銀河系以下のスケールでの原始物質のパワースペクトル
| Title |
The_primordial_matter_power_spectrum_on_sub-galactic_scales |
| Authors |
Daniel_Gilman,_Andrew_Benson,_Jo_Bovy,_Simon_Birrer,_Tommaso_Treu,_Anna_Nierenberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03293 |
原始物質のパワースペクトルは、インフレーション直後の暗黒物質の分布の変動を定量化します。宇宙の時間の経過とともに、原始密度場の過密領域は成長し、暗黒物質ハローに崩壊します。その存在量と密度プロファイルは、初期条件の記憶を保持します。11個の強レンズおよび4重画像のクエーサーの画像倍率を分析することにより、低質量ハローの存在量と濃度を推測し、原始物質のパワースペクトル$P\left（k\右）$（逆）の長さスケール$1<k<50\\rm{Mpc^{-1}}$。パワースペクトルの分析モデルを想定し、ハロー質量関数の3つの異なるモデルを含む、潜在的な系統的不確実性のいくつかの原因を考慮して、$\log_{10}\left（P/P_{\Lambda\rm{CDM}}\right）$、一致宇宙論モデルの予測に対するパワースペクトルの振幅、$0.0_{-0.4}^{+0.4}$、$0.1_{-0.7}^{+0.6}$、および$0.2_{-1.0}^{+0.9}$atk=10、25and50$\rm{Mpc^{-1}}$at$68\％$信頼度。私たちの推論は、既存の測定がアクセスしたよりも小さなスケールで初期の宇宙の特性と接触し、コールドダークマターとシングルフィールドスローロールインフレーションの予測と一致します。
MAPPRAISER：マルチキロピクセルCMB実験用の超並列マップ作成フレームワーク
| Title |
MAPPRAISER:_A_massively_parallel_map-making_framework_for_multi-kilo_pixel_CMB_experiments |
| Authors |
Hamza_El_Bouhargani,_Aygul_Jamal,_Dominic_Beck,_Josquin_Errard,_Laura_Grigori,_Radek_Stompor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03370 |
今後の宇宙マイクロ波背景放射（CMB）偏光異方性実験は、宇宙と基本的な物理学の理解に革命をもたらす可能性があります。ただし、求められている物語を語る署名は、これらの実験で収集される膨大なデータセットに分散されます。これらのデータセットは、署名を明らかにするために、天体物理学的、環境的、および機器的影響によって特徴付けられ、効率的に軽減されるため、効率的に処理され、望ましくない貢献をする必要があります。これは、大量のデータを処理できるだけでなく、新しい実験に課せられた厳しい科学目標によって推進される前例のない精度で処理できる必要があるデータ分析方法、手法、およびソフトウェアツールに重大な課題をもたらします。効率的なCMBデータ分析の要は、非常に大規模な線形連立方程式のソルバーです。このようなシステムは、CMBデータ分析パイプライン全体で非常に多様なコンテキストで表示されますが、通常は同様の代数的構造を表示するため、同様の数値手法を使用して解決できます。いわゆるマップ作成問題で発生する線形システムは、最も顕著で一般的なシステムの1つです。この作業では、数値ライブラリMIDAPACKと、そのようなシステムを効率的に解決するためのツールを提供する高レベルコードMAPPRAISERで構成される、超並列で柔軟かつ拡張可能なフレームワークを紹介します。フレームワークは、共役勾配法に基づく反復ソルバーを実装します。さまざまな前処理行列を使用して拡大および前処理行列を作成します。地上および衛星搭載機器によって発行された今後のデータセットの基本的な特性を反映したシミュレーション例のフレームワークを示し、16,384ものコンピューティングコアで実行します。このソフトウェアは、https：//github.com/B3Dcmb/midapackのコミュニティで無料で利用できるオープンソースプロジェクトとして開発されています。
| Title |
A_Model-Independent_Radio_Telescope_Dark_Matter_Search |
| Authors |
Aya_Keller,_Sean_O'Brien,_Adyant_Kamdar,_Nicholas_Rapidis,_Alexander_Leder,_and_Karl_van_Bibber |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03439 |
グリーンバンク望遠鏡での3年間の観測の最近のブレイクスルーリッスン公開データリリースを利用して、超軽量暗黒物質の新しい検索技術が開発され、Lバンドの狭い範囲で実行されました。検索の概念は、準単色の電波線への暗黒物質の崩壊または消滅の仮定にのみ依存し、さらに、線の周波数と強度は、私たちの天の川ハローの位相空間に期待される最も一般的な特性と一致しています。。具体的には、静的な銀河ハローを通る太陽の動きに応じて位置とともにドップラーシフトを示し、同様に銀河中心に対する位置によって強度が変化する線を検索します。$1.73-1.83$GHzの周波数範囲では、暗黒物質の放射消滅は$\langle{\sigma}v\rangle$=$1.2\times10^{-47}\text{cm}^3\text{sより上では除外されます。}^{-1}$、および${\lambda}$=$4.1\times10^{-35}\text{s}^{-1}$を超える減衰の場合。この方法（$25,000$スペクトル、$1.1-11.6$GHz）による完全なL、S、C、およびXバンドデータセットの分析は現在進行中です。
CNNを使用する場合の半数値再電離モデルの影響を理解する
HERAやSKAのような現在および今後の実験からの21cmの測定値を解釈することは、新しい科学的洞察と、宇宙の再電離（EoR）に関する天体物理学と宇宙論への刺激的な意味を提供します。最近のいくつかの研究では、畳み込みニューラルネットワーク（CNN）などの機械学習手法を使用して、これらの実験によって生成された再電離の画像を分析することが提案されています。一般に、これらの研究では、入力21cmデータを生成するために単一の半数値法のみが使用されています。この作業では、21cmfastとzreionの2つの半数値法を使用して、CNNをトレーニングするための同等の21cm入力データを生成します。1つの半数値法からの入力データでトレーニングされたニューラルネットワークは、他のモデルで生成されたデータを使用すると、予測が不十分になることを示します。満足のいく結果は、両方のモデルの画像がトレーニングデータに含まれている場合にのみ達成されます。この発見は、望遠鏡データで機能する将来の分析にとって重要な意味を持ち、EoRの完全な複雑さをキャプチャする画像を生成するために複数のモデルの使用を奨励します。
低$ \ ell $でのCMB偏光パワースペクトルの比率の再イオン化プロセス依存性
| Title |
Reionization_process_dependence_of_the_ratio_of_CMB_polarization_power_spectra_at_low-$\ell$ |
| Authors |
Noriaki_Kitazawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03527 |
低-$\ell$（$\ell\lesssim10$）での宇宙マイクロ波背景放射（CMB）偏光パワースペクトル$C^{BB}_\ell/C^{EE}_\ell$の比率を調査します）再イオン化のプロセスに依存します。このような低$\ell$BモードとEモードの両方の偏光パワーは、主に、再電離の過程で生成される自由電子からのCMB光子のトムソン散乱によって生成されます。再電離は、少なくとも赤方偏移$z\simeq6$まで終了し、遅い時間に低$\ell$分極パワーが生成されるため、比率は、より高い赤方偏移でのイオン化プロセスによってかなり鈍感になりますが、敏感です。ただし、$\ell=2$での比率の値は、光学的厚さの値を含む再電離プロセスの影響をほとんど受けず、値はテンソル対の値の約半分です。スカラー比。この事実は、宇宙分散による曖昧さにもかかわらず、テンソル対スカラー比の将来の決定に利用することができます。
PlanckとSPTクラスターカタログの組み合わせ：宇宙論的分析とPlanckスケーリング関係のキャリブレーションへの影響
| Title |
Combining_Planck_and_SPT_cluster_catalogs:_cosmological_analysis_and_impact_on_Planck_scaling_relation_calibration |
| Authors |
L._Salvati,_A._Saro,_S._Bocquet,_M._Costanzi,_B._Ansarinejad,_B._A._Benson,_L._E._Bleem,_M._S._Calzadilla,_J._E._Carlstrom,_C._L._Chang,_R._Chown,_A._T._Crites,_T._deHaan,_M._A._Dobbs,_W._B._Everett,_B._Floyd,_S._Grandis,_E._M._George,_N._W._Halverson,_G._P._Holder,_W._L._Holzapfel,_J._D._Hrubes,_A._T._Lee,_D._Luong-Van,_M._McDonald,_J._J._McMahon,_S._S._Meyer,_M._Millea,_L._M._Mocanu,_J._J._Mohr,_T._Natoli,_Y._Omori,_S._Padin,_C._Pryke,_C._L._Reichardt,_J._E._Ruhl,_F._Ruppin,_K._K._Schaffer,_T._Schrabback,_E._Shirokoff,_Z._Staniszewski,_A._A._Stark,_J._D._Vieira,_and_R._Williamson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03606 |
南極点望遠鏡（SPT）とプランククラスターカタログの最初の複合宇宙論的分析を提供します。目的は、SPT-SZクラスターカタログとその専用の弱いレンズ効果（WL）およびX線追跡観測の宇宙論的制約力を利用して、プランクスケーリング関係の独立したキャリブレーションを提供することです。Planckクラスター尤度の新しいバージョンを作成します。$\nu\Lambda$CDMシナリオでは、Planckスケーリング関係の質量勾配と質量バイアスに焦点を当てると、$\alpha_{\text{SZ}}=1.49_{-0.10}^{+0.07}$と$（1-b）_{\text{SZ}}=0.69_{-0.14}^{+0.07}$それぞれ。質量勾配の結果は、自己相似進化からの$\sim4\、\sigma$の逸脱、$\alpha_{\text{SZ}}\sim1.8$を示しています。このシフトは主に、SPTデータが好む物質密度値$\Omega_m=0.30\pm0.03$によって引き起こされ、Planckデータのみで得られる値$\Omega_m=0.37_{-0.06}^{+0.02}よりも低くなります。$。質量バイアスの制約は、流体力学シミュレーションと外部WLキャリブレーションの結果$（1-b）\sim0.8$と、プランク宇宙マイクロ波背景放射に必要な結果$（1-b）\sim0.6$の両方と一致しています。。この分析から、Planckクラスター質量$M_{500}$の新しいカタログを取得します。測定された質量バイアスとして、公開されたPlanckから導出された$M_{\text{SZ}}$質量と導出された質量の間の関係を推定します。この量の質量、赤方偏移、および検出ノイズの依存性を分析し、高赤方偏移と低質量への増加傾向を見つけます。これらの結果は、クラスターの進化における自己相似性からの逸脱の影響を模倣しており、低質量、高質量、低z高zレジームのさまざまな依存関係を示しています。
修正重力宇宙論におけるハロー質量関数の普遍性について
| Title |
On_the_universality_of_the_halo_mass_function_in_modified_gravity_cosmologies |
| Authors |
Suhani_Gupta,_Wojciech_A._Hellwing,_Maciej_Bilicki,_and_Jorge_Enrique_Garc\'ia-Farieta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03699 |
一連の大規模な$N$体シミュレーション（ELEPHANTスイート）を使用して、修正重力（MG）モデルのハロー質量関数（HMF）を研究します。一般相対性理論を超えた2つの一般相対性理論のシナリオを検討します。Hu-Sawickiカメレオン$f（R）$モデルと、Dvali-Gabadadze-Porratiブレーンワールド（nDGP）の通常の分岐です。MGでは、Press-Schechterフレームワークに基づく分析的定式化が、HMFの非常に不正確な記述を提供することを示します。ただし、HMFが無次元多重度関数で表現されると、すべてのモデルで赤方偏移に依存しない普遍的な特性をほぼ想定することがわかります。この特性を利用して、$\mathrm{\Lambda\text{CDM}}$の場合からの部分的な逸脱という観点から、MGHMFのユニバーサルフィットを提案します。1つは$f（R）$用、もう1つはnDGP用の、2つの囲まれた式があり、シミュレーションでカバーされる質量範囲にわたってHMFの信頼できる記述を提供します。これらは、$N$-bodyデータに関して数パーセント正確です。異なる宇宙論的背景と質量分解能を使用した個別のシミュレーションに対して、近似の外挿の可能性をテストし、$\sim10\％$内で非常に優れた精度を見つけます。私たちの分析から特に興味深い発見は、$f（R）$ファミリー全体に普遍的に現れ、各$f（R）$バリアントに特徴的な質量分散スケールでピークに達するHMF偏差のガウスのような形状です。この振る舞いは、環境に依存するカメレオンスクリーニングモデルの特定の物理学に起因すると考えられます。
原始ブラックホール（PBH）暗黒物質の比較的クリーンなプローブとして、高速電波バースト（FBR）の強いレンズ効果が提案されています。最近、カナダの水素強度マッピング実験（CHIME）は、536個のFRBの最初のカタログを公開しましたが、そのうち62個は繰り返しのソースからのものです。この新しいデータに照らして、FRBを介してPBHの存在量を制限する見通しを再検討します。以前の予測を拡張して、固有のバースト幅とFRBごとの較正されたフラックス比のしきい値を使用してPBH暗黒物質の限界を計算します。さらに、FRB分散測定値とソース赤方偏移の間の関係の不確実性を考慮に入れます。レンズ付きFRBを検出するアルゴリズムと、実際のデータでそのパフォーマンスをシミュレートする方法の概要を説明し、各イベントのフラックス比のしきい値を設定します。これを使用して、現実的な予測を推測します。次に、公開されているCHIMEデータを使用して予備的な境界を抽出しようとします。残念ながら、機器のノイズと公開データの提供された約1ミリ秒の時間分解能の両方が、この取り組みを妨げています。10太陽質量PBHによる強いレンズ効果によってダブルバーストを説明できる2つの候補イベントを特定します。これには、確認または破棄するために、より高い時間分解能での追跡調査が必要になります。最初のカタログの数倍のサイズ（完全な機器の時間分解能でサンプリングされ、候補者を効率的に精査できるようにする）で、CHIMEは、質量が10を超えるPBHの強力な証拠を見つけるか、確実に除外できることを示します。暗黒物質としての太陽質量。最後に、繰り返しFRBを積み重ねることで、特に質量が小さい場合に制約を改善できることを示します。
Pantheon + Type Ia超新星サンプル：完全なデータセットと光度曲線のリリース
| Title |
The_Pantheon+_Type_Ia_Supernova_Sample:_The_Full_Dataset_and_Light-Curve_Release |
| Authors |
Dan_Scolnic,_Dillon_Brout,_Anthony_Carr,_Adam_G._Riess,_Tamara_M._Davis,_Arianna_Dwomoh,_David_O._Jones,_Noor_Ali,_Pranav_Charvu,_Rebecca_Chen,_Erik_R._Peterson,_Brodie_Popovic,_Benjamin_M._Rose,_Charlotte_Wood,_Peter_J._Brown,_David_A._Coulter,_Kyle_G._Dettman,_Georgios_Dimitriadis,_Alexei_V._Filippenko,_Ryan_J._Foley,_Saurabh_W._Jha,_Charles_D._Kilpatrick,_Robert_P._Kirshner,_Yen-Chen_Pan,_Armin_Rest,_Cesar_Rojas-Bravo,_Matthew_R._Siebert,_Benjamin_E._Stahl,_and_WeiKang_Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03863 |
ここでは、Pantheon+SN分析およびSH0ES（暗黒エネルギーの状態方程式の超新星およびH0）距離ラダーの一部として宇宙論的パラメーターを推測するために使用される、分光学的に確認されたIa型超新星（SNeIa）の1701光度曲線を示します。分析。この取り組みは、SNeIaの赤方偏移、固有速度、測光キャリブレーション、および固有散乱モデルの広範なレビューを実行する一連の作業の一部です。18の異なる調査にわたってまとめられた光度曲線の総数は、特に低赤方偏移（$z$）で、最初のパンテオン分析（1048SNe）から大幅に増加しています。さらに、パンテオン分析とは異なり、ハッブル定数（H$_0$）と暗黒エネルギー方程式の共同測定にSNの系統的共分散を含めることができるように、$z<0.01$のSNeの光度曲線を含めます。状態パラメーター（$w$）。大きなサンプルを使用して、複数の調査で観測された170個のSNeIaと、同じホスト銀河で見つかった12ペア/トリプレットの「SN兄弟」の特性を比較します。距離測定、バイアス補正の適用、および宇宙論的パラメーターの推論は、Broutetal。によるコンパニオンペーパーで説明されています。（2022b）、そしてH$_0$の決定は、Riessetal。によって議論されています。（2022）。これらの分析では、wを$\sim3\％$の精度で測定し、H$_0$を1km/s/Mpcの精度で測定します。
Pantheon +分析：SuperCal-脆弱性クロスキャリブレーション、再トレーニングされたSALT2光度曲線モデル、およびキャリブレーションの体系的な不確かさ
| Title |
The_Pantheon+_Analysis:_SuperCal-Fragilistic_Cross_Calibration,_Retrained_SALT2_Light_Curve_Model,_and_Calibration_Systematic_Uncertainty |
| Authors |
Dillon_Brout,_Georgie_Taylor,_Dan_Scolnic,_Charlotte_M._Wood,_Benjamin_M._Rose,_Maria_Vincenzi,_Arianna_Dwomoh,_Christopher_Lidman,_Adam_Riess,_Noor_Ali,_Helen_Qu,_Mi_Dai,_Christopher_Stubbs |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03864 |
ここでは、H$_0$のSH0ES距離梯子測定に使用されたものを含む、Ia型超新星（SNeIa）のパンテオン+サンプルで使用された測光システムの再校正を示します。公開されているPan-STARRS恒星測光カタログの広く均一な空の範囲を利用して、個々のSNIa調査によってリリースされた3次標準に対して相互校正します。以前のパンテオンおよびSH0ES分析に使用された「SuperCal」クロスキャリブレーションに対する最も重要な更新は次のとおりです。1）測光システム（現在は25）およびフィルター（現在は105）の数の拡張、2）すべてのフィルターオフセットの解決宇宙モデルの制約で使用できるキャリブレーションの不確かさの共分散行列を生成するためにすべてのシステムを同時に実行し、3）HSTCALSPEC標準の基本フラックスキャリブレーションの以前のバージョンからの$1.5\％$のオーダーの変更を考慮します。4000〜\AAの$\Delta\lambda$を超えています。光度曲線のフィッティングに使用されるサンプルの再キャリブレーションは、歴史的に光度曲線モデルの再トレーニングから切り離されてきました。ここでは、この新しいキャリブレーションを使用してSALT2モデルを再トレーニングし、モデルの変更と光度曲線自体のキャリブレーションの変更により、の正味距離係数の変化（$d\mu/dz$）が発生することを確認できます。赤方偏移範囲$0<z<1$で0.04等。光カーブフィッティングと同時に再トレーニングすることで、フィッティングされたキャリブレーションオフセットの共分散を伝播することにより、宇宙論的推論への体系的な影響を判断する新しい形式を導入し、サイズの約半分である$\sigma_w=0.013$のキャリブレーションの不確実性の影響の合計を見つけます。サンプルの統計的不確実性の。同様に、SH0ESH$_0$の不確実性に対する体系的なSNキャリブレーションの寄与は、0.2〜km/s/Mpc未満であり、SNIaキャリブレーションが「ハッブル張力」の現在のレベルを解決できないことを示唆しています。
HAT-P-70bの超高温空のマイニング：大量の中性およびイオン化種の検出
| Title |
Mining_the_Ultra-Hot_Skies_of_HAT-P-70b:_Detection_of_a_Profusion_of_Neutral_and_Ionized_Species |
| Authors |
Aaron_Bello-Arufe,_Samuel_H._C._Cabot,_Jo\~ao_M._Mendon\c{c}a,_Lars_A._Buchhave,_Alexander_D._Rathcke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03292 |
最近発見されたHAT-P-70bは、平衡温度が2500Kを超えており、超高温木星として知られる新しいクラスの太陽系外惑星に属しています。これらの超高温木星は、透過分光法による追跡大気特性評価の最も適したターゲットの1つです。ここでは、単一のトランジットイベントのHARPS-N分光器からの高解像度データを使用して、HAT-P-70bの透過スペクトルの最初の分析を示します。相互相関分析と透過分光法を使用して、惑星大気中の原子種と分子種を探します。CaII、CrI、CrII、FeI、FeII、HI、MgI、NaI、VIによる吸収を検出し、CaIとTiIIの暫定的な証拠を見つけます。全体として、これらの信号は数kms$^{-1}$だけ赤方偏移しているように見えます。これは、昼側から夜側に高速で流れる風を示唆しています。CaIIH＆Kライン、NaIダブレット、H$\alpha$、H$\beta$、H$\gamma$Balmerラインを個別に解決します。CaIIおよびHI線のコアは、連続体のかなり上に形成され、拡張されたエンベロープの存在を示します。惑星がそのAタイプのホスト星に投げかけるドップラー影を調べることによって、この非常にずれた惑星の傾斜角を$107.9^{+2.0}_{-1.7}$度に洗練します。これらの結果は、HAT-P-70bを、大気中で検出された種の数が最も多い太陽系外惑星の1つとして位置付けています。
ALMAから見たHerbigディスクの質量とサイズ
| Title |
The_mass_and_size_of_Herbig_disks_as_seen_by_ALMA |
| Authors |
L._Stapper_(1),_M._R._Hogerheijde_(1_and_2),_E._F._van_Dishoeck_(1_and_3),_R._Mentel_(1_and_4)_((1)_Leiden_Observatory,_Leiden_University,_(2)_Anton_Pannekoek_Institute_for_Astronomy,_University_of_Amsterdam,_(3)_Max-Planck-Institut_f\"ur_Extraterrestrische_Physik,_(4)_School_of_Physics,_University_College_Dublin) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03297 |
若い星の周りの原始惑星系円盤のバルク特性を理解するために、アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）を使用して多くの人口調査が実施されました。研究された集団は主にG、K、Mの星で構成されており、より大きなハービッグ星は比較的少数でした。GAIAが距離を更新したので、今がHerbigディスク人口研究にALMAアーカイブデータを使用し、惑星形成の理解において重要な一歩を踏み出す良い機会です。この作業により、ALMAで観測されたすべてのHerbigダストディスクの質量とサイズが決定され、450個になります。これらの質量とサイズは、ループスとアッパースコTタウリディスクの母集団のコンテキストに入れられます。36個のハービッグ星のALMAバンド6およびバンド7のアーカイブデータが使用され、オリオンを除いてこの作業は64％完了しています。恒星のパラメータと距離を使用して、ディスクのダストの質量とサイズが決定され、生存分析を使用して、ダストの質量と半径の累積分布が作成されます。Herbigディスクは、LupusおよびUpperScoのTTauriディスク集団よりも、それぞれ$\sim3$および$\sim7$の係数でダスト質量が大きくなっています。さらに、Herbigディスクは、通常のTTauriディスクよりも大きいことがよくあります。Herbigディスクの質量とサイズはTTauriディスクと同様の範囲に広がっていますが、Herbigディスクの質量とサイズの分布はより高い値に大きく偏っています。最後に、グループIのディスクはグループIIのディスクよりも大容量です。これらの発見に基づいて、HerbigディスクとTTauriディスクのこれらの違いは、恒星の質量に比例する初期のディスク質量に起源があり、その後のディスクの進化は、特に（サブ）mmの連続光学的厚さが再生される場合、観測可能な違いを拡大すると推測します。役割。さらに、より大きな円盤の質量とハービッグ星のサイズは、ホスト星の質量を持つ巨大惑星の増加する有病率に関連している可能性があります。
機械学習アプローチを使用したトランジット系外惑星の検出、識別、居住性評価の自動化
| Title |
Automation_Of_Transiting_Exoplanet_Detection,_Identification_and_Habitability_Assessment_Using_Machine_Learning_Approaches |
| Authors |
Pawel_Pratyush,_Akshata_Gangrade |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03298 |
私たちは人類の進化の歴史の中でユニークなタイムラインにあり、太陽系の外の星の周りに地球のような惑星を発見できるかもしれません。NASA、ESA、およびその他の主要な宇宙機関による近年のいくつかの衛星の打ち上げにより、太陽系外惑星の検出、その識別の困難なタスクを自動化できる機械学習モデルのトレーニングに利用できる十分な量のデータセットを自由に使用できます、および居住性の決定。これらのタスクを自動化すると、時間を大幅に節約し、手動による介入による人的エラーを最小限に抑えることができます。この目的を達成するために、私たちは最初にケプラー望遠鏡によって捕らえられた星からの光強度曲線を分析して、可能な惑星系の存在の特徴を示す潜在的な曲線を検出します。この検出のために、従来のモデルをトレーニングするとともに、光信号の複数の表現で同時にトレーニングできるスタックGBDTモデルを提案します。続いて、いくつかの最先端の機械学習とアンサンブルアプローチを活用して、太陽系外惑星の識別と居住性の決定の自動化に取り組みます。太陽系外惑星の識別は、太陽系外惑星の実際のインスタンスから偽陽性のインスタンスを区別することを目的としていますが、居住性評価では、居住可能な特性に基づいて、太陽系外惑星のインスタンスを異なるクラスターにグループ化します。さらに、居住可能なインスタンスと居住不可能なインスタンスの間の潜在的な線形関係を確立するために、AdequateThermalAdequacy（ATA）スコアと呼ばれる新しいメトリックを提案します。実験結果は、提案された積み重ねられたGBDTモデルが、通過する太陽系外惑星の検出において従来のモデルよりも優れていることを示唆している。さらに、居住性分類にATAスコアを組み込むことで、モデルのパフォーマンスが向上しました。
スパイラルを計算するための単純な時間依存法：原始惑星系円盤の偏心惑星への応用
| Title |
A_Simple_Time-Dependent_Method_for_Calculating_Spirals:_Applications_to_Eccentric_Planets_in_Protoplanetary_discs |
| Authors |
Zhaohuan_Zhu,_Raymond_M._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03311 |
原始惑星系円盤の渦巻きは、円盤の潜在的な惑星を見つけるために使用されてきました。円軌道を回る摂動体からの渦巻きの形だけが知られているので、ほとんどの以前の作品は惑星が円軌道にあると仮定しています。偏心惑星によって発射された渦巻きの形状を計算するための簡単な半解析的方法を開発します。惑星がその軌道の間にウェーブレットを放出し、これらの伝播するウェーブレットの波面が渦巻きを形成すると仮定します。この単純な方法で得られたスパイラル形状は、数値シミュレーションと非常によく一致しています。偏心した惑星によって励起された渦巻きは、惑星から離れたり、分岐したり、互いに交差したりする可能性があります。これらはすべて、この単純な方法で再現されます。らせんの分岐点は、惑星の視線速度がディスクの音速に達したときに放出されるウェーブレットに対応します。複数の渦巻きは、偏心した惑星によって励起される可能性があります（$e\gtrsim0.2$の場合は5つ以上の渦巻き）。ピッチ角とパターン速度はスパイラルごとに異なり、1つのスパイラル全体で大幅に異なる可能性があります。質量の大きい奇行惑星によって発射された渦巻き状の伴流は、渦巻き状の衝撃に急勾配になり、渦巻き状の衝撃波が交差すると、渦巻きが歪んだり壊れたりします。同じ質量で、より偏心した惑星はより弱い渦巻きを発射し、長期間にわたってより浅いギャップを誘発します。いくつかの渦巻きの観測された異常に大きい/小さいピッチ角、不規則な複数の渦巻き、および異なる渦巻き間の異なるパターン速度は、原始惑星系円盤に偏心摂動体が存在することを示唆している可能性があります。
FGKスターを周回する地球のような惑星の氷の範囲
FGK星を周回する居住可能な惑星の測光および分光学的特徴は、表面の氷の被覆率によって変調される可能性があります。その頻度と場所を推定するために、1Dエネルギーバランスモデルを使用して仮想惑星の気候をシミュレートし、惑星が現代の地球と同様の特性（質量、地理、大気）を持っていると仮定しました。最初に、固定された回転軸と円軌道を持つ惑星をシミュレートし、居住可能な表面を持つ惑星の大部分（>90％）に氷がないことを発見しました。部分的に氷が覆われている惑星の場合、氷冠（極にある年々の氷）のパラメーター空間は「氷帯」（赤道にある年々の氷）のパラメーター空間とほぼ同じですが、帯は陸地にのみ存続します。次に、周波数と振幅の範囲で正弦波軌道と回転振動を強制することにより、他の惑星からの摂動を模倣したシミュレーションを実行しました。最初は氷のない表面を想定し、初期の離心率分布を既知の太陽系外惑星を反映するように設定します。一方、初期の傾斜分布は惑星形成の予測と一致します。つまり、90度を優先します。これらの動的なケースでは、居住可能な惑星の約90％に、氷のアルベドのさまざまな仮定で地表の氷がないことがわかります。F矮星を周回する惑星は、ベルトの3倍の氷冠を持っている可能性がありますが、KおよびG矮星を周回する惑星の場合、氷冠はキャップの2倍の可能性があります。場合によっては、惑星の表面の氷が赤道域と極域の間を循環することがあります。居住可能な惑星の将来の直接画像調査は、これらの予測をテストすることができるかもしれません。
カリフォルニアレガシー調査III。 （いくつかの）巨人の肩について：内側の小さな惑星と外側の巨大な惑星との関係
| Title |
The_California_Legacy_Survey_III._On_The_Shoulders_of_(Some)_Giants:_The_Relationship_between_Inner_Small_Planets_and_Outer_Massive_Planets |
| Authors |
Lee_J._Rosenthal,_Heather_A._Knutson,_Yayaati_Chachan,_Fei_Dai,_Andrew_W._Howard,_Benjamin_J._Fulton,_Ashley_Chontos,_Justin_R._Crepp,_Paul_A._Dalba,_Gregory_W._Henry,_Stephen_R._Kane,_Erik_A._Petigura,_Lauren_M._Weiss,_Jason_T._Wright |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03399 |
FGKM星の高精度視線速度調査を使用して、2つのクラスの惑星の条件付き発生を研究します。近くにある小さな惑星（0.023--1au、2-30の地球質量）と遠くにある巨大惑星（0.23--10au、30--6000地球質量）。$17.6^{+2.4}_{-1.9}\％$と比較して、近くに小さな惑星があるシステムの$41^{+15}_{-13}\％$は、外側の巨人もホストしていることがわかります。小さな惑星の存在に関係なく星。これは、$1.7\sigma$の有意性を持つすべての星と比較して、小さな惑星のホストが外側の巨大な発生で強化される可能性があることを意味します。逆に、私たちは、星の$27.6^{+5.8}_{-4.8}\％$と比較して、冷たい巨大なホストの$42^{+17}_{-13}\％$も内側の小さな惑星をホストしていると推定します。冷たい巨大な存在。また、より大規模で近接した巨大惑星は、小さな内惑星とは関連がないこともわかりました。具体的には、私たちのサンプルは、小さな惑星が、$\sim$2.2$\sigma$の場合、より質量の小さい、またはより遠い巨大なコンパニオンをホストするよりも、約120の地球質量よりも質量が大きく0.3〜3au以内の外側の巨大なコンパニオンをホストする可能性が低いことを示しています。自信。これは、0.3〜3au以内の巨大なガス巨星が内部の小さな惑星の形成を抑制する可能性があることを意味します。さらに、小さな惑星のみを持つシステムと、小さな惑星と冷たい巨人の両方を持つシステムのホスト星の金属量分布を比較します。以前の研究と一致して、私たちの調査では、小さな惑星だけをホストする星は、より広い太陽金属量中央値サンプルと一致する金属量分布を持っていますが、小さな惑星と巨大ガスの両方をホストする星は明らかに金属が豊富であることがわかります$\sim$2.3$\sigma$の自信を持って。
惑星防衛のための小惑星の塗装
地球への小惑星の影響の脅威は、1世紀以上前に予測されます。小惑星のアルベドを変更すると、小惑星にかかる太陽放射の力が変わり、したがってその軌道が変わります。アルベドは、軌道を回る宇宙船によって蒸気として分配されるアルカリ金属の薄い（$\sim0.1\、\mu$）反射コートを適用することによって変更できます。完全なコートは、有効な太陽重力を減らし、公転周期を変えます。ペリヘリオン1AUとアフェリオン3AU（$a=2\、$AU、$e=0.5$）の公称軌道にあるTunguskaクラス（直径50m）の小惑星は、その経路に沿って$\sim1000\だけ変位する可能性があります。、100年間で$km、人口密集地域への影響を回避するのに十分な量。表面全体に1kgのリチウムまたはナトリウム金属を塗布します。あるいは、楕円軌道で小惑星の1つの半球をコーティングすると、ヤルコフスキー効果と類似しているが異なる太陽放射トルクが生成され、$\sim200$年で地球半径だけ変位します。変位は時間とともに二次関数的に増加するため、必要な時間は小惑星の直径の平方根（その質量の1/6乗）に比例し、最小の質量でkmサイズの小惑星の壊滅的な影響を防ぐことができます。
V1298タウシステムにおける若い太陽系外惑星の将来の蒸発に対する新しい制約
| Title |
New_constraints_on_the_future_evaporation_of_the_young_exoplanets_in_the_V1298_Tau_system |
| Authors |
A._Maggio,_D._Locci,_I._Pillitteri,_S._Benatti,_R._Claudi,_S._Desidera,_G._Micela,_M._Damasso,_A._Sozzetti,_A._Suarez_Mascare\~no |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03739 |
若い年齢で通過する惑星は、大気圏外の進化についての理解を深めるための重要な目標です。XMM-Newtonを使用したV1298Tauの新しいX線観測の結果を示します。これは、この前主系列星を周回する4つの惑星の高エネルギー照射と、短い時間スケールと長い時間スケール。V1298タウシステムでの惑星質量の最初の測定に続いて、システムの将来の進化を予測するために更新された大気蒸発モデルを使用して、惑星大気からの現在の脱出率の初期の推測を修正します。以前の予想に反して、2つの外側の木星サイズの惑星は、Gyr時間スケールでの蒸発の影響を受けず、真の質量が$\sim40$未満でない限り、2つの小さな内惑星でも同じことが起こります。M$_\oplus$。これらの結果は、比較的巨大な惑星が、進化の歴史の非常に早い段階で、質量半径図の最終的な位置に到達できることを確認しています。
エッジ：かすかな矮小銀河におけるHIと恒星の観測量との関係を形作るものは何ですか？
| Title |
EDGE:_What_shapes_the_relationship_between_HI_and_stellar_observables_in_faint_dwarf_galaxies? |
| Authors |
Martin_P._Rey,_Andrew_Pontzen,_Oscar_Agertz,_Matthew_D._A._Orkney,_Justin_I._Read,_Am\'elie_Saintonge,_Stacy_Y._Kim_and_Payel_Das |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03280 |
フィードバックと質量成長の履歴の相互作用が、フィールドのかすかな矮小銀河（$M_{\star}\lessapprox10^{6}M_{\odot}$）の恒星と中性ガスの特性の関係にどのように散乱をもたらすかを示します。一連の宇宙論的で高解像度のズームシミュレーション全体で、恒星の質量$10^5\leqM_{\star}\leq10^{6}M_{\odot}$の矮小銀河は低温ガス含有量が二峰性であることがわかります。、HIが豊富またはHIが不足している。この二峰性は、（i）後期の紫外線（UVB）のバックグラウンドによるHI含有量の変調と、（ii）再電離によって誘発される恒星-質量-ハロ-質量関係の有意な散乱との間の結合によって生成されます。さらに、私たちのHIに富む矮星は、主に恒星のフィードバックのために、乱れた時間変動する中性ガス分布を示します。過去40億年にわたって、中央値$M_{HI}$の周りの桁違いの変化、HIの空間範囲の数分の1の変動、およびHIと銀河を定期的に超える恒星成分との間の空間オフセットを観測しています。'光学サイズ。時間変動は、$M_{\star}-M_{HI}$の関係にさらにばらつきをもたらし、任意の時点でのHIでの銀河の検出可能性に影響を与えます。これらの影響は、光学的および無線の広い深い調査の組み合わせによって、かすかな、HIを持っている矮星の集団の観測を解釈するときに説明する必要があります。
銀河と質量の集合（GAMA）：0.1
| Title |
Galaxy_and_Mass_Assembly_(GAMA):_The_Weak_Environmental_Dependence_of_Quasar_Activity_at_0.1 |
| Authors |
Clare_F._Wethers,_Nischal_Acharya,_Roberto_De_Propris,_Jari_Kotilainen,_Ivan_K._Baldry,_Sarah_Brough,_Simon_P._Driver,_Alister_W._Graham,_Benne_W._Holwerda,_Andrew_M._Hopkins_Angel_R._L\'opez-S\'anchez,_Jonathan_Loveday,_Steven_Phillipps,_Kevin_A._Pimbblet,_Edward_Taylor,_Lingyu_Wang_and_Angus_H._Wright |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03285 |
核活動と銀河環境との関係を理解することは、銀河の進化のモデルを制約する上で重要なままです。GalaxyandMassAssembly（GAMA）調査からの広範なカタログ化されたデータを活用することにより、0.1<z<0.35で205個のクエーサーの代表的なサンプルを特定し、両方の恒星の質量に関してクエーサーのサンプルと厳密に一致する銀河の比較サンプルを確立します。と赤方偏移。1Mpc未満のスケールでは、銀河の数とクエーサーのグループメンバーシップは、一致した銀河サンプルのものと完全に一致しているように見えます。それにもかかわらず、クエーサーは群の中心として分類される可能性が約1.5倍高いことがわかります。これは、クエーサーの活動と、豊富なグループ環境に関連する冷たいガスの流れまたは銀河の相互作用との潜在的な関連を示しています。〜数Mpcのスケールでは、両方のサンプルのクラスタリング強度は統計的に一貫しており、10Mpcを超えると、クエーサーが銀河系の対照サンプルよりも大規模な構造をトレースするという証拠は見つかりません。両方の集団は、非常に高密度または非常に低密度の環境よりも中密度のシートとフィラメントを好むことがわかっています。クエーサー活動の銀河環境へのこの弱い依存性は、クエーサーがすべての巨大な銀河の寿命の段階を表し、長期的なプロセスとグループ中心の場所が低赤方偏移でのクエーサーの主要なトリガーであるというパラダイムをサポートします。
S0銀河の外輪における星形成。 IV。 NGC254-ガス逆回転を伴う二重リングS0
| Title |
Star_formation_in_outer_rings_of_S0_galaxies._IV._NGC_254_--_a_double-ringed_S0_with_gas_counter-rotation |
| Authors |
Ivan_Katkov,_Alexei_Kniazev,_Olga_Sil'chenko,_Damir_Gasymov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03289 |
S0銀河は通常「赤くて死んでいる」と考えられていますが、それらはしばしばリング構造に組織化された星形成を示します。この現象の性質と渦巻銀河の星形成との違いを明らかにしようとしています。ここでは、南アフリカの大型望遠鏡で撮影されたロングスリット分光法と公開されている画像データを使用して、近くの中程度の光度のS0銀河NGC254を調査します。フルスペクトルフィッティングを適用して、ガス状および星状の運動学、ならびにイオン化ガスの励起および金属量、ならびに半径によって分解された星の種族の特性を分析しました。スペクトルと測光データを同時にフィッティングする高度なアプローチにより、この銀河に隠された逆回転する星の割合を定量化することができました。イオン化されたガスは、NGC254ディスク全体の星に対して逆回転していることがわかりました。これは、ガスの外部起源を示しています。我々は、逆回転する物質の主な供給源として、逆行軌道からのガスに富む銀河の合体を主張する。この逆回転ガスによって供給される星形成は、R=55-70秒角の外輪とR=18秒角の内輪の2つのリング内で発生します。星形成率は弱く、年間合計で0.02太陽質量であり、ガスの金属量はわずかに太陽直下です。ガスの降着は約1Gyr前に起こったと推定され、すべての星の約1％が、このガスが逆回転していることからその場で形成されました。
天の川円盤の恒星の存在量マップ
| Title |
Stellar_Abundance_Maps_of_the_Milky_Way_Disk |
| Authors |
Anna-Christina_Eilers,_David_W._Hogg,_Hans-Walter_Rix,_Melissa_K._Ness,_Adrian_M._Price-Whelan,_Szabolcs_Meszaros,_Christian_Nitschelm |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03295 |
天の川の目立つ棒の形成を理解するには、棒の星が円盤状の星と比較して、それらの誕生物質の化学元素組成が異なるかどうかを知ることが重要です。これには、天の川の体全体の大きなサンプルの恒星の存在量の測定が必要です。そのようなサンプル、例えばSDSSの遠地点調査で観測された明るい赤色巨星は、必然的に一連の恒星パラメータにまたがります。結果として、モデリングの欠陥と恒星進化の両方が、意図されたバーの特徴のレベルでのそれらの化学組成の一貫した正確な推定を妨げる可能性があります。これにより、化学的に異なるバーの現在の分析は決定的ではありません。ここでは、異なる光度（したがって表面重力$\logg$）の赤色巨星分枝（RGB）星の間で、モデリングと天体物理学的存在量の系統分類の両方を排除するための新しい自己較正アプローチを開発します。私たちのアプローチは、星の元素の存在量は星の軌道に依存するべきであるが、RGBに沿った進化の状態には依存しないという考えに基づいています。この方法を$48,853$の明るいApogeeDR16RGB星に適用して、天の川の中央面近くにある$22$の化学元素の空間存在量マップを作成し、ガラクトセントリック半径$0\、{\rmkpc}<R<20\、\rmkpc$。私たちの結果は、形状がバーの形状と一致するアバンダンスの変動がないこと、および平均アバンダンス勾配がガラクトセントリック半径とともに滑らかかつ単調に変化することを示しています。高$\alpha$ディスクは、空間的な勾配がなく、化学的に均質であることを確認します。
KODIAQ-Z：2.2
| Title |
KODIAQ-Z:_Metals_and_Baryons_in_the_Cool_Intergalactic_and_Circumgalactic_Gas_at_2.2 |
| Authors |
Nicolas_Lehner,_Claire_Kopenhafer,_John_O'Meara,_J._Christopher_Howk,_Michele_Fumagalli,_Jason_Prochaska,_Ayan_Acharyya,_Brian_O'Shea,_Molly_Peeples,_Jason_Tuminson,_Cameron_Hummels |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03304 |
14.6<logN（HI）<20、つまり銀河と銀河間媒体の間のガス界面（IGM）。2.2<z<3.6の14.6<logN（HI）<20ガスは、減衰Ly-alpha吸収体（DLA）に見られるように、金属に富むガス（-1.6<[X/H]<-0.2）である可能性があることがわかります。;また、DLAでは観察されないが、IGMでは一般的に観察される非常に金属が少ない（[X/H]<-2.4）または元のガス（[X/H]<-3.8）である可能性もあります。16<logN（HI）<20吸収体の場合、元の吸収体の頻度は約1％-10％ですが、14.6<logN（HI）<16吸収体の場合、拡散IGMと同様に10％-20％です。。このガスでは、スーパーソーラーガスは非常にまれです（<1％）。500km/s未満で分離された吸収体間の数千の係数が最低から最高の金属量への広がりと大きな金属量の変動（数倍から>100倍）は、金属が14.6<logN（HI）<20ガス。これらの光イオン化吸収体が2.2<z<3.6で宇宙バリオンの約10％と宇宙金属の30％に寄与することを示します。平均金属量はN（HI）とともに増加し、z<1ガスで見られるものと一致していることがわかります。このカラム密度レジームでのガスの金属量は、2.2<z<3.6からz<1に約8倍に増加しましたが、宇宙の総金属収支に対する14.6<logN（HI）<19吸収体の寄与z<1では2.2<z<3.6の半分であり、これら2つのエポック間で金属の貯留層が大幅にシフトしていることを示しています。KODIAQ-Zの結果をFOGGIE宇宙論的ズームシミュレーションと比較します。シミュレーションは、観測結果と同様のN（HI）による[X/H]の進化を示しています。これらのシミュレーションでz〜2-3で[X/H]<-2.4の非常に金属量の少ない吸収体は、流入の優れたトレーサーですが、金属量の高い吸収体は、流入と流出の混合物です。
天の川の核風の中の分子ガス
| Title |
Molecular_Gas_within_the_Milky_Way's_Nuclear_Wind |
| Authors |
Frances_H._Cashman,_Andrew_J._Fox,_Blair_D._Savage,_Bart_P._Wakker,_Dhanesh_Krishnarao,_Robert_A._Benjamin,_Philipp_Richter,_Trisha_Ashley,_Edward_B._Jenkins,_Felix_J._Lockman,_Rongmon_Bordoloi,_Tae-Sun_Kim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03335 |
銀河の核風に関連する水素分子の最初の直接検出を報告します。$l、b$=1.67$^{\circ}$、$-$6.63$^{\circ}$にあるB1Ib-II星であるLS4825の遠紫外線分光エクスプローラースペクトル$d$=9.9$太陽からの^{+1.4}_{-0.8}$kpc、銀河中心近くの銀河面の下の$\sim$1kpcは、$v_\mathrm{LSR}$=に2つの高速H$_2$成分を示しています。$-79$および$-108$kms$^{-1}$。対照的に、近くの（$\sim$0.6$^{\circ}$離れた）前景星HD167402の$d$=4.9$^{+0.8}_{-0.7}$kpcでのFUSEスペクトルはH$を明らかにしませんこれらの速度での_2$吸収。高速雲では、回転レベル$J$=0から5までの60本を超えるH$_2$の線が識別されます。$v_\mathrm{LSR}$=$-79$kms$^{-1}$クラウドの場合、合計ログを測定します$N$（H$_2$）$\geq$16.75cm$^{-2}$、分子分率$f_\mathrm{H_2}$$\geq$0.8％、および$T_{01}$$\geq$97および$T_{25}$$\leq$439K-状態の回転励起温度。$v_\mathrm{LSR}$=$-108$kms$^{-1}$で、ログ$N$（H$_2$）=16.13$\pm$0.10cm$^{-2}を測定します。$、$f_\mathrm{H_2}$$\geq$0.5％、および$T_{01}$=77$^{+34}_{-18}$および$T_{25}$=1092$^{+149}_{-117}$K、これに対して、パラH$_2$に対してオルソ励起状態は1.0$^{+0.3}_{-0.1}$であり、この温度のガス。この非平衡比は、$-108$kms$^{-1}$の雲が最近興奮していて、まだ平衡化する時間がないことを示唆しています。LS4825の視線が銀河円盤の傾斜した部分の近くを通過するとき、核風が円盤からガスを除去している境界領域を調査することを提案します。
W28およびIC44の衝撃におけるCOラインプロファイルのモデリング
超新星の電磁流体力学的衝撃から生じる純粋な回転CO$（\rm\TriangleJ=\pm1）$-分子雲相互作用は効果的な衝撃波トレーサーです。この作業では、パリ-ダーラム衝撃モデルを使用してCOのラインプロファイルを予測するための新しい理論的な放射伝達フレームワークを提示します。$\sim10^4$cm$^{-3}$および$35\leq$V$_{\rmShock}$$\leq50の低速の磁化されたCショックによって生成されるCO放出のラインプロファイル予測を生成しました$kms$^{-1}$。COラインプロファイルを再現するための数値フレームワークは、大速度勾配（LVG）近似と、光学的に厚い平面平行スラブの省略を利用します。このフレームワークを使用して、超新星残骸W28およびIC443の複数の場所で$J=16$までのさまざまなCOラインの予測を生成しました。COラインプロファイルの予測は、必要なCOラインの数を減らしながら、衝撃速度と衝撃前密度の強力な制約を提供することがわかりました。
ISMにおけるサブミリ波分光法とチオアセトアミド（CH3CSNH2）の天文学的探索の拡張
| Title |
Expanding_the_submillimeter_wave_spectroscopy_and_astronomical_search_for_thioacetamide_(CH3CSNH2)_in_the_ISM |
| Authors |
A._Remijan,_C._Xue,_L._Margul\`es,_A._Belloche,_R._A._Motiyenko,_J._Carder,_C._Codella,_N._Balucani,_C._L._Brogan,_C._Ceccarelli,_T._R._Hunter,_A._Maris,_S._Melandri,_M._Siebert_and_B._A._McGuire |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03356 |
チオアセトアミド（CH3CSNH2）は、アセトアミド（CH3CONH2）の硫黄類似体であり、天文学的な環境で、特に他のS含有分子が検出され、可能であればCH3CONH2の検出も含む領域を検索するための実行可能な候補です。検出された場合、それは天文学的な環境における分子の複雑さの見方を拡大し続けるだけでなく、これらの環境におけるこれらのタイプの種の可能な形成経路をよりよく解明するのにも役立ちます。CH3CSNH2の回転スペクトルを650GHzまで調査しました。新しく洗練されたCH3CSNH2のスペクトル、および化学的に関連する種CH3CONH2に関する追加の分光データを使用して、次の大規模な調査からのデータを含むさまざまな天文ソースが検索されました。ALMAで実施されたALMA（EMoCA）による分子の複雑さの調査。ミリ波電波天文学研究所（IRAM）30m望遠鏡を使用して実施されたIRAM（ASAI）での天体化学調査。最大値が330GHzまでの範囲でJ=47およびKa=20であり、400〜660GHzの範囲でJ=95およびKa=20である、vt=0状態からの合計1428の遷移が割り当てられました。また、vt=1状態から最大値J=35およびKa=9から330GHzまでの321の遷移を割り当てました。最終的な適合は、40個のパラメーターを含むrho-axis-method（RAM）ハミルトニアンモデルに基づいています。CH3CSNH2の天文学的検索は、すべての新しい分光データに基づいて行われました。CH3CSNH2の遷移は、調査に含まれるどのソースに対しても検出されませんでした。各天文源に適切な望遠鏡と物理的パラメータを使用して、各天体に向かうCH3CSNH2のカラム密度の上限が見つかりました。
深い教師なし機械学習による銀河スペクトルの多様性のマッピング
| Title |
Mapping_the_Diversity_of_Galaxy_Spectra_with_Deep_Unsupervised_Machine_Learning |
| Authors |
Hossen_Teimoorinia,_Finn_Archinuk,_Joanna_Woo,_Sara_Shishehchi,_Asa_F.L._Bluck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03425 |
MaNGAなどの銀河の最新の分光学的調査は、数千の銀河のさまざまな領域をカバーする数百万の多様なスペクトルで構成されています。MaNGAスペクトルの多様性全体を15x15マップ（DESOM-1）に要約するために、教師なし機械学習手法を提案および実装します。マップ上の隣接するポイントは、同様のスペクトルを表します。従来のリソースを大量に消費するベイズ法よりもはるかに効率的に、物理量とその完全な確率分布を導出するための従来の完全スペクトルフィッティングの代替として、この方法を示します。スペクトルは類似性によってグループ化されているため、単一の銀河のマップへのスペクトルの分布、つまりその「指紋」は、銀河内の明確な星の種族の存在を明らかにし、より滑らかなまたは一時的な星形成の歴史を示します。さらに、銀河の指紋の多様性を2番目のマップ（DESOM-2）にマッピングします。銀河の画像と銀河の形態の独立した測定値を使用して、類似の指紋を持つ銀河が類似の形態と傾斜角を持っていることを確認します。マッピングアルゴリズムでは形態学的情報が使用されなかったため、銀河の形態を指紋にエンコードされた星形成履歴に関連付けることは、DESOMマップを使用して科学的推論を行う方法の一例です。
階層コンテキストでの基本平面
環境。基本平面（FP）の関係と、FP投影における初期型銀河（ETG）の分布は、銀河が融合と星形成のエピソードによって成長する階層的なフレームワークでは簡単に説明できません。目的。ここでは、FPとその投影の両方が、ビリアル定理（VT）と新しい時間依存関係の組み合わせから自然に発生し、銀河の進化中に光度と恒星速度分散がどのように変化するかを説明します。この関係はFaber-Jackson（FJ）関係の形式ですが、物理的な意味が異なります。新しい関係は$L=L'_0（t）\sigma^{\beta（t）}$であり、その係数は$L'_0$と$\beta$は時間に依存し、$L-\sigma$平面の近似から得られるものとは異なり、オブジェクトごとに大幅に異なる可能性があります。メソッド。VTと$L=L'_0（t）\sigma^{\beta（t）}を組み合わせることにより、$\beta$と$L'_0$の関数としてFPとその射影の方程式を導き出します。法。次に、それらの組み合わせから、$\beta$の関数としてのFPの式と、$\beta$および$L'_0$の解を導き出します。結果。FPで観測されたETGの特性とその予測は、$\beta$と$L'_0$の変動の観点から理解できることを示しています。これらの2つのパラメーターは、宇宙の時代にわたる銀河の進化の歴史を暗号化し、FPとその予測の将来の側面を決定します。現在のエポックで各銀河の$\beta$と$L_0$に対して見つかった解を使用して、FP（およびFJ関係）の係数を導出し、次のように得られた近似から得られる係数の値を示します。文献は、各銀河について導出された単一のFP係数の平均に由来します。さらに、ベータの変化がFP投影で観察された曲率と除外ゾーンの正しい位置を自然に説明することを示します。
| Title |
Signatures_of_the_Many_Supermassive_Black_Hole_Mergers_in_a_Cosmologically_Forming_Massive_Early-Type_Galaxy |
| Authors |
Matias_Mannerkoski,_Peter_H._Johansson,_Antti_Rantala,_Thorsten_Naab,_Shihong_Liao_and_Alexander_Rawlings |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03576 |
ここでは、$\sim2\times10^{13}M_\odot$銀河群の宇宙論的シミュレーションの後期における超大質量ブラックホール（SMBH）集団の合併履歴をモデル化します。グループ内の銀河によってホストされている数十のSMBH（$M_{\bullet}\gtrsim7.5\times10^7M_\odot$）の周りの重力ダイナミクスは、KETJUコードとの正則化された積分を使用して高精度で計算されます。バイナリと階層トリプレットを形成する11個のSMBHは、力学的摩擦、恒星散乱、および重力波（GW）放出によって硬化した後、最終的に融合します。バイナリは$e\sim0.3$-$0.9$の離心率で形成され、1つのシステムは$e=0.998$の非常に高い離心率に進化し、数十から数百メガ年のタイムスケールでマージされます。シミュレーション中、合併によって引き起こされたGW反動キックは、中央のホスト銀河から1つのSMBHレムナントを放出します。これにより、銀河は一時的に$M_{\bullet}$-$\sigma_{\star}$の関係から外れますが、その後の銀河の合体により銀河は関係に戻り、新しいSMBHがもたらされます。これは、観察された関係の分散に寄与する可能性のあるメカニズムを示しています。最後に、パルサータイミングアレイとLISAが、KETJUでシミュレートされた$\sim4\、\mathrm{Gyr}$期間中に発生するSMBH合併からのGW信号の一部を検出できることを示します。
C $ _ {60} ^ + $拡散星間バンド相関と環境変動
| Title |
C$_{60}^+$_diffuse_interstellar_band_correlations_and_environmental_variations |
| Authors |
Leander_Schlarmann,_Bernard_Foing,_Jan_Cami,_Haoyu_Fan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03593 |
拡散星間バンド（DIB）は、天体のスペクトルに見られる吸収特性であり、星間物質で発生します。今日、500を超えるDIBが、主に光および近赤外波長で観測されています。DIBの起源は不明です。イオン化されたバックミンスターフラーレンC$_{60}^+$のみが、2つの強いDIBと3つの弱いDIBの実行可能な候補として識別されています。この研究では、2つの最強のC$_{60}^+$DIBの強度とそれらの環境挙動との相関関係を調査します。したがって、26の視線について9577および9633$\r{A}$での2つのC$_{60}^+$DIBの強度の測定値を分析しました。モンテカルロシミュレーションを含む2つの異なる方法を使用して、それらの相関と、相関係数に対する測定誤差の影響を調査しました。さらに、H/H$_2$の濃度と周囲の紫外線の強度によって測定されるように、さまざまな環境条件の結果としてC$_{60}^+$DIBの強度がどのように変化するかを調べました。Galazutdinovらによって最近報告された結果とは対照的に。（2021）、C$_{60}^+$DIBの強さの間に高い相関関係があることがわかります。また、相関するC$_{60}^+$バンドの動作は、さまざまな環境で5780、5797、および6203$\r{A}$にある他のDIBとはまったく異なることもわかりました。
中間のどこか：銀河群からの電波放射の追跡（または電波望遠鏡で銀河群を観測する将来が有望に見えるのはなぜですか？）
| Title |
Somewhere_in_between:_Tracing_the_Radio_Emission_from_Galaxy_Groups_(or_Why_Does_the_Future_of_Observing_Galaxy_Groups_with_Radio_Telescopes_Look_Promising?) |
| Authors |
B{\l}a\.zej_Nikiel-Wroczy\'nski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03635 |
銀河群は、既知の宇宙で最も一般的な銀河系のクラスを構成し、環境特性の点で独特です。しかし、光学および赤外線観測や理論研究の最近の進歩にもかかわらず、磁場および関連する連続電波放射についてはほとんど知られていません。この問題に関する研究は近年行われたばかりであり、多くの質問はまだ解決されていません。この記事は、グループの磁性の研究をより広い文脈に置き、この分野の最近の進歩（主に低周波無線干渉計で達成される）を提示し、将来の観測で取り組む必要のある問題をリストすることを目的としています。読者が原稿に示されている概念を理解しやすくするために、銀河の2つのサンプルグループの電波観測も示されています。
孤立したギャラクシーペアの軌道速度について：低加速領域での重力のテスト
孤立した銀河ペアのダイナミクスは、低加速領域での重力の振る舞いを調査するための重要なツールです。銀河ペアの大規模なサンプルの統計分析により、$\sim150$km/sと$\sim100$km/sの幅を中心とする、好ましい3次元速度の領域が顕著に発見されました。これは、正当化するのが難しい機能です。宇宙論的構造形成の数値シミュレーションの文脈。ここでは、そのような機能が修正ニュートン力学のフレームワーク内で期待されていることを示していますが、これは$\sim$170Km/sを中心としていると予測しています。
z = 1.7でのプロトBCGの多波長研究
| Title |
Multi-Wavelength_Study_of_a_Proto-BCG_at_z_=_1.7 |
| Authors |
Q._D'Amato,_I._Prandoni,_M._Brienza,_R._Gilli,_C._Vignali,_R._Paladino,_F._Loi,_M._Massardi,_M._Mignoli,_S._Marchesi,_A._Peca,_P._Jagannathan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03658 |
この作業では、z=1.7のプロトクラスター内のプロトブライトブラスター銀河（BCG、NVSSJ103023+052426）のホスト銀河の光学/赤外線バンドでスペクトルエネルギー分布（SED）分析を実行しました。${\sim}$570$\mathrm{M_{\odot}}$/年の活発な星形成率（SFR）と$M_{\ast}\sim3.7\times10の恒星質量を特徴としていることがわかりました。^{11}$$\mathrm{M_{\odot}}$;対応する高い特定のSFR=$1.5\pm0.5$$\mathrm{Gyr^{-1}}$は、このオブジェクトをスターバースト銀河として分類し、$\sim$$3.5\times10^8$yrで分子ガス貯留層を枯渇させます。。したがって、このシステムは、その主要な恒星の質量集合の短い段階の間に捕らえられたプロトBCGのまれな例を表しています。さらに、3.3mmでのホスト銀河放出の性質を調査しました。わずかな非熱的AGNの寄与を完全に排除することはできませんが、それは星間物質の冷たい塵に起因することがわかりました。最後に、1.4GHzでのローブの偏光放射を調べました。全強度が屈曲形態を示す領域で偏光率が増加する斑状構造を明らかにしました。さらに、磁場の向きは曲げの方向に従います。これらの機能は、銀河団ガスとの相互作用の可能性のある兆候として解釈されます。これは、X線/mm/無線分析に基づいたこのオブジェクトの以前の研究で推測されたように、正のAGNフィードバックの仮説を強化します。このシナリオでは、プロトBCGが周囲の媒体を加熱し、近くの銀河のSFRを強化する可能性があります。
銀河団をレンズ化することによる拡大からの初期宇宙における光学的に暗い巨大な銀河の人口調査
| Title |
A_census_of_optically_dark_massive_galaxies_in_the_early_Universe_from_magnification_by_lensing_galaxy_clusters |
| Authors |
Xinwen_Shu,_Lei_Yang,_Daizhong_Liu,_Wei-Hao_Wang,_Tao_Wang,_Yunkun_Han,_Xingxing_Huang,_Chen-Fatt_Lim,_Yu-Yen_Chang,_Wei_Zheng,_Xianzhong_Zheng,_Junxian_Wang,_and_Xu_Kong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03709 |
ALMA870umとJCMTSCUBA2850umのダスト連続体観測を、クラスターフィールド内の光学的に暗くて強くレンズ化された銀河のサンプルとして提示します。ALMAとSCUBA2の観測値は、それぞれ約0.11mJyと0.44mJyの中央値rmsに達し、後者は850umでのデータの混乱限界に近づいています。これは、光学的に暗い銀河でのダスト放出の最も感度の高い検索の1つです。15個の銀河のうち12個で3.8シグマ以上のダスト放出を検出します。これは80％の検出率に相当します。重力レンズのおかげで、私たちの観測は、空白のフィールドでの以前の調査よりも3倍深い限界フラックスに到達します。年間30から520Msunの形成率（SFR）。星の種族は、光学からNIRへの測光データに適合し、赤方偏移の中央値z=4.26と、レンズが除去された星の質量log（Mstar）=10.78Msunを生成します。それらは、z>3で同等に大規模なUV選択銀河の密度よりも、少なくとも1桁高い、レンズ補正された星形成率密度に寄与します。この結果は、初期の宇宙には巨大な星形成銀河の集団が欠落していることを示唆しており、これが巨大な端のSFR密度を支配している可能性があります。5つの光学的に暗い銀河が1つのクラスターフィールドでr<50秒角以内にあり、ポアソン統計からの信頼水準>99.974％で物理的な起源を持つ潜在的な過密度構造を表しています。ALMAとJWSTによる追跡分光観測は、それが同様の赤方偏移でプロトクラスターに関連しているかどうかを確認するために重要です。
天の川の2つの無関係な散開星団間の衝突の最初の証拠
| Title |
First_evidence_of_a_collision_between_two_unrelated_open_clusters_in_the_Milky_Way |
| Authors |
Andr\'es_E._Piatti_and_Khyati_Malhan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03786 |
銀河系の2つの星団、つまりIC4665とコリンダー350の間で進行中の衝突の最初の証拠を報告します。これらは、太陽から約330pc、銀河面から約100pcの距離にある散開星団です。そして、それらは両方とも、速度にわずかな違いがあるだけの順行運動を持っています（衝突装置350はIC4665よりも約5km/s速く移動します）。ESA/Gaiaベースのカタログから推測されます。興味深いことに、2つのクラスターは、空間内でわずか36個のPCによって物理的に分離されています。それぞれの半径の合計よりも小さい距離。さらに、クラスターは細長い恒星密度分布の特徴を示し、クラスター間恒星ブリッジの開始も検出します。さらに、軌道分析は、より若いクラスターIC4665（年齢=53Myr）がCollinder350（年齢=617Myr）から>500pcの距離で形成されたに違いないことを示唆しています。これらの発見は一緒に、2つのクラスターが連星系の2つのオブジェクトのマージを表していないことを意味します。むしろ、私たちが目撃しているのは、2つの独立して形成された星団間の実際の衝突です。この衝突現象は、星団の形成と進化論の新しい側面を探求するユニークな機会を提供します。
攪拌されていない自己重力乱流におけるダイナモ効果
多くの天体物理学的環境では、自己重力が運動エネルギーを生成する可能性があり、これは原則として、ダイナモ作用を駆動するために利用できます。直接数値シミュレーションを使用して、ヘリシティと磁気プラントル数が1の非攪拌自己重力亜音速乱流では、約25の臨界磁気レイノルズ数があり、それを超えるとローレンツ力に対して行われる作業がオーム散逸を超えることを示します。重力によって行われる仕事の3分の1が圧縮加熱になり、残りの3分の2が最初に乱流の運動エネルギーになり、その後、その一部がさらに磁気エネルギーに変換され、最後に熱エネルギーに変換されることがわかります。磁場の進化は、渦度の進化に厳密に従います。ただし、磁場が強い場合でも、圧縮加熱の割合は3分の1ですが、残りの3分の2のうち、4分の1はローレンツ力に対抗する作用によって直接磁気エネルギーに入る可能性があります。渦運動の割合は減少し、ジーンズ不安定性によってほぼ独占的に駆動される圧縮運動に有利になります。強い磁場の場合でも、運動ヘリシティによって逆カスケードが駆動されることはありません。ただし、均一な初期磁場の場合、初期乱流のスケールよりも大きいスケールの磁場は、もつれによって駆動されます。
謎めいた低無線周波数過渡ILTJ225347 +862146の一致調査
| Title |
A_Matched_Survey_for_the_Enigmatic_Low_Radio_Frequency_Transient_ILT_J225347+862146 |
| Authors |
Yuping_Huang,_Marin_M._Anderson,_Gregg_Hallinan,_T._Joseph_W._Lazio,_Danny_C._Price,_Yashvi_Sharma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03301 |
2011年にLOFARで発見された$15$Jyの低周波無線トランジェントILTJ225347+862146は、$<100$MHzでの潜在的に多産な無線トランジェントの集団を告げるものです。ただし、同様のパラメーター空間でのその後の一時的な検索では、検出されませんでした。同等の感度でのこれらの調査は、調査パラメーターの不一致のために母集団を見逃しているという仮説を検証します。特に、LOFAR調査では、$60$MHzで$195$kHzの帯域幅しか使用していませんでしたが、他の調査では、より高い周波数またはより広い帯域幅を使用していました。オーエンスバレー電波天文台長波長アレイ（OVRO-LWA）からの$137$時間の全天画像を使用して、$10$分から$1$日のタイムスケールと帯域幅で、$\sim10$Jy感度で狭帯域過渡探索を実行します。$60$MHzで$722$kHzの。残りの調査選択効果をモデル化するために、過渡率を推測するための柔軟なベイズアプローチを導入します。一時的なものは検出されず、検出されなかったことがILTJ225347+862146の検出と矛盾しているという説得力のある証拠が見つかります。過渡現象が天体物理学的であるという仮定の下で、我々は、我々の非検出を説明するかもしれない2つの仮説を提案します。まず、ILTJ225347+862146に関連する一時的な集団は、全天密度が低く、強い時間的クラスタリングを示す可能性があります。次に、ILTJ225347+862146はフルエンス分布の極端な例である可能性があり、その面密度の推定値を$15$Jyから$1.1\times10^{-7}$deg$^{-2}$に$95で修正します。\％$信頼区間$（3.5\times10^{-12}、3.4\times10^{-7}）$deg$^{-2}$。最後に、ILTJ225347+862146と一致する以前に識別されたオブジェクトが、$420$pcのM矮星であることがわかります。
黄色超巨星前駆細胞の更新された測光とタイプIIb超新星2016gkgの遅い時間の観測
| Title |
Updated_Photometry_of_the_Yellow_Supergiant_Progenitor_and_Late-time_Observations_of_the_Type_IIb_Supernova_2016gkg |
| Authors |
Charles_D._Kilpatrick,_David_A._Coulter,_Ryan_J._Foley,_Anthony_L._Piro,_Armin_Rest,_C\'esar_Rojas-Bravo_and_Matthew_R._Siebert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03308 |
掃天観測用高性能カメラ（ACS）と広視野カメラ3（WFC3）を使用した、652、1698、および1795日のタイプIIb超新星（SN）2016gkgのハッブル宇宙望遠鏡（HST）観測を紹介します。広域惑星カメラ2で得られた2001年の爆発前の画像と比較すると、SN2016gkgは、最新のWFC3画像の候補の対応物よりも暗いことを示しています。これは、対応するものが消えたことを意味し、SN前駆体の星であることを確認します。。SN2016gkgの最新の光度曲線とケックスペクトルを示します。これは、SN2016gkgがその星雲期の${}^{56}$Co崩壊の予想速度よりもゆっくりと減少していることを意味します。この放射は他の放射性同位元素によって電力を供給するには明るすぎることがわかります。したがって、SN2016gkgは、主に星周物質との相互作用によって電力を供給される進化の新しい段階に入っていると推測されます。最後に、バイナリ進化モデルのコンテキストで、潜在的なコンパニオンスターからの放出を含めて、前駆星のスペクトルエネルギー分布と遅い時間の制限を再分析し、すべてのコンパニオンスターが制限の大きさよりも暗いことを確認します。
ライトシリンダーなしで回転する中性子星
| Title |
Rotating_neutron_stars_without_light_cylinders |
| Authors |
Maxim_Lyutikov_(Purdue_University),_Praveen_Sharma_(Purdue_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03313 |
軽い円柱を持たず、風を発生せず、したがってスピンダウンしない、ねじれた、差動回転する中性子星磁気圏のクラスを見つけます。磁気圏は、埋め込まれた差動回転磁束面で構成され、角速度は$\Omega\propto1/r$として減少します（同等に、回転軸に近いフットポイントで小さくなります）。与えられた南北の自己相似ツイストプロファイルごとに、無限に伸びる「滑らかな」双極子のような磁場構造を持つ一連の自己相似角速度プロファイル（上から制限）があります。ある臨界値よりも大きいスピンパラメータの場合、軽い円柱が現れ、磁気圏が開き、風が発生します。
分光偏光測定によるマグネター放出メカニズムの調査
| Title |
Probing_magnetar_emission_mechanisms_with_spectropolarimetry |
| Authors |
Ilaria_Caiazzo,_Denis_Gonz\'alez-Caniulef,_Jeremy_Heyl_and_Rodrigo_Fern\'andez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03401 |
来年には、X線偏光でコンパクトな天体を観測する新時代が始まります。今後のイメージングX線偏光測定エクスプローラーミッションの主要なターゲットには、マグネター4U0142+61および1RXSJ170849.0-400910があります。ここでは、表面での放出物理学（気体または凝縮）、表面の温度分布、一般相対性理論、量子電気力学、および磁気圏での散乱の現実的なモデルを組み込んだ、これらのソースからの予想される分極の最初の詳細な予測を示します。1keV未満からほぼ100keVまでのこれらの光源の広帯域スペクトルエネルギー分布を説明します。大気または凝縮した表面のいずれかが、数keVでの放出を説明できることがわかります。どちらの場合も、5〜10keVでの放出を説明するには、小さな高温極冠または散乱が必要です。10keVを超えると、硬い電子集団による散乱が、多くの場合に観測される硬X線のパワーの上昇を説明できます。静止状態のマグネター。これらの異なるシナリオは、非常に類似したスペクトルエネルギー分布をもたらしますが、イメージングX線偏光測定エクスプローラーの感度範囲である2〜10keVから劇的に異なる偏光シグネチャを生成します。したがって、X線偏光でのこれらの線源の観測は、本質的に新しい方法でマグネターからの放射を精査します。
準周期的噴火によって生成されたミリヘルツ重力波の背景
| Title |
Milli-Hertz_Gravitational_Wave_Background_Produced_by_Quasi-Periodic_Eruptions |
| Authors |
Xian_Chen_(PKU),_Yu_Qiu_(PKU),_Shuo_Li_(NAOC),_F._K._Liu_(PKU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03408 |
極端な質量比のインスピレーション（EMRI）は、レーザー干渉計Sapceアンテナ（LISA）などの将来の宇宙搭載重力波（GW）検出器の重要なターゲットです。最近の研究は、EMRIが「準周期的噴火」（QPE）と呼ばれる新たに発見されたX線過渡現象の集団に存在する可能性があることを示唆しています。ここでは、このシナリオに従い、LISAによって最近発見された5つのQPEの検出可能性を調査します。QPEが、巨大なブラックホール（MBH）の周りの円軌道上を移動する恒星質量オブジェクト、またはMBHの周りの離心率軌道上の白色矮星（WD）のいずれかで構成されている2つの特定のモデルを検討します。いずれの場合も、各QPEは弱すぎて、LISAで解決できないことがわかります。ただし、QPEがエキセントリックなWD-MBHバイナリで構成されている場合、QPEは広範囲の周波数でGWを放射します。広いスペクトルが重なり合ってバックグラウンドを形成します。バックグラウンドは、$0.003〜0.02$Hzで、他のタイプのソースが原因で存在することがわかっているバックグラウンドを超えています。LISAバンドにこのGWの背景が存在すると、高赤方偏移でのシードブラックホールや、ローカル宇宙での恒星質量連星ブラックホールの将来の探索に影響を与える可能性があります。
X線連続体フィッティング法によるブラックホール候補MAXIJ1659-152のスピンの推定
| Title |
Estimating_the_spin_of_the_black_hole_candidate_MAXI_J1659-152_with_the_X-ray_continuum-fitting_method |
| Authors |
Ye_Feng,_Xueshan_Zhao,_Lijun_Gou,_Jianfeng_Wu,_James_F._Steiner,_Yufeng_Li,_Zhenxuan_Liao,_Nan_Jia,_Yuan_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03479 |
一時的なX線連星として、MAXIJ1659-152には、コンパクト星としてブラックホール候補が含まれています。MAXIJ1659-152は、2010年9月25日、唯一知られている爆発の最中に発見されました。この爆発に関する以前に発表された研究は、MAXIJ1659-152が極端な逆行性スピンを持っている可能性があることを示しており、これが確認されれば、ブラックホールスピンの起源に関する重要な手がかりを提供します。この論文では、\cite{Torres2021}によって提供される更新された動的バイナリシステムパラメータ（つまり、ブラックホールの質量、軌道傾斜角、およびソース距離）を利用して、\emph{RXTE}/からのMAXIJ1659-152の65のスペクトルを分析します。PCA、スピンパラメータを評価するため。$f_{\mathrm{sc}}\lesssim25\％$、ソフト状態基準に一致する9つのスペクトルの最終選択で、3.0〜45.0keVを超える相対論的シンディスク分光モデル\texttt{kerrbb2}を適用します。傾斜角はスピンと逆相関することがわかり、傾斜角の可能な値を考慮して、X線連続フィッティングを介して90\％信頼区間でスピンを$-1<a_{*}\lesssim0.44$に制約します。。極端なプログレード（ポジティブ）スピンのみを除外できます。システムの若い年齢を考えると、降着トルクを考慮することによって、極端な逆行ソリューションが可能であり、除外されないことを確認します。
電波銀河NGC1275のミリメートル放射における二重周期振動信号
| Title |
A_double-period_oscillation_signal_in_millimeter_emission_of_the_radio_galaxy_NGC_1275 |
| Authors |
Pengfei_Zhang_(1),_Zhongxiang_Wang_(1,2),_Mark_Gurwell_(3),_Paul_J._Wiita_(4)_((1)_Yunnan_University,_(2)_Shanghai_Astronomical_Observatory,_(3)_Harvard_Smithsonian,_(4)_The_College_of_New_Jersey) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03544 |
近くのセイファート型銀河NGC1275は、その中心に明るい電波核を含み、高空間分解能のイメージングによって銀河から放出されるジェットの源であることが明らかになりました。2005年以降の核内の新しい成分C3の出現と一致して、少なくとも無線、ミリメートル（mm）、およびガンマ線周波数でのNGC1275からのフラックス密度は、2017年まで増加し、その後は横ばいになりました。2015年7月までの上昇傾向にまたがる核の長期光度曲線を分析し、$P_l\simeq345$\、dと$P_h\の周期を持つほぼ1年にわたる準周期的振動のペアを見つけます。simeq386$\、d、それぞれ1.3mmの波長での発光。$P_{\rmprec}\simeq9$\、yrの歳差運動期間が長く、$P_l$よりわずかに高い$P_h$の出現が発生する場合について説明します。中央の超大質量ブラックホール（SMBH）の周りの降着円盤は、レンス・ティリング効果またはコンパニオンSMBHの存在によって引き起こされ、$P_{\rmprec}$で歳差運動します。2つのシナリオでは、$P_l$は、それぞれジェットウォブリングタイムスケールまたはSMBHバイナリ期間になります。この発見は、高空間分解能のmmイメージングによって検証でき、ジェットの変動の性質を特定するだけでなく、銀河の全特徴を明らかにするのにも役立ちます。
新たに発見されたハード中間状態のX線トランジェントMAXIJ1803--298のAstroSatビュー
| Title |
AstroSat_view_of_the_newly_discovered_X-ray_transient_MAXI_J1803--298_in_the_Hard-intermediate_state |
| Authors |
Swadesh_Chand,_G._C._Dewangan,_Parijat_Thakur,_Prakash_Tripathi_and_V._K._Agrawal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03556 |
2021年5月11日の爆発時の機会観測のAstroSatターゲットを使用して、新しく発見されたX線過渡MAXI〜J1803--298の包括的な時間およびスペクトル分析を実行します。ソースはハード中間状態にあることがわかりました。$\sim5.4$Hzと$\sim6.3$Hzの周波数でタイプCの準周期的振動（QPO）を検出し、$3-15$の$\sim2.8$Hzで分数調波を検出します。keVバンド。$15-30$keV帯域のQPOの周波数と分数rms振幅は、$3-15$keV帯域のQPOよりも高いことがわかります。$\sim5.4$Hzと$\sim6.3$HzのそれぞれのQPOで$\sim3.8$msと$\sim6.8$msのソフトラグが見つかりましたが、$\sim4.7$msは、分数調波周波数で検出されます。エネルギーに伴うQPO周波数でのソフトラグの増加は、他のブラックホール過渡現象でも観察され、ラグの傾斜依存性に起因します。rms-エネルギースペクトルは、べき乗則成分がディスクおよび反射成分よりも変動しやすいことを示しています。エネルギースペクトルで、等価幅が$\sim174-193$eVで、反射こぶが$\sim12$keVを超える幅の広い鉄の線が見つかります。ブラックホールの推定質量（$\sim11-14$M$_\odot$）とスピンパラメータは、ソースが恒星質量のカーブラックホールX線連星である可能性が高いことを示唆しています。
重いアクシオンのような粒子によって支援されたコア崩壊超新星における衝撃波の復活
| Title |
Shock_Revival_in_Core-collapse_Supernovae_Assisted_by_Heavy_Axion-like_Particles |
| Authors |
Kanji_Mori,_Tomoya_Takiwaki,_Kei_Kotake,_Shunsaku_Horiuchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03613 |
アクシオン様粒子（ALP）は、通常の物質と弱く相互作用する架空の擬スカラー粒子のクラスです。コア崩壊超新星の高温プラズマは、ALPを含む標準模型を超える物理を探索するための可能な実験室です。一旦生成されると、ALPのいくつかは超新星物質によって吸収され、エネルギー伝達に影響を与える可能性があります。この研究では、コア崩壊超新星のALP放出と、超新星ダイナミクスの逆反応を一貫して計算します。ALPと光子の間の結合がg_{ag}〜10^{-9}GeV^{-1}と高く、ALP質量が40-400MeVである場合、失速したバウンスショックを復活させることができることがわかります。これは、爆発エネルギーがブロードラインタイプIc超新星の爆発エネルギーにさえ達する超新星爆発を成功させるための新しいメカニズムを提供します。
爆発の種類が急速に変化する矮新星RUペガシの活動
RUペグはふたご座U星型の矮新星（DN）です。その長期旋光度の分析では、AAVSOデータベースのデータを使用します。それは、個々の爆発の特性とこれらのイベントのアンサンブルの時間発展を調査することに集中します。白色矮星によるディスクの有意な照射は検出されませんでした。解釈では、個々の爆発の上昇する枝の急勾配は、爆発の再発時間$T_{\rmC}$を著しく変化させることなく、ディスクの中心からさまざまな距離でRUペグの爆発の開始が発生する可能性があることを示しています。時間とともに変化する流入質量流のディスクオーバーフローは、加熱フロントの開始位置の変化、したがって爆発タイプの変化に寄与する可能性があります。$T_{\rmC}$の一般的な長さは90日でした。$T_{\rmC}$の比較的安定した長さのセグメントには、主に変動が少なく、フルエンス（個々の爆発の光バンドで放射されるエネルギー）の値が小さいことが伴いました。フルエンスの大きな分散を伴う$T_{\rmC}$のジャンプは、時々それらを置き換えました。解釈では、$T_{\rmC}$の変動と、コンポーネント間の不安定な物質移動係数を含む爆発の不安定な特性の組み合わせは、さまざまな時間におけるディスクの状態に対するいくつかのメカニズムの影響を示しています。セグメント。
未来への1つ：軌道周期の変化を使用してULX M82 X-2の物質移動係数を測定するには、数千年かかります
| Title |
One_for_the_Future:_measuring_the_mass_transfer_rate_in_the_ULX_M82_X-2_by_using_orbital_period_changes_will_take_millenia |
| Authors |
Andrew_King_and_Jean-Pierre_Lasota |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03779 |
バケッティら。（2021）は最近、7年間にわたる公転周期の変化を追跡することによってパルスULXシステムM82X-2の物質移動係数を測定すると主張しました。この方法では、はるかに長いベースライン（ここでは$\gg1000$〜yr）がなければ、またははるかに高いシステムでは、信頼できる結果を得ることができない（または、長期的な期間の変化の正しい兆候を必ずしも予測することさえできない）という既知の点を繰り返します。長期物質移動係数（$\gg10^{-4}\rmM_{\odot}/{\rmyr}$）（存在する場合）。バケッティらの方法を適用する。（2021）公転周期の導関数を測定すると、よく研究された静止X線トランジェントXTEJ1118+480、A0620-00は現在、代わりに安定した降着円盤を持ち、明るいX線源であるはずですが、NovaMuscae1991はさらに明るいはずです（ULX）。しかし、3つのソースすべてが非常に弱いことが観察されています。Bachettietal。が示した高い物質移動係数を裏付ける証拠はないと結論付けています。（2021）バイナリ進化に関係のない周期ノイズから推定されるM82X-2を見つけます。
パノラマ分光調査の高速インタラクティブWebベースのデータビジュアライザー
| Title |
Fast_interactive_web-based_data_visualizer_of_panoramic_spectroscopic_surveys |
| Authors |
Ivan_Katkov,_Damir_Gasymov,_Joseph_D._Gelfand,_Kirill_Grishin,_Viktoria_Toptun,_Anastasia_Kasparova,_Evgenii_Rubtsov,_Igor_Chilingarian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03291 |
パノラマIFU分光法は、現代の観測天文学のコアツールであり、銀河物理学にとって特に重要です。SDSSMaNGA（10kターゲット）、SAMI（3kターゲット）、Califa（600オブジェクト）、Atlas3D（260オブジェクト）などの多くの大規模なIFU調査が最近リリースされ、幅広い天文学コミュニティに公開されました。スペクトルキューブから派生したデータ製品の複雑さと巨大さにより、データセット全体の視覚化は困難になりますが、それでも科学的出力にとって非常に重要で重要です。VOxAstroイニシアチブプロジェクトのフレームに組み込まれたスペクトルおよびイメージングデータの視覚化に関する過去の経験に基づいて、現在、分光IFUデータセットをインタラクティブに視覚化するためのオンラインWebサービス（ifu.voxastro.org）を開発しています。私たちのサービスは、公開されている調査（MaNGA、SAMI、Califa、Atlas3D）からのスペクトルキューブとそのモデリングの結果、およびキューブから派生したパラメーターのマップに便利なアクセスと視覚化ツールを提供し、接続されたビューの概念を実装します。ここでは、Django+Postgresバックエンド上でのRESTAPI実装や、最新のVue.jsベースのフレームワークQuasarを使用して構築された高速で応答性の高いユーザーインターフェイスなど、サービスのコアコンポーネントと機能について説明します。
計算コストの高い多次元フィッティングのためのハイブリッド最小化アルゴリズム
| Title |
Hybrid_minimization_algorithm_for_computationally_expensive_multi-dimensional_fitting |
| Authors |
Evgenii_Rubtsov,_Igor_Chilingarian,_Ivan_Katkov,_Kirill_Grishin,_Vladimir_Goradzhanov_and_Sviatoslav_Borisov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03413 |
多次元最適化は、現代の天体物理学の事実上すべての分野で広く使用されています。ただし、モデルをオンザフライで評価するには、計算コストがかかりすぎることがよくあります。通常、これは、パラメータ空間内の所定の位置のセットに対してモデルのグリッドを事前に計算してから補間することによって解決されます。ここでは、多次元パラメーター空間内のモデルの離散セットからの$\chi^2$プロファイルのローカル2次近似に基づくハイブリッド最小化アプローチを提示します。私たちのアプローチの主なアイデアは、最適なソリューションを見つけるプロセスからモデルの補間を排除することです。恒星および銀河系外スペクトルの分析への最小化手法の適用例をいくつか紹介します。
| Title |
Radio_Galaxy_Zoo:_Giant_Radio_Galaxy_Classification_using_Multi-Domain_Deep_Learning |
| Authors |
H.Tang,_A.M.M.Scaife,_O.I.Wong,_S.S.Shabala |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03564 |
この作業では、SKAやそのような新世代電波望遠鏡に期待されるものなど、大量の調査データから比較的まれな巨大電波銀河を識別するためのマルチドメインマルチブランチ畳み込みニューラルネットワーク（CNN）の可能性を探ります。前駆体。ここで紹介するアプローチにより、モデルは複数の調査入力（この場合はNVSSとFIRST）から共同で学習し、数値の赤方偏移情報を組み込むことができます。多重解像度調査データを含めると、この作業で検討した分類問題について、同等の単一ドメインネットワークから見た誤分類の39％が修正されることがわかります。また、赤方偏移情報を含めることで、巨大電波銀河の分類を適度に改善できることも示しています。
Apercal-Apertifキャリブレーションパイプライン
| Title |
Apercal_--_The_Apertif_Calibration_Pipeline |
| Authors |
B._Adebahr,_R._Schulz,_T._J._Dijkema,_V._A._Moss,_A._R._Offringa,_A._Kutkin,_J._M._van_der_Hulst,_B._S._Frank,_N._P._E._Vilchez,_J._Verstappen,_E._K._Adams,_W._J._G._de_Blok,_H._Denes,_K._M._Hess,_D._Lucero,_R._Morganti,_T._Oosterloo,_D.-J._Pisano,_M._V._Ivashina,_W._A._van_Cappellen,_L._D._Connor,_A._H._W._M._Coolen,_S._Damstra,_G._M._Loose,_Y._Maan,_F._M._Maccagni,_A._Mika,_H._Mulder,_L._C._Oostrum,_E._Orru,_R._Smits,_D._van_der_Schuur,_J._van_Leeuwen,_D._Vohl,_S._J._Wijnholds,_J._Ziemke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03722 |
Apertif（APERtureTileInFocus）は、SquareKilometerArray（SKA）パスファインダー機能の1つです。Apertifプロジェクトは、フェーズドアレイフィード技術を使用した50年前のウェスターボーク合成無線望遠鏡（WSRT）へのアップグレードです。新しい受信機は、空に40の個別のビームを作成し、6.5平方度の瞬間的な空のカバレッジを実現します。ApertifImagingSurveyの主な目標は、3500平方度（AWES）の広い調査と、350平方度（AMES）の中性原子水素（赤方偏移0.26まで）、電波連続放射、および分極。ポインティングする各調査では、4.6TBの相関データが得られます。Apercalの目標は、このデータを処理し、調査の観測に遅れずについていく一方で、天文学コミュニティ向けの科学に対応したデータ製品を完全に自動的に生成することです。Pythonベースのルーチンと並列化を組み合わせて、一般的な天文ソフトウェアパッケージを利用します。オブジェクト指向のモジュールベースのアプローチを使用して、パイプラインを簡単に適応できるようにします。Jupyterノートブックベースのフレームワークにより、ユーザーとの対話と個々のモジュールの実行、および完全な調査観測の完全自動処理が可能になります。処理を中断するものがなければ、24時間以内に24個の物理コアと256GBのメモリを備えた5ノードクラスターでの単一のポインティング調査の観測を、調査の速度に合わせて減らすことができます。生成された画像の品質は、記録されたデータ製品の44％で科学的に使用するのに十分であり、単一の画像は数千のダイナミックレンジに達します。将来の改善により、この割合は80％以上に増加します。私たちの設計により、Apertifシステムの試運転と並行してパイプラインを開発することができました。
この作業では、合成CaII強度スペクトルのデータベースとそのようなスペクトルを生成するために使用される大気の温度の垂直層化との間の逆マッピングを実行するように訓練されたときに畳み込みニューラルネットワーク（CNN）によって学習された情報コンテンツを研究します。特に、高さの関数として温度に対するスペクトル線の感度に関する情報を抽出するニューラルネットワークの能力を評価します。CaIIスペクトルプロファイル全体で十分に狭い波長間隔でCNNをトレーニングすることにより、温度予測の誤差が、温度に対するスペクトル線の応答関数と反比例の関係を示すことがわかります。つまり、スペクトルのさまざまな領域で予想される形成領域でのより良い温度予測。この作品は、CNNがトレーニングプロセス中に学習する関数に、波長と大気の高さの間の物理的に意味のあるマッピングが含まれていることを示しています。
天の川の古典的セファイド
銀河系に生息する古典的セファイド星の最新の、注意深く検証されたリストを共有します。変光星の分野でのOGLEの長期的な経験に基づいて、ASAS、ASAS-SN、ATLAS、Gaia、NSVS、VVV、WISE、ZTFなどの調査から、ケフェイド変光星の候補を調査しました。変光星の総合カタログ。古典的セファイド星として光学範囲で確認されたオブジェクトのみがリストに含まれます。星のガイアEDR3識別を提供します。サンプルの純度は97％を超えていますが、その完全性はG=18まで約88％です。このリストには、3352個の古典的セファイド星が含まれており、そのうち2140個の星が基本モードのパルセータです。天の川銀河、アンドロメダ銀河（M31）、マゼラン雲の古典的セファイドの基本的な統計と比較が提供されています。このリストは、OGLEInternetDataArchiveで入手できます。
豊富なプレアデス星団の自転周期分布-年齢南部散開星団NGC2516。代表的なゼロ年齢主系列星分布の存在
| Title |
The_rotation_period_distribution_of_the_rich_Pleiades-age_Southern_open_cluster_NGC_2516._Existence_of_a_representative_zero-age_main_sequence_distribution |
| Authors |
D._J._Fritzewski,_S._A._Barnes,_D._J._James,_and_K._G._Strassmeier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03299 |
プレアデス星団時代の豊富な散開星団NGC2516のクールスター自転周期分布を測定し、それを使用して、クラスター間の変動が他の点では同一の散開星団に存在するかどうかを判断したいと思います。CTIOでエール1m望遠鏡を使用して、NGC2516の42d-long時系列CCD測光を取得し、PSFベースの時系列測光を含む多くの関連分析を実行しました。私たちのデータは、いくつかの測光データセット、文献の視線速度、およびガイアDR2位置天文学からの追加情報で補完されます。利用可能なすべてのデータは、1度の視野に844個の星を含むNGC2516の統合メンバーシップリストを作成するために使用されます。測光から、F後期からM中期のクラスターメンバーの308回転周期を導き出しました。以前の研究から追加の247個の周期的なM矮星をクラスターメンバーとして特定し、これらを使用してNGC2516の555個の自転周期分布を構築しました。ゆっくりと回転するM矮星のグループ（10d<P<23d）を見つけます。「拡張低速回転シーケンス」と呼ばれる色周期図の分岐を形成します。これと回転分布の他の特徴はプレアデス星団にも見られ、2つのクラスターの色周期図をほとんど区別できなくなります。代表的なZAMS回転分布の存在を示し、それを表すための単純な色に依存しない方法を提供します。NGC2516の自転周期データと、最近のいくつかの回転進化モデルとの詳細な比較を行います。文献からのX線データを使用して、NGC2516の太陽型星の最初の回転アクティビティ図も作成します。NGC2516とPleiadesの2つのクラスターは、恒星の回転と関連する特性の観点から双子と見なすことができます。同一のオープンクラスターも、本質的に同様のクールな星の回転と活動分布を持っています。（要約）
散開星団NGC3532のクールスターの回転周期高速回転から低速回転への移行
| Title |
Rotation_periods_for_cool_stars_in_the_open_cluster_NGC_3532._The_transition_from_fast_to_slow_rotation |
| Authors |
D._J._Fritzewski,_S._A._Barnes,_D._J._James,_K._G._Strassmeier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03300 |
プレアデス星団（150Myr）とヒアデス星団（600Myr）の中間の年齢のクラスターは、回転の進化、特に2つの年齢の間で発生する高速回転と低速回転の間の遷移を調べるために必要です。角運動量損失の制約を提供するために、豊富な300Myrの散開星団NGC3532を研究します。自転周期の測定は、クラスターの分光学的メンバーシップ情報を提供するという以前の作業に基づいており、コンパニオンペーパーで提供するクラスター星の彩層活動測定をサポートします。42dの長さのフォトメトリック時系列観測を使用して、NGC3532のメンバーの回転周期を測定し、それらを角運動量進化モデルの予測と比較しました。クラスターメンバーの176の測光回転周期を直接測定しました。追加の113の測光回転周期は、NGC3532のFGKM星の279の回転周期を含む合計サンプルをもたらす活動情報を使用して識別されました。この豊富なデータセットから構築された色周期図は、人口が多く構造化された低速回転シーケンスを示しています。高速回転シーケンスは、星が高速回転から低速回転に移行しているゼロエイジのメインシーケンスの時代を超えて進化しました。また、拡張された低速回転シーケンスを識別します。これは、NGC2516で以前に識別したものと明らかに類似しています。周期分布を色周期空間の回転等時線と比較すると、考慮されるすべてのモデルに特定の欠点があることがわかります。より詳細なスピンダウンモデルを使用して、若いNGC2516の自転周期を時間的に前方に進化させ、モデルのスピンダウンが低速回転子に対して攻撃的すぎることを発見しました。対照的に、進化した高速回転シーケンス上の星は、これらのモデルでは十分に強くスピンダウンされません。私たちの観察は、回転ギャップの交差時間が短いことを示唆しています。（要約）
300Myrの古い散開星団NGC3532を使用した回転と活動の関係の詳細な理解
| Title |
A_detailed_understanding_of_the_rotation-activity_relationship_using_the_300_Myr_old_open_cluster_NGC_3532 |
| Authors |
D._J._Fritzewski,_S._A._Barnes,_D._J._James,_S._P._J\"arvinen,_K._G._Strassmeier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03302 |
若い散開星団の同時代の星は、複数の年齢のフィールド集団の研究を逃れる回転-活動関係の形成への洞察を提供します。300Myrの古い散開星団NGC3532の彩層活動を、それらの回転周期と協調して測定し、この過渡的な同時代の集団の活動の質量依存形態を研究します。アングロオーストラリアン望遠鏡のAAOmega分光器で得られたCaii赤外線トリプレット領域のマルチオブジェクトスペクトルを使用して、NGC3532の454FGKMクラスターメンバーの彩層発光比を測定します。色に対する活動の形態は近いようです。-クラスターの回転挙動の鏡像。特に、不飽和FGK低速回転子のメイングループから分岐し、「アクティビティギャップ」によって分離された「不飽和遷移回転子」のグループを識別します。いくつかの彩度の低いギャップの星は、回転ギャップの星と同じです。それにもかかわらず、回転-アクティビティ図は完全に正常です。実際、この関係は非常に緊密であるため、多くの追加の星の自転周期を予測することができます。次に、測光光度曲線からこれらの周期を正確に決定します。私たちの活動測定は、太陽質量に近いすべての高速回転子が低速回転子に進化したことを示しており、色周期図に高速回転子がないことは検出の問題ではなく、天体物理学的事実であることを示しています。また、初期のM矮星の中から活動性の低い星の新しい集団を特定し、色周期図に拡張された低速回転子シーケンスを配置できるようにします。したがって、彩層活動と測光時系列データの共同分析により、プレアデス星団とヒアデス星団の間の移行期における星の回転と活動の進化についての包括的な洞察が可能になります。（要約）
周期変光星のZTFカタログで異常を検索する
| Title |
Searching_for_Anomalies_in_the_ZTF_Catalog_of_Periodic_Variable_Stars |
| Authors |
H.S._Chan,_V._Ashley_Villar,_S.H._Cheung,_Shirley_Ho,_Anna_J._G._O'Grady,_Maria_R._Drout,_Mathieu_Renzo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03306 |
周期的な変数は、星の生涯にわたる物理的なプロセスを照らします。広視野調査は、周期的な変光星の発見率を高め続けています。自動化されたアプローチは、多波長および分光学的フォローアップのための興味深い周期的変光星を特定するために不可欠です。ここでは、\citet{Chen_2020}による掃天観測の周期的変光星のカタログに示されている位相折り返し光度曲線を使用して異常な周期的変数を探すための新しい教師なし機械学習アプローチを紹介します。畳み込み変分オートエンコーダーを使用して低次元の潜在表現を学習し、孤立フォレストを介してこの潜在次元内の異常を検索します。不規則な変動を伴う異常を特定します。上位の異常のほとんどは、天の川銀河円盤に集中している、変動性の高い赤色巨星または漸近巨星分枝の星である可能性があります。識別された異常の一部は、若い星状天体とより一致しています。これらの異常の性質を明らかにするために、詳細な分光学的追跡観察が推奨されます。
SULyn-一過性の共生星
| Title |
SU_Lyn_--_a_transient_symbiotic_star |
| Authors |
Krystian_Ilkiewicz,_Joanna_Mikolajewska,_Simone_Scaringi,_Francois_Teyssier,_Kiril_A._Stoyanov,_Matteo_Fratta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03314 |
SULynは、白色矮星と赤色巨星で構成される連星です。X線波長で明るく可変であることが知られていますが、光源の光学的対応物は、顕著な輝線のない単一の赤色巨星のように見えました。相互作用するシステムに典型的な光学的特徴がないため、システムは隠れた共生星として分類されました。システムの光学的モニタリングの結果を提示します。SULynは実質的な測光変動を示しませんでしたが、分光観測は複雑な振る舞いを明らかにしました。このシステムは、PCygniプロファイル、変化する輝線環境、および変動する赤みを含む、強い輝線変動を示しました。X線と光学の両方の観察は、SULynのコンポーネントが、過去12年間の監視中に短時間しか相互作用していなかったことを示しています。SULynは、X線が明るいときは古典的な共生星に似ており、その後は隠れたままであることを初めて示しました。また、赤色巨星の現在の進化の状況、およびシステムの将来の進化の可能性についても説明します。SULynは、古典的で永続的な共生システムの先駆者である可能性があることをお勧めします。
脈動する低質量白色矮星SDSSJ115219.99 +024814.4の化学構造を明らかにする
| Title |
Uncovering_the_chemical_structure_of_the_pulsating_low-mass_white_dwarf_SDSS_J115219.99+024814.4 |
| Authors |
A._D._Romero,_G._R._Lauffer,_A._G._Istrate,_S._G._Parsons |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03388 |
脈動する低質量白色矮星は、0.30〜M$_{\odot}$と0.45〜M$_{\odot}$の間の恒星質量を持つ白色矮星であり、重力モードの脈動による測光変動を示します。この質量範囲内で、それらは、白色矮星の進化の間に前駆体がヘリウムコアの燃焼を経験したかどうかに応じて、ヘリウムコアとハイブリッドコアの両方を収容することができます。SDSSJ115219.99$+$024814.4は、両方の成分が低質量の白色矮星であり、恒星の質量が0.362$\pm$0.014〜M$_{\odot}$および0.325$\pm$0.013〜M$_である食変光星システムです。{\odot}$。特に、質量の小さい成分は脈動星であり、$\sim$1314秒、$\sim$1069秒、および$\sim$582.9秒の少なくとも3つの脈動周期を示します。これは、日食の光度曲線モデリングを使用して得られた情報と組み合わせて、その内部の化学構造を明らかにするためのツールとして星震学を使用する方法を開きます。この目的のために、ヘリウムコアおよびハイブリッドコアの白色矮星につながるバイナリ進化モデルを使用して、\texttt{Gyre}を使用して$\ell=1$および$\ell=2$重力モードの断熱脈動を計算します。SDSSJ115219.99$+$024814.4システムの脈動成分は、内部組成に関係なく、バイナリ進化計算から得られた値よりも薄い水素エンベロープを持っている必要があることがわかりました。最後に、星震学の研究から、T$_{\rmeff}=10\、917$K、M=0.338〜M$_{\odot}$、M$_{\によって特徴付けられる最適なモデルを見つけます。rmH}=10^{-6}$〜M$_{\odot}$、ハイブリッドWDの内部構成。
AEAquariiの高分散分光法-II。一次星を周回する物質の証拠
| Title |
High-dispersion_spectroscopy_of_AE_Aquarii_--_II._Evidence_of_material_orbiting_the_primary_star |
| Authors |
Serio_Ramirez_and_Juan_Echevarria |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03430 |
磁気激変星AEAquariiの高分散分光観測の分析に関連する2番目の論文を提示します。私たちは輝線とその視線速度の研究に力を注いでいます。観測のいくつかの実行で、振幅が変化する正弦波の振る舞いを検出します。提示されたこれらの実行のうち、2000年8月の速度曲線は、放出物質の不安定性が少ないことを示しています。この場合、K1=114+/-8kms-1が得られます。これは、一次線の視線速度の最良の値と見なされます。この結果は、2sigma以内で、間接的な方法を使用して取得された以前に公開された値と一致しています。この一貫性は、急速に回転する主星を周回する物質の観測的証拠として解釈されます。ドップラー断層撮影研究を提示します。これは、Hアルファ放射が主に左下象限のブロブ内に集中していることを示しています。これは、プロペラモデルによって予測されたものと同様の構造です。ただし、2000年8月の場合、白色矮星の位置を中心とした放出が見られます。これは、この実行のK1値が白色矮星の軌道運動の有効な近似である可能性を裏付けています。
DWCncの新しい測光と分光法
システムが低状態から回復した後、激変星DWCancriの新しい観測結果を提示します。測光データで38分のスピン周期の明確な信号を明らかにするパワースペクトル分析を実行しました。私たちの分光パワースペクトル検索は、低状態の前に実行された研究と一致しており、軌道とスピンの変調を示しています。また、おそらくホットスポット成分に関連する、ディスク構造と強化された発光領域を示すドップラートモグラフィー研究を実施しました。ウェーブレット変換分析を通じて、70分のスピン軌道相互作用周期の証拠も見つかりました。これらの結果は、システムが部分的に回復したことを示していると解釈します。それにもかかわらず、DWCncは、低状態を経験する前に、2004年に報告された元の測光変調のすべてをまだ表示していません。つまり、これらの信号は、38分のスピン周期、86分の軌道周期、後者の変調間の70分のビート周期、および未解決の110分の周期です。私たちの測光はスピンサイクル変調と長い108分の周期を示していますが、それはビートと軌道周期の信号を欠いています。したがって、我々は、DWCancriのさらなる観察を提案し、低状態の前に観察されたシグニチャを生じさせるメカニズムが再活性化するのにより多くの時間を必要とするかどうかを解明します。
円形リボンフレア中の複数周期振動の検出
2013年11月10日（SOL2013-11-10T05：14）の円形リボンフレアの多波長観測を使用して、3種類の振動挙動の分析を提示します。このイベントは、外側のスパイン構造と同種のジェットを備えた典型的な円形リボンフレアです。3種類の振動（または摂動）が見つかりました：i）X線、EUV、およびマイクロ波放射で約20秒の支配的な周期を持つフラックス振動（またはQPP）、ii）約72秒の断続的なリズムを持つ周期的なジェット、iii）外側のループは約168秒の持続時間で半サイクルを乱します。繰り返される磁気リコネクションのような非熱的プロセスによって生成される可能性のある周期的ジェットと同様に、熱的放出で検出されるフレアQPPは、非熱的放出で見られる振動と同じ起源を持つ可能性があります。外側のループの摂動は、円形リボンフレアによって駆動される爆風によって引き起こされる可能性があります。または、ソーセージ波または遅い磁気音響波によって変調される可能性があります。得られた結果は、フレア振動の物理的起源のさらなる数値研究のためのデータを提供します。
$ \ eta $ Carinaeの1840年代の大噴火の数値シミュレーション：I。爆発シナリオの再検討
| Title |
Numerical_simulations_of_the_1840s_great_eruption_of_$\eta$_Carinae:_I._Revisiting_the_explosion_scenario |
| Authors |
R._F._Gonz\'alez,_Luis_A._Zapata,_A._C._Raga,_J._Cant\'o,_P._F._Vel\'azquez,_and_E._M._de_Gouveia_Dal_Pino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03474 |
この作品では、1840年代の$\eta$車の大噴火の新しい二次元流体力学シミュレーションを提示します。これにより、一般に大きなホムンクルスとして知られる双極性星雲が形成されました。私たちの数値モデルには、最近の観測で検出された10000kms$^{-1}$の高速成分が含まれており、爆発的な出来事の直接的な証拠を提供します。ここでは、そのような激しい爆発が$\eta$車の星雲の形と動的進化の両方を説明できるかどうかを調査します。前の作業と同様に、$\eta$車の噴火については、2段階のシナリオを想定しています。噴火前の数十年間のゆっくりとした流出フェーズとそれに続く爆発イベントです。これらの流出段階の衝突から、大きなホムンクルスが生成されます。私たちの数値シミュレーションは、そのようなシナリオが、観測された物理的特徴や星雲の拡大のいくつかに似ていないことを示しています。それにもかかわらず、これらの流出段階の他の注入パラメータ（質量損失率と駆出速度）も調査します。特に、中速1000kms$^{-1}$の爆発は、大きなホムンクルスの形態と運動年齢を再現できることがわかりました。
電子対イオンのバルク速度比を決定することによる無衝突乱流太陽風における電子優勢電流シートの同定
| Title |
Identification_of_electron-dominated_current_sheets_in_the_collisionless_turbulent_solar_wind_by_determining_the_electron-to-ion_bulk_speed_ratio |
| Authors |
J\"org_B\"uchner_and_Neeraj_Jain_and_Olga_Khabarova_and_Timothy_Sagitov_and_Helmi_Malova_and_Roman_Kislov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03639 |
電流シート（CS）は、乱流無衝突天体プラズマにおける磁気リコネクションとエネルギー散逸の好ましいサイトです。乱流プラズマにおけるCS形成に関連するプロセスの以前の理論的研究では、粒子および電子と見なされるイオンを質量のない流体として完全に動的およびハイブリッドコードシミュレーションを利用しましたが、（i）イオンスケールCSの内部で薄い電子スケールのCSが形成され、（ii）CSが薄くなると、電子とイオンのバルク速度比$u_e/u_i$が増加し、（iii）電子が電流の主なキャリアになり、エネルギー散逸に寄与します。疑問が生じます：検索基準として$u_e/u_i$シグネチャを使用して、自然プラズマで電子が支配的なCSを見つけることは可能ですか？このパラメータを太陽風に適用して、少なくともおおよそそこに電子CSを配置します。太陽風のCSを特定する既存の方法は、磁場とプラズマのパラメータの変化を考慮して、イオンスケールの構造を探すことに焦点を当てています。1AUの静かな太陽風条件の期間中に観測された電子優勢CSは、イオンスケールCSの近くにしばしば局在する$u_e/u_i$の急激な変化によって識別でき、同じクラスター化を示すことがわかりました。$u_e/u_i$は、CSとその中での電子の役割を調査するための重要なパラメーターの1つとして使用できると結論付けています。
アルゴル型システムTZDraにおける物質移動と潮汐傾斜脈動
| Title |
Mass_transfer_and_tidally_tilted_pulsation_in_the_Algol-type_system_TZ_Dra |
| Authors |
F._Kahraman_Alicavus,_G._Handler,_F._Alicavus,_P._De_Cat,_T._R._Bedding,_P._Lampens,_O._Ekinci,_D._Gumus,_F._Leone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03687 |
振動する食アルゴル（oEA）は、正確な基本的な恒星パラメータ（質量、半径）を決定し、脈動を通じて恒星内部を調べることを可能にする注目に値するシステムです。TZ\、Draは、$\delta$Scutiコンポーネントを含むoEAシステムです。脈動や物質移動を含むそのような近接システムの特定の特性を調べるために、TZ\、Draの詳細な測光および分光学的研究を提示します。高分解能スペクトルの分析により、軌道パラメータは視線速度分析によって決定され、大気パラメータは主成分について導出されました。バイナリモデリングと脈動周波数分析は、TESSデータセットを使用して実行されました。H$\alpha$ラインプロファイルは、クールからホットのバイナリコンポーネントへの物質移動の特徴を示しています。システムにおける物質移動/質量損失の結論は、軌道周期の変化の分析によって裏付けられました。その結果、おそらくホットスポットと恒星風によって、システムから$3.52\times10^{-9}$$M_\odot$/年の質量損失があることがわかりました。さらに、主成分に由来するほとんどの脈動周波数は、特に軌道周波数の高調波によって隔てられていることがわかり、$2f_{\rmorb}$によって隔てられた12個のダブレットが検出されました。これから、この星は潮汐的に傾いたパルセータであると推測されます。$\approx7.2$d$^{-1}$の平均pモード周波数間隔も見つかりました。
TESS食変光星V948の分析彼女：脈動または非脈動星？
脈動する星はH-Rダイアグラムの重要な位置を占めており、古典的な不安定帯内のすべての星は脈動するはずであると考えられていました。しかし、最近の研究では、古典的な不安定帯の内側に脈動変光星がたくさん配置されていることが示されています。これらの脈動変光星の存在はまだ謎です。これらの非脈動および脈動星の特性を深く理解するには、正確な基本的な恒星パラメータ（質量など）が必要です。この目的のために、食変光星はユニークなシステムです。したがって、この研究では、1つの候補の脈動食変光星V948\、HerのTESSデータ分析を提示します。TESSデータは、文献の視線速度測定によるバイナリモデリングに使用され、システムの正確な基本パラメータが取得されました。システムの年齢は1$\pm$0.24Gyrとして導出されました。H-Rダイアグラム内のバイナリコンポーネントの位置を調べたところ、プライマリコンポーネントは$\delta$\、Scuti不安定帯内で見つかりました。ただし、TESSデータの周波数分析では、有意な脈動周波数は見つかりませんでした。分析では、公転周期の高調波のみが得られました。したがって、システムは非パルセータとして分類されました。V948\、彼女は、$\delta$\、Scuti不安定帯内の非脈動星の性質を理解するための重要なオブジェクトです。
層状および発散太陽冠状構造におけるねじれアルフベン波の強化された位相混合、論文II：非線形シミュレーション
| Title |
Enhanced_Phase_Mixing_of_Torsional_Alfv\'en_Waves_in_Stratified_and_Divergent_Solar_Coronal_Structures,_Paper_II:_Nonlinear_Simulations |
| Authors |
Callum_Boocock_and_David_Tsiklauri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03724 |
MHDシミュレーションを使用して、層状の太陽コロナに埋め込まれた、指数関数的に発散する力線を持つ潜在的な磁場でのねじれAlfv\'en波の伝播の非線形効果を検出します。論文では、線形化された支配方程式のねじれAlfv\'en波伝播の解を検討し、WiggleWaveという名前の有限差分ソルバーを使用して、特定のシナリオでは、波の減衰が解析解によって予測されるものよりも強いことを示しました。この論文では、非線形効果の存在によって減衰がさらに強化されるかどうかを検討します。まず、ねじれAlfv\'en波の伝播の非線形支配方程式を導き出し、磁気音速摂動への結合を引き起こす項を特定します。次に、非線形MHD方程式のフルセットを解くLare3dと呼ばれるMHDソルバーからのシミュレーション出力を、WiggleWaveからの出力と比較して、次のような非線形効果を検出します。誘導された電磁流体波との結合によるAlfv\'en波の形成、およびこれらの圧縮摂動の急峻化によって引き起こされる大気中のより高い衝撃波の形成。太陽コロナにこれらの非線形効果が存在すると、位相混合だけからの予想を超えるAlfv\'en波加熱が発生することをお勧めします。
LAMOST中解像度調査（MRS）からの分光連星。 I.畳み込みニューラルネットワークを使用した二重線分光連星（SB2）の検索
| Title |
The_Spectroscopic_Binaries_from_LAMOST_Medium-Resolution_Survey_(MRS)._I._Searching_for_Double-lined_Spectroscopic_Binaries_(SB2s)_with_Convolutional_Neural_Network |
| Authors |
Bo_Zhang,_Ying-Jie_Jing,_Fan_Yang,_Jun-Chen_Wan,_Xin_Ji,_Jian-Ning_Fu,_Chao_Liu,_Xiao-Bin_Zhang,_Feng_Luo,_Hao_Tian,_Yu-Tao_Zhou,_Jia-Xin_Wang,_Yan-Jun_Guo,_Weikai_Zong,_Jian-Ping_Xiong,_Jiao_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03818 |
畳み込みニューラルネットワーク（CNN）モデルを開発し、単一露光の中解像度スペクトル（$R\sim7,500$）に基づいて、二重線分光連星（SB2）を他の連星と区別しました。トレーニングセットは、MIST恒星進化モデルとATLAS9大気モデルに基づいて合成された単一の星とバイナリの模擬スペクトルの大規模なセットで構成されています。私たちのモデルは、ネガティブサンプルに適切なペナルティを追加することにより、新しい理論上の偽陽性率に達します（たとえば、ペナルティパラメータ$\Lambda=16$の場合、青/赤の腕の場合は0.12\％および0.16\％）。テストでは、パフォーマンスが期待どおりであり、質量比が高く（$q\geq0.7$）、視線速度の分離が大きい（$\Deltav\geq50\、\mathrm{km\、s^{-1}}$）。実際の偽陽性率を確実に推定することはできませんが、ケプラーの光度曲線から特定された食変光星で検証すると、モデルが予想どおり食変光星（0、0.5、1.0）で低い連星確率を予測することがわかります。色と大きさの図は、スペクトルからFGKMSバイナリを識別するその実現可能性と機能を説明するのにも役立ちます。このモデルはかなり信頼性が高く、期間が$\lesssim10$日のSB2を識別するための自動アプローチを提供できると結論付けています。この作業により、LAMOST中解像度調査（MRS）からの100万のソースの500万を超えるスペクトルのバイナリ確率のカタログと、物理的特性がフォローアップペーパーで分析される2198のSB2候補のカタログが得られます。データ製品は、ジャーナルおよびGithubWebサイトで公開されています。
BSM物理学からのBSM宇宙論
現在、標準$\Lambda$CDM宇宙論は、標準模型を超える物理（BSM）に基づいており、その研究には宇宙論的プローブが必要です。この悪循環の問題は、宇宙粒子物理学の方法によって解決することができます。この方法では、新しい物理学の宇宙論的メッセンジャーが、BSM物理学に敏感なモデル依存のプローブを提供します。このようなメッセンジャーは、現在の標準宇宙論のBSMベースに必然的に存在し、標準宇宙論のパラダイムからの逸脱につながります。バリオン非対称性と暗黒物質のスファレロン遷移によるバランス、ハドロン暗黒物質とエキゾチックな宇宙線成分、暗黒物質モデルでの直接暗黒物質探索のパズルの解決策を含む、BSM物理学のいくつかの可能な宇宙的特徴とメッセンジャーの簡単なレビューを提供します、インフレーションとバリオンシンセシスのモデルの高感度プローブとしてのバリオン非対称宇宙の反物質、およびAMS02実験でのその可能なプローブ、BSMモデルのPBHおよびGWメッセンジャー、および初期宇宙の相転移。これらの側面は、宇宙粒子物理学の方法の一般的なフレームワークで説明されています。
宇宙論的コライダー信号の切断規則：バルク進化の展望
ド・ジッターバルク内の相互作用する巨大粒子の進化は、一連の共鳴崩壊および生成イベントとして主要な順序で理解できることを示します。この観点から、宇宙論的コライダー信号を、物理的起源が大幅に異なるローカルカテゴリと非ローカルカテゴリに分類します。これにより、これらの宇宙論的コライダー信号を分析的に効率的に抽出するためのカッティングルールをさらに導き出すことができます。私たちのカッティングルールは、モデル構築で宇宙論的コライダー信号を抽出するための実用的な方法であり、将来的にはシンボリック計算パッケージとして簡単に実装できます。
相対論的平均場密度を用いたコヒーレント密度変動モデル内の中性子星の表面特性
| Title |
Surface_properties_of_neutron_star_within_coherent_density_fluctuation_model_using_the_relativistic_mean-field_density |
| Authors |
Ankit_Kumar,_H._C._Das,_Jeet_Amrit_Pattnaik,_S._K._Patra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03519 |
中性子星（NS）の構造特性の詳細な研究は、最近開発されたG3と、相対論的平均場形式で広く使用されているNL3およびIU-FSUパラメーターセットを使用して、コヒーレント密度変動モデル内で実行されます。さまざまな質量限界でのNSの質量、慣性モーメント、および密度プロファイルが研究されます。さまざまな場所でのNSの非圧縮性$K^{star}$、対称エネルギー$S^{star}$、勾配パラメーター$L_{sym}^{star}$、曲率係数$K_{sym}^{star}$質量が分析されます。表面特性（$K^{star}$、$S^{star}$、$L_{sym}^{star}$、および$K_{sym}^{star}$）は、モデルに依存していることがわかります、NL3は最も硬い状態方程式であり、G3およびIU-FSUの力と比較してより大きな表面量を与えます。
圧縮性圧力異方性電磁流体力学的乱流の正確な法則：流体カスケードと不安定性の間のリンク
| Title |
Exact_law_for_compressible_pressure-anisotropic_magnetohydrodynamic_turbulence:_a_link_between_fluid_cascade_and_instabilities |
| Authors |
P._Simon_and_F._Sahraoui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03601 |
圧縮性圧力異方性電磁流体力学的乱流の最初の正確な法則を導き出します。ジャイロトロピック圧力テンソルの場合、二重断熱のケースを研究し、消防ホースとミラーの不安定性を連想させる正確な法則での新しいフラックスとソース項の存在を示します。ホール項は、圧力項に明示的に影響を与えることなく、正確な法則にイオンスケールの補正をもたらすことが示されています。圧力等方性限界では、等温およびポリトロープクロージャで得られたすべての既知の結果を回復します。ジャイロトロピックシステムの非圧縮性限界は、新しい非圧縮性ソース項が明らかになり、もはや保存されていない内部エネルギーとの磁気エネルギーと運動エネルギーの交換を反映する、ポリターノとプケの法則の一般化につながります。乱流カスケードと、実験室および天体プラズマで広く観察されている不安定性との間の潜在的な関連を調査するために、新しい法律によって提供される可能性を強調します。
エディントンに触発されたボルン・インフェルト重力における低質量星の前主系列星の進化
| Title |
Pre-main_sequence_evolution_of_low-mass_stars_in_Eddington-inspired_Born-Infeld_gravity |
| Authors |
Merce_Guerrero,_Diego_Rubiera-Garcia,_and_Aneta_Wojnar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03682 |
一般相対性理論の実行可能な拡張である、エディントンに触発されたボルン・インフェルト（EiBI）重力内の低質量星の初期進化段階の3つの側面を研究します。これらの側面は、林トラック（つまり、有効温度と光度の関係）に関係しています。主系列星に属するために必要な最小質量。そして、主系列星内の完全な対流星に許容される最大質量。すべての場合において、これらの量は理論のパラメーターだけでなく、以前はパラティーニ$f（R）$重力で見つかった特徴である星の中心密度にも依存していることがわかります。これを使用して、EiBIパラメーター（の符号）を使用してこれらの量の進化を調査し、林トラックの正/負の分岐で反対方向にシフトし、正（負）の増加（減少）を見つけます。上記の2つの質量のパラメータ。これらの結果を使用して、この理論の範囲内で低質量星の新しい物理学の痕跡を探す機会を詳しく説明します。
宇宙の質量半径図からの暗黒物質への新しいアプローチ
現代の宇宙論は、宇宙の起源と進化を大規模にうまく扱っていますが、それが説明している基本的なオブジェクトの性質についての質問に完全に答えることはできません。実際のところ、宇宙の構成要素の約95\％は実際には完全に未知であり、既知の粒子の観点から説明することはできません。暗黒物質と暗黒エネルギーの直接的および間接的な探索によってこの文字通りの暗闇に光を当てるための熱心な努力にもかかわらず、これまでのところあまり進歩はありません。この作品では、それらに作用する基本的な力との関係で宇宙の構造の質量半径分布を研究するという古い考えを検討し、詳しく説明することによって、異なる視点を取ります。詳細に説明するように、宇宙で観測された構造の分布は完全にランダムではありませんが、関与する粒子の親密な特徴と、作用する基本的な相互作用の性質を反映しています。観測された構造は、既知の粒子にリンクされた質量半径図の制限された領域に集まっています。ただし、eV未満の質量範囲の未知の粒子にリンクされているように見える非常に大きな構造は例外です。この新しい粒子は自己相互作用する暗黒物質の候補であると推測します。
将来の重力波検出器のための1550nm波長の安定化レーザーシステム
| Title |
Stabilized_laser_systems_at_1550nm_wavelength_for_future_gravitational_wave_detectors |
| Authors |
Fabian_Meylahn_and_Benno_Willke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03792 |
現在の重力波検出器（GWD）の継続的な改善と次世代GWDの準備は、安定化されたレーザー光源に高い要求を課しています。一部のレーザーソースは、熱雑音低減のための冷却シリコンテストマスに基づいて、将来の検出器をサポートするために1.5um〜2.2umのレーザー波長で動作する必要があります。GWDに必要な性能パラメータに関して、波長1550nmでのさまざまな市販の低出力シードレーザー光源と出力増幅器の詳細な特性を示します。アクチュエータの最も完全なセットとの組み合わせは、マスターオシレータパワーアンプ（MOPA）として配置され、安定化環境に統合されました。事前安定化レーザーシステム（PSL）の動作を示し、その性能を特徴づけます。このPSLを、将来のGWDの関連性の高いプロトタイプ、および高精度計測の他の実験用の低ノイズ光源にするこの特性評価の結果を示します。
スクリーニングメカニズムは、地上および太陽系の実験の精査からの新しい自由度の影響を隠すために、ダークエネルギーモデルによって展開されることがよくあります。しかし、核物質の極端な特性は、自然界で観測された最も重い中性子星の内部のスクリーニングメカニズムの部分的な失敗につながる可能性があり、中性子星観測でこれらの理論を精査する可能性を開きます。この研究では、シンメトロンモデルの2つの変形における中性子星の平衡と安定性の特性を調査します。十分にコンパクトな中性子星の周りで、シンメトロンがその背景、宇宙論的価値に関して数桁増幅され、そのような遮蔽されていない星の特性が、シンメトロンと物質の間の主要な線形結合の補正に敏感であることを示します。
連星パルサーによるスカラー-ガウス-ボンネ重力におけるスカラー化の制約
| Title |
Constraining_scalarization_in_scalar-Gauss-Bonnet_gravity_through_binary_pulsars |
| Authors |
Victor_I._Danchev,_Daniela_D._Doneva_and_Stoytcho_S._Yazadjiev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03869 |
本論文では、近接連星系のパルサーの観測を用いて、スカラー-ガウス-ボネ（sGB）重力におけるスカラー化に対する強い制約を導き出します。スカラー化された中性子星はゼロ以外のスカラー変化を運ぶので、それらは軌道減衰を加速するインスピレーションを与えながらスカラー双極子放射を放出します。観測は、そのような放射が観測された連星パルサーには存在しないか、非常に小さいという推測を支持します。これを使用して、sGB重力のパラメーターの許容範囲を決定します。また、導出された制約をsGB重力のブラックホールに転送します。スカラー化されたブラックホールの最大質量は、核物質の状態方程式に対して行う最初の仮定に応じて、およそ5〜10個の太陽質量を超えることはできません。一方、ブラックホールのスカラー電荷は、潜在的に観測可能な比較的大きな値に達する可能性があります。
