再分析された下部構造検出：見通し内ハローであることが示されている暗い摂動体
| Title |
Substructure_Detection_Reanalyzed:_Dark_Perturber_shown_to_be_a_Line-of-Sight_Halo |
| Authors |
At{\i}n\c{c}_\c{C}a\u{g}an_\c{S}eng\"ul,_Cora_Dvorkin,_Bryan_Ostdiek,_Arthur_Tsang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.00749 |
銀河系以下のスケールでの構造の観測は、宇宙の主要な重力源である暗黒物質の特性を調べるために重要です。暗黒物質の性質に関する誤った推測を避けるために、将来の調査では、視線ハローとサブハローを区別することがますます重要になります。銀河-銀河レンズシステムで重力イメージング技術を使用して以前に発見された銀河系下の構造（レンズJVASB1938+666）を再分析します。この構造は、主レンズ銀河のハローにある衛星であると想定されています。マルチプレーン薄レンズ近似を使用して、システムの摂動体の赤方偏移を自由パラメーターとして適合させ、摂動体の赤方偏移が$z_\mathrm{int}=1.22\substack{+0.11であることを確認します。
層状銀河団ガスにおける乱流速度と密度変動の関係の調査
| Title |
Exploring_the_relation_between_turbulent_velocity_and_density_fluctuations_in_the_stratified_intracluster_medium |
| Authors |
Marco_Simonte,_Franco_Vazza,_Fabrizio_Brighenti,_Marcus_Brueggen,_Tom_W._Jones |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.00774 |
銀河団ガス（ICM）のダイナミクスは、活動銀河核からの合併、降着、フィードバックなど、いくつかのプロセスによって引き起こされる乱流の影響を受けます。X線表面の明るさの変動は、銀河団の乱流を抑制するために使用されてきました。ここでは、シミュレーションを使用して、ICMの成層化の影響に焦点を当てて、ガス密度と乱流速度変動の関係をさらに調査します。この研究では、宇宙論的コードENZOでシミュレートされた銀河団のサンプルを分析することにより、階層的降着によって引き起こされる乱流を研究しました。乱流から層流を解きほぐすために、固定スケールフィルタリングアプローチを使用しました。動的に摂動された銀河団では、以前に報告されたものとは異なる傾きではあるが、密度の二乗平均平方根と速度変動の間に関係があることがわかった。リチャードソン数は乱流と浮力の比率を表すパラメータであり、この変数はフィルタリングスケールに強く依存していることがわかりました。ただし、最近のより理想的なシミュレーションの結果とは対照的に、リチャードソン数と対数密度の変動との間に強い関係を検出することはできませんでした。特に、ガス変動の主な要因と思われる放射状降着の影響が大きいことがわかります。ICMのダイナミクスにおける遍在する放射状バイアスは、乱流スペクトルがコルモゴロフのスケーリングに従っている場合でも、均一性と等方性が常に有効な仮定であるとは限らないことを示唆しています。最後に、速度と密度のスペクトルの傾きは、クラスター中心の半径とは無関係であることがわかります。
宇宙膨張と構造成長データからのスタロビンスキー$ f（R）$宇宙論に対する観測上の制約
ダークエネルギーの未知の物理的性質は、宇宙論において、遠距離での重力理論の修正の研究を動機づけます。これらのタイプの変更の1つは、$f（R）$重力として知られる理論です。この論文では、観測データを使用して、スタロビンスキー$f（R）$モデル\cite{Starobinsky2007}の制約とテストの両方を行い、宇宙の膨張、$H（z）$、および成長のダイナミクスからの更新された測定値を使用します。宇宙構造の割合$[f\sigma_8]（z）$。ここで、一致$\Lambda$CDMモデルと修正重力モデル$f（R）$の違いが明確になります。MCMC尤度分析を使用して、$H（z）$および$[f\sigma_8]（z）$データを個別におよび共同で使用して$f（R）$モデルのパラメーター空間を探索し、さらにどちらがモデルは、ジョイントデータによりよく適合します。スタロビンスキーモデルをさらにテストするために、Linder\cite{Linder2017}によって提案された方法を使用します。この方法では、観測量からのデータが赤方偏移空間で共同でビニングされます。これにより、$\Lambda$CDMモデルと比較して、データにより適したモデルのパラメーターをさらに詳しく調べることができます。私たちの分析は、$[f\sigma_8]（z）$データのみを使用して実行されたMCMCの結果が、ジョイントデータを使用するよりも分析されたモデルによく適合することを示しています。最後に、元の著者が提案したように、この共同分析が、観測可能な$f\sigma_8$を介して修正された重力モデル間の縮退を打破できることを再確認します。私たちの結果は、$f（R）$Starobinskyモデルは、利用可能なデータでは支持されていませんが、破棄することはできず、$\Lambda$CDMモデルの代替となる可能性があることを示しています。
動的バイナリからの重力背景と2G検出器による検出可能性
| Title |
Gravitational_background_from_dynamical_binaries_and_detectability_with_2G_detectors |
| Authors |
Carole_P\'erigois,_Filippo_Santoliquido,_Yann_Bouffanais,_Ugo_N._Di_Carlo,_Nicola_Giacobbo,_Sara_Rastello,_Michela_Mapelli,_Tania_Regimbau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.01119 |
コンパクト連星合体による重力波バックグラウンドに対する若いクラスターの影響を研究します。第2世代（2G）検出器を使用した1年間の観測に対応する、母集団I/IIで分離された連星と若いクラスターで生まれた星からのソースのカタログをシミュレートします。動的バイナリの割合と星形成パラメータの不確実性を考慮に入れると、背景はバイナリブラックホールの集団によって支配されていることがわかり、$\Omega_{gw}（25\rm{Hz}）の値が得られます。=1.2^{+1.38}_{-0.65}\times10^{-9}$は、エネルギー密度であり、LIGO--Virgoの最新の観測実行から得られた実際の上限と一致しています。特定の補正された質量範囲内の多数のソースがバックグラウンドのバンプにつながることを示します。このバックグラウンドは、2G検出器のネットワークによる8年間の同時データで検出できます。
内部銀河ガスによる暗黒物質サブハロのソフト散乱蒸発
| Title |
Soft_Scattering_Evaporation_of_Dark_Matter_Subhalos_by_Inner_Galactic_Gases |
| Authors |
Xiao-jun_Bi,_Yu_Gao,_Mingjie_Jin,_Yugen_Lin,_and_Qian-Fei_Xiang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.01260 |
銀河系の暗黒物質のサブハロの速度とそれ自体の重力結合速度との間の大きなギャップは、運動エネルギー伝達が低い運動量交換によって効率的である場合、暗黒物質がバリオン上でソフト散乱してサブハロを蒸発させる状況を作り出します。結合速度が遅いため、暗黒物質がバリオンで熱化する前に、小さなサブハロが蒸発する可能性があります。暗黒物質が電磁双極子モーメントを獲得する場合、低質量サブハロの生存には、光子を介したソフト散乱に対する厳しい制限が必要です。電離ガスと加速宇宙線によるソフト衝突によるサブハロ蒸発率を計算し、ガス状の内部銀河領域で$10^{-5}M_{\odot}$より軽いサブハロの安定性が暗黒物質の有効電気に敏感であることを示します現在の直接検出限界を下回る磁気双極子モーメント。
小規模密度摂動を調べるための相転移重力波の異方性
| Title |
Anisotropy_of_phase_transition_gravitational_wave_to_probe_small-scale_density_perturbation |
| Authors |
Yongping_Li,_Fa_Peng_Huang,_Xiao_Wang,_Xinmin_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.01409 |
相転移重力波（PTGW）の異方性を研究し、それが特に小規模で原始密度摂動を精査するための新しいアプローチである可能性があることを発見しました。再結合のずっと前に生成され、シルクダンピングがないため、PTGWは、インフレまたは代替案からシードされた密度摂動の情報を直接提供できます。異方性PTGWのパワースペクトルは、初期に統合されたザックスヴォルフェ効果により、高い$\ell$でさえ上昇し、これらの小規模な摂動に対する強力なプローブになります。さらに、ナノヘルツ周辺の異方性PTGWは、スクエアキロメートルアレイのようなパルサータイミングアレイプロジェクトによって検出できることがわかりました。
| Title |
The_Pantheon+_Analysis:_Improving_the_Redshifts_and_Peculiar_Velocities_of_Type_Ia_Supernovae_Used_in_Cosmological_Analyses |
| Authors |
Anthony_Carr,_Tamara_M._Davis,_Daniel_Scolnic,_Khaled_Said,_Dillon_Brout,_Erik_R._Peterson,_Richard_Kessler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.01471 |
公開されているIa型超新星の包括的なセットの赤方偏移を調べ、更新された赤方偏移を組み合わせた、改善されたカタログを提供します。入手可能な最新の地動説の赤方偏移データを使用して、元のカタログを改善します。すべての赤方偏移に不確実性の見積もりがあることを確認します。正確な公式を使用して、地動説の赤方偏移を宇宙マイクロ波背景放射（CMB）フレームに変換します。そして、赤方偏移空間での局所的な動きを計算し、高赤方偏移での外部バルクフローをより現実的に説明する、改良された固有速度モデルを利用します。合計で、2821個の超新星赤方偏移をレビューしました。534は同じ超新星の繰り返し観測で構成され、1764は宇宙論のサンプル品質カットに合格します。地動説の修正の欠落または不正確な5つのケース、超新星座標の不正確または欠落の44、地動説またはCMBフレームの赤方偏移の欠落230、および赤方偏移の不確実性の欠落1200が見つかりました。私たちのサンプル（そのうちの1594は宇宙論-サンプルカットを満たす）の2287個のユニークなIa型超新星のうち、990個の地動説の赤方偏移を更新しました。絶対補正の範囲は、$10^{-8}\leq\Deltaz\leq0.038$からRMS$（\Deltaz）\sim3\times10^{-3}$です。修正の符号は本質的にランダムであったため、修正の平均と中央値は小さく、それぞれ$4\times10^{-4}$と$4\times10^{-6}$です。$H_0$と暗黒エネルギーの状態方程式$w$に対するこれらの改善の影響を調べ、宇宙論の結果が$\DeltaH_0=-0.11$kms$^{-1}$Mpc$^{によって変化することを確認します。-1}$および$\Deltaw=-0.001$、どちらも以前に報告された1.4kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$および$w$0.04の不確実性よりも大幅に小さいそれぞれ。
クエーサーX線およびUVフラックスを使用したf（R）重力モデルのテスト
| Title |
Testing_f(R)_gravity_models_with_quasar_X-ray_and_UV_fluxes |
| Authors |
Mat\'ias_Leizerovich,_Lucila_Kraiselburd,_Susana_J._Landau,_Claudia_G._Sc\'occola |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.01492 |
最近、活動銀河核（AGN）が標準化可能なキャンドルとして提案されました。これは、X線と光紫外線（UV）の光度の間に非線形の関係が観察され、距離を独立して測定できるためです。この論文では、これらの観測量を初めて使用して、f（R）重力モデル（具体的にはHu-Sawickiモデルと指数モデル）のパラメーターを宇宙論的パラメーターと一緒に推定します。このタイプの修正された重力理論の重要性は、それらが暗黒エネルギー成分を含まずに宇宙の遅い時間加速膨張を説明できるという事実にあります。また、宇宙クロノメーターからのハッブルパラメーターH（z）の推定、パンテオンIa型超新星の編集、バリオン音響振動の測定など、他の観測可能なデータも分析に含めました。私たちの結果は、AGNとBAOの両方のデータがCCとSnIaデータに追加されると、許可されるスペースパラメータが制限されることを示しています。これは、BAOデータセットが最も制限的なものです。また、私たちの結果はLCDMモデルの結果と一致していますが、この論文で研究したf（R）モデルでうまく説明できるよりも、一般相対性理論からのわずかな逸脱も、考慮されたデータセットによって許容されると結論付けることができます。。
観客フィールドバブルからの原始ブラックホール
| Title |
Primordial_black_holes_from_spectator_field_bubbles |
| Authors |
David_Navidad_Maeso,_Luca_Marzola,_Martti_Raidal,_Ville_Vaskonen_and_Hardi_Veerm\"ae |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.01505 |
非対称多項式ポテンシャルにおける光観客場の進化を研究します。インフレーション中、確率的変動により、観客フィールドがそのポテンシャルのグローバル最小値から移動し、偽の真空状態になり、それによって偽の真空バブルの形成が可能になります。格子シミュレーションを使用することにより、これらの気泡が地平線に再び入ると収縮し始め、十分に大きい場合はブラックホールに崩壊することを示します。このプロセスは、一般に原始ブラックホールの形成をもたらします。これは、それらの質量関数の特定の形状のために、暗黒物質の総量の最大1％を生成するように制約されます。しかし、結果として生じる集団は、LIGO-Virgo実験で観測可能な重力波信号を発生させたり、超大質量ブラックホールの種を提供したり、初期の宇宙で一時的な物質優勢相を引き起こしたりする可能性があります。
宇宙論的シミュレーションコード$ \ scriptstyle {\ rm CO} N {\ rm CEPT} \、1.0 $
| Title |
The_cosmological_simulation_code_$\scriptstyle{\rm_CO}N{\rm_CEPT}\,_1.0$ |
| Authors |
Jeppe_Dakin,_Steen_Hannestad,_Thomas_Tram |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.01508 |
大規模な構造形成のシミュレーション用に設計された、宇宙論的シミュレーションコード$\scriptstyle{\rmCO}N{\rmCEPT}$のバージョン1.0を紹介します。$\scriptstyle{\rmCO}N{\rmCEPT}\、1.0$には、P$^3$M重力ソルバーが含まれ、短距離部分は、個別の適応型と組み合わせた、新しい（サブ）タイリング戦略を使用して実装されています。粒子のタイムステッピング。これに加えて、$\scriptstyle{\rmCO}N{\rmCEPT}$には、粒子の実装を使用して簡単に処理できない非バリオン成分を処理するための（線形または非線形）流体ソルバーが含まれています。これにより、たとえば非線形の質量ニュートリノ（相対論的である可能性があります）を含めるため、および一般相対論的摂動理論と一致するシミュレーションのため。暗黒物質の崩壊シナリオも完全にサポートされています。$\scriptstyle{\rmCO}N{\rmCEPT}$の主な目的は、使いやすさです。この目的のために、初期条件の生成が組み込まれており、スナップショット、パワースペクトル、および直接視覚化の形式で出力を生成できます。また、堅牢なインストールスクリプトと完全なドキュメントが付属しています。$\scriptstyle{\rmCO}N{\rmCEPT}$は、Pythonで記述された最初の超並列宇宙論的シミュレーションコードです。それにもかかわらず、低から中程度のクラスタリングの場合、同様の精度で$\scriptstyle{\rmGADGET}$などの他のコードと比較しても、優れたパフォーマンスが得られます。$\scriptstyle{\rmCO}N{\rmCEPT}\、1.0$と$\scriptstyle{\rmGADGET}$を使用して生成された結果の間には、すべてのスケールと時間で非常に良い一致が見られます。$\scriptstyle{\rmCO}N{\rmCEPT}$コード自体とドキュメントは、https：//github.com/jmd-dk/conceptで公開されています。
| Title |
Irradiation-driven_escape_of_primordial_planetary_atmospheres_II._Evaporation_efficiency_of_sub-Neptunes_through_hot_Jupiters |
| Authors |
Andrea_Caldiroli,_Francesco_Haardt,_Elena_Gallo,_Riccardo_Spinelli,_Isaac_Malsky,_and_Emily_Rauscher |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.00744 |
公に利用可能な1D光イオン化流体力学コードATESを利用して、惑星の重力ポテンシャルエネルギー（$\phi_p\equivGM_p/R_p$）と恒星のXUV照射（$F_{\rmXUV}$）の複合効果を調査するために着手しました。サブネプチューンからホットジュピターまでの中程度から高度に照射されたガス状惑星の蒸発効率（$\eta$）。それを超えるとエネルギー制限エスケープ（つまり、$\eta\simeq1$）が達成できないしきい値ポテンシャルの（既知の）存在を分析的に推測できることを示します。$\phi_p\gtrsim\phi_p^{\rmthr}\approx[7.7-14.4]\times10^{12}$ergg$^{-1}$の場合、エネルギー吸収のほとんどは、平均運動エネルギーで発生します光電子衝突によってイオンによって獲得されたものは、逃げるには不十分です。これにより、$\phi_p$、の増加に伴って蒸発効率が急落します。$\phi_p\lesssim\phi_p^{\rmthr}$の惑星がエネルギー制限された流出を示すかどうかは、主に恒星の照射レベルによって規制されます。具体的には、次の分析しきい値が導き出されます。$F_{\rmXUV}^{\rmthr}\approx[2-8]\times10^3（g/g_\oplus）$ergcm$^{-2}$s$^{-1}$。この値を超えると、Ly$\alpha$の損失は断熱冷却を追い越し、低重力惑星の蒸発効率も、$\phi_p$にほとんど依存しないにもかかわらず、エネルギー制限近似を下回ります。さらに、$\phi^{\rmthr}_p$を超える惑星では$F_{\rmXUV}$が増加するにつれて$\eta$が増加するのに対し、低重力惑星ではその逆が当てはまることを示します。この動作は、大気温度の関数としての断熱冷却とLy$\alpha$冷却の相対的な寄与率を調べることで理解できます。この新しいフレームワークは、与えられた惑星系の予想される蒸発効率の信頼できる、物理的に動機付けられた予測を可能にします。最適な$\eta$の分析的近似は、付録に記載されています。
内側のスーパーアースを持つ冷たい巨人の形成履歴のプローブとしてのケプラー167e
| Title |
Kepler-167e_as_a_Probe_of_the_Formation_Histories_of_Cold_Giants_with_Inner_Super-Earths |
| Authors |
Yayaati_Chachan,_Paul_A._Dalba,_Heather_A._Knutson,_Benjamin_J._Fulton,_Daniel_Thorngren,_Charles_Beichman,_David_R._Ciardi,_Andrew_W._Howard,_Judah_Van_Zandt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.00747 |
外側の巨大惑星と内側のスーパーアースの間に観測された相関関係は、惑星形成理論に対する重要な制約として浮上しています。この研究では、ケプラー-167に焦点を当てます。これは、現在、内部通過スーパーアースと、1auを超える確認済みの外部通過ガス巨大コンパニオンの両方を含むことが知られている唯一のシステムです。長期の視線速度モニタリングを使用して、ガス巨人ケプラー-167e（$P=1071$日）の質量を$1.01^{+0.16}_{-0.15}$M$_{\rmJ}$と測定します。したがって、木星のアナログとしてそれを確認します。$Kepler$測光を再調整して、4つの惑星すべての更新された半径を取得します。惑星構造モデルを使用して、Kepler-167eには$66\pm19$M$_{\oplus}$の固体が含まれており、太陽金属量のホスト星に比べて金属が大幅に豊富であると推定されます。これらの新しい制約を使用して、ケプラー-167のようなシステムが巨大惑星コア形成のためのペブル集積フレームワークでどのように形成されるかというより広い問題を調査します。単純なディスク進化モデルを利用して、木星型惑星の形成に最も適した場所である、より大規模で金属が豊富なディスクが、スーパーアースのシステムを形成するのに十分な固体を内部ディスクに供給できることを示します。これらの同じモデルを使用して、ケプラー167の原始惑星系円盤の性質を制約し、$\gtrsim300$M$_{\oplus}$の塵を含み、サイズが$\gtrsim40$auであることがわかりました。これらの値は、クラス0およびIのディスクで観測されたダストの質量とサイズの分布の上限と重なっており、太陽のような星の周りで観測された木星類似体の発生率とも一致しています。
ガントレットの実行-不安定な共鳴を介して移動する小さな周連星惑星の生存
| Title |
Running_The_Gauntlet_--_Survival_of_Small_Circumbinary_Planets_Migrating_Through_Destabilising_Resonances |
| Authors |
David_V._Martin_and_Evan_Fitzmaurice |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.00786 |
既知の周連星惑星はすべて大きい（>3地球半径）。観測の偏りがこの小さな惑星の不足を説明しているかもしれないが、この論文では理論的な説明を提案する。既知の惑星のほとんどは安定限界に近く、潜在的に不安定な5：1、6：1と7：1の間に散在しており、バイナリとの平均運動共鳴です。これらの惑星はその場で形成されたのではなく、むしろ円盤のより遠くから移動し、したがってこれらの共鳴を通過したと考えられています。惑星はその質量に比例した速度で移動すると予想され、速度が遅いと共鳴捕獲とその後の放出が起こりやすくなります。したがって、大きな惑星は「ガントレットを実行する」ことに成功する可能性がありますが、小さな惑星は危険にさらされる可能性があります。この仮説は、切り捨てられた乱流ディスクでの移行のN体統合を使用してテストされます。驚くべきことに、既知の惑星のどれも完全に不安定な共鳴の内部に存在しないことを発見しました。移動する惑星の共鳴放出が自然界で発生する可能性があり、それが実際に小さな惑星に不釣り合いに影響を与えることを示しますが、それは非常に乱流のディスクを必要とし、その効率は3未満の地球半径の惑星の不足を完全に説明するには低すぎる可能性があります。
ずれた周連星惑星を通過するためのエポックあたりの通過数
周連星惑星のカタログが増えていることで、惑星は宇宙全体のさまざまな条件で形成されるという概念が強化されています。周連星惑星を通過すると、特に重要な洞察が得られ、多くの例が、それらの連星に関して広く同一平面上にある死亡記事で知られています。周連星円盤の研究は、ずれた通過例も存在する可能性があることを示唆していますが、それらの存在は、自動検出のすでに挑戦的な偉業を悪化させるでしょう。この作業では、そのような惑星の集団を合成し、それらが生成するエポックごとのトランジットの数を考慮して、整数シーケンスを形成します。等方性分布の場合、そのようなシーケンスは従来の予想とは異なるように見え、周縁部に期待されるようになったシグネチャのダブルトランジットを生成することはめったにありません（〜3％）。代わりに、ゼロトランジットエポック（〜70％）が支配的なスパースシーケンスを生成します。それらの奇妙さにもかかわらず、これらのシーケンスがランダムではなく、先行する2つのエポックが次の高精度を予測することを示します。さらに、トランジットをグループ化されたエポックにクラスター化する場合でも、エポックが欠落しているために、誤って単一の星を想定すると、物理的でないように見えることがよくあります。重要なのは、エポックが欠落しているということは、等方性の高い母集団がオブザーバーをだまして、最大4分の1のケースで間違った期間を割り当てさせ、さらに混乱を招く可能性があることを意味します。最後に、トランジットシーケンスが傾斜分布をエンコードし、注入された真理にうまく一致する単純な推論方法を示します。私たちの仕事は、トランジットにフラグを立てるという単純な行為を使用して、不整合なトランジット周連星惑星の初期の検証レベルの分析を提供する方法を強調しています。
HD209458bの上層大気を探査する元素の吸収特性に対する固有磁場の影響
| Title |
The_impact_of_intrinsic_magnetic_field_on_the_absorption_signatures_of_elements_probing_the_upper_atmosphere_of_HD209458b |
| Authors |
M._L._Khodachenko,_I._F._Shaikhislamov,_H._Lammer,_I._B._Miroshnichenko,_M._S._Rumenskikh,_A._G._Berezutsky,_L._Fossati |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.01128 |
HD209458bの膨張する大気の兆候は、遠紫外線透過分光法および準安定HeIによる通過吸収の測定で観察されています。これらの観測は、さまざまな程度の複雑さと一貫性の流体力学およびモンテカルロ数値シミュレーションを使用して解釈されます。同時に、磁化されたHD209458bの大気散逸をモデル化して、惑星の磁場が測定された通過吸収線にどのように影響するかを確認する試みは行われていません。この論文は、恒星風と相互作用するHD209458bの上層大気の拡大のグローバルな3DMHD自己無撞着シミュレーションを提示し、観測されたHI（Lya）、OI（1306A）、CII（1337A）、およびHeI（10830A）トランジット吸収機能。赤道面の値がBp=1Gの惑星の双極子磁場は、大気物質の流出とそれに関連する吸収の特性を大きく変えることがわかります。また、恒星風における惑星磁気圏の形成を調査し、そのサイズが磁場の強さではなく、逃げる大気の流れによってより決定されることを示しています。シミュレーション結果を観測に適合させることで、恒星のXUVフラックスとHeの存在量をそれぞれ〜10ergcm2/s（1au）とHe/H=0.02に制限し、双極子磁場の上限を設定することができます。赤道の惑星表面でBp<0.1G。これは、HD209458bの磁気双極子モーメントが木星の値の0.06未満であることを意味します。
| Title |
Exploring_fundamental_laws_of_classical_mechanics_via_predicting_the_orbits_of_planets_based_on_neural_networks |
| Authors |
Jian_Zhang,_Yiming_Liu_and_Z.C._Tu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.01129 |
ニューラルネットワークは、さまざまな科学的問題を解決するための強力なアプローチを提供してきました。それらの多くは、実験データから物理法則にアクセスするのが得意な人間の専門家にとってさえ困難です。ニューラルネットワークが惑星運動のデータから古典力学の基本法則を探求するのに役立つかどうかを調査します。まず、一般的なニューラルネットワークの1つであるゲート付き回帰ユニットを使用して、天動説システムの惑星の軌道を予測します。太陽の情報がトレーニングセットに含まれていると、予測の精度が明らかに向上することがわかります。この結果は、事前の知識がなくても、太陽が天動説で特に重要であることを意味します。これにより、コペルニクスの地動説を得ることができます。次に、地動説に目を向け、惑星の位置と速度の間の相互予測を成功させます。予測が成功するのは、システム内に十分に保存された量（機械的エネルギーや角運動量の保存など）が存在するためであると考えています。私たちの研究は、ニューラルネットワークに基づく力学システムにおける保存量の存在を調査するための新しい方法を提供します。
GJ 367b：近くの赤色矮星を通過する高密度の超短周期惑星
| Title |
GJ_367b:_A_dense_ultra-short_period_sub-Earth_planet_transiting_a_nearby_red_dwarf_star |
| Authors |
Kristine_W._F._Lam,_Szil\'ard_Csizmadia,_Nicola_Astudillo-Defru,_Xavier_Bonfils,_Davide_Gandolfi,_Sebastiano_Padovan,_Massimiliano_Esposito,_Coel_Hellier,_Teruyuki_Hirano,_John_Livingston,_Felipe_Murgas,_Alexis_M._S._Smith,_Karen_A._Collins,_Savita_Mathur,_Rafael_A._Garcia,_Steve_B._Howell,_Nuno_C._Santos,_Fei_Dai,_George_R._Ricker,_Roland_Vanderspek,_David_W._Latham,_Sara_Seager,_Joshua_N._Winn,_Jon_M._Jenkins,_Simon_Albrecht,_Jose_M._Almenara,_Etienne_Artigau,_Oscar_Barrag\'an,_Fran\c{c}ois_Bouchy,_Juan_Cabrera,_David_Charbonneau,_Priyanka_Chaturvedi,_Alexander_Chaushev,_Jessie_L._Christiansen,_William_D._Cochran,_Jos\'e_R._De_Meideiros,_Xavier_Delfosse,_Rodrigo_F._D\'iaz,_Ren\'e_Doyon,_Philipp_Eigm\"uller,_Pedro_Figueira,_Thierry_Forveille,_Malcolm_Fridlund,_Guillaume_Gaisn\'e,_Elisa_Goffo,_Iskra_Georgieva,_Sascha_Grziwa,_Eike_Guenther,_Artie_P._Hatzes,_Marshall_C._Johnson,_Petr_Kab\'ath,_Emil_Knudstrup,_Judith_Korth,_Pablo_Lewin,_Jack_J._Lissauer,_Christophe_Lovis,_Rafael_Luque,_Claudio_Melo,_Edward_H._Morgan,_Robert_Morris,_Michel_Mayor,_Norio_Narita,_Hannah_L._M._Osborne,_Enric_Palle,_Francesco_Pepe,_Carina_M._Persson,_Samuel_N._Quinn,_Heike_Rauer,_Seth_Redfield,_Joshua_E._Schlieder,_Damien_S\'egransan,_Luisa_M._Serrano,_Jeffrey_C._Smith,_J\'an_\v{S}ubjak,_Joseph_D._Twicken,_St\'ephane_Udry,_Vincent_Van_Eylen,_Michael_Vezie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.01309 |
超短周期（USP）の太陽系外惑星は、1日より短い公転周期を持っています。USPの正確な質量と半径は、未知の形成と進化のプロセスに制約を与える可能性があります。高精度測光と視線速度観測を使用して、USP惑星GJ367bの検出と特性評価を報告します。GJ367bは、明るい（Vバンドの等級=10.2）、近くの赤い（Mタイプ）矮星を7.7時間ごとに周回しています。GJ367bの半径は$0.718\pm0.054$地球半径、質量は$0.546\pm0.078$地球質量であり、サブアースになっています。対応するかさ密度は$8.106\pm2.165$gcm$^-3$で、鉄のかさ密度に近いです。内部構造モデルは、水星の内部と同様に、惑星の鉄心半径の割合が$86\pm5\％$であると予測しています。
塵円盤観測の分析に対する水氷の存在の影響
| Title |
The_impact_of_the_presence_of_water_ice_on_the_analysis_of_debris_disk_observations |
| Authors |
Thomas_A._Stuber_(1),_Sebastian_Wolf_(1)_((1)_Institut_f\"ur_Theoretische_Physik_und_Astrophysik,_Christian-Albrechts-Universit\"at_zu_Kiel) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.01410 |
塵円盤観測の分析は、多くの場合、天文ケイ酸塩からなるコンパクトな球状粒子で構成されるダスト相の仮定に基づいています。代わりに、観測は、塵円盤に水氷が存在することを示しています。中赤外線および遠赤外線での測光および空間分解観測から推定されたディスクパラメータ値に対する、塵円盤の潜在的な粒子成分としての水氷の影響を定量化します。水氷を含む塵円盤の測光測定と放射状プロファイルをシミュレートし、純粋に天文ケイ酸塩からなる円盤モデルを適用して分析しました。続いて、導出されたパラメータ値と真のパラメータ値の間の偏差を定量化しました。中心位置にある星として、A0からK5の範囲のスペクトル型を持つ$\beta$Pic兄弟と主系列星について説明します。観測可能な量をシミュレートするために、波長と機器の特性の選択に関して選択された観測シナリオを採用しました。$\beta$Pic恒星モデルと氷の割合$\geq50\\％$の場合、導出された内側の円盤の半径は、氷の昇華によってより高い値にバイアスされます。ただし、半径方向の密度プロファイルの導出された勾配はほとんど影響を受けません。氷の割合の増加に伴い、粒度分布の傾きは、氷の割合が$90\\％$の場合、中央値の係数$\sim1.2$まで過大評価されますが、ディスクの総質量は係数$の過小評価されます。\sim0.4$。導出された最小粒径の信頼性は、中心星のスペクトル型に強く依存します。A0タイプの星の場合、最小粒子サイズは$\sim0.2$の係数で過小評価される可能性がありますが、太陽のような星の場合、最大$\sim4〜5$の係数で過大評価されます。半径方向のプロファイル測定を無視し、測光測定のみを使用すると、太陽のような星の過大評価の要因は最大$\sim7〜14$まで増加します。
天の川のバイナリ不足の逆行性星の種族に対する可能な解決策。 $ \ omega $星団が極端なスターバーストで形成されたという証拠
| Title |
A_possible_solution_to_the_Milky_Way's_binary-deficient_retrograde_stellar_population._Evidence_that_$\omega$_Centauri_has_formed_in_an_extreme_starburst |
| Authors |
M._Marks,_P._Kroupa_and_J._Dabringhausen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.00753 |
環境。天の川の周りの逆行軌道上のフィールドバイナリの割合は、その順行の対応物と比較して大幅に低くなっています。化学的および動的な証拠は、逆行性の星の種族が、天の川の最も巨大な球状星団（GC）または元矮小銀河の推定コアである$\omega$Centauriに由来することを示唆しています。目的。逆行星の種族が$\omega$Centauriの祖先に由来すると仮定すると、逆行星の種族を生成するために必要な星形成条件は制約されます。メソッド。観測された低バイナリフラクションを、公的に利用可能なバイナリ母集団合成ツールBiPoS1を利用して、普遍的な初期バイナリ母集団と星団の動的処理を含む動的母集団合成モデルと照合します。結果。$\omega$CentauriのGC前駆体は、$\approx10^8\;の恒星密度で形成されたに違いないことがわかります。M_{sun}\;pc^{-3}$または$\omega$Centauri矮小銀河の前駆星団の集団は、星形成率が$1000を超える極端なスターバーストで形成されたに違いありません\;M_{sun}\;yr^{-1}$であり、おそらく、低質量クラスターの形成が抑制された、トップヘビーの埋め込みクラスター質量関数です。逆行性フィールドバイナリの分離と質量比の分布は、将来の観測と比較するために予測されます。結論。逆行軌道上の連星の不足に対する実行可能な解決策が提示され、$\omega$星団の星形成条件と、天の川の逆行連星集団の軌道パラメータ分布が予測されます。$\omega$Centauriの矮小銀河起源は、現在の状況では暫定的に好まれます。
近くの電波銀河におけるAGNの燃料補給/フィードバックサイクル-IV。 NGC3100における分子ガス条件とジェット-ISM相互作用
| Title |
The_AGN_fuelling/feedback_cycle_in_nearby_radio_galaxies_--_IV._Molecular_gas_conditions_and_jet-ISM_interaction_in_NGC3100 |
| Authors |
I._Ruffa,_I._Prandoni,_T._A._Davis,_R._A._Laing,_R._Paladino,_V._Casasola,_P._Parma,_and_M._Bureau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.00755 |
これは、近くにある11個の低励起電波銀河（LERG）のサンプルでAGNの燃料供給/フィードバックプロセスを調査するシリーズの4番目の論文です。この論文では、$^{12}$CO（1-0）、$^{12}$CO（3-2）を対象とした、1つのソースNGC3100のアタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）観測のフォローアップを紹介します。）、HCO$^{+}$（4-3）、SiO（3-2）およびHNCO（6-5）分子遷移。$^{12}$CO（1-0）および$^{12}$CO（3-2）行は適切に検出され、以前の$^{12}$CO（2-1）データを補完します。これらの3つのCO遷移の相対強度を比較することにより、電波ローブと空間的に相関する領域で極端なガス励起条件（つまり、$T_{\rmex}\gtrsim50$K）を見つけ、ジェットISMのケースをサポートします。インタラクション。CO運動学の正確な研究は、ガスの大部分が規則的に回転しているにもかかわらず、2つの異なる非回転運動学的成分が内部ガス領域で識別できることを示しています。-武装したスパイラル摂動;2つ目は、$v_{\rmmax}\approx200$kms$^{-1}$および$\dot{M}\lesssim0.12$M$_{\odot}によるジェットによる流出と一致しています。$yr$^{-1}$。これらの値は、NGC3100で進行中のジェット-CO結合が、既存のシミュレーションや（サブ）kpcスケールのジェット-コールドガス相互作用の他の観測研究から予想されるものとは対照的に、ガス運動学にわずかに影響していることを示しています。HCO$^{+}$（4-3）の放出は、北の電波ローブの基部に隣接する小さな領域で暫定的に検出され、ジェットによって誘発されたガス圧縮の領域をたどる可能性があります。SiO（3-2）およびHNCO（6-5）ショックトレーサーは検出されません。これは、暫定的なHCO$^{+}$（4-3）検出とともに、非常に高密度の欠陥と一致している可能性があります（つまり、$n_{\rmcrit}>10^{6}$cm$^{-3}$）NGC3100の中央領域の低温ガス。
近くの塊状乱流円盤銀河ダイナモG04-1のKバンドイメージング
| Title |
K-Band_Imaging_of_the_Nearby,_Clumpy_Turbulent_Disk_Galaxy_DYNAMO_G04-1 |
| Authors |
Heidi_A._White,_Deanne_B._Fisher,_Roberto_G._Abraham,_Karl_Glazebrook,_Danail_Obreschkow |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.00764 |
補償光学対応のKバンドイメージング（$\sim2.25$kpc/arcsec）を使用して、DYNAMOサンプルから$z$=0.13に位置する塊状の乱流円盤銀河であるG04-1の恒星塊のケーススタディを紹介します。Keck/NIRC2を使用します。質量の範囲が$3.6\times10^{6}$から$2.7\times10^{8}\\rmM_{\odot}$で、質量の中央値が$であるG04-1の15個の恒星の塊を特定します。\sim2.9\times10^{7}\\rmM_{\odot}$。下にある恒星円盤に光補正を適用すると、これらの質量は約半分に減少することに注意してください。$K_{P}$バンドイメージングで観察された凝集塊の大部分（12/15）は、H$\alpha$マップ（$\sim2.75$kpc/arcsec;$<$R$_{clump}>\sim$500pc）、同じ場所にあるように見えます（$\overline{\Deltax}\sim0.1$arcsec）。ハッブル宇宙望遠鏡のWFC/ACS観測とF336WおよびF467Mフィルターを使用すると、塊の恒星特性に放射状の傾向の証拠も見つかります。G04-1の中心に近い塊はより質量が大きくなります（高$z$での観測と一致）より赤く見え、より進化している可能性があることを示唆しています。私たちの高解像度データを使用して、空間的に分解された量の観点からG04-1の星形成主系列を構築し、銀河内のすべての領域（塊と塊内の両方）が星形成の強化されたモードを日常的に経験していることを発見します高$z$の銀河で観測されました。最近のシミュレーションと比較して、質量が$10^{7}-10^{8}\\rmM_{\odot}$の多数の塊の観測は、この銀河の強い放射フィードバックと一致していません。
自己無撞着な$ N $体銀河円盤シミュレーションにおける太陽近傍星の速度-空間分布における棒共鳴の影響
| Title |
Impact_of_bar_resonances_in_the_velocity-space_distribution_of_the_solar_neighbourhood_stars_in_a_self-consistent_$N$-body_Galactic_disc_simulation |
| Authors |
Tetsuro_Asano,_Michiko_S._Fujii,_Junichi_Baba,_Jeroen_B\'edorf,_Elena_Sellentin,_Simon_Portegies_Zwart |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.00765 |
太陽近傍の星の速度空間分布は、複雑な下部構造を示しています。以前の研究のほとんどは、静的ポテンシャルを使用してそれらの起源を調査しています。代わりに、天の川の自己無撞着な$N$-bodyモデルを使用します。そのポテンシャルは非対称であり、時間とともに進化します。この論文では、カルバック・ライブラー発散（KLD）を使用して、$N$-bodyモデルと太陽近傍の速度空間分布の類似性を定量的に評価します。KLD分析は、速度空間分布の時間発展と空間変動を示します。KLDは時間とともに変動します。これは、固定位置での速度空間分布が太陽近傍の分布と常に類似しているとは限らないことを示しています。一部の位置は、他の位置よりも頻繁に小さなKLD（高い類似性）を持つ速度空間分布を示します。それらの1つは$（R、\phi）=（8.2\;\mathrm{kpc}、30^{\circ}）$にあります。ここで、$R$と$\phi$は銀河中心からの距離です。それぞれ、バーの主軸に対する角度。検出頻度は、腕領域よりも腕間領域の方が高くなっています。小さなKLDの速度マップでは、バーの共鳴に閉じ込められた粒子で構成される速度空間の下部構造を特定します。銀河のポテンシャルが静的ではない場合でも、バーの共鳴は恒星の速度-空間分布に大きな影響を及ぼします。
ガスが豊富な合併シーケンスを横切る銀河風：I。QUESTクエーサーにおける高度にイオン化されたNVおよびOVIの流出
| Title |
Galactic_Winds_across_the_Gas-Rich_Merger_Sequence:_I._Highly_Ionized_N_V_and_O_VI_Outflows_in_the_QUEST_Quasars |
| Authors |
Sylvain_Veilleux,_David_S._N._Rupke,_Weizhe_Liu,_Anthony_To,_Margaret_Trippe,_Todd_M._Tripp,_Fred_Hamann,_Reinhard_Genzel,_Dieter_Lutz,_Roberto_Maiolino,_Hagai_Netzer,_Kenneth_R._Sembach,_Eckhard_Sturm,_Linda_Tacconi,_and_Stacy_H._Teng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.00789 |
このプログラムはQUEST（Quasar/ULIRGEvolutionaryStudy）の一部であり、ホスト銀河の特性とULIRGからクエーサーまでの合併シーケンス全体の年齢の関数としてz<0.3クエーサーとULIRGのガス環境を調べることを目的としています。このシリーズの最初の論文は、QUESTサンプルからの33個のクエーサーと、高品質ハッブル宇宙望遠鏡（HST）のNV1238、1243AおよびOVI1032、1038A吸収線によってトレースされた高度にイオン化された気相の運動学に焦点を当てています。）宇宙起源分光器（COS）データ。NVおよびOVIの流出は、QUESTクエーサーの約60％に存在し、等価幅（20mAから25A）と運動学（数x100km/sからの流出速度）の両方の観点から、幅広い特性にまたがっています。最大10,000km/sまで）。高度にイオン化された流出の発生率と等価幅は、X線の弱いまたは吸収された線源の間でより高くなります。加重流出速度分散は、X線の最も弱い線源の中で最も高くなります。現在のサンプルの特性のダイナミックレンジが限られているためかもしれませんが、重み付けされた流出速度とクエーサーおよびホスト銀河の特性の間に有意な傾向は見られません。これらの結果は、サンプルがQUESTULIRGを含むように拡張された次の論文で再検討されます。最後に、時間平均運動パワーとボロメータ光度の比の下限は、ブルーシフトされたPV1117、1128吸収機能を備えた2〜4個のオブジェクトで推定されます。
ZTF調査におけるブレーザーの光フラックスと色の変動性
| Title |
Optical_Flux_and_Colour_Variability_of_Blazars_in_the_ZTF_Survey |
| Authors |
Vibhore_Negi_(ARIES),_Ravi_Joshi_(IIA),_Krishan_Chand_(ARIES),_Hum_Chand_(CUHP),_Paul_Wiita_(TCNJ),_Luis_C._Ho_(KIAA),_and_Ravi_S._Singh_(DDUGU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.00790 |
掃天観測施設のマルチバンド光度曲線を使用して、Roma-BZCATカタログから選択された455個のBLLacertaeオブジェクト（BLLacs）と442個のFlatSpectrumRadioQuasars（FSRQ）で構成される897個のブレーザーの時間的および色の変動性を調査します。（ZTFDR6）調査。約2年間のタイムスケールで色の変動特性を評価すると、18.5％（455のうち84）のBLラックは、明るい（BWB）傾向のときに強い青を示したのに対し、9.0％（455のうち41）はより赤い傾向を示しました。より明るい（RWB）トレンド。RWBを示すBLLacsの大部分（70％）は、ホスト銀河が支配的です。FSRQサブクラスの場合、10.2パーセント（442のうち45）のオブジェクトが強いBWB傾向を示し、17.6パーセント（442のうち78）が強いRWB傾向を示しました。したがって、BLラックはFSRQよりもBWBの傾向に従うのが一般的であることがわかります。これは、BLラックの場合のより支配的なジェット放射と、FSRQの降着円盤からの熱放射の寄与に起因する可能性があります。より短い時間ウィンドウでの色の振る舞いを分析すると、多くのブレーザーがBWBまたはRWBの性質（または場合によっては両方）のより短い部分的な傾向を示していることがわかります。ブレーザーの色-マグニチュード図で観察されるそのような複雑な色の振る舞いのいくつかは、ジェットが支配的な状態からディスクが支配的な状態への遷移、およびその逆の遷移に起因する可能性があります。
ハッブル宇宙望遠鏡で検出されたz <0.15の星形成銀河の減衰Ly-アルファ吸収体と銀河の進化への影響
| Title |
Damped_Ly-alpha_Absorbers_in_Star-forming_Galaxies_at_z_ |
| Authors |
Varsha_P._Kulkarni,_David_V._Bowen,_Lorrie_A._Straka,_Donald_G._York,_Neeraj_Gupta,_Pasquier_Noterdaeme,_Raghunathan_Srianand |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.00870 |
$\sim$1-7kpcの衝突パラメータ内で0.02$<$$z$$<$0.14の前景星形成銀河を持つ10個のクエーサーの{\itHST}COS分光法を報告します。高赤方偏移のライマン限界システムがLy$\alpha$吸収の予想波長でフラックスを消滅させない場合、100$\％$で減衰/サブ減衰Ly$\alpha$吸収を検出し、最大のターゲットサンプルを取得します低赤方偏移銀河におけるDLA/サブDLAの分布。中性水素と金属の吸光度測定を示します。さらに、5つの銀河（2つの検出を含む）のGBT21cm放射測定値を示します。サンプルを文献と組み合わせて、0$$<$$z$$<$4.4にまたがるDLA/サブDLAに関連する115個の銀河のサンプルを作成し、ガスと恒星の特性の間の傾向、および赤方偏移を調べます。H〜Iカラム密度は、衝突パラメータと恒星の質量と反相関しています。より大規模な銀河は、より長い距離にガスが豊富な領域を持っているように見えます。吸収銀河の特定のSFR（sSFR）は、赤方偏移で増加し、$M^{\ast}$で減少します。これは、星形成主系列星（SFMS）の進化と一致しています。ただし、吸収銀河の$\sim$20$\％$はSFMSの下にあり、一部のDLA/サブDLAは、通常よりも長いガス枯渇タイムスケールで銀河を追跡していることを示しています。21cmの放射を持つほとんどのDLA/sub-DLA銀河は、同等の$M^{\ast}$を持つ典型的な銀河よりも高いHI質量を持っています。$M^{\ast}$$<$$10^{9}$$M_{\odotのDLA/サブDLA銀河における高い$M_{\rmHI}/M^{\ast}$比と高いsSFR}$は、これらの銀河は、非効率的な星形成ではなく、最近のガス降着のためにガスが豊富である可能性があることを示唆しています。私たちの研究は、銀河の進化の研究を以前に未踏の低$M^{\ast}$と低SFRのレジームに拡張するための、DLA/サブDLA銀河の吸収と放出の研究の力を示しています。
高密度コアにおける硫黄の気相存在量
| Title |
The_gas-phase_abundance_of_sulfur_in_dense_cores |
| Authors |
P._Hily-Blant,_G._Pineau_des_For\^ets,_A._Faure,_and_F._Lique |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.01076 |
密な雲の中の揮発性硫黄の豊富さは、星形成領域の物理学と化学の研究における古い問題です。硫黄は、イオン化ポテンシャルが低いため、潜在的に重要な電荷担体となるため、重要な種です。高密度の雲の気相で観測された硫黄含有種は、宇宙の硫黄の存在量のごく一部を表しており、これは、ダスト粒子の表面での氷への硫黄の枯渇の兆候として解釈されています。しかし、主な気相キャリアである可能性のある原子硫黄は、コールドコアで直接観察することはできません。IRAM-30m望遠鏡で実行された4つの高密度コアに対するNSラジカルの測定値を示します。分析化学の考察と広いパラメータ空間にわたる化学モデルは、NS：N2H+存在比が気相原子硫黄の存在量に直接的な制約を与えることを示しています。初期型のコアに向けて、n（S）/nHは、硫黄の宇宙存在量14x10^-6に近いか、さらには等しいことがわかります。これは、化学モデルと一致して、硫黄が枯渇しておらず、原子であることを示しています。より化学的に進化したコアは、最も密度の高い部分で最大100倍の硫黄の枯渇を示します。L1544では、原子硫黄の枯渇は密度の増加とともに増加することが示されています。硫黄の固相担体を発見するには、将来の観察が必要です。高硫黄存在比レジームでの恒星前核の崩壊の最初のステップも、化学的および動的な観点から調査する必要があります。
PeVatron候補G106.3 + 2.7に向けたIRAM30 m CO線観測：衝撃波と分子雲の間の直接相互作用は依然として不確実
| Title |
IRAM_30_m_CO-line_Observation_toward_PeVatron_Candidate_G106.3+2.7:_Direct_Interaction_between_the_Shock_and_the_Molecular_Cloud_Remains_Uncertain |
| Authors |
Qian-Cheng_Liu,_Ping_Zhou,_and_Yang_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.01101 |
超新星残骸（SNR）G106.3+2.7は、銀河系ハドロンの数少ない潜在的なPeVatronの1つであることが最近発見されました。SNRがハドロン相互作用の原因であると考えられている分子雲（MC）とどの程度強固に関連しているかをテストすることを目的として、重心と一致する「腹」領域に向けてIRAM30m望遠鏡で新しいCO観測を実行しました。$\gamma$線放射の。SNRの北の無線境界にうまく従う、局所静止速度間隔$-8$から$-5$km/sにフィラメント構造があります。$^{12}$CO線の非対称の広いプロファイルが見られ、幅は北の境界に沿って数km/sで、G106.3+2.7の「腹」領域にありますが、同様の$^{12}$COラインプロファイルもSNR境界の外側にあります。さらに、$^{12}$COJ=2-1/J=1-0のライン比が低いことは、MCがクールであることを示しています。したがって、MCがSNRショックによって直接妨害されるかどうかはまだ不明ですが、MCが近くにあり、SNRから逃げた陽子によって照らされる可能性があるという手がかりがいくつか見つかります。特に、速度が$\sim$3.5km/sで、SNR全体のMCの速度勾配が$\sim-3$から$-7$km/sの分子構造が拡大していることがわかります。これは、次のように説明できます。SNRの前駆星によって吹かれる風の影響。
OBクラスター形成分子塊の温度と密度構造の進化
| Title |
The_evolution_of_temperature_and_density_structures_of_OB_cluster-forming_molecular_clumps |
| Authors |
Yuxin_Lin,_Friedrich_Wyrowski,_Hauyu_Baobab_Liu,_Andr\'es_Izquierdo,_Timea_Csengeri,_Silvia_Leurini,_Karl_M._Menten |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.01115 |
OB星団は、パーセクスケールの巨大な分子塊に由来します。中規模（$\lesssim$0.1-1pc）の大規模な塊の拡張ガスにおける温度と密度の構造の進化を理解することを目的としています。複数の分子ライントレーサー（例：CH$_{3}$CCH、H$_{2}$CS、CH$_{3}$CN、CH）の$\sim$0.1pc解像度観測（SMA+APEX）を実行しました$_{3}$OH）は、8つの巨大な塊のサンプルに向けて、幅広い励起条件をカバーします。さまざまな放射伝達モデルに基づいて、ガスの温度と密度の構造を制約し、空間に依存するビリアル分析と複数の種の存在比の助けを借りて、進化の図を確立します。凝集塊の中心から0.3〜0.4pc半径まで、連続スケールで30〜200Kの間で変化する温度半径プロファイルを決定します。ガスの大部分を表す両方のダスト連続体に基づく結果によって示唆されるように、-0.6と$\sim$-1.5の間の勾配を持つ放射状のべき乗則によって記述される、塊の放射状ガス密度プロファイルは、より進化したソースに対してより急勾配です。（$\sim$10$^{4}$cm$^{-3}$）、およびCH$_{3}$OHラインが高密度ガスをプローブします（$\gtrsim$10$^{6}$-10$^{8}$cm$^{-3}$）レジーム。高密度ガスとバルクガスの間の密度のコントラストは、進化とともに増加し、空間的および時間的に変化する星形成効率を示している可能性があります。ビリアルパラメータの半径方向のプロファイルは、凝集塊が進化するにつれて、ビリアル下の状態に向かって全体的な変化を示します。線幅は、中心コア領域の半径が大きくなるにつれて減少し、外側のエンベロープが大きくなり、超音速乱流（$\、\propto\、$$r^{0.5}$）の場合よりも傾斜が浅くなります。亜音速コルモゴロフスケーリング（$\、\propto\、$$r^{0.33}$）。凝集塊の進化の文脈では、[CCH]/[CH$_{3}$OH]と[CH$_{3}$CN]/[CH$_{3}$OHの存在比もわかります。]クランプ$L/M$との相関関係を示します。
QUIJOTEライン調査によるTMC-1でのHCCCOとC5Oの発見
| Title |
Discovery_of_HCCCO_and_C5O_in_TMC-1_with_the_QUIJOTE_line_survey |
| Authors |
J._Cernicharo,_M._Agundez,_C._Cabezas,_B._Tercero,_N._Marcelino,_R._Fuentetaja,_J.R._Pardo_and_P._de_Vicente |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.01130 |
宇宙で初めて、ラジカルHCCCOと二酸化五炭素C5Oの検出について報告します。導出されたカラム密度は、それぞれ（1.6+/-0.2）e11cm-2および（1.5+/-0.2）e10cm-2です。また、QUIJOTEライン調査では、HCnOおよびCnOファミリーのすべての分子種のデータを分析しました。HC4O、HC6O、C4O、およびC6Oの上限が取得されます。それぞれ>30および>5の信号対雑音比で検出された14および12の回転線に基づくHC5OおよびHC7Oのロバストな検出を報告します。導出されたN（HC3O）/N（HC5O）存在比は0.09+/-0.03であり、N（C3O）/N（C5O）は80+/-2であり、N（HC5O）/N（HC7O）は2.2+です。/-0.3。シアノポリインファミリーであるHC2n+1Nは、nの増加に伴って存在量が継続的に減少するのに対し、CnOおよびHCnO種は、それぞれn=3および5で明確な存在量の最大値を示します。それらはまた、奇数と偶数の存在量の交代を示し、nの奇数値が最も豊富であり、これはCnHラジカルの振る舞いを彷彿とさせます。この場合、nの値が偶数の種がより豊富です。CnHm+イオンとCOの放射結合と、Cn-およびCnH-アニオンとO原子の反応に基づく、以前に提案された2つのメカニズムを通じてこれらの種の形成を調査し、C5O、HC4O、およびHC6Oは、大幅に過大評価されています。これらの種がどのように形成されるかについての私たちの理解はまだ不完全です。O、OH、またはHCOとのCnおよびCnH炭素鎖の反応など、中性中性反応に基づく他の経路は、これらの種の形成の背後にある可能性があります。
高赤方偏移でのラジオラウドおよびラジオクワイエット集団Aクエーサーの光学的およびUV特性
| Title |
Optical_and_UV_properties_of_a_radio-loud_and_a_radio-quiet_Population_A_quasar_at_high_redshift |
| Authors |
Alice_Deconto-Machado,_Ascensi\'on_del_Olmo,_Paola_Marziani,_Jaime_Perea_and_Giovanna_Stirpe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.01178 |
クエーサーのさまざまな特性は、電磁スペクトルの多くの範囲を通じて観察および分析される可能性があります。先駆的な研究により、これらのデータを整理するにはクエーサーの「H-Rダイアグラム」が必要であり、2次元以上が必要であることが示されました。4次元固有ベクトル（4DE1）パラメーター空間が提案されました。4DE1は、軟X線だけでなく、光学輝線とUV輝線から得られた独立した観測特性を利用します。クエーサー主系列星（MS）としても知られる4DE1の「光学面」は、QSOの一貫した画像を記述するために、さまざまなスペクトルタイプを識別します。この作業では、2つのソース、1つはラジオラウド（PKS2000-330、z=3.7899）、もう1つはラジオクワイエット（Q1410+096、z=3.3240）の比較に焦点を当てた分光分析を示します。どちらも、人口Aのクエーサースペクトルを示しています。プロパティ。光学スペクトルはVLT/ESOを使用して赤外線で観察され、UVでの追加の測定値はアーカイブスペクトルのフィッティングによって得られました。分析は、輝線プロファイルの非線形多成分分解によって実行されました。結果は、輝線特性に対するラジオラウドネスの影響を強調するために示されています。2つのクエーサーは、同様の光学分光特性を共有し、UVデータに大きな違いを示しながら、MS分類に非常に近いものです。両方のソースは、UVラインに大きなブルーシフトを示していますが、UVの一般的な動作には重要な違いがあります。ラジオクワイエットソースQ1410+096は、CIV1549とSiIV1392の両方で同様の強度と形状を持つ典型的なポップAUVスペクトルを示していますが、強力なラジオラウドPKS2000-330のUVスペクトルは、クエーサーの母集団BのUVスペクトルによく似ています。
銀河円盤の渦巻き構造とその回転速度曲線への影響
ほとんどの渦巻銀河は、いくつかの波長領域で使用されているさまざまな観測手法に従って、平坦な回転速度曲線を持っています。この作業では、非線形項が波の分散効果のバランスをとることができることを示します。これにより、バルジとディスクに集中するバリオン物質以外を含めることなく、観測された回転曲線プロファイルを復活させることができます。検討対象のモデルが平坦な回転曲線を復元できることを証明するために、適用するのに最適なマッピングされた銀河として天の川が選択されました。最大$10^7$の粒子を使用した重力N体シミュレーションを使用して、2つの異なるアプローチで天の川の場合にこの動的モデルをテストします。直接アプローチでは、シミュレーション実行の入力条件として、非線形Schr\"{o}ディンガー方程式の明示的な解として以前に取得されたスパイラル面密度分布を設定します（広く使用されている指数ディスク近似の代わりに）進化的アプローチでは、スパイラルアームの自然な形成をキャプチャし、ディスクの進化におけるそれらの役割を決定するために、異なる初期質量と回転速度分布で実行を初期化します。どちらの場合も、安定したものを再現できます。シミュレーション終了時間$\sim10^9$年での非拡張ディスク構造、ハローの包含なし。与えられたモデルは星の速度分散と有限のディスク厚さを考慮していませんが、ここに示されている結果はまだ非線形効果は、銀河円盤を安定した構成に保つために必要な暗黒物質の量を大幅に変える可能性があることを意味します。
| Title |
Thermodynamics_of_galaxy_clusters_in_modified_Newtonian_potential |
| Authors |
Abdul_W._Khanday,_Sudhaker_Upadhyay_and_Prince_A._Ganai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.01264 |
ニュートンの「球点」等量定理の一般解によって動機付けられた修正ニュートンポテンシャルにおける銀河団の熱力学を研究します。銀河の拡張された性質を考慮しながら構成積分を評価することにより、$N$粒子分配関数を取得します（ポテンシャルエネルギー関数に軟化パラメーター$\epsilon$を含めることにより）。この軟化パラメータは、銀河円盤の形状の構造化への影響が最近発見された銀河ハローを処理します。粒子（銀河）の空間分布もこのフレームワークで研究されています。変更された重力の影響を視覚化するために、新しいクラスタリングパラメータ$b_+$と元のクラスタリングパラメータの比較が示されています。また、温度の関数としての比熱の振る舞いを介してシステムの対称性が破れる可能性についても説明します。
私たちは、暗黒物質のミニハローの内部に形成された球状星団とそうでない球状星団の間で、動的および形態学的属性を区別しようとしています。そのために、我々は、ホスト銀河を周回する、包み込む暗黒物質ミニハローがある（そしてない）球状星団の高解像度$N$-bodyシミュレーションを採用しています。ろ座矮小楕円銀河とその主要な5つの球状星団に同じ処方を設定し、すべてのコンポーネント（つまり、ろ座矮小銀河とそのクラスターの両方に星と暗黒物質）に$N$体の粒子を使用します。暗黒物質に埋め込まれたクラスターの場合、余分な暗黒物質からの質量の増加が潮汐半径の成長を引き起こし、ミニハローが潮汐の剥ぎ取りに対する保護シールドとして機能し、それ自体が星の前に剥ぎ取られることを観察します。その結果、恒星速度分散の膨張、顕著な潮汐尾の発達、楕円率の増加、恒星分布プロファイルの拡散などの潮汐効果は、元々暗黒物質に埋め込まれたクラスターでは一般にはるかに穏やかです。ただし、このシールド効果は、重要な量の暗黒物質が除去された後は無視できるようになります。これは、同時に短い軌道周期、低い典型的な軌道半径、および比較的高い離心率を持つクラスターでより速く発生します。最後に、赤方偏移ゼロで大量の暗黒物質を保持しているクラスターの場合でも、それらの内部領域は依然として主に星で構成されており、クラスター星に対する暗黒物質の典型的な密度比は$1\％$のオーダーであることに気付きます。クラスターの中心から最大約$10〜$pc離れています。
X線およびラジオラウドファストブルーオプティカルトランジェントAT2020mrf：エンジン駆動の大規模な星の爆発の新しいクラスへの影響
| Title |
The_X-ray_and_Radio_Loud_Fast_Blue_Optical_Transient_AT2020mrf:_Implications_for_an_Emerging_Class_of_Engine-Driven_Massive_Star_Explosions |
| Authors |
Yuhan_Yao,_Anna_Y._Q._Ho,_Pavel_Medvedev,_Nayana_A._J.,_Daniel_A._Perley,_S._R._Kulkarni,_Poonam_Chandra,_Sergey_Sazonov,_Marat_Gilfanov,_Georgii_Khorunzhev,_David_K._Khatami,_Rashid_Sunyaev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.00751 |
AT2020mrf（SRGeJ154754.2$+$443907）、銀河系外（$z=0.1353$）の急上昇（$t_{g、\rm上昇}=3.7$日）発光（$M_{g、\rmピーク}=-20.0$）光トランジェント。ピーク周辺のその光スペクトルは、青い連続体（$T\sim2\times10^4$K）で幅広い（$v\sim0.1c$）発光の特徴を示しており、AT2018cowと非常によく似ています。その明るい放射光（$\nuL_\nu=1.2\times10^{39}\、{\rmerg\、s^{-1}}$;$\nu_{\rmrest}=7.4$GHz;261日）は他の4つのAT2018cowのようなイベントに似ており、準相対論的（$\gtrsim0.07$-$0.08c$）前方衝撃と高密度環境（$\）の間の相互作用からのシンクロトロン放射によって説明できます。dotM\lesssim10^{-3}\、M_\odot\、{\rmyr^{-1}}$for$v_{\rmw}=10^3\、{\rmkm\、s^{-1}}$）。AT2020mrfは、$M_\ast\sim10^8\、M_\odot$と特定の星形成率$\sim10^{-10}\、{\rmyr^{-1}}$の銀河で発生します。AT2018cowのようなイベントは、矮小銀河によって優先的にホストされているという考え。AT2020mrfのX線特性は前例のないものです。35〜37日で、SRG/eROSITAは発光を検出しました（$L_{\rmX}\sim2\times10^{43}\、{\rmerg\、s^{-1}}$;0.3--10keV）X線放射。X線スペクトル形状（$f_\nu\propto\nu^{-0.8}$）と不安定な日中変動はAT2018cowを彷彿とさせますが、光度はAT2018cowよりも$\sim20$大きい係数です。328日で、チャンドラは$L_{\rmX}\sim10^{42}\、{\rmerg\、s^{-1}}$でそれを検出しました。これは、AT2018cowの$>200$倍の明るさです。CSS161010。同時に、X線放射は$\sim1$日のタイムスケールで変動し続けます。爆発に動力を供給するために、おそらくミリ秒のマグネターまたは降着するブラックホールである中央エンジンが必要であることを示します。AT2018cowやAT2020mrfなどのイベントが、SRGやEinsteinProbeを含む現在および将来のX線全天観測によって検出される率を予測します。
ダスト共鳴抗力不安定性による宇宙線閉じ込めの数値的研究
| Title |
Numerical_Study_of_Cosmic_Ray_Confinement_through_Dust_Resonant_Drag_Instabilities |
| Authors |
Suoqing_Ji,_Jonathan_Squire_and_Philip_F._Hopkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.00752 |
共鳴抗力不安定性（RDI）を介した荷電ダスト粒子による宇宙線（CR）閉じ込めの可能性を調査します。$\sim\mathrm{AU}$スケールでのダストのジャイロ半径とGeVCRを完全に解決して、帯電したダストと宇宙線を混合した磁化ガスの電磁流体力学的パーティクルインセルシミュレーションを実行します。最初の研究として、帯電した粒子が超Alfv\'enicallyにドリフトし、ローレンツ力が抗力を強く支配する1つのタイプのRDIに焦点を当てます。ダストグレインはRDIに対して不安定であり、集中したカラムとシートを形成します。そのスケールは、シミュレーションボックスのサイズで飽和するまで大きくなります。最初に完全にストリーミングされたCRは、RDIで励起されたAlfv\'en波によって強く散乱され、CRの垂直速度成分の成長率は磁場摂動の成長率に等しくなります。これらの率は、分析線形理論によって十分に予測されます。CRは最終的に等方性になり、RDIによって励起された一方向のAlfv\'{e}n波によって、少なくとも$\simv_\mathrm{A}$でドリフトし、ピッチ角の余弦$\mu$とフラットが均一に分布します。「$90$度のピッチ角の問題」がない、$\mu=0$付近のCRピッチ角拡散係数$D_{\mu\mu}$のプロファイル。ガスに関するCRフィードバックを含めると、$D_{\mu\mu}$は数分の1に減少し、CR散乱率が低いことを示します。これは、標準的な自己閉じ込め理論の予測と矛盾します。私たちの研究は、クエーサーや超高輝度銀河の周りのほこりっぽい銀河系の媒体など、特定の条件下で、ほこりによって引き起こされるCRの閉じ込めが非常に重要になる可能性があることを示しています。
$ r $-超大質量中性子星の残骸からの元素合成とキロノバの処理
| Title |
$r$-process_Nucleosynthesis_and_Kilonovae_from_Hypermassive_Neutron_Star_Remnants |
| Authors |
Sanjana_Curtis,_Philipp_M\"osta,_Zhenyu_Wu,_David_Radice,_Luke_Roberts,_Giacomo_Ricigliano_and_Albino_Perego |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.00772 |
超大質量中性子星（HMNS）の残骸の3次元（3D）一般相対論的磁気流体力学（GRMHD）シミュレーションに基づいて、バイナリ中性子星（BNS）の合併から生じる$r$プロセスの元素合成とキロノバ放出を調査します。シミュレーションには、微物理的有限温度状態方程式（EOS）と、漏れスキームを介したニュートリノの放出および吸収効果が含まれます。ラグランジュトレーサー粒子を使用して噴出物の熱力学的特性を追跡し、核反応ネットワーク$\texttt{SkyNet}$を使用してその組成を決定します。後処理中にニュートリノの光度を変化させることにより、元素合成収量に対するニュートリノの影響を調査します。噴出物は、それらの電子分率$Y_e$に関して広い分布を示し、使用されるニュートリノの光度に応じて$\sim$0.25-0.4の間でピークに達します。結果として得られる$r$プロセスの存在量パターンは太陽とは異なり、トレーサー粒子によって記録された光度を使用した場合、2番目の$r$プロセスのピークを超える材料の有意な生成はありません。また、HMNSの流出を放射流体力学コード$\texttt{SNEC}$にマッピングし、キロノバの放射光度と広帯域光度曲線の進化を予測します。ボロメータ光度曲線は1日のタイムスケールでピークに達し、最も明るい発光が赤外線帯域で見られます。これは、3DGRMHDシミュレーションに基づいて、HMNS風から予想される$r$プロセスの歩留まりとキロノバ信号の最初の直接計算です。長寿命の残骸の場合、これらの風がキロノバ放出を生み出す主要な噴出物成分である可能性があります。
J1909 $-$ 3744でのモード変更：最も正確なタイミングのパルサー
| Title |
Mode_changing_in_J1909$-$3744:_the_most_precisely_timed_pulsar |
| Authors |
Matthew_T._Miles,_Ryan_M._Shannon,_Matthew_Bailes,_Daniel_J._Reardon,_Sarah_Buchner,_Hannah_Middleton,_and_Renee_Spiewak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.00897 |
MeerTimeパルサータイミングアレイキャンペーンの一環としてMeerKAT望遠鏡を使用して、最も正確なタイミングのパルサーであるミリ秒パルサーJ1909$-$3744のベースバンド無線観測を提示します。特に明るいシンチレーションイベントの間、パルサーは、最初のミリ秒パルサーとそれを行うための最短のデューティサイクルミリ秒パルサーの間で、パルスモードが変化するという強力な証拠を示しました。2つのモードが存在するように見えますが、弱い（信号対雑音比が低い）モードは、強いモードよりも$9.26$$\pm3.94$$\mu$s早く到着します。さらに、このパルサーのジッターノイズの新しい値である$8.20\pm0.14$nsを1時間で提示し、MeerKAT（$9\pm3$ns）およびParkes（$8.6\pm0.8$ns）望遠鏡ですが、グリーンバンク望遠鏡で行われた以前の最も正確な測定値（$14\pm0.5$ns）と一致していません。このパルサーに対して個々のモードのタイミング分析が実行され、パルスの完全なサンプルとは対照的に、強力なモードのタイミングをとることによって、タイミング精度の約$10\％$の改善が達成可能であることがわかります。2つのモードのテンプレートから平均パルスのモデルを作成することにより、それらを同時に計測し、このタイミングの改善が定期的なタイミング観測でも達成できることを示します。このパルサーに対するこの程度の改善が確率的重力波バックグラウンドの検索に与える影響、およびすべてのMeerTimePTAパルサーに対する同様の改善の影響について説明します。
マグネター風星雲と超新星残骸に埋め込まれたFRB190520B：発光持続電波源、減少する分散測定と大きな回転測定
| Title |
FRB_190520B_embedded_in_a_magnetar_wind_nebula_and_supernova_remnant:_luminous_persistent_radio_source,_decreasing_dispersion_measure_and_large_rotation_measure |
| Authors |
Zhen-Yin_Zhao,_F._Y._Wang_(NJU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.00935 |
最近、銀河系外分散測定（DM）が最大のFRB190520Bが、500メートル球面電波望遠鏡（FAST）によって発見されました。銀河間媒体と銀河の寄与に対するDMの超過は、$\sim900$pccm$^{-3}$と推定されます。これは、他の高速電波バースト（FRB）ホスト銀河のほぼ10倍です。DMは、1日あたり$\sim0.1$pccm$^{-3}$の割合で減少します。これは、コンパクトな永続的な電波源（PRS）に関連付けられた2番目のFRBです。回転メジャー（RM）は、$1.8\times10^{5}\mathrm{rad}〜\mathrm{m}^{-2}$よりも大きいことがわかります。この手紙では、FRB190520Bは、マグネター風星雲（MWN）と超新星残骸（SNR）の複合体に埋め込まれた、巨大な星のコア崩壊によって形成された若いマゼンタによって駆動されていると主張します。マグネターのエネルギー注入は、MWNとSNの噴出物を一緒に進化させるように駆動し、PRSはMWNの放射光によって生成されます。マグネターには、内部磁場$B_{\text{int}}\sim（2-4）\times10^{16}$Gと年齢$t_{\text{age}}\sim14-22$があります。年高密度のSN噴出物と衝撃を受けたシェルは、観測されたDMとRMの大部分を占めています。私たちのモデルは、FRB190520BのDMと極端なRMを同時に減少させて、発光PRSを自然に説明できます。
全天観測中のSRG軌道天文台に搭載されたeROSITA望遠鏡による歴史的な古典的な新星の対応物のX線観測
私たちの銀河の歴史的な古典的な新星（CNe）の対応物からのX線放射が研究されています。この目的のために、RUeROSITAコンソーシアムによって分析された半球での3つのSRG/eROSITA空調査からのデータを使用します。309の過去のCNeのうち、X線放射は$\rmL_X\approx10^{30}\sim10^{34}$erg/sの範囲で0.3〜2.3keVの光度を持つ52の線源から検出されました。それらの中で、2つの線源は超軟スペクトルを持ち、新星後の超軟X線放射に関連しています。残りのいくつかの線源のX線スペクトルの硬さは、磁化された白色矮星（WD）がX線で検出されたCN対応物の一部を占める可能性があることを暫定的に示唆しています。この仮説は、以下のSRG/eROSITA空の調査の過程でさらにテストされます。CNの対応物は、表面で不安定な水素燃焼を伴う降着WDの真正なサンプルを表していますが、静止状態でのX線の明るさは、バイナリシステムでの降着率の妥当なプロキシです。この事実を利用して、不安定な水素燃焼を伴うWDの降着率分布を構築し、銀河および近くの外部銀河における既知の定常超軟X線源の降着率分布と比較しました。WD表面での水素燃焼理論の予測によれば、CNの対応物と、質量降着率軸に沿って異なるドメインを占める安定した超軟X線源との間には、これら2つの分布の間に顕著な二分法があります。
ゆっくりと回転する中性子星における相対論的rモードの非分析的振る舞い
| Title |
Non-analytic_behavior_of_the_relativistic_r-modes_in_slowly_rotating_neutron_stars |
| Authors |
Kirill_Y._Kraav,_Mikhail_E._Gusakov,_Elena_M._Kantor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.01171 |
相対論的$r$モードの理論的分析と数値計算の間の矛盾は、小島が1997年に$r$モード振動スペクトルの連続部分を発見して以来、中性子星群集を困惑させています。ニュートンの$r$モード理論と、$r$モードの連続スペクトルに関する文献の中で、相対論的振動方程式の研究に独自のアプローチを適用します。カウリング近似内で作業して、順圧（等エントロピー）星と非順圧星の両方の離散相対論的$r$モードのダイナミクスを支配する一般方程式を導き出します。非常に遅い恒星の自転速度の限界で得られた方程式の詳細な分析は、慣性座標系ドラッグの効果のために、相対論的な$r$モードの固有関数と固有周波数が{\it非分析}関数になることを明らかにします。恒星の角速度、$\Omega$。また、$\Omega$の非常に小さい値に対する$r$モードの固有関数と固有周波数の明示的な式を導き出します。これらの式は、$\Omega\to0$の極限における数値計算された固有周波数と固有関数の漸近的振る舞いを説明します。得られたすべての$r$モード固有周波数は、周波数範囲で離散値を取り、通常はスペクトルの連続部分に関連付けられます。少なくともニュートン$l=m=2$$r$モード周波数$\sigma=-4/3\\Omega$の近くでは、連続スペクトルの兆候は見つかりません。
| Title |
Classification_of_Fermi-LAT_blazars_with_Bayesian_neural_networks |
| Authors |
Anja_Butter,_Thorben_Finke,_Felicitas_Keil,_Michael_Kr\"amer,_Silvia_Manconi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.01403 |
ベイジアンニューラルネットワークの使用は、ガンマ線源を分類するための新しいアプローチです。フェルミ-LATブレーザー候補の分類に焦点を当てています。これはBLLacertaeオブジェクトとフラットスペクトルラジオクエーサーに分けることができます。従来の高密度ネットワークとは対照的に、ベイジアンニューラルネットワークは、ネットワーク予測の不確実性の信頼できる推定を提供します。従来のニューラルネットワークとベイズニューラルネットワークの対応と、データ拡張の効果を調べます。ベイズニューラルネットワークは、信頼できる不確実性の推定値を備えた堅牢な分類器を提供し、比較的小さく不均衡なデータセットに基づく分類問題に特に適していることがわかります。私たちのブレーザー候補分類の結果は、ブレーザーの光度関数を制約し、将来の観測キャンペーンを導くことを目的とした人口研究のための貴重なインプットです。
観測された高周波QPOが、ブラックホール降着円盤の（MHD）コンピューターシミュレーションによって生成されなかったのはなぜですか？
| Title |
Why_haven't_the_observed_high-frequency_QPOs_been_produced_by_(MHD)_computer_simulations_of_black_hole_accretion_disks? |
| Authors |
Robert_V._Wagoner_and_Celia_R._Tandon_(Dept._of_Physics_and_KIPAC,_Stanford_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.01415 |
Wagoner＆Tandon（2021）のいくつかの予測を、Reynolds＆Miller（2009）の流体力学および電磁流体力学（MHD）シミュレーションの結果と比較します。MHDシミュレーションは十分な時間実行されておらず、数値減衰は、観測された高周波QPO（および水力シミュレーションで見られるgモード）を生成するのに十分なほど小さくなかったようです。
| Title |
Supernovae_Shock_Breakout/Emergence_Detection_Predictions_for_a_Wide-Field_X-ray_Survey |
| Authors |
Amanda_J._Bayless,_Chris_Fryer,_Peter_J._Brown,_Patrick_Young,_Pete_Roming,_Michael_Davis,_Thomas_Lechner,_Samuel_Slocum,_Janie_D._Echon,_Cynthia_Froning |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.01432 |
現在、強力なVeraRubinObservatoryLegacySurveyforSpaceandTime（LSST）を含む、多くの大規模なフィールド調査が運用および計画されています。これらの調査により、トランジェントの数と多様性が劇的に増加します。ただし、超新星（SNe）などの一部のトランジェントでは、サンプルサイズを単純に増やすよりも、直接観測によってより多くの理解を得ることができます。たとえば、これらのトランジェントからの初期放出は、これらの爆発の強力なプローブになる可能性があります。今後の地上ベースの検出器は、これらの過渡現象の初期放出（衝撃波の発生）を観測するのに理想的には適していません。これらの観測には、イベントの最初の1時間以内にUVフォローアップを伴う広い視野のX線ミッションが必要です。最初の1時間から1日までの放出は、星の半径と星の外層の非対称性、星周媒体の特性（たとえば、コア崩壊SNeの風の不均一性、熱核SNeの降着コンパニオン）に強い制約を与えます。）、およびこれら2つの間の遷移領域。この論文では、広い視野のアカザエビの目のX線とUV天文台で見ることができるSNeの数のシミュレーションについて説明します。
一般的なエンベロープジェット超新星におけるジェットフィードバックメカニズムの3次元シミュレーション
| Title |
Three-dimensional_simulations_of_the_jet_feedback_mechanism_in_common_envelope_jets_supernova |
| Authors |
Shlomi_Hillel,_Ron_Schreier,_Noam_Soker_(Technion,_Israel) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.01459 |
中性子星（NS）が赤色超巨星（RSG）エンベロープの外側ゾーン内を周回するときにジェットを発射すると仮定して、一般外層ジェット超新星（CEJSN）イベントの3次元流体力学的シミュレーションを実行し、負のジェットフィードバックを見つけます係数は0.1-0.2になります。この係数は、ジェットがエンベロープから質量を取り除き、気泡（繭）を膨らませるときに、ジェットがNSへの質量降着率を低下させる要因です。私たちの結果は、ほとんどのCEJSNイベントで、NS-RSGバイナリシステムが完全な共通外層進化（CEE）に入る前に、放牧エンベロープ進化（GEE）を経験することを示唆しています。また、ジェットがRSGエンベロープ内で上下の流れを誘発することもわかります。これらの流れとRSG星の強い対流は、CEJSNeの対流によるエネルギー輸送が非常に重要であることを示唆している可能性があります。数値リソースが限られているため、シミュレーションにはNSの重力、降着プロセス、ジェット発射プロセス、変形したエンベロープの重力は含まれていません。NS/BHコンパニオンを使用したCEEの将来の数値シミュレーションには、NSへの降着プロセスが含まれ、それに応じてジェットパワー、NSとRSGの完全な重力相互作用、および強い対流によるエネルギー輸送が含まれる必要があります。
宇宙線によるARIANNAニュートリノ検出器の偏光再構成分解能の測定
| Title |
Measuring_the_Polarization_Reconstruction_Resolution_of_the_ARIANNA_Neutrino_Detector_with_Cosmic_Rays |
| Authors |
ARIANNA_Collaboration:_A._Anker,_P._Baldi,_S._W._Barwick,_J._Beise,_D._Z._Besson,_S._Bouma,_M._Cataldo,_P._Chen,_G._Gaswint,_C._Glaser,_A._Hallgren,_S._Hallmann,_J._C._Hanson,_S._R._Klein,_S._A._Kleinfelder,_R._Lahmann,_J._Liu,_M._Magnuson,_S._McAleer,_Z._M._Meyers,_J._Nam,_A._Nelles,_A._Novikov,_M._P._Paul,_C._Persichilli,_I._Plaisier,_L._Pyras,_R._Rice-Smith,_J._Tatar,_S.-H_Wang,_C._Welling,_L._Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.01501 |
ARIANNA検出器は、$10^{17}$eVを超えるエネルギーを持つニュートリノを検出するように設計されています。生成された無線信号は類似しているため、ニュートリノ検出器のテストビームとして宇宙線がよく使用されます。一部のARIANNA検出ステーションには、エアシャワーを検出できるアンテナが装備されています。空気シャワーの電波放射特性がよく理解されており、電波信号の偏光が到着方向から予測できるため、宇宙線をプロキシとして使用して、ARIANNAニュートリノ検出器の再構成能力を評価できます。宇宙線電波パルスの偏光を再構築するための献身的な取り組みについて報告します。ハードウェアの違いを補正した後、この調査で使用した2つのステーションは、イベントレートに関して同様のパフォーマンスを示し、シミュレーションに同意しました。高品質の宇宙線をサブセレクションし、これらの宇宙線の偏光は、シミュレーションから得られた期待値と一致する$2.5^{\circ}$（68％の封じ込め）の解像度で再構築されました。この解像度の大部分は、支配的な地磁気放射に加えて、サブ支配的なアスカリャン効果の寄与による、予測された分極の不確実性に起因します。天頂角が$70^{\circ}$を超えるイベントをサブ選択すると、アスカリャン放射の影響がほとんどなくなり、統計が限られているため、偏光の不確実性が$1.3^{\circ}$（68％の封じ込め）に減少することがわかりました。
SPIDERの超伝導転移端センサーアレイの飛行中のゲイン監視
| Title |
In-flight_gain_monitoring_of_SPIDER's_transition-edge_sensor_arrays |
| Authors |
J._P._Filippini,_A._E._Gambrel,_A._S._Rahlin,_E._Y._Young,_P._A._R._Ade,_M._Amiri,_S._J._Benton,_A._S._Bergman,_R._Bihary,_J._J._Bock,_J._R._Bond,_J._A._Bonetti,_S._A._Bryan,_H._C._Chiang,_C._R._Contaldi,_O._Dore,_A._J._Duivenvoorden,_H._K._Eriksen,_M._Farhang,_A._A._Fraisse,_K._Freese,_M._Galloway,_N._N._Gandilo,_K._Ganga,_R._Gualtieri,_J._E._Gudmundsson,_M._Halpern,_J._Hartley,_M._Hasselfield,_G._Hilton,_W._Holmes,_V._V._Hristov,_Z._Huang,_K._D._Irwin,_W._C._Jones,_A._Karakci,_C._L._Kuo,_Z._D._Kermish,_J._S.-Y._Leung,_S._Li,_D._S._Y._Mak,_P._V._Mason,_K._Megerian,_L._Moncelsi,_T._A._Morford,_J._M._Nagy,_C._B._Netterfield,_M._Nolta,_R._O'Brient,_B._Osherson,_I._L._Padilla,_B._Racine,_C._Reintsema,_J._E._Ruhl,_M._C._Runyan,_T._M._Ruud,_J._A._Shariff,_E._C._Shaw,_C._Shiu,_J._D._Soler,_X._Song,_A._Trangsrud,_C._Tucker,_R._S._Tucker,_A._D._Turner,_J._F._van_der_List,_A._C._Weber,_I._K._Wehus,_S._Wen,_D._V._Wiebe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.00820 |
トランジションエッジセンサー（TES）の大規模なアレイを展開する実験では、多くの場合、観測時間の損失を最小限に抑えてゲインの変動を監視するための堅牢な方法が必要です。TESバイアスに適用される小さな方形波を使用して、TES応答性の変動を監視するための高感度で非侵入的な方法を提案します。強力な電熱フィードバックの限界で正確な電気的応答から、TESの小信号電力応答の推定器を構築します。2000以上のTESで宇宙マイクロ波背景放射の偏光を観測する気球搭載望遠鏡であるSPIDERからの飛行データを使用して、この方法の適用と検証について説明します。この方法は、観測時間と地上制御帯域幅が制限されている将来の気球ベースおよび宇宙ベースの機器に役立つ可能性があります。
新しいLISAデザインによるアームロック性能
レーザー干渉計宇宙アンテナ（LISA）は、低周波数領域（0.1mHz〜1Hz）で放射する光源に敏感になるように設計された、将来の宇宙ベースの重力波（GW）検出器です。LISAの干渉計信号は、時間遅延干渉法（TDI）と呼ばれるアルゴリズムを使用して約7桁抑制しなければならないレーザー周波数ノイズによって支配されます。TDIに関連する潜在的なリスクを低減するために、レーザー周波数ノイズを数桁低減するためにアームロックが提案されています。この論文では、2.5Gmのアーム長、現在想定されているクロックノイズ、宇宙船の動き、およびショットノイズを使用した、新しいLISAミッションのアームロックの更新されたパフォーマンスモデルを示します。また、ロック取得中にドップラー周波数プル推定値を更新します。
EoR / CDパワースペクトルに対するステーションの遠いサイドローブの影響
SKA1-Lowのダイポールアンテナのステーションは、直径38〜mの領域に広がる256個の要素で構成されます。シミュレーションと理論的考察の両方で、宇宙の再電離の時代（EoR）と宇宙の夜明け（CD）で、さまざまな数の固有のステーション構成について、メインビームのかなり外側にある残留非減算ソースの影響を検討します。コンパクトなソースが天頂から\theta_Z=30度を超えて差し引かれない限り、宇宙論的信号をさまざまなスケールで観測できないようにするビームサイドローブのインプリントパワーと、遠方のサイドローブを制御するためにステーションのアポダイゼーションが必要になる可能性があります。N_b=4の一意のステーション構成のアレイは、汚染を減らすのに十分であり、N_b=8に増やすとほとんど改善が見られません。アクロマティックエアリーディスクビームモデルとの比較は、ビームサイドローブレベルがEoRウィンドウの過剰電力の主な原因であり、ビームの色度はそれほど重要ではないことを示しています。EoRでは、パワースペクトルの関連モードにアクセスするには、z=8.5、200〜mJyを超えるソースを\theta_Z=45度まで差し引く必要があります。
エンジニアリング開発アレイ2：SKA-Lowプロトタイプステーションからの設計、パフォーマンス、および教訓
| Title |
The_Engineering_Development_Array_2:_design,_performance_and_lessons_from_an_SKA-Low_prototype_station |
| Authors |
Randall_Wayth,_Marcin_Sokolowski,_Jess_Broderick,_Steven_J._Tingay,_Raunaq_Bhushan,_Tom_Booler,_Riccardo_Chiello,_David_B._Davidson,_David_Emrich,_Budi_Juswardy,_David_Kenney,_Giulia_Macario,_Alessio_Magro,_Andrea_Mattana,_David_Minchin,_Jader_Monari,_Andrew_McPhail,_Federico_Perini,_Giuseppe_Pupillo,_Marco_Schiaffino,_Ravi_Subrahmanya,_Andre_van_Es,_Mia_Walker,_Mark_Waterson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.00908 |
将来のスクエアキロメートルアレイ低周波アレイの第2世代プロトタイプステーションとして構築された2つの機器のうちの1つであるエンジニアリング開発アレイ2を紹介します。アレイは、フェーズドアレイまたはスタンドアロン干渉計として機能できる256個の二重偏波ダイポールアンテナで構成されています。アレイの設計と前世代の機器からの設計変更の詳細、および変更の動機について説明します。アレイをイメージング干渉計として使用して、70〜320MHzの範囲の5つの周波数でアレイの感度を測定します。
米国における地上ベースの天文計装開発：米国コミュニティが直面する課題に関するホワイトペーパー
| Title |
Ground-Based_Astronomical_Instrumentation_Development_in_the_United_States:_A_White_Paper_on_the_Challenges_Faced_by_the_US_Community |
| Authors |
Stephen_A._Smee_and_Gary_J._Hill |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.00957 |
2020年1月に全米科学財団に提出されたこの招待されたホワイトペーパーは、超大型望遠鏡の時代に米国の天文機器コミュニティが直面している現在の課題について説明しています。提出以降、一部の詳細が変更されている可能性がありますが、基本的な信条は依然として非常に有効です。この論文は、米国のコミュニティが直面している技術的、資金的、および人的課題を要約し、米国の現在の計装グループの非公式な国勢調査を提供し、米国の状況を天文機器を構築するヨーロッパのコミュニティの状況と比較します大規模なハードマネー資金による計装センターのコンソーシアムから調整された方法で。天文学と天体物理学に関する10年間の調査2020（Astro2020）の最近のリリースにより、米国のこの次世代の大型望遠鏡に対する強力なコミュニティのサポートが存在することは明らかです。米国は準備ができていますか？今日のコミュニティには、2つの米国のELTで想定されている複雑な機器スイートを開発するという課題に対応するのに十分な人材、設備、およびリソースがありますか？これらの質問は、国立科学財団が米国でより実行可能で安定した計装プログラムを構築するのにどのように役立つかについての考えとともに扱われます。これらの考えは、より広範な議論の出発点として役立つことを目的としており、最終目標は、米国の天文計装コミュニティを確固たる基盤に置き、時代に設定した野心的な目標によって提示された課題に取り組む準備ができている計画です。ELTの。
深層学習で熱雑音を除去することによるARIANNA検出器の感度の向上
| Title |
Improving_sensitivity_of_the_ARIANNA_detector_by_rejecting_thermal_noise_with_deep_learning |
| Authors |
ARIANNA_Collaboration:_A._Anker,_P._Baldi,_S._W._Barwick,_J._Beise,_D._Z._Besson,_S._Bouma,_M._Cataldo,_P._Chen,_G._Gaswint,_C._Glaser,_A._Hallgren,_S._Hallmann,_J._C._Hanson,_S._R._Klein,_S._A._Kleinfelder,_R._Lahmann,_J._Liu,_M._Magnuson,_S._McAleer,_Z._M._Meyers,_J._Nam,_A._Nelles,_A._Novikov,_M._P._Paul,_C._Persichilli,_I._Plaisier,_L._Pyras,_R._Rice-Smith,_J._Tatar,_S.-H_Wang,_C._Welling,_L._Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.01031 |
ARIANNA実験は、南極の氷のニュートリノ相互作用によって誘発された無線信号を記録するように設計されたアスカリャン検出器です。高エネルギー（$E>10^{16}$）でのニュートリノフラックスが低いため、物理出力は統計によって制限されます。したがって、感度の向上により、データの解釈が大幅に改善され、新しいパラメータ空間をプローブする機能が提供されます。トリガーしきい値の振幅は、避けられない熱雑音の変動に対するトリガーの速度によって制限されます。トリガーのしきい値を下げることができるリアルタイムの熱雑音除去アルゴリズムを提示します。これにより、現在のARIANNA機能と比較してニュートリノに対する感度が最大2倍（エネルギーに応じて）増加します。畳み込みニューラルネットワーク（CNN）に基づく深層学習弁別器が実装され、熱イベントをリアルタイムで識別して除去します。現在のARIANNAマイクロコンピューターで実行され、熱雑音除去係数$10^5$でニュートリノ信号の95％を保持する、MCデータでトレーニングされたCNNについて説明します。これに対して、テンプレートマッチング手順は$10^2$にしか達しません。同じ信号効率。次に、生成されたニュートリノのような信号パルスと熱雑音をARIANNAデータ取得システムに直接フィードすることにより、ラボ測定で結果を検証します。最後に、同じCNNを使用して宇宙線イベントを分類し、拒否されないようにします。ネットワークは、104個の宇宙線イベントのうち102個を信号として分類しました。
| Title |
The_Correlation_Calibration_of_PAPER-64_data |
| Authors |
Tamirat_G._Gogo,_Yin-Zhe_Ma,_Piyanat_Kittiwisit,_Jonathan_L._Sievers,_Aaron_R._Parsons,_Jonathan_C._Pober,_Daniel_C._Jacobs,_Carina_Cheng,_Matthew_Kolopanis,_Adrian_Liu,_Saul_A._Kohn,_James_E._Aguirre,_Zaki_S._Ali,_Gianni_Bernardi,_Richard_F._Bradley,_David_R._DeBoer,_Matthew_R._Dexter,_Joshua_S._Dillon,_Pat_Klima,_David_H._E._MacMahon,_David_F._Moore,_Chuneeta_D._Nunhokee,_William_P._Walbrugh,_Andre_Walker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.01083 |
宇宙の再電離の時代（EoR）からの赤方偏移した21cm信号の観測は、信号を数桁超える明るい前景光源からの汚染のために困難です。この非常に高い前景の除去は、前景の固有の特性を周波数で維持するための正確なキャリブレーションに依存しています。これらの実験で一般的に使用されるキャリブレーション手法は、スカイモデルベースおよび冗長ベースラインベースのキャリブレーションアプローチです。ただし、空のモデルベースのキャリブレーション方法と冗長なベースラインベースのキャリブレーション方法は、それぞれ空のモデリングエラーとアレイの冗長性の不完全性の問題に悩まされる可能性があります。この作業では、ハイブリッド相関キャリブレーション（"CorrCal"）スキームを紹介します。これは、アレイの冗長性を緩和し、空の情報をキャリブレーション形式に含めることで、冗長なキャリブレーションと空ベースのキャリブレーションの間のギャップを埋めることを目的としています。「CorrCal」を実装する前のパワースペクトルと比較して、パワースペクトルのわずかな改善、前景のくさび状構造の地平線限界の右側のビンでの約$-6\％$の偏差を示します。再イオン化のエポック（PAPER）実験をプロービングするための精密アレイ。これは、冗長ベースラインキャリブレーションを使用してキャリブレーションされました。ウェッジ限界付近の前景パワースペクトルのこの小さな改善は、「CorrCal」キャリブレーション後のデータのスペクトル構造の減少を示唆している可能性があります。これは、キャリブレーションアルゴリズムと実装方法の将来の改善の基礎を築きます。
今後の4mILMT施設とデータ削減パイプラインテスト
| Title |
The_upcoming_4m_ILMT_facility_and_data_reduction_pipeline_testing |
| Authors |
Brajesh_Kumar,_Vibhore_Negi,_Bhavya_Ailawadhi,_Sapna_Mishra,_Bikram_Pradhan,_Kuntal_Misra,_Paul_Hickson,_Jean_Surdej |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.01209 |
4mの国際液体鏡式望遠鏡（ILMT）の設置活動は、最近、デバスタール天文台（インド、ウッタラーカンド州）で完了しました。ILMTは、SDSS$g'$、$r'$、および$i'$バンドの天頂を通過する狭い空のストリップ（$\sim$27$'$）の継続的な観測を実行します。非常に効率的な4k$\times$4kCCDカメラと光学補正装置と組み合わせて、画像は時間遅延統合技術を使用して望遠鏡の主焦点に固定されます。ILMTは1回のスキャンで$\sim$22.5mag（$g'$-band）に達します。この制限の大きさは、夜間の画像を一緒に追加することでさらに改善できます。1日のケイデンスの独自性と、ILMTによるより深いイメージングにより、さまざまな銀河系および銀河系外の天体、特に変動する天体を発見して研究することが可能になります。ここでは、ILMT施設の最新の更新を紹介し、2022年初頭に予定されている最初のライトの準備について説明します。また、ILMTデータ削減パイプラインに含まれるさまざまな手順についても簡単に説明します。
大双眼望遠鏡でのLINC-NIRVANAの試運転-学んだ教訓
| Title |
LINC-NIRVANA_Commissioning_at_the_Large_Binocular_Telescope_--_Lessons_Learned |
| Authors |
Kalyan_Kumar_Radhakrishnan_Santhakumari,_Carmelo_Arcidiacono,_Maria_Bergomi,_Thomas_Bertram,_Florian_Briegel,_Jacopo_Farinato,_Thomas_M._Herbst,_John_M._Hill,_Micah_Klettk,_Luca_Marafatto,_Rosalie_C._McGurk,_Roberto_Ragazzoni,_Fabio_P._Santos,_and_Valentina_Viotto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.01262 |
LINC-NIRVANA（LN）は、大双眼望遠鏡（LBT）に搭載されている機器の1つです。LNは、高度な補償光学モジュールを備えた高解像度の近赤外線イメージャーです。LNは、望遠鏡の上の乱流体積を測定する双眼望遠鏡の側面ごとに2つの独立した波面センサーを使用して、レイヤー指向のマルチ共役補償光学（MCAO）アプローチを実装します。2つの異なる視野から最大20個の自然対数を同時に取得し、望遠鏡の側面ごとに20個の別々のピラミッドを使用して波面センシングに使用できるため、LNMCAOシステムは他に類を見ません。左のMCAOチャネルの試運転はほぼ完了していますが、右腕の試運転は進行中です。左側の科学検証は、MCAOの性能がかすかなガイド星に最適化された直後に開始される予定です。この記事では、LNMCAOモジュールの試運転中に学んだ教訓をまとめました。この記事が将来のMCAO計測器試運転チームに役立つことを願っています。
Imaging X-Ray Polarimetry Explorer（IXPE）：発売前
| Title |
The_Imaging_X-Ray_Polarimetry_Explorer_(IXPE):_Pre-Launch |
| Authors |
Ajay_Ratheesh,_Alda_Rubini,_Alan_Marscher,_Alberto_Manfreda,_Alessandra_Marrocchesi,_Alessandro_Brez,_Alessandro_Di_Marco,_Alessandro_Paggi,_Alessandro_Profeti,_Alessio_Nuti,_Alessio_Trois,_Alfredo_Morbidini,_Allyn_F._Tennant,_Amy_L._Walden,_Andrea_Sciortino,_Angelo_Antonelli,_Antonino_Tobia,_Barbara_Negri,_Benjamin_Garelick,_Brent_Forsyth,_Brian_D._Ramsey,_Bruce_Weddendorf,_Carlo_Lefevre,_Carmelo_Sgro',_Cheryl_Alexander,_Chet_O._Speegle,_Chiara_Oppedisano,_Christina_Pentz,_Christopher_Boree,_Christopher_Schroeder,_Ciro_Caporale,_Claudia_Cardelli,_Colin_Peterson,_D._Zachery_Allen,_Daniele_Brienza,_Darren_Osborne,_David_Dolan,_David_Mauger,_David_Welch,_Davide_Zanetti,_Eli_Gurnee,_Elio_Mangraviti,_Elisa_D'Alba,_Elisabetta_Cavazzuti,_Emanuele_Scalise,_Enrico_Costa,_Erik_Kelly,_Ettore_Del_Monte,_et_al._(110_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.01269 |
2021年後半に打ち上げられる予定の、イメージングX線偏光測定エクスプローラー（IXPE）は、イタリア宇宙機関（ASI）と共同で行うNASAの小型エクスプローラーミッションです。ミッションは、調査の新しいウィンドウを開きます-イメージングX線偏光測定。天文台は、焦点に偏光感知イメージングX線検出器を備えたミラーモジュールアセンブリで構成される3つの同一の望遠鏡を備えています。軌道上に配置されたコイル状のブームは、必要な4mの焦点距離を提供します。天文台は、3軸で安定化された宇宙船を利用しており、電力、姿勢の決定と制御、コマンド、地上への遠隔測定などのサービスを提供します。IXPEは、2年間のベースラインミッションで、複数のカテゴリのX線源のサンプルに対して正確な偏光測定を行い、選択されたターゲットの後続の観測を行います。
大気拡散によって引き起こされるPSF伸びを測定するための画像技術のデモンストレーション
| Title |
Demonstration_of_an_imaging_technique_for_the_measurement_of_PSF_elongation_caused_by_Atmospheric_Dispersion |
| Authors |
J.A._van_den_Born,_W._Jellema_and_E._Dijkstra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.01284 |
大気拡散補正装置が存在しない場合、大気拡散による点像分布関数の伸びは、高解像度イメージング機器にとって深刻な問題になります。この作品は、画像データから、修正された、または修正されていないこの伸びを測定するための新しい技術について報告します。シンプルな回折マスクを採用することで、大気による色の伸びを拡大し、測定を容易にすることができます。このようなマスクの理論と設計について説明し、フローニンゲン大学の40cmグラタマ望遠鏡を使用した2つの概念実証観測について報告します。幾何学的アプローチ、フォワードモデリングアプローチ、および点像分布関数の長さの直接測定を使用して、取得した画像を評価します。最初の2つの方法では、大気拡散モデルと一致する測定値を0.5秒角以内で報告します。伸びの直接測定は、大気拡散の特性評価に適しているとは言えません。このタイプの回折マスクの追加は、大気拡散の測定に役立つ可能性があり、将来の機器に対するこの大気の影響を高精度に補正できると結論付けています。
フィールドまたはテクスチャを定量化する方法は？散乱変換のガイド
確率論的フィールドまたはテクスチャから情報を抽出することは、探索的データ分析から分類およびパラメータ推定まで、科学の至る所にあるタスクです。物理学から生物学まで、それはしばしば制限されすぎるパワースペクトル分析、または大規模なトレーニングセットを必要とし解釈可能性に欠ける畳み込みニューラルネットワーク（CNN）の使用のいずれかによって行われる傾向があります。この論文では、散乱変換（Mallat2012）の使用を提唱します。これは、CNNから数学的アイデアを借用するが、トレーニングを必要とせず、解釈可能な強力な統計です。視覚的な解釈を備えた比較的コンパクトな要約統計量のセットを提供し、幅広い科学的アプリケーションで関連情報のほとんどを伝達することを示します。この推定量の非技術的な紹介を提示し、データ分析、モデルとの比較、および科学の多くの分野でのパラメーター推論に役立つ可能性があると主張します。興味深いことに、散乱変換のコア操作を理解することで、CNNの内部動作の多くの重要な側面を解読することができます。
補償光学システムにおける波面補正の予測
| Title |
Forecasting_Wavefront_Corrections_in_an_Adaptive_Optics_System |
| Authors |
Rehan_Hafeez,_Finn_Archinuk,_S\'ebastien_Fabbro,_Hossen_Teimoorinia,_Jean-Pierre_V\'eran |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.01437 |
GeminiNorthALTAIR補償光学システムからのテレメトリデータを使用して、波面補正器へのコマンド（Tip/Tiltおよび高次乱流）をどの程度予測できるかを調査し、ラグエラーを減らして配信される画質を向上させます。高レベルの削減（チップチルトの場合は$\sim$5、高次モードの場合は$\sim$2）は、線形自己回帰モデルのみに基づく「予測モジュール」を使用することで達成できることを示します。既存の一体型サーボコントローラーを補完するためのいくつかの係数（チップチルトの場合は$\sim$30、高次モードの場合は$\sim$5）。進化する観測条件に適応するようにこのモジュールを更新することは、計算コストが低く、10秒未満のテレメトリデータを必要とします。また、いくつかの機械学習モデルを使用して、より洗練された非線形モデルでさらに改善できるかどうかを評価します。私たちの試みは、線形モデルからの残差が高い大きなラグの場合でも、線形自己回帰予測に対して知覚できる改善を示さず、GeminiNorth望遠鏡でのALTAIRの非線形波面歪みが現在の設定では予測できない可能性があることを示唆しています。
ファラデートモグラフィー用のウェーブレットとスパース性
| Title |
Wavelets_and_sparsity_for_Faraday_tomography |
| Authors |
Suchetha_Cooray_(1),_Tsutomu_T._Takeuchi_(1_and_2),_Shinsuke_Ideguchi_(3),_Takuya_Akahori_(4_and_5),_Yoshimitsu_Miyashita_(6),_and_Keitaro_Takahashi_(6,_7,_and_8)_((1)_Nagoya_University,_(2)_Institute_of_Statistical_Mathematics,_Japan,_(3)_Radboud_University_Nijmegen,_(4)_Mizusawa_VLBI_Observatory,_NAOJ,_(5)_SKA_Organization,_UK,_(6)_Kumamoto_University,_(7)_International_Research_Organization_for_Advanced_Science_and_Technology,_Kumamoto_University,_(8)_National_Astronomical_Observatory_of_Japan) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.01444 |
広帯域偏光測定によるファラデートモグラフィーは、クエーサー、銀河、銀河団などの磁化された天体に関する重要な情報を提供できます。ただし、機器の波長範囲が限られているため、視線に沿った磁気イオン媒体の断層撮影分布であるファラデー分散関数（FDF）を取得する場合は、不適切な逆問題を解決する必要があります。このホワイトペーパーでは、逆問題のより良い解決策を見つけるために、ウェーブレット変換の使用と、ウェーブレット収縮（WS）の形式で変換されたFDFのスパース性について説明します。最近、ファラデートモグラフィー用の制約と復元の反復アルゴリズム（CRAFT;Coorayetal。2021）を提案しました。これは、回転測定合成などの一般的な方法に比べて大幅な改善を示した新しい柔軟なアルゴリズムです。この作品では、ウェーブレットとスパース性のアイデアを取り入れた新しいバージョンのCRAFTであるCRAFT+WSを紹介します。CRAFT+WSは、現実的な銀河モデルの複雑なFDFでテストした場合、元のCRAFTよりも大幅に改善されています。FDFの再構築は、ファラデー深度で超解像を示し、観測でこれまでに見られなかったファラデーの複雑さを明らかにします。提案されたアプローチは、SquareKilometerArrayとその前駆体を使用した効果的な宇宙磁気研究に必要です。
サイモンズ天文台用の90GHzおよび150GHzユニバーサルフォーカルプレーンモジュール
| Title |
The_90_and_150_GHz_universal_focal-plane_modules_for_the_Simons_Observatory |
| Authors |
Heather_McCarrick,_Kam_Arnold,_Zachary_Atkins,_Jason_Austermann,_Tanay_Bhandarkar,_Steve_K._Choi,_Cody_J._Duell,_Shannon_M._Duff,_Daniel_Dutcher,_Nicholas_Galitzk,_Erin_Healy,_Zachary_B._Huber,_Johannes_Hubmayr,_Bradley_R._Johnson,_Michael_D._Niemack,_Joseph_Seibert,_Maximiliano_Silva-Feaver,_Rita_F._Sonka,_Suzanne_T._Staggs,_Eve_M._Vavagiakis,_Yuhan_Wang,_Zhilei_Xu,_Kaiwen_Zheng,_Ningfeng_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.01458 |
サイモンズ天文台（SO）は、チリのアタカマ砂漠にある望遠鏡のスイートで、宇宙マイクロ波背景放射を高感度で測定します。SOが対処すると予測されている宇宙論的および天体物理学的な質問がたくさんあります。ユニバーサルフォーカルプレーンモジュール（UFM）は、4つのSO望遠鏡レシーバーフォーカルプレーンに装着されます。UFMには3種類あり、それぞれに30〜290GHzの2つのスペクトルバンドで観測する超伝導転移端センサーボロメータが含まれています。90GHzと150GHzの6つのスペクトルバンドのうち2つをターゲットとし、SOの宇宙論的目標の中心となる新しい中周波UFMについて説明します。
マルチセグメントおよびエシェル恒星スペクトル処理の問題とそれらを解決する方法
| Title |
Multi-segment_and_Echelle_stellar_spectra_processing_issues_and_how_to_solve_them |
| Authors |
Sviatoslav_Borisov,_Igor_Chilingarian,_Evgenii_Rubtsov,_Kirill_Grishin,_Ivan_Katkov,_Vladimir_Goradzhanov,_Anton_Afanasiev,_Anna_Saburova,_Anastasia_Kasparova,_and_Ivan_Zolotukhin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.01468 |
現在、高品質の星のスペクトルが非常に求められています。これらは、銀河や星団を研究するための星の種族合成において最も重要な要素です。ここでは、恒星スペクトルのフラックスキャリブレーションの品質を向上させる手順について説明します。FoldedInfraRedEchellete（R〜6500、MagellanBaade）で収集されたNIR中解像度エシェルスペクトルと、UVES（R〜80000、ESOVLT）で観測された高解像度UV光学スペクトルの例を使用します。これらの手順を使用することにより、1〜2％のグローバル分光光度キャリブレーションの品質を達成しました。これは、星の種族の合成で使用することを目的とした星のスペクトルの品質の要件を満たしています。
NGC2264における星形成の制約
NGC2264星形成領域の大質量/中間質量星SMonとIRS1/2を中心とする、2つのサブクラスターの星の空間分布を定量化します。両方のサブクラスターには、Qパラメーターに従って、部分構造化された分布も、中央に集中した分布もありません。どちらのサブクラスターも、$\Lambda_{\rmMSR}$比に従って質量分離を表示しませんが、IRS1/2で最も質量の大きい星は、$\Sigma_{\rmLDR}$比に従って相対表面密度が高くなります。次に、これらの量をN体シミュレーションの結果と比較して、NGC2264の初期条件を制約します。これは、密度が高いことと一致しています（$\tilde{\rho}\sim10^4$M$_\odot$pc$^{-3}$）、高度に下部構造化され、サブウイルス性。これらの初期条件は、この領域の暴走星と暴走星の別々の分析からも導き出されたものであり、太陽から1kpc以内の星形成領域は、広範囲の初期恒星密度を持っている可能性が高いことを示しています。NGC2264の場合、その初期の恒星密度は、その進化の初期段階での星間の動的な遭遇のために、原始惑星系円盤と駆け出しの惑星系の破壊または切り捨てを引き起こすのに十分に高かった可能性があります。
バナナプロジェクト。 VI。近い二重星は、顕著な例外とよく一致しています。近点移動とロシター-マクラフリン測定を使用したアンサンブル研究の結果
| Title |
THE_BANANA_PROJECT._VI._Close_double_stars_are_well_aligned_with_noticeable_exceptions;_results_from_an_ensemble_study_using_apsidal_motion_and_Rossiter-McLaughlin_measurements |
| Authors |
Marcus_L._Marcussen,_Simon_H._Albrecht |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.00824 |
ここでは、51個の近接した二重星系におけるスピン軌道相互作用のアンサンブル研究を紹介します。最近改善された近点移動速度測定と近点移動定数を利用して、これらのシステムの39でスピン軌道角、傾斜角を決定します。残りの12のシステムでは、研究者は、近点移動速度、予測される傾斜角、および恒星傾斜角の測定値のさまざまな組み合わせによって、スピン軌道相互作用を制約しています。51のシステムのうち、48はアライメントと一致していますが、一部の測定値には大きな不確実性があります。平均がゼロで濃度係数が$\kappa=6.7$のフィッシャー分布は、このアンサンブルをよく表しています。実際、ブートストラップ再サンプリング手法を採用しているため、これらの48システムのデータは完全な位置合わせと一致していることがわかります。また、離心率軌道上を移動し、以前にミスアラインメントが報告された2つのシステム、つまりDIHerとASCamで重大なミスアラインメントを確認します。3番目のずれたシステムCVVelは、円軌道上を周回します。したがって、いくつかの明白な例外がありますが、データが利用可能な近接二重星系の大部分は、うまく整合しているように見えます。
ソーラーネイバーフッドでのアンバウンドクローズステラエンカウンター
太陽から100pc以内で、接近した双曲線の遭遇を経験している、束縛されていない恒星のペアのカタログを提示します。データはGAIAEDR3カタログから取得され、制限要因は半径距離の誤差と視線に沿った未知の速度です。そのような恒星のペアは、星の間の技術文明の移動に関連する可能性のあるイベントであることが示唆されています（Hansen＆Zuckerman2021）。そのため、このサンプルは、この仮説に基づくSETI検索のターゲットの有限集合を表す場合があります。私たちのカタログには、主系列星全体からの星を特徴とする合計132の接近通過イベントが含まれており、16ペアは、K1とF3の間のスペクトル型の主系列星を少なくとも1つ特徴としています。これらの星の多くは連星にも含まれているため、進行中の移行イベントを検索する可能性が最も高い候補として8つの単一の星を分離します-HD87978、HD92577、HD50669、HD44006、HD80790、LSPMJ2126+5338、LSPMJ0646+1829およびHD192486。既知の惑星のホスト星の中で、星GJ433およびHR858が最適な候補です。
ディープフレアネットを用いた運用太陽フレア予測モデル
| Title |
Operational_solar_flare_prediction_model_using_Deep_Flare_Net |
| Authors |
Naoto_Nishizuka,_Yuki_Kubo,_Komei_Sugiura,_Mitsue_Den,_Mamoru_Ishii |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.00977 |
ディープフレアネット（DeFN）という名前のディープニューラルネットワークを使用して、運用可能な太陽フレア予測モデルを開発しました。DeFNは、観測後24時間以内に発生する、>=Mクラスおよび<Mクラスイベントまたは>=Cクラスおよび<Cクラスイベントなどの2つのカテゴリの太陽フレアの確率的予測を発行できます。次の24時間に発生するフレアの。DeFNは6時間ごとに実行されるように設定されており、2019年1月から運用されています。SolarDynamicObservatory（SDO）によって撮影された太陽観測画像の入力データベースは、スタンフォード大学の共同科学運用センター（JSOC）によって運用されているデータアーカイブからダウンロードされます。大学。マグネトグラムからアクティブ領域が自動的に検出され、多波長観測データを使用して、各領域から79個の特徴がほぼリアルタイムで抽出されます。フレアラベルは特徴データベースに添付され、データベースは標準化され、予測のためにDeFNに入力されます。DeFNは、2010年から2015年までに取得されたデータセットを使用して事前トレーニングされました。モデルは、真のスキル統計（TSS）のスキルスコアで評価され、>=Mクラスフレアの場合はTSS=0.80、>=Cの場合はTSS=0.63で予測を達成しました。-クラスフレア。比較のために、2019年1月から2020年6月までの運用予測結果を評価しました。運用DeFN予測は、50（40）％の確率しきい値で>=Cクラスフレアに対してTSS=0.70（0.84）を達成したことがわかりました。この期間中のMクラスのフレアはごくわずかであり、結果をより長期間監視し続ける必要があります。ここでは、トレーニングとテストのためにデータベースを2つに分割するために、時系列の分割を採用しました。時系列の分割は、運用モデルの評価に適しているようです。さらに、時系列交差検定の使用を提案しました。この手順では、2010年から2017年に取得したデータセットを使用して、>=MクラスのフレアでTSS=0.70、>=Cクラスのフレアで0.59を達成しました。
中心-太陽光球微視的乱流の四肢変動
微視的乱流（\xi）は、線の不透明度プロファイルに追加の熱広がり項を正式に組み込むことにより、飽和線の強度を説明するために恒星分光法に導入された重要なパラメーターです。私たちの太陽は、定数\xiの通常の仮定をチェックするための重要なテストベンチとして機能できますが、\xiがディスクの中心から手足までどのように変化するかについての詳細な動作は、これまで調査されていなかったようです。このギャップを埋めるために、太陽円盤上の局所的な\xi値は、さまざまな強度の線から得られる存在量間の一貫性を要求することにより、中心から四肢までの32点での46FeI線の等価幅から決定されました。\xiと\theta（視線と表面法線の間の角度）の実行は、〜1.0km/s（sin\theta=0：ディスク中心）から〜1.3km/s（atsin\theta〜0.7：半径方向の距離の3分の2）;しかしその後、最大2km/sまで急激に増加します（sin\theta=0.97：手足）。この結果はさらに、ディスク統合太陽のフラックススペクトルから得られた微視的乱流がディスク中心値のそれよりも約20％大きいことを示唆しており、これは3D流体力学モデル大気からの予測とほぼ一致しています。
黒点上の遷移領域超音速ダウンフローの源としての冠状凝縮
| Title |
Coronal_Condensation_as_the_Source_of_Transition_Region_Supersonic_Downflows_above_a_Sunspot |
| Authors |
Hechao_Chen,_Hui_Tian,_Leping_Li,_Hardi_Peter,_Lakshmi_Pradeep_Chitta,_and_Zhenyong_Hou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.01354 |
黒点の傘に根ざしたプラズマループまたはプルームは、100km/sの速度で下降流を抱えていることがよくあります。これらのダウンフローは、0.1MKの遷移領域温度で超音速です。これらのフローのソースはよく理解されていません。分光観測と画像観測を同時に使用して、AR12740の黒点超音速ダウンフロー（SSD）の原因を調査することを目的としています。インターフェイス領域イメージングスペクトログラフによってサンスポットの複数のラスタースキャンからSSDイベントを識別し、これらのSSDの電子密度、質量流束、および速度を計算しました。SDOに搭載されたAIAとSTEREOに搭載されたEUVIによって提供されたEUV画像を使用して、これらのSSDの起源とそれに関連する冠状雨を調査しました。識別されたSSDのほとんどすべてが黒点プルームの足元に現れ、黒点傘内の彩層の明るい点の出現と一時的に関連しています。デュアルパースペクティブEUVイメージング観測により、黒点領域と遠隔領域にまたがる大規模な閉磁気ループシステムが明らかになります。SSDは、これらの閉じた磁気ループに沿って形成され、太陽黒点に向かって流れる冠状雨の繰り返しによって引き起こされることが観察されました。冠状雨のあるエピソードは、冠状X字型構造の近くでの再結合が最初に伏角の形成につながることを明確に示しています。その後、高温のコロナプラズマは、熱不安定性を介してディップ領域の2MKから壊滅的に冷却されます。これにより、ディップに一時的な隆起が形成され、そこから冷たいガスが重力下で傾斜した磁場に沿って太陽黒点に滑り込みます。この排水プロセスは、約2時間続く継続的な雨の流れとして現れ、同時にほぼ安定したSSDイベントを引き起こします。我々の結果は、伏角における冠状凝縮が準定常太陽黒点超音速下降流をもたらす可能性があることを示している。
かみのけ座とヘラクレス-ライラの若い太陽型星の風
| Title |
The_winds_of_young,_Solar-type_stars_in_Coma_Berenices_and_Hercules-Lyra |
| Authors |
Dag_Evensberget,_Bradley_D._Carter,_Stephen_C._Marsden,_Colin_Folsom,_Raquel_Salmeron |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.01445 |
Hercules-Lyra協会とComaBerenicesクラスターのそれぞれ約0.26Gyrと0.58Gyrの10個の若い太陽型星の風モデルを提示します。ヒアデス星団の以前にモデル化された5つの星、0.63Gyrと組み合わせると、15の観測ベースの風モデルの大きなアトラスが得られます。さまざまな形状、赤道面でのマルチアーム構造、および角運動量損失などの量のより大きな広がりが見られます。私たちのモデルでは、符号なし表面磁気を調整する際の磁場ジオメトリの違いに基づいて、風の角運動量損失$\dotJ$で約6倍、風の質量損失$\dotM$で約2倍の変動を推測します。フラックス。地球のような惑星の風圧には、約4の大きな変動係数が見られます。これは、恒星の自転軸に対する磁気双極子軸の「磁気傾斜角」の変動によるものと考えられます。モデル内では、符号なしの開放磁束と角運動量損失の間に密接な相関関係が見られます。観測された磁場強度の過少報告の可能性を説明するために、磁場が5倍にスケーリングされた2番目の一連の風モデルを調査します。これにより$\dotM\proptoB^{0.4}$と$\dotが得られます純粋な磁気スケーリングの結果としてのJ\proptoB^{1.0}$。
レプトンペアの超周辺生成における摂動および非摂動効果
イオン衝突におけるレプトンペアの超周辺生成の断面積の摂動項と非摂動項が考慮されます。非摂動のSommerfeld-Gamow-Sakharov（SGS）係数により、低質量の$e^+e^-$ペアの生成が（摂動推定と比較して）大幅に強化されることが示されています。それらのペアの非相対論的成分のクーロン引力は、最低相対速度でのそれらの質量分布の有限値につながります。それらの消滅は、511keVの光子の強度の増加をもたらす可能性があります。それはNICAコライダーで記録することができ、銀河中心から放出された511keVラインに関する天体物理学的な意味合いにおいて特に重要です。同様の効果は、LHCでのレプトンペアの生成でも観察できます。超周辺核衝突で生成されたレプトンペアのエネルギースペクトルとそれらの横運動量が計算されます。
| Title |
Sterile_neutrino_dark_matter_production_in_presence_of_non-standard_neutrino_self-interactions:_an_EFT_approach |
| Authors |
Cristina_Benso,_Werner_Rodejohann,_Manibrata_Sen,_Aaroodd_Ujjayini_Ramachandran |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.00758 |
keVスケールの質量を持つステライルニュートリノは、ウォームダークマターの人気のある候補です。最も単純なケースでは、それらはアクティブなニュートリノとの振動を介して生成されます。アクティブなニュートリノの効果的な自己相互作用を紹介し、ステライルニュートリノの質量と混合のパラメーター空間への影響を調査します。私たちの焦点は、電子ニュートリノとの混合にあります。これは、TRISTAN、ECHo、BeEST、HUNTERなどの今後または実行中のいくつかの実験からの制約を受けます。自己相互作用のサイズに応じて、パラメーター空間は、これらの将来の実験でテスト可能なものに近づいたり、遠ざかったりします。特に、HUNTER実験のフェーズ3は、自己相互作用が存在する場合、存在しない場合よりも大量のパラメーター空間をテストすることを示しています。また、構造形成の観測量にとって重要な、ステライルニュートリノ暗黒物質の自由流動長に対する自己相互作用の影響を調査します。
| Title |
Hot_New_Early_Dark_Energy:_Towards_a_Unified_Dark_Sector_of_Neutrinos,_Dark_Energy_and_Dark_Matter |
| Authors |
Florian_Niedermann,_Martin_S._Sloth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.00759 |
宇宙が膨張するにつれて温度が下がることによって引き起こされる、暗黒セクターにおけるサブeVスカラー場の一次相転移が、ハッブル張力を緩和し、ニュートリノの質量を説明できることを提案します。ここで、スカラー場の過冷却真空は、再結合の前に膨張を促進し、その後崩壊する初期の暗黒エネルギー成分のかなりの部分を生じさせます。ニュートリノの質量は、スカラー場がその真空期待値を取得するときに、無菌のマヨラナフェルミ粒子のセットを質量にすることにより、逆シーソーメカニズムによって生成されます。この低エネルギー理論を、TeVスケールより上で部分的に壊れているより大きなゲージグループに埋め込みます。ハッブル張力とは無関係に動機付けられる可能性さえあるこの新しい理論は、逆シーソーメカニズムの高エネルギーコーナーを完成させ、高エネルギーでの重力相互作用によって生成できる暗黒物質候補の質量を説明します。低エネルギー相転移中に自発的に破られるおおよそのグローバルレプトン対称性は、ループ補正からニュートリノ質量を保護します。
インフレーション予熱からの検出可能な重力波信号
アクシオンのような滝のフィールドがアーベルゲージフィールドに結合するハイブリッドインフレーションモデルでの予熱中の重力波（GW）の生成を検討します。線形分析に基づいて、このようなモデルからのGW信号は、LISA、AEDGE、ET、CEなどのさまざまな予測可能なGW実験の範囲内にあり、両方の点でLIGOA+の信号に近いことがわかります。周波数範囲と信号強度。さらに、結果として得られるGW信号はらせん状に偏光しているため、確率的GWバックグラウンドの他のソースと区別される場合があります。最後に、そのようなモデルは、暗黒物質を構成し、GW検出器によって検出可能な合併イベントにつながる可能性のある原始ブラックホールを生成する可能性があります。
新しい初期暗黒エネルギー（NEDE）は、宇宙マイクロ波背景放射を、超新星観測から推測されるハッブル定数のより高い値と一致させます。これは、ゼロ温度でサブドミナントスカラー場によって引き起こされる真空一次相転移の観点から余分なエネルギー成分の減衰を自然に説明するため、古い初期暗黒エネルギーモデル（EDE）を改善したものです。ホットNEDEを使用して、相転移をトリガーする新しいメカニズムを導入します。それは、暗いゲージのセクターのサブドミナント放射流体が冷えるにつれて沈静化する熱補正に依存しています。ホットNEDEの現象学を調査し、現象学が好むシナリオとして強力な過冷却レジームを特定します。2番目のステップでは、ホットNEDEのさまざまな微視的埋め込みを提案します。これには、（非）アーベル暗黒物質モデルが含まれます。このモデルは、暗黒放射流体との相互作用を通じてLSS張力を解決する可能性もあります。また、逆シーソー機構を介してNEDEをニュートリノの質量生成に関連付けることにより、EDEモデルに一般的に存在する同時発生の問題に対処します。最後に、より完全なダークセクターモデルを提案します。これは、NEDEフィールドをより大きな対称群に埋め込み、ホットNEDEフィールドがレプトン数の対称性を自発的に破る中心となる可能性について説明します。
量子重力補正からド・ジッター上の質量のない最小結合スカラーまでの大きな対数
| Title |
Large_Logarithms_from_Quantum_Gravitational_Corrections_to_a_Massless,_Minimally_Coupled_Scalar_on_de_Sitter |
| Authors |
D._Glavan_(CEICO)_S._P._Miao_(NCKU),_T._Prokopec_(Utrecht)_and_R._P._Woodard_(Florida) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.00959 |
最も単純なゲージのド・ジッター背景での質量のない最小結合スカラーの有効場方程式に対する単一重力子ループ補正を検討します。遅い時間にフリーズインするアプローチには大きな時間対数が見られますが、フィーズイン振幅の補正はありません。また、点光源によって生成されたスカラーポテンシャルに大きな空間対数（遠距離）があります。これは、曲率に依存する電界強度の繰り込みと見なされる高階微分のくりこみ群の1つを使用して説明できます。これらの結果が、有効場を乱す源とそれを測定する観測者への量子重力補正を含めることによって、ゲージ依存性を一掃するプロジェクトのステージをどのように設定するかについて説明します。
Ab initio予測は、$ {} ^ {208} $ Pbの中性子スキンを核力に関連付けます
| Title |
Ab_initio_predictions_link_the_neutron_skin_of_${}^{208}$Pb_to_nuclear_forces |
| Authors |
Baishan_Hu,_Weiguang_Jiang,_Takayuki_Miyagi,_Zhonghao_Sun,_Andreas_Ekstr\"om,_Christian_Forss\'en,_Gaute_Hagen,_Jason_D._Holt,_Thomas_Papenbrock,_S._Ragnar_Stroberg,_Ian_Vernon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.01125 |
重い原子核は陽子よりも中性子が過剰です。これにより、厚さ$R_\mathrm{skin}$が核力の詳細に敏感な中性子スキンが形成されます。つまり、原子核を中性子星の特性にリンクし、サイズが18桁異なるオブジェクトを関連付けます。マグニチュード[1、2]。${}^{208}$Pbは単純な構造を示し、実験にアクセスできるため、ここで特に興味深いものです。しかし、そのような重い原子核を計算することは、abinitio理論では手の届かないものでした。量子多体法、統計ツール、およびエミュレーターテクノロジーの進歩を組み合わせることにより、低エネルギー量子色力学の対称性と一致する核力から開始して、${}^{208}$Pbの特性を定量的に予測します。履歴マッチングを介して$10^9$の異なる核力パラメーター化を調査し、それらを選択した軽い原子核のデータと対峙させ、相互作用の重要度加重アンサンブルに到達します。${}^{208}$Pbのバルク特性を正確に再現し、$R_\mathrm{skin}（{}^{208}\mathrm{Pb}）=0.14-0.20$fmを見つけます。これは最近の抽出よりも小さいです。パリティ違反の電子散乱[3]からですが、他の実験的プローブと一致しています。$R_\mathrm{skin}（{}^{208}\mathrm{Pb}）$の許容範囲は、核子-核子散乱データによって大幅に制限され、非常に厚いスキンが除外されます。この研究は、光システムに拘束された核力が最も重い核にさえ確実に外挿すること、そして核の風景全体で定量的な予測を行うことができることを示しています。
磁気ヘリシティによるプラズマの安定性
磁気ヘリシティ、およびより広く磁力線トポロジーは、プラズマダイナミクスに制約を課します。らせん状にインターロックされた磁気リングは、リンクされていない2つのリングよりも、トポロジー的に重要な状態にするのが困難です。この特定の制限は、らせん状プラズマが実験装置、太陽、銀河間媒体で安定性の向上を示すという結果をもたらします。ここでは、磁場がプラズマを安定させ、磁気ヘリシティの存在によるプラズマの破壊を防ぐ方法について説明します。らせん状磁場がいくつかのプラズマの長期安定性にどのように強く寄与するかを示す観測結果、数値実験、および分析結果を提示します。太陽コロナ、トカマク、銀河系および銀河系外の媒体など、銀河系外の泡に特に重点を置いて、いくつかのケースについて説明します。
移動する荷電ディラトンブラックホールへの降着の正確な解決策
一定速度で移動する荷電ディラトンブラックホールへの断熱状態方程式による気体媒体の降着の解析解を提示します。付着流の4元速度を決定し、それが軸対称性を持っていることを発見します。質量、磁気電荷、ブラックホールの膨張に依存する降着率を取得します。これは、これらのパラメータが降着の過程で重要な役割を果たすことを意味します。この結果は、ブラックホールの事象の地平線付近での付着流の挙動をより深く理解するのに役立つ可能性があります。
らせん状から標準的な磁気回転不安定性へ：今後の液体ナトリウム実験の予測
| Title |
From_helical_to_standard_magnetorotational_instability:_predictions_for_upcoming_liquid_sodium_experiments |
| Authors |
A._Mishra,_G._Mamatsashvili,_F._Stefani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.01399 |
磁化された円筒形テイラークエット（TC）フローの軸対称磁気回転不安定性（MRI）の線形分析を、純粋に軸方向のバックグラウンド磁場と2つのタイプ（らせん状に修正されたSMRI（H-SMRI））を使用した標準バージョン（SMRI）で実施します。）およびヘリカルMRI（HMRI）-軸方向および方位方向の磁場の組み合わせが存在する場合。この研究は、Helmholtz-ZentrumDresden-RossendorfのDRESDYNプロジェクト内で計画されている今後の大規模な液体ナトリウムMRI実験の準備として意図されているため、主なパラメーターの典型的な値である磁気レイノルズ数、ランキスト数についてこれらの不安定性タイプを調査します。そして、これらの実験で達成可能なシリンダーの角速度の比率。ラボでMRIを検出する以前の試みとは対照的に、私たちの結果は、SMRIとそのらせん状に修正されたバージョンが、天体物理学的に最も重要なケプラー回転を含む上記のパラメーターの範囲で、原則としてDRESDYN-TCデバイスで検出できることを示しています。液体ナトリウムの非常に小さい磁気プラントル数。実験では、以前に研究されたHMRIレジームから（H-）SMRIにアプローチすることを計画しているため、両方のレジーム間の連続的で単調な遷移を特徴づけます。H-SMRIは、HMRIと同様に、方位角フィールドとともに線形に増加する非ゼロ周波数の過安定性（進行波）を表すことを示します。実験における有限サイズのフローシステムとの関連性があるため、H-SMRIの絶対形式も分析し、その成長率と開始基準を対流のものと比較します。
Gounaris-SakuraiとLee-Zuminoに触発されて、弱いベクトルと軸方向のベクトル電流は、適切な場合にそれぞれ$J^{PC}=1^{-}$と$1^{++}$の共鳴によって支配されると仮定します。超高エネルギーの入ってくる$\nu\（\bar\nu）$が遺物$\bar\nu\（\nu）$に衝突すると、$\nu+\bar\nu$のチャネルがクォークと反クォークのペアに消滅します。これと他のいくつかのアイデアにもかかわらず、標準模型の相互作用だけで遺物ニュートリノを検出することは、既存または将来のニュートリノ望遠鏡では非常に難しいように思われます。したがって、正の信号はニュートリノの非標準的な相互作用によるものです。
非熱的暗黒物質生成に対する束縛状態の影響
非摂動的効果、すなわち、ゾンマーフェルト増強と束縛状態形成が、非熱的暗黒物質の宇宙論的生成に与える影響を調査します。この目的のために、tチャネルメディエーターを備えた単純化されたモデルのクラスに焦点を当てます。これらは自然に、初期の宇宙での大規模な補正の要件を組み合わせます。つまり、標準模型を超える物理の長距離相互作用と、LHCでのかなりの新しい物理生成断面積を組み合わせます。検討中の非摂動効果により、superWIMPメカニズムの暗黒物質収量が大幅に抑制されていることがわかります。これは、これらのモデルにおける非熱的暗黒物質の宇宙論的に好ましいパラメータ空間の有意なシフトにつながります。また、非熱的暗黒物質に関連する長寿命粒子に対するLHC境界の影響を再検討し、LHCでこのシナリオをテストすることは以前に予想されていたよりも大きな課題であることがわかりました。
暗黒物質の共消滅に対する束縛状態の影響：変換駆動型フリーズアウトの限界を押し上げる
| Title |
Bound_state_effects_on_dark_matter_coannihilation:_pushing_the_boundaries_of_conversion-driven_freeze-out |
| Authors |
Mathias_Garny,_Jan_Heisig |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.01499 |
束縛状態の形成は、特に着色された共消滅物質の場合、初期の宇宙における暗黒物質の凍結のダイナミクスに大きな影響を与える可能性があります。束縛状態の形成、崩壊、および遷移を考慮に入れて、有効な消滅断面積の観点から任意の数の励起された束縛状態を含める一般的な形式を提示し、遷移がないか効率的な場合の限定的な場合の解析的近似を導き出します。さらに、$SU（3）_c$の基本表現のメディエーターに対して、任意の主量子数と角度量子数$n、\ell$を持つ状態の放射束縛状態形成率、およびそれらの間の電磁遷移率の明示的な式を提供します。クーロン近似でそれら。次に、マヨラナ暗黒物質と色付きスカラー$t$チャネルメディエーターを使用したモデル内の束縛状態の影響を評価します。熱的残存粒子が変換プロセスのフリーズアウトによって設定される、変換駆動型のフリーズアウト（または共散乱）と同様に、共消滅のレジームを検討します。後者が発生するパラメータ空間の領域は、マルチTeVレジームにかなり強化されていることがわかります。変換駆動型のフリーズアウト暗黒物質は非常に弱く結合しており、直接的および間接的な検出の制約を回避しますが、長寿命の粒子の顕著な特徴をもたらし、今後のLHC実行での専用検索によって調査される大きな見通しを提供します。
