$M_{500} < 2 \times 10^{14}$ M$_\odot$ クラスターでの電波ハロー (および遺物) の発見
| Title |
Discovery_of_a_radio_halo_(and_relic)_in_a_$M_{500}_ |
| Authors |
A._Botteon,_R._Cassano,_R._J._van_Weeren,_T._W._Shimwell,_A._Bonafede,_M._Br\"uggen,_G._Brunetti,_V._Cuciti,_D._Dallacasa,_F._de_Gasperin,_G._Di_Gennaro,_F._Gastaldello,_D._N._Hoang,_M._Rossetti,_H._J._A._R\"ottgering |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.14025 |
ラジオハローは、動的に緩和されていない銀河団で観測される拡散シンクロトロンソースです。現在の観測とモデルは、ハローが銀河団ガス中の乱流領域をたどることを示唆している.クラスター質量の増加に伴う光度と検出率の上昇により、電波ハローは主に大規模システム($M_{500}\gtrsim5\times10^{14}$M$_\odot$).ここでは、PSZ2G145.92-12.53($z=0.03$)で$\simeq$750kpcの最大線形スケールを持つ無線ハローの発見を、120$-168MHzでのLOFAR観測を使用して報告します。$M_{500}=(1.9\pm0.2)\times10^{14}$M$_\odot$の質量と$P_{150}=(3.5\pm0.7)\times10^{23}$W/Hz、これは、これまでに発見された最小質量のクラスターで最も強力な電波ハローです。さらに、クラスターの中心から$\sim$1.7Mpcで、穏やかな凸状の形態を持つ電波遺物を発見しました。私たちの結果は、LOFARが、乱流再加速モデルに基づいて、それらを形成する期待が非常に低い($\sim$5%)低質量クラスターでも、ラジオハローを検出する可能性があることを示しています。クラスターの大きなサンプルの観測と合わせて、これは、電波ハローのパワーと質量の関係の下限を制限する可能性を開きます。
| Title |
The_Cosmic_Large-Scale_Structure_in_X-rays_(CLASSIX)_Cluster_Survey_III:_The_Perseus-Pisces_supercluster_and_the_Southern_Great_Wall_as_traced_by_X-ray_luminous_galaxy_clusters |
| Authors |
Hans_Boehringer,_Gayoung_Chon,_Joachim_Truemper |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.14051 |
ペルセウス座-魚座超銀河団は、銀河と銀河団の分布によって示されている近くの宇宙で最大の構造の1つとして知られています。後者については、主にAbellカタログのクラスターが使用されています。ここでは、CLASSIX銀河団の赤方偏移サーベイから得られたX線発光銀河団とクラスターの統計的に完全なサンプルを使用して、ペルセウス座-魚座超銀河団の定量的特徴付けに新しいアプローチをとります。スーパークラスターメンバーシップの構築には、フレンドオブフレンドテクニックを使用しました。また、ペルセウス座-魚座超銀河団と合体する南万里の長城の構造も研究しました。これは、友人の友人のリンク長がわずかに長くなったものです。この研究では、超銀河団の幾何学的構造について議論し、メンバーのX線光度分布を周囲のそれと比較し、超銀河団の質量の推定値を提供します。これらの結果は、赤方偏移z<=0.03の宇宙で最大の上部構造としてペルセウス座-魚座を確立します。新しいデータにより、この超銀河団は銀河面吸収帯まで広がっており、これは、HI観測による銀河分布のいくつかの研究でも示されています。X線のメンバーグループとクラスターの形状がスーパークラスターの長軸と一致しているかどうかを調べました。ペルセウスとAWM7の楕円率を除いて、顕著な整列の証拠は見つかりませんでした。これらは、2つのシステムの分離ベクトルと整列し、スーパークラスターと弱く整列しています。
Fermi を使用した $\gamma$ 線伝播測定による $z~\sim 1$ までの EBL 光子密度の進化の調査
| Title |
Probing_the_evolution_of_the_EBL_photon_density_out_to_$z~\sim_1$_via_$\gamma$-ray_propagation_measurements_with_Fermi |
| Authors |
K._K._Singh,_K._K._Yadav,_P._J._Meintjes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.14293 |
銀河外背景光(EBL)光子密度の赤方偏移($z$)進化は、再結合の時代以来の銀河と星の宇宙構造形成の歴史を理解するために非常に重要です。紫外/光学から遠赤外線に及ぶ特徴的なスペクトルエネルギー分布を持つEBL光子は、宇宙距離を移動するGeV-TeV$\gamma$線に対して、宇宙の不透明性の主要な源を提供します。EBLの効果は、$\gamma\gamma\rightarrowe^-e^+$の吸収プロセスを通じて、次のソースから放出された$E>$50GeVのエネルギーを持つ$\gamma$線光子の伝搬に非常に重要です。$z\sim1$.この効果は、$E$、$z$、およびEBL光子の密度に強く依存する光学的深さ($\tau$)によって特徴付けられます。EBLフォトンの適切な密度は、宇宙の膨張により$z$とともに増加しますが、EBLに寄与する放射線源の進化は、$z$の増加とともに密度の減少につながります。したがって、EBL光子密度の結果として生じる体積変化は、修正された赤方偏移依存性によって近似されます。この作業では、\emph{Fermi}-LargeAreaからの測定値によって決定された宇宙ガンマ線ホライズン($\tau(E,z)=$1)を使用して、2つの著名なモデルによって予測されたEBL光子密度の進化を調査します。望遠鏡(LAT)の観測。EBL光子密度の変更された赤方偏移依存性は、\emph{Fermi}-LAT観測によって予測されたのと同じガンマ線ホライズンを推定することにより、指定されたEBLモデルに対して最適化されます。さらに、\emph{Fermi}-LAT観測からのエネルギー範囲$E=$4GeV-1TeVおよび赤方偏移範囲$z=0.01-1$の光学的深さの推定値を、2つのEBLモデルから派生した値と比較します。$z~\sim1$ユニバースにおけるEBL光子密度の進化をさらに制限する。
後期宇宙におけるノンパラメトリック再構成手法のパフォーマンス
統計的意義が増しているハッブルの緊張問題の文脈において、私たちは規範的な宇宙論的モデルから独立したノンパラメトリック再構成技術の有効性を再考します。宇宙クロノメーター、タイプIa超新星およびバリオン音響振動データを取得することにより、2つの重要な再構成アプローチ、つまりガウス過程(GP)と局所加重散布図スムージングとシミュレーションおよび外挿法(LOESS-SimexまたはLS)を比較および比較します。まず、GPとLOESS-Simexの両方を使用して、さまざまなデータセットを高レベルの精度で連続的に再構築する方法を示します。次に、再構成がデータセット自体をどの程度近似しているか、それぞれの不確実性がどのように進化するかなど、いくつかの要因を考慮して、両方のアプローチを定量的に直接比較します。不可解なハッブルの緊張に照らして、不確実な領域が赤方偏移を超えてどのように進化するかを検討することが重要であり、現在の時間の宇宙論的パラメータを推定するための方法を比較することが重要です。宇宙クロノメーターとバリオン音響振動でコンパイルされたデータセットの場合、GPは一般的に最小値$\sigma_{\rmGP-min}=1.1$で再構成されたデータの分散が小さいのに対して、LSの状況はまったく異なります。最小$\sigma_{\rmLS-min}=50.8$。さらに、これらの特性のいくつかは、LSがGPと比較して過小評価されていない低い$z$で緩和できます。
EDGES 21-cm の結果と IceCube を使用した、重い暗黒物質の崩壊からのマルチメッセンジャー信号の調査
| Title |
Exploring_multimessenger_signals_from_heavy_dark_matter_decay_with_EDGES_21-cm_result_and_IceCube |
| Authors |
Ashadul_Halder,_Madhurima_Pandey,_Debasish_Majumdar_and_Rupa_Basu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.14356 |
宇宙の再加熱段階または予熱段階で生成される可能性のある原始の重いまたは超重い暗黒物質は、QCDカスケード崩壊プロセスを経て、最終生成物としてレプトンまたはガンマを生成する可能性があります。これらはまれな崩壊である可能性がありますが、そのような崩壊プロセスに含まれるエネルギーは、再電離時代の中性水素の超微細遷移の21cm信号に影響を与える可能性があります。この研究では、そのような重い暗黒物質の崩壊の可能性のあるマルチメッセンジャー信号を調査します。そのうちの1つは、IceCube検出器での($\sim$PeVエネルギー領域の)超高エネルギーニュートリノ信号の発生源である可能性があり、もう1つの信号は、この崩壊プロセスに関与するエネルギー交換によるバリオンの冷却/加熱に起因しますその結果、21cm信号に影響します。原始ブラックホールの蒸発の影響と、明るい冷たい暗黒物質によるバリオン散乱の影響も21cmの信号温度に関連して含まれており、それらの影響についても議論されています。
繰り返してください: 重力波の強いレンズ作用は、コンパクトな連星系と銀河系の集団のプローブとして使われています
| Title |
Please_repeat:_Strong_lensing_of_gravitational_waves_as_a_probe_of_compact_binary_and_galaxy_populations |
| Authors |
Fei_Xu,_Jose_Maria_Ezquiaga,_Daniel_E._Holz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.14390 |
重力波源の強い重力レンズ作用は、レンズ銀河と二元源集団の両方の新しい調査を提供します。特に、強い重力レンズ現象の発生率と多重画像化された重力波連成合体イベントの時間遅延分布を使用して、レンズの質量分布とソース母集団の固有の特性を制約することができます。AdvancedLIGO/Virgo、A+、EinsteinTelescope(ET)、CosmicExplorer(CE)など、さまざまな第2世代(2G)および第3世代(3G)検出器の強い重力レンズイベント率を計算します。3G検出器の場合、観測されたイベントの$\sim0.3\%$が強くレンズ化されていることがわかります。私たちは、A+で年間$\sim2$レンズペアが検出され、ET/CEで$\sim200$ペアが検出されると予測しています。これらの率は、特徴的な銀河の速度分散$\sigma_*$に非常に敏感であり、率の観測がレンズの特性の敏感な調査になることを意味します。また、レンズの特性を制限するために、多重画像化された重力波源間の時間遅延分布の使用についても調べます。3G検出器は、5年後に$\sigma_*$を$\sim12\%$に制限することがわかりました。最後に、強いレンズ効果の有無の両方が、ソースの赤方偏移と、星形成速度のピークを超えた赤方偏移への質量分布への有用な洞察を提供することを示します。これは、形成チャネルと星形成との関係を制約するために使用できます。これらのシステムのレートと遅延時間の分布。
非線形パワー スペクトル過密度応答
$N$体シミュレーションサブサンプルの過密度$\delta_W$の関数として暗黒物質パワースペクトルの振幅を測定します。応答が$(1+\delta_W)$に関してべき乗則の形式に従うことを示し、摂動理論の線形応答$R_1$および分散$\sigma(L^3)$に関して適合を提供します。サイズ$L$のサブボリュームの。特に低過密度の場合、線形または摂動理論からの二次計算よりも正確であり、標準ツールを使用して宇宙論パラメータから予測できます。さらに、過密度分布の対数正規の性質により、「超調査」バイアスが発生します。つまり、平均密度のサブサンプルのパワースペクトル振幅は、通常、約$-2\sigma^2$だけ過小評価されます。このバイアスは、200Mpch^{-1}$の特性スケールを超えるとサブパーセントになりますが、これを考慮すると、ズームインシミュレーションと、より大きな低解像度ボリュームに埋め込まれたより小さな高解像度調査からパワースペクトルを推定する精度が向上します。
パンスターズデータを用いた宇宙論的分析: ハッブル定数と方向依存性
| Title |
Cosmological_Analysis_using_Panstarrs_data:_Hubble_Constant_and_Direction_Dependence |
| Authors |
Rahul_Kumar_Thakur,_Meghendra_Singh,_Shashikant_Gupta_and_Rahul_Nigam |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.14514 |
ハッブルの緊張と好ましい方向の探索は、現代の宇宙論における2つの重要な未解決の問題です。ハッブル定数の異なる測定値は、大幅に異なる値を提供します。これは、ハッブル張力として知られています。宇宙原理は、宇宙が均質で等方性であると想定しています。ただし、等方性からの逸脱はしばしば観察されています。上記の問題に対処するために、ベイジアンツールと極値理論に依存する統計を適用します。これらの手法は、Panstarrs1タイプIa超新星データに適用されています。ハッブル定数の分析は、ハッブルの緊張を否定しません。ただし、私たちの値はSHoESプログラムの値よりも小さく、CCHP値と一致しています。極値理論に基づく分析は、データが方向依存性を示さないことを示しています。私たちの手法の副産物として、データのエラーが本質的に非ガウスであることを示しています。
超微細構造補正を含むライマンα線による銀河間加熱
宇宙の最初の放射源からのライマンα線は、宇宙の夜明けと再電離の時代の21cmの電波検出において重要な役割を果たします。銀河間媒体の加熱または冷却速度に対する水素の超微細構造の影響についてのコメントが提供されています。宇宙マイクロ波背景放射によるまだ中性の水素の加熱は無視できるほど小さく、赤方偏移zでの特徴的な加熱時間は1e27s/(1+z)であることが示されています。
| Title |
The_Merger_Rate_of_Black_Holes_in_a_Primordial_Black_Hole_Cluster |
| Authors |
Viktor_D._Stasenko_and_Alexander_A._Kirillov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.14523 |
この論文では、原始ブラックホール(PBH)のクラスターにおけるブラックホールの合体率が調査されます。これらの星団は、典型的な球状星団に近い特徴を持っています。$10^{-2}$から$10\,M_{\odot}$(太陽質量)の範囲の広い質量スペクトルを持ち、質量$M_{\bullet}=10^の巨大な中心ブラックホールを含むクラスター3\,M_{\odot}$が考慮されます。クラスターの進化の過程で、合体率が大きく変化し、現在では、PBHクラスターは、内部のブラックホールの活発な合体の段階を通過していることが示されています。
$\texttt{KaRMMa}$ -- 大量マッピングのためのカッパ再構成
| Title |
$\texttt{KaRMMa}$_--_Kappa_Reconstruction_for_Mass_Mapping |
| Authors |
Pier_Fiedorowicz,_Eduardo_Rozo,_Supranta_S._Boruah,_Chihway_Chang,_Marco_Gatti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.14699 |
$\texttt{KaRMMa}$は、弱い重力レンズ調査から大量の地図を再構築するための新しい方法です。収束マップの事後分布からサンプリングする前に、物理的に動機付けられた対数正規を使用した完全なベイジアンアプローチを採用しています。$\texttt{KaRMMa}$は、シミュレートされたDESY1のようなせん断観測を使用した一連の暗黒物質N体シミュレーションでテストされます。$\texttt{KaRMMa}$は、2つの重要な点で基本的なKaiser-Squires質量マップ再構成よりも優れていることを示しています。2)Kaiser-Squires再構成とは異なり、$\texttt{KaRMMa}$マップの事後分布は、1点および2点の統計でほとんどバイアスがありません。特に、$\texttt{KaRMMa}$は、シミュレートされたマップ内の$\kappa$値の分布の非ガウス性をキャプチャすることに成功しています。
宇宙の膨張と構造形成における動的暗黒エネルギーの意味
この博士論文では、$\Lambda$CDMを超えたさまざまな宇宙論モデルが詳細に研究されています。実行中の真空モデル(RVM)に大きな重点が置かれています。これは、曲がった時空の量子場理論のコンテキストで動機付けられます。彼らは、ハッブル速度やその時間微分などの宇宙変数からの時間依存性を継承する、滑らかに進化する真空エネルギー密度の可能性を考慮しています。ただし、提示された分析は、動的真空モデルだけに限定されず、ピーブルズ\&レイトラスカラー場モデルやXCDMやCPLのような単純なパラメータ化などの暗黒エネルギーのモデルも考慮しています。彼らの理論的予測は、豊富な宇宙データに対してテストされ、研究中のモデルを特徴付ける自由パラメーターに対する制約を得るために、フィッティング手順が実行されます。最後に、$\sigma_8$と$H_0$の緊張に関する詳細な議論が提供され、それらの両方の可能な解決策が、穏やかな時間でRVMを模倣する宇宙定数を使用したブランスとディッケの重力の枠組み内で説明されます。進化する重力結合$G$。この研究の主な結論は、時間発展する暗エネルギー密度を支持するかなりの信号が現在のデータに見られるということです。
ブランス・ディッケの拡張理論における重力結合の局所的価値と宇宙論的価値の間の無視できない差異を調整することの難しさ
| Title |
Difficulties_in_reconciling_non-negligible_differences_between_the_local_and_cosmological_values_of_the_gravitational_coupling_in_extended_Brans-Dicke_theories |
| Authors |
Adri\`a_G\'omez_Valent_and_Prajwal_Hassan_Puttasiddappa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.14819 |
Sol\`aPeracaula、G\'omez-Valent、deCruzP\'erez、Moreno-Pulido(2019,2020)による最近の研究は、一定の真空エネルギー密度(BD-$\Lambda$CDM)は、一致宇宙モデル(GR-$\Lambda$CDM)のフレームワークに見られる$H_0$と$\sigma_8$の緊張を緩和できる可能性があります。これらの作品で提示されたフィッティング分析は、フリードマン方程式に現れる有効重力結合の値、$G$、ニュートン定数よりも約$4-9\%$大きい(地球上で測定)、および宇宙の膨張。信号は$\sim3.5\sigma$c.lに到達します。SH0ESからの$H_0$の事前分布と、H0LICOWによって測定された強い重力レンズを持つクエーサーまでの角直径距離が考慮され、$\sim3\sigma$c.l.前者のみを含む場合。したがって、宇宙論的データセットの記述の改善は、太陽系のように、標準の一般相対性理論(GR)からの偏差が非常に制限されているスケールで修正された重力効果をスクリーニングできるメカニズムの存在に依存しています。この論文では、BD-$\Lambda$CDMのいくつかの拡張機能を探究します。これは、宇宙の進化をバックグラウンドおよび線形摂動レベルで基本的に変更しないでおき、関心領域内のブランス・ディッケ効果をスクリーニングして、標準に導くことができます。GR.我々は、内部圧力のない球形の静的質量のある物体の周りの弱い場の解決策を探し、残念ながら、これらのメカニズムは、局所的に測定されたものからの有効な宇宙重力結合の非常に小さな逸脱を説明することしかできないことを示しています。これは、宇宙論的緊張を緩和するBD-$\Lambda$CDMの能力を妨げる可能性があります。
コメント: 宇宙のブラックホールはタクルタの計量では記述されない
| Title |
Comment_on:_Cosmological_black_holes_are_not_described_by_the_Thakurta_metric |
| Authors |
Celine_Boehm,_Archil_Kobakhidze,_Ciaran_A._J._O'Hare,_Zachary_S._C._Picker,_Mairi_Sakellariadou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.14908 |
最近、H\"utsietal.[arXiv:2105.09328]は、宇宙のブラックホールの数学的記述を再考する私たちの研究を批評しました。-局所的なMisner-Sharp質量、および宇宙論的ブラックホールの説明が物質の降着についての仮定を課していないという事実。
圧力密度相互相関を使用した宇宙の熱履歴に対する SZ ベースの断層撮影アプローチのテスト: マグネティックム シミュレーションからの洞察
熱スニヤエフ・ゼルドヴィッチ効果には、宇宙の熱履歴に関する情報が含まれており、コンプトン$y$パラメータのマップで観察できます。ただし、ソースの赤方偏移に関する情報は含まれていません。最近の論文では、トモグラフィーアプローチを利用しており、信号を視線に沿って投影解除するために、コンプトン$y$マップと既知の赤方偏移を持つ銀河の位置を相互相関させています。この論文では、宇宙の熱履歴を調査するためのこの断層撮影アプローチの有効性と精度をテストします。私たちは、宇宙の熱履歴が既知の量である最先端の宇宙流体力学シミュレーションであるMagneticumを使用します。重要な要素は、ハローモデルから計算されたCompton-$y$で重み付けされたハローバイアス、$b_y$です。現在利用可能な赤方偏移で、この方法は正しい平均熱圧(または密度加重平均温度)を高精度に再現し、以前の論文の結果を検証および確認することがわかりました。より高い赤方偏移($z\gtrsim2.5$)では、ハローモデルからの$b_y$とシミュレーションとの間に大きな不一致があります。
小惑星が木星との2:1平均軌道共鳴からケンタウロス帯へ移動する可能性について
この論文では、主な小惑星帯(MBA)からケンタウロス地域への物体の移動の可能性を分析しています。木星との2:1平均運動共鳴(MMR)における小惑星の軌道が分析されます。絶対等級Hが16mを超えないe>0.3の共鳴軌道にある小惑星を選択しました。軌道の総数は152です。100,000年の時間間隔で軌道の進化を評価するために、将来のプロジェクトで数値計算が行われました。6体の遺体が、2:1の通約可能ゾーンからケンタウロスの人口に移動したことが判明しました。これらの遺体のケンタウロス帯への移動時間は、4,600年から70,000年です。このような移動は、軌道が共鳴を離れ、天体が木星に近づいた後に起こります。十分な軌道離心率に達した後、物体が地球型惑星に接近すると、それらの軌道はMMRの外に出ます。ケンタウロス領域への小惑星の移動の可能性を確認するために、精度の推定が行われます。
ケプラーの光度曲線で星周円盤のエコーを求める
| Title |
Seeking_echoes_of_circumstellar_disks_in_Kepler_light_curves |
| Authors |
Benjamin_C._Bromley,_Austin_Leonard,_Amanda_Quintanilla,_Austin_J._King,_Chris_Mann,_Scott_J._Kenyon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.14102 |
活発な星でのフレアの光エコーは、星周塵を直接検出する機会を提供します。進行中の惑星形成からの破片円盤に焦点を当て、フレア後の光度曲線でかすかなエコーを識別する問題を再検討します。シミュレーションから始めて、ディスクエコープロファイルから半径方向の範囲と総質量を推定するためのアルゴリズムを開発します。このアルゴリズムを、NASAのケプラーミッションによって観測された2,100を超える星からの光度曲線に適用します。この光度曲線は、長周期または短周期のデータセットのいずれかで複数の短命フレアに対して選択されます。個々の星からの光度曲線のフラックスの不確実性は、星周円盤の有用な質量制限を排除しますが、カタログ平均光度曲線は、既知のデブリディスクからの推定値に匹敵するディスク質量の制約をもたらします。ケプラー星の周りのミクロンからミリメートルサイズのダストの平均質量は、エキソ・カイパーベルトの地球の質量の10%、または地球の月の質量の10%を超えることはできません。星周ダストの存在の指標として、WISEW1-W3の色に基づいて、IR過剰に従って星をグループ化します。質量限界は、強いIR過剰を持つ星ほど大きくなります。これは、フレア後の光度曲線のノイズの下にエコーが潜んでいることを示唆しています。感度が向上すると、エコー検出により、惑星がいつ、どこでどのように形成されるかをマッピングする際に、時間領域の天文学が分光学的および直接画像化の研究を補完できるようになります。
Roman CGI と Starshade Rendezvous のコミュニティ系外惑星イメージング データ チャレンジ
| Title |
A_Community_Exoplanet_Imaging_Data_Challenge_for_Roman_CGI_and_Starshade_Rendezvous |
| Authors |
Margaret_C._Turnbull,_Neil_Zimmerman,_Julien_H._Girard,_Sergi_R._Hildebrandt,_Zhexing_Li,_Ell_Bogat,_Junellie_Gonzalez-Quiles,_Christopher_Stark,_Avi_Mandell,_Tiffany_Meshkat,_Stephen_R._Kane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.14140 |
前例のないコントラスト体制($10^{-7}$から$10^{-9}$)で動作するローマンコロナグラフインストルメント(CGI)は、将来の地球発見ミッションに必要な主要技術のパスファインダーとして機能します。RomanExoplanetImagingDataChallenge(RomanEIDC)は、参加者に、47UMaのような標的星の外惑星とその軌道を抽出するタスクを課したコミュニティ関与の取り組みでした。(1)シミュレーションされた前駆体視線速度(RV)データの15年間、(2)ローマのミッションの過程で撮影されたシミュレートされたイメージングの6つのエポック。ローマンEIDCのシミュレートされた画像には、CGIのハイブリッドリオコロナグラフ(HLC)を使用した4つのエポックと、ミッションの後半にスターシェードランデブーの一部として到着すると想定されるスターシェード(SS)を使用した2つのエポックが含まれています。ここでは、最も外側の惑星の社内分析に焦点を当てており、スターシェードのスループットが高く、ノイズフロアが低いため、狭視野HLCと比較して信号対雑音比が最大4倍向上しています。RV検出は限界でしたが、前駆体RVデータにより、スターシェードイメージングの2エポックのみで質量と軌道を制限できることがわかりました。分析にHLC画像を含めると、RV+SSのみよりも測定値が改善され、最大伸長に近いエポックで撮影された画像から最大の利益が得られます。SSイメージングの2つのエポックをRV+HLCデータと組み合わせると、RV+HLCのみよりも約2倍優れた軌道と質量の決定が得られました。ローマ時代のCGIは、先駆RVデータと後のミッションSSイメージングと組み合わされて、太陽系外惑星を検出し、それらの質量、アルベド、およびシステム構成を決定する強力な3つの要素を形成します。ローマ時代のCGIは、V～5以降の明るい星から5天文単位以内にある巨大な系外惑星を直接画像化することで、新しい科学的および技術的基盤を打ち破りますが、ローマ風スターシェードランデブーミッションは、これらのシステムで8天文単位までの惑星の検出をさらに可能にします。
系外惑星大気流出モデルの比較分析
| Title |
Comparative_Analysis_of_the_Model_for_Exoplanet_Atmosphere_Outflow |
| Authors |
P._B._Isakova,_Ya._N._Pavlyuchenkov,_E._S._Kalinicheva,_and_V._I._Shematovich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.14343 |
惑星大気の流出をモデル化することは、系外惑星系の進化を理解し、その観測を解釈するために重要です。太陽系外惑星の大気の最新の理論モデルはますます詳細化され、複数の要素が含まれるようになってきており、これにより、新しい研究者をその範囲に取り込むことが難しくなっています。ここでは、先に提案した空力モデルに組み込んだガス力学的手法のテスト結果を初めて紹介します。実施されたテストは、メソッドの正確性をサポートし、その適用性を検証します。惑星風をモデル化するために、星の紫外線による加熱という現象学的機能を備えた新しい流体力学モデルを提案します。このモデルの一般的な流れは、より詳細な空力モデルで得られた結果とよく一致しています。提案されたモデルは、方法論的な目的と、惑星風の自己無con着化学力学的モデルのガス力学的モジュールのテストの両方に使用できます。
「オウムアムアは分子雲の約 3000 万年前の生成物である」ことを示唆する証拠
| Title |
Evidence_Suggesting_that_'Oumuamua_is_the_~30_Myr-old_product_of_a_Molecular_Cloud |
| Authors |
Cheng-Han_Hsieh,_Gregory_Laughlin_and_Hector_G._Arce |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.14670 |
太陽系における恒星間天体(ISO)の出現--特に1I/'Oumuamuaの到来--は、太陽の近傍における浮遊体のかなりの数の密度を示しています。私たちは、オウムアムアの遭遇前の銀河軌道の詳細をレビューします。この軌道は、銀河面に対してほぼ最大の垂直および半径方向の偏位で太陽系と交差しました。これらの運動学的特徴は、近くの若い星団を強く象徴しています。ガイアDR2から引き出された50,899個のF型星の軌道とオウムアムアの軌道を比較することにより、オウムアムアのア・プリオリの桁の推定値を取得します。拡散モデルは、$\sim$35Myrの動的年齢を示唆しています。オウムアムアの軌道を近くの個々の運動グループの軌道と比較し、その運動がカリーナ(CAR)運動グループのメンバーシップと完全に一致していることを確認します。カリーナ関連の星から放出された試験粒子の軌道を追跡するモンテカルロシミュレーションを実施します。シミュレーションは、CARメンバーが占有する$\sim10^6$pc$^3$ボリュームを推定数密度$n=0.2\,{\rmAU}^{-3}$,パンスターズによる「オウムアムア」の検出によって暗示されるISOの場合、必要な排出量は、CARアソシエーション内の既知の星ごとに$M\sim500$$M_{\rmJup}$です。これは、パンスターズの観測が、「オウムアムア」の形成と原始星円盤からの排出を仮定するシナリオと非常に緊張していることを示唆しています。
隕石侵入のための断片化モデルと飛散地域推定
| Title |
Fragmentation_model_and_strewn_field_estimation_for_meteoroids_entry |
| Authors |
Simone_Limonta,_Mirko_Trisolini,_Stefan_Frey,_Camilla_Colombo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.14776 |
毎日、何千もの隕石が地球の大気圏に入ります。大部分は降下中に無害に燃え尽きますが、より大きな物体は生き残り、時折激しい断片化イベントを経験して地面に到達します。これらのイベントは、村や小さな都市に脅威を与える可能性があります。したがって、信頼性の高いリスク評価を可能にするためには、崩壊後の正確な軌道と飛散地域の推定とともに、小惑星の断片化のモデルが必要です。この作品では、流星体の侵入、断片化、降下、飛散地域を記述する方法論が、連続体アプローチによって提示されます。分割では、NASA標準分割モデルの修正バージョンを使用して、面積対質量比と放出速度の観点から破片の分布を生成します。この分布は、流星体の状態と組み合わされて、非線形エントリダイナミクスと結合した連続の方程式を使用して直接伝播されます。各タイムステップで、フラグメントの確率密度の進化がGMM補間を使用して再構築されます。この情報を使用して、隕石の地上衝突確率を推定することができます。このアプローチは、現在の最先端のモデルとは異なります。現象のより適切な物理的表現のために連続体の定式化を維持しながら、大規模なフラグメンテーションイベントを含める柔軟性があります。この方法論は、モジュール構造も特徴としており、更新された小惑星のフラグメンテーションモデルをフレームワークに容易に統合できるため、再突入およびフラグメンテーションイベントの予測を継続的に改善できます。破片の密度の伝播とその再構築は、現在1つの破片点のみを考慮しており、最初にモンテカルロシミュレーションと比較され、次に実際の観測値と比較されます。空気抵抗による減速と空気熱力学効果によるアブレーションの両方が考慮されています。
太陽系外惑星と褐色 D D星の高分散特性評価のための自動微分スペクトル モデル
| Title |
Auto-Differentiable_Spectrum_Model_for_High-Dispersion_Characterization_of_Exoplanets_and_Brown_Dwarfs |
| Authors |
Hajime_Kawahara,_Yui_Kawashima,_Kento_Masuda,_Ian_J._M._Crossfield |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.14782 |
太陽系外惑星と褐色星の自動微分スペクトルモデリングを紹介します。このモデルは、高分散データの完全なベイズ推定を可能にし、最近の確率的プログラミング言語のハミルトニアンモンテカルロと組み合わせることにより、abinitioラインごとのスペクトル計算を観測されたスペクトルに適合させます。この研究で開発されたオープンソースコードexojaxは、自動微分および加速線形代数JAX用のGPU/TPU互換パッケージを使用してPythonで記述されました(Bradburyetal.2018)。モデルを既存の不透明度計算機および放射伝達コードと比較して検証し、出力の妥当な一致を見つけました。デモンストレーションとして、近くの褐色d星ルーマン16Aの高分散スペクトルを分析し、水、一酸化炭素、および$\mathrm{H_2/He}$衝突誘起吸収を含むモデルが観測されたスペクトル($R=10^5$および$2.28-2.30\mu\mathrm{m}$)。その結果、1バールで$T_0=1295\pm14\mathrm{K}$、$\mathrm{C/O}=0.62\pm0.01$となり、太陽の値よりもわずかに高いことがわかりました。この研究は、高分散スペクトログラフによって観測された褐色war星と系外惑星の完全なベイジアン分析の可能性と、高分散コロナグラフィーによって観測された直接画像化された系外惑星の可能性を示しています。
トランジット系外惑星監視プロジェクト (TEMP)。 VI. 127 個の新しい光度曲線を持つ 39
個のホットジュピターを通過するためのシステム パラメーターの均一な改良
| Title |
Transiting_Exoplanet_Monitoring_Project_(TEMP)._VI._The_Homogeneous_Refinement_of_System_Parameters_for_39_Transiting_Hot_Jupiters_with_127_New_Light_Curves |
| Authors |
Xian-Yu_Wang,_Yong-Hao_Wang,_Songhu_Wang,_Zhen-Yu_Wu,_Malena_Rice,_Xu_Zhou,_Tobias_C._Hinse,_Hui-Gen_Liu,_Bo_Ma,_Xiyan_Peng,_Hui_Zhang,_Cong_Yu,_Ji-Lin_Zhou_and_Gregory_Laughlin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.14851 |
2つの地上望遠鏡によって5年間にわたって取得された、39のホットジュピター系の127の新しいトランジット光度曲線を示します。EXOFASTv2を使用して、これらの新しく収集された光度曲線と、アーカイブされた分光学的、光度測定、およびドップラー速度測定データの均質分析は、各システムの物理的および軌道パラメーターの大幅な改善につながります。私たちの星の半径はすべて、3\%を超える精度に制限されています。39のターゲットのうち37の惑星の半径は、$5\%$を超える精度で決定されています。私たちの結果と比較して、Lucy-Sweeneyバイアスのために、文献の偏心は優先的に過大評価されています。したがって、私たちの新しい測光観測により、各システムの軌道暦の大幅な改善が可能になります。将来のトランジットウィンドウの修正は、WASP-56の$72\,{\rmmin}$の変更を含む、JWSTの立ち上げ時に10のターゲットに対して$10\,{\rmmin}$を超える変更になります。文献の光度曲線と私たちの新しい測光法の両方で測定されたトランジット中間時間は、更新された線形天体暦からの有意な偏差を示しておらず、各システムで質量が$0.39-5.0\、rmM_{\oplus}を超える伴惑星の存在を除外しています。$、$1.23-14.36\、\rmM_{\oplus}$、$1.65-21.18\、\rmM_{\oplus}$、および$0.69-6.75\、\rmM_{\oplus}$1:2付近、$\pm1\,\sigma$の信頼度でのホットジュピターとのそれぞれ2:3、3:2、2:1の共鳴。ホットジュピター系に共鳴する伴星が存在しないことは、ディスク移動による従来の予想と矛盾する。
太陽系の内惑星のカオス運動の発見は30年以上前にさかのぼりますが、それらの軌道の世俗的なカオスは、依然としてより分析的な分析を行っています。運動の高次元構造は別として、これはおそらく、十分に単純な動的モデルの欠如に関連しています。ここでは、現在利用可能な最も正確な軌道解の予測と一致しながら、内惑星の混沌とした振る舞いの原因となる基本的な一連の相互作用を保持することを目的として、内惑星の新しい長期ダイナミクスを検討します。我々は、外惑星の周期的な運動の規則性を利用して、それらの軌道の準周期的な解決策を事前に決定します。これにより、世俗的な位相空間が内惑星によって支配される自由度に縮小されます。それに加えて、内惑星の質量が小さく、強い平均運動共鳴がないため、1次の経年平均に制限することができます。結果として得られるダイナミクスは、ガウスの方法を使用して非常に効率的な方法で数値的に統合できます。一方、ハミルトニアンが偏心度と傾斜角の所定の合計次数で切り捨てられると、コンピューター代数により惑星相互作用の分析的検査が可能になります。新しいモデルは、リャプノフ時間よりも短い、またはそれに匹敵する時間スケールで、太陽系の基準軌道解と非常に満足のいく一致を示します。これは、内部システムの最大リアプノフ指数と、次の50億年にわたる水星の離心率の統計を正しく再現しています。$g_1-g_5$永年共鳴の不安定化の役割も発生します。1,000億年にわたる1,000回の軌道解からなる数値実験により、内部太陽系の不安定化を促進する確率過程の本質的な特性が明らかになり、現在の準安定状態が明らかになりました。
太陽のような星を周回する地球のような拡張外気圏の進化
地球の外気圏の最近の観測は、40惑星半径を超える距離に到達する可能性のある拡張水素成分の存在を明らかにしました。地球に似た系外惑星の周りにある同様の拡張外気圏が検出されれば、居住性に関する重要な事実が明らかになる可能性があります。これらの希少な水素エンベロープの存在は、主星からの電離放射線とプラズマ風によって支配される惑星環境に非常に依存しています。放射と高速風の粒子は、惑星の大気の最上層、特に活発な若い星を周回する惑星を電離します。これらの惑星の外気圏での生成されたイオンの生存は、特に非磁性体の場合、磁化された恒星風の作用に左右されます。これらの星と惑星の相互作用に対処するために、PLUTOコードを使用して数値2.5D理想MHDシミュレーションを実行し、さまざまな恒星進化論で、非磁性惑星の希薄で水素に富んだ地球のような拡張外球の動的進化を研究しました。段階:0.1Gyrの非常に若い太陽のような星から5.0Gyrの星まで。星と惑星の構成ごとに、地球に似た水素外球の形態が、恒星風の入射と、これらのガスのエンベロープに存在する生成されたイオンに強く依存していることを示しています。若い星の恒星風によって、後の恒星時代に向けて大きなバウショックが形成されます。
位相空間スパイラルを使用した銀河円盤の重量測定: II. Gaia EDR3 を使用した薄い暗いディスクへの最も厳しい制約
| Title |
Weighing_the_Galactic_disk_using_phase-space_spirals:_II._Most_stringent_constraints_to_a_thin_dark_disk_using_Gaia_EDR3 |
| Authors |
Axel_Widmark,_Chervin_Laporte,_Pablo_F._de_Salas,_Giacomo_Monari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.14030 |
このシリーズの最初の論文で開発された方法を使用して、ガイアからのデータとレガシーからの補足的な視線速度情報を使用して、位相空間スパイラルの時変構造から銀河円盤の垂直重力ポテンシャルを測定します。分光調査。11の独立したデータサンプルについては、データサンプルの多様で実質的な選択効果にもかかわらず、よく一致していた重力ポテンシャルを推定しました。バリオン物質密度のモデルを使用して、$0.0085\pm0.0039$M$_\odot$/pc$^3=0.32\pm0.15$GeV/pc$^3$のローカルハローダークマター密度を推定しました。また、スケールハイト$\leq50$pcの薄い暗いディスクの表面密度に最も厳しい制約を課すこともできました。$(同じスケールの高さの場合、以前の約10M$_\odot$/pc$^2$の制限と比較して)。推定されるハローダークマター密度と薄いダークディスク表面密度では、不確実性はバリオンモデルによって支配されます。このレベルの精度により、私たちの方法は、定常状態の仮定に依存する従来の方法と非常に競争力があります。一般的な意味で、これは、時間変化する動的構造が動的質量測定の障害となるだけでなく、有用な情報を含む資産とみなすこともできることを示しています。
不明瞭なAGNは銀河のタイムラインのどこに適合しますか?
| Title |
Where_Do_Obscured_AGN_Fit_in_A_Galaxy's_Timeline? |
| Authors |
Cassandra_Hatcher,_Allison_Kirkpatrick,_Francesca_Fornasini,_Francesca_Civano,_Erini_Lambrides,_Dale_Kocesvski,_Christopher_M._Carroll,_Mauro_Giavalisco,_Ryan_Hickox,_Zhiyuan_Ji |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.14031 |
多くのX線の明るい活動銀河核(AGN)は、不明瞭なブラックホールの成長の拡張された段階をたどると予測されています。この写真を裏付けるために、COSMOSフィールドでX線未検出AGNを調べ、それらのホスト銀河をX線明るいAGNと比較します。M_\ast>10^{9.5}M_\odotの銀河の赤方偏移$z=0.5-3$でのAGNの存在を調べます。\textit{Spitzer}および\textit{Herschel}検出を使用して赤外線でAGNを選択し、色選択技法を使用して、強力な星形成ホスト内のAGNを選択します。銀河の\textit{チャンドラ}のX線データをIR検出と重ね合わせますが、X線検出を欠いているため、ソフトフラックスとハードフラックスを取得し、これらのAGNのエネルギーを測定することができます。積み重ねられた銀河では、X線の光度とIRAGNの光度との間に明確な相関関係があることがわかりました。また、X線で検出されなかったAGNはすべて主系列上にあることもわかりました。つまり、質量や赤方偏移に関係なく、大多数の銀河に当てはまるSFRと$M_\ast$の間の強い相関関係です。この作業は、以前考えられていたよりも多くの不明瞭なAGNが存在することを示しています。
若い、炭素が豊富な惑星状星雲 NGC 7027 からの CH$^+$ 振動放出の観測と分析: 化学的ポンプ輸送の教科書の例
| Title |
Observations_and_analysis_of_CH$^+$_vibrational_emissions_from_the_young,_carbon-rich_planetary_nebula_NGC_7027:_a_textbook_example_of_chemical_pumping |
| Authors |
David_A._Neufeld_(JHU),_Benjamin_Godard_(Obs._Paris),_P._Bryan_Changala_(CfA),_Alexandre_Faure_(Grenoble),_T._R._Geballe_(Gemini),_Rolf_G\"usten_(MPIfR),_Karl_M._Menten_(MPIfR),_and_Helmut_Wiesemeyer_(MPIfR) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.14048 |
マウナケアにあるNASA赤外線望遠鏡施設(IRTF)のiSHELL分光器で取得された、CH$^+$の14の振動線の検出について説明します。3.49-4.13$\mu$mのスペクトル領域での我々の観測は、スペクトル分解能$\lambda/\Delta\lambda\sim80,000$を提供する0.375インチのスリット幅で得られ、$\mu$mの明確な検出をもたらしました。CH$^+$の$v=1-0$バンド内のR(0)-R(3)$および$P(1)-P(10)$遷移$R$-ブランチ遷移は異常に弱い$P$分岐遷移に関連して、遷移双極子モーメントのロバイブロニック計算によって正確に説明される動作は、別の論文(Changalaetal.2021)で報告されています.H$_2$の9つの赤外線遷移もこれらで検出されました。$S(8)$,$S(9)$,$S(13)$および$S(15)$の純粋な回転線で構成される観測;$v=1-0$$O(4)-O(7)$線、および$v=2-1$$O(5)$線.測定したCH$^+$およびH$_2$線フラックスによって制約された光解離領域モデルを示します。非弾性衝突、光ポンピング、および化学的(「形成」)puによるCH$^+$の励起の詳細な処理が含まれています。鳴っている。後者のプロセスは、観測されたCH$^+$の回転振動線の励起を支配することがわかっており、このモデルは、CH$^+$線とH$_2$線の絶対強度と相対強度の両方を説明するのに著しく成功しています。
量子核運動と電気双極子計算で説明されるCH$^+$の赤外発光の異常強度
| Title |
Anomalous_intensities_in_the_infrared_emission_of_CH$^+$_explained_by_quantum_nuclear_motion_and_electric_dipole_calculations |
| Authors |
P._Bryan_Changala_(CfA),_David_A._Neufeld_(JHU),_and_Benjamin_Godard_(Obs._Paris) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.14049 |
惑星状星雲NGC7027で最近検出されたCH$^+$の異常な赤外線放射パターンは、高精度の振動波動関数と$ab$$initio$双極子モーメント曲線を使用して理論的に調べられます。計算された遷移双極子モーメントは、観察された$J$依存の強度変化を定量的に再現します。これは、基になる遠心歪みによる干渉効果に起因します。CH$^+$の生成と励起の天体化学的モデリングに対するこの異常な振る舞いの意味を議論し、小さな双極子誘導体を持つ他の軽い二原子分子に対するこの効果の大きさを推定する簡単な式を提供します。
MusE GAs FLOw and Wind (MEGAFLOW) VIII。クエーサーの視線で探査した MgII 発光ハローの発見
| Title |
MusE_GAs_FLOw_and_Wind_(MEGAFLOW)_VIII._Discovery_of_a_MgII_emission_halo_probed_by_a_quasar_sightline |
| Authors |
Johannes_Zabl,_Nicolas_F._Bouch\'e,_Lutz_Wisotzki,_Joop_Schaye,_Floriane_Leclercq,_Thibault_Garel,_Martin_Wendt,_Ilane_Schroetter,_Sowgat_Muzahid,_Sebastiano_Cantalupo,_Thierry_Contini,_Roland_Bacon,_Jarle_Brinchmann,_Johan_Richard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.14090 |
MEGAFLOW調査からの深い(11.2時間)VLT/MUSEデータを使用して、クエーサーの視線によって探査された銀河のハローからの拡張MgII放出の最初の検出を報告します。$z=0.702$銀河周辺のMgII$\lambda\lambda$2796,2803の放出($\log(M_*/\mathrm{M_\odot})=10.05^{+0.15}_{-0.11}$)中心銀河から$\およそ$25kpcの範囲で検出され、表面輝度$14\times10^{-19}\mathrm{erg}\mathrm{s}^の上の$1.0\times10^3$kpc$^2$をカバーします。{-1}\mathrm{cm}^{-2}\,\mathrm{arcsec}^{-2}$($2\sigma$;1200kmで積分s$^{-1}$=19Aおよび平均$1.5\;\mathrm{arcsec}^2$)。この非常に傾斜した銀河($\simeq$75度)の周りのMgIIの放出は、銀河の投影短軸に沿って最も強く、銀河から双円錐構造に放出されたMgIIガスと一致しています。銀河の短軸に合わせられたクエーサーの視線は、銀河からの39kpcの衝突パラメータで強いMgII$\lambda$2796の吸収(EW$_0$=1.8A)を示しています。放出と吸収の両方の運動学(VLT/UVESで調べたもの)を、双円錐流出の単純なおもちゃモデルからの期待値と比較すると、比較的遅い流出を想定した場合に良好な一貫性が見られます($v_\mathrm{out}=130\;\mathrm{km}\,\mathrm{s}^{-1}$).単純なおもちゃのモデルを使用して、拡張MgII放出の潜在的な起源を調査します。連続散乱モデルでは、MgIIハローの光度を説明すること、および発光と吸収からの密度推定値を調整することにおいて、深刻な困難に直面します。代わりに、拡張MgII(および非共鳴[OII])の放出に電力を供給するには、衝撃がより実行可能なソースである可能性があることがわかりました。
相互作用銀河 NGC 6240 における超巨大ブラックホール連星の統合タイムスケール
| Title |
Merging_timescale_for_supermassive_black_hole_binary_in_interacting_galaxy_NGC_6240 |
| Authors |
Margarita_Sobolenko,_Peter_Berczik_and_Rainer_Spurzem |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.14503 |
超大質量ブラックホール(SMBH)を作成する主な方法の1つは、いわゆる階層的なマージシナリオです。ホスト銀河の相互作用と合体の最終段階にある中央のSMBHは、数百個のpcからmpcまでのさまざまな間隔でSMBHバイナリ(SMBHB)候補として観察されます。今日、最も強力なSMBHB候補の1つは、チャンドラによって空間的および分光的にX線分解されたULIRG銀河NGC6240です。密集した恒星環境で合体する中央のSMBHBの動的計算により、kpcスケールからmpcスケールへの進化をたどることができます。私たちの動的モデリングの主な目的は、モデルBHの最終的な重力波(GW)排出体制に到達することでした。最大100万個の粒子を使用した直接N体シミュレーションと、最大3.5ポストニュートン項までのSMBH粒子の相対論的ポストニュートン補正を示します。一般に、初期の物理的条件のセットは、マージ時間の見積もりに大きく影響します。しかし、私たちのパラメーターの範囲では、マージ時間とBHの質量またはBHとバルジの質量比との間に強い相関関係は見つかりませんでした。モデルの数値パラメーター(粒子数-Nなど)を変更すると、結果が非常に堅牢になり、物理的により動機付けられます。20のモデルから、中央SMBHBのマージ時間の上限は$\sim$55Myr未満であることがわかりました。この具体的な数値は、最初の質量比の組み合わせのセットに対してのみ有効です。(観測データに基づく)高密度の星環境におけるまれなデュアル/マルチBHのさらなる詳細な研究は、中央のBHとそれらのホストギャラクシーの動的共進化を明らかにすることができます。
遭遇脱着における結合エネルギーの影響
| Title |
Effect_of_binding_energies_on_the_encounter_desorption |
| Authors |
Ankan_Das,_Milan_Sil,_Rana_Ghosh,_Prasanta_Gorai,_Soutan_Adak,_Subhankar_Samanta,_and_Sandip_K._Chakrabarti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.14567 |
より密度の高い領域では、星間粒子表面のかなりの部分が水の氷で覆われるため、通常、星間氷の構成要素の存在量は水の氷に関して表されます。星間種の結合エネルギー(BE)または吸着エネルギーは、星間粒子マントルの化学的複雑性を制御します。水の氷が豊富に存在するため、表面種の水とのBEが通常提供され、天体化学モデリングで広く使用されます。しかし、水素分子は、星間物質の密度が高く冷たい部分にある粒子マントルの一部を覆うだろう.約10Kであっても、吸着エネルギーが低い原子や単純な分子はほとんど表面を移動できません。H2基板の表面種のBEは、水基板のBEとは大きく異なります。ただし、これらの違いに関する十分な情報が不足しています。ここでは、量子化学計算を使用して、H2基板を使用した95の星間種のBEを提供します。これらは、粒子表面のH2オーバーレイヤーに対する種のBEの代表です。平均して、H2モノマー基質によるBEは、以前に報告されたH2Oc-四量体配置で報告されたこれらの種のBEのほぼ10分の1であることがわかります。HとH2の遭遇脱着が導入され(ED(H,H2)=45KおよびED(H2,H2)=23K)、より寒く高密度な領域における表面種の存在量の現実的な推定が行われました。私たちの量子化学計算では、H2の吸着エネルギーがHよりも高い(ED(H,H2)=23-25KおよびED(H2,H2)=67-79K)。さらに、天体化学モデルを実装して、憤慨している現実的な見積もりで遭遇脱着の影響を研究します。N原子の遭遇脱着(計算ではED(N,H2)=83K)を導入して、N原子の包含との違いを研究します。
星間物質のさまざまな領域におけるリン含有種の化学的複雑性
| Title |
Chemical_complexity_of_phosphorous_bearing_species_in_various_regions_of_the_Interstellar_medium |
| Authors |
Milan_Sil,_Satyam_Srivastav,_Bratati_Bhat,_Suman_Kumar_Mondal,_Prasanta_Gorai,_Rana_Ghosh,_Takashi_Shimonishi,_Sandip_K._Chakrabarti,_Bhalamurugan_Sivaraman,_Amit_Pathak,_Naoki_Nakatani,_Kenji_Furuya,_and_Ankan_Das |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.14569 |
リン関連種は、水素、炭素、窒素、酸素、および硫黄を含む種ほど宇宙に遍在していることは知られていません。天文学者は、星間物質と星周エンベロープにP含有分子をほとんど発見しませんでした。P含有種の限られた発見は、P化学のモデル化に厳しい制約を課します。この論文では、拡散雲、光子支配領域または光解離領域(PDR)、およびホットコア/コリノにおけるP含有種の運命を追跡するために、広範な化学モデルを実行します。POとPNのアバンダンスと原子状窒素の間には、奇妙な相関関係があることに気付きました。N原子は、ホットコア/コリノ領域よりも拡散雲とPDRで比較的豊富であるため、PO/PNは、拡散雲で<1、PDRで<<1、高温のウォームアップ進化段階の後期で>1を反映コア/コリノ地域。ウォームアップ後の段階の終わりに、ホットコアのPO/PN>1およびその低質量アナログの<1が得られます。放射伝達モデルを使用して、拡散雲とホットコア領域でのいくつかのPベアリング種の遷移を調査し、ラインプロファイルを推定します。私たちの研究では、地上および宇宙の望遠鏡でこれらの遷移を観察するために必要な統合時間を推定しています。また、PH3の赤外線特性とさまざまな不純物の量子化学計算も行っています。SO2が~(1000-1100)cm-1付近でPH3曲げ剪断モードと重なっていることがわかります。また、CO2の存在が、PH3の約2400cm-1の伸縮モードの強度に強い影響を与える可能性があることもわかりました。
ALPINE-ALMA [CII] 調査: 初期宇宙のダスト質量収支
| Title |
The_ALPINE-ALMA_[CII]_survey:_Dust_mass_budget_in_the_early_Universe |
| Authors |
F._Pozzi,_F._Calura,_Y._Fudamoto,_M._Dessauges-Zavadsky,_C._Gruppioni,_M._Talia,_G._Zamorani,_M._Bethermin,_A._Cimatti,_A._Enia,_Y._Khusanova,_R._Decarli,_O._Le_Fevre,_P._Capak,_P._Cassata,_A.L._Faisst,_L._Yan,_D._Schaerer,_J._Silverman,_S._Bardelli,_M._Boquien,_A._Enia,_D.Narayanan,_M._Ginolfi,_N.P._Hathi,_G.C._Jones,_A.M._Koekemoer,_B.C._Lemaux,_F._Loiacono,_R._Maiolino,_D.A._Riechers,_G._Rodighiero,_M._Romano,_L._Vallini,_D._Vergani,_E._Zucca |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.14789 |
通常の銀河のダスト含有量と高z(z>4)でのダスト質量密度(DMD)は、ソースの混乱と以前の観測の感度の限界を考えると、制約がありません。4.4<z<5.9でUVによって選択された118の星形成銀河を対象とした[CII]を早期に調査するALMALargeProgram(ALPINE)は、統計的に堅牢なデータセットでこの問題に初めて取り組む新しい機会を提供します。.個別に検出された23個の連続体の銀河と連続体画像のスタックの静止フレーム遠赤外線(FIR)フラックスを利用して、UVで選択された118個のアルパイン銀河のダスト含有量を測定しました。私たちは塵のスケーリング関係に焦点を当てており、それらを化学進化モデルからの予測と比較することにより、高周波数でのUV選択銀河の進化段階を調査しました。UV光度とダスト質量の間で観測された相関を使用することにより、UV光度関数(UVLF)によって銀河に重みを付けて、z~5でのUV選択銀河のDMDを推定しました。導出されたDMDは、ALPINEターゲットの赤方偏移で盲目的に検出された10個のALPINE遠赤外線連続体から推定した値と比較されています。観測された塵のスケーリング関係と化学進化モデルとの比較は、ALPINE銀河が円盤銀河の始祖ではなく、中質量および低質量の原始回転楕円体である可能性が高いことを示唆しており、その結果、渦巻銀河または楕円銀河の現在のバルジが生じている。興味深いことに、この結論は独立した形態学的分析と一致しており、ダスト連続体で検出された銀河の大部分(~70\%)が乱れた形態を持っていることを示しています。UV選択された光源からz~5で得られたDMDは、ブラインド遠赤外線選択された光源から得られた値の約30%であり、UV選択が最もダストに富んだ、UV遮蔽された銀河を見逃していることを示しています。
将来の時間領域調査における AGN 光度曲線ケイデンス選択の可能なプロキシについて
| Title |
On_possible_proxies_of_AGN_light_curves_cadence_selection_in_future_time_domain_surveys |
| Authors |
Andjelka_B._Kovacevic,_Dragana_Ilic,_Luka_C._Popovic,_Viktor_Radovic,_Isidora_Jankov,_Ilsang_Yoon,_Neven_Caplar,_Iva_Cvorovic-Hajdinjak,_Sasa_Simic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.14889 |
今後の測光および分光調査(VeraC.RubinObservatoryLegacySurveyofSpaceandTime(LSST)、ManuakeaSpectroscopicExplorer)に動機付けられて、活動中の銀河核(AGN)変動観測値(時間-ラグ、周期性、および構造関数(SF))。さまざまな調査からのAGNタイムラグと周期性を知っているケイデンス形式エラーパターンを統計的に識別するために、多重回帰モデルを構築しました。均一にサンプリングされた光度曲線から得られたものに対する「観察された」SFの偏差を考慮して、SFのプロパティの単純なメトリックを定義しました。さまざまな観測戦略で回帰モデルをテストしました:8つのAGNの長い光度曲線の光学データセットと、いくつかの理想化されたLSSTのようなリズムに基づく人工データセットです。SFメトリックは、合成データセットで評価されます。回帰モデル(両方のデータタイプ)は、タイムラグと振動検出について同様の周期を予測しますが、変動性の低い($\sim10\%$)光度曲線では、振動検出の周期が異なります。変動性が高い($\sim20\%$)場合、予測されるリズムは$F_{var}\sim10\%$よりも大きくなります。予測されたケイデンスは、赤方偏移とともに減少しています。密度が高く均一なリズムを持つSFは、同様に動作する可能性が高くなります。振動信号を持つSFはケイデンスに敏感であり、LSSTのような操作戦略に影響を与える可能性があります。提案されたプロキシは、分光学的および測光的調査のケイデンス戦略を選択するのに役立ち、オブジェクトのより大きなサンプルでさらにテストされます。
Ly-α 放射伝達: Ly-α 偏光へのストークス ベクトル アプローチ
モンテカルロLy-アルファ放射伝達(RT)コードLaRTは、ストークスベクトル形式を使用してLy-アルファの偏光を処理するように拡張されています。LaRTは、周波数の変化に合わせてスムーズかつシームレスに変化する位相関数を使用するという点で、既存のコードと比較して優れています。また、水素原子とダストが共存する系を考慮する必要があるかもしれない、Ly-alphaの円偏光の散乱行列要素も提供します。LaRTをいくつかのモデルに適用して、Ly-alphaの基本的な偏光特性を調べます。興味深いことに、個々のLy-alpha光子パケットは、十分な数の散乱(静的媒質でNscatt=10^4-10^5)またはガスの運動によって引き起こされるドップラーシフトによって、非偏光から始まってもほぼ完全に偏光していることがわかります。また、偏光が半径とともに単調に増加するという一般的に知られている傾向に加えて、偏光パターンが非単調増加パターンを示す場合があることもわかっています。偏光特性は、主に個々の光子パケットの偏光度とLy-アルファ放射線場の異方性によって決定され、最終的には媒体の光学的深さと速度場によって制御されると主張しています。Ly-alphaフォトンパケットが~100%の偏光を達成すると、偏光の半径方向のプロファイルが表面の輝度プロファイルと相関しているように見えます。急な表面輝度プロファイルは、Ly-アルファ光源の位置の近くで直線偏光を急速に増加させる傾向があります。対照的に、浅い表面輝度プロファイルは、徐々に増加する偏光パターンを引き起こします。
回転バードまたは 3 軸ポテンシャルにおける運動の 2 番目の積分の経験的プロキシ
| Title |
An_Empirical_Proxy_for_the_Second_Integral_of_Motion_in_Rotating_Barred_or_Tri-axial_Potentials |
| Authors |
Yu-Jing_Qin_(Steward_Observatory)_and_Juntai_Shen_(Shanghai_Jiao_Tong_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.15116 |
解析的に未知の運動の2番目の積分(I_2)の有効なプロキシを、回転する棒状または3軸のポテンシャルに対して識別します。与えられたエネルギーの平面軌道は、時間平均角運動量とその変動の振幅の空間内で密なシーケンスに従います。シーケンスは、共鳴軌道と混沌軌道が存在する場合でも、ポアンカレマップの主な軌道族を単調に追跡します。この動作により、変動の振幅によって正規化された平均角運動量である「較正された角運動量」を、I_2の数値プロキシとして定義できます。これは、以前は過小評価されていたL_zの変動の振幅に貴重な情報が含まれていることも意味します。この新しいプロキシを使用すると、棒渦巻銀河のN体シミュレーションにおける実際の軌道に対しても、軌道族を簡単かつ正確に分類できます。これは、力学系の優れた診断ツールであり、平衡モデルの構築を容易にする可能性があります。
銀河核における相対論的速度での星の衝突からのエネルギー爆発
| Title |
Energetic_Explosions_from_Collisions_of_Stars_at_Relativistic_Speeds_in_Galactic_Nuclei |
| Authors |
Betty_X._Hu,_Abraham_Loeb |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.14026 |
超大質量ブラックホール(SMBH)の周りを光速に近い速度で移動する星間の衝突を、潮流の影響を受けずに質量$M_{\bullet}\gtrsim10^8\,M_{\odot}$で考えます。$M_{\bullet}=10^8,10^9,10^{10}\,M_{\odot}$の銀河の内部$\sim1$pcで起こる衝突の全体的な割合は$\Gamma\sim5,0.07,0.02$yr$^{-1}$それぞれ。さらに、放出された総エネルギー、失われた単位質量あたりの放出エネルギー、および銀河中心半径の関数として、微分衝突率を計算します。最も一般的な衝突では、$\sim10^{49}-10^{51}$ergのオーダーのエネルギーが放出され、より大きなSMBHを持つ銀河では、エネルギー分布はより高いエネルギーでピークに達します。ホスト銀河の質量と枯渇のタイムスケールに応じて、銀河内の衝突の全体的な割合は、同じホスト銀河のコア崩壊超新星(CCSNe)の割合よりも小さい割合から数倍の範囲になります。さらに、さまざまなパラメーターを持つ衝突の光度曲線の例を示し、ピーク光度が超高輝度超新星(SLSNe)の光度に達するか、それを超える可能性があることを発見しました。より弱いイベントは、最初は低光度の超新星と間違われる可能性があります。さらに、これらのイベントは、SMBHに堆積し、潮汐破壊現象(TDE)に似た堆積フレアを作成するデブリの流れを作成する可能性が高いことに注意してください。
ブレーザーからの $\gamma$ 線のハドロン起源のテストと、イメージング エア チェレンコフ望遠鏡による IceCube
アラートの最大 1 か月後のフォローアップ
| Title |
A_test_of_the_hadronic_origin_of_$\gamma$-rays_from_blazars_with_up_to_month-later_follow-up_of_IceCube_Alerts_with_Imaging_Air_Cherenkov_Telescopes |
| Authors |
Damiano_F._G._Fiorillo_and_Konstancja_Satalecka_and_Ignacio_Taboada_and_Chun_Fai_Tung |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.14043 |
IceCubeニュートリノの発生源はまだわかっていません。TXS0506+056の場合に例示されているように、$\gamma$線でのそれらの放出の複数のメッセンジャーによる観測は、それらの識別へのガイドになり得ます。私たちは、天体物理学的ニュートリノの可能性と一致して、ソースからイメージングエアチェレンコフ望遠鏡を使用して$\gamma$線を検索する新しい方法を提案します。私たちは、$\gamma$線の検索を、現在のわずか数日間の慣行から、ニュートリノ警報から最大1か月まで延長することを提案します。この戦略を、ブレーザー\emph{TXS0506+056-like}をモデルにしたシミュレートされたソースでテストし、光ハドロン相互作用を介してニュートリノと$\gamma$線を放出します。$\gamma$線はその後VHE範囲で再処理されます。MAGICをベンチマークの例として使用すると、現在のチェレンコフ望遠鏡は、ニュートリノアラートに対応する$\gamma$-rayを年に約1回の割合で検出できるはずです。高エネルギーの拡散ニュートリノフラックスは、2014年から2014年にかけてのTXS0506+056と同様のニュートリノの光度で、10年に1回、すべてのブレーザーの$\sim$5\%がニュートリノでフレアすることで説明できると提案されています2015年ニュートリノフレア。私たちの戦略の実行は、1年または数年のタイムスケールで、拡散ニュートリノフラックスに寄与するこのサブクラスのブレーザーの検出、またはこのモデルの制約につながる可能性があります。
| Title |
Constraining_black_hole_feedback_in_galaxy_clusters_from_X-ray_power_spectra |
| Authors |
Andrew_M._Heinrich,_Yi-Hao_Chen,_Sebastian_Heinz,_Irina_Zhuravleva,_Eugene_Churazov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.14053 |
クールコアクラスターの中心にある超大質量ブラックホールによって打ち上げられたジェットは、冷却流の問題を解決する最も可能性の高い熱源です。この加熱が発生する1つの方法は、ジェット膨張気泡による乱流カスケードの生成によるものです。X線強度パワースペクトルの測定は、クラスターのさまざまな領域でこのカスケードの証拠を示しており、駆動メカニズムの役割を制限しています。ペルセウス座銀河団のフィードバックシミュレーションを分析して、ジェットの活動がクラスター大気の強度変動と運動学に及ぼす影響を抑制します。内側の60キロパーセク内で、予測された表面の明るさの変動のパワースペクトルは、チャンドラによって測定されたものとほぼ一致しており、ジェット活動の1回のエピソードでさえ、最も内側の強度の変動に長期的な影響を与えることができることがわかりました。クラスターの領域。同じ領域内のAGN駆動の動きは、AGNエピソードの最中および直後にHitomiによって報告された値に近づきます。ただし、シミュレーションでジェットによって励起された視線速度分散は、Hitomiの測定値を過小評価しています。これは、ボリュームを満たす持続的なレベルの乱気流を駆動するには、ジェット活動のいくつかのエピソードが必要であり、および/または追加のプロセスが60kpc球の外側で乱気流を駆動することを示しています。これはまた、クラスターの最も内側の領域にある気泡の鋭いエッジが変動の強度に実質的に寄与していることを示唆しており、内側の30kpc領域でのペルセウス座の観測と一致しています。ジェット活動の過去のエピソードを制限するために環状パワースペクトルを分解する新しい診断法について説明します。
FRB 121102 のバイナリ コーム モデル
最初の高速電波バーストの繰り返し発生源であるFRB121102は、定期的にバーストを発信することが観測されています。FRB121102は、軌道周期が159日の相互作用中性子星連星系として解釈できることを示します。軌道離心率を導入することにより、バイナリコームモデルを開発します。IokaおよびZhang2020によってFRB180916.J0158+65に適用されたバイナリコームモデルの元のファンネルモードに加えて、バイナリコームモデルの2つの新しいモード、つまりタウ交差モードと逆ファンネルモードも識別します。、およびそれらを適用してFRB121102を解釈します。これらの新しい開発により、適用可能なパラメーター空間が拡張され、伴星を大規模な星、大規模なブラックホール、または超大規模なブラックホールにすることができ、後者の2つはより大きなパラメーター空間を持つことができます。これらのモデルは、ソースに関連付けられた永続的な明るいラジオの対応など、他の観測とも一致しています。また、アクティブウィンドウの観測された周波数依存性は、最近の主張とは対照的に、バイナリコームモデルに不利ではないと主張し、データを解釈するための2つの可能なシナリオを提案します。
XRT 210423 の二元中性子星融合後のマグネターの起源について
XRT201423は、4.1ks続くほぼ平坦な高原の後に急な減衰が続くX線過渡現象です。この特徴は、CDF-X2と同様に、予測どおり、2連中性子星合体によって形成されたマグネターから発生した可能性があることを示しています。このモデルでデータのコンプライアンスをテストし、観察された持続時間とX線信号のフラックス、および発光の上限を使用して、基になる推定マグネターのパラメーターに制約を課します。フリーゾーンとトラップゾーンの両方の幾何学的構成が考慮されます。データは一般的にそのようなモデルと一致していることがわかります。表面双極子磁場とマグネターの楕円率は$B_p<7\times10^{14}{\rmG}$($B_p<4.9\times10^{14}{\rmG}$)と$\epsilon<1.5\times10^{-3}$($\epsilon<1.1\times10^{-3}$)フリーゾーン(トラップゾーン)構成では、それぞれ。距離の上限(たとえば、$\eta_x=10^{-4}$で$z<0.55$)は、X線データから導き出すことができます。スピンダウンの明るさ。光学的対応物が検出されないため、光源の距離に控えめな下限が設定されます。つまり、幾何学的構成に関係なく、$z>0.03$になります。
3 つのバイナリ ブラック ホール合体イベントの GECKO 光学追跡観測:
GW190408_181802、GW190412、GW190503_185404
| Title |
GECKO_Optical_Follow-up_Observation_of_Three_Binary_Black_Hole_Merger_Events:_GW190408_181802,_GW190412,_and_GW190503_185404 |
| Authors |
Joonho_Kim,_Myungshin_Im,_Gregory_S._H._Paek,_Chung-Uk_Lee,_Seung-Lee_Kim,_Seo-Won_Chang,_Changsu_Choi,_Sungyong_Hwang,_Wonseok_Kang,_Sophia_Kim,_Taewoo_Kim,_Hyung_Mok_Lee,_Gu_Lim,_Jinguk_Seo,_and_Hyun-Il_Sun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.14902 |
AdvancedLIGOとVirgo重力波(GW)検出器によって検出された3つのバイナリブラックホール結合(BBH)イベント、GW190408_181802、GW190412、GW190503_185404の光学フォローアップ観測結果を提示します。電磁(EM)のカウンターパートは、通常、BBHの合併イベントでは期待されていません。ただし、一部の理論モデルは、BBHのEM対応物が特別な環境で発生する可能性があることを示唆しており、そのようなイベントのEM対応物を検索する動機付けを促しています。私たちは、KMTNetを含む重力波EMカウンターパート韓国天文台(GECKO)の望遠鏡を使用して、3つのBBH合併イベントの空の信頼性の高い領域を観測しました。私たちの観測は、GWイベントのアラートの100分後に開始され、観測から数時間以内に$\sim$22.5等の深さの$\sim$22.5等の各イベントで29～63deg$^2$をカバーしました。これらのイベントについてもっともらしいEM対応物は見つかりませんでしたが、GW190503_185404イベントで検出されなかったため、69%の信頼性領域をカバーしているため、BBH合併EM対応物シグナルは$M_{g}$>-18.0ABマグ内GWイベントの約1日。いくつかのキロノバモデルの光度曲線との検出限界の比較は、コンパクトな合併が<400Mpcで発生し、位置特定の精度が50度$のオーダーであった場合、GECKOの観測でGWアラートから数時間以内にキロノバイベントを識別できたことを示唆しています。^2$。私たちの結果は、GECKO施設が将来のGWの観測でGWの検出から数時間以内にEMの対応物を見つけることを約束します。
Advanced LIGO と Advanced Virgo の 3 回目の観測で中質量ブラックホール連星を検索
| Title |
Search_for_intermediate_mass_black_hole_binaries_in_the_third_observing_run_of_Advanced_LIGO_and_Advanced_Virgo |
| Authors |
The_LIGO_Scientific_Collaboration,_the_Virgo_Collaboration,_and_the_KAGRA_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.15120 |
中間質量ブラックホール(IMBH)は、星の崩壊によって形成されたブラックホール(BH)と銀河の中心にある超大質量BHの間のおよその質量範囲$100$--$10^5\,M_\odot$にまたがっています。IMBHバイナリのマージは、地上の検出器ネットワークからアクセスできる最もエネルギーの高い重力波ソースです。AdvancedLIGOとAdvancedVirgoの最初の2回の観測実行の検索では、有意なIMBHバイナリ信号は得られませんでした。3回目の観測(O3)では、ネットワーク感度の向上により、GW190521の検出が可能になりました。これは、質量$\sim150\,M_\odot\,$のバイナリマージと一致する信号であり、IMBH形成の直接的な証拠を提供します。ここでは、モデル化された(一致フィルター)およびモデルに依存しない検索方法の両方を組み合わせた、さらなるIMBHバイナリマージのためのO3データの専用検索について報告します。わずかな候補がいくつか見つかりましたが、IMBHのさらなる合併の検出を示すのに十分に重要なものはありません。数値相対論によって得られた一連のIMBHバイナリ信号を使用して、バイナリ軌道軸とずれたスピンの影響を含む、個々の検索方法と組み合わせ検索の感度を定量化し、天体物理学の合体率の上限を示します。私たちの最も厳しい制限は、等質量で、総質量が$200\,M_\odot$で、$0.056\,Gpc^{-3}yr^{-1}$(90$\%$信頼度)、以前のLIGO-Virgo制限よりも3.5倍多くの制約があります。また、GW190521と同様の合併の推定率を$0.08\,Gpc^{-3}yr^{-1}$に更新します。
超大型干渉電波望遠鏡群は、DES$-$SDSS によって選択された 3 つの候補周期クエーサーで歳差運動する電波ジェットを除外する
| Title |
Very_Large_Array_imaging_rules_out_precessing_radio_jets_in_three_DES$-$SDSS-selected_candidate_periodic_quasars |
| Authors |
Yu-Ching_Chen,_Xin_Liu,_Wei-Ting_Liao,_Hengxiao_Guo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.15194 |
周期的なクエーサーは、バイナリー超大質量ブラックホール(SMBH)をホストする候補として提案されていますが、光度曲線の周期性を説明する別のシナリオが引き続き可能です。歳差運動するラジオジェットの対立仮説をテストするために、3つの候補周期クエーサー、DESJ024703.24$-010032.0、DESのC構成でNSFのKarlG.JanskyVeryLargeArray(VLA)を使用して実施された深部6GHzラジオイメージングを紹介します。J024944.66$-$000036.8、およびDESJ025214.67$-$002813.7。私たちのターゲットは、ダークエネルギーサーベイ(DES)およびスローンデジタルスカイサーベイ(SDSS)からの20年間のマルチカラーライトカーブを使用して、光学的変動に基づいて選択されました。新しいVLAの観測は、3つの周期的なクエーサーすべてが電波無音であり、無線ラウドネスパラメーターが$R\equivf_{6\,{\rmcm}}/f_{{\rm2500}}$of$\であることを示しています。$\sim$5$-$21$\times$10$^{39}$ergs$^{-1のsim$1.0$-$1.8と$k$で補正された光度$\nuL_\nu$[6GHz]}$.これらは、ブレーザーOJ287やPG1302$-102などのバイナリSMBH候補として提案された、以前から知られている周期クエーサーとはまったく対照的です。我々の結果は、DES$-$SDSSによって選択された3つの候補周期クエーサーにおける光周期性の起源として、歳差運動するラジオジェットから寄与する光放射を除外している。光学周期性を説明するためのバイナリSMBH仮説や他の競合シナリオをさらにテストするには、今後も継続的な光学モニタリングと補完的な多波長観測が必要です。
4 インチ キロピクセルのキネティック インダクタンス検出器アレイの共振周波数偏差の理解と最小化
| Title |
Understanding_and_minimizing_resonance_frequency_deviations_on_a_4-inch_kilo-pixel_kinetic_inductance_detector_array |
| Authors |
S._Shu,_M._Calvo,_J._Goupy,_S._Leclercq,_A._Catalano,_A._Bideaud,_A._Monfardini_and_E.F.C._Driessen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.14046 |
動的インダクタンス検出器の利点の1つは、固有の周波数ドメイン多重化機能です。ただし、製造上の欠陥は通常、共振周波数の偏差を引き起こし、周波数の衝突を引き起こし、アレイの歩留まりを制限します。ここでは、光学マッピングを使用して、4インチキロピクセルの集中定数運動インダクタンス検出器(LEKID)アレイの共振周波数偏差を調べます。共振器の寸法と膜厚を測定することにより、偏差のほとんどは$\pm20\times10^{-3}$以内で説明でき、標準偏差は$8\times10^{-3}$($\残差のsim$18~MHz)。コンデンサのトリミング技術を使用すると、分数偏差が10分の1に減少します。トリミングプロセスの歩留まりは97%であることがわかります。110Kのバックグラウンドで測定されたマッピング収率は、69%から76%に改善されました。これは、読み取りシステムを更新した後、さらに81%に改善できます。歩留まりの向上により、コンデンサートリミング技術は、将来の大型LEKIDアレイに利益をもたらします。
3Dプリントモールドを用いたミリ波吸収体の材料調査
| Title |
Material_survey_for_millimeter-wave_absorber_using_3-D_printed_mold |
| Authors |
T._Otsuka,_S._Adachi,_M._Hattori,_Y._Sakurai,_O._Tajima |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.14237 |
電波吸収材(RAM)は、ミリ波帯の受信機にとって重要な要素です。天文用途では、高感度を実現するために極低温受信機が広く使用されています。これらの極低温受信機、特に宇宙マイクロ波背景放射の受信機では、不要な迷光を最小限に抑えるために、RAMが広い周波数範囲(20～300GHz)で低い表面反射率($\lesssim1\%$)を備えている必要があります。検出器。この要求を満たすRAMを、3Dプリンターで造形したモールドを用いた製造技術（RAM-3pm）をベースに開発しています。この方法により、周期的な表面構造を形成して、低い反射率を実現できます。吸収性素材の幅広い選択肢が利点です。RAM-3pmに最適な素材を調査します。17物質の液体窒素温度および室温での屈折率($n$)と消衰係数($\kappa$)を測定します。選択した材料の室温での反射率も測定します。エポキシ接着剤（STYCAST-2850FT）とカーボンファイバー（K223HE）の混合が最高の性能を発揮します。測定した$n$と$\kappa$に基づいて、液体窒素温度での光学性能をシミュレーションによって推定します。この材料で作られたRAM-3pmは、周波数範囲の下端($\sim$20GHz)を除いて、要件を満たしています。また、表面の大きなピラミッド構造の反射率も推定します。私たちは、私たちの要件を満たすデザインを見つけます。
スクエア キロ アレイ : IRIS での大量の MeerKAT データの処理
天文データの処理には、データ処理だけでなくデータ管理に関しても大きな課題が伴うことがよくあります。MeerKAT望遠鏡は、世界最大の天文台であるSquareKilometerArrayの先駆的な望遠鏡の1つです。これまで、MeerKATデータは南アフリカのコンピューティング施設、つまりIDIAを使用して処理され、画期的な発見を行うために悪用されました。ただし、英国のIRISコンピューティング施設でMeerKATデータを処理するには、MeerKATパイプラインの新しい実装が必要です。このホワイトペーパーでは、南アフリカのサイトから英国のIRISシステムにMeerKATデータを転送して処理する方法に焦点を当てています。MeerKATデータを南アフリカから英国に転送するためのRapifXferデータ転送フレームワークと、英国のIRISリソースに関連するMeerKATジョブ処理フレームワークについて説明します。
深層学習による大気チェレンコフ望遠鏡の実際のデータのイメージングからの最初のフルイベント再構成
| Title |
First_Full-Event_Reconstruction_from_Imaging_Atmospheric_Cherenkov_Telescope_Real_Data_with_Deep_Learning |
| Authors |
Mika\"el_Jacquemont_(LAPP),_Thomas_Vuillaume_(LAPP),_Alexandre_Benoit_(LISTIC),_Gilles_Maurin_(LAPP),_Patrick_Lambert_(LISTIC),_Giovanni_Lamanna_(LAPP) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.14927 |
チェレンコフ望遠鏡アレイは、地上のガンマ線天文学の未来です。現場で建造された最初のプロトタイプ望遠鏡である大型望遠鏡1は、現在試運転中であり、最初の科学データを取得しています。この論文では、深い畳み込みニューラルネットワークに基づく完全なイベント再構成の開発と、実際のデータへのその応用を初めて紹介します。シミュレートされたデータと実際のデータの両方で、標準の分析よりも優れていることを示しているため、CTAデータ分析の深いアプローチが検証されています。また、この作業は、シミュレートされたデータから実際のデータに移行することの難しさを示しています。
Gaia と Zwicky Transient Facility での White Dwarf バイナリの消去
| Title |
Eclipsing_White_Dwarf_Binaries_in_Gaia_and_the_Zwicky_Transient_Facility |
| Authors |
Pascal_M._Keller,_Elm\'e_Breedt,_Simon_Hodgkin,_Vasily_Belokurov,_James_Wild |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.14028 |
ガイアは、これまでで最大の白色dd星のカタログを提供しました。これを、ZwickyTransientFacility(ZTF)の3番目の公開データリリースと共に使用して、新しい日食白色dwhited星バイナリを特定します。私たちの方法は、光度曲線の統計とボックス最小二乗アルゴリズムを利用して、周期的な光度曲線の変動を検出します。検索により、18の新しいバイナリが明らかになり、そのうち17は日食されています。ガイアH-Rダイアグラムの位置を使用してこれらのバイナリを分類し、これらの白色dd星の大部分には主系列の仲間がいることがわかりました。我々は、1つのシステムを白色dd星を覆い隠す候補として特定した.実際のZTFサンプリングを使用して模擬光度曲線で検索方法を実行すると、新しく発見されたバイナリの光度曲線に類似した光度曲線を持つオブジェクトを検出する効率が推定されます。データリリースが増えるにつれて、ZTFフットプリントでさらに多くのバイナリが見つかるはずです。そのため、調査は進行中です。
太陽の表面近傍せん断層の理論モデル
太陽には表面せん断層(NSSL)があり、その中で角速度は半径とともに急速に減少します。この層について、熱風平衡方程式に基づいて説明します。対流層の最上層では、対流運動は太陽の自転の影響を受けないため、この層のすべての緯度で温度が同じ速度で低下すると主張します。これにより、この層では熱風の項が非常に大きくなり、遠心力の項も非常に大きくなり、バランスが取れてNSSLが発生します。半径$r_c$未満の半径での微分回転$\Omega(r<r_c,\theta)$の値から、標準に対する温度差$\DeltaT(r,\theta)$を計算できます。熱風平衡方程式を利用して、対流層の異なる点での太陽モデル。次に、最上位層でこの方程式を再び使用して、$\DeltaT(r,\theta)$から$\Omega(r>r_c,\theta)$を計算します。微分回転の分析表現と日震学によって提供された実際のデータの両方を使用して、この演習を実行します。NSSLの理論上の結果は、$r_c\約0.96~{\rmR_{\odot}}$の観測データとかなりよく一致することがわかりました。.
小規模な太陽表面磁気
「太陽磁気変動と気候」へのこの貢献は、太陽表面の小規模な磁気特性、特にネットワークとプラージュを構成し、太陽黒点とフィラメントの外側のほとんどの磁気を表す強い磁場だが小さな磁気集中をレビューする.活動領域のプラージュのように、これらがほとんど同じ極性である場合、それらの発生は太陽黒点数によって測定された活動の変化によって異なりますが、それらが小さなスケールで双極混合されているように見える場合、それらは粒状スケールのダイナモ作用から生じることもあります周期によって変わりません。
両極拡散とハイブリッド放射伝達による乱流塊コアの崩壊 I. 降着と多重度
| Title |
Collapse_of_turbulent_massive_cores_with_ambipolar_diffusion_and_hybrid_radiative_transfer_I._Accretion_and_multiplicity |
| Authors |
R._Mignon-Risse_(1_and_2),_M._Gonz\'alez_(1),_B._Commer\c{c}on_(3),_Joakim_Rosdahl_(4)_((1)_AIM,_CEA_Saclay,_France,_(2)_AstroParticule_et_Cosmologie,_Paris,_France,_(3)_CRAL-ENS,_Lyon,_France,_(4)_CRAL,_Lyon,_France) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.14543 |
(要約)コンテキスト。巨大な星は、磁化された乱流環境で形成され、星団に位置することがよくあります。それらの降着メカニズム、およびそれらのシステムの星の多重度の起源はよくわかっていません。ねらい。私たちは、磁場と乱流の両方が、巨大な原始星の降着メカニズムとその多重度に与える影響を研究しています。メソッド。星の照射と両極拡散のハイブリッド放射伝達方法を含む、AMRコードRamsesを使用した100$M_\odot$の巨大な磁化された乱流コアの崩壊の一連の4つのRadiation-MHDシミュレーションを示します。マッハ数とアルヴェーン波のマッハ数を変化させて、亜音速および超音速の乱気流、ならびに亜音速および超音速の乱流状態を調査します。結果。サブ肺胞乱流は単一の星系につながり、超肺胞乱流は渦巻き腕の衝突に続く円盤の断片化からの連星形成につながり、質量比は1.1～1.6になります。これらの実行では、落下するガスは、一時的な周連星構造を介して個々のディスクに到達します。磁気的に制御され、熱的に支配された(プラズマベータ$\beta>1$)、すべての実行でケプラー円盤が形成され、サイズは100-200AU、質量は1-8$M_\odot$です。一次および二次シンク粒子の周りのディスクは、同様の特性を共有します。一次星への降着率よりも二次星への降着率が高いことが観察されます。一次ディスクの方向は、乱気流によって運ばれる初期角運動量によって設定されることがわかりました。結論。小さな(300AU)巨大な原始星円盤は、今日頻繁に観測されているようなものであり、これまでのところ、乱流媒体であっても、両極拡散を伴う(中程度の)磁場の存在下でのみ再生することができます。磁場と乱気流の相互作用は、星団の多重度を設定します。プラズマベータ$\beta>1$は、ストリーマとディスクの良い指標です。
日出/EISで観測した大太陽縁減光中の非平衡イオン化プラズマ
プラズマ加熱に関する本研究では、2017年9月10日に日出/EISによって観測された大規模な太陽フレアの間の時間依存のイオン化プロセスを考慮しています。観察されたFeXXIV/FeXXIII比は、再接続流出の下流で増加し、一定の電子温度Te=25MKでの時間依存イオン化効果と一致しています。さらに、この研究は、時間依存のイオン化プロセスを考慮した場合でも、乱流速度に関連する可能性のある非熱速度が、再接続流出の下流に沿って大幅に減少することも示しています。
CARMENES は、M ddfs星の周りの系外惑星を検索します。2 つの三重星、2 つの褐色d星の候補、および 1 つの近接した M
dd-星と白色ddd星の連星を含む、9 つの M ddd星の複数の系の分光学的軌道
| Title |
The_CARMENES_search_for_exoplanets_around_M_dwarfs:_Spectroscopic_orbits_of_nine_M-dwarf_multiple_systems,_including_two_triples,_two_brown_dwarf_candidates,_and_one_close_M-dwarf-white_dwarf_binary |
| Authors |
D._Baroch,_J._C._Morales,_I._Ribas,_V._J._S._B\'ejar,_S._Reffert,_C._Cardona_Guill\'en,_A._Reiners,_J._A._Caballero,_A._Quirrenbach,_P._J._Amado,_G._Anglada-Escud\'e,_J._Colom\'e,_M._Cort\'es-Contreras,_S._Dreizler,_D._Galad\'i-Enr\'iquez,_A._P._Hatzes,_S._V._Jeffers,_Th._Henning,_E._Herrero,_A._Kaminski,_M._K\"urster,_M._Lafarga,_N._Lodieu,_M._J._L\'opez-Gonz\'alez,_D._Montes,_E._Pall\'e,_M._Perger,_D._Pollacco,_C._Rodr\'iguez-L\'opez,_E._Rodr\'iguez,_A._Rosich,_P._Sch\"ofer,_A._Schweitzer,_Y._Shan,_L._Tal-Or,_M._Zechmeister |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.14770 |
M型methodusing星は、視線速度法を使用してハビタブルゾーンにある地球サイズの惑星を探索するための理想的なターゲットであり、多くの進行中の調査の注目を集めています。これらの調査の副産物として、新しい複数の星系も発見されています。これはCARMENESの調査でも同様であり、9つの新しいSB2システムがすでに発表されています。5年間の調査を通じて、新しい観測の蓄積により、長い周期と視線速度の振幅が小さいいくつかの新しい複数の星系が検出されました。ここでは、分光軌道を新たに特徴付け、8つのシステムの質量を制約し、以前に報告したシステムの特性を更新します。2次元相互相関法とテンプレートマッチングを使用して、星の視線速度を導き出します。測定値は、システムの軌道パラメータを決定するためにモデル化されます。カルメネスの分光観測を他の機器からのアーカイブ高解像度スペクトルと組み合わせて、観測の期間を延長し、分析を改善します。利用可能な場合は、コンポーネントの回転周期と絶対質量を制限するために、アーカイブフォトメトリック、アストロメトリック、および補償光学イメージングデータも追加しました。9つの複数のシステムの分光軌道を決定し、そのうちの8つは初めて発表されました。サンプルは、SB15台、SB22台、ST32台で構成されています。GJ3626とGJ912の2つの単行連星の仲間は、星の境界より下に最小質量があるため、褐色war星である可能性があります。M星GJ207.1の周りの近接連星軌道で新しい白色dd星を見つけました。視線速度と天体測定のグローバルフィットから、測定された動的質量を持つ最も新しいシステムの1つであるGJ282Cのコンポーネントの絶対質量を決定することができます。
$\delta$ Scuti コンポーネントを備えた食変光星。 I. KIC 10661783
| Title |
The_eclipsing_binary_systems_with_$\delta$_Scuti_component._I._KIC_10661783 |
| Authors |
A._Miszuda,_W._Szewczuk,_J._Daszy\'nska-Daszkiewicz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.14836 |
日食連星系KIC10661783の包括的な研究を紹介します。連星効果を補正したケプラー光度曲線全体の分析により、590の重要な周波数ピーク(そのうちの207は独立しています)を持つ豊かな振動スペクトルが明らかになります。典型的な$\delta$Sct周波数に加えて、重力モードの脈動の現れである可能性が最も高い低周波数範囲で振幅の小さい信号が見つかります。このシステムのバイナリ進化計算を実行して、現在の段階を説明する受け入れ可能なモデルを見つけます。私たちのモデルは、バイナリKIC10661783が、過去の両方のコンポーネントの進化に大きな影響を与えた、急速でほぼ保守的な物質移動によって形成されたことを示しています。バイナリ進化の最も重要な効果の1つは、ヘリウムによる主成分の外層の莫大な濃縮です。この事実は、$\delta$のScuti星モデルの脈動特性に大きく影響します。初めて、脈動不安定性に対するバイナリ進化の効果を示します。観測された周波数のモード不安定性を説明するために、主成分の脈動モデルを構築します。シングルスター進化モデルが全周波数範囲で脈動安定であるのに対し、そのバイナリ進化モデルは高周波数範囲と低周波数範囲の両方で不安定なモードを持っています。ただし、観測された周波数のほぼ全範囲で不安定性を得るには、logT=4.69KおよびlogT=5.06Kの温度に対応する深度での平均不透明度の変更が必要でした。
FUor star V900 Mon の長期光学測光モニタリング
| Title |
Long-term_optical_photometric_monitoring_of_the_FUor_star_V900_Mon |
| Authors |
Evgeni_Semkov,_Stoyanka_Peneva,_Sunay_Ibryamov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.14906 |
新しく発見され、まだ研究が進んでいないオリオン座FU型のオブジェクトの1つであるV900Monの測光モニタリングの結果を示します。オリオン座FUor現象はめったに見られませんが、星の進化には欠かせない現象です。このタイプの星は約20個しか知られていないため、新しい天体のそれぞれの研究は私たちの知識にとって非常に重要です。私たちのデータは、2011年9月から2021年4月までの期間中に、BVRIJohnson-Cousinsフィルターのセットを使用して光学スペクトル領域で取得されました。宇宙望遠鏡のアーカイブ。収集されたアーカイブデータによると、V900Monの明るさの上昇は1989年1月以降に始まり、爆発的な増加はこれまでに及んでいます。爆発が記録された2009年11月には、星はすでに現在の明るさに近い明るさのレベルに達していました。私たちの観測によると、2011年から2017年の期間中、恒星の等級は各通過帯域で徐々に増加しました。観測されたアウトバーストの振幅は約4等級(R)です。過去3年間で、明るさの増加は止まり、わずかな減少さえあります。既知のFUorオブジェクトの光度曲線の比較は、それらが非常に多様で、めったに繰り返されないことを示しています。ただし、これまでの測光データによると、V900Monの光度曲線は、V1515CygとV733Cepの光度曲線にいくらか似ています。
TESS I で観測された可変高温準dd星の星震解析。 高温準dd星 B 型星の平均 g モード周期間隔
| Title |
Asteroseismic_analysis_of_variable_hot_subdwarf_stars_observed_with_TESS_I._The_mean_g-mode_period_spacings_in_hot_subdwarf_B_stars |
| Authors |
Murat_Uzundag,_Maja_Vuckovic,_Peter_Nemeth,_M._Miller_Bertolami,_Roberto_Silvotti,_Andrzej_S._Baran,_John_H._Telting,_Mike_Reed,_K._A._Shoaf,_Roy_H._Ostensen,_and_Sumanta_K._Sahoo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.15137 |
重力(gモード)の長い周期で脈動するホットサブd(d星B(sdB)星の光度測定および分光分析を紹介します。私たちは、{\itTESS}で観測された5つの脈動sdB星の詳細なアステロイドおよび分光分析を実行します。これは、断熱的脈動計算と組み合わせた星の進化計算に基づくモデル予測との観測結果のグローバルな比較を目的としています。漸近的な周期間隔や回転周波数の倍数など、モードを特定するための標準的な地震ツールを適用します。$l=1$および$l=2$モードの平均周期間隔を計算し、統計的リサンプリング分析によってエラーを推定します。すべての星について、大気パラメーターは、合成スペクトルを新たに取得した低解像度スペクトルに適合させることによって導出されました。{\ttLPCODE}恒星進化コードを使用して恒星進化モデルを計算し、断熱非放射状脈動コード{\ttLP-PUL}を使用して$l=1$gモード周波数を計算しました。次に、導出された観測平均周期間隔が、gモードの断熱的脈動計算と組み合わせた詳細な恒星進化計算からの平均周期間隔と比較されます。分光データから得られた大気パラメータは、長周期脈動sdB星の典型的なもので、有効温度は23\,700\,Kから27\,600\,K、表面重力は5.3\,dexから5.5\に及ぶ.デックス理論的議論と以前の星震学の研究からの期待と一致して、純粋なシュヴァルツシルト基準によって予測されるように、小さな対流コアを持つモデルで得られた平均周期間隔は、観測と矛盾することがわかりました。対流コアの境界で混合する標準/適度な対流境界を持つモデルは、観測された平均周期間隔とよりよく一致しているため、より現実的であることがわかります。
ブラックホールのはしご対称性: ラブ数と無毛定理への示唆
| Title |
Ladder_Symmetries_of_Black_Holes:_Implications_for_Love_Numbers_and_No-Hair_Theorems |
| Authors |
Lam_Hui,_Austin_Joyce,_Riccardo_Penco,_Luca_Santoni_and_Adam_R._Solomon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.01069 |
一般相対性理論における漸近的に平坦なブラックホールは、静的な潮汐反応が消失し、静的な毛髪がないことはよく知られています。両方とも、ブラックホールの周りの静的(スピン0,1,2)摂動を支配する線形的に実現された対称性の結果であることを示します。対称性には幾何学的な起源があります。スカラーの場合、それらは次元が縮小されたブラックホール時空の(E)AdS等長から生じます。対称性の根底にあるのははしご構造であり、これを使用してソリューションの完全なタワーを構築し、それらの一般的な特性を導き出すことができます。(2)地平線で規則的な解は、対称性を尊重し、半径とともに大きくなる有限多項式の形式を取ります。プロパティ(1)は髪がないことを意味します。(1)と(2)を組み合わせると、静的応答係数(特にラブ数)が消えることが暗示されます。また、ブラックホールの有効点粒子記述におけるこれらの対称性の発現についても議論し、スカラープローブの場合、対称性を維持するためには、非自明な潮汐反応とスカラーヘアに関連する世界線結合が消失しなければならないことを明示的に示します。
ダークマター(DM)が通常の粒子ではなく、ギャップのある連続体で構成されている可能性を調べます。Zポータルを介して標準モデルに結合されたWeakly-InteractingContinuum(WIC)モデルは、このアイデアの明示的な実現を提供します。このモデルの熱DMレリック密度は観測と自然に一致しており、「WIMPの奇跡」に相当する連続体を提供します。連続運動学の独自の効果により、通常のZ-PortalWIMPに比べて直接検出断面積が大幅に抑制されます。連続的なDM状態は宇宙の歴史を通じて崩壊し、宇宙マイクロ波背景放射の観測は潜在的な後期崩壊に制約を課す。コライダーでのWICの生成は、印象的なカスケード崩壊の特徴を提供できます。ギャップスケールが40から110GeVの単純なZポータルWICモデルが、現在のすべての実験的制約と一致する完全に実行可能なDM候補を提供することを示します。
コンパクト星のハイパロン化
コンパクト星の高密度核物質の状態方程式に対する共変密度汎関数法をレビューする。主な重点は、高密度物質のハイパーオン化と、$\Delta$-共鳴が果たす役割です。状態方程式、組成、星のパラメータなど、コンパクト星の天体物理学に対するハイパーオン化の影響が調べられます。静的および高速回転(ケプラー)構成の質量と半径の関係と潮汐の変形について、詳細に説明します。高密度および低密度での高温核超物質のハイパーオン化を含む他の最近の進展について簡単に触れます。
修正されたループ宇宙論の現象学的意味: 概要
| Title |
Phenomenological_implications_of_modified_loop_cosmologies:_an_overview |
| Authors |
Bao-Fei_Li,_Parampreet_Singh,_and_Anzhong_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.14067 |
この論文では、最初に、最近よく研究された2つの修正ループ量子宇宙論(mLQC)モデルの効果的なダイナミクスの簡単なレビューを提供します。非摂動プランクスケール効果による量子バウンスに置き換えられた、ビッグバン特異点。ループ量子宇宙論(LQC)の場合と同様に、これらの修正されたモデルでは、スローロールインフレーションが一般的に発生します。ドレスドアプローチとハイブリッドアプローチに続く宇宙論的摂動を考慮し、量子バウンス全体のスカラー摂動の有効ポテンシャルの拡張のあいまいさと初期条件の選択に関するいくつかの微妙な問題を明らかにします。修正された正則化は両方とも、ドレスドアプローチまたはハイブリッドアプローチのいずれかのフレームワーク内のスタロビンスキーポテンシャルの現在の観測と一致する原始パワースペクトルを生成します。しかし、原始パワースペクトルの違いは、mLQCとLQCの間で識別されます。さらに、mLQC-Iの場合、赤外線と振動の領域で、ドレスドアプローチとハイブリッドアプローチの間に顕著な違いが生じます。2つの修正モデルの違いはプランクスケールの物理学の違いに起因する可能性がありますが、初期条件の許容可能な選択と2つの摂動アプローチの違いが初めて報告されました。原則として、異なる正則化または異なる摂動アプローチのいずれかによるこれらすべての違いは、非ガウス性の観点から観察できます。
相対論的磁気流体力学における 3 次元 Alfv\'en-wave パケットの厳密な非線形解
| Title |
Exact_nonlinear_solutions_for_three-dimensional_Alfv\'en-wave_packets_in_relativistic_magnetohydrodynamics |
| Authors |
Alfred_Mallet,_Benjamin_D._G._Chandran |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.14126 |
局所流体静止フレーム($b$)の全磁場強度が一定である場合、大振幅の非平面アルフエン波(AW)パケットは相対論的MHD方程式の厳密な非線形解であることが示されます。.変動する速度と磁場の成分に関連する解析式を導き出します。また、これらの一定の$b$AWは、相対論的なAlfv\'en速度で歪みなく伝播し、衝撃に決して急に達しないことも示します。これらの発見と、観測された大振幅で一定$b$の太陽風のAWの豊富さは、そのような波がコンパクトな天体の周りの相対論的流出に存在する可能性があることを示唆している.
高電荷重イオンからの硬X線の偏光測定へのSi/CdTeコンプトンカメラの応用
| Title |
An_application_of_a_Si/CdTe_Compton_camera_for_the_polarization_measurement_of_hard_x-rays_from_highly_charged_heavy_ions |
| Authors |
Yutaka_Tsuzuki,_Shin_Watanabe,_Shimpei_Oishi,_Nobuyuki_Nakamura,_Naoki_Numadate,_Hirokazu_Odaka,_Yuusuke_Uchida,_Hiroki_Yoneda,_Tadayuki_Takahashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.14236 |
ブライト相互作用を含む相対論的および量子電磁力学(QED)効果を調査するには、既存の技術よりも大幅に高い精度で高電荷の重イオンからのX線の偏光を測定する方法が必要です。電子ビームイオントラップコンプトンカメラ(EBIT-CC)を開発しました。これは、ピクセル化された多層シリコンおよびテルル化カドミウムカウンターを備えた新しいコンプトン偏光計です。EBIT-CCは、コンプトン散乱や光電吸収の三次元位置を検出することで、入射X線の偏光度を評価することができます。電気通信大学の東京電子ビームイオントラップ(Tokyo-EBIT)にEBIT-CCを添付しました。Tokyo-EBITによって生成された高電荷クリプトンイオンから放出される放射再結合X線の観測を通じて、その偏光性能を評価する実験が行われました。EBIT-CCのComptonカメラは、75keVのX線用に校正されました。イベントの再構築と選択手順を開発し、登録されたすべてのイベントに適用しました。その結果、絶対不確かさ0.02の偏光度を得ることができました。この不確実性は、ゼロ周波数近似とブライト相互作用の全周波数依存計算との違いを調べるのに十分小さいです。これは、高度に帯電した重イオンの二電子再結合X線で予期されるものです。
モジュラス $\tau$ は、レプトン CP 破れを $A_4$ モジュラー不変フレーバー モデルのバリオン非対称性にリンクする
| Title |
Modulus_$\tau$_linking_leptonic_CP_violation_to_baryon_asymmetry_in_$A_4$_modular_invariant_flavor_model |
| Authors |
Hiroshi_Okada,_Yusuke_Shimizu,_Morimitsu_Tanimoto,_Takahiro_Yoshida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.14292 |
レプトンの$A_4$モジュラー不変フレーバーモデルを提案し、CPとモジュラー対称性の両方がモジュラス$\tau$の真空期待値によって自発的に破られる。モジュラス$\tau$の値は、$3\,\sigma$信頼水準でのニュートリノ質量の通常の階層の観測されたレプトン混合角とレプトン質量によって制限されます。予測ディラックCPフェーズ$\delta_{CP}$は、$[0^\circ,50^\circ]$、$[170^\circ,175^\circ]$、および$[280^\circ]の範囲にあります。,360^\circ]$${\rmRe}\,[\tau]<0$と$[0^\circ,80^\circ]$,$[185^\circ,190^\circ]$と$[310^\circ,360^\circ]$${\rmRe}\,[\tau]>0$で$3\,\sigma$の信頼度。3つのニュートリノの質量の合計は$[60,\,84]$meVで予測され、$0\nu\beta\beta$崩壊の有効質量は[0.003,3]meVです。一方、$3\,\sigma$の信頼水準では、ニュートリノの質量の逆階層に対して、モジュラス$\tau$の許容領域はありません。モジュラス$\tau$は、レプトン生成を介して、ディラックCPフェーズを宇宙論的バリオン非対称性(BAU)にリンクします。強力なウォッシュアウト効果により、予測バリオン非対称性$Y_B$は、せいぜい観測値と同じオーダーになります。すると、最も軽い右巻きニュートリノの質量は$M_1=[1.5,\,6.5]\times10^{13}$GeVの範囲に制限される。予測$Y_B$とディラックCPフェーズ$\delta_{CP}$の間に相関関係が見つかります。$\delta_{CP}$の2つの範囲、$[0^\circ,80^\circ]$(${\rmRe}\,[\tau]>0$)と$[280^\circ、360^\circ]$(${\rmRe}\,[\tau]<0$)はBAUと一致しています。
Negietal.で得られた分析的コアエンベロープモデルを研究します。(1989)低速回転下。本研究では、かにパルサーの慣性モーメントの推定値の下限$I_{\rmCrab,45}\geq2$($I_{45}=I/10^{45}\rmg{cm}^2$)$I_{\rmCrab,45}\geq1.93$(Bejger\&Haensel2003)の最近の推定値の四捨五入としてGunnandOstriker(1969)によって得られたかにパルサー用。この下限値を、カニパルサー(Crawford\&Demiansky2003)について得られた他の観測制約と組み合わせると、$G_h=I_{\rmcore}/I_{\rmtotal}\geq0.7$($G_h$はグリッチ回復パラメータと呼ばれ、グリッチ生成のスタークエイクメカニズムにおけるコアコンポーネントの慣性モーメントの分数を表します)、モデルは質量$M$と表面の赤シフト$z_a$をもたらします。範囲、$M=1.79M_\odot-1.88M_\odot$;$z_a=0.374-0.393$($I_{45}=2$)表面密度の割り当て値、$E_a=2\times10^{14}\rmg{cm}^{-3}$(BrecherとCaporaso1976など)。実際、この表面密度の割り当てられた値は、質量$M=1.96M_\odot$および表面赤方偏移$z_a=$0.414($I_{45}=2$)$G_h\およそ0.12$の値については、実際にヴェラパルサーの観測された「中央」加重平均値に属しています。質量と表面の赤方偏移のこれらの値は、重力赤方偏移の電子-陽電子消滅線のエネルギーを予測します。$E(\rm{MeV})=0.511/(1+z_a)$(Lindblom1984)約0.396-401MeVカニから、約0.389MeVのVelaパルサーから。かにパルサーからの約0.40MeVの線の特徴(Leventhaletal.1977)の証拠は、この研究の発見と非常によく一致しています。
爆発的な火山噴火による大気への電荷注入
| Title |
Charge_injection_into_the_atmosphere_by_explosive_volcanic_eruptions |
| Authors |
Joshua_M\'endez_Harper,_Corrado_Cimarelli,_Valeria_Cigala,_Ulrich_Kueppers,_and_Josef_Dufek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.14400 |
火山の噴火には、さまざまな静電効果が伴います。成熟するプルームの高高度放電(雷)は、氷の形成を必要とする電化プロセス(気象の雷雨を支えるプロセスに類似)によって引き起こされることを示唆する証拠が増えています。しかし、放電は火山の噴火口やその近くでもよく見られます。この活動を説明するために、多くの「氷のない」帯電メカニズムが提案されています。フラクト帯電、摩擦帯電、放射性帯電、および誘導による帯電です。しかし、各メカニズムがジェットの全電化にどの程度寄与するか、またガス噴出領域の電化が上空での静電プロセスにどのように影響するかについては、まだ十分に制約されていない。ここでは、衝撃波管を使用して、氷がない状態で火花放電を生成できる過圧の火山噴流をシミュレートします。これらの放電は、多くの噴火で観測された継続的な無線周波数(CRF)放射を表している可能性があります。一連の静電センサーを使用して、放電ベアリングフローにおけるサイズ依存バイポーラ充電(SDBC)の存在を初めて示します。SDBCは、他の状況で摩擦帯電と容易に関連付けられており、接触および摩擦帯電が噴火の噴火および噴火付近の領域での静電プロセスで重要な役割を果たすという直接的な証拠を提供します。さらに、放電が発生する領域を離れる粒子は、適度に帯電したままであることがわかります。この電化の程度は、カラム内でベントに近い雷を高く駆動するのに十分かもしれません。したがって、ベント付近の放電は、電荷分離の程度が大きくなるにもかかわらず、CRFを駆動する同じ帯電メカニズムによって支えられている可能性があります。
光の隠れた光子またはアクシオンのような粒子は、暗黒物質の優れた候補であり、多くの場合、暗いグローバルまたはゲージされたU(1)対称性の自発的破れに関連しています。ダークヒッグスと標準模型ヒッグス間のポータル結合、およびさまざまな熱効果を考慮して、相転移周辺のダークヒッグスダイナミクスを詳細に検討します。ナンブ・ゴールドストーン・ボソンは、隠れた対称性の破れにおける共鳴パラメータ$q\sim1$のパラメトリック共鳴を介して効率的に生成されることを示します。2次相転移を予測する最も単純な設定では、サブeVと同じくらい軽いアクシオンまたは隠れた光子の暗黒物質の存在量を説明できます。QCDアクシオンモデルによって予測されるように、さらに軽い質量は、一次相転移の場合に暗黒物質の存在量と一致する可能性があります。
熱力学的安定性は因果関係を意味する
相対論的動水力学理論の安定条件は、平衡状態でエントロピーを最大化する必要があるという要件から直接導き出すことができます。ここでは、単純な幾何学的な議論を使用して、動水力学理論がこのエントロピー基準に従って安定している場合、局所的な摂動は将来の光円錐の外側には伝播できないことを証明します。言い換えれば、相対論的流体力学では、非因果理論は熱力学的に不安定でなければなりません。この安定性と因果関係の深いつながりの物理的な起源は、エントロピーと情報の関係にあることを示しています。
スケール破壊スカラー場の存在下での共形重力の構造
共形に結合されたスケール破壊スカラー場の存在下で共形重力の構造を再検討し、静的な球対称の場合には、2つのクラスの正確な外部解を見つけます。1つのソリューションでは、スカラー場は一定の値を持ち、もう1つのソリューションでは(BrihayeとVerbin、Phys.Rev.D80、124048(2009)による)放射座標に依存し、2つの外部ソリューションは共形です。同等。しかし、解の構造そのものが特異な源の存在を必要とし、2つの場合に必要な関連する源が異なる特異構造を持ち、それによって内部の解を等角的に不等にする。放射状に依存する解について、スカラー場が粒子軌道に沿って巨視的に変化する場合でも、銀河の場合、これは銀河の回転軌道にほとんど影響しないことを示します。これらのスカラー場は粒子の質量を生成するため、実際には巨視的ではなく微視的であり、粒子の内部でのみ変化し、粒子に拡張された袋のような構造を与えます。内部にあるため、それらはとにかく最初から銀河の軌道に影響を与えません。最近の論文でHobsonとLasenby(arXiv:2103.13451[gr-qc])は、銀河の回転曲線への共形重力の当てはめが誤っていたという懸念を提起し、理論の当てはめの成功に疑問を呈した.ここで、彼らの論文とBrihayeとVerbinの論文にはいくつかの技術的欠点があり、銀河の回転曲線に適合する優れた共形重力がそのまま残っていることを示します。
機械学習を用いた地球近傍空間におけるソフトプロトン強度の予測
| Title |
Prediction_of_soft_proton_intensities_in_the_near-Earth_space_using_machine_learning |
| Authors |
Elena_A._Kronberg,_Tanveer_Hannan,_Jens_Huthmacher,_Marcus_M\"unzer,_Florian_Peste,_Ziyang_Zhou,_Max_Berrendorf,_Evgeniy_Faerman,_Fabio_Gastaldello,_Simona_Ghizzardi,_Philippe_Escoubet,_Stein_Haaland,_Artem_Smirnov,_Nithin_Sivadas,_Robert_C._Allen,_Andrea_Tiengo,_and_Raluca_Ilie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.15108 |
エネルギー陽子の空間分布は、磁気圏ダイナミクスの理解に貢献します。クラスター/RAPIDの17年間の観測に基づいて、6～22REの半径距離での3D地球磁気圏の28～1,885keVのエネルギーでの陽子強度を予測する機械学習ベースのモデルを導き出しました。衛星の位置と太陽、太陽風、地磁気活動の指標を予測変数として使用しました。結果は、ニューラルネットワーク(多層パーセプトロンリグレッサー)が、k最近傍法と過去のビニングに基づくベースラインモデルよりも、それぞれ平均で~80%と~33\%優れていることを示しています。観測データと予測データの平均相関は約56%です。これは、磁気圏での高速移動エネルギー陽子の複雑なダイナミクスに照らして妥当な値です。予測結果の定量分析に加えて、モデルのパラメーターの重要性も調査します。陽子強度を予測するための最も決定的なパラメータは、位置、つまりZGSE方向と半径方向距離に関連しています。活動指標の中で、太陽風の動圧が最も重要です。この結果は、例えば、放射線帯上を周回するX線天文学用のX線望遠鏡の汚染粒子のバックグラウンドを評価するための直接的な実用化に応用できます。再現可能な研究を促進し、コミュニティが私たちの仕事に基づいて構築できるようにするために、私たちは完全なコード、データ、トレーニング済みモデルの重みを公開しています。詳細については、https://github.com/Tanveer81/deep_horizonのGitHubプロジェクトを参照してください。
統合された拡張不可逆熱力学と散逸に関する相対論的理論の安定性
| Title |
Unified_Extended_Irreversible_Thermodynamics_and_the_stability_of_relativistic_theories_for_dissipation |
| Authors |
Lorenzo_Gavassino_and_Marco_Antonelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.15184 |
相対論的な文脈では、拡張不可逆熱力学(EIT)の主な目的は、非平衡熱力学の原理を流体力学の領域に一般化することです。特に、この理論は、熱力学の法則から直接、拡散タイプのプロセス(エネルギーの拡散としての熱、運動の拡散としての粘性、粒子の拡散としての電荷伝導など)をモデル化することを目的としています。ニュートン物理学では、このタスクは散逸に対する一次アプローチ(つまり、ナビエ・ストークス・フーリエのような方程式)で達成できますが、相対論的枠組みでは、同時性の相対性が一次方法論に深刻な課題をもたらします。、代わりに、EIT内で自然に排除されます。この作品の最初の部分は、この不安定性の問題の数学的起源を理解する上でなされた最新の進歩をレビューすることに専念しています。第2部では、非平衡熱力学を古典的な有効場の理論に発展させることによって生じる形式主義を提示します。これは、特定のケースとして、EIT自体、特にイスラエル-スチュワート理論と発散タイプ理論、さらにカーターのアプローチと非平衡熱力学のほとんどの分岐を含むため、このアプローチを統合拡張非可逆熱力学(UEIT)と呼びます。相対論的化学と放射流体力学として。この形式主義を使用して、これらすべての理論が構成によって安定している理由を説明し(微視的入力が正しい場合)、それらの(リャプノフ)安定性が熱力学の第2法則の直接の結果であることを示します。
