枢木スザクとおとめ座銀河団の郊外でのICMの観測では、北方向のガス質量分率が予想レベルを大幅に上回っていることを発見しました。ここでは、おとめ座の郊外にあるXMM-Newtonデータを調査し、ボロノイ分割に分割して、バルクICMコンポーネントを凝集ICMコンポーネントから分離します。最も近い銀河団として、おとめ座の大きな角度範囲により、テッセレーションの空間スケールは、中間の赤方偏移クラスターで同じ手法を使用して達成されたものよりもはるかに小さくなり、5$\times$5までのスケールでガスの凝集を調べることができます。kpc。北の郊外でのガスの凝集のレベルは比較的穏やかであり（$\sqrt{C}<1.1$）、点光源検出手順が凝集のかなりの部分を除外した可能性があることを示唆しています。凝集を補正すると、$r_{200}$のガス質量分率がユニバーサルガス質量分率と一致しますが、$r_{200}$の外側の値はそれを大幅に上回っています。これは、北の郊外での非熱的圧力のサポートが重要であることを示唆している可能性があり、$r_{200}$の外側の全圧の20％のレベルでの非熱的圧力サポートが高いことを説明できることがわかります北へのガス質量分率。これは、シミュレーションから予想される範囲と一致しています。
重力波$ \ times $ HI強度マッピング：宇宙論的および天体物理学的アプリケーション
| Title |
Gravitational_waves_$\times$_HI_intensity_mapping:_cosmological_and_astrophysical_applications |
| Authors |
Giulio_Scelfo,_Marta_Spinelli,_Alvise_Raccanelli,_Lumen_Boco,_Andrea_Lapi,_Matteo_Viel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.09786 |
宇宙論と天体物理学で最も急速に成長している観測量の2つは、重力波（GW）と中性水素（HI）の分布です。この作業では、分解された重力波検出と強度マッピング（IM）実験からのHI信号との間の相互相関を調査します。すべての投影効果を含む角度パワースペクトルを使用した断層撮影アプローチを使用して、アインシュタイン望遠鏡とSKAO強度マッピング調査の組み合わせの可能なアプリケーションを調査します。3つの主要なトピックに焦点を当てます。GWの観測された赤方偏移分布の\textit{（i）}統計的推論。宇宙論的研究の例としての動的暗黒エネルギーモデルに対する\textit{（ii）}制約。\textit{（iii）}連星ブラックホールをマージする前駆体の性質の決定、原始起源と天体物理学的起源を区別します。私たちの結果は次のことを示しています。\textit{（i）}GWの赤方偏移分布は、宇宙論や天体物理学を前提とせずに、低赤方偏移で高精度に較正でき、宇宙論および宇宙論モデルを精査する方法を提供する可能性があります。\textit{（ii）}動的暗黒エネルギーパラメータの制約は、補完的な方法で、潜在的に体系性が低く、IMのみの実験と競合します。\textit{（iii）}解決された合併からの重力波内の比較的少量の原始ブラックホールを検出することが可能になります。私たちの結果は、マルチトレース宇宙論と天体物理学の有望な分野である$\mathrm{GW\timesIM}$にまで及びます。これには、単一の観測量を個別に見ることでは不可能な方法で科学的調査を行うことができるという大きな利点があります。
$ \ mu $-途方もなく大きな原始ブラックホールの周りの歪み
原始ブラックホールを生成するさまざまなメカニズムでは、各ブラックホールは、ブラックホールの質量を大まかに補償する周囲の低密度領域とともに形成されると予想されます。この領域は外側に伝播し、均一な背景の音速でシェルとして拡大します。シルクダンピングによるシェルの散逸は、CMBスペクトルで検出可能な$\mu$-歪みを引き起こす可能性があります。平均$\mu$の現在の限界-歪みは$\left|\bar{\mu}\right|\lesssim10^{-4}$、標準の$\Lambda$CDMモデルは$\left|を予測します\bar{\mu}\right|\sim10^{-8}$、これは将来のミッションで検出される可能性があります。この研究では、$\Lambda$CDMを超えて$\bar{\mu}$が観測されない場合、質量範囲$10^{6}M_内の超大質量原始ブラックホールの密度に新しい上限が設定される可能性があることが示されています。{\odot}\lesssimM\lesssim10^{15}M_{\odot}$。さらに、初期質量が$M\gtrsim10^{12}M_{\odot}$のブラックホールは、角度スケール$\sim1^{\circで$\mu\gtrsim10^{-8}$の点状の歪みを残す可能性があります。}$はCMBであり、その非観測は、これらの途方もなく大きな原始ブラックホールの集団にさらに厳しい限界を課します。
修正された内部線形結合法による弱いレンズ倍率の再構成
| Title |
Weak_Lensing_Magnification_Reconstruction_with_the_Modified_Internal_Linear_Combination_Method |
| Authors |
Shutong_Hou,_Yu_Yu,_Pengjie_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.09970 |
弱いレンズ効果の宇宙倍率信号の測定は、観測された銀河分布に圧倒的な固有のクラスター化があるため、非常に困難です。この論文では、内部線形結合（ILC）法を変更して、固有のクラスタリングを抑制するための追加の制約を使用してレンズ信号を再構築します。パフォーマンスを定量化するために、LSSTのような測光調査用の現実的な銀河カタログを作成します。20000$\deg^{2}$をカバーし、平均ソース赤方偏移は$z_{s}\sim1$です。再構成のパフォーマンスは、選択したphoto-zビンの幅に依存することがわかります。レンズ信号とソース銀河分布の間の相関関係により、導出された信号の系統的バイアスは小さくなりますが、より狭いフォトzビンの統計的不確実性は大きくなります。修正ILC法によるレンズ信号の再構成は、ビン幅$\Deltaz^{P}=0.2$の統計的不確かさ$<5\％$で不偏であると結論付けます。
後期宇宙における宇宙論的摂動理論の応用
この論文では、後期宇宙における宇宙論的摂動理論の応用のいくつかについて議論します。まず、宇宙論の標準モデルを理論的に理解し、宇宙論的摂動理論の詳細な説明を含む、その観測結果を計算するために使用されるツールを確認します。次に、この論文の結果について説明します。2つの完全流体（放射と無圧力ダスト）を含み、ニュートリノ異方性応力を考慮した、平坦なフリードマン-ロバートソン-ウォーカー宇宙における線形次数の重力波またはテンソル摂動の新しい解析ソリューションを紹介します。結果の1つは、そのような宇宙のあらゆるサブホライズン重力波に当てはまります。別の結果は、原始起源の重力波（たとえば、インフレーション中に生成される）に適用され、地平線を横切る前と後の両方で機能します。これらの結果は、以前に文献に記載された分析的近似を改善します。数値解法との比較は、宇宙論に関連する広範囲の波数について、これらの近似の両方が1％以内の精度であることを示しています。宇宙論的摂動理論における相対論的銀河数カウントを2次まで計算するための新しい独立したアプローチを提示します。また、角直径距離と調査がまたがる体積について、完全な2次の相対論的に観測された赤方偏移の分析式を導き出します。次に、結果を一般的な距離と赤方偏移の関係を計算する以前の作業と比較し、結果が線形および主要な非線形次数で一致していることを確認します。最後に、ほぼスケール不変のガウス・ボネ修正重力理論のクラスを簡単に研究し、縦方向ゲージの宇宙論的摂動理論でアインシュタインのような場の方程式を一次に導きます。
不均一な光子注入と原始ブラックホールの降着への応用からの乱れた再結合
| Title |
Perturbed_recombination_from_inhomogeneous_photon_injection_and_application_to_accreting_primordial_black_holes |
| Authors |
Trey_W._Jensen_and_Yacine_Ali-Ha\"imoud |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.10266 |
初期の宇宙でのエキゾチックな電磁エネルギー注入は、宇宙論的再結合を変え、最終的には宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の異方性を変える可能性があります。さらに、エネルギー注入が不均一である場合、それは空間的に変化するイオン化率、およびCMBの非ガウス性を誘発する可能性があります。ただし、これらの信号の可観測性は、エネルギー注入変動の特徴的なスケールと比較して、注入された粒子がどれだけ伝播し、それらのエネルギーを原始プラズマに蓄積するかに依存します。この研究では、原始ブラックホール（PBH）の降着に関連する、10MeV未満の光子の不均一なエネルギー注入に起因するエネルギー蓄積と摂動再結合の空間特性を調べます。このエネルギー範囲内のすべての関連する光子相互作用を説明し、新しい分析近似による二次電子エネルギー沈着効率を含む、新しいモンテカルロ放射輸送コードを開発します。指定された注入光子スペクトルの場合、コードは、注入ポイントからの時間と距離に応じて、注入から堆積までのグリーン関数を出力します。この出力を摂動再結合問題の線形化された解と組み合わせて、時間およびスケールに依存する堆積からイオン化へのグリーン関数を導き出します。この一般的なフレームワークを降着するPBHに適用します。その光度は、冷たい暗黒物質とバリオンの間の超音速相対速度によって空間的に強く変調されます。結果として生じる自由電子分率の空間変動は、現在のCMBパワースペクトル制約が導き出される標準的な再結合からの平均偏差と同じ大きさであることがわかります。この研究は、降着するPBHに対する感度が、これらの不均一性をCMB異方性パワースペクトルと非ガウス統計に伝播することによって大幅に改善される可能性があることを示唆しています。
ローマの宇宙望遠鏡の高緯度調査における画像の永続性の影響
| Title |
Impact_of_Image_Persistence_in_the_Roman_Space_Telescope_High-Latitude_Survey |
| Authors |
Chien-Hao_Lin,_Rachel_Mandelbaum,_M._A._Troxel,_Christopher_M._Hirata,_Mike_Jarvis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.10273 |
ナンシーグレースローマ宇宙望遠鏡の高緯度調査では、2220度$^2$の領域にある何億もの銀河の位置と形状を測定することが期待されています。この調査は、前例のない体系的な制御を備えた高品質の弱いレンズ効果データを提供します。RomanSpaceTelescopeは、TeledyneH4RGHgCdTeフォトダイオードアレイを使用して、近赤外線（NIR）バンドで空を調査します。これらのNIRアレイは、持続性と呼ばれる効果を示します。初期の露光中にフォトダイオードにトラップされた電荷は、後の露光に徐々に放出され、画像の汚染や、フラックスや形状などの測定された銀河特性のエラーにつながる可能性があります。この作業では、持続効果を組み込んだ画像シミュレーションを使用して、銀河の形状測定と弱いレンズ効果信号への影響を研究します。持続性によって引き起こされた銀河の形の変化の間には、有意な空間相関は見られません。弱いレンズ効果の宇宙論の対象となるスケールでは、弱いレンズ効果の相関関数に対する持続性の影響は、ローマ宇宙望遠鏡の加法せん断誤差バジェットよりも約2桁低く、持続性の影響が現在の設計を前提として、RomanSpaceTelescopeを使用した弱いレンズ効果の系統的なエラーバジェット。
太陽型星を周回するトランジット調査によって発見された発生加重中央値惑星とそれらの惑星形成と進化への影響
| Title |
The_Occurrence-weighted_Median_Planets_Discovered_by_Transit_Surveys_Orbiting_Solar-type_Stars_and_Their_Implications_for_Planet_Formation_and_Evolution |
| Authors |
Kevin_C._Schlaufman,_Noah_D._Halpern |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.09725 |
惑星の発生と原始的な大気保持確率は周期とともに増加するため、通過調査によって発見された発生加重中央惑星は、質量と半径の関係を較正するために通常使用される大気散逸によって彫刻された低発生の短周期惑星とはほとんど似ていない可能性があります。惑星形成モデル。太陽型星を周回する通過調査によってこれまでに発見された低質量惑星の発生加重質量-半径関係は、発生加重中央地球質量惑星と海王星質量惑星の両方がそれらの質量の数パーセントを水素に持つことを必要とします/ヘリウム（H/He）雰囲気。原始太陽星雲が消散したずっと後に形成を終えた地球とは異なり、これらの発生加重中央値地球質量惑星は、それらのシステムの歴史の初期に形成されたに違いありません。地球質量惑星の周りの重要なH/He大気の存在は、惑星形成のコア降着モデルの重要な予測を確認します。また、原始質量を保持できる$2〜M_{\oplus}\lesssimM_{\text{c}}\lesssim8〜M_{\oplus}$の範囲のコア質量$M_{\text{c}}$を意味します。雰囲気。大気散逸が極端紫外線（EUV）フラックスによる光蒸発によって引き起こされる場合、私たちの観測では、光蒸発モデルで通常想定される作業に変換される入射EUVフラックスの割合を減らす必要があります。大気散逸がコア駆動である場合、発生加重中央値地球質量惑星は大きなボンドアルベドを持っている必要があります。天王星と海王星の質量の少なくとも10％がH/He大気にあるのとは対照的に、これらの発生加重中央値の海王星質量惑星はH/Heが貧弱です。その意味するところは、天王星や海王星の原始惑星系円盤の形成場所よりも、衝突を経験したか、親の原始惑星系円盤の寿命がはるかに短い部分や高温の部分で形成されたことです。
偏った外側の太陽系
ケプラーに近いポテンシャルの離心率の軸対称円盤は、面外座屈に対して不安定です。最近、Zderic等。（2020）は、理想化されたディスクが偏ったモードに飽和することを示しました。ここでは、このアプシダルクラスタリングが、巨大惑星の軌道平均重力影響を含む、太陽系外の原始散乱円盤天体でも発生することを示します。Lynden-Bell（1979）の銀河における棒形成のメカニズムを使用してダイナミクスを説明します。また、不安定時のさまざまな時点での面密度と視線速度のプロットを示し、速度空間での同心円と渦巻腕の形成を強調しています。
近赤外線アースシャイン観測によって検出された海洋の偏光特性
| Title |
Polarimetric_Signature_of_Ocean_as_Detected_by_Near-Infrared_Earthshine_Observations |
| Authors |
J._Takahashi,_Y._Itoh,_T._Matsuo,_Y._Oasa,_Y._P._Bach,_M._Ishiguro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.10099 |
環境。海のある太陽系外惑星の発見は、地球を超えた生命の探索において非常に重要です。滑らかな液体表面からの鏡面反射光の偏光検出は理論的に予想されますが、地球の海洋の偏光シグネチャはまだディスク統合惑星光で決定的に検出されていません。目的。私たちは、地球の海の偏光特性を検出して測定することを目指しています。メソッド。月のアースシャインの近赤外線偏光測定を実施し、アースシャインの寄与地域のさまざまな海洋部分を使用して32泊分のデータを収集しました。結果。偏光度と海洋の割合の間に明確な正の相関が明らかになった。海洋画分の回転遷移に応じて、偏光が1時間ごとに変化することがわかりました。典型的な偏光度に対する変動の比率は、約0.2〜1.4と大きかった。結論。私たちの観測は、地球の海に起因する偏光特性のもっともらしい証拠を提供します。近赤外線偏光測定は、太陽系外惑星を探索するための有望な手法と見なすことができます。
両極拡散を伴う外部原始惑星系円盤のグローバル3次元シミュレーション
原始惑星系円盤（PPD）の構造と進化は、磁場によって媒介される円盤の角運動量輸送によって主に支配されています。最も観測可能な外側のディスクでは、PPDガスのダイナミクスは、主に、主要な非理想的な電磁流体力学（MHD）効果としての両極拡散によって制御されます。この作業では、Athena++MHDコードを使用して、ローカルシミュレーションに匹敵する解像度で、両極拡散と正味ポロイダル磁束を使用した一連のグローバル3D非理想MHDシミュレーションを実行することにより、外部PPDのガスダイナミクスを研究します。私たちのシミュレーションは、磁気回転不安定性（MRI）によって引き起こされる磁化されたディスク風と乱流の共存を示しています。MHD風がディスクの角運動量輸送を支配する一方で、MRI乱流も大きく寄与します。磁束が自発的に軸対称磁束シートに集中し、乱流レベル、応力、および降着率の半径方向の変動につながることを観察します。環状の下部構造は、磁束集中の自然な結果として発生します。磁束集中現象は、ディスクの磁化と両極拡散のレベルが異なるさまざまな特性を示します。磁束シートは場合によっては磁束の漏れを防ぐことができますが、ディスクは一般に時間の経過とともに磁束を失います。私たちの結果は、弱いMRI乱流外部PPDにおけるディスク環状下部構造の遍在性を示しており、ディスク進化の確率的性質を暗示しています。
共有軌道システム$ \、$ Iにおける潮汐進化の分析モデル。太陽系外惑星への応用
| Title |
An_analytical_model_for_tidal_evolution_in_co-orbital_systems_$\,$I._Application_to_exoplanets |
| Authors |
J\'er\'emy_Couturier,_Philippe_Robutel,_Alexandre_C._M._Correia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.10186 |
近接した共軌道惑星（1：1の平均運動共鳴）は、中心の星との強い潮汐相互作用を経験する可能性があります。ここでは、これらのシステムの潮汐進化の研究に適合した分析モデルを開発します。一定のタイムラグ潮汐モデルのハミルトニアンバージョンを使用します。これは、点質量の場合のために開発されたハミルトニアン形式を拡張したものです。潮汐散逸を受けている共軌道システムは、システムパラメータに応じて、ラグランジュまたは反ラグランジュ構成のいずれかを優先することを示します。ただし、すべての範囲のパラメーターと初期条件で、両方の構成が不安定になりますが、システムの破壊のタイムスケールは星の寿命よりも長くなる可能性があります。すでに知られている近くの太陽系外惑星が検出されていない共軌道コンパニオンを持っている可能性があるかどうかを判断するための使いやすい基準を提供します。
1型活動銀河核のFeII / MgII比とエディントン比の間の強い相関
| Title |
Strong_correlation_between_FeII/MgII_ratio_and_Eddington_ratio_of_type_1_Active_galactic_nuclei |
| Authors |
Jaejin_Shin,_Jong-Hak_Woo,_Tohru_Nagao,_Minjin_Kim,_and_Hyeonguk_Bahk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.09720 |
FeII/MgII線束比は、活動銀河核（AGN）のブロードライン領域（BLR）におけるFe/Mg存在比の指標として使用されてきました。ハッブル宇宙望遠鏡とスローンデジタルスカイサーベイで得られたアーカイブレストフレームUVスペクトルに基づいて、z<2でのタイプ1AGNのFeII/MgII比を調査します。ホール質量、AGN輝度、およびエディントン比）、FeII/MgII比はエディントン比と強く相関しますが、ブラックホール質量、AGN輝度、またはレッドシフトとは相関しないことを確認します。私たちの結果は、BLRの金属量が、AGNの降着活動に物理的に関連しているが、銀河の全体的な特性（つまり、銀河の質量と光度）には関連していないことを示唆しています。BLRの金属量とAGNの降着率の関係については、金属冷却がホスト銀河の中央領域へのガス流入を促進する上で重要な役割を果たし、AGNの高い降着率をもたらす可能性があることを議論します。
| Title |
GRUMPY:_a_simple_framework_for_realistic_forward-modelling_of_dwarf_galaxies |
| Authors |
Andrey_Kravtsov_and_Viraj_Manwadkar_(The_University_of_Chicago) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.09724 |
矮小銀河の形成をモデル化するために特別に設計された単純なレギュレータータイプのフレームワークを提示します。さまざまなモデリングの選択とパラメーター値に対する恒星の質量（ハロ質量と恒星の質量）の金属量関係のモデル予測の感度を調査します。その単純さにもかかわらず、シミュレーションからのハローの現実的な質量降着履歴とモデルパラメータ値の合理的な選択と組み合わせると、フレームワークは、星の質量で7桁以上の矮小銀河の非常に広範囲の観測された特性を再現できます。特に、このモデルは、恒星の質量とハローの質量の関係に関する観測上の制約、および恒星の質量と気相と恒星の金属量、ガスの質量、サイズ、星形成率との間の観測された関係に同時に一致できることを示します。観測された矮小銀河の星形成履歴（SFH）の一般的な形態と多様性。したがって、このモデルを使用して、色、表面輝度、質量光度比など、$N$体シミュレーションでダークマターハローによってホストされる矮小銀河の測光特性を予測し、矮小銀河のモデル観測を進めることができます。そのようなモデリングの例を提示し、モデル銀河の色と表面輝度分布が最近の観測調査で観測された矮星の分布とよく一致していることを示します。また、一般的な仮定とは対照的に、絶対等級とハローの質量の関係は、ドワーフ体制ではべき乗則ではないと一般に予測されており、検出可能な超微弱銀河をホストするハローの割合は、再電離赤方偏移に敏感であることも示しています。（zrei）そしてzrei<〜9の観測と一致すると予測されます。
宇宙論的合併の歴史がどのように恒星のハローの多様性を形作るか
| Title |
How_cosmological_merger_histories_shape_the_diversity_of_stellar_haloes |
| Authors |
Martin_P._Rey_and_Tjitske_K._Starkenburg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.09729 |
宇宙論的合併の歴史と銀河形成物理学の間の相互作用に対する銀河の恒星ハローの応答を精査するための新しいアプローチを紹介し、適用します。2つの天の川質量ホストの暗黒物質のみのズームシミュレーションを実行し、遺伝子組み換え技術を使用して、それらの宇宙論的履歴にターゲットを絞った制御された変更を加えます。次に、各歴史の恒星ハローに半経験的粒子タグ付けアプローチを導入することで、制御された研究が可能になり、すべてのインスタンスが、参照として$z=0$で同じ大規模構造、動的および恒星質量に収束します。これらの関連する合併シナリオだけでも、観測された人口に匹敵する恒星のハロー質量分率（1.5dex）の拡張された広がりが生成されます。最大の散乱は、既存の星を広げて大規模な、その場で支配された恒星のハローを作成する後期（$z\leq1$）の主要な合併を成長させることによって達成されます。$z\sim2$での最後の大規模な合併を増やすと、より多くの付着した星が内側の領域にもたらされ、その後のマイナーなイベントによって主に構築される郊外での散乱が小さくなります。半経験的アプローチの柔軟性を利用して、矮小銀河の恒星質量とハロー質量の関係の傾斜を浅くすることで、シナリオ全体の恒星ハロー質量の多様性が減少することを示します。宇宙の時間全体でより熱い運動学。したがって、合併に依存する恒星ハローの多様性は、それぞれ中央銀河と矮小銀河をモデル化する際の仮定に明確に対応し、次世代の深い測光観測所で、さまざまな銀河の質量スケールでの星形成とフィードバックを制約する刺激的な展望を開きます。
AGORA高解像度銀河シミュレーション比較プロジェクト。 III：天の川の宇宙論的ズームインシミュレーション-質量ハロー
| Title |
The_AGORA_High-resolution_Galaxy_Simulations_Comparison_Project._III:_Cosmological_zoom-in_simulation_of_a_Milky_Way-mass_halo |
| Authors |
Santi_Roca-F\`abrega_(corr-auth),_Ji-hoon_Kim_(corr-auth),_Loic_Hausammann_(corr-auth),_Kentaro_Nagamine_(corr-auth),_Johnny_W._Powell,_Ikkoh_Shimizu,_Daniel_Ceverino,_Alessandro_Lupi,_Joel_R._Primack,_Thomas_Quinn,_Yves_Revaz,_H\'ector_Vel\'azquez,_Tom_Abel,_Michael_Buehlmann,_Avishai_Dekel,_Bili_Dong,_Oliver_Hahn,_Cameron_B._Hummels,_Ki-won_Kim,_Britton_D._Smith,_Clayton_J._Strawn,_Romain_Teyssier,_and_Matthew_Turk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.09738 |
7つを使用して得られた$z=0$での$10^{12}\、{\rmM}_{\odot}$ハローの$z=4$への一連の高解像度宇宙論的ズームインシミュレーションを提示します。数値銀河形成コミュニティで広く使用されている現代の天体物理シミュレーションコード。ガスの冷却、加熱、星形成の物理的処方は、以前の{\itAGORA}ディスクの比較で使用されたものと似ていますが、現在は宇宙論的プロセスの影響を説明しています。この作業では、さまざまなコードグループによって実行される銀河形成シミュレーションのこれまでで最も注意深い比較と、最終実行で採用される調整可能なシミュレーションパラメーターの数を減らすように設計された一連の4つのキャリブレーションステップを紹介します。参加しているすべてのコードグループがキャリブレーション手順を正常に完了した後、$z=4$までの同様の質量アセンブリ履歴を持つ一連の宇宙論的シミュレーションに到達します。ターゲットハローの内部構造を解明する数値精度により、コードは全体的に、ガスや恒星の特性などで互いによく一致しているだけでなく、銀河系の媒体の特性などの違いも示していることがわかります。提案されたキャリブレーション手順と共通パラメーターに従って適切にテストされた場合、高解像度の宇宙論的ズームインシミュレーションの結果は堅牢で再現性があると主張します。新しいコードグループは、共通の初期条件、共通の実装が容易な物理パッケージ、および提案されたキャリブレーション手順を採用して同等のモデルを生成することにより、この比較に参加するように招待されています。ここで紹介するシミュレーションの詳細な分析は、コラボレーションからの今後のレポートで行われます。
IQ Collaboratory III：経験的な粉塵減衰フレームワーク-粉塵の粒子を使用した流体力学的シミュレーションの実行
| Title |
IQ_Collaboratory_III:_The_Empirical_Dust_Attenuation_Framework_--_Taking_Hydrodynamical_Simulations_with_a_Grain_of_Dust |
| Authors |
ChangHoon_Hahn,_Tjitske_K._Starkenburg,_Daniel_Angl\'es-Alc\'azar,_Ena_Choi,_Romeel_Dav\'e,_Claire_Dickey,_Kartheik_G._Iyer,_Ariyeh_H._Maller,_Rachel_S._Somerville,_Jeremy_L._Tinker,_and_L._Y._Aaron_Yung |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.09741 |
経験的ダスト減衰（EDA）フレームワークを提示します。これは、物理的特性に基づいてシミュレートされた銀河に現実的なダスト減衰を割り当てるための柔軟な処方箋です。EDAを使用して、SIMBA、IllustrisTNG、およびEAGLEの3つの最先端の大規模宇宙論的流体力学シミュレーションの合成観測を転送します。次に、シミュレーションの光学的およびUV色-マグニチュード関係$（gr）-M_r$および$（FUV-NUV）-M_r$を、尤度を使用して$M_r<-20$およびUV完全SDSS銀河サンプルと比較します。無料の推論。ほこりがなければ、予想どおり、どのシミュレーションも観測値と一致しません。ただし、EDAを使用すると、3つのシミュレーションすべてで観測された色の大きさを再現できます。さらに、私たちのダスト処方によって予測された減衰曲線は、観測された減衰-傾斜関係および星形成銀河の減衰曲線とよく一致しています。ただし、シミュレートされた星形成銀河は本質的に観測よりもはるかに明るいため、EDAは$A_V$が低い星形成銀河を予測しません。さらに、EDAは初めて、観測的に測定するのが難しい静止銀河の減衰曲線の予測を提供します。シミュレートされた静止銀河は、星形成銀河よりも振幅が小さい、より浅い減衰曲線を必要とします。EDAは、フォワードモデリングと組み合わせて、銀河の塵に光を当て、流体力学的シミュレーションを精査するための効果的なアプローチを提供します。この研究はまた、銀河形成モデルを比較する際の主な制限を示しています。ダストの減衰を調整することにより、大幅に異なる銀河集団を予測するシミュレーションで、同じUVおよび光学観測を再現できます。
NGC3627のディスク全体にわたる100個のスケールでの高密度分子ガス特性
| Title |
Dense_molecular_gas_properties_on_100_pc_scales_across_the_disc_of_NGC_3627 |
| Authors |
I._Be\v{s}li\'c_(1),_A._T._Barnes_(1),_F._Bigiel_(1),_J._Puschnig_(1),_J._Pety_(2_and_3),_C._Herrera_Contreras_(2),_A._K._Leroy_(4),_A._Usero_(5),_E._Schinnerer_(6),_S._E._Meidt_(7),_E._Emsellem_(8_and_9),_A._Hughes_(10),_C._Faesi_(6_and_11),_K._Kreckel_(12),_F._M._C._Belfiore_(13),_M._Chevance_(12),_J._S._den_Brok_(1),_C._Eibensteiner_(1),_S._C._O._Glover_(14),_K._Grasha_(15_and_16),_M._J._Jimenez-Donaire_(5),_R._S._Klessen_(14_and_17),_J._M._D._Kruijssen_(12),_D._Liu_(6),_I._Pessa_(6),_M._Querejeta_(5),_E._Rosolowsky_(18),_T._Saito_(6),_F._Santoro_(6),_A._Schruba_(19),_M._C._Sormani_(14),_and_T._G._Williams_(6) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.09742 |
星間物質の最も密度の高い相が銀河環境全体でどのように変化するかは、まだ十分に制約されていません。高密度分子ガスからのかなりの放出を高い空間分解能で回復し、銀河系外のディスク環境の広いダイナミックレンジをカバーするには、長い観測時間が必要です。一連の高臨界密度分子トレーサー（HCN、HNC、HCO+）およびCOアイソトポログ（13CO、C18O）の新しいNOrthernExtendedMillimeterArray（NOEMA）観測を、近くの（11.3Mpc）、強く棒渦巻銀河NGC3627に向けて提示します。観測結果は、近くの渦巻銀河の円盤を横切る高密度ガストレーサーの現在の最高角度分解能（1.85";100pc）マップを表しています。ここでは、高密度分子ガスの特性と、ガラクトセントリックの関数としてのそれらの変動を評価するために使用します。半径、分子ガス、星形成。HCN（1-0）/CO（2-1）の積分強度比は、最近の星形成の量とは相関しないことがわかります。代わりに、HCN（1-0）/CO（2-1）比は銀河環境に依存し、銀河の中心、棒渦巻銀河、棒渦巻銀河の端の領域が異なります。中央の600pcの高密度ガスは、高密度分子ガスの割合が高いにもかかわらず、星の生成効率が低いようです。星形成が行われる場所でバーが終了するよりもnが拡張されます。高密度ガスのダイナミクスを評価する際に、HCN（1-0）およびHCO+（1-0）輝線が、CO放出で以前に特定された特徴に対応するバーエンドの領域に向かって複数の成分を示していることがわかります。これらの特徴は、Halpha発光のピークと共空間的であり、このバーエンド領域の複雑なダイナミクスが星形成の局所的な強化にリンクされている可能性があることを強調しています。
MURALES調査。 IV。 MUSE観測によるz <0.3の3C電波銀河における核流出の探索
| Title |
The_MURALES_survey._IV._Searching_for_nuclear_outflows_in_3C_radio_galaxies_at_z_ |
| Authors |
Giovanna_Speranza,_Barbara_Balmaverde,_Alessandro_Capetti,_Francesco_Massaro,_G._Tremblay,_Alessandro_Marconi,_Giacomo_Venturi,_M._Chiaberge,_R.D._Baldi,_S._Baum,_P._Grandi,_Eileen_T._Meyer,_C._0'Dea,_W._Sparks,_B.A._Terrazas,_and_E._Torresi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.09743 |
イオン化ガスの核流出を検索する赤方偏移$<$0.3を使用して、第3ケンブリッジカタログ（3C）からの37個の電波銀河のVLT/MUSE観測を分析します。これらの観測は、MURALESプロジェクト（MUseRAdioLoudEmissionlineスナップショット調査）の一部であり、その主な目標は、最も強力なラジオラウドAGNのフィードバックプロセスを調査することです。[O〜III]$\lambda$5007輝線にノンパラメトリック分析を適用しました。この輝線の非対称性と高速翼は、流出の兆候を示しています。21のソースで核流出の証拠が見つかり、速度は$\sim$400〜1000kms$^{-1}$、流出質量は$\sim10^5-10^7$M$_\odot$、運動エネルギーは$\sim10^{53}-10^{56}$ergの範囲です。さらに、流出が拡大している証拠は、0.4〜20kpcのサイズの高励起（HEG）およびブロードライン（BLO）電波銀河のサブクラスの13のソースの2Dガス速度マップにあります。0.4〜30M$_\odot$yr$^{-1}$の範囲の質量流出率と、${\dotE}_{kin}\sim10^{42}-のエネルギー蓄積率を推定します。10^{45}$ergs$^{-1}$。ジェットパワー、活動銀河核の核光度、および流出運動エネルギー率を比較すると、HEGとBLOの流出は放射電力である可能性が高いのに対し、ジェットは低励起の銀河でのみ支配的な役割を果たす可能性が高いことがわかります。私たちが測定した低い負荷係数は、これらの流出がエネルギーではなく運動量によって引き起こされていることを示唆しています。関与するガスの質量、速度、およびエネルギーに基づいて、観測されたイオン化された流出は、ホスト内のガス含有量または星形成に限定的な影響を与えると結論付けます。フィードバックプロセスの完全なビューを取得するには、流出の複雑な多相構造を調査する観察が必要です。
数値シミュレーションによるDavis-Chandrasekhar-Fermi法の較正：磁場配向の統計から磁場強度を推定する際の不確実性
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Calibrating_the_Davis-Chandrasekhar-Fermi_method_with_numerical_simulations:_uncertainties_in_estimating_the_magnetic_field_strength_from_statistics_of_field_orientations |
| Authors |
Junhao_Liu,_Qizhou_Zhang,_Benoit_Commercon,_Valeska_Valdivia,_Anaelle_Maury,_and_Keping_Qiu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.09934 |
Davis-Chandrasekhar-Fermi（DCF）法は、空の平面の向きから磁場の強さを間接的に推定するために広く使用されています。この作業では、クラスター化された大規模な星形成領域の放射伝達を使用して、3DMHDシミュレーションと合成偏光画像のセットを提示します。合成分極マップにDCF法を適用して、自己重力が重要な高密度分子塊と高密度コアでの信頼性を調査します。DCF法の仮定の妥当性を段階的に調査し、モデルと推定磁場強度を比較して、凝集塊とコアスケールでの推定均一および総（rms）磁場強度の補正係数を導き出します。さまざまな状況での補正係数がカタログ化されています。DCF法は、強い場の場合にうまく機能することがわかります。ただし、乱流磁気エネルギーが乱流運動エネルギーよりも小さい場合、弱い磁場の場合の磁場強度は、DCF法によって大幅に過大評価される可能性があります。測定された角度分散に影響を与える可能性のある効果に対する角度分散関数（ADF、修正DCF法）法の精度を調査し、ADF法が順序体構造、ビーム平滑化、および干渉法を正しく説明していることを確認します。フィルタリングしますが、ほとんどの場合、視線に沿った信号統合を説明するために適用できない場合があります。私たちの結果は、見通し内信号統合の影響が適切に対処されていない場合、DCF法を$\sim$0.1pcスケール未満で適用することは避けるべきであることを示唆しています。
シミュレートされた雲の密度分布の2番目のべき乗則テールの抽出
| Title |
Extraction_of_a_second_power-law_tail_of_the_density_distribution_in_simulated_clouds |
| Authors |
L._Marinkova,_T._Veltchev,_Ph._Girichidis,_S._Donkov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.10047 |
観測された列密度分布の高密度端でのべき乗則テール（PLT）の出現と発達は、星形成分子雲の高度な進化を示していると考えられています。多くの数値シミュレーションから示されているように、これは、質量密度分布（\rhopdf）の形態学的に類似した進化に対応します。後者はまた、最初に形成された原始星コアの崩壊の段階で、2番目のより浅いPLTを表示する可能性があります。解像度の制約により、考えられる2番目のPLTのパラメータを推定することは困難です。この問題に対処するために、Veltchevetal。（2019）によって提案された任意の密度分布から単一のPLTを抽出する方法を拡張して、2番目のPLTを検出します。この手法は、分析的な\rhopdf{}でのテストを通じて詳しく説明され、等温自己重力雲の一連の流体力学的高解像度シミュレーションに適用されます。1つのケースを除くすべてのケースで、2つのPLTが検出されました。最初の勾配は常に急で、2番目の勾配は通常$\partial\lnV/\ln\rho\sim-1$です。これらの結果は、数値的および理論的研究とよく一致しており、この手法が滑らかなPDFからダブルPLTを正しく抽出することを示唆しています。
HerschelとSCUBA-2で観察された高密度のプランク凝集塊の特性評価
| Title |
Characterization_of_dense_Planck_clumps_observed_with_Herschel_and_SCUBA-2 |
| Authors |
E._Mannfors,_M._Juvela,_L._Bronfman,_D.J._Eden,_Jinhua_He,_Gwanjeon_Kim,_Kee-Tae_Kim,_H._Kirppu,_T._Liu,_J._Montillaud,_H._Parsons,_Patricio_Sanhueza,_Hsien_Shang,_A._Soam,_K._Tatematsu,_A._Traficante,_M._S._V\"ais\"al\"a,_Chang_Won_Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.10114 |
私たちは、天の川銀河内の高密度で星形成の可能性のあるコア、塊、雲の多様な選択を、それらのダスト放出とSF活動の観点から特徴づけることを目指しています。JCMTSCUBA-2連続体調査SCOPEで観測され、ハーシェルでマッピングされた53のフィールドを調査しました。ハーシェル観測を修正された黒体関数でフィッティングすることによってダスト特性を推定し、ダスト温度とダスト不透明度スペクトルインデックス$\beta$の関係を研究し、カラム密度を推定しました。FellWalkerアルゴリズムを使用してSCUBA-2850$\mu$mマップから凝集塊を抽出し、それらの質量とサイズを調べました。塊は、いくつかのカタログにある若い恒星状天体に関連付けられています。ビリアル分析により、凝集塊の重力安定性を推定しました。塊は、束縛されていない星のない、星の前、または原始星に分類されます。通常、（0.3-4.8）$\times10^{22}$cm$^{-2}$の高い列密度、平均（1.5$\pm$0.04）$\times10^の529個の密集した塊が見つかります。{22}$cm$^{-2}$、低温（$T\sim$10-20K）、推定サブミリ波$\beta$=1.7$\pm$0.1。ミリメートル波長に向かって不透明度スペクトルインデックスのわずかな増加を検出します。ソースの質量は、0.04$M_\odot$から4259$M_\odot$の範囲です。質量、線形サイズ、および温度は距離と相関しています。さらに、推定される重力の安定性は距離に依存し、より離れた塊はより激しく束縛されているように見えます。最後に、塊の特性のカタログを提示します。私たちの情報源は、高緯度の近くの拡散雲から銀河中心の近くの大きなSF複合体まで、多数のSF領域を示しています。これらの領域の分析は、分子線データの追加を継続します。これにより、凝集塊の最も密度の高い領域をより詳細に調べることができます。
周期立方体の恒星系力学
周期的立方体内の力学的摩擦の問題を使用して、恒星力学における摂動理論の適用を説明し、$N$体シミュレーションからの測定値に対してその予測をテストします。私たちの開発は、キューブの線形応答の明示的に時間依存のVolterra積分方程式に基づいており、複雑な周波数に基づく分析で遭遇する微妙な問題を回避します。外部摂動体による定常攪拌に対する立方体の自己無撞着応答の式を取得します。これから、おなじみのチャンドラセカール力学的摩擦公式を取得し、$N$等質量星で構成される孤立した立方体の経年準線形進化のためのレナード-バレスク方程式の基本導関数を構築する方法を示します。立方体の（実周波数）vanKampenモードの代替式を示し、立方体の線形摂動をそのようなモードの重ね合わせに分解する方法を明示的に示します。
| Title |
A_Spitzer_Survey_for_Dust-Obscured_Supernovae |
| Authors |
Ori_D._Fox_(STScI),_Harish_Khandrika,_David_Rubin,_Chadwick_Casper,_Gary_Z._Li,_Tamas_Szalai,_Lee_Armus,_Alexei_V._Filippenko,_Michael_F._Skrutskie,_Lou_Strolger,_and_Schuyler_D._Van_Dyk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.09733 |
超新星（SN）率は、星形成モデルと初期質量関数の重要なプローブとして機能します。近赤外線の視界が制限された地上での調査では、可変点像分布関数（PSF）と高い減光の両方から生じる感度の制限により、通常、遠赤外線（FIR）の光度から予測されるよりも3〜10倍少ないSNeが検出されます。星形成銀河の核領域で。この不一致は、特に星形成銀河がより一般的であるより高い赤方偏移で、星形成率と大規模な星の進化の理解に潜在的な影響を及ぼします。この不一致を解決するには、ローカルユニバースでSN調査を成功させるには、より長い波長で、安定したPSFを備えた宇宙ベースの望遠鏡を使用して、減算アルゴリズムの必要性を減らし、残差を減らす必要があります。ここでは、200Mpc以内の40個の高光度赤外線銀河（LIRG）の核領域におけるダスト消火SNeの2年間のスピッツァー/IRAC3.6um調査について報告します。非対称スピッツァーPSFは、標準のテンプレート減算を実装すると、予想よりも悪い減算残差をもたらします。フォワードモデリング手法により、感度が約1.5倍向上します。9つのSNeの検出を報告しますが、そのうち5つは光学調査では発見されませんでした。調査の感度を考慮して予測率を調整した後、検出数がモデルと一致していることがわかりました。この検索は、モデル化が困難なPSFとスピッツァーの比較的低い解像度によって妨げられますが、より高い解像度とより対称的なPSFを備えた、ローマ宇宙望遠鏡やJWSTなどの将来のミッションの恩恵を受けるでしょう。
コア崩壊超新星における重力波の状態依存性の方程式
| Title |
Equation_of_State_Dependence_of_Gravitational_Waves_in_Core-Collapse_Supernovae |
| Authors |
Oliver_Eggenberger_Andersen,_Shuai_Zha,_Andr\'e_da_Silva_Schneider,_Aurore_Betranhandy,_Sean_M._Couch,_Evan_P._O'Connor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.09734 |
重力波（GW）は、中性子星（NS）の発祥の地とコア崩壊超新星（CCSNe）のブラックホールへの曖昧さのない洞察を提供します。これらの高密度環境を記述する核状態方程式（EOS）はまだ不確実であり、その処方の変化は陽子中性子星（PNS）とCCSNeシミュレーションのバウンス後のダイナミクスに影響を与え、その後GW放出に影響を与えます。SkyrmeタイプのEOSを使用してCCSNeの軸対称シミュレーションを実行し、GW信号とPNS対流層が2つの実験的にアクセス可能なEOSパラメーターによってどのように影響を受けるかを研究します。EOSの熱依存性を設定し、（2）等スカラー非圧縮性係数$K_{\rm{sat}}$を設定します。$K_{\rm{sat}}$はほとんど影響を示しませんが、GWのピーク周波数は、熱圧力の低下により$m^\star$の値が高いほど、PNSの収縮が速くなるため、有効質量に強く依存します。。これらのよりコンパクトなPNSはまた、より早い爆発を駆動し、PNSに衝突する降着プルームを介してGW振幅と相関し、振動を励起する、より多くのニュートリノ加熱を示します。GWの空間的起源を調査し、GW放射の周波数-動径分布と摂動解析の間の一致を示します。シミュレーションでは、PNS対流による下からのオーバーシュートを、もう1つの適度に強い励起メカニズムとして除外していません。また、有効質量と回転の複合効果についても研究します。すべてのシミュレーションで、$\sim$1250Hz付近の電力ギャップの証拠が見つかり、その起源を調査して、EOS依存性を報告します。
Karl G. Jansky超大型アレイ天体調査（VLASS）によって検出された超新星からの発光後期電波放射
| Title |
Luminous_Late-time_Radio_Emission_from_Supernovae_Detected_by_the_Karl_G._Jansky_Very_Large_Array_Sky_Survey_(VLASS) |
| Authors |
M._C._Stroh,_G._Terreran,_D._L._Coppejans,_J._S._Bright,_R._Margutti,_M._F._Bietenholz,_F._De_Colle,_L._DeMarchi,_R._Barniol_Duran,_D._Milisavljevic,_K._Murase,_K._Paterson,_W._L._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.09737 |
放射が$L_{\nu}{\sim}10^{26}-10^{29}\rm{ergs^{-1}Hz^{に達する20個の電波発光超新星（SNe）の集団を提示します。-1}}$2〜4$GHzでの超大型アレイ空調査（VLASS）の最初のエポック。私たちのサンプルには、1つの長いガンマ線バーストSN2017iuk/GRB171205Aと、爆発から$\approx（1-60）$年後に検出された19個のコア崩壊SNeが含まれています。熱核爆発は明るい電波放射の証拠を示さず、水素の少ない前駆体が爆発時の分光学的分類（73％）でコア崩壊イベントのサブサンプルを支配します。これらの発見を、星周円盤（CSM）との前方衝撃波の相互作用から予想される電波放射のコンテキストに解釈します。これらの観測には、巨大な星の周りで予想される単一の風のような密度プロファイル（つまり、$\rho_{\rm{CSM}}\proptor^{-2}$）からの逸脱および/または逸脱が必要であると結論付けます。球形のニュートン衝撃から。実行可能な代替案には、大きな実効前駆体質量損失率$\dotM\sim（10^{-4}-10^{-1}）$M$_{によって形成されたCSMの分離した高密度シェルとの衝撃相互作用が含まれます。\odot}$yr$^{-1}$（想定される風速が$1000\、\rm{km\、s^{-1}}$の場合）;私たちの視線に入る軸外相対論的ジェットからの放出;または、新しく生まれたパルサー風星雲からの放出の出現。$L_{\nu}{\sim}10^{28}$ergs$^{-1}$Hz$^{-1}$で爆発して5。7年後と8。5年後に検出された相対論的SN\、2012ap巨大な星の軸外ジェット+繭システムの最初の検出を構成します。将来の多波長観測は、これらのシナリオを区別します。VLASSクロスマッチングの実行に使用されたVLASSソースカタログは、https：//doi.org/10.5281/zenodo.4895112で公開されています。
PSR J1713 +0747のDMイベントに関連するプロファイルの変更
| Title |
Profile_changes_associated_with_DM_events_in_PSR_J1713+0747 |
| Authors |
Fang_Xi_Lin,_Hsiu-Hsien_Lin,_Jing_Luo,_Robert_Main,_James_McKee,_Ue-Li_Pen,_Dana_Simard,_Marten_H._van_Kerkwijk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.09851 |
星間物質の伝播効果と固有のプロファイルの変化は、パルサーのタイミングに変動を引き起こす可能性があり、パルサーのタイミングを介して行われる基礎科学の精度を制限します。最高のタイミングパルサーの1つであるPSRJ1713+0747は、分散測定時系列で2つの「ディップ」イベントを経験しました。これらのイベントが電子カラム密度の実際の変化を反映している場合、それらは複数のイメージングにつながるはずです。イベントが低密度の波形シートモデルによく適合していることを示し、主成分分析を使用してパルスプロファイルの関連する変動を探します。過渡的なパルスプロファイルの変動があることがわかりますが、波形シートによるレンズ効果から予想されるものとは異なり、分散測定に合わせて変動します。変化は、グリーンバンクとアレシボの両方の電波観測所からのプロファイル全体で形状が一貫しており、その振幅は、レンズ付き画像間の干渉から予想されるものとは異なり、820MHz、1.4GHz、および2.3GHz帯域全体で無彩色に見えます。この結果は不可解です。予測されるレンズ効果のいくつかは、この分析で使用されるよりも高い時間および周波数分解能データを必要とすることに注意してください。将来のイベントが発生する可能性が高く、ベースバンドデータを保存したり、複数の時間周波数分解能を維持したりすることで、伝搬効果をより詳細に調査できるため、パルサータイミングの精度が向上します。
相対論的衝撃からの高周波無線シンクロトロンメーザー放出
| Title |
High-frequency_radio_synchrotron_maser_emission_from_relativistic_shocks |
| Authors |
Dmitry_Khangulyan,_Maxim_V._Barkov_and_Sergey_B._Popov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.09858 |
相対論的衝撃の下流でシンクロトロンメーザー放出を生成するために必要な条件を研究します。弱磁化ショックの場合、シンクロトロンメーザー放射が相対論的ジャイロ周波数を大幅に超える周波数で生成される可能性があることを示します。この高周波メーザー放射は、特有のGHz電波源の解釈に最も適しているようです。これを説明するために、FRBのマグネターフレアモデルを検討します。私たちの分析は、メーザー放射が中央のマグネターから放射されていることを示しています。これにより、衝撃波の半径に関係なく、バーストの持続時間が短くなります。FRBが高周波メーザー放射によって生成される場合、いくつかの重要なパラメーター（製造サイトでの磁場強度、フレアの光度、および製造サイトのバルクローレンツ因子）の要件を大幅に緩和できます。このモデルの実現可能性を確認するために、強力なマグネターフレアとFRBの速度との間の統計的関係を研究します。予想される比率は、赤方偏移に依存するマグネター密度を、FRB検出しきい値によって決定されたエネルギー限界を超えるフレア光度関数で畳み込むことによって導き出されます。強力なマグネターフレアのごく一部\（\sim10^{-5}\）だけがFRBをトリガーすることがわかります。この比率は、私たちの推定と驚くほどよく一致しています。マグネターの\（10\％\）は、FRBの生成に適した進化段階にあるはずであり、すべてのフレアの\（10^{-4}\）だけが高周波メーザー放射に必要な条件である弱磁化が予想されます。
超高エネルギーガンマ線源の発見LHAASOJ2108 + 5157
308.33ライブ日のLHAASO-KM2Aデータを分析することにより、UHEガンマ線源LHAASOJ2108+5157の発見を報告します。25〜100TeVと$\gt$100TeVの両方のエネルギー帯域で、それぞれ9.5シグマと8.5シグマのガンマ線誘導シャワーが大幅に過剰に観測されています。このソースは、KM2Aの点像分布関数よりも角度の広がりが小さい広範なソースとしてはあまり好まれていません。20〜200TeVで測定されたエネルギースペクトルは、指数-2.83$\pm$0.18statのべき乗則関数で近似的に表すことができます。フェルミ-LAT観測によって設定されたフラックスの上限を考慮すると、より低いエネルギーではより硬いスペクトルが要求されます。ガンマ線放出の位置は、ハドロン起源に有利な巨大な分子雲と相関しています。明らかな対応物は見つかりませんでした。より深い多波長観測は、この興味深いUHEソースに新しい光を当てるのに役立ちます。
LMCのスーパーバブル30ドラダスCのX線シェルに関連する分子および原子雲
| Title |
Associated_molecular_and_atomic_clouds_with_X-ray_shell_of_superbubble_30_Doradus_C_in_the_LMC |
| Authors |
Y._Yamane,_H._Sano,_M._D._Filipovic,_K._Tokuda,_K._Fujii,_Y._Babazaki,_I._Mitsuishi,_T._Inoue,_F._Aharonian,_T._Inaba,_S._Inutsuka,_N._Maxted,_N._Mizuno,_T._Onishi,_G._Rowell,_K._Tsuge,_F._Voisin,_S._Yoshiike,_T._Fukuda,_A._Kawamura,_A._Bamba,_K._Tachihara,_Y._Fukui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.09916 |
30ドラダスCは、ローカルグループで最も明るい非熱的X線およびTeVガンマ線を放出するスーパーバブルです。高エネルギー放射と星間物質の詳細な関係を調べるために、アタカマ大型ミリ波サブミリ波アレイ（ALMA）、アタカマサブミリ波望遠鏡実験、オーストラリア望遠鏡コンパクトアレイを使用して、新しいCOおよびHI観測を実施しました。最大3個の解像度で。$^{12}$CO（$J$=1-0）放出のALMAデータは、典型的な直径が$\sim$6-12pc、質量が$\sim$600-10000$M_{\の23個の分子雲を明らかにしました。odot}$。$\sim$3pc解像度での$XMM$-$Newton$のX線との比較は、X線がこれらの雲に向かって強化されていることを示しています。COデータをHIと組み合わせて、星間陽子の合計を推定しました。星間陽子柱密度とX線の比較は、X線が全陽子で増強されることを明らかにしました。これらは、電磁流体力学シミュレーションによってモデル化された衝撃雲相互作用が原因である可能性が最も高いです（Inoueetal。2012、ApJ、744,71）。さらに、X線光子指数が高質量星団の中心からの距離とともに変化する傾向に注目し、宇宙線電子がクラスター内の1つまたは複数の超新星によって加速されることを示唆しています。これらの結果に基づいて、宇宙線粒子加速における星間物質の役割について議論します。
初期宇宙の超新星残骸における電荷交換による磁場発生
初期宇宙で部分的にイオン化されたプラズマに伝播する超新星残骸衝撃波における磁場の新世代メカニズムを提示します。上流のプラズマは無衝突衝撃で散逸しますが、水素原子は電磁界と相互作用しないため散逸しません。水素原子が衝撃下流領域でイオン化された後、それらは電子の戻り電流を誘発する冷たい陽子ビームになります。ビーム陽子の注入は、下流の陽子プラズマに作用する外力として解釈することができます。有効外力と電子戻り電流がシード磁場なしで磁場を生成できることを示します。磁場の強さは$B\sim10^{-14}-10^{-11}〜{\rmG}$と推定されます。ここで、特徴的な長さスケールは電荷交換の平均自由行程$\sim10^{15}〜{\rmcm}$。陽子は下流域で発生する磁場によってわずかに磁化されるため、磁場はより大きな値に増幅され、乱流ダイナモと膨張によってより大きなスケールに引き伸ばされる可能性があります。
| Title |
A_Quasi-periodic_Oscillation_in_the_gamma-ray_Emission_from_the_Non-blazar_Active_Galactic_Nucleus_PKS_0521-36 |
| Authors |
Haiyun_Zhang,_Dahai_Yan,_Pengfei_Zhang,_Shenbang_Yang,_Li_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.10040 |
非ブレーザー活動銀河核（AGN）PKS0521-36の長期ガンマ線変動は、2008年8月から2021年3月までのFermi-LATパス8データを使用して調査されます。結果は、ガンマ線フラックスのヒストグラムが対数正規分布に従うことを示しています。興味深いことに、2つの爆発（それぞれ2012年10月と2019年5月に発生）間の約5。8年（MJD56317から58447）のLATデータの分析では、約1。1年（約重要な5シグマ）は、Lomb-Scargleピリオドグラム（LSP）、加重ウェーブレットZ変換（WWZ）、およびREDFITの結果にあります。この準周期信号は、光度曲線をモデル化したガウス過程の結果にも現れます。したがって、QPOの堅牢性は4つの異なる方法で調べられます。これは、穏やかなビームのジェットで見つかった最初のガンマ線QPOです。私たちの結果は、ガンマ線の爆発がガンマ線QPOの形成に重要な役割を果たしていることを示唆しています。
OH抑制回折限界分光器で天体ポジトロニウムを探す
| Title |
Seeking_celestial_Positronium_with_an_OH-suppressed_diffraction-limited_spectrograph |
| Authors |
J._Gordon_Robertson,_Simon_Ellis,_Qingshan_Yu,_Joss_Bland-Hawthorn,_Christopher_Betters,_Martin_Roth,_Sergio_Leon-Saval |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.09921 |
天体的には、ポジトロニウム（Ps）は、その消滅によって生成されたガンマ線放出によってのみ観測されています。ただし、三重項状態では、Ps原子の平均寿命は量子状態間で電子遷移が発生するのに十分な長さです。これにより、原則として近赤外波長で観測可能な再結合スペクトルが生成され、ガンマ線観測の分解能を大幅に超える角度分解能が可能になります。ただし、NIRのバックグラウンドは、非常に明るい大気中のヒドロキシル（OH）輝線によって支配されています。この論文では、1.3122ミクロンでPsBalmerアルファ線を観察するために、新しいフォトニックコンポーネント（フォトニックランタン、OHファイバーブラッググレーティングフィルター、およびフォトニックTIGER2次元疑似スリット）を使用した回折限界分光システムの設計を紹介します。初めて。
逆問題を解くための組み込みメソッドを使用して、食変光星の光と視線速度曲線をモデル化するための、新しく、高速で、使いやすいツールを紹介します。ELISa（食変光星学習およびインタラクティブシステム）の主な目標は、光度曲線と食変光星の視線速度のフィッティング中に、計算速度と精度の間で許容できる妥協点を提供することです。パッケージは完全にモジュール方式でPythonプログラミング言語で記述されているため、さまざまなオペレーティングシステムでのインストール、変更、実行が簡単です。ELISaは、ロシュジオメトリと三角測量プロセスを実装して、食変光星の表面をモデル化します。各表面要素の表面パラメータは個別に処理されます。表面の対称性と表面の形状間の類似性に基づく近似を使用して、光度曲線の計算中の実行時間を大幅に短縮しました。ELISaは、最小二乗信頼領域反射アルゴリズムとマルコフ連鎖モンテカルロ最適化手法を実装して、測光観測と視線速度からバイナリシステムのパラメータを決定する組み込み機能を提供します。光度曲線ジェネレータの精度と速度は、さまざまなベンチマークを使用して評価されました。ELISaは、地上および宇宙ベースの観測からのデータを分析するために許容可能なレベルの精度を維持し、食変光星をモデル化するために現在広く使用されているツールと比較して、計算時間を大幅に短縮すると結論付けます。
新規統合マイクロレンズリングチップチルトセンサーの空上結果
| Title |
On-sky_results_for_the_novel_integrated_micro-lens_ring_tip-tilt_sensor |
| Authors |
Philipp_Hottinger,_Robert_J._Harris,_Jonathan_Crass,_Philipp-Immanuel_Dietrich,_Matthias_Blaicher,_Andrew_Bechter,_Brian_Sands,_Tim_J._Morris,_Alastair_G._Basden,_Nazim_Ali_Bharmal,_Jochen_Heidt,_Theodoros_Anagnos,_Philip_L._Neureuther,_Martin_Gl\"uck,_Jennifer_Power,_J\"org-Uwe_Pott,_Christian_Koos,_Oliver_Sawodny,_Andreas_Quirrenbach |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.10152 |
マイクロレンズリングチップチルト（MLR-TT）センサーの最初のオンスカイ結果を紹介します。このセンサーは、6つのマルチモードファイバーに給電する3D印刷されたマイクロレンズリングを利用して、ずれた光を感知し、重心の再構築を可能にします。チップチルトミラーを使用すると、ビームを補正して、中央に配置されたシングルモード（科学）ファイバーに結合される光の量を増やすことができます。センサーは、2019年11月に大双眼望遠鏡でiLocater取得カメラを使用してテストされました。達成された最大二乗平均平方根再構成精度の制限は、先端と傾斜の両方で0.19$\lambda$/Dであり、そのうち約50電力の％は、10Hz未満の周波数で発生します。再構成の精度は推定されたストレールレシオに大きく依存し、シミュレーションは残留補償光学収差が再構成の精度の主な限界であるという仮定をサポートしていることを示します。このセンサーは、補償光学の非一般的なパスチップ傾斜残留物を除去するのに理想的に適していると結論付けています。レンズとファイバーの最適化、補正アルゴリズムの調整、最適な科学事例の選択など、コンセプト開発の次のステップについて説明します。
シミュレートされたベイズデータ分析パイプラインを使用した空平均21cm実験用のアンテナ設計の通知
| Title |
Informing_antenna_design_for_sky-averaged_21-cm_experiments_using_a_simulated_Bayesian_data_analysis_pipeline |
| Authors |
Dominic_Anstey,_John_Cumner,_Eloy_de_Lera_Acedo_and_Will_Handley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.10193 |
グローバル21cm実験は、宇宙の夜明けと再電離の時代からの空平均HI吸収信号を測定することを目的としています。ただし、明るい前景に結合するアンテナの色度は、このような実験の観測データに歪みをもたらす可能性があります。データ分析シミュレーションを通じて、グローバル実験のアンテナ設計をガイドする方法を示します。これは、挿入された21cm信号の範囲に対してシミュレートされた観測を実行し、データ分析パイプラインを使用して信号を識別しようとすることによって行われます。宇宙水素分析のための無線実験（REACH）の潜在的な設計と見なされた5つのアンテナでこの方法を示します。円錐形の対数スパイラルアンテナ、逆円錐形の曲がりくねったアンテナ、および多角形、正方形、および楕円形のブレードのダイポール。対数螺旋は、テストされた他のアンテナよりも大幅に優れており、挿入されたすべての21cm信号を正しく自信を持って識別できることがわかりました。2番目は多角形のダイポールアンテナで、0.05Kの非常に低い振幅と80MHzの低い中心周波数の両方の信号を検出することしかできませんでした。円錐形の曲がりくねったアンテナは、性能が最も低く、最大振幅の21cm信号しか検出できず、それでもバイアスがかかっていることがわかりました。また、色歪みの重要な性質とそれを補正するプロセスのために、これらは各アンテナの色変動の程度から表面的に期待できた結果ではないことも示しています。
| Title |
Magnetic_dynamos_in_white_dwarfs_--_II._Relating_magnetism_and_pollution |
| Authors |
Matthias_R._Schreiber,_Diogo_Belloni,_Boris_T._Gaensicke,_Steven_G._Parsons |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.09727 |
最近提案された回転と結晶化によって駆動されるダイナモが、古い金属で汚染された白色矮星の磁性の明らかな増加を説明できるかどうかを調査します。汚染された磁性白色矮星の有効温度分布は、結晶化コアを有するそれらのほとんど/すべてと一致しており、金属吸収線によって証明される惑星物質の降着により、回転速度の増加が期待されることがわかります。回転と結晶化によって駆動されるダイナモは、近接したバイナリでの強磁性白色矮星の発生率の違いだけでなく、古い金属で汚染された白色矮星での弱い磁場の発生率が高いことの説明を提供すると結論付けます。
強く磁化された白色矮星の質量半径関係に及ぼす場の散逸と冷却の影響
| Title |
Effect_of_field_dissipation_and_cooling_on_the_mass-radius_relation_of_strongly_magnetised_white_dwarfs |
| Authors |
Mukul_Bhattacharya,_Alexander_J._Hackett,_Abhay_Gupta,_Christopher_A._Tout,_Banibrata_Mukhopadhyay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.09736 |
光度抑制とその質量半径関係への影響、および高度に磁化された白色矮星の冷却進化を調査します。重力エネルギーに対する磁場の影響に基づいて、放射不透明度、静磁気平衡、および縮退したコア状態方程式の処理を適切に変更して、これらの星の構造特性を取得します。チャンドラセカール質量限界は、磁場がなくても光度に関係なく保持されますが、約$10^{14}\、{\rmG}$の強い中心磁場は、最大$1.9\の質量を持つ超チャンドラセカール白色矮星を生成できます。、M_{\odot}$。小さい白色矮星は、光度が$10^{-16}\L_{\odot}$に大幅に抑制されている場合でも、十分に強い中心磁場に対してスーパーチャンドラセカールのままである傾向があります。$10\{\rmGyr}$を超える冷却の進化と同時の場の崩壊により、小さな磁化された白色矮星の限界質量は、時間の経過とともに$1.5\M_{\odot}$に低下する可能性があります。ただし、これらのシステムの大部分は、フィールドが高く、それに応じて光度が低いため、冷却の進化全体を通じて実質的に隠されたままです。恒星進化コード$\textit{STARS}$を利用して、分析質量限界推定値との密接な一致が得られ、これは、分析形式が物理的に動機付けられていることを示唆しています。私たちの結果は、強い場の影響によって生まれた超チャンドラセカール白色矮星はそれほど長くは続かないかもしれないと主張しています。これは、光度が抑制されているために検出が困難になることに加えて、それらの明らかな不足を説明しています。
高速回転する大質量星の最終進化における酸素殻燃焼の3次元流体力学シミュレーション
| Title |
A_three-dimensional_hydrodynamics_simulation_of_oxygen-shell_burning_in_the_final_evolution_of_a_fast-rotating_massive_star |
| Authors |
Takashi_Yoshida,_Tomoya_Takiwaki,_David_R._Aguilera-Dena,_Kei_Kotake,_Koh_Takahashi,_Ko_Nakamura,_Hideyuki_Umeda,_Norbert_Langer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.09909 |
私たちは、高速回転する巨大な星の酸素殻の崩壊前の最後の数分間の進化の3D流体力学シミュレーションを初めて実行します。この星の初期質量は38M$_\odot$、金属量は$\sim$1/50Z$_\odot$、初期回転速度は600kms$^{-1}$で、化学的に経験します。均一な進化。（4.7-17）$\times10^{8}$cmにシリコンと酸素に富む（Si/O）対流層があり、そこで酸素シェル燃焼が発生します。乱流速度のパワースペクトル分析は、大規模モード（$\ell\sim3$）の優位性を示しています。これは、広いSi/O層を持つ非回転星でも見られます。Si/Oシェルの赤道面には、酸素シェル燃焼によって生成された密度とシリコンに富む材料のスパイラルアーム構造が現れます。これらの構造では、非軸対称の大規模（$m\le3$）モードが支配的です。渦巻腕の構造は、以前の非回転3D超新星前モデルでは特定されていません。このような対流パターンによって支配されると、角度平均された比角運動量は、球対称の恒星進化モデルでは考慮されていないSi/O対流層で一定になります。そのような渦巻腕と一定の比角運動量は、その後の星の爆発または爆縮に影響を与える可能性があります。
有効温度と表面重力の指標としての線の深さの比率
| Title |
Line-depth_ratios_as_indicators_of_effective_temperature_and_surface_gravity |
| Authors |
Noriyuki_Matsunaga,_Mingjie_Jian,_Daisuke_Taniguchi,_Scarlet_Saez_Elgueta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.09995 |
恒星スペクトルの分析は、有効温度（Teff）と表面重力（logg）に依存します。ただし、loggを高精度で推定することは困難です。古典的なアプローチは、イオン化バランスを満たすloggを検索することです。つまり、中性およびイオン化された金属線からの存在量が一致しています。Teff、logg、線の深さの比率の経験的関係を使用する方法を提案します。この方法では、FeIとFeIIの線のペアとCaIとCaIIの線のペアを細心の注意を払って選択します。42個のFGK星（矮星から超巨星）のYJバンド（0.97-1.32ミクロン）の高解像度スペクトルに基づいて、5個のFeI-FeIIと4個のCaI-CaIIラインペアを13個のFeI-FeIペア（Teffを推定するため）とともに選択しました。このような関係を使用すると、化学物質の存在量を推定するための複雑な数値モデルやツールは必要ありません。ここで示す関係により、それぞれ約50Kと0.2dexの精度でTeffとloggを導出できますが、達成可能です。精度は、キャリブレータの恒星パラメータの精度に依存します。正確な恒星パラメータが利用可能な星を観察することによって、キャリブレーションを修正することが不可欠です。局所的な熱力学的平衡と対流。さらに、使用したキャリブレータの金属性範囲は[Fe/H]-0.2〜+0.2dexに制限されており、関係をテストして再キャリブレーションする必要があります。幅広い金属量のキャリブレーションデータセットに基づいて編集されています。
ソーラーオービターの試運転段階でのSTIXX線マイクロフレア観測
| Title |
STIX_X-ray_microflare_observations_during_the_Solar_Orbiter_commissioning_phase |
| Authors |
Andrea_Francesco_Battaglia,_Jonas_Saqri,_Paolo_Massa,_Emma_Perracchione,_Ewan_C._M._Dickson,_Hualin_Xiao,_Astrid_M._Veronig,_Alexander_Warmuth,_Marina_Battaglia,_Gordon_J._Hurford,_Aline_Meuris,_Olivier_Limousin,_L\'aszl\'o_Etesi,_Shane_A._Maloney,_Richard_A._Schwartz,_Matej_Kuhar,_Frederic_Schuller,_Valliappan_Senthamizh_Pavai,_Sophie_Musset,_Daniel_F._Ryan,_Lucia_Kleint,_Michele_Piana,_Anna_Maria_Massone,_Federico_Benvenuto,_Janusz_Sylwester,_Michalina_Litwicka,_Marek_St\k{e}\'slicki,_Tomasz_Mrozek,_Nicole_Vilmer,_Franti\v{s}ek_F\'arn\'ik,_Jana_Ka\v{s}parov\'a,_Gottfried_Mann,_Peter_T._Gallagher,_Brian_R._Dennis,_Andr\'e_Csillaghy,_Arnold_O._Benz,_S\"am_Krucker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.10058 |
X線イメージング用分光計/望遠鏡（STIX）は、ソーラーオービターに搭載されたHXR機器で、4〜150keVの幅広いフレアサイズで太陽フレアを観測するように設計されています。検出限界でのSTIXの性能を調査するために、機器の試運転段階で記録されたマイクロフレアの最初のSTIX観測を報告します。この最初の結果論文は、2020年6月にAR12765で発生したSTIXマイクロフレアの時間的およびスペクトル的進化に焦点を当て、STIX測定値をGOES/XRS、SDO/AIA、およびHinode/XRTと比較します。GOESAおよびBクラスの観測されたマイクロフレアの場合、最低エネルギーでのSTIXピーク時間は、GOESピーク時間のかなり前のフレアのインパルスフェーズにあります。このような振る舞いは、GOESと比較して高温に対するSTIXの感度が高いこと、または低エネルギーに達する非熱成分の存在によって説明できます。サンプル内の最大のフレアを除くすべてのカウント統計が限られているため、解釈は決定的ではありません。この最大のフレアの場合、低エネルギーのピーク時間は明らかに熱放射によるものであり、高エネルギーで見られる非熱成分はさらに早く発生します。これは、古典的な熱的説明が、より小さなフレアの大部分にも好まれる可能性があることを示唆しています。EUVおよびSXR観測と組み合わせて、STIXは、等温仮定の有効性が限られているという以前の発見を裏付けています。将来の診断努力は、太陽フレアのエネルギーを正確に説明するために、広範囲の温度にわたる微分放射測定分布を導き出すための多波長研究に焦点を合わせる必要があります。試運転の観察により、STIXが設計どおりに機能していることが確認されました。経験則として、STIXはGOESAクラスと同じくらい小さいフレアを検出します。GOESBクラスを超えるフレアの場合、詳細なスペクトル分析とイメージング分析を実行できます。
パターン発見技術を使用した$ \ delta $ 〜Scuti星の回転分裂の研究
| Title |
Study_of_rotational_splittings_in_$\delta$~Scuti_stars_using_pattern_finding_techniques |
| Authors |
A._Ram\'on-Ballesta_(1,2,3),_A._Garc\'ia_Hern\'andez_(2,1),_J._C._Su\'arez_(2,1),_J._R._Rod\'on_(1),_J._Pascual-Granado_(1)_and_R._Garrido_(1)_((1)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Andaluc\'ia_(CSIC)_Granada_Spain,_(2)_Universidad_de_Granada_Dept._Theoretical_Physics_and_Cosmology_Granada_Spain_(3)_Universidad_Internacional_de_Valencia_Valencia_Spain) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.10059 |
恒星内部の自転を検出して理解することは、今日、恒星物理学における未解決の問題の1つです。星震学は、太陽、太陽のような星、白色矮星のようなコンパクトオブジェクトの自転に関する洞察を提供することができました。しかし、これは中間質量星にとってはまだ非常に困難です。これらの星は中程度から急速な回転子です。回転は振動モードを分割およびシフトします。これにより、振動スペクトルがより複雑になり、解釈が困難になります。ここでは、回転分割に関連する周波数間隔（$\deltar$）を見つけることを目的として、食連星に属するベンチマーク$\delta$〜Sct星のサンプルの振動パターンを研究します。このタスクでは、フーリエ変換、自己相関関数、周波数差のヒストグラムの3つの手法を組み合わせます。最後の2つは同様の動作を示しました。ほとんどの星では、スポット$\deltar$の前に大きな分離（$\Delta\nu$）を決定する必要がありました。$\delta$〜Sct星のp〜modes振動スペクトルに存在する周期性の1つが回転分裂に対応することを明確に述べるのはこれが初めてです。これは、恒星の自転速度とは関係なく当てはまります。これらの有望な結果は、$\delta$〜Sct星の振動スペクトルから回転分裂を決定するための堅牢な方法論を見つけるための道を開き、したがって、中間質量の脈動星の回転プロファイルを理解します。
貴元素TPC用の波長シフト機能を備えた非常に厚い透明GEMの開発
| Title |
Development_of_very-thick_transparent_GEMs_with_wavelength-shifting_capability_for_noble_element_TPCs |
| Authors |
M._Ku\'zniak,_D._Gonz\'alez-D\'iaz,_P._Amedo,_C.D.R._Azevedo,_D.J._Fern\'andez-Posada,_M._Ku\'zwa,_S._Leardini,_A._Leonhardt,_T._{\L}\k{e}cki,_L._Manzanillas,_D._Muenstermann,_G._Nieradka,_R._de_Oliveira,_T._R._Pollmann,_A._Sa\'a_Hern\'andez,_T._Sworobowicz,_C._T\"urko\u{g}lu,_S._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.03773 |
タイムプロジェクションチェンバーにおける一次シンチレーションと二次シンチレーションの同時検出のための新しい概念が提案されています。そのコア要素は、透明電極を備え、天然の波長シフターであるポリエチレンナフタレートプレートから機械加工された非常に厚いGEM構造の一種です。このようなデバイスは、拡張性に優れた見通しがあり、その真の光学特性により、従来のマイクロパターンガス検知器の集光効率、エネルギーしきい値、および分解能を向上させることができます。これは、その構成要素の固有の放射線純度とともに、暗黒物質の探索やニュートリノの実験に使用される希ガスおよび液体ベースのタイムプロジェクションチェンバーに利点をもたらします。生産、光学的および電気的特性評価、および新しいデバイスで実行された最初の測定が報告されます。
極端な質量比のバイナリからの重力波の放出と吸収の発散
| Title |
Divergences_in_gravitational-wave_emission_and_absorption_from_extreme_mass_ratio_binaries |
| Authors |
Enrico_Barausse,_Emanuele_Berti,_Vitor_Cardoso,_Scott_A._Hughes,_Gaurav_Khanna |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.09721 |
バイナリシステムからの重力放射を計算する強力な手法には、摂動展開が含まれます。2つの物体の質量が大きく異なる場合、「小さな」物体は、によって生成された重力場を移動する質量$m_p$の点粒子として扱われます。大きな質量$M$であり、小さな質量比$m_p/M$では線形項のみを保持します。この手法では通常、有限の答えが得られます。これは、ほぼ同等の質量比に外挿した場合でも、完全に非線形の数値相対論の結果とよく一致することがよくあります。ここでは、点粒子近似が発散する結果をもたらす2つの状況を研究します。ブラックホールのライトリングを周回するときに小天体から放出される瞬間フラックスと、小天体が突入するときに地平線によって吸収される総エネルギーです。ブラックホール。Teukolsky（またはZerilli/Regge-Wheeler）方程式を周波数領域と時間領域で統合することにより、これらの量の両方が発散することを示します。これらの発散は点粒子の理想化のアーティファクトであり、点粒子に有限のサイズを導入することにより、この動作を解釈および正規化できることがわかります。これらの相違は、ブラックホールイメージングでは役割を果たしません。事象の地平線望遠鏡による。
NNLOでの確率的インフレ
確率的インフレーションは、ド・ジッター空間の物理学とインフレーションの現象学を理解するための重要なフレームワークです。主要な近似では、このアプローチにより、時間の関数として軽いスカラー場の確率分布を計算するフォッカープランク方程式が得られます。その成功にもかかわらず、場の量子論の起源とこの方程式の妥当性の範囲はとらえどころのないままであり、より高次の効果を体系的に組み込むための形式主義を確立することは活発な研究の領域でした。この論文では、SoftdeSitterEffectiveTheory（SdSET）を使用して、確率的インフレに対する次から次への次数（NNLO）の補正を計算します。この効果的な説明では、確率的インフレは複合演算子のくりこみ群の進化として現れます。非ガウス量子ゆらぎの主な影響は、ここで初めて提示されるNNLOに現れます。この項の係数は、SdSET内の2ループの異常次元計算から導き出されます。結果の方程式を解いて、NNLO平衡分布と低位緩和固有値を決定します。このプロセスでは、UV理論を1ループの順序でSdSETに一致させる必要があります。これにより、ウィルソン係数の補正と初期条件への寄与への分離がツリーレベルを超えて持続することを簡単に確認できます。さらに、これらの結果は、SdSETの時間と運動量の積分の素朴な因数分解が、対数発散の存在下でどのように保持されなくなったかを示しています。確率的インフレをもたらすのは、最終的にくりこみ群の流れを引き起こすこれらの効果です。
強い電磁場では、重力波は同じ周波数の電磁波に変換され、逆もまた同様です。ここでは、部分波展開と数値法を使用して、真空中のライスナー・ノルドストロームブラックホールに衝突する平面波の散乱断面積と変換断面積を計算します。長波長では、変換断面積が一致することを示します。ファインマン図法によって計算されたもの。短波長では、本質的な特徴は幾何光学近似によってキャプチャされます。変換されたフラックスは、高電荷のブラックホールの場合、大きな散乱角で散乱フラックスを超える可能性があることを示します。-波長領域では、変換効果は光線に沿って蓄積する位相の観点から理解できます。変換されたフラックスと散乱されたフラックスが等しい散乱角を、電荷対質量比の関数として計算します。この散乱角は、極限で$90$度に近づきます。
人里離れた超対称暗黒物質の間接検出
| Title |
Indirect_Detection_of_Secluded_Supersymmetric_Dark_Matter |
| Authors |
Patrick_Barnes,_Zachary_Johnson,_Aaron_Pierce,_Bibhushan_Shakya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.09740 |
弱いスケールの隔離されたセクターの暗黒物質は、そのセクター内の熱凍結で観測された暗黒物質の遺物密度を再現することができます。自然が超対称である場合、可視セクターへの3つのポータル（ゲージポータル、ヒッグスポータル、およびゲージーノポータル）が存在します。そのような設定での暗黒物質消滅の間接的な検出に関連するガンマ線スペクトルを提示します。人里離れたセクターの対称性は暗黒物質を安定させることができるので、$R$パリティは不要であり、消滅スペクトルに対する$R$パリティ違反の影響を調査します。矮小銀河のフェルミ大面積望遠鏡観測からの限界と銀河中心のチェレンコフ望遠鏡アレイ観測の投影を提示します。私たちの結果の多くは、一般的な非超対称セットアップにも適用できます。
グローバル宇宙ひもと宇宙考古学からの重力波
グローバル宇宙ひもは、素粒子物理学の標準模型への多くの動機付けられた拡張で予測されており、アクシオン暗黒物質物理学と密接に関連しています。最近の研究によると、ゴールドストーン放射に比べてサブドミナントですが、グローバルストリングからの重力波（GW）信号は、LIGO、LISA、DECIGO/BBO、ET/CE、AEDGE/AIONなどの現在および計画中のGW検出器でも検出できます。PPTA、NANOGrav、SKAなどのパルサータイミングアレイとして。この作業は、主題に関連する最新の開発を考慮に入れて、グローバルな宇宙ひもネットワークからのGWに関する広範囲で更新された研究です。主な分析は、最近のシミュレーション結果で較正された分析速度依存ワンスケール（VOS）モデルに基づいており、詳細が示されているこのような計算の一般的なプロトコルを提供します。また、ベースラインモデルのバリエーションによって、GW信号がどのように影響を受けるかを示します。これには、最近のシミュレーション結果のいくつかで示唆されているように、モデルパラメータの不確実性と従来のVOSモデル予測からの潜在的な偏差（つまり、スケーリング動作）の考慮が含まれます。。さらに、非標準宇宙論（初期の物質支配やキネーションなど）または新しい粒子種がグローバルストリングからのGW信号に与える影響を詳細に調査しました。グローバル宇宙ストリングからのGWバックグラウンドの周波数スペクトルを使用して、$T\sim10^8$の温度までのビッグバン元素合成（BBN）（つまり、原始暗黒時代）の前の宇宙の歴史を調べることができることを示します。GeV。
| Title |
Unsupervised_Resource_Allocation_with_Graph_Neural_Networks |
| Authors |
Miles_Cranmer_(Princeton),_Peter_Melchior_(Princeton),_Brian_Nord_(Fermilab) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.09761 |
教師なしの方法でリソースを割り当てる方法を学習することにより、グローバル効用関数を最大化するためのアプローチを提示します。割り当てターゲット間の相互作用が重要であると予想されるため、GNNを使用してほぼ最適な割り当てポリシーの報酬構造を学習することを提案します。リソースの制約を緩和することで、より標準的な進化的アルゴリズムとは対照的に、勾配ベースの最適化を採用できます。私たちのアルゴリズムは、限られた初期情報に基づいて、詳細な測定が宇宙の構成の最適な推論につながる銀河の中から選択する必要がある現代の天文学の問題によって動機付けられています。私たちの手法は、関心のある物理学と測定プロセスのためのフォワードシミュレーターのみを必要とすることにより、割り当て戦略を柔軟に学習する方法を提示します。私たちの手法は、さまざまなリソース割り当ての問題にも適用できると予想しています。
核対称エネルギーの密度依存性の解読
非常に中性子が豊富なシステムにおける中性子密度と陽子密度の大きな不均衡は、核対称エネルギーを増加させるため、中性子星とそれらの融合の多くの側面を支配します。したがって、対称エネルギーの密度依存性を抽出することは、重要な科学的目的を構成します。多くの分析は、飽和密度$\rho_0\約2.6\times10^{14}〜\mathrm{gでの対称エネルギー$S_0$とその「導関数」$L$の値の抽出に限定されています。/cm^3}$$\upperx0.16〜\mathrm{nucleons/fm^{3}}$であるため、制約が矛盾しているように見えます。ほとんどの実験的観測量が実際に$\rho_0$から遠く離れた密度で対称エネルギーを精査し、$S_0$または$L$の抽出値を不正確にすることを示します。これらの観測量が実際にプローブする密度に焦点を当てることにより、$0.25\rho_0$から$1.5\rho_0$までの対称エネルギーの密度依存性の詳細な画像を取得します。この実験的に導出された密度関数から、$L_{01}=53.1\pm6.1MeV$を$\rho\upperx0.10〜\mathrm{fm^{-3}}$で抽出します。これは、$^{の中性子スキンの厚さです208}Pb$of$R_{np}=$$0.23\pm0.04$fm、飽和密度$P_0=3.2\pm1.2MeV/fm^3$での対称圧力、1.4太陽質量の半径を示唆$13.1\pm0.6$kmの中性子星。
星間通信における電波干渉の低減：方法と観測
星間通信信号の発見は、電波干渉の存在によって複雑になっています。その結果、星間通信信号は、高レベルの局所惑星電波干渉での発見に有利な特性を持っていると仮定されています。仮定されたタイプの星間信号、delta-tdelta-f偏波パルスペアは、ランダムノイズのまれな要素に類似した特性を持ちますが、多くのタイプの既知の電波干渉とは異なります。デルタ-tデルタ-f偏光パルスペアの発見は、電波望遠鏡を天球座標に向けるときに、デルタ-tデルタ-f偏光パルスペアの異常な存在を示すように設計された干渉フィルター受信機システムの使用によって支援されます。架空の送信機。以前の研究（ref。arXiv：2105.03727）で報告された観測は、座標5.25±0.15時間の赤経と-7.6±1度の赤緯を持つ異常な天体のポインティング方向を示しています。現在の作業で使用されている増強された干渉低減メカニズムが、40日間の追跡電波望遠鏡ビーム通過測定の報告とともに説明されています。結論とさらなる作業が提案されています。
大規模構造形成中の不均一物質場からの逆反応
| Title |
Backreaction_from_inhomogeneous_matter_fields_during_large-scale_structure_formation |
| Authors |
Stefan_Floerchinger,_Nikolaos_Tetradis_and_Urs_Achim_Wiedemann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.10184 |
宇宙論的流体場の不均一性がエネルギー密度の均一な部分にどのように逆反応するか、そしてそれらがフリードマン方程式をどのように修正するかを研究します。一般に、逆反応は圧力のない理想的な流体近似を超える必要があり、これは宇宙論的な大規模構造の成長の低下につながる可能性があります。観測の証拠は線形領域の標準的な成長モードに近い進化を支持するので、非理想的な流体が冷たい暗黒物質に重力的に結合し、標準的な成長モードが持続する2成分流体に焦点を当てます。これは実現されます、例えば。冷たい暗黒物質と結合したバリオン流体の場合。この場合と他のさまざまな2流体モデルの逆反応を計算します。ここでは、非理想的な物質の特性が数値的に小さすぎるため、または逆反応を決定するパワースペクトル全体で積分のUVカットオフが厳しすぎるために、影響が抑制されます。次に、より広い視点から物質場の逆反応について議論し、形式主義を一般化して、宇宙論の後半や非線形スケールに関連する平衡からかけ離れたシナリオにも対処できるようにします。
高マッハ数の無衝突衝撃からの重イオンの磁気反射の直接的な証拠
| Title |
Direct_Evidence_for_Magnetic_Reflection_of_Heavy_Ions_from_High_Mach_Number_Collisionless_Shocks |
| Authors |
Hadi_Madanian,_Steven_J._Schwartz,_Stephen_A._Fuselier,_David_Burgess,_Drew_L._Turner,_Li-Jen_Chen,_Mihir_I._Desai,_Michael_J._Starkey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.10214 |
超新星衝撃やコロナ質量放出によって引き起こされる衝撃などの無衝突プラズマの衝撃は、エネルギー粒子の主要な発生源であることが知られています。質量電荷比が異なるため、重イオンと衝撃層の相互作用は陽子の相互作用とは異なり、これらのイオンを加速プロセスに注入することは困難です。ここでは、その場宇宙船測定を使用して、高マッハ数の準垂直衝撃からのアルファ粒子の磁気反射の最初の直接観測証拠を示します。非定常性に関連する衝撃波面での強力な磁気増幅は、アルファ粒子の軌道を変調します。アルファ粒子の一部は、増強された磁場で旋回し、上流領域でさらに加速するときに上流に戻ります。特に私たちの結果は、非定常リフォーミングショックでの通電プロセスに重イオンをシードする際の高磁気増幅の重要な役割を強調しています。
重力波物理学II：進歩
| Title |
The_Gravitational-Wave_Physics_II:_Progress |
| Authors |
Ligong_Bian,_Rong-Gen_Cai,_Shuo_Cao,_Zhoujian_Cao,_He_Gao,_Zong-Kuan_Guo,_Kejia_Lee,_Di_Li,_Jing_Liu,_Youjun_Lu,_Shi_Pi,_Jian-Min_Wang,_Shao-Jiang_Wang,_Yan_Wang,_Tao_Yang,_Xing-Yu_Yang,_Shenghua_Yu,_Xin_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.10235 |
重力波の最初の直接検出から50年が経ちました。これは、重力波天文学と重力波宇宙論の時代の到来を意味します。重力波イベントの数の増加は、宇宙論、天文学、および重力のさまざまな側面を制約する有望な能力を明らかにしました。この総説のスペースが限られているため、過去5年間の最近の進歩を簡単に要約しますが、特に、中国国家自然科学基金。
