CMB-HD調査のためのCMBレンズパワースペクトルに対する前景バイアスの軽減
| Title |
Mitigating_Foreground_Bias_to_the_CMB_Lensing_Power_Spectrum_for_a_CMB-HD_Survey |
| Authors |
Dongwon_Han_and_Neelima_Sehgal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.02109 |
物質の分布を小規模（k〜10hMpc^-1）で測定する有望な方法は、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の重力レンズを使用することです。提案されている高解像度、低ノイズのミリ波調査であるCMB-HDは、CMBレンズの自動スペクトルをこのような小さなスケールで測定できるため、コールドダークマター（CDM）モデルと小規模でCDMの問題を解決します。ただし、銀河系外の前景は、未処理のままにすると、CMBレンズの自動スペクトルにバイアスをかける可能性があります。最も支配的な2つの前景、熱スニヤエフ・ゼルドビッチ効果（tSZ）と宇宙赤外線背景放射（CIB）からのバイアスを減らすためのパスを提供する前景緩和戦略を提示します。分析に含まれるリアリズムのレベルを考えると、CMB-の[5000,20000]のLのレンズ多重極範囲で、tSZのみとCIBのみがレンズの自動スペクトルにそれぞれ0.6シグマと1.1シグマのバイアスをかけることがわかります。HD調査;これらの前景を組み合わせると、わずか1.3シグマのバイアスが発生します。これらの前景を含めると、CMB-HD調査では、5シグマレベルでCDMモデルと10^-22eVFDMモデルを区別できることもわかりました。これらの結果は、CMB-HDを使用した小規模物質のパワースペクトルの堅牢な測定を可能にするために、前景の汚染を十分に低減できることを実証するための重要なステップを提供します。
| Title |
Primordial_Black_Holes_in_Matter-Dominated_Eras:_the_Role_of_Accretion |
| Authors |
V._De_Luca,_G._Franciolini,_A._Kehagias,_P._Pani,_A._Riotto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.02534 |
インフレの終焉に続く可能性が高いもののように、物質が支配的な時代における最初は過密な摂動への二次的な落下と降着の役割を検討します。原始ブラックホールは、崩壊後の降着、すなわち、崩壊が原始ブラックホールを生じさせていない初期の過密度への降着によって形成される可能性があることを示しています。降着はまた、物質が支配的な時代の終わりまで、原始ブラックホールの質量の桁違いの成長の原因となる可能性があります。
QUBRICSブライトクエーサー調査からの極端なBALQSOの近赤外分光法
| Title |
Near-infrared_spectroscopy_of_extreme_BAL_QSOs_from_the_QUBRICS_bright_quasar_survey |
| Authors |
Guido_Cupani,_Giorgio_Calderone,_Pierluigi_Selvelli,_Stefano_Cristiani,_Konstantina_Boutsia,_Andrea_Grazian,_Fabio_Fontanot,_Francesco_Guarneri,_Valentina_D'Odorico,_Emanuele_Giallongo_and_Nicola_Menci |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.02594 |
近赤外域で新たな分光データを取得した光学帯で以前に観測された「南半球宇宙学のBRIghtビーコンとしてのQUasars」調査（QUBRICS）からの18個のQSO候補のスペクトル確認について報告します。マゼランバード望遠鏡のフォールドポート赤外線エシェレット分光器（FIRE）を使用します。ほとんどの場合、光学スペクトルが予期しない吸収特性を示したターゲットの特異な性質によって、さらなる観測が促されました。すべての候補者は、真正なQSOとして確認されています。、平均放射赤シフト$z\simeq2.1$。AstrocookとQSFitを使用して実行されたスペクトルの放射と吸収の特徴の分析は、これらのオブジェクトの大部分が広吸収線（BAL）QSOであり、ほとんどがそれらの半分は強いFeII吸収を示します（いわゆるFeLoBALQSOの典型的なもの）。このような大部分の希少物体の検出（これは、一般的なQSO人口の1％未満）は、QUBRICS調査で採用された特定の候補者選択手順の予期しない（しかし好ましい）結果として解釈されます。これまでに観察されたFeLoBALQSOの測定された特性は、それらがAGN進化の特定の段階の現れであるという証拠を提供しません。このホワイトペーパーでは、個々のQSOの探索的分析を示し、さらに詳細な調査の基礎として使用します。
放射線が支配的な時代における原始ブラックホールのホーキング蒸発に対する新しい制約
| Title |
New_constraint_on_the_Hawking_evaporation_of_primordial_black_holes_in_the_radiation-dominated_era |
| Authors |
Seyed_Sajad_Tabasi_and_Javad_T._Firouzjaee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.02818 |
この論文では、宇宙の歴史におけるPBHの蒸発と降着を再検討し、それらを比較して、これらのプロセスの両方がPBHに対して常にアクティブであるかどうかを確認します。私たちの計算によると、放射線が支配的な時代には、PBHは降着により周囲の放射線を吸収し、その見かけの地平線は急速に成長します。この成長により、ホーキング放射プロセスは事実上失敗し、PBHからの放射として逃げるすべての粒子がそれらにフォールバックします。それにもかかわらず、私たちの強調は、降着効率係数もここで非常に重要な役割を果たしており、その正確な決定が不可欠であることです。まだ蒸発していないPBHの質量の下限は、$10^{15}g$ではなく約$10^{14}g$であるべきであることを示しました。最後に、宇宙論におけるホーキング放射静止の影響を研究し、放射が支配的な時代のPBHの蒸発に基づくモデルを拒否します。
高zサブミリ波銀河の倍率バイアスを利用した宇宙論的および天体物理学的結果
| Title |
Cosmological_and_astrophysical_results_exploiting_magnification_bias_with_high-z_sub-millimetre_galaxies |
| Authors |
L._Bonavera,_M.M._Cueli,_J._Gonzalez-Nuevo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.02959 |
高zサブミリ銀河（SMG）は、倍率バイアスのおかげで重力レンズ研究のバックグラウンドサンプルとして使用できます。これは、バックグラウンドとフォアグラウンドソースサンプル間の相互相関関数の無視できない測定によって明らかになります。重複しない赤方偏移分布。特に、バックグラウンドサンプルとしてSMGを選択すると、相互相関信号が強化され、質量分布のプロービングに関する宇宙論的研究のための代替の独立した観測が可能になります。特に、倍率バイアスは、ハロー職業分布モデルの自由な天体物理学的パラメーターといくつかの主要な宇宙論的パラメーターを制約するために利用することができます。疑似断層撮影分析を採用したときに得られた改善に促されて、$\Lambda$CDMシナリオだけでなく、$\omega_0の暗黒エネルギー密度の可能な時間発展も調査するための断層撮影セットアップが採用されました。$CDMおよび$\omega_0\omega_a$CDMフレームワーク。
プランク衛星によって行われた宇宙マイクロ波背景放射の異方性の測定は、ニュートリノの総質量スケールで非常に厳しい上限を提供します（$\Sigmam_{\nu}<0.26eV$at$95\％$C.L.）。ただし、最近文献で説明されているように、Planckデータは、この結果に影響を与える可能性のある異常を示しています。ここでは、アタカマ宇宙望遠鏡DR4と南極点望遠鏡SPT-3G実験からの最近の補完的なCMB測定を使用して、ニュートリノ質量に対する新しい制約を提供します。ACT-DR4とSPT-3Gの両方のデータをWMAPと組み合わせると、$\Sigmam_{\nu}=0.68\pm0.31$eVおよび$\Sigmam_{\nu}=のニュートリノ質量が穏やかに示唆されることがわかりました。0.46_{-0.36}^{+0.14}$eV、それぞれ$68\％$CL。さらに、プランク実験からのCMBレンズ効果が含まれている場合、ACT-DR4データは、$\Sigmam_{\nu}=0.60_{-0.50}^{+0.44}$で、2つの標準偏差を超えるニュートリノ質量を示すようになりました。eVは$95\％$ですが、WMAP+SPT-3Gは$\Sigmam_{\nu}<0.37$eVの弱い上限を$68\％$CLで提供します。興味深いことに、これらの結果はPlanckCMB+Lensingと一致しています。$\Sigmam_{\nu}=0.41_{-0.25}^{+0.17}$eVの制約$68\％$CL$A_{\rmLens}$パラメータの変動を考慮した場合。また、これらの兆候は、いわゆるハッブル張力を解決すると通常考えられている拡張宇宙論にBAOまたはSN-Iaデータを含めた後もまだ存在していることを示しています。ACT-DR4、WMAP、BAO、およびSH0ESコラボレーションからのハッブル定数の制約の組み合わせにより、$68\％$C.Lで$\Sigmam_{\nu}=0.39^{+0.13}_{-0.25}$eVが得られます。拡張宇宙論で。$0.26$eVの限界を超えるニュートリノの総質量は、依然としていくつかの宇宙論的データに優れた適合性を提供し、安全に除外する前に将来のデータを考慮する必要があると結論付けています。
カーネギー超新星プロジェクト：Ia型超新星の変態$ i $バンド光度曲線
| Title |
Carnegie_Supernova_Project:_kinky_$i$-band_light-curves_of_Type_Ia_supernovae |
| Authors |
P._J._Pessi,_E._Y._Hsiao,_G._Folatelli,_J._P._Anderson,_C._R._Burns,_S._Uddin,_L._Galbany,_M._M._Phiilips,_N._Morrell,_C._Ashall,_E._Baron,_C._Contreras,_M._Hamuy,_P._Hoeflich,_K._Krisciunas,_S._Kumar,_J._Lu,_L._Martinez,_A._L._Piro,_M._Shahbandeh,_M._D._Stritzinger_and_N._B._Suntzeff |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03122 |
カーネギー超新星プロジェクトによって得られた高速ケイデンスと高い信号対雑音比の光度曲線を使用して、Ia型超新星（SNeIa）の特定の$i$バンド光度曲線機能の詳細な調査を提示します。この機能はほとんどのSNeIaに存在し、$i$バンドの最大値の数日後に出現します。これは、数日間にわたる光度曲線の曲率の急激な変化であり、軽度の場合は平坦になり、最も極端な場合は強い下向きの凹型または「ねじれ」として現れます。54の高速ケイデンス光度曲線を研究するために、ガウス過程補間の2次導関数を計算しました。二次導関数から、次のように測定します。1）$i$バンドの最大値に対する日数での機能のタイミング。tdm$_{2}$（$i$）および2）magd$^{-2}$の凹面の強度と方向;dm$_{2}$（$i$）。SNeIaの76$\％$は、負のdm$_{2}$（$i$）を示し、下向きの凹面を表します。これは、穏やかな平坦化または強い「ねじれ」のいずれかです。tdm$_{2}$（$i$）パラメーターは、SNIaプライマリパラメーターであるカラーストレッチパラメーターs$_{\mathrm{BV}}$と相関することが示されています。dm$_{2}$（$i$）パラメーターは、s$_{\mathrm{BV}}$との相関関係を示さないため、独立した情報を提供します。また、分光学的および環境的特性からもほとんど独立しています。dm$_{2}$（$i$）で測定した光度曲線の特徴の強さに基づいてサンプルを分割すると、強みのあるSNeIaのハッブル図の分散は0.107等で、弱い機能。この結果をテストするには、より大きなサンプルを取得する必要がありますが、よりコストのかかる近赤外または分光観測に移行することなく、SNIa距離の決定を改善するための新しい方法を提供する可能性があります。
近似ベイズ計算による弱レンズ共分散行列の反転の回避
| Title |
Sidestepping_the_inversion_of_the_weak-lensing_covariance_matrix_with_Approximate_Bayesian_Computation |
| Authors |
Martin_Kilbinger,_Emille_E._O._Ishida,_and_Jessi_Cisewski-Kehe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03148 |
弱い重力レンズ効果は、宇宙の暗黒物質分布を大規模にマッピングし、宇宙論的パラメーターを推定するための数少ない直接的な方法の1つです。数値シミュレーションの数$n_{\textrm{s}}$から推定されたデータ共分散$\mathbf{C}$が特異であるベイズ推定問題を研究します。大規模構造観測の宇宙論的文脈では、そのような$N$体シミュレーションを多数作成することは、しばしば法外に費用がかかります。尤度関数に基づく推論には、多くの場合、精度行列$\Psi=\mathbf{C}^{-1}$が含まれます。$p$次元のデータベクトルに対応する共分散行列は、$p\gen_{\textrm{s}}$に対して特異です。この場合、精度行列は使用できません。特異共分散行列の反転を回避する解として、尤度のない推論法の近似ベイズ計算（ABC）を提案します。複雑さが増す例を示し、次の欧州宇宙機関の衛星Euclidの弱重力レンズ効果スペクトルを決定する現実的な宇宙論的シナリオで最高潮に達します。ABCパラメーター推定の分散は、$p<n_{\textrm{s}}$の設定に制限されている尤度ベースのアプローチと比較してわずかに大きいことがわかりましたが、極端な場合でも、ABCを使用してバイアスのないパラメーター推定を取得します。$p/n_{\textrm{s}}\gg1$。結果の再現性を確保するために、コードは公開されています。
中性水素のローカルPNGバイアス、$ {\ rm H_I} $
IllustrisTNG銀河形成モデルを使用した個別の宇宙シミュレーションを使用して、原子中性水素${\rmH_I}$のローカルPNGバイアスパラメーター$b_\phi$および$b_{\phi\delta}$を予測します。これらのパラメーターと線形密度バイアスパラメーター$b_1$との関係は、${\rmH_I}$パワースペクトルとバイスペクトルを使用したローカルPNGパラメーター$f_{\rmNL}$の観測制約において重要な役割を果たします。私たちの結果は、ハロー質量関数の普遍性に基づく一般的な計算が、シミュレーションで測定された$b_\phi（b_1）$と$b_{\phi\delta}（b_1）$の関係を過大予測していることを示しています。特に、私たちの結果は、$z\lesssim1$で、${\rmH_I}$パワースペクトルが以前に考えられていたものと比較して$f_{\rmNL}$に対してより敏感であることを示しています（$b_\phi$はより負です）、ただし、他のエポックでは感度が低くなります（$b_\phi$はあまりポジティブではありません）。大規模な重力ポテンシャルと局所的なPNGの競合など、物理的効果の競合によってこれをどのように説明できるかについて説明します（i）星形成による水素の重元素への変換を加速し、（ii）放出するバリオンフィードバックの効果を強化します電離放射線にさらされる領域へのガス、および（iii）${\rmH_I}$をより効率的に遮蔽するより高密度の構造の形成を促進します。私たちの数値結果は、21cmの線強度マッピングデータを使用して、$f_{\rmNL}$に関する既存の予測研究を修正するために使用できます。${\rmH_I}$のローカルPNGバイアスパラメータの予測に向けたこの最初のステップにもかかわらず、想定される銀河形成物理学と${\rmH_I}$モデリング戦略に対する感度を評価するには、さらに多くの作業が必要であることを強調します。
天王星の5つの最大の衛星：ピコドスディアス天文台での29年間にわたる位置天文観測
| Title |
The_five_largest_satellites_of_Uranus:_astrometric_observations_spread_over_29_years_at_the_Pico_dos_Dias_Observatory |
| Authors |
Julio_I._B._Camargo_and_Carlos_H._Veiga_and_Roberto_Vieira-Martins_and_Agnes_Fienga_and_Marcelo_Assafin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.02167 |
天王星の5つの最大の衛星の位置天文学を、ブラジルのピコドスディアス天文台で撮影された写真乾板とCCD（主に）でほぼ30年にわたって行われた観測から提示します。ここに示されているすべての位置は、以前の出版物で使用された測定値と画像の再分析から得られたものです。参照星は、ガイア初期データリリース3（ガイアEDR3）のものであり、以前の作品と比較して、より高い精度に加えて、最大の衛星のより多くの位置を可能にします。1982年から1987年まで、位置は写真乾板から取得されました。1989年から2011年まで、CCDが使用されていました。平均して、差に対して$\Delta\alpha{\rmcos}\delta=-11〜（\pm52）$ミリ秒と$\Delta\delta=-14〜（\pm43）$ミリ秒を取得しました。天体暦を差し引いた意味での観測（DE435$+$ura111）。さまざまな天体暦（DE440、INPOP21a、INPOP19a、およびNOE-7-2013-MAIN）との比較、および恒星食の結果は、ウラン系の重心の（太陽系）重心位置のオフセットの可能性を示しています。全体として、私たちの結果は、天王星の軌道だけでなく、天王星最大の衛星の動的モデルを改善するのに役立ちます。
サソリ惑星調査：若いA型星の周りの広い軌道の巨大惑星
| Title |
The_Scorpion_Planet_Survey:_Wide-Orbit_Giant_Planets_Around_Young_A-type_Stars |
| Authors |
Kevin_Wagner,_Daniel_Apai,_Markus_Kasper,_Melissa_McClure,_Massimo_Robberto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.02168 |
最初に直接画像化された太陽系外惑星は、広軌道の巨大惑星がA型星の周りでより一般的である可能性があることを示しました。ただし、近くにあるA星の数が比較的少ないため、太陽系外惑星の人口統計研究の精度は$\gtrsim$10％に制限されています。私たちは、VLT/SPHERE極限補償光学システムを使用して、A星の周りの広軌道木星型惑星の頻度を制限することを目指しています。これにより、100ドルから200ドルのPCで$\gtrsim$100のA星をターゲットにできます。近くの$\sim$5$-$17Myr-oldScoOB2協会内の84個のAスターの調査結果を示します。調査では、3つのコンパニオンが検出されました。そのうちの1つは新しい発見（HIP75056Ab）ですが、他の2つ（HD95086bとHIP65426b）は現在知られている惑星であり、それらの存在についての事前の知識がなくても含まれています。基礎となる人口統計に制約を課すために、モンテカルロシミュレーションと組み合わせた注入および回復テストで画像感度と観察バイアスを評価しました。分離の増加に伴って巨大惑星の頻度が減少することを測定します。測定値は、30$-$100auの分離で10$-$2％の間にあり、95％信頼水準（CL）の上限は$\lesssim$45$-$8です。30$-$100au軌道上の惑星の場合は％、200$-$500auの間の$\lesssim$5％。これらの値は、太陽の近くにあるA星の最近の調査と非常によく一致しています。$-$100auの巨大惑星は、太陽型のホストの周りよりもA星の周りで頻繁に発生するという発見を裏付けています。最後に、広い軌道でのスーパージュピターの比較的低い発生率、恒星の質量との正の相関、および軌道分離との逆の相関は、それらの支配的な形成メカニズムであるコア降着と一致しています。
TESSかすかな星の検索：TESSプライマリミッションからの1,617のTOI
| Title |
The_TESS_Faint_Star_Search:_1,617_TOIs_from_the_TESS_Primary_Mission |
| Authors |
Michelle_Kunimoto,_Tansu_Daylan,_Natalia_Guerrero,_William_Fong,_Steve_Bryson,_George_Ricker,_Michael_Fausnaugh,_Chelsea_X._Huang,_Lizhou_Sha,_Avi_Shporer,_Andrew_Vanderburg,_Roland_Vanderspek,_Liang_Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.02176 |
トランジット系外惑星探査衛星（TESS）のプライマリミッション（セクター1〜26）で観測されたフルフレーム画像（FFI）で特定された、1,617個の新しいトランジット惑星候補の検出を紹介します。これらの候補は、最初にクイックルックパイプライン（QLP）によって検出されました。このパイプラインは、FFI光度曲線を抽出し、各セクターでTESS等級T=13.5等より明るいすべての星を検索します。ただし、QLPは、惑星候補の識別を手動検査に大きく依存しており、T=10.5等より明るい惑星をホストする星に検証作業を制限し、何百万もの潜在的な通過信号を未検証のままにします。QLPトランジット検索結果に適用される独立した検査パイプラインについて説明します。自動検査と手動検査の両方を組み込んで、これらの暗い星の周りの有望な惑星候補を特定します。この進行中のプロジェクトによって発見された新しい候補は、TESSが巨大な近くの太陽系外惑星の人口統計学的研究の統計的検出力を大幅に改善することを可能にします。
セレスの衝突族候補者の分光学的研究
| Title |
Spectroscopic_study_of_Ceres'_collisional_family_candidates |
| Authors |
Fernando_Tinaut-Ruano,_Julia_de_Leon,_Eri_Tatsumi,_Batiste_Rousseau,_Juan_Luis_Rizos,_Simone_Marchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.02396 |
コンテキスト：セレスの表面に大きな衝撃の兆候が観察されたにもかかわらず、この準惑星に関連する衝突族は確認されていません。動的および測光研究の後、156個の小惑星のサンプルがCeres衝突族の候補メンバーとして提案されました。目的：私たちの主な目的は、候補者のサンプルの中でセレスと合計14個の観測された小惑星との関係を研究し、セレスとの遺伝的関係を調査することです。方法：10.4mのカナリア大望遠鏡（GTC）でOSIRIS分光器を使用して、これらの14個の小惑星の可視スペクトルを取得しました。0.49〜0.80{\mu}mと0.80〜0.92{\mu}mの2つの異なる波長範囲でスペクトル勾配を計算し、可視および赤外分光計を使用して以前に計算されたセレスの表面の値と比較しました（VIR）NASADawn宇宙船に搭載された機器。また、文献から収集されたセレスの地上観測について、同じ範囲のスペクトル勾配を計算しました。結果：14個の観測された小惑星の可視スペクトルと分類法を示します。セレスの表面とスペクトル的に互換性があるのは2つの小惑星だけであることがわかりました。これらの2つの小惑星をさらに分析すると、それらはスペクトル的に若く、したがってセレスファミリーのメンバーである可能性が低いことが示されています。結論：全体として、私たちの結果は、観測された14個の小惑星のほとんどがCeres衝突族に属していない可能性が高いことを示しています。それらのうちの2つはセレスの若い表面とスペクトル的に互換性がありますが、セレスからのそれらの起源を確認または拒否するには、さらなる評価が必要です。
体系的なKMTNet惑星異常検索、論文III：1つの広い軌道の惑星と2つの恒星のバイナリ
| Title |
Systematic_KMTNet_Planetary_Anomaly_Search,_Paper_III:_One_Wide-Orbit_Planet_And_Two_Stellar_Binaries |
| Authors |
Hanyue_Wang,_Weicheng_Zang,_Wei_Zhu,_Kyu-Ha_Hwang,_Andrzej_Udalski,_Andrew_Gould,_Cheongho_Han,_Michael_D._Albrow,_Sun-Ju_Chung,_Youn_Kil_Jung,_Doeon_Kim,_Yoon-Hyun_Ryu,_In-Gu_Shin,_Yossi_Shvartzvald,_Jennifer_C._Yee,_Sang-Mok_Cha,_Dong-Jin_Kim,_Hyoun-Woo_Kim,_Seung-Lee_Kim,_Chung-Uk_Lee,_Dong-Joo_Lee,_Yongseok_Lee,_Byeong-Gon_Park,_Richard_W._Pogge,_Radoslaw_Poleski,_Przemek_Mr\'oz,_Jan_Skowron,_Micha{\l}_K._Szyma\'nski,_Igor_Soszy\'nski,_Pawe{\l}_Pietrukowicz,_Szymon_Koz{\l}owski,_Krzysztof_Ulaczyk,_Krzysztof_A._Rybicki,_Patryk_Iwanek,_Marcin_Wrona,_Mariusz_Gromadzki,_Hongjing_Yang,_Shude_Mao,_Xiangyu_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.02414 |
古い星の周りのいくつかの広い軌道の惑星だけが検出されました。これは、この惑星の人口の統計的理解を制限します。韓国マイクロレンズ望遠鏡ネットワーク（KMTNet）によって発見されたマイクロレンズイベントの惑星異常の体系的な検索に続いて、最初は広い軌道の惑星を含むと考えられていた3つのイベントの発見と分析を提示します。OGLE-2018-BLG-0383の光度曲線の異常な特徴は、質量比$q=2.1\times10^{-4}$で投影された分離$s=2.45$の惑星によって引き起こされます。これはそれをそのような広い軌道で最も低い質量比のマイクロレンズ惑星にします。他の2つのイベント、KMT-2018-BLG-0998とOGLE-2018-BLG-0271は、かなり近い（$s<1$）分離を持つ恒星のバイナリ（$q>0.1$）であることが示されています。既知の広軌道マイクロレンズ惑星の特性について簡単に説明し、調査観測がそのような惑星集団を発見し、さらに統計的に制約する上で重要であることを示します。
多惑星系におけるスーパーアースの非自明な斜めスピン平衡
多くの太陽のような星は、多惑星系の一部として、近接したスーパーアース（SE）をホストしていることが観察されています。このようなシステムでは、SEのスピンは、スピン軌道相互作用と潮汐散逸のために進化します。潮汐がない場合、惑星の傾斜角は無秩序に大きな値に進化する可能性があります。ただし、近接SEの場合、潮汐散逸は重要であり、カオスを抑制し、代わりにスピンをさまざまな定常状態に駆動します。新しいクラスの「混合モード」高傾斜角平衡の発見により、SEのスピンの魅力的な定常状態が以前に考えられていたよりも多いことがわかりました。これらの新しい平衡は、パラメトリックに駆動される惑星スピンの分数調波応答によって発生します。これは、非線形システムで発生する異常な現象です。したがって、多くのSEは重大な傾斜角を持ち、表面や大気の物理的状態に大きな影響を与える可能性があります。
高分解能分光法による超高温木星WASP-76bの高層大気の調査
| Title |
Investigation_of_the_upper_atmosphere_in_ultra-hot_Jupiter_WASP-76_b_with_high-resolution_spectroscopy |
| Authors |
Kiyoe_Kawauchi,_Norio_Narita,_Bun'ei_Sato_and_Yui_Kawashima |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.02546 |
アルカリ金属の幅の広い線の翼が入ってくる星の照射のほとんどすべてを吸収するため、NaI共鳴ダブレットが低アルベドの原因であると考えられているため、アルカリ金属線は惑星外大気を理解するための最も重要な不透明度の原因の1つです。Na吸収線の高解像度透過分光法を使用して、恒星のX線およびEUV照射によって上昇するホットジュピターの熱圏の温度を調べることができます。スバル8.2m望遠鏡の高分散分光器（HDS）を使用して、超高温木星WASP-76bに高分解能透過分光法を適用しました。0.42$\pm$0.03％（D1at5895.92\r{A}）および0.38$\pm$0.04％（D2at5889.95\r{A}）のラインコントラストで強いNaD過剰吸収が検出されたことを報告します。1.63$\pm$0.13\r{A}（D1）および1.87$\pm$0.22\r{A}（D2）のFWHM、および（7.29$\pm$1.43）$\times$10$^のEW{-3}$\r{A}（D1）および（7.56$\pm$2.38）$\times$10$^{-3}$\r{A}（D2）。これらの結果は、NaD吸収線が前の研究のものよりも浅くて広いのに対し、同じ通過帯域での吸収信号は前の研究のものと一致していることを示しています。3700K（回転なし）および4200K（回転あり）の最適な等温温度を導き出します。これらの結果は、導出された大気温度が平衡温度（$\sim$2160K）よりも高いため、熱圏が存在する可能性を示唆しています。
クロノムーン：ワモンアザラシの起源、ダイナミクス、光度曲線の特徴
| Title |
Cronomoons:_origin,_dynamics,_and_light-curve_features_of_ringed_exomoons |
| Authors |
Mario_Sucerquia,_Jaime_A._Alvarado-Montes,_Amelia_Bayo,_Jorge_Cuadra,_Nicol\'as_Cuello,_Cristian_A._Giuppone,_Mat\'ias_Montesinos,_J._Olofsson,_Christian_Schwab,_Lee_Spitler,_and_Jorge_I._Zuluaga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.02687 |
近年、太陽系外惑星の周りの衛星やリングを検出するための技術的および理論的研究が試みられています。衛星と惑星の間の質量/サイズ比が小さいということは、これが非常に困難であることを意味し、太陽系外惑星を見つけることが可能な太陽系外惑星システムが1つしかない（つまり、ケプラー-1625bi）。この作品では、トランジットタイミング変化法（TTV）とトランジット持続時間変化に続いて、クロノス（土星のギリシャ語）との類似性とクロノス（時間の縮図）の後に「クロノス」と呼ばれるリング状の太陽系外衛星の動的進化を研究します（TDV）彼らがホスト惑星で生産する。クロノムーンは、ホスト星の前を通過するときに実際よりも大きく見えるようにするリングの拡張システムを備えています。このような衛星周囲リングの形成につながる可能性のあるさまざまなシナリオを調査し、それらの塵と氷のリング粒子の動的/熱力学的安定性と寿命の研究を通じて、孤立したクロノムーンが十分な長さの時間スケールで生き残ることができることを発見しました検出され、フォローアップされます。これらの物体が存在する場合、クロノモンの環は土星のカッシーニの間隙に類似し、小惑星帯のカークウッドの空隙に類似したギャップを示しますが、代わりにホスト惑星によって引き起こされた共鳴のために隆起します。最後に、この作業の範囲内でケプラー-1625biのケースを分析し、物議を醸している巨大な月が代わりに地球質量のクロノムーンである可能性があることを発見しました。理論的な観点から、このシナリオは、現在および将来の観測における根本的な現象学のより良い解釈に貢献することができます。
恒星特性としての潜在的な居住性：モデルの不確実性と測定精度の影響
| Title |
Potential_Habitability_as_a_Stellar_Property:_Effects_of_Model_Uncertainties_and_Measurement_Precision |
| Authors |
Noah_Tuchow_and_Jason_Wright |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.02745 |
惑星の発生率の推定と組み合わされた星の進化の歴史の知識は、生命存在指標の検索における場所としてのその相対的な質を推測し、長期的な居住性の測定基準を使用してこの直感を定量化することを可能にします。この研究では、Tuchow＆Wright（2020）によって定式化された生命存在指標の収量測定基準の、観測可能な恒星特性の不確実性とモデル化の不確実性に対する感度を分析します。既知の特性を持つ恒星モデルを生成し、観測可能な特性に合成の不確実性を追加することにより、モデルを恒星観測に適合させる際に存在する不確実性を特徴づけます。個々の観測量の不確実性をスケーリングし、恒星の質量、年齢、測定基準などのプロパティの精度への影響を観察します。モデルの不確実性を判断するために、さまざまなモデル物理学を使用して4つの広く受け入れられている恒星モデルを比較し、メトリックの値に関してそれらがどのように変化するかを確認します。ホスト星の特性を測定できる現在の精度を考慮して、これらのメトリックに従ってターゲット星をランク付けする将来のミッションの能力を決定します。独立した年齢の制約を取得すると、これらのメトリックを決定する際のモデルと体系的な不確実性の両方が減少し、低質量星の周りの惑星の長期居住性の評価を改善する最も強力な方法であることを示します。
降着と風の質量損失率を使用した原始惑星系円盤の分散メカニズムの決定
| Title |
Determining_dispersal_mechanisms_of_protoplanetary_disks_using_accretion_and_wind_mass_loss_rates |
| Authors |
Yasuhiro_Hasegawa,_Thomas_J._Haworth,_Keri_Hoadley,_Jinyoung_Serena_Kim,_Hina_Goto,_Aine_Juzikenaite,_Neal_J._Turner,_Ilaria_Pascucci,_Erika_T._Hamden |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.02831 |
原始惑星系円盤の降着と分散の起源を理解することは、惑星形成を調査するための基本です。最近の数値シミュレーションは、ディスクが磁気的に駆動される降着を受けるとき、および/または外部の紫外線にさらされるとき、打ち上げ風が避けられないことを示しています。観測はまた、ディスク風が一般的であることを示唆しています。結果として生じる風の質量損失率を、ディスクの降着と分散の両方のプローブとしてどのように使用できるかを探ります。概念実証研究として、磁気遠心風、MRI（磁気回転不安定性）乱流、および外部光蒸発に焦点を当てています。シンプルでありながら物理的に動機付けられたディスクモデルを開発し、それを文献で利用可能なシミュレーション結果と組み合わせることにより、各メカニズムの外部UVフラックスの関数として質量損失率を計算します。メカニズムが異なれば、質量損失率のレベルも異なることがわかります。これは、各メカニズムに起因する風の質量損失率を観察することで、ディスクの降着と分散の原因を特定できることを示しています。この決定は、惑星の形成に重要な影響を与えます。ディスクの降着と分散は、ガスの運動学に直接影響を与えるだけでなく（たとえば、乱流と層流）、周囲の環境（つまり、外部UV放射フィールド）。この研究は、原始惑星系円盤の風の質量損失率の現在および将来の観測が、原始惑星系円盤が時間とともにどのように進化し、惑星形成が円盤内でどのように起こるかを確実に制約するために最も重要であることを示しています。
| Title |
Extreme_ultraviolet_and_X-ray_driven_photochemistry_of_gaseous_exoplanets |
| Authors |
Daniele_Locci,_Antonino_Petralia,_Giuseppina_Micela,_Antonio_Maggio,_Angela_Ciaravella_and_Cesare_Cecchi-Pestellini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.02942 |
太陽系外惑星とそれらのホスト星との相互作用は、バルクと大気の組成、および物理的および化学的条件に大きな多様性を引き起こします。特に短波長での恒星放射は、近接軌道を回るガス状巨人の上部大気層の化学作用を促進し、平衡からの劇的な逸脱をもたらします。この研究では、X線によって誘発される分子合成に特に重点を置いて、大気化学に対するさまざまなスペクトルバンドの光子によって引き起こされる影響を明らかにすることを目指しています。化学進化の特徴は、広範囲の時間スケールでの多くのフィードバックから明らかになり、恒星スペクトルのさまざまな部分の間に既存の相関関係があるため、このタスクは特に困難です。大気成分の弱いX線光吸収断面積は、真空および極紫外線光子にアクセスできない圧力へのガスイオン化を促進します。X線は金属と優先的に相互作用しますが、水素とヘリウムを含む化学種を効率的にイオン化できる二次電子カスケードを生成し、独特の化学的性質を生み出します。
偏心塵円盤の形態I：正面の塵円盤におけるアポセンターとペリセンターの輝きの起源を探る
| Title |
Eccentric_debris_disc_morphologies_I:_exploring_the_origin_of_apocentre_and_pericentre_glows_in_face-on_debris_discs |
| Authors |
Elliot_M._Lynch_and_Joshua_B._Lovell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.02973 |
偏心デブリディスクの表面輝度の最大値（たとえば、アポセンターとペリセンターグロー）の位置は、ディスクを構成する塵と微惑星の基礎となる軌道を推測するためによく使用されます。ただし、偏心ディスクはアポセンターでより高い表面密度を持ち、したがって必然的に長波長でアポセンターの輝きを示すという誤解があります。これは、アポセンターでのより遅い速度がダストの「パイルアップ」につながるという予想から生じます。これは、アポセンターでダストが広がるより大きな領域を説明することができません。代わりに、理論と3つの異なるレジームをモデル化することにより、フェースオンデブリディスクの形態と表面輝度分布がそれらの離心率プロファイル（つまり、これが一定であるか、距離とともに上昇または下降するか）に強く依存することを示します。より短い波長では、古典的な近日点グロー効果が真のままであるのに対し、より長い波長では、ディスクはアポセンターグローまたは近日点グローのいずれかを示すことができることを示します。さらに、長波長では、同じディスク形態が、観測分解能に応じて、アポセンターグローまたはペリセンターグローのいずれかを生成する可能性があることを示します。最後に、線密度を使用して偏心塵円盤を解釈する古典的なアプローチは、塵円盤の観測がますますうまく解決されるにつれて満たされる可能性が低い、非常に限られた一連の状況でのみ有効であることを示します。
昇華する塩辛い氷の類似体の近赤外反射分光法。氷衛星への影響
| Title |
Near-Infrared_reflectance_spectroscopy_of_sublimating_salty_ice_analogues._Implications_for_icy_moons |
| Authors |
Romain_Cerubini,_Antoine_Pommerol,_Zuri\~ne_Yoldi,_Nicolas_Thomas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03063 |
ガリレオミッション以来、ガリレオの氷衛星の表面の構成が議論されてきました。月の表面の非氷成分、特に硫酸水和物と硫酸マグネシウムおよび硫酸ナトリウムの組成を説明するために、いくつかの化学物質が提案されています。最近では、地上での観測で観測された特徴を説明するために、塩化マグネシウムと塩化ナトリウムが提案されています。塩辛い氷の類似体を生成するために、さまざまな濃度の4つの塩（NaCl、Na2SO4、MgSO4、MgCl2）を検討しました。粒状粒子は、瞬間冷凍手順によって生成された。さらに、塩辛い液体溶液のゆっくりとした結晶化によって、塩辛い氷のコンパクトなスラブが生成されました。これらの2つの方法は、エウロパやガニメデなどの氷の衛星の表面に水和した塩辛い氷を生成するための端成分（プルームと遅い氷塊の形成）を模倣しています。昇華中の塩辛い氷の近赤外線（NIR）進化を監視し、粒状粒子とスラブの違いを明らかにしました。スラブは、より多くの水和物と最も高度に水和された化合物を形成しました。氷粒子内の水和物の量を増やすには、より濃縮された塩溶液から粒状の氷を形成する必要があります。塩辛い氷の昇華は、余分な水氷をすべて効率的に除去しましたが、塩の脱水は観察されませんでした。スラブの最終スペクトルは、特にNa2SO4、MgCl2、およびMgSO4の場合、1.5および2.0μm付近で最も平坦になり、安定した高度に水和した化合物の存在を示唆しています。Na2SO4、MgCl2、およびMgSO4は、ガリレオのNIMS機器および地上観測によって観測されたように、氷衛星の表面にある非氷成分と最も互換性があることがわかります。
数値モデリングから推測される金星の可能な化学組成と内部構造モデル
| Title |
Possible_Chemical_Composition_And_Interior_Structure_Models_For_Venus_Inferred_From_Numerical_Modelling |
| Authors |
Oliver_Shah,_Ravit_Helled,_Yann_Alibert,_Klaus_Mezger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03225 |
金星の質量と半径は地球のものと似ています。ただし、大気特性、地球物理学的活動、および磁場生成の相違は、2つの惑星の化学組成と内部進化の大きな違いを示唆している可能性があります。金星と地球の違いについてはさまざまな説明が提案されていますが、現在入手可能なデータでは、さまざまなソリューションを区別するには不十分です。ここでは、金星構造モデルの可能な範囲を調査します。コアの分離は単一段階のイベントとして発生したと想定しています。マントル組成は、金属ケイ酸塩分配の処方を使用してコア組成から推測されます。バルクのSiとMgの含有量、およびコアのSの含有量によって定義される金星の組成について、3つの異なるケースを検討します。これらの組成について、コアサイズ、マントル、コア組成の許容範囲、および正規化された慣性モーメント（MoI）が示されています。固体の内核は、すべての組成物に存在する可能性があります。金星のMoIは0.317-0.351であり、想定されるすべての組成でそのコアサイズは2930-4350kmであると推定されます。より高いMoI値は、コア偏析中のより多くの酸化条件に対応します。将来のミッションによる金星のマントル中のFeOの存在量の決定は、その組成と内部構造をさらに制約する可能性があります。これは、金星の形成と進化に関する重要な情報、そしておそらく金星と私たちの故郷の惑星との違いの理由を明らかにすることができます。
ケプラーを周回する追加の衛星の安定性について-1625b
| Title |
On_the_Stability_of_Additional_Moons_Orbiting_Kepler-1625_b |
| Authors |
Ricardo_Moraes,_Gabriel_Borderes-Motta,_Othon_Cabo_Winter_and_Julio_Monteiro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03248 |
太陽系外衛星候補のケプラー1625bが提案されたので、衛星システムの見方を変えました。その異常な身体的特徴のために、この候補者の安定性と起源について多くの質問が提起されました。現在、ケプラー-1625b-Iが実際に確認された場合、それが安定することを保証するのに十分な理論的研究があります。この候補者の起源も調査されました。以前の研究では、その場での形成の条件も調査されたにもかかわらず、最も可能性の高いシナリオは捕獲であることが示されていました。この作業では、Kepler-1625b-Iが太陽系外衛星であると想定し、同じシステムで安定している追加の大規模な太陽系外衛星の可能性を調査しました。このシナリオをモデル化するために、惑星、ケプラー-1625b-I、および1つの追加の地球のような衛星を含むシステムのN体シミュレーションを実行します。以前の結果に基づいて、私たちのシステムの衛星は、惑星との潮汐相互作用と惑星の回転による重力効果にさらされます。ケプラー1625bの周りの衛星システムは、2つの巨大な衛星を収容できることがわかりました。余分な地球のような衛星は、惑星とケプラー-1625b-Iの間のさまざまな場所で安定しており、$25$$R_p$内の地域が優先されます。私たちの結果は、惑星と衛星の間の強い潮汐相互作用が、惑星に近い円軌道での衛星の安定性を保証するための重要なメカニズムであり、地球のような衛星とケプラー-1625の間の2：1の平均運動共鳴であることを示唆していますb私はより広い軌道の衛星に安定性を提供します。
GaiaeDR3の射手座ストリームと分岐点の起源
| Title |
The_Sagittarius_stream_in_Gaia_eDR3_and_the_origin_of_the_bifurcations |
| Authors |
P._Ramos,_T._Antoja,_Z._Yuan,_A._Arentsen,_P.-A._Oria,_B._Famaey,_R._Ibata,_C._Mateu,_and_J.A._Carballo-Bello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.02105 |
いて座矮小楕円体（Sgr）は、天の川（MW）によって潮汐的に破壊されている溶解銀河です。その恒星の流れは依然として深刻なモデリングの課題を提起しており、MW重力ポテンシャルのプローブとして効果的に使用する能力を妨げています。私たちの目標は、分岐点の特性評価に焦点を当てて、Sgr-MW相互作用の理解を深めることができる星の可能な限り最高のサンプルを構築することです。ウェーブレット変換を使用して、ガイアデータ内のSgrストリームの運動学的シグネチャを体系的に検索することに基づいて、以前の方法を改善します。色と大きさの図の統計的特性に関するクラスタリングアルゴリズムを使用して、選択を絞り込みます。最終的なサンプルには、以前のサンプルの3倍の70万個を超える候補星が含まれています。北半球と南半球の両方で小川の分岐点を検出することができました。このシステムを完全に説明するには、4つの分岐が必要です。トレーリングアームの詳細な固有運動分布をラムダの関数として提示し、それを超えるとSgr星がない鋭いエッジ（小さな固有運動の側）の存在を示します。また、運動学と距離の間の相関関係を特徴づけます。私たちのサンプルの化学分析は、かすかな枝と明るい枝の間に有意差があることを示しています。固有運動の傾向と、小川の4つの支流の空の分布について分析的な説明を提供します。分岐点は、最後から2番目の近辺（明るい枝）で放出された星と、最後から2番目の近辺（かすかな枝）で剥ぎ取られた物質の重なりがずれていると解釈します。この不整合の原因はまだ不明ですが、少なくともかすかな枝の星が剥ぎ取られている間は、前駆体に内部回転があるモデルを調査する価値があると主張します。
Astraeus V：再電離の時代における金属量スケーリング関係の出現と進化
| Title |
Astraeus_V:_The_emergence_and_evolution_of_metallicity_scaling_relations_during_the_Epoch_of_Reionization |
| Authors |
Graziano_Ucci,_Pratika_Dayal,_Anne_Hutter,_Chiaki_Kobayashi,_Stefan_Gottloeber,_Gustavo_Yepes,_Leslie_Hunt,_Laurent_Legrand_and_Crescenzo_Tortora |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.02115 |
この作業では、銀河形成と銀河形成を結合する${\itAstraeus}$（銀河形成とN体暗黒物質シミュレーションにおける再電離の半数値放射伝達結合）フレームワークに銀河化学濃縮の詳細な物理モデルを実装しました。最初の10億年の再電離。$z\sim10で$M_h\sim10^{8.9-11.5}M_\odot$（$M_h\sim10^{8.9-12.8}M_\odot$）を使用して、ハロー質量が2.5桁を超える銀河をシミュレートする〜（5）$、次のことがわかります。（i）銀河間物質（IGM）からの金属の少ないガスのスムーズな降着は、星間物質（ISM）の金属量を希釈する上で重要な役割を果たします。星形成;（ii）$\eta_g\approx1.38（{M_*}/{10^{10}M_\odot}）^{-0.43}$として、恒星の質量に依存する赤方偏移の平均ガス質量負荷係数。（iii）質量と金属量の関係はすでに$z\sim10$で確立されており、$z\sim5$までの赤方偏移の進展は事実上示されていません。（iv）与えられた恒星の質量に対して、金属量は星形成率（SFR）の増加とともに減少します。（v）気相金属量の主要な特性（12+log（O/H）の単位で、恒星の質量、SFR、および赤方偏移は、高赤方偏移の金属量の基本平面（HFPZ）を介してリンクされています。関数形式;（vi）質量-金属量-SFRの関係は、$M_*\geq10^{6.5}M_\odot$銀河の再イオン化放射フィードバックモデルから効果的に独立しています;（vii）低質量銀河（$M_h\leq10^9M_\odot$）は、初期のIGMの金属収支の主要な要因であり、質量の大きいハローは、低赤方偏移での金属収支の約50％を提供します。
APOGEE Palomar5の潮汐尾部におけるNに富む星の検出
| Title |
APOGEE_Detection_of_N-rich_stars_in_the_tidal_tails_of_Palomar_5 |
| Authors |
Sian_G._Phillips,_Ricardo_P._Schiavon,_J._Ted_Mackereth,_Carlos_Allende_Prieto,_Borja_Anguiano,_Rachael_L._Beaton,_Roger_E._Cohen,_D._A._Garcia-Hernandez,_Douglas_Geisler,_Danny_Horta,_Henrik_Jonsson,_Shobhit_Kisku,_Richard_R._Lane,_Steven_R._Majewski,_Andrew_Mason,_Dante_Minniti,_Mathias_Schultheis,_and_Dominic_Taylor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.02117 |
APOGEEデータを使用した化学タグ付け研究の最近の結果は、球状星団内に見られる星の化学的存在量パターンと、銀河ハロー場の化学的に特異な集団との間に強い関連があることを示唆しています。この論文では、銀河の重力ポテンシャルとの相互作用によって潮汐的に破壊されている球状星団であるパロマー5のクラスター本体と潮流の星の化学組成を分析します。Palomar5の潮汐半径の内側と外側の両方で、窒素に富む（Nに富む）星の識別を報告します。後者は、クラスターの潮流と明確に一致しています。これは、球状星団から銀河ハローにNに富む星が失われたことの確認として機能し、さまざまなグループによって識別されたフィールドNに富む星が球状星団の起源を持っているという仮説を支持します。
H {\ alpha}ドット：低光度星形成システムの直接法による金属の存在量
| Title |
H{\alpha}_Dots:_Direct-Method_Metal_Abundances_of_Low-Luminosity_Star-Forming_Systems |
| Authors |
Alec_S._Hirschauer,_John_J._Salzer,_Nathalie_Haurberg,_Caryl_Gronwall,_Steven_Janowiecki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.02135 |
H$\alpha$Dots調査で発見された低光度の星形成システムを利用して、26個の光源に対してKPNO4m望遠鏡を使用して行われた分光観測を紹介します。堅牢な「直接」法の金属存在量を決定することで、これらの矮星システムの特性を調べ、低光度と恒星質量でのスターバースト銀河の特性評価におけるそれらの有用性を探ります。H$\alpha$Dots調査は、これらの領域で星形成銀河を特定するための効果的な新しい手段を提供することがわかりました。さらに、これらのソースとの存在量特性と金属量スケーリングの関係を調べ、光度-金属量（$L$-$Z$）と恒星の質量金属量（$M_{*}$-$Z$）の両方の平坦化を強調します。より広いそれぞれの動的範囲をカバーするサンプルを利用するものと比較した、これらのレジームの関係勾配。高赤方偏移で一般的な種類の星形成小人へのこれらのローカルでアクセス可能な類似物は、今日一般的な巨大な銀河に集まったビルディングブロックに光を当てるのに役立ちます。
銀河円盤のs過程履歴の調査：OCCAM / APOGEEサンプルからの散開星団のセリウムの存在量と勾配
| Title |
Exploring_the_s-process_history_in_the_Galactic_disk:_Cerium_abundances_and_gradients_in_Open_Clusters_from_the_OCCAM/APOGEE_sample |
| Authors |
J._V._Sales-Silva,_S._Daflon,_K._Cunha,_D._Souto,_V._V._Smith,_C._Chiappini,_J._Donor,_P._M._Frinchaboy,_D._A._Garc\'ia-Hern\'andez,_C._Hayes,_S._R._Majewski,_T._Masseron,_R._P._Schiavon,_D._H._Weinberg,_R._L._Beaton,_J._G._Fern\'andez-Trincado,_H._J\"onsson,_R._R._Lane,_D._Minniti,_A._Manchado,_C._Moni_Bidin,_C._Nitschelm,_J._O'Connor,_and_S._Villanova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.02196 |
APOGEE散開星団の化学的存在量とマッピング（OCCAM）調査は、銀河円盤内のs過程元素セリウムの化学的進化を調査するために使用されます。セリウムの存在量は、42個の散開星団に属する218個の星の高精度スペクトルを特徴付けるブリュッセル自動コード（BACCHUS）を使用して、APOGEEスペクトルのCeII線の測定から導き出されました。私たちの結果は、一般に、年齢$<$4Gyrの場合、若い散開星団は古い散開星団よりも[Ce/Fe]と[Ce/$\alpha$-element]の比率が高いことを示しています。さらに、金属量は[Ce/X]-Age平面（XはH、Fe、および$\alpha$-元素O、Mg、Si、またはCa）で散開星団を分離します。これらの金属量に依存する関係は、普遍的な時計ではない年齢による[Ce/Fe]と[Ce/$\alpha$]の比率をもたらします。散開星団の[Ce/H]および[Ce/Fe]比の放射状勾配は、年齢別にビニングされ、初めて導出されました。d[Ce/H]dR$_{GC}$は負であり、d[Ce/Fe]/dR$_{GC}$は正です。[Ce/H]と[Ce/Fe]の勾配は時間の経過とともにほぼ一定であり、[Ce/Fe]の勾配はわずかに急になり、$\sim$+0.009dex-kpc$^{-1}$-Gyrだけ変化します。$^{-1}$。[Ce/H]と[Ce/Fe]の両方の勾配は、古い散開星団の[Ce/H]と[Ce/Fe]の低い値にシフトされます。銀河円盤全体の散開星団におけるCeの化学的パターンは、AGB星からのs過程収量、星間物質のCe濃縮における$\sim$Gyr時間遅延、およびCe元素合成のそのAGB恒星源の金属量。
ISCEAで宇宙の正午に銀河の進化を照らす：宇宙の進化の天体物理学のための赤外線衛星
| Title |
Illuminating_Galaxy_Evolution_at_Cosmic_Noon_with_ISCEA:_the_Infrared_Satellite_for_Cosmic_Evolution_Astrophysics |
| Authors |
Yun_Wang,_Lee_Armus,_Andrew_Benson,_Emanuele_Daddi,_Andreas_Faisst,_Anthony_Gonzalez,_Casey_Papovich,_Zoran_Ninkov,_Massimo_Robberto,_Randall_J._Rose,_Thomas_(TJ)_Rose,_Claudia_Scarlata,_S._A._Stanford,_Todd_Veach,_Zhongxu_Zhai,_Bradford_Benson,_L._E._Bleem,_Michael_W._Davis,_George_Helou,_Lynne_Hillenbrand |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.02387 |
ISCEA（InfraredSatelliteforCosmicEvolutionAstrophysics）は小さな天体物理学のミッションであり、その科学目標は、宇宙の正午に暗黒物質の宇宙網で銀河がどのように進化したかを発見することです。その科学的目的は、宇宙が3-5Gyrs（1.2<z<2.1）であったときの、局所的な密度と恒星の質量の関数として、銀河における星形成とその消光の歴史を決定することです。ISCEAは、宇宙の正午の期間中、1.7<z<2.1で、環境消光がクラスターやグループだけでなく、これらの構造を取り巻く拡張された宇宙ウェブでも典型的な銀河の主要な消光メカニズムであるという科学的仮説をテストするように設計されています。ISCEAは、1.2<の50個のプロトクラスター（クラスターおよび宇宙ウェブ）フィールドのそれぞれで半径>10MpcまでのH-α線を使用して、年間6太陽質量までの星形成率の10％ショットノイズ測定を行うことにより、その科学目的を達成します。z<2.1。ISCEAは、これらのフィールドの星形成消光係数を測定し、銀河の運動学を50km/s未満の精度で測定して、各フィールドの3D空間分布を推定します。ISCEAは、宇宙の正午に銀河の進化についての私たちの理解を変えるでしょう。ISCEAは、FoVが0.32deg^2の30cm相当の口径望遠鏡と、プログラム可能なスリットマスクとしてデジタルマイクロミラーデバイス（DMD）を備えたマルチオブジェクト分光器を備えた小型衛星天文台です。ISCEAは、1.1〜2.0ミクロンのNIR波長範囲にわたって、2.8"x2.8"のスリットを備えた、R=1000の有効分解能で、1000個の銀河のスペクトルを同時に取得します。。ISCEAは、200秒以上で<=2"FWHMのポインティング精度を達成します。ISCEAは、2。5年の主な任務で低軌道に打ち上げられます。ISCEAのDMDの宇宙認定は、宇宙からの分光法の新しいウィンドウを開き、革命を可能にします天体物理学の進歩。
最近発見された大規模なフィラメント状の特徴であるガマは、寒冷期または不安定期にありますか？
| Title |
Is_the_recently_discovered_large_scale_filamentary_feature_Cattail_in_the_cold_or_unstable_phase? |
| Authors |
Ka_Ho_Yuen,_Avi_Chen,_Ka_Wai_Ho_and_Alex_Lazarian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.02411 |
最近の出版物（Lietal。2021）は、私たち自身の天の川の新しい銀河系の腕であるかもしれない高解像度FAST観測から、Cattailと呼ばれる最大のフィラメント状中性水素の特徴の1つを発見しました。しかし、分析では、この中性水素の特徴は、12km/sの総線幅があるにもかかわらず冷たいことが示唆されました。新しく開発された速度分解アルゴリズム（Yuenetal。2021a）と力平衡モデル（Hoetal。2021a）を使用して、Cattailが実際にコールドニュートラルメディアであるかどうかの確率を評価します。銀河シアータームを含めても、その特徴は依然として不安定なニュートラルメディアレジームにあることを発見しました。さらに、Cattailがコースティクス空間の2つの互いに素な特徴であることも発見しました。これは、Cattailが2つの異なる乱流システムを持っている可能性があることを示唆しています。この議論を確認するために、VDAを介して分離された個々のシステムのスペクトルをチェックします。この構造内に埋め込まれている小規模なコールドメディアの存在を排除するものではありません。
開口補正された分光学的Ia型超新星ホスト銀河の特性
| Title |
Aperture-corrected_spectroscopic_type_Ia_supernova_host_galaxy_properties |
| Authors |
Llu\'is_Galbany,_Mat_Smith,_Salvador_Duarte_Puertas,_Santiago_Gonz\'alez-Gait\'an,_Ismael_Pessa,_Masao_Sako,_Jorge_Iglesias-P\'aramo,_A._R._L\'opez-S\'anchez,_Mercedes_Moll\'a,_Jos\'e_M._V\'ilchez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.02517 |
SloanDigitalSkySurvey-IISupernovaSurvey（SDSS-II/SNe）によって取得されたタイプIa超新星（SNeIa）データを、ホスト銀河の公開されているSDSSDR16ファイバー分光法と組み合わせて使用し、SNeIa光度曲線パラメーターを相関させます。いくつかのホスト銀河特性へのハッブル残差。固定アパーチャファイバー分光法は、アパーチャ効果に悩まされています。ファイバーで覆われる銀河の割合は、空に投影されたサイズによって異なります。したがって、測定された特性は銀河全体を表すものではありません。面分光法の出現は、これらの銀河パラメータが開口サイズによってどのように変化するかを研究することによって、失われた光を補正する方法を提供しました。ここでは、グローバルホスト銀河パラメーターがアパーチャ効果に対して修正された後、標準のSNホスト銀河関係がどのように変化するかを研究します。ホスト銀河の特性を持つSNハッブル残差の以前の傾向を回復しますが、開口損失を補正する代わりにファイバーカバレッジの低いオブジェクトを破棄すると、SNホスト銀河の関係に影響を与えるバイアスがサンプルに導入されることがわかります。一般的に使用される$g$バンド分数基準を適用することの正味の効果は、高質量銀河で本質的にかすかな\mbox{SNe〜Ia}を破棄することです。したがって、質量ステップの高さを人為的に0.02等増加させます。SNと銀河の相関関係の研究を目的とした、DES、DESI、TiDESin4MOSTなどの現在および次世代の固定開口ファイバー分光調査では、これらの影響を考慮して修正する必要があります。
中赤外線ダスト放出とUV消滅の関係
慎重に選択された星のサンプルに向けた拡散発光の低解像度スピッツァー赤外線（IR）5-14ミクロンスペクトルを分析します。サンプルは、十分に決定された紫外線（UV）消火曲線を持ち、視線に沿ってすべての消火および放出ダストを効果的に超えていることが示されている星への視線で構成されています。私たちのサンプルには、UV曲線の消滅曲線が広範囲の曲線形態を示し、さまざまな星間環境をサンプリングする視線が含まれています。その結果、このユニークなサンプルにより、同じ粒子の消滅と放出の特性の関係を研究し、異なる物理的環境に対するそれらの応答を調べることができました。Draine＆Li（2007）によって与えられたPAHモデルと、PAH放出に関連することが知られていない一連の追加機能の観点から、放出特徴を定量化します。スピッツァー中赤外スペクトルのさまざまな特徴の強度を、UVから近赤外の吸光曲線の形状を表すFitzpatrick＆Massa（2007）パラメーターと比較します。私たちの主な結果は、プログラム星の消光曲線の2175AUVバンプの面積と、同じ視線の中間IRスペクトルの主要なPAH放射機能の強度との間に強い相関関係があるということです。
電波が静かで相対論的に噴射された活動銀河核における光学的単一イオン化鉄放出
| Title |
Optical_singly-ionized_iron_emission_in_radio-quiet_and_relativistically_jetted_active_galactic_nuclei |
| Authors |
Paola_Marziani,_Marco_Berton,_Swayamtrupta_Panda_and_Edi_Bon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.02632 |
ラジオクワイエットとラジオラウド（相対論的に「ジェット」）活動銀河核（AGN）の光学特性とUV特性の違いの問題は、強力なAGNの少数がなぜ強いのかという根本的な問題に関連して、長年の問題です。相対論的放出による電波放射。この論文では、特定の側面を検討します。スペクトル範囲4400〜5600Aでの単一イオン化鉄放出で、顕著なHIH$\beta$および[OIII]4959、5007線も観察されます。ほとんどのジェット源が見られるクエーサー主系列のスペクトル型におけるFeII多重項の相対強度の詳細な比較を示し、その後、$\gamma$-を使用したラジオラウドナローラインSeyfert1（NLSy1）核について説明します。光線検出および顕著なFeII放出を伴う。IZw1に基づくFeIIテンプレートは、RQおよびRLソースの光学FeII放射の正確な表現を提供します。CLOUDY光イオン化シミュレーションは、観測されたスペクトルエネルギー分布が、複合ラジオラウドスペクトルで観測された適度なFeII放出を説明できることを示しています。ただし、スペクトルエネルギーの違いだけでは、同様の物理的パラメータについて、電波が静かな光源で観察されるより強いFeII放射を説明することはできません。RLNLSy1に関しては、他のRLソースのように動作しないようです。これは、物理的特性が異なるため、最終的にはより高いエディントン比に関連付けられる可能性があるためです。
アクリルアミドの実験室回転分光法およびALMAを使用したSgrB2（N）に対するアクリルアミドおよびプロピオンアミドの検索
| Title |
Laboratory_rotational_spectroscopy_of_acrylamide_and_search_for_acrylamide_and_propionamide_toward_Sgr_B2(N)_with_ALMA |
| Authors |
L._Kolesnikov\'a,_A._Belloche,_J._Kouck\'y,_E._R._Alonso,_R._T._Garrod,_K._Lukov\'a,_K._M._Menten,_H._S._P._M\"uller,_P._Kania,_\v{S}._Urban |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.02643 |
宇宙では多くの複雑な有機分子が検出されており、その中でアミドはペプチド結合を含む種のモデルと見なされています。アクリルアミドは、その骨格にペプチド結合だけでなく、多くの星間化合物に共通のモチーフであるビニル官能基も持っています。これにより、アクリルアミドは宇宙での検索の興味深いターゲットになります。さらに、関連分子であるプロピオンアミドの暫定的な検出が最近SgrB2（N）に対して主張されています。75〜480GHzのアクリルアミドのsynおよびskew形式の数千の回転遷移の正確な実験室測定および分析を報告します。2つの対称的に同等の構成間の低エネルギー障壁を通るトンネル効果は、高エネルギースキュー種で明らかになりました。SgrB2（N）に対してALMAを使用して実行されたイメージングスペクトル線調査ReMoCAで、アクリルアミドの放出を検索しました。同じソースでプロピオンアミドも検索しました。SgrB2（N）の2つの主要なホット分子コアに対して、アクリルアミドもプロピオンアミドも検出されませんでした。メインのホットコアの東に位置する位置に対してもプロピオンアミドは検出されなかったため、この位置に対する星間検出の最近の主張は確認されませんでした。アクリルアミドとプロピオンアミドは、メインのホットコアSgrB2（N1S）に対して、アセトアミドよりもそれぞれ少なくとも26倍と14倍少なく、セカンダリのホットコアに対しては、アセトアミドよりもそれぞれ少なくとも6倍と3倍少ないことがわかります。SgrB2（N2）。関連種の天体化学反応速度モデルの結果との比較は、アクリルアミドがアセトアミドよりも数百倍少ない可能性があることを示唆しており、観測の上限よりも少なくとも1桁低い値に対応します。プロピオンアミドは、SgrB2（N1S）に向けて導き出された上限よりもわずか2倍少ない可能性があります。
天の川銀河の中央の半パーセクにおける太陽直下金属量星のアルファ存在量の測定：球状星団と矮小銀河の落下シナリオのテスト
| Title |
Measuring_the_alpha-abundance_of_subsolar-metallicity_stars_in_the_Milky_Way's_central_half-parsec:_testing_globular_cluster_and_dwarf_galaxy_infall_scenarios |
| Authors |
Rory_O._Bentley,_Tuan_Do,_Wolfgang_Kerzendorf,_Devin_S._Chu,_Zhuo_Chen,_Quinn_Konopacky,_Andrea_Ghez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.02649 |
天の川銀河核星団は広く研究されてきましたが、それがどのように形成されたかは定かではありません。研究によると、球状星団と矮小銀河の合併によって形成された可能性のあるサブソーラー金属量集団とともに、その場で形成された可能性のある太陽および超太陽金属量集団が含まれています。星の存在量の測定は、形成シナリオを区別するために重要です。銀河中心にある2つの太陽直下金属量星の[$M/H$]と$\alpha$-元素の存在量[$\alpha/Fe$]の新しい測定値を示します。これらの観測は、補償光学支援の高解像度（R=24,000）分光器NIRSPECを使用してKバンド（1.8〜2.6ミクロン）で行われました。これらは、天の川銀河星団のサブソーラー金属量星の最初の$\alpha$要素存在比測定値です。[$M/H$]=$-0.59\pm0.11$、[$\alpha/Fe$]=$0.05\pm0.15$および[$M/H$]=$-0.81\pm0.12$、[$\alpha/Fe$]=$0.15\pm銀河中心の2つの星の場合は0.16$。不確実性は、スペクトルテンプレートの体系的な不確実性によって支配されます。星は、球状星団の[$\alpha/Fe$]と同様の[$M/H$]値の矮小銀河の間に[$\alpha/Fe$]を持っています。それらの存在量は、核星団の星の大部分とは大きく異なります。これらの結果は、天の川銀河団のサブソーラー金属量集団が、落下する矮小銀河または球状星団に由来する可能性が高く、その場で形成された可能性が低いことを示しています。
高赤方偏移クエーサー$（\sim0.2\％）$の観測されたレンズ部分は、以前の理論的予測$（\gtrsim4\％）$よりも大幅に低くなっています。理論モデルによって予測された高赤方偏移クエーサーのレンズ部分を再検討します。ここでは、銀河速度分散関数（VDF）の最近の測定値を採用し、広範囲のクエーサー光度関数（QLF）パラメーターを調べます。一貫した結果が得られる分析手法とモックカタログの両方を使用しています。通常のQLFパラメータと現在の高赤方偏移クエーサー調査$（m_z\lesssim22）$の場合、モデルは$F_\text{multi}\sim0.4\％-0.8\％$の多重画像部分を示唆しています。予測されるレンズの割合は、QLFに応じて、最も明るい$z_s\sim6$クエーサー$（m_z\lesssim19）$に対して$\sim1\％-6\％$です。以前のモデルで予測されたレンズの割合の体系的な不確実性は、2〜4ドルの倍になる可能性があり、VDFによって支配されます。最近の測定からVDFを適用すると、予測されるレンズの割合が減少し、観察と理論モデルの間の緊張が緩和されます。現在の画像調査の深さを考えると、空上で検出可能な$z_s>5.5$の$\sim15$レンズ付きクエーサーがあります。LSST調査や{\emEuclid}調査などの今後の空の調査では、この赤方偏移の範囲で数十個のレンズ付きクエーサーが見つかります。
ハッブルフロンティアフィールドプログラムからのレンズ付き低光度z = 4-8銀河のサイズ
| Title |
Sizes_of_Lensed_Lower-luminosity_z=4-8_Galaxies_from_the_Hubble_Frontier_Field_Program |
| Authors |
R.J._Bouwens,_G.D._Illingworth,_P.G._van_Dokkum,_P.A._Oesch,_M._Stefanon,_B._Ribeiro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.02948 |
ハッブルフロンティアフィールド（HFF）プログラムからのクラスターの背後で識別された、z〜4およびz〜6、7、および8での星形成銀河の残りのUVサイズと光度の関係を制約します。サイズと光度の関係は、かすかな銀河の正確な光度関数（LF）を導き出すための鍵です。最新のレンズモデルとこれらのクラスターの完全なデータセットを利用して、68z〜4、184z〜6、93z〜7、および53z〜8銀河のレンズ補正サイズと光度が導き出されます。サイズ測定は、レンズモデルが適切に調整されている30倍の線形倍率まで確実に測定できることを示しています。私たちが測定するサイズは、<50pcから>〜500pcまでの>1-dexの範囲に及びます。不確実性は、公的なレンズモデル間の形式的な適合誤差と体系的な違いの両方に基づいています。これらの不確実性は、最小のソースの約20pcから最大のソースの50pcまでの範囲です。不完全性と倍率の不確実性の影響をモデル化するためのフォワードモデリング手順を使用して、z〜4とz〜6-8の両方でサイズと光度の関係を特徴付けます。z〜4とz〜6-8での星形成銀河のソースサイズは、光度LがそれぞれL^{0.54\pm0.08}とL^{0.40+/-0.04}であることがわかります。低光度（>〜-18等）の銀河は、高光度（<〜-18等）でのサイズと光度の関係を外挿することで予想されるよりも小さくなります。より急なサイズと光度の関係（3シグマ）の新しい証拠は、高せん断領域での高度に拡大された銀河の有病率、LFの上昇に対する理論的議論、およびサイズの他の独立した決定に基づく小さなサイズの以前の証拠に追加されます-HFFクラスターからの光度の関係。
$ z> 5 $でのラジオラウドクエーサーのラジオスペクトルターンオーバー
| Title |
The_radio_spectral_turnover_of_radio-loud_quasars_at_$z>5$ |
| Authors |
Yali_Shao,_Jeff_Wagg,_Ran_Wang,_Emmanuel_Momjian,_Chris_L._Carilli,_Fabian_Walter,_Dominik_A._Riechers,_Huib_T._Intema,_Axel_Weiss,_Andreas_Brunthaler,_and_Karl_M._Menten |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03133 |
KarlG.Jansky超大型干渉電波望遠鏡（VLA）S-（2-4GHz）、C-（4--8GHz）、およびXバンド（8--12GHz）の連続観測を7つのラジオラウドに向けて提示します。$z>5$のクエーサー。このサンプルは、$\sim$1GHzを超える観測フレーム周波数でスペクトルピークを示すことが以前にわかっています。また、アップグレードされたGiantMetrewaveRadioTelescope（uGMRT）バンド2（200MHz）、バンド3（400MHz）、およびバンド4（650MHz）の電波連続観測を、$z>5$の8つの放射光クエーサーに向けて提示します。、以前のGMRT調査から選択された、低周波シンクロトロン放射をサンプリングするため。アーカイブ無線連続観測と組み合わせると、10個のターゲットすべてがスペクトルターンオーバーの証拠を示します。ターンオーバー周波数は、残りのフレームで$\sim$1〜50GHzであり、これらのターゲットはギガヘルツピークスペクトル（GPS）または高周波ピーク（HFP）の候補になります。スペクトルターンオーバーの両側で観測された9つの十分に制約されたターゲットについて、シンクロトロン自己吸収と自由自由吸収（FFA）に関連する吸収モデルを使用して電波スペクトル全体を適合させます。私たちの結果は、外部の不均一な媒体のFFAが、9つのターゲットすべてで観測されたスペクトルを正確に記述できることを示しています。これは、サンプルの無線スペクトルターンオーバーのFFAの起源を示している可能性があります。$z=5.00$でのJ114657.79+403708.6の複雑なスペクトルと2つのスペクトルピークについては、複数の成分（つまり、コアジェット）と核領域の高密度媒体によるFFAが原因である可能性があります。ただし、変動のスペクトルターンオーバーの原因を除外することはできません。ラジオスペクトルモデリングに基づいて、サンプルのラジオラウドネス$R_{2500\rm\、\AA}$を計算します。これは、12$^{+1}_{-1}$から674$^{+の範囲です。61}_{-51}$。
近くの銀河におけるX線選択AGNの発生率
地元の銀河集団内にあるAGNの偏りのないサンプルの識別と分析を提示します。MPA-JHUカタログ（SDSSDR8に基づく）と3XMMDR7を使用して、25,949個のローカル銀河（$z\leq0.33$）の親サンプルを定義します。恒星の質量と星形成率の計算を汚染するAGN光が厳密にないことを確認した後、AGNに起因する可能性が高い中央の過剰なX線放射を持つ917個の銀河を特定しました。BPT診断を使用してそれらの輝線を分析し、そのような手法が高質量銀河のAGNとしてソースを確実に識別するのにより効果的であることを確認しました：最小質量ビンの30％一致から最大質量ビンの93％に上昇します。次に、これらのAGNに電力を供給するブラックホールの成長率を、特定の降着率（$\proptoL_X/M_*$）の観点から計算しました。私たちのサンプルは広範囲の降着率を示しており、その大部分はエディントン光度の$\leq0.5\％$の率で降着しています。最後に、サンプルを使用して、恒星の質量と赤方偏移の関数としてAGNの発生率を計算しました。3XMMのさまざまな感度を補正した後、銀河サンプルを恒星の質量と赤方偏移で分割し、X線の明るさと特定のブラックホールの降着率の関数としてAGNの割合を調べました。このことから、固定の特定の降着率制限である$10^{-3.5}$を超えるAGNをホストしている銀河の割合は、$8<\log\mathrm{M_*の恒星の質量にわたって一定（$\approx1\％$）であることがわかりました。/M_\odot}<12$であり、赤方偏移で増加します（$\約1\％$から$10\％$に）。
フィラメント状星間物質の高銀河緯度領域における多相磁場トレーサーの比較
| Title |
A_Comparison_of_Multi-Phase_Magnetic_Field_Tracers_in_a_High-Galactic_Latitude_Region_of_the_Filamentary_Interstellar_Medium |
| Authors |
J._L._Campbell,_S._E._Clark,_B._M._Gaensler,_A._Marchal,_C._L._Van_Eck,_A._A._Deshpande,_S._J._George,_S._J._Gibson,_R._Ricci,_J._M._Stil,_A._R._Taylor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03247 |
銀河の磁場が多相星間物質（ISM）をどのように通過させるかを理解することは、異なる磁場トレーサーが異なる相と磁場成分を探査するため、依然としてかなりの課題です。銀河アレシボLバンドフィードアレイ連続トランジットサーベイ（GALFACTS）と銀河アレシボLバンドフィードアレイからの1.4GHz無線連続偏波とHI線放射を比較することにより、イオン化ISMと中性ISMの間で共有される共通の磁場の証拠を検索しますそれぞれHI（GALFA-HI）調査。連続発光の偏光勾配を計算し、拡散/半透明のHI構造との関連を検索します。分極勾配は、温かいイオン化ガスの熱電子密度と視線場の強さ（$B_\parallel$）の積分積の変化に敏感ですが、狭いHI構造は、冷たい中性ガス。銀河系の緯度が高いアレシボの空で、$（\ell、b）\sim（216\deg、+26\deg）$を中心とするG216+26の領域を特定しました。この領域には、狭い方向に整列した偏光勾配のフィラメントが含まれています。銀河面にほぼ平行なHI構造。この領域の多相観測と磁場トレーサーの比較を提示し、暖かいイオン化された媒体と冷たい中性媒体が共通の磁場を介して接続されている可能性があることを示します。H$\alpha$放射に関連する偏光勾配フィラメントの物理的特性を定量化し、見通し内電界強度$B_\parallel=6{\pm}4\mu$Gとプラズマベータ$\betaを測定します。=2.1^{+3.1}_{-2.1}$。広範囲にわたる多相磁場アラインメントの欠如について議論し、この領域が短時間スケールまたは物理的にまれな現象に関連しているかどうかを検討します。この作業は、磁化されたISMを理解するためのマルチトレーサー分析の有用性を強調しています。
バイナリシステムにおけるMHDディスクジェット遷移の物理学：ディスクスパイラルアームから発射されたジェットスパイラル壁
| Title |
The_physics_of_the_MHD_disk-jet_transition_in_binary_systems:_jetted_spiral_walls_launched_from_disk_spiral_arms |
| Authors |
Somayeh_Sheikhnezami_and_Christian_Fendt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.02111 |
連星系にある恒星円盤のジェット発射メカニズムの詳細な物理的分析を提示します。3D抵抗MHDシミュレーションを適用して、角運動量輸送や降着および放出質量流束など、システムのローカルおよびグローバルプロパティを調査します。以前の作品と比較して、初めて、完全な磁気トルク、流出の存在、したがって垂直運動による角運動量輸送、およびバイナリトルクを考慮しました。その特定の3D構造と、それが潮汐効果によってどのように影響を受けるかについて説明します。ディスク内で進化しているらせん構造が{\em流出に打ち上げられている}ことがわかります。この新しく発見された構造を{\emジェットスパイラルウォール}と呼ぶことを提案します。これらのスパイラル機能は同じ時間発展に従い、ジェットスパイラルはディスクスパイラルよりもいくらか遅れています。角運動量の垂直輸送は、連星系でも総角運動量収支に重要な役割を果たしていることがわかります。同じことが磁気トルクにも当てはまりますが、磁気圧力の$\phi$導関数と$B_{\phi}B_r$応力からの寄与は小さいです。時間依存の3Dロッシュポテンシャルから生じる重力トルクは、ディスクジェットシステムに現れるすべての3D効果の根本的な原因を構成するため、不可欠になります。定量的には、連星系のディスク降着率は、単一の星の周りのディスクと比較して$20\％$増加することがわかります。ディスクの風の質量流束は50\％も増加します。
宇宙線輸送のための標準的な自己閉じ込めおよび外因性乱流モデルは、基本的に観測と互換性がありません
| Title |
Standard_Self-Confinement_and_Extrinsic_Turbulence_Models_for_Cosmic_Ray_Transport_are_Fundamentally_Incompatible_with_Observations |
| Authors |
Philip_F._Hopkins_(Caltech),_Jonathan_Squire_(Otago),_Iryna_S._Butsky_(Caltech),_Suoqing_Ji_(Caltech) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.02153 |
宇宙線（CR）ダイナミクスのモデルは、基本的に磁気変動によるCR散乱の速度に依存します。ISMでは、エネルギーが〜MeV-TeVのCRの場合、これらの変動は通常、「外因性乱流」（ET）（大規模からのカスケード）または「自己閉じ込め」（SC）のいずれかに起因します。CRストリーミングによる変動。銀河シミュレーションにおける単純な分析的議論と詳細な「ライブ」数値CR輸送計算を使用して、これらの両方が、標準形式では、観測されたCRスペクトルの基本的な定性的特徴さえ説明できないことを示します。ETの場合、臨界バランスに従うか、現実的な異方性を特徴とするスペクトル、または散逸スケール未満の有限減衰を説明するスペクトルは、B/Cおよび他の種の質的に不正確なスペクトル形状とスケーリングを予測します。どういうわけか異方性と減衰の両方を無視したとしても、観測的に必要な散乱率は、桁違いのET予測と一致しません。SCの場合、運転がCRエネルギー密度に依存するということは、観測されたCRスペクトルの形状とスケーリングを復元することがほぼ不可能であることを意味します。また、桁違いの正規化の問題があります。しかし、もっと深刻なことに、スーパーアルヴェーンストリーミングを使用したSCソリューションは不安定です。ライブシミュレーションでは、二次生産がゼロの任意の速さのCRエスケープ、または非常に強力なCR閉じ込めと二次生産のボトルネックソリューションに戻ります。基本的なプラズマプロセスを破棄せずにこれらの基本的な問題を解決するには、散乱変動に対してさまざまなドライバーを呼び出す必要があります。これらは、いくつかの特定の（しかしもっともらしい）制約に従うパワースペクトルで広範囲のスケールで動作する必要があります。
NICERX線タイミングデータを使用したPSRJ1824 $-$ 2452AおよびPSRB1937 +21の投影におけるレッドノイズの検出
| Title |
A_Detection_of_Red_Noise_in_PSR_J1824$-$2452A_and_Projections_for_PSR_B1937+21_using_NICER_X-ray_Timing_Data |
| Authors |
Jeffrey_S._Hazboun_and_Jack_Crump_and_Andrea_N._Lommen_and_Sergio_Montano_and_Samantha_J._H._Berry_and_Jesse_Zeldes_and_Elizabeth_Teng_and_Paul_S._Ray_and_Matthew_Kerr_and_Zaven_Arzoumanian_and_Slavko_Bogdanov_and_Julia_Deneva_and_Natalia_Lewandowska_and_Craig_B._Markwardt_and_Scott_Ransom_and_Teruaki_Enoto_and_Kent_S._Wood_and_Keith_C._Gendreau_and_David_A._Howe_and_Aditya_Parthasarathy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.02160 |
NeutronStarInteriorCompositionExplorer（NICER）からのX線データを使用して、ミリ秒パルサーPSRJ1824$-$2452Aからのパルス到着時間の長い時間スケールの相関変動（「レッドノイズ」）を検索しました。PSRB1937+21。X線は星間物質の無線周波数に依存する伝播効果の影響を受けないため、これらのデータは固有のノイズをより厳密に追跡します。私たちのベイズ検索方法では、PSRJ1824$-$2452Aのレッドノイズの強力な証拠（自然対数ベイズ因子$9.634\pm0.016$）が得られますが、PSRB1937+21については決定的ではありません。将来のX線ミッションのために、より長くより高精度のX線データセットをシミュレートして、レッドノイズを検出するために必要なタイミングベースラインを決定する方法を考案して実装します。PSRB1937+21の赤いノイズは、5マイクロ秒のTOAと比較して、2マイクロ秒の到着時間（TOA）エラーと1か月あたり20回の観測のケイデンスで5年間のミッションで確実に検出できることがわかります。NICERがPSRB1937+21で現在達成しているエラーと1か月あたりの11回の観測。ケイデンスとTOAエラーを観察する他の組み合わせを使用して、PSRB1937+21でのレッドノイズの検出を調査します。また、振幅が$A_{\rmGWB}=2\times10^{-15}$で、スペクトルインデックスが$\gamma_{\rmGWB}=13/3の注入された確率的重力波バックグラウンド（GWB）も見つかります。$は、PSRB1937+21と同様のTOA精度でパルサーで検出できますが、追加の赤いノイズはなく、月に15回パルサーを観測し、平均TOAエラーが1マイクロ秒の10年間のミッションで検出できます。
2020年の爆発中の銀河系ブラックホール候補SwiftJ1842.5-1124のMeerKAT無線検出
| Title |
MeerKAT_radio_detection_of_the_Galactic_black_hole_candidate_Swift_J1842.5-1124_during_its_2020_outburst |
| Authors |
X._Zhang,_W._Yu,_S._E._Motta,_R._Fender,_P._Woudt,_J._C._A._Miller-Jones_and_G._R._Sivakoff |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.02202 |
SwiftJ1842.5$-$1124は、2020年5月に新たな爆発を起こした、一時的な銀河系ブラックホールX線連星候補です。1か月近く続いた爆発中のXRTX線観測。このブラックホール連星の無線検出は、ソースがハード状態のときに最高の磁束密度229$\pm$31$\mu$Jyで、無線帯域で検出されなかった後、初めて行うことができました。新しいX線爆発の間に出現した直後に発生したソフト状態。したがって、その電波とX線の特性は、他のブラックホールX線連星で確立されたディスクジェット結合像と一致しています。ソースの準同時X線およびラジオ測定値をラジオ/X線輝度相関面に配置します。11日間隔で2つの準同時電波/X線測定値が得られました。これはX線の明るさで$\sim$2dexに及びます。ソースが爆発中にラジオ/X線相関面のブラックホールトラックをたどる場合、それは$\sim$5kpcを超える距離にあります。
天の川の高速電波バーストの検出
高速電波バースト（FRB）は、マイクロ秒からミリ秒のオーダーの持続時間で、原因が不明な非常にエネルギーの高い一時的なイベントです。それらは、ホスト銀河への局在化を通じて、宇宙論的な距離にあることが知られています。最近、天の川マグネターSGR1935+2154から、CHIME望遠鏡とSTARE2望遠鏡によってFRBのようなイベントが見られました。これは、私たちの銀河でFRBイベントを生成した唯一のマグネターです。天の川銀河で同様のイベントを見つけることは、FRBの前駆体を理解する上で非常に興味深いことです。このようなイベントは、天の川の乱流星間物質、それらの固有のエネルギー分布、および天の川の平面内のそれらの空間的位置によって強く影響されます。ISM内の電子分布のモデルを使用してこれらの効果を調べ、模擬イベントの分散測定とパルス散乱を推定します。また、ミルキーウェイの空間分布によって動機付けられたモデルを含む、空間分布と光度関数の一連のモデルを使用します。マグネター。さまざまなISMモデル、空間分布、およびバースト光度関数について、STARE2によって検出可能な天の川のFRBイベントの割合を評価します。調べたすべてのモデルで、主にISMの散乱効果により、バーストイベントのごく一部しか検出できません。提案された全天実験であるGReXは、FRBの光度関数とスケールハイトについての仮定に応じて、天の川FRBイベントの検出率を1桁増加させる可能性があることがわかりました。
2021年のペリアストロン通過中のPSRB1259-63のFermi-LAT観測
| Title |
Fermi-LAT_Observation_of_PSR_B1259-63_during_Its_2021_Periastron_Passage |
| Authors |
Zhi_Chang,_Shu_Zhang,_Yu-Peng_Chen,_Long_Ji,_Ling-Da_Kong_and_Peng-Ju_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.02295 |
PSRB1259-63は、コンパクトオブジェクトがパルサーである$\gamma$線バイナリシステムです。このシステムの軌道周期は1236。7日で、周星期の後に特有の$\gamma$線フレア（100\、MeV--300\、GeV）を示します。最新のペリアストロン通過中のPSRB1259-63の\textit{Fermi}-LAT観測と、以前の3つのペリアストロンを分析しました。明るいGeVフレアは、2021年のペリアストロンエポックの約60日後に始まりました。この遅延は、2017ペリアストロン周辺の遅延よりも大きく、以前のペリアストロンよりもはるかに大きくなっています。各ペリアストロン通過におけるGeVフラックスのピーク時間の遅延は、我々の結果から明らかです。この遅延の考えられる原因について議論し、以前の遅延の観測に基づいて、次のペリアストロン通過におけるGeVフラックスのピーク時間を予測しました。
近くの電波銀河からの超高エネルギー宇宙線の到着方向における磁気的に誘発された異方性
| Title |
Magnetically_Induced_Anisotropies_in_the_Arrival_Directions_of_Ultra-high-energy_Cosmic_Rays_from_Nearby_Radio_Galaxies |
| Authors |
Cain\~a_de_Oliveira_and_Vitor_de_Souza |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.02415 |
超高エネルギー宇宙線の到達方向の詳細なシミュレーションは、強力で構造化された銀河系外磁場（EGMF）モデルを想定して実行されます。ケンタウルス座A、おとめ座A、ろ座Aを離れる粒子は地球に伝播し、シミュレートされた異方性信号は、ピエールオージェと望遠鏡アレイコラボレーションによって公開された双極子とホットスポットと比較されます。ローカルソースで生成されたイベントの到着方向におけるEGMF構造の優位性が示されています。おとめ座A方向からのイベントがないことは、EGMFによって引き起こされる強い偏差に関連しています。これらの3つのソースが、検出された3つのホットスポットの方向で過剰なイベントに寄与するという証拠が提示されます。ここで検討したEGMFの下では、M82は望遠鏡アレイ天文台によって測定されたホットスポットに寄与していないことが示されています。
強い電磁場が真空を分極し、電場の存在下で荷電粒子とその反粒子のペアを作成します。マグネターは、シュウィンガー磁場に匹敵するかそれ以上の磁場を持つ高度に磁化された中性子星であり、かなりの量の真空偏極と真空双屈折を与え、誘導電場は、強磁場量子電磁力学（QED）である電子-ポジトロンペアを作成できます。）プロセス。この論文では、超臨界磁場と亜臨界電場の存在下での1ループ有効作用の閉式を使用し、真空複屈折を分析的および数値的に見つけてから、マグネターで可能な測定について説明します。
| Title |
Population_Properties_of_Gravitational-Wave_Neutron_Star--Black_Hole_Mergers |
| Authors |
Jin-Ping_Zhu,_Shichao_Wu,_Ying_Qin,_Bing_Zhang,_He_Gao,_Zhoujian_Cao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.02605 |
LIGO-Virgo-KAGRAコラボレーションの3回目の観測実行の過程で、いくつかの重力波（GW）中性子星-ブラックホール（NSBH）候補が発表されました。これらの候補が天体物理学的起源であると仮定することにより、GWNSBH合併の質量およびスピン分布の母集団特性を分析します。NSBHシステムのプライマリBH質量分布は、GWバイナリBH（BBH）プライマリから推測される形状と一致しており、インデックスが$\alpha=4.8^{+のべき乗則として十分に説明できることがわかります。4.5}_{-2.8}$に加えて、$\sim33^{+14}_{-9}\、M_\odot$でピークに達する高質量ガウス成分。NSマススペクトルは、$\sim1.0-2.1\、M_\odot$間のほぼ平坦な分布として形作ることができます。制約されたNSの最大質量は、私たちの銀河系のNSから推測されたものと一致しています。GW190814とGW200210がNSBHの合併である場合、NSの最大質量の事後結果は常に$\sim2.5\、M_\odot$より大きくなり、銀河系NSで推測される結果から大幅に逸脱します。GWNSBH合併の効果的なインスパイアスピンと効果的な歳差運動スピンは、潜在的にゼロに近い分布を持つと測定されます。GWNSBH合併のごくわずかなスピンは、宇宙のほとんどのイベントが急落イベントであるべきであることを意味します。これは、NSBHバイナリの標準的な孤立した形成チャネルをサポートします。4回目の観測で発見されるNSBHの合併が増えると、宇宙論的なNSBHの合併の母集団の特性をより正確にモデル化するのに役立ちます。
新しいブラックホール候補のスピン：NuSTARとNICERによって観測されたMAXI J1803-298
| Title |
The_Spin_of_New_Black_Hole_Candidate:_MAXI_J1803-298_Observed_by_NuSTAR_and_NICER |
| Authors |
Ye_Feng,_Xueshan_Zhao,_Yufeng_Li,_Lijun_Gou,_Nan_Jia,_Zhenxuan_Liao,_Yuan_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.02794 |
新たに発見された銀河系の過渡的ブラックホール候補であるMAXIJ1803-298は、2021年5月1日に\emph{MAXI}/GSCによって最初に検出されました。この論文では、MAXIJ1803-298の詳細なスペクトル分析を示します。X線反射フィッティング法を利用して、同じ日に\emph{NuSTAR}と\emph{NICER}/XTIによって0.7の間のエネルギー範囲で観測されたMAXIJ1803-298のスペクトルにそれぞれジョイントフィッティングを実行します。-79.0keVであり、そのスピン（および傾斜角i）は、68\％の信頼区間で極値0.991（$i\sim$$70^{\circ}$）に近くなるように制約できることがわかりました。この結果は、MAXIJ1803-298が大きな傾斜角を持つ高速回転ブラックホールである可能性があることを示唆しています。
PolarLightによるScoX-1のX線偏光の重要な検出とコロナジオメトリの制約
| Title |
A_significant_detection_of_X-ray_Polarization_in_Sco_X-1_with_PolarLight_and_constraints_on_the_corona_geometry |
| Authors |
Xiangyun_Long,_Hua_Feng,_Hong_Li,_Jiahuan_Zhu,_Qiong_Wu,_Jiahui_Huang,_Massimo_Minuti,_Weichun_Jiang,_Dongxin_Yang,_Saverio_Citraro,_Hikmat_Nasimi,_Jiandong_Yu,_Ge_Jin,_Ming_Zeng,_Peng_An,_Jiachen_Jiang,_Enrico_Costa,_Luca_Baldini,_Ronaldo_Bellazzini,_Alessandro_Brez,_Luca_Latronico,_Carmelo_Sgro,_Gloria_Spandre,_Michele_Pinchera,_Fabio_Muleri,_Paolo_Soffitta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.02837 |
PolarLightによる中性子星低質量X線連星さそり座（Sco）X-1のX線分極の検出を報告します。結果はエネルギーに依存し、3〜4keVで検出されませんが、4〜8keVで4$\sigma$が検出されます。また、4〜8keV帯域でフラックスに依存し、光源が低フラックスを表示する場合は検出されませんが、高フラックスでは5$\sigma$が検出されます。この場合、偏光率は$0.043\pm0.008$になります。偏光角は$52.6^\circ\pm5.4^\circ$です。これは、1970年代のOSO-8による以前の限界検出を確認し、ScoX-1をkeVバンドでの有意な偏光測定による2番目の天体物理学的ソースとしてマークします。測定された偏光角は、おそらくシステムの対称軸である、空の平面上の光源のジェットの向き（$54^\circ$）と一致しています。以前のスペクトル分析を組み合わせると、我々の測定は、光学的に薄いコロナが最高の降着率の下で遷移層に位置し、拡張降着円盤コロナモデルを嫌うことを示唆しています。
わずかにずれた構造化ジェットからの迅速な放出としてのガンマ線バーストX線残光のフレア
| Title |
Flares_in_gamma-ray_burst_X-ray_afterglows_as_prompt_emission_from_slightly_misaligned_structured_jets |
| Authors |
Rapha\"el_Duque_and_Paz_Beniamini_and_Fr\'ed\'eric_Daigne_and_Robert_Mochkovitch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.02917 |
構造化されたジェットに対してわずかにずれた観測者の枠組みの中で、ガンマ線バーストX線残光のフレアリング活動を説明するモデルを開発します。フレアは、ジェットのコア内での迅速な散逸の兆候である可能性があり、ドップラーブーストがあまり好ましくないためにX線バンドの観測者の位置がずれているように見える可能性があります。これらのフレアは、コアとオブザーバーの光の移動が遅れるため、残光フェーズ中に現れます。この写真では、この観測者によって記録された迅速な放出は、ジェットのコアの外側のジェットの横方向の構造で、彼らの視線に沿った物質から来ています。まず、基本的な分析フレームワークを設定して、整列した観測者が見たであろうガンマ線パルスのフレア特性の関数としてフレア特性を決定します。典型的なフレア観測時間と光度について、このようにフレアを説明するための実行可能なパラメータ空間が実際に存在することを示します。次に、このモデルを分析的に調査し、フレアの顕著な観察特性である、幅の狭いフレアを自然に生成することを示します。モデルが2つの異なるタイプの形態を表す2つのSwift/XRTフレアにフィットすることを実行して、モデルが両方をキャプチャできることを示します。フレアの原因となるコアジェット材料の放出時間は重要なパラメータです。フレアの観測時間と比較して常に小さいままですが、モデルが非常に遅い中央エンジン活動を必要としないことを確認しますが、遅い放出時間が強く支持され、親ガンマ線バーストのプロンプトフェーズの観測期間よりも長い場合があります。$T_{90}$で測定されます。
高密度環境における長期FRIIジェットの進化
銀河系の周囲の媒体と環境を最大距離$\sim100$〜kpcまで伝播する相対論的流出の長期数値3次元シミュレーションを提示します。私たちの目的は、電波源のグローバルダイナミクスにおける高密度メディアの役割を研究することです。相対論的ガス状態方程式と、熱冷却用語の基本的な説明を使用します。以前の研究では、線形摂動がジェット逆衝撃に傾斜を導入することにより、進化の初期段階でジェット伝播を強化できることを示しました。ここでは、この影響がより密度の高いメディアで減少することを示します。ジェットの伝播が遅く、らせんの不安定性が大きくなるため、\emph{dentist-drill}効果が早く作用することがわかります。ジェットの全体的な形態はあまり長くなく、より顕著なローブがあります。シミュレーションから得られたジェット生成構造の基本的な物理的パラメータは、3CサンプルのFRIIジェットについて得られた推定値の範囲内にあります。低密度媒体での以前の軸対称および3次元シミュレーションと一致して、強力で相対論的なジェットの場合、星間および銀河間媒体の衝撃加熱は非常に効率的であると結論付けます。
外部コンプトンおよびシンクロトロン自己コンプトン優勢ブレーザーのレプトンモデルにおける確率的長期変動のシミュレーション
| Title |
Simulations_of_Stochastic_Long-Term_Variability_in_Leptonic_Models_for_External-Compton_and_Synchrotron_Self-Compton_Dominated_Blazars |
| Authors |
Hannes_Thiersen,_Michael_Zacharias_and_Markus_B\"ottcher |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03130 |
この作業では、純粋に数値的なアプローチから、ブレーザーの多波長変動の性質を調査します。時間依存の1ゾーンレプトンブレーザー放出モデルを使用して、放出領域に確率的パラメーター変動を導入することにより、多波長変動をシミュレートします。これらの確率的パラメーターの変動は、モンテカルロ法によって生成され、パワースペクトル密度に$\alpha=-2$の特徴的なべき乗則インデックスがあります。スペクトルエネルギー分布の高エネルギー成分がそれぞれ外部コンプトンとシンクロトロン自己コンプトン放射によって支配されているフラットスペクトルラジオクエーサーと高シンクロトロンピークのBLLacertaeオブジェクトの代表的なブレーザーテストケースを含めます。シミュレートされた変動性は、2つのブレーザーの場合と変動性を駆動する物理的パラメーターとの違いを特徴づけるために分析されます。変動性のパワースペクトルは、両方の場合の基礎となる確率的パラメーターの変動と密接に関連していることを示します。異なる前駆体のバリエーション間の明確な違いは、多波長相互相関関数に存在します。
GOODSフィールドにおける通常の星形成銀河からのX線放射の恒星年齢依存性
| Title |
The_Stellar_Age_Dependence_of_X-ray_Emission_from_Normal_Star-Forming_Galaxies_in_the_GOODS_Fields |
| Authors |
Woodrow_Gilbertson,_Bret_Lehmer,_Keith_Doore,_Rafael_Eufrasio,_Antara_Basu-Zych,_William_Brandt,_Tassos_Fragos,_Kristen_Garofali,_Konstantinos_Kovlakas,_Bin_Luo,_Paolo_Tozzi,_Fabio_Vito,_Benjamin_F._Williams,_Yongquan_Xue |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03194 |
チャンドラディープフィールド-南および北の調査（CDF）は、通常の（非活動的な）銀河からのX線放射の宇宙の歴史へのユニークな窓を提供します。通常の銀河のX線輝度（L_X）と星形成率（SFR）および恒星の質量（M_star）のスケーリング関係を使用して、低質量および高質量のX線連星（LMXBおよびHMXB）の形成率を示しています。、それぞれ）L_HMXB/SFR〜1+zおよびL_LMXB/M_star〜（1+z）^{2-3}に続いて、z=0-2を横切る赤方偏移で進化します。ただし、これらの測定だけでは、X線連星（XRB）の赤方偏移の進化の背後にある物理的なメカニズムを直接明らかにすることはできません。FUVからFIRへの測光データのスペクトルエネルギー分布（SED）フィッティングを使用して、CDF内の344個の通常の銀河のサンプルの星形成履歴を導き出し、X線の自己無撞着で年齢依存のモデルを構築します。銀河からの放出。私たちのモデルは、高温ガスとXRB集団からのX線放射が、ホストの星の種族の年齢の関数としてどのように変化するかを定量化します。（1）L_X/M_starの比率は0〜10Gyrから約1000分の1に減少し、（2）X線SEDは年齢が上がるにつれて難しくなり、高温ガスがX線SEDは、10Myrを超える年齢で急速に低下します。サンプルを金属量に基づいてサブセットに分割すると、X線スケーリング関係の最近の研究と一致して、L_X/M_starが低金属量銀河で上昇していることがわかります。ただし、星形成銀河からのX線放射の年齢と金属量依存性の両方を定量化するには、追加の統計的制約が必要です。
太陽系のオーディオユニバースツアー：サウンドを使用して宇宙をよりアクセスしやすくする
| Title |
Audio_Universe_Tour_of_the_Solar_System:_using_sound_to_make_the_Universe_more_accessible |
| Authors |
Chris_Harrison_(Newcastle_University),_James_Trayford_(University_of_Portsmouth),_Leigh_Harrison,_Nic_Bonne_(University_of_Portsmouth) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.02110 |
プラネタリウムとホームビューイングの両方で自由に利用できる太陽系についてのショーを作成しました。ここでは、宇宙のオブジェクトが視覚だけでなく音でも表現されます。たとえば、聴衆はヨーロッパ南天天文台の超大型望遠鏡の上に現れる星に耳を傾け、惑星が頭の周りを周回しているのを聞きます。このショーの目的は、視力のレベルに関係なく、楽しんで理解できることです。ここでは、新しいコンピューターコードSTRAUSSを使用して、ショーのデータをサウンドに変換する方法について説明します。また、科学者、作曲家、視覚障害者コミュニティの代表者からさまざまな多様な視点を得ることがいかに不可欠であったかなど、ショーのデザイン中に学んだ教訓についても説明します。
太陽分光法用の大型の調整可能なファブリペロー干渉計のプロトタイプ
| Title |
A_prototype_of_a_large_tunable_Fabry-Perot_interferometer_for_solar_spectroscopy |
| Authors |
V._Greco,_A._Sordini,_G._Cauzzi,_F._Cavallini,_C._Del_Vecchio,_L._Giovannelli,_F._Berrilli,_D._Del_Moro,_K._Reardon_and_K._Pietraszewski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.02224 |
大型ファブリペロー干渉計は、4メートルクラスの太陽望遠鏡用の分光偏光計など、さまざまな天文機器で使用されています。この作業では、プロトタイプの150mmファブリペロー干渉計の空洞を包括的に特徴付け、斬新で完全に対称的な設計を採用しています。注目すべきは、システムが垂直または水平構成のいずれかで使用されている場合に、干渉計の空洞に対する重力の影響を適切に評価するための新しい方法を定義することです。どちらも太陽観測に典型的です。対称設計により、予荷重と重力の複合効果が、直径120mmの照明面でわずか数nmに制限され、重力がいずれかで約2nmの山から谷（0.3nmrms）に寄与することを示します。構成。スペクトルスキャン中に干渉計のプレート間の傾きの変動を確認します。これは、間隔コマンドを適切に修正することで軽減できます。最後に、新しいシステムの動的応答が一般的な運用シナリオを完全に満たしていることを示します。大型の完全対称ファブリペロー干渉計は、水平位置と垂直位置の両方でソーラー計装内で安全に使用でき、後者はそのような計装が占める全体積を制限するのに適していると結論付けます。
（赤ちゃん）IAXOでアクシオン物理学を掘り下げる
暗黒物質の検索は30年間続けられています。主な候補であるWIMPの前向きな発見の欠如は、献身的な努力の結果、アクシオンとアクシオンのような粒子にスポットライトを当てました。それらを検索するために採用された3つの主要な手法は、アクシオン崩壊定数とアクシオン質量によって定義されるパラメーター空間の広い範囲をカバーする上で互いに補完し合っています。InternationalAXionObservatory（IAXO）は、比類のない期待される感度と発見の可能性を備えた、第4世代のアクシオンヘリオスコープを構築するための国際協力計画です。IAXOの際立った特徴は、アクシオンに敏感な断面積が大きいアクシオン固有の磁石を備え、アクシオン物理学用に開発されたX線集束装置と検出器を備えていることです。このホワイトペーパーでは、アクシオンとALPの状況において、IAXOとそのプロトタイプであるBabyIAXOを動機付ける側面を確認します。この特集号の一部として、CAPAが強力な推進者であるプロジェクトへのスペインの参加にいくらかの重点が置かれています。
感度プローブを使用した重力レンズの検出に使用されるディープニューラルネットワークの解釈可能性の調査
| Title |
Exploring_the_interpretability_of_deep_neural_networks_used_for_gravitational_lens_finding_with_a_sensitivity_probe |
| Authors |
C._Jacobs,_K._Glazebrook,_A._K._Qin,_T._Collett |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.02479 |
人工ニューラルネットワークは天文学での使用が増えていますが、これらのモデルの限界を理解することは難しい場合があります。入力のさまざまなプロパティに対するモデルのパフォーマンスの感度を定量化することにより、ニューラルネットワークの動作を解釈するための確立された方法を補完するように設計された統計的方法である感度プローブを利用します。この方法を、ダークエネルギーサーベイで銀河-銀河の強いレンズの画像を分類するように訓練された神経ネットワークに適用します。ネットワークは、色、トレーニングで使用されるシミュレートされたPSF、およびレンズ光源からの光の遮蔽に非常に敏感ですが、アインシュタイン半径には鈍感であり、光源とレンズの大きさとともにパフォーマンスがスムーズに低下することがわかります。これから、ネットワークを制約するために使用されるトレーニングセットの弱点、特にPSFに対する過敏性を特定し、レンズファインダーの選択関数を銀河測光の大きさの関数として制約します。精度はgバンドで大幅に低下します。レンズ光源の大きさは21.5より大きく、レンズのrバンドの大きさは19未満です。
小型望遠鏡用のユニバーサルフォーカルレデューサー
| Title |
Universal_focal_reducer_for_small_telescopes |
| Authors |
V.L.Afanasiev,_V.R.Amirkhanyan,_R.I.Uklein,_A.E.Perepelitsyn,_E.A.Malygin,_E.S.Shablovinskaya,_I.V.Afanasieva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.02486 |
この論文は、ヴィクトル・アファナシエフ博士と彼の計り知れない遺産の記憶に捧げられています。このレポートは、SAORASの1メートルのZeiss-1000望遠鏡でテストされた2つの新しい機器、ストークス旋光計（StoP）とMAGICフォーカルレデューサーの機能を強調しています。活動銀河核（AGN）の研究に最適化されており、系統的に、これらの機器は広範囲の小さな望遠鏡のタスクに適しています。StoPとMAGICの視野は、直接画像の場合、それぞれ6'と13'です。StoPデバイスを使用すると、二重ウォラストンプリズムを使用して測光観測と偏光観測を行うことができます。スペクトルモードがMAGICに追加されました。中帯域フィルターで最大14等、全露光で1インチの視界を持つ星のようなターゲットの場合、測光精度は0.01等よりも優れ、偏光精度は0.6％よりも優れています。MAGICのボリューム位相ホログラフィックグレーティングは4000-7200AAで、分散は2A/pxです。StoPとMAGICは2020年に最初の光を受け取り、Zeiss-1000でテストモードで使用されます。レポートでは、著者が最初に得た結果について説明しています。新しい機器、およびさらなる展望
中国宇宙ステーションに搭載されたマイクロ波周波数リンクでの重力赤方偏移ベースのテスト
| Title |
Testing_gravitational_redshift_base_on_microwave_frequency_links_onboard_China_Space_Station |
| Authors |
Wenbin_Shen,_Pengfei_Zhang,_Ziyu_Shen,_Rui_Xu,_Xiao_Sun,_Mostafa_Ashry,_Abdelrahim_Ruby,_Wei_Xu,_Kuangchao_Wu,_Yifan_Wu,_An_Ning,_Lei_Wang,_Lihong_Li,_Chenghui_Cai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.02759 |
2022年に、中国宇宙ステーション（CSS）には、それぞれ$2\times10^{-16}$と$8\times10^{-18}$の安定性を備えた原子時計と光時計が装備され、以前の結果よりも高い精度で重力赤方偏移（GR）をテストします。CSSと地上局の間の高精度周波数リンクに基づいて、モデルを作成し、GRをテストするためのシミュレーション実験を提供しました。シミュレーション結果は、この方法が、搭載された水素時計の実験結果よりも2桁以上高い、$（0.27\pm2.15）\times10^{-7}$の精度レベルでGRをテストできることを示唆しています。40年以上前の空飛ぶロケット。
GAGG：Ceシンチレータの宇宙への応用：陽子照射による残光放出の研究
| Title |
Space_applications_of_GAGG:Ce_scintillators:_a_study_of_afterglow_emission_by_proton_irradiation |
| Authors |
Giuseppe_Dilillo,_Nicola_Zampa,_Riccardo_Campana,_Fabio_Fuschino,_Giovanni_Pauletta,_Irina_Rashevskaya,_Filippo_Ambrosino,_Marco_Baruzzo,_Diego_Cauz,_Daniela_Cirrincione,_Marco_Citossi,_Giovanni_Della_Casa,_Benedetto_Di_Ruzza,_Yuri_Evangelista,_G\'abor_Galg\'oczi,_Claudio_Labanti,_Jakub_Ripa,_Francesco_Tommasino,_Enrico_Verroi,_Fabrizio_Fiore,_Andrea_Vacchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.02897 |
HERMES-TP/SP（衛星の高エネルギー高速モジュラーアンサンブル-技術的および科学パスファインダー）ミッション。シンチレータサンプルは、6か月から10年にわたる軌道期間にわたって、赤道および太陽同期低地球軌道で予想されるレベルと同等のレベルで、70MeVの陽子で照射されました。取得したデータは、GAGG：Ce残光放出のオリジナルモデルを紹介するために使用されます。このモデルの結果は、HERMES-TP/SPシナリオに適用され、残光放射に起因する検出器の性能低下の上限推定を目的としています。
ASTROMOVESの紹介
ASTROMOVESプロジェクトは、天体物理学者のキャリアの動きとキャリアの意思決定を研究しています。参加している天体物理学者は、博士号を取得した後、少なくとも2回のキャリア移動を行う必要があります。これは、通常、博士号取得後4〜8年です。ASTROMOVESは欧州連合を通じて資金提供されているため、各参加者はヨーロッパで働いたか、住んでいたに違いありません。性別、民族、国籍、結婚歴、および子供がいるかどうかは、分析の多くの要因の一部です。天文学者と天体物理学者のキャリアに関する他の研究は、ASTROMOVESが構築する基礎を築く調査アプローチを採用しています（Fohlmeister＆Helling、2012、2014;Ivieetal。、2013;Ivie＆White、2015）。ASTROMOVESの場合、定性的なインタビューは、調査ではなく、プロジェクトで公開されている情報と組み合わされます。キャリアオプションに関する貴重な情報と、応募しない場所に関する決定が初めて収集されます。定性的インタビューを使用したこれらのいくつかの研究には、物理学者と天体物理学者の両方が含まれることがよくありますが、活動家の役割や長時間労働文化に関連する子供を持つことのニュアンスなど、ASTROMOVESにとって重要な問題が明らかになりました（Ong、2001;Rolin＆Vainio、2011）。世界的なCOVID-19の大流行により、プロジェクトは減速しました。ただし、この記事の執筆時点で、20件のインタビューが完了しています。これらのインタビューは、家族を持つことがキャリアの意思決定においてどのように重要な役割を果たすか、そして天体物理学でのキャリアを構築する上での機動性の重要性に関する以前の研究結果を裏付けています。文化天文学は、人間と空との関係のすべての側面にまたがるだけでなく、現在に至るまでのすべての時代に及びます。したがって、空と専門的な関係を持つ天文学者や天体物理学者を研究することも、文化天文学の一部です。
PDRs4all：拡張された明るい光源であるOrionBarのJWSTNIRCamイメージングのシミュレーションとデータ削減
| Title |
PDRs4all:_Simulation_and_data_reduction_of_JWST_NIRCam_imaging_of_an_extended_bright_source,_the_Orion_Bar |
| Authors |
A._Canin,_O._Bern\'e,_The_PDRs4All_ERS_team |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03106 |
ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）は、2021年12月に打ち上げられ、イメージングと分光法を実行するための4つの機器を備えています。この論文は、オリオンバーを観察することを目的としたアーリーリリースサイエンス（ERS）プログラム「PDRs4All」の一部である作業を紹介します。このプロジェクトの一環として実行される近赤外線カメラ（NIRCam）イメージングに焦点を当てています。このホワイトペーパーの目的は、NIRCamを使用したOrionBarに類似した拡張ソースの観測をシミュレートし、これらのシミュレートされた観測でパイプラインを実行する方法を説明することです。これらのシミュレーションは、「天文学者の提案ツール」の設定に基づいて、得られる観測の明確なアイデアを提供します。分析は、飽和のリスクの評価も提供します。このドキュメントで提示されている方法論は、輝点光源を含む拡張オブジェクトのJWST観測プログラムに適用できます。星雲や近くの銀河の観測に。
火星のInSightHP ^ 3ほくろ：火星の土壌に深く浸透する試みから学んだ教訓
| Title |
The_InSight_HP^3_mole_on_Mars:_Lessons_learned_from_attempts_to_penetrate_to_depth_in_the_Martian_soil |
| Authors |
T._Spohn_(1,2),_T.L._Hudson_(3),_L._Witte_(4),_T._Wippermann_(4),_L._Wisniewski_(5),_B._Kediziora_(5),_C._Vrettos_(6),_R._D._Lorenz_(7),_M._Golombek_(3),_R._Lichtenfeld_(8),_M._Grott_(2),_J._Knollenberg_(2),_C._Krause_(9),_C._Fantinati_(9),_S._Nagihara_(10),_J._Grygorczuk_(5)_((1)_International_Space_Science_Institute,_Bern,_Switzerland,_(2)_DLR-PF,_Berlin,_Germany,_(3)_Jet_Propulsion_Laboratory,_Pasadena_Ca,_USA,_(4)_DLR-RY,_Bremen,_Germany,_(5)_Astronika,_Warsaw,_Poland,_(6)_University_Kaiserslautern,_Germany,_(7)_Johns_Hopkins_University,_Baltimore_MD,_USA,_(8)_DLR-SD,_Oberpfaffenhofen,_Germany,_(9)_DLR-MUSC,_Cologne,_Germany,_(10)_Texas_Tech_University,_Lubbock_TX,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03234 |
NASAInSightミッションのペイロードには、表面の熱流を測定するための熱流および物理特性パッケージHP^3が含まれています。このパッケージは、小さなペネトレーター（モグラと呼ばれる）を使用して、土壌に5mの深さまで一連の温度センサーを実装するように設計されています。ほくろ自体には、深さまで進むにつれて熱伝導率を測定するセンサーが装備されています。熱流は、温度勾配と熱伝導率の積から計算されます。年間の表面温度変動によって引き起こされる摂動を回避するために、測定は3mから5mの間の深さで行われます。ほくろは、火星の砂に優れた類似材料を提供することが期待されていた石英砂と同様に、粘着性のない土壌に浸透するように設計されました。砂は、埋められたほくろの船体に摩擦を与えて、ほくろを前方に動かすほくろハンマーメカニズムの残りの反動のバランスを取ります。残念ながら、ほくろは40cmのほくろの長さを超えて浸透しませんでした。より深く浸透できなかったのは、主に、必要な摩擦を提供できなかった数十センチメートルの厚さの凝集性デュリクラストが原因でした。ハンマー機構のサプレッサーマスとスプリングが反動の多くを吸収しましたが、利用可能なマスでは、反動を排除するシステムができませんでした。ほくろは、それが展開された支持構造のばねによって提供される摩擦の恩恵を受けて、深さ40cmまで浸透しました。さらに、火星の土壌は、より強力なほくろを設計する動機となるであろう予想外のレベルの浸透抵抗を提供することが見出されました。より多くの質量が、反動をほとんどまたはまったく伴わない、より堅牢なシステム、モルハンマー機構のより多くのエネルギー、およびより大規模な支持構造を設計することを可能にしたであろうと結論付けられる。
進化的アルゴリズムを使用して、超高エネルギーニュートリノに対してより高い感度を持つアンテナを設計する
| Title |
Using_Evolutionary_Algorithms_to_Design_Antennas_with_Greater_Sensitivity_to_Ultra_High_Energy_Neutrinos |
| Authors |
J._Rolla,_A._Machtay,_A._Patton,_W._Banzhaf,_A._Connolly,_R._Debolt,_L._Deer,_E._Fahimi,_E._Ferstle,_P._Kuzma,_C._Pfendner,_B._Sipe,_K._Staats,_S.A._Wissel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03246 |
感度を向上させるための遺伝的に進化したニュートリノ望遠鏡（GENETIS）プロジェクトは、高次元パラメーター空間での科学的成果のために物理学の検出器を最適化することを目指しています。このプロジェクトでは、遺伝的アルゴリズムを使用してアンテナを設計し、科学的成果を直接性能指数として使用しました。この論文は、現在のAskaryanRadioArray（ARA）実験をベースラインとして使用した、氷中ニュートリノ検出器のアンテナ設計の改善に関する初期の結果を示しています。ARAの進化したアンテナ設計を使用して有効体積を最適化することにより、この初期調査で限られたパラメーターを使用したにもかかわらず、超高エネルギーニュートリノに対するARAのシミュレートされた感度を22％向上させます。将来の改善により、遺伝的アルゴリズムの計算効率とアンテナ設計の複雑さと適合性が引き続き向上します。この作業は、高次元のパラメータ空間における物理学およびその他の分野の検出器の感度を高める方法の継続的な研究開発の基礎を築きます。
観測されたフレアにおける再接続駆動加熱速度への彩層凝縮シグニチャの接続
| Title |
Connecting_Chromospheric_Condensation_Signatures_to_Reconnection_Driven_Heating_Rates_in_an_Observed_Flare |
| Authors |
William_H._Ashfield_IV,_Dana_W._Longcope,_Chunming_Zhu,_and_Jiong_Qiu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.02150 |
非常に高い空間的および時間的解像度での太陽フレアの再結合の観測は、フレアエネルギーが蓄積される再接続されたループのフットポイントで間接的に行うことができます。このエネルギー入力に対する下層大気の応答には、彩層凝縮と呼ばれる下向きに伝播する衝撃が含まれます。これは、UVで観測でき、可視光で観測できます。この応答の高解像度の観察を使用して再接続を特徴づけるために、2つの間の定量的な関係を開発する必要があります。このような関係は最近開発されたものであり、ここでは、2014年10月25日のX1.0フレアのフレアリボン（SOL2014-10-25T16：56：36）からの単一のフットポイントでの彩層凝縮の観測でテストします。単一ピクセルのインターフェイス領域イメージングスペクトログラフ（IRIS）を使用してSiiv1402.77{\AA}発光スペクトルを測定すると、特徴的な凝縮の進展を受けている赤方偏移成分が示されます。紫外線フットポイント熱量計（UFC）と呼ばれる手法を適用して、1つのフットポイントへのエネルギー蓄積を推測します。観測された凝縮よりもはるかに長く持続するこのエネルギープロファイルは、非常に短い凝縮エピソードを含む彩層応答を計算するために、1次元の流体力学的シミュレーションに入力されます。このシミュレーションから、Siivスペクトルを合成し、時間発展するドップラー速度を計算します。合成速度の変化は、IRISの観測結果とかなりよく比較できることがわかり、したがって、再接続と凝縮の関係を裏付けています。この演習では、彩層凝縮が再接続エネルギー放出の全体ではなく特定の部分を特徴付けること、および凝縮の時間スケールが必ずしもエネルギー入力の時間スケールを反映していないことを明らかにします。
ペリヘリア近くのパーカーソーラープローブによって観測されたイオンビーム、運動不安定性、および波のモデリング
| Title |
Modeling_ion_beams,_kinetic_instabilities,_and_waves_observed_by_the_Parker_Solar_Probe_near_perihelia |
| Authors |
Leon_Ofman,_Scott_A_Boardsen,_Lan_K_Jian,_Jaye_L_Verniero,_Davin_Larson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.02357 |
ペリヘリア近くの太陽圏内部でのパーカーソーラープローブ（PSP）ミッションからの最近のその場観測は、太陽風の動的加熱および加速プロセスに関連している可能性が高いイオンビーム、温度異方性、および動的波動活動の証拠を示しています。特に、陽子線はPSP/SPAN-Iで検出され、イオンスケール波に関連する磁気変動スペクトルはFIELDS装置で観測されました。SPAN-Iからのイオン速度分布関数（VDF）と、イオン運動不安定性を駆動する陽子およびアルファ粒子スーパーアルヴェーンビームの2.5Dおよび3Dハイブリッド粒子インセル（ハイブリッドPIC）モデルの結果を示します。太陽圏内の太陽風の波。PSPペリヘリア付近の太陽風条件について、ビーム、イオン相対ドリフト速度、およびイオン温度異方性を使用して、イオンVDFの進化をモデル化します。磁場に沿った、磁場に垂直な粒子（イオン）間のエネルギーの分配、および磁気エネルギーの変化を計算し、観測的に推定された値と比較します。ペリヘリア近くの太陽風プラズマにおけるイオンビーム駆動の運動不安定性は、太陽風プラズマ加熱プロセスの重要な要素である、流体から運動スケールへのエネルギーのカスケードにおける重要な要素であると結論付けます。
復元されたスリットスペクトルにおける大気迷光の補正
| Title |
Correction_of_atmospheric_stray-light_in_restored_slit-spectra |
| Authors |
Sudharshan_Saranathan,_Michiel_van_Noort,_Sami_K._Solanki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.02648 |
太陽の地上観測における長年の問題は、迷光によるデータの汚染であり、これは特に分光偏光データの反転に関連しています。残留高次収差による迷光汚染を補正する統計的手法に基づいて構築し、地上ベースのスリットスペクトルに適用することを目指しています。観測はスウェーデンの太陽望遠鏡で取得され、マルチフレームブラインドデコンボリューション復元手順を使用して復元されました。シーイングの統計的特性を使用して、電磁流体力学シミュレーションから生成された人工的に劣化した合成画像を作成しました。次に、合成データを観測値と比較して、観測値の残留迷光の量の推定値を導き出しました。最後のステップでは、スリットスペクトルを迷光点広がり関数でデコンボリューションして、観測から残留迷光を除去しました。デコンボリューションされたスペクトルのRMS造粒コントラストは、9％から約12.5％に増加することがわかりました。スペクトル線は、平均して、顆粒内で深くなり、顆粒間レーンで浅くなることがわかりました。これは、温度勾配の系統的な変化を示しています。デコンボリューションは、スペクトル線の赤方偏移と青方偏移を増加させることも判明しました。これは、太陽光球の造粒速度が以前に観察された速度よりも速いことを示唆しています。
ランダムに加熱されたアーケードでの冠状雨
MPI-AMRVACコードを採用して、冠状雨現象の形成と進展を調査するために、熱伝導と放射冷却を含む2.5次元電磁流体力学（MHD）シミュレーションを提示します。彩層、遷移領域、および冠状プラズマをホストする最初は線形の力のない磁場でシミュレーションを実行し、乱流加熱をそれらのフットポイントに局所化します。熱的不安定性により、ループ上部で凝縮が発生し始め、サイフォンの流入によってリバウンドショックが発生します。凝縮は下向きに移動する小さな塊に断片化し、それらが下層大気に当たると、同時に上昇流が引き起こされます。大きな塊は、合成EUVホットチャネルの暗い構造と304{\AA}チャネルのクールコアを備えた明るいブロブとして、明確な「コロナルレインシャワー」を示しており、実際の観測によく似ています。10時間以上の冠状雨のダイナミクスに続いて、すべての冠状雨塊の統計的研究を実行して、それらの幅、長さ、面積、速度分布、およびその他の特性を定量化します。冠状雨は、EUV放射のサイクルだけでなく、継続的な加熱凝縮サイクルを示しています。安定した加熱を採用した以前の研究と比較して、雨はより速く、より不安定なサイクルで発生します。ほとんどのブロブは下向きに落下していますが、上向きに動くブロブは基本的に常に存在します。また、個々のブロブの動きを追跡して、それらのダイナミクスとその動きを駆動する力を研究します。ブロブは、それらを取り巻くプロミネンス-コロナ遷移領域のような構造を持っており、それらの動きは、非常に動的なループシステムにおける圧力の進化によって支配されています。
さまざまなシミュレーションからの大質量星モデルの違いの説明
| Title |
Explaining_the_differences_in_massive_star_models_from_various_simulations |
| Authors |
Poojan_Agrawal,_Dorottya_Sz\'ecsi,_Simon_Stevenson,_Jarrod_Hurley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.02800 |
巨大な星の進化は、重力波イベント率の予測から星形成と星の種族のクラスターの研究まで、いくつかの天体物理学的調査の基礎となっています。ただし、大規模な星の進化の不確実性は、星の種族の研究でこれらのモデルの振る舞いを説明するときに重要な課題を提示します。この作業では、太陽に近い金属量でのBPASS、BoOST、Geneva、MIST、およびPARSECシミュレーションからの5つの公開された恒星モデルのセット間の比較を示します。恒星モデルのさまざまなセットは、質量損失率と内部混合特性に関してわずかに異なる物理的入力を使用して計算されています。さらに、これらのモデルは、40M$_\odot$を超える質量の星の外層に密度の反転が存在するために発生する数値的な問題を克服するために、さまざまな実用的な方法も採用しています。これらの密度の反転は、大質量星の低密度エンベロープ内の非効率的な対流と、エディントン光度に対する過剰な放射光度の組み合わせに起因します。星の種族によって放出される電離放射線は最大$\sim$15パーセント変化する可能性があり、星の最大半径方向の膨張は$\sim$100--2000R$_\odot$と、星の残骸は、5セットのシミュレーション間で最大20M$_\odot$変動する可能性があります。40M$_\odot$を超える質量の星のモデルの使用に依存する観測を説明する試みは、注意して行う必要があると結論付けています。
巨大な星のスーパーエディントンエンベロープの体系的な研究
| Title |
A_systematic_study_of_super-Eddington_envelopes_in_massive_stars |
| Authors |
Poojan_Agrawal,_Simon_Stevenson,_Dorottya_Sz\'ecsi,_Jarrod_Hurley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.02801 |
エディントン光度への近接性は、大質量星で観察されたいくつかの影響の原因であるとされています。計算上、放射によって運ばれる光度が、大質量星の低密度エンベロープ内の局所的なエディントン光度を超えると、数値が困難になり、恒星モデルのさらなる計算が妨げられる可能性があります。この問題は、エディントン光度に関連する前述の数値問題が恒星モデルで発生するヘルツシュプルングラッセル図の同じ領域であるハンフリーズ-ダビッドソン限界を超えて観測される巨大な星が非常に少ないという事実によって悪化します。したがって、1D恒星進化コードは、この計算が難しいフェーズを通じて大規模な星を進化させるために、実用的なソリューションを使用する必要があります。この作業では、これらのソリューションが大質量星の進化的特性に与える影響を定量化します。大規模な恒星モデルに一般的に使用される入力パラメータを備えた恒星進化コードMESAを使用して、太陽の金属量の10分の1で10〜110M$_\odot$の初期質量範囲の星の進化を計算します。初期質量が30M$_\odot$以上の恒星モデルの数値的な問題により、コアヘリウムの燃焼が終了する前にこれらのモデルが失敗することがわかりました。同じ物理的入力を使用してこれらのモデルを再計算しますが、数値の不安定性を処理するために3つの異なる数値手法を使用すると、星によって達成される最大半径方向の膨張は最大2000R$_\odot$変動する可能性があり、星の残りの質量は変動する可能性があります。セット間で最大14M$_\odot$。これらの違いは、バイナリ母集団合成などの研究に影響を与える可能性があります。
最も近い低質量白色矮星の周りにパルサーコンパニオンはありません
| Title |
No_Pulsar_Companion_Around_the_Nearest_Low_Mass_White_Dwarf |
| Authors |
Tilemachos_M._Athanasiadis,_Nataliya_K._Porayko,_John_Antoniadis,_David_Champion,_Olaf_Wucknitz,_Benedetta_Ciardi,_Matthias_Hoeft,_Michael_Kramer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.02914 |
2MASSJ050051.85$-$093054.9は、連星系で最も近い既知の低質量ヘリウムコア白色矮星です。3つのハイバンド国際LOFARステーションを使用して、パルサーコンパニオンのターゲット検索を実行し、DM=1pc$\cdot$cm$^{-3}$で10msパルサーの感度が約3mJyに達しました。システム内に検出可能な電波パルサーが存在することを確信して除外して、パルス信号は検出されませんでした。
Ia型超新星の爆発前の降着と煮込み段階
| Title |
Pre-explosive_accretion_and_simmering_phases_of_Type_Ia_Supernovae |
| Authors |
Luciano_Piersanti,_Eduardo_Bravo,_Oscar_Straniero,_Sergio_Cristallo,_Inmaculada_Dominguez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.02943 |
チャンドラセカール限界に近づくWDの降着では、静水圧炭素燃焼が動的ブレイクアウトに先行します。この\textit{simmering}フェーズでは、$e-$capturesが星の中央領域で精力的に支持され、$\beta-$Decaysがより外側で支持され、2つのゾーンは対流不安定性の増大によって接続されます。SNeIa前駆体の煮込み段階での弱い相互作用と対流、いわゆる対流URCA過程の相互作用と、爆発エポックでの物理的および化学的特性への影響を分析します。以前の研究とは異なり、炭素燃焼を動力源とする対流コアは、${^{21}（Ne、F）}$URCAシェル内に閉じ込められたままであることがわかりました。その結果、爆発の前にはるかに大量の炭素を消費する必要があり、爆発は最終的に以前の推定よりも高密度で発生します。さらに、対流コアの伸長とその平均中性子化は、WD前駆体の初期金属量に依存することがわかります。爆発エポックでの対流コアの平均中性子化について、${\overline{\eta}_{exp}}=（1.094\pm0.143）\times10^{-3}+（9.168\pm0.677）\を取得します。10^{-2}\timesZ$倍。対流コアの外側では、代わりに、中性子化は、前駆星のC+N+Oの初期量によって決定されます。爆発前の中性子化を評価するために通常利用される元素であるS、Ca、Cr、およびMnは、主に高度に中性子化されたコアの外側で生成されるため、歴史的なTychoおよびKeplerSNeIaの前駆体について推定される金属量が高すぎるという問題は未解決のままです。。
褐色矮星と若い恒星状天体の周りの未解決の円盤からの近赤外偏光
| Title |
Near-Infrared_Polarization_from_Unresolved_Disks_Around_Brown_Dwarfs_and_Young_Stellar_Objects |
| Authors |
Dan_P._Clemens,_Thushara_G._S._Pillai,_Anneliese_M._Rilinger,_Catherine_C._Espaillat |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.02977 |
広視野近赤外線（NIR）偏光測定法を使用して、おうし座のHeilesCloud2（HCl2）暗い分子雲と多数の星に埋め込まれた2つの褐色矮星（BD）と2つの若い恒星状天体（YSO）の周りのディスクシステムを調べました。HCl2の後ろにあります。傾斜したディスクは、光球の光の散乱により固有のNIR偏光を示します。これは、未解決のシステムでも検出可能です。背景の星の情報から決定されたHCl2の磁気的に整列したダストから分極の寄与を取り除いた後、1つのBD（ITG〜17）と両方のYSO（ITG〜15、ITG〜25）のディスクシステムから有意な固有分極が検出されましたが、他のBD（2M0444）から。ITG〜17BDは、NIRおよび公開されているALMAダスト連続体イメージングから推測されるディスクの向きがよく一致していることを示しています。ITG〜17は、ITG〜15YSOディスクシステムを備えた5,200〜au幅のバイナリ（または階層型クアッドスターシステム）に存在することも判明しました。ITG〜15およびITG〜17のNIRから推定されるディスクの向きは、互いに平行であり、局所的な磁場の方向に垂直です。システムの多様性と大きなBDディスクの性質は、磁場と原始星ディスクの不整合を特徴とする環境での形成に起因している可能性があります。
暴走速度から測定されたIa型超新星への白色矮星バイナリコンパニオンの質量
| Title |
Masses_of_White_Dwarf_Binary_Companions_to_Type_Ia_Supernovae_Measured_from_Runaway_Velocities |
| Authors |
Evan_B._Bauer,_Vedant_Chandra,_Ken_J._Shen,_J._J._Hermes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03189 |
最近提案された「動的に駆動される二重縮退二重爆発」（D6）シナリオでは、バイナリ内の2つの白色矮星（WD）間の動的に不安定な物質移動中にIa型超新星（SNe）が発生する可能性があると仮定しています。このシナリオは、ドナーWDが爆発を生き延び、超高速暴走として放出される可能性があることを予測し、D6SNeから残りの星を識別し、それらを使用してIa型SNeを生成する爆発の物理学を研究するというエキサイティングな可能性を開きます。Gaiaデータでは、3つの候補D6暴走オブジェクトが特定されています。これらの残骸の観測可能な暴走速度は、SN爆轟時の軌道速度を表しています。D6シナリオで必要とされる軌道力学とロッシュローブの形状は、超高速暴走となるドナーWDの半径と質量に特定の制約を課します。この手紙では、暴走速度の関数としてD6ドナーWDに必要な半径を計算します。次に、WDの質量と半径の関係を使用して、ドナー星の質量も制限します。GaiaEDR3に基づく3つのD6候補オブジェクトのそれぞれについて測定された速度を使用して、この作業は、SNデトネーションと超高速暴走を生成するWDバイナリシステムの質量と質量比の新しいプローブを提供します。
ジョーダンとアインシュタインは、FLRWブランス-ディッケ理論のハミルトニアン分析を組み立てます
| Title |
Jordan_and_Einstein_frames_Hamiltonian_analysis_for_FLRW_Brans-Dicke_theory |
| Authors |
Matteo_Galaverni_and_Gabriele_Gionti,_S.J |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.02098 |
ブランス・ディッケ理論におけるフラットフリードマン・ルメートル・ロバートソン・ウォーカー（FLRW）宇宙のミニ超空間モデルを考慮して、ジョーダンとアインシュタインのフレーム間のハミルトニアン等価性を分析します。ハミルトン運動方程式は、ヨルダン、アインシュタイン、および反重力（または反ニュートン）フレームで導出されます。アインシュタインフレームの運動方程式にワイル（等角）変換を適用すると、ジョーダンフレームの運動方程式が得られなかったことを示します。逆に、反重力フレームの運動方程式に反重力逆変換を適用して、ジョーダンフレームの運動方程式を再取得します。
柔らかい位相欠陥からの時間的および空間的に変化するニュートリノの質量
[Dvali、Funcke、2016]の重力ニュートリノ質量モデルによって予測された再結合後の相転移で生じる位相欠陥の形成と進化を研究します。遷移では、ニュートリノフレーバー対称性の自発的対称性の破れにより、グローバルスキルミオン、単極子、ストリング、および磁壁が形成されます。これらの欠陥は、非常に低いエネルギースケールで現れ、標準模型の粒子含有量のみを必要とし、ニュートリノのマヨラナまたはディラックの性質に応じて根本的に異なるため、柔らかさと起源が独特です。観測の特徴の1つは、ニュートリノの質量行列の時間と空間への依存性です。これは、DUNEなどの将来の実験や、近い将来の銀河系超新星爆発の場合に観測できる可能性があります。マヨラナの場合、既存のデータはパラメータ空間の一部を除外します。この効果の検出は、ディラック対マヨラナニュートリノの性質の未解決の問題に光を当てることができます。
| Title |
Source_localizations_with_the_network_of_space-based_gravitational_wave_detectors |
| Authors |
Chunyu_Zhang,_Yungui_Gong,_Chao_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.02299 |
重力波（GW）源の空の局在化は、GW観測の重要な科学的目的です。宇宙ベースのGW検出器のネットワークは、インスピレーション段階だけでなくリングダウン段階でも、個々の検出器と比較して、空の位置特定の精度を劇的に向上させます。改善に重要な役割を果たすものを探求することは興味深いことです。検出器平面間の角度が改善を支配し、時間遅延が次の重要な要因であることがわかります。検出器ネットワークは、短い信号と長い信号のソースのローカリゼーションを劇的に改善でき、信号の小さな部分から短時間で発生する信号対雑音比（SNR）に最も貢献し、小さな部分によってより多くのSNRが貢献します。、ネットワークによるより良い改善。また、伝達関数におけるアームの長さの影響は、検出器ネットワークでは無視できることがわかります。
空間曲率と大規模なローレンツ違反
ローカル測定と宇宙マイクロ波背景放射（CMB）測定から得られたハッブル定数の間の緊張により、$\Lambda$CDMモデルを超える宇宙モデルを検討するようになりました。空間的曲率が消えない大規模なローレンツ違反モデルの宇宙論を調査します。空間的曲率、宇宙定数、宇宙論的ゆがみ分布の間の縮退は、既知の観測日を記述する際にモデルを実行可能にします。測定された距離係数と赤方偏移の関係を予測されたものと比較すること、時間の経過に伴う物質密度の変化、および有効な宇宙定数の変化によって、空間曲率にいくつかの制約が生じます。これらの制約の下で消失しない空間曲率を持つ大規模なローレンツ違反モデルのパフォーマンスについて説明します。
| Title |
Low_Noise_Frequency_Domain_Multiplexing_of_TES_Bolometers_using_Sub-kelvin_SQUIDs |
| Authors |
Tucker_Elleflot,_Aritoki_Suzuki,_Kam_Arnold,_Chris_Bebek,_Robin_H._Cantor,_Kevin_T._Crowley,_John_Groh,_Tijmen_de_Haan,_Amber_Hornsby,_John_Joseph,_Adrian_T._Lee,_Tiffany_Liu,_Joshua_Montgomery,_Megan_Russell,_Qingyang_Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.02425 |
デジタル周波数分割多重（DfMux）は、MHz超伝導共振器と超伝導量子干渉デバイス（SQUID）アレイを使用して、遷移エッジセンサーのセットを読み取る技術です。DfMuxは、68もの多重化係数を持つ最近のPOLARBEAR-2およびSPT-3Gを含む、いくつかの宇宙マイクロ波背景放射実験で使用されており、計画されている衛星ミッションLiteBIRDのベースライン読み出し技術です。ここでは、DfMux読み出しノイズの改善、寄生インピーダンスの低減、およびセンサー動作の改善に焦点を当てた最近の作業を紹介します。センサー、共振器、およびSQUIDアレイを、250mKで動作する単一のキャリアボードに統合することにより、浮遊インピーダンスの大幅な削減を実現しました。これにより、極低温コンポーネントのパッケージングも大幅に簡素化され、クロストークの制御が向上します。8.6pA/Hz$^{-1/2}$の低い読み出しノイズレベルを示します。これは、SQUIDアレイを低温で、低い動的インピーダンスで動作させることによって可能になりました。これは、DfMuxを使用して現在運用されている宇宙マイクロ波背景放射実験で達成された読み出しノイズレベルと比較して2倍の改善であり、次世代機器の技術の成熟に向けた重要なステップを表しています。
宇宙論的粒子生成：レビュー
この記事では、拡大する宇宙での量子粒子の作成について説明します。重点は、基本的な物理的原理と宇宙論的モデルへの選択されたアプリケーションにあります。湾曲した時空における場の量子論の必要な形式を要約し、空間的に平坦な宇宙でのスカラー粒子の作成の例に適用します。生成率の推定値が与えられ、インフレーション宇宙論モデルに適用されます。同じ物理的原理を示し、実験的に実現できるアナログモデルについても説明します。
体積力に依存する摩擦によって支配される回転した粒状杭の変形
| Title |
Deformation_of_a_rotated_granular_pile_governed_by_body-force-dependent_friction |
| Authors |
T._Irie,_R._Yamaguchi,_S._Watanabe,_H._Katsuragi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.02489 |
粒状摩擦の重力依存性は、さまざまな自然現象を理解するために重要ですが、その正確な特性評価は困難です。遠心力によって制御されるさまざまな重力（体積力）条件下での粒状摩擦を特徴づける方法を提案します。具体的には、回転した粒状杭の変形を測定した。この杭の観測された自明でない変形を支配する力学を理解するために、局所的な力のバランスを考慮した解析モデルを導入しました。実験データと理論モデルの間の優れた一致は、変形が単純に正味の体積力（重力と遠心力の合計）と摩擦角によって支配されることを示唆しています。粒状摩擦の体積力依存性は、実験結果から正確に測定されました。結果は、粒子形状が粒子摩擦の体積力依存性の程度に影響を与えることを明らかにしています。
この作業では、多くの場合\emph{量子ニューラルネットワーク}と呼ばれるBornマシンを使用して、時間領域電波天文学におけるパルサー分類問題への新しいアプローチを紹介します。シングルキュービットアーキテクチャを使用して、パルサー分類問題がブロッホ球にうまくマッピングされ、より古典的な機械学習アプローチに匹敵する精度が達成可能であることを示します。この作業で使用されるパルサーデータの新しいシングルキュービットエンコーディングを紹介し、これがマルチキュービットQAOAエンコーディングと同等に機能することを示します。
MHDにおける磁気エネルギー変換：磁場の曲率緩和と垂直膨張
| Title |
Magnetic_Energy_Conversion_in_MHD:_Curvature_Relaxation_and_Perpendicular_Expansion_of_Magnetic_Fields |
| Authors |
Senbei_Du,_Hui_Li,_Xiangrong_Fu,_Zhaoming_Gan,_Shengtai_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.02667 |
磁気エネルギー変換のメカニズムと経路は、多くの実験室、宇宙、天体物理学システムにとって重要なテーマです。ここでは、磁場曲率緩和（CR）と磁気圧力勾配による垂直膨張（PE）によるMHDの磁気エネルギー変換の展望を示し、2つの代表的なケース、つまり3D磁気リコネクションと3Dキンクでの相対的な重要性を定量化します。宇宙ジェットの駆動不安定性。CRプロセスとPEプロセスは、これらのシステムで時間的および空間的に異なる進化を遂げていることがわかります。システムが不安定性の成長段階から非線形段階に入ると、2つのプロセスの相対的な重要性が逆転する傾向があります。全体として、2つのプロセスは、CRプロセスよりもいくらか強力なPEプロセスで磁気エネルギー変換に匹敵する貢献をします。さらに、これらのエネルギー変換項がこれらのシステムの粒子エネルギーにどのように関連するかを調べます。
観測と一致する現在の宇宙に適切な量の暗黒エネルギーと暗黒物質を残して、スローロールインフレーションを達成する修正重力を提示します。$O（{\rma\;少数\;meV}）^4$。暗黒エネルギーと暗黒物質を同時に実現するための鍵は、宇宙論的進化によって暗黒物質を暗黒エネルギーから分離するマルチスカラー場セクターにおける分岐対称性の破れのメカニズムです。提案された理論は、小さな宇宙論的距離での一般相対性理論と一致するように作られていますが、宇宙論的スケールでの一般相対性理論とは異なります。対称性の破れの宇宙論的分岐は、電弱SU（2）$\times$U（1）ゲージ対称性の自発的破れによって引き起こされる可能性があります。したがって、分離は電弱相転移で同時に発生します。暗いスカラーにSU（2）$\times$U（1）ダブレットを使用する理論の必然的な結果は、現在の宇宙に残された超軽量の荷電ペアの束縛状態の存在であり、その非常に長い波長、たとえば、$100\sim1000$kmの範囲です。実験室でこれらのモデルを実験的に改ざんまたは検証する方法についても説明します。
| Title |
Constraint_on_Lorentz_symmetry_breaking_in_Einstein-bumblebee_theory_by_quasi-periodic_oscillations |
| Authors |
Zejun_Wang,_Songbai_Chen,_Jiliang_Jing |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.02895 |
相対論的歳差運動モデルにより、アインシュタイン-マルハナバチ重力の回転ブラックホールにおける準周期的振動周波数を研究した。スピンパラメータがゼロでない場合、ペリアストロンとノードの歳差運動周波数の両方がローレンツ対称性の破れパラメータとともに増加しますが、方位角周波数は減少します。非回転ブラックホールの場合、ノードの歳差運動の頻度は、任意のローレンツ対称性の破れパラメーターに対して消えます。GROJ1655-40の観測データを使用して、アインシュタイン-バンブルビー重力の回転ブラックホールのパラメーターを制約し、ローレンツ対称性の破れパラメーターが$3\sigma$の範囲で負であることを確認します。通常のカーブラックホールと比較して、負の破壊パラメータは、アインシュタイン-バンブルビー重力の回転ブラックホールがより高いホーキング温度とより強いホーキング放射を所有しているが、ペンローズ過程によってエネルギーを厳密にする可能性が低いことをもたらします。
パーカーソーラープローブの宇宙船ポテンシャルから決定されたプラズマ密度。トリガーされたイオン音波の乱流密度スペクトルと密度変動
| Title |
Plasma_density_determined_from_the_spacecraft_potential_on_the_Parker_Solar_Probe;_Turbulent_density_spectra_and_density_fluctuations_in_triggered_ion_acoustic_waves |
| Authors |
Forrest_S._Mozer_and_Paul_J._Kellogg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.02951 |
10,000Hzまでの周波数での密度変動のパワーは、パーカーソーラープローブで測定されたプラズマ密度に対する宇宙船のポテンシャルの関数の最小二乗適合によって決定されました。動的スケールでの-5/3電界および密度スペクトルの破壊は、電界と密度の両方の変動を数パーセント含む高周波静波の存在下では十分に測定されません。トリガーされたイオン音波のそのような変動の例が提示されます。
太陽重力レンズで画像化するための恒星のぐらつきをナビゲートする
太陽重力レンズ（SGL）は、太陽系外惑星などのかすかな遠方の物体を高解像度でイメージングするための独自の機能を提供します。近い将来、太陽コロナグラフを備えたメータークラスの望遠鏡を搭載した宇宙船がSGLの焦点領域に配置されるでしょう。その領域は、太陽から約547天文単位で始まり、ターゲット固有の主光軸（ターゲットの中心と太陽の中心を結ぶ線）の近くを占めます。この軸は、太陽系外惑星がそのホスト星を周回するとき、その星が太陽に対して動くとき、そして太陽系の惑星の引力のために太陽自体が太陽系の重心に対して動くときでさえ、複雑な動きをします。拡張されたオブジェクトの画像は、SGLによって画像平面に投影され、その平面内を移動して、光軸の動きに応答します。画像をサンプリングするには、望遠鏡は画像に対する自身の位置を正確に把握して投影を追跡する必要があります。時間の関数として焦点線の位置を決定する支配的な動きを考慮します。望遠鏡が複数年の太陽系外惑星イメージングミッションを実施するために必要なナビゲーション機能を評価します。かなり保守的なケースでも、地球のような太陽系外惑星が$\sim10$光年で私たちの恒星の近くにあるとき、画像の動きは小さな総加速度$\sim6.1\、\mu{によって特徴付けられることを示します。\rmm/s}^2$は、主に太陽系外惑星の軌道運動と太陽の反射運動によって駆動されます。ホスト星の増幅された光がローカル参照フレームを確立し、ナビゲーション要件を緩和する方法について説明します。SGLの焦点領域で必要なナビゲーションは、複雑ではありますが、正確にモデル化でき、すでに利用可能な推進技術を使用して、年間10ドルのイメージングミッションを達成できると結論付けています。
ニュートリノ力の短距離挙動について：$ 1 / r ^ {5} $から$ 1 / r ^ {4} $、$ 1 / r ^ 2 $、および$ 1 / r $
距離$r$で分離された、2つのオブジェクト間のニュートリノのペアの交換は、質量のないニュートリノと4フェルミオンの接触相互作用を仮定すると、$1/r_{}^5$に比例する長距離有効ポテンシャルにつながります。この論文では、距離$r$が十分に短い場合、この既知の形式のニュートリノ媒介ポテンシャルがどのように変化するかを調査します。これは、接触相互作用を無効にする可能性のある十分に大きな運動量伝達に対応します。$t$-channelまたは$s$-channelメディエーターを導入することにより、連絡先の相互作用を開くための2つの可能なシナリオを検討します。外部粒子が非相対論的である限り、すべてのレジームのポテンシャルを説明するのに有効な一般式を導き出します。どちらのシナリオでも、予想どおり、潜在的な可能性は長距離制限で$1/r_{}^5$として減少します。短距離限界では、$t$チャネルポテンシャルはクーロンのような動作を示し（つまり、$1/r$に比例）、$s$チャネルポテンシャルは$1/r_{}^4$と$1/を示します。r_{}^2$の動作。
