DeepZipper：レンズ付き超新星識別のための新しい深層学習アーキテクチャ
| Title |
DeepZipper:_A_Novel_Deep_Learning_Architecture_for_Lensed_Supernovae_Identification |
| Authors |
Robert_Morgan,_B._Nord,_K._Bechtol,_S._J._Gonz\'alez,_E._Buckley-Geer,_A._M\"oller,_J._W._Park,_A._G._Kim,_S._Birrer,_M._Aguena,_J._Annis,_S._Bocquet,_D._Brooks,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_R._Cawthon,_L._N._da_Costa,_T._M._Davis,_J._De_Vicente,_P._Doel,_I._Ferrero,_D._Friedel,_J._Garc\'ia-Bellido,_M._Gatti,_E._Gaztanaga,_G._Giannini,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_G._Gutierrez,_D._L._Hollowood,_K._Honscheid,_D._J._James,_K._Kuehn,_N._Kuropatkin,_M._A._G._Maia,_R._Miquel,_A._Palmese,_F._Paz-Chinch\'on,_M._E._S._Pereira,_A._Pieres,_A._A._Plazas_Malag\'on,_K._Reil,_A._Roodman,_E._Sanchez,_M._Smith,_E._Suchyta,_M._E._C._Swanson,_G._Tarle,_C._To |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.01541 |
大規模な天文調査は、多数の強力な重力レンズ付き超新星（LSNe）に関するデータを取得する可能性があります。超新星が衰退する前にタイムリーな分析と分光学的フォローアップを容易にするために、LSNはそれが始まった直後に特定される必要があります。光学調査データセットでLSNeをすばやく特定するために、畳み込み層（従来は画像に使用されていました）と長短期記憶（LSTM）層（従来は時系列に使用されていました）を組み合わせたマルチブランチディープニューラルネットワークであるZipperNetを設計しました。3つの宇宙調査データセット（ダークエネルギー）の高忠実度シミュレーション内で、レンズなし、銀河銀河レンズ、レンズ付きIa型超新星、レンズ付きコア崩壊超新星の4つのカテゴリからオブジェクトを分類するタスクでZipperNetをテストしました。サーベイ（DES）、ルービン天文台の空間と時間のレガシーサーベイ（LSST）、およびダークエネルギー分光装置（DESI）のイメージングサーベイ。私たちの結果の中で、LSSTのようなデータセットの場合、ZipperNetは0.97の曲線の下で受信者動作特性領域を持つLSNeを分類し、79\％の精度でレンズ付き超新星の分光タイプを予測し、LSNeに対して同様に高いパフォーマンスを示すことがわかります。最初の検出後1〜2エポック。空間情報と時間情報を同時に組み込んだZipperNetのようなモデルは、宇宙調査実験におけるレンズ付き過渡システムの迅速な識別に重要な役割を果たすことができると期待しています。
LSSTの大規模構造解析を強化するための弱いレンズ倍率の可能性の予測
| Title |
Forecasting_the_potential_of_weak_lensing_magnification_to_enhance_LSST_large-scale_structure_analyses |
| Authors |
Constance_Mahony,_Maria_Cristina_Fortuna,_Benjamin_Joachimi,_Andreas_Korn,_Henk_Hoekstra,_Samuel_J._Schmidt,_The_LSST_Dark_Energy_Science_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.01545 |
最近の研究では、宇宙論的結果の偏りを避けるために、ヴェラC.ルービン天文台の時空レガシー調査（LSST）など、今後の大規模構造解析に弱いレンズ倍率を含める必要があることが示されています。この作業では、倍率を含めることが宇宙論的制約の精度にプラスの影響を与えるかどうか、およびバイアスを回避するために必要かどうかを調査します。これは、LSSTモックカタログ、銀河パワースペクトルを計算するためのハローモデル、および倍率測定における体系的な効果を説明するための乗法係数を使用して予測します。倍率を含めることは、LSST銀河団分析の宇宙論的パラメーターの制約にほとんど影響を与えないことがわかります。特に、弱いレンズ倍率を含むLSSTゴールドサンプル（$i<25.3$）の場合、$\Omega_{\rm{m}}$の銀河団の制約が1.03倍だけ改善され、1.3倍の深さのLSSTモックサンプル（$i<26.5$）。倍率は主に銀河団の測定に寄与し、宇宙のシアーと同様の情報を提供するため、銀河団とシアーの分析を組み合わせた場合、この穏やかな改善はさらに減少します。また、弱いレンズ倍率をモデル化しないと、LSSTからの宇宙論的結果に壊滅的なバイアスがかかることも確認しています。したがって、倍率は、宇宙論的制約を大幅に強化しない場合でも、LSSTの大規模構造解析に含める必要があります。
シンクロトロン宇宙ウェブの2回の検出について
| Title |
On_Detecting_the_Synchrotron_Cosmic_Web_Twice |
| Authors |
Torrance_Hodgson_and_Melanie_Johnston-Hollitt_and_Benjamin_McKinley_and_Natasha_Hurley-Walker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.01754 |
Vernstromらによる驚くべき最近の発表をフォローアップします。（2021）シンクロトロン宇宙ウェブの検出の。マーチソン広視野アレイの118.5MHzでのフェーズII、拡張構成を使用した新しい観測で、それらの検出を再現しようとします。低周波電波観測に含まれる近くの明るい赤銀河（LRG）のペア（クラスターや銀河群のトレーサーとして使用）を積み重ねることで、それらの検出方法を再現します。私たちの観測は、Vernstrometal。で使用されたものよりもはるかに感度が高く、角度感度は十分であることを示しています。それでも、LRGペアにまたがるブリッジに沿った過剰な電波放射の統計的に有意な検出は行いません。この非検出は、Vernstrometal。で使用されている元のLRGペアカタログと、選択基準が変更された他のより大きなカタログの両方に当てはまります。最後に、Vernstrometal。で使用された元のデータセットに戻り、ROSATからの過剰なX線放射を明確に再現する一方で、元の118.5MHzMWA調査データにはクラスター間フィラメント状放射の証拠が見つからないことがわかります。この結果を理解するために、このペーパーの一部として、この調査で使用した14のフィールドの画像、最終的なスタック画像、およびスタックとモデリングコードの主要コンポーネントを公開します。
初期の宇宙における強いクラスター内磁場の証拠
銀河団の磁場の起源はまだ議論の余地があります。広範囲の赤方偏移にわたるクラスター内磁場の観測は、磁場の起源と進化について考えられるシナリオを制約するために重要です。（埋め込まれた二重電波源のファラデー回転測定値（RM）の違い、つまり主にファナロフ-ライリータイプII電波銀河の一対のローブは、天の川内の星間物質と銀河間からのファラデー回転の寄与がありません。電波銀河と私たちの間の媒体であり、したがって銀河団内の平均磁場を推定する新しい方法を提供します。）最新のRMカタログとレッドシフトデータベースでRMとレッドシフトが利用できる627ペアのサンプルを取得しました。ペアのRMの差が導き出されます。赤方偏移$z>0.9$のペアの統計的に大きなRM差は、クラスター内磁場が約4〜$\mu$Gと同じくらい強いことを示しています。近くの銀河団の銀河団ガスに匹敵する、宇宙の半減期の銀河団ガスのそのような強い磁場は、宇宙磁場の起源の理論に挑戦をもたらします。
複数のトレーサーのフィッシャーマトリックス：クロススペクトルの情報
| Title |
Fisher_matrix_for_multiple_tracers:_the_information_in_the_cross-spectra |
| Authors |
L._Raul_Abramo,_Ian_L._Tashiro,_Jo\~ao_V._D._Ferri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.01812 |
クロススペクトルが自動スペクトルによって制約されていることを前提とし、クロススペクトルの独立した自由度を考慮して、マルチトレーサーフィッシャー行列の一般式を導出します。パワースペクトルの比率と同様に、クロススペクトルの独立した自由度も宇宙分散によって制約されないことを示します。さらに、パワースペクトルの比率の不確実性は、トレーサーの数密度が$\sim1/\sqrt{\bar{n}}$になると減少しますが、クロススペクトルの独立した自由度の不確実性は減少します。$\sim1/\bar{n}$のように、さらに高速です。また、調査で最適なトレーサー数の簡単な式を導き出します。
300：クラスターの動的状態と緩和時間スケール
\thethの銀河団を使用して、新しいパラメーター$\lambda_{DS}$を定義し、クラスターの動的状態を記述します。これは、$z=での質量完全クラスターサンプルの対数スケールでの二重ガウス分布を想定しています。dark-matter-only（DMO）実行からの0$。したがって、緩和されたクラスターと緩和されていないクラスターを区別するためのしきい値は、$\lambda_{DS}=3.424$の値を持つダブルガウスフィッティングの交差点によって自然に決定されます。DMO実行から流体力学的にシミュレートされたクラスター（\gadgetx\runおよび\simba\run）に同じパラメーターを使用して$\lambda_{DS}$を適用することにより、クラスターの動的状態に対するバリオンの影響を調査します。$\lambda_{DS}$パラメーターのバリオンモデル依存性が弱いことがわかります。最後に、クラスターの大量降着履歴とともに$\lambda_{DS}$の進化を研究します。クラスターの動的状態を変更しない、つまり緩和から非緩和へのハロー質量変化$\frac{\DeltaM_{200}}{M_{200}}\sim0.12$の上限に気づきました。クラスターの動的状態が緩和状態を回復する期間を反映する緩和期間（最も緩和された状態から乱れ、再び緩和されるまで）を定義し、この緩和期間とハロー質量変化の強さの相関関係を提案します$\frac{\DeltaM_{200}}{M_{200}}$。このような相関関係への提案されたフィッティングにより、緩和期間が$\frac{\DeltaM_{200}}{M_{200}}$（複数の質量変化のピークを含む）からかなり小さな誤差で推定できることを確認します。
宇宙論的観測による光速変動のモデルに依存しないテスト
| Title |
A_model-independent_test_of_speed_of_light_variability_with_cosmological_observations |
| Authors |
Gabriel_Rodrigues,_Carlos_Bengaly |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.01963 |
基本的な物理学の強力なテストは、自然界の基本的な定数の変動性を調べることにあります。それらは地球研究所と私たちの太陽の近くで非常に高い精度で測定されましたが、これらの量の大きな変動はすぐに新しい物理学を示唆するので、遠方の宇宙でこれらのテストを実行することが重要です。最新のIa型超新星と赤方偏移範囲$0<z<2$での宇宙クロノメーター観測を使用して、光速の宇宙論的測定を実行します。私たちの方法は、基礎となる宇宙論の{\itapriori}仮定を回避するために、データの数値再構成に依存しています。このような赤方偏移範囲での光速の一定性を確認し、$c=（3.22\pm0.16）\;の$\sim5$\％精度測定を報告します。\mathrm{km\;s}^{-1}$in$z\simeq1.60$、$1\sigma$信頼水準
地球近傍小惑星ペアの最近の形成と彗星活動の可能性2019PR2-2019 QR6
| Title |
Recent_formation_and_likely_cometary_activity_of_near-Earth_asteroid_pair_2019_PR2_--_2019_QR6 |
| Authors |
Petr_Fatka,_Nicholas_A._Moskovitz,_Petr_Pravec,_Marco_Micheli,_Maxime_Devog\`ele,_Annika_Gustafsson,_Jay_Kueny,_Brian_Skiff,_Peter_Ku\v{s}nir\'ak,_Eric_Christensen,_Judit_Ries,_Melissa_Brucker,_Robert_McMillan,_Jeffrey_Larsen,_Ron_Mastaler,_Terry_Bressi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.01681 |
小惑星のペアは、最近分離した（$<$数百万年）遺伝的に関連した小惑星ですが、それでも同様の太陽周回軌道に存在します。これらのシステムの数百は、主に小惑星帯で確認されています。ここでは、新しく発見された地球近傍天体（NEO）のペア（2019PR2と2019QR6）を調べました。広帯域測光に基づいて、これらの小惑星は、NEOの中で珍しいタイプであるDタイプとスペクトル的に類似していることがわかりました。2005年のカタリナスカイサーベイから両方の小惑星の位置天文観測を回収しました。これにより、それらの適合軌道が大幅に改善されました。これらの改良により、軌道統合を逆方向に実行して、形成と進化の歴史を研究しました。純粋な重力モデルもヤルコフスキー効果のあるモデルも、現在の軌道を説明できないことがわかりました。したがって、水またはCO昇華に基づく彗星のような非重力の2つのモデルを実装しました。最初のモデルは、分離後に準連続的な彗星のような活動を想定しました。これは、$300^{+120}_{-70}$年前の小惑星ペアの形成時間を示唆していました。2番目のモデルは、分離後、最大1つの太陽周回軌道（$\sim$13。9年）の短期活動を想定しました。これは、ペアが272$\pm$7年前に形成されたことを示唆しています。画像スタックは、最後のヘリオン通過中に2019〜PR2の活動を示しませんでした。これらの結果は、これらのオブジェクトをこれまでに知られている最年少の小惑星ペアにする共通の起源を強く主張しています。これらの天体が親彗星に由来するのか小惑星に由来するのか、そしてそれらが分離してからどのように活動が進化したのかについては疑問が残ります。
非球対称体の周りのダイナミクス：I。質量異常のある球体の場合
| Title |
Dynamics_around_Non-Spherical_Symmetric_Bodies:_I._The_case_of_a_spherical_body_with_mass_anomaly |
| Authors |
G._Madeira,_S._M._Giuliatti_Winter,_T._Ribeiro_and_O._C._Winter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.01817 |
太陽系の小天体を訪問するように設計された宇宙ミッションは、非球体の周りのダイナミクスの研究を後押ししました。この流れの中で、私たちは、接触連星、三軸楕円体、質量異常のある球体など、非球形対称体として分類されたオブジェクトのクラスの周りのダイナミクスを研究します。現在の作業では、質量異常のある物体の結果について説明します。振り子モデルを適用して、中心物体の非対称重力項によって発生するスピン軌道相互作用の幅を取得します。ポアンカレ表面断面法は、分析結果に立ち向かい、中心オブジェクトのパラメーターを変化させることによってシステムのダイナミクスを研究するために採用されています。質量異常のある物体の周りに2つの異なる領域が存在することを確認します。共回転半径を超えて広がる無秩序な内部領域と安定した外部領域です。後者では、1：1+p共鳴に関連する非対称周期軌道を含む、セクションのポアンカレ表面における古典的な制限および平面3体問題の構造と非常に類似した構造を識別します。質量異常のあるカリクローに結果を適用し、カリクローリングは、文献で提案されているように、1：3のスピン軌道共鳴ではなく、おそらく第1種の周期軌道に関連していることを取得します。私たちの仕事は、質量異常システムを研究するための最初のツールを提示すると信じています。
HATS-74Ab、HATS-75b、HATS-76bおよびHATS-77b：KおよびM矮星の周りの4つの通過する巨大惑星
| Title |
HATS-74Ab,_HATS-75b,_HATS-76b_and_HATS-77b:_Four_Transiting_Giant_Planets_around_K_and_M_Dwarfs |
| Authors |
A._Jord\'an,_J.D._Hartman,_D._Bayliss,_G.\'A._Bakos,_R._Brahm,_E.M._Bryant,_Z._Csubry,_Th._Henning,_M._Hobson,_L._Mancini,_K._Penev,_M._Rabus,_V._Suc,_M._de_Val-Borro,_J._Wallace,_K._Barkaoui,_D.R._Ciardi,_K.A._Collins,_E._Esparza-Borges,_E._Furlan,_T._Gan,_M._Ghachoui,_M._Gillon,_S._Howell,_E._Jehin,_A._Fukui,_K._Kawauchi,_J._H._Livingston,_R._Luque,_R._Matson,_E.C._Matthews,_H.P._Osborn,_F._Murgas,_E._Palle,_and_W.C._Waalkes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.01928 |
太陽型星と比較した低質量星の周りの巨大惑星の相対的な希少性は、コア降着惑星形成理論からの重要な予測です。この論文では、低質量の後期Kおよび初期M矮星を通過する4つのガス巨大惑星の発見について報告します。惑星HATS-74Ab（TOI737b）、HATS-75b（TOI552b）、HATS-76b（TOI555b）、およびHATS-77b（TOI730b）はすべて、HATSouth測光調査から発見され、TESSとその他の測光設備。VLTの新しいESPRESSO施設を使用して、それらの質量を確認し、システム化し、測定します。惑星の質量はそれぞれ1.46+-0.14MJ、0.491+-0.039MJ、2.629+-0.089MJ、1.374+0.100-0.074MJであり、半径は1.032+-0.021RJ、0.884+-0.013RJ、それぞれ1.079+-0.031RJ、および1.165+-0.021RJ。惑星はすべて、1.7319dから3.0876dの範囲の公転周期でそれらのホスト星の近くを周回しています。さらなる研究により、これらとさらなる発見を使用してコア降着理論をテストし、低質量のホスト星の周りの巨大惑星の発生率を定量化することを目指しています。
太陽系外惑星の特性評価のためのJWSTターゲット星の元素存在量の測定I.FGK星
JWSTの打ち上げにより、これまで以上に太陽系外惑星のより正確なデータを取得できるようになります。しかし、このデータは、惑星星形成のより大きな文脈に置かれた場合にのみ、太陽系外惑星の理解に情報を提供し、革命を起こすことができます。したがって、ホストスターをより深く理解することも同様に重要であり、今後のJWSTデータと相乗効果があります。太陽系外惑星に焦点を当てたサイクル1JWSTオブザーバープログラムで観測される17個のFGK星の詳細な化学的存在量プロファイルを示します。分析された元素（C、N、O、Na、Mg、Si、S、K、およびFe）は、惑星の構成と形成に有益であるとして特に選択されました。さまざまなソースからのアーカイブ高解像度スペクトルを使用して、LTEの等価幅分析を実行してこれらの存在量を導き出します。特にO、S、およびKの場合、補正が大きい（多くの場合、$>0.2〜\textrm{dex}$）非LTE効果の存在量を補正するために、文献の情報源を調べます。これらの存在量とその比率を用いて、この研究によって分析された惑星系のより鮮明な絵を描き始めます。私たちの分析により、ホットジュピターの構成と移動の程度、および炭素が豊富な陸域の世界の可能性についての洞察を得ることができます。
太陽系外惑星用の大型干渉計（LIFE）：III。地球外の大気検索分析に基づくスペクトル分解能、波長範囲、および感度要件
| Title |
Large_Interferometer_For_Exoplanets_(LIFE):_III._Spectral_resolution,_wavelength_range_and_sensitivity_requirements_based_on_atmospheric_retrieval_analyses_of_an_exo-Earth |
| Authors |
B.S._Konrad,_E._Alei,_D._Angerhausen,_\'O._Carri\'on-Gonz\'alez,_J.J._Fortney,_J.L._Grenfell,_D._Kitzmann,_P._Molli\`ere,_S._Rugheimer,_F._Wunderlich,_S.P._Quanz,_the_LIFE_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.02054 |
温帯の地球型外惑星は一般的な物体である可能性が高いですが、それらの発見と特性評価は非常に困難です。これらの課題を克服するための最適化された宇宙ミッションの概念が研究されています。LIFEイニシアチブは、太陽系外惑星の大規模なサンプルの熱放射を調査する宇宙ベースの中赤外線（MIR）ヌル干渉計の開発に焦点を当てています。LIFEの信号対雑音比（S/N）、スペクトル分解能（R）、および波長要件の最初の推定値を導き出します。地球双子の太陽系外惑星を参照ケースとして使用して、惑星/大気の特性がさまざまな品質のMIRスペクトルからどれだけうまく制約できるかを定量化します。さまざまなレベルの外生動物の塵の放出で、太陽から10pcでG2V星を周回する地球双子のLIFE観測をシミュレートします。雲のない1D放射伝達モデルとネストされたサンプリングアルゴリズムを組み合わせて、さまざまな波長範囲、R、およびS/Nの入力スペクトルから惑星/大気のプロパティを取得します。S/N$\geq$10（不確実性$\leq\pm1.0$dex）の場合、H2O、CO2、およびO3が検出可能であることがわかります。N2Oの上限を見つけます（存在量$\leq10^{-3}$）。CO、N2、およびO2は、すべての場合に制約を受けません。CH4検出の制限は、R$=50$、S/N$=10$です。さらに、太陽系外惑星の半径（不確実性$\leq\pm10\％$）、表面温度（不確実性$\leq\pm20$K）、および表面圧力（不確実性$\leq\pm0.5$dex）を正しく決定します。現在のLIFE設計では、指定されたS/Nに到達するために必要な観測時間は、4x2mのアパーチャで$\sim7$週間になります。最小波長範囲は$4-18.5\mu$m、Rは50、S/Nは10が必要であると結論付けています。現在の仮定では、10pcの距離で、妥当な観測時間内にあるいくつかの地球のような太陽系外惑星の大気特性評価には、アパーチャ$\geq2$メートルが必要になります。
Sh 2-301：星形成を受けている水疱のあるH II領域
| Title |
Sh_2-301:_a_blistered_H_II_region_undergoing_star_formation |
| Authors |
Rakesh_Pandey_(ARIES,_Nainital),_Saurabh_Sharma_(ARIES),_Lokesh_K._Dewangan_(PRL,_Ahmedabad),_Devendra_K._Ojha_(TIFR,_Mumbai),_Neelam_Panwar_(ARIES),_Swagat_Das_(IISER,_Tirupati),_D._P._Bisen_(Pt._Ravishankar_Shukla_University,_Raipur),_Arpan_Ghosh_(ARIES),_Tirthendu_Sinha_(ARIES) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.01539 |
深部光学データ、近赤外データ、無線連続データ、およびその他の長波長のアーカイブデータを使用した、HII領域Sh2-301（S301）の多波長研究を紹介します。S301の北東（NE）方向に若い恒星状天体（YSO）のクラスターが確認されています。H{\alpha}と電波の連続体の画像は、巨大な星ALS207を取り巻くイオン化ガスの分布を追跡し、S301HII領域は、南東方向のガスとダストの放出の弧状の構造に囲まれています。S301の北西部にはガスや塵の放出がないようですが、NEクラスターと中央の巨大な星ALS207の間に分子物質が存在することがわかります。暖かい塵の放出、イオン化ガス、および中性水素の分布は、雲の端の近くにあるように見えるALS207を搭載したS301HII領域の膨らんだ形態を示唆しています。冷たい分子雲に埋め込まれたNEクラスターの位置は、膨らんだ形態の反対側にあります。巨大な星とNEクラスターの間で調査された顕著な年齢差があります。この年齢差、圧力計算、光解離領域（PDR）、およびYSOの分布は、S301の大質量星ALS207の正のフィードバックに有利に働きます。S301のより広いスケールでは、HII領域と若い星団が、赤外線画像で明らかなハブフィラメントシステムの中央領域に向かって描かれています。
銀河潮汐力とクレーターII矮小楕円体：LCDMへの挑戦？
| Title |
Galactic_tides_and_the_Crater_II_dwarf_spheroidal:_a_challenge_to_LCDM? |
| Authors |
Alexandra_Borukhovetskaya,_Julio_F._Navarro,_Raphael_Errani,_Azadeh_Fattahi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.01540 |
異常に遅い速度分散と大きなサイズのクレーターII矮小楕円体は、ラムダコールドダークマター（LCDM）宇宙における矮小銀河の理解に挑戦をもたらします。低速分散は、水素冷却限界の議論から予想される最小値よりもはるかに低い暗いハロー質量、または極端な潮汐ストリッピングの後期段階にあるもののいずれかを示唆しています。潮汐の解釈は最近の研究で支持されており、距離、固有運動、および視線速度の利用可能な推定値と一致する軌道によって許可される小さな周心距離によってサポートされています。N体シミュレーションを使用して、クレーターIIの前駆体ハローのNavarro-Frenk-White（NFW）プロファイルを想定して、この解釈を詳細に調べます。私たちの主な発見は、低速分散は確かに潮汐の影響から生じる可能性がありますが、クレーターIIのサイズが大きいことはこの仮説と矛盾しているということです。これは、観測された速度分散に一致するように剥ぎ取られた銀河も、観測されたクレーターIIの半光半径よりもはるかに小さいサイズに縮小されているためです。クレーターIIのサイズが大幅に過大評価されていない限り、このシステムをLCDMと調整するには、（i）境界がなく、平衡に近い（交差時間が近日点からの経過時間よりも短い場合）、または（ii））その前駆体ハローは、想定されたNFWプロファイルから逸脱しています。後者の代替案は、バリオンが非常にかすかな矮星でも内側のハローカスプに影響を与える可能性があることを示している可能性があります。LCDMパラダイム。
SAGAサーベイ（xSAGA）の拡張I：ホスト銀河特性の関数としての衛星放射状プロファイル
| Title |
Extending_the_SAGA_Survey_(xSAGA)_I:_Satellite_Radial_Profiles_as_a_Function_of_Host_Galaxy_Properties |
| Authors |
John_F._Wu_(1),_J._E._G._Peek_(1_and_2),_Erik_J._Tollerud_(1),_Yao-Yuan_Mao_(3),_Ethan_O._Nadler_(4),_Marla_Geha_(5),_Risa_H._Wechsler_(6),_Nitya_Kallivayalil_(7),_Benjamin_J._Weiner_(8)_((1)_STScI,_(2)_JHU,_(3)_Rutgers,_(4)_Carnegie/USC,_(5)_Yale,_(6)_Stanford/KIPAC/SLAC,_(7)_U_Virginia,_(8)_Arizona/Steward) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.01542 |
光学イメージングに基づいて低$z$銀河を特定する方法である「銀河アナログ周辺衛星の拡張調査」（xSAGA）と、ホスト銀河周辺のxSAGA衛星の空間分布の結果を紹介します。SAGAサーベイの分光赤方偏移カタログをトレーニングデータセットとして使用し、畳み込みニューラルネットワーク（CNN）を最適化して、DESIレガシーイメージングサーベイの画像カットアウトを使用して、より離れたオブジェクトから$z<0.03$銀河を識別しました。$>100,000$CNNが選択した低$z$銀河のサンプルから、NASA-SloanAtlas中央銀河からの36-300投影kpcの間にある$>20,000$の可能性のある衛星を特定します。M_\star/M_\odot）<11$。CNNで選択されたサンプルの不完全性と汚染を特徴づけ、ホストからの投影半径距離の関数として衛星の真の数を推定するために補正を適用します。衛星の豊富さは、より質量の大きいホスト銀河がより多くの衛星を持っているように、ホストの恒星の質量に強く依存し、楕円形のホストが同等の恒星の質量を持つ円盤状のホストよりも多くの衛星を持っているように、ホストの形態に強く依存します。また、衛星の豊富さと、ホストとその最も明るい衛星との間のマグニチュードギャップとの間に強い逆相関があることもわかりました。36〜300kpcの正規化された衛星動径分布は、ホストの恒星の質量、形態、またはマグニチュードギャップに強く依存しません。私たちが測定する衛星の存在量と動径分布は、流体力学シミュレーションからの予測と合理的に一致しています。私たちの結果は、衛星銀河の個体数を研究するための前例のない統計力を提供し、広域調査の銀河サンプルを拡張するために機械学習を使用する可能性を強調しています。
いて座A *のシュワルツシルト半径20,000以内の中性ガス
Murchikovaetal2019は、天の川銀河中心のブラックホール射手座A*のシュワルツシルト半径20,000以内にある冷たいイオン化ガスの円盤を発見しました。彼らはさらに、その領域の電離光子束がディスクを電離状態に保つのに十分であることを示したが、この放射線の十分な過剰はない。これにより、一部の中性ガスが、冷たいイオン化された塊内でシールドされた領域にも存在する可能性がありました。ここでは、SgrA*によるS0-2星のフライバイ中に行われた、1.3ミリメートルの広い水素再結合線H30alpha：n=31->30のALMA観測を示します。S0-2ペリセンター通過の2か月前の速度積分H30alphaラインフラックスは、通過の1か月前よりも約20％大きいことを報告します。S0-2は、接近中に毎秒数千キロメートルで移動する強力な電離放射線源です。そのような線源は、その軌道に沿って神経ガスの小包を電離することができ、その結果、エポックからエポックへの再結合線スペクトルの変化をもたらす。いて座A*のシュワルツシルト半径20,000以内に、少なくとも（6.6+-3.3）x10^{-6}Msunの中性ガスがあると結論付けます。
銀河のセルシック測光に対する渦巻腕の影響
環境。セルシックプロファイルは、銀河の表面輝度分布を記述するために広く使用されているモデルです。ただし、渦巻銀河は、セルシックモデルとは質的に異なります。目的。この研究の目的は、セルシックプロファイルを適用した場合に、渦巻腕を持つ銀河の全フラックスと半光半径をどれだけ正確に回復できるかを評価することです。メソッド。私は渦巻腕を持つバルジが支配的な銀河のサンプルを選びました。HyperSuprime-Cam調査の測光データを使用して、渦巻腕の全フラックスへの寄与を推定しました。次に、同様の特性を持つ銀河のシミュレーション画像を生成し、それらをセルシックモデルに適合させ、全フラックスと半光半径の決定における誤差を定量化しました。結果。渦巻腕は、基礎となる滑らかな表面輝度プロファイル、腕の位置、および測光データの深さに依存する方法で、銀河の測光にバイアスを導入する可能性があります。バルジが支配的な銀河のフラックスの10％を占める渦巻腕のセットは、通常、全フラックスと半光半径をそれぞれ15％と30％過大評価します。ただし、銀河がディスクに支配されている場合、このバイアスははるかに小さくなります。結論。セルシックプロファイルを適用した場合、顕著なバルジと渦巻腕からのゼロ以外の寄与を持つ銀河は、全フラックスと半光半径のバイアスの影響を最も受けやすくなります。高精度の測光測定が必要な場合は、フラックスのグローバル推定よりも有限アパーチャでの測定が優先されます。
極限領域における銀河の軌道の再構築（ROGER）II：銀河集団の理解における予測された位相空間の信頼性
| Title |
Reconstructing_Orbits_of_Galaxies_in_Extreme_Regions_(ROGER)_II:_reliability_of_projected_phase-space_in_our_understanding_of_galaxy_populations |
| Authors |
Valeria_Coenda,_Mart\'in_de_los_Rios,_Hern\'an_Muriel,_Sof\'ia_A._Cora,_H\'ector_J._Mart\'inez,_Andr\'es_N._Ruiz_and_Cristian_A._Vega-Mart\'inez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.01552 |
銀河団とその周辺に存在する恒星の質量$M_{\star}\geq10^{8.5}h^{-1}M_\odot$を持つ銀河のサンプルを分析することにより、銀河の特性を軌道分類と結び付けます。赤方偏移$z=0$での質量$M_{200}>10^{15}h^{-1}M_\odot$銀河集団は、宇宙論的シミュレーションMultiDarkPlanck2に銀河形成SAGの半解析的モデルを適用することによって生成されます。ROGERコード（2D）を使用して、銀河の実際の軌道（3D）と投影された位相空間位置を考慮して銀河を分類します。銀河団、最近クラスターに陥った銀河、バックスプラッシュ銀河、落下銀河、侵入銀河の5つのカテゴリーを定義します。各クラスについて、$g-r$の色、特定の星形成率（sSFR）、および恒星の質量の関数としての恒星の年齢を分析します。3Dクラスの場合、環境の影響から予想されるように、銀河団のsSFRが最も低く、最も赤く、最も古いことがわかります。バックスプラッシュ銀河は、クラスターと最近のインフォールナー銀河の中間の特性を持っています。2Dクラスごとに、他のクラスによる重要な汚染が見つかります。2Dデータのより現実的な分析を実行するには、銀河の集団を赤と青で分離する必要があることがわかりました。赤の母集団の場合、2Dの結果は3Dの予測とよく一致しています。それにもかかわらず、青い集団を考慮した場合、2D分析は、最近の落下者、落下する銀河、および侵入者の銀河に対してのみ信頼できる結果を提供します。
銀河円盤にある高倍率マイクロレンズイベントGaia19bldでの単一レンズ質量測定
| Title |
Single-lens_mass_measurement_in_the_high-magnification_microlensing_event_Gaia19bld_located_in_the_Galactic_disc |
| Authors |
K._A._Rybicki,_{\L}._Wyrzykowski,_E._Bachelet,_A._Cassan,_P._Zieli\'nski,_A._Gould,_S._Calchi_Novati,_J._C._Yee,_Y.-H._Ryu,_M._Gromadzki,_P._Miko{\l}ajczyk,_N._Ihanec,_K._Kruszy\'nska,_F.-J._Hambsch,_S._Zo{\l}a,_S._J._Fossey,_S._Awiphan,_N._Nakharutai,_F._Lewis,_F._Olivares_E.,_S._Hodgkin,_A._Delgado,_E._Breedt,_D._L._Harrison,_M._vanLeeuwen,_G._Rixon,_T._Wevers,_A._Yoldas,_A._Udalski,_M._K._Szyma\'nski,_I._Soszy\'nski,_P._Pietrukowicz,_S._Koz{\l}owski,_J._Skowron,_R._Poleski,_K._Ulaczyk,_P._Mr\'oz,_P._Iwanek,_M._Wrona,_R.A._Street,_Y._Tsapras,_M._Hundertmark,_M._Dominik,_C._Beichman,_G._Bryden,_S._Carey,_B.S._Gaudi,_C._Henderson,_Y._Shvartzvald,_W._Zang,_W._Zhu,_G._W._Christie,_J._Green,_S._Hennerley,_J._McCormick,_L.A.G._Monard,_T._Natusch,_R.W._Pogge,_I._Gezer,_A._Gurgul,_Z._Kaczmarek,_et_al._(8_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.01613 |
銀河面南部に位置する高倍率（$A\approx60$）マイクロレンズイベントであるGaia19bldの測光分析を示します。これは、有限の光源とマイクロレンズ視差効果を示しました。ガイア衛星による迅速な検出とピーク時の$I=9.05〜$magの非常に高い輝度により、マルチチャネル追跡観測の完全でユニークなセットを収集することができました。マイクロレンズイベントでのレンズと光源の特性評価に不可欠なすべてのパラメータ。Gaia19bldは、ガイア衛星によって発見され、その後、地上の天文台とスピッツァー宇宙望遠鏡のネットワークで集中的に追跡されました。超大型望遠鏡（VLT）/X-Shooterを使用して複数の高解像度スペクトルを収集し、ソーススターを特徴付けました。このイベントは、ピーク時にVLT干渉計（VLTI）/PIONIERでも観察されました。ここでは、測光観測に焦点を当て、ガイア、スピッツァー、および複数の光学地上観測所からのデータで構成される光度曲線をモデル化します。視差と有限ソース効果を備えた最適なソリューションを見つけます。混合光モデルと分光距離に基づいて、レンズの光度の限界を導き出しました。レンズの質量を$1.13\pm0.03〜M_{\odot}$と計算し、その距離を$5.52^{+0.35}_{-0.64}〜\mathrm{kpc}$と導きます。レンズは主系列星である可能性が高いですが、その真の性質は、将来の高解像度観測によってまだ検証されていません。私たちの結果は、アインシュタイン半径の干渉法による測定と一致しており、干渉法は、恒星質量ブラックホールなど、他の方法では検出できないままの物体の質量を決定するための新しいチャネルになり得ることを強調しています。
3〜GHzでの銀河電波数カウントモデルの経験的推定と重力レンズ効果
| Title |
An_Empirical_Estimation_of_the_Galaxy_Radio_Number_Counts_model_at_3~GHz_and_the_Effect_of_Gravitational_Lensing |
| Authors |
K.T._Kono,_T.T._Takeuchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.01672 |
VLA-COSMOS3GHzの大規模プロジェクトを利用して、ビッグバン後約1Gyrまでの宇宙時間を通して、無線で選択された銀河の3GHz光度関数の進化を分析しました。VLA-COSMOSフィールドのSFGとAGNの光度関数を、宇宙分散の影響を回避するための精度のノンパラメトリックC法と、純粋な光度の進化を想定したパラメトリックMCMC法の2つの独立した方法でそれぞれ推定しました。SFGの場合はL*=（1+z）（3.36-0.31）z、AGNの場合はL*=（1+z）（2.91-0.99）zとして純粋な光度進化パラメーターを取得しました。結果として得られたモデルは、サブミュージレベルまでの観察された数のカウントとよく一致しました。さらに、さまざまな波長で複数の観測を行った宇宙の星形成率密度の履歴を持つモデルを比較し、結果がz=3までの文献と一致していることを確認しました。暗黒物質ハローによる重力レンズ効果の統計的効果をさらに分析したところ、この研究で検討したフラックス範囲では、S_3GHz=100muJyで効果が最大になり、SFGの寄与は約1％、AGNの寄与は0.5％未満であることがわかりました。SKA観測におけるパラメータ推定に対するレンズ倍率の影響を評価するために、フィッシャー分析を実行し、バイアスは制限されているものの、SKAIMIDワイド調査でSFGLF進化パラメータに識別可能な影響があることを発見しました。AGNLF進化パラメータの空と広い調査。
すばるHSC（WERGS）による電波銀河の広く深い探査。 VI。 z〜4の高z電波銀河が指す遠方のフィラメント構造
| Title |
A_Wide_and_Deep_Exploration_of_Radio_Galaxies_with_Subaru_HSC_(WERGS)._VI._Distant_Filamentary_Structures_Pointed_by_High-z_Radio_Galaxies_at_z~4 |
| Authors |
Hisakazu_Uchiyama,_Takuji_Yamashita,_Jun_Toshikawa,_Nobunari_Kashikawa,_Kohei_Ichikawa,_Mariko_Kubo,_Kei_Ito,_Nozomu_Kawakatu,_Tohru_Nagao,_Yoshiki_Toba,_Yoshiaki_Ono,_Yuichi_Harikane,_Masatoshi_Imanishi,_Masaru_Kajisawa,_Chien-Hsiu_Lee,_and_Yongming_Liang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.01684 |
$z\sim4$にある高$z$電波銀河（HzRG）の周囲の環境特性を示しますが、それらは希少性のために十分に調査されていません。HzRGの最大のサンプルと、HyperSuprime-CamSubaruStrategicProgramから構築された$z\sim4$の$g$ドロップアウト銀河過密領域を使用して、HzRG環境を統計的に特徴付けます。レストフレームの1.4GHz電波光度（$L_{1.4\mathrm{GHz}}$）が$10^{26-27}$WHz$^{-1である21HzRG付近の$g$ドロップアウト銀河の過密度を測定します。}$。$L_{1.4\mathrm{GHz}}\sim10^{26.0-26.5}$WHz$^{-1}$のかすかなHzRGの周囲の過密度は、$g$-のそれよりも高くなる傾向があることがわかります。ドロップアウト銀河。一方、$L_{1.4\mathrm{GHz}}\sim10^{26.5-27.0}$WHz$^{-1}$の発光HzRGと$gの間には、密度環境に大きな違いは見られません。$-ドロップアウト銀河。HzRGと$g$ドロップアウト銀河の間の相互相関により、HzRGは$g$ドロップアウト銀河よりも大きなハローを占めることがわかります。この傾向は、かすかなHzRGでより顕著になります。これらの結果は、電波の光度が低下するにつれてHzRGが古くなり、質量が大きくなるシナリオと一致しています。HzRGは、計算されたハロー質量からローカルクラスターハローの前駆細胞を追跡することが期待されます。さらに、周囲の銀河は、HzRGのラジオジェット主軸に沿って、$\lesssim500$物理kpc未満の角距離で分布する傾向があることがわかります。私たちの調査結果は、$z\sim4$でのHzRGの周りのフィラメント状構造の開始を意味します。
高赤方偏移暗黒物質ハローにおける低温ガスフィラメントからの銀河バルジの形成
銀河バルジの形成過程はまだ解明されていませんが、いくつかのメカニズムが提案されています。以前の研究では、銀河バルジが、高赤方偏移の巨大な暗黒物質ハロー内の周囲の高温ハローガスを通って流入する低温ガスから形成された可能性を示唆しました。このシナリオは、よく知られている観測された傾向と一致して、銀河の質量とともに増加するバルジ対総恒星質量比につながることが示されました。ここでは、バルジ全体の年齢勾配が減少する一方で、バルジの平均恒星年齢が銀河の質量とともに増加するという最近の観測結果も再現していることを示します。この形成経路は主に高質量銀河に当てはまり、低質量銀河のバルジは円盤状物質からの経年形成など異なる起源を持っていると推測されます。
SHARDS / CANDELSフィールドの0.3 $ \ lesssim $ $ z $ $ \ lesssim $ 1.5での星形成銀河の減衰差
| Title |
Differential_attenuation_in_star-forming_galaxies_at_0.3_$\lesssim$_$z$_$\lesssim$_1.5_in_the_SHARDS/CANDELS_field |
| Authors |
L._Rodr\'iguez-Mu\~noz,_G._Rodighiero,_P._G._P\'erez-Gonz\'alez,_M._Talia,_I._Baronchelli,_L._Morselli,_A._Renzini,_A._Puglisi,_A._Grazian,_A._Zanella,_C._Mancini,_A._Feltre,_M._Romano,_A._Vidal_Garc\'ia,_A._Franceschini,_B._Alcalde_Pampliega,_P._Cassata,_L._Costantin,_H._Dom\'inguez_S\'anchez,_N._Espino-Briones,_E._Iani,_A._Koekemoer,_A._Lumbreras-Calle,_J.M._Rodr\'iguez-Espinosa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.01885 |
CANDELS/GOODS-Nフィールドの高$z$吸収赤および死源（SHARDS）の調査で、[OII]$\lambda$3727（[OII]）エミッターとして選択された706個の銀河のサンプルを使用します。恒星の連続体に関する輝線星雲の減衰差を研究します。サンプルには、赤方偏移間隔0.3で、赤外線と$\mathrm{log}_{10}（M_{*}/\mathrm{M}_{\odot}）$$>$9に対応する銀河のみが含まれています。$\lesssim$$z$$\lesssim$1.5。私たちの方法論は、[OII]およびH$\alpha$輝線から推定された星形成率と、星形成活動全体のロバストな定量化（${SFR}_{\mathrm{TOT}}$）との比較で構成されています。これは、赤外線と紫外線（UV）の両方の光度に基づいて個別に推定されます。$f$$=$$E（BV）_{\mathrm{stellar}}$/$E（BV）_{\mathrm{nebular}}$$=$0.69$^{0.71}_{0.69}を取得します[OII]とH$\alpha$の場合、それぞれ$と0.55$^{0.56}_{0.53}$。結果として得られる$f$因子は、UV減衰と有意な正の相関を示し、恒星の質量、$SFR_{\mathrm{TOT}}$、主系列星までの距離、および赤方偏移との浅いまたは有意でない傾向を示します。。最後に、私たちの結果は、局所的なスターバーストの典型的なダスト曲線に似た形の平均的な星雲の減衰曲線を支持しています。
S星の測地線運動でSgrA *の性質を明らかにする
S0-2星の将来の重力観測によって保証された大幅な改善にもかかわらず、これらは中央の超大質量オブジェクトのブラックホールかワームホールかを問わず、基本的な性質を明らかにすることはできません。それにもかかわらず、中央の重力源の近くを周回する星を観察することで、5$\sigma$以上でこのオブジェクトのブラックホールとワームホールの性質を区別することができます。まず、公的に入手可能なS0-2星の位置天文および分光測定を使用して、ワームホールの性質を支持または除外する証拠を見つけることなく、超大質量オブジェクトの周囲のメートル法を制約しました。次に、GRAVITYの精度と精度を反映したS0-2星の将来の観測の模擬カタログを設計しました。その後、最初に方法論をテストして、手順が入力モデルを復元することを示し、その後、そのようなデータセットの制約力がブラックホールとワームホールを区別するのに十分でないことを示しました。さらに、中心の物体からわずか16AU離れたところに中心が位置する星S62の将来の観測によって、その性質に光を当てることができるかどうかを評価します。それにもかかわらず、私たちは、星S62が私たちの目的を達成するのに役立たないと結論付けています。最後に、S0-2やS62の星よりも中心のオブジェクトにはるかに近い軌道を回る星を表すおもちゃのモデルをいくつか作成しました。これらのおもちゃのモデルを使用して、中央の超大質量オブジェクトの基本的な性質を明らかにするという目的を達成するための理想的な軌道の特徴と観測戦略を調査し、$\sim5$年のオーダーの星と$\sim5$AUの中心距離は、ほぼ5$\sigma$の精度で中心オブジェクトの性質を識別できます。
C型衝撃波における宇宙メーザーのモデリング-クラスICH3OHと1720MHzOHメーザーの共存
非解離性C型衝撃波におけるCH3OHとOHメーザーの衝突ポンピングを研究した。衝撃波における分子量の進化の原因となる化学プロセスが詳細に検討されています。大きな速度勾配近似は、分子線の放射伝達をモデル化するために使用されます。宇宙線のイオン化率、ガス密度、衝撃速度が変化するC型衝撃モデルのグリッドについて、CH3OHとOHのメーザー遷移における光学的厚さの計算を示します。ショック前のガス密度$n_{H、tot}=2\times10^4-2\times10^5$cm$^{-3}$が、メタノールメーザー遷移のポンピングに最適であることを示します。衝撃波速度$u_{s}\gtrsim25$kms$^{-1}$の場合、衝撃波面でのメタノールの完全な衝突解離が発生します。高い衝撃前ガス密度$n_{H、tot}=2\times10^{6}$cm$^{-3}$では、メタノールの衝突解離は、しきい値速度$u_のすぐ上の衝撃速度で発生します。{s}\approx15-17.5$kms$^{-1}$は、ダスト粒子の氷のマントルのスパッタリングに対応します。36.2GHzでのメタノールメーザー遷移E$4_{-1}\to3_0$は、高宇宙線電離での44.1GHzでの遷移A$^+$$7_0\to6_1$よりも光学的厚さが大きいことを示します。レート$\zeta_{H_2}\gtrsim10^{-15}$s$^{-1}$および衝撃前のガス密度$n_{H、tot}=2\times10^4$cm$^{-3}$。これらの結果は、超新星残骸の近くや中央分子ゾーンの分子雲におけるメタノールメーザーの観測データの解釈に適用できます。同時に、1720MHzOHメーザーの動作に必要な条件は、分子ガスの高いイオン化率、$\zeta_{H_2}\gtrsim10^{-15}$s$^{-1}$です。ヒドロキシルメーザーとメタノールメーザーの両方の動作を助長する物理的条件は、宇宙線のイオン化率であることがわかります$\zeta_{H_2}\約10^{-15}-3\times10^{-15}$s$^{-1}$、および狭い範囲の衝撃速度。
スローンデジタルスカイサーベイの17回目のデータリリース：MaNGA、MaStar、APOGEE-2データの完全リリース
| Title |
The_Seventeenth_Data_Release_of_the_Sloan_Digital_Sky_Surveys:_Complete_Release_of_MaNGA,_MaStar_and_APOGEE-2_Data |
| Authors |
Abdurro'uf,_Katherine_Accetta,_Conny_Aerts,_Victor_Silva_Aguirre,_Romina_Ahumada,_Nikhil_Ajgaonkar,_N._Filiz_Ak,_Shadab_Alam,_Carlos_Allende_Prieto,_Andres_Almeida,_Friedrich_Anders,_Scott_F._Anderson,_Brett_H._Andrews,_Borja_Anguiano,_Erik_Aquino-Ortiz,_Alfonso_Aragon-Salamanca,_Maria_Argudo-Fernandez,_Metin_Ata,_Marie_Aubert,_Vladimir_Avila-Reese,_Carles_Badenes,_Rodolfo_H._Barba,_Kat_Barger,_Jorge_K._Barrera-Ballesteros,_Rachael_L._Beaton,_Timothy_C._Beers,_Francesco_Belfiore,_Chad_F._Bender,_Mariangela_Bernardi,_Matthew_A._Bershady,_Florian_Beutler,_Christian_Moni_Bidin,_Jonathan_C._Bird,_Dmitry_Bizyaev,_Guillermo_A._Blanc,_Michael_R._Blanton,_Nicholas_Fraser_Boardman,_Adam_S._Bolton,_Mederic_Boquien,_Jura_Borissova,_Jo_Bovy,_W.N._Brandt,_Jordan_Brown,_Joel_R._Brownstein,_Marcella_Brusa,_et_al._(294_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.02026 |
このペーパーは、スローンデジタルスカイサーベイからの17番目のデータリリース（DR17）を文書化しています。第4フェーズ（SDSS-IV）からの5番目で最後のリリース。DR17には、アパッチポイント天文台（MaNGA）での近くの銀河のマッピング調査の完全なリリースが含まれています。これは、10,000を超える近くの銀河を調査するという目標を達成しました。このデータには、MaNGAStellarLibrary（MaStar）の完全リリースが付属しており、明るい時間帯にMaNGA装置を介して約30,000個の星を観測できます。DR17には、650,000を超える星の赤外線スペクトルを公開するApachePointObservatoryGalacticEvolutionExperiment2（APOGEE-2）調査の完全なリリースも含まれています。拡張バリオン振動分光調査（eBOSS）のメインサンプル、およびサブ調査の時間領域分光調査（TDSS）データは、DR16で完全にリリースされました。DR17でリリースされた新しい単一光ファイバー分光法は、ERositaSurvey（SPIDERS）サブサーベイのSPectroscipicIDentificationとeBOSS-RMプログラムからのものです。DR17には、プライマリデータセットに加えて、25の新規または更新された付加価値カタログ（VAC）が含まれています。この論文は、SDSS-IV調査データの公開を締めくくるものです。SDSSは第5フェーズに進み、天の川マッパー（MWM）、ローカルボリュームマッパー（LVM）、ブラックホールマッパー（BHM）の調査がすでに進行中です。
GAMAG23フィールドでの暗いHI雲の大規模なチェーンの検出
| Title |
The_detection_of_a_massive_chain_of_dark_HI_clouds_in_the_GAMA_G23_Field |
| Authors |
Gyula_I._G._Jozsa,_T._H._Jarrett,_Michelle_Cluver,_O._Ivy_Wong,_Okkert_Havenga,_H._F._M._Yao,_L._Marchetti,_E._N._Taylor,_Peter_Kamphuis,_Filippo_M._Maccagni,_Athanaseus_J._T._Ramaila,_Paolo_Serra,_Oleg_M._Smirnov,_Sarah_V._White,_Virginia_Kilborn,_B._W._Holwerda,_A._M._Hopkins,_S._Brough,_K._A._Pimbblet,_Simon_P._Driver,_K._Kuijken |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.02033 |
MeerHOGSキャンペーン（モザイク化を調査するためのパイロット調査）の一環として観測された、赤方偏移$z\、\sim\、0.03$にあるGAMAG23フィールドでの大規模な拡張HIクラウドコンプレックスの検出について報告します。MeerKATの機能）。総質量が$10^{10.0}\、M_\odot$の雲の複合体は、$M_\mathrm{dyn}\sim10^{13.5}\、M_\odot$のある大きな銀河群の近くにあります。$\sim400\、\mathrm{kpc}$を東から西に延長し、最大（中央）濃度に$10{^{9.7}が含まれる、希薄な「チェーン」構造として相互接続された7つのHIピーク濃度を特定します。}\、M_\odot$inHIガスは$50\、\mathrm{kpc}$に分散しています。主な光源は、紫外線、光学、または赤外線の画像では検出されません。暗黙のガス質量光度比（$M_\mathrm{HI}$/$L_\mathrm{r}$）は、他の「暗い雲」と比較しても極端です（$>$1000）。この複合体は運動学的構造がほとんどなく（$110\、\mathrm{km}\、\mathrm{s}^{-1}$）、雲の回転を特定するのが困難です。圧力サポートを想定すると、中央濃度の総質量は$>10^{10.2}\、M_\odot$ですが、完全回転サポートの場合の動的質量の下限は$10^{10.4}\、M_です。\odot$。中心濃度が安定した構造である場合、それは目に見えない物質をいくらか含まなければなりませんが、典型的な銀河で観察されるよりも潜在的に少ないです。しかし、その構造が重力的に安定した濃度を持っているかどうかは明らかではありません。アソシエーションの可能性につながる、ガス複合体のより低い濃度の1つに近接したかすかなUV（光学）赤外線源を報告します。システムの性質と起源は謎めいており、関連しているように見える銀河群との相互作用または銀河群内の相互作用の結果である可能性があります。
球状星団の質量関数の上部打ち切り質量を支配する物理学
| Title |
The_physics_governing_the_upper_truncation_mass_of_the_globular_cluster_mass_function |
| Authors |
Meghan_E._Hughes,_Joel_L._Pfeffer,_Nate_Bastian,_Marie_Martig,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Robert_A._Crain,_Marta_Reina-Campos,_Sebastian_Trujillo-Gomez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.02050 |
球状星団（GC）集団の質量関数は、これらの巨大な星団が形成され進化した物理的条件をコード化する基本的な観測可能物です。星団の質量関数の高質量端は、通常、指数関数的な切り捨て質量$M_{c、*}$を使用してSchechter関数を使用して記述されます。おとめ座銀河団のGC質量関数の場合、この切り捨て質量は銀河質量（$M_{*}$）とともに増加します。この論文では、E-MOSAICSシミュレーションで最も大規模な銀河群（$M_{\mathrm{200}}=5.14\times10^{13}M_{\odot}$）のGCにSchechter質量関数を適合させます。E-MOSAICSの基準銀河団形成モデルは、おとめ座銀河団の$M_{*}$で観測された$M_{c、*}$の傾向を再現しています。したがって、銀河の質量の関数として$M_{c、*}$をフィッティングすることにより、関係の起源を調べます。2体の緩和、潮汐衝撃、および/または力学的摩擦による質量損失を考慮した場合と考慮しない場合があります。これらの質量損失メカニズムがない場合、$M_{c、*}$-$M_{*}$の関係は$M_*>10^{10}M_{\odot}$より上でフラットになります。したがって、これらの銀河の$M_{c、*}$を下げるのは、$M_{*}\sim10^{10}M_{\odot}$の銀河における高質量GCの崩壊です。高質量GCは、密度の低い環境への再分配を容易にするための合併が多いため、より大規模な銀河で生き残ることができます。したがって、$M_{c、*}-M_*$の関係は、大規模な星団の形成条件とそれらの環境に依存する破壊メカニズムの両方の結果です。
恒星質量ブラックホールの成長は活動銀河核の円盤を破壊することができますか？機械的フィードバックの役割
| Title |
Can_stellar-mass_black_hole_growth_disrupt_disks_of_active_galactic_nuclei?_The_role_of_mechanical_feedback |
| Authors |
Hiromichi_Tagawa,_Shigeo_S._Kimura,_Zolt\'an_Haiman,_Rosalba_Perna,_Hidekazu_Tanaka,_Imre_Bartos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.01544 |
ステラマスBH（sBH）は、重力抵抗とその場での星形成により、活動銀河核（AGN）ディスクに埋め込まれると予測されています。ただし、AGNディスク環境ではガス密度が高いため、何らかのフィードバックプロセスによって降着が抑制されない限り、コンパクトオブジェクトは急速に中間質量BHに成長し、AGNディスクから物質を枯渇させる可能性があることがわかります。これらの結果は、AGNの観測や銀河中心のダイナミクスと一致していません。ここでは、ガスの降着を減らすための機械的フィードバックメカニズムについて検討します。急速に降着するsBHは、Blandford-Znajekメカニズムを介して風やジェットを発射し、高圧の衝撃や繭を生成します。このような衝撃と繭は、ディスクの平面内で横方向に広がり、sBH周囲ディスク（CsBD）の外側領域を排出し、ディスクのスケールハイトに匹敵する水平サイズでAGNディスクに穴を開けることができます。バインドされたCsBDの枯渇タイムスケールは、sBHへのガスの再供給タイムスケールよりもはるかに短いため、sBHへの時間平均降着率は、このプロセスによって$\sim10$-$100$の係数で減少します。したがって、このフィードバックメカニズムは、sBHの過成長とAGNディスクの枯渇の問題を軽減するのに役立ちます。一方、ジェットの繭は、質量の小さいSMBHのディスクに降着するガスの大部分を解き放つことができることがわかります。これは、SMBHの質量が$\lesssim10^5{\の高エディントン比AGNの不足を説明するのに役立つ可能性があります。rmM_\odot}$。
ほとんどのブラックホールは降着円盤を持っています。このようなディスクのモデルは、観測に情報を提供し、ブラックホールとその周囲の媒体の特性を制約します。ここでは、薄いブラックホール降着流における等温衝撃を研究します。微小分子粘度のモデリングにより、複数のスケールに一致する漸近法を使用できます。したがって、等温衝撃安定性の最初の明示的な計算を導き出します。内側の衝撃は常に不安定であり、外側の衝撃は常に安定していることがわかります。摂動の成長/減衰率は、有効ポテンシャルと衝撃位置での出入りの流れの差にのみ依存します。角運動量とブラックホール半径の観点から降着レジームの処方箋を与えます。角運動量の散逸を考慮すると、$\approx10^{20}$のオーダーの現実的な粘性レイノルズ数であっても、パラメータ空間の多くで不安定な外部衝撃が発生します。
星団による連続重力波のマイクロレンズ効果における波動光学効果
急速に回転する中性子星は、既存および今後の重力波干渉計の有望な源です。比較的薄暗いものの、これらのシステムは継続的に放出することが期待されており、1年にわたるタイムスケールにわたる継続的な監視を通じて信号を蓄積することができます。観測ウィンドウのある時点で、ソースが星の密集したコレクションの背後にあるようになると、一時的な重力レンズ効果が発生する可能性があります。このようなイベントは、まれではありますが、波形を変調し、位相ドリフトを引き起こし、最終的には中性子星の核状態方程式および/または磁場構造に関するパラメータの推測に影響を与えます。重要なことに、このシナリオでは、通常、光源の波長が個々の摂動体のシュワルツシルト半径を超えます。これは、幾何光学が適用されない回折領域で（マイクロ）レンズ効果が発生することを意味します。この論文では、ピカール・レフシェッツ理論から借用した数値ツールを使用して、$n\gtrsim10^{2}$マイクロレンズの関連するフレネル-キルヒホフ積分を効率的に評価します。変調されたひずみプロファイルは、一般的に、およびいくつかのシミュレートされたマクロレンズに関連する特定の中性子星軌道に対して構築されます。
孤立した多波長ブレーザーフレアの統合モデル
| Title |
A_unified_model_for_orphan_and_multi-wavelength_blazar_flares |
| Authors |
Ze-Rui_Wang,_Ruo-Yu_Liu,_Maria_Petropoulou,_Foteini_Oikonomou,_Rui_Xue,_Xiang-Yu_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.01739 |
ブレーザーは活動銀河核の一種であり、観測者の視線の近くに向けられた相対論的ジェットをホストします。ブレーザーは非常に複雑な変動特性を持っています。フレア、つまり明確に定義された形状と持続時間を持つ平均値の周りのフラックス変動は、ブレーザー現象の特徴的な特性の1つです。ブレーザーは、多波長フレアだけでなく、「孤立した」フレア、つまり特定のエネルギー範囲でのみ現れるフラックスの変化を示すことが知られています。単一のソースに対しても特定のフレアを説明するために、時には互いに対立するさまざまなモデルが提案されており、一貫性のある画像に合成することはできません。この論文では、共通のフレームワークでブレーザーからの孤立した多波長フレアを説明するための統一モデルを提案します。フレア中のブレーザー放出は、次の2つの要素で構成されていると想定します。（i）ジェットに沿った多数の比較的弱い散逸ゾーンの重ね合わせから生じる準安定成分であり、ブレーザーのバックグラウンド（低状態）放出を形成します。、および（ii）ブレーザーフラックスの突然の増強に関与する過渡成分。これは、強力なエネルギー散逸イベントによってジェットに沿ってランダムな距離で形成されます。多波長フレアまたは孤立フレアが放出されるかどうかは、散逸が発生するジェットのベースからの距離に依存します。一般的に言えば、散逸が超大質量ブラックホールからの小さな/大きな距離で発生する場合、逆コンプトン/シンクロトロン放射が支配的であり、孤立したガンマ線/光フレアが現れる傾向があります。一方、散逸が中間距離で発生する場合は、多波長フレアが予想される場合があります。モデルが、フラットスペクトルラジオクエーサー3C279およびBLLacオブジェクトPKS2155-304からのさまざまなフレアのスペクトルエネルギー分布をうまく記述できることを示します。
TDEの流出はPeVニュートリノイベントを引き起こす可能性がありますか？
超高エネルギーニュートリノの起源はまだ観測的証拠がなく、その上、物理的メカニズムも不明です。PeVニュートリノイベント（IceCube-191001A）と、IceCube-191001Aの6か月前に検出された光潮汐破壊イベント（TDE、AT2019dsg）との関連があります。数値シミュレーションと観測は、TDEが超大質量ブラックホールの近くの雲と相互作用する超高速の流出を生成できることを示唆しました。この論文では、TDEの流出と雲の間の相互作用と可能な生産について研究します。流出と雲の相互作用によって生成される衝撃波では、陽子は流出速度0.07cと動的光度$10^{45}\rmerg/s$で$\sim$60PeVに加速されます。PeVニュートリノは、ハドロン反応によって生成されます。計算は、AT2019dsgから予想されるPeVニュートリノイベントが$\Gamma=1.5$のべき乗則陽子エネルギー分布に対して0.014であり、$\Gamma=1.9$に対して0.0016であることを示しています。ハドロン過程を通過するGeV--TeV$\gamma$線は、現在観測されている限界よりも低くなっています。雲と衝突するTDEセンターからの流出は、ニュートリノイベントとTDEの間の半年の遅れを自然に説明することができます。
選択したブレーザーのFermi-LAT $ \ gamma $線光度曲線の包括的なパワースペクトル密度分析
| Title |
Comprehensive_power_spectral_density_analysis_of_the_Fermi-LAT_$\gamma$-ray_light_curves_of_selected_blazars |
| Authors |
Natalia_\.Zywucka,_Mariusz_Tarnopolski,_Volodymyr_Marchenko,_Javier_Pascual-Granado |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.01761 |
選択したブレーザーのフェルミ大面積望遠鏡（LAT）光度曲線（LC）モデリングの結果を示します：6つのフラットスペクトル電波クエーサー（FSRQ）と5つのBLLacertae（BLLacs）。すべてのオブジェクトは、10年以上にわたって高密度にサンプリングされた長期LCを持っています。ブレーザーごとに、最新のLAT8年ソースカタログとfermipyパッケージ内で提供されるビニング分析を使用して、7、10、および14日のビニングで3つのLCを生成しました。LCは、フーリエ変換、Lomb-Scargleピリオドグラム（LSP）、自己回帰移動平均（ARMA）、自己回帰和分移動平均、連続時間自己回帰移動平均（CARMA）プロセス、ハーストなどのいくつかのツールを使用してモデル化されました。指数（$H$）、$\mathcal{A}-\mathcal{T}$平面、およびウェーブレットスカログラム。フーリエモデリングとLSPモデリングから計算されたべき乗則インデックス$\beta$は、互いに一致しています。多くのオブジェクトは$\beta\simeq1$を生成し、PKS2155$-$304はさらにフラットになりますが、一部は大幅に急勾配になります。Mrk501およびB21520+31。べき法則PSDは、観測された変動の根底にある$H$によって特徴付けられる自己アフィン確率過程を示します。$H$推定にはいくつかのアルゴリズムが採用されています。一部のオブジェクトでは、$H>0.5$であり、長期記憶を示しています。$3\sigma$有意水準で$612\pm42$日の周期でPKS2155$-$304データの準周期的振動（QPO）を確認しますが、他のオブジェクトのQPOは検出しません。ARMAの結果は、一般に、7日間のビン化されたLCでより高い次数を示し、10日および14日のビン化されたLCでより低い次数を示します。これは、LCの時間的変動が適合モデルによって一貫してキャプチャされることを意味します。CARMAモデリングは機能のないPSDにつながります。最近導入された$\mathcal{A}-\mathcal{T}$平面により、LCのみに基づいてPSDを正常に分類し、FSRQタイプとBLLacタイプのブレーザーを明確に分離できます。
| Title |
Multi-Messenger_Constraints_on_Magnetic_Fields_in_Merging_Black_Hole-Neutron_Star_Binaries |
| Authors |
Daniel_J._D'Orazio,_Zoltan_Haiman,_Janna_Levin,_Johan_Samsing,_and_Alejandro_Vigna-Gomez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.01979 |
LIGO-Virgo-KAGRAコラボレーションは最近、ブラックホール中性子星（BHNS）連星システムGW200105とGW200115の合併から重力波（GW）を検出しました。一致する電磁（EM）の対応物は検出されませんでした。両方のシステムの質量比とBHスピンは、BH事象の地平線の外側でNSを整然と破壊するのに十分ではありませんでしたが、EM放出のその他の磁気圏メカニズムはこのレジームに存在し、NS磁場強度に敏感に依存します。GW測定とEMフラックスの上限を組み合わせて、NS表面磁場強度に上限を設定します。上限を超えると、磁気圏放射モデルが観測可能なEM対応物を生成します。エネルギーが$\lesssim1$〜secondを超えるガンマ線で出力されるブラックホールバッテリーメカニズムを動力源とする火の玉モデルを検討します。Fermi-GBMまたはINTEGRALSPI-ACSによる検出がない一貫性により、NS表面磁場が$\lesssim10^{15}$〜Gに制限されます。したがって、GWの検出とEMの上限の組み合わせにより、GW200105とGW200115のNS、およびGW190814の推定NSが、合併するまで$\gtrsim10^{15}$〜Gの双極子磁場を保持するという理論上の可能性が除外されます。彼らはまた、強く磁化されたマグネターがBHとすぐに融合する形成シナリオを除外します。あるいは、これらのシステムでのBHバッテリー駆動の火の玉メカニズムの操作を除外します。これは、BHNSシステムのNS磁場に対する最初のマルチメッセンジャー制約であり、NS進化のこの時点で磁場をプローブするための新しいアプローチです。これは、BHNS合併のマルチメッセンジャー分析が、BHNS形成シナリオ、NSでの磁場の進化、およびBHNS磁気圏相互作用の物理学に対して持つ制約力を示しています。
G17.8 + 16.7：新しい超新星残骸
非熱的電波放射は、ガンマ線源FHESJ1723.5-0501の領域で検出されます。エミッションは直径0.8度のほぼ円形です。観測は、新しい超新星残骸、G17.8+16.7としてのその性質を確認します。領域の無線データとガンマ線観測を使用して、ソースパラメータの制約を導き出します。オブジェクトまでの距離は、おそらく1.4〜3.5kpcの範囲です。10kyrのオーダーのSNR年齢は、無線およびGeV機能と互換性がありますが、それより古いまたはより若いSNRを除外することはできません。単純な1ゾーンレプトンモデルは、銀河面の外側の位置での光源の多波長非熱フラックスを自然に説明します。
X線パルサーOAO1657-415のトルク反転と軌道プロファイル
OAO1657-415は、風力およびディスク供給システムの中で非定型の超巨星X線連星であり、数十日程度続く交互のスピンアップ/スピンダウン間隔を示しています。{\itFermi}/GBMによって監視されたスピン履歴と、{\itSwift}/BATおよび{\itMAXI}/GSCからのフラックスに基づいて、OAO1657-415のさまざまなトルク状態を調査します。そのスピン周波数の導関数は、急速なスピンアップエピソード中の{\itSwift}/BATフラックスとよく相関し、急速なスピンダウンエピソード中の{\itSwift}/BATフラックスと反相関し、その間は相関しません。スピンダウンエピソードの軌道プロファイルは、スピンアップエピソードの軌道プロファイルと比較して、0.2と0.8の軌道位相の周りで2分の1に減少します。スピンダウンエピソードの軌道硬度比プロファイルも、日食中期に近い段階の周りのスピンアップエピソードのそれよりも低く、スピンよりもスピンダウンエピソードの方が中性子星と観測者の間に多くの物質があることを意味します-これらのフェーズの周りのエピソードをアップします。これらの結果は、中性子星のトルク状態が軌道スケールでの物質の流れと関連しており、スピンダウン/スピンアップトルク逆転の逆行/順行円盤降着シナリオをサポートしていることを示しています。
若い大質量星団におけるGW190521の動的起源
GW190521は、これまでに観測された中で最も大規模な連星ブラックホール（BBH）の合併です。その独特の特性のために、このシステムの起源はまだ議論の余地があります：いくつかのヒントは発祥の地として密集した恒星環境を支持するかもしれません。ここでは、直接N体シミュレーションを使用して、若い大質量星団（YSC）での3体遭遇によるGW190521のようなシステムの形成の可能性を調査します。
近赤外線イメージングモザイクの観察、キャリブレーション、および削減
近赤外線帯域では、天体画像データセットの同時追加とタイリングには、十分に高いキャリブレーション品質（フラットフィールド、バックグラウンド減算）が必要です。ここでは、アリゾナ州の6.5mMMTで動作するMMTとマゼラン赤外線分光器（MMIRS）を使用してイメージングモザイクを取得するための完全なワークフローと、モザイク観測の準備とデータ削減のためにMMIRSパイプライン用に開発されたオープンソースアドオンツールを紹介します。。ディザリングパターンやモザイクレイアウトの設計、絶対的な位置天文および測光キャリブレーションを実行するための後処理ステップなどの事前観測アクションについて説明し、HiPSマップを生成してAladin/AladinLiteで最終データ製品を表示します。
SDSS-IV MaStar：MaStarStellarライブラリのデータ駆動型パラメータの導出
| Title |
SDSS-IV_MaStar:_Data-driven_Parameter_Derivation_for_the_MaStar_Stellar_Library |
| Authors |
Julie_Imig,_Jon_A._Holtzman,_Renbin_Yan,_Daniel_Lazarz,_Yanping_Chen,_Lewis_Hill,_Daniel_Thomas,_Claudia_Maraston,_Moire_M._K._Prescott,_Guy_S._Stringfellow,_Dmitry_Bizyaev,_Rachael_L._Beaton,_Niv_Drory |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.01669 |
MaNGAステラライブラリ（MaStar）は、すべてのスペクトルタイプをカバーするように設計された高品質の経験的星スペクトルの大規模なコレクションであり、アパッチポイント天文台（MaNGA）の近くの銀河のマッピングで観測された銀河の星の種族分析での使用に最適です。ライブラリには、スペクトル分解能が$R\sim1800$で、波長範囲が$3,622-10,354$\r{A}の24,130個の固有の星の59,266個のスペクトルが含まれています。この作業では、ライブラリ内のスペクトルごとに5つの物理パラメータを導出します。有効温度（$T_{eff}$）、表面重力（$\logg$）、金属性（$[Fe/H]$）、マイクロ-乱流速度（$\log（v_{micro}）$）、およびアルファ要素の存在量（$[\alpha/Fe]$）。これらのパラメータは、ニューラルネットワークモデルを使用する柔軟なデータ駆動型アルゴリズムを使用して導出されます。アパッチポイント天文台銀河進化実験（APOGEE）でも観測された1,675個のMaStarターゲットのサブセットを使用してニューラルネットワークをトレーニングし、このリファレンスセットに独立して導出されたAPOGEEステラパラメーターと化学物質存在比パイプライン（ASPCAP）パラメーターを採用します。APOGEEトレーニングセット（$7,000\leqT\leq30,000$K）で十分に表されていないパラメーター空間の領域については、理論モデルスペクトルを補足します。不確実性の分析および文献からの他の分析との比較とともに、導出されたパラメーターを提示します。
紫外線天文アプリケーション用のCMOSセンサーの低照度性能の特性評価
| Title |
Characterization_of_Low_Light_Performance_of_a_CMOS_sensor_for_Ultraviolet_Astronomical_Applications |
| Authors |
Timothee_Greffe,_Roger_Smith,_Myles_Sherman,_Fiona_Harrison,_Hannah_Earnshaw,_Brian_Grefenstette,_John_Hennessy,_Shouleh_Nikzad |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.01691 |
140Kまでの温度での耐放射線SRI4K$\times$2KCMOSイメージセンサーの性能を報告します。長時間露光中の読み出しグローを抑制するバイアス方式は、0.077$\mathrm{m\mathrm{e^-}/s}$暗い現在のフロアは160Kで到達し、184Kで1$\mathrm{m}\mathrm{e^-}\mathrm{s}$に上昇します。読み取り速度と読み取りノイズ。読み取りノイズの中央値1.43$\mathrm{e^-}$は、700$\mathrm{kpix/s/ch}$でのラインワイズデジタル相関ダブルサンプリングを使用して達成されます。これは1.5$\に相当します。mathrm{s}$読み出し時間。高ゲインモードでの15$\mathrm{k}\mathrm{e^-}$ウェル容量は、デュアルゲインモードで120$\mathrm{k}\mathrm{e^-}$に拡張されます。読み出し中に光生成電荷を継続的に収集することで、短時間露光と長時間露光を組み合わせることにより、露光効率をわずか1\％$失うだけで、$10^6\、\mathrm{e^-}$有効井戸容量を超えるダイナミックレンジの拡張が可能になります。非線形性を補正するための2次近似により、ゲイン補正の残差が低ゲインモードでは$1.5\％$から$0.2\％$に、高ゲインモードでは$0.4\％$に減少します。隣接するピクセルへのクロストークは、垂直方向に$0.4\％$、水平方向に$0.6\％$、対角線上に$0.1\％$です。これらの特性に加えて、比較的大きな（$10\mathrm{\mu}\mathrm{m}$）ピクセルサイズ、準4面バタビリティ、電子シャッター、サブアレイ読み出しにより、このセンサーは、宇宙での広視野イメージングに最適です。空の背景が非常に低いFUV波長。
| Title |
Open-source_Analysis_Tools_for_Multi-instrument_Dark_Matter_Searches |
| Authors |
T._Miener,_D._Kerszberg,_C._Nigro,_J._Rico,_D._Nieto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.01818 |
暗黒物質（DM）の性質は、物理学ではまだ未解決の問題です。ガンマ線望遠鏡とニュートリノ望遠鏡は数年前からDMシグネチャを検索しており、これまでのところ検出されていません。彼らの探求において、これらの望遠鏡は、適切に組み合わされ分析された場合、個々の機器によって設定されたDMの性質に対する制約を改善することができる豊富な観測を集めました。この寄稿では、前述の複合分析を実行することを目的とした2つのオープンソース分析ツールを紹介します。結合尤度関数の数値最大化のための汎用ROOTベースのコードフレームワークであるgLikeと、Pythonベースのツールを組み合わせたLklComです。さまざまな機器からの可能性により、DM消滅断面で複合除外限界が生成されます。
CTLearnで深い畳み込みニューラルネットワークを使用したMAGIC望遠鏡によるIACTイベント分析
| Title |
IACT_event_analysis_with_the_MAGIC_telescopes_using_deep_convolutional_neural_networks_with_CTLearn |
| Authors |
T._Miener,_R._L\'opez-Coto,_J._L._Contreras,_J._G._Green,_D._Green_(for_the_MAGIC_Collaboration),_E._Mariotti,_D._Nieto,_L._Romanato,_S._Yadav |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.01828 |
主要大気ガンマイメージングチェレンコフ（MAGIC）望遠鏡システムは、2つのイメージング大気チェレンコフ望遠鏡（IACT）で構成され、カナリア諸島のラパルマ島にあります。IACTは、大気によるガンマ線と宇宙線の吸収に起因する空気シャワーの画像を検出することにより、非常に高エネルギー（数十GeV以上）のガンマ線空を検査するための優れたツールです。シャワーで放出されたチェレンコフ光子。ガンマ線源に対するIACTの感度を決定する主な要因の1つは、一般に、エアシャワーをトリガーする一次粒子の特性（タイプ、エネルギー、および入射方向）がどれだけうまく再構築されているかです。IACTフルイベント再構築の有望な方法として、どのように深い畳み込みニューラルネットワーク（CNN）が検討されているかを示します。メソッドのパフォーマンスは、標準のMAGIC分析および再構築ソフトウェア、MARS、および深層学習によるIACTイベント再構築のパッケージであるCTLearnを使用して観測データで評価されます。
UV-Vis範囲での蒸着水氷の屈折率と吸光係数
| Title |
Refractive_index_and_extinction_coefficient_of_vapor-deposited_water_ice_in_the_UV-Vis_range |
| Authors |
Jiao_He,_Sharon_J._M._Diamant,_Siyu_Wang,_Haochuan_Yu,_Will_R._M._Rocha,_Marina_Rachid,_Harold_Linnartz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.01887 |
蒸気堆積した水氷の光学特性、特に屈折率と消光係数の実験結果は、主に選択された波長のセットと限られた数の堆積温度で利用できます。実験的な制限がブロードバンドデータの欠如の主な理由です。これは、天文および惑星の観測を解釈および予測するためにこれらの量が必要であるため、残念なことです。この作業の目標は、UV-可視範囲全体にわたって信頼性の高い水氷データを迅速に提供できる実験的なブロードバンド手法を使用して、これらの不足しているデータに対処することです。このアプローチは、単色HeNeレーザーと広帯域Xeアークランプの同時使用を組み合わせて、天文学的に適切な氷温での堆積中の水氷の干渉縞を記録します。氷の厚さは通常20$\mu$m以上です。単色干渉パターンと広帯域干渉パターンの両方を組み合わせた周期と強度のパターンを分析することで、波長に依存する屈折率と吸光係数を決定できます。250〜750nmの波長と、30〜160Kの間に堆積した氷の正確な屈折率と吸光係数のグラフを示します。データから、報告されていない110〜130Kの領域の氷の構造変化の可能性を見つけます。前。また、この論文で提示されたデータは、氷の表面の天文観測を解釈するために使用できることについても説明します。
深層学習を使用した超高エネルギー宇宙線の質量組成の特定
| Title |
Identifying_mass_composition_of_ultra-high-energy_cosmic_rays_using_deep_learning |
| Authors |
O._Kalashev,_I._Kharuk,_M._Kuznetsov,_G._Rubtsov,_T._Sako,_Y._Tsunesada,_Ya._Zhezher |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.02072 |
深層学習を用いて超高エネルギー宇宙線の質量組成を特定するための新しい方法を紹介します。この方法の重要なアイデアは、2つのニューラルネットワークのチェーンを使用することです。最初のネットワークは個々のイベントの一次粒子のタイプを予測し、2番目のネットワークはイベントのアンサンブルの質量構成を推測します。この方法を望遠鏡アレイ表面検出器の読み取り値のモンテカルロデータに適用すると、4成分近似で7％という前例のない低い誤差が得られます。統計誤差は、シミュレーションに使用されるハドロン相互作用モデルの選択に関連する体系的な誤差よりも劣ることが示されています。
最近の2つのFUOri爆発の分光光度法と高分解能スペクトルへの定常降着円盤モデルの適用
| Title |
Application_of_a_Steady-State_Accretion_Disk_Model_to_Spectrophotometry_and_High-Resolution_Spectra_of_Two_Recent_FU_Ori_Outbursts |
| Authors |
Antonio_C._Rodriguez_and_Lynne_A._Hillenbrand |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.01549 |
従来の降着円盤モデルを、FUOri型オブジェクトHBC722およびGaia17bpiに適用します。私たちの基本モデルは、修正されたシャクラ-スニャーエフ温度プロファイルを特徴とする定常状態の薄いケプレリアンディスクであり、各環は、適切な温度でNextGen大気によって与えられる面積加重スペクトルとして放射します。「境界領域」のような効果を説明するために、ディスクの最も内側の領域の温度分布を変更することにより、標準モデルからの逸脱を調査します。データに最適なモデルを評価する際には、全体的なスペクトルエネルギー分布（SED）と、中解像度および高解像度のスペクトルを考慮します。パラメータの縮退は、マルコフ連鎖モンテカルロ（MCMC）パラメータ推定手法を介して研究されます。すべてのパラメーターを変更できるようにすると、HBC722の降着率は$\dot{M}=10^{-4.90}M_\odot\textrm{yr}^{-1}\;になります。{}^{+0.99}_{-0.40}\textrm{dex}$および$\dot{M}=10^{-6.70}M_\odot\textrm{yr}^{-1}\のガイア17bpiの場合;{}^{+0.46}_{-0.36}\textrm{dex}$;対応する最大ディスク温度は、それぞれ$7100_{-500}^{+300}$Kと$7900_{-400}^{+900}$Kです。HBC722の降着率は、他のFUオリオン座型天体と同じオーダーですが、ガイア17bpiは、以前に報告された典型的なものよりも低く、光度が低いことに比例しています。一部のディスクまたは恒星のパラメーターを修正する代替モデルも提示され、残りの適合パラメーターの信頼区間が狭くなっています。$\dot{M}$値のある程度大きな信頼区間を改善し、境界層の特性評価を進めるには、フラックス校正された紫外分光法が必要です。
太陽エネルギー粒子におけるエネルギースペクトル対元素存在量および磁気リコネクションと衝撃加速の役割
| Title |
Energy_Spectra_vs._Element_Abundances_in_Solar_Energetic_Particles_and_the_Roles_of_Magnetic_Reconnection_and_Shock_Acceleration |
| Authors |
Donald_V._Reames |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.01568 |
数MeV/amuのエネルギーでの太陽エネルギー粒子（SEP）イベントにおけるエネルギースペクトル指数と元素存在比の向上との関係を再検討します。相関する振る舞いは、高速で広いコロナ質量放出（CME）によって駆動される衝撃波によって、すべてのイオンが周囲のコロナプラズマから加速される最大の段階的なSEP4イベントでのみ見られます。この相関する存在量の振る舞いは、イベント中のスペクトルインデックスの複雑な時間変化を追跡できます。他の（SEP3）イベントでは、CME駆動の衝撃波が、数日おきに、超熱衝撃イオンの単一プールからのサンプルシード粒子が以前に寄与しました。以前はソーラージェットの磁気リコネクションに関連していた、より小さく、Feに富む、衝撃的なSEPイベントのうち、半分以上がCME駆動の衝撃波（SEP2）によって再加速され、典型的なイオン強度が衝撃速度と64％の相関関係を持ちます。これらのSEP2イベントでは、衝撃加速の開始は、存在量の新しい成分である大きな陽子過剰によって示されます。残りのSEP1イベントには、衝撃加速の証拠がありません。ただし、磁気リコネクションによって決定されたアバンダンスを持つこれらすべてのイベント（SEP1〜SEP3）では、スペクトルとアバンダンスが分離されます。
ディスク不安定性モデルへの挑戦：I-YZLMiの場合
YZLMiの観測は、爆発中および静止ディスクが大きい場合に、ディスクリムでの衝撃を超えてストリーム軌道に沿って放出が強化されたことを示しています。これらの機能が、ガス流のオーバーフローまたはバーストディスクのディスク不安定性（DIM）および物質移動不安定性（MTIM）モデルのフレームワーク内への浸透のいずれかで説明できるかどうかを調査しました。ガスストリームのオーバーフローは、ストリームの垂直スケールの高さが外側のディスクのスケールの高さよりも大幅に低く、小さなディスクでは防止しながら大きなディスクでストリームのオーバーフローを可能にするパラメータの組み合わせがないため、不可能です。ストリームの浸透には、ガスストリームが外側のディスク領域よりも密度が高い必要があります。この要件は、低粘度のDIMディスクでは満たすことができません。これは、その密度が、熱粘性不安定性が発生する物質移動速度の全範囲にわたってガス流の密度よりも大幅に大きいためです。一方、高粘度のMTIMディスクは密度がはるかに低く、半径が大きくなると減少します。これにより、爆発時（物質移動係数とストリーム密度が増加する場合）や大きな静止ディスクでもガスストリームの浸透が容易になります。観察された機能はDIMと一致していませんが、MTIMによってもっともらしく説明できます。これらの結果は、YZLMiの爆発が、物質移動係数のバーストに対する高粘度ディスクの応答であることを示唆しています。この場合、（2-3）dのバースト低下タイムスケールは、アルファ=3-4の範囲の粘度パラメーターを意味します。
太陽極小期、宇宙天気、夜空の明るさをリンクする
この論文は、2018年9月4日から2020年4月30日までの広帯域夜空大気光強度の時系列観測と分析を示します。データは、ソーラーサイクル24の歴史的に深い最小値からソーラーサイクル25の開始までの8500kmを超える5つのサイトで取得されました。新しい時系列観測は、太陽の10.7cmの太陽フラックスの対応する変化を伴わない、これまで認識されていなかった広帯域の夜空の明るさの変動の重要な原因が、深い太陽の最小値の間に発生することを示しています。太陽極小期が深いときでさえ、自然の夜空の明るさが一定になることはめったにありません。分、時間、日、月の時間スケールによる変化が観察されます。半年ごとの夜空の明るさの変化は、惑星間磁場に対する地球の磁場の向きの変化と一致しています。地球のバウショックノーズに到達する太陽コロナホールからの太陽風プラズマストリームは、主要な夜空の明るさの増加イベントと一致しています。地球の表面に沿って8500kmを超える場所では、非常に明るいまたは非常に暗い夜空の大気光の放出と共通の夜が発生します。この観察事実の理由は未解決の問題のままです。もっともらしい、地上の夜の大気光と地磁気の指標は、地球の磁気圏に入力された太陽エネルギーに対して同様の反応を示します。私たちの経験的結果は、ブロードバンドの夜空の明るさの変動を理解および予測するための定量的基礎に貢献しています。それらは、天文学、惑星科学、宇宙天気、光害、生物学、およびレクリエーションの研究に適用できます。
Gaia19bldの分光学的フォローアップ
| Title |
A_spectroscopic_follow-up_for_Gaia19bld |
| Authors |
E._Bachelet,_P._Zileinski,_M._Gromadzki,_I._Gezer,_K._Rybicki,_K._Kruszynska,_N._Ihanec,_L._Wyrzykowski,_R._A._Street,_Y._Tsapras,_M._Hundertmark,_A._Cassan,_D._Harbeck_and_M._Rabus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.01676 |
それらの希少性のために、銀河円盤でのマイクロレンズイベントは非常に興味深いものであり、分光学的フォローアップによって補足された高ケイデンス測光観測は、レンズシステムの物理的パラメーターを制約するために必要です。特に、レンズの距離と質量を正確に測定するには、光源の特性を正確に推定する必要があります。マイクロレンズソースの特性を導き出し、最終的にはレンズの質量と距離を推定するために、マイクロレンズイベントGaia19bldの分光学的フォローアップを実施しました。イベントの過程で、世界中の複数のサイトから低解像度および高解像度の分光法を取得しました。スペクトル線とテンプレートマッチング分析により、ソースの2つの独立した一貫した特性が得られました。ソースは地球から約8.5kpcにある赤色巨星であることがわかりました。私たちの結果を測光分析と組み合わせると、Dl=5.5kpcの距離でMl=1.1Mのレンズ質量が得られました。スペクトル（検出上限V<17等）に有意な混合光は見られず、測光観測と一致しています。したがって、レンズが主系列星である可能性を排除することはできません。実際、このシナリオでは、レンズの明るさは約20等と予測されています。これは、検出限界よりもはるかに暗い値になります。
ケプラーフィールドからの7つの金属に乏しい赤色巨星の化学力学と星震学の年代
| Title |
Chemo-dynamics_and_asteroseismic_ages_of_seven_metal-poor_red_giants_from_the_Kepler_field |
| Authors |
Arthur_Alencastro_Puls,_Luca_Casagrande,_Stephanie_Monty,_David_Yong,_Fan_Liu,_Dennis_Stello,_Victor_Aguirre_B{\o}rsen-Koch_and_Ken_C._Freeman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.01703 |
この作業では、太陽のような振動、高分解能分光法、ガイア位置天文学からの情報を組み合わせて、7つの金属に乏しい赤色巨星のグループの恒星の年齢、化学物質の存在量、運動学を導き出し、多次元の時間化学力学的空間でそれらを特徴付けます。化学物質の存在比は、Keck/HIRESスペクトルで1DLTE雰囲気を使用する古典的な分光分析によって導き出されました。ケプラーからの星震学情報の入手可能性を利用して、星の年齢、質量、および半径をグリッドベースのモデリングで計算しました。動的特性は、ガイアEDR3位置天文ソリューションを使用してGalpyで決定されました。私たちの結果は、過小評価された視差エラーが、モデルグリッドのさまざまな選択よりもガイア視差の効果をより重要にすることを示唆しています。この研究の星のうちの2つは、潜在的に進化したハローブルーはぐれ星として識別されます。4つの天体は、降着した天の川ハローのメンバーである可能性が高く、既知の降着イベントとの関係の可能性について説明します。
PSPの最初の7つの軌道から観測された慣性範囲の磁気変動異方性
| Title |
Inertial_range_magnetic_fluctuation_anisotropy_observed_from_PSP_first_seven_orbits |
| Authors |
L.-L._Zhao,_G._P._Zank,_L._Adhikari,_M._Nakanotani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.01711 |
太陽風の乱流は、平均磁場に関して異方性です。測定値の明らかな変化は、固有の乱気流特性の変化または宇宙船のサンプリング方向の単純な変化のいずれかが原因である可能性があるため、異方性は太陽風のその場乱気流観測を解釈するときにあいまいさをもたらします。パーカーソーラープローブが0.1から0.6AUの範囲の最初の7つの軌道で観測した慣性範囲のスペクトル指数と磁気圧縮率を使用して、あいまいさを示します。サンプリング方向の影響を解明するために、波数ベクトルの異方性が2次元（2D）とスラブの乱流輸送モデルと一致しているかどうかを評価し、2Dとスラブのコンポーネントのパワーの割合を決定します。私たちの結果は、2Dとスラブのモデルがデータと一致しており、2Dとスラブのコンポーネント間の電力比が半径方向の距離に依存し、2D変動の相対電力が太陽に近づくにつれて小さくなることを確認しています。
Gaia 20eae：新たに発見された偶発的に降着する若い星
| Title |
Gaia_20eae:_A_newly_discovered_episodically_accreting_young_star |
| Authors |
Arpan_Ghosh_(1_and_2),_Saurabh_Sharma_(1),_Joe._P._Ninan_(3_and_4),_Devendra_K._Ojha_(5),_Bhuwan_C._Bhatt_(6),_Shubham_Kanodia_(3_and_4),_Suvrath_Mahadevan_(3_and_4),_Gudmundur_Stefansson_(7),_R._K._Yadav_(8),_A._S._Gour_(2),_Rakesh_Pandey_(1_and_2),_Tirthendu_Sinha_(1_and_9),_Neelam_Panwar_(1),_John_P._Wisniewski_(10),_Caleb_I._Canas_(3,_4_and_11),_Andrea_S._J._Lin_(3_and_4),_Arpita_Roy_(12_and_13),_Fred_Hearty_(3_and_4),_Lawrence_Ramsey_(3_and_4),_Paul_Robertson_(14),_Christian_Schwab_(15)_(_(1)_Aryabhatta_Research_Institute_of_Observational_Sciences_(ARIES),_Manora_Peak,_Nainital_263_001,_India,_(2)_School_of_Studies_in_Physics_and_Astrophysics,_Pandit_Ravishankar_Shukla_University,_Raipur_492010,_Chhattisgarh,_India_(3)_Department_of_Astronomy_and_Astrophysics,_The_Pennsylvania_State_University,_525_Davey_Laboratory,_University_Park,_PA_16802,_USA,_(4)_Center_for_Exoplanets_and_Habitable_Worlds,_The_Pennsylvania_State_University,_525_Davey_Laboratory,_University_Park,_PA_16802,_USA,_(5)_Department_of_Astronomy_and_Astrophysics,_Tata_Institute_of_Fundamental_Research_(TIFR),_Mumbai_400005,_Maharashtra,_India,_(6)_Indian_Institute_of_Astrophys.,_II_Block,_Koramangala,_Bangalore_560_034,_India,_(7)_Princeton_University,_Princeton,_United_States,_(8)_National_Astronomical_Research_Institute_of_Thailand,_Chiang_Mai,_50200,_Thailand,_(9)_Kumaun_University,_Nainital_263001,_India,_(10)_Homer_L._Dodge_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Oklahoma,_Norman,_OK_73019,_USA,_(11)_NASA_Earth_and_Space_Science_Fellow,_(22)_Space_Telescope_Science_Institute,_3700_San_Martin_Drive,_Baltimore,_MD_21218,_USA,_(13)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Johns_Hopkins_University,_3400_North_Charles_Street,_Baltimore,_MD_21218,_USA,_(14)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_California_Irvine,_Irvine,_CA_92697,_USA,_(15)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Macquarie_University,_Balaclava_Road,_North_Ryde,_NSW_2109,_Australia_) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.01717 |
GaiaAlertSystemは、2020年8月28日、Gaia20eaeで、光度曲線が$\sim$4.25のマグニチュードバーストを示したときにアラートを発行しました。2020年8月以降のこの光源の多波長測光および分光追跡観測を提示し、FUor/EXorファミリーの光源の最新メンバーとして識別します。ガイア20eaeの現在の明るさは、ダスト除去イベントによるものではなく、スペクトルエネルギー分布の固有の変化によるものであることがわかります。Gaia20eaeの光度曲線は、その明るさの大部分（$\sim$3.4mag）が34日の短いタイムスケールで、3mag/月の上昇率で発生した遷移段階を示しています。Gaia20eaeは現在、0.3等/月の速度で崩壊し始めています。H$\alpha$で強いはくちょう座プロファイルを検出しました。これは、降着に近い地域から発生する風の存在を示しています。この爆発段階の間に、ガイア20eaeで非常に強く乱流の流出と降着の兆候が見られます。また、すべてのCaIIIRトリプレットラインで赤方偏移した吸収成分を検出しました。これは、磁気圏降着漏斗内の高温の落下ガスの特徴と一致しています。これにより、降着漏斗に対する視角を制限することができます。ガイア20eaeの調査は、磁気圏の降着が現在の爆発の現象であることを示しています。
フレア太陽活動領域のホール電磁流体力学と電磁流体力学の進化の比較
| Title |
Comparison_of_the_Hall_Magnetohydrodynamics_and_Magnetohydrodynamics_evolution_of_a_flaring_solar_active_region |
| Authors |
Kamlesh_Bora,_Ramit_Bhattacharyya,_Avijeet_Prasad,_Bhuwan_Joshi,_Qiang_Hu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.01785 |
この作業では、フレア太陽活動領域のホール電磁流体力学（HMHD）および電磁流体力学（MHD）の数値シミュレーションをテストベッドとして分析し、冠状動脈の速度を2桁遅くすることを理想化します。HMHDは、より高速な磁気リコネクションをサポートし、MHDと比較して磁力線の進化がより複雑になります。フレアを引き起こす磁気リコネクションは、関連する多波長観測で補強された数値シミュレーションによって調査されます。初期の冠状磁場は、光球ベクトル磁場の力のない外挿によって構築されます。フレアに関与する磁気構造はフラックスロープであると識別され、その上にある磁力線は、3次元のヌルポイントとヌルラインとともに準セパラトリックス層（QSL）を構成します。MHDシミュレーションと比較して、HMHDシミュレーションは、コロナのより高い位置にあるQSLでさらに再接続する、上にある力線とともにロープのより高くより速い上昇を示します。力線のフットポイントは、彩層にフレアリボンの中央部分が配置されているHMHDの場合の観測とよく一致しています。さらに、HMHDでは力線が円形パターンで回転していることがわかりますが、MHDの結果ではそのような回転は見られません。興味深いことに、プラズマは共空間彩層領域で回転していることも観察されており、HMHDシミュレーションの信頼性が高まります。前述の合意に基づいて、HMHDシミュレーションは観察結果とよりよく一致することがわかり、したがって、探索するための新しい道が開かれます。
熱崩壊とレプトクォークメディエーターによる暗黒物質の存在量
| Title |
Dark_Matter_abundance_via_thermal_decays_and_leptoquark_mediators |
| Authors |
Benedetta_Belfatto,_Dario_Buttazzo,_Christian_Gross,_Paolo_Panci,_Alessandro_Strumia,_Natascia_Vignaroli,_Ludovico_Vittorio,_Ryoutaro_Watanabe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.14808 |
暗黒物質（DM）の存在量を再現するための新しいメカニズム、つまり1つのDM粒子が軽い標準模型粒子に散乱することを探ります。DMが凍結し、パイ中間子の質量の前後に質量がある場合、その崩壊の強い限界を満たすことができます。これは、たとえば、右巻きニュートリノがレプトクォーク交換を介して荷電フェルミ粒子と相互作用する理論で発生します。これらのレプトクォークは、フレーバー構造についての仮定がなされている場合、B物理学の異常によって動機付けられたものにリンクすることができます。DM信号は異常であり、直接および間接検出の興味深い可能性があります。代わりに、熱凍結を実現するには、複数のDMフレーバーを備えたモデルと、通常のペア消滅で必要とされるものよりもパラメトリックに小さい結合が必要です。
天文学と天体物理学の言語モデルであるastroBERTの構築
| Title |
Building_astroBERT,_a_language_model_for_Astronomy_&_Astrophysics |
| Authors |
Felix_Grezes,_Sergi_Blanco-Cuaresma,_Alberto_Accomazzi,_Michael_J._Kurtz,_Golnaz_Shapurian,_Edwin_Henneken,_Carolyn_S._Grant,_Donna_M._Thompson,_Roman_Chyla,_Stephen_McDonald,_Timothy_W._Hostetler,_Matthew_R._Templeton,_Kelly_E._Lockhart,_Nemanja_Martinovic,_Shinyi_Chen,_Chris_Tanner,_Pavlos_Protopapas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.00590 |
NASA天体物理データシステム（ADS）を探索するための既存の検索ツールは、非常に豊富で強力です（たとえば、類似したトレンドの演算子）が、研究者はまだセマンティック検索を完全に活用することを許可されていません。たとえば、「プランクミッションの結果」のクエリでは、ユーザーからさらに明確にすることなく、プランクのさまざまな意味（人、ミッション、定数、機関など）をすべて区別できる必要があります。ADSでは、最新の機械学習と自然言語処理技術を最近の天文学出版物のデータセットに適用して、Googleでの研究に基づく深い文脈言語モデルであるastroBERTをトレーニングしています。astroBERTを使用して、ADSデータセットを充実させ、その発見可能性を向上させることを目指しています。特に、独自の名前付きエンティティ認識ツールを開発しています。ここでは、予備的な結果と学んだ教訓を紹介します。
磁気せん断におけるアルヴェーン波による速度論的加熱
第一原理速度論的シミュレーションにより、不均一なバックグラウンドで伝播する大規模なアルフベン波（AW）が動的アルフベン波（KAW）に崩壊し、イオンと電子のエネルギーをトリガーすることを示します。2つの種が異なる量の初期AWエネルギーにアクセスでき、異なる加熱を経験する可能性があることを示します。崩壊過程の間に、KAWによって運ばれる電場は、宇宙観測に従って、粒子VDFに非マクスウェル特徴を生成します。私たちが提示するプロセスは、大規模なAWと磁気シアーとの相互作用のみを必要とし、いくつかの天体物理学および実験室のプラズマに関連する可能性があります。
場の量子論の私たちの理解は、主に摂動論における明示的で制御された計算に基づいています。このため、宇宙論的時空に関する摂動法の把握を改善するために、最近の努力が注がれています。樹木レベルでの平坦な空間での散乱振幅は単純な代数演算から得られますが、宇宙論的観測量では物事はより困難です。実際、宇宙相関関数または関連する波動関数係数を計算するには、すでにツリーレベルでネストされた時間積分の数が増えていることを評価する必要があり、これは計算上困難です。ここでは、現象学的に関連する理論の大規模なクラスでこの問題を回避する、ド・ジッター時空における宇宙論的波動関数の新しい「微分」表現を提示します。ツリーレベルのファインマン-ウィッテン図が与えられた場合、シード関数と、それを質量のないスカラーと重力子のスケール不変、パリティ不変理論の目的の波動関数係数に変換する微分演算子を書き留める簡単な代数規則を与えます。ブーストを破る相互作用。特に、これは、インフレーションまたは固体インフレーションの有効場の理論によって記述されたものなど、現象学的に関連する理論の大規模なクラスに適用されます。ネストされたバルク時間積分を境界運動学的データの導関数と交換することは、特に多くの頂点を含むプロセスに対して、大きな計算上の利点を提供します。
N = 50付近の中性子に富む原子核の有限温度電子捕獲率とコア崩壊超新星シミュレーションへの影響
| Title |
Finite-temperature_electron-capture_rates_for_neutron-rich_nuclei_around_N=50_and_effects_on_core-collapse_supernovae_simulations |
| Authors |
S._Giraud,_E._M._Ney,_A._Ravli\'c,_R.G.T._Zegers,_J._Engel,_N._Paar,_B.A._Brown,_J.-M._Gabler,_J._Lesniak,_J._Rebenstock |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.01626 |
コア崩壊超新星の崩壊段階で重要な役割を果たす$Z=28$のすぐ上にある、$N=50$付近の原子核に焦点を当てて、恒星電子捕獲（EC）率の温度依存性を調査します（CCSN）。恒星EC率の2つの新しい微視的計算は、温度と密度の従来のグリッドについて、相対論的および非相対論的有限温度準粒子ランダム位相近似アプローチから得られます。どちらのアプローチにも、ガモフ-テラー遷移によるEC率が含まれています。相対論的計算には、最初に禁制された遷移からの寄与も含まれ、EC率に強く追加されます。新しいECレートは、$^{86}$Krの特定のケースの大規模なシェルモデル計算と比較され、ECレートに対する有限温度の影響についての洞察を提供します。コア崩壊に関連する熱力学的条件では、この作業のさまざまな計算間の不一致は約1桁以内です。CCSNの数値シミュレーションは、球対称GR1Dシミュレーションコードを使用して実行され、崩壊のダイナミクスに対するそのような違いの影響を定量化します。これらのシミュレーションには、2つのパラメーター化された近似に基づくECレートも含まれています。ニュートリノの光度とコアバウンスでの密閉質量の比較は、ECレートの異なるセットを使用したシミュレーション間の差が比較的小さいことを示し（$\約5\％$）、これらのシミュレーションの入力として使用されるECレートが良好になったことを示唆しています制約されています。
比例エレクトロルミネッセンス（EL）は、液相での粒子散乱によって生成されたイオン化信号を気相で光学的に記録するために、2相暗黒物質検出器で使用される物理的効果です。私たちの以前の研究では、エキシマー放出による通常のELメカニズムに加えて、希ガス中の新しいELメカニズム、つまり中性制動放射（NBrS）の存在が理論的および実験的に実証されました。この作業では、同様の理論的アプローチが高貴な液体、つまり液体ヘリウム、ネオン、アルゴン、クリプトン、キセノンに適用できることを示します。特に、高貴な液体中のNBrSELの光子収量とスペクトルは、Cohen-LeknerとAtrazhevの理論の枠組みで得られた電子エネルギーと輸送パラメータを使用して初めて計算されました。得られた結果と暗黒物質探索およびニュートリノ実験用の高貴な液体検出器の開発との関連性について説明します。
ビアンキIX物質の不均一性の重力崩壊
物質の不均一性の重力崩壊のモデルを調査します。後者はBianchiタイプIX（BIX）時空としてモデル化されています。このモデルには、限定的なケースとして、標準の球形崩壊モデルと1次元摂動のゼルドビッチ解の両方が含まれていることがわかりました。これらのモデルがBIXポテンシャル内の小さな異方性摂動によってどのように影響を受けるかを研究します。球形崩壊の場合、モデルは、物質と異方性の寄与を表す2つの完全流体で満たされた閉じたFLRW宇宙と同等であることがわかりました。流体には有効な状態方程式（EoS）パラメーター$w\approx-1/3$があるため、線形進化からターンアラウンドまで、異方性はFLRW空間曲率の値を効果的にシフトします。次に、Press-Schechter形式を使用して、ハローの数密度に対するそのような異方性の影響を推定します。異方性の流動的な記述がガラス化後も有効である場合、時間の経過に伴う平均EoSパラメーターは$w\approx1/3$です。これと厳しい静水圧平衡を使用して、質量$M$、平均半径$R$、およびガラス化された最終構造の圧力$p$の間の関係を見つけます。ゼルドビッチ解の摂動を考慮すると、定性分析は、真空BIX時空の場合に予想されるように、いわゆる\textit{pancakes}が振動挙動を示すことを示唆しています。
