ダークハローのダイナミクスベースの密度プロファイル。 I.アルゴリズムと基本的な結果
暗黒物質ハローの密度プロファイルは、ダイナミクス、基本的な物理学、および宇宙論を潜在的に調査できますが、最も有望な信号のいくつかは、ビリアル半径の近くまたはそれを超えて存在します。これらのスケールは最近観測可能になりましたが、主に軌道物質の分布（1ハロー項）が初めてハローに落ちる粒子によって部分的に隠されているため、大きな半径でのプロファイルはまだ理論的によく理解されていません。数十億のシミュレーション粒子の周心通過をカウントすることにより、軌道と落下の寄与を動的に解きほぐすアルゴリズムを提示します。広範囲のハロー質量、赤方偏移、宇宙論にわたって、動的に分割されたプロファイルを10R200mまで分析します。軌道分布の端で軌道項が急激に切り捨てられることを示します。そのシャープネスと位置は主に質量降着率によって決定され、プロファイル全体の形状が主にハローダイナミクスに依存し、次に質量、赤方偏移、および宇宙論に依存することを確認します。落下項は、急速に降着するハローの降着率にも依存しますが、ほとんどの場合、ゆっくりと降着するハローの環境によって設定され、単純な理論モデルに準拠しないさまざまな形状になります。結果として生じる落下項の散乱は1dexに達しますが、軌道項の散乱はわずか0.1〜0.4dexであり、半径にはほとんど依存しません。LCDMの赤方偏移の進化と物質のパワースペクトルの傾きとの間に密接な対応があることを示しています。
| Title |
Cosmology_with_cosmic_web_environments_I._Real-space_power_spectra |
| Authors |
Tony_Bonnaire,_Nabila_Aghanim,_Joseph_Kuruvilla,_Aur\'elien_Decelle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03926 |
非線形スケール、$k=0.5$$h$/Mpcまでの宇宙ウェブ（ボイド、フィラメント、壁、ノード）の環境における宇宙情報コンテンツの最初の包括的かつ定量的な実空間分析を実施します。。Quijoteスイートの$N$-bodyシミュレーションの大規模なセットに依存して、環境は潮汐テンソルの固有値によって定義され、Fisher形式を使用して、4つの環境のそれぞれで導出されたパワースペクトルの拘束力を評価します。とそれらの組み合わせ。私たちの結果は、物質のパワースペクトルよりも、個別に、およびすべてを組み合わせた場合の両方で、環境に依存するパワースペクトルで利用可能な情報が多いことを示しています。$M_\nu$-$\sigma_\mathrm{8}$や$\Omega_\mathrm{m}$-$\sigma_8$などの宇宙モデルのパラメーター間のいくつかの重要な縮退を破ることにより、計算されたパワースペクトル識別された環境では、合計ニュートリノ質量$M_\nu$の係数$\sim15$と、物質密度$\Omega_\mathrm{m}$の$\sim8$によって、宇宙論的パラメーターの制約が改善されます。物質パワースペクトル。これらのより厳しい制約は、$k_\mathrm{max}=0.1$$h$/Mpcから$k_\mathrm{max}=0.5$の高度に非線形な領域まで、広範囲の最大スケールで得られることを示します。$h$/Mpc。また、問題のスペクトルと比較して、スペクトルの組み合わせの信号対雑音比の値が8倍高いことも報告します。重要なのは、提示されたすべての結果が環境を定義するパラメーターのバリエーションに対してロバストであることを示しているため、それらを定義するために選択した定義に対するロバスト性を示唆していることです。
TDCOSMO。 VII。レンズ銀河のボクシー/ディスシーネス：検出可能性と$ H_0 $への影響
| Title |
TDCOSMO._VII._Boxyness/discyness_in_lensing_galaxies_:_Detectability_and_impact_on_$H_0$ |
| Authors |
Lyne_Van_de_Vyvere,_Matthew_R._Gomer,_Dominique_Sluse,_Dandan_Xu,_Simon_Birrer,_Aymeric_Galan,_Georgios_Vernardos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03932 |
重力レンズの文脈では、レンズ銀河の密度プロファイルは完全に楕円形であると見なされることがよくあります。フラックス比の異常を説明する場合を除いて、潜在的な角度構造は一般に無視されます。驚くべきことに、ソースの拡張画像に対する方位角構造の影響も、H0推論への影響も特徴付けられていません。このタスクに対処するには、拡張ソースに埋め込まれた点ソースのモックイメージを作成し、楕円銀河にレンズを付け、その上に多極成分を追加して、箱型/円盤状の等密度線をエミュレートします。角度構造のない密度プロファイルでこのような画像をモデル化することで、残差フレームの多重極によって引き起こされる画像変形の検出可能性を調べることができます。多重極変形は、ほとんどの場合、最高の信号対雑音比のモックデータで検出できます。ただし、検出可能性は、レンズの楕円率とアインシュタイン半径、データのS/N、および特定のレンズモデリング戦略に依存します。多重極はまた、時間遅延に小さな変化をもたらします。したがって、検出されない多重極がH0推論にどのように影響するかを定量化します。残差に多重極が検出されない場合、特定のレンズのH0への影響は、一般に数km/s/Mpc未満ですが、最悪のシナリオでは、リング内の低いS/Nと大きな固有の箱型が組み合わされます。不一致、H0のバイアスは10〜12km/s/Mpcに達する可能性があります。ここで、楕円銀河の光プロファイルに見られるものを表す多重極の分布を持つ、レンズ銀河の母集団からのH0の推論を見ると、H0<1％の系統的バイアスが見つかります。私たちのモックシステムをH0LiCOWとTDCOSMOのコラボレーションによって研究された最先端の時間遅延レンズサンプルと比較すると、多重極が現在、時間からのH0の推定値に対する実質的な系統的バイアスの原因になる可能性は低いことがわかります。遅延レンズ。
2つの$ z \ gtrsim7 $ QSOの共分散再構成からの再電離に対するIGMダンピングウィングの制約
| Title |
IGM_damping_wing_constraints_on_reionisation_from_covariance_reconstruction_of_two_$z\gtrsim7$_QSOs |
| Authors |
Bradley_Greig,_Andrei_Mesinger,_Frederick_B._Davies,_Feige_Wang,_Jinyi_Yang,_Joseph_F._Hennawi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04091 |
明るく高赤方偏移（$z>6$）QSOは、介在する銀河間媒体（IGM）のイオン化状態の強力なプローブです。高zQSOのスペクトルに刻印されたLy$\alpha$減衰翼吸収の検出は、再電離の時代（EoR）に強い制約を与える可能性があります。この作業では、2つの既知の$z>7$QSOの独立したLy$\alpha$減衰翼解析を実行します。DESJ0252-0503は$z=7.00$（Wangetal。）、J1007+2115は$z=7.51$（Yangetal。）です。このために、次の不確実性を同時に説明する既存のベイズフレームワークを利用します：（i）固有のLy$\alpha$放出プロファイル（測定された輝線の共分散行列から再構築;この作業ではNVを含むように拡張）および（ii）$1.6^3$Gpc$^3$再イオン化シミュレーションを使用した、IGM内のイオン化（H\、{\scriptsizeII}）領域の分布。このアプローチは、Ly$\alpha$（$1218<\lambda<1230$\AA）の赤方向のみに焦点を当てているため、前述の作業で使用されたアプローチを補完し、（i）に異なる方法を使用しながら、不確実性のモデリングに対してより堅牢になります。および（ii）。基準となるEoR形態の場合、$\bar{x}_{\rmHI}=0.64\substack{+0.19
CMASS銀河サンプルと宇宙原理の存在論的状態
| Title |
CMASS_galaxy_sample_and_the_ontological_status_of_the_cosmological_principle |
| Authors |
Yigon_Kim,_Chan-Gyung_Park,_Hyerim_Noh,_Jai-chan_Hwang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04134 |
宇宙論的スケールで空間的に均質で等方性の背景幾何学を仮定する宇宙原理（CP）は、現代の宇宙論における基本的な仮定です。銀河の赤方偏移調査の最近の観測は、観測と原理に立ち向かうための関連データを提供します。BOSSDR12CMASS銀河サンプルを使用して、物質分布の均一性テストを提示し、CPの存在論的状態を明らかにします。均一性の基準として、切り捨てられた円錐法の数カウントを使用して、観測データを同様に構築されたランダム分布と比較します。同じ方法を使用した3つの理論結果との比較も行われます：（i）N体シミュレーションからの暗黒物質ハローモックカタログ、（ii）理論物質パワースペクトルから導出された対数正規分布、および（iii）直接理論上のパワースペクトルからの推定。観測された分布は、半径300Mpc/hまでのランダムな分布として統計的に不可能であることを示しています。これは、統計的に利用可能な最大のスケールの周りです。ただし、3つの理論結果との比較は、観測された分布がCPに基づいて理論的に導き出されたこれらの結果と一致していることを示しています。観測された銀河分布（光）とシミュレートされた暗黒物質分布（物質）は、大規模でもかなり不均一であることを示しています。ここでは、宇宙論におけるCPの存在論的状態を取り巻く矛盾がないことを明確にします。実際には、CPはメートル法に適用され、メートル法の変動はすべての宇宙論的スケールで非常に小さいです。これにより、CPをメトリックの平均バックグラウンドとして有効にすることができます。ただし、物質の変動は、サブホライズンスケールのメトリック変動の小さな性質から切り離されています。アインシュタインの重力の問題に直接関係しているのは、メートル法の2次導関数である曲率です。
PBHと、速度に依存する消滅断面積を持つ自己消滅する弱く相互作用する質量粒子（WIMP）で構成される混合暗黒物質のシナリオで、許容される原始ブラックホール（PBH）の暗黒物質の存在量を調べます。まず、おなじみのs波消滅シナリオと比較して、速度抑制p波消滅シナリオでWIMP暗黒物質ハロープロファイルがどのように変化するかを簡単に説明し、次に、許容されるPBH暗黒物質存在量のPBH質量依存上限について説明します。WIMPはPBHに付着して、スパイク状の密度プロファイルを持つ超小型ミニハロを形成できます。このようなスパイクは、WIMPが消滅するため、ハローの中央領域で緩和されます。この緩和は、消滅断面積が小さい場合は効果が低くなります。WIMPコア密度は大きくなりますが、速度抑制されたp波消滅断面積のコア半径はs波消滅シナリオのコア半径よりも小さくなります。消滅断面積は、ハロー全体で変化する速度に依存し、WIMP密度プロファイルの変化に加えて、別の興味深い特徴は、PBH暗黒物質の存在量に依存するPBH質量です。これは、PBHの存在量の限界がPBHの質量に依存しないs波消滅シナリオとはまったく対照的です。許容されるPBH暗黒物質の割合（総暗黒物質の存在量に関して）は、$f_{PBH}\lesssim{\calO}（10^{-7}）（M_{\odot}/M_{PBH}）^{（-6+2\gamma_{sp}）/（3\gamma_{sp}+3）}$は、質量$100$GeVの熱遺物p波暗黒物質の場合$\gamma_{sp}$はスパイクプロファイルの勾配指数であり、対応する熱遺物のs波暗黒物質シナリオの$f_{PBH}\lesssim{\calO}（10^{-9}）$と比較されます。
拡張宇宙論では一点統計が重要
後期宇宙には、非ガウスフィールドに包まれた、基本的な物理学と重力に関する豊富な情報が含まれています。できるだけ多くの情報を活用するには、2点統計を超える必要があります。高次のN点相関関数に進むのではなく、物質場の球の確率分布関数（PDF）（1点関数）に、この非ガウス情報がすでにかなりの量含まれていることを示します。物質PDFは、2点統計にまとめられたさまざまな密度環境を分析するため、重力や膨張履歴の変更を調べるのに特に役立ちます。Cataneoet。での私たちのアプローチ。al。2021年は、これらの「拡張された」宇宙論で$\Lambda$CDMの物質PDFを予測するための大偏差理論の成功を拡張します。フィッシャーの予測は、3DマターPDFと3Dマターパワースペクトルを組み合わせたユークリッドのような調査ボリュームの制約を介して、マターPDFの情報コンテンツを示しています。物質PDFを追加すると、パワースペクトルのみと比較して、進化するダークエネルギーモデルのパラメーターの不確実性が半分になります。さらに、物質PDFには、一般相対性理論からの逸脱の検出の重要性を大幅に高めるのに十分な非線形情報が含まれており、パワースペクトルだけで最大6倍の改善が見られます。この分析は、物質PDFが、特に$\Lambda$CDMモデルを超えて、宇宙論的情報を抽出するための有望な非ガウス統計であることを示しています。
Pantheon +分析：Ia型超新星の塵と固有の色分布のフォワードモデリング、および宇宙論的推論へのそれらの影響の定量化
| Title |
The_Pantheon+_Analysis:_Forward-Modeling_the_Dust_and_Intrinsic_Colour_Distributions_of_Type_Ia_Supernovae,_and_Quantifying_their_Impact_on_Cosmological_Inferences |
| Authors |
Brodie_Popovic,_Dillon_Brout,_Richard_Kessler,_Daniel_Scolnic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04456 |
最近の研究では、Ia型SNe（SNIa）の観測された色分布は、ほこりと固有の色からの分布の組み合わせによって十分に説明されていることが示されています。ここでは、ホスト銀河の質量への依存性を含め、親の塵と色の分布を測定するための新しいフォワードモデリングフィッティング方法（Dust2Dust）を紹介します。各適合ステップで、SNIaの選択効率は、提案された分布を反映するように再重み付けされた大規模なシミュレートされたサンプルから決定されます。Dust2Dustパラメータを制約するために、5つの個別のメトリックを使用します。適合した光度曲線の色$c$の分布、$c$の宇宙論的残差傾向、$c$の宇宙論的残差散乱、適合した色と光度の関係$\beta_{\rmSALT2}$、および固有の散布図$\sigma_{\rmint}$。Pantheon+データサンプルを使用して、固有の色の変化を説明する4つのパラメーターとほこりを説明する8つのパラメーターを含むDust2Dustフィットの結果を示します。さらに、Dust2Dustパラメーターの不確実性と共分散をダークエネルギーの状態方程式$w$とハッブル定数H$_0$に伝播します。$\sigma_w=0.005$と$\sigma_{\textrm{H}_0}が見つかります。=0.145〜$km/s/Mpc。Dust2Dustコードは公開されています。
SDSS-IIIBOSS調査からの銀河固有の整列のフィールドレベルの推論
| Title |
Field-level_inference_of_galaxy_intrinsic_alignment_from_the_SDSS-III_BOSS_survey |
| Authors |
Eleni_Tsaprazi,_Nhat-Minh_Nguyen,_Jens_Jasche,_Fabian_Schmidt_and_Guilhem_Lavaux |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04484 |
大規模な過密度が崩壊すると、それらの軸に沿って潮汐シアーを発揮することにより、形成される銀河の向きと形状に影響を与えます。したがって、楕円銀河の形は、宇宙構造の潮汐場と一致します。この固有の整列は、銀河形成と原始宇宙への洞察を提供し、後期の宇宙論的プローブを補完し、弱い重力レンズ効果の観測のための重要な体系的効果を構成します。本研究では、SDSS-IIIBOSSLOWZサンプルからの銀河形状測定と、LOWZおよびCMASS銀河サンプルで制約された3次元潮汐場を使用して、完全ベイズフィールドレベルアプローチを使用して線形アライメントモデルに制約を提供します。SDSS-IIIBOSS調査。20$h^{-1}\;\mathrm{Mpc}$で振幅$A_I=3.19\pm0.80$の、固有のアライメントの4$\sigma$の証拠が見つかりました。
銀河系の文脈における太陽系外惑星：ケプラー星の薄い円盤、厚い円盤、恒星のハローにおける惑星の発生率
| Title |
Exoplanets_in_the_Galactic_context:_Planet_occurrence_rates_in_the_thin_disk,_thick_disk_and_stellar_halo_of_Kepler_stars |
| Authors |
Dolev_Bashi,_Shay_Zucker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03927 |
惑星の形成と進化をよりよく理解するためには、銀河系の文脈で太陽系外惑星の統計を調べることが重要です。恒星の元素の存在量と運動学に関する情報を組み合わせることにより、薄い円盤、厚い円盤、恒星のハローの銀河成分への所属に応じて、ケプラー星の別々のサンプルを作成しました。次に、共役事前分布を使用したベイズ分析を使用して、惑星のプロパティのさまざまな領域で惑星の発生率がどのように異なるかを調査しました。主に薄い円盤に関連する、若くて遅くて金属が豊富な星は、古くて速くて金属が少ない厚い円盤の星と比較して、平均してより多くの惑星（特に近くのスーパーアース）をホストしていることがわかります。さらに、スペクトル型や金属量などの恒星の特性と惑星の発生率との依存関係を評価します。私たちが見つけた傾向は、他の著者が見つけた傾向とも一致しています。銀河の文脈では、これらはおそらく惑星の発生率に影響を与える主な特性ではなく、星の動的な歴史、特に星の年齢と運動学が銀河の惑星の現在の分布に影響を与えると主張します。
| Title |
A_hot_Mars-sized_exoplanet_transiting_an_M_dwarf |
| Authors |
Caleb_I._Ca\~nas,_Suvrath_Mahadevan,_William_D._Cochran,_Chad_F._Bender,_Eric_D._Feigelson,_C._E._Harman,_Ravi_Kumar_Kopparapu,_Gabriel_A._Caceres,_Scott_A._Diddams,_Michael_Endl,_Eric_B._Ford,_Samuel_Halverson,_Fred_Hearty,_Sinclaire_Jones,_Shubham_Kanodia,_Andrea_S.J._Lin,_Andrew_J._Metcalf,_Andrew_Monson,_Joe_P._Ninan,_Lawrence_W._Ramsey,_Paul_Robertson,_Arpita_Roy,_Christian_Schwab,_Gu{\dh}mundur_Stef\'ansson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03958 |
M矮星KOI-4777を周回する超短周期惑星の惑星性を検証します。Keplerの宇宙ベースの測光、Habitable-zonePlanetFinderの高精度、近赤外線ドップラー分光法、および補償光学イメージングを組み合わせて、このシステムの特性を評価します。KOI-4777.01は、火星サイズの太陽系外惑星（$\mathrm{R}_{p}=0.51\pm0.03R_{\oplus}$）で、0。412日（$\sim9.9$時間）ごとにホスト星を周回しています。。これは、既知の最小の検証済み超短周期惑星であり、HPFRVを使用した追加の大規模なコンパニオンの証拠はありません。惑星の密度が鉄よりも低いと仮定して、上部の$3\sigma$の質量を$M_{p}<0.34〜\mathrm{M_\oplus}$に制限します。KOI-4777.01の質量測定値を取得することは、現在の機器の能力を超えています。
タイタンの大気中の地上ベースのHCNサブミリ波測定：ハーシェル観測との相互比較
| Title |
Ground-based_HCN_submillimetre_measurements_in_Titan's_atmosphere:_an_intercomparison_with_Herschel_observations |
| Authors |
M._Rengel,_D._Shulyak,_P._Hartogh,_H._Sagawa,_R._Moreno,_C._Jarchow,_D._Breitschwerdt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04125 |
この研究の目的は、ハーシェル観測とほぼ同時に取得された地上ベースのサブミリ波観測を使用して、タイタンの成層圏におけるHCNの垂直分布を測定することです。これにより、宇宙観測と地上観測の間の整合性チェックを実行し、タイタンの成層圏で参照平均HCN垂直プロファイルを作成できます。APEXとIRAM30mを使用して、HCN（4-3）および（3-2）線のスペクトル放射を取得しました。行ごとの放射伝達コードを適用してHCNの合成スペクトルを計算し、最適な推定に基づく検索アルゴリズムを適用して温度とHCNの分布を取得しました。導出されたHCN存在量プロファイルは、約100kmでの40ppbから約200kmでの4ppmへの増加と一致しています。これは、HCNシグネチャが敏感な高度領域です。また、取得したHCN分布がデータ情報に敏感であることも示しています。私たちの結果とハーシェルの値を比較すると、同様の存在量分布が示され、最大差は2.5ppmで、100〜300kmの範囲です。これらの比較により、両方のデータセットを相互検証し、信頼性が高く一貫性のある測定値を示すこともできます。推定された存在量は、ALMA、カッシーニ/CIRS、およびSMA（〜230km未満の最新のもの）からのプロファイルを使用した、以前の観察研究の分布とも一致しています。私たちのHCNプロファイルは、Krasnopolsky（2014）およびVuittonetal。による光化学モデルにも匹敵します。（2019）230km未満で、Loisonetal。（2015）250km以上。ただし、Loisonetal。による推定値とは大きな違いがあるようです。（2015）、Dobrijevic＆Loison（2018）、およびLoraetal。（2018）170km未満、およびDobrijevic＆Loison（2018）およびLoraetal。（2018）形状は似ていますが、400km以上。これらの特定の光化学モデルには改善が必要であると結論付けています。
地球型惑星：非生物から生物世界へのLavosier-Lomonosov橋としての岩石惑星
| Title |
Geoastronomy:_Rocky_planets_as_the_Lavosier-Lomonosov_Bridge_from_the_non-living_to_the_living_world |
| Authors |
Stephen_J._Mojzsis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04309 |
地球上の生命は、地圏、水圏、大気の境界面に現れました。この設定は、生物学的システムが岩石惑星でどのように発生するかについての基礎として機能します。しかし、しばしば見過ごされがちなのは、岩石惑星の化学的性質が最終的に銀河系の化学的進化の産物であるという事実です。主要な岩石形成元素の元素の存在量は、銀河系の歴史のさまざまな時期に形成された星や惑星によって異なる可能性があります。これらの違いは、小さな岩の太陽系外惑星が地球のようになることを期待できないことを意味します。さらに、システムの時代は、銀河の化学進化、および過去、現在、未来のマントルと地殻の熱レジームから核種インベントリーを開始することを決定します。岩石惑星のバルクケイ酸塩マントル組成は、それが持つ大気と水圏の種類を調整します。したがって、岩石の惑星の成分は、液体の水が表面で安定している星の周りのいわゆるハビタブルゾーンに近接しているのと同じくらい、生命をホストする可能性にとって重要です。これらの変数を理解するために、地質学と天文学の分野をここでジオアストロノミーと呼ばれるものに融合する、新しい学際的アプローチが保証されています。
ストリーミング不安定性は終端速度近似内に存在しますか？
終端速度の近似は、ガスにしっかりと結合した固体とのガスとダストの混合物のダイナミクスを研究するのに適しています。この作業は、物理的プロセスとの互換性を再考し、ダスト密度の低い限界で共振ストリーミング不安定性を引き起こします。線形化された方程式は、終端速度近似内のストリーミング不安定性を研究するために一般的に使用されており、実際にはこの近似の精度を超えていることが示されています。終端速度近似におけるガスダストダイナミクスの洗練された方程式は、ストリーミング不安定性を引き起こしません。この不安定性を引き起こす物理的プロセスについても説明します。
ライマンを使用した$ \ mathrm {z \ sim 2.5} $でのプロトクラスターとプロトグループの特性評価-$ \ alpha
$ Tomography
| Title |
Characterizing_protoclusters_and_protogroups_at_$\mathrm{z_\sim_2.5}$_using_Lyman-$\alpha$_Tomography |
| Authors |
Mahdi_Qezlou,_Andrew_B._Newman,_Gwen_C._Rudie,_Simeon_Bird |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03930 |
Ly-$\alpha$断層撮影調査は、銀河間媒体（IGM）の不透明度の3次元（3D）マップをMpc解像度で$z\sim2.5$で作成し始めました。これらの調査は、プロトグループやプロトクラスターとして知られる今日の大規模な銀河団や銀河団の前駆細胞を含む、高赤方偏移の過密度を発見して特徴づけるための刺激的な新しい方法を提供します。IllustrisTNG-$300$流体力学シミュレーションを使用して、Ly-$\alpha$断層撮影IMACSサーベイ（LATIS）で観察されたものを現実的に模倣する模擬マップを作成します。流域アルゴリズムを適用することにより、3DLy-$\alpha$フラックスマップで検出された構造の境界を描くための新しい方法を紹介します。これらの構造の暗黒物質の質量（$z\sim2.5$）、それらの子孫のハローの質量（$z=0$）、および対応する不確実性の推定量を提供します。また、プロトグループとプロトクラスターを検出するためのこの方法の完全性についても調査します。以前の研究と比較して、私たちは、大規模なプロトグループにまで及ぶより広い質量範囲にわたって私たちの方法を適用し、特徴づけています。また、暗黒物質のみのシミュレーションに適用される、広く使用されている変動ガンピーターソン近似（FGPA）を評価します。中程度から大規模なプロトクラスター（$\gtrsim10^{14.2}\h^{-1}M_{\odot}$）からのLy-$\alpha$吸収信号を推定するには適切であるが、人為的に結論付けます。少数の低質量構造をより大規模な隣接構造とマージします。私たちの方法は、現在および将来のLy-$\alpha$断層撮影調査に適用され、過密度のカタログを作成し、宇宙正午時代の環境に依存する銀河の進化を研究します。
SDSSクラスターの拡散光における明るい中央銀河の勢力圏
| Title |
The_Sphere_of_Influence_of_the_Bright_Central_Galaxies_in_the_Diffuse_Light_of_SDSS_Clusters |
| Authors |
Xiaokai_Chen_(1),_Ying_Zu_(1),_Zhiwei_Shao_(1),_Huanyuan_Shan_(2)_((1)_SJTU,_(2)_SHAO) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03934 |
明るい中央銀河（BCG）が拡散クラスター光の内部を支配していますが、銀河団ガス（ICL）がどこを引き継ぐかはまだ不明です。BCG-ICL遷移を調査するために、SDSS$gri$バンドの$0.2{<}z{<}0.3$の間に${\sim}3000$クラスターの画像を積み重ね、それらのBCG+ICL恒星表面質量プロファイルを測定します。$\Sigma_{*}^{\texttt{B+I}}$から$3{\times}10^4\、M_{\odot}/\mathrm{kpc}^{2}$まで$R{\simeq}1\、\mathrm{Mpc}$（$r$バンドの${\sim}32$mag/arcsec$^2$）。$\Sigma_{*}^{\texttt{B+I}}$を3つのコンポーネントに分解するための物理的な動機付けの方法を開発します。これには、内側のdeVaucouleursのプロファイル、弱いから測定された暗黒物質の分布に従う外側のICLが含まれます。レンズ効果、および70〜200kpcの興味深い遷移成分。この遷移の原因を調査するために、BCG恒星質量$M_*^{\mathrm{BCG}}$（質量はおよそ50kpc以内に囲まれている）によってクラスターを2つのサブサンプルに分割し、衛星の分布が同じであることを確認します。豊かさ。2つのサブサンプルの$\Sigma_{*}^{\texttt{B+I}}$プロファイルは、$R{<}50\、\mathrm{kpc}$で2倍以上異なり、$M_*^{\mathrm{BCG}}$の0.34dexの差。一方、400kpcを超えるスケールでは、2つのプロファイルが同じ振幅に収束し、外側のICLの衛星ストリッピングの起点を示唆しています。ただし、驚くべきことに、2つの$\Sigma_{*}^{\texttt{B+I}}$プロファイル間の不一致は200kpc未満のすべてのスケールで$50\％$レベルを超えて持続し、それによってBCGの影響範囲が明らかになります。半径$R_{\mathrm{SOI}}{\simeq}$200kpc。最後に、BCGの驚くほど大きな勢力圏は、暗黒物質ハローの特徴的な半径である$r_s$内の高い脱出速度プロファイルに関係していると推測します。
z〜3-6.5の恒星質量における50年にわたる銀河スターバースト/主系列星の二峰性
| Title |
The_galaxy_starburst/main-sequence_bimodality_over_five_decades_in_stellar_mass_at_z_~_3-6.5 |
| Authors |
Pierluigi_Rinaldi,_Karina_I._Caputi,_Sophie_van_Mierlo,_Matthew_L._N._Ashby,_Gabriel_B._Caminha,_and_Edoardo_Iani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03935 |
z〜3-での星の質量（5.5<〜log10（M*/Msun）<〜10.5）で約50年にわたる星形成銀河の星の質量（M*）と星形成率（SFR）の関係を研究します。6.5。この前例のないカバレッジは、空白の非レンズフィールド（COSMOS/SMUVS）とクラスターレンズフィールド（ハッブルフロンティアフィールド）の共同分析のおかげで可能になりました。これにより、非常に低い恒星質量に到達できます。以前の研究では、星形成の主系列星とz〜4-5のスターバースト雲を伴うSFR-M*平面に明確な二峰性が存在することが明らかになりました。ここでは、この二峰性がすべての星形成銀河に広がり、赤方偏移の範囲z〜3〜6.5全体で有効であることを示しています。スターバーストは、これらの赤方偏移でM*>〜10^9Msunのすべての星形成銀河の少なくとも20％を構成し、z=4-5で40％のピークに達することがわかります。さらに重要なことに、これらの赤方偏移での総SFR予算の60％から90％はスターバースト銀河に含まれており、高赤方偏移では星形成のスターバーストモードが支配的であることを示しています。log10（M*/Msun）<〜8.5のほとんどすべての低恒星質量スターバーストは、スターバーストイベントの典型的なタイムスケールに匹敵する年齢を持っており、これらの銀河が形成の過程で捕らえられていることを示唆しています。興味深いことに、銀河形成モデルはスターバースト/主系列星の二峰性とスターバースト全体を予測できず、スターバースト現象はこれらのモデルによって調査されたものよりも小さなスケールで発生する物理的プロセスによって引き起こされる可能性があることを示唆しています。
最初の20億年の間の銀河における多相ISMの高解像度調査
| Title |
A_High-Resolution_Investigation_of_the_Multi-Phase_ISM_in_a_Galaxy_during_the_First_Two_Billion_Years |
| Authors |
S._Dye,_S._A._Eales,_H._L._Gomez,_G._C._Jones,_M.W.L._Smith,_E._Borsato,_A._Moss,_L._Dunne,_J._Maresca,_A._Amvrosiadis,_M._Negrello,_L._Marchetti,_E._M._Corsini,_R._J._Ivison,_G._J._Bendo,_T._Bakx,_A._Cooray,_P._Cox,_H._Dannerbauer,_S._Serjeant,_D._Riechers,_P._Temi,_C._Vlahakis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03936 |
z=4.24の強レンズサブミリ波銀河H-ATLASJ142413.9+022303（ID141）を使用して、高赤方偏移での多相星間物質（ISM）の最初の空間分解調査を実施しました。ダスト連続放出およびCO（7-6）、H_2O（2_{1,1}-2_{0,2}）、CI（1-0）における高解像度（〜350pcまで）のALMA観測を提示します。）およびCI（2-1）ライン。後者の2つにより、ISMのクールフェーズを初めて空間的に解決できます。運動学のモデリングでは、システムが回転支持されたガスディスクによって支配されているように見え、近くに摂動物質があることがわかります。CI（1-0）線は他の線とは非常に異なる分布をしており、他の銀河の研究では見落とされていたかもしれない冷たいガスの貯留層の存在を示しています。4つの異なるトレーサーを使用してISMの質量を推定し、常に（3.2-3.8）x10^{11}M_solの範囲で推定値を取得しました。これは、動的質量推定値（0.8-1.3）x10^{よりも大幅に高くなっています。11}M_sol。この矛盾や文献で報告されている他の同様の矛盾は、ガスとトレーサーの比率が、高赤方偏移銀河のISMのキャリブレーションに使用される銀河の値の約4分の1であるためです。これは、トップヘビーな初期質量関数と強い化学進化に起因する可能性があることを示しています。さまざまな定量的指標を使用して、z=4.24であるにもかかわらず極端に、ID141がz〜3で宇宙に現れる静止銀河の集団に加わる可能性が高いことを示します。
$ z \ approx0.5 $にある巨大な銀河団における異方性消光の証拠
最近の論文、Mart\'in-Navarroetal。（2021）は、$z=0.08$でのグループの衛星の消光が、中央銀河の準主軸に対して角度依存性を持っているという興味深い観測結果を示しています。この観察結果は、「異方性消光」または「角度適合」と呼ばれます。この論文では、CLASHクラスターの最も明るいクラスター銀河の主軸から$z\sim0.5$までの角度に対する、伴銀河の質量が制限されたサンプルの色の変化を研究します。時間。同じ結果が見られます：長軸に近い銀河は、短軸に沿った銀河よりも急冷されます。また、星形成銀河は、主軸から+/-45度の領域を避ける傾向があることもわかりました。Mart\'in-Navarroetal。（2021）この消光信号は、銀河間媒体の密度、したがってラム圧力の強さを減少させる短軸に沿ったAGN流出によって駆動されることを説明します。ここでは、潜在的な代替メカニズムについて説明します。最後に、LSSTとEuclidの調査の出現により、この現象とその進化のより詳細な研究が可能になることに注意してください。
拡張された潮汐尾の特性から開いた星団の年齢を推定する
| Title |
Estimating_the_ages_of_open_star_clusters_from_properties_of_their_extended_tidal_tails |
| Authors |
Franti\v{s}ek_Dinnbier,_Pavel_Kroupa,_Ladislav_\v{S}ubr,_Tereza_Je\v{r}\'abkov\'a |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03940 |
開いた星団、星団、星の流れの年齢を決定するための最も正確な現在の方法は、等時性フィッティングまたはリチウム枯渇境界に基づいています。いくつかの開いた星団の周りで最近発見された、それらの拡張された潮汐尾の形態に基づいて、これらのオブジェクトを年代測定するための別の方法を提案します。早期に出現する潮汐尾、いわゆる潮汐尾Iは、初期のガス放出中にクラスターから放出された星に由来する、またはそれらがクラスターと同じ星形成領域で形成される（つまり、クラスターと同じである）と仮定します。、潮汐尾の長軸と円形軌道上のクラスターまたはストリームの軌道方向との間の傾斜角$\beta$の分析式を導き出します。与えられたガラクトセントリック半径では、$\beta$はクラスターの初期プロパティに関係なく年齢$t$の関数にすぎないため、分析式$\beta=\beta（t）$を逆にしてクラスターの年齢を推定します。文献から編集した$12$オブジェクトのサンプルでメソッドを説明し、ケースの$\approx70$％で以前の年代測定メソッドとの合理的な一致を見つけました。これは、軌道の離心率を考慮に入れ、恒星進化論に基づいた年代測定法を再検討することによって、おそらく改善される可能性があります。提案された形態学的方法は、比較的若いクラスター（年齢$\lesssim300$Myr）に適しており、観測された傾斜角$5^\circの誤差に対して$10$から$20$％のオーダーの相対年齢誤差を提供します。$。
Cetus-Palcaストリーム：破壊された小さな矮小銀河
人工ニューラルネットワークに基づいて分光測光距離を導出するための新しい完全にデータ駆動型のアプローチを提示します。このメソッドは、SEGUEデータで開発およびテストされており、WEAVE調査の$Contributed$$Data$$Product$SPdistのリファレンスとして機能します。この方法では、距離の相対精度は$\sim13\％$です。分光測光距離を導き出した300,000を超えるSEGUE星のカタログは、ストラスブール中心部の大宰相サービスでまもなく公開されます。位置、距離、視線速度、および$Gaia$固有運動を備えたこの星の6Dカタログを使用して、運動空間の積分でCetus恒星ストリームに属する星を特定することができました。この6DサンプルからCetusストリームに対して導出したプロパティに基づいて、5Dサンプルの青色巨星と赤色巨星から追加の星を検索しました。CetusストリームとPalca過密度は、実際には同じ構造の2つの部分であることがわかりました。そのため、Cetus-Palcaストリームの名前を変更することを提案します。Cetus-Palcaストリームは、$\simeq1.5\times10^6$M$_\odot$の恒星質量を持ち、それがカバーする$\sim100\deg$に対して15kpcの顕著な距離勾配を示すことがわかりました。空に。さらに、Cetusストリームにほぼ平行で、空の$\sim50\deg$をカバーする、軌道を回っていた球状星団の潮汐破壊によって形成された恒星ストリームである可能性のある2番目の構造の発見も報告します。Cetusストリームの前駆体の周り。
小マゼラン雲中の磁場の電波偏波研究
| Title |
A_Radio_Polarisation_Study_of_Magnetic_Fields_in_the_Small_Magellanic_Cloud |
| Authors |
J._D._Livingston,_N._M._McClure-Griffiths,_S._A._Mao,_Y._K._Ma,_B._M._Gaensler,_G._Heald,_and_A._Seta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04044 |
低質量の相互作用銀河の磁場を観察することで、それらが宇宙の時間の経過とともにどのように進化したか、そして銀河の進化におけるそれらの重要性を知ることができます。1.4〜3.0GHzの周波数範囲のCSIROオーストラリア望遠鏡コンパクトアレイ（ATCA）を使用して、小マゼラン雲（SMC）の背後にある80個の銀河系外電波源のファラデー回転を測定しました。私たちの観測の感度とソース密度の両方は、この銀河の以前のファラデー回転測定よりも桁違いに改善されています。SMCは通常、天の川の前景の寄与を考慮した後、負の回転測定値（RM）を生成します。これは、以前と一致して、平均コヒーレントな視線磁場強度が$-0.3\pm0.1\mu$Gであることを示しています。調査結果。SMCのバーの北と南から伸びる磁場の兆候を検出します。SMC磁場のランダム成分は、$\sim5\mu$Gの強さを持ち、磁気イオン乱流の特徴的なサイズスケール$<250$pcであり、SMCを他の低質量相互作用銀河のようにします。SMCとマゼラニックブリッジの磁場は方向と強さが似ているように見え、仮定された「汎マゼラニック」磁場の一部として2つの磁場間の接続を示唆しています。
| Title |
Search_of_Intermediate_Mass_Black_Holes_at_Low_Redshift_with_Intra-night_Variability |
| Authors |
Lael_Shin,_Jong-Hak_Woo,_Donghoon_Son,_Hojin_Cho,_Taewoo_Kim,_Elena_Gallo,_Wonseok_Kang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04093 |
スローンデジタルスカイサーベイデータリリース7から選択された幅広いH$\alpha$輝線と変動性の検出に基づいた、中間質量ブラックホール（IMBH）候補のサンプルを提示します。放出のスペクトル分解を実行することによって線と目視検査では、最初に、輝線銀河の大規模なサンプルの中から、H$\alpha$線が広い131個のターゲットを特定しました。さらに、推定ブラックホール質量（M$_{\rmBH}$）が$10^6\rmM_{\odot}$未満の25個のIMBH候補を選択しました。これらの候補の性質を制約するために、X線特性を分析し、光学望遠鏡を使用して夜間の変動モニタリングを実行しました。光学的変動分析に基づいて、夜間変動が検出された11個のターゲットのサンプルを最良のIMBH候補として報告します。これは、残響マッピングなどの正確なM$_{\rmBH}$決定のフォローアップ観測に適しています。キャンペーン。
SDSS-MaNGA銀河ペアにおけるMZRの二峰性
目的：相互作用銀河は、地球規模での質量金属量空間における類似質量の孤立した銀河と比較して、金属量の希釈を示しています。SDSS-MaNGA調査では、銀河ペアの空間分解質量金属量関係（MZR）を調査し、恒星の質量面密度と金属量の局所的な関係が地球規模でのMZRと一致していることを確認します。方法：SDSS-MaNGA調査で視覚的および運動学的指標を使用して特定された、297個の銀河ペアに属する星形成スパクセルの恒星質量面密度と金属量存在量12+log（O/H）の関係を調査します。また、a）銀河中心に対するスパクセルの位置、およびb）銀河対の分離が、局所的な質量-金属量の関係に影響を与えるかどうかを調査しました。結果：質量と金属量の間の相関関係が、局所レベルで相互作用する銀河にも当てはまることがわかりました。ただし、スパクセル分布には2つのピークがあります。1つは金属量が豊富なピークで、もう1つは金属量が希釈されています。銀河の中央領域に属する、つまりR/Reffが低いスパクセルは、2つのピークの近くに集中していることがわかります。また、金属量が豊富なスパクセルは、より近い投影分離を持つ銀河ペアに属し、希釈された金属量を持つスパクセルは、より大きな投影分離を持つ銀河ペアに属することがわかります。結論：銀河ペアに属する星形成スパクセルの空間的に分解された質量-金属量関係に2つの離散ピークが見つかります。ピークは、銀河の投影された分離、または銀河ペアの相互作用プロセスの段階に関連している可能性があります。
MAGICプロジェクト。 III。古典的セファイド星を使用した放射状および方位角の銀河の存在量勾配
| Title |
The_MAGIC_project._III._Radial_and_azimuthal_Galactic_abundance_gradients_using_classical_Cepheids |
| Authors |
V._Kovtyukh,_B._Lemasle,_G._Bono,_I.A._Usenko,_R.da_Silva,_A._Kniazev,_E.K._Grebel,_I.L._Andronov,_L._Shakun,_L._Chinarova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04258 |
放射状の存在量の勾配は、銀河の化学力学的モデルに健全な制約を提供します。存在比の方位角変動は、それらの化学的濃縮を理解するための確かな診断です。この論文では、ケフェイド変光星を使用して、天の川の存在量の方位角変化を調査します。MAGICプロジェクトで観測された高解像度SALTスペクトルから、105個の古典的セファイドの詳細な化学組成（25元素）を提供します。天の川銀河と外部銀河の両方で、存在量が内側から外側の円盤に向かって減少する負の存在量勾配が報告されており、私たちの結果は文献の結果と完全に一致しています。酸素存在量[O/H]の方位角変化を見つけます。多数の外部スパイラルはごくわずかな方位角変動を示していますが、天の川は顕著な[O/H]方位角非対称性を持つ数少ない銀河の1つであるように思われます。それらは、内側の銀河と外側の円盤で約0.2dexに達し、そこで最大になります。したがって、近くの渦巻銀河や最近の2D化学力学モデルで同様の結果が得られます。
アモルファス水氷表面からのH $ _2 $ SおよびPH $ _3 $の化学的脱着の定量化
| Title |
Quantifying_the_chemical_desorption_of_H$_2$S_and_PH$_3$_from_amorphous_water_ice_surfaces |
| Authors |
Kenji_Furuya,_Yasuhiro_Oba,_Takashi_Shimonishi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04334 |
星形成領域の低温ガスにおける分子線の観測を説明するには、氷のような粒子表面からの分子の非熱的脱着が必要です。化学脱着は非熱脱着プロセスの1つであり、化学反応によって放出されるエネルギーによって駆動されます。発熱表面反応の後、過剰なエネルギーは、表面に垂直な方向に製品の並進エネルギーに伝達され、脱着につながります。生成物種、特に水氷表面からの生成物種の脱着確率はよく理解されていません。この不確実性は、気相と氷の表面化学の間の相互作用の理解を制限します。現在の作業では、以前の実験室での実験を数値的にシミュレートすることにより、多孔質アモルファス固体水（ASW）での反応イベントごとのH$_2$SおよびPH$_3$の脱着確率を制限します。微視的速度論的モンテカルロ法を採用すると、前駆体種の水素添加イベントごとの多孔質ASWからのH$_2$SおよびPH$_3$の脱着確率は$3\pm1.5$％および$4\pm2$％であることがわかります。、それぞれ。これらの確率は、反応によって放出されたエネルギーの$\sim$7％が生成物の並進励起に伝達される場合、文献で提案されている化学脱着の理論モデルと一致しています。副産物として、多孔質ASW上の原子Hの吸着サイトの約70％（40％）は、$\sim$300K（$\sim$200K）よりも低い結合エネルギーを持つ必要があることがわかります。私たちの調査結果の天体化学的意味について簡単に説明します。
潮汐破壊現象における一般相対論的河川横断
| Title |
General_Relativistic_Stream_Crossing_in_Tidal_Disruption_Events |
| Authors |
Gauri_Batra,_Wenbin_Lu,_Cl\'ement_Bonnerot,_E._Sterl_Phinney |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03918 |
星が超大質量ブラックホール（BH）によってきちんと破壊されると、ガスの残骸が引き伸ばされて細長い流れになります。ストリームの縦方向の動きはカー時空の測地線に従い、横方向の次元の進化は縦方向の動きから切り離されます。近似潮汐方程式を使用して、測地線に沿った河川の厚さの変化を計算します。その間、ノズルの衝撃の影響を完全な跳ね返りとして扱います。交差は、厚さが最も近いアプローチの間隔を超えると発生します。このアルゴリズムにより、軌道角運動量、傾斜、およびBHスピンの広いパラメーター空間を探索して、ストリーム交差のプロパティを取得できます。すべてのケースに均等に分割された2つの衝突モードを特定します。$0$に近い角度での中心付近での「追突」衝突と、$\pi$に近い角度での中心から遠い「正面」衝突です。交差点は通常、連続する半軌道間で発生し、遅延時間は広範囲（数か月から10年まで）に及びます。交差半径は一般に軌道角運動量とともに増加し、傾斜角とBHスピンにあまり強く依存しません。衝突する端の厚さの比率は1のオーダーです。横方向の分離は、2つの厚さの合計のごく一部であるため、オフセット衝突では、ストリームの大部分が衝撃加熱されます。数値結果の多くは、楕円軌道の方向がアプシダルおよびレンス・ティリングの歳差運動を受けるポストニュートン画像で分析的に理解できます。以前の研究で引き起こされたノズルショックでのエネルギー散逸による厚さの膨張の代わりに、ストリーム衝突の物理的理由は幾何学的なものであることがわかります。衝突後、ガスは二次衝撃を受けて降着円盤を形成し、明るい電磁放射を生成すると予想されます。
ケプラーの円盤に磁気的に接続された回転するブラックホール-磁気圏、再接続シート、粒子加速および冠状加熱
| Title |
Spinning_black_holes_magnetically_connected_to_a_Keplerian_disk_--_Magnetosphere,_reconnection_sheet,_particle_acceleration_and_coronal_heating |
| Authors |
I._El_Mellah,_B._Cerutti,_B._Crinquand,_K._Parfrey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03933 |
コンテキスト：降着するブラックホール（BH）は、ポロイダル磁場によってスレッド化された高度に磁化されたプラズマに囲まれている可能性があります。非熱フレアと高エネルギー成分は、熱く、衝突がなく、ほとんど力のないコロナから発生する可能性があります。これらのシステムから私たちがよく観察するジェットは、回転動力と磁気駆動であると考えられています。目的：周囲の円盤に固定されたいくつかの磁力線が回転するBHの事象の地平線に接続できる軸対称BH磁気圏を研究します。BHスピンに応じて、30の重力半径内の磁気リコネクションのサイトを特定します。方法：完全に一般的な相対論的粒子-in-cellコードGRZeltronを使用して、電子-陽電子対プラズマとBH周辺の電磁場の時間依存ダイナミクスを解きます。ディスクは、凍結した双極子場によってスレッド化された、ケプラー回転の定常プラズマによって表されます。結果：プログレードディスクの場合、地平線を横切るねじれた開いた磁力線は、臨界距離を超えている間にブランドフォード-ナエヘクジェットに電力を供給し、ディスク上の開いた磁力線は開いています。最も内側の領域では、結合力線により、BHとディスクの間でかなりの量の角運動量とエネルギーが確実に伝達されます。交差点のY点から、磁気リコネクションによる粒子加速が行われる電流シートが形成されます。現在のシート放射のシンクロトロン画像を計算します。結論：ジェットパワーとBHディスク交換の推定値は、純粋に力のないモデルから得られた推定値と一致します。Y点での散逸はコロナを加熱し、反射モデル用のディスク上に物理的に動機付けられた硬X線源を提供します。一時的なプラズモイド放出は、CygX-1で観察されたミリ秒のフレアを説明するかもしれません。Y点からディスクに流れる粒子は、最も外側の閉じた力線のフットポイントにホットスポットを生成する可能性があります。
異方性磁化白色矮星：低輝度と過発光の特異な標準型Ia超新星の統合
| Title |
Anisotropic_magnetized_white_dwarfs:_Unifying_under-_and_over-luminous_peculiar_and_standard_type_Ia_supernovae |
| Authors |
Debabrata_Deb_(IISc),_Banibrata_Mukhopadhyay_(IISc),_Fridolin_Weber_(SDSU/UCSD) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03938 |
特異な過発光型Ia型超新星（SNeIa）の観測以来、標準的なチャンドラセカール質量限界（CML）の違反の可能性を調査することは、現代の天体物理学の差し迫った研究分野になっています。2003年の最初の検出以来、12を超える特異な過発光SNeIaが検出されましたが、基礎となる前駆体の本質についてはまだ論争中です。さらに、その前駆細胞の質量がCML（サブチャンドラセカール前駆細胞）をはるかに下回っているように見える、明るさが不足しているSNeIaもあります。これらの観察は、CMLがいかに神聖であるかを疑問視しています。最近、論文Iで、強い磁場の存在、高密度物質の異方性、および磁場自体の方向が、中性子とクォーク星の特性に大きく影響することを示しました。ここでは、白色矮星に対するこれらの影響を調べます。これは、白色矮星の特性にも深刻な影響があることを示しています。最も重要なことは、白色矮星のさまざまな質量半径の関係に到達し、チャンドラセカール限界以下から超限界に対応することです。これは、SNeIaに関連する白色矮星を標準光源として使用する場合に注意を促します。
断熱ブロブ膨張の兆候としてのブレーザーにおけるRadio $-\ gamma- $ ray応答
| Title |
Radio$-\gamma-$ray_response_in_blazars_as_signature_of_adiabatic_blob_expansion |
| Authors |
Andrea_Tramacere,_Vitalii_Sliusar,_Roland_Walter,_Jakub_Jurysek_and_Matteo_Balbo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03941 |
長期キャンペーンでの多波長光度曲線は、いくつかのブレーザーについて、電波放射が大幅な遅延で発生することを示しています。数週間から数年の範囲のタイムスケールで、$\gamma$レイバンドに。このような観測的証拠は何年にもわたって議論の的となっており、通常、ジェットの上流で発生する$\gamma$線の放出の兆候として解釈され、放出領域はより大きなスケールで電波透過性になります。この論文では、自己無撞着な数値モデリングによって、相対論的ブロブの断熱的拡大がこれらの遅延を説明できることを示します。JetSeTフレームワークを使用して、放射/加速プロセスの数値モデリングを再現し、最初のフレアリング活動からの時間発展とその後の拡張を再現します。スペクトルの変化と光度曲線をたどり、観測されたパラメータ、立ち上がり、時間、減衰時間の関係を調査し、物理的なパラメータとの関連を特定します。断熱膨張がアクティブな場合、シンクロトロン周波数のシフトによる遅延が発生し、オフセットはフレアの開始から膨張の開始までの時間の距離に等しくなりますが、立ち上がりと減衰のタイムスケールは膨張の速度と、シンクロトロンの自己吸収周波数を示すために光源に必要な時間。バンド間応答関数を導出し、放射冷却と断熱冷却のタイムスケール間の競合が応答に与える影響を調査します。応答関数をMrk421、Mrk501および3C273の長期無線および$\gamma-$光線光度曲線に適用し、対数項の振る舞いについて十分な一致を見つけ、モンテカルロマルコフ連鎖アプローチを使用します。いくつかの物理的に関連するパラメータを推定します。偏光測定、およびジェットコリメーションプロファイルの運動学への応用について説明します。
ウィスラー乱流における電子のピッチ角拡散係数の決定
太陽圏での高エネルギー電子の輸送は、プラズマ波との共鳴相互作用によって支配されます。これは、ホイッスラー領域で特に分散モードを持つサブGeVの運動エネルギーを持つ電子の場合です。試験粒子電子を用いた運動乱流のParticleinCellシミュレーションを実行しました。これらのテスト粒子のピッチ角拡散係数が分析され、左手および右手偏光波モードの分析モデルと比較されました。
ミラーが不安定な成形電流シートの引き裂きのトリガー
| Title |
Triggering_tearing_in_a_forming_current_sheet_with_the_mirror_instability |
| Authors |
Himawan_W._Winarto_and_Matthew_W._Kunz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04018 |
ハイブリッドキネティックパーティクルインセルシミュレーションを使用して、磁化された無衝突の高ベータプラズマにおける電流シート（CS）の時間依存の形成と進化を研究します。最初に引き裂き安定したハリスシートは、持続的に駆動される非圧縮性流れに凍結されるため、その特徴的な厚さは時間とともに徐々に減少します。CSが薄くなると、再接続フィールドの強度が増加し、流入する流体要素の断熱不変により、垂直方向の圧力が過剰になるフィールドバイアス圧力異方性が生成されます。大きなプラズマベータでは、この異方性がミラーの不安定性を励起し、イオンラーモアスケールの再接続フィールドを変形させ、CSの有効厚さを劇的に減少させます。波長がミラーの波長に匹敵する引き裂きモードは不安定になり、より小さなスケールで、間引きCSがハリスプロファイルを保持した場合よりも早い時間に再接続をトリガーします。X点を識別および追跡するための新しい方法が導入され、上流のプラズマの垂直ミラー波長と平行ミラー波長の中間にあるX点分離が得られます。これらの鏡で刺激された引き裂きモードは、最終的に成長して融合し、CSの厚さに匹敵する島の幅を生成します。この結果は、CS形成のタイムスケールと初期のCS幅の範囲全体で検証されます。私たちの結果は、弱く衝突する高ベータの天体プラズマの乱流ダイナモによって生成される磁気のひだの引き裂き破壊に最も直接的な応用を見つけるかもしれません。
アインシュタイン望遠鏡でコンパクトな連星集団を探索する
広帯域の将来の3G重力波検出器であるEinsteinTelescope（ET）は、$\sim10^5-10^6$BBH検出と$\sim7\times10^4$BNSの検出率を期待しています。1年で検出。BH-BHまたはBH-NSバイナリの典型的なように、総質量が20〜100$M_{\odot}$のコンパクトなバイナリの合体は、赤方偏移$z\約20$まで表示されるため、理解が容易になります。最初の星の誕生に先立つ宇宙の暗い時代の。したがって、ETは人口調査のための重要な手段となるでしょう。ET-D設計感度を使用して、（i）PopIとPopII、（ii）PopIII、および（iii）球状星団の星に由来するコンパクト連星を分析しました。これらのクラスのコンパクトオブジェクトバイナリのチャープ質量、赤方偏移、および赤方偏移との合併率に対する制約を推定します。単一の機器としてのETは、チャープ質量（赤方偏移空間）で分離されたさまざまなコンパクトな連星集団を検出および区別できると結論付けています。このような異なるコンパクトな連星集団の質量分布特性は、単一のETを使用して推定することもできます。これらの母集団のそれぞれから十分な数のバイナリが検出されると仮定すると、このような母集団は、組み合わせたバルク検出で識別可能であることも示します。
活動銀河核における降着円盤の雰囲気に対するコンプトン化領域の影響
数百個のAGNの内部領域の放射および物理的構造を理解することは、それらの活動の原因を制限するために重要です。コンプトン化領域/コロナと降着円盤からのX線放射は、輝線放射領域とトーラス構造を制御しますが、正確な相互依存性はよく理解されていません。選択したAGNのサンプルについて、X線、中赤外線、およびバルマー輝線のさまざまな成分の相関研究を実施しました。基礎となる天体物理学を理解するために、ほぼ10の異なるパラメーターとそれらの相互依存性が調査されました。X線の光度は、広いバルマー輝線のさまざまな成分に線形依存していることがわかりました（例：L$_{\text{2-10keV}}$$\propto$L$^{0.78}_{\text{H}\beta^{\text{B}}}$）、光学連続光度（L$_{\text{2-10keV}}$$\propto$L$^{0.86}_{5100\、\text{\AA}}$）。選択したサンプルでは、X線と中赤外線の光度の間に線形依存性も観察されました（L$_{\text{2-10keV}}$$\propto$L$^{0.74}_{6\、\upmu\text{m}}$）。X線べき乗則指数$\Gamma$、および$\sim$log（M/M$_{\odot}$）=8.95でのブラックホールの質量の相関研究でブレークポイントが観察されました。同様に、H$\alpha$およびH$\beta$ブロードコンポーネントの$\Gamma$とFWHMの関係は、FWHM$_{\text{H}\alpha}$=7642$\pm$657kms$^でブレークを示しています。{-1}$およびFWHM$_{\text{H}\beta}$=7336$\pm$650kms$^{-1}$。ただし、休憩場所を正確に制限するには、より多くのデータが必要です。$\Gamma$とEddingtonの比率は、選択したサンプルのBalmerの減少と負の相関関係にあることに注意してください。相互作用AGN構造の観点から、新しい発見の意味を分析し、議論しました。
複数のタイムスケールでのブレーザー3C \、279およびPKS \、1510 $-$ 089の多波長変動パワースペクトル分析
| Title |
Multiwavelength_variability_power_spectrum_analysis_of_the_blazars_3C\,279_and_PKS\,1510$-$089_on_multiple_timescales |
| Authors |
Arti_Goyal,_Marian_Soida,_Lukasz_Stawarz,_Paul_J._Wiita,_Kari_Nilsson,_Svetlana_Jorstad,_Alan_P._Marscher,_Margo_F._Aller,_Hugh_D._Aller,_Anne_Lahteenmaki,_Talvikki_Hovatta,_Staszek_Zola,_Krzysztof_Nalewajko,_Merja_Tornikoski,_Joni_Tammi,_Mark_Hodges,_Sebastian_Kiehlmann,_Anthony_C._S._Readhead,_Walter_Max-Moerbeck,_Elina_Lindfors,_Vandad_Fallah_Ramazani,_D._E._Reichart,_D._B._Caton,_Janeth_Valverde,_Deirdre_Horan,_Roopesh_Ojha,_and_Pfesesani_van_Zyl |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04194 |
ブレーザー3C\、279およびPKS\、1510$の数十年/年から数日/分のタイムスケールをカバーするGeV\、$\gamma$線光度曲線への多波長無線を使用した変動性パワースペクトル密度（PSD）分析の結果を示します。-$089。PSDは単一のパワー則としてモデル化され、最適なスペクトル形状は「パワースペクトル応答」法を使用して導出されます。毎週/毎日のサンプリング間隔で10年以上のデータが取得されているため、ほとんどのPSDは$\sim$20〜40年の時間的頻度をカバーしています。さらに、光学帯域では、夜間の光度曲線が利用できるため、PSDは3C\、279で$\sim$60年をカバーします。主な結果は次のとおりです。（1）数十年から数日の範囲のタイムスケールでは、シンクロトロンと逆コンプトンスペクトル成分は、一般に、レッドノイズ（勾配$\sim$2）とフリッカーノイズ（勾配$\sim）を示します。$1）それぞれタイプの変動性。（2）3時間の統合ビンと3週間の合計期間を使用して取得された$\gamma$線変動PSDの勾配は、$\sim$1.4から$\sim$2.0の範囲を示します（平均勾配=1.60$\pm$0.70）、より長いタイムスケールでの傾きとエラー内で一致します。（3）部分変動の比較は、一般に、より長い波長と比較して、タイムスケール$\leq$100\、$\gamma$線周波数での日数でより多くの電力を示します（PKS1510の$\gamma$線と光周波数の間を除く）$-$089）;（4）3C\、279の夜間光PSDの正規化は、より長いタイムスケールからの単純な外挿であるように見えます。これは、光周波数での変動を駆動する連続（単一）プロセスを示しています。（5）光/赤外線波長での放射には、PKS\、1510$-$089のディスクプロセスとジェットプロセスの組み合わせが含まれる場合があります。
恒星風と軌道が高質量マイクロクエーサージェットに及ぼす影響の相対論的流体力学的シミュレーション
| Title |
Relativistic_hydrodynamical_simulations_of_the_effects_of_the_stellar_wind_and_the_orbit_on_high-mass_microquasar_jets |
| Authors |
Maxim_V._Barkov_and_Valenti_Bosch-Ramon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04202 |
巨大な星の周りの軌道に降着するコンパクト星で生成された高質量マイクロクエーサージェットは、恒星風で満たされた領域を横切る必要があります。風と軌道運動の複合効果は、バイナリスケール以降のジェット特性に強く影響する可能性があります。このような効果の研究は、高質量のマイクロクエーサージェットが星間物質でどのように伝播して終了するかを明らかにすることができます。相対論的流体力学シミュレーションを使用して、恒星風と軌道運動がバイナリスケール以上の高質量マイクロクエーサージェットの特性に及ぼす複合的な影響を初めて研究します。PLUTOコードを使用して、星からの強い弱相対論的風が二元軌道運動の影響下で相対論的ジェットと相互作用するマイクロクエーサーシナリオの3次元相対論的流体力学シミュレーションを実行しました。軌道のパラメータは、結果が、たとえばCyg〜X-1やCyg〜X-3のようなコンパクトなシステムでのジェットと風の相互作用に関する洞察を提供できるように選択されます。風とジェットの運動量率は、これらの発生源にとって現実的であり、適度なジェットの曲がりにつながる可能性のある値に設定されます。軌道サイズが$a\sim0.1$〜AUで、（相対論的）ジェットパワーが$L_j\sim10^{37}（\dotM_w/10^{-6}\、{\rmM}の高質量マイクロクエーサーの場合_\odot\、{\rmyr}^{-1}）$〜erg〜s$^{-1}$、ここで$\dotM_w$は恒星風の質量流量、恒星風と軌道運動は、スケール$\sim1$〜AUで相対論的ジェット破壊を引き起こす可能性があります。
ブレーザージェットの輝度-温度勾配とコリメーションプロファイルの二重高周波VLBI研究
| Title |
Dual-high-frequency_VLBI_study_of_blazar-jet_brightness-temperature_gradients_and_collimation_profiles |
| Authors |
P._R._Burd,_M._Kadler,_K._Mannheim,_A.-K._Baczko,_J._Ringholz,_E._Ros |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04403 |
キロパーセクスケールでは、銀河系外のラジオジェットは、そのパワーに関連する2つの異なる形態を示します。明るい終端衝撃波で終わるコリメートされたハイパワージェットと、コアの近くで開き、より拡散した表面輝度分布を示すローパワージェットです。最も内側のジェット領域でのパーセクスケールでのこの形態学的二分法の出現は、ブレーザーの超長基線干渉法（VLBI）電波観測で研究できます。この観測では、ジェット放出は、ジェットの方向と視線。パーセクスケールでフラットスペクトルラジオクエーサー（FSRQ）ととかげ座BL星オブジェクト（BLラック）のパーセクスケールラジオジェットの形状と放射プロファイルを特徴付けて、さまざまな磁場、環境、エネルギーの特性を導き出すことを目指しています銀河系外ジェットのクラス。15FSRQ、11BLラック、およびMOJAVEデータアーカイブとボストン大学BUブレーザーグループサンプルアーカイブの両方に含まれる2つの電波銀河のVLBI電波データを、それぞれ15GHzと43GHzで分析します。2Dガウス輝度分布を使用して、ジェットのパラメーター化からジェット軸に沿った輝度-温度とジェット幅の勾配を導き出しました。ほとんどのBLLac天体では、ジェット軸に沿った直径と明るさ-温度勾配は一般に単一のべき乗則でうまく説明できますが、FSRQのジェットはより複雑な振る舞いを示し、より大きな物理的スケールでより強くコリメートされたままです。BLLacオブジェクト3C66A、Mrk421、BLLacertae、電波銀河3C111、FSRQCTA26、PKS0528+134,4Cで、球形から円錐形へのグローバルジェットジオメトリの遷移の証拠が見つかりました。+71.07、4C+29.45、およびボンダイ球の外側の3C279。
解釈可能なディープカプセルネットワークを使用したSDSS画像からの測光赤方偏移
| Title |
Photometric_Redshifts_from_SDSS_Images_with_an_Interpretable_Deep_Capsule_Network |
| Authors |
Biprateep_Dey,_Brett_H._Andrews,_Jeffrey_A._Newman,_Yao-Yuan_Mao,_Markus_Michael_Rau_and_Rongpu_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03939 |
現在および次世代の広視野イメージング調査（LSSTなど）による宇宙論、銀河の進化、および天文学的な過渡現象の研究はすべて、イメージングデータのみからの銀河の赤方偏移の推定に大きく依存しています。カプセルネットワークは、従来の畳み込みニューラルネットワークよりも入力画像の形態学的特徴を識別するのに適した新しいタイプのニューラルネットワークアーキテクチャです。$ugriz$画像、分光学的赤方偏移、および$\sim$400,000SDSS銀河のGalaxyZooスパイラル/楕円分類でトレーニングされたディープカプセルネットワークを使用して、フォトメトリック赤方偏移推定を行います。測光赤方偏移の予測精度と、現在の最先端の方法に匹敵する、またはそれよりも優れた壊滅的な外れ値の一部を実現しながら、必要なデータとトレーニング可能なパラメーターを減らします。さらに、カプセルは画像の低次元エンコーディングとして機能するため、カプセルネットワークの意思決定ははるかに簡単に解釈できます。カプセルが2次元多様体に投影されると、それらは単一の赤方偏移シーケンスを形成し、領域内のスパイラルの一部が赤方偏移シーケンスにほぼ垂直な勾配を示します。この低次元空間で実際の銀河画像のエンコードを摂動させて、各次元でエンコードされた画像のプロパティ（サイズ、向き、表面輝度など）を示す合成銀河画像を作成します。また、銀河の特性（マグニチュード、色、恒星の質量など）が各カプセルの寸法とどの程度強く相関しているかを示します。最後に、カプセルネットワークのコード、推定赤方偏移、および追加のカタログを公開します。
周期変光星のZTFカタログの新しい分類モデル
| Title |
A_New_Classification_Model_for_the_ZTF_Catalog_of_Periodic_Variable_Stars |
| Authors |
Siu-Hei_Cheung,_V._Ashley_Villar,_Ho-Sang_Chan,_Shirley_Ho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04010 |
ZwickyTransientFacility（ZTF、Bellmetal。2019）からの2番目のデータリリースを使用して、Chenetal。（2020）11のクラスラベルを持つ781、602の周期変光星（PVS）の周期変光星（ZTFCPVS）のZTFカタログを作成しました。ここでは、畳み込み変分オートエンコーダーと階層型ランダムフォレストを使用して、ZTFCPVSのPVSの新しい分類モデルを提供します。ZTFCPVSのPVSの空の座標を、SIMBADカタログに示されているものとクロスマッチングします。準星状天体、活動銀河核、超新星、惑星状星雲などの銀河系外天体を含む、以前は分類されていなかった非恒星天体を識別します。次に、2つのレベルの13のクラスで新しいラベル付きトレーニングセットを作成します。特定のクラスのPVSでは妥当なレベルの完全性（>90％）が得られますが、他のクラスでは完全性が低くなります（場合によっては約40％）。ZTFCPVSの新しいラベルは、ZenodoCheungetalから入手できます。（2021）。
スペクトル変調セルフコヒーレントカメラ（SM-SCC）：焦点面波面センシングのスループットの向上
| Title |
The_spectrally_modulated_self-coherent_camera_(SM-SCC):_Increasing_throughput_for_focal-plane_wavefront_sensing |
| Authors |
Sebastiaan_Y._Haffert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04413 |
地球のような太陽系外惑星の検出と特性評価は、次世代の望遠鏡の主要な科学的推進力の1つです。現在の直流イメージング機器は、進化する非共通経路収差（NCPA）によって制限されています。NCPAは、科学焦点面画像を使用して補正する必要があります。有望なセンサーはセルフコヒーレントカメラ（SCC）です。SCCは、コロナグラフのLyotストップを変更して、プローブ電界を導入します。ただし、ピンホール分離の要件により、SCCのプローブ電界は弱くなります。スループット問題の解決策として、スペクトル変調自己コヒーレントカメラ（SM-SCC）が提案されています。SM-SCCは、スペクトルフィルターとダイクロイックビームスプリッターを備えたピンホールを使用して、プローブ電界がある場合とない場合の画像を作成します。これにより、ピンホールを瞳孔の端に近づけることができ、スループットが向上します。SM-SCCを一体型フィールドユニット（IFU）と組み合わせることで、より複雑な変調パターンをピンホールとリオットストップに適用できます。少なくとも3つのスペクトルチャネル（IFUなど）を備えた変調方式を使用して、ピンホールをより高いスループットで任意のアパーチャに変更できます。数値シミュレーションは、SM-SCCがピンホールスループットを32倍に増加させ、波面センサーの感度を5.7倍に増加させることを示しています。SM-SCCは、光子ノイズ、位相エラー、および振幅エラーが存在する閉ループ制御の明るいターゲットの場合、$1\cdot10^{-9}$のコントラストに達します。暗いターゲットのコントラストフロアはフォトンノイズが制限されており、$1\cdot10^{-7}$に達します。明るいターゲットの場合、SM-SCC-IFUは、光子ノイズ、振幅エラー、および位相エラーを伴う閉ループ制御で$3\cdot10^{-9}$のコントラストに達します。SM-SCCは、面分光法またはデュアルバンドイメージングのいずれかによるマルチバンド観測を使用するシステム向けの有望な焦点面波面センサーです。
火星のInSightHP $ ^ 3 $ペネトレーター（ほくろ）：ペネトレーションの試みと関連する活動から導き出された土壌特性
| Title |
The_InSight_HP$^3$_Penetrator_(Mole)_on_Mars:_Soil_Properties_Derived_From_the_Penetration_Attempts_and_Related_Activities |
| Authors |
T._Spohn_(1,2),_T.L._Hudson_(3),_E._Marteau_(3),_M._Golombek_(3),_M._Grott_(2),_T._Wippermann_(4),_K.S._Ali_(3),_C._Schmelzbach_(5),_S._Kedar_(3),_K._Hurst_(3),_A._Trebi-Ollennu_(3),_V._Ansan_(6),_J._Garvin_(7),_J._Knollenberg_(2),_N._Mueller_(2),_S._Piqeux_(3),_R._Lichtenheldt_(8),_C._Krause_(9),_C._Fantinati_(9),_N._Brinkman_(5),_D._Sollberger_(5),_P._Delage_(9),_C._Vrettos_(10),_S._Reershemius_(4),_L._Wisniewski_(11),_J._Grygorczuk_(11),_J._Robertsson_(5),_P._Edme_(5),_F._Andersson_(5),_O._Kroemer_(12),_P._Lognonne_(13),_D._Giardini_(5),_S.E._Smrekar_(3),_W.B._Banerdt_(3)_((1)_International_Space_Science_Institute,_Bern,_Switzerland_(2)_DLR-PF,_Berlin,_Germany_(3)_JPL,_Pasadena_Ca,_USA_(4)_DLR-RY,_Bremen,_Germany_(5)_ETH_Z\"urich,_Switzerland_(6)_Univ._Nantes,_France_(7)_NGSFCGreenbelt_Md,_USA_(8)_DLR-SR,_Oberpfaffenhofen,_Germany_(9)_DLR-MUSC,_Cologne,_Germany_(10)_Univ._Kaiserslautern,_Germany_(11)_Astronika,_Warsaw,_Poland_(12)_Astrium,_Bremen,_Germany_(13)_IPGP,_Paris,_France) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04438 |
火星のNASAInSightLanderには、惑星の表面熱流を測定するための熱流および物理特性パッケージHP$^3$が含まれています。パッケージは、ほくろと呼ばれる小さなペネトレーターによって3〜5mの目標深度に到達したであろう温度センサーを使用します。ハンマー機構からの残りの反動のバランスをとるために船体に摩擦を必要とするほくろは、目標の深さまで浸透しませんでした。代わりに、船体の途中で歳差運動を行うことで、深さ7cm、幅5〜6cmの穴を彫り、最初は31cmの深さに達しました。失敗の根本的な原因は、ほぼ2年間にわたる大規模なキャンペーンを通じて特定されたように、予想外に厚い粘着性のデュリクラストの摩擦の欠如でした。キャンペーン中（このペーパーで詳細に説明）、ロボット計測器展開アームの端にあるスクープを使用して加えられた摩擦と、後者による直接サポートによって、ほくろがさらに侵入しました。ほくろはついに深さ40cmに達し、ほくろの体を表面から1〜2cm下に持ってきました。ほくろとその熱センサーの浸透記録を使用して、熱伝導率やデュリクラストの浸透抵抗とその凝集力などの熱的および機械的土壌パラメーターを測定しました。ほくろの打撃は地震計SEISによって記録され、信号を使用して、レゴリスの最上部の数十cmを表すP波速度とS波速度および弾性率を導き出すことができました。結合されたデータを使用して、ダストと混合された厚さ1cmの未固結砂層の下と別の10cmの未固結砂の上に約20cmの厚さのデュリクラストを持つレゴリスのモデルを導き出しました。後者の下には、浸透に対してより耐性があり、おそらく小さな衝突クレーターからの破片からなる層が推測されます。
| Title |
An_eccentric_Brown_Dwarf_eclipsing_an_M_dwarf |
| Authors |
Caleb_I._Ca\~nas,_Suvrath_Mahadevan,_Chad_F._Bender,_Noah_Isaac_Salazar_Rivera,_Andrew_Monson,_Corey_Beard,_Jack_Lubin,_Paul_Robertson,_Arvind_F._Gupta,_William_D._Cochran,_Connor_Fredrick,_Fred_Hearty,_Sinclaire_Jones,_Shubham_Kanodia,_Andrea_S.J._Lin,_Joe_P._Ninan,_Lawrence_W._Ramsey,_Christian_Schwab,_and_Gu{\dh}mundur_Stef\'ansson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03959 |
$7.200861\pmの軌道周期で離心率（$e=0.3362\pm0.0005$）で初期M矮星TOI-2119を通過する$M=67\pm2\mathrm{M_J}$褐色矮星の発見を報告します。0.000005$日。ハビタブルゾーン惑星ファインダーからの地上ベースおよび宇宙ベースの測光と高精度速度測定の組み合わせを使用して、通過するコンパニオンの褐色矮星の性質を確認します。TESS測光による二次日食の検出により、離心率の正確な決定が可能になり、褐色矮星の輝度温度が$2100\pm80$Kであることがわかります。これは、初期のL型褐色矮星と一致する値です。TOI-2119は、おそらくM矮星を周回する天体の長い循環タイムスケールが原因で、$P<10$日で最も風変わりな既知の褐色矮星の1つです。ガイアEDR3と視線速度を使用して、形成シナリオを調査するためのホスト星の傾斜角と、システム内の追加のコンパニオンの可能性を判断するための見通しを評価します。
Galaxy NGC6822で赤色超巨星を見つける
| Title |
Locating_Red_Supergiants_in_the_Galaxy_NGC_6822 |
| Authors |
Tzvetelina_A._Dimitrova,_Kathryn_F._Neugent,_Philip_Massey,_and_Emily_M._Levesque |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.03990 |
アーカイブ近赤外測光を使用して、NGC6822でKバンドの最も明るい赤色超巨星（RSG）の51を識別し、それらの物理的特性を恒星の進化モデルの予測と比較します。まず、ガイア視差と固有運動値を使用して前景の銀河赤色矮星をフィルターで除去してから、J-K対Kの色の大きさの図を作成して、NGC6822の低質量漸近巨星分枝星の汚染物質を排除します。以前に分光学的に確認されたRSGおよび他のNGC6822の内容の研究に加えて、全体的な完全性について議論し、半径方向の速度だけではNGC6822のメンバーシップを決定する不十分な方法であると結論付けます。ジュネーブの単一星とバイナリポピュレーションおよびスペクトル合成（BPASS）の単一およびバイナリ星の進化トラックの両方からの予測を持つプロパティ。導出された温度と光度は進化モデルの予測とよく一致していることがわかりますが、バイナリ進化の効果を含むBPASSモデルが全体的に最適です。これにより、NGC6822にクールなRSGのグループが存在することが明らかになり、バイナリ相互作用の履歴が示唆されました。この研究が、他のローカルグループ銀河におけるさらなる比較RSG研究、直接的な分光学的フォローアップの機会、および進化モデル予測のより良い理解につながることを願っています。
IRC + 10216周辺のイオン化炭素
| Title |
Ionized_carbon_around_IRC_+10216 |
| Authors |
William_T._Reach,_Maxime_Ruaud,_Helmut_Wiesemeyer,_Denise_Riquelme,_Le_Ngoc_Tram,_Jose_Cernicharo,_Nathan_Smith,_and_Edward_T._Chambers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04025 |
漸近巨星分枝（AGB）の星は、進化の後の段階で質量を失うため、エンベロープ内に分子の豊富なインベントリを作成します。これらの分子は、星間放射場の紫外線光子にさらされる星間空間の条件に耐えることができません。その結果、娘分子は宇宙に注入されたものであり、それらの分子のハローは、クールな進化した星の周りに存在すると予測されています。H2以外のエンベロープで最も豊富な分子はCOであり、これはCに解離し、星間放射場に対して光学的に薄い星の周りのハローで急速にイオン化されます。よく研究された近くの星IRC+10216のイオン化炭素ハローサイズとカラム密度の特定の予測を作成します。これらのモデルを、SOFIAとHerschelを使用した[CII]157.7ミクロンの遠赤外線微細構造線の観測と比較します。星への明るい放射と拡張[CII]の上限の組み合わせは、どの標準モデルとも一致していません。星に向かう[CII]の存在は、おそらく熱いコンパニオンスターのために、流出の内部でいくらかの解離とイオン化を必要とします。延長された[CII]放出がないため、外被のCO光分解による娘生成物は低温のままである必要があります。星に向かう[CII]プロファイルは非対称であり、外側のエンベロープが冷たいために吸収が青方偏移しています。
$ \ beta $ケフェウス座ベータ星の星震学：うさぎと猟犬の演習でテストされた恒星の推論
| Title |
Asteroseismology_of_$\beta$_Cephei_stars:_The_stellar_inferences_tested_in_hare_and_hound_exercises |
| Authors |
S\'ebastien_Salmon,_Patrick_Eggenberger,_Josefina_Montalb\'an,_Andrea_Miglio,_Arlette_Noels,_Ga\"el_Buldgen,_Facundo_Moyano,_Georges_Meynet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04064 |
$\beta$Cepheiパルセータは、大規模な主系列星であり、低放射状次数モードを示します。これらのモードは、特に対流コアのエッジでの化学勾配を調べます。したがって、それらは、流体力学的または磁気的不安定性などの巨視的プロセスに制約を与えます。しかし、地震学的推論が恒星モデリングに採用された物理学または観測データセットにどの程度依存しているかは明らかではありません。$\beta$Cephei星の混合プロセスに正確な制約を与えるために必要な観測上の制約を調査します。モードの角度度を特定することの重要性を探ります。地震データセットの品質と古典的な制約に応じて、星震学で達成可能な精度を推定します。$\beta$Cephei星をモデル化するために古典的に使用されるフォワードアプローチを拡張する方法を提案します。星震学から導出された恒星パラメータの確率分布が得られます。これらの分布を使用して、モデリングのエラーを推定する体系的な方法を提供します。モデルの理論的不確実性も含めるように特別な努力が払われています。次に、一連の野ウサギと猟犬の演習で、$\beta$Cephei星の星震学の精度と精度を推定します。演習では、角度の程度が特定された4〜5個の振動周波数のセットが、すでに恒星パラメータの正確な推論につながっていることを示しています。モードを特定せずに、他の古典的な観測制約を追加することで、地震モデリングを成功させることができます。モデリングに使用される恒星モデルと恒星モデルの微物理が異なる場合、音響変数で表現すると、内部構造に由来する制約は有効なままです。対流コアの境界での混合プロセスの特性は、モデルに依存したままです。
フルディスク太陽光球磁場観測における偏光クロストークの影響の補正に関する研究
| Title |
A_Study_on_Correcting_the_Effect_of_Polarization_Crosstalk_in_Full-Disk_Solar_Photospheric_Magnetic_Fields_Observations |
| Authors |
S._Liu,_J.T._Su,_X.Y._Bai,_Y.Y_Deng,_J._Chen,_Y.L._Song,_X.F._Wang,_H.Q._Xu,_X._Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04135 |
磁気に敏感な線を使用するマグネトグラフィは、伝統的に太陽全体の磁場を測定するための主要な機器と見なされています。観測された完全分極ストックパラメータ（$I$、$Q$、$U$、$V$）を使用して、特定の理論モデルまたは反転アルゴリズムの下で磁場を推定できます。さまざまな理由により、マグネトグラフで直接観測されたストークス信号間にはクロストーク効果が生じることがよくあります。特に、円偏波信号$V$は通常、直線偏波$Q$と$U$に深刻な影響を及ぼします。これは、に関連する横磁場（太陽表面に平行）の値の主な誤差の1つです。$Q$と$U$。AdvancedSpaceBasedSolarObservatory（ASO-S/FMG）に搭載されているフルディスクマグネトグラフは、ストックのパラメーターを観測してベクトル磁場を推定するように設計されています。この論文では、クロストーク$V$から$Q$および$U$への影響を修正する方法は、完全に対称なQおよびUと反対称のストークスVプロファイルの仮定と、クロストークを減らすための新しい方法に基づいています。FMGの観測モードでの効果が発生します。テストを通じて、2つの方法は、黒点領域でのクロストーク除去に優れた効果があり、一貫性が優れていることがわかります。さらに、開発された方法は、1つの波長位置で観察された$Q$、$U$、および$V$画像の1つのグループのみを使用してクロストーク効果を除去するために適用できます。
EXorのような若い爆発型変光星Gaia20eaeの繰り返しの強い爆発
| Title |
Recurrent_strong_outbursts_of_an_EXor-like_young_eruptive_star_Gaia20eae |
| Authors |
Fernando_Cruz-S\'aenz_de_Miera,_\'Agnes_K\'osp\'al,_P\'eter_\'Abrah\'am,_Sunkyung_Park,_Zs\'ofia_Nagy,_Micha{\l}_Siwak,_M\'aria_Kun,_Eleonora_Fiorellino,_Zs\'ofia_Marianna_Szab\'o,_Simone_Antoniucci,_Teresa_Giannini,_Brunella_Nisini,_L\'aszl\'o_Szabados,_Levente_Kriskovics,_Andr\'as_Ordasi,_R\'obert_Szak\'ats,_Kriszti\'an_Vida,_J\'ozsef_Vink\'o,_Pawe{\l}_Zieli\'nski,_{\L}ukasz_Wyrzykowski,_David_Garc\'ia-\'Alvarez,_Marek_Dr\'o\.zd\.z,_Waldemar_Og{\l}oza,_Eda_Sonbas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04140 |
フォローアップ測光および分光観測、およびその後のGaia20eaeの分析を提示します。このソースは、明るさが$\sim$3等増加したことを示した後、2020年に測光アラートをトリガーしました。そのガイアアラートの光度曲線は、典型的な噴火する若い星の形を示していました。Gaia20eaeが噴火する若い星であることを確認し、分類するための観測を行いました。その爆発前のスペクトルエネルギー分布は、Gaia20eaeが$L_\mathrm{bol}=7.22$L$_\odot$の適度に埋め込まれたクラスIIオブジェクトであることを示しています。色-色および色-大きさの図は、光度曲線の変化がほとんど灰色であることを示しています。H$\alpha$ラインプロファイルの複数のエポックは、降着率と風の進化を示唆しています。近赤外スペクトルは、いくつかの輝線を表示します。これは、EXorタイプの噴火する若い星に典型的な特徴です。調光段階での質量降着率は、通常のTよりも高い$\dot{M}=3-8\times10^{-7}$M$_\odot$yr$^{-1}$と推定されました。同様の質量を持ち、他のEXorに匹敵するおうし座T型星。Gaia20eaeは新しいEXorタイプの候補であると結論付けます。
$ Gaia $ EDR3からの距離を持つ単一の銀河系漸近巨星分枝（Post-AGB）星の光度と質量：$ s $プロセスの多様性の啓示
| Title |
Luminosities_and_masses_of_single_Galactic_Post-Asymptotic_Giant_Branch_(Post-AGB)_stars_with_distances_from_$Gaia$_EDR3:_the_revelation_of_an_$s$-process_diversity |
| Authors |
Devika_Kamath,_Hans_Van_Winckel,_Paolo_Ventura,_Maksym_Mohorian,_Bruce_Hrivnak,_Flavia_Dell'Agli,_Amanda_Karakas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04318 |
ポストAGB星は、AGB元素合成の絶妙なプローブです。ただし、以前の正確な距離の欠如は、理論上のAGBモデルとの比較を危険にさらしていました。$Gaia$初期データリリース3（$Gaia$EDR3）は、この研究環境におけるブレークスルーを可能にしました。この研究では、化学物質の存在量の研究が完了した単一の銀河系のポストAGBのサンプルに焦点を当てます。測光と幾何学的距離を組み合わせて、スペクトルエネルギー分布（SED）分析を実行し、正確な光度を導き出しました。その後、HRダイアグラムでの位置を決定し、これをAGB後の理論的な進化の軌跡と比較しました。ほとんどのオブジェクトはAGB後の進化段階にありますが、球状星団に見られるAGBマンキューオブジェクトと同様に、水平分枝後の進化段階にある可能性が高い低光度オブジェクトのサブセットが見つかりました。。さらに、同様のテフの銀河系ポストAGB単一星の$s$プロセス濃縮で観測されたバイモダリティと金属量も調査しました。このバイモダリティは、AGB上でさらに進化した$s$プロセスの豊富なオブジェクトによる光度の直接的な結果であると予想されていました。ただし、$s$プロセスが濃縮されたものと濃縮されていないものの2つの母集団は、同様の光度（したがって初期質量）を持ち、興味深い化学的多様性を示しています。与えられた初期質量と金属量に対して、AGB元素合成は不均一であり、対流および非対流混合メカニズムとともに、質量損失の可能性がある他の要因に敏感であるように見えます。これらの星の光球の化学的濃縮を支配するパラメータとプロセスを調査するには、個々のオブジェクトを詳細にモデル化する必要があります。
線比法による磁場測定結果に及ぼす太陽大気中の異常分散の影響
| Title |
Effect_of_the_anomalous_dispersion_in_the_solar_atmosphere_on_results_of_magnetic_field_measurements_by_the_line-ratio_method |
| Authors |
V.G._Lozitskii_and_V.A._Sheminova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04346 |
FeI524.7および525.0nm線とHolweger-Mullerモデル大気のストークスパラメータ計算に基づいて、線比法による太陽磁場測定に対する異常分散の影響を分析します。現在の観測精度では、次の4つの条件が同時に満たされる場合にのみ、線比法で異常分散を考慮に入れる必要があることが示されています。a）視線に対する磁力線の傾きが満たされない場合20度を超える;b）磁場の強さが100mTより大きい。c）サブテレスコピック磁束管の磁場のクロスプロファイルは長方形です。d）ラインの中心に近い（<4pm）磁気に敏感なラインプロファイルの部分が使用されます。
太陽光球における電流の推定
| Title |
Inference_of_electric_currents_in_the_solar_photosphere |
| Authors |
A._Pastor_Yabar,_J.M._Borrero,_C._Quintero_Noda,_B._Ruiz_Cobo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04356 |
太陽光球の電流を決定するために新しく開発された方法の能力を実証することを目指しています。3次元の放射電磁流体力学（MHD）シミュレーションを使用して、新しく運用された4メートルのダニエルK.イノウエ太陽望遠鏡（DKIST）太陽望遠鏡が達成するのと同様の空間分解能で、いくつかのスペクトル線で合成ストークスプロファイルを生成します。磁気静力学（MHS）制約を使用した偏光放射伝達方程式の新しく開発された反転法を適用して、3次元デカルトドメイン$\mathbf{B}（x、y、z）、$の磁場ベクトルを推測します。合成ストークスプロファイルから。次に、アンペールの法則を適用して、推定磁場$\mathbf{B}（x、y、z）、$から電流${\bfj}$を決定し、その結果をオリジナルのMHDシミュレーション。ここで採用した方法は、推論において妥当な信頼性を達成できることを示しています（ケースの50％近くが2倍以内であり、これは$B\ge300$Gのピクセルでは60％-70％に増加します）スペクトル線の数が少ないか多いかに関係なく、大気の高さが低い場合の電流の量（500nmでの光学的厚さ$\tau_{5}\in$[1,0.1]）。これらの光球層の上では、磁場が弱くなり、MHS近似の精度が低下するため、メソッドの精度が大幅に低下します。また、推定された電流は、低磁化プラズマに関連するフロア値を持っていることがわかります。この場合、磁場推定の不確実性により、空間導関数の十分に正確な決定が妨げられます。分光偏光観測から深層大気層（光球層）での電流ベクトルの3つの成分の推論を可能にする方法を提示します。
アトミウム：酸素に富むM型星を形成するダスト中の分子の起源を追跡するALMA動機、サンプル、キャリブレーション、および初期結果
| Title |
ATOMIUM:_ALMA_tracing_the_origins_of_molecules_in_dust_forming_oxygen_rich_M-type_stars_Motivation,_sample,_calibration,_and_initial_results |
| Authors |
C._A._Gottlieb,_L._Decin,_A._M._S._Richards,_F._De_Ceuster,_W._Homan,_S._H._J._Wallstrom,_T._Danilovich,_T._J._Millar,_M._Montares,_K._T._Wong,_I._McDonald,_A._Baudry,_J._Bolte,_E._Cannon,_E._De_Beck,_A._de_Koter,_I._El_Mellah,_S._Etoka,_D._Gobrecht,_M._Gray,_F._Herpin,_M._Jeste,_P._Kervella,_T._Khouri,_E._Lagadec,_K._M._Menten,_H._S._P._Muller,_B._Pimpanuwat,_J._M._C._Plane,_R._Sahai,_M._Van_de_Sande,_L._B._F._M._Waters,_J._Yates,_and_A._Zijlstra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04399 |
この概要ペーパーでは、アタカマ大型ミリ波サブミリ波アレイ（ALMA）を使用したサイクル6の大型プログラムであるATOMIUMについて説明します。アトミウムの目標は、進化した漸近巨星分枝（AGB）と赤色超巨星（RSG）の星の風の中でのダイナミクスと気相およびダスト形成化学を理解することです。より一般的な目的は、他の天体物理学的環境に適用可能な化学プロセスを特定することです。（周囲の）恒星パラメータと進化段階の範囲にまたがる17個の酸素に富むAGBとRSGの星が、明確な比較を可能にする均一な観測戦略で観測されました。データは、高（0.025〜0.050秒角）、中（0.13〜0.24秒角）、および低（約1秒角）の角度分解能で213.83〜269.71GHzで取得されました。1.3km/sチャネルあたりの感度は、1.5〜5mJy/ビームでした。調査では、CO、SiO、AlO、AlOH、TiO、TiO2、HCN、SO、SO2、SiS、CS、H2O、NaClの13分子を一次分子として指定しました。科学的な動機、調査の設計、サンプルのプロパティ、データの削減、およびデータ製品の概要について説明します。そして、1つの科学的結果、つまりアトミウム源の風の運動学を強調します。ATOMIUMの発生源は風の加速が遅いことが多く、ガスの一部は、等方性膨張を仮定すると、以前に報告された終端速度の最大2倍の速度に達する可能性があり、風の運動学的プロファイルは、記述された視線速度を確立します。球形の風の構造の運動量方程式では、速度場の複雑さを捉えることはできません。15のソースでは、12COv=0J=2-1以外のいくつかの分子遷移は、より高い流出速度に達し、空間放出ゾーンは多くの場合30恒星半径より大きくなりますが、COの範囲よりはるかに小さくなります。（サブ）恒星のコンパニオンは、（部分的に）投影された速度場の非単調な振る舞いを説明するかもしれません。
II。 MHD波動モードに対する軸対称で空間的に変化する平衡と流れの影響：円筒形状
| Title |
II._The_effect_of_axisymmetric_and_spatially_varying_equilibria_and_flow_on_MHD_wave_modes:_Cylindrical_geometry |
| Authors |
Samuel_Skirvin,_Viktor_Fedun,_Suzana_Silva,_Gary_Verth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04427 |
電磁流体力学（MHD）波は、太陽大気で日常的に観測されています。これらの波は、太陽大気のエネルギー収支に寄与することができ、冠状動脈の加熱に寄与する主要な候補であると広く信じられているため、太陽物理学の文脈で重要です。直接測定できないプラズマ特性をより正確に決定できるように、観測された構成を表すこれらの波の現実的なモデルが必要です。この作業では、以前に開発された数値手法を利用して、デカルト磁気スラブジオメトリのさまざまな不均一な平衡条件下で許容可能な固有値を見つけます。ここでは、円筒形状の不均一平衡下での磁気音響波の特性を調査します。以前に得られた分析結果は、この数値手法の力と適用性を強調するために取得されます。さらなるケーススタディでは、一連のガウスプロファイルとしてモデル化された、放射状に不均一なプラズマ密度と不均一なプラズマの流れが、さまざまなMHD波の特性に与える影響を調査します。すべての場合について、分散図が取得され、平衡不均一性の影響を示す空間固有関数が計算されます。磁気スラブの以前の調査と同様に、平衡の不均一性が増加すると、半径方向の空間固有関数が影響を受け、余分なノードが導入されることが示されています。さらに、方位角の摂動は、導波路内に渦運動を導入する不均一性の増加とともに増加します。最後に、速度場の2Dおよび3D表現が示されています。これは、機器の分解能が向上している現実的な磁気導波路の下での波動モードの識別に役立つ可能性があります。
大規模な星形成のクラスター化された領域からのNIRジェット：IRAS18264-1152領域の形態と組成
| Title |
NIR_jets_from_a_clustered_region_of_massive_star_formation:_Morphology_and_composition_in_the_IRAS_18264-1152_region |
| Authors |
A._R._Costa_Silva,_R._Fedriani,_J._C._Tan,_A._Caratti_o_Garatti,_S._Ramsay,_V._Rosero,_G._Cosentino,_P._Gorai,_S._Leurini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04463 |
巨大な星はそれらの親の雲に深く埋め込まれて形成され、これらの星とそれらの直接の環境を直接観察することを困難にします。付着と放出のプロセスは本質的に関連していることが知られているので、大規模な原始星の流出を観察することで、中央エンジンに近い大規模な星形成を支配するプロセスに関する重要な情報を得ることができます。IRAS18264-1152（G19.88-0.53）の高質量星形成複合体を、その分子水素（H2）ジェットを介して近赤外（NIR）でプローブし、線放出領域の形態と組成を分析することを目指しています。他の流出トレーサーと比較します。面分光器VLT/SINFONIおよびVLT/KMOSで得られたKバンド（1.9-2.5um）観測により、H2NIRジェットを観測しました。SINFONIは、中央領域（〜0.2''）でこれまでに達成された最高のNIR角度分解能を提供します。NIR流出の形状を、SMAでマッピングされたCO（2-1）放出によってプローブされた関連分子流出の形状と比較しました。9つの点光源を特定します。これらのうちの4つは、Kバンドで上昇する連続体を示し、BrGエミッターであり、若い、潜在的にジェット駆動源であることを示しています。スペクトルイメージング分析は、H2ジェットに焦点を当てており、そのために、視覚的消光、温度、カラム密度、面積、および質量を導き出しました。H2放出に基づく強度、速度、および励起マップは、少なくとも2つ（および最大4つ）の異なる大規模な流出を伴う原始星クラスターの存在を強力にサポートします。文献は、ここで見られる流出形態と一致しています。〜4000個の星pc^-3の恒星密度を導き出しました。私たちの研究は、若い、巨大な星の形成クラスターからの若い源によって引き起こされるいくつかの流出の存在を明らかにしています。導出された恒星の数密度と流出の幾何学は、このクラスターで比較的規則正しい方法で星が形成される可能性があることを示唆しています。
Pandax-3-3-1LHNモデルの$ Z ^ \ prime $質量に対する4Tの制限
いわゆる3-3-1LHNモデルのフレームワークは、暗黒物質の2つの異なる、しかし実行可能なシナリオに対応できます。1つは重いディラックニュートリノ$N_1$を含み、もう1つはスカラー$\phi$を暗黒物質として含みます。問題の候補。どちらの場合も、暗黒物質の現象学、熱的残存粒子、および核からの散乱断面積は、$Z^{\prime}$の交換によって制御されます。次に、最近のPandax-4Tの実験結果による、パラメータ空間$（M_{Z^{\prime}}\,,\、M_{（N_1\,,\、\phi）}）$への影響を調査します。両方のシナリオ。まず、Pandax-4T実験では、暗黒物質の質量が$1.9$TeV未満のシナリオを除外しています。$Z^{\prime}$に関しては、暗黒物質として$N_1$があり、$M_{Z^{\prime}の場合、下限$M_{Z^{\prime}}>4.1$TeVが見つかります。他の場合は}>5.7$TeV。これは、3-3-1対称性が$10$TeVスケールを超えると自発的に破れることを意味します。また、$Z^{\prime}$によって媒介されるフレーバー変化中性電流を含むプロセスの熱的残存粒子への貢献についてもコメントします。
構造形成と$ N_ \ mathrm {eff} $を使用した非熱光DMのプロービング
暗黒物質（DM）の多くのモデルでは、いくつかの生成メカニズムがその最終的な存在量に寄与し、多くの場合、非熱的な運動量分布につながります。これにより、そのようなモデルが構造形成の観察結果と一致しているかどうかを評価することがより困難になります。少なくとも2つの温度を特徴とするDMシナリオの物質パワースペクトルをシミュレートし、小規模での構造の抑制と、そこから予想される天の川矮小銀河の数を導き出します。これは、相対論的粒子種の数の既知の限界である$N_\mathrm{eff}$とともに、非熱的に生成されたDMのパラメーター空間に対する制約を取得することを可能にします。非熱的DM分布の単純なパラメーター化を提案し、結果を他のモデルに適合させるために使用できるフィッティング手順を示します。
非常に初期の宇宙の現在の宇宙論的モデルのほとんどは、重力と結合した局所的な点粒子の有効場の理論に基づいています。このアプローチのいくつかの概念的な制限について説明し、初期の宇宙の改善された記述はこのフレームワークを超える必要があると主張します。超弦理論に基づいたいくつかのアイデアの概要を説明します。
| Title |
Translating_neutron_star_observations_to_nuclear_symmetry_energy_via_artificial_neural_networks |
| Authors |
Plamen_G._Krastev_(Harvard_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04089 |
高密度の中性子に富む物質の状態方程式を理解するための取り組みに伴う最も重要な課題の1つは、核対称エネルギーの不確実な密度依存性です。その幅広い影響のために、核対称性エネルギーの密度依存性を特定することは、原子核物理学と天体物理学の両方の長年の目標でした。電磁波スペクトルと重力波スペクトルの両方での中性子星の最近の観測は、高密度での核対称性エネルギーをすでに大幅に制約しています。深部ニューラルネットワークをトレーニングして、質量、半径、潮汐変形能力などの中性子星の天体物理学的観測量と核対称エネルギーとの間のマッピングの計算効率の高い表現を学習することで、密度依存性を確実かつ正確に決定できます。この作業では、深層学習アプローチを使用して、観測された中性子星データから直接密度の関数として核対称エネルギーを決定します。人工神経ネットワークが、NICERミッションなどで測定された質量や半径、または測定された質量や潮汐変形性など、利用可能な中性子星の観測可能なもののセットから核対称エネルギーを正確に再構築できることを初めて示します。LIGO/VIRGO/KAGRA重力波検出器による。これらの結果は、中性子星の観測データから直接対称エネルギーと状態方程式を再構築する人工ニューラルネットワークの可能性を示しており、マルチメッセンジャー天体物理学の時代における深層学習アプローチの重要性を強調しています。
銀河のダークサイドの幾何学的起源
アインシュタインの共形重力は、理論の重力と物質の両方の分野で修正を加える必要なしに、幾何学的な地面で銀河の回転曲線を簡単に説明できることを示しています。各銀河の幾何学は、シュワルツシルトの時空の特異な再スケーリングを行って得られた測定基準によって記述されます。漸近的に反ド・ジッターである新しい正確な解は、有限の固有時では到達できない無限大での達成不可能な特異点を示します。つまり、時空は地理的に完全です。ここで私たちがいつもとは違うと思うことは注目に値します。確かに、メトリックを特異点なしにする代わりに、シュワルツシルトのものよりも明らかにしかし無害にさらに特異点にします。最後に、ワイルの共形対称性は、漸近的に平坦なシュワルツシルトのものではなく、新しい特異な真空に自発的に破られることを指摘することが重要です。この測定基準は、ヌルエネルギー条件、ニュートン領域での光子のゼロ加速度、および大規模な宇宙の均一性に応じて一意です。物質が重力とコンフォーマルに結合すると、銀河内のプローブ星の軌道速度は、観測とタリーフィッシャー関係と一致して漸近的に一定であることがわかります。したがって、モデルを175個の銀河のサンプルと比較し、速度プロファイルが銀河の回転曲線を非常によく補間して、メトリック内の唯一の自由パラメーターと質量光度比を適切に選択できることを示します。暗黒物質がないことと一貫して1に近いこと。
光の曲がりの幾何化とそのSdSw時空への応用
神秘的なダークエネルギーは、現代科学の最大のパズルの1つです。現在の検出はほとんど間接的です。ダークエネルギーの時空効果は、SdSwメトリックによって局所的に説明できます。これらの局所的な影響を正確に理解することは、ダークエネルギーの直接的な調査に向けた重要なステップです。第一原理から、我々は、暗黒エネルギーが、可視物質と暗黒物質の両方のニュートンの引力とは異なり、天体物理学的スケールに反発する暗黒力を及ぼすことができることを証明します。暗黒エネルギーの局所効果を測定する1つの方法は、光の重力偏向によるものです。湾曲した静的時空における光の曲がりを幾何化します。まず、ガウス偏向角と呼ばれる一般化された偏向角を、数学的に厳密で概念的にクリーンな方法で定義します。次に、ガウス-ボネの定理に基づいて、ガウスのたわみ角が、選択したレンズパッチ上のガウス曲率の面積分に等しいことを証明します。幾何化の応用として、ダークエネルギーが光の曲がりに影響を与えるかどうかの問題を研究し、SdSw時空におけるこの問題の厳密な解決策を提供します。この解決策に従って、局所的な暗黒エネルギー効果を測定することの難しさを克服する方法を提案します。正確に言えば、特定の場合にレンズパッチを適切に選択すると、ダークエネルギーのレンズ効果が14桁向上する可能性があることがわかります。これは、太陽系でダークエネルギーの存在と性質を直接調べることができることを意味します。これは、ダークエネルギーの大きな謎を解き明かすのに役立つエキサイティングな方向性を示しています。
「傾斜した」宇宙の減速パラメータ：フリードマンの背景の一般化
大規模なバルク特有の運動は、特徴的な長さスケールを導入し、その内部では、局所的な運動学は、背景のハッブル膨張ではなく、固有速度の摂動によって支配されます。前述の臨界長よりも小さい領域は、通常、数百から数百Mpcの間で変動し、観測者の相対運動によってひどく「汚染」される可能性があります。たとえば、臨界長（以下「遷移スケール」と呼びます）では、周囲の宇宙がまだ世界的に減速している間に、局所的に測定された減速パラメータの符号が正から負に変化する可能性があります。全体として、遠方の観測者は、完全に相対運動のために、局所的な減速パラメータに非常に異なる値を割り当てることができます。実際には、これは、遷移スケールの内側および近くの領域から選択された情報がローカルにのみ保持され、グローバルな宇宙に容易に外挿されるべきではないことを示唆しています。この原理は、状態方程式や空間曲率に関係なく、本質的にすべてのフリードマン背景に適用されることを示します。言い換えると、遷移スケールと関連する効果は、線形固有速度摂動に一般的です。この研究は、主に数学的単純さの理由で、摂動されたアインシュタイン・ド・シッター宇宙に適用された以前の研究を一般化します。
COSMIC：LTVシステムの大規模データからの高速閉形式識別
| Title |
COSMIC:_fast_closed-form_identification_from_large-scale_data_for_LTV_systems |
| Authors |
Maria_Carvalho_and_Claudia_Soares_and_Pedro_Louren\c{c}o_and_Rodrigo_Ventura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04355 |
データから離散時間線形時変システムを識別するための閉形式の方法を紹介し、正則化が軌道内の滑らかな解を優先する正規化された最小二乗問題として学習問題を定式化します。最適性が保証され、軌道ごとに考慮される瞬間の数に比例して増加する複雑さを備えた閉形式のアルゴリズムを開発します。COSMICアルゴリズムは、大量のデータが存在する場合でも、望ましい結果を達成します。私たちの方法は、汎用の凸型ソルバーよりも2桁少ない計算能力を使用して問題を解決し、確率的ブロック座標降下法で特別に設計された方法よりも約3倍高速でした。私たちの方法の計算時間は、汎用ソルバーがクラッシュした10kおよび100kの時点でも、秒のオーダーのままでした。実世界のシステムへの適用性を証明するために、スプリングマスダンパーシステムでテストし、推定されたモデルを使用して最適な制御パスを見つけます。私たちのアルゴリズムは、コメットインターセプターミッションの低忠実度シミュレーターと機能工学シミュレーターの両方に適用されました。これには、高速ダイナミクス環境でオンボードカメラを正確に向ける必要があります。したがって、この論文は、線形時変システムの従来のシステム同定手法の迅速な代替手段を提供すると同時に、宇宙産業でのアプリケーションの強固な基盤であり、そのような安全性でデータを活用するアルゴリズムの組み込みへの一歩を踏み出しました。重要な環境。
重力波検出器のミラーのコーティングの最適設計：Herpin等価層を介した解析的ターボソリューション
| Title |
Optimal_Design_of_Coatings_for_Mirrors_of_Gravitational_Wave_Detectors:_Analytic_Turbo_Solution_via_Herpin_Equivalent_Layers |
| Authors |
Vincenzo_Pierro,_Vincenzo_Fiumara,_and_Francesco_Chiadini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04393 |
この論文では、重力波検出器用のミラーの最適な誘電体コーティング設計の問題に対する分析的解決策が見出されています。この問題を解決するために使用される手法は、Herpinの同等のレイヤーに基づいており、シンプルで建設的な分析ソリューションを提供します。ハーピンタイプの設計のパフォーマンスは、周期的設計のパフォーマンスを上回り、ブルートフォースによって得られた数値的で非建設的な最適化された設計のパフォーマンスとほぼ同等です。制約付き最適化問題の明示的な分析的建設的解の存在は一般に保証されないことに注意してください。そのような解が見つかった場合、ターボ最適解について話します。
インフレーションと再加熱のアトラクタモデルに対するBICEP / Keckの制約
| Title |
BICEP/Keck_Constraints_on_Attractor_Models_of_Inflation_and_Reheating |
| Authors |
John_Ellis,_Marcos_A._G._Garcia,_Dimitri_V._Nanopoulos,_Keith_A._Olive,_Sarunas_Verner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04466 |
宇宙マイクロ波背景放射に関する最近のBICEP/Keckデータは、以前のWMAPおよびPlanckデータと組み合わせて、スカラー摂動スペクトル$n_s$の傾き、およびテンソル対スカラー比$rに強い新しい制約を課しています。$。これらは、インフレーションのe-foldの数$N_*$、物質へのインフラトン結合の大きさ$y$、および再加熱温度$T_{\rmreh}$を制約します。これらは、アトラクタモデルで評価されます。スケールなしの超重力で定式化されたインフレ。68％C.L。$（n_s、r）$の領域は、グラビティーノと超対称暗黒物質の生成によって制約される$N_*、y$、および$T_{\rmreh}$の大きな値を優先します。
