遺物の宇宙論的ベクトル場とインフレーション重力波
遺物のベクトル場がインフレ後の時代の原始重力波のスペクトルに大きな影響を与える可能性があることを示します。均一で等方性の構成のU（1）フィールドのトリプレットを検討します。再加熱の終わりから現在までの重力波とベクトル場の間の相互作用は、新しいスペクトルの特徴を生み出します。重力波スペクトルの振幅、傾き、形状、および正味のキラリティーは、電気および磁気のようなベクトル場の存在量に依存することが示されています。私たちの結果は、適度な量でさえ、宇宙マイクロ波背景放射への重力波の痕跡を検出する努力に強い影響を与える可能性があることを示しています。放射線が支配的な時代のエネルギー密度の2％未満を構成するベクトル場は、予測されるインフレーション重力波スペクトルに1次以上の単一効果をもたらす可能性があることがわかります。
Ly- $ \ alpha $フォレストの光学的限界に近い銀河間媒体の熱状態
| Title |
Thermal_state_of_the_intergalactic_medium_near_to_the_optical_limit_for_the_Ly-$\alpha$_forest |
| Authors |
Tom\'a\v{s}_Ondro_and_Rudolf_G\'alis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.08107 |
この記事では、銀河間媒体の温度と密度の関係を、2つのビンに分割された$1.6\leqz<2.0$の領域で調べました。この目的のために、Ly-$\alpha$フォレストの個々の吸収プロファイルへの分解を使用して、超大型望遠鏡（ESO）の紫外線および視覚エシェル分光器（UVES）およびケック望遠鏡の高解像度エシェル分光計（HIRES）。$b-N_{HI}$分布の熱状態に敏感なカットオフ位置を決定するために、反復フィッティング手順が採用されました。測定値は、さまざまな熱履歴を使用した23の流体力学的シミュレーションによって生成された模擬Ly-$\alpha$森林データを使用して較正されました。平均密度での温度の値は、より低い赤方偏移でさまざまなモデルによって予測された減少傾向に対応します。べき法則指数の場合、決定された値は1.6に近く、これは、光加熱と断熱冷却のバランスを想定したさまざまなモデルでのすべての再電離イベントの後に予想されます。
MASSIVEおよびIa型超新星ホスト銀河の赤外線表面輝度変動距離
| Title |
Infrared_Surface_Brightness_Fluctuation_Distances_for_MASSIVE_and_Type_Ia_Supernova_Host_Galaxies |
| Authors |
Joseph_B._Jensen,_John_P._Blakeslee,_Chung-Pei_Ma,_Peter_A._Milne,_Peter_J._Brown,_Michele_Cantiello,_Peter_M._Garnavich,_Jenny_E._Greene,_John_R._Lucey,_Anh_Phan,_R._Brent_Tully,_Charlotte_M._Wood |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.08299 |
ハッブル宇宙望遠鏡のWFC3/IRカメラを使用して、63個の巨大な初期型銀河のサンプルの高品質な表面輝度変動（SBF）距離を測定しました。SBF距離測定の不確かさの中央値は0.085等、つまり距離で3.9％です。50〜100Mpcの距離でこの精度を達成するには、WFC3/IRデータのSBFキャリブレーションおよびデータ分析手順を大幅に改善する必要がありました。42個の銀河はMASSIVEGalaxySurveyからのもので、100Mpc以内の巨大な銀河の完全なサンプルです。これらのSBF距離は、これらの銀河の恒星および中央の超大質量ブラックホールの質量の推定を改善するために使用されます。24個の銀河はIa型超新星ホストであり、初期型銀河のSNIa距離を較正し、ピーク光度の可能な系統的傾向を調査するのに役立ちます。私たちの結果は、SBF法が、100Mpcまで進化した星の種族を持つ銀河までの距離を測定し、ハッブル定数の局所値を制約するための強力で用途の広い手法であることを示しています。
暗黒物質消滅に関するCMB制約の再検討
| Title |
Revisiting_CMB_constraints_on_dark_matter_annihilation |
| Authors |
Masahiro_Kawasaki,_Hiromasa_Nakatsuka,_Kazunori_Nakayama,_Toyokazu_Sekiguchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.08334 |
宇宙マイクロ波背景放射のパワースペクトルの正確な測定は、暗黒物質消滅による電磁エネルギー注入が宇宙のイオン化履歴に影響を与えるため、暗黒物質消滅断面積に強い制約を課します。この論文では、ヘリウム相互作用を含め、計算の精度を向上させることにより、暗黒物質消滅の効果でイオン化履歴を計算するための以前のシミュレーションコードを更新します。Planck2018データセットで変更されたCosmoMCコードを使用して、暗黒物質の消滅断面積と質量に関する更新された制約を与えます。
原始ブラックホールのエントロピー変動によって後押しされた初期構造形成のCMBと21cmの境界
暗黒物質（DM）は、従来の弱く相互作用する巨大粒子（WIMP）に加えて、原始ブラックホール（PBH）で構成されます。PBH数密度のポアソン変動は、等曲率摂動を生成します。これは、小規模で物質パワースペクトルを支配し、初期の構造形成を強化する可能性があります。これらの初期に形成された構造からのWIMP消滅が、CMB（特にEモード偏光異方性と$y$タイプのスペクトル歪み）およびグローバル21cm信号にどのように影響するかを研究します。私たちの研究は、PBHと重い（$\gtrsim1$GeV）WIMPで構成される混合DMシナリオと比較してあまり調査されていない軽い（サブGeV）WIMPシナリオで特に興味深いでしょう。たとえば、自己消滅DM質量$m_{\chi}=1$MeVおよび熱平均消滅断面積$\langle\sigmav\rangle\sim10^{-30}\rmcm^3/s$、最新のPlanckCMBデータでは、DM全体に対するPBHの割合が、太陽質量以下のPBHに対して最大で${\calO}（10^{-3}）$であり、さらに厳密な境界（係数$\sim5$）は、グローバルな21cmの測定値から取得できます。
ソフト宇宙論が必要ですか？
「ソフト宇宙論」の可能性、すなわち宇宙セクターにおけるソフトマター特性の効果的な出現による通常の枠組みからのわずかな逸脱を調べます。このような場合の1つの効果は、大規模（宇宙膨張を決定する）と中間規模（サブホライズンクラスタリングと大規模構造形成を決定する）で異なる状態方程式パラメーターを示すダークエネルギーです。。ソフトダークマターについては、ダークエネルギーがソフトでなくても、ダークエネルギーのクラスター化により効果的に発生する可能性があることを示しています。ダークセクターの「柔らかさパラメータ」を導入した新しいパラメータ化を提案します。ご覧のとおり、バックグラウンドの進化は影響を受けませんが、極端な感度とグローバルプロパティへの重大な影響により、わずかに重要な柔らかさパラメータでもクラスタリング動作を改善し、たとえば、$f\sigma_8$の緊張。最後に、複雑さを組み込み、第一原理からスケール依存の振る舞いを推定するために、宇宙論的摂動理論の拡張と詳細な統計力学的分析が必要であり、ソフト宇宙論を支持する確固たる議論を提供します。
引力の輪：CMBの双極子変調の重なり合う方向、パリティの非対称性、および運動学的双極子パーコレーションゾーン
| Title |
Ring_of_attraction:_overlapping_directions_of_the_dipole_modulation_of_the_CMB,_the_parity_asymmetry,_and_kinematic_dipole_percolation_zone |
| Authors |
James_Creswell,_Pavel_Naselsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.08658 |
宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の最大の異方性は、CMBフレームに対する動きを反映し、方向$（l、b）=（264^\circ、+48^\circ）を指す3mKの運動学的双極子です。銀河座標の$。運動学的双極子の軸に直交する引力リング（RA）の概念を紹介します。これらの方向は、振幅がほとんどなくなる運動学的双極子のパーコレーションゾーンと重なります。このリングに沿って、CMBの双極子変調の方向と、パリティの非対称性の生成に関与するピークの位置が方向付けられていることを示します。この偶然は、3シグマレベル付近で独特です。CMBの低多重極とRAの「相互作用」を分析し、奇数モードの場合、RA方向に一連のピークがあることを示しました。これらのピークは、異なる多重極に対して相互に相関し、最初の30個の多重極の奇数$\ell$信号の相互増幅をもたらします。私たちの方法は、パリティの非対称性の性質に新たな光を当てます。これは、非対称のピークと比較して、CMBマップの振幅のピークが対称的に配置されて等しいという不足で構成されています。
TOI-1231 b：近くのM3ドワーフNLTT24399を通過する温帯の海王星サイズの惑星
| Title |
TOI-1231_b:_A_Temperate,_Neptune-Sized_Planet_Transiting_the_Nearby_M3_Dwarf_NLTT_24399 |
| Authors |
Jennifer_A._Burt,_Diana_Dragomir,_Paul_Molli\`ere,_Allison_Youngblood,_Antonio_Garc\'ia_Mu\~noz,_John_McCann,_Laura_Kreidberg,_Chelsea_X._Huang,_Karen_A._Collins,_Jason_D._Eastman,_Lyu_Abe,_Jose_M._Almenara,_Ian_J._M._Crossfield,_Carl_Ziegler,_Joseph_E._Rodriguez,_Eric_E._Mamajek,_Keivan_G._Stassun,_Samuel_P._Halverson,_Steven_Jr._Villanueva,_R._Paul_Butler,_Sharon_Xuesong_Wang,_Richard_P._Schwarz,_George_R._Ricker,_Roland_Vanderspek,_David_W._Latham,_S._Seager,_Joshua_N._Winn,_Jon_M._Jenkins,_Abdelkrim_Agabi,_Xavier_Bonfils,_David_Ciardi,_Marion_Cointepas,_Jeffrey_D._Crane,_Nicolas_Crouzet,_Georgina_Dransfield,_Fabo_Feng,_Elise_Furlan,_Tristan_Guillot,_Arvind_F._Gupta,_Steve_B._Howell,_Eric_L._N._Jensen,_Nicholas_Law,_Andrew_W._Mann,_Wenceslas_Marie-Sainte,_Rachel_A._Matson,_Elisabeth_C._Matthews,_et_al._(16_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.08077 |
近くを周回する、通過する温帯のネプチューンサイズの太陽系外惑星（$d$=27.5pc）、M3V星TOI-1231（NLTT24399、L248-27、2MASSJ10265947-5228099）の発見を報告します。惑星は、トランジット系外惑星探査衛星からの測光データを使用して検出され、ラスクンブレス天文台と南極のトランジット系外惑星探査プログラムからの観測が続きました。測光データセットを組み合わせると、新しく発見された惑星の半径は3.65$^{+0.16}_{-0.15}$R$_{\oplus}$であり、公転周期は24。246日であることがわかります。マゼラン望遠鏡の惑星ファインダー分光法で得られた視線速度測定は、惑星の存在を確認し、15.5$\pm$3.3M$_{\oplus}$の質量測定につながります。平衡温度がわずか330KのTOI-1231bは、これまでのところ大気研究に利用できる最もクールな小さな惑星の1つであり、そのホスト星の明るいNIRの明るさ（J=8.88、K$_{s}$=8.07）により、HSTとJWSTのエキサイティングなターゲット。将来の大気観測は、K2-18bとの比較を通じて、250-350Kの温度体制での最初の比較惑星科学の取り組みを可能にするでしょう。さらに、TOI-1231の高い全身視線速度（70.5k\ms）は、ドップラーによってHILy-alpha恒星放射をジオコロナおよびISM吸収機能から遠ざけることにより、惑星から逃げる低速水素原子の検出を可能にする可能性があります。
プロキシマbからの人工光の検出可能性
惑星とそのホスト星からの光度曲線を計算することにより、プロキシマbのダークサイドから人工光を検出する可能性を調査します。私たちが考える2つの異なるシナリオは、地球上で一般的に使用されているLEDと同じスペクトルの人工照明と、地球上の全人工照明と同じ割合の光につながるより狭いスペクトルです。ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）は、光子が制限された精度を仮定すると、85％の信頼度で恒星パワーの5％を構成するLEDタイプの人工光を検出できることがわかりました。JWSTが地球上の人工照明の現在のレベルを検出するには、スペクトル帯域を10^3倍狭くする必要があります。私たちの予測には、NIRSpec機器からの最適なパフォーマンスが必要であり、JWSTで不可能な場合でも、LUVOIRのような将来の観測所はこの人工照明を検出できる可能性があります。
多色測光の共同分析：太陽系外惑星候補をホストする複数の星系の性質を制約するための新しいアプローチ
| Title |
Joint_Analysis_of_Multicolor_Photometry:_A_New_Approach_to_Constrain_the_Nature_of_Multiple-Star_Systems_Hosting_Exoplanet_Candidates |
| Authors |
Kohei_Miyakawa,_Teruyuki_Hirano,_Bun'ei_Sato,_Akihiko_Fukui,_and_Norio_Narita |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.08223 |
多色測光によって通過する惑星候補の特性を評価するための新しい方法を提示します。マルチカラートランジット/エクリプス光度曲線とターゲットの見かけの等級を並行して分析することにより、このメソッドはシステムの性質を識別し、未解決のコンパニオンのプロパティに定量的な制約を提供しようとします。K2ミッション（EPIC206036749、EPIC206500801、EPIC210513446、EPIC211800191、EPIC220621087、およびEPIC220696233）によって識別された、通過する惑星の候補をホストする6つのシステムを観察することによって私たちの方法を示します。分析コードを6つのターゲットに適用すると、EPIC206036749、EPIC210513446、およびEPIC211800191は、食変光星を含むトリプルスターシステムである可能性が高く、EPIC220696233は惑星系である可能性が高いことがわかります。ただし、自然。さらに、特定の等時線モデルを採用し、機器（通過帯域）を観測することから生じる、導出されたシステムパラメータの系統的誤差が比較的小さいことを確認します。このアプローチだけでは、惑星候補を検証または反論するほど強力ではありませんが、この手法を使用すると、解決済み/未解決のコンパニオンのプロパティを制約し、さらなる追跡観測（視線速度測定など）のために惑星候補に優先順位を付けることができます。
Exo-PlanetaryHabitabilityのためのファジー多基準意思決定アプローチ
| Title |
A_fuzzy_Multi-Criteria_Decision_Making_approach_for_Exo-Planetary_Habitability |
| Authors |
Juan_Miguel_S\'anchez-Lozano,_Andr\'es_Moya_and_Jos\'e_Mar\'ia_Rodr\'iguez-Mozos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.08375 |
今日、私たちは何千もの太陽系外惑星を知っており、そのうちのいくつかは潜在的に居住可能です。次の技術施設（たとえば、JWST）には、太陽系外惑星の大気分析機能がありますが、調査できるターゲットの数にも制限があります。したがって、バイオマーカーを検索する目的で、これらの太陽系外惑星をランク付けして優先順位を付ける必要があります。ドライロック惑星と水に富む惑星、または潜在的にロックされた惑星と潮汐ロックされた惑星の居住可能性など、関連するいくつかの基準はあいまいであることが多く、ファジー集合理論の使用をお勧めします。この問題には、多基準意思決定手法とファジー論理の組み合わせであるファジー参照理想法（FRIM）を適用しました。唯一の理想的な代替案である地球との類似性の観点から、一連の基準（組成、大気、エネルギー、潮汐ロック、惑星の種類、液体の水）に基づいて、TEPCatデータベースから1798個の太陽系外惑星の居住可能性を分析しました。確率指数SEPHIと比較した場合、私たちの結果は、Kepler-442b、Kepler-062e/f、およびLHS_1140bが、技術的な難しさに関係なく、バイオマーカーを検索するための最良の太陽系外惑星であることを示しています。現在の技術的実現可能性を考慮に入れると、最適な候補はTRAPPIST-1eです。
MOA-2006-BLG-074：惑星マイクロレンズ法におけるザララップ汚染物質の認識
| Title |
MOA-2006-BLG-074:_recognizing_xallarap_contaminants_in_planetary_microlensing |
| Authors |
P._Rota,_Y._Hirao,_V._Bozza,_F._Abe,_R._Barry,_D._P._Bennett,_A._Bhattacharya,_I._A._Bond,_M._Donachie,_A._Fukui,_H._Fujii,_S._Ishitani_Silva,_Y._Itow,_R._Kirikawa,_N._Koshimoto,_M._C._A._Li,_Y._Matsubara,_S._Miyazaki,_Y._Muraki,_G._Olmschenk,_C._Ranc,_Y._Satoh,_T._Sumi,_D._Suzuki,_P._J._Tristram,_and_A._Yonehara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.08386 |
MOA-2006-BLG-074は、MOAコラボレーションの遡及的分析で、最も有望な惑星候補の1つとして選択されました。その非対称の高倍率ピークは、小さな惑星によって変形された中央の苛性アルカリを通過するソースによって完全に説明できます。しかし、残差を詳細に分析した結果、一眼レフとかすかなコンパニオンを周回する光源が、パチンスキー曲線からのすべての観測された偏差と唯一の物理的に許容できる解釈についてより満足のいく説明を提供することがわかりました。実際、光源の軌道運動は、マイクロレンズ光度曲線からのバイナリ光源の非常に優れた特性評価を可能にするのに十分に制約されています。MOA-2006-BLG-074のケースは、マイクロレンズ調査から正確な惑星人口統計を取得するために、いわゆるザララップ効果を真剣に受け止めなければならないことを示唆しています。
コンドライト隕石に対するフィッシャー・トロプシュ型反応の研究
| Title |
Study_of_Fischer-Tropsch_Type_reactions_on_chondritic_meteorites |
| Authors |
Victoria_Cabedo,_Jordi_Llorca,_Josep_Maria_Trigo-Rodr\'iguez_and_Albert_Rimola |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.08498 |
単純な有機物が地球上にどのように現れたか、そしてそれがより進化した有機化合物に変化し、最終的に生命の出現につながったプロセスは、まだ未解決のトピックです。さまざまなシナリオが提案されていますが、主なシナリオでは、星形成の過程で気相またはダスト粒子の表面のいずれかで単純な有機化合物が合成され、原始惑星系円盤のより大きな物体に組み込まれたと想定しています。これらの単純な有機化合物をより複雑な形に変換することは、まだ議論の余地があります。最近の発見は、初期の恒星のエンベロープに存在するダスト粒子の触媒特性を指摘しています。これは、今日ではコンドライトの形で見つけることができます。地球の初期にコンドライト隕石が大量に落下したことは、有機合成に適した条件で、同じ反応が地球表面の特定の環境で起こった可能性があることを示唆しています。この研究では、初期地球条件下でさまざまなコンドライト材料によってサポートされるフィッシャー・トロプシュ型反応を介して、炭化水素やアルコールなどの単純な有機分子の合成を試み、有機合成がこの環境で発生する可能性があるかどうかを調査します。さまざまな種類のコンドライトを使用する場合の選択性。フィッシャー・トロプシュ型反応は、さまざまなコンドライトサンプルの表面に1気圧の圧力でCOとH2の混合物から調査されます。得られたさまざまな生成物は、ガスクロマトグラフィーによってその場で分析されます。さまざまなフィッシャー・トロプシュ反応生成物が定量的に得られます。アルカンとアルケンの形成が主なプロセスです。アルコールの生成も少量で起こります。他の二次製品は定性的な方法で得られました。
コンパニオンスーパーアースとのホットジュピターのその場形成
| Title |
In_situ_formation_of_hot_Jupiters_with_companion_super-Earths |
| Authors |
Sanson_T._S._Poon,_Richard_P._Nelson,_Gavin_A._L._Coleman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.08553 |
観測により、ホットジュピターとより小さな惑星の仲間を含む複数の惑星系の存在が確認されました。例としては、WASP-47、Kepler-730、TOI-1130などがあります。衝突の現実的な処理、進化する原始惑星系円盤、惑星胚の離心率/傾斜減衰を含む$N$-bodyシミュレーションを使用して、そのようなシステムをその場で形成することの妥当性を調べます。初期条件は、巨大惑星のコアの2つの異なるモデル「シードモデル」と「等質量モデル」を使用して構築されます。前者は、コンパクトな構成で複数の小さな胚の間に配置されたより大きな原始惑星を持っています。後者は等質量胚のみで構成されています。シードモデルのシミュレーションは、ホットジュピターとスーパーアースを含むシステムの形成につながります。進化は一貫して4つの異なるフェーズに従います。初期の巨大な影響。シード原始惑星への暴走ガス降着;巨人の外部を周回する胚のディスクダンピングが支配的な進化。ガスディスクの分散後の混沌とした後期。等質量シミュレーションの約1％が巨大なものを形成し、同じ4段階の進化をたどります。等質量シミュレーションの合成トランジット観測では、実際のトランジット調査の0.2％の発生率と同様に、ホットジュピターと内部スーパーアースを含むシステムで0.26％の発生率が得られますが、シミュレートされたホットジュピターが単一として検出されることはめったにありません。観測と一致しない、通過する惑星。シミュレーションのサブセットは、WASP-148システムと同様に、2つの近接した巨人を形成します。ここで検討したシナリオは、異常なアーキテクチャでシステムを形成するための実行可能な経路を提供しますが、ホットジュピターの大部分には適用されません。
NGTS-19b：17日間の奇行オービにおける大量トランジット褐色矮星
| Title |
NGTS-19b_:_A_high_mass_transiting_brown_dwarf_in_a_17-day_eccentric_orbi |
| Authors |
Jack_S._Acton,_Michael_R._Goad,_Matthew_R._Burleigh,_Sarah_L._Casewell,_Hannes_Breytenbach,_Louise_D._Nielsen,_Gareth_Smith,_David_R._Anderson,_Matthew_P._Battley,_Daniel_Bayliss,_Fran\c{c}ois_Bouchy,_Edward_M._Bryant,_Szil\'ard_Csizmadia,_Phillip_Eigm\"uller,_Samuel_Gill,_Edward_Gillen,_Nolan_Grieves,_Maximilian_N._G\"unther,_Beth_A._Henderson,_Simon_T._Hodgkin,_James_A._G._Jackman,_James_S._Jenkins,_Monika_Lendl,_James_McCormac,_Maximiliano_Moyano,_Richard_P._Nelson,_Ramotholo_R._Sefako,_Alexis_M._S._Smith,_Manu_Stalport,_Jessymol_K._Thomas,_Rosanna_H._Tilbrook,_St\'ephane_Udry,_Richard_G._West,_Peter_J._Wheatley,_Hannah_L._Worters,_Jose_I._Vines,_Douglas_R._Alves |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.08574 |
次世代トランジットサーベイ（NGTS）によって発見された大量トランジット褐色矮星であるNGTS-19bの発見を紹介します。南アフリカ天文台からの追跡測光とセクター11TESSデータを、CORALIE分光法からの視線速度測定と組み合わせて使用してシステムを調査し、システムを正確に特徴付けます。NGTS-19bは、Kスターの褐色矮星の仲間であり、質量は$69.5^{+5.7}_{-5.4}$M$_{Jup}$、半径は$1.034^{+0.055}_であることがわかります。{-0.053}$R$_{Jup}$。このシステムの期間は17。84日とかなり長く、偏心度は$0.3767^{+0.0061}_{-0.0061}$です。褐色矮星の質量と半径は$0.46^{+0.26}_{-0.15}$Gyrの年齢を意味しますが、これはホスト星SEDから決定された年齢と一致せず、褐色矮星が膨張している可能性があることを示唆しています。質量が大きく、照射レベルが比較的低いため、膨張がはるかに困難になることを考えると、これは珍しいことです。NGTS-19bは、主系列星を通過する褐色矮星の数は少ないですが増え続けており、いわゆる褐色矮星の砂漠に生息し始めるので、貴重な追加です。
TIC 172900988：TESSデータの1つのセクターで検出されたトランジット系外惑星
| Title |
TIC_172900988:_A_Transiting_Circumbinary_Planet_Detected_in_One_Sector_of_TESS_Data |
| Authors |
Veselin_B._Kostov,_Brian_P._Powell,_Jerome_A._Orosz,_William_F._Welsh,_William_Cochran,_Karen_A._Collins,_Michael_Endl,_Coel_Hellier,_David_W._Latham,_Phillip_MacQueen,_Joshua_Pepper,_Billy_Quarles,_Lalitha_Sairam,_Guillermo_Torres,_Robert_F._Wilson,_Serge_Bergeron,_Pat_Boyce,_Robert_Buchheim,_Caleb_Ben_Christiansen,_David_R._Ciardi,_Kevin_I._Collins,_Dennis_M._Conti,_Scott_Dixon,_Pere_Guerra,_Nader_Haghighipour,_Jeffrey_Herman,_Eric_G._Hintz,_Ward_S._Howard,_Eric_L._N._Jensen,_Ethan_Kruse,_Nicholas_M._Law,_David_Martin,_Pierre_F._L._Maxted,_Benjamin_T._Montet,_Felipe_Murgas,_Matt_Nelson,_Greg_Olmschenk,_Sebastian_Otero,_Robert_Quimby,_Michael_Richmond,_Richard_P._Schwarz,_Avi_Shporer,_Keivan_G._Stassun,_Denise_C._Stephens,_Amaury_H._M._J._Triaud,_Joe_Ulowetz,_Bradley_S._Walter,_Edward_Wiley,_et_al._(38_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.08614 |
TESSデータの単一セクターから検出されたトランジット系外惑星の最初の発見を報告します。セクター21の間に、惑星TIC172900988bは一次星を通過し、5日後に二次星を通過しました。バイナリ自体は日食であり、周期はP=19。7日、離心率はe=0.45です。ASAS-SN、Evryscope、KELT、およびSuperWASPからのアーカイブデータは、バイナリと惑星の間の動的相互作用によって引き起こされる、バイナリ軌道の顕著な近点移動を明らかにします。TESS、アーカイブ、およびフォローアップデータの包括的な光力学的分析により、プライマリのM1=1.2377+/-0.0009MSunおよびR1=1.3827+/-0.0025RSunおよびM2=1.2021+/-0.0008MSunの恒星の質量と半径が得られます。セカンダリのR2=1.3141+/-0.0013RSun。惑星の半径はR3=11.07+/-0.47REarth（1.009+/-0.043RJup）です。惑星の質量と軌道の特性は一意に決定されていません-ほぼ等しい可能性を持つ6つの解決策があります。具体的には、惑星の質量は822<M3<981MEarth（2.59<M3<3.09MJup）の範囲にあり、その公転周期は188.8、190.4、194.0、199.0、200.4、または204。1日であり、離心率は0.02から0.09の間です。V=10.141等では、システムは高解像度の分光観測のためにアクセス可能です。ロシター-マクラフリン効果とトランジット分光法。
局部銀河群環境の外で最近急冷された孤立した矮小銀河
| Title |
A_recently_quenched_isolated_dwarf_galaxy_outside_of_the_Local_Group_environment |
| Authors |
Ava_Polzin,_Pieter_van_Dokkum,_Shany_Danieli,_Johnny_P._Greco,_Aaron_J._Romanowsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.08061 |
COSMOS-CANDELSの「前景」にある、低質量（$M_*\sim2\times10^6\、\mathrm{M}_\odot$）、孤立した、おそらく急冷された矮小銀河の偶然の識別を報告します。フィールド。深部ハッブル宇宙望遠鏡（HST）イメージングから、COSMOS-dw1の表面輝度変動距離を$D_{\mathrm{SBF}}=22\pm3$Mpcと推測します。これは、視線速度$cz=1222と一致しています。\pm64$kms$^{-1}$（Keck/LRIS経由）。この距離では、銀河は最も近い巨大な隣人からの投影で1.4Mpcです。有意なH$\alpha$放出（EW（H$\alpha$）$=-0.4\pm0.5$オングストローム）は検出されません。これは、COSMOSdw1がクエンチされている可能性が高いことを示しています。現在、この質量レジームで孤立した急冷銀河についてはほとんど知られていません。そのような銀河は、それらの中で星形成を永久に止める明白なメカニズムがないので、まれであると考えられています。現在まで、十分に研究された急冷された野外矮星の例は4つしかなく、そのうち2つだけが単独で急冷されたように見えます。COSMOS-dw1は、ローカルグループのすぐ近くにない最初の例です。COSMOS-dw1のD$_\mathrm{n}$4000ブレークは比較的弱く、HSTデータは青い星の塊を示しており、星形成が最近停止したことを示しています。COSMOS-dw1は、星形成を一時的に停止することができた内部フィードバックのためにクエンチされたと推測されます。このシナリオでは、質量が$M_*=10^6-10^7$M$_{\odot}$の急冷された孤立した銀河は、一般に光度加重年齢$\lesssim1$Gyrを持っていると予想されます。
| Title |
X-ray_bubbles_in_the_circumgalactic_medium_of_TNG50_Milky_Way-_and_M31-like_galaxies:_signposts_of_supermassive_black_hole_activity |
| Authors |
Annalisa_Pillepich,_Dylan_Nelson,_Nhut_Truong,_Rainer_Weinberger,_Ignacio_Martin-Navarro,_Volker_Springel,_Sandy_M._Faber,_and_Lars_Hernquist |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.08062 |
TNG50宇宙論的シミュレーションは、銀河系のeROSITAとフェルミバブルを彷彿とさせる形態的特徴を備えた天の川銀河とアンドロメダ銀河の恒星円盤の上下の銀河系ガスにX線放出バブル、シェル、および空洞を生成します。TNG50内でシミュレートされz=0で検査された198MW/M31類似体の3分の2は、ガス状ハローに衝突する過圧ガスの1つ以上の大規模でコヒーレントな特徴を示しています。銀河の中には、高さが数kpcから数十kpcの範囲で、サイズが大きくなる一連の泡や殻が含まれているものがあります。これらは、ガス圧、X線放射、およびガス温度で顕著であり、通常のマッハ数が2〜4の衝撃を示す鋭い境界を示すことがよくあります。気泡内のガスは、最大（95番目のpctl）の視線速度100〜1500km/sで流出します。サンプル全体で、気泡は1000〜2000km/s（約1〜2kpc/Myr）の速度で膨張しますが、多様性が大きく、より大きな気泡は低速で膨張します。気泡ガスは通常10^6.4-7.2Kの温度であり、0.5-2太陽の金属量に富んでいます。TNG50では、気泡は、低いエディントン比で降着する銀河中心の超大質量ブラックホールからの一時的な運動エネルギー注入の現れです。TNG50、X線、そしておそらくガンマ線によると、天の川で観測されたものと同様の気泡は、急冷される前または急冷される寸前の円盤状銀河の頻繁な特徴であるはずです。それらは、ローカル宇宙の数ksの観測で、eROSITAの把握の範囲内にあるはずです。
次の重力百万体シミュレーションの準備：Nbody6 ++ GPU、MOCCA、McLusterにおける単一星と連星の進化
| Title |
Preparing_the_next_gravitational_million-body_simulations:_Evolution_of_single_and_binary_stars_in_Nbody6++GPU,_MOCCA_and_McLuster |
| Authors |
A._W._H._Kamlah,_A._Leveque,_R._Spurzem,_M._Arca_Sedda,_A._Askar,_S._Banerjee,_P._Berczik,_M._Giersz,_J._Hurley,_D._Belloni,_L._K\"uhmichel,_L._Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.08067 |
更新された恒星進化レシピの実装を、コードNbody6++GPU、MOCCA、およびMcLusterで示します。高解像度の直接N体（Nbody6++GPU）とモンテカルロを実行する$1.1\times10^5$星（原始ハードバイナリでは$2.0\times10^4$）を含む星団の数値シミュレーションを通じてそれらをテストします。（MOCCA）10Gyrの年齢までのシミュレーション。超新星の処理のためのさまざまな処方（遅延および急速なコア崩壊メカニズム）、および恒星バイナリの想定される初期質量比分布の変動について、そのようなシミュレーションの出力を比較します。さらに、Nbody6++GPUシミュレーションでは、白色矮星（WD）キックが有効になっています。Nbody6++GPUと比較すると、MOCCAモデルは密度が高く、残りの質量のばらつきが大きく、平均してバイナリの割合が低くなっています。MOCCAモデルはより多くのブラックホールとヘリウムWDを生成しますが、Nbody6++GPUモデルははるかに大量のWD-WDバイナリを特徴としています。残りのキック速度と脱出速度の分布は非常に似ており、電子捕獲超新星（ECSNe）、降着誘起崩壊（AIC）、または合併誘起崩壊（MIC）を介して形成されたいくつかの中性子星（NS）は、すべてのシミュレーションでクラスターから脱出します。コードの将来の使用法の参照ポイントを提供するために、Nbody6++GPUで利用可能な恒星進化レシピをさまざまなレベルに分類します：大部分が古くなった処方（レベルA）、最新の処方（レベルB）、およびそれらそれらはまだテスト段階（レベルC）を受けており、恒星進化論の更新の次の反復で追加されるもの（レベルD）です。また、Nbody6++GPUとMOCCAシミュレーション間の将来の比較を容易にするために、比較表も提供しています。また、McLusterコードでの新しい恒星進化レシピの実装を紹介し、これを単一星と連星の集団合成ツールとして使用する方法について説明します。
スターバースト後のE + A銀河における混相流-I。一般的な風の性質とスターバーストの有病率
| Title |
Multi-phase_outflows_in_post_starburst_E+A_galaxies_--_I._General_wind_properties_and_the_prevalence_of_starbursts |
| Authors |
Dalya_Baron,_Hagai_Netzer,_Dieter_Lutz,_J._Xavier_Prochaska,_Ric_I._Davies |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.08071 |
E+A銀河は、主要な合併ULIRGと赤および死んだ楕円銀河を結ぶ短相であると考えられています。それらの光学スペクトルは、突然急冷された大規模なスターバーストを示唆しており、潮汐尾を伴うそれらの膨らみが支配的な形態は、それらが合併の残骸であることを示唆しています。AGNによって駆動される風は、星形成の突然の消光と、残りの分子ガスの放出および/または破壊の原因となるプロセスであると考えられています。これまでのところ、この短命の段階でのAGN駆動の風については観測的にほとんど知られていませんでした。この論文では、AGNを備えたE+A銀河の最初のサンプルとイオン化された流出の兆候を示します。IRAS-FIR観測を使用して、これらのシステムの星形成を研究し、一般的な信念に反して、多くのE+A銀河が完全に消光されておらず、光学波長で完全に隠されている強力なスターバーストを示すものもあります。SDSS分光法を使用して、静止および流出するイオン化ガスを研究します。また、発生源の40\％で中性ガスの流出を検出します。これらのオブジェクトでは、中性流出フェーズはイオン化フェーズよりも10〜100倍大きくなります。E+A銀河におけるイオン化された流出の質量流出速度と運動力（$\dot{M}\sim1\、\mathrm{M_{\odot}/yr}$、$\dot{E}\sim10^{41}\、\mathrm{erg/sec}$）は、典型的な活動銀河から得られたものよりも大きいです。ニュートラル流出の場合（$\dot{M}\sim10\、\mathrm{M_{\odot}/yr}$、$\dot{E}\sim10^{42}\、\mathrm{erg/sec}$）、AGNがある場合とない場合の（U）LIRGで観察されるものよりも小さい。私たちの偏相関分析は、AGNとSFの両方が観測された風に寄与することを示唆しています。
FADOを使用した自己無撞着な母集団スペクトル合成：II。スペクトル合成法における銀河の星形成の歴史
| Title |
Self-consistent_population_spectral_synthesis_with_FADO:_II._Star_formation_history_of_galaxies_in_spectral_synthesis_methods |
| Authors |
Ciro_Pappalardo_(1,2),_Leandro_S.M._Cardoso_(3,4),_Jean_Michel_Gomes_(4),_Polychronis_Papaderos_(1,2,4),_Jos\'e_Afonso_(1,2),_Iris_Breda_(1),_Andrew_Humphrey_(4),_Tom_Scott_(4),_Stergios_Amarantidis_(1,2),_Israel_Matute_(1,2),_Rodrigo_Carvajal_(1,2),_Silvio_Lorenzoni_(1),_Patricio_Lagos_(4),_Ana_Paulino-Afonso_(5),_Henrique_Miranda_(2) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.08082 |
銀河の進化の分野は、マルチオブジェクト分光施設における科学界の多大な努力の結果として、次の10年で大きな飛躍を遂げるでしょう。このような受信データの影響を最大化するには、分析方法も強化して、利用可能なスペクトルから信頼できる情報を抽出する必要があります。この論文では、平均恒星年齢と金属量の推定におけるさまざまなスペクトル合成法の限界と信頼性を調査することを目的としています。この研究が取り組むことを目的とする主な問題は、銀河スペクトルから平均恒星年齢と金属量を確実に決定するために必要な信号対雑音比（S/N）と、これがスペクトルのモデル化に使用されるツールにどのように依存するかです。この問題に対処するために、恒星と星雲の放出を含む一連の現実的なシミュレートされたスペクトルを構築し、一定の星形成率と指数関数的に減少する星形成という2つの制限的なケースで銀河の進化を再現しました。これらの2つの星形成履歴（SFH）から構築された合成スペクトルを異なるS/Nに分解し、広く使用されている3つのスペクトル合成コード（FADO、STECKMAP、STARLIGHT）で分析しました。S/N<5の場合、3つのツールすべてで結果に大きな多様性が見られます。FADOツールとSTARLIGHTツールは、約0.1dexの軽量平均恒星年齢の中央値の違いを検出しますが、STECKMAPは約0.2dexのより高い値を示します。質量加重量が過大評価されている銀河の最適なスペクトルの詳細な調査は、純粋に恒星のモデルがバルマージャンプの周りで観測されたスペクトルに適合できないことを示しています。私たちの結果は、銀河が高い特定の星形成率の段階に入るとき、フィッティングプロセスでの星雲の連続体放出の無視が、純粋に恒星のフィッティングコードが使用されている場合、S/Nスペクトル。
局所的な星形成銀河の性質による星雲の塵の減衰曲線の変化
| Title |
Variation_of_the_Nebular_Dust_Attenuation_Curve_with_the_Properties_of_Local_Star-forming_Galaxies |
| Authors |
Saeed_Rezaee,_Naveen_Reddy,_Irene_Shivaei,_Tara_Fetherolf,_Najmeh_Emami,_AliAhmad_Khostovan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.08166 |
SDSSDR8調査の$z\simeq0.04-0.1$にある$78,340$の星形成銀河のサンプルを使用して、平均星雲ダスト減衰曲線と銀河の物理的特性によるその変動を計算します。サンプル内のすべての銀河の複合スペクトルで検出された最初の4つの低次バルマー輝線（H$\alpha$、H$\beta$、H$\gamma$、H$\delta$）を使用して、$0.41\mu$mから$0.66\mu$mの範囲の星雲減衰曲線は、銀河の消滅曲線（天の川曲線）、SMC曲線、および以前の研究で導出された星雲曲線と同様の形状と正規化を持っています。高レッドシフトサンプルの場合。銀河を恒星の質量、気相の金属量、特定の星形成率のビンに分割し、これらの各ビンの星雲の減衰曲線を導き出します。この分析は、銀河をビンに入れるために使用される特性で、星雲の塵の減衰曲線の形状にほとんど変化がないことを示しています。これは、これらのビンの平均的な星雲の視線に沿ったダストの組成と形状の複合効果が、光学領域で同じ形状の星雲曲線をもたらすことを示唆していますが、ダストの特性の類似性について結論を出すことはできません。（幾何学と構成）それらの視線と一緒に。
ハフ、パフ、そしてあなたの家を吹き込む：超大質量ブラックホールとの強い恒星風の相互作用
| Title |
Huffing,_and_puffing,_and_blowing_your_house_in:_Strong_stellar_winds_interaction_with_a_super_massive_black_hole |
| Authors |
V._Lora,_A._Raga,_J._Canto_and_A._Esquivel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.08319 |
超大質量ブラックホール（SMBH）と、大質量星の恒星風の相互作用から生じるクラスター風の流れの解析モデルと数値モデルを提示します。星の動きと超大質量ブラックホールの重力を考慮します。数値シミュレーションでは、2つのケースを検討します。1つは星が円軌道にある場合、もう1つは星がSMBHの周りの離心率にある場合です。システムが平衡に達した後、円形と楕円形のケースは非常に似ていることがわかりました。数値シミュレーションだけでなく、他の高解像度数値計算からも、分析結果と数値結果の間に非常に良い一致が見られました。強風と巨大でコンパクトな物体を含むこのような複雑なシステムの特性は、数値計算を必要とせずに迅速に推測できるため、解析モデルは非常に興味深いものです。
TOPoSVI。天の川とガイア・ソーセージ・エンケラドス構造の金属量分布関数の金属の弱い尾
| Title |
TOPoS_VI._The_metal-weak_tail_of_the_metallicity_distribution_functions_of_the_Milky_Way_and_of_the_Gaia-Sausage-Enceladus_structure |
| Authors |
P_Bonifacio_(GEPI),_L_Monaco_(UNAB),_S_Salvadori,_E_Caffau_(GEPI),_M_Spite_(GEPI),_L_Sbordone_(ESO),_F_Spite_(GEPI),_H.-G_Ludwig_(LSW),_P_Di_Matteo_(GEPI),_M_Haywood_(GEPI),_P_Fran\c{c}ois_(GEPI),_A._J._Koch-Hansen_(ZAH),_N_Christlieb_(LSW),_S_Zaggia_(OAPD) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.08360 |
環境。TOPoSプロジェクトは、金属量が非常に低いターンオフ（TO）星を見つけて分析することを目標としています。高スペクトル分解能での分光学的フォローアップのターゲットを選択するために、スローンデジタルスカイサーベイの低解像度スペクトルに依存しました。目的。この論文では、SDSSスペクトルの分析から得られた金属量の推定値を使用して、銀河系の金属量分布関数（MDF）を構築します。特に、その金属量の弱い尾部に重点を置いています。目標は、TOPoSサンプルが抽出された基礎となる分布を提供することです。メソッド。SDSS測光、ガイア測光、およびガイア視差から導出された距離推定を利用して、2400万を超えるTO星の大規模なサンプルの金属量推定を導出します。このサンプルは、SDSSスペクトルが利用可能なサンプルの金属量バイアスを導出するために使用されます。結果。分光サンプルは、意図したとおり、金属量の少ない星を優先して強くバイアスされていると判断しました。バイアスのない測光サンプルとの比較により、選択バイアスを補正できます。SDSSの視線速度とガイアの固有運動および視差を組み合わせて銀河ポテンシャルの作用と軌道パラメータを計算する、信頼できる視差を持つ星のサブサンプルを選択します。これにより、星を動的に特徴付けることができ、特にガイア-ソーセージ-エンケラドゥス（GSE）降着イベントに属するサブサンプルを選択することができます。したがって、GSEのMDFも提供することができます。結論。私たちの研究で得られた金属の弱い尾は、H3調査とハンブルク/ESO調査で得られたものと非常に似ています。これにより、3つのMDFを平均し、各金属量ビンにエラーバーを提供できます。GSE構造は天の川と衝突した先祖銀河を代表しているので、その銀河は天の川に比べて金属の少ない星が非常に不足しているように見え、後者の金属の弱い尾が主にGSE前駆体のような巨大な銀河ではなく、低質量の銀河の蓄積。
太陽ガラクトセントリック距離の最良値の新しい推定
文献からのデータを使用して、2017年以降にさまざまな方法で実行された太陽ガラクトセントリック距離の個々の推定値のリストを作成しました。これらの値は、平均$R_0$の最良の値を計算するためにまだ使用されていません。21の推定値を含むサンプルの場合、標準的なアプローチに基づいて、分散$\sigma=0.16$kpcの加重平均${\overlineR_0}=8.14$kpcが見つかり、中央値統計を使用して推定値$を取得しました。R_0=8.15\pm0.11$kpc。実際の使用には、値$R_0=8.1\pm0.1$kpcを推奨できます。
銀河における星形成の歴史の多項式展開
環境。異なるバンドの光度から特定の銀河の質量形成履歴（MFH）を推測するには、通常、2つの異なるアプローチがあります。ノンパラメトリック手法はその柔軟性と精度で知られていますが、パラメトリックモデルは計算効率が高くなっています。目的。この作業では、現時点での多項式展開に基づいて、両方の手法の利点を組み合わせた代替案を提案します。メソッド。私たちのアプローチでは、MFHはルックバック時間のN多項式の正規直交基底によって分解されます。提案されたフレームワークをテストするために、一般的な分析近似（指数、遅延タウ、ガウス星形成の履歴）に基づいてモデルから合成観測が生成されます。正規化された距離を使用して近似の品質を測定し、入力MFHを、現時点と宇宙進化の両方で多項式再構成と比較します。結果。観測された光度は、一定の星形成率（N=1）の場合は約10％の精度で再現され、高次の多項式の場合はより良好に再現されます。私たちの方法は、全恒星質量、星形成率、さらには滑らかな星形成履歴のその一次導関数の再構築で良い結果を提供しますが、短いタイムスケールでの変動や、最も早い時期にピークに達する星形成履歴を再現することは困難です。大宇宙。結論。多項式展開は、速度と柔軟性の両方を組み合わせた、パラメトリック法で使用される他の分析関数の有望な代替手段であるように思われます。
レンズ付きクエーサーの識別とモデリングにおける「最悪の場合」のマイクロレンズ
| Title |
"Worst-Case"_Micro-Lensing_in_the_Identification_and_Modeling_of_Lensed_Quasars |
| Authors |
Luke_Weisenbach,_Paul_Schechter,_Sahil_Pontula |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.08690 |
マクロレンズのクエーサーと超新星のマイクロレンズは、いくつかの種類の調査にユニークな機会を提供しますが、それは望ましくない、時にはかなりのノイズを追加する可能性があります。マイクロレンズフラックスの異常は、一部の観測では無視しても安全ですが、他の観測では厳しく制限されます。「最悪の場合」の見積もりは、マイクロレンズシナリオの広範な調査を行うかどうかの決定に情報を与えることができます。ここでは、せん断に等しい収束と恒星の割合によってパラメータ化された、特異な等温ポテンシャルによってレンズ化された点光源の「最悪の場合」のマイクロレンズの不確実性を報告します。結果は、質量シートの縮退を利用して非等温ポテンシャルに直接適用できます。マイクロレンズマップを使用して、画像の微小倍率の変動を計算し、特定の収束に対して変動が最大になる恒星の割合を推定します。最悪の場合の変動は、恒星の割合$\kappa_\star=\frac{1}{|\mu_{macro}|}$で発生することがわかります。マクロ最小値の場合、拡大と縮小の両方の変動は制限されているように見えます（$1.5>\Deltam>-1.3$、ここで$\Deltam$は平均マクロ倍率に対する大きさです）。マクロサドルの倍率も制限されています（$\Deltam>-1.7$）。対照的に、マクロサドルの縮小は、$1/\mu_{macro}\rightarrow0$および$\kappa_\star\rightarrow0$のように無制限の変動があるように見えます。
超大規模ブラックホール連星パラメータ推定へのマルチメッセンジャーアプローチ：パルサータイミングアレイを用いたナノヘルツ重力波探索への影響
| Title |
Multimessenger_Approaches_to_Supermassive_Black_Hole_Binary_Parameter_Estimation:_Implications_for_Nanohertz_Gravitational_Wave_Searches_with_Pulsar_Timing_Arrays |
| Authors |
Tingting_Liu,_Sarah_J._Vigeland |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.08087 |
パルサータイミングアレイ（PTA）実験は、ナノヘルツ周波数範囲の重力波（GW）にますます敏感になっています。ここで、主な天体物理学的ソースは、銀河の中心に存在すると予想される超大質量ブラックホール連星（SMBHB）です。これらの個々のSMBHBの一部は、活動銀河核（AGN）に電力を供給する可能性があるため、それらのバイナリパラメータを電磁的に取得できます。これにより、電磁（EM）情報を適用して、PTAデータ内のGW信号の検索を支援できます。この作業では、シミュレートされたPTAデータセットに対して模擬データ分析を実行することにより、バイナリ検出およびパラメーター推定に対するこのようなEM情報に基づく検索の影響を調査します。EM事前分布を適用することにより、信号のベイズ因子が数倍から1桁増加するため、EM情報に基づくターゲット検索では、情報に基づいていない検索で信号のヒントを見つけることができます。どれか。EMデータとGWデータを組み合わせることにより、ソースの空の位置やGW周波数に関係なく、パラメータ推定の全体的な改善を実現できます。SMBHBとPTAのマルチメッセンジャー研究への影響について説明します。
宇宙線（CR）の流体力学は、星間、銀河系、および銀河団ガスの動的進化のためのCRの重要性のために、非常に関心のある（再）出現する分野です。これらの環境では、GeVエネルギーを持つCRは、星形成を調整したり、銀河風を駆動したり、銀河ハローの圧力バランスを変更したりすることで、大規模なダイナミクスに影響を与える可能性があります。最近の取り組みにより、コミュニティの焦点は、CRトランスポートの1モーメントの記述から、2モーメントモデルに移行しました。これにより、CR集団に影響を与える微物理のより正確な記述が可能になります。すべての流体力学的理論と同様に、これらの2モーメント法では、一貫した閉集合の進化方程式の閉集合が必要です。このホワイトペーパーの目的は、結果として得られるソリューションに対するさまざまなクロージャ関係の影響を定量化することです。この目的のために、一般的なP1とM1の閉鎖関係を確認し、CR輸送の新しい4モーメントH1記述を導き出し、アルヴェーン波によるCR散乱をこれらの3つの流体力学的モデルに組み込む方法を記述します。離散縦座標近似を使用したより正確な放射伝達シミュレーションと比較して、P1およびM1近似の放射の輸送特性には大きな違いがありますが、フリーストリーミング制限の3つの流体力学的CR輸送モデルの間にわずかな違いしかありません。CR散乱を無視します。最も重要なことは、CR散乱が頻繁に発生する星間、銀河系、または銀河団ガスでの現実的なアプリケーションでは、これらの違いがなくなり、提示されたすべての流体力学モデルが同じ結果を生成することです。
幅広のIc型超新星の中央エンジンとしての原マグネタージェット
| Title |
Proto-magnetar_jets_as_central_engines_for_broad-lined_type_Ic_supernovae |
| Authors |
Swapnil_Shankar,_Philipp_M\"osta,_Jennifer_Barnes,_Paul_C._Duffell_and_Daniel_Kasen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.08092 |
タイプIc超新星（SNeIc）のサブセットであるブロードラインSNeIc（SNeIc-bl）は、ニュートリノによって供給されるエネルギーでは説明できない異常に高い運動エネルギー（$\sim10^{52}$erg）を示します。一人で。多くのSNeIc-blは、SNeとGRBの間の接続を示唆する長いガンマ線バースト（GRB）と同時に観察されています。コア崩壊超新星（CCSNe）のごく一部が、急速に回転し、強く磁化された陽子中性子星（PNS）、原マグネターを形成します。このようなマグネターからのジェットは、SNeIc-blで観察される高い運動エネルギーを提供し、GRBへの接続も提供します。この作業では、3DCCSNシミュレーションで生成された、一貫して形成された原マグネターからのジェット流出を、フルスター爆発シミュレーションの中央エンジンとして使用します。中央エンジンパラメータの範囲を抽出すると、抽出されたエンジンエネルギーは$6.231\times10^{51}-1.725\times10^{52}$ergの範囲であり、エンジンのタイムスケールは$0.479の範囲であることがわかります。-1.159$sおよび$\sim9-19^{\circ}$の範囲のエンジン半開き角度。これらを中央エンジンとして使用して、2D特殊相対論（SR）流体力学（HD）および放射伝達シミュレーションを実行して、対応する光度曲線とスペクトルを計算します。これらの中央エンジンパラメータがSNeIc-blを正常に生成することがわかります。これは、プロトマグネターからのジェットがSNeIc-blの実行可能なエンジンになり得ることを示しています。また、開口角が小さい中央エンジン（$\sim10^{\circ}$）のみがGRBを形成することもわかりました。これは、GRBの形成がより狭いジェット流出に関連している可能性があり、GRBのないIc-blがより広い流出に関連している可能性があることを意味します。。
AstroSatとSwiftを使用した2016〜2017年の高活動状態の1ES 1959 +650のX線観測
| Title |
X-ray_Observations_of_1ES_1959+650_in_its_high_activity_state_in_2016-2017_with_AstroSat_and_Swift |
| Authors |
Sunil_Chandra_(1),_Markus_Boettcher_(1),_Pranjupriya_Goswami_(2),_Kulinder_Pal_Singh_(3_and_4),_Michael_Zacharias_(5_and_1),_Navpreet_Kaur_(6_and_7),_Sudip_Bhattacharyya_(4),_Shashikiran_Ganesh_(8),_Daniela_Dorner_(9)_((1)_Center_for_Space_Research,_North-West_University,_Potchefstroom,_2520,_South_Africa,_(2)_Department_of_Physics,_Tezpur_University,_Assam,_India,_(3)_Indian_Institute_of_Science_Education_and_Research,_Mohali,_Punjab,_India,_(4)_Department_of_Astronomy_and_Astrophysics,_Tata_Institute_of_Fundamental_Research,_1_Homi_Bhabha_Road,_Mumbai_400005,_India,_(5)_Laboratoire_Univers_et_Th\'eories,_Observatoire_de_Paris,_Universit\'e_PSL,_CNRS,_Universit\'e_de_Paris,_92190_Meudon,_France,_(6)_Department_of_Physics,_KTH_Royal_Institute_of_Technology,_Sweden_(7)_The_Oskar_Klein_Centre,_SE-10691_Stockholm,_Sweden,_(8)_Physical_Research_Laboratory_Ahmedabad,_India,_(9)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Julius_Maximilian_University_W\"urzburg,_Am_Hubland,_97074_W\"urzburg,_Germany) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.08119 |
2016年から2017年の期間中のさまざまな施設からのデータを使用したHBL1ES1959+650の包括的な多周波研究を提示します。これには、歴史的に高いX-中の{\itAstroSat}および{\itSwift}からのX線データが含まれます。2021年2月までに観測された線源の線フラックス状態。2016年から2017年の間に{\itAstroSat}を使用した高頻度モニタリングからの前例のない品質のX線データにより、1ES1959+のX線フレアの詳細な説明を確立できます。650。シンクロトロンのピークは、幾何学的な（ドップラー係数の変化）解釈と一致する方法で、異なるフラックス状態間で大幅にシフトします。時間依存のレプトニック拡散衝撃加速および放射伝達モデルを使用して、スペクトルエネルギー分布（SED）およびX線光度曲線を再現し、2016年および2017年に観測された主要な活動期間中の粒子加速に関する洞察を提供します。2015年12月から2021年2月までの{\itSwift}-XRTの広範なデータ（Exp。=411.3ks）は、フラックスとピーク位置の間に正の相関関係があることを示しています。
| Title |
Diffusion_as_a_leading_dissipative_mechanism_in_superconducting_neutron_stars |
| Authors |
K.Y._Kraav,_M.E._Gusakov,_E.M._Kantor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.08121 |
異なる粒子種が中性子星（NS）コア内で相互に拡散する可能性があるという事実にもかかわらず、NS振動に関連するさまざまな現象に対する粒子拡散の影響は通常無視されます。ここでは、拡散が超伝導NSにおいて非常に強力な散逸メカニズムになり得ることを示します。特に、せん断粘度やバルク粘度よりもはるかに効率的です。この結果は、NS振動の減衰時間、NSの動的不安定性の発生と飽和、およびバイナリNSの遅い吸気中の振動モードの励起と結合に重要な影響を及ぼします。
超高エネルギー宇宙線に対する磁気拡散と相互作用の影響：陽子と原子核
| Title |
Magnetic_diffusion_and_interaction_effects_on_Ultrahigh_Energy_Cosmic_Rays:_protons_and_nuclei |
| Authors |
Juan_Manuel_Gonz\'alez,_Silvia_Mollerach_and_Esteban_Roulet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.08138 |
地球に到達する超高エネルギー宇宙線のフラックスは、宇宙線のバックグラウンドとの相互作用、およびそれらの軌道に沿って存在する磁場との相互作用の影響を受けます。SimProp宇宙線伝搬コードを、粒子の伝搬方向に対する乱流磁場の平均的な影響を説明できるルーチンと組み合わせます。このようにして、一次核と一次核の光崩壊から生じる二次核の両方について、磁気水平線効果に起因するスペクトルの変化を計算します。また、磁場パラメータと宇宙線源の密度の関数として、減衰効果の分析パラメータ化を提供します。これにより、取得されるスペクトルから磁場の存在下で期待されるスペクトルを取得できます。磁場がない場合。有限密度の線源の分布の離散的な性質は、放射線バックグラウンドとの相互作用のためにフラックスが抑制される最高エネルギーでの宇宙線のスペクトルにも影響を及ぼし、これらの効果のパラメータ化が得られます。
Arp220の北西地域からの$ \ gamma $ -RayExcessに対応する可能性が高い
| Title |
The_Likely_Counterpart_to_$\gamma$-Ray_Excess_from_The_Northwest_Region_of_Arp_220 |
| Authors |
Yun-chuan_Xiang,_Jun-hao_Deng_and_Ze-jun_Jiang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.08240 |
この研究で\textit{Fermi}大面積望遠鏡（\textit{Fermi}-LAT）データの$\sim$11。8年を分析することにより、Arp220の北西領域における未知の$\gamma$線過剰を再検討しました。その光子束は、0.2-100GeVバンドで以前の研究の約3倍であり、対応する有意水準$\sim8.15\sigma$は以前の約4倍であることがわかりました。全時間からの15時間ビンと45時間ビンの光度曲線はすべて、2つのアクティブな期間を示し、2番目の期間の変動は最初の期間の変動よりも顕著でした。2つの活動期間からのスペクトル指数は統計的に異ならなかったし、\textit{Fermi}-LATによって観測された$\gamma$線フラットスペクトル電波クエーサーの範囲に近かった。CRATESJ153246+234400の位置は、分析の最適な位置と一致していたため、CRATESJ153246+234400は変分領域の$\gamma$線の対応物である可能性が高いことをお勧めします。Arp220の場合、$\gamma$線の放出に大きな変動はありませんでした。
X線偏光測定によるブレーザージェットの磁場と加速メカニズムの調査
X線偏光測定法は、磁場の構造と、相対論的ジェットにおける超相対論的エネルギーまでの粒子の加速に基づくプロセスについて、前例のない見方をすることを約束します。重要な情報は、ブレーザー（地球の近くを指すジェットの存在を特徴とする）、特にX線バンドに広がるシンクロトロン放射によって定義されるサブクラス（いわゆる高シンクロトロン）の観測から期待されます。ピークブレーザー、HSP）。このレビューでは、高エネルギーでのHSPの偏光特性を予測するために開発されたモデルと数値シミュレーションのいくつかについて説明し、ショックフロントでの粒子加速を想定したシナリオの予測と磁気リコネクションに基づくシナリオの予測を対比します。今後のイメージングX線偏光測定エクスプローラー（IXPE）衛星の観測の見通しについて話し合います。
NICERによる2018-19年の爆発中のMAXIJ1631-479のスペクトルとタイミングの進化
| Title |
Spectral_and_timing_evolution_of_MAXI_J1631-479_during_the_2018-19_outburst_with_NICER |
| Authors |
Sandeep_K._Rout_(1_and_2),_Mariano_M\'endez_(3),_Tomaso_M._Belloni_(4)_and_Santosh_Vadawale_(1)_((1)_Physical_Research_Laboratory,_Ahmedabad,_India,_(2)_Indian_Institute_of_Technology,_Gandhinagar,_India,_(3)_Kapteyn_Astronomical_Institute,_Groningen,_The_Netherlands_and_(4)_INAF-Osservatorio_Astronomico_di_Brera,_Merate,_Italy) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.08426 |
X線トランジェントMAXIJ1631-479は、2018年12月21日に爆発し、約7か月間活動を続けました。さまざまな制約があるため、NICERは、爆発の崩壊段階で約4か月間のみ監視していました。NICERの観測は、主にソフト状態であり、ハード中間状態への短いエクスカーションがありました。ソフト状態のスペクトルは熱ディスク放出によって支配されていましたが、ハード中間状態のスペクトルは熱コンプトン化から最大の寄与がありました。ほとんどすべての中間状態のパワースペクトルには、タイプCの低周波数の準周期的振動（4〜10Hz以内）があり、多くの場合、高調波成分が伴います。これらの振動の周波数は増加し、分数rmsはディスク内部の温度とともに減少し、幾何学的な起源を示唆しています。ハード中間状態中の爆発の途中での1つの観測には、2つの非調和的に関連するピークがありました。それらの1つは間違いなくType-CQPOでしたが、もう1つは不明です。中間状態のrmsスペクトルは、1keV以上から硬い形状をしていました。1keV未満では、ほとんどの場合、形状を制約できませんでしたが、振幅の上昇を示した観測はごくわずかでした。
FAST銀河面パルサースナップショット調査：I。プロジェクトの設計とパルサーの発見
| Title |
The_FAST_Galactic_Plane_Pulsar_Snapshot_survey:_I._Project_design_and_pulsar_discoveries |
| Authors |
J._L._Han,_Chen_Wang,_P._F._Wang,_Tao_Wang,_D._J._Zhou,_Jing-Hai_Sun,_Yi_Yan,_Wei-Qi_Su,_Wei-Cong_Jing,_Xue_Chen,_X._Y._Gao,_Li-Gang_Hou,_Jun_Xu,_K._J._Lee,_Na_Wang,_Peng_Jiang,_Ren-Xin_Xu,_Jun_Yan,_Heng-Qian_Gan,_Xin_Guan,_Wen-Jun_Huang,_Jin-Chen_Jiang,_Hui_Li,_Yun-Peng_Men,_Chun_Sun,_Bo-Jun_Wang,_H._G._Wang,_Shuang-Qiang_Wang,_Jin-Tao_Xie,_Heng_Xu,_Rui_Yao,_Xiao-Peng_You,_D._J._Yu,_Jian-Ping_Yuan,_Rai_Yuen,_Chun-Feng_Zhang,_Yan_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.08460 |
パルサーの発見は、大型電波望遠鏡の主な目標の1つです。パルサーの発見に利用される最も感度の高い電波望遠鏡は、システム温度が約20〜KのLバンド19ビーム受信機を組み込んだ500メートル球面電波望遠鏡（FAST）です。FASTキーサイエンスプロジェクトである銀河面パルサースナップショット（GPPS）調査の{\itスナップショット}観測モードを設計しました。このモードでは、近くの4つのポインティングごとに0.1575平方度のスカイパッチの{\itカバー}を観測できます。Lバンド19ビーム受信機のビームスイッチング。各ポインティングの積分時間は300秒であるため、カバーのGPPS観測を21分で行うことができます。GPPS調査の目的は、銀河面から銀河緯度$\pm10^{\circ}$内のパルサーを発見することであり、$\pm5^{\circ}$内の内側の銀河が最優先されます。これまでのGPPS調査では、他の望遠鏡では検出できない現在最も弱いパルサー、銀河系電子密度分布の現在広く使用されているモデルに挑戦する非常に高い分散測定（DM）を持つパルサー、一致するパルサーを含む201個のパルサーが発見されました。超新星残骸、40ミリ秒パルサー、16個の連星パルサー、いくつかのヌルおよびモード変更パルサー、回転電波トランジェント（RRAT）を備えています。新しいパルサーを確認するための追跡観測では、パルサーの偏光プロファイルについて記録された偏光信号があります。調査データで以前から知られているパルサーを再検出すると、64個のパルサーのパラメーターも大幅に改善されます。GPPS調査の発見は公開されており、http：//zmtt.bao.ac.cn/GPPS/で更新されます。
せん断流における粒子加速：大規模ジェットの場合
| Title |
Particle_acceleration_in_shearing_flows:_the_case_for_large-scale_jets |
| Authors |
Jie-Shuang_Wang,_Brian_Reville,_Ruo-Yu_Liu,_Frank_M._Rieger,_Felix_A._Aharonian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.08600 |
キロパーセクスケールのジェットのX線観測は、持続的な非熱放射のシンクロトロン起源がありそうなことを示しています。これには、ジェットに沿ってPeV近くのエネルギーまで電子を分散加速する必要があります。根本的な加速メカニズムはまだ不明です。速度-せん断成層はジェットのコリメートされた流れの自然な結果であるため、せん断加速は有望な候補です。定常状態のフォッカープランク型方程式を解くことによりせん断加速の詳細を研究し、電磁流体力学的乱流べき乗則スペクトルの範囲に対するトランス相対論的ジェットの簡単な一般解を提供します。一般に、加速された粒子の母集団は、指数関数的なカットオフを持つべき乗則スペクトルであり、べき乗則インデックスは、乱流スペクトルと、粒子の脱出と加速のバランスによって決定されます。大規模ジェットの境界で単純な線形減少速度プロファイルを採用すると、ケンタウルス座Aや3C273などのX線ジェットの多波長スペクトルエネルギー分布は、最大で加速された電子で再現できることがわかります。$\sim$PeV。kpcスケールのジェットでは、陽子は$\sim$EeVまで加速される可能性があり、せん断加速の枠組み内で大規模なジェットが超高エネルギー宇宙線源の有力な候補であるという仮説を支持します。
中性子星の状態方程式に対する原子核物理学マルチメッセンジャー天体物理学の制約：NICERのPSR J0740 +6620測定の追加
| Title |
Nuclear-Physics_Multi-Messenger_Astrophysics_Constraints_on_the_Neutron-Star_Equation_of_State:_Adding_NICER's_PSR_J0740+6620_Measurement |
| Authors |
Peter_T._H._Pang,_Ingo_Tews,_Michael_W._Coughlin,_Mattia_Bulla,_Chris_Van_Den_Broeck,_Tim_Dietrich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.08688 |
過去数年間で、中性子星と中性子星合体の新しい観測は、核飽和密度を超える密度で核物質の状態方程式を制約することを可能にする豊富なデータを提供してきました。ただし、ほとんどの観測は、質量が約1.4太陽質量の中性子星に基づいており、核飽和密度の3〜4倍の$\sim$までの密度を調べています。さらに高い密度は、PSRJ0740+6620などの巨大な中性子星の内部で探査されます。ごく最近、新しい電波観測により、PSRJ0740+6620の質量推定値が更新され、NICERおよびXMM望遠鏡によるX線観測によって半径が制限されました。これらの新しい測定に基づいて、以前の原子核物理学マルチメッセンジャー天体物理学の制約を再検討し、中性子星内部を記述する状態方程式の更新された制約を導き出します。2つの電波パルサーの天体物理観測、2つのNICER測定、2つの重力波検出GW170817とGW190425、キロノバAT2017gfoの詳細なモデリング、およびガンマ線バーストGRB170817Aを組み合わせることにより、典型的な半径を推定することができます。1.4-太陽質量中性子星は、90\％の信頼度で$11.94^{+0.76}_{-0.87}\rm{km}$になります。私たちの分析は、中性子星の最大質量の上限を再検討することを可能にし、中性子星内の核物質からクォーク物質などのエキゾチックな形態の物質への強い一次相転移の存在を嫌います。
ガイアEDR3を使用したSDSSStripe
82標準星カタログの測光相互校正、およびPan-STARRS1、DES、CFIS、およびGALEXカタログとの比較
| Title |
Photometric_Cross-Calibration_of_the_SDSS_Stripe_82_Standard_Stars_catalogue_with_Gaia_EDR3,_and_Comparison_with_Pan-STARRS1,_DES,_CFIS_and_GALEX_catalogues |
| Authors |
Karun_Thanjavur_(1),_\v{Z}eljko_Ivezi\'c_(2),_Sahar_S._Allam_(3),_Douglas_L._Tucker_(3),_J._Allyn_Smith_(4),_and_Stephen_Gwyn_(5)_((1)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Victoria,_Victoria,_BC,_Canada,_(2)_Department_of_Astronomy_and_the_DiRAC_Institute,_University_of_Washington,_Seattle,_WA,_USA,_(3)_Fermi_National_Accelerator_Laboratory,_Batavia,_Il,_USA,_(4)_Department_of_Physics,_Engineering_and_Astronomy,_Austin_Peay_State_University,_Clarksville,_TN,_USA,_(5)_National_Research_Council,_Canadian_Astronomy_Data_Centre,_Victoria,_BC,_Canada) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.08200 |
SDSSStripe82StandardStarsCatalogを、2007年以降のSDSSイメージングデータで拡張します。この改良版は、r〜22等より明るいほぼ100万個の星の平均SDSSugriz測光をリストしています。星ごとの測定値が2〜3倍多いため、ランダムエラーは元のカタログよりも1.4〜1.7倍小さく、個々のSDSS実行の場合よりも約3倍小さくなります。新しいカタログのランダムエラーは、u、g、r、i、zバンドでそれぞれ20.0、21.0、21.0、20.5、19.0等より明るい星の場合、0.01等以下です。このエラーしきい値は、ガイア初期データリリース3（EDR3）Gmag測光を使用して、R.A。の関数として灰色の測光ゼロ点補正を導出することで達成されます。SDSSカタログの場合は赤緯、GaiaBP-RPカラーを使用して、rバンドに対するugizバンドの補正を導き出します。Pan-STARRS1、DES、CFIS、およびGALEX調査に対してテストされた再校正された測光の品質は、RAで3〜7ミリマグ、1〜2の典型的な値で、0.01等以下の測光ゼロ点の空間的変動を示します。赤緯方向のミリマグ。ただし、uバンドでの6ミリマグ未満の散乱は除きます。また、ガイアEDR3の16<G_Gaia<20の間のマグニチュードに依存する〜0.01等のバイアスを含む、ここで検討した他の調査に関するいくつかのマイナーな測光問題を報告します。私たちの新しい、公に利用可能なカタログは、1％レベル未満のugriz測光の堅牢なキャリブレーションを提供し、VeraC.RubinObservatoryLegacySurveyofSpaceandTimeの試運転中に役立ちます。
| Title |
Agilepy:_A_Python_framework_for_scientific_analysis_of_AGILE_data |
| Authors |
A._Bulgarelli,_L._Baroncelli,_A._Addis,_N._Parmiggiani,_A._Aboudan,_A._Di_Piano,_V._Fioretti,_M._Tavani,_C._Pittori,_F._Lucarelli,_F._Verrecchia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.08474 |
30MeV-50GeVガンマ線エネルギーバンドに敏感なガンマ線イメージング検出器（GRID）機器を備えた、イタリアのAGILE宇宙ミッションは、2007年から運用されています。Agilepyは、AGILE/GRIDを分析するためのオープンソースのPythonパッケージです。データ。このパッケージは、AGILEチームによって開発され、ASI/SSDCによって公開およびリリースされた、コマンドラインバージョンのAGILEサイエンスツールの上に構築されています。このパッケージの主な目的は、タスクの構成を簡素化し、データへの直接アクセスを保証することにより、AGILE/GRIDデータを分析するための使いやすい高レベルのインターフェースを提供することです。現在の機能は、星図と光度曲線の生成と表示、ガンマ線源カタログへのアクセス、スペクトルモデルと位置フィッティングを実行するための分析、ウェーブレット分析です。Agilepyには、選択した空の領域のAGILE軸外視角の時間発展を提供するインターフェースツールも含まれています。FlareAdvocateチームはまた、このツールを使用して、ガンマ線の空を毎日監視している間にデータを分析します。Agilepy（およびその依存関係）は、Anacondaを使用して簡単にインストールできます。
接続詞データメッセージはポアソン過程として動作します
| Title |
Conjunction_Data_Messages_behave_as_a_Poisson_Process |
| Authors |
Francisco_Caldas,_Claudia_Soares,_Cl\'audia_Nunes,_Marta_Guimar\~aes,_Mariana_Filipe,_Rodrigo_Ventura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.08509 |
スペースデブリは宇宙探査の大きな問題です。国際機関は、軌道を回る物体の大規模なデータベースを継続的に監視し、結合データメッセージの形で警告を発します。衛星オペレーターにとって重要な質問は、新しい情報がいつ到着するかを推定して、衛星の操作にタイムリーに、しかし控えめに反応できるようにすることです。メッセージ到着プロセスの統計的学習モデルを提案し、2つの重要な質問に答えることができます。（1）次の指定された時間間隔に新しいメッセージがありますか？（2）次のメッセージはいつ正確にどのような不確実性で到着しますか？ベイジアンポアソンプロセスモデルの質問（2）の平均予測誤差は、50kの接近遭遇イベントのテストセットで3時間以上でベースラインよりも小さくなっています。
eBASCS：空間、スペクトル、および時間情報を使用して、重複する天文ソースIIを解きほぐします
| Title |
eBASCS:_Disentangling_Overlapping_Astronomical_Sources_II,_using_Spatial,_Spectral,_and_Temporal_Information |
| Authors |
Antoine_D._Meyer_(1),_David_A._van_Dyk_(1),_Vinay_L._Kashyap_(2),_Luis_F._Campos_(3),_David_E._Jones_(4),_Aneta_Siemiginowska_(2),_Andreas_Zezas_(2_and_5)_((1)_Imperial_College_London,_Statistics_Section,_Department_of_Mathematics,_(2)_Center_for_Astrophysics,_Harvard_&_Smithsonian,_(3)_Harvard_University,_Department_of_Statistics,_(4)_Texas_A&M_University,_Department_of_Statistics,_(5)_Department_of_Physics,_University_of_Crete) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.08606 |
混雑したフィールドに現れる個々のX線源の分析は、記録されたイベントが元の線源に誤って割り当てられることによって簡単に危険にさらされる可能性があります。ソースの数が少なくても、点像分布関数が重複している場合でも、ソースへのイベントの割り当ては複雑なタスクであり、不確実性が伴います。点像分布関数が重複する複数のソースから高エネルギー光子イベントをふるいにかけるように設計されたベイズ法を開発し、それらの空間的、スペクトル的、および時間的シグネチャの違いを活用します。このメソッドは、各イベントを特定のソースに確率的に割り当てます。このような解きほぐしにより、より詳細なスペクトル分析または時間分析により、他のソースやバックグラウンドからの汚染がなく、個々のコンポーネントに焦点を当てることができます。また、イベント割り当ての不確実性を考慮しながら、場所、相対的な明るさ、背景の汚染など、関心のあるソースパラメータを計算することもできます。イベントの到着時間情報を含むシミュレーション研究は、時間的要素が空間およびスペクトル情報のみを使用することを超えてイベントの曖昧さの解消を改善することを示しています。提案された方法は、イベントの到着時間情報を無視する対応するアルゴリズムよりも最大65％多くのイベントを正しく割り当てます。私たちは、チャンドラで観測された2つの恒星X線連星、UVCetとHBC515Aに私たちの方法を適用します。私たちの方法は、そのイベント中にコンパニオンのUVCetBの強いフレアによる汚染を約40倍弱く除去できること、および数ksのタイムスケールでのスペクトル変動の証拠をHBC515AaおよびHBC515Ab。
RTApipe、科学データのリアルタイム分析のための天文パイプラインを開発するためのフレームワーク
| Title |
RTApipe,_a_framework_to_develop_astronomical_pipelines_for_the_real-time_analysis_of_scientific_data |
| Authors |
N._Parmiggiani,_A._Bulgarelli,_D._Beneventano,_V._Fioretti,_L._Baroncelli,_A._Addis_and_M._Tavani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.08611 |
マルチメッセンジャーの時代では、天文学プロジェクトは、さまざまな通信ネットワークを介して科学コミュニティに科学アラートを発行する過渡現象に関する情報を共有します。この調整は、これらの物理現象の性質を理解するために必須です。このため、天体物理学プロジェクトは、リアルタイム分析ソフトウェアパイプラインに依存して、トランジェント（GRBなど）をできるだけ早く特定し、外部アラートの反応時間を短縮します。これらのパイプラインは、ガンマ線座標ネットワークを介して科学アラートを共有および受信できます。この作業は、リアルタイムの科学分析パイプラインの開発を簡素化するように設計されたフレームワークを提示します。このフレームワークは、リアルタイム分析パイプラインを開発するためのアーキテクチャと必要な自動化を提供し、研究者が科学的側面により集中できるようにします。このフレームワークは、アジャイル宇宙ミッションデータの科学的分析のためのリアルタイムパイプラインの開発に成功裏に使用されています。このフレームワークをSuper-GRAWITAおよびAFISSプロジェクトに再利用する予定です。チェレンコフ望遠鏡アレイ（CTA）プロジェクトの将来の使用の可能性は評価中です。
rta-dq-lib：科学データのオンラインデータ品質分析を実行するためのソフトウェアライブラリ
| Title |
rta-dq-lib:_a_software_library_to_perform_online_data_quality_analysis_of_scientific_data |
| Authors |
Leonardo_Baroncelli,_Andrea_Bulgarelli,_Nicolo_Parmiggiani,_Valentina_Fioretti,_Antonio_Addis,_Giovanni_De_Cesare,_Ambra_Di_Piano,_Vito_Conforti,_Fulvio_Gianotti,_Federico_Russo,_Gilles_Maurin,_Thomas_Vuillaume,_Pierre_Aubert,_Emilio_Garcia,_Antonio_Zoccoli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.08648 |
チェレンコフ望遠鏡アレイ（CTA）は、これまでに存在した中で最大のガンマ線地上天文台を現在建設しているイニシアチブです。CTA天文台のアレイ制御およびデータ取得（ACADA）システムの一部であるサイエンスアラート生成（SAG）システムは、数十kHzのイベントレートで到着する望遠鏡データをオンラインで分析して、一時的なガンマ線イベントを検出します。SAGシステムは、オンラインデータ品質分析も実行して、データ取得中の機器の状態を評価します。この分析は、良好な検出を確認するために重要です。CTAには、rta-dq-libと呼ばれるCTAデータのオンラインデータ品質分析を実行するためのPythonおよびC++ソフトウェアライブラリが提案されています。Pythonバージョンは、データ品質のユースケースのラピッドプロトタイピング専用です。C++バージョンは、最大のパフォーマンスが得られるように最適化されています。このライブラリを使用すると、ユーザーはXML構成ファイルを使用して、入力データの形式を定義し、データフィールドごとに、実行する必要のある品質チェックと、適用する必要のある集計および変換のタイプを定義できます。XML構成を、実行する計算タスクの依存関係をエンコードする直接非巡回計算グラフに内部的に変換します。このモデルにより、ライブラリはスレッドレベルでの並列化を簡単に利用でき、全体的な柔軟性により、他のアプリケーションでも再利用できる汎用のデータ品質分析パイプラインを開発できます。
低質量AGBバイナリシステムにおける元素合成を精査するためのクールなCEMP星の光学およびNIR分光法
| Title |
Optical_and_NIR_spectroscopy_of_cool_CEMP_stars_to_probe_the_nucleosynthesis_in_low_mass_AGB_binary_system |
| Authors |
A._Susmitha,_D.K._Ojha,_T._Sivarani,_J.P._Ninan,_A._Bandyopadhyay,_Arun_Surya,_Athira_Unni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.08083 |
それらの炭素の起源を理解するために、7つの炭素強化金属欠乏（CEMP）星の存在量分析を提示します。高分解能の光学スペクトルを使用して、さまざまな元素の存在量を導き出しました。また、低解像度の近赤外線（NIR）スペクトルを使用して、CO分子バンドからOと12C/13Cの存在量を導き出し、それらの値を高解像度の光学スペクトルから得られた値と比較しました。値の間に良好な一致が見られました。したがって、クールなCEMP星では、NIR観測が高解像度の光学観測を補完して、酸素の存在量と12C/13C比を導き出します。これにより、NIR分光法を使用して、より暗いクールなCEMP星を調べることができます。この研究のすべてのプログラム星のC、N、Oの存在量は、低質量の低金属量漸近巨星分枝（AGB）コンパニオンからのバイナリ物質移動と一致する存在量を示しています。捕獲要素と視線速度変動の検出。星の1つは、CEMP-s星と同様の存在量パターンを示しますが、残りの星の存在量パターンは、CEMP-r/s星として分類するために必要な基準を満たしています。ここで研究されたいくつかの星の細分類が再考されます。これらのCEMP-r/s星の中性子捕獲要素の存在量は、コンパニオンの低質量低金属量AGB星の陽子摂取エピソードがiプロセスの開始に必要な中性子密度を生成するiプロセスモデルのそれと似ています。。
振動する冠状ループの高周波MHD波を識別するための新しい技術の必要性
太陽大気中の磁気アーケード、またはコロナループは、電磁流体力学（MHD）の波と振動をホストすることが知られている一般的な構造です。特に興味深いのは、振動の周波数やモードなど、横方向のループ振動の観測された特性です。これらは、地震学的能力のために近年大きな注目を集めています。以前の研究では、高速フーリエ変換（FFT）やウェーブレット変換（WT）などの標準的なデータ分析手法を使用して、周期性を正しく抽出し、MHDモードを特定していました。ただし、これらの方法がどのようにアーティファクトにつながる可能性があるかについては、調査が必要です。コロナ地震学におけるこれらの2つの一般的なスペクトル分析手法が、振動するコロナループからの高周波をうまく識別できるかどうかを評価します。ソーラーダイナミクス天文台に搭載された171\AA波長帯で大気イメージングアセンブリによって観測されたコロナルループの極紫外線画像を調べます。ループ波形のスペクトル分析を実行し、観察結果を基本的なシミュレーションと比較します。観測されたループ波形のスペクトルFFTおよびWTパワーは、ループの支配的な振動モード（1.33mHz）、つまりループの2次高調波に重ね合わされた周波数2.67mHzの重要な信号を明らかにすることがわかります。シミュレートされたデータは、これらの方法の両方がこのモードを実際の信号として識別しているにもかかわらず、2次高調波が完全に人工的であることを示しています。この人工高調波といくつかのより高いモードは、ループの周期的ではあるが不均一な明るさのために発生することが示されています。さらに、ノイズの存在下で2.67mHz成分を再構築すると、他の方法では存在しない振動動作の誤った認識が生じることを示します。このような高周波を検証するには、3Dコロナルアーケードのフォワードモデルなどの追加の手法が必要であることをお勧めします。
xi ^ 1 CMaの超低速回転の確認：磁気極性の反転と磁気圏UV輝線の劇的な変化
| Title |
Confirmation_of_xi^1_CMa's_ultra-slow_rotation:_magnetic_polarity_reversal_and_a_dramatic_change_in_magnetospheric_UV_emission_lines |
| Authors |
C._Erba_and_M.E._Shultz_and_V._Petit_and_A.W._Fullerton_and_H.F._Henrichs_and_O._Kochukhov_and_T._Rivinius_and_G.A._Wade |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.08192 |
磁気ベータCepパルセータxi^1CMaは、既知の磁気B型星の中で最も長い自転周期を持っています。また、回転と脈動の両方によって変調されることが知られている磁気圏放射を持つ唯一の磁気B型星です。ここでは、xi^1CMa（<Bz>=-87+/-2G（2019年）および<Bz>=-207+/-3G（2020年））における負の縦磁場の最初の明確な検出についても報告します。星のHalpha変動の継続的な監視の結果として。純粋な双極トポロジーからの逸脱の証拠を調べます。また、最大放射付近で得られたベータCepのUVスペクトルとの類似性から明らかなように、磁気圏の赤道ビューと一致する、磁気ヌル付近で得られたxi^1CMaの新しいHSTUVスペクトルを報告します。xi^1CMaの新しいUVスペクトルは、アーカイブデータとの比較を通じて、この星の非常に長い自転周期の追加の証拠を提供します。
若いA型星の周りの揮発性元素のないディスクの最初の検出：岩石惑星間の衝突の兆候？
| Title |
First_detection_of_a_disk_free_of_volatile_elements_around_a_young_A-type_star:_A_sign_of_collisions_between_rocky_planets? |
| Authors |
M.E._van_den_Ancker,_N.P._Gentile_Fusillo,_T.J._Haworth,_C.F._Manara,_P.A._Miles-P\'aez,_R.D._Oudmaijer,_O._Panic,_D.J.M._Petit_dit_de_la_Roche,_M.G._Petr-Gotzens_and_M._Vioque |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.08327 |
目的。十分に研究されていないSco-CenメンバーHD152384とその星周環境の天体物理学的パラメーターの最初の詳細な分析を提示します。メソッド。新たに得られたHD152384の光学近赤外XSHOOTERスペクトルとアーカイブTESSデータを分析します。さらに、文献の測光データを使用して、星の詳細なスペクトルエネルギー分布（SED）を構築します。結果。HD152384のスペクトルの光球吸収線は、A0V星の特徴であり、2.1+/-0.1M_sunの恒星質量と4.5Myrを超える恒星年齢を導き出します。光球吸収に重ね合わされた光スペクトルは、星周円盤に典型的なCaII、FeI、MgI、SiIの二重ピーク輝線も表示します。特に、すべての水素とヘリウムの線は厳密に吸収されているように見えます。おもちゃのモデルは、観測された輝線プロファイルが、約24度の傾斜で見られるコンパクトな（半径<0.3au）ディスクからの輝線によって再現できることを示しています。星周円盤の存在のさらなる証拠は、極端な塵円盤システムで見られるものと同様に、SEDで中程度の赤外線超過が検出されたことから得られます。結論。HD152384は、耐火性元素が豊富であるが、揮発性元素が非常に少ない、希薄な星周円盤に囲まれていると結論付けています。私たちの知る限り、そのようなディスクは若い星のグループの中でユニークです。しかし、それは岩石惑星の破壊に起因しているいくつかの白色矮星に見られる円盤を彷彿とさせます。HD152384の周りの円盤も同様の起源を持っている可能性があり、新しく形成された惑星系での衝突が原因である可能性があります。
L1498スターレスコアの複雑な有機分子含有量
| Title |
The_complex_organic_molecular_content_in_the_L1498_starless_core |
| Authors |
Izaskun_Jimenez-Serra_(1),_Anton_I._Vasyunin_(2),_Silvia_Spezzano_(3),_Paola_Caselli_(3),_Giuliana_Cosentino_(4),_and_Serena_Viti_(5)_((1)_Centro_de_Astrobiologia,_Spain,_(2)_Ural_Federal_University,_Russian_Federation,_(3)_Max_Planck_Institute_for_Extraterrestrial_Physics,_Germany,_(4)_Chalmers_University_of_Technology,_Sweden,_(5)_University_of_Leiden,_The_Netherlands) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.08363 |
星のないコアと星の前のコアに対して行われた観察は、複雑な有機分子がこれらのオブジェクトに蔓延していることを明らかにしましたが、それらの形成にどのような化学プロセスが関与しているかは不明です。最近、複雑な有機物が、コアの中心に対して半径方向の距離が約4000auのL1544プレステラコア内の中密度シェルで優先的に生成されることが示されました。ただし、複雑な有機物の空間分布はこのコアに向かって推測されているだけであり、これらの種が他のコアで同様の動作を示すかどうかは不明のままです。L1498プレステラコアの2つの位置、ダストピークと、CH$_3$OHの放出がピークとなるコアの中心から約11000auの距離にある位置に対して実行された高感度観測を報告します。L1544と同様に、私たちの観察では、小さなO含有分子とN含有種が、L1498の外殻に向かって約4〜14倍増強されていることが明らかになっています。ただし、L1544とは異なり、CH3CHO、CH3OCH3、CH3OCHOなどの大きなO含有有機物は、感度制限内では検出されません。N含有有機物の場合、これらの種は、L1544のものよりもL1498プレステラコアの外殻に向かってより豊富です。L1498とL1544でO含有種とN含有種の間に観察された違いは、これらのコアの物理的構造の違いによるものであり、L1498はL1544よりも若いという進化段階の結果であると提案します。
原始星流出における原子成分の進化
| Title |
Evolution_of_the_atomic_component_in_protostellar_outflows |
| Authors |
T._Sperling_(1),_J._Eisl\"offel_(1),_B._Nisini_(2),_T._Giannini_(2),_C._Fischer_(3),_and_A._Krabbe_(3)_((1)_Th\"uringer_Landessternwarte,_Sternwarte_5,_D-07778,_Tautenburg,_Germany,_(2)_INAF-Osservatorio_Astronomico_di_Roma,_via_Frascati_33,_I-00040_Monte_Porzio,_Italy,_(3)_Deutsches_SOFIA_Institut_University_of_Stuttgart,_D-70569_Stuttgart,_Germany) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.08410 |
遠赤外線[OI]63mumおよび[OI]145mum遷移における3つのクラス0および1つのクラスI流出（CepE、HH1、HH212、およびL1551IRS5）のSOFIA/FIFI-LS観測を提示します。分光学的[OI]63mumマップにより、これらの原始星流出内の暖かく、低励起の原子ガスの空間的広がりを推測することができました。適切な衝撃条件が適用される場合、瞬間的な質量放出率は[OI]63mumの光度に直接関係します。進化の傾向を解明するために、[OI]63mum放出で空間的に分解された14のクラス0/I流出源のセットを分析しました。これらのデータを、[OI]63mum線を空間的に分解せずに、ハーシェル（WISH、DIGIT、WILL、GASPS調査）で観察された72のクラス0/I/II流出源のサンプルと比較しました。
圧縮性対流のプラントル数依存性：流れ統計と対流エネルギー輸送
| Title |
Prandtl_number_dependence_of_compressible_convection:_Flow_statistics_and_convective_energy_transport |
| Authors |
Petri_J._K\"apyl\"a_(G\"ottingen_University_/_Nordita) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.08453 |
（要約）コンテキスト：動粘度と熱拡散率の比であるプラントル数は、恒星対流層の1よりもはるかに小さくなります。目的：プラントル数の関数としての対流とエネルギー輸送の統計を研究すること。方法：デカルト幾何学における3次元数値シミュレーション対流が使用されます。対流層（CZ）は、2つの安定した成層層の間に埋め込まれています。アップフローとダウンフローの統計と輸送特性は別々に研究されます。結果：プラントル数が減少すると、rms速度が増加します。同時に、ダウンフローの充填率が低下し、プラントル数が低いほどダウンフローが強くなり、プラントル数へのオーバーシュートの依存度が高くなります。速度パワースペクトルは、プラントル数の関数としての顕著な変化を示していません。最高のレイノルズ数では、速度パワースペクトルはBolgiano-Obukhov$k^{-11/5}$スケーリングと互換性があります。水平方向に平均化された対流エネルギー流束（$\overline{F}_{\rmconv}$）は、CZ内のプラントル数とは無関係です。ただし、上昇流（下降流）は、プラントル数が低い（高い）場合の対流フラックスへの主要な寄与です。これらの結果は、対流が激しく乱流であるがエネルギーの輸送が非効率的である低プラントル数レジームでのレイリー-ベンアード対流の結果と類似しています。結論：現在の結果は、対流オーバーシュートとエネルギー流束がプラントル数に強く依存していることを示しています。天体物理学的対流の数値シミュレーションでは、プラントル数の1を使用することがよくあります。現在の結果は、これが誤解を招く結果につながる可能性があり、天体物理学的に関連する低プラントル数レジームが、典型的なシミュレーションで調査されたパラメータレジームとは質的に異なることを示唆しています。
静かな太陽のインターネットワークの磁束構造。太陽周期変動の中心から肢への分析
| Title |
Magnetic_flux_structuring_of_the_quiet_Sun_internetwork._Center-to-limb_analysis_of_solar-cycle_variations |
| Authors |
Marianne_Faurobert,_Gilbert_Ricort |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.08657 |
静かな太陽が活動領域よりも全体でより多くの磁束を含み、磁気エネルギーの重要な貯蔵所を表すことは今や十分に確立されています。しかし、これらの分野の性質と進化はほとんど知られていないままです。静かな太陽のインターネットワーク地域における小規模な磁束構造の太陽周期と中心から四肢への変動を調査します。2008年から2016年までの放射照度プログラムからのHinodeSOT/SPデータを使用しました。磁束密度のマップは、FeI630.15nmおよびFeI630.25nmラインに適用された重心法から導出されます。機器のスミアリングからマップを修正するために、ラインプロファイルの主成分分析とそれらの係数のリチャードソン-ルーシーデコンボリューションに基づくデコンボリューション法を適用しました。次に、広範囲の緯度にまたがる10''x10''のインターネットワーク領域における磁束密度の空間変動のスペクトル分析を実行しました。低緯度と中緯度では、パワースペクトルは太陽周期によって大きく変化しません。しかし、強化されたネットワークを示す活動ベルトでの1回のスキャンの太陽極大期では、磁気変動のパワーのわずかな増加が、インターネットワークの詳細でより大きなスケールで観察されます。高緯度では、太陽極大期に電力が減少する、粒状およびより大きなスケールでの変動が観察されます。すべての緯度で、0.5インチ未満のスケールでの磁気変動のパワーは太陽周期を通して一定のままです。私たちの結果は、インターネットワークで動作する小規模ダイナモを支持していますが、グローバルダイナモもインターネットワーク分野に貢献していることを示しています。
ZTFJ0038 + 2030：白色矮星と亜恒星の伴星を長期間食している
| Title |
ZTFJ0038+2030:_a_long_period_eclipsing_white_dwarf_and_a_substellar_companion |
| Authors |
Jan_van_Roestel,_Thomas_Kupfer,_Keaton_J._Bell,_Kevin_Burdge,_Przemek_Mr\'oz,_Thomas_A._Prince,_Eric_C._Bellm,_Andrew_Drake,_Richard_Dekany,_Ashish_A._Mahabal,_Michael_Porter,_Reed_Riddle,_Kyung_Min_Shin,_David_L._Shupe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.08687 |
掃天観測の光度曲線を使用して食の白色矮星を検索したところ、暗い亜恒星の伴星を持つ深い食の白色矮星を特定しました。赤外線超過の欠如と10時間の公転周期は、これを潜在的な太陽系外惑星の候補にしました。システムの特性を明らかにするために、高速測光と視線速度の測定値を取得しました。白色矮星の質量は$0.50\pm0.02\、\mathrm{M_{\odot}}$で、温度は$10900\pm200\、$Kです。コンパニオンの質量は$0.059\pm0.004\、\mathrm{M_{\odot}}$で、半径は$0.0783\pm0.0013\、\mathrm{R_{\odot}}$です。これは、既知でおそらく古い、最小の通過する褐色矮星の1つ、$\gtrsim8\、$Gyrです。白色矮星を通過する亜恒星天体のZTF発見効率は、エポックの数によって制限されており、ZTFがデータを収集し続けるにつれて、これらのシステムがさらに見つかると予想されます。これにより、周期と質量分布を測定し、亜恒星の伴星を持つ白色矮星の形成チャネルを理解することができます。
電子散乱による直接暗黒物質検出のハロー非依存分析
| Title |
Halo-Independent_Analysis_of_Direct_Dark_Matter_Detection_Through_Electron_Scattering |
| Authors |
Muping_Chen,_Graciela_B._Gelmini,_Volodymyr_Takhistov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.08101 |
原子核との衝突が検出するのに十分なエネルギーを蓄積しないサブGeV質量暗黒物質粒子は、代わりに電子との相互作用を通じて明らかにすることができます。直接検出実験からのデータの分析は、通常、局所的な暗黒物質ハロー速度分布を仮定する必要があります。ハローに依存しない分析方法では、代わりにこの分布の特性が直接暗黒物質検出データから推測されます。これにより、不確実な局所的なダークハローを想定せずに異なるデータを比較できます。この方法はこれまで、原子核から散乱する暗黒物質のために開発され、適用されてきました。ここでは、この分析を電子の散乱にどのように適用できるかを示します。
リングキャビティ実験による暗黒物質アクシオン探索DANCE：長期測定のための制御システムの開発
| Title |
Dark_matter_Axion_search_with_riNg_Cavity_Experiment_DANCE:_Development_of_control_system_for_long-term_measurement |
| Authors |
Hiroki_Fujimoto,_Yuka_Oshima,_Masaki_Ando,_Tomohiro_Fujita,_Yuta_Michimura,_Koji_Nagano,_Ippei_Obata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.08347 |
アクシオン様粒子（ALP）は、超軽量暗黒物質の候補となる擬スカラー粒子です。ALPは光子とわずかに相互作用し、直線偏光の回転振動を引き起こします。DANCEは、蝶ネクタイリングの空洞内の回転振動を強化することにより、ALP暗黒物質を検索します。DANCEの信号対雑音比は、長期観測によって改善することができ、最終的なDANCEの1年間の観測を計画しています。本稿では、今後の長期観測のために開発したリングキャビティの制御システムについて報告します。
$ S $について-deSitterとNaturalnessの行列除外
伝統的に自然性の問題と見なされてきた宇宙定数パズルは、量子重力/弦理論の$S$行列の定式化によって明らかに無効にされています。この事実が別の自然パズル、弱いスケールとプランクスケールの間の階層性問題に与える影響を指摘します。ド・ジッター宇宙の風景と永遠のインフレーションを排除することにより、$S$行列の定式化は、ヒッグス質量の人間原理的選択または宇宙論的緩和に基づく説明との明らかな緊張を示します。これにより、階層性問題が深刻になります。一方では、それは弱いスケールからそう遠くない新しい物理学に基づいた説明のケースを強化します。同時に、それは、代わりに、階層が標準模型と重力の間の$S$行列の一貫性によって課されるかどうかという疑問を開きます。
銀河団乱流プラズマの実験室レプリカにおける熱伝導の強力な抑制
| Title |
Strong_suppression_of_heat_conduction_in_a_laboratory_replica_of_galaxy-cluster_turbulent_plasmas |
| Authors |
J._Meinecke,_P._Tzeferacos,_J._S._Ross,_A._F._A._Bott,_S._Feister,_H.-S._Park,_A._R._Bell,_R._Blandford,_R._L._Berger,_R._Bingham,_A._Casner,_L._E._Chen,_J._Foster,_D._H._Froula,_C._Goyon,_D._Kalantar,_M._Koenig,_B._Lahmann,_C.-K._Li,_Y._Lu,_C._A._J._Palmer,_R._Petrasso,_H._Poole,_B._Remington,_B._Reville,_A._Reyes,_A._Rigby,_D._Ryu,_G._Swadling,_A._Zylstra,_F._Miniati,_S._Sarkar,_A._A._Schekochihin,_D._Q._Lamb,_G._Gregori |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.08461 |
銀河団は、熱く拡散したX線放射プラズマで満たされ、確率的に絡み合った磁場があり、そのエネルギーは乱流運動のエネルギーとほぼ等分配になっています\cite{zweibel1997、Vacca}。クラスターコアでは、ハッブル時間\cite{cowie1977、fabian1994}に比べて放射冷却時間が短いことを考えると、予想される温度と比較して、温度は異常に高いままです。中央活動銀河核（AGN）\cite{fabian2012、birzan2012、churazov2000}からのフィードバックがほとんどの加熱を提供すると考えられていますが、バルクからコアへの熱伝導が絡み合った磁場の存在を考えると、観測された温度に到達するためのコア\cite{narayan2001、ruszkowski2002、kunz2011}。興味深いことに、寒冷前線のような構造における非常に鋭い温度勾配の証拠は、熱伝導の高度な抑制を意味します\cite{markevitch2007}。磁化された乱流プラズマの熱伝導の問題に対処するために、レーザー実験室でこのようなシステムのレプリカを作成しました。私たちのデータは、クラスタープラズマ\cite{markevitch2003}に見られるように、局所的な熱輸送が2桁以上減少し、小さな空間スケールで強い温度変化をもたらすことを示しています。
| Title |
Nonlinear_evolution_and_non-uniqueness_of_scalarized_neutron_stars |
| Authors |
Hao-Jui_Kuan,_Jasbir_Singh,_Daniela_D._Doneva,_Stoytcho_S._Yazadjiev,_Kostas_D._Kokkotas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.08543 |
最近、自明ではないターゲット空間距離空間を持つテンソル-マルチスカラー重力理論のクラスに、スカラー化された中性子星解が存在することが示されました。これらのコンパクトオブジェクトの重要な特性は、スカラー電荷がゼロであるため、連星パルサー実験では、スカラー双極子放射がないことに基づいて制約を課すことができないことです。さらに、ソリューションの構造は非常に複雑です。固定された中心エネルギー密度の場合、最大3つの中性子星解が存在する可能性があります。1つは一般相対論的で、2つはスカラー化されています。これは、他の代替重力理論のスカラー化とはまったく異なります。本稿では、線形化された動径摂動方程式を解くことと、球対称で非線形シミュレーションを実行することの2つの独立したアプローチを使用して、これらのソリューションの安定性について説明します。結果は、安定性の変化が最大質量モデルで発生し、その時点より前のすべての解が安定していることを示しています。これは、中心エネルギー密度の減少とともに星の質量が増加する分岐点の近くに、スカラー化された分岐の安定した部分が存在するという興味深い結果につながります。
天体物理学と宇宙論における測地線の使用に対する批判
粒子は波動方程式に従うので、一般に、粒子がテスト粒子に関連する測地線上を移動すると仮定することは自由ではありません。むしろ、これが当てはまるためには、粒子が従う運動方程式からそのような振る舞いを導き出すことができなければならず、質量のない粒子または質量のある粒子のいずれかに対してこれを行うには、アイコナール近似を使用できます。質量粒子の場合、この方法で標準の測地線動作が得られますが、等角結合された質量のないスカラー場の場合、アイコナール近似は、Ricciスカラーがゼロの場合にのみ測地線動作につながります。同様に、共形不変マクスウェル方程式に関連する光波の伝播の場合、測地線の振る舞いは、リッチテンソルがゼロの場合にのみ成り立ちます。実用的な目的では、そのような用語は曲率の高い領域にのみ関連する可能性がありますが、このペーパーのポイントは、原則としてそれらの存在を確立することだけです。したがって、原則として、標準的なヌル測地線ベースの重力曲げ式と宇宙論における光線の振る舞いは、十分に高い曲率を持つ領域で修正する必要があります。このような状況で測地線方程式を適切に修正する方法を示します。相対論的エイコナリゼーションが固有のライトフロント構造を持っていることを示し、局所的な共形対称性を持つ理論でのエイコナリゼーションが、グローバルに共形対称であるだけの軌道につながることを示します。私たちが見つけた測地線への変更は、光円錐からの質量のない粒子の伝播につながります。これは、光が平坦な時空で屈折媒体を通過するときに、その速度がその自由な平坦な時空値から変更されるという事実の湾曲した空間反射です。重力の存在下では、時空自体が媒体として機能し、この媒体は光円錐から光波を取り除くことができます。
量子宇宙論の新しい現象である自己組織化ローカリゼーションについて説明します。理論の基本的なパラメータがインフレーション中に大きな変動を受けるスカラー場の関数である場合、量子相転移は動的アトラクタとして機能する可能性があります。その結果、理論パラメータは臨界値の周りに確率的に局在化され、宇宙は相転移の端にいることに気づきます。自己組織化された局在化が、ヒッグス自己結合の観測された近臨界、ヒッグス質量の自然さ、または宇宙定数の小ささをどのように説明できるかを説明します。
宇宙プラズマの速度分布関数から陽子コア、ビーム、アルファ粒子のパラメータを抽出する強力な機械学習手法
| Title |
A_powerful_machine_learning_technique_to_extract_proton_core,_beam_and_alpha-particle_parameters_from_velocity_distribution_functions_in_space_plasmas |
| Authors |
Daniel_Vech,_Michael_L._Stevens,_Kristoff_W._Paulson,_David_M._Malaspina,_Anthony_W._Case,_Kristopher_G._Klein_and_Justin_C._Kasper |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.08651 |
コンテキスト：速度分布関数（VDF）の熱部分の分析は、宇宙プラズマの進化とダイナミクスを支配する運動物理学を理解するために基本的に重要です。ただし、VDFの大規模なデータセットの陽子コア、ビーム、およびアルファ粒子のパラメータを計算することは、時間と計算が要求されるプロセスであり、常に人間の専門家による監督が必要です。目的：VDFの画像（ピクセル値で構成される2Dグリッド）を使用して、陽子コア、ビーム、およびアルファ粒子パラメーターを抽出できる機械学習ツールを開発しました。方法：合成VDFのデータベースが生成されます。これは、3つの粒子集団すべてのバルク速度、熱速度、および密度を推測する畳み込みニューラルネットワークをトレーニングするために使用されます。ニューラルネットワークの予測力とフィッティングアルゴリズムを比較および定量化するために使用する合成VDFの個別のテストデータセットを生成します。結果：ニューラルネットワークは、従来のフィッティングアルゴリズムよりも大幅に小さい二乗平均平方根誤差を達成して、陽子コア、ビーム、およびアルファ粒子パラメーターを推測します。結論：開発された機械学習ツールは、以前に使用されたフィッティング手順よりも正確な粒子パラメーターの計算を可能にするため、粒子測定の処理に革命をもたらす可能性があります。
この作品では、宇宙論的異方性を生成するためにマルハナバチ畑が採用されています。そのために、背景のジオメトリとしてビアンキI宇宙論と、それに結合されたマルハナバチのフィールドを想定しています。マルハナバチモデルは、マルハナバチ場の真空期待値がゼロ以外であると仮定することによる、ローレンツ対称性違反のメカニズムの例です。宇宙原理と一致しないビアンキI幾何学と結合すると、マルハナバチ場は異方性の源の役割を果たし、優先軸を生成します。したがって、宇宙異方性の一部は、ローレンツ対称性違反に起因します。記事の最後の部分では、宇宙マイクロ波背景放射の四重極および八重極モーメントを使用して、マルハナバチ畑の上限を想定しようとしています。
| Title |
Axion_Quark_Nuggets._Dark_Matter_and_Matter-Antimatter_asymmetry:_theory,_observations_and_future_experiments |
| Authors |
Ariel_Zhitnitsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.08719 |
標準のWIMPパラダイムの外にあるテスト可能なアクシオンクォークナゲット（AQN）モデルをレビューします。このモデルは元々、暗い成分と目に見える成分の間で観察された類似性を説明するために考案されました。$\Omega_{\rmDM}\approx\Omega_{\rmvisible}$QCD遷移であり、システムの同じ次元の基本パラメーター$\Lambda_{\rmQCD}$に比例します。このフレームワークでは、バリオン数生成は実際には（電荷生成ではなく）電荷分離プロセスであり、$\cal{CP}$-奇数のアクシオン場のために動作しますが、宇宙のグローバルバリオン数はゼロのままです。ナゲットとアンチナゲットは強く相互作用していますが、巨視的にはほぼ核密度の大きな物体です。このフレームワークのいくつかの特定の最近のアプリケーションの概要を説明します。まず、いわゆるナノフレアがコロナのAQN消滅イベントで識別されたときの、「太陽コロナミステリー」について説明します。第二に、望遠鏡アレイの不可解なイベントによって最近観察されたのは、雷雨の下でのAQNの消滅イベントの結果であるという提案をレビューします。最後に、建設の中心を表すAQNによって誘発されるアクシオンの発見につながる可能性のあるブロードバンド戦略の概要を説明します。
