DESI $ N $ -bodyシミュレーションプロジェクトI：DESI Dark TimeSurveyのシミュレーションの堅牢性のテスト
| Title |
The_DESI_$N$-body_Simulation_Project_I:_Testing_the_Robustness_of_Simulations_for_the_DESI_Dark_Time_Survey |
| Authors |
Cameron_Grove,_Chia-Hsun_Chuang,_Ningombam_Chandrachani_Devi,_Lehman_Garrison,_Benjamin_L'Huillier,_Yu_Feng,_John_Helly,_C\'esar_Hern\'andez-Aguayo,_Shadab_Alam,_Hanyu_Zhang,_Yu_Yu,_Shaun_Cole,_Daniel_Eisenstein,_Peder_Norberg,_Risa_Wechsler,_David_Brooks,_Kyle_Dawson,_Martin_Landriau,_Aaron_Meisner,_Claire_Poppett,_Gregory_Tarl\'e,_Octavio_Valenzuela |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.09138 |
大規模な銀河調査の分析には、数値シミュレーション手法の堅牢性に対する信頼が必要です。シミュレーションは、データ分析パイプラインを検証し、潜在的な系統分類を特定するための模擬銀河カタログを構築するために使用されます。3つの$N$ボディシミュレーションコード、ABACUS、GADGET、およびSWIFTを比較して、それらの結果が一致するレジームを調査します。$N$-bodyシミュレーションを、$6.25\times10^{8}$、$2.11\times10^{9}$、および$5.00\times10^{9}〜h^{-1}$M$の3つの異なる質量分解能で実行します。_{\odot}$、比較内のノイズを減らすために位相を一致させます。異なるコード間のハロークラスタリングの系統的エラーは、レッドシフト空間の相関関数の$s>20\、h^{-1}$MpcのDESI統計エラーよりも小さいことがわかります。解像度の比較により、$2.1\times10^{9}〜h^{-1}$M$_{\odot}$の質量解像度で実行されたシミュレーションは、ハロークラスタリングの体系的な効果が小さくなるように十分に収束していることがわかります。$20\、h^{-1}$Mpcより大きいスケールでのDESI統計誤差より。これらの発見は、シミュレーションがDESI調査の主要な目標である大規模から宇宙論的情報を抽出するためにロバストであることを示しています。物質のパワースペクトルを比較すると、$k\leq10〜h$Mpc$^{-1}$のコードは1％以内で一致していることがわかります。また、3つの初期条件生成コードの比較を実行し、良好な一致を見つけました。さらに、特定のDESI分析に使用する予定であるため、準$N$-bodyコードであるFastPMを含めます。ハローの定義と銀河ハローの関係の影響は、追跡調査で提示されます。
SKAは、天体物理学だけでなく、精密宇宙論においても大きな前進となるでしょう。中性水素強度マップをCMBパワースペクトルのプランク測定と組み合わせて、インフラトンポテンシャルの精度テストを提供する方法を示します。赤方偏移の控えめな範囲では、SKAがハッブルスローロールパラメータの現在の制約を大幅に改善できることがわかります。
| Title |
Cosmological_constraints_on_the_Multi_Scalar_Field_Dark_Matter_model |
| Authors |
L._O._T\'ellez-Tovar,_Tonatiuh_Matos,_J._Alberto_V\'azquez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.09337 |
この論文の主な目的は、暗黒物質が異なる超軽量スカラー場で構成されていると仮定するマルチスカラー場暗黒物質モデル（MSFDM）に宇宙論的制約を与えることです。最初の概算として、それらは実際のものであり、相互作用しないと見なします。$N$フィールドのバックグラウンドと摂動の両方の方程式を研究し、密度パラメーター、質量パワースペクトル、およびCMBスペクトルの進化を示します。特に、ポテンシャル$V（\phi）=1/2m_{\phi}^2\phi^2$、$V（\phi）=m_{\phi}のいくつかの組み合わせを持つ2つのスカラー場に焦点を当てます。^2f^2\left[1+\cos（\phi/f）\right]$および$V（\phi）=m_{\phi}^2f^2\left[\cosh（\phi/f）-1\right]$ただし、作業はコードとともに、より多くのフィールドに簡単に拡張できます。BAO、ビッグバン元素合成、ライマン-$\alpha$森林、超新星からのデータを使用して、ベイズの証拠とともに、単一フィールドと二重フィールドの場合のサンプリングパラメーターの制約を見つけます。可能性のいくつかの組み合わせは証拠によって罰せられることがわかりましたが、他の組み合わせには、冷たい暗黒物質と同じくらい良い好みがあります。
MUSE：限界の偏りのないスコア拡張とCMBレンズへの応用
一般的な高次元階層ベイズ推定のアルゴリズムである限界バイアススコア拡張（MUSE）法を紹介します。MUSEは、任意の非ガウス潜在パラメータ空間に対して近似的な周縁化を実行し、対象のグローバルパラメータに対してガウス化された漸近的に偏りのないほぼ最適な制約を生成します。ハミルトニアンモンテカルロ（HMC）のような正確な代替法よりも計算がはるかに安価で、HMCに挑戦する漏斗の問題に優れており、変分ベイズ法や多くのシミュレーションベースの推論法などの他の近似法のような問題固有のユーザー監視を必要としません。MUSEは、デレンスされた宇宙マイクロ波背景放射（CMB）パワースペクトルと重力レンズポテンシャルパワースペクトルの最初の共同ベイズ推定を可能にします。これは、今後の南極点望遠鏡3G1500deg$^2$調査と同じ大きさのシミュレーションデータセットでここに示されます。${\sim}\、6$百万の潜在的な次元と、100次のグローバルバンドパワーパラメータに対応します。正確であるがより高価なHMCソリューションが実行可能である問題のサブセットについて、MUSEがほぼ最適な結果をもたらすことを確認します。また、ピクセルマスキングを無視する既存のスペクトルベースの予測ツールは、予測されたエラーバーを${\sim}\、10\％$だけ過小評価していることも示しています。この方法は、SPT-3G、SimonsObservatory、CMB-S4などの将来のCMB実験に必要となる、高速レンズおよびデレンニング分析の有望な道であり、既存のHMCアプローチを補完または置き換えることができます。この困難な問題に対するMUSEの成功は、幅広いクラスの高次元推論問題の一般的な手順としてのケースを強化します。
F（T）テレパラレル重力によるインフレーション
インフレーションがスカラー場によって駆動される特定の形式のF（T）Telleparallel重力理論を使用して初期宇宙を研究します。遅いロールオーバーを確実にするために、スカラー場の大きな初期値に対してほぼ平坦なままであるように、2つの異なるポテンシャルが選択されます。インフレパラメータは、現在利用可能なプランクのデータセットとの素晴らしい適合を示しています。インフレのエネルギースケールはサブプランクであり、インフレからの優雅な出口も管理されています。選択された形式のF（T）は、後期の宇宙の加速も管理します。その過程で、初期のインフレと遅い加速の統合が保証されます。残念ながら、減速された放射線が支配的な時代は、異なる形の（四次）ポテンシャルでのみ可能であり、平坦なセクションがないため、遅いロールオーバーは認められません。
隕石とRNAワールドII：炭素質微惑星における核酸塩基の合成と初期揮発性成分の役割
| Title |
Meteorites_and_the_RNA_world_II:_Synthesis_of_Nucleobases_in_Carbonaceous_Planetesimals_and_the_Role_of_Initial_Volatile_Content |
| Authors |
Klaus_Paschek,_Dmitry_A._Semenov,_Ben_K._D._Pearce,_Kevin_Lange,_Thomas_K._Henning,_Ralph_E._Pudritz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.09160 |
生命の起源の基本的な構成要素であるプレバイオティクス分子は、炭素質コンドライトで発見されています。これらの有機分子の冥王代の地球への外因性の送達は、乾湿サイクル中にダーウィンの池で最初のRNA分子の重合を引き起こした可能性があります。ここでは、炭素質コンドライトの親体惑星内のRNAおよびDNA核酸塩基アデニン、ウラシル、シトシン、グアニン、およびチミンの形成を調査します。1D熱力学的微惑星モデルと組み合わせた最新の熱化学的平衡モデルを使用して、核酸塩基濃度を計算します。以前の研究（Pearce＆Pudritz2016）とは異なり、彗星で測定した場合、バルク水氷と比較して、最も揮発性の高い氷の元の初期存在量を低くします。これは、炭素質コンドライトの親体が太陽系の内側の暖かい領域$\sim2\mathrm{-}5\、\mathrm{au}$の内部に形成されたというより正確な宇宙化学的発見を表しています。これらの改善により、私たちのモデルは、炭素質コンドライトで測定されたアデニンとグアニンの濃度を直接一致させることができました。私たちのモデルは、これらの隕石にウラシルの測定値とシトシンとチミンが存在しないこと自体を再現していませんでした。したがって、この欠陥を説明できる複合的な説明アプローチを提供します。結論として、炭素質小惑星での前生物有機物の合成は、放射性加熱、水が液相に存在する可能性のある原始惑星系円盤内の特定の範囲の半径でのいくつかの重要なプロセスを含む水化学の組み合わせによって十分に説明できます。原始惑星系円盤物質の初期揮発性成分（H$_2$、CO、HCN、CH$_2$O）。
| Title |
Image_registration_for_multi-band_images_taken_by_ONC-T_onboard_Hayabusa2 |
| Authors |
Toru_Kouyama,_Eri_Tatsumi,_Chikatoshi_Honda,_Rie_Honda,_Tomokatsu_Morota,_Yasuhiro_Yokota,_Shingo_Kameda,_Manabu_Yamada,_Hidehiko_Suzuki,_Naoya_Sakatani,_Masahiko_Hayakawa,_Yuichiro_Cho,_Moe_Matsuoka,_Kazuo_Yoshioka,_Hirotaka_Sawada,_and_Seiji_Sugita |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.09404 |
日本のC型小惑星へのサンプルリターンミッションである「はやぶさ2」は、2018年6月に目標162173リュウグウに到着しました。光学ナビゲーションカメラ（ONC-T、ONC-W1、ONC-W2）は、リュウグウの多数の画像を取得することに成功しました。ONC-Tは、電荷結合素子（CCD）を備えた伸縮式フレーミングカメラで、紫外、可視、近赤外の波長範囲に7つのフィルターバンドがあり、リュウグウ表面のスペクトル分布をマッピングするために使用されました。ONC-T画像で見られるターゲットの位置は、フィルター交換シーケンス中の宇宙船の位置と姿勢の変化により、1つのマルチバンド観測シーケンスの異なる波長画像間でわずかに異なるため、画像処理の問題の1つはimagecoです。-異なる波長帯域の画像間の登録。限られたミッションスケジュールを満たすために画像の同時登録を迅速に完了するために、従来の画像の同時登録技術と、以前の惑星ミッションに基づくいくつかの改善を組み合わせました。実際のONC-T画像を使用した分析の結果は、画像の同時登録が0.1ピクセルのオーダーの精度に達する可能性があることを示しています。これは、リュウグウ分析の多くのスペクトルマッピングアプリケーションに十分です。
環状惑星の周りで捕獲された衛星の重力ブレーキ
不規則衛星は、太陽系のすべての巨大惑星を周回している衛星の一種です。それらの軌道は惑星の軌道と一致しないため、太陽系の他の場所で形成され、その後観測された軌道に取り込まれたと理論付けられています。カッシーニなどのミッションは、現在の不規則衛星に関する重要な経験的データに貢献していますが、この論文は、月の捕獲をすべての人に共通する別の機能と接続する最初のプロジェクトの1つであるため、現在限られている起源と捕獲の理論的理解を深めることを目的としています。巨大惑星：環系。捕獲された物体がリング状の惑星の周りで重力でブレーキをかけると、軌道エネルギーが惑星系に伝達されます。このプロセスは、軌道やタイミングなど、この相互作用の重要なパラメータを制約するために使用できる、リングに特有の署名を残すことが確認されています。。この論文は、惑星土星による大きな不規則衛星フィービーの捕獲と土星のリングに対するフィービーの効果をモデル化する天体物理コードREBOUNDのPythonバージョンを使用して一連の計算シミュレーションを実行することにより、月の捕獲のシナリオを制約するためにこの手法を適用するプロジェクトを提示しますシステム。この研究は、月の捕獲のシナリオを制約するのに役立つことで、巨大惑星の月系の理解を深めると同時に、月と環系との相互作用の影響をシミュレートすることで、惑星の環の形成と進化についての洞察を提供します。独自の太陽系または周回する外惑星。
TESSと視線速度データによるWASP-4システムの特徴づけ：ホットジュピターの軌道変化の原因と外惑星の証拠に対する制約
| Title |
Characterizing_the_WASP-4_system_with_TESS_and_radial_velocity_data:_Constraints_on_the_cause_of_the_hot_Jupiter's_changing_orbit_and_evidence_of_an_outer_planet |
| Authors |
Jake_D._Turner,_Laura_Flagg,_Andrew_Ridden-Harper,_and_Ray_Jayawardhana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.09621 |
軌道力学は、太陽系外惑星システムの進化と多様性に対する貴重な洞察を提供します。現在、1つのホットジュピターであるWASP-12bのみが、軌道の減衰を持っていることが確認されています。もう1つのWASP-4bは、軌道減衰、近点移動、または地球に向かうシステムの加速によって引き起こされる可能性のある、公転周期の変化のヒントを示しています。NASAのトランジット系外惑星探査衛星のすべてのデータセクターを、WASP-4bの軌道を特徴づけるために、すべての視線速度（RV）と文献のトランジットデータとともに分析しました。私たちの分析は、完全なRVデータセットが地球に向かって加速しないことと一致していることを示しています。代わりに、公転周期が約7000日で、$M_{c}sin（i）$が$5.47^{+0.44}_{-0.43}M_{である、WASP-4システムに追加の惑星が存在する可能性があるという証拠が見つかりました。Jup}$。さらに、すべてのWASP-4bトランジットのトランジットタイミング変動は、第2惑星では説明できませんが、軌道減衰をわずかに優先して、軌道減衰または近点移動のいずれかで説明できることがわかります。崩壊モデルが正しいと仮定すると、1.338231587$\pm$0。000000022日の更新期間、-7.33$\pm$0.71ミリ秒/年の崩壊率、15.77$\pm$1.57Myrの軌道減衰タイムスケールが見つかります。観測された減衰が潮汐散逸に起因する場合、$Q^{'}_{*}$=5.1$\pm$0.9$\times10^4$の修正された潮汐品質係数を導き出します。これは、値よりも1桁低い値です。他のホットジュピターシステム用に派生。ただし、WASP-4bの軌道変化の原因を最終的に特定し、外部コンパニオンの存在を確認するには、さらに多くの観測が必要です。
z〜13でのHドロップアウトライマンブレーク銀河の探索
| Title |
A_Search_for_H-Dropout_Lyman_Break_Galaxies_at_z~13 |
| Authors |
Yuichi_Harikane,_Akio_K._Inoue,_Ken_Mawatari,_Takuya_Hashimoto,_Satoshi_Yamanaka,_Yoshinobu_Fudamoto,_Hiroshi_Matsuo,_Yoichi_Tamura,_Pratika_Dayal,_L._Y._Aaron_Yung,_Anne_Hutter,_Fabio_Pacucci,_Yuma_Sugahara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.09141 |
2.3deg^2の近赤外線深部イメージングデータを使用して、Hドロップアウトライマンブレークセレクションで特定されたz〜13の2つの明るい銀河候補を提示します。前景侵入者の注意深いスクリーニングの後に選択されたこれらの銀河候補は、利用可能な測光データセットで、1.7um付近の鋭い不連続性、2〜5umの平坦な連続体、および1.2um未満の非検出を示すスペクトルエネルギー分布を持っています。az〜13銀河と一致しています。候補の1つを対象とするALMAプログラムは、測光赤方偏移の推定値と一致して、z=13.27で暫定的な4シグマ[OIII]88umラインを示しています。z〜13候補の数密度は、明るいz〜10銀河の数密度に匹敵し、Schechter関数ではなく、最近提案された2乗則の光度関数と一致しており、zからの明るい銀河の存在量の進化がほとんどないことを示しています。〜4〜13。理論モデルとの比較は、モデルがz〜10-13でレストフレームの紫外線光度関数の明るい端を再現できないことを示しています。z〜9-11で同様に明るい銀河とz〜6-9で成熟した星の種族を報告している最近の研究と組み合わせると、私たちの結果は、z>10で星形成銀河の数の存在を示しています。JamesWebbSpaceTelescope、NancyGraceRomanSpaceTelescope、GREX-PLUSなどのミッション。
宇宙論的流れにおける複数の超大質量星の形成と相互作用について
| Title |
On_the_Formation_and_Interaction_of_Multiple_Supermassive_Stars_in_Cosmological_Flows |
| Authors |
Tyrone_E._Woods,_Samuel_Patrick,_Daniel_J._Whalen,_Alexander_Heger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.09142 |
原子的に冷却されたハローで形成される質量が$\sim10^5\、M_{\odot}$を超える超大質量の原始星は、$z>6$の高赤方偏移クエーサーの起源の主要な候補です。しかし、最近の数値シミュレーションでは、ハロー内に複数の降着円盤が形成される可能性があり、それぞれが超大質量星をホストする可能性があることがわかりました。ディスク間の潮汐相互作用は、重力によってそれぞれの星にガスを送り込み、それらの進化を変える可能性があります。その後、2つの衛星ディスクが衝突すると、2つの星が接近する可能性があります。これは、それらの間で追加の質量交換を引き起こす可能性があります。それらのディスク間の重力相互作用によって駆動される原子的に冷却されたハローにおける超大質量星の共進化を調査します。私たちは、進化の結果の驚くべき多様性を見つけます。結果は、これらの相互作用と、2つのディスク内の星の形成時間と崩壊時間がどのように相関しているかによって異なります。それらは主系列星としての共進化から主系列星-ブラックホールペアとブラックホール-ブラックホールの合併にまで及びます。これらの二次超大質量星の進化を詳細に調べ、ディスクがそれらのホストハロー内で融合した後のはるかに小さなスケールでのバイナリ相互作用の見通しについて議論します。
狭い線と広い線のセイファート銀河の代表的なサンプルの物理的性質の比較研究
| Title |
A_comparative_study_of_the_physical_properties_for_a_representative_sample_of_Narrow_and_Broad-line_Seyfert_galaxies |
| Authors |
Vivek_Kumar_Jha,_Hum_Chand,_Vineet_Ojha,_Amitesh_Omar,_Shantanu_Rastogi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.09150 |
144個のナローラインセイファート1（NLSy1）銀河と117個のブロードラインセイファート1（BLSy1）銀河の均質なサンプルの物理的特性の比較研究を提示します。これらの2つのサンプルは、同様の光度と赤方偏移の範囲にあり、スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS-DR16）の16$^{th}$データリリースで利用可能な光学スペクトルと、XMM-NEWTONまたはROSATのいずれかのX線スペクトルを持っています。直接相関分析と主成分分析（PCA）は、光学スペクトルと軟X線光子指数を別のパラメーターとしてフィッティングすることによって得られた10の観測および物理パラメーターを使用して実行されました。一般的なクエーサーの集団に対して確立された相関関係は、物理的特性に大きな違いがあるにもかかわらず、このサンプルの両方のタイプの銀河に当てはまることを確認します。線の形状パラメーター、つまり非対称性と尖度のインデックスも使用して、サンプルの特性を評価します。青い非対称性を特徴とする流出サインを示すNLSy1銀河の割合は、BLSy1銀河の対応する割合と比較して約3倍高いことがわかります。NLSy1銀河のブロードライン領域に高い鉄含有量が存在し、エディントン比が高いことが、この現象の背後にある考えられる理由である可能性があります。また、活動銀河核の内部領域での流出のトレーサーとして輝線の非対称性を使用する可能性を探ります。PCAの結果は、異なるパラメーター空間を占めるNLSy1銀河とBLSy1銀河を示しています。これは、NLSy1銀河がBLSy1銀河のサブクラスであるという概念に異議を唱えています。
星団におけるケフェイド変光星の動的進化について
誕生から約300Myrの年齢まで、動的に進化する星団における古典的な（タイプI）ケフェイド変光星（以下、ケフェイド変光星）の発生を調査します。クラスターはAarsethコードnbody6によってモデル化されており、現実的な星の初期質量関数と初期連星の母集団、単一星と連星の進化、原始ガスの放出、銀河の潮汐場を特徴としています。私たちのシミュレーションは、ケフェイド変光星が出生クラスターに重力で拘束されたままでいる頻度と、フィールドで発生する頻度の最初の詳細な動的画像を提供します。それらは、さまざまなクラスター脱出メカニズムの関連性と、それらが恒星の質量にどのように依存するかを定量化することを可能にします。全体として、シミュレーションは、Cepheidのごく一部（$\約10\％$）がクラスターに存在し、クラスターハローメンバーシップが比較的一般的であり、Cepheidホスティングクラスターの大部分が単一のCepheidメンバーしかないという経験的図と一致しています。。さらに、シミュレーションは次のことを予測しています。a）Cepheid前駆体は、高質量クラスターよりも低質量クラスターから脱出する可能性がはるかに高い。b）高質量（長周期）のセファイドは、低質量（短周期）のセファイドよりもクラスターで見つかる可能性が$\約30\％$高くなります。c）クラスターの分散は半径が大きくなると効率が低下するため、クラスター化されたセファイドの割合はガラクトセントリック半径とともに増加します。d）金属量が低いと、クラスター化されたセファイドの割合全体が減少します。e）高質量クラスターは、特に金属量が低い場合、常に複数のCepheidメンバーを持つ可能性がはるかに高くなります。結果は、星団のダイナミクスのさまざまな側面の結果として解釈されます。予測されたクラスター化されたCepheidフラクション、$f_{\rmCC}$の比較は、追加のクラスター破壊メカニズムの必要性、おそらく巨大な分子雲との遭遇を浮き彫りにします。
天の川バルジ固有運動回転曲線の予測される傾向：HSTとLSSTの将来の見通し
| Title |
Predicted_Trends_in_Milky_Way_Bulge_Proper_Motion_Rotation_Curves:_future_Prospects_for_HST_and_LSST |
| Authors |
Steven_Gough-Kelly,_Victor_P._Debattista,_William_I._Clarkson,_Oscar_A._Gonzalez,_Stuart_R._Anderson,_Mario_Gennaro,_Annalisa_Calamida_and_Kailash_C._Sahu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.09185 |
孤立した棒渦巻銀河の$N$-body+SmoothedParticleHydrodynamicsシミュレーションを使用して、バルジの縦方向の固有運動（$\mu_l$）回転曲線の年齢依存性を研究します。ハッブル宇宙望遠鏡が天の川（MW）の膨らみで見つけたように、短軸（$|l|\sim0^\circ$）の近くでは、比較的若い星が古い星よりも速く回転することを示しています。この振る舞いは、MWが禁止されていない場合にも予想されます。$|l|$が大きくなると、異なる動作が発生します。若い星は強い棒をなぞるので、それらのガラクトセントリックな放射状の動きが$|l|での$\mu_l$を支配します。\sim6^\circ$、$\left<\mu_l\right>$の符号が反転します。これにより、速度が禁止された回転曲線が生成されます（正の経度では負の$\left<\mu_l\right>$、負の経度では正の$\left<\mu_l\right>$）。代わりに、古い星ははるかに弱いバーをトレースするため、それらの運動学はより軸対称であり、禁止された速度は発生しません。若い星と古い星の$\left<\mu_l\right>$回転曲線の違い、および禁止されている速度のメトリックを作成します。これらを使用して、HSTとVeraRubinTelescopeで回転曲線の反転を観測できる場所を予測します。このような測定値は、運動学的分別によって予測されるように、バーの振幅が年齢の連続関数であることのサポートを表します。この場合、バーの強度の変化は、バーの形成時の星の種族のランダムな動きの違いによって純粋に生成されます。
CO水素化から始まるメトキシメタノールの形成
| Title |
Methoxymethanol_Formation_Starting_from_CO-Hydrogenation |
| Authors |
Jiao_He,_Mart_Simons,_Gleb_Fedoseev,_Ko-Ju_Chuang,_Danna_Qasim,_Thanja_Lamberts,_Sergio_Ioppolo,_Brett_A._McGuire,_Herma_Cuppen,_and_Harold_Linnartz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.09230 |
メトキシメタノール（CH3OCH2OH、MM）は、高質量と低質量の両方の星形成領域での気相シグネチャーによって識別されています。この分子は、CO水素化生成物のラジカル再結合によるCOリッチアイスでの水素付加および引き抜き反応で形成されると予想されます。この作業の目的は、実験的および理論的に最も可能性の高い固体MM反応チャネル（CH2OHおよびCH3Oラジカルの再結合）を暗い星間雲条件で調査し、形成効率を他の種の形成効率と比較することです。CO水素化ラインに沿って形成します。水素原子とCOまたはH2CO分子は、事前に堆積されたH2O氷の上に共堆積され、「急速な」CO凍結の開始に関連する条件を模倣します。四重極質量分析は、温度プログラムされた脱着に続く気相COM組成を分析するために使用されます。モンテカルロシミュレーションは、MM形成効率を他のCOMの効率と比較する天体化学モデルに使用されます。CO+HとH2CO+Hの両方の実験で、新たに形成されたMMの明確な検出が可能になりました。結果として得られるCH3OHに関するMMの存在量は約0.05であり、これはNGC6334Iで観察された値の約6分の1であり、IRAS16293Bで報告された値の約3分の1です。天体化学シミュレーションの結果は、0.06から0.03の範囲のCH3OH係数に関して、MMアバンダンスの同様の値を予測します。MMは、CH2OHラジカルとCH3Oラジカルの再結合によるH原子とのCOおよびH2COの共堆積によって形成されることがわかります。実験的研究とモデリング研究の両方で、このチャネルの効率だけでは、観察されたMMの存在量を説明するのに十分ではありません。これらの結果は、反応ネットワークの知識が不完全であるか、代替の固相または気相形成メカニズムの存在を示しています。
初期型銀河の金属量測定
スローンデジタルスカイサーベイデータリリース7のMPA-JHU輝線測定のカタログとクロスマッチングされたGalaxyZoo1の6048初期型銀河（ETG）のデータを使用します。これらの金属性を測定します。さまざまなイオン化源を除外することによるETG、および他の特性も研究します。W2-W3$=$2.5の最適な分割線を診断ツールとして使用し、初めて2218ETGの金属量測定値を導き出します。Kauffmannetal。によって定義されているように、これらのETGは実際にはHII領域に近いことがわかります。ボールドウィン-フィリップス-テレビッチ図で、それらはより若い星の種族を表示します。完全な質量-金属量の関係を示し、ほとんどのETGは、与えられた銀河の恒星質量で星形成銀河（SFG）よりも金属量が低いことを発見しました。結果を確認するために、5つの金属量キャリブレータを使用します。これらの金属量指標（R23、O32、およびO3S2）が一貫した結果をもたらすことがわかります。N濃縮によって金属量を増加させる残りの2つの金属量キャリブレータは、SFGの金属量を較正するために使用できますが、ETGの金属量を推定するためには使用できないことをお勧めします。
星形成初期型銀河の金属量の推定
$Galaxy〜Zoo〜1$とスローンデジタルスカイサーベイデータのMPA-JHU輝線測定のカタログのクロスマッチから得られた、4615個の星形成初期型銀河（ETG）のデータを導き出します。リリース7。サンプルは主に$\rm-0.7<log（SFR[M_{\sun}yr^{-1}]）<1.2$で配布され、SFRの中央値はDavisに示されている値よりもわずかに高くなっています。\＆若い。星の質量が低い/高いETGのSFRが低い/高いという重要な傾向を示し、log（SFR）=$（0.74\pm0.01）$log$（M_{*}/M_{\sun}）-（7.64\pm0.10）$、Cano-D\'{i}azetal。で見つかったものと同じ勾配を見つけます。星形成ETGサンプルでは、恒星の質量と金属量（MZ）の関係の相関関係を明確に示しています。D16、Sanch18、およびSander18インジケーターを使用してETGの金属量を較正すると、拡散イオン化ガスによってより高い金属量測定値が導入される可能性があることがわかります。SFRと12+log（O/H）の関係を異なる金属量推定量で示し、それらの相関がETGのSFR-恒星質量とMZ関係の結果である可能性があることを示唆します。
初期型銀河の金属量の測定。 I.複合地域
ギャラクシーズー1をMPA-JHU輝線測定のスローンデジタルスカイサーベイデータリリース7のカタログから選択したサンプルと交差適合させた9,739個の初期型銀河（ETG）のデータを提示します。まず、星形成（SF）がある場合とない場合のETG間の除数を調べ、W2-W3=2.0の最適なセパレーターを見つけます。が追加されます。さまざまなイオン化源を拒否することによってETGサンプルを探索し、$W2-W3=2.0$の分割線の診断ツールを利用してSFを使用して5376ETGを導出します。4つのアバンダンスキャリブレータを使用してそれらの金属量を測定します。私たちの複合ETGサンプルは、星形成銀河（SFG）と同様の$M_{*}$と星形成率（SFR）の分布を持ち、それらのほとんどが「主系列星」にあり、私たちの適合がRenzini\＆Pengで得られたものよりもわずかに急な勾配です。4つのアバンダンスインジケーターによってキャリブレーションされた異なる金属量間の分布と比較すると、Courti17メソッドが4つのアバンダンスインジケーターの中で複合ETGの最も正確なキャリブレーターであることがわかります。金属量がPP04、Curti17、およびT04インジケーターによって較正されている場合にのみ、SFRと金属量の弱い正の相関を示します。相関関係は、SFGの両方のパラメータの負の相関関係と一致していません。弱い相関関係は、マイナーな合併によって引き起こされたガス流入の希釈効果によるものであることを示唆している。
MUSE-かすかな調査。 III。超微弱な矮小銀河では、大きな暗黒物質のコアや重大な潮汐ストリッピングはありません
| Title |
The_MUSE-Faint_survey._III._No_large_dark-matter_cores_and_no_significant_tidal_stripping_in_ultra-faint_dwarf_galaxies |
| Authors |
Sebastiaan_L._Zoutendijk_(1),_Mariana_P._J\'ulio_(2_and_3),_Jarle_Brinchmann_(2_and_1),_Justin_I._Read_(4),_Daniel_Vaz_(2_and_3),_Leindert_A._Boogaard_(5),_Nicolas_F._Bouch\'e_(6),_Davor_Krajnovi\'c_(7),_Konrad_Kuijken_(1),_Joop_Schaye_(1),_Matthias_Steinmetz_(7)_((1)_Leiden_Observatory,_Leiden_University,_Leiden,_The_Netherlands,_(2)_Instituto_de_Astrof\'isica_e_Ci\^encias_do_Espa\c{c}o,_Universidade_do_Porto,_CAUP,_Porto,_Portugal,_(3)_Departamento_de_F\'isica_e_Astronomia,_Faculdade_de_Ci\^encias,_Universidade_do_Porto,_Porto,_Portugal,_(4)_University_of_Surrey,_Physics_Department,_Guildford,_UK,_(5)_Max_Planck_Institute_for_Astronomy,_Heidelberg,_Germany,_(6)_Univ._Lyon,_Univ._Lyon1,_ENS_de_Lyon,_CNRS,_Centre_de_Recherche_Astrophysique_de_Lyon,_Saint-Genis-Laval,_France,_(7)_Leibniz-Institut_f\"ur_Astrophysik_Potsdam_(AIP),_Potsdam,_Germany) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.09374 |
[要約]目的。最も質量の小さい銀河である超微弱な矮小銀河は、フィードバックが銀河の形成をどのように制御するか、そして小規模な物質のパワースペクトルに比類のない制約を約束します。それらの内部暗黒物質密度は、暗黒物質モデルを制約するためにも使用できます。この論文では、（超）かすかな矮小銀河AntliaB、LeoT、HydraII、およびGrus1のMUSE-Faint調査から、201個の新しい恒星の視線速度を示します。これらを文献データと組み合わせて、暗黒物質のハロー質量と内部の暗黒物質密度について、これまでで最も厳しい制約を取得します。メソッド。CJAMに実装されたJeans方程式を使用して、密度プロファイルをモデル化し、暗黒物質のコアとソリトンの存在を制約します（ファジー暗黒物質モデルの予測）。モデリングツールの選択の影響をテストするために、GravSphereを使用してさらにモデリングが行われます。プロファイルから質量、濃度、および円速度を計算し、前の作業からのEridanus2の結果を含め、これらのプロパティを理論的なスケーリング関係と比較して、プロセスでの潮汐ストリッピングの制約を導き出します。結果。私たちの銀河では、より大きな矮小銀河の暗黒物質コアと同じ大きさの暗黒物質コアが除外されていることがわかります（コア半径$r_\mathrm{c}<66$-$95\、\mathrm{pc}$、68％の信頼度レベル）。ソリトン半径を$r_\mathrm{sol}<13$-$112\、\mathrm{pc}$（68％信頼水準）に制約します。銀河は、それらの半光半径内で大幅に潮汐的に剥ぎ取られていないことと一致していることがわかります。ビリアルの質量と濃度は、動的モデリングツールの選択に敏感です。GravSphereは、超微弱な矮小銀河が存在するモデルから予想されるように、$M_{200}\sim10^9\、M_\odot$と一致する結果を生成します。-イオン化化石、CJAMは質量の小さいハローを好みます。
平らな恒星円盤の棒の不安定性によって形成された棒の固有の特性
平らな恒星円盤について、棒の不安定性によって形成された棒の特性を調べます。選択された初期質量モデルはKuzmin--Toomreディスクであり、半径に沿ったToomreの$Q$値の異なる分布を実現するために、2種類の正確な平衡分布関数（DF）が採用されています。まず、これらのディスクモデルの最も線形的に不安定なグローバル2アームモード（MLUGTAM）は、線形化された無衝突ボルツマン方程式を数値的に解くことによって決定されます。次に、上記で採用したDFからモデルを構築した$N$-bodyシミュレーションを実行します。後者のシミュレーションは、前者のモーダル計算から得られたものに対応するMLUGTAMが進化の初期段階で励起され、最終的にバーの不安定性によって非線形領域でバーに変形されることを解明します。シミュレートされたバーの場合、振幅が増加すると、長さが増加し、軸比が本質的に減少することを示します。これらの相関関係は、観測されたバーの相関関係とほぼ同じです。さらに、これらのバーのプロパティは、DFに関係なく、初期の典型的な$Q$値と密接に相関していることがわかります。結論として、典型的な$Q$値が小さいディスクは、振幅が小さく、長さが短く、形状が丸いバーを生成します。この発見は、棒渦巻銀河のハッブルシーケンスが、SBaからSBcまたはSBdに$Q$を減少させるシーケンスであることを示唆している可能性があります。MLUGTAMの特性に基づいて、初期の典型的な$Q$値と各バープロパティの間の暗黙の相関関係について説明します。
細線領域の光イオン化モデルとの温度の不一致
| Title |
Temperature_Discrepancy_with_Photoionization_Models_of_the_Narrow_Line_Region |
| Authors |
Luc_Binette,_Montserrat_Villar_Mart\'in,_Gladis_Magris_C.,_Mariela_Mart\'inez-Paredes,_Alexandre_Alarie,_Alberto_Rodr\'iguez_Ardila,_Ilhuiyolitzin_Villica\~na-Pedraza |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.09510 |
活動銀河の狭線域に関する公開された研究を使用して、クエーサー、セイファート2、および空間的に分解されたNLRプラズマ間で観測された[OIII]4363A/5007A比を比較します。クエーサー間のこの比率の範囲が0.015から0.2であるのは、BaskinandLaor（2005）によって裏付けられた衝突脱励起の結果であると広く認められています。ただし、AGNが最も低い[OIII]比に向かって一致していることは、この比が実際のNLR温度として解釈できる低密度領域のプラズマを表していることを示唆しています。セイファート2でKoski（1978）によって観察された密度インジケーター[ArIV]{\lambda}4711A/{\lambda}4740Aダブレット比を使用して、比較的低い密度（<10000/cc）の証拠を見つけました。密度のべき乗則分布と不均一な前景ダストの減光を考慮した後でも、衝突による脱励起の証拠は見つかりません。Seyfert2サンプルについて推定した平均NLROIII温度は13,500Kです。これは、標準の電離スペクトルエネルギー分布を持つ光イオン化モデルでは、大幅に低い温度を予測するため、問題になります。
すべてのフレーバーにおける拡散超新星ニュートリノ背景の調査に向けて
| Title |
Towards_Probing_the_Diffuse_Supernova_Neutrino_Background_in_All_Flavors |
| Authors |
Anna_M._Suliga,_John_F._Beacom,_Irene_Tamborra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.09168 |
平均的なコア崩壊超新星を完全に理解するには、すべてのフレーバーで拡散超新星ニュートリノバックグラウンド（DSNB）を検出する必要があります。DSNB$\bar{\nu}_e$フラックスは検出に近づいており、DSNB$\nu_e$フラックスには優れた上限があり、感度の向上が期待できますが、DSNB$\nu_x$（各$\nu_\mu、\nu_\tau、\bar{\nu}_\mu、\bar{\nu}_\tau$）フラックスの限界は低く、これまで感度を改善するための明確な道はありませんでした。キセノンベースの暗黒物質検出器の連続（XENON1T（完成）、XENONnT（建設中）、およびDARWIN（提案））が、DSNB$\nu_x$ニュートリノ核コヒーレント散乱チャネルに対する感度を劇的に向上させることができることを示します。XENON1Tは、現在の$\sim10^3\の感度と一致する可能性があります。\mathrm{cm}^{-2}〜\mathrm{s}^{-1}$per$\nu_x$フレーバーの場合、XENONnTは露出に伴って感度が直線的に向上し、DARWINを長期間使用するとフラックス感度に達する可能性があります。$\sim10\の;\mathrm{cm}^{-2}〜\mathrm{s}^{-1}$。同時に、これらは非標準シナリオの範囲を大幅に改善するのにも役立ちます。最終的に、$\sim1\の標準フラックス範囲に到達します。\mathrm{cm}^{-2}〜\mathrm{s}^{-1}$、さらに大きな露出が必要になります。これは、一連の提案された鉛ベースのRES-NOVA検出器で可能になる可能性があることを示しています。
広帯域スペクトルエネルギー分布によるM87の超高エネルギー放出の研究
| Title |
Study_of_the_Very_High_Energy_emission_of_M87_through_its_broadband_spectral_energy_distribution |
| Authors |
HAWC_Collaboration:_R._Alfaro,_C._Alvarez,_J.C._Arteaga-Vel\'azquez,_D._Avila_Rojas,_H.A._Ayala_Solares,_E._Belmont-Moreno,_T._Capistr\'an,_A._Carrami\~nana,_S._Casanova,_U._Cotti,_J._Cotzomi,_S._Couti\~no_de_Le\'on,_E._De_la_Fuente,_C._de_Le\'on,_R._Diaz_Hernandez,_M.A._DuVernois,_M._Durocher,_J.C._D\'iaz-V\'elez,_C._Espinoza,_K.L._Fan,_M._Fern\'andez_Alonso,_N._Fraija,_J.A._Garc\'ia-Gonz\'alez,_F._Garfias,_M.M._Gonz\'alez,_J.A._Goodman,_J.P._Harding,_D._Huang,_F._Hueyotl-Zahuantitla,_P._H\"untemeyer,_V._Joshi,_H._Le\'on_Vargas,_J.T._Linnemann,_A.L._Longinotti,_G._Luis-Raya,_K._Malone,_O._Martinez,_J._Mart\'inez-Castro,_J.A._Matthews,_P._Miranda-Romagnoli,_E._Moreno,_M._Mostaf\'a,_A._Nayerhoda,_L._Nellen,_R._Noriega-Papaqui,_N._Omodei,_A._Peisker,_E.G._P\'erez-P\'erez,_C.D._Rho,_D._Rosa-Gonz\'alez,_H._Salazar,_D._Salazar-Gallegos,_F._Salesa_Greus,_A._Sandoval,_J._Serna-Franco,_Y._Son,_R.W._Springer,_O._Tibolla,_K._Tollefson,_I._Torres,_F._Ure\~na-Mena,_L._Villase\~nor,_X._Wang,_E._Willox,_A._Zepeda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.09179 |
電波銀河M87は、おとめ座銀河団の中心的な支配銀河です。M87からの非常に高いエネルギー（VHE、$\gtrsim0.1$TeV）の放出が、ImagingAirCherenkovTelescopes（IACTs）によって検出されました。最近、メキシコのプエブラにあるガンマ線および宇宙線検出器アレイである高高度水チェレンコフ（HAWC）天文台によって、VHEの長期放出のわずかな証拠も観測されました。M87でVHE放出を生成するメカニズムは不明なままです。この放射は、ラジオからX線に空間的に分解されたその顕著なジェットから発生します。本論文では、線源の非フレア活動を表す電波からガンマ線までのスペクトルエネルギー分布を構築し、観測された放射を説明するために、それをレプトハドロン放射モデルに適合させた。このモデルは、M87の非フレアVHE放出と、2005年に報告された孤立フレアを説明できることがわかりました。
中性子星が静止磁場の下で回転して単極誘導を生成すると、電荷はその符号に従ってパルサー表面に駆動され、磁力線に沿って磁気圏にアップロードされます。電子-陽電子プラズマの存在下では、パルサー磁気圏は独特の電磁流体力学（MHD）プラズマによって表されます。力のない平衡のパルサー方程式は、2つの構成について解析的に解かれます。1つ目はライトシリンダー誘導ジェットのような開いた磁気圏で、2つ目はライトシリンダー内の閉じた磁気圏です。閉じた磁気圏（デッドゾーン）の安定性に関するGoldreichJulian条件が再検討されます。これは、電子-陽電子プラズマ密度が増加するにつれて、閉じた磁気圏から開いた磁気圏への遷移を示します。これは、パルサー周期がパルサーの回転ではなく磁気圏のダイナミクスの結果である可能性があることを示唆しています。
クエーサー4C + 01.28の$ \ gamma $線放出領域の位置を特定する
| Title |
Locating_the_$\gamma$-ray_emitting_region_in_the_quasar_4C_+01.28 |
| Authors |
F._R\"osch,_M._Kadler,_E._Ros,_M._Gurwell,_T._Hovatta,_M._Kreter,_N._R._MacDonald,_A._C._S._Readhead |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.09252 |
ブレーザージェットの$\gamma$線放出の位置を特定することは困難な作業です。相対論的ジェット内の$\gamma$線生成の正確な位置を特定することは、高エネルギー天体物理学と宇宙素粒子物理学の理解に強い制約を課す可能性があります。ラジオおよび$\gamma$-明るいフラットスペクトルラジオクエーサー（FSRQ）4C+01.28（PKSB1055+018）の研究を紹介します。ここでは、いくつかの顕著なGeVフレアの放出サイトを特定しようとします。この情報源は、数日から数年の範囲の時間スケールで顕著な高振幅ブロードバンド変動を示しています。高解像度VLBI観測とマルチバンド電波光度曲線を約9年間にわたって組み合わせます。2つの明るくコンパクトな新しく放出されたジェットコンポーネントを、フェルミ/LAT$\gamma$線望遠鏡によってさまざまな無線周波数で観測された明るいフレアと関連付けることができます。相互相関分析により、電波光度曲線が$\gamma$線よりも体系的に遅れていることがわかります。VLBAによって測定されたジェット運動学と組み合わせて、これらの相互相関を使用して、プラズマ成分がバルクエネルギー散逸が発生する領域を通過するときにフレアが特定の周波数で観測可能になるモデルを制約します。周波数。ジェットベースからのいくつかのパーセクの4C+01.28の$\gamma$線放出領域の位置の下限を導き出します。これは、ブロードライン領域の予想される範囲をはるかに超えています。この観測限界は、逆コンプトン散乱のシード光子のソースとしてブレーザー領域に依存するブレーザー放出モデルに挑戦します。
高速電波バーストの周期的な起源
高速電波バースト（FRB）は、ミリ秒の持続時間と大きな分散測定（DM）を備えたパルス無線信号です。最近の観察によると、FRB180916とFRB121102は定期的な活動を示しています。周期的なFRBを説明するためにいくつかの理論モデルが提案されており、ここでは、対応するX線および$\gamma$線の観測を使用してこれらをテストします。軌道周期モデル、自由歳差運動モデル、放射駆動歳差運動モデル、離心率が内部磁場によるフォールバックディスク歳差運動モデル、および回転周期モデルは観測と一致していないことがわかります。測地進行モデルは、FRB180916の最も可能性の高い周期モデルです。また、将来、まだ取得されていない観測データを使用して周期モデルをテストする方法を提案します。
SNRにおける宇宙線加速のための放射段階の役割
超新星残骸の放射段階を含む進化を通して、拡散衝撃加速を検討します。放射段階での粒子のより効率的な加速と高速出口は、エネルギー$\sim100-500$GeVでのソース宇宙線陽子と電子スペクトルの硬化をもたらすことがわかります。宇宙線電子の方が効果が強いです。
純粋なニュートンアプローチと他の3つの疑似ニュートン定式化を使用して中性子星の振動を調査します。私たちの仕事は、疑似ニュートン定式化がコア崩壊超新星（CCSN）シミュレーションで一般的に使用されているという事実によって動機付けられています。修正ニュートン力学方程式と重力ポテンシャルのさまざまな組み合わせを使用して、中性子星振動の放射状および非放射状摂動方程式を導出し、数値的に解きます。Zhaらによって最近提案された定式化に特に注意を払います。[物理学。レット牧師125、051102（2020）]これは、流体力学方程式に追加の失効関数補正を加えた、CCSNシミュレーションでの標準のケースA有効ポテンシャルを実装します。この「CaseA+lapse」の定式化は、一般相対性理論で計算された$1.4M_\odot$中性子星の基本放射モードの周波数を、選択したEOSモデルで約数十パーセントに近似できることがわかります。陽子中性子星から放出される重力波に強く寄与すると予想される非放射状四重極$f$モードの場合、CaseA+lapseの定式化ははるかに優れたパフォーマンスを示し、$f$モードの周波数を約数パーセント以内に近似できます。一般相対性理論における最大質量構成の場合。
構造化プラズマ乱流における相対論的粒子輸送と加速
| Title |
Relativistic_Particle_Transport_and_Acceleration_in_Structured_Plasma_Turbulence |
| Authors |
Oreste_Pezzi,_Pasquale_Blasi,_William_H._Matthaeus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.09555 |
3次元（3D）非圧縮性MHD乱流における相対論的荷電粒子の活性化の現象と、同じ粒子の運動の拡散特性について説明します。乱流プラズマ運動によって誘発されたランダム電場がテスト粒子を導き、シミュレートされたボックス内を移動して確率論的に加速されることを示します。これは2次フェルミプロセスです。これらの粒子のごく一部がたまたま大規模な構造に閉じ込められており、乱流内の島々の相互作用が原因で形成された可能性があります。そのような粒子は、それらのピッチ角がいくつかの条件を満たす場合、指数関数的に加速されます。加速構造の特性と、急速な加速の原因となる物理的プロセスについて詳しく説明します。また、結果の現実的な天体物理学的乱流への適用可能性についてもコメントします。
NJLモデルによるハイブリッド星の特性のベイズ分析
| Title |
A_Bayesian_analysis_of_the_properties_of_hybrid_stars_with_the_NJL_model |
| Authors |
Antoine_Pfaff_and_Hubert_Hansen_and_Francesca_Gulminelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.09595 |
$SU（3）$Nambu-Jona-Lasinio（NJL）モデルで記述されているように、クォーク物質コアと平衡状態にある非回転ハイブリッド星の特性のベイズ分析を実装します。ハドロン相は、統一されたメタモデリングアプローチによって記述され、核物質の特性に関する現在の不確実性を核の自由度でカバーする事前のパラメータ空間があります。NJLモデルのパラメーター空間には、ベクトル-アイソスカラーおよびベクトル-アイソベクトルの結合が含まれ、さらに、クォーク圧力の有効なバッグ定数が自由パラメーターとして導入されます。相転移は、マクスウェル構造に従って、電荷中性相を伴う一次であると想定されます。私たちのベイジアンフレームワークには、実験的および理論的な低密度原子核物理学の知識（原子量、EoSのabinitio計算）および天体物理観測からの高密度制約（J0740+6620の最大質量、GW170817イベントのバイナリ潮汐変形性）に関するフィルターが含まれています。。以前の研究と一致して、状態方程式を十分に強化して高い星の質量に到達するために、微視的なベクトル相互作用がクォーク物質で重要な役割を果たすことがわかりました。ハドロンとクォークの両方の段階の非常に大きな事前確率と、有効なバッグ定数によってもたらされる重要な自由の範囲内でさえ、後部クォークのコアは比較的小さく、非常に重い星にのみ現れる傾向があります（$M\gtrsim2M_\odot$）。偶然にも、核子-クォーク遷移（デコンファインメント遷移）を含めることは、コンパクト星の半径にわずかに影響するだけであり、X線半径測定を使用した可能な相転移の非常に低い可観測性を予見します。
深海244Puの起源を明らかにするための将来の放射性同位元素測定
| Title |
Future_radioisotope_measurements_to_clarify_the_origin_of_deep-ocean_244Pu |
| Authors |
Xilu_Wang,_Adam_M._Clark,_John_Ellis,_Adrienne_F._Ertel,_Brian_D._Fields,_Brian_J._Fry,_Zhenghai_Liu,_Jesse_A._Miller,_Rebecca_Surman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.09607 |
244Puは、過去10Myrにまたがる深海堆積物で発見されました。この期間には、近くの超新星からの2つの60Feパルスが含まれています。244Puは最も重い$r$プロセス製品のひとつであり、モデル計算で嫌われる超新星で作成されたのか、それとも近くの星間物質に244Puをシードした初期のキロノバで作成されたのかを検討します。超新星の破片によって。深海堆積物や月のレゴリスで129Iや182Hfなどの他の$r$プロセスの放射性同位元素を測定することにより、これらの可能性を調査することを提案します。
高エネルギー天体物理ニュートリノの起源のモデルに対する制約
数十TeV以上のエネルギーを持つ天体物理学的ニュートリノの存在は、IceCube実験によって確実に確立されています。この発見の最初の確認は、ANTARESおよびBaikal-GVD施設で取得されています。観測結果は、これらの実験の開始前に予想されたものと完全には一致していません。これらのニュートリノの起源は決定的に確立されておらず、何十年にもわたって人気のある単純な理論モデルでは、すべての観測データを説明することはできません。このレビューでは、理論モデルを制約するために重要なものに重点を置いて実験結果を要約し、高エネルギーニュートリノの起源に関するさまざまなシナリオについて説明し、それらの潜在的な天体物理学的ソースの特定のクラスを簡単にリストします。天体物理学的ニュートリノのフラックスが、最高エネルギーで支配的な銀河系外の源の寄与と、ニュートリノエネルギー<〜100TeVでのみ有意な銀河成分を含む場合、観測データが説明されるかもしれないことが示されています。他の可能なシナリオについても説明します。
ウラン濃縮による核分裂発火超新星特性の進化
| Title |
Evolution_of_fission-ignited_supernova_properties_with_uranium_enrichment |
| Authors |
Alex_Deibel,_C._J._Horowitz,_and_M._E._Caplan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.09656 |
Ia型超新星（SNIa）は強力な恒星爆発であり、宇宙論における重要な距離指標を提供します。SNIaと他のデータから決定されたハッブル定数（宇宙の膨張率）の値の間には大きな緊張関係があります。最近、我々は、孤立した白色矮星における核分裂連鎖反応を含む新しいSNIaメカニズムを提案しました[PRL126、1311010]。爆発する星の平均質量は、濃縮度f_5（同位体U-235であるウランの割合）の増加とともに減少することがわかります。その結果、平均SNIa光度はf_5の増加とともに減少します。さらに、f_5は、銀河の年齢が若いため、大きな赤方偏移$z$で観測されたSNIaのホスト銀河で高い可能性があります。このf_5の変更により、赤方偏移を伴うSNIaプロパティが進化します。赤方偏移とともにf_5が増加すると、SNIa率は増加しますが、平均SNIa光度は低下します。
光学天体望遠鏡の主バッフルとベーンの経験的比較
光学天体望遠鏡では、主バッフルは主鏡の穴の中心にあるチューブ状の構造であり、ベーンは通常バッフルの内側に配置され、迷光の抑制を改善します。これらは、迷光制御の最も一般的な方法です。一次バッフルとベーンの性能を特徴づけるために、天文観測に基づく経験的比較がXinglong50cm望遠鏡で行われました。切り替えの利便性を考慮して、独立したベーン構造を設計し、一次ミラーの冷却と空気循環のプロセスを改善することもできます。2つのケースの比較：（1）一次バッフルとベーンおよび（2）ベーンのみは、ドーム内および空での観測を含みます。迷光光源観測の単一の星とさまざまな軸外角度の両方が表示されます。測光画像はCCDによって記録され、光度と測光誤差を分析します。画像の背景の迷光の均一性は、MATLABソフトウェアを利用して星を除去する縮小画像に由来します。ドーム内実験の結果は、一次バッフルと独立したベーン構造の有効性を明らかにしています。一方、空の測光データは、それらの間にほとんど違いがないことを示しています。星と月の間の角度が20度を超える場合、迷光の均一性に違いはありません。
EUSO-SPB2望遠鏡の光学とテスト
| Title |
EUSO-SPB2_Telescope_Optics_and_Testing |
| Authors |
Viktoria_Kungel,_Randy_Bachman,_Jerod_Brewster,_Madeline_Dawes,_Julianna_Desiato,_Johannes_Eser,_William_Finch,_Lindsey_Huelett,_Angela_V._Olinto,_Justin_Pace,_Miroslav_Pech,_Patrick_Reardon,_Petr_Schovanek,_Chantal_Wang_and_Lawrence_Wiencke_(on_behalf_of_the_JEM-EUSO_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.09373 |
エクストリームユニバース宇宙天文台-スーパープレッシャーバルーン（EUSO-SPB2）ミッションは、シュミット光学系を備えた2つのカスタム望遠鏡を飛行させ、PeVおよびEeVでの宇宙線からの広範囲のエアシャワーのエレンコフ放射と蛍光放射を測定します。-スケールし、タウニュートリノを検索します。両方の望遠鏡は、直径1メートルの口径とUV/UV-可視感度を備えています。\v{C}エレンコフ望遠鏡は、遠近両用ミラーセグメントの位置合わせを使用して、カメラに当たる直接宇宙線と望遠鏡の外側からの\v{C}エレンコフ光を区別します。望遠鏡の統合と実験室の校正はコロラドで行われます。統合望遠鏡の点像分布関数と効率を推定するために、直径1メートルの平行光線を照射するテストビームシステムが製造されています。完全に統合された機器のエンドツーエンドのテストは、宇宙線、星、および人工光源を使用して、ユタ砂漠の暗い場所でのフィールドキャンペーンで実行されます。レーザートラックは、フィールドでの蛍光検出器の性能を特徴づけるために長い間使用されてきました。EUSO-SPB2の場合、レーザーと望遠鏡の両方が操縦可能なバイダイナミックLidar構成を使用することにより、エアロゾル減衰の補正を含む方法の改善が期待されます。これらのフィールドテストは、ニュージーランドのワナカから2023年に予定されているEUSO-SPB2の発売に対応するために、2021年秋と2022年春に実施する予定です。
UCIRC2：EUSO-SPB2の赤外線クラウドモニター
超高圧気球に搭載された第2世代の極限宇宙宇宙観測所（EUSO-SPB2）は、エネルギーが1EeVを超える超高エネルギー宇宙線（UHECR）とエネルギーが10PeVを超える超高エネルギーニュートリノを検出するための気球計器です。。EUSO-SPB2は、2つの望遠鏡で構成されています。UHECRを検出するために下向きの蛍光望遠鏡と、上向きのタウニュートリノと手足の下のバックグラウンド信号によって生成されるタウレプトンによって誘発されるシャワーを検出するために手足に向けられたチェレンコフ望遠鏡です。これらの望遠鏡の視野内の雲は、EUSO-SPB2の幾何学的開口、特に蛍光望遠鏡の幾何学的開口を減少させます。このため、蛍光望遠鏡の視野内の雲量と雲頂高度は、データ取得全体を通して監視する必要があります。シカゴ大学の赤外線カメラ（UCIRC2）は、波長10および12ミクロンを中心とする応答を持つ2台の赤外線カメラを使用してこれらの雲を監視します。UCIRC2は、雲の熱放射ピークにまたがる波長で画像をキャプチャすることにより、雲の色温度、つまり雲頂高度を測定します。この寄稿では、UCIRC2の構造の最新情報や、機器の校正に使用される手法の説明など、UCIRC2の概要を説明します。
中間ポーラーV1025Cenにおける磁気ゲート降着の急速なバースト
| Title |
Rapid_bursts_of_magnetically_gated_accretion_in_the_intermediate_polar_V1025_Cen |
| Authors |
Colin_Littlefield,_Jean-Pierre_Lasota,_Jean-Marie_Hameury,_Simone_Scaringi,_Peter_Garnavich,_Paula_Szkody,_Mark_Kennedy,_McKenna_Leichty |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.09146 |
磁気ゲート降着は、中間ポーラー（IP）の磁化された白色矮星に非常に短い反復的な降着バーストを生成するための提案されたメカニズムとして登場しましたが、この現象は確認済みのIPではこれまで検出されていません。V1025Cenの27日間のTESS光度曲線を報告します。これは、それぞれが6時間未満続く12回の降着の顕著な連続を示すIPです。バーストの極端な簡潔さとそれらの短い再発時間（〜1-3日）は矮新星の不安定性と両立しませんが、それらはSpruit＆Taamによって開発された磁気ゲーティングメカニズムの自然な結果であり、ラピッドバースターとして知られている降着中性子星。このモデルでは、降着の流れは磁気圏の境界に堆積し、星の磁場と結合するまで内側に押し出され、突然の降着のバーストを生成します。各バーストの後、磁気圏の端にある物質の貯留層が補充され、周期的な降着バーストが発生します。最近の2つの研究では、この不安定性が疑わしいIPMVLyrとTWPicに適用されましたが、これら2つのシステムの磁気的性質は独立して確認されていません。対照的に、以前の研究では、V1025Cenの白色矮星が大幅に磁化されることが明確に確立されています。したがって、確認されたIPでの磁気ゲートバーストの検出は、磁化された白色矮星へのSpruit＆Taamの不安定性の拡張を検証します。
GSAOI + GeMSで取得された2つの揺れる恒星ジェットMHO1502とMHO2147の高解像度画像
| Title |
High-resolution_images_of_two_wiggling_stellar_jets,_MHO_1502_and_MHO_2147,_obtained_with_GSAOI+GeMS |
| Authors |
L._V._Ferrero,_G._G\"unthardt,_L._Garc\'ia,_M._G\'omez,_V._M._Kalari,_and_H._P._Salda\~no |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.09176 |
2つの恒星ジェットMHO1502とMHO2147の揺れる形状と、それぞれの駆動星の潜在的な二値性との間の考えられる因果関係を調査しました。GeminiSouthAdaptiveOpticsImager（GSAOI）とGeminiMulti-conjugateAdaptiveOpticsSystem（GeMS）で得られた高角度分解能H$_2$（2.122$\mu$m）とKバンド画像を紹介します。ジェットのプロファイルは、H$_2$画像によって詳細に示されています。Kバンドデータを使用して、以前に提案されたエキサイティングなソースに近い可能性のあるコンパニオンを検索し、アーカイブデータを使用して、これらのソースとジェットが配置されている環境を調査しました。また、ジェットの揺れプロファイルを再現するためにモデルを適用しました。MHO〜1502は、揺れるジェットを描く結び目のチェーンで構成されており、駆動源が断続的にそれらを放出したことを示唆しています。以前に提案されたエキサイティングなスター、IRAC18064のKバンド画像は、$\sim240$AUで区切られた2つのソースを示しており、その2値性を示唆しています。ただし、IRAC18064はジェット軸から$\sim2064$AUに位置しているため、このソースが真のエキサイティングな星であるかどうかについては疑問があります。さらに、IRAC18064を中心とする軌道モデルは、近くの星（$\sim$240AU）よりもはるかに遠い距離（$\sim2200$AU）にある連星を示唆しています。一方、軸を中心とする軌道モデルが最適です。それにもかかわらず、軸を中心とする歳差運動モデルは、残差が大きく$\chi^2$であるにもかかわらず、破棄できません。MHO2147は、H$_2$でS字型の穏やかな連続放射を表示します。MHO2147の分野で他の2つのジェットを特定します。以前に報告された準垂直ジェット、MHO2148、およびMHO2147に隣接する3番目のジェットです。MHO2147ジェットとその隣接ジェットの形態に最適なモデル先行です。MHO2147のエキサイティングなソースは、トリプルシステムである可能性があります。
FUorスターV2493Cyg（HBC 722）-最大輝度で11年
恒星進化の時点で、若い恒星状天体は活動の増加と不安定性のプロセスを経ます。星形成はいくつかの段階で起こり、その間に星は核内で熱核反応を開始するのに十分な質量を蓄積します。太陽のような星の質量のかなりの割合が、FUor爆発として知られる降着の増加の期間中に蓄積します。私たちはこのタイプの星を約20個しか知らないので、それぞれの新しいオブジェクトの研究は私たちの知識にとって非常に重要です。この論文では、2010年に発見されたFUorオブジェクトV2493Cygの測光モニタリングからのデータを提示します。私たちのデータは、2016年11月から2021年2月までの期間にBVRIJohnson-Cousinsフィルターセットを使用して光学領域で取得されました。観測によると、この期間中、星の明るさの有意な変化は記録されませんでした。最大輝度値付近の振幅が小さい変動のみを検出します。したがって、2013年以降、V2493Cygは、明るさを低下させることなく、最大の明るさを維持します。このような測光の振る舞いは、FUor型の他の星には典型的ではありません。通常、FUorの光度曲線は非対称であり、明るさが非常に急速に上昇し、徐々に低下します。V2493Cygは、この点でユニークなままであり、明るさが非常に急速に上昇し、最大光での保持が長くなります。2013年2月から2021年2月までの期間について行われた期間分析では、明確に定義された914+/-10日の期間が明らかになりました。このような周期性は、星の周りの軌道にある星形成から残っている塵の構造によって説明することができます。
国際地球観測年（1957年-1958年）前後の3つの極端な宇宙天気イベントに関する日本のオーロラ記録のレビュー
| Title |
A_Review_for_Japanese_auroral_records_on_the_three_extreme_space_weather_events_around_the_International_Geophysical_Year_(1957_--_1958) |
| Authors |
Hisashi_Hayakawa,_Yusuke_Ebihara,_Hidetoshi_Hata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.09432 |
太陽周期19は、おそらく過去4世紀で最大の太陽周期であり、太陽の噴火とその結果としての地磁気嵐によって太陽地球環境を著しく破壊しました。ピーク時には、国際地球観測年（IGY：1957〜1958）は国際協力によって組織され、科学的発展の恩恵を受け、宇宙時代で3番目と4番目に大きい地磁気嵐を含む複数のユニークな極端な宇宙天気イベントを捉えました。この記事では、IGY周辺の日本のオーロラ観測の元の記録をレビューして分析します。これらの観測は、古畑正明が専門の観測所や市民の貢献者と協力して主催しました。1957年3月（最小Dst=-255nT）、1957年9月（最小Dst=-427nT）、および1958年2月（最小Dst=-426nT）の重要なオーロラ表示を含むこれらのソースドキュメントをデジタル化して文書化しました。これらの記録により、これらのオーロラ表示の時間的および空間的進化を視覚化し、不変の緯度で41.4{\deg}、38.3{\deg}、および33.3{\deg}まで赤道方向のオーロラ境界を再構築し、現代に続くそれらの発生を文脈化することができます。地磁気擾乱。私たちの結果は、他の極端な宇宙天気イベント中の重要なオーロラ表示と比較されています。これらのオーロラは一般的に黄色がかった光線で時々赤みがかった色を示しました。それらの着色は、赤みがかった酸素放出とその緑がかった酸素放出との混合に起因します。全体として、これらのアーカイブ記録は、独特の強烈で極端な宇宙天気イベント中のオーロラ活動に関する将来の議論のための参照を提供します。
対流層ダイナモに対する表面双極磁性領域の影響について
対流層の大部分に分布する大規模ダイナモに対する表面傾斜双極磁気領域（BMR）の影響を調査します。この研究では、非線形3D平均場ダイナモモデルを採用しています。表面でのBMRの出現は、対流層の上半分の大規模なトロイダル磁場に作用する非軸対称の磁気浮力効果によってモデル化されます。このメカニズムから生じる非軸対称磁場は浅い。表面では、磁場生成に対するBMRの影響が支配的です。ただし、BMR分布が浅いため、グローバルダイナモへの影響は中程度です。表面BMRの最もダイナモ効果は、それらの進化と対流層$\alpha$効果によるものです。BMRの傾きの変動は、ダイナモによって生成された磁場の赤道対称性に影響を与えます。太陽観測と一致して、出現するBMRは、星の北半球における大規模な非軸対称磁場の負の磁気ヘリシティ密度をもたらします。
惑星状星雲Ou5の共通外層後の連星：二重食後の赤色巨星分枝系
| Title |
The_post-common-envelope_binary_central_star_of_the_planetary_nebula_Ou_5:_a_doubly-eclipsing_post-red-giant-branch_system |
| Authors |
David_Jones,_James_Munday,_Romano_Corradi,_Pablo_Rodr\'iguez-Gil,_Henri_Boffin,_Jiri_Zak,_Paulina_Sowicka,_Steven_Parsons,_Vik_Dhillon,_S._Littlefair,_T._Marsh,_Nicole_Reindl,_Jorge_Garc\'ia-Rojas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.09505 |
惑星状星雲Ou〜5の共通外層連星の恒星と軌道パラメータの詳細な研究を提示します。一次日食の間に得られた低解像度スペクトル-私たちの知る限り、共通外層後の惑星状星雲の中心星のコンパニオンの最初の孤立したスペクトル-はカタログスペクトルと比較され、コンパニオンスターが後期K-であることを示していますまたは初期のM型矮星。次に、マルチバンド測光と時間分解視線速度測定の同時モデリングを使用して、両方の星のパラメータ、および公転周期と傾斜を独立して決定しました。モデリングは、コンパニオンスターが低質量（$\sim$0.25〜M$_\odot$）であり、その質量に期待されるよりも大幅に大きい半径を持っていることを示しています。さらに、モデリングによって導き出された星雲前駆体の有効温度と表面重力は、単一星のAGB後の進化の軌跡上になく、代わりにRGB後の進化とより一貫性があります。ただし、コンポーネントの質量を正確に決定することは困難です。これは主に、ホットプライマリー（コンパニオンスターの視線速度を導出するために使用される）によるコンパニオンの大気の照射によって生成されるスペクトル線の軌跡の不確実性、およびプライマリーの視線速度の欠如によるものです。
電磁流体力学的乱流における重イオンの粒子エネルギー化のテスト
| Title |
Test_particle_energization_of_heavy_ions_in_magnetohydrodynamic_turbulence |
| Authors |
Facundo_Pugliese_and_Pablo_Dmitruk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.09603 |
本研究では、電磁流体力学（MHD）乱流の電磁場と相互作用する試験粒子を使用して、重イオンの励起と変位を研究します。これらの磁場は、強いバックグラウンド磁場を持つ圧縮性3次元MHD方程式の疑似スペクトル直接数値解（DNS）から取得されます。イオンが重くなると（電荷対質量比が低くなる）、粒子の励起は主に垂直であり、変位が大きいと垂直方向の励起に悪影響を及ぼします。一方、垂直変位は、電荷対質量比の影響を受けません。これは、単純なガイドセンターモデルで説明します。このモデルとともにボロノイ分割を使用して、優先濃度を分析し、粒子が垂直面でトレーサーとして動作し、$\nabla_\perp\cdot\mathbf{u}_\perp<0$の領域でクラスター化することを確認します。これらの領域には$（\nabla\times\mathbf{E}）_z<0$もあり、これは垂直方向の通電に最適であるため、先行する結果を理解するためのメカニズムを提供します。
成長したヒトデの惑星状星雲を捕まえるII。 PC22のプラズマ分析と中心星の特性
| Title |
Catching_a_grown-up_starfish_planetary_nebula_II._Plasma_analysis_and_central_star_properties_of_PC_22 |
| Authors |
L._Sabin,_V._G\'omez-Llanos,_C._Morisset,_V._M._A._G\'omez-Gonz\'alez,_M.A._Guerrero,_H._Todt_and_X._Fang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.09652 |
惑星状星雲（PN）PC22の形態運動学的分析を実行した後、ここでその星雲と恒星の分析を示します。プラズマ調査は、不確定性伝搬のためのPyNebコードに関連付けられたモンテカルロ分析の新しい使用法に依存しています。星雲の最も内側の領域は、電子温度$T_{\rme}$$\approx$10,800〜K（[NII]を使用）および$\approx$13,000K（[OIII]を使用）と電子密度$n_{\rme}$を示しています。$\約$600〜cm$^{-3}$。また、機械学習アルゴリズムを初めて使用して、PC22に特に適合したイオン化補正係数（ICF）を計算しました。これにより、（S$^{+}$+S$^{++}の先駆的なICFを使用できるようになりました。$）/O$^{++}$、Cl$^{++}$/O$^{++}$、およびAr$^{3+}$+Ar$^{4+}$、ネオンの総量の新しい決定の可能性もあります。恒星スペクトルの研究により、Wolf-Rayetタイプ[WR]分類、より正確には、さまざまな定性的および定量的基準に基づく[WO1]サブタイプと一致する幅広い輝線の存在が明らかになりました。この分類は、メキシカンミリオンモデルデータベース（3MdB）によるガスのイオン化状態の再現とNLTEモデル大気コードPoWRで得られた最適モデルから得られた高い恒星温度とも一致しています。したがって、PC22は、[WO1]サブタイプPNeに新たに追加されたものです。
天体物理学の物体の2温度相対論的電子イオンプラズマにおけるマクロスケールの高速流と磁場の生成
| Title |
Macro-scale_fast_flow_and_magnetic_field_generation_in_2-temperature_relativistic_electron-ion_plasmas_of_astrophysical_objects |
| Authors |
K._Kotorashvili,_N.L._Shatashvili |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.09673 |
統一された逆ダイナモ/ダイナモメカニズムにより、天体物理学の物体の2温度相対論的電子イオンプラズマにおけるマクロスケールの高速流と強磁場の同時生成を示しました。結果として生じる動的磁場増幅および/または流れの加速は、初期の乱流運動/磁気（磁気）エネルギーに正比例します。このプロセスは、相対論的にホットエレクトロンイオンフラクション温度と磁気流体結合に非常に敏感です。白色矮星が高温の天体物理学的流れ/連星系を降着させる現実的な物理的パラメータについては、分散関係のそのような実際の解が常に存在し、Alfvによる分散性の強い超Alfv\'enicマクロスケールの流れ/流出の形成が存在することが示されています。\'enマッハ数$>10^6$および/または超強力な磁場の生成が保証されています。
エキソシステムにおける恒星磁場と宇宙天気を理解するためのフレアの位置特定
| Title |
Localizing_flares_to_understand_stellar_magnetic_fields_and_space_weather_in_exo-systems |
| Authors |
Ekaterina_Ilin,_Katja_Poppenh\"ager,_Juli\'an_D._Alvarado-G\'omez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.09676 |
星は均一な球体ですが、一次のみです。恒星の自転と磁気がこの対称性を破る方法は、恒星の磁場に重要な観測上の制約を課し、太陽系外惑星の大気に対する恒星の活動の影響を評価する要因となります。太陽表面のフレアの空間分布は不均一であることがよく知られていますが、他の星ではとらえどころのないものです。恒星フレアの軌跡を復元するために利用できる手法を簡単に確認し、光学光度曲線から直接体系的なフレアの位置特定を可能にする新しい方法を強調します。トランジット系外惑星探査衛星（TESS）で特定できる可能性のあるフレアの数の推定値を提供し、ミッションの最初の全天スキャンから得られた結果と一致していることを示します。太陽系外惑星の居住性を正確に評価するには、不均一なフレア緯度分布を考慮する必要があることをお勧めします。
可能性のある最近の共通エンベロープイベントのサンプルの観測的識別
| Title |
Observational_identification_of_a_sample_of_likely_recent_Common-Envelope_Events |
| Authors |
Theo_Khouri,_Wouter_Vlemmings,_Daniel_Tafoya,_Andr\'es_F._P\'erez-S\'anchez,_Carmen_S\'anchez_Contreras,_Jos\'e_F._G\'omez,_Hiroshi_Imai,_Raghvendra_Sahai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.09689 |
最もよく理解されていない恒星進化経路の1つは、巨星のエンベロープが伴星の軌道を飲み込むときに、共通外層の進化を遂げる連星システムのパスです。この相互作用は多種多様な天体物理学システムにつながりますが、共通外層の進化を経験しているオブジェクトはほとんど知られていないため、直接的な経験的研究は困難です。噴水と呼ばれる水源に対するALMAの観測結果を示します。これは、初期質量が低く（$<4〜{\rmM}_\odot$）、数百年以内にそのかなりの部分を放出したことを示しています。このような急速な質量放出を説明できる唯一のメカニズムは、共通外層の進化です。私たちの計算によると、噴水サンプルは、共通外層段階を経験したばかりの銀河系のシステムの大部分を占めています。水飲み場の水源は特徴的な高速の双極流出を示すため、流出と噴流は、共通外層段階の直前、最中、または直後に重要な役割を果たす可能性があります。
測地線分離における重力子の量子雑音と確率的力
この研究では、ファインマン-バーノン影響汎関数形式を使用して、重力子とその変動が2つの質量のダイナミクスに及ぼす影響を検討します。これは、Calzetta、Hu、Verdaguerによって以前に非平衡量子場理論と半古典的確率重力に適用されました[1-3]。そして最近では、パリク、ウィルチェク、ザハリアードによるこの問題に[4-6]。重力子のハダマール関数は、2つの質量の分離の動きを支配するランジュバン方程式の確率的テンソル力として機能するノイズカーネルを生成します。次に、重力子ノイズによる分離の変動が、ミンコフスキー真空、熱、コヒーレント、およびスクイーズド状態を含むさまざまな量子状態について解決されます。パリクらの以前の考察。重力子のいくつかの選択されたモードのみを対象としていますが、この作業では、すべての重力子モードと偏光を含めました。深宇宙実験でベースラインが長いインターフェロメータを使用して、原始重力子のこれらの変動を検出する可能性についてコメントします。
初期の宇宙でニュートリノに崩壊する巨大な粒子は、他の標準模型の粒子に崩壊する場合よりも制約が少ないことが知られています。しかし、崩壊がニュートリノに進んだとしても、ニュートリノは必然的に、探査可能な電磁相互作用を受けている二次粒子を放出します。さまざまな宇宙論的プローブがそのような二次粒子、すなわちCMB異方性、CMBスペクトル歪み、およびビッグバン元素合成に対してどれほど敏感であるかを詳細に分析します。宇宙の年齢よりも寿命が短い遺物の場合、これは、粒子の存在量と質量の関数として、粒子の寿命に元の厳格な境界をもたらします。
$\sim8\times10^{11}$GeVより重い暗黒物質と暗黒物質の構造が初期の宇宙でバイナリペアを形成し、現在と宇宙全体の両方でスピンダウンして融合する、モデルに依存しないメカニズムについて説明します。歴史、潜在的に観察可能な信号を生成します。十分に密度の高い暗いオブジェクトは、ランダムな衝突ではなく、バイナリマージによって主に衝突します。有限サイズ効果、マルチボディ相互作用、およびサーマルバスとの摩擦を考慮した合併率をどのように推定するかについて詳しく説明します。暗くて密度の高い物体の合体が重力信号と電磁信号によってどのように検出されるかを予測し、そのような合体が高周波重力波のユニークな発生源になる可能性があることに注目します。その存在がCMBの観測と矛盾し、ガンマ線を拡散させるオブジェクトを除外します。
ハイブリッド中性子星の特別な点を見つける
特筆すべきは、ハイブリッド中性子星のモデルならではの特徴です。これは、相転移密度の影響を受けない質量半径シーケンス上の位置を表します。一定の音速（CSS）の状態方程式モデルに従う、閉じ込められていないクォーク物質のコアを持つハイブリッド中性子星を検討し、音速の2乗の関数として特別な点の座標の近似式を提供します（$c_s^2$）および圧力スケール（$A$）パラメーター。ハイブリッド星の最大質量の代理として特別な点質量を使用して、パルサーPSRJ0740+6620の質量と半径に関する最近のNICER制約に基づいて、CSSモデルパラメーターの制限を導き出します。$0.36<{c^2_s}_{\rmmin}<0.43$および$80<A[{\rmMeV/fm}^3]<160$。ハイブリッド星の最大質量の上限は$c_s^2$の上限に依存するため、$c^2_{s、max}=0.6$を選択すると、$M_{\rmmax}<2.7〜M_\になります。odot$、GW190814の質量範囲内。
| Title |
Vacuum_decay_in_the_Lorentzian_path_integral |
| Authors |
Takumi_Hayashi,_Kohei_Kamada,_Naritaka_Oshita,_Jun'ichi_Yokoyama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.09284 |
ローレンツ経路積分を偽の真空の崩壊に適用し、偽の真空の崩壊率を推定します。ローレンツ経路積分を収束させるために、ピカール・レフシェッツ理論に従って積分輪郭の変形が実行されます。対応する跳ね返り作用が極限化される臨界気泡の核形成速度は、ユークリッドアプローチと同じ指数を持っていることを示します。また、計算を、ユークリッド形式が適用できない臨界気泡よりも大きいまたは小さい気泡の核生成に拡張します。
中性および荷電C $ _4 $ N鎖の広範な量子化学研究。天文観測を支援する試み
多くの分子種は、それらが化学的に適切に特徴付けられている場合、おそらくまだ宇宙で観察することができます。この論文では、これは中性（C$_4$N$^0$）および陰イオン（C$_4$N$^-$）のシアノプロピニリデン鎖の場合である可能性があることを示唆しています。ニュートラル（C$_3$N$^0$とC$_5$N$^0$）とアニオン（C$_3$N$^-$}とC$_5$N$^-$）の両方の隣接メンバー同族列のが観察された。宇宙科学の対象となるすべての電荷およびスピン状態（ダブレットおよびカルテットニュートラル、トリプレットおよびシングレットアニオン）について、密度関数理論（DFT）、結合クラスター（CC）、および2次的配置間相互作用（QCI）法を使用した量子化学計算から得られた広範なデータ、および一重項および三重項カチオン）が報告されます：たとえば、結合メトリックおよび自然結合次数データ、形成エンタルピー、解離および反応エネルギー、スピンギャップ、回転定数、振動特性、双極子および四重極運動量、電子付着エネルギー（$EA$）およびイオン化ポテンシャル（$IP$）。（C$_4$Nだけでなく、C$_2$NおよびC$_6$Nについても）ここで利用される量子化学法は、実験的な$EA$値を優れた方法で再現できるという事実。理論への挑戦-これは、化学反応度指数（天体化学進化をモデル化するための重要な入力パラメーター）の理論的推定が信頼できることを示しているため、特に励みになります。現在計算されている生成エンタルピーと解離エネルギーは、C$_4$Nが宇宙に存在しないと仮定する理由を実証していません。このアイデアをさらにサポートするために、C$_4$N$^0$とC$_4$N$^-$の両方の形成の潜在的な化学経路を分析します。これには、結合反応と交換反応が含まれます。
多元宇宙におけるアルファ-アルファ散乱
| Title |
Alpha-alpha_scattering_in_the_Multiverse |
| Authors |
Serdar_Elhatisari,_Timo_A._L\"ahde,_Dean_Lee,_Ulf-G._Mei{\ss}ner,_Thomas_Vonk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.09409 |
標準模型の基本的なパラメータ、すなわち軽いクォークの質量、電磁微細構造定数、およびQCD$\thetaの変化の下で、低エネルギー$\alpha$-$\alpha$散乱の位相シフトを調査します。$-角度。最初のステップとして、断熱投影法のさまざまな改善を利用して、宇宙での$\alpha$-$\alpha$散乱を再計算します。これにより、パラメータなしでS波とD波の位相シフトの予測が改善されます。10〜MeV未満の実験室エネルギー。パイ中間子の質量の正のシフトはS波の位相シフトにわずかな影響を与えるのに対し、パイ中間子の質量を下げると2アルファ系の結合が解かれ、そのような変動が7％未満に制限されることがわかります。D波の位相シフトへの影響は、D波の共振パラメータによって示されるように、より顕著であることがわかります。微細構造定数の変化は、低エネルギーの$\alpha$-$\alpha$位相シフトにほとんど影響を与えません。さらに、カイラル展開における次の次の次数を含む、QCD$\theta$角度に関するこれらの位相シフトの変化を$\theta$-で表すことができることを示します。依存するパイ中間子の質量。
アインシュタインの場の方程式の微視的起源と正の宇宙定数の存在理由
| Title |
Microscopic_origin_of_Einstein's_field_equations_and_the_raison_d'\^{e}tre_for_a_positive_cosmological_constant |
| Authors |
T._Padmanabhan_and_Sumanta_Chakraborty |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.09446 |
有効場の理論のパラダイムでは、次のように積分することにより、いくつかの低（より）エネルギー自由度$q$に対して有効作用$\mathcal{A}_{\rmeff}[q、\cdots]$を階層的に取得します。アクション$\mathcal{A}[q、\xi、\cdots]$に基づく、経路積分の高エネルギー自由度$\xi$。ベクトル場$v^a$をアクション$\mathcal{A}[\Gamma、v、\cdots]$に統合し、効果的なアクション$\mathcal{A}_{\rmeffを取得する方法を示します。}[\Gamma、\cdots]$は、接続$\Gamma$に関するバリエーションで、アインシュタインの場の方程式と接続と互換性のあるメトリックにつながります。導関数\textit{predicts}は、ゼロ以外の正の\ccであり、積分定数として発生します。ユークリッドアクション$\mathcal{A}[\Gamma、v、\cdots]$は、ローレンツ時空に変換されたときのヌル表面の熱密度として解釈されます。ベクトル場$v^a$は、任意のヌル表面によってホストされる微視的な自由度のユークリッド類似体として解釈できます。このアプローチのいくつかの意味について説明します。
惑星間コロナ質量放出のシースの構造と関連する高エネルギーイオン増強の複数の宇宙船による観測
| Title |
Multi-spacecraft_observations_of_the_structure_of_the_sheath_of_an_interplanetary_coronal_mass_ejection_and_related_energetic_ion_enhancement |
| Authors |
E._K._J._Kilpua,_S._W._Good,_N._Dresing,_R._Vainio,_E._E._Davies,_R._J._Forsyth,_J._Gieseler,_B._Lavraud,_E._Asvestari,_D._E._Morosan,_J._Pomoell,_D._J._Price,_D._Heyner,_T._S._Horbury,_V._Angelini,_H._O'Brien,_V._Evans,_J._Rodriguez-Pacheco,_R._G\'omez_Herrero,_G._C._Ho_and_R._Wimmer-Schweingruber |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.09472 |
コロナ質量放出（CME）の前のシースは、CMEの膨張と伝播によって形成される大きな太陽圏構造です。乱流および圧縮されたシースは、コロナおよび惑星間空間での粒子の加速に寄与しますが、それらの内部構造と粒子の活性化との関係はまだ比較的ほとんど研究されていません。特に、衝撃マッハ数が低い場合に粒子を加速する際のシースの役割は、重大な未解決の問題です。この作業は、エネルギー粒子の強化に関して、CMEシースの内部構造に関する新しい洞察を提供することを目的としています。この目的を達成する良い機会は、2020年4月19日から21日に放射状に整列した宇宙船によって0.8および$\sim$1AU（ソーラーオービター、ウィンド、ACE、ベピコロンボ）で作成されたシースの観測によって提供されました。弱いショック。エネルギーイオンの増強は、ソーラーオービターとL1のシース構造内のさまざまな場所で発生しました。慣性範囲スケールでの磁気変動振幅は、上流の風に比べてシース内で増加しました。ただし、局所平均場に正規化した場合、変動振幅は大幅に増加しませんでした。変動の磁気圧縮率も増加しませんでした。複数の太陽圏電流シート（HCS）交差点や小規模なフラックスロープなど、さまざまな下部構造がさまざまな宇宙船のシース内に埋め込まれていました。L1では、イオンフラックスの増強はHCS交差に関連していましたが、ソーラーオービターでは、増強はロープ内で発生しました。上流の太陽風から掃引され、シース内で圧縮された下部構造は、特に効果的な加速サイトとして機能する可能性があります。考えられる加速メカニズムは、小規模なフラックスロープとシース内の反ったHCSに関連するベータトロン加速です。
将来のタウニュートリノ望遠鏡での新しい物理学の調査
ニュートリノと次のタウニュートリノ望遠鏡での物質との相互作用を修正できる新しい物理シナリオを体系的に調査します。これにより、ニュートリノとプロトンのエネルギーとの衝突がテストされ、$\gtrsim45〜{\rmTeV}$とらえどころのないものに独自の洞察が得られます。タウニュートリノ。このような高エネルギースケールでは、第2世代および第3世代のクォーク（通常は抑制されている）のパートン分布関数の影響は、運動量の割合が小さい第1世代の寄与に匹敵する可能性があるため、タウニュートリノ望遠鏡は関連する新しい物理を調べるための優れた施設になります。2番目と3番目の家族と。素粒子物理学モデルの包括的なセットの中で、実験室の制約内にとどまりながらニュートリノ断面積に競争力のある貢献を与えることができるツリーレベルでの新しい物理学シナリオを特定します：荷電/中性ヒッグスとレプトクォーク。私たちの分析は望遠鏡の実際の実験構成に近く、タウイベントのエネルギーと角度分布について$\chi^2$分析を実行します。物質中のニュートリノとタウフラックスの伝播方程式を数値的に解くことにより、帯電したヒッグスとレプトクォークモデルに対する代表的な今後のタウニュートリノ望遠鏡、GRAND、POEMMA、Trinityの感度を取得します。それぞれの実験は、現在のコライダーが特定のモデルに到達するよりも優れた感度を達成できますが、それらの組み合わせは、新しい物理学を精査する上で非常に補完的です。特に、新しい物理学は、それらの望遠鏡でさまざまな方法でエネルギーと角度分布に影響を与えます。
暗黒物質スパイク内の中間質量比インスピレーションにおける循環化と偏心
| Title |
Circularization_vs._Eccentrification_in_Intermediate_Mass_Ratio_Inspirals_inside_Dark_Matter_Spikes |
| Authors |
Niklas_Becker,_Laura_Sagunski,_Lukas_Prinz,_Saeed_Rastgoo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.09586 |
中間質量ブラックホール（IMBH）と太陽質量タイプの物体のインスピレーションは、レーザー干渉計宇宙アンテナ（LISA）などの宇宙ベースの重力波検出器で観測できます。IMBHの周りの暗黒物質の過密度（暗黒物質のスパイク）は、システムの軌道進化に影響を与える可能性があります。ここでは、暗黒物質スパイクの力学的摩擦を経験している、離心率軌道上のそのような中間質量比インスパイアを検討します。暗黒物質の位相空間分布を含めることにより、以前の調査とは対照的に、力学的摩擦が軌道を循環させる傾向があることがわかります。任意の散逸力に対する循環または偏心の一般的な条件を導き出します。デフェージングに加えて、暗黒物質スパイクの別のプローブとして循環率を使用することをお勧めします。これらの効果を観察することは、暗黒物質の粒子の性質の指標となるでしょう。
| Title |
Earth_as_a_transducer_for_axion_dark-matter_detection |
| Authors |
Ariel_Arza,_Michael_A._Fedderke,_Peter_W._Graham,_Derek_F._Jackson_Kimball,_and_Saarik_Kalia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.09620 |
我々は、光子と結合した超軽量アクシオン暗黒物質が、地球の背景地磁気の存在下で、振動する全球地球磁場信号を誘発することを示しています。この信号は、[arXiv：2106.00022]と[arXiv：2108.08852]で最近指摘され、検索された暗黒物質の構造と構造が似ています。それは、地球の地磁気によって固定されたグローバルなベクトルパターンを持ち、長い時間スケールで時間的にコヒーレントであり、アクシオン質量$m_a$によって設定された周波数を持っています。この作業では、詳細な信号パターンを計算し、SuperMAGコラボレーションによって維持されている磁力計ネットワークデータでこの信号の検索を行います。私たちの分析では、アクシオンの質量範囲$2\times10^{-18}\text{eV}\lesssimm_a\lesssim7\times10^{-17}\text{eV}$のアクシオン暗黒物質信号の強力な証拠は特定されていません。。アクシオンがすべて暗黒物質であると仮定すると、同じ質量範囲内のアクシオン-光子結合$g_{a\gamma}$に制約を課します。最強の場合、質量$3\times10^{-17}\text{eV}\lesssimm_a\lesssim4\times10^{-17}\text{eV}$の場合、これらの制約は、CASTヘリオスコープ。
