| Title |
Lensing_power_spectrum_of_the_Cosmic_Microwave_Background_with_deep_polarization_experiments |
| Authors |
Louis_Legrand,_Julien_Carron |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.05764 |
宇宙マイクロ波背景放射の可能性の正確な再構築は、レンズによって誘発された$B$モードを繰り返し除去することにより、深い偏光の調査で達成できます。レンズスペクトル推定器とそのような最適な反復再構成の可能性を紹介します。私たちのモデリングは、二次推定量ベース（QE）のレンズ再構成の最先端の尤度と類似しています。特に、$N^{（0）}$と$N^{（1）}$のレンズバイアスを一般化し、実現に依存するスペクトルバイアス除去器を設計して、この推定量をデータモデリングの不確実性に対してロバストにします。マップベースの再構成を使用して、宇宙論の偏りのない回復を示します。CMB-S4調査の場合、このスペクトル推定量と尤度は、数値コストを制御し、エラーに対してロバストでありながら、広範囲のスケールでQEと比較してレンズ振幅の制約を2倍にすることができます。
ESPRESSOを使用した基本的な物理学：明るいクエーサーHE 0515 $-$ 4414に向けた微細構造定数の変動に対する正確な制限
| Title |
Fundamental_physics_with_ESPRESSO:_Precise_limit_on_variations_in_the_fine-structure_constant_towards_the_bright_quasar_HE_0515$-$4414 |
| Authors |
Michael_T._Murphy,_Paolo_Molaro,_Ana_C._O._Leite,_Guido_Cupani,_Stefano_Cristiani,_Valentina_D'Odorico,_Ricardo_G\'enova_Santos,_Carlos_J._A._P._Martins,_Dinko_Milakovi\'c,_Nelson_J._Nunes,_Tobias_M._Schmidt,_Francesco_A._Pepe,_Rafael_Rebolo,_Nuno_C._Santos,_S\'ergio_G._Sousa,_Maria-Rosa_Zapatero_Osorio,_Manuel_Amate,_Vardan_Adibekyan,_Yann_Alibert,_Carlos_Allende_Prieto,_Veronica_Baldini,_Willy_Benz,_Fran\c{c}ois_Bouchy,_Alexandre_Cabral,_Hans_Dekker,_Paolo_Di_Marcantonio,_David_Ehrenreich,_Pedro_Figueira,_Jonay_I._Gonz\'alez_Hern\'andez,_Marco_Landoni,_Christophe_Lovis,_Gaspare_Lo_Curto,_Antonio_Manescau,_Denis_M\'egevand,_Andrea_Mehner,_Giuseppina_Micela,_Luca_Pasquini,_Ennio_Poretti,_Marco_Riva,_Alessandro_Sozzetti,_Alejandro_Su\'arez_Mascare\~no,_St\'ephane_Udry,_Filippo_Zerbi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.05819 |
赤方偏移1.15で非常に明るいクエーサーHE0515$-$4414に向かう強力な介在吸収システムは、微細構造定数$\alpha$の可能な宇宙論的変動を測定するための最も研究された吸収体です。超大型望遠鏡で16.1$\、$hのHE0515$-$4414を観測し、ここに新しいESPRESSOスペクトログラフからの100万分の1（ppm）精度での$\alpha$の相対変動に対する最初の制約を示します。\Delta\alpha/\alpha=1.3\pm1.3_{\rmstat}\pm0.4_{\rmsys}\、{\rmppm}$。統計的不確かさ（1$\sigma$）は、以前の吸収体の大きなサンプルのアンサンブル精度に類似しており、達成された高いS/N（0.4$\、$km$\、$s$あたり$\approx$105）に由来します。^{-1}$ピクセル）。ESPRESSOの設計、およびレーザー周波数コムを使用した観測のキャリブレーションにより、測定から波長キャリブレーションエラーが効果的に除去されました。ESPRESSOスペクトルの高い分解能（$R=145000$）により、吸収プロファイル内の非常に狭い成分の識別が可能になり、$\Delta\alpha/\alpha$のより堅牢な分析が可能になりました。狭い成分の証拠は、以前に検出された水素分子と中性炭素との対応によって裏付けられています。主な残りの系統的誤差は、吸収プロファイルモデリングのあいまいさ、個々のクエーサー曝露の再分散による影響、およびパラメータ推定アルゴリズムの収束から生じます。系統的な誤差推定を含むスペクトルのすべての分析は、人間の偏見を避けるために最初は盲検化されていました。HE0515$-$4414の縮小されたESPRESSOスペクトルを、さらなる分析のために公開します。ESPRESSOの結果を他の分光器からの28の測定値と組み合わせると、波長キャリブレーションエラーが軽減され、加重平均$\Delta\alpha/\alpha=-0.5\pm0.5_{\rmstat}\pm0.4_{が得られます。\rmsys}\、$ppm（赤方偏移0.6〜2.4）。
| Title |
Neural_Network_Acceleration_of_Large-scale_Structure_Theory_Calculations |
| Authors |
Joseph_DeRose,_Shi-Fan_Chen,_Martin_White,_Nickolas_Kokron |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.05889 |
ニューラルネットワークを利用して、銀河団や弱い重力レンズ効果のデータの分析に必要なパワースペクトルの計算を高速化します。現代の摂動理論コードの場合、単一の宇宙論と赤方偏移の評価時間は2秒のオーダーになる可能性があります。ボルツマンソルバーを使用して線形予測を計算するために必要な同等の時間と組み合わせて、これらの計算は、多くの現代の大規模構造解析のボトルネックになっています。この作業では、物質パワースペクトル、実数および赤方偏移空間銀河パワースペクトル、および$\sim0.1\％$を達成する銀河-物質クロスパワースペクトルのラグランジュ摂動理論（LPT）予測のためのニューラルネットワークベースの代理モデルを構築します。（1シグマで）$w$CDMパラメーター空間の広範囲のスケールにわたる精度。ニューラルネットワークのサロゲートは、約1ミリ秒で評価できます。これは、完全なボルツマンコードおよびLPT計算よりも1000倍高速です。シミュレートされたフルシェイプ赤方偏移宇宙銀河パワースペクトル分析では、サロゲートを使用して取得された事後確率が、フルLPTモデルを使用して取得された事後確率と比較して正確であることを示します。代理モデルをhttps://github.com/sfschen/EmulateLSSで公開します。これにより、他のユーザーが提供する速度の向上を利用して、複雑な現代の大規模構造に不可欠な分析設定の迅速な反復を可能にすることができます。分析。
ガウス派生ウェーブレットを使用した1次元での物質クラスタリングの分析
連続ウェーブレット解析は、空間とスケールの両方で最適な解像度を維持する優れた能力により、科学や工学のさまざまな分野でますます採用されています。ここでは、ウェーブレットパワースペクトル、ウェーブレット相互相関、ウェーブレットバイコヒーレンスなどのウェーブレットベースの統計を、新しく設計された連続ウェーブレット関数{\emガウス派生ウェーブレット}に拡張します。この論文では、これらの統計を導入して、物質の大規模なクラスター化を分析します。この目的のために、1次元（1D）Zel'dovich近似から得られた密度分布に対してウェーブレット変換を実行し、この密度分布のウェーブレットパワースペクトルとウェーブレットバイコヒーレンスを測定します。我々の結果は、ウェーブレットパワースペクトルとウェーブレットバイコヒーレンスが、異なるスケールでのクラスタリングに対するローカル環境の影響を識別できることを示唆しています。さらに、ウェーブレット相互相関の有用性を明らかにするために、さまざまな物質成分の$z=0$でのIllustrisTNGシミュレーションの1D投影密度フィールドに適用します。異なる物質成分間のウェーブレット相互相関は、大規模では1つに収束しますが、小規模ではそれらの間のバイアスが顕著になることがわかります。さらに、ウェーブレットパワースペクトルの測定は、対応する暗黒物質のみのシミュレーションのスケールと比較して、スケール$k\gtrsim1h\mathrm{Mpc}^{-1}$で全物質のクラスター化が抑制されていることを示しています。バリオン物理学により、物質全体のウェーブレットバイコヒーレンスが広範囲に強化されます。これらの結果は、3次元フーリエ解析の結果と定性的に一致しています。
テイラー級数を使用したBAOスケールフィッティングの加速
宇宙は現在、暗黒エネルギーによって駆動される加速膨張を受けています。ダークエネルギーの本質は謎のままです。それを明らかにする1つの方法は、さまざまな赤方偏移で宇宙のサイズを測定することです。これは、銀河の2点相関関数（2PCF）の標準定規であるバリオン音響振動（BAO）機能を使用して実行できます。距離スケールを測定するために、スケーリング係数$\alpha$を使用して、基準宇宙論で2PCFのテンプレートを拡張および縮小します。最適な$\alpha$を見つけるための標準的な方法は、およそ100個の値のグリッドで尤度を計算することです。このアプローチは遅いです。この作業では、大幅に高速な方法を提案します。私たちの方法は、テイラーによって2PCFを$\alpha$の多項式として書き込みます-$\alpha=1$について拡張し、基準宇宙論を十分に知っていることを利用して、$\alpha$が1の数パーセント以内にあることを利用します。次に、この拡張から生じる可能性を分析的に解いて、最適な$\alpha$を得ることができます。私たちの方法は、$\alpha$を数値的に最小化する直接比較可能なアプローチよりも48-85$\times$速く、標準の反復法よりも$\sim$$12,000\times$速くなります。私たちの仕事は、DarkEnergySpectroscopicInstrument（DESI）によるものなど、今後の大規模構造の赤方偏移調査を大いに可能にするでしょう。
潮汐的に引き伸ばされた波の暗黒物質で「フィーブルジャイアント」クレーターIIを理解する
| Title |
Understanding_the_"Feeble_Giant"_Crater_II_with_tidally_stretched_Wave_Dark_Matter |
| Authors |
A._Pozo,_T._Broadhurst,_R._Emami,_and_G._Smoot |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.06514 |
速度分散が小さい$\simeq3$km/sの、異常に大きい「弱矮小銀河」クレーターIIは、低質量銀河が小さくて密度が高いという期待に反しています。「WaveDarkMatter」は、クレーターIIの最新の恒星と速度分散プロファイルを組み合わせて、低密度のハローに囲まれた半径$\simeq0.71^{+0.09}_{-0.08}$kpcの顕著な暗いコアを見つけました。コアとハローの間に目に見える遷移があります。この観測された振る舞いは、ボーズ・アインシュタイン凝縮、$\psi$DMとしての暗黒物質の特徴的なコア・ハロー・プロファイル構造に非常に似ています。ソリトンとハローの間で予測される顕著な密度遷移。クレーターIIは、この独特の$\psi$DM予測によく適合しており、ボソン質量が$m_\psic^2\simeq（1.9\pm0.3）\times10^{-22の場合、大きなコアと低速分散の間に一貫性が見られます。}$eV。同様のコアハロー構造は、ほとんどの矮小楕円体銀河（dSph）でも見られますが、通常はコアが小さく、$\simeq0.25$kpcで、速度分散が速い$\simeq9$km/sです。クレーターIIは、$\psi$DMのコンテキストで、ハロー質量のほとんどを潮汐ストリッピングによって失った、より典型的なdSph矮小楕円体であった可能性があり、その結果、速度分散が3倍に減少し、不確定性原理によって要求される速度とドブロイ波長の間の逆スケーリングに従うソリトンコア。クレーターIIのこの潮汐の起源は、現在GAIAによって確立されている$\simeq20$kpcの小さな周辺中心によってサポートされており、天の川によるかなりの潮汐ストリッピングを意味します。
電波源数の双極子に対する局所構造によるレンズ効果の影響
均質で等方性の宇宙における私たちの独特の動きは、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の温度場に双極子を刻印し、同様に、空の銀河系外の電波源の分布に双極子を刻印します。これらの効果のそれぞれが測定されましたが、これらの測定のそれぞれは、宇宙を通る私たちの運動の速度について異なる結果をもたらします。無線双極子測定は、私たちの運動の速度がCMBの速度の約3倍であることを発見します。ここでは、以前は制約されていなかったレンズダイポールの効果を示します。これにより、必然的に局所的な構造（大きな角度のレンズスケールに必要）が空の電波源の分布を歪めます。これらの効果を含めても、CMBと電波源の双極子測定の間の緊張は軽減されませんが、それらを含めないと、将来の銀河系外の数のカウントが、私たちの固有の動きの誤った推論につながる可能性があります。さらに、レンズダイポールのサイズを$2\sigma$レベルで$\kappa<3\cdot10^{-2}$に制限できます。
連続的な大きなエネルギー放出によるCMBスペクトル歪み
赤方偏移$z\gtrsim10^3$でのエネルギー放出シナリオを制約するには、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）のスペクトル歪みの正確な計算が必要です。既存の文献は、背景の黒体スペクトルに対する小さな摂動である歪みに焦点を当てています。高赤方偏移（$z\gtrsim10^6$）では、この仮定に違反する可能性があり、CMBスペクトルは、少なくとも宇宙進化の一部で大幅に歪む可能性があります。この論文では、正確な熱化計算を実行し、歪んだCMBスペクトルを一般的な完全な非線形の方法で進化させ、注入プロセスの時間依存性、ハッブル膨張率の変更、および相対論的コンプトン散乱を一貫して考慮します。具体的には、単一エネルギー注入と崩壊粒子のシナリオを研究し、これらのケースの制約について説明します。熱化の問題は、{\ttCosmoTherm}で現在利用可能な2つの独立した数値アプローチを使用して、大歪み領域でCMBスペクトル歪みを計算するための専用セットアップとして解決します。低周波数での新しい非線形効果がさらに強調され、これらがより厳密な研究を必要とすることを示しています。この作業により、CMBスペクトル歪み計算における長年の単純化の1つが排除され、高エネルギー粒子カスケード、ソフトフォトン注入、および原始ブラックホールの近くで引き起こされる歪みのより厳密な処理への道が開かれます。
ハッブルの緊張に照らして$ n_s \約1 $の宇宙論的意味
最近、ハッブル定数の低$z$測定値、$H_0=73.04\pm1.04{\rm〜km/s/Mpc}$が、SH0ESチームによって報告されました。長年のハッブル張力、つまり、局所測定からのハッブル定数と、$\Lambda$CDMモデルに基づく宇宙マイクロ波背景放射データから推測されたハッブル定数との差がさらに強化されました。この緊張を和らげるために、再結合の時代の後とその周辺で宇宙論を修正する多くの宇宙論的モデルがあります。実際、一部のモデルは、大規模なスケールに比べて小規模な変動振幅を変更するため、原始密度摂動、特にスカラースペクトルインデックス$n_s$を大幅に変更する必要があります。特定の有望なモデルでは、$n_s$は$\Lambda$CDM予測よりも大きくなることが好まれ、スケール不変のモデル$n_s=1$でも許可されます。この手紙では、そのような珍しい$n_s$の意味を研究するために、非常に初期の宇宙モデルに焦点を当てています。特に、インフレ中の平衡分布にアクシオンがあるアクシバースは、$n_s=1$と簡単に一致する可能性があることがわかります。これは、アクシオンがインフレーションハッブルパラメータよりもはるかに小さい質量のカーブトンとして動作するためです。また、$\Lambda$CDMに基づいて取得されたものとは異なる$n_s$の他の説明についても説明します。
ラジオバックグラウンドでの宇宙の夜明け信号の検出について
| Title |
On_the_detection_of_a_cosmic_dawn_signal_in_the_radio_background |
| Authors |
Saurabh_Singh,_Jishnu_Nambissan_T.,_Ravi_Subrahmanyan,_N._Udaya_Shankar,_B.S._Girish,_A._Raghunathan,_R._Somashekar,_K.S._Srivani,_Mayuri_Sathyanarayana_Rao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.06778 |
星形成が最初の崩壊した物体で始まったときの宇宙の夜明けの天体物理学は、長波長での宇宙の電波背景のスペクトル的および空間的特徴として明らかにされると予測されています。中性水素の空平均赤方偏移21cm吸収線は、宇宙の夜明けのプローブです。ラインプロファイルは、ガスの進化する熱状態、放射バックグラウンド、冷たい原始ガスから散乱する星からのライマン-$\alpha$放射、および中性水素原子の超微細スピンレベルの相対的な集団によって決定されます。55〜85MHz帯の電波空のスペクトルの放射計測定を報告します。これは、Bowmanetal。によって発見されたプロファイルを示しています。宇宙の再電離シグネチャのグローバルエポック（EDGES）を検出するための実験で得られたデータでは、低帯域機器は天体物理学的起源ではありません。それらの最適なプロファイルは、95.3\％の信頼度で拒否されます。プロファイルは宇宙の夜明けのサインであると解釈されました。ただし、その振幅は、標準的な宇宙論モデルによって予測されたものよりも大幅に高かった。プロファイルの振幅の説明には、非標準宇宙論、バリオンを冷却するための追加のメカニズム、おそらくミリチャージされた暗黒物質との相互作用、および17を超える赤方偏移での過剰な電波バックグラウンドが含まれていました。Bowmanらによって発見されました。新しい天体物理学や非標準宇宙論の証拠ではありません。
クラスターを合計した光度はマスプロキシとして機能しますが、クラスターを合計した色はあまり注目されていません。銀河の色は、塵の含有量と特定の星形成率に関する有用な洞察を与えてくれたので、この研究では、クラスターの合計色と、TNG、SDSS、およびBuzzardのサブサンプルのクラスターのさまざまな観測可能および固有のハロー特性との間の可能な相関関係を調査します。クラスターの色-等級空間は、真っ赤な銀河によって描かれた、赤く明るい角に向かってピークを示しています。マグニチュードの合計は加重平均のように機能するため、クラスター全体で色を合計すると、色空間のばらつきが減少します。これらの合計された色の間の相関は、3つのデータセットすべてにわたって$（73\pm24）\％$でした。合計された色とクラスターのプロパティは、通常、相関が低く、最大$\sim40\％$の範囲でした。色と質量の相関は、TNGとBuzzardの濃さのしきい値で大幅に変化しませんでしたが、SDSSの場合、濃さの増加に伴って相関は劇的に減少し、濃さのしきい値10付近で正の相関から負の相関になりました。また、豊富さまたは大きさのあるマスプロキシスケーリングの関係を調べ、クラスターカラーを追加した後のマススキャッターの減少を測定しました。減少は一般に重要ではありませんでしたが、特定の状況下で質量散乱のいくつかの大きな減少が発生しました：高濃度のバザードの質量と大きさの関係では$（19\pm28）\％$の減少が見られましたが、低濃度のSDSSでは同様の次数の減少が見られました質量-豊かさおよび質量-大きさの関係について、それぞれ$（16\pm8）\％$および$（14\pm8）\％$の。クラスターの合計色を最初に確認すると、特定の状況下でマスプロキシを支援する可能性が示されますが、クラスターの合計色をより適切に特徴付けて利用するには、より慎重で徹底的な調査が必要です。
| Title |
Constraining_cosmological_scaling_solutions_of_a_Galileon_field |
| Authors |
In\^es_S._Albuquerque,_Noemi_Frusciante,_Matteo_Martinelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.06892 |
立方ガリレオン項と2つの指数ポテンシャルを持つ標準的なスカラー場の運動寄与を持つラグランジアンを研究します。このモデルでは、ガリレオン場は、スカラー場$\phi$の密度が初期の物質密度と同じ方法でスケーリングするスケーリングソリューションを生成します。スカラー場は素粒子物理学のエネルギースケールと互換性があり、偶然の一致の問題を軽減できるため、これらのソリューションは非常に興味深いものです。線形摂動の現象論は、観測量に対するすべての関連する影響を含めて、徹底的に議論されています。さらに、モデルのパラメーターに制約を課すために、Planck2018による宇宙マイクロ波背景放射の温度とレンズ効果のスペクトル、6dF銀河調査からのバリオン音響振動測定値とPantheonからのSDSSおよび超新星Ia型データを使用します。その興味深い現象論にもかかわらず、私たちが調査したモデルは$\Lambda$CDMに関するデータによりよく適合せず、高赤方偏移データと低赤方偏移データの間の緊張を和らげることができないようです。
LISAを使用した原始的な機能の検出
| Title |
Detecting_primordial_features_with_LISA |
| Authors |
Jacopo_Fumagalli,_Mauro_Pieroni,_S\'ebastien_Renaux-Petel,_Lukas_T._Witkowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.06903 |
確率的重力波バックグラウンドの周波数プロファイルの振動は、インフレーション中の小規模な特徴の特徴的な予測です。この論文では、このような振動の検出の見通しについて、今後の宇宙ベースの重力波観測所LISAでの最初の調査を紹介します。原理の証明として、主成分分析に基づく方法を使用して、振動をLISAで再構築できることを特徴信号の選択について示します。次に、振動信号を表すパラメーターに対してフィッシャー予報を実行します。鋭い特徴のために、我々は、異なる周波数でピークに達する、インフレーション中とインフレーション後の期間に誘発された確率的重力波バックグラウンドへの寄与を区別します。後者の場合、対応するピークが$h^2\Omega_\textrm{GW}\gtrsim10^{-12}$を満たす場合、振動の振幅は$<10\％$の精度で測定可能であると予想されます。-$10^{-11}$、一方、インフレーション時代の重力波の場合、振動は$h^2\Omega_\textrm{GW}$のより高いピーク振幅を必要とします。これは、振動がのUVテールにのみ現れるためです。スペクトル。共振機能の場合、発振周波数が$\omega_\textrm{log}=4$から$10$の範囲にある場合、LISAでの検出の見通しが最大になります。私たちの結果は、確率的重力波バックグラウンドの周波数プロファイルの振動が将来の検出努力の価値のあるターゲットであり、小規模でインフレーションを実験的にテストするための鍵を提供することを確認しています。
木星の高度な愛の数の失われた意味
NASAのJunoミッションは最近、木星の高度（度$\ell$、桁違い$m$$=4,2$）のラブ数$k_{42}=1.289\pm0.063$（$1\sigma$）を報告しました。非回転木星モデルで得られた静水圧$k_{42}$を1桁上回ります。回転を数値的にモデル化した後、静水圧$k_{42}=1.743\pm0.002$はまだ観測から$7\sigma$離れており、木星の潮汐応答の理解に疑問を投げかけています。ここでは、一次摂動理論を使用して、静水圧$k_{42}$の結果を解析的に説明します。単純な木星の状態方程式（$n=1$ポリトロープ）を使用して、回転モデルと非回転モデルを比較するときに$k_{42}$の変化率を取得します。私たちの分析結果は、静水圧$k_{42}$が、惑星のオブレート図によって球面調和関数$\ell、m=4,2$に結合された$\ell=m=2$での潮汐応答によって支配されていることを示しています。$k_{42}$の$\ell=4$正規化により、軌道係数$（a/s）^2$が$k_{42}$に導入されます。ここで、$a$は衛星の半主軸であり、$s$は木星の平均半径。その結果、ガリレオ衛星が異なれば、生成される$k_{42}$も異なります。高次のテッセラルラブ数（$\ell>m$、$m\geq2$）は低次のラブ数によって支配されているため、少なくとも主に静水圧である場合は、内部構造に関する追加情報はほとんど提供されないと結論付けます。私たちの結果は、現在観測されているJuno$k_{42}$の将来の解釈に重要な意味を持っています。よく理解されている$\ell=2$動的潮汐（$\Deltak_2\approx-4\％$）からの結合を含めた後、木星の静水圧$k_{42}$は、分数補正を生成するために未知の動的効果を必要とします$Junoの観測値を$3\sigma$内に収めるために、\Deltak_{42}\approx-11\％$。必要な$\Deltak_{42}$を説明するには、今後の作業が必要です。
パレネ（土星XXXIII）とその拡散したダスティリングの長期的な動的進化
| Title |
Long-term_Dynamical_Evolution_of_Pallene_(Saturn_XXXIII)_and_its_Diffuse,_Dusty_Ring |
| Authors |
Marco_A._Mu\~noz-Guti\'errez,_A._Paula_Granados_Contreras,_Gustavo_Madeira,_Joseph_A._A'Hearn,_Silvia_Giuliatti_Winter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.05903 |
土星の小型衛星の特徴的なセットであるAegaeon、Methone、Anthe、およびPalleneは、より大きな衛星と非重力による摂動にさらされた、共軌道のほこりっぽいリング/アークに浸されたシステムの進化を理解するための優れた実験室を構成します。この作業では、パレンとそのリングの長期的な進化の包括的な数値調査を実施しました。周波数マップ分析を通じて、パレン周辺の現在の動的状態を特徴づけました。単純な潮汐進化モデルは、システムの現在の軌道構成の時間枠を設定するのに役立ちます。詳細な短期および長期のN体シミュレーションを使用して、パレネが現在土星の6つの主要衛星のうちの1つ以上と共鳴しているかどうかを判断します。妨害関数の直接的および間接的な部分から抽出された無数の共鳴引数を分析し、パレネが現在から5〜Myrまでの平均運動共鳴にないことを発見しました。それにもかかわらず、いくつかの共鳴する議論は、異なるタイムスケールと月の組み合わせで秤動と循環の間隔を示します。重力と非重力を考慮して、リングを形成するマイクロメートル粒子の動的進化を研究しました。非重力は、粒子の垂直方向の移動と外向きの移動の原因です。衛星の大量生産率を推定することにより、パレネは、主にマイクロメートルサイズの大きな粒子で構成されている場合にのみ、リングを定常状態に保つ責任があることがわかります。主にパレンが唯一の発生源である数マイクロメートルの粒子で構成されている場合、リングは最終的に消えるまで、放射状と垂直方向の両方に広がります。
爆発型変光星の原始惑星系円盤における塵の進化
| Title |
Evolution_of_dust_in_protoplanetary_disks_of_eruptive_stars |
| Authors |
Eduard_Vorobyov_(1,2),_Aleksandr_M._Skliarevskii_(2),_Tamara_Molyarova_(3),_Vitaly_Akimkin_(3),_Yaroslav_Pavlyuchenkov_(3),_\'Agnes_K\'osp\'al_(4,5,6),_Hauyu_Baobab_Liu_(7),_Michihiro_Takami_(8),_Anastasiia_Topchieva_(3)_((1)_University_of_Vienna,_Department_of_Astrophysics,_Vienna,_1180,_Austria,_(2)_Research_Institute_of_Physics,_Southern_Federal_University,_Roston-on-Don,_344090_Russia,_(3)_Institute_of_Astronomy,_Russian_Academy_of_Sciences,_48_Pyatnitskaya_St.,_Moscow,_119017,_Russia,_(4)_Konkoly_Observatory,_Research_Centre_for_Astronomy_and_Earth_Sciences,_E\"otv\"os_Lor\'and_Research_Network_(ELKH),_Konkoly-Thege_Mikl\'os_\'ut_15-17,_1121_Budapest,_Hungary,_(5)_Max_Planck_Institute_for_Astronomy,_K\"onigstuhl_17,_69117_Heidelberg,_Germany,_(6)_ELTE_E\"otv\"os_Lor\'and_University,_Institute_of_Physics,_P\'azm\'any_P\'eter_s\'et\'any_1/A,_1117_Budapest,_Hungary,_(7)_Institute_of_Astronomy_and_Astrophysics,_Academia_Sinica,_11F_of_Astronomy-Mathematics_Building,_AS/NTU_No.1,_Sec._4,_Roosevelt_Rd,_Taipei_10617,_Taiwan,_ROC,_) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.06004 |
若いオリオン座FU型星の光度バーストは、周囲のガスと塵の円盤を暖め、その結果、それらの形態学的および化学的組成に変化をもたらします。この研究では、このようなバーストが原始惑星系円盤のダスト粒子サイズと対応するスペクトル指数の空間分布に与える影響を研究することを目的としています。数値流体力学コードFEOSADを使用します。これは、原始惑星系円盤内のガス、ダスト、および揮発性物質の共進化をシミュレートし、ダストの成長とガスの逆反応を考慮に入れています。最大ダストサイズの水氷マントルへの依存性が明確に考慮されています。バーストは、中央の星の光度を100〜300L_sunに100年間増加させることによって初期化されます。バースト中に水雪線がより長い距離にシフトし、裸の粒子のより効率的な断片化のために、雪線位置の内側の最大ダストサイズが低下します。バースト後、水の雪線はすぐにバースト前の場所に戻り、その後、新たなダストが成長します。バースト後のダストの再成長のタイムスケールは半径方向の距離に依存するため、短い距離のダスト粒子は、遠い距離のダスト粒子よりも早くプリバースト値に到達します。その結果、ミリメートルのダスト放出におけるスペクトルインデックスの動径分布の広いピークが約10auで発生します。これは、ディスクが進化し、ダスト粒子が次第に遠い距離でプリバースト値に再成長するにつれて、さらにシフトアウトします。この特徴は、重力的に不安定な若いディスクではなく、進化した軸対称ディスクで最も顕著ですが、重力の不安定性が抑制されている場合は、若いディスクが依然として適切な候補となる可能性があります。要約。
チェリャビンスク隕石中のリン酸塩鉱物によって明らかにされた古代および最近の衝突
| Title |
Ancient_and_recent_collisions_revealed_by_phosphate_minerals_in_the_Chelyabinsk_meteorite |
| Authors |
Craig_R._Walton,_Oliver_Shorttle,_Sen_Hu,_Auriol_S._P._Rae,_Ji_Jianglong,_Ana_\v{C}ernok,_Helen_Williams,_Yu_Liu,_Guoqiang_Tang,_Qiuli_Li,_Mahesh_Anand |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.06038 |
小惑星の衝突履歴は、内太陽系の進化の重要なアーカイブです。これらの衝突の証拠は隕石によって地球にもたらされ、隕石は衝撃リセットされた放射性同位元素の鉱物年代を保存することができます。ただし、隕石は多くの鉱物年代を保存することが多いため、その解釈については議論の余地があります。ここでは、リン酸塩U-Pb年代と鉱物マイクロテクスチャの分析を組み合わせて、非常に衝撃を受けたチェリャビンスク隕石の衝突履歴を作成します。隕石中のリン酸塩U-Pb年代は、マクロからマイクロスケールでの熱履歴とは無関係であり、代わりにリン酸塩マイクロテクスチャーと相関していることを示します。元のリン酸ドメインからの同位体データはほぼ一致していますが、破壊損傷を受けたドメインは普遍的に不一致を示しています。両方の母集団を組み合わせると、チェリャビンスクリン酸塩のU-Pb年代の上限（4,473+/-11Ma）と下限（-9+/-55Ma、つまり現在の誤差の範囲内）が最もよく制限されます。我々は、すべてのリン酸塩U-Pb年代が、古代の高エネルギー衝突の間に完全にリセットされたと結論付けています。破壊で損傷を受けたリン酸ドメインは、地質学的に最近の過去の穏やかな衝突加熱中にさらにPb損失を経験し、より低い切片年齢を適切に制限するようにターゲットにする必要があります。リン酸塩粒子のテクスチャサブポピュレーションをターゲットにすると、U-Pb年代の計算と解釈が大幅に改善され、古代と最近の両方の小惑星衝突履歴のより堅牢な再構築が可能になります。
Nekhoroshevは、地球の衛星の軌道安定性を推定しています
地球の周りの小さな物体（衛星またはスペースデブリ）の軌道運動を参照して、ネホロシェフの定理を実装することによって得られた安定性の推定値を提供します。$J_2$ジオポテンシャル項、および太陽と月によるサードボディの摂動を含む、高速角度で平均化されたハミルトニアンモデルを検討します。ハミルトニアンを「非共鳴」レジームに対してP\"oschel（1993）によって与えられたバージョンで、ネホロシェフ定理の実装に適した形式にする方法について説明します。ハミルトニアンの操作には、i）高速での平均化が含まれます。角度、ii）軌道の偏心と傾斜の参照値の周りの適切な拡張、およびiii）「ラプラス」として知られる永年運動の不変平面の非ゼロ傾斜に起因する特定の項を排除することを可能にする予備正規化ハミルトニアンを適切な形にした後、作用空間における定理の適用可能性の領域を調べ、その結果を物理的要素の空間に変換します。定理が保持するために必要な条件が満たされていることがわかります。約20000kmまでの体の軌道高度（半主軸）の偏心および傾斜面（e、i）のいくつかの非ゼロ測定ドメイン。約11000kmの高度の場合いくつかのいわゆる「傾斜に依存する」共振の周りの狭いゾーンを除いて、衛星問題のアプリケーションにおけるほぼすべての偏心と関心の傾向をカバーするドメインでの数千年のオーダーの安定時間。一方、現在の方法で回復されたネホロシェフ安定性のドメインは、準主軸aが増加するにつれてサイズが縮小します（対応するネホロシェフ時間は数百年に減少します）が、安定性ドメインは実質的にすべて20000を超えると消滅します。km。
地球と月の形成：小天体の影響
この論文は、これらの惑星が形成されたときの小天体による地球と月の爆撃のモデルについて論じています。巨大惑星の摂食帯と外側の小惑星帯から地球に体とともに運ばれた総氷床は、地球の海洋の総質量に匹敵する可能性があることが示されています。最初に木星の軌道を横切った天体は、主に最初の100万年以内に地球を横切る可能性があります。もともと太陽から4から5AU（天文単位）の距離にあった物体と地球との衝突のほとんどは、最初の1000万年の間に発生しました。天王星と海王星のゾーンからのいくつかの死体は、2000万年以上で地球に落下する可能性があります。惑星の重力の影響のみを考慮したモデルでは、太陽からの初期距離が約3〜3.5AUであるため、数十億年で地球と月に落下する可能性があります。月と衝突した物体の数に対する地球と衝突した物体の数の比率は、地球型惑星の摂食ゾーンからの微惑星の場合、主に20から40まで変化しました。もともと太陽から3AU以上の距離にあった物体の場合、この比率は主に16.4から17.4の範囲でした。地球型惑星の摂食帯からの微惑星と月との衝突の特徴的な速度は、微惑星の半主軸の初期値と軌道の離心率に応じて、8から16km/sまで変化しました。木星と土星の摂食帯から来た物体と月との衝突速度は、主に20〜23km/sでした。
乱流原始惑星系円盤のダスト濃度に対する局所圧力増強の影響
| Title |
Impact_of_Local_Pressure_Enhancements_on_Dust_Concentration_inTurbulent_Protoplanetary_Discs |
| Authors |
Marius_Lehmann_(ASIAA)_and_Min-Kai_Lin_(ASIAA,_NCTS_Physics_Division) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.06153 |
垂直せん断不安定性（VSI）による乱流を伴う原始惑星系円盤（PPD）の局所的な圧力上昇（圧力バンプ）付近でのダストとガスの進化を調査します。Z（ダスト対ガス（d/g）の表面質量密度または金属量の比率）、粒子ストークス数タウ、および圧力バンプ振幅Aの値の範囲について、ダストとガスのグローバル2D軸対称および3Dシミュレーションを実行します。ガスへのダストフィードバックが含まれています。初めて、グローバル3Dシミュレーションで、VSIによって誘発された長寿命の渦の塵の収集を示します。圧力バンプがなく、Z〜0.01およびtau〜0.01の場合、このような渦はディスクの中央面で1をわずかに下回るd/g密度比に達しますが、Z>0.05の場合は長寿命の渦はほとんどありません。圧力バンプの存在下で、Z〜0.01およびtau〜0.01の場合、ほこりっぽい渦が形成され、d/g比が数倍に達するため、SIが発達してから、最終的に乱流のほこりの輪になります。Z〜0.03の場合、これはタウ〜0.005で発生し、渦は弱く、寿命が短くなりますが、タウが大きい場合は、乱流のダストリングのみが形成されます。Z>0.03の場合、タウを増やすとダストリングがますます軸対称になり、タウ>0.005の場合はd/g比が約1に達することがわかります。さらに、ディスクの垂直方向の質量流量プロファイルは、Z>0.03の場合、ダストの影響を強く受けます。そのため、ガスは、中央平面の近くで内側に輸送され、より高い高さで外側に輸送されます。つまり、ダストがゼロまたは少量のシミュレーションとは逆の状況になります。粘性のある$\alpha$-値は、Z=0-0.05の増加に対して、0.001-0.0001として適度に低下します。我々の結果は、VSIがZとタウのもっともらしい値の渦の形成を通して微惑星形成において積極的な役割を果たすことができることを示唆している。また、Zの値によっては、PPDで観測されたダストリングの非対称性の有無を自然に説明できる場合があります。
かすんでいるレンズのクリーニング：暖かい太陽系外惑星の透過スペクトルの統計的傾向
| Title |
Cleaning_our_Hazy_Lens:_Statistical_Trends_in_Transmission_Spectra_of_Warm_Exoplanets |
| Authors |
Austin_H._Dymont,_Xinting_Yu,_Kazumasa_Ohno,_Xi_Zhang,_Jonathan_J._Fortney |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.06173 |
温帯から温帯の太陽系外惑星（平衡温度$T_{\rmeq}<$1000K）の大気組成については、それらの多くが特徴のない平坦な透過スペクトルを持っていることがわかっているため、比較的ほとんど理解されていません。それらの平坦化されたスペクトルは、惑星全体の光化学ヘイズや凝縮雲などの大気の不透明度の原因による可能性があります。\textit{HubbleSpaceTelescope}によって以前に観測された23の暖かい太陽系外惑星の透過スペクトルを編集し、吸水機能の正規化された振幅（$A_{\rmH}$）を使用して各太陽系外惑星の曇りを定量化します。$A_{\rmH}$とさまざまな惑星および恒星の強制パラメータとの関係を調べることにより、惑星の特性に関連する曇りの相関関係を見つけるように努めています。私たちの分析は、$A_{\rmH}$と$T_{\rm{eq}}$または水素-ヘリウムエンベロープ質量分率（f$_{\rm{HHe}}$）の間の以前に特定された線形傾向が壊れることを示しています新しい太陽系外惑星データの追加でダウン。調査したすべてのパラメーターの中で、大気スケールの高さ（$H$）、惑星の重力（$g_{\rmp}$）、および惑星の密度（$\rho_{\rmp}$）は、統計的に最も有意な線形または$A_{\rmH}$（$p\leq0.02$）との線形対数相関。また、離心率（$e$）と恒星年齢（$t_{\rmage}$）の正の相関を$A_{\rmH}$と暫定的に特定しました。具体的には、$H$が低い、$g_{\rmp}$が高い、$\rho_{\rmp}$、$e$、または$t_{\rmage}$は、よりクリアな雰囲気になります。ただし、どのパラメーターも$A_{\rmH}$と非常に強い線形相関を示しておらず、暖かい太陽系外惑星の曇りが単一の惑星/恒星パラメーターによって単純に制御されているわけではないことを示唆しています。暖かい太陽系外惑星のかすんでいる/曇った大気につながる複雑な物理的および化学的プロセスを完全に理解するには、追加の観測と実験室での実験が必要です。
金星の同期衛星
金星の同期衛星は長い間不安定であると考えられてきましたが、ポアンカレの断面技術を使用して、金星のヒル球のすぐ外側を周回する同期準衛星が少なくとも何世紀もの間非常に安定していることを示しています。このようなシンクロサットは常に金星の赤道から数度以内に留まり、経度が非常にゆっくりとドリフトします。これらのシンクロサットは、活発な地形や長寿命の着陸船など、金星の表面上のポイントを継続的に監視するのに役立つ可能性があります。
位置天文惑星検出における恒星活動の多波長緩和
| Title |
Multi-Wavelength_Mitigation_of_Stellar_Activity_in_Astrometric_Planet_Detection |
| Authors |
Avi_Kaplan-Lipkin,_Bruce_Macintosh,_Alexander_Madurowicz,_Sowmya_Krishnamurthy,_Alexander_Shapiro,_Natalie_Krivova_and_Sami_Solanki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.06383 |
恒星反射運動による太陽系外惑星の位置天文検出は、最近のガイア計画による巨大惑星と、LUVOIRなどの提案された任務による地球のような惑星で可能になります。理論上の限界では、位置天文学は、現在の太陽系外惑星の探索方法で以前に見られたよりも小さな惑星の検出を可能にしますが、恒星の活動はこれらの理論上の限界に到達できない可能性があります。光球の磁気活動による太陽のような星の位置天文のジッターは、$0.5\\textrm{mR}_\odot$のオーダーの光中心に明らかな変動を引き起こします。このジッターは、基本的な天体物理学的ノイズフロアを作成し、単一のスペクトルバンドでの低質量惑星の検出を妨げます。惑星の軌道を5つの異なる通過帯域でシミュレートされた太陽データに注入することにより、通過帯域間の相関を使用して、この基本的な位置天文ノイズの軽減を調査します。真のソーラーアナログと1auの準主軸にある惑星の場合、最良の単一通過帯域での理想的な望遠鏡の恒星活動によって設定される5シグマの検出限界は$0.01$地球質量です。我々は、恒星の活動による高度に相関する位置天文ジッターを持つが、より赤いバンドでの動きが少ない通過帯域のペアが、惑星からの共通信号のより高い精度の測定を可能にすることを発見しました。この方法を使用すると、1auで検出可能な惑星の質量が最大$8$の係数で改善されます。これは、完璧な望遠鏡を備えた太陽のような星の地球質量のせいぜい$0.004$に相当します。これらの結果を踏まえて、将来の位置天文学ミッションでは、恒星の活動によるノイズを減らすために、2つ以上の通過帯域を使用することを検討することをお勧めします。
グリーゼ86バイナリシステム：$ \ approx $ 2AUで切り捨てられたディスクで形成された暖かい木星
| Title |
The_Gliese_86_Binary_System:_A_Warm_Jupiter_Formed_in_a_Disk_Truncated_at_$\approx$2_AU |
| Authors |
Yunlin_Zeng,_Timothy_D._Brandt,_Gongjie_Li,_Trent_J._Dupuy,_Yiting_Li,_G._Mirek_Brandt,_Jay_Farihi,_Jonathan_Horner,_Robert_A._Wittenmyer,_R._Paul._Butler,_Christopher_G._Tinney,_Bradley_D._Carter,_Duncan_J._Wright,_Hugh_R._A._Jones,_Simon_J._O'Toole |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.06394 |
グリーゼ86は、近くのK型矮星で、$\approx$16日の軌道上に巨大な惑星をホストし、外側の白色矮星の仲間を$\approx$世紀の長さの軌道上にホストしています。この研究では、視線速度データ（10年以上にわたる新しい測定値を含む）を、ヒッパルコスとガイアからの高角度分解能イメージングおよび絶対位置天文学と組み合わせて、両方のコンパニオンの現在の軌道と質量を測定します。次に、Gl86システムの進化をシミュレートして、両方の星が主系列星にあるときにその原始軌道を制約します。そのとき、2つの星の間の最も近いアプローチは約$9\、$AUでした。このような密接な分離は、Gl86Aの原始惑星系円盤のサイズを制限し、その周りの巨大惑星の形成を動的に妨げました。Gl86BとGl86Abの軌道を測定したところ、Gl86は、$\approx$2$\、$AUで切り詰められた円盤で巨大惑星の形成が起こったシステムであることがわかりました。このようなディスクは、ディスクの降着率が高く、粘度が低いと仮定すると、Gl86Abのコアとエンベロープを組み立てるのに必要なダストの質量と総質量を収容するのに十分な大きさです。ただし、ディスクをGl86Abに非効率的に追加するには、外側の切り捨て半径でToomreの安定限界に近づくのに十分な大きさのディスクが必要になります。Gl86システムの軌道アーキテクチャは、巨大な惑星がひどく切り詰められた円盤でも形成できることを示しており、惑星形成理論の重要なベンチマークを提供します。
BEBOPIII。ケプラー16（AB）bの観測と独立した質量測定-視線速度で検出された最初の周連星惑星
| Title |
BEBOP_III._Observations_and_an_independent_mass_measurement_of_Kepler-16_(AB)_b_--_the_first_circumbinary_planet_detected_with_radial_velocities |
| Authors |
Amaury_H.M.J._Triaud,_Matthew_R._Standing,_Neda_Heidari,_David_V._Martin,_Isabelle_Boisse,_Alexandre_Santerne,_Alexandre_C.M._Correia,_Lorana_Acu\~na,_Matthew_Battley,_Xavier_Bonfils,_Andr\'es_Carmona,_Andrew_Collier_Cameron,_P\'ia_Cort\'es-Zuleta,_Georgina_Dransfield,_Shweta_Dalal,_Magali_Deleuil,_Xavier_Delfosse,_Jo\~ao_Faria,_Thierry_Forveille,_Nathan_C._Hara,_Guillaume_H\'ebrard,_Sergio_Hoyer,_Flavien_Kiefer,_Vedad_Kunovac,_Pierre_F._L._Maxted,_Eder_Martioli,_Nikki_Miller,_Richard_P._Nelson,_Mathilde_Poveda,_Hanno_Rein,_Lalitha_Sairam,_St\'ephane_Udry,_Emma_Willett |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.06584 |
視線速度法は、太陽系外惑星を検出するための最も堅牢で確立された手段の1つです。それでも、周連星惑星の発生率が比較的高いにもかかわらず、これまでのところ周連星惑星の検出に失敗しています。ここでは、周連星惑星のBEBOP調査中に収集された、オートプロヴァンス天文台の193cm望遠鏡で、SOPHIEスペクトログラフで取得されたKepler-16Aの速度測定値を報告します。私たちの測定は、周連星惑星の最初の視線速度検出をマークし、ケプラー-16〜（AB）〜bの質量を$0.313\pm0.039\、{\rmM}_{\rmJup}$と独立して決定します。日食のタイミング変動と一致しています。私たちの観測は、単一線のバイナリでフォトンノイズの精度と精度を達成する能力を示しており、バイナリ信号とプラネタリ信号で最終的な精度は$\rm1.5〜m\、s^{-1}$に達します。私たちの分析は、視線速度を使用した周連星惑星の検出への道を開きます。これにより、現在知られているシステムの比較的小さなサンプルが、より弱い検出バイアスを提供する方法を使用して、統計的に適切な数に増加します。私たちのデータには、主星の磁気サイクルに関連する長期の視線速度信号も含まれています。
マルチオブジェクト分光法を使用してトランジット系外惑星大気のスペクトルを測定する新しい方法
| Title |
A_new_method_to_measure_the_spectra_of_transiting_exoplanet_atmospheres_using_multi-object_spectroscopy |
| Authors |
Vatsal_Panwar,_Jean-Michel_D\'esert,_Kamen_O._Todorov,_Jacob_L._Bean,_Kevin_B._Stevenson,_C._M._Huitson,_Jonathan_J._Fortney,_and_Marcel_Bergmann6 |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.06678 |
従来、通過する太陽系外惑星の大気を探査する地上ベースの分光光度観測では、比較とターゲットの星の光度曲線の間の線形マップを使用して（たとえば、微分分光光度法を介して）、通過信号を汚染する系統を補正していました。この従来の方法の代替として、地上ベースの分光光度データを分析するための新しいガウス過程（GP）回帰ベースの方法を導入します。私たちの新しい方法は、ターゲット通過光度曲線とそれらをトレンド除去するために使用される時系列との間の一般化された非線形マッピングを可能にします。これは、以前の研究と比較して改善されていることを表しています。これは、ターゲットと比較の星のフラックスが、複雑で非線形であるさまざまな地電流と機器の系統分類の影響を受けるためです。ウォーム（T$_{\rmeq}$=990K）ネプチューンHAT-P-26bの6つのGemini/GMOSトランジットにこの方法を適用します。GPリグレッサーとして比較星光度曲線を使用した場合、従来の方法と比較して、平均して$\sim$20％優れた通過深度精度と白色光度曲線の残留散乱が得られ、明示的に比較を使用しない場合、$\sim$20％悪化します。スター。最終的に、透過スペクトルの精度はわずか30％で、私たちの方法は、通過する太陽系外惑星の大気の地上観測の制限要因の1つである、機器の視野で比較星を使用する必要性を克服します。明るい星。490〜900nmの範囲でHAT-P-26bのフラットな透過スペクトルが得られます。これは、灰色の不透明度のクラウドデッキの存在と、トランジットタイミングの変動の兆候によって説明できます。どちらも以前の測定値と一致しています。
ケプラーボーナス：EXBA光源の開口測光光度曲線
| Title |
Kepler_Bonus:_Aperture_Photometry_Light_Curves_of_EXBA_Sources |
| Authors |
Jorge_Martinez-Palomera_(1,2),_Christina_Hedges_(1,2),_Joseph_Rodriguez_(3),_Geert_Barentsen_(1,2)_and_Jessie_Dotson_(2)_((1)_Bay_Area_Environmental_Research_Institute,_(2)_NASA_Ames_Research_Center,_(3)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Michigan_State_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.06683 |
NASAのケプラーミッションは、カスタム設計されたスーパーアパーチャ（EXBAマスク）を使用して、3年以上連続して視野全体の背景領域を観察しました。これらの開口部は、単一のターゲットではなく空の領域をキャプチャするように設計されているため、KeplerScienceDataProcessingパイプラインはターゲットピクセルファイルを生成しましたが、これらの背景領域内の光源の光度曲線は生成しませんでした。この作業では、EXBAマスクで観測された$9,327$の光源の光度曲線を作成します。これらの光度曲線は、ケプラーのフルフレーム画像から計算された機器のピクセル応答関数（PRF）プロファイルから推定されたアパーチャ測光を使用して生成されます。PRFモデルを使用すると、画像内のPSFの特徴的な形状に従うアパーチャを作成し、フラックスの完全性と汚染の測定基準を計算できます。光度曲線は、MASTで高レベルの科学製品（kbonus-apexba）として入手できます。このデータセットに加えて、PRFモデルを計算し、それらを使用してケプラーのようなデータのアパーチャ測光を実行するPythonライブラリであるケプラーアパーチャを紹介します。EXBAマスクからの光度曲線を使用して、ガイアEDR32077240046296834304の周りに、半径0.81ドルの大きな惑星の仲間と一致する太陽系外惑星の候補を見つけました。さらに、69個の食変光星のカタログを報告します。コミュニティがこの新しいデータセットを活用して、食変光星の人口統計などの詳細な時間領域分析を実行することをお勧めします。
埋め込まれた原始星円盤における初期の惑星形成：第一世代の微惑星の舞台を設定する
| Title |
Early_planet_formation_in_embedded_protostellar_disks:_Setting_the_stage_for_the_first_generation_of_planetesimals |
| Authors |
A.J._Cridland,_G.P._Rosotti,_B._Tabone,_L._Tychoniec,_M._McClure,_E.F._van_Dishoeck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.06734 |
（要約）若い星形成領域の最近の調査は、平均的なクラスIIの天体には、巨大な惑星のコアを作るのに十分な塵の質量がないことを示しています。若いクラス0/Iオブジェクトは、埋め込まれたディスクに十分な塵を持っています。これは、疑問を投げかけます。惑星形成の最初のステップは、これらの若いシステムで発生する可能性がありますか？最初のステップは、ストリーミングの不安定性の産物であると一般に信じられている最初の微惑星を構築することです。したがって、質問を言い換えることができます。組み込みディスクの物理的状態は、ストリーミングの不安定性の増大を助長していますか？ここでは、「ほこりっぽい」原始恒星雲の崩壊をモデル化して、落下するガスとほこりの間に十分なドリフトがある場合、埋め込まれたディスクの領域がほこりで十分に強化され、ストリーミングの不安定性を引き起こす可能性があることを示します。さまざまな崩壊軌道をテストするために、4つのモデルが含まれています。3つはダストの粒子サイズが異なり、1つは初期の雲の角運動量が異なります。ディスクミッドプレーンに沿って高いダスト対ガス比を構築するためにガスに対して十分に速く落下するが、半径方向のドリフト速度が十分に遅いため、数十ミクロンの粒子サイズの微惑星形成の「スイートスポット」を見つけます。埋め込まれたディスクで、高いダスト対ガス比を維持します。ガス圧のためにしばらく静水圧平衡に保たれているガスとは異なり、ダストははるかに早い時間にすべての半径から崩壊し始める可能性があります。ストリーミングの不安定性は、落下するダスト粒子のサイズに応じて、滑らかな埋め込みディスクのクラス0/Iフェーズで少なくとも7〜35M$_\oplus$の微惑星を生成する可能性があります。この第一世代の微惑星は、惑星形成の最初のステップを表す可能性があり、伝統的に考えられているよりも若い星の寿命の早い段階で発生します。
Col-OSSOS：カイパーベルトの前駆体集団内の氷線/色遷移の調査
| Title |
Col-OSSOS:_Probing_Ice_Line/Color_Transitions_within_the_Kuiper_Belt's_Progenitor_Populations |
| Authors |
Laura_E._Buchanan,_Megan_E._Schwamb,_Wesley_C._Fraser,_Michele_T._Bannister,_Micha\"el_Marsset,_Rosemary_E._Pike,_David_Nesvorn\'y,_J._J._Kavelaars,_Susan_D._Benecchi,_Matthew_J._Lehner,_Shiang-Yu_Wang,_Nuno_Peixinho,_Kathryn_Volk,_Mike_Alexandersen,_Ying-Tung_Chen,_Brett_Gladman,_Stephen_Gwyn,_and_Jean-Marc_Petit |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.06754 |
カイパーベルト内の動的に励起されたオブジェクトは、表面の色に二峰性の分布を示し、これらの異なる表面の色は、これらのオブジェクトが形成された場所のトレーサーである可能性があります。この作業では、原始微惑星円盤の放射状の色分布と、カイパーベルトの前駆体集団内の氷線/色遷移の位置への影響を調査します。海王星の移動によるカイパーベルトの進化の完全な動的モデルを、カイパーベルト内の真の色の比率と原始円盤内の氷の線を調べるために、太陽系外起源の色調査によって測定された正確な表面色と組み合わせます。。最初のディスク内に2つの可能な表面色レイアウトを使用して、支配的な表面色変化アイスラインの位置を調査します。（1）内側のニュートラルサーフェスと外側の赤、および（2）内側の赤いサーフェスと外側のニュートラル。30auで切り捨てられる原始ディスクを使用してシミュレーションを実行しました。0.5au間隔で色の遷移を放射状にステップアウトすることにより、両方のディスク構成が観察された色の割合と一致していることを示します。内側のニュートラルで外側の赤い原始円盤の場合、95％の信頼水準で色の変化が$28^{+2}_{-3}$auになる可能性があることがわかります。内側の赤、外側の中性原始ディスクの場合、色の変化は95％の信頼水準で$27^{+3}_{-3}$auになります。
天の川の拡散星間物質に分子種の存在量を設定する上での中性水素の役割。 II。観測と理論モデルの比較
| Title |
The_role_of_neutral_hydrogen_in_setting_the_abundances_of_molecular_species_in_the_Milky_Way's_diffuse_interstellar_medium._II._Comparison_between_observations_and_theoretical_models |
| Authors |
Daniel_R._Rybarczyk,_Munan_Gong,_Snezana_Stanimirovic,_Brian_Babler,_Claire_E._Murray,_Jan_Martin_Winters,_Gan_Luo,_T._M._Dame,_Lucille_Steffes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.05767 |
超大型アレイ（VLA）とアレシボ天文台からのHIの観測値と、アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）と北方拡張ミリ波アレイ（NOEMA）からのHCO$^+$の観測値を拡散（$A_V\lesssim1$）星間物質（ISM）から光解離領域（PDR）化学モデルおよび多相ISMシミュレーションからの予測。PDRモデルの粗いグリッドを使用して、HCO$^+$およびHI吸収で識別された各構造の密度、FUV放射場、および宇宙線イオン化率（CRIR）を推定します。これらの構造は2つのカテゴリに分類されます。$T_s<40〜\mathrm{K}$の構造、主に$N（\mathrm{HCO^+}）\lesssim10^{12}〜\mathrm{cm^{-2}}$の構造は、控えめなものと一致しています拡散分子ISMに典型的な密度、FUV放射場、およびCRIRモデル。スピン温度が$T_s>40〜\mathrm{K}$で、ほとんどが$N（\mathrm{HCO^+}）\gtrsim10^{12}〜\mathrm{cm^{-2}}$の構造は一貫しています高密度、FUV放射場、およびCRIRモデルを備え、大規模な星形成に近い環境の特徴です。後者は、熱的に不安定なHIのかなりの部分を含む方向にも見られます。少なくとも1つのケースでは、PDRモデルのパラメーターを除外し、この方向で観測されたHCO$^+$を説明するために、代替メカニズム（たとえば、乱流散逸や衝撃などの非平衡プロセス）が必要であることを示唆しています。同様に、乱流の観測とシミュレーションでは、多相ISMは、HCO$^+$の形成が$N（\mathrm{HI}）\gtrsim10^{21}〜\mathrm{cm^{-2}}$、シミュレートされたデータはHCO$^+$列密度$\gtrsim\rm{few}\times10^{12}〜\mathrm{cm^{-2}}$を説明できません。HCO$^+$を使用した視線の大部分は非常に高いカラム密度を持っていたため、これは非平衡化学がこれらの視線にとって重要であることを示している可能性があります。
銀河系の星形成の歴史から恒星間天体の含水量を予測する
| Title |
Predicting_the_water_content_of_interstellar_objects_from_galactic_star_formation_histories |
| Authors |
Chris_Lintott,_Michele_T._Bannister_and_J._Ted_Mackereth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.05773 |
微惑星は必然的に彼らの出生環境の特徴を持っており、形成過程によって変化したものではあるが、それらの構成に彼らのシステムの元のガスと塵の金属量の記録を保存している。微惑星がそれらの起源のシステムから分散されるとき、この記録は彼らと一緒に運ばれます。各星は少なくとも$10^{12}$の星間天体に寄与する可能性が高いため、Galaxyの星間天体（ISO）の漂流集団は、その恒星集団の特性の概要を時系列で提供します。EAGLE宇宙シミュレーションと原始惑星系円盤形成のモデルを使用して、私たちのモデリングは、水質量分率に二峰性の分布を持つISO母集団を予測します。低金属量の、通常は古いシステムで形成されたオブジェクトは、高金属量の原始惑星系円盤で形成された対応物よりも高い水分率を持ち、これらの水に富むオブジェクトは人口の大部分を占めます。検出された両方のISOは、より低い水分率の母集団に属しているようです。これらの結果は、それらが最近形成されたシステムに由来することを示唆しています。星形成の歴史が異なる銀河のISOの母集団は、水の割合が高いオブジェクトと低いオブジェクトの比率が異なることを示しています。この研究は、今後のヴェラC.ルービン天文台の時空のレガシー調査が、原始惑星系円盤のモデル、銀河系の構造と進化に有用な制約を課すのに十分な数のISOを検出する可能性があることを示唆しています。
STREAMFINDERとStarGOの融合から明らかになったCetusストリームの複雑さ
| Title |
The_Complexity_of_the_Cetus_Stream_Unveiled_from_the_Fusion_of_STREAMFINDER_and_StarGO |
| Authors |
Zhen_Yuan,_Khyati_Malhan,_Federico_Sestito,_Rodrigo_A._Ibata,_Nicolas_F._Martin,_Jiang_Chang,_Ting_S._Li,_Elisabetta_Caffau,_Piercarlo_Bonifacio,_Michele_Bellazzini,_Yang_Huang,_Karina_Voggel,_Nicolas_Longeard,_Anke_Arentsen,_Amandine_Doliva-Dolinsky,_Julio_Navarro,_Benoit_Famaey,_Else_Starkenburg,_David_S._Aguado |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.05775 |
ガイアEDR3データに適用されたSTREAMFINDERとStarGOの2つのストリーム検索ツールの能力を組み合わせて、天の川の周りに複雑でほぼ極性の構造を形成するCetusストリームシステムに属する恒星の破片を検出します。この作品では、北セトゥス川の南側の延長線をパルカ川と新しい南側の小川として見つけました。これらは空に重なっていますが、距離が異なります。これらの2つのストリームラップは、空の$\sim100\deg$（$-60\deg<\delta<+40\deg$）を超えて広がります。システムの現在のN体モデルは、トレーリングアームの両方のラップを再現します。また、CetusシステムがTriangulum/Pisces、WillkaYaku、および最近発見されたC-20ストリームと自信を持って関連付けられていることも示しています。ATLAS-AliqaUmaストリームとの関連ははるかに弱いです。これらの恒星の破片はすべて金属が非常に少なく、[Fe/H]=$-2.17\pm0.2$の南セトゥスストリームの平均的な金属量に匹敵します。ケートス前駆体の推定恒星質量は少なくとも$10^{5.6}\rm\、M_\odot$であり、こぐま座またはりゅう座矮小銀河と互換性があります。同様の恒星質量を持つ関連する球状星団、NGC5824は、同じグループの落下で蓄積された可能性が非常に高いです。マルチラップCetusストリームは、矮小銀河が数回のストリッピングを経て、ハローの複数の場所に破片を残した完璧な例です。そのようなシステムの完全な特徴づけは、天の川の組み立ての歴史を解明するために、そして重要なことに、古代の低質量矮小銀河を研究するために近くの化石を提供するために重要です。
圧力による銀河暗黒物質ハローのさらなる分析
| Title |
A_further_analysis_for_galactic_dark_matter_halos_with_pressure |
| Authors |
Andr\'es_Ace\~na,_Juan_Barranco,_Argelia_Bernal,_Ericson_L\'opez_and_Mario_Llerena |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.05865 |
静水圧平衡にある球形対称で静的な暗黒物質ハローは、暗黒物質がハローの質量の重力を補償する有効な圧力を持つべきであることを要求します。銀河内の星の回転速度プロファイルごとに、有効な状態方程式を得ることができます。この研究では、普遍速度プロファイルのために得られたこの暗黒物質の状態方程式の1つを研究し、この状態方程式から現れる自己重力構造の特性を分析します。観測された回転速度を説明する結果の構成は不安定であることがわかります。ハローが静水圧平衡にないか、球対称でないか、銀河の回転速度曲線に適合するようにユニバーサル速度プロファイルが有効である場合は静的ではないと結論付けます。
ZTFDR3データセットでのRRLyraeの識別
掃天観測（ZTFDR3）の3番目のデータリリースと\textit{Gaia}EDR3の組み合わせに基づくRRLyrae（RRL）カタログを提示します。マルチバンドZTF光度曲線へのフーリエ分解フィッティングとランダムフォレスト分類に依存するマルチステップ分類パイプラインを使用します。結果のカタログには、周期と光度曲線のパラメーター測定値を持つ71,755のRRLが含まれ、SOS\textit{Gaia}DR2RRLに関して完全性は0.92、純度は0.92です。カタログは赤緯$\geq-28^\circ$で北の空をカバーし、その完全性は地動説の距離$\leq80$〜kpcに対して$\gtrsim0.8$であり、132〜kpcで最も遠いRRLです。北の空をカバーする他のいくつかのRRLカタログと比較して、私たちのカタログは銀河ハローの周りにより多くのRRLを持ち、銀緯の低い地域でより完全です。カタログ内のRRLの空間分布を分析すると、おとめ座の過密度やヘラクレス-アクイラ雲など、銀河ハローの以前から知られている主要な過密度が明らかになり、2つの間に関連性があることがわかります。また、ハロー全体のOosterhoffフラクションの違いを分析し、密度分布と比較して、16〜32kpcの楕円半径でOosterhoffIフラクションが増加し、さまざまなハロー下部構造全体でOosterhoffフラクションが異なるという証拠を見つけました。
[Fe / Mg]の普遍的に高い存在比から推測される銀河核のトップヘビー恒星質量分布
| Title |
Top-heavy_stellar_mass_distribution_in_galactic_nuclei_inferred_from_the_universally_high_abundance_ratio_of_[Fe/Mg] |
| Authors |
Daisuke_Toyouchi,_Kohei_Inayoshi,_Miho_N._Ishigaki,_Nozomu_Tominaga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.06151 |
活動銀河核（AGN）の最近の観測では、$z\gtrsim6$までの赤方偏移とはほとんど無関係に、それらのブロードライン領域で高いFe〜II/Mg〜IIラインフラックス比が示されています。フラックス比が高いと、銀河核での鉄の急速な生成が必要であり、その存在比は、局所宇宙の成熟銀河で観察されるものと同じ0.2$の存在比に達します。$\Gamma=-2.35の正規値よりも大きいべき乗則指数$\Gamma$を持つトップヘビー初期質量関数（IMF）に従う大規模な星形成による、AGNの急速な鉄濃縮の考えられる説明を提案します。SalpeterIMFの場合は$。さまざまなタイプのSNeからの金属生産チャネルを考慮すると、${\rm[Fe/Mg]}\gtrsim0.2$の値が高い場合、IMFは$\Gamma\gtrsim-1$（$\Gamma\gtrsim0$）および$M_{\rmmax}\simeq100$-$150〜{\rmM_\odot}$$（M_{\rmmax}\gtrsim250〜{\rmM_\odot}）$。条件を考えると、$M_\ast\gtrsim70〜{\rmM_\odot}$のコア崩壊SNeと対不安定型SNeは、鉄の濃縮に大きく貢献します。このようなトップヘビーな恒星IMFは、$M_\ast\gtrsim10〜{\rmM_\odot}$でのフィードバックによって規制される、ボンダイのようなガス降着の下で高密度AGNディスクに形成された星の大量成長からの自然な結果です。AGNディスクで形成された大量の星の種族は、恒星質量ブラックホールの残骸も残します。重力波放出に関連するその合併は、LIGO/Virgoの観測から推測される合併率の最大10％を占め、同時に高い${\rm[Fe/Mg]}$比と金属放出。
mathrm {SFR}} $ -M $ _ {\ star} $関係の進化と自己制御星形成への影響
| Title |
Deep_Extragalactic_VIsible_Legacy_Survey_(DEVILS):_Evolution_of_the_$\sigma_{\mathrm{SFR}}$-M$_{\star}$_relation_and_implications_for_self-regulated_star_formation |
| Authors |
L._J._M._Davies,_J._E._Thorne,_S._Bellstedt,_M._Bravo,_A._S._G._Robotham,_S._P._Driver,_R._H._W._Cook,_L._Cortese,_J._D'Silva,_M._W._Grootes,_B._W._Holwerda,_A._M._Hopkins,_M._J._Jarvis,_C._Lidman,_S._Phillipps,_M._Siudek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.06279 |
ProSpectスペクトルエネルギー分布フィッティングコードを使用して導出された新しい測定値を使用して、DEVILSD10領域での星形成分散-星の質量関係（$\sigma_{SFR}$-M$_{\star}$）の進化を示します。$\sigma_{SFR}$-M$_{\star}$は、デコンボリューションされた固有分散の使用を含む、いくつかのメトリックについて、0.1<z<0.7からの中間恒星質量で特徴的な「U字型」を示すことがわかります。この関係の物理的な解釈は、確率的な星形成と恒星のフィードバックの組み合わせであり、低い恒星の質量で大きな散乱を引き起こし、AGNフィードバックは高い恒星の質量で非対称の散乱を引き起こします。このように、この分布の形とその進化は、星形成、フィードバック、銀河のライフサイクルに影響を与える天体物理学的プロセスに関する詳細な情報をエンコードしています。最小の${\sigma}_{SFR}$が発生する恒星の質量は、赤方偏移とともに直線的に進化し、ルックバック時間が長くなるにつれてより高い恒星の質量に移動し、星形成シーケンスのターンオーバーを追跡します。この最小の${\sigma}_{SFR}$ポイントは、すべてのエポック（sSFR〜10$^{-9.6}$yr$^{-1}）で固定された特定の星形成率（sSFR）で発生することもわかります。$）。これの物理的な解釈は、銀河が星形成のタイトなシーケンスで内部的に自己調節できる最大のsSFRが存在するということです。より高いsSFRで、確率論的恒星プロセスは銀河を星形成シーケンスの上下両方に押し出し始め、SFR分散を増加させます。宇宙が進化するにつれて、銀河のより高い割合がこのsSFRしきい値を下回り、星形成シーケンスの低星質量端の分散が時間とともに減少します。
質量が2桁を超え、年齢が3億年近くに及ぶ、z>7.5の超大質量ブラックホール（SMBH）の利用可能な質量と赤方偏移のzデータをまとめました。データは、年齢スペクトル全体をカバーする大きなサブセットが著しく類似した質量を持っていることを明らかにしています。最も可能性の高い意味は、サブセット内のSMBHが同様の質量のシードを持ち、本質的に同時に形成されたことです。この推論に基づいて、サブセットのデータを使用して、ブラックホールシードの起源とシード形成モデルの制約についての洞察を提供する定量的な経験的関係を導き出します。関係はテストされ、ほぼすべての赤方偏移で数千のSMBHに適用されます。結果は、100万を超える太陽質量のSMBHの質量が、z=30またはその近くで形成され、太陽の質量から約5万の太陽質量の範囲のシードで占められていることを示しています。明らかに、シードは指数関数的に増加する降着率で成長し、z=7付近で最大に達し、その後減少しました。z=30から15まで、平均降着率はエディントン限界を2倍以下超えたか、放射効率が標準値の0.1を下回り、その後増加しました。成長の約半分は、z=30から3.5まで、単位太陽シード質量あたり100万年あたり約614太陽質量の平均速度で発生し、残りはその後の120億年に発生するようです。ブラックホールが降着できる最大質量はシード質量の約235万倍であり、観測可能な最大のブラックホールは約1,000億太陽質量を超えてはなりません。いて座A*の種子は、太陽の質量の数倍の質量を持っていたと推測され、最大の成長の可能性を達成したため、最近降着を停止した可能性があります。
銀河系外の深部可視レガシー調査（DEVILS）：SEDフィッティングによるAGNの識別とボロメータAGN光度関数の進化
| Title |
Deep_Extragalactic_VIsible_Legacy_Survey_(DEVILS):_Identification_of_AGN_through_SED_Fitting_and_the_Evolution_of_the_Bolometric_AGN_Luminosity_Function |
| Authors |
Jessica_E._Thorne,_Aaron_S._G._Robotham,_Luke_J._M._Davies,_Sabine_Bellstedt,_Michael_J._I._Brown,_Scott_M._Croom,_Ivan_Delvecchio,_Brent_Groves,_Matt_J._Jarvis,_Stanislav_S._Shabala,_Nick_Seymour,_Imogen_H._Whittam,_Matias_Bravo,_Robin_H._W._Cook,_Simon_P._Driver,_Benne_Holwerda,_Steven_Phillipps,_Malgorzata_Siudek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.06366 |
活動銀河核（AGN）は通常、電波、中赤外線、X線の放射によって、または広い輝線や狭い輝線の存在によって識別されます。AGNは、ほこりっぽいトーラスによる光子の再処理を通じて、銀河のスペクトルエネルギー分布（SED）に痕跡を残すこともできます。AGNコンポーネントが組み込まれたSEDフィッティングコードProSpectを使用して、D10-COSMOSフィールドの$\sim$494,00銀河とGAMA調査の$\sim$230,000銀河の遠紫外線から遠赤外線のSEDをフィッティングします。AGNコンポーネントを柔軟な星形成と金属量の実装と組み合わせることにより、各銀河のAGNの光度、恒星の質量、星形成の履歴、および金属量の履歴の推定値を取得します。ProSpectは、狭い輝線比と広い線の存在により、AGNを含むものとして事前に選択された銀河の91％でAGN成分を識別できることがわかりました。ProSpectから導出されたAGNの光度は、X線フラックスと以前のSEDフィッティング結果の両方を使用してX線で選択されたAGNに対して導出された光度と密接に一致しています。AGNなしで銀河のSEDをフィッティングするときに、AGNコンポーネントの柔軟性を組み込んでも、派生した銀河の特性に大きな影響がないことを示します。ただし、AGNホスト銀河の恒星特性の正確な推定値を取得するには、SEDフィッティングプロセスにAGNコンポーネントを含めることが重要です。導出されたAGN光度を使用して、$0<z<2$のAGN光度関数の進化をマッピングし、理論モデルからの以前の測定および予測との良好な一致を見つけます。
He II / H $ \ alpha $強度マッピングを使用したPopulationIIIIMFのプロービング
| Title |
Probing_Population_III_IMFs_with_He_II/H$\alpha$_Intensity_Mapping |
| Authors |
Jasmine_Parsons,_Lluis_Mas-Ribas,_Guochao_Sun,_Tzu-Ching_Chang,_Michael_O._Gonzalez,_Richard_H._Mebane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.06407 |
平均HeII1640A/H$\alpha$輝線比の測定により、母集団III（PopIII）星の初期質量関数（IMF）に制約を課す線強度マッピングの可能性を示します。21cmFASTコードを最新の高赤方偏移銀河形成および光イオン化モデルで拡張し、赤方偏移$5\lez\le20$でのPopIIおよびPopIII銀河からの輝線放射を推定します。私たちのモデルでは、HeII/H$\alpha\gtrsim0.1$の平均比の値は、数百の太陽質量の星を持つトップヘビーなPopIIIIMFを示し、PopIIIの星が星形成を支配するときに$z\gtrsim10$に達します。CDIMの機能よりも適度に優れた機能を備えた次世代の宇宙ミッションは、HeIIおよびH$\alpha$変動パワースペクトル信号と、$z\simまでの重要度の高いそれらの相互相関を測定することによってこのシナリオを精査することができます。20ドル。さらに、IMFに関係なく、HeII/H$\alpha\lesssim0.01$の比率値は、ポップIIIの星形成が少ないことを示しているため、この星の種族が支配する期間の終わりを示しています。ただし、対応するHeIIパワースペクトルの検出は、トップヘビーなPopIIIIMFの場合、またはより強いH$\alpha$信号との相互相関によってのみ可能である可能性があります。最後に、$0.01\lesssim$HeII/H$\alpha$$\lesssim0.1$の比率値は、いくつかの競合する効果によって駆動される可能性があるため、解釈が複雑です。この場合、さまざまな赤方偏移でのさまざまな測定と、ライン比と他のプローブの組み合わせが、PopIIIIMFの制約にどのように役立つかについて説明します。
宇宙環境は、銀河の星形成を形作る際に局所密度を追い越します
| Title |
The_cosmic_environment_overtakes_the_local_density_in_shaping_galaxy_star_formation |
| Authors |
Jian_Ren,_Zhizheng_Pan,_XianZhong_Zheng,_Jianbo_Qin,_DongDong_Shi,_Valentino_Gonzalez,_Fuyan_Bian,_Jia-Sheng_Huang,_Min_Fang,_Wenhao_Liu,_Run_Wen,_Yuheng_Zhang,_Man_Qiao_and_Shuang_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.06466 |
宇宙の網からのガス供給は、銀河の星形成を維持するための鍵です。宇宙の大規模構造（LSS）が、与えられた局所環境で銀河の進化にどのように影響するかについては、まだ調査されていません。拡張チャンドラディープフィールドサウスの$z=0.735$でのLSSの局所密度の関数として、銀河特有の星形成率を調べます。LSSは、$R<24$\、magの732個の銀河によってマッピングされ、$0.72\lez\le0.75$の赤方偏移が、5つの銀河団/グループと周囲のフィラメントからなるマゼラン/IMACSによる分光観測と文献から収集されました。$23.9\times22.7$\、co-moving\、Mpc$^2$の領域にわたって。分光学的赤方偏移の広がりは、494\、km\、s$^{-1}$の速度分散に対応し、LSSが一般的なフィールドの3.9$倍の銀河密度の薄いシートである可能性が高いことを示しています。このLSSのこれらのクラスター/グループは、主に細長い形態と周囲のフィラメントに接続された複数のコンポーネントを示します。驚くべきことに、LSSの星形成銀河は、星形成をフィールドと同じレベルに保ち、局所密度ではなく恒星の質量に依存していることを示しています。一方、静止銀河の割合の増加は、LSSとフィールドの両方で局所密度の増加で検出されます。これは、銀河の質量と局所的な高密度環境が星形成を抑える鍵を握っているという予想と一致しています。総合すると、LSSの宇宙環境は、残りの銀河星形成において、フィールドのレベルまで局所環境を追い越していると結論付けます。
EAGLEシミュレーションにおける星形成銀河の酸素存在比勾配の進化
| Title |
The_evolution_of_the_oxygen_abundance_gradients_in_star-forming_galaxies_in_the_EAGLE_simulations |
| Authors |
Patricia_B._Tissera,_Yetli_Rosas-Guevara,_Emanuel_Sillero,_Susana_E._Pedrosa,_Tom_Theuns_and_Lucas_Bignone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.06553 |
赤方偏移範囲z=[0、2.5]でのEAGKシミュレーションで、星の質量がMstar>10^9Moの星形成銀河の酸素存在量勾配の進化を分析します。シミュレートされた銀河の金属量勾配の中央値はすべてのzでゼロに近いのに対し、中央値の周りの散乱はzとともに増加することがわかります。個々の銀河の金属量勾配は、強いものから弱いものへ、またはその逆に進化する可能性があります。これは、ほとんどの場合、低金属量のガスが銀河に付着し、エネルギーフィードバックによって星形成と金属富化ガスの放出が強化されるためです。主に主要な合併によって支配される降着の強化のそのようなエピソードは、より高いzでより一般的であり、したがって、勾配の多様性の増加に貢献します。負の金属量勾配を持つ銀河の場合、赤方偏移の進化は〜-0.03dex/kpc/\deltaz$であることがわかります。正の質量依存性はz<0.5で見られ、赤方偏移が高くなると、主にMstar<10^9.5Moでわずかに強くなります。負の金属量勾配を持つ銀河のみが、銀河のサイズとの相関を定義し、裏返しの形成と一致します。シナリオ。私たちの調査結果は、大規模な合併および/または大幅なガス降着が強い負または正の金属量勾配を引き起こす可能性があることを示唆しています。最初のものは優先的に円盤が支配的な銀河と関連しており、2番目のものは分散が支配的なシステムと関連しています。高赤方偏移での今後の観測との比較により、銀河形成の化学的プローブとしての金属量勾配の潜在的な役割をよりよく理解することができます。
AGNでのFeII放出によって引き起こされる問題をレビューし、他のブロードライン領域（BLR）ラインとの関係の問題に対処します。Gaskell、Klimek＆Nazarova（2007;GKN）の自己遮蔽、層状、BLRモデルは、FeIIの線の幅がわずか70であることに一致して、FeIIの放出はH$\beta$の半径の2倍から来ると予測しています。H$\beta$の幅の％。これは、FeIIとH$\beta$が同様の半径で発生することを示唆しているいくつかの反響マッピングの結果とは一致しません。ただし、最高品質の残響マッピングは、FeIIがH$\beta$の半径の2倍から来るという予測をサポートします。FeIIの低品質の残響マッピングは、ラグが小さすぎるようにバイアスされていることをお勧めします。GKNモデルと一致して、FeIIを放出する領域は、周囲の塵のすぐ内側のBLRの最も外側の部分であると結論付けます。このモデルは、当然、FeII放出のモデルに必要なドップラー広がりを与えます。光学的FeII放出は、E（B-V）〜0.20の典型的な赤みを意味します。これは、UVと光学的FeII放出の比率を説明するのに役立ちます。シミュレーションは、FeIIの変動の振幅が、H$\beta$の変動の場合と同じであることと一致していることを示しています。FeII/H$\beta$比は、Eddington比の適切なプロキシです。X線は粒子を破壊し、鉄を気相に放出するため、この比率は、強い軟X線の過剰によって部分的に駆動される可能性があります。FeII強度と電波およびホスト銀河の特性との相関は、AGNのダウンサイジングの結果であると提案します。
WALLABYプレパイロット調査：エリダヌス座スーパーグループの銀河における色の放射状分布に対する潮汐相互作用の影響
| Title |
WALLABY_Pre-Pilot_Survey:_The_effects_of_tidal_interaction_on_radial_distribution_of_color_in_galaxies_of_the_Eridanus_supergroup |
| Authors |
Shun_Wang,_Jing_Wang,_Bi-Qing_For,_Bumhyun_Lee,_Tristan_Reynolds,_Xuchen_Lin,_Lister_Staveley-Smith,_Li_Shao,_O._Ivy_Wong,_Barbara_Catinella,_Paolo_Serra,_Lourdes_Verdes-Montenegro,_Tobias_Westmeier,_Karen_Lee-Waddell,_Baerbel_S._Koribalski,_Chandrashekar_Murugeshan,_Ahmed_Elagali,_Dane_Kleiner,_Jonghwan_Rhee,_Frank_Bigiel,_Albert_Bosma,_Benne_Holwerda,_Se-Heon_Oh_and_Kristine_Spekkens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.06564 |
WALLABY（WidefieldASKAPL-bandLegacyAll-skyBlindsurveY）のパイロット前調査からのHIデータを使用して、エリダヌス座スーパーグループの銀河の潮汐相互作用を研究します。光学測光測定値を取得し、潮汐パラメータ$S_{sum}$を使用して潮汐摂動の強さを定量化します。$M_*\lesssim10^9M_\odot$の低質量銀河の場合、$S_{sum}$の増加に伴い、HIと光ディスクのサイズ比が減少する依存性が見られますが、HIスペクトル線の非対称性には依存しません。$S_{sum}$を使用します。これは、潮汐ストリッピングで予想される動作と一致しています。カラープロファイルの形状とカラーグラデーションは恒星の質量に依存することを確認しますが、$2R_{50}$以内のカラーグラデーションが、$S_{sum}$が高くなるにつれて増加する、低質量銀河の追加の相関関係があります。これらの低質量銀河の場合、色の勾配の$S_{sum}$への依存は、潮汐の摂動が強くなると、内側の円盤で色が次第に赤くなることによって引き起こされます。高質量銀河の場合、カラーグラデーションは$S_{sum}$に依存せず、$S_{sum}$の増加に伴ってディスク全体でわずかな赤みが見られます。私たちの結果は、銀河群で星形成抑制シーケンスのかすかな終わりを生成する際の重要な環境効果としての潮汐相互作用を強調しています。
小さな角度サイズの残りの電波銀河候補
| Title |
Remnant_radio_galaxy_candidates_of_small_angular_sizes |
| Authors |
Veeresh_Singh,_Sushant_Dutta,_Yogesh_Wadadekar,_and_C._H._Ishwara-Chandra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.06720 |
AGN活動の停止を特徴とする残りの電波銀河（RRG）は、電波銀河のライフサイクルの短命の最後の段階を表しています。これまで、主に形態学的基準に基づいたRRGの検索により、強力なFR-II電波銀河の残骸への偏りをもたらす大きな角サイズの源が特定されてきました。この研究では、XMM-LSSフィールドで小さな角度サイズ（$<$30$^{\prime\prime}$）のRRGの体系的な検索を実行する最初の試みを行います。スペクトル曲率基準を使用することにより、強いスペクトル曲率を示す48個の残りの候補を発見します${\iti.e.}$;${\alpha}_{\rm150〜MHz}^{\rm325〜MHz}$-${\alpha}_{\rm325〜MHz}^{\rm1.4〜GHz}$$\geq$0.5。より高い周波数領域（$>$1.4GHz）でのスペクトル特性は、残りの候補のいくつかがアクティブコアで再発するAGN活動を描写できることを示しています。残りの割合（$f_{\rmrem}$）の上限を3.9$\％$に設定します。これは、フラックスカットオフ制限がS$_{\rm150〜MHz}の場合、5.4$\％$に増加します。$$\geq$10mJyが考慮されます。私たちの研究は、これまで未踏の、より密度の低い環境とより高い赤方偏移（$z$）$>$1.0に存在することが多い、小さなサイズ（$<$200kpc）の残党候補の新しい集団を明らかにします。比較的短い活性相および/または低いジェット出力が、残りの候補のサイズが小さいことのもっともらしい理由である可能性があると推測します。
MonR2のフィラメント合体とハブ構造：大規模な星とクラスター形成への影響
| Title |
Filament_coalescence_and_hub_structure_in_MonR2:_Implications_to_massive_star_and_cluster_formation |
| Authors |
M._S._N._Kumar,_D._Arzoumanian,_A._Men'shchikov,_P._Palmeirim,_M._Matsumura,_S-i._Inutsuka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.06803 |
ここでは、星団形成ハブに結合するフィラメントの豊富なネットワークを持つMonR2星形成領域を研究し、ハブ構造を理解し、ハブとフィラメントに存在する質量分率を調べることを目的としています。これは重要な要素です。それは大規模な星形成に影響を与えます。構造コンポーネントを識別するために新しく開発されたアルゴリズム「getsf」を使用して、領域のハーシェルカラム密度マップ（解像度18.2"または$\sim$0.07pc、830pc）のマルチスケール、マルチコンポーネント分析を実施しました。、拡張クラウド、フィラメント、およびソース。低カラム密度フィラメントのカスケードが合体して高密度フィラメントを形成し、最終的にハブ内で合流することがわかります（半径0.8pc）。\sim$1pcの半径、短い高密度フィラメントのネットワークであることがわかります。MonR2HFS（5pc$\times$5pc）の総質量リザーバーは、フィラメント（54％）、拡張クラウド（54％）に分割されています。フィラメントの数が0.2pc幅の環あたりは、同じ範囲で20から2に減少します。HFSの観測された放射状カラム密度構造（フィラメントコンポーネントonly）は、中央ハブから半径$\sim$2.5pcまでの$N_{\mathrm{H}_2}\proptor^{-2.17}$のべき乗則依存性を表示し、HFSのグローバルな崩壊に似ています。。フィラメントが合体するときに相互作用し、融合し、再編成する磁場によってHFSをサポートできるシナリオを提示します。高密度フィラメントのネットワークとしてのハブの新しい見方では、ネットワーク内にある星だけがガスの縦方向の流れから恩恵を受けて質量が大きくなることを示唆しています。これは、多くの低密度の形成の理由を説明するかもしれません。クラスター中心の質量星。
DSPS：微分可能な星の種族の合成
| Title |
DSPS:_Differentiable_Stellar_Population_Synthesis |
| Authors |
Andrew_P._Hearin,_Jon\'as_Chaves-Montero,_Alex_Alarcon,_Matthew_R._Becker,_Andrew_Benson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.06830 |
星の種族合成（SPS）のモデルは、銀河の物理的特性をそのスペクトルエネルギー分布（SED）に関連付ける基本的なツールです。この論文では、DSPS：星の種族合成のためのPythonパッケージを紹介します。DSPSのすべての機能は、自動微分のためにJAXライブラリにネイティブに実装されているため、銀河測光の予測は完全に微分可能であり、GPUへの移植性などのJAXのパフォーマンス上の利点を直接継承します。DSPSは、i）星の年齢との相関関係を組み込んだ星の金属量の柔軟な経験的モデル、ii）銀河の星形成履歴（SFH）とその下にある暗黒物質ハローの質量集合。自動差分を使用して、SFH、恒星の金属量、星雲の放出、ダストの減衰など、さまざまな物理的効果を制御するSPSパラメータに関して、銀河SEDの予測の勾配を計算するための一連の理論的手法について詳しく説明します。合成銀河集団の色をフォワードモデリングすると、DSPSはCPUの標準SPSコードよりも20倍、最新のGPUでは1000倍以上のスピードアップを提供できることがわかります。最適化と推論のための勾配ベースの手法と組み合わせると、DSPSは、銀河スペクトルと測光を完全に転送する銀河ハロー接続のシミュレーションベースのモデルの拡張尤度分析を実行することを実用的にします。
重力波観測に対する大規模な連星と宇宙の進化の影響II：二重コンパクト星の速度と性質
| Title |
Impact_of_Massive_Binary_Star_and_Cosmic_Evolution_on_Gravitational_Wave_Observations_II:_Double_Compact_Object_Rates_and_Properties |
| Authors |
Floor_S._Broekgaarden,_Edo_Berger,_Simon_Stevenson,_Stephen_Justham,_Ilya_Mandel,_Martyna_Chru\'sli\'nska |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.05763 |
ブラックホール（BH）と中性子星（NS）の合併の重力波検出の急速に増加している人口を最大限に活用するには、観測と人口合成の予測を比較する必要があります。この作業では、孤立した連星進化チャネルの人口合成モデリングにおける主要な不確実性からの複合的な影響を調査します：大規模な連星進化の物理的プロセスと金属量、$Z$、および赤方偏移$の関数としての星形成履歴z、\mathcal{S}（Z、z）$。これらの不確実性を考慮して、560の異なる公的に利用可能なモデルの実現を作成し、検出可能なBHBH、BHNS、およびNSNSの合併の割合と分布特性を計算します。恒星進化論と$\mathcal{S}（Z、z）$の変動は、予測される固有の検出可能な合併率に、係数$10^2$-$10^4$の影響を与える可能性があることがわかります。BHBH率は、$\mathcal{S}（Z、z）$変動、恒星進化論変動によるNSNS率、および両方によるBHNS率によって主に影響を受けることがわかります。次に、この作業で考慮されたすべての不確実性が検出可能な質量分布形状（チャープ質量、個々の質量、および質量比）に及ぼす複合的な影響を検討します。BHNSの質量分布は、主に連星進化の大規模な変化の影響を受けることがわかります。BHBHとNSNSの場合、両方の不確実性が重要であることがわかります。また、遅延時間と出生金属量分布の形状は、通常、BHBH、BHNS、およびNSNSの$\mathcal{S}（Z、z）$の選択によって支配されることがわかります。BHBH検出の95％以上にBH$\gtrsim8\、\rm{M}_{\odot}$が含まれると予想されるように、560モデルすべてによって予測された質量分布の堅牢な機能のいくつかの例を特定します。質量比は$\lesssim4$です。私たちの仕事は、ダブルコンパクトオブジェクトの合併率と特性を研究するために、許可されたモデルの広い範囲を考慮することが不可欠であることを示しています。
| Title |
Self-lensing_flares_from_black_hole_binaries_I:_general-relativistic_ray_tracing_of_black_hole_binaries |
| Authors |
Jordy_Davelaar,_Zolt\'an_Haiman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.05828 |
2つのBHが視線の近くに整列しているときに発生する、大規模なブラックホール連星（MBHB）の自己レンズ化は、周期的で短期間のフレアを生成すると予想されます。ここでは、各コンポーネントの周りの幾何学的に薄い降着流によって放出が生成される、重ね合わせたバイナリBHメトリックで、一般相対論的レイトレーシングを介して自己レンズフレア（SLF）の形状を研究します。モデルのスイートは、偏心バイナリ軌道、ブラックホールスピン、不等質量バイナリ、およびさまざまな放出モデルジオメトリをカバーしています。上記のパラメータ空間を調査し、光度曲線がバイナリ分離、傾斜、離心率などの関数としてどのように変化するかを報告します。また、光度曲線をマイクロレンズ近似の光度曲線と比較し、強いたわみと時間遅延効果がSLFのサイズと形状をどのように変化させるかを示します。刺激的なMBHBからの重力波（GW）がLISAによって観測された場合、SLFは、SLFとGWの位相を比較することにより、ソースを確実に識別して空にローカライズし、重力子の質量を制限するのに役立ちます。さらに、これらのシステムをエッジオンで表示すると、SLFは、BHシャドウサイズと直接相関できる明確なディップを示します。これにより、現在のVLBI施設では解決できないシステムのBHシャドウサイズを測定する新しい方法が開かれます。
| Title |
Self-lensing_flares_from_black_hole_binaries_II:_observing_black_hole_shadows_via_light-curve_tomography |
| Authors |
Jordy_Davelaar,_Zolt\'an_Haiman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.05829 |
超大質量ブラックホール（BH）バイナリは、2つのBHが視線と整列している場合に、自己レンズフレア（SLF）を生成すると考えられています。バイナリ軌道がほぼ真っ直ぐに観察された場合、レンズ付きBHからのBHシャドウによって刻印された光度曲線に明確な特徴が見つかります。バイナリモデルでレイトレーシングによってこの機能を調査し、現在のバイナリ候補の1\％がこの機能を示す可能性があると予測します。ここで提案するBH断層撮影法は、高解像度VLBIでは空間的に解像できないBH影を抽出することを可能にする可能性があります。
非対称中性子星バイナリーの迅速な崩壊による超高密度での核物質の非圧縮性の調査
| Title |
Probing_the_incompressibility_of_nuclear_matter_at_ultra-high_density_through_the_prompt_collapse_of_asymmetric_neutron_star_binaries |
| Authors |
A._Perego,_D._Logoteta,_D._Radice,_S._Bernuzzi,_R._Kashyap,_A._Das,_S._Padamata,_A._Prakash |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.05864 |
微物理学による250の中性子星合体シミュレーションを使用して、質量比の異なるバイナリの即時崩壊しきい値における核非圧縮性の役割を初めて調査します。2つの異なる質量比または1つの質量比を持つバイナリから、最大中性子星質量またはコンパクトさの知識と組み合わせて、迅速な崩壊しきい値を観測すると、最大中性子星密度$K_{での非圧縮性が制約されることを示します。\rmmax}$、数十パーセント以内。これ以外の方法ではアクセスできない$K_{\rmmax}$の測定値は、中性子星内のハイペロンまたはクォークの存在を明らかにする可能性があります。
この章では、宇宙の目に見える内容と構造の理解に対するTeVエネルギーでのガンマ線天文学の貢献について説明します。現在の時代から、CMBに次ぐ2番目に強い電磁背景放射である銀河系外背景放射（EBL）から始めます。EBLは、再電離の開始以来、星や銀河から放出されたすべての光で構成されています。これには、塵によって吸収されて再放出された光も含まれます。このように、EBLは宇宙での放射物質の歴史をたどります。次に、宇宙の大きな空洞にさらに飛び込んで、それらに浸透するはずの大規模な磁場を研究します。これらのフィールドは、構造形成の開始または初期の相転移に起因する可能性があり、宇宙の初期段階に戻ります。宇宙論と素粒子物理学の標準モデルがもはや適用できない、とらえどころのないプランク時間スケールを振り返ることによって結論を下します。この章で示すように、現在の世代のガンマ線天文学実験による観測は、宇宙論の表面を傷つけ始めています。
天体物理学的ニュートリノとガンマ線検出源との相関関係の検索に関する最近の結果をレビューし、議論します。銀河系外の多くの研究では、さまざまな種類のブレーザーとの潜在的な関連性が報告されています。最大のカタログと利用可能なすべての多頻度データを使用して、ブレーザーサブクラスへの依存の可能性を調査します。これらの情報源の類似点と相違点の研究を通じて、ブレーザーには2つの異なるフレーバーがあると結論付けています。LBLとIHBL（低エネルギーピークおよび中高エネルギーピークのオブジェクト）です。これらは、全体的なスペクトルエネルギー分布の形状、ジェット速度、宇宙論的進化、広帯域スペクトル変動、および光偏光特性など、大きく異なる特性によって区別されます。すべてのタイプのブレーザーがニュートリノ源として提案されていますが、天体物理学的ニュートリノの対応物であるIHBLを支持する証拠が蓄積されています。これが実際に当てはまる場合、IHBLの特有の観測特性は、非常に高いエネルギーへの陽子加速に間接的に関連している可能性があると主張します。
中間ポーラーIGRJ16547-1916のX線確認
| Title |
X-ray_confirmation_of_the_intermediate_polar_IGR_J16547-1916 |
| Authors |
A._Joshi,_W._Wang,_J._C._Pandey,_K._P._Singh,_S._Naik,_A._Raj,_G._C._Anupama,_and_N._Rawat |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.06270 |
NuSTARおよびSwift衛星からのX線観測を使用して、中間ポーラー（IP）IGRJ16547-1916の時間的およびスペクトル特性を示します。以前の観測から得られた光学スピン周期を確認する約546秒の持続的なX線周期が検出されます。強いX線スピンパルスの検出は、このシステムの中間ポーラーとしての分類を強化します。X線に軌道または側波帯の周期性がないことは、システムが主にディスクを介して降着していることを意味します。可変被覆吸収体は、低エネルギー範囲でのスピン脈動の原因であるように思われます。高エネルギー帯では、脈動は白色矮星表面上の背の高い衝撃の自己掩蔽が原因である可能性があります。観測されたダブルハンプX線スピンパルスプロファイルは、短い回転IPIGRJ16547-1916に高い降着領域を持つ2極降着ジオメトリを示しています。スピン脈動に対する軌道運動の影響を説明するために、軌道位相にわたるスピンパルスプロファイルの変化を示します。0.5〜78.0keVのエネルギーバンドでのSwiftとNuSTARの同時観測から得られたX線スペクトルは、最高温度31keV、黒体温度64eV、および一般的なカラム密度$1.8\times10^{でモデル化されています。23}cm^{-2}$であり、被覆率のべき乗則指数は-0.22です。6.4keVでの蛍光輝線と、システム内でのX線反射の発生を説明するには、追加のガウス成分と反射成分が必要です。また、0.5〜78.0keVのエネルギーバンドでのIGRJ16547-1916のスピン位相分解スペクトル変動を示し、白色矮星の回転中のX線スペクトルパラメーターの依存性を見つけます。
NGC 3516の外観の変化イベント：連続性または不明瞭化の変動？
| Title |
Changing-look_event_in_NGC_3516:_continuum_or_obscuration_variability? |
| Authors |
Missagh_Mehdipour,_Gerard_A._Kriss,_Laura_W._Brenneman,_Elisa_Costantini,_Jelle_S._Kaastra,_Graziella_Branduardi-Raymont,_Laura_Di_Gesu,_Jacobo_Ebrero,_Junjie_Mao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.06297 |
セイファート銀河NGC3516は、近年大きなスペクトル変化を遂げています。2017年には、新しい低フラックス状態の間にChandra、NuSTAR、およびSwiftの観測値を取得しました。これらの観測を使用して、スペクトルエネルギー分布（SED）と固有のX線吸収をモデル化し、その結果を2006年に行われた過去の観測の結果と比較します。そしてイオン化された流出。2006年の通常の高フラックス状態と比較して、NGC3516の固有のボロメータ光度は2017年に4〜8分の1に低下しました。SEDモデリングは、降着円盤からのすべての連続体コンポーネントの光度の大幅な低下を示しています。X線源。その結果、再処理されたX線輝線も薄くなりました。NGC3516のSwiftモニタリングは、短い（週）および長い（年）タイムスケールで顕著なX線スペクトル変動を示しています。この変動が不明瞭化によって引き起こされているのか、固有の連続体によって引き起こされているのかを調査します。NGC3516の新しい低フラックススペクトルとその変動性は、新しいまたは可変の不明瞭化を必要とせず、代わりに、ウォームアブソーバー流出のイオン化の低下をもたらす電離SEDの変化によって説明できることがわかります。。これにより、ウォームアブソーバーの流出によるX線吸収が強化され、新しい不明瞭なガスの存在が模倣されます。SEDの変化に対するイオン化領域の応答を使用して、密度と位置に制約を課します。
NGC7213における低光度活動銀河核の高分解能X線分光観測からの熱風の証拠
超大質量ブラックホール（SMBH）は、生涯のほとんどをエディントン光度の限界をはるかに下回る速度で周囲の物質から降着するのに費やし、低光度の活動銀河核（LLAGN）として現れます。LLAGNからの熱風の蔓延は、ブラックホール降着の理論と数値シミュレーションによる一般的な予測であり、最近、銀河の進化の宇宙論的シミュレーションにおけるAGN運動フィードバックの重要な要素になりつつあります。しかし、この熱風の直接的な観測証拠はまだ不足しています。この作業では、NGC7213のLLAGNの高解像度{\itChandra}格子スペクトルから、$\sim10^8\rm〜M_\odot$SMBHをホストする近くのSa銀河から、重要なFeXXVILy$\を特定します。視線速度が$\sim1100\rm〜km〜s^{-1}$のブルーシフトされたalpha$およびFeXXVK$\alpha$輝線。FeXXVILy$\alpha$とFeXXVK$\alpha$の間で測定されたフラックス比は、これらの線が$\sim16$keV高温プラズマから生じていることを示唆しています。これらのスペクトルの特徴をカスタム電磁流体力学シミュレーションに基づく合成X線スペクトルと対峙させることにより、このLLAGNの高速の高温プラズマは、SMBHへの高温降着流によって駆動される推定熱風によって自然に説明されることがわかります。恒星活動、AGN光イオン化、および高温降着流自体を含む、この高温プラズマの代替のもっともらしい起源は、定量的に除外することができます。熱風の質量流出率$\sim0.08{\rm〜M_{\odot}〜yr^{-1}}$が推測されます。これは、熱風の理論の予測と一致する、質量流入率の独立した推定に匹敵します。風は$\sim3\times10^{42}\rm〜erg〜s^{-1}$の運動エネルギーを運び、LLAGNのボロメータ光度の15％を占め、運動量フラックスは$\sim4\times10^です。{33}\rm〜g〜cm〜s^{-1}$、光子運動量フラックスの約6倍。（要約）
エネルギーを伴う最高エネルギー宇宙線の平均質量の増加のさらなる証拠
SokolskyとD_Avignonは最近、最高エネルギーの宇宙線の質量組成がエネルギーとともにどのように変化するかに関する質問に関連するさまざまな測定値の調査を報告しました。彼らは、北半球から到着する宇宙線は南半球から到着する宇宙線とは異なる質量組成を持っていると主張しており、2つの半球に高エネルギー宇宙線の源が多様であることを示唆しています。この結論が正しければ、それは宇宙線起源の理論に深い意味を持ち、将来のプロジェクトの計画に影響を与えるでしょう。したがって、彼らの主張は注意深い精査に値する。この論文では、北半球と南半球の他のデータによって裏付けられた結論である、南北の違いの証拠が証明されていないという評決で、彼らの分析が詳細に検討されています。ただし、最も重要なことは、SokolskyとD_Avignonの研究が、2014年にPierreAugerCollaborationによって作成されたエネルギーが約3EeVを超えると、宇宙線の平均質量が増加するという主張の待望の確認を提供することです。
| Title |
Searching_for_pulsars_in_globular_clusters_with_the_MeerKAT_Radio_Telescope |
| Authors |
F._Abbate_(on_behalf_of_the_MeerTIME/TRAPUM_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.06528 |
球状星団は、銀河円盤と比較した場合、ミリ秒パルサーの異常に大きな集団をホストすることが知られています。これは、中性子星をミリ秒パルサーに効率的にリサイクルするための条件を作り出すことができるクラスターで発生する動的な遭遇の割合が高いためです。その結果、銀河円盤で複製するのが困難または不可能な特性とコンパニオンを備えたパルサーの豊富な集団が生まれます。これらの理由から、球状星団は、これまでも、そして今も、新しくエキサイティングなパルサーの探索の主要なターゲットとなっています。距離が長いため、これらの発見を妨げる制限要因は望遠鏡の感度です。南アフリカの64皿干渉計であるMeerKAT電波望遠鏡は、南の空の球状星団に対して比類のない感度を保証します。ミーアキャットでよく研究された球状星団の観測は、すでに35以上の新しいパルサーを返し、さらに多くの期待が寄せられています。これらのエキサイティングな発見は、中性子星の状態方程式、恒星進化論、降着物理学についてより深く理解し、中間質量ブラックホールを探すのに役立ちます。この講演では、MeerTIMEおよびTRAPUMプログラムにおける球状星団ワーキンググループの展望と現在の発見を紹介します。
2021年のフレア中のBlazarTon599の$ \ gamma $線フラックスとスペクトル変動
| Title |
$\gamma$-ray_Flux_and_Spectral_Variability_of_Blazar_Ton_599_during_Its_2021_Flare |
| Authors |
Bhoomika_Rajput_and_Ashwani_Pandey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.06681 |
ブレーザーは、電磁スペクトルの広い範囲（無線から$\gamma$線まで）にわたって非常に変動する非熱放射を放出することが知られています。ここでは、最近$\gamma$線フレア状態で観測されたブレーザーTon599の$\gamma$線フラックスとスペクトル変動研究の結果を示します。$\it{Fermi}$ガンマ線宇宙望遠鏡（以下$\it{Fermi}$）からの0.1$-$300GeV$\gamma$線データを使用して、Ton599の1日ビニング光度曲線を生成しました。MJD59,093からMJD59,457までの約1年間。この1年間に、検出された最大$\gamma$線束は2.24$\pm$0.25$\times$$10^{-6}$phcm$^{-2}$s$^{-1}でした。MJD59,399.50で$。エポックA（静止）、エポックB（プレフレア）、エポックC（メインフレア）の3つの異なるフラックス状態を特定しました。各エポックについて、$\gamma$線フラックス変動振幅（F$_{var}$）を計算し、ソースがF$_{var}\sim$35％でエポックCで最大のフラックス変動を示したことを発見しました。各エポックの$\gamma$線スペクトルをモデル化し、Log-放物線モデルが3つのエポックすべての$\gamma$線スペクトルを適切に記述していることを確認しました。$\gamma$線放出領域のサイズを1.03$\times$$10^{16}$cmと推定し、メインフレア中の$\gamma$線放射の発生源が外部にある可能性があると判断しました。広い線の領域の。
高速電波バーストの繰り返し：束によるコヒーレント円偏波
| Title |
Repeating_Fast_Radio_Burst:Coherent_Circular_Polarization_By_Bunches |
| Authors |
Wei-Yang_Wang,_Jin-Chen_Jiang,_Jiguang_Lu,_Heng_Xu,_Jiangwei_Xu,_Kejia_Lee,_Jifeng_Liu,_and_Renxin_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.06719 |
高速電波バースト（FRB）はミリ秒の長さの信号であり、物理的な起源がまだ難しい遠方の銀河に高度に分散します。星の地震などによって電力が供給されるバンチによるコヒーレントな曲率放射は、時間周波数ドリフトを示す狭帯域放射を理解するという友好的な性質を備えた、FRBを繰り返すためにすでに提案されています。最近、非常にアクティブなFRBソースであるFRB20201124Aが、新たにアクティブなエピソードに入り、少なくともいくつかの高度に円偏光したバーストを放出することが報告されました。ここでは、偏光FRB放射を再検討し、固有効果と伝搬効果を導出することにより、特に高円偏光の生成メカニズムを調査します。帯電したバンチを呼び出すことによる固有のメカニズムは、コヒーレンスの2つのシナリオでアプローチされます：曲率放射（CR）と逆コンプトン散乱（ICS）、その結果、高い円偏波は、生成または散乱された結果波のコヒーレントな合計によって自然に説明できます異なる位相と電気ベクトルを持つ束によって。サイクロトロン共鳴は、磁気圏の低高度領域でRモード光子の吸収をもたらす可能性があり、波が強い直線偏光である場合、FRBは高領域から放出されるはずです。円偏光成分は、$\lambda^3$振動を示すファラデー変換から生成できますが、平均円偏光率は所得波のみに依存し、高度に円偏光された所得波の可能性を示しています。将来、繰り返しのFRBからの非常に高い（たとえば、ほぼ100\％）円偏光が検出される場合、分析は歓迎される可能性があります。最後に、パルサーのような磁気圏での大量のエネルギーバンチの生成について説明します。これは、FRB中央エンジンの性質に関連しています。
ピエールオージェ天文台での宇宙素粒子の伝播におけるローレンツ不変性違反の影響のテスト
| Title |
Testing_effects_of_Lorentz_invariance_violation_in_the_propagation_of_astroparticles_with_the_Pierre_Auger_Observatory |
| Authors |
The_Pierre_Auger_Collaboration:_P._Abreu,_M._Aglietta,_J.M._Albury,_I._Allekotte,_K._Almeida_Cheminant,_A._Almela,_J._Alvarez-Mu\~niz,_R._Alves_Batista,_G.A._Anastasi,_L._Anchordoqui,_B._Andrada,_S._Andringa,_C._Aramo,_P.R._Ara\'ujo_Ferreira,_E._Arnone,_J._C._Arteaga_Vel\'azquez,_H._Asorey,_P._Assis,_G._Avila,_A.M._Badescu,_A._Bakalova,_A._Balaceanu,_F._Barbato,_J.A._Bellido,_C._Berat,_M.E._Bertaina,_X._Bertou,_G._Bhatta,_P.L._Biermann,_V._Binet,_K._Bismark,_T._Bister,_J._Biteau,_J._Blazek,_C._Bleve,_J._Bl\"umer,_M._Boh\'a\v{c}ov\'a,_D._Boncioli,_C._Bonifazi,_L._Bonneau_Arbeletche,_N._Borodai,_A.M._Botti,_J._Brack,_T._Bretz,_P.G._Brichetto_Orchera,_F.L._Briechle,_P._Buchholz,_A._Bueno,_S._Buitink,_M._Buscemi,_M._B\"usken,_K.S._Caballero-Mora,_L._Caccianiga,_F._Canfora,_I._Caracas,_R._Caruso,_et_al._(320_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.06773 |
ローレンツ不変性違反（LIV）は、多くの場合、$E_i^2=m_i^2+p_i^2+\delta_{i、n}E^{2+n}$の形式の分散関係によって記述され、デルタは粒子タイプに基づいて異なります。$i$、エネルギー$E$、運動量$p$、静止質量$m$。相互作用の運動学とエネルギーしきい値は、LIV項が関与する粒子の質量の2乗に匹敵するようになると変更されます。したがって、LIV係数$\delta_{i、n}$に対する最も強い制約は、最も高いエネルギーに由来する傾向があります。十分に高いエネルギーでは、宇宙線の相互作用によって生成された光子が宇宙を伝播するときに、それらが宇宙論的な距離にわたって管腔下にあり、減衰されない可能性があります。宇宙線の相互作用も変更され、地球上で観測されたエネルギースペクトルと質量組成で検出可能な指紋につながる可能性があります。したがって、ピエールオージェ天文台で収集されたデータは、LIVの電磁気セクターとハドロンセクターの両方に敏感である可能性があります。この記事では、エネルギースペクトルと宇宙線の組成、およびピエールオージェ天文台からの光子束の上限をLIVを含むシミュレーションと比較することにより、これら2つのセクターを調査します。LIVパラメータの制約は、最高エネルギーでの宇宙線の質量組成に強く依存します。電磁セクターの場合、$10^{19}$eVを超える陽子がない場合は制約を取得できませんが、$\delta_{\gamma、0}>-10^{-21}$、$\delta_{を取得します。\gamma、1}>-10^{-40}$eV$^{-1}$および$\delta_{\gamma、2}>-10^{-58}$eV$^{-2}$in$10^{20}$eVまでのサブドミナント陽子成分の場合。ハドロンセクターについては、LIV係数の関数としてデータの最良の記述を研究し、$\delta_{\mathrm{had}、0}<10^{-19}$などのハドロンセクターの制約を導き出します。$\delta_{\mathrm{had}、1}<10^{-38}$eV$^{-1}$および$\delta_{\mathrm{had}、2}<10^{-57}$eV$^{-2}$at5$\sigma$CL。
ダブルパルサーによる強磁場重力試験
| Title |
Strong-field_Gravity_Tests_with_the_Double_Pulsar |
| Authors |
M._Kramer_(1,_2),_I._H._Stairs_(3),_R._N._Manchester_(4),_N._Wex_(1),_A._T._Deller_(5,6),_W._A._Coles_(7),_M._Ali_(1,_8),_M._Burgay_(9),_F._Camilo_(10),_I._Cognard_(11,_12),_T._Damour_(13),_G._Desvignes_(14,_1),_R._D._Ferdman_(15),_P._C._C._Freire_(1),_S._Grondin_(3,_16),_L._Guillemot,_(11,_12),_G._B._Hobbs_(4),_G._Janssen_(17,_18),_R._Karuppusamy_(1),_D._R._Lorimer_(19),_A._G._Lyne_(2),_J._W._McKee_(1,_20),_M._McLaughlin_(19),_L._E._Muench_(1),_B._B._P._Perera_(21),_N._Pol_(19,_22),_A._Possenti_(9,_23),_J._Sarkissian_(4),_B._W._Stappers_(2),_G._Theureau_(11,_12,_24)_((1)_Max-Planck-Institut_fuer_Radioastronomie,_Bonn,_Germany,_(2)_Jodrell_Bank_Centre_for_Astrophysics,_The_University_of_Manchester,_United_Kingdom,_(3)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_British_Columbia,_Vancouver,_Canada,_(4)_Australia_Telescope_National_Facility,_CSIRO_Space_and_Astronomy,_Australia,_(5)_Centre_for_Astrophysics_and_Supercomputing,_Swinburne_University_of_Technology,_Hawthorn,_Australia,_(6)_ARC_Centre_of_Excellence_for_Gravitational_Wave_Discovery_(OzGrav),_Australia,_(7)_Electrical_and_Computer_Engineering,_University_of_California_at_San_Diego,_USA,_(8)_Perimeter_Institute_for_Theoretical_Physics,_Waterloo,_Canada,_(9)_INAF_-_Osservatorio_Astronomico_di_Cagliari,_Italy,_(10)_South_African_Radio_Astronomy_Observatory,_South_Africa,_(11)_Laboratoire_de_Physique_et_Chimie_de_l'Environnement_et_de_l'Espace_LPC2E_CNRS-Universite_d'Orleans,_France,_(12)_Station_de_Radioastronomie_de_Nancay,_Observatoire_de_Paris,_CNRS/INSU,_France,_(13)_Institut_des_Hautes_Etudes_Scientifiques,_Bures-sur-Yvette,_France,_14_LESIA,_Observatoire_de_Paris,_Universite_PSL,_CNRS,_Universite_de_Paris,_France,_(15)_Faculty_of_Science,_University_of_East_Anglia,_Norwich,_UK,_(16)_David_A._Dunlap_Department_of_Astronomy_&_Astrophysics,_University_of_Toronto,_Canada,_(17)_ASTRON,_Netherlands_Institute_for_Radio_Astronomy,_Dwingeloo,_The_Netherlands,_(18)_Department_of_Astrophysics/IMAPP,_Radboud_University,_Nijmegen,_The_Netherlands,_(19)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_West_Virginia_University,_Morgantown,_USA,_(20)_Canadian_Institute_for_Theoretical_Astrophysics,_University_of_Toronto,_Canada,_(21)_Arecibo_Observatory,_University_of_Central_Florida,_Arecibo,_USA,_(22)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Vanderbilt_University,_Nashville,_USA,_(23)_Universita_di_Cagliari,_Dipartimento_di_Fisica,_Italy,_(24)_Laboratoire_Univers_et_Theories_LUTh,_Observatoire_de_Paris,_PSL_Research_University,_CNRS/INSU,_Universite_Paris_Diderot,_Meudon,_France) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.06795 |
穏やかに偏心した（e=0.088）バイナリシステムで2.45時間の周期で互いに周回する2つの電波パルサー（AとB）で構成されるダブルパルサーPSRJ0737-3039A/Bの継続的な観測により、このシステムにおける相対論的効果の測定の改善。16年間のデータスパンで、結果は強力な自己重力体の重力理論の正確なテストを可能にし、また期待されていたが現在初めて観測された新しい相対論的効果を明らかにします。これらには、現在他の方法ではテストできない強い重力場での光伝搬の影響が含まれます。パルサーのスピン方向の決定を可能にするリターデーションと異常な光の曲がりを観察します。合計で、他のどの連星パルサーよりも多く、7つのポストケプラー（PK）パラメーターを検出しました。これらの効果のいくつかについては、測定精度が非常に高いため、初めて高次の寄与を考慮に入れる必要があります。これらには、観測された軌道周期の減衰に対するAの有効質量損失（スピンダウンによる）の寄与、軌道の相対論的変形、および相対論的スピンを介した観測されたPKパラメーターに対する超高密度物質の状態方程式の影響が含まれます。軌道相互作用。中性子星の慣性モーメントの結果を含め、私たちの発見の意味について議論します。一般相対性理論（GR）の重力波の四重極記述の現在最も正確なテストを提示し、$1.3\times10^{-4}$（95％conf。）のレベルでGRの予測を検証します。2つの特定の例に焦点を当てることにより、代替理論のテストに対するダブルパルサーの有用性を示し、星間物質とダブルパルサーの形成モデルの研究に対するいくつかの影響について説明します。最後に、他のタイプの関連する実験と将来の見通しについてのコンテキストを提供します。
銀河系外の無線ソースの作成III。相対論的ジェットの伝播とソースの形態に対する磁場の影響
| Title |
Making_extragalactic_radio_sources_III._The_effects_of_the_magnetic_field_on_relativistic_jets_propagation_and_source_morphologies |
| Authors |
S._Massaglia,_G._Bodo,_P._Rossi,_A._Capetti,_A._Mignone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.06827 |
銀河系外の放射源はさまざまな形態で現れ、最も頻繁なものは、通常は光度が低いファナロフ-ライリータイプI（FRI）と、通常はより明るいファナロフ-ライリータイプII（FRII）に分類されます。ただし、この単純な分類には、調査する予定の多くの例外があります。三次元流体力学的および電磁流体力学的限界における以前の分析に続いて、数値調査を相対論的電磁流体力学的レジームに拡張し、ジェット運動力がFRIsとFRIIを分離する範囲に設定されるソースを含めます。層状媒体内を伝播する、弱くて穏やかな相対論的で密度の低い超音速ジェットを検討します。モデルでは、周囲温度はジェットの原点からの距離とともに上昇し、一定の圧力を維持します。異なる形態に進化する低、高、中程度の動的輝度の3つのケースを提示します。結果として得られる形態は時間に大きく依存する可能性があり、ジェット出力とは別に、ジェットと周囲の密度比および磁化パラメータがジェットの進化にも重要な役割を果たすことがわかります。
4-OGC：コンパクト連星合併による重力波のカタログ
| Title |
4-OGC:_Catalog_of_gravitational_waves_from_compact-binary_mergers |
| Authors |
Alexander_H._Nitz,_Sumit_Kumar,_Yi-Fan_Wang,_Shilpa_Kastha,_Shichao_Wu,_Marlin_Sch\"afer,_Rahul_Dhurkunde,_Collin_D._Capano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.06878 |
連星（BNS）、連星ブラックホール（BBH）、および中性子星-ブラックホール（NSBH）の合併に関する4番目のオープン重力波カタログ（4-OGC）を紹介します。カタログには、AdvancedLIGOおよびAdvancedVirgoの1回目から3回目の観測実行（O1、O2、O3a、O3b）をカバーする2015年から2020年までの観測が含まれています。更新されたカタログには、O3b中に以前は重要性が高く報告されていなかった7つのBBH合併が含まれており、合計94の観測値（90BBH、2NSBH、および2BNS）があります。最も信頼性の高い新しい検出GW200318_191337には、コンポーネントの質量が$49.1^{+16.4}_{-12.0}〜M_{\odot}$と$31.6^{+12.0}_{-11.6}〜M_{\odot}$があります。$0.84^{+0.4}_{-0.35}$（$90\％$信頼区間）の赤方偏移は、これまでで最も遠い合併になる可能性があります。機器のキャリブレーションの不確かさを考慮した最新のモデルを使用して、これらの各ソースの参照パラメータ推定値を提供します。対応するデータリリースには、サブスレッショルド候補のフルセットも含まれています。
ガンマ線光度曲線と古典的な新星のスペクトル
古典的な新星、特に放射性同位元素の元素合成は、その$\gamma$線の特徴によって直接測定できます。何十年にもわたる観測にもかかわらず、新星からのMeV$\gamma$線は、爆発時に個別に、放射性崩壊の結果としても、新星集団からの銀河系の拡散放出の結果としても、検出されたことはありません。INTEGRAL/SPIやFermi/GBMなどのMeV望遠鏡の機器背景のモデリングにおける最近の開発のおかげで、これらのとらえどころのない過渡現象を最終的に検出する可能性が大幅に高まりました。これには、古典的な新星の$\gamma$線スペクトルと光度曲線の更新および改良されたモデルが必要です。この作業では、ChandrasekharCOの白色矮星以下およびその近くを前駆体として使用して、新星爆発の数値モデルを開発します。爆発のパラメータ依存性、それらの熱力学とエネルギー、およびそれらの化学的存在量パターンを研究します。モンテカルロ放射伝達コードを使用して、初期の時間発展に焦点を当てて、$\gamma$線の光度曲線とスペクトルを計算します。私たちの結果を以前の研究と比較すると、爆発時に予想される511-keV線の閃光が大幅に抑制され、最大フラックスはわずか$10^{-9}\、{\rmph}\、$であることがわかります。cm$^{-2}\、$s$^{-1}$であるため、以前の推定よりも少なくとも100万倍暗くなります。この発見は、現在のMeV機器が、爆発後1日以内に新星を検出することを不可能にするでしょう。それにもかかわらず、私たちの時間分解スペクトルは、アーカイブデータの遡及的分析に使用できるため、機器の感度が向上します。
| Title |
The_Importance_of_Being_Interpretable:_Toward_An_Understandable_Machine_Learning_Encoder_for_Galaxy_Cluster_Cosmology |
| Authors |
Michelle_Ntampaka,_Alexey_Vikhlinin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.05768 |
銀河団の多波長観測で宇宙論的パラメーターを制約するための深層機械学習（ML）アプローチを紹介します。MLアプローチには、2つのコンポーネントがあります。各銀河団の圧縮表現を構築するエンコーダーと、クラスターサンプルから宇宙論モデルを推定するための柔軟なCNNです。これは、Magneticumシミュレーションから構築されたシミュレートされたクラスターカタログでトレーニングおよびテストされています。シミュレートされたカタログから、ML法は、物質の変動の振幅sigma_8を、ほぼ予想される理論上の限界で推定します。さらに重要なことに、ディープMLアプローチを解釈できます。ML手法を解釈するための3つのスキームをレイアウトします。クラスターの重要性を評価するための1つ抜きの方法、特徴の重要性を評価するための平均顕著性、およびML手法を観測データに安全に適用できるかどうかを理解するための簡潔な層の相関です。。これらの解釈スキームは、フラックスおよびボリュームが制限されたクラスター調査のための、これまで知られていなかった自己較正モードの発見につながりました。この新しいモードについて説明します。このモードでは、クラスター質量PDFの振幅とピークを質量キャリブレーションのアンカーとして使用します。MLメソッドがシミュレーション固有の詳細を学習する、機械学習の天文学的なアプリケーションにおける一般的な落とし穴を説明するために「過度に専門化された」という用語を紹介し、慎重に構築されたアーキテクチャを使用してこの系統的エラーの原因をチェックする方法を示します。
調査の過渡現象の自律的なリアルタイムの科学主導のフォローアップ
| Title |
Autonomous_real-time_science-driven_follow-up_of_survey_transients |
| Authors |
Niharika_Sravan_(1),_Matthew_J._Graham_(1),_Christoffer_Fremling_(1),_Michael_W._Coughlin_(2)_((1)_Division_of_Physics,_Mathematics,_and_Astronomy,_California_Institute_of_Technology,_Pasadena,_CA_91125,_USA,_(2)_School_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Minnesota,_Minneapolis,_Minnesota_55455,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.05897 |
天文調査は、時変宇宙への前例のない洞察を提供し続けており、今後数年間、画期的な発見の源であり続けるでしょう。ただし、データスループットは、限られたリソースで必要なフォローアップを考案および調整するためのアラートを手動で合成する機能を圧倒しています。ルービン天文台の出現は、それ以外の場合はまばらなケイデンスでアラート量が1桁大きくなり、科学的推論を実施し、高価な追跡観測を最適に計画するための機械指向インフラストラクチャを優先して、既存の人間中心のプロトコルをオーバーホールする緊急の必要性を示しています。連続実験計画法を実行するために値の反復を使用して、自律的なリアルタイムの科学主導のフォローアップの最初の実装を提示します。SALT2パラメータの不確実性を最小限に抑えることを目的として、掃天観測タイプIa超新星光度曲線の測光増強を戦略化するためにそれを示します。ランダムな拡張と比較して、SALT2パラメーターで2〜6％、測光赤方偏移で3〜11％の中央値の改善が見られ、g、r、および/またはiで2〜7の追加データポイントがあります。増強は、ギャップを完全にし、高い拘束力（ピーク周辺など）でフェーズを解決するために自動的に戦略化されます。このような技術は、高赤方偏移での精密宇宙論のためのルービン天文台の時代により大きな影響を与えることができ、汎用の資源配分システムの開発の基礎として役立つことができることを提案します。
エステルス型プリズムをベースにした新しいコンパクトな4チャンネルビームスプリッター
| Title |
A_novel_compact_4-channel_beam_splitter_based_on_a_K\"osters-type_prism |
| Authors |
Jochen_Greiner_(1),_Uwe_Laux_(2),_((1)_Max-Planck_Institute_for_extraterrestrial_Physics,_85478_Garching,_Germany,_(2)_Th\"uringer_Landessternwarte_Tautenburg,_07778_Tautenburg,_Germany) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.05963 |
90年前にK\"ostersによって発明された干渉ダブルプリズムと概念が似ている、ダイクロイックコーティングと内部全反射の組み合わせに基づく新しいコンパクトな4チャンネルビームスプリッターを紹介します。宇宙でのcm望遠鏡、これは2年以内に高い（>5）赤方偏移で現在知られているガンマ線バーストを2倍にすることを可能にするでしょう。
Virgo干渉計での脈動変動による散乱光ノイズの毎日の監視
| Title |
Daily_monitoring_of_scattered_light_noise_due_to_microseismic_variability_at_the_Virgo_interferometer |
| Authors |
Alessandro_Longo,_Stefano_Bianchi,_Guillermo_Valdes,_Nicolas_Arnaud,_Wolfango_Plastino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.06046 |
O3bと呼ばれるO3科学的実行の第2部で、Virgo干渉計によって取得されたデータは、周囲の環境における脈動ノイズの変動に関連して、散乱光ノイズの開始と時間発展を特徴づける目的で分析されました。検出器。pytvfemdと呼ばれる、使用される適応アルゴリズムは、非線形で非定常の両方の時系列の分析に適しています。これにより、散乱光ノイズの影響を受けた日中の検出器の差動アーム運動自由度の最初の振動モードを取得することができました。次に、モードのエンベロープ、つまりその瞬間的な振幅は、O3中の散乱光の既知の光源であるウエストエンドベンチの動きと相関します。ウェストエンドのテストマスとウェストエンドの光学ベンチの間の相対速度は、散乱光ノイズの予測子として使用されます。脈動周波数帯の地震ノイズが高い期間では、より高い相関値が得られます。これは、2020年1月から3月の期間のGravitySpyからの散乱光グリッチの信号対雑音比（SNR）によっても確認されます。得られた結果は、採用された方法論が重力波干渉計における散乱光ノイズの特性評価とモニタリングに適していることを示唆しています。
CHILES VII：SKAプロトタイプであるCHILESプロジェクトのディープイメージング
| Title |
CHILES_VII:_Deep_Imaging_for_the_CHILES_project,_a_SKA_prototype |
| Authors |
R._Dodson,_E._Momjian,_D.J._Pisano,_N._Luber,_J._Blue_Bird,_K._Rozgonyi,_E.T._Smith,_J.H._van_Gorkom,_D._Lucero,_K._M._Hess,_M._Yun,_J._Rhee,_J.M._van_der_Hulst,_K._Vinsen,_M._Meyer,_X._Fernandez,_H._B._Gim,_A._Popping,_E._Wilcots |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.06488 |
電波天文学はルネッサンスを迎えています。次世代の機器が収集領域、ひいては生の感度を大きく飛躍させるからです。ただし、科学データ製品でこの理論レベルの感度を達成するには、真の制限であるはるかに有害な体系的影響に対処する必要があります。SKAなどの調査機器で使用される時間の多くが詳細な調査に費やされることを考えると、これらはさらに重要になります。CHILESは、1,000時間のVLA時間で、COSMOSフィールドの詳細なHI調査です。最初のエポックからイメージキューブを作成するためのアプローチを示し、946〜1420MHz（赤方偏移の範囲は0.5〜0）の方法とデータ品質の定量化について説明します。解決する必要のある問題をレイアウトし、その方法を説明します。私たちはそれらに取り組みました。CHILESは最初のディープワイドバンドマルチエポックHI調査であり、現在および将来の調査に関連しているため、これらは重要です。目標は、ランダムな熱誤差によってのみ制限される忠実度の高い画像を提供することであるため、イメージングで蓄積された系統的誤差に焦点を当てます。これらの体系的な効果を理解して修正するために、理想的には、それらが発生するドメインでそれらを管理します。これは、主に可視性ドメインです。CHILESは、SKAまたはngVLAを使用したディープイメージングに期待できる多くの問題の完璧なテストベッドであり、私たちが学んだ教訓について説明します。
シミュレーションベースの重力波人口推論のロバスト性のテスト
| Title |
Testing_the_robustness_of_simulation-based_gravitational-wave_population_inference |
| Authors |
Damon_H._T._Cheung,_Kaze_W._K._Wong,_Otto_A._Hannuksela,_Tjonnie_G._F._Li,_Shirley_Ho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.06707 |
観測されたカタログが急速に成長しているため、重力波天文学では重力波集団研究がより重要になっています。最近の研究では、さまざまな機械学習手法に基づくエミュレーターを使用して、人口合成シミュレーションの結果を高速でエミュレートしています。この研究では、ガウス過程回帰と正規化フロー手法を使用して、切り捨てられたべき乗則の現象論的モデルを学習する2つのエミュレーターのパフォーマンスをベンチマークし、どちらが母集団推論でより有能な尤度エミュレーターであるかを確認します。母集団推論におけるエミュレーターのパフォーマンスを、モックおよび実際の観測データを使用した現象論的モデルと比較することにより、エミュレーターの特性をベンチマークします。私たちの結果は、正規化フローエミュレーターが、最大300回の模擬注射による母集団推論で現象論的モデルを使用することによって事後分布を回復できることを示唆しています。正規化フローエミュレーターは、実際の観測データの母集団推論におけるいくつかの事後分布の不確実性も過小評価しています。一方、ガウス過程回帰エミュレーターは、同じタスクでのパフォーマンスが低く、低次元の場合にのみ効果的に使用できます。
天体分類に測定誤差を組み込む
| Title |
Incorporating_Measurement_Error_in_Astronomical_Object_Classification |
| Authors |
Sarah_Shy,_Hyungsuk_Tak,_Eric_D._Feigelson,_John_D._Timlin,_G._Jogesh_Babu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.06831 |
サポートベクターマシン（SVM）やランダムフォレスト（RF）などのほとんどの汎用分類方法では、天文データの異常な特性である既知の測定誤差の不確実性を説明できません。天文データでは、この情報はデータに含まれていることがよくありますが、一般的な機械学習分類器では組み込むことができないため、破棄されます。分類の不確実性をより適切に定量化するために、既存の分類方法に不均一分散測定誤差を組み込むシミュレーションベースのアプローチを提案します。提案された方法は、最初に、ガウス測定誤差モデルのベイズ事後予測分布からのデータの摂動実現をシミュレートします。次に、選択した分類器が各シミュレーションに適合します。シミュレーション全体の変動は、ラベル付きデータセットとラベルなしデータセットの両方の測定誤差から伝播される不確実性を自然に反映しています。このアプローチの使用法を2つの数値研究で示します。1つ目は、提案された手順を、それぞれよく知られているハード分類器とソフト分類器であるSVMとRFに適用する徹底的なシミュレーション研究です。2番目の研究は、測光データから高$z$$（2.9\leqz\leq5.1）$クエーサー候補を特定する現実的な分類問題です。データは、SloanDigitalSkySurvey、$Spitzer$IRACEquatorialSurvey、および$Spitzer$-HETDEXExploratoryLarge-AreaSurveyの統合されたカタログから取得されました。提案されたアプローチは、測定誤差を組み込まずにランダムフォレストによって識別された11,847個の高$z$クエーサー候補のうち、3,146個が潜在的な誤分類であることを明らかにしています。さらに、測定誤差のない高$z$クエーサーとして識別されない${\sim}185万個のオブジェクトのうち、936個は測定誤差を考慮した場合の候補と見なすことができます。
広視野望遠鏡の数値モデリングのためのソフトウェアソリューション
| Title |
Software_solutions_for_numerical_modeling_of_wide-field_telescopes |
| Authors |
Salvatore_Savarese,_Pietro_Schipani,_Giulio_Capasso,_Mirko_Colapietro,_Sergio_D'Orsi,_Marcella_Iuzzolino,_Laurent_Marty,_Francesco_Perrotta,_Giacomo_Basile |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.06857 |
この論文は、ミスアライメントの影響を受けた広視野望遠鏡のPSFを分析するための統合モデリングソフトウェアを紹介します。望遠鏡の光学系の比較的小さなずれでさえ、大きな収差を導入することによって画質を著しく低下させる可能性があります。特に、広視野望遠鏡はこれらのエラーの影響を大きく受けます。通常、散発的な位置合わせ手順ではなく、閉ループ能動光学システムが連続補正に採用されているためです。通常、光学設計中にシステムを正確に分析するために、ZemaxOpticStudioなどの光線追跡ソフトウェアが使用されます。ただし、望遠鏡のPSFをアルゴリズムの目的で迅速に再構築する必要がある場合は、光学システムの分析モデルが適しています。ここで、分析モデルはハイブリッドアプローチによって導出され、さまざまな光学構成に合わせて調整できるように一般的かつ柔軟に設計されたカスタムソフトウェアパッケージで開発されています。まず、ZemaxOpticStudioAPIを利用して、レイトレーシングソフトウェアがMatlabパイプラインに統合されます。これにより、さまざまな不整合な作業条件でシステムの応答を自動的にシミュレートすることにより、統計分析を実行できます。次に、結果のデータセットを使用して、モデルを説明するパラメーターのデータベースにデータを入力します。
uGMRTで観測されたInPTAパルサーの低周波広帯域タイミング
| Title |
Low-frequency_wideband_timing_of_InPTA_pulsars_observed_with_the_uGMRT |
| Authors |
K_Nobleson,_Nikita_Agarwal,_Raghav_Girgaonkar,_Arul_Pandian,_Bhal_Chandra_Joshi,_M_A_Krishnakumar,_Abhimanyu_Susobhanan,_Shantanu_Desai,_T_Prabu,_Adarsh_Bathula,_Timothy_T_Pennucci,_Sarmistha_Banik,_Manjari_Bagchi,_Neelam_Dhanda_Batra,_Arpita_Choudhary,_Subhajit_Dandapat,_Lankeswar_Dey,_Yashwant_Gupta,_Shinnosuke_Hisano,_Ryo_Kato,_Divyansh_Kharbanda,_Tomonosuke_Kikunaga,_Neel_Kolhe,_Yogesh_Maan,_Piyush_Marmat,_P_Arumugam,_P_K_Manoharan,_Dhruv_Pathak,_Jaikhomba_Singha,_Mayuresh_P_Surnis,_Sai_Chaitanya_Susarla,_Keitaro_Takahashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.06908 |
パルサー分散測定（DM）の高精度測定は、低周波広帯域受信機を備えた望遠鏡を使用して可能です。アップグレードされたGiantMetrewaveRadioTelescope（uGMRT）の一部として観測された5つのパルサーのセットについて、パルサー到着時間（ToAs）とDMを同時に測定できる広帯域タイミング技術の適用に関する初期研究を紹介します。インドのパルサータイミングアレイ（InPTA）キャンペーン。この目的のために、uGMRTの300〜500MHz帯域での観測を使用しました。10^{-6}cm^{-3}pcのオーダーの精度でDM測定の高精度が得られます。得られたToAの精度はサブ{\mu}であり、適合後のToA残差の二乗平均平方根はサブ{\mu}の範囲にあります。低周波データに適用されたこの広帯域技術で得られたDMとToAの不確実性は、従来のパルサータイミング技術で得られた結果と一致し、他のPTAからの高周波結果に匹敵することがわかります。この研究は、従来使用されていた高周波観測と同様の精度で、正確なパルサータイミングと重力波検出のために低周波広帯域観測を使用するという興味深い可能性を開きます。
フラックスロープ排出によるヘリシティシェディング
磁気ヘリシティは、各半球での蓄積を制限するために、コロナ質量放出を開始する噴火によって太陽から放出されなければならないという推測に定量的に対処します。ほぼわずかに安定した力のない平衡からの磁束ロープ放出のパラメトリックシミュレーション研究でガイドとストラップフィールドの比率と磁束ロープのねじれを変えることにより、自己ヘリシティと相互ヘリシティのさまざまな比率が設定され、トーラスまたはヘリカルの開始が設定されますキンク不安定性が得られます。ヘリシティシェッドは、初期ヘリシティのマイナーからメジャー部分まで広範囲にわたって変化することがわかり、自己ヘリシティは大部分または完全にシェッドされ、相互ヘリシティは初期ヘリシティの大部分を構成し、部分的にのみシェッドされます。。未臨界のねじれがあり、ガイドフィールドがないトーラス不安定な構成は、初期ヘリシティの約3分の2を流しますが、高度にねじれた、キンク不安定な構成は、約4分の1しか流しません。パラメトリック研究では、総ヘリシティに対する自己ヘリシティの比率が0.32、外部ポロイダルフラックスに対するフラックスロープの比率が0.94で、総フラックス正規化ヘリシティが0.25までの安定した力のないフラックスロープ平衡も得られます。これらの結果は、コロナ質量放出によるヘリシティ放出の推測を数値的に示しており、そのパラメトリック依存性の最初の説明を提供します。自己ヘリシティと相互ヘリシティの両方が大幅に削減されます。これにより、一般的なソース領域パラメータの初期ヘリシティの合計が$\sim\！0.4\mbox{-}0.65$の何分の1か減少します。
ZZセティ星HS1625 +1231の地上観測
ZZCetiスターHS1625+1231の詳細な光度曲線分析の結果を示します。コンコリー天文台で14泊の測光時系列データを収集し、これらのデータセットのフーリエ解析を実行しました。11の重要な周波数を検出し、そのうちの6つは514〜881秒の周期範囲で独立した脈動モードであることがわかりました。これらの周波数を利用して、予備的な星震学的調査を行い、主要な物理的パラメータに制約を与え、星の地震距離を導き出しました。最後に、ガイアEDR3データによって提供された位置天文距離をそれらの地震距離と比較しました。分光測定値とGaiaによって提供される距離値の両方を考慮して、選択したモデルは$T_{eff}$=11000Kおよび$M_*$=0.60$M_{\odot}$です。
2つの循環期間の物語
$\textit{Kepler}$およびTESSミッションからの元の食変光星データを再分析し、短い軌道周期での離心率測定に焦点を当てて、潮汐の循環を経験的に抑制します。$\textit{Kepler}$/TESSフィールドバイナリの平均循環期間は$〜$6日で、短い循環期間は$\sim$3日です。以前の分光バイナリ調査では、サンプルサイズが小さいために循環期間が長くなったと主張しています。これは、$\sim$10日までの円軌道を持つ多数のバイナリによって汚染されていましたが、それらのデータは、離心率の分布の違いを示していることを再確認します。若い（$<$1Gyr）および古い（$>$3Gyr）バイナリ。私たちの仕事は、文献で頻繁に引用されている長い循環期間に疑問を投げかけています。
Xクラスイベントがある場合とない場合のフレア活性領域における磁気ヘリシティ磁束の周期的挙動の違いについて
| Title |
On_the_differences_in_the_periodic_behaviour_of_magnetic_helicity_flux_in_flaring_active_regions_with_and_without_X-class_events |
| Authors |
Sz._So\'os,_M._B._Kors\'os,_H._Morgan,_R._Erd\'elyi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.05933 |
大きな太陽フレアの観測の前兆は、予測のための将来の運用システムの基礎を提供します。ここでは、少なくとも1つのXクラスフレアを伴う14個のフレアリングと14個の非フレアリング（$<$M5-）について、正規化された出現（EM）、せん断（SH）、および総（T）磁気ヘリシティフラックス成分の進化を研究します。クラスフレア）Spaceweather日震磁気イメージャのアクティブ領域パッチを使用したアクティブ領域（AR）は、磁場データをベクトル化します。選択した各ARには、$\delta$タイプのスポットが含まれています。これらのARの3つのヘリシティ成分は、ウェーブレット分析を使用して分析されました。ウェーブレットパワースペクトル（WPS）の局所的なピークが特定され、統計的に調査されました。i）すべてのEM、SH、およびTプロファイルの識別されたWPSピークの確率密度関数は、$\sim$3〜20時間の異なる期間を中心とする一連のガウス関数に適合させることができます。ii）フレアARと非フレアARの間で、EMプロファイルに見られる期間の分布に顕著な違いがありますが、SHプロファイルとTプロファイルには大きな違いは見られません。iii）フレアARでは、短いEM/SH/T期間（$<$10時間）の分布はフレア後に2つのグループに分割されますが、長い期間（$>$10時間）は変化しません。iv）EM周期性に高調波が含まれていない場合、ARは大きなエネルギーフレアをホストしません。最後に、v）TおよびEMコンポーネントの長期間（$\sim$20時間）での大きな電力は、大規模なエネルギーフレアの前兆として機能する可能性があります。
ベテルギウスは最も近い赤色超巨星であり、私たちの空で最も明るい星の1つであり、統計的に言えば、「典型的」であると予想されます。それでも、控えめに言っても、「好奇心が強い」ように見える多くの機能を示しています。例えば、それは高い固有運動を持っています。速く回転します。ほこりが少ないです。意外と薄暗くなった。これらの現象やその他の現象のいずれかが非定型であり、それらを組み合わせると、ベテルギウスは非定型になりますか？ベテルギウスが一般的な赤色超巨星のプロトタイプなのか、それとも赤色超巨星の特定のサブクラスなのかを知る必要があるので、これを知ることは重要です。超新星1987Aのような他の明らかに非定型のケース、そしておそらくソーン-\。Zytkovオブジェクトのようなエキゾチカを理解するためのリンクかもしれないので、知ることも重要です。この質問自体を研究することは、私たちが住んでいる宇宙を理解する上で、私たちが希少性と偶然の一致にどのように対処するかを理解するのに役立ちます。
Cクラスフレア中の彩層蒸発と凝縮の同時観測
| Title |
Simultaneous_Observations_of_Chromospheric_Evaporation_and_Condensation_during_a_C-class_Flare |
| Authors |
Dong_Li,_Zhenxiang_Hong,_and_Zongjun_Ning |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.06118 |
2019年5月9日のC6.7フレアの衝撃段階での彩層蒸発と凝縮の同時観測を調査しました。太陽フレアは、複数の機器、つまり、新しい真空太陽望遠鏡（NVST）、インターフェース領域イメージングスペクトログラフによって同時に観測されました。、AtmosphericImagingAssembly（AIA）、Fermi、MingantuSpectralRadioheliograph、およびNobeyamaRadioPolarimeters。単一のガウスフィッティングとモーメント解析手法を使用して、15〜19km/sの低速での赤方偏移速度が、1つのフレアフットポイント位置のCIIおよびSiIVのクールラインで検出されます。赤いシフトは、ダブルフットポイントでNVSTによって測定されたH-アルファ視線（LOS）速度画像にも見られます。低速でのこれらの赤いシフトは、彩層凝縮によって引き起こされる低速の下降流と見なすことができます。一方、ダブルフットポイントからループトップへの収束運動は、AIA131A、94A、335Aなどの高温EUV画像に見られます。それらの見かけの速度は、およそ126〜210km/sと推定されます。これは、彩層蒸発によって引き起こされた高速の上昇流と見なすことができます。非熱エネルギーフラックスは約5.7x10^10erg/s/cm^2と推定されます。特徴的なタイムスケールは約1分です。これらすべての観測結果は、フレア衝動性段階での爆発的な彩層蒸発を示唆しています。HXR/マイクロ波パルスとタイプIII電波バーストが同時に検出されている間、爆発的な彩層蒸発が非熱電子によって駆動されていることを示しています。
異なるタイムスケールでの地下回転速度残差と半径方向磁場の間の因果的相互作用
| Title |
Causal_Interaction_between_the_subsurface_rotation_rate_residuals_and_radial_magnetic_field_in_different_timescales |
| Authors |
Fadil_Inceoglu,_Rachel_Howe,_Paul_T._M._Loto'aniu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.06499 |
シュワベと準2年振動（QBO）のタイムスケールにおける差動回転速度と半径方向磁場の変動の存在と時空間特性と進化を研究しました。これらの目的を達成するために、1996年5月から2020年8月までの太陽周期をカバーする太陽および太陽圏天文台のMichelsonDopplerImagerおよび太陽力学観測所の日震および磁気イメージャーからの回転速度残差と放射状磁場データを使用しました23それぞれと24。放射状の表面磁場が非局所的であり、差動回転が赤道の周りで対称であるという仮定の下で、我々の結果は、シュワベ周期のソース領域が$\sim$30$^{\circ}$Nと対流層全体のS。QBOのソース領域に関しては、0.78R$_{\odot}$未満であることが結果からわかります。
激変星の周りの新星の殻を探す-II。 2番目のキャンペーン
| Title |
Searching_for_nova_shells_around_cataclysmic_variables_--_II._A_second_campaign |
| Authors |
D._I._Sahman_and_V._S._Dhillon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.06629 |
激変星（CV）の周りの古い新星の殻を探す2番目のキャンペーンについて報告します。私たちの目的は、新星の噴火がCVの物質移動速度のサイクルを引き起こすという理論をテストすることでした。これらの物質移動サイクルは、噴火間の期間中のCVの挙動を変化させます。47個のオブジェクトのHα画像を調べたところ、どのターゲットの周りにも新しいシェルは見つかりませんでした。最新の結果と以前のキャンペーン（Sahmanetal。2015）、およびSchmidtobreicketalによる検索を組み合わせます。（2015）およびPagnotta＆Zurek（2016）から、物質移動サイクルの新星のような段階は約3、000年続くと推定されます。
CoBiToMプロジェクト-II：軌道周期のカットオフに近い接触バイナリシステムの進化
| Title |
CoBiToM_Project_--_II:_Evolution_of_contact_binary_systems_close_to_the_orbital_period_cut-off |
| Authors |
G._A._Loukaidou,_K._D._Gazeas,_S._Palafouta,_D._Athanasopoulos,_S._Zola,_A._Liakos,_P._G._Niarchos,_P._Hakala,_A._Essam_and_D._Hatzidimitrio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.06631 |
超短軌道周期の接触連星（Porb<0.26d）は、最も小さく、最も質量の小さい星のいくつかをホストします。これらのシステムはかすかでまれであり、角運動量の損失、物質移動、および恒星風過程による質量損失を介して数Gyrの進化を遂げた後、接触構成に達したと考えられています。この研究は、融合に向けた接触連星（CoBiToM）プロジェクトの枠内で実施され、30個の超短軌道周期接触連星の光度曲線と軌道解析の結果を示し、それらが赤色新星の前駆体である可能性を調査することを目的としています。最終的には合併イベントが発生します。システムの約半分は、物質移動または質量損失プロセスの結果として、軌道周期の変調を示します。それらは接触していますが、それらの充填率は低く（30％未満）、質量比はより長期間の接触連星のものよりも大きくなっています。本研究では、これらのシステムの軌道安定性を調査し、分光分析と測光分析の組み合わせに基づいて、既知の十分に研究された接触連星のサンプル全体のパラメータと比較して、それらの物理的および軌道パラメータを調べます。超短軌道周期の接触連星は非常に安定した軌道を持っていますが、非常に多くの場合、追加のコンポーネントが中央の連星システムの周りの広い軌道に重力で束縛されています。このようなシステムの進化は非常に遅いことを確認しました。これは、超短軌道周期システムのコンポーネントが、数Gyrの進化の後も主系列星である理由を説明しています。
磁気リコネクション中のミニフレアにおける経験的大気モデル
| Title |
Empirical_atmosphere_model_in_a_mini_flare_during_magnetic_reconnection |
| Authors |
Brigitte_Schmieder,_Reetika_Joshi,_Ramesh_Chandra,_Guillaume_Aulanier,_Akiko_Tei,_Petr_Heinzel,_James_Tomin,_Nicole_Vilmer,_and_Veronique_Bommier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.06790 |
MgII、CII、およびSiIVイオンのIRISスペクトルの時空間分析により、ジェットベースでの磁気リコネクションフェーズ中の視線に沿ったフレア大気のダイナミクスと成層を研究することができます。再接続サイトで観測された青い翼が伸びた強い非対称MgIIおよびCIIラインプロファイルは、2つの彩層温度雲の存在によって解釈されます。1つは290km/sのブルーシフトを伴う爆発性雲、もう1つはドップラーシフトが小さい（約36km/s）雲です。）。同時に、同じ場所で、複数の温度（AIA）での強い発光、いくつかのスペクトルIRIS線（OivおよびSiiv、Mgiiなど）、Siiv線プロファイルでの識別された彩層線の吸収、Balmer連続体の強化、およびFERMI/GBMによるX線放射。標準のシックターゲットフレアモデルを使用して、FERMIによって観測された非熱電子のエネルギーを計算し、それをバルマー連続放射によって放射されたエネルギーと比較します。20keVを超える非熱電子による低エネルギー入力は、バルマー連続体を過剰に生成するのに十分であったことを示します。
ガイアでミラースターを検索する方法
ガイア観測を用いて暗黒物質を直接探索する方法を初めて紹介します。その公開されている位置天文データには、ミラースターの信号が含まれている可能性があります。これは、暗黒物質とSM光子がわずかに動的に混合した原子暗黒物質でできたエキゾチックなコンパクトオブジェクトです。ミラースターは、コア内の少量の星間物質を捕捉し、特徴的な光学/赤外線およびX線放射をもたらします。ガイアや他の星表のデータを使ってミラースター検索を行うための詳細なパイプラインを開発し、おもちゃのミラースターを検索して、広範囲のミラースターと隠しセクターパラメータ。また、候補が見つからない場合は、ミラースターの存在量と特性について予測される除外範囲を取得します。これは、ガイアが原子暗黒物質の新しくてユニークな強力なプローブであることを示しています。私たちの研究は、将来捕獲された星間ガスのより完全な処理を含む現実的なミラースターサーチの青写真を提供します。
| Title |
Axion_cloud_evaporation_during_inspiral_of_black_hole_binaries_--_the_effects_of_backreaction_and_radiation |
| Authors |
Takuya_Takahashi,_Hidetoshi_Omiya,_Takahiro_Tanaka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.05774 |
アクシオンなどの超軽量スカラー場は、超放射の不安定性によって、回転するブラックホール（BH）の周りに雲を形成する可能性があります。重力波信号とBHの質量およびスピンパラメータの観測を通じて雲の存在を検出できるようにするには、BHバイナリに関連する雲の進化を考慮することが重要です。以下の点を考慮して、連星系の伴星からの潮汐摂動によるアクシオン雲への影響を再検討します。まず、より高い多重極モーメントの影響を調べます。第二に、雲と軌道運動の間の角運動量移動による逆反応を考えます。この角運動量の伝達はさらに、形状の変化による超微細分割への逆反応を引き起こします。最後に、潮汐相互作用によって引き起こされる無限大への粒子数フラックスを計算します。その結果、スカラー場はBHに再吸収されないことがわかりました。代わりに、スカラー粒子は、軌道運動の方向に関係なく、ほぼ等しい質量のバイナリの場合、吸気中に蒸発するように放射されます。
高階テレパラレル重力におけるパラメーター化されたポストニュートン形式
| Title |
Parametrized_post-Newtonian_formalism_in_higher-order_Teleparallel_Gravity |
| Authors |
Manuel_Gonzalez-Espinoza,_Giovanni_Otalora,_Lucila_Kraiselburd,_Susana_Landau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.06117 |
高微分ねじれ修正テレパラレル重力のパラメーター化されたポストニュートン（PPN）限界を研究します。理論のスピン接続を復元することにより、修正されたテレパラレル重力の共変定式化から始めます。次に、ミンコフスキー背景の周りのテトラッド場のポストニュートン展開を実行し、摂動場方程式を見つけます。高次のテレパラレル重力理論のPPNメトリックを計算します。これにより、ニュートン極限後のこのより一般的なクラスの理論は完全に保守的であり、一般相対性理論と区別がつかないことを示すことができます。このようにして、以前の作業で$F（T）$重力に対してすでに見つかった結果を拡張します。さらに、私たちの計算は、テレパラレル重力の一般的な変更から生じる追加の摂動モードが新しい観測可能なインプリントにつながる可能性がある、2番目のポストニュートン（2PN）次数近似またはパラメーター化されたポストニュートン宇宙論（PPNC）フレームワークを考慮することの重要性を明らかにします。
非局所重力モデルの新しい宇宙論的解決策
| Title |
New_Cosmological_Solutions_of_a_Nonlocal_Gravity_Model |
| Authors |
Ivan_Dimitrijevic,_Branko_Dragovich,_Zoran_Rakic_and_Jelena_Stankovic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.06312 |
非局所重力モデル（2.1）が導入され、最近検討され[49]、平坦な空間における2つの正確な宇宙論的解が提示されました。最初の解決策は、暗黒エネルギーのバックグラウンドでの非局所的なダイナミクスによって生成されるいくつかの放射効果に関連していますが、2番目の解決策は非特異な時間対称バウンスです。本論文では、他の可能な正確な宇宙論的解決策を調査し、非平坦空間でいくつかの新しい解決策を見つけます。使用される非局所重力ダイナミクスは、バックグラウンドトポロジを変更する可能性があります。対応する運動の方程式を解くために、最初に固有値問題の解を探します$\Box（R-4\Lambda）=q\（R-4\Lambda）。$また、このモデルを非局所的に拡張する可能性についても説明します。$\Box\longleftrightarrow\Box^{-1}$の下で対称な演算子と、別の興味深い非局所重力モデルとの関係。
宇宙論的地平線に蓄積されたエネルギーとホログラフィック等分配法におけるその熱力学的ゆらぎ
私たちの宇宙は、地平線が熱平衡にあると考えられているド・ジッター宇宙に最終的に近づくことが期待されています。現在の記事では、地平線上に蓄積されたエネルギーとその熱力学的変動の両方が、ホログラフィック等分配法則によって調べられます。まず、ラムダ冷暗黒物質（$\Lambda$CDM）モデルに近い宇宙論モデルを使用して、フラットなフリードマン-ロバートソン-ウォーカー宇宙がドジッター宇宙に接近することを確認します。次に、ホログラフィック等分配法則に基づいて、ハッブル体積のエネルギー密度が、ド・ジッター宇宙のハッブル地平線上のエネルギーから計算されます。ド・ジッター宇宙のエネルギー密度は一定であり、エネルギー密度の次数は、観測された宇宙定数の次数と一致しています。第二に、熱平衡状態の周りの安定した変動を仮定して、地平線上のエネルギーの熱力学的変動を調べます。正準集団の変動の標準的な定式化は、ド・ジッター宇宙のハッブル地平線に適用されます。エネルギーの熱力学的変動は、ハッブルパラメータに関係なく、プランクエネルギーに対応する普遍的な定数であることがわかります。対照的に、エネルギーの相対的な変動は、プランクエネルギーに対する1自由度のエネルギーの比率によって特徴付けることができます。現時点では、相対変動の次数は、宇宙定数問題の議論から導き出された不一致の範囲内、つまりおよそ$10^{-60}$から$10^{-123}$の範囲内にあるはずです。現在の結果は、ハッブルの地平線に蓄積されたエネルギーが一種の有効な暗黒エネルギーに関連しているのに対し、地平線に「最大限に」蓄積できるエネルギーは、一種の効果的な真空のようなエネルギーであるかのように振る舞う可能性があることを示唆している可能性があります拡張されたホログラフィック等分配法で。
光線が1つしかないにもかかわらず、重力波の球面モードをどのように検出できるか
重力波（GW）の球面モードは、ソースのさまざまなプロパティについて提供できる追加情報により、憤慨している検出キャンペーンの主な焦点となっています。ただし、GWの検出は1つの光線のみを検出するように制限されているため、角度特性に関する情報をどのように抽出できるかは明らかではありません。この論文では、GW検出に2次導関数だけでなく、GWの角度導関数に関する情報も含まれるようにする新しいゲージを紹介します。特に、角度導関数が波の時間導関数と同じ次数であるため、球面モードを制約できることを示します。
| Title |
Gravitational_wave_constraints_on_Lorentz_and_parity_violations_in_gravity:_high-order_spatial_derivative_cases |
| Authors |
Cheng_Gong,_Tao_Zhu,_Rui_Niu,_Qiang_Wu,_Jing-Lei_Cui,_Xin_Zhang,_Wen_Zhao,_and_Anzhong_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.06446 |
高次の空間導関数は、ローレンツの低エネルギー有効作用または量子重力のパリティ違反理論を構築するために非常に重要です。一例はHo\v{r}ava-Lifshitz重力であり、理論のパワーカウントを繰り込み可能にするために、重力作用で少なくとも6次の空間導関数を考慮する必要があります。この論文では、それぞれ5次および6次の空間導関数によるGWの伝播に対するローレンツおよびパリティ違反の影響を検討します。この目的のために、コンパクトな連星の合体によって生成されたGWの対応するローレンツおよびパリティ違反の波形を計算します。これらの修正された波形を使用することにより、オープンソースソフトウェア\texttt{Bilby}を使用して、LIGO-Virgoでのバイナリブラックホール（BBH）とバイナリ中性子星（BNS）のマージの選択されたGWイベントに対して完全なベイズ推定を実行します。カタログGWTC-1およびGWTC-2。全体として、5次および6次の空間導関数によるローレンツおよびパリティ違反の有意な証拠は見つからないため、エネルギースケールに下限を設定します$M_{\rmLV}>2.4\times10^{-16}\;ローレンツ違反の場合は{\rmGeV}$、$M_{\rmPV}>1.0\times10^{-14}\;{\rmGeV}$90\％信頼水準でのパリティ違反。両方の制約は、GWの観測データを使用することにより、空間共変重力のフレームワークでそれぞれ5次および6次の空間微分項の最初の制約を表します。
ミグダル効果によるスピン依存サブGeV暗黒物質の直接検出
| Title |
Direct_Detection_of_Spin-Dependent_Sub-GeV_Dark_Matter_via_Migdal_Effect |
| Authors |
Wenyu_Wang,_Ke-Yun_Wu,_Lei_Wu_and_Bin_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.06492 |
スピン非依存暗黒物質（DM）-原子核散乱に対する現在の強い制約に動機付けられて、軸方向ベクトルボソンによって媒介される核と光マヨラナDMのスピン依存（SD）相互作用を調査します。核の反跳エネルギーが小さいため、イオン化信号を使用して、直接検出実験で明暗黒物質粒子をプローブするようになりました。既存のイオン化データを使用して、MeV-GeVDM質量範囲でのミグダル効果によるSDDM核散乱の除外限界を導き出します。DM質量の下限は約数MeVに達する可能性があることがわかります。軽いメディエーターによって引き起こされる運動量伝達補正により、SDDM-核散乱断面積の境界は、重いメディエーターと比較して弱くなる可能性があります。
| Title |
Gaussian_mixture_modeling_utilization_in_all-sky_search_for_short-duration_gravitational_wave_burst |
| Authors |
Dixeena_Lopez,_V._Gayathri,_Archana_Pai,_Ik_Siong_Heng,_Chris_Messenger_and_Sagar_Kumar_Gupta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.06608 |
コヒーレントWaveBurstは、過剰電力アプローチに基づく一般的なマルチ検出器重力波バースト検索です。全天の短期間の重力波バースト検索で現在採用されているコヒーレントWaveBurstアルゴリズムは、多次元イベント属性空間で選択された属性に対して条件付きアプローチを使用して、ノイズの多いイベントと天体物理学的起源のイベントを区別します。ガウス混合モデリングに基づく教師あり機械学習アプローチを開発して、信号とノイズイベントの属性空間をモデル化し、バースト検出の確率を高めています。さらに、GMMアプローチを、3回目の観測実行（O3a）の前半からのイベントの後処理ステップとして、全天の短期間のコヒーレントWaveBurst検索に拡張します。コヒーレントWaveBurstトリガーへのガウス混合モデルアプローチの適用により、一般的な重力波バースト信号の形態と、コア崩壊超新星モデルなどの天体物理学的ソースに対する感度の向上を示します。ガウス混合モデル法は、GWTC-2の連星ブラックホールを対象としたコヒーレントWaveBurstによって識別された、大規模でコンパクトなバイナリ合体から重力波信号を復元します。これは、全天コヒーレントWaveBurst検索よりも重要です。追加の有意な重力波バーストは観察されません。
非保守的なユニモジュラ重力：実行可能な宇宙論的シナリオ
| Title |
Nonconservative_unimodular_gravity:_a_viable_cosmological_scenario |
| Authors |
J\'ulio_C._Fabris,_Marcelo_H._Alvarenga,_Mahamadou_Hamani-Daouda_and_Hermano_Velten |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.06644 |
この研究では、宇宙定数を備えた単モジュール重力と一般相対性理論（GR）の間の等価性を回復するために必要な条件として、エネルギー運動量テンソルの保存を課す問題をレビューします。この手順は通常、ユニモジュラ理論の構造に対する{\itadhoc}の強制として解釈されます。全エネルギー運動量テンソルの保存を回避することの結果はすでに文献で紹介されていますが、これまで広く調査されていません。エネルギー運動量テンソルの帰無発散が課されないように、単一の効果的な完全流体によって供給される膨張宇宙を研究します。これから説明するように、このスキームでは、ユニモジュラ理論はビアンキのアイデンティティから得られた独自の保存方程式を持っています。均質で等方性の拡大する背景の進化を調査し、実行可能な宇宙論的シナリオが存在することを示します。また、ゲージの問題に特に注意を払ってスカラー摂動を考慮します。宇宙論的摂動の同期および縦（ニュートン）ゲージが許可されない従来のユニモジュラ理論とは反対に、エネルギー運動量の保存が緩和された場合、同期条件でのスカラー摂動は存続し、成長モードの振る舞いを示します。したがって、宇宙のダイナミクスが放射相から加速相に直接移行するが、構造形成を可能にする新しい宇宙論的シナリオを研究します。
非保守的なユニモジュラ重力：重力波
| Title |
Nonconservative_unimodular_gravity:_Gravitational_waves |
| Authors |
J\'ulio_C._Fabris,_Marcelo_H._Alvarenga,_Mahamadou_Hamani-Daouda,_Hermano_Velten |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.06663 |
ユニモジュラ重力は、一般相対性理論に関する追加の条件によって特徴付けられます。メトリックの行列式は一定です。この余分な条件は、座標変換による不変性のより制限されたクラスにつながります。エネルギー運動量テンソルの保存が単モジュール重力で課せられたとしても、一般相対性理論は、宇宙論的用語$\Lambda$に関連付けられた追加の積分定数で回復されます。ただし、エネルギー運動量テンソルが個別に保存されていない場合は、観測の可能性のあるシグネチャを持つ新しい幾何学的構造が表示されます。このテキストでは、非保守的なユニモジュラ重力における重力波の進化を検討し、標準モデルの通常のシグネチャとどのように異なるかを示します。
液体アルゴン中の波長シフト反射器の研究開発とテトラフェニルブタジエンとポリエチレンナフタレートの量子効率の特性化
| Title |
R&D_of_Wavelength-Shifting_Reflectors_and_Characterization_of_the_Quantum_Efficiency_of_Tetraphenyl_Butadiene_and_Polyethylene_Naphthalate_in_Liquid_Argon |
| Authors |
G.R._Araujo,_L._Baudis,_N._McFadden,_P._Krause,_S._Sch\"onert,_V._H._S._Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.06675 |
液体アルゴン（LAr）に基づく検出器は、真空紫外線（VUV）光をシフトし、可視シフト光を反射できる表面を必要とすることがよくあります。LEGEND-200ニュートリノレス二重ベータ崩壊実験のLAr機器用に、数平方メートルの波長シフト反射器（WLSR）を準備しました。反射器テトラテックス（TTX）を、波長シフターテトラフェニルブタジエン（TPB）でその場で蒸発させました。さらに大きな検出器の場合、TPBの蒸発はより困難になり、スケーラビリティを容易にするオプションとして、ポリエチレンナフタレート（PEN）のプラスチックフィルムが検討されます。この作業では、最初に、可視光に応答するPEN、TPB（およびTTX）フィルムの吸収（および反射率）を特徴づけました。次に、VUVに敏感な光電子増倍管を備えたLArセットアップで、TTXに結合されたTPBとPENを測定しました。セットアップでの有効光収量は、最初に吸収参照サンプルを使用して測定され、TTXのVUV反射率が定量化されました。セットアップの特性評価とシミュレーション、およびTPB、PEN、TTXの光学パラメータの測定とモデリングにより、LAr（87K）でのTPBとPENの量子効率（QE）を初めて推定できました。これらが見つかりました。それぞれ67％と49％を超える（90％CLで）。これらの結果は、LEGEND-200などのLArでTPBを使用する実験の光学シミュレーション、およびTPBまたはPENを使用してVUVシンチレーション光をシフトすることを計画している実験に関連する入力を提供します。
エンタングルメントエントロピーの計算において、地面と励起されたものとの間の状態混合を考慮して生じる拡張エントロピー関係に基づく修正ホログラフィックダークエネルギーモデルであるべき乗則ホログラフィックダークエネルギーを定式化します。シナリオの2つのケースを作成し、通常の将来の事象の地平線の選択とハッブルの選択を課します。したがって、前者のモデルは標準的なホログラフィックダークエネルギーの1つのパラメーターの拡張であり、べき乗則の拡張エントロピーがBekenstein-Hawkingモデルを回復する限界で回復しますが、後者は実行中の真空モデルのクラスに属します。ホログラフィーと実行中のくりこみ群との関係を明らかにします。両方のモデルについて、暗黒エネルギー密度パラメーターの展開を決定する微分方程式を抽出し、対応する状態方程式パラメーターの式を提供します。シナリオは、宇宙の進化における一連の時代、つまり物質の支配とそれに続く暗黒エネルギーの支配を説明できることがわかります。さらに、暗黒エネルギーの状態方程式は、2つのモデルパラメータの値に応じて、クインテッセンスレジームにあるか、ファントムレジームに移行する、豊富な動作を示します。これは、標準のホログラフィック暗黒エネルギーの動作よりも豊富な動作です。。
ブラックホール連星の合併の天体物理学を推測するための熱力学
| Title |
Thermodynamics_to_infer_the_astrophysics_of_binary_black_hole_mergers |
| Authors |
Patrick_Hu,_Karan_Jani,_Kelly_Holley-Bockelmann_and_Gregorio_Carullo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.06856 |
一般相対性理論における一般相対性理論の一般的な連星ブラックホール合併のエントロピー伝達の効率を測定するための新しいパラメーターである、合併エントロピー指数（$\mathcal{I}_\mathrm{BBH}$）を紹介します。$\mathcal{I}_\mathrm{BBH}$は、漸近的な最大値と最小値の間に制限されていることがわかります。LIGOとVirgoによって検出された合併の観察された母集団について、$\mathcal{I}_\mathrm{BBH}$は理論上の最大値の$\lesssim30\％$であることがわかります。$\mathcal{I}_\mathrm{BBH}$を介して、合併前と合併後の状態の間に熱力学的一貫性を課すことにより、重力波検出の特性と天体物理学的意味を推測する新しいフレームワークであるBRAHMAを紹介します。GW190521（これまでに観測された中で最も重い連星ブラックホールの合併）の場合、私たちのフレームワークは、高い質量比、負の有効なインスパイアスピン、および電磁的な対応する主張を除外します。さらに、私たちの分析は、GW190521が別の集団に属しているという独立した確認を提供します。
| Title |
Tests_of_General_Relativity_with_GWTC-3 |
| Authors |
The_LIGO_Scientific_Collaboration,_the_Virgo_Collaboration,_the_KAGRA_Collaboration:_R._Abbott,_H._Abe,_F._Acernese,_K._Ackley,_N._Adhikari,_R._X._Adhikari,_V._K._Adkins,_V._B._Adya,_C._Affeldt,_D._Agarwal,_M._Agathos,_K._Agatsuma,_N._Aggarwal,_O._D._Aguiar,_L._Aiello,_A._Ain,_P._Ajith,_T._Akutsu,_P._F._de_Alarc\'on,_S._Albanesi,_R._A._Alfaidi,_A._Allocca,_P._A._Altin,_A._Amato,_C._Anand,_S._Anand,_A._Ananyeva,_S._B._Anderson,_W._G._Anderson,_M._Ando,_T._Andrade,_N._Andres,_M._Andr\'es-Carcasona,_T._Andri\'c,_S._V._Angelova,_S._Ansoldi,_J._M._Antelis,_S._Antier,_T._Apostolatos,_E._Z._Appavuravther,_S._Appert,_S._K._Apple,_K._Arai,_A._Araya,_M._C._Araya,_J._S._Areeda,_M._Ar\`ene,_N._Aritomi,_N._Arnaud,_M._Arogeti,_S._M._Aronson,_K._G._Arun,_H._Asada,_Y._Asali,_G._Ashton,_Y._Aso,_M._Assiduo,_et_al._(1622_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.06861 |
AdvancedLIGOおよびAdvancedVirgo検出器によるコンパクト連星からの重力波（GW）の検出数は増え続けており、動的で強磁場の重力領域で一般相対性理論（GR）のより感度の高いテストを実行できます。これらの検出器の3回目の観測実行の後半に観測されたコンパクトなバイナリ信号を使用して、GRの一連のテストを実行します。分析を、誤警報率$\leq10^{-3}\、{\rmyr}^{-1}$を持つ15の信頼できる信号に制限します。ブラックホール連星（BH）の合併と一致する信号に加えて、新しいイベントには、中性子星とBHの合併と一致する信号であるGW200115_042309が含まれます。各イベントのデータから最適な波形を差し引いた後の残留電力は、検出器のノイズと一致していることがわかります。さらに、すべてのポストニュートン変形係数がGRからの予測と一致しており、-1PNパラメーターが約2倍改善されていることがわかります。また、連星BH構成要素のスピン誘起四重極モーメントは、GRのカーBHのそれと一致していることもわかります。分析されたイベントでは、GWの分散、非GRモードの偏波、またはマージ後のエコーの証拠は見つかりません。重力子の質量の限界を90％の信頼性で、$m_g\leq1.27\times10^{-23}\mathrm{eV}/c^2$に更新します。波形の合併前と合併後の部分から推測される最終的な質量と最終的なスピンは、互いに一致しています。準ノーマルモード周波数と減衰時間の偏差を含む、残りのBHの特性の研究は、GRの予測との一貫性を示しています。信号を個別に検討することに加えて、GW信号のカタログからの結果を組み合わせて、より正確な母集団の制約を計算します。GR以外の物理学を支持する証拠は見つかりません。
