ローマの宇宙望遠鏡との宇宙論-CMBレンズとの相乗効果
| Title |
Cosmology_with_the_Roman_Space_Telescope_--_Synergies_with_CMB_lensing |
| Authors |
Lukas_Wenzl,_Cyrille_Doux,_Chen_Heinrich,_Rachel_Bean,_Bhuvnesh_Jain,_Olivier_Dor\'e,_Tim_Eifler,_Xiao_Fang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.07681 |
ナンシーグレースローマ宇宙望遠鏡とCMBレンズデータの間の相乗効果を調査して、暗黒エネルギーと修正された重力シナリオを制約します。ローマ宇宙望遠鏡高緯度調査からの銀河クラスター化と弱いレンズ効果データのシミュレートされた尤度分析が、サイモンズ天文台からのCMBレンズ効果データと組み合わされて行われ、重要な天体物理学的効果と較正の不確実性を無視しています。モデリングには、小規模なクラスター化、ニュートリノによるスケール依存の成長抑制に対するバリオンの影響、銀河団のバイアス、レンズ信号への固有のアラインメントの寄与、赤方偏移の分布、および銀河の形のキャリブレーション。CMBレンズを追加すると、ローマの測光調査データだけでダークエネルギーの性能指数が約2倍になり、特定のローマの調査構成に応じて1.7倍から2.4倍の改善になります。あるいは、CMBレンズ情報を含めることで、設計目標を下回った場合に、ローマ銀河の形状キャリブレーションの不確実性を補うことができます。さらに、$\sigma_8（z）$でパラメーター化された、モデルに依存しない構造の成長、Hu-Sawickif（R）重力、および現象論的$（\Sigma_0、\mu_0）$モデル。CMBレンズ効果は、z>2で$\sigma_8（z）$を制約する上で重要な役割を果たし、パーセントレベルの制約はz=4になると予測されています。CMBレンズ情報は、f（R）モデルの制約を大幅に改善しません。ただし、$（\Sigma_0、\mu_0）$の性能指数は約1.5倍になります。
HeIIの再電離の終わりを探る8つの高解像度スペクトルにおけるHeIILy $ \ alpha $透過スパイクと吸収トラフ
| Title |
HeII_Ly$\alpha$_Transmission_Spikes_and_Absorption_Troughs_in_Eight_High-resolution_Spectra_Probing_the_End_of_HeII_Reionization |
| Authors |
Kirill_Makan,_G\'abor_Worseck,_Frederick_B._Davies,_Joseph_F._Hennawi,_J._Xavier_Prochaska,_Philipp_Richter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.07691 |
で得られた8つのHeII透明クエーサーのアーカイブ高分解能（$R=\lambda/\Delta\lambda\simeq12,500$-$18,000$）遠紫外線スペクトルを使用して、HeIILya透過スパイクと大規模吸収トラフの統計を示します。ハッブル宇宙望遠鏡の宇宙起源分光器。サンプルは赤方偏移の範囲2.5<z<3.8をカバーし、それによってHeII再電離エポックの終わりに急速に進化するHeII吸収を調べます。トラフの測定された長さは、z>3でのL>100cMpcからz〜2.7でのL〜30cMpcに劇的に減少し、これらの赤方偏移でのHeII再電離の有意な進行を示します。さらに、z〜2.9で検出された予想外に長いL〜65cMpcトラフは、UVバックグラウンドが現在のモデルで予測されたよりも大きなスケールで変動することを示唆しています。透過スパイクの測定された発生率を、さまざまなUVバックグラウンドモデルを使用した（146cMpc）^3光学的に薄いNyx流体力学シミュレーションの出力から作成されたフォワードモデル化された模擬スペクトルからの予測と比較することにより、HeII光イオン化率の赤方偏移の進化を推測します$\Gamma_\mathrm{He\、II}（z）$。光イオン化率は、赤方偏移がz〜2.6の$\simeq4.6\times10^{-15}\mathrm{\、s^{-1}}$から$\simeq1.2\times10^{-15}に増加するにつれて減少します。\mathrm{\、s^{-1}}$z〜3.2で、HeIIの有効光学的厚さからの以前の推論と一致し、変動するHeII電離背景の現在のモデルの予想される傾向に従います。
EridanusスーパーボイドとCMBコールドスポットのDESビュー
| Title |
The_DES_view_of_the_Eridanus_supervoid_and_the_CMB_Cold_Spot |
| Authors |
A._Kov\'acs,_N._Jeffrey,_M._Gatti,_C._Chang,_L._Whiteway,_N._Hamaus,_O._Lahav,_G._Pollina,_D._Bacon,_T._Kacprzak,_B._Mawdsley,_S._Nadathur,_D._Zeurcher,_J._Garc\'ia-Bellido,_A._Alarcon,_A._Amon,_K._Bechtol,_G._M._Bernstein,_A._Campos,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_R._Cawthon,_R._Chen,_A._Choi,_J._Cordero,_C._Davis,_J._DeRose,_C._Doux,_A._Drlica-Wagner,_K._Eckert,_F._Elsner,_J._Elvin-Poole,_S._Everett,_A._Fert\'e,_G._Giannini,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_I._Harrison,_W._G._Hartley,_K._Herner,_E._M._Huff,_D._Huterer,_N._Kuropatkin,_M._Jarvis,_P._F._Leget,_N._MacCrann,_J._McCullough,_J._Muir,_J._Myles,_A._Navarro-Alsina,_S._Pandey,_J._Prat,_M._Raveri,_R._P._Rollins,_A._J._Ross,_E._S._Rykoff,_C._S\'anchez,_L._F._Secco,_I._Sevilla-Noarbe,_E._Sheldon,_T._Shin,_M._A._Troxel,_I._Tutusaus,_T._N._Varga,_et_al._(58_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.07699 |
コールドスポットは、宇宙マイクロ波背景放射の温度マップの不可解な大規模な機能であり、その起源は活発な議論の対象となっています。低赤方偏移での重要な前景構造として、Eridanusスーパーボイドが最近検出されましたが、その後、標準の$\Lambda$CDMモデルを想定すると、観測された温度低下の約10〜20$\％$しか説明できないことが判明しました。その統合されたSachs-Wolfeインプリントを介して。ただし、$R\gtrsim100〜h^{-1}\mathrm{Mpc}$のスーパーボイドは、ISWのインプリントが予想よりも$A_{\mathrm{ISW}}\approx5.2\pm1.6$倍強いことを示しています。$\Lambda$CDM（$A_{\mathrm{ISW}}=1$）から。これは、さらに検査する必要があります。ダークエネルギーサーベイの明るい赤銀河の3年目のredMaGiCカタログを使用して、ここでは、コールドスポットの方向の$z<0.2$での有意な低密度としてのエリダヌス超空洞の検出を確認します。また、$\mathrm{S/N}\gtrsim5$の重要性をもって、DESYear-3重力レンズデータから再構築した暗黒物質の質量マップでEridanusスーパーボイドが最も顕著な大規模な低密度として現れることを示します。。重大な異常は報告されていませんが、興味深い点は、コールドスポットの中心にあるエリダヌススーパーボイドからのレンズ信号の振幅が、標準の$に基づくN体シミュレーションで見つかった同様のピークから予想されるよりも約$30\％$低いことです。パラメータ$\Omega_{\rmm}=0.279$および$\sigma_8=0.82$の\Lambda$CDMモデル。全体として、私たちの結果は、宇宙ウェブとCMBにおけるこれらの個々にまれな構造間の因果関係を確認し、コールドスポット地域におけるより詳細な将来の調査を動機付けています。
非対称銀河団からの局所位置不変性の宇宙論的試験
| Title |
Cosmological_test_of_local_position_invariance_from_the_asymmetric_galaxy_clustering |
| Authors |
Shohei_Saga,_Atsushi_Taruya,_Michel-Andr\`es_Breton,_Yann_Rasera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.07727 |
ローカル位置不変性（LPI）は、アインシュタインの等価原理の3つの主要な柱の1つであり、ローカル実験の結果に対する時空の独立性を保証します。LPIは、重力ポテンシャルのさまざまな深さで重力赤方偏移効果を測定することによってテストされています。銀河が存在するハローの重力ポテンシャルによって引き起こされる重力赤方偏移効果から主に生じる、異なるタイプの銀河間の相互相関関数の非対称性を観察することにより、LPIの新しい宇宙論的テストを提案します。進行中および今後の銀河調査は、宇宙論的スケール（分離$s\）を超える遠方の宇宙（赤方偏移$z\sim0.1-1.8$）で、LPI違反パラメーター$\alpha$に実りある制約を与える可能性があることを示します。まだ調査されていないsim5-10\、{\rmMpc}/h$）、$\alpha$の予想される上限が$0.03$に達する可能性があることを発見しました。
$ \ Lambda $ CDMモデル上での空間曲率と異方性拡張のテスト
| Title |
Testing_spatial_curvature_and_anisotropic_expansion_on_top_of_the_$\Lambda$CDM_model |
| Authors |
Ozgur_Akarsu,_Eleonora_Di_Valentino,_Suresh_Kumar,_Maya_Ozyigit,_Shivani_Sharma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.07807 |
標準の$\Lambda$CDMモデルを、その基礎となる物理学を維持しながら、その空間的に平坦なロバートソン-ウォーカー時空の仮定と比較してより現実的な背景によって拡張することの可能な利点を探ります。特に、$\Lambda$CDM、つまりAn-$o\Lambda$CDMモデルの上で、ゼロ以外の空間曲率と異方性拡張を同時に許可することによって。これは、最新の観測データがこの場合でも空間的平坦性および/または等方性拡張をサポートしているかどうかをテストし、サポートしていない場合は、いくつかの問題に対処する際の空間的湾曲と拡張異方性の役割を調査することです。$\Lambda$CDMに関連する現在の宇宙論的緊張の最初に、An-$o\Lambda$CDMの理論的背景と明示的な数学的構成を示します。次に、このモデルのパラメーターとその特定のケース、つまり、An-$\Lambda$CDM、$o\Lambda$CDM、および$\Lambda$CDMを、さまざまな観測プローブからのデータセットを使用して制約します。PlanckCMB（+Lens）、BAO、SnIaPantheon、およびCCデータを作成し、結果について詳しく説明します。最終的に、（i）観測データは、$\Lambda$CDMの空間的平坦性と等方性拡張の仮定を確認しますが、非常に少量の拡張異方性を除外することはできません。たとえば、$\Omega_{\sigma0}\lesssim10^{-18}$（95％CL）forAn-$\Lambda$CDMfromCMB+Lensdata、（ii）空間曲率または異方性拡張、あるいはその両方の導入、$\Lambda$CDMは$H_0$張力の緩和の可能性、および（iii）異方性展開の導入は、CMB（+Lens）データからの閉空間予測に影響を与えず、閉空間によって導かれる$H_0$の大幅に減少した値を改善しません。
壊滅的な外れ値の測光赤方偏移推定を識別するための機械学習分類
| Title |
Machine_Learning_Classification_to_Identify_Catastrophic_Outlier_Photometric_Redshift_Estimates |
| Authors |
J._Singal,_G._Silverman,_E._Jones,_T._Do,_B._Boscoe,_and_Y._Wan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.07811 |
基本的な二項分類ニューラルネットワークモデルを使用して、銀河の測定された測光バンドの大きさの値のみに基づいて、個々の銀河の壊滅的な外れ値の測光赤方偏移の推定値を特定した結果を示します。この分類の単純な実装により、壊滅的な外れ値の測光赤方偏移推定値を持つ銀河のかなりの部分を識別できる一方で、非外れ値のはるかに小さな部分のみを誤って分類できることがわかります。これらの方法は、壊滅的な外れ値の測光赤方偏移推定によって科学分析に導入されるエラーを減らす可能性があります。
BICEPとPlanckを使用したテンソルとスカラーの比率の制限の改善
| Title |
Improved_limits_on_the_tensor-to-scalar_ratio_using_BICEP_and_Planck |
| Authors |
M._Tristram,_A._J._Banday,_K._M._G\'orski,_R._Keskitalo,_C._R._Lawrence,_K._J._Andersen,_R._B._Barreiro,_J._Borrill,_L._P._L._Colombo,_H._K._Eriksen,_R._Fernandez-Cobos,_T._S._Kisner,_E._Mart\'inez-Gonz\'alez,_B._Partridge,_D._Scott,_T._L._Svalheim,_and_I._K._Wehus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.07961 |
BICEP/Keck2018とPlanckPR4データの組み合わせを使用して、テンソルとスカラーの比率rに制約を設定します。これにより、$\Lambda$CDMモデルの6つのパラメーターを修正せずに、それらに一貫して適合させることができます。特に、再電離の光学的厚さ$\tau$に対する制約を導き出し、その不確実性をrの事後分布に伝播することができます。Planckのrに対する感度は、地上での測定とは比較できなくなりましたが、PlanckをBK18およびBAOと組み合わせると、r=0と一致する結果が得られ、制約がr<0.032に厳しくなります。
ダークマターハローの普遍的な特定の合併率
| Title |
The_Universal_Specific_Merger_Rate_of_Dark_Matter_Halos |
| Authors |
Fuyu_Dong,_Donghai_Zhao,_Jiaxin_Han,_Zhaozhou_Li,_Yipeng_Jing,_Xiaohu_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.08047 |
暗黒物質ハローの合体率を研究するために、一連の高解像度N体シミュレーションを採用しています。特定の質量のハローについては、ハローあたりの平均合併率を降着時のホストの対数質量成長率で正規化することにより、特定の合併率を定義します。シミュレーション結果に基づいて、この特定の合併率$\rm{d}N_{\rm{merge}}（\xi|M、z）/\rm{d}\xi/\rm{d}\rm{lg}M（z）$は、マージ質量比$\xi$の関数のみであり、ホストハロー質量$M$または赤方偏移$に依存しない普遍的な形式を持っています。z$、広範囲の質量（$10^{12}\lesssimM\lesssim10^{14}\、M_\odot/h$）および合併率（$\xi\ge1e-2$）。さらに、さまざまな$\Omega_m$と$\sigma_8$のシミュレーションでテストし、同じ特定の合併率を取得します。特定の合併率の普遍性は、宇宙のハローが自己相似的に構築され、質量寄与の普遍的な構成とハローの質量成長に比例して成長する絶対合併率を示しています。その結果、絶対的な合併率は、ハロー質量変数を介してのみ赤方偏移と宇宙論に関連します。ハロー質量変数の進化は、\cite{2009ApJ...707..354Z}のユニバーサル質量降着履歴（MAH）モデルから容易に取得できます。最後に、この普遍的な特定の合併率が、MAH、赤方偏移、または最終的なハロー質量に依存しない、進化していない普遍的なサブハロ質量関数を即座に予測することを示します。
21cmの宇宙論と再電離の制約を通して暗黒物質に光を当てる
過去数十年の間に、私たちの宇宙の理解は驚くべきレベルに達し、驚くべき精度で宇宙論的予測をテストすることができました。それにもかかわらず、暗黒物質の性質、組成、質量、相互作用はまだ不明であり、現在の宇宙論で最も興味深い難問の1つを示しています。この博士論文では、構造の形成過程と銀河間媒体の進化に影響を与える可能性のある暗黒物質候補の署名が研究されています。この論文は3つの部分で構成されています。パートIは、検討されているトピックの最新技術を説明する、ファンダメンタルズの幅広い紹介に専念しています。$\Lambda$CDMの基本は、第1章に示されています。第2章では、暗黒物質の証拠の歴史的進歩の概要を説明し、続いて、コールドダークマターパラダイムの状況と小規模な問題について説明します。-標準シナリオ：ウォームダークマターと相互作用するダークマター。第3章では、原始ブラックホールを別の暗黒物質候補と見なし、周囲の物質の降着の影響と、ポアソンショットノイズによる小規模な変動の増大について説明します。これらは両方とも銀河間媒体に観測的影響を残す可能性があります。21cmの宇宙信号の基本は、第4章で概説されており、輝度温度を駆動する主なプロセスを要約し、パワースペクトルを介してその空間変動について説明しています。最後に、第5章では、宇宙の夜明けと再電離の時代における銀河間物質の電離と熱進化について説明します。パートIIには、この論文の主要な作業を構成する、博士号の開発中に公開された7つのオリジナルの科学論文が含まれています。最後に、パートIIIには、スペイン語での主な結果の要約が含まれています。
静水圧とレンズクラスターの質量推定値の比較：MACS J0647.7 +7015でのパイロット研究
| Title |
Comparison_of_hydrostatic_and_lensing_cluster_mass_estimates:a_pilot_study_in_MACS_J0647.7+7015 |
| Authors |
A._Ferragamo,_J.F._Mac\'ias-P\'erez,_V._Pelgrims,_F._Ruppin,_M._De_Petris,_F._Mayet,_M.Mu\~noz-Echeverr\'ia,_L._Perotto,_E._Pointecouteau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.08298 |
銀河団の観測量をそれらの質量に関連付けるスケーリング則の詳細な特性評価は、銀河団との正確な宇宙論的制約を取得するために重要です。この論文では、$z=0.59$でのクラスター\psz\の静水圧とレンズ効果の質量プロファイルの比較を示します。静水圧質量プロファイルは、クラスターの高解像度NIKA2熱スニヤエフゼルドビッチ（tSZ）と\xmm\X線観測の組み合わせから得られます。代わりに、レンズ質量プロファイルは、レンズ収束マップに基づくCLASHレンズデータの分析から取得されます。観測量、データのモデリング、およびクラスターの動的状態の知識に応じて、クラスターの質量推定値に大きな変動が見られます。この{\bfは}、単一の観測量のみが一般的に使用されるクラスター宇宙論的分析に重大な体系的影響をもたらす可能性があります。このパイロット研究から、高解像度SZ、X線、およびレンズデータの組み合わせにより、これらの体系的な影響を特定して修正できると結論付けました。これは、NIKA2SZラージプログラムの非常に興味深い拡張を構成します。
ソフトダークエネルギーとソフトダークマターに対する観測上の制約：$ \ Lambda $ CDMに挑戦
| Title |
Observational_constraints_on_soft_dark_energy_and_soft_dark_matter:_challenging_$\Lambda$CDM |
| Authors |
Emmanuel_N._Saridakis,_Weiqiang_Yang,_Supriya_Pan,_Fotios_K._Anagnostopoulos,_Spyros_Basilakos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.08330 |
ソフト宇宙論は、標準宇宙論の拡張であり、物性物理学における軟質材料の特性の1つである、暗黒セクターのスケール依存状態方程式（EoS）パラメーターを可能にします。これは、本質的または効果的に発生する可能性があります。。超新星Ia型（SNIa）、バリオン音響振動（BAO）、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）プローブからのデータを使用して、ソフトダークエネルギーとソフトダークマターに観測上の制約を課します。$\Lambda$CDMシナリオの最小拡張に対応する、3つの単純なモデルを調べます。つまり、大規模では、ダークセクターは$\Lambda$CDMモデルのEoS（それぞれダスト暗黒物質と宇宙定数）を持っていると考えます。中間スケールでは、暗黒エネルギーまたは暗黒物質、あるいはその両方が、一定の「柔らかさ」パラメーター$s_{de}$および$s_{dm}$に従って異なるEoSを持つ可能性があります。観測の対立は、ほとんどすべてのデータセットについて、柔らかさパラメーターが$\Lambda$CDM値（モデルの1つは2$\sigma$信頼水準、他の2つは$1\sigma$）から逸脱していることを示しています。データはソフト宇宙論を支持しています。最後に、ベイズの証拠分析を実行すると、調べたモデルが$\Lambda$CDM宇宙論よりも優先されることがわかります。
Devasthalでの恒星食による2015年以降の高原期の冥王星の大気
| Title |
Pluto's_atmosphere_in_plateau_phase_since_2015_from_a_stellar_occultation_at_Devasthal |
| Authors |
Bruno_Sicardy,_Nagarhalli_M._Ashok,_Anandmayee_Tej,_Ganesh_Pawar,_Shishir_Deshmukh,_Ameya_Deshpande,_Saurabh_Sharma,_Josselin_Desmars,_Marcelo_Assafin,_Jose_Luis_Ortiz,_Gustavo_Benedetti-Rossi,_Felipe_Braga-Ribas,_Roberto_Vieira-Martins,_Pablo_Santos-Sanz,_Krishan_Chand,_Bhuwan_C._Bhatt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.07764 |
冥王星による恒星食は、2020年6月6日に、インドのナイニータール県デバスタールにある1.3mと3.6mの望遠鏡で、それぞれIバンドとHバンドのイメージングシステムを使用して観測されました。このイベントから、冥王星の大気の表面圧力$p_{\rmsurf}=12.23^{+0.65}_{-0.38}$〜$\mu$barを導き出します。これは、冥王星の大気が2015年半ば以降、プラトー期にあることを示しています。この結果は、冥王星らの冥王星揮発性輸送モデルと非常によく一致しています。（2019}。この値は、2018年と2019年に観測された掩蔽に基づいて、独立したチームによって報告された圧力低下をサポートしていません。それぞれ、Youngetal。（2021}とArimatuetal。（2020）を参照してください。
空中バーストによる大気損失
空中バーストによる大気の質量損失の簡単な分析的説明を提示し、地上爆発ではなく空中バーストにつながる最大インパクターサイズ$r_o$が最小インパクターよりも大きい場合、空中バーストからの質量損失が重要になることを示します大気損失を達成するために必要なサイズ、$r_{min}$。最も厳しい制限を与える垂直軌道の場合、この条件は$\rho_o/\rho_i\gtrsim0.4v_e/v_\infty$のときにほぼ満たされます。これは、大気密度がインパクター速度のインパクター密度に匹敵する必要があることを意味します。惑星の脱出速度の数倍。空中爆発によって引き起こされる質量損失をもたらすインパクター半径の範囲$r_o-r_{min}$は、インパクター密度に対する大気の比率およびインパクターの軌道角度とともに増加します。空中バーストによって引き起こされる質量損失と大気質量損失をもたらすインパクター半径の範囲は、同等の総質量、スケールハイト、および大気面密度の等温大気よりも断熱大気の方が大きくなります。私たちの結果は、空中バーストが地球の大気の質量損失の歴史に大きく寄与することは期待されていないが、重要な大気を持つ海王星と同様の惑星や太陽系外惑星にとって重要な役割を果たすことが期待されることを意味します。海王星のような大気の場合、空中バーストによってインパクターの質量ごとに放出される大気の質量は、地上爆発によって失われる質量に匹敵します。これは、ドーナニーのサイズ分布に従うインパクターの場合、空中バストによる全体的な損失が地上爆発による損失を超えると予想されることを意味します。$（r_{ground}/r_{aerial}）^{0.5}$の係数で。
補償光学イメージングによるマイクロレンズ惑星系OGLE-2014-BLG-0676Lbの特性評価
| Title |
Characterizing_microlensing_planetary_system_OGLE-2014-BLG-0676Lb_with_adaptive_optics_imaging |
| Authors |
Xiao-Jia_Xie,_Subo_Dong,_Yossi_Shvartzvald,_Andrew_Gould,_Andrzej_Udalski,_Jean-Philippe_Beaulieu,_Charles_Beichman,_Laird_Miller_Close,_Calen_B._Henderson,_Jared_R._Males,_Jean-Baptiste_Marquette,_Katie_M._Morzinski,_Christopher_R._Gelino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.08030 |
マゼラン望遠鏡とケック望遠鏡によって撮影された補償光学（AO）画像を使用して、マイクロレンズ惑星OGLE-2014-BLG-0676Lbのホスト星フラックスを制限します。マイクロレンズ光源とブレンドされた光のフラックスを測定すると、K=16.79+/-0.04等、J=17.76+/-0.03等になります。ブレンドがレンズスターであると仮定すると、ホストは$2.67_{-1.41}^{+0.77}$kpcの距離にある$0.73_{-0.29}^{+0.14}$M_Sunスターであることがわかります。アインシュタイン半径の角度測定における比較的大きな不確かさは、不確かさの主な原因です。質量が$M_p=3.68_{-1.44}^{+0.69}$M_Jの場合、惑星は$r_{\perp}=4.53_{-2.50}^{+1.49}$AU、および縮退モデルは、$r_{\perp}=2.56_{-1.41}^{+0.84のより近い分離で、同様の$M_p=3.73_{-1.47}^{+0.73}$M_Jを生成します。}$AU。私たちの推定値は、銀河モデルに基づく以前のベイズ分析と一致しています。OGLE-2014-BLG-0676Lbは、「第2世代」の惑星マイクロレンズ調査で発見された惑星のサンプルに属しており、惑星の分布を研究するために、このサンプルのホストプロパティを高解像度イメージングで体系的に制約しようとしています。
おうし座T星の周りの原始惑星系円盤の磁気圏トランケーション付近の塵の蓄積
| Title |
Dust_Accumulation_near_the_Magnetospheric_Truncation_of_Protoplanetary_Discs_around_T_Tauri_Stars |
| Authors |
Rixin_Li,_Yi-Xian_Chen,_and_Douglas_N._C._Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.08233 |
ホストの金属量に依存しない短周期スーパーアースの普及は、それらの起源の理論的構築に挑戦します。おうし座T星の周りの進化した原始惑星系円盤（PPD）の磁気圏トランケーションによって引き起こされた地球規模の圧力バンプでのダストトラップは、ホストの金属量がすでに確立されているスーパーアースの有望な形成メカニズムを提供することを提案します。この惑星形成シナリオをよりよく理解するために、おもちゃのインナーディスクモデルを構築し、漂流する小石からの供給と漏斗の流れによる損失を考慮して、バンプに閉じ込められたダストの進化に焦点を当てます。暗黙の凝固断片化コード$\mathtt{Rubble}$を開発し、一連のシミュレーションを実行して、局所的なダストサイズ分布を進化させます。私たちの研究では、この種のモデルにおける乱流拡散に対するダストフィードバックの影響を初めて検討しました。我々は、効率的なダスト成長とダスト質量の有意な蓄積が、より頑丈な固体とより速い外部供給を備えたより乱れの少ないディスクで可能であり、微惑星と惑星胚に向けてさらに成長するための強固な基盤をレイアウトすることを報告します。さらに、支配的なプロセスに応じて、固体の塊が主にcmサイズの粒子または暴走成長の粒子に蓄積する可能性があることを発見しました。これは、微惑星を形成するさまざまな方法を示しています。さらに、これらのさまざまな結果は、漏斗の流れからほこりを節約する際のさまざまな効率を示しており、漏斗の流れの不透明度を制限することによってそれらを区別できる可能性があることを示唆しています。また、これらの多様な塵の振る舞いは、PPDで観測されたディッパー星と急速に変化する影を説明するのに役立つかもしれません。
GCMモデル計算を使用した火星の潮解確率マップと主要な制限要因
| Title |
Deliquescence_probability_maps_of_Mars_and_key_limiting_factors_using_GCM_model_calculations |
| Authors |
Bernadett_D._P\'al,_\'Akos_Kereszturi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.08287 |
現在の気候はより大きな水域の存在をサポートしていませんが、現在の火星では小規模な一時的な液体の水が形成される可能性があります。潮解と呼ばれるプロセスを通じて、吸湿性の塩は大気から直接水蒸気を吸収することによって溶液に入ることができます。これまでのところその場での潮解性実験がないため、潮解性を予測する最も信頼できる方法は大気モデリングによるものですが、塩辛い液体の水が出現する可能性のある場所と時間はまだよくわかっていません。この論文では、火星での塩水形成の可能性の結果、それらの提案された場所と季節、および考えられる制限要因を提示します。計算には、LaboratoiredeM\'et\'eorologieDynamiqueMarsGeneralCirculationModelバージョン5のデータを使用しました。結果は、L$_s$35$^\circ$--L$_s$160$^\circからであることを示しています。$、午後9時から午後11時の間は、過塩素酸カルシウムの潮解が30$^\circ$Nを超える可能性がありますが、このゾーンでは、理想的な地域は主に午前1時から午前3時までアキダリア平原とユートピア平原に集中しています。南半球では、L$_s$195$^\circ$とL$_s$320$^\circ$の間に、60$^\circ$Sの近くに目立つが弱いバンドがあることがわかりました。、およびアルギル平原とヘラス平原の両方が塩水形成の可能性を示しています。私たちの統計によると、潮解性の主な制限要因は、ほとんどの場合、相対湿度である可能性があります。私たちの結果は、夏から初秋のシーズンに、特定の地域の両方の半球で夕方から早朝まで潮解が発生する可能性があることを示唆しています。潮解によるブライン形成の地質学的および時間的分布を詳述する研究はほとんどないため、この研究は、将来の着陸地点分析の良いガイドとして、またはさらなる研究のための特定の場所の選択に使用できます。
近くのM型矮星周辺の岩石惑星の$ TESS $の収量の評価
地球型惑星は、他のタイプの星よりもM型矮星の周りで検出しやすいため、次世代の大気特性研究に有望です。$TESS$ミッションは、人口調査を実行するために使用できる既知のM準惑星の数を大幅に増やし、$Kepler$での過去の作業の足跡をたどって、岩石惑星の発生率がホスト半径によってどのように変化するかを調査できるようにしました。データ。この論文では、シミュレーションを使用して、近くの（$d<30$pc）M矮星の周りの小さな（$R_p<2R_\oplus$）惑星候補の$TESS$の収量を評価します。$TESS$は、実際にM矮星の周りに多数の惑星を見つけることが期待されていましたが、最新のM矮星の惑星収量が高いとは期待されていなかったという過小評価された事実を強調します。さらに、$TESS$は、$R_\star<0.3R_\odot$の星の周りで、予想よりもはるかに少ない惑星を検出したことがわかりました（11観測対$23\、\pm\、5$予想）。$TESS$バンドパスの星の測光ノイズは、M個の矮星の半径が小さくなるにつれて増加するという証拠が見つかりました。しかし、この傾向は、観測された惑星の分布を説明することはできません。私たちの主な結論は次のとおりです。（1）惑星の発生率はおそらく増加せず、最新のM矮星では減少する可能性があります。（2）$TESS$の4年目の終わりまでにまだ検出されない、近くのM後期矮星の周りに、少なくとも17個、場合によってはその3倍の数の通過する惑星があります。
観測およびシミュレートされた中心銀河における星形成の消光について：統合されたAGNフィードバックの役割の証拠
| Title |
On_the_quenching_of_star_formation_in_observed_and_simulated_central_galaxies:_Evidence_for_the_role_of_integrated_AGN_feedback |
| Authors |
Joanna_M._Piotrowska,_Asa_F._L._Bluck,_Roberto_Maiolino_and_Yingjie_Peng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.07672 |
この論文では、宇宙論的シミュレーションからの理論的予測（EAGLE、Illustris、IllustrisTNG）をスローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）からのローカル宇宙の観測と比較することにより、巨大な中央銀河がどのように星形成を停止するかを調査します。私たちの機械学習（ML）分類は、3つのシミュレーションすべてで、銀河が星形成であるか、赤方偏移$z=0$でクエンチされているかを判断する際の最も予測的なパラメーターとして、超大質量ブラックホール質量（$M_{\rmBH}$）を示しています。活動銀河核（AGN）消光のこの予測された結果は、観測に反映されています。これは、プロキシを介した$M_{\rmBH}$の間接的な推定値とその動的測定の範囲に当てはまります。私たちの偏相関分析は、$M_{\rmBH}$との相関が考慮されると、他の銀河パラメーターが静止との強い関連を失うことを示しています。シミュレーションでは、銀河を急冷させるのは、その瞬間的な活動ではなく、AGNの統合された電力出力であることを示しています。最後に、星形成から受動的集団への銀河の分子ガス含有量の変化を分析します。観測では、ガス分率（$f_{\rmgas}$）と星形成効率（SFE）の両方が静止状態に移行すると低下することがわかりますが、SFEはMLパッシブ/の$f_{\rmgas}$よりも予測的です。星形成分類。SDSSのこれらの傾向は、IllustrisTNGで最も厳密に回復され、Illustrisによって行われた予測とは正反対です。実行可能なAGNフィードバックの処方は、中心銀河の星形成を一緒に抑える予防的フィードバックと乱流注入の組み合わせによって達成できると結論付けています。
宇宙の再電離の時代におけるUV発光ライマン$ \ mathbf {\ alpha} $エミッター周辺の銀河過密度の蔓延
| Title |
The_Prevalence_of_Galaxy_Overdensities_Around_UV-Luminous_Lyman_$\mathbf{\alpha}$_Emitters_in_the_Epoch_of_Reionization |
| Authors |
E.Leonova,_P._A._Oesch,_Y._Qin,_R._P._Naidu,_J._S._B._Wyithe,_S._de_Barros,_R._J._Bouwens,_R._S._Ellis,_R._M._Endsley,_A._Hutter,_G._D._Illingworth,_J._Kerutt,_I._Labbe,_N._Laporte,_D._Magee,_S._J._Mutch,_G._W._Roberts-Borsani,_R._Smit,_D._P._Stark,_M._Stefanon,_S._Tacchella,_A._Zitrin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.07675 |
宇宙の再電離の時代が終わる前は、宇宙の水素は主に中性でした。これにより、銀河間物質の$z\gtrsim6$銀河のLy$\alpha$ラインが強力に減衰します。それにもかかわらず、Ly$\alpha$は、いくつかの特にUV発光銀河で非常に高い赤方偏移（$z\sim9$）まで検出されています。ここでは、銀河のローカル環境がそのようなソースのLy$\alpha$送信にどの程度影響を与える可能性があるかをテストします。CANDELS/EGSフィールドでの専用ハッブル宇宙望遠鏡（HST）イメージングの分析を提示して、最もUV発光し、分光学的に確認された最も遠い3つのLy$\alpha$エミッターの周りの暗い隣人を検索します：EGS-zs8-1、EGS-zs8-2およびEGSY-z8p7（$z_\mathrm{spec}=7.73$、7.48、および8.68）。多波長HSTイメージングとスピッツァーデータを組み合わせて、中央のUV発光源の周りの$z\sim7-9$銀河を確実に選択します。すべての場合において、空白のフィールドで予想される数と比較して、隣接する銀河の明らかな強化が見られます（係数$\sim3-9\times$）。したがって、私たちの分析は、宇宙の再電離の時代の中心にある明るいLy$\alpha$放出源の周りの遍在する過密度を明らかにしています。我々の結果はドラゴンズシミュレーションからの期待と非常によく一致していることを示し、最初のイオン化気泡が過密領域で優先的に形成されたという理論的予測を確認します。ここで特定された隣接する銀河のJWST追跡観測は、それらの物理的関連を確認し、これらの源によって生成されたイオン化領域をマッピングするために必要になります。
バートンの呪い：銀河の経度-速度図と連続的なペルセウス腕の錯覚に対するバルクフローの影響
| Title |
Burton's_Curse:_The_Impact_of_Bulk_Flows_on_the_Galactic_Longitude-Velocity_Diagram_and_the_Illusion_of_a_Continuous_Perseus_Arm |
| Authors |
J._E._G._Peek,_Kirill_Tchernyshyov,_and_Marc-Antoine_Miville-Deschenes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.07677 |
この作業では、ペルセウス腕が第2象限の分子ガスの連続構造ではないことを示します。最初に、Burton（1971）によって最初に提案されたように、外側の円盤で観測された距離分解された銀河の速度構造が、幻想的な渦巻腕を作り出すことができることを示します。次に、$135^\circ<l<160^\circ$のペルセウス腕と一致する速度でCO雲のコレクションまでの距離を測定します。Greenetal。の3Dダストマップを使用して、これらの距離を見つけます。（2019）。これらの分子雲は、ペルセウス腕と称される距離に優先的に存在するのではなく、距離が3kpcを超えており、1〜1.5kpc離れたより近い高ピッチ角構造の証拠があると判断します。最後に、ペルセウス腕の近くで見つかった振幅の速度摂動が、天の川銀河円盤の半分以上の経度-速度図の解釈に大混乱をもたらす可能性があることを示します。
TNG50シミュレーションにおける多様な形態を持つ巨大な静止銀河の形成について
| Title |
On_the_formation_of_massive_quiescent_galaxies_with_diverse_morphologies_in_the_TNG50_simulation |
| Authors |
Minjung_Park,_Sandro_Tacchella,_Erica_J._Nelson,_Lars_Hernquist,_Rainer_Weinberger,_Benedikt_Diemer,_Dylan_Nelson,_Annalisa_Pillepich,_Federico_Marinacci,_and_Mark_Vogelsberger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.07679 |
観測によると、星形成活動と銀河の形態は密接に関連していることが示されていますが、根底にある物理的なつながりはよく理解されていません。TNG50シミュレーションを使用して、$z=で選択された$10.5<\log（M_{\rmstellar}/M_{\odot}）<11.5$の質量範囲にある102個の巨大な静止銀河の消光と形態進化を調べます。0$。銀河の形態は運動学に基づいて定量化され、星形成の歴史から直接個々の銀河の消光タイムスケールを測定します。銀河が次の場合、より急速にクエンチされる傾向があることを示します：（i）巨大なハローの衛星である、（ii）星形成ガスの割合が低い、または（iii）大量のブラックホール運動フィードバックエネルギーを注入する。世界的な進化の経路をたどることにより、静止円盤は主に最近ゆっくりと急冷された円盤銀河であると結論付けます。$z=0$の静止楕円の約半分は、ディスクのようでありながら、より高い赤方偏移で急速に消光されます。静止している間、それらは主にディスク加熱によって徐々に楕円形になりますが、これらの楕円形はまだある程度の回転を保持しています。最もランダムな動きが支配的な運動学を備えた静止楕円体の残りの半分は、主に合併、または場合によっては不整合なガス降着によってクエンチする前に、大きな回転楕円体コンポーネントを構築します。しかし、形態変化に寄与する合併は、多くの場合、銀河をすぐに消し去ることはありません。要約すると、消光と形態変換が分離されていることがわかります。TNGブラックホールフィードバックは、銀河の確率論的合併の歴史と組み合わせて、消光のタイムスケールの多様性と豊かな形態学的景観につながると結論付けています。
最小限のアストラクション仮説-ダストバジェット危機を解決するための必要性？
星間物質（ISM）でガスと塵が分離し、星が形成される高密度領域に塵がほとんどないことを前提とすると、ISMから除去される金属の量を大幅に減らすことができます（星間を最小限に抑える）。ここでは、単純な分析モデルによって、これが銀河の総金属収支を大幅に増加させる可能性があることが示されています。これらの余分な金属は、「ダストバジェット危機」、つまり、高赤方偏移で説明できるよりも多くのダストがあるように見えるという事実を改善できるように、ダストの質量を増やす可能性があることが示唆されています。特に連続的なガス降着の下で進化するシステムでは、アストラクションの量を減らすことで、金属の予算を2倍以上にすることができます。
S2の軌道にある暗い質量のサイン
| Title |
The_dark_mass_signature_in_the_orbit_of_S2 |
| Authors |
Gernot_Hei{\ss}el,_Thibaut_Paumard,_Guy_Perrin,_Fr\'ed\'eric_Vincent |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.07778 |
目的。シュワルツシルトと大衆歳差運動は、単一の軌道内でそれらの署名を正確に特定することにより、それらの世俗的な干渉にもかかわらず、どのように互いに分離できるかについての戦略を探求します。次に、これらの洞察から、今後数年間でダークマスの制約を改善する可能性を評価しようとします。メソッド。接触軌道要素と観測量の真近点角への依存性を分析し、これらの関数を拡張質量のあるモデルとないモデルで比較しました。次に、さまざまな精度の仮想データが与えられた場合に、1つの軌道内の最大の位置天文の影響を検出しきい値に変換しました。これらの理論的調査は、その後、広範な模擬データフィッティング分析によってサポートおよび補完されました。結果。主な結果は4つあります。1.質量歳差運動は、ほぼ排他的にアポセンターハーフの軌道に影響を与えますが、シュワルツシルト歳差運動は、ほぼ排他的にペリセンターハーフの軌道に影響を与え、効果を明確に分離することができます。2.中心付近の半分に限定されたデータは暗い質量に敏感ではありませんが、中心の半分に限定されたデータは限られた範囲にしか敏感ではありません。3.ダークマスを実質的に拘束するには、データの全軌道が必要です。4.位置天文および分光データの全軌道の場合、中心付近の半分の位置天文成分は、位置天文の半分の位置天文データよりも暗黒質量の抑制に強い役割を果たします。さらに、1つの完全な軌道上に異なるデータセットが与えられた場合の1{\sigma}ダークマス検出しきい値を決定します。特に、50マイクロ秒角（VLTI/GRAVITY）および10km/s（VLT/SINFONI）の精度のデータの全軌道では、1{\sigma}境界はたとえば約1000太陽質量に向上します。
赤方偏移でのクエーサーブロードライン地域の金属量$ \ sim $ 6
| Title |
Metallicity_in_Quasar_Broad_Line_Regions_at_Redshift_$\sim$_6 |
| Authors |
Shu_Wang,_Linhua_Jiang,_Yue_Shen,_Luis_C._Ho,_Marianne_Vestergaard,_Eduardo_Banados,_Chris_J._Willott,_Jin_Wu,_Siwei_Zou,_Jinyi_Yang,_Feige_Wang,_Xiaohui_Fan,_and_Xue-Bing_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.07799 |
高赤方偏移クエーサーのブロードライン領域（BLR）は、初期宇宙における化学物質の濃縮に関する重要な情報を提供します。ここでは、赤方偏移$5.7<z<6.4$での33個のクエーサーにおけるBLR金属量の研究を紹介します。ジェミニ望遠鏡から得られたクエーサーの近赤外スペクトルを使用して、それらの静止フレームのUV輝線フラックスを測定し、フラックス比を計算します。次に、光イオン化モデルに基づく経験的キャリブレーションを使用して、BLRの金属量を推定します。サンプルの推定金属量中央値は太陽の値の数倍であり、BLRガスが$z\sim6$で高度に金属に富んでいたことを示しています。私たちのサンプルを、同様の光度を持つ低赤方偏移のクエーサーサンプルと比較しましたが、クエーサーのBLR金属量に赤方偏移の進化の証拠は見つかりませんでした。これは以前の研究と一致しています。Fe$/\alpha$元素の存在比の代用であるFeII$/$MgIIフラックス比も、レッドシフトの進化を示さず、$z\sim6$での急速な核星形成をさらにサポートします。また、$z\sim6$でのブラックホールの質量とBLRの金属量の関係は、$2<z<5$で測定された関係と一致しており、この関係による選択効果によって結果にバイアスがかかっていないことを示しています。
高$ z $銀河のマゼランM2FS分光調査：$ z \ approx6.6 $でのLy {\ alpha}エミッターと$ z \
approx5.7-6.6 $でのLy {\ alpha}光度関数の進化
| Title |
The_Magellan_M2FS_Spectroscopic_Survey_of_High-$z$_Galaxies:_Ly{\alpha}_Emitters_at_$z\approx6.6$_and_the_Evolution_of_Ly{\alpha}_Luminosity_Function_over_$z\approx5.7-6.6$ |
| Authors |
Yuanhang_Ning_(KIAA-PKU),_Linhua_Jiang_(KIAA-PKU),_Zhen-Ya_Zheng_(SHAO),_and_Jin_Wu_(KIAA-PKU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.07800 |
マゼラン望遠鏡でマルチオブジェクトスペクトログラフM2FSを使用した高赤方偏移銀河の分光調査から、Ly{\alpha}エミッター（LAE）のサンプルを$z\approx6.6$で提示します。サンプルは、空のほぼ2deg$^2$にわたって狭帯域（NB921）技術によって選択された36個のLAEで構成されています。これらの銀河は一般に、${\sim}3\times10^{42}{-}7\times10^{43}$ergs$^{-1}$の範囲にまたがる、高いLy{\alpha}光度を持っています。この赤方偏移で知られている最もLy{\alpha}-明るい銀河のいくつか。これらは、Ly{\alpha}の線幅とLy{\alpha}の光度の間に正の相関関係を示しています。これは、以前に$z\approx5.7$LAEで見つかった関係と同様です。分光サンプルに基づいて、高度なサンプル完全性補正を計算し、$z\approx6.6$でLy{\alpha}光度関数（LF）を導き出します。Ly{\alpha}LFの明るい端で、最適なSchechter関数を大幅に上回る密度バンプを検出しました。これは、非常に明るい銀河が、周囲に大きなイオン化気泡を形成した過密領域に存在する傾向があることを示唆しています。$z\approx5.7$Ly{\alpha}LFと比較することにより、弱い端では急速なLFの進化が見られますが、明るい端では進化が見られないことが確認されます。このような急速な進化から推定される銀河間媒体中の中性水素の割合は$z\approx6.6$で、約$\sim0.3\pm0.1$であり、宇宙の再電離の急速でかなり遅いプロセスをサポートしています。
SDSSディープイメージングデータからの$ 3.5
| Title |
Quasar_UV_Luminosity_Function_at_$3.5 |
| Authors |
Zhiwei_Pan_(KIAA-PKU),_Linhua_Jiang_(KIAA-PKU),_Xiaohui_Fan_(Univ._of_Arizona),_Jin_Wu_(KIAA-PKU),_and_Jinyi_Yang_(Univ._of_Arizona) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.07801 |
$3.5<z<5$で1000を超えるタイプ1クエーサーの適切に設計されたサンプルを提示し、この赤方偏移範囲でUVクエーサー光度関数（QLF）を導出します。これらのクエーサーは、SDSSStripe82のSloanDigitalSkySurvey（SDSS）イメージングデータを使用して選択され、繰り返しのイメージング観測で領域がオーバーラップしています。これらは、SDSSシングルエポックデータを使用して検出されたものよりも約1桁暗いです。分光観測は、BOSS補助プログラムの1つとしてSDSS-IIIバリオン振動分光調査（BOSS）によって実施されました。このクエーサーのサンプルは$i\sim21.5$magに達し、より明るい調査とより深い調査からの以前のサンプルを橋渡しします。$1/V_\mathrm{a}$メソッドを使用して、ビン化されたQLFを$3.6<z<4.0$、$4.0<z<4.5$、および$4.5<z<4.9$で導出し、2乗則モデルを使用してパラメーター化します。QLF。また、データを文献のデータと組み合わせて、はるかに広い光度ベースラインのコンテキストでQLFをより適切に制約します。この赤方偏移範囲のQLFの弱い端と明るい端の傾きは、それぞれ約$-1.7$と$-3.7$であり、不確実性は0.2$-$0.3から$>0.5$であることがわかります。$z\sim5$から$3.5$へのQLFの進化は、純粋な密度進化モデル（$\propto10^{kz}$）で記述でき、パラメーター$k$は$5<z<7$の場合と同様です。、$z=3.5-7$でのクエーサー密度のほぼ均一な進化を示唆しています。
スローンデジタルスカイサーベイにおける銀河群のコンパクトさ
ヤンらのハローベースの銀河群カタログの更新版を使用し、銀河群の投影位置と光度に基づいた銀河群の表面輝度（$\mu_{\rmlim}$）をコンパクトプロキシとして使用します。グループを異なるコンパクトさのサブシステムに分割します。銀河の条件付き光度関数、星の種族、AGN活動、注意深く制御された高（HC）および低コンパクト（LC）グループサンプルの銀河団ガスのX線光度など、さまざまな特性を比較することにより、グループのコンパクト性が機能することがわかります。特に$M_h\lesssim10^{13.5}h^{-1}M_{\odot}$の低質量グループの場合、グループ自体とそのグループメンバーの詳細な物理的特性を特徴付ける重要な役割。低質量HCグループはLCグループよりも体系的にマグニチュードギャップ$\Deltam_{12}$とX線光度が低いことがわかります。これは、高コンパクトグループがおそらくグループマージの初期段階にあることを示しています。一方、受動銀河の割合が高いのはHCグループですが、これは衛星集団のハロー中心の距離分布が体系的に小さいためです。$M_h$とハロー中心距離の両方を制御した後、HCグループとLCグループの間でメンバー銀河の消光派閥とAGN活動の両方に違いは見られません。したがって、銀河集団のハロー中心の依存性を作るハロー消光効果は、銀河群の動的な緩和時間スケールと比較してより速いプロセスであると結論付けます。
MiMO：色の大きさの図における散開星団の混合モデル
色-マグニチュード図（CMD）で散開星団（OC）の混合モデルを提案し、等時性パラメーター（年齢、距離、金属量、およびダスト消滅）、恒星質量関数、およびバイナリパラメーター（バイナリー）を含むOCプロパティを測定します。前例のない精度と信頼性を備えた、分数と質量比の分布）。モデルは、CMD内のOCを、単一メンバーとバイナリメンバーの星の混合物、および同じ領域内のフィールド星として扱います。クラスターメンバーは、理論上の恒星モデル、質量関数、およびバイナリプロパティに基づいてモデル化されます。フィールドコンポーネントは、クラスターの近くにある別のフィールドスターサンプルを使用して、非パラメトリックにモデル化されます。厳密なメンバー選択に依存する従来の方法とは異なり、私たちの方法では、より多くのクラスターメンバーとそれに付随するフィールドスターのサンプルを使用できます。より大きな星のサンプルは、より多くの星を保持することによって統計誤差を減らし、潜在的なバイアスを最小限に抑えます。これは、年齢の推定と質量関数の測定に不可欠です。1000個のモッククラスターでテストした後、GaiaEDR3データを使用して10個の実際のOCのパラメーターを測定しました。最適な等時線は、一般に以前の測定値と一致しており、いくつかのOCの年齢のより合理的な推定値を提供します。私たちの方法は、対数年齢で0.01dex、距離係数で0.01magという、非常に優れた精度を示しています。推定されるMF勾配は、2Gyr未満のクラスターでは-2.7〜-1.6ですが、古いクラスターではMFが大幅に平坦になっているように見えます。2進分数は30〜50％です。測光距離と位置天文距離はよく一致しています。
皇后。 VI。 $ M _ * = 10 ^ 4-10 ^ 7〜M_ \ odot $の低質量銀河で調査された流出：低質量銀河の弱いフィードバック？
| Title |
EMPRESS._VI._Outflows_Investigated_in_Low-Mass_Galaxies_with_$M_*=10^4-10^7~M_\odot$:_Weak_Feedback_in_Low-Mass_Galaxies? |
| Authors |
Yi_Xu,_Masami_Ouchi,_Michael_Rauch,_Kimihiko_Nakajima,_Yuichi_Harikane,_Yuma_Sugahara,_Yutaka_Komiyama,_Haruka_Kusakabe,_Seiji_Fujimoto,_Yuki_Isobe,_Ji_Hoon_Kim,_Yoshiaki_Ono,_Fakhri_S._Zahedy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.08045 |
マゼラン/MagEで取得した深部中高解像度スペクトルで、近くにある21個の低質量（$M_*=10^4-10^7〜M_\odot$）銀河の輝線プロファイルを調べます。これらの低質量銀河は活発に星形成システムであり、星形成の主系列をはるかに超える$\mathrm{sSFR}\sim100-1000〜\mathrm{Gyr}^{-1}$の高い特定の星形成率を持っています。シーケンスとその外挿。21個の銀河のうち14個でH$\alpha$と[OIII]$\lambda5007$放射のブロードライン成分を特定しますが、これはMagE機器プロファイルやライン放射の自然な広がりでは説明できません。14個の銀河の放出に二重ガウスプロファイルフィッティングを行ったところ、幅の広い成分の線幅が細い線の成分の線幅よりも大幅に大きく、銀河の流出を示していることがわかりました。ボードラインコンポーネントの線幅は、$\sim100$kms$^{-1}$と適度に大きくなっています。最大流出速度$v_\mathrm{max}$を推定し、$\simeq60-200$kms$^{-1}$の値を取得します。これは、脱出速度に匹敵するか、わずかに大きいことがわかります。$v_\mathrm{max}$と星形成率、恒星の質量、および円の速度との正の相関は、この低質量レジームにまで及びます。ブロードラインとナローラインのフラックス比BNRは、一般に、巨大な銀河のそれよりも小さいことがわかっています。小さい$v_\mathrm{max}$とBNRは、数値によって予測されるエネルギー駆動の流出の大きい$\eta$とは対照的に、質量負荷係数$\eta$が0.1-1以下になることを示唆しています。シミュレーション。
パルサータイミングアレイによる重力波検出の原理
| Title |
Principles_of_Gravitational-Wave_Detection_with_Pulsar_Timing_Arrays |
| Authors |
Michele_Maiorano,_Francesco_De_Paolis_and_Achille_A._Nucita |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.08064 |
パルサータイミングは、非常に安定したパルサー自転周期を使用して、多くの天体物理学的トピックを調査します。特に、パルサータイミングアレイは、重力波の挑戦的な検出器として、非常にタイミングの良いパルサーのセットとそれらの時間相関を利用します。パルサータイミングアレイは、超低周波重力波に特に敏感であることがわかりました。これにより、パルサータイミングアレイは他の重力波検出器を補完します。ここでは、パルサータイミングアレイ検出帯域で確率的重力波バックグラウンドを形成する可能性のある超大質量ブラックホール連星と宇宙ひもに特に焦点を当てて、基本と、この挑戦的なトピックに関する科学的目標を要約します。また、主なパルサータイミングアレイのコラボレーションの最近の興味深い結果の概要を簡単に説明します。これにより、確率的な重力波の背景と互換性のある共通スペクトルプロセスの強力な証拠が見つかり、今後の無線の観点から特に興味深いいくつかの新しい視点に言及します。500メートル球面電波望遠鏡、MeerKAT望遠鏡、スクエアキロメートルアレイなどの天文台。
プロトソーラーアナログHOPS-108の有機化学：環境問題
| Title |
Organic_chemistry_in_the_protosolar_analogue_HOPS-108:_Environment_matters |
| Authors |
L._Chahine1,_A._L\'opez-Sepulcre,_R._Neri,_C._Ceccarelli,_S._Mercimek,_C._Codella,_M._Bouvier,_E._Bianchi,_C._Favre,_L._Podio,_F._O._Alves,_N._Sakai,_and_S._Yamamoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.08077 |
ホットコリノは、太陽質量の原始星オブジェクトの周りのコンパクトな領域であり、星間複合有機分子（iCOM）が非常に豊富です。それらは私たちの太陽系の誕生のごく初期の段階を表していると信じられており、それはおそらく豊富な有機化学によっても特徴づけられていました。研究された熱いコリノのほとんどは孤立しているか、ゆるい星団で生まれていますが、私たちの太陽は、紫外線が周囲の環境の進化を形作るのに貢献したに違いない、巨大な星の近くの密集した星団で生まれました。さらに、隕石物質中の短寿命放射性核種の生成物に今日見られる高エネルギー粒子（$>$10Mev）からの内部照射も、太陽系の形成中に発生したことが知られています。これらすべての条件が陽子とその周辺の化学的性質にどのように影響したかは、未解決の問題です。この質問に答えるために、私たちは、原始太陽系星雲OMC-2FIR4にある熱いコリノであるHOPS-108を研究しました。この研究は、1.3mmのALMAを使用し、角度分解能は$\sim$100AUで実施されました。CH$_{3}$OHHCOOCH$_{3}$やCH$_{3}$OCH$_{3}$などの11個のiCOMが検出されました。私たちの結果は次のように要約できます：（1）他のホットコリノに対するHCOOCH3の強化、（2）[CH$_{3}$OCH$_{3}$]/[HCOOCH$_{3}$]存在比$\sim$0.2は、他のソースで見られる通常の傾向からわずかに逸脱しています（[CH$_{3}$OCH$_{3}$]/[HCOOCH$_{3}$]$\sim$1）、（3）[CH$_{2}$DOH]/[CH$_{3}$OH]の比率は2.5\％で、ペルセウス座とへびつかい座のホットコリノ（$\sim$7）よりも低くなっています。\％-9\％）であり、オリオンにある別の情報源であるHH212に見られるものと同様です。これは、他の領域と比較して、オリオン座分子複合体の物理的条件が異なることに起因する可能性があります。
FRADOの降着円盤の質量損失率
Czerny＆Hryniewicz（2011）の基本的な物理的に動機付けられた1Dモデルの2.5Dバージョン、つまり、FailedRadiativelyAcceleratedDustyOutflow（FRADO）モデルを開発しました。このモデルは、ダストに作用する放射圧がブロードライン領域（BLR）の低イオン化部分の形成に関与しているという考えに基づいています。このような放射圧は、低イオン化BLRの内部のディスク表面からの高速流出を形成するのに十分な強さです。流出特性は、ブラックホールの質量、エディントン比、ガスの金属量などの基本的な物理的パラメータに依存します。ここでは、このプロセスによるディスクの質量損失率を推定し、その結果をBroadAbsorptionLine（BAL）クエーサーで検出された流出と比較することを目的としています。
環境に依存する恒星の初期質量関数を持つ銀河の化学的進化
提示された研究は、理論の包括的な概要と、体系的に変化する恒星の初期質量関数（IMF）の証拠を提供します。次に、このパラダイムの変化、つまり、普遍的な不変のIMFから可変のIMFへの、銀河の化学進化（GCE）研究への影響に焦点を当てます。この目的のために、私たちは最初のGCEコードであるGalIMFを開発しました。これは、経験的に較正された環境依存のIMF変動理論、統合銀河初期質量関数（IGIMF）理論を組み込むことができます。この理論では、銀河全体のIMFは、10Myrの時間エポックで銀河全体に形成されたすべての埋め込まれた星団のすべてのIMFを合計することによって計算されます。統合された銀河全体のIMFは銀河の星形成率と金属量に依存するため、GalIMFコードは各タイムステップで銀河全体のIMFを再計算します。結果として生じる銀河全体のIMFと金属の存在量は時間とともに進化します。このコードを使用して、初期型銀河（ETG）の矮星から最も大規模な銀河への化学進化を調べます。非標準的なIMFの導入は、それらの質量、星形成の歴史、星形成効率などの銀河の特性の最良の推定に影響を与えることがわかります。さらに、銀河の星形成タイムスケール、Ia型超新星の生成効率に関する独立した推定を提供し、低質量星のIMF変動則を制約することができます。この作業は、IMF変動に対する制約が改善された、公に利用可能なGalIMFコードをコミュニティに提供し、星の種族合成と化学濃縮研究から得られた銀河形成タイムスケール間の不一致を初めて解決しました。
ALMA-IMF I-恒星の質量の起源の調査：大規模プログラムの紹介と最初の結果
| Title |
ALMA-IMF_I_--_Investigating_the_origin_of_stellar_masses:_Introduction_to_the_Large_Program_and_first_results |
| Authors |
F._Motte,_S._Bontemps,_T._Csengeri,_Y._Pouteau,_F._Louvet,_A._M._Stutz,_N._Cunningham,_A._L\'opez-Sepulcre,_N._Brouillet,_R._Galv\'an-Madrid,_A._Ginsburg,_L._Maud,_A._Men'shchikov,_F._Nakamura,_T._Nony,_P._Sanhueza,_R._H._\'Alvarez-Guti\'errez,_M._Armante,_T._Baug,_M._Bonfand,_G._Busquet,_E._Chapillon,_D._D\'iaz-Gonz\'alez,_M._Fern\'andez-L\'opez,_A._E._Guzm\'an,_F._Herpin,_H.-L._Liu,_F._Olguin,_A._P._M._Towner,_J._Bally,_C._Battersby,_J._Braine,_L._Bronfman,_H.-R._V._Chen,_P._Dell'Ova,_J._Di_Francesco,_M._Gonz\'alez,_A._Gusdorf,_P._Hennebelle,_N._Izumi,_I._Joncour,_Y.-N._Lee,_B._Lefloch,_P._Lesaffre,_X._Lu,_K._M._Menten,_R._Mignon-Risse,_J._Molet,_E._Moraux,_L._Mundy,_Q._Nguyen_Luong,_N._Reyes,_S._D._Reyes_Reyes,_J.-F._Robitaille,_E._Rosolowsky,_N._A._Sandoval-Garrido,_F._Schuller,_B._Svoboda,_et_al._(6_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.08182 |
ALMA-IMFラージプログラムは、天の川の15の極端な、近くの原始クラスターをカバーする、53pc2の合計非隣接領域を画像化しました。それらは、関連する初期のプロトクラスター進化段階にまたがるように選択されました。私たちの1.3mmと3mmの観測は、2000auの一致した空間分解能で、それぞれ0.2と0.6Msunの質量を持つ点状のコアに均一に敏感な連続画像を提供します。また、プロトクラスター構造、運動学、化学、および雲からフィラメント、コアまでのスケールにわたるフィードバックを精査する線を検出します。ALMA-IMFプロトクラスターは、HII領域の影響を受ける可能性のあるクラウド内の高密度ガスの量に基づいて、若年、中級、または進化に分類されます。ALMA-IMFカタログには、2100auの一般的なサイズで0.15-250Msunの質量範囲にまたがる700個のコアが含まれています。このコアサンプルには大きな距離バイアスがなく、同様の物理スケールでコア質量関数を構築するために使用できることを示します。ここでG353.41領域で強調表示されている重要なガスの動きは、コアスケールまで追跡され、流入するガスストリーマを探し、関連するコア質量の成長がCMFの形状に与える影響を定量化するために使用できます。時間。私たちの最初の分析は、雲からコアへ、または最年少からより進化したプロトクラスターへの物質濃度の有意な進化を明らかにしていません。これは、雲の動的進化と恒星フィードバックが今のところ高密度の構造にわずかな影響しか与えていないことを示していますサンプル中のガス。さらに、明るいコアに向けた線の豊富さの最初の一見の分析は、調査が数十のホットコアを網羅していることを示しており、そのうち最も重いものをG351.77クラウドで強調しています。それらの均一な特性評価を使用して、高質量から中質量の原始星における新たな分子の複雑さを制限することができます。
ALMA-IMF II-恒星の質量の起源の調査：連続画像とデータ処理
| Title |
ALMA-IMF_II_--_investigating_the_origin_of_stellar_masses:_Continuum_Images_and_Data_Processing |
| Authors |
A._Ginsburg,_T._Csengeri,_R._Galv'an-Madrid,_N._Cunningham,_R._H._'Alvarez-Guti'errez,_T._Baug,_M._Bonfand,_S._Bontemps,_G._Busquet,_D._J._D'iaz-Gonz'alez,_M._Fern'andez-L'opez,_A._Guzm'an,_F._Herpin,_H._Liu,_A._L'opez-Sepulcre,_F._Louvet,_L._Maud,_F._Motte,_F._Nakamura,_T._Nony,_F._A._Olguin,_Y._Pouteau,_P._Sanhueza,_A._M._Stutz,_A._P._M._Towner,_M._Armante,_C._Battersby,_L._Bronfman,_J._Braine,_N._Brouillet,_E._Chapillon,_J._Di_Francesco,_A._Gusdorf,_N._Izumi,_I._Joncour,_X._Lu,_A._Men'shchikov,_K._M._Menten,_E._Moraux,_J._Molet,_L._Mundy,_Q._Nguyen_Luong,_S._D._Reyes-Reyes,_J._Robitaille,_E._Rosolowsky,_N._A._Sandoval-Garrido,_B._Svoboda,_K._Tatematsu,_D._L._Walker,_A._Whitworth,_B._Wu,_F._Wyrowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.08183 |
12mアレイの連続体のキャリブレーションとイメージングをカバーするALMA-IMFラージプログラムの最初のデータリリースを紹介します。ALMA-IMF大規模プログラムは、コア質量関数（CMF）を測定することを目的とした、一連の進化段階にまたがる15の高密度分子雲領域の調査です。アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）天文台によって行われたデータ取得とキャリブレーション、およびその後に実行したキャリブレーションとイメージングについて説明します。画像製品は、マルチターム、マルチ周波数シンセサイザイメージングおよびデコンボリューションを使用して、観測された帯域幅の選択から作成された複数の12mアレイ構成の組み合わせです。データ製品は自己校正されており、配信されたデータから生成された画像よりも大幅なノイズの改善を示します。連続体の選択、キャリブレーションパラメータ、および画像の重み付けパラメータのさまざまな選択肢を比較し、追加の処理作業の有用性と必要性を示します。連続体選択の2つのバリエーションが使用され、配布されます。連続体を汚染する明るい輝線を含む全帯域幅を含む「最高感度」データと、スペクトルの一部を選択する「最もクリーンな」データです。ラインエミッションの影響を受けません。連続体データのスペクトル指標の予備分析を提示し、ALMA製品がフリーフリー放出とダスト放出を明確に区別できること、および場合によっては光学的に厚い放出源を特定できることを示します。このリリースでは、データ製品が公開されています。
GALAH星の年齢-金属量分布を使用して、天の川銀河全体の星形成の時代を特徴づける
| Title |
Characterizing_epochs_of_star_formation_across_the_Milky_Way_disc_using_age-metallicity_distributions_of_GALAH_stars |
| Authors |
Christian_L._Sahlholdt,_Sofia_Feltzing,_Diane_K._Feuillet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.08218 |
GALAHDR3とGaiaEDR3のデータに基づいて、天の川銀河のターンオフ星の年齢と金属性の詳細なマップを提供します。この地図から、円盤状の星の年齢-金属量分布でこれまで検出されなかった特徴を特定し、これらの結果を天の川の三相形成の歴史を示していると解釈します。最初のフェーズでは、内側の円盤状の星が単一の年代-金属量シーケンスに沿って形成され、今日は運動学的に高温になっています。このフェーズの終わりは、10Gyr前の内部ディスク年齢分布の極小値によって示されます。この時点で、星の種族が高から低のアルファ元素の存在量に移行し、高から低の垂直速度分散に移行することがわかります。第2段階では、星がディスク全体に形成され、金属量が外側に向かって減少します。この段階では、内側の円盤状の星は、初期の年齢と金属量の関係の継続で超太陽金属量で形成され、外側の円盤状の星は、少なくとも0.5デックス低い金属量で形成され始めます。最後に、第3フェーズは、4〜6Gyr前の年齢-金属量分布の極小値によってマークされた、ローカルディスク全体での最近の星形成のバーストに関連しています。観測された年齢-金属量分布とシミュレートされた銀河のそれとの間の将来の定量的比較は、星形成の各段階を推進するプロセスを制約するのに役立つ可能性があります。
天の川の重力ポテンシャルのタイミングをとる日食
| Title |
Eclipse_timing_the_Milky_Way's_gravitational_potential |
| Authors |
Sukanya_Chakrabarti,_Daniel_J._Stevens,_Jason_Wright,_Roman_R._Rafikov,_Philip_Chang,_Thomas_Beatty,_Daniel_Huber |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.08231 |
10年のベースラインで$\sim$0.1秒の食変光星の日食中点時間の小さいが\textit{measurable}シフトを使用して、星の銀河加速度を直接測定できることを示します。太陽から$\sim$kpcの距離にある天の川。銀河の重力場以外の動的メカニズムによる周期ドリフト率への寄与を検討し、文献の軌道および恒星パラメータを使用した$\textit{Kepler}$EBのサンプルを使用して銀河の加速度を確実に測定できることを示します。潮汐崩壊の定式化に関する不確実性を考えると、ここでの私たちのアプローチは必然的に近似であり、星が潮汐的に同期していないと仮定すると、潮汐崩壊からの寄与は上限です。また、単純な分析関係を使用して、\textit{Kepler}フィールドでタイミングの良いソースを検索し、1秒よりも良いタイミング精度を推定した偏心の少ない$\sim$70の追加のデタッチEBを見つけます。アーカイブの\textit{Kepler}光度曲線と最新の合成\textit{HST}光度曲線（10年のベースラインを提供）を使用して、プロトタイプの正確なタイミングのEBでこの方法を説明します。この新しい方法は、パルサータイミングや超高精度視線速度観測などの他の新しい方法とともに、日食タイミングを使用して銀河の加速度を測定することで基本的な銀河パラメータを取得するための現実的な可能性を確立します。この加速度信号は、時間とともに二次的に増加します。したがって、遠方のEBについて近い将来に確立されたベースラインを考えると、\textit{JWST}や\textit{RomanSpaceTelescope}などの宇宙ミッションで将来の周期ドリフトを測定することが期待できます。
EAGLEシミュレーションでのハローのバリオン質量収支（放出されたガスと防止されたガスを含む）
| Title |
Baryonic_mass_budgets_for_haloes_in_the_EAGLE_simulation,_including_ejected_and_prevented_gas |
| Authors |
Peter_D._Mitchell,_Joop_Schaye |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.08244 |
フィードバックプロセスは、銀河とそれに関連する暗黒物質ハローからガスを放出することによって、また拡散ガスがこれまでに蓄積されるのを防ぐことによって、銀河の進化を形作ることが期待されています。「放出された」ガスと「防止された」ガス、および放出された金属に関連する質量収支について、EAGLEシミュレーションプロジェクトからの予測を提示します。$z=0$で質量$10^{11}<M_{200}\、/\mathrm{M_\odot}<10^{13}$のハローに関連付けられているバリオンのほとんどが放出されていることがわかります付着した後、ビリアル半径を超えて。衛星（およびその前駆体）から放出されたガスを考慮すると、放出された質量の合計は、最も大規模なシミュレートされた銀河団（$M_{200}\約10^{14.5}\、\mathrm{M_\odot}$）、その結果、放出されたガスが含まれている場合、総バリオン収支は宇宙平均を超えます。ガスがハローに付着するのは$M_{200}<10^{12}\、\mathrm{M_\odot}$でのみ防止され、このコンポーネントは$M_の総バリオン予算の約半分を占めることがわかります。{200}<10^{11}\、\mathrm{M_\odot}$、残りの半分の大部分は放出されたガスで構成されています。金属の場合、星に固定されていない質量のほとんどは、少なくとも$M_{200}<10^{13}\、\mathrm{M_\odot}$の場合、ビリアル半径を超えて放出されています。最後に、ビリアル半径内では、銀河系周辺媒体（CGM）の質量のほとんどが、すべてのハロー質量と赤方偏移について、前駆銀河のISMを通過していないことがわかります。ただし、過去にビリアル半径の半分以内のCGMの約半分がISMを通過しました。
| Title |
Multi-messenger_detection_prospects_of_gamma-ray_burst_afterglows_with_optical_jumps |
| Authors |
Ersilia_Guarini,_Irene_Tamborra,_Damien_B\'egu\'e,_Tetyana_Pitik,_Jochen_Greiner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.07690 |
ガンマ線バースト（GRB）の残光光度曲線は、光学帯域での迅速な放出の約1時間後の突然の強度ジャンプなど、非常に複雑な時間的およびスペクトル的特徴を示します。2つの相対論的シェルの遅い衝突によってこの機能をモデル化し、マルチメッセンジャーフレームワーク内の対応する高エネルギーニュートリノ放出を調査し、古典的な火の玉モデルからの結果と対比します。一定密度のサーカムバースト媒体の場合、放出されるニュートリノの総数は、自己相似残光シナリオに対して光学ジャンプが発生すると、動的時間内に約1桁増加する可能性があります。IceCubeニュートリノ天文台とIceCube-Gen2ラジオ、RNO-G、GRAND200kなどの将来の無線アレイ、およびPOEMMA宇宙船での検出の見通しを調査することにより、IceCube-Gen2ラジオでニュートリノを検出できる可能性があると結論付けました。ジャンプでGRB残光の割合と、サーカンバースト媒体の特性を制限します。また、GRB100621Aの残光と光ジャンプを伴うGRB130427Aのようなバーストに期待されるニュートリノ信号を調査します。GRBの残光からのニュートリノの検出は、光学ジャンプに電力を供給するまだ明らかにされていないメカニズムを探求するために重要である可能性があります。
返信先：GN-z11-flashの起源に関する3つの論文
| Title |
Reply_to:_Three_papers_regarding_the_origin_of_GN-z11-flash |
| Authors |
Linhua_Jiang,_Shu_Wang,_Bing_Zhang,_Nobunari_Kashikawa,_Luis_C._Ho,_Zheng_Cai,_Eiichi_Egami,_Gregory_Walth,_Yi-Si_Yang,_Bin-Bin_Zhang,_Hai-Bin_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.07802 |
Jiangetal。では、z〜11での銀河GN-z11のKeckMOSFIRE観測中に、コンパクトな連続発光として現れる明るい閃光（以下、GN-z11-flash）を検出しました。利用可能なすべての情報と、太陽系内の既知の人工物体または移動物体に関する現在の理解を使用したフラッシュ。GN-z11-flashは、GN-z11からの長いガンマ線バースト（GRB）に関連するレストフレームUVフラッシュである可能性が高いことがわかりました。最近、Steinhardtetal。、Michalowskietal。、およびNiretal。GN-z11-flashは衛星からのものである可能性が高いと報告しました。未知の衛星（または破片）の可能性を完全に排除することはできませんが、これらの著者によって推定された衛星である可能性の確率が大幅に過大評価されているか、元の分析で特定された衛星が除外されていることがわかります。私たちの新しい計算は、GN-z11-flashが衛星である確率は、GN-z11から発信された信号である確率よりもまだ低いことを示しています。
ブラックホール低質量X線連星のディスクベール効果A0620-00
| Title |
The_Disk_Veiling_Effect_of_the_Black_Hole_Low-Mass_X-ray_Binary_A0620-00 |
| Authors |
Wan-Min_Zheng,_Qiaoya_Wu,_Jianfeng_Wu,_Song_Wang,_Mouyuan_Sun,_Jing_Guo,_Junhui_Liu,_Tuan_Yi,_Zhi-Xiang_Zhang,_Wei-Min_Gu,_Junfeng_Wang,_Lijun_Gou,_Jifeng_Liu,_Paul_J._Callanan,_Luis_C._Ho,_Pen\'elope_Longa-Pe\~na,_Jerome_A._Orosz,_Mark_T._Reynolds |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.07842 |
静止ブラックホール低質量X線連星の光度曲線は、しばしば有意な非楕円形の変動を示し、コンパニオンスターの光球放射が他の発光源によって覆い隠されていることを示しています。この「ベール」効果を評価することは、ブラックホールの質量測定にとって重要です。この作業では、ブラックホール低質量X線連星A0620-00のプロトタイプに対して、厳密に同時の分光および測光キャンペーンを実行します。観測エポックごとに、純粋な楕円体変調を超える余分な光フラックスがベール放射の割合と正の相関関係にあることがわかります。これは、降着円盤がほとんどの非楕円体変動に寄与していることを示しています。一方、コンパニオンのK2Vスペクトル分類、およびコンパニオンの回転速度$v\sini=83.8\pm1.9$kms$^{-1}$とその間の質量比の測定値も取得します。コンパニオンとブラックホール$q=0.063\pm0.004$。
回転楕円体の力のない中性子星磁気圏
要約。高速回転し、自己重力を伴う天体物理学の物体は、遠心力によって強い変形を受けます。さらに、それらが磁化されると、それに応じて摂動される電磁波を生成します。恒星の物体も理想的なプラズマに囲まれていると、磁気圏が形成されます。内部境界として理想的な回転楕円体回転導体を含む力のない磁気圏の電磁配置を研究します。ミリ秒周期の中性子星磁気圏に特に重点を置き、それらは重要な偏平形状を示しています。力のない解は、球形座標での時間依存マクスウェル方程式の数値積分によって計算されます。磁場構造、スピンダウン光度、極キャップリム、電流密度などの関連する量が表示されます。回転楕円体の星によって生成された力のない磁場は、それらの球形の星と非常に似ていることがわかります。ただし、スピンダウンの光度は、扁平率または扁平率の増加に伴ってわずかに減少します。さらに、極冠面積は増加し、常に同等の球形の星極冠リムをほぼ包含します。極冠電流密度も大幅に影響を受けます。
TOL 1326-379は、FR0電波銀河を放出するガンマ線のプロトタイプですか？
| Title |
Is_TOL_1326-379_a_Prototype_of_gamma-ray_Emitting_FR0_Radio_Galaxy? |
| Authors |
Fu_Wen-Jing,_Zhang_Hai-Ming,_Zhang_Jin,_Liang_Yun-Feng,_Yao_Su,_Liang_En-Wei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.07958 |
Fermi/LATソース3FGLJ1330.0-3818との空間的関連の可能性があるため、TOL1326-379は、ガンマ線を放出するFanaroff-Rileyタイプ0電波銀河（FR0RG）として識別される最初の銀河である可能性があります。このガンマ線源の約12年間のフェルミ/LAT観測データを分析し、TOL1326-379との関連を調べます。ガンマ線源（J1331.0-3818という名前）がTS値28.7で暫定的に検出され、3FGLJ1330.0-3818がJ1331.0-3818の95％封じ込めから外れていること、およびそれらの位置を示します。空間的に分離されている〜0.2degr。4FGLJ1331.3-3818はJ1331.0-3818の68％の封じ込めに該当し、私たちの結果が第4フェルミLATソースカタログで報告された結果と一致することを示唆しています。TOL1326-379はJ1331.0-3818の95％の封じ込めから外れており、それらの位置は空間的に約0.4度離れており、J1331.0-3818とTOL1326-379の関連が非常にあいまいであることを示しています。ただし、半径0.4度のJ1331.0-3818を中心とする円内に、他の可能性のあるラジオまたはX線の対応物は見つかりません。TOL1326-379のスペクトルエネルギー分布（SED）は、ガンマ線放出RGに見られるような二峰性の特徴を示しています。SEDを1ゾーンレプトンモデルに適合させ、J1331.0-3818の平均エネルギースペクトルがモデル予測と一致することを確認します。J1331.0-3818が未確認のガンマ線源であると仮定して、TOL1326-379のガンマ線フラックスの上限を導き出します。SEDモデリングでこの可能性を排除するのに十分なほどタイトではありません。これらの結果に基づいて、ガンマ線源J1331.0-3818はTOL1326-379に関連付けられており、そのジェット放射物理学はそれらのガンマ線放出RGに類似していると慎重に主張します。
発光型IcSN2019stcにおける最大後隆起の起源
いくつかの超高輝度超新星の光度曲線で観察される最大後の隆起の問題に対処します。バンプの説明のために提案された星周相互作用の一般的なメカニズムを除外します。代わりに、最大後の隆起は、爆発の数か月後のマグネター双極子場の増強によって引き起こされることを提案します。薄肉シェル近似に基づくSN2019stc光度曲線のモデリングは、$\sim90$日の年齢で、最大後のバンプを説明するために、最初の双極子磁場を2.8倍に増幅する必要があることを意味します。数ヶ月のタイムスケールでの新生マグネターの磁場増幅の特定のメカニズムはまだ特定されていません。
国際宇宙ステーションに搭載されたMini-EUSO望遠鏡によるELVESの観測
| Title |
Observation_of_ELVES_with_Mini-EUSO_telescope_on_board_the_International_Space_Station |
| Authors |
Laura_Marcelli,_Enrico_Arnone,_Matteo_Barghini,_Matteo_Battisti,_Alexander_Belov,_Mario_Bertaina,_Carl_Blaksley,_Karl_Bolmgren,_Giorgio_Cambi\`e,_Francesca_Capel,_Marco_Casolino,_Toshikazu_Ebisuzaki,_Christer_Fuglesang,_Philippe_Gorodetzki,_Fumiyoshi_Kajino,_Pavel_Klimov,_Wlodzimierz_Marsza{\l},_Marco_Mignone,_Etienne_Parizot,_Piergiorgio_Picozza,_Lech_Wictor_Piotrowski,_Zbigniew_Plebaniak,_Guilliame_Pr\'ev\^ot,_Giulia_Romoli,_Enzo_Reali,_Marco_Ricci,_Naoto_Sakaki,_Kenji_Shinozaki,_Jacek_Szabelski,_Yoshiyuki_Takizawa_(on_behalf_of_the_JEM-EUSO_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.08004 |
Mini-EUSOは、ロシアのズヴェズダモジュールで、国際宇宙ステーションから紫外線を透過する天底に面した窓から紫外線帯域で地球を観測する検出器です。Mini-EUSOメイン検出器は、2つのフレネルレンズと36本の浜松ホトニクスマルチアノード光電子増倍管のアレイで構成される焦点面を備えた光学システムで構成され、合計2304ピクセルで、単一光子計数感度を備えています。望遠鏡には、これらの帯域幅での測定を補完するために、近赤外線と可視範囲の2台の補助カメラも含まれています。この機器の視野は44度で、空間分解能は地球表面で約6.3km、電離層で約4.7kmです。望遠鏡は、数マイクロ秒以上のさまざまな時間スケールで、宇宙、大気、および陸域起源のUV放射を検出します。Mini-EUSOは、2.5マイクロ秒という最速のタイムスケールで、大気現象を一時的な発光イベントとして観測できます。特に、雲内雷によって生成された電磁波が電離層と相互作用して電離層をイオン化し、明らかに生成するときに発生するELVESを観測できます。数100kmで約100マイクロ秒続く超高層雷放電リング。これらの非常にエネルギッシュな高速イベントは、地上ガンマ線フラッシュと組み合わせて生成されることが観察されているため、これらの現象を理解するには、それらの特性（速度、半径、エネルギーなど）の詳細な研究が非常に重要です。この論文では、Mini-EUSOによるELVE検出の観測機能、特にELVE特性の再構築と研究について説明します。
Insight-HXMT、NuSTAR、およびINTEGRALデータは、ブラックホールX線連星のハード状態でのディスクの切り捨てを示していますMAXI〜J1820
- 070
| Title |
Insight-HXMT,_NuSTAR_and_INTEGRAL_Data_Show_Disk_Truncation_in_the_Hard_State_of_the_Black-Hole_X-Ray_Binary_MAXI~J1820+070 |
| Authors |
Andrzej_A._Zdziarski,_Bei_You,_Michal_Szanecki,_Xiao-Bo_Li,_and_Min-Yu_Ge |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.08116 |
降着するブラックホール連星MAXIJ1820+070の硬状態からのX線および軟ガンマ線スペクトルを研究します。HXMT、NuSTAR、INTEGRALのジョイントスペクトルの解析を行います。3つの衛星すべてからのスペクトルの間に全体的な一致が見られます。データへの十分な適合には、2つのコンプトン化領域とそれに関連するディスク反射、ディスク黒体、および狭いFeK$\alpha$線を含むモデルで、かなりのスペクトルの複雑さが必要です。私たちの適合は、少なくとも$>$10の重力半径で反射する光学的厚さのディスクの切り捨ての存在を確認します。ただし、HXMTデータだけでは、ディスクの内部半径を大幅に制限することはできません。
吸収されていないナローラインとブロードラインのセイファート1銀河のすざくサンプル：II。鉄の放出と吸収
| Title |
A_Suzaku_sample_of_unabsorbed_narrow-line_and_broad-line_Seyfert_1_galaxies:_II._Iron_emission_and_absorption |
| Authors |
Sophia_G._H._Waddell_and_Luigi_C._Gallo_(Saint_Mary's_University,_Canada) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.08127 |
スザクで観測された22個のナローラインセイファート1（NLS1）銀河と47個のブロードラインセイファート1（BLS1）銀河のサンプルを使用して、各グループのFeKバンド特性を調べます。3つの異なるモデルを使用して、次の存在を調べます。6.4keVの狭い中性FeKa線と、イオン化されたFexxvおよびFexxvi輝線（モデルA）。約6〜7keVの幅広い発光特性（モデルB）。そして7.1keVの吸収端（モデルC）。3つのモデルすべてにおいて、中性のFeKa線は、BLS1よりもNLS1の方が弱い（光度が低く、等価幅）。モデル（B）は、BLS1よりもNLS1の方がより重要な広い成分（等価幅が大きい）も検出します。この機能は、NLS1のより急なスペクトルのアーティファクトではなく、これらのソースの固有の特性であるように見えます。モデル（C）から、吸収端の光学的厚さは2つのサンプル間で同等であるように見えます。吸収を輝線特性と比較すると、NLS1はBLS1よりも鉄の放出対吸収の比率が低く、蛍光収率に基づいて予想されるよりも低いように見えます。観察された違いは、異なるトーラス形状（例：NLS1のより大きな開口角）、および/または純粋な蛍光を超えたNLS1の追加のFeK放出および吸収源（例：ディスクおよびブロードライン領域で発生）から生じる可能性があります。
ブレーザー軸のような粒子探索のためのジェット内の光子-光子分散の関連性
| Title |
Relevance_of_photon-photon_dispersion_within_the_jet_for_blazar_axionlike_particle_searches |
| Authors |
James_Davies,_Manuel_Meyer,_Garret_Cotter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.08194 |
軸索様粒子（ALP）は、天体物理学的磁場の存在下で光子と混合する可能性があります。ブレーザーのガンマ線観測でこの効果を探すことは、これまでのところALPパラメーター空間に最も強い制約のいくつかを提供してきました。以前は、CMBからのガンマ線の光子-光子分散がこれらの計算に重要であることが示され、ALP-光子混合モデルに広く含まれています。ここでは、フラットスペクトルラジオのジェットとフィールドをモデル化することにより、ブレーザー内の他の光子フィールド（降着円盤、ブロードライン領域、ダストトーラス、スターライト、シンクロトロンフィールドによって生成される）からの分散の影響を評価します。クエーサー3C454.3と、完全分散計算の有無にかかわらず、モデルを介してALPを伝播します。完全分散の計算は、特に100GeVを超えるエネルギーで、混合に強く影響する可能性があることがわかります。多くの場合、ALP-光子変換の確率が低下します。これは、たとえばチェレンコフ望遠鏡アレイで計画されている将来の検索、特に最高エネルギーでの宇宙の不透明度の低下を探している検索に影響を与える可能性があります。
| Title |
Limit_on_intergalactic_magnetic_field_from_ultra-high-energy_cosmic_ray_hotspot_in_Perseus-Pisces_region |
| Authors |
Andrii_Neronov_(1,2),_Dmitri_Semikoz_(1,3,4),_Oleg_Kalashev_(3)_((1)_Universite_de_Paris,_CNRS,_Astroparticule_et_Cosmologie,_F-75006_Paris,_France_(2)_Laboratory_of_Astrophysics,_Ecole_Polytechnique_Federale_de_Lausanne,_1015,_Lausanne,_Switzerland_(3)_Institute_for_Nuclear_Research_of_the_Russian_Academy_of_Sciences,_60th_October_Anniversary_Prospect_7a,_Moscow_117312,_Russia_(4)_National_Research_Nuclear_University_MEPHI_(Moscow_Engineering_Physics_Institute),_Kashirskoe_highway_31,_115409_Moscow,_Russia) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.08202 |
テレスコープアレイのコラボレーションにより、ペルセウス座超銀河団に超高エネルギー宇宙線（UHECR）イベントの発生源が存在する証拠が報告されました。そのような源の単なる存在が、ペルセウス座超銀河団と天の川銀河の間にあるトーラス空域の銀河間磁場（IGMF）の強さに上限を課すことを示します。この制限は、相関長が超銀河団の距離よりも大きいフィールドの場合、10^{-10}Gのレベルにあります〜70Mpc。この境界は、ラジオファラデー回転測定からのIGMFの以前の既知の境界よりも桁違いに強く、大規模構造のボイド内の磁場の最初の上限です。
| Title |
Relativistic_Magnetized_Astrophysical_Plasma_Outflows_in_Black-Hole_Microquasars |
| Authors |
Theodora_Papavasileiou,_Odysseas_Kosmas_and_Ioannis_Sinatkas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.08251 |
最近、マイクロクエーサージェットは、天体プラズマの流出とさまざまなジェットの放出に焦点を当てている多くの研究者の関心を呼び起こしました。この研究では、ジェットのハドロン含有量を特徴とする恒星ブラックホール連星系のジェットからの電磁放射と粒子放出の調査に焦点を当てています。このような放出は、相対論的電磁流体力学の文脈の中で確実に記述されます。私たちのモデル計算は、ジェットの一次粒子（主に陽子）が加速されるフェルミ加速メカニズムに基づいています。その結果、ジェットの熱陽子のごく一部が、ジェットプラズマに生成された衝撃波を介して相対論的エネルギーを獲得します。高速（非熱）陽子と熱（冷）陽子の非弾性衝突から、二次荷電および中性粒子（パイ中間子、K中間子、ミュオン、$\eta$粒子など）と、電波波長帯、X線、さらには非常に高エネルギーのガンマ線まで。私たちの主な目標の1つは、輸送方程式を適切に解き、粒子にエネルギー損失を引き起こすさまざまなメカニズムを考慮に入れて、ハドロン宇宙ジェット内の二次粒子濃度を研究することです。銀河系MQSS433とCygX-1で、具体的な銀河系外連星系としてこの方法をテストした後、天の川銀河の伴銀河である大マゼラン雲にあるLMCX-1を調べます。言及する価値があるのは、LMCX-1システムのコンパニオンOスター（およびその拡張星雲構造）について、VLT/UVESからの分光データを使用した新しい観測が数年前に公開されたことです。
一般的なエンベロープジェットの超新星r過程の収量は、銀河における$ \ rm [Eu / Fe] $の存在量の進化を再現できます
| Title |
Common_envelope_jets_supernova_r-process_yields_can_reproduce_$\rm_[Eu/Fe]$_abundance_evolution_in_the_Galaxy |
| Authors |
Aldana_Grichener,_Chiaki_Kobayashi_and_Noam_Soker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.08301 |
数値銀河化学進化モデルを使用し、共通外層ジェット超新星（CEJSN）rプロセスシナリオが、鉄に対するユーロピウムの非常に初期の平均比と、ミルキーウェイ（MW）でのその後の進化の両方を説明できることを発見しました。銀河。CEJSNシナリオでは、中性子星（NS）が赤色超巨星（RSG）星の内部にスパイラルインし、コアまで破壊されます。このシナリオによると、r過程同位体は中性子に富むジェットの内部で核合成され、NSの周りの降着円盤がコアの内部で発射されます。NSとRSGコアの合併は、非常に若いギャラクシーですでに行われています。これらの合併特性の多様性は、低メタリサイトでの平均の周りの鉄に対するユーロピウムの比率のばらつきを説明することができます。CEJSNeは、rプロセス元素合成の主要な要因である可能性があると結論付けています。
H.E.S.S. AdvancedLIGOとAdvancedVirgoの実行を観測する2番目と3番目の重力波中のブラックホール連星合体イベントの追跡観測
| Title |
H.E.S.S._follow-up_observations_of_Binary_Black_Hole_Coalescence_events_during_the_second_and_third_Gravitational_Waves_observing_runs_of_Advanced_LIGO_and_Advanced_Virgo |
| Authors |
H.E.S.S._collaboration:_H._Abdalla,_F._Aharonian,_F._Ait_Benkhali,_E.O._Ang\"uner,_H._Ashkar,_M._Backes,_V._Baghmanyan,_V._Barbosa_Martins,_R._Batzofin,_Y._Becherini,_D._Berge,_K._Bernl\"ohr,_B._Bi,_M._B\"ottcher,_C._Boisson,_J._Bolmont,_M._de_Bony_de_Lavergne,_R._Brose,_F._Brun,_T._Bulik,_T._Bylund,_F._Cangemi,_S._Caroff,_S._Casanova,_T._Chand,_A._Chen,_G._Cotter,_J._Damascene_Mbarubucyeye,_J._Devin,_A._Djannati-Ata\"I,_K._Egberts,_J.-P._Ernenwein,_S._Fegan,_A._Fiasson,_G._Fichet_de_Clairfontaine,_G._Fontaine,_S._Funk,_S._Gabici,_G._Giavitto,_L._Giunti,_D._Glawion,_J.F._Glicenstein,_M.-H._Grondin,_J.A._Hinton,_M._H\"orbe,_W._Hofmann,_T._L._Holch,_M._Holler,_Zhiqiu_Huang,_D._Huber,_M._Jamrozy,_F._Jankowsky,_I._Jung-Richardt,_E._Kasai,_K._Katarzy\'nski,_U._Katz,_B._Kh\'elifi,_Nu._Komin,_R._Konno,_et_al._(93_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.08307 |
AdvancedLIGOとAdvancedVirgo、O2、O3の2回目と3回目の観測で、高エネルギーステレオスコピックシステム（H.E.S.S.）による4つのよく局在化した連星ブラックホール（BBH）の合併の観測について報告します。H.E.S.S.一度に$\mathrm{20\、deg^2}$の空を観測でき、ローカリゼーション領域を「タイリング」して重力波（GW）イベントを追跡し、カバーされたローカリゼーション確率を最大化します。O2とO3の間、H.E.S.S。4つのBBH合併（GW170814、GW190512\_180714、GW190728\_064510、およびS200224ca）で、ローカリゼーション領域の大部分（35\％〜75\％）が観察されました。これらの4つのGWイベントでは、どの観測でも点状のソースからの有意な信号は検出されず、非常に高いエネルギー（$>$100GeV）の$\gamma$線放出に上限が設定されています。これらのGWイベントの1-10TeV等方性光度は、H.E.S.S。の時点で$10^{45}$ergs$^{-1}$を下回っています。低光度GRB190829Aのレベル付近の観測。フォローアップ観測の実施方法に変更が加えられていないと仮定すると、H.E.S.S。4回目のGW観測実行であるO4では、年間60を超えるGWイベントを観測することが期待できます。そのうち、8つは最小の遅延で観測可能です。
準円形、回転、非歳差運動の連星ブラックホール合併の高次重力波モードの物理学を学習して推測するためのAIと極端なスケールのコンピューティング
| Title |
AI_and_extreme_scale_computing_to_learn_and_infer_the_physics_of_higher_order_gravitational_wave_modes_of_quasi-circular,_spinning,_non-precessing_binary_black_hole_mergers |
| Authors |
Asad_Khan,_E.A._Huerta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.07669 |
人工知能（AI）を使用して、準円形、回転、非歳差運動の連星ブラックホール合併の高次重力波モードの物理学を学習および推測します。$（4,0）$と$（4を除く$\ell\leq4$と$（5,5）$までのモードを含む、代理モデルNRHybSur3dq8で生成された1400万の波形を使用してAIモデルをトレーニングしました、1）$、質量比$q\leq8$と個々のスピン$s^z_{\{1,2\}}\in[-0.8、0.8]$のバイナリを記述します。AIモデルを使用して、質量比、個々のスピン、有効スピン、およびそのような信号多様体を表す数値相対論波形の傾斜角の決定論的および確率論的推定値を取得します。私たちの研究は、AIがこれらの物理的パラメーターの有益な推定値を提供することを示しています。この作品は、AIがこの高次元の信号多様体を特徴づけることができるのは初めてのことです。私たちのAIモデルは、Summitスーパーコンピューターの256ノード（1,536NVIDIAV100GPU）で分散トレーニングを使用して3.4時間以内にトレーニングされました。
南コネチカット恒星干渉計による観測。 I.機器の説明と最初の結果
| Title |
Observations_with_the_Southern_Connecticut_Stellar_Interferometer._I._Instrument_Description_and_First_Results |
| Authors |
Elliott_P._Horch,_Samuel_A._Weiss,_Paul_M._Klaucke,_Richard_A._Pellegrino,_and_Justin_D._Rupert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.07758 |
コネチカット州ニューヘブンにあるサザンコネチカット州立大学のキャンパスに基づいて、新しい強度干渉計の設計、構築、および運用について説明します。この論文では、元の2つの望遠鏡構成で行われた観測に焦点を当てますが、現在の計装は、各望遠鏡のニュートン焦点に配置された単一光子アバランシェダイオード（SPAD）検出器を備えた3つのポータブル0.6mドブソニアン望遠鏡で構成されています。各ステーションで検出された光子にはタイムスタンプが付けられ、48psの精度でタイミングの相互相関を与えることができるタイミング相関器で読み取られます。これまでの観測の詳細をシステムで詳しく説明します。このシステムは、現在、16泊の観測で本学で使用されています。機器のコンポーネントは、ローウェル天文台にも配備され、パーキンス望遠鏡とホール望遠鏡が強度干渉計として機能するようになりました。計測器の性能を詳細に特徴づけます。全体として、観測は、未解決の星を観測するときに6.76シグマのレベルで相関ピークが検出され、星を解決するのに十分なベースラインで観測するときに部分的または検出なしと一致することを示しています。これらの測定値を使用して、Arcturusの角直径は15masより大きく、Vegaの角直径は0.8〜17masであると結論付けます。この時点では不確実性は大きいですが、両方の結果は、振幅ベースの長いベースライン光干渉計からの測定値と一致しています。
小さな気球に搭載されたフォスウィッチX線検出器の背景モデル
小さな科学的な気球に乗って、天文観測に使用される気球高度でフォスウィッチシンチレータX線検出器で観測されたバックグラウンドカウントの詳細なモデリングを実行しました。Geant4シミュレーション環境でモンテカルロシミュレーション手法を使用して、さまざまなもっともらしいソースから検出器のバックグラウンドを推定しました。銀河宇宙線と大気中の原子核との相互作用から生成される高エネルギー粒子と放射線は、このような検出器のバックグラウンドカウント（通常の太陽条件下）の主な原因です。しかし、高エネルギー粒子と検出器に存在する自然放射能汚染との相互作用に起因する検出器材料の宇宙線起源または誘導放射能も、検出器のバックグラウンドに実質的に寄与する可能性があります。気球高度での放射環境を計算するために地球の大気と磁気圏の詳細な3Dモデリングを検討し、検出器の適切な質量モデルを展開してその中のバックグラウンドカウントを計算しました。この計算は、14.5$^{\circ}$Nの地磁気緯度に近い場所からの気球飛行実験中に、高度30km（大気の深さ：11.5$g/cm^{2}$）で検出器で観測されたバックグラウンドを十分に説明しています。
Taplint、TAPサービスバリデーター
テーブルアクセスプロトコルであるTAPは、広く使用されているVirtualObservatory仕様であり、クライアントソフトウェアが標準化された方法でリモートデータベースサービスと対話できるようにします。このホワイトペーパーでは、展開されたTAPサービスがTAPプロトコルスタックを形成する数十の正式な仕様に準拠しているかどうかを評価するためのツールであるtaplintについて説明します。その機能と操作の概要、およびデータサービスの堅牢性を向上させるために使用されるコンテキストについて説明します。
APEX制御システム（APECS）：最近の改善と計画
| Title |
APEX_Control_System_(APECS):_Recent_improvements_and_plans |
| Authors |
Dirk_Muders_and_Carsten_K\"onig_and_Reinhold_Schaaf_and_Felipe_Mac-Auliffe_and_Juan-Pablo_P\'erez-Beaupuits |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.08123 |
増え続けるデータレートとボリュームに対処するためのAtacamaPathfinderExperimentControlSystem（APECS）の最近の改善について報告します。また、現在の機器の非常に広い帯域幅では、準リアルタイムオンラインパイプラインのこれらの計算を高速化するために、並列化を使用したベクトル化された大気不透明度補正に切り替える必要がありました。今後数年間のAPEX運用の継続を楽しみにしています。
地上食からの出入り中のスターリンク衛星とワンウェブ衛星の明るさ
天体の幾何学と大気物理学を組み合わせたモデルを使用して、人工衛星が地球の影に出入りするときの調光を計算します。地球大気による太陽光の屈折は、衛星がジオメトリのみから決定された日食領域内にあるときに衛星を照らすことができます。一方、屈折は大気吸収と組み合わさって、その領域の外側の数十kmの衛星を暗くします。短波長では太陽光の吸収が強いため、宇宙船の明るさは赤よりも青の方が低くなります。MMT-9ロボット天文台からの観測は、モデルの予測と一致しています。日食領域での位置の関数としての衛星の明るさの表が提供されています。
マグネティックスターHD135348は、激しく回転する磁気圏を所有できますか？
| Title |
Could_the_Magnetic_Star_HD_135348_Possess_a_Rigidly_Rotating_Magnetosphere? |
| Authors |
Rahul_Jayaraman,_Swetlana_Hubrig,_Daniel_L._Holdsworth,_Markus_Sch\"oller,_Silva_J\"arvinen,_Donald_W._Kurtz,_George_R._Ricker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.07676 |
測光および分光偏光観測に基づいて、新しい磁気圏星、HD135348の検出と特性評価を報告します。この星のTESS光度曲線は、剛体回転磁気圏（RRM）を持つことが知られている星と一致する変動を示したため、4つの異なる回転位相で南部アフリカ大型望遠鏡（SALT）のRobertStobieSpectrograph（RSS）を使用して分光偏光観測を取得しました。これらの観測から、星$\langleB_z\rangle$の縦磁場、およびAlfv\'enとKeplerの半径を計算し、この星には遠心磁気圏が含まれていると推定しました。ただし、アーカイブスペクトルは、他の多くのRRMスターで観察されているH$\alpha$およびBrackettシリーズの特徴的な「ダブルホーン」発光プロファイルを示していません。これは、これらの星のスペクトルが星の回転によって大幅に変化するため、利用可能な一連の観測の回転位相カバレッジが不十分であることが原因である可能性があります。私たちの分析は、地上の機器を使用した分光偏光追跡のための磁気星候補を測光的に識別する際のTESSの使用を強調しています。TESSデータでRRMスターの例をさらに検索するために、機械学習分類器の実装を評価しています。
掃天観測施設を使用した銀河面でのマイクロレンズイベント
| Title |
Microlensing_Events_in_the_Galactic_Plane_Using_the_Zwicky_Transient_Facility |
| Authors |
Antonio_C._Rodriguez,_Przemek_Mr\'oz,_Shrinivas_R._Kulkarni,_Igor_Andreoni,_Eric_C._Bellm,_Richard_Dekany,_Andrew_J._Drake,_Dmitry_A._Duev,_Frank_J._Masci,_Thomas_A._Prince,_Reed_Riddle,_David_L._Shupe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.07684 |
マイクロレンズ法は、太陽系外惑星、褐色矮星、低光度星、古い白色矮星、中性子星などの「暗い」天体の銀河系集団を研究するための強力な手法であり、孤立した恒星質量黒を研究するほぼ唯一の方法です。穴。重力マイクロレンズイベントを検索するためのこれまでの取り組みの大部分は、銀河バルジなどの高密度フィールドに集中してきました。銀河面でのマイクロレンズイベントには、銀河バルジに向かうイベントと比較して光学的厚さが低くなるという犠牲を払って、より近接し、比較的適切な運動がより制限されるという利点があります。2018年から2021年にかけてコンパイルされた掃天観測（ZTF）データリリース5（DR5）を使用して、$|b|の領域の銀河面を調査します。<20^\circ$。強力なマイクロレンズ視差効果を示す3つを含む合計60の候補マイクロレンズイベントが見つかりました。イベントの割合は銀河の構造を追跡し、スケールの長さが$\ell_0\sim37^\circ$の銀経の関数として指数関数的に減少します。平均して、マイクロレンズイベントのアインシュタインのタイムスケールは、銀河バルジ（$\sim20$日）に比べて約3倍の長さ（$\sim60$日）であることがわかります。このパイロットプロジェクトは、銀河面に向けたマイクロレンズ法が、銀河面内の暗い物体の特性評価に強い期待を示していることを示しています。
特異な水素欠乏炭素星：ストロンチウムに富む星とs過程
| Title |
Peculiar_Hydrogen-deficient_Carbon_Stars:_Strontium-Rich_Stars_and_the_s-Process |
| Authors |
Courtney_L._Crawford,_Patrick_Tisserand,_Geoffrey_C._Clayton,_Bradley_Munson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.07689 |
コンテキスト：Rかんむり座R星（RCB）変数とその非変数の対応物である、ほこりのない水素欠乏炭素（dLHdC）星は、表面、特にSr、Y、およびBaに強化されたs処理された物質を示すことが知られています。これらのタイプの星のs過程を調査するための包括的な作業は行われていませんが、特定のRCB星であるUAqrは、その並外れたSrの強化について精査されています。目的：私たちは、UAqrなどのSrの存在量を大幅に強化したRCBおよびdLHdC星を特定し、恒星進化モデルを使用して、典型的なHdC星で発生する中性子曝露のタイプの推定を開始することを目指しています。方法：SrII4077$\AA$スペクトル線の強度をCaIIHと比較して、Srが豊富なHdCの新しいサブクラスを特定します。さらに、既存のRCBMESAモデルからの構造および存在量の情報を使用して、中性子曝露パラメーター$\tau$を計算します。結果：Srリッチクラスの6つの星を特定します。2つはRCBで、4つはdLHdCです。さらに、好ましいRCBMESAモデルの中性子曝露量は$\tau$〜0.1mb$^{-1}$であり、0.15〜0.6mb$^{-1}$の推定$\tau$よりも低いことがわかります。文献に見られるSrに富む星UAqrのために。He燃焼シェル温度、金属量、および想定されるs処理サイトに対応する中性子曝露の傾向を見つけます。結論：Srリッチクラスとして知られる6つのHdCのサブクラスが見つかりました。これらは、RCBとdLHdCの一般的な分布の外側で、ハローにある傾向があります。dLHdCの星はRCBよりもSrが豊富である可能性が高く、dLHdCの発生率は〜13\％、RCBの発生率は〜2\％であることがわかります。これは、RCBとdLHdCの間の最初の潜在的な分光学的差異の1つであり、dLHdCは$^{18}$Oのより強い表面存在量を持っています。
Rかんむり座R星と無塵水素欠乏炭素星は異なる酸素同位体比を持っています
| Title |
R_Coronae_Borealis_and_dustless_Hydrogen-deficient_Carbon_stars_have_different_oxygen_isotope_ratios |
| Authors |
Viraj_Karambelkar,_Mansi_Kasliwal,_Patrick_Tisserand,_Geoff_Clayton,_Courtney_Crawford,_Shreya_Anand,_Tom_Geballe,_Edward_Montiel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.07692 |
Rかんむり座R星（RCB）と無塵水素欠乏炭素（dLHdC）の星は、低質量の白色矮星の合併の残骸であると考えられています。これらの超巨星は、独特の水素欠乏炭素に富む化学作用を持ち、$^{18}$Oの過剰な量を持っています。RCB星は塵の形成エピソードを経験し、dLHdC星では見られない大振幅の測光変動をもたらします。最近、天の川の既知のdLHdC星のサンプルは、27個の新しいdLHdC星の発見で5倍以上になりました。新しく発見された20個のdLHdC星の中解像度（R$\approx3000$）近赤外スペクトルを示します。RCB星とは異なり、dLHdC星は強いブルーシフト（$>200$kms$^{-1}$）を示さないことを確認します。彼ら。また、47個のRCB星の中解像度（R$\approx3000-8000$）$K$バンドスペクトルも示します。$^{12}$C$^{16}$Oと$^{12}$Cを示す7つのdLHdCと31のRCB星の$^{16}$O/$^{18}$O比を測定します$^{18}$O吸収帯であり、これまでのdLHdCおよびRCB星の$^{16}$O/$^{18}$Oの値の最大のサンプルを示しています。7つのdLHdC星のうち6つが$^{16}$O/$^{18}$O$<0.5$であるのに対し、31のRCB星のうち26は$^{16}$O/$^{18であることがわかります。}$O$>1$。ほとんどのdLHdC星は、ほとんどのRCB星よりも$^{16}$O/$^{18}$Oが低いと結論付けています。これは、RCB星とdLHdC星の間の最初の分光学的差異の1つを確認します。私たちの結果は、RCB星がdLHdC星の進化した段階を表すという既存の図を除外しています。代わりに、白色矮星の合併の残骸がdLHdCまたはRCBの星であるかどうかは、白色矮星の質量比、質量、および組成に依存することをお勧めします。
GAIAeDR3による無塵HdCスターの新時代の幕開け
| Title |
The_dawn_of_a_new_era_for_dustless_HdC_stars_with_GAIA_eDR3 |
| Authors |
P._Tisserand,_C._L._Crawford,_G._C._Clayton,_A._J._Ruiter,_V._Karambelkar,_M._S._Bessell,_I._R._Seitenzahl,_M._M._Kasliwal,_J._Soon,_T._Travouillon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.07693 |
発見から数十年後、星周塵の殻がないことがわかっていたのは、水素欠乏炭素（HdC）の4つの星だけでした。これは、重い塵の生成者として有名な$\sim$130の既知の銀河系HdC星、つまりRかんむり座R星（RCB）星とは完全に対照的です。それらは一緒になって、CO/He白色矮星連星システムの合併に由来すると考えられている、珍しいクラスの超巨星を形成します。これは、二重縮退シナリオとしても知られています。新しいダストレスHdC（dLHdC）スターを検索しました。主に2MASSおよびGAIAeDR3カタログを使用して、分光学的に追跡された候補を選択しました。27個の新しいdLHdC星、1個の新しいRCB星、2個の新しいEHe星を発見しました。驚いたことに、20個の新しいdLHdC星は、既知のdLHdC星HD148839の特性を共有しており、大気中の水素欠乏が低くなっています。カバーされていないdLHdC星の集団は、RCB星のようにバルジのような分布を示しますが、光度が弱く、有効範囲が狭い独自の進化シーケンスに従って、HdC星の異なる集団であることを示すものとは複数の違いがあります。温度。遷移時間を通過する典型的なRCB星である可能性がある、4つの新しいdLHdC星の現在の低ダスト生成活動の兆候を発見しました。私たちは、3等を超えるHdC星の全集団において、絶対等級の広い範囲の証拠を初めて持っています。好まれる形成フレームワークでは、これは、初期の総WD連星質量の広い範囲によって説明され、明確な最大輝度と初期温度を持つ一連の進化シーケンスにつながります。冷たい銀河系RCB星は、マゼラン星よりも著しく暗いです。これは、おそらく金属量の違いにより、WDの質量比が異なるためです。私たちの銀河系では、RCB星と同じ数のdLHdC星が存在する可能性があります。
V2400オフィウチの74日間のK2観測における反磁性ブロブ降着の探索
| Title |
Searching_for_Diamagnetic_Blob_Accretion_in_the_74_day_K2_Observation_of_V2400_Ophiuchi |
| Authors |
Andrew_Langford,_Colin_Littlefield,_Peter_Garnavich,_Mark_R._Kennedy,_Simone_Scaringi,_and_Paula_Szkody |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.07729 |
1995年の発見以来、V2400Ophiuchi（V2400Oph）は、提案された磁場の強さ（9-27MG）とディスクのない降着により、最もよく知られている中間ポーラー激変星とは一線を画しています。今日まで、システムの正確な降着メカニズムはまだ不明であり、標準的な降着モデルは、その光度曲線の特異な振る舞いを正確に予測することができません。1分で記録された74。19日間の測光データを記録したV2400OphのK2Campaign〜11光度曲線を示します。光度曲線は、非周期的なちらつきと準周期的な振動によって支配され、短いタイムスケールではビートとスピンの信号が目立たなくなります。特に、両対数フルパワースペクトルは、一部のディスク給電システムと同様に、$\sim10^2$サイクル〜d$^{-1}$での遮断周波数を示しています。パワースペクトル分析により、ビートとスピンの周期はそれぞれ$1003.4\pm0.2$秒と$927.7\pm0.1$秒として測定されます。K2観測全体のパワースペクトルは、うなり周期の優位性を示しています。ただし、時間分解パワースペクトルは、観測長と光度曲線の支配的な周波数との間に強い依存性があることを示しています。短い観測（2〜12時間）の場合、ビート、スピン、または最初のビートの高調波が主要な周期信号として観測されます。このようなインコヒーレンスと変動性は、現在の中間ポーラー理論が説明できるよりも複雑な動的降着システムを示しています。反磁性ブロブ降着モデルが降着メカニズムのもっともらしい説明として役立つかもしれないことを提案します。
恒星のスーパーフレアにおける多波長準周期的脈動
| Title |
Multi-wavelength_quasi-periodic_pulsations_in_a_stellar_superflare |
| Authors |
Dmitrii_Y._Kolotkov,_Valery_M._Nakariakov,_Robin_Holt,_Alexey_A._Kuznetsov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.07734 |
クールスターのスーパーフレア（既知の太陽フレアの1000倍以上の強さ）、軟X線（SXR、XMM-Newtonを使用）および白色光（WL、ケプラーと）。これにより、従来は星のコロナと彩層からそれぞれ発生すると考えられていた、熱放射と非熱放射の同時放出における恒星フレアの振動過程の初めての分析が可能になりました。観測されたQPPの期間は$1.5\pm0.15$時間（SXR）と$3\pm0.6$時間（WL）であり、相互によく相関しています。SXRとWLで観測されたQPPのパラメーター間の独自の関係により、フレアループ内の電流の振動とリンクさせることができました。これは、非熱電子のダイナミクスに直接影響し、熱プラズマに間接的に（オーム加熱を介して）影響します。これらの発見は、少なくとも恒星のスーパーフレアの極端な条件では、フレアループの同等のLCR等高線モデルを支持すると見なすことができます。
太陽フレアの世界的なエネルギー学。 XIII。コロナ質量放出のニューパート効果と加速
| Title |
Global_energetics_of_solar_flares._XIII._The_Neupert_effect_and_acceleration_of_coronal_mass_ejections |
| Authors |
Markus_J._Aschwanden |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.07759 |
私たちの主な目的は、{\slコロナ質量放出（CME）}の伝播の高さ-時間モデル$r（t）$であり、下部コロナは太陽圏の経路に自己無撞着に接続されています。このタスクは、Neupert効果を使用して、{\sl軟X線（SXR）}光度曲線の時間微分から得られるCME加速フェーズのピーク時間、期間、および速度を導出することによって実現します。この新しいアプローチは、CME高さ-時間プロファイル$r（t）$、CME速度プロファイル$v（t）=dr（t）/dt$、およびCME加速プロファイル$a（t）=dv（t）/dt${\sl静止軌道地球衛星（GOES）}と白色光データから、{\sl硬X線（HXR）}データは必要ありません。この手法を、GOESと{\sl大角度太陽コロナグラフ（LASCO）}で観測された576（GOESXおよびMクラス）フレアイベントのデータセットに適用します。私たちの分析では、$a_A=0.1-13$kms$^{-2}$の範囲の加速率、$\tau_A=1.2-45$minの加速時間、および$d_A=3の範囲の加速距離が得られます。-1063$Mm、中央値$d_A=39$Mm。これは、温度が$T_e\approx0.8$MKのコロナの静水圧スケールの高さに対応します。結果は、低コロナ（〜0.1R_sunの高さ）でのCMEの磁気リコネクションと同期（一次）加速を予測する標準フレア/CMEモデルと一致していますが、二次（より弱い）加速は太陽圏の距離でさらに発生する可能性があります。
重力波過渡カタログデータの未解決の部分母集団における予期しない相関
| Title |
Unexpected_correlations_in_outstanding_subpopulations_of_the_gravitational_wave_transient_catalogue_data |
| Authors |
Matthias_U._Kruckow_and_Zhanwen_Han |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.07847 |
3回目の観測では、重力波の放出イベントの数が大幅に増加しました。記録されたイベントのデータは、母集団の全体的なプロパティを検索するために検査されます。サブポピュレーションのプロパティが決定され、シミュレーションからの予測と比較されます。最も優れたシステムは、全バイナリとチャープ質量のパラメータ空間で線形関係に従うようです。これらの関係は、確率論的な起源を持つにはあまりにも緊密であり、それぞれ少なくとも5つの独立したイベントによってサポートされています。相関関係の起源はまだ確認されていませんが、楽器の遺物から未知の物理学に至るまで、考えられる原因が議論され、部分的に除外されています。関係のソースに応じて、2.5から2.9Msunの間のより小さな質量成分を持つ2つのイベント（GW190814とGW200210_092254）は、非常に異なる光で明らかになる可能性があります。
太陽フレアの現在のシートにおける引裂き不安定性の観測的特徴
| Title |
Observational_Signatures_of_Tearing_Instability_in_the_Current_Sheet_of_a_Solar_Flare |
| Authors |
Lei_Lu,_Li_Feng,_Alexander_Warmuth,_Astrid_M._Veronig,_Jing_Huang,_Siming_Liu,_Weiqun_Gan,_Zongjun_Ning,_Beili_Ying,_Guannan_Gao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.07857 |
磁気リコネクションは、さまざまな天体物理学的現象において、磁気エネルギーをプラズマエネルギーだけでなく粒子エネルギーにも変換する基本的な物理プロセスです。この手紙では、さまざまなプラズモイドが継続的に引き伸ばされた電流シートによって形成された太陽フレアのユニークなデータセットを示しています。EUV画像は、再接続の流入、流出、特に繰り返し発生するプラズマブロブ（プラズモイド）をキャプチャしました。X線画像は、現在のシートの下端にある非熱放射源を明らかにします。おそらく、十分な量の高エネルギー電子が閉じ込められた大きなプラズモイドとしてです。無線領域では、上向きにゆっくりとドリフトする脈動構造と、それに続くまれな反対のペアが続きます。漂流構造が観察された。これらの構造は、現在のシートで形成された一次および二次プラズモイドの進化をマッピングすることになっています。さまざまな場所とスケールでのプラズモイドに関する私たちの結果は、乱流シートのダイナミクス、プラズマ加熱、粒子加速、および輸送プロセスに重要な光を当て、カスケード磁気リコネクションプロセスの観測証拠を提供します。
バイナリマイクロレンズOGLE-2014-BLG-1050のMagAO観測は、より高質量のソリューションを好みます
| Title |
MagAO_observations_of_the_binary_microlens_OGLE-2014-BLG-1050_prefer_the_higher-mass_solution |
| Authors |
Xiaojia_Xie,_Subo_Dong,_Wei_Zhu,_A._Gould,_A._Udalski,_J.-P._Beaulieu,_L._M._Close,_J._R._Males,_J.-B._Marquette,_K._M._Morzinski,_R._W._Pogge,_J._C._Yee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.08029 |
OGLE-2014-BLG-1050の補償光学（AO）フォローアップイメージングを報告します。これは、宇宙ベースの視差測定による2番目のバイナリマイクロレンズイベントです。マイクロレンズ視差pi_Eの縮退により、2セットのソリューションが発生しました。〜3.5kpcの〜（0.9、0.35）M_Sunバイナリ、または〜1.1kpcの〜（0.2、0.07）M_Sunバイナリです。マゼランAO観測を行うことにより、マイクロレンズ光源とブレンドされたフラックスを測定し、ブレンドが高質量溶液から予測されたレンズフラックスと一致していることを確認します。AOフラックス測定と以前のレンズ制約の組み合わせから、}レンズシステムは$1.05^{+0.08}_{-0.07}$M_Sunプライマリと$0.38^{+0.07}_{-で構成されていると推定されます。0.06}$M_Sunセカンダリ$3.43^{+0.19}_{-0.21}$kpc。
恒星移動グループグループXのジャイロ年代測定
| Title |
Gyrochronological_dating_of_the_stellar_moving_group_Group_X |
| Authors |
S._Messina,_D._Nardiello,_S._Desidera,_M._Baratella,_S._Benatti,_K._Biazzo,_V._D'Orazi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.08061 |
ジャイロクロノロジーは、現在、散開星団の年齢を推定するために使用されている方法の1つです。Gaiaによって発表され、KeplerやTESSなどの最近の宇宙ミッションによって提供された正確な自転周期測定によって補完された何百もの新しいクラスター、アソシエーション、および移動グループにより、この方法の信頼性を大幅に向上させることができます。最近発見された移動グループグループXの年齢を測定するために、ジャイロクロノロジー、つまり低質量星に有効な較正された年齢-質量-回転関係を使用します。TESSフルフレーム画像からすべての候補メンバーの光度曲線を抽出しました。さまざまな周期検索方法を使用して、回転周期を測定しました。合計218個の星のうち168個の自転周期を測定し、それらの自転周期の色の分布を、2つの年齢ベンチマーククラスター、プレアデス星団（125Myr）とプレセペ星団（625Myr）の回転周期、および最近特徴付けられた散開星団と比較しました。クラスターNGC3532（300Myr）。分析の結果、300$\pm$60Myrのジャイロ年齢を導き出しました。また、独立した方法として、等時線全体と3つの最も明るい候補メンバーを、最も正確な恒星パラメータで個別にフィッティングし、それぞれ250Myrと290Myrの同等の値を導き出しました。グループXの交際により、以前に提案された、近くにあるがはるかに古いComaBerenicesクラスターとの接続を完全に除外することができます。
SPIRouスペクトルから近くのM矮星の基本的なパラメータを推定する
| Title |
Estimating_fundamental_parameters_of_nearby_M_dwarfs_from_SPIRou_spectra |
| Authors |
P._I._Cristofari,_J.-F._Donati,_T._Masseron,_P._Fouqu\'e,_C._Moutou,_X._Delfosse,_E._Artigau,_C._P._Folsom,_A._Carmona,_E._Gaidos,_J.-D._do_Nascimento_Jr.,_F._Jahandar,_G._H\'ebrard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.08118 |
SPIRouLegacyのフレームワークで、カナダ-フランス-ハワイ望遠鏡（CFHT）に設置された近赤外高解像度分光偏光計であるSPIRouで保護されたスペクトルからM矮星の基本パラメータを取得することを目的とした研究の結果を提示します。調査（SLS）。私たちの研究は、観測されたスペクトルを、それぞれPHOENIXおよびMARCSモデル大気から計算された合成スペクトルの2つのグリッドと比較することに依存しており、基本的なパラメーターを決定できる精度を最適化することを最終目標としています。この最初のステップでは、有効温度（$T_{\rmeff}$）が3000〜4000Kの12個の非アクティブなM矮星にこの手法を適用しました。ベンチマークを実装して、これで使用される2つのモデルの比較を実行しました。勉強。モデルの選択が結果に大きな影響を与え、$T_{\rmeff}$で30K、表面重力で0.05dexから0.10dex（$\log{g）の派生パラメーターに不一致が生じる可能性があることを報告します。}$）と金属量（[M/H]）、および$T_{\rmeff}$と0.4dex$\log{g}$と[M/H]で最大50Kの体系的なシフト。分析は、合成テルル透過モデルと主成分分析の両方を使用して、テルル吸収特性とスカイラインから補正された複数の観測にわたって平均化された、高い信号対雑音比のテンプレートSPIRouスペクトルで実行されます。両方のモデルで、$T_{\rmeff}$、$\log{g}$、および[M/H]の推定値を、参照文献の研究とよく一致して取得します。内部エラーバーは約30K、0.05dex、0.1です。それぞれdex。
HD93521の変革の旅
HD93521は、銀河円盤の約1kpc上に位置する、巨大で急速に回転する星であり、推定質量の進化年齢は、円盤から放出された場合の飛行時間よりもはるかに短くなります。ここでは、HD93521の進化的タイムスケールと運動学的タイムスケールの両方の再評価を示します。GaiaEDR3からの距離と固有運動、および視線速度測定の要約に基づいて、飛行時間39+/-3Myrを計算します。。次に、観測されたスペクトルエネルギー分布と距離を組み合わせた回転モデルを使用して、恒星の光度を決定します。Brottらによる回転星の進化軌道との比較。約5+/-2Myrの進化年齢をもたらします。タイムスケールの不一致に対する解決策は、HD93521が優れた合併製品であるということです。それはおそらく銀河円盤から低質量の星の密接な連星系として放出され、最終的には合体して、今日私たちが観測する急速に回転する単一の巨大な星を作り出しました。
放射-MHDシミュレーションにおける彩層フィブリルの形成と加熱
| Title |
The_formation_and_heating_of_chromospheric_fibrils_in_a_radiation-MHD_simulation |
| Authors |
M._K._Druett,_J._Leenaarts,_M._Carlsson,_M._Szydlarski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.08245 |
目的：フィブリルの生成と破壊のプロセスを理解するために、パッシブトレーサー粒子（コルク）を使用して、高密度フィブリル内の質量要素の動きを調べます。方法：シミュレートされたフィブリルは、H$\alpha$画像プロキシで表示されるときに選択されました。コルクはフィブリルH$\alpha$形成領域内で選択されました。このセットからコルクを選び、それを通る力線を作りました。このフィールドラインに近い他のフィブリルコルクも選択されました。パスラインが構築され、質量要素の位置が時間の前後に明らかになりました。これらの質量要素に作用する力を分析しました。結果：シミュレーションでのフィブリル荷重の主なプロセスは、波が衝撃に急降下し、足元の近くから力線に沿って材料を上向きに押し上げる質量荷重シナリオとは異なります。ねじれた低い位置の力線は不安定になり、次にねじれを解き、ローレンツ力を介して頂点の上に閉じ込められた材料を持ち上げました。その後、質量の大部分は重力下で一方または両方のフットポイントに向かって力線を流れ落ちました。水平方向の速度が大きい材料は、上昇する力線で上昇し、いくらか放物線状の動きを生み出す可能性がありますが、材料は通常、荷重中に静止した磁力線に沿って上向きに移動していませんでした。結論：シミュレーションで観察されたプロセスは、もっともらしい追加のシナリオです。そのようなイベントを観察するための基準が説明されています。私たちのシミュレーションでは、フィールドのフットポイントのベースから供給された材料から、より高密度に充填されたフィブリルを形成できることが望ましいです。これを達成するために必要な実験パラメータについて説明します。
完全一般相対論的オシロン予熱からの重力波
スカラー凝縮物の断片化による長寿命の準ソリトンとして、オシロンはインフレーション後の予熱時代を支配する可能性があります。この期間中に、確率的重力波も生成される可能性があります。考えられるすべての非摂動効果を捉えるために、完全な一般相対性理論を考慮したシミュレーションを使用して、この期間の重力波の生成を定量化します。オシロン予熱モデルの選択範囲全体で重力波スペクトルを計算し、その結果をFLRWバックグラウンドでの従来の摂動アプローチと比較します。オシロンなどの高密度の非摂動オブジェクトが形成されているシナリオから、誘発された重力波を計算する際のゲージのあいまいさを明らかにします。特に、重力がオシロンの形成に重要な役割を果たす場合、同期ゲージはゲージモードのために重力波スペクトルに大きな人工的な増強を含む傾向があることがわかりますが、放射ゲージや適切なものなどの他のゲージの選択選択した「1+log」ゲージは、ゲージモードの寄与を効率的に減らすことができます。完全な一般相対論的シミュレーションは、オシロン形成が強い重力効果を誘発する場合を除いて、FLRWバックグラウンドでの摂動アプローチから得られた重力波スペクトルがかなり正確であることを示しています。
相対論的気泡壁の摩擦圧力
宇宙論的な一次相転移の間に、気泡壁を横切るプラズマの粒子はゲージボソンを放射することができます。結果として生じる圧力は、大きな結合定数および/または大きな過冷却に対して摂動的に計算することはできません。モンテカルロシミュレーションを使用して、分析と数値の両方で、すべての先行ログオーダーで実際の排出量と仮想排出量を再開します。放射されたボソンは主に柔らかく、相対論的気泡壁に生じる遅延圧力は、ローレンツブーストと秩序パラメーターの両方で、対数まで線形であることがわかります。さらに、IRカットオフ、壁の厚さの影響、計算に入るさまざまな近似の影響について定量的に説明し、反射される放射ボソンの運命についてコメントします。
Parkesパルサータイミングアレイによる暗黒光子暗黒物質の高精度検索
| Title |
High-precision_search_for_dark_photon_dark_matter_with_the_Parkes_Pulsar_Timing_Array |
| Authors |
Xiao_Xue,_Zi-Qing_Xia,_Xingjiang_Zhu,_Yue_Zhao,_Jing_Shu,_Qiang_Yuan,_N._D._Ramesh_Bhat,_Andrew_D._Cameron,_Shi_Dai,_Yi_Feng,_Boris_Goncharov,_George_Hobbs,_Eric_Howard,_Richard_N._Manchester,_Aditya_Parthasarathy,_Daniel_J._Reardon,_Christopher_J._Russell,_Ryan_M._Shannon,_Ren\'ee_Spiewak,_Nithyanandan_Thyagarajan,_Jingbo_Wang,_Lei_Zhang,_Songbo_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.07687 |
何十年にもわたる実験的努力にもかかわらず、暗黒物質の性質はあいまいなままです。暗黒物質の候補の質量は広範囲に及ぶ可能性があり、標準模型セクターとの結合は依然として不確実です。これらすべての未知数は、暗黒物質の検出を非常に困難にします。$m\sim10^{-22}$eVの超軽量暗黒物質は、他の観測との一貫性を保ちながら、観測とコールドダークマターパラダイムの小規模構造のシミュレーションからの予測との間の不一致を調整するために提案されています。ドブロイ波長が大きく、銀河内の局所的な占有数が多いため、超軽量の暗黒物質は、その質量に依存する振動周波数を持つコヒーレントに振動する背景フィールドのように動作します。暗黒物質粒子が$U（1）_B$や$U（1）_{BL}$ゲージボソンなどのスピン1の暗黒光子である場合、外部の振動力を誘発し、テストの変位を引き起こす可能性があります大衆。このような効果は、非常に安定したミリ秒パルサーからの電波パルスの到着時間の周期的な変動の形で観察できます。この研究では、パークスパルサータイミングアレイで収集された26個のパルサーの14年間の高精度観測を使用して、超軽量暗黒光子暗黒物質の証拠を検索します。統計的に有意な信号は見つかりませんが、$U（1）_B$と$U（1）_{B-L}$の暗黒光子暗黒物質の結合定数に制約を課します。他の実験と比較して、私たちの研究で達成された無次元結合定数$\epsilon$の制限は、暗い光子の質量が$3\times10^{-22}$〜eV（$10）より小さい場合、最大2桁改善されます。$U（1）_{B}$（$U（1）_{BL}$）シナリオの場合は^{-22}$〜eV）。
| Title |
Dark_matter_component_in_hadronic_models_with_short-range_correlations |
| Authors |
O._Louren\c{c}o,_T._Frederico,_and_M._Dutra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.07716 |
中性子星（NS）の研究には、短距離相関（SRC）を含む核子に結合した暗黒物質（DM）粒子を含む相対論的平均場ハドロンモデルが適用されます。最も明るいニュートラリーノが、ヒッグス粒子の交換によって核子と相互作用する暗い粒子の候補として選択されます。詳細な熱力学的分析は、これらの粒子と核子によって構成される物質のエネルギー密度へのDMフェルミ粒子の寄与が、DM運動項によって完全に支配されていることを示しています。このモデルは、NICERミッションからの結合データ、LIGOコラボレーション、および電波観測からの質量測定の分析から得られた質量半径図の制約を十分に再現します。我々は、SRCがDM成分による中性子星の質量の減少と釣り合っていることを示し、そのため、モデルはより大きなNSを提示することができます。また、ハドロンセクターに関連するいくつかのバルクパラメータの不確実性のNS質量半径プロファイルでの影響の研究を提示します。最近の天体物理学的制約と互換性があり、更新された鉛半径実験（PREX-2）によって報告された結果から得られた対称性エネルギー勾配の不確実性と互換性のある、DM含有量のパラメーター化を生成できることがわかります。
べき法則に反する複数の球形ベッセル関数の積分を分布に分解するための一般的な方法について
| Title |
On_a_General_Method_for_Resolving_Integrals_of_Multiple_Spherical_Bessel_Functions_Against_Power_Laws_into_Distributions |
| Authors |
Kiersten_Meigs_and_Zachary_Slepian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.07809 |
ここでは、べき乗則によって重み付けされた球面ベッセル関数（SBF）の積の積分を実行する方法を示します。ダブルSBF積分で始まる私たちの方法は、ベッセルの微分方程式を介して定義された微分演算子$\hat{D}$を利用します。この演算子を適用すると、2段階でべき乗則が上がります。また、ここでは、この演算子を偶数と奇数の両方の場合に適用できる適切な基本積分式を表示します。これまでに知られているソリューションを再現することを示すことで、メソッドをテストします。重要なことに、それはそれらを超えて、特異分布、ヘヴィサイド関数、およびガウスの超幾何分布、$\;_2{\rmF}_1$の観点から、正の半確定整数乗則を持つ$all$二重SBF積分のソリューションを提供します-法則の重み。次に、ダブルSBF積分の方法により、現在文献にあるケースを超えて、$任意の$トリプルSBF重なり積分を評価できることを示します。これにより、任意の4倍、5倍、および6倍のSBF積分を、扱いやすい形式に縮小できます。
ボルトンの安定性に関する詳細な研究
ゲージされた渦のダイナミクスを構築してシミュレートします。これは、閉じ込められた電荷と電流の角運動量によってサポートされる宇宙ひもの円形ループであり、以前に提示した完全に安定した渦の詳細を提供します。それらの存在と動的特性は、それらの位相周波数に対する追加の制約が満たされる場合、無限の真っ直ぐな超伝導ストリングに基づく分析によって正確に予測できることがわかります。細いストリング近似（TSA）との良好な定量的一致を示し、曲率補正がボルトン半径に反比例するという証拠を提供します。これは、渦解とそれに続く軸方向および完全な3次元進化コードを生成するエネルギー最小化アルゴリズムで検証されます。各振動モードの周波数を予測し、どのモードが不安定であるかを判断し、不安定モードの成長率を高精度で計算できることがわかりました。
| Title |
Non-Gaussian_Signatures_of_a_Thermal_Big_Bang |
| Authors |
Maria_Mylova,_Marianthi_Moschou,_Niayesh_Afshordi,_Jo\~ao_Magueijo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.08179 |
ビッグバンが最初から暑かったとしたら？これは、変動の原因が熱であり、モデルがパラメーターの空間の重要な境界に存在する必要があるバイメトリック理論で可能であり、反DBIブレーンが$EAdS_2\timesE_3$ジオメトリ内で移動するときに実現できます。この設定により、モデルが一意になり、スカラースペクトルインデックスとその実行が鋭く予測されます。このサーマルバイメトリックモデル、または略して「バイサーマル」の非ガウスシグネチャを調査します。$P（X、\phi）$モデルの非ガウス性の標準計算をモデルの熱的性質に適合させ、両性熱の特性が計算にどのように影響し、結果を変更するかを強調します。これにより、バイサーマルモデルの3点関数の形状と振幅を正確に予測できます（ツリーレベルで）：$f^{\rmlocal}_{\rmNL}=-3/2$および$f^{\rmequil}_{\rmNL}=-2+4\sqrt{3}\pi/9\simeq0.4$。また、平坦化された非ガウス性$\propto（k_1+k_2-k_3）^{-3/2}+$順列の新しい形状を発見しました。これは、励起された熱初期条件のために予想されます。これらの結果は、スカラーパワースペクトルの以前の予測とともに、将来の世代の宇宙論的調査の鋭い目標を提供します。
捕獲された求電子性暗黒物質に対する太陽の制約
太陽内部の電子との相互作用によって捕捉された暗黒物質は、長寿命のメディエーターを介して消滅し、観測可能なガンマ線信号を生成する可能性があります。フェルミ大面積望遠鏡のデータを利用して、暗黒物質の電子散乱断面積に境界を設定します。これは、GeVからTeVスケールの範囲の暗黒物質の質量に対する既存の制限よりも3〜4桁強力です。
| Title |
Galactic_Dynamics_in_General_Relativity:_the_Role_of_Gravitomagnetism |
| Authors |
Matteo_Luca_Ruggiero,_Antonello_Ortolan,_Clive_C._Speake |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.08290 |
暗黒物質がない場合、銀河の回転曲線の観測はニュートン重力の観点から説明できないことはよく知られている事実です。ケプラーの動きで予想されるものとは対照的に、回転曲線は外側の領域で平坦になります。銀河中心から遠く離れた重力場は、ニュートン重力を使用するのに十分弱いですが、弱磁場近似でも、質量電流に起因する重力磁気効果など、ニュートンの対応物がない一般相対論的効果があります。弱磁場およびスローモーション近似におけるアインシュタイン方程式の解法への重力電磁アプローチを使用して、重力磁気効果が銀河のダイナミクスを理解する上で重要な役割を果たす可能性があるという驚くべき結果を示唆するいくつかの簡単な議論について説明します。さらに、物質を塵の流体として扱い、流体の渦度に対するポストニュートン効果の影響を研究します。
ブラックホールは渦構造を認めていると私たちは主張します。これは、ブラックホールの重力子凝縮体の記述と、ブラックホールと、ユニタリー性と互換性のある最大エントロピーを持つ一般的なオブジェクト、いわゆるサチュロンとの対応の両方に基づいています。渦度のために、計算可能な再正規化可能な理論の$Q$ボールタイプのサチュロンが、ブラックホールと同じスピンにバインドされた極値に従うことを示します。それに対応して、極値スピンを伴うブラックホールは、渦度を伴う重力子凝縮体として出現します。次に、可動電荷の存在下で、グローバル渦がゲージ場の磁束をトラップすることを示します。これは、巨視的に観察可能な結果をもたらす可能性があります。たとえば、活動銀河核で観測された最も強力なジェットは、潜在的に説明することができます。特徴として、そのような放出は、ブラックホールを取り囲む磁化された降着円盤がなくても発生する可能性があります。フラックスの閉じ込めは、ミリチャージされた暗黒物質などのさまざまな隠れたセクターに観測ウィンドウを提供することができます。
