アルゴリズムによるデータ圧縮を伴うN次元ガウス確率場における宇宙のインフレーション
複数のインフラトンフィールドを持つインフレモデルにはかなりの関心があります。インフラトンフィールド$\boldsymbol\phi$には、対応するポテンシャル関数$V$があり、次元数や形状などの詳細は、理論の自由パラメーターです。$V$は最大限にランダムであるべきであるという自然な仮説を考えます。このアイデアは、$V$をいくつかの次元の$N$のガウス確率場として定義することで実現します。$V$の形状を統計的に決定するパラメーターのモデルセットが与えられると、さまざまな初期条件からインフレの終わりまで$\boldsymbol\phi$を繰り返し進化させ、そのモデルに関連付けられた軌道の代表的なサンプルをカタログ化します。インフレーションが終了し、通常の膨張が引き継ぐ宇宙の人間原理的制約を課すために、$V=0$の最小値を課し、その最小値に達する軌道のみを考慮します。制約付きガウスランダムプロセスを介してパスに沿って$V$とその導関数を同時に計算しながら、$\boldsymbol\phi$空間を介して各パスの進化を段階的にシミュレートします。$N$が大きい場合、この方法は、潜在的なランドスケープを一度に生成する方法と比較して、計算負荷を大幅に削減します。それでも、$V$の制約の共分散行列$\boldsymbol\Gamma$は、すぐに大きくなり、煩雑になる可能性があります。この問題を解決するために、すでにシミュレートされた必要な情報に優先順位を付け、任意の大部分を保持するデータ圧縮アルゴリズムを提示します。これらの最適化により、さまざまなパラメーターセットを使用して数千の軌道をシミュレートし、それぞれからテンソルおよびスカラー摂動スペクトルを抽出して、繰り返し試行することでこれらの量の統計的予測を組み立てます。ガウスランダムポテンシャルは、最新の観測を再現できる豊富な量のパラメーター空間を備えた、非常に用途の広いインフレーションモデルであることがわかります。
| Title |
The_Benefits_of_CMB_Delensing |
| Authors |
Selim_C._Hotinli,_Joel_Meyers,_Cynthia_Trendafilova,_Daniel_Green,_Alexander_van_Engelen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.15036 |
宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の重力レンズ効果は、既存のデータで非常に重要に測定されており、将来の調査でさらに正確に測定される予定です。観測されたCMB温度および偏光マップに対するレンズ効果を逆転させることは、さまざまな利点を提供します。DelensedCMBスペクトルは、より鋭い音響ピークとより顕著な減衰テールを持ち、これらの機能に影響を与える宇宙論的パラメーターの推測を改善することができます。デレンシングは$B$モードのパワーを低減し、原始重力波の検索を支援し、レンズ効果やその他の二次CMB異方性のソースの低分散再構成を可能にします。レンズによるパワースペクトルの共分散は、デレンズ、分析の簡素化、および原始的な非ガウス性に対する制約の改善によって削減されます。レンズパワースペクトルに対する非線形およびバリオンフィードバック効果を誤ってモデル化することから生じるバイアスは、デレンズによって軽減されます。これらの利点はすべて、実験または調査の設計を変更することなく可能です。私たちは、湾曲した空でのCMBのデレンシングの自己無撞着で反復的な全順序処理を開発し、デレンシングが将来の調査に与える影響を示します。
ニュートリノ振動を使用して$ H_0 $を測定する
今日の膨張率の後期宇宙探査と初期宇宙探査の間の緊張、ハッブルパラメータ$H_0$は、宇宙論$\Lambda$CDMの標準モデルにとって依然として課題です。緊張を取り除くための多くの理論的提案がありますが、その面ではまだ作業が必要です。ただし、$H_0$パラメーターの新しいプローブを調べることで、緊張を和らげる可能性のある新しい洞察を得ることができます。ここで、ニュートリノ振動がそのようなプローブである可能性があると主張します。以前の研究を拡張し、$\Lambda$CDMパラダイム内の完全な3フレーバーニュートリノ振動を研究します。$H_0$の値とニュートリノの質量階層が異なる場合、レッドシフトによって振動確率がどのように異なるかを示します。また、これがニュートリノ望遠鏡での測定から、この手法でプローブされる$H_0$の値を決定するニュートリノフラックスにどのように影響するかを指摘し、前述の目的を確立します。
確率的インフレーションにおける粗視化宇宙論的場の統計
量子拡散の存在下で、任意のスケール$R$で粗視化された場合に、宇宙論的摂動の1点統計を計算するための一般的なフレームワークを提示します。確率論的$\deltaN$形式を利用して、スケール$R$がハッブル半径を超えるまで実現された拡張量の統計にどのように関連するかを示します。これにより、曲率摂動の確率密度関数（PDF）、共動密度コントラスト、および圧縮関数の明示的な式が導き出されます。次に、「量子井戸」（つまり、ポテンシャルの正確に平坦な領域）を含む単一フィールドモデルで生成された原始ブラックホールの質量分布の計算に形式を適用します。PDFは、曲率摂動の場合に追加の3次抑制を備えた、重い指数関数的なテールを備えていることを確認します。質量分布の大質量端は、確率論的汚染効果によって主に駆動されることが示されています。これは、素朴に予想されるものよりも大きなブラックホールを生成します。この研究は、確率的インフレーション形式と原始ブラックホールなどの天体物理学的物体の質量分布の計算との間の最終的なギャップを埋め、最終的に議論するさまざまな展望を開きます。
宇宙マイクロ波背景放射の温度変動のトポロジーの異常：$ \ texttt {NPIPE} $および$ \ texttt {FFP10}
$データリリースの分析
| Title |
Anomalies_in_the_topology_of_the_temperature_fluctuations_in_the_cosmic_microwave_background:_An_analysis_of_the_$\texttt{NPIPE}$_and_$\texttt{FFP10}$_data_releases |
| Authors |
Pratyush_Pranav |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.15427 |
NPIPEおよびFFP10データセットからの温度変動マップのマルチスケールトポロジカル分析を提示し、マスクの存在下での分析を説明するために相対ホモロジーを呼び出します。トポロジコンポーネントの場合、FFP10データセットの$N=128、FWHM=80'$で、観測とシミュレーションの間に$2.96\sigma$の偏差が検出されます。トポロジカルループの場合、NPIPEデータセットの$FWHM=320'$、低無次元しきい値$\nu=-2.5$で、観測とシミュレーションの間に大きな偏差が見られます。ガウスの仮定の下では、これは$\sim4\sigma$の偏差になります。ただし、このビンの分布は明らかに非ガウス分布であり、ポアソン統計にも従いません。真の理論的理解がない場合、重要性は600ドルのシミュレーションで解決できるものよりも高いことに注意してください。FFP10データセットは、この解像度としきい値で$2.77\sigma$の偏差を示しています。オイラー標数は、コンポーネントとループの偏差を反映しています。特定のスケールの複合レベルの有意性を評価するために、$\chi^2$検定の経験的および理論的バージョンと、ノンパラメトリックなTukey深度検定を採用しました。すべての統計は安定分布を示していますが、最も保守的な違いを示しているため、最終的な解釈では経験的バージョンの$\chi^2$検定を使用します。両方のデータセットは軽度から重大な不一致を示していますが、さまざまなインスタンスで対照的な動作も示しています。したがって、帰無仮説を説得力を持って受け入れたり拒否したりすることは現実的ではありません。WMAPとプランクで同様のスケールで持続する大規模な異常を無視すると、宇宙マイクロ波背景放射の観測は、$2\sigma$内の標準的な宇宙モデルとほぼ一致しています。
低赤方偏移データセット間の一貫性を最大化することにより、SNIaの音の地平線と絶対等級を測定する
| Title |
Measuring_the_sound_horizon_and_absolute_magnitude_of_SNIa_by_maximizing_the_consistency_between_low-redshift_data_sets |
| Authors |
Adri\`a_G\'omez-Valent |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.15450 |
バリオンドラッグエポック$r_{d}$での共動の音の地平線は、再結合前の時代に関する非常に重要な物理情報をカプセル化し、宇宙の標準的な支配者として機能します。一方、Ia型超新星（SNIa）の絶対等級$M$は、これらの標準光源までの距離を推測する上で極めて重要です。BAO/SNIaデータからハッブルパラメータ$H_0$を測定するには、これら2つの量の（少なくとも）1つにアクセスできることが重要です。この作業では、$H_0$張力の主な要因とは関係なく、宇宙定規の長さと標準キャンドルの明るさを測定する新しい方法を紹介します。つまり、（i）CMBデータの使用を回避します。（ii）宇宙の距離梯子の最初のステップでのSNIaの較正。（iii）具体的な宇宙論モデルの仮定。SNIaは標準光源として、$r_d$は標準定規として安全に使用でき、宇宙原理の有効性と重力の計量記述とともに、光子はヌル測地線で伝播し、光子数を保存できると想定しています。私たちの方法は、この研究で採用された低赤方偏移データセット間の不一致のレベルを表す損失関数の最小化に基づいています。つまり、SNIa、BAO、および宇宙クロノメーターです。主な分析では、$r_d=（148.3\pm4.3）$Mpc、$M=-19.405\pm0.066$を取得します。前者はプランクの$\Lambda$CDM最適宇宙論と完全に互換性がありますが、デカップリングの前に新しい物理学の余地が十分にありますが、後者は$\sim2.4\sigma$c.lでSH0ESと穏やかな緊張関係にあります。
銀河団2A0335 + 096の嵐の環境へのLOFARビュー
| Title |
A_LOFAR_view_into_the_stormy_environment_of_the_galaxy_cluster_2A0335+096 |
| Authors |
A._Ignesti,_G._Brunetti,_T._Shimwell,_M._Gitti,_L._Birzan,_A._Botteon,_M._Br\"uggen,_F._de_Gasperin,_G._Di_Gennaro,_A._C._Edge,_C._J._Riseley,_H._J._A._R\"ottgering,_R._J._van_Weeren |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.15517 |
電波観測は、銀河団ガス内または銀河自体の中で相対論的宇宙線を追跡するため、銀河団ガス（ICM）で発生する物理学の強力なプローブを表しています。低エネルギーの宇宙線を探査することにより、低周波の電波観測は、拡散電波放射の起源に重要な役割を果たすと考えられている低効率の粒子加速プロセスによる放射を明らかにするため、特に興味深いものです。銀河団2A0335+096の中心にある電波ミニハローの起源と、中央銀河およびスロッシングクールコアへの接続を調査します。また、クラスターでホストされているヘッドテール銀河GB6B0335+096の特性を調べて、その電波テールの相対論的電子のライフサイクルを調査します。私たちは、144MHzでのLOFAR2メートルの空の調査からの新しいLOw周波数ARray（LOFAR）観測を使用して、低周波放射を高レベルの詳細でマッピングします。新しいデータは、アーカイブの巨大メートル波無線望遠鏡およびチャンドラ観測と組み合わせて、多波長研究を実施しました。ミニハロー（144MHzと1.4GHzの間で$\alpha=-1.2\pm0.1$）と中央ソースのローブ（$\alpha\simeq-1.5\）のスペクトルインデックスの最初の測定を行いました。144〜610MHzのpm0.1$）。熱ICMに関する低周波無線放射形態に基づいて、拡散無線放射の起源がクールコアのスロッシングに関連していることを提案します。新しいデータは、GB6B0335+096に関連するMpcの長い無線テールの存在を明らかにしました。観測された投影長は、予想される冷却長より3倍長く、テールに沿ったスペクトルインデックスの傾向が平坦化されている証拠があります。したがって、尾の端に向かう電子は、ICMの穏やかな再加速によって生き続けることをお勧めします。
固有速度による暗黒物質分布の再構築：不均一なマルムクイストバイアスの補正によるベイズフォワードモデリング
| Title |
Reconstructing_dark_matter_distribution_with_peculiar_velocities:_Bayesian_forward_modelling_with_corrections_for_inhomogeneous_Malmquist_bias |
| Authors |
Supranta_S._Boruah,_Guilhem_Lavaux,_Michael_J._Hudson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.15535 |
固有速度データのみを使用して質量密度場の再構成を実行する、前方モデル化された速度場再構成アルゴリズムを提示します。私たちの方法は、視線に沿った分析的統合を使用して、不均一なマルムクイストバイアスを一貫して説明します。シミュレーションで私たちの方法をテストすることにより、私たちの方法が速度場の偏りのない再構成を与えることを示します。不均一なマルムクイストバイアスを考慮しないと、フォワードモデル化された再構成に重大なバイアスが生じる可能性があることを示します。SFI++および2MTFTully-FisherカタログとA2超新星編集からなる固有速度データセットにこの方法を適用し、ローカル宇宙での新しい速度再構成を取得しました。私たちの速度再構成は、理論的期待と一致する宇宙論的パワースペクトルを持っています。さらに、事後分布のサンプルを通じて、再構成の不確実性の完全な説明を取得します。2M++銀河カタログを使用した独立した再構成と比較することにより、ローカルユニバースの速度再構成を検証し、2つの再構成の間で良好な一致を取得します。ベイジアンモデルの比較を使用すると、同じ固有速度データを使用した適応カーネル平滑化速度よりも、速度モデルのパフォーマンスが優れていることがわかります。ただし、固有速度トレーサーサンプルのまばらでノイズの多い性質のため、2M++銀河カタログからの速度再構成ほど速度モデルは実行されません。ここで紹介する方法は、初期条件再構成フレームワークに固有速度データを含める方法を提供します。
黄道帯雲の源としての彗星の断片化
黄道帯雲の熱放射と散発的な流星物質のモデルは、惑星間塵の主な発生源として木星ファミリー彗星（JFC）を示唆しています。しかし、彗星の昇華は、現在内太陽系にある塵の量を維持するには不十分であり、JFCの自発的な破壊が黄道帯の雲を供給する可能性があることを示唆しています。彗星の断片化で生成されたダストとその進化のモデルを提示します。モデルは、動的シミュレーションの結果を使用して、サイズ分布から引き出された個々の彗星が進化し、繰り返し分裂イベントが発生するのを追跡します。結果として生じるダストの後に、衝突進化、ポインティング・ロバートソン抗力、および放射圧の影響を説明する速度論モデルが続きます。これにより、ダストのサイズ分布と半径方向プロファイルの両方の進化をモデル化することができ、帯状雲モデルに衝突（ダストのソースとシンクの両方として）を含めることの重要性を示します。物理的に動機付けられた自由パラメーターを使用して、このモデルは、黄道帯の雲の観測量にうまく適合し、もっともらしい支配的なダスト源として彗星の断片化をサポートします。このモデルは、現在の黄道帯の雲の塵は、主に$\sim$50kmの彗星の崩壊に起因している可能性が高いことを示唆しています。これは、より大きな彗星がすべての質量を失う前に放出されるためです。したがって、今日見られる塵の多くは、過去にはより大きな粒子$\sim$0.1Myrとして堆積した可能性があります。モデルはまた、ダストレベルが確率的に変化することを発見します。たとえば、木星内で動的寿命が長い$\sim$50Myrの大きな（>100km）彗星ごとに、$\sim$1Myr続く黄道光の明るさが桁違いに増加するダストスパイクが発生します。外生動物の塵が彗星起源である場合、私たちのモデルはそれが同様に可変であるべきであることを示唆しています。
GALAH調査：大規模な恒星調査により、確認された惑星系と候補となる惑星系の理解を深める
| Title |
The_GALAH_Survey:_Improving_our_understanding_of_confirmed_and_candidate_planetary_systems_with_large_stellar_surveys |
| Authors |
Jake_T._Clark,_Duncan_J._Wright,_Robert_A._Wittenmyer,_Jonathan_Horner,_Natalie_R._Hinkel,_Mathieu_Clert\'e,_Brad_D._Carter,_Sven_Buder,_Michael_R._Hayden,_Joss_Bland-Hawthorn,_Andrew_R._Casey,_Gayandhi_M._De_Silva,_Valentina_D'Orazi,_Ken_C._Freeman,_Janez_Kos,_Geraint_F._Lewis,_Jane_Lin,_Karin_Lind,_Sarah_L._Martell,_Katharine_J._Schlesinger,_Sanjib_Sharma,_Jeffrey_D._Simpson,_Dennis_Stello,_Daniel_B._Zucker,_Toma\v{z}_Zwitter,_Ulisse_Munari_and_Thomas_Nordlander |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.14883 |
先駆的な測光、位置天文学、および分光学的調査は、太陽系外惑星の科学者が私たちの銀河内の星、およびこれらの星がホストする惑星の基本的な特性をよりよく制約するのに役立っています。この研究では、恒星分光GALAHサーベイからの3番目のデータリリースを、\textit{Gaia}衛星からのeDR3の位置天文データ、およびNASAの太陽系外惑星アーカイブからの他のデータと組み合わせて使用して、279個の確認済みおよび候補の太陽系外惑星の理解を深めます。ホスト星とその太陽系外惑星。この均質に分析されたデータセットは、105個の確認された太陽系外惑星、146個のK2候補、95個のTESS対象オブジェクト（TOI）、および52個のコミュニティTOI（CTOI）で構成されています。私たちの分析は、他の人の不確実性を減らしながら、以前の（未知の）惑星パラメータのいくつかを大幅にシフトします。私たちの半径の推定値は、35の惑星候補が、新しい半径値のために褐色矮星または恒星の仲間である可能性が高いことを示唆しています。WASP-47e、K2-106b、CoRoT-7bの半径と質量を、それぞれ2.3\％と8.5\％未満の最も正確な値に調整することができます。また、GALAHからの恒星の回転値を使用して、ほとんどの惑星候補が現在の地上ベースの分光器では取得するのが難しい質量測定値を持っていることを示しています。GALAHの化学的豊富さにより、化学運動学を通じて、NGTS-4、K2-183、K2-337など、銀河の厚い円盤に関連する5つの惑星ホストがあることを示します。最後に、高温の海王星と高温の岩石系外惑星のホストの化学的性質に統計的な違いはなく、短周期の岩石の世界がより高温のガス状の世界の残りのコアである可能性があることを示します。
HD 332231bの軌道アライメント
きちんと秩序化された太陽系をもたらす惑星形成の正統な図とは対照的に、太陽系外惑星システムは、軌道の多様性を示します：短周期と長周期、円形と偏心、よく整列していない、さらには逆行軌道。この多様性を理解するためには、主要な軌道パラメータを精査することが不可欠です。スピン軌道相互作用はそのようなパラメータであり、システムの形成と移行の履歴をほのめかすことができます。ただし、潮汐の循環と整列は、約10日未満の軌道上の惑星の惑星形成と進化の文脈での軌道離心率と赤道傾斜角の解釈を妨げる可能性があります。ここでは、暖かい（周期〜18。7日）巨大惑星が円軌道上で明るいF星を周回する、HD332231システムで予測される星の赤道傾斜角を測定することを目指しています。HARPS-N分光器を使用して輸送中にシステムを観察し、ロシター-マクラフリン効果に関するデータを取得しました。3つの異なる分析方法を採用した新しいTESS測光とともに、分光トランジットデータを分析します。さまざまなアプローチの結果は完全に一貫しています。-1+/-7度の赤道傾斜角が予測されており、恒星の回転軸が惑星の軌道とよく一致していることを示しています。さらに、トランジットタイミング変動の証拠が見つかり、システムに追加のサードボディが存在することを示唆しています。低い軌道離心率と一緒に、良い整列は、この暖かい巨大な惑星が高い離心率の移動を受けていないことを示唆しています。
ソーラーネイバーフッドXLIX：近くのK型矮星を周回する9つの巨大惑星、およびCHIRONスペクトログラフの視線速度性能
| Title |
The_Solar_Neighborhood_XLIX:_Nine_Giant_Planets_Orbiting_Nearby_K_Dwarfs,_and_the_CHIRON_Spectrograph's_Radial_Velocity_Performance |
| Authors |
Leonardo_A._Paredes,_Todd_J._Henry,_Samuel_N._Quinn,_Douglas_R._Gies,_Rodrigo_Hinojosa-Go\~ni,_Hodari-Sadiki_James,_Wei-Chun_Jao,_Russel_J._White |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.15028 |
CTIO/SMARTS1.5mのCHIRON分光器からの視線速度を使用して、恒星、褐色矮星、木星の惑星を探すために、太陽系から50pcの距離までのK型矮星の大規模な視線速度調査の初期結果を報告します。望遠鏡。K型矮星調査でホスト星を周回する3つの新しい太陽系外惑星候補を特定し、TOI129を周回するTESSからのホットジュピターを確認します。それぞれが最小質量0.5〜3.0$M_{jup}$の太陽系外惑星候補をホストしています。さらに、質量の小さい惑星をより敏感に検索するのに理想的な、近くにいる仲間が検出されていない186個の近くのK型矮星のリストを提供します。この星のセットは、視線速度作業に対するCHIRONの効率、安定性、およびパフォーマンスを決定するために使用されます。V=7〜12のK型矮星の場合、広範囲の観測条件下で5〜20ms$^{-1}$の視線速度精度に達します。視線速度標準を使用して、数時間、数週間、数年にわたるCHIRONの安定性を示し、潜在的なユーザーが利用できる機器の機能と操作モードについて説明します。
海洋対流とクラスレート解離はエウロパの間欠泉を促進しますか？
| Title |
Do_Oceanic_Convection_and_Clathrate_Dissociation_Drive_Europa's_Geysers? |
| Authors |
Nicole_C._Shibley_and_Gregory_Laughlin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.15094 |
エウロパの水蒸気ガイザーは、ガリレオ宇宙船、ハッブル宇宙望遠鏡、ケック天文台による観測から推測されています。エンケラドスで観察された水に富む間欠泉とは異なり、エウロパの間欠泉は断続的な現象であるように見え、水が数キロメートルの厚さの氷床を通して散発的に噴出することを可能にする動的メカニズムはよく理解されていません。ここでは、ヨーロッパの間欠泉が、地下の海から最初に供給されたCO$_2$クラスレートハイドレートの解離と減圧によって放出されたCO$_2$ガスによって駆動されるという仮説を概説して調査します。CO$_2$水和物は、もっともらしい海洋条件下で、つまり密度成層2層水柱の温度または塩分条件が進化して対流の開始を可能にする場合に、上部の氷水界面に浮力を与える可能性があることを示します。単一の混合層。CO$_2$がハイドレート状態から解放された後の噴火を定量的に説明するために、地球上の火山性マグマ爆発に関する文献から引き出された1次元の流体力学的モデルを拡張します。私たちの結果は、十分に高濃度の溶存CO$_2$の場合、これらの噴火は$\sim$700ms$^{-1}$の鉛直速度を発達させることを示しています。これらの高速により、噴出物はユーロパン表面から$\sim$200kmの高さに達することができ、それによってこれらの高高度での水蒸気の断続的な存在を説明します。このプロセスによって放出された分子は、約10分間、ユーロパンの大気中に存続し、ユーロパンの表面上で間欠泉の活動が観察される可能性のあるタイムスケールを制限します。私たちが提案するメカニズムでは、エウロパの氷殻の厚さをd$\lesssim$10kmにする必要があります。
PGNets：原始惑星系円盤の無線連続観測のための畳み込みニューラルネットワークを使用した惑星質量予測
| Title |
PGNets:_Planet_mass_prediction_using_convolutional_neural_networks_for_radio_continuum_observations_of_protoplanetary_disks |
| Authors |
Shangjia_Zhang,_Zhaohuan_Zhu,_Mingon_Kang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.15196 |
畳み込みニューラルネットワーク（CNN）を開発して、電波ダストの連続画像から惑星の質量を迅速かつ直接推測しました。原始惑星系円盤の若い惑星によって誘発された下部構造は、潜在的な若い惑星の特性を推測するために使用することができます。流体力学的シミュレーションは、惑星の特性とこれらのディスクの特徴との関係を研究するために使用されてきました。ただし、これらの試みは、一度に1つの原始惑星系円盤に適合するように微調整された数値シミュレーション（時間のかかる）、または軸方向に平均化されたシミュレーション結果を使用して、ギャップの幅/深さと惑星の質量との間に線形関係を導き出し、ディスクの非対称機能。これらの欠点に対処するために、2D画像から惑星の質量を推測するPlanetGapニューラルネットワーク（PGNet）を開発しました。まず、Zhangetal。のグリッドデータを適合させます。（2018）分類問題として。次に、ほぼランダムにサンプリングされたパラメーターを使用して追加のシミュレーションを実行することにより、データセットを4倍にし、回帰問題として惑星の質量とディスクの粘度を一緒に導き出しました。分類アプローチは92\％の精度に達する可能性がありますが、回帰アプローチは惑星の質量の場合は0.16dex、ディスクの粘度の場合は0.23dexとして1$\sigma$に達する可能性があります。線形フィッティング法で見つかった縮退スケーリング$\alpha$$\propto$$M_p^3$を再現できます。つまり、CNN法を使用して縮退関係を見つけることもできます。勾配加重クラスアクティベーションマッピングは、PGNetが適切なディスク機能を使用して惑星の質量を制限していることを効果的に確認します。PGNet用のプログラムとZhangらの従来のフィッティング方法を提供します。（2018）、および各方法の長所と短所について説明します。
複数種のペブル集積による惑星核形成
| Title |
Planetary_core_formation_via_multi-species_pebble_accretion |
| Authors |
Geoffrey_Andama,_Nelson_Ndugu,_Simon_Katrini_Anguma,_Edward_Jurua |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.15218 |
小石ベースのコア成長の一般的な古典的な図では、惑星のコアは単一の小石種の降着によって成長します。成長する惑星は、いわゆる小石隔離塊に到達する可能性があり、そこで圧力バンプを誘発して、軌道の外側に漂う小石をブロックし、それによって小石の付着によってコアの成長を停止させます。最近の流体力学シミュレーションでは、圧力バンプによる小石のろ過は、コアの質量、ディスク構造、乱流粘度、小石のサイズなど、いくつかのパラメータに依存しています。単一ではなく複数の小石種の降着がコアの成長速度にどのように影響するか、および小石の分離質量の乱流粘度と小石のサイズへの依存性が最終的なコアの質量をどのように設定するかを調査しました。粘性のある1Dディスクで数値シミュレーションを実行しました。ここでは、最大の粒子サイズが粒子の成長、断片化、ドリフトの限界によって制御されていました。コアの成長速度と最終的なコアの質量は、衝突時に小石が断片化するしきい値速度、乱流粘度、および小石種の分布という3つの重要なパラメーターに敏感であり、惑星のコアの多様性を生み出すことを確認します。複数の小石種が降着すると、惑星の核はかなり速く成長し、質量で30〜40$M_{\rm{E}}$に達する可能性があります。コールドガスジャイアントの潜在的なコアは、最初に50AUまで移植された胚から形成することができました。私たちの結果は、複数種の小石の付着が説明できることを示唆しています。木星のコア内の推定25-45$M_{\rm{E}}$の重い元素の存在量。太陽系外惑星の巨大なコア。より広い軌道でのディスクリングとギャップ。惑星体の早期かつ迅速な形成。
凝縮性の種は、惑星の気候を形作る上で非常に重要です。惑星の気候システムの広い範囲は、非希釈の凝縮性物質と気候ダイナミクスへのそれらの影響を理解することを含みます。大規模な動的効果と1D対流パラメーター化については進歩がありましたが、解決された3D湿った対流は、温度/湿度プロファイルと雲の構造に大きな影響を与える可能性はありますが、非希釈条件では未踏のままです。表面の貯水池が使い果たされた暴走後の大気における対流の3次元、高解像度の数値シミュレーションを使用して、純粋な蒸気大気のこの問題に取り組みます。大気が重力波によって支配される上部凝縮領域と対流転倒セルによって特徴づけられる下部非凝縮領域の2つの特徴的な領域で構成されていることを示します。凝縮領域の速度は、下部の非凝縮領域の速度よりもはるかに小さく、水平方向の温度変化は全体的に小さいです。熱光球の凝縮は、主に放射冷却によって引き起こされ、統計的に均一になる傾向があります。重力波と対流の浸透によって引き起こされ、ランダムな斑点を示すため、凝縮領域の境界近くで、より深く凝縮も発生します。この定性的な構造は、さまざまなモデルパラメータの影響を受けませんが、定量的な詳細は異なる場合があります。我々の結果は、純粋な蒸気の限界に近い大気が凝縮領域に深い対流プルームを組織化していないという理論的期待を裏付けています。Ding＆Pierrehumbert（2016）で説明されている一般化された対流パラメーター化スキームは、純粋な蒸気の限界に近い大気の基本構造を処理するのに適していますが、3D対流分解モデルに現れる重力波とその混合をキャプチャすることは困難です。
月への影響：分析方法とインパクターのサイズ分布
| Title |
Impacts_on_the_Moon:_analysis_methods_and_size_distribution_of_impactors |
| Authors |
Chrysa_Avdellidou,_Edhah_Munaibari,_Raven_Larson,_Jeremie_Vaubaillon,_Marco_Delbo,_Paul_Hayne,_Mark_Wieczorek,_Daniel_Sheward,_Antony_Cook |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.15269 |
月面衝突閃光の検出と分析の調査を実施するための望遠鏡システムを準備しています。このプロジェクトの枠組みの中で、ここでは、これらの発光イベント、それらの月の衝突座標、衝突する流星物質の起源、および質量やサイズなどのそれらの物理的特性の推定を自動的に識別するために必要なすべての方法を提示します。確認された衝突イベントに対してメソッドをテストし、過去20年間の文献データを使用してインパクターの流星サイズ頻度分布を構築しました。さらに、プロジェクトのテスト段階で検出されたコートダジュール天文台から観測された最初の月面衝突イベントを紹介します。
非常に弱い炭素質小惑星類似石I：機械的特性と超高速衝撃への応答
| Title |
Very_weak_carbonaceous_asteroid_simulants_I:_mechanical_properties_and_response_to_hypervelocity_impacts |
| Authors |
Chrysa_Avdellidou,_Alice_DiDonna,_Cody_Schultz,_Barthelemy_Harthong,_Mark_C._Price,_Robert_Peyroux,_Daniel_Britt,_Mike_Cole,_Marco_Delbo' |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.15279 |
進行中の2つのサンプル帰還宇宙ミッション、はやぶさ2とOSIRIS-RExは、炭素質の地球近傍小惑星リュウグウとベンヌから地球小惑星レゴリスに帰還する予定です。レゴリスの生成につながる2つの主要なプロセスは、微小隕石の衝撃と熱分解です。ここでは、ベンヌとリュウグウの予備的な組成結果に続いて、CMのような組成を持つ炭素質隕石に類似した弱い模擬物質の生成を報告します。この小惑星模擬物質は、圧縮強度と曲げ強度がそれぞれ1.8+/-0.17MPaと0.7+/-0.07MPaです。室温での模擬物質の熱伝導率（空気中）は、0.43〜0.47W/m/Kです。これらの各プロセスによって生成されるレゴリスのタイプを区別するために、ケント大学の2ステージライトガスガンを使用して、実験室の超高速衝撃に焦点を当てた実験キャンペーンの結果を提示および説明します。微小隕石の爆撃。このプロセスでは、モノミネラルフラグメントとマルチミネラルフラグメントの両方が生成され、少なくともこれらの弱い材料では、2つのプロセスを区別することが困難になることがわかりました。
Mn-Crクロノメトリーからのマグマ性鉄隕石親体の早期分化
| Title |
Early_differentiation_of_magmatic_iron_meteorite_parent_bodies_from_Mn-Cr_chronometry |
| Authors |
Aryavart_Anand,_Jonas_Pape,_Martin_Wille,_Klaus_Mezger_and_Beda_Hofmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.15291 |
IIAB、IIIAB、IVAなどのマグマ性鉄隕石グループは、太陽系で最も早く付着した別個の惑星体からの地球外コア物質の最大のサンプリングを表しています。53Cr/52Crモデル年代に変換された、7つのサンプルからのクロマイト/ダウブリール石のクロム同位体組成は、惑星のコア形成に関する堅牢な時間情報を提供します。これらの年齢は、カルシウム-アルミニウムに富む介在物（CAI）の形成後1.5Ma以内の範囲であり、金属-ケイ酸塩の分離がMnの強力な化学的分別を誘発した瞬間的なイベントであると仮定して、それぞれの親体における金属コア形成の時間を定義します。より多くの親鉄性Cr。初期のコア形成年代は、コンドリュール形成間隔の前に発生したマグマ性鉄隕石親体の降着と分化をサポートします。同じマグマ性鉄隕石グループからのサンプルの確立されたHf-W年代によるMn-Cr年代の較正は、太陽系の初期E53Crを-0.30に制約し、したがって以前に推定されたものよりも低くなります。
天王星と海王星の対流性嵐と大気の鉛直構造
| Title |
Convective_storms_and_atmospheric_vertical_structure_in_Uranus_and_Neptune |
| Authors |
R._Hueso,_T._Guillot,_A._S\'anchez-Lavga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.15494 |
天王星型惑星の天王星と海王星は水素ベースの大気を持っており、いくつかの成分が冷たい上層大気で凝縮します。両方の惑星で観測された少数の明るい雲システムは、湿った対流性嵐の良い候補ですが、それらの観測された特性（サイズ、時間スケール、活動のサイクル）は、ガスジャイアントの湿った対流性嵐とは異なります。これらの雲と嵐はおそらくメタンの凝縮によるものであり、観測はまた、数本の棒の深さで硫化水素（H$_2$S）のより深い雲を示唆しています。さらに深く、熱化学モデルは、数十から数百バーの圧力でアンモニア水硫化物（NH$_4$SH）と水の雲を予測し、拡張された深層気象層を形成します。水素は分子量が小さく、揮発性物質が豊富にあるため、それらの凝縮は、木星と土星の同等のものよりも大きい分子量の強力に安定化した垂直勾配を課します。結果として生じる垂直運動の抑制は、地球やタイタンのような窒素ベースの大気で発生するものとは大幅に異なる湿った対流レジームにつながるはずです。結果として、天王星と海王星の深部大気の熱構造はよく理解されていません。土星の木星の深層水雲でも同様のプロセスが発生する可能性がありますが、天王星型惑星は、上部のメタン雲層でこれらの物理的側面を研究する可能性を提供します。天王星型惑星、ひいては木星、土星、巨大な外惑星などの水素大気における対流とその大気力学におけるその役割を理解するには、軌道データとその場データの組み合わせが必要になります。
カッシーニによって調査された土星の氷衛星--VIMS。 V.分光光度法
| Title |
Saturn's_icy_satellites_investigated_by_Cassini_--_VIMS._V._Spectrophotometry |
| Authors |
G._Filacchione,_M._Ciarniello,_E._D'Aversa,_F._Capaccioni,_R.N._Clark,_B.J._Buratti,_P._Helfenstein,_K._Stephan,_C._Plainaki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.15541 |
5つの中型土星衛星ミマス、エンケラドゥス、テティス、ディオーネ、レアのアルベド、スペクトル勾配、および水氷帯深度マップは、カッシーニ-視覚および赤外線マッピング分光計（VIMS）データから導出されています。マップは、Kaasalainen-Shkuratovモデル（Kaasalainenetal。、2001、Shkuratovetal。、2011}を適用することにより、測光補正データから体系的に作成されます。この作業では、2次関数を使用して、入射角$i\le70^\circ$、放射角$e\le70^\circ$、位相角$10^\circ\leg\le120^\circ$、およびカッシーニ-衛星距離$D\le100.000$km。この手順は、各衛星の65VIMS可視波長と近赤外波長のサブセットに対して体系的に繰り返されます。平均測光パラメータを使用して、衛星の特性を比較し、照明条件の変化に伴う変動性を調査します。等角アルベドを導出し、外挿します。g=0$^\circ$で、反対効果を含まず、Mimasの場合は0.63$\pm$0.02、Enceladusの場合は0.89$\pm$0.03、Tethysの場合は0.74$\pm$0.03、Dioneの場合は0.65$\pm$0.03、0.55$\mu$mでのRheaの0.60$\pm$0.05。測光スペクトル応答の知識により、次のことが可能になります。ジオロケーションを通じて地図を作成するために使用される個々のVIMSスペクトルを修正します。マップは、緯度グリッドによる経度の$0.5^\circ\times0.5^\circ$ビンに対応する固定解像度でレンダリングされ、ミマスの場合は1.7km/ビン、エンケラドスの場合は2.2km/ビンの空間解像度になります。Tethysの場合は4.7km/bin;Dioneの場合は4.5km/bin;レアの場合は6.7km/bin。これらのスペクトルマップは、形態学的特徴と、いくつかのメカニズムを通じて衛星の表面特性を変更することができる内因性および外因性プロセスとの関係を確立することを可能にします...
| Title |
Ultraviolet_Observations_of_Comet_96/P_Machholz_at_Perihelion |
| Authors |
J.C._Raymond,_S._Giordano,_S._Mancuso,_M.S._Povich_and_A._Bemporad |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.15644 |
マックホルツ彗星の紫外線スペクトルは、SOHO衛星に搭載されたUVCS機器を使用した2002年の近日点通過中に取得されました。HI、CII、CIII、およびOIからの放出は、核の近くで検出されます。ガス放出率は、太陽から遠い距離での率から推定された値と一致しており、CとOの存在量が推定されています。再構成された画像は、HILy$\alpha$放出のほぼ球形の雲と、CIIIで見られるイオンテールを示しています。水素原子への放射圧は、SOHOから見たLy$\alpha$雲の形状の適度な歪みを生成し、雲の外側部分で最大30kms$^{-1}$のドップラーシフトを生成します。。他の彗星で観察されるものと同様のCとH$_2$Oの比率を推定するため、炭素量が少ないことは、光学で観察されるNH$_2$に対するC$_2$とC$_3$の比率が異常に低いことを説明していません。波長。
DASHの診断：COSMOS-DASH調査の構造特性のカタログ
| Title |
Diagnosing_DASH:_A_Catalog_of_Structural_Properties_for_the_COSMOS-DASH_Survey |
| Authors |
Sam_E._Cutler,_Katherine_E._Whitaker,_Lamiya_A._Mowla,_Gabriel_B._Brammer,_Arjen_van_der_Wel,_Danilo_Marchesini,_Pieter_van_Dokkum,_Ivelina_Momcheva,_Mimi_Song,_Mohammad_Akhshik,_Erica_J._Nelson,_Rachel_Bezanson,_Marijn_Franx,_Mariska_Kriek,_Joel_Leja,_John_W._MacKenty,_Adam_Muzzin,_Heath_Shipley_and_Daniel_Lange-Vagle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.14848 |
COSMOS-DASH調査の$H_{160}$形態カタログを提示します。これは、HST-WFC3を使用したこれまでで最大の近赤外線調査です。COSMOS-DASH調査では、HST-WFC3イメージングに「ドリフトアンドシフト」観測技術を利用して、UltraVISTAディープストライプの約0.5度$^2$を画像化しました（アーカイブデータと組み合わせると0.7度$^2$）。グローバル構造パラメータは、GALFIT（CANDELS領域を除く）を使用してCOSMOS-DASH内の51,586個の銀河について測定され、深いマルチバンドHST画像を使用して検出されます。より深い3D-HST形態学的カタログからの結果と一貫した結果を回復し、一般に、典型的な銀河のサイズとセルシック指数は、$H_{160}<23$と$H_{160の限界の大きさに正確であることがわかりました。}<22$ABmag、それぞれ。サイズ-質量パラメーター空間では、COSMOS-DASHの銀河は、$z\sim2$から$\log（M_\star/M_\odot）\sim9$までの堅牢な形態学的測定を示しています。COSMOS-DASHのより広い領域の利点を利用して、$\log（M_\star/M_\odot）\sim10.5$の下で、$z\sim2$まで持続する静止サイズと質量の関係の平坦化を測定します。。少なくとも$z=1.2$までは、環境がこの平坦化の主要な推進力ではないことを示していますが、代わりに内部の物理的プロセスが構造の進化を支配している可能性があります。
リックAGNモニタリングプロジェクト2016：発光セイファート銀河における速度分解H {\ beta}ラグ
| Title |
The_Lick_AGN_Monitoring_Project_2016:_Velocity-Resolved_H{\beta}_Lags_in_Luminous_Seyfert_Galaxies |
| Authors |
Vivian_U,_Aaron_J._Barth,_H._Alexander_Vogler,_Hengxiao_Guo,_Tommaso_Treu,_Vardha_N._Bennert,_Gabriela_Canalizo,_Alexei_V._Filippenko,_Elinor_Gates,_Frederick_Hamann,_Michael_D._Joner,_Matthew_A._Malkan,_Anna_Pancoast,_Peter_R._Williams,_Jong-Hak_Woo,_Bela_Abolfathi,_L._E._Abramson,_Stephen_F._Armen,_Hyun-Jin_Bae,_Thomas_Bohn,_Benjamin_D._Boizelle,_Azalee_Bostroem,_Andrew_Brandel,_Thomas_G._Brink,_Sanyum_Channa,_M._C._Cooper,_Maren_Cosens,_Edward_Donohue,_Sean_P._Fillingham,_Diego_Gonz\'alez-Buitrago,_Goni_Halevi,_Andrew_Halle,_Carol_E._Hood,_Keith_Horne,_J._Chuck_Horst,_Maxime_de_Kouchkovsky,_Benjamin_Kuhn,_Sahana_Kumar,_Douglas_C._Leonard,_Donald_Loveland,_Christina_Manzano-King,_Ian_McHardy,_Ra\'ul_Michel,_Melanie_Kae_B._Olaes,_Daeseong_Park,_Songyoun_Park,_Liuyi_Pei,_Timothy_W._Ross,_Jordan_N._Runco,_Jenna_Samuel,_Javier_S\'anchez,_Bryan_Scott,_Remington_O._Sexton,_Jaejin_Shin,_Isaac_Shivvers,_Chance_L._Spencer,_Benjamin_E._Stahl,_Samantha_Stegman,_Isak_Stomberg,_Stefano_Valenti,_L._Villafa\~na,_Jonelle_L._Walsh,_Heechan_Yuk_and_WeiKang_Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.14849 |
2016年4月から2017年5月まで、リック天文台の3mシェーン望遠鏡でKastダブルスペクトログラフを使用して21個の低赤方偏移セイファート1銀河の分光モニタリングを実施しました。{\lambda}（5100{\AA}）=10^44erg/sおよび予測されるH{\beta}の遅れは20〜30日、またはブラックホールの質量は10^7〜10^8.5Msun、キャンペーンは明るさを調査します-ブロードライン領域（BLR）の構造とダイナミクスの依存傾向、およびクエーサーブラックホール質量の単一エポック推定のキャリブレーションを改善するため。ここでは、H{\beta}輝線光度曲線、Vバンド連続光度曲線に対して測定された統合H{\beta}ラグタイム（8〜30日）、速度分解残響ラグなど、キャンペーンの最初の結果を示します。、広いH{\beta}成分の線幅、およびウイルスのブラックホール質量推定値（10^7.1-10^8.1Msun）。私たちの結果は、既存の速度分解ラグ測定の数を大幅に増やし、適度に高いAGN光度でのBLRガス運動学の多様性を明らかにしています。AGN連続体の光度は、そのBLRガスが示す可能性のある運動学のタイプとは相関していないようです。このデータセットのフォローアップ直接モデリングは、詳細な運動学を解明し、このサンプルのいくつかのオブジェクトにロバストな動的ブラックホール質量を提供します。
NGC5846-UDG1：大部分が巨大で非常に密度の高いガスの塊の星形成によって形成された銀河
| Title |
NGC5846-UDG1:_A_galaxy_formed_mostly_by_star_formation_in_massive,_extremely_dense_clumps_of_gas |
| Authors |
Shany_Danieli,_Pieter_van_Dokkum,_Sebastian_Trujillo-Gomez,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Aaron_J._Romanowsky,_Scott_Carlsten,_Zili_Shen,_Jiaxuan_Li,_Roberto_Abraham,_Jean_Brodie,_Charlie_Conroy,_Jonah_S._Gannon,_Johnny_Greco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.14851 |
超拡散銀河（UDG）は、同様の光度を持つ他の矮小銀河よりも、平均して球状星団の特定の頻度が高いことが示されています。UDGNGC5846-UDG1は、これまでに見つかった球状星団が豊富な銀河の最も極端な例の1つです。ここでは、この銀河とその球状星団システムの新しいハッブル宇宙望遠鏡（HST）の観測と分析を紹介します。NGC5846-UDG1は、$54\pm9$の球状星団をホストしていることがわかります。これは、同様の光度を持つこれまでに知られている銀河の3〜4倍であり、以前の研究で報告されたものよりも高くなっています。銀河の光度が$L_{V、\mathrm{gal}}\upperx6\times10^7\、{\rmL}_{\odot}$（$M_\star\upperx1.2\times10^8\、{\rmM}_\odot$）および$L_{V、\mathrm{GCs}}\約7.6\times10^6\、{\rmL}_{\odot}の球状星団の総光度$、クラスターは現在、全光の$\sim13\％$を構成していることがわかります。銀河団の形成中および生涯を通じてのクラスターからの質量損失の影響を考慮すると、銀河団のほとんどの星は球状星団で形成された可能性が高く、「通常の」低密度星形成はほとんどまたはまったく発生しなかったと推測されます。この結果は、今日の銀河で観察された分散した星形成とは対照的に、初期の銀河形成中の最も極端な条件が、巨大で密集した塊の星形成を促進したことを意味します。
| Title |
First_direct_dynamical_detection_of_a_dual_supermassive_black_hole_system_at_sub-kiloparsec_separation |
| Authors |
Karina._T._Voggel,_Anil_C._Seth,_Holger_Baumgardt,_Bernd_Husemann,_Nadine_Neumayer,_Michael_Hilker,_Renuka_Pechetti,_Steffen_Mieske,_Antoine_Dumont,_Iskren_Georgiev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.14854 |
NGC7727で最近発見された2つの核が両方とも超大質量ブラックホール（SMBH）をホストしているかどうかを調査しました。補償光学モードのVLTで面分光器MUSEの高空間分解能モードを使用して、両方の推定ブラックホールの影響範囲内の星の運動学を解決しました。運動学的データをHSTベースの質量モデルと組み合わせ、ジーンズモデルを使用してSMBH質量を測定しました。NGC7727でのデュアルSMBHシステムの発見を報告します。原子核1の銀河の測光中心でSMBHを検出し、質量は$M_{\rmSMBH}=1.54^{+0.18}_{-0.15}\times10^{8}M_{\odot}$。メインニュークリアスから500pcオフセットされた2番目のニュークリアスでは、質量が$M_{\rmBH}=6.33^{+3.32}_{-1.40}\times10^{のSMBHの明確な信号も見つかります。6}M_{\odot}$。両方のSMBHが高い有意性で検出されます。Nucleus2の軸外の性質により、システムのモデリングが困難になります。しかし、多くの堅牢性テストは、運動学を説明するためにブラックホールが必要であることを示唆しています。オフセットNucleus2のSMBHは、その総質量の3.0％を占めています。これは、そのSMBHが$M_{\rmBH}-M_{\rmBulge}$スケーリング関係と比較して過剰質量であることを意味します。これは、NGC7727と融合した銀河の生き残った核星団であることを裏付けています。この発見は、キロパーセク未満の予測分離と、27.4Mpcの距離で最も近い動的に確認されたデュアルSMBHを備えた最初の動的に確認されたデュアルSMBHシステムです。2番目のニュークリアスは高度なインスピレーションの状態にあり、最終的には質量比1:24のSMBH合併になります。輝線は、核2がセイファート銀河であり、低光度の活動銀河核（AGN）であることを示唆しています。明るい降着の兆候に焦点を当てた調査では見逃されている、ローカルユニバースにはさらに多くの静止SMBHとデュアルSMBHペアが存在する可能性があります。
初期の宇宙における恒星の金属量の解読：MUSE eXtremely DeepFieldのz = 4.77にある若い銀河の事例研究
| Title |
Deciphering_stellar_metallicities_in_the_early_Universe:_a_case_study_of_a_young_galaxy_at_z_=_4.77_in_the_MUSE_eXtremely_Deep_Field |
| Authors |
Jorryt_Matthee,_Anna_Feltre,_Michael_Maseda,_Themiya_Nanayakkara,_Leindert_Boogaard,_Roland_Bacon,_Anne_Verhamme,_Floriane_Leclercq,_Haruka_Kusakabe,_Tanya_Urrutia_and_Lutz_Wisotzki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.14855 |
遠方の銀河の第一世代の星を直接特徴づけることは、観測的宇宙論の重要な探求です。ここでは、z=4.77でのID53のケーススタディを紹介します。これは、質量が〜$10^9$M$_{のMUSEeXtremelyDeepFieldでz>3にあるUVで最も明るい（まだL*）星形成銀河です。\odot}$。非常に強いライマン-$\alpha$（Ly$\alpha$）放射に加えて、（星）連続体とNVP-Cygniの特徴、星間吸収、微細構造放射、および140の星状CIV輝線を明確に検出します。時間スペクトル。HSTデータの空間的に分解された成分からの連続放射はMUSEデータにブレンドされていますが、星雲のCIV放射は銀河のサブ成分から発生していることを示しています。UVスペクトルは、シングルバーストまたは連続星形成履歴（SFH）、標準の初期質量関数および減衰則と組み合わせた最近のBPASS星の種族モデルに適合させることができます。年齢が若く、金属量が少ないモデル（log10（age/yr）=6.5-7.6および[Z/H]=-2.15〜-1.15）が推奨されます。最適なモデルの固有のH$\alpha$の光度は、スピッツァー/IRACデータから推測されるH$\alpha$の光度よりも桁違いに高く、イオン化光子の高い脱出率、高い相対的な星雲を示唆しています。恒星の塵の減衰や複雑な星形成の歴史に。金属量は、z=3-5のより大きな銀河の金属量よりも低く見えます。これは、若い銀河の金属量が低いという図と一致しています。このような化学的未熟さは、Ly$\alpha$の脱出を促進する可能性が高く、Ly$\alpha$の等価幅が恒星の金属量と反相関する理由を説明しています。最後に、SFHの不確実性は、若い銀河の恒星の金属量の将来の推測に課題を課すことを強調します。これは、恒星スペクトルと光イオン化モデルの共同（空間分解）分析の必要性を浮き彫りにします。
ガスとダストを介した電離放射線の放射伝達：星形成領域での粒子帯電
| Title |
Radiative_transfer_of_ionizing_radiation_through_gas_and_dust:_grain_charging_in_star_forming_regions |
| Authors |
Martin_Glatzle,_Luca_Graziani,_Benedetta_Ciardi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.14859 |
帯電したダスト粒子の存在は、多相星間物質（ISM）の物理的進化に大きな影響を与えることが知られています。その重要性にもかかわらず、このプロセスは、その複雑な物理学と環境への緊密な依存性のために、数値シミュレーションではまだ十分に検討されていません。ここでは、宇宙論的放射伝達コードCRASHでの粒子帯電の新しい実装を紹介します。最初に、単一の星によって作成された一連の理想化されたほこりっぽいHII領域のコード予測をベンチマークして、結果として生じる電荷の空間分布に対する粒子特性の影響を評価します。次に、宇宙の再電離の時代に進化したほこりっぽい銀河から抽出された星形成領域の現実的な放射伝達シミュレーションを実行します。総ダスト質量の$\sim13$％が負に帯電し、主に半径ミクロンのケイ酸塩とグラファイトの粒子であることがわかります。粒子電荷の複雑な空間分布も見られます。これは主に恒星放射への曝露に依存し、放射伝達効果の結果として、さまざまな視線に沿って大きく変化します。最後に、結果として生じる電荷分布に対する粒子特性（化学組成とサイズの両方）の影響を評価します。ここで説明する新しい実装は、今日では高赤方偏移銀河と低赤方偏移銀河の観測にアクセスできる、ほこりっぽいISMの物理的進化を調査する幅広い可能な研究を開きます。
クリア：UV明るい銀河における銀河間媒体のブーストされたLy $ \ alpha $透過
| Title |
CLEAR:_Boosted_Ly$\alpha$_Transmission_of_the_Intergalactic_Medium_in_UV_bright_Galaxies |
| Authors |
Intae_Jung_(1,2),_Casey_Papovich_(3),_Steven_L._Finkelstein_(4),_Raymond_C._Simons_(5),_Vicente_Estrada-Carpenter_(3),_Bren_E._Backhaus_(6),_Nikko_J._Cleri_(3),_Kristian_Finlator_(7,8),_Mauro_Giavalisco_(9),_Zhiyuan_Ji_(9),_Jasleen_Matharu_(3),_Ivelina_Momcheva_(5),_Amber_N._Straughn_(1),_Jonathan_R._Trump_(6)_((1)_NASA_GSFC,_(2)_CUA,_(3)_Texas_A_and_M_Univ.,_(4)_UT_Austin,_(5)_STScI,_(6)_Univ._of_Connecticut,_(7)_New_Mexico_State_Univ.,_(8)_Cosmic_Dawn_Center_(DAWN),_(9)_Univ._of_Massachusetts) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.14863 |
宇宙の再電離は不均一なプロセスであり、銀河の過密領域の周りの銀河間物質（IGM）の小さなイオン化された泡で始まると考えられています。宇宙の再電離の時代の最近のライマンアルファ（Ly$\alpha$）研究は、イオン化された泡がより明るい銀河の周りに早く形成されたという証拠が増えていることを示しており、これらの銀河からのLy$\alpha$のIGM伝達が高いことを示唆しています。ハッブル宇宙望遠鏡（HST）広視野カメラ3（WFC3）G102グリズム観測からのIRスリットレス分光法を使用して、$6.0<z<8.2$の測光赤方偏移によって選択された148個の銀河のこの問題を調査します。これらの銀河には、CANDELSLy$\alpha$EmissionatReionization（CLEAR）調査から抽出されたスペクトルがあります。275個の銀河のCLEARデータを、テキサス分光法による再電離調査終了時のLy$\alpha$放射のKeck/DEIMOS+MOSFIREデータセットと組み合わせます。次に、Ly$\alpha$の等価幅（EW）分布を$6.0<z<8.2$に制約します。これは、指数形式$dN/d\text{EW}\propto\text{exp（-EW）}/W_0$、特徴的な$e$-折りたたみスケール幅（$W_0$）。$z>6$でLy$\alpha$強度（または$W_0$）が大幅に低下することを確認します。さらに、異なるUV光度の銀河間での$W_0$の赤方偏移の進化を比較します。UV明るい（$M_{\text{UV}}<-21$、または$L_{\text{UV}}>L^{*}$）銀河は、0.4（$\pm）の減少で弱い進化を示します$0.2）$W_0$のdexは$z>6$で、UVが弱い（$M_{\text{UV}}>-21$、または$L_{\text{UV}}<L^{*}$）銀河は、$W_0$で$z<6$から$z>6$に0.7-0.8（$\pm0.2$）dexの大幅な低下を示します。私たちの結果は、UV明るい銀河がIGMでブーストされたLy$\alpha$透過を示すという蓄積された証拠に追加され、より高いUV光度の銀河に近接する領域で再電離がより早く完了することを示唆しています。
今後のジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）の主な目標の1つは、最初の銀河を観測することです。計画および提案された調査の予測は、通常、観測されたフィールド全体に銀河がランダムに分布していると仮定して、平均的な銀河数に焦点を合わせています。しかし、最初で最も巨大な銀河は、密集していると予想されます。これは、宇宙分散として知られている効果です。宇宙分散が高赤方偏移の質量と光度関数の不確実性への支配的な寄与である可能性が高く、計画された観測の高赤方偏移と高質量の銀河数の中央値が平均数を大幅に下回っていることを示します。最初の銀河の理解を深めるために、深さ、面積、独立したポインティングの追加など、いくつかの異なる戦略が検討されています。独立したポインティングを追加することは、単一の最も高い赤方偏移の銀河を発見するためにも、質量と光度関数を制約するためにも最も効率的であることが示されています。
天の川球状星団における重力マイクロレンズ法
| Title |
Gravitational_Microlensing_Rates_in_Milky_Way_Globular_Clusters |
| Authors |
Fulya_K{\i}ro\u{g}lu,_Newlin_C._Weatherford,_Kyle_Kremer,_Claire_S._Ye,_Giacomo_Fragione,_Frederic_A._Rasio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.14866 |
多くの最近の観察的および理論的研究は、球状星団（GC）が、全体的な動的進化を支配する支配的な役割を果たすのに十分な大きさのコンパクトオブジェクト集団をホストしていることを示唆しています。それでも、特にブラックホールや中性子星の直接検出はまれであり、これらの天体が明るい仲間との近接したバイナリに存在する場合など、特別な場合に限定されます。ここでは、これらの暗い集団をさらに制約するマイクロレンズ検出の可能性を調べます。\texttt{CMCクラスターカタログ}の最先端のGCモデルに基づいて、ブラックホール、中性子星、白色矮星、さらに比較のために天の川のM〜矮星のマイクロレンズイベント率を推定します。GC、およびこれらのレートに対するさまざまな初期条件の影響。コンパクトオブジェクトの中で、白色矮星がマイクロレンズ率を支配していることがわかります。これは、白色矮星が数によって支配されているからです。マイクロレンズ検出は、一般に、初期密度が高いGCで、特にレンズが白色矮星であるコア崩壊を受けるクラスターで発生する可能性が高いことを示しています。また、これらのGCに最適なモデルを使用して、M22および47〜Tucの特定のケースでのマイクロレンズレートを推定します。空の位置はそれぞれ銀河バルジと小マゼラン雲の豊かな星の背景の近くにあるため、これらのクラスターは専用のマイクロレンズ調査に最適な銀河GCの1つです。
| Title |
Weighing_the_Milky_Way_and_Andromeda_with_Artificial_Intelligence |
| Authors |
Pablo_Villanueva-Domingo,_Francisco_Villaescusa-Navarro,_Shy_Genel,_Daniel_Angl\'es-Alc\'azar,_Lars_Hernquist,_Federico_Marinacci,_David_N._Spergel,_Mark_Vogelsberger,_Desika_Narayanan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.14874 |
グラフニューラルネットワークを使用して導出された天の川銀河とアンドロメダ銀河をホストするハローの質量に対する新しい制約を提示します。私たちのモデルは、CAMELSプロジェクトの何千もの最先端の流体力学シミュレーションで訓練されており、ハローに属する銀河の位置、速度、恒星の質量のみを利用しており、宇宙論的および天体物理学的な不確実性の両方を説明しながら、ハローの質量。私たちの制約は、他の従来の方法からの見積もりと一致しています。
シミュレートされた矮小銀河スターバーストにおける星団形成のパンクロマティックビュー
| Title |
A_panchromatic_view_of_star_cluster_formation_in_a_simulated_dwarf_galaxy_starburst |
| Authors |
Natalia_Lah\'en,_Thorsten_Naab_and_Guinevere_Kauffmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.14875 |
個々の星の形成を追跡できる矮小銀河スターバーストの高解像度シミュレーションで、星と星団（SC）の形成の測光分析を提示します。以前の研究では、シミュレーションで形成されたSCの特性が観察結果とよく一致していることが示されています。この論文では、放射伝達コードSKIRT9を使用して、模擬スペクトルエネルギー分布と広帯域測光画像を作成します。いくつかの観測星形成（SF）トレーサーをテストし、$24\、\mu$m、全赤外線、H$_\alpha$は、（ポスト）スターバーストフェーズ中の基礎となるSFレートをトレースしますが、UVトレーサーは、マージの前後の静止フェーズ中のスター形成のより正確な画像を生成します。次に、シミュレートされた銀河を$10$と$50$Mpcの距離に配置し、ハッブル宇宙望遠鏡の解像度で開口測光を使用して、シミュレートされたSC集団を分析します。スターバーストフェーズでは、階層的に形成されたSCのセットにより、混雑のためにソースの分離が不正確になります。これにより、シミュレーションの粒子データから特定された結合クラスターで見つかった$\sim-2$の真の勾配よりも最大$\sim0.3$浅い推定SC質量関数勾配が得られます。最大のクラスターの質量は、アパーチャ内の未解決のクラスターのために、最大$2.5$の係数で過大評価されています。アパーチャベースの分析では、クラスター形成効率と、結合クラスターから回収されたものよりも平坦なSFレート面密度との関係も生成されます。違いは静止SF環境で最も強くなります。
2つのDIGの物語：PHANGS-MUSE銀河の拡散イオン化ガスに電力を供給する際のHII領域と低質量の熱進化星の相対的な役割
| Title |
A_Tale_of_Two_DIGs:_The_relative_role_of_HII_regions_and_low-mass_hot_evolved_stars_in_powering_the_diffuse_ionised_gas_in_PHANGS-MUSE_galaxies |
| Authors |
Francesco_Belfiore,_Francesco_Santoro,_Brent_Groves,_Eva_Schinnerer,_Kathryn_Kreckel,_Simon_C._O._Glover,_Ralf_S._Klessen,_Eric_Emsellem,_Guillermo_A._Blanc,_Enrico_Congiu,_Ashley_T._Barnes,_M\'ed\'eric_Boquien,_M\'elanie_Chevance,_Daniel_A._Dale,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Adam_K._Leroy,_Hsi-An_Pan,_Ismael_Pessa,_Andreas_Schruba,_and_Thomas_G._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.14876 |
PHANGS-MUSE調査の面分光法を使用して、近くの19個の渦巻銀河でイオン化された星間物質を${\sim}50$pcの解像度で分解し、拡散イオン化ガス（DIG）の起源を研究します。最初に形態学的に定義されたHII領域を削除し、次に低表面輝度領域をビニングして主要な星雲線の有意な検出を実現することにより、拡散ガスの物理的状態を調べます。HII領域からの電離放射線の漏れと伝播のおもちゃモデルは、DIGで観測されたH$\alpha$の分布を再現することができます。HII領域からの放射線漏れは、低イオン化種（[SII]/H$\alpha$、[NII]/H$\alpha$、[OI]/H$\alpha$）の線比の観測された減少も説明します。H$\alpha$表面輝度の増加（$\Sigma_{H\alpha}$）。ただし、高温の低質量進化星からの放出は、次のことを説明するために必要です。（1）一部の銀河の中央領域で観測された低電離線比の向上。（2）$\Sigma_{H\alpha}$で[OIII]/H$\beta$が横ばいまたは減少するという観測された傾向。（3）ボールドウィン-フィリップス-テレビッチ（BPT）図のHII領域の軌跡から、低電離（核）輝線領域[LI（N）ER]の領域に広がるいくつかのDIG領域のオフセット。。高温の低質量進化星は、DIGのエネルギー収支（銀河に統合されたH$\alpha$放射の2％）にわずかに寄与しますが、スペクトルが硬いため、[OIII]放射の基本的な寄与になります。DIGは、2つの成分の重ね合わせ、若い星からのエネルギー的に支配的な寄与、および古い星からのより硬い電離光子のより拡散した背景から生じる可能性があります。この統一されたフレームワークは、天の川DIGの観測と、近くの銀河バルジで観測されたLI（N）ERのような放射との橋渡しをします。
今、あなたはそれを見るが、今はそうではない：星形成の切り捨ては、z〜0.6の巨大なスターバースト後の銀河で分子ガスの損失に約100Myr先行する
| Title |
Now_you_see_it,_now_you_don't:_Star_formation_truncation_precedes_the_loss_of_molecular_gas_by_~100_Myr_in_massive_post-starburst_galaxies_at_z~0.6 |
| Authors |
Rachel_Bezanson,_Justin_S._Spilker,_Katherine_A._Suess,_David_J._Setton,_Robert_Feldmann,_Jenny_E._Greene,_Mariska_Kriek,_Desika_Narayanan,_and_Margaret_Verrico |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.14877 |
$z\sim0.6$にある13個の巨大な（$M_{\star}\gtrsim10^{11}M_{\odot}$）ポストスターバースト銀河のCO（2-1）のALMA観測を使用して、銀河が主要な星形成エピソードをクエンチした直後の銀河の分子ガス含有量。この研究のスターバースト後の銀河は、SQuIGGLEプログラムの一部として、スペクトル形状に基づいてスローンデジタルスカイサーベイの分光サンプル（DR14）から選択されています。初期の結果は、2つのスターバースト後の銀河が、推定される星形成率が低いにもかかわらず、大きなH$_2$の貯水池をホストしていることを示しました。ここでは、この分析を13個の銀河のより大きな統計サンプルに拡張します。$M_{H_2}\gtrsim10^9M_{\odot}$で、6つの主要なターゲット（45％）が検出されます。恒星の質量が大きいことを考えると、この質量制限は、$\langlef_{H_2}\equivM_{H_2}/M_{\star}\rangle\sim7\％$、または${\sim}14の平均ガス分率に対応します。\％$分析的で指数関数的に減少する星形成の履歴から導き出された、より低い恒星の質量の推定値を使用します。ガスの割合は$D_n4000$スペクトル指数と相関しており、局所的なK+A銀河に見られるように、低温ガス貯留層が破裂してから時間とともに減少することを示唆しています。柔軟な星の種族合成モデリングから導き出された星形成の歴史は、この経験的発見を裏付けています。観測前に$\lesssim150$Myrをクエンチした銀河は、検出可能なCO（2-1）放出をホストしますが、古いスターバースト後の銀河は検出されません。サンプルの大きな$\mathrm{H_2}$貯留層と低い星形成率は、星形成の抑制が低温ガス貯留層の消失に先行することを意味します。ただし、次の100〜200Myrs以内では、SQuIGGLE銀河は、標準の$\mathrm{H_2}$スケーリング関係に沿った低い星形成率を実現するために、追加の効率的な加熱または低温ガスの除去を必要とします。
SQuIGGLE：中間z銀河の消光の研究-ガス、角運動量、および進化
| Title |
SQuIGGLE:_Studying_Quenching_in_Intermediate-z_Galaxies_--_Gas,_AnguLar_Momentum,_and_Evolution |
| Authors |
Katherine_A._Suess,_Mariska_Kriek,_Rachel_Bezanson,_Jenny_E._Greene,_David_Setton,_Justin_S._Spilker,_Robert_Feldmann,_Andy_D._Goulding,_Benjamin_D._Johnson,_Joel_Leja,_Desika_Narayanan,_Khalil_Hall-Hooper,_Qiana_Hunt,_Sidney_Lower,_and_Margaret_Verrico |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.14878 |
中間レッドシフトのスターバースト後銀河のSQuIGGLE調査について説明します。SDSSの広い空の範囲を利用して、固有のスペクトル形状に基づいて、0.5<z<〜0.9で最近急冷された〜1300個の銀河を選択します。これらの明るい中間赤方偏移銀河は、星形成の急速な消光に関与する物理学を研究するための理想的な実験室です。それらは、高赤方偏移消光銀河の有用な類似物として十分に離れていますが、多波長追跡観測のために十分に低い赤方偏移です。適度な望遠鏡への投資で実現可能です。プロスペクターコードを使用して、サンプル内のすべての銀河の星の種族の特性とノンパラメトリックな星形成の履歴を推測します。SQuIGGLE銀河は非常に大きく（M*〜10^11.25Msun）、クエンチされており、推定される星形成率は<〜1Msun/yrであり、星形成の主系列星より1桁以上低いことがわかります。最適な星形成の歴史は、これらの銀河が最近、星形成の主要なバーストを抑制したことを確認しています。SQuIGGLE銀河の>75％が、最近のバーストで全恒星質量の少なくとも4分の1を形成し、観測前に約200Myrで終了しました。SQuIGGLE銀河は、他のほとんどのz<〜1ポストスターバーストサンプルよりも平均して若く、バーストが支配的であることがわかります。中間の赤方偏移にある明るいスターバースト後の銀河のこの大きなサンプルは、消光プロセスへの幅広い研究を開きます。特に、完全なSQuIGGLE調査では、このユニークな銀河サンプルの分子ガス貯留層、形態、運動学、分解された星の種族、AGN発生率、および赤外線特性を調査して、急冷プロセスに決定的な制約を課します。
遺物：潜在的なライマン連続体漏洩者として選択された小さなレンズの$ z \ geq5.5 $銀河
| Title |
RELICS:_Small_Lensed_$z\geq5.5$_Galaxies_Selected_as_Potential_Lyman_Continuum_Leakers |
| Authors |
Chloe_Neufeld,_Victoria_Strait,_Maru\v{s}a_Brada\v{c},_Brian_C._Lemaux,_Dan_Coe,_Lilan_Yang,_Tommaso_Treu,_Adi_Zitrin,_Mario_Nonino,_Larry_Bradley,_Keren_Sharon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.14882 |
宇宙の再電離レンズクラスター調査（RELICS）からの78個の高赤方偏移（$z\geq5.5$）銀河候補のサイズ測定値を提示します。これらの遠方の銀河は、ハッブル宇宙望遠鏡（HST）とスピッツァー宇宙望遠鏡によって画像化された前景銀河団の重力レンズ力により、十分に解像されています。フォワードモデリングコードLenstructionを使用してサイズを計算し、パブリックレンズモデルを使用して倍率を考慮します。結果として得られたサイズと大きさの測定値は、以前の研究と一致して、初期の宇宙に多くの小さな（$R_{\rm{eff}}<200$pc）銀河が存在することを確認しています。さらに、我々は、再電離のプロセスに大きく寄与する可能性のある、推定される[OIII]+H$\beta$が高い、可能性のあるライマン連続体リーカー候補として、コンパクトで高度に星形成のソースを強調します。これらのコンパクトな銀河の将来の分光学的フォローアップ（例えば、ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡による）は、再電離と初期の星形成の物理学におけるそれらの役割をさらに明らかにするでしょう。
銀河NGC474の壮大な潮殻の起源
| Title |
Origin_of_the_spectacular_tidal_shells_of_the_galaxy_NGC474 |
| Authors |
Michal_B\'ilek,_J\'er\'emy_Fensch,_Ivana_Ebrov\'a,_Srikanth_T._Nagesh,_Benoit_Famaey,_Pierre-Alain_Duc,_Pavel_Kroupa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.14886 |
レンズ状銀河NGC474は、潮汐の殻と小川の豊富なシステムをホストしており、そのいくつかは非常に明るいです。最近、2つのチームが最も明るい殻の分光観測を発表しました。これらは、統合された星の光でこれまでに観測された最初のシェルスペクトルでした。著者らは、貝殻、銀河中心、およびその球状星団の星の種族を研究しました。しかし、この著名な銀河の潮汐の特徴の正確な形成シナリオは、依然として不明なままでした。ここでは、シェルの半径からのそれらの形成に関するさらなる手がかりを追加し、ユニークであると思われる潮汐の特徴の形成のシナリオを提示し、利用可能なすべてのデータを説明します。シェルの半径はシェルの識別方法で分析され、潮汐の特徴の形成の自己無撞着なシミュレーションを実行します。ニュートン重力とMOND重力を考慮します。観測は、潮汐の特徴が渦巻銀河の降着に由来することを示唆しています。殻の同定法では、合体する銀河が最初に1.3Gyr前に衝突し、次に再び0.9Gyr前に衝突し、それによって2世代で殻を形成しました。これはまた、銀河中心の星の種族の若い年齢と球状星団の若い年齢を説明するでしょう。シェル識別法の根底にあるシェル伝播の解析モデルは、シミュレーションによって検証されます。シミュレーションは、観測された潮汐の特徴の形態をよく再現しています。付着した渦巻きは、南から空の平面でほぼ放射状にNGC474に到達し、その回転軸は私たちの方を向いている可能性があります。それはNGC474の約1/6の恒星の質量、すなわち$10^{9.8}\、M_\odot$を持っているはずでした。銀河のすべての潮汐の特徴は、1つの合併に由来しているようです。
| Title |
VERA_astrometry_toward_the_Perseus_arm_gap |
| Authors |
Nobuyuki_Sakai,_Hiroyuki_Nakanishi,_Kohei_Kurahara,_Daisuke_Sakai,_Kazuya_Hachisuka,_Jeong-Sook_Kim,_and_Osamu_Kameya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.14900 |
ペルセウス腕には、銀河の経度（l）に50度から80度のギャップ（以下、ペルセウス腕のギャップ）があり、星形成活動はほとんどありません。ギャップをよりよく理解するために、VERAを使用して位置天文観測を実施し、アーカイブHIデータを分析しました。G050.28-00.39とG070.33+01.59がギャップに関連している可能性が高い4つの星形成領域からの視差と固有運動の結果について報告します。測定された視差は、G050.28-00.39、G053.14の場合、0.140+/-0.018（mas）、0.726+/-0.038（mas）、0.074+/-0.037（mas）、および0.118+/-0.035（mas）です。それぞれ+00.07、G070.33+01.59、およびG079.08+01.33。G070.33+01.59の分数視差誤差は大きい（0.5）ため、LSR速度（VLSR）と測定された固有運動の両方を使用して、光源の3D運動学的距離を7.7+/-1.0kpcと推定しました。ペルセウス腕のソースG049.41+00.32とG050.28-00.39は、銀河の回転に対してそれぞれ77+/-17km/sと31+/-10km/s遅れています。G049.41+00.32の非円形運動は、ペルセウス腕の重力ポテンシャルでは説明できません。統合された輝度温度が<30Karcdeginl対HIデータのVLSRである長方形の穴を発見しました。穴の1つは、（l、VLSR）=（47度、-15km/s）の近くの中心にあり、G049.41+00.32は穴の縁に関連付けられています。ただし、G050.28-00.39は穴に関連付けられていません。穴をカバーする速度範囲（つまり、VLSR=[-25、-5]km/s）にわたってHIデータを統合すると、銀河面の片側で拡張HI放出が見つかりました。G049.41+00.32とG050.28-00.39は放出に向かって動いています。同じ速度範囲の銀河HIディスクは弧状の構造を示しており、ディスクがディスクの下側から押されたことを示しています。すべての観測結果は、銀河円盤との雲の衝突によって説明されるかもしれません。
低光度のライマンブレーク銀河を用いたz〜6-8でのIGM中性部分の推定
| Title |
Inferring_the_IGM_Neutral_Fraction_at_z_~_6-8_with_Low-Luminosity_Lyman_Break_Galaxies |
| Authors |
Patricia_Bolan,_Brian_C._Lemaux,_Charlotte_Mason,_Maru\v{s}a_Brada\v{c},_Tommaso_Treu,_Victoria_Strait,_Debora_Pelliccia,_Laura_Pentericci,_Matthew_Malkan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.14912 |
宇宙の再電離の時代にライマンブレーク銀河の特性を使用して、銀河間物質（IGM）の中性水素分率$x_{\textrm{HI}}$に関するベイズ推定を$z\sim$6-8で提示します。。Keck/DEIMOSおよびKeck/MOSFIREの分光法を使用して、$5.5\leqz\leq8.2$のLBG候補の大規模なサンプルを使用します。銀河ごとに、検出用のライマン-$\alpha$等価幅（EW）または非検出用のEW限界スペクトルのいずれかを組み込んで、特定の赤方偏移のさまざまな紫外線輝度でのEW分布をパラメーター化します。$z$$\sim$6.0にあるイオン化された宇宙からの銀河候補の参照サンプルを使用して、2つの赤方偏移で$x_{\textrm{HI}}$を推測できます：$z$$\sim$6.7と$z$$\sim$7.6。この作業には、本質的にかすかな端のLy$\alpha$EW分布を制約し、より高いサンプルの対応する銀河に匹敵する銀河の集団を提供するために、$z$$\sim$6.0の本質的にかすかな重力レンズ銀河が含まれます。赤方偏移。より洗練されたモデリングフレームワークに加えて、かすかな銀河候補を含めることで、観測されたライマン-$\alpha$分布に対する星間物質と銀河周囲物質の影響をIGMの影響からより適切に分離することができます。$z$=6.7$\pm$0.2で$x_{\textrm{HI}}$$\leq$0.25の上限と、$x_{\textrm{HI}}$=$0.83^の中立部分を推測します。{+0.08}_{-0.11}$at$z$=7.6$\pm$0.6、どちらも1$\sigma$の不確実性の範囲内で、適度に遅く急速な再電離を支持する結果。
FRADOでのBLRのLILエミッション：線形状の重要な推進要因であるダスト
広い輝線（BEL）は、活動銀河のスペクトルの中で最も特徴的な特徴です。それらは主にシングルピークまたはダブルピークのプロファイルを示します。そして、空間的に拡張された領域、いわゆるブロードライン領域（BLR）を移動する可能性のある離散雲の複雑なダイナミクスに由来します。以前、Czerny＆Hryniewiczのダスト駆動ベースのモデル（BLRの低イオン化領域に適している）に基づくBLRダイナミクスへの非流体力学的アプローチは、ソースのエディントン比と全体に強く依存することを示しました。ダイナミクスは、BLRの3Dジオメトリを提供できます。この論文では、スペクトル線の一般的なプロファイルを計算するための結果の大きなグリッドを提供します。プロファイルの形状は、線源の降着率、ブラックホールの質量、および視野角に依存するだけでなく、放射の強度を調整する採用されたダスト対ガスの質量比によって最も大きく影響を受けることを示します。プレッシャー。
S-PLUS調査で球状星団を検出する新しい方法
| Title |
A_new_method_to_detect_globular_clusters_with_the_S-PLUS_survey |
| Authors |
Maria_Lu\'isa_Buzzo,_Arianna_Cortesi,_Duncan_A._Forbes,_Jean_P._Brodie,_Warrick_J._Couch,_Carlos_Eduardo_Barbosa,_Danielle_de_Brito_Silva,_Paula_Coelho,_Ana_L._Chies-Santos,_Carlos_Escudero,_Leandro_Sesto,_Kar\'in_Men\'endez-Delmestre,_Thiago_S._Gol\c{c}alves,_Cl\'ecio_R._Bom,_Alvaro_Alvarez-Candal,_Anal\'ia_V._Smith_Castelli,_William_Schoenell,_Antonio_Kanaan,_Tiago_Ribeirto,_Claudia_Mendes_de_Oliveira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.14993 |
この論文では、球状星団（GC）候補を選択するための新しい方法について説明します。これには、不鮮明なマスキングによる銀河の減算、テンプレートのフィッティング手法、ガイアの固有運動の組み込みが含まれます。S-PLUSの12バンド測光システムを使用して、近くの銀河の周りの視線速度と星の種族を決定することを報告します。具体的には、分光的に確認されたGCと文献を使用して、S-PLUSなどのマルチバンド調査で近くの巨大な銀河（D$<20$Mpcおよび$\sigma>200$km/s）周辺のGCを特定することの有効性を評価します。GC候補は、ろ座銀河団の明るい中央銀河、NGC1399（D=19Mpc）、および孤立したレンズ状銀河NGC3115（D=9.4Mpc）の周りにリストされています。現在の作業を$r<21.3$magに制限する浅い調査深度にもかかわらず、信頼性の高い測光を測定し、NGC1399周辺の115GCとNGC3115周辺の42GCのサンプルに対して堅牢なSEDフィッティングを実行し、視線速度、年齢、GC集団の金属性。
矮小銀河のブラックホールの併合：LISA検出のためのシミュレーションからのブラックホール合体バイナリタイムスケールの計算
| Title |
Merging_Black_Holes_in_Dwarf_Galaxies:_Calculating_Black_Hole_Coalescence_Binary_Timescales_from_Simulations_for_LISA_Detection |
| Authors |
Victoria_I._De_Cun,_Jillian_M._Bellovary,_Michael_L._Katz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.15035 |
矮小銀河に合流する超大質量ブラックホール（SMBH）は、2030年代半ばにレーザー干渉計宇宙アンテナ（LISA）によって検出されるようになります。以前の宇宙流体力学シミュレーションは、矮小銀河に融合する巨大なブラックホールの予測を示しましたが、これらのシミュレーションはそれらの解像度によって制限され、合体までブラックホールのペアを追跡することはできません。ブラックホールとそのホスト銀河の特性に基づいてブラックホールのペアリングと融合の間の遅延時間を計算し、これらの特性を使用して、8つの宇宙シミュレーションから矮小銀河の内部で融合する11の異なるブラックホールの重力波ひずみを計算します。この遅延時間の計算では、重力放射による力学的摩擦、損失コーン散乱、およびバイナリの硬化が考慮されます。シミュレーションでの11個のブラックホールの併合のうち、4個のブラックホールペアはハッブル時間内に合体し、LISAで観測できます。一方のペアの合体時間はハッブル時間より長く、残りの6個は解像度の制限のために未解決です。シミュレーション。解決された近接ペアの5つのうち4つがハッブル時間内にマージされるため、矮小銀河の近接SMBHペアの約80％がマージされ、LISAによって検出可能になると大まかに推定します。
xGASS：恒星の質量の傾きと散乱の特徴-近くの銀河の角運動量の関係
| Title |
xGASS:_characterizing_the_slope_and_scatter_of_the_stellar_mass_-_angular_momentum_relation_for_nearby_galaxies |
| Authors |
Jennifer_A._Hardwick,_Luca_Cortese,_Danail_Obreschkow,_Barbara_Catinella_and_Robin_H._W._Cook |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.15048 |
eXtendedGALEXAreciboSDSSSurvey（xGASS）で、近くにある564個の銀河の代表的なサンプルについて、恒星の質量と比角運動量（AM）の関係（落下の関係）の詳細な研究を紹介します。落下関係の傾きの銀河タイプへの依存性と、その散乱を制御する銀河の特性に焦点を当てます。恒星固有のAMは、xGASSサンプルのすべてのH{\sci}検出について、単一皿のH{\sci}速度幅と恒星質量プロファイルを組み合わせることによって決定されます。固定された形態（またはバルジと全体の比率）では、落下関係のべき乗則の傾きが2/3と一致していることがわかります。ただし、すべての銀河タイプを組み合わせると、$\sim$0.47というはるかに浅い勾配が回復します。これが質量の関数としての銀河形態の変化の結果であることを示し、サンプルの選択を考慮せずに銀河形成モデルを制約するために落下関係の傾きを使用する場合は注意が必要であることを強調します。落下関係のばらつきを定量化し、H{\sci}ガスの割合が低恒星質量の最も強い相関パラメーターであることを示します（スピアマン相関：$\rho_{s}=0.61$）が、バルジ対合計の比率は次のようになります。質量が大きいほどわずかに支配的です（$\rho_{s}=-0.29$）。興味深いことに、銀河の円盤成分のみを考慮した場合、H{\sci}ガスの割合は、（円盤の恒星の質量に関係なく）関係のばらつきと最も強い相関パラメーターのままです。私たちの仕事は、地元の宇宙の銀河の代表的なサンプルの落下関係の最も良い特徴の1つを提供します。
圧縮性磁化乱流における宇宙線の超拡散
乱流磁場は複雑であるため、宇宙線の拡散をモデル化することは困難です。異方性電磁流体力学（MHD）乱流の現在の理解に基づいて、平均磁場に垂直な方向への宇宙線の超拡散を調べるためにテスト粒子を使用します。圧縮性MHDシミュレーションのアルフベンマッハ数$M_A$とソニックマッハ数$M_S$を変更することにより、私たちの研究は亜音速の暖かい気相や超音速の冷たい分子ガスを含む幅広い天体物理学的条件をカバーしています。自由に流れる宇宙線の垂直変位は、局所的な磁力線に沿って移動した時間の3/2の累乗として増加することを示します。並列伝搬が拡散性の場合、このべき乗則指数は3/4に変化します。超音速乱流では、宇宙線の平行平均自由行程が$M_A^{-2}$のべき乗則の関係で減少することがわかります。低速、高速、およびアルヴェーンモードのエネルギー分率を調査し、垂直超拡散におけるアルヴェーンモードの優位性を確認します。特に、ピッチ角散乱の主な要因である高速モードのエネルギー分率は、$M_A$とともに増加しますが、$M_S\ge2$の影響を受けません。したがって、我々の結果は、超音速分子雲における抑制された拡散は、主に$M_S$ではなく$M_A$の変動によって生じることを示唆しています。
活動銀河核のための新しい鉄放出テンプレート。 I. H $ \ beta $領域の光学テンプレート
| Title |
A_New_Iron_Emission_Template_for_Active_Galactic_Nuclei._I._Optical_Template_for_the_H$\beta$_region |
| Authors |
Daeseong_Park,_Aaron_J._Barth,_Luis_C._Ho,_Ari_Laor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.15118 |
$4000-5600$Aの範囲をカバーする活動銀河核（AGN）の鉄放出の新しい経験的テンプレートを提示します。新しいテンプレートは、ハッブル宇宙望遠鏡で得られた細い線のセイファート1銀河Mrk493のスペクトルに基づいています。標準的な鉄のテンプレートオブジェクトIZw1と比較すると、Mrk493は幅が狭く、赤みが少なく、エディントン比が極端でないため、テンプレートの作成に最適です。多成分スペクトル分解を実行して、この波長範囲でMrk493スペクトルで識別されたFeIIのすべての許可および禁止線、およびTiII、NiII、およびCrIIからの線を組み込んだテンプレートを作成しました。テンプレートを広範囲の鉄放出特性にまたがるAGNスペクトルに適合させることによってテストし、他の広く使用されているモノリシックおよび多成分鉄放出テンプレートを使用した適合との詳細な比較を示します。新しいテンプレートは、一般的に、他の広く使用されているモノリシックな経験的テンプレートと比較して、最適（最低$\chi^2$）を提供します。さらに、新しいテンプレートは、他のテンプレートを使用して得られた結果とは対照的に、導出されたバルマーラインプロファイル（H$\beta$、H$\gamma$、H$\delta$）の大幅に優れた一致を含む、より正確なスペクトル測定値を生成しますテンプレート。私たちの比較テストは、鉄テンプレートの選択がH$\beta$線幅の測定に系統的バイアスを導入する可能性があることを示しています。これは、結果として、平均で$\sim0.1$dexの単一エポックブラックホール質量推定に影響を与えます。個別に$\sim0.3-0.5$dexに。
SIRIUSプロジェクト。 IV。塊の合併によって引き起こされたオリオン大星雲クラスターの形成の歴史
| Title |
SIRIUS_Project._IV._The_formation_history_of_the_Orion_Nebula_Cluster_driven_by_clump_mergers |
| Authors |
Michiko_S._Fujii,_Long_Wang,_Yutaka_Hirai,_Yoshito_Shimajiri,_and_Takayuki_Saitoh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.15154 |
オリオン大星雲クラスター（ONC）は、星団の形成を理解するための優れた例です。最近の研究では、ONCには3つの異なる年齢集団と速度分散の異方性があることが示されています。これらは、ONCの形成履歴を理解するための重要な特性です。この研究では、乱流分子雲からの星団形成の平滑化粒子流体力学/$N$-bodyシミュレーションを実行します。このシミュレーションでは、星の軌道は、重力による軟化なしに高次の積分器を使用して積分されます。したがって、星団の衝突進化を追うことができます。階層的な形成が、ONCで観察される一時的な星形成を引き起こすことがわかります。私たちのシミュレーションでは、星団はサブクランプの合併によって進化します。合併により、塊を含む低温ガスが形成クラスターに運ばれます。これにより、クラスター中心の星形成が促進されます。クラスター中心の高密度の冷たいガスは、最後の時間まで星を形成し続けます。これは、ONCで観測された最年少の星のコンパクトな分布を説明しています。サブクランプの合併は、速度分散の異方性と暴走星の形成にも寄与します。ただし、異方性は0.5Myr以内に消えます。合併後、暴走によりクラスターのビリアル比も上昇します。これらの結果は、ONCが最近一括合併を経験したことを示唆しています。ONCに起因するほとんどの家出はすでに発見されていると予測していますが、家出はまだ発見されていません。
天の川の渦巻腕と棒の共鳴の化学運動学：太陽の近くの尾根と移動するグループへの接続
| Title |
Chemo-kinematics_of_the_Milky_Way_spiral_arms_and_bar_resonances:_connection_to_ridges_and_moving_groups_in_the_Solar_vicinity |
| Authors |
Sergey_Khoperskov_and_Ortwin_Gerhard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.15211 |
新しいN体シミュレーション、およびガラ、APOGEE、LAMOST調査からのデータによって補完されたガイアDR2/EDR3データを使用して、MWスパイラルアーム、RVphiリッジ、およびローカルUV空間での移動グループ間の可能なリンクを調査します。。N体モデルできつく巻かれた主渦巻腕は、角運動量（AM）または誘導空間の過密度、および誘導中心に近い動的に冷たい星の分布を使用して正常に識別できることを示します。半径内の多くのkpcを移動するAM過密度の星は、ガイアデータで観察されたものと同様に、RVphi空間の拡張密度隆起とSNdのような領域のUV平面の過密度をトレースします。同様に、MWのAM空間には、波のような視線速度パターンと相関するいくつかの過密度が含まれています。このパターンは、SNdをはるかに超えた星によっても再現されています。ガイドセンターの近くにあるガイア星の一部は、いて座、ローカル、ペルセウスの腕のメーザー源の分布によって追跡されたMW渦巻腕とほぼ一致する3つの大規模な構造を示していることがわかります。モデルと同様に、AMの過密度の星は、主要なRVphiの尾根をたどります。これらの隆起がSNdを横切るとき、それらは主要なUV機能と一致することができます。したがって、帽子はペルセウス腕の内側の尾であり、ヘラクレスの構成要素の1つは射手りゅう座の腕であり、アークトゥルスの流れはたてケンタウルスの腕の最も外側の尾である可能性が高いことをお勧めします。以前の作業に基づいて、バーの共回転はヘラクレスストリームと一致し、OLRはシリウスストリームと一致することが示唆されています。後者は、OLRの予想される動作である、シリウスストリームを超えた平均金属量の急激な減少によってサポートされています。さまざまな位相空間座標で、AMの過密度星は体系的に高い平均金属量を持っています...（要約）
〜600MHzでuGMRTを使用した3つのブレーザーの分極研究
| Title |
A_Polarization_Study_of_3_Blazars_using_the_uGMRT_at_~600_MHz |
| Authors |
Janhavi_Baghel_(NCRA-TIFR),_Silpa_S._(NCRA-TIFR),_P._Kharb_(NCRA-TIFR),_B._Sebastian_(Purdue),_P._Shastri_(IIA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.15267 |
3つのブレーザーのバンド4（550-850MHz）でアップグレードされたGiantMetrewaveRadioTelescope（uGMRT）を使用した電波偏光測定研究の結果を示します：ラジオラウドクエーサー3C390.3、4C71.07およびBLLacオブジェクト1ES2344+514。この研究の目的は、（i）uGMRTを使用したバンド4分極の実現可能性研究を実行すること、および（ii）ブレーザーサブクラス間のkpcスケール分極特性を比較および対比することでした。3つの光源すべてで直線偏光が検出されました。2つのクエーサーのコアの直線偏光の程度は、BLLacオブジェクトよりも高く、ブレーザーのパーセクスケールで観察された同様の違いと一致しています。15％の最も高い部分分極は、3C390.3のホットスポット領域で観察されます。これは、拡張分極ローブ構造も示しています。1ES2344+514はコアハロー構造を示していますが、4C71.07は未解決のままです。3C390.3の北のホットスポットと1ES2344+514のコアに沿った分極電気ベクトルの回転は、ジェットの曲がりを示唆しています。北葉と比較して3C390.3の南葉のより大きな脱分極は、「レイング・アート・ギャラリー効果」の存在を示しています。マルチ周波数uGMRT偏光測定データは、周囲のメディアの違いを探すために、これらのソース全体のkpcスケールの回転測定を研究するために進行中です。
COSMOS分野で光学的変動性によって選択されたAGNをホストしている銀河に関する形態学的研究
| Title |
A_Morphological_Study_on_Galaxies_Hosting_Optical_Variability-Selected_AGNs_in_the_COSMOS_Field |
| Authors |
Yuxing_Zhong,_Akio_K._Inoue,_Satoshi_Yamanaka,_Toru_Yamada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.15289 |
形態学的研究は、活動銀河核（AGN）の活動と銀河の進化との関係を調査するために重要です。実質的な研究により、放射モードのAGNは主に円盤銀河に存在することがわかり、AGN活動の合併主導のメカニズムに疑問が投げかけられています。この研究では、S{\'e}rsicプロファイルフィッティングとノンパラメトリック形態学的パラメーター測定を通じて、COSMOSフィールドの$z\lesssim4.26$にある485個の光学的変動性で選択された低光度AGNのホスト銀河の形態を調査しました。。ハッブル宇宙望遠鏡の高解像度画像を分析して、これらの形態学的パラメーターを測定しました。76個のオブジェクトの形態学的パラメーターの測定に成功しただけで、ほとんどのAGNホスト（$\sim70\％$）は視覚的にコンパクトな点のようなソースでした。得られた形態学的情報を赤方偏移の関数として調べ、文献データと比較しました。これらのAGNホスト銀河は明確な形態学的選好を示さなかったことがわかりました。ただし、合併率は、ホストのSFRとAGNの光度が高くなるにつれて増加しました。興味深いことに、進行中の星形成は、楕円銀河と渦巻銀河の両方で典型的な星形成集団と一致しているのに対し、これら2種類の銀河は通常の星形成銀河よりも対称的でした。これらの結果は、光学的変動性によって選択されたAGNは、ホスト銀河が強いディスク優位性を持っていた赤外線選択されたAGN（IR-AGN）よりも楕円銀河に存在する確率が高いことを示唆し、AGNフィードバックが星を強化できるという最近の研究を支持しましたホスト銀河での活動を形成します。
ELAN環境の多波長研究（AMUSE $ ^ 2 $）：メガパーセクスケールの巨大なLy $ \ alpha $星雲に関連する遍在するほこりっぽい星形成銀河
| Title |
A_Multiwavelength_Study_of_ELAN_Environments_(AMUSE$^2$):_Ubiquitous_dusty_star-forming_galaxies_associated_with_enormous_Ly$\alpha$_nebulae_on_megaparsec_scales |
| Authors |
Marta_Nowotka,_Chian-Chou_Chen,_Fabrizio_Arrigoni_Battaia,_Michele_Fumagalli,_Zheng_Cai,_Elisabeta_Lusso,_J._Xavier_Prochaska,_Yujin_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.15374 |
私たちは、4つの典型的な$z\sim2-3$の巨大なLy$\alpha$星雲（ELANe）とそれらのメガパーセクスケール（Mpcスケール）のサンプルに基づいて、850$\mu$mで体系的な調査を行っています。ELANeとそれらの同時代のほこりっぽいサブミリ銀河（SMG）の間の物理的な接続を研究するための環境。自己無撞着なモンテカルロシミュレーションでSCUBA-2データを分析して数カウントを構築することにより、ここでは、4つのELANeすべての周りに850$\mu$mで選択されたサブミリ波ソースが3.6$の係数で過剰に存在することを報告します。空白のフィールドと比較した\pm$0.6（加重平均）。これは、過剰な数のサブミリ波源がELANe周辺のMpcスケール環境の一部である可能性が高いことを示唆しており、SMGとクエーサーの共進化シナリオを裏付けています。これは、ELANフィールドでより一般的に観察される可能性のあるプロセスです。基礎となるカウントモデルの現在の形式が暗い方の終わりに向かって続く場合、我々の結果は、850$\mu$mの銀河外背景光が2〜10倍過剰であることを示唆します。これは、調査スケール。最後に、すべての過剰なサブミリ波源が対応するELAN環境に関連付けられていると仮定して、各ELANフィールドのSFR密度、および$\Sigma$SFR=1200$\pm$300$M_\odotの加重平均を推定します。$yr$^{-1}$Mpc$^{-3}$、同様の赤方偏移で他のクエーサーシステムまたはプロトクラスターの近くで見つかったものと一致します。さらに、それは宇宙平均よりも約300倍大きいです。
ELAN環境の多波長研究（AMUSE $ ^ 2 $）：$ z = 2.3 $の巨大なライマン$ \ alpha
$星雲内のほこりっぽい星形成銀河の検出は、その起源に光を当てます
| Title |
A_Multiwavelength_Study_of_ELAN_Environments_(AMUSE$^2$):_Detection_of_a_dusty_star-forming_galaxy_within_the_enormous_Lyman_$\alpha$_nebula_at_$z=2.3$_sheds_light_on_its_origin |
| Authors |
Chian-Chou_Chen,_Fabrizio_Arrigoni_Battaia,_Bjorn_H._C._Emonts,_Matthew_D._Lehnert,_J._Xavier_Prochaska |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.15375 |
電波が静かなクエーサーUM287とその周辺のALMA観測を$z=2.28$で提示します。UM287は、コンパニオンクエーサーとともに、450物理kpcのエンドツーエンドサイズを持つSlugELANと呼ばれる周囲の巨大なLy$\alpha$星雲（ELAN）に電力を供給する上で主要な役割を果たすと考えられています。クエーサーに加えて、CO（4-3）と一致する単一の輝線を持つ2mmの連続体で、Slug-DSFGと呼ばれる新しいほこりっぽい星形成銀河（DSFG）を検出します。Slug-DSFGは、UM287から南東に100kpcの投影距離にあり、UM287との全身速度差は$-360\pm30$kms$^{-1}$であり、寄与している可能性があることを示しています。スラッグELANの電源に。SEDの注意深いモデリングと動的分析により、Slug-DSFGとUM287はガス分率とガス対ダスト比の両方で低く見えることがわかり、ホストの大規模なハローによる環境への影響を示唆しています。さらに、Keckのロングスリットスペクトルは、Slug-DSFGからの有意なLy$\alpha$放出と、Slug-DSFGの位置と速度で始まり、南に向かって伸びるLy$\alpha$テールを示しています。、投影長は約100kpcです。さまざまな分析的推定に裏付けられて、Ly$\alpha$テールは、Slug-DSFGがラム圧力ストリッピングを経験した結果であると提案します。除去されたガスの質量は約10$^9$M$_\odot$と推定され、Ly$\alpha$の並外れた光度に電力を供給するのに役立つと考えられている高密度の暖かい/冷たいガス貯蔵所に貢献しています。
ELAN環境の多波長研究（AMUSE $ ^ 2 $）。大規模な$ z \ sim3 $クエーサーホストハローでの大量予算、衛星スピンアライメント、ガス流入
| Title |
A_Multiwavelength_Study_of_ELAN_Environments_(AMUSE$^2$)._Mass_budget,_satellites_spin_alignment_and_gas_infall_in_a_massive_$z\sim3$_quasar_host_halo |
| Authors |
Fabrizio_Arrigoni_Battaia,_Chian-Chou_Chen,_Hau-Yu_Baobab_Liu,_Carlos_De_Breuck,_Maud_Galametz,_Michele_Fumagalli,_Yujin_Yang,_Anita_Zanella,_Allison_Man,_Aura_Obreja,_J._Xavier_Prochaska,_Eduardo_Ba\~nados,_Joseph_F._Hennawi,_Emanuele_P._Farina,_Martin_A._Zwaan,_Roberto_Decarli_and_Elisabeta_Lusso |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.15392 |
高赤方偏移クエーサー周辺の拡張Ly$\alpha$放出の体系的なターゲティングにより、複数の活動銀河核（AGN）に関連するまれで明るい巨大なLy$\alpha$星雲（ELANe）が発見されました。ここでは、$z\sim3$クエーサーSDSSJ1040+1020、別名ファビュラスELAN周辺のELANに焦点を当てた「ELAN環境の多波長研究」（AMUSE$^2$）を開始します。VLT/HAWK-I、APEX/LABOCA、JCMT/SCUBA-2、SMA/850$\mu$m、ALMA/CO（5-4）、および2mmの観測について報告し、以前に公開されたVLT/MUSEデータと比較します。連続体と線の検出により、ELANに関連する4つのオブジェクト（3つのAGNと1つのLy$\alpha$エミッター）の星形成率、塵、恒星、分子ガスの質量の最初の推定が可能になり、クエーサーホストが最も星形成（${\rmSFR}\sim500$M$_\odot$yr$^{-1}$）と巨大な銀河（$M_{\rmstar}\sim10^{11}$M$_システム内の{\odot}$）であるため、中心と見なすことができます。4つの埋め込まれたオブジェクトはすべて、同様の分子ガス貯留層（$M_{\rmH_2}\sim10^{10}$M$_{\odot}$）を持っているため、枯渇時間スケールが短くなります。この事実は、推定された暗黒物質ハローの総質量$M_{\rmDM}=（0.8-2）\times10^{13}$M$_{\odot}$とともに、このELANが進化することを意味します。巨大な楕円銀河。一貫して、システム全体のバリオン質量収支の制約は、バリオンの大部分が、完了するために必要な大規模な暖かく熱い貯水池（最大$10^{12}$M$_{\odot}$）に存在する必要があることを示していますバリオンは数えます。さらに、Ly$\alpha$放射伝達効果によって追跡されたコンパクトオブジェクトへのガス落下の兆候と、衛星のスピンとそれらの中心への方向との間の整列の証拠について説明します。
銀河系ビルディングブロックの高精度の化学的存在量。セコイアの明確な化学的存在量シーケンス
| Title |
High-precision_chemical_abundances_of_Galactic_building_blocks._The_distinct_chemical_abundance_sequence_of_Sequoia |
| Authors |
Tadafumi_Matsuno,_Helmer_H._Koppelman,_Amina_Helmi,_Wako_Aoki,_Miho_N._Ishigaki,_Takuma_Suda,_Zhen_Yuan_and_Kohei_Hattori |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.15423 |
コンテキスト：セコイアは、近くの銀河ハローにある逆行運動学的下部構造であり、その特性は議論の余地があります。たとえば、以前の研究では、セコイア星の化学的存在量について必ずしも同意していません。これは、その性質を理解するために重要です。目的：高精度の存在量を決定することにより、セコイアの星のサンプルの化学的性質を特徴付けます。方法：Na、Mg、Si、Ti、Cr、Mn、Ni、Zn、Y、およびBaの存在量を、高い信号対雑音比、新しい観測およびアーカイブからの高分解能スペクトルの示差存在量分析から測定します。データ。セコイア候補12個の正確に測定された化学物質の存在量を、ガイア-エンセラダスの星も含む文献の典型的なハロー星の化学物質の存在量と比較します。これにより、セコイアを特徴付けて、別の銀河系の構成要素と比較することができます。比較は、標準星を使用してすべての存在量を同じスケールに配置した後に行われます。結果：セコイア星とガイア・エンセラダス星の間では、[Na/Fe]、[Mg/Fe]、[Ca/Fe]、[Ti/Fe]、[Zn/Fe]、[Y/Fe]に有意差があります。セコイアではこれらの存在比が低いという意味で、$-1.8\lesssim[\mathrm{Fe/H}]\lesssim-1.4$です。これらの違いは、ガイア-エンセラダスと金属量の高いその場の星の間に見られるものと類似しており、セコイアはガイア-エンセラダスよりも金属量の低いIa型超新星の影響を受けていることを示唆しています。また、セコイアの低い[Mg/Fe]は、星が同じように運動学的に選択された場合、文献や調査、つまりAPOGEEDR16とGALAHDR3で見られることを確認します。結論：セコイア星は明確な化学的存在量パターンを持っており、存在量が十分な精度で測定された場合、つまり$\sigma（[\mathrm{X/Fe}]）\lesssimの場合、その場の星またはガイア-エンセラダス星から化学的に分離できます。0.07\、\mathrm{dex}$。
INDICATEを使用して星形成領域の構造を調査する
| Title |
Investigating_the_structure_of_star-forming_regions_using_INDICATE |
| Authors |
George_A._Blaylock-Squibbs_(1),_Richard_J._Parker_(1),_Anne_S.M._Buckner_(2),_Manuel_Guedel_(3)_(1._University_of_Sheffield,_UK,_2._University_of_Exeter,_UK,_3._University_of_Vienna,_Austria) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.15435 |
星形成領域の理論データと観測データを有意義に比較する能力は、星形成プロセスを理解するための鍵です。この論文では、サブストラクチャー化された滑らかな中央に集中した分布を持つ合成星形成領域で、領域内の個々の星のクラスター化傾向を定量化する新しい方法であるINDICATEのパフォーマンスをテストします。INDICATEは、個々の星の恒星の所属の量を定量化し、この所属が問題の星形成領域のランダムな予想を上回っているかどうかも判断します。異なる形状の領域に適用した場合、縮退のため、INDICATEを使用して領域の全体的な構造を定量化できないことを示します。局所的な恒星の表面密度の違いを検出するINDICATEの能力と、質量偏析を検出および定量化する能力をテストします。次に、それを、質量分離比$\Lambda_{\rm{MSR}}$、局所的な星の表面密度比$\Sigma_{\rm{LDR}}$、星の位置の累積分布などの他の方法と比較します。INDICATEは、星の表面密度が高い領域に対応する、滑らかで中央に集中した分布の中心にあるときに、最も質量の大きい星のクラスター化傾向の有意差を検出します。最も質量の大きい50個の星のサブセットに適用すると、INDICATEが質量分離の信号を検出できることを示します。INDICATEを次の近くの星形成領域に適用します：おうし座、ONC、NGC1333、IC348、および$\rho$Ophiuchiは、これらの領域で多様な範囲のクラスター化傾向を見つけます。
外部銀河における宇宙線輸送に関する電波連続体の展望
外部銀河の電波連続観測は、ディスクとハロー内の宇宙線電子の分布に関する優れた外部ビューを提供します。このレビューでは、宇宙線輸送によるそのような観測のモデル化から学んだことの現状を要約し、銀河風を研究するときに電波ハローをどの程度活用できるかという問題に特に注意を払います。純粋な移流または拡散のいずれかで電波ハローをモデル化するためのユーザーフレンドリーなフレームワークSPINNAKERを開発しました。これにより、近くの銀河における拡散係数と移流速度の両方を研究できます。これらのモデルを使用して、電波ハローの形態と電波スペクトル指標の両方を使用して、風のある銀河を識別できることを示します。移流電波ハローは至る所に存在し、すでにかなり低い値の星形成率（SFR）の表面密度（$\Sigma_{\rmSFR}$）が銀河風を引き起こす可能性があることを示しています。移流速度は、SFR、$\Sigma_{\rmSFR}$、および恒星のフィードバック駆動風に期待される回転速度に比例します。加速する風は私たちの無線スペクトル指数データと一致していますが、これは磁場のパラメータ化に敏感であるため、一定の風速も除外することはできません。宇宙線がどの程度風の背後にある原動力になり得るかという問題は未解決の問題であり、単純な等温風モデルがどのようにデータに適合するかについてのみ説明します。それにもかかわらず、観測と理論からの推論との比較は、銀河風に関する補完的な見方を提供する無線連続体で有望に見えます。最後に、今後の観察と今後の課題についての展望を示します。
大マゼラン雲による局所暗黒物質分布への影響
| Title |
Effects_on_the_local_dark_matter_distribution_due_to_the_Large_Magellanic_Cloud |
| Authors |
Katelin_Donaldson_(1),_Michael_S._Petersen_(2),_Jorge_Pe\~narrubia_(1)_((1)_University_of_Edinburgh,_(2)_Institut_d'Astrophysique_de_Paris) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.15440 |
天の川（MW）と大マゼラン雲（LMC）の相互作用の2つのモデルで局所的な暗黒物質の分布を研究します。局所的な暗黒物質分布に対するLMCの影響は、MW-LMCシステムの進化に依存しているため、静的モデルでは、太陽近傍の暗黒物質速度分布を正確にモデル化するには不十分です。進化したモデルは、ローカルLMC暗黒物質粒子速度をほぼ50\％ブーストし、中央値$\upperx750$km/sにします。MW暗黒物質粒子も速度ブーストを経験します。これは、LMCの落下による反射運動によって引き起こされたものとして識別されます。暗黒物質検出実験のための太陽近傍のLMC粒子の意味を研究します。具体的には、LMC粒子の方向性はMW粒子と区別でき、MW粒子とLMC粒子の間の見かけの原点重心位置に$26\pm6^\circ$の違いがあります。この一意の識別子は、それらの高速とともに、LMCに由来する暗黒物質粒子を検索するために指向性検出器によって利用できます。
Clash of Titans：極端なクラスター合併のMUSE動的研究SPT-CLJ0307-6225
| Title |
Clash_of_Titans:_a_MUSE_dynamical_study_of_the_extreme_cluster_merger_SPT-CLJ0307-6225 |
| Authors |
D._Hern\'andez-Lang,_A._Zenteno,_A._Diaz-Ocampo,_H._Cuevas,_J._Clancy,_H._Prado_P.,_F._Ald\'as,_D._Pallero,_R._Monteiro-Oliveira,_F._A._G\'omez,_A._Ramirez,_J._Wynter,_E._R._Carrasco,_G._K._T._Hau,_B._Stalder,_M._McDonald,_M._Bayliss,_B._Floyd,_G._Garmire,_A._Katzenberger,_K._J._Kim,_M._Klein,_G._Mahler,_J._L._Nilo_Castellon,_A._Saro,_T_Somboonpanyakul |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.15443 |
VLT/MUSE分光法、アーカイブGemini/GMOS分光法、マゼラン/メガカムイメージング、およびz=0.58銀河団であるSPT-CLJ0305-6225のチャンドラX線放射を紹介します。大きなBCG-SZ重心分離と非常に乱れたX線形態は、SPT-CLJ0307-6225を主要なマージクラスターとして分類します。さらに、銀河の密度分布は、それぞれのBCGに対して0.144'と0.017'の間隔で2つの主要な過密度を示しています。2つの衝突構造、すなわち0307-6225Nと0307-6225Sの中央領域を特徴づけます。$M_{200、N}=$2.42$\pm$1.40$\times10^{14}$M$_\odot$および$M_{200、S}=$3.13$\pm$の速度導出質量が見つかります1.87$\times10^{14}$M$_\odot$、$|\Deltav|の2つの構造間の見通し内速度差=342$kms$^{-1}$。動的に導出された質量の合計は、7.63h$_{70}^{-1}$$\pm$1.36$\times10^{14}$M$_\odot$のSZ導出質量と一致しています。モンテカルロ合併分析コードを使用して合併をモデル化し、空の平面に対して36$^{+14}_{-12}$度の合併角度を推定します。質量比が1：3の合併システムのシミュレーションと比較すると、最良のシナリオは、0.96$^{+0.31}_{-0.18}$Gyr前に開始された進行中の合併のシナリオであることがわかります。振り返って。また、H$\delta$および[OII]$\lambda3727$\AA\行を使用して銀河集団を特徴付けます。輝線銀河のほとんどは0307-6225Sに属し、X線のピーク位置に近く、3分の1は赤クラスターシーケンス銀河に対応し、残りは最近の周期と一致する速度の青銀河に対応していることがわかります。降着の。さらに、0307-6225Sが以前に合併したことを示唆します。これは、中央にある2つの同じように明るいBCGで、速度差が$\sim$674kms$^{-1}$であることからもわかります。
紫外線エクスプローラー（UVEX）による科学
| Title |
Science_with_the_Ultraviolet_Explorer_(UVEX) |
| Authors |
S._R._Kulkarni,_Fiona_A._Harrison,_Brian_W._Grefenstette,_Hannah_P._Earnshaw,_Igor_Andreoni,_Danielle_A._Berg,_Joshua_S._Bloom,_S._Bradley_Cenko,_Ryan_Chornock,_Jessie_L._Christiansen,_Michael_W._Coughlin,_Alexander_Wuollet_Criswell,_Behnam_Darvish,_Kaustav_K._Das,_Kishalay_De,_Luc_Dessart,_Don_Dixon,_Bas_Dorsman,_Kareem_El-Badry,_Christopher_Evans,_K._E._Saavik_Ford,_Christoffer_Fremling,_Boris_T._Gansicke,_Suvi_Gezari,_Y._Gotberg,_Gregory_M._Green,_Matthew_J._Graham,_Marianne_Heida,_Anna_Y._Q._Ho,_Amruta_D._Jaodand,_Christopher_M._Johns-Krull,_Mansi_M._Kasliwal,_Margaret_Lazzarini,_Wenbin_Lu,_Raffaella_Margutti,_D._Christopher_Martin,_Daniel_Charles_Masters,_Barry_McKernan,_Samaya_M._Nissanke,_B._Parazin,_Daniel_A._Perley,_E._Sterl_Phinney,_Anthony_L._Piro,_G._Raaijmakers,_Antonio_C._Rodriguez,_et_al._(8_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.15608 |
紫外線エクスプローラー（UVEX）は、近紫外線（NUV）および遠紫外線（FUV）バンドで空全体のシノプティック調査を実施し、動的なFUVおよびNUV宇宙を調査し、最新の全天イメージングを実行します。GALEXの50倍以上の深さに達する調査。強力なブロードバンド分光機能と機会発見のターゲットへのタイムリーな応答と組み合わせて、UVEXはNASA天体物理学ロードマップとAstro202010年間調査からの基本的な質問に対処し、天体物理学の幅全体にわたるユニークで重要な研究を可能にします。UVEXを使用したイメージングと分光学的調査では、低金属量での星形成と恒星進化が、局所宇宙における低金属量、低質量銀河の成長と進化にどのように影響するかを理解することにより、銀河の進化の重要な側面を精査します。このような銀河は、局所宇宙の半分の質量を含み、最初の銀河の類似物ですが、詳細な研究にアクセスできる距離で観測されています。UVEX時間領域調査と迅速な分光学的フォローアップ機能は、重力波によって発見されたコンパクトなオブジェクトのマージの初期の余波における環境、エネルギー、および放出プロセスを調査し、高温で高速なUVトランジェントを発見し、爆発物の初期段階を診断します。現象。UVEXは、ルービン、ユークリッド、およびローマの天文台によって提供される新世代の広視野で高感度の光学および赤外線調査のギャップを埋めることにより、主要なコミュニティリソースになります。UVEXが太陽系外惑星の大気、熱い星、爆発現象、ブラックホール、銀河の進化の研究を可能にする独自の研究を含め、UVEXの科学的可能性について議論します。
狭線放射のない衝撃波相互作用超新星における遅延再増光の物理モデル
| Title |
A_Physical_Model_of_Delayed_Rebrightenings_in_Shock-interacting_Supernovae_without_Narrow_Line_Emission |
| Authors |
Eric_R._Coughlin,_Jonathan_Zrake |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.14850 |
コア崩壊超新星は、スペクトル線を再明るくして形成することにより、既存の星周の物質の殻との相互作用の証拠を表示でき、水素が以前の水素不足のスペクトルに現れるようにタイプを変更することさえできます。しかし、最近観測されたコア崩壊超新星（SN2019tsf）は、最初に観測されてから約100日後に明るくなることがわかり、超新星噴出物が周囲の物質と相互作用していることを示唆していますが、観測可能な輝線がなく、それによって挑戦されました標準的な超新星相互作用の図。超新星爆発の結果として残された衝撃後ガスの有限の音交差時間の結果として、スペクトル線を形成せずに遅延した再増光が生成されることを線形摂動理論を通して示します。特に、衝撃と密度増強の相互作用の結果として衝撃後の流れで生成される音波が、衝撃を受けた噴出物を横断し、有限時間で背後から衝撃に衝突し、突然発生することを示します。周囲密度の向上がない場合の衝撃特性の変化。また、ガス圧が支配的で風力媒体内を伝播する爆風は、小さな乱流が衝撃後の流れの中で逆衝撃の形成につながるという観点から不安定であることを示します。これは、これらの内部領域内のガスを意味します。爆風は非常に乱流でなければなりません。
新しいモーメントベースの一般相対論的ニュートリノ放射輸送コード：方法と中性子星合体への最初の応用
| Title |
A_New_Moment-Based_General-Relativistic_Neutrino-Radiation_Transport_Code:_Methods_and_First_Applications_to_Neutron_Star_Mergers |
| Authors |
David_Radice,_Sebastiano_Bernuzzi,_Albino_Perego_and_Roland_Haas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.14858 |
一般相対性理論における中性子星合体シミュレーションのための新しいモーメントベースのニュートリノ輸送コードを提示します。合併の文脈では、私たちのコードは、すべての非線形ニュートリノ物質結合項を保持し、$v/c$のすべての次数でドップラー効果を含む最初のコードです。コードは、一連の厳格なテストで検証されます。完全なニュートリノ物質結合項を含めることは、差動回転する合併残骸など、相対論的に移動する媒体でのニュートリノのトラップを正しくキャプチャするために必要であることを示します。予備シミュレーションを実行して、ブラックホールの崩壊と最大${\sim}70\、$msまでの長期中性子星の残骸に対するab-initio合併をシミュレートするスキームの堅牢性を証明します。後者は、これまでの完全なニュートリノ輸送を伴う最長の動的時空、3D、一般相対論的シミュレーションです。異なる解像度で得られた結果を比較し、モーメントスキームに2つの異なるクロージャを使用します。マージ後のダイナミクスや重力波の放出に対する、体積粘度などの有意な熱力学的平衡外の影響の証拠は見つかりません。ニュートリノの光度と平均エネルギーは、理論の期待と同様のスキームを使用した他のグループによる以前のシミュレーションとよく一致しています。M1と以前のニュートリノ処理で得られた動的および初期の風の噴出物の特性を比較します。M1の結果では、プロトンの割合が体系的に大きくなっていることがわかります。ただし、元素合成の収量の違いはわずかです。この作業は、ニュートリノ反応、バイナリ、状態方程式の幅広いセットにまたがる将来の詳細な研究の基礎を設定します。
GRB190829Aの初期の残光
| Title |
The_early_afterglow_of_GRB_190829A |
| Authors |
S._Dichiara,_E._Troja,_V._Lipunov,_R._Ricci,_S._R._Oates,_N._R._Butler,_E._Liuzzo,_G._Ryan,_B._O'Connor,_S._B._Cenko,_R._G._Cosentino,_A._Y._Lien,_E._Gorbovskoy,_N._Tyurina,_P._Balanutsa,_D._Vlasenko,_I._Gorbunov,_R._Podesta,_F._Podesta,_R._Rebolo,_M._Serra,_D._A._H._Buckley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.14861 |
z=0.0785のGRB190829Aは、ニールゲーレルスウィフト天文台によってこれまでに検出された4番目に近い長いGRBであり、非常に高いエネルギー成分を持つ3番目に確認されたケースです。進化の初期段階に焦点を当て、光学望遠鏡のMASTERグローバルネットワークであるSwift、ALMA、ATCAからのデータを含め、このまれなイベントの多波長分析を紹介します。遅延残光ピークを説明するために軸外ジェットのモデルを嫌い、発光の直線偏光に対する敏感な限界を報告します。多波長光度曲線と広帯域スペクトルの研究は、少なくとも2つの放射成分を持つモデルをサポートします。明るい逆衝撃放射。初期には光学およびX線で、その後は無線帯域で表示されます。そして、後の時間とより低い無線周波数で支配的な前方衝撃成分。プロンプトと残光の特性を組み合わせた研究は、宇宙論的な長いGRBと多くの類似点を示しており、GRB190829Aが近くの宇宙における古典的なGRBの例であることを示唆しています。
コア崩壊超新星における散乱誘起高速ニュートリノフレーバー変換の抑制
| Title |
Suppression_of_Scattering-Induced_Fast_Neutrino_Flavor_Conversions_in_Core-Collapse_Supernovae |
| Authors |
Sajad_Abbar_and_Francesco_Capozzi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.14880 |
コア崩壊超新星や中性子星合体の残骸などの高密度ニュートリノ媒体を伝播するニュートリノは、真空で予想されるよりもはるかに短いスケールで、いわゆる高速フレーバー変換を経験する可能性があります。非常に一般的なクラスの高速フレーバー不安定性は、超新星コアから比較的遠い距離で核からニュートリノが後方散乱することによって生成されるものです。この研究では、それらの遍在性にもかかわらず、逆方向のニュートリノの集団が十分に大きくない場合、そのような速い不安定性が有意なフレーバー変換を引き起こす可能性が低いことを示しています。実際、散乱によって引き起こされる不安定性は、大部分が逆方向に移動するニュートリノに影響を与える可能性があります。これは、大きな半径でのニュートリノのごく一部にすぎません。これは、不安定なフレーバー固有状態の形状によって説明できることを示しています。これは、後方の角度で極端にピークに達する可能性があります。
ベイズ法によるAGNX線スペクトルパラメータ分布の再構築I：スペクトル分析
| Title |
Reconstructing_AGN_X-ray_spectral_parameter_distributions_with_Bayesian_methods_I:_Spectral_analysis |
| Authors |
Lingsong_Ge,_St\'ephane_Paltani,_Dominique_Eckert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.14925 |
活動銀河核（AGN）のX線スペクトルは、いくつかの異なる放出および吸収成分で構成されています。スペクトルパラメータを決定するために、これらのコンポーネントは、ケースバイケースで選択されたモデルに手動で適合されることがよくあります。ただし、このアプローチには2つの問題があります。第一に、多数の情報源による調査は非常に困難になります。第二に、低い信号対雑音比（S/N）の場合、過度に単純化されたモデルを採用する傾向があり、パラメーターにバイアスをかけ、それらの不確実性を非現実的にします。ここでは、XMM-Newtonによって取得されたAGNX線スペクトルを一貫性のある物理的に動機付けられたモデルに自動的に適合させるベイズ法を開発します。X線背景放射には物理モデルを使用し、非X線背景放射には経験的モデルを使用します。関心のあるパラメーター、光子指数、および水素カラム密度（$N_\mathrm{H}$）には、有益でない事前確率が適用されます。一方、詳細な調査から得られた有益な事前確率は、妨害パラメーターのパラメーター空間をマージナル化するために使用されます。。速度を向上させるために、特定のスペクトル抽出およびフィッティング手順を開発します。ソースモデルに基づいてシミュレートされた5000スペクトルの現実的なサンプルを使用してこのメソッドをテストし、典型的な母集団のプロパティを再現します。スペクトルパラメータは、光度関数を考慮して事前確率からランダムに抽出されます。$N_\mathrm{H}$、$\Gamma$、$L_\mathrm{X}$など、最も関連性の高いスペクトルパラメータに対して、十分に制約された、または意味のある事後PDFが取得されます。比較として、複雑さの異なる6つのモデルからモデルを選択する最尤法もこのサンプルに適用されます。ほとんどの場合、$\Gamma$の測定、およびソースが吸収されていない場合の$N_\mathrm{H}$の測定に明らかな失敗が見られます。
かみのけ座とドラコからの新しいデータを含む、MAGIC望遠鏡で観測された矮小楕円銀河の暗黒物質の複合検索
| Title |
Combined_searches_for_dark_matter_in_dwarf_spheroidal_galaxies_observed_with_the_MAGIC_telescopes,_including_new_data_from_Coma_Berenices_and_Draco |
| Authors |
MAGIC_Collaboration:_V._A._Acciari_(1),_S._Ansoldi_(2,38),_L._A._Antonelli_(3),_A._Arbet_Engels_(4),_M._Artero_(5),_K._Asano_(6),_D._Baack_(7),_A._Babi\'c_(8),_A._Baquero_(9),_U._Barres_de_Almeida_(10),_J._A._Barrio_(9),_I._Batkovi\'c_(11),_J._Becerra_Gonz\'alez_(1),_W._Bednarek_(12),_L._Bellizzi_(13),_E._Bernardini_(14),_M._Bernardos_(11),_A._Berti_(15),_J._Besenrieder_(15),_W._Bhattacharyya_(14),_C._Bigongiari_(3),_A._Biland_(4),_O._Blanch_(5),_H._B\"okenkamp_(7),_G._Bonnoli_(13),_\v{Z}._Bo\v{s}njak_(8),_G._Busetto_(11),_R._Carosi_(16),_G._Ceribella_(15),_M._Cerruti_(17),_Y._Chai_(15),_A._Chilingarian_(18),_S._Cikota_(8),_S._M._Colak_(5),_E._Colombo_(1),_J._L._Contreras_(9),_J._Cortina_(19),_S._Covino_(3),_G._D'Amico_(15,39),_V._D'Elia_(3),_P._Da_Vela_(16,40),_F._Dazzi_(3),_A._De_Angelis_(11),_et_al._(150_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.15009 |
天の川矮小楕円銀河（dSphs）は、質量対光の比率が高く、天体物理学的なガンマ線放出源がないことから、イメージング大気チェレンコフ望遠鏡で暗黒物質消滅の信号を検索するのに最適な候補の1つです。。2011年以来、MAGICは、dSphの弱く相互作用する巨大粒子（WIMP）を探すために、複数年にわたる観測プログラムを実施してきました。Segue1とUrsaMajorIIdSphの観測結果はすでに公開されており、速度平均断面積の最も厳しい上限（UL）のいくつかが含まれています$\langle\sigma_{\mathrm{ann}}v\dSphの観測からのWIMP消滅のrangle$。本研究では、2018年と2019年にMAGIC望遠鏡で観測されたりゅう座矣星dSphの52.1時間とかみのけ座dSphの49.5時間のデータの分析について報告します。これらのターゲットのいずれからも信号のヒントは検出されておらず、WIMP候補の$\langle\sigma_{\mathrm{ann}}v\rangle$に対する新しい制約が導出されています。検索の感度を向上させ、$J$ファクターの推定による系統的な不確実性の影響を減らすために、MAGIC望遠鏡で観測されたすべてのdSphのデータを組み合わせました。354.3時間のdSphの高品質データを使用して、$\langle\sigma_{\mathrm{ann}}v\rangle$の95％CLULが9つの消滅チャネルで取得されました。ほとんどのチャネルで、これらの結果は${\sim}1$TeVで$10^{-24}$cm$^3$/sのオーダーの値に達し、これまでのMAGIC望遠鏡で得られた最も厳しい制限です。。
候補ミリ秒パルサー連星4FGLJ0935.3 +0901のX線および無線研究
| Title |
X-ray_and_Radio_Studies_of_the_candidate_Millisecond_Pulsar_Binary_4FGL_J0935.3+0901 |
| Authors |
Dong_Zheng,_Zhong-Xiang_Wang,_Yi_Xing,_Jithesh_Vadakkumthani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.15089 |
4FGLJ0935.5+0901、セアカゴケグモ型ミリ秒パルサー連星（MSP）の候補として最近特定された$\gamma$線源は、その光スペクトルに二重ピーク輝線があるという興味深い特徴を示しています。この機能はさらに、サブルミナスディスク状態の遷移MSPシステムとしてソースを提案します。さらなる研究のために、X線周波数と無線周波数でそれぞれ\xmm\と500メートル球面電波望遠鏡（FAST）を使用して線源を観測しました。X線観測からは、遷移MSPシステムの特徴であるバイモーダルカウントレート分布は検出されませんが、X線変動とべき乗則スペクトルの特性が線源に対して決定されます。これらの結果は、それがラジオパルサー状態のセアカゴケグモであるという一貫性を確立するのに役立ちます。ただし、FAST観測では電波脈動信号が検出されないため、フラックス密度の上限は$\sim4\、\mu$Jyになります。これらの結果の意味について説明します。
大規模な磁気ファイによって駆動される流出の動的構造
大規模な磁場は、ジェット/流出の発射とコリメートに不可欠です。磁束は、薄いディスクの上の高速で移動するコロナによって効率的に内側に輸送できることがわかります。この作業では、高温のコロナによって移流された大規模な磁場によって駆動される流出の動的構造を調査します。導出された大規模磁場を使用して、コロナの上面の境界条件と自己無撞着に一連の電磁流体力学（MHD）方程式を解くことにより、すべての力線に沿った流出解が得られます。ディスクの内部領域から駆動される流出の最終速度は$\sim0.01c-0.1c$であることがわかります。ブラックホールから遠い距離での流出の温度はまだ数十keVと高いです。この研究で導き出された磁気流出の特性は、いくつかの発光クエーサーとX線連星で検出された速い流出とほぼ一致しています。コロナからの流出における総質量損失率は、ディスクの質量降着率の約$7\％-12\％$です。この作業で導出された流出の3次元フィールドジオメトリ、速度、温度、密度は、降着円盤/コロナ/流出システムの出現スペクトルとそれらの分極を計算するために使用できます。私たちの結果は、X線連星と活動銀河核の観測されたスペクトルの特徴を理解するのに役立つかもしれません。
GRB 191016A：前方ショックの開始と後期エネルギー注入の証拠
| Title |
GRB_191016A:_The_onset_of_the_forward_shock_and_evidence_of_late_energy_injection |
| Authors |
M._Pereyra,_N._Fraija,_A._M._Watson,_R._L._Becerra,_N._R._Butler,_F._De_Colle,_E._Troja,_S._Dichiara,_E._Fraire-Bonilla,_W._H._Lee,_A._S._Kutyrev,_J._X._Prochaska,_J._S._Bloom,_J._J._Gonz\'alez,_E._Ramirez-Ruiz,_and_M._G._Richer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.15168 |
最初の3泊で、COATLI、DDOTI、およびRATIRの地上望遠鏡を使用したGRB191016の光学および近赤外線測光観測を紹介します。光学残光の時間的進化を提示し、主に発光のさまざまなコンポーネントに正確に適合するデータポイントが不足しているために、以前の作業では完全に特徴付けられなかった5つの異なる段階について説明します。迅速なガンマ線放出の終了後、残光は光学および近赤外線（NIR）波長でゆっくりと上昇し、すべてのフィルターでT+1450付近でピークに達することが観察されました。これに続いて、初期の減衰、T+5000からT+11000までの明確なプラトー、そして通常の遅い減衰が続きました。また、X線観測から得られた時間的勾配とよく一致する時間的指標とともに、後の時点でのジェット破壊の証拠を提示します。GRBの光度曲線で観察される特徴の多くは、通常、逆衝撃（RS）または順衝撃（FS）によって十分に説明されますが、GRB191016A残光の光学的上昇の浅さとピーク放射の強化は適切ではありません。FSまたはRSのみによって。これらのコンポーネントの両方を考慮し、進化するFSと、後の組み込みRSおよび中央エンジンアクティビティからの後続の遅延エネルギー注入を組み合わせた理論モデルを提案します。このモデルを使用して、光度曲線の時間的進化をうまく説明し、火の玉の特性への影響について説明します。
ベイズ法によるAGNX線スペクトルパラメータ分布の再構築II：母集団推定
| Title |
Reconstructing_AGN_X-ray_spectral_parameter_distributions_with_Bayesian_methods_II:_Population_inference |
| Authors |
Lingsong_Ge,_St\'ephane_Paltani,_Dominique_Eckert,_Mara_Salvato |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.15235 |
一貫した物理モデルを各オブジェクトにフィッティングすることによって得られた事後確率分布関数（PDF）を使用して、大規模な調査でアクティブな銀河核（AGN）のX線スペクトルパラメーターの親分布を再構築する新しいベイズ法を提示します。私たちのコンパニオンペーパーで提示されたベイズ法。PDFは広く配布されていることが多く、一部には体系的なバイアスが存在するため、単純な点推定量や標準的なパラメトリックモデリングでさえ、明らかなバイアスなしに親母集団を再構築するには不十分です。私たちの方法では、実際のサンプルと同じ選択で大規模な現実的なシミュレーションから計算された再分配行列を使用して、スタックされたPDFを再分配し、ベイズの方法でノンパラメトリックモデルをそれにフォワードフィットします。PDFは適切に考慮されます。このようにして、モデルパラメータの正確な不確実性を得ることができます。パイロット研究として、スペクトルフィッティングと母集団推論の方法をXMM-COSMOS調査に適用します。COSMOSフィールドで検出された819AGNの場合、そのうち663（81\％）は分光学的赤方偏移（spec-z）を持ち、その他は高品質の測光赤方偏移（photo-z）を持ち、広く分離されたピークを持つ顕著なバイモダリティを見つけます。吸収水素柱密度（$N_\mathrm{H}$）の分布、および吸収されたAGNの光子指数がより硬いことを示しています。吸収されたAGNフラクションと固有の2-10\、keVの光度の明確な減少傾向が示されていますが、レッドシフトによる吸収されたフラクションの明確な進化傾向はありません。私たちの方法は、XXL、そして最終的にはeROSITAのような大きなAGNサンプルに容易に適用できるように設計されています。
粒子衝突による非共鳴ストリーミング不安定性の強化
| Title |
Enhancement_of_the_non-resonant_streaming_instability_by_particle_collisions |
| Authors |
Alexis_Marret_(1,_2_and_3),_Andrea_Ciardi_(1),_Roch_Smets_(2),_Julien_Fuchs_(3),_Loic_Nicolas_(1_and_2)_((1)_Sorbonne_Universit\'e,_Observatoire_de_Paris,_Universit\'e_PSL,_CNRS,_LERMA,_Paris,_France,_(2)_Sorbonne_Universit\'e,_Ecole_Polytechnique,_CNRS,_Observatoire_de_Paris,_LPP,_Paris,_France,_(3)_LULI,_CNRS,_Ecole_Polytechnique,_Sorbonne_Universit\'e,_CEA,_Institut_Polytechnique_de_Paris,_Palaiseau_Cedex,_France) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.15272 |
ストリーミング宇宙線は、バルク運動エネルギーを供給する非共鳴不安定性を励起することにより、シード磁場の指数関数的成長を促進することができます。必要な乱流磁場を発生させることにより、不安定性は衝撃波での宇宙線の閉じ込めと加速に重要な役割を果たしていると考えられています。この作業では、モンテカルロ衝突を含む不安定性のハイブリッド粒子内セルシミュレーションを提示します。イオン化が不十分なプラズマのシミュレーションにより、線形流体理論計算によって予測された陽子中性衝突による不安定性の急速な減衰が確認されます。対照的に、クーロン衝突は磁場の成長に対抗しませんが、特定の条件下では、不安定性によって生成される圧力異方性を抑制し、実際に磁場増幅を強化します。
| Title |
Flaremodel:_An_open-source_Python_package_for_one-zone_numerical_modelling_of_synchrotron_sources |
| Authors |
Y._Dallilar,_S._von_Fellenberg,_M._Baub\"ock,_P.T._de_Zeeuw,_A._Drescher,_F._Eisenhauer,_R._Genzel,_S._Gillessen,_M._Habibi,_T._Ott,_G._Ponti,_J._Stadler,_O._Straub,_F._Widmann,_G._Witzel,_A._Young |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.15273 |
エネルギー荷電粒子と磁場との相互作用に関連する放射プロセスであるシンクロトロンプロセスは、星間物質からコンパクトな物体の近くの極限環境まで、天文学の多くの分野で興味深いものです。その結果、シンクロトロン源の観測は、源自体とそれらのすぐ近くの物性に関する情報を運びます。近年、多波長のコラボレーションによるそのようなソースの新しい観測は、特にブラックホールの近くで、複雑な特徴と特異性を明らかにしています。これらのソースの性質をより詳細に調査するには、分析的な1ゾーンモデリングの取り組みを補完する数値ツールが必要です。このホワイトペーパーでは、この目的に合わせたオープンソースのPythonパッケージflaremodelを紹介します。コードのコアは、シンクロトロンソースに関連する物理プロセスを記述するための低レベルのユーティリティ関数で構成されています。シンクロトロンソースは、パフォーマンスのためにCで記述され、スケーラビリティのためにOpenMPと並列化されています。Pythonインターフェースはこれらの関数へのアクセスを提供し、組み込みのソースモデルはガイダンスとして提供されます。同時に、コードのモジュラー設計とこれらの関数の一般的な性質により、ユーザーは多くの天体物理シンクロトロンソースに適用可能なさまざまなソースモデルを構築できます。コードの方法論と構造を、将来のモデリング作業の機能とオプションを示す選択された例とともに説明します。
LIGOO3データの回転するブラックホールの周りのスカラーボソン雲からの重力波放出の全天探索
| Title |
All-sky_search_for_gravitational_wave_emission_from_scalar_boson_clouds_around_spinning_black_holes_in_LIGO_O3_data |
| 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._(1612_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.15507 |
この論文では、AdvancedLIGOの3回目の観測実行からのデータを使用して、回転するブラックホールの周りの超軽量スカラーボソン雲によって放出される長時間の準単色重力波信号の最初の全天探索について説明します。20〜Hzから610〜Hzの周波数範囲を、ゼロ付近の小さな周波数微分範囲で分析し、複数の周波数分解能を使用して、信号周波数の変動の可能性に対してロバストになります。この検索からの外れ値は、2つの異なる方法を使用して追跡されます。1つはほぼ単色の信号に適しており、もう1つは周波数変動に対してより堅牢です。このような信号の証拠は見つからず、信号のひずみ振幅に上限を設定します。最も厳しいのは、約130〜Hzで$\upperx10^{-25}$です。これらの上限は、ブラックホール/ボソン雲システムの年代の仮定に基づいて、ボソン質量/ブラックホール質量平面の「除外領域」と、特定のボソン質量の最大検出可能距離の両方として解釈されます。
Alfv \ 'en波乱流による磁気的に支配されたプラズマの加熱
天体物理学のコンパクトオブジェクトの周りの磁気エネルギーは、プラズマの静止質量を強く支配する可能性があります。これらのシステムから観測された放射は、プラズマにエネルギーを与える小さな減衰スケールにカスケードするAlfv\'en波乱流の散逸によって供給される可能性があります。このプロセスを調査するために、3Dキネティックシミュレーションを使用します。カスケードが自然に励起されると、大規模なアルフベン波が衝突することにより、非熱粒子加速のない準熱加熱が観測されます。また、粒子は磁力線に沿ってエネルギーを与えられているため、シンクロトロン放射の生成が不十分であることがわかります。低いプラズマ密度では、シミュレーションは、明確な減衰メカニズムを備えた、電荷が不足したカスケードへの移行を示しています。
IXPEに搭載されたX線偏光計の非偏光放射に対する応答を校正および修正するためのアルゴリズム
| Title |
An_algorithm_to_calibrate_and_correct_the_response_to_unpolarized_radiation_of_the_X-ray_polarimeter_on_board_IXPE |
| Authors |
John_Rankin,_Fabio_Muleri,_Allyn_F._Tennant,_Matteo_Bachetti,_Enrico_Costa,_Alessandro_Di_Marco,_Sergio_Fabiani,_Fabio_La_Monaca,_Paolo_Soffitta,_Antonino_Tobia,_Alessio_Trois,_Fei_Xie,_Luca_Baldini,_Niccol\`o_Di_Lalla,_Alberto_Manfreda,_Stephen_L._O'Dell,_Matteo_Perri,_Simonetta_Puccetti,_Brian_D._Ramsey,_Carmelo_Sgr\`o,_Martin_C._Weisskopf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.14867 |
ガスピクセル検出器は、IXPEやその他のミッションに搭載されて飛行するためのX線偏光計です。線源の偏光を正しく測定するには、偏光されていない放射線に対するIXPEのGPDの応答を校正および補正する必要があります。この論文では、そのような応答が実験室のソースで測定される方法と、天体のソースの観測にそのような補正を適用するためのアルゴリズムについて説明します。後者は、単一光子の偏光に対する応答を修正することを可能にするため、その後のすべての分析において大きな柔軟性を可能にします。私たちの補正アプローチは、単色と非単色の両方の実験室ソースに対して、シミュレーションでテストされ、計画されたIXPE観測の統計的限界まで偏光を正しく取得することがわかりました。
ISPY-若い星の周りの惑星のためのNaCoイメージング調査。 CenteR：センタリングとフレーム選択の影響
| Title |
ISPY_--_NaCo_Imaging_Survey_for_Planets_around_Young_stars._CenteR:_the_impact_of_centering_and_frame_selection |
| Authors |
N._Godoy,_J._Olofsson,_A._Bayo,_A._C._Cheetham,_R._Launhardt,_G._Chauvin,_G._M._Kennedy,_S._S._Brems,_G._Cugno,_J._H._Girard,_Th._Henning,_A._M\"uller,_A._Musso_Barcucci,_F._Pepe,_S._P._Quanz,_A._Quirrenbach,_S._Reffert,_E._L._Rickman,_M._Samland,_D._S\'egransan,_T._Stolker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.14888 |
要約：直接イメージングは過去10年間で大きな進歩を遂げ、いくつかの巨大惑星の検出につながりました。観測戦略とデータレートは機器ごとに異なり、波長によって異なり、何万もの画像が結合される可能性があります。ここでは、$L'$フィルターで環状溝位相マスク（AGPM）コロナグラフを使用して実行されたVLT/NaCo観測に合わせた新しいアプローチを紹介します。私たちのパイプラインは、2つの面での観測の後処理を改善することを目的としています。AGPMの背後にある星の位置を特定して、科学フレームをより適切に位置合わせすることと、フレーム選択を実行することです。私たちの方法は、スカイフレーム観測でAGPMの位置を見つけ、それをコロナグラフマスクの円形開口と相関させることに依存しています。この関係により、サイエンスフレーム内のAGPMの位置を取得できるようになり、その結果、星の位置を推定できるようになります。その過程で、フレーム選択アプローチに役立つ追加情報も収集します。パイプラインをいくつかのターゲットでテストしたところ、他の状態と比較して、$\beta$PictorisとRCrA周辺のコンパニオンのS/Nがそれぞれ$24\pm3$\％と$117\pm11$\％向上することがわかりました。-最先端の削減。点源の位置天文学はわずかに異なりますが、公開されている値と比較して$3\sigma$内で互換性があります。最後に、数万フレームのNaCo観測の場合でも、フレームの選択によって点光源の改善はわずかですが、ディスクなどの放射が延長されたオブジェクトの最終画像は改善される可能性があることがわかりました。他の方法では簡単に特定できない場合でも、コロナグラフの背後にある星の位置を特定するための新しいアプローチを提案し、近くの点光源のS/Nを改善し、フレーム選択の重要性について徹底的な調査を行い、結論を出しました。ほとんどの場合、改善はわずかです。
TESSreduce：一時的に焦点を合わせたTESSデータ削減パイプライン
| Title |
TESSreduce:_transient_focused_TESS_data_reduction_pipeline |
| Authors |
R._Ridden-Harper_and_A._Rest_and_R._Hounsell_and_T._E._M\"uller-Bravo_and_Q._Wang_and_V._A._Villar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.15006 |
TESSは、打ち上げ以来、空を横切る物体に対して高いケイデンスの観測を提供してきました。高ケイデンスのTESS観測は、多数のオブジェクトの急速な時間発展を研究するための独自の可能性を提供しますが、データのアーティファクトにより、トランジェントの研究に使用することは特に困難です。さらに、TESSの広帯域赤色フィルターは、物理的なフラックス単位またはマグニチュードへのキャリブレーションを困難にします。ここでは、TESSreduceをオープンソースでユーザーフレンドリーなPythonパッケージとして紹介します。このパッケージは、TESSを使用した一時的な科学への参入障壁を下げるために構築されています。いくつかのコマンドで、ユーザーは信頼性の高いTESS光度曲線を作成し、他のモデルに存在する系統的バイアス（機器のドリフトやさまざまなTESSバックグラウンドなど）を考慮して、ゼロ点からパーセントレベルの精度を計算できます。このパッケージを使用すると、急速な過渡現象の研究や超新星の前駆細胞の拘束など、誰でもTESSを科学に使用できます。
| Title |
Rubin_Science_Platform_on_Google:_the_story_so_far |
| Authors |
William_O'Mullane,_Frossie_Economou,_Flora_Huang,_Dan_Speck,_Hsin-Fang_Chiang,_Melissa_L._Graham,_Russ_Allbery,_Christine_Banek,_Jonathan_Sick,_Adam_J._Thornton,_Jess_Masciarelli,_Kian-Tat_Lim,_Fritz_Mueller,_Sergey_Padolski,_Tim_Jenness,_K._Simon_Krughoff,_Michelle_Gower,_Leanne_P._Guy,_and_Gregory_P._Dubois-Felsmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.15030 |
運用前のデータプレビュープログラムの一環として、GoogleCloudインフラストラクチャにデプロイされたデータアクセス機能（およびSciencePlatformを含む関連サービス）を提供したRubinObservatoryの経験について説明します。
| Title |
SUPPNet:_Neural_network_for_stellar_spectrum_normalisation |
| Authors |
Tomasz_R\'o\.za\'nski,_Ewa_Niemczura,_Jakub_Lemiesz,_Natalia_Posi{\l}ek_and_Pawe{\l}_R\'o\.za\'nski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.15052 |
マージされた\'{e}シェルスペクトルの正確な連続体の正規化は、さまざまな詳細な分光分析に必要な要求の厳しいタスクです。自動法は、星のスペクトルにさまざまな特徴が存在するため、効果が限られています。この複雑さは、多くの場合、時間のかかる作業である手動の正規化の必要性につながります。この作業の目的は、オーダーマージされたスペクトルを処理し、必要に応じて柔軟な手動微調整を提供する、完全に自動化された正規化ツールを開発することです。提案された方法のコアは、疑似連続体を予測するように訓練された新しい完全畳み込みディープニューラルネットワーク（SUPPネットワーク）を使用します。後処理ステップでは、オプションの手動修正に役立つ回帰ノットへのアクセスを提供する平滑化スプラインを使用します。アクティブラーニング手法は、合成スペクトルを使用したトレーニングから発生する可能性のあるバイアスに対処し、この種のスペクトルに存在しない機能への提案された方法の適用性を拡張するために適用されました。開発された正規化方法は、OからGまでのスペクトルタイプを持つ星の高解像度スペクトルでテストされ、$3900\、\r{のスペクトル範囲で$0.0128$に等しいテスト星のセットで二乗平均平方根（RMS）エラーが発生しました。A}$から$7000\、\r{A}$および$0.0081$は、$4200\、\r{A}$から$7000\、\r{A}$の範囲です。合成スペクトルを使った実験では、$0.0050$のオーダーのRMSが得られます。提案された方法は、注意深い手動正規化に匹敵する結果をもたらします。さらに、このアプローチは一般的であり、バックグラウンドモデリングまたはトレンド除去がデータ処理の一部である天文学の他の分野で使用できます。アルゴリズムはhttps://git.io/JqJhfからオンラインで入手できます。
TAPとデータモデル
「TAPとデータモデル」のBirdofFeathersセッションの目的は、TAPサービスがIVOAの標準化されたデータモデルを処理できるようにすることの関連性について話し合い、そのような機能を実装するために必要な機能を改善することでした。
テネリフェマイクロ波分光計の光学システム：10〜20GHzの空のスペクトルを観測するためのウィンドウ
| Title |
The_optical_system_of_the_Tenerife_Microwave_Spectrometer:_a_window_for_observing_the_10-20_GHz_sky_spectra |
| Authors |
P._Alonso-Arias,_P.A._Fuerte-Rodriguez,_R.J._Hoyland,_J.A._Rubino-Martin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.15364 |
TMS光学システムは、グレゴリオ構成の偏心デュアルリフレクターシステムに基づいており、$2^\circ$未満の角度分解能で観測します。本研究の主な目標は、最終的な設計を評価し、それが設計要件を満たしていることを確認することです。低交差偏波（-30dB）、低サイドローブ（-25dB）レベル、および全オクターブ帯域幅（10〜20GHz）での形状（低楕円率）とサイズの点で安定したビームを目指しています。システムの動作を調査するために、CSTStudioソフトウェアを使用してレイトレーシングと全波シミュレーションの両方を実行しました。ビーム周波数の変動と偏光漏れに特に注意を払いました。クリオスタットウィンドウによって生成される放射パターンへの影響を特徴づけました。TMS光学システムの最終設計と、交差偏光、サイドローブ、楕円率、ビーム幅に関するシステムのパフォーマンスの完全な研究を紹介します。サイドローブの影響について説明し、バッフルの必要性を調査します。
大規模な宇宙論的調査のための重なり合う銀河の確率的セグメンテーション
| Title |
Probabilistic_segmentation_of_overlapping_galaxies_for_large_cosmological_surveys |
| Authors |
Bretonni\`ere_Hubert,_Boucaud_Alexandre,_Huertas-Company_Marc |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.15455 |
エンコーダー-U-Netsなどのデコーダーネットワークは、特にさまざまな分野にわたるさまざまなフレーバーの画像セグメンテーションのために、幅広いコンピュータービジョンタスクにうまく適用されています。それにもかかわらず、ほとんどのアプリケーションは、予測の不確実性の満足のいく定量化を欠いています。それでも、適切に調整されたセグメンテーションの不確実性は、精密宇宙論などの科学的アプリケーションにとって重要な要素になる可能性があります。この進行中の作業では、Kohletal（2018）によって最近提案されたU-Netの確率的バージョンの使用を調査し、大規模な測光調査のために銀河のセグメンテーションを自動化するように適合させます。特に、ブレンディングとしても知られる、重なり合う銀河の確率的セグメンテーションに焦点を当てています。入力サンプルごとに単一のグラウンドトゥルースを使用してトレーニングする場合でも、モデルがセグメンテーションマップ上のピクセル単位の不確実性を適切にキャプチャできることを示します。このような不確実性は、銀河の特性の分析のさらに下に伝播する可能性があります。私たちの知る限り、このような実験が天体物理学の銀河デブレンディングに適用されるのはこれが初めてです。
せん断混合と放射浮上による中間質量矮星の重力モード周期と表面存在量の予測
| Title |
Predictions_for_gravity-mode_periods_and_surface_abundances_in_intermediate-mass_dwarfs_from_shear_mixing_and_radiative_levitation |
| Authors |
Joey_S._G._Mombarg,_Aaron_Dotter,_Michel_Rieutord,_Mathias_Michielsen,_Timothy_Van_Reeth,_Conny_Aerts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.14853 |
中間質量星の放射エンベロープにおける化学混合の処理は、これまでほとんど較正されていません。最近の星震学の研究は、放射エンベロープ内の一定の拡散係数が、$\gamma$Doradusパルセータの振動スペクトルに閉じ込められた重力モードの周期を説明できないことを示しました。2つの大きな改良を加えた新世代のMESA恒星モデルを紹介します。まず、放射加速度とロッセランド平均不透明度を計算するための新しい実装を紹介します。これにより、必要なCPU時間は大幅に短縮されます。次に、2D恒星構造コードESTERで計算された回転プロファイルに基づくせん断混合を含めることを検討します。さまざまな金属量について計算された、主系列星（MS）全体で1.4から3.0${\rmM_\odot}$までの恒星の質量をカバーするこれらのモデルのモード期間の予測を示します。原子拡散および放射浮上と組み合わせたせん断混合から生じる化学混合プロファイルの形態は、モードトラッピングを可能にしますが、外側エンベロープの拡散係数は大きいです（$>10^{6}\、{\rmcm^2\、s^{-1}}$）。さらに、放射加速度を計算できる表面存在量の変化を予測します。N/CとC/Oの存在比は、恒星の年齢と相関していることがわかります。正確な年齢推定を行うことができることを考えると、これらの相関関係は、これらの比率で$\lesssim0.1$dexの精度で観察できると予測します。
GaiaDR2で見つかった放出された星を使用してNGC2264の初期条件を制約する
| Title |
Constraining_the_initial_conditions_of_NGC_2264_using_ejected_stars_found_in_Gaia_DR2 |
| Authors |
Christina_Schoettler,_Richard_J._Parker_and_Jos_de_Bruijne |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.14892 |
オリオン大星雲クラスター（ONC）など、いくつかの若い星形成領域の周りで、高速で放出された星が発見されています。これらの放出された星は、$N$体シミュレーションからの予測と比較した場合、初期密度、空間的および運動学的下部構造を制約するために使用できます。質量の大きいOB星（SMon、IRS1およびIRS2）の周りのサブクラスター化された領域を含むNGC2264の100pc内で$Gaia$DR2を使用して、暴走および低速のウォークアウェイ星を検索します。3Dキネマティクスに基づいて、SMonに遡る5つの暴走と9つのウォークアウェイ、およびIRS1/2に遡る6つの暴走と5つのウォークアウェイが見つかりました。これらの数値を、さまざまな初期条件を使用した一連の$N$-bodyシミュレーションと比較します。暴走/ウォークアウェイの数は、初期恒星密度が高く（$\sim$10000M$_{\odot}$pc$^{-3}$）、空間下部構造の初期量が多く、いずれかの初期条件と一致しています。すべてのサブクラスターのサブウイルスまたはウイルス化された比率。また、$Gaia$EDR3のデータを使用して、放出された星の軌道を確認します。これにより、IRS1/2からの暴走の数が6から4に減少しますが、SMonからの暴走の数は変わりません。暴走の減少は、固有運動の不確実性が小さく、$Gaia$EDR3のこれらの星の視差/距離の推定値が変化したためです。$Gaia$DR2では、固有運動のみに基づいて暴走/暴走の候補がさらに見つかります。これにより、視線速度が利用可能になると、これらの数が増える可能性があります。また、今後の$Gaia$データリリースにより、候補リストがさらに変更されることを期待しています。
自転周期が70秒の孤立した白色矮星
| Title |
An_Isolated_White_Dwarf_with_a_70_second_Spin_Period |
| Authors |
Mukremin_Kilic,_Alekzander_Kosakowski,_Adam_G._Moss,_P._Bergeron,_Annamarie_A._Conly |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.14902 |
自転周期70秒の孤立した白色矮星の発見を報告します。100個以内の3つの超巨大白色矮星の高速測光を取得し、1つに大きな変動があることを発見しました。SDSSJ221141.80+113604.4は$1.27〜M_{\odot}$（COコアを想定）の磁気白色矮星で、BG40フィルターで2.9\％の輝度変化を示し、周期は$70.32\pm0.04$sで、最速の回転になります。現在知られている孤立した白色矮星。詳細なモデル大気分析は、それが$B_d=15$MGの双極子場の強さを持つ混合水素とヘリウム大気を持っていることを示しています。J2211+1136は、質量が大きく、回転が速く、磁場が強く、大気組成が異常で、接線速度が比較的大きいため、白色矮星の二重合併の残骸のすべての特徴を示しています。J2211+1136および他の高速回転する孤立した白色矮星のスピン進化の長期監視は、白色矮星の周りの亜恒星および惑星の質量の仲間のための新しい発見スペースを開きます。さらに、ZZCeti不安定帯の外側でこのような高速回転子が発見されたことは、一部が帯内にも存在するはずであることを示唆しています。したがって、不安定帯内に見られる単周期変数のいくつかは、ZZCetiパルセータになりすました高速回転する白色矮星である可能性があります。
いくつかのソース、特にガイアEDR3からの測光および運動学的データ、および数百の候補メンバーの分光法を使用して、みなみのかんむり座分子雲の近くの若い星の種族の人口調査を実施しました。みなみのかんむり座の393人のメンバー（M6で39人）のカタログをまとめました。そのうち293人（36人）は、この研究で初めて分光学的に分類されています。みなみのかんむり座は、雲に部分的に埋め込まれている若い星の種族（コロネット星団）と、雲を取り囲み、雲を越えて伸びている古い星の種族（〜15Myr）の2つの星の種族で説明できることがわかりました。（上部コロナオーストラリス）。これらの個体群は同様の空間速度を示し、ガイアDR2に基づく最近の研究とは対照的に、みなみのかんむり座に明確な運動学的個体群の証拠は見つかりません。みなみのかんむり座のスペクトル型の分布はM5（〜0.15M_sol）で最大に達し、IMFが他の近くの星形成領域と同様の特徴的な質量を持っていることを示しています。最後に、CoronaAustralisのメンバー向けにWide-fieldInfraredSurveyExplorerとSpitzerSpaceTelescopeから中赤外線測光をコンパイルし、それらのデータを使用して星周円盤を識別および分類しました。122個の星で過剰が検出され、その3分の1がこの研究で初めて報告されています。
さまざまな太陽風におけるせん断誘起コロナ質量放出の伝播、その場の特徴、および地理的有効性の研究
| Title |
Study_of_the_propagation,_in_situ_signatures,_and_geoeffectiveness_of_shear-induced_coronal_mass_ejections_in_different_solar_winds |
| Authors |
Dana-Camelia_Talpeanu_(1_and_2),_Stefaan_Poedts_(1_and_3),_Elke_D'Huys_(2),_Marilena_Mierla_(2_and_4)_((1)_Centre_for_mathematical_Plasma_Astrophysics_(CmPA),_Department_of_Mathematics,_KU_Leuven,_Belgium,_(2)_SIDC_-_Royal_Observatory_of_Belgium_(ROB),_Brussels,_Belgium,_(3)_Institute_of_Physics,_University_of_Maria_Curie-Sk{\l}odowska,_Lublin,_Poland,_(4)_Institute_of_Geodynamics_of_the_Romanian_Academy,_Bucharest,_Romania) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.14909 |
目的：私たちの目標は、以前の研究で実行された数値シミュレーションによって得られた複数の噴火を1AUに伝播し、地球でのダイナミクスと構造に対するさまざまな背景の太陽風の影響を分析することです。また、いくつかの連続した噴火が期待される地理的有効性をもたらさない理由、および二次コロナ質量放出（CME）が前の噴火の構成にどのように影響するかについての理解を深めることを目指しています。方法：コードMPI-AMRVACの2.5D電磁流体力学（MHD）パッケージを使用して、内側の境界にせん断運動を課すことにより、2つの異なる太陽風に挿入された連続するCMEを数値的にモデル化しました。初期の磁気構成は、南にシフトし、バイモーダル太陽風に埋め込まれたトリプルアーケード構造を表しています。シミュレートされた署名を、水星と地球周辺の宇宙船からのデータを使用して、2009年9月の複数のCMEイベントの署名と比較しました。実行したすべてのシミュレーションのDstインデックスを計算して分析しました。結果：観測されたイベントは、2つのシミュレーションで1AUにうまく適合し、1つはステルスCMEあり、もう1つはステルスCMEなしです。これは、惑星間空間でのフラックスロープの伝播中にフラックスロープが受けるプロセスのために、2回目の噴火がステルスであったかどうかを区別するためにその場観測を使用しようとすることの難しさを浮き彫りにします。2つの異なる太陽風で伝播するCMEをシミュレートします。1つは低速で、もう1つは高速です。最初のケースでのみ、プラズマの塊が噴火の跡に発生します。興味深いことに、Dst計算では、連続したCMEの場合、フラックスロープが先行する正のBzで到着すると、地理的有効性が低下します。Bz成分が逆転すると、地理的有効性が高まります。つまり、後続のブロブや噴火との磁気リコネクションが、到着する惑星間CMEの影響に強く影響します。
AEAqrタイプの激変星LAMOSTJ024048.51 +195226.9のVLA観測
AEAqrは、最近まで、急速に回転する（33.08秒）白色矮星（WD）を含む唯一の既知の磁気激変星（MCV）でした。その電波放射は、シンクロトロン放射プラズモイドの重ね合わせであると考えられています。これは、3桁（〜2〜2000GHz）にわたる正のスペクトル指数を持ち、無極性であるためです。どちらの特性もMCVでは珍しいものです。最近、Thorstensenは、激変星LAMOSTJ024048.51+195226.9（以下、J0240+19）は、その光学スペクトルに基づいてAEAqrの双子であると示唆しました。光学測光は、星が24.93秒の自転周期を持つ高傾斜の食変光星であることを示しており、最速の自転WDとなっています。この論文は、J0240+19の3時間の超大型アレイ電波観測を示しています。これらの観測は、J0240+19からの持続的な電波放射が、高い円偏波と負のスペクトルインデックスを示すという点でAEAqrの放射とは異なることを示しています。放出は、新星のようなCVV603Aqlに最も類似しています。後者のサイトは軌道で変調されると予想されるため、電波放射は、プラズマ放射を放出するプラズモイドの重ね合わせ、またはWD近くの磁気圏からではなく、ドナー星の下部コロナからの電子サイクロトロンメーザー放出によって引き起こされると主張します。バイナリの周期と証拠がない日食を示すために。電波源J0240+19は弱い（<1mJy）が、高傾斜食変光星の永続的な電波源であり、CVからの電波放射を研究するための優れた実験室となっています。
M矮星の金属量：さまざまな決定手法の調査
| Title |
Metallicities_in_M_dwarfs:_Investigating_different_determination_techniques |
| Authors |
V.M._Passegger,_A._Bello-Garc\'ia,_J._Ordieres-Mer\'e,_A._Antoniadis-Karnavas,_E._Marfil,_C._Duque-Arribas,_P.J._Amado,_E._Delgado-Mena,_D._Montes,_B._Rojas-Ayala,_A._Schweitzer,_H.M._Tabernero,_V.J.S._B\'ejar,_J.A._Caballero,_A.P._Hatzes,_Th._Henning,_S._Pedraz,_A._Quirrenbach,_A._Reiners,_and_I._Ribas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.14950 |
太陽のような星の金属量の導出は、確立された方法に従いますが、M矮星などのより冷たい星の場合、分子線の森が存在するため、決定ははるかに複雑です。近年、これらのクールな星の正確な恒星パラメータを決定するために、いくつかの方法が開発されました（$T_{\rmeff}\lesssim$4000K）。ただし、異なる方法を使用して導出された同じ星の金属量を比較すると、大きな違いが見られる場合があります。この作業では、合成スペクトルフィッティング、疑似等価幅の分析、機械学習などのさまざまなアプローチに従って、CARMENES高分解能分光器で観察された18個のよく研究されたM矮星の有効温度、表面重力、および金属性を決定します。いくつかの分析実行で、金属量を含む、導出された恒星パラメータの不一致を分析しました。私たちの目標は、これらの不一致を最小限に抑え、文献の値とより一致する恒星のパラメーターを見つけることです。波長範囲、合成モデルスペクトル、連続体正規化方法、恒星パラメータなど、最も一般的に使用されるコンポーネントを標準化することにより、この一貫性を実現しようとしました。このような修正は、より高温の主系列星には非常にうまく機能しますが、M矮星の恒星パラメーターの一貫性を改善せず、温度が約50〜200K、金属量が0.1〜0.3dexの平均偏差につながると結論付けます。特に、M矮星ははるかに複雑であり、前述のコンポーネントの標準化は、派生パラメータに一貫性をもたらすための簡単なレシピとは見なされません。残っている不一致を特定して修正するには、採用された方法をさらに詳細に調査する必要があります。
鶏3-860：爆発で観測された新しい南食共生星
| Title |
Hen_3-860:_New_southern_eclipsing_symbiotic_star_observed_in_the_outburst |
| Authors |
J._Merc,_R._G\'alis,_M._Wolf,_P._Velez,_T._Bohlsen,_B._N._Barlow |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.14975 |
以前はH$\alpha$エミッターとして分類されていたHen3-860の増光は、2016年末のASAS-SN調査によって検出されました。トランジェントの最初の分光観測を取得し、測光データで補足しました。天体分光学のDASCHアーカイブ、ASASおよびASAS-SN調査から。分析の結果に基づいて、オブジェクトを赤外線タイプSの古典的な共生星として分類できます。これは、半径$T_{\rmg}$$\sim$3550KのM2-3巨人で構成されています。$R_{\rmg}\sim$60-75R$_{\odot}$、および光度$L_{\rmg}\sim$540-760L$_{\odot}$、およびホットおよび発光コンポーネント（$T_{\rmh}$$\sim$$1-2\times10^5$Kおよび$L_{\rmh}\sim10^3\rmL_\odot$）。このシステムでは、過去120年間に少なくとも4回の爆発が発生しました。爆発に加えて、その光度曲線は、爆発中に発生し、巨人によって高温成分の放射の一部を光学系に再分配した、高温成分とその周囲の（比較的低温の）シェルの食の存在を明らかにしました、食の共生星のグループの代表としてオブジェクトを分類します。日食により、システムの公転周期が602日であることが明らかになりました。
脈動対不安定型超新星における相対論的クーロンスクリーニング
| Title |
Relativistic_Coulomb_Screening_in_Pulsational_Pair_Instability_Supernovae |
| Authors |
Michael_A._Famiano,_Kanji_Mori,_A._Baha_Balantekin,_Toshitaka_Kajino,_Motohiko_Kusakabe,_Grant_Mathews |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.15085 |
環境。脈動対不安定型超新星（PPISNe）と対不安定型超新星（PISNe）は、バックグラウンドの電子-陽電子対プラズマの存在下での熱核暴走の結果です。そのため、それらの進化と結果として生じるブラックホール（BH）の質量は、電子対プラズマによるスクリーニング補正の影響を受ける可能性があります。目的。相対論的弱いスクリーニングに対するPISNeおよびPPISNeの感度が調査された。メソッド。この論文では、相対論的対生成の影響を含む弱いスクリーニングモデルが開発され、対生成のしきい値に近づいたり超えたりする温度で適用されました。このスクリーニングモデルは、天体物理学で一般的に使用される「古典的な」スクリーニングに代わるものです。弱いスクリーニング電子のデバイ長への変更は、計算上扱いやすい解析形式で組み込まれています。結果。PPISNeでは、BH質量は高温でいくらか増加することがわかりましたが、この増加はわずかです。BHの崩壊も早い時期に発生することがわかり、脈動の形態も変化します。結果として得られるBH質量に加えて、脈動周期のスクリーニングモデルに対する感度、パルス構造、PPISNからPISNへの遷移、およびBH質量ギャップのシフトが分析されました。放出された質量の組成の依存性も調べた。
低振幅ZカムスターIXベルの研究
IXVelは、熱的に安定した降着円盤を持つ典型的な新星のような激変星の1つと見なされてきました。全天自動捜索システム（ASAS-3）と全天自動捜索システム（ASAS-SN）の観測を使用して、IXVelが停止を示す低振幅の矮新星であることがわかりました。この天体は、Zカム型矮新星に再分類されました。この結論は、物体を熱安定性の下限近くに配置するガイア視差を使用した物質移動速度と一致しています。二次元の最小絶対収縮および選択演算子（ラッソ）を使用して、矮新星の爆発のサイクル長が13〜20日の間で変化することを発見しました。ASAS-3データの分析は、システムが明るい場合、サイクル長が短く、振幅が小さいことを示唆しました。システムが明るいときに停止が発生しました。これらの結果は、二次物質からの物質移動速度の微妙な変動が、Zカム星の爆発状態と停止の間の遷移を引き起こすという考えを支持しています。
2つの食変光星UZLyrとBRCygの光度曲線分析と周期研究
| Title |
Light_Curves_Analysis_and_Period_Study_of_Two_Eclipsing_Binaries_UZ_Lyr_and_BR_Cyg |
| Authors |
K._Y._Roobiat_and_R._Pazhouhesh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.15203 |
2つの日食連星システムUZLyrとBRCygは、二次成分がロッシュローブを満たすセミデタッチドタイプです。これらのシステムの視線速度と光度曲線はすでに別々に調査されていますが、本研究で初めて、それらの視線速度と光度曲線の両方が同時に分析されます。また、これらのシステムの公転周期の変化が研究されています。私たちの結果は、コンポーネント間の物質移動がこれらのシステムの公転周期の変化に与える影響はごくわずかであることを示していますが、2つの光時間の影響がUZLyrのO-C曲線の周期的な振る舞いの理由です。BRCygの公転周期の変化についてこれ以上の情報を述べることはできませんでしたが、新しい公転周期が見つかりました。視線速度と光度曲線の分析により、BRCygの二次成分に塊のスポットが見つかります。両方のシステムの新しい幾何学的および物理的パラメーターが取得され、H-R図上のそれらの位置が示されます。
新しい$ ^ {12} $ C + $ ^ {12} $ Cの核反応速度：恒星進化への影響
| Title |
A_new_$^{12}$C_+_$^{12}$C_nuclear_reaction_rate:_impact_on_stellar_evolution |
| Authors |
E._Monpribat,_S._Martinet,_S._Courtin,_M._Heine,_S._Ekstr\"om,_D._G._Jenkins,_A._Choplin,_P._Adsley,_D._Curien,_M._Moukaddam,_J._Nippert,_S._Tsiatsiou,_G._Meynet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.15224 |
この作業では、新しい$^{12}$C+$^{12}$Cの反応速度を、関連する不確実性の推定を伴う数値表の形式で示します。また、恒星進化コードに直接実装できる分析式も示します。この記事では、これらの新しい速度が星のC燃焼に与える影響についてさらに説明します。2つの断面外挿モデルの反応速度を決定します。1つは融合障害現象に基づいており、もう1つは融合障害と共振に基づいており、結果を以前のデータと比較しています。GENEC恒星進化コードを使用して、これらの新しい速度が、12M$_{\odot}$と25M$_{\odot}$の初期質量が選択された星の2セットの恒星モデルのC燃焼段階にどのように影響するかを研究します。巨大な星の多様性を非常に代表すること。恒星モデルの両方のセットにおけるC燃焼の有効温度は、現在の実験データの感度によって完全にカバーされており、速度の外挿は必要ありません。C燃焼に典型的な温度では、速度が1桁以上異なる場合がありますが、その段階での恒星構造への影響はそれほど大きくありません。これは、エネルギー生産に重要な反応の核反応速度の変化に対する恒星構造の再調整の結果です。障害の場合、C燃焼段階は、障害と共振率を加えた場合よりも10\％高い中心温度で発生することがわかります。そのC燃焼寿命は2分の1に短縮されます。それにもかかわらず、このモデルは、他のモデルよりも多くのエントロピーを失うため、縮退レジームに早く入り、コア崩壊前の進化の最終段階に影響を与えます。障害モデルは、最大60％多くのネオンを生成します。C燃焼段階で発生するs-プロセスに対するさまざまな速度の影響はわずかであり、s-プロセスされた元素の最終的な存在量は最大で20％（コバルト）変化します。
太陽の半径と手足の明るさの測定は、太陽大気の構造と温度に関する重要な情報を提供します。太陽半径は、無線周波数での観測が減少するにつれて増加し、各放射が大気中でより高く発生することを示しています。したがって、複数の波長で観測することにより、太陽大気のさまざまな層を調べることができます。この作業では、太陽サブミリ波望遠鏡とALMAの単一皿観測からのデータを使用して、100、212、230、および405GHzでの平均半径と四肢の明るさを決定しました。初めて、212GHzと405GHzの周波数の四肢の明るさの値が推定されました。テラヘルツ以下の周波数では、観測された手足の明るさが太陽半径の測定に影響を与える可能性があります。半径を決定するために、2つの異なるよく知られたアプローチを使用します。半べき乗法と変曲点法です。アンテナビームサイズと四肢の明るさレベルLBが、両方の方法を使用して半径測定にどのように影響するかを調査します。我々の結果は、変曲点法がこれらのパラメータによる影響を最も受けないことを示したので、電波波長での太陽半径の推定に使用する必要があります。測定された平均半径は、968"〜$\pm$〜3"（100GHz）、963"〜$\pm$〜3"（212GHz）、963"〜$\pm$〜2"（230GHz）、および963"〜$\pm$〜5"（405GHz）。最後に、フォワードモデリングを使用して、ソーラーディスクのLBの範囲を推定し、5％-19％（100GHz）、2％-12％（212GHz）、6％-18％（230GHz）、および3％-17％（405GHz）半径と四肢の明るさの推定値は、文献で報告されている以前の測定値と一致しています。
3Dでのバイナリオブジェクトスペクトル合成（BOSS-3D）-謎めいた複数システムLB-1でのHα線放射のモデリング
| Title |
Binary-object_spectral-synthesis_in_3D_(BOSS-3D)_--_Modelling_H-alpha_emission_in_the_enigmatic_multiple_system_LB-1 |
| Authors |
L._Hennicker_and_N._D._Kee_and_T._Shenar_and_J._Bodensteiner_and_M._Abdul-Masih_and_I._El_Mellah_and_H._Sana_and_J._O._Sundqvist |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.15345 |
コンテキスト：観測されたスペクトル内に保存された情報を定量的にデコードするには、物理的状態の詳細なモデリングと正確な放射伝達ソリューションスキームが必要です。恒星スペクトルの分析では、数値モデルは多くの場合、恒星エンベロープ内のバイナリコンパニオンと3D構造を考慮する必要があります。謎めいたバイナリ（または複数）システムLB-1は、このような複雑なマルチD問題の完璧な例です。目的：LB-1システムの理解を深めるために、このシステムの位相依存Hα線プロファイルを直接モデル化しました。この目的のために、3D（BOSS-3D）で多目的バイナリオブジェクトスペクトル合成コードを開発しました。方法：BOSS-3Dは、星周円盤の特定の状態の合成線プロファイルを計算します。単一の星に一般的に使用される標準のpzジオメトリは、関連するオブジェクトごとに個別の座標系を定義し、適切な座標変換を考慮することによって拡張されます。次に、2つの主要な仮説、つまり、剥ぎ取られた星とBe星を含むバイナリ、またはB星とディスクを備えたブラックホールを考慮して、コードがLB-1システムに適用されます。結果：これら2つのシナリオを比較すると、どちらのモデルもHα線プロファイルの詳細な位相依存形状を再現できません。しかし、観測との十分な一致は、Be-starディスクまたはブラックホール降着円盤に加えて、主要なオブジェクトの周りのディスクを呼び出すことによって得られます。結論：開発されたコードは、惑星大気の通過スペクトルから、星周円盤や周連星円盤を含む漸近巨星分枝連星、恒星風を伴う大質量星連星まで、さまざまな連星システムの合成線プロファイルをモデル化するために使用できます。ディスクシステム。LB-1システムの場合、モデリングにより、システム内の各オブジェクトに円盤状の構造が含まれているという強力な証拠が得られます。
ライマンの吸収-太陽圏での$ \ alpha $放射
| Title |
Absorption_of_the_Lyman-$\alpha$_radiation_in_the_heliosphere |
| Authors |
Izabela_Kowalska-Leszczynska,_Marzena_A._Kubiak,_Maciej_Bzowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.15412 |
太陽圏の星間中性水素（ISNH）原子へのライマン-$\alpha$放射の吸収は、正確なガス分布シミュレーションで説明するための潜在的に重要な効果です。この論文では、太陽風の終端衝撃波内での太陽ライマン-$\alpha$放射の吸収の大きさを推定し、放射圧を適切に変更することによって吸収効果をワルシャワ試験粒子モデル（WTPM）に含める方法を開発します。太陽圏の3Dグリッドに対する吸収効果の計算を実行し、平均太陽活動条件の吸収効果をモデル化するための一連のパラメーターを提示します。太陽活動レベルに応じて、吸収が最大3％変化する可能性があることを示しています。WTPMの修正バージョンを使用して、IBEX-Loからの予想信号を計算し、吸収によってシミュレートされたフラックスが最大8％変更される可能性があることを示します。
{\ it TESS}で観測された脈動する水素欠乏白色矮星と前白色矮星：III。 DBV星GD358の星震学
| Title |
Pulsating_hydrogen-deficient_white_dwarfs_and_pre-white_dwarfs_observed_with_{\it_TESS}:_III._Asteroseismology_of_the_DBV_star_GD_358 |
| Authors |
Alejandro_H._C\'orsico,_Murat_Uzundag,_S._O._Kepler,_Roberto_Silvotti,_Leandro_G._Althaus,_Detlev_Koester,_Andrzej_S._Baran,_Keaton_J._Bell,_Agn\`es_Bischoff-Kim,_J._J._Hermes,_Steve_D._Kawaler,_Judith_L._Provencal,_Don_E._Winget,_Michael_H._Montgomery,_Paul_A._Bradley,_S._J._Kleinman,_and_Atsuko_Nitta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.15551 |
宇宙望遠鏡による高品質の測光データの収集は、白色矮星の星震学の分野に革命をもたらしています。脈動白色矮星の種類の中には、Heが豊富な大気を持っているものがあり、それらはDBVまたはV777彼女の変光星と呼ばれています。これらの脈動白色矮星の原型であるGD〜358が本論文の焦点である。{\itTESS}宇宙ミッションによって収集された新しい高精度測光データと地球から取得したデータに基づいて、DBV星GD〜358（TIC〜219074038）の徹底的な星地震学的分析を報告します。標準の事前白色化を使用して、このDBV星の{\itTESS}光度曲線から合計26の周期性を検出しました。発振周波数は、$\sim422$sから$\sim1087$sまでの周期の非放射状$g$（重力）モードの脈動に関連付けられています。さらに、$\sim543$sと$\sim295$sの間に8つの組み合わせ頻度が検出されました。これらのデータを地上からの膨大な量の観測と組み合わせました。$39.25\pm0.17$sの一定の周期間隔が見つかりました。これは、その質量（$M_{\star}=0.588\pm0.024M_{\sun}$）を推測し、調和度$\ellを制約するのに役立ちました。モードの$。GD〜358で周期適合分析を実行し、恒星の質量（$M_{\star}=0.584^{+0.025}_{-0.019}M_{\sun}$）、分光質量（$M_{\star}=0.560\pm0.028M_{\sun}$）と一致します。周波数分割はモードの半径方向の順序に応じて変化することがわかり、回転差が示唆されました。地震学を取得することで、GD〜358の地震学的距離（$d_{\rmseis}=42.85\pm0.73$pc）を推定することが可能になりました。これは、{\itGAIA}によって測定された正確な位置天文距離と非常によく一致しています。EDR3（$\pi=23.244\pm0.024、d_{\rmGAIA}=43.02\pm0.04$〜pc）。
サイクル21--24における太陽の活動の進化と残留磁束の極方向への輸送
| Title |
Evolution_of_the_Sun's_activity_and_the_poleward_transport_of_remnant_magnetic_flux_in_Cycles_21--24 |
| Authors |
Alexander_V._Mordvinov,_Bidya_Binay_Karak,_Dipankar_Banerjee,_Elena_M._Golubeva,_Anna_I._Khlystova,_Anastasiya_V._Zhukova_and_Pawan_Kumar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.15585 |
太陽磁場の詳細な研究は、その生成、輸送、および逆転を理解するために重要です。逆転のタイミングは宇宙天気に影響を与える可能性があるため、極域の逆転につながる重大なサージの時間的振る舞いを特定することが重要です。サイクル21--24における太陽活動と磁束輸送の進化を分析します。太陽の極に到達し、極場の逆転につながる残留フラックスの重大なサージを特定します。太陽の低緯度活動との因果関係において、極地の蓄積と逆転を再検討します。さらに、時間緯度の側面で、主要な残留フラックスサージとその原因を特定します。個々の11年周期の特別な特性は、一般に、発生する磁束の時空間構成とその異常な特性によって決定されることがわかります。Cycle〜21では高緯度磁場の複雑な再構築が見られます。太陽磁場の地球規模の再配列は、活動の最大値の近くで発生した後部および前部の極性の急増によって引き起こされました。非ジョイおよびアンチヘイル活性領域の崩壊は、磁束輸送の通常の秩序を乱す残留磁束サージをもたらしました。最後に、サイクル最小値中の主要な極性のサージが次のサイクルにリンクすることがあり、これらのサージの集合的な影響が太陽活動の経年変化につながる可能性があることを最後に示します。バブコック-レイトンダイナモモデルからの磁場は、一般的にこれらの観察結果と一致しています。
宇宙プラズマ衝撃波の前で急速に成長するホイスラ波の観測
| Title |
Observations_of_rapidly_growing_whistler_waves_in_front_of_space_plasma_shock |
| Authors |
Jiansen_He,_Xingyu_Zhu,_Qiaowen_Luo,_Chuanpeng_Hou,_Daniel_Verscharen,_Die_Duan,_Wenya_Li,_Jinsong_Zhao,_Daniel_Graham,_Qiugang_Zong,_Zhonghua_Yao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.14832 |
ウィスラーモード波は、惑星空間、実験室、天体物理学などのさまざまな環境における電磁界とプラズマの基本的な摂動です。波の起源と進化は、非常に変動するプラズマおよび電磁場を解決するための機器の能力が限られているため、長年の問題です。ここでは、ウィスラーモード波の比較的長いジャイロ周期を可能にする弱い磁気環境（すなわち、前震）でのマルチスケール磁気圏宇宙船からの高い時間分解能でデータを分析します。さらに、3次元の変動する電子速度分布を背景から分離する新しいアプローチを開発し、電子と電磁界の間の高周波でのコヒーレント共鳴をうまく捉えて、不安定なホイスラ波の成長率を実現しました。波のエネルギー起源に関しては、イオン分布も場と電子の固有モード擾乱を決定する上で重要な役割を果たすことがわかっています。波の成長速度の定量化は、波の進化と粒子によるエネルギー変換の理解を大幅に前進させることができます。
宇宙ニュートリノ背景（CNB）は、標準的な宇宙論モデルの明確な予測であり、その直接的な発見は、宇宙論とニュートリノ物理学のマイルストーンを表しています。この作業では、PTOLEMYプロジェクトの目的として、トリチウムターゲットでの遺物ニュートリノの捕獲をCNBを検出するための可能な方法と見なします。この測定の重要なパラメータは、絶対ニュートリノ質量$m_\nu$と局所ニュートリノ数密度$n_\nu^{\rmloc}$です。$\Lambda$CDMモデル内で、宇宙論は$\summ_\nu<0.12\、{\rmeV}$のニュートリノ質量の合計に厳しい上限を提供し、DESIとによる銀河調査からすぐにさらなる改善が期待されます。EUCLID。これは、実験室でのCNB検出とニュートリノ質量測定の見通しを非常に難しくします。これに関連して、KATRINニュートリノ質量実験または今後のニュートリノレスの到達範囲にある可能性のある大きなニュートリノ質量（$m_\nu\sim1\、{\rmeV}$）を可能にする一連の非標準宇宙モデルを検討します。二重ベータ崩壊検索。CNB検出の見通しは、$\Lambda$CDMのモデルと比較して、これらのモデルの一部ではるかに高い可能性があることを示し、そのような検出が宇宙論的シナリオを区別する可能性について説明します。さらに、$（m_\nu、\、n_\nu^{\rmloc}）$パラメータスペース。この論文と並行して、特定の宇宙論モデルにおけるCNB感度を計算するためのコードを公開しています。
凍結-高温浴で：共振、中程度の効果、相転移
| Title |
Freezing-in_a_hot_bath:_resonances,_medium_effects_and_phase_transitions |
| Authors |
Torsten_Bringmann,_Saniya_Heeba,_Felix_Kahlhoefer_and_Kristian_Vangsnes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.14871 |
原始プラズマから凍結する暗黒物質の遺物密度計算は、観測的に必要な精度に一致するいくつかの数値ツールがすぐに利用できるようになり、高度なレベルに達しました。一方、フリーズインメカニズムによる暗黒物質の生成は、フリーズアウトの場合よりもはるかに高い温度に敏感であり、同じレベルの精度を目指す場合、技術的および計算上の両方の問題を意味します。プラズマ効果や相対論的量子ガスのスピン統計などの媒体内補正、および電弱および強によって誘発される暗黒物質生成速度の温度依存性を含めることを容易にする方法で、凍結生成の定式化を再検討します。相転移、および$s$チャネル共鳴の存在下で発生する追加の複雑さについて詳細に説明します。ヒッグスポータルモデルのコンテキストで私たちのアプローチを説明し、スカラーシングレット暗黒物質の凍結量のこれまでで最も正確な計算を提供します。特に、再加熱温度が小さい場合を調査します。この場合、フリーズインメカニズムによって示される結合がLHCでテスト可能である可能性があります。この記事と一緒に、上記のすべての複雑さを含む一般的なフリーズイン計算を実行する機能が追加された、DarkSUSYのメジャーアップデート6.3を紹介します。
最近、暗黒物質粒子と既知の粒子との間の相互作用を制限することに新たな関心が集まった。回転する導体のファラデーの法則に基づいて、任意の質量の暗黒物質粒子へのイオンまたは電子の結合に上限を設定する新しい方法を提案します。
s過程核の$（n、\ alpha）$反応断面積の統計的ハウザー-フェシュバッハモデル記述
| Title |
Statistical_Hauser-Feshbach_model_description_of_$(n,\alpha)$_reaction_cross_sections_for_s-process_nuclei |
| Authors |
Sema_K\"u\c{c}\"uksucu,_Mustafa_Yi\u{g}it,_and_Nils_Paar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.14980 |
$（n、\alpha）$反応は、恒星環境でのエネルギー生成と元素合成の多くのプロセスに貢献します。実験データは限られた数の原子核と限られたエネルギー範囲で利用できるため、現時点では、天体物理学的に関連するすべての$（n、\alpha）$反応断面積の予測を提供できるのは理論研究のみです。この作業の目的は、s過程元素合成に寄与する一連の核の$（n、\alpha）$反応断面積を研究することです。理論フレームワークは、TALYSコードで実装され、Skyrmeエネルギー密度関数に基づく核特性で補足された統計Hauser-Feshbachモデルに基づいています。計算された$（n、\alpha）$断面積の特性の分析に加えて、マウェリアンの平均断面積が記述され、恒星環境の温度範囲について分析されます。モデル計算は、$（n、\alpha）$反応が巨大な星で発生する天体物理的に関連するエネルギーウィンドウを決定しました。s過程の$（n、\alpha）$反応断面積をモデル化する際の不確実性を減らすために、新しい実験的研究が求められています。s過程核の予測された関連する$（n、\alpha）$反応エネルギーウィンドウの結果は、将来の実験研究のための優先エネルギー範囲のガイダンスを提供します。
ブラックホールが急速に放電するという一般的な仮定に反して、我々は、ブラックホールが周囲の磁場を通してブーストされたときに優先的に充電できると主張します。詳細は大きく異なりますが、電荷の優先度は、周囲磁場内の回転するブラックホールでのWald電荷の沈殿に関連しています。発生した電荷の値を決定する際の電場のスクリーニングに関する重力電気力学の舞台裏の素朴な議論。ブラックホール電荷を蓄積する荷電試験粒子は、動的領域間のフラクタル盆地境界によって証明されるように、カオス的振る舞いを示します。帯電したブーストされたブラックホールは、最初は裸であったとしても、独自の電磁場を生成し、それによって独自の発光特性を生成します。したがって、ブラックホールバッテリーとブラックホールパルサーとともに、潜在的に観測可能なブラックホールシグネチャの増加するリストにブーストされたブラックホールを追加します。その意味合いは、銀河磁場に比べてブーストされた超大質量ブラックホールや、磁化された中性子星と融合するブラックホールに関連しているはずです。
等方性均質宇宙における流体の球殻の重力崩壊
宇宙定数を持つアインシュタイン重力によって記述された放射のない等方性均質宇宙における流体の厚い殻の重力崩壊を調査します。宇宙定数と共存する完全流体のスケールファクターを決定した後、密度の連続性条件と界面での圧力の垂直成分から、流体の崩壊または吹き飛ばしシェルの軌道を決定します。ただし、シェル内に完全流体が存在しない場合、連続性条件では軌道を固定できません。この場合、表面近くのシェルを構成する流体の状態方程式から軌道を決定します。最後に、arXiv：2005.13233で定義されている総エネルギーが、このシステムの特定の時間発展とは無関係であることを確認します。
量子不確定性からの暗黒エネルギーに対する観測的制約
暗黒エネルギー密度が真空中の質量のないスカラーボソンから導出されるという理論的可能性を探求し、暗黒エネルギーの物理モデルを提示します。質量のないスカラーボソンが宇宙の膨張とともに宇宙の地平線境界に落ちると仮定することにより、時空間の量子変動とスカラーボソンがP-を満たすという仮定に基づいてスカラーボソンの相対位置の不確実性を推定することができます。パリティ変換${P}\varphi（{r}）=-\varphi（{r}）$の下での対称性。これは、スカラーボソンと暗黒エネルギー密度を推定するために使用できます。さらに、ボルツマンシステムのエントロピー密度の増加から負圧の起源を説明し、ダークエネルギーの特定の状態方程式と一致する状態パラメーターの方程式を導き出そうとします。最後に、SNIaPantheonサンプルとPlanck2018CMB角度パワースペクトルを使用して、モデルを制約し、宇宙論パラメーターの統計結果をオロビッドします。
動機について考える：公開する理由が天文学の研究行動にどのように影響するか
反射的測定基準の分野における最近の研究は、科学における評価ギャップの出現と結果を研究しています。評価ギャップの概念は、研究者が研究について評価するもの、特に研究の質と、測定する指標との間の潜在的な不一致を捉えています。その結果、科学者はアノミーを経験し、それに対処するための革新的な方法を採用する可能性があります。これらはしばしば質より量を重視し、研究の完全性を損なうことさえあります。したがって、そのようなギャップの結果は、研究の不正行為と研究の質の低下である可能性があります。合理的選択理論の言葉では、アクターの状況の内部要素から生じる動機付け要因が外部要素から生じるものと一致しない場合、評価のギャップが持続します。したがって、この研究の目的は、天文学者になるための自律的で制御された動機を研究および比較し、天文学の研究を行い、科学論文を発表することです。さらに、これらのさまざまな動機付け要因が出版圧力、組織的正義の経験、および研究不正行為の観察にどのように影響するかを研究します。要約すると、評価ギャップの証拠が見つかり、出版記録に基づく評価手順から生じる制御された動機付け要因が出版圧力を高め、それが次に、誤動作の知覚頻度の可能性を高めることがわかった。
サブGeV暗黒物質に対するベルIIの制約
荷電レプトンと相互作用するサブGeV暗黒物質に対するベルII制約を研究します。分析では、暗黒物質と荷電レプトンの間の相互作用メカニズムが異なる2種類のモデル、EFT演算子と光メディエーターモデルが考慮されます。EFT演算子のBelleII単光子制約は、LEP制約と同様のサイズであることがわかります。ただし、ライトメディエーターモデルの場合、BelleII単光子制約はLEP制限よりもはるかに強くなる可能性があります。EFTオペレーターとライトメディエーターモデルの両方で、ベルIIの限界は、現在の暗黒物質の直接検出限界や白色矮星の限界よりも数桁強くなる可能性があります。光メディエーターは、レプトン崩壊の最終状態で検索することもできます。これは、単光子チャネルを補完し、特定のパラメーター空間のより優れた検出チャネルになることもできます。
初期のキャリア科学者のための重力波天体物理学に関する最初のワークショップの遺産
| Title |
Legacy_of_the_First_Workshop_on_Gravitational_Wave_Astrophysics_for_Early_Career_Scientists |
| Authors |
Jean-Baptiste_Bayle,_B\'eatrice_Bonga,_Daniela_Doneva,_Tanja_Hinderer,_Archisman_Ghosh,_Nikolaos_Karnesis,_Mikhail_Korobko,_Valeriya_Korol,_Elisa_Maggio,_Martina_Muratore,_Arianna_I._Renzini,_Angelo_Ricciardone,_Sweta_Shah,_Golam_Shaifullah,_Lijing_Shao,_Lorenzo_Speri,_Nicola_Tamanini,_David_Weir |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.15596 |
重力波科学は、さまざまな研究分野やコミュニティから引き出された結果、ツール、方法論に基づいた、ダイナミックで急速に拡大する研究分野です。この分野に参入する初期のキャリア科学者は、さまざまな分野から知識と技術を学び、組み合わせる必要があります。事実上2021年5月に開催された初期キャリア科学者のための重力波天体物理学に関するワークショップ（GWAECS）は、重力波に取り組んでいる初期キャリア科学者の学際的で、つながりがあり、包括的なコミュニティの種を植え、関連情報を交換することができますコミュニティ全体が想定する主要な科学的目標を達成するために、健全な専門的かつ国際的な環境を構築し、貴重なスキルを共有および学習し、継続的な研究努力が永続化および拡大されるようにします。GWAECSは、歴史的にさまざまな大規模重力波実験に関連付けられた、さまざまなコミュニティに属する初期のキャリア科学者を統合する最初のイベントでした。それは重力波の将来についての広い視野を提供し、柔らかくて移転可能なスキルに関するトレーニングを提供し、初期のキャリア科学者と有名な研究専門家の間の非公式な議論のための十分な時間を与えました。これらの活動の本質は、ワークショップの各セッションの要約を提示し、すべての初期のキャリア科学者に、流通したすべてのアイデアの遺産を構成する長期的で有用な参照を提供することを目的とした本文書に要約および収集されます。GWAECSで。
MyOpenMathを使用した天文学のための自動化されたオープン教育リソース評価ツール
| Title |
An_Autograded,_Open_Educational_Resource_Assessment_Tool_for_Astronomy_Using_MyOpenMath |
| Authors |
Joshua_Tan,_Allyson_Sheffield,_Jana_Grcevich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.15604 |
インストラクターが天文学のクラスに自動的に採点され、ランダム化され、足場を組んだ評価の質問を割り当てるために使用できるオープン教育リソースシステムを紹介します。
