最近傍分布を持つ1000個の最も豊富なSDSSDR8redMaPPerクラスターでの空間クラスタリングの検出
| Title |
Detection_of_spatial_clustering_in_the_1000_richest_SDSS_DR8_redMaPPer_clusters_with_Nearest_Neighbor_distributions |
| Authors |
Yunchong_Wang_(1),_Arka_Banerjee_(2),_Tom_Abel_(1,3)._((1)_Stanford,_(2)_Fermi_Lab,_(3)_SLAC) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04502 |
ボリューム充填クエリポイントから$k$最近傍（$k$NN）データポイントまでの距離は、空間クラスタリングの敏感なプローブです。ここでは、SDSSDR8カタログからの1000個の最も豊富なredMaPPerクラスター（$0.1\leqslantz\leqslant0.3$）を使用して、観測クラスタリング測定への$k$NN要約統計量の最初のアプリケーションを示します。クラスタリング信号は、固定クエリポイントから観測されたクラスターまでの$k$NN距離と、クラスター化されていないランダムポイントのセットとの累積分布関数（CDF）またはセル内カウント関数（CIC）の差として定義されます。redMaPPerの$k=1,2$-NNCDF（およびCIC）は、クラスタリングの堅牢なシグネチャである35〜155Mpcのスケール全体のランダムから大幅に逸脱していることがわかります。$k$NNに加えて、同じセットのredMaPPerクラスターとランダムポイントの2点相関関数も測定します。これは、同じ放射状スケール内でノイズが多く、重要性の低いクラスタリング信号を示します。定量的には、$k$NN-CDFと2点相関関数の両方の$\chi^2$分布は、$\chi^2\sim50$（帰無仮説）でランダムピークで測定されますが、$k$NN-CDF（$\chi^2\sim300$、$p=1.54\times10^{-36}$）は、2点関数（$\chi^2\）よりもはるかに重要なクラスタリング信号を取得します。redMaPPerで測定した場合、sim100$、$p=1.16\times10^{-6}$）。最後に、測定された3NNおよび4NNCDFは、理想的なガウスフィールドを想定した予測$k=3、4$-NNCDFから大幅に逸脱します。これは、redMaPPerクラスターが$k$NNによって敏感にピックアップされる非ガウス密度フィールドをトレースすることを示しています。要約統計量。したがって、$k$NN法は、大規模なスパース（ガウスを超える）観測データセットの2点相関関数を補完するクラスタリングのより感度の高いプローブとして機能し、宇宙論と銀河ハロー接続を制約するための新しいアプローチを提供します。
ハッブル宇宙望遠鏡とSH0ESチームからの1km / s / Mpcの不確実性によるハッブル定数のローカル値の包括的な測定
| Title |
A_Comprehensive_Measurement_of_the_Local_Value_of_the_Hubble_Constant_with_1_km/s/Mpc_Uncertainty_from_the_Hubble_Space_Telescope_and_the_SH0ES_Team |
| Authors |
Adam_G._Riess,_Wenlong_Yuan,_Lucas_M._Macri,_Dan_Scolnic,_Dillon_Brout,_Stefano_Casertano,_David_O._Jones,_Yukei_Murakami,_Louise_Breuval,_Thomas_G._Brink,_Alexei_V._Filippenko,_Samantha_Hoffmann,_Saurabh_W._Jha,_W._D'arcy_Kenworthy,_John_Mackenty,_Benjamin_E._Stahl,_Weikang_Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04510 |
ハッブル定数（H0）のキャリブレーションに使用された42SNeIaのホストにおけるCepheidsのHSTからの観測を報告します。これらには、過去40年間にz<0.01で測定された>1000軌道で測定されたすべての適切なSNeIaが含まれ、サイズがH0の精度を制限するサンプルを2倍以上にします。Cepheidは、GaiaEDR3視差、N4258のメーザー（ここではCepheidサンプルの3倍）、およびLMCのDEBから幾何学的に較正されています。セファイドは、ゼロ点誤差を打ち消すために、同じWFC3機器とフィルター（F555W、F814W、F160W）で測定されました。Cepheid測光の複数の検証と、混雑の存在下で測定が正確であることを示すバックグラウンド測定のテストを提示します。SNeは、新しいPantheon+コンパイルからmag-z関係を調整し、ここではすべてのSNデータ間の共分散を考慮し、ホストプロパティとSN調査を一致させて差異を打ち消します。H0の不確かさを体系的に1km/s/Mpcに減らします。アンカーの選択、SN調査、z範囲、ダスト分析のバリエーション、金属量、PL関係の形式、SN色、フロー、サンプル分岐に対するH0の感度を調査するために、約70の分析バリアントの包括的なセットを提示します。H（z）の同時測定。Cepheid-SNサンプルからのベースライン結果は、H0=73.04+-1.04km/s/Mpcであり、これには系統分類が含まれ、すべての分析バリアントの中央値の近くにあります。SNホストとセファイド変光星を含むNGC4258の間のTRGBのHSTからの測定値との一貫性を示し、これらを合わせると72.53+-0.99になります。高zSNIaを含めると、H0=73.30+-1.04、q0=-0.51+-0.024であることがわかります。Planck+LCDMによって予測されたH0との5シグマの違いが見つかりましたが、これが現在までに考慮された測定エラーまたは分析の変動から生じていることを示すものはありません。ハッブル定数を決定するための直接ルートと宇宙論ルートの間のこの現在長年の不一致の原因は不明のままです。
BOSS DR12フルシェイプ宇宙論：大規模銀河パワースペクトルとバイスペクトルモノポールからの$ \ Lambda $ CDM制約
| Title |
The_BOSS_DR12_Full-Shape_Cosmology:_$\Lambda$CDM_Constraints_from_the_Large-Scale_Galaxy_Power_Spectrum_and_Bispectrum_Monopole |
| Authors |
Oliver_H._E._Philcox,_Mikhail_M._Ivanov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04515 |
パワースペクトル多重極、実空間パワースペクトル、再構築されたパワースペクトル、およびバイスペクトルモノポールからの情報を含む、BOSSDR12データセットの完全な$\Lambda$CDM分析を示します。これは、一貫した理論モデルを含み、大規模なカットを含まない、銀河のバイスペクトルの完全な処理を特徴とする最初の分析です。以前の作品とは異なり、統計はウィンドウのない推定量を使用して測定されます。これにより、理論モデルをウィンドウ畳み込む必要がなくなるため、計算コストが大幅に削減されます。私たちのパイプラインは、一連の高解像度モックを使用してテストされ、統計的しきい値をはるかに下回る体系的なエラーで、堅牢で正確であることが示されています。バイスペクトルを含めると、一貫したパラメーター制約が生成され、$\sigma_8$の後方が$13\％$縮小され、$<5\％$の精度になります。あまり保守的でない分析の選択は、エラーバーをさらに減らすでしょう。私たちの制約はPlanckとほぼ一致しています。特に、$H_0=69.6^{+1.1}_{-1.3}\、\mathrm{km}\、\mathrm{s}^{-1}\mathrm{Mpc}^{-1}$、$\sigma_8=0.692^{+0.035}_{-0.041}$および$n_s=0.870^{+0.067}_{-0.064}$、バリオン密度の前のBBNを含む。Planckによって$n_s$が設定されると、$H_0=68.31^{+0.83}_{-0.86}\、\mathrm{km}\、\mathrm{s}^{-1}\mathrm{Mpc}^が見つかります。{-1}$および$\sigma_8=0.722^{+0.032}_{-0.036}$。$S_8$後方の$0.751\pm0.039$は、弱いレンズ効果の研究と一致していますが、Planckよりも低くなっています。高次バイアスパラメータへの制約は、バイスペクトルを含めることで大幅に強化され、暗黒物質ハローバイアス関係からの逸脱の証拠は見つかりません。これらの結果は、これまでのBOSSDR12の最も完全なフルシェイプ分析を表しており、対応するスペクトルにより、ニュートリノ質量や原始的な非ガウス性などの現象を精査する、$\Lambda$CDMを超えるさまざまな分析が可能になります。
まれなイベントは非摂動的です：裾が重い分布からの原始ブラックホール
| Title |
Rare_Events_Are_Nonperturbative:_Primordial_Black_Holes_From_Heavy-Tailed_Distributions |
| Authors |
Sina_Hooshangi,_Mohammad_Hossein_Namjoo,_Mahdiyar_Noorbala |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04520 |
近年、変動統計の摂動処理では、原始ブラックホール（PBH）の存在量を正確に予測できない可能性があることが指摘されています。さらに、いくつかの明示的な単一フィールドの例では、非摂動効果が、PBH形成の原因となる変動の確率分布関数（PDF）の指数テールにつながる可能性があることが示されています-PDFがガウスであるのとは対照的に、摂動論。この論文では、いわゆる$\deltaN$形式は、PDFのテールを非摂動的に推定するための、シンプルでありながら効果的なツールと見なすことができると主張します。古典的な$\deltaN$形式の結果を信頼でき、変動の量子的性質による最も起こりうる複雑さを回避できるように、モデルが満たす必要のある基準について説明します。次に、概念実証として、この方法を簡単な例に適用し、摂動論の予測と比較して、PDFのテールが指数関数よりもさらに重くなり、PBH形成確率が大幅に向上することを示します。私たちの結果は、他の関連する調査結果とともに、問題に対する新しい非摂動法の発明を動機付け、注目に値する豊富なPBHを生成するための新しいアイデアを開きます。
マイクロレンズ法とIa型超新星iPTF16geu
| Title |
Microlensing_and_the_type_Ia_supernova_iPTF16geu |
| Authors |
J.M._Diego,_G._Bernstein,_W._Chen,_A._Goobar,_J.P._Johansson,_P.L._Kelly,_E._M\"ortsell,_J.W._Nightingale |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04524 |
四重画像化されたiPTF16geu超新星（SN）の観測された倍率と光度曲線は、さまざまな独立した制約のあるレンズシステムを研究するユニークな機会を提供します。観測された4つの位置を使用して、マクロレンズモデルを制約できます。4つのSN位置での倍率と光度曲線は、マイクロレンズモデルを制約するのに役立ちます。マクロレンズモデルは、観測された配光を追跡するバリオン成分と暗黒物質ハロー成分の組み合わせとして定義されます。4つの観測画像によって与えられた位置制約を使用してマクロレンズモデルを制約し、倍率制約が含まれている場合に得られる最良のモデルと比較します。倍率はマクロレンズモデルだけでは説明できず、観察された倍率を説明するにはマイクロレンズなどの下部構造からの寄与が必要であることがわかります。マクロレンズモデルのバリオン成分から推定された恒星の質量に基づいてマイクロレンズモデルを検討し、観測された倍率と光度曲線を使用して、マイクロレンズからの寄与を抑制します。暗黒物質のハロー、バリオン成分、マイクロレンズの構成を変化させるさまざまなマクロ+マイクロレンズモデルの尤度を計算します。位置、倍率、そして初めて観測された4つのSN画像の光度曲線に関する情報を使用します。観察結果を再現するために、マクロレンズモデルとマイクロレンズモデルを組み合わせます。4つのSN位置、倍率、および光度曲線の変動の欠如。モデルパラメータを無視した後、より大きな恒星表面質量密度が好ましいことがわかりました。この結果は、バリオン成分の質量がその恒星成分によって支配されていることを示唆しています。観測されたフラックス比と光度曲線を説明するには、バリオン成分からのマイクロレンズで十分であると結論付けます。
暗い星の光の中での再電離
宇宙の再電離履歴に対するダークスター（DS）の影響、および宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の光学的厚さを$\tau=0.054\pm0.007$範囲はPlanckによって測定されます。半解析的アプローチを使用して、再電離履歴とCMB光学的厚さを評価します。これには、原子冷却ハローのPopulationII（PopII）星と、DSフェーズが先行するLWフィードバックのあるミニハロのPopIII星が含まれます。LWフィードバック自体は、最後の散乱面までの統合光学的厚さを$\sim0.05$に減らすことができますが、PopIII星形成効率が$\sim0.2\％$未満の場合にのみ、DSは当然、はるかに大きなPopIII星形成効率$\gtrsim1\％$の測定されたCMB光学的厚さにつながる可能性があります。
| Title |
Observational_constraints_and_dynamical_analysis_of_Kaniadakis_horizon-entropy_cosmology |
| Authors |
A._Hern\'andez-Almada,_Genly_Leon,_Juan_Maga\~na,_Miguel_A._Garc\'ia-Aspeitia,_V._Motta,_Emmanuel_N._Saridakis,_Kuralay_Yesmakhanova,_Alfredo_D._Millano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04615 |
カニアダキス修正エントロピーを用いた重力熱力学予想の適用から生じるカナディアキス地平線エントロピー宇宙論のシナリオを研究する。結果として得られる修正フリードマン方程式には、効果的なダークエネルギーセクターを構成する追加の項が含まれています。宇宙クロノメーター、超新星Ia型、HII銀河、強力レンズシステム、およびバリオン音響振動観測からのデータを使用し、ベイズマルコフ連鎖モンテカルロ分析を適用してモデルパラメーターの尤度輪郭を構築します。Kaniadakisパラメーターは0付近、つまり標準のBekenstein-Hawkingが復元される値付近に制約されていることがわかります。正規化されたハッブルパラメーターに関して、$h=0.708^{+0.012}_{-0.011}$が見つかります。これは、$\mathbf{\mathbb{H}}0（z）$診断としたがって、当面のシナリオで$H_0$の張力の問題を軽減できると結論付けます。遷移赤方偏移に関して、宇宙線パラメータの再構築は$z_T=0.715^{+0.042}_{-0.041}$を与えます。最後に、位相空間分析を実行し、宇宙の過去のアトラクターが物質が支配的な時代であるのに対し、宇宙は暗黒エネルギーが支配的な解をもたらすことを示します。
最も暗い銀河を照らす
低光度の矮小銀河は、暗黒物質の性質に厳しい制約を与えます。これらの制約を確立することは、個々の星の正確な運動学的測定に依存します。非専門家向けのこの概要では、低輝度銀河で分解された運動星団を使用した暗黒物質の3つのユニークなテストの現在および将来の見通しについて説明します。天の川周辺の伴銀河の総数、矮星銀河からの暗黒物質消滅放射、およびそれらの内部密度プロファイル。次に、今後の施設で期待される運動学的精度の向上に基づいて、暗黒物質の理論を有意義にテストする可能性を評価します。
インフレーションからの確率的重力波背景におけるパリティ違反
| Title |
Parity_violation_in_stochastic_gravitational_wave_background_from_inflation |
| Authors |
Rong-Gen_Cai,_Chengjie_Fu,_and_Wang-Wei_Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04794 |
アクシオンのような場に結合されたニーヤン項を導入することによって一般相対性理論のテレパラレル等価物を修正する、新しいパリティ違反重力モデルのインフレの影響を研究します。パリティに違反するNieh-Yan項は、重力波（GW）の速度複屈折をもたらし、2つの円偏光状態の1つに対してのみタキオン不安定性を引き起こします。インフラトンは、滑らかな高原によって接続された急な崖によって特徴付けられる波状の可能性を持つ結合されたアクシオンのようなフィールドとして識別されると考えます。インフレーション中、崖のような領域での一時的なアクシオンの高速ロールは、この期間の周りに地平線を出る波数で、1つの偏光状態でのテンソル摂動の大幅な強化につながります。この設定では、GWの結果として得られるエネルギースペクトルは、1つの偏光状態のみの寄与を含むかなりの局所的なバンプを示します。このキラルGWバックグラウンドはLISAとTaijiによって検出可能であり、そのキラリティーは2つの検出器を相関させることによって決定できます。これにより、インフレーションを調べて重力モデルをテストする機会が得られます。
大きなハロースパース性を持つ銀河団の最後の主要な合併のタイミング
| Title |
Timing_the_last_major_merger_of_galaxy_clusters_with_large_halo_sparsity |
| Authors |
T._R._G._Richardson_and_P.-S._Corasaniti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04926 |
数値シミュレーションは、今日銀河団をホストしている巨大な暗黒物質ハローが、主要な合併エピソードに関連する静止降着と急速な成長の段階を交互に繰り返す時間の経過とともにそれらの質量を組み立てることを示しています。銀河団ガスにおけるそのようなイベントの観察は、銀河団ガスの特性を特徴付ける天体物理学的プロセス、およびそれらの集合に寄与する重力プロセスに関する洞察を提供することができます。したがって、このような摂動システムを検出するための高速で信頼性の高い方法を考案することが最も重要です。ハロースパース性の大きな値によって特徴付けられるクラスター内の主要な合併を識別し、タイミングを合わせるための新しいアプローチを提示します。MultiDark-Planck2シミュレーションのハローカタログを使用して、主要な合併イベントがハローの放射状の質量分布を乱し、2つの動的時間を超えない期間にわたるハローのスパース性の進化に明確な普遍的な痕跡を残すことを示します。数値的に較正された分布を使用してこの機能を利用し、特定のスパース性測定で観測された銀河団が最近大規模な合併を経たかどうかをテストし、最終的にそのようなイベントがいつ発生したかを推定します。これらの統計ツールは、特別に開発されたパブリックpythonライブラリ\textsc{lammas}に実装されており、テストケースとしてAbell117、Abell383、およびAbell2345の分析に適用されます。たとえば、Abell117が約1.5Gyr前に大規模な合併を行ったことを発見しました。この作業は、銀河団の質量をさまざまな半径で測定するだけで、銀河団の主要な合併を検出してタイミングを合わせる方法を開きます。
| Title |
Clustering_redshifts_with_the_21cm-galaxy_cross-bispectrum |
| Authors |
Caroline_Guandalin,_David_Alonso_and_Kavilan_Moodley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.05034 |
21cmの強度マッピング実験と銀河（または広い動径核を持つ他の宇宙論的トレーサー）の測光調査との間の相互相関は、銀河の前景汚染による長波長動径モードの喪失によって大幅に低下します。高次相関器は、それらと重力崩壊によって引き起こされる局所的な小規模クラスタリングとの間の非線形結合により、これらのモードのいくつかを復元することができます。クラスタリング-赤方偏移技術のコンテキストで、測光銀河サンプルと強度マッピング実験の間のバイスペクトルから情報を回復する可能性を探ります。バイスペクトルは、2点関数が前景の汚染のためにそうすることができません。また、このキャリブレーションが測光赤方偏移幅$\sigma_{z、0}$と最大スケール$k_{\mathrm{max}}$によってどのように影響を受けるかを示します。スケール$k\gtrsim0.3\、h\、\mathrm{Mpc}^{-1}$に到達することが重要であり、制約は$k\sim1\、h\、\mathrm{付近で飽和していることがわかります。次世代実験用のMpc}^{-1}$。
$ \ alpha $の小規模な変動の再検討-インフレのアトラクタモデル
| Title |
Revisiting_small-scale_fluctuations_in_$\alpha$-attractor_models_of_inflation |
| Authors |
Laura_Iacconi,_Hooshyar_Assadullahi,_Matteo_Fasiello,_David_Wands |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.05092 |
宇宙論的な$\alpha$-アトラクターは、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）実験からの厳しい観測限界に自然に適合し、非常に初期の宇宙におけるインフレーションを説明するための特に説得力のあるモデルとして際立っています。変曲点が存在する場合の$\alpha$-アトラクタポテンシャルを調査し、小規模で曲率摂動を強化します。双曲線場空間に存在するスカラー場によって駆動される、単一場モデルと複数場モデルの両方を研究します。シングルフィールドの場合、変曲点での超低速ロールダイナミクスがパワースペクトルの成長に関与しますが、マルチフィールドのセットアップでは、フィールドでの幾何学的不安定化と非測地線運動の影響を研究します。空。2つのメカニズムは、原則として、結果として得られるスカラーパワースペクトルのスペクトル形状によって小規模で区別できます。これらの強化されたスカラー摂動は、原始ブラックホール（PBH）の生成と2次重力波（GW）の生成につながる可能性があります。$\alpha$-attractorsには普遍的な予測が存在するため、大規模なスペクトル傾斜に対する現在のCMB制約との整合性は、PBHが$10^8\、\text{g}$および極超短波GWが伴い、ピークは$10\、\text{kHz}$以上の周波数になると予想されます。
スーパー金星の発光スペクトルに対する雲の影響
超金星惑星の発光スペクトルに対する雲の影響に関するモデル研究を報告します。私たちの目標は、雲による特徴的なスペクトルの特徴を特定するための可能な方法を評価することです。熱逆転がある場合とない場合の温度プロファイルについて、4.8ミクロンのCO2吸収帯に対するH2SO4雲の影響を区別できることを示します。熱逆転は、信号を高高度の雲（85km、約1mbar）から区別するのに役立ちます。特徴のない発光スペクトルは、熱逆転のない温度プロファイルを持つ高高度の雲（85km、約1mbar）で見られます。雲頂高度が低くなると、より多くのスペクトルの特徴が発光スペクトルに現れます。雲のコンパクトさは、雲頂高度よりも発光スペクトルに逆の影響を及ぼします。雲のスケールハイトが小さいと信号が減少し、CO2吸収帯が平坦になります。
| Title |
Hypotheses_for_Triton's_Plumes:_New_Analyses_and_Future_Remote_Sensing_Tests |
| Authors |
Jason_D._Hofgartner,_Samuel_P._D._Birch,_Julie_Castillo,_Will_M._Grundy,_Candice_J._Hansen,_Alexander_G._Hayes,_Carly_J._A._Howett,_Terry_A._Hurford,_Emily_S._Martin,_Karl_L._Mitchell,_Tom_A._Nordheim,_Michael_J._Poston,_Louise_M._Prockter,_Lynnae_C._Quick,_Paul_Schenk,_Rebecca_N._Schindhelm,_Orkan_M._Umurhan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04627 |
1989年のボイジャー2号のフライバイ中に、海王星の衛星トリトンで少なくとも2つのアクティブなプルームが観測されました。トリトンのプルームのモデルは以前に5つの仮説にグループ化されており、そのうち2つは主に大気現象であり、一般に起こりそうにないと考えられています。プロセスともっともらしいです。これらの仮説は、火星、エンケラドゥス、冥王星の現在の理解に基づく比較などの新しい議論を含めて比較されます。太陽電池式の固体温室効果に基づく噴火モデルは、以前は、ボイジャー2フライバイ中の太陽下緯度へのプルームの近接性と、トリトンのファンの分布のために、トリトンのプルームの主要な仮説と見なされていました。推定上、以前のプルームからの堆積物です。他の2つの噴火仮説は、日射量ではなく、内部の熱によって支えられています。トリトンの太陽直下点の緯度とプルームとファンの地理的位置との間の表面的な関係の新しい分析に基づいて、プルームの位置もファンの位置も太陽電池式の仮説を支持する強力な証拠ではないと主張します。3つの噴火仮説すべてをさらに検討する必要があると結論付けます。トリトンの噴火の噴火仮説を自信を持って区別するために、将来の宇宙船からのリモートセンシング観測で実装できる5つのテストが提示されます。5つのテストは、（1）Tritonの南半球地形の組成と厚さ、（2）扇状地堆積物の組成、（3）活動的なプルームの分布、（4）扇状地の分布、および（5）での表面温度に基づいています。プルームおよび/またはファンの場所。テストは独立していますが、補完的であり、トライデントミッションコンセプトなどの単一のフライバイミッションで実装できます。太陽駆動の仮説の場合、2030年代と2040年代が最後になる可能性があることに注意してください。
岩石の惑星は他の星の周りで一般的ですが、それらの大気特性はほとんど制約されていません。最近の豊富な惑星の発見と観測能力の今後の進歩のおかげで、私たちはこの10年間で数十の岩の多い太陽系外惑星の大気を特徴づける準備ができています。岩だらけの太陽系外惑星の大気の理論的理解は、過去数年でかなり進歩し、それらの進化、化学、ダイナミクス、さらには可能性のある生命存在指標の検証可能な予測をもたらしました。ここでは、これまでのこの分野の主要な進歩を確認し、将来の目標について説明します。私たちの主な結論は次のとおりです。1）多くの岩石惑星が最初のH$_2$で形成される可能性があります。これは、おそらく恒星のUV/X線照射と内部加熱の組み合わせにより、後で宇宙に失われます。2）進化の初期段階の後、ホスト星フラックス、大気散逸率、内部交換および他の要因の変動のために、大気組成の幅広い多様性が予想されます。3）観測により、いくつかの近くの岩石系外惑星に水素が支配的な大気が存在すること、および1つのターゲットに厚い大気が存在することが除外されました。近い将来、これらの惑星やその他の惑星のより詳細な大気特性評価が可能になるでしょう。4）太陽系外惑星の生物圏探索は、エキサイティングな将来の目標です。ただし、惑星の代表的なサンプルを確実に検出するには、観測能力をさらに向上させ、非生物的な惑星プロセスの理解を深める必要があります。
2010年の衝突イベントの結果としての596シャイラの「新鮮な」表面の出現
| Title |
The_appearance_of_a_'fresh'_surface_on_596_Scheila_as_a_consequence_of_the_2010_impact_event |
| Authors |
Sunao_Hasegawa,_Michael_Marsset,_Francesca_E._DeMeo,_Schelte_J._Bus,_Masateru_Ishiguro,_Daisuke_Kuroda,_Richard_P._Binzel,_Josef_Hanus,_Akiko_M._Nakamura,_Bin_Yang,_Pierre_Vernazza |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04672 |
2010年12月にメインベルト小惑星596シャイラで粉塵の放出が検出され、小惑星の表面に数十メートルの発射体が衝突したことが原因でした。このような衝撃では、衝突した物体から排出される物質は、主にその新鮮な風化していない地下から来ると予想されます。したがって、2010年の影響で、596の表面が部分的または全体的に更新されたと予想されます。文献からの596のスペクトルと私たち自身の観測を組み合わせることにより、2010年の衝突イベントが、小惑星の近赤外線（0.8〜2.5{\mu}m）スペクトルに、適度な赤（衝撃前はT型）、衝撃後は赤（D型）になります。これは、宇宙風化のために赤い炭素質小惑星が時間とともに赤くなるという証拠を提供します。これは、スペクトル的に596に類似している原始的なタギシュレイク隕石の実験室実験から得られた予測と一致しています。タギシュレイクおよび/または無水コンドライト多孔質惑星間ダスト粒子にスペクトル的に類似した小惑星の風化傾向。我々の結果はまた、外太陽系からの移植された物体の人口がメインベルトで以前に推定されたものよりはるかに多いことを示唆しているが、これらの物体の多くはそれらの宇宙風化表面の下に隠されている。
ホットジュピターHAT-P-37bのトランジットタイミングと大気
| Title |
The_Transit_Timing_and_Atmosphere_of_Hot_Jupiter_HAT-P-37b |
| Authors |
Napaporn_A-thano,_Ing-Guey_Jiang,_Supachai_Awiphan,_Ronnakrit_Rattanamala,_Li-Hsin_Su,_Torik_Hengpiya,_Devesh_P._Sariya,_Li-Chin_Yeh,_A._A._Shlyapnikov,_Mark_A._Gorbachev,_Alexey_N._Rublevski,_Vineet_Kumar_Mannaday,_Parijat_Thakur,_D._K._Sahu,_David_Mkrtichian,_Evgeny_Griv |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04724 |
G型星を周回するホットジュピターである惑星HAT-P-37bのトランジットタイミング変化（TTV）と透過分光分析を行った。9つの新しい通過光度曲線が取得され、文献から公開されている21の光度曲線とともに分析されます。HAT-P-37bの更新された物理パラメータが表示されます。TTV分析は、システムに1.74$\pm$0.17分のTTV振幅信号を誘発する追加の惑星がある可能性を示しています。体が1：2の平均運動共鳴軌道の近くにある場合、正弦波TTV信号は、質量0.06$M_\oplus$の地球下の質量惑星の重力相互作用によって引き起こされる可能性があります。2番目の惑星の質量上限の分析から、公転周期が6日未満の土星の質量惑星は除外されます。HAT-P-37bの広帯域透過スペクトルは、$B$フィルターの外れ値スペクトルを持つ曇った大気モデルに有利に働きます。
老若男女のシステムにおける大気質量損失と恒星風の影響I：TOI-942システムとTOI-421システムの3D比較研究
| Title |
Atmospheric_mass_loss_and_stellar_wind_effects_in_young_and_old_systems_I:_comparative_3D_study_of_TOI-942_and_TOI-421_systems |
| Authors |
Daria_Kubyshkina,_Aline_A._Vidotto,_Carolina_Villarreal_D'Angelo,_Stephen_Carolan,_Gopal_Hazra,_Ilaria_Carleo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04815 |
若い年齢で、ホスト星からの放射が高く、惑星が形成後に熱くて膨張しているとき、惑星の大気の質量損失は、古い惑星と比較して非常に強い可能性があります。次に、恒星風は、進化した主系列星と比較して、若い星の方が速く、密度が高くなります。逃げる惑星大気とのそれらの相互作用は、大気の質量損失率、および逃げる大気の観測可能な兆候に実質的に影響を与える可能性があり、両方の影響は若い惑星と進化した惑星で異なって起こると予想されます。質量は似ているが年齢が大きく異なる（50〜Myrと9〜Gyr）星の周りの2つのシステム、TOI-942とTOI-421の比較研究を行います。両方の星は、同様の軌道と同様の質量範囲で2つのサブネプチューンのような惑星をホストします。これにより、大気散逸と、若いシステムと古いシステムの恒星風との相互作用を直接比較できます。TOI-942およびTOI-421システムの4つの惑星の3D大気モデリングを実行し、Ly-alpha吸収で可能な観測シグネチャの理論的予測を行います。惑星の大気と相互作用する恒星風を説明することは、若い惑星の観測の解釈にとって重要であることがわかります。さらに、XUVスペクトルに沿った特定のエネルギー分布が大気の質量損失率にわずかな影響を与えることを示しますが、Ly-alpha吸収のモデル化、したがって観測の解釈にとって非常に重要です。
老若男女のシステムにおける大気質量損失と恒星風の影響II：TOI-942はTOI-421システムの過去ですか？
| Title |
Atmospheric_mass_loss_and_stellar_wind_effects_in_young_and_old_systems_II:_Is_TOI-942_the_past_of_TOI-421_system? |
| Authors |
Daria_Kubyshkina,_Aline_A._Vidotto,_Carolina_Villarreal_D'Angelo,_Stephen_Carolan,_Gopal_Hazra,_Ilaria_Carleo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04832 |
2つの惑星系TOI-942とTOI-421は、それらの年齢（50〜Myrと9〜Gyr）を除いて、多くの類似した特性を共有しています。それぞれの星は、同様の軌道と同様の質量範囲で2つのサブネプチューンのような惑星をホストしています。この論文では、ホスト星の類似性と惑星系の構成が、2つの系が同様の方法で形成され進化したことの証拠と見なすことができるかどうかを調査することを目的としています。このシリーズの論文Iでは、4つの惑星について、大気散逸と恒星風との相互作用の3Dモデリングを使用して、これら2つのシステムの比較研究を行いました。若い星の強風は観測可能な特徴に決定的な影響を及ぼしますが、進化の文脈では大気の質量損失への影響は小さいことを示しました。ここでは、大気進化モデルを使用して、若いシステムTOI-942の惑星の進化を追跡し、TOI-421システムの過去を制約します。私たちは、すべての類似性にもかかわらず、2つの惑星系が2つの非常に異なる進化経路上にあることを示しています。若いシステムであるTOI-942の内惑星は、大気をすべて失い、スーパーアースのような惑星になり、外惑星は典型的なサブネプチューンになる可能性があります。古いシステムであるTOI-421に関して、私たちの進化モデリングは、それらが非常に実質的なエンベロープで進化を開始したに違いないことを示唆しています。
| Title |
A_wide-orbit_giant_planet_in_the_high-mass_b_Centauri_binary_system |
| Authors |
Markus_Janson,_Raffaele_Gratton,_Laetitia_Rodet,_Mickael_Bonnefoy,_Philippe_Delorme,_Eric_E._Mamajek,_Sabine_Reffert,_Lukas_Stock,_Gabriel-Dominique_Marleau,_Maud_Langlois,_Gael_Chauvin,_Silvano_Desidera,_Simon_Ringqvist,_Lucio_Mayer,_Gayathri_Viswanath,_Vito_Squicciarini,_Michael_R._Meyer,_Matthias_Samland,_Simon_Petrus,_Ravit_Helled,_Matthew_A._Kenworthy,_Sascha_P._Quanz,_Beth_Biller,_Thomas_Henning,_Dino_Mesa,_Natalia_Engler,_Joseph_C._Carson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04833 |
惑星の形成は、広範囲の恒星の質量と恒星系の構造の周りで起こります。形成プロセスの理解を深めるには、パラメータ空間全体、特に極端な方向にそれを研究することで達成できます。高質量星の周りの近接軌道にある惑星の初期の研究は、1.9太陽質量でのターンオーバーポイントまで、恒星質量の増加に伴う巨大惑星周波数の増加を明らかにしました。それを超えると、周波数は急速に減少します。これは、惑星の形成がより大きな星の周りで妨げられていること、および3つの太陽質量を超える星の周りの巨大な惑星がまれであるか存在しない可能性があることを意味する可能性があります。ただし、小さな軌道の惑星を検出するために使用される方法は、広い軌道の惑星に鈍感です。ここでは、直接イメージングを通じて、6-10太陽質量バイナリbケンタウリからの太陽-地球距離の560倍の惑星の存在を示しています。惑星と星の質量比0.10-0.17％は木星と太陽の比率に似ていますが、検出された惑星の間隔は木星のそれの約100倍です。私たちの結果は、惑星が以前の結果の外挿から予想されるものよりもはるかに大規模な恒星系に存在できることを示しています。惑星は、従来のコア降着メカニズムによってその場で形成された可能性は低いですが、他の場所で形成され、動的相互作用によって現在の場所に到達したか、重力の不安定性によって形成された可能性があります。
ホットジュピターの大気中の惑星形成の分子トレーサー
| Title |
Molecular_tracers_of_planet_formation_in_the_atmospheres_of_hot_Jupiters |
| Authors |
Richard_Hobbs,_Oliver_Shorttle,_Nikku_Madhusudhan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04930 |
ホットジュピターの大気化学組成は、それがその出生の原始惑星系円盤のどこで形成され、その後の移動経路についての洞察につながる可能性があります。1次元化学反応速度コードを使用して、さまざまな元素の存在量にわたる一連のモデルを計算し、ホットジュピター大気で結果として生じる重要な分子の存在量を調査します。私たちのパラメータスイープは、C/H、O/H、N/H比、および1000Kと2000Kの平衡温度の0.1xから10xの太陽値の間の金属量に及びます。このパラメータスイープを以前の研究の形成および移動モデルにリンクして、分子\ce{H2O}、\ce{CO}、\ce{CH4}、\ce{の大気分子量と形成経路の間の接続を予測します。CO2}、\ce{HCN}および\ce{NH3}。文献で報告されている8つのホットジュピターの大気中の\ce{H2O}の存在量を調査します。8つの惑星はすべて、さまざまな層モデルの予測範囲内にありますが、そのうちの6つは複数のモデル間で縮退しているため、それらの層の履歴を制約するために追加の分子検出が必要です。他の2つの惑星、HD189733〜bとHD209458〜bには、\ce{CO2}雪線を越えて形成された惑星から予想される範囲内に収まる豊富な水があります。最後に、HD209458〜bの大気中の\ce{H2O}、\ce{CO}、\ce{CH4}、\ce{CO2}、\ce{HCN}、および\ce{NH3}の検出を調査します。そして、私たちのモデルの枠組みの中で、これらの分子の存在量は、\ce{CO2}と\ce{CO}の雪線の間に形成され、ディスクなしで移動して現在の場所に到達した惑星と最もよく一致することがわかります。
回転する惑星の臨界コア質量
ジュノ宇宙船とカッシーニ宇宙船から測定された重力高調波は、それぞれ木星と土星の内部構造と化学元素を特定するのに役立ちます。しかし、私たちはまだ、惑星の内部構造とその形成に対する回転の影響についてはあまり知りません。回転によって引き起こされる遠心力は惑星の形を変形させ、重力を部分的に打ち消します。したがって、回転は太陽系外惑星の臨界コア質量に影響を与えます。大気の質量が臨界コア質量に匹敵するようになると、惑星は暴走降着段階に入り、巨大ガスになります。回転する惑星の臨界コア質量は、ポリトロープの剛性、外側の境界条件、および等温層の厚さに依存することを確認しました。ボンダイ境界条件を持つ臨界コア質量は、表面特性によって決定されます。回転する惑星の臨界コア質量は、コアの重力（つまり、最も内側の密度）とともに増加します。ヒル境界条件の場合、ソフトポリトロープはボンダイ境界条件の惑星と同じ特性を共有します。丘の境界条件を持つ惑星の総質量は、ポリトロープ指数の減少とともに増加するため、回転する惑星には、より高いコア重力が必要です。その結果、スティッフヒルモデルの臨界コア質量が急激に増加します。放射領域と対流領域が共存する場合、回転効果はより重要になります。その上、ヒル（ボンディ）境界を持つ惑星の臨界コア質量は、放射層が薄くなる（厚くなる）につれて著しく増加します。
コンパニオンスターの存在下での惑星-惑星散乱
| Title |
Planet-planet_scattering_in_presence_of_a_companion_star |
| Authors |
Francesco_Marzari,_Makiko_Nagasawa,_Krzyszof_Go\'zdziewski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.05012 |
惑星惑星散乱は、太陽系外惑星の現在の軌道分布を説明するために呼び出される主要な動的メカニズムです。多くの星は連星に属しているため、コンパニオンスターの存在下でこのメカニズムがどのように機能するかを理解することが重要です。主星を周回する3つの惑星のシステムに焦点を当て、内惑星と2進準主軸の比率が同じシステムのケプラー周期に比例することを発見して、不安定性のタイムスケールを推定します。実験式もシミュレーションから導き出され、バイナリの離心率が安定領域の範囲にどのように影響するかを推定します。二次星の存在は、惑星の軌道エネルギーの一部がコンパニオンスターによって吸収されるため、内惑星の半主軸の最終的な分布の広がりを引き起こす惑星惑星の散乱結果に影響を与えます。二次星への繰り返しのアプローチはまた、特に内惑星の準主軸のより大きな値のために、2つの惑星系を生き残る頻度の大幅な減少を引き起こします。コンパニオンスターとのコザイ州の形成は、潮汐的に循環する可能性のある惑星の数を増やします。バイナリ内の惑星の可能な最終的な分布を予測するために、内惑星の最初の準主軸がランダムに選択される多数のシミュレーションを実行しました。バイナリの準主軸の値が小さい場合、衝突の頻度が高くなると、最終的な惑星の軌道分布が変化しますが、50auを超えると、より広いバイナリ分離に拡張できるように見えます。
HyDRo：熱放射における岩石系外惑星の大気検索
| Title |
HyDRo:_Atmospheric_Retrieval_of_Rocky_Exoplanets_in_Thermal_Emission |
| Authors |
Anjali_A._A._Piette,_Nikku_Madhusudhan_and_Avi_M._Mandell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.05059 |
発光分光法は、岩石の太陽系外惑星の大気を観測し、それらの化学的性質と熱プロファイルの両方を精査するための有望な手法です。岩石系外惑星の熱放射スペクトルの大気検索フレームワークであるHyDRoを紹介します。HyDRoは、背景の大気組成について事前の仮定を行わないため、未知の組成を持つ二次大気のスペクトルを解釈するために使用できます。HyDRoを使用して、JWSTを使用して岩石系外惑星の大気に課せられる可能性のある化学的制約を評価します。まず、JWSTによる熱放射の分光観測のための現在最もよく知られている岩石系外惑星の候補を特定し、R〜10で10日食未満でJWST/MIRIによって熱放射が検出される30を超える既知の岩石系外惑星を見つけます。次に、約400〜800Kの平衡温度範囲にわたる3つの有望な岩石系外惑星の大気を特徴づけるために必要な観測を検討します：Trappist-1b、GJ1132b、およびLHS3844b。CO_2からH_2Oに富む大気組成の範囲を考慮すると、MIRIを使用したLHS3844bまたはGJ1132bのわずか8食で、大気の化学組成に重要な制約を課すことができることがわかります。これには、裸岩のシナリオを除外することに加えて、雲のないCO_2が豊富な組成の場合のCO_2とH_2Oの確実な検出が含まれます。同様に、MIRI/LRSを使用したTrappist-1bの30食は、雲のないCO_2リッチまたはCO_2-H_2O大気の検出を可能にします。HyDRoは、JWST観測を使用して、岩石の太陽系外惑星に重要な大気の制約を与え、それらの地球化学的環境についての手がかりを提供します。
M矮星周辺の地球型惑星の形成：原位置、内向きの移動または逆方向の移動
| Title |
The_Terrestrial_Planet_Formation_around_M_Dwarfs:_In-situ,_Inward_Migration_or_Reversed_Migration |
| Authors |
Mengrui_Pan,_Su_Wang,_Jianghui_Ji |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.05075 |
地球型惑星は一般に、M個の矮星を接近した軌道で周回することが観察されています。この作業では、微惑星降着のN体シミュレーションを、その場での内向き移動と逆移動の3つのモデルを使用して広範囲に実行し、M矮星の密集したシステムでの地球形成を調査します。シミュレーションでは、固体ディスクはホスト星の質量の0.01\％であると想定され、観測によると、面密度プロファイルは$r^{-k}$でスケーリングされて0.01から0.5AUに広がります。私たちの結果は、その場のシナリオが、M個の矮星の周りに平均質量$1.23^{+4.01}_{-0.93}\M_{\oplus}$の$7.77^{+3.23}_{-3.77}$の地球型惑星を生成する可能性があることを示しています。惑星の数は、円盤の傾斜が急であるか、星の質量が大きいほど増加する傾向があります。さらに、質量が$3.76^{+8.77}_{-3.46}\M_{\oplus}$の$2.55^{+1.45}_{-1.55}$惑星が、内部移動によってシステム内に形成され、$2.85^{+1.15}_{-0.85}$3.01^{+13.77}_{-2.71}\M_{\oplus}$の惑星は、逆移動の下で生成されます。移行シナリオでは、より効率的な降着により、氷線の外側から内側に豊富な水を供給することもできます。逆移動モデルのシミュレーション結果は、観測との最良の一致を生み出し、M矮星の周りの惑星形成の可能性のあるメカニズムを示唆しています。
NGC5128付近の質量光度比が高い明るい球状星団と剥ぎ取られた核の集団
| Title |
A_population_of_luminous_globular_clusters_and_stripped_nuclei_with_elevated_mass_to_light_ratios_around_NGC_5128 |
| Authors |
Antoine_Dumont,_Anil_C._Seth,_Jay_Strader,_David_J._Sand,_Allison_K._Hughes,_Karina_Voggel,_Nelson_Caldwell,_Denja_Cronjevi\'c,_Mario_Mateo,_John_I._Bailey_III_and_Duncan_A._Forbes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04504 |
潮汐によって破壊された銀河の密集した中央領域は、巨大な銀河のハローにある明るい球状星団（GC）の間に隠れている超小型の矮星（UCD）として生き残ることができます。このモデルのエキサイティングな確認は、一部のUCDの中心にある過剰なブラックホールの検出です。これは、動的質量光度比（$M/L_{dyn}$）の上昇にもつながります。ここでは、巨大銀河NGC5128/ケンタウルス座Aにおける321個の発光GC候補の新しい高解像度分光観測を示します。これらのデータを使用して、27個の新しい発光GCを確認し、57個の発光GC（$g$バンドの光度）の速度分散を測定します。$2.5\times10^5$と$2.5\times10^7L_{\odot}$の間）、そのうち48は以前に信頼できる測定値がありません。これらのデータをガイアのサイズ測定値と組み合わせて、57個の発光GCすべての$M/L_{dyn}$を決定します。$M/L_{dyn}$分布には明確な二峰性が見られ、平均$M/L_{dyn}=1.51\pm0.31$の通常のGCの母集団と、$\sim$20GCの2番目の母集団があります。平均$M/L_{dyn}=2.68\pm0.22$が上昇しています。質量が$\sim4$-18％の発光GCのブラックホールが、質量光度比の上昇を説明できることを示します。したがって、$M/L_{dyn}$が上昇したNGC5128源は、大部分が中央のブラックホールを含む剥ぎ取られた銀河核であると考えられますが、個々の源についてこの仮説を確認するには、将来の高空間分解能の観測が必要です。また、極端な外れ値であるVHH81-01についても詳しく説明します。これは、NGC5128で最大かつ最も大規模なGCの1つであり、潮汐によって剥ぎ取られた核となる非常に強力な候補です。
GTCでのCIRCEを使用した近赤外狭帯域光観察：$ z \ sim 9.3 $でLy $ \ alpha $エミッターを検索
| Title |
Near-IR_narrow-band_imaging_with_CIRCE_at_GTC:_searching_for_Ly$\alpha$-emitters_at_$z_\sim_9.3$ |
| Authors |
C._Cabello,_J._Gallego,_N._Cardiel,_S._Pascual,_R._Guzm\'an,_A._Herrero,_A._Manrique,_A._Mar\'in-Franch,_J.M._Mas-Hesse,_J.M._Rodr\'iguez-Espinosa_and_E._Salvador-Sol\'e |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04505 |
非常に高い赤方偏移銀河を特定することは、銀河の形成と進化を理解するために重要です。しかし、今日では多くの疑問が残り、再電離の時代の不確実性は大きいです。このアプローチでは、一部のモデルでは二重再電離シナリオが可能ですが、非常に高い$z$で確認された検出の数は、観測の証拠としてはまだ不十分です。このプロジェクトの主な目標は、私たちのチームによって特別に設計され、この実験用に構築された狭帯域（NB）フィルターを使用して、$z\sim9$でライマン-$\alpha$エミッター（LAE）を検索する可能性を調査することです。。NB手法を利用して、Ly$\alpha$放出によるフラックス過剰を測定することで候補を選択します。観測は、NBフィルター（FWHM=11nmおよび中心波長$\lambda_{c}=1.257\mu$m）とGTC望遠鏡用のCIRCE近赤外線カメラを使用して行われました。機器の影響を最小限に抑えるために特別に最適化されたデータ削減手順について説明します。合計露光時間は18.3時間で、最終的なNB画像は$\sim6.7$arcmin$^{2}$の領域をカバーします。これは、$1.1\times10^{3}$Mpc$^{の共動量に相当します。$z=9.3$で3}$。約100個のオブジェクトの初期サンプルを分析できるソース検出を限界まで押し上げます。候補者の選択について、さまざまな測光帯域での視覚的チェックなど、適用されるさまざまな基準について詳しく説明します。それにもかかわらず、どのオブジェクトも信頼できるLAEに似ておらず、$2.9\times10^{-16}$ergs$^{-1}$cm$^{-の輝線フラックスまでの堅牢な候補は見つかりませんでした。2}$、これは$3\times10^{44}$ergs$^{-1}$のLy$\alpha$光度制限に対応します。以前の制約とよく一致して、$z\sim9$でのLy$\alpha$光度関数の上限を導き出します。宇宙の夜明けにLAEの個体数を研究するには、より深く、より広い調査が必要であると結論付けます。
ギャラクシーカラーによって選択された形態学的サンプルの純度と完全性の低さの定量化
| Title |
Quantifying_the_Poor_Purity_and_Completeness_of_Morphological_Samples_Selected_by_Galaxy_Colour |
| Authors |
Rebecca_J._Smethurst,_Karen_L._Masters,_Brooke_D._Simmons,_Izzy_L._Garland,_Tobias_G\'eron,_Boris_H\"au{\ss}ler,_Sandor_Kruk,_Chris_J._Lintott,_David_O'Ryan,_Mike_Walmsley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04507 |
銀河の個体数は色と形態の両方で強く二峰性であり、2つの測定値は強く相関しており、ほとんどの青い銀河は後期型（渦巻き）であり、ほとんどの初期型（通常は楕円形）は赤です。この観察により、サンプルを作成するための便利な選択基準として色を使用するようになり、サンプルは形態によってラベル付けされます。形態の代用としてのこのような色の使用は、必然的に不純で不完全なサンプルをもたらします。この論文では、GalaxyZooによって作成された形態学的ラベルを使用して、光学（ugriz）、NUV、およびNIR（JHK）バンドを考慮して、そのようなサンプルがどれほど不完全で不純であるかを測定します。最良の単色光学選択は、g-r=0.742のしきい値を使用して見つけられますが、これでも、赤い銀河の56％のみが滑らかで、滑らかな銀河の56％が赤いサンプルになります。NUVを使用すると、特に後期タイプの場合、純粋な光学バンドよりもいくらか改善されますが、初期タイプの場合は、純度/完全性が低くなります。NIRバンドを追加しても、大きな改善は見られません。NUVを含む任意の2つのバンドでは、純度が3分の2を超える初期タイプのサンプルを作成できません。定量的な銀河の形態の進歩により、今後、色の形態のプロキシの選択はほとんど不要になりました。そのような仮定が依然として必要な場合は、サンプルの不完全性/不純物の影響を慎重に検討することをお勧めします。
天の川衛星の光度、距離、サイズ分布のフォワードモデリング
| Title |
Forward-modelling_the_Luminosity,_Distance,_and_Size_distributions_of_the_Milky_Way_Satellites |
| Authors |
Viraj_Manwadkar_and_Andrey_Kravtsov_(The_University_of_Chicago) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04511 |
矮小銀河の形成と進化のための単純なレギュレータータイプのモデルである\texttt{GRUMPY}を使用して、Caterpillarズームインシミュレーションスイートを使用して、天の川（MW）の矮小銀河衛星集団を転送します。モデル衛星の光度と距離の分布は、孤立した銀河のモデルが含まれていなくても、DES、PS1、SDSSの調査で測定された分布と一致していることを示しています。また、矮小銀河のサイズのモデルが、MW衛星の恒星の半質量半径$r_{1/2}$の観測された{\it分布}と全体の$r_{の両方を再現できることも初めて示しました。1/2}-観測された矮小銀河によって示されるM_\star$関係。このモデルは、$r_{1/2}<10$pcで観測されたかすかな恒星系のいくつかは、超かすかな矮小銀河であると予測しています。モデル衛星の恒星質量$M_\star$とピークハロー質量$M_{\rmピーク}$のスケーリングはべき法則では記述されていませんが、$M_\star-M_{\rmピークの明確な平坦化があります}$スケーリングは$M_{\rmピーク}<10^8\、M_\odot$で再イオン化によってインプリントされます。その結果、$M_V<0$の銀河をホストする低質量ハロー（$M_{\rmピーク}<10^8M_\odot$）の割合は、$M_{\rmピーク}で50\％になると予測されます。\sim3.6\times10^7\、M_\odot$。HSC-SSPの調査で最近発見された矮小銀河の数を説明するには、そのハロー質量でのこのような高い割合が実際に必要であることがわかります。モデルを使用して、300kpc以内に$M_V<0$および$r_{1/2}>10$pcの合計$440^{+201}_{-147}$MW衛星が存在するはずであると予測します。HSC-SSP、DELVE-WIDEおよびLSST調査の予測。
原始銀河の磁場
磁場は、星形成や星間物質などの多くの天体物理学的プロセスで重要な役割を果たします。特に、銀河の形成と進化におけるそれらの役割はよく理解されていません。この論文は、原始銀河形成に対する磁場の影響を調査するために、GIZMOで実行された高解像度電磁流体力学（MHD）シミュレーションを提示します。シミュレーションでは、関連するガス物理学（ガス冷却やガス化学など）、星形成、恒星と超新星のフィードバック、化学物質の濃縮などの物理プロセスが考慮されました。シミュレーション結果は、宇宙構造の進化と銀河形成の間に、宇宙磁場が1e-13Gから数マイクロガウスまで増幅される可能性があることを示唆しています。理想的なMHD設定では、z>8の原始銀河では、磁気エネルギーは熱エネルギーと運動エネルギーよりも小さいため、磁場はこれらの銀河のガスダイナミクスと星形成にほとんど影響を与えません。具体的には、MHDシミュレーションで金属拡散、熱伝導、粘度などの微物理特性を考慮すると、磁場強度が増加する可能性があります。特に、金属拡散は金属量を減少させることによってガス冷却を減少させ、それによって原始銀河での星形成を抑制します。その結果、これらの原始銀河によって引き起こされる宇宙の再電離は遅れる可能性があります。
強力なブレーザーからのUV放射の夜間変動
| Title |
Intranight_variability_of_UV_emission_from_powerful_blazars |
| Authors |
Krishan_Chand_(ARIES),_Gopal-Krishna_(CEBS),_Amitesh_Omar_(ARIES),_Hum_Chand_(CUHP),_Sapna_Mishra_(IUCAA),_P._S._Bisht_(SSJU),_and_S._Britzen_(MPIfR) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04516 |
（レストフレーム）UV放射の観点からブレーザークラスの夜間変動を特徴づける最初の研究を報告します。このために、中央値$\sim$5.4時間の42セッションで、高赤方偏移（1.5<$z$<3.7）にある14個のフラットスペクトル無線クエーサー（FSRQ）の夜間光学モニタリングを実行しました。これらの光源は、公開されている部分光偏光によって区別される2つのサンプルにグループ化されました。（i）$p_{opt}<3\％$の9つの低偏光光源と（ii）5つの高偏光光源です。予期せぬことに、低偏光源の夜間変動（振幅$\psi>3\％$）に対して高デューティサイクル（DC$\sim$30$\％$）が見つかりました。このDCは、中程度の赤方偏移（$z$$\sim$0.7）にある低偏波FSRQで報告されているDCよりも数倍高いため、通常、レストフレームの青色光学系で監視されます。さらに、光放射の夜間変動に見られる強い相関とは対照的に、偏光に伴うUV放射の夜間変動の増加の証拠は見つかりませんでした。ブレーザーの非熱的UV放射は、近赤外線/光周波数まで放射するものとは異なる相対論的粒子集団から生じると仮定する既存のシナリオのコンテキストで、これについて簡単に説明します。
| Title |
Methanol_Mapping_in_Cold_Cores:_Testing_Model_Predictions |
| Authors |
Anna_Punanova,_Anton_Vasyunin,_Paola_Caselli,_Alexander_Howard,_Silvia_Spezzano,_Yancy_Shirley,_Samantha_Scibelli,_and_Jorma_Harju |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04538 |
化学モデルでは、コールドコアでは、COが活発に吸着されるCO空乏層の外縁に気相メタノールが豊富に存在すると予測されています。CO吸着は、コールドコアの体積密度と相関し、近くの分子雲では、10$^4$cm$^{-3}$を超える体積密度で壊滅的なCO凍結が発生します。そこではメタノールの生成速度が最大になり、その凍結速度はその生成速度を上回りませんが、分子はガスやほこりによるUV破壊から保護されます。したがって、コールドコアでは、メタノールの存在量は一般に、容量とカラム密度の両方に依存する視覚的消滅と相関するはずです。この作業では、最大メタノール存在量が高密度コアのローカル$A_V\simeq$4magに関連付けられているという最も基本的なモデル予測をテストし、観測データでモデルパラメータを制約します。IRAM30mアンテナを使用して、CH$_3$OH（2-1）および（3-2）遷移をおうし座のL1495フィラメントの7つの高密度コアにマッピングして、メタノールの存在量を測定しました。Herschel/SPIREマップを使用して視覚的消滅を推定し、Tafalla＆Hacar（2015）のC$^{18}$O（2-1）マップを使用してCO枯渇を推定します。主要なモデルパラメータを変化させて、メタノールの存在量、COの枯渇、および視覚的消滅の間の観測およびモデル化された相関関係を調査しました。モデリングの結果は、トンネリングによる水素表面拡散が、観察されたメタノールの存在量を再現するために重要であり、必要な反応性脱着効率が実験室での実験から推定されたものと一致することを示しています。
拡散星間バンドのファミリーとクラスター：データ駆動型相関分析
| Title |
Families_and_Clusters_of_Diffuse_Interstellar_Bands:_a_Data-Driven_Correlation_Analysis |
| Authors |
Haoyu_Fan,_Madison_Schwartz,_Amin_Farhang,_Nick_L._J._Cox,_Pascale_Ehrenfreund,_Ana_Monreal-Ibero,_Bernard_H._Foing,_Farid_Salama,_Klay_Kulik,_Heather_MacIsaac,_Jacco_Th._van_Loon,_and_Jan_Cami |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04541 |
500を超える拡散星間バンド（DIB）が天体分光学で観測されており、さまざまな環境でのそれらの特徴と相関関係が過去数十年にわたって研究され、キャリアの性質に関する手がかりが明らかになっています。赤化の量E_B-Vに正規化されたDIBの等価幅を比較し、25の視線で測定された54のDIBを含むデータサンプルを使用して、反相関DIBペアを検索します。このデータサンプルは、光学領域で一般的に検出される強力なDIBのほとんどをカバーしており、視線はさまざまなISM条件をプローブします。DIBペアの12.9％が反相関しており、ピアソン相関係数が最も低いのはr_norm〜-0.7であることがわかります。相関ベースのDIBファミリを再検討し、階層的凝集およびk-meansクラスタリングアルゴリズムを適用することにより、十分に研究されたDIBに対するそのようなファミリの割り当てを再現することができます。多次元尺度構成法（MDS）を使用して、1-r_normで表されるDIB間の非類似性を視覚化します。この表現により、DIBがかなり連続したシーケンスを形成していることがわかります。これは、DIBキャリアの一部のプロパティがこのシーケンスに従って徐々に変化していることを意味します。また、DIB間の相違点を適切に説明するには、少なくとも2つの要因が必要であることがわかります。最初の要因はDIBキャリアのイオン化特性に関連していると解釈される可能性がありますが、2番目の要因の物理的解釈はあまり明確ではなく、DIBキャリアが周囲の星間物質とどのように相互作用するかに関連している可能性があります。
銀河中心オブジェクトG2 / DSOの見かけの尾
| Title |
The_apparent_tail_of_the_Galactic_center_object_G2/DSO |
| Authors |
Florian_Pei{\ss}ker,_Michal_Zajacek,_Andreas_Eckart,_Basel_Ali,_Vladimir_Karas,_Nadeen_B._Sabha,_Rebekka_Grellmann,_Lucas_Labadie,_Banafsheh_Shahzamanian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04543 |
近赤外線超過物体G2/DSOの観測は、銀河中心とその周辺への注目を高めました。2014年に予測されたフレアイベントと、銀河の中心にある超大質量ブラックホールの集中的な監視の結果は、大幅に強化された降着イベントに関するすべての予測を満たしていませんでした。その後の観測では、特に2014年の周縁部でのコンパクトな形状のため、オブジェクトの性質に関する質問にさらに対処しました。理論的アプローチでは、潮汐力によるガス状雲の予想される溶解に抵抗して、オブジェクトの矛盾する動作に答えようとしました。蒸発と流体力学的不安定性との組み合わせ。しかし、その天体がかなり塵に覆われた若い恒星状天体であると仮定すると、いくつかのグループの予測と多数の出版物で提示された観測と一致しているようです。ここでは、SINFONI（VLT）で実行されたオブジェクトの観測の詳細な概要と分析を示し、G2/DSOの性質を明確にするための包括的なアプローチを提供します。テールエミッションは、同じデータの以前の表現に見られたような拡張および伸長されたコンポーネントではなく、各ソースの軌道要素が異なる2つの分離されたコンパクトなソースで構成されていることを示します。私たちの最近の出版物を考慮して、監視された塵に覆われた物体は、核円盤で形成が開始された、溶解した若い星団の残骸であると提案します。これは、DソースとXソースの分析と一致する共有履歴を示しています。
球状星団と超微弱矮小銀河の間の分離分類器としての恒星質量分離
| Title |
Stellar_mass_segregation_as_separating_classifier_between_globular_clusters_and_ultra-faint_dwarf_galaxies |
| Authors |
Holger_Baumgardt,_Johannes_Faller,_Nicholas_Meinhold,_Chandler_McGovern-Greco_and_Michael_Hilker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04689 |
深部HSTと地上測光に基づいて、50を超える球状星団と超微弱矮小銀河候補における恒星の質量分離の量を決定しました。球状星団の質量分離の量は、緩和時間と強く相関しており、緩和時間が年齢以上のクラスターはすべて、質量分離がほとんどまたはまったくないことがわかります。各クラスターについて、見られる質量分離の量は、最初は分離されていないクラスターからの動的進化によって予想される量と完全に互換性があり、球状星団がそれらの低質量星の間で原始的な質量分離なしに形成されたことを示しています。超微弱な矮小銀河の候補は2つのグループに分けられます。球状星団と同じ傾向で緩和時間と質量分離の量をたどる星団と、ハッブル時間よりも緩和時間が短いにもかかわらず分離されていない暗黒物質が支配的な矮小銀河です。利用可能な場合、恒星の存在量と速度分散のデータは、私たちの分類を確認します。超微弱な矮小銀河候補を分類した後、外側のハロー星団の半光半径内の平均密度は0.03M$_\odot$/pc$^3\lesssim\rho_h\lesssim$1M$であることがわかりました。_\odot$/pc$^3$、矮小銀河の星団密度は0.001M$_\odot$/pc$^3\lesssim\rho_h\lesssim$0.03M$_\odot$/pc$^3$。この密度の分離の理由は、システムが形成された初期条件と外部の潮汐力に耐える要件の組み合わせである可能性が最も高いです。
天の川からの銀河風に対する宇宙線拡散と放射冷却の影響
| Title |
The_Effects_of_Cosmic_Ray_Diffusion_and_Radiative_Cooling_on_the_Galactic_Wind_from_the_Milky_Way |
| Authors |
Jiro_Shimoda_and_Shu-Ichiro_Inutsuka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04762 |
宇宙線拡散と放射冷却が銀河風の構造に及ぼす影響を定常状態近似で研究します。現実的な冷却プロセスにより、風の発生が抑制されることが知られています。宇宙線の拡散の影響も、風を吹き上げるのに不利であると考えられています。これらの効果の両方は、風の定常状態近似で同時に研究されていません。定常状態の銀河風の327254の解を見つけ、宇宙線圧力の影響がAlfv\'enMach数に依存することを確認します。風によって運ばれる質量流束は、宇宙線圧力に直接依存しません（ただし、熱圧力）、およびギャラクシーで見られる典型的な状態は、ディスクから$\sim300$kpcの高さで金属汚染物質を提供する風の解決策に対応する可能性があります。
巨大な星形成銀河は、それらのハローガスのほとんどを星に変換しました
| Title |
Massive_Star-Forming_Galaxies_Have_Converted_Most_of_Their_Halo_Gas_into_Stars |
| Authors |
Ziwen_Zhang,_Huiyuan_Wang,_Wentao_Luo,_Jun_Zhang,_H._J._Mo,_YiPeng_Jing,_Xiaohu_Yang,_and_Hao_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04777 |
地元の宇宙では、バリオンガスを星に変換する効率は非常に低いです。銀河が形成され進化する暗黒物質ハローでは、平均効率は銀河の恒星の質量によって異なり、天の川のような銀河では最大で約20パーセントです。より高い質量での低効率は、活動銀河核からのフィードバックなど、いくつかの消光プロセスによって生成されると考えられています。SDSS中央銀河の弱いレンズ効果と衛星運動学の分析を行います。私たちの結果は、$10^{11}\\rmM_\odot$前後の大規模な星形成銀河の大規模な集団では、効率がはるかに高く、60％以上であることを示しています。これは、これらの銀河がハロー内のガスの大部分を獲得し、急冷プロセスの影響をあまり受けずに星に変換したことを示唆しています。この銀河の集団は、現在の銀河形成モデルでは再現されておらず、銀河形成の理解が不完全であることを示しています。銀河系の媒体、星形成の消光、円盤銀河の回転曲線に対する私たちの結果の影響について説明します。また、結果に影響を与える可能性のあるハロー質量と恒星質量の測定における体系的な不確実性についても調べます。
ALCHEMIによるリン含有分子の最初の銀河系外検出：窒化リン（PN）
| Title |
First_extragalactic_detection_of_a_phosphorus-bearing_molecule_with_ALCHEMI:_phosphorus_nitride_(PN) |
| Authors |
D._Haasler,_V._M._Rivilla,_S._Mart\'in,_J._Holdship,_S._Viti,_N._Harada,_J._Mangum,_K._Sakamoto,_S._Muller,_K._Tanaka,_Y._Yoshimura,_K._Nakanishi,_L._Colzi,_L._Hunt,_K._L._Emig,_R._Aladro,_P._Humire,_C._Henkel,_and_P._van_der_Werf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04849 |
リン（P）は、いくつかの生体分子で中心的な役割を果たしていることを考えると、生命にとって重要な要素です。P含有分子は天の川のさまざまな地域で発見されていますが、銀河系外の環境にはまだ向けられていません。近くのスターバースト銀河NGC253に向かってP含有分子を検索しました。ALMA包括的高解像度銀河外分子インベントリ（ALCHEMI）プロジェクトからの観測を使用して、MADCUBAパッケージを使用して、局所熱力学を想定したP含有分子の放出をモデル化しました。平衡（LTE）条件。SpectralRadexを使用して非LTE分析も実行しました。銀河系外環境で、NGC253の2つの巨大分子雲（GMC）に向けて、P含有分子である窒化リン（PN）が初めて検出されたことを報告します。LTE分析により、PNビーム平均カラム密度の合計が得られます。N$=（1.20$\pm$0.09）$\times$10$^{13}$cm$^{-2}$および$N$=（6.5$\pm$1.6）$\times$10$^{12}$cm$^{-2}$、これは$\chi$=（8.0$\pm$1.0）$\times$10$^{-12}$と$\chi$=のH$_2$に関する存在量に変換されます（4.4$\pm$1.2）$\times$10$^{-12}$。PN発光が最も明るいGMCに向かって$T_{\rmex}$=（4.4$\pm$1.3）Kの低い励起温度を導き出しました。これは、PNがサブサーマル励起されていることを示しています。非LTE分析の結果、LTE値と一致するカラム密度が得られます。他のP含有分子（PO、PH$_{3}$、CP、CCP）も検索し、上限を導き出しました。導出されたPO/PN比は$<$1.3および$<$1.7です。PNとNGC253に向けて導出されたショックトレーサーSiOの間の存在比は、銀河系の発生源に向けて以前に見られたのと同じ傾向に従います。観測結果を化学モデルと比較すると、NGC253で得られたPNの分子量は、衝撃駆動化学とそれに続く宇宙線駆動光化学によって説明できることがわかります。
分子のKS関係は、低金属量に至るまで普遍的ですか？
| Title |
Is_the_molecular_KS_relationship_universal_down_to_low_metallicities? |
| Authors |
David_J._Whitworth,_Rowan_J._Smith,_Robin_Tress,_Scott_T._Kay,_Simon_C._O._Glover,_Mattia_C._Sormani_and_Ralf_S._Klessen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04993 |
近年、極度に低い金属量の銀河環境では、H2が不足している領域に星が形成されると推測されています。この論文では、銀河の金属量とUV場の強さの変化が、内部の星形成にどのように影響するか、および分子ガスのケニカットとシュミットの関係を調査します。孤立した矮小銀河の非常に高解像度のアレポシミュレーションを使用して、金属量とUVフィールドを1％から10％の太陽近傍値に個別に変化させます。ISMの分子組成をモデル化するために、非平衡で時間依存の化学ネットワークを含め、周囲のUVフィールドからのガスシールドの効果を含めます。重要なことに、私たちのシミュレーションは、ガスの重力崩壊を直接モデル化して、星を形成する塊とコアになり、その後、シンク粒子を使用して降着します。この最初の出版物では、金属量とUVフィールドを10分の1に減らしても、星形成には影響がなく、冷たくて密度の高い星形成ガスには最小限の影響しか及ぼさないことがわかりました。コールドガスの枯渇時間は、HIが支配的なコールドガスに星形成が存在するため、分子ガスの枯渇時間よりもほぼ1桁長くなります。シミュレーション内で自然に発生するH2ケニカットとシュミットの関係を調べ、基準となる10％の太陽金属量モデルでN=1.09+/-0.014のほぼ線形のべき乗則指数を見つけます。金属量とUVフィールドが減少すると、これは適度に急勾配になり、1％の太陽金属量と1％の太陽UVフィールドモデルの勾配はN=1.24+/-0.022になります。
銀河系外天体AT2018cowの余波におけるコンパクトオブジェクトの証拠
| Title |
Evidence_for_a_Compact_Object_in_the_Aftermath_of_the_Extra-Galactic_Transient_AT2018cow |
| Authors |
Dheeraj_R._Pasham_(MIT),_Wynn_C._G._Ho,_William_Alston,_Ronald_Remillard,_Mason_Ng,_Keith_Gendreau,_Brian_D._Metzger,_Diego_Altamirano,_Deepto_Chakrabarty,_Andrew_Fabian,_Jon_Miller,_Peter_Bult,_Zaven_Arzoumanian,_James_F._Steiner,_Tod_Strohmayer,_Francesco_Tombesi,_Jeroen_Homan,_Edward_M._Cackett,_Alice_Harding |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04531 |
最も明るいFastBlueOpticalTransients（FBOT）は、新しいクラスの天体物理学的現象を表す可能性のある、神秘的な銀河系外爆発です。ニッケル56の放射性崩壊によって動力を与えられ、よりゆっくりと進化する巨大な星のコア崩壊の文脈の中で、1週間未満の最大輝度までの速い時間と数ヶ月にわたって低下する非定型の光学スペクトルと進化を説明することは困難です。AT2018cow（赤方偏移0.014）は、急速な進化と高い光度という点で極端なFBOTです。ここでは、周波数224Hz（3.7$\sigma$有意水準または誤警報確率0.02％）のAT2018cowの軟X線の高振幅準周期振動（QPO）と二乗平均平方根の証拠を示します。-振幅の2乗>30％。この信号は、60日間の爆発全体にわたって取得された平均パワー密度スペクトルに見られ、10億サイクル続く非常に持続性の高い信号を示唆しています。224Hz（4.4ms）の高周波（高速タイムスケール）は、AT2018cowのコンパクトオブジェクトを主張します。これは、850太陽質量未満の質量を持つ中性子星またはブラックホールである可能性があります。QPOが中性子星の自転周期である場合、星の磁場の強さに制限を設けることができます。私たちの仕事は、FBOTを研究するために高時間分解能のX線観測を使用する新しい方法を強調しています。
Fermi-GBMデータでのコンパクトな連星合併への変調された{\ gamma}線前駆体の検索
| Title |
Searches_for_Modulated_{\gamma}-Ray_Precursors_to_Compact_Binary_Mergers_in_Fermi-GBM_Data |
| Authors |
Cosmin_Stachie,_Tito_Dal_Canton,_Nelson_Christensen,_Marie-Anne_Bizouard,_Michael_Briggs,_Eric_Burns,_Jordan_Camp_and_Michael_Coughlin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04555 |
GW170817は、確認された{\gamma}線の対応物であるGRB170817Aが検出された唯一の重力波（GW）イベントです。ここでは、コンパクトなバイナリマージに関連する別のタイプの{\gamma}線信号、{\gamma}線バースト前駆体を検索する方法を示します。合体の直前に放出された場合、高エネルギー電磁（EM）フラッシュは、互いに周回する2つのコンパクトなオブジェクトによって作成された非常に動的で相対論的な環境を通過します。したがって、地球観測者に到達するEM信号は、ある程度予測可能な時間依存変調を示す可能性があります。フェルミ-GBMデータを使用して、オブザーバーフレームコンポーネントの質量とバイナリマージ時間によってパラメーター化された、このような変調を示す光度曲線のターゲット検索方法について説明します。メソッドの感度は、GBMデータに追加されたシミュレートされた信号に基づいて評価されます。次に、この方法は、AdvancedLIGOとAdvancedVirgoの実行を監視する2番目（O2）と3番目（O3）の間に検出された潜在的に興味深いコンパクト連星の選択に適用されます。考慮されたイベントのいずれかに関連する有意な変調された{\gamma}線前駆体信号は見つかりません。
超高エネルギー拡散$ \ gamma $線と宇宙線光核のひざを調和させる
| Title |
Reconciling_ultra-high-energy_diffuse_$\gamma$-rays_and_the_knee_of_cosmic_ray_light_nuclei |
| Authors |
Pei-pei_Zhang,_Yi-qing_Guo,_Bing-qiang_Qiao_and_Wei_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04651 |
拡散$\gamma$線は、チベット-AS$\gamma$実験によって957TeVまで測定されました。宇宙線核と星間物質の間のハドロン相互作用によって生成されると仮定すると、宇宙線核はPeVエネルギーをはるかに超えて加速される必要があります。ただし、いくつかの実験による陽子とヘリウムのスペクトルの測定は、PeVを下回るブレークを示しています。この明らかな不一致を解決するために、この研究では、宇宙線の新しい構造がPeVを超えて存在する可能性があり、これが最高エネルギーの拡散$\gamma$線に寄与する可能性があることを提案します。この追加のコンポーネントは、銀河宇宙線加速器の別の集団として機能する可能性があり、2番目の膝を超える宇宙線フラックスに寄与する可能性があります。異なる核種のエネルギースペクトルの将来の測定は、この新しい成分の存在をテストするかもしれません。
MAGICGRB190114Cの超新星
| Title |
The_supernova_of_the_MAGIC_GRB190114C |
| Authors |
A._Melandri,_L._Izzo,_E._Pian,_D.B._Malesani,_M._Della_Valle,_A._Rossi,_P._D'Avanzo,_D._Guetta,_P.A._Mazzali,_S._Benetti,_N._Masetti,_E._Palazzi,_S._Savaglio,_L._Amati,_L.A._Antonelli,_C._Ashall,_M.G._Bernardini,_S._Campana,_R._Carini,_S._Covino,_V._D'Elia,_A._de_Ugarte_Postigo,_M._De_Pasquale,_A.V._Filippenko,_A.S._Fruchter,_J.P.U._Fynbo,_A._Giunta,_D.H._Hartmann,_P._Jakobsson,_J._Japelj,_P.G._Jonker,_D.A._Kann,_G.P._Lamb,_A.J._Levan,_A._Martin-Carrillo,_P._Moller,_S._Piranomonte,_G._Pugliese,_R._Salvaterra,_S._Schulze,_R.L.C._Starling,_L._Stella,_G._Tagliaferri,_N._Tanvir,_D._Watson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04759 |
基礎となる超新星SN2019jrjを研究することを主な目的として、いくつかの地上望遠鏡とハッブル宇宙望遠鏡を使用して、光および近赤外波長でTeVエネルギーで初めて検出されたGRB190114C（赤方偏移z=0.4245）を観測しました。モニタリングは、オブザーバーフレームで、バースト後1。3日から370日の時間間隔にまたがっていました。残光の放出は、視線に沿った時間変化する消滅によって修正された均一な媒体内を伝播する前方衝撃でモデル化できることがわかります。ジェットブレイクは、7休息フレーム日後に存在する可能性があり、したがって、基礎となるSNの最大光度は、中間光度のストリップエンベロープコア崩壊超新星（SNe）の最大光度と、発光GRB関連SN2013dxの最大光度の範囲です。SN2019jrjの観測されたスペクトル吸収線は、従来のGRB-SNeほど広くはなく、輝度の低いコア崩壊SNeのスペクトル吸収線にかなり似ています。幅広のストリップエンベロープコア崩壊SN2004awをアナログとして採用し、SN2019jrjの基本的な物理的特性を暫定的に導き出します。このソースのTeV放出の一部がハドロン起源であった可能性について議論し、IceCubeを使用して予想される高エネルギーニュートリノ検出レベルを推定します。
4U 0614 + 09からの明るいタイプIX線バーストのGECAM検出：413Hzでのスピン周波数の確認
| Title |
GECAM_detection_of_a_bright_type-I_X-ray_burst_from_4U_0614+09:_confirmation_its_spin_frequency_at_413_Hz |
| Authors |
Y._P._Chen,_J._Li,_S._L._Xiong,_L._Ji,_S._Zhang,_W._X._Peng,_R._Qiao,_X._Q._Li,_X._Y._Wen,_L._M._Song,_S._J._Zheng,_X._Y._Song,_X._Y._Zhao,_Y._Huang,_F._J._Lu,_S._N._Zhang,_S._Xiao,_C._Cai,_B._X._Zhang,_Z._H._An,_C._Chen,_G._Chen,_W._Chen,_G._Q._Dai,_Y._Q._Du,_M._Gao,_K._Gong,_D._Y._Guo,_Z._W._Guo,_J._J._He,_B._Li,_C._Li,_C._Y._Li,_G._Li,_J._H._Li,_L._Li,_Q._X._Li,_X._B._Li,_Y._G._Li,_J._Liang,_X._H._Liang,_J._Y._Liao,_J._C._Liu,_X._J._Liu,_Y._Q._Liu,_Q._Luo,_X._Ma,_B._Meng,_G._Ou,_D._L._Shi,_F._Shi,_J._Y._Shi,_G._X._Sun,_X._L._Sun,_Y._L._Tuo,_C._W._Wang,_H._Wang,_H._Y._Wang,_J._Wang,_J._Z._Wang,_P._Wang,_Y._S._Wang,_Y._X._Wang,_X._Wen,_H._Wu,_S._L._Xie,_Y._B._Xu,_Y._P._Xu,_W._C._Xue,_S._Yang,_M._Yao,_J._Y._Ye,_Q._B._Yi,_C._M._Zhang,_C._Y._Zhang,_D._L._Zhang,_Fan_Zhang,_Fei_Zhang,_H._M._Zhang,_K._Zhang,_P._Zhang,_X._L._Zhang,_Y._Q._Zhang,_Z._Zhang,_G._Y._Zhao,_S._Y._Zhao,_Y._Zhao,_C._Zheng,_X._Zhou,_Y._Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04790 |
重力波高エネルギー電磁カウンターパート全天モニター（GECAM）の打ち上げから1か月後、2021年1月24日に4U〜0614+09からの明るい熱核X線バーストが観測されました。分数振幅3.4\％（rms）の413Hzでのバーストおよびバースト振動検出。これは、以前に\textit{Swift}/BAT\citep{Strohmayer2008}で発見されたバースト振動と一致するため、このソースのスピン周波数を確認します。このバーストは、4U〜0614+09からこれまでに検出された通常のバースト（スーパーバーストを除く）の中で最も明るいバーストであり、距離推定の上限は3.1kpcになります。バースト振動中の折りたたまれた光度曲線は、マルチピーク構造を示しています。これは、非脈動源でのシングルバースト振動中に観察された最初のケースです。マルチピークプロファイルは、バースト振動の追加の高調波が原因である可能性があります。これは、恒星表面のいくつかの明るい/暗いスポットに対応しています。
ガイアによるブラックホール連星の検出可能性：バイナリ進化モデルへの依存
位置天文衛星\textit{Gaia}は、以前に発見されたBHX線連星とは異なる集団である、発光コンパニオン（LC）（以下、BH-LC連星）と相互作用しないブラックホール（BH）連星を観測することが期待されています。\textit{Gaia}を使用したBH-LCバイナリの検出可能性は、バイナリ進化モデルに依存している可能性があります。連星集団合成技術による孤立した連星進化によって形成されたBH-LC連星の\textit{Gaia}の検出可能性を調査し、単一および連星モデルへの依存性を調べました：超新星モデル、共通外層（CE）放出効率$\alpha$、およびBHの出生キックモデル。$1.1$-$46$BH-LCバイナリは、5年間の観測で検出できると推定され、$\alpha$が検出可能な数に最大の影響を与えることがわかりました。各モデルで、観測可能および固有のBH-LCバイナリは同様の分布を持っています。したがって、3つの重要な意味が見つかりました。（1）下部のBH質量ギャップが本質的でない場合（つまり、$3$-$5M_\odot$BHが存在する場合）、\textit{Gaia}は$\leq5M_\odot$を観測します。BH、（2）CE効率が非常に高い場合、軽いLCで短い公転周期のバイナリを観測する可能性があります。（3）離心率分布から出生キックの存在を特定できる可能性があります。
Cyg X-3の近赤外およびX線変動：コンパクトなIR源と複雑な風の構造の証拠
| Title |
Near-IR_and_X-ray_Variability_of_Cyg_X-3:_Evidence_for_a_Compact_IR_Source_and_Complex_Wind_Structures |
| Authors |
Igor_I._Antokhin,_Anatol_M.Cherepashchuk,_Eleonora_A._Antokhina,_Andrey_M._Tatarnikov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04805 |
MSUSAIのコーカサス山天文台の2.5m望遠鏡で得られ、RXTEASMおよびMAXIアーカイブから収集された、CygX-3の近赤外（JHK）およびX線光度曲線を研究します。X線およびIRドメインの光度曲線は、不規則な変動の影響を強く受けます。ただし、平均曲線は非常に安定しており、両方のドメインで質的に類似しています。これは、システムのIRフラックスが、WR風の自由放射だけでなく、相対論的コンパニオンの近くにあるコンパクトなIRソースからも発生することを意味します。平均X線およびIR光度曲線の形状は、WR風に2つの追加構造が存在することを示唆しています。相対論的コンパニオンの近くのバウショックと、いわゆる「塊状の軌跡」です（Vilhuetal.2013）。平均X線およびIR光度曲線のモデリングにより、重要なシステムパラメータを取得できました。相対論的コンパニオン$\phi_0=-0.066\pm0.006$の上位結合の軌道位相、軌道傾斜角$i=29.5^\circ\pm1.2^\circ$、およびWR質量損失率$\dot{M}=（0.96\pm0.14）\times10^{-5}\rmM_\odotyr^{-1}$。$\dot{M}$と周期変化率の間、および$\dot{M}$とWR質量の間の関係を使用して、相対論的コンパニオン$M_{\rmC}\simeqの推定質量を推定しました。ブラックホール仮説を指す7.2\rmM_\odot$。ただし、この推定値は、WR風が滑らかであるという仮定に基づいています。凝集に関連する不確実性を考慮すると、質量損失率は低くなる可能性があり、中性子星仮説の余地が残されます。
白色矮星と中性子星の天体物理学のための1成分プラズマの$ Ab〜initio $熱力学
| Title |
$Ab~initio$_thermodynamics_of_one-component_plasma_for_astrophysics_of_white_dwarfs_and_neutron_stars |
| Authors |
D._A._Baiko_and_A._I._Chugunov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04822 |
パスインテグラルモンテカルロ（PIMC）シミュレーションを使用して、原子核と均一な非圧縮性電子バックグラウンドで構成される結晶のエネルギーを計算しました。これは、コンパクトな恒星オブジェクト、白い矮星、中性子星の完全にイオン化された層をカバーします。イオンの量子化が重要な高密度領域。便利な解析式で結果を概算しました。これにより、温度と密度に関してエネルギーを統合および微分して、ヘルムホルツ自由エネルギー、比熱、圧力、エントロピーなどのさまざまな熱力学的関数を取得できます。特に、、全結晶比熱は、非調和効果のために、よく知られている調和格子の寄与を1.5倍超える可能性があること。私たちの結果を、本研究で更新された量子クーロン液体のPIMC熱力学と組み合わせることにより、融解時のクーロン結合強度、潜熱、比熱ジャンプなどの融解パラメーターの密度依存性を決定することができました。私たちの結果は、コンパクトな縮退した星の熱進化の現実的なモデリングに必要です。
フェルミ大面積望遠鏡によるSNRKes79領域の高度なガンマ線研究
| Title |
Advanced_gamma-ray_studies_of_the_SNR_Kes_79_region_with_Fermi_Large_Area_Telescope |
| Authors |
Xinbo_He,_Yudong_Cui,_Paul_K._H._Yeung,_P._H._Thomas_Tam,_Yong_Zhang,_and_Yang_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04875 |
環境。フェルミ大面積望遠鏡（LAT）のデータと分析ツールは、年齢が4.4〜6.7kyrのKes79（Auchettletal。2014）の最後の分析の後、大幅に改善されました。この中年の超新星残骸（SNR）に関する最近の多波長研究により、年齢、サイズ、衝撃と雲の相互作用など、より多くの物理的特性が明らかになりました。目的。この作業では、11。5年のFermi-LATデータを分析して、この領域の光線の特徴を調査します。次に、いくつかのモデルを調べて、それらの起源を推測します。メソッド。5GeVを超えるFermi-LATデータを使用して、SNR領域のサブ機能をより適切に区別し、エネルギーを100MeVまで拡張して、SNR領域全体のスペクトルを調査します。衝撃雲衝突から漏れた宇宙線（CR）を伴うハドロンモデルを調査し、この領域内/周辺のパルサーからのレプトンの寄与も調べました。結果。私たちの仕事では、結果は4FGLJ1852.4+0037eでより重要な検出（$\sim$34.8$\sigma$）を示しています。また、低いピークエネルギーE$_{break}\sim$0.5GeVを示し、スペクトルはBPLモデルに適合して100MeVまで低下します。$\ge$5GeVでは、SNRの北にあるSrc-NとSNRの南にあるSrc-Sの2つの拡張ソースを検出します。それらは異なるスペクトル形状を持っています。結論。衝撃波と雲の衝突後にSNRKes79からCRがリークしたハドロンモデルは、主にSrc-Sの北東部でのGeV放射を、典型的なパラメータ値で再現できます。Src-S内の3つの既知のパルサーは、$\gamma$線の放出を説明するには低すぎる総電力を放出します。一方、SNRはローカルGeVスペクトルを説明するのに十分なCRをSrc-Nの雲に到達させることができないことを発見し、Src-N放出はPSRを動力源とする推定パルサー風星雲によって支配される可能性があることを提案します。J1853+0056。
| Title |
A_search_for_correlated_low-energy_electron_antineutrinos_in_KamLAND_with_gamma-ray_bursts |
| Authors |
S._Abe,_S._Asami,_A._Gando,_Y._Gando,_T._Gima,_A._Goto,_T._Hachiya,_K._Hata,_K._Hosokawa,_K._Ichimura,_S._Ieki,_H._Ikeda,_K._Inoue,_K._Ishidoshiro,_Y._Kamei,_N._Kawada,_Y._Kishimoto,_T._Kinoshita,_M._Koga,_N._Maemura,_T._Mitsui,_H._Miyake,_K._Nakamura,_K._Nakamura,_R._Nakamura,_H._Ozaki,_T._Sakai,_H._Sambonsugi,_I._Shimizu,_J._Shirai,_K._Shiraishi,_A._Suzuki,_Y._Suzuki,_A._Takeuchi,_K._Tamae,_M._Eizuka,_M._Kurasawa,_T._Nakahata,_S._Futagi,_H._Watanabe,_Y._Yoshida,_S._Obara,_A._K._Ichikawa,_S._Yoshida,_S._Umehara,_K._Fushimi,_B._E._Berger,_B._K._Fujikawa,_J._G._Learned,_J._Maricic,_S._N._Axani,_J._Smolsky,_C._Laber-Smith,_L._A._Winslow,_Z._Fu,_J._Ouellet,_Y._Efremenko,_H._J._Karwowski,_D._M._Markoff,_W._Tornow,_A._Li,_J._A._Detwiler,_S._Enomoto,_M._P._Decowski,_C._Grant,_H._Song,_T._O'Donnell,_S._Dell'Oro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04918 |
ガンマ線座標ネットワークとフェルミガンマ線バーストモニターからのガンマ線バーストを使用したカムランド検出器での低エネルギー電子反ニュートリノの時間一致イベント検索の結果を示します。$\pm$500sの可変一致時間ウィンドウと各ガンマ線バーストの持続時間を使用すると、バックグラウンドを超える統計的に有意な超過は観察されません。世界で最も厳しい90％信頼水準の上限を、17.5MeV未満の電子反ニュートリノフルエンスに設定します。ガンマ線バースト源からのフェルミ-ディラックニュートリノエネルギースペクトルを仮定して、利用可能なレッドシフトデータを使用して、電子の反ニュートリノ光度と有効温度を制限します。
z = 0.122での短いGRB080905Aのホスト銀河のVLT / MUSEおよびATCA観測
| Title |
VLT/MUSE_and_ATCA_observations_of_the_host_galaxy_of_the_short_GRB_080905A_at_z=0.122 |
| Authors |
A._M._Nicuesa_Guelbenzu,_S._Klose,_P._Schady,_K._Belczynski,_D._H._Hartmann,_L._K._Hunt,_and_M._J._Micha{\l}owski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04924 |
短いGRBの前駆体は、結合するコンパクトな恒星オブジェクトの性質（恒星質量ブラックホールを含むかどうかを含む）またはそれらの年齢（数百万または数十億年）に応じて、さまざまなフレーバーで提供される可能性があります。z=0.122の赤方偏移では、短いGRB080905Aのほぼ正面向きの渦巻ホストは、これまでに特定された最も近い短いGRBホスト銀河の1つです。これにより、空間的に分解された星形成を調査し、その星形成構造のコンテキストで残光の位置を調査することが好ましいターゲットになりました。GRB080905Aホスト銀河の星形成活動を研究するために、ATCA5.5/9.0GHz無線連続測定と公的に入手可能なHSTデータによって補足された、VLT/MUSE面積分フィールドユニット観測を使用しました。MUSEの観測は、ホスト全体が強い線放射によって特徴付けられることを明らかにしています。Hα線フラックスを使用して、銀河全体で約1.6Msun/年のSFRを測定します。これは、ATCAによる非検出と一致しています。いくつかの個々の星形成領域がホスト全体に散らばっています。最も明るい領域のHα線の光度は、大マゼラン雲のタランチュラ星雲の光度のほぼ4倍です。星形成活動は、GRB爆発サイトまでの距離が約3kpc（投影）に近いところまで追跡できますが、星の種族合成の計算では、Halpha-bright星形成領域のいずれも短い-の発祥の地ではない可能性が高いことが示されています。GRB前駆体。
1.3cmと7mmでのいて座A *の固有の構造
| Title |
The_intrinsic_structure_of_Sagittarius_A*_at_1.3_cm_and_7_mm |
| Authors |
Ilje_Cho_(1,2,3),_Guang-Yao_Zhao_(3,1),_Tomohisa_Kawashima_(4),_Motoki_Kino_(5,6),_Kazunori_Akiyama_(7,8,5),_Michael_D._Johnson_(9,8),_Sara_Issaoun_(10),_Kotaro_Moriyama_(11,7),_Xiaopeng_Cheng_(1),_Juan-Carlos_Algaba_(12),_Taehyun_Jung_(1,2),_Bong_Won_Sohn_(1,2,13),_Thomas_P._Krichbaum_(14),_Maciek_Wielgus_(9,8),_Kazuhiro_Hada_(11,15),_Ru-Sen_Lu_(16,17,14),_Yuzhu_Cui_(11,15),_Satoko_Sawada-Satoh_(18),_Zhiqiang_Shen_(16,17),_Jongho_Park_(19,20),_Wu_Jiang_(16,17),_Hyunwook_Ro_(13,1),_Kunwoo_Yi_(20),_Kiyoaki_Wajima_(1),_Jee_Won_Lee_(1),_Jeffrey_Hodgson_(21),_Fumie_Tazaki_(11),_Mareki_Honma_(11,15),_Kotaro_Niinuma_(22,23),_Sascha_Trippe_(20,24),_Tao_An_(16),_Yingkang_Zhang_(16),_Jeong_Ae_Lee_(1),_Se-Jin_Oh_(1),_Do-Young_Byun_(1,2),_Sang-Sung_Lee_(1,2),_Jae-Young_Kim_(1),_Junghwan_Oh_(1),_Shoko_Koyama_(25,19),_et_al._(27_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04929 |
銀河中心の超大質量ブラックホール（SMBH）であるいて座A*（SgrA*）は、超長基線干渉計（VLBI）でSMBHの最も内側の領域を解決するための最良のターゲットの1つです。この研究では、イベントホライズンテレスコープ（EHT）の多波長キャンペーンの一環として、東アジアVLBIネットワークを使用して1.349cm（22.223GHz）および6.950mm（43.135GHz）でSgrA*に向けた観測を実施しました。）2017年4月。散乱効果を軽減するために、Psaltisetal。の物理的に動機付けられた散乱カーネルモデル。（2018）およびJohnsonetal。の散乱パラメータ（2018）が適用されました。その結果、単一の対称ガウスモデルは、両方の波長でのSgrA*の固有の構造をよく表しています。閉鎖の振幅から、主軸のサイズは〜704$\pm$102$\mu$as（軸比$\sim$1.19$^{+0.24}_{-0.19}$）および$\sim$300$\pm$25です。$\mu$as（軸比$\sim$1.28$\pm$0.2）、それぞれ1.349cmと6.95mm。Issaounらによる3.5mm（86GHz）での準同時観測と一緒に。（2019）、固有のサイズは、べき乗則として波長を観測することでスケーリングし、インデックスは$\sim$1.2$\pm$0.2であることを示します。私たちの結果は、1.3mmでのサイズとコンパクトなフラックス密度の推定値も提供します。これは、EHT観測の分析に組み込むことができます。電波放射の起源に関して、我々は固有の構造を降着流のシナリオ、特にケプラーの殻モデルに基づく放射的に非効率的な降着流と比較しました。これにより、ソースサイズを再現するために非熱電子集団が必要であることを示します。
MOMO IV：過去20年間の完全なSwiftX線およびUV /光学光度曲線とブレーザーOJ287の特徴的な変動性
| Title |
MOMO_IV:_The_complete_Swift_X-ray_and_UV/optical_light_curve_and_characteristic_variability_of_the_blazar_OJ_287_during_the_last_two_decades |
| Authors |
S._Komossa,_D._Grupe,_L.C._Gallo,_A._Gonzalez,_S._Yao,_A.R._Hollett,_M.L._Parker,_S._Ciprini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.05067 |
私たちは、プロジェクトMOMO（OJ287の多波長観測とモデリング）の一環として、2015年後半からSwiftを使用してブレーザーOJ287の高密度モニタリングを実施しています。これは、X線およびUVデータを含むOJ287の既存の最も密度の高いモニタリングです。シーケンスのこの最新の出版物では、2005年以降のアーカイブデータを含む4000を超えるSwift単一波帯データセットに基づいて、OJ287の多波長変動を特徴付けています。低レベルの活動のエポックでのUV、および爆発中のより大きなUV。離散相関関数は、光学とUVの間のラグがゼロであることを示しており、最も密度の高いケイデンスのエポックでtau=0+-1日です。バースト中（2016/17および2020）、X線はほぼゼロのラグでUVを追跡します。ただし、静止中の遅延は7〜18日で、X線が先行または遅延します。これは、逆コンプトン放射が支配的な別のX線成分が原因であると解釈されます。スケーリング関係は、OJ287のブロードライン領域とトーラスの特徴的な長さスケールを導出するために使用されます。注目に値する対称的なUV-光学的ディープフェードが2017年後半に確認され、2か月間続きます。ほこりっぽい雲の通過と、二次ブラックホールが一次と観測者の間のジェットを偏向させるモデルからの掩蔽を除外します。コアまたは明るい準定常ジェット機能での一時的な分散またはジェットスイングイベントについて推測します。深いフェードは、追加の空間的に異なるX線成分を明らかにします。エポック2020.9-2021.1は、OJ287のブラックホール連星モデルによって予測された前駆体フレア活動について検索されました。
| Title |
Final_Report_for_SAG_22:_A_Target_Star_Archive_for_Exoplanet_Science |
| Authors |
Natalie_R._Hinkel,_Joshua_Pepper,_Christopher_C._Stark,_Jennifer_A._Burt,_David_R._Ciardi,_Kevin_K._Hardegree-Ullman,_Jacob_Lustig-Yaeger,_Ravi_Kopparapu,_Lokesh_Mishra,_Karan_Molaverdikhani,_Ilaria_Pascucci,_Tyler_Richey-Yowell,_E._J._Safron,_David_J._Wilson,_Galen_Bergsten,_Tabetha_S._Boyajian,_J._A._Caballero,_K._Cunha,_Alyssa_Columbus,_Shawn_D._Domagal-Goldman,_Chuanfei_Dong,_R._M._Elowitz,_Devanshu_Jha,_Archit_Kalra,_David_W._Latham,_Jacob_Luhn,_Carl_Melis,_Navya_Nagananda,_Eliad_Peretz,_Sabine_Reffert,_Kimberly_Scarangella_Smith,_Keivan_G._Stassun,_Angelle_Tanner,_Noah_Tuchow,_Dimitri_Veras,_and_Jennifer_G._Winters |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04517 |
現在および今後のNASAミッションでは、太陽系外惑星の研究のために、選択された部分的に重なり合う星のセットを集中的に観測します。これらの星とそのシステムに関する重要な物理的および化学的情報は、観測を計画し、結果を解釈するために必要です。このようなデータのターゲットスターアーカイブは、ミッションの成功の可能性を高め、ミッション観測所の効率を向上させることにより、太陽系外惑星コミュニティの幅広い断面に利益をもたらします。また、太陽系外惑星系の特性評価に必要な恒星の特性に関する既存の知識のギャップや欠陥を明らかにしながら、標準化された仮定に基づく科学的分析のための共通のアクセス可能なリソースを提供します。
GECAM衛星に搭載されたGRDの設計と性能
| Title |
The_design_and_performance_of_GRD_onboard_the_GECAM_satellite |
| Authors |
Z._H._An,_X._L._Sun,_D._L._Zhang,_S._Yang,_X._Q._Li,_X._Y._Wen,_K.Gong,_X._H._Liang,_X._J._Liu,_Y._Q._Liu,_Y._G._Li,_S._L._Xiong,_Y._B._Xu,_Fan_Zhang,_X._Y._Zhao,_C._Cai,_Z._Chang,_G._Chen,_C._Chen,_Y._Y._Du,_P._Y._Feng,_M._Gao,_R._Gao,_D._Y._Guo,_J._J._He,_D._J._Hou,_C._Y._Li,_G._Li,_L._Li,_X._F._Li,_M._S._Li,_F._J._Lu,_H._Lu,_B._Meng,_W._X._Peng,_F._Shi,_H._Wang,_Z._Wang,_Y._S._Wang,_H._Z._Wang,_X._Wen,_S._Xiao,_Y._P._Xu,_J._W._Yang,_Q._B._Yi,_S._N._Zhang,_C._Y._Zhang,_C._M._Zhang,_Fei_Zhang,_Y._Zhao,_X._Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04774 |
背景：各GECAM衛星ペイロードには25個のガンマ線検出器（GRD）が含まれており、ガンマ線と粒子を検出し、ガンマ線バースト（GRB）を大まかに特定できます。GRDは、感度の高い材料として臭化ランタン（LaBr3）結晶を使用して設計されており、後端はシリコン光電子増倍管（SiPM）アレイと結合して読み取られます。目的：GRDの航空宇宙工学設計では、研究すべき多くの重要なポイントがあります。この論文では、GRDの特定の設計スキーム、アセンブリ、および検出器の性能テスト結果を示します。方法：モンテカルロシミュレーションと実験的テスト結果に基づいて、GRDの特定の回路設計と組み立てプロセスが最適化されました。完全に組み立てられた後、GRDは放射線源を使用して性能試験を実施し、ランダム振動試験も実施しました。結果と結論：テスト結果は、すべての衛星搭載GRDのエネルギー分解能が59.5keVで16％未満であり、科学的性能における衛星の要件を満たしていることを示しています。ランダム振動試験は、GRDが空間アプリケーションの要件を満たす安定した性能を維持できることを示しています。
GECAM衛星ペイロード性能監視ソフトウェアの設計と実装
| Title |
The_design_and_implementation_of_GECAM_satellite_payload_performance_monitoring_software |
| Authors |
Peng_Zhang,_Xiang_Ma,_Yue_Huang,_Shaolin_Xiong,_Shijie_Zheng,_Liming_Song,_Ge_Ou,_Yanqi_Du,_Jing_Liang,_Hong_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04775 |
背景重力波高エネルギー電磁カウンターパート全天モニター（GECAM）は、主に重力波に対応するガンマ線バーストを検出するように設計されています。さまざまな天文現象からの安定した観測を実現するためには、軌道上での運用中にペイロードの性能を監視する必要があります。方法この記事では、GECAM衛星ペイロードパフォーマンスモニタリング（GPPM）ソフトウェアの設計と実装について説明します。ソフトウェアは、ペイロードデータからペイロードステータスと望遠鏡観測（光度曲線、エネルギースペクトル、エネルギースペクトルの特徴的なピークフィッティングなど）を抽出します。エンジニアリングデータに含まれる大量のペイロードステータスパラメータを考慮して、構成テーブルに基づいてパラメータ処理の方法を設計しました。この方法は、データ形式の頻繁な変更に対処し、プログラムの保守を容易にすることができます。ペイロードのステータスとパフォーマンスは、定義されたしきい値と監視レポートを通じて監視されます。ソフトウェア全体がPython言語で実装されており、膨大な量の観測データがMongoDBに保存されています。結論GPPMソフトウェアの設計と実装が完了し、地上および軌道上のペイロードデータでテストされました。このソフトウェアは、GECAMペイロードのパフォーマンスを効果的に監視できます。ソフトウェアの全体的な設計とデータ処理方法は、他の衛星に適用することができます。
GECAM衛星ペイロードに適用されるSiPMアレイデータ取得アルゴリズム
| Title |
The_SiPM_Array_Data_Acquisition_Algorithm_Applied_to_the_GECAM_Satellite_Payload |
| Authors |
Y.Q._Liu,_K._Gong,_X.Q._Li,_X.Y._Wen,_Z.H._An,_C._Cai,_Z._Chang,_G._Chen,_C._Chen,_Y.Y._Du,_M._Gao,_R._Gao,_D.Y._Guo,_J.J._He,_D.J._Hou,_Y.G._Li,_C.Y._Li,_G._Li,_L._Li,_X.F._Li,_M.S._Li,_X.H._Liang,_X.J._Liu,_F.J._Lu,_H._Lu,_B._Meng,_W.X._Peng,_F._Shi,_X.L._Sun,_H._Wang,_J.Z._Wang,_Y.S._Wang,_H.Z._Wang,_X._Wen,_S._Xiao,_S.L._Xiong,_Y.B._Xu,_Y.P._Xu,_S._Yang,_J.W._Yang,_Q.B._Yi,_Fan._Zhang,_D.L._Zhang,_S.N._Zhang,_C.Y._Zhang,_C.M._Zhang,_Fei_Zhang,_X.Y._Zhao,_Y._Zhao,_X._Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04786 |
重力波バースト高エネルギー電磁カウンターパート全天モニター（GECAM）は、それぞれ25個のLaBr3（塩化セリウムをドープした臭化ランタン）検出器と8個のプラスチックシンチレーター検出器を含む2つの小型衛星で構成されています。検出器信号は、シリコン光電子増倍管（SiPM）アレイを使用して読み取られます。この研究では、軌道上でのリアルタイムSiPMアレイデータの取得アルゴリズムを設計および実装し、出力イベントパケットを定義します。最後に、イベント取得に対するアルゴリズムの有効性が検証されます。
GECAMのGRDの地上ベースのキャリブレーションと特性評価：8-160 keV
| Title |
Ground-based_calibration_and_characterization_of_GRD_of_GECAM:_8-160_keV |
| Authors |
J._J._He,_Z._H._An,_W._X._Peng,_X.Q._Li,_S._L._Xiong,_D._L._Zhang,_R._Qiao,_D._Y._Guo,_C._Cai,_Z._Chang,_C._Chen,_G._Chen,_Y._Y._Du,_M._Gao,_R._Gao,_K._Gong,_D._J._Hou,_C._Y._Li,_G._Li,_L._Li,_M._S._Li,_X._B._Li,_X._F._Li,_Y._G._Li,_X._H._Liang,_J._C._Liu,_X._J._Liu,_Y._Q._Liu,_H._Lu,_X._Ma,_B._Meng,_F._Shi,_L._M._Song,_X._L._Sun,_C._W._Wang,_H._Wang,_H._Z._Wang,_J._Z._Wang,_Y._S._Wang,_X._Wen,_X._Y._Wen,_S._Xiao,_Y._B._Xu,_Y._P._Xu,_W._C._Xue,_J._W._Yang,_S._Yang,_Q._B._Yi,_C._M._Zhang,_C._Y._Zhang,_Fan_Zhang,_Fei_Zhang,_P._Zhang,_S._N._Zhang,_Y._Q._Zhang,_X._Y._Zhao,_Y._Zhao,_C._Zheng,_S._J._Zheng,_X._Zhou,_Y._Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04787 |
GECAM衛星の主な検出器として、GRD検出器のエネルギー応答と検出効率のキャリブレーションは、地上ベースのキャリブレーションの主な内容です。キャリブレーションの目標では、可能な限り全エネルギー範囲（8keV-2MeV）をサンプリングするために、キャリブレーションされたエネルギーポイントが必要です。低エネルギーバンド（8-160keV）はX線ビームで校正され、高エネルギーバンド（>160keV）は放射線源で校正されます。この記事では、主に8〜160keVのエネルギー応答と検出効率のキャリブレーションに焦点を当て、臭化ランタン結晶の吸収端周辺の詳細な測定を行います。さまざまな結晶タイプ、データ取得モード、動作モード、および入射位置のGRD性能も詳細に分析されます。キャリブレーションキャンペーンが包括的であり、キャリブレーション結果が予想どおりシミュレーションと概ね一致していることを示します。
RCSEDv2：赤方偏移$ z = 1 $への銀河のk補正の分析的近似
| Title |
RCSEDv2:_analytic_approximations_of_k-corrections_for_galaxies_out_to_redshift_$z=1$ |
| Authors |
Anastasia_Kasparova,_Igor_Chilingarian,_Sviatoslav_Borisov,_Vladimir_Goradzhanov,_Kirill_Grishin,_Ivan_Katkov,_Vladislav_Klochkov,_Evgenii_Rubtsov_and_Victoria_Toptun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04864 |
さまざまな赤方偏移での銀河の測光特性を比較するには、$k$補正と呼ばれる、フィルターバンドパスの有効なレストフレーム波長の変化に対するフラックスを補正する必要があります。赤方偏移$z>0.3$では、波長シフトが非常に大きくなるため、一般的な広帯域測光バンドが隣接するレストフレームバンドにシフトします。$z=0.6-0.8$では、シフトは2つまたは3つのバンドに達します。したがって、観測されたバンドパスから別のバンドパスへの$k$補正を実行する必要があります。ここでは、Chilingarianらによって提案された方法論を拡張します。（2010）そして1つの観測された色と赤方偏移の滑らかな低次多項式関数によるクロスバンド$k$補正を適合させます-このアプローチはクロスバンドなしで{\sctopcat}の標準関数として実装されます。$z<0.5$の銀河に使用されます。また、過去には利用できなかったWISEバンドの解析的近似も計算しました。これで、$k$補正係数の完全なセットができました。これにより、銀河の測光測定を処理して、$z=1$を赤方偏移させることができます。銀河のスペクトルエネルギー分布の2番目のリファレンスカタログ（RCSEDv2）で、約400万個の銀河の標準およびクロスバンド$k$補正を計算し、広く使用されているUV、光学、および近赤外線フィルターの場合、分析的近似は非常にうまく機能し、将来の広視野調査からの銀河外データに使用できます。
RCSEDv2：400万以上の銀河スペクトルの処理と分析
| Title |
RCSEDv2:_Processing_and_analysis_of_4+_million_galaxy_spectra |
| Authors |
Vladimir_Goradzhanov,_Igor_Chilingarian,_Evgenii_Rubtsov,_Ivan_Katkov,_Kirill_Grishin,_Victoria_Toptun,_Anastasia_Kasparova,_Vladislav_Klochkov_and_Sviatoslav_Borisov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04865 |
RCSEDv2（https://rcsed2.voxastro.org/）は、銀河のスペクトルエネルギー分布の2番目のリファレンスカタログであり、1994年から2019年の間に収集されたいくつかの地上調査から得られた光学銀河スペクトルの最大の均一に分析されたコレクションを提供します。データベース銀河とクエーサーの400万を超える光学スペクトルのサンプルから同じデータ分析アプローチを使用して得られた天体物理学的パラメーターが含まれています：星の集団とイオン化ガスの運動学、星の集団の化学組成と年齢、気相金属性。データセットは、VirtualObservatoryアクセスインターフェイス（IVOATAPおよびSSAP）およびWebサイトから入手できます。ここでは、RCSEDv2分光データセットとデータ処理および分析について説明します。
RCSEDv2：均一に処理された多波長データセットからの銀河特性の最大のデータベース
| Title |
RCSEDv2:_the_largest_database_of_galaxy_properties_from_a_homogeneously_processed_multi-wavelength_dataset |
| Authors |
Igor_Chilingarian,_Sviatoslav_Borisov,_Vladimir_Goradzhanov,_Kirill_Grishin,_Anastasia_Kasparova,_Ivan_Katkov,_Vladislav_Klochkov,_Evgenii_Rubtsov_and_Victoria_Toptun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04866 |
800,000銀河のスペクトルエネルギー分布のリファレンスカタログ（RCSED）には、GALEX、SDSS、およびUKIDSSからの紫外線から赤外線への測光データで補完された赤方偏移$0.007<z<0.6$での800,000SDSSDR7銀河の均一な再処理の結果が含まれています。RCSEDと既存の銀河特性データベース（NED、HyperLeda、SIMBADの一部）の主な違いは、文献データの編集を提供するのではなく、独自のツールを使用してスペクトルおよび測光データの均一なデータ分析を実行し、派生した物理的特性を公開することです。再校正されたスペクトルと測光およびそれらの最適なモデルとともに銀河の。ここでは、カタログの2番目のリリースであるRCSEDv2を紹介します。ここでは、10の大規模な分光調査（SDSS、SDSS/eBOSS、LAMOST、Hectospec、CfA赤方偏移調査、2dFGRS、6dFGS）のスペクトルデータ分析を含めることにより、スペクトルデータセットを400万オブジェクトに大幅に拡張しました。、DEEP2/3、WiggleZ）。測光部分は、元のRCSEDで使用されていたGALEX、SDSS、およびUKIDSSに加えて、DESILegacySurvey、DES、UHS、ESOPublicSurveys、およびWISEを含めることによって拡張されました。これにより、RCSEDv2は銀河特性の最大のデータベースになり、均一に処理されたスペクトルおよび測光データが最新になり、将来の大規模スペクトル調査DESIおよび4MOSTの分析の基盤が作成されます。
RCSEDv2：画像およびスペクトルデータを視覚化するためのオープンソースWebツール
| Title |
RCSEDv2:_Open-source_web_tools_for_visualization_of_imaging_and_spectral_data |
| Authors |
Vladislav_Klochkov,_Ivan_Katkov,_Igor_Chilingarian,_Kirill_Grishin,_Anastasia_Kasparova,_Vladimir_Goradzhanov,_Victoria_Toptun,_Evgenii_Rubtsov_and_Sviatoslav_Borisov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04867 |
銀河のスペクトルエネルギー分布の2番目のリファレンスカタログRCSEDv2（https://rcsed2.voxastro.org/）で使用する、スペクトルおよびイメージングデータを視覚化するための一連のオープンソースWebツールを紹介します。最新のWebフレームワークであるQuasarとVue.jsを使用して、銀河のスペクトルとSED、およびそれらのスペクトルの分析から決定された輝線比を示す図（BPT図）を視覚化するインタラクティブビューアーを開発しました。ビューアはJavascriptに組み込まれているため、サーバー側の負荷を最小限に抑えながら、ユーザーに完全な対話機能を提供します。最新のWebフレームワークを使用すると、完全なカスタマイズが可能になり、視聴者は天文学的なアーカイブやデータベースのWebサイトに簡単に埋め込むことができます。また、AladinLiteなどの一般的なサードパーティのWebツールとの互換性も提供します。
RCSEDv2：多波長測光データの均質化
| Title |
RCSEDv2:_homogenization_of_multi-wavelength_photometric_data |
| Authors |
Victoria_Toptun,_Igor_Chilingarian,_Ivan_Katkov,_Kirill_Grishin,_Anastasia_Kasparova,_Sviatoslav_Borisov,_Evgenii_Rubtsov,_Vladimir_Goradzhanov_and_Vladislav_Klochkov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04868 |
RCSEDv2（https://rcsed2.voxastro.org/）、銀河のスペクトルエネルギー分布の2番目のリファレンスカタログには、いくつかの広視野調査から集められた400万個の銀河の最大の均一に処理された測光データセットが含まれています。ここでは、測光データの均質化の方法論について説明します。まず、前景の銀河系の減光のすべての測光測定値を修正してから、標準として採用した測光システム（GALEX+SDSS+UKIDSS+WISE）に変換します。公開されている銀河のサイズ/光のプロファイルと各調査の画質を使用して、いくつかの事前定義されたアパーチャへのアパーチャ補正を計算しました。独自の分析近似を使用して、k補正を考慮しました。このような均質な測光カタログにより、サンプル内の銀河に対して完全に較正されたSEDを構築でき（スペクトルの可用性によって定義されます）、このユニークな銀河系外データセットの直接的な科学的分析が可能になります。
地上から宇宙への天文学のためのTIFRの宝物
| Title |
TIFR_Treasures_for_Astronomy_from_Ground_to_Space |
| Authors |
Supriyo_Ghosh_(TIFR,_Mumbai),_Devendra_K._Ojha_(TIFR,_Mumbai),_Saurabh_Sharma_(ARIES,_Nainital)_and_Milind_B._Naik_(TIFR,_Mumbai) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04877 |
タタ基礎研究所の天文学・天体物理学科の赤外線天文学グループは、設立以来、天文計測活動を追求してきました。このグループは、ハイデラバードのフィールドステーションから、独自に開発されたペイロードを使用して、気球搭載の天文学プログラムに日常的に関わってきました。地上での天文活動は、単一要素の赤外線検出器から始まりました。その後、時間の経過とともに、より大きなフォーマットのアレイ検出器がカメラで使用されるようになりました。これらの天文カメラは、インド全土の天文台で日常的に使用されています。最近、このグループは、インド宇宙研究機関の小型衛星ミッションを対象とした赤外線分光イメージング調査ペイロードの実験室モデルも開発しました。このモデルは、波長範囲1.7〜6.4$\mu$mでシームレスに分光測定を実行します。
タイタンヘイズ類似体の実験室間比較研究：表面エネルギー
| Title |
A_Cross-Laboratory_Comparison_Study_of_Titan_Haze_Analogs:_Surface_Energy |
| Authors |
Jialin_Li,_Xinting_Yu,_Ella_Sciamma-O'Brien,_Chao_He,_Joshua_A._Sebree,_Farid_Salama,_Sarah_M._Horst,_Xi_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04904 |
タイタンの窒素-メタン雰囲気では、光化学が複雑な有機粒子の生成を引き起こし、タイタンの厚いヘイズ層を形成します。実験室で生成されたエアロゾル類似体、または「ソリン」は、多くの実験室で生成されます。ただし、これまでのほとんどの研究では、体系的な比較分析ではなく、1つの研究所でのみ製造された類似体を調査してきました。この研究では、3つの独立した研究所で幅広い実験条件下で生成された7つのソリンサンプルの重要な材料特性である表面エネルギーの比較研究を行い、それらの共通点と相違点を調査しました。7つのソリンサンプルはすべて、高い表面エネルギーを持っていることがわかっているため、非常に凝集性があります。したがって、タイタンの表面堆積物がソリンに類似している場合、トンボなどの将来のミッションでは、粘着性の堆積物に遭遇する可能性があります。また、すべてのソリンサンプル間の共通点を特定しました。少なくとも30mJ/m2の高分散（非極性）表面エネルギー成分です。この共通の特性は、タイタンの実際のヘイズ粒子によっても共有される可能性があります。タイタンのヘイズと相互作用する最も豊富な種（メタン、エタン、および窒素）が本質的に無極性であることを考えると、ヘイズ粒子の分散表面エネルギー成分は、凝縮液ヘイズおよびヘイズレイク液体の決定要因である可能性がありますタイタンでの相互作用。ソリンサンプルのこの共通の特徴により、Yuらによる以前の研究の結果を確認しました。（2020）ヘイズ粒子は、メタンとエタンの雲にとって良い雲凝結核（CCN）である可能性が高く、タイタンの炭化水素湖によって完全に濡れている可能性があります。
$ \ text {O} + \ text {H} _3 ^ + $の分岐比は$ \ text {OH} ^ + + \ text
{H} _2 $と$ \ text {H} _2 \ text {O} ^を形成します+ + \ text {H} $
| Title |
Branching_ratio_for_$\text{O}+\text{H}_3^+$_forming_$\text{OH}^+_+\text{H}_2$_and_$\text{H}_2\text{O}^+_+\text{H}$ |
| Authors |
Pierre-Michel_Hillenbrand,_Nathalie_de_Ruette,_Xavier_Urbain,_Daniel_Wolf_Savin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04925 |
$\mathrm{O}+\mathrm{H}_3^+$の気相反応には、$\mathrm{OH}^++\mathrm{H}_2$と$\mathrm{Hの2つの発熱生成物チャネルがあります。}_2\mathrm{O}^++\mathrm{H}$。本研究では、マージビーム測定からの実験データを分析して、10〜1000Kの温度範囲で製品チャネルによって解決される熱速度係数を導き出します。公開されている宇宙化学モデルは、2番目の製品チャネルを無視するか、温度に依存しない分岐を適用します。$\mathrm{OH}^++\mathrm{H}_2$と$\mathrm{H}_2\mathrm{O}^++\mathrm{H}の形成の比率は70％対30％$は、それぞれ295Kで測定された単一の実験データポイントに由来します。結果はこのデータポイントと一致していますが、温度が58％に達すると分岐比が変化するのに対し、10Kでは42％になります。推奨レートを提供します。O$（^3P_J）$反応物の初期微細構造集団が$J=2$基底状態にある場合と、熱平衡にある場合の2つの場合の2つの生成物チャネルの係数。
三角トリカプラーフォトニックチップとの干渉ビームの組み合わせ
| Title |
Interferometric_Beam_Combination_with_a_Triangular_Tricoupler_Photonic_Chip |
| Authors |
Jonah_T._Hansen,_Michael_J._Ireland,_Andrew_Ross-Adams,_Simon_Gross,_Tiphaine_Lagadec,_Tony_Travouillon,_Joice_Mathew |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.05017 |
ビームコンバイナは、光学/赤外線天体物理干渉計の重要なコンポーネントであり、2つ以上の光線を最適に組み合わせてフリンジトラックを作成し、複雑なフリンジの可視性を得る方法について多くのバリエーションがあります。そのような方法の１つは、光路の時間的または空間的変調なしに可視性の測定を瞬時に提供することができる統合された光学チップの使用である。現在の非対称平面設計は複雑で、スループットが低下するため、ここでは、単純な設計と3つの出力のみで必要な干渉情報を提供できる3次元三角トリカプラーの開発について説明します。このようなビームコンバイナーは、今後の$\textit{Pyxis}$干渉計に統合される予定であり、低サイズのフットプリントを備えた高スループットのビームコンバイナーとして機能します。このようなカプラーの特性評価の結果が示され、89$\pm$11％のスループットと、20％のバンドパスでの33:33:33と52:31:17の間の磁束分割比が強調されています。また、光路の変化に対するチップの応答を示し、各入力遅延での瞬間的な複雑な可視性と群遅延の推定値を取得します。
SiSeRO（シングルエレクトロンセンシティブリードアウト）デバイスの最初の結果-科学機器用の新しいX線検出器
| Title |
First_results_on_SiSeRO_(Single_electron_Sensitive_Read_Out)_devices_--_a_new_X-ray_detector_for_scientific_instrumentation |
| Authors |
Tanmoy_Chattopadhyay,_Sven_Herrmann,_Barry_Burke,_Kevan_Donlon,_Gregory_Prigozhin,_R._Glenn_Morris,_Peter_Orel,_Michael_Cooper,_Andrew_Malonis,_Dan_Wilkins,_Vyshnavi_Suntharalingam,_Steven_W._Allen,_Marshall_Bautz,_Chris_Leitz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.05033 |
電荷結合デバイス（CCD）イメージセンサーアプリケーション向けの、シングルエレクトロンセンシティブリードアウト（SiSeRO）と呼ばれる新しいオンチップ電荷検出器の評価を紹介します。出力段にp-MOSFETトランジスタを使用し、p-MOSFETの下に内部ゲートが空乏化しています。内部ゲートに転送された電荷は、トランジスタのソース-ドレイン電流を変調します。検出器の特性を明らかにするために、ドレイン電流読み出しモジュールを開発しました。プロトタイプセンサーは、電子あたり700pAの電荷/電流変換ゲイン、15電子（e-）の二乗平均平方根（RMS）の等価ノイズ電荷（ENC）、および230eVの全幅半値（FWHM）を実現します。5.9keV。このホワイトペーパーでは、SiSeROの動作原理、スタンフォード大学で開発された読み出しモジュール、およびSiSeROプロトタイプの最初の特性テスト結果について説明します。現在は概念実証実験にすぎませんが、近い将来、ノイズ性能が改善され、読み出しモジュールが強化された次世代センサーを使用する予定です。特に、電荷の反復非破壊読み出し（RNDR）を可能にする読み出しモジュールを開発しています。これにより、原則としてサブ電子ENC性能が得られます。これらの開発により、最終的にはSiSeRO増幅器のマトリックスを構築して、オンチップASICベースの読み出しシステムを備えたアクティブピクセルセンサーを開発する予定です。高速の読み出し速度とサブ電子ノイズを備えたこのようなシステムは、高速で低ノイズの分光画像装置を必要とする科学的アプリケーションで効果的に利用できます。
GECAMの機内リアルタイムトリガーおよびローカリゼーションソフトウェア
| Title |
The_In-Flight_Realtime_Trigger_and_Localization_Software_of_GECAM |
| Authors |
Xiao-Yun_Zhao,_Shao-Lin_Xiong,_Xiang-Yang_Wen,_Xin-Qiao_Li,_Ce_Cai,_Shuo_Xiao,_Qi_Luo,_Wen-Xi_Peng,_Dong-Ya_Guo,_Zheng-Hua_An,_Ke_Gong,_Jin-Yuan_Liao,_Yan-Qiu_Zhang,_Yue_Huang,_Lu_Li,_Xing_Wen,_Fei_Zhang,_Jing_Duan,_Chen-Wei_Wang,_Dong-Li_Shi,_Peng_Zhang,_Qi-Bin_Yi,_Chao-Yang_Li,_Yan-Bing_Xu,_Xiao-Hua_Liang,_Ya-Qing_Liu,_Da-Li_Zhang,_Xi-Lei_Sun,_Fan_Zhang,_Gang_Chen,_Huan-Yu_Wang,_Sheng_Yang,_Xiao-Jing_Liu,_Min_Gao,_Mao-Shun_Li,_Jin-Zhou_Wang,_Xing_Zhou,_Yi_Zhao,_Wang-Chen_Xue,_Chao_Zheng,_Jia-Cong_Liu,_Xing-Bo_Han,_Jin-Ling_Qi,_Jia_Huang,_Ke-Ke_Zhang,_Can_Chen,_Xiong-Tao_Yang,_Dong-Jie_Hou,_Yu-Sa_Wang,_Rui_Qiao,_Xiang_Ma,_Xiao-Bo_Li,_Ping_Wang,_Xin-Ying_Song,_Li-Ming_Song,_Shi-Jie_Zheng,_Bing_Li,_Hong-Mei_Zhang,_Yue_Zhu,_Wei_Chen,_Jian-Jian_He,_Zhen_Zhang,_Jin_Hou,_Hong-Jun_Wang,_Yan-Chao_Hao,_Xiang-Yu_Wang,_Zong-Yuan_Yang,_Zhi-Long_Wen,_Zhi_Chang,_Yuan-Yuan_Du,_Rui_Gao,_Xiao-Fei_Lan,_Yan-Guo_Li,_Gang_Li,_Xu-Fang_Li,_Fang-Jun_Lu,_Hong_Lu,_Bin_Meng,_Feng_Shi,_Hui_Wang,_Hui-Zhen_Wang,_Yu-Peng_Xu,_Jia-Wei_Yang,_Xue-Juan_Yang,_Shuang-Nan_Zhang,_Chao-Yue_Zhang,_Cheng-Mo_Zhang,_Zhi-Cheng_Tang,_Cheng_Cheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.05101 |
バーストのリアルタイムトリガーとローカリゼーションは、2020年12月10日に発売された全天ガンマ線モニターであるGECAMの重要な機能です。GECAM電子ボックス（EBOX）のCPUで動作する多機能トリガーとローカリゼーションソフトウェアを開発しました。。このオンボードソフトウェアには、次の機能があります。荷電粒子バーストとバックグラウンド変動によって引き起こされる誤ったトリガーの抑制による実際の天体バーストの高いトリガー効率、繰り返しの短いバーストと長いバーストに最適化された専用のローカリゼーションアルゴリズム、トリガー情報の短時間の遅延BeiDou衛星ナビゲーションシステム（BDS）を介してダウンリンクされました。この論文では、GECAMのこのトリガーおよびローカリゼーションソフトウェアシステムの詳細な設計と開発について説明します。これには、主な機能、一般的な設計、ワークフロー、アルゴリズム、およびシミュレーションによる地上トリガーテストを含むこのソフトウェアの検証とデモンストレーションが含まれます。専用のX線管によって作られたガンマ線バーストと、実際のガンマ線バーストとマグネターバーストに対する飛行中の性能。
RBF-FDによる3D磁気静力学の解決：太陽コロナへの応用
太陽コロナの力平衡磁場を直接解く新しい磁気静力学数値モデルを提示します。このモデルは、放射基底関数有限差分（RBF-FD）、具体的には3D多重調和スプラインと多項式をコア離散化として使用して構築されます。この一連の偏微分方程式は、強制がゼロになる限界では、多数の解で不適切になるため、解くのが特に困難です。ゼロに等しい強制の場合、数値的に扱いやすい解決策はありません。有限の強制の場合、物理的に実行可能なソリューションに収束する機能は、後で説明するように微妙です。静的な力のバランスの方程式は、磁場の情報が特徴的な表面に沿って移動するという点で双曲線的な性質を持っていますが、まばらな過剰に決定された悪条件のシステムには楕円型ソルバーアプローチが必要です。例として、太陽コロナで観測された長寿命の磁気構造を表すように設計された、高度に非線形な解析モデルを再構築します。
差分イメージングによる天の川ケフェイドのHバンド光度曲線
| Title |
H-band_light_curves_of_Milky_Way_Cepheids_via_Difference_Imaging |
| Authors |
Tarini_Konchady_(1),_Ryan_J._Oelkers_(1_and_2),_David_O._Jones_(3),_Wenlong_Yuan_(4),_Lucas_M._Macri_(1),_Erik_R._Peterson_(5)_and_Adam_G._Riess_(4_and_6)_((1)_Texas_A&M_University,_(2)_Vanderbilt_University,_(3)_University_of_California,_Santa_Cruz,_(4)_Johns_Hopkins_University,_(5)_Duke_University,_(6)_Space_Telescope_Science_Institute) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04597 |
英国赤外線望遠鏡の広視野赤外線カメラを使用したDEHVILS調査の一部として観測された天の川古典的セファイドのHバンド光度曲線を示します。カメラの焦点がぼけることによって引き起こされるこれらのフィールドの混雑した性質のために、トランジット系外惑星探査衛星からの画像を分析するために元々開発されたパイプラインを変更することによって、差分イメージング測光を実行しました。フォトン統計からの期待に沿った測光精度を達成し、8<=H<=11等で0.01等に達しました。得られたケフェイド光度曲線を使用して、F160Wでのランダム位相ハッブル宇宙望遠鏡観測の「平均光」の補正を導き出しました。文献からのVI光度曲線に基づく以前の位相補正との良好な一致が見られ、平均差は-1+/-6ミリマグです。
複合太陽フレアにおける2つの異なる熱X線成分の分解
X線放射は、太陽フレアのエネルギー放出プロセスの最も直接的な診断を提供します。時折、超高温X線源が約10MKの温度の高温フレアループの上にあることがわかります。超高温プラズマの起源はまだとらえどころのないものですが、彩層蒸発の従来の画像とは対照的に、フレアループの上の再接続サイトの近くでのその場プラズマ加熱の興味深い画像を思い起こさせました。ここでは、非常に長時間の太陽フレアを調査します。この場合、EUV画像は、ガンマ線の極性反転線（PIL）に沿って連続して現れる2つの異なるフレアループシステムを示しています。両方のフレアループシステムが存在する場合、HXRスペクトルは、ホットコンポーネント（Te〜12MK）とスーパーホットコンポーネント（Te〜30MK）を組み合わせることで適切に適合していることがわかります。高速CMEに関連して、超高温X線源は、以前に表示されたフレアアーケードの上部に配置され、ガンマ型PILの長い「アーム」に沿ってまたがって伸びています。遅いCMEに関連して、高温のX線源は、後で表示されるフレアアーケードの上部にあり、ガンマ型PILの短い「アーム」にまたがっています。異なる視野角からの観測により、超高温X線源が投影において高温X線源より上にあることを確認できますが、2つの線源は異なるフレアループシステムに属しています。したがって、このケーススタディは、太陽フレアにおける超高温および高温のX線放出プラズマの共存を説明する立体視観測を提供します。
遭遇6中のストリーマーブローアウトコロナ質量放出に関連する太陽エネルギー粒子イベントのPSP / IS $ \ odot $ IS観測
| Title |
PSP/IS$\odot$IS_Observation_of_a_Solar_Energetic_Particle_Event_Associated_With_a_Streamer_Blowout_Coronal_Mass_Ejection_During_Encounter_6 |
| Authors |
T._Getachew,_D._J._McComas,_C._J._Joyce,_E._Palmerio,_E._R._Christian,_C._M._S._Cohen,_M._I._Desai,_J._Giacalone,_M._E._Hill,_W._H._Matthaeus,_R._L._McNutt,_D._G._Mitchell,_J._G._Mitchell,_J._S._Rankin,_E._C._Roelof,_N._A._Schwadron,_J._R._Szalay,_G._P._Zank,_L.-L._Zhao,_B._J._Lynch,_T._D._Phan,_S._D._Bale,_P._L._Whittlesey_and_J._C._Kasper |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04671 |
この論文では、2020年9月30日にIS$\odot$ISのEnergeticParticleInstrument-Low（EPI-Lo）によって観測された低エネルギーSEPイベントを0.18AU内で調べます。この小さなSEPイベントには、非常に興味深い時間プロファイルとイオンがあります。構成。我々の結果は、最大エネルギーと強度のピークが主に開いた放射状磁場に沿って観察されることを示しています。イベントは速度分散を示し、イベント全体で強い粒子異方性が観察され、より多くの粒子が太陽から外に向かって流れていることを示しています。イベント全体を通して、その場のプラズマまたは磁場のデータに衝撃は見られません。陽子と4Heに加えて、OやFeなどの重イオンが検出されましたが、3Heや高エネルギー電子の大幅な増強はありませんでした。私たちの分析は、このイベントが遅いストリーマーブローアウトコロナ質量放出（SBO-CME）に関連しており、この小さなCMEイベントの特徴がより大きなCMEイベントの典型的なものと一致していることを示しています。このイベントの時間強度プロファイルは、PSPがSBO-CMEの西側の側面に遭遇したことを示しています。衝撃のない局所プラズマにおけるこのイベントの異方性と分散性は、これらの粒子がSBO-CMEの前の弱い衝撃または圧縮波によって太陽の近くで遠隔で加速される可能性が最も高いことを示しています。このイベントは、低エネルギーSEPシード粒子集団の発生源の直接観察を表す場合があります。
市民科学プロジェクトの裏庭の世界で発見された広い惑星の大衆の仲間：惑星9
| Title |
A_Wide_Planetary_Mass_Companion_Discovered_Through_the_Citizen_Science_Project_Backyard_Worlds:_Planet_9 |
| Authors |
Jacqueline_K._Faherty,_Jonathan_Gagne,_Mark_Popinchalk,_Johanna_M._Vos,_Adam_J._Burgasser,_Jorg_Schumann,_Adam_C._Schneider,_J._Davy_Kirkpatrick,_Aaron_M._Meisner,_Marc_J._Kuchner,_Daniella_C._Bardalez_Gagliuffi,_Federico_Marocco,_Dan_Caselden,_Eileen_C._Gonzales,_Austin_Rothermich,_Sarah_L._Casewell,_John_H._Debes,_Christian_Aganze,_Andrew_Ayala,_Chih-Chun_Hsu,_William_J._Cooper,_R._L._Smart,_Roman_Gerasimov,_Christopher_A._Theissen,_and_The_Backyard_Worlds:_Planet_9_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04678 |
BackyardWorlds：Planet9市民科学プロジェクトを通じて、37インチまたは1662AUの投影間隔で若いK0星BD+601417と共動する後期型L型褐色矮星を発見しました。2次-CWISERJ124332.12+600126.2（W1243）-CatWISE2020と2MASSの両方のリジェクトテーブルで検出されます。フォトメトリック距離とCatWISEの適切な動きは、どちらも1シグマ以内のプライマリの動きと一致し、チャンスアラインメントの推定値はゼロの確率をもたらします。フォローアップ近赤外線分光法はW1243を明らかにします。非常に赤い2MASS色（J-Ks=2.72）であり、L6-L8gammaとして分類される低表面重力源です。そのスペクトル形態は、10〜150Myrの移動グループでも確認された後期型L型褐色矮星のスペクトル形態に非常に似ています。惑星の大衆の仲間のそれと同じように。近赤外線と中赤外線の色の大きさの図の位置は、ソースがフィールドシーケンスよりも赤くて暗いことを示しています。これは、厚い雲と複雑な大気を持つオブジェクトの明らかな兆候です。入手します新しい光学分光法を編集し、青少年指標について入手可能なすべての文献情報を分析しました。LiIの存在量、色の大きさおよび色の色の図でのその軌跡、および複数のTESSセクターで明らかにされた回転速度は、すべて50〜150Myrの年齢と一致していると結論付けます。プライマリの再評価された年齢、ガイア視差、およびW1243の測光とスペクトルを使用すると、Teff=1303+/-31K、logg=4.3+/-0.17cms-2、および15の質量が見つかります。+/-5MJup。このシステムでは、物理的な分離が約1662AU、質量比が約0.01であることがわかります。連星、褐色矮星、惑星の仲間の多様なコレクションとの関連でそれを配置すると、BD+601417システムは、形成経路を評価するのが難しいまばらにサンプリングされた領域に分類されます。
ガイアEDR3を使用したBRC18のロケット効果の調査
| Title |
Investigation_of_Rocket_Effect_in_BRC_18_using_Gaia_EDR3 |
| Authors |
Piyali_Saha_(1,2,3),_Maheswar_G._(1),_D._K._Ojha_(4),_and_Sharma_Neha_(5)_((1)_Indian_Institute_of_Astrophysics_(IIA),_Sarjapur_Road,_Koramangala,_Bangalore,_India,_(2)_Satyendra_Nath_Bose_National_Centre_for_Basic_Sciences_(SNBNCBS),_Salt_Lake,_Kolkata,_India,_(3)_Pt._Ravishankar_Shukla_University,_Amanaka_G.E._Road,_Raipur,_Chhatisgarh,_India,_(4)_Tata_Institute_of_Fundamental_Research_(TIFR),_Homi_Bhabha_Road,_Mumbai,_India,_(5)_Finnish_Centre_for_Astronomy_with_ESO_(FINCA),_University_of_Turku,_Finland) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04795 |
明るい縁の雲（BRC）は、H{\scii}領域の端に位置し、進行中の星形成プロセスの証拠を示す、トリガーされた星形成の潜在的なサイトであるため、星形成の放射駆動爆縮モードを研究するための理想的な候補です。。BRC18は、$\lambda$Oriによって励起された比較的近い（$\sim$400pc）H{\scii}領域の東端に向かって配置されています。周囲磁場に対するディスクの優先配向と$\lambda$Oriからの高エネルギー光子の方向を調査するために、BRC18に向かって配置された17個の候補若い恒星状天体（YSO）のRバンド偏光観測を行いました。ディスクは、投影された磁場に対してランダムに配向していることがわかりました。候補YSOの\textit{Gaia}EDR3からの距離と固有運動を使用して、よく知られている「ロケット効果」による$\lambda$Oriから離れたBRC18の加速の可能性を調査しました。YSOとBRC18は運動学的に結合されています。候補YSOの相対固有運動は、$\lambda$Oriから離れる傾向を示していることがわかります。イオン化フロントの方向の角度と候補YSOの相対的な固有運動との間のオフセットを計算し、それが互いに平行に近い位置にあることを発見しました。さらに、BRC18に向けて既知の候補YSOと共動している12のソースが見つかりました。これらの共動ソースは若い可能性が高く、この地域の潜在的なYSOを特定するために実施された以前の調査では見落とされています。
太陽型星のスーパーフレアからの噴火フィラメントの検出の可能性
| Title |
Probable_detection_of_an_eruptive_filament_from_a_superflare_on_a_solar-type_star |
| Authors |
Kosuke_Namekata,_Hiroyuki_Maehara,_Satoshi_Honda,_Yuta_Notsu,_Soshi_Okamoto,_Jun_Takahashi,_Masaki_Takayama,_Tomohito_Ohshima,_Tomoki_Saito,_Noriyuki_Katoh,_Miyako_Tozuka,_Katsuhiro_L._Murata,_Futa_Ogawa,_Masafumi_Niwano,_Ryo_Adachi,_Motoki_Oeda,_Kazuki_Shiraishi,_Keisuke_Isogai,_Daikichi_Seki,_Takako_T._Ishii,_Kiyoshi_Ichimoto,_Daisaku_Nogami,_Kazunari_Shibata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04808 |
太陽フレアはしばしばフィラメント/プロミネンスの噴火（$\sim10^{4}$Kおよび$\sim10^{10-11}$cm$^{-3}$）を伴い、コロナ質量放出（CME）地球の環境に直接影響を与えます。「スーパーフレア」は、いくつかのアクティブな太陽型（G型主系列星）の星に見られますが、フィラメントの噴火/CMEの関連は確立されていません。ここでは、若い太陽型星EKDraconisの光学分光観測により、スーパーフレアに関連する恒星フィラメントの噴火の証拠が明らかになることを示します。このスーパーフレアは$2.0\times10^{33}$ergの放射エネルギーを放出し、その直後に$-510$kms$^{-1}$の高速の赤方偏移水素吸収成分が観測されました。スペクトルの時間的変化は、太陽フィラメントの噴火の変化と非常によく似ています。この噴火を長さのスケールと速度の観点から太陽フィラメントの噴火と比較すると、恒星のCMEが発生したことが強く示唆されます。$1.1\times10^{18}$gの噴出フィラメントの質量は、最大のソーラーCMEの10倍です。大規模なフィラメントの噴火とそれに関連するCMEは、それらが若い太陽系外惑星/若い地球の環境と恒星の質量/角運動量の進化にどのように影響するかを評価する機会を提供します。
立っている遅い電磁流体力学的波の位相シフトにおける加熱-冷却の不均衡を伴う非理想的な散逸の役割
| Title |
Role_of_Non-Ideal_Dissipation_with_Heating-Cooling_Misbalance_on_the_Phase_Shifts_of_Standing_Slow_Magnetohydrodynamic_Waves |
| Authors |
Abhinav_Prasad,_A.K._Srivastava,_Tongjiang_Wang,_Kartika_Sangal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04995 |
熱伝導率、圧縮粘度、放射損失、および加熱-冷却の不均衡の役割を考慮した線形MHDモデルを使用して、太陽冠状ループ内の定常の低速電磁流体力学（MHD）波の位相シフトを分析します。速度摂動に関して密度と温度の摂動の時間と空間の位相シフトを推定し、密度と温度の摂動の間の位相差も計算します。圧縮粘度の全体的な重要性は、研究で検討されたほとんどのループで無視できることがわかりました。バックグラウンド密度が高い、および/またはバックグラウンド温度が低いループの場合、放射損失の役割（加熱と冷却の不均衡を伴う）がより重要であることがわかります。また、温度および密度に依存する加熱機能を伴う加熱-冷却の不均衡の影響は、ループ長が長い場合（$L=500$\、Mm）により顕著であることがわかります。ポリトロープ指数[$\gamma_{\rmeff}$]の一般式を導き出し、線形MHDの下では、ポリトロープ指数に対する圧縮粘度の影響は無視できることを発見しました。一定の加熱による放射損失は、密度の増加に伴って$\gamma_{\rmeff}$の単調増加につながりますが、仮定された加熱関数[$H（\rho、T）\propto\rho^{a}T^{b}$、ここで$a=-0.5$および$b=-3$]は、特定のループ密度で$\gamma_{\rmeff}$をピークにします。また、$\rho_0=10^{-11}$\、kg$\text{m}^{-3の固定ループの自由パラメーター$a$と$b$を変更することにより、さまざまな加熱関数の役割を調べました。}$、$T_0=6.3$\、MKおよびループ長$L=180$\、Mm。さまざまな加熱関数[$H（\rho、T）$]を考慮すると、密度と温度の摂動間の位相差に大きな変動が生じることがわかります。ただし、ポリトロープ指数は1.66の値に近いままです。
NGC 2004＃115：3つの明るい星を含むブラックホールの詐欺師
NGC2004＃115は、大マゼラン雲（LMC）で最近特定されたブラックホール（BH）候補であり、2。9日の軌道で見えない仲間を周回するB星と、3次星であるBe星を含んでいます。見えないコンパニオンは$25\、M_{\odot}$BHではなく、$（2-3）\、M_{\odot}$の明るい星であることを示しています。システムのOGLEおよびMACHO光度曲線を分析すると、コンパニオンが$25\、M_{\odot}$BHの場合に予想されるよりも、振幅が10倍大きい楕円体の変動が検出され、大規模なコンパニオンに必要な低い傾斜が除外されます。。光度曲線はまた、$2.5\、M_{\odot}$の主系列星でよくモデル化された明確な反射効果を示しており、低質量のBHまたは中性子星の伴星を除外しています。システムがBe星を周回する剥ぎ取られた星を含むバイナリであるモデルを検討し、拒否します。外側のBe星を持つトリプルモデルのみが、観測された光度曲線と視線速度の両方を説明できます。私たちの結果は、遅い自転周期と推定される潮汐同期が低い傾斜（したがって高いコンパニオン質量）の証拠として解釈されたB星が、潮汐同期されているとはほど遠いことを意味します。完全にまたはほぼ円形（$e<0.04$）の場合、その表面回転周期は少なくとも20日であるように見えます。バイナリ内の休止状態のBH候補の解釈に関する注意事項を提供します。
3つの古典的なBe星を周回するsdOコンパニオンの干渉検出
| Title |
Interferometric_detections_of_sdO_companions_orbiting_three_classical_Be_stars |
| Authors |
R._Klement,_G._H._Schaefer,_D._R._Gies,_L._Wang,_D._Baade,_Th._Rivinius,_A._Gallenne,_A._C._Carciofi,_J._D._Monnier,_A._M\'erand,_N._Anugu,_S._Kraus,_C._L._Davies,_C._Lanthermann,_T._Gardner,_P._Wysocki,_J._Ennis,_A._Labdon,_B._R._Setterholm,_J._Le_Bouquin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.05073 |
古典的なBe星は、質量ドナーが高温の剥ぎ取られたO型またはB型準矮星（sdO/sdB）になり、質量獲得器が回転してディスクを成長させてBe星になる、密接な連星進化の可能な生成物です。いくつかのBe+sdOバイナリが特定されていますが、動的質量およびその他の基本的なパラメータは、単一のBe+sdOシステムでのみ使用可能であり、バイナリ進化モデルとの対立を制限します。この作業では、以前にUVスペクトルで検出された3つのBe星28Cyg、V2119Cyg、および60CygのsdOコンパニオンの直接干渉検出を示します。3つのBe+sdOシステムのうちの2つについて、コンポーネントの最初の軌道と予備的な動的質量を示し、それらの1つが中性子星の伴星を持つBe/X線連星の最初に識別された前駆体である可能性があることを明らかにします。これらの結果は、Be星の進化の状態と起源を確立するために決定的に必要とされる基本的なパラメーターの新しいセットを提供します。
重力$ N $体問題のためのハミルトニアン誘導バイアスをもつ神経シンプレクティック積分器
| Title |
Neural_Symplectic_Integrator_with_Hamiltonian_Inductive_Bias_for_the_Gravitational_$N$-body_Problem |
| Authors |
Maxwell_X._Cai,_Simon_Portegies_Zwart,_Damian_Podareanu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.15631 |
$N>2の一般的な解析解が知られていないため、天体物理学で相互重力下での$N$天体の運動を予測するために基本的に重要な、重力$N$-body問題は、通常、数値的に解かれます。$。$N$-body問題はニューラルネットワーク（NN）によって正確に解決できますか？NNはエネルギーと軌道角運動量の長期保存を観察できますか？Wistom＆Holman（1991）のシンプレクティックマップに触発されて、ハミルトニアンを分析的に解ける2体部分と、NNで近似する交互作用部分に分割するためのニューラル$N$-body積分器を提示します。私たちの神経シンプレクティック$N$-bodyコードは、従来の$N$-body積分器から得られるグラウンドトゥルースダイナミクスから逸脱することなく、一般的な3体システムを$10^{5}$ステップで統合します。さらに、トレーニングセットの一部ではない$N$-bodyシステムの進化をうまく予測することにより、優れた誘導バイアスを示します。
ホーキング放射のエントロピーと一般化された第2法則
球形の箱を、前記放射を生成したシュワルツシルトブラックホールと安定した熱力学的平衡で満たすホーキング放射のエントロピーの近似式を導き出します。ベッケンシュタインのエントロピー限界は満たされていますが、一般化された第2法則が常に保証されるとは限りません。この予期しない結果の考えられる原因について簡単に説明します。
極端な$ \ ell $-ボソン星
| Title |
Extreme_$\ell$-boson_stars |
| Authors |
Miguel_Alcubierre,_Juan_Barranco,_Argelia_Bernal,_Juan_Carlos_Degollado,_Alberto_Diez-Tejedor,_V\'ictor_Jaramillo,_Miguel_Megevand,_Dar\'io_N\'u\~nez,_Olivier_Sarbach |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04529 |
よく知られているボソン星を一般化する新しいクラスの複雑なスカラー場オブジェクトが、アインシュタイン-クライン-ゴルドン系の解として最近発見されました。一般化は、時空の球対称性を維持しながら、角運動量の効果のいくつかを組み込むことにあります。これらの新しいソリューションは、（整数の）角度パラメーター$\ell$に依存しているため、$\ell$-ボソン星と名付けられました。標準の$\ell=0$ボソン星のように、これらの構成は解空間での安定した分岐を認めます。しかし、それらとは反対に、それらは内部領域に「穴」を備えたシェルのような構造を示す形態を持っています。この記事では、特に$\ell$の値が大きい極端なケースに焦点を当てて、パラメーター空間の徹底的な調査を実行します。シェルは角度パラメーターを使用してサイズが大きくなり、値が大きい場合は線形に大きくなり、サイズは厚さよりも速く大きくなることを示します。それらの質量も$\ell$とともに増加しますが、そのコンパクトさは単調に増加する一方で、ブッフダール限界の約半分に対応する有限値に収束するようになります。さらに、$\ell$-ボソン星は非常に異方性であり、大きな$\ell$の接線圧力に比べて半径方向の圧力が減少し、漸近的にゼロに減少し、最大密度もゼロに近づくことを示します。これらの特性は、場の方程式とその解の漸近極限$\ell\rightarrow\infty$を分析することで理解できることを示します。また、特に非常にコンパクトなソリューションの場合、時間的円軌道とヌル円軌道の両方の存在と特性を分析します。
誘電体負荷マルチモードキャビティを備えた波状暗黒物質の探索
暗黒物質は宇宙の物質の85％、エネルギー密度の27％を占めていますが、暗黒物質が何を構成しているのかはわかりません。アクシオンや暗黒光子など、波状の性質を持つ暗黒物質には、いくつかの説得力のある候補があります。波状の暗黒物質は、超高感度のマイクロ波空洞を使用して検出できます。ADMX実験では、基本モードで動作する円筒形の空洞を使用して、数マイクロeVの質量範囲のアクシオンを検索します。ただし、ADMX検索手法は、アクシオンの質量が増えるにつれてますます困難になります。これは、質量が大きいほど必要なキャビティの直径が小さくなり、キャビティの体積が小さくなると信号強度が低下するためです。したがって、この問題を克服するために、より洗練された共振器を開発することに関心があります。ADMX-Orpheus実験では、誘電体を搭載したFabry-Perotキャビティを使用して、質量が100micro-eVに近いアクシオンと暗い光子を検索します。Orpheusは、高次モードで動作することにより大きな体積を維持し、誘電体は、モードがアクシオンと暗い光子により強く結合するように電場を形成します。この論文では、65.5micro-eV〜69.3micro-eVの質量を持つ暗い光子を検索するためのADMX-Orpheusの開発と試運転について説明します。
スカラー場が暗黒物質に不定形に結合している典型的なモデルを研究します。背景はLCDMの宇宙論的進化を模倣しており、真髄の可能性は特定されていません。宇宙論的構造の大規模な成長速度には、典型的な質量による変形効果が見られます。不定形パラメータは、物質の摂動全体の進化に感知できるほどの影響を与えません。等角パラメータと典型的な質量の分析は、赤方偏移空間歪みデータを使用して調査され、よく知られているシグマ8張力を説明する可能性のある最適な値が見つかります。パラメータの最適な適合は、RSDデータがモデルがコンフォーマルに動作することを優先することを示しています。
GECAMのGRD専用のSiPMアレイ
| Title |
Dedicated_SiPM_array_for_GRD_of_GECAM |
| Authors |
D.L._Zhang,_X.L._Sun,_Z.H._An,_X.Q._Li,_X.Y._Wen,_K._Gong,_C._Cai,_Z._Chang,_G._Chen,_C._Chen,_Y.Y._Du,_M._Gao,_R._Gao,_D.Y._Guo,_J.J._He,_D.J._Hou,_Y.G._Li,_C.Y._Li,_G._Li,_L._Li,_X.F._Li,_M.S._Li,_X.H._Liang,_X.J._Liu,_Y.Q._Liu,_F.J._Lu,_H._Lu,_B._Meng,_W.X._Peng,_F._Shi,_H._Wang,_J.Z._Wang,_Y.S._Wang,_H.Z._Wang,_X._Wen,_S._Xiao,_S.L._Xiong,_Y.B._Xu,_Y.P._Xu,_S._Yang,_J.W._Yang,_Fan_Zhang,_S.N._Zhang,_C.Y._Zhang,_C.M._Zhang,_Fei_Zhang,_X.Y._Zhao,_X._Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04770 |
重力波とガンマ線バーストの発見は、マルチメッセンジャー天文学の時代を告げるものです。ガンマ線バーストの全天監視を実現するために2つの小型衛星を採用することで、重力波高エネルギー電磁対応全天モニター（GECAM）は、準リアルタイムの早期警告機能を備え、重要な役割を果たします。重力波の発生源の配置とその後の観測において。
| Title |
Probing_the_properties_of_superheavy_dark_matter_annihilating_or_decaying_into_neutrinos_with_ultra-high_energy_neutrino_experiments |
| Authors |
Claire_Gu\'epin,_Roberto_Aloisio,_Luis_A._Anchordoqui,_Austin_Cummings,_John_F._Krizmanic,_Angela_V._Olinto,_Mary_Hall_Reno_and_Tonia_M._Venters |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04801 |
暗黒物質粒子$\chi$の証拠は、銀河系から宇宙論的スケールの観測に基づいて説得力があります。これまでのところ、有望な弱く相互作用する巨大粒子のシナリオは、検出を逃れ、暗黒物質の代替モデルを動機付けています。ニュートリノと反ニュートリノに崩壊または消滅する可能性のある超重暗黒物質（SHDM）を含むシナリオを検討します。質量範囲$m_\chi=10^7-10^{15}\、{\rmGeV}$では、ニュートリノによって誘発された広範囲の測定を介して、間接的な暗黒物質検出のための将来の観測所POEMMAおよびGRANDの感度を評価します。空気シャワー（EAS）、最新の感度を使用してオーガーとANITAの制限を計算し、それらをIceCubeの制限と比較します。また、銀河ハローの暗黒物質分布に関連する不確実性がニュートリノフラックスに大きな影響を与えることも示しています。GRANDなどの地上無線検出器は、有効面積が大きく、デューティサイクルが高いため、高感度を実現できることを示しています。EAS光学チェレンコフ信号を測定するPOEMMAなどの宇宙ベースのチェレンコフ検出器は、全天をカバーし、高速旋回するという利点があり、銀河中心に焦点を当てた最適化されたSHDM観測戦略を可能にします。チェレンコフ検出器の視野を広げると、感度が大幅に向上することを示します。さらに、$20\、$EeVを超えるEASを測定するPOEMMAの蛍光観察モードは、最高の質量スケールでSHDM特性に対する最先端の感度を実現します。
連続体物理学と宇宙論への応用を伴うテンソル値とスピノール値の確率場
| Title |
Tensor-_and_spinor-valued_random_fields_with_applications_to_continuum_physics_and_cosmology |
| Authors |
Anatoliy_Malyarenko_and_Martin_Ostoja-Starzewski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04826 |
この論文では、2つのクラスのランダム関数のスペクトル理論の歴史、現在の最先端、および物理的応用をレビューします。1つのクラスは、ユークリッド空間で定義され、実際の有限次元線形空間で値をとる、均質で等方性の確率場で構成されます。連続体物理学への応用では、そのような場は、微細構造がすべての媒体点に付着している状況での均質で等方性の連続媒体の物理的特性を表します。フィールドの範囲は、対称クラスの固定小数点セットであり、2つのコンパクトリー群が直交表現によって作用します。均質媒体の材料対称群は各点で同じであり、自明に作用しますが、物理的対称性の群は自明ではないように作用する可能性があります。等方性ランダム媒体では、フィールドのランク1（またはランク2）の相関テンソルが、上記の表現（またはそのテンソル二乗）に従って物理的対称性のグループの作用の下で変換され、フィールドが等方性になります。別のクラスは、コンパクトリー群の剰余類空間上の均質なベクトル束の等方性ランダム断面で構成されます。宇宙論への応用では、剰余類の空間は空の球をモデル化し、ランダムな断面は宇宙の背景をモデル化します。宇宙原理は、断面が等方性であることを保証します。読者の便宜のために、多重線形代数、表現論、および微分幾何学からの必要な資料を付録でレビューします。
質量$M_{BH}<10^9$gの超軽量原始ブラックホールは、ビッグバン元素合成の前に蒸発して、暗黒物質、特に超重質暗黒物質を含むすべての物質場を生成します。$M_{DM}\gtrsim10^{10}$GeV。暗黒物質が$U（1）$対称性の破れを介してその質量を取得する場合、暗黒物質に質量を与える相転移は、重力波を放射する宇宙ひもも生成します。対称性の破れのスケール$\Lambda_{CS}$は$M_{DM}$と同じオーダーであるため、宇宙ひもによって放射される重力波は、現在および計画されているすべての周波数で検出できるほど大きな振幅を持っています。実験施設。さらに、初期の原始ブラックホール支配の時代は、その周波数が超重暗黒物質の質量に関連している重力波スペクトルに独特のスペクトルブレークを導入します。したがって、原始重力波の確率的背景の特徴は、超重暗黒物質の原始ブラックホール起源に光を当てることができます。この観点から、2つのナノ周波数パルサータイミングアレイによる多くのパルサーにわたる確率的共通スペクトルプロセスの最近の発見は、暗黒物質の質量を$3\times10^{13}〜\text{GeV}\lesssimM_に固定するでしょう。{DM}\lesssim10^{14}〜\text{GeV}$。$0.2〜\text{Hz}\lesssimf_*\lesssim0.4〜\text{Hz}$でのスペクトルブレークの（非）検出は、信号のこの解釈を（除外して）実証します。
ゴーシュプロパナールの（サブ）ミリ波分光法
| Title |
(Sub-)millimeter-wave_spectroscopy_of_gauche-propanal |
| Authors |
Oliver_Zingsheim,_Holger_S._P._M\"uller,_Luis_Bonah,_Frank_Lewen,_Sven_Thorwirth_and_Stephan_Schlemmer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04945 |
ゴーシュのエネルギー的に最も低い励起振動状態（$\upsilon_{24}=1$;アルデヒドねじれ）と組み合わされた振動基底状態（$\upsilon=0$）の（サブ）ミリ波スペクトルの詳細な分析-500GHzまでのプロパナール（gC$_2$H$_5$CHO）が表示されます。$\upsilon=0$と$\upsilon_{24}=1$の両方の振動状態は、2つの安定した縮退ゴーシュ配座異性体に由来する2つのそれぞれのトンネリング状態間のトンネリング回転相互作用で処理されます。小さなポテンシャル障壁によって分離された左利きと右利きの構成。二重変調二重共鳴（DM-DR）測定のおかげで、トンネル状態を接続する重要であるが弱い$c$タイプの遷移を明確に割り当てることができます。さらに、コリオリの相互作用と2つの振動状態間のフェルミ共鳴を考慮して、低軸システム（RAS）でPickettのSPFITプログラムを使用して実験精度で近似を導出する必要がありました。回転解析に基づいて、ゴーシュプロパナールの基本振動周波数$\nu_{24}$は68.75037（30）cm$^{-1}$に再決定されます。
DarkSide-20k拒否権検出器の光学シミュレーションモデル
DarkSide-20kは、暗黒物質粒子の信号を見つけることを目的としたまれなイベントの検索実験です。これは、液体アルゴン検出器媒体と相互作用する粒子から発生するイオン化およびシンチレーション信号を記録する二相検出器です。単相液体アルゴン中性子拒否タンクに封入されており、中性子を捕獲するためのGdを搭載したパネルが装備されています。拒否と粒子の識別は光信号を使用して実行されるため、光の収量を最大化することが重要です。集光効率は、検出器の光学特性に依存します。特に、光センサーのカバレッジが1％程度の拒否検出器の場合、壁の反射率が大きな影響を及ぼします。収集された光の量を定量化するために、光学特性データを使用する包括的なGeant4シミュレーションが実行されます。この作業では、実験の拒否権の光学モデルの詳細な説明について説明します。
H $ ^-$ / D $ ^-$を含む相互中和プロセスにおけるイオン共有相互作用のための原子軌道法の面積分法と線形結合の対応
| Title |
Correspondence_between_the_surface_integral_and_linear_combination_of_atomic_orbitals_methods_for_ionic-covalent_interactions_in_mutual_neutralisation_processes_involving_H$^-$/D$^-$ |
| Authors |
Paul_S._Barklem_(Uppsala_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.04991 |
二原子系のイオン共有相互作用を推定する面積分法は、O$^+$/O$^などの系の最終状態間の分岐率の実験結果と合理的に一致して、相互中和（MN）の断面積を生成することに成功しました。-$およびN$^+$/O$^-$。ただし、Li$^+$/D$^-$やNa$^+$/D$^-$など、H$^-$またはD$^-$を含むMNのより単純なケースでは、生成されません。実験やその他の理論計算と一致する結果。特に、Li$^+$/D$^-$の計算では、最も人口の多いチャネルが正しくないなど、最終チャネルの重要性の順序が間違っていると予測されます。この異常の理由が調査され、漸近H$^-$波動関数の先行定数が、面積分を使用した以前の計算で使用されたものとほぼ1/\sqrt{2}$の係数で異なることがわかりました。H$^-$またはD$^-$を含むメソッド。この補正により、実験結果と完全量子法およびLCAO法の計算の両方とのより良い一致が得られます。さらに、以前の主張とは対照的に、面積分法とLCAO法は同じ漸近的振る舞いをすることが示されています。この結果は、計算が比較的容易な面積分法が、以前の比較で示唆されていたよりもMNプロセスを推定する可能性が高いことを示唆しています。
偶然の因果関係の警告ケース
| Title |
A_cautionary_case_of_casual_causality |
| Authors |
Calvin_Y.-R._Chen,_Claudia_de_Rham,_Aoibheann_Margalit,_Andrew_J._Tolley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.05031 |
重力有効場の理論の漸近因果関係と赤外線因果関係の概念を区別し、後者が重力陽性限界と一致する制約を与えることを示します。$D\ge5$の重力のEFTで、球対称の背景での重力波の散乱を再検討します。このため、アインシュタインの重力に対する一次補正は、ガウス・ボネ演算子によって決定されます。切り捨てられた有効理論が、因果関係の違反を素朴に示す特定の偏光の背景ジオメトリと比較して、明らかな時間の進みを示すという既知の結果を再現します。有効な理論の妥当性のレジームを適切に特定することにより、見かけの時間の進みが解決できないことを示すことができることを示します。これを説明するために、EFT拡張で特定の高次元演算子を特定します。これらの演算子は、解決可能な時間の進行のために大きくなり、EFT拡張を無効にします。私たちの結果は、EFTの範囲内にとどまると、スケールがどれほど低くても、赤外線も漸近的因果関係も違反されないことを示しています。さらに、その因果関係は、そのような正確なUV完了に訴えることなく理解できます。弦理論として。
量子情報理論では、与えられたシステムのサブパーツ間の「量子相関」の存在を特徴づけるツールとして、量子不一致が提案されています。システムが量子力学的に振る舞うか古典的に振る舞うかは、このシステムと環境との間の避けられない相互作用に起因するデコヒーレンスの現象によって影響を受けると考えられています。一般に、デコヒーレンスは状態の純度の低下、つまり純粋な状態から混合状態への遷移に関連しています。この論文では、この量子から古典への遷移によって量子不一致がどのように変更されるかを調査します。この研究は、一般化されたスクイーズパラメータを使用して、2次ハミルトニアンとガウス状態によって記述されたシステムで実行されます。システムが2つのサブシステムに分割される方法を説明するために、一般的なパラメーター化も導入されています。環境の存在下での量子不一致の進化は、圧搾振幅の成長と状態純度の低下との間の競争であることがわかります。位相空間では、これはウィグナー楕円の半短軸が増加するか減少するかに対応し、明確な幾何学的解釈があります。最後に、これらの考察は原始宇宙論的摂動に適用され、したがって、量子ゆらぎから生じると考えられている私たちの宇宙の大規模構造がどのように古典的な特性を示すことができるかを調査することができます。
重力有効場の理論に対する因果関係の制約
ブラックホールの周りの重力の有効場の理論を検討し、8次元演算子の係数が因果関係の考慮事項によって厳密に制約されていることを示します。これらの制約は、以前に導出された因果関係と陽性の境界と一致していますが、より厳密であり、因果関係との一貫性を保ちながら、次元8の演算子の効果だけを観察できないことを意味します。次に、因果関係を維持しながら、低次の演算子が潜在的に観測可能であると期待できるレジームを確立し、将来の観測の理論的事前情報を提供します。「赤外線因果関係」の重要性を強調し、「漸近因果関係」または正味（サブ）因果関係の要件が因果関係の違反を適切に診断できないことを示します。
インフレ後のシナリオにおけるアクシオンのような粒子のシミュレーション
| Title |
Simulations_of_axion-like_particles_in_the_post-inflationary_scenario |
| Authors |
Ciaran_A._J._O'Hare,_Giovanni_Pierobon,_Javier_Redondo,_Yvonne_Y.Y._Wong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.05117 |
アクシオンとアクシオン様粒子（ALP）は、暗黒物質の最も人気のある候補のいくつかであり、さまざまな予測を行ういくつかの実行可能な生産シナリオがあります。アクシオンがインフレーションの後に生まれるシナリオでは、そのフィールドはかなりの不均一性を発達させ、非常に非線形な方法で進化します。したがって、このシナリオでの軸索暗黒物質の最終的な存在量と分布を理解するには、専用の数値シミュレーションが必要です。これまでのところ、コミュニティは、アクシオン質量の特定の温度依存性を予測するモデルであるQCDアクシオンのシミュレーションに力を注いできました。ここでは、QCDアクシオンを超えて、べき乗則インデックスでラベル付けされた可能な温度依存性の範囲で一連のシミュレーションを実行します。宇宙ひもとドメインウォールのスケーリング、非相対論的アクシオンのスペクトル、アクシオンの寿命と内部構造、ミニクラスターのシードなど、アクシオンフィールドの複雑なダイナミクスを研究します。特に、アクシオンの質量がどれだけ速く成長するかの関数として、ストリングウォールネットワークが暗黒物質の存在量にどれだけ寄与するかを定量化します。温度に依存しないモデルは、標準のミスアラインメント計算よりも25\％多くの暗黒物質を生成することがわかります。この一般的なALPとは対照的に、QCDアクシオンモデルは暗黒物質の生成効率がほぼ6分の1です。ALPを検索するための実験的なキャンペーンが盛んに行われていることを考えると、これらの結果は、直接および間接の検索に幅広い影響を与える可能性があります。
