レンズトロノミーII：重力レンズソフトウェアエコシステム
| Title |
lenstronomy_II:_A_gravitational_lensing_software_ecosystem |
| Authors |
Simon_Birrer,_Anowar_J._Shajib,_Daniel_Gilman,_Aymeric_Galan,_Jelle_Aalbers,_Martin_Millon,_Robert_Morgan,_Giulia_Pagano,_Ji_Won_Park,_Luca_Teodori,_Nicolas_Tessore,_Madison_Ueland,_Lyne_Van_de_Vyvere,_Sebastian_Wagner-Carena,_Ewoud_Wempe,_Lilan_Yang,_Xuheng_Ding,_Thomas_Schmidt,_Dominique_Sluse,_Ming_Zhang,_and_Adam_Amara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.05976 |
lenstronomyは、重力レンズのシミュレーションと分析のためのAstropy関連のPythonパッケージです。レンズトロノミーはBirrerandAmara（2018）によって導入され、Birreretalによる線形基底関数系アプローチに基づいています。（2015）。それ以来、レンズトロノミーのユーザーと開発者の基盤は大幅に拡大し、ソフトウェアは、時間遅延の強いレンズでハッブル定数を測定したり、暗黒物質の性質を解決から制約したりするなど、最近のさまざまな分析の不可欠な部分になりました。未解決の小規模レンズ歪み統計。モジュラー設計により、コミュニティは革新的な新しい方法を取り入れることができ、レンズトロノミーAPIに加えてより具体的な目的で強化されたソフトウェアとラッパーを開発することができました。コミュニティの関与と関与を通じて、レンズトロノミーは、ソフトウェアの元の範囲を拡張し、オープンソースで再現可能な方法で強力な重力レンズコミュニティの最前線でその堅牢性と適用性を証明する提携パッケージのエコシステムの基盤になりました。
LISAでの相転移の観測的見通し：フィッシャー行列分析
電弱スケールでの一次相転移は、LISA（レーザー干渉計宇宙アンテナ）などの今後の宇宙ベースの重力波（GW）検出器で観測できる可能性のある重力波の生成につながります。標準模型には相転移がないため、LISAを使用して、確率論的な重力波の背景を検索することにより、新しい物理を検索することができます。この作業では、重力波パワースペクトルを特徴付けるサウンドシェルモデルと不確実性を推定するフィッシャー行列を使用して、相転移によって生成される確率的バックグラウンドでエンコードされた熱力学的パラメーターに対するLISAの感度を調査します。$T_{\text{N}}=100$GeVで核生成する遷移について、遷移強度$\alpha<0.5$および相境界速度$0.4<v_\text{w}<0.9$のパラメーター空間を探索します。ハッブルの長さのバブル間隔$0.1$と$0.01$、音速$c/\sqrt{3}$。サウンドシェルモデルのパワースペクトルは、4つのパラメーターの二重の壊れたパワーの法則によって十分に近似できることを示し、信号対ノイズ比（SNR）のピークパワーと周波数を約10％の精度で測定できることを示します。）20以上。基礎となる熱力学的パラメータの決定は縮退によって複雑になりますが、すべての場合において、位相境界速度が最良の制約付きパラメータになります。フィッシャー行列の主成分に目を向けると、20を超える信号対雑音比は、2つの最高次主成分で3％未満の相対的な不確実性を生み出し、パラメーターの組み合わせの見通しが良いことを示しています。最高次の主成分は、壁の速度によって支配されます。パラメータ感度のこれらの推定値は、熱力学的パラメータの理論計算のための予備的な精度目標を提供します。
TOASTパッケージを使用した将来のCMB宇宙ミッションのためのキャリブレーションとビーム系統学のシミュレーション
| Title |
Simulating_Calibration_and_Beam_Systematics_for_a_Future_CMB_Space_Mission_with_the_TOAST_Package |
| Authors |
Giuseppe_Puglisi,_Reijo_Keskitalo,_Ted_Kisner,_and_Julian_D._Borrill |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.06005 |
この作業では、偏光放射の観測を目的とした、今後および将来の宇宙マイクロ波背景放射実験に影響を与える可能性のある機器の系統的エラーに対処します。特に、ビームとキャリブレーションによって引き起こされる系統分類に焦点を当てます。これらは、全強度測定から偏光までの漏れの主な原因と考えられています。公開されているシミュレーションおよびデータ分析パッケージであるTime-OrderedAstrophysicsスケーラブルツールを使用して、合成データセットをシミュレートしました。また、テンプレートフィッティングアプローチによって漏れを減らすことを目的とした緩和手法を提案します。この手法は、LiteBIRD衛星ミッションの現実的なシミュレーションデータセットに適用した場合に、パワースペクトルレベルでリークを2桁削減するという有望な結果を示しています。
| Title |
Primordial_Black_Hole_Merger_Rate_in_Self-Interacting_Dark_Matter_Halo_Models |
| Authors |
Saeed_Fakhry,_Mahdi_Naseri,_Javad_T._Firouzjaee,_Mehrdad_Farhoudi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.06265 |
自己相互作用暗黒物質（SIDM）ハローモデルにおける原始ブラックホール（PBH）の合併率を研究します。SIDMハローモデルの密度プロファイルの数値記述を調べるために、$\sigma/m=10〜cm^{2}g^{-1}$を使用してSIDMハローモデルに対して以前に実行したシミュレーションの結果を使用します。。また、SIDMモデルに関連するハロー密度プロファイルの進化を説明できる濃度-質量-時間の関係を提案します。さらに、暗黒物質ハローの媒体にランダムに分布している可能性のあるPBHの遭遇条件を調査します。これらの仮定の下で、SIDMハローモデルを考慮して各ハロー内のPBHの合併率を計算し、その結果をコールドダークマター（CDM）ハローモデルで得られた結果と比較します。最初のエポックでのSIDMハローモデルのPBHのマージ率は、CDMハローモデルの対応する結果よりも低くなるはずですが、2番目のエポックに入るまでに、SIDMハローモデルで十分なPBHマージを生成できます。CDMハローモデルから得られたものを超えています。球崩壊ハロー質量関数を考慮することにより、PBHの累積合併率について同様の結果が得られます。さらに、PBHの総合併率の赤方偏移の変化を計算します。PBHの存在量に対する制約を決定するために、PBHの割合と質量の観点から合併率を調査し、3回目の観測実行中にAdvancedLIGO（aLIGO）検出器によって推定されたブラックホールの合併率と比較します。結果は、第2エポック中のSIDMハローモデルのコンテキスト内で、$10〜M_{\odot}-10〜M_{\odot}$イベントのマージ率がaLIGOウィンドウ内にあることを示しています。また、PBHの割合とそれらの質量との関係を推定します。これは、私たちの調査結果とよく一致しています。
6dFGS、BOSS、およびeBOSSからの統一銀河パワースペクトル測定
銀河赤方偏移サーベイの分析における最近の開発を利用して、広角効果やサーベイウィンドウ関数を含む、銀河パワースペクトル多重極のための使いやすいマトリックスベースの分析フレームワークを提示します。このフレームワークを使用して、6dFGSDR3、BOSSDR12、およびeBOSSDR16クエーサーサンプルのデコンボリューションされたパワースペクトル多重極を導出します。標準分析の代わりに、デコンボリューションされたパワースペクトル多重極を使用して、ウィンドウ関数などの調査固有の側面にとらわれないデータ分析を実行できます。BOSSデータセットの場合、デコンボリューションされたパワースペクトルを使用したバリオン音響振動（BAO）分析が、標準分析と同じ尤度をもたらすことを示します。畳み込みとデコンボリューションの両方のパワースペクトル測定に基づく分析を容易にするために、上記のデータセットのウィンドウ関数行列、広角行列、共分散行列、およびパワースペクトルマルチポール測定を提供します。このペーパーと一緒に、さまざまな分析コンポーネントを計算するための\code{Python}ベースのツールボックスを公開します。付録には、これらのデータセットの宇宙論的分析を実装する方法の例を含む詳細なユーザーガイドが含まれています。私たちの仕事が、銀河調査データセットの分析をより広い宇宙論コミュニティにとってよりアクセスしやすくすることを願っています。
q $ ^ 1 $ Eriの高解像度ALMAおよびHST画像：エキセントリックジュピターを備えた非対称塵円盤
| Title |
High_resolution_ALMA_and_HST_images_of_q$^1$_Eri:_an_asymmetric_debris_disc_with_an_eccentric_Jupiter |
| Authors |
J._B._Lovell,_S._Marino,_M._C._Wyatt,_G._M._Kennedy,_M._A._MacGregor,_K._Stapelfeldt,_B._Dent,_J._Krist,_L._Matr\`a,_Q._Kral,_O._Pani\'c,_T._D._Pearce,_D._Wilner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.05975 |
近くの（17.34pc）F9V星q1Eri（HD10647、HR506）の\textit{ALMA}1.3mmおよび0.86mmの観測結果を示します。このシステムは、年齢が${\sim}1.4$Gyrで、${\sim}2$の視線速度惑星と、最も近い300個のFGKタイプの星の中で最も高い光度をもつ塵円盤をホストします。解像度${\sim}0.5''$の\textit{ALMA}画像は、$76.7{\pm}1.0$度傾斜し、最大輝度が$81.6のミリメートル放射の広い（34{-}134au）ベルトを示しています。{\pm}0.5$au。画像は非対称性を示しており、南西アンサの近くでフラックスが高く、これも星に近いです。ハッブル宇宙望遠鏡で観測された散乱光も非対称であり、北東に放射状に広がっています。ミリメートル放射をパラメトリックモデルに適合させ、ディスクの形態、半径、幅、ダストの質量、およびスケールの高さに制約を課します。南西部のアンサ非対称性は、質量$8M_{\oplus}{-}11M_{\rmJup}$at${\sim}60$auは、太陽系の海王星と同様に、外側に移動した可能性があります。測定された垂直アスペクト比$h{=}0.04{\pm}0.01$がディスク内の動的相互作用によるものである場合、これにはサイズ${>}1200$kmの摂動体が必要です。10au、$70{\pm}22\、\mu$Jy内で0.86mmの超過の暫定的な証拠が見つかりました。これは、内側の微惑星帯が原因である可能性があります。COガスの証拠は見つかりませんが、COガスの質量の上限を$4{\times}10^{-6}$M$_{\oplus}$（$3\、\sigma$）に設定します。太陽系の彗星の豊富さ。
TESS-Keck調査：科学の目標とターゲットの選択
| Title |
The_TESS-Keck_Survey:_Science_Goals_and_Target_Selection |
| Authors |
Ashley_Chontos,_Joseph_M._Akana_Murphy,_Mason_G._MacDougall,_Tara_Fetherolf,_Judah_Van_Zandt,_Ryan_A._Rubenzahl,_Corey_Beard,_Daniel_Huber,_Natalie_M._Batalha,_Ian_J._M._Crossfield,_Courtney_D._Dressing,_Benjamin_Fulton,_Andrew_W._Howard,_Howard_Isaacson,_Stephen_R._Kane,_Erik_A._Petigura,_Paul_Robertson,_Arpita_Roy,_Lauren_M._Weiss,_Aida_Behmard,_Fei_Dai,_Paul_A._Dalba,_Steven_Giacalone,_Michelle_L._Hill,_Jack_Lubin,_Andrew_Mayo,_Teo_Mocnik,_Alex_S._Polanski,_Lee_J._Rosenthal,_Nicholas_Scarsdale_and_Emma_V._Turtelboom |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.06156 |
KeplerやTESSなどの宇宙ベースのトランジットミッションは、惑星が至る所に存在することを示しています。ただし、これらのミッションの成功は、地上ベースの視線速度（RV）調査に大きく依存します。これをトランジット測光と組み合わせると、かさ密度と軌道特性を得ることができます。ほとんどのケプラーホスト星は詳細な追跡観測には薄すぎるが、TESSは、RVの特性評価により適した近くの明るい星を周回する惑星を検出している。ここでは、TESSによって識別された太陽系外惑星を研究するためにKeck/HIRESで約100泊を使用するRVプログラムであるTESS-KeckSurvey（TKS）を紹介します。主な調査の目的は、恒星の特性と小さな惑星の構成との関連を調査することです。システムアーキテクチャの多様性が動的構成または惑星の多様性にどのように依存するかを研究する。JWSTによる大気研究の主要な候補を特定する。惑星系の形成における恒星進化の役割を理解します。最終的なTKSサンプルでは、86システムで103の惑星が生成された、完全に自動化されたターゲット選択アルゴリズムを紹介します。ほとんどのTKSホストは、さまざまな金属量で、非アクティブで太陽のような主系列星（4500K<Teff<6000K）です。選択されたTKSサンプルには、71個の小さな惑星（Rp<4Re）、複数の通過候補を持つ11個のシステム、6個のサブデイ期間の惑星、およびホスト星のハビタブルゾーン内またはその近くにある3個の惑星が含まれています。ここで説明するターゲットの選択により、測定された惑星の質量、密度、および奇行を、惑星の人口モデルからの予測と比較することが容易になります。当社のターゲット選択ソフトウェアは公開されており（https://github.com/ashleychontos/sort-a-survey）、特定の望遠鏡の割り当て内で複数の科学的関心のバランスを必要とするあらゆる調査に適合させることができます。
惑星形成の標準モデルは、惑星が単一の星系の軸対称の乱されていない円盤でどのように形成されるかを説明します。しかし、他の惑星の胚が成長し始めたときに、巨大な惑星がすでに形成されている可能性があります。ガス状円盤中の木星型惑星の摂動下での微惑星のダイナミクスを調べます。私たちの目的は、惑星の軌道の外側にある巨大な惑星コアの形成に対する惑星の摂動の影響を理解することです。木星質量惑星が5.2auにある場合、$10^{13}$から$10^{20}$gの範囲の微惑星の軌道進化を計算します。平均運動共鳴（MMR）の位置を除いて、$\simeq9$-15auに分布する微惑星の軌道整列を見つけます。整列の程度は、惑星からの距離が増加し、微惑星の質量が減少するにつれて増加します。軌道が整列していると、遭遇速度が遅くなり、成長が速くなります。同一質量の微惑星の典型的な速度分散は、MMRの位置を除いて、$\sim\mathcal{O}（10）$$\rm{m\text{}s}^{-1}$です。相対速度は、惑星からの距離が増加し、微惑星の質量比が減少するにつれて減少します。微惑星の離心率ベクトルがガス抗力と経年摂動の下で平衡に達すると、2つの微惑星の質量が両方とも質量スペクトルの大きい方の端にあるときに相対速度が低くなります。私たちの結果は、巨大な惑星がディスクに埋め込まれていると、惑星軌道の外側にある別の惑星コアの成長が特定の場所で加速される可能性があることを示しています。
自律型ドローンと機械学習を使用した隕石の回収
| Title |
Recovery_of_Meteorites_Using_an_Autonomous_Drone_and_Machine_Learning |
| Authors |
Robert_I._Citron,_Peter_Jenniskens,_Christopher_Watkins,_Sravanthi_Sinha,_Amar_Shah,_Chedy_Raissi,_Hadrien_Devillepoix,_Jim_Albers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.06523 |
追跡され三角測量された流星からの新たに落下した隕石の回収は、それらの小惑星族の起源を決定するために重要です。ただし、飛散地域で隕石の破片を見つけることは依然として課題であり、過去および現在の隕石カメラネットワークで三角測量された隕石から回収される隕石はごくわずかです。機械学習と自律型ドローンを使用して、隕石の位置を自動化できるかどうかを調べました。ドローンは、グリッド検索パターンを飛行し、広い調査エリアで地面の体系的な写真を撮るようにプログラムできます。これらの画像は、機械学習分類器を使用して分析し、他の多くの機能の中でも特にフィールド内の隕石を特定できます。ここでは、フィールドでドローンによって撮影された画像から隕石を認識するために、さまざまな畳み込みニューラルネットワークの組み合わせをオフラインで展開する概念実証隕石分類器について説明します。このシステムは、概念的なドローンのセットアップで実装され、ネバダ州ウォーカー湖近くの最近の隕石落下の疑いのある飛散地域でテストされました。
銀河の加速度のグラフ化：分布関数から一意のポテンシャルを抽出する時期と方法
| Title |
Charting_Galactic_Accelerations:_When_and_How_to_Extract_a_Unique_Potential_from_the_Distribution_Function |
| Authors |
J._An_(1),_A._Naik_(2),_N.W._Evans_(3),_C._Burrage_(2)_((1)_KASI,_Daejeon,_(2)_Nottingham,_(3)_IoA,_Cambridge) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.05981 |
6次元の位相空間情報を備えた天の川の星のデータセットの出現により、経験的に分布関数（DF）を構築することが可能になりました。ここでは、速度に関するDFのヘッセ行列式が消えないことを条件として、無衝突ボルツマン方程式を使用してDFから加速度を一意に決定できることを示します。この手順と要件をいくつかの分析例で説明します。次に、星の離散的な位置と速度のデータセットからポテンシャルを抽出する方法について説明します。Green＆Ting（2020）に続いて、DFの微分可能な近似を得るために、観測された位相空間位置のサンプルで正規化フローを使用することを提唱します。次に、重力加速度を導出するために、無衝突ボルツマン方程式によって提供される過剰拘束線形方程式の直接解を含む半解析的方法の概要を説明します。等方性および異方性のHernquistモデルから導出されたモックデータセットでアルゴリズムをテストすると、ノイズが追加された場合でも優れた精度が得られます。私たちの方法は、6次元の運動星団のスナップショットから基礎となる重力加速度を抽出する新しい柔軟で堅牢な手段を表しています。
スターバースト後の段階を通じた進化：銀河の進化を推進するプロセスを理解するための実験室としてのスターバースト後の銀河の使用
| Title |
Evolution_Through_the_Post-Starburst_Phase:_Using_Post-Starburst_Galaxies_as_Laboratories_for_Understanding_the_Processes_that_Drive_Galaxy_Evolution |
| Authors |
K._Decker_French_(UIUC) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.05982 |
スターバースト後（または「E+A」）銀河は、銀河の進化において最も速く、最も劇的なプロセスをたどります。この段階を通して銀河の進化を研究している最近の研究は、銀河がどのように構造的および星の種族の変化を受けるか、そしてさまざまなフィードバックメカニズムの役割についての洞察を明らかにしました。このレビューでは、スターバースト後の銀河を特定するための最近の研究を要約します。宇宙時間を通してこの段階の役割をたどる。星の種族、進行中の星形成、形態学、運動学、星間物質の特性、およびAGN活動の測定。最近のスターバーストとその終わりを引き起こすメカニズム。そして、静止状態への将来の進化（またはそうでない）。レビューは、未解決の質問のリストと将来の施設のエキサイティングな可能性で締めくくられます。
宇宙フィラメントが回転するという観測証拠の可能性
| Title |
Possible_observational_evidence_that_cosmic_filaments_spin |
| Authors |
Peng_Wang_(AIP),_Noam_I._Libeskind_(AIP/Lyon),_Elmo_Tempel_(Tartu_Observatory),_Xi_Kang_(ZJU/PMO),_Quan_Guo_(SHAO) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.05989 |
宇宙のほとんどの宇宙論的構造は回転します。宇宙の構造は、小さな矮小銀河から大きな超銀河団まで、さまざまなスケールで形成されますが、これらのスケール全体での角運動量の生成はよくわかっていません。銀河フィラメント（直径数億光年の円柱状の巻きひげ）自体が回転している可能性を調査しました。何千ものフィラメントを積み重ね、フィラメントの軸に垂直な銀河の速度を（赤と青のシフトを介して）調べることにより、これらのオブジェクトも回転と一致する動きを示し、角運動量を持つことが知られている最大のオブジェクトであることがわかりました。回転信号の強さは、視角とフィラメントの動的状態に直接依存します。回転している円盤銀河の端で回転を測定するのが最も簡単であるのと同じように、フィラメントの回転も同様の幾何学的配置の下で明確に検出されます。さらに、フィラメントの両端にあるハローの質量もスピン速度を上げます。ハローが大きいほど、より多くの回転が検出されます。これらの結果は、角運動量が前例のないスケールで生成される可能性があることを示しています。
Survey（DEVILS）：DEVILS領域（COSMOS、XMMLSS、およびECDFS）の一貫した多波長測光
| Title |
Deep_Extragalactic_VIsible_Legacy_Survey_(DEVILS):_Consistent_multi-wavelength_photometry_for_the_DEVILS_regions_(COSMOS,_XMMLSS_&_ECDFS) |
| Authors |
L._J._M._Davies,_J._E._Thorne,_A._S._G._Robotham,_S._Bellstedt,_S._P._Driver,_N._J._Adams,_M._Bilicki,_R._A._A._Bowler,_M._Bravo,_L._Cortese,_C._Foster,_M._W._Grootes,_B._H\"au{\ss}ler,_A._Hashemizadeh,_B._W._Holwerda,_P._Hurley,_M._J._Jarvis,_C._Lidman,_N._Maddox,_M._Meyer,_M._Paolillo,_S._Phillipps,_M._Radovich,_M._Siudek,_M._Vaccari,_R._A._Windhorst |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.06241 |
DeepExtragalacticVIsibleLegacySurvey（DEVILS）は、3つのよく研究された深い銀河系外天体で$\sim$6deg2を超える$\sim$60,000銀河からY$<$21.2等までの、進行中の高完全性の深部分光調査です：D10（COSMOS）、D02（XMM-LSS）およびD03（ECDFS）。多くのDEVILSプロジェクトはすべて、銀河の特性を測定するために、一貫性のある、均一に導出された最先端の測光データを必要とします。これらの地域の既存の測光カタログは、さまざまな施設/波長に対してさまざまな測光測定技術を使用しているため、不整合や古い画像データが発生するか、既知の問題がある光源の検出および測光技術に依存しています。ここでは、ProFound画像分析パッケージと最先端の画像データセット（Subaru-HSC、VST-VOICE、VISTA-VIDEO、UltraVISTA-DR4を含む）を使用して、FUVから500までの22バンドのマッチドソース測光を導き出します。{\mu}m。この測光は、固定サイズのアパーチャ（色を導出するように特別に調整されている）を使用した以前のアプローチと色分析で一貫しているか、より優れていることがわかりますが、恒星の質量、星の導出に不可欠な優れた全光源測光を生成します形成率、星形成履歴など。当社の測光カタログは詳細に説明されており、内部のDEVILSチームプロジェクトの後、より広範な科学コミュニティで使用できるように公開されます。
LoTSSクラゲ銀河：II。グループ対クラスターでのラム圧ストリッピング
| Title |
LoTSS_jellyfish_galaxies:_II._Ram_pressure_stripping_in_groups_versus_clusters |
| Authors |
I.D._Roberts,_R.J._van_Weeren,_S.L._McGee,_A._Botteon,_A._Ignesti,_H.J.A._Rottgering |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.06315 |
銀河団におけるラム圧力ストリッピングの多くの例が文献に存在します。ただし、質量の小さいグループでは、ラム圧力ストリッピングに焦点を当てた作業は大幅に少なくなっています。この作業では、LOFAR2メートルスカイサーベイ（LoTSS）を使用して、約500のSDSSグループ（z<0.05）でクラゲ銀河を検索します。これにより、これまでのグループでのラム圧力ストリッピングの最も包括的な検索になります。$10^{12.5}<M_\mathrm{group}<10^{14}\、h^{-からのグループ質量の全範囲にわたって見られる、拡張された非対称の電波連続体尾を持つグループで60個のクラゲ銀河を識別します。1}\、\mathrm{M_\odot}$。この研究で特定されたグループクラゲ銀河を、ロバーツらによって提示されたクラスター内のLoTSSクラゲ銀河と比較します。（2021）、グループ/クラスターの質量で30年にわたるラム圧力ストリッピングの効果を比較することを可能にします。クラゲ銀河はクラスターで最も一般的に見られ、頻度は最も低い質量のグループに向かって減少していることがわかります。観測された電波連続体の尾の向きと、位相空間におけるグループクラゲ銀河の位置の両方は、銀河がクラスターに比べてグループでよりゆっくりと剥ぎ取られることを示唆しています。最後に、グループ内のクラゲ銀河の星形成率は、「通常の」星形成グループ銀河と一致していることがわかります。これは、星形成率が明らかに向上しているクラスタークラゲ銀河とは対照的です。全体として、銀河群で進行中のラム圧力ストリッピングの明確な証拠があります（非常に低いグループ質量まで）が、クラゲ銀河の頻度とラム圧力ストリッピングの強度は、クラスターよりもグループで小さいように見えます。グループとクラスターでのラム圧力ストリッピングの効率の違いは、局所宇宙で観察されたクエンチされたフラクションとホストハロー質量の間の正の傾向に寄与している可能性があります。
銀河と質量の集合（GAMA）：銀河群のクラスター化
| Title |
Galaxy_and_Mass_Assembly_(GAMA):_the_clustering_of_galaxy_groups |
| Authors |
S._D._Riggs,_R._W._Y._M._Barbhuiyan,_J._Loveday,_S._Brough,_B._W._Holwerda,_A._M._Hopkins,_S._Phillipps |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.06376 |
銀河群のクラスター化をGalaxyandMassAssembly（GAMA）調査で調査し、グループのバイアスとプロファイルの分離スケールとグループの質量への依存性を調査します。グループ選択関数、したがってグループ自己相関関数の推定には固有の不確実性があるため、代わりに、投影された銀河群-グループ相互相関関数を測定します。グループプロファイルはスケールに強く依存し、グループの質量はスケール$r_\bot\lesssim1h^{-1}\mathrm{Mpc}$に強く依存していることがわかります。また、最も大規模なグループが拡張された、過密な構造に住んでいるという証拠も見つかります。マークされたクラスタリング統計をグループに最初に適用したところ、グループ質量のマークされたクラスタリングは、典型的なグループ半径$r_\bot\upperx0.5h^{-1}\mathrm{Mpc}$に匹敵するスケールでピークに達することがわかりました。大規模な銀河は大規模なグループに関連付けられていますが、マークされた統計は、グループ内の銀河の大規模な分離の兆候を示していません。IllustrisTNGシミュレーションとL-Galaxiesモデルから同様の結果を示していますが、L-Galaxiesは小規模でバイアスと銀河の質量依存性が強化されています。
Q0107クエーサートリプレットを使用したz <1でのガスと銀河の関係
| Title |
The_relationship_between_gas_and_galaxies_at_z<1_using_the_Q0107_quasar_triplet |
| Authors |
Alexander_Beckett,_Simon_Morris,_Michele_Fumagalli,_Rich_Bielby,_Nicolas_Tejos,_Joop_Schaye,_Buell_Jannuzi,_Sebastiano_Cantalupo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.06416 |
ユニークなz〜1投影クエーサートリプレットであるQ0107システムの周りのフィールドをカバーする高密度銀河調査を使用して、銀河間および銀河間物質の分布とダイナミクスを研究します。z=0.18からz=0.73までの3つの視線すべてに沿った、完全なLy$\alpha$カバレッジ、1200を超える銀河スペクトル、および2つのMUSEフィールドを使用して、100〜1000kpcの銀河周辺のガスの構造を調べます。スケール。複数の視線で同じ赤方偏移（500$\textrm{km}$$\textrm{s}^{-1}$内）で発生するHI吸収システムを検索し、$>$99.9％の有意性でこれらのシステムが観測されたクエーサースペクトルでは、ランダムに分布した吸収体の集団よりも頻繁に発生します。これは主に、カラム密度N（HI）$>10^{14}$$\textrm{cm}^{-2}$での吸収によって促進されますが、カラム密度が低いマルチサイトライン吸収体はランダムな分布と一致します。星形成銀河は、静止銀河よりも多視線吸収に関連している可能性が高いです。HSTイメージングは、これらの銀河のサブセットに傾斜と位置角を提供します。検出された銀河と吸収体のペアの位置角に二峰性が見られます。これも主に高密度の吸収体によって駆動され、銀河の長軸と短軸に沿って優先的に吸収され、数百kpcの衝突パラメータになります。銀河の投影された長軸の近くのHI吸収体は、その銀河の回転と整列する傾向がある視線速度を示し、短軸吸収体は2倍の可能性があるため、ディスク/流出の二分法を支持するいくつかの証拠が見つかります。同じ赤方偏移でOVIを展示します。
VST初期型銀河調査：低表面輝度領域における銀河の周辺およびクラスター内領域の調査
| Title |
The_VST_Early-type_GAlaxy_Survey:_Exploring_the_Outskirts_and_Intra-cluster_Regions_of_Galaxies_in_the_Low-surface-brightness_Regime |
| Authors |
Enrichetta_Iodice,_Marilena_Spavone,_Massimo_Capaccioli,_Pietro_Schipani,_Magda_Arnaboldi,_Michele_Cantiello,_Giuseppe_D'Ago,_Demetra_De_Cicco,_Duncan_A._Forbes,_Laura_Greggio,_Davor_Krajnovic,_Antonio_La_Marca,_Nicola_R._Napolitano,_Maurizio_Paolillo,_Rossella_Ragusa,_Maria_Angela_Raj,_Roberto_Rampazzo,_Marina_Rejkuba |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.06448 |
VSTEarly-typeGAlaxySurvey（VEGAS）は、チリのESOのパラナル天文台で2.6メートルのVLTサーベイ望遠鏡（VST）を使用して実行される、深いマルチバンド（u、g、r、i）イメージングサーベイです。VEGASは、特別に設計された観測戦略とともに、広い（1平方度）OmegaCAMイメージャと長い積分時間を組み合わせています。パラナルの暗い空よりも5〜8等級以上暗い、mu_g〜27〜30等級arcsec^（-2）のレベルまで、非常に低い表面輝度での特徴の研究のための金鉱であることが証明されています。この記事では、銀河団の密集から未踏の貧しいグループや野外まで、さまざまな環境にわたる銀河のVEGAS観測で得られた主な科学的結果に焦点を当てます。
重力、乱流、磁場、放射、流出フィードバックからのIMFと星の多様性
| Title |
The_IMF_and_multiplicity_of_stars_from_gravity,_turbulence,_magnetic_fields,_radiation_and_outflow_feedback |
| Authors |
Sajay_Sunny_Mathew,_Christoph_Federrath |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.06521 |
重力、乱流、磁場、恒星の放射加熱、流出フィードバックなど、星団形成の一連の3次元適応メッシュ細分化（AMR）電磁流体力学（MHD）シミュレーションを実行します。原始星の流出を含めると、（1）自由落下時間あたりの星形成率が$\sim2$の係数で減少し、（2）断片化が増加し、（3）初期質量関数（IMF）が低くなることがわかります。IMFの全体的な形状に大きな影響を与えることなく、$2.0\pm0.2$の係数で質量を計算します。シミュレーションから得られたシンク粒子（原始星オブジェクト）の質量分布の形式は、観測IMFとかなりよく一致しています。また、IMFの乱流ベースの理論モデルは、高質量および低質量領域でのシミュレーションIMFとよく一致しますが、褐色矮星は予測しませんが、シミュレーションではかなりの数の亜恒星天体が生成されます。星団形成の数値モデルは、観測された多重度の質量依存性も再現します。私たちの多重度の割合の推定値は、一般に、さまざまなスペクトルタイプの観測推定値と一致します。さらに、すべてのシンク粒子の比角運動量を計算し、$1.5\times10^{19}\、\mathrm{cm^2\、s^{-1}}$の平均値が観測データと一致していることを確認します。。私たちのシンク粒子の比角運動量は、原始星のエンベロープとバイナリーに典型的な範囲にあります。IMFは、重力、乱流、磁場、放射、流出フィードバックの組み合わせによって制御されていると結論付けています。
質量ベースおよび超新星前のコア構造ベースの処方からのコンパクトオブジェクト分布の比較
| Title |
Comparing_Compact_Object_Distributions_from_Mass-_and_Presupernova_Core_Structure-based_Prescriptions |
| Authors |
Rachel_A._Patton,_Tuguldur_Sukhbold,_and_J.J._Eldridge |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.05978 |
バイナリポピュレーションシンセシス（BPS）は、処方箋を使用して、コードによって課せられた進化的カットオフでの1つまたは2つの恒星パラメータに基づいて、最終的な運命、爆発または爆縮、および残留質量を予測します。これを行う際に、BPSは、ニュートリノ駆動の爆発パラダイム内の最終的な運命、残骸の種類、および残骸の質量を決定する際に後期進化が果たす不可欠な役割を無視します。コアと最終的な恒星の質量のみに依存する一般的な処方と、星の超新星前のコア構造に依存する新しい方法との違いを強調するために、単一星と連星のサンプル母集団に対して3つの異なる方法を使用して一連のコンパクトオブジェクト分布を生成します。BPASSで計算されます。最初の方法は、星の炭素-酸素（CO）コア質量と最終的な総質量に基づいて残留質量を推定します。2番目の方法では、\citet{Pat20}の裸のCOコアモデルに基づく超新星前のコア構造をパラメーター化された爆発基準と組み合わせて使用し、最初に最終的な運命と残骸のタイプを決定し、次に残骸の質量を決定します。3番目の方法は、超新星以前のヘリウムコアの質量を、コア構造に暗黙的に依存する公共の爆発モデルから決定された残留質量に関連付けます。コア/最終質量ベースの処方は、質量ギャップブラックホールの大集団を含む低質量の残骸を支持し、広範囲にわたる中性子星の質量を予測するのに対し、構造ベースの処方はわずかに高い質量の残骸を支持することがわかります。質量ギャップブラックホールは3.5\Msunと低く、狭い範囲でクラスター化する中性子星の質量分布を予測します。
LIGO / Virgo検出と一致するNOvAにおける超新星のようなニュートリノの拡張検索
| Title |
Extended_search_for_supernova-like_neutrinos_in_NOvA_coincident_with_LIGO/Virgo_detections |
| Authors |
M._A._Acero,_P._Adamson,_L._Aliaga,_N._Anfimov,_A._Antoshkin,_E._Arrieta-Diaz,_L._Asquith,_A._Aurisano,_A._Back,_C._Backhouse,_M._Baird,_N._Balashov,_P._Baldi,_B._A._Bambah,_S._Bashar,_K._Bays,_R._Bernstein,_V._Bhatnagar,_B._Bhuyan,_J._Bian,_J._Blair,_A._C._Booth,_R._Bowles,_C._Bromberg,_N._Buchanan,_A._Butkevich,_S._Calvez,_T._J._Carroll,_E._Catano-Mur,_B._C._Choudhary,_A._Christensen,_T._E._Coan,_M._Colo,_L._Corwin,_L._Cremonesi,_G._S._Davies,_P._F._Derwent,_P._Ding,_Z._Djurcic,_M._Dolce,_D._Doyle,_D._Due\~nas_Tonguino,_E._C._Dukes,_H._Duyang,_S._Edayath,_R._Ehrlich,_M._Elkins,_E._Ewart,_G._J._Feldman,_P._Filip,_J._Franc,_M._J._Frank,_H._R._Gallagher,_R._Gandrajula,_F._Gao,_A._Giri,_R._A._Gomes,_M._C._Goodman,_V._Grichine,_M._Groh,_R._Group,_B._Guo,_A._Habig,_F._Hakl,_A._Hall,_J._Hartnell,_et_al._(137_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.06035 |
LIGO/VirgoCollaborationによって検出された76個の重力波イベントと一致する超新星のようなニュートリノ相互作用の検索が実行されます。これらのイベントのうち40件について、重力波周辺の時間の完全な読み取り値がNOvA遠方検出器から入手できます。これらのイベントでは、90％C.L。で$F<7（4）\times10^{10}\mathrm{cm}^{-2}$のすべてのニュートリノフレーバーの合計のフルエンスに制限を設定します。質量9.6（27）$\mathrm{M}_\odot$のGarching超新星モデルに対応するエネルギーと時間の分布を仮定します。与えられた重力波イベントが超新星によって引き起こされたという仮説の下で、これは90％C.L。で$r>29（50）$kpcの距離に対応します。部分的な遠方検波器データおよび/または近方検波器データを使用する他の重力波イベントには、より弱い制限が設定されます。
ほとんどの高速電波バースト（FRB）モデルは、比較的一般的な天体（中性子星、ブラックホール、超新星残骸）から構築されています。しかし、FRBのソースはまれであり、GalaxyにあるこれらのオブジェクトのほとんどはFRBを作成しません。これらの一般的なオブジェクトがFRBのソースになるには、特別でまれな状況が必要になる場合があります。銀河M81に属する球状星団で繰り返されるFRBの最近の発見は、中性子星と、おそらく白色矮星である、近い連星を含むモデルを示唆しています。中性子星と近接バイナリの両方が球状星団に過剰に存在します。磁気相互作用は、FRBとしてコヒーレントに放射する可能性のある相対論的粒子の加速のもっともらしいメカニズムですが、証明されていません。二重中性子星のバイナリは、観測された長寿命の繰り返しFRBソースにはなり得ませんが、はるかに短寿命のソースになり、おそらく明らかに非繰り返しFRBになる可能性があります。
高温降着流の自己相似解：動粘度係数の役割
| Title |
Self-similar_solution_of_hot_accretion_flow:_the_role_of_kinematic_viscosity_coefficient |
| Authors |
Fatemeh_Zahra_Zeraatgari,_Liquan_Mei,_Amin_Mosallanezhad |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.06227 |
高温付着流の流入風構造の動粘度係数への依存性を調査します。これに関して、磁気回転不安定性の挙動を模倣し、回転軸で最大となる動粘度係数のモデルを提案します。次に、モデルを降着流の数値シミュレーションからの他の2つの処方と比較します。熱伝導の存在下での高温降着流の2次元流体力学方程式を解きます。半径方向にも自己相似アプローチを採用しています。動粘度処方の3つのモデルについて、速度、密度、角運動量などの流入と風の特性を計算します。調べてみると、このモデルでは、自己相似解が適用される外向きの角運動量を抽出するために、他の2つのモデルよりも風の効率が低いことがわかりました。この論文で得られた解は、高温降着流の流体力学的数値シミュレーションに適用できる可能性があります。
| Title |
Blazars_SED_in_Conical_Plasma_Flow_:_a_Monte_Carlo_study |
| Authors |
Nagendra_Kumar_(1)_and_Pankaj_Kushwaha_(2)_((1)_Department_of_Physics,_Indian_Institute_of_Science,_Bangalore,_India,_(2)_Aryabhatta_Research_Institute_of_Observational_Science_(ARIES),_Nainital,_India) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.06263 |
ブレーザーは、最も強力で持続的な相対論的円錐ジェット、つまり高度にコリメートされた材料/プラズマの異方性流をホストします。これに動機付けられて、シンクロトロンと逆コンプトン（IC）メカニズムを介して放出されるプラズマの異方性流におけるブレーザーの広帯域スペクトルエネルギー分布（SED）を調査します。流れは2つの速度成分を持つ円錐形です。ジェット軸に沿った相対論的な流れ成分と、平均ランダムローレンツ因子$\langle\gamma^{ran}\rangle$$<<$を持つランダム垂直成分です。ジェット軸$\langle\gamma\rangle$。べき乗則の電子集団が壊れていると仮定して、シンクロトロンとICプロセスを使用して、円筒形（半径Rと長さL）の放出領域を想定して広帯域SEDを計算しました。ICプロセスには、モンテカルロアプローチを使用しました。そのような異方性の流れは、ブレーザーの広帯域放射と一般的な短振幅および高振幅の変動を再現できることを発見しました。これは、スペクトルおよび時間変動が既存のモデルを区別するのに十分でないことを示しています。FSRQ3C454.3のSEDと3つのBLLacsオブジェクトOJ287、S50716+714、PKS2155-304を再現することでこれを示します。私たちの形式と設定により、観測された広帯域スペクトルに対する発光領域の形状と寸法の影響を調査することもできます。低シンクロトロンピーク（LSP）ブレーザーのSEDは、R/L（$<$0.01）の場合、SSC（シンクロトロンセルフコンプトン）のみを考慮することで説明でき、脊椎鞘の形状を広く模倣していることがわかりました。一般に、非熱粒子数密度と放出領域の長さ（L）の間の縮退により、粒子数密度の観点から任意の変動を再現できます。
| Title |
Thermal_irradiation_induced_wind_outflow_in_a_geometrically_thin_accretion_disk:_A_hydrodynamic_study |
| Authors |
Nagendra_Kumar_and_Banibrata_Mukhopadhyay_(Department_of_Physics,_Indian_Institute_of_Science,_Bangalore_560012,_India) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.06267 |
多くの天体物理学の源、例えば、激変星、X線連星、活動銀河核は、それらが多色の黒体スペクトルを明らかにするとき、風の流出を示し、したがって、幾何学的に薄いケプラー降着円盤を宿します。移流ディスクとは異なり、シンディスクでは、輝線、外部加熱などの物理的環境が、風の流出を促進するための重要な役割を果たすことが期待されています。おそらく内側から外側のディスクへの、ディスク照射効果に起因する薄いディスク内の風の流出を示します。中立面からの特定の発射半径$（r）$について、垂直方向に沿った円筒座標で一連の定常軸対称ディスクモデル方程式を解き、パラメーターとして照射を導入します。最大高さ（$z^{max}$）までのミッドプレーンで、固定されているが小さい初期垂直速度（したがって、薄いディスクのプロパティは実際には変更されません）の存在下での有限照射の加速解を取得します。風の流出は主にディスクの外側領域から発生し、その密度は発射半径の増加とともに減少し、特定の発射半径では放出高さの増加とともに減少することがわかります。風力は、排出高さが高くなると減少します。$z^{max}<2r$の場合、風の流出は、方位角速度と同じ流体速度ですべての方向に接線方向（またはディスクミッドプレーンに平行）に放出されます。これは主に、低質量X線連星の場合、（a）風の流出が高傾斜源で優先的に観測されるべきであり、（b）赤と青のシフトした吸収線の予想を確認します。
検出器の範囲を超えて：重力波の強いレンズ効果の予測
| Title |
Beyond_the_detector_horizon:_Forecasting_gravitational-wave_strong_lensing |
| Authors |
A._Renske_A._C._Wierda,_Ewoud_Wempe,_Otto_A._Hannuksela,_L\'eon_V._E._Koopmans_and_Chris_Van_Den_Broeck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.06303 |
重力波が巨大な天体物理学の物体の近くを通過するとき、それらは重力レンズでレンズを張ることができます。レンズはそれらを複数の波面に分割したり、拡大したり、波に鼓動パターンを刻印したりすることができます。ここでは、強いレンズによって生成された複数の画像に焦点を当てます。特に、強いレンズの予測、レンズの割合、強いレンズの検索におけるレンズ統計の役割を調査します。全体として、LIGO--Virgo--KAGRAの設計感度で、2倍、3倍、4倍の画像のレンズ検出の妥当な割合がわかります。また、A+とLIGOVoyagerのレートを報告し、サブスレッショルドトリガーが含まれていることによる潜在的な改善について簡単にコメントします。ほとんどの銀河レンズイベントは赤方偏移$z\sim1-4$から発生し、観測されたイベントのレンズパラメータの予想される分布を報告します。予測に加えて、繰り返されるイベントのペアを調査する強いレンズ検索におけるレンズ予測の役割を調査します。検索に関連する問題の1つは、イベントペアの数が増えることです。これにより、誤警報の可能性が急速に高まります。私たちは、私たちの検索で予想される銀河レンズの時間遅延の知識がどのようにこの問題に取り組むことを可能にするかを示します。時間遅延が含まれると、誤警報の確率は時間とともに二次関数的にではなく線形に増加し（レンズなしの検索と同様）、検索が大幅に改善されます。銀河団レンズの場合、改善はそれほど重要ではありません。これらの予測に関連する主な不確実性は、高赤方偏移での合併率密度推定であり、将来的にはより適切に解決される可能性があります。
| Title |
On_accretion_disks_formed_in_MHD_simulations_of_black_hole-neutron_star_mergers_with_accurate_microphysics |
| Authors |
Elias_R._Most,_L._Jens_Papenfort,_Samuel_D._Tootle,_Luciano_Rezzolla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.06391 |
コンパクトオブジェクトの合併で形成された残留降着円盤は、マルチメッセンジャー重力波イベントの電磁残光を理解する上で重要な要素です。磁気的およびニュートリノによって駆動される風のために、ディスク質量のかなりの部分が最終的に非結合になり、r過程元素合成を受けます。このプロセスはある程度詳細に研究されてきましたが、以前の研究では通常、降着円盤のおおよその初期条件を使用するか、純粋に流体力学的シミュレーションから開始しました。この研究では、正確な微物理的記述を用いて、動的時空における一般相対論的電磁流体力学でシミュレートされたほぼ等質量のブラックホール-中性子星合体から形成された降着円盤の特性を分析します。合併後のシステムは、さまざまな有限温度の状態方程式とブラックホールスピンに対して$120\、{\rmms}$まで進化しました。流体特性と磁場トポロジーの詳細な分析を提示します。特に、平衡ディスクモデルの構築に使用できる静止質量密度の関数として、磁場強度と特定のエントロピーの解析的適合を提供します。最後に、合併後にシステムの1つを合計$350\、\rmms$に進化させ、最終的なジェット発射の見通しを調査します。私たちのシミュレーションはこの段階に到達していませんが、ジェット発射メカニズムの前提条件である、ファンネルの磁化とクリアリングが継続しているという明確な証拠が見つかりました。
HESSJ1702-420からの100TeV $ \ gamma $線放出の証拠：新しいPeVatron候補
| Title |
Evidence_of_100_TeV_$\gamma$-ray_emission_from_HESS_J1702-420:_A_new_PeVatron_candidate |
| Authors |
L.Giunti_(for_the_H.E.S.S._Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.06405 |
宇宙線スペクトルの膝に到達するハドロン粒子加速器であるPeVatrons（数$10^{15}$eV）の識別は、銀河における宇宙線の起源を理解するために重要です。有望なPeVatron候補である未確認のソースHESSJ1702-420に関する最新情報を提供します。高エネルギーステレオスコピックシステム（H.E.S.S.）で作成され、改善された分析手法を使用して処理されたHESSJ1702-420の新しい観測結果を紹介します。分析構成は、最高エネルギーで収集領域を拡張するように最適化されました。3次元（3D）尤度分析を適用して、ソース領域をモデル化し、非熱放射スペクトルモデルを$\gamma$線データに調整しました。また、フェルミ大面積望遠鏡（LAT）からのアーカイブデータを分析して、ソーススペクトルを$\gamma$線エネルギー>10GeVに制限しました。$5.4\sigma$信頼水準でTeV放出の大部分から分離されたHESSJ1702-420Aと呼ばれる新しいソースコンポーネントの検出を報告します。HESSJ1702-420Aのべき乗則$\gamma$線スペクトルは、$\Gamma=1.53\pm0.19_\text{stat}\pm0.20_\text{sys}$のインデックスで拡張され、曲率は最大でHESSによって検出されたエネルギーバンド64-113TeV$4.0\sigma$の信頼水準で。これにより、最大$100\、\text{TeV}$の放射源の証拠がもたらされ、HESSJ1702-420Aは超高エネルギー宇宙線の存在の有望な候補サイトになります。注目すべきことに、ハドロンシナリオでは、HESSJ1702-420Aに電力を供給する陽子分布のカットオフエネルギーは、95％の信頼水準で0.5PeVよりも高いことがわかります。したがって、HESSJ1702-420Aは、H.E.S.S。でこれまでに検出された最も堅実なPeVatron候補の1つになります。データは、その放出のレプトン起源も除外できませんでしたが。
WEBTが捕らえたブレーザーの偏光特性
活動銀河核には多くの種類があります。それらの少数はラジオラウドであり、超大質量ブラックホールの近くからメガパーセクの距離まで伸びる2つの反対の顕著なプラズマジェットを示します。相対論的ジェットの1つが視線の近くに向けられている場合、その放射はドップラービームであり、これらのオブジェクトはすべての波長で極端な変動特性を示します。これらは「ブレーザー」と呼ばれます。数分から数年までの連続した時間スケールの範囲で発生する予測不可能なブレーザーの変動は、多波長のコンテキストで最も効果的に調査されます。地上観測と宇宙観測を組み合わせることで、電波からガンマ線帯までのブレーザー放射特性の包括的な画像を得ることができます。さらに、近年、ブレーザー偏光無線および光学的挙動の観測および分析に多くの努力が注がれており、偏光度および角度の両方の強い変動性が示されている。世界中の何十人もの天文学者が参加する全地球ブレーザー望遠鏡（WEBT）コラボレーションは、1997年以来、いくつかのブレーザーを監視しています。対応するデータ分析の結果は、ブレーザー現象の理解に貢献し、特にブレーザーの変動性の幾何学的解釈。ここでは、WEBT研究で達成された最も重要な偏光測定結果を確認します。
相対論的ジェットにおける磁気的に支配された乱流プラズマからのシンクロトロン-自己コンプトン放射
| Title |
Synchrotron-Self-Compton_radiation_from_magnetically-dominated_turbulent_plasmas_in_relativistic_jets |
| Authors |
Emanuele_Sobacchi,_Lorenzo_Sironi,_Andrei_M._Beloborodov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.06450 |
ブラックホールを回転させることによって発射される相対論的ジェットは、非熱放射の強力なエミッターです。電磁応力による回転エネルギーの抽出は、磁気的に支配的なジェットを生成し、乱流になる可能性があります。第一原理からの磁気的に支配されたプラズマ乱流の研究は、加速された粒子のほとんどが小さなピッチ角を持っていることを示しています、すなわち、粒子速度は局所磁場とほぼ整列しています。高速冷却領域での異方性粒子からのシンクロトロン-自己-コンプトン放射を調べます。ピッチ角が小さいと、シンクロトロンの冷却速度が低下し、2つの異なる領域で発生する可能性のある逆コンプトン（IC）冷却の役割が促進されます。トムソン体制では、シンクロトロンとICコンポーネントの両方にソフトスペクトル$\nuF_\nu\propto\nu^{1/2}$があります。クライン・仁科の領域では、放射光は広範囲の周波数にわたってハードスペクトル、通常は$\nuF_\nu\propto\nu$を持ちます。私たちの結果は、BLラックとガンマ線バースト（GRB）のモデリングに影響を及ぼします。BLラックは、クライン・仁科の影響が小さい場合に予想されるように、ソフトシンクロトロンとICスペクトルを生成します。観測されたシンクロトロンとICの光度は通常同等であり、ピッチ角$\theta\gtrsim0.1$で中程度の異方性を示します。$\theta\ll0.1$の場合、まれな孤立ガンマ線フレアが生成されることがあります。GRBのハードスペクトルは、ピッチ角$\theta\sim0.1$で予想されるように、放出粒子がクライン-仁科レジームでIC冷却している場合、シンクロトロン放射と一致している可能性があります。ブレーザーとGRBスペクトルは、同様の電子プラズマ磁化パラメータ$\sigma_{\rme}\sim10^4$を持つ乱流ジェットによって説明できます。これは、電子-陽子プラズマの場合、全体的な磁化$\sigma=（m_{\rme}/m_{\rmp}）\sigma_{\rme}\sim10$。
宇宙線（CR）がそれらの源から逃げて、銀河に放出されることを可能にするプロセスはまだほとんど知られていません。地球で測定されたCR電子と陽子スペクトルの比較は、$\sim10$GeVを超えるエネルギーと$\Deltaによって、電子が陽子よりも急なスペクトルで$\Deltas_{\rmep}\sim0.3$放出されることを示唆しています。s_{\rmep}\sim1.2$は$\sim1$〜TeVより上です。両方の種が超新星残骸（SNR）ショックで加速されると仮定して、ここでは、より急な電子スペクトルを原則として正当化できる2つのシナリオを検討します。{\iti}）増幅された磁場での放射光によるエネルギー損失と{\itii}）時間依存の加速効率。パラメトリック記述を使用して、CRによって誘発される不安定性または電磁流体力学（MHD）の不安定性のいずれかによって生成される磁場増幅（MFA）を説明します。電子スペクトルを説明するには、両方のメカニズムが必要であることを示します。特に、シンクロトロン損失は、$\sim1$〜TeVを超えると、大幅な電子の急峻化を引き起こす可能性がありますが、拡散衝撃加速（DSA）への電子注入が衝撃速度に反比例する場合、時間依存の加速は、より低いエネルギーでのスペクトルを説明できます。。そのような行動を裏付ける観察的および理論的証拠について議論します。さらに、\gio{2つの追加のスペクトル機能：断熱段階での加速効率の低下による$\sim$数GeV未満のスペクトルブレーク（既存の観測で必要）と}$\sim20を超えるスペクトル硬化を予測します。$〜TeV（データがまだ利用できない場合）は、衝撃前駆体から逃げる電子に起因します。
SN2010jlの赤外線エコーとその衝撃ブレイクアウト特性への影響
| Title |
The_infrared_echo_of_SN2010jl_and_its_implications_for_shock_breakout_characteristics |
| Authors |
Eli_Dwek,_Arkaprabha_Sarangi,_Richard_G._Arendt,_Timothy_Kallman,_Demos_Kazanas,_and_Ori_D._Fox |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.06531 |
SN2010jlは、タイプIInコア崩壊超新星であり、その放射出力は、SN衝撃波とその周囲の高密度星周媒体（CSM）との相互作用によって駆動されます。60日目以降、その光度曲線は、塵からNIRの過剰放射を発生させました。この過剰は、既存のCSMダストからの熱IRエコー、またはCSMの冷却ポストショック領域または冷却SNイジェクタのいずれかで新しく形成されたダストからの放出である可能性があります。最近の分析によると、CSMでのダストの形成は、約380日後にのみ開始でき、NIR放出源として新たに形成された噴出ダストも除外されています。したがって、初期（<380d）のNIR放射は、IRエコーにのみ起因する可能性があります。エコーのH-K色温度は約1250Kです。最適なモデルでは、爆発から2.2e16cmの距離に約1.6e-4Msunのアモルファスカーボンダストが存在する必要があります。CSMを動力源とする光度の前に、恒星表面を通過するSN衝撃の発生によって生成される強い放射線のバーストが発生します。CSMダストによって見られるピークバースト光度は、CSMでのトムソン散乱によって大幅に減少しますが、エコーを生成するために必要なダストを蒸発させる可能性があります。エコーを生成するダストの生存が、バーストの強度、有効温度、および持続時間に重要な制約を与えることを示します。
スバル/ SCExAOでのベクトルアポダイゼーション位相プレートを使用した空間線形暗視野制御の最初のオンスカイデモンストレーション
| Title |
First_on-sky_demonstration_of_spatial_Linear_Dark_Field_Control_with_the_vector-Apodizing_Phase_Plate_at_Subaru/SCExAO |
| Authors |
S.P._Bos,_K.L._Miller,_J._Lozi,_O._Guyon,_D.S._Doelman,_S._Vievard,_A._Sahoo,_V._Deo,_N._Jovanovic,_F._Martinache,_T._Currie,_F._Snik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.06286 |
太陽系外惑星検出のための高コントラストイメージング観測を現在制限している主要なノイズ源の1つは、準静的スペックルです。準静的スペックルは、ゆっくりと進化する非共通パス収差（NCPA）に起因します。この作業の目的は、空間線形暗視野制御（LDFC）の概念実証オンスカイデモンストレーションを提示することです。LDFCの最終的な目標は、追加の波面センサーとして科学画像を使用してNCPAに対処することにより、点像分布関数（PSF）を安定させることです。スバル望遠鏡のすばるコロナグラフ極限補償光学システムで、空間LDFCと非対称瞳孔ベクトルアポダイジング位相板（APvAPP）を組み合わせました。この論文では、最初に成功した原理実証LDFCオンスカイテストの結果を報告します。（1）機器誤差と大気残留物に加えて、変形可能ミラーに導入された人工的に誘発された静的収差の補正と、（2）大気残留物と機器収差のみの補正の2種類のケースの結果を示します。DMに人工的な静的波面収差を導入すると、LDFCは暗い穴に対して$3$-$7$の係数で生のコントラストを改善できることがわかります。これらのテストでは、残留波面誤差は$\sim$90nmから$\sim40$nmRMSに$\sim$50nmRMS減少しました。残留大気波面誤差と機器収差のみの場合、LDFCが$<0.1$-$0.4$Hzのタイムスケールを持つ進化する収差を抑制できることを示します。$10^{-2}$Hzでの電力は、2.5、5.5、および8.5$\lambda/D$での空間周波数ビンに対して、それぞれ$\sim$20、7、および4の係数で減少することがわかります。この研究で提示された結果は、LDFCが次世代の超大型望遠鏡の高コントラストイメージングの目標を可能にするための有望な技術であることを示しています。
宇宙論のためのFFTLogアルゴリズムの軽量Python実装であるhanklを紹介します。FFTLogアルゴリズムは、対数間隔の周期列の高速フーリエ変換（FFT）を拡張したものです。これは、ハンケル変換を効率的に計算するために使用できます。ハンケル変換は、パワースペクトルまたは2点相関関数の多重極に基づく多くの最新の宇宙論的分析にとって最も重要です。コードは十分にテストされ、オープンソースであり、公開されています。
ひので分光観測により推定された活性領域過渡増光のエネルギー変換率
| Title |
Energy_conversion_rate_of_an_active_region_transient_brightening_estimated_by_a_spectroscopic_observation_of_Hinode |
| Authors |
Toshiki_Kawai_and_Shinsuke_Imada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.06208 |
活動領域の過渡的な増光中に放出されるエネルギーのドップラー運動および熱エネルギーと非熱エネルギーへの変換率を統計的に推定します。エネルギーの推定と一時的な増光の検出には、2種類のデータセットを使用しました。1つには、Hinode/EUVImagingSpectrometerによって観測されたFexiv、Fexv、およびFexviラインの分光画像が含まれます。もう1つは、ソーラーダイナミクスオブザーバトリー/大気イメージングアセンブリ（AIA）の211\AAチャネルから取得した画像です。観測された活動領域は、2013年11月9日とその翌日のNOAA11890でした。その結果、放出されたドップラー運動と非熱エネルギーは、それぞれの強化における熱エネルギー量の変化のそれぞれ約0.1\-1％と10\-100％であることがわかりました。この変換率を使用して、アクティブ領域の加熱に対するAIAの一時的な増光の総エネルギーフラックスの寄与は、伝導損失と放射損失の最大2％であると推定しました。
IRISおよびSDOによって観測された同種の太陽サージプラズマの診断
| Title |
Diagnostic_of_Homologous_Solar_Surge_Plasma_as_observed_by_IRIS_and_SDO |
| Authors |
Pradeep_Kayshap,_Rajdeep_Singh_Payal,_Sharad_C._Tripathi,_Harihara_Padhy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.06222 |
サージは、主にH$_{\alpha}$6563〜{\AA}およびCa〜{\scii}8542〜{\AA}で定期的に観察されています。ただし、インターフェイス領域の他の目立つ線に対するサージ$'$s応答（Mg〜{\scii}k2796.35〜{\AA}$\＆$h2803.52〜{\AA}、O〜{\sciv}1401.15〜{\AA}、Si〜{\sciv}1402.77〜{\AA}）は十分に研究されていません。ここでは、6つの相同サージの進化と運動学がIRISとAIAの観測を使用して分析されます。これらの急増は、手足の非常に近くにある2014年7月7$^{th}$に観察されました。DEM解析は、ベースで低温（logT/K=6.35）と比較的高温（logT/K=6.95）のコンポーネントの共存が見つかったこれらのサージに対して実行されます。これは、サージのベースがかなりの加熱を受けることを示しています。ここで初めて報告された、上記の界面領域線でのこれらのサージの放出中に、放出の初期段階で2つのピークが観察されました。一方のピークは一定で、もう一方のピークは変化します。、本質的に一定ではない（サージの進化全体で赤から青方偏移が観察される）。これは、サージプラズマの回転運動を示唆しています。加熱されたベースと回転するプラズマは、おそらく、同種サージのトリガーとしての磁気リコネクションの発生を示唆しています。これらのサージの放出中に、光学的に厚い（つまり、R$_{kh}$<2.0）にもかかわらず、Mg〜{\scii}k$\＆$h線では中央反転が観察されなかったことがわかります。さらに、R$_{kh}$は時間の経過とともにサージ放出とともに増加し、ガウス幅では負であるのに対し、ドップラー速度と正の相関があることがわかります。
一次元のプロミネンススレッド：I。平衡モデル
| Title |
One_dimensional_prominence_threads:_I._Equilibrium_models |
| Authors |
J._Terradas,_M._Luna,_R._Soler,_R._Oliver,_M._Carbonell,_J._L_Ballester |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.06327 |
糸は太陽の隆起の構成要素であり、時間とともに強く減衰する縦方向の振動運動を示すことがよくあります。報告された振動の原因となる減衰メカニズムはまだ完全には理解されていません。プロミネンススレッドの振動と減衰を理解するには、最初に、静的条件下で、放射損失、熱伝導、およびバックグラウンド加熱の存在下で発生する平衡解の性質を調査する必要があります。これは、スレッドモデルの固有モードを計算するための基礎を提供します。重力の存在下での静水圧および熱平衡の非線形常微分方程式は、標準的な数値手法を使用して解かれ、特定の近似の下で簡単な解析式が導き出されます。方程式の解は、プロミネンススレッド、つまり、プロミネンスコロナ遷移領域（PCTR）を介してコロナに接続する特定の長さの高密度で冷たいプラズマ領域を表します。フットポイントの周囲に局所化された空間依存の加熱関数が考慮される場合、ソリューションは彩層のような層とも一致する可能性があります。プロミネンススレッドを表す静的ソリューションを取得し、モデルのさまざまなパラメーターに対するこれらのソリューションの依存性を詳細に調査しました。他の結果の中でも、磁力線に沿った複数の凝縮が可能であり、モデルの部分的なイオン化の影響により、スレッドの熱バランス、したがってそれらの長さが大幅に変更される可能性があることを示しました。この最後のパラメータは、通常のねじ温度で放射損失が減少した場合の観測で報告されたパラメータに匹敵することも示されています。
食変光星はまれであり、基本的な恒星パラメータの正確な決定を可能にする非常に価値のある天体物理学研究所です。食変光星の初期型の化学的に特異な星の調査は、それらの異常な表面化学の起源と進化の文脈を理解するための重要な情報を提供します。この研究では、TESS衛星によって監視されている6つの水銀マンガン星（HgMn）の日食変動の観測について説明します。これらの発見は、既知の食HgMn星の数を倍増させ、さらなる研究を必要とするいくつかの興味深い天体を生み出します。特に、HD72208で日食を確認し、この天体を最も長い日食のHgMn星として確立しました。ここで初めて報告された他の5つの食変光星の中で、HD36892とHD53004は、日食に加えて心拍変動を示す奇行システムとして際立っています。後者の天体は、食しているHgMn星の中で最も離心率が高く、潮汐によって誘発された振動も示します。最後に、HD55776が白色矮星の仲間によって周回されている可能性があるという証拠が見つかりました。
| Title |
Census_of_Variable_Stars_toward_Serpens_Main |
| Authors |
Jia_Yin,_ZhiWei_Chen,_Rolf_Chini,_Martin_Haas,_Sadegh_Noroozi,_YongQiang_Yao,_ZhiBo_Jiang,_Xuan_Qian,_LiYong_Liu,_and_Yao_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.06355 |
2016年4月から9月にかけて、パンスターズ1のr、i、zバンドでへび座メインに向かって3度2の領域を監視しました。各バンドで11,000を超える星の光度曲線が得られ、143の変数が特定されました。それらの中で、119の変数は新しい発見ですが、24の変数は以前に知られていました。99個の星の変動クラスと期間を提示します。これらのうち、81個は上部の巨星分枝に位置し、長い期間を表示しますが、残りの18個の変数は、短い期間の前主系列星オブジェクトです。また、既知の連星V0623Serを含む8つの食連星系を特定し、それらの物理パラメータを導き出します。観測されたフィールドでのガイアDR2星のクラスタリング分析によると、へび座メインには10個の可変メンバーがあり、以前の研究では6個のメンバーが若い恒星状天体として分類されています。ここでは、これらの変数の色-大きさと色-色の図を提供します。色と大きさの図のほとんどの変数の色の変動性は、予想される変位を生成しますが、クラスターメンバーの動きは異なる方向を指します。この振る舞いは、降着スポットまたは星周円盤に関連している可能性があります。
太陽フレアにおける自己組織化臨界
べき法則のサイズ分布は、自己組織化臨界によって支配される非線形エネルギー散逸プロセスの特徴です。ここでは、主に{\slExtremeUltra-VioletExplorer（EUVE）}と{\slKepler}ミッションから取得した星のフレアサイズ分布の75個のデータセットを分析します。太陽フレアのサイズ分布について、次の質問に答えることを目指しています。（i）べき法則の傾きの値と不確実性は何ですか？（ii）べき法則の傾きは時間とともに変化しますか？（iii）べき法則の傾きは恒星のスペクトル型に依存しますか？（iv）それらは太陽フレアと互換性がありますか？（v）それらは自己組織化臨界（SOC）モデルと一致していますか？観測された太陽フレアフルエンス（またはエネルギー）のサイズ分布は、Keplerで観測された光学データセットに対して$\alpha_E=2.09\pm0.24$のべき乗則の傾きを示すことがわかります。観測されたべき法則の傾きは、時間変動をあまり示さず、恒星のスペクトル型（M、K、G、F、A、ジャイアンツ）に依存しません。太陽フレアでは、バックグラウンド減算により、未修正の$\alpha_E=2.20\pm0.22$の値が$\alpha_E=1.57\pm0.19$に低下することがわかります。さらに、ほとんどの恒星フレアは、低ケイデンス（30分）のケプラーデータでは一時的に解決されないため、追加のバイアスが発生します。これらの2つのバイアスを考慮に入れると、恒星フレアデータセットは、自己組織化臨界モデルの理論的予測$N（x）\proptox^{-\alpha_x}$、つまり$\alpha_E=1.5$と一致します。したがって、正確なべき乗則の適合には、慣性範囲とバックグラウンド減算の自動検出が必要です。これらは、一般化パレート分布、有限システムサイズの影響、および極端なイベントの外れ値でモデル化できます。
四重極を持つコンパクトオブジェクトの降着円盤の光度
| Title |
Luminosity_of_accretion_disks_in_compact_objects_with_quadrupole |
| Authors |
Kuantay_Boshkayev,_Talgar_Konysbayev,_Ergali_Kurmanov,_Orlando_Luongo,_Daniele_Malafarina_and_Hernando_Quevedo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.04932 |
$q$-metricで記述された静的で軸対称のコンパクトオブジェクトの重力場におけるテスト粒子の円運動を検討します。この目的のために、角速度（$\Omega$）、総エネルギー（$E$）、角運動量（$L$）、最内安定円軌道の半径（$L$）などの降着円盤上のテスト粒子の軌道パラメーターを計算します。ソースの質量（$m$）および四重極（$q$）パラメーターの関数としての$r_{ISCO}$）。次に、実験的に測定できる量である降着円盤の放射フラックス、微分、およびスペクトル光度を詳細に調査します。得られた結果は、降着円盤のスペクトルの観測によってブラックホールが$q$メトリックと区別できるかどうかを確認するために、シュワルツシルトおよびカーブラックホールの対応する結果と比較されます。
逆さまの島の多元宇宙
量子極値表面処方を使用して、永遠に膨張する多元宇宙のグローバル時空記述の冗長性を研究します。バブル宇宙の十分に大きな空間領域には、それを取り巻くエンタングルメントアイランドがあると私たちは主張します。その結果、宇宙論的予測を行うために必要なのは多元宇宙の半古典論であり、特定の有限空間領域に関連する基本的な自由度によって完全に説明できます。島は崩壊する泡との強制的な衝突のために発生します。その大きなクランチの特異点は、グローバルな時空記述の冗長性を示しています。島の出現とその結果としての独立した自由度の減少は、宇宙論的測定の問題を引き起こした無限大の正則化を提供します。
宇宙論的相関器の構造の多くは、それらの特異点によって制御されており、特異点は、フラットスペース散乱振幅の観点から固定されています。重要な課題は、任意の運動学で完全な相関関係子を決定するために、特異な限界の間を補間することです。相関関係子の特異点は直接観察できないため、これは特に重要ですが、分析接続によってのみアクセスできます。この論文では、ゲージ場、重力子、インフラトンなどの有理相関関係を研究します。これらの相関関係は、ツリーレベルでの特異点のみが極であり、これらの極から離れる動作はユニタリー性と局所性によって強く制約されます。ユニタリー性が、一貫性のある相関関係子が満たさなければならない一連の切断ルールにどのように変換されるかを説明し、特異点に関する情報が与えられた相関関係子をブートストラップするためにこれをどのように使用できるかを説明します。また、より単純なビルディングブロックからより複雑な相関関係子の反復構築を可能にする漸化式を導出します。平坦な空間では、すべてのエネルギー特異点は単純な極であるため、ユニタリー制約と漸化式の組み合わせにより、完全な相関関係子をブートストラップする効率的な方法が提供されます。多くの場合、これらのフラットスペース相関器は、より複雑なドジッター対応物に変換できます。この手順の例として、ド・ジッター空間での重力子コンプトン散乱に関連する相関関係子を導出しますが、これらの方法ははるかに広く適用できます。
ボルツマン方程式の正確な半解析的解を使用して研究された極低温SiGeHBTの準弾道電子伝達
| Title |
Quasiballistic_electron_transport_in_cryogenic_SiGe_HBTs_studied_using_an_exact,_semi-analytic_solution_to_the_Boltzmann_equation |
| Authors |
Nachiket_R._Naik_and_Austin_J._Minnich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.05374 |
シリコン-ゲルマニウムヘテロ接合バイポーラトランジスタ（HBT）は、III-Vデバイスと比較して競争力のあるノイズ性能と低コストであるため、低ノイズマイクロ波増幅器として注目されています。したがって、HBTの基本的なノイズ性能限界は興味深いものであり、いくつかの研究では、ベースを横切る準弾道電子伝達が、これらの限界に影響を与える極低温の非理想的なIV特性につながるメカニズムであると報告されています。ただし、以前の研究では経験的アプローチまたはボルツマン方程式の近似解を使用して電子伝達をモデル化したため、この結論は理論的予測に対して厳密にテストされていません。ここでは、漸近展開アプローチに基づくボルツマン方程式の正確な半解析的解法を使用して、狭塩基SiGeHBTの非拡散輸送を研究します。計算された輸送特性は実験と矛盾していることがわかり、準弾道電子輸送が極低温の非理想的なIV特性の起源である可能性は低いことを意味します。私たちの仕事は、極低温HBT増幅器のマイクロ波雑音指数の下限を支配するメカニズムを特定するのに役立ちます。
非最小結合の質量のないスカラー場構成をサポートする帯電反射シェル
球対称の帯電反射シェルの電磁場に非最小結合された、空間的に規則的な質量のないスカラー場構成の物理的および数学的特性を{\it分析的に}研究します。特に、合成された荷電反射シェル非最小結合線形化質量のないスカラー場システムのクライン-ゴルドン波動方程式を解析的に解きます。興味深いことに、荷電シェルの離散共鳴スペクトル$\{R_{\text{s}}（Q、\alpha、l;n）\}^{n=\infty}_{n=1}$であることを明示的に証明します。非最小結合の質量のないスカラー場をサポートできる半径は、ベッセル関数の特性ゼロに関して非常にコンパクトな形式で表すことができます（ここで、$Q$、$\alpha$、および$l$はそれぞれ電荷です）。中央の支持シェル、マクスウェル-スカラー理論の無次元非最小結合パラメーター、および支持されたスカラー構成の角調和指数）。
横フレームにおける時空の局所的および近似的分類
| Title |
Local_and_Approximate_classification_of_spacetimes_in_the_transverse_frames |
| Authors |
Nicole_Rosato,_Hiroyuki_Nakano,_Carlos_O._Lousto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.05991 |
数値的に生成された時空、特に連星ブラックホールの合併からの時空への適用に関して、横フレームとテトラッドの選択の定義を再検討します。強磁場レジームにおける局所および近似代数ペトロフ型の概念を紹介します。ペトロフタイプIIとDを区別し、時空の領域を定義できるインデックス$\mathcal{D}=\sqrt{12/I}\left（\Psi_2-\Psi_3^2/\Psi_4\right）$を定義します。特殊不変量$S=27J^2/I^3$と組み合わせて使用した場合の、これらの近似型。この方法を、与えられた初期分離での静止からの2つの非回転ブラックホールに対応するBrill-Lindquist初期データに適用する明示的な例を提供します。ほぼペトロフタイプDの領域に囲まれたほぼペトロフタイプIIのドーナツのような領域が見つかります。スピン係数比の計算を通じて数値的に生成された時空で簡単に実装できる横フレームの完全対称テトラッド固定を提案することにより、研究を完了します。このテトラッドのカー摂動方程式を明示的に導出することにより、アプリケーションを提供します。
原子時計を使用して局所的な暗黒物質ハローを検出する
| Title |
Using_atomic_clocks_to_detect_local_dark_matter_halos |
| Authors |
Chris_Kouvaris,_Eleftherios_Papantonopoulos,_Lauren_Street,_and_L.C.R._Wijewardhana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.06023 |
ボソン暗黒物質が太陽や地球の周りにハローを形成する可能性があります。そのようなハローを原子時計で調べる可能性について議論します。暗黒物質と標準模型の間のヒッグスポータルまたは光子ポータルの相互作用に焦点を当てて、地球上の時計と空間内の時計が識別可能な周波数差を持つ可能性のあるパラメーター空間を検索します。地球を取り巻くボソン暗黒物質ハローは、現在の光原子時計で調べることができる可能性があります。
星周中性子星の惑星の居住性に対する古典的および一般相対論的赤道傾斜角歳差運動の影響
| Title |
The_impact_of_classical_and_General_Relativistic_obliquity_precessions_on_the_habitability_of_circumstellar_neutron_stars'_planets |
| Authors |
Lorenzo_Iorio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.06024 |
最近、中性子星を周回する岩石の惑星が非現実的な状況下で居住可能である可能性があることが示されました。太陽のような主系列星や超大質量ブラックホールの重力レンズ付き降着円盤など、遠くの点状の可視光源も存在する場合、時間的変動の可能性があります$\Delta\varepsilon_\mathrm{p}（t）惑星の赤道傾斜角$\varepsilon_\mathrm{p}$の$\varepsilon_\mathrm{p}$は、傾斜が体の表面の特定の緯度での日射量を決定するため、全体的な居住性予算に含める必要があります。かなり一般的な初期スピン軌道相互作用の初期構成では、ホスト中性子星の場のポストニュートンデシッター成分とレンスティリング成分によって、および惑星の扁平率への引き寄せによって引き起こされる一般相対論的および古典的なスピン変動を指摘します。$J_2^\mathrm{p}$は、$\varepsilon_\mathrm{p}$の巨大で非常に高速な変動を引き起こす可能性があり、そのような世界の居住性に影響を与える可能性があります。特に、たとえば、公転周期$P_\mathrm{b}=0.109\、\mathrm{に対応する$1.4\、M_\odot$中性子星からの惑星の距離が$0.005\、\mathrm{au}$の場合。d}$、公転は$\Delta\varepsilon_\mathrm{p}$を$\varepsilon^\mathrm{max}_\mathrm{p}-\varepsilon_\mathrm{p}^\mathrm{min}\と同じ大きさにシフトしますsimeq50^\circ-100^\circ$は、$10\、\mathrm{d}$（$J_2^\mathrm{p}$）から$3\、\mathrm{Myr}$（Lense-サーリング）は、軌道およびスピン角運動量の任意の方向で発生する可能性があります$\boldsymbol{L}、\、{\boldsymbol{S}}_\mathrm{ns}、\、{\boldsymbol{S}}_\mathrm{惑星-中性子星系のp}$。彼らのスピンのこの特徴を考慮して、私は「ネトトロン」のような架空の惑星をダビングします。
金星の空間的に高解像度の太陽風によって誘発された磁場
| Title |
Spatially_high-resolved_solar-wind-induced_magnetic_field_on_Venus |
| Authors |
Maosheng_He,_Joachim_Vogt,_Eduard_Dubinin,_Tielong_Zhang,_Zhaojin_Rong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.06076 |
現在の作業では、偏りのない統計手法によるすべてのビーナスエクスプレス（VEX）磁気観測を使用して、金星の太陽風によって誘発された磁気圏を高い空間分解能で調査しています。まず、VEXの磁気圏通過中の惑星間磁場（IMF）の予測可能性を評価し、次に、さまざまなIMF条件下で円筒座標系に誘導磁場をマッピングします。私たちの高解像度マッピングは、薄いイオノポーズとそれに関連する電流から古典的な地球規模のドレープIMFに至るまで、さまざまなスケールで構造を解決することを可能にします。私たちのマッピングはまた、最近報告された2つの構造、ターミネーター上の低電離層磁化と磁気圏付近のグローバルな「ループ」構造を解決します。これらは両方とも、古典的なドレープ構成では描かれていません。報告されている両方の構造のIMFに依存しない円筒状磁場とは対照的に、我々の結果はそれらのIMF依存性を示しています。どちらの構造でも、円筒形の磁気成分は、反対側の半球よりも上向きの太陽風電場（$E^{SW}$）のある半球で強くなります。下向きの$E^{SW}$の下では、「ループ」構造が壊れることさえあります。これは、$-E^{SW}$に向かってラップする追加のドレープ磁場構造に起因します。さらに、我々の結果は、これらの2つの構造が互いに空間的に重なっていないことを示唆しています。低電離層構造は、太陽高度が約87〜95$^\circ$、高度が190〜210kmの非常に狭い領域で発生します。これは、構造を再現するための将来のシミュレーションでは、少なくとも約10キロ。この狭い構造について、カウリングチャネルの観点から説明します。
数値シミュレーションにおける局所磁気ヘリシティの保存
磁気ヘリシティは、天体物理学的に関心のあるほとんどのシステムを含む、磁気レイノルズ数が大きいシステムで確実に保存されます。これは、運動学的な大規模ダイナモを抑制し、磁気ヘリシティフラックスを介して大規模ダイナモを駆動する上で主要な役割を果たします。天体物理学システムの数値シミュレーションは、通常、いくつかの動的時間にわたってグローバルな磁気ヘリシティを実施するのに十分な解像度を欠いています。磁気ヘリシティの内部分布のエラーも同様に深刻で、おそらくもっと大きくなります。ここでは、数値シミュレーションでクーロンゲージの磁気ヘリシティの厳密な局所保存を実施するためのアルゴリズムを提案します。
宇宙論的粒子生成における超断熱的基礎：予熱への応用
時間依存のバックグラウンドにおける粒子数の断熱基底依存性について説明します。特に、インフレーション後の予熱に焦点を当て、最適な基準として、生成された粒子数の時間依存性は、与えられたバックグラウンドでのストークス現象を分析することによって得られる単純な接続式によって十分に近似できることを示します。明示的に示すように、単純な接続式は、狭い共振領域と広い共振領域などのさまざまなパラメータ領域を統一された方法で記述できます。
スカラーねじれ$ f（T、\ phi）$重力でのインフレの再構築
| Title |
Reconstructing_inflation_in_scalar-torsion_$f(T,\phi)$_gravity |
| Authors |
Manuel_Gonzalez-Espinoza,_Ram\'on_Herrera,_Giovanni_Otalora,_Joel_Saavedra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.06145 |
ラグランジアン密度がテレパラレル重力とインフラトンのねじれスカラー$T$の任意の関数$f（T、\phi）$である、最も一般的なクラスのスカラーねじれ理論におけるスローロールインフレーション中の再構成が調査されます。$\phi$。ラグランジアン密度が$f（T、\phi）=-M_{pl}^{2}T/2-G（T）F（\phi）-V（\phi）$の理論のクラスの場合、$G（T）\simT^{s+1}$と累乗$s$が定数である場合、非最小結合関数$F（\phi）$とスカラーポテンシャル$V（\phi）$は、スカラースペクトルインデックス$n_{s}（N）$のパラメーター化（またはアトラクタ）および$e-$foldの数の関数としてのテンソル対スカラー比$r（N）$を介して$N$。具体的な例として、アトラクタ$n_{s}-1\propto1/N$と$r\propto1/N$、および$r\propto1/N（N+\gamma）$の場合を分析します。$\gamma$無次元定数。
WimPyDD：WIMP直接検出信号を計算するためのオブジェクト指向Pythonコード
| Title |
WimPyDD:_an_object-oriented_Python_code_for_the_calculation_of_WIMP_direct_detection_signals |
| Authors |
Injun_Jeong,_Sunghyun_Kang,_Stefano_Scopel_(Sogang_U.),_Gaurav_Tomar_(Technical_U._of_Munich) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.06207 |
WimPyDDを紹介します。これは、モジュール式のオブジェクト指向でカスタマイズ可能なPythonコードであり、事実上すべてのシナリオで、ガリラヤ不変の非相対論的有効理論のフレームワーク内で、弱相互作用質量粒子（WIMP）直接検出実験で期待される速度の正確な予測を計算します。、非弾性散乱、任意のWIMPスピン、銀河ハローにおける一般的なWIMP速度分布を含みます。WimPyDDは、直接検出信号の計算に入る3つの主要コンポーネントの因数分解を利用します。i）有効理論の紫外完成への信号の依存性をエンコードするウィルソン係数。ii）核物理学および実験検出器の主な機能（受容、エネルギー分解能、原子反跳への応答）に依存する応答関数。iii）WIMP速度分布に依存し、天体物理学的入力をエンコードするハロー関数。WimPyDDでは、これら3つのコンポーネントが計算され、後で補間するために個別に保存され、信号評価手順の最後のステップとしてのみ結合されます。これにより、WIMPモデルのパラメーター空間の次元が大きい場合にも、WimPyDDを使用した直接検出散乱率の現象論的研究が透過的かつ高速になります。
| Title |
Analytical_computation_of_quasi-normal_modes_of_slowly-rotating_black-holes_in_dCS_gravity |
| Authors |
Manu_Srivastava_(IIT_Bombay),_Yanbei_Chen_(CalTech),_S._Shankaranarayanan_(IIT_Bombay) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.06209 |
重力波観測を使用して、強重力領域における一般相対性理論からの逸脱を検索することは、重要な研究の方向性になっています。チャーンサイモンズ（CS）重力は、最も頻繁に研究されている強い重力のパリティ違反モデルの1つです。カーブラックホールはCS重力の解決策ではないことが知られています。同時に、動的CS（dCS）重力に関する文献で利用可能な唯一の回転ソリューションは、スピンの2次次数で最も正確に知られている低速回転の場合です。この作業では、低速回転の場合（スピンの1次に正確）、CS結合パラメーター（$\alpha）のスピンの線形次数と2次次数に正確なメトリックとdCSフィールドを支配する線形摂動方程式を導出します。$）そして準ノーマルモード（QNM）周波数を取得します。Wagleらの最近の結果を確認した後。（2021）、$\alpha^2$の主要な摂動次数での固有振動数補正への追加の寄与を見つけます。Wagleetal。とは異なり、極域の周波数の補正もあります。複雑な$r$平面に変形された等高線に沿った、摂動されていないQNM波動関数の摂動ポテンシャルの期待値を評価することにより、これらの追加の補正を計算します。$\alpha=0.1M^2$の場合、最初のQNM周波数（極セクター）でのGR補正に対するdCS補正の虚数部の比率は$0.263$であり、大きな変化を意味します。$（2,2）-$モードの場合、dCS補正により、基本モードの最初のQNMの虚数部の負の値が小さくなり、減衰率が低下します。私たちの結果は、将来の重力波観測とともに、dCS重力をテストし、CS結合パラメーターをさらに制約するために使用できます。[要約]
高速再構成アルゴリズムを使用したBaikal-GVDのミューオントラックの測定
| Title |
Measuring_muon_tracks_in_Baikal-GVD_using_a_fast_reconstruction_algorithm |
| Authors |
Baikal-GVD_Collaboration:_V.A._Allakhverdyan,_A.D._Avrorin,_A.V._Avrorin,_V.M._Aynutdinov,_R._Bannasch,_Z._Barda\v{c}ov\'a,_I.A._Belolaptikov,_I.V._Borina,_V.B._Brudanin,_N.M._Budnev,_V.Y._Dik,_G.V._Domogatsky,_A.A._Doroshenko,_R._Dvornick\'y,_A.N._Dyachok,_Zh.-A.M._Dzhilkibaev,_E._Eckerov\'a,_T.V._Elzhov,_L._Fajt,_S.V._Fialkovski,_A.R._Gafarov,_K.V._Golubkov,_N.S._Gorshkov,_T.I._Gress,_M.S._Katulin,_K.G._Kebkal,_O.G._Kebkal,_E.V._Khramov,_M.M._Kolbin,_K.V._Konischev,_K.A._Kopa\'nski,_A.V._Korobchenko,_A.P._Koshechkin,_V.A._Kozhin,_M.V._Kruglov,_M.K._Kryukov,_V.F._Kulepov,_Pa._Malecki,_Y.M._Malyshkin,_M.B._Milenin,_R.R._Mirgazov,_D.V._Naumov,_V._Nazari,_W._Noga,_D.P._Petukhov,_E.N._Pliskovsky,_M.I._Rozanov,_V.D._Rushay,_E.V._Ryabov,_G.B._Safronov,_B.A._Shaybonov,_M.D._Shelepov,_F._\v{S}imkovic,_A.E._Sirenko,_A.V._Skurikhin,_A.G._Solovjev,_M.N._Sorokovikov,_I._\v{S}tekl,_A.P._Stromakov,_E.O._Sushenok,_O.V._Suvorova,_V.A._Tabolenko,_B.A._Tarashansky,_Y.V._Yablokova,_S.A._Yakovlev,_D.N._Zaborov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.06288 |
バイカルギガトン体積検出器（バイカル-GVD）は、ロシアのバイカル湖で現在建設中のkm$^3$スケールのニュートリノ検出器です。検出器は、垂直ストリング上に配置された数千の光学センサーで構成され、ストリングごとに36個のセンサーがあります。文字列は、それぞれ8つの文字列のクラスターにグループ化されます。各クラスターは、スタンドアロンのニュートリノ検出器として動作できます。検出器のレイアウトは、$\sim$100TeV以上のエネルギーを持つ天体物理ニュートリノの測定用に最適化されています。ミューオン（反）ニュートリノの荷電電流相互作用から生じるイベントは、バイカル-GVDでトラックのようなトポロジーを持ちます。このようなトラックのようなイベントを再構築するために、高速の$\chi^2$ベースの再構築アルゴリズムが開発されました。このアルゴリズムは、バイカル-GVDの最初の5つの運用クラスターから2019年に収集されたデータに適用され、下降する大気ミューオンと上昇する大気ニュートリノの両方が観測されました。これは、Baikal-GVD設計の実験的検証に向けた重要なマイルストーンとして機能します。この分析は単一クラスターデータに限定されており、ほぼ垂直なトラックが優先されます。
チベットからのローレンツ不変性違反に対する両側制約-AS $ \ gamma $およびLHAASO超高エネルギー光子観測
| Title |
Two-sided_constraints_on_Lorentz_Invariance_violation_from_Tibet-AS$\gamma$_and_LHAASO_Very-High-Energy_photon_observations |
| Authors |
Petr_Satunin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.06393 |
チベット-AS$\gamma$およびLHAASO実験による最近のガンマ線観測からの四次分散関係を持つ光子のローレンツ不変性違反エネルギースケールに対する新しい両側制約を提示します。制約は、光子の三重分裂（超光速シナリオ）とシャワー形成の抑制（超光速）のプロセスの考慮に基づいています。管腔下シナリオの制約は、対生成の制約よりも優れており、文献で最も強力です。
バウショックでの太陽風の不連続性の変化
| Title |
Solar_wind_discontinuity_transformation_at_the_bow_shock |
| Authors |
Julia_A._Kropotina,_Lee_Webster,_Anton_V._Artemyev,_Andrei_M._Bykov,_Dmitri_L._Vainchtein,_Ivan_Y._Vasko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.06414 |
地球の軌道にある太陽風プラズマは、不連続性を含む一時的な磁場構造を運びます。地球のバウショックとの相互作用により、不連続性の構成と安定性が大幅に変わる可能性があります。最も普及しているタイプの太陽風の不連続性である回転不連続性（RD）について、このような相互作用を調査します。一連のその場マルチスペースクラフト観測を使用し、動的ハイブリッドシミュレーションを実行します。磁気リコネクションにつながる可能性のあるRD電流密度の増幅に焦点を当てます。増幅は2桁にもなる可能性があり、主に3つのプロセスによって支配されることを示します。横磁場の圧縮、RDの全体的な薄化、およびRDと磁気圏シースの下流の低周波電磁波との相互作用です。バウショック。最初の要因は、ほとんどの観測されたケースで単純な流体力学的予測を大幅に超えることがわかり、2番目の効果はかなり中程度の影響を及ぼし、3番目の要因は電流密度の強い振動を引き起こします。バウショック前駆体に加速粒子が存在すると、電流密度の増幅が大幅に促進され、ショック後の磁気リコネクションの可能性が高くなることを示します。加速された粒子のプールは、観測データ分析とハイブリッドコードシミュレーションによって示されるように、RDと地球のバウショックとの相互作用に強く影響します。したがって、衝撃は傾斜角ではなく、衝撃反射粒子が存在する前震の存在によって区別する必要があります。RDショック相互作用のプラズマプロセスは、地球の磁気圏の磁気構造と乱流に影響を及ぼし、天体物理学のプロセスに影響を与える可能性があります。
| Title |
Measuring_the_spins_of_heavy_binary_black_holes |
| Authors |
Sylvia_Biscoveanu,_Maximiliano_Isi,_Vijay_Varma,_Salvatore_Vitale |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.06492 |
それらの起源を理解するためには、個々の合体するブラックホールのスピンの正確で正確な測定が必要です。以前の研究では、スピン情報のほとんどが信号のインスピレーション部分からのものであることが示されていましたが、重いブラックホール連星システムGW190521の有益なスピン測定は、合併とリングダウンがそのような大規模システムのスピン制約に大きく寄与する可能性があることを示唆しています。スピン誘起歳差運動と高次モードの両方の影響を含む数値相対論的代理波形モデルを使用して、個々の重いブラックホール連星の合併のスピンパラメータの測定可能性について体系的な研究を行います。スピン測定は、GW190521のようなシステムの信号のマージ部分とリングダウン部分によって駆動されることがわかりますが、測定の不確かさはシステムの総質量とともに増加します。中程度の信号対雑音比で観測されたシステムでも、スピンパラメータに意味のある制約を課すことができますが、測定可能性はシステムの正確な6次元スピン構成に依存します。最後に、特定の参照周波数でのコンポーネントスピンベクトルの面内投影間の方位角は、高い信号対雑音比で観測された信号であっても、シミュレートされた構成のほとんどで十分に測定できないことがわかりました。
ヘリウム様SXVイオンのK殻X線線分極と励起断面積の高分解能実験室測定
| Title |
High-resolution_Laboratory_Measurements_of_K-shell_X-ray_Line_Polarization_and_Excitation_Cross_Sections_in_Heliumlike_S_XV_Ions |
| Authors |
Chintan_Shah_(1_and_2_and_3),_Natalie_Hell_(2),_Antonia_Hubbard_(2),_Ming_Feng_Gu_(4),_Michael_J._MacDonald_(2),_Megan_E._Eckart_(2),_Richard_L._Kelley_(1),_Caroline_A._Kilbourne_(1),_Maurice_A._Leutenegger_(1),_F._Scott_Porter_(1),_and_Gregory_V._Brown_(2)_((1)_NASA_Goddard_Space_Flight_Center,_8800_Greenbelt_Rd,_Greenbelt,_MD_20771,_USA,_(2)_Lawrence_Livermore_National_Laboratory,_7000_East_Avenue,_Livermore,_CA_94550,_USA,_(3)_Max-Planck-Institut_f\"ur_Kernphysik,_Saupfercheckweg_1,_D-69117_Heidelberg,_Germany,_(4)_Space_Science_Laboratory,_University_of_California,_Berkeley,_CA_94720,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.06493 |
LLNLEBIT-I電子ビームイオントラップ、2つの結晶分光計、およびEBIT熱量計分光計を使用して、SXVの強いKシェルn=2-1遷移の電子衝撃励起断面積の測定を報告します。断面積は、同時に測定された放射電子捕獲のよく知られた断面積への直接正規化によって決定されます。分散面が電子ビーム方向に平行および垂直に配向されている2つの結晶分光計による同時偏光測定を使用して、直接励起線放射の偏光が決定され、次に等方性の全断面積が抽出されます。さらに、さまざまな線形成メカニズムを実験的に調査し、放射カスケードと衝突内殻イオン化が、禁止線$z$の直線偏光と全線放出断面積の程度を支配することを発見しました。
