ハイブリッド有効場の理論からの赤い銀河の確率論に関する先例
| Title |
Priors_on_red_galaxy_stochasticity_from_hybrid_effective_field_theory |
| Authors |
Nickolas_Kokron,_Joseph_DeRose,_Shi-Fan_Chen,_Martin_White_and_Risa_H._Wechsler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.00012 |
制御された数値環境における典型的な赤い銀河サンプルの確率的特性を調査します。HaloOccupationDistribution（HOD）モデリングを使用して、現代の銀河調査でクラスタリングとレンズ分析に使用されるデータセットと一致する3つの別々の真っ赤な銀河サンプルの模擬実現を作成します。2次ハイブリッド有効場の理論（HEFT）は、これらのトレーサーサンプルの完全な統計分布を記述するためのフィールドレベルのフォワードモデルとして使用され、それらの確率的パワースペクトルが直接測定され、ポアソンショットノイズ予測と比較されます。私たちが考える銀河サンプルはすべて、サブポアソン確率のハロー内でホストされていますが、銀河サンプル自体は、ハローモデルからの予測と一致して、サブポアソンからスーパーポアソンまでの範囲の確率を持っていることがわかります。私たちの方法論の応用として、そのようなサンプルを使用した宇宙論的分析において、予想される非ポアソン確率の程度を優先します。これらの事前分布は、2次ラグランジュバイアスモデルを使用した将来の分析のために、完全なパラメーター空間の複雑さを軽減するのに役立つと期待しています。より一般的には、ここで概説する手法は、銀河のモデルを特徴付けるハイブリッドEFT法の最初のアプリケーションであり、フィールドレベルでのハロ接続であり、かつては異なるモデリングフレームワーク間の新しい接続を明らかにします。
ラジオ遺物のエネルギースペクトルのモデリング
電波遺物は、銀河団ガス内の衝撃波を照らす拡散シンクロトロン源です。近年、電波望遠鏡は遺物についての詳細な観測を提供しています。したがって、電波遺物の宇宙論的シミュレーションは、同様の詳細を提供する必要があります。この方法論的研究には、過去に遺物のモデリングで無視されてきた断熱圧縮と膨張に関する情報が含まれています。融合する銀河団の宇宙シミュレーションでは、ラグランジアントレーサー粒子を使用して、衝撃で加速された宇宙線電子のエネルギースペクトルを追跡します。各トレーサー粒子に乗って、シンクロトロン放射、逆コンプトン散乱、断熱圧縮および膨張の影響下でのエネルギースペクトルの時間的変化を計算します。探索的テストは、総無線電力、したがって統合された無線スペクトルが断熱プロセスに敏感ではないことを示しています。これは、時間の経過に伴う圧縮率の小さな変化に起因します。
コールドダークマターモデルにおける外部磁場効果
一般相対性理論（GR）では、外部重力場での自由落下下での自己重力システムの内部ダイナミクスは、外部場の強さに依存するべきではありません。最近の研究では、銀河の回転曲線データを使用した「外部電界効果」（EFE）の統計的検出が主張されています。回転曲線分析の大きな不確実性と公開されたシミュレーションベースの外部フィールド推定値の不正確さは、主張されているEFE検出の重要性を損なうことを示しています。さらに、定性的に類似した統計信号が、実際には、強い等価原理に違反することなく、$\Lambda$-コールドダークマター（$\Lambda$CDM）ユニバースで期待されることを分析的に示します。むしろ、そのような信号は、銀河団の強度と固有の銀河の特性との間の固有の相関関係のために単に発生します。$\Lambda$CDMユニバースのバリオン化されたモックカタログで効果を明示的に示します。EFEのような信号の検出は、それ自体ではGRを超えた物理学の証拠ではありませんが、私たちの研究は、外部電界強度と放射状の形状との間のEFEのような相関の$\textit{sign}$を示しています加速関係を使用して、新しい物理を調べることができます。たとえば、MONDでは、予測される符号は$\Lambda$CDMモックの符号と反対です。
CLIMBER：次世代調査によるGalaxy-Halo接続の制約
| Title |
CLIMBER:_Galaxy-Halo_Connection_Constraints_from_Next-Generation_Surveys |
| Authors |
Alan_N._Pearl,_Rachel_Bezanson,_Andrew_R._Zentner,_Jeffrey_A._Newman,_Andy_D._Goulding,_Katherine_E._Whitaker,_Sean_D._Johnson,_and_Jenny_E._Greene |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.00035 |
今後10年間で、PFS、WAVES、MOONSなどの新世代の大規模多重化分光調査は、以前に可能であったよりもはるかに多くの数で遠方の宇宙の銀河を調査するでしょう。この作業では、これら3つの計画された調査のそれぞれについて模擬カタログを生成し、それらの科学的成果を定量化および最適化するのに役立てます。測光をUniverseMachineの経験的モデルに割り当てるために、UltraVISTA測光を使用して、CalibratingLight：IlluminatingMocksByEmpiricalRelations（CLIMBER）手順を開発します。前述の各調査について公開されている経験的選択関数を使用して、各調査の質量の完全性を定量化します。エリアとターゲティングの完全性を変えることでさまざまなターゲティング戦略を比較し、これらの調査パラメーターが2点相関関数の不確実性にどのように影響するかを定量化します。PFSとMOONSの測定値は、ショットノイズではなく、主に宇宙の分散によって支配され、ますます広い調査領域の必要性を動機付けることを示しています。一方、はるかに広い領域をカバーするWAVES調査は、宇宙分散とショットノイズのバランスをうまくとることができます。ターゲットの数が固定されている場合、調査領域が5％増加すると（および$\sim$5％の完全性が減少すると）、WAVES、PFS、それぞれ、MOONSサンプル。一方、固定調査エリアの場合、ターゲティングの完全性が5％向上すると、同じ制約が0.7％、0.25％、0.1％向上します。模擬カタログの作成に使用されたすべてのユーティリティと、カタログ自体の多くは公開されています。
Planck、SPT、およびACTデータに照らした擬スカラーステライルニュートリノの自己相互作用
| Title |
Pseudoscalar_sterile_neutrino_self-interactions_in_light_of_Planck,_SPT_and_ACT_data |
| Authors |
Mattia_Atzori_Corona,_Riccardo_Murgia,_Matteo_Cadeddu,_Maria_Archidiacono,_Stefano_Gariazzo,_Carlo_Giunti,_Steen_Hannestad |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.00037 |
新しい擬スカラーの自由度を介して自己相互作用する4番目の追加のステライルニュートリノ種を含む宇宙論的モデルの実行可能性を再評価します。そのために、Planck、AtacamaCosmologyTelescope（ACT）、SouthPoleTelescope（SPT）からの宇宙マイクロ波背景放射（CMB）データのさまざまな組み合わせを、単独で、またはバリオン音響振動と組み合わせて、一連の広範な分析を実行します。（BAO）と超新星Ia（SnIa）の観測。研究中のシナリオは、構造の成長に関するいわゆる$S_8$張力を悪化させることなくハッブル張力を解決できるものの、PlanckとSPTの両方からの高多重極分極データによって厳しく制約されていることを示します。興味深いことに、PlanckTE-EEデータをACTからのデータと交換すると、ゼロ以外のステライルニュートリノ質量に対する$\gtrsim3\sigma$の優先度、$m_s=3.6^{+1.1}_{-0.6}$eVが見つかります。（68％CL）、ニュートリノ振動実験における長年のショートベースライン（SBL）異常によって示唆された範囲と互換性があります。選好は主に、プランクとSPTに関して原始スペクトルインデックス$n_s$のより高い値を支持するACTによって推進されます。擬スカラーモデルは、$\Lambda$CDM（$\Delta\chi^2\simeq-5$）に関してACTデータによりよく適合しているように見えます。特に、PlanckとACTの間の穏やかな緊張は、$350\lesssim\ell\lesssim1000$の間の多重極上のTEおよびEEパワースペクトルの異なるパターンによるものであることを示しています。また、プランクデータの重力レンズ情報に対するマージナル化の影響を確認し、モデルがCMBレンズ異常を解決しないことを示しています。これらの結果をテストするには、現在および今後のCMB地上ベースの実験からのより高精度のデータを含む将来の作業が不可欠です。
残響で測定されたH $ \ beta $クエーサーは、宇宙論の有用なテストを提供しますか？
| Title |
Do_reverberation-measured_H$\beta$_quasars_provide_a_useful_test_of_cosmology? |
| Authors |
Narayan_Khadka,_Mary_Loli_Mart\'inez-Aldama,_Michal_Zaja\v{c}ek,_Bo\.zena_Czerny,_Bharat_Ratra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.00052 |
赤方偏移範囲$0.0023\leqz\leq0.89$で118個のH$\beta$クエーサー（QSO）観測を使用して、6つの異なる宇宙論における宇宙論モデルパラメーターとQSO2パラメーター半径-輝度（$RL$）関係パラメーターを同時に制約します。モデル。これらのQSOの$R-L$関係パラメーターは、想定される宇宙論から独立しているため、これらのQSOは$R-L$関係を通じて標準化できるようです（ただし、これを正しくない可能性のある複雑な問題があります）。これらのQSOを使用して得られた宇宙論的制約は弱く、現在減速している宇宙論的膨張をより支持し、バリオン音響振動とハッブルパラメーター測定の共同分析から得られたものと矛盾しています。$RL$関係を3パラメーターの関係に拡張して降着率の影響を修正しようとしても、宇宙論的制約の不一致が減少することはなく、期待される$の固有の散乱が大幅に減少することもありません。RL$関係。
DECi-hertz干渉計重力波観測所：LSST強力レンズによる宇宙曲率の予測制約
| Title |
DECi-hertz_Interferometer_Gravitational-wave_Observatory:_Forecast_constraints_on_the_cosmic_curvature_with_LSST_strong_lenses |
| Authors |
Shuo_Cao,_Tonghua_Liu,_Marek_Biesiada,_Yuting_Liu,_Wuzheng_Guo,_and_Zong-Hong_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.00237 |
この論文では、宇宙に重力波の制約を与えるために、LISAと地上の検出器の間の周波数範囲に敏感な将来の日本の宇宙重力波アンテナであるDECi-hertz干渉計重力波観測所（DECIGO）を使用することを目指しています$z\sim5$での曲率。よく知られている距離合計ルールの枠組みでは、LSSTからのソースとレンズを含むレンズ観測と比較して、DECIGOによって観測された標準サイレンの完全な赤方偏移カバレッジは、そのような宇宙論モデルに依存しないテストをより自然で一般的にします。レンズ銀河の3種類の球対称質量分布に注目すると、初期宇宙（$z）では宇宙の曲率が$\Delta\Omega_K\sim10^{-2}$の精度で制約されると予想されることがわかります。\sim5.0$）、ET制約の感度を約10倍改善します。ただし、これをさらに調査するには、初期型銀河の質量密度プロファイルを適切に考慮する必要があります。特に、私たちの分析は、空間曲率とレンズパラメータ、特にべき乗則レンズインデックスパラメータの赤方偏移の進化の間の強い縮退を示しています。拡張べき乗則の質量密度プロファイルを仮定すると、宇宙の曲率に対する最も弱い制約を得ることができます。一方、LSST+DECIGOの組み合わせにDECIGOを追加すると、光度密度の傾きと恒星速度分散の異方性に対する制約が大幅に改善されます。したがって、私たちの論文は、宇宙の曲率の正確な決定を通じて現れる可能性のある標準模型を超える新しい物理を制約する上で、DECIGOとLSSTの間の相乗効果の利点を強調しています。
ハッブル定数を測定するための統計的重力波法の課題
| Title |
Challenges_for_the_statistical_gravitational-wave_method_to_measure_the_Hubble_constant |
| Authors |
Emery_Trott_and_Dragan_Huterer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.00241 |
重力波（GW）を標準のサイレンとして使用すると、ハッブル定数をすぐに測定して、$\sim5\sigma$ハッブル張力を測定するのに十分な精度で測定できます。ほとんどのGWソースには、特定された電磁的対応物がないため、ソースの赤方偏移に不確実性が生じ、ホスト銀河の距離、赤方偏移、および$H_0$の間で縮退が発生します。電磁気の対応物が特定されていない場合、たとえば大規模な銀河調査で見つかった候補GWホストの統計的調査を使用して、ハッブル定数を正確に制約できることが提案されています。$H_0$を計算するために、この「銀河投票」方法を研究およびシミュレートします。サンプルの統計的特性について楽観的な仮定を行った場合でも、ハッブル定数の後方は一般に真の値に対してバイアスがかかっていることがわかります。このバイアスは、赤方偏移と$H_0$の間の基本的な縮退によって引き起こされ、GWソースが由来する赤方偏移分布に関する正確な情報がなければ事実上既約です。
海王星の中赤外線放射の季節変動
| Title |
Sub-Seasonal_Variation_in_Neptune's_Mid-Infrared_Emission |
| Authors |
Michael_T._Roman,_Leigh_N._Fletcher,_Glenn_S._Orton,_Thomas_K._Greathouse,_Julianne_I._Moses,_Naomi_Rowe-Gurney,_Patrick_G._J._Irwin,_Arrate_Antu\~nano,_James_Sinclair,_Yasumasa_Kasaba,_Takuya_Fujiyoshi,_Imke_de_Pater,_Heidi_B._Hammel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.00033 |
中赤外線で海王星の現在利用可能なすべての地上ベースのイメージングの分析を提示します。2003年から2020年までの画像は、海王星の中赤外線（〜8-25ミクロン）の放射の経時変化を示しています。成層圏のエタン（〜12ミクロン）、メタン（〜8ミクロン）、およびCH3D（〜9ミクロン）に敏感な画像は、地域および世界規模で季節ごとの有意な時間的変動を示します。水素四重極（〜17ミクロンH2S（1））スペクトルとの比較は、これらの変化が主に成層圏の温度変化に関連していることを示唆しています。成層圏は、複数のフィルタリングされた波長にわたって2003年から2010年の間に冷えたように見え、その後、2018年から2020年の間に南極の劇的な温暖化が続きます。2003年と2006年。季節強制、対流圏気象学、および太陽周期の文脈で観測された変動性について議論します。まとめると、これらのデータは、海王星の成層圏において、プロセスが世界規模と地域規模の両方で季節外の変動を生み出すという、これまでで最も強力な証拠を提供します。
\emph{Kepler}によって行われた光学的二次日食測定により、平衡温度が$1550〜1700$Kのホットジュピターの幾何アルベドの多様なセットが明らかになります。Mg$_2$SiO$_4$などの高高度凝縮体の有無、Fe、Al$_2$O$_3$、およびTiO$_2$は、光学アルベドを大幅に変える可能性がありますが、これらの雲は、これらの潮汐的にロックされた惑星の大気中の局所領域に限定されると予想されます。ここでは、この温度範囲で測定された光学アルベドを使用した6つのホットジュピターの3D大循環モデルと対応する雲およびアルベドマップを示します。K2-31bとK2-107bの観測された光学アルベドは、雲のないモデルまたは比較的コンパクトな雲の層を持つモデルのいずれかと最もよく一致しますが、Kepler-8bとKepler-17bの光学アルベドは適度に拡張された（$f_{sed}$=0.1）パラメトリッククラウドモデル。HATS-11bは、非常に低い圧力（$f_{sed}$=0.03）に伸びる明るいMg$_2$SiO$_4$雲を持つモデルに対応して、高い光学アルベドを持っています。私たちのモデルは、昼間はほとんどの経度で暗いAl$_2$O$_3$雲によって支配されると予測しているため、Kepler-7bの高いアルベドを再現することはできません。パラメトリッククラウドモデルを2ゾーンの微物理クラウドモデル（\texttt{CARMA}）と比較します。3D熱構造を考慮した後でも、単一の雲モデルでは、サンプル内で観測されたアルベドの全範囲を説明できないことがわかりました。この温度範囲でのアルベドの予想外の多様性を説明するには、垂直混合プロファイル、雲の放射フィードバック、雲の凝縮物の特性、および大気の金属性についてのより良い知識が必要であると結論付けます。
地球と金星の外への移動の遺物としての水星
| Title |
Mercury_as_the_relic_of_Earth_and_Venus'_outward_migration |
| Authors |
Matthew_S._Clement,_Sean_N._Raymond,_John_E._Chambers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.00044 |
惑星形成のシミュレーションが大幅に進歩したにもかかわらず、水星の小さな質量、孤立した軌道、および太陽系に短い軌道周期を持つ惑星がないことは、数値降着モデルを混乱させ続けています。最近の研究によると、太陽のガス状円盤の最も内側の部分で巨大な胚（または巨大な惑星のコア）が早期に形成された場合、それらは外側に移動したはずです。この移動は、地球型惑星形成物質の表面密度プロファイルを再形成し、水星のような惑星の形成に有利な条件を生成した可能性があります。ここでは、更新された一連の数値シミュレーションを使用して、このモデルの開発を続けています。私たちは、地球と金星の前駆核が太陽の近くに形成され、その後、それらの現代の軌道に向かって移動することによって水星形成領域を彫刻するシナリオを支持します。〜0.1-0.5auでの〜0.5地球質量コアのこの急速な形成は、微惑星降着の最新の高解像度シミュレーションと一致しています。成功した実現では、地球と金星は、移動するときにほとんど乾燥したエンスタタイトコンドライトのような物質を蓄積します。したがって、4つの地球型惑星すべての質量、地球と火星の間の推定される同位体の違い、および水星の孤立した軌道についての簡単な説明を提供します。さらに、私たちのモデルは、金星の組成が地球の組成に類似しているはずであり、おそらく乾燥物質の大部分に由来するはずであると予測しています。逆に、シミュレーションのMercuryアナログは、さまざまな最終組成を達成します。
トランジションディスクの内側と外側のディスクのずれを調べる
| Title |
Probing_inner_and_outer_disk_misalignments_in_transition_disks |
| Authors |
A.J._Bohn,_M._Benisty,_K._Perraut,_N._van_der_Marel,_L._W\"olfer,_E.F._van_Dishoeck,_S._Facchini,_C.F._Manara,_R._Teague,_L._Francis,_J-P._Berger,_R._Garcia-Lopez,_C._Ginski,_T._Henning,_M._Kenworthy,_S._Kraus,_F._M\'enard,_A._M\'erand,_L.M._P\'erez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.00123 |
いくつかの遷移ディスク（TD）の場合、影として解釈される暗い領域が散乱光イメージングで観察されており、別個のディスク領域間の不整合に起因すると仮定されています。TDのミスアライメントの存在を調査することを目的としています。VLTI/GRAVITY観測で20のよく知られた遷移ディスクの内側ディスクの形状を研究し、ALMAからの補完的な$^{12}$COおよび$^{13}$CO分子線データを使用して、外側ディスク領域の方向を導き出します。単純なモデルをGRAVITYデータに適合させて、内側のディスクの傾斜角と位置角を導き出します。外側のディスクの形状は、ALMA速度マップへのケプラーの適合から導き出され、内側のディスクの制約と比較されました。また、大幅にずれたシステムの影の位置も予測しました。私たちの分析では、6つのディスクが内側のディスクと外側のディスクの間に重大なずれを示していることがわかりました。予測された影の位置は、HD100453およびHD142527の散乱光画像とよく一致しており、CQタウ周辺のディスクに影があることを裏付ける証拠が見つかりました。大幅にずれているディスクを推測する他の3つのターゲット、V1247Ori、V1366Ori、およびRYLupでは、散乱光画像に影の明らかな兆候は見られません。DoAr44、HD135344B、およびHD139614で観察された散乱光の影は、私たちの観察と一致していますが、基礎となる形態は複雑すぎて、モデルや観察によって達成された精度で説明できない可能性があります。HAeBe星の周りの十分に解像された内部ディスクの潜在的な影の位置に関する正確な制約を導き出すことができますが、サンプルのTTSの周りのわずかに解像された内側ディスクの統計的不確実性により、これらの星の影の存在に関する決定的な制約を抽出することは困難です。システム。
空間ヒル4体問題I-基本的な不変集合の探索
| Title |
The_spatial_Hill_four-body_problem_I_--_An_exploration_of_basic_invariant_sets |
| Authors |
Jaime_Burgos-Garcia,_Abimael_Bengochea,_and_Luis_Franco-Perez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.00135 |
この作業では、分析的アプローチと数値的アプローチの両方を使用した、空間ヒルの4体問題の基本的な不変セットの最初の研究を実行します。このシステムは、mu=0のときに古典的なヒルの問題が回復するように質量パラメーターmuに依存します。数値作業に関しては、ヤコビ定数Cと質量パラメーターmuのいくつかの値に対して、を適用して数値連続を実行します。システムの対称性の逆転に関連する特定の境界値の問題に対する、可変のステップと次数および自動微分手法を考慮した高次のテイラー法とともに、古典的な予測子修正子法。これらの境界値問題の解決策は、対称周期軌道の初期条件を定義します。結果のいくつかは、ヒルの3体問題内の周期的な軌道から逸脱して得られました。数値的調査により、2番目の遠方の妨害体がこれらの家族間の軌道と分岐の安定性に関連する影響を与えることが明らかになりました。また、古典的なヒルの3体問題には存在しない周期軌道のいくつかの新しいファミリーを発見しました。これらのファミリには、実用的な観点からいくつかの望ましい特性があります。
金星の火山によるホスフィンの生産に対する制約
| Title |
Constraints_on_the_production_of_phosphine_by_Venusian_volcanoes |
| Authors |
William_Bains,_Oliver_Shorttle,_Sukrit_Ranjan,_Paul_B._Rimmer,_Janusz_J._Petkowski,_Jane_S._Greaves,_Sara_Seager |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.00140 |
金星の雲の甲板にホスフィンが存在するという最初の報告は、火山活動が雲に放出された火山性リン化物を介してホスフィンの源であるという示唆につながりました。ここでは、深部マントルから地表に物質を運ぶマントルプルーム火山活動が、爆発的に噴出したリン化物と硫酸雲との相互作用を通じて、観測された量のホスフィンを生成できるという考えを検証します。深いマントルリン化物の直接噴火は物理的ではありませんが、浅い物質には微量のリン化物が含まれている可能性があり、表面に噴火する可能性があります。物質を雲に効率的に輸送する爆発的噴火は、海洋とマグマの相互作用または水和した海洋地殻の沈み込みを必要としますが、どちらも現代の金星では起こりません。その結果、ホスフィンの観測と一致する高度への噴火物の輸送は非常に非効率的です。TruongとLunineによって提案されたモデルをベースケースとして使用すると、雲の中に1ppbのホスフィンが存在することを説明するには、少なくとも21,600km3/年の噴火量が必要であると推定されます。これは、過去の地上の噴火率よりも大きく、遠隔および現場での観測で確認できるいくつかの検出可能な結果をもたらします。より現実的なリソスフェア化学または大気光化学は、さらに多くの火山活動を必要とします。
TOI-1842b：進化する準巨星の周りで再膨張している通過する暖かい土星
| Title |
TOI-1842b:_A_Transiting_Warm_Saturn_Undergoing_Re-Inflation_around_an_Evolving_Subgiant |
| Authors |
Robert_A._Wittenmyer,_Jake_T._Clark,_Trifon_Trifonov,_Brett_C._Addison,_Duncan_J._Wright,_Keivan_G._Stassun,_Jonathan_Horner,_Nataliea_Lowson,_John_Kielkopf,_Stephen_R._Kane,_Peter_Plavchan,_Avi_Shporer,_Hui_Zhang,_Brendan_P._Bowler,_Matthew_W._Mengel,_Jack_Okumura,_Markus_Rabus,_Marshall_C._Johnson,_Daniel_Harbeck,_Rene_Tronsgaard,_Lars_A._Buchhave,_Karen_A._Collins,_Kevin_I._Collins,_Tianjun_Gan,_Eric_L._N._Jensen,_Steve_B._Howell,_E._Furlan,_Crystal_L._Gnilka,_Kathryn_V._Lester,_Rachel_A._Matson,_Nicholas_J._Scott,_George_R._Ricker,_Roland_Vanderspek,_David_W._Latham,_S._Seager,_Joshua_N._Winn,_Jon_M._Jenkins,_Alexander_Rudat,_Elisa_V._Quintana,_David_R._Rodriguez,_Douglas_A._Caldwell,_Samuel_N._Quinn,_Zahra_Essack,_Luke_G._Bouma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.00198 |
太陽系外惑星の大気を探査するように設計された宇宙望遠鏡の差し迫った打ち上げは、追跡特性評価のために何千もの通過する惑星候補に優先順位を付けるための新しい努力を促しました。TESSによって識別され、ミネルバ-オーストラリス、NRES、およびラスクンブレス天文台グローバル望遠鏡からの地上観測で確認された暖かい土星であるTOI-1842bの検出と確認を報告します。この惑星の半径は$1.04^{+0.06}_{-0.05}\、R_{Jup}$、質量は$0.214^{+0.040}_{-0.038}\、M_{Jup}$、公転周期です。$9.5739^{+0.0002}_{-0.0001}$日の、非常に低い密度（$\rho$=0.252$\pm$0.091gcm$^{-3}$）。TOI-1842bは、大気スケールの高さ（893km）とホスト星の明るさ（$J=8.747$mag）の最もよく知られた組み合わせのひとつであり、大気の特性評価の魅力的なターゲットとなっています。ホスト星が主系列星から進化し始めているので、TOI-1842bはガスジャイアントの再膨張のモデルをテストする絶好の機会を提供します。わずか4.3時間の主要な通過時間により、TOI-1842bは、地上ベースの大気特性評価のターゲットとして簡単にスケジュールできます。
火星：新しい洞察と未解決の質問
| Title |
Mars:_new_insights_and_unresolved_questions |
| Authors |
Hitesh_G._Changela,_Elias_Chatzitheodoridis,_Andre_Antunes,_David_Beaty,_Kristian_Bouw,_John_C._Bridges,_Klara_Anna_Capova,_Charles_S._Cockell,_Catharine_A._Conley,_Ekaterina_Dadachova,_Tiffany_D._Dallas_Stefaan_de_Mey,_Chuanfei_Dong_Alex_Ellery,_Martin_Ferus,_Bernard_Foing,_Xiaohui_Fu,_Kazuhisa_Fujita,_Yangtin_Lin,_Sohan_Jheeta,_Leon_J._Hicks,_Sen_Hu,_Akos_Kereszturi,_Alexandros_Krassakis,_Yang_Liu,_Juergen_Oberst,_Joe_Michalski,_P._M._Ranjith,_Teresa_Rinaldi,_David_Rothery,_Hector_A._Stavrakakis_Laura_Selbmann,_Rishitosh_K._Sinha,_Alian_Wang,_Ken_Williford,_Zoltan_Vaci,_Jorge_L._Vago,_Michael_Waltemathe,_John_E._Hallsworth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.00596 |
火星探査は、地球外生命の探索、宇宙技術の開発、および有人火星ミッションと居住地の設計を動機付けます。ここでは、火星の自然史、居住性、ロボットと人間の探査、惑星保護、および人間社会への影響に関する新しい洞察を求め、未解決の問題を提起します。主な観察結果と発見には、（1）火星の大気の高い脱出率（水の喪失を含む）、現在の居住性への影響、（2）火星の推定化石は生命の曖昧なバイオマーカーになる可能性が高い、（3）結果として生じる微生物汚染火星の現在の惑星保護カテゴリーに基づいて、ロボットのペイロードは、人間の居住前のあらゆる生命体の火星の環境を特徴づける必要があります。未解決の問題のいくつかは次のとおりです：（1）惑星の半球二分法のどの解釈が正しいか;（2）深部貫通断層が火星の表面に地下の液体をどの程度輸送したか;（3）どのくらいの量で炭酸塩が形成されているか大気プロセスによる;（4）火星の隕石のどの特性を使用してそれらの起源の場所を制約することができるか;（5）有機高分子の起源;（6）火星に生息していた/ある;（7）ミッションはどのように設計されているか地下の微生物活動を明らかにすることで、地球からの微生物汚染物質によって引き起こされる潜在的な誤検知を排除します。（8）人間と微生物が安定した良性の生物圏を形成することをどのように保証できますか。すべての生物学の保存）、または宇宙の居住を拡大するという人類中心の視点？火星の進化の研究は、太陽系外惑星の居住性に光を当てることができます。さらに、火星探査は、将来の政策開発を推進し、宇宙の人間の居住可能性の実現可能性および/または範囲を確認（または疑問視）することができます。
DART衝撃後の秤動による軌道周期の変動
| Title |
Libration-induced_Orbit_Period_Variations_Following_the_DART_Impact |
| Authors |
Alex_J._Meyer,_Ioannis_Gkolias,_Michalis_Gaitanas,_Harrison_F._Agrusa,_Daniel_J._Scheeres,_Kleomenis_Tsiganis,_Petr_Pravec,_Lance_A._M._Benner,_Fabio_Ferrari,_Patrick_Michel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.00634 |
ダブルアステロイドリダイレクションテスト（DART）ミッションは、惑星防衛の手段としての動的インパクターの最初のテストになります。2022年後半に、DARTはディディモスの二重小惑星システムの二次的なディモーフォスと衝突します。衝撃は、宇宙船から二重小惑星への運動量の移動を引き起こし、ディモーフォスの軌道周期を変更し、その軌道で解放することを余儀なくされます。二重小惑星システムの連成ダイナミクスにより、ディモーフォスの軌道と秤動状態は絡み合っています。したがって、二次が解放されるにつれて、それはまた、その軌道周期の変動を経験する。軌道周期のこれらの変動は、衝撃摂動の大きさ、ならびに衝撃時のシステムの状態および二次モーメントの慣性モーメントに依存します。一般に、二次が秤動している二重小惑星システムは、二次の変動するスピン速度のために、一定でない軌道周期を持ちます。軌道周期の変動は、通常、長周期と短周期の2つのモードによって駆動され、それぞれが数十秒から数分のオーダーの大きな振幅を持ちます。変動する軌道周期は、DARTミッションの文脈で挑戦と機会の両方を提供します。軌道周期の振動は、衝突後の軌道周期の決定をより困難にしますが、システムの秤動状態とDARTの影響に関する情報を提供することもできます。
原始惑星系円盤の観測されたサイズに対するMHD風駆動円盤の進化の影響
| Title |
Effect_of_MHD_wind-driven_disk_evolution_on_the_observed_sizes_of_protoplanetary_disks |
| Authors |
Leon_Trapman,_Benoit_Tabone,_Giovanni_Rosotti_and_Ke_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.00645 |
惑星形成の理論の重要な要素である原始惑星系円盤の進化が、粘性の乱流または磁気円盤の風によって引き起こされているかどうかはまだ不明です。激しく進化するディスクは時間の経過とともに外側に拡大するため、ディスクサイズの進化は、ディスクの進化を研究するための判別テストです。ただし、ディスクの進化が磁気ディスクの風によって駆動される場合、観測されたディスクサイズが時間の経過とともにどのように変化するかは不明です。熱化学コードDALIを、Taboneetal。で提示された分析的な風駆動ディスク進化モデルと組み合わせます。（2021a）、CO回転放出（$R_{\rmCO、90\％}$）から測定された観測ガス外半径の時間発展を研究します。$R_{\rmCO、90\％}$の進化は、物理的な半径が時間の経過とともに一定に保たれるため、ディスクの質量の進化によって促進されます。定数$\alpha_{\rmDW}$の場合、$\alpha-$Shakura-Sunyaevパラメータを風による降着に拡張すると$R_{\rmCO、90\％}$は時間とともに直線的に減少します。その初期サイズはディスクの質量と特性半径$R_c$によって設定されますが、$R_c$のみが$R_{\rmCO、90\％}$の展開に影響し、$R_c$が大きいほど急激に減少します。$R_{\rmCO、90\％}$の。時間依存の$\alpha_{\rmDW}$$R_{\rmCO、90\％}$は、$R_{\rmCO、90\％}$が急速に縮小するまで、ディスクの寿命のほとんどの間ほぼ一定に保たれますディスクが散逸するにつれて。一定の$\alpha_{\rmDW}$モデルは、$\sim1-3$Lupusおよび$\sim5-11$Myrの古いUpperSco星形成領域で観測されたガスディスクサイズを再現できます。ただし、若い$（\lessapprox0.7\\mathrm{Myr}）$ディスクのガスディスクサイズを過大に予測している可能性があります。
暗黒物質の必要なし：超拡散銀河AGC114905の解決された運動学
| Title |
No_need_for_dark_matter:_resolved_kinematics_of_the_ultra-diffuse_galaxy_AGC_114905 |
| Authors |
Pavel_E._Mancera_Pi\~na,_Filippo_Fraternali,_Tom_Oosterloo,_Elizabeth_A._K._Adams,_Kyle_A._Oman,_and_Lukas_Leisman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.00017 |
ガスが豊富な超拡散銀河AGC114905の新しいHI干渉観測を提示します。これは、バリオンのタリーフィッシャー関係の外れ値として識別された低解像度データに基づく以前の研究です。新しい観測は、以前より2.5ドル高い空間分解能で、約23km/sで回転する通常のHIディスクを示しています。堅牢な3Dキネマティックモデリングフィッティング手法で復元されたキネマティックパラメータは、回転曲線の平坦な部分に到達していることを示しています。興味深いことに、回転曲線はバリオン質量分布だけでほぼ完全に説明できます。濃度とハローの質量の関係に従う標準的なコールドダークマターハローは、回転曲線の振幅を大幅に再現できないことを示しています。非常に（そしておそらく実行不可能な）低濃度のハローだけがデータと一致します。また、AGC114905の回転曲線は、修正ニュートン力学の予測から大きく外れていることもわかりました。モデリングとは独立して測定される銀河の傾きは、分析における最大の不確実性のままですが、関連する誤差は、銀河をコールドダークマターまたは修正ニュートン力学の期待と調和させるのに十分な大きさではありません。
局所銀河におけるHα線放出：星形成、時間変動および拡散イオン化ガス
| Title |
H-alpha_emission_in_local_galaxies:_star_formation,_time_variability_and_the_diffuse_ionized_gas |
| Authors |
Sandro_Tacchella,_Aaron_Smith,_Rahul_Kannan,_Federico_Marinacci,_Lars_Hernquist,_Mark_Vogelsberger,_Paul_Torrey,_Laura_Sales,_Hui_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.00027 |
星雲再結合線H$\alpha$は、ローカルおよび高赤方偏移宇宙の星形成率（SFR）インジケーターとして広く使用されています。放射伝達、非平衡熱化学、およびダスト進化を含む、高解像度の孤立した天の川および大マゼラン雲シミュレーションの詳細なH$\alpha$放射伝達研究を提示します。H$\alpha$放出の空間形態と時間変動、および基礎となるガスと星形成の特性との関係に焦点を当てます。H$\alpha$およびH$\beta$の放射状および垂直方向の表面輝度プロファイルは、近くの銀河の観測結果と非常によく一致しています。衝突励起からのH$\alpha$放出の割合は、半径と垂直高さにわずかに依存する$f_{\rmcol}\sim5-10\％$になり、散乱によってH$\alphaが増加することがわかります。$luminosityby$\sim40\％$。バルマーデクリメントによるダスト補正はうまく機能します（固有のH$\alpha$排出量は$25\％$以内で回復可能です）が、ダスト減衰の法則は、空間的に分解されたスケールと統合されたスケールの両方で減衰の量自体に依存します。H$\alpha$-SFR接続を理解するために重要なのは、電離放射線（Lymancontinuum[LyC]光子）のダストとヘリウムの吸収です。これらは約$f_{\rmabs}\approx28\％$と$f_それぞれ{\rmHe}\approx9\％$。$f_{\rmesc}\approx6\％$のエスケープ率と合わせて、これにより、水素線放出に利用可能な予算がほぼ半分に削減されます（$f_{\rmH}\approx57\％$）。拡散イオン化ガスの影響について説明し、特に、平面外のH$\alpha$放射が、ディスクから逃げるLyC光子によって駆動されることを示します。このフレームワークの宇宙論的（ズームイン）シミュレーションへの将来の応用は、次のジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡による高赤方偏移銀河の分光法の解釈を支援するでしょう。
ローカルグループの球状星団の化学組成
| Title |
The_chemical_composition_of_globular_clusters_in_the_Local_Group |
| Authors |
S._S._Larsen_(1),_P._Eitner_(2,3),_E._Magg_(3),_M._Bergemann_(3,4),_C._A._S._Moltzer_(1),_J._P._Brodie_(5,7),_A._J._Romanowsky_(6,7),_J._Strader_(8)_((1)_Department_of_Astrophysics/IMAPP,_Radboud_University,_(2)_Ruprecht-Karls-Universitaet,_Heidelberg,_(3)_MPIA,_Heidelberg,_(4)_Niels_Bohr_Academy,_Niels_Bohr_Institute,_Copenhagen,_(5)_Centre_for_Astrophysics_and_Supercomputing,_Swinburne_University,_(6)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_San_Jose_State_Univ.,_(7)_University_of_California_Observatories,_Santa_Cruz,_(8)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Michigan_State_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.00081 |
ローカルグループ内の（そして、ある場合にはそれを超えた）銀河の45個の球状星団（GC）の詳細な存在量の測定値を示します。測定は、NGC185、NGC205、M31、M33、およびNGC2403のGCの新しい高解像度統合光スペクトルに基づいており、FornaxdSph、WLM、NGC147、NGC6822のGCの以前の観測の再分析と組み合わされています。、そして天の川。GCは-2.8<[Fe/H]<-0.1の範囲をカバーし、Fe、Na、Mg、Si、Ca、Sc、Ti、Cr、Mn、Ni、Cu、Zn、Zr、Ba、およびEU。非局所的な熱力学的平衡効果の補正は、Na、Mg、Ca、Ti、Mn、Fe、Ni、およびBaに含まれています。いくつかの銀河について、私たちの測定は、それらの金属の少ない星の種族の詳細な構成に対する最初の定量的制約を提供します。全体として、さまざまな銀河のGCは、アルファ、鉄ピーク、および中性子捕獲元素の非常に均一な存在比パターンを示し、サンプル全体の分散は[alpha/Fe]で0.1dex未満です。矮小銀河のGCは、より大きな銀河のGCよりもアルファエンハンスメントがわずかに少ない（平均で約0.04デックス）というヒントがあります。M33（HM33-B）の1つのGCは、アルファ元素の存在量をスケーリングされた太陽の値に近づけることで、FornaxdSph（Fornax4）およびNGC6822（SC7）の最も金属が豊富なGCに似ており、降着の起源を示唆している可能性があります。アルファ元素の存在量は、Na、Sc、Ni、およびZnの存在量と強く相関していることがわかります。[Fe/H]<-1.5のいくつかのGCは、他のアルファ元素と比較してMgが不足しています。一部の超微弱な矮星とマゼラン雲の金属に乏しい星について報告されているように、rプロセスの存在量が大幅に強化されたGCは見つかりません。異なる環境での金属に乏しいGCの存在量パターンの類似性は、同様の初期濃縮履歴を示しており、初期質量関数のわずかな変動のみを許容します。
X線でのAGNLFとXMM-LSSフィールドでのMIRの一貫した分析
| Title |
Consistent_analysis_of_the_AGN_LF_in_X-ray_and_MIR_in_the_XMM-LSS_field |
| Authors |
Jack_Runburg,_Duncan_Farrah,_Anna_Sajina,_Mark_Lacy,_Jenna_Lidua,_Evanthia_Hatziminaoglou,_W.N._Brandt,_Chien-Ting_J._Chen,_Kristina_Nyland,_Raphael_Shirley,_D.L._Clements,_and_Lura_K._Pitchford |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.00082 |
活動銀河核（AGN）の光度関数（LF）は、超大質量ブラックホールの集合と宇宙時間にわたる成長の歴史を精査します。選択バイアスを軽減するために、XMM-LargeScaleStructure（XMM-LSS）フィールドでX線と中赤外線（MIR）の両方で選択されたAGNに対して導出されたAGNLFの一貫した分析を提示します。MIR光度関数（IRLF）の構築に使用される4268AGNとX線光度関数（XLF）の構築に使用される3427AGNがあり、両方のバンドでAGN人口の最大の国勢調査を$z=4$まで提供します。不確実性の低減。初めてIRLFの膝を$z>2$で見ることができ、赤方偏移が増加するにつれてかすかな端の傾斜が平坦になるのを観察することができます。私たちのLFから計算された、宇宙のブラックホール降着履歴の代用であるボロメータ光度密度は、星形成率密度（SFRD）のピークの最近の推定と一致する$z\approx2.25$にピークを示しています。ただし、初期の時代では、AGNの光度密度はSFRDよりも平坦です。確認された場合、この結果は、ブラックホールの質量の蓄積が、$z\gtrsim2.5$の高質量システムにおける恒星の質量の成長を上回っていることを示唆しています。これは、ローカルの$M-\sigma$関係の上にある赤方偏移$z\sim6$クエーサーの観測と一致しています。IRLFから得られた光度密度は、すべての赤方偏移でXLFから得られた光度密度よりも高くなっています。これは、超大質量ブラックホールの宇宙成長における不明瞭なAGN活動の支配的な役割と一致しています。
| Title |
Modelling_emission_lines_in_star_forming_galaxies |
| Authors |
C._M._Baugh_(ICC,_Durham),_C._G._Lacey_(ICC,_Durham),_V._Gonzalez-Perez_(DFT,_CIAFF,_UAM_Madrid),_G._Manzoni_(ICC,_Durham) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.00129 |
星形成銀河の輝線の光度を計算するための新しいモデルを提示し、これを半分析銀河形成コードGALFORMに適用します。このモデルは、事前に計算されたHII領域モデルのグリッドと、HII領域の特性が局所銀河の観測に基づく銀河の巨視的特性にどのように依存するかについての経験的決定を組み合わせたものです。新しいモデルは、標準的な線比診断図で星形成銀河の軌跡を非常によく再現しています。新しいモデルは、この線比図で赤方偏移を伴う星形成銀河の軌跡の進化を示しており、$z=1.6$で観測された線比とよく一致しています。高赤方偏移のモデル銀河は、観測選択を模倣するために赤方偏移で選択を変更することによって部分的に駆動される、局所的な星形成銀河よりも$\約2〜3$高いと予測されるガス密度とイオン化パラメータを持っています。我々の結果は、観測された輝線比の変化は、ガス密度などの他のHII領域の特性が赤方偏移とともに進化することを必要とし、ガスの金属量とイオン化パラメーターの変化のみを許可するHIIモデルグリッドでは再現できないことを示唆しています。
WALLABYパイロット調査：ハイドラIクラスターに落下する銀河のHIガスディスクの切り捨てと星形成
| Title |
WALLABY_Pilot_Survey:_HI_gas_disc_truncation_and_star_formation_of_galaxies_falling_into_the_Hydra_I_cluster |
| Authors |
T.N._Reynolds,_B._Catinella,_L._Cortese,_T._Westmeier,_G.R._Meurer,_L._Shao,_D._Obreschkow,_J._Rom\'an,_L._Verdes-Montenegro,_N._Deg,_H._D\'enes,_B.-Q._For,_D._Kleiner,_B.S._Koribalski,_K._Lee-Waddell,_C._Murugeshan,_S.-H._Oh,_J._Rhee,_K._Spekkens,_L._Staveley-Smith,_A.R.H._Stevens,_J.M._van_der_Hulst,_J._Wang,_O.I._Wong,_B.W._Holwerda,_A._Bosma,_J.P._Madrid,_K._Bekki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.00231 |
WidefieldASKAPLバンドレガシー全天ブラインドサーベイ（WALLABY）の一部として、中性原子水素（HI）で観測されたHydraIクラスターの分析結果を示します。これらのWALLABY観測は、均一な感度と30秒角の空間分解能で60平方度の視野をカバーします。これらの広視野観測を使用して、銀河の中心から$\sim5R_{200}$まで伸びる散在銀河、落下銀河、散在銀河の特性を比較することにより、HIガスの除去と星形成の抑制に対する銀河環境の影響を調査します。クラスターの中心から$\sim0.85\％$から$\sim0.35\％$までの予測距離$\sim1.5R_{200}$で、HIで検出された落下銀河の割合が急激に減少していることがわかります。。HIと$r$バンドの光ディスクの直径の比率が減少することにより、HIで検出されたクラスターと落下銀河の周辺からガスを除去する環境の証拠が見られます。これらの銀河は星形成の主系列星にあり、ガスの除去がまだ内側の星形成円盤に影響を与えておらず、銀河の周辺に限定されていることを示しています。銀河全体で急冷している銀河は検出されませんが、銀河団の外側の円盤で最近の星形成の減少が見られます。これは、これらの銀河の光学半径を超えて存在するガス貯留層が小さいためと考えられます。$M_{\rm{HI}}\lesssim10^{8.4}\、\rm{M}_{\odot}$未満のHI質量を持つHI非検出のスタックは、でクエンチングを受けている銀河のHIをプローブするために必要になります。距離$\gtrsim60$MpcとWALLABY。
VEGAS調査からのHydraIクラスターの銀河集団I.矮小銀河の大規模なサンプルの光学的性質
| Title |
Galaxy_populations_in_the_Hydra_I_cluster_from_the_VEGAS_survey_I._Optical_properties_of_a_large_sample_of_dwarf_galaxies |
| Authors |
Antonio_La_Marca,_Reynier_Peletier,_Enrichetta_Iodice,_Maurizio_Paolillo,_Nelvy_Choque_Challapa,_Aku_Venhola,_Duncan_A._Forbes,_Michele_Cantiello,_Michael_Hilker,_Marina_Rejkuba,_Magda_Arnaboldi,_Marilena_Spavone,_Giuseppe_D'Ago,_Maria_Angela_Raj,_Rossella_Ragusa,_Marco_Mirabile,_Roberto_Rampazzo,_Chiara_Spiniello,_Steffen_Mieske,_Pietro_Schipani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.00711 |
〜50Mpcの銀河団は、z=0宇宙で最も近い銀河団のひとつであり、銀河団環境で矮小銀河の特性を研究するのに理想的な環境です。HydraIクラスターのディープイメージングデータを利用して、クラスターコア内の矮小銀河の新しい測光カタログを作成します。これを使用して、HydraIクラスターの矮小銀河集団の特性を導き出し、他のクラスターと比較します。さらに、矮小銀河の特性が周囲の環境に依存していることを調べます。新しいHydraI矮小銀河カタログには、光度が-18.5<$M_r$<-11.5等の317個の銀河が含まれており、準主軸は約200pc（a=0.84秒角）より大きく、そのうち202個は新しい検出であり、これまで知られていなかった矮小銀河です。ヒドラI中央部の銀河。限界マグニチュード$M_r$=-11.5等、平均有効表面輝度$\overline{\mu}_{e、r}$=26.5mag/$arcsec^2で検出効率が50％に達すると推定しています。$。矮小銀河の標準的なスケーリング関係を示し、それらを他の近くの銀河団と比較します。異なるサイズのクラスターでは、矮星のスケーリング関係に観測上の違いがないことがわかります。銀河の空間分布を研究し、ビリアル半径の半分以内に下部構造が存在する証拠を見つけます。また、中〜高光度の矮星（$M_r$<-14.5等）は、平均してクラスター中心に向かって赤くなり、クラスター中心距離の増加に伴い、観測されたものと同様に、$R_e$がわずかに増加することがわかります。Fornaxクラスターの場合。表面輝度とセルシック指数では、明確なクラスター中心の傾向は報告されていません。同じ光度ビンの銀河を考えると、高光度と中光度の矮星（$M_r$<-13.5mag）の場合、g-rの色は、より明るい表面輝度とより高いセルシックnインデックスオブジェクトに対してより赤くなります。
低質量活動銀河核の放射駆動噴水モデルにおける温かい吸収体
| Title |
Warm_Absorbers_in_the_Radiation-driven_Fountain_Model_of_Low-mass_Active_Galactic_Nuclei |
| Authors |
Shoji_Ogawa,_Yoshihiro_Ueda,_Keiichi_Wada,_and_Misaki_Mizumoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.00036 |
活動銀河核（AGN）の温熱吸収体の起源を調べるために、低質量AGNの放射駆動噴水モデルの電離状態構造を研究し（Wadaetal。2016）、予測されたX線を計算します。スペクトル合成コードCloudyを利用したスペクトル（Ferlandetal.2017）。スペクトルは、流出するイオン化ガスに起因する多くの吸収線と輝線の特徴を示しています。OVIII0.654keVの線は、主に、光学的な細い線の領域よりもSMBHにはるかに近い極域で生成されます。低傾斜でのイオン化パラメータ（$\xi$）の吸収測定分布は、$\xi$で4桁に広がり、多くのタイプ1AGNで実際に観察されるように、流出の多相イオン化構造を示します。シミュレートされたスペクトルを、細い線のセイファート1銀河、NGC4051の高エネルギー分解能スペクトルと比較します。モデルは、ゆっくりと流出する（数百kms$^{-1}$）暖かい吸収体を再現します。ただし、NGC4051で観測された数千kms$^{-1}$の高速コンポーネントは再現されません。シミュレーションでは、OVIII0.654keVラインの強度と幅も過小評価されています。これらの結果は、現在の噴水モデルに含まれていない、トーラス内のサブパーセクまたはより小さな領域から放出されたイオン化ガスが、数千kms$^{-1}$の暖かい吸収体の重要な成分でなければならないことを示唆しています。。このモデルは、セイファート2銀河、コンパス座銀河のチャンドラ/HETGスペクトルも一貫して説明しています。
相対論的ショックでの加速に対するTeV検出GRB残光の意味
| Title |
The_implications_of_TeV_detected_GRB_afterglows_for_acceleration_at_relativistic_shocks |
| Authors |
Zhiqiu_Huang,_John_Kirk,_Gwenael_Giacinti_and_Brian_Reville |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.00111 |
ガンマ線バーストの残光放出の深部にある非常に高エネルギーのガンマ線の検出に動機付けられて、相対論的爆風で電子を加速できる最大エネルギーの予測を再検討します。爆風の弱く磁化された前方衝撃での加速は、衝撃の背後で発生する乱流の急速な減衰、大規模な周囲磁場の影響、または放射損失のいずれかによって制限される可能性があります。標準的な単一ゾーンのシンクロトロン-自己-コンプトン（SSC）モデルの範囲内で、GRB190829Aの観測が下流の乱流の急速な減衰を除外することを示します。さらに、この物体のX線およびTeVガンマ線放出への同時適合は、周囲磁場によって課される加速度の制限が放射損失によって課される制限と同等またはそれよりも弱い場合を除いて不可能です。これには、衝撃の背後にある乱流の支配的な長さスケールが、パーティクルインセルシミュレーションによって暗示されるものよりも大きい必要があります。しかし、それでも、クライン・仁科の影響は、観測によって示唆された硬いVHEガンマ線スペクトルの生成を妨げます。したがって、GRB残光のTeV観測は、まだ非常にまばらですが、すでにSSC放出シナリオと緊張関係にあります。
| Title |
Approximate_Bayesian_Computation_Applied_to_the_Diffuse_Gamma-ray_Sky |
| Authors |
Eric_J._Baxter,_J._G._Christy,_Jason_Kumar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.00255 |
星形成銀河、活動銀河核、天の川銀河での宇宙線相互作用など、多くの線源が拡散ガンマ線バックグラウンド（DGRB）に寄与しています。暗黒物質の消滅などのエキゾチックなソースも、ある程度の貢献をする可能性があります。ピクセル単位の光子数の分布は、DGRBを分析し、さまざまなソースの相対的な寄与を判断するための強力なツールです。ただし、ピクセル単位の分布の尤度分析に光子エネルギー情報を含めると、ソースタイプとエネルギービンの数が増えるにつれて、計算がすぐに困難になります。ここでは、近似ベイズ計算（ABC）の尤度のない方法を問題に適用します。銀河系サブハロにおける暗黒物質消滅と天体物理学的背景からの寄与を含む模擬分析を検討します。ABCを使用した結果は、エネルギー情報が破棄された場合の正確な尤度と一致し、エネルギー情報が含まれている場合、ABCを使用すると非常に厳しいパラメーター制約を取得できることを示します。ABCは、DGRBを分析し、そのさまざまな起源を理解するための強力なツールを提供します。
最初の超発光パルサーM82X-2の極端な物質移動と高磁場
| Title |
The_extreme_mass_transfer_and_high_magnetic_field_of_the_first_ultraluminous_pulsar_M82_X-2 |
| Authors |
Matteo_Bachetti_(1),_Marianne_Heida_(2),_Thomas_Maccarone_(3),_Daniela_Huppenkothen_(4),_Gian_Luca_Israel_(5),_Didier_Barret_(6),_Murray_Brightman_(7),_McKinley_Brumback_(7),_Hannah_P._Earnshaw_(7),_Karl_Forster_(7),_Felix_F\"urst_(8),_Brian_W._Grefenstette_(7),_Fiona_A._Harrison_(7),_Amruta_D._Jaodand_(7),_Kristin_K._Madsen_(9),_Matthew_Middleton_(10),_Sean_N._Pike_(7),_Maura_Pilia_(1),_Juri_Poutanen_(11_and_12_and_13),_Daniel_Stern_(7),_John_A._Tomsick_(14),_Dominic_J._Walton_(15_and_16),_Natalie_Webb_(6),_J\"orn_Wilms_(17)_((1)_INAF-Osservatorio_Astronomico_di_Cagliari,_via_della_Scienza_5,_I-09047_Selargius_(CA),_Italy,_(2)_European_Southern_Observatory,_Karl-Schwarzschild-Strasse_2,_85748_Garching_bei_M\"unchen,_Germany,_(3)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Texas_Tech_University,_Lubbock,_TX,_USA,_(4)_SRON_Netherlands_Institute_for_Space_Research,_Sorbonnelaan_2,_3584_CA,_Utrecht,_Netherlands,_(5)_INAF-Osservatorio_Astronomico_di_Roma,_via_Frascati_33,_I-00078_Monteporzio_Catone,_Italy,_(6)_IRAP,_Universit\'e_de_Toulouse,_CNRS,_CNES,_9_avenue_du_Colonel_Roche,_31028,_Toulouse,_France,_(7)_Cahill_Center_for_Astronomy_and_Astrophysics,_California_Institute_of_Technology,_Pasadena,_CA_91125,_USA,_(8)_Quasar_Science_Resources_S.L_for_European_Space_Agency_(ESA),_ESAC,_Camino_Bajo_del_Castillo_s/n,_28692_Villanueva_de_la_Ca\~nada,_Madrid,_Spain,_(9)_CRESST_and_X-ray_Astrophysics_Laboratory,_NASA_Goddard_Space_Flight_Center,_Greenbelt,_MD_20771,_USA,_(10)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Southampton,_Highfield,_Southampton_SO17_1BJ,_UK_(11)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_FI-20014_University_of_Turku,_Finland,_(12)_Space_Research_Institute_of_the_Russian_Academy_of_Sciences,_Profsoyuznaya_Str._84/32,_Moscow_117997,_Russia,_(13)_Nordita,_KTH_Royal_Institute_of_Technology_and_Stockholm_University,_Roslagstullsbacken_23,_SE-10691_Stockholm,_Sweden,_(14)_Space_Sciences_Laboratory,_University_of_California,_7_Gauss_Way,_Berkeley,_CA_94720-7450,_USA,_(15)_Institute_of_Astronomy,_Madingley_Road,_Cambridge,_CB3_0HA,_UK,_(16)_Centre_for_Astrophysics_Research,_University_of_Hertfordshire,_College_Lane,_Hatfield_AL10_9AB,_UK,_(17)_Remeis-Observatory_and_Erlangen_Centre_for_Astroparticle_Physics,_Friedrich-Alexander-Universit\"at_Erlangen-N\"urnberg,_Sternwartstr._7,_96049_Bamberg) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.00339 |
M82X-2は、最初に発見された脈動超大光度X線源（PULX）です。これらの極端なパルサーの光度は、等方性の場合、極端な物質移動係数を意味します。別の方法は、はるかに低い物質移動係数を想定することですが、幾何学的なビームによって見かけの光度が向上します。物質移動の独立した測定のみが、これら2つのシナリオを区別するのに役立ちます。この論文では、中性子星の軌道を7年間追跡し、軌道の減衰を測定し、この軌道減衰がエディントン光度によって設定された物質移動限界の150倍を超える極端な物質移動によって引き起こされることを示します。この測定値は、アキュレーターが利用できる質量が、ビームを必要とせずに、その光度を正当化するのに十分すぎることを示しています。これはまた、アキュレーターが高度に磁化された中性子星であるモデルを強く支持します。
Be /ガンマ線バイナリの相関keV / TeV光度曲線のモデリング
Be/$\gamma$線のバイナリは、Be星を周回する確認済みまたは推定のパルサーで構成され、明るい$\gamma$線を放出します。非熱放射は、パルサー風が恒星の流出によって終了する衝撃波でのシンクロトロン放射と逆コンプトン（IC）散乱から生じると考えられています。そのようなシステムからの風の相互作用と衝撃放射を研究し、keV/TeV光度曲線で観察される二峰性構造が、ディスク通過中の強化されたシンクロトロン放射とIC散乱によって引き起こされることを示します。単純な放射モデルを使用して、keVX線およびTeV$\gamma$線フラックスの軌道変調を再現し、2つの確認済みパルサー/Beスターバイナリ（つまり、PSRB1259-63/LS2883およびPSRJ2032+4127/MT91）と比較します。213）、および2つの候補（つまり、HESSJ0632+057およびLSI+61$^{\circ}$303）。前者の2つのバイナリのkeV/TeV光度曲線は、傾斜ディスクモデルによって十分に説明できることがわかりますが、後者の2つのソースの変調放射のモデリングは、現在の軌道ソリューションでは依然として困難です。したがって、HESSJ0632+057およびLSI+61$^{\circ}$303の代替軌道ジオメトリを提案します。相関するkeV/TeV光度曲線をフィッティングすることにより、Beディスクの位置と傾斜角を推定します。私たちの結果は、軌道パラメータの将来の測定や推定パルサーからの電波脈動の検索に役立つ可能性があります。
銀河のハローにおける荷電粒子の局所的な発生源の磁気カットオフの研究
| Title |
Researching_of_magnetic_cutoff_for_local_sources_of_charged_particles_in_the_halo_of_the_Galaxy |
| Authors |
M.Yu._Khlopov_(1,_2_and_3),_A.O._Kirichenko_(2),_A.G._Mayorov_(2)_((1)_Institute_of_Physics,_Southern_Federal_University,_Rostov_on_Don,_Russia,_(2)_National_Research_Nuclear_University_MEPhI_(Moscow_Engineering_Physics_Institute),_Moscow,_Russia,_(3)_Universit\'e_de_Paris,_CNRS,_Astroparticule_et_Cosmologie,_Paris,_France) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.00361 |
バリオン非対称宇宙の非常に不均一なバリオン合成のモデルは、私たちの銀河の反物質星の球状星団で進化する可能性のある反物質の巨視的ドメインの存在を可能にします。物質と反物質の性質の対称性に基づいて、星団と反物質の球状星団の進化の対称性を仮定します。このような天体は、銀河宇宙線の反ヘリウム原子核の一部の源となる可能性があります。物質星球状星団の既知の特性を使用して、宇宙の反核の予想されるフラックスを予測することができます。ハローにある反物質球状星団から銀河円盤への反物質の浸透のカットオフエネルギーの低下を推定しました。銀河系の大規模な磁場構造における粒子運動のシミュレーション。球状星団M4の磁気カットオフの大きさを推定しました。
フェルミ-LATブレーザーの基本的な物理パラメータの推定
| Title |
The_Estimation_of_Fundamental_Physics_Parameters_for_Fermi-LAT_Blazars |
| Authors |
Zhiyuan_Pei,_Junhui_Fan,_Jianghe_Yang,_Danyi_Huang_and_Ziyan_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.00530 |
ブレーザーの物理的枠組みを描くことを目的として、中央ブラックホール質量$M$の上限、ドップラー係数$\deltaを含む、\citet{BK95}によって提案されたアイデアに基づいて4つの重要なパラメーターを推定する効果的な方法を提示します。$、$\gamma$線生成$d$のサイトまでの軸に沿った距離（$\gamma$線放出領域$R_{\gamma}$の位置に変換できます）および降着円盤$\Phi$の軸に対する伝搬角度。そのために、\citet{Pei20PASA}でコンパイルされた809{\itFermi}-LATで検出されたブレーザーと同じサンプルを採用します。ステージに足を踏み入れるこれらの4つの派生パラメータは、$\gamma$線ブレーザーに関する知識に新たな光を当てる可能性があります。\citet{BK95}の論文に関して、主に次の点でいくつかの新しい視点が得られます。（1）で測定されたブロードライン領域の光度とディスクの光度の関係に基づいて、BLラックとFSRQの間の更新された境界を提示エディントン単位、つまり$L_{\rmdisk}/L_{\rmEdd}=4.68\times10^{-3}$は、ディスクの降着力に関してBLLacsとFSRQの間にいくつかの違いがあることを示しています。（2）いわゆる「アパリングゾーン」があることを提案します。これは、見た目が変化するブレーザーが存在する可能性のあるBLLacsとFSRQの間に潜在的な遷移フィールドです。（3）$\gamma$線放出領域の位置は、主にブロードライン領域の外側に制限されており、一部のBLラックでは、ほこりっぽい分子トーラスからも離れています。これは、ジェットの放出成分の重要性を意味します。
降着ミリ秒X線パルサーXTEJ1814-338におけるバースト振動の特異な振る舞い
| Title |
The_Peculiar_Behavior_of_Burst_Oscillations_in_the_Accreting_Millisecond_X-ray_Pulsar_XTE_J1814-338 |
| Authors |
Yuri_Cavecchi_and_Alessandro_Patruno |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.00612 |
降着ミリ秒X線パルサー（AMXP）は、非脈動低質量X線連星で観測されたものとは著しく異なる降着プラズマの熱核爆発中にバースト振動を示します。AMXPXTEJ1814-338は、位相ロックされた（一定の位相差）バースト振動を持ち、最後のバーストを除くすべての熱核バースト中の降着による脈動と一致することで知られています。この作業では、コヒーレントタイミング分析を使用して、この現象を以前よりも詳細に、より高い時間分解能で調査します。バースト振動位相は、平均して、降着動力の脈動に位相ロックされていることを確認します。ただし、個々のバースト中に中程度（<〜0.1サイクル）のドリフトも表示され、熱核バーストフェーズ（上昇、ピーク、テール）に従って一貫して観察される繰り返しパターンを示します。これらのドリフトパターンの存在にもかかわらず、バースト振動位相は、降着によって動力を与えられた脈動のほぼ正確な位置でどういうわけか平均化することができます。現象の運動学的説明を提供し、文献の既存のモデルを確認します。この現象は明確な説明がないままですが、熱核バーストメカニズムに重要な制約を課すことができます。特に、観測は、熱核バーストの発火点が降着柱の足元近くで発生することを意味します。燃焼流体は、磁場によってトラップされた後方に傾斜した降着柱で膨張し、同時に燃焼炎が表面を覆っていると推測されます。
長周期パルサーにおける電波放射の物理学
寒天らによる長周期パルサーJ0250+5854のパルス幅W50の最近の多周波測定は、極冠半径が小さいため、放出プロセスに独自の洞察を提供します。W50の周波数依存性は、放射プラズマが無線放射の間隔中に加速下にとどまっている結果として簡単に理解できます。これは、イオンと陽子のプラズマでは可能ですが、多重度の高い電子-陽電子対の1つでは不可能です。一般的なパルサー集団のパルスプロファイルへのモデルの拡張について簡単に検討します。
| Title |
Properties_of_High-Redshift_GRBs |
| Authors |
Chris_L._Fryer,_Amy_Y._Lien,_Andrew_Fruchter,_Giancarlo_Ghirlanda,_Dieter_Hartmann,_Ruben_Salvaterra,_Phoebe_R._Upton_Sanderbeck,_Jarrett_L._Johnson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.00643 |
ガンマ線バースト（GRB）の巨大な力は、それらを初期宇宙の理想的なプローブにします。高赤方偏移GRBの残光に吸収線を使用することにより、天文学者は初期宇宙における金属の進化を研究することができます。GRB前駆体の性質を理解することで、高赤方偏移で観測されたGRBの速度と特性は、高赤方偏移での星形成の履歴と星の初期質量関数を調べることができます。この論文は、赤方偏移によるこれらの特性の進化を予測するために、ブラックホール降着円盤パラダイムの下での長期間のGRBの特性の金属量および質量依存性の詳細な研究を提示します。これらのモデルは、現在のGRB観測で較正され、高赤方偏移GRBを研究する新しい観測と新しいミッション（提案されたガモフミッションなど）の予測を行うために使用されます。
MGRO J1908 +0の超高エネルギースペクトルのHAWC研究
| Title |
HAWC_Study_of_the_Ultra-High-Energy_Spectrum_of_MGRO_J1908+0 |
| Authors |
HAWC_Collaboration:_A._Albert,_R._Alfaro,_C._Alvarez,_J.D._\'Alvarez,_J.R._Angeles_Camacho,_J.C._Arteaga-Vel\'azquez,_D._Avila_Rojas,_H.A._Ayala_Solares,_R._Babu,_E._Belmont-Moreno,_C._Brisbois,_K.S._Caballero-Mora,_T._Capistr\'an,_A._Carrami\~nana,_S._Casanova,_U._Cotti,_J._Cotzomi,_S._Couti\~no_de_Le\'on,_E._De_la_Fuente,_C._de_Le\'on,_R._Diaz_Hernandez,_B.L._Dingus,_M.A._DuVernois,_M._Durocher,_J.C._D\'iaz-V\'elez,_K._Engel,_C._Espinoza,_K.L._Fan,_K._Fang,_M._Fern\'andez_Alonso,_N._Fraija,_D._Garcia,_J.A._Garc\'ia-Gonz\'alez,_F._Garfias,_G._Giacinti,_H._Goksu,_M.M._Gonz\'alez,_J.A._Goodman,_J.P._Harding,_J._Hinton,_B._Hona,_D._Huang,_F._Hueyotl-Zahuantitla,_P._H\"untemeyer,_A._Iriarte,_A._Jardin-Blicq,_V._Joshi,_S._Kaufmann,_D._Kieda,_W.H._Lee,_J._Lee,_H._Le\'on_Vargas,_J.T._Linnemann,_A.L._Longinotti,_G._Luis-Raya,_K._Malone,_V._Marandon,_O._Martinez,_J._Mart\'inez-Castro,_J.A._Matthews,_P._Miranda-Romagnoli,_J.A._Morales-Soto,_E._Moreno,_M._Mostaf\'a,_A._Nayerhoda,_L._Nellen,_M._Newbold,_M.U._Nisa,_R._Noriega-Papaqui,_L._Olivera-Nieto,_N._Omodei,_A._Peisker,_Y._P\'erez_Araujo,_E.G._P\'erez-P\'erez,_C.D._Rho,_D._Rosa-Gonz\'alez,_H._Salazar,_F._Salesa_Greus,_A._Sandoval,_M._Schneider,_H._Schoorlemmer,_J._Serna-Franco,_A.J._Smith,_Y._Son,_R.W._Springer,_O._Tibolla,_K._Tollefson,_I._Torres,_R._Torres-Escobedo,_R._Turner,_F._Ure\~na-Mena,_L._Villase\~nor,_X._Wang,_I.J._Watson,_E._Willox,_A._Zepeda,_H._Zhou,_M._Breuhaus_H._Li,_and_H._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.00674 |
高高度水チェレンコフ（HAWC）天文台からのデータを使用して、超高エネルギー源MGROJ1908+06のTeVガンマ線観測を報告します。この線源は、200TeVを超えて放出される、最もエネルギーの高い既知のガンマ線源の1つです。モデリングは、TeVガンマ線放出の大部分が、エネルギッシュな電波の弱いパルサーPSRJ1907+0602によって駆動され、本質的にレプトンであることを示唆しています。モデルに含まれる仮定によっては、ハドロン成分も許可される場合があります。モデリングの結果を使用して、マルチメッセンジャーキャンペーンによる検出の見通しへの影響について説明します。
非常に大規模な星のコア崩壊中の新しい不安定性の出現について
| Title |
On_the_emergence_of_a_new_instability_during_core-collapse_of_very_massive_stars |
| Authors |
I._Kalashnikov,_A._Baranov,_P._Chardonnet,_V._Chechetkin,_A._Filina |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.00675 |
均一な超新星爆発（SNe）のプロセスは、すべてのタイプについて十分に調査されています。ただし、観測データは、SNeが球対称ではない可能性があることを示唆しています。SNeの最新の多次元シミュレーションは、爆発段階での流体力学的不安定性の発生を示しています。しかし、爆発前の星の構成と不均一性は、SNeの発達に大きく影響する可能性があります。対不安定型超新星爆発（PISNe）の数値モデリングに関する多くの論文では、大質量星の中央領域の熱核エネルギーが一連のいくつかのホットスポットによって導入された場合を検討しました。それは発散衝撃波の背後にある多くの熱物質の破片の出現につながります。これの観察可能な兆候は、巨大な星の爆発に関連するガンマ線バーストの光度曲線上のピークの存在である可能性があります。そのような不均一性の物理的性質は明らかではなく、スポットの数とサイズは推測です。この研究では、大質量星のコア崩壊（CC）の段階でこれらの不均一性が形成される可能性を研究します。この仮定を確認するために、CCの分析的自己相似モデルを選択し、小さな多次元摂動に関してそれから得られた解の安定性を調査しました。これは、非常に質量の大きい星の崩壊が安定したままである可能性がある条件がないことを示していますが、質量の小さい星の場合は可能です。得られた関係を用いて、不安定性の発達の特徴を発見し、それによって不均一性の量と特徴的なサイズを推定することを可能にしました。
| Title |
Multi-messenger_parameter_inference_of_gravitational-wave_and_electromagnetic_observations_of_white_dwarf_binaries |
| Authors |
Peyton_T._Johnson,_Michael_W._Coughlin,_Ashlie_Hamilton,_Mar\'ia_Jos\'e_Bustamante-Rosell,_Gregory_Ashton,_Samuel_Corey,_Thomas_Kupfer,_Tyson_B._Littenberg,_Draco_Reed,_Aaron_Zimmerman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.00145 |
今後のレーザー干渉計宇宙アンテナ（LISA）は、銀河系白色矮星の大きな重力波の前景を検出します。これらの光源は、LISAが飛ぶずっと前に、電磁波長で検出される可能性が高いという点で例外的です。重力波と電磁波の両方を研究すると、1つのメッセンジャーだけでは達成できないシステムパラメータに強い制約が生じます。この作業では、ベイズ推定パイプラインとシミュレーションスイートを紹介します。このスイートでは、さまざまな構成のバイナリに対する潜在的な制約を調査します。LISA検出とパラメーター推定を使用すると、電磁分析の事前分布として使用した場合に、システムパラメーターの制約を大幅に改善できることを示します。また、現在の測定が将来LISA測定からどのように利益を得るかについての経験則も提供します。
超高エネルギーニュートリノ検出用の進化するアンテナ
| Title |
Evolving_Antennas_for_Ultra-High_Energy_Neutrino_Detection |
| Authors |
Julie_Rolla,_Dean_Arakaki,_Maximilian_Clowdus,_Amy_Connolly,_Ryan_Debolt,_Leo_Deer,_Ethan_Fahimi,_Eliot_Ferstl,_Suren_Gourapura,_Corey_Harris,_Luke_Letwin,_Alex_Machtay,_Alex_Patton,_Carl_Pfendner,_Cade_Sbrocco,_Tom_Sinha,_Ben_Sipe,_Kai_Staats,_Jacob_Trevithick,_and_Stephanie_Wissel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.00197 |
進化的アルゴリズムは、進化の原理を利用して、定義された問題の解決策を効率的に決定する一種の人工知能です。これらのアルゴリズムは、従来の手法では解決できないほど複雑なソリューションを見つける場合や、簡略化された方法で見つかったソリューションを改善する場合に特に強力です。GENETISの共同研究では、電流検出器よりも超高エネルギーニュートリノ誘導無線パルスに敏感なアンテナを設計するための遺伝的アルゴリズムを開発しています。UHEニュートリノはまれであり、ステーションが数百km四方に分散している大量の検出器を必要とするため、アンテナ感度の向上は重要です。GENETISアルゴリズムは、有限差分時間領域モデリングプログラムであるXFdtdと統合し、ニュートリノ実験のシミュレーションを行うことにより、適合度の尺度としてシミュレートされたニュートリノ感度を使用してアンテナ設計を進化させます。次に、最初のテストのために、最適なアンテナを氷上に配置します。遺伝的アルゴリズムの目的は、既存のARA実験で使用されている設計をニュートリノ感度で2倍以上改善するアンテナを作成することです。この研究は、将来の実験でアンテナ感度を改善し、UHEニュートリノの発見を加速させる可能性があります。物理学の結果に基づいたフィットネススコアを備えた遺伝的アルゴリズムを使用してアンテナが設計されたのはこれが初めてであり、これにより、天体物理学およびそれ以降の遺伝的アルゴリズムで設計された機器の継続的な使用が促進されます。この議事録では、アルゴリズムの進歩、遺伝的アルゴリズムのパフォーマンスを改善するために取られた手順、進化から得られた最新の結果、および製造ロードマップについて報告します。
レーザーガイド星のリターン-周波数チャープによるフラックスゲイン
| Title |
Laser_guide_star_return-flux_gain_from_frequency_chirping |
| Authors |
J._Hellemeier,_M._Enderlein,_M._Hager,_D._Bonaccini_Calia,_R._L._Johnson,_F._Lison,_M._O._Byrd,_L._A._Kann,_M._Centrone,_P._Hickson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.00252 |
スペクトルホールバーニングは、ナトリウムレーザーガイド星の効率を低下させます。光子の反跳により、最初に単一周波数レーザーと共鳴している原子は、ドップラーが共鳴からシフトアウトし、戻り磁束が減少します。周波数チャープ（周波数掃引とも呼ばれる）連続波レーザーは、スペクトルホールバーニングの影響を軽減し、単一周波数レーザーの理論上の限界を超えてレーザーガイド星の効率を高める可能性があります。ラパルマ島のロケデロスムチャチョス天文台では、周波数チャープされた単一周波数のレーザーガイド星の空での測定が行われます。実験では、35cmの望遠鏡と高速フォトンカウンティングレシーバーシステムを使用して、ナトリウム層の個体群動態に関する洞察を得て、レーザー周波数掃引中の戻りフラックス応答を解決します。打ち上げられたレーザー出力が16.5Wの場合、固定周波数レーザーと比較して、戻りフラックスの最大ゲインが22\％であることがわかります。我々の結果は、チャープゲインが中間圏でのパワー密度、すなわちレーザーパワーとシーイングに強く依存していることを示唆しています。最大ゲインは、理論で予測されるように、150MHzのオーダーのチャープ振幅と0.8MHzのチャープ速度$\mu$s$^{-1}$で記録されます。チャーピング期間中の時間分解測定は、ナトリウム層の個体群動態の理解を確認します。私たちの知る限り、これらは単一の周波数チャープ連続波レーザーによって励起されたレーザーガイド星の戻り磁束増強の最初の測定値です。より高いレーザー出力では、チャーピングの効果が高まると予想されます。これは、高出力レーザーガイド星補償光学システムを搭載した望遠鏡や、衛星イメージングや地上などのレーザーガイド星を使用する新しい宇宙認識アプリケーションにとって非常に有益です。宇宙への光通信。
LOFAR-AARTFAACを使用した北天の極周辺の122MHzでの度スケール銀河電波放射
| Title |
Degree-Scale_Galactic_Radio_Emission_at_122_MHz_around_the_North_Celestial_Pole_with_LOFAR-AARTFAAC |
| Authors |
B._K._Gehlot,_L._V._E._Koopmans,_A._R._Offringa,_H._Gan,_R._Ghara,_S._K._Giri,_M._Kuiack,_F._G._Mertens,_M._Mevius,_R._Mondal,_V._N._Pandey,_A._Shulevski,_R._A._M._J._Wijers,_and_S._Yatawatta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.00721 |
目的：明るい拡散銀河の熱および非熱電波放射による汚染は、宇宙の夜明け（CD）および再電離の時代（EoR）からの中性水素の21cm信号を測定することを目的とした実験で重大な課題をもたらします。キャリブレーションに含まれていない場合、この拡散発光は21cmの実験での分析と信号抽出に深刻な影響を与える可能性があります。アムステルダム-ASTRON電波過渡施設および分析センター（AARTFAAC）-ハイバンドアンテナ（HBA）システムを使用して、北天の極周辺の122〜MHzでの大規模な拡散銀河放射を調べます。方法：このパイロットプロジェクトでは、AARTFAAC-HBAシステムで記録されたデータの単一のサブバンドで生成された史上初の広視野画像を提示します。画像に現れる拡散放射をモデル化するために、マルチスケールCLEANとシェイプレット分解の2つの方法を示します。角度パワースペクトルメトリックを使用して、放射のさまざまなコンポーネントを定量化し、2つの拡散構造モデリングアプローチのパフォーマンスを比較します。結果：マルチスケールCLEANは、広範囲の角度スケールでコンパクトで拡散した構造をモデル化するのに適しているのに対し、シェイプレット分解法は、数度以上のオーダーの大規模スケールをより適切にモデル化することがわかります。スケール$\ell\gtrsim100$（$\lesssim2$〜degree）のフィールドでの放射の角度パワースペクトルを支配し、拡散放射は$\ell\lesssim200$のスケールで支配します。拡散放射は、1〜度の角度スケールで122〜MHzで$\Delta^2_{\ell=180}=（145.64\pm13.45）〜{\rmK}^2$の輝度温度分散を持ちます。$C_{\ell}\propto\ell^{-2.0}$に続くべき乗則と一致します。
BinaryPopulationASpectralSynthesis（BPASS）モデルで自己無撞着な星の種族を使用して、NGC1850-BH1がブラックホールであるかどうかを評価します。Saracinoetal。で報告された物理的特性に基づく検索基準の使用。（2021）とEl-Badry＆Burdge（2021）は、ブラックホール（またはコンパクトオブジェクト）のコンパニオンを持つ適切なシステムを意図的に検索します。何も見つかりません。観測との良好な一致は、明るい成分が剥ぎ取られた星であり、コンパニオンが光学バンドの主要なものより3〜4等級暗い（つまり、これを検索で課さなかった）モデルで見られます。これらの特定のモデルによって示される保守的な物質移動は、分光学的シグネチャをさらに汚す可能性のある急速に回転するコンパニオンにつながる可能性がありますが、これだけで、急速な回転を呼び出す必要なしにMUSEスペクトルでコンパニオンが検出されないことを説明できます。連星系の目に見えないブラックホールの将来の主張は、健全性チェックとして星の種族の詳細な連星進化モデルを調査することから利益を得るであろうことをお勧めします。
Melnick 33Na：30ドラダスの非常に大規模な衝突風バイナリシステム
| Title |
Melnick_33Na:_a_very_massive_colliding_wind_binary_system_in_30_Doradus |
| Authors |
Joachim_M._Bestenlehner,_Paul_A._Crowther,_Patrick_S._Broos,_Andrew_M._T._Pollock,_Leisa_K._Townsley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.00022 |
新しい時系列VLT/UVES分光法を利用して、LMC30ドラダス領域（タランチュラ星雲）の発光X線源Melnick33Na（Mk33Na、HSH9516）の分光分析を紹介します。Mk33Naは、質量比$q=0.63\pm0.02$、$e=0.33\pm0.01$、公転周期$18.3\pm0.1$日の二重線O型分光バイナリとして確認され、好ましい期間をサポートします。タランチュラを介して得られたX線観測から-X線（T-ReX）調査によって明らかにされました。各成分の解きほぐされたスペクトルは、一次および二次にそれぞれOC2.5If*およびO4Vのスペクトルタイプを提供します-Oスーパージャイアントでは珍しく、一次は強いCIV4658放射と弱いNV4603-20を示し、OC分類を正当化します。分光分析は、$M_{1}=83\pm19のシステムコンポーネントを使用して、プライマリ（$T_{\rmeff}=50$kK、$\logL/L_{\odot}=6.15$）の極端な物理的特性を優先しますM_{\odot}$および$M_{2}=48\pm11M_{\odot}$は、軌道解析の結果と一致させることができる進化モデルから取得されます（例：$M_{1}\sin^3i=20.0\pm1.2M_{\odot}$）システムの傾きが$\sim38^{\circ}$で、年齢が0.9〜1.6Myrの場合。これにより、Mk33Naは、他のX線発光初期型バイナリMk34（WN5h+WN5h）、R144（WN5/6h+WN6/7h）、特にR139（O6.5）と並んで、LMCで最も質量の大きいバイナリシステムの1つとして確立されます。\、Iafc+O6\、Iaf）。
既知の最も偏心した、低質量の、短周期の食変光星を含む2 + 1 +1四重星系
| Title |
A_2+1+1_quadruple_star_system_containing_the_most_eccentric,_low-mass,_short-period,_eclipsing_binary_known |
| Authors |
E._Han,_S.A._Rappaport,_A._Vanderburg,_B.M._Tofflemire,_T._Borkovits,_H.M._Schwengeler,_P._Zasche,_D.M._Krolikowski,_P.S._Muirhead,_M.H._Kristiansen,_I.A._Terentev,_M._Omohundro,_R._Gagliano,_T._Jacobs,_D._LaCourse |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.00028 |
TIC121088960の一部として未解決の食変光星（EB）と近接するTIC121088959を含むTESSを使用して、新しく発見された2+1+1四重システムの分析を示します。EBは、2つの非常に低質量のM矮星で構成されています。高度に偏心した（$e$=0.709）短周期（$P$=3.04358d）軌道。TESSのピクセルサイズが大きく、TIC121088959とTIC121088960の間の間隔が小さい（3.9$"$）ことを考えると、日食内データと日食外データの差画像の光セントロイド分析を使用して、EBがTIC121088960に存在しますが、その光の$\sim$10％しか寄与しません。放射速度データは、NASAの赤外線施設のiSHELLとマクドナルド2.7m望遠鏡のCoud${\'e}$スペクトログラフで取得されました。両方の画像について、測定されたRVは、11日間の観測ベースラインにわたって変化を示さず、2つの画像間のRVの差は$8\pm0.3$kms$^{-1}$でした。2つの画像の類似した距離と適切な動きは、TIC121088959とTIC121088960は重力的に束縛されたペアです。TIC121088960のガイアの大きなRUWEとastrometric_excess_noiseパラメータは、この画像が未解決のEBのホストである可能性が高く、それ自体がトリプルスターであることをさらに示しています。SED分析を実行して計算しました。tの恒星の質量彼は4つの星で、すべてM矮星レジームにあります。EB星の場合は0.19M$_\odot$と0.14M$_\odot$、それぞれ、より明るく見える星。最後に、数値シミュレーションは、内側のトリプルの公転周期がおそらく1年から50年の範囲であることを示しています。
すばる/ IRD調査によって得られた高解像度近赤外スペクトルに基づく近くのM矮星の元素存在量：概念実証
| Title |
Elemental_abundances_of_nearby_M_dwarfs_based_on_high-resolution_near-infrared_spectra_obtained_by_the_Subaru/IRD_survey:_Proof_of_concept |
| Authors |
Hiroyuki_Tako_Ishikawa,_Wako_Aoki,_Teruyuki_Hirano,_Takayuki_Kotani,_Masayuki_Kuzuhara,_Masashi_Omiya,_Yasunori_Hori,_Eiichiro_Kokubo,_Tomoyuki_Kudo,_Takashi_Kurokawa,_Nobuhiko_Kusakabe,_Norio_Narita,_Jun_Nishikawa,_Masahiro_Ogihara,_Akitoshi_Ueda,_Thayne_Currie,_Thomas_Henning,_Yui_Kasagi,_Jared_R._Kolecki,_Jungmi_Kwon,_Masahiro_N._Machida,_Michael_W._McElwain,_Takao_Nakagawa,_Sebastien_Vievard,_Ji_Wang,_Motohide_Tamura,_and_Bun'ei_Sato |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.00173 |
M矮星の詳細な化学分析はほとんどありませんが、それらの周りに見られる惑星の形成環境と内部構造を制約するために必要です。スバル/IRD惑星探索プロジェクトで観測された13Mの矮星（2900<Teff<3500K）の元素の存在量を示します。それらは中期から後期のM矮星であり、個々の元素の豊富さは十分に研究されていません。高分解能（〜70,000）近赤外（970-1750nm）スペクトルを使用して、Na、Mg、Si、K、Ca、Ti、V、Cr、Mn、Fe、およびSrの存在量をラインで測定します。-モデル雰囲気に基づくラインごとの分析。一般的な誤差は、[Fe/H]の0.2dexから他の[X/H]の0.3-0.4dexの範囲です。スペクトルから視線速度を測定し、それらをガイア位置天文学と組み合わせて、ガラクトセントリック空間速度UVWを計算します。結果として得られる[Fe/H]値は、中分解能Kバンド分光法に基づく以前の推定値と一致し、金属量の広い分布を示しています（-0.6<[Fe/H]<+0.4）。個々の元素の存在比[X/Fe]は、通常、すべてのターゲットの太陽の値と一致しています。[X/Fe]の分布は、近くのFGK星の分布に匹敵しますが、そのほとんどは薄い円盤の母集団に属していますが、最も金属の少ないオブジェクトであるGJ699は、厚い円盤の星である可能性があります。UVW速度もこれをサポートします。この結果は、惑星探索プロジェクトで得られたM矮星の近赤外スペクトルを使用して、近くのM矮星の元素の存在量と銀河系の星の種族の傾向を把握できる可能性を高めています。
タイプIbおよびIc超新星前駆体の光学特性に及ぼす風の影響
| Title |
Effects_of_Winds_on_the_Optical_Properties_of_Type_Ib_and_Ic_Supernova_Progenitors |
| Authors |
Moo-Keon_Jung_(1),_Sung-Chul_Yoon_(1),_Hyun-Jeong_Kim_(2)_((1)_Seoul_National_University,_(2)_Korea_Astronomy_and_Space_Science_Institute) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.00272 |
非LTE恒星大気コードCMFGENで構築されたスペクトルモデルを使用して、タイプIbおよびIc超新星（SNIb/Ic）前駆体の観測特性に対する風の影響を調査します。表面温度と化学組成が異なる2.16〜9.09〜$M_\odot$の最終質量範囲のSNIb/Ic前駆体モデルを検討し、さまざまな風の質量損失率と風の終端速度のスペクトルを計算します。光学的に厚い風を持っている前駆体は、拡張された風の物質での光球の形成と自由からの寄与のために、より高い質量損失率（またはより低い風の終端速度）のために光学で明るくなることがわかります。風からのフリーおよびラインエミッション。その結果、標準的なウォルフ・ライエ風の質量損失率の場合、ヘリウムが不足しているコンパクトなSNIc前駆体は、風の影響がない場合と比較して、光学系で$\sim$3等明るくなります。また、風の影響により、光球温度への色依存性は非単調であることがわかります。私たちの結果は、標準的な恒星進化モデルの予測を使用した光学観測から、前駆体の質量、ボロメータの光度、および有効温度を推測することは誤解を招く可能性があることを意味します。基準モデルの予測を以前のSNIb/Ic前駆体検索の検出限界と比較することにより、通常のSNIbのほとんどを直接識別するには、光学絶対等級が$\sim-4$より大きい詳細な検索が必要であると結論付けます。/Ic前駆体。iPTF13bvn、SN2019vyr、およびSN2017einで観測されたSNIb/Ic前駆体候補に対する結果の影響について説明します。
星はどのくらいの質量でブレーキをかけられますか？ NGC6819のターンオフ形態からの意味
| Title |
At_what_mass_are_stars_braked?_The_implication_from_the_turnoff_morphology_of_NGC_6819 |
| Authors |
Yong_Yang,_Chengyuan_Li,_Yang_Huang,_and_Xiaowei_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.00356 |
ほとんどの若年および中年のクラスター（〜2Gyr未満）で明らかな主系列星のターンオフの延長は、高速回転する初期型（F型より前）の星によって引き起こされる既知の特徴です。後期型の星は、磁気制動により初期の角運動量が急速に分散しているため、高速回転子ではありません。しかし、それを下回ると星が磁気的に制動される質量限界は、観測によって十分に制約されていません。この論文では、磁気ブレーキの質量限界近くの星の寿命に匹敵すると考えられている、中年（〜2.5Gyr）の散開星団であるNGC6819のeMSTOの分析を提示します。観察結果を合成CMDと比較すると、NGC6819には明らかなeMSTOが含まれていないことがわかります。そのTO領域の形態は、観測の不確実性と赤みの違いを考慮した単純な星の種族によって簡単に説明できます。さらに、NGC6819のMSTO星は、平均回転速度と分散の値が非常に小さく、かなりの磁気ブレーキがかかっていることを示しています。より若い年齢のクラスターに関する文献の結果と組み合わせると、私たちの現在の研究は、星団におけるeMSTOの消失の臨界年齢はより短くなければならないが、NGC6819の年齢に非常に近い必要があることを示唆しており、これは今度は臨界を意味しますPARSECモデルに基づくと、上記の太陽金属量での磁気ブレーキの恒星質量ですが、1.54$M_{\odot}$に近いです。eMSTOの現象は、磁気ブレーキの開始質量を制限するための独自の方法を提供する可能性があることを強調します。
MS型AGB星RSカンクリの軸対称風における分子、衝撃、および円盤
| Title |
Molecules,_shocks,_and_disk_in_the_axi-symmetric_wind_of_the_MS-type_AGB_star_RS_Cancri |
| Authors |
J._M._Winters,_D._T._Hoai,_K._T._Wong,_W._Kim,_P._T._Nhung,_P._Tuan-Anh,_P._Lesaffre,_P._Darriulat,_T._Le_Bertre |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.00377 |
低質量および中質量の星の最新の進化段階は、乱流、対流、脈動変光星、磁場、固体粒子の凝縮、および新たに生成された重い元素やダスト粒子を注入する大量の流出の形成などの複雑な物理的プロセスによって特徴付けられます。星間物質。ノーザンエクステンデッドミリメーターアレイ（NOEMA）を使用して、半規則的な漸近巨星分枝RSCancriの空間的およびスペクトル的に分解された観測を取得し、詳細な3Dを適用することにより、その内部の風形成環境の形態運動学的構造に光を当てます。再構成モデリングとLTE放射伝達計算。振動励起状態からのいくつかの遷移を含む、13個の分子とアイソトポログ（CO、SiO、SO、SO$_2$、H$_2$O、HCN、PN）の32行を検出します。HCN、H$^{13}$CN、ミリメートル振動励起H$_2$O、SO、$^{34}$SO、SO$_2$、およびPNがRSCncで初めて検出されました。回転の証拠は、HCN、SO、SO$_2$、およびSiO（v=1）で見られます。COおよびSiOチャネルマップから、内部の赤道密度の向上、および質量損失率が$1\times10^{-7}M_\odot{\rmyr}^{-1}$の双極流出構造が見つかります。赤道域の場合は$2\times10^{-7}M_\odot{\rmyr}^{-1}$の極流出の場合。$^{12}$CO/$^{13}$COの比率は、平均で$\sim20$、極地の流出では$24\pm2$、赤道域では$19\pm3$と測定されます。この種の運動学的構造を説明するかもしれない仲間の直接的な証拠を見つけず、磁場がその原因である可能性を探ります。最も内側の分子ガスは、脈動変光星の影響を受け、場合によっては対流細胞の影響を受け、SiOやSOなどの特定の分子線の広い翼にその痕跡を残します。
存在量の不一致が大きい惑星状星雲のMUSE分光法
| Title |
MUSE_spectroscopy_of_planetary_nebulae_with_high_abundance_discrepancies |
| Authors |
Jorge_Garc\'ia-Rojas_(1,2),_Christophe_Morisset_(3),_David_Jones_(1,2),_Roger_Wesson_(4),_Henri_M._J._Boffin_(5),_Hektor_Monteiro_(6),_Romano_L._M._Corradi_(1,2,7),_Pablo_Rodr\'iguez-Gil_(1,2)_((1)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Canarias,_Spain,_(2)_Universidad_de_La_Laguna,_Spain,_(3)_Instituto_de_Astronom\'ia,_UNAM,_Mexico,_(4)_University_College_London,_UK,_(5)_European_Southern_Observatory,_Germany,_(6)_Universidade_Federal_Itajub\'a,_Brazil,_(7)_Gran_Telescopio_Canarias,_Spain) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.00480 |
存在量の不一致係数が高い（ADF>20）3つの惑星状星雲（PNe）のMUSE深面分光器（NGC6778、M1-42、Hf2-2）を紹介します。40を超える輝線のフラックスマップを作成し、それらを使用して、多数のイオン種の吸光度、電子温度（T$_e$）、電子密度（n$_e$）、およびイオン存在量マップを作成しました。オーロラ[NII]および[OII]線への組換えの寄与がT$_e$に及ぼす影響と、低イオン化種の存在量マップは、組換え診断を使用して評価されます。その結果、低いT$_e$値とT$_e$の下降勾配が、各PNの内部ゾーンに向かって見られます。空間的には、これはPNeの内部領域で再結合線を使用して測定された重元素の存在量の増加とほぼ一致し、2つの異なる気相の存在を強力にサポートします。コンテンツ。O$^+$とO$^{2+}$のADFマップを初めて同時に作成し、調査中の3つのPNeすべてで中央にピークがあることを確認しました。ORLまたはCELのいずれかから現実的な存在量を計算しようとする場合の主な問題は、HI放出に対する各ガス成分の相対的な寄与を推定することであり、それを評価する方法を提示します。また、調査した高ADFPNeの場合、低温領域と高温領域の酸素量は同じオーダーであることがわかります。
CIコンドライトオルゲイルからのプレソーラーナノスピネル粒子の酸素とアルミニウム-マグネシウム同位体分類学
| Title |
Oxygen_and_Aluminum-Magnesium_Isotopic_Systematics_of_Presolar_Nanospinel_Grains_from_CI_Chondrite_Orgueil |
| Authors |
Nan_Liu,_Nicolas_Dauphas,_Sergio_Cristallo,_Sara_Palmerini,_and_Maurizio_Busso |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.00512 |
プレソーラー酸化物粒子は、以前はそれらの同位体組成に基づいていくつかのグループ（グループ1から4）に分けられていました。これは、いくつかの恒星源に結び付けることができます。入手可能なデータの多くは大きな粒子で取得されたものであり、隕石に存在するプレソーラー粒子の集団を完全に表していない可能性があります。ここでは、25個の粒子のOrgueilおよびAl-Mg同位体分類学からの74個の小さなプレソーラー酸化物粒子（平均直径約200nm）の新しいO同位体データを示します。データモデルの比較に基づいて、（i）グループ1およびグループ2の粒子は、低質量の赤色巨星分枝（赤色巨星分枝;RGB）および/または第2上昇（漸近巨星分枝;AGB）赤色に由来する可能性が高いことを示します。巨星および（ii）（26Al/27Al）0>=5x10^-3のグループ1粒子、および（26Al/27Al）0<=1x10^-2のグループ2粒子はすべて、親の低-で余分な循環プロセスを経験した可能性があります。質量星ですが、条件が異なるため、高温で陽子捕獲反応が発生します。17Oが豊富なグループ1の酸化物粒子には、25Mgの大きな過剰は見られません。これは、25Mgが低質量の星で豊富に生成されていないことを示しています。また、私たちのサンプルには、より大きなプレソーラー酸化物粒子（〜400nm）の文献でこれまでに示唆されているよりも多くのグループ4粒子が含まれていることがわかります。また、恒星の塵の生成メカニズムに照らして私たちの観測について議論します。
層状および発散太陽冠状構造におけるねじれアルフベン波の強化された位相混合、論文I：線形解
| Title |
Enhanced_Phase_Mixing_of_Torsional_Alfv\'en_Waves_in_Stratified_and_Divergent_Solar_Coronal_Structures,_Paper_I:_Linear_Solutions |
| Authors |
Callum_Boocock_and_David_Tsiklauri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.00571 |
層状の太陽コロナに埋め込まれた、指数関数的に発散する力線を持つポテンシャル磁場での、ねじれアルヴェーン波の伝播と強化された位相混合の修正された分析ソリューションを導き出します。さらに、IDLソフトウェア言語を使用してねじれアルフベン波を記述する解析ソリューションを計算するTAWASという名前のコードを開発します。次に、TAWASを使用して、解析ソリューションの修正と波の反射の包含の両方がAlfv\'en波の減衰に大きな影響を与えることを示します。強化された相混合が最も強い条件を特定するために、パラメータ研究を実行することにより、TAWASを引き続き利用します。位相混合は、非常に発散する力線があり、密度成層がない磁場での高周波アルフベン波に対して最も強いことがわかります。次に、システムの線形化された進化方程式を直接解く有限差分ソルバーWigglewaveを紹介します。TAWASとWigglewaveのソリューションを比較すると、分析ソリューションはWKB近似の範囲内で正確であることがわかりますが、WKB制限を超えて、位相混合の強化によって引き起こされる波の減衰を過小報告しています。TAWASとWigglewaveはどちらも、完全な非線形MHD方程式ではなく、線形化された支配方程式を解きます。ペーパーIIは、重要な非線形効果を含む完全なMHD方程式を解くシミュレーションを検討します。
STITCH：太陽コロナのエネルギー蓄積のためのサブグリッドスケールモデル
| Title |
STITCH:_A_Subgrid-Scale_Model_for_Energy_Buildup_in_the_Solar_Corona |
| Authors |
Joel_T._Dahlin,_C._Richard_DeVore,_Spiro_K._Antiochos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.00641 |
太陽コロナは日常的に爆発的活動、特にコロナ質量放出とそれに伴う噴火フレアを示し、地球規模の結果をもたらします。これらのイベントとそれに対応する小さな冠状ジェットは、狭く曲がりくねったフィラメントチャネルで発生します。チャネルを形成および進化させる主要なプロセスは、さらに小さな空間スケールとはるかに長い時間スケールで動作し、これらの爆発現象を支配する特徴的な長さと時間の大幅な分離に至ります。この記事では、電磁流体力学（MHD）コロナルシミュレーションで噴火構造を生成するための効率的なサブグリッドスケールモデルの実装とテストについて説明します。STITCH-凝縮ヘリシティの静的注入-は、物理学に基づいた、ヘリシティ凝縮の縮小表現です。小規模な渦巻き状の表面対流が遍在する電流シートを形成し、シート全体の広範な再結合が磁気ヘリシティの逆カスケードを仲介するプロセスです。自由エネルギー、それによってフィラメントチャネルを形成します。STITCHは、これらの複雑なプロセスを、MHDオームの法則と誘導方程式の1つの新しい項に抽象化します。これは、接線方向の磁束を低コロナに直接注入します。このアプローチは、すべてのダイナミクスを明示的に処理する完全なヘリシティ凝縮計算と非常によく一致していることを示していますが、特に時間的持続時間だけでなく、空間分解能も大幅に削減できます。さらに、局所的なフィラメントチャネルを形成し、曲がりくねった境界を持つ複雑な表面フラックス分布にエネルギーを与える際のSTITCHの柔軟性を示します。STITCHは、実装が簡単で計算効率が高いため、イベントベースのデータ駆動型の太陽フレアのモデリングのための強力な新しい手法になっています。
太陽風の極端なイベントの推定
この研究は、太陽風の擾乱による太陽風と磁気圏の極端なイベントの分析を提供します。極値理論は、1998年から2017年の期間のAdvancedCompositionExplorer（ACE）宇宙船からの20年間のデータセットに適用されました。太陽陽子速度、太陽陽子温度、太陽陽子密度、および磁場は、太陽風の極端なイベントを特徴づけるために分析されました。太陽風電場vB$_{z}$は、太陽風の極度の擾乱から磁気圏への影響を特徴づけるために分析されました。これらの極値は、元のデータセットの範囲の2倍および4倍を表す、40年に1回および80年に1回のイベントについて推定されました。推定値は、過去数年間に記録された極端なイベントの測定値と比較することによって検証されました。最後に、私たちの研究はまた、研究中のマグニチュードに上限の存在を示唆しています。
準安定束縛状態と暗黒物質の凍結に対するサハ平衡
| Title |
Saha_equilibrium_for_metastable_bound_states_and_dark_matter_freeze-out |
| Authors |
Tobias_Binder,_Anastasiia_Filimonova,_Kalliopi_Petraki_and_Graham_White |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.00042 |
準安定束縛状態の形成と崩壊は、特にTeVスケールの前後の暗黒物質の質量に対して、熱遺物の暗黒物質密度を大幅に減少させる可能性があります。暗黒物質の熱デカップリングに束縛状態の効果を組み込むには、原則として、束縛種と非束縛種の結合ボルツマン方程式のセットが必要です。ただし、崩壊する束縛状態は、準定常状態に到達し、その状態を維持します。ここでは、一般に、これにより結合システムが標準形の単一のボルツマン方程式になり、束縛状態の形成、イオン化、遷移、崩壊の間の相互作用を表す効果的な断面積を持つことを証明します。任意の数の束縛状態の有効断面積の閉形式の式を導き出し、束縛から束縛への遷移がそれを増加させることしかできないことを示します。したがって、励起された結合レベルは、他の方法で推定されるよりも大幅に暗黒物質密度を減少させる可能性があります。私たちの結果は、サハの電離平衡を準安定束縛状態に一般化し、潜在的に暗黒物質の熱デカップリングを超えたアプリケーションを使用します。
スーパーカミオカンデIVにおける宇宙線起源核種による核破砕除去の新しい方法とシミュレーション
| Title |
New_Methods_and_Simulations_for_Cosmogenic_Induced_Spallation_Removal_in_Super-Kamiokande-IV |
| Authors |
Super-Kamiokande_Collaboration:_S._Locke,_A._Coffani,_K._Abe,_C._Bronner,_Y._Hayato,_M._Ikeda,_S._Imaizumi,_H._Ito,_J._Kameda,_Y._Kataoka,_M._Miura,_S._Moriyama,_Y._Nagao,_M._Nakahata,_Y._Nakajima,_S._Nakayama,_T._Okada,_K._Okamoto,_A._Orii,_G._Pronost,_H._Sekiya,_M._Shiozawa,_Y._Sonoda,_Y._Suzuki,_A._Takeda,_Y._Takemoto,_A._Takenaka,_H._Tanaka,_T._Yano,_K._Hirade,_Y._Kanemura,_S._Miki,_S._Watabe,_S._Han,_T._Kajita,_K._Okumura,_T._Tashiro,_J._Xia,_X._Wang,_G._D._Megias,_D._Bravo-Bergu\~no,_L._Labarga,_Ll._Marti,_B._Zaldivar,_B._W._Pointon,_F._d._M._Blaszczyk,_E._Kearns,_J._L._Raaf,_J._L._Stone,_L._Wan,_T._Wester,_J._Bian,_N._J._Griskevich,_W._R._Kropp,_S._Mine,_A._Yankelevic,_M._B._Smy,_H._W._Sobel,_V._Takhistov,_J._Hill,_J._Y._Kim,_I._T._Lim,_R._G._Park,_B._Bodur,_K._Scholberg,_C._W._Walter,_et_al._(153_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.00092 |
宇宙ミューオンの核破砕によって誘発される放射能は、水チェレンコフ検出器における$\mathcal{O}（10）〜$MeVニュートリノ相互作用の背景の主要な原因です。特に、太陽ニュートリノのスペクトルを測定し、遠方の超新星からのニュートリノ相互作用を見つけるために、バックグラウンドを減らすことが重要です。この論文では、ミューオンによって誘発されたハドロンシャワーを見つけ、核破砕の背景を効率的に排除するための新しい技術を紹介します。これらの手法を$2790\times22.5$〜kton.dayの露出で太陽ニュートリノ分析に適用すると、信号効率が$12.6\％$増加します。これは、検出器を1年間稼働させることにほぼ相当します。さらに、SKで最初の核破砕シミュレーションを提示します。ここでは、FLUKAを使用してハドロン相互作用をモデル化します。このシミュレーションとデータの同位体収量とシャワーパターンの一致により、このシミュレーションの精度に自信が持てるようになり、ガドリニウムで強化された中性子捕獲検出を使用して、新しいデータのミューオン核破砕除去を最適化するための扉が開かれます。
衝撃波によるサブストーム中の局所的な激しいd $ B $ / d $ t $変動の衝撃角制御
| Title |
Impact_angle_control_of_local_intense_d$B$/d$t$_variations_during_shock-induced_substorms |
| Authors |
Denny_M._Oliveira,_James_M._Weygand,_Eftyhia_Zesta,_Chigomezyo_M._Ngwira,_Michael_D._Hartinger,_Zhonghua_Xu,_Barbara_L._Giles,_Dan_J._Gershman,_Marcos_V._D._Silveira_and_Vitor_M._Souza |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.00215 |
磁気圏への惑星間衝撃の影響は、オーロラエレクトロジェット電流を強める磁気サブストームを引き起こす可能性があります。これらの電流は、地磁気誘導電流（GIC）を生成し、送電インフラストラクチャに悪影響を与える可能性のある地磁気誘導電流（d$B$/d$t$）を強化します。2つの同様に強い衝撃に応答して、d$B$/d$t$の変動の比較研究を実行しますが、1つはほぼ正面にあり、もう1つは非常に傾いています。サブストーム中のイベントとマクロスケールの相互作用の時間履歴（THEMIS）とロスアラモス国立研究所の宇宙船による複数の機器の分析は、夜間のサブストーム時のエネルギー粒子注入がより強く、ほぼ正面衝突の場合により速く発生することを示しています。同じ傾向は、THEMIS地上磁力計によって記録されたd$B$/d$t$の変動にも見られます。THEMIS全天イメージャのデータは、最初のケースでは高速で明確な極方向のオーロラの拡大を示していますが、2番目のケースでは明確に発生していません。球形基本電流システム（SECS）手法で計算された強電界整列電流は、どちらの場合も発生しますが、傾斜した衝撃衝撃に起因する電流変動は、ほぼ正面の場合に比べて弱く、遅くなります。SECS分析では、d$B$/d$t$がしきい値1.5および5nT/sを超える地理的領域は、通常は高リスクGICにリンクされており、より大きく、ほぼ頭によって引き起こされる対称的な圧縮のために早く発生することも明らかになっています。-影響について。これらの結果は、宇宙天気に深刻な影響を及ぼしており、衝撃衝撃角が、地表空間の運転条件と、その後のサブストーム活動中のd$B$/d$t$変動の位置と強度に影響を与えることを示唆しています。
FRW宇宙における修正チャプリギン-ヤコビおよびチャプリギン-アベルガスの役割
宇宙のフラットフリードマン-ロバートソン-ウォーカー（FRW）モデルを検討し、流体源として修正チャプリギンガスをレビューしました。スカラー場モデルに関連して、スカラー場の観点から母関数としてハッブルパラメーターを決定しました。双曲線関数の代わりに、母関数でヤコビ楕円関数とアベル関数を使用し、修正チャプリギン-ヤコビガス（MCJG）と修正チャプリギン-アベルガス（MCAG）の状態方程式をそれぞれ取得しました。次に、宇宙は暗黒物質、放射、暗黒エネルギーで満たされていると仮定しました。ダークエネルギー候補のソースは、MCJGおよびMCAGと見なされます。最近の観測データ分析により、モデルパラメータを制約しました。$\chi^{2}$最小検定（最尤推定）を使用して、OHD+CMB+BAO+SNIa共同データ分析によってモデルパラメーターの最適値を決定しました。MCJGモデルとMCAGモデルの実行可能性を調べるために、$\Triangle$AIC、$\Triangle$BIC、$\Triangle$DICなどの情報量基準の偏差の値を決定しました。モデルパラメーターの最適値について、宇宙論的および宇宙誌的パラメーター（状態方程式、減速、ジャーク、スナップ、ラーク、ステートファインダー、Om診断など）の進化が研究されています。モデルの古典的な安定性を確認するために、宇宙の膨張の間隔$（0,1）$における音速$v_{s}^{2}$の値を調べました。
重力レンズは、dS地平線の存在が考慮され、双曲線三角法が双曲線角直径距離とともに使用される、デシッター（dS）バックグラウンドで検査されます。球面三角法は、反ドジッター（AdS）背景の重力レンズを議論するために使用されます。ミンコフスキー背景でのdS/AdSレンズ方程式と正確なレンズ方程式の形式の違いは、レンズとソース平面に関して小角度近似を使用した場合の3次で始まります。レンズ画像の角距離は、dSレンズ方程式の3次偏差によって減少しますが、AdSでは増加します。dS/AdSの背景に関する現在のフレームワークでは、光の偏向角についても説明します。これには、純粋に宇宙定数の項は含まれていません。ジオメトリが異なるにもかかわらず、双曲線ジオメトリと球面ジオメトリの光線の偏向角は同じ形をとることができます。宇宙定数とレンズ質量の結合により、複数の画像の分離角度は、与えられた質量、光源方向、およびレンズとレシーバーの間の角直径距離に対して、フラットケースよりもdS（AdS）で大きく（小さく）なります。とソース。
超弱モデルとも呼ばれる標準モデルのU（1）拡張で暗黒物質生成の可能性を探ります。モデル内で最も軽いステライルニュートリノを暗黒物質の候補として想定して、フリーズインとフリーズアウトのメカニズムを詳細に説明します。両方のシナリオで、新しいゲージボソン質量に対して超弱結合の平面上で好ましいパラメーター空間を提示します。各ケースを制限する実験的制約について説明し、検出の可能性について概説します。
| Title |
Axial_perturbations_of_hairy_Gauss-Bonnet_black_holes_with_massive_self-interacting_scalar_field |
| Authors |
Kalin_V._Staykov,_Jose_Luis_Bl\'azquez-Salcedo,_Daniela_D._Doneva,_Jutta_Kunz,_Petya_Nedkova,_Stoytcho_S._Yazadjiev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.00703 |
大規模な自己相互作用スカラー場を用いて、ガウス・ボンネ重力におけるヘアリーブラックホールの軸方向準ノーマルモードを研究します。スカラー場のガウス・ボネ不変量への2つの結合関数が採用され、そのうちの1つがブラックホールのスカラー化につながります。軸方向の摂動は、摂動方程式の時間発展によって研究され、振動周波数と減衰時間に対するスカラー場の質量と自己相互作用定数の影響が調べられます。ブラックホールスカラー化の場合に摂動方程式が双曲線性を失う臨界点に対する非ゼロスカラー場ポテンシャルの影響も研究します。結果は、非ゼロのスカラー場ポテンシャルが、そのような双曲線性の喪失が観察されるパラメーターの範囲を拡大し、したがって、安定したブラックホールが存在する領域を縮小することを示しています。これは、大規模なスカラーガウス-ボンネ重力における非線形動的シミュレーション研究に重要な影響を及ぼします。
新しいデュワー実験からの、バリオンとのGeV暗黒物質相互作用に対する制約
比較的大きな断面積を持つ通常の物質から散乱する暗黒物質は、その経路に沿ったDMのエネルギー損失のために、地下深部のWIMP実験によって制約することはできません。ただし、断面積が十分に大きい場合、GeV質量範囲のDM粒子を捕捉して地球内で熱化することができ、その結果、数密度が$10^{14}\text{cm}に達する可能性のあるDM大気が蓄積します。地球の表面で^{-3}$。（DM-核子相互作用が魅力的で束縛状態を形成できる場合、ほとんどのDMは原子核に結合し、密度ははるかに低くなります。）NeufeldとBrach-Neufeldは、地球の周りのDM大気のDM-バリオン散乱断面積を制限する実験を行いました。、さまざまな材料が浸漬されている貯蔵デュワー内の液体窒素の蒸発速度を測定することによって。DM-窒素の断面積が適切な範囲にある場合、室温のDMはデュワー壁に浸透し、冷たい窒素に散乱し、その蒸発速度を観測レベルを超えて増加させます。窒素以外の材料を使用したDMの断面積の制限は、既知の量の異なる材料を追加することによって得られます。材料がDMとの相互作用によって加熱されると、液体窒素が加熱されて蒸発します。ボルン近似は、関連する断面積レジメンの多くで一般に無効であるため、このような実験結果をDM核子断面積の限界として解釈することは簡単ではありません。この論文では、有限サイズの原子核から供給される湯川ポテンシャルとしてモデル化された相互作用を使用して、DM-バリオン散乱の制約を導き出します。デュワー制約とBBNを組み合わせて、DM質量0.8〜5.5GeVの場合、符号の相互作用について、$10^{-26}\text{cm}^{2}$を超える断面積を初めて除外します。制約されるDMモデルの1つは、質量$m_X\sim2$GeVのsexaquark$（uuddss）$DMです。それは実行可能なままです。
