物理的起源を解明することを目的としています。2.6〜343.5GHzの範囲のデータセットは、5。5年間（2012年11月20日〜2018年9月23日）にわたって収集されました。データ収集期間中に、約26〜171日の変動時間スケールの範囲で15GHzで7つのフレアが検出されました。準同時電波データを使用して、ソースのシンクロトロンスペクトルを調査しました。放射光は自己吸収することがわかりました。シンクロトロン自己吸収（SSA）スペクトルのターンオーバー周波数とピークフラックス密度は、それぞれ42〜167GHzと0.9〜10.2Jyの範囲にあります。SSAスペクトルから、2013年12月24日、2014年2月28日、2018年1月13日のSSA磁界強度をそれぞれ9.20mG、12.28mG、50.97mGと導きました。また、等分配磁場強度は24〜109mGの範囲であると導き出しました。ほとんどの場合、等分配磁場強度はSSA磁場強度よりも大きく、これは粒子エネルギーが主にジェットで支配的であることを示しています。我々の結果は、CTA102のジェットのフレアが粒子加速に起因することを示唆している。粒子加速の可能なメカニズムを提案します。
後方散乱が支配的なモデルの下でのGRBプロンプト位相スペクトル
ガンマ線バースト（GRB）プロンプトフェーズの後方散乱が支配的なプロンプト放出モデルを提案します。このモデルでは、バーストの中心でのペア消滅によって生成された光子が、流出する恒星コルクによるコンプトン散乱によって後方散乱されます。得られたスペクトルが、低エネルギーと高エネルギーの傾き、および観測されたプロンプトスペクトルのスペクトルピークエネルギーの分布を説明できることを示します。
HILIGT、上限サーバーI-概要
| Title |
HILIGT,_Upper_Limit_Servers_I_--_Overview |
| Authors |
Richard_Saxton,_Ole_K\"onig,_Miguel_Descalzo,_Guillaume_Belanger,_Peter_Kretschmar,_Carlos_Gabriel,_Phil_Evans,_Aitor_Ibarra,_Elena_Colomo,_Maria_Henar_Sarmiento,_Jesus_Salgado,_Alfonso_Agrafojo,_Erik_Kuulkers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.14238 |
ニールゲーレルスウィフト天文台、超新星の全天自動探索（ASASSN）、eROSITA、ガイアなどの全天施設の出現により、未解決の天体物理学的問題を解決する上での一時的な発生源の重要性が新たに認識されました。トランジェントの識別とカタログのクロスマッチングは、仮想天文台によって過去20年間で容易になりましたが、現在および過去の施設によって特定のオブジェクトに対して行われたすべての観測のシームレスで一貫性のある分析を提供できるクライアントがまだ不足しています。。HILIGTは、XMM-Newton、INTEGRAL、およびその他のミッション用に作成された個々のサーバーをポーリングして、特定のターゲットで行われたすべての観測からフラックスまたは上限を見つけるWebベースのインターフェイスです。これらの測定値は、さまざまな形式でダウンロードできる表または時系列プロットとして表示されます。HILIGTは現在、X線およびガンマ線観測所からのデータを処理しています。
| Title |
Low_Frequency_Quasi_Periodic_Oscillations_and_Shocks_in_Accretion_onto_Black_Hole |
| Authors |
Chandra_B._Singh,_Santanu_Mondal,_David_Garofalo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.14329 |
低周波の準周期的振動（LFQPO）は、ブラックホールX線連星（BHXRB）で日常的に観測されています。これらのLFQPOは、回転するブラックホールの周りの降着流における軸対称の衝撃振動によって説明できます。ロッシX線タイミングエクスプローラー衛星によって観測されたBHXRBのタイプCLFQPOの物理的起源について、最小数の自由パラメーター、つまり、特定のBH質量のセットに対する落下物質の比エネルギーと比角運動量を考慮して対処します。スピンパラメータ。多数のBH候補にソリューションを適用して、QPO頻度とショックの場所の間の反相関のシナリオをさらに強化します。私たちの研究はまた、コンプトン冷却が観察されたQPOを説明するのに十分である可能性があることを確認しています。
マーチソン広視野アレイを用いた短いGRBからのコヒーレント無線放射の早期検索
| Title |
Early-time_Searches_for_Coherent_Radio_Emission_from_Short_GRBs_with_the_Murchison_Widefield_Array |
| Authors |
J._Tian,_G._E._Anderson,_P._J._Hancock,_J._C._A._Miller-Jones,_M._Sokolowski,_A._Rowlinson,_A._Williams,_J._Morgan,_N._Hurley-Walker,_D._L._Kaplan,_Tara_Murphy,_S.J._Tingay,_M._Johnston-Hollitt,_K._W._Bannister,_M._E._Bell,_B._W._Meyers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.14391 |
ここでは、マーチソン広視野アレイ（MWA）高速応答観測モードを使用してSwiftおよび/またはFermi衛星によって検出された9つの短いGRBに関連するコヒーレント無線放射の低周波数（170-200MHz）検索を示します。MWAは、高エネルギー検出から30〜60秒以内にこれらのイベントの観測を開始し、典型的な赤方偏移の範囲で短いGRBによって放出された分散遅延信号をキャプチャできるようにしました。5秒、30秒、2分のタイムスケールでGRB位置でトランジェント検索を実行した結果、関連するトランジェントでそれぞれ0.42、0.29、0.084Jyのフラックス密度制限が最も制約されました。また、0.5秒と1.28MHzの時間およびスペクトル分解能で分散信号を検索しましたが、検出されませんでした。ただし、GRB190627Aに対して導出された80〜100Jyミリ秒のフルエンス制限は、短いGRBに対してこれまでで最も厳しいものです。フルエンスと持続放出限界を短いGRBコヒーレント放出モデルと比較し、ほぼ合体した中性子星（$\lesssim10^{-4}$）の電波放出効率、磁気エネルギーの割合などの重要なパラメーターに制約を課しました。GRBジェット（$\lesssim2\times10^{-4}$）、およびマグネターの残骸の電波放射効率（$\lesssim10^{-3}$）。完全なGRBサンプルに対して導出された制限を同じ放射モデルと比較すると、30分の磁束密度制限は、$z\sim0.6$の赤方偏移までのマグネター残留物からの持続的な電波放射を理論的に検出するのに十分な感度があることを示しています。。この放出が検出されなかったということは、サンプル内の一部のGRBが真に短くなかったか、バイナリ中性子星合体の結果ではなかったこと、GRBが高赤方偏移にあったこと、これらの合体が非定型のマグネター、マグネターの残骸の放射ビームを形成したことを意味している可能性があります。地球から離れた方向を向いているか、大多数がマグネターを形成せず、ブラックホールに直接崩壊しました。
ずれたパルサーの磁場と電力損失の一般相対論的計算
| Title |
General_relativistic_calculation_of_magnetic_field_and_Power_loss_for_a_misaligned_pulsar |
| Authors |
Sagnik_Chatterjee_and_Ritam_Mallick |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.14439 |
この研究では、パルサーを一般相対論的斜め回転子としてモデル化します。ここで、斜め回転子は、回転と磁気軸が斜めに傾斜している回転変形した中性子星です。斜め回転子がスピンダウンし、磁極を介して回転エネルギーを失います。磁場は双極であると想定されています。ただし、不整合のため、星にはゼロ以外の方位角成分があります。磁場は、力のない状態で電場を誘導します。磁場は、ミスアラインメントが増加するにつれて減少し、星の赤道面に沿って最小になります。対照的に、電界は最初はほぼ一定のままですが、高いミスアライメント角度で急速に減少します。星の表面での電荷分離は、ニュートン計算のそれと質的に類似しています。一般相対論的回転子の電力損失は、整列または直交回転子のいずれかで最小であることがわかります。これは、ミスアライメント角度の増加とともに電力損失が増加するニュートン計算とは対照的です。
畳み込みニューラルネットワークを使用した完全なLST-1データの再構築
| Title |
Full_LST-1_data_reconstruction_with_the_use_of_convolutional_neural_networks |
| Authors |
Jakub_Jury\v{s}ek,_Etienne_Lyard,_Roland_Walter_(for_the_CTA-LST_Project) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.14478 |
チェレンコフ望遠鏡アレイ（CTA）は、数十GeVから数十TeVのエネルギー範囲で、世界最大かつ最も感度の高い地上ベースのガンマ線観測所になります。現在試運転段階にあるLST-1プロトタイプは、スペインのカナリア諸島のラパルマにあるCTAの北部サイトに建設される4つの最大のCTA望遠鏡の最初のものです。この寄稿では、パラメータ化されていないシャワー画像に適用された修正されたInceptionV3ディープ畳み込みニューラルネットワークを使用した完全画像再構成法を提示します。LST-1シャワー画像のモンテカルロシミュレーションで最適化されたネットワークのパフォーマンスを評価し、その結果を標準的な再構成法のパフォーマンスと比較します。また、両方の方法が実際のデータの再構築でどのように機能するかを示します。
中性子星に関連する一般相対論的衝撃
天体物理学的衝撃は非常に一般的であり、超新星、ブレザー、および中性子星の粒子加速の原因であるため、興味深いものです。この作品では、正面のフレームからの一般相対論的衝撃を研究します。空間的衝撃と時間的衝撃の両方について、ジャンプ条件とTaubadiabat方程式を導き出します。これらの方程式を中性子星系で解きます。このシステムでは、衝撃の後にハドロン物質をクォーク物質に限定しない燃焼フロントが続きます。（親中性子星の燃焼から生成された）娘クォーク星の最大質量は、EoSシーケンスの最大質量限界と一致しています。適切な条件下でのGRショックの物質速度は、光速制限を破ることがあり、非常に速い燃焼プロセスを示していることがわかります。また、物質の速度は、空間のような衝撃の場合、燃焼プロセスはおそらく爆燃であり、時間のような衝撃の場合、それは爆発であり、超発光の速度でさえ進行できることを意味します。
相対論的ジェットにおける電流駆動キンク不安定性：散逸特性
| Title |
Current_driven_kink_instabilities_in_relativistic_jets:_dissipation_properties |
| Authors |
G._Bodo,_G._Mamatsashvili,_P._Rossi_and_A._Mignone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.14575 |
特にその散逸特性に焦点を当てて、高度に磁化された相対論的プラズマカラムの電流駆動キンク不安定性の進展を分析します。不安定性の進展は、磁気エネルギーが散逸する薄い電流シートの形成につながります。散逸した磁気エネルギーの総量は、散逸特性とは無関係であることがわかります。散逸は2つの段階で発生します。不安定性が飽和したときのピークです。これは、変形したプラズマカラムの境界にらせん状の電流シートが形成され、その後、乱流が発生する、より弱いほぼ平坦な相が続きます。これらの2つの相の詳細な特性は、平衡構成およびその他のパラメーター、特にピッチの半径方向プロファイルの急峻さ、外部軸方向磁場の存在、および磁化の量に依存します。現在のシートは、粒子が相対論的エネルギーに加速され、観測された放射線を発生させることができる磁気リコネクションのサイトである可能性があるため、これらの結果は高エネルギー天体物理学のソースに関連しています。
オリジナルのオージェおよびTA表面検出器からの最新データのUHECR双極子および四重極
| Title |
The_UHECR_dipole_and_quadrupole_in_the_latest_data_from_the_original_Auger_and_TA_surface_detectors |
| Authors |
Peter_Tinyakov,_Luis_Anchordoqui,_Teresa_Bister,_Jonathan_Biteau,_Lorenzo_Caccianiga,_Rog\'erio_de_Almeida,_Olivier_Deligny,_Armando_di_Matteo,_Ugo_Giaccari,_Diego_Harari,_Jihyun_Kim,_Mikhail_Kuznetsov,_Ioana_Mari\c{s},_Grigory_Rubtsov,_Sergey_Troitsky,_Federico_Urban_(for_the_Pierre_Auger_and_Telescope_Array_collaborations) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.14593 |
超高エネルギー宇宙線の発生源はまだ不明ですが、標準的な物理学を仮定すると、それらは私たちから数百メガパーセク以内にあると予想されます。確かに、宇宙線は、宇宙線の距離を超えて、質量数とエネルギー、および光核相互作用と光子バックグラウンドの特性に応じた速度で、バックグラウンド光子との相互作用によってエネルギーを失います。宇宙はそのようなスケールでは均一ではないので、宇宙線の到達方向の分布は銀河の分布の不均一性を反映すると予想されます。エネルギー損失の長さが短いほど、予想される異方性は強くなります。銀河系および銀河系間の磁場は、画像をぼやけさせたり歪めたりする可能性がありますが、最大スケールの異方性の大きさ、つまり双極子および四重極子モーメントは、それらの影響に対して最も堅牢です。高次の多重極に関係なく、バイアスなしでそれらを測定することは、全天をカバーする場合を除いて不可能です。この作業では、2020年までにピエールオージェ天文台で収集された表面検出器データを組み合わせることにより、3つのエネルギー範囲（約8〜16EeV、16〜32EeV、および32〜$\infty$EeV）でこれを達成します。新しいシンチレータ検出器を備えたアレイのアップグレードが完了する前の2019年までのテレスコープアレイ（TA）で。オージェとTAのデータを組み合わせることによって達成された全天のカバレッジは、オージェのみの結果と比較して、双極子と四重極の南北成分の不確実性を半分に減らすことがわかります。
電磁流体力学のParticle-in-Cellシミュレーションに光速の低下を正確に組み込む
| Title |
Accurately_Incorporating_a_Reduced-Speed-of-Light_in_Magnetohydrodynamic-Particle-in-Cell_Simulations |
| Authors |
Suoqing_Ji_and_Philip_F._Hopkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.14704 |
光速低下（RSOL）近似は、通常、電磁流体力学（MHD）-パーティクルインセル（PIC）シミュレーションで採用されます。このシミュレーションでは、相対論的宇宙線（CR）粒子がほぼ光速$c$で移動します。とバックグラウンド（非相対論的）プラズマは同時に進化します。RSOLを使用すると、一部の「コード内」光速$\tilde{c}$が実際の$c$よりもはるかに低い値に設定されるため、シミュレーションでより大きなタイムステップをとることができます（指定されたクーラント条件によって制限されます）。大きなCR速度）。ただし、MHD-PICシミュレーションの文献には適切に定式化されたRSOL実装がないため、シミュレーションのCRプロパティ（CRエネルギーまたは運動量密度、ジャイロ半径など）は、相互に、およびRSOLのさまざまな実装を使用した収束（$\tilde{c}\rightarrowc$）ソリューションは、シミュレーション結果と物理的現実の間の対応を壊します。ここでは、RSOLを使用してMHD-PIC方程式の新しい定式化を導き出し、（1）CR分布関数のすべての定常状態特性とバックグラウンドプラズマ/MHD量がRSOL$\tilde{から独立していることを保証することを示します。c}$$\tilde{c}\llc$の場合でも、（2）シミュレーションがCR数、質量、運動量、およびエネルギー密度の実際の物理値を同時に表すことができることを保証します。（3）正しい物理的意味を保持します。電場のようなさまざまな項の、および（4）CRの数値タイムステップが常に係数$\simc/\tilde{c}$だけ安全に増加できることを保証します。これにより、CR-MHDの相互作用のシミュレーションで、自己整合性が向上し、CPUコストが削減されます。
Ia型超新星とその爆発的元素合成：前駆体への制約
Ia型超新星（SNeIa）の前駆細胞は、チャンドラセカールに近い質量であるか、チャンドラセカール限界以下の白色矮星であるかにかかわらず、何十年にもわたって議論されてきました。さまざまな観察のヒントが、両方のモデルを主要な前駆体としてサポートしています。この論文では、これら2つのクラスの前駆体からのSNeIaの爆発物理学と化学的存在量パターンをレビューします。SNeIa、その残骸、天の川銀河、銀河団の観測データが、SNeIaの数値モデルが一致する必要のある重要な特徴を決定するのにどのように役立つかについて説明します。
H.E.S.S.の発生源のニュートリノ放出の予測銀河面測量
| Title |
Predicting_the_Neutrino_Emission_for_the_Sources_in_the_H.E.S.S._Galactic_Plane_Survey |
| Authors |
Rowan_Batzofin_and_Nukri_Komin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.14815 |
H.E.S.S.銀河面調査は、天の川の78の線源からの超高エネルギー（VHE）ガンマ線放出を検出しました。これらのソースは、さまざまなオブジェクトクラス（パルサー風星雲、超新星残骸、または連星系）に属しており、これらのソースの一部は未確認のままです。これらの物体のガンマ線放出は、レプトンまたはハドロン起源である可能性があり、ガンマ線観測だけでは、これら2つのシナリオを区別することはできません。ニュートリノ放出の検出は、これらの天体におけるハドロンシナリオの証拠を提供するでしょう。観測されたガンマ線スペクトルに基づいて、放出がハドロン起源のみであるという仮説の下で、これらの線源のニュートリノ放出を予測します。この予測は完全に観測に依存しており、ソースクラス、距離、または周囲のターゲットマテリアルとは無関係です。これらの予測を使用して、天の川のニュートリノ放出の経験的モデルを作成します。このモデルを使用して、個々のガンマ線源からのニュートリノ放出を検索したり、天の川の潜在的な線源集団からのニュートリノ放出をテストしたりできます。
銀河赤方偏移推定のための欠測データの代入
天文データは穴だらけです。このデータの欠落には多くの理由がありますが、データの破損や好ましくない観測条件などが原因で、データがランダムに欠落している可能性があります。いくつかの単純なデータ代入法（平均、中央値、最小値、最大値、k最近傍法（kNN））と、さらに2つの複雑な方法（連鎖方程式（MICE）と敵対的生成ネットワーク（GAIN）を使用した多変量代入）をテストします。）増加する量がランダムに欠落に設定されているデータに対して。次に、入力されたデータセットを使用して、kNNおよびランダムフォレストML手法を使用して、銀河の赤方偏移を推定します。MICEアルゴリズムが最小の二乗平均平方根誤差を提供し、その結果、最小の予測誤差を提供し、GAINアルゴリズムが次に最適であることがわかります。
スペクトル尖度推定器を使用したタイアレイ無線パルサー観測における干渉の除去と置換
| Title |
Removal_and_replacement_of_interference_in_tied-array_radio_pulsar_observations_using_the_spectral_kurtosis_estimator |
| Authors |
M._Purver_(1),_C._G._Bassa_(2_and_1),_I._Cognard_(3),_G._H._Janssen_(2_and_1),_R._Karuppusamy_(4_and_1),_M._Kramer_(4_and_1),_K._J._Lee_(5_and_4_and_1),_K._Liu_(4_and_3_and_1),_J._W._McKee_(6),_D._Perrodin_(7_and_1),_S._Sanidas_(8_and_1),_R._Smits_(2_and_1),_B._W._Stappers_(1)_((1)_Jodrell_Bank_Centre_for_Astrophysics,_The_University_of_Manchester,_United_Kingdom,_(2)_ASTRON,_The_Netherlands,_(3)_Station_de_Radioastronomie_de_Nan\c{c}ay,_Observatoire_de_Paris,_France,_(4)_Max_Planck_Institut_f\"ur_Radioastronomie,_Germany,_(5)_Kavli_Institute_for_Astronomy_and_Astrophysics,_P._R._China,_(6)_Canadian_Institute_for_Theoretical_Physics,_University_of_Toronto,_Canada,_(7)_INAF,_Italy,_(8)_Anton_Pannekoek_Institute_for_Astronomy,_University_of_Amsterdam,_The_Netherlands) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.14225 |
平均化された電力値のデジタル化された信号に干渉除去（ザッピング）のスペクトル尖度法を実装する方法について説明します。スペクトル尖度は、t検定に類似した仮説検定であり、電力が形成される振幅が「良好な」分布（通常は平均がゼロのガウス分布）に属するという帰無仮説があります。仮説の場合、電力値はザッピングされます。指定された信頼水準で拒否されます。独立した無線周波数干渉（RFI）環境での複数の望遠鏡からの信号の合計で構成される折り畳まれた無線パルサー観測のザッピング量の関数として信号対雑音比（SNR）を導き出し、失われたものを補うための4つの方法を比較します。コヒーレント（タイドアレイ）およびインコヒーレント合計のデータ。コヒーレントに合計された振幅の場合、ザッピングされていない望遠鏡からの振幅のスケーリングは、ザッピングされた振幅を人工ノイズに置き換えるよりも高いSNRを実現します。インコヒーレントに合計されたパワー値の場合、最高のSNRは、一定の平均を維持するために、ザッピングされていない望遠鏡からのパワーをスケーリングすることによって与えられます。スペクトルクルトシスを使用して、LargeEuropeanArrayforPulsars（LEAP）によるタイアレイ無線パルサー観測をクリーンアップします。1つの望遠鏡からの信号は、6.25$\mu$sおよび0.16MHzの時間および周波数分解能でザッピングされ、「良好な」データの0.27％で、PSRJ1022+1001のパルス到着時間（TOA）に0.25$\mu$sの不確実性を与えます。単一望遠鏡の観測を使用して、パルスプロファイル形状の回復を示し、データの0.6％がザッピングされ、TOAの不確実性が1.22から0.70$\mu$sに減少しました。
SciCodes：天文学研究ソフトウェアとその先
1999年に開始された天体物理学ソースコードライブラリ（ASCLascl.net）は、査読付き天文学研究で使用されるソフトウェアの無料のオープンレジストリです。過去数年にわたって、科学的なソフトウェアレジストリとリポジトリのコンソーシアムを形成する取り組みを主導してきました。2019年と2020年に、ASCLは、数学、生物学、神経科学、地球物理学、リモートセンシング、およびその他の分野の分野および機関のソフトウェアレジストリとリポジトリの編集者とメンテナに連絡を取り、これらの研究ソフトウェアリソースのベストプラクティスのリストを作成しました。FORCE11ワーキンググループのタスクフォースとして実行されたそのプロジェクトの完了時に、メンバーは継続的なコンソーシアムとしてSciCodesを形成することを決定しました。このプレゼンテーションでは、コンソーシアムのこれまでの作業、現在取り組んでいること、科学研究ソフトウェアを分野を超えて発見しやすくするために達成したいこと、およびコンソーシアムが天文学者にどのように役立つかについて説明しました。
SCARLETとディープラーニングを使用したCosmoDC2銀河の星の種族の分解
| Title |
Decomposition_of_stellar_populations_in_CosmoDC2_galaxies_using_SCARLET_and_Deep_Learning |
| Authors |
S\'andor_Kuns\'agi-M\'at\'e,_Istv\'an_Csabai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.14446 |
合成銀河のさまざまな星の種族の正規化された広帯域スペクトルエネルギー分布（SED）を推定するための、新しいディープラーニングベースのアプローチを紹介します。ノンパラメトリックマルチバンドソース分離アルゴリズムとは対照的に、SCARLET（SEDと形態が同時に適合される）では、銀河の色分布のみを使用する、形態に依存しないSEDの統計的決定を提供します。シミュレートされたブロードバンド画像の銀河関連ピクセルの色分布から、現実的な合成銀河の古い、赤、若い、青い星の種族のSEDを正確に予測するニューラルネットワーク（sedNN）を開発しました。最近公開された約3,600個の銀河を含むCosmoDC2シミュレート銀河カタログのサブセットでネットワークをトレーニングおよびテストしました。モデルのパフォーマンスをSCARLETの結果と比較したところ、sedNNは平均4〜5％の精度でSEDを予測できることがわかりました。これは、SCARLETを適用するよりも約2倍優れています。また、バルジとディスクのフラックス測定精度に対するこの改善の影響を調査しました。より正確なSEDを使用すると、コンポーネントのフラックス決定の誤差が約30％減少することがわかりました。
天体物理学コミュニティにおけるFAIR原則のサポート：ヨーロッパの経験
| Title |
Supporting_FAIR_Principles_in_the_Astrophysics_Community:_the_European_Experience |
| Authors |
Marco_Molinaro,_Mark_Allen,_Fran\c{c}ois_Bonnarel,_Fran\c{c}oise_Genova,_Markus_Demleitner,_Kay_Graf,_Dave_Morris,_Enrique_Solano_and_Andr\'e_Schaaff |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.14468 |
FAIRの原則は、個人によるデータの再利用をサポートすることに加えて、データ保持の再利用性を強化し、データを自動的に検索して使用するマシンの機能を強化することに特に重点を置きたい人のためのガイドラインとして機能することを目的としています。これらの原則の1つのコアである相互運用性は、特に自動化されたシステムが相互にインターフェイスする機能を扱う場合、ユーザーエクスペリエンスに悪影響を与える制限を回避するためのオープンスタンダードを必要とします。標準のオープン性は、ガバナンス自体がオープンであり、コミュニティの幅広い参加が含まれている場合に最もよくサポートされます。この寄稿では、FAIRの原則、相互運用可能なシステム、天体物理学におけるオープンガバナンスに関する経験を報告します。EOSCアーキテクチャと相互運用性フレームワークのインターフェイスに焦点を当てて、ESCAPEプロジェクト内で成熟したアクティビティについて報告します。
| Title |
Calibration_of_the_IXPE_instrument |
| Authors |
Fabio_Muleri,_Carlo_Lefevre,_Raffaele_Piazzolla,_Alfredo_Morbidini,_Fabrizio_Amici,_Primo_Attin\`a,_Mauro_Centrone,_Ettore_Del_Monte,_Sergio_Di_Cosimo,_Giuseppe_Di_Persio,_Yuri_Evangelista,_Sergio_Fabiani,_Riccardo_Ferrazzoli,_Pasqualino_Loffredo,_Luca_Maiolo,_Francesco_Maita,_Leandra_Primicino,_John_Rankin,_Alda_Rubini,_Francesco_Santoli,_Paolo_Soffitta,_Antonino_Tobia,_Alessia_Tortosa,_Alessio_Trois_(for_the_IXPE_team) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.14511 |
IXPEの科学ペイロードは、3つの望遠鏡で構成され、各望遠鏡は、ガスピクセル検出器の設計に基づいたミラーと光電偏光計で構成されています。3つの焦点面検出器は、それらを宇宙船に接続するユニットとともに、IXPEInstrumentと呼ばれ、イタリアで製造および校正されます。この手順では、IXPEインスツルメントが地上と飛行中の両方でどのように校正されるかを紹介します。機器校正装置は、ローマ（イタリア）のINAF-IAPSで完成し、入射ビームの方向、位置、エネルギー、偏光状態を正確に把握した上で、偏光と非偏光の両方の放射線を生成します。飛行中、放射性物質に基づいてフィルターとキャリブレーションホイールに取り付けられた4つのキャリブレーションソースのセットにより、3つのIXPE焦点面検出器すべてを個別に定期的にキャリブレーションできます。偏光に対する応答を監視するために、高度に偏光された光源と偏光されていない光源が使用されます。残りの2つは、ミッションの全期間を通じてゲインを調整するために使用されます。
星形成フィラメントにおける磁場の役割の調査：OMC-1に向けたNIKA2-Polの試運転結果
| Title |
Probing_the_role_of_magnetic_fields_in_star-forming_filaments:_NIKA2-Pol_commissioning_results_toward_OMC-1 |
| Authors |
H._Ajeddig,_R._Adam,_P._Ade,_P._Andr\'e,_E._Artis,_H._Aussel,_A._Beelen,_A._Beno\^it,_S._Berta,_L._Bing,_O._Bourrion,_M._Calvo,_A._Catalano,_M.De_Petris,_F.-X._D\'esert,_S._Doyle,_E._F._C._Driessen,_A._Gomez,_J._Goupy,_F._K\'eruzor\'e,_C._Kramer,_B._Ladjelate,_G._Lagache,_S._Leclercq,_J.-F._Lestrade,_J.-F._Mac\'ias-P\'erez,_A._Maury,_P._Mauskopf,_F._Mayet,_A._Monfardini,_M._Mu\~noz-Echeverr\'ia,_L._Perotto,_G._Pisano,_N._Ponthieu,_V.Rev\'eret,_A._J._Rigby,_A._Ritacco,_C._Romero,_H._Roussel,_F._Ruppin,_K._Schuster,_S._Shu,_A._Sievers,_C._Tucker,_R._Zylka,_and_Y._Shimajiri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.14533 |
ダスト分極観測は、星形成領域の磁場の形状（およびある程度は強度）を調べるための強力で実用的なツールです。特に、プランク分極データは、分子雲における大規模な磁場の重要性を明らかにしました。ただし、解像度が不十分なため、プランクの観測では、原始星と原始星のスケールでBフィールドのジオメトリを制約することはできません。オリオン分子雲（OMC）の距離で$\sim$0.02pcに対応する、NIKA2-Pol1.15mm偏光イメージングによって提供される11.7秒角の高い角度分解能により、Bフィールド形態の理解を深めることができます。星形成フィラメントと高密度コア（IRAM30m大型プログラムB-FUN）。NIKA2-Pol機器の試運転は、いくつかの困難な問題、特に機器の分極または強度から分極への（漏れ）効果をもたらしました。本稿では、この影響を修正して、OMC-1などの構造化された拡張ソースで信頼性の高い悪用可能なデータを作成する方法を説明します。OMC-1領域でのNIKA2-PolとSCUBA2-Pol2の結果の統計的比較を示します。また、Pol2などの他の機器ですでに見られている大規模な砂時計に加えて、Orion-KL付近のB力線が局所的に挟まれているという暫定的な証拠を新しい小規模な砂時計パターンの形で提示します。
| Title |
Rapid_search_for_massive_black_hole_binary_coalescences_using_deep_learning |
| Authors |
Wen-Hong_Ruan,_He_Wang,_Chang_Liu,_Zong-Kuan_Guo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.14546 |
巨大なブラックホール連星（MBHB）の合体は、宇宙ベースの重力波観測所の主なターゲットの1つです。このような重力波源は、電磁放射を伴うと予想されます。重力波探索の低待ち時間と正確な空の位置特定は、電磁対応物の追跡観測を成功させるための鍵です。ここでは、ひずみデータ内のMBHB信号を迅速に検索するためのディープラーニング手法を初めて紹介します。私たちのモデルは、わずか数秒で1年間のデータを処理することができ、誤警報なしですべてのMBHB合体を識別します。LISAデータチャレンジからのシミュレーションデータでモデルのパフォーマンスをテストします。モデルがMBHB信号の幅広い一般化に対して堅牢な抵抗を示すことを示します。この方法は、人工知能の進歩を組み合わせて、宇宙ベースの重力波観測のための新しい経路を開く効果的なアプローチであると考えられています。
天文学のための信頼できる機械学習モデルの構築
天文学は、観測を解釈するための強力な新しい方法を可能にする最新の機械学習（ML）技術に一部起因して、データ駆動型発見の時代に突入しています。私たちの科学的アプローチにおけるこの変化は、私たちがブラックボックスを信頼できるかどうかを検討することを私たちに要求します。ここでは、MLモデルの開発で見過ごされがちなステップ、つまりアルゴリズムに対するコミュニティの信頼を構築するための方法の概要を説明します。信頼は、より堅牢なデータ分析手法を作成するためだけでなく、機械学習の方法と結果を受け入れるために天文学コミュニティ内で信頼を構築するためにも不可欠な要素です。
BICEPアレイのミリ波光学用プラスチックラミネート反射防止コーティング
| Title |
Plastic_Laminate_Antireflective_Coatings_for_Millimeter-wave_Optics_in_BICEP_Array |
| Authors |
Marion_Dierickx,_P._A._R._Ade,_Zeeshan_Ahmed,_Mandana_Amiri,_Denis_Barkats,_Ritoban_Basu_Thakur,_Colin_A._Bischoff,_Dominic_Beck,_James_J._Bock,_Victor_Buza,_James_R._Cheshire_IV,_Jake_Connors,_James_Cornelison,_Michael_Crumrine,_Ari_Jozef_Cukierman,_Edward_Denison,_Lionel_Duband,_Miranda_Eiben,_Sofia_Fatigoni,_Jeff_P._Filippini,_Christos_Giannakopoulos,_Neil_Goeckner-Wald,_David_Goldfinger,_James_A._Grayson,_Paul_Grimes,_Grantland_Hall,_George_Halal,_Mark_Halpern,_Emma_Hand,_Sam_A._Harrison,_Shawn_Henderson,_Sergi_Hildebrandt,_Gene_C._Hilton,_Johannes_Hubmayr,_Howard_Hui,_Kent_D._Irwin,_Jae_Hwan_Kang,_Kirit_S._Karkare,_Sinan_Kefeli,_J._M._Kovac,_Chao-Lin_Kuo,_King_Lau,_Erik_M._Leitch,_Amber_Lennox,_K_(oko)._G._Megerian,_Lorenzo_Minutolo,_Lorenzo_Moncelsi,_Yuka_Nakato,_Toshiya_Namikawa,_H._T._Nguyen,_et_al._(34_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.14751 |
BICEP/Keckシリーズの実験は、南極からの度スケールの解像度で宇宙マイクロ波背景放射を対象としています。今後数年間で、「ステージ3」のBICEPアレイ（BA）望遠鏡は、プログラムの周波数範囲と原始的なBモード偏光に対する感度を桁違いに改善します。アレイの最初の受信機であるBA1は、2020年の初めに30/40GHzで観測を開始しました。次の2つの受信機、BA2とBA3は現在組み立て中であり、95GHz〜150GHzの範囲の周波数で南の空をマッピングします。すべてのBA受信機に共通するのは、アンテナ結合ボロメータが設置された焦点面にマイクロ波放射を集束させる、屈折性の軸上極低温光学設計です。光チェーンの各要素には、開口部が最大760mmの高性能反射防止コーティングが必要であり、4Kまでの繰り返しの熱サイクルに耐える必要があります。ここでは、30/40GHz反射防止コーティングの設計と製造について説明します。最近配備されたBA1レシーバーについて、反射率の実験室での測定について説明します。さまざまなポリエチレン、ナイロン、およびアルミナの光学系に一致するインデックスを使用して、これらの単層および二層プラスチックコーティングのラミネート方法を確認します。また、次のBAクライオスタットのコーティングを最適化するための継続的な取り組みについても説明します。これにより、CMB「ステージ4」実験の将来の小口径望遠鏡の技術的選択に役立つ可能性があります。
BICEPアレイ：150GHz検出器モジュールの開発
| Title |
BICEP_Array:_150_GHz_detector_module_development |
| Authors |
A._Schillaci,_P._A._R._Ade,_Z._Ahmed,_M._Amiri,_D._Barkats,_R._Basu_Thakur,_C._A._Bischoff,_D._Beck,_J._J._Bock,_V._Buza,_J._Cheshire,_J._Connors,_J._Cornelison,_M._Crumrine,_A._Cukierman,_E._Denison,_M._Dierickx,_L._Duband,_M._Eiben,_S._Fatigoni,_J._P._Filippini,_C._Giannakopoulos,_N._Goeckner-Wald,_D._Goldfinger,_J._A._Grayson,_P._Grimes,_G._Hall,_G._Halal,_M._Halpern,_E._Hand,_S._Harrison,_S._Henderson,_S._R._Hildebrandt,_G._C._Hilton,_J._Hubmayr,_H._Hui,_K._D._Irwin,_J._Kang,_K._S._Karkare,_S._Kefeli,_J._M._Kovac,_C._L._Kuo,_K._Lau,_E._M._Leitch,_A._Lennox,_K._G._Megerian,_O._Y._Miller,_L._Minutolo,_L._Moncelsi,_Y._Nakato,_T._Namikawa,_H._T._Nguyen,_R._O'_Brient,_S._Palladino,_M._Petroff,_N._Precup,_T._Prouve,_C._Pryke,_B._Racine,_C._D._Reintsema,_B._L._Schmitt,_B._Singari,_A._Soliman,_et_al._(21_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.14785 |
BICEP/Keckコラボレーションは現在、一連の極低温望遠鏡を使用した偏光CMB異方性の最高感度測定への探求をリードしています。そのうち、BICEPアレイは合計$\sim32,000の最新のステージ3アップグレードです。$検出器。この機器は、30〜270GHzにまたがる4つの受信機で構成され、2019年後半に低周波30/40GHzが南極基地に配備されます。受信機の完全な補完により、テンソルとスカラーの比率に最も厳しい制約が設定されると予測されています。r$。これらの進歩に基づいて、包括的な小口径望遠鏡の概念は、さらなるステージ4実験計画の参照としてすでに使用されています。この論文では、BICEPアレイ150GHz検出器モジュールの開発とその製造要件を紹介し、極低温回路基板の高密度時分割多重（TDM）設計に焦点を当てます。検出器と第1段SQUID増幅器の間に必要な低インピーダンスの配線は、検出器に堅い電圧バイアスを維持するために重要です。最大648個の検出器を読み取ることができる超電導トレースを備えた新しい多層FR4プリント回路基板（PCB）が、その検証テストとともに提示されます。また、最大1,920個の検出器を読み取ることができるCMB-S4のような実験用に開発した超高密度TDM検出器モジュールについても説明します。TDMは、実証済みの低ノイズ性能、予測可能なコスト、およびアーキテクチャの全体的な成熟度に基づいて、宇宙マイクロ波背景放射ステージ4（CMB-S4）実験の検出器読み出しテクノロジとして選択されました。TDMの伝統は、20年前にさかのぼるミリ波およびサブミリ波実験に根ざしており、ステージ3実験で64倍の多重化係数をサポートするように進化してきました。
基礎となる白色矮星の質量と降着率による激変星の進化の抑制
| Title |
Constraining_the_Evolution_of_Cataclysmic_Variables_via_the_Masses_and_Accretion_Rates_of_their_Underlying_White_Dwarfs |
| Authors |
A._F._Pala,_B._T._G\"ansicke,_D._Belloni,_S._G._Parsons,_T._R._Marsh,_M._R._Schreiber,_E._Breedt,_C._Knigge,_E._M._Sion,_P._Szkody,_D._Townsley,_L._Bildsten,_D._Boyd,_M._J._Cook,_D._De_Martino,_P._Godon,_S._Kafka,_V._Kouprianov,_K._S._Long,_B._Monard,_G._Myers,_P._Nelson,_D._Nogami,_A._Oksanen,_R._Pickard,_G._Poyner,_D._E._Reichart,_D._Rodriguez_Perez,_J._Shears,_R._Stubbings_and_O._Toloza |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.13706 |
43の激変星の質量（$M_\mathrm{WD}$）、有効温度（$T_\mathrm{eff}$）、および経年平均降着率（$\langle\dot{M}\rangle$）について報告します。（CV）白色矮星。そのうち42個は、$\mathit{Hubble〜Space〜Telescope}$紫外線データと、$\mathit{Gaia}$スペースの初期の第3データリリースによって提供された視差との組み合わせ分析から得られました。ミッション、および白色矮星の重力赤方偏移からの1つ。私たちの結果は、正確な質量測定でCV白色矮星の数を倍増させ、国勢調査全体を89システムにしました。質量分布の研究から、以前の結果と完全に一致して、$\langleM_\mathrm{WD}\rangle=0.81^{+0.16}_{-0.20}\、\mathrm{M_\odot}$を導き出します。、および公転周期を伴う質量の進化の証拠は見つかりません。さらに、$M_\mathrm{WD}<0.5\mathrm{M_\odot}$の5つのシステムを特定します。これらは、ヘリウムコアの白色矮星を表す可能性が最も高く、これらのCVが母集団全体に存在することを示しています。$2-3\、$hの期間ギャップより下のシステムでは、平均降着率と白色矮星の質量の間に反相関が存在することを明らかにします。$\langle\dot{M}\rangle$はシステムの角運動量損失の割合を反映しているため、この相関関係は、白色矮星の質量が小さい場合により効率的な角運動量損失の追加メカニズムの存在を示唆しています。これは、最近提案された結果的な角運動量損失（eCAML）の経験的処方の基本概念であり、結果はそれを観察的にサポートしますが、$T_\で観察された散乱をよりよく再現するために、現在のレシピをどのように改良する必要があるかも強調します。mathrm{eff}$と$\langle\dot{M}\rangle$、およびヘリウムコア白色矮星の存在。
双曲線システムとしての両極およびホールドリフトの効率的な数値処理
太陽彩層などの部分的にイオン化されたプラズマには、両極およびホールドリフトの影響を含む一般化されたオームの法則が必要です。どちらも多流体方程式から生じる輸送プロセスを説明しているため、双曲線の性質を持っていますが、拡散プロセス、つまり放物線プロセスとしてモデルに組み込まれることがよくあります。そのような定式化は標準のMHDモデルに簡単に含めることができますが、結果として生じる拡散時間ステップ制約は、多くの場合、計算量の多い暗黙的な処理または超時間ステップアプローチを必要とします。このホワイトペーパーでは、双曲線の性質を保持し、小さな計算オーバーヘッドとの明示的な統合を可能にする実装について説明します。アンビポーラドリフトの場合、この定式化は、通常は省略されるドリフト速度の時間微分を保持するだけで自然に発生します。これだけでも、光球から太陽コロナの下部までの領域を含む、太陽のセットアップのネイティブMHD時間ステップ制約に匹敵する時間ステップ制約が発生します。必要に応じて時間ステップの制約をさらに減らすことができる加速治療について説明します。ホールドリフトの場合、両極ドリフトの場合と数値的に類似した双曲線定式化を提案し、両方の組み合わせを最小限の計算コストで太陽彩層のシミュレーションに適用できることを示します。
周期変数の異常検出と分類のための畳み込みオートエンコーダベースのパイプライン
| Title |
A_Convolutional_Autoencoder-Based_Pipeline_for_Anomaly_Detection_and_Classification_of_Periodic_Variables |
| Authors |
H._S._Chan,_S._H._Cheung,_V._Ashley_Villar,_Shirley_Ho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.13828 |
星の周期的な脈動は、それらの根底にある物理的プロセスについて私たちに教えてくれます。周期的変光星の掃天観測施設カタログ（ZTFCPVS）内の分布外の異常な周期的変数を検索するための自動アプローチとして、畳み込みオートエンコーダベースのパイプラインを提示します。分離フォレストを使用して、異常スコアによって各周期変数をランク付けします。私たちの全体的な最も異常なイベントには、独特の物理的起源があります。それらは、ほとんどが非常に変化しやすく、不規則に進化した星です。多波長データは、それらが天の川銀河円盤に集中している赤色巨星または漸近巨星分枝の星である可能性が最も高いことを示唆しています。さらに、学習した潜在特徴を使用して、階層ランダムフォレストを介して周期変数を分類する方法を示します。この新しい半教師ありアプローチにより、天文学者は特定の物理クラス内で最も異常なイベントを特定できるようになり、科学的発見の可能性が大幅に高まります。
Polstarによる紫外線分光偏光測定：OB相互作用連星における保存的および非保存的物質移動
| Title |
Ultraviolet_Spectropolarimetry_with_Polstar:_Conservative_and_Nonconservative_Mass_Transfer_in_OB_Interacting_Binaries |
| Authors |
Geraldine_J._Peters,_Ken_Gayley,_Richard_Ignace,_Carol_E._Jones,_Yael_Naze,_Nicole_St-Louis,_Heloise_Stevance,_Jorick_S._Vink,_Noel_D._Richardson,_Jennifer_L._Hoffman,_Jamie_R._Lomax,_Tomer_Shenar,_Andrew_G._Fullard,_Paul_A._Scowen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.14047 |
Polstar分光偏光測定ミッションの目的の1つは、初期の質量反転から後期のアルゴール段階まで、バイナリ進化のさまざまな段階で発生する非保存的な物質移動の程度を特徴づけることです。提案された機器は、分光法と偏光測定機能を組み合わせており、分光法はUV共鳴線のドップラーシフトを10km/sの精度で解決でき、偏光測定は1e-3以上の精度で直線偏光を解決できます。分光法は、軌道位相の関数として恒星円盤に対する投影で見られる質量流による吸収、ならびに拡張されたスプラッシュ構造および保守的に転送されない材料の周連星円盤からの散乱を識別します。偏光測定は、恒星円盤に対して見られない材料から来る光により多く影響を与え、散乱の形状を追跡することを可能にし、分光法と光度曲線情報によって残された曖昧さを解決します。たとえば、極方向に放出された非保守的な質量流は、軌道面に降着する保守的な移動とは反対の符号の分極を生成します。また、バイナリ軌道のさまざまなフェーズにわたる時間領域のカバレッジは、Polstarの観測戦略によって十分にサポートされています。これらの要素を組み合わせると、物質移動プロセスと、システムから逃げることができる質量の量、最終的な質量を変更するための重要なチャネル、および近くのバイナリで見つかった多数の大質量星の究極の超新星についての理解が大幅に向上します。相互作用を受けるのに十分な分離。
太陽のような原始星の周りに落下するエンベロープと降着円盤の化学的性質を啓発する：ALMAFAUSTプロジェクト
| Title |
Enlightening_the_chemistry_of_infalling_envelopes_and_accretion_disks_around_Sun-like_protostars:_the_ALMA_FAUST_project |
| Authors |
C._Codella,_C._Ceccarelli,_C._Chandler_N._Sakai,_S._Yamamoto,_and_the_FAUST_team |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.14121 |
ここ数十年で発見された多種多様な惑星系は、おそらくそれらの形成の初期の歴史に依存しています。この寄稿では、惑星が形成されると予想される$\sim$50auのスケールでの太陽のような原始星の初期の歴史とそれらの化学的多様性に特に焦点を当てたFAUSTラージプログラムを紹介します。特に、プロジェクトの目標は、より大きなスケールで観察された化学多様性を代表するクラス0およびIの原始星のサンプルで、50auのスケールでエンベロープ/ディスクシステムの化学組成の多様性を明らかにして定量化することです。ソースごとに、次のことができる分子のセットを提案します。（1）50〜2000auエンベロープ/ディスクシステムのコンポーネントを解きほぐします。（2）それぞれの有機的な複雑さを特徴づける。（3）それらのイオン化構造を調べます。（4）それらの分子重水素化を測定します。出力は、さまざまな線や種からの何千もの画像の均質なデータベースになります。つまり、太陽のような原始星の化学的多様性に関する前例のない情報源調査です。FAUSTは、天体化学と星形成の研究のマイルストーンとなるレガシーデータセットをコミュニティに提供します。
複素平面戦略によるポリトロープ風ソリューション
| Title |
Polytropic_Wind_Solutions_via_the_Complex_Plane_Strategy |
| Authors |
Vasileios_Karageorgopoulos,_Konstantinos_N._Gourgouliatos,_Vassilis_Geroyannis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.14150 |
太陽型の星は球形の風を生成します。これは圧力駆動の流れであり、亜音速で始まり、音速で音速に達し、超音速の流れに移行します。ソニックポイントは、数学的には、流れを記述する微分方程式系の特異点に対応します。等温風の問題では、パーカーの解は、特異点が解に影響を与えないように適切に調整された正確な解析式を提供します。ただし、風がポリトロープである場合、解析解を見つけることは不可能であり、数値的アプローチに従う必要があります。重力場内の圧力によって駆動される球形風の解を研究します。解は臨界点からスムーズに通過し、ポリトロープ指数の変化がこれらの風に与える影響を調べることができます。ポリトロープ指数と使用される境界条件の関数として、これらのソリューションのプロパティを調査します。複素平面戦略（CPS）を適用し、ポリトロープ風の数値解を取得します。これにより、複素変数の導入と複素平面での積分により、方程式に現れる特異点を回避できます。この方法を適用して、恒星表面、音波点、および星から遠い距離での物理的振る舞いを伴う解を取得します。さらに、流れにおけるポリトロープ指数の役割と、溶液に対する質量損失率と温度の影響を調べます。ポリトロープ指数の増加とフローパラメータの減少の両方が、より滑らかな速度プロファイルとより低い速度をもたらし、遷移点を亜音速から超音速への挙動から星からさらにシフトさせることがわかります。最後に、冠状温度の上昇がより高い風速とポリトロープ指数へのより弱い依存性をもたらすことを確認します。
ZTFの時間領域測光に基づくLAMOST可変ソースのカタログ
さまざまな変動源の特定と分析は、天体物理学の研究におけるホットな問題です。大空域マルチオブジェクトファイバー分光望遠鏡（LAMOST）分光調査は、大量のスペクトルデータを蓄積しましたが、可変ソースに関する情報は含まれていません。いくつかの関連する研究はLAMOSTの可変ソースカタログを提示していますが、それらの研究には、特定された可変ソースのタイプと数に関してまだいくつかの欠陥があります。この研究では、可変ソース候補を特定するための統計モデリングアプローチを提示しました。最初に、Kepler、SloanDigitalSkySurvey（SDSS）、およびZwickyTransientFacility（ZTF）のカタログを調べて、可変および非可変光源の光度曲線データを取得しました。次に、データは、一般的に使用される変動パラメータをそれぞれ使用して統計的にモデル化されます。次に、受信者動作特性（ROC）曲線と、精度、精度、再現率、F1スコアなどの4つの信頼できる評価指標を使用して、最適な可変ソース識別モデルが決定されます。この識別モデルに基づいて、LAMOST変数ソース（95％を超える確率の631,769個の変数ソース候補を含む）のカタログが取得されます。カタログの正確さを検証するために、GAIAカタログおよびその他の公開されている可変ソースカタログとの2x2の相互比較を実行しました。50％から100％の範囲の正しい率を達成しました。クロスマッチされた123,756のソースの中で、私たちの可変ソースカタログは69％の正しい率で85,669を識別します。これは、この調査で提示された可変ソースカタログが信頼できることを示しています。
RUカムにおける減衰する半径方向振動の流体力学的モデル
白色矮星の初期段階までの恒星進化の計算は、主系列星$M_0=0.82M_\odot$、$0.85M_\odot$、$0.9M_\odot$に質量があり、初期にヘリウムが豊富で重い星について実行されました。要素$Y=0.25$と$Z=10^{-3}$、それぞれ。$M_0$の各値について、AGBおよびAGB後の進化段階は、Bl\"ocker式の質量損失パラメーターの3つの値、$\eta_B=0.02$、0.05、および0.1を使用して計算されました。変光星RU〜脈動周期が$\Pi\約22$日のカムは、AGB後の段階にあることが示され、1962年から1963年にかけての脈動振幅の減少は、脈動不安定領域を超えたHR図を横切る星の動きによるものです。.RU〜Camの質量と輝度の理論的推定値は$0.524M_\odot\leM\le0.532M_\odot$と$2.20\times10^3L_\odot\leL\le2.33\times10^3L_\odot非線形恒星脈動の流体力学的計算は、星が不安定境界に近づく間、脈動振幅の大幅な減少（$\約90\％$）がほぼ2年間発生し、その後、低振幅振動がゆっくりと減衰することを示しています。。進化論を記述する時間依存の内部境界条件による流体力学の方程式の解脈動エンベロープの底部での半径と光度のy変化により、RU〜Camの放射状振動の減衰には振動ヒステリシスの影響が伴うと結論付けることができます。特に、大振幅のリミットサイクル振動の段階は$\約12$年延長され、その後の小振幅の振動の段階は脈動不安定性の正式な境界を超えて広がります。
崩壊中の黒点グループの内部非対称性の変化
本研究の目的は、黒点群の崩壊中のさまざまな非対称性を示すことです。入力データのソースは、1996年から2010年までの時間間隔の磁気極性データを含むSoHO/MDI-デブレツェンデータベース（SDD）の黒点カタログです。いくつかのタイプの非対称性が、142の黒点グループの選択されたサンプルで調べられました。先行する非対称性は、減衰中に3つのフェーズで増加し、サイズとの反相関を示します。これは半球の非対称性にも関連しており、崩壊中、面積非対称性指数は南半球でより高い値を示します。これは、サイクル23の南半球での放射能レベルが高いためである可能性があります。総臍帯面積は傘に反比例します。/半球比ですが、それは傘の減衰率に正比例します。減衰中、アンブラ/ペナンブラ（U/P）比は、後続部分で明確に減少しますが、ほとんどの場合、先行部分でも減少します。U/Pの変動は、傘と半影のフィールドの深さが異なる結果です。
新しいニッケルの不透明度とそれらの恒星モデルへの影響
化学元素ニッケルは、恒星物理学で特に興味深いものです。不透明度プロジェクトのデータによると、Feピーク元素が平均不透明度（いわゆるZバンプ）を支配する層では、Niが鉄に次ぐロッセランド不透明度の2番目の要因です。したがって、信頼性の高いニッケル断面積は、現実的な恒星モデルを構築するために必須です。特に、$\beta$Cepやゆっくりと脈動するB型星などの主系列のパルセータでは、Feピーク元素の$\kappa$メカニズムによって振動がトリガーされます。。残念ながら、Niの不透明度プロジェクトのデータはFeのデータから推定されており、以前の研究では、詳細な計算と比較して過小評価されていることが示されています。新しく計算された単色断面積がNiのロッセランド平均不透明度と主系列の大規模パルセータの構造に与える影響を調査します。結果を、広く使用されているOpacityProjectおよびOPALデータと比較します。Niの単色断面積はSCO-RCGコードで得られました。トゥールーズ-ジュネーブ進化コードは、恒星モデルを構築するために使用されました。新しいデータでは、Niのロッセランド不透明度は高温での不透明度プロジェクトまたはOPALの不透明度とほぼ同じです（$\log\T>6$）。より低い温度では、重大な逸脱が観察されます。比率はSCO-RCGで最大6倍高くなります。これらの不一致は、OpacityProjectと比較した場合よりも、OPALと比較した場合の方が広い温度範囲に及びます。大質量星モデルの場合、不透明度プロジェクトのデータで計算された構造との比較の結果は、グローバルな恒星混合物のロッセランド平均がZバンプでわずかに変化しているだけであることを示しています。最大不透明度は、わずかに表面的な層に向かってシフトします。新しい最大値が平均不透明度の温度導関数に現れ、脈動の駆動に影響を与えるはずです。
地表下の太陽磁気についてどのような地震の最小値が明らかになりますか？
太陽の磁場は複数の時間スケールで変化します。観測によると、サイクル24と25の間の最小値は、2番目に連続した最小値であり、以前のいくつかの最小値よりも深く、幅が広くなっています。太陽の表面で観測された活動領域は内部で生成された磁場の現れであるため、表面下のダイナミクスを調査/理解することが重要です。これに関連して、GlobalOscillationNetworkGroup（GONG）の長期振動データに適用された日震技術で太陽内部を調査することにより、より深い層の地震の最小値が、最後の2つの連続した太陽周期の表面。我々の発見はまた、表面磁気活動の主要な推進力である対流層の底部での強い磁場の減少を示しています。タコクライン磁場に加えて、コア層と表面近くのせん断層に位置する磁場が、振動周波数の変更に重要な役割を果たしていると結論付けます。これは、太陽の形成以来、太陽のコアにおける遺物磁場の存在をさらに強化する証拠を提供します。
異なる点火条件での脈動支援重力閉じ込め爆轟のモデル
| Title |
Models_of_pulsationally_assisted_gravitationally_confined_detonations_with_different_ignition_conditions |
| Authors |
F._Lach,_F._P._Callan,_S._A._Sim,_and_F._K._Roepke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.14394 |
過去数十年にわたって、チャンドラセカール質量までの異なる質量の白色矮星における爆燃と爆発のさまざまな組み合わせを含む、Ia型超新星の多くの爆発シナリオが提案され調査されてきました。これらの1つは、重力によって閉じ込められた爆轟モデルです。この場合、弱い爆燃が表面に燃え、結合したコアを包み込み、対蹠地で衝突します。その後、衝突領域で爆発が開始されます。このシナリオのパラメータ空間、つまり中心密度と点火形状の変化は詳細に研究されていないため、重力によって閉じ込められた爆発シナリオを調査するための初期モデルとして、タイプIax超新星専用の以前のパラメータ研究の純粋な爆燃モデルを使用しました。。このチャネルがIa型超新星の多くのサブグループの1つ、または通常のイベントを説明できるかどうかを判断することを目的としています。この目的のために、流体力学的爆発シミュレーション、核ネットワーク計算、および放射伝達からなる3次元Ia型超新星モデリングのための包括的なパイプラインを採用しました。次に、放射伝達から抽出された観測量が、観測された光度曲線およびスペクトルと比較されます。この研究は、0.257から1.057$M_\odot$の範囲の合成された56Niの質量の広い範囲を生成し、したがって、明るさの観点から、サブルミナスおよびオーバールミナスIa型超新星を説明できる可能性があります。ただし、観測された光度曲線とスペクトルとの大まかな一致は、91Tのようなオブジェクトでのみ見られます。いくつかの矛盾が残っていますが、重力によって閉じ込められた爆轟モデルは、91Tのようなオブジェクトを生成するメカニズムとして除外することはできないと結論付けています。ただし、これらのモデルは、通常のIa型超新星またはIax型超新星のいずれについても適切な説明を提供していません。
超低温矮星vB10周辺のフレアの高解像度近赤外分光法
| Title |
High_resolution_near-infrared_spectroscopy_of_a_flare_around_the_ultracool_dwarf_vB_10 |
| Authors |
Shubham_Kanodia,_Lawrence_W._Ramsey,_Marissa_Maney,_Suvrath_Mahadevan,_Caleb_I._Ca\~nas,_Joe_P._Ninan,_Andrew_J._Monson,_Adam_F._Kowalski,_Maximos_C._Goumas,_Gudmundur_Stefansson,_Chad_F._Bender,_William_D._Cochran,_Scott_A._Diddams,_Connor_Fredrick,_Samuel_P._Halverson,_Fred_R._Hearty,_Steven_Janowiecki,_Andrew_J._Metcalf,_Stephen_C._Odewahn,_Paul_Robertson,_Arpita_Roy,_Christian_Schwab,_Ryan_C._Terrien |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.14647 |
ホビーエバリー望遠鏡（HET）の近赤外線ハビタブルゾーン惑星ファインダー（HPF）分光器を使用して、M8ドワーフvB10でのフレアイベントの高解像度観測を提示します。HPFの高い安定性により、フレアスペクトルからVB10静止スペクトルを正確に差し引いてフレアの寄与を分離し、CaII赤外線トリプレット（IRT）、いくつかのPaschenライン、He10830の相対エネルギーの変化を調べることができます。\AA〜トリプレットライン、およびHPFのバンドパスで鉄とマグネシウムのラインを選択します。私たちの分析は、He10830\AA〜トリプレットに赤い非対称性が存在することを明らかにしています。これは、太陽の冠状雨の兆候に似ています。分光観測の前に取得カメラから得られたフレアの測光、およびHPF赤外線検出器を使用したアップザランプ観測からスペクトルを抽出する機能により、フレアの一部の時系列分析を実行し、粗い制約を提供できます。そのようなフレアのエネルギーと頻度について。このフレアをvB10周辺のフレアや他の超低温M矮星の過去の観測と比較し、vB10周辺の仮想惑星のフレアによる大気質量損失に制限を設けることを試みます。
FIPバイアスサンプルを磁気的にアクティブな星に拡張します。 FIPバイアスパラダイムに挑戦しますか？
| Title |
Extending_the_FIP_bias_sample_to_magnetically_active_stars._Challenging_the_FIP_bias_paradigm? |
| Authors |
B._Seli,_K._Ol\'ah,_L._Kriskovics,_Zs._K\H{o}v\'ari,_K._Vida,_L._G._Bal\'azs,_J._M._Laming,_L._van_Driel-Gesztelyi,_D._Baker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.14735 |
光球とコロナのさまざまな元素の存在量は、太陽だけでなく他の星の顕著な特徴でもあります。この現象はFIP効果（FIPは最初のイオン化ポテンシャルを表す）として知られており、その強度は、光球と比較したコロナ内の低FIP元素と高FIP元素の対数存在量の差であるFIPバイアスによって特徴付けることができます。FIPバイアスは星の表面温度に依存することが示されました。コロナ組成が利用可能な59個の星（現在は進化した星を含む）のFIPバイアスおよびその他のパラメーターをまとめました。主成分分析と線形判別分析を使用して、恒星のFIPバイアスに影響を与える可能性のあるサンプル内の他の天体物理学的パラメーターとの相関関係を検索しました。$T_{\rmeff}-$FIPバイアス図に星を追加すると、その構造に新しい機能が明らかになりました。以前に知られている関係に加えて、2番目の分岐、その約0.5dex上の並列シーケンスがあるように見えます。$T_{\rmeff}$はFIPバイアスの主な決定要因であり続けますが、恒星活動指標などの他のパラメーターも影響を及ぼします。FIPバイアス行列式パラメーター空間に3つのクラスターがあります。1つの異なるグループは、進化した星によって形成されます。2つのグループには、FIPバイアス値の符号の変化によって大まかに分離された主系列星が連続して含まれています。$T_{\rmeff}-$FIPバイアス図の新しいブランチには、X線束と回転速度の点でより高い活動レベルの星が含まれています。2つの主系列星クラスターは、浅い対流層を持つ初期のスペクトルタイプのAFからGKまで実行されます-徐々に深い対流層を持つ初期のM星、そして完全に対流するM矮星になり、内部のダイナモタイプの変化を示しますFIPバイアス値に関連する主系列星の違い。
光メディエーターからの凍結、氷河作用、およびUV感度
| Title |
Freeze-in,_glaciation,_and_UV_sensitivity_from_light_mediators |
| Authors |
Nicolas_Fernandez,_Yonatan_Kahn,_Jessie_Shelton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.13709 |
ライトメディエーターを介した暗黒物質（DM）の凍結は、現在および将来の実験で優れた検出の見通しを持つ魅力的なモデルです。ライトメディエーターのフリーズインは、ほとんどのDMが遅い時間に生成される限り、UVに影響されないため、DMの存在量は、宇宙の未知の初期進化に依存しません。ただし、最終的なDMの歩留まりは、最初のDMの母集団への依存性を保持します。これは通常、正確にゼロであると想定されます。ライトメディエーターを使用したモデルでは、最終的なDM収量は、ライトメディエーターの母集団に対して想定される初期条件にも依存することを指摘します。SMから凍結するDMが既存のメディエーターの熱浴に遭遇する「氷河作用」と呼ばれるシナリオのクラスについて説明し、最終的なDM収量のこの暗放射浴の初期温度への依存性を研究します。この宇宙論でDM散乱率を計算するために、異なる温度での2つの種間の相互作用を表すボルツマン衝突項の正確な積分式を初めて導出します。DM収量の初期暗温度への依存性を定量化し、従来の（初期存在量がゼロの）凍結曲線に近い領域でかなり大きくなる可能性があることを発見しました。フリーズイン曲線を氷河バンドに一般化します。これは、従来のフリーズイン直接検出ターゲットよりも1桁も下に伸びることがあり、DM位相空間分布と歩留まりが強く依存する可能性があることを指摘します。初期条件で。
瞬間と混ざり合うニュートリノフレーバー
| Title |
Neutrino_flavor_mixing_with_moments |
| Authors |
McKenzie_Myers,_Theo_Cooper,_MacKenzie_Warren,_Jim_Kneller,_Gail_McLaughlin,_Sherwood_Richers,_Evan_Grohs,_Carla_Frohlich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.13722 |
古典的なニュートリノ輸送を使用したコア崩壊超新星シミュレーションから量子ニュートリノ輸送を使用したシミュレーションへの移行を成功させるには、計算コストを軽減するニュートリノフレーバー変換を計算する方法の開発が必要になります。考えられるアプローチの1つは、ニュートリノ場の角度モーメントの使用です。これには、古典的なニュートリノ輸送にモーメントを使用するシミュレーションコードがすでに存在するという追加の魅力があります。量子反応速度式に基づく量子モーメントの進化方程式は、ボルツマン方程式に基づく古典的モーメントの進化から簡単に一般化できます。フリーストリーミングの球対称電球モデルで量子角モーメントを使用したニュートリノ変換の効率的な実装を紹介します。結果を解析解およびより正確なマルチアングルニュートリノフレーバー進化計算の結果と比較します。スカラークロージャを使用するモーメントベースの方法は、マルチアングルの結果に見られる集合的なフレーバー変換の開始を高い精度で予測することがわかります。しかし、彼らは、ニュートリノとニュートリノの相互作用を無視したテストで、異なる軌道に沿って移動するニュートリノ間のコヒーレンスを過大評価しています。より洗練された量子クロージャは、安価なモーメントベースの方法とマルチアングルアプローチの間の一致を改善する可能性があります。
量子ハドロダイナミクス（QHD）とMITベースのモデルを使用して、ハドロン-クォーク相転移のマクスウェル基準内でハイブリッド星を構築します。最大質量2.15$M_\odot$のハイブリッド星を作ることができます。さらに、総質量と半径の両方の$80\％$以上に対応するクォークコアを持つ2.03$M_\odot$星も可能です。
連星ブラックホールの合併による重力波は、重力波記憶と呼ばれる時空に永続的な痕跡を残します。記憶イベントの量は、これまで調査されていない「確率的重力波記憶背景」（SGWMB）を形成する可能性があります。ここで、SGWMBはブラウン運動として説明できることがわかります。連星ブラックホール合体のセットに対応するSGWMBのパワースペクトル密度（PSD）は、$1/f^2$に比例します。ここで、$f$はバックグラウンドの周波数です。また、SGWMBPSDの強度は、ブラックホール連星の合体のイベント率に依存します。マージ周波数のためにPSDに上限周波数があるバイナリブラックホール合体のセットの確率的非メモリ重力波バックグラウンドとは異なり、SGWMBはブラウン運動の振る舞いのためにはるかに高い周波数に拡張できます。その結果、SGWMBは、比較的高い周波数帯域で確率的重力波バックグラウンドを支配します。SGWMBを適切にカウントしないと、確率的な非メモリ重力波の背景と混同される可能性があります。SGWMBを適切に調査することで、LIGOは超大質量連星ブラックホールシステムの集団を検出できるようになる可能性があります。また、SGWMBは、重力波の記憶を検出するためのまったく新しい手段を提供し、重力理論を探索するための新しいウィンドウを開きます。
非対称ワームホールとブラックバウンスからのエコー
ワームホールとブラックバウンスの背景における場の摂動の時間発展が調査されます。時空の非対称性は、摂動方程式の実効ポテンシャルの非対称性をもたらすことがわかります。準ノーマルモードは、実効ポテンシャルの形状に強く依存します。具体的には、エコーの信号はワームホールの一部のケースで発生し、ワームホールの非対称特性を反映しています。さまざまな状況でのエコーの特徴を調べます。さらに、実効電位の負の値は通常、システムの不安定性を意味します。いくつかの特定の測定基準を分析することにより、これらの場合、有効ポテンシャルの負の領域がブラックホールの地平線に囲まれていることがわかります。しかし、このステートメントは非対称の場合に破られる可能性があります。
| Title |
Light_Deflection_under_the_Gravitational_Field_of_Jupiter_--_Testing_General_Relativity |
| Authors |
Yingjie_Li,_Ye_Xu,_JingJing_Li,_Yuanwei_Wu,_Shaibo_Bian,_ZeHao_Lin,_WenJin_Yang,_Chaojie_Hao,_and_DeJian_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.14095 |
2020年10月23日、2組のコンパクト銀河系外ソース（CES）、J1925-2219\＆J1923-2104（C1--C2）とJ1925-2219\＆J1928-2035（C1--C3）の間の相対位置を測定しました--25GHzでVeryLongBaselineArray（VLBA）を使用して、それぞれ-25および2021年2月5日（合計4エポック）。木星が支配する偏向角、および太陽、地球以外の惑星、月、ガニメデ（太陽系の衛星の中で最も重い）からの寄与を考慮して、私たちの理論計算は、相対位置の動的範囲を予測しますRAの4つの時代にまたがってC1--C2ペアとC1--C3ペアの合計はそれぞれ841.2と1127.9$\mu$asです。R.A.の正式な精度は約20$\mu$asですが、Declのエラーです。貧乏です。4つのエポックにわたる相対位置の測定された標準偏差は、R.A。のように51.0および29.7$\mu$です。それぞれC1--C2とC1--C3の場合。これらの値は、ポストニュートン相対論的パラメーター$\gamma$の精度が、C1--C2では$\sim0.061$、C1--C3では$\sim0.026$であることを示しています。2つのCESペアを組み合わせると、$\gamma$の測定値は$0.984\pm0.037$になります。これは、Fomalont\＆Kopeikinによって報告された重力レンズとしての木星の最新の公開結果（$1.01\pm0.03$）に匹敵します。
「マルチメッセンジャー天文学のためのエキゾチックなフィールド望遠鏡としての量子センサーネットワーク」へのコメント
最近の研究[Daileyetal。、NatureAstronomy5、150（2021）]では、量子センサーのネットワークは、相互作用する相対論的ボソニック波の激しいバーストを生成する天体物理学的現象の高感度マルチメッセンジャープローブとして使用できると主張されました。普通の事柄で無重力。[同上]で検討された最も有望な可能性は、二次スカラータイプの相互作用のクロックベースの検索であり、微分疑似スカラータイプの相互作用の磁力計ベースの検索と線形スカラーのクロックベースの検索の場合はリーチが大幅に減少しました。タイプの相互作用。このノートでは、前述の作業が二次相互作用を伴うスカラー波に対する通常の物質の「逆作用」を見落としていること、および逆作用効果の説明がクロックネットワークの検出見通しに劇的な影響を与える可能性があることを指摘します。特に、逆作用は、地球の表面近くおよび装置自体によるスカラー波の強力なスクリーニングを引き起こす可能性があり、時計実験を相対論的スカラー波の地球外の発生源に鈍感にする。さらに、逆作用効果は、星間および銀河間媒体を通るスカラー波の伝播を遅らせることができ、重力波の対応物と比較してスカラー波の地球への到着を大幅に遅らせ、それによって人間のタイムスケールでのマルチメッセンジャー天文学を防ぎます。
地上ベースの重力波検出器における能動的防振システムのための最適なセンサー融合法
| Title |
Optimal_Sensor_Fusion_Method_for_Active_Vibration_Isolation_Systems_in_Ground-based_Gravitational-wave_Detectors |
| Authors |
T._T._L._Tsang,_T._G._F._Li,_T._Dehaeze,_C._Collette |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.14355 |
センサーフュージョンは、ノイズ特性の異なるセンサーを組み合わせて、優れたノイズ性能を備えたスーパーセンサーにする手法です。センサーフュージョンを実現するために、現在の重力波検出器で補完フィルターを使用して、相対変位センサーと慣性センサーを組み合わせてアクティブな免震を実現しています。相補フィルターは、1に合計される伝達関数を持つデジタルフィルターのセットです。現在、補完的なフィルターは、最適化されるのではなく手動で整形および調整されます。これは、最適ではなく、将来の検出器で再現するのが難しい場合があります。この論文では、センサーノイズ自体に応じて最適な相補フィルターを合成するために、$\mathcal{H}_\infty$合成と呼ばれる最適化ベースの方法を提案します。補完フィルター設計問題は、スーパーセンサーノイズと対数目盛の下限との最大差に相当する目的関数の最小化を求める最適化問題に変換されます。この方法は、1）相対変位センサーと慣性センサー、2）地震ノイズと慣性センサーを組み合わせた相対変位センサー、3）仮想変位センサーと慣性センサーのセンサー融合用の相補フィルターを合成することによって例示されます。典型的なものと比較してわずかに異なるノイズ特性。すべての場合において、この方法は、対数目盛のすべての周波数で下限に等しく近いスーパーセンサーノイズを抑制する相補フィルターを生成します。合成されたフィルターには、事前に設計された相補フィルターと比較して、センサーノイズをより適切に抑制する機能が含まれています。全体として、提案された方法は、センサーノイズ自体に応じて最適な相補フィルターの合成を可能にし、センサー融合問題を解決するためのより優れた用途の広い方法です。
等方性宇宙流体の因果的熱力学の非局所的拡張
| Title |
Nonlocal_extension_of_causal_thermodynamics_of_the_isotropic_cosmic_fluid |
| Authors |
Alexander_B._Balakin_and_Alexei_S._Ilin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.14386 |
均一な等方性宇宙で進化する宇宙流体の相対論的因果熱力学のためのイスラエル-スチュワートモデルの非局所的一般化を確立します。熱力学の第二法則に基づいて、非平衡圧力スカラーの積分微分マスター方程式を導き出し、それを時間微分の2次の微分方程式に還元します。このマスター方程式は、粘弾性の古典理論で知られているバーガース方程式の相対論的類似物と見なすことができることを示します。エネルギー密度スカラーのみを含む非線形キー方程式を取得し、モデルの2つの正確な解を分析します。有効温度は、宇宙流体の順圧状態方程式に関連していると考えられています。
アクシオンとSU（2）ゲージ場を用いたインフレーションモデルの現象論的成功は、粒子生成からの逆反応の制御に決定的に依存しています。以前の研究のほとんどは、大きさのオーダーの推定に基づいて、アクシオンとゲージ場の運動方程式の逆反応項を小さくすることだけを要求していました。この論文では、観客のアクシオン-SU（2）モデルの幅広いパラメータについて、逆反応を伴う運動方程式を解きます。まず、逆反応がない場合のaxion-SU（2）システムの新しいスローロールソリューションを見つけます。次に、逆反応が存在する場合の安定したスローロールソリューションの正確な条件を取得します。最後に、ゲージ場から発生する原始重力波の振幅が、時空の量子真空ゆらぎの振幅を大幅に超える可能性があることを示します。逆反応によってスローロールダイナミクスが損なわれることはありません。CMBスケールで測定されたスカラーモードとテンソルモードのパワースペクトルに追加の制約を課すと、ソースの寄与は真空の寄与の10倍を超える可能性があることがわかります。テンソルモードによって非線形に供給されるスカラーモードの制約をさらに課しても、2つの寄与は依然として比較可能です。
Borexino検出器を使用して高速電波バーストからの低エネルギー信号を検索する
| Title |
Search_for_Low-Energy_Signals_from_Fast_Radio_Bursts_with_the_Borexino_Detector |
| Authors |
(Borexino_Collaboration)_S._Appel,_Z._Bagdasarian,_D._Basilico,_G._Bellini,_J._Benziger,_R._Biondi,_B._Caccianiga,_F._Calaprice,_A._Caminata,_A._Chepurnov,_D._D'Angelo,_A._Derbin,_A._Di_Giacinto,_V._Di_Marcello,_X.F._Ding,_A._Di_Ludovico,_L._Di_Noto,_I._Drachnev,_D._Franco,_C._Galbiati,_C._Ghiano,_M._Giammarchi,_A._Goretti,_A.S._Gottel,_M._Gromov,_D._Guffantic,_Aldo_Ianni,_Andrea_Ianni,_A._Jany,_V._Kobychev,_G._Korga,_S._Kumaran,_M._Laubenstein,_E._Litvinovich,_P._Lombardi,_I._Lomskaya,_L._Ludhova,_G._Lukyanchenko,_I._Machulin,_J._Martyn,_E._Meroni,_L._Miramonti,_M._Misiaszek,_V._Muratova,_R._Nugmanov,_L._Oberauer,_V._Orekhov,_F._Ortica,_M._Pallavicini,_L._Pelicci,_O._Penek,_L._Pietrofaccia,_N._Pilipenko,_A._Pocar,_G._Raikov,_M.T._Ranalli,_G._Ranucci,_A._Razeto,_A._Re,_M._Redchuk,_N._Rossi,_S._Schonert,_D._Semenov,_G._Settanta,_M._Skorokhvatov,_A._Singhal,_O._Smirnov,_A._Sotnikov,_R._Tartaglia,_G._Testera,_E._Unzhakov,_A._Vishneva,_R.B._Vogelaar,_F._von_Feilitzsch,_M._Wojcik,_M._Wurm,_S._Zavatarelli,_I._Zhutikov,_K._Zuber,_G._Zuzel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.14500 |
最も強力な高速電波バースト（FRB）のいくつかに関連するニュートリノイベントの検索は、Borexinoデータを使用して実行されました。特定のFRBの検出時間に対応する$\pm$1000〜sの時間ウィンドウ内で、$250$〜keVを超える可視エネルギーを持つ信号を検索しました。また、Borexino検出器の全露光スペクトルでニュートリノ電子散乱スペクトルの特定の形状を検索することに基づく代替アプローチを適用しました。特に、2つの入ってくるニュートリノスペクトルが考慮されました：単一エネルギー線と超新星から期待されるスペクトル。逆ベータ崩壊反応によって検出された電子反ニュートリノについても同じスペクトルが考慮されました。バックグラウンドを超える統計的に有意な過剰は観察されませんでした。その結果、すべてのフレーバーのFRB関連ニュートリノフルエンスの最も強い上限が$0.5〜50$〜MeVニュートリノエネルギー範囲で得られました。
