宇宙正午の標準サイレンによる宇宙論
ブラックホールと中性子星の合体からの重力波（GW）は、合流までの光度距離を直接測定します。これは、光源の赤方偏移の独立した測定と組み合わせると、宇宙論の新しいプローブを提供します。提案されている次世代の地上ベースのGW検出器であるEinsteinTelescopeとCosmicExplorerは、星形成率のピークを超えて、宇宙論的距離（$z>2$）まで数万の連星中性子星（BNS）を検出します（SFR）、または「宇宙の正午」。これらの距離では、電磁（EM）の対応物を観察するか、銀河カタログを統計的にマージナル化することによって、ソースの赤方偏移を測定することは困難です。EMの対応物または銀河カタログがない場合でも、BNSレッドシフト分布は、短いガンマ線バースト（GRB）、キロノバ、および既知のBNSホスト銀河の独立した観測によって測定されると主張します。簡単な例として、BNSレートがSFRに従うことが知られている\textit{アプリオリ}である場合を検討し、この赤方偏移分布をGW距離の測定と組み合わせることで宇宙論と修正重力理論をどのように制約できるかを探ります。$\mathcal{O}（10,000）$イベント（CosmicExplorerでの観測から1年以内に予想される）は、フラットでの組み合わせ$H_0^{2.8}\Omega_M$の10分の1パーセント未満の測定値をもたらすことがわかりました。$\Lambda$CDMモデル。$\Lambda$CDMを超えて、このメソッドは、$H_0$および$\Omega_M$でのサブパーセントの事前測定が与えられた場合、暗黒エネルギー状態方程式パラメーター$w$の5\％測定を可能にします。あるいは、バックグラウンド宇宙論を修正し、代わりに変更されたGW伝搬を精査することで、プランク質量パラメーター$c_M$の実行を$\pm0.02$に制限することを期待しています。
宇宙ひもループが最近観測されたブラックホールを取り巻く2つの謎の共同解決を提供するかもしれないことを示します。適切な範囲の弦張力の場合、大きな半径の弦ループは、超大質量ブラックホールをシードする初期の宇宙に非線形性を提供する可能性があります。より多くのより小さな半径のストリングループは、中間質量ブラックホールをシードすることができます。これには、標準的なブラックホール形成シナリオでブラックホールが形成できないと予測されているが、最近ではLIGO/VIRGOコラボレーションによって検出されました。銀河ごとに10^6$もの中間質量ブラックホールが存在する可能性があり、重力波観測所が探す魅力的なターゲットを提供していることがわかります。
ライマンαの森の3D分布からのBAOを超えた宇宙論
| Title |
Cosmology_beyond_BAO_from_the_3D_distribution_of_the_Lyman-$\alpha$_forest |
| Authors |
Andrei_Cuceu,_Andreu_Font-Ribera,_Benjamin_Joachimi_and_Seshadri_Nadathur |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.14075 |
Alcock-Paczynski（AP）効果を測定するために、Lyman-$\alpha$（Ly$\alpha$）フォレストの3次元（3D）相関関数のフルシェイプをフィッティングするための新しい方法を提案します。私たちの方法は、音響ピークの位置を測定する際にバリオン音響振動（BAO）分析のロバスト性を維持しながら、より広い範囲のスケールからの追加の宇宙論的情報も提供します。Ly$\alpha$自己相関とクエーサーとの相互相関を使用して、DarkEnergySpectroscopicInstrument（DESI）の予測を計算し、このタイプの分析が宇宙論的制約をどのように改善するかを示します。DESILy$\alpha$BAO分析では、$H（z_\mathrm{eff}）r_\mathrm{d}$と$D_\mathrm{M}（z_\mathrm{eff}）/r_\mathrmを測定することが期待されています。{d}$の精度はそれぞれ$\sim0.9\％$です。ここで、$H$はハッブルパラメータ、$r_\mathrm{d}$は共動BAOスケール、$D_\mathrm{M}$は共動角径距離と測定の有効な赤方偏移は$z_\mathrm{eff}\simeq2.3$です。2つの相関の完全な形状からAPパラメーターをフィッティングすることにより、$H（z_\mathrm{eff}）r_\mathrm{のそれぞれで$\sim0.5-0.6\％$の精度を取得できることを示します。d}$および$D_\mathrm{M}（z_\mathrm{eff}）/r_\mathrm{d}$。さらに、Ly$\alpha$自己相関とクエーサーとの相互相関の共同フルシェイプ分析により、線形成長率に物質変動の振幅を掛けたものを$8\;h^{-のスケールで測定できることを示します。1}$Mpc、$f\sigma_8（z_\mathrm{eff}）$。このような分析は、赤方偏移$z_\mathrm{eff}>2$での$f\sigma_8（z_\mathrm{eff}）$の最初の測定値を提供する可能性があります。これを3つの高赤方偏移2点相関関数の共同分析でクエーサー自己相関と組み合わせることにより、DESIが$f\sigma_8（z_\mathrm{eff}\simeq2.3）を測定できることを示します。取り付けられた最小スケールに応じて、$5〜12\％$の精度で$。
SDSS青い銀河を使用したz_eff = 0.11でのBAO角度スケール
| Title |
BAO_angular_scale_at_z_eff_=_0.11_with_the_SDSS_blue_galaxies |
| Authors |
E._de_Carvalho,_A._Bernui,_F._Avila,_C._P._Novaes,_and_J._P._Nogueira-Cavalcante |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.14121 |
スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）サーベイの青い銀河のサンプルを宇宙論的トレーサーとして使用して、ローカル宇宙の横バリオン音響振動（BAO）信号を測定します。この方法は宇宙論モデルに弱く依存しており、$z{\in}[0.105、0.115]$の間隔でSDSSデータを調査するための薄い赤方偏移ビンでの2D分析に適しています。$z_{eff}=0.11$で横方向BAO信号${\theta}_{BAO}=19.8^{\deg}{\pm}1.05^{\deg}$を検出し、統計的有意性は$2.2{です。\sigma}$。さらに、この角度のあるBAOシグネチャの堅牢性を確認するテストを実行します。対数正規シミュレーションの大規模なセットによってサポートされているため、エラー分析には統計的および体系的な寄与が含まれています。さらに、PlanckCollaborationによって計算されたサウンドホライズンスケール、$r_{s}^{Planck}$、およびここで取得された${\theta}_{BAO}$値を考慮して、角直径距離の測定値を取得します。$D_{A}（0.11）=258.31{\pm}13.71\、Mpc/h$。さらに、低赤方偏移でのこの${\theta}_{BAO}$測定値を、文献で報告されている他のBAO角度スケールデータと組み合わせて、いくつかのラムダコールドダークマター（${\Lambda}$）の宇宙論的パラメーターの統計分析を実行します。CDM）タイプモデル。
| Title |
Galaxy_Clustering_in_Harmonic_Space_from_the_Dark_Energy_Survey_Year_1_Data:_Compatibility_with_Real-Space_Results |
| Authors |
F._Andrade-Oliveira,_H._Camacho,_L._Faga,_R._Gomes,_R._Rosenfeld,_A._Troja,_O._Alves,_C._Doux,_J._Elvin-Poole,_X._Fang,_N._Kokron,_M._Lima,_V._Miranda,_S._Pandey,_A._Porredon,_J._Sanchez,_M._Aguena,_S._Allam,_J._Annis,_S._Avila,_E._Bertin,_D._Brooks,_D._L._Burke,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_R._Cawthon,_C._Chang,_A._Choi,_M._Costanzi,_L._N._da_Costa,_M._E._S._Pereira,_S._Desai,_H._T._Diehl,_P._Doel,_A._Drlica-Wagner,_S._Everett,_A._E._Evrard,_I._Ferrero,_J._Frieman,_J._Garc\'ia-Bellido,_E._Gaztanaga,_D._W._Gerdes,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_S._R._Hinton,_D._L._Hollowood,_B._Jain,_D._J._James,_N._Kuropatkin,_O._Lahav,_N._MacCrann,_M._A._G._Maia,_P._Melchior,_F._Menanteau,_R._Miquel,_R._Morgan,_J._Myles,_R._L._C._Ogando,_A._Palmese,_F._Paz-Chinch\'on,_A._A._Plazas_Malag\'on,_M._Rodriguez-Monroy,_E._Sanchez,_V._Scarpine,_S._Serrano,_I._Sevilla-Noarbe,_M._Smith,_M._Soares-Santos,_E._Suchyta,_G._Tarle,_and_C._To_and_the_DES_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.14190 |
実空間解析で得られた積を用いて、ダークエネルギーサーベイ1年目データ（DES-Y1）銀河団データの調和空間で解析を行います。パイプラインを一連の対数正規シミュレーションでテストします。これは、調和空間でのスケールカットを検証し、DES-Y1マスクを考慮した共分散行列を提供するために使用されます。次に、このパイプラインをDES-Y1データに適用し、実空間分析用に導出された調査プロパティマップを考慮します。同様のパイプラインから得られた実空間のDES-Y1の結果と比較します。私たちが開発した調和空間分析が、バイアスパラメータの実空間分析と互換性のある結果をもたらすことを示します。この検証により、今後のDES-Y3データの高調波空間分析を実行するための道が開かれます。
低い多重極温度と偏光プランクデータからの再イオン化までの光学的厚さの推定
| Title |
Inference_of_the_optical_depth_to_reionization_from_low_multipole_temperature_and_polarisation_Planck_data |
| Authors |
Roger_de_Belsunce,_Steven_Gratton,_William_Coulton,_George_Efstathiou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.14378 |
この論文では、複雑なノイズ特性と部分的な空の範囲を持つ宇宙マイクロ波背景放射の異方性のマップから、低い多重極温度と偏光尤度を構築する方法を探ります。Planck2018高周波機器（HFI）マップと更新されたSRoll2マップ（Delouisetal。2019）を使用して、メソッドをテストします。二次クロススペクトル推定量に基づく3つの尤度近似を提示します。（i）低多重極EE尤度を生成するためにPlanckレガシーペーパーで使用されているシミュレーションベースの尤度（SimBaL）手法の変形。（ii）最大エントロピーの原理に基づく半分析的尤度近似（モーメント）。（iii）密度推定「尤度フリー」スキーム（DELFI）。アプローチ（ii）および（iii）を一般化して、多重極ジョイントの温度分極（TTTEEE）の可能性を低くすることができます。現実的な相関ノイズを使用したシミュレーションで、これらの方法の広範なテストを示します。次に、プランクデータを分析し、SRoll2マップの複数の周波数間および周波数内検出器セットの組み合わせでの方法の堅牢性と可能性を確認します。3つの尤度手法により、一貫した結果が得られ、HFIからの再イオン化に対する光学的厚さの低い値tauがサポートされます。タウの最良の推定値は、低い多重極SRoll2モーメント（TTTEEE）尤度とCamSpecの高い多重極尤度を組み合わせることから得られ、タウ=0.0627+0.0053-0.0059です。これは、Paganoらによって報告されたタウの値と一致しています。（2020）、ただし約0.5シグマだけわずかに高くなっています。
機械学習技術を使用して21cmのデータから再電離$ \ tau $までの光学的厚さを抽出する
| Title |
Extracting_the_Optical_Depth_to_Reionization_$\tau$_from_21_cm_Data_Using_Machine_Learning_Techniques |
| Authors |
Tashalee_S._Billings,_Paul_La_Plante,_James_E._Aguirre |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.14563 |
宇宙の再電離の時代（EoR）からの高赤方偏移21cm信号の今後の測定は、最初の銀河の天体物理学と宇宙論的パラメーターの有望なプローブです。特に、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の最後の散乱面までの光学的厚さ$\tau$は、高赤方偏移での中性水素状態を直接測定することによって厳しく制限する必要があります。21cmのデータからの$\tau$のロバストな測定は、宇宙論的パラメーターのCMB推定からの厄介なパラメーターとしてそれを排除するのに役立ちます。将来の21cmデータセットから$\tau$を抽出するための以前の提案では、通常、半数値モデルによって生成された21cmのパワースペクトルを使用して、再電離の履歴を再構築していました。ここでは、21cmEoR信号のモック画像でトレーニングされた畳み込みニューラルネットワーク（CNN）を使用して$\tau$を抽出する別のアプローチを紹介します。以前に提案されたアーキテクチャを改善するCNNを構築し、自動化されたハイパーパラメータ最適化を実行します。21cm信号の明るい前景汚染によって破損すると予想されるフーリエモードを削除する場合でも、十分にトレーニングされたCNNが$\tau$を正確に予測できることを示します。最適化されたネットワークの一般的なランダムエラーは$3.06\％$未満であり、バイアス係数は数倍小さくなっています。予備的ではありますが、このアプローチは$\tau$に制約をもたらし、CMBの低$\ell$EE観測のサンプル分散が制限された測定値を改善し、このアプローチを$\tauを推測する従来の方法を補完する価値のあるものにします。$。
非ケプラー運動学を伴う渦巻腕と巨大なダストディスク：エリアスのディスクにおける重力不安定性の可能な証拠2-27
| Title |
Spiral_Arms_and_a_Massive_Dust_Disk_with_non-Keplerian_Kinematics:_Possible_Evidence_for_Gravitational_Instability_in_the_Disk_of_Elias_2-27 |
| Authors |
T._Paneque-Carreno,_L._M._Perez,_M._Benisty,_C._Hall,_B._Veronesi,_G._Lodato,_A.l_Sierra,_J._M._Carpenter,_S._M._Andrews,_Jaehan_Bae,_Th._Henning,_W._Kwon,_H._Linz,_L._Loinard,_C._Pinte,_L._Ricci,_M._Tazzari,_L._Testi_and_D._Wilner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.14048 |
エリアス2-27のダスト連続放出で観測されたスパイラル構造の起源を決定するために、0.89、1.3、および3.3mmで$\sim$0.2秒角（$\sim$23au）の解像度で多波長連続ALMAデータを分析します。。また、$J=$3-2遷移での$^{13}$COおよびC$^{18}$OALMA観測を使用してディスクの運動学を研究します。渦巻腕の形態は、塵の連続体の観測ですべての波長で回復されます。そこでは、渦巻腕に沿ったコントラストとスペクトルインデックスの変動を測定し、微妙な塵のトラップの兆候を検出します。ミッドプレーンからの放射が冷たいと判断し、光学的厚さの結果を以前の制約よりも高いディスク質量の兆候として解釈します。ガスデータから、ケプラー運動からの偏差を検索し、放出面の形態と速度プロファイルを追跡します。システム内の方位角方向に変化する放射層の高さ、ディスクを取り巻く大規模な放射、およびスパイラルと同じ場所に配置されたチャネルマップ内の強い摂動が見つかります。さらに、重力的に不安定なディスクのマルチグレインダストおよびガスSPHシミュレーションを開発し、それらを観測結果と比較します。大規模な放出と高度に摂動されたガス構造を考えると、連続体観測と理論的予測との比較とともに、観測された渦巻き構造の起源として、落下によって引き起こされる重力不安定性を提案します。
無酸素大気を伴う太陽系外惑星における生命存在指標ガスの可能性としてのイソプレンの評価
| Title |
Assessment_of_Isoprene_as_a_Possible_Biosignature_Gas_in_Exoplanets_with_Anoxic_Atmospheres |
| Authors |
Zhuchang_Zhan,_Sara_Seager,_Janusz_Jurand_Petkowski,_Clara_Sousa-Silva,_Sukrit_Ranjan,_Jingcheng_Huang,_and_William_Bains |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.14228 |
居住可能な太陽系外惑星の大気で発生する可能性のあるバイオシグネチャーガスの研究は加速しています。バイオシグネチャーガスの名簿にイソプレンC5H8を追加します。イソプレンの地球化学的形成の形成は、熱力学的に非常に不利であり、既知の非生物的偽陽性がないことがわかりました。地球上でのイソプレンの生成速度は、メタンの生成速度に匹敵します（〜500Tgyr-1）。地球上では、イソプレンは酸素含有ラジカルによって急速に破壊されますが、その生成は、細菌から植物や動物まで、進化的に離れた生物の多様な配列に遍在しています-揮発性の二次代謝産物は、たとえあったとしても、より大きな進化の範囲を持っています。イソプレンの非光化学的シンクが存在する可能性がありますが、無酸素雰囲気でのイソプレンの破壊は主に光化学によって引き起こされます。イソプレンが無酸素環境に蓄積する可能性があるという概念に動機付けられて、居住可能な温度、岩の多い太陽系外惑星の無酸素大気におけるイソプレンの光化学と分光学的検出を、さまざまなホスト星のUVフラックスの下でさまざまな大気組成でモデル化します。想定される10ppmの機器ノイズフロアによって制限され、JWSTを使用した居住可能な大気の特性評価は、H2が優勢な大気でM矮星を通過するスーパーアースサイズの太陽系外惑星の通過信号と同等またはそれ以上の通過信号でのみ達成できます。残念ながら、イソプレンは、地球の生産速度の約100倍という非常に高い生産速度で発生する暴走段階に入らずに、検出可能な量まで蓄積することはできません。この暴走シナリオでは、イソプレンは100ppmを超えて蓄積し、そのスペクトル特性は約20回のJWSTトランジットで検出可能です。注意点の1つは、一部のスペクトル特性をメタンのスペクトル特性と区別するのが難しいことです。これらの課題にもかかわらず、イソプレンは潜在的なバイオシグネチャーガスのメニューに追加する価値があります。
統一された位相曲線検索分析によるモデル縮退の調査：WASP-43bの明るい面と暗い面
| Title |
An_exploration_of_model_degeneracies_with_a_unified_phase_curve_retrieval_analysis:_The_light_and_dark_sides_of_WASP-43_b |
| Authors |
Quentin_Changeat,_Ahmed_F._Al-Refaie,_Billy_Edwards,_Ingo_P._Waldmann,_Giovanna_Tinetti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.14566 |
太陽系外惑星の大気の分析は、多くの場合、通過または日食イベントの観測に依存しています。これらのスナップショットは非常に強力ですが、主に惑星構造に関する1次元の情報を提供し、正確な緯度と経度の特性評価を簡単に行うことはできません。軌道全体にわたって惑星の放出を測定することからなる位相曲線技術は、この制限を打ち破り、大気に有用な2次元の熱的および化学的制約を提供することができます。ただし、今日の時点では、コンピューティングパフォーマンスにより、位相曲線観測からの観測スペクトルのフルセットに対して同時に統一された検索研究を実行する能力が制限されています。ここでは、高速で統一された検索機能を可能にする新しい位相曲線モデルを紹介します。ホットジュピターWASP-43bのハッブル宇宙望遠鏡とスピッツァー宇宙望遠鏡からの結合された位相曲線データに私たちの技術を適用します。さまざまなシナリオをテストし、モデル内のさまざまな仮定に対するソリューションの依存性について説明しました。私たちのより包括的なアプローチは、このデータセットの複数の解釈が可能であることを示唆していますが、私たちのより複雑なモデルは、以前のデータ分析とは対照的に、熱逆転層と金属が豊富な大気の存在と一致していますが、これはおそらくスピッツァーデータの削減に依存します。ここで抽出された詳細な制約は、高度な位相曲線技術を開発および理解することの重要性を示しています。これにより、太陽系外惑星の大気のより豊かな画像へのアクセスが可能になると考えられます。
10.4 mGTCでOSIRISで観測された木星共軌道彗星P / 2019〜LD $ _ {2} $（ATLAS）の活動
| Title |
Activity_of_the_Jupiter_co-orbital_comet_P/2019~LD$_{2}$_(ATLAS)_observed_with_OSIRIS_at_the_10.4_m_GTC |
| Authors |
J._Licandro_(1,2),_J._de_Leon_(1,2),_F._Moreno_(3),_C._de_la_Fuente_Marcos_(4),_R._de_la_Fuente_Marcos_(5),_A._Cabrera-Lavers_(6,1,2),_L._Lara_(3),_A._de_Souza-Feliciano_(7),_M._De_Pr\'a_(8),_N.Pinilla-Alonso_(8),_and_S._Geier_(6,1) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.14613 |
木星の共軌道彗星は、長期的に安定していない軌道を持っています。彼らは、シューメーカー・レヴィ彗星が被ったような潮汐破壊を引き起こすのに十分近い木星でのフライバイを経験するかもしれません。私たちの目的は、木星共軌道彗星P/2019LD2（ATLAS）の活動と動的進化を研究することでした。10.4mGranTelescopioCanarias（GTC）で実施された観測研究の結果を紹介します。これには、MCダストテールフィッティングコードを使用してその活動を特徴付ける画像分析と、ガス放出を検索するための分光学的研究が含まれます。また、その軌道進化を調査するためにN体シミュレーションを提示します。2020年5月16日に取得されたLD2の画像は、目立つコマと尾を示しています。スペクトルは、CN、C2、またはC3放出の証拠を示していません。2.6秒角の口径での彗星の明るさはr'=19.34+/-0.02等で、色（g'-r'）=0.78+/-0.03、（r'-i'）=0.31+/-0.03、（i'-z'）=0.26+/-0.03。ダスト損失率の時間依存性は、FWHMが350日で、2019年8月15日に最大60kg/sに達したガウス分布によってパラメータ化できます。総ダスト損失率は1.9e09kgです。LD2は現在、2017年に始まり、2028年に終了する準衛星サイクルの短い弧のように見えます。2063年1月23日に、0.016auで木星と非常に接近した遭遇を経験します。次の0.5Myrの間に太陽系から逃げる確率は0.53+/-0.03です。LD2は、木星ファミリーの彗星のサイズ範囲にある1キロメートルのサイズの天体であり、典型的な彗星のような活動は、結晶性の水氷とクラスレートの昇華に関連している可能性があります。その起源はまだ未解決の問題です。LD2が最後の0.5Myrの間に星間空間から0.49+/-0.02、最後の1Myrの間に0.67+/-0.06、3Myrを超えて0.83+/-0.06、および0.91+/-0.09でキャプチャされた確率を報告します。最後の5Myrの間に。
6次元の機械学習：5D位相空間相関からの恒星の視線速度
| Title |
Machine_Learning_the_6th_Dimension:_Stellar_Radial_Velocities_from_5D_Phase-Space_Correlations |
| Authors |
Adriana_Dropulic,_Bryan_Ostdiek,_Laura_J._Chang,_Hongwan_Liu,_Timothy_Cohen,_Mariangela_Lisanti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.14039 |
ガイア衛星は、10億を超える天の川の星の位置と速度を観測します。初期のデータリリースでは、観測された星の大部分は完全な6D位相空間情報を持っていません。このレターでは、より多くの分光観測が利用可能になるまで、欠落している視線速度を推測する機能を示します。完全な位相空間情報を含むデータのサブセットでトレーニングされた後、星の5D位置天文学（角度座標、固有運動、視差）を取り込んで、予測された視線速度を出力する、新しいニューラルネットワークアーキテクチャを利用します。関連する不確実性を伴う。模擬ガイアカタログを使用して、ネットワークが太陽の$\sim5$kpc内にある星の各速度成分の分布と相関を正常に回復できることを示します。また、ネットワークが、星の総数のごく一部を構成している場合でも、空間的に均一な恒星ハロー内の運動学的下部構造の速度分布を正確に再構築できることも示しています。
核星団における共鳴力学的摩擦：中間質量ブラックホールと恒星円盤との迅速な整列
| Title |
Resonant_Dynamical_Friction_in_Nuclear_Star_Clusters:_Rapid_Alignment_of_an_Intermediate_Mass_Black_Hole_with_a_Stellar_Disk |
| Authors |
\'Akos_Sz\"olgy\'en,_Gergely_M\'ath\'e,_Bence_Kocsis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.14042 |
超大質量ブラックホール（SMBH）と、球形および平坦化された円盤状の恒星質量オブジェクトの分布をホストする核星クラスターにおける中間質量ブラックホール（IMBH）の動的進化を調査します。直接N体（$\varphi$GPU）と軌道平均（Nリング）数値積分器を使用して、星とIMBHの軌道進化をシミュレートします。相互の初期傾斜が90度未満の場合、IMBHの軌道は徐々に恒星円盤と整列することがわかります。それが90度より大きい場合、つまり逆回転している場合、IMBHは整列しません。最初、軌道の再配向の速度はIMBHの質量に比例して増加し、通常の（つまり、チャンドラセカール）力学的摩擦よりも桁違いに速くなります。IMBHと星の準主軸はほぼ保存されています。これは、整列が主に星の軌道平均重力トルクによって駆動されることを示唆しています。これは、共鳴力学的摩擦と呼ばれるプロセスです。恒星円盤はIMBHによって歪められ、最終的にはその厚さを増します。このプロセスは、銀河センターでのIMBH候補の実行可能性のテストを提供する可能性があります。共振力学的摩擦はIMBHに限定されません。ディスク粒子よりもはるかに重いオブジェクトは、最終的にディスクと整列する可能性があります。これは、LIGO、VIRGO、KAGRA、およびLISAの高密度恒星系および重力波源集団におけるブラックホールディスクの形成と進化に影響を与える可能性があります。
SILCC VI-多相ISM構造、恒星のクラスター化、超新星、恒星風、電離放射線、宇宙線による流出
| Title |
SILCC_VI_--_Multi-phase_ISM_structure,_stellar_clustering,_and_outflows_with_supernovae,_stellar_winds,_ionising_radiation_and_cosmic_rays |
| Authors |
Tim-Eric_Rathjen,_Thorsten_Naab,_Philipp_Girichidis,_Stefanie_Walch,_Richard_W\"unsch,_Franti\v{s}ek_Dinnbier,_Daniel_Seifried,_Ralf_S._Klessen,_Simon_C._O._Glover |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.14128 |
熱および非熱ISMプロセス、星クラスター形成、および大質量星からのフィードバックを含む太陽近傍条件での多相星間物質（ISM）のシミュレーションを提示します：恒星風、新しいTreeRay放射伝達法で計算された水素電離放射線、超新星（SN）、および宇宙線の注入（CR）。N体ダイナミクスは、4次のエルミート積分器を使用して計算されます。磁場、CR移流と拡散、非平衡化学進化を伴う自己重力ISMに対する恒星フィードバックの影響を体系的に調査します。SNのみのフィードバックは、非常に高い星団質量、周囲のSN密度の二峰性分布、および通常は局所条件と一致しない暖かいガスの低い体積充填率（VFF）を伴う、強くクラスター化された星形成をもたらします。初期の放射フィードバックは、初期のスターバーストを防ぎ、星団の質量と流出率を減らします。さらに、$\Sigma_{\dot{M}_\star}=1.4-5.9\times10^{-3}$$\mathrm{M}_\odot\、\mathrm{yr}の星形成率の表面密度^{-1}\、\mathrm{kpc}^{-2}$、VFF$_\mathrm{warm}=60-80$パーセント、および熱、運動、磁気、宇宙線のエネルギー密度すべてのフィードバックメカニズムを含むモデルは、観測上の制約とよく一致しています。ここで調査した100Myrの短いタイムスケールでは、CRは星形成と多相ガス構造に中程度の影響しか与えず、存在する場合はより冷たい流出をもたらします。私たちのモデルは、低ガス表面密度では、SNのみのフィードバックが星形成ISMのいくつかの特性と、星形成の調節に関連する流出/流入のみをキャプチャすることを示しています。代わりに、星形成は、星団のスケールで、クラスター内の巨大な星からの放射と風によって制御されます。そのピーク質量は、太陽近傍の推定値と一致します。
非常に長いベースラインアレイを使用したオフセットブロードラインを持つクエーサー間のバイナリ超大質量ブラックホールの検索
| Title |
The_Search_for_Binary_Supermassive_Black_Holes_amongst_Quasars_with_Offset_Broad_Lines_using_the_Very_Long_Baseline_Array |
| Authors |
Peter_Breiding,_Sarah_Burke-Spolaor,_Michael_Eracleous,_Tamara_Bogdanovi\'c,_T._Joseph_W._Lazio,_Jessie_Runnoe,_and_Steinn_Sigurdsson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.14176 |
以前のいくつかの研究では、ホスト銀河の静止フレームに対して1000km/sを超える速度オフセットを持つ幅広い輝線を示すクエーサーが発見されました。これらの速度オフセットの広い線の起源に関する1つの主要な仮説は、バイナリ超大質量ブラックホール（SMBH）のダイナミクスです。推定バイナリSMBH（デュアル無線コアなど）の証拠を見つけ、競合する物理モデルをテストすることを目的として、ベリーロングベースラインアレイ（VLBA）でこれらの速度オフセットブロードラインを示す34個のクエーサーの高解像度無線イメージングを提示します。。5つの検出限界を実装した後、VLBAイメージングからターゲットサンプルのちょうど半分を検出します。どのターゲットでも二重電波源を解決しませんが、VLBAの角度分解能の制限内にバイナリがまだ存在するという仮定の下で、検出されたすべてのソースの電波放射バイナリの瞬間的な投影分離の制限を取得します。また、無線放射コンパニオンSMBHが角度分解能の制限外に存在する可能性を評価しますが、その無線光度は弱すぎてVLBAデータで検出可能な信号を生成できません。さらに、これらのデータによって提供される正確な空の位置を、SDSSとGaiaDR2の両方のソースカタログからの光学位置と比較します。3つのクエーサーに対して10個程度の電波/光学的分離が予測されています。最後に、光学、無線、およびX線観測所を使用した将来の多波長キャンペーンが、競合する物理モデルをさらに区別するのにどのように役立つかを探ります。
勾配ブースト決定木を使用したCLAUDS + HSC-SSPでの星、銀河、AGNの分類
| Title |
Classifying_Stars,_Galaxies_and_AGN_in_CLAUDS+HSC-SSP_Using_Gradient_Boosted_Decision_Trees |
| Authors |
Anneya_Golob,_Marcin_Sawicki,_Andy_D._Goulding,_Jean_Coupon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.14199 |
カタログオブジェクトを星、銀河、またはAGNとして分類することは、銀河の統計的研究の重要な部分です。非常に深いCLAUDS+HSC-SSP$u^*grizy$データセット用に開発された、バイナリ（star/galaxy）およびマルチクラス（star/galaxy/TypeIAGN/TypeIIAGN）分類のパイプラインについて説明します。私たちの方法では、GradientBoostedTrees（GBT）のXGBoost実装を使用して、測光、色、最大表面輝度、および使用可能なすべての帯域からの有効半径を入力として受け取り、オブジェクトがそれぞれに属する確率を出力するモデルのアンサンブルをトレーニングします。検討中のクラス。$i_{AB}<25$では連星/銀河モデルのAUC=0.9974であり、サンプルの加重F1スコアを最大化するしきい値で、純度99.7％、完全性99.8％の銀河のサンプルを選択します。トレーニング中に見られるものよりも暗いオブジェクトに一般化するモデルの能力をテストし、トレーニングサンプルの銀河が赤方偏移と銀河の色の範囲を表す場合、ほとんどのアプリケーションで約1〜2の大きさの外挿が妥当であることがわかります。ターゲットサンプルで。また、小さなX線で選択されたサンプルを使用してAGNを識別するメソッドの能力の探索的分析を実行し、タイプIIAGNのパフォーマンスは劣りますが、タイプIAGNの分類に有望であることがわかります。私たちの結果は、GBTが、大規模な天体画像調査でカタログオブジェクトの分類を実行するための柔軟で堅牢かつ効率的な方法を提供することを示しています。
孤立した銀河トリプレットシステムにおける重力相互作用の特徴：測光分析
| Title |
Gravitational_interaction_signatures_in_isolated_galaxy_triplet_systems:_a_photometric_analysis |
| Authors |
Amira_A._Tawfeek,_Kanak_Saha,_Kaustubh_Vaghmare,_Ajit_Kembhavi,_Ali_Takey,_Bernardo_Cervantes_Sodi,_Jacopo_Fritz,_Zainad_Awad,_Gamal_B._Ali,_Hayman_Zain |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.14266 |
銀河の三つ子は、銀河の大小のシステムの形成と進化を研究できる興味深い研究所です。この研究は、「SDSSベースの孤立トリプレットカタログ」（SIT）から選択された9つの孤立銀河トリプレットシステム（27銀河）のメンバーと、17.0（$m_r\le$17.0）より明るいメンバーとの相互作用の兆候を調査することを目的としています。$r-$band、および$r_p\leq$0.1Mpcのメンバー間の予測される分離を意味します。この作業では、表面輝度プロファイルの1次元（1D）フィッティングと、サンプル銀河の2次元（2D）モデリングを実行しました。1Dフィッティングでは、円盤銀河（22個の銀河）の光プロファイルのはるか外側の部分を調べ、それらをタイプI（単純な指数関数）、タイプII（下向きの曲がり）、およびタイプIII（上向きの曲がり）に分類しました。このフィッティング結果は、私たちのサンプルの円盤銀河の55$\％$がタイプIIIを表している、つまり相互作用の状態にあることを示しました。2Dモデリングでは、27個の銀河に滑らかな軸対称プロファイルを当てはめ、70$\％$がそれらの残差画像で非対称の特徴と相互作用の兆候を示すことを発見しました。したがって、メンバー間に投影された分離（$r_p\leq$0.1Mpc）を持つ銀河トリプレットは、相互作用の顕著な兆候を示す物理的に制限されたシステムであると結論付けます。
MUSEで観測されたNGC1448の非常に不明瞭なセイファート2核
マルチユニット分光エクスプローラー（MUSE）で得られたNGC1448の中央領域の光学データキューブの分析を提示します。チャンドラX線データは、活動銀河核（AGN）が銀河の見かけの恒星核ではなく、$1.75$$\pm$$0.22$秒角（$139\pm17$pc）の投影距離にあることを示しています。これはおそらく、以前の研究でも提案されているように、銀河の真の核に対応するAGN周辺の高い星間減光が原因です。輝線発光領域の形態と分類は、位置角が$PA_{cones}$=-50{\deg}$\pm$7{\deg}の軸の周りに、発光を伴う2つのイオン化コーンを示しています。セイファート銀河に特徴的な線スペクトル。恒星とガスの運動学は、125kms$^{-1}$の速度振幅で、原子核の周りの恒星とガスの回転円盤と一致しています。AGNからの2つの可能性のある流出が、2つのイオン化コーンの領域に沿って検出されました。AGNの位置は、NGC1448の中心にある最も明るい線放射領域と一致しません。これは、AGNから観測者に向かう高い不明瞭さの結果である可能性があります（AGNは実際にはコンプトンの厚さです）。-トーラスで。追加の仮説は、AGNが過去440年間にその光度を、過去の値のほぼ半分に減少させたというものです。この場合、最も明るい線放射領域は、過去のAGNの「光エコー」または「化石」に対応します。
色-色の選択の再考：NUV-r-Jで選択された静止銀河のサブミリ波とAGNの特性
| Title |
Revisiting_the_Color-Color_Selection:_Submillimeter_and_AGN_Properties_of_NUV-r-J_Selected_Quiescent_Galaxies |
| Authors |
Yu-Hsuan_Hwang,_Wei-Hao_Wang,_Yu-Yen_Chang,_Chen-Fatt_Lim,_Chian-Chou_Chen,_Zhen-Kai_Gao,_James_S._Dunlop,_Yu_Gao,_Luis_C._Ho,_Ho_Seong_Hwang,_Maciej_Koprowski,_Micha{\l}_J._Micha{\l}owski,_Ying-jie_Peng,_Hyunjin_Shim,_James_M._Simpson,_Yoshiki_Toba |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.14336 |
最新のサブミリ波データを使用して、ほこりっぽい星形成銀河の汚染に対する静止銀河（QG）の色-色選択の堅牢性を調べます。高品質の多波長COSMOS2015カタログに基づいて一般的に採用されている$NUV-r-J$選択を使用して、$z\sim$3まで18,304のQG候補を選択しました。最新のJCMTSCUBA-2ラージプログラム、S2COSMOS、およびSTUDIESの非常に深い450および850$\mu$mカタログ、およびALMAサブミリ波、VLA3GHz、および$Spitzer$MIPS24$\mu$mカタログを使用します。QG候補の中から、明るいほこりっぽい星形成銀河を特定しました。また、SCUBA-2450および850$\mu$m画像でスタッキング分析を実行して、QG候補の中から光度の低いほこりっぽい銀河を探しました。24$\mu$mおよび3GHzデータとのクロスマッチングにより、強力な450および850$\mu$mスタッキング信号を持つ「IR-radio-bright」QGのサブグループを特定することができました。これらの明るい銀河とあまり明るくないほこりっぽい銀河の潜在的な汚染は、色で選択されたQG候補の約10％を占めています。さらに、$\lesssim60$kpcスケールで、明るい星形成銀河とQGの間に空間的な相関関係が存在します。最後に、無線AGNの中で$z<$1.5の高いQG比率が見つかりました。私たちのデータは、QGと無線AGNの間に強い相関関係があることを示しています。これは、消光プロセスと無線モードAGNフィードバックの関係を示唆している可能性があります。
| Title |
Thermal_Formaldehyde_Emission_in_NGC7538_IRS1 |
| Authors |
Onic_I._Shuvo,_E._D._Araya,_W._S._Tan,_P._Hofner,_S._Kurtz,_Y._M._Pihlstrom_and_I._M._Hoffman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.14492 |
波長cmのホルムアルデヒド（H2CO）分子からのスペクトル線は、通常、吸収で検出され、拡散ガスから巨大な分子雲まで、幅広い環境をトレースします。対照的に、cm波長でのホルムアルデヒド線の熱放射はまれです。100mのロバートC.バードグリーンバンク望遠鏡（GBT）での以前の観測では、銀河の顕著な星形成領域にある高質量の原始星オブジェクトであるNGC7538IRS1に向かって2cmのホルムアルデヒド放出を検出しました。2cmと1cmのH2COラインのGBT観測をさらに提示して、2cmのH2CO放出の性質を調査します。東西と南北のクロススキャンマップに基づいて、2cmの放射領域の角度サイズを制限するための観測を実施しました。東西方向の空間分布のガウスフィットは、50"+/-8"の2cm放射のデコンボリューションされたサイズ（最大値の半分）を示しています。1cmのH2CO観測では、弱い吸収特性に重ねられた発光が明らかになりました。非LTE放射伝達解析は、H2CO放出が高密度ガス（〜10^5〜10^6cm^-3）からの準熱放射と一致していることを示しています。また、CH3OHの4つの遷移（12.2、26.8、28.3、28.9GHz）、NH3の（8,8）遷移（26.5GHz）の検出、および拡張放射を示す13GHzSOラインのクロススキャンマップについても報告します。（>50"）。
サブM $ _ {\ text {Ch}} $白色矮星の二重爆轟に由来するIa型超新星の金属量依存性元素合成収率
| Title |
Metallicity-dependent_nucleosynthetic_yields_of_Type_Ia_supernovae_originating_from_double_detonations_of_sub-M$_{\text{Ch}}$_white_dwarfs |
| Authors |
Sabrina_Gronow,_Benoit_Cote,_Florian_Lach,_Ivo_R._Seitenzahl,_Christine_E._Collins,_Stuart_A._Sim_and_Friedrich_K._Roepke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.14050 |
チャンドラセカール下の質量炭素-酸素白色矮星とヘリウム殻の二重爆轟は、Ia型超新星（SNeIa）の潜在的な爆発メカニズムです。これは、シェル爆轟とそれに続くコア爆轟で構成されます。私たちの研究の焦点は、元素合成の収量に対する前駆体の金属量の影響にあります。このために、それぞれ4つの異なる金属量でコアとシェルの質量が異なる11の異なるモデルのセットを計算して分析します。これにより、0.01$Z_\odot$と3$Z_\odot$の間の金属量で合計44のモデルが作成されます。私たちのモデルは、高密度領域での金属量の強い影響を示しています。$^{22}$Neの存在は、中性子過剰を引き起こし、生成を$^{56}$Niから$^{54}$Feや$^{58}$Niなどの安定同位体にシフトします。\alpha$-豊富なフリーズアウト体制。金属量実装の同位体は、シェル爆発における追加反応のシード核としてさらに機能します。最も重要なことは、$^{55}$Mnの生成が金属量とともに増加し、前の作業の結果が確認されたことです。鉄に対する元素比の比較は、いくつかのモデルの太陽の値と比較的よく一致していることを示しています。Mnのスーパーソーラー値は3$Z_\odot$に達し、一部のモデルのソーラー値は$Z_\odot$に達します。これは、チャンドラセカール質量WDに由来するSNeIaの必要な寄与が、[Fe/H]$=0$で[Mn/Fe]の太陽値に到達するための初期の作業で推定されるよりも低くなる可能性があることを示しています。私たちの銀河の化学進化モデルは、チャンドラセカール下の質量白色矮星からのSNeIaが、コア崩壊超新星とともに、太陽のMn存在量の80％以上を占める可能性があることを示唆しています。金属量に依存するSNIa収量を使用すると、太陽近傍の金属量の関数として[Mn/Fe]の上昇傾向を再現するのに役立ちます。ただし、これらの化学進化の予測は、計算で採用された大量の星の収量に依存します。
コズミックエクスプローラーのエキセントリック連星中性子星検索の見通し
提案されている第3世代重力波観測所であるCosmicExplorerが、偏心連星中性子星を検出し、それらの偏心を測定する能力を決定します。マッチドフィルター検索の場合、準円軌道のバイナリを使用して構築されたテンプレートバンクは、CE1の$e_{7}\leq0.004$（$e_{7}\leq0.003$）の離心率中性子星バイナリに対して効果的であることがわかります。（CE2）、ここで$e_7$は、7〜Hzの重力波周波数でのバイナリの離心率です。確率的テンプレート配置を使用して、偏心が大きいバイナリのマッチドフィルタ検索を構築し、$e_{7}\leq0.05$のバイナリの効果的なテンプレートバンクを構築できることを示します。準円軌道と離心率の両方のバイナリ検索の計算コストは、CosmicExplorerの方がAdvancedLIGOよりも大幅に大きくなく、現在の計算リソースでアクセスできることを示しています。CosmicExplorerが円形と偏心のバイナリを区別する能力を調査します。信号対雑音比が8（800）のバイナリの場合、CosmicExplorerは円形バイナリと偏心$e_7\gtrsim10^{-2}$（$10^{-3）のバイナリを区別できると推定されます。}$）90\％の信頼度。
MOCCA-SURVEYデータベース-I。球状星団と若い大規模クラスターにおける白色矮星の潮汐破壊現象
| Title |
MOCCA-SURVEY_Database_--_I._Tidal_disruption_events_of_white_dwarfs_in_globular_clusters_and_young_massive_clusters |
| Authors |
Ataru_Tanikawa,_Mirek_Giersz_and_Manuel_Arca_Sedda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.14185 |
1000を超える星団モデル（MOCCAの全クラスターモデルの約半分-調査データベースI）を調査し、球状星団（GC）および若い星団における白色矮星（WD）の潮汐破壊現象（TDE）の局所的な速度密度を取得します。大規模クラスター（YMC）。星団のWDTDEは、以前に予測されたよりも1000倍効率的に発生することがわかりました。GC、YMC、および矮小銀河のWDTDEを考慮に入れて、ローカル宇宙の合計WDTDEレート密度を$\sim5.0\times10^2〜{\rmyr}^{-1}〜{として取得します。\rmGpc}^{-3}$、その90％はGCで発生します。合計WDTDEレート密度は、以前の推定値の50倍です。私たちの結果は、WDTDEによって引き起こされた熱核爆発が、大型シノプティックサーベイ望遠鏡などの次世代の光学サーベイによって$\lesssim550〜{\rmyr}^{-1}$の割合で観測できることを示しています。また、大規模なWDは、大規模な分離のために優先的に中断され、爆発するWDの20％は、そのようなWDの人口が少ないにもかかわらず、$\gtrsim1.0M_\odot$を持っていることがわかります。このような爆発は、放射性質量が小さいため（$\lesssim0.1M_\odot）、SNeIaよりも急速でかすかな過渡現象として観測されるという以前の議論とは対照的に、Ia型超新星（SNeIa）と同じくらい明るく長くなる可能性があります。$）とイジェクタ質量（$\lesssim0.6M_\odot$）。
| Title |
Numerical_Study_of_Stellar_Core_Collapse_and_Neutrino_Emission_Using_the_Nuclear_Equation_of_State_Obtained_by_the_Variational_Method |
| Authors |
Ken'ichiro_Nakazato,_Kohsuke_Sumiyoshi,_Hajime_Togashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.14386 |
巨大な星のコア崩壊シミュレーションは、現実的な核力による微視的変分計算に基づく状態方程式（EOS）を使用して実行されます。初期質量が$15M_\odot$、$9.6M_\odot$、および$30M_\odot$の前駆体モデルは、ショック失速を伴う通常のコア崩壊超新星、成功した低質量超新星の例として採用されています。それぞれ爆発、ブラックホール形成。さらに、恒星崩壊から放出されたニュートリノが評価されます。次に、変分EOSがすべての場合にうまく機能することを確認します。恒星崩壊のダイナミクス、熱構造、ニュートリノ放出のEOS依存性も調査されます。
超大光度X線源NGC4559X7のまれなX線フレアリング活動
| Title |
The_rare_X-ray_flaring_activity_of_the_Ultraluminous_X-ray_source_NGC_4559_X7 |
| Authors |
Fabio_Pintore,_S._Motta,_C._Pinto,_M.G._Bernardini,_G._Rodriguez-Castillo,_R._Salvaterra,_G._L._Israel,_P._Esposito,_E._Ambrosi,_C._Salvaggio,_L._Zampieri,_A._Wolter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.14541 |
超大光度X線源は、ローカル宇宙で最も降着する物体の1つと見なされています。ULXでの脈動する中性子星の最近の発見は、恒星の質量コンパクトオブジェクトへの高度に超エディントン降着メカニズムのシナリオを強化しました。この作業では、利用可能なすべてのSwift、XMM-Newton、Chandra、およびNuSTARデータを使用して、ソースNGC4559X7の最初の長期光度曲線を示します。高品質の2019XMM-NewtonおよびNuSTAR観測のおかげで、NGC4559X7のスペクトルおよび時間特性を前例のない方法で調査しました。ソースは、最大1桁のフラックス変動と、異常なフレア活動を示しました。2つの熱成分を組み合わせてNGC4559X7のスペクトルをモデル化し、さらに高エネルギーのカットオフべき乗則を追加してテストしました。フレア中の光度の増加に関連するスペクトル硬化と、フレアから遠く離れたエポックでのスペクトル軟化を観察しました。狭い吸収線と輝線もRGSスペクトルに見られ、流出の存在を示唆しています。さらに、数百秒の大きさのハードラグと（弱い）ソフトラグを測定しました。その起源はおそらく降着流によるものです。コンパクトオブジェクトが軽い恒星質量ブラックホールまたは中性子星のいずれかであると仮定して、スーパーエディントン降着シナリオの観点からソースプロパティを解釈します。
スターライトをシングルモード領域に効率的に結合するためのモード選択フォトニックランタンのシミュレーション
| Title |
Simulations_of_mode-selective_photonic_lanterns_for_efficient_coupling_of_starlight_into_the_single-mode_regime |
| Authors |
Momen_Diab_(1),_Aashana_Tripathi_(1),_John_Davenport_(1),_Aline_N._Dinkelaker_(1),_Kalaga_Madhav_(1),_Martin_M._Roth_(1)_((1)_innoFSPEC,_Leibniz_Institute_for_Astrophysics_Potsdam) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.14047 |
地上の天文学では、大気によって歪められた星の光はシングルモード導波路にうまく結合しませんが、補償光学による補正は、たとえ部分的であっても、結合を少数モード領域に押し上げることができ、フォトニックランタンを使用して複数のシングルモードに変換できます-モードビーム。補正された波面は、主に円対称の導波路モードと結合する焦点パターンをもたらします。したがって、モード選択フォトニックランタンは、マルチモード光を標準フォトニックランタンのシングルモード導波路のサブセットに変換し、それによって必要な出力数を減らすために提案されています。シミュレーションを実行して、波面が部分的に補正され、フォトニックランタンがモードになっている場合、1x6フォトニックランタンの6つの導波路のうち2つだけが結合光の>95％を$D/r_0<10$で出力に運ぶことを示しました。-選択的。
| Title |
Virtual_Reality_and_Immersive_Collaborative_Environments:_the_New_Frontier_for_Big_Data_Visualisation |
| Authors |
Alexander_K._Sivitilli,_Angus_Comrie,_Lucia_Marchetti,_Thomas_H._Jarrett |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.14397 |
ケープタウン大学に本拠を置くIDIA視覚化研究所は、仮想現実技術を使用して天文データを視覚化および分析することを検討しています。現在開発中のiDaVIEソフトウェアスイートは、ボリュームデータキューブとスパース多次元カタログの両方から読み取り、ユーザーが3次元で機能を直感的に表示、ナビゲート、操作できる部屋規模の没入型環境でレンダリングします。このペーパーでは、ソフトウェアが一般的な天文学データ形式からインポートし、Unityゲームエンジンにロードするための情報を処理する方法について説明します。また、ユーザーが現在利用できるツールと、シームレスに使用するために行われたさまざまなパフォーマンスの最適化についても説明します。将来のリリースに含める予定の機能に加えて、天文学者によるアプリケーションがレビューされます。
LISAによって測定されたコンパクトなバイナリ母集団から発生する確率的信号の特性評価
| Title |
Characterization_of_the_stochastic_signal_originating_from_compact_binaries_populations_as_measured_by_LISA |
| Authors |
Nikolaos_Karnesis_and_Stanislav_Babak_and_Mauro_Pieroni_and_Neil_Cornish_and_Tyson_Littenberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.14598 |
2030年代初頭に打ち上げが予定されているレーザー干渉計宇宙アンテナ（LISA）ミッションは、ミリヘルツ帯で放射する線源を検出するように設計された宇宙の重力波観測所です。現在の地上ベースの検出器とは対照的に、LISAデータは信号が支配的であり、強い重力波信号と弱い重力波信号が時間と周波数で重なっていると予想されます。天体物理学の人口モデルは、LISAバンド内の十分な数の信号を予測して、互いに混ざり合い、解決できない前景ノイズを形成します。この作業では、合体するコンパクトなバイナリの特定の天体物理学的集団から発生する前景信号を特徴付ける一般的な方法を提示します。理想的な検出器条件と、明るい光源を識別して除去できる完全なデータ分析手法を想定して、さまざまなレベルの前景ノイズを予測できる反復手順を適用します。
ウィークラインTタウリ星TWA7およびTWA25の表面磁気活動
| Title |
The_Surface_Magnetic_Activity_of_the_Weak-Line_T_Tauri_Stars_TWA_7_and_TWA_25 |
| Authors |
B._A._Nicholson,_G._Hussain,_J._-F._Donati,_D._Wright,_C._P._Folsom,_R._Wittenmyer,_J._Okumura,_B._D._Carter,_and_the_MaTYSSE_collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.14052 |
低質量の弱線おうし座T星TWA25とTWA7の分光偏光観測の分析を提示します。Zeemanドップラーイメージングの技術を使用して、両方の星の大規模な表面磁場が再構築されました。私たちの表面マップは、両方の星の主にトロイダルフィールドと非軸対称フィールドを明らかにしています。これらのマップは、特にディスクの（現在は枯渇している）中央領域からの降着を停止した前主系列星で、回復された広範囲の表面磁場を強化します。両方の星の大規模な表面輝度分布を再構築し、これらの再構築を使用して、活動によって引き起こされる視線速度ジッターをフィルターで除去し、TWA25の視線速度変動のRMSを495m/sから32m/sに減らします。TWA7の127m/sから36m/sまで、両方の星の近くにある巨大な惑星の存在を除外します。TWA7の視線速度は、活動によって引き起こされる視線速度の変動が、スペクトル活動指数と相関のないケプラー信号を模倣する場合の例を示しています。これは、活動によって引き起こされる視線速度の変動を特定する上での縦磁場測定の有用性を示しています。
LB-1のハッブル分光法：B +ブラックホールおよびBe +ストリップスターモデルとの比較
| Title |
Hubble_spectroscopy_of_LB-1:_comparison_with_B+black-hole_and_Be+stripped-star_models |
| Authors |
D._J._Lennon_(1_and_2),_J._Ma\'iz_Apell\'aniz_(3),_A._Irrgang_(4),_R._Bohlin_(5),_S._Deustua_(5),_P._L._Dufton_(6),_S._Sim\'on-D\'iaz_(1_and_2),_A._Herrero_(1_and_2),_J._Casares_(1_and_2),_T._Mu\~noz-Darias_(1_and_2),_S._J._Smartt_(6),_J._I._Gonz\'alez_Hern\'andez_(1_and_2),_A._de_Burgos_(1_and_2)_((1)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Canarias,_(2)_Universidad_de_La_Laguna,_(3)_Centro_de_Astrobiolog\'ia_ESAC,_(4)_Dr._Karl_Remeis-Observatory,_(5)_Space_Telescope_Science_Institute,_(6)_Astrophysics_Research_Centre_QUB) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.14069 |
LB-1は、X線薄暗いB型星とブラックホール（B+BH）バイナリ、またはBe星と膨張したストリップ星（Be+Bstr）バイナリのいずれかとしてさまざまに提案されています。HSTに搭載された宇宙望遠鏡イメージングスペクトログラフ（STIS）を使用して、提案されたモデルの非LTEスペクトルエネルギー分布（SED）およびラインプロファイルと比較されるフラックス校正スペクトルを取得しました。ハッブルデータは、ガイアEDR3視差とともに、システムの特性と恒星の光度に厳しい制約を与えます。Be+Bstrモデルの場合、Be星とBstr星の公開されたフラックス比を採用し、シリコンイオン化バランスを使用してBstrのT$_{eff}$を再決定し、Be星のTeffをから推測します。SEDへの適合。以前の結果と一致する恒星パラメータを導き出しますが、ハッブルSEDによってより高い精度が可能になります。Be+Bstrモデルは、光学系のHeI線とバルマー線のコアによりよく適合しますが、B+BHモデルは、UVのSiiv共鳴線によりよく適合します。分析はまた、Bstr星がおよそ2倍の太陽シリコンの存在量を持っており、剥ぎ取られた星の起源と調和するのが難しいことを示唆しています。一方、Be星は光度がかなり低く、分光学的質量はその可能な動的質量と一致していません。UVへの適合は、T$_{eff}$とBe星の半径を小さくすることで大幅に改善できますが、質量比が異なります。B+BHモデルでは、単一のBタイプスペクトルがUVスペクトルとよく一致します。5.1$\pm$0.1の質量比を採用すること（Liuetal。2020）は、BH質量が$\sim$21$^{+9}_{-8}M_{\odot}$であることを意味します。
Novaが生成した共通外層：激変星における非太陽存在量と追加の摩擦角運動量損失の原因
| Title |
Nova-produced_Common_Envelope:_Source_of_the_Non-solar_Abundances_and_an_Additional_Frictional_Angular_Momentum_Loss_in_Cataclysmic_Variables |
| Authors |
Warren_M._Sparks_and_Edward_M._Sion |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.14149 |
激変星（CV）のかなりの部分が、太陽以外の存在量を示しています。これらの存在量について調べられたものを含むCVの包括的なリストが示されています。二次上のこれらの非太陽の存在量の3つの考えられる原因は、赤色巨星の共通外層段階での降着、進化した主系列星の二次および新星処理された物質です。対流領域の存在量を変更するために、逃げる新星材料のすぐ上で二次断面を使用することは、新星処理された材料を検討するための致命的な反対でした。他の研究では無視されている重要な要素は、白色矮星での熱核暴走が強い伝播衝撃波を引き起こし、それが物質を放出するだけでなく、共通のエンベロープを形成する大量の非放出物質を生成することです。この新星で製造された共通の封筒には、太陽以外の物質が大量に含まれています。我々は、二次が重要な非太陽対流領域を獲得するのに十分な量のこの物質を再蓄積する能力と時間を持っていることを示しています。バイナリと相互作用するこの同じエンベロープは、摩擦角運動量損失を生成します。これは、平均CV白色矮星質量、WD質量降着率、最小周期、公転周期分布、およびの空間密度に必要な結果的な角運動量損失になります。CVの問題。この相互作用は軌道周期を減少させ、最近観測された突然の周期が新星の噴火全体で減少する原因となる可能性があります。掃引された新星生成材料と増加する対流領域を含む二次の単純で急速な進化モデルが開発され、個々のCVに適用されます。
フレア太陽コロナにおけるオタマジャクシのようなダウンフローによって引き起こされるプラズマ加熱
| Title |
Plasma_Heating_Induced_by_Tadpole-Like_Downflows_in_the_Flaring_Solar_Corona |
| Authors |
Tanmoy_Samanta,_Hui_Tian,_Bin_Chen,_Katharine_K._Reeves,_Mark_C._M._Cheung,_Angelos_Vourlidas,_Dipankar_Banerjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.14257 |
太陽系で最も壮観なエネルギー放出イベントの1つとして、太陽フレアは一般に太陽コロナの磁気リコネクションによって電力を供給されます。再接続プロセス後の磁場トポロジーの再配置の結果として、一連の新しいループ状の磁気構造がしばしば形成され、フレアループとして知られています。ループの上にも約5〜10MKのプラズマからなる高温の拡散領域が観察され、アーケード上ファンと呼ばれます。多くの場合、暗いオタマジャクシのような構造が、明るい超アーケードファンを通って降りてくるのが見られます。これらのいわゆるアーケード上ダウンフロー（SAD）がフレア状冠状プラズマの加熱にどのような役割を果たしているのかは不明なままです。ここでは、多くのSADがフレアループと衝突し、ループを10〜20MKの温度に強く加熱するというユニークなフレア観測を示します。これらの相互作用のいくつかは、完全な太陽統合軟X線放射における準周期的増強の明確な兆候を生成し、太陽および恒星のフレア中に一般的に観察される準周期的脈動の代替解釈を提供します。
コロナ質量放出の到着時間と速度を予測するための抗力ベースモデル（DBM）ツール
| Title |
Drag-based_model_(DBM)_tools_for_forecast_of_coronal_mass_ejection_arrival_time_and_speed |
| Authors |
Mateja_Dumbovic,_Jasa_Calogovic,_Karmen_Martinic,_Bojan_Vrsnak,_Davor_Sudar,_Manuela_Temmer_and_Astrid_Veronig |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.14292 |
CMEの到着時間とそれに関連する衝撃を予測することは、宇宙天気研究の重要な側面の1つです。一般的に使用されるモデルの1つは、その単純さと計算速度により、CMEの太陽圏伝搬用の分析抗力ベースモデル（DBM）です。DBMは、低速のCMEは加速し、高速のCMEは減速するという観測事実に依存しており、CMEの速度を周囲の太陽風に合わせて調整するMHD抗力の概念に基づいています。物理的にDBMはCME磁気構造にのみ適用できますが、衝撃の到着のプロキシとしてよく使用されます。近年、DBM方程式は、さまざまな形状と仮定でCMEと衝撃の伝播を説明するために多くの研究で使用されています。ここでは、HvarObservatoryで開発され、研究者や予測者によって頻繁に使用される、現在利用可能な5つのDBMバージョンとそれぞれのツールの概要を示します。これらには次のものが含まれます。1）基本的な1DDBM、単一のポイント（つまり、CMEの頂点）または同心円弧（すべてのポイントが同じように伝播する）の伝播を記述する1Dモデル。2）高度な2D自己相似コーンDBM。基本的なDBMと、自己相似的に進化するCMEリーディングエッジの伝搬を記述するコーンジオメトリを組み合わせた2Dモデル。3）2D平坦化コーンDBM、基本的なDBMとコーンジオメトリを組み合わせた2Dモデルで、自己類似的に進化しないCMEリーディングエッジの伝搬を記述します。4）入力としてCMEアンサンブルを使用する2DフラットニングコーンDBMのアンサンブルバージョンであるDBEM、および5）入力の不確実性に基づいてCMEアンサンブルを作成する2DフラットニングコーンDBMのアンサンブルバージョンであるDBEMv3。5つのバージョンはすべて、近年テストおよび公開されており、オンラインまたはリクエストに応じて入手できます。これらの5つのツールの概要、それらの類似点と相違点を提供し、それらのアプリケーションについて説明およびデモンストレーションします。
| Title |
The_future_influence_of_six_exoplanets_on_the_envelope_properties_of_their_parent_stars_on_the_giant_branches |
| Authors |
Ivan_Rapoport,_Ealeal_Bear,_Noam_Soker_(Technion,_Israel) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.14335 |
恒星進化コードMESAを使用して、6つの惑星外システムの進化を研究し、赤色巨星分枝（RGB）または漸近巨星分枝（AGB）で親星のエンベロープをある程度までスピンアップする可能性が高いと結論付けています。質量損失プロセスが非球形になる可能性があること。準主軸が1〜2AUである6つの観測された太陽系外惑星システムを選択し、MESAのバイナリモードを使用してシステムの進化を追跡します。4つのシステムでは、星はRGBで惑星を飲み込み、2つのシステムではAGBで、システムは共通外層進化（CEE）に入ります。太陽系外惑星の質量がMp〜10MJであり、MJが木星質量である2つのシステムでは、惑星はエンベロープを分裂速度の約10％までスピンアップします。このようなエンベロープは、重要な非球形の質量損失ジオメトリを持っている可能性があります。Mp〜MJである他の4つのシステムでは、惑星はエンベロープを分裂速度の1〜2％の値にスピンアップします。ダストの形成に影響を与えるエンベロープ内の磁気活動は、これらの場合でも球形の質量損失からのわずかな逸脱につながる可能性があります。AGB上のCEEの2つのケースでは、惑星はエンベロープ結合エネルギーの>10％に相当するエネルギーをエンベロープに蓄積します。これにより、非球形の質量損失が発生し、いずれの場合も楕円形の惑星状星雲が形成されると予想されます。
MASTER OT J172758.09 + 380021.5：独特のER UMa型矮新星、おそらく最近は見逃された新星
| Title |
MASTER_OT_J172758.09+380021.5:_a_peculiar_ER_UMa-type_dwarf_nova,_probably_a_missed_nova_in_the_recent_past |
| Authors |
E.Pavlenko,_T.Kato,_K.Antonyuk,_N.Pit,_L.Keir,_S.Udovichenko,_P.Dubovsk'y,_A.Sosnovskij,_O.Antonyuk,_V.Shimansky,_M.Gabdeev,_F.Rakhmatullaeva,_G.Kokhirova,_S.Belan,_A.Simon_and_A.Baklanov,_N.Kojiguchi,_V.Godunova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.14369 |
矮新星MASTEROTJ172758.09+380021.5のCCD測光は、2019年に134泊で実施されました。観察は、3つのスーパーバースト、5つの通常のバースト、およびそれらの間の静止をカバーしました。2014-2020年に利用可能なASASSNおよびZTFデータも調べられました。スペクトル観測は、オブジェクトが静止していた2020年に行われました。スペクトルと測光により、星はHに富むアクティブなERUMaタイプの矮新星であり、50〜100dの非常に変動するスーパーサイクルを持ち、これは高い変動する物質移動速度を意味することが明らかになりました。このオブジェクトは、独特の振る舞いを示しました。短期間のスーパーバースト（1週間）。ゆっくりとしたスーパーバーストの減少と再明るくなるケース。スーパーサイクル中の通常の爆発の低頻度（ゼロから少数）。2019年には、スーパーバースト中の正のスーパーハンプの平均期間は0。05829日であることがわかりました。スーパーバーストの終了後約20日続き、0。057026日の軌道周期またはその軌道負のスーパーハンプビート周期に置き換えられた平均周期0.057915dの後期スーパーハンプが検出されました。軌道光度曲線に食がないこととその適度な振幅は、分光法から得られた約40度の軌道傾斜角と一致しています。スーパーバースト中のスーパーハンプのV-IcとB-Rcの青いピークは、光度曲線の最小値と一致し、後期スーパーハンプのB-Rcは、光度曲線の上昇分岐と一致しました。質量比q=0.08が低いと、この矮新星の特徴のほとんどを説明できることがわかりました。したがって、物質移動速度は、重力放射のみから予想されるものよりも高くなければなりません。これは、オブジェクトが新星後の状態にあり、比較的最近、つまり数百年前に新星の噴火を経験したことを前提としています。このオブジェクトは、おそらく、最小期間に近いCVでも新星の噴火が発生する可能性があるという最初の観測証拠を提供します。
自動検出スキームにおけるコロナホール境界の観測の不確実性
| Title |
The_Observational_Uncertainty_of_Coronal_Hole_Boundaries_in_Automated_Detection_Schemes |
| Authors |
Martin_A._Reiss,_Karin_Muglach,_Christian_M\"ostl,_Charles_N._Arge,_Rachel_Bailey,_Veronique_Delouille,_Tadhg_M._Garton,_Amr_Hamada,_Stefan_Hofmeister,_Egor_Illarionov,_Robert_Jarolim,_Michael_S.F._Kirk,_Alexander_Kosovichev,_Larisza_Krista,_Sangwoo_Lee,_Chris_Lowder,_Peter_J._MacNeice,_Astrid_Veronig,_ISWAT_Coronal_Hole_Boundary_Working_Team |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.14403 |
コロナホールは、太陽圏に開かれた太陽磁場の観測的兆候であり、太陽風の起源と加速を理解する上で極めて重要です。ソーラーダイナミクス天文台などの宇宙ミッションからの観測により、コロナホールを前例のない詳細で研究できるようになりました。ただし、機器の効果やその他の要因により、太陽画像のコロナホールを自動的に検出するという課題が生じます。科学界は、さまざまな検出スキームでこれらの課題に取り組んでいます。これまで、これらのスキーム間の不一致を評価することにほとんど注意が払われていませんでした。このCOSPARISWATイニシアチブでは、太陽科学と宇宙科学に広く適用されている9つの自動検出スキームの比較を示します。具体的には、2018年5月30日に大気イメージングアセンブリ装置によって観測された一般的なコロナホールを調査します。我々の結果は、検出スキームの選択がコロナホール境界の位置に大きな影響を与えることを示しています。面積、平均強度、平均磁場強度などのコロナホールの物理的特性は、最大値と最小値の間で最大4.5倍変動します。私たちの調査結果は、過去10年間のコロナホール研究に関連しており、したがって、太陽および宇宙研究コミュニティにとって興味深いものであると結論付けています。
激変星のちらつきの強さの比較研究
ちらつきは、天文系の降着における普遍的な現象であり、それでも詳細な物理的理解に反しています。これは、激変星（CV）で特に顕著です。モデルの境界条件を定義しようとすると、ちらつきの強さは100CVを超える数千の光度曲線で測定されます。ちらつきの振幅は、光度曲線のデータポイントの大きさの分布に対するガウスフィットのFWHMによってパラメータ化されます。この量は、異なるソース間の比較を行う前に、いくつかの修正が必要です。ちらつきの強さと成分の質量、軌道傾斜角、周期などの単純なパラメータとの相関関係は検出されませんでしたが、主成分の絶対等級とCVサブタイプへの依存性が見られます。特に、VYScltpyenovalike変数のちらつきは、UXUMaタイプのnovalikeよりも体系的に強くなっています。ちらつき光源の広帯域スペクトルは、単純なモデルに適合させることができますが、$U$帯域で過剰を示しています。食のCVの軌道位相の関数としてちらつきの強さを調査することをデータが許可したとき、そのような依存性が見つかりましたが、それはシステムによって異なります。驚くべきことに、恒久的なスーパーハンプを持つ新星のような変数のスーパーハンプフェーズによるちらつきの強さの変化の兆候もあります。矮新星では、ちらつきの振幅は静止中に高く、システムが爆発に入る（または爆発から戻る）ときに中間の大きさで急速に低下し、平均して、与えられた明るさのしきい値を超えて一定のままです。
SU（2）$ _ R $と宇宙論におけるそのアクシオン：インフレーション、低温ステライルニュートリノ、およびバリオン数生成の一般的な起源
| Title |
SU(2)$_R$_and_its_Axion_in_Cosmology:_A_common_Origin_for_Inflation,_Cold_Sterile_Neutrinos,_and_Baryogenesis |
| Authors |
Azadeh_Maleknejad |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.11516 |
$W_R$がアクシオンに結合されているSMの左右対称拡張に埋め込まれたアクシオンインフレーションモデルを紹介します。このモデルは、現代の宇宙論の3つのマイルストーン、つまりインフレーション、コールドダークマター、バリオン非対称性を統合しています。したがって、宇宙論的パラメータ、つまり$\eta_{B}\approxP_{\zeta}$と$\Omega_{DM}\simeq5〜\Omega_{B}$の間で観察された一致を自然に説明できます。非対称性の原因は、インフレーションの物理学における自発的なCP対称性の破れであり、最も軽い右巻きニュートリノは、質量$m_{N_1}\sim1〜GeV$のコールドダークマター候補です。導入されたメカニズムは、ニュートリノセクターにおける制約のないCP対称性の破れの相の大きさや、最も重い右巻きニュートリノの微調整された質量に依存していません。これには、2つの未知の基本スケールがあります。つまり、インフレのスケール$\Lambda_{\rminf}=\sqrt{HM_{Pl}}$と左右対称性の破れ$\Lambda_{F}$です。十分な物質の非対称性には、$\Lambda_{\rminf}\approx\Lambda_{F}$が必要です。今日のバリオン非対称性と暗黒物質は、インフレーションにおける純粋な量子効果（カイラルアノマリー）の残骸であり、フレーバー効果のおかげで、宇宙の進化によって記憶されています。
有限ディリクレ混合を使用したマージンのない分類と新しいクラスの検出
| Title |
Margin-free_classification_and_new_class_detection_using_finite_Dirichlet_mixtures |
| Authors |
Prince_John_and_Alessandra_R._Brazzale_and_Maria_S\"uveges |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.14138 |
オブジェクトを既知のクラスに同時に分類し、連続属性のセットを使用して可能な新しいオブジェクトタイプを識別することを可能にする、マージンのない有限混合モデルを提示します。このアプリケーションは、変光星として知られている特定の種類の星の新しいタイプを識別し、場合によっては検出する必要性によって動機付けられています。まず、星の物理的属性をシンプレックスに適切に変換して、依存構造を維持しながらスケール不変性を実現します。これにより、さまざまなスケールを持つ可能性のあるさまざまな空の調査によって収集されたデータを比較できます。したがって、このモデルは、ディリクレ混合物の混合物を組み合わせて、既知のクラスをVatanenetalの半教師あり分類戦略で表します。（2012）外れ値の検出用。セミパラメトリックモデルベースのクラスタリングに関する以前の作業と一致して、単一のディリクレ分布は、データのベースラインパターンを提供するものと見なすことができます。次に、これらを組み合わせて、さまざまなクラスの属性の複雑な分布を効果的にモデル化します。モデルは、期待値最大化（EM）アルゴリズムの適切に適合されたバージョンとベイズの定理を組み合わせた階層的な2段階の手順を使用して推定されます。文献（Dubathetal。、2011）で入手可能な周期変光星の信頼できるサンプルでモデルを検証し、71.95％の全体的な分類精度、86.11％の感度、および新しいクラスの検出に対する99.79％の特異度を達成します。
重力波検出器用の同時スパッタリングされたTa $ _2 $ O $ _5 $ -ZrO $ _2 $薄膜の探査
| Title |
Exploration_of_co-sputtered_Ta$_2$O$_5$-ZrO$_2$_thin_films_for_gravitational-wave_detectors |
| Authors |
M._Abernathy,_A._Amato,_A._Ananyeva,_S._Angelova,_B._Baloukas,_R._Bassiri,_G._Billingsley,_R_Birney,_G._Cagnoli,_M._Canepa,_M._Coulon,_J._Degallaix,_A._Di_Michele,_M._A._Fazio,_M._M._Fejer,_D._Forest,_C._Gier,_M._Granata,_A._M._Gretarsson,_E._M._Gretarsson,_E._Gustafson,_E._J._Hough,_M._Irving,_\'E._Lalande,_C._L\'evesque,_A._W._Lussier,_A._Markosyan,_I._W._Martin,_L._Martinu,_B._Maynard,_C._S._Menoni,_C._Michel,_P._G._Murray,_C._Osthelder,_S._Penn,_L._Pinard,_K._Prasai,_S._Reid,_R._Robie,_S._Rowan,_B._Sassolas,_F._Schiettekatte,_R._Shink,_S._Tait,_J._Teillon,_G._Vajente,_M._Ward,_L._Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.14140 |
現在および将来の重力波検出器のコーティングブラウニアンノイズを低減することを目的として、同時スパッタされたタンタラジルコニア薄膜の開発と広範な特性評価について報告します。さまざまなエネルギーと堆積速度のさまざまなスパッタリングプロセスをテストし、カチオン比$\eta=$Zr/（Zr+Ta）と堆積後の熱処理温度$T_a$のさまざまな値がフィルムの光学的および機械的特性。共スパッタリングされたジルコニアは、タンタラ薄膜の結晶化を妨げる効率的な方法であることが証明され、最大アニーリング温度の大幅な上昇、したがってコーティングの機械的損失の減少を可能にしました。最も低い平均コーティング損失は、800$^{\circ}$Cでアニールされた$\eta=0.485\pm0.004$のイオンビームスパッタサンプルで観察され、$\overline{\varphi}=1.8\times10^が得られました。{-4}$。すべてのコーティングサンプルは、アニーリング後に亀裂を示しました。原則として、私たちの測定はそのような欠陥に敏感ですが、私たちの結果が影響を受けたという証拠は見つかりませんでした。この問題は、少なくともイオンビームスパッタコーティングの場合、加熱速度と冷却速度を7$^{\circ}$C/hに下げることで解決できます。現在の重力波干渉計のコーティングと同じくらい少ない光吸収（0.5ppm）を観察しましたが、光散乱を減らし、アニーリング時の欠陥の形成を回避するために、さらなる開発が必要です。
宇宙天文学用のシリコンマイクロストリップセンサーの特性評価
シリコンマイクロストリップ検出器は、宇宙天文学の実験で広く使用されています。検出器を組み立てる前に、シリコンマイクロストリップセンサーの広範な特性評価が不可欠であり、困難です。この作業では、空乏電圧、バイアス抵抗、金属ストリップ抵抗、総リーク電流、ストリップリーク電流、結合容量、ストリップ間容量など、一連のセンサーパラメータを電気的に評価します。ストリップ漏れ電流を正確に測定するために2つの方法が使用され、テスト結果は互いによく一致しています。結合容量の測定では、SPICEモデルと2ポートネットワーク分析に基づいて正しい値を抽出します。さらに、測定されたバイアス抵抗の式は、SPICEモデルに基づいて推定されます。
星の中心への旅：プラントル数の低い流体力学の領域
恒星内部の深部にある流体のダイナミクスは、地球物理学的な流体ダイナミクスと多くの類似点がある主題ですが、1つの重要な違いはプラントル数です。動粘度と熱拡散率の比は、通常、地球上では1次以上ですが、星の場合よりも常にはるかに小さくなります。その結果、熱拡散性のスケールでは粘度が無視できるままになり、パラメーター空間のまったく新しい領域、つまり乱流の低ペクレ数レジーム（ペクレ数はプラントル数とレイノルズ数）。このレビューでは、地球流体力学でよく知られており、恒星進化において重要な役割を果たす3つの不安定性、すなわち対流、層状せん断不安定性、および二重拡散対流に焦点を当てます。低プラントル数での動作について知られていることを示し、中程度および高プラントル数の対応物との違いを強調します。
4次元時空における集団ニュートリノフレーバー変換の時空間線形不安定性解析
| Title |
Spatiotemporal_linear_instability_analysis_of_collective_neutrino_flavor_conversion_in_4-dimensional_spacetime |
| Authors |
Taiki_Morinaga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.14308 |
コア崩壊超新星（CCSN）で形成された高密度ニュートリノのある環境では、ニュートリノは自己相互作用のために非線形で複雑な振動挙動を示します。この非線形振動の開始は、フレーバー固有状態の周りの小さな摂動の進化方程式を線形化することによって調査できます。フレーバー固有状態が不安定になる条件は多くの研究で調査されてきましたが、摂動が時空でどのように進化するかはまだ解明されていません。この論文では、最近提案されたLefschetzシンブル定式化を使用して、2ビームニュートリノモデルの線形領域における4次元時空の線形摂動の漸近的振る舞いを解析的かつ正確に導き出します。この結果は、摂動が2つのニュートリノビームの間の方向に成長することを示唆しています。また、CCSNの爆発メカニズムに対するニュートリノフレーバー変換の考えられる影響についても簡単に説明します。特に、この結果は、1次元空間での群速度に焦点を当てた以前の研究とは対照的に、ショック前の領域のフレーバーの不安定性がショック後の領域に伝播する可能性があることを意味します。より現実的な連続スペクトルの場合をどのように扱うかについても説明します。
高階微分重力理論において、局所化されたスカラー場（塊）によって供給される重力場を研究します。静的で球対称の構成で作業することにより、いくつかのラグランジアンのスカラー塊によって生成された線形化された時空間メトリックを見つけます：消失ポテンシャル、つまり自由質量スカラー場、多項式ポテンシャル、およびオープンストリングフィールド理論のタキオンポテンシャル。アインシュタインの一般相対性理論、4微分重力、ゴーストのない非局所重力など、さまざまな重力理論の分析を実行します。分析の妥当性の限界について議論し、天体物理学のコンパクトオブジェクトのコンテキストで可能な将来のアプリケーションについてコメントします。
非常に小さいものと非常に大きいものの間の宇宙タンゴ：ループ量子宇宙論によるCMB異常への対処
| Title |
Cosmic_tango_between_the_very_small_and_the_very_large:_Addressing_CMB_anomalies_through_Loop_Quantum_Cosmology |
| Authors |
Abhay_Ashtekar,_Brajesh_Gupt,_and_V._Sreenath |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.14568 |
標準の6パラメータの空間的にフラットな$\Lambda$CDMモデルは大成功を収めていますが、宇宙マイクロ波背景放射の特定の異常は、このモデルと観測の間の緊張を引き出します。1つの異常の統計的有意性は小さいです。しかし、まとめると、それらが2つ以上存在するということは、標準的なインフレ理論によれば、私たちが非常に例外的な宇宙に住んでいることを意味します。ループ量子宇宙論を使用したPLANCKコラボレーションの分析を再検討します。ここでは、紫外線と赤外線の間の予期しない相互作用により、\emph{primordial}パワースペクトルスケールが非常に小さい$k$に依存します。その結果、大規模な電力抑制とレンズ振幅の両方に関連する異常が軽減される、多少異なる$\Lambda$CDMユニバースに導かれます。分析はまた、将来の観測のための新しい予測につながります。この記事は宇宙論とLQGコミュニティの両方を対象としており、私たちはそれを自己完結型にすることを試みました。
SU（2）$ {} _ R $のカイラルアノマリー-アクシオンインフレーションと粒子宇宙論の新しい予測
| Title |
Chiral_Anomaly_in_SU(2)${}_R$-Axion_Inflation_and_the_New_Prediction_for_Particle_Cosmology |
| Authors |
Azadeh_Maleknejad |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2103.14611 |
ゲージグループ$SU（2）_L\timesSU（2）_R\timesU（1）_{BL}$を使用して、SMの最小の左右対称ゲージ拡張にアクシオンインフレーションを埋め込むと、[arXiv：2012.11516]インフレーションのための新しい素粒子物理学モデルを提案しました。この作業では、より詳細な分析を提示します。説得力のある結果として、この設定は、インフレーションにおける$W_R$のカイラルアノマリーによるバリオン数生成と右巻きニュートリノ生成を同時に行うための新しいメカニズムを提供します。最も軽い右巻きニュートリノは暗黒物質の候補です。この設定には、2つの未知の基本スケールがあります。つまり、インフレのスケールと左右対称性の破れ$SU（2）_R\timesU（1）_{B-L}\rightarrowU（1）_{Y}$です。十分な物質の生成には、インフレーションの終了直後に左右対称性の破れのスケールが発生することが必要です。興味深いことに、$10^{10}〜GeV$を超える左右対称性の破れのスケールが優先されます。これは、中間の左右対称スケールを持つ非超対称SO（10）大統一理論によって提案された範囲内です。$W_R$ゲージ場は、標準モデルのサブセクター$B-L_{SM}\neq0$で、インフレ時に同量の右巻きバリオンとレプトンを生成します。つまり、$B-L=0$です。この設定の重要な側面は、$SU（2）_R$スファレロンが平衡状態になることはなく、原始的な$B-L_{SM}$が標準模型の相互作用によって保存されることです。この設定は、インフレの物理学におけるCP対称性の破れと物質の生成（可視および暗）との間に深い関係をもたらします。したがって、宇宙論的パラメータ間で観察された一致、つまり$\eta_{B}\simeq0.3P_{\zeta}$と$\Omega_{DM}\simeq5\Omega_{B}$を自然に説明できます。$SU（2）_R$-アクシオンインフレーションには、宇宙論的な喫煙銃が付属しています。カイラル、非ガウス、および青に傾いた重力波のバックグラウンド。これは、将来のCMBミッションおよびレーザー干渉計検出器で調べることができます。
