ボルツマンソルバーとラグランジュ摂動理論をエミュレートすることによる大規模構造データ分析の加速
| Title |
Accelerating_Large-Scale-Structure_data_analyses_by_emulating_Boltzmann_solvers_and_Lagrangian_Perturbation_Theory |
| Authors |
Giovanni_Aric\`o,_Raul_E._Angulo,_Matteo_Zennaro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.14568 |
線形物質のパワースペクトルは、大規模構造の観測量を解釈するためのすべての理論モデルに不可欠な要素です。CLASSやCAMBなどのBoltzmannコードは線形スペクトルの計算に非常に効率的ですが、データの分析には通常$10^4$-$10^6$の評価が必要です。つまり、このタスクはデータ分析の最も計算コストの高い側面になる可能性があります。ここでは、線形理論の物質パワースペクトルを約1ミリ秒で0.3％の精度で$10^{-3}\lek[h\、{\rmMpc}^{-1}]<30$。このエミュレーターは、大量のニュートリノと動的な暗黒エネルギーを含む幅広い宇宙論的パラメーター空間にまたがる150,000を超える測定値でトレーニングされています。エミュレーターのパラメーター範囲と精度が、ユークリッドのような弱いレンズ効果の分析で偏りのない宇宙論的制約を得るのに十分であることを示します。このエミュレーターを補完するものとして、銀河クラスタリングの摂動バイアス記述を加速するために使用できる2次ラグランジアン摂動論によって予測されるように、オイラー空間のさまざまな線形フィールドのクロススペクトル用に15個の他のエミュレーターをトレーニングします。当社のエミュレーターは、非線形物質のパワースペクトルおよびバリオン効果用のエミュレーターと組み合わせて使用するように特別に設計されています。これらはすべてhttp://www.dipc.org/baccoで公開されています。
結合された暗黒エネルギーの単純なパラメータ化
ダークエネルギーの状態方程式の一般的なパラメーター化の代替として、スカラー場がeフォールドの数に線形依存する典型的なモデルを構築します。より複雑なモデルに対する制約は、通常、パラメーターの数とともに増加する縮退によって制限されます。提案されたパラメータ化は、さまざまな時間の進化を可能にするため、ダークエネルギーの状態方程式の進化を便利に制約します。また、コールドダークマターへの非最小結合も考慮します。PlanckとKiDSの観測データをモデルに適合させます。CMBは、暗黒エネルギーから暗黒物質へのエネルギー伝達との消失しない結合を支持します。逆に、重力の弱いレンズ効果の測定は、暗黒物質から暗黒エネルギーへのエネルギー移動をわずかに支持し、暗黒エネルギーの状態方程式は-1から大幅に逸脱します。
加速された宇宙膨張の現在の時代は、暗黒エネルギーと呼ばれる未知の構成要素によって駆動されると考えられます。これは、標準モデルでは、$w=-1$の一定の状態方程式によって特徴付けられる宇宙定数の形式を取ります。ダークエネルギーの役割と性質に関する興味深い視点は、単一のスカラー場であるインフラトンによって駆動されると想定される、加速膨張、インフレーションの以前の時代との類似点を描くことによって達成できます。プランク衛星はスカラースペクトルインデックス$n_s$の値を1から遠ざけているため、インフレーションが終了したという事実からも示唆されるように、純粋な宇宙定数でインフラトンを特定することはできません。したがって、仮想のオブザーバーがインフラトンの状態方程式パラメーターの$-1$からの偏差を測定できたかどうかを検証することは興味深いことです。この研究では、HSR$\{2\}$、HSR$\{3\}$、HSR$\{4\}$と呼ばれる3つのシングルフィールドスローロールインフレモデルを検討することにより、この質問を分析します。ハッブルスローロールパラメータの階層は、それぞれ2次、3次、4次に切り捨てられます。モデルは、最新のPlanckデータセットとBICEP2/Keckデータセットの組み合わせに基づくマルコフ連鎖モンテカルロ分析によってテストされ、結果のチェーンは、許可された進化履歴のセット$w$に変換されます。この分析により、HSR$\{3\}$の$1+w<0.0014$の68$\％$上限が得られます。これは、データの全体的な最良の説明を提供します。したがって、加速膨張の現在の時代が、観測可能な時代のインフレーションと同じ状態方程式を持っている場合、現在および今後の宇宙論的観測では、その$w\neq-1$を検出できません。これは、$w=-1$からの偏差が観察されないことに基づいて、ダークエネルギーの性質について結論を出すための警告の物語を提供します。
| Title |
Ultra-low_frequency_gravitational_waves:_distinguishing_cosmological_backgrounds_from_astrophysical_foregrounds |
| Authors |
Christopher_J._Moore_and_Alberto_Vecchio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.15130 |
$\sim100\、\mathrm{nHz}$未満の周波数での重力波（GW）スペクトルには、初期宇宙のプロセスと質量$\sim10^{6}-10^{のブラックホール連星からの重複する寄与が含まれている可能性があります。9}\、M_\odot$低赤方偏移。パルサータイミングアレイは$\sim1-100\、\mathrm{nHz}$でGWバックグラウンドを測定していますが、たとえば、ある温度での一次相転移のために、現在、天体物理学の前景と宇宙論のバックグラウンドを区別できません。$\sim1-100\、\mathrm{MeV}$は、相互作用の弱い暗いセクターにあります。私たちの分析は、宇宙マイクロ波背景放射、ビッグバン核合成、または位置天文観測からの超低周波GWスペクトルの統合された境界を含めることで、この縮退を打破できる範囲を明らかにしています。
太陽系外惑星の共鳴鎖：三体角の秤動センター
共鳴惑星系は、ほぼ整数の比率（2/1、3/2、4/3など）で解放される公転周期を持つ少なくとも1つの惑星ペアを含み、標準的な惑星形成理論の自然な結果です。複数の隣接する共振ペアを持つシステムは、共振チェーンと呼ばれ、臨界3体角度によって特徴付けられる3体共振を示すことがあります。ここでは、潮汐減衰N体統合による共鳴鎖の診断として3体角度を研究します。2：1、3：2、4：3、および5：4の平均運動共鳴（既知の共鳴鎖で最も一般的な共鳴）の組み合わせごとに、いくつかの質量スキーム、移行の3体角度平衡を特徴付けます。タイムスケール、および初期分離。係数を減少させない3体角度の定式化では、180度が好ましい秤動中心であり、180度からシフトした秤動中心は隣接しない共鳴に関連していることがわかります。次に、一般的な結果を2つのトランジットシステムであるKepler-60とKepler-223に適用することにより、これらの角度を観測量に関連付けます。これらのシステムでは、以前の出版物で使用されていた、トランジットフェーズを介してアクセス可能なe近似で、3体角度のN体モデルを0次と比較します。どちらの場合も、ケプラー観測ウィンドウ中の3体角度は、必ずしも長期的な振動を示しているわけではなく、3体角度の調査における動的モデルの役割を強調しています。私たちの結果は、共鳴鎖の分析に役立つ診断を提供することを期待しています。
太陽系外惑星の惑星内部と居住性：最近の進展
この記事では、惑星の内部とその居住性を結びつける太陽系外惑星科学の分野における最新の開発について説明します。この号では、内部ダイナミクスの重要性を特定し、惑星の内部が太陽系外惑星の居住性に影響を与える可能性のある主な要因のいくつかを簡単に確認しました。
| Title |
TOI-269_b:_An_eccentric_sub-Neptune_transiting_a_M2_dwarf_revisited_with_ExTrA |
| Authors |
M._Cointepas,_J.M._Almenara,_X._Bonfils,_F._Bouchy,_N._Astudillo-Defru,_F._Murgas,_J.F._Otegi,_A._Wyttenbach,_D.R._Anderson,_E._Artigau,_B.L._Canto_Martins,_D._Charbonneau,_K.A._Collins,_K.I._Collins,_J-J._Correia,_S._Curaba,_A._Delboulbe,_X._Delfosse,_R.F._Diaz,_C._Dorn,_R._Doyon,_P._Feautrier,_P._Figueira,_T._Forveille,_G._Gaisne,_T._Gan,_L._Gluck,_R._Helled,_C._Hellier,_L._Jocou,_P._Kern,_S._Lafrasse,_N._Law,_I.C._Leao,_C._Lovis,_Y._Magnard,_A.W._Mann,_D._Maurel,_J.R._de_Medeiros,_C._Melo,_T._Moulin,_F._Pepe,_P._Rabou,_S._Rochat,_D.R._Rodriguez,_A._Roux,_N.C._Santos,_D._Segransan,_E._Stadler,_E.B._Ting,_J.D._Twicken,_S._Udry,_W.C._Waalkes,_R.G._West,_A._Wunsche,_C._Ziegler,_G._Ricker,_R._Vanderspek,_D.W._Latham,_S._Seager,_J._Winn,_and_J.M._Jenkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.14782 |
スーパーアースとM2ドワーフTOI-269（TIC220479565、V=14.4等、J=10.9等、Rstar=0.40Rsun、Mstar=0.39Msun、d=57pc）。太陽系外惑星の候補は、複数のTESSセクターで特定されており、HARPSの高精度分光法と、ExTrAおよびLCO-CTIOの地上測光フォローアップで検証されています。測光と視線速度の両方をジュリエットで共同でモデル化することにより、太陽系外惑星の質量、半径、かさ密度を決定しました。トランジット系外惑星の軌道周期はP=3.6977104+-0。0000037日、半径は2.77+-0.12地球、質量は8.8±1.4地球です。TOI-269bは、そのカテゴリーの大気特性評価の最良のターゲットの1つであるため、他のサブネプチューンと比較するために、この太陽系外惑星の大気を透過分光法で調べることは興味深いでしょう。離心率e=0.425+0.082-0.086の場合、TOI-269bは、10日未満の周期で太陽系外惑星の中で最も離心率が高いものの1つです。星はおそらく数Gyr古いので、このシステムは動的に若いようには見えません。TOI-269bは、惑星と惑星の相互作用によって内側に移動したときに、その高い離心率を獲得した可能性があると推測されます。
ガイア時代の散開星団におけるケフェイド変光星の再考研究
| Title |
A_revisited_study_of_Cepheids_in_open_clusters_in_the_Gaia_era |
| Authors |
Gustavo_E._Medina,_Bertrand_Lemasle,_Eva_K._Grebel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.14565 |
この論文では、散開星団に関連するケフェイド変光星を全天で検索し、比類のない位置天文学に基づいて、ケフェイド変光星とクラスターの両方について最新のカタログ情報を利用することにより、真正なクラスターケフェイド変光星を特定する問題を再検討します。ガイア衛星の2番目と3番目のデータリリースの精度。潜在的なクラスターとCepheidのペアの空間的および運動学的情報を使用して、ベイズアプローチに従うことにより、メンバーシップ確率を決定します。以前の研究で善意と見なされた19のCepheid-clusterアソシエーションを確認し、他の6つのアソシエーションの確立されたクラスターメンバーシップに疑問を投げかけます。さらに、主に最近発見された散開星団で、潜在的に関心のある138個のクラスターCepheid候補を特定します。複数のCepheidをホストしている可能性のある少なくとも2つの新しいクラスターについて報告します。さらに、ガイアと2MASS測光、およびクラスター年齢を導出するための半自動化された方法を使用して、Cepheidをホストする散開星団を使用してCepheidの周期と年齢の関係を経験的に決定することの実現可能性を探ります。人口がまばらな赤色巨星分枝と散開星団の確率的にサンプリングされた主系列のターンオフのために、期間と年齢の関係の暫定的なプローブとしてのクラスターCepheidsの使用は依然として困難に直面しており、年齢の決定は困難な作業であると結論付けます。これは、Cepheid期間-年齢研究のための年齢測定可能なクラスター選択を、より古くて質量の大きいクラスターに偏らせます。
巨大なブラックホール連星の恒星硬化：ホスト回転の影響
| Title |
Stellar_hardening_of_massive_black_hole_binaries:_the_impact_of_the_host_rotation |
| Authors |
Ludovica_Varisco,_Elisa_Bortolas,_Massimo_Dotti_and_Alberto_Sesana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.14570 |
太陽質量が約10^4から約10^10の大規模ブラックホール連星（MBHB）は、現在運用中および今後の宇宙搭載重力波観測所の主なターゲットの1つです。この論文では、3体の恒星相互作用によって駆動される、束縛されたバイナリ硬化効率に対する恒星ホストの回転の影響を調査します。以前の研究で見られたように、回転環境に埋め込まれた順行MBHBの重心（CoM）は、MBHB結合の直後に、システムの中心の周りのほぼ円軌道上を移動し始めることがわかりました。私たちの実行では、振動半径は、等しい質量のMBHB（質量比1：4のMBHB）のバイナリ影響半径の約0.25（約0.1）倍です。逆に、逆行バイナリはホストの中心に固定されたままです。バイナリCoMが正味の軌道運動を示す場合、球形の恒星系でもより効率的なロスコーンの再生成により、バイナリの縮小率は2倍速くなります。順行バイナリのCoM振動をキャプチャするモデルを開発します。時間単位あたりのCoM角運動量ゲインは、内部のバイナリ角運動量に比例するため、変位のほとんどは、MBHB結合の前後に発生する恒星の相互作用によって引き起こされ、その後の角運動量の強化は、最終的には効果によって押しつぶされると主張します。力学的摩擦の。MBHBの進化に対する背景の回転の影響は、大幅に回転する恒星系で形成されると予想されるLISAソースに関連している可能性があります。
EXP：基底関数展開を使用したN体積分
EXPでN体シミュレーション手法を紹介します。EXPは、経験的に選択された基底関数を使用して、粒子の集合のポテンシャル場を拡張します。他の基底関数展開とは異なり、導出された基底関数は入力質量分布に適合し、銀河円盤などの高度に非球形のオブジェクトの正確な展開を可能にします。力の精度は、球形または非球面のハローに基づくモデル、指数ディスクに基づくモデル、バーベースのディスクモデルに基づくモデルの3つのモデルで測定されます。EXPは、直接合計またはツリーベースの計算と同じくらい正確であり、計算量が大幅に少なくなる一方で、いくつかの点で優れていることがわかります。基底関数表現の計算の最適化について説明します。また、タイムステップを含む、軌道統合を実行するための数値的改善についても詳しく説明します。
独特の星雲シメイズ57：II。距離、自然、興奮
| Title |
The_peculiar_nebula_Simeis_57:_II._Distance,_nature_and_excitation |
| Authors |
L.H.T._Oudshoorn,_F.P._Israel,_J._Brinchmann,_M.B.C._Kloppenburg,_A.G.A._Brown,_J._Bally,_T.R._Gull_and_P.T._Boyd |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.14585 |
シメイズ57（HS191）は、CygnusX領域にある光学的に明るい星雲で、回転源からの流出を示唆する独特の外観を持っています。新たに得られた観測とアーカイブデータは、シメイズ57が東から西への励起勾配を持つ低密度（$n_{e}\、\sim\、100$cm$^{-3}$）星雲であることを明らかにしています。星雲の絶滅は$A_{V}\、\leq$2等です。星雲は認識できますが、中赤外線および遠赤外線の画像では目立ちません。その方向では、半ダースの小さなCO雲が$V_{LSR}$=+5kms$^{-1}$で識別されています。これらの1つは、光学星雲と2番目のCO雲の両方と、星雲速度$V_{LSR}\、\upperx$-10km$^{-1}$で一致します。これらの分子雲には明るい星が埋め込まれておらず、それらによって隠されているものもありません。また、星雲のすぐ近くに十分な明るさの星はありません。代わりに、利用可能なすべてのデータは、励起源として進化した星HD193793=WR140（O4-5超巨星およびWC7Wolf-Rayetバイナリ）を示しています。1.7kpcの。シメイズ57は、HD193793を中心とするHIボイドを取り巻くより大きな構造の一部であるように見えます。
$ \ textit {Herschel} $ $ \ mathrm {L {\ small {ITTLE}}} $ $ \
mathrm {T {\ small {HINGS}}} $矮小銀河の測光観測
| Title |
$\textit{Herschel}$_Photometric_Observations_of_$\mathrm{L{\small{ITTLE}}}$_$\mathrm{T{\small{HINGS}}}$_Dwarf_Galaxies |
| Authors |
Phil_Cigan,_Lisa_M._Young,_Haley_L._Gomez,_Suzanne_C._Madden,_Pieter_De_Vis,_Deidre_A._Hunter,_Bruce_G._Elmegreen,_Elias_Brinks |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.14599 |
ここでは、これらの波長では比較的探索されていないサンプルの銀河の遠赤外線測光を示します。中程度の星形成率を持つ低金属量の矮小銀河です。$\mathrm{L{\small{ITTLE}}}$$\mathrm{T{\small{HINGS}}}$調査からの4つの矮小不規則銀河が考慮され、深い$\textit{Herschel}$PACSとSPIREがあります。100$\mu$m、160$\mu$m、250$\mu$m、350$\mu$m、および500$\mu$mでの観測。修正黒体適合の結果は、これらの銀河は、より活発に星を形成する矮星よりも塵の量が少なく、塵の温度が低く、これらの中で見られる最低の$L_\mathrm{TIR}$および$M_\mathrm{dust}$レジームを占めていることを示していますサンプル。$\sim$10$^{-5}$のダスト対ガスの質量比は、より大規模で活動的な銀河よりも全体的に低くなっていますが、ダスト対ガス比の間のべき乗則の関係とほぼ一致しています他の低金属量システムで見られる金属量。化学進化モデリングは、これらの矮小銀河が星や粒子の成長を介してほこりをほとんど形成しておらず、ほこりの破壊率が非常に高いことを示唆しています。
ALMA $ \ mathrm {^ {13} CO} $（J = 1-0）M33でのNGC 604の観測：分子雲の物理的性質
| Title |
ALMA_$\mathrm{^{13}CO}$(J=1-0)_Observations_of_NGC_604_in_M33:_Physical_Properties_of_Molecular_Clouds |
| Authors |
S.P._Phiri,_J.M._Kirk,_D._Ward-Thompson,_A.E._Sansom_and_G.J._Bendo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.14701 |
$\mathrm{^{13}CO（J=1-0）}$線のアタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）観測と、巨大HII領域（GHR）であるNGC604からの104GHz連続放射を示します。近くの渦巻銀河M33。私たちの高空間解像度画像（3.2"$\times$2.4"、$13\times10$pcの物理スケールに対応）により、15個の分子雲を検出できます。$^{13}CO$と104GHzの連続放射の間の空間オフセットを見つけ、GHRの中心近くの連続放射も検出します。識別された分子雲のサイズは5〜21pcの範囲で、線幅は0.3〜3.0$\mathrm{kms^{-1}}$、光度から導出された質量は（0.4-80.5）$\times10^3$M$_{\bigodot}$。これらの分子雲はほぼビリアル平衡にあり、スピアマンの相関係数は0.98です。これらの雲の線幅とサイズの関係は、天の川とNGC300の対応する関係からオフセットされていますが、これは樹状図プロセスのアーティファクトである可能性があります。
近くの100個の銀河における金属量相関の検出
| Title |
Detection_of_metallicity_correlations_in_100_nearby_galaxies |
| Authors |
Zefeng_Li,_Mark_R._Krumholz,_Emily_Wisnioski,_J._Trevor_Mendel,_Lisa_J._Kewley,_Sebastian_F._S\'anchez,_Llu\'is_Galbany |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.14807 |
この論文では、CalarAltoLegacyIntegralFieldSpectroscopyArea調査から引き出された100個の近くの銀河の2D気相酸素存在量分布の統計を分析します。大規模な放射状金属量勾配を除去した後、結果として得られる金属量変動マップの2点相関関数を計算します。ターゲットの大部分で相関関係を検出します。これは、ビームスミアリングによって予想されるものを大幅に超えており、金属量診断の選択に対して堅牢であることを示しています。相関関数は、拡散と結合した確率的金属注入の単純なモデルの予測によって一般的によく適合していることを示し、モデルから、ビームスミアリングとノイズの両方の影響を考慮した後、サンプルの特徴的な相関長は$\sim1$kpcです。相関の長さは、恒星の質量と星形成率の両方で増加しますが、ハッブルタイプ、バードネス、またはマージ状態で有意な変化は見られません。また、ガス速度分散と相関長の間に理論的に予測された関係の証拠は見つかりませんが、これはサンプル全体のガス速度分散のダイナミックレンジが小さいことが原因である可能性があります。私たちの結果は、2D金属量相関関数の測定が銀河の進化を研究するための強力なツールになり得ることを示唆しています。
同じ視線に沿った光学波長と電波波長での拡散星間物質の古典的なトレーサーからの吸収の比較
| Title |
Comparing_absorption_from_classic_tracers_of_the_diffuse_interstellar_medium_at_optical_and_radio_wavelengths_along_the_same_sightlines |
| Authors |
Harvey_Liszt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.15013 |
％目的同じ視線に沿った拡散星間物質からの電波および光吸収線プロファイルから得られた情報を比較する％方法新規および既存の21cmHIおよび3.4mmHCO+プロファイルを、からの光学トレーサーCaII、NaI、およびKIのプロファイルと比較します。Tappe（2004）の未発表の論文％results光学的にトレースされた原子はすべて、太陽の存在量と比較して大幅に枯渇しており、HIとHCO+の統合された光学的厚さのみがE（BV）とよく相関します。HCO+は、運動学的分布が圧倒的に制限され、線が最も狭く、KI、HI、NaI、CaIIの順に並んでいる種です。CaIIは、より幅の広い暖かいガスをサンプリングするため、カラム密度と運動学の両方で別々に動作します。コールドニュートラルメディアNaI、KI、HI、およびHCO+のトレーサーは、統計的に同じ運動学的空間を共有しますが、存在量がほぼ同じ程度に相関することはありません。N（NaI）とN（KI）は、HIとHCO+の統合された光学的厚さと同様に相関していますが、光学トレーサーと放射性トレーサーの間の存在量の相関は見られません。測定されたCH+プロファイルを持つ唯一の方向では、CH+とCHの間の2km/sの速度シフトは、通常、衝撃を受けたガスの兆候として解釈され、HCO+に対するHIのシフトで模倣されます。CHとHCO+は、光学的に測定されたN（CH）を使用して、2つの視線に沿ってN（CH）/N（HCO+）=14.6と21.1の比率で表示されます。これに対して、無線およびサブミリ波の波長で以前に決定された平均は12です。
フィラメント状に形成されたO型星からのフィードバック
孤立したフィラメント状の雲の中でO型星（またはO型星のクラスター）が形成されたときに何が起こるかについて、単純な半解析モデルを探索します。このモデルは、フィラメントの半径R_FIL、フィラメント内のH_2の平均密度n_FIL、およびO型星が電離光子を放出する速度Ndot_LyCの3つの構成パラメーターによって特徴付けられます。これらの構成パラメータの広い範囲で、O型星からの電離放射線がフィラメントを急速に侵食し、フィラメントからの電離ガスが周囲に分散することを示します。このような状況では、O型星からイオン化フロント（IF）までの距離は、およそL〜5.2pc[R_FIL/0.2pc]^-1/6[n_FIL/10^4cm^-3]^-1/3で与えられます。[Ndot_LyC/10^49s^-1]^1/6[t/Myr]^2/3であり、他の量についても同様の単純なべき乗則式を導き出します。たとえば、イオン化ガスがフィラメントから沸騰する速度などです。そして、IFの後ろに押し上げられる衝撃圧縮層（SCL）の質量。電離放射線のごく一部が局所的に消費され、かなり少量の分子ガスが電離して分散することを示します。より現実的なモデルのいくつかの機能と、それらがこの理想化されたモデルの予測を変更または無効にする可能性がある範囲について説明します。特に、非常に大きなR_FILおよび/または大きなn_FILおよび/または低いNdot_LyCの場合、フィラメントへの継続的な降着がOスターからの電離放射線をトラップし、フィラメントの侵食をさらに遅くする可能性があることを示します。
南ハローで遠くにある脈動する赤色巨星の探索
| Title |
A_search_for_distant,_pulsating_red_giants_in_the_southern_halo |
| Authors |
Nicolas_Mauron,_Kamo_S._Gigoyan,_Tim_R._Kendall,_Kelly_M._Hambleton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.15037 |
銀河ハローの漸近巨星分枝（AGB）の個体数を調査するために、50kpcを超える地動説の距離にある脈動変光星を検索します。私たちの研究は、赤緯が-20度未満の1286個の長周期変光星（LPV）で構成される、カタリナ南部調査（CSS）の変数カタログに基づいています。まず、ハンブルク-ESOの対物プリズムスペクトルからスペクトルMタイプまたはCタイプの分類を導き出すことができるキャップabs（b）>30degの77個の星に焦点を当てます。これらのほとんどは酸素が豊富（Mタイプ）であり、炭素が豊富なものはごくわずかです。周期は100〜500日の範囲で、CSSの振幅は最大3等です。この小さなサンプルでは、ハローAGB星はKs0=12.5より暗いものはありません。これは、外側のハローにAGBが不足しているか、機器の深さが不十分であることが原因である可能性があります。次に、スペクトル情報は別として、CSSカタログ全体でさらに暗いパルセータ（Ks>12.5）を検索しました。ガイア位置天文学は、いくつかの汚染物質を特定することを可能にします。最終結果は、10個の候補となる遠隔LPVの識別です。これらの10個の星が、ミラと小振幅ミラに使用される基本モードのKバンド周期光度関係に従う場合、それらの距離は太陽から50〜120kpcです。距離とガイアの接線速度を示す図では、これらの10個の星は、球状星団や矮小銀河など、ハロー内の他の天体と同様の位置にあります。また、さらに調査する価値のあるいくつかの低輝度AGBを検出します。77個の高緯度MまたはC星の詳細なカタログは、CDSで利用可能になります。
TMC-1のGOTHAM観測による純粋な多環芳香族炭化水素インデン（$ c $ -C $ _9 $ H $ _8 $）の発見
| Title |
Discovery_of_the_Pure_Polycyclic_Aromatic_Hydrocarbon_Indene_($c$-C$_9$H$_8$)_with_GOTHAM_Observations_of_TMC-1 |
| Authors |
Andrew_M._Burkhardt,_Kin_Long_Kelvin_Lee,_P._Bryan_Changala,_Christopher_N._Shingledecker,_Ilsa_R._Cooke,_Ryan_A._Loomis,_Hongji_Wei,_Steven_B._Charnley,_Eric_Herbst,_Michael_C._McCarthy,_and_Brett_A._McGuire |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.15117 |
多環芳香族炭化水素（PAH）は、星間および原始星の発生源の研究で長い間呼び出されてきましたが、個々のPAHの明確な識別は、ごく最近までとらえどころのないことが証明されています。結果として、この重要なクラスの分子の形成メカニズムは、あまり制約されていないままです。ここでは、TMC-1のGBT観測：芳香族分子のハンティング（GOTHAM）調査の一環として、純粋な炭化水素PAHであるインデン（C$_9$H$_8$）の最初の星間検出を報告します。この検出は、CNで官能化された芳香族分子の既存の検出を補完する、化学的調査の新しい手段を提供します。GOTHAMの観測結果を当てはめると、インデンはTMC-1でこれまでに検出された中で最も豊富な有機環であることがわかりました。また、NAUTILUSを使用した天体化学モデリングから、観測された存在量はモデルの予測よりも数桁大きく、天体化学モデルの現在の形成経路が不完全であることを示唆しています。比較的大量のインデンの検出は、シアノインデン、シクロペンタジエン、トルエン、スチレンなどの関連種が暗い雲の中で検出できる可能性があることを意味します。
銀河の中心に潜む巨大なブラックホール（MBH）によって星がきちんと引き裂かれ、消費されるという概念は、1970年代後半に最初に理論家を魅了しました。休止状態のMBHを探査するためのこれらのまれではあるが明るい現象の観測的証拠は、1990年代の軟X線ROSAT全天観測のアーカイブ検索で最初に明らかになりました。しかし、最近、光学的時間領域での調査力の増加に伴って加速しており、潮汐破壊現象（TDE）は、現在、明確な分光学的特徴を備えた光学的核過渡現象のクラスと見なされています。TDEの多波長観測により、降着流の最も内側の領域から周囲の核周囲媒体まで、広範囲のスケールを精査するパンクロマティック放射が明らかになりました。文献で報告されている56のTDEの現在の国勢調査を確認し、それらの観測された特性を次のように要約できます。恒星の残骸のフォールバック率については、しかし立ち上がり時間はそうではありません。$\bullet$UV/光学および軟X線の熱放射は異なる空間スケールから発生し、それらの強度比は広いダイナミックレンジを持ち、非常に可変であり、2つのコンポーネントに電力を供給しているものに関する重要な手がかりを提供します。$\bullet$これらは3つのスペクトルクラスにグループ化でき、Bowen蛍光線発光のあるものは、より高温でよりコンパクトな線発光領域を好むのに対し、HeII輝線のみのあるものは最もまれなクラスです。
Mrk110の降着円盤からの可変酸素放出
| Title |
Variable_oxygen_emission_from_the_accretion_disk_of_Mrk_110 |
| Authors |
J._N._Reeves,_D._Porquet,_V._Braito,_N._Grosso,_A._Lobban |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.14584 |
2004年から2020年までの明るい細い線セイファート1、Mrk110の6つのXMM-Newton観測が提示されます。反射型回折格子分光計（RGS）からの回折格子スペクトルの分析により、半値全幅（FWHM）が$15900\pm1800$kms$^{-である、He様酸素（OVII）線の幅広い成分が明らかになります。1}$は平均スペクトルで測定されます。6つの観測すべての広いOVII線は、正面降着円盤プロファイルでモデル化できます。これらのプロファイルから、線放射の内側半径は、ブラックホールからの重力半径の約20〜100の間にあると推測されます。導出された約10度の傾斜角は、Mrk110の光学ブロードライン領域の研究と一致しています。ラインも可変であるように見え、初めて、OVIIフラックスと両方からの連続フラックスとの間に有意な相関が測定されます。RGSおよびEPIC-pnデータ。したがって、ラインは連続体に応答し、連続体フラックスが最も高いときに最も明るくなります。これは、報告されている光学HeIIラインの動作と同様です。線放出ガスの密度は$n_{\rme}\sim10^{14}$cm$^{-3}$と推定され、降着円盤の起源と一致しています。
セイファート銀河MCG-02-58-22で検出された弱体化コンプトンこぶと軟X線過剰
裸のセイファート銀河MCG--02--58--22の広範なX線スペクトル研究を実施し、すざく（2009）の観測と同時観測を使用して、X線再処理媒体の性質を確認しました。XMM-NewtonandNuSTAR（2016）から。私たちの調査の最も重要な結果は次のとおりです。1。コロナからの一次X線放射は、べき乗則の傾き（$\Gamma=1.80$）と光度（$L_{2-10\rmkeV}=2.55\times10^{44}$erg/s）。2.ソフト過剰フラックスは2016年に2分の1に減少し、コンプトンのこぶは2016年に弱まり/消滅し、狭いFeK$\alpha$輝線はわずかに広くなりました（$\sigma=0.35\pm0.08$keV）3.物理モデルの適合から、コンプトンのこぶは同じ期間で消滅しますが、FeK$\alpha$線の狭い成分の正規化は2つのエポックで変化しないことがわかります。一次X線の連続体は変化しないので、再処理された放射の変化は、再処理媒体の変化によって生じなければならないと私たちは推測します。私たちの主な結論は次のとおりです。A。2016年のコンプトンのこぶの消失は、おそらく、流入/流出する動的な塊状のトーラス、または極域のトーラス風によって説明できます。B.このAGNのトーラスは、おそらく2つの構造を持っています。赤道トロイダルディスク（狭いFeK$\alpha$放射を生成）と極成分（可変コンプトンハンプを生成）、C。同じ期間にFeK$\alpha$フラックスが半分に増加して2倍になることは、イオン化されたディスク反射モデルだけでは十分に説明できません。
短いGRB180805Aのマーチソン広視野アレイ高速応答観測
| Title |
Murchison_Widefield_Array_rapid-response_observations_of_the_short_GRB_180805A |
| Authors |
G._E._Anderson,_P._J._Hancock,_A._Rowlinson,_M._Sokolowski,_A._Williams,_J._Tian,_J._C._A._Miller-Jones,_N._Hurley-Walker,_K._W._Bannister,_M._E._Bell,_C._W._James,_D._L._Kaplan,_Tara_Murphy,_S._J._Tingay,_B._W._Meyers,_M._Johnston-Hollitt,_R._B._Wayth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.14758 |
ここでは、短いガンマ線バースト（SGRB）に関連するコヒーレント無線放射に対する厳しい低周波185MHz制限を示します。短いGRB180805Aの観測は、アップグレードされたマーチソン広視野アレイ（MWA）高速応答システムで行われました。これは、バースト後83.7秒に対応するSwiftからの一時的なアラートの受信から20秒以内にトリガーされました。SGRBは30mの間観測され、40.2mJy/ビームの3シグマ持続フラックス密度上限をもたらしました。一時的な検索は、このGRBのSwift位置で0.5秒、5秒、30秒、および2mのタイムスケールで実行され、それぞれ570-1830、270-630、200-420、および100-200mJy/ビームの3シグマ制限が得られました。また、SGRBの位置で0.5sおよび1.28MHzの時間およびスペクトル分解能でプロンプト信号の分散解除検索を実行した結果、DM=3000pc/cm^3（z〜2.5）DM=200pc/cm^3（z〜0.1）で1750Jyms。合併によって安定したマグネターが得られたと仮定して、フルエンスプロンプト放出限界と永続的な上限をSGRBコヒーレント放出モデルと比較します。私たちの観測は、相対論的ジェットと星間物質との相互作用から、またはスピンダウンからの持続的なパルサーのような放出から、合併直前の連星の磁場の整列に関連する迅速な放出を検出するのに十分な感度がありませんでしたマグネターの。ただし、より強力なSGRB（GRB180805Aよりも1桁高いガンマ線フルエンスおよび/またはより明るいX線対応物）の場合、MWA観測は、ジェットからのコヒーレント電波放射を検出するのに十分な感度がある可能性があります。-ISM相互作用および/またはマグネターレムナント。最後に、現在のすべての低周波電波望遠鏡のうち、MWAだけが、最初のSGRB合併イベントに関連する迅速な放射モデルを精査できる感度と応答時間を持っていることを示します。
磁化された中性子星のモデルにおける超伝導とホール効果の影響
パルサーの内部磁場の平衡構成は、グリッチから重力波放出までの天体物理学的現象のモデル化において重要な役割を果たします。この論文では、Grad-Shafranov方程式を解き、パルサーの平衡構成を計算し、中性子星のコアの超伝導を説明し、星の地殻のホール効果を説明するための数値スキームを提示します。私たちの数値コードは、磁気平衡をモデル化するために使用されるGrad-Shafranov方程式に現れるソース項が非線形である有限差分法を使用しています。ソースを線形化し、計算の各ステップで緩和不足スキームを適用してソルバーの収束を改善することにより、解を取得します。コードはC++とPythonの両方で開発されており、数値アルゴリズムをさらに適応させて、計算宇宙物理学の他の領域に現れる非線形偏微分方程式を解くことができます。混合トロイダル-ポロイダルフィールド構成を作成し、以前の研究に関して調査できるパラメーター空間の部分を拡張します。より極端な場合でも、トロイダルコンポーネントの磁気エネルギーは全体の約5\％を超えないことがわかります。また、星のコアが超伝導である場合、トロイダル成分は完全に星の地殻に限定されます。これは、コアの強いトロイダルフィールド領域の存在に依存するパルサーグリッチモデルにとって重要な意味を持ちます。星、超流動渦が超伝導フラックスチューブに固定されます。
ブレーザーの複雑な変動性：S4 0954 +65の時間スケールと周期性分析
| Title |
The_complex_variability_of_blazars:_Time-scales_and_periodicity_analysis_in_S4_0954+65 |
| Authors |
C._M._Raiteri,_M._Villata,_V._M._Larionov,_S._G._Jorstad,_A._P._Marscher,_Z._R._Weaver_(for_the_WEBT_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.15005 |
活動銀河核の中で、ブレーザーは極端な変動特性を示します。ここでは、トランジット系外惑星探査衛星（TESS）と全地球ブラザール望遠鏡（WEBT）のコラボレーションによって、2019年から2020年に取得されたデータを使用してBLLacオブジェクトS40954+65のケースを調査します。それぞれほぼ1か月の3つの観測セクター中にTESSによって提供された2分のケイデンス光度曲線により、高速変動を非常に詳細に研究することができます。数時間から数日までの、いくつかの特徴的な短期タイムスケールを特定します。ただし、これらはさまざまなTESSセクターで異なるため、永続的ではありません。WEBTによって行われる長期の測光および偏光測定の光学および無線モニタリングは、重要な追加情報をもたらし、次のことを明らかにします。i）光学では、長期のフラックス変化はほとんど無彩色ですが、短期の変化は強く有彩色です。ii）37GHzでの電波束の変動は、約3週間の遅延で光学系の電波束の変動に従います。iii）偏光度と角度の変化の範囲は、無線帯域よりも光学系の方がはるかに大きいが、平均偏光角は類似している。iv）光学的長期変動は、約1か月の準周期性によって特徴付けられます。ピッチ角が時間とともに変化する可能性のある回転する不均一ならせんジェットの観点からソースの動作を説明します。
補償光学補正画像からのセグメント化された望遠鏡の位相誤差と非一般的な経路収差の同時推定
| Title |
Simultaneous_estimation_of_segmented_telescope_phasing_errors_and_non-common_path_aberrations_from_adaptive_optics_corrected_images |
| Authors |
Masen_Lamb,_Carlos_Correia,_Suresh_Sivanandam,_Robin_Swanson_and_Polina_Zavyalova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.14609 |
補償光学（AO）システムを備えたセグメント化されたミラー望遠鏡の科学的な焦点面で、位相ダイバーシティとして知られる焦点面波面センシング技術を調査します。具体的には、（i）望遠鏡構造内の人工光源、および（ii）明るい星のAO補正画像から、点光源をイメージングする光学システムを検討します。私たちのシミュレーションから、Keck/NIRC2システムをシミュレートした理論上のソースと空のAO補正画像の両方について、セグメント化された望遠鏡の位相誤差を非共通パス収差（NCPA）から確実に解きほぐします。空の画像からのこの定量化は、光学トレイン全体の累積波面摂動に敏感であるため、魅力的です。したがって、フェージングエラーとNCPAの解きほぐしは重要であり、推定からのプライマリミラーへの潜在的な修正には、最小限のNCPAの寄与が含まれている必要があります。私たちの見積もりでは、1分間の短時間露光のAO補正画像が必要です。AOループへのわずかな変更を利用することにより、75の焦点がぼけた画像が信頼できる推定値を生成することがわかります。推定値からプライマリミラーと変形可能ミラーへの補正により、位相誤差とNCPAでそれぞれ最大67％と65％の波面誤差が減少することを示します。Keckプライマリのセグメントフェージングエラーが約130nmRMSの場合、アルゴリズムを使用してHバンドストレールレシオを最大10％改善できることを示します。私たちの手法は、空の画像からNCPAのみを推定するのにうまく機能すると結論付けており、これがあらゆるAOシステムにとって有望な方法であることを示唆しています。
平面メタマテリアルシリコンベースの小型レンズの設計と実験的調査
| Title |
Design_and_experimental_investigation_of_a_planar_metamaterial_Silicon_based_lenslet |
| Authors |
Thomas_Gascard,_Giampaolo_Pisano,_Simon_Doyle,_Alexey_Shitvov,_Jason_Austermann,_James_Beall,_Johannes_Hubmayr,_Benjamin_Raymond,_Nils_Halverson,_Gregory_Jaehnig,_Christopher_M._McKenney,_Aritoki_Suzuki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.14922 |
次世代の地上ベースの宇宙マイクロ波背景放射実験では、光子ノイズ限界で動作する数千の検出器を含む、大きな焦点面の偏光に敏感な多色ピクセルが必要になります。この目標を達成するための1つのアプローチは、望遠鏡からの光を超伝導ダイプレクサーネットワークに接続された偏光に敏感なアンテナ構造に結合することです。従来、ホーンアンテナ、平面位相アンテナ、または反射防止コーティングされたマイクロレンズで構成されるアレイは、望遠鏡の光学系に効率的に結合するために必要なゲインを実現するために、平面アンテナ構造の前に配置されていました。この論文では、フェーズエンジニアリングされたメタマテリアルフラットレンズレットの設計コンセプトと測定された性能の予備分析が提示されます。フラットレンズの設計は本質的に自由空間に適合しており、反射防止コーティング層の必要性を回避します。リソグラフィで製造できるため、大判アレイへのスケーリングが比較的簡単になります。さらに、この技術は、1000次の検出器/チャネルの多重化比とともに必要な感度をすでに実証している大判集中定数素子の動的インダクタンス検出器アレイの製造に必要な製造プロセスと互換性があります。
| Title |
Recovery_of_TESS_Stellar_Rotation_Periods_Using_Deep_Learning |
| Authors |
Zachary_R._Claytor,_Jennifer_L._van_Saders,_Joe_Llama,_Peter_Sadowski,_Brandon_Quach,_Ellis_Avallone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.14566 |
畳み込みニューラルネットワークを使用して、現実的なスポット進化パターンでシミュレートされた一連の合成光度曲線から恒星の自転周期を推測しました。これらのシミュレートされた光度曲線を、最小限の固有の天体物理学的変動を含む実際のTESS光度曲線と畳み込み、ネットワークがTESS体系を学習し、それにもかかわらず自転周期を推定できるようにしました。期間に加えて、不均一分散回帰を介して不確実性を予測し、期間予測の信頼性を推定します。テストデータの最も信頼できる半分では、ターゲットの46％で10％の正確な期間を回復し、69％のターゲットで20％の正確な期間を回復します。訓練されたネットワークを使用して、従来の周期検出技術を使用したTESS回転検索で一般的に遭遇する13。7日の制限を超えても、文献の回転測定で実際の星の周期を正常に回復します。私たちの方法は、半周期のエイリアスに対する耐性も示しています。ニューラルネットワークとシミュレートされたトレーニングデータを提示し、現実的な星黒点の進化を使用して光度曲線を合成するために使用されるソフトウェアバタピーを紹介します。
太陽大気中のエネルギー不均衡条件下でのマクロスピクルジェットの数値シミュレーション
| Title |
Numerical_simulations_of_macrospicule_jets_under_energy_imbalance_conditions_in_the_solar_atmosphere |
| Authors |
J._J._Gonz\'alez-Avil\'es,_K._Murawski,_A._K._Srivastava,_T._V._Zaqarashvili_and_J._A._Gonz\'alez-Esparza |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.14605 |
数値シミュレーションを使用して、いくつかのマクロスピクル機能を備えたソーラージェットの形成と進化に対する熱伝導と放射冷却の影響を研究します。私たちは当初、太陽大気がエネルギーの不均衡によって平衡状態にあることはめったにないと想定しています。したがって、熱伝導と放射冷却の不均衡に起因するバックグラウンドフローがジェットの動作に影響を与えるかどうかをテストします。この特定のシナリオでは、次のテストケースで、彩層上部に局在する垂直速度パルスを発射することにより、ジェットの形成をトリガーします。ii）熱伝導の場合;iii）放射冷却ケース。iv）熱伝導+放射冷却の場合。テスト結果によると、熱伝導を追加すると、断熱の場合よりもジェットが小さくなり、高温になります。一方、放射冷却は、最大高さ（$\約$5.5Mm）に達した後、ジェットを放散し、断熱および熱伝導の場合よりも短く、低温になります。その上、放射冷却によって生成される流れは、熱伝導によって引き起こされるよりも実質的です。太陽大気の背景のエネルギーの不均衡にもかかわらず、シミュレートされたジェットはマクロスピクルの形態学的特徴を示しています。さらに、速度パルスは、初期温度を維持する太陽コロナに上向きに伝播する衝撃に急勾配になります。衝撃は、マクロスピクルジェットの観測されたダイナミクスと一致する時間距離プロット上の放物線軌道をたどる準周期的な振る舞いでジェットを生成します。
近接連星における磁気白色矮星の起源と進化
| Title |
The_origin_and_evolution_of_magnetic_white_dwarfs_in_close_binary_stars |
| Authors |
Matthias_R._Schreiber,_Diogo_Belloni,_Boris_T._Gaensicke,_Steven_G._Parsons,_Monica_Zorotovic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.14607 |
白色矮星の磁場の起源は、恒星天体物理学における根本的な未解決の問題のままです。特に、密接な白色矮星連星の進化的にリンクされた集団における強く（1MGを超える）磁気白色矮星の非常に異なる割合は、これまでに提案されたシナリオでは再現できません。強い磁気を帯びた白色矮星は、約1Gyrより若い分離した白色矮星連星の中には存在しません。対照的に、白色矮星が低質量の星の伴星から降着するセミデタッチド激変星では、3分の1以上が強磁性の白色矮星をホストします。ここでは、白色矮星の降着のスピン進化とそれらのコアの結晶化、および両方の星間の磁場相互作用を含む連星進化モデルを提示します。惑星や低質量星で働くものと同様の結晶化および回転駆動ダイナモが、激変星の白色矮星に強い磁場を生成できることを示します。これは、観測された集団の中でそれらの大部分を説明しています。白色矮星で生成された磁場が二次星の磁場と接続すると、同期トルクと角運動量損失の減少により、バイナリが比較的短時間で分離します。ARScoを含む、分離されたバイナリのいくつかの既知の強磁性白色矮星は、この分離された段階にあります。
かに座55番星の彩層活動：II。理論的な波の研究と観測
| Title |
Chromospheric_Activity_in_55_Cancri:_II._Theoretical_Wave_Studies_versus_Observations |
| Authors |
M._Cuntz,_K.-P._Schr\"oder,_D._E._Fawzy,_and_A._R._Ridden-Harper |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.14684 |
この研究では、かに座55番星の彩層加熱モデルを観測と併せて検討します。ペーパーIで以前に説明した理論モデルは、波の生成、伝播、および散逸を含む、自己無撞着で非線形の時間依存のab-initio計算です。私たちの焦点は、2成分彩層モデルに相当する音波と縦方向フラックスチューブ波の両方を考慮することです。かに座55番星は、その年代から予想されるように、活動の少ない星であり、これはまた、比較的小さな磁気充填率を意味します。CaIIKフラックスは、部分的な再分布と時間依存のイオン化を想定して計算されます（マルチレイ処理）。続いて、理論上のCaIIH+Kフラックスが観測値と比較されます。彩層活動が最も低い段階では、観測されたCaIIフラックスは、音響加熱によって得られたものと同じではありませんが、低レベルの磁気加熱（想定される光球磁気充填係数と一致）があれば一致することがわかります。追加コンポーネントと見なされます。このアイデアは、文献で伝えられている以前の提案と一致しています。
2019年の矮新星爆発後のV386へび座の加熱と脈動
| Title |
The_Heating_and_Pulsations_of_V386_Serpentis_after_its_2019_Dwarf_Nova_Outburst |
| Authors |
Paula_Szkody_(1),_Patrick_Godon_(2_and_3),_Boris_T._Gaensicke_(4),_Stella_Kafka_(5),_Odette_F._T._Castillo_(4),_Keaton_J._Bell_(1),_P._B._Cho_(6),_Edward_M._Sion_(2),_Praphull_Kumar_(7),_Dean_M._Townsley_(7),_Zach_Vanderbosch_(6),_Karen_I._Winget_(6),_Claire_J._Olde_Loohuis_((1)_University_of_Washington,_(2)_Villanova_University,_(3)_The_Johns_Hopkins_University,_(4)_University_of_Warwick,_(5)_AAVSO,_(6)_University_of_Texas,_(7)_University_of_Alabama) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.14720 |
白色矮星の脈動スペクトルを矮新星の爆発サイクルに伴う加熱と冷却で追跡すると、降着しない白色矮星の数か月対数千年のタイムスケールで発生する対流駆動の変化の独自のビューが提供されます。2019年1月、矮新星V386Ser（降着する脈動白色矮星を含む少数の1つ）が大振幅の爆発を起こしました。ハッブル宇宙望遠鏡の紫外線スペクトルは、爆発の7か月後と13か月後に、この期間中の地上ベースの光学測光と、爆発後5.5か月と17か月の高速測光とともに取得されました。結果として得られたスペクトルおよび脈動分析は、2つのUV観測間で白色矮星が21,020Kから18,750K（重力log（g）=8.1）に冷却され、UVと光学の両方で明らかな強い脈動の存在を示しています。爆発後の期間は、静止時よりもはるかに短い。脈動理論と一致して、脈動期間は爆発の翌年に一貫して延長されました。ただし、爆発を過ぎた後のより長い時間の動作が、同様のシステムGWLibで明らかな、異常な非単調な冷却と長期間を模倣するかどうかはまだわかりません。
太陽風におけるコロナホール下部構造の特徴：ソーラーオービターリモートセンシングとその場測定の組み合わせ
| Title |
Signatures_of_coronal_hole_substructure_in_the_solar_wind:_combined_Solar_Orbiter_remote_sensing_and_in_situ_measurements |
| Authors |
T._S._Horbury,_R._Laker,_L._Rodriguez,_K._Steinvall,_M._Maksimovic,_S._Livi,_D._Berghmans,_F._Auchere,_A._N._Zhukov,_Yu._V._Khotyaintsev,_L._Woodham,_L._Matteini,_J._Stawarz,_T._Woolley,_S._D._Bale,_A._Rouillard,_H._O'Brien,_V._Evans,_V._Angelini,_C._Owen,_S._K._Solanki,_B._Nicula,_D._Muller,_and_I._Zouganelis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.14960 |
環境。太陽の複雑なコロナは、太陽風と惑星間磁場の源です。大規模な形態はよく理解されていますが、惑星間物質の特性に対する数度のスケールでの冠状特性の変化の影響は知られていません。ソーラーオービターは、リモートセンシングとその場の機器の両方を内部の太陽系に搭載し、これらの接続をこれまで以上に改善することを目的としています。目的。ソーラーオービターの最初の近日点0.5AUからのリモートセンシングとその場測定を組み合わせて、極地コロナホールの赤道端からの太陽風の微細構造を研究し、その場で説明できるコロナの特性を特定することを目的としています。バリエーション。メソッド。磁場、密度、太陽風速のその場測定を使用して、宇宙船の時間スケールで構造を特定します。ポテンシャルフィールドソースサーフェスマッピングを使用して、測定された太陽風のソース位置を時間の関数として推定し、EUI画像を使用してこれらの太陽ソースを特徴付けます。結果。圧縮磁場と密度を伴う太陽風の小規模な流れの相互作用と、数度のスケールでのコロナホールの端の波形に関連する速度変動を特定し、微細なコロナ構造が太陽風の特性に直接影響を与える可能性があることを示します個々のストリーム内の変動を促進します。結論。この初期の分析は、ソーラーオービターのリモートセンシングとその場でのペイロードの組み合わせの力をすでに示しており、将来、より近いペリヘリアで、微細な太陽風構造の冠状源に関する知識を劇的に向上させることが可能であることを示しています。太陽風を駆動する現象を理解し、地球や他の場所でのその影響を予測します。
ガイア時代の10パーセクのサンプル
| Title |
The_10_parsec_sample_in_the_Gaia_era |
| Authors |
C\'eline_Reyl\'e,_Kevin_Jardine,_Pascal_Fouqu\'e,_Jose_A._Caballero,_Richard_L._Smart,_Alessandro_Sozzetti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.14972 |
最も近い星は、恒星物理学と銀河を理解するための基本的な制約を提供します。近くのサンプルは、すべてのオブジェクトを正確なデータで表示および理解できるアンカーとして機能します。この作業は、位置天文宇宙ミッションガイアの最新のデータリリースによってトリガーされ、その前例のない高精度視差測定を使用して、10個以内のオブジェクトの人口調査を確認します。この作業の最初の目的は、ガイアが観測できる10個の星と褐色矮星をすべてコンパイルし、品質保証テストとして近くの星のガイアカタログと比較することでした。リストを補完して、明るい星、褐色矮星、太陽系外惑星を含む10個の完全な国勢調査を取得します。SIMBADを使用して、視差が100masを超えるすべてのオブジェクトに対するクエリからコンパイルを開始しました。コンパニオン、SIMBADにはまだない最近の視差測定値を持つ褐色矮星、および精査された太陽系外惑星を追加して、国勢調査を完了しました。この編集では、最近のガイア初期データリリース3の位置天文学と測光を、文献の光度、スペクトルタイプ、視線速度と組み合わせています。10個のサンプルの天体物理学的内容について説明します。多重度の頻度は約28％です。褐色矮星と褐色矮星のうち、約61％がM星であり、M星の半分以上がM3.0VからM5.0Vの範囲内にあると推定されます。褐色矮星と太陽系外惑星の概要を説明します。将来の開発とともに、次のガイアデータリリースで検出されます。太陽から10個以内に、339個のシステムで、541個の星、褐色矮星、太陽系外惑星のカタログを提供しています。このリストは、現在の知識から可能な限り完全なものであり、たとえば、キャリブレーションサンプルを定義したり、今後のGaiaリリースの品質をテストしたりするために使用できるベンチマークスターを提供します。また、強力なアウトリーチの可能性もあります。
| Title |
Bubble_Wall_Velocity_from_Holography |
| Authors |
Yago_Bea,_Jorge_Casalderrey-Solana,_Thanasis_Giannakopoulos,_David_Mateos,_Mikel_Sanchez-Garitaonandia,_Miguel_Zilh\~ao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.05708 |
宇宙論的な相転移は、気泡の核形成を介して進行し、その後膨張して衝突します。結果として生じる重力波スペクトルは、気泡壁の速度に決定的に依存します。この速度の微視的計算は、弱結合理論でも困難です。ホログラフィーを使用して、強く結合された非アーベルの4次元ゲージ理論の第一原理から壁速度を計算します。壁の速度は、核形成温度の観点から動的に決定されます。速度と比率$\Delta\mathcal{P}/\mathcal{E}$の間にはほぼ線形の関係があり、$\Delta\mathcal{P}$は気泡の内側と外側の圧力差です。そして$\mathcal{E}$バブルの外側のエネルギー密度。再スケーリングまで、壁のプロファイルは、臨界温度での平衡相分離構成のプロファイルによく近似されます。理想的な流体力学が、壁の近くを除くすべての場所でシステムの適切な説明を提供することを確認します。
ホーンデスセンス：修正ニュートン力学からの$ \ Lambda $ CDM宇宙論
スカラー場ポテンシャル（クインテッセンス）または非標準運動項（k-エッセンス）で宇宙の加速を取得するのではなく、スカラーとメトリックの修正重力編組、つまり$G_3$ホーンデスキー作用項を介して純粋にそれを行うことができます。このような「Horndessence」は、宇宙定数なしで正確な$\Lambda$CDM宇宙膨張を可能にし、シフト対称性を要求することにより、$G_3$の正確な形式を導き出すことができます。$G_3（X）$を導出するこのルートは、べき法則などの通常の単純な仮定からはほど遠い関数形式につながることがわかります。運動項やポテンシャルのないホーンデスセンスは、$\Lambda$CDMと同じ数のパラメーターを持ち、膨張履歴（$\Lambda$CDM）と修正ニュートン重力宇宙成長履歴を正確に予測します。実行可能な重力強度$G_{\rmeff}（a）$と成長率$f\sigma_8（a）$を示します。理論の最も単純なバージョンは健全性の基準に失敗しますが、その過程で、特に堅牢なパラメーター化について興味深い教訓を学び、可能な音の拡張を示します。
パルサー磁気圏ギャップにおけるアクシオン生成
パルサー磁気圏は、消えない${\bf{E}}\cdot{\bf{B}}$によって特徴付けられる非定常真空ギャップを認めます。真空ギャップは、プラズマの生成と電磁波の放出に重要な役割を果たします。これらのギャップが、ギャップの振動周波数によってエネルギーが設定されるアクシオンを生成することを示します。ギャップで生成されるアクシオンの密度は、周囲の暗黒物質の密度よりも数桁大きくなる可能性があります。強いパルサー磁場では、これらのアクシオンの一部が光子に変換され、広帯域の無線信号が発生する可能性があります。電波望遠鏡（FAST）と干渉計（SKA）を使用した近くのパルサーの専用観測により、現在の天体物理学的境界よりも数桁低いアクシオン-光子結合をプローブできることを示します。
| Title |
The_missing_link_in_gravitational-wave_astronomy:_A_summary_of_discoveries_waiting_in_the_decihertz_range |
| Authors |
Manuel_Arca_Sedda,_Christopher_P_L_Berry,_Karan_Jani,_Pau_Amaro-Seoane,_Pierre_Auclair,_Jonathon_Baird,_Tessa_Baker,_Emanuele_Berti,_Katelyn_Breivik,_Chiara_Caprini,_Xian_Chen,_Daniela_Doneva,_Jose_M_Ezquiaga,_K_E_Saavik_Ford,_Michael_L_Katz,_Shimon_Kolkowitz,_Barry_McKernan,_Guido_Mueller,_Germano_Nardini,_Igor_Pikovski,_Surjeet_Rajendran,_Alberto_Sesana,_Lijing_Shao,_Nicola_Tamanini,_Niels_Warburton,_Helvi_Witek,_Kaze_Wong,_Michael_Zevin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.14583 |
2015年以降、LIGOとおとめ座の重力波観測により、コンパクトオブジェクトバイナリの理解が一変しました。今後数年間で、LIGO、Virgoなどの地上の重力波観測所とその後継機の感度が向上し、何千もの恒星質量のバイナリが発見されます。2030年代に、宇宙ベースのLISAは、巨大なブラックホールバイナリの重力波観測を提供します。地上の天文台の$\sim10$-$10^3〜\mathrm{Hz}$バンドと$\sim10^{-4}$-$10^{-1}〜\mathrm{Hz}$バンドの間LISAのは、未知のデシヘルツ重力波帯にあります。この周波数範囲を研究し、他の検出器によって行われた観測を補完するために、デシヘルツ天文台を提案します。デシヘルツ天文台は、中間質量（$\sim10^2$-$10^4M_\odot$）ブラックホールの観測に適しています。それらは、それらが合体する数日から数年前に恒星質量連星を検出することができ、近くの連星中性子星合体の早期警告と連星ブラックホールの偏心の測定を提供し、一般相対性理論と粒子物理学。ここでは、デシヘルツ天文台がブラックホールが宇宙時間にわたってどのように形成および進化するかについて独自の洞察を提供し、マルチメッセンジャー天文学とマルチバンド重力波天文学の両方の見通しを改善し、重力、素粒子物理学、宇宙論の新しいプローブを可能にする方法を要約します。
N個の星の量子加速イメージング
レイリー基準の近くまたはそれより下の角距離が小さい点光源のイメージングは、天文学、たとえば、星の近くの居住可能な太陽系外惑星の検索において重要です。ただし、従来の直接イメージングを介してサブレイリー領域の星を分解するために必要な測定時間は、通常、法外です。ここでは、情報理論的アプローチを使用して測定時間を大幅に短縮するための量子加速イメージング（QAI）を提案します。QAIは、データから最適な測定値を適応的に学習して、検出された光子ごとのフィッシャー情報を最大化することにより、量子加速を実現します。私たちのアプローチは、線形投影装置とそれに続く単一光子検出器アレイによって実験的に実装できます。同じ口径での直接イメージングよりも、位置、明るさ、未知の星の数を$10\sim100$倍速く推定します。QAIは、多数のインコヒーレントな点光源に拡張可能であり、天文学を超えて、高速イメージング、蛍光顕微鏡、およびキュービットの効率的な光学的読み出しに広く適用できます。
連続重力波探索の尤度比の解析的周縁化への幾何学的アプローチ
| Title |
Geometric_Approach_to_Analytic_Marginalisation_of_the_Likelihood_Ratio_for_Continuous_Gravitational_Wave_Searches |
| Authors |
Karl_Wette |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.14829 |
連続重力波信号の尤度比は、2つのベクトルの方向の関数として幾何学的に表示されます。1つは最適な信号対雑音比を表し、もう1つは最大化された尤度比または$\mathcal{F}$統計を表します。ベクトル間の角度に対する分析的周縁化は、$\mathcal{F}$統計の関数である周縁化された尤度比を生成します。最適な信号対雑音比に対するさらなる分析的疎外は、事前のさまざまな選択を使用して調査されます。モンテカルロシミュレーションは、周辺化された尤度比が$\mathcal{F}$統計と同じ検出力を持っていることを示しています。このアプローチは、効率的な計算の利点を維持しながら、ベイジアンコンテキストで$\mathcal{F}$統計を表示する方法を示しています。
4モードのスクイーズド状態：2場の量子システムと斜交群$ \ mathrm {Sp}（4、\ mathbb {R}）$
| Title |
Four-mode_squeezed_states:_two-field_quantum_systems_and_the_symplectic_group_$\mathrm{Sp}(4,\mathbb{R})$ |
| Authors |
Thomas_Colas,_Julien_Grain,_Vincent_Vennin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.14942 |
シンプレクティック群$\mathrm{Sp}（4、\mathbb{R}）$とそのリー代数の教育学的分析を提示し、群要素の新しい因数分解された形式を導き出します。次に、これらの結果を使用して、2つの線形結合された量子スカラー場を記述します。このようなシステムは、フォック空間で明示的に構築された4モードのスクイーズド状態に置かれていることがわかります。それらは、単一フィールドシステムの2モードのスクイーズド状態を一般化し、2つのフィールド間で量子を追加で転送することが示されています。状態の構造は、ウィグナー関数を使用して位相空間でも調査されます。最後に、2つのフィールドの1つをトレースすることによって得られる縮小された単一フィールドシステムを研究します。この分析はフォック空間と位相空間の両方で行われ、線形相互作用の場合の環境への影響について議論することができます。特に、システムのパワースペクトル（したがって観測量）に実質的に影響を与えることなく、デコヒーレンスが発生する相互作用結合の範囲が常に存在することがわかります。宇宙論の文脈でのアプリケーションについても説明します。
スピン歳差運動は、スピンが軌道角運動量とずれているブラックホール連星で発生します。それ以外の場合、スピン構成は一定であり、その後のバイナリダイナミクスと重力波放出ははるかに単純です。整列した構成のうち3つは安定した平衡であるが、重い（軽い）ブラックホールが軌道角運動量と（反）整列している「上下」構成は、一連の研究を要約します。摂動すると不安定。インスピレーションの臨界点で、歳差運動が引き継ぐにつれて、ブラックホールのスピンは激しく傾き始めます。マルチタイムスケールのポストニュートン手法に基づいて不安定性の開始を導出するための2つの同等のアプローチを提示し、不安定性には予測可能なエンドポイントがあることを指摘します。最後に、我々は、数値相対論の強磁場レジームにおけるこの歳差運動の不安定性の存在を、合併前に$\sim100$軌道を持続する整列スピンバイナリのシミュレーションで示します。上下システムのスピンは$\sim90^\circ$だけ傾く可能性があり、放出された重力波信号に顕著な痕跡を残し、天体物理学環境で歳差運動システムを形成するための可能なメカニズムを提供します。）整列したスピン。
XENONnT実験用のR11410-21光電子増倍管の品質テストの改善
| Title |
Improved_quality_tests_of_R11410-21_photomultiplier_tubes_for_the_XENONnT_experiment |
| Authors |
V._C._Antochi,_L._Baudis,_J._Bollig,_A._Brown,_R._Budnik,_D._Cichon,_J._Conrad,_A._D._Ferella,_M._Galloway,_L._Hoetzsch,_S._Kazama,_G._Koltman,_H._Landsman,_M._Lindner,_J._Mahlstedt,_T._Marrod\'an_Undagoitia,_B._Pelssers,_G._Volta,_O._Wack,_J._Wulf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.15051 |
光電子増倍管（PMT）は、低バックグラウンドの素粒子物理学実験でよく使用されます。PMTは、単一光子信号に対する優れた応答と安定した長期動作に依存しています。特に、浜松R11410モデルは、XENONnTを含む液体キセノン暗黒物質実験に最適な光センサーです。同じPMTモデルが前身のXENON1Tにも使用され、長期運用に影響する問題が観察されました。ここでは、XENONnTで最適なパフォーマンスを保証する改善されたPMTテスト手順について報告します。新しい施設とアップグレードされた施設の両方を使用して、極低温キセノン環境で368の新しいPMTをテストしました。XENON1Tで観察された、アフターパルスと呼ばれるスプリアス信号につながる可能性のある小さなリークによる発光とPMT真空の劣化の検出を対象とした新しいテストを開発しました。テストされた368個のPMTのうち26個の使用を除外し、残りをパフォーマンスに従って分類します。テスト手順を改善したにもかかわらず、拒否したPMTの数が少なかったことを考えると、XENONnTでのPMTのパフォーマンスは大幅に向上すると予想されます。
非計量性f（Q）重力が$ \ Lambda $ CDMに挑戦できるという最初の証拠
| Title |
First_evidence_that_non-metricity_f(Q)_gravity_can_challenge_$\Lambda$CDM |
| Authors |
Fotios_K._Anagnostopoulos,_Spyros_Basilakos,_Emmanuel_N._Saridakis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.15123 |
非計量性の組み込みから生じる重力修正クラスである$f（Q）$重力のフレームワークで新しいモデルを提案します。モデルには特定の制限として一般相対性理論があり、$\Lambda$CDMと同じ数の自由パラメーターがありますが、宇宙論的フレームワークでは、制限として$\Lambda$CDMがないシナリオが発生します。。それにもかかわらず、バックグラウンドレベルと摂動レベルの両方での観測、つまり超新星タイプIa（SNIa）、バリオン音響振動（BAO）、宇宙クロノメーター（CC）、および赤方偏移歪み（RSD）データとの対立は、AIC、BIC、およびDICの情報量基準は、$\Lambda$CDM宇宙論と比較して統計的に好ましい場合があります。最後に、モデルは初期の暗黒エネルギーの特徴を示さないため、BBN制約をすぐに通過しますが、有効なニュートン定数の変動は観測範囲内に十分収まります。
$ \ alpha '$のカルブ・ラモンド背景-完全な宇宙論
| Title |
Kalb-Ramond_backgrounds_in_$\alpha'$-complete_cosmology |
| Authors |
Heliudson_Bernardo,_Paul_R._Chouha,_Guilherme_Franzmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.15131 |
カルブ・ラモンドの2形式フィールド$B_{に重点を置いて、O$（d、d）$双対性不変アプローチでのすべての$\alpha'$補正を含む、宇宙論的NS質量のないフィールドの物質結合運動方程式を研究します。（2）}$とそのソース。真空と物質の場合の解決策が見つかり、対応するアインシュタインのフレーム宇宙論が議論されています。また、双対性不変フレームワークで必要とされる$B_{（2）}$の仮説は、2つの形式が非等方性であることを意味することも示しています。
ミューオン$ g-2 $異常とハッブル張力に照らしたベクトルメディエーターシナリオのプローブとしての高エネルギー宇宙ニュートリノ
| Title |
High-energy_cosmic_neutrinos_as_a_probe_of_the_vector_mediator_scenario_in_light_of_the_muon_$g-2$_anomaly_and_Hubble_tension |
| Authors |
Jose_Alonso_Carpio,_Kohta_Murase,_Ian_M._Shoemaker,_and_Zahra_Tabrizi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2104.15136 |
フェルミラボからの最近のミューオン$g-2$実験データに照らして、高エネルギーニュートリノ望遠鏡に対するゲージ$L_{\mu}-L_{\tau}$モデルの影響を調査します。MeVスケールの新しいゲージボソンは、ミューオン$g-2$データを説明し、ハッブルパラメータ測定の緊張を緩和することができることが示唆されています。また、高エネルギーニュートリノと宇宙ニュートリノ背景の間の予測された共鳴散乱からIceCubeで信号を打ちます。最新のIceCubeシャワーデータに基づいてこのモデルを再検討し、4つのパラメーターの適合を実行して優先領域を見つけます。データは秘密の相互作用からの共鳴サインの欠如と一致していますが、ミューオン$g-2$異常とハッブル張力と一致する優先領域を見つけます。IceCube-Gen2などの将来のニュートリノ望遠鏡がこのユニークなパラメーター空間を精査できることを示し、測定が成功するとニュートリノの質量が$0.05〜{\rmeV}\lesssim\Sigmam_\nu\lesssim0.3〜{\rmeV}$。
