ハイブリッド$ N $-体摂動理論モデルからの銀河団とレンズ効果の宇宙論依存性
| Title |
The_cosmology_dependence_of_galaxy_clustering_and_lensing_from_a_hybrid_$N$-body-perturbation_theory_model |
| Authors |
Nickolas_Kokron_(1),_Joseph_DeRose_(2_and_3),_Shi-Fan_Chen_(3),_Martin_White_(3_and_4),_Risa_H._Wechsler_(1)_((1)_KIPAC,_(2)_UCSC,_(3)_UC_Berkeley,_(4)_LBL) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11014 |
$N$-bodyシミュレーションからの暗黒物質ダイナミクスと分析的なラグランジアンバイアス展開を組み合わせた、バイアスされたトレーサーの2点統計のモデルを実装します。宇宙論的観測量のエミュレーション用に構築された一連の$N$-bodyシミュレーションであるAemulusを使用して、赤方偏移$z=0$から$z=2$までのこれらの非線形スペクトルの宇宙論依存性をエミュレートします。エミュレーション手順の精度を定量化します。これは、今後の調査で調査された赤方偏移の$k=1\、h{\rmMpc}^{-1}$でサブパーセントであり、より高い赤方偏移で向上します。アセンブリバイアスやバリオン効果のあるものを含む複雑なトレーサーサンプルの統計を記述し、赤方偏移$z\simeq0.4$でのそのようなサンプルのクラスタリングおよびレンズ統計を$k_{\rmmax}のスケールに確実に適合させる能力を示します。\約0.6\、h\mathrm{Mpc}^{-1}$。エミュレーターは、独立した$N$-bodyシミュレーションから引き出されたデータを使用して、シミュレートされたジョイントクラスタリングおよび銀河-銀河レンズ分析における偏りのない宇宙パラメータの推論に使用できることを示します。これらの結果は、私たちのエミュレーターが銀河調査からの現在および今後のデータセットの分析に容易に適用できる有望なツールであることを示しています。
スーパーホライズン摂動を使用したNVSSデータの過剰双極子の説明
| Title |
Explaining_Excess_Dipole_in_NVSS_Data_Using_Superhorizon_Perturbation |
| Authors |
Kaustav_K._Das,_Kishan_Sankharva_and_Pankaj_Jain |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11016 |
最近の多くの観測は、ビッグバンモデルにおける等方性の標準的な仮定に反する証拠を示しています。スーパーホライズンスカラーメトリック摂動の導入は、これらの異常のいくつかを説明することができました。この作業では、CMBの場合とは異なり、大規模構造では相殺されない摂動によって発生する正味速度を調べます。したがって、このモデルのフレームワーク内では、CMBに関する速度は、大規模構造に関する速度とは異なります。この余分な速度成分を考慮に入れて、NRAOVLAスカイサーベイ（NVSS）で観測された過剰な双極子に対するスーパーホライズンモードの影響を研究します。このモードでは、CMBとNVSSの両方の観測を一貫して説明できることがわかります。また、モデルが観測されたハッブル定数双極子およびハッブルバルク流速と一致していることもわかります。このモデルは、将来の調査でテストできるいくつかの予測につながります。特に、大規模構造で観測された双極子は赤方偏移に依存し、赤方偏移に伴って振幅の増加を示す必要があることを意味します。また、ハッブルパラメータは、CMBフレームの赤方偏移に伴って振幅が増加する必要がある双極異方性を示す必要があることもわかりました。同様の異方性の振る舞いは、光度距離の関数として観測された赤方偏移に期待されます。
CosmoReionMC：CMB、ライマン-{\
alpha}吸収、およびグローバル21cmデータを使用して宇宙論的および天体物理学的パラメーターを推定するためのパッケージ
| Title |
CosmoReionMC:_A_package_for_estimating_cosmological_and_astrophysical_parameters_using_CMB,_Lyman-{\alpha}_absorption_and_global_21_cm_data |
| Authors |
Atrideb_Chatterjee,_Tirthankar_Roy_Choudhury_and_Sourav_Mitra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11088 |
マルコフ連鎖モンテカルロ（MCMC）ベースのパラメーター推定パッケージであるCosmoReionMCを提示して、$\Lambda$CDMモデルの宇宙論的パラメーターと水素の再電離に関連する天体物理学的パラメーターを共同で制約します。このパッケージは、宇宙の再電離のために以前に開発された物理的に動機付けられた半分析モデルに基づいています。これは、宇宙の夜明けの間にグローバル21cm信号を計算し、CMBを計算するために公開されているCAMBの適切に修正されたバージョンを使用するための同様の半分析モデルです。異方性。次に、これらの計算をMCMCアンサンブルサンプラー\texttt{emcee}に結合して、モデルパラメーターの事後分布を計算します。モデルには、合計12の自由パラメーターがあります。5つは宇宙論的で、7つは星の種族に関連しています。理論的予測をPlanckからのCMBデータ、クエーサー吸収スペクトルに関連する観測、および初めてEDGESからのグローバル21cm信号と照合することにより、パラメーターを制約します。クエーサースペクトルデータを分析に組み込むと、電子散乱光学的厚さ$\tau$の境界が厳しくなり、その結果、原始物質パワースペクトル（または同等に$\sigma_8$）の正規化$A_s$が厳しくなります。さらに、EDGESデータを分析に含めると、吸収振幅を一致させるために、効率的な電波放射を備えた金属を含まない星の初期の集団が必要であることがわかります。CosmoReionMCパッケージには、$\Lambda$CDMモデルの非標準拡張のプロービングなど、興味深い将来のアプリケーションが含まれている必要があります。
LIGO-Virgoによって暗示される原始ブラックホールの可能な質量分布
LIGO-VirgoCollaborationは、これまでに約90個のブラックホールを検出しており、そのうちのいくつかは、星の崩壊から予想されたよりも大きな質量を持っています。LIGO-Virgoブラックホールの質量分布は、$\sim30M_{\odot}$にピークがあり、両端に2つのテールがあるように見えます。それらがすべて原始起源であると仮定することにより、壊れたべき乗則の質量関数$f（m）$で最尤推定を実行することにより、GWTC-1（O1\＆O2）およびGWTC-2（O3a）データセットを分析します。結果$m<35M_{\odot}$の場合は$f\proptom^{1.2}$、$m>35M_{\odot}$の場合は$f\proptom^{-4}$。これは、一般的な対数正規質量関数よりも適切に動作するようです。驚くべきことに、このような単純でユニークな分布は、以前に提案されたPBH形成のメカニズムで実現できます。このメカニズムでは、量子トンネリングによる膨張中に核形成する真空気泡によってブラックホールが形成されます。さらに、この質量分布は、高赤方偏移で形成された超大質量ブラックホールの説明にもなります。
変分推論を使用した銀河系ダスト放出の生成モデル
| Title |
A_Generative_Model_of_Galactic_Dust_Emission_Using_Variational_Inference |
| Authors |
Ben_Thorne,_Lloyd_Knox_and_Karthik_Prabhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11181 |
星間物質からの放射は、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の強度と偏光の測定の重大な汚染物質になる可能性があります。CMB観測を計画するため、および前景クリーニングアルゴリズムを最適化するために、そのような放出の統計的特性の説明が役立つ場合があります。ここでは、観測データまたは物理ベースのシミュレーションからダストの統計的特性を推測するための機械学習アプローチを検討します。特に、変分オートエンコーダー（VAE）と呼ばれるタイプのニューラルネットワークを、プランク星図から推測される星間塵からの放出強度のマップに適用し、a）と同様の要約統計量で新しいサンプルをシミュレートする能力を示します。トレーニングセット、b）トレーニングセットから差し控えられた放出マップへの適合を提供し、c）制約された実現を生成します。VAEは、他の一般的なアーキテクチャであるGenerativeAdversarialNetworks（GAN）よりもトレーニングが簡単であり、ベイジアン推論での使用に適していることがわかりました。
タイプIIアクシオンのような曲線モデルからの重力波とそのNANOGrav結果への影響
| Title |
Gravitational_waves_from_type_II_axion-like_curvaton_model_and_its_implication_for_NANOGrav_result |
| Authors |
Masahiro_Kawasaki,_Hiromasa_Nakatsuka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11244 |
NANOGravの最近の報告は、その信号が$f\sim10^{-8の$\Omega_{\rmGW}\sim10^{-9}$の確率的重力波（GW）によって説明できるため、注目を集めています。}$Hz。PBH形成シナリオは、NANOGrav信号の候補の1つであり、LIGO-Virgoコラボレーションのバイナリマージイベントで観測された$30M_\odot$ブラックホールを同時に説明できます。PBH形成のタイプIIアクシオンのような曲線モデルに焦点を当てます。タイプIIモデルでは、位相部分がアクシオンである複素数体がポテンシャルの原点からロールダウンします。タイプIIモデルは、密度摂動の広いパワースペクトルを実現し、LIGO-VirgoイベントとNANOGrav信号を同時に説明できることがわかります。また、モデル内の摂動の非ガウス性の処理を改善して、誘導されたGWの振幅を正確に推定します。
極低温ペニングトラップにおける反陽子超伝導チューンド検出回路を使用した軸状暗黒物質と光子の間の結合に関する制約
| Title |
Constraints_on_the_Coupling_between_Axionlike_Dark_Matter_and_Photons_Using_an_Antiproton_Superconducting_Tuned_Detection_Circuit_in_a_Cryogenic_Penning_Trap |
| Authors |
Jack_A._Devlin,_Matthias_J._Borchert,_Stefan_Erlewein,_Markus_Fleck,_James_A._Harrington,_Barbara_Latacz,_Jan_Warncke,_Elise_Wursten,_Matthew_A._Bohman,_Andreas_H._Mooser,_Christian_Smorra,_Markus_Wiesinger,_Christian_Will,_Klaus_Blaum,_Yasuyuki_Matsuda,_Christian_Ospelkaus,_Wolfgang_Quint,_Jochen_Walz,_Yasunori_Yamazaki,_Stefan_Ulmer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11290 |
極低温ペニングトラップの超伝導共鳴検出回路で測定された、軸状粒子（ALP）と光子の間の結合を制限します。固定周波数共鳴回路のノイズスペクトルで、ペニングトラップ磁石の強磁場で暗黒物質ALPが光子に変換することによって引き起こされるピークを検索することにより、ALPと質量が約$2.7906〜2.7914の結合を制限できます。、\textrm{neV/c}^2$から$g_{a\gamma}<1\times10^{-11}\、\textrm{GeV}^{-1}$。これは、最高の実験室ハロースコープよりも1桁以上低く、CERNaxionソーラー望遠鏡（CAST）よりも約5倍低く、天体物理学的観測によって制約されない質量と結合範囲に制限を設定します。私たちのアプローチは、他の多くのペニングトラップ実験に拡張することができ、低ALP質量範囲で幅広い制限を提供する可能性があります。
21cm強度のバイスペクトルへのレンズの寄与
中性水素の21cm輝線の強度マップは、宇宙マイクロ波背景放射のレンズ効果と同様に、大規模な構造を介在させることによってレンズ化されます。赤方偏移空間における全天21cmバイスペクトルへのレンズの寄与を計算することにより、以前の作業を拡張します。レンズの寄与は、等しい赤方偏移の変動がより低い赤方偏移の変動によってレンズ化されるときにピークに達する傾向があります。高赤方偏移では、レンズ効果は密度と赤方偏移空間の歪みからの寄与に匹敵するようになる可能性があります。
宇宙の再電離の時代からの21cm線の直線偏光
トムソン散乱による自由電子による21cmの直線偏光は、21cmの温度変動を補完する、再電離のエポック中の銀河間媒体における中性水素の分布を調べることができます。以前の研究（Babich＆Loeb2005）は、おもちゃのモデルを使用して偏光の強さを推定し、SquareKilometerArray（SKA）を1か月間観察することで検出できると主張しました。ここでは、不均一な再電離による非線形項を考慮してこの調査を再検討し、半数値の再電離シミュレーションを使用して、21cmTEおよびEE角度パワースペクトル（$C^{\rmTE}_\ell$および$C）の現実的な推定を提供します。^{\rmEE}_\ell$）。（1）両方のパワースペクトルは、以前の結果と比較して、サブバブルスケールでは強化されていますが、スーパーバブルスケールでは抑制されていることがわかります。（2）$C^{\rmTE}_\ell$は$\ell\simeq50$で符号を反転します。これにより、HIバイアスを大規模にプローブできます。（3）特定の$\ell$での再イオン化中の最大値に対するパワースペクトルの比率、つまり$C^{\rmTE}_\ell/C^{\rmTE}_{\ell、{\rmmax}}$および$C^{\rmEE}_{\ell}/C^{\rmEE}_{\ell、{\rmmax}}$は、グローバルイオン化率との強い相関関係を示しています。ただし、全体的な強度がSKAの感度よりも弱いだけでなく、銀河系および銀河系外の磁場によるファラデー回転によって観測される偏光が大幅に変化するため、この信号の測定は非常に困難になります。それでもなお、21cmの直線偏光信号が他のアプローチで検出される可能性があります。他のプローブとの相互相関。
巨大惑星移動惑星探索プログラムの時代。 I.若い太陽のような星の近赤外線視線速度ジッター
| Title |
The_Epoch_of_Giant_Planet_Migration_Planet_Search_Program._I._Near-Infrared_Radial_Velocity_Jitter_of_Young_Sun-like_Stars |
| Authors |
Quang_H._Tran,_Brendan_P._Bowler,_William_D._Cochran,_Michael_Endl,_Gudmundur_Stefansson,_Suvrath_Mahadevan,_Joe_P._Ninan,_Chad_F._Bender,_Samuel_Halverson,_Arpita_Roy,_Ryan_C._Terrien |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11005 |
エポックオブジャイアントプラネットマイグレーションプログラムの初期の結果を紹介します。ハビタブルゾーンプラネットファインダースペクトログラフ（HPF）を使用して、100を超える中年（$\sim$20$-$200Myr）のG型およびK型矮星の正確なRV調査を行います。マクドナルド天文台のホビーエバリー望遠鏡（HET）。このプログラムの目標は、太陽のような星の水氷線への巨大な惑星移動内部のタイムスケールと支配的な物理的メカニズムを決定することです。ここでは、HPFのカスタムRVパイプライン、若いソーラーアナログの固有の近赤外線RVアクティビティの測定、および恒星の基礎となる人口レベルの分布のモデル化に焦点を当てて、このプログラムの最初の14か月の結果を要約します。ジッタ。正確なRVを抽出するために最小二乗マッチング法を使用して、K2標準HD3765のサブ2ms$^{-1}$レベルでの空上安定性を示します。私たちのプログラムからの少なくとも3つのRV測定値を持つ29の星のサブサンプルに基づいて、34ms$^{-1}$の中央値RMSレベルを見つけます。これは、ターゲットと同様の年齢とスペクトルタイプの比較サンプルの場合、光学系のRMSレベルの中央値60ms$^{-1}$よりもほぼ2分の1です。このサブサンプルで観測された近赤外線ジッター測定値は、$\mu=4.15$および$\sigma=1.02$の対数正規親分布でよく再現されています。最後に、以前の惑星検索プログラムからのRMS値をコンパイルすることにより、GおよびK矮星の近赤外線ジッターは、傾斜が浅く、年齢の全体的な値が低いにもかかわらず、一般に光の波長と同様に年齢とともに減衰することを示します$\lesssim1Gyr。
高コントラストイメージングとガイア位置天文学によって検出可能な近くの若い移動グループの惑星に対する制約
| Title |
Constraints_on_Planets_in_Nearby_Young_Moving_Groups_Detectable_by_High-Contrast_Imaging_and_Gaia_Astrometry |
| Authors |
A._L._Wallace_and_M._J._Ireland_and_C._Federrath |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11130 |
巨大惑星の形成は、形成中と形成後の両方で惑星を観察することによる直接イメージングを通じて最もよく研究されます。巨大惑星は、通常、低い初期エントロピーに関連するコア降着（コールドスタートモデル）またはガスの高い初期エントロピーに対応する重力不安定性（ホットスタートモデル）のいずれかによって形成されると予想されます。したがって、初期エントロピーを制約することは、惑星形成メカニズムへの洞察を提供し、結果として生じる明るさの進化を決定します。ガイアによる直接イメージングと位置天文学の両方を通じて、既知の年齢の近くの移動するグループの惑星を観察することにより、巨大惑星の初期エントロピーを制限することが可能であることがわかります。BANYAN$\Sigma$によって識別される近くの移動グループの星の惑星系のセットをシミュレートし、視線速度の検出と一致する惑星分布のモデルを想定します。ガイアは、約0.3M$_\text{J}$を超える近くの移動グループの惑星の約50％を検出できるはずです。現在および将来の機器の5$\sigma$コントラスト制限を使用して、フラックスの不確実性を計算し、惑星の明るさの進化のモデルを使用して、これを初期エントロピーの不確実性に変換します。E-ELT上のMICADOやMETIS、VLTIを備えたVIKiNGなどの将来の機器では、エントロピーの不確実性は0.5$k_{B}$/baryon未満であり、これらの機器が高温と低温を区別できるはずであることを示しています-モデルを開始します。
インテリジェントライフの画期的なリッスン検索：TESSの対象ターゲットの観測におけるテクノシグネチャーの検索
| Title |
The_Breakthrough_Listen_Search_for_Intelligent_Life:_Searching_for_Technosignatures_in_Observations_of_TESS_Targets_of_Interest |
| Authors |
Raffy_Traas_(1_and_2),_Steve_Croft_(2_and_3),_Vishal_Gajjar_(2),_Howard_Isaacson_(2_and_4),_Matt_Lebofsky_(2),_David_H._E._MacMahon_(2),_Karen_Perez_(5),_Danny_C._Price_(2_and_6),_Sofia_Sheikh_(2_and_7),_Andrew_P._V._Siemion_(2_and_3_and_8_and_9),_Shane_Smith_(10),_Jamie_Drew_(11),_and_S._Pete_Worden_(11)_((1)_University_of_Wisconsin-La_Crosse,_(2)_UC_Berkeley,_(3)_SETI_Institute,_(4)_University_of_Southern_Queensland,_(5)_Columbia_University,_(6)_Swinburne_University_of_Technology,_(7)_Pennsylvania_State_University,_(8)_Radboud_University,_(9)_University_of_Malta,_(10)_Hillsdale_College,_(11)_Breakthrough_Initiatives) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11137 |
太陽系外惑星システムは、地球外知的生命体探査（SETI）の主要なターゲットです。トランジット系外惑星探査衛星（TESS）のようなミッションの作業を通じて、候補と確認された太陽系外惑星の特定が最近増加していることから、地球のような惑星が一般的であることが理解され始めています。この作業では、地球外知的生命体のブレイクスルーリッスン（BL）検索を拡張して、TESSによって潜在的な太陽系外惑星ホストとして識別された星のターゲット検索を含めます。通過する惑星の特徴を含むと特定されたものの中から、TESS入力カタログ（TIC）から選択された28のターゲットについて収集された113の30分のケイデンス観測について報告します。ターゲットは、GoogleCloud環境との互換性のために変更されたturboSETIパイプラインアーキテクチャを使用して、1〜11GHzの狭帯域信号を検索しました。Priceetal。が実施した以前の検索のパラメーターに従って、最小信号対雑音しきい値10を超える+/-4Hz/sのドリフト率についてデータを検索しました。（2020）およびEnriquezetal。（2017）。この研究で提示された観測は、地球を超えた生命のためのそのような広帯域（1-11GHz）にわたってこれまでで最も深い限界のいくつかを確立します。観測されたターゲットの12.72％未満が、これらの周波数で動作する送信機を所有しており、等価等方性放射電力が4.9*10^（14）Wの導出しきい値よりも大きいと判断しました。
おおかみ座の星形成領域における原始惑星系円盤のガスとダストの放出半径の比率の測定
| Title |
Measuring_the_ratio_of_the_gas_and_dust_emission_radii_of_protoplanetary_disks_in_the_Lupus_star-forming_region |
| Authors |
E._Sanchis,_L._Testi,_A._Natta,_S._Facchini,_C._F._Manara,_A._Miotello,_B._Ercolano,_Th._Henning,_T._Preibisch,_J._M._Carpenter,_I._de_Gregorio-Monsalvo,_R._Jayawardhana,_C._Lopez,_K._Mu\v{z}ic,_I._Pascucci,_A._Santamar\'ia-Miranda,_S._van_Terwisga,_J._P._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11307 |
ダストの進化の兆候と他の特性との可能な相関関係を見つけるために、ループス雲のディスク集団のダストに対するCO範囲の包括的な人口統計学的研究を実行します。アタカマ大型ミリ波/サブミリ波での観測から、COとダストのサイズ（$R_{\mathrm{CO}}$、$R_{\mathrm{dust}}$）が測定された地域のディスクの数を最大42個増やします。アレイ（ALMA）。サイズは、${^{12}}$CO$J=2-1$の線放射と、経験関数（Nukerプロファイルまたはガウス関数）を使用した$\sim0.89$mmでの連続放射のモデリングから取得されます。CO排出量は、ダストの連続体よりも長く、$R_{68\％}^{\mathrm{CO}}$/$R_{68\％}^{\mathrm{dust}}$の中央値は2.5です。、母集団全体および完全性の高いサブサンプル。6つのディスク、ループスディスク母集団の約$15\％$のサイズ比は4を超えています。熱化学的モデリングに基づくと、この値は、ディスクが粒子成長と放射状ドリフトを受けた場合にのみ説明できます。これらのディスクには、恒星の質量（$M_{\star}$）、ディスクの質量（$M_{\mathrm{disk}}$）、CO、ダストサイズ（$R_{\mathrm{CO}）の点で異常な特性はありません。}$、$R_{\mathrm{dust}}$）、および大量降着。サイズ比と$M_{\star}$、$M_{\mathrm{disk}}$、$R_{\mathrm{CO}}$、および$R_{\mathrm{dust}}$の間の相関を検索します。$R_{\mathrm{dust}}$との弱い単調な反相関のみが見つかります。強い相関関係の欠如は顕著であり、人口の大部分が恒星や円盤の特性とは無関係に、同様の進化段階にある可能性があることを示唆しています。COとダスト連続体の間の光学的厚さの違いが推定サイズ比に影響を与える可能性があるため、これらの結果をさらに調査する必要があります。最後に、大部分のディスクのCO放出は、光学的に厚い放出と約30Kの平均CO温度と一致しています。
GADOT銀河調査：赤方偏移2から6でのハーシェルが選択したスターバースト銀河における高密度ガスとフィードバック
| Title |
The_GADOT_Galaxy_Survey:_Dense_Gas_and_Feedback_in_Herschel-Selected_Starburst_Galaxies_at_Redshifts_2_to_6 |
| Authors |
Dominik_A._Riechers_(Cornell),_Asantha_Cooray_(UCI),_Ismael_Perez-Fournon_(IAC),_Roberto_Neri_(IRAM) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11006 |
ハーシェルが選択した18個のz=2-6スターバースト銀河で、ALMAとNOEMAを使用して、23個のOH+（1-0）吸収、放出、またはP-シグニ型線とCO（9-8）輝線が検出されたことを報告します。宇宙時間にわたるガスと塵（GADOT）銀河調査の一部として。CO（9-8）の光度は、近くの星形成銀河と比較した場合、遠赤外線の光度に基づいて予想よりも高いことがわかります。OH+放出成分の強さとともに、これは、おそらく銀河風の影響のために、暖かくて高密度の分子ガスの衝撃励起が、平均して近くの星形成銀河よりも遠くの大規模なほこりっぽいスターバーストでより一般的であることを示唆しているかもしれません。ガス。OH+吸収は、大規模な高赤方偏移のスターバーストに遍在することがわかっており、サンプルの89％に向かって検出されます。サンプルの大部分は、OH+吸収/放出の速度シフトに基づいた流出または流入の証拠を示しており、観測の解像度では両方の発生率が同等です。小さなサブサンプルは、脱出速度を超える流出速度を示しているように見えます。したがって、スターバースト駆動のフィードバックは、最も活発な段階にある巨大な銀河の進化において重要であるように思われます。OH+吸収光学的厚さとダスト温度の間に相関関係があることがわかります。これは、より暖かいスターバーストがよりコンパクトで宇宙線エネルギー密度が高く、より効率的なOH+イオン生成につながることを示唆している可能性があります。これは、これらの高赤方偏移銀河が最も激しい近くのスターバーストの「スケールアップ」バージョンであるという写真と一致しています。
ペルセウスアルマ化学調査（PEACHES）。 I.ペルセウスに埋め込まれた原始星の複雑な有機分子
| Title |
The_Perseus_ALMA_Chemistry_Survey_(PEACHES)._I._The_Complex_Organic_Molecules_in_Perseus_Embedded_Protostars |
| Authors |
Yao-Lun_Yang_(University_of_Virginia_and_RIKEN),_Nami_Sakai_(RIKEN),_Yichen_Zhang_(RIKEN),_Nadia_M._Murillo_(RIKEN),_Ziwei_E._Zhang_(RIKEN),_Aya_E._Higuchi_(NAOJ),_Shaoshan_Zeng_(RIKEN),_Ana_L\'opez-Sepulcre_(IPAG),_Satoshi_Yamamoto_(University_of_Tokyo),_Bertrand_Lefloch_(IPAG),_Mathilde_Bouvier_(IPAG),_Cecilia_Ceccarelli_(IPAG),_Tomoya_Hirota_(NAOJ),_Muneaki_Imai_(University_of_Tokyo),_Yoko_Oya_(University_of_Tokyo),_Takeshi_Sakai_(The_University_of_Electro-Communications),_and_Yoshimasa_Watanabe_(Shibaura_Institute_of_Technology) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11009 |
現在までに、約20の低質量の埋め込まれた原始星は、複雑な有機分子（COM）線で豊富なスペクトルを示しています。これらの原始星は、COMで異なる濃縮を持っているようです。ただし、低質量の原始星におけるCOMの存在量の統計は、観測の不足によって制限されています。この研究では、ペルセウス分子雲に埋め込まれた（クラス0/I）原始星に向けてCOMの化学を偏りなく特徴づけることを目的とした、ペルセウスALMA化学調査（PEACHES）を紹介します。調査した50個の埋め込まれた原始星のうち、58％がCOMから放出されています。原始星の56％、32％、および40％は、それぞれCH$_3$OH、CH$_3$OCHO、およびN含有COMを持っています。COMの検出可能性は、平均連続輝度温度、H$_2$カラム密度のプロキシ、またはボロメータの光度とボロメータ温度のいずれにも依存しません。COMが検出された原始星の場合、CH$_3$OHはCH$_3$CNと密接な相関関係があり、連続輝度温度で正規化された列密度で2桁以上に及び、CH$_3$OH間の化学的関係を示唆しています。同時にCH$_3$CNとPEACHESサンプル間の大きな化学的多様性。識別されたすべてのCOMの間にも、より分散した同様の傾向が見られ、COMを含むソースの共通の化学的性質を示唆しています。COM間の相関関係は、ボロメータの光度やボロメータの温度などの原始星の特性に影響されません。小さいCOM（CH$_3$OHおよびCH$_3$CN）と比較した大きいCOM（CH$_3$OCHOおよびCH$_3$OCH$_3$）の存在量は、推定されるガスカラム密度とともに増加します。より密度の高いエンベロープでの複雑な種の効率的な生成。
流体力学的シミュレーションによって明らかにされた高赤方偏移銀河の階層的断片化
| Title |
Hierarchical_fragmentation_in_high_redshift_galaxies_revealed_by_hydrodynamical_simulations |
| Authors |
Baptiste_Faure,_Fr\'ed\'eric_Bournaud,_J\'er\'emy_Fensch,_Emanuele_Daddi,_Manuel_Behrendt,_Andreas_Burkert_and_Johan_Richard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11013 |
高赤方偏移の星形成銀河は、近くの銀河と比べて形態が大きく異なります。確かに、それらはしばしば、{\guillemotleft}巨大な塊{\guillemotright}と呼ばれる$10^{8-9}$$\mathrm{M}_\odot$までの質量の明るい星形成構造によって支配されています。しかし、最近の観測では、低質量の構造のみが表示されるか、構造がまったく表示されないため、この結果に疑問が投げかけられました。パーセクスケールの解像度で銀河の適応メッシュ細分化流体力学シミュレーションを使用して、塊状の高赤方偏移銀河内の構造の形成を研究します。非常にガスが豊富な銀河では、星形成は、質量が$10^{7-8}$$\mathrm{M}_\odot$未満の小さなガスクラスターで発生し、それ自体が最大$10^の質量を持つ巨大な複合体内にあることを示しています。8$、場合によっては$10^9$$\mathrm{M}_\odot$。これらの巨大な構造は、特にハッブル宇宙望遠鏡での画像調査で観察された巨大な塊と質量とサイズが似ています。シミュレートされた銀河の模擬観測を使用して、アタカマ大型ミリ波アレイなどの機器を使用した非常に高い解像度で、または重力レンズを通して、低質量構造のみが検出される可能性が高く、巨大な複合体へのそれらの収集が見落とされる可能性があることを示します。これは巨大な塊の非検出につながり、したがってこれらの構造の検出に偏りをもたらします。レンズ銀河のALMA観測とHST観測を代表するモックで検出されない場合でも、シミュレートされた巨大な塊が重力によって束縛される可能性があることを示します。次に、最初は暖かいディスクのトップダウンの断片化と最初は冷たいディスクのボトムアップの断片化を比較して、凝集塊の形成プロセスがそれらの物理的特性に影響を与えないことを示します。
ガスの流れと銀河の質量-金属量の関係における散乱の説明
| Title |
Explaining_the_scatter_in_the_galaxy_mass-metallicity_relation_with_gas_flows |
| Authors |
Maria_L._van_Loon,_Peter_D._Mitchell,_Joop_Schaye |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11021 |
銀河の恒星の質量と星間物質の金属量との関係における散乱の物理的起源、すなわち質量-金属量関係（MZR）は、銀河の進化における重要なプロセスの相対的な重要性を反映しています。\eagle宇宙論的流体力学的シミュレーションは、MZRの残差と、恒星の質量と、それぞれ特定の流入、流出、星形成率、および中心銀河のガス分率との関係の残差との相関関係を調査するために使用されます。低赤方偏移では、これらすべての残差は、$M_\star/\mathrm{M}_\odot\lesssim10^{10}$のMZRの残差と反相関していることがわかります。MZRの残差と他の質量との関係の残差との相関関係は相互に関連していますが、ガスの割合、特定の流入速度、特定の流出速度はすべて、MZRの散乱に少なくともある程度の独立した影響を及ぼします。$M_\star/\mathrm{M}_\odot>10^{10.4}$の場合、核ブラックホールの特定の質量が最も重要であるのに対し、$M_\star/\mathrm{M}_の場合は\odot\lesssim10^{10.3}$ガスの割合と特定の流入速度は、MZRの散乱と最も強く相関する変数です。残余相関に関係するタイムスケールと銀河がMZRの上にとどまる時間は、数Gyrであることが明らかになっています。ただし、$z=0$でMZRを下回っているほとんどの銀河は、その寿命を通じてMZRを下回っています。
SDSS-IVマンガ：「G型矮星問題」の再考
| Title |
SDSS-IV_MaNGA:_the_"G-dwarf_problem"_revisited |
| Authors |
Michael_J._Greener,_Michael_Merrifield,_Alfonso_Arag\'on-Salamanca,_Thomas_Peterken,_Brett_Andrews,_Richard_R._Lane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11022 |
星の重元素のレベルは、前の恒星世代による強化の産物であり、人口間のこの金属量の分布には、銀河が形成されたプロセスへの手がかりが含まれています。最も有名なのは、「G型矮星問題」が、天の川の少数の低金属量G型矮星を浮き彫りにしました。これは、ガスの「閉じた箱」から形成された銀河の最も単純な画像と一致しません。それは、銀河をその生涯を通じてガスを降着させるオープンシステムとして扱うことによって解決することができます。この観測は、古典的には天の川でのみ行われてきましたが、SDSS-IVMaNGAからの高品質のスペクトルデータの利用可能性と新しい分析技術の開発により、渦巻銀河の大規模なサンプルに対して同等の測定を行うことができるようになりました。私たちの分析は、高質量の渦巻きが一般的に低金属量の星の同様の不足を示していることを示しており、天の川のガス降着の歴史が一般的であることを示唆しています。対照的に、低質量スパイラルはG型矮星問題の兆候をほとんど示さず、そのようなシステムがほぼ閉じたボックスとして進化した場合に予想される金属量分布を示します。この違いは、質量の異なる銀河における星形成のタイムスケールの違いから理解できます。
燃えるようなコア：宇宙論的ズームインシミュレーションにおける銀河中心全体のバースト性で滑らかな星形成分布
| Title |
Fiery_Cores:_Bursty_and_Smooth_Star_Formation_Distributions_across_Galaxy_Centers_in_Cosmological_Zoom-in_Simulations |
| Authors |
Matthew_E._Orr,_H_Perry_Hatchfield,_Cara_Battersby,_Christopher_C._Hayward,_Philip_F._Hopkins,_Andrew_Wetzel,_Samantha_M._Benincasa,_Sarah_R._Loebman,_Mattia_C._Sormani,_and_Ralf_S._Klessen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11034 |
FIRE-2（現実環境でのフィードバック）宇宙ズームインシミュレーションスイートからの、7つのシミュレートされた天の川質量銀河の$R\lesssim1.5$kpcコア領域の分析を、細かくサンプリングされた期間（$\Delta）で提示します。t=2.2$Myr）$z\approx0$で22Myrであり、それらを天の川の中央分子帯（CMZ）の星形成率（SFR）およびガス面密度観測と比較します。CMZの詳細な構造を再現するように調整されていないにもかかわらず、これらの銀河のうち4つは、この22Myr期間中のある時点でのCMZ観測と一致していることがわかります。ここに示されている銀河は、中心構造が均一ではなく、大まかに2つの形態学的クラスに分けられます。（a）いくつかの銀河は、非常に非対称なガスとSFRの分布を持ち、約10Myrの期間にわたって強い（コンパクトな）スターバーストが発生し、CMZを通る高度に偏心した軌道上に構造がありますが、（b）他の銀河はより滑らかなガスとSFRを持っています分析された期間にわたってSFRがゆっくりと変化するだけの分布。クラス（a）の中心では、小さな開口部（$R\lesssim150$pc、CMZ観測では同様に$|l|<1^\circ$）を横切るガスと星形成複合体の軌道運動がトレーサーに大きく寄与します。それらの構造の内部進化がそうであるように、それらの開口部に現れる星形成/高密度ガスの。これらの非対称/バースト銀河中心は、CMZガスとSFRの観測結果を同時に一致させることができ、時変星形成がCMZの低い星形成効率を説明できることを示しています。
SXDFのz〜1.4での中程度に明るい活動銀河核におけるブラックホールと銀河の共進化
| Title |
Black_Hole_and_Galaxy_Coevolution_in_Moderately_Luminous_Active_Galactic_Nuclei_at_z~1.4_in_SXDF |
| Authors |
Kenta_Setoguchi,_Yoshihiro_Ueda,_Yoshiki_Toba,_and_Masayuki_Akiyama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11273 |
ブラックホールの質量とホストの恒星の質量の関係、および適度に明るい（$\logL_{\rmbol}\sim44.5-46.5\{\rmerg\s）における質量降着率と星形成率（SFR）の関係を調査します。^{-1}}$）、X線はスバル/XMM-ニュートンディープフィールド（SXDF）の$z=1.18-1.68$でブロードライン活動銀河核（AGN）を選択しました。85個のAGNの遠赤外線から遠紫外線のスペクトルエネルギー分布は、AGNの塊状トーラスモデルSKIRTORが実装されている\cite{Yang20}による最新バージョンのCodeInvestigatingGALaxyEmission（CIGALE）で再現されています。それらのホストのほとんどは、主系列星形成銀河であることが確認されています。ブラックホールの質量（$M_{\rmBH}$）と全恒星の質量（$M_{\rmstellar}$）の平均比は、$\logM_{\rmBH}/M_{\であることがわかります。rmstellar}=-2.2$、これは局所的なブラックホールとバルジの質量比に似ています。これは、$z\sim1.4$にあるこれらの中程度に明るいAGNのホスト銀河がバルジによって支配されている場合、それらはすでに局所的なブラックホールの質量とバルジの質量の関係を確立していることを示唆しています。それらがディスク優勢である場合、それらのブラックホールはバルジに比べて大きすぎます。SFRとAGNの放射光度は良好な相関関係を示しており、これらのAGNにおけるブラックホールと銀河の共進化をサポートしています。
UVITイメージングで近くの羊毛状渦巻銀河NGC7793の若い星形成塊を追跡する
| Title |
Tracing_young_star-forming_clumps_in_the_nearby_flocculent_spiral_galaxy_NGC_7793_with_UVIT_imaging |
| Authors |
Chayan_Mondal,_Annapurni_Subramaniam,_Koshy_George,_Joseph_E._Postma,_Smitha_Subramanian,_Sudhanshu_Barway |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11314 |
銀河における星形成は、小さなクラスターから大きな恒星複合体まで、幅広いスケールの階層的プロセスです。ここでは、紫外線イメージング望遠鏡（UVIT）で観測された、近くの羊毛状渦巻銀河NGC7793の紫外線イメージング研究を紹介します。Far-UV（2.64$\pm$0.16kpc）で推定されたディスクスケール長は、Near-UV（2.21$\pm$0.21kpc）およびオプティカル（1.08kpc）よりも長く、裏返しをサポートしていることがわかります。銀河円盤の成長シナリオ。星形成UVディスクは、$10^{21}$cm$^{-2}$を超えるカラム密度のH〜Iガスの範囲内に含まれていることもわかります。UVITの空間分解能（1ピクセル$\sim$6.8pc）を使用して、半径が$\sim$12〜70pcの銀河で2046個の若い星形成の塊を特定しました。これは、で検出されたGMCのサイズとよく一致します。銀河。私たちの研究で特定された地域の約61\％は、20Myr未満の年齢であり、これは銀河全体の星形成の最近の強化を示しています。また、年齢が$<$10Myrの最年少の星形成領域が、銀河の綿毛状の腕をはっきりとトレースしていることにも気づきました。凝集塊の推定質量は、$10^3〜10^6M_{\odot}$の範囲をカバーします。渦巻腕に沿って識別された凝集塊の質量分布に勾配があることに気づきました。また、銀河の核星団を調べたところ、星団の周辺の星の種族は内部よりも若いことがわかりました。
| Title |
The_effect_of_emission_lines_on_the_performance_of_photometric_redshift_estimation_algorithms |
| Authors |
G\'eza_Cs\"ornyei,_L\'aszl\'o_Dobos,_Istv\'an_Csabai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11368 |
経験的な測光赤方偏移推定法の性能に対する強い輝線銀河の影響を調査します。全フラックスに対する測光誤差と輝線の寄与を人為的に制御するために、理論上の恒星の上に現実的な輝線を使用して無限の信号対雑音比モデルスペクトルを生成できるPCAベースの確率的模擬カタログ生成手法を開発します。継続。計算コストの高い星の種族合成と輝線星雲の放出コードを実行する代わりに、私たちのアルゴリズムは統計的アプローチで現実的なスペクトルを生成し、入力モデルパラメータの事前制約を試みる代わりに、出力観測パラメータを照合することで機能します。したがって、これを使用して、任意の測光サンプルの光度、色、輝線、および測光誤差分布を、十分なフラックス校正された分光学的フォローアップと一致させることができます。3つの簡単な経験的測光推定方法をテストし、測光ノイズと強い輝線がある場合とない場合の結果を比較します。測光ノイズは明らかに測光赤方偏移推定の不確実性を支配しますが、重要な発見は、輝線が色空間の縮退を解決する上で重要な役割を果たし、経験的なphoto-z法で良好な結果を達成するには、色空間全体の良好な分光学的カバレッジが必要であるということです。一方、テンプレートのフィッティング方法では、輝線の強度と比率が十分に変化するテンプレートセットを使用する必要があります。さらに良いのは、最初に経験的に赤方偏移を推定し、最適な赤方偏移で色をテンプレートにフィッティングしてK-を計算することです。補正とさまざまな物理的パラメータ。
最も遠い電波ラウドクエーサーであるVIKJ2318-3113の無線検出（z = 6.44）
| Title |
Radio_Detection_of_VIK_J2318-3113,_the_Most_Distant_Radio-Loud_Quasar_(z=6.44) |
| Authors |
L._Ighina,_S._Belladitta,_A._Caccianiga,_J._W._Broderick,_G._Drouart,_A._Moretti_and_N._Seymour |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11371 |
VIKJ2318$-$3113、z=6.44クエーサーのRapidASKAPContinuumSurvey（RACS）で888MHz無線検出を報告します。光学的光度（1.8$\times10^{24}$WHz$^{-1）と比較したその電波光度（5GHzで1.2$\times10^{26}$WHz$^{-1}$）}$at4400A）は、これまでに観測された中で最も遠い電波ラウドクエーサーであり、電波ラウドネスはR$\sim$70（R$=L_{5GHz}/L_{4400A}$）です。さらに、降着円盤に関連する大きなボロメータの光度（L$_{bol}$=7.5$\times10^{46}$ergs$^{-1}$）は、超大質量ブラックホールの存在を示唆しています。宇宙が10億年未満のときの大きな質量（$\sim$10$^9$M$_\odot$）。RACSからの新しい電波観測と同じ周波数のアーカイブ電波データを組み合わせると、ソースのフラックス密度が$\sim$2の係数で変化している可能性があることがわかりました。これは、線に向けられた相対論的ジェットの存在を示唆している可能性があります。視界、すなわちブレーザーの性質。ただし、現在利用可能な無線データでは、ソースの方向をしっかりと特徴付けることはできません。さらなる無線およびX線観測が必要です。
フェニルプロピオロニトリルの回転および振動の調査（C $ _6 $ H $ _5 $ C $ _3 $ N）
| Title |
A_rotational_and_vibrational_investigation_of_phenylpropiolonitrile_(C$_6$H$_5$C$_3$N) |
| Authors |
Zachary_Buchanan,_Kin_Long_Kelvin_Lee,_Olivia_Chitarra,_Michael_C._McCarthy,_Olivier_Pirali,_Marie-Aline_Martin-Drumel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11534 |
スターレスクラウドコアTMC-1に含まれるベンゾニトリル（C$_6$H$_5$CN}）の証拠により、他の芳香族ニトリルとその環鎖誘導体の高解像度研究が特にタイムリーに行われます。そのような種の1つはフェニルプロピオロニトリル（3-フェニル-2-プロピネニトリル、C$_6$H$_5$C$_3$N）であり、その分光学的特性はここで初めて報告されます。C$_6$H$_5$C$_3$N}の低解像度（0.5cm$^{-1}$）の振動スペクトルは、遠赤外線および中赤外線の波長（50〜3500cm$^{）で記録されています。-1}$）フーリエ変換干渉計を使用して、14の基本的な振動バンドのバンド中心の割り当てを可能にします。この種の純粋な回転スペクトルは、チャープパルスフーリエ変換マイクロ波（FTMW）分光計（6〜18GHz）、キャビティ拡張FTMW機器（6〜20GHz）、およびミリ波機器（75〜18GHz）を使用して調査されています。100GHz、140〜214GHz）。6200を超える線を割り当てることにより、正確な基底状態の分光定数（回転、オクティックスまでの遠心歪み、および核四重極超微細定数）が測定から導き出され、計算によって弱いバンドが予測されます。天文学的に最も興味深い電波線が測定されているか、300GHz未満で非常に高い精度で計算できるため、この高極性種の星間探索を自信を持って行うことができます。
22の歴史的なコア崩壊超新星の前駆体質量分布
| Title |
Progenitor_Mass_Distribution_for_22_Historic_Core-Collapse_Supernovae |
| Authors |
Mariangelly_D\'iaz-Rodr\'iguez,_Jeremiah_W._Murphy,_Benjamin_F._Williams,_Julianne_J._Dalcanton_and_Andrew_E._Dolphin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11012 |
D\'iaz-Rodr\'guezetal。のベイズ階層モデルを使用して、22の歴史的なコア崩壊超新星（CCSNe）の前駆体の質量分布を推測します。（2018）。この推論では、Williamsetal。で推論されたように、ローカルの星形成履歴を使用して、各超新星（SN）の年齢を推定します。（2018）。これらの星形成の歴史は、しばしば星形成の複数のバーストを示しています。私たちのモデルは、1つのバーストがSN前駆体に関連付けられており、他のバーストは星形成のランダムバーストであると想定しています。主な推論は、祖先の年齢分布です。歴史的なSNeの数が限られており、若い年齢での星形成が非常に不確実であるため、年齢分布の傾きとCCSNeの最大年齢に推論を制限します。単一星の進化モデルを使用して、前駆体の年齢分布を前駆体の質量分布に変換します。これらの仮定の下で、CCSNeの最小質量は${M_\textrm{min}}〜=〜8.60^{+0.37}_{-0.41}\M_\odot$であり、前駆体の質量分布の傾きは$\alphaです。=-2.61^{+1.05}_{-1.18}$。前駆体の質量分布のべき乗則の傾きは、標準のSalpeterの初期質量関数（$\alpha=-2.35$）と一致しています。これらの値は、前駆体イメージングと年代測定技術を使用した以前の推定値と一致しており、SNと超新星残骸の周りの星の種族を使用することが前駆体の質量を推測する信頼できる方法であることをさらに確認しています。
最高エネルギーのHAWCソースはレプトンであり、パルサーを動力源としています
HAWCコラボレーションは、9つの線源のコレクションから56TeVを超えるエネルギーでガンマ線を観測しました。この放出は本質的にハドロンである可能性があり、これらのシステムが宇宙線の陽子または原子核をPeVスケールのエネルギーまで加速する必要があることが示唆されています。この論文では、代わりに、これらのオブジェクトのスペクトルがそれらの放出のためにレプトン（逆コンプトン）起源を支持することを示します。より具体的には、これらのオブジェクトからのガンマ線放出は、ホストパルサーのスピンダウンパワーの$\sim$\、10-20\％がパワーで電子と陽電子の加速に伝達されるモデル内に直接適応できます-数百TeV以上に及ぶ法則スペクトル。これらのソース間で観察されるスペクトルブレークは、この単純なモデルのコンテキスト内で自然に説明され、エネルギー損失のタイムスケールがパルサーの年齢と一致するエネルギーで発生します。対照的に、このスペクトルの特徴は、ハドロンのシナリオに直接対応することはできません。さらに、ハドロンモデルは、これらのソースが、観測されたよりもGeVスケールのエネルギーでより多くの放出を生成するはずであると予測しています。これらの考慮事項に照らして、HAWCの最高エネルギー源は、逆コンプトン散乱によって放出を生成し、ホストパルサーの回転運動エネルギーを動力源とするTeVハローまたはパルサー風星雲として解釈されるべきであると結論付けます。
| Title |
Multimessenger_constraints_on_the_dark_matter_interpretation_of_the_Fermi-LAT_Galactic_center_excess |
| Authors |
Mattia_Di_Mauro_and_Martin_Wolfgang_Winkler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11027 |
フェルミ大面積望遠鏡によって銀河中心の方向に測定されたデータの過剰な$\gamma$線は、いくつかの出版物で報告されています。銀河中心過剰（GCE）とラベル付けされたこの過剰は、さまざまな星間放射モデル、点光源カタログ、および分析手法を使用してデータを分析することで検出されます。最近前例のない精度で測定されたGCEの特性は、他の解釈がまだ除外されていなくても、銀河のメインハローで消滅する暗黒物質粒子（DM）とすべて互換性があります。観測されたGCEスペクトルと空間形態に適合するDM候補を調査します。DMが単一チャネルに消滅する単純なシナリオを想定していますが、2チャネルと3チャネルのより複雑なモデルも検査します。これらの天体のDM密度の最先端の推定を使用して、48個の天の川矮小楕円銀河（dSph）のリストから$\gamma$線束の検索を実行します。dSphからの有意な信号が見つからないため、GCEに適合するDM候補と互換性がある結果となる消滅断面積に上限を設定します。ただし、拡散ハローの垂直サイズが2kpc未満でない限り、GCEDM信号はすべてのハドロンおよびセミハドロン消滅チャネルのAMS-02$\bar{p}$フラックスデータによって除外されることがわかります。は、放射性宇宙線フラックスと無線データと緊張関係にあります。さらに、AMS-02$e^+$データは、$e^+e^-$のコンポーネントを持つ純粋なチャネルまたは混合チャネルを除外します。GCEスペクトルに適合し、dSphs分析とAMS-02$\bar{p}$および$e^+$データの組み合わせで得られた制約と互換性がある唯一のDM候補は、純粋に$\mu^+\mu^に消滅します。-$は、質量が60GeVで、おおよそ熱断面積です。
スーパーエディントンフローからの流出：それがどこから発生し、どの程度の影響を与えるか？
| Title |
Outflow_from_super-Eddington_flow:_where_it_originates_from_and_how_much_impact_it_gives? |
| Authors |
Takaaki_Kitaki,_Shin_Mineshige,_Ken_Ohsuga_and_Tomohisa_Kawashima |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11028 |
スーパーエディントン降着流は強力な流出を生み出すことができると広く信じられていますが、それはどこから発生し、どのくらいの質量とエネルギーがどの方向に運ばれるのでしょうか？これらの質問に答えるために、我々は新たに大型ボックスの2次元放射流体力学シミュレーションを実行し、結果が採用された初期条件と境界条件に依存しないように特別な注意を払います。$r=2〜r_{\rmS}$-$600〜r_{\rmS}$（$r_{\rmS}$はシュワルツシルト半径）という前例のない広い範囲で準定常状態を達成できました。）ブラックホールから。中央の$10〜M_{\odot}$ブラックホールへの降着率は$\dot{M}_{\rmBH}\sim180〜L_{\rmEdd}/c^{2}$ですが、質量は流出速度は${\dotM}_{\rmoutflow}\sim24〜L_{\rmEdd}/c^2$です（ここで、$L_{\rmEdd}$と$c$はエディントン光度であり、それぞれ光速）。比率（${\dotM}_{\rmoutflow}/{\dotM}_{\rmBH}\sim0.14$）は、以前に報告されたものよりもはるかに小さくなっています。注意深く調べると、外側の境界に到達する流出ガスのほとんどは、$R\lesssim140〜r_{\rmS}$の領域から発生し、$140〜r_{\rmS}$-$230〜r_{のガスであることがわかります。\rmS}$フォームの流出に失敗しました。したがって、トラップ半径$\sim450〜r_{\rmS}$内でかなりの流出が発生します。力学的エネルギーフラックス（または質量フラックス）は、回転軸から$\sim15^\circ$（$\sim80^\circ$）の方向に最大に達します。総機械的光度は$L_{\rmmec}\sim0.16〜L_{\rmEdd}$ですが、等方性X線光度は$L_{\rmX}^{\rmISO}\sim2.9〜から変化します。L_{\rmEdd}$、（正面のオブザーバーの場合）から$\sim2.1〜L_{\rmEdd}$（ほぼエッジオンのオブザーバーの場合）。パワー比は$L_{\rmmec}/L_{\rmX}^{\rmISO}\sim0.05$-$0.08$であり、光学星雲に囲まれた超大光度X線源の観測とよく一致しています。。
星周物質が二重ピークのIc型超新星に及ぼす影響と、LSQ14efd、iPTF15dtg、SN2020bvcへの影響
| Title |
The_effect_of_circumstellar_matter_on_the_double-peaked_type_Ic_supernovae_and_implications_for_LSQ14efd,_iPTF15dtg_and_SN_2020bvc |
| Authors |
Harim_Jin,_Sung-Chul_Yoon,_Sergei_Blinnikov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11171 |
LSQ14efd、iPTF15dtg、SN2020bvcなどの一部のタイプIc超新星（SNeIc）では、二重ピークの光度曲線が観察されます。最初のピークの考えられる説明の1つは、超新星爆発の直前の前駆体の最外層の大量噴火または急速な膨張によって生成される、前駆体の周りの大量の拡張物質からの衝撃冷却放出です。放射流体力学コードSTELLAを使用して、SNeIcのマルチバンド光度曲線に対するこのような星周物質（CSM）の影響を調査します。SNモデルでは、SN前の段階での2つの異なるSNeIc前駆体質量（3.93$M_\odot$および8.26$M_\odot$）が考慮されます。採用されたパラメータ空間は、$M_\mathrm{CSM}=0.05-0.3M_\odot$のCSM質量、$R_\mathrm{CSM}=10^{13}-10^{15}$のCSM半径で構成されます。cmと$E_\mathrm{burst}=（1.0-12.0）\times10^{51}$ergの爆発エネルギー。また、光度曲線の全体的な形状と色の変化に対する放射性ニッケルの分布の影響を調査します。SNモデルをダブルピークSNeIcLSQ14efd、iPTF15dtg、およびSN2020bvcと比較すると、これら3つのSNeIcは同様のCSM構造（つまり、$M_\mathrm{CSM}\approx0.1-0.2M_\odot$および$R_）を持っていることがわかります。\mathrm{CSM}=10^{13}-10^{14}〜\mathrm{cm}$）、これはCSM形成の一般的なメカニズムを意味している可能性があります。$\dot{M}\gtrsim1.0〜M_\odot〜\mathrm{yr^{-1}}$の暗黙の質量損失率は高すぎて、SN前の噴火について以前に提案されたシナリオでは説明できません。新しいメカニズムのために。
密度依存クォーク質量モデルに基づく奇妙な星の非ニュートン重力に関するコンパクト星観測からの制約
| Title |
Constraints_from_compact_star_observations_on_non-Newtonian_gravity_in_strange_stars_based_on_a_density_dependent_quark_mass_model |
| Authors |
Shu-Hua_Yang,_Chun-Mei_Pi,_Xiao-Ping_Zheng,_Fridolin_Weber |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11192 |
ストレンジクォーク物質の密度依存クォーク質量（QMDD）モデルを使用して、ストレンジクォークの特性に対する非ニュートン重力の影響を調査し、PSRJ0740+6620と潮汐の質量を使用してQMDDモデルのパラメーターを制約します。GW170817の変形性。QMDDモデルの場合、非ニュートン重力効果を無視すると、これらの質量と潮汐の変形能の観測により、ストレンジスターの存在が除外されることがわかります。$m_{u0}=2.16$MeV、$m_{d0}=4.67$MeV、および$m_{s0}=93$MeVの現在のクォーク質量の場合、非ニュートン流体の値に対して奇妙な星が存在する可能性があることがわかります。-4.58GeV$^{-2}\leqg^{2}/\mu^{2}\leq$9.32GeV$の範囲のニュートン重力パラメータ$g^{2}/\mu^{2}$^{-2}$であり、QMDDモデルのパラメーター$D$および$C$は158.3MeV$\leqD^{1/2}\leq$181.2MeVおよび$-0.65\leqC\leqに制限されています。-0.12$。QMDDモデルで得られた奇妙な星の可能な最大最大質量は$2.42\、M_{\odot}$であり、質量2.59_{-0.09}^{+0.08}のGW190814の二次成分であることがわかります。\、M_{\dot}は静的な奇妙な星にはなれません。また、Rileyetal。によって与えられたPSRJ0030+0451の質量と半径についてもわかります。NICERの観測データの分析を通じて、QMDDモデル用に計算された奇妙な星がPSRJ0740+6620、GW170817、およびPSRJ0030+0451の観測と同時に一致する非常に小さな許容パラメーター空間が存在します。しかし、ミラーらによって与えられた質量と半径については、そのようなパラメータ空間は存在しません。
狭線型IcSN2017einの観測とスペクトルモデリング
| Title |
Observations_and_Spectral_Modelling_of_the_Narrow-Lined_Type_Ic_SN_2017ein |
| Authors |
Jacob_Teffs,_Simon_J._Prentice,_Paolo_Mazzali,_Chris_Ashall |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11340 |
SN2017einは、超新星前の画像で渦巻銀河NGC3938の顔の点状の光源と位置を共有していることが判明した、細い線のタイプIcSNであり、SN2017einをタイプIc前駆体の最初の信頼できる検出にします。文献の結果は、この点のようなソースは、ソースがバイナリ、単一の星、またはコンパクトなクラスターのいずれであるかに応じて、60〜80M$_{\odot}$の大規模な前駆体である可能性が高いことを示唆しています。いくつかの星雲スペクトルを含む、200日間収集された新しい測光およびスペクトルデータを使用して、モンテカルロ放射輸送コードを使用して、光球および星雲相をカバーする一貫したモデルを生成します。光球位相モデリングでは、$\sim（0.9\pm0.2）\times10^{51}$ergの$E_\mathrm{k}$で放出された質量1.2-2.0M$_{\odot}$が見つかります。星雲スペクトルから見つかった5000kms$^{-1}$未満の物質の約1M$_{\odot}$。光球と星雲の両方の位相モデリングは、0.08〜0.1M$_{\odot}$の$^{56}$Ni質量を示唆しています。星雲スペクトルの[\OI]発光の特徴をモデル化すると、最も内側の噴出物が非対称であることが示唆されます。モデリングの結果は、16〜20M$_{\odot}$の低質量の前駆体を支持します。これは、超新星以前の高質量の前駆体とは一致しません。この矛盾は、超新星以前の発生源が実際の前駆体を表していないことが原因である可能性があります。
薄い降着円盤のコロナに移流する大規模な磁場
大規模な磁場は、ジェット/流出の発射とコリメートに重要な役割を果たすと考えられています。幾何学的に薄いディスクによる外部磁場の移流はかなり非効率的であるが、外部の弱い磁場は、薄いディスク上で半径方向に高速で移動する希薄ガスまたは高温ガスによって内側に引きずられる可能性があることがわかった。高温コロナで覆われた薄い（冷たい）降着円盤でのフィールド移流を調査します。この降着円盤では、乱流がディスクとコロナ内のガスの角運動量伝達の原因です。コロナ内のガスの視線速度は、薄いディスクのそれよりもかなり速いです。私たちの計算によると、外部磁束はコロナによって効率的に内側に輸送され、力線はディスク表面に向かって強く傾斜しており、流出を開始するのに役立ちます。フィールド構成は、数値シミュレーションで観察されたものと一致しています。電界の強度は、ディスクの内部領域で大幅に強化され（通常、外部の電界強度よりも数桁高い）、コロナ内のガスの一部を流出させることができます。このメカニズムは、X線連星と活動銀河核の観測的特徴を説明するのに役立つかもしれません。私たちの結果は、電磁流体力学（MHD）シミュレーションの物理学を理解するのに役立つかもしれません。
10年にわたるNGC1275の多波長モニタリング：シンクロトロンピーク周波数のシフトと長期的なマルチバンドフラックスの増加の証拠
| Title |
Multiwavelength_monitoring_of_NGC_1275_over_a_decade:_Evidence_of_a_shift_in_synchrotron_peak_frequency_and_long-term_multi-band_flux_increase |
| Authors |
Sanna_Gulati,_Debbijoy_Bhattacharya,_Subir_Bhattacharyya,_Nilay_Bhatt,_C._S._Stalin,_and_V._K._Agrawal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11540 |
ガンマ線で最も明るくずれた活動銀河の1つ、11年間のフェルミを利用したNGC1275、および利用可能なSwiftとAstroSatの観測の時間的および広帯域スペクトル挙動の詳細な研究を実施しました。ガンマ線光度曲線の累積フラックス分布に基づいて、4つの異なる活動状態を特定し、最初の3つの状態でベースラインフラックスの増加に気づきました。平均フラックスの増加の同様の性質は、X線およびUVバンドでも見られました。4番目の状態では、ガンマ線の大きなフレア活動が見られました。長い観測期間（〜年）の状態3および4では、AstroSatによって短い間隔（〜日）で線源が2回観測されました。AstroSatの観測期間中、線源のガンマ線フラックスは、長い期間の状態で観測された平均フラックスよりも高かった。。状態1から状態3への平均ベースラインフラックスの増加は、ジェット粒子の正規化の対応する増加を考慮して説明できます。シンクロトロン光子の逆コンプトン化は、最初の3つのより長い持続時間の状態の間のジェット電子による平均X線およびガンマ線放出を説明しました。しかし、より短い期間のAstroSat観測期間中に、シンクロトロンのピーク周波数のシフトが認められ、ジェット電子のシンクロトロン放射が観測されたX線フラックスをよく説明しました。
ミルグロミアンとニュートンの重力を使用した銀河シミュレーションのためのRAMSESのファントムユーザーガイド
| Title |
The_Phantom_of_RAMSES_user_guide_for_galaxy_simulations_using_Milgromian_and_Newtonian_gravity |
| Authors |
Srikanth_T._Nagesh_(Bonn),_Indranil_Banik_(Bonn),_Ingo_Thies_(Bonn),_Pavel_Kroupa_(Bonn,_Prague),_Benoit_Famaey_(Strasbourg),_Nils_Wittenburg_(Bonn),_Rachel_Parziale_(Bonn),_and_Moritz_Haslbauer_(Bonn) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11011 |
このドキュメントでは、無料で入手できるプログラムPhantomofRAMSES（PoR）を使用して、円盤銀河シミュレーションを設定、実行、分析する一般的なプロセスについて説明します。これは、RAMSESグリッドベースの$N$-bodyへのパッチと適応メッシュ細分化を使用する流体力学コードを使用してMilgromianDynamics（MOND）を実装します。PoRの孤立した相互作用する円盤銀河の初期条件を設定し、シミュレーションを実行し、結果を分析する手順について説明します。このマニュアルには、以前に開発されたすべてのMONDシミュレーションコードとそれらを使用して得られた結果も簡潔に記載されています。
時間遅延の測定：I。時間シフトされた光度曲線の線形結合であるフラックス時系列の使用
| Title |
Measuring_time_delays:_I._Using_a_flux_time_series_that_is_a_linear_combination_of_time-shifted_light_curves |
| Authors |
Ofer_M._Springer,_Eran_O._Ofek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11017 |
（要約）天体物理学のいくつかの現象は、時間遅延のある光度曲線を生成します。これらの中には、残響マッピングとレンズ付きクエーサーがあります。一部のシステムでは、遅延成分が解決されておらず、光度曲線がレッドノイズプロセスから生成されるため、時間遅延の測定が複雑になります。時間遅延光度曲線の組み合わせまたは単一の光度曲線のいずれかのモデルが与えられた場合、観測値の尤度関数を導出します。この尤度関数は、自己相関関数とは異なります。レッドノイズ確率分布から生成された、元の光度曲線の2つ（またはそれ以上）のタイムシフトコピーの組み合わせであるシングルバンド光度曲線が与えられた場合、全フラックス光度曲線が次のようになるかどうかをテストできることを示します。時間遅延コピーの構成、または元の光度曲線と一致しています。さらに、現実的なケースでは、フラックス比が約1/10の場合でも、これらの未解決のコンポーネント間の時間遅延とフラックス比を測定することが可能です。この方法は、レンズ付きクエーサーを識別し、同時にそれらの時間遅延を測定するため、および活動銀河核の残響時間スケールを推定するために役立ちます。コンパニオンペーパーでは、光の中心の位置（レンズ付きクエーサーなど）と結合されたフラックスを使用する方法を導き出します。これにより、レンズ付きクエーサーと超新星を識別し、フラックスのみの方法と比較してより高い忠実度でそれらの時間遅延を測定することができます。ただし、位置天文学+フラックス法は、クエーサーの残響マッピングには適していません。また、べき乗則モデルをパワースペクトルに適合させるために一般的に使用される方法についてコメントし、そのような適合の適切な尤度関数を示します。シミュレーションで新しいメソッドをテストし、PythonとMATLABの実装を提供します。
時間遅延の測定：II。未解決のフラックスと位置天文学の観測を使用する
| Title |
Measuring_time_delays:_II._Using_observations_of_the_unresolved_flux_and_astrometry |
| Authors |
Ofer_M._Springer,_Eran_O._Ofek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11024 |
レンズ付きクエーサーと超新星は、銀河の重力ポテンシャルを研究し、宇宙論的パラメーターを測定するために使用できます。銀河によってレンズ化されたオブジェクトの典型的な画像分離は0.5"のオーダーです。したがって、分離が小さいオブジェクトを見つけ、地上観測を使用してそれらの時間遅延を測定することは困難です。レンズ付きクエーサーを識別する新しい方法を提案します。レンズ化されたクエーサー画像とレンズ化された銀河が解像されていない、視界が制限されたシノプティック観測を使用して、それらの時間遅延を同時に測定します。結合されたフラックスの光曲線と、光の中心位置の天体測定を使用して、レンズ画像の中で、クエーサーのレンズの性質を特定し、その時間遅延を測定することができます。測定誤差とクエーサー光曲線のパワースペクトルを考慮して、そのための分析形式を提供します。は赤です（つまり、光の曲線は高度に相関しています）。シミュレーションデータでの方法を示しますが、実際のデータへの実装については、今後の論文で紹介します。つまり、合理的な仮定の下で、新しい方法は、画像の分離が0.1インチ未満の場合、または最も暗い画像と最も明るい画像の間のフラックス比が0.03と低い場合でも、未解決のレンズ付きクエーサーを検出し、それらの時間遅延を測定できます。PythonとMATLABの実装が提供されています。コンパニオンペーパーでは、複合フラックス観測を使用して時間遅延を測定する方法を紹介します。フラックスのみの方法はそれほど強力ではありませんが、位置天文情報が関連しない場合（たとえば、残響マッピング）に役立つ場合があります。
電波干渉法における高ダイナミックレンジ広視野イメージング法
| Title |
High_dynamic_range_wide_field_imaging_method_in_radio_interferometry |
| Authors |
Haoyang_Ye,_Steve_F._Gull,_Sze_M._Tan,_Bojan_Nikolic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11172 |
電波天文学は、私たちの宇宙に関するユニークで豊富な情報を提供してきました。広視野連続電波調査は、宇宙時間にわたる銀河、クラスター、AGN（活動銀河核）の形成と進化の理解に重要な貢献をしてきました。アップグレードされ提案された無線干渉計を使用して、ますます広くて感度の高い無線連続体調査が計画または実施されており、広い調査画像を生成するために広視野イメージング法が必要です。これまで、既存の方法で生成された画像のダイナミックレンジは限られており、調査のダイナミックレンジの目的を達成できないことがよくありました。この問題に対処するために、無線干渉計のための高ダイナミックレンジ広視野イメージング法が提案されています。この方法は、広く使用されているWスタッキング法を改善し、電波天文学者が10^6：1を超えるダイナミックレンジ（ピーク：rms）を持つ高忠実度の広視野干渉画像を生成できるようにします。このメソッドは、それぞれの作成者によってWSCLEANとNIFTYに実装されています。
天体物理画像の時系列の変化点検出と画像セグメンテーション
| Title |
Change_point_detection_and_image_segmentation_for_time_series_of_astrophysical_images |
| Authors |
Cong_Xu,_Hans_Moritz_G\"unther,_Vinay_L._Kashyap,_Thomas_C._M._Lee,_Andreas_Zezas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11202 |
多くの天体物理学的現象は、それらの強度、エネルギースペクトル、および/または放出の空間分布が突然変化するという意味で、時変です。この論文は、画像の時系列をモデル化するための方法を開発します。光子の到着時間がポアソン過程に従うという仮定の下で、データはボクセルの4Dグリッド（時間、エネルギーバンド、およびx-y座標）にビニングされ、不均一なポアソン画像の時系列として表示されます。この方法では、各時点で、対応するマルチバンド画像スタックがポアソンノイズを含む未知の3D区分的定数関数であると想定しています。また、（時間領域内の）任意の2つの隣接する変化点間のすべての画像スタックが同じ未知の区分的定数関数を共有することも前提としています。提案された方法は、すべての変化点の数と位置（時間領域内）、および変化点の任意のペア間のすべての未知の区分的定数関数を推定するように設計されています。このメソッドは、最小記述長（MDL）の原則を適用してこのタスクを実行します。対応する複雑な最適化問題を解決するために、実用的なアルゴリズムも開発されています。シミュレーション実験と実際のデータセットへの適用は、提案された方法が非常に有望な経験的特性を享受していることを示しています。2つの実際のデータセット、閃光星のXMM観測と出現する太陽コロナループへの適用は、提案された方法の使用法とそれから得られた科学的洞察を示しています。
Xova：無線干渉法のベースラインに依存する時間とチャネルの平均化
| Title |
Xova:_Baseline-Dependent_Time_and_Channel_Averaging_for_Radio_Interferometry |
| Authors |
Marcellin_Atemkeng,_Simon_Perkins,_Jonathan_Kenyon,_Benjamin_Hugo,_and_Oleg_Smirnov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11270 |
Xovaは、測定セットデータにベースラインに依存する時間とチャネルの平均化を実装するソフトウェアパッケージです。ベースライントラックに沿ったUVサンプルは、指定された非相関許容値を超えるまでビンに集約されます。ビン内の非相関の程度は、それに応じて、ビン内のサンプルに適したチャネルとタイムスロットの平均化の量を決定します。これは必然的に、チャネルとタイムスロットの数がビンごとに異なり、出力データが入力データの直線的な入力形状を失うことを意味します。
| Title |
Optical_design_trade-off_study_for_the_AO_module_of_MAVIS |
| Authors |
Davide_Greggio,_Simone_Di_Filippo,_Demetrio_Magrin,_Christian_Schwab,_Valentina_Viotto,_Lorenzo_Busoni,_Simone_Esposito,_Roberto_Ragazzoni,_Thierry_Fusco,_Neichel_Benoit,_Enrico_Pinna,_Francois_Rigaut,_Carmelo_Arcidiacono,_Maria_Bergomi,_Federico_Biondi,_Simonetta_Chinellato,_Jacopo_Farinato,_Luca_Marafatto,_Elisa_Portaluri,_Kalyan_Radhakrishnan,_Daniele_Vassallo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11355 |
MAVIS（MCAO-AssistedVisibleImagerandSpectrograph）は、現在フェーズAの概念設計研究にあるVLT補償光学設備（AOF）用に提案された機器です。これは、可視波長でマルチコンジュゲート補償光学を実行する最初の機器であり、新しい一連の科学観測を可能にします。MAVISは、VLTUT-4のNasmythプラットフォームにインストールされ、4つのLGSと1170個のアクチュエータを備えた適応二次ミラーで構成されるすでに運用されている補償光学機能を利用します。さらに、2つのポストフォーカル変形可能ミラーと3つのナチュラルガイドスター（NGS）が、大気の乱流のトモグラフィック再構成と補正のために予測されています。MAVISAOモジュールは、現在の機器に比べて解像度と深度が向上していることを利用するイメージャと分光器の両方に給電することを目的としています。このホワイトペーパーでは、MAVISAOモジュールの光学設計のトレードオフ研究を紹介し、システムの特性とAOによって課せられる要件に焦点を当てます。さまざまなサブシステムのコンパクトで効率的な実装を提供できる一連の可能な光学ソリューションを提案し、提供される光学品質、全体的なスループット、負担、位置合わせの容易さ、および残留歪みの観点からそれらを比較します。
| Title |
Background_modeling_for_dark_matter_search_with_1.7_years_of_COSINE-100_data |
| Authors |
G._Adhikari,_P._Adhikari,_E._Barbosa_de_Souza,_N._Carlin,_J.J._Choi,_S._Choi,_M._Djamal,_A.C._Ezeribe,_L.E._Franca,_C._Ha,_I.S._Hahn,_E.J._Jeon,_J.H._Jo,_W.G._Kang,_M._Kauer,_G.S._Kim,_H._Kim,_H.J._Kim,_K.W._Kim,_N.Y._Kim,_S.K._Kim,_Y.D._Kim,_Y.H._Kim,_Y.J._Ko,_V.A._Kudryavtsev,_E.K._Lee,_H.S._Lee,_J._Lee,_J.Y._Lee,_M.H._Lee,_S.H._Lee,_D.S._Leonard,_W.A._Lynch,_B.B._Manzato,_R.H._Maruyama,_R.J._Neal,_S.L._Olsen,_H.K._Park,_H.S._Park,_K.S._Park,_R.L.C._Pitta,_H._Prihtiadi,_S.J._Ra,_C._Rott,_K.A._Shin,_A._Scarff,_N.J.C._Spooner,_W.G._Thompson,_L._Yang,_G.H._Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11377 |
楊陽地下研究所にあるCOSINE-100実験でNaI（Tl）結晶の配列を使用した暗黒物質探索の背景モデルを提示します。このモデルには、宇宙線生成放射性核種や表面の$^{210}$Pb汚染など、内部および外部の両方のソースからのバックグラウンドの寄与が含まれています。低エネルギー領域でモデルを改善するために、しきい値を1keVに下げて、測定とシミュレーションの比較で決定されたNaI（Tl）結晶の表面の$^{210}$Pb汚染の深さプロファイルを使用しました。スペクトル。また、統計的不確実性と低エネルギーでの非線形検出器応答から伝播されるエネルギースケールエラーの影響についても検討しました。この分析には、2016年10月21日から2018年7月18日までに取得された1。7年間のCOSINE-100データが使用されました。Geant4ツールキットバージョン10.4.2は、考えられる内部および外部の起源について、モンテカルロシミュレーション全体で使用されました。特に、このバージョンは、測定されたバックグラウンドとよく一致して、$^{210}$Pbのベータ崩壊に起因する約50keVの非ガウスピークを提供します。この改善されたモデルは、$^{210}$Pbと$^{3}$Hの活動がバックグラウンドの主要な発生源であり、エネルギーの平均レベルが2.73$\pm$0.14カウント/日/keV/kgであると推定しています。1〜6keVの領域、97.7kg$\cdot$yearsの総曝露量のCOSINE-100データを使用。
シングルディッシュラジオ分光法に対する大気の影響のオフライン補正
| Title |
Offline_Correction_of_Atmospheric_Effects_on_Single-Dish_Radio_Spectroscopy |
| Authors |
Tsuyoshi_Sawada,_Chin-Shin_Chang,_Harold_Francke,_Laura_Gomez,_Jeffrey_G._Mangum,_Yusuke_Miyamoto,_Takeshi_Nakazato,_Suminori_Nishie,_Neil_M._Phillips,_Yoshito_Shimajiri,_Kanako_Sugimoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11450 |
ターゲット位置と参照位置の間の標高差によって引き起こされるシングルディッシュ無線分光法における大気効果（残留大気線）を軽減する方法を提示します。このメソッドは、CommonAstronomySoftwareApplications（CASA）パッケージに組み込まれているAtmosphericTransmissionatMicrowaves（ATM）ライブラリを使用してスクリプトとして開発されています。この方法を、アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイのトータルパワーアレイで取得したデータに適用します。残留大気（主にO3）線の強度は、通常、テストされたケースでは1桁抑制されます。ATMモデルのパラメーターは、残余ラインを最小化するように最適化でき、231.28GHzの特定のO3ラインでは、最適なモデルパラメーターの季節依存性が示されます。このメソッドは、近い将来、CASAパッケージ内のタスクとして提供される予定です。私たちが開発した大気除去法は、分光測定の品質を向上させるために、あらゆるラジオ/ミリメートル/サブミリ波天文台で使用できます。
暗黒エネルギー分光計器（DESI）ファイバーシステムの性能
| Title |
Performance_of_the_Dark_Energy_Spectroscopic_Instrument(DESI)_Fiber_System |
| Authors |
Claire_Poppett,_Patrick_Jelinsky,_Julien_Guy,_Jerry_Edelstein,_Sharon_Jelinsky,_Jessica_Aguilar,_Ray_Sharples,_Jurgen_Schmoll,_David_Bramall,_Luke_Tyas,_Paul_Martini,_Kevin_Fanning,_Michael_Levi,_David_Brooks,_Peter_Doel,_Duan_Yutong,_Gregory_Tarle,_Erique_Gaztanaga,_Francisco_Prada,_and_the_DESI_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11564 |
最近委託された暗黒エネルギー分光計器（DESI）は、バリオン音響振動技術を使用して宇宙の膨張履歴を測定します。実験期間中、3500万個の銀河と14000平方度を超えるクエーサーのスペクトルが測定されます。KPNOMayall望遠鏡用の新しいプライムフォーカスコレクターは、5000個の光ファイバーポジショナーに光を送ります。次に、ファイバは10個の広帯域分光計に給電します。Mayall望遠鏡でのファイバーシステムの開発、配信、設置から学んだ重要な側面と教訓について説明します。
ピエールオージェ天文台の大気モニタリング用のFRAMロボット望遠鏡
| Title |
The_FRAM_robotic_telescope_for_atmospheric_monitoring_at_the_Pierre_Auger_Observatory |
| Authors |
The_Pierre_Auger_Collaboration:_A._Aab,_P._Abreu,_M._Aglietta,_J.M._Albury,_I._Allekotte,_A._Almela,_J._Alvarez-Mu\~niz,_R._Alves_Batista,_G.A._Anastasi,_L._Anchordoqui,_B._Andrada,_S._Andringa,_C._Aramo,_P.R._Ara\'ujo_Ferreira,_J._C._Arteaga_Vel\'azquez,_H._Asorey,_P._Assis,_G._Avila,_A.M._Badescu,_A._Bakalova,_A._Balaceanu,_F._Barbato,_R.J._Barreira_Luz,_K.H._Becker,_J.A._Bellido,_C._Berat,_M.E._Bertaina,_X._Bertou,_P.L._Biermann,_T._Bister,_J._Biteau,_J._Blazek,_C._Bleve,_M._Boh\'a\v{c}ov\'a,_D._Boncioli,_C._Bonifazi,_L._Bonneau_Arbeletche,_N._Borodai,_A.M._Botti,_J._Brack,_T._Bretz,_P.G._Brichetto_Orchera,_F.L._Briechle,_P._Buchholz,_A._Bueno,_S._Buitink,_M._Buscemi,_K.S._Caballero-Mora,_L._Caccianiga,_F._Canfora,_I._Caracas,_J.M._Carceller,_R._Caruso,_A._Castellina,_F._Catalani,_G._Cataldi,_et_al._(323_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11602 |
FRAM（F/PhotometricRoboticAtmosphericMonitor）は、恒星測光を使用した大気モニタリングを目的として、アルゼンチンのピエールオージェ天文台で運用されているロボット望遠鏡です。天文台の蛍光望遠鏡の観測に干渉する可能性のある光を生成しないパッシブシステムとして、レーザーを使用するアクティブモニタリングシステムを補完します。一般的な光学観測所での大気モニタリングのための恒星測光のアプリケーションと、AugerFRAMで採用されている特定の動作モードについて説明します。FRAMの技術的側面、そのような目的でロボット望遠鏡を正常に動作させるためのハードウェアとソフトウェアの要件、およびFRAMシステム内でのそれらの実装について詳しく説明します。
準巨星星震学を用いたコアオーバーシュートのプロービング：KIC10273246の場合
| Title |
Probing_core_overshooting_using_subgiant_asteroseismology:_the_case_of_KIC10273246 |
| Authors |
A._Noll,_S._Deheuvels,_J._Ballot |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11025 |
対流コアのサイズは、恒星の進化、ひいては恒星の年齢に大きな影響を与えているにもかかわらず、不確かなままです。混合モードの高いプロービングの可能性のおかげで、若い準巨星の地震モデリングを使用して、主系列星のコア構造に対する間接的な制約を取得できます。混合モードの特性に基づいて、ケプラーによって観測された若い準巨星KIC10273246を選択しました。主系列の対流コアのサイズに制約を課すことを目的として、この星を徹底的にモデル化しました。最初に、完全なケプラーデータセットを使用して、星の振動モードのパラメーターを抽出しました。準巨星の地震モデリングによってもたらされる課題を克服するために、混合モードの準巨星用に特別に調整され、ネストされた最適化で構成される方法を提案しました。次に、この方法を適用して、KIC10273246の詳細な地震モデリングを実行しました。地震と非地震の両方の観測と良好な統計的一致を示すモデルを取得しました。モデルにコアオーバーシュートを含めると、地震フィットの品質が大幅に向上し、$\alpha_{\mathrm{ov}}=0.15$で最適なモデルが見つかることを示しました。コアのオーバーシュートの量が多いと、観測との一致が大幅に悪化するため、完全に除外されます。また、若い準巨星で2つのgが支配的な混合モードにアクセスできることで、コアの分子量の勾配と中心密度に強い制約を課すことができることもわかりました。この研究は、主系列の対流コアのサイズを調査するために、混合モードを持つ若い準巨星の高い可能性を確認します。それは、ケプラー、TESS、そして最終的にはプラトンで観察された準巨星を含む、より一般的な研究への道を開きます。
集団合成と物質移動物理学のテストとしてのガイアDR2散開星団における青色はぐれ星の人口調査
| Title |
A_Census_of_Blue_Stragglers_in_Gaia_DR2_Open_Clusters_as_a_Test_of_Population_Synthesis_and_Mass_Transfer_Physics |
| Authors |
Emily_M._Leiner_and_Aaron_Geller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11047 |
測光とガイアDR2の固有運動を使用して、16個の古い（1-10Gyr）、近く（$d<3500$pc）の散開星団の青色はぐれ星（BSS）の個体数を決定します。RGB星と比較したBSSの端数は、年齢とともに増加し、1Gyrでほぼゼロから始まり、4Gyrで$\sim0.35$に平坦化することがわかります。これらのBSSに恒星進化論の軌跡を当てはめると、それらの質量分布は、主系列星のターンオフより上の太陽質量の10分の数でピークに達することがわかります。ターンオフより0.5$M_\odot$を超えるBSSは、サンプルの$\sim25$\％のみを構成し、ターンオフより1.0$M_\odot$を超えるBSSはまれです。これを、コンパクトオブジェクト合成およびモンテカルロ調査コード（COSMIC）を使用した物質移動によって形成されたBSSの母集団合成モデルと比較します。標準的な人口合成の仮定は、古い散開星団のBSSの数を劇的に過小評価していることがわかります。また、これらのモデルは、低質量のBSSに比べて高質量のBSSを過剰生成することもわかりました。ダイナミクスによって形成されるBSSの予想数は、この不一致を完全には説明していません。ロッシュローブオーバーフローから観察されたBSS集団を説明するために、巨大なドナーからの物質移動は、標準的な物質移動処方で想定されるよりも安定している必要があり、非保守的な物質移動を含めることは、現実的なBSS質量を生成する上で重要であると結論付けます。これらの変更を加えても、最も古い散開星団で観察された多数のBSSを達成することは困難です。古い星の種族の間で観測された多数の青色はぐれ星を説明するかもしれないいくつかの追加の物理学について議論します。
塩素の銀河系化学進化
金属量が-0.5$<$[Fe/H]$<$0.12の5,200万の巨人で$^{35}$Clの存在量を測定しました。存在量と大気パラメータは、IRTFのCSHELLと光学エシェルスペクトルからの赤外線スペクトルを使用して導き出されました。3.6985$\mu$mのH$^{35}$Cl分子の特徴を合成スペクトルでフィッティングすることにより、Clの存在量を測定しました。また、原子吸光線を使用して、O、Ca、Ti、およびFeの存在量を測定しました。私たちの星の[Cl/Fe]比は、Clの化学進化モデルと一致し、[Cl/Ca]比は、金属量範囲全体で太陽比とほぼ一致していることがわかります。どちらも、Clが主にコア崩壊超新星で作られ、Ia型SNからの寄与があることを示しています。$\nu$プロセスなど、他の潜在的な元素合成プロセスは、Clの重要な生産者ではないことをお勧めします。最後に、データにはばらつきがありますが、Clの存在量は、特定の酸素の存在量でHIIおよび惑星状星雲の存在比と一致していることもわかります。
フレア紫外線および軟X線放射のニューパート効果
フレア加熱エネルギーを観測されたSXR放出と関連付けるノイパート効果をモデル化します。Neupert効果の従来の形式は、時間積分されたHXRまたはマイクロ波光度曲線とSXR光度曲線の間の相関関係を指します。この論文では、代わりに、フレアループのフットポイントでの紫外線（UV）放射を加熱エネルギーのプロキシとして使用し、フレア加熱の離散的な性質と同様に考慮して、ノイパート効果のモデルを変更します。冷却。修正された経験的モデルでは、遷移領域または上部彩層からの空間的に分解されたUV光度曲線は、フレアループ放射の減衰を特徴付けるカーネル関数でそれぞれ畳み込まれます。すべてのループによる寄与を合計して、観測されたSXRの総放出量と比較します。モデルは、観測されたSXR放射をその上昇から減衰までうまく再現しました。フレアループの加熱エネルギーを推定するために、これらのUV光度曲線からフレアループの加熱速度を推測し、ゼロ次元の流体力学的コードでフレアループの進化をモデル化するUVフットポイント熱量計（UFC）法も採用しています。実験は、多数の衝動的な加熱イベントが観測されたフレアSXR光度曲線をうまく再現しないことを示していますが、2相加熱モデルは観測とのより良い一致につながります。Neupert効果の2つのモデルを比較することで、UFC法をさらに較正し、フレアの進化を通じて磁気リコネクションによって継続的に形成されるフレアループの加熱速度の推定を改善することができます。
黒点半影の深部大気における遍在する磁気リコネクションの兆候
| Title |
Signatures_of_ubiquitous_magnetic_reconnection_in_the_deep_atmosphere_of_sunspot_penumbrae |
| Authors |
L._H._M._Rouppe_van_der_Voort,_J._Joshi,_V._M._J._Henriques,_S._Bose |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11321 |
エラーマン爆弾は、バルマー系列の翼の放射が強化された領域であり、活動領域と静かな太陽の深い太陽大気での磁気リコネクションを示します。それらは、反対の磁気極性が近接している領域でよく見られます。最近の高解像度の観測は、エラマン爆弾が以前に考えられていたよりも普及していることを示唆しています。黒点の半影でのエラマン爆弾の発生を特定することを目的としています。バルマーH-アルファおよびH-ベータ線の黒点の高空間分解能観測と、スウェーデンの1m太陽望遠鏡で得られた補助連続チャネルを分析し、k-meansクラスタリング手法を適用してエラマン爆弾を体系的に検出および特性評価します。エラーマン爆弾のすべての明確な特徴を備えた特徴は、半影全体にわたって多数見られます。これらのイベントの真の有病率は、最高の空間分解能と低い彩層不透明度のために、Hベータラインでのみ完全に認識されます。半影は、太陽黒点のすぐ近くにある堀によってのみ超えられた、最も高いエラマン爆弾密度のいくつかをホストしていることがわかります。いくつかの半影のエラマン爆弾は、炎の形態と急速な動的進化を示します。多くの半影のエラマン爆弾は、3.7km/s、時には10km/sを超える通常の速度で高速で移動します。多くの半影のエラマン爆弾は、数百kmにわたって内側から外側の半影に移動し、一部は外側の半影の境界を越えて堀に移動し続けます。多くの半影エラマン爆弾は、反対の磁気極性を持つ領域の近くにあります。再接続は、黒点の半影の低大気で、半影のエラマン爆弾の形で現れるように、ほぼ連続的なプロセスであると結論付けます。これらは非常に普及しているため、黒点の磁気エネルギーの主要なシンクである可能性があります。
太陽のような星はどこに行ったのですか？さまざまな傾斜と金属量での自転周期の検出可能性
| Title |
Where_have_all_the_solar-like_stars_gone?_Rotation_period_detectability_at_various_inclinations_and_metallicities |
| Authors |
Timo_Reinhold,_Alexander_I._Shapiro,_Veronika_Witzke,_Nina-E._N\`emec,_Emre_I\c{s}{\i}k,_Sami_K._Solanki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11426 |
ケプラー宇宙望遠鏡によって収集された大量の測光データは、数万の恒星の自転周期の検出を促進しました。ただし、これらの期間は、異なるスペクトルタイプ間で同じ程度には見つかりません。興味深いことに、太陽に近い自転周期を持つ初期のG型星は、既知の自転周期を持つ星の中で非常に過小評価されています。この研究では、そのような星の数が少ないことが、測光時系列からの周期決定の難しさによって説明できるかどうかを調査します。その目的のために、さまざまな傾斜角、金属量、および（光度に依存する）ノイズレベルの太陽の自転周期を持つ初期のG型星のモデル光度曲線を生成します。検出可能性は、光度曲線の不規則性の程度を定義し、さらに測光ノイズのレベルに依存する、表面上の主なタイプの活動（つまり、スポットまたは白斑の支配）によって決定されることがわかります。これらの2つの効果は、周期の検出を著しく複雑にし、既知の太陽に近い自転周期を持つ太陽のような星の欠如を説明します。太陽に近い自転周期を持つ大多数の太陽のような星の自転周期は、今日まで検出されていないままであると結論付けます。最後に、太陽に近い回転子のより多くの期間を回復するための新しい技術の使用を促進します。
| Title |
Mapping_the_Sun's_upper_photosphere_with_artificial_neural_networks |
| Authors |
Hector_Socas-Navarro_and_Andres_Asensio_Ramos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11445 |
Hinode/SPやDKIST/ViSPなどの高解像度太陽分光偏光計用に設計された反転手順を開発しました。この手順は、高度な一般化機能のためにランダムな大気成層から生成されたプロファイルでトレーニングされた人工ニューラルネットワークに基づいています。ひのでデータに適用すると、高さとともに形態が変化するホットな微細ネットワーク構造が見つかります。中間層では、このネットワークはGバンドフィルターグラムで観察されるものに似ていますが、同一ではありません。驚いたことに、中央と上部の光球の温度上昇は逆のパターンを持っています。おそらく小規模な磁気要素に関連する中央の光球のホットピクセルは、log（tau_500）=-3および-4レベルでクールに見え、その逆も同様です。最後に、磁気細孔の四肢側にホットアークが見つかります。これは、温度における「ホットウォール」効果の最初の直接的な観測証拠として解釈されます。
ノバシェルのX線観測IPHASXJ210204.7 + 471015
| Title |
X-ray_observations_of_the_nova_shell_IPHASX_J210204.7+471015 |
| Authors |
J.A._Toal\'a,_G._Rubio,_E._Santamar\'ia,_M.A._Guerrero,_S._Estrada-Dorado,_G._Ramos-Larios_and_L._Sabin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11480 |
novashellIPHASXJ210204.7$+$471015のXMM-NewtonEuropeanPhotonImagingCamera（EPIC）観測の分析を紹介します。DQHer：$T_\mathrm{X}=（6.4\pm3.1）の温度のX線放射プラズマなどの低光度の中間ポーラーの特性に似た特性を持つ前駆連星からのX線放射を検出します。\times10^{6}$K、非熱X線成分、および$L_\mathrm{X}=10^{30}$ergs$^{-1}$の推定X線光度。時系列分析により、白色矮星のスピンに起因する可能性のある$2.9\pm0.2$時間の周期の支配的な周期と、$4.5\pm0.6$時間の二次周期の存在が明らかになります。光学観測から導き出されたバイナリシステムの公転周期と一致します。他の新星シェルのように、おそらくその比較的古い年齢（130-170年）または利用可能な数値シミュレーションで想定された対称シナリオとは異なる爆発シナリオを示唆する非対称の破壊された形態のために、拡張X線放射を検出しません。新星の爆発。
W3複合体における低質量星と褐色矮星の初期質量関数
ハッブル宇宙望遠鏡に搭載された広視野カメラ3で取得したアーカイブ赤外線画像を使用して、W3星形成領域の低質量星と褐色矮星の初期質量関数を制約しました。画像は、複合体全体を含む438arcmin$^2$をカバーし、フィルターF110W、F139M、およびF160Wで撮影されました。これらのデータの個々のソースの絶滅を色から推定し、それに応じて測光を非赤化しました。以前に識別されたW3メンバーが最も集中している画像の領域を、メンバーが少なく、背景の星が支配的な領域と比較することにより、質量が0.03〜0.4$M_\のW3のメンバーの光度関数を推定しました。odot$。その光度関数は、W3よりもはるかに少ない星の種族を持つ典型的な近くの星形成領域のデータによく似ています（$\lesssim$500対数千のオブジェクト）。したがって、他の遠方の大規模な星形成領域の最近の研究と一致する、星形成条件による低質量星と褐色矮星の初期質量関数の有意な変動の証拠は見つかりません。
Alfv \ 'en波散逸を伴う11年サイクルにわたる太陽風変動のモデリング：パラメータ研究
| Title |
Modeling_Solar_Wind_Variations_over_an_11-yr_Cycle_with_Alfv\'en_Wave_Dissipation:_a_Parameter_Study |
| Authors |
Soumitra_Hazra,_Victor_R\'eville,_Barbara_Perri,_Antoine_Strugarek,_Allan_Sacha_Brun_and_Eric_Buchlin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11511 |
2.5DAlfv\'en波駆動風モデルを使用して、太陽風の挙動と特性を研究します。まず、Alfv\'en波（AW）駆動の風モデルの結果をポリトロープアプローチと体系的に比較します。ポリトロープ電磁流体力学的風モデルは熱的に駆動されますが、Alfv\'en波は、Alfv\'en波駆動モデルの追加の加速および加熱メカニズムとして機能します。観測された低速および高速の太陽風の二峰性を再現するには、AW駆動モデルが必要であることを確認します。また、AW駆動風モデルを使用して、観測された終末風速と冠状源温度との反相関を再現することもできます。また、11年周期に沿った風の特性がモデルごとに大幅に異なることも示しています。AW駆動モデルは、観測データとの最良の一致を示しています。実際、太陽表面磁場トポロジーは、ポインティングフラックスを介して入力エネルギー源に直接入るため、Alfv\'en波駆動風モデルで重要な役割を果たします。一方、ポリトロープ風モデルは、想定される圧力勾配によって駆動されます。したがって、表面磁場トポロジーに対する感度は比較的低くなります。最後に、太陽を回転させる正味のトルクは2つのモデルで同じ傾向を示し、ポリトロープアプローチが恒星風の本質を正しく捉えていることを示しています。
深層学習法を使用した掩蔽された硬X線フレアの自動検出
ReuvenRamaty高エネルギー太陽分光画像装置（RHESSI）によって観測された太陽フレアからの硬X線（HXR）放射の機械学習分類の概念を提示し、太陽の四肢によって隠蔽されているか、太陽フレアにあるフレアを識別します。ソーラーディスク。掩蔽されたフレアのHXR観測は粒子加速研究にとって重要ですが、過去の観測のHXRデータ分析は時間がかかり、専門的な専門知識が必要でした。このような状況では、機械学習手法が有望であり、深層学習手法を使用して概念を実証するためのサンプルモデルを構築しました。モデルへの入力データは、RHESSIデータから簡単に作成できるHXRスペクトログラムです。モデルは、画像の再構成や専門家による目視検査を必要とせずに、掩蔽されたフレアを検出できます。このモデルでは、入力データを画像と見なすことにより、畳み込みニューラルネットワークの手法が使用されました。私たちのモデルは90％を超える分類精度を達成し、イベントスクリーニングまたは掩蔽されたフレアのイベントアラートのいずれかにこのメソッドを適用する能力が正常に実証されました。
対称マルチフィールドオシロン
オシロンは空間的に局在化した構造であり、スカラー場の理論に現れ、非常に長い寿命を示します。単一フィールド分析を超えて、複数の相互作用フィールドで構成されるオシロンを研究します。各フィールドは、2次、4次、および6次の項で同じポテンシャルを持ちます。魅力的または反発的な性質の四次相互作用項を検討します。2フィールドの場合、2つのタイミングの小振幅形式を使用して、潜在的なパラメーターと結合強度のさまざまな値の半分析オシロンプロファイルを作成します。魅力的または反発的な相互作用の兆候が、「フラットトップ」形状の出現などの同様の特性を備えているにもかかわらず、さまざまなオシロンソリューションにつながることを示します。魅力的な相互作用の場合、オシロンはエネルギー密度のより高い値と幅のより小さな値に達する可能性があります。反発相互作用の場合、結合強度のしきい値を特定します。このしきい値を超えると、2つのタイミングの小振幅フレームワーク内にオシロンが存在しなくなります。単一フィールドオシロンの研究に使用されてきたVakhitov-Kolokolov（V-K）安定性基準を拡張し、ポテンシャルの対称性が、項が変更されているにもかかわらず、単一フィールドの場合と同様の方程式につながることを示します。安定したオシロン解の引力の盆地を数値的に調べて、V-K基準の妥当性をテストし、初期の摂動サイズに応じて、不安定なオシロンが完全に分散するか、最も近い安定した構成に緩和できることを示します。V-K基準と同様に、2フィールドオシロンの減衰率と寿命は、シングルフィールドオシロンと定性的および定量的に類似していることがわかります。最後に、分析をマルチフィールドオシロンに一般化し、それらの形状と安定性の支配方程式を2フィールドの場合に発生する方程式にマッピングできることを示します。
余水吐の予熱
従来のモデルでは、逆反応の影響により、インフレーション直後の予熱で非摂動共鳴が発生し、エネルギーの1桁だけがインフラトンから輻射に伝達されます。インフラトンのエネルギー密度の枯渇を最大4桁改善できる粒子生成メカニズムを提案します。改善は、共鳴的に生成された娘粒子の速い摂動崩壊から来ています。それらは、これらの娘粒子を排出するための「余水吐き」として機能し、インフラトンでのそれらの逆反応を減らし、共鳴生成をより長期間有効に保ちます。したがって、シナリオ「余水吐の予熱」をダビングします。また、インフラトンに残っているエネルギー密度の割合が、シナリオで単純な逆べき乗則スケーリングを持っていることも示しています。一般に、余水吐の予熱ははるかに効率的なエネルギー散逸メカニズムであり、素粒子物理学のモデル構築に他の用途がある可能性があります。
質量比が等しくない偏心ブラックホール合体の重力反跳の異常
| Title |
Anomalies_in_the_gravitational_recoil_of_eccentric_black-hole_mergers_with_unequal_mass_ratios |
| Authors |
Miren_Radia,_Ulrich_Sperhake,_Emanuele_Berti_and_Robin_Croft |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11015 |
直線運動量の放射は、結合するブラックホール連星系の重心に反動（または「キック」）を与えます。最近の数値相対論の計算によると、離心率は、軌道面にあるスピンを持つ等質量のスピンバイナリ（「スーパーキック」構成）の反跳速度を約25％増加させる可能性があることが示されています[PRD10（2020）024044（arXiv：1910.01598）]。ここでは、非回転の不等質量ブラックホール連星のキックの大きさと重力波放射に対する非ゼロ離心率の影響を調査します。合併時の非ゼロの奇行は、準円形の場合と比較して最大25％大きいキックにつながる可能性があることを確認します。また、キック速度$v$は離心率に振動的に依存していることもわかりました。これは、合併時の落下方向と遠地点（または近地点）方向の間の角度の変化の結果として解釈されます。
この作業では、臨界曲線（「影」）とカーブラックホールの準ノーマルモード周波数（アイコナール限界）との関係を調べます。このマッピングは、回転しないブラックホールに対して以前に確立されています。遠方の観測者が特定の傾斜角で見た影は、$m/（\ell+1/2）$が特定の範囲内に制限された準ノーマルモードのファミリーにマッピングできることを示します。ここで、$m$は方位角ノード番号。$\ell$は角度ノード番号です。このような関係を宇宙搭載重力波検出器や次世代の事象の地平線望遠鏡でテストする可能性について議論します。
GWTC-2による重力波振幅複屈折とチャーンサイモン重力の抑制
| Title |
Constraining_gravitational_wave_amplitude_birefringence_and_Chern-Simons_gravity_with_GWTC-2 |
| Authors |
Maria_Okounkova,_Will_M._Farr,_Maximiliano_Isi,_Leo_C._Stein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11153 |
GWTC-2、重力波検出のLIGOおよびVirgoカタログからの信号を使用して、一般相対性理論（GR）の新しいテストを実行します。重力波の左円偏光モードと右円偏光モードが指数関数的に増強され、伝搬中に抑制される振幅複屈折の存在を検索します。このような効果は、GRを超えたさまざまな理論に存在しますが、GRには存在しません。不透明度パラメーター$\kappa$を使用して、データと一致する振幅複屈折の量を制限します。これは、$\kappa\lesssim0.74\textrm{Gpc}^{-1}$にバインドされています。次に、これらの理論にとらわれない結果を使用して、量子重力に動機を与えるGRを超えた理論であるチャーンサイモン重力を制約します。正規のチャーン・サイモンの長さスケールを$\ell_0\lesssim1.0\times10^3$kmに制限し、以前の長距離測定結果を2倍改善しました。
障壁を越えたアクシオン主導のハイブリッドインフレ
アクシオンのようなフィールドが、ウォーターフォールフィールドを原点に保つポテンシャル障壁が消えてウォーターフォール遷移が発生するまでインフレーションを駆動するシナリオを提示します。このような障壁は、インフレの規模を滝の移行の規模から分離します。宇宙マイクロ波背景放射の観測されたスペクトルは、インフラトンの減衰定数がプランクスケールをはるかに下回っており、インフレーションハッブルパラメータが広範囲に及ぶことを示しています。さらに、私たちのモデルには、インフラトン自体を含む暗黒物質の候補が含まれています。また、複雑な滝のフィールドの場合、強いCP問題に関連するペッチェイクインスケールを宇宙論的に決定できます。
生成されると、遺物ニュートリノ背景には、等しい割合の電子$\nu_e$、ミューオン$\nu_\mu$、およびタウニュートリノ$\nu_\tau$ニュートリノが含まれていました。銀河や他の近くの宇宙物体の重力場が太陽系の近くでこの組成を変化させ、最も重いニュートリノ$nu_3$でそれを豊かにすることを示します。この質量状態には電子成分がほとんどなく（$\nu_e$の$\sim2\％$のみ）、タウ成分よりも多くのミュー粒子成分が含まれています。その結果、遺物の背景はタオン、特にミューニュートリノで豊かになります。電子遺物ニュートリノは、地球観測者にとって最もまれです。$1/3$の代わりに、遺物の背景には$\gtrsim20\％$しか含まれていない可能性があります。
KATRIN実験用フォワードビームモニター
| Title |
Forward_Beam_Monitor_for_the_KATRIN_experiment |
| Authors |
A._Beglarian,_E._Ellinger,_N._Hau{\ss}mann,_K._Helbing,_S._Hickford,_U._Naumann,_H.-W._Ortjohann,_M._Steidl,_J._Wolf,_and_S._W\"ustling |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11495 |
カールスルーエトリチウムニュートリノ（KATRIN）実験は、$0.2\、eV$（$90\、\％$CL）の感度でニュートリノの質量を測定することを目的としています。これは、トリチウム崩壊の$\beta$電子スペクトルの終点領域の正確な測定によって達成されます。トリチウム$\beta$崩壊からの電子は、ウィンドウレスガス状トリチウム源（WGTS）で生成され、ビームラインを介して磁気的に誘導されます。ニュートリノの質量を正確に抽出するためには、ソースの特性、特に放射能が安定していて、高精度で知られている必要があります。したがって、WGTSは、いくつかの測定システムから常に広範囲にわたる監視を受けます。フォワードビームモニター（FBM）は、そのような監視システムの1つです。FBMシステムは、極低温ポンプセクション内のKATRINビームラインに0.3\、mm$を超える位置決め精度で検出器ボードを挿入できる複雑な機械的セットアップで構成されています。その位置での電子束密度は$10^{6}\、s^{-1}mm^{-2}$のオーダーです。検出器ボードには、ホールセンサー、温度計、および$\betaを測定できる$\textit{p}$-$\textit{i}$-$\textit{n}$ダイオードタイプの2つのシリコン検出器チップが含まれています。$-FWHM=$2\、keV$のエネルギー分解能で、1分以内に$0.1\、\％$の精度でソースからの電子フラックス。
重力波の低次元および代理モデル
重力波（GW）科学における最新技術のいくつかを、順序を下げて代理モデリングで紹介します。私たちがカバーするアプローチには、主成分分析、適切な直交分解、縮小基底アプローチ、経験的内挿法、縮小次数求積法、および圧縮尤度評価が含まれます。レビューは、既知のデータの表現/圧縮、予測モデル、およびデータ分析の3つの部分に分けられます。対象となる聴衆は、GWサイエンスの実践者の一人であり、特に大量のデータと集中的な計算を扱う場合に、正確で迅速に評価できる予測モデルとデータ分析ツールを構築する必要がありますが、困難な場合があります。そのため、ここでは、実用的なプレゼンテーションと、場合によってはヒューリスティックなアプローチが、厳密さよりも優先されます。このレビューは、数学、科学計算、およびその他の分野での（学部レベルでの）事前知識がほとんどなく、妥当なページ制限内で自己完結型であることを目的としています。最適性だけでなく、次元の呪いとそれを打ち負かす可能性のあるアプローチに重点が置かれています。また、GWサロゲートの最新技術のほとんどを確認します。いくつかの数値アルゴリズム、条件付けの詳細、スケーラビリティ、並列化、およびその他の実用的なポイントについて説明します。提示されたアプローチは、大部分が非侵入的でデータ駆動型であるため、他の分野に適用できます。最後に、GWサイエンスに固有ではない高次元のサロゲートの未解決の課題について説明します。
