宇宙の将来の膨張のためのさまざまなシナリオでの崩壊粒子と崩壊生成物の進化
| Title |
Evolution_of_decaying_particles_and_decay_products_in_various_scenarios_for_the_future_expansion_of_the_universe |
| Authors |
Cameron_E._Norton_and_Robert_J._Scherrer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09715 |
宇宙の将来の進化のために、ビッグリップ、リトルリップ、および疑似リップモデルで相対論的生成物に崩壊する非相対論的粒子を調べます。標準の$\Lambda$CDMで発生する崩壊とは対照的に、相対論的崩壊生成物のエネルギー密度と最初に崩壊する粒子のエネルギー密度の比$r$の変化は、これらすべてのモデルで時間とともに減少する可能性があります。ビッグリップモデルとリトルリップモデルでは、$r$は常に漸近的にゼロになりますが、この比率は、疑似リップモデルでは無限大または定数に変化します。
暖かいインフレーションにおけるテンソル摂動のスペクトル
暖かいインフレーションにおけるテンソル摂動のスペクトルを計算します。テンソル真空ゆらぎの増幅に関連する標準成分$\propto{H^2}/{M_P^2}$に加えて、スペクトルが成分$\propto{\ell_{\rmmfp}\を取得することがわかります。、T^5}/{M_P^4}$、ここで$\ell_{\rmmfp}$と$T$は、それぞれ平均自由行程と熱自由度の温度です。新しい貢献は、熱浴による重力波の直接生成によるものであり、パラメータ空間の実行可能な領域で標準を超える可能性があります。この寄与は、$\ell_{\rmmfp}$よりも長いスケールでの熱ゆらぎによって支配されます。
将来のCMB調査からThermal-SZで選択されたクラスターを使用したクラスターのガラス化メカニズムと宇宙論の制約
| Title |
Constraining_Cluster_Virialization_Mechanism_and_Cosmology_using_Thermal-SZ-selected_clusters_from_Future_CMB_Surveys |
| Authors |
Srinivasan_Raghunathan,_Nathan_Whitehorn,_Marcelo_A._Alvarez,_Han_Aung,_Nicholas_Battaglia,_Gilbert_P._Holder,_Daisuke_Nagai,_Elena_Pierpaoli,_Christian_L._Reichardt,_Joaquin_D._Vieira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.10250 |
将来の宇宙マイクロ波背景放射（CMB）実験、主にCMB-S4実験の広域調査だけでなく、CMB-S4の小規模なデレン調査によって、熱スニヤエフゼルドビッチ（tSZ）信号を介して検出できる銀河団の数を予測します。そして提案されたCMB-HD実験。CMB-S4は、$f_{\rmsky}$=50％の広い調査で75,000のクラスターを検出し、$f_{\rmsky}$=3％の深い調査で14,000のクラスターを検出すると予測しています。これらのうち、約1350個のクラスターが$z\ge2$になります。これは、光学またはX線調査では調査が難しい状況です。CMB-HDはS4-Wide{}と同じ空を調査すると仮定し、CMB-HDはCMB-S4よりも全体的に$\times3$多く、1桁多い$z\ge2$クラスターを検出することがわかります。これらの結果には、大気および機器のノイズに加えて、銀河系および銀河系外の前景が含まれます。CMBクラスターレンズを使用してクラスターtSZ-質量スケーリング関係を較正し、クラスターカウントをプライマリCMBと組み合わせて、標準モデルの2つのパラメーター拡張（$\LambdaCDM+\summ_{\nu}+w_{0）の宇宙論的制約を取得します。}$）。$\sigma（w_{0}）$を$\lesssim1\％$に制約することに加えて、両方の調査で$\summ_{\nu}$の$\sim2.5-4.5\sigma$検出を有効にできることがわかりました。CMBのみの制約を大幅に強化します。また、クラスターのビリアル化${\rmv}（z）$をモデル化することにより、銀河団ガスの進化を研究し、CMB-S4からの厳しい制約を見つけ、CMB-HDではさらに3〜4の改善要因があります。
これまで、$\textit{LaplaceSurface}$ダイナミクスの研究は、（粒子が結合している）偏平な中心体と遠くの傾斜したコンパニオンの複合フィールドにおける固定された形状と方向のテスト粒子軌道に関係していました。これは四重極の順序でキャプチャされます。ほぼ円軌道上の惑星の周りの衛星には十分ですが、四極近似は、かなり偏心した軌道上の広い連星（星、惑星、ブラックホール）によって引き起こされる本質的な動的特徴を捉えることができません。同様のそのような天文学的な設定を念頭に置いて、古典的なラプラスフレームワークをより高い多重極に拡張し、現在は壊れた軸対称によって複雑化されている静止軌道のバックボーンをマップします。ここでは、十分に大きな相互傾斜のシステムで予言されていた偏心および傾斜ラプラス平衡が、相互に傾斜した広範囲の摂動にわたって描写されています。ホットジュピターと広い奇行の恒星バイナリの分野でテスト粒子のためにそれらを回収し、バイナリの多惑星系のアーキテクチャとの関連性を強調します。次に、推定上の第9惑星の存在下での太陽系外縁天体（TNO）の長期的なダイナミクスを考慮しながら、機械を拡張して自宅の近くに配置します。ラプラスとコザイ-リドフの世俗的な動的構造の間の美しい相互作用を強調しながら、太陽系外縁天体が保護される一般化されたラプラス平衡シード島、Poincar$\'{e}$セクションを介してキャプチャする混沌とした海の中の島を示します。惑星外の21世紀に復活した、非常に古典的な物語！
MAVENによって観測された最近の太陽極小期中の火星の熱圏重力波活動の変動
| Title |
Variations_of_the_Martian_Thermospheric_Gravity_Wave_Activity_during_the_Recent_Solar_Minimum_as_Observed_by_MAVEN |
| Authors |
Erdal_Yi\u{g}it,_Alexander_S._Medvedev,_Paul_Hartogh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09875 |
大気重力（浮力）波（GW）は、すべての惑星大気のエネルギーと運動量の収支にとって非常に重要です。上向きの波の伝播は、エネルギーと運動量を下層大気から熱圏高度に運び、そこで再分配します。火星では、GWが熱圏と電離層の変動を支配しています。火星大気および揮発性進化（NGIMS/MAVEN）に搭載された中性ガスおよびイオン質量分析計による測定から推測される太陽極小期（太陽周期24の終わり）での火星熱圏GW活動の包括的な気候学を提供します。結果は、1次元スペクトル非線形GWモデルを使用して比較および解釈されます。月平均GWアクティビティは、高度（150〜230km）の関数として6〜25％の間で大きく変動し、$\sim$170kmで最大に達します。以前の研究によれば、GW活動は、夜間の値が日中の値を超える現地時間の変動を体系的に示しています。分析は、昼夜の違いが主に分子拡散による散逸とバックグラウンド密度の減少による波の成長との間の競争によって引き起こされることを示唆しています。したがって、対流不安定性メカニズムは、上部熱圏のGW振幅を制限する上でそれほど重要な役割を果たしていない可能性があり、これが現地時間の振る舞いを説明しています。
原始惑星系円盤におけるガス半径とダスト半径の比率の経年変化について
| Title |
On_the_secular_evolution_of_the_ratio_between_gas_and_dust_radii_in_protoplanetary_discs |
| Authors |
Claudia_Toci,_Giovanni_Rosotti,_Giuseppe_Lodato,_Leonardo_Testi,_Leon_Trapman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09914 |
原始惑星系円盤の進化における重要な問題は、ダストの放射状ドリフトの効率を理解することです。このプロセスにより、観測されたダストディスクのサイズは比較的短いタイムスケールで縮小します。これは、ディスクが現在見ているものよりもはるかに大きく始まったことを意味します。この論文では、独立した制約であるガス半径（CO回転放出によってプローブされる）を使用して、ディスク進化モデルをテストします。特に、ダストとガス半径の比率$R_{\rmCO}/R_{\rmdust}$を考慮します。粘性進化、粒子成長、および放射状ドリフトの影響下での原始惑星系円盤の時間発展をモデル化します。次に、近似化学を使用した放射伝達コードRADMCを使用して、モデルのダストとガスの半径を計算し、$R_{\rmCO}/R_{\rmdust}$がどのように進化するかを調査します。私たちの主な発見は、ディスクの質量、初期半径、粘度の値の広い範囲で、$R_{\rmCO}/R_{\rmdust}$が短時間（<<1Myr）ラジアルドリフトによる。これは、はるかに小さい値を見つけるループスなどの若い星形成領域での測定と矛盾しており、これらのモデルではダストの半径方向のドリフトが効率的すぎることを意味します。大きくて明るいディスクの半径方向のドリフトを止めるために一般的に呼び出される下部構造は、現在は解決されていませんが、ほとんどのディスクに存在する必要があります。
ASAS-SNからの小惑星の$ V $バンド測光：遅いスピンを持つ小惑星の発見
| Title |
$V$-band_photometry_of_asteroids_from_ASAS-SN:_Finding_asteroids_with_slow_spin |
| Authors |
J._Hanu\v{s},_O._Pejcha,_B._J._Shappee,_C._S._Kochanek,_K._Z._Stanek,_and_T._W.-S._Holoien |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.10027 |
2012年から2018年までの全天自動捜索システム（ASAS-SN）のデータを使用して、20,000個の最も明るい小惑星の$V$バンド測光を提示します。恒星時の自転周期、スピン軸の向き、および形状モデルを導出するための60を超える優れた測定値。163の新しい決定を含む、760の小惑星のユニークなスピン状態と形状の解を導き出します。これは約15％の成功率に相当し、調査からの測光を使用して以前に達成された成功率よりも大幅に高くなっています。追加の69個の小惑星の最初の恒星時自転周期を導き出します。以前の解決策を使用したオブジェクトのスピン周期と極の向きはよく一致しています。現在のデータベースでの低速回転子の過少表示や、非重力によって駆動されるスピン配向の異方性分布など、以前から知られているいくつかの傾向を検出するのに十分な小惑星の物理的特性の統計サンプルを取得します。また、スピンの向きの自転周期への依存性についても調べます。2018年以来、ASAS-SNは、より高いケイデンスとより深い限界の大きさで空を観測してきました。これにより、わずか数年でさらに多くの新しいソリューションが実現します。
HSC + WISEを使用した機械学習によるAGNホスト銀河の特定
| Title |
Identifying_AGN_host_galaxies_by_Machine_Learning_with_HSC+WISE |
| Authors |
Yu-Yen_Chang,_Bau-Ching_Hsieh,_Wei-Hao_Wang,_Yen-Ting_Lin,_Chen-Fatt_Lim,_Yoshiki_Toba,_Yuxing_Zhong,_Siou-Yu_Chang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09678 |
機械学習技術を使用して、X線選択AGN（XAGN）、赤外線選択AGN（IRAGN）、および無線選択AGN（RAGN）を含む活動銀河核（AGN）の分類におけるパフォーマンスを調査します。CosmicEvolutionSurvey（COSMOS）フィールドの既知の物理パラメータを使用して、HyperSuprime-Cam（HSC）調査の領域で確立されたトレーニングサンプルを取得できます。いくつかのPythonパッケージ（scikit-learn、Keras、XGBoostなど）を比較し、XGBoostを使用してAGNを識別し、パフォーマンス（精度、精度、再現率、F1スコア、AUROCなど）を示します。私たちの結果は、明るいXAGNおよびIRAGNホスト銀河のパフォーマンスが高いことを示しています。HSC（光学）情報と広域赤外線サーベイエクスプローラー（WISE）バンド1およびWISEバンド2（近赤外線）情報の組み合わせは、AGNホストを識別するのに適しています。タイプ1（ブロードライン）XAGNとタイプ1（隠されていない）IRAGNの両方で、光学情報から赤外線情報を使用することにより、パフォーマンスは非常に良好です。これらの結果は、HSC調査の広い地域からの5バンドデータ、および将来の全天調査に適用できます。
Fornax3Dプロジェクト：惑星状星雲カタログとろ座銀河団までの独立した距離測定
| Title |
The_Fornax3D_project:_Planetary_nebulae_catalogue_and_independent_distance_measurements_to_Fornax_cluster_galaxies |
| Authors |
T._W._Spriggs,_M._Sarz,_P._M._Gal\'an-de_Anta,_R._Napiwotzki,_S._Viaene,_B._Nedelchev,_L._Coccato,_E._M._Corsini,_K._Fahrion,_J._Falc\'on-Barroso,_D._A._Gadotti,_E._Iodice,_M._Lyubenova,_I._Mart\'in-Navarro,_R._M._McDermid,_L._Morelli,_F._Pinna,_G._van_de_Ven,_P._T._de_Zeeuw,_and_L._Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09680 |
銀河系外惑星状星雲（PNe）は、惑星状星雲の光度関数（PNLF）のほぼ普遍的な形状のおかげで、ホスト銀河までの距離を決定する方法を提供します。正確なPNe距離測定は、十分にサンプリングされたPNLFと、含まれる恒星の質量で観測されたPNeスケールの数を取得することに依存しています。これは、広視野観測を破棄するか、銀河の明るい中央領域に焦点を当てることを意味します。この作業では、この2番目のアプローチを採用し、Fornax3D調査の過程で観測された初期型銀河のVLT/MUSEデータを使用して、Fornaxクラスター内の銀河の中央領域のPNe人口の調査を実施します。このような面分光観測を使用して、輝線星雲を恒星の連続体から注意深く分離し、[OIII]5007{\AA}の対象源を分離し、未解決の詐欺師源または運動学的異常を除外し、1350個の固有のPNe源のカタログを提示しました。21個の初期型銀河にまたがっており、それらの位置、[OIII]5007{\AA}線の大きさ、および視線速度が含まれています。各銀河内でカタログ化されたPNeを使用して、PNe検出の不完全性を注意深く考慮しながら、観測されたPNLF全体への適合に基づいて独立して導出された距離推定値を提示します。これらの個々の測定により、19.86$\pm$0.32Mpc（$\mu_{PNLF}$=31.49$\pm$0.04等）のろ座銀河団自体までの平均距離に到達します。私たちのPNLF距離測定は、表面の明るさの変動に基づく以前の距離とよく一致しており、以前の研究で報告されているように、2つの方法の間に有意な系統的オフセットは見つかりませんでした。
MALS SALT-0
| Title |
MALS_SALT-NOT_survey_of_MIR-selected_powerful_radio-bright_AGN_at_0 |
| Authors |
N._Gupta,_G._Shukla,_R._Srianand,_J-.K._Krogager,_P._Noterdaeme,_A._J._Baker,_F._Combes,_J._P._U._Fynbo,_E._Momjian,_M._Hilton,_T._Hussain,_K._Moodley,_P._Petitjean,_H.-W._Chen,_P._Deka,_R._Dutta,_J._Jose,_G._I._G._Jozsa,_C._Kaski,_H.-R._Klockner,_K._Knowles,_S._Sikhosana_and_J._Wagenveld |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09705 |
MeerKAT吸収線調査（MALS）用の強力なラジオブライト（1.4GHzで$>$200mJy）AGNのWISE中赤外線カラーベースのダストバイアスのないサンプルを構築するためではなく、SALTを使用した光学分光調査の結果を示します。。私たちのサンプルには、輝線を示す250AGN（中央値$z=1.8$）、輝線のない26、および光学的対応物のない27があります。サンプルで最も高い赤方偏移オブジェクト（$z=5.068$）であるM1312-2026は、$z>5$で知られている最も電波の大きい（$R$=$1.4\times10^4$）AGNです。全体として、私たちのサンプルは、電波で選択されたクエーサーよりも暗く（$\Deltai$=0.6等）、赤く（$\Delta（g-i）$=0.2等）、光学調査で検出されたより暗いクエーサー集団を表しています。発生源の約20％は狭線AGN（NLAGN）$-$65％、$z<0.5$は強い核放出のない銀河、10％は$z>1.9$で、輝線比は次のようになります。電波銀河。サンプルで最も遠いNLAGNはM1513$-$2524（$z_{em}=3.132$）であり、最大（size$\sim$330kpc）はM0909$-$3133（$z_{em}=0.884$）です。110AGNを$1.9<z<3.5$で詳細に説明します。ラジオで最も大きなクエーサー（中央値$R$=3685）を表しているにもかかわらず、それらのエディントン比は、$R$が低いSDSSクエーサーに似ています。4つのCIVBALQSOを検出します。これらはすべて、$R$が最小で、ブラックホールの質量とエディントン比が最大のAGNの中にあります。BAL検出率（$4^{+3}_{-2}$％）は、非常に強力な（$L_{1.4GHz}>10^{25}$WHz$^{-1}$）で見られるものと一致しています。クエーサー。光学光度曲線、電波偏光、および$\gamma$線検出を使用して、7つの高確率BLラックを識別します。また、$z<2$でHI21cmおよびOH18cmラインを検索するための完全なMALSフットプリントを要約します。
合併の残党NGC34のジェミニ-NIFSビュー
| Title |
A_Gemini-NIFS_view_of_the_merger_remnant_NGC_34 |
| Authors |
J._C._Motter,_R._Riffel,_T._V._Ricci,_R._A._Riffel,_T._Storchi-Bergmann,_M._G._Pastoriza,_A._Rodriguez-Ardila,_D._Ruschel-Dutra,_L._G._Dahmer-Hahn,_N._Z._Dametto,_M._R._Diniz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09731 |
合併の残骸であるNGC34は、核のスターバーストと、推定上の不明瞭なセイファート2核に関連する硬X線源をホストする局所高光度赤外線銀河（LIRG）です。この作業では、この銀河の補償光学支援近赤外（NIR）面分光計観測を使用して、内部の$\mathrm{1.2\、kpc\times1.2\、kpc内のイオン化および分子ガスの分布と運動学をマッピングします。}$、70〜pcの空間分解能。分子およびイオン化ガスの運動学は、平均PA〜=〜$\mathrm{-9^{\circ}.2\pm0^{\circ}.9}$に沿って投影された主軸を持つディスクと一致しています。私たちの主な発見は、NGC〜34がAGNをホストし、核スターバーストが核周囲の星形成リングに分布しており、内半径と外半径がそれぞれ$\approx$〜60と180〜pcであるということです。$\mathrm{[FeII]/Pa\beta}$および$\mathrm{H_{2}/Br\gamma}$の輝線比であり、PCAトモグラフィー分析によって裏付けられています。NGC〜34の空間的に分解されたNIR診断図は、恒星の放射場に関連するプロセスによって支配される核周辺構造と、水素再結合線に比べて$[FeII]$とH$_2$の放出が増強される核領域も識別します。核X線源が中央のH$_2$増強を説明できると推定し、$[FeII]$とH$_2$の放出は、若い星による光イオン化とXによる励起の組み合わせによるものであると結論付けます。-AGNと衝撃によって生成された光線。これらの輝線は、AGNによって引き起こされる核の流出として解釈できる、核の、広く、青方偏移した成分を示しています。
| Title |
Quasar_clustering_at_redshift_6 |
| Authors |
J._Greiner,_J._Bolmer,_R.M._Yates,_M._Habouzit,_E._Banados,_P.M.J._Afonso,_P._Schady |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09739 |
過去数年間の大規模な調査では、6を超える赤方偏移で約300のQSOが明らかになりました。追跡観測により、非常に高いブラックホール（BH）の質量、ホスト銀河の周囲の冷たいガスとの空間相関などの驚くべき特性が特定されました。高いCIV-MgII速度シフト。特に、明るい高赤方偏移クエーサーの発見は、少なくともいくつかのブラックホールが出生時に大きな質量を持ち、効率的に成長する可能性があることを示唆しています。オブジェクトの大規模なサンプルについて、高赤方偏移でのクエーサーペアの定量化を目指しています。これは、最も大規模なブラックホールの起源とアセンブリに関連するパラメーターの組み合わせに新しい重要な制約を提供します。BH形成効率とクラスタリング、成長効率、およびBH合併の相対的な寄与です。コンパニオンを検索するために、同時7チャネルイメージャGRONDを使用して、赤方偏移6周辺の116の分光学的に確認されたQSOを観察しました。分光的に確認されたQSOにつながったものと同じ色-色のカットを適用して、26の最良のQSOペア候補にLePHAREフィットを実行し、そのうちの11の分光観測を取得しました。赤方偏移の範囲4〜5での偶然の発見とは対照的に、0.1〜3.3h^-1cMpcの検索半径内で、M1450（AB）<-26等より明るいコンパニオンを持つQSOペアは見つかりません。しかし、この光度と赤方偏移でのそのようなペアの低い割合は、現在の宇宙論的規模の銀河進化モデルからの兆候と一致しています。同様に、z〜6QSOと同様の色空間を占めるL型およびT型褐色矮星の発生率は、予想よりもそれぞれ5倍および20倍高くなっています。
$ z \約2-3 $での4つの中間質量星形成銀河の分子ガス収支と特性評価
| Title |
Molecular_gas_budget_and_characterization_of_four_intermediate-mass_star-forming_galaxies_at_$z\approx_2-3$ |
| Authors |
M._Solimano,_J._Gonz\'alez-L\'opez,_L._F._Barrientos,_M._Aravena,_S._L\'opez,_N._Tejos,_K._Sharon,_H._Dahle,_M._Bayliss,_C._Ledoux,_J._R._Rigby_and_M._Gladders |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09769 |
恒星の質量が$10^{10}\、\mathrm{M}_\odot$未満の星形成銀河は、$z>2$の銀河集団の大部分を占めています。これらの銀河の冷たいガスの特性は、非常に深いALMA観測で、または強くレンズの付いた銀河をターゲットにすることによってのみ調べることができます。ここでは、光学データで巨大な弧として選択された最も強く拡大された銀河における分子ガスのアタカマコンパクトアレイ（ACA）を使用したパイロット調査の結果を報告します。レストフレームのUV波長を選択することで、強いほこりっぽいスターバースト活動を事前に示すことなく、ソースが通常の星形成銀河になることが保証されます。バンド4とバンド7の観測を実施して、中層JCO、[CI]、および熱連続体を、$z\約2-3$の3つの強力なレンズシステムからの分子ガストレーサーとして検出しました。ターゲットはSGASJ1226651.3+215220です。SGASJ003341.5+024217およびサンバーストアーク。次に、測定された分子量は、高解像度HST観測から開発された詳細なレンズモデルを使用してソース平面に投影されます。次に、多波長測光を使用して、SEDフィッティングを介して固有の恒星の質量と星形成率を取得します。4つのソースのうち1つだけで、3つのトレーサーが確実に検出されますが、他の3つのソースでは、検出されないか、連続してのみ検出されます。暗黙の分子ガスの質量は、検出されたソースの$4\times10^9\、\mathrm{M}_\odot$から上限$\sim10^8\、\mathrm{M}_\odot$までの範囲です。最も拡大されたソースで。推定されたガスの割合とガスの枯渇のタイムスケールは、レンズのない巨大な銀河の以前の研究に基づいて確立されたスケーリング関係よりも約0.5〜1.0dex下にあることがわかります。私たちの結果は、中質量から低質量の銀河の低温ガス含有量は、より質量の大きい高$z$銀河で見られる傾向から外挿されるべきではないことを示しています。（要約）
マゼラニックストリームからの動的質量推定
| Title |
A_Dynamical_Mass_Estimate_from_the_Magellanic_Stream |
| Authors |
Peter_Craig,_Sukanya_Chakrabarti,_Stefi_Baum_and_Benjamin_T._Lewis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09791 |
ラム圧力ストリッピングによるマゼラニックストリーム（MS）の形成のモデルを提示します。天の川のポテンシャル内のHST固有運動から導き出されたマゼラン雲の観測的に動機付けられた軌道を使用して、拡散ハローガスを伴う静的な天の川ポテンシャルにおける最近の宇宙論的過去の大マゼラン雲と大マゼラン雲の歴史をモデル化します。このモデルはトレーリングアームを再現できますが、ラム圧力ストリッピング効果を含むストリーム形成のモデルで一般的なリーディングアーム機能を再現しません。私たちのモデルは、天の川の拡散ハロー成分を含めると、観測（ストリームの密度と視線速度、および現在の衛星の位置と速度を含む）とよく一致します。モデルのグリッドを分析すると、シミュレーションで観測されたストリームの長さと天の川の質量との間に直接的な相関関係があることがわかります。観測されたMSの長さについて、推定される天の川の質量は$1.5\pm0.3\times10^{12}$$M_\odot$であり、これは天の川の質量の他の独立した測定値と密接に一致しています。また、銀河団のHIストリームのコンテキストでMSについて説明し、MSがヒクソングループからおとめ座銀河団までの連続体の低質量端にあることを発見しました。外側のハローの動的質量のトレーサーとして、MSは天の川の可能性の特に価値のあるプローブです。
いて座矮小楕円銀河IIで最近発見された球状星団の物理的特性金属量、年齢、光度
| Title |
Physical_characterization_of_recently_discovered_globular_clusters_in_the_Sagittarius_dwarf_spheroidal_galaxy_II._Metallicities,_ages_and_luminosities |
| Authors |
E.R._Garro,_D._Minniti,_M._G\'omez,_and_J._Alonso-Garc\'ia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09987 |
球状星団（GC）は、銀河の降着履歴を再構築するための重要なツールです。いて座（Sgr）矮小銀河で新たに発見されたGCがあり、天の川（MW）への降着イベントのプローブとして使用できます。私たちの主な目的は、その主要な物理的パラメータを測定することにより、SgrGCシステムを特徴づけることです。ViaLacteaExtendedSurvey（VVVX）近赤外データベースのVISTA変数をGaiaEDR3光学データベースと組み合わせて使用して、21の新しいSgrGCの光学および近赤外色等級図（CMD）を作成します。等時線フィッティング法とRGB勾配と金属量の関係を使用して、すべてのターゲットの金属量と年齢を導き出します。総光度は、近赤外と光学の両方で計算されます。SgrGCシステムの金属量分布（MD）、球状星団の光度関数（GCLF）、および年齢と金属量の関係を構築します。新しいSgrGCサンプルでは、-0.9<[Fe/H]<-0.3の金属が豊富なGCが17個、-2.0<[Fe/H]<-1.1の金属が少ないGCが4個見つかりました。私たちの年齢の推定値は大まかなものですが、金属の少ないGCは、平均年齢が約13Gyrの古い人口と一致しているのに対し、金属が豊富なGCは、6〜8Gyrから10の間のより広い年齢範囲を示しています。-13Gyr。SgrGCシステムのMDとGCLFを、MW、M31、大マゼラン雲（LMC）銀河のものと比較します。金属が豊富なGCの大部分は、Sgr銀河の本体内にあると結論付けています。SgrGCLFは、MW、M31、およびLMCのGCLFよりも暗い光度でピークに達するため、GCLFが普遍的な分布ではないことを確認します。MDは二重ピークの分布を示しており、金属が豊富な集団はMWバルジGCのように見えることに注意してください。我々の結果を、Sgr前駆体がSNe噴出物を保持することができる適度に大きな銀河であり、したがってそのISMを豊かにした可能性があると結論付けた文献と比較した。
すばるハイパースプリムカムからの測光赤方偏移に基づく$ AKARI $北極座標フィールドでの光学的に検出された銀河団候補
| Title |
Optically-detected_galaxy_cluster_candidates_in_the_$AKARI$_North_Ecliptic_Pole_field_based_on_photometric_redshift_from_Subaru_Hyper_Suprime-Cam |
| Authors |
T.-C._Huang_(SOKENDAI,_JAXA),_H._Matsuhara_(SOKENDAI,_JAXA),_T._Goto_(NTHU),_D._J._D._Santos_(NTHU),_S._C.-C._Ho_(NTHU),_S._J._Kim_(NTHU),_T._Hashimoto_(NTHU),_Hiroyuki_Ikeda_(NAOJ),_Nagisa_Oi_(TUS),_M._A._Malkan_(UCLA),_W._J._Pearson_(NCNR),_A._Pollo_(NCNR),_S._Serjeant_(Open_Univ.),_H._Shim_(KNU),_T._Miyaji_(UNAM),_H._S._Hwang_(SNU),_A._Durkalec_(NCNR),_A._Poliszczuk_(NCNR),_T._R._Greve_(UCL),_C._Pearson_(RAL_Space),_Y._Toba_(Kyoto_Univ.),_D._Lee_(KNU),_H._K._Kim_(UCLA),_S._Toft_(DAWN),_W.-S._Jeong_(KASI),_U._Enokidani_(SOKENDAI,_JAXA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.10010 |
銀河団は、天体物理学や宇宙論のさまざまな研究分野で優れたプローブを提供します。ただし、これまでに$AKARI$NorthEclipticPole（NEP）フィールドで検出された銀河団の数は限られています。この作業では、$AKARI$NEPフィールドの銀河団候補に、銀河の座標と測光赤方偏移（photo-$z$）のみに基づいた最小要件を提供します。カナダの$u$バンドの支援を受けて、スバルハイパーシュプライムカム（HSC）によって5つの光学バンド（$g$、$r$、$i$、$z$、および$Y$）で検出された銀河を使用しました。-フランス-ハワイ望遠鏡（CFHT）MegaPrime/MegaCam、および写真用の$Spitzer$宇宙望遠鏡からのIRAC1およびIRAC2バンド-$z$推定。10$^{th}$に最も近い近傍を使用して、すべての銀河の周りの局所密度を計算しました。クラスター候補は、友達の友達アルゴリズムを過密度に適用することによって決定されました。5.4度$^2$の赤方偏移1.1未満の4390個のメンバー銀河を含む88個のクラスター候補が検出されました。私たちの方法の信頼性は、誤検出テスト、赤方偏移の不確実性テスト、およびCOSMOSデータへの適用を通じて調べられ、高濃度での誤検出率は0.01〜0.05、回収率は0.9でした。以前に$ROSAT$と$Chandra$によって観測された3つのX線クラスターが回収されました。銀河団は、2サンプルのZ検定で、散在銀河と比較して、より高い恒星質量とより低い星形成率（SFR）を示しています。これらのクラスター候補は、銀河の進化の環境研究や、$AKARI$が数万の銀河に対して独自の9バンド中赤外線測光を行ったNEPでの将来の掃天観測に役立ちます。
| Title |
Galaxy_Morphological_Classification_Catalogue_of_the_Dark_Energy_Survey_Year_3_data_with_Convolutional_Neural_Networks |
| Authors |
Ting-Yun_Cheng,_Christopher_J._Conselice,_Alfonso_Arag\'on-Salamanca,_M._Aguena,_S._Allam,_F._Andrade-Oliveira,_J._Annis,_A._F._L._Bluck,_D._Brooks,_D._L._Burke,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_A._Choi,_M._Costanzi,_L._N._da_Costa,_M._E._S._Pereira,_J._De_Vicente,_H._T._Diehl,_A._Drlica-Wagner,_K._Eckert,_S._Everett,_A._E._Evrard,_I._Ferrero,_P._Fosalba,_J._Frieman,_J._Garc\'ia-Bellido,_D._W._Gerdes,_T._Giannantonio,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_J._Gschwend,_G._Gutierrez,_S._R._Hinton,_D._L._Hollowood,_K._Honscheid,_D._J._James,_E._Krause,_K._Kuehn,_N._Kuropatkin,_O._Lahav,_M._A._G._Maia,_M._March,_F._Menanteau,_R._Miquel,_R._Morgan,_F._Paz-Chinch\'on,_A._Pieres,_A._A._Plazas_Malag\'on,_A._Roodman,_E._Sanchez,_V._Scarpine,_S._Serrano,_I._Sevilla-Noarbe,_M._Smith,_M._Soares-Santos,_E._Suchyta,_M._E._C._Swanson,_G._Tarle,_D._Thomas,_C._To |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.10210 |
この論文では、畳み込みニューラルネットワーク（CNN）に基づくダークエネルギーサーベイ（DES）の3年目のデータを使用して、2,000万を超える銀河を含む、これまでで最大の銀河形態分類カタログの1つを紹介します。GalaxyZoo1（GZ1）カタログからの偏りのない視覚的分類と一致する、線形、対数、および勾配スケールの単色$i$バンドDES画像を使用して、CNNモデルをトレーニングします。低赤方偏移（$z<0.25$）の明るい銀河（$16\le{i}<18$）を含むトレーニングセットを使用して、より暗い光度とより高い赤方偏移の銀河に適用される予測の精度の限界をさらに調査します。。最終的なカタログは、マグニチュード$16\le{i}<21$、赤方偏移$z<1.0$をカバーし、2つの銀河タイプ（楕円銀河と渦巻き銀河）の予測確率を提供します。私たちのCNN分類は、GZ1分類（$i<18$）と比較した場合、明るい銀河に対して99\％を超える精度を示しています。暗い銀河の場合、3人の共著者によって実行された視覚的分類は、CNN分類器が丸みを帯びたぼやけた特徴を持つ円盤状の銀河を正しく分類することを示しています。検証の一環として、カタログのトレーニングセットと同じ大きさと赤方偏移をカバーする$\sim$100,000銀河を含む、ノンパラメトリック手法の最大の調査の1つを実行します。ジニ係数は、このデータセットの楕円とスパイラルの間の最良の単一パラメーター弁別子であることがわかります。
Lynds Bright Nebulae：ねじれたフィラメントと進行中の星形成の可能性のある場所
| Title |
Lynds_Bright_Nebulae:_Sites_of_possible_twisted_filaments_and_ongoing_star_formation |
| Authors |
L._K._Dewangan,_J._S._Dhanya,_N._K._Bhadari,_D._K._Ojha,_T._Baug |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.10247 |
この論文は、2つのリンドブライト星雲（LBN）、LBN140.07+01.64およびLBN140.77$-$1.42の多波長データの分析を示しています。1420MHzの連続体マップは、線形部分とV字型構造で構成される拡張Y字型の特徴（線形範囲〜3.7度）を示しています。サイトLBN140.07+01.64とAFGL437は、V字型構造の反対側に位置し、LBN140.77$-$1.42は線形部分に向かって空間的に見られます。赤外線超過源はYフィーチャ全体に向かって追跡され、星形成活動を示唆しています。赤外線およびサブミリメートルの画像は、LBNソースに向かって伸びる少なくとも2つの大規模なダストフィラメントの存在を示しています。Yフィーチャの北部と中央部でのみ利用可能なハーシェルマップは、フィラメントに向かってより高いカラム密度（>2.4X10^{21}cm^{-2}）の材料の存在を示しています。12CO（1-0）ラインデータを使用して、[-42.7、-34.4]km/sでの分子ガスの分布は、Yフィーチャに関連付けられた雲をトレースし、フィラメントの存在を確認します。大規模なフィラメントは、おそらく空間的にねじれているように見えます。両方のフィラメントに沿って振動のような速度パターンのヒントがあり、提案されたねじれた性質を支持しています。これは、フィラメントのねじれの可能性を示した最初の研究であり、Yフィーチャーの北部と中央部でより顕著です。大規模なフィラメントのこの可能なねじれ/結合は、観測された星形成（既知のOB星を含む）の原因であるように見えます。提案された物理的プロセスとOB星のエネルギーが一緒になって、イオン化されたY機能の起源を説明しているようです。
ステラコンパニオンからの放射駆動風の影響下でのバイナリの進化
| Title |
The_Evolution_of_Binaries_under_the_Influence_of_Radiation-Driven_Winds_from_a_Stellar_Companion |
| Authors |
Sophie_Lund_Schr{\o}der,_Morgan_MacLeod,_Enrico_Ramirez-Ruiz,_Ilya_Mandel,_Tassos_Fragos,_Abraham_Loeb_and_Rosa_Wallace_Everson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09675 |
相互作用連星は、銀河に高エネルギー放射線の大部分を生じさせる降着の物理学を調査するための実験室として一般的に関心があります。それらは私達が単一の星で研究することができない恒星進化過程を精査することを可能にします。コンパクトなバイナリの形成をモデル化するには、バイナリの軌道進化を理解することが不可欠です。ここでは、大規模なバイナリの恒星風による角運動量の損失によって引き起こされる軌道進化の研究に焦点を当てます。風速、質量比、風速プロファイル、断熱指数を変化させて1つの質量損失星をホストする連星の一連の流体力学的シミュレーションを実行し、その結果を抗力および角運動量損失の分析推定値と比較します。一流では、軌道の進化は風速と二元質量比によって決定されることがわかります。風と軌道速度の比率が小さく、降着するコンパニオンの質量が大きいと、角運動量の損失が大きくなり、軌道が縮小します。より広いバイナリおよびより軽い質量捕捉コンパニオンをホストするバイナリの場合、風の質量損失はより対称的になり、その結果、軌道が広がります。風速と質量比に依存する角運動量の損失と軌道の変化を正確に説明できる簡単な解析式を示します。私たちの形式主義の例として、例としてVelaX-1とCygnusX-1に焦点を当てて、高質量X線連星の軌道進化を推進する際の潮汐と風の影響を比較します。
いて座A *の多波長観測-I。2019年7月18日
| Title |
Multi-wavelength_Observations_of_Sgr_A*_--_I._18_July_2019 |
| Authors |
Joseph_M._Michail,_Mark_Wardle,_Farhad_Yusef-Zadeh,_and_Devaky_Kunneriath |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09681 |
2019年7月18日のSgrA*の多波長キャンペーンからのALMAサブミリ波観測を提示および分析します。サブミリ波に加えて、中赤外（Spitzer）とX線（Chandra）の同時観測を利用します。サブミリ波放射は、中赤外線データより$\deltat=21.48^{+3.44}_{-3.57}$分遅れています。サブミリ波フレア全体は観察されなかったため、時間遅延は光度曲線の不完全なサンプリングの結果である可能性があります。サブミリ波放射の減衰は、シンクロトロン冷却と一致していません。したがって、サブミリ波で最初は光学的に厚いまたは薄い断熱的に拡大するシンクロトロン源を採用してこれらのデータを分析し、それぞれIRとの時間遅延または同期フレアを生成します。時間遅延モデルは、半径$0.8〜R_{\text{S}}$（シュワルツシルト半径）、電子べき乗則指数$p=3.5$（$N（E）\proptoE^{-p}$）、$B_{\text{eq}}\approx90$ガウスの等分割磁場、および膨張速度$v_{\text{exp}}\approx0.004c$。同時放出は、半径$2〜R_{\text{S}}$、$p=2.5$、$B_{\text{eq}}\upperx27$Gauss、および$v_{\text{のプラズマブロブに適合します。exp}}\upperx0.014c$。サブミリ波の時間遅延は完全に明確ではないため、どのモデルがデータをより適切に表すかを明確に結論付けることはできません。この観察結果は、サブミリ波とX線の波長の間で統一されたフレアメカニズムの最良の証拠を示し、光源のサイズと磁場の強さに大きな制約を課します。より低い周波数での同時観測により、フレア放射がサブミリ波で最初に光学的に厚いか薄いかを判断できることを示します。
M87からの高速電波トランジェントのアレシボ検索
| Title |
An_Arecibo_Search_for_Fast_Radio_Transients_from_M87 |
| Authors |
Akshay_Suresh,_Shami_Chatterjee,_James_M._Cordes,_and_Fronefield_Crawford |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09687 |
巨大な楕円銀河M87からのミリ秒バーストの考えられる起源は、1970年代後半に行われた銀河系外の高速電波過渡現象の最初の調査以来、精査されてきました。近年の急速な技術進歩に動機付けられて、2019年にアレシボ電波望遠鏡でM87のコアの$\rm\simeq10〜hours$のLバンド（$\rm1.15-1.75〜GHz$）観測を実施しました。一致したフィルタリングアプローチでは、$\rm5500〜pc〜cm^{-3}$までの試行分散測定と$\rm0.3-123〜ms$の間のバースト期間を使用して、単一パルスのデータを検索しました。7$\sigma$の検出しきい値を超えるデータには、天体物理学的バーストの証拠は見つかりません。したがって、私たちの観察では、バーストレートをM87から$\rm\lesssim0.1〜bursts〜hr^{-1}$に制限しています。これはこれまでに得られた最も厳しい上限である$\rm1.4〜Jy〜ms$を上回っています。私たちの電波バーストの非検出は、M87のカニのような若い中性子星集団からの巨大なパルス放出の予想と一致しています。しかし、M87の中央の$\sim10^9\M_{\odot}$超大質量ブラックホールを取り巻く高密度で強く磁化された星間物質は、フレア状態の間に検出可能な電波バーストを放出する可能性のあるマグネターを潜在的に宿している可能性があります。
連星ブラックホールスピンは、重力波天文学の重要な観測量の1つです。スピンパラメータの中で、軌道面内でのそれらの方向、$\phi_1$、$\phi_2$、および$\Delta\phi=\phi_1-\phi_2$は、スピン軌道相互作用と合併反跳の有病率を理解するために重要です。バイナリブラックホールで。残念ながら、これらの角度は、電流検出器であるLIGOとVirgoを使用して測定するのは特に困難です。歳差運動するバイナリではスピン方向が一定ではないため、従来のアプローチでは、波形の変化の基準段階、通常は検出信号の周波数が20Hzに達するポイントでスピン成分を測定します。ただし、これは軌道面のスピン角測定には不適切な選択であることがわかります。代わりに、合併の近くの固定された\emph{dimensionless}時間または周波数でスピンを測定することを提案します。これにより、いくつかの重力波イベントの$\phi_1$および$\phi_2$の測定値が大幅に改善されます。さらに、数値相対論の注入を使用して、$\Delta\phi$も、将来予想されるより大きな信号の合併の近くでより適切に測定されることを示します。最後に、数値相対論代理モデルが、$\sim30-45$のような中程度の信号対雑音比でも、軌道面のスピン配向を確実に測定するための鍵であることを示します。
ブラックホール連星集団におけるスピン軌道相互作用のヒント
| Title |
Hints_of_spin-orbit_resonances_in_the_binary_black_hole_population |
| Authors |
Vijay_Varma,_Sylvia_Biscoveanu,_Maximiliano_Isi,_Will_M._Farr_and_Salvatore_Vitale |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09693 |
重力波観測からの連星ブラックホールスピン測定は、連星の進化の歴史を明らかにすることができます。特に、軌道面内のコンポーネントBHのスピン配向$\phi_1$および$\phi_2$を使用して、いわゆるスピン軌道相互作用に捕らえられたバイナリを識別することができます。コンパニオンペーパーでは、$\phi_1$と$\phi_2$が2つのブラックホールの合併の近くで最もよく測定されることを示しています。この作業では、これらのスピン測定値を使用して、マージする連星ブラックホールの母集団全体での$\phi_1$と$\Delta\phi=\phi_1-\phi_2$の分布を制約します。母集団では$\Delta\phi\sim\pm\pi$が優先されることがわかります。これは、スピン軌道相互作用の兆候である可能性があります。また、天体物理学的形成チャネルでは予測されていない、合併に近い分離線に関して、$\phi_1\sim-\pi/4$が優先されることもわかりました。ただし、$\phi_1$および$\Delta\phi$分布の幅を制限することはできず、これらの傾向を確認するためにさらに観察が必要になる場合があります。最後に、母集団における反跳キックの分布に関する制約を導き出し、これを使用して、球状星団と核星団によって保持されている合併の残骸の割合を推定します。
結合されたバイナリ、スピン軌道共鳴、およびフレアの磁気トポロジー
| Title |
Magnetic_topology_in_coupled_binaries,_spin-orbital_resonances,_and_flares |
| Authors |
Sergey_A._Cherkis_(School_of_Mathematics_IAS,_Department_of_Mathematics,_University_of_Arizona),_Maxim_Lyutikov_(Purdue_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09702 |
磁気的に結合された回転する恒星バイナリのトポロジー構成を検討します（たとえば、中性子星の融合や相互作用する星-惑星系）。恒星のスピンと軌道運動が互いにほぼ「補償」し、結合された磁場の全体的な巻き上げが非常に{\it遅い}場合の条件について説明します。ゆっくりと巻かれる構成は、不安定性のしきい値に達したときにフレアで最終的に放出される磁気エネルギーの段階的な蓄積を可能にします。この遅い巻線は、グローバルおよび/またはローカルである可能性があることがわかります。関連する空間$\mathbb{F}=T^1S^2$のトポロジーを、2つの球の単位接束として記述し、磁気モーメント、スピン、および軌道運動量の観点からゆっくりと巻かれる構成の条件を見つけます。これらの条件は、トポロジー分岐点の近くであいまいになります。場合によっては、それらはスピンと軌道運動の相対的な位相にも依存します。磁化された中性子星をマージする場合、星の1つがミリ秒パルサーであり、$\sim$10ミリ秒で回転している場合、グローバル共鳴$\omega_1+\omega_2=2\Omega$（スピンプラスビートは2倍です。公転周期）は、合併の約1秒前に発生します。フレアの総エネルギーは、総磁気エネルギーの$10\％$にもなる可能性があり、光度のバースト$\sim10^{44}$ergs$^{-1}$を生成します。
7つの高速パルサーからの連続重力波の新しい検索
| Title |
New_searches_for_continuous_gravitational_waves_from_seven_fast_pulsars |
| Authors |
Anjana_Ashok,_Banafsheh_Beheshtipour,_Maria_Alessandra_Papa,_Paulo_Freire,_Benjamin_Steltner,_Bernd_Machenschalk,_Oliver_Behnke,_Bruce_Allen_and_Reinhard_Prix |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09727 |
高度なLIGOデータの連続波探索ではこれまで対象とされていなかった7つのパルサーからの連続重力波の探索を行っています。パルサーの回転周波数のちょうど2倍で、そのような周波数の周りの小さな帯域で放射をターゲットにします。前者の検索では、重力波の四重極がパルサーの回転に伴って位相ロックされて変化していると想定しています。ある範囲の周波数での検索により、無線信号を放出するコンポーネントと重力波を放出するコンポーネント（たとえば、地殻または磁気圏とコア）の間の回転差が可能になります。アレシボ327MHzドリフトスキャンパルサーサーベイ（AO327）観測から得られたタイミングソリューションが使用されます。信号の証拠は見つからず、重力波の振幅に上限が設定されています。パルサーの1つについて、正準慣性モーメントを$10^{38}$kgm$^2$と仮定して、スピンダウン限界よりも3.8倍高い重力波固有振幅を調べます。私たちの最もきつい楕円率は$1.7\times10^{-8}$で、これは中性子星の地殻がサポートできる範囲内の値です。
| Title |
Minute-timescale_variability_in_the_X-ray_emission_of_the_highest_redshift_blazar |
| Authors |
Alberto_Moretti_(1),_Gabriele_Ghisellini_(1),_Alessandro_Caccianiga_(1),_Silvia_Belladitta_(1,2),_Roberto_Della_Ceca_(1),_Luca_Ighina_(1,2),_Tullia_Sbarrato_(1),_Paola_Severgnini_(1),_Cristiana_Spingola_(3),_(1)_INAF-OAB,(2)_U.Insubria,_(3)_INAF-IRA |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09752 |
2020年3月と11月に8か月間隔で行われた、これまでに観測された最も遠いブレーザー（z=6.1）であるクエーサーPSOJ0309+27の2つのチャンドラ観測について報告します。以前のSwift-XRT観測は、この天体がこれまでに観測されたredshift6.0を超える最も明るいX線源。この新しいデータセットは、高いフラックスレベルを確認し、発光スペクトルの大幅な軟化によって引き起こされた非常に短いタイムスケール（250秒の休止フレーム）で発生したスペクトル変化を明らかにしました。このような短い間隔でのこの種のスペクトル変動は、フラットスペクトル電波クエーサーのX線放射では報告されていません。考えられる説明は、ジェットに沿って移動する高速シェルに存在する冷たい電子によるクエーサーUV光子の逆コンプトン散乱によって生成される放出によって与えられます。このバルクコンプトン化放出は、標準的なレプトンジェットモデルの避けられない結果であるはずですが、これが観測されるのはこれが初めてです。
中間エネルギー（$ \ sim $ 100 GeVから数TeV）でのIceCubeによる全ニュートリノ断面積の測定
| Title |
Measuring_total_neutrino_cross_section_with_IceCube_at_intermediate_energies_($\sim$100_GeV_to_a_few_TeV) |
| Authors |
Sarah_Nowicki_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09764 |
ニュートリノをそれ自体のために研究する場合でも、メッセンジャー粒子として研究する場合でも、ニュートリノの断面積は多くの分析にとって非常に重要です。低エネルギー側では、加速器実験からの測定値は数百GeVに達します。高エネルギー側では、ニュートリノ-地球吸収測定は数TeVまで拡張されます。中間エネルギー範囲はまだ実験的に測定されていません。この作業は、イベント率と断面積の間の線形関係によって可能になり、2010年から2018年の間に収集されたIceCubeミューニュートリノデータを利用します。エネルギー範囲の固有の特性に合わせて調整され、氷中の光子伝搬は、ニュートリノによって誘発された通過ミューオンのイベントサンプルに適用され、前方折り畳み分析を実行します。
IceCubeの開始トラックイベントを使用した天体物理ニュートリノの検索と特性評価
| Title |
Searches_for_and_Characterization_of_Astrophysical_Neutrinos_using_Starting_Track_Events_in_IceCube |
| Authors |
Sarah_Mancina,_Manuel_Silva_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09811 |
IceCubeニュートリノ天文台は、天体物理学的起源のニュートリノを検出するために設計された立方キロメートルサイズの検出器です。しかし、大気中で相互作用する宇宙線によって生成されたミューオンは、特に南赤道の空で、これらの天体物理学的ニュートリノの重要な背景をもたらします。検出器で始まるニュートリノイベントを特定することで、ニュートリノイベントの開始率を高く維持しながら、大気ミューオン成分を減らすことができます。今日提示された方法は、同じ宇宙線シャワーからのミューオンを伴う場合、大気ニュートリノも拒否し、天体物理学から大気へのニュートリノの純度しきい値を、赤緯-25未満で100TeVから約10TeVに下げます。{\deg}。このデータセットのステータスを示すために、9。5年のIceCubeデータの10$\％$（書き込みサンプル）を使用します。理論的および検出器の系統的不確実性を含む拡散ニュートリノフラックスの計画された測定の概要を説明します。さらに、南の空でのニュートリノ点源と拡散銀河面ニュートリノ放出の検索について議論し、マルチメッセンジャーコミュニティに高天体物理学的純度のリアルタイムアラートをリリースする予定です。
シンクロトロン放射と観測されたガンマ線バーストスペクトルとの間の包括的な一貫性チェック
| Title |
A_Comprehensive_Consistency_Check_between_Synchrotron_radiation_and_the_Observed_Gamma-ray_Burst_Spectra |
| Authors |
Dao-Zhou_Wang,_Xiao-Hong_Zhao,_Zhao_Zhang,_Bin-Bin_Zhang,_Zhao-Yang_Peng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09859 |
\textit{Fermi}/GBMによって観測された53個の明るいガンマ線バースト（GRB）の時間分解スペクトル分析を実行しました。私たちのサンプルは、各GRBの最も細かいタイムスライスから抽出された908個の個別のスペクトルで構成されています。単一エネルギー、単一べき乗則、マクスウェル分布、従来の高速冷却、およびべき乗則の破れの5つの異なるケースでの電子分布を考慮して、放射光モデルをそれらに適合させました。私たちの結果は、経験的モデル、つまりいわゆるバンド関数およびカットオフべき乗則モデルによる適合と比較することにより、ベイズ情報量基準（BIC）によってさらに限定されました。私たちの研究は、高速冷却の場合を除いて、シンクロトロンモデルがほとんどの観測されたスペクトルにうまく適合することができ、単一のべき乗則の場合が最も好ましいことを示しました。また、スペクトルの半分以上に適合する単一のべき乗則シンクロトロンの電子分布指数は、フラックス追跡動作を示すこともわかりました。つまり、指数は、フラックスの増減に伴って増減します。これは、放射の分布を意味します。電子は、フラックスがピークに達する前に時間とともにますます狭くなり、その後さらに広がります。我々の結果は、シンクロトロン放射が、GRBプロンプト放出段階の放射メカニズムとしてまだ実行可能であることを示しています。
ブレーザーは活動銀河核であり、中央エンジンの近くで発射される相対論的ジェット（つまり、超大質量ブラックホール）が特徴であり、視線の近くに向けられています。それらの独特の向きは、それらを全体的な噴射された個体群の非常に効率的なトレーサーにし、それらの明るさのために、それらは非常に高い赤方偏移まで見ることができます。これらの天体についての深い知識は、最初の超大質量ブラックホールの形成と成長のモデルへの基本的な手がかりを提供することができますが、初期の宇宙でのそれらの探索は注意深く、体系的なアプローチに従う必要があります。過去$\sim15$年間に、非常に高い赤方偏移（$M_{\rmBH}>10^9M_\odot、\、z>4$）での非常に大規模なブレーザーの発見は、彼らの初期の進化に対する私たちの認識に革命をもたらしました。ジェット（$z\sim4$）システムと非ジェットシステム（$z\sim2.5$）でホストされている非常に大規模なブラックホールの異なる形成エポックになります。これを説明するのは簡単ではありません。なぜなら、噴射されたソースは効率が低下すると予想されるからです。人口のわずかな違いは、そのような高$z$ソースの検索からも導き出されます。私たちは、常識がどこにあるのか、そして形成と共通の進化をよりよく理解するためにどのステップを実行する必要があるのかを理解するために、未解決の質問を通過します初期の宇宙における超大質量ブラックホールとジェットの数。
IceCubeアップグレードのための効率的で高スループットの光電子増倍管試験施設の設計
| Title |
Design_of_an_Efficient,_High-Throughput_Photomultiplier_Tube_Testing_Facility_for_the_IceCube_Upgrade |
| Authors |
Lasse_Halve_and_Johannes_Werthebach_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09954 |
IceCubeUpgradeは、地理的な南極にあるIceCube検出器の拡張です。これは、斬新な楽器を備えた7つの新しい弦で構成されています。アップグレード用に、それぞれ24個の3インチPMTを収容する「mDOM」と呼ばれる430を超えるマルチPMT光モジュールが製造されます。これには、組み立てと展開の前に、10,000PMTを超える短いタイムスケールでのテストと事前キャリブレーションが必要になります。-20{\deg}Cまでの温度で1日あたり約100のPMTを同時にテストできるPMTテスト施設の設計を紹介します。この設計は、RWTHアーヘン大学とTUドルトムント大学で並行して実装され、週に最大1,000PMTのスループットを達成します。これにより、テスト済みのPMTを本番サイトに安定して供給することができます。これは、アップグレードと将来のIceCube-Gen2プロジェクトにとって重要です。
BH-PSR重力分子
アクシオンで曇ったブラックホール（BH）がパルサー（PSR）に遭遇するか、PSRコンパニオンを持っている間、「重力分子」が形成される可能性があります。このようなシステムでは、アクシオン雲は、化学分子内の電子雲に微視的レベルで発生するため、バイナリハイブリッド軌道で進化します。この図を示すために、原子軌道と断熱近似を線形結合する方法を使用して、半分析形式を開発します。次に、振動するアクシオン雲のプロファイルと摂動されたバイナリ回転が、ユニークで新しい検出信号とともに予測されます。注目すべきことに、提案されたPSRのタイミングと偏光の観測量、つまりペリアストロン時間シフトの振動と複数の変調を伴う複屈折はパターンで相関しているため、適切に組み合わせて検出を強化できます。
南極でのシンチレーションおよび無線ハイブリッド検出器アレイの開発
| Title |
Development_of_a_scintillation_and_radio_hybrid_detector_array_at_the_South_Pole |
| Authors |
Marie_Oehler,_Roxanne_Turcotte-Tardif_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09983 |
IceCubeNeutrinoObservatoryでは、現在のIceTopフットプリント内に配置された32のハイブリッドステーションで構成されるSurfaceArrayEnhancementが計画されています。この表面強化により、100TeVから1EeVの一次エネルギー範囲の宇宙線に対する検出感度が大幅に向上し、既存のIceTopタンクへの積雪の影響を測定し、IceCubeの将来の大規模表面アレイの研究開発として機能します。Gen2。各ステーションには、8つのシンチレーション検出器と3つの無線アンテナを読み取る1つの中央ハイブリッドDAQがあります。無線アンテナSKALA-2は、70〜350MHzの周波数帯域で低ノイズ、高増幅、感度を備えているため、このアレイで使用されています。すべてのシンチレーション検出器には、シリコン光電子増倍管に接続された波長シフトファイバによって接続された1.5m$^2$の有機プラスチックシンチレータのアクティブエリアがあります。シンチレーション検出器からの信号は、ローカルのカスタム電子ボードによって統合およびデジタル化され、中央のDAQに転送されます。シンチレーション検出器によってトリガーされると、無線アンテナからフィルタリングおよび増幅されたアナログ波形が読み取られ、中央のDAQによってデジタル化されます。完全なプロトタイプステーションが開発および構築され、2020年1月に南極に設置されました。2026年までに完全なアレイを設置する予定です。この寄稿では、アレイのハードウェア設計と設置計画が提示されます。
IceCubeミューオントラックとカスケードを使用した拡散ニュートリノスペクトルの複合フィット
| Title |
A_Combined_Fit_of_the_Diffuse_Neutrino_Spectrum_using_IceCube_Muon_Tracks_and_Cascades |
| Authors |
Erik_Ganster,_Richard_Naab,_Zelong_Zhang_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.10003 |
IceCubeNeutrinoObservatoryは、2013年に最初に高エネルギー天体物理ニュートリノの拡散フラックスを観測しました。それ以来、この観測は、高エネルギー開始イベント、カスケード、通過するミューオントラックなどの複数の検出チャネルで確認されています。これらのイベント選択を10年間のIceCubeのニュートリノデータの高統計グローバルフィットに組み合わせると、拡散天体物理ニュートリノフラックスの理解を大幅に向上させることができます。単純な途切れのないべき乗則フラックスモデルと天体物理ニュートリノフラックス組成に挑戦または確認します。このような組み合わせ分析の重要な要素の1つは、さまざまなイベント選択の体系的な不確実性の一貫したモデリングです。これは、単一のシミュレーションセットから複数の系統的パラメータに制約を課すことができる新しいSnowStormモンテカルロ法を使用して実現できます。通過するミューオントラックとカスケードの新しい複合分析の状況について報告します。これは、IceCubeの高エネルギーニュートリノデータを分析するために初めてSnowStorm法を使用した、一貫したオールフレーバーニュートリノ信号とバックグラウンドシミュレーションに基づいています。拡散天体物理ニュートリノフラックスのエネルギースペクトルの推定感度が表示されます。
| Title |
Failed-Transition_outbursts_in_Black_hole_low-mass_X-ray_binaries |
| Authors |
K._Alabarta_(1_and_2),_D._Altamirano_(1),_M._M\'endez_(2),_V._A._C\'uneo_(3_and_4),_F._M._Vincentelli_(1),_N._Castro-Segura_(1),_F._Garc\'ia_(2),_B._Luff_(1)_and_A._Veledina_(5,_6_and_7)_((1)_School_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Southampton,_(2)_Kapteyn_Astronomical_Institute,_University_of_Groningen,_(3)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Canarias_(IAC),_(4)_Departamento_de_Astrof\'isica,_Universidad_de_La_Laguna,_(5)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_(6)_Nordita,_KTH_Royal_Institute_of_Technology_and_Stockholm_University,_(7)_Space_Research_Institute_of_the_Russian_Academy_of_Sciences) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.10035 |
ブラックホール低質量X線連星（BHLMXB）は、爆発時に同様の方法で進化します。X線スペクトルと変動性に基づいて、この進化は3つの標準的な状態に分けることができます：低/ハード、中間、および高/ソフト状態。BHLMXBは、一部のバースト（ここでは「フルバースト」と呼ばれます）で、中間状態を介して低/ハード状態から高/ソフト状態に進化します。ただし、他の場合では、BHLMXBは、ソースがハイ/ソフト状態に到達しないバースト（ここでは「Failed-Transitionバースト」（FTバースト）と呼ばれます）を受けます。128回の爆発が発生した56個のBHLMXBのサンプルから、これらのBHLMXBの$\sim$36％が少なくとも1回のFT爆発を経験し、FT爆発がサンプルの爆発の$\sim$33％を表していることがわかり、これらが一般的なイベントです。RXTE/PCA、Swift/BAT、およびMAXIからのBHLMXBのフルバーストとFTバーストの利用可能なすべてのX線データを比較し、FTとフルバーストをX線光度曲線、HID、またはX線と区別できないことを確認します。爆発開始後の最初の10〜60日間の変動。これは、両方のタイプの爆発が同じ物理的プロセスによって引き起こされていることを示唆しています。また、FTの光学および赤外線（O/IR）データとGX339-4の完全な爆発を比較します。このシステムは、FTバースト前のO/IRバンドで一般的に明るいことがわかりました。これは、O/IRフラックスが、後でフルバーストまたはFTバーストにつながる物理プロセスを指していることを示唆しています。X線連星の降着における爆発の開始と進化を説明するモデルのコンテキストで結果について説明します。
IceCubeでSTausを検索する
| Title |
Search_for_STaus_in_IceCube |
| Authors |
Jan-Henrik_Schmidt-Dencker,_Stephan_Meighen-Berger,_Christian_Haack_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.10049 |
タウレプトンの超対称性パートナーであるスタウは、一部のモデルでは最軽量超対称粒子として表示されます。最軽量のスーパーパートナーへの崩壊過程は、通常、超対称性の破れによって抑制され、長寿命の粒子になります。このシナリオでは、そのシグネチャは、IceCube検出器を通過するときの長くて最小限の電離トラックです。一次エネルギーとは関係なく、スタウトラックは検出器内で低エネルギーミューオンのように見えます。したがって、スタウスの潜在的な信号は、大気中のミューニュートリノによって誘発されたミューニュートリノを超える過剰な信号になります。ここではスタウ信号と大気バックグラウンドの比率が最大であるため、私たちの分析は地平線周辺の領域に焦点を当てています。IceCubeを使用してスタウ質量を制約する最初の感度を示し、将来の改善によるこの分析の可能性を示します。
IceCubeを使った銀河団からのニュートリノの時間に依存しない検索
| Title |
A_Time-independent_Search_for_Neutrinos_from_Galaxy_Clusters_with_IceCube |
| Authors |
Mehr_Un_Nisa,_Andrew_Ludwig_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.10080 |
乱流磁場と豊富な物質含有量を持つ銀河団は、潜在的なニュートリノ源の有望なクラスです。大規模な衝撃、活動銀河核（AGN）、またはその両方の中で加速された宇宙線は、宇宙論的なタイムスケールにわたって銀河団に閉じ込められ、二次相互作用でニュートリノの安定したフラックスを生成することができます。IceCubeニュートリノ天文台は、高エネルギーの天体物理ニュートリノの拡散フラックスを検出しました。しかし、10年間の運用後、このフラックスの起源はほとんど制約されていません。この作業では、赤方偏移$z=1$までのスニヤエフゼルドビッチ（SZ）効果を介してプランク衛星によって検出された1,000を超える銀河団の集団を使用して、ニュートリノのスタック検索を実行します。拡散ニュートリノフラックスへの銀河団の寄与に関する最初の結果を提示し、大規模構造における宇宙線加速のさまざまなモデルへの影響について議論します。
2020年代の夜明けに高速電波バースト
2007年に最初の高速電波バースト（FRB）が発見され、2013年に銀河系外の人口が豊富であることが確認されて以来、これらの情報源の研究は信じられないほどの速さで拡大しています。このテーマに関する2019年のレビューでは、FRBの増加しているが、それでも神秘的な人口を提示しました。しかし、ほんの数年の間に、新しい観察と発見により、これらの情報源に関する豊富な情報が得られました。現在、FRBの総人口は、600を超える公開されたソース、24のリピーター、および14のホスト銀河になっています。より高い時間分解能データ、持続的なモニタリング、およびより優れたローカリゼーションツールにより、リピーター、ホスト銀河、バースト形態、ソースアクティビティ、前駆体モデル、および宇宙論的プローブとしてのFRBの使用に関する洞察が得られました。銀河マグネターSGR1935+2154からの明るいFRBのようなバーストの最近の検出は、FRBとマグネターの間の重要なリンクを提供します。また、リピーターからの定期的な活動や、M81銀河に関連する比較的近くの球状星団への1つのFRBソースの局在化など、驚くべき発見が続いています。このレビューでは、過去数年間のエキサイティングな観測結果と、FRBの母集団および提案された前駆体モデルの理解に対するそれらの影響を要約します。以前のレビューでのFRBの紹介に基づいて、最近の結果について読者を更新し、フィールドが毎年数百から数千の新しいFRBが発見され、報告される新しい体制に入るときの探索の興味深い方法について説明します。
IceCubeアップグレード用の波長シフト光モジュール（WOM）
| Title |
The_Wavelength-shifting_Optical_Module_(WOM)_for_the_IceCube_Upgrade |
| Authors |
John_Rack-Helleis,_Anna_Pollmann_and_Martin_Rongen_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.10194 |
波長シフト光学モジュール（WOM）は、波長シフトと光ガイドを使用して、UV光学モジュールの感光領域を大幅に強化する新しい光学センサーです。これは、2022/2023年の南極展開シーズンに計画されているIceCube検出器の7ストリング拡張であるIceCubeアップグレード用に設計されています。WOMは、検出領域として機能する波長シフトペイントでコーティングされた中空の石英シリンダーで構成され、端面に2つの光電子増倍管（PMT）が取り付けられています。集光管は、追加の暗電流を生成することなく、PMTの有効光電陰極面積を増加させるため、低信号、低ノイズのアプリケーションに適しています。IceCubeアップグレードで展開するために本番環境にある12のモジュールに焦点を当てて、WOMの設計とパフォーマンスについて報告します。WOMはIceCubeに展開されますが、その設計は、チェレンコフ光の検出に基づく大容量粒子検出器に適用できます。
LISA科学の目的に対するミッション期間の影響
| Title |
The_Effect_of_Mission_Duration_on_LISA_Science_Objectives |
| Authors |
Pau_Amaro_Seoane,_Manuel_Arca_Sedda,_Stanislav_Babak,_Christopher_P._L._Berry,_Emanuele_Berti,_Gianfranco_Bertone,_Diego_Blas,_Tamara_Bogdanovi\'c,_Matteo_Bonetti,_Katelyn_Breivik,_Richard_Brito,_Robert_Caldwell,_Pedro_R._Capelo,_Chiara_Caprini,_Vitor_Cardoso,_Zack_Carson,_Hsin-Yu_Chen,_Alvin_J._K._Chua,_Irina_Dvorkin,_Zoltan_Haiman,_Lavinia_Heisenberg,_Maximiliano_Isi,_Nikolaos_Karnesis,_Bradley_J._Kavanagh,_Tyson_B._Littenberg,_Alberto_Mangiagli,_Paolo_Marcoccia,_Andrea_Maselli,_Germano_Nardini,_Paolo_Pani,_Marco_Peloso,_Mauro_Pieroni,_Angelo_Ricciardone,_Alberto_Sesana,_Nicola_Tamanini,_Alexandre_Toubiana,_Rosa_Valiante,_Stamatis_Vretinaris,_David_Weir,_Kent_Yagi,_Aaron_Zimmerman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09665 |
LISAミッションの科学目標は、4年間の連続データストリームの暗黙の前提の下で定義されています。LISAパスファインダーのパフォーマンスに基づいて、LISAのデューティサイクルは$\約0.75$になると予想されます。これにより、使用可能なデータの有効期間が3年に短縮されます。この論文は、ミッションの寿命を延ばすことによる追加の科学的利益の評価を担当したLISAサイエンスグループによる研究の結果を報告します。ミッションの主な科学目的に対するミッション期間の影響を評価するために、さまざまな観測シナリオを調査します。ミッション期間によって最も影響を受ける科学的調査は、宇宙の夜明けにおけるシードブラックホールの探索、ならびにマルチバンドおよびマルチメッセンジャー観測による恒星起源のブラックホールとそれらの形成チャネルの研究に関係していることがわかります。私たちは、6年間のミッション運用への延長が推奨されると結論付けています。
IceTop表面拡張によるエアシャワーの観測された電波放射のシミュレーション研究
個々の空気シャワーのマルチ検出器観測は、個々のイベントの質量やエネルギーなどの宇宙線の量を正確に決定するための重要な進歩を遂げるために重要であり、したがって宇宙線物理学の未解決の質問に答える一歩を踏み出します。IceCubeNeutrinoObservatoryの表面アレイであるIceTopの拡張が現在進行中であり、既存の氷チェレンコフタンクのアレイにアンテナとシンチレータを追加することが含まれています。無線コンポーネントは、X$_\text{max}$の推定と電磁カスケードの直接サンプリングを提供することにより、一次粒子の特性を改善します。これらは両方とも、イベントごとの質量分類に重要です。プロトタイプステーションは南極で運用されており、タンク、シンチレータパネル、アンテナと同時にシャワーを観測しています。これらのイベントで観測された無線信号は、他の多くの宇宙線実験よりも高い70〜350MHz帯域で測定されるため、独特です。分析チェーンの検証として、検出されたイベントとCoREASシミュレーションの波形との比較を示します。これはエンドツーエンドの電子機器の応答で複雑になっています。検出器の応答とプロトタイプステーションの測定値を入力として使用して、シンチレータと無線アンテナによるエアシャワーのハイブリッド検出のための強化された表面アレイの可能性に関するモンテカルロベースの研究を更新します。
偏光無線イメージングIIIの方向依存補正：A-to-Zソルバー-完全なジョーンズアンテナ開口照明パターンのモデリング
| Title |
Direction_Dependent_Corrections_in_Polarimetric_Radio_Imaging_III:_A-to-Z_Solver_--_Modeling_the_full_Jones_antenna_aperture_illumination_pattern |
| Authors |
Srikrishna_Sekhar,_Preshanth_Jagannathan,_Brian_Kirk,_Sanjay_Bhatnagar,_Russ_Taylor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.10009 |
偏光無線イメージングの方向依存補正について説明するシリーズのこの3番目の論文では、ゼルニケ多項式を使用して完全なジョーンズアンテナ開口照明パターン（AIP）をモデル化するA-to-Zソルバー手法を紹介します。最新の無線干渉計で熱雑音が制限されたイメージングを実現するには、時間、周波数、および偏波の関数としてアンテナ一次ビーム（PB）の機器効果を補正する必要があります。広帯域AW投影アルゴリズムは、AIPの正確なモデルが利用可能であれば、これらの補正を可能にします。AIPのモデリングのためのより用途の広いアルゴリズムとしてA-to-Zソルバーを紹介します。これは、正規直交循環ゼルニケ多項式基底を使用して、測定された完全なジョーンズAIPをモデル化します。次に、これらの完全なジョーンズモデルを使用して、アンテナの完全なミューラーAIP応答を再構築します。これは、原則として、一次ビームのすべての軸外漏れ効果を考慮したものです。A-to-Zソルバーは、ホログラフィック測定が存在する干渉計に対応するのに十分一般的です。その汎用性のデモンストレーションとして、VLA、MeerKAT、およびALMAのAIPのモデル化に成功しました。モデルが最初の1〜2個のサイドローブ内でPB形態を高精度でキャプチャし、高品質のホログラフィック測定が行われた望遠鏡の完全なミューラーグリッド化とデコンボリューションの実行可能性を示します。
HiPERCAM：10.4mのGranTelescopioCanariasに搭載された5ビームの高速光学イメージャー
| Title |
HiPERCAM:_a_quintuple-beam,_high-speed_optical_imager_on_the_10.4-m_Gran_Telescopio_Canarias |
| Authors |
V._S._Dhillon,_N._Bezawada,_M._Black,_S._D._Dixon,_T._Gamble,_X._Gao,_D._M._Henry,_P._Kerry,_S._P._Littlefair,_D._W._Lunney,_T._R._Marsh,_C._Miller,_S._G._Parsons,_R._P._Ashley,_E._Breedt,_A._Brown,_M._J._Dyer,_M._J._Green,_I._Pelisoli,_D._I._Sahman,_J._Wild,_D._J._Ives,_L._Mehrgan,_J._Stegmeier,_C._M._Dubbeldam,_T._J._Morris,_J._Osborn,_R._W._Wilson,_J._Casares,_T._Mu\~noz-Darias,_E._Pall\'e,_P._Rodr\'iguez-Gil,_T._Shahbaz,_M._A._P._Torres,_A._de_Ugarte_Postigo,_A._Cabrera-Lavers,_R._L._M._Corradi,_R._D._Dom\'inguez,_D._Garc\'ia-Alvarez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.10124 |
HiPERCAMは、2018年に10.4mのGranTelescopioCanarias（GTC）で最初の光を見た、ポータブルな5ビーム光学イメージャーです。この機器は、再イメージング光学系と4つの二色性ビームスプリッターを使用して$u_sg_sr_si_sz_s$（$320-1060$nm）5つのCCDカメラで同時に画像を表示します。各CCDカメラは3.1分角（対角）の視野です。HiPERCAMの検出器は、熱電的に183Kに冷却されたフレーム転送デバイスであるため、長時間露光で暗いターゲットの深いイメージングと、急速に変化するターゲットの高速（1000ウィンドウフレーム/秒以上）のイメージングの両方が可能です。望遠鏡の焦点面にある比較星型ピックオフシステムは、微分測光の有効視野を6.7分角に拡大します。HiPERCAMを世界最大の光学望遠鏡と組み合わせると、1秒で$g_s\sim23$、1時間で$g_s\sim28$の天文源を検出できます。このホワイトペーパーでは、HiPERCAMの背後にある科学的な動機について説明し、その設計を提示し、測定されたパフォーマンスについて報告し、計画されているいくつかの機能強化の概要を説明します。
角度の不確実性を伴う偏光測定データの分析
ImagingX-rayPolarimetryExplorer（IXPE）などのトラックベースの偏光計の場合、偏光に対する感度は、エネルギーの強力な関数である変調係数に依存します。以前の研究では、最小検出可能分極（MDP）を推定するために、この変動を説明する尤度法が開発されました。この方法では、基本的に、個々のイベントの位置角を正確に知る必要がありました。ただし、別の作業では、イベントトラックを測定するために機械学習手法を使用すると、分析に使用できるトラック角度の不確実性が生成される可能性があることが示されました。ここでは、最尤法が、イベントトラックの位置角の不確実性を含む可能性のある一般的な方法でMDPの推定値を修正するための基礎として使用されます。結果として得られるMDPは、入力データに存在するトラック角度の不確実性の分布にのみ依存します。IXPE検出器の物理学により、これらの角度の不確実性とプロセスのステップとしてのエネルギー依存変調関数との間の単純な関係を導き出すことが可能です。
無線干渉計の一般化された冗長校正
冗長キャリブレーションは、冗長ベースラインが同じ空信号を見る必要があるという事実を利用して、アンテナが格子上にある電波アレイのキャリブレーションを可能にする電波天文学の手法です。測定された可視性の数はアンテナの数に比例しますが、個々のアンテナの応答を説明する未知数の数と空に関する入手可能な情報はアレイのサイズに比例するだけなので、問題は常に過剰に制約されます。配列は大きく、十分に密度があります。これは、非格子アレイ構成にも当てはまります。この作業では、アンテナごとのゲインがいくつかのゲインに置き換えられる一般化されたアルゴリズムを研究します。ポインティングエラーとジオメトリエラーがある正方格子上のほぼ冗長な配列からのデータを正常に記述できることを示します。このアルゴリズムのパラメーター化、制限、および可能な拡張について説明します。
Kozai-Lidov進化方程式の解析解
連星系のメンバーの周りの非同一平面軌道にある試験粒子は、傾斜と離心率が交換される古在-リドフ振動を受ける可能性があります。最初は円形の高度に傾斜した粒子軌道は、高い離心率に達する可能性があります。四重極近似で以前に得られた非線形の経年進化方程式を検討します。粒子軌道の初期離心率がゼロであるという重要なケースでは、四重極近似内で正確な時間の関数として粒子軌道要素の解析解を導き出します。このソリューションには、単純な三角関数と双曲線関数のみが含まれます。これは、最初の粒子軌道が2進軌道面に垂直に近い場合に単純化されます。このソリューションは、ゼロではないが十分に小さい初期離心率を持つ粒子軌道の正確な記述も提供します。それは、より高い初期傾斜で広がる初期偏心の範囲にわたって正確です。pi/3の初期傾斜の場合、最大離心率で1％の誤差が、約0.1の初期離心率で発生します。
落下する原始星のエンベロープからの物質が形成ディスクに当たると、降着衝撃が発生し、ディスクに入るエンベロープ物質を（部分的に）変化させる可能性があります。アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）での観測は、暖かいSOおよびSO$_2$から発生する放出がそのような降着衝撃の良いトレーサーである可能性があることを示しています。この作業の目標は、どのような衝撃条件下で、気相SOおよびSO$_2$の存在量が、ディスクとエンベロープの境界面での降着衝撃で増加するかをテストすることです。ガスダイナミクスを含む詳細な衝撃モデルは、典型的な内部エンベロープ条件での非磁化Jタイプ降着衝撃のParis-Durham衝撃コードを使用して計算されます。衝撃前の密度、衝撃速度、および紫外線（UV）放射場の強度が、暖かいSOおよびSO$_2$の存在量に及ぼす影響を調べます。温かい気相化学は、考慮されるほとんどのJタイプの衝撃条件下でSOを形成するのに効率的です。低速（〜3km/s）の衝撃では、SOの存在量は、熱的に脱離したCH$_4$からH$_2$COに向かって始まり、最後にSOに向かう後続の反応によって増加します。より高速（>4km/s）の衝撃では、SOとSO$_2$の両方がOHと原子Sの反応によって形成されます。UV放射場の強度は、SO、特にSO$_2$の形成にとって非常に重要です。H$_2$Oの光解離。SOおよびSO$_2$氷の熱脱着は、高密度（$>10^7$cm$^{-3}$）での高速（>5km/s）衝撃にのみ関係します。SOおよびSO$_2$からの暖かい放射は、局所的なUVフィールドが存在する限り、ディスクとエンベロープの境界面での降着ショックのトレーサーとなる可能性があります。高角度分解能でのALMAによる追加の観測は、さらなる制約を提供する可能性があります。さらに、ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡は、H$_2$、H$_2$O、[SI]25$\mu$mなどの他の可能な低速で高密度の衝撃トレーサーへのアクセスを提供します。
ZTF J185139.81 + 171430.3 = ZTF18abnbzvx：2番目の白色矮星パルサー？
| Title |
ZTF_J185139.81+171430.3_=_ZTF18abnbzvx:_the_second_white_dwarf_pulsar? |
| Authors |
Taichi_Kato,_Naoto_Kojiguchi_(Kyoto_U) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09913 |
ZTFJ185139.81+171430.3=ZTF18abnbzvxは、掃天観測の公開データリリースを使用して、非常に短い[0.00858995（3）d=12.37分]および大振幅（0.8等）のコヒーレント変動を示すことがわかりました。同様の非常に短い周期、大振幅、コヒーレントな変動を示す唯一の既知の天体は、独特の白色矮星パルサーARScoです。ZTFJ185139.81+171430.3のバリエーションは、ARScoのようなメカニズムから生じる可能性があり、注意が必要です。
非相互作用/相互作用するラジオラウドCMEからのSEPに関連するタイプIIおよびタイプIIIの電波バーストの分析
| Title |
Analysis_of_type_II_and_type_III_radio_bursts_associated_with_SEPs_from_non-interacting/interacting_radio-loud_CMEs |
| Authors |
P_Pappa_Kalaivani,_O_Prakash,_A_Shanmugaraju,_Li_Feng,_Lei_Lu,_Weiqun_Gan,_G_Michalek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09955 |
1997年4月から2014年12月までの主要なSEP（Ip$>$10MeV）を生成した相互作用/非相互作用CMEのイベントで観測されたラジオバーストを分析します。メーター（m）、デカヘクトメートル（DH）タイプIIの特性を次のように比較します。DHタイプIIIバースト、および相互作用するCME関連（IC）イベントと非相互作用するCME関連（NIC）イベントのタイムラグ。メートルからキロメートルまでの両方のタイプのイベントで、電波放射の約70％が観測されました。NICとICに関連するイベントの両方について、開始周波数と終了周波数の間の平均幾何平均として計算されたタイプII無線バーストのドリフト率と中間周波数の間に高い相関関係があることがわかりました（相関係数\textit{R}$^{2}$=0.98、決定係数$\varepsilon$=1.68$\pm$0.16および\textit{R}$^{2}$=0.93、$\varepsilon$=1.64$\pm$0.19）。NIC関連イベントにおけるDHタイプIIバーストの周波数ドリフト率とCMEの空間速度の間の相関。IC関連のイベントにこのような相関関係がないことは、CMEとCMEの相互作用で衝撃速度が変化したことを裏付けています。西部の発生源の場所があるイベントの場合、IC関連イベントのSEPの平均ピーク強度は、NIC関連SEPイベントの平均ピーク強度の4倍です。SEPイベントの開始時間とm、DHタイプII、およびDHタイプIII電波バーストの開始との間の平均タイムラグから、NIC関連SEPイベントの粒子増強がIC関連SEPイベントよりも早く発生したと推測しました。タイプIIおよびタイプIIIバーストのパラメータの平均値におけるNICイベントとICイベントの違いは統計的に重要ではありません。
TESSによって観測された中質量から高質量のOBA型食変光星の全天サンプル
| Title |
An_all-sky_sample_of_intermediate-_to_high-mass_OBA-type_eclipsing_binaries_observed_by_TESS |
| Authors |
Luc_W._IJspeert_(1),_Andrew_Tkachenko_(1),_Cole_Johnston_(1,_2),_Stefano_Garcia_(1),_Joris_De_Ridder_(1),_Timothy_Van_Reeth_(1),_Conny_Aerts_(1,_2,_3)_((1)_KU_Leuven,_(2)_Radboud_University_Nijmegen,_(3)_Max_Planck_Institute_for_Astronomy) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.10005 |
環境。中質量から高質量の星は、最も数の少ないタイプの星であり、内部の物理的プロセスの観点から、より多くの低質量の星よりもよく理解されていません。食連星系における主系列中質量から高質量の星の大規模なサンプルの測光変動をモデル化することは、そのような星のモデルを改善するのに役立ちます。目的。私たちの目標は、TESS測光からの食変光星系で、主系列の中質量から高質量のOBAタイプの矮星の均一にコンパイルされたサンプルを作成することです。脈動のあるバイナリとないバイナリを検索し、それらのおおよその天体暦を決定します。メソッド。私たちの選択は、TESS入力カタログのOBAタイプの矮星の色に対応する色の矮星のカタログから始まります。食の深さに対して強い脈動および/または回転信号の存在下で食変光星を検出することを目的とした新しい自動化された方法を開発し、それを公に利用可能な30分のケイデンスTESS光度曲線に適用します。結果。TESSマグニチュードが15未満で、2MASSマグニチュードバンドが$J-H<0.045$および$J-K<0.06$のカットを最も厳しい基準として使用すると、合計189981の中質量から高質量の候補に到達します。、91193のうち、2つのデータ削減パイプラインの少なくとも1つからの光度曲線があります。食変光星の検出とそれに続く誤検知の手動チェックにより、3155個の固有のOBAタイプの食変光星候補が生成されました。結論。中質量から高質量の領域で食変光星のサンプルを使用すると、主系列星のこの高温部分の内部物理プロセスをよりよく理解することを目的として、将来の連星（および星震学）モデリングが可能になります。
ミラ星SUきりん座とRYケフェウス座の分光学的および測光的研究
ミラは魅力的な星です。大気中のカッパ機構が脈動を引き起こし、測光輝度、見かけのスペクトル型、有効温度に変化をもたらします。これらの脈動は、スペクトル内のバルマー輝線の形成も促進します。この振る舞いは、小さな望遠鏡で観察および調査することができます。分光法と測光法を組み合わせてミラスターSUカムとRYセップの挙動を分析する3年間のプロジェクトについて報告し、それらの明るさ、色、スペクトルタイプ、有効温度、バルマー放射が4つの脈動サイクルでどのように変化するかを説明します。
二重電流シートプラズマにおける引き裂きモードの爆発相について：開始閾値と成長速度に対する平衡磁気構成の影響
| Title |
On_the_explosive_phase_of_the_tearing_mode_in_double_current_sheet_plasmas:_effect_of_the_equilibrium_magnetic_configuration_on_the_onset_threshold_and_growth_rate |
| Authors |
Hubert_Baty |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.10069 |
二重電流シートシステムで発生する引き裂きの不安定性に関連する磁気リコネクションは、2次元デカルト幾何学における抵抗性電磁流体力学（MHD）のフレームワーク内で調査されます。爆発性の非線形位相は、適応有限要素FINMHDコードを使用して特に調査されます。臨界アスペクト比。これは、線形および線形後の非線形不安定化に必要な最小$L/x_s$比（$L$および$x_s$はそれぞれシステムの長さと2つの現在のレイヤー間の半距離）として定義されます。初期の非線形飽和位相が得られます。後者のしきい値は、選択した初期平衡（二重ハリスのような磁気プロファイル）の詳細や抵抗率とは無関係です。その値は$4.7$であることが示されています。これは、以前の研究でより具体的な平衡構成を使用して推定された次数$5$の値に近くてわずかに小さい値です。運動エネルギー（$E_K$）の時間依存性は、二重指数法則$E_K\propto\exp\[e^{（\gamma^*t）}]$に従い、疑似成長率$であることが示されています。\gamma^*\simeq0.1\t_A^{-1}$（$t_A$は特性Alfv\'en時間）これも構成と抵抗率に依存しません。このメカニズムは、太陽コロナのように既存の二重電流シートを伴う天体プラズマの破壊的なイベントにおいて、高速のAlfv\'enタイムスケールで発生する爆発的な磁気エネルギー放出の突然の開始についての可能な説明を提供します。
B型バイナリ特性評価プログラムI.30ドラダス集団の軌道解
| Title |
The_B-type_Binaries_Characterisation_Programme_I._Orbital_solutions_for_the_30_Doradus_population |
| Authors |
J._I._Villase\~nor,_W._D._Taylor,_C._J._Evans,_O._H._Ram\'irez-Agudelo,_H._Sana,_L._A._Almeida,_S._E._de_Mink,_P._L._Dufton_and_N._Langer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.10170 |
大マゼラン雲（LMC）の30ドラダス地域における88の初期Bタイプバイナリ候補のマルチエポック分光研究であるBタイプバイナリ特性評価（BBC）プログラムの結果を提示します。29の観測エポックの視線速度分析から、50のSB1と14のSB2Bタイプのバイナリを含む64のターゲットのバイナリステータスを確認します。さらに20のシステム（SB1*として分類）は、周期性の明確な兆候を示していますが、より暫定的な期間があります。これらの84のシステムの軌道解が提示され、初期のB型星のバイナリプロパティのこれまでで最大の均質なサンプルを提供します。私たちが導き出した公転周期の分布は、LMCと銀河の両方でより大規模な（O型）バイナリのサンプルの分布とほぼ同じです。初期のB型星がコア崩壊超新星の大部分を占めると予想されるため、より大規模なO型バイナリの特性とのこの類似性は重要です。異なるサンプルの周期分布の違いは4日を超えると増加し始め、BBCサンプル内の初期（B0-0.7）システムと後期タイプ（B1-2.5）システムの間にも存在しますが、理解するにはさらなる調査が必要です。これが観察バイアスまたは実際の物理的効果である場合。サンプルの半振幅速度と軌道周期を調べて、コンパクトなコンパニオンを隠す可能性のある候補を特定しました。最近の理論的研究からOBタイプの星のブラックホールコンパニオンを見つける確率分布と比較すると、さらなる研究が必要な高確率領域に16個のバイナリが見つかりました。
グレガー赤外線分光器（GRIS）によって観測された細孔内の見通し内磁場強度の振動
| Title |
Oscillations_In_The_Line-of-Sight_Magnetic_Field_Strength_In_A_Pore_Observed_By_The_GREGOR_Infrared_Spectrograph_(GRIS) |
| Authors |
C._J._Nelson,_R._J._Campbell,_M._Mathioudakis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.10183 |
過去数十年にわたって、見通し内（LOS）の速度、強度、磁場の強さなど、多数の電磁流体力学的振動が太陽の細孔内で報告されています。私たちの目的は、LOS磁場強度の高振幅振動が、アクティブ領域12748にある細孔内で検出できるかどうかを識別し、どの物理メカニズムがそれらの原因である可能性があるかを調査することです。2019年9月1日、GREGOR赤外線分光器を使用して約1時間太陽の細孔が観測されました。フルストークスベクターは、FeI15648.52Aライン（有効なランデのg因子3）を含む37Aウィンドウでサンプリングされました。LOS磁場強度は、強磁場近似を使用して推測されます。応答関数コードに基づくストークス反転は、これらの振動の位置での太陽大気の特性をより完全に理解するために使用されます。100Gを超える振動が、3つの局所（>1"^2）領域で600〜1272秒の期間ウィンドウのLOS磁場で観察されます。これらの振動は、個々の領域にわたってコヒーレンスがあり、ジッタがそれらの発生を説明できないことを示しています。-周期の振幅変動、200Gを超える振幅も検出されますが、これらには影響範囲外の周期があります。数値の反転により、log-tau_5000=-0.5付近の光学深度でのLOS磁場強度の両方の振動が確認されます（潜在的に圧縮によって引き起こされる）および他の効果（例えば、光学的深さの変化または磁場の傾き）がこれらの変化を説明する可能性があります.15648.52のストークス-Vローブの分離の振動線は本質的に太陽のように見えます。これらが太陽大気の特定の深さでの磁場強度の真の振動であるかどうか、または他の影響がこれらの兆候の原因であるかどうかを理解するために、将来の作業が必要になります。es。
Ricci再加熱への応用を伴う格子上のハッブル誘起相転移
| Title |
Hubble-induced_phase_transitions_on_the_lattice_with_applications_to_Ricci_reheating |
| Authors |
Dario_Bettoni,_Asier_Lopez-Eiguren,_Javier_Rubio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09671 |
3+1の古典的な格子シミュレーションを使用して、インフレ後のダイナミクスが硬い状態方程式パラメーターで与えられる場合、対称性の破れパターンとそれに続く重力に非最小結合された観客場の非線形進化に従います。遷移直後の勾配エネルギー密度は、総エネルギー収支の無視できない割合を表しており、運動エネルギー密度に等しくなるように着実に成長していることがわかります。この動作は、非線形相互作用の形状に関係なく、ユニバーサル値$1/3$に近づく関連する状態方程式パラメーターの進化に反映されます。キネーションと組み合わせると、この観察は、任意の自己相互作用ポテンシャルに対する放射線支配の一般的な開始を可能にし、文献の以前の結果を大幅に拡張します。ただし、その時点で生成されるスペクトルは非熱的であり、温度などの熱力学的量を単純に抽出することはできません。標準模型ヒッグスによる観客フィールドの潜在的な識別についても説明します。
地球外文明の検出の限界
地球外知的生命体（SETI）の検索は、固有の問題、つまりどのデータをいつ検索するかについての強い不確定性に苦しむ科学的な取り組みです。これは、私たちが最も期待する可能性のある信号の種類を予測するために、地球外の知性と人間の文明の間の通信の基本的な限界とベンチマークの両方を見つける試みにつながりました。以前の研究は、コミュニケーションの情報理論的タスクの観点から定式化されましたが、代わりに、それを検出問題、特にワンショット（非対称）仮説検定と見なすべきであると主張します。この新しい解釈により、私たちは基本的な限界を開発し、このフレームワークを使用して地球外文明からのさまざまな可能性のある信号を分析およびベンチマークする方法の簡単な例を提供します。検出のための電磁信号は通信よりもはるかに少ない電力を必要とし、電力の関数としての検出は非線形である可能性があり、このフレームワークの分析の多くは計算効率の高い最適化問題を使用して対処できることを示します。さらなるお問い合わせ。
GWsim：ポテンシャル井戸を伝播する重力波をシミュレートするコード
時間領域のポテンシャル井戸におけるGWの伝播をシミュレートするコードを提示します。私たちのコードは、公開されているコード{\itdeal.ii}に基づく有限要素法（FEM）を使用しています。点光源の単色球面波を使用してコードをテストします。現地の観測者が観測した波形だけでなく、波の地球規模の省エネについても検討します。私たちの数値結果は分析的予測と非常によく一致していることがわかります。私たちのコードに基づいて、ポテンシャル井戸におけるGWの主要な波面の伝播を研究します。数値結果は、ヌル測地線をトレースして得られた結果と非常によく一致していることがわかります。シミュレーションに基づいて、波面の位置を予測する際の薄レンズモデルの精度もテストします。シャピロ時間遅延の分析式は、ポテンシャル井戸の中心から遠く離れた領域でのみ正確であることがわかります。ただし、光軸の近くでは、分析式はシミュレートされたものとの有意差を示しています。これらの結果に加えて、幾何光学における従来の画像とは異なり、GWは波の影響のために散乱体によって保護できないことがわかりました。GWの信号は、散乱体の周りを一周し、遠方の観測者に到達するまで光軸に沿って移動する可能性があります。これは、このようなシステムでの重要な観測結果です。
ランダムなマルチフィールド関数は、ランドスケープスタイルの宇宙論に対する一般的な期待を設定できます。ガウスランダム関数によって定義される景観のインフレへの影響を検討します。これはおそらく最も単純なシナリオです。ポテンシャルの高さの関数としてのサドルの分布を含む、このランドスケープの多くの重要なプロパティは、その次元Nと、ランダム関数のパワースペクトルによって設定される単一のパラメーター{\gamma}のみに依存します。。下り坂の方向が1つしかないサドルの場合、Nが増加すると、平均質量に比べて負の質量項が小さくなり、ランドスケープシナリオでの{\eta}問題に影響を与える可能性があることを示します。一部のパワースペクトルでは、プランクスケールのサドルは{\eta}〜1であり、これらのシナリオでは、トポロジカルインフレーションが一般的です。下にあるサドルは通常大きな{\eta}を持っていますが、インフレーションをサポートするこれらのサドルの割合は計算可能であり、どのシナリオが私たちに似た宇宙を提供できるかを特定できます。最後に、さまざまな多元宇宙提案の相対的な実行可能性について推論することにより、多元宇宙シナリオの定量分析が実行可能である方法も示します。
電気的に弱く相互作用する非アーベルスピン1暗黒物質からのガンマ線線
電気的に弱く相互作用する非アーベルスピン1暗黒物質（DM）からのガンマ線線の特徴を研究します。このモデルでは、DM候補を含む$Z_2$-oddスピン1粒子は、SU（2）$_L$トリプレットのような特徴を持ち、Sommerfeldの強化は消滅プロセスに関連しています。光子放出に寄与する消滅断面積を導き出し、超対称標準模型のWinoDMなどのSU（2）$_L$トリプレットフェルミ粒子と比較します。ゾンマーフェルト増強係数は両方のシステムでほぼ同じですが、スピン1DMは、$\frac{38}{9によって、Winoよりも$\gamma\gamma/Z\gamma$モードへの消滅断面積が大きいと予測しています。}$。これは、スピン1DMペアが$J=0$だけでなく、$J=2$の部分波状態も形成するためです。ここで、$J$は総スピン角運動量を示します。私たちのスピン1DMには、$Z_2$への新しい消滅モードもあります。さらに重いベクトルと光子、$Z'\gamma$です。このモードでは、光子エネルギーはDMの質量と重いベクトルに依存するため、質量スペクトルを調べる機会があります。銀河中心領域での最新のガンマ線直線探索は、スピンに強い制約を与えます-$1$DM。控えめなDM密度プロファイルを想定している場合でも、チェレンコフ望遠鏡アレイ実験によって$\lesssim25.3〜$TeVのDM質量を調べることができます。
