| Title |
Core-Envelope_Haloes_in_Scalar_Field_Dark_Matter_with_Repulsive_Self-Interaction:_Fluid_Dynamics_Beyond_the_de_Broglie_Wavelength |
| Authors |
Taha_Dawoodbhoy,_Paul_R._Shapiro,_Tanja_Rindler-Daller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07043 |
超軽量ボソンで構成されるスカラーフィールド暗黒物質（SFDM）は、Schr\"odinger-Poisson方程式の結合によって記述されるその新しい構造形成ダイナミクスにより、標準の無衝突コールドダークマター（CDM）の代替として大きな関心を集めています。SFDM（FDM）の自由場（「ファジー」）限界、構造はdeBroglie波長以下で抑制されますが、より大きなスケールではCDMに似ています。ビリアライズされたハローは半径$\sim\lambda_\text{deBの「孤独な」コアを持っています}$、CDMのようなエンベロープに囲まれています。十分に強い反発自己相互作用（SI）も存在する場合、構造は2番目の長さスケール$\lambda_\text{SI}$の下で、$\lambda_\で抑制できます。text{SI}>\lambda_\text{deB}$-トーマス-フェルミ（TF）レジームと呼ばれます。FDMダイナミクスは量子圧力のためにCDMとは異なり、SFDM-TFはSI圧力を追加することでさらに異なります。$\lambda_\text{deB}$制限、ただし、圧縮可能な$\gamma=5/3$の流体保存方程式により、3つすべてをモデル化できます。理想気体、内部速度分散によって供給される理想気体圧力、およびTFレジームの場合、追加されたSI圧力、$P_\text{SI}\propto\rho^2$。これらの流体方程式を使用して、1Dの球対称の重力崩壊からのハロー形成をシミュレートし、SFDM-TFハローがSI圧力の半径である$R_\text{TF}$のサイズのコアで形成されることを初めて示します。-サポートされている$（n=1）$-ポリトロープ、CDMのようなエンベロープで囲まれています。ローカル宇宙の矮小銀河の回転曲線と比較して、SFDM-TFハローは["大きすぎて潰せない"+"コアカスプ"]-$R_\text{TF}\gtrsim1$の場合のテストに合格します。kpc。
レンズイベントにおける重力波干渉による質量シート縮退の破壊
| Title |
Breaking_the_mass-sheet_degeneracy_with_gravitational_wave_interference_in_lensed_events |
| Authors |
Paolo_Cremonese,_Jose_Mar\'ia_Ezquiaga,_Vincenzo_Salzano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07055 |
質量シートの縮退は、重力レンズのよく知られた問題であり、観測から天体物理学的レンズの特性や宇宙論的パラメーターを推測する能力を制限します。重力波観測の数が増えるにつれて、レンズイベントを検出する可能性が高くなり、マスシートの縮退がそれらにどのように影響するかを評価することが重要になります。ここでは、回折積分から増幅率を計算する質量シート縮退によってレンズ波形がどのように影響を受けるかを解析的および数値的に研究します。特に、地上の重力波検出器に焦点を当てて、幾何光学、波動光学、干渉レジームを区別します。電磁放射の重力レンズ効果の期待と一致して、幾何光学シナリオで、1つのレンズ画像だけで質量シートの縮退を破ることができないことを確認します。ただし、干渉領域、および一部は波動光学領域では、信号の特徴的な干渉パターンのおかげで、1つのレンズ波形だけでマスシートの縮退を解消できることがわかります。最後に、テンプレートマッチングを通じて、マスシートの縮退をどれだけうまく解消できるかを定量化します。現在のGW検出器の感度の範囲内で、これまでに検出された信号と同じくらい強い信号を考慮すると、質量シートの縮退は、$\sim12\％$のレンズ質量に$1\sigma$の不確実性をもたらす可能性があることがわかります。これらの値では、MSDは依然として問題のある問題である可能性があります。ただし、信号対雑音比が高い信号の場合、不確かさは$\sim2\％$に低下する可能性があります。これは、動的質量測定によって達成される現在の不確定性よりも小さくなります。
ピークCUSPを頂点にして、ハローのダークサイドを非難する
ConflUentSystemofPeak軌道（CUSP）は、ピーク理論の枠組みにおける厳密な形式であり、第一原理から導き出すことができ、自由パラメーターなしで、フィルター処理されたガウス確率場のピークの統計から典型的なハロー特性を導き出すことができます。摂動。予測されたハロー質量関数、球形平均密度、速度分散、速度異方性、楕円率、扁長およびポテンシャルプロファイル、ならびに蓄積および除去されたサブハロおよび拡散暗黒物質の存在量および数密度プロファイルは、宇宙論的$N$の結果を正確に回復します。-ボディシミュレーション。したがって、CUSPは、ガウス摂動を伴う任意の階層的宇宙論において、シミュレーションでカバーされる質量、赤方偏移、および半径範囲を超えるハロー特性を計算するための強力なツールです。さらに重要なことに、CUSPはこれらのプロパティの特徴的な機能の起源を解明します。現在の論文では、その構造をまとめています。サブハロストリッピングに関連するものを除くすべてのハロープロパティは、これらのオブジェクトのアセンブリ履歴に依存せず、ガウスは、主要な合併で生成されるエントロピーの増加を適切に考慮しながら、有限の崩壊パッチを見つけることができる唯一の平滑化ウィンドウであることを示します。
ガウス過程を使用した宇宙関数の制約
ガウス過程のノンパラメトリック法を用いて、宇宙時間に関するスケールファクターの4次導関数までの宇宙関数、すなわちいわゆるスナップ関数に対する観測的制約を研究します。観測データとして、ハッブルパラメータデータを使用します。また、模擬データセットを使用して将来の予測を推定し、このタイプのデータのパフォーマンスを調査して宇宙線撮影機能を制約します。宇宙望遠関数を再構築するための戦略として、ノンパラメトリック法とハッブルパラメータデータの組み合わせを調査します。さらに、ハッブルパラメータの特定のタイプの関数従属性に制限されていないため、結果は非常に一般的です。前者は近似のない一般的な定義であるため、コスモグラフィックシリーズの代わりにコスモグラフィック関数を使用することのいくつかの利点を調査します。一般的に、私たちの結果は$\LambdaCDM$から大きく逸脱していません。$H_{0}=67.44$および$z_{tr}=-0.710^{+0.159}_{-で遷移赤方偏移$z_{tr}=-0.670^{+0.210}_{-0.120}$を決定します0.111}$、$H_{0}=74.03$。主な結果を表2にまとめています。
| Title |
Fast_and_optimal_scalar_quadratic_maximum_likelihood_estimators_for_the_CMB_$B$-mode_power_spectrum |
| Authors |
Jiming_Chen,_Shamik_Ghosh,_Hao_Liu,_Larissa_Santos,_Wenjuan_Fang,_Siyu_Li,_Yang_Liu,_Hong_Li,_Jiaxin_Wang,_Le_Zhang,_Bin_Hu,_Wen_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07408 |
宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の$B$モードパワースペクトルの高速で最適な推定器を構築することは、CMB科学にとって非常に重要です。一般的なCMB調査では、CMB偏光の2次最尤（QML）推定量が、不確実性を最小限に抑えた最適な推定量であることが証明されていますが、計算コストが非常に高くなります。この記事では、$B$モードのパワースペクトル推定のための2つの新しいQMLメソッドを提案します。Smith-Zaldarriagaアプローチを使用して純粋な$B$モードのマップを作成し、$E$モードのリサイクル方法を使用して漏れのない$B$モードのマップを取得します。次に、スカラーQML推定器を使用して、スカラー純粋$B$マップ（QML-SZ）または$B$モードマップ（QML-TC）を分析します。QML-SZおよびQML-TC推定器には、標準のQML推定器と同様のエラーバーがありますが、計算コストはほぼ1桁小さくなっています。基本的な考え方は、SmithandZaldarriaga（SZ）によって提案された$E$-$B$分離法、またはテンプレートクリーニング（TC）手法を考慮した方法を使用して、純粋な$B$モードCMBマップを構築できるということです。これらのスカラー場にQML推定量を適用します。宇宙ベースおよび地上ベースの検出器の潜在的な観測をシミュレートすることにより、従来のQML推定量および純粋な$B$モード疑似$C_{\ell}$の対応する結果と比較することにより、これらの推定量の信頼性をテストします。推定量。
環境情報のための高赤方偏移銀河調査の最適化
| Title |
Optimizing_high_redshift_galaxy_surveys_for_environmental_information |
| Authors |
Tobias_J._Looser,_Simon_J._Lilly,_Larry_P._T._Sin,_Bruno_M._B._Henriques,_Roberto_Maiolino,_Michele_Cirasuolo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07664 |
多重分光器で実施された赤方偏移調査で観測されたトレーサー銀河の位置情報から銀河群を再構築するグループ発見アルゴリズムの性能を調査します。根底にある現実が知られている銀河進化のL-Galaxies半解析モデルによって生成された模擬光円錐を使用します。特に、高赤方偏移でのパフォーマンスと、これがトレーサー銀河の質量（共動数密度とほぼ同等）の選択とこれらのトレーサーの（ランダムと想定される）サンプリングレートによってどのように影響を受けるかに焦点を当てます。ただし、最初に、低赤方偏移で適用されるグループ検索に対する2つの異なるアプローチを比較し、これらはおおむね比較可能であると結論付けます。簡単にするために、高赤方偏移での研究の基礎として、これらの1つである「Friends-of-Friends」（FoF）を採用します。グループカタログを使用した幅広い科学調査に関連するグループファインダーのパフォーマンスを定量化するように設計された12の科学指標を紹介します。これらのメトリクスは、回収されたグループカタログの品質、さまざまなリッチ構造のハロー質量の中央値、暗黒物質ハロー質量のばらつき、およびグループファインダーがシングルトン、中央値、衛星をどの程度うまく分類しているかを調べます。トレーサー銀河の制限星質量とランダムサンプリングレートによってこれらのメトリックがどのように変化するかを分析し、さまざまな可能な調査設計間のさまざまなトレードオフの定量化を可能にします。最後に、MOONS機器を使用した潜在的なMOONRISE調査を例として使用して、調査の観測時間における相対的な「コスト」に対するこれらの同じ設計パラメーターの影響を調べます。
CIBERを用いたフラウンホーファー吸収線分光法による黄道光絶対強度の測定
| Title |
Measurements_of_the_Zodiacal_Light_Absolute_Intensity_through_Fraunhofer_Absorption_Line_Spectroscopy_with_CIBER |
| Authors |
Phillip_Korngut,_Min_Gyu_Kim,_Toshiaki_Arai,_Priyadarshini_Bangale,_James_Bock,_Asantha_Cooray,_Yun_Ting_Cheng,_Richard_Feder,_Viktor_Hristov,_Alicia_Lanz,_Louis_Levenson,_Toshio_Matsumoto,_Shuji_Matsuura,_Chi_Nguyen,_Kei_Sano,_Kohji_Tsumura,_Michael_Zemcov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07104 |
私たちの太陽系の惑星間塵（IPD）雲からの散乱太陽光は、銀河系外背景光（EBL）の分光測光測定にとって深刻な前景の課題を提示します。この作業では、近赤外CaII吸収トリプレットの最も深い8542オングストローム線でフラウンホーファー線分光法の新しい技術を使用して黄道光（ZL）の絶対強度の測定について報告します。測定は、宇宙赤外線バックグラウンド実験（CIBER）観測ロケット装置に搭載された狭帯域分光計（NBS）を使用して実行されます。NBSデータを使用して、文献で広く引用されている2つのZLモデルの精度をテストします。ケルサルモデルとライトモデルは、それぞれ高いEBL結果と低いEBL結果を生成する前景除去分析で使用されています。ケルサルモデルでは3.5の平均減少カイ二乗、ライトモデルでは2.0のカイ二乗が見つかります。私たちのデータの最良の説明は、無料のZLオフセットパラメーターを含むケルサルモデルへの簡単な変更によって提供されます。この調整されたモデルは、カイ2乗が1.5に減少したデータを記述し、12500オングストロームに外挿された46±19nWm^-2sr^-1の推定オフセット振幅を生成します。これらの測定値は、太陽系の内側にダストクラウドコンポーネントが存在する可能性を排除しています。その強度は、太陽の周りの地球の動きによって強く変調されません。
惑星科学のための包接水和物の赤外分光法：エチレンの場合
炭化水素は、彗星、太陽系外縁天体、惑星、およびそれらの衛星を含む太陽系オブジェクトの気相または固相で観察されます。これらの環境に水氷が存在すると、炭化水素を含む包接水和物が形成される可能性があります。クラスレートハイドレートでは、ゲスト分子はさまざまなサイズの結晶水ケージに閉じ込められます。この相は、惑星（サブ）表面または彗星などの氷体のモデルで使用されます。存在する相、炭化水素種の存在量の潜在的な推定値、さまざまな相における炭化水素種の分光学的挙動を記録して、遠隔観測と比較するための参照スペクトルを提供する必要があります。この研究では、バンドの位置は似ていますが、純粋なエチレン氷のスペクトルからシフトした、特定の閉じ込められたエチレンの特徴を示しています。それらは、位置と幅の両方で顕著な温度依存性を示します。いくつかの振動モードは、ウォーターアイスケージとの相互作用によって赤外線でアクティブになります。
ペブル集積による惑星形成のN体シミュレーションII。さまざまな巨大惑星がどのように形成されるか
| Title |
N-body_simulations_of_planet_formation_via_pebble_accretion_II._How_various_giant_planets_form |
| Authors |
Soko_Matsumura,_Ramon_Brasser,_Shigeru_Ida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07271 |
目的。初期の円盤の状態と惑星の最終的な軌道および物理的特性との関係はよく理解されていません。この論文では、ペブル集積を介した惑星系の形成を数値的に研究し、質量、散逸タイムスケール、金属量などのディスク特性が惑星形成の結果に及ぼす影響を調査します。メソッド。新しい惑星とディスクの相互作用モデルとタイプIIの移行を考慮して、変更されたN体コードSyMBAを改善しました。標準のディスク乱流と磁気ディスク風によって駆動される質量降着の両方の影響を模倣するために、「2アルファディスク」モデルを採用しました。結果。太陽系外惑星の準主軸、偏心、惑星質量の全体的な分布傾向をうまく再現しました。惑星の形成が十分に速く起こるとき、巨大な惑星は完全に成長し（木星質量以上）、ディスク全体に広く分布していることがわかります。一方、惑星の形成がディスクの散逸によって制限されている場合、ディスクは一般に低質量の冷たい木星（CJ）を形成します。私たちのシミュレーションはまた、ホットジュピター（HJ）が単独である傾向がある理由と、観測された離心率-金属量の傾向がどのように発生するかを自然に説明します。惑星の形成は高金属量の円盤よりも遅いため、低金属量の円盤はその場でほぼ円形で同一平面上のHJを形成する傾向があり、したがって原始惑星系円盤はガス降着の前に大幅に移動します。一方、高金属量ディスクは、その場で、または離心率の潮汐循環を介してHJを生成します。両方の経路は通常、動的な不安定性を伴うため、HJはより広い離心率と傾斜分布を持つ傾向があります。非常に広い軌道を持つ巨大な惑星（「超低温木星」）が形成されると、それらはしばしば金属が豊富な星に属し、離心率を持ち、軌道の内部に（〜80％）仲間がいる傾向があることがわかります。
星と惑星の相互作用VI。潮汐、恒星の活動、惑星の蒸発
| Title |
Star-planet_interactions_VI._Tides,_stellar_activity_and_planet_evaporation |
| Authors |
Suvrat_Rao,_Camilla_Pezzotti,_Georges_Meynet,_Patrick_Eggenberger,_Ga\"el_Buldgen,_Christoph_Mordasini,_Vincent_Bourrier,_Sylvia_Ekstr\"om,_Cyril_Georgy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07397 |
潮汐相互作用と惑星蒸発プロセスは、近接する星惑星系の進化に影響を与えます。これらのプロセスに対する恒星の自転の影響を研究します。初期質量が0.02〜2.5M$_{Jup}$（6〜800M$_{Earth}$）の惑星からなる星惑星系の時間変化を、初期質量のある準円軌道で計算します。前主系列星（PMS）から主系列星（MS）フェーズの終わりまで進化する太陽型星の周りの、0.01から0.10auの間の軌道距離。恒星の構造、潮汐と磁気ブレーキによる恒星の角運動量、潮汐相互作用（恒星の対流層における平衡潮汐と動的潮汐）、惑星の質量蒸発、および惑星の軌道。進化の初めに、原始惑星系円盤は完全に消滅し、惑星の形成は完了したと私たちは考えています。一般に、急速な初期恒星の自転と星内部のより効率的な角運動量輸送の両方が、惑星の質量対軌道距離の面で、PMSフェーズ後に惑星を欠いている領域の拡大に貢献します。惑星の質量対軌道距離の平面（「ネプチュニアン砂漠」の特徴に対処する）で、太陽質量の星を周回する太陽系外惑星の観測された分布との比較は、特に微調整の試みがなされていないため、現在のシミュレーションとの有望な一致を示しています-観測値に合うようにモデルの初期パラメーターを調整します。また、ベアコア惑星の公転周期の上限を取得します。これは、惑星の半径対軌道周期の平面での「半径の谷」の特徴の観測と一致します。潮汐と惑星の蒸発という2つの影響は、星の進化の詳細なモデルを使用して、同時に一貫した方法で説明する必要があります。
彗星コマエにおける有機分子の中性-中性合成
彗星ガスの遠隔およびその場観察により、炭素鎖、アルコール、イミン、アミノ酸グリシンなどの複雑な有機分子が豊富に存在することが明らかになりました。彗星の物質におけるそのような化学的複雑さは、彗星による影響が若い惑星表面にプレバイオティクス化学のための試薬を供給した可能性があることを意味します。しかし、ミリメートル波長で彗星の昏睡状態で観察された分子のいくつかが核内に貯蔵された氷に由来するという仮定はまだ証明されていません。実際、中程度に活動的な彗星のコマは、核から数千キロメートル以内で十分な密度に達し、活動的な（太陽放射駆動の）光化学が起こります。ここでは、更新された反応ネットワークを組み込んだ最新の化学流体力学モデルの結果を示し、一般的に観察されるHC3N（シアノアセチレン）およびNH2CHO（ホルムアミド）分子が、2体の中性の結果として彗星コマで効率的に生成できることを示します-よく知られているコマガスが関与する中性の気相反応。CNの核に近い分布源（彗星67Pでロゼッタ宇宙船によって観測されたものと同様）の存在下で、以前の観測でこれらの分子の存在量に一致するのに十分なHC$_3$NとNH2CHOを合成できることがわかりますオールトの雲彗星の。彗星のコマにおけるこれらの（および他の）複雑な有機分子の正確な起源は、例えば、アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）を使用した干渉マッピング観測によって確認できます。
銀河スケーリング関係の本質的な散布図
円盤銀河のスケーリング関係の概要と、それらの固有の散乱の詳細な特性を示します。観測されたスケーリング関係は、通常、傾き、切片、および散乱によって特徴付けられます。ただし、これらのパラメータは、観測誤差と天体物理学的プロセスが混在しています。非線形エラー伝搬と共変不確実性を説明するスケーリング関係の固有の分散を計算するための新しいベイズフレームワークを紹介します。ベイジアン固有の散乱は、真の固有の散乱を体系的に過小評価する1次の古典的な方法で得られるものよりも約25％正確です。速度（V23.5）、サイズ（R23.5）、輝度（L23.5）、色（gz）、中心恒星面密度（Sigma1）、恒星質量（M*）、動的質量（Mdyn）、恒星角運動量（j*）、および動的角運動量（jdyn）を調べて、ベイジアン形式の力と重要性を示します。私たちの分析は、深い光学測光と拡張された回転曲線を備えた銀河外測光編集からの測光と回転曲線観測からの1000を超える後期型銀河の多様な選択に基づいています。固有の直交散乱によって各パラメーターの最も緊密な関係を決定し、M*-V23.5、R23.5-j*、およびL23.5-jdynが特に緊密であることを確認します。R23.5-L23.5、V23.5-（g-z）、およびR23.5-jdynの関係の分散は、ほとんどが固有のものであり、銀河の形成と進化の研究に理想的です。スケーリング関係のベイズ固有の散布図を計算するためのコードも示されています。銀河のスケーリング関係における多くの不確実性の相関性を定量化し、ディスク傾斜補正の不確実性とそれらが散乱推定に及ぼす影響を精査します。
恒星系の恒星変動
統計的平衡の周りの星団と銀河の遠足が研究されています。単調減少するエルゴードモデルの場合、6次元位相空間でのDFアントノフの随伴演算子は固有関数としてノーマルモードを持ちます。システムの励起エネルギーは、各ノーマルモードに関連する（正の）エネルギーの合計にすぎません。モーダルエネルギーの積極性は、結晶の熱特性と非常に類似したクラスターの熱特性をモデル化する道を開きます。モードのDFの公式が示されています。これは、LandauではなくvanKampenによって最初に記述されたタイプです。各モードは、共鳴トーラスのグループ上の星の重力場による駆動に対する非共鳴星の応答を含みます。各モードの構造は、自己重力の程度に敏感です。粒子が分析平衡から開始されたときのN体モデルにおけるグローバル歪みの出現は、ノーマルモードの相互作用の観点から説明されます。
銀河の進化の推進力としての質量と環境。 IV。局所宇宙における巨大な中央円盤銀河の消光について
| Title |
Mass_and_Environment_as_Drivers_of_Galaxy_Evolution._IV._On_the_Quenching_of_Massive_Central_Disk_Galaxies_in_The_Local_Universe |
| Authors |
Chengpeng_Zhang,_Yingjie_Peng,_Luis_C._Ho,_Roberto_Maiolino,_Alvio_Renzini,_Filippo_Mannucci,_Avishai_Dekel,_Qi_Guo,_Di_Li,_Feng_Yuan,_Simon_J._Lilly,_Jing_Dou,_Kexin_Guo,_Zhongyi_Man,_Qiong_Li,_Jingjing_Shi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07045 |
進化する銀河集団の現象論的研究は、星形成銀河が、質量消光と環境消光という2つの異なるプロセスによって消光できることを示しています（Pengetal.2010）。局所銀河における質量消光過程を探求するために、我々は、シェクターの特徴的な質量を超える恒星の質量を持つ巨大な中央円盤銀河を研究します。張らで。（2019）、我々は、それらの星形成率（SFR）が減少するにつれて、それらの巨大な中央円盤銀河のクエンチング中に、それらの分子ガス質量と星形成効率が急速に低下するが、それらのHIガス質量は驚くほど一定のままであることを示した。根底にある物理的メカニズムを特定するために、この作業では、さまざまな構造パラメーター、バー周波数、活動銀河核（AGN）活動の消光中の変化を分析します。私たちは3つの密接に関連した事実を見つけます。平均して、これらの銀河でSFRが減少すると、次のようになります。（1）濃度指数、バルジと総質量比、および中心速度分散が大幅に増加することで示されるように、銀河は次第にコンパクトになります。それらのバルジコンポーネント。（2）棒渦巻銀河の頻度は劇的に増加し、特定の濃度指数では、棒渦巻銀河は非棒状渦巻銀河よりも静止率が大幅に高く、銀河棒が質量消光に重要な役割を果たす可能性があることを意味します。（3）「AGN」周波数は、主系列星の10％から最も静止している銀河のほぼ100％に劇的に増加します。これは、主にLINERの急激な増加によって引き起こされます。これらの観察結果は、質量消光がどのように機能するかについての自己矛盾のない画像につながります。
SITELLEを使用したCl0016 + 1609およびMACSJ1621.4 + 3810スーパークラスターフィラメントの輝線銀河の効率的な検出
| Title |
Efficient_detection_of_emission_line_galaxies_in_the_Cl0016+1609_and_MACSJ1621.4+3810_supercluster_filaments_using_SITELLE |
| Authors |
Louise_O._V._Edwards,_Florence_Durret,_Isabel_M\'arquez,_Kevin_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07073 |
カナダフランスハワイ望遠鏡でSITELLEフーリエ変換分光器を使用して、Cl0016+1609とMACSJ1621.4+3810周辺のフィラメントとクラスターのシステムを観察します。Cl0016+1609（z=0.546）の場合、観測値は、メインクラスターコアをカバーする東部フィラメントに沿った11.8Mpcx4.3Mpc領域と、それぞれ南部のサブクランプをカバーする2つの4.3Mpcx4.3Mpc領域にまたがっています。MACSJ1621.4+3810（z=0.465）の場合、メインクラスターコア周辺の3.9Mpcx3.9Mpcがカバーされます。輝線銀河の頻度と位置、それらの輝線画像を提示し、星形成率、特定の星形成率、および合併統計を計算します。Cl0016+1609には、13個の[OII]〜3727オングストロームの星形成率が0.2〜14.0M$_{\odot}$yr$^{-1}$の銀河があります。91$^{+3}_{-10}$％は、中程度の局所銀河密度を持つ領域で見られ、密集したクラスターコアを避けています。これらの銀河は上部構造の主なフィラメントに沿っており、ほとんどが青くて円盤状で、いくつかは密接な仲間を示し、形態を融合しています。MACSJ1621.4+3810には、10個の輝線源があります。すべて青（100$^{+0}_{-15}$％）で、40$^{+16}_{-12}$％は円盤状に分類され、60$^{+12}_{-16}$％をマージシステムとして。8つはクラスターコア（80$^{+7}_{-17}$％）を避けますが、2つ（20$^{+17}_{-7}$％）は、最も明るい領域を含む高密度領域の近くにあります。銀河団（BCG）。これらの観測は、フィラメント内の銀河の分光学的研究をz〜0.3を超えてz〜0.5に押し上げます。より多くの銀河調査がオンラインになるにつれて、それらの効率的な確認はそれらの有用性にとって最も重要です。
しし座の巨大なHIリングにあるガス状星雲と巨大な星
| Title |
Gaseous_nebulae_and_massive_stars_in_the_giant_HI_ring_in_Leo |
| Authors |
Edvige_Corbelli,_Filippo_Mannucci,_David_Thilker,_Giovanni_Cresci,_Giacomo_Venturi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07133 |
地元の宇宙で最大のHI雲であるレオリングの化学物質の存在量は、以前に主張されたリングの原始起源と互換性がなく、太陽に近いか上にあると最近決定されました。銀河円盤で事前に濃縮され、きちんと剥ぎ取られたガスは、銀河間空間で非常に効率的に星を形成することができませんでした。レオリングの3つの密なHI塊に星雲線をマッピングし、これらのデータをアーカイブの恒星連続体観測で補完して、リングの局所領域における星のまばらな集団のゆっくりとした蓄積を調査します。O7タイプと同じくらい巨大な個々の若い星は、いくつかのHII領域に電力を供給しています。平均的な星形成率密度は10^{-5}Msun/yr/kpc^2のオーダーであり、サイズが数百パーセクの局所バーストで進行します。そこでは、500-1000Msunの緩い星の関連が時折大規模な外れ値をホストします。星雲領域での遠紫外線対Halpha放射比は、2〜7Myr前の最近の恒星バーストを意味します。局所的なHIガス密度とリング内の星形成率との関係は、100〜Gyrsものガス枯渇時間の矮星や外側の円盤に見られるものと似ています。[OIII]/Halpha線が強調された、コンパクトでかすかなHalpha領域に惑星状星雲の候補が見つかりました。これは、リングの推定平均恒星表面輝度と一致しています。最も明るく最も若いHII領域の周りに弱いHalpha線を放出する1kpcの部分的なリングの存在は、局所的な衝撃が新しい星形成イベントのトリガーである可能性があることを示唆しています。
ALMA CO（2-1）データを使用した二重棒渦巻銀河NGC3504の形態学的および速度論的分析
| Title |
Morphological_and_Kinematical_Analysis_of_the_Double-barred_Galaxy_NGC_3504_Using_ALMA_CO_(2-1)_Data |
| Authors |
Yu-Ting_Wu,_Alfonso_Trejo,_Daniel_Espada_and_Yusuke_Miyamoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07227 |
二重棒渦巻銀河NGC3504のALMACO（2-1）データから得られた結果を提示します。以前の研究よりも3倍高い角度分解能（〜0。"8）で、私たちの観測は内部分子ガスバー、核を明らかにしますリング、および中央の1kpc領域の4つの内側のらせん状の腕のような構造。さらに、CO排出量は、外側の棒領域の2つのダストレーンと明確に整列しており、それらの間で形状と強度が異なります。総分子ガス質量観測された領域（50"x57"）では、$\sim3.1\times10^9\、{\rmM}_{\odot}$と推定されます。これは、恒星の質量の17％です。速度場に適合するキネメトリパッケージは、円運動が$R=0.3-0.8$kpcで強く支配することを発見しましたが、半径方向運動は$R<0.3$kpcおよび$R=1.0-2.5$kpcで重要になります。最後に、ガスが棒渦巻銀河のダストレーンに沿って移動すると仮定して、パターン速度を導き出しました。外側のバーの$18\pm5$kms$^{-1}$kpc$^{-1}$、2つのダストレーンのそれぞれの平均ストリーミング速度は165および221kms$^{-1}$であり、ダストレーンに沿った総質量流入速度は12M$_{\odot}$yr$^{-1}$です。我々の結果は、ガスが豊富な二重棒渦巻銀河内の内部ガス棒の新しい例を示し、二重棒渦巻銀河の形成がそのようなガス構造の存在と関連している可能性があることを示唆している。
複数のHCO +遷移を伴う赤外暗黒雲への落下の研究
| Title |
Studying_Infall_in_Infrared_Dark_Clouds_with_Multiple_HCO+_Transitions |
| Authors |
Jinjin_Xie,_Jingwen_Wu,_Gary_A._Fuller,_Nicolas_Peretto,_Zhiyuan_Ren,_Longfei_Chen,_Yaoting_Yan,_Guodong_Li,_Yan_Duan,_Jifeng_Xia,_Yongxiong_Wang,_Di_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07231 |
HCO$^{+}$J=1--0ラインプロファイルで青の非対称性の特徴を示す11個の赤外暗黒雲（IRDC）のサンプルの落下特性を調査します。JCMTを使用して、HCO$^{+}$J=4--3でのマッピング観測と、HCO$^{+}$J=3--2でのシングルポインティング観測を、これらのIRDCの23の塊に向けて実施しました。これらの観測に適合するようにHILLモデルを適用し、0.5〜2.7kms$^{-1}$の範囲で、中央値が1.0kms$^{-1}$の落下速度を導き出し、質量降着を取得しました。0.5-14$\times$10$^{-3}$Msunyr$^{-1}$のレート。これらの値は、後の進化段階で塊を形成する巨大な星に見られる値に匹敵します。これらのIRDCの塊は、星団を形成する可能性が高くなります。HCO$^{+}$J=3-2-およびHCO$^{+}$J=1--0は、同等の推定プロパティを持つこれらのIRDCでインフォールシグニチャを適切にトレースすることが示されました。一方、HCO$^{+}$J=4-3は、不透明度が小さいため、いくつかの非常に大きな塊でのみ落下の兆候を示します。これらの塊の明らかな相関関係は、落下速度とNH3/CCS比の間に見つかりませんでした。
HII領域S255およびS257周辺のエチニル
HII領域S255とS257およびそれらの間の分子雲に向けたエチニル（C2H）輝線観測の結果を示します。ラインの明るさ、カラム密度、およびC2Hの存在量の放射状プロファイルが取得されます。エチニル存在量の半径方向のプロファイルは、HII領域に向かってほぼ平坦であり、分子雲に向かって2分の1に低下することを示しています。同時に、エチニルの存在量は、分子雲の点源、つまり輝線のある星またはX線で放出されている星に向かって最大であることがわかります。ラインプロファイルは、両方のHII領域に、互いに対して移動する前部と後部の中立壁があるという仮定と一致しています。
S-PLUSによるろ座銀河団
| Title |
The_Fornax_Cluster_through_S-PLUS |
| Authors |
A.V._Smith_Castelli,_C._Mendes_de_Oliveira,_F._Herpich,_C.E._Barbosa,_C._Escudero,_M._Grossi,_L._Sodre,_C.R._de_Bom,_L._Zenocratti,_M.E._De_Rossi,_A._Cortesi,_R._Cid_Fernandes,_A.R._Lopes,_E._Telles,_G.B._Oliveira_Schwarz,_M.L.L._Dantas,_F.R._Faifer,_A._Chies_Santos,_J._Saponara,_V._Reynaldi,_I._Andruchow,_L._Sesto,_M.F._Mestre,_A.L._de_Amorim,_E.V.R._de_Lima,_J.C.R._Abboud,_V._Cernic_and_I._Souza_de_Almeida_Garcia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07524 |
サザンフォトメトリックローカルユニバースサーベイ（S-PLUS）は、12個の光学バンド、5個のスローン状フィルター、および7個の狭帯域フィルターを中心とするJavalambreフィルターシステムを使用して、南の空の$\upperx$9300deg$^2$をマッピングすることを目的としていますいくつかの著名な恒星の特徴（[OII]、CaH+K、D4000、H$_{\delta}$、Mgb、H$_{\alpha}$、CaT）。S-PLUSは、CTIOに配置された新しいロボット0.826m望遠鏡であるT80-Southを使用して実行され、ワイドFoVカメラ（2度$^2$）が装備されています。このポスターでは、$\approx$11$\times$7deg$^2$の空の領域をカバーし、12の光学系で均一な測光を行う、ろ座銀河団の研究を目的としたS-PLUSコラボレーションのプロジェクト＃59を紹介します。S-PLUSのバンド（コーディネーター：A。スミスカステッリ）。
86GHzでのいて座A *の画像における永続的な非ガウス構造
| Title |
Persistent_Non-Gaussian_Structure_in_the_Image_of_Sagittarius_A*_at_86_GHz |
| Authors |
S._Issaoun,_M._D._Johnson,_L._Blackburn,_A._Broderick,_P._Tiede,_M._Wielgus,_S._S._Doeleman,_H._Falcke,_K._Akiyama,_G._C._Bower,_C._D._Brinkerink,_A._Chael,_I._Cho,_J._L._G\'omez,_A._Hern\'andez-G\'omez,_D._Hughes,_M._Kino,_T._P._Krichbaum,_E._Liuzzo,_L._Loinard,_S._Markoff,_D._P._Marrone,_Y._Mizuno,_J._M._Moran,_Y._Pidopryhora,_E._Ros,_K._Rygl,_Z.-Q._Shen,_J._Wagner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07610 |
超長基線干渉計（VLBI）を使用した銀河中心超大質量ブラックホールいて座A*（SgrA*）の観測は、視線に沿った星間散乱の影響を受けます。長い無線観測波長（$\gtrsim1\、$cm）では、散乱が画像の形態を大きく左右します。3.5mm（86GHz）では、固有の光源構造は散乱に対してサブドミナントではなくなったため、SgrA*からの固有の放射はGlobalMillimeterVLBIArray（GMVA）で解決できます。2017年の段階的アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）の長いベースライン検出は、SgrA*の固有および散乱特性に新しい制約を提供しましたが、散乱の確率的性質は、その統計的特性を確実に推定するために複数の観測エポックを必要とします。2018年に撮影されたGMVA+ALMAを使用した新しい観測結果を示します。これにより、2017年に見られた散乱画像の非ガウス構造が確認されます。特に、ALMA-GBTベースラインは、異方性ガウスモデルで予想されるよりも多くのフラックス密度を示し、ソースサイズに対する厳しい制約と星間乱流の散逸スケールの上限。より長い波長の散乱制約の外挿と3.5mm観測の直接モデリングの両方を介して、$\sim100\、\mu$の短軸に沿った固有のソース範囲を見つけます。散乱パラメータを同時にフィッティングすると、SgrA*の固有のソース形態がせいぜい適度に非対称（長軸と短軸の比率が$1.5\pm0.2$）であることがわかります。
M31の膨らみにおける恒星IMFの穏やかな放射状変動
〜0.35〜〜1ミクロンの波長範囲での新しい均質なロングスリット分光法を使用して、M31のバルジの主軸に沿った光学および近赤外（NIR）IMFに敏感な特徴の半径方向の勾配を研究します。ガラクト中心距離は〜200''（〜800pc）です。さまざまなNa存在比を持つ最先端の星の種族合成モデルに基づいて、さまざまな化学種（TiO、Ca、およびNaインデックスを含む）からの多数のスペクトルインデックスを適合させて、低質量（<0.5M_Sun）ガラクト中心距離の関数としての、星のIMFの終了勾配（つまり、低質量星の割合）。半径方向の距離が約10インチの外側では、天の川のような分布に似たIMFを推測しますが、ガラクト中心の距離が小さい場合は、IMFの半径方向の勾配が検出され、いくつかの内側にわずかに底が重いIMFがあります。arcsec。非常に高いNa存在比を必要とせずに、Na機能（NaDとNaI8190の両方）を適合させることができます。[Na/Fe]は、ほとんどのバルジで約0.4dexであり、最も内側の放射状ビンで最大0.6dexまで上昇します。私たちの結果は、一般に最も大規模な初期型で得られた結果とは対照的に、M31バルジの全体的な光度加重、IMF、および質量光度比が天の川のような分布の結果と一致していることを示しています。銀河。
| Title |
The_Jet-Disk_Boundary_Layer_in_Black_Hole_Accretion |
| Authors |
George_N._Wong,_Yufeng_Du,_Ben_S._Prather,_Charles_F._Gammie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07035 |
磁力線は、プラズマを降着させることによってブラックホール事象の地平線に閉じ込められます。トラップされた力線にプラズマが軽く負荷されている場合、それらの動きは地平線上のそれらのフットポイントによって、したがってブラックホールのスピンによって制御されます。この論文では、軽負荷の極力線と高密度の赤道降着流との間の境界層を調査します。整列した順行および逆行降着システムの分析モデルを提示し、すべてのブラックホールスピンの最大半径でこの「ジェットディスク境界」を横切る有意なせん断があると主張します。モデルが最強のせん断を予測する逆行性の整列降着に特化して、ジェットディスク境界が不安定であることを数値的に示します。結果として生じる混合層は、プラズマを一時的にトラップされた磁力線にロードし、そこで加熱され、穴と一緒に回転させられ、ジェット内に外側に逃げることができます。あるケースでは、ラグランジュトレーサー粒子を使用して質量負荷を詳細に追跡し、時間平均質量負荷率〜0.01Mdotを見つけます。
過渡X線浸漬バイナリーMAXIJ1305-704の恒星質量ブラックホールの動的確認
| Title |
Dynamical_confirmation_of_a_stellar-mass_black_hole_in_the_transient_X-ray_dipping_binary_MAXI_J1305-704 |
| Authors |
D._Mata_S\'anchez_(1),_A._Rau_(2),_A._\'Alvarez_Hern\'andez_(3,4),_T._F._J._van_Grunsven_(5,6),_M._A._P._Torres_(3,4),_P._G._Jonker_(5,6)_((1)_Jodrell_Bank_Centre_for_Astrophysics,_Department_of_Physics_and_Astronomy,_The_University_of_Manchester,_UK,_(2)_Max-Planck_Institute_for_Extraterrestrial_Physics,_Garching,_Germany,_(3)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Canarias,_La_Laguna,_Tenerife,_Spain,_(4)_Departamento_de_astrof\'isica,_Univ._de_La_Laguna,_La_Laguna,_Tenerife,_Spain,_(5)_SRON,_Netherlands_Institute_for_Space_Research,_Utrecht,_The_Netherlands,_(6)_Department_of_Astrophysics/_IMAPP,_Radboud_University,_Nijmegen,_The_Netherlands) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07042 |
MAXIJ1305-704は、そのX線特性と爆発時の浸漬挙動の観点から、高傾斜候補のブラックホールX線連星として提案されています。コンパニオンスターの楕円体変調と初期のK型星（Teff=4610+130-160K）と一致する吸収特性を明らかにすることを可能にする、静止状態のソースの測光および分光観測を提示します。吸収線の中心波長は、Porb=0.394+-0.004dで周期的に変化し、振幅はK2=554+-8km/sです。それらは、f（M1）=6.9+-0.3Msunのコンパクトオブジェクトの質量関数を意味し、そのブラックホールの性質を確認します。X線食の不在とディップの存在は、許容傾斜の控えめな範囲を60度<i<82度に設定し、光学光度曲線のモデリングはさらにそれをi=72+5-8度に制限します。上記のパラメータを合わせると、ブラックホールの質量はM1=8.9+1.6-1.0Msunに設定され、コンパニオンの質量はM2=0.43+-0.16Msunに設定されます。これは、観測されたスペクトル型の矮星よりもはるかに低く、進化していることを意味します。システムまでの距離（d=7.5+1.8-1.4kpc）と空間速度（vspace=270+-60km/s）の推定値は、システムを銀河系の厚い円盤に配置し、BHの形成中に強い出生キックを支持します超新星が銀河面で発生した場合。
反応性媒体におけるボンダイ-ホイル-リトルトン降着：爆轟点火とSNeIaのメカニズム
| Title |
Bondi-Hoyle-Lyttleton_Accretion_in_a_Reactive_Medium:_Detonation_Ignition_and_a_Mechanism_for_SNe_Ia |
| Authors |
Heinrich_Steigerwald,_Emilio_Tejeda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07066 |
反応性媒体での爆発の開始は、外部で生成された衝撃波によって達成できます。Bondi-Hoyle-Lyttleton（BHL）降着として知られる重力中心への超音速流は、自然な衝撃波生成プロセスですが、私たちの知る限り、反応性媒体は文献で考慮されていません。ここでは、衝撃波によって誘発された反応ゾーンが衝撃波面に再結合する条件を調査するために、桁違いの分析を行います。自立爆轟点火の3つの半分析基準を導き出します。これらの基準を、小惑星の質量の原始ブラックホール（PBH）が炭素-酸素白色矮星（WD）を通過する特別な状況に適用します。炭素-酸素WDの爆発は、通常の熱核超新星（SNeIa）を生成すると考えられるため、観測されたSNIa率は、PBHの形で暗黒物質（DM）の割合を$\log_{10}（f_{\rmpbh}）<0.8\log_{10}（m_{\rmbh}/{\rmg}）-18$の範囲$10^{21}-10^{22}$g（$10^{20}-保守的な（楽観的な）分析からの10^{22}$g）。最も重要なことは、DMのかなりの部分が質量$10^{23}$gのPBHの形である場合、これらの遭遇は通常のサブチャンドラセカールSNeIaの速度と爆発質量の中央値の両方を説明できることです。
中性子星合体シミュレーションにおける現実的な有限温度効果
| Title |
Realistic_Finite-Temperature_Effects_in_Neutron_Star_Merger_Simulations |
| Authors |
Carolyn_Raithel,_Vasileios_Paschalidis,_and_Feryal_\"Ozel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07226 |
連星中性子星合体は、吸気中のゼロ温度EoSから合併後の高温EoSまで、広範囲のパラメーター空間にわたる高密度物質状態方程式（EoS）の独自のプローブを提供します。この論文では、パラメータ化された有限温度EoS効果を数値相対論シミュレーションに計算するための新しいモデルを実装します。この「M*モデル」は、粒子の有効質量の2パラメータ近似に基づいており、熱圧力とエネルギーの縮退の一次効果が含まれています。ゼロおよびゼロ以外の温度勾配を持つ回転する単一星の進化、および連星中性子星合体の進化を実行することによって、数値の実装をテストします。新しい有限温度EoS実装は、多くの動的タイムスケールにわたって安定した星をサポートできることがわかりました。また、バイナリ中性子星合体シミュレーションにおけるM*パラメータの役割を調査するために最初のパラメータ研究を実行します。すべてのシミュレーションは、同一のコールドEoSを使用した同一の初期データから開始され、EoSの熱部分のみが異なります。残留物の熱プロファイルと合併後の重力波信号の両方がM*パラメータの選択に依存するが、合併噴出物全体は、広範囲にわたるEoSの有限温度部分にわずかに依存するだけであることがわかります。パラメーター。私たちのシミュレーションは、高密度物質の有限温度特性が連星中性子星合体の将来の観測にどのように影響するかを理解するための第一歩を提供します。
ゲミンガSNR：地元の宇宙線工場の候補
| Title |
Geminga_SNR:_Possible_candidate_of_local_cosmic-ray_factory |
| Authors |
Bing_Zhao,_Wei_Liu,_Qiang_Yuan,_Hong-Bo_Hu,_Xiao-Jun_Bi,_Han-Rong_Wu,_Xun-Xiu_Zhou,_Yi-Qing_Guo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07321 |
エネルギースペクトルと異方性の正確な測定は、局所的な宇宙線加速器を明らかにするのに役立つ可能性があります。私たちの最近の研究は、エネルギースペクトルの$200$GeVを超えるスペクトル硬化と、$\sim100$TeVでの大規模異方性の遷移が局所的なソース起源であることを示しています。$100$TeV未満では、スペクトル硬化と異方性の両方が、近くのソースからの支配的な寄与を明示的に示しています。この作業では、観測エネルギースペクトルと異方性振幅によって許可されるソースのパラメータ空間をさらに調査します。最適なソースパラメータを取得するために、ベイズ推定に基づいてパラメータ事後分布を計算する数値パッケージ。これは、パラメータ空間の精巧なスキャンを実行するために適用されます。エネルギースペクトルと異方性データを組み合わせることにより、ローカルソースの場所と年齢の許容範囲が大幅に縮小されることがわかります。現在のローカルSNRカタログと比較すると、ゲミンガSNRのみがローカル宇宙線源の適切な候補である可能性があります。
GX 339-4のX線および光度曲線からの一般的な信号成分の抽出：反相関の新しいビュー
| Title |
Extracting_common_signal_components_from_the_X-ray_and_optical_light_curves_of_GX_339-4:_new_view_for_anti-correlation |
| Authors |
Tomoki_Omama,_Makoto_Uemura,_Shiro_Ikeda,_Mikio_Morii |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07338 |
ブラックホールX線連星のX線と光学の同時観測は、オブジェクトが硬い状態にあるとき、光度曲線に複数の相関および反相関の変動成分が含まれていることを示しています。ブラックホールX線連星GX339-4の場合、光曲線の相互相関関数（CCF）は、0.15秒の光学的遅れとの正の相関と1秒の光学的遅れとの反相関を示唆しています。そして4秒のX線遅れ。これは、2つの光度曲線に異なる遅延を持ついくつかの共通の信号成分があることを示しています。この研究では、GX339-4のデータからこれらの信号成分を抽出して再構築しました。結果は、光ラグとの相関と反相関が2つの一般的な要素であることを確認しました。ただし、反相関成分の再構築された光度曲線は、X線ラグが約+1秒の正の相関のある変動を示していることがわかりました。さらに、この信号成分のCCFは、光学的遅れだけでなく、データのCCFと一致するX線遅れとも反相関を示します。したがって、我々の結果は、2つの正に相関する成分、すなわち、0.15秒の光遅れを伴うX線先行信号と1秒のX線遅れを伴う光学先行信号の組み合わせが、観察されることを可能にすることを示唆している。反相関信号のないCCF。光学的先行信号は、磁気的に支配された降着流またはジェットでのシンクロトロン放射によって引き起こされる可能性がありますが、X線タイムラグのメカニズムを理解するにはさらなる研究が必要です。
パルサーグリッチのパラメータ推定に対する観測スケジューリングの周期性の影響
| Title |
Effects_of_periodicity_in_observation_scheduling_on_parameter_estimation_of_pulsar_glitches |
| Authors |
Liam_Dunn,_Marcus_E._Lower,_Andrew_Melatos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07363 |
観測がほぼ定期的に（たとえば毎日）スケジュールされる特定のパルサータイミング実験では、周波数が大幅に異なるタイミングモデル（周波数増分が異なるグリッチモデルを含むがこれに限定されない）は、ほぼ同等のタイミング残差を返します。到着時間の不確実性による位相エラーで割った平均スケジューリング非周期性は、縮退が重要である場合の有用な指標です。合成データは、この縮退の影響を体系的に調査するために使用されます。位相コヒーレントtempo2またはtemponestベースのアプローチは、実際のグリッチサイズに関係なく、小さなグリッチサイズを報告する方向に偏っている場合があります。スピン周波数の局所的な推定は、このバイアスを軽減します。隠れマルコフモデルは、小さなグリッチへの偏りがなく、複数のグリッチソリューションの存在を明示的にアナウンスしますが、正しいグリッチサイズを回復できない場合があります。UTMOST公開データリリースの2つのグリッチが再評価されます。1つはMJD58178のPSRJ1709$-$4429で、もう1つはMJD58600のPSRJ1452$-$6036です。PSRJ1709$-$4429の推定周波数ジャンプは上方修正されます。$\Deltaf/f=（54.6\pm1.0）\times10^{-9}$から$\Deltaf/f=（2432.2\pm0.1）\times10^{-9}$までパークス無線望遠鏡からの追加データ。PSRJ1452$-$6036で利用可能なUTMOSTデータは、$\Deltaf/f=270\times10^{-9}+N/（fT）$（$N=0,1,2$）と一致していることがわかります。ここで、$T\upperx1\、\text{siderealday}$は観測スケジュール期間です。Parkes無線望遠鏡からのデータを含めることができ、$N=0$の場合は、結合されたデータセットを使用して明確に選択されます。
衝突風連星系における粒子加速と非熱放射
| Title |
Particle_acceleration_and_non-thermal_emission_in_colliding-wind_binary_systems |
| Authors |
J._M._Pittard,_G._E._Romero_and_G._S._Vila |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07399 |
衝突風バイナリでの拡散衝撃加速による非熱粒子の生成のモデルを提示します。私たちのモデルは、風と風の衝突領域を境界付けるグローバルな衝撃の斜めの性質と、ガスに対する散乱中心の有限速度を説明しています。また、宇宙線によって引き起こされるストリーミング不安定性による磁場増幅と、増幅された磁場の動的な逆反応も含まれます。イオンと電子の注入は衝撃の傾斜とは無関係であり、散乱中心は流体に対してAlfv\'{e}n速度で移動すると仮定します（結果として非熱粒子の分布が急になります）。マッハ数、Alfv\'{e}nicマッハ数、および横方向の場の強さは、衝撃に沿って、および衝撃間で大きく変化し、粒子の加速効率と衝撃の性質（乱流と非-乱流）。ほとんどのモデルでは、以前の作業と比較して、斜め衝撃波での圧縮比が大幅に低下していますが、特定の状況では、合計で20を超えるガス圧縮比が得られる場合があります。また、非熱放射の恒星分離への依存性を調査し、二次電子からの放射がいつ重要になるかを決定します。最後に、無線帯域で最も明るい衝突風バイナリの1つであるWR146にモデルを適用します。観測された電波放射と一致させることができ、衝撃時の風力の約30％が非熱粒子に向けられていることがわかります。
中性子星のスピンとスピンキックの整列の起源としての超新星フォールバック
| Title |
Supernova_Fallback_as_Origin_of_Neutron_Star_Spins_and_Spin-kick_Alignment |
| Authors |
H.-Thomas_Janka_(1),_Annop_Wongwathanarat_(1),_and_Michael_Kramer_(2,3)_((1)_MPI_Astrophysics,_Garching,_(2)_MPI_Radioastronomie,_Bonn,_(3)_University_of_Manchester) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07493 |
ナタールのキックとスピンは、中性子星（NS）とブラックホール（BH）の特徴的な特性です。どちらも、恒星の核の崩壊と爆発の間の動的プロセスへの貴重な手がかりを提供します。さらに、それらは恒星の複数のシステムの進化とそれらのインスピレーションと合併からの重力波信号に影響を与えます。おそらく一般的なスピンキックアラインメントの観測的証拠は、NSスピンがNSキックで誘導されるか、または前駆体の回転から継承されることを示すものとして解釈されており、したがって、恒星崩壊中に動的に重要な役割を果たす可能性があります。現在の3次元超新星シミュレーションは、NSキックが爆発の最初の数秒で、主に異方性質量放出によって、そして二次レベルでは異方性ニュートリノ放出によって伝達されることを示唆しています。対照的に、NSスピンは、超新星で重力的に束縛されない物質のフォールバックに関連する角運動量によって数分から数時間後にのみ決定されます。ここでは、主にNSの運動の方向から降着するフォールバック物質の接線方向の渦の流れの結果として、スピンキックの整列を説明するための新しいシナリオを提案します。この効果のために、最初のNSキックは、爆発中心から離れるNSのオフセットを増加させ、一方的な降着を促進するため、非常に重要です。この新しいシナリオでは、従来の概念に基づく結論が逆になります。たとえば、キック前のNSスピンは不要であり、前駆体コアの急速な回転がスピンキックの整列を妨げる可能性があります。また、出生時のBHキックへの影響と、BHの形成中にBHのスピン軸を投げる可能性についても説明します。
| Title |
Robust_Assessment_of_Clustering_Methods_for_Fast_Radio_Transient_Candidates |
| Authors |
Kshitij_Aggarwal,_Sarah_Burke-Spolaor,_Casey_J._Law,_Geoffrey_C._Bower,_Bryan_J._Butler,_Paul_B._Demorest,_T._Joseph_W._Lazio,_Justin_Linford,_Jessica_Sydnor,_Reshma_Anna-Thomas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07046 |
高速無線過渡探索アルゴリズムは、整合フィルターのセットにしきい値を繰り返し適用することにより、対象の信号を識別します。これらのフィルターは、時間や分散などのトランジェントのプロパティによって定義されます。実際の一時的なものは、何百もの検索試行をトリガーする可能性があり、それぞれを視覚化および分類タスクのために後処理する必要があります。このホワイトペーパーでは、これらの冗長な候補検出をクラスター化するために、教師なしクラスタリングアルゴリズムの範囲を検討しました。これを、超大型アレイの共生高速過渡探索システムであるRealfastで示します。クラスタリングには、空の位置（l、m）、時間、分散測定（DM）の4つの機能を使用します。候補が少数の純粋なクラスター、つまり天体物理学またはノイズ候補のいずれかを持つクラスターにクラスター化されることを保証するカスタムパフォーマンスメトリックを開発します。次に、このパフォーマンスメトリックを使用して、8つの異なるクラスタリングアルゴリズムを比較します。空の場所をDM/時間とともに使用すると、従来のDM/時間ベースのクラスタリングと比較して、クラスタリングのパフォーマンスが$\sim$10％向上することを示します。したがって、位置情報を利用できる場合は、クラスタリング中に使用する必要があります。クラスタリングアルゴリズムのパフォーマンスと一般化可能性を他の一時的なデータセットと比較するためにいくつかのテストを実施し、アルゴリズムを選択するために使用できる戦略を提案します。当社のパフォーマンスメトリックとクラスタリング戦略は、さまざまなシングルパルス検索パイプラインやその他の天文学および非天文学ベースのアプリケーションに簡単に拡張できます。
かんらん石ダストからのアセトアルデヒドとアセトニトリルの天体物理学的関連氷混合物の熱脱着
| Title |
Thermal_desorption_of_astrophysical_relevant_ice_mixtures_of_acetaldehyde_and_acetonitrile_from_olivine_dust |
| Authors |
Maria_Angela_Corazzi,_John_Robert_Brucato,_Giovanni_Poggiali,_Linda_Podio,_Davide_Fedele_and_Claudio_Codella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07069 |
ミリメートルとセンチメートルの観測により、星形成の初期段階から原始惑星系円盤や彗星に至るまで、多種多様な星形成サイトで星間複合有機分子（iCOM）の数が増加していることが発見されています。この文脈では、iCOMと粒子表面の間の固相相互作用が熱脱着プロセスにどのように影響し、したがって気相中の分子種の存在にどのように影響するかを理解することが極めて重要です。実験室では、脱着温度やエネルギーなどの重要なパラメータを導き出す熱脱着プロセスをシミュレートすることができます。水、アセトニトリル、およびアセトアルデヒドの天体物理学的関連氷混合物のかんらん石ダストからの温度プログラム脱離（TPD）に関する新しい実験結果を報告します。穀物の存在下では、アセトアルデヒドとアセトニトリルのごく一部のみがそれぞれ約100Kと120Kで脱着し、分子の40％は100μmのオーダーのふわふわした穀物によって温度まで保持されることがわかりました。すべての分子が100Kを超える温度の領域で脱着するという一般的な仮定とは対照的に、この結果は、分子の約40％が粒子上で生き残り、温度のある領域に揮発性物質を送達できることを意味します。200Kもの高さで、原始惑星円盤の雪線の位置を内側にシフトします。これらの研究は、観察データを解釈するために必要なサポートを提供し、さまざまな温度で放出される分子の割合の推定値を提供するiCOM形成の理解に役立つ可能性があります。
干渉法における相関データのバイアスのないモデルフィッティング
光学および赤外線の長基線干渉法では、機器の伝達関数やモデルパラメータのピクセルから可視性の行列などの不確実な乗法因子のために、データに重大な相関誤差が表示されることがよくあります。モデルフィッティングのコンテキストでは、この状況はしばしば重大なバイアスにつながります。最も深刻な場合、これにより、フィットが測定値の範囲外になる可能性があります。これは、原子核物理学ではPeelleの適切なパズルとして知られています。これが干渉法のコンテキストでどのように発生するかを示し、相対バイアスが相対不確かさの相関成分の平方根に測定数を掛けたもののオーダーであることを確認します。これは、中程度から高いスペクトル解像度で取得されたデータセットなど、優先的に大きなデータセットに影響を与えます。次に、この問題を回避するための概念的に単純で計算コストの低い方法を示します。共分散なしでデータをモデル化し、実際のデータの代わりにモデル化されたデータを使用してエラー伝播によって共分散行列を推定し、共分散行列を使用してモデルフィッティングを実行します。また、モデルフィッティングの相関を無視することで、より不正確で偏りのない結果が得られることも示します。
先住民の権利、人々、および宇宙探査：将来の宇宙探査活動の枠組みについてカナダ宇宙庁（CSA）がカナダ人に相談することへの回答
| Title |
Indigenous_rights,_peoples,_and_space_exploration:_A_response_to_the_Canadian_Space_Agency_(CSA)_Consulting_Canadians_on_a_framework_for_future_space_exploration_activities |
| Authors |
Hilding_Neilson,_E.E._\'Cirkovi\'c |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07118 |
カナダは、人間を月に送り返し、火星に送り返すことを含む、宇宙探査の次の章を計画し始めています。これには、人文科学が宇宙に配置され、誰が私たちの探査から利益を得るかを理解することが含まれます。この計画の一環として、カナダ宇宙庁（CSA）は協議を呼びかけました。それに応えて、CSAに計画に先住民を含めるように、また宇宙探査の将来に先住民の権利と世界観を含めるように促すコメントを提示しました。特に、宇宙法が今日のカナダで先住民族と王冠の間の条約とどのように交差するか、宇宙探査の現在の物語が先住民族に悪影響を与える植民地化の歴史的な物語とどのように平行しているか、そして将来はどうなるかという問題を探求します宇宙空間の商業的利用は、さらなる植民地化に貢献します。
X線天文衛星XRISMのゲートバルブのX線透過校正
| Title |
X-ray_transmission_calibration_of_the_gate_valve_for_the_X-ray_astronomy_satellite_XRISM |
| Authors |
Takuya_Midooka,_Masahiro_Tsujimoto,_Shunji_Kitamoto,_Nozomi_Nakaniwa,_Yoshitomo_Maeda,_Manabu_Ishida,_Ken_Ebisawa,_Mayu_Tominaga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07241 |
X線衛星XRISMに搭載された\textit{Resolve}は、デュワーにX線マイクロカロリメーターを備えた極低温機器です。デュワーの上部には、光軸に沿ってX線を部分的に透過する蓋（ゲートバルブまたはGVと呼ばれる）が取り付けられています。観測は最初の数か月間はGVを介して行われるため、GVのX線透過キャリブレーションは初期の科学的成果にとって非常に重要です。Beウィンドウとステンレスメッシュで構成されたGVの地上校正キャンペーンの結果を紹介します。ステンレスメッシュについては、ISASのX線ビームラインを使用して透過率を測定しました。Beウィンドウでは、シンクロトロン設備を使用して透過率を測定し、（i）Beの光電吸収と非コヒーレント散乱、（ii）汚染物質の光電吸収、（iii）特定のエネルギーで変化するBeのコヒーレント散乱を使用してデータをモデル化しました。多結晶Beのブラッグ回折によって引き起こされる透過の不連続性の物理的解釈について説明します。これを透過現象モデルに組み込みました。解釈をサポートするために、サンプルのX線回折測定を示します。測定値と構築されたモデルは、GVのキャリブレーション要件を満たしています。また、ひとみSXSで観測されたかに星雲のスペクトルフィッティングを行い、モデルパラメータの改善を確認しました。
コッホスノーフレークフラクタルアンテナを500メートル球面電波望遠鏡（FAST）の口径設計で組み合わせ、望遠鏡の指向感度を最適化するために2次フラクタル一次反射鏡の推測を構築しました。一方、1984年のNASAサイエンスワーキンググループレポートに基づいて、地球外知的生命体探査（SETI）の戦略を再検討します。レーダー方程式の数学的分析は最初のセクションで行われ、狭帯域の観測可能な領域に応じて、地球外文明の妨害活動を盗聴できる受信機システムの設計を便利にすることを目的としています。FASTの固有の可能性を利用して、スノーフレークで選択された反射領域によるカルダシェフI型文明の理論的検出をシミュレートします。
| Title |
The_KAGRA_underground_environment_and_lessons_for_the_Einstein_Telescope |
| Authors |
Francesca_Badaracco,_Camilla_De_Rossi,_Irene_Fiori,_Jan_Harms,_Kouseki_Miyo,_Federico_Paoletti,_Taiki_Tanaka,_Tatsuki_Washimi,_Takaaki_Yokozawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07527 |
日本のKAGRA重力波検出器は、地下インフラストラクチャでホストされている唯一の動作中の検出器です。地下サイトは、検出器ノイズへの環境の寄与が大幅に減少することを約束し、それによって観測帯域を10Hzよりはるかに低い周波数に拡張する可能性を開きます。このため、ヨーロッパで提案されている次世代インフラストラクチャーであるアインシュタイン望遠鏡は、3Hzから数kHzまでの観測帯域を目指して地下で実現されます。ただし、VirgoおよびLIGO検出器の現在の表面サイトでの10Hz〜20Hzの低周波数帯域の周囲ノイズは、主に検出器インフラストラクチャによって生成されることが知られています。少なくともこのノイズが検出器の感度制限に変わる可能性のある周波数では、ノイズの多いインフラストラクチャで地下サイトの品質を損なうことを避けることが最も重要です。この論文では、KAGRA地下サイトを特徴づけて、そのインフラストラクチャが環境分野に与える影響を判断します。過剰な地震ノイズが観測されている一方で、20Hz未満の重要な帯域でのその寄与はわずかであり、このサイトが低周波重力波検出器を実現する可能性を最大限に維持していることがわかります。さらに、表面および地下の地震波と洞窟内の音場のニュートンノイズスペクトルを推定します。これらは、予見可能な将来において、KAGRAの機器ノイズへのマイナーな寄与であり続ける可能性が高いことがわかります。
LAMOST J0140355 + 392651：進化した激変星の可変ドナーが非常に低質量の白色矮星に移行する
| Title |
LAMOST_J0140355+392651:_An_evolved_cataclysmic_variable_donor_transitioning_to_become_an_extremely_low_mass_white_dwarf |
| Authors |
Kareem_El-Badry,_Eliot_Quataert,_Hans-Walter_Rix,_Daniel_R._Weisz,_Thomas_Kupfer,_Ken_Shen,_Maosheng_Xiang,_Yong_Yang,_Xiaowei_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07033 |
LAMOSTJ0140355+392651（以下J0140）を提示します。これは、肥大化した低質量（$M\約0.15M_{\odot}$）プロトホワイトを含む近い（$P_{\rmorb}=3.81$時間）バイナリです。矮星（WD）と大規模な（$M\約0.95\、M_{\odot}$）WDコンパニオン。システムの光度曲線は、大振幅の楕円体の変動によって支配されますが、脈動によって引き起こされる可能性が高い追加の散乱も示します。プロトWDはより涼しく（$T_{\rmeff}=6800\pm100$K）、よりふくらんでいます（$\log\left[g/\left（{\rmcm\、s^{-2}}\right）\right]=4.74\pm0.07$）既知の超低質量（ELM）WDよりも高温ですが、既知の激変星（CV）ドナーよりも高温です。ロッシュローブ（$R/R_{{\rmRoche\、lobe}}=0.99\pm0.01$）を完全にまたはほぼ満たしており、進行中または最近終了した物質移動を示唆しています。矮新星のような爆発は観察されていません。スペクトルはプロトWDによって支配されていますが、おそらく大規模なWDへの降着のために、H$\alpha$放出の暫定的なヒントを示しています。システムの特性は、物質移動の開始前に重要な核進化を経験したドナーとのCVのMESAバイナリ進化モデルとよく一致しています。これらのモデルでは、肥大化したプロトWDは、安定したロッシュローブのオーバーフローによってまだ質量を失っているか、ごく最近までそうしていました。いずれの場合も、ほぼ一定の光度でより高い温度に向かって進化し、ELMWDになります。システムが取り外されている場合、ドナーが熱くなりすぎて磁気ブレーキが効率を維持できなくなったときに、物質移動が終了した可能性があります。進化モデルでは、バイナリがマージされるかAMCVnバイナリになると、数Gyr以内に$P_{\rmorb}\lesssim10$分に縮小すると予測されています。J0140は、CV、ELMWD、分離された超小型WDバイナリ、およびAMCVnシステムの形成チャネル間の観測リンクを提供します。
高速回転するM矮星GJ3270の同時測光およびCARMENES分光モニタリング。フレア後の共回転機能の発見
| Title |
Simultaneous_photometric_and_CARMENES_spectroscopic_monitoring_of_fast-rotating_M_dwarf_GJ_3270._Discovery_of_a_post-flare_corotating_feature |
| Authors |
E._N._Johnson,_S._Czesla,_B._Fuhrmeister,_P._Schoefer,_Y._Shan,_C._Cardona_Guillen,_A._Reiners,_S._V._Jeffers,_S._Lalitha,_R._Luque,_E._Rodriguez,_V._J._S._Bejar,_J._A._Caballero,_L._Tal-Or,_M._Zechmeister,_I._Ribas,_P._J._Amado,_A._Quirrenbach,_M._Cortes-Contreras,_S._Dreizler,_A._Fukui,_M._J._Lopez-Gonzalez,_A._P._Hatzes,_Th._Henning,_A._Kaminski,_M._Kurster,_M._Lafarga,_D._Montes,_J._C._Morales,_F._Murgas,_N._Narita,_E._Palle,_H._Parviainen,_S._Pedraz,_D._Pollacco,_A._Sota |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07080 |
コンテキスト：アクティブなM矮星は、しばしば大きなフレアを示します。これは、惑星の検出をより困難にするだけでなく、軌道上の惑星の居住性に実存的な脅威をもたらす可能性があります。M矮星は、以前のタイプの星ほど簡単に角運動量を失うことはありません。これは、高レベルの恒星活動をはるかに長く維持します。若くて高速回転するM矮星を研究することは、それらの星に近い環境と活動の進化を理解するための鍵です。目的：高速回転するM矮星GJ3270で恒星の活動を研究します。方法：専用の高ケイデンス、同時、測光、高-7.7時間にわたってGJ3270のCARMENESで得られた解像度の分光観測。合計8つのフレアをカバーし、そのうち2つは詳細な分析を容易にするのに十分な強さです。自身の観測の前月に取得したTESSデータを参照して、回転変調を研究し、TESSフレアをキャンペーンで観測されたものと比較します。結果：TESSデータは、0。37日の周期で回転変調を示します。私たちの観測キャンペーンでカバーされた最強のフレアは、約3.6e32ergの総エネルギーを放出し、スーパーフレア体制に近づけました。このフレアは、B、V、r、i、およびzの測光バンドで確認できます。これにより、約10,000Kのピーク温度を決定できます。フレアは、スペクトル時系列にも明確なマークを残します。特に、彩層線の進化する、主に青色の非対称性を観察します。これは、フレア後の共回転機能に起因します。私たちの知る限り、このような特徴が私たちの太陽以外の星で見られたのはこれが初めてです。結論：私たちの測光および分光学的時系列は、強いフレアの噴火に続いて、太陽のフレア後のアルカダルループに類似した共回転機能をカバーし、物質の放出に失敗する可能性があります。
コロナホールによって引き起こされるフラックスロープのたわみにおける極性の関連性
| Title |
Polarity_relevance_in_flux_rope_deflections_triggered_by_coronal_holes |
| Authors |
Abril_Sahade,_Mariana_C\'ecere,_Andrea_Costa_and_Hebe_Cremades |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07127 |
多くの観察結果は、コロナホール（CH）がコロナ質量放出（CME）をそれらから逸脱させていることを示しています。ただし、逆のことが発生するいくつかの特有のイベントが報告されています。宇宙天気予報の取り組みに貢献するために、CME軌道の予測に関連して、数値シミュレーションを通じてフラックスロープ（FR）とCHの間の相互作用を研究します。FRとCHが異なる相対極性構成と相互作用する2.5D数値シミュレーションを実行します。また、2012年4月30日に発生した特有のイベントの軌道と磁気環境を再構築します。数値シミュレーションは、低冠レベルでは、FRとCHの間の相対的な磁場極性に応じて、偏向が魅力的であることを示しています。FRはCH（反整列極性の場合）または反発に向かって移動します。つまり、FRはCH（整列極性の場合）に向かって移動します。これは、FRとCHの間、またはFRの反対側にそれぞれ位置する消失磁場領域またはヌルポイントの形成が原因である可能性があります。分析された観測イベントは、最初にCHに近づくことによって半径方向から逸脱し、次にCHから離れる方向に移動する二重たわみを示しています。これは、軌道が反整列極性の磁気構成に起因する可能性があることを示唆しています。観測されたイベントの二重たわみを数値的に再現し、この推測を裏付けます。
光球の流れによって駆動される太陽コロナ磁気進化のMHDモデリング
| Title |
MHD_Modeling_of_Solar_Coronal_Magnetic_Evolution_Driven_by_Photospheric_Flow |
| Authors |
Chaowei_Jiang,_Xinkai_Bian,_Tingting_Sun,_Xueshang_Feng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07229 |
磁場が太陽コロナのダイナミクスを支配することはよく知られており、観測データによって直接駆動される境界条件を特徴とする、コロナ磁場の進化の新世代の数値モデリングが開発されています。この論文では、太陽活動領域（AR）磁場進化のデータ駆動電磁流体力学（MHD）シミュレーションの新しいアプローチについて説明します。これは、データ駆動フルMHDモデルがDAVE4VMからの光球流速場を直接利用するのは初めてです。動粘度が十分に小さいMHD緩和アプローチを採用することにより、単一ベクトルマグネトグラムに基づいて確立されたMHD平衡を構築し、このMHD平衡をその後のデータ駆動型進化の初期条件として使用しました。次に、DAVE4VM法に基づいて、観測されたマゼントグラムの時系列から光球表面の流れを導き出しました。表面流は最終的に時系列でMHDモデルの下部境界に入力され、下部境界の磁気誘導方程式を直接解くことにより、すべてのタイムステップで磁場を自己無撞着に更新します。このデータ駆動型モデルを適用して、SDO/HMIベクトルマグネトグラムを使用してAR12158の磁場の進化を研究しました。私たちのモデルは、主にARの主要な黒点の回転流を通じて力線の準静的応力を再現しました。これにより、SDO/AIA画像に見られるように、コア力線がシグモイド構造と一致するコヒーレントS形状を形成します。シミュレーションで得られた総磁気エネルギーは、元のベクトルマグネトグラムから直接計算された累積磁気エネルギーとDAVE4VMから導出された流れ場と厳密に一致します。このようなデータ駆動型モデルは、遅い光球運動によって駆動されるコロナフィールドがどのように不安定な状態に達し、噴火に遭遇するかを研究するために使用されます。
コロナ質量放出と太陽の開放フラックスの太陽周期変動
太陽の全開放フラックスの尺度である惑星間磁場（IMF）の半径方向成分の強度は、11年間の太陽周期にわたっておよそ2倍変化することが観察されています。最近のいくつかの研究では、太陽の開放フラックスは、黒点の最小値で支配的な一定または「床」成分と、コロナ質量放出（CME）による時間変化成分で構成されていることが提案されています。ここで、CMEは、2003年と2014年後半に発生し、太陽の赤道双極子モーメントのピークと一致したIMF強度の大きなピークを説明できないことを指摘します。また、リチャードソンとケーンのカタログで特定されているように、地球に近い惑星間CMEは、黒点が最大のときでも、平均放射状IMF強度の最大$\sim$30\％に寄与することも示しています。ラジアルIMF強度の長期変動は、主に太陽の総双極子モーメントによって決定され、四重極モーメントとCMEが太陽黒点の最大値近くで追加のブーストを提供すると結論付けます。開いたフラックスのほとんどはコロナホールに根ざしており、その太陽周期の進化は太陽の最低次の多重極の進化を反映しています。
アトミウム：M型AGB星うみへび座R星の星周に近い環境の驚くべき複雑さ。 I.COおよびSiO放出の形態動力学的解釈
| Title |
Atomium:_The_astounding_complexity_of_the_near_circumstellar_environment_of_the_M-type_AGB_star_R_Hydrae._I._Morpho-kinematical_interpretation_of_CO_and_SiO_emission |
| Authors |
Ward_Homan,_Bannawit_Pimpanuwat,_Fabrice_Herpin,_Taissa_Danilovich,_Iain_McDonald,_Sofia_H._J.Wallstr\"om,_Anita_M._S._Richards,_Alain_Baudry,_Raghvendra_Sahai,_Tom_J._Millar,_Alex_de_Koter,_C.A._Gottlieb,_Pierre_Kervella,_Miguel_Montarg\`es,_Marie_Van_de_Sande,_Leen_Decin,_Albert_Zijlstra,_Sandra_Etoka,_Manali_Jeste,_Holger_S._P._M\"uller,_Silke_Maes,_Jolien_Malfait,_Karl_Menten,_John_Plane,_Kelvin_Lee,_Rens_Waters,_Ka_Tat_Wong,_Eric_Lagadec,_David_Gobrecht,_Jeremy_Yates,_Daniel_Price,_Emily_Cannon,_Jan_Bolte,_Frederik_De_Ceuster,_Joe_Nuth,_Jan_philip_Sindel,_Dylan_Kee,_Malcolm_D._Gray,_and_Ileyk_El_Mellah |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07297 |
進化した低質量から中質量の星は、ガス状のエンベロープを、通常、高度な構造の複雑さを発達させる、大きくてほこりっぽい、分子が豊富な星周星雲に放出することが知られています。星雲内の大規模で空間的に相関する構造のほとんどは、恒星風と伴星との相互作用に起因すると考えられています。アトミウムの大規模プログラムの一環として、M型漸近巨星分枝（AGB）の星Rうみへび座とALMAを観測しました。〜3500auで既知の伴侶を持つRHyaの内風の形態は、高角度分解能で得られたCOとSiOのマップから決定されました。CO放出のマップは、南北軸に沿って方向付けられた、角度スケールが約10インチの大きな楕円形の特徴からなる多層構造を示しています。楕円形の特徴内の風の形態は、2つの中空の泡によって支配されています。気泡はAGB星の反対側にあり、位置角が約115度の軸に沿って存在します。両方の気泡は中央の星からオフセットされており、SiOチャネルマップでのそれらの出現は、それらがAGB風を伝わる衝撃波である可能性があることを示しています。気泡の動的年齢の推定値は100年のオーダーの年齢をもたらします。これは、星が最後に熱パルスを受けてから以前に提案された経過時間と一致しています。COとSiOの放出をサブ秒角スケールで調べると、傾斜した、差動回転する赤道密度の向上の証拠があり、2番目の近くのコンパニオンの存在を強く示唆しています。この円盤の主軸の位置角は、空の平面で約70度です。近くのコンパニオンの質量の下限は、ディスクで測定された最高速度とAGB星から約6auの内側の縁の位置に基づいて、約0.65Msolであると暫定的に推定します。
DOタウの非対称双極ジェットを発射
| Title |
Launching_the_asymmetric_bipolar_jet_of_DO_Tau |
| Authors |
J._Erkal,_C._Dougados,_D._Coffey,_S._Cabrit,_F._Bacciotti,_R._Garcia-Lopez,_D._Fedele,_A._Chrysostomou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07484 |
星の形成における双極ジェットの役割、特にそれらがどのように発射されるかは、まだよく理解されていません。近赤外[FeII]1.53,1.64ミクロンラインの高解像度観測を介して、原始星ジェット発射メカニズムを精査します。古典的なおうし座T星、DOタウからの双極ジェットを検討し、GEMINI/NIFSからのAO支援IFU観測を使用して、星に近いジェットの形態と運動学を調査します。より明るく、青方偏移したジェットは、発射後すぐにコリメートされます。この初期のコリメーションには、磁場の存在が必要です。2つのジェットローブ間の速度の非対称性を確認し、20年の間隔で非対称性に時間変動がないことを確認します。この持続的な非対称性は、磁化された円盤風の最近のシミュレーションと一致しています。ジェット回転のデータを調べます。青と赤方偏移のジェットについて、それぞれ6.3km/sと8.7km/sの視線速度の差の上限を報告します。これをジェット回転の上限として解釈することは、ジェット発射の安定した軸対称磁気遠心モデルが、青方偏移ジェットと赤方偏移ジェットのそれぞれ0.5および0.3auのディスク面での発射半径に制約されることを意味します。これは、X-windまたはナローディスク-windモデルをサポートします。これは、観測された高速[FeII]放出にのみ関係し、より広い半径から発射されるより広い流れを除外するものではありません。両方のローブで小振幅のジェット軸の揺れの検出を報告します。原因としてジェット源の軌道運動を除外します。歳差運動は観測をよりよく説明することができますが、歳差運動の角度を2倍にし、カウンタージェットに異なる位相を必要とします。このような非固体の歳差運動は、傾斜した巨大な木星の伴侶、または磁気ディスク風を発射することによって引き起こされる反りの不安定性から生じる可能性があります。全体として、私たちの観測は、ディスクの内側領域からのDOタウジェットの起源と一致しています。
球形領域での磁気ヘリシティスペクトルの推測：方法と応用例
| Title |
Inferring_magnetic_helicity_spectrum_in_spherical_domains:_the_method_and_example_applications |
| Authors |
A._P._Prabhu,_N._K._Singh,_M._J._K\"apyl\"a,_A._Lagg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07588 |
太陽ダイナモの乱流効果の役割に関する観測上の制約を取得することは、困難ですが重要な作業です。そのような知識がなければ、太陽ダイナモの動作メカニズムの全体像を形成することはできません。磁気ヘリシティスペクトルは、$\alpha$効果に関する重要な情報を提供します。ここでは、太陽の赤道を横切る磁気ヘリシティの符号の変化を考慮に入れて、磁場の観測から直接磁気ヘリシティスペクトルを推測するための球面幾何学の形式を示します。磁場の角度相関関数を使用して、磁気エネルギーとヘリシティのスペクトルを推測する方法を開発します。後者の検索は、磁束のリンケージに関するヘリシティの基本的な定義に依存しています。以前はカルテシアン幾何学で使用されていた2スケールのアプローチを、小規模および大規模の両方で赤道全体でヘリシティの符号反転が予想されるシステムの球面幾何学に適用します。完全にらせん場の解析モデルと乱流ダイナモの電磁流体力学シミュレーションに適用することにより、この方法をテストします。モデルで利用可能なベクトルポテンシャルから計算されたヘリシティスペクトルは、私たちの方法を使用して磁場からのみ計算されたスペクトルと非常によく一致しています。次のテストでは、私たちの方法を使用して、キャリントンの回転に対応する総観磁場マップからヘリシティスペクトルを取得します。磁気ヘリシティのバイヘリカルスペクトルの明確な兆候を観察します。私たちの形式は、磁気ベクトルポテンシャルを計算する必要なしに、球面幾何学の磁気ヘリシティを推測することを可能にします。これには、ゲージ不変であるという利点があります。太陽や恒星の観測に多くの用途がありますが、星の全球磁気対流モデルを分析し、それらを観測と比較するためにも使用できます。
加熱-冷却の不均衡がある場合とない場合の伝播する徐波の位相シフトに対する熱伝導率、圧縮粘度、および放射冷却の影響
| Title |
Effect_of_thermal_conductivity,_compressive_viscosity_and_radiative_cooling_on_the_phase_shift_of_propagating_slow_waves_with_and_without_heating-cooling_imbalance |
| Authors |
Abhinav_Prasad,_A.K._Srivastava,_Tongjiang_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07604 |
熱伝導率、圧縮粘度、放射損失、および加熱と冷却の不均衡の影響を引き起こす、冠状ループ内を伝播する徐波の位相シフトを研究します。一般的な分散関係を導き出し、それを解いて、速度に対する密度と温度の摂動の位相シフトと、平衡パラメーター（$\rho_0$、$T_0$）への依存性を決定します。密度と温度の摂動間の位相差（$\Delta\phi$）と、$\rho_0$および$T_0$への依存性を推定します。位相シフトに対する粘度の影響は無視できることがわかりました。位相シフトの決定における、選択した特定の加熱関数（$H（\rho、T）\propto\rho^{-0.5}T^{-3}$）のh/c不均衡に伴う放射損失の役割は次のようになります。高密度および低温ループにとって重要です。h/cの不均衡は、一定の加熱の場合（$\Delta\phi\約30^\circ$）と比較して、低温ループの位相差（$\Delta\phi\約140^\circ$）を増加させる可能性があります。ポリトロープ指数の一般式を導き出します。熱伝導のみが存在する場合、ポリトロープ指数は、考慮されるすべての$\rho_0$および$T_0$の古典的な値に近いままであることがわかります。ただし、ループ密度が通常のコロナル値と比較して1桁減少すると、値は$1.2$に減少します。h/cの不均衡の有無にかかわらず、放射損失を含めると、観測されたポリトロープ指数を説明できないことがわかります。太陽ループでの観測値$1.1\pm0.02$を説明するために、熱比（$d$）を1桁強化する必要があります。また、典型的な冠状パラメータに対するさまざまな加熱関数の役割を調査し、ポリトロープ指数はその古典的な値に近いままですが、位相差は加熱関数の形式に大きく依存することを発見しました（要約は再構築されています）。
大規模なバイナリ進化における過接触相の抑制I.V382 Cyg、VFTS 352、およびOGLESMC-SC10108086での混合
| Title |
Constraining_the_Overcontact_Phase_in_Massive_Binary_Evolution_I._Mixing_in_V382_Cyg,_VFTS_352,_and_OGLE_SMC-SC10_108086 |
| Authors |
Michael_Abdul-Masih,_Hugues_Sana,_Calum_Hawcroft,_Leonardo_A._Almeida,_Sarah_A._Brands,_Selma_E._deMink,_Stephen_Justham,_Norbert_Langer,_Laurent_Mahy,_Pablo_Marchant,_Athira_Menon,_Joachim_Puls,_and_Jon_Sundqvist |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07621 |
重力波源、磁気星、Be星など、いくつかのエキゾチックな現象の潜在的な前駆体として、近接した大規模な連星システムは、大規模な星の進化におけるパラメーター空間の重要な領域を精査します。これらのシステムの重要性にもかかわらず、内部混合メカニズムの性質と効率に関する大きな不確実性が依然として存在します。この作業では、異なる金属量で3つの大規模な接触連星のサンプルを分光分析することにより、内部混合プロセスに堅牢な観測制約を提供することを目指しています。光学位相分解分光データを使用して、従来の1D技術と最先端の3D技術を使用して大気分析を実行します。各手法の仮定と結果を比較対照し、仮定が最終的に導出された大気パラメータにどのように影響するかを調査します。3つのケースすべてで、システムの両方のコンポーネントが非常に明るすぎることがわかりました。これは、ヘリウムの効率的な内部混合または以前の非保存的な物質移動のいずれかを示しています。ただし、通常は混合に関連するヘリウムまたはCNOの表面存在量の変化の強力な証拠は見つかりません。さらに、質量が等しくないシステムでは、質量の小さいコンポーネントの測定された有効温度と光度により、ヘルツシュプルングラッセル図の質量の大きいコンポーネントに非常に近くなることがわかります。これらの結果は、上記の両方の手法を使用して個別に取得されたものであり、これらの測定が堅牢であることを示しています。理論上の予想と比較した場合、温度と表面存在量の測定値の間に観察された不一致は、追加の物理的メカニズムが考慮されていない可能性があることを示しています。
V680月-日食の心拍システムの若い水銀マンガン星
| Title |
V680_Mon_--_a_young_mercury-manganese_star_in_an_eclipsing_heartbeat_system |
| Authors |
E._Paunzen,_S._Huemmerich,_M._Fedurco,_K._Bernhard,_R._Komzik,_M._Vanko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07627 |
食連星系の化学的に特異な星は、基本的な恒星パラメータの導出と、観測された化学的特異性の進化の状態と起源に関する重要な情報を可能にするまれなオブジェクトです。ここでは、既知の食変光星BD+091467=V680Monの調査を示します。大空域多目的ファイバー分光望遠鏡（LAMOST）からのスペクトルと独自の観測を使用して、システムの主要コンポーネントを水銀マンガン（HgMn/CP3）星（スペクトル型kB9hB8HeB9VHgMn）として識別します。さらに、トランジット系外惑星探査衛星（TESS）からの測光時系列データは、システムが「ハートビート星」であることを示しています。コンポーネントの潮汐歪みによる光度曲線。利用可能なすべての測光観測を使用して、ELISaコードを使用したシステムのモデリングから導出された、更新された天体暦とバイナリシステムパラメータを提示します。これは、二次星の有効温度がTeff=8300+-200K（スペクトル型が約A4）。V680Monは、5番目に知られている日食CP3星であり、ハートビートバイナリの最初の星です。さらに、私たちの結果は、星がゼロエイジの主系列星にあり、散開星団NGC2264のメンバーである可能性があることを示しています。したがって、それは詳細な研究に完全に役立ち、CP3星の特異性の発達。
多熱多成分プラズマからのジャイロレゾナンスとフリーフリー電波放射
| Title |
Gyroresonance_and_free-free_radio_emissions_from_multi-thermal_multi-component_plasma |
| Authors |
Gregory_D._Fleishman,_Alexey_A._Kuznetsov,_Enrico_Landi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07655 |
太陽大気の熱プラズマには、さまざまな温度が含まれます。このプラズマは、観測とモデルの両方で、微分発光測定（DEM）によって定量化されることがよくあります。DEMは、温度に対する熱電子密度の2乗の分布です。観測では、DEMは視線に沿って計算されますが、モデリングでは、基本ボリューム要素（ボクセル）上で計算されます。マルチサーマルプラズマのこの説明は、光学的に薄い特性を持つ極紫外線放射（EUV）の分析とモデリングに便利で、広く使用されています。ただし、放射の光学的厚さが大きくなる可能性があり、複数の放射メカニズムが関与し、プラズマ効果が重要である無線領域では、対応する処理はありません。ここでは、古典的な単温度マクスウェルプラズマの熱ジャイロ共鳴と自由電波放射の理論を多温度プラズマの場合に拡張します。フリーフリー成分は、コロナイオンのDEMと温度依存のイオン化状態、中性原子との電子の衝突による寄与、正確なガント係数、および磁場効果を使用して計算されます。ジャイロ共振成分については、温度に対する熱電子密度の分布を表す、複数温度プラズマの別の測定値が使用されます。考慮された効果による発光強度と偏光の重要な変化を示す代表的な例を示します。理論は利用可能なコンピュータコードで実装されます。
モデル化されていない重力波探索パイプラインへの新しい過渡ノイズ解析ツールの適用
| Title |
Application_of_a_new_transient-noise_analysis_tool_for_an_unmodeled_gravitational-wave_search_pipeline |
| Authors |
Kentaro_Mogushi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07134 |
過剰な過渡ノイズイベントまたはグリッチは、地上ベースの重力波（GW）検出器のデータ品質に影響を与え、天体物理学的ソースによって生成された信号の検出を損ないます。これらのグリッチの原因を特定することは、GW信号の検出可能性を向上させるための重要な出発点です。ただし、グリッチは、地震動の緩和と光学運動の調整を含む、相互に関連する検出器制御システム間の線形および非線形結合の結果であり、一般にその原因を見つけるのが困難です。機器制御システムと環境センサーに記録された時系列を使用して、検出器の出力にグリッチが存在する時間の前後に、それらの起源に関する重要な手がかりを明らかにするPyChChooと呼ばれる新しいソフトウェアを紹介します。2020年1月1日から2020年2月3日までのLIGO検出器からのデータで動作するコヒーレントWaveBurst（cWB）と呼ばれるモデル化されていないGW検出パイプラインの1つによって生成されたバックグラウンドトリガーで最も悪影響を与えるグリッチにPyChChooを適用すると、トリガーは、分析と現在のLIGOインフラストラクチャ間で共通に拒否または拒否されているものとしてマークされます。
強く磁化されたプラズマにおけるXモードの電磁波透過性
| Title |
Electromagnetic_wave_transparency_of_X_mode_in_strongly_magnetized_plasma |
| Authors |
Devshree_Mandal,_Ayushi_Vashistha_and_Amita_Das |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07417 |
真空からプラズマ媒体に落下する電磁（EM）パルスは、プラズマが過密であるか過小密度であるかに応じて、プラズマ内で反射または伝播する可能性があります。ただし、磁化プラズマでは、伝搬方向に対する磁場の方向に応じて、通常、EM波にはいくつかの通過帯域と停止帯域があります。プラズマ内を伝播する際のEM波は、プラズマ内の静電擾乱を励起する可能性があります[1、2]。この作業では、強く磁化されたプラズマ内のEM波伝搬の完全な透明性を示すために、Particle-In-Cellシミュレーションが実行されました。外部磁場は、波の伝播方向とEM波の電場の両方に垂直になるように選択されます。これはXモード構成です。帯電した電子およびイオン種が存在するにもかかわらず、プラズマ媒体は真空のように動作します。観察は粒子ドリフトの助けを借りて理解されます。２つの粒子種はＥＭ場の影響下で動くが、それらの動きは、媒体中を伝播するＥＭ波の分散関係を変えるための電荷または電流源をもたらさないことが示されている。さらに、この領域でのEM波の阻止帯域は、共振点とカットオフ点の両方が互いに近づくにつれてゼロ幅に縮小することも示されています。したがって、そのような強く磁化された場合のEM放射に対する透明性は標準であるように思われます。これは、天体物理学のシナリオで重要な意味を持つ可能性があります。たとえば、パルサーやマグネターなどの物体を取り巻くプラズマには、強い磁場が通っていることがよくあります。
コールドアトムシステムIIによる宇宙論的過冷却のシミュレーション
時間依存の相互作用を持つ1次元の2成分ボースガスに基づいて、初期の宇宙相転移の類似物で過冷却状態の分析を実行します。システムが、一次相転移を起こす熱的で相対論的なボースガスと同じように動作することを示します。初期宇宙の過冷却に類似したものとして、準安定相のシステムの状態を準備する方法を提案します。システムのパラメトリック共振は熱減衰によって抑制できることを示していますが、モデルで理論的に推定された熱減衰は弱すぎて、現実的な実験パラメータの共振を抑制できないことがわかりました。ただし、実験で有効減衰率を調査する実験は価値があると提案します。
$f（R）$重力では、最大$1/c^3$次数までの空間的にコンパクトなサポートされたソースの外部重力場の多重極展開の形式で表されるメトリックが提供されます。ここで、$c$は真空中の光速。メトリックは一般相対性理論のような部分と$f（R）$部分で構成され、後者は$f（R）$重力における前者の補正です。リーディングポールオーダーでは、メトリックはポイント状またはボール状のソースのメトリックに減少する可能性があります。トルクを受けずにソースの周りを移動するジャイロスコープの場合、重力電磁気タイプの歳差運動、重力磁気タイプの歳差運動、$f（R）$歳差運動、およびトーマス歳差運動のスピンの角速度の多重極展開がすべて導出されます。最初の2種類の歳差運動は、まとめて一般相対性理論のような歳差運動と呼ばれ、$f（R）$歳差運動は$f（R）$重力の補正です。リーディングポールオーダーでは、これらの拡張により、ポイント状またはボール状のソースの周りを移動するジャイロスコープの結果を回復できます。ジャイロスコープの4元加速度がゼロ以外の場合、そのスピンの歳差運動の総角速度は、$f（R）$重力で$1/c^3$オーダーまでで、一般相対性理論の場合と同じです。
GWTC-2イベントを使用したEinstein-dilation-Gauss-Bonnetモデルに対する厳しい制約
| Title |
Tight_constraints_on_Einstein-dilation-Gauss-Bonnet_model_with_the_GWTC-2_events |
| Authors |
Hai-Tian_Wang,_Shao-Peng_Tang,_Peng-Cheng_Li,_Ming-Zhe_Han,_and_Yi-Zhong_Fan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07590 |
重力波データは、極端な、高度に非線形の、強い場の領域で一般相対性理論をテストするために使用できます。アインシュタイン-膨張-ガウス-ボネや動的チャーン-サイモン重力などの修正重力理論は、いくつかの特定の信号で十分にチェックされるはずです。AdvancedLIGO/Virgoの3回目の観測実行の前半からの重力波データを分析して、これら2つの理論のパラメーターに制約を課します。動的なチャーン・サイモン重力は制約されないままです。Einstein-dilation-Gauss-Bonnet重力の場合、$\sqrt{\alpha_{\rmEdGB}}\lesssim0.40\、\rmkm$があり、GW190814と$\sqrt{\alpha_{\rmEdGB}}\lesssim0.24\、\rmkm$（GW190425が中性子星$-$ブラックホールの合併イベントである場合）。現在の観測で許可されています。このような制約は、GWTC-1イベントによって設定された制約と比較して$\sim10-20$の係数で改善されます。また、ベイズのアプローチは、アインシュタイン-膨張-ガウス-ボネモデルを制約するために、リウェイト法よりも効果的であることを示しています。
カーニューマンブラックホールの準ノーマルモード：GW150914と基本的な物理学の意味
| Title |
Quasinormal-modes_of_the_Kerr-Newman_black_hole:_GW150914_and_fundamental_physics_implications |
| Authors |
Hai-Tian_Wang,_Shao-Peng_Tang,_Peng-Cheng_Li,_and_Yi-Zhong_Fan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07594 |
カーニューマンブラックホールの準ノーマルモードスペクトルを計算するために、数値相対論シミュレーションの結果との良好な一致によって検証された分析アプローチを開発します。次に、基本モードと倍音モードの両方を含むリングダウン波形モデルを使用して重力波データを分析し、ソースの電荷を効率的に制約できることを確認します。GW150914の場合、残りのブラックホールの電荷対質量比は、$90\％$の信頼性で$\leq0.38$に制限されます。私たちの波形モデルは、他のGW150914のようなイベントに広く適用できます。唯一のリングダウンデータを使用して、ブラックホールによって運ばれる電気、磁気、またはその他の$U（1）$の暗電荷、および修正重力ベクトルの偏差パラメーター（$\alpha$）を制約することができます。重力。実際、$\alpha\leq0.17$の制約は、リングダウンデータのみで初めて達成されました。
2自由度の空間共変重力：摂動解析
最大2自由度、特にスカラーモードなしで伝播する空間共分散を尊重する大規模なクラスのメートル理論のラグランジアンを構築する問題を再検討します。ラグランジアンは、空間的に共変な幾何学的量で構築された多項式です。宇宙論的背景の周りでラグランジアンを拡張し、スカラーモードのみに焦点を当てることにより、摂動の線形順序でスカラーモードを排除するために、単項式の係数の条件を見つけます。単項式の導関数の総数が$d$である$d=4$までの条件を見つけ、$d=2$、$d=3$、および$の組み合わせの場合の明示的なラグランジアンを決定します。d=2$および$d=3$。また、$d=2$のラグランジアンを摂動の3次に展開し、スカラーモードが3次まで除去されるように係数の追加条件を見つけます。この摂動解析は順序ごとに実行でき、スカラーモードが完全に排除されるように、ある有限次数で最終的なラグランジアンを決定することが期待されます。私たちの分析は、テンソルの自由度のみで空間的に共変する重力を構築するための代替の補完的なアプローチを提供します。結果として得られる理論は、一般相対性理論の代替として使用して、宇宙論的設定におけるテンソル重力波を記述することができます。
暗黒物質の直接検出-APPEC委員会レポート
| Title |
Direct_Detection_of_Dark_Matter_--_APPEC_Committee_Report |
| Authors |
Julien_Billard,_Mark_Boulay,_Susana_Cebri\'an,_Laura_Covi,_Giuliana_Fiorillo,_Anne_Green,_Joachim_Kopp,_B\'ela_Majorovits,_Kimberly_Palladino,_Federica_Petricca,_Leszek_Roszkowski_(chair),_Marc_Schumann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.07634 |
このレポートは、粒子暗黒物質の直接検出検索の実験プログラムの広範なレビューを提供します。それは主に現在と計画の両方のヨーロッパの取り組みに焦点を当てていますが、この分野での世界的な活動のより広い文脈の中でそれを行っています。これは、さまざまな実験的アプローチと検索手法に関連する美徳、機会、および課題を特定することを目的としています。それは、素粒子物理学の他のいくつかの分野、特にコライダーとニュートリノプログラム、およびそれを超えて、既存および新興の両方の科学的および技術的相乗効果を提示します。さまざまな実験的検索の増大するニーズと課題に照らして、インフラストラクチャの問題に対処します。最後に、レポートは、フィールドの長期的な将来の観点からいくつかの推奨事項を作成します。それらは、いくつかの正当化とともに、冒頭の概要と推奨事項のセクションで紹介され、次にレポートの最後に要約されます。全体として、暗黒物質粒子と検出器ターゲットとの相互作用の直接検索は、宇宙粒子物理学、すべての素粒子物理学、およびそれ以降で最優先されるべきであることが推奨されます。宇宙の暗黒物質。
