暖かいインフレーションからの二重場統一モデルの宇宙論的実行可能性
この論文では、暖かいインフレーションによって動機付けられたダブルスカラー場モデルの宇宙論的実行可能性を調査します。この目的のために、我々は最初に、暗黒エネルギー、暗黒物質、およびインフレが三重統一スキームで説明される理論的枠組みを設定しました。次に、モデルの全体的なダイナミクスを計算し、結合パラメーターの物理的な役割を分析します。後期の進化に焦点を当て、現在のデータに対してモデルをテストします。具体的には、低赤方偏移のパンテオン超新星Iaとハッブル宇宙望遠鏡の測定を使用して、モデルの自由パラメーターの統合のモンテカルロマルコフ連鎖法によるベイズ分析を実行します。観測によって制約された自由パラメーターの平均値が適切な理論範囲内にあり、スカラー場の進化が宇宙の暗いセクターの特徴によく似ていることがわかります。このような振る舞いは、広く採用されている選択基準の結果によって確認され、標準の$\Lambda$CDM宇宙論に匹敵する統計的証拠を示唆しています。最後に、モデルの自由パラメーターに関する大きな不確実性の存在について説明し、結合定数に関連する微調整の問題について議論します。
それは長い間確立されてきましたが、私たちが少なくとも170Mpcの領域にいて、さまざまな種類の銀河がおとめ座超銀河団の平面とさまざまな程度の整列を示していることに気付くことはめったにありません。0.02未満の赤方偏移の銀河団と電波銀河は、超銀河の低い緯度に集中していますが、赤外線で最も明るい銀河であるLIRGは、この平面とほとんど相関を示していません。最も明るい初期型の銀河は、低い超銀河緯度に集中していますが、同様に明るいらせんはそれほど顕著ではありません。散在銀河と呼ばれる可能性のあるものの位置と、クラスターおよびLIRGの位置との相互相関は、状況の尺度を提供します。LIRGからの距離0.5Mpcでの平均密度は、銀河団からの距離での平均密度に匹敵しますが、LIRGからの平均密度5Mpcは、クラスターからの距離での平均密度をはるかに下回り、それほど大きくはありません。宇宙平均密度より。発生する問題の議論は簡単です。
| Title |
One_Small_Step_for_an_Inflaton,_One_Giant_Leap_for_Inflation:_a_novel_non-Gaussian_tail_and_primordial_black_holes |
| Authors |
Yi-Fu_Cai,_Xiao-Han_Ma,_Misao_Sasaki,_Dong-Gang_Wang,_Zihan_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.13836 |
インフラトンポテンシャルのわずかなステップでさえ、曲率摂動の原始的な非ガウス性の認識を変える可能性があるという単一フィールドインフレーションからの新しい予測を報告します。私たちの分析は、スローロール進化の2つの段階の間の上方ステップ遷移によって生成される確率分布のテールに焦点を当てています。アトラクタ外の動作を伴う重要なバックグラウンドダイナミクスが識別されます。非摂動的$\deltaN$分析を使用することにより、従来の非線形パラメーター$f_{NL}$、$g_{NL}の場合でも、非常に非ガウスなテールが小さな上向きのステップで生成できることを明示的に示します。$などは小さいままです。この例では、確率分布の裾に対する非摂動的効果の敏感な依存性を初めて示します。私たちのシナリオでは、原始ブラックホールの存在量を大幅に増やすか、外観を完全に禁止することで、原始ブラックホールに適用することは考えられません。
Simons Observatory：Planckのレガシーデータに適用された新しいオープンソースの電力スペクトルパイプライン
| Title |
The_Simons_Observatory:_a_new_open-source_power_spectrum_pipeline_applied_to_the_Planck_legacy_data |
| Authors |
Zack_Li,_Thibaut_Louis,_Erminia_Calabrese,_Hidde_Jense,_David_Alonso,_J._Richard_Bond,_Steve_K._Choi,_Jo_Dunkley,_Giulio_Fabbian,_Xavier_Garrido,_Andrew_H._Jaffe,_Mathew_S._Madhavacheril,_P._Daniel_Meerburg,_Umberto_Natale,_Frank_J._Qu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.13839 |
$\ell>30$でのPlanck2018角パワースペクトルの再現と、100、143、および217GHzでの強度および偏光マップの関連する共分散行列を示します。これは、PSpipeパッケージの一部である新しい公的に利用可能なパイプラインを使用します。テストケースとして、Planck2018分析と同じ入力マップ、補助積、および分析の選択肢を使用し、スペクトルを0.1$\sigma$の精度で、共分散行列を10％まで再現できることを確認します。再導出された製品から推定された宇宙論的パラメーターが、公開されているPlanck製品と0.1$\sigma$で一致することを示し、Planckチームの分析の独立したクロスチェックを提供します。将来的には、公開されているコードを簡単に適合させて、代替の入力マップ、データ選択、分析の選択を使用し、新しい地上ベースの宇宙マイクロ波背景放射データを使用してPlanckデータを将来最適に分析することができます。
Exozodiacalダストに対するローマコロナグラフ機器の感度
| Title |
Sensitivity_of_the_Roman_Coronagraph_Instrument_to_Exozodiacal_Dust |
| Authors |
Ewan_S_Douglas,_John_Debes,_Bertrand_Mennesson,_Bijan_Nemati,_Jaren_Ashcraft,_Bin_Ren,_Karl_Stapelfeldt,_Dmitry_Savransky,_Nikole_K._Lewis,_and_Bruce_Macintosh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.12804 |
エキソゾディアカルダスト、恒星系のハビタブルゾーン内およびその近くの彗星や小惑星からの暖かい破片は、惑星系を形作る物理的プロセスを明らかにします。この塵からの散乱光は、地球のような惑星を画像化する将来のミッションによって克服されなければならないバックグラウンドフラックスの源でもあります。この研究では、ナンシーグレースローマ宇宙望遠鏡コロナグラフの、他の星の周りの黄道光であるエキソゾディによって散乱された光に対する感度を定量化します。宇宙観測所による居住可能な太陽系外惑星の最適な検出のために以前に選択された149の近くの星のサンプルを使用して、観測可能な\textit{inner}居住可能ゾーン境界を持つ太陽系外惑星の最大数は6であり、観測可能な外部居住可能境界の数は74であることがわかります。。1つの星座は、太陽系外惑星の周りの22$m_{\rmV}\$arcsec$^{-2}$の可視光表面輝度として定義され、地球での可視光の散乱光輝度に近似しています-同等の日射。信号対雑音比がショットノイズではなくスペックルの時間的安定性によって制限されるスペックル制限の場合、ハビタブルゾーンのエキソゾディに対する感度の中央値は解像度要素あたり12ゾディです。この推定値は、コロナグラフの内部作業角度で計算され、現在の最良の推定性能について、機器性能の不確実性のマージンを無視し、後処理スペックル抑制係数を含みます。エキソゾディの中央値が太陽ゾディの3$\times$であるエキソゾディレベルの対数標準分布の場合、ローマコロナグラフは13のシステムからの散乱光でエキソゾディアカルディスクを5$\sigma$検出できることがわかります。7〜20システムにまたがる95\％信頼区間。この感度により、RomanCoronagraphは、地上での外生動物の熱放射の測定を補完し、ダストアルベドを抑制します。
形成する惑星とその周惑星円盤の可観測性IV。 --JWST＆ELTを使用
JWSTとELTを使用して、形成中の惑星とその周惑星円盤（CPD）を観測する可能性を理解するために、軌道傾斜角を含む10、5、1木星、1土星の質量を持つ惑星の3D放射流体力学シミュレーションと放射伝達後処理から模擬観測を作成しました。0$^{\circ}$、30$^{\circ}$、および60$^{\circ}$の傾斜で50AUと30AUを分離します。次に、JWST/NIRCamとNIRISSの場合はMirage、JWST/MIRIの場合はMIRISim、ELT/MICADOとMETISの場合はSimCADOとSimMETISを使用して機器の効果をシミュレートしました。CPDを検出するには、より長い波長（中赤外線以上）が最適であることがわかりました。波長が長いほど、より小さな質量の惑星のCPDを検出できます。JWSTのMIRIとELTのMETISは、これらの望遠鏡で最高の可能性を提供します。具体的には、3$\mu$m未満では、CPDを持つ10$M_{\mathrm{Jup}}$惑星のみがNIRCamとMICADOで検出可能です。5$M_{\mathrm{Jup}}$惑星は、30AU（つまりより近い）軌道分離の場合にのみ検出可能です。CPDで5$M_{\mathrm{Jup}}$を超える惑星は、NIRCamおよびMETISL/Mバンドで3〜5$\mu$mの間、またはMIRIおよびMETISNバンドで10$\mu$mを超える惑星を検出できます。。$\leq$1の場合、$M_{\mathrm{Jup}}$の惑星>15$\mu$mが必要です。ここで、MIRIは独自のイメージング機能を提供します。惑星+CPD+CSDシステムの個別のコンポーネントの光度とスペクトルエネルギー分布を示し、CPDとCSDの絶滅率を区別し、観測提案の予測を提供します。CPDは、特に<10$\mu$mの惑星の放出の主な吸収体であることが判明したため、これにより、形成中の惑星の検出が非常に困難になります。
2029年から2034年のセドナへのミッション機会の分析
| Title |
Analysis_of_Mission_Opportunities_to_Sedna_in_2029-2034 |
| Authors |
Vladislav_Zubko,_Alexander_Sukhanov,_Konstantin_Fedyaev,_Vsevolod_Koryanov,_Andrey._Belyaev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.13017 |
この記事は、2029年から2034年に打ち上げられる太陽系外縁天体（90377）セドナへの軌道設計に焦点を当てています。セドナは現在、太陽から約74auの距離で近日点に移動しています。近日点通過は2073-74年と推定されています。それはそのような遠い物体を研究する機会を開きます。セドナは、その軌道と1万年の期間で知られており、深宇宙探査のエキサイティングなオブジェクトです。現在の研究は、セドナへの転送の2つの可能なシナリオを提供します。直行便と重力アシスト操作を含む飛行が考慮されます。本研究は、高い総特性速度と飛行時間の値のために、直行便は実際には非現実的であることを示した。有望なシナリオには、金星、地球、木星、土星、海王星の近くでの重力アシスト操作が含まれます。セドナへの飛行中の小惑星への接近の分析が行われた。この記事で提示された研究の結果は、2029年の打ち上げが最小の総特性速度の点で最良の転送条件を提供することを示しています。分析は、小さな追加のインパルスで、大きなメインベルト小惑星のフライバイ（16）2034年の打ち上げのためのプシケと（20）2029年の打ち上げのためのマッサリアが可能であることを示しています。
TOI 560：iSHELL、PFS、HIRESRVで検証されたK型矮星を周回する2つの通過惑星
| Title |
TOI_560_:_Two_Transiting_Planets_Orbiting_a_K_Dwarf_Validated_with_iSHELL,_PFS_and_HIRES_RVs |
| Authors |
Mohammed_El_Mufti,_Peter_P._Plavchan,_Howard_Isaacson,_Bryson_L._Cale,_Dax_L._Feliz,_Michael_A._Reefe,_Coel_Hellier,_Keivan_Stassun,_Jason_Eastman,_Alex_Polanski,_Ian_J._M._Crossfield,_Eric_Gaidos,_Veselin_Kostov,_Joel_Villasenor,_Joshua_E._Schlieder,_Luke_G._Bouma,_Kevin_I._Collins,_Justin_M._Wittrock,_Farzaneh_Zohrabi,_Rena_A._Lee,_Ahmad_Sohani,_John_Berberian,_David_Vermilion,_Patrick_Newman,_Claire_Geneser,_Angelle_Tanner,_Natalie_M._Batalha,_Courtney_Dressing,_Benjamin_Fulton,_Andrew_W._Howard,_Daniel_Huber,_Stephen_R._Kane,_Erik_A._Petigura,_Paul_Robertson,_Arpita_Roy,_Lauren_M._Weiss,_Aida_Behmard,_Corey_Beard,_Ashley_Chontos,_Fei_Dai,_Paul_A._Dalba,_Tara_Fetherolf,_Steven_Giacalone,_Michelle_L._Hill,_Lea_A._Hirsch,_Rae_Holcomb,_Jack_Lubin,_Andrew_Mayo,_Teo_Movcnik,_Joseph_M._Akana_Murphy,_et_al._(46_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.13448 |
0.2〜1.4GyrK4ドワーフTOI560（HD73583）を周回する2惑星システムの存在を検証します。このシステムは、セクター8\tess\で最初に発見された、中程度に偏心したトランジットミニネプチューン（TOI560b、$P=6.397438\pm0.000037$日、$e=0.294^{0.13}_{0.062}$）で構成されています。ミッション観測、およびトランジットミニネプチューン（TOI560c、$P=18.8779\pm0.0016$日）は、まれな1：3軌道共鳴でセクター34観測で発見されました。\tess\、\textit{Spitzer}からの測光データ、および地上での追跡観測を利用して、通過する惑星の天体暦と期間を確認し、誤検知のシナリオを検証します。NASA赤外線望遠鏡施設のiSHELL分光法とケック天文台のHIRES分光法を使用して、フォローアップ分光法と対応する正確な視線速度（RV）を取得し、これらの信号の惑星の性質を検証します。これらの信号は、マゼラン天文台から公開されているPFSRVと組み合わせます。。両方の惑星の質量に、bとcについて、それぞれ$<$2.1と$<$4.1M$_{Nep}$の上限を設定します。ガウス過程（GP）モデルを\tess\光度曲線に適用して、色の視線速度GPモデルに事前確率を配置し、TOI560ホスト星の恒星活動を制約します。TOI560は、近くにある適度に若い多惑星系で、ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）やその他の今後のミッションでの大気の特性評価に適した2つの惑星があります。特に、2027年6月までに$<$6時間離れた6つのトランジットペアが発生します。
空間的な場合の潮汐ポテンシャルによって変形した回転する惑星と衛星の楕円体平衡図とカッシーニ状態
| Title |
Ellipsoidal_equilibrium_figure_and_Cassini_states_of_rotating_planets_and_satellites_deformed_by_a_tidal_potential_in_the_spatial_case |
| Authors |
Hugo_A._Folonier,_Gwena\"el_Bou\'e_and_Sylvio_Ferraz-Mello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.13767 |
非粘性の潮汐変形した物体の平衡図は、ダーウィンの潮汐理論や流体力学的クリープ潮汐理論などの多くの潮汐理論を構築するための出発点です。この論文は、変形した物体の回転速度ベクトルがコンパニオンの運動面に垂直でない場合の楕円体平衡図を示しています。ジーンズとマクラウリンの平坦化の関数として、およびスピン速度ベクトルと半径ベクトルの間の角度$\theta$の関数として、赤道と極の平坦化を取得します。平衡楕円体の赤道頂点は、歳差運動と章動運動の項を導入する回転ベクトルに垂直なトルクを生成するコンパニオンを指していません。スピンの方向は主慣性軸$C$の方向と大幅に異なる可能性があるため、古典的な近似$\mathsf{I}\vec{\omega}\approxC\vec{\omega}$のみ平面問題の近くで意味があります。また、いわゆるカッシーニ州についても研究しています。スピン方向の微分方程式の短周期項を無視し、軌道昇交点黄経の均一な歳差運動を仮定すると、コロンボ（1966）によって発見されたものと同じ微分方程式が得られます。つまり、潮汐的に変形した非粘性体は、回転する軸対称の剛体とまったく同じカッシーニ状態を持ち、潮汐の膨らみは一次的には経年的な影響を及ぼしません。
ガスが豊富な電波銀河のダブルピークにおける中心星形成
| Title |
Central_star_formation_in_double-peak_gas_rich_radio_galaxies |
| Authors |
Daniel_Maschmann,_Anne-Laure_Melchior,_Francoise_Combes,_Barbara_Mazzilli_Ciraulo,_Jonathan_Freundlich_and_Alexander_Drabent |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.12796 |
ガスの降着、銀河の相互作用、および銀河の質量集合への合併、それらの形態学的変換、およびそれらの分子ガス含有量と星形成活動の変化のそれぞれの寄与は、まだ完全には理解されていません。輝線にダブルピーク（DP）として現れる2つの運動成分を持つ銀河は、最近の研究で、より大きなバルジへの形態変化に主要な役割を果たすことが確認されています。特に、星形成DP銀河は、中心的な星形成の強化を示し、最近の一連のマイナーな合併に関連していると考えられています。合併による星形成を調べるために、主系列星（MS）上部の星形成DP銀河の分子ガス含有量をIRAM30m望遠鏡で観測しました。文献からの既存の分子ガス観測と組み合わせて、41個のそのような銀河のサンプルを集めました。24（59\、\％）銀河の光イオン化および分子ガス輝線に、同じ運動学的パラメーターを適合させることに成功しました。中心の星形成の強化は、銀河の合体または銀河の相互作用の結果である可能性が最も高く、中心で見つかった過剰なガスの絶滅によって示されます。この星形成は、150MHz、1.4GHz、および3GHzの電波連続放射によって追跡されます。これらはすべて、同じ勾配で表されるCO光度と線形相関しています。現在のDP銀河では、分子ガスの量が大幅に多く、枯渇時間が長くなっています。ガスを中心に追いやる大規模な不安定性のシナリオを破棄し、測定された運動学的特徴と傾斜の間に直接的な関連性を見つけません。これにより、観測されたDP銀河の大部分は、分子ガスを中心に向けて注ぎ込み、そこで星形成を引き起こした最近の合併の結果であると結論付けることができます。
MaNGA楕円銀河の質量と光に由来する構造パラメータの経時的な違い
| Title |
The_differences_between_mass-_and_light-derived_structural_parameters_over_time_for_MaNGA_Elliptical_galaxies |
| Authors |
H._Ibarra-Medel,_V._Avila-Reese,_I._Lacerna,_A._Rodr\'iguez-Puebla,_J._A._V\'azquez-Mata,_H._M._Hern\'andez-Toledo,_S._F._S\'anchez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.12799 |
星の種族合成分析を適用して、MaNGA/SDSS-IVDR15調査から「赤と死んだ」楕円銀河（ClassicalEllipticals;CLE）の大規模なサンプルの空間的に分解された考古学的推論を取得します。彼らの2D恒星の光と質量のマップから、残りのフレームバンド$g、$$r、$と$i$の半径方向の質量と光の分布の違いを、ルックバック時間$t_{\の関数として調べます。rmlb}$、または赤方偏移、$z$。これらの違いは、質量と光に由来するグローバルプロパティの比率によって特徴付けられます：サイズ、濃度、および有効表面密度。これらの特性の質量光度比は$t_{\rmlb}$によって変化し、銀河の質量が大きくなるほど大きくなることがわかります。CLE銀河の考古学的な先祖は、平均して、$z$が減少するにつれて、質量よりも光の中でコンパクトでなく、集中していて、密度が高くなっています。ただし、後で、前駆体の進化もすべての半径で受動的になると、これらの傾向が上向きになり、コンパクト/濃度の質量と光の差が$z\sim0$に向かって減少します。質量光度比の傾向は、さまざまな赤方偏移での銀河調査での直接観測の結果と定性的に一致しています。我々は、我々の結果の警告と解釈について議論し、初期型銀河のいくつかの以前の研究で見られた強い構造進化は、固有の構造変化ではなく、測光変化によって部分的に説明できると推測します。
Illustris TNG50の遺物銀河類似体：宇宙論的シミュレーションで生き残った赤いナゲットの形成経路
| Title |
Relic_galaxy_analogues_in_Illustris_TNG50:_the_formation_pathways_of_surviving_red_nuggets_in_a_cosmological_simulation |
| Authors |
Rodrigo_Flores-Freitas,_Ana_L._Chies-Santos,_Cristina_Furlanetto,_Mar\'ia_Emilia_De_Rossi,_Leonardo_Ferreira,_Lucas_J._Zenocratti,_Karla_A._Alamo-Mart\'inez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.12846 |
遺物銀河は、高赤方偏移で形成され、それ以来ほとんど変化していない巨大でコンパクトな静止銀河です。この作業では、TNG50宇宙論シミュレーションで遺物銀河の類似体を検索して、遺物の形成を理解し、TNG50がそのような希少な天体を再現する能力をテストします。恒星の質量、年齢、半径、静止、恒星の集合基準を使用して、TNG50に潜在的な遺物類似体である可能性のある5つのサブハロを見つけます。それらの特性を、観測された13個の遺物銀河のサンプルによって課せられた他の制約と比較します。TNG50には、金属量や形態など、利用可能な観測上の制約のほとんどを同時に満たす類似体が1つあります。また、環境と暗黒物質の割合に関して、確認された遺物NGC1277との類似性も示しています。遺物の程度を考慮に入れることにより、2番目の遺物類似物も考慮される場合があります。しかし、アナログの明るさと密度のプロファイルの中央部分は、おそらく数値分解能が限られているために、実際の遺物銀河のそれよりも急勾配ではありません。環境に応じて、TNG50の遺物類似体の2つの形成経路を特定します。それらは、$z\lesssim1.2$のクラスターへの落下中に残りのガスを除去するか、$z>1.5$の前に消費します。その後、彼らは重要な星形成を奪われ、過去9年間、星の種族はほとんど変化しませんでした。また、$z\sim4$のアナログ前駆体は、$z\sim0$の同様の恒星質量を持つ静止銀河の前駆体よりも大きなハローに生息していることがわかります。
EAGLEシミュレーションにおける棒渦巻銀河の進化
赤方偏移$z=1$から$z=0$までの参照EAGLE流体力学シミュレーションで、赤方偏移の進化に焦点を当てて、$M_\star>10^{10}M_\odot$の3,964個の銀河とその前駆体の形態を研究します。バーの割合の。2つの畳み込みニューラルネットワーク（CNN）を適用して、Redshiftの10個のスナップショットにまたがる35,082個の合成gバンド画像を分類します。銀河を非棒状または非棒状として識別し、各サンプルを4つの形態学的タイプ（楕円形（E）、レンズ状（S0）、らせん状（Sp）、および不規則/その他（IrrM））のいずれかに分類します。バーの割合は、$z=0.0$から$z=0.5$（32％から33％）の間でほぼ一定であることがわかります。その後、$z=1$まで26％に一般的に低下します。バーの割合は渦巻銀河で最も高く、$z=0$での49％から$z=1$での39％までです。S0のバーの割合は低く、22％から18％の範囲であり、その他のカテゴリでも同様の値です。楕円形の5％未満が禁止として分類されました。バーの割合は、低質量銀河（$M_\star\leq10^{10.5}M_\odot$）で最も高いことがわかります。各スナップショット全体で銀河の進化を追跡することにより、棒渦巻銀河の中には、棒渦巻銀河の平均寿命が2.24Gyrで、棒渦巻銀河の作成、破壊、再生のエピソードが発生するものがあることがわかります。さらに、バーの破壊の発生率は、より一般的には主要なマージに関連しているのに対し、マイナーなマージと付加は、バーの作成と破壊の両方に関連していることがわかります。
LOFAR 2メートル空調査（LoTSS）から選択されたFRIクエーサー候補のVLAスナップショット連続調査
| Title |
VLA_Snapshot_Continuum_Survey_of_FRI_Quasar_Candidates_Selected_from_the_LOFAR_Two-Metre_Sky_Survey_(LoTSS) |
| Authors |
G\"ulay_G\"urkan,_Judith_Croston,_Martin_Hardcastle,_Vijay_Mahatma,_Beatriz_Mingo,_Wendy_Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.13160 |
活動銀河核の放射力とジェット力は、超大質量銀河中心のブラックホールへの物質の降着によって生成されます。放射力が定義上非常に高いクエーサーの場合、これが安定した位相であるかどうかは明らかではありませんが、高い電波光度を持つオブジェクトが人口の約10パーセントを形成します。伝統的に、高い電波光度を持つクエーサーは、以前の電波調査の制限のために、エッジが明るくなった形態（ファナロフ-ライリーII-FRII）のジェットを提示すると考えられてきました（つまり、FRIはクエーサー集団の一部として観察されませんでした）。LOwFrequencyARray（LOFAR）2メートルの空の調査（LoTSS）は、広い空の領域をカバーする前例のない感度と解像度で、コアが明るくなった形態のクエーサーの最初の体系的な選択と調査を可能にしました（Fanaroff-RileyI-FR）。選択したクエーサー候補のジェットの内部構造を明らかにするために、超大型アレイ（VLA）スナップショット調査を実施しました。60のソースのうち15（25％）は、FRIジェットを診断する明確な内部ジェット構造を示し、13のクエーサー（約22％）は、FRIジェットと同様の拡張構造を示しています。ブラックホールの質量とエディントン比は、FRIクエーサーとFRIIクエーサーの間に明確な違いを示していません。FRIIクエーサーは、FRIクエーサーよりもジェット出力が高い傾向があります。私たちの結果は、強力な放射効率の高いシステムでのFRIジェットの発生は一般的ではないことを示しています。これは、おそらく主に銀河環境とジェット出力の2つの要因によるものです。
12の新しい低光度銀河球状星団候補の性質を明らかにする
| Title |
Unveiling_the_nature_of_12_new_low-luminosity_Galactic_Globular_Cluster_Candidates |
| Authors |
E._R._Garro,_D._Minniti,_B._Alessi,_D._Patchick,_M._Kronberger,_J._Alonso-Garc\'ia,_J._G._Fern\'andez-Trincado,_M._G\'omez,_M._Hempel,_J._B._Pullen,_R.K._Saito,_V._Ripepi,_and_R._Zelada_Bacigalupo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.13591 |
銀河バルジと円盤の低緯度地域では、銀河球状星団システムは不完全です。天の川銀河にある12個の星団の物理的特性を報告します。そのほとんどは、ここで初めて調査されます。私たちの目的は、それらの物理的性質を明らかにするために、赤化と絶滅、金属量、年齢、総光度、平均クラスター固有運動（PM）、距離などの主要な物理的パラメーターを決定することです。光学および近赤外線（NIR）データセットを使用してクラスターを研究します。PMの除染手順を実行し、最終的なカタログを作成するために、GaiaEarlyDataRelease3（EDR3）PMを使用します。完全な色の大きさの図（CMD）を構築するために、ガイアEDR3をV\'iaL\'actea拡張（VVVX）調査のVISTA変数およびNIRの2ミクロン全天調査（2MASS）と照合します。クラスターのプロパティを調べます。絶滅は、NIRと光学でそれぞれ$0.09\lesssimA_{Ks}\lesssim0.86$magと$0.89\lesssimA_{G}\lesssim4.72$magにまたがる既存の赤化マップを使用して評価されます。約4〜20kpcの範囲の地動説の距離を取得し、これらのクラスターを銀河中心から$3\lesssimR_{G}\lesssim14$kpcに配置します。最適なPARSECアイソクロネフィットは、$-1.8<$[Fe/H]$<+0.3$の金属量範囲と$2<$Age$<14$Gyrのおよその年齢範囲をもたらします。すべてのクラスターの光度が低く、$-6.9<M_{V}<-3.5$等であることがわかります。測光分析に基づいて、Kronberger100のOCの性質を確認し、Patchick125を金属の少ないGC、Ferrero54を金属の多いGC、ESO92-18を古いOCまたは若いGCの可能性として分類します。GC候補としての分類は、Kronberger99、Patchick122、Patchick126、Riddle15、FSR190、およびGaia2でも提案されています。また、Kronberger119とKronberger143は古いOCまたは若いGCのいずれかである可能性があると結論付けています。
活動銀河NGC1068のブラックホールを隠す塵の熱画像
| Title |
Thermal_imaging_of_dust_hiding_the_black_hole_in_the_Active_Galaxy_NGC_1068 |
| Authors |
Violeta_Gamez_Rosas_(1),_Jacob_W._Isbell_(2),_Walter_Jaffe_(1),_Romain_G._Petrov_(3),_James_H._Leftley_(3),_Karl-Heinz_Hofmann_(4),_Florentin_Millour_(3),_Leonard_Burtscher_(1),_Klaus_Meisenheimer_(2),_Anthony_Meilland_(3),_Laurens_B.F.M._Waters_(5,6),_Bruno_Lopez_(3),_Stephane_Lagarde_(3),_Gerd_Weigelt_(4),_Philippe_Berio_(3),_Fatme_Allouche_(3),_Sylvie_Robbe-Dubois_(3),_Pierre_Cruzalebes_(3),_Felix_Bettonvil_(7),_Thomas_Henning_(2),_Jean-Charles_Augereau_(8),_Pierre_Antonelli_(3),_Udo_Beckmann_(4),_Roy_van_Boekel_(2),_Philippe_Bendjoya_(3),_William_C._Danchi_(9),_Carsten_Dominik_(10),_Julien_Drevon_(3),_Jack_F._Gallimore_(11),_Uwe_Graser_(2),_Matthias_Heininger_(4),_Vincent_Hocde_(3),_Michiel_Hogerheijde_(1,10),_Josef_Hron1_(2),_Caterina_M.V._Impellizzeri_(1),_Lucia_Klarmann_(2),_Elena_Kokoulina_(3),_et_al._(15_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.13694 |
活動銀河核の分類パズルの広く受け入れられている「統一モデル」ソリューションでは、中央のブラックホールの周りのほこりっぽい降着トーラスの向きがそれらの外観を支配します。「タイプ1」システムでは、明るい核が正面のトーラスの中心に表示されます。「タイプ2」システムでは、厚く、ほぼエッジオンのトーラスが中央エンジンを隠します。その後の研究では、進化の影響が示唆され、ほこりっぽい塊と極風が追加されましたが、基本的な画像はそのまま残されました。しかし、典型的なタイプ2銀河NGC1068の最近の高解像度画像は、より根本的な修正を示唆していました。彼らは、中央エンジンからの放射が塵を蒸発させる半径でブラックホールを取り巻く熱い塵であると著者が主張したリング状の放出の特徴を示しました。そのリングは薄すぎて、中央のエンジンを隠すにはエッジオンから傾斜しすぎており、タイプ2の分類を説明するには、アドホックな前景の消滅が必要です。これらの画像は、タイプ1-2の二分法の再解釈をすばやく生成しました。ここでは、ダストの温度分布を詳細に示し、元のモデルを再確認するNGC1068の新しいマルチバンド中赤外線画像を紹介します。無線データと組み合わせて、私たちの地図は、以前に報告されたリングの下に中央エンジンを配置し、統一モデルによって予測されたように、厚い、ほぼエッジオンのディスクによって隠されています。また、天の川銀河中心に向かうものとは鉱物学的に異なる極域の流れと吸収する塵からの放出を特定します。
初期型銀河の運動星団に対する銀河の合体の影響の証拠
| Title |
Evidence_for_Impact_of_Galaxy_Mergers_on_Stellar_Kinematics_of_Early-type_Galaxies |
| Authors |
Yongmin_Yoon,_Changbom_Park,_Haeun_Chung,_Richard_R._Lane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.13703 |
銀河の合併が、半光半径内の特定の星の角運動量（$\lambda_{R_e}$）や運動学的な不整合（$\psi_\mathrm{mis}$）、スローンデジタルスカイサーベイのストライプ82領域にあるMaNGA面分光データを使用。この研究では、ETGの周囲の潮汐の特徴は、深い同時追加画像で検出され、最近発生した合併の直接的な証拠として使用されます。ダストレーンのないETGの場合、$\lambda_{R_e}$は、潮汐機能のないETGよりも潮汐機能のあるETGの方が低くなります（中央値$\lambda_{R_e}$：$0.21$対$0.39$）最も質量の大きいビンを除いて、恒星の質量とS\'ersicインデックスの範囲であるため、遅い回転子の潮汐の特徴を持つETGの割合は、速い回転子のそれの2倍以上になります（$42\％$対$18\％$）。さらに、潮汐機能を備えたETGは、潮汐機能を備えていないETGよりも$\psi_\mathrm{mis}$が大きくなります（平均$\psi_\mathrm{mis}$：$28^\circ$対$15^\circ$）。対照的に、ダストレーンを備えたETGは高速回転子であり、ダストレーンと潮汐機能の両方を備えたETGは、すべてのETGカテゴリの中で最も高い$\lambda_{R_e}$（中央値$\lambda_{R_e}$：$0.59$）を持ちます。さらに、ダストレーンのあるETGは、潮汐の特徴の存在に関係なく、$\psi_\mathrm{mis}$が小さくなります（$\psi_\mathrm{mis}<7.5^\circ$）。ガスの割合が異なる合併により、運動学的特性が異なる合併の残骸が生成された場合、私たちの結果を説明することができます。
HC3Nによって導かれたPGCCにおけるHINSAのFAST調査
| Title |
A_FAST_Survey_of_HINSA_in_PGCCs_Guided_by_HC3N |
| Authors |
Xunchuan_Liu,_Yuefang_Wu,_Chao_Zhang,_Ningyu_Tang,_Tie_Liu,_Ke_Wang,_Di_Li,_Lei_Qian,_Sheng-Li_Qin,_Jarken_Esimbek,_Junzhi_Wang,_Jinghua_Yuan,_Fengwei_Xu,_Lixia_Yuan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.13717 |
500メートル球面電波望遠鏡（FAST）を使用して、12個のPlanckGalacticコールドクランプ（PGCC）、1個の星なしコアL1521B、および4個の星形成源でHI狭線自己吸収（HINSA）機能を検索します。12個のPGCCのうち8個は、J=2-1のシアノアセチレン（HC3N）を放出します。改良されたHINSA抽出方法により、高速分解能で弱くブレンドされた特徴に対してより堅牢になり、PGCCCでのHINSAの検出率は高く、HC3NJを使用するソース間で全体で92％（11/12）および87％（7/8）になります。=2-1排出量。分子スペクトルとPlanck連続体マップのデータを組み合わせて、PGCCにおけるHI、CO、およびHC3Nの形態、存在量、および励起を研究しました。HINSAの分布はCO排出量と同様です。HINSAは、暖かい塵や背景の電離放射線に関連する領域、および恒星の物体に関連する領域では検出されない傾向があります。PGCCのHIの存在量は約3E-4であり、約3倍以内で変動します。C18OJ=1-0とHINSAによってトレースされた非熱速度分散は互いに一致しており（0.1-0.4km/s）、HC3Nの分散（〜0.1km/s）よりも大きくなっています。炭素鎖分子が豊富なPGCCは、HINSAを研究するための優れたサンプルを提供します。
巨大な塊の下部構造を明らかにするAGALG035.1330 $-$ 00.7450
| Title |
Unveiling_the_substructure_of_the_massive_clump_AGAL_G035.1330$-$00.7450 |
| Authors |
M._E._Ortega,_A._Marinelli,_N._L._Isequilla,_S._Paron |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.13735 |
分子の塊の断片化の結果として、巨大な星が形成されることが知られています。しかし、はっきりしないのは、この断片化が、直接高質量の星を形成するのに十分な質量のコアを生み出すのか、それとも、環境から物質を獲得する巨大な星を生成する低中質量のコアにつながるのかということです。この問題に光を当てる観測的証拠を収集するには、星形成の初期段階での塊に向けた詳細な研究が必要です。2.1kpcの距離にある、赤外線で静かな巨大な塊AGALG035.1330-00.7450は、初期段階での断片化と星形成活動の両方を研究するための有望なオブジェクトです。バンド6および7のアタカマ大型ミリ波アレイデータベースから取得した連続体および分子線のミリメートル観測を使用して、このソースの下部構造を研究します。バンド7のデータの角度分解能は約0\farcs7であり、これにより約0.007pc（$\sim$1500au）の構造を解くことができます。塊には、質量が3M$_{\odot}$未満の4つのダストコア（C1〜C4）が含まれていることがわかりました。コアC3およびC4は、十分にコリメートされた、若く、低質量の分子流出を示します。C1とC2はCH$_3$CNJ=13--12の放出を示し、そこからそれぞれ約180と100Kの回転温度、および約1.4と0.9M$_{\odot}$の質量を導き出します。CH$_3$CN放出の瞬間1マップは、C1に向かって回転するディスクの存在を示唆しています。これは、CH$_3$OHおよびCH$_3$OCHO（20-19）放出によって確認されます。一方、CNN=2-1の発光は、すべてのコアを接続しているように見える塊状のフィラメント状の構造を示しています。これらのフィラメントは、凝集塊内で発生するフラグメンテーションプロセスの残留ガス、またはコアに向かって輸送されているガスを追跡している可能性があります。これは、競争的な降着シナリオを意味します。
z> 6の候補ダスティスターバーストのカウンターパート
$z>6$での候補のほこりっぽいスターバーストのサンプルの光学から近赤外の対応物の分析を提示します。これらのオブジェクトは、遠赤外線からサブミリメートルまでのスペクトルエネルギー分布の上昇傾向と、電波が弱いという事実に基づいて事前に選択されています。それらの正確な位置は、ミリメートルおよび/または無線干渉法によって利用可能であり、これにより、光学から近赤外までの深い画像で対応するものを検索することができます。サンプルには、5つの$z>6$候補が含まれています。それらのうちの3つは対応するものが識別されており、1つはまだ最も深い画像では見えず、1つは前景の銀河によって完全にブロックされている$z=5.667$の既知の銀河です。対応するものが特定された3つは、人口合成モデルを使用して分析され、それらの測光赤方偏移は6.2から8.9の範囲です。それらが重力レンズではないと仮定すると、それらの総IR光度は$10^{13.6-14.0}L_\odot$であり、推定される星形成率は4.0--10$\times10^3$$M_\odot$yr$^です。{-1}$。これらのほこりっぽいスターバーストの存在自体は、宇宙が少なくともいくつかの銀河で非常に早い時期に激しく星を形成しているに違いないことを意味します。$>10^{11}M_\odot$（重力レンズの影響を受けていない場合）にある、それらのホスト銀河の推定された恒星の質量は、それらの前駆体が星を形成し続けていることを受け入れようとしない限り、説明が困難です。$>10^3$$M_\odot$yr$^{-1}$の割合、または激しい瞬間的なバーストによって形成された。このようなオブジェクトの分光学的確認は不可欠です。
2020年のジャイアントバースト中の1A0535 +262のX線スペクトルタイミング変動
| Title |
X-ray_spectral-timing_variability_of_1A_0535+262_during_the_2020_giant_outburst |
| Authors |
P._Reig,_R.C._Ma,_L._Tao,_S._Zhang,_S._N._Zhang,_and_V._Doroshenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.12981 |
Be/X線連星1A0535+262は、2020年11月に巨大なX線爆発を起こし、ピークは$\sim1\times10^{38}$ergs$^{-1}$（1--100keV）でした。、1.8kpc）、これまでにこのソースで記録された最も明るい爆発。私たちの目標は、硬X線過渡パルサーの降着状態を特徴づけるために使用できる相関スペクトルとタイミングの振る舞いのパターンを検索することです。硬度-強度図と線源の非周期的変動を使用して、スペクトル連続発光の進化を研究しました。硬度-強度図は、異なる降着レジームで識別できる3つの異なる分岐を示しています。ノイズ成分の特徴的な周波数は、光度と相関関係があります。私たちの観測は、以前にサンプリングされていない光度で、この相関の最高端をカバーしています。これらの高光度で相関が平坦化する証拠が見つかりました。これは、降着円盤が爆発のピーク時に中性子星表面から最も近い距離に到達したことを示している可能性があります。また、スペクトルとタイミングのパラメータにヒステリシスの証拠があります。同じ光度レベルでは、スペクトルはより硬く、特徴的なノイズ周波数は、バーストの減衰時よりも上昇時の方が大きくなります。
パイ中間子凝縮による孤立した中性子星の冷却：低対称エネルギーモデルでの可能な高速冷却
| Title |
Cooling_of_Isolated_Neutron_Stars_with_Pion_Condensation:_Possible_Fast_Cooling_in_a_Low-Symmetry-Energy_Model |
| Authors |
Akira_Dohi,_Helei_Liu,_Tsuneo_Noda,_Masa-aki_Hashimoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.13302 |
状態方程式（EOS）の剛性に重点を置いて、パイ中間子凝縮コアを含む孤立中性子星（NS）の熱進化を研究しました。多くの温度観測は、高速ニュートリノ冷却プロセスを除外した最小冷却シナリオで説明できます。ただし、いくつかのNSは、それを必要とするほど十分に低温です。NS冷却理論の最も重要な問題は、核子直接ウルカ（DU）プロセスが開いているかどうかです。核子対称性エネルギーが著しく低い場合、DUプロセスは禁止されます。したがって、このようなEOSでは別の高速冷却プロセスが必要です。この問題を解決する候補として、パイ中間子の凝縮を考えます。低対称性エネルギーモデルが、強い中性子超流動を伴う低温NSを含むほとんどの冷却観測を説明できることを示します。同時に、パイ中間子凝縮コアが存在する場合でも、$2〜M_{\odot}$の観測値を保持します。したがって、我々は、低対称性エネルギーEOSの問題を解決するためのエキゾチックな状態として、パイ中間子凝縮の可能性を提案します。EOSと他のさまざまな観察結果との整合性も調べました。
Ia型超新星のカラーストレッチ$ s_ {BV} $とライジングカラースロープ$ s_0 ^ *（B-V）$の間の線形関係
| Title |
A_Linear_Relation_Between_the_Color_Stretch_$s_{BV}$_and_the_Rising_Color_Slope_$s_0^*(B-V)$_of_Type_Ia_Supernovae |
| Authors |
Ping_Chen,_Subo_Dong,_Chris_Ashall,_S._Benetti,_D._Bersier,_S._Bose,_Joseph_Brimacombe,_Thomas_G._Brink,_David_A._H._Buckley,_Enrico_Cappellaro,_Grant_W._Christie,_N._Elias-Rosa,_Alexei_V._Filippenko,_Mariusz_Gromadzki,_Thomas_W.-S._Holoien,_Shaoming_Hu,_C._S._Kochanek,_Robert_Koff,_Juna_A._Kollmeier,_P._Lundqvist,_S._Mattila,_Peter_A._Milne,_J._A._Munoz,_Robert_Mutel,_Tim_Natusch,_Joel_Nicolas,_A._Pastorello,_Simon_Prentice,_J._L._Prieto,_Tyler_Roth,_B._J._Shappee,_Geoffrey_Stone,_K._Z._Stanek,_M._D._Stritzinger,_Todd_A._Thompson,_Lina_Tomasella,_Steven_Villanueva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.13364 |
Ia型超新星（CNIa0.02）の完全近傍（$z_{host}<0.02$）サンプルからのデータを使用して、Ia型超新星の$BV$カラーカーブから導出された2つのパラメーター間の線形関係を発見します。カラーストレッチ"$s_{BV}$とピーク後の上昇するカラースロープ$s_0^*（BV）$であり、この関係は$s_{BV}$の全範囲に適用されます。$s_{BV}$パラメータは、特に「速い衰退」（薄暗いIa型超新星）の場合、ピーク光度と密接に相関していることが知られており、$s_{BV}$との光度相関は$\Delta{m_{15}（B）}$などの従来の光度曲線幅パラメータ。したがって、新しい線形関係を使用して、$s_0^*$からピーク光度を推測できます。$s_{BV}$（または$\Delta{m_{15}}$）とは異なり、$s_0^*（BV）$の測定は、光度曲線のピークまたは色の最大値の明確な時間に依存しません。過去のアプローチよりも光度曲線のカバレッジに対する要求が少なくなります。
宇宙線のストリーミングによる自己放電
宇宙線（CR）の流れによって引き起こされる新しい非熱的現象が提案されています。ストリーミングCRは、熱電子の戻り電流を駆動してCR電流を補償します。次に、戻り電流の抵抗率によって電界が誘導されます。抵抗電場は、ストリーミングCRによって生成された二次電子を加速できることが示されています。これは、CRのストリーミングによる自己放電です。この研究では、自己放電条件と二次電子の暴走加速の条件を示します。自己放電により高エネルギーの二次電子が生成され、中性鉄のK$\alpha$輝線を含むイオン化と非熱放出が強化されます。自己放電後、熱電子の戻り電流は二次電子の電流に置き換えられます。一部の磁場の生成と増幅は熱電子の戻り電流によって駆動されるため、自己放電がそれらに大きな影響を与える可能性があります。
相対論的ジェットは、光速に近い速度でコリメートされた流出であり、ガンマ線バースト（GRB）、活動銀河核（AGN）などに関連付けられています。この記事では、主に、GRBの偏光測定研究の最近の進展と、ガンマ線および光波長帯でのそれらの残光、およびそれらの電波偏光の最初の検出について概説します。偏光観測と理論的モデリングは、GRBジェットと関連する無衝突プラズマ物理学の放出メカニズム、磁場構造、エネルギー学に取り組むことができます。議論された主要な物理学のいくつかは、AGNジェットに共通しています。さらに、AGNジェットと原始惑星系円盤の偏光測定は、超軽量アクシオン暗黒物質を検索するための新しいアプローチである可能性があることにも言及します。
CHIMEFRBとIceCubeTeVエネルギーニュートリノの間の空間的一致のテスト
最近の研究（arXiv：2112.11375）で、LuoとZhangは、IceCubeニュートリノ（エネルギー範囲0.1〜3TeV）とCHIME望遠鏡によって検出されたFRBの間に統計的に有意な角度相関があり、21$\sigmaであると主張しました。$重要性。角度間隔が$<3$度のニュートリノ-FRBペアの総数、および信号イベントの合計に対応する観測されたニュートリノエラーサークル内をカウントすることにより、この主張を独自に検証します。次に、この数は、信号ウィンドウと同じ立体角を持つオフソース角度ウィンドウでの一致の数をカウントすることによって取得されたバックグラウンドと比較されます。バックグラウンドと比較して、統計的に有意な超過は見つかりません。したがって、TeVエネルギー範囲のIceCubeニュートリノとCHIMEFRBの間に角度相関の証拠はないと結論付けます。
波面制御用の光磁気作動式変形可能ミラーの磁気および光制御作動のデモンストレーション
| Title |
Demonstration_of_magnetic_and_light-controlled_actuation_of_a_photomagnetically_actuated_deformable_mirror_for_wavefront_control |
| Authors |
Amit_Kumar_Jha,_Ewan_S._Douglas,_Meng_Li,_Corey_Fucetola,_and_Fiorenzo_G._Omenetto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.12813 |
変形可能ミラー（DM）は、天体写真からレーザー通信、視覚科学に至るまで幅広い用途があります。ただし、ドライブアクチュエータに高電力を供給するために、かさばるマルチチャネルケーブルが必要になることがよくあります。非接触方式で駆動される低電力DMは、この問題の代替案を提供する可能性があります。ここでは、永久磁石と低電力レーザーによって非接触方式で作動する光磁気作動変形可能ミラー（PMADM）の概念を示します。熱源。この論文では、プロトタイプの光学表面品質、焦点の磁気制御、およびその正確な光制御のCOMSOLシミュレーションの実験室でのデモンストレーションを紹介します。PMADMプロトタイプは、磁性複合材料（ポリジメチルシロキサン[PDMS]+強磁性$\text{CrO}_\text{2}$）と光学品質の基板層でできており、30.48mm$\times$30.48mm$\times$175$\mu$mの寸法で、光学瞳孔の直径は8mmです。0.12Tの磁束密度にさらされると5.76$\mu$mに変形し、50mWのレーザーで照射されると3.76$\mu$mに緩和します。故障前の最大ストローク8.78$\mu$mも、3倍の安全率を考慮して推定されます。この作業には、PMADMを使用した非点収差生成のシミュレーションも含まれます。これは、高次モードの制御を示すための最初のステップです。完全に開発されたPMADMは、真空および宇宙環境での波面補正に応用できる可能性があります。
ナノ衛星望遠鏡のポインティングの実際的な限界：外乱と光子ノイズの影響
| Title |
Practical_limits_on_Nanosatellite_Telescope_Pointing:_The_Impact_of_Disturbances_and_Photon_Noise |
| Authors |
Ewan_S._Douglas,_Kevin_Tracy,_and_Zachary_Manchester |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.12835 |
正確で安定した宇宙船のポインティングは、多くの天文観測の要件です。ポインティングは、表面積と質量の比率が好ましくなく、最小の姿勢制御システムでもそれに比例して大きな体積が必要になるため、特に超小型衛星に挑戦します。この作業では、アクチュエータの精度やジッターなどのアクチュエータによって引き起こされる外乱によって制限されない領域での天体物理学的姿勢の知識と制御の限界を探ります。原型的な6UCubeSatの外乱がモデル化され、利用可能な恒星フラックスと利用可能なボリューム内の望遠鏡の把握から限界センシング知識が計算されます。これらの入力は、モデル予測制御スキームを使用して統合されます。85mmの望遠鏡と単一の11等級の星を使用した、1Hzでの単純なテストケースの場合、達成可能な体のポインティングは0.39秒角であると予測されます。より一般的な制限として、利用可能な星の光を統合すると、達成可能な姿勢検知は約1ミリ秒であり、制御モデルの適用後、予測される体のポインティング精度は20ミリ秒になります。これらの結果は、天体物理学および環境の限界に達する前に、姿勢検知および制御システムを改善するための大きな余地があることを示しています。
P-RExII。 VLTI / GRAVITYのオフラインパフォーマンス
| Title |
P-REx_II._Off-line_Performance_on_VLTI/GRAVITY |
| Authors |
Saavidra_Perera,_J\"org-Uwe_Pott,_Julien_Woillez,_Martin_Kulas,_Wolfgang_Brandner,_Sylvestre_Lacour_and_Felix_Widmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.12837 |
高感度の光干渉法では、アレイの個々の望遠鏡間の波面の光路差（OPD）の変化を制御することが重要です。一対の望遠鏡間のOPDは、大気差、望遠鏡の位置合わせなどの光学特性の違いによって引き起こされます。これは、この違いを説明するためにピストンアクチュエータに補正を提供するフリンジトラッカーを使用して古典的に測定されてきました。ピストン再構成実験（P-REx）として知られる補助的な方法は、各望遠鏡の大気によって誘発される波面のOPD、つまり微分「ピストン」を測定するために開発されました。以前は、この方法の概要を説明し、単一の望遠鏡の開口部のLBT補償光学（AO）データから得られた結果を示しました。P-RExは、以前に取得したVLTのGRAVITYCIAO波面センシングデータにオフラインで適用され、6つのVLTIベースラインの大気OPDを推定します。VLTIGRAVITYフリンジトラッカーから取得したOPDとの比較が行われました。結果は、VLTIシステムとGRAVITYシステムを組み合わせた望遠鏡と機器のノイズが大気の乱気流の寄与を支配していることを示しています。ただし、シミュレートされたデータと空のP-RExデータがよく一致していることは、望遠鏡と機器のノイズが大気中のピストンノイズレベルに低減された場合、P-RExはピストン乱流のOPD二乗平均平方根を最大で低減する可能性があることを示しています。1Hzまでの周波数の場合は10の係数。このような状況では、P-RExは、長いベースライン干渉計を使用した光フリンジトラッキングの感度限界を押し上げるのに役立ちます。
DALiuGE実行フレームワークの適用性に関する実証的評価
| Title |
An_Empirical_Evaluation_On_the_Applicability_of_the_DALiuGE_Execution_Framework |
| Authors |
Ying_Mei,_Shoulin_Wei,_Feng_Wang,_Chen_Wu,_Rodrigo_Tobar,_Mohsim_Shaikh,_Hui_Deng,_Wei_Dai,_Bo_Liang,_Andreas_Wicenec |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.13088 |
スクエアキロメートルアレイ（SKA）プロジェクトは、世界最大の電波望遠鏡を構築するための国際協力プロジェクトです。データ処理は、SKA望遠鏡を構築する上での最大の課題の1つです。分散実行フレームワークとして、データアクティブ化Liuグラフエンジン（DALiuGE）は、SKAの大量のデータに対処するための候補の1つとして提案されました。DALiuGEには多くの特徴的な機能がありますが、科学データを処理する実際の能力はまだ明らかではありません。このホワイトペーパーでは、SAGECalをDALiuGEに移植する際の実行パフォーマンス、開発者の作業負荷、および実装の難しさに関して、DALiuGEのユーザビリティを客観的に評価します。評価結果は、DALiuGEが天文ソフトウェアの高速統合を可能にすることを示しましたが、異なる並列粒度の効率には大きな違いがあります。プログラムを大幅に最適化しても、現在のDALiuGEと従来のMPIの間には実行パフォーマンスのギャップがあります。したがって、DALiuGEは大量のデータのバッチ処理ではパフォーマンス上の利点がない一方で、SKAサイエンス地域センターなどのよりカスタマイズされた計算タスクを使用するアプリケーションシナリオに適している可能性があるという予備的な結論に達しました。
BDS-3 IGSOおよびMEO衛星のヨー姿勢：衛星間リンク観測による推定、検証、モデリング
| Title |
Yaw_attitudes_for_BDS-3_IGSO_and_MEO_satellites:_estimation,_validation_and_modeling_with_inter-satellite_link_observations |
| Authors |
Chao_Yang,_Jing_Guo,_Qile_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.13252 |
開示された衛星メタデータと、Lバンドデータを使用したReviseKinematicPrecisePointPositioning（RKPPP）アプローチを使用した以前の推定では、中国宇宙技術研究院が製造したBDS-3中軌道（MEO）衛星で使用される連続ヨーステアリングモデルがすでに実証されています。軌道通常モードの代わりに、深い日食の季節の技術（CAST）。ただし、BDS-3傾斜静止軌道（IGSO）衛星の場合と同様に、水平位相中心オフセット（PCO）がゼロに近づくため、ヨーモデルはマイクロサテライトの上海エンジニアリングセンター（SECM）によって製造されたMEO衛星では検証されていません。この研究では、衛星間リンク（ISL）データを使用して、BDS-3IGSOおよびMEO衛星のヨー角を約1.49{\deg}の精度で推定し、特に深い日食の季節におけるヨーの振る舞いを調査しました。推定では、CASTのIGSO衛星とMEO衛星が同様のヨー動作を示しているのに対し、SECMMEO衛星は、中国衛星航法局（CSNO）が発行した姿勢法に完全には準拠していないことが確認されています。姿勢遷移は、CSNOのヨー法則によって予測されたものから延期され、ヨー角が5{\deg}未満で、軌道面からの太陽の仰角（ベータ角）が0{\deg}を超えると発生します。移行は約0.055{\deg}/sの速度で3分以内に完了します。これらの振る舞いを予測するためのモデルが提案され、ISL残差は通常のレベルに戻り、真夜中と正午のポイントの隣接でより安定しました。ヨーモデルが使用されたら。
Mini-EUSOおよびEUSO-SPB2ミッションを考慮したEUSO @ TurLabプロジェクト
| Title |
EUSO@TurLab_project_in_view_of_Mini-EUSO_and_EUSO-SPB2_missions |
| Authors |
H._Miyamoto_(1,2),_M._E._Bertaina_(1,2),_D._Barghini_(1,2,12),_M._Battisti_(1,2),_A._Belov_(3),_F._Bisconti_(1,2),_S._Blin-Bondil_(4),_K._Bolmgren_(8),_G._Cambie_(6,7),_F._Capel_(8),_R._Caruso_(9,10),_M._Casolino_(6,7,11),_I._Churilo_(13),_G._Contino_(9,10),_G._Cotto_(1,2),_T._Ebisuzaki_(11),_F._Fenu_(1,2),_C._Fuglesang_(8),_A._Golzio_(1,2),_P._Gorodetzky_(4),_F._Kajino_(18),_P._Klimov_(3),_M._Manfrin_(2),_L._Marcelli_(6,7),_M._Marengo_(1),_W._Marsza{\l}_(14),_M._Mignone_(1),_E._Parizot_(4),_P._Picozza_(6,7),_L.W._Piotrowski_(11),_Z._Plebaniak_(14),_G._Pr\'ev\^ot_(4),_E._Reali_(7),_M._Ricci_(17),_N._Sakaki_(11),_K._Shinozaki_(14),_G._Suino_(1,2),_J._Szabelski_(14),_Y._Takizawa_(11),_A._Youssef_(2)_(on_behalf_of_the_JEM-EUSO_Collaboration,_(1)_INFN_Turin,_Italy,_(2)_University_of_Turin,_Department_of_Physics,_Italy,_(3)_SINP,_Lomonosov_Moscow_State_University,_Moscow,_Russia.,_(4)_APC,_Univ_Paris_Diderot,_CNRS/IN2P3,_France,_(5)_INFN_Bari,_Italy,_(6)_INFN_Tor_Vergata,_Italy,_(7)_University_of_Roma_Tor_Vergata,_Italy,_(8)_KTH_Royal_Institute_of_Techinology,_Stockholm_Sweden,_(9)_University_of_Catania,_Italy,_(10)_INFN_Catania,_Italy,_(11)_RIKEN,_Wako,_Japan,_(12)_OATo_-_INAF_Turin,_Italy,_(13)_Russian_Space_Corporation_Energia,_Moscow,_Russia,_(14)_National_Centre_for_Nuclear_Research,_Lodz,_Poland,_15UTIU_Rome,_Italy,_(16)_Omega,_Ecole_Polytechnique,_CNRS/IN2P3,_Palaiseau,_France,_(17)_INFN_-_Laboratori_Nazionali_di_Frascati,_Italy,_(18)_Konan_University,_Japan) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.13690 |
TurLab施設は、トリノ大学の物理学部の地下4階にある、直径5m、深さ1mの回転タンクを備えた実験室です。過去数年間、私たちはこの施設を使用して、トリガーロジックの応答をテストすることを主な目的として、JEM-EUSOミッションの蛍光技術を使用して宇宙からの極限エネルギー宇宙線（EECR）の観測に関連する実験を行いました。ミッションでは、拡散した夜の明るさと人工および自然の光源は、望遠鏡の視野（FoV）の時間と空間で大幅に変化する可能性があります。したがって、このような環境で検出器の性能を検証し、トリガーロジックをテストすることが不可欠です。タンクの回転により、海、陸、森、砂漠、雲などのさまざまな光学特性を持つさまざまな地上の表面、および検出器FoVを通過する街の明かり、稲妻、流星などの人工および自然の光源次々と再現されます。タンクが非常に暗い場所にあるという事実は、光学的に制御された環境下でのテストを可能にします。2019年以降にISSに搭載されたMini-EUSOデータを使用して、TurLabでの将来の実験を考慮して、TurLabとISSの測定値の比較について報告します。さらに、今後数か月以内に、EUSO-SPB2ミッションのトリガーロジックのテストを開始します。この目的のための計画と状況についても報告します。
急速に回転する16 $ M _ {\ odot} $星の3次元崩壊
急速に回転する16$M_{\odot}$星の鉄コア崩壊への3次元（3D）流体力学的進化について報告します。初めて、重力不安定性とコア崩壊までの最後の10分間、鉄コアと対流シェル燃焼領域の角運動量（AM）分布の3D進化を追跡します。3Dでは、対流領域が効率的なAM輸送を示し、いくつかのシェル対流ターンオーバータイムスケール内で形状と大きさが$\texttt{MESA}$とは異なるAMプロファイルにつながることがわかります。Si/O対流シェルが密結合しているモデルなど、さまざまな前駆体モデルの場合、3Dシミュレーションでの効率的なAM輸送により、恒星内部のAM分布が大幅に異なり、出生中性子星またはブラックホールスピンの推定に影響を与える可能性があります。私たちの結果は、対流および回転シェル燃焼領域での3DAM輸送が、大質量星のモデルの重要なコンポーネントであり、爆発の結果と推定されるコンパクトな残骸の特性を質的に変える可能性があることを示唆しています。
掃天観測データの体系的な検索による、ホットな準矮星カタログでの周期的変数の発見
| Title |
Discovery_of_periodic_variables_in_the_hot_subdwarf_catalogue_through_a_systematic_search_in_Zwicky_Transient_Facility_data |
| Authors |
Kevin_Wang,_Thomas_Kupfer,_Brad_N._Barlow |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.12868 |
Geieretal。のホット準矮星カタログで周期変数の体系的な検索を行います。2019年、掃天観測施設からのデータを使用。67個のHWVirバイナリ、496個の反射効果、脈動または回転正弦波、11個の食信号、および4個の楕円変調バイナリの分類を示します。これらのうち、485は、新しい物質移動準矮星バイナリ候補を含む、これまでに公開されていない新しい発見です。これらのソースは、手動検査とともにLomb-ScargleおよびBoxLeastSquaresピリオドグラムを適用することによって決定されました。すべての周期的な情報源について変動統計を計算し、その結果を天体物理学的変動を決定する従来の方法と比較しました。0.02のvarindexカットを使用すると、変数ターゲットの$\approx60$％パーセント（ほとんどが正弦波の変動）が失われることがわかります。ほとんどのHWVirs、日食システム、およびすべての楕円体状変光子は、varindex$>0.02$で回復されました。また、ヘルツシュプルング・ラッセル図の主系列星と噛み合う可変の準矮星を伴う、有意な赤化効果も見られます。銀河座標での変光星の位置を調べると、銀河面の$|b|<25^\circ$内で変光星の割合が高いことがわかります。これは、銀河面が測光調査の場合、将来の発見のための肥沃な根拠になる可能性があることを示唆しています。クラスタ化されたフィールドを効果的に処理できます。
レイリー・テイラー不安定性による磁場増幅と構造形成
| Title |
Magnetic_field_amplification_and_structure_formation_by_the_Rayleigh-Taylor_instability |
| Authors |
B._Popescu_Braileanu,_V._S._Lukin,_E._Khomenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.13043 |
紅炎とコロナの間の界面でのレイリーテイラー不安定性（RTI）の高解像度2流体非線形シミュレーションの結果について報告します。これらは、PopescuBraileanuらによって以前に報告された結果に従います。（2021a、b）この環境での線形および初期の非線形RTIダイナミクス。シミュレーションでは、イオン化/再結合、エネルギーと運動量の伝達、摩擦加熱など、ニュートラルと電荷の衝突を含む2流体モデルを使用します。プロミネンス平面に主に垂直でわずかにせん断された磁場を使用した高解像度2.5D磁化RTIシミュレーションは、RTIの完全に発達した状態で、プロミネンススレッドの重力エネルギーの大部分を準乱流に変換できることを示しています。磁場のエネルギー。RTIの磁気エネルギーの生成には、動的な形成、分裂、電流シートとプラズモイド下部構造の結合など、磁気およびプラズマ密度構造の形成がさらに伴います。シミュレーションは、磁化されたRTIの構造形成におけるニュートラルと電荷間のフローデカップリングおよびイオン化/再結合反応の役割を示しています。進化する磁場構造の発生源と数値散逸の形態を注意深く調べます。
非線形有限振幅定在アルフベン波によるイオン音響波の励起
マルチ流体アプローチを使用して、非線形定在アルフベン波によって駆動される定在イオン音響モードの主な特性を調査します。Alfv\'enicポンプの特徴は、2つの同一の円形に分極された逆伝播波の重ね合わせを研究しているためです。一定の磁場に沿った並列伝搬を検討すると、左手モードと右手モードが、ポンデロモーティブ力を介して、立っているイオン音波の第2高調波を生成することがわかります。パラメトリック不安定性は現在の問題には関係がなく、二次イオン音響波は他の散逸プロセスがない場合にランダウ減衰によって減衰することを示します。速度論的効果は、イオンが粒子と見なされ、電子が質量のない流体と見なされるモデルに含まれ、ハイブリッドシミュレーションを使用して理論結果を補完します。ランダウ減衰がない場合のさまざまな物理変数の時間発展の分析式が得られます。ハイブリッドシミュレーションから、生成されたイオン音響波の減衰は、ドライバーのAlfv\'enicポンプが存在する場合でも理論的な予測に従うことがわかります。非線形に誘発されたイオン音響波のために、システムは密度空洞と磁場に平行な電場を発達させます。この密度と電界変動の理論式が導き出されます。コロナループでのスタンディングスローモード振動のコンテキストでのこれらの結果の意味について説明します。
R Aqrからのダスト放出のSOFIA / FORCASTモニタリング：Eclipseの開始
| Title |
SOFIA/FORCAST_Monitoring_of_the_Dust_Emission_from_R_Aqr:_Start_of_the_Eclipse |
| Authors |
Ravi_Sankrit,_Eric_Omelian,_Uma_Gorti,_R._Mark_Wagner,_Steven_Goldman_and_Patricia_A._Whitelock |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.13118 |
成層圏赤外線天文台（SOFIA）を使用して、最も近い共生ミラであるみずがめ座の継続的な監視から得られた中赤外線スペクトルを示します。新しい測光および分光データは、システムが「食」を開始した後、2018年と2019年にSOFIA望遠鏡（FORCAST）のFaintObjectinfraRedCAmeraで取得されました。その間に、視覚的に2桁暗くなりました。中赤外フラックス、特に10μmのケイ酸塩の特徴は、前のサイクルと比較して強化されています。星周塵放出の放射伝達モデルは、新しいスペクトルに対して計算され、近赤外マグニチュードのより適切な値を使用して以前に取得されたものに対して再計算され、塵を加熱するAGBスペクトルの特性を制約します。モデリングは、脈動位相への光度依存性が日食の開始によって影響されないこと、および中赤外フラックスの増加がより高いダスト密度によることを示しています。モデルはまた、ミクロンサイズの粒子が存在し、スペクトルの変動を説明するために粒子組成の変更が必要ないという以前の結果を確認します。
黄色いボイドに跳ね返る-視覚的な観察から$ \ rho $ Casの爆発を探る
| Title |
Bouncing_against_the_Yellow_Void_--_exploring_the_outbursts_of_$\rho$_Cas_from_visual_observations |
| Authors |
Grigoris_Maravelias_and_Michaela_Kraus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.13158 |
巨大な星はまれですが、それらの直接の環境とそれらのホスト銀河にとって最も重要です。彼らは、超新星としての人生の壮大な終わりまで、強い恒星風によって誕生から質量を失います。質量損失は、進化するにつれて変化し、いくつかの段階では、一時的なものになるか、爆発的な活動を示します。そのようなフェーズの1つは、黄色極超巨星です。このフェーズでは、脈動と大気の不安定性のために爆発が発生します。これは、測光では見かけの等級の減少として表されます。オブジェクト$\rho$カシオペア座（Cas）は、前世紀に4回の大爆発を経験し、最新のものは2013年に検出された、明るく有名な変光星です。視覚とデジタルの両方の観測から光度曲線を導き出しました。いくつかの処理とビジュアルの小さな修正（$\sim0.2$mag）で、2つの曲線が一致することを示します。これは、私たちが得ることができる正確さと、均質なアプローチで歴史的活動を完全にカバーしているため（4つの爆発のうち最後の2つだけがデジタル観測によって十分にカバーされている）、視覚的観測の重要性を強調しています。目視観測からの爆発プロファイルをフィッティングすることにより、各爆発の期間を導き出します。持続時間の減少傾向と、爆発の間隔の短縮に気づきました。このアクティビティは、$\rho$Casが次の進化段階に進む準備をしている可能性があることを示しています。
太陽周期23と24の間の惑星間物質における超熱4HeとFe集団の対照的な振る舞い
| Title |
Contrasting_behaviour_of_suprathermal_4He_and_Fe_populations_in_the_interplanetary_medium_during_solar_cycle_23_and_24 |
| Authors |
Bijoy_Dalal,_Dibyendu_Chakrabarty,_and_Nandita_Srivastava |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.13242 |
超熱粒子（Hおよび4He、3He、C、O、Feなどの他の重イオン）は、一般に、いわゆる「ユニバーサル」-1.5スペクトルインデックスによって特徴付けられます。ただし、組成によるこのスペクトルインデックスの変動は、批判的にテストされていません。現在の調査では、個々の「静かな」時間の超熱元素の太陽周期変動を、太陽周期23および24の間にAdvancedCompositionExplorerに搭載された超低エネルギー同位体分光計から得られた<〜1MeV/n粒子フラックスデータを使用して調査します。4Heは太陽周期24のサンスポット数に約700日遅れており、太陽周期23の0.07-0.20MeV/n4Heには目立った遅れはないことを示しています。一方、Feは太陽周期の変動に約300日遅れています。サイクル23では無視できるほどの遅れが観察されますが、サイクル24では無視できるほどの遅れが観察されます。さらに、スペクトル勾配の有意な変化は、それぞれサイクル24-25と23-24の最小値で4HeとFeに見られます。4HeとFeの振る舞いは異なりますが、他のすべての元素は、黒点数に関して両方の太陽周期でランダムな遅れを示し、スペクトル勾配の有意な変化も観察されません。これらの結果は、「静かな」期間中の超熱イオンプールにおけるエネルギーイベントの寄与を示唆しています。これらの観察結果を説明するのに十分な単一生成メカニズムは見つかりませんが、4HeとFeの対照的な動作は、最初のイオン化ポテンシャルと質量電荷比に対する超熱集団の生成の敏感な依存性を示しています。
おおぐま座W星型接触系の公転周期と質量関係の調査
| Title |
Investigation_of_the_Orbital_Period_and_Mass_Relations_for_W_UMa-type_Contact_Systems |
| Authors |
Atila_Poro,_Soroush_Sarabi,_Shiva_Zamanpour,_Saba_Fotouhi,_Fatemeh_Davoudi,_Somayeh_Khakpash,_Selda_Ranjbar_Salehian,_Tabassom_Madayen,_Atieh_Foroutanfar,_Elnaz_Bakhshi,_Negar_Sadat_Mahdavi,_Fahri_Alicavus,_Ahmad_Mazidabadi_Farahani,_Golshan_Sabbaghian,_Raziye_Sadat_Hosseini,_Amirali_Aryaeefar,_Maryam_Hemati |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.13276 |
この研究では、軌道周期とおおぐま座W星（WUMa）タイプのシステムのいくつかのパラメーターとの新しい関係を示します。関係を調査するために、118システムのサンプルの絶対パラメーターを計算しました。この目的のために、より正確な計算のために、ガイア初期データリリース3（ガイアEDR3）星表から取得した視差値を使用しました。光度曲線の解や公転周期など、その他の必要なパラメータは、以前の研究から導き出されたものです。一部の関係では、軌道周期が0。6日未満の別の研究から86のシステムをサンプルに追加し、システムの数を204に増やすことができました。したがって、各コンポーネントの質量（M）値とすべての他の絶対パラメータは、これらの接触システムに対して再計算されました。マルコフ連鎖モンテカルロ（MCMC）アプローチを使用して、コンポーネントごとの新しい公転周期-質量関係（PM）を取得し、プロセスに温度（T）を追加して、新しい公転周期-温度（P-T1）を取得しました。）関係。各成分の新しい関係により、log（g）の観点から公転周期の振る舞いを示しました。また、人工ニューラルネットワーク（ANN）法を使用して、軌道周期、主成分の質量、および温度（P-M1-T1）の間のモデルを取得しました。さらに、文献から収集されたデータのサンプルに多層パーセプトロン（MLP）回帰モデルをフィッティングすることにより、公転周期と質量比（P-q）の関係のモデルを提示します。
Nova V2891 Cygniの光学および近赤外分光法：衝撃によって誘発されたダスト形成の証拠
| Title |
Optical_and_near-infrared_spectroscopy_of_Nova_V2891_Cygni:_evidence_for_shock-induced_dust_formation |
| Authors |
Vipin_Kumar_(1,2),_Mudit_K._Srivastava_(1),_Dipankar_P.K._Banerjee_(1),_C._E._Woodward_(3),_Ulisse_Munari_(4),_Aneurin_Evans_(5),_Vishal_Joshi_(1),_Sergio_Dallaporta_(6),_and_Kim_L._Page_(7)_(_(1)_Astronomy_and_Astrophysics_Division,_Physical_Research_Laboratory,_Ahmedabad_380009,_India,_(2)_Indian_Institute_of_Technology,_Gandhinagar,_382335,_India,_(3)_Minnesota_Institute_for_Astrophysics,_University_of_Minnesota,_116_Church_Street_SE,_Minneapolis,_MN_55455,_USA,_(4)_INAF_Astronomical_Observatory_of_Padova,_36012_Asiago_(VI),_Italy,_(5)_Astrophysics_Group,_Keele_University,_Keele,_Staffordshire,_ST5_5BG,_UK,_(6)_ANS_Collaboration,_c/o_Astronomical_Observatory,_36012_Asiago_(VI),_Italy,_(7)_School_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Leicester,_Leicester_LE1_7RH,_UK) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.13425 |
高度に赤くなった\pion{Fe}{ii}クラスの遅い新星V2891Cygniのマルチエポック光学および近赤外観測を提示します。観測は発見から15ヶ月に及びます。静止状態からの最初の急速な明るさ、および$\sim$35日の最大前停止の存在は十分に文書化されています。V2891Cygの現在の爆発が大量放出のいくつかの異なるエピソードを経験したという証拠は、O\、{\sci}7773\、$\AA$ラインの時変PCygniプロファイルを通して見られます。ハイライトは、$\sim$+273dを中心としたダスト形成イベントの発生です。これは、冠状線放出のフェーズと一致します。ダストの質量は$\sim0.83-1.25\times10^{-10}M_{\odot}$であることがわかります。冠状線が光イオン化ではなく衝撃加熱によって作成されることを示唆する強力な証拠があります。ダストとコロナルライン（速度シフトが変化する）が同時に発生することは、ダストの形成が衝撃によって引き起こされる可能性を裏付けています。いくつかのコア崩壊超新星におけるダスト形成のメカニズムが提案されているが、そのようなダスト形成の経路は、これまで新星では見られなかった。冠状線の分析は、ガスの質量と温度がそれぞれ8.35--8.42$\times10^{-7}$M$_\odot$と$\sim（4.8-9.1）\times10^{5}$〜Kであることを示しています。、およびアルミニウムとシリコンの過剰。水素線のケースB分析では、イオン化ガスの質量が（$8.60\pm1.73）\times10^{-5}$M$_{\odot}$になります。赤みと新星までの距離は、それぞれ$E（B-V）$=2.21$\pm$0.15と$d$=5.50kpcと推定されます。
球面幾何学における時間距離日震感度カーネルの数値評価
| Title |
Numerical_evaluation_of_time-distance_helioseismic_sensitivity_kernels_in_spherical_geometry |
| Authors |
Jishnu_Bhattacharya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.13517 |
コンテキスト：太陽の大規模な流れと構造の不均一性の日震学的分析には、太陽の球面幾何学を説明する感度カーネルの計算と、視線投影などの体系的な効果が必要です。目的：視線投影測定を使用して、フローの日震感度カーネルを評価するコードを開発することを目指しています。方法：ベクトル球面調和関数に基づいて速度場を分解し、この基底の速度係数に対応するカーネル成分を計算しました。このように計算されたカーネルは、表面測定から流れを推測するために1.5D逆問題を設定する放射関数です。角運動量加算形式を使用すると、カーネルの角度依存性を双極球面調和関数として表現できることを示します。これは、正確かつ効率的に評価できます。結果：見通し内投影測定のカーネルは、投影を考慮しないカーネルとは大幅に異なる場合があります。分析に射影を含めても、計算時間が大幅に増えることはありません。カーネルの式に入る項を線形変換することにより、回転によって関連する点のペアについてカーネルを評価できること、およびこの結果が視線投影カーネルにも当てはまることを示します。結論：見通し内投影測定を使用して計算された地震波の移動時間の感度カーネルを評価するために使用できるJuliaコードを開発しました。これは、MITライセンスの下で無料で利用できます。
冠状地震学における新しいデータ分析技術
| Title |
Novel_data_analysis_techniques_in_coronal_seismology |
| Authors |
Sergey_A._Anfinogentov,_Patrick_Antolin,_Andrew_R._Inglis,_Dmitrii_Kolotkov,_Elena_G._Kupriyanova,_James_A._McLaughlin,_Giuseppe_Nistic\`o,_David_J._Pascoe,_S._Krishna_Prasad,_Ding_Yuan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.13577 |
冠状動脈地震学の分野のために開発または適応された新しいデータ分析技術をレビューします。私たちは、太陽コロナの極紫外線（EUV）イメージング観測、およびラジオやX線からの光度曲線のために開発された過去10年間の方法に焦点を当てています。レビューは、横波と縦波の分析方法をカバーしています。時系列の振動信号のスペクトル分析。大規模なデータセットの自動検出と処理。経験的モード分解;モーション倍率;アーティファクトや誤検出を引き起こす最も一般的な落とし穴を含む、信頼性の高い検出。また、MHD波の詳細な調査と、振動する冠状ループの3次元形状の復元、フォワードモデリング、ベイズパラメータ推定など、冠状プラズマの物理的パラメータの地震学的推論の手法についても検討します。
惑星状星雲IC \、4997での一時的に変動する恒星風
| Title |
An_episodically_variable_stellar_wind_in_the_planetary_nebula_IC\,4997 |
| Authors |
Luis_F._Miranda,_Jos\'e_M._Torrelles,_Jorge_Lillo-Box |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.13607 |
IC\、4997は、その変動性でよく知られている惑星状星雲です。1993年、2019年、2020年に取得されたIC\、4997の高解像度スペクトルを示します。これは、H$\alpha$および[N\、{\scii}]輝線プロファイルの変化を示しています。このオブジェクト。1993年に観測されたH$\alpha$P\、Cygniの放出プロファイルは、2019年から2020年にかけて単一ピークのプロファイルに変化しました。これは、恒星風が大幅に弱まったことを意味します。非常に広いH$\alpha$放射翼は、1993年から2019-2020年の間に$\sim$2の係数で狭くなり、レイリー-ラマン散乱の効率が著しく低下したことを示しています。1993年に検出された高速[N\、{\scii}]の星雲成分は、おそらくその電子密度の低下が原因で、2019年と2020年に欠落しています。恒星風の強さと[O\、{\sciii}]$\lambda$4363/H$\gamma$線強度の一時的な（$\sim$50--60\、yr）変動との間に相関関係が存在します比率は、一時的で滑らかに変化する恒星風がIC\、4997の変動の主な原因であることを示唆しています。今後数年間のその強度比とH$\alpha$輝線プロファイルの監視、および新しい多波長観測は、IC\、4997で進行中のプロセスを明らかにし、風の変動の原因を制約するための鍵となります。
私たちの生涯における宇宙膨張の測定
宇宙論における最もエキサイティングな将来の観測は、これまでに試みられたものとは異なり、リアルタイムで宇宙膨張を監視することを特徴としています。このキャンペーンは、宇宙のさまざまな構成要素の重要な物理的特性を明らかにし、おそらく宇宙膨張がさらに加速しているかどうかに関するより簡単な質問に答えます。このクエリに対する明確なyes/no応答は、もちろん宇宙論に大きな影響を与えますが、素粒子物理学の標準モデルにも影響を与えます。ここでは、このキャンペーンで求められているいわゆる「赤方偏移ドリフト」を理解する方法と、答えが「はい」の場合にその測定が標準モデルのパラメーターを改善するのに役立つ理由について、簡単に説明します。一方、「いいえ」の答えは、現在の宇宙論モデルにおけるいくつかの長年の問題と矛盾の解決を提供する可能性があるという意味で、より革命的である可能性があります。たとえば、赤方偏移のドリフトがゼロの結果は、宇宙定数の必要性を取り除き、インフレを完全に冗長にします。
奇妙な星の質量限界に関する分析モデル
この論文では、NariaiIVメトリックを使用した新しい種類の恒星モデルを提示します。このモデルは、ストレンジクォーク星の研究に使用できます（これは私たちの現在の関心事ですが、中性子星にも適用できます）。すべての規則性条件、エネルギー条件、TOV方程式、および安定性条件が満たされる質量半径領域を示します。私たちのモデルによると、質量が最大$1.9165M_{\odot}（=2.81km）$のストレンジクォークは安定しています。質量が$1.9165M_{\odot}$を超える奇妙な星は、安定条件に違反しています。このモデルは、$1M_{\odot}$を超える質量の奇妙な星の半径を予測するのに非常に役立ちます。
中性子星物質にハイペロン（$Y$）が混合すると、状態方程式（EoS）が著しく軟化し、最大質量が$2M_{\odot}$よりはるかに小さい値に減少します。この「中性子星のハイペロンパズル」を回避するための1つのアイデアは、多体反発があらゆる種類のバリオンに対して普遍的に機能すると仮定することです。もう1つは、ハドロンEoSから十分に硬いクォーク物質EoSへのクォークの閉じ込め解除相転移を考慮に入れることです。現在のアプローチでは、両方の効果が共通のフレームワークで処理されます。ハドロン物質と同様に、2体のクォーク-クォーク相互作用を伴うクォーク物質は、相互作用パラメーターが地上データに基づく平均場フレームワークを超えて、Brueckner-Bethe-Goldstone理論内で扱われます。中性子星の導出された質量半径関係は、ハドロン-クォーク相遷移を含む場合でも最大質量が$2M_{\odot}$を超えることを示しており、中性子星の最大質量と半径に関する最近の観測と一致しています。NICER測定およびその他のマルチメッセンジャーデータ。
天体物理学に適用される直接および逆ダブルコンプトン効果のいくつかの機能
| Title |
Some_features_of_the_direct_and_inverse_double_Compton_effect_as_applied_to_astrophysics |
| Authors |
V._Dubrovich,_T._Zalialiutdinov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.12991 |
本論文では、天体物理学のアプリケーションのコンテキストで逆ダブルコンプトン（IDC）散乱のプロセスを検討します。天体物理学源から放出された2つの硬X線光子は自由電子上で散乱され、光学範囲の単一の軟X光子に変換されると想定されています。ダイレクトダブルコンプトン（DDC）の断面積を導出するために、QEDS行列形式を使用し、詳細釣り合い条件を想定して、IDCプロセスの断面積の分析式を示します。入射光子の固定エネルギーでは、逆断面積には赤外発散がなく、その振る舞いは、光子源自体のスペクトル特性、特に放射線と電子との有限の相互作用時間によって完全に定義されることが示されています。。したがって、直接プロセスの場合でも、赤外発散を解決する問題は、実際には、光子が実際には平面波ではない実際の物理的な放射源を指します。結果として、直接および逆ダブルコンプトンプロセスの散乱放射線の物理周波数プロファイルは、入射光子場の強度と線形状の両方の関数になります。
多分数時空における銀河の回転曲線
整数次の導関数を持つ多分数理論は、元々量子重力で生じる時空の記述として提案された、可変ハウスドルフとスペクトル次元を持つ時空に住む重力と物質場の単純なモデルです。この論文では、それらが暗黒物質の代替として役立つことができるかどうかという問題を提起します。予備的な肯定的な答えを出します。ポアソン方程式と、共変修正されたアインシュタイン方程式から始まる整数次導関数を使用した多分数理論のニュートンポテンシャルを見つけます。極限の重み付き導関数を使用した理論$T_v$も、$q$導関数を使用した理論$T_q$も、SPARCカタログの銀河NGC7814、NGC6503、NGC3741のいずれの回転曲線にも適合しないことを示します。3つの銀河すべての回転曲線は、分数指数が特別な値$\alpha=4/3$をとるときに、小さな分数補正を伴う重み付き導関数を使用した理論$T_v$の純粋な幾何学的効果によって説明できますが、半径が大きい場合のみです。
Simpson-Visser時空のフィールドソース
Simpson-Visser（SV）時空は、シュワルツシルト、ライスナー・ノルドストローム、および一般相対性理論の他のブラックホールソリューションの最も単純なグローバルに定期的な修正です。それらは、これらのブラックホールと通過可能なワームホールの間をスムーズに補間します。シュワルツシルトのようなSVジオメトリとライスナーノルドストロームのようなSVジオメトリを、カーターペンローズ図を含めて簡単に説明した後、静的で球対称のSVメトリックは、非ゼロポテンシャル$V（\phi）$を持つ最小結合ファントムスカラー場と、ラグランジアン$\mathcal{L（F）}$、$\mathcal{F}=を使用した非線形電気力学の枠組みにおける磁場の組み合わせF_{\mu\nu}F^{\mu\nu}$（標準表記）。$V（\phi）$および$\mathcal{L（F）}$の明示的な形式は、シュワルツシルトのようなおよびライスナーノルドストロームのようなSVメトリックの場合に提示されます。
一般化された対数向性モデルとその宇宙論的制約
| Title |
Generalized_Logotropic_Models_and_their_Cosmological_Constraints |
| Authors |
H.B._Benaoum,_Pierre-Henri_Chavanis_and_Hernando_Quevedo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.13318 |
``{\emGeneralizedLogotropicModels}"と呼ばれる新しいクラスの宇宙論的統一暗黒セクターモデルを提案します。これらは自由パラメーター$n$に依存します。元のlogotropicモデル[PHChavanis、Eur。Phys。J。Plus{\bf130}、130（2015）]は、$n=1$に対応する一般化モデルの特殊なケースです。このシナリオでは、宇宙は単一の流体、一般化された対数向性暗黒流体（GLDF）で満たされ、その圧力は$P$には、静止質量密度$\rho_m$の高次の対数項が含まれます。合計エネルギー密度$\epsilon$は、静止質量エネルギー密度$\rho_mc^2$と内部エネルギー密度$uの合計です。暗黒物質のエネルギー密度$\epsilon_m$と暗黒エネルギー密度$\epsilon_{de}$の役割を果たす$。エネルギー密度、スケールファクターの進化に焦点を当てて、一般化された対数モデルの宇宙論的振る舞いを調査します。、状態方程式パラメーター、減速パラメーター、および音の速度の2乗。$n\le3$arの低い値eが好む。また、一般化された対数向性モデルの漸近的振る舞いについても研究します。特に、モデルが幻の動作を示し、$n$の値に応じて3つの異なる進化の方法があることを示します。$n\le2$の場合は少し裂け、$n>2$の場合は大きな裂けになります。ビッグリップ時間の値は、無料の（未決定の）パラメーターなしで$n$の関数として予測します。
電弱対称性の非復元によって引き起こされる一次色対称性の破れと復元
| Title |
First_Order_Color_Symmetry_Breaking_and_Restoration_Triggered_by_Electroweak_Symmetry_Non-restoration |
| Authors |
Wei_Chao,_Huai-Ke_Guo_and_Xiu-Fei_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.13580 |
この論文では、バリオン数生成の代替アプローチを提供する、高温での電弱対称性非復元（EWSNR）のフレームワークにおける$SU（3）_C$色対称性の自発的対称性の破壊と復元のための新しいアプローチを提案します。EWSNRのSMヒッグスダブレットのエキゾチックな高真空期待値（VEV）により、SMヒッグスとスカラーカラートリプレットの間に負の四次結合がある場合は常に、電弱相転移に続いて色の対称性が自然に破れる可能性があります。その後、SMHiggsのVEVが小さな値に進化するにつれて、低温で色の対称性が復元されます。色分解と復元に関連する相転移は一次である可能性があり、確率的重力波（GW）信号はこれらのプロセスの喫煙銃であることを示します。DECIGOやBBOなどの将来のGW実験で、これらのGW信号を検出する可能性を示します。
磁場の標準的なポロイダル-トロイダル表現におけるトロイダル磁場表面
| Title |
The_toroidal_field_surfaces_in_the_standard_poloidal-toroidal_representation_of_magnetic_field |
| Authors |
Sibaek_Yi_and_G._S._Choe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.13665 |
トロイダル磁場とポロイダル磁場の合計としての磁場の表現は、特に恒星と惑星の磁気に関連して、天体物理学でめったに使用されていません。この表現では、各トロイダル力線は完全に表面にあり、これはトロイダル力線と呼ばれます。ポロイダルフィールドは、別のトロイダルフィールドのカールで表され、トロイダルフィールドサーフェスのスタックをスレッド化します。トロイダルフィールドの表面が球または平面の場合、ポロイダル-トロイダル（PT）表現には、ポロイダルフィールドの回転が再びトロイダルフィールドであるという特別な特性があることが知られています。このプロパティを持つPT表現を標準のPT表現と呼び、プロパティのないPT表現は一般化されたPT表現と呼ばれます。この論文では、球や平面以外の標準的なPT表現を可能にするトロイダルフィールドサーフェスが他にあるかどうかという問題に対処しました。3次元のユークリッド空間では、球と平面以外に標準のトロイダルフィールドサーフェスが存在しないことを証明しました。これにより、ポロイダルフィールドのカールがトロイダルフィールドになります。
異方性太陽風乱流における非圧縮性エネルギーカスケード速度について
| Title |
About_the_incompressible_energy_cascade_rate_in_anisotropic_solar_wind_turbulence |
| Authors |
N._Andr\'es_and_F._Sahraoui_and_Huang_and_L.Z._Hadid_and_S._Galtier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.13748 |
環境。磁気ガイドフィールドの存在は、太陽風の乱流にいくつかのタイプの異方性を引き起こします。慣性範囲のスケール間のエネルギーカスケード速度は、この磁気ガイドフィールドの方向に強く依存し、磁気ガイドフィールドに対して平行および垂直な方向に従ってエネルギーカスケードを分割します。目的。2年以上のパーカーソーラープローブ（PSP）観測を使用して、等方性および異方性エネルギーカスケード率が調査されます。分散とスペクトル異方性比、運動エネルギーと磁気エネルギー、および正規化されたクロスヘリシティと残留エネルギーの両方が研究されています。地動説の距離、プラズマの局所温度、およびエネルギーカスケード成分の間の接続が行われます。メソッド。完全に発達した電磁流体力学（MHD）乱流の正確な関係を使用して、非圧縮性エネルギーカスケード速度が計算されます。特に、等方性と2Dおよびスラブの仮定を使用して、等方性、垂直、および平行のエネルギーカスケード速度成分が推定されます。結果。運動場と磁場の両方の分散異方性比は、地動説の距離$r$に関して依存性を示しません。動的スペクトル異方性比は$r$との依存性を示していますが、磁気スペクトル異方性はそうではありません。等方性および異方性のエネルギーカスケード速度と温度の間には強い相関関係が見られます。PSPが太陽に近づくにつれて、平行カスケードよりも垂直カスケードが明らかに優勢になります。最大のMHDスケールでの遅い太陽風乱流におけるスラブコンポーネント上の支配的な2Dカスケード/ジオメトリが観察されます。
宇宙ニュートリノ背景の新しい直接検出戦略
宇宙ニュートリノ背景（CNB）の直接検出は、その数密度が低く、ニュートリノの質量が小さいため、素粒子物理学では長年の課題でした。この研究では、ニュートリノの自己相互作用を介して宇宙線によってブーストされたCNBのスペクトルを考慮し、誘電応答の観点からブーストされたCNB-プラズモン散乱のイベント率を計算します。凝縮物質ターゲット。これは、$\beta$-不安定なニュークリアスでCNBをキャプチャする従来の戦略を補完する、CNBの新しい直接検出戦略と見なすことができます。私たちの結果は、kg$\cdot$yearあたりの曝露に対するCNBのイベントを見ることができるか、ニュートリノの自己相互作用に強い制約を課すことを示しています。さらに、サブMeVの暗黒物質とブーストされた超光の暗黒物質によって引き起こされる背景を調べます。
