サブハロからの消滅信号による暗黒物質微物理の制約
| Title |
Constraining_Dark_Matter_Microphysics_with_the_Annihilation_Signal_from_Subhalos |
| Authors |
Jack_Runburg,_Eric_J._Baxter,_Jason_Kumar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.10399 |
コールドダークマターのシナリオでは、銀河系のダークマターハローに多数の小さなサブハロが存在します。以前の研究では、サブハロでの暗黒物質の消滅により、ガンマ線フォトンカウント確率分布関数（PDF）で特徴的な非ポアソン信号が生成される可能性があることが示されています。ここでは、ガンマ線PDFにも暗黒物質消滅断面積の速度依存性に関する情報が含まれていることを示します。$s$-waveとSommerfeldで強化された消滅を想定してPDFを計算した後、模擬データ分析を実行して、現在および将来の観測が暗黒物質消滅の微物理をどのように制約できるかを示します。現在のフェルミデータを使用し、矮小楕円銀河の消滅から現在の境界の限界にある暗黒物質消滅断面積を仮定すると、サブハロの暗黒物質消滅から予想される非ポアソン変動をポアソンソースから区別できる可能性があることがわかります。、および速度依存性が正しくない暗黒物質モデルから。これらの結果が、天体物理学的背景のモデリングに関する仮定に対してどれほど堅牢であるかを探ります。また、暗黒物質消滅の速度依存性、最小サブハロ質量、サブハロ質量関数のべき乗則指数、および暗黒物質信号の正規化の間の4つのパラメーターの縮退を指摘します。この縮退は、N体シミュレーションまたはサブハロ質量関数の観測上の制約からの事前確率で破ることができます。
機械学習技術を使用したN体シミュレーションからの宇宙論的パラメーターの抽出
5つの宇宙論的パラメーター（$\Omega_m$、$\Omega_b$、$h$、$n_s$、$\sigma_8$）が順番に変化した2000回のシミュレーションで構成されるQuijote一連のシミュレーションから取得したスナップショットを利用します。機械学習技術を使用してそれらを決定する可能性を調査します。特に、畳み込みニューラルネットワークを使用してN体シミュレーションから$\Omega_m$と$\sigma_8$を正確に抽出できること、およびこれらのパラメーターは、ランダムフォレストリグレッサとディープニューラルネットワークの両方を使用した同じ一連のシミュレーション。パワースペクトルは、シミュレーションを使用する場合と比較して精度の点で競争力のある結果を提供し、パワースペクトルからより低い精度でスカラースペクトルインデックス$n_s$を推定できることを示します。
半径と光度の関係を使用し、宇宙論モデルのパラメーターを制約することにより、残響で測定されたMgIIタイムラグクエーサーを標準化する
| Title |
Standardizing_reverberation-measured_Mg_II_time-lag_quasars,_by_using_the_radius-luminosity_relation,_and_constraining_cosmological_model_parameters |
| Authors |
Narayan_Khadka,_Zhefu_Yu,_Michal_Zaja\v{c}ek,_Mary_Loli_Martinez-Aldama,_Bo\.zena_Czerny,_Bharat_Ratra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.11136 |
赤方偏移範囲$0.0033\leqz\leq1.89$の78個の残響測定MgIIタイムラグクエーサー（QSO）を使用して、6つの異なる宇宙モデルの宇宙パラメータを制約します。私たちの方法の基本は、半径-光度または$R-L$の関係を使用して、これらの78MgIIQSOを標準化することです。各宇宙論モデルでは、$R-L$関係と宇宙論モデルのパラメーターを同時に決定するため、真円度の問題を回避できます。$R-L$関係パラメーター値は、分析で使用された宇宙論モデルとは無関係であることがわかり、現在のMgIIQSOが標準化可能なキャンドルであることを証明します。これらのQSOを使用して得られた宇宙論的制約は、バリオン音響振動（BAO）観測とハッブルパラメーター[$H（z）$]測定の共同分析から得られたものよりも大幅に弱いですが、一貫しています。したがって、これらのQSOをBAO+$H（z）$データと組み合わせて分析し、標準の空間的に平坦な$\Lambda$CDMモデル、および穏やかな暗黒エネルギーダイナミクスとわずかな空間曲率と一致する宇宙論的制約を見つけます。。高品質の残響で測定されたQSOのサンプルが大きいほど、固有の分散が小さくなるため、宇宙論的パラメーターに対する制約が厳しくなります。
暗いセクターでの弾性相互作用の調査と$ S_8 $の役割
| Title |
Probing_elastic_interactions_in_the_dark_sector_and_the_role_of_$S_8$ |
| Authors |
Jose_Beltr\'an_Jim\'enez,_Dario_Bettoni,_David_Figueruelo,_Florencia_Anabella_Teppa_Pannia_and_Shinji_Tsujikawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.11222 |
宇宙論的摂動において一次までの運動量交換のみを生成する暗黒エネルギーと暗黒物質の間の弾性相互作用を特徴とするシナリオのクラス内の2つのモデルに観測上の制約を課します。最初のモデルは、明示的に相互作用するラグランジアンを使用した暗黒成分の完全流体モデルに対応します。このモデルでは、暗黒エネルギーは初期には暗黒放射として機能し、後期には宇宙定数として動作します。2つ目は、暗放射成分を含む動的暗エネルギーモデルであり、運動量交換により、暗セクターの保存方程式が共変的に変更されます。宇宙マイクロ波背景放射（CMB）、バリオン音響振動（BAO）、および超新星タイプIa（SnIa）のデータを使用して、追加の放射によってハッブル張力を緩和できる一方で、$\sigma_8$張力が$に存在することを示します。\Lambda$-Cold-Dark-Matterモデルは、これらの相互作用するモデルで発生する弱い銀河団によって緩和することができます。さらに、CMB+BAO+SnIaデータは結合強度に上限のみを設定しますが、パラメーター$S_8$に制約の形で低レッドシフトデータを追加すると、相互作用パラメーターの消失しない値が強く優先されることを示します。私たちの調査結果は、ダークセクター間の勢い交換の普遍的な傾向を示す可能性のある文献の他の結果と一致しています。
| Title |
Detection_of_Aerosols_at_Microbar_Pressures_in_an_Exoplanet_Atmosphere |
| Authors |
Raissa_Estrela,_Mark_Swain,_Gael_Roudier,_Robert_West,_Elyar_Sedaghati,_Adriana_Valio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.10292 |
マイクロバール圧力でのヘイズの形成は、レイリー散乱および/または特徴のない透過スペクトルを説明するために太陽系外惑星大気の理論モデルによって調査されましたが、低圧形成環境でのエアロゾルの観測証拠はとらえどころのないことが証明されています。ここでは、宇宙望遠鏡イメージングスペクトログラフ（STIS）と広視野カメラ3（WFC3）の機器で行われた観測を使用して、暖かい土星下のWASP-69bの大気中に$\sim$1マイクロバールの圧力で存在するエアロゾルの直接的な証拠を示します。ハッブル宇宙望遠鏡。透過スペクトルは、11スケールの高さのスペクトル変調をカバーするエアロゾル散乱によって誘発される波長依存の傾きを示しています。太陽系のヘイズに関する広範な研究を利用して、木星のヘイズ密度プロファイルのスケーリングされたバージョンに基づいて透過スペクトルをモデル化し、WASP-69b透過スペクトルが、40ミリバールからマイクロバールの圧力までの大気圧カラム。これらの結果は、太陽系外惑星の大気中のマイクロバール圧力でヘイズが存在する可能性があることを示唆しているエアロゾル粒子の微物理学に基づく理論的予想と一致しています。
主系列星後の惑星磁気圏の進化
白色矮星と巨星を周回する惑星の増加する検出に伴い、特にそれらの大気の検出可能性と居住可能性の可能性に関して、それらの物理的歴史と進化についての質問があります。ここでは、赤色巨星と漸近巨星分枝星の激しい風のために、主系列星の終わりから白色矮星相まで、惑星磁気圏のサイズが時間の経過とともにどのように進化するかを決定します。半解析的処方を使用することにより、惑星タイプ、惑星軌道、および恒星のホスト質量（1〜7Msun）の関連する位相空間全体を調査します。惑星の磁場強度が木星の現在の値より少なくとも2桁高くない限り、惑星磁気圏は巨大な分岐段階のある時点で常に押しつぶされることがわかります。また、恒星風と密度の時間変化により、ウィンドラム圧力が正味増加し、10^{-5}T（0.1G）未満の磁場強度では磁気圏をいつでも維持できないことも示しています。この保護の欠如は、白色矮星を周回する現在居住可能な惑星が以前は住むことができなかったことを示唆しています。
原始惑星大気の照射駆動脱出I.ATES光イオン化流体力学コード
| Title |
Irradiation-driven_escape_of_primordial_planetary_atmospheres_I._The_ATES_photoionization_hydrodynamics_code |
| Authors |
Andrea_Caldiroli,_Francesco_Haardt,_Elena_Gallo,_Riccardo_Spinelli,_Isaac_Malsky_and_Emily_Rauscher |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.10294 |
強力なX線と紫外線の恒星照射は、接近して軌道を回る太陽系外惑星の大気を加熱および膨張させ、システムの寿命にわたって惑星大気のかなりの部分を蒸発させるのに十分な量の大量流出を引き起こす可能性があります。既知の太陽系外惑星の数の最近の急増は、太陽系外惑星の発見と特性評価のための新しい地上および宇宙ベースの施設の差し迫った展開とともに、集中的な分光学的フォローアップのための最も有望なターゲットの迅速かつ効率的な評価を必要とします。この目的のために、ATES（ATmosphericEScape）を開発しました。高度に照射された惑星大気の温度、密度、速度、およびイオン化率プロファイルを、現在の定常状態の質量損失率とともに計算するように特別に設計された新しい流体力学コード。ATESは、有限体積スキームを使用して、半径座標で1次元のオイラー、質量、およびエネルギー保存方程式を解きます。流体力学モジュールは、制動放射による冷却、再結合、および原始組成の雰囲気（つまり、純粋な水素-ヘリウム）の場合の衝突励起/イオン化を含む光イオン化平衡ソルバーとペアになっていますが、さまざまなイオン種の移流も考慮しています。。冥王星-CLOUDYインターフェース（TPCI;arXiv：1502.06517）の結果と比較すると、2つの洗練された計算コストの高い流体力学と、はるかに広い天体物理学的適用性の放射コードが組み合わされています。ユーザーフレンドリーなグラフィックインターフェイスも備えたコードは、https：//github.com/AndreaCaldiroli/ATES-Codeで公開されています。
ガニメデにおける高密度相O $ _2 $の地理的分布
ガニメデの表面の地上分光法は、可視波長での弱い吸収を介して、高密度相の分子状酸素（O$_2$）の驚くべき存在を明らかにしました。現在まで、ガニメデの表面の温度と圧力でのこのO$_2$の状態と安定性は理解されていません。アルベド、予想される温度、粒子照射パターン、または組成に関連するその空間分布は、これらの未知数への手がかりを提供する可能性があります。ハッブル宇宙望遠鏡で得られたガニメデの表面O$_2$の空間分解観測を提示し、その地理の最初の包括的な地図を作成します。以前に公開された限られた空間分解データと一致して、私たちの地図は、凝縮されたO$_2$が後部半球の低緯度から中緯度に集中していることを示唆しています。これは、爆撃に対するガニメデの固有磁場の影響を反映している可能性があります。木星の磁気圏粒子によるその表面の。データセット内のさまざまな観測からの重複領域も、表面O$_2$に中程度の時間的変動の証拠を示していますが、利用可能なデータでは潜在的な原因を区別できません。
SOPHIE RVは、近くの若い星（YNS）の周りの巨大惑星を検索します。 HARPSYNS調査との組み合わせ
| Title |
A_SOPHIE_RV_search_for_giant_planets_around_young_nearby_stars_(YNS)._A_combination_with_the_HARPS_YNS_survey |
| Authors |
A._Grandjean,_A.-M._Lagrange,_N._Meunier,_P._Rubini,_S._Desidera,_F._Galland,_S._Borgniet,_N._Zicher,_S._Messina,_G._Chauvin,_M._Sterzik,_and_B._Pantoja |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.10754 |
若い星の周りの視線速度（RV）を持つ近い（a<=5au）巨大惑星（GP）の仲間の検索とそれらの発生率の推定は、移動のタイムスケールを制約するために重要です。さらに、この検索により、直接イメージング技術との組み合わせにより、すべての分離で巨大惑星の発生率を計算できるようになります。若い星の周りのRV検索は、一般に同様のスペクトルタイプの古い星よりも高速の回転子であり、RV時系列にスポットまたは脈動の兆候を示すため、課題です。この活動を特徴づけ、場合によっては修正するには、特定の分析が必要です。私たちの目的は、近くの若い星の周りの惑星を検索し、1000日までの期間のGP発生率を推定することです。SOPHIEスペクトログラフを使用して、63個のA-Mの若い（<400Myr）星を観測しました。SAFIRソフトウェアを使用して、RVおよびその他の分光観測量を計算しました。次に、この調査をHARPSYNS調査と組み合わせて、合計120個の若いA-M星のコンパニオン発生率を計算しました。HD109647の惑星コンパニオンと互換性のある1つの新しいトレンドを報告します。また、HD105693とHD112097をバイナリとして報告し、HD2454、HD13531、HD17250A、HD28945、HD39587、HD131156、HD142229、HD186704A、およびHD195943のバイナリ性を確認します。HD195943Bの軌道パラメータを初めて制約しました。HD13507シングルブラウンドワーフ（BD）コンパニオンソリューションに異議を唱え、ダブルBDコンパニオンソリューションを提案します。120個の若い星のサンプルに基づいて、1000日未満の期間で1_{-0.3}^{+2.2}％のGP発生率を取得し、0.9_{-0.9}のBD発生率の上限を取得します。同じ期間範囲で^{+2}％。信頼水準90％で、古いFK星と比較して、若いFK星の周りに近い（1<P<1000日）GPがない可能性があることを報告します。
階層的惑星系における内部試験粒子の永年共鳴
現在の研究では、$39^{よりも小さい傾斜$i$で低離心率領域を移動する内部テスト粒子の重要な引数$\sigma=\varpi$（$\varpi$は近地点の経度）に関連する永年共鳴を研究しています。\circ}$。動的モデルを定式化するために、二重平均ハミルトニアンが半主軸比の任意の次数まで定式化され、次にそれらの高次周期項がHori-Deprit変換手法によって二重平均ハミルトニアンから削除されます。結果のハミルトニアンは、単一の自由度を持つ共振モデルを決定します。共鳴モデルに基づいて、位相空間構造、共鳴中心、および共鳴幅を分析的に調査することが可能になります。特に、離心率の変動に関する共鳴幅と、最初に準円軌道上に配置された試験粒子の離心率の最大変動（$\Deltae$）との間に優れた対応が見られます。これは、$i<39^{\circ}$の低離心率空間での永年ダイナミクスが、$\sigma=\varpi$に関連する永年共鳴によって支配されることを意味します。
任意の非対称海洋世界から誘導される磁場を評価するための解析ソリューション
| Title |
An_analytic_solution_for_evaluating_the_magnetic_field_induced_from_an_arbitrary,_asymmetric_ocean_world |
| Authors |
Marshall_J._Styczinski,_Steven_D._Vance,_Erika_M._Harnett,_Corey_J._Cochrane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.10878 |
氷の衛星の磁気調査は、地下の液体の海の存在を確認する利用可能な最も説得力のある証拠のいくつかを提供しました。海洋月、特にヨーロッパの探査では、非対称の海洋の場合を含め、さまざまな条件下で誘導される磁場を予測できる数学モデルが必要です。既存のモデルは、球対称に制限されているか、無限の導電率を持つ海洋を想定しています。この作業では、任意の層状物体の誘導磁気モーメントを決定できる解析結果を導き出します。重要なことに、2次の潮汐変形により、誘導された双極子モーメントが変化することがわかります。私たちは、ヨーロッパとミランダの海とカリストとトリトンの電離層内の文献からのもっともらしい非対称性のモデルへの我々の結果の適用を示します。私たちが検討するモデルでは、非対称の場合、誘導磁場はエウロパの表面近くで2nT以上異なり、ミランダとトリトンの上1$R$で0.25$-$0.5nTであり、カリスト。ミランダとトリトンの場合、この差は誘導電界の大きさの20$-$30％にもなります。月の近くの測定がnTの数十分の一よりも正確に行われる場合、これらの値は、氷の月の内部の非対称性を特徴づけるために、将来の宇宙船の調査で使用される可能性があります。
宇宙のほとんどの星は赤色矮星です。それらは、私たちの太陽のような星の数を5倍上回り、さらに20倍（母集団加重平均）だけ長生きします。これらの小さな星の周りの温帯の岩石惑星の豊富さを明らかにした最近の観測と組み合わせると、明らかに論理的な矛盾に直面します-なぜ私たちは私たちの空に赤色矮星を見ないのですか？この「赤い空のパラドックス」に対処するために、F/G/Kスペクトル型（太陽のような）星の周りで自分自身を見つける確率に関するベイズ確率関数を定式化します。プレバイオティクス化学からの知的な生命の発達が普遍的に迅速で確実なプロセスである場合、赤色矮星の一時的な利点は、赤色矮星のパラドックスを和らげることを解消しますが、古典的なフェルミのパラドックスを悪化させます。そうでなければ、人類は100分の1の外れ値であるように見えることがわかります。これは偶然の可能性（解決策I）である可能性がありますが、複雑な生活に対する赤色矮星の適合性を弱めるフィルターとして広く機能する、相互に排他的ではない他の3つの解決策（II-IV）の概要を説明します。将来の観察は、これらのいくつかのサポートを提供することができるかもしれません。特に、調査により、最小の（そして最も多数の）赤色矮星の周りの温帯の岩石惑星が不足していることが明らかになった場合、これは解像度IIをサポートします。別の例として、将来の特性評価の取り組みで、宇宙船レッドドワーフの世界が恒星進化のために複雑な生命のウィンドウが限られていることがわかった場合、これは解像度IIIをサポートします。このパラドックスを解くことは、将来の遠隔生命感知実験の標的化と宇宙での生命の限界のためのガイダンスを明らかにするでしょう。
予防的惑星防衛
惑星防衛緊急時に偏向を試みるかどうかの問題は、かなりの意思決定分析の対象となっています（Schmidt2018;SMPAGAd-HocWorkingGrouponLegalIssues2020）。仮定の状況は通常、設定されたタイムスケールで高い影響確率を持つ新しく発見された小惑星を含みます。この論文では、さらに2つの複雑さについて説明します。（1）人為的な地球への影響のリスクがあるため、ミッションを小惑星に限定する。（2）影響リスクが「行動の決定」のしきい値を下回っている場合でも、小惑星を「安全な港」に配置するための積極的な管理。ケーススタディとしてアポフィスを使用し、2つの複雑さに順番に対処します。
非局所的な熱力学的平衡効果は、超高温木星KELT-9bの上部気温構造を決定します
| Title |
Non-local_thermodynamic_equilibrium_effects_determine_the_upper_atmospheric_temperature_structure_of_the_ultra-hot_Jupiter_KELT-9b |
| Authors |
L._Fossati,_M._E._Young,_D._Shulyak,_T._Koskinen,_C._Huang,_P._E._Cubillos,_K._France,_A._G._Sreejith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.11263 |
いくつかの結果は、メインライン形成領域の超高温木星KELT-9bの気温が、自己無撞着モデルによって予測されたものよりも数千度高いことを示しています。非局所的な熱力学的平衡（NLTE）効果がおそらくより高い温度の原因であるかどうかをテストします。CloudyNLTE放射伝達コードを使用して、太陽の金属量を想定して、KELT-9bの上限気温-圧力（TP）プロファイルを自己無撞着に計算します。CloudyNLTETPプロファイルは、局所的な熱力学的平衡（LTE）を想定した以前のモデルで得られたプロファイルよりも$\約$2000K高くなっています。特に、1-10$^{-7}$バーの範囲では、温度は$\approx$4000Kから$\approx$8500Kに上昇し、低圧でもほぼ一定に保たれます。KELT-9bの上層大気の高温は、主に、大気の熱収支に強く影響するFeおよびMgレベルの集団を変更するNLTE効果によって引き起こされることがわかります。Cloudyを使用して、LTEとNLTEでそれぞれ計算されたTPプロファイルに基づいてLTEとNLTEの合成透過スペクトルを計算し、NLTEモデルは一般に最大のLTEモデル（最大30％）よりも強い吸収線を生成することを発見しました。紫外線で。NLTE合成透過スペクトルを観測されたH$\alpha$およびH$\beta$ラインプロファイルと比較して、優れた一致を得て、結果を裏付けています。NLTE合成透過スペクトルは、惑星の透過スペクトルの特徴を検出することを目的とした将来の観測を導くために使用できます。MgやFeなどの金属、およびNLTE効果は、KELT-9bの上部気温構造を形成するため、それに由来する質量損失率に影響を与えます。最後に、私たちの結果は、これがより涼しい惑星にも当てはまるかどうかをチェックすることを求めています。
z = 2.37の強くレンズ化されたSunburstLyman-continuum銀河における高い星団形成効率
| Title |
High_star_cluster_formation_efficiency_in_the_strongly_lensed_Sunburst_Lyman-continuum_galaxy_at_z=2.37 |
| Authors |
E._Vanzella,_M._Castellano,_P._Bergamini,_M._Meneghetti,_A._Zanella,_F._Calura,_G._B._Caminha,_P._Rosati,_G._Cupani,_U._Mestric,_G._Brammer,_P._Tozzi,_A._Mercurio,_C._Grillo,_E._Sani,_S._Cristiani,_M._Nonino,_E._Merlin,_G.V._Pignataro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.10280 |
レンズの新しい正確なモデルを利用して、サンバーストと呼ばれる、強くレンズ化された（\mux10-100）ライマン連続体（LyC）銀河をz=2.37で調査します。銀河の固有の（非放射化された）特性の特性評価により、サイズは約3sq.kpc、光度はMuv=-20.3、恒星の質量はM〜10^9Msun、紫外線の16％は3有効半径がRe〜8pc、動的質量が〜10^7Msun（恒星の質量と同様）の3Myrの古い重力結合の若い大質量星団（YMC）から、LyC放射が検出されます（\lambda<912A）。推定される流出ガス速度（>300km/s）は、星団の脱出速度を超えています。サンバースト銀河から発生する電離放射線の結果として生じる脱出率は>6〜12％ですが、YMCから推測した場合は>46〜93％です。3<Re<20pcの12個の追加の可能性のある星団が銀河で識別され、そこからクラスター形成効率\Gamma>〜30％が導き出されます。これは、極端なガス物理条件を経験している局所銀河で得られた高い\Gammaと一致しています。YMCの存在は、銀河全体の形態（核形成）、測光（測光ジャンプ）、および分光出力（輝線星雲）に影響を与えます。YMCのレンズを外したLyCとUV（1600A）の光度は、〜30.6と〜26.9ですが、銀河の光度はm1600〜24.8です。EWrest（Hb+[OIII]4959-5007）〜450Aの比較的大きなレストフレーム等価幅が銀河から出現し、YMCが〜30％に寄与しています。O型星が主に星団で鍛造されている場合、そのようなエンジンは再電離中の主要な電離剤であり、z>6.5で観測された高EW線（Hb+[OIII]）の発生の増加は高\の間接的な兆候である可能性があります。宇宙の再電離時のガンマ。将来の施設（VLT/MAVISやELTなど）は、宇宙の再電離までの宇宙の時代を横切る中程度に拡大された（\mu<5-10）銀河上の結合クラスターを精査します[ABRIDGED]
銀河の「欠けている」暗黒物質NGC1052-DF2にディスクがあり、潮汐歪みの兆候がない
| Title |
A_disk_and_no_signatures_of_tidal_distortion_in_the_galaxy_"lacking"_dark_matter_NGC_1052-DF2 |
| Authors |
Mireia_Montes_(STScI),_Ignacio_Trujillo_(IAC/ULL),_Ra\'ul_Infante-Sainz_(IAC/ULL),_Matteo_Monelli_(IAC/ULL)_and_Alejandro_S._Borlaff_(NASA_Ames) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.10283 |
超深度イメージング（$\mu_g=30.4$mag/arcsec$^2$;3$\sigma$、10"x10"）を使用して、最初の銀河の「欠けている」暗黒物質KKS2000[04]（NGC1052-DF2）。この銀河での潮汐ストリッピングの兆候は、暗黒物質の含有量が少ないと主張されていることを説明するでしょう。しかし、潮汐の尾の証拠は見つかりません。実際、銀河は半径80秒角まで乱されないままです。この半径方向の距離は、この銀河の恒星分布の以前の空間探査を3倍にします。さらに、その球状星団（GC）の分布は、銀河の大部分に関連して拡張されていません（GCの半分を含む半径は21秒角です）。また、gおよびrバンドにおけるこの銀河の表面輝度放射状プロファイルは、35秒から80秒に指数関数的に減少することもわかりました。それは、銀河の外側部分の一定の楕円率と位置角とともに、低傾斜円盤の存在を強く示唆しています。これは、このオブジェクトで見つかった回転の証拠と一致しています。この発見は、この銀河の動的質量が以前に報告されたものより2倍高いことを意味し、この銀河の暗黒物質含有量を同様の恒星質量の銀河と一致させます。
銀河団PSZ1G311.65-18.48の強いレンズモデル
| Title |
A_strong_lensing_model_of_the_galaxy_cluster_PSZ1_G311.65-18.48 |
| Authors |
G.V._Pignataro,_P._Bergamini,_M._Meneghetti,_E._Vanzella,_F._Calura,_C._Grillo,_P._Rosati,_G._Angora,_G._Brammer,_G.B._Caminha,_A._Mercurio,_M._Nonino,_P._Tozzi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.10286 |
ハッブル宇宙望遠鏡によるマルチバンド観測とVLT/MUSE分光データを使用した、銀河団PSZ1G311.65-18.48（z=0.443）の強いレンズ解析を紹介します。MUSE観測は、レンズ付き光源の赤方偏移推定を提供し、複数の画像の誤認を減らすのに役立ちます。分光データは、15個の銀河団の内部速度分散を測定し、スケーリング関係を較正してサブハロクラスター成分をモデル化するためにも使用されます。このモデルは、4つの異なるソースに属する17の家族にグループ化された62の複数の画像に基づいています。それらの大部分は、z=2.3702の単一の星形成銀河に属するコンパクトな恒星の結び目の複数の画像です。このソースは、クラスターによって強くレンズ化されて、サンバーストアークシステムを形成します。複数の画像すべてを正確に再現するために、クラスタースケールと銀河スケールの両方のコンポーネントを含むパラメトリック質量モデルを構築します。結果のモデルにはr.m.sがあります。わずか0.14インチの複数の画像のモデル予測位置と観測位置の間の分離。PSZ1G311.65-18.48は、比較的丸い投影形状と大きなアインシュタイン半径（z_s=2.3702の場合は29''）を持っていると結論付けます。これは、クラスターが視線に沿って伸びていることを示している可能性があります。サンバーストアークソースは、コースティクスの複雑なネットワークの交差点にあります。これは、アークの一部が前例のない多重度（最大12回）で画像化される理由を説明しています。
恒星系のモードII：非エルゴード系
$f（\vJ）$の形式の分布関数（DF）によって生成されるシステム内の小さな擾乱のエネルギーについて、方程式が導き出されます。ほとんどの銀河と星団は、このようなDFによって厳密に近似できます。ヴァンカンペンモードの理論は、そのような一般的なシステムに拡張されます。DFの空間上の内積は、擾乱のエネルギーがこの積の下でのノルムになるように定義されます。その場合、周波数が異なるヴァンカンペンモードは直交し、その結果、ヴァンカンペンモードのエネルギーは加算的であることが示されます。その結果、エルゴードシステムのヴァンカンペンモードに関する最近の論文で得られたエルゴードシステムのダイナミクスへの洞察のほとんどは、実際の銀河団と銀河に当てはまります。
雲と雲の衝突の分子線の特徴
星間ガス雲間の衝突は、星形成を引き起こすための重要なメカニズムである可能性があります。これは、高密度ガスを大量に急速に生成できるためです。観測的には、雲の衝突は、通常はCO放出の強度ピーク間のブリッジ機能を介して、位置速度（PV）空間で識別されることがよくあります。流体力学的シミュレーション、時間依存化学、および放射伝達の組み合わせを使用して、真に衝突している重なり合う雲と、偶然の重ね合わせである重なり合う雲の合成分子線観測を生成します。NH$_3$やHCNなど、COよりも密度の高い物質をトレースする分子は、真に衝突する雲のPV空間の「ブリッジ機能」領域でCOに対して$0.5$と$0.2$のピーク強度比に達します。偶然の重ね合わせである重なり合う雲の場合、ピークNH$_3$とHCN強度は、CO強度ピークと同じ場所に配置されます。これは、雲の衝突を観察的に確認し、それらを無関係なマテリアルの偶然の配置と区別する方法を表しています。
高速銀河バーは、標準宇宙論に挑戦し続けています
| Title |
Fast_galaxy_bars_continue_to_challenge_standard_cosmology |
| Authors |
Mahmood_Roshan,_Neda_Ghafourian,_Tahere_Kashfi,_Indranil_Banik,_Moritz_Haslbauer,_Virginia_Cuomo,_Benoit_Famaey_and_Pavel_Kroupa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.10304 |
観測された多くの円盤銀河には中央のバーがあります。標準的な宇宙論のパラダイムでは、銀河系の棒は暗黒物質のハローからの力学的摩擦によって減速されるべきです。この摩擦は銀河の物理的性質に複雑に依存しているため、解析的に定式化することは不可能です。幸いなことに、宇宙論的流体力学的シミュレーションは、銀河の優れた統計的母集団を提供し、シミュレートされた銀河バーが暗いハロー内でどのように進化するかを定量化することができます。観測で使用されたものと同様の手法を使用して、IllustrisTNGおよびEAGLEプロジェクトの最先端の宇宙論的流体力学的シミュレーションで棒渦巻銀河の棒長とパターン速度を測定します。次に、結果を$z=0$で利用可能な最大の観測サンプルと比較します。共回転半径とバーの長さの比率におけるこれらのシミュレーションと観測の間の張力は、$12.62\sigma$（TNG50）、$13.56\sigma$（TNG100）、$2.94\sigma$（EAGLE50）、および$9.69\sigma$（EAGLE100）、以前に報告された重大な緊張が最近リリースされたTNG50で持続することを初めて明らかにしました。EAGLE50の統計的張力がわずかに低いのは、実際には、分析に適した銀河が5つしかないためですが、4つのシミュレーションすべてで、バーパターンの速度分布について同様の統計が得られます。さらに、バーのある円盤銀河の割合は、EAGLE100をやや上回っていますが、TNG50とTNG100の間で類似しています。シミュレートされた棒の割合と恒星の質量によるその傾向は、どちらも観測とは大きく異なります。これらの劇的な不一致は、現実世界の銀河系の棒に作用する力学的摩擦の効率、したがってこれらのスケールでの冷たい暗黒物質粒子の実際の存在にも深刻な疑問を投げかけています。
| Title |
Evolution_of_the_angular_momentum_during_gravitational_fragmentation_of_molecular_clouds |
| Authors |
G._Arroyo-Ch\'avez,_E._V\'azquez-Semadeni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.10381 |
比角運動量$j$と分子雲（MC）とその下部構造の半径$R$の間で観測されたスケーリング$j\simR^{3/2}$の起源、および観測された近くの$R$からの、回転エネルギーと重力エネルギーの比率である$\beta$の独立性。この目的のために、巨大なMCの形成、崩壊、断片化のSPHシミュレーションで、粒子セットの角運動量（AM）を測定します。SPH粒子のセットは、「クランプ」（接続された粒子セット）として、または特定の時間$\tdef$でのみ接続されたクランプに一致するラグランジュセットとして定義されます。{\iti）}塊は常に観測された\jR\関係に沿って進化し、{\itii）}ラグランジュ粒子セットは、それらを含むボリュームに他の多数の`が含まれている場合、観測された関係に沿って進化します。「侵入者」粒子。それ以外の場合は、$j\sim$cstで進化します。{\itiii）}ラグランジュセットを未来まで追跡すると、SPH粒子のサブセットが崩壊に関与し、別のサブセットが分散していることがわかります。{\itiv）}AMの保存下では、収縮中に$\beta$が増加することに注意してください。半径のほぼ独立性は、この増加と、より高い回転エネルギー密度でのAM交換率の増加との競合から生じる可能性があることを示唆しています。勾配。{\itv）}MCが全体的に重力によって支配されている場合、その密な構造の観測による選択は、隣接するレイノルズ応力によってAMを失ったフラグメントの選択に相当するため、観測された\jR\関係が生じることをお勧めします。
XMM-Newtonによって観測された1.75Ms超狭深視野のX線源
| Title |
X-ray_sources_in_the_1.75_Ms_Ultra_Narrow_Deep_Field_observed_by_XMM-Newton |
| Authors |
M._El\'ias-Ch\'avez,_A._L._Longinotti,_Y._Krongold,_C._Vignali,_F._Nicastro,_D._Rosa-Gonz\'alez,_Y._D._Mayya_and_S._Mathur |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.10455 |
この作業では、XMM-Newton衛星によって観測された最も深いX線フィールドの1つで実行された調査の結果を提示します。1.75Ms超狭深度フィールド（XMM175UNDF）調査は、2年間にわたって行われた13回の観測によって行われ、合計露出時間は1.75Ms（フレアフィルター処理後1.372Ms）で、blazar1ES1553+113。$4.03\times10^{-16}$、$1.3\times10^{-15}$、および$9.8\times10^{-16}\、erg\、s^{-のフラックス制限に達する13個の観測値を積み重ねました。ソフト$（0.2-2\、\mathrm{keV}）$、ハード$（2-12\、\mathrm{keV}）$、およびフル$（0.2）の1}\、cm^{-2}$-それぞれ12\、\mathrm{keV}）$バンド。$3\sigma$に対応する$ML\geq6$の最尤有意性の控えめなしきい値を使用して、位置、さまざまなバンドのフラックス、および硬度比を導出した301の点光源を検出しました。WISE/2MASSIRデータと組み合わせて、$u'g'r'i'z'$バンドの同じフィールドで10.4mのGranTelescopioCanarias（GTC）を使用して実行された光学的フォローアップのおかげで。X線源の244個の光学/IR対応候補を特定し、それらのX線光度、レッドシフト分布、X線/光学$-$X線/IRフラックス比、および絶対等級を推定しました。最後に、このサブサンプルを40個の非活動銀河と204個のAGNに分割しました。そのうち、139個はセイファート銀河、41個はクエーサーに分類されています。
XMM-SERVS調査：W-CDF-SおよびELAIS-S1フィールドのXMM-Newton点光源カタログ
| Title |
The_XMM-SERVS_survey:_XMM-Newton_point-source_catalogs_for_the_W-CDF-S_and_ELAIS-S1_fields |
| Authors |
Q._Ni,_W._N._Brandt,_C.-T._Chen,_B._Luo,_K._Nyland,_G._Yang,_F._Zou,_J._Aird,_D._M._Alexander,_F._E._Bauer,_M._Lacy,_B._D._Lehmer,_L._Mallick,_M._Salvato,_D._P._Schneider,_P._Tozzi,_I._Traulsen,_M._Vaccari,_C._Vignali,_F._Vito,_Y._Xue,_M._Banerji,_K._Chow,_A._Comastri,_A._Del_Moro,_R._Gilli,_J._Mullaney,_M._Paolillo,_A._Schwope,_O._Shemmer,_M._Sun,_J._D._Timlin,_J._R._Trump |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.10572 |
X線点光源カタログは、XMM-Spitzer銀河系外代表体積調査（XMM-SERVS）の2つのフィールド、W-CDF-S（4.6度$^2$）とELAIS-S1（3.2度$^）で表示されます。2$）、広い領域にわたる深いペンシルビームX線調査と浅いX線調査の間のギャップを埋めることを目的としています。W-CDF-SおよびELAIS-S1領域は、それぞれ2.3Msおよび1.0MsのXMM-Newton観測でターゲットにされました。フレアフィルタリング後も1.8Msと0.9Msの露出が残ります。W-CDF-Sでの調査では、その面積の90％以上で1.0$\times$10$^{-14}$ergcm$^{-2}$s$^{-1}$のフラックス制限があります。0.5〜10keVバンド。合計4053個のソースが検出されます。ELAIS-S1の調査では、0.5の面積の90％を超えるフラックス制限が1.3$\times$10$^{-14}$ergcm$^{-2}$s$^{-1}$です。-10keVバンド;合計2630のソースが検出されます。信頼性の高い光からIRへの多波長対応候補は、W-CDF-Sのソースの$\約$89％およびELAIS-S1のソースの$\約$87％で識別されます。W-CDF-Sの3186のソースとELAIS-S1の1985のソースはAGNとして分類されます。X線源の測光赤方偏移も提供しています。利用可能な光学からNIRへの強制測光を備えたW-CDF-S/ELAIS-S1の3319/2001ソースの$\約$84％は、分光赤方偏移または高品質測光赤方偏移のいずれかを持っています。W-CDF-SおよびELAIS-S1フィールドでのXMM-Newton観測の完了は、XMM-SERVS調査データ収集の終了を示します。$\upperx$13deg$^2$XMM-SERVS調査全体で検出された$\upperx$12,000の点状X線源は、将来の大規模サンプルAGN研究に役立ちます。
Mrk817およびNGC7469におけるブラックホール質量およびブロードライン領域運動学の残響マッピング測定
| Title |
Reverberation_Mapping_Measurements_of_Black_Hole_Masses_and_Broad-Line_Region_Kinematics_in_Mrk_817_and_NGC_7469 |
| Authors |
Kai-Xing_Lu,_Jian-Guo_Wang,_Zhi-Xiang_Zhang,_Ying-Ke_Huang,_Liang_Xu,_Yu-Xin_Xin,_Xiao-Guang_Yu,_Xu_Ding,_De-Qing_Wang,_Hai-Cheng_Feng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.10589 |
分光モニタリングキャンペーンの結果を提示して、残響マッピング測定値を取得し、Mrk〜817およびNGC〜7469の活動銀河核（AGN）の広域運動学を調査します。このキャンペーンは麗江2.4メートル望遠鏡で実施されました。分光サンプリングの中央値はMrk〜817で2。0日、NGC〜7469で1。0日です。両方のAGNについて、H$\beta$、H$\gamma$、He〜{\scii}、He〜{\sci}を含み、Fe〜{\scii}を含む幅広い輝線のタイムラグを検出します。5100〜\AAでの変化するAGN連続体に関するMrk〜817の場合。広い輝線の線幅とタイムラグの関係を調べると、Mrk〜817とNGC〜7469のBLRダイナミクスがビリアル予測と一致していることがわかります。中央の超大質量ブラックホール（SMBH）の質量と、両方のAGNの降着率を推定します。このキャンペーンのデータを使用して、Mrk〜817の幅広いH$\gamma$、H$\beta$、およびHe〜{\sci}ラインの速度分解ラグプロファイルを作成します。これは、ほぼ同じ運動学を示しています。赤い翼のタイムラグが青い翼のタイムラグよりもわずかに大きいという特徴。NGC〜7469の場合、Mrk〜817のBLRと非常によく似た運動学的シグネチャを示す、幅広いH$\gamma$およびH$\beta$の速度分解ラグプロファイルのみを明確に構築します。これらの特徴は、両方のAGNのケプラー運動のBLRが、監視期間中に流出成分を持っているように見えることを示しています。BLRの運動学と、SMBHの質量と降着率を含む測定について説明します。
主系列星に対するホスト銀河の位置に対するAGNの役割とその曖昧さ
| Title |
The_role_of_AGN_and_its_obscuration_on_the_position_of_the_host_galaxy_relative_to_Main_Sequence |
| Authors |
G._Mountrichas,_V._Buat,_G._Yang,_M._Boquien,_D._Burgarella,_L._Ciesla,_K._Malek_and_R._Shirley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.10678 |
NDWFSの9.3deg$^2$Bo$\rm\ddot{o}$tesフィールド内でチャンドラX線天文台によって観測されたX線活動銀河核（AGN）を使用して、メインシーケンスに対する銀河の位置（SFR$_{）に対する、$\rm0.5<z<2.0$でのホスト銀河のX線輝度（L$_X$）と星形成率（SFR）norm}$）。X線サンプルの線源の約半分には分光学的赤方偏移があります。また、参照銀河カタログを作成します。両方のデータセットについて、HELPプロジェクトによってコンパイルされた光学から遠赤外線までの測光データを使用し、X-CIGALEコードを使用してスペクトルエネルギー分布（SED）フィッティングを適用します。X線サンプルと参照サンプルの両方から静止ソースを除外します。また、さまざまな赤方偏移のビンで、データセットの完全性を説明します。私たちの分析は、系統分類学と選択効果を考慮に入れて、SFR-L$_X$関係を均一な方法で研究することの重要性を強調しています。私たちの結果は、質量の小さい銀河（$\rmlog\、[M_*（M_\odot）]\sim11$）では、AGNがホスト銀河のSFRを非銀河と比較して$\sim50\％$向上させることを示唆していますAGNシステム。最も巨大な銀河では、平坦な関係が観察されます。SFR$_{norm}$は赤方偏移とともに進化しません。結果は暫定的ですが、それほど大規模ではないシステムでは、AGNと星形成（SF）の両方が合併イベントによって供給される冷たいガスによって供給されるシナリオと一致しています。より大規模な銀河では、平坦な関係は、ホスト銀河の星形成（例：高温拡散ガス）から切り離された異なるSMBH燃料供給メカニズムによって説明できます。最後に、X線吸収源と非吸収源のホスト銀河特性を比較します。私たちの結果は、X線吸収が銀河の特性と関連していないことを示唆する違いを示していません。
z = 3.09のプロトクラスターで確認された巨大な静止銀河
| Title |
A_massive_quiescent_galaxy_confirmed_in_a_protocluster_at_z=3.09 |
| Authors |
Mariko_Kubo,_Hideki_Umehata,_Yuichi_Matsuda,_Masaru_Kajisawa,_Charles_C._Steidel,_Toru_Yamada,_Ichi_Tanaka,_Bunyo_Hatsukade,_Yoichi_Tamura,_Kouichiro_Nakanishi,_Kotaro_Kohno,_Chien-Feng_Lee,_Keiichi_Matsuda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.10798 |
バルマーとCa{\footnotesizeII}の吸収特性を検出することにより、SSA22フィールドのプロトクラスターで分光的に確認された$z_{\rmspec}=3.0922^{+0.008}_{-0.004}$の大規模な静止銀河を報告します。ケックI望遠鏡の赤外線探査用多目的分光計（MOSFIRE）。これは、これまでにプロトクラスターで確認された最も遠い静止銀河です。光学から中赤外線の測光とスペクトルを、パラメトリックおよびノンパラメトリック星形成履歴（SFH）のスペクトルエネルギー分布（SED）モデルと同時に適合させます。どちらのモデルも観測されたSEDによく適合し、この天体が$\log（\rmM_{\star}/M_{\odot}）=11.26^{+0.03}_{-の恒星質量を持つ巨大な静止銀河であることを確認します。0.04}$および$11.54^{+0.03}_{-0.00}$、および$\rmSFR/M_{\odot}〜yr^{-1}<0.3$および$=0.01^{+0.03の星形成率}_{-0.01}$は、それぞれパラメトリックモデルとノンパラメトリックモデルの場合です。前者のモデリングのSFHは瞬間的なスターバーストとして記述され、後者のモデリングのSFHは長寿命ですが、どちらのモデルも$\sim0.6$Gyr前の星形成の突然の消光に同意しています。この巨大な静止銀河は、宇宙論的数値シミュレーションで複数の合併によって形成された最も明るい銀河団の前駆体として予測された非常に密集した銀河群で確認されています。新たに、$3.0791\leqz_{\rmspec}\leq3.0833$で3つのもっともらしい[OIII]$\lambda$5007エミッターがターゲットの周囲で検出されたことがわかりました。それらのうちの2つは、ターゲットとその最も近い巨大な銀河の間にあり、それらの相互作用の可能性のある証拠です。彼らは、合併によるこの巨大な静止銀河の将来の強力なサイズと恒星の質量進化を示唆しています。
超風の壊滅的な冷却。 II。パラメータ空間の探索
| Title |
Catastrophic_Cooling_in_Superwinds._II._Exploring_the_Parameter_Space |
| Authors |
Ashkbiz_Danehkar,_M._S._Oey,_William_J._Gray |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.10854 |
超星団（SSC）からの機械的フィードバックによって駆動される超風とスーパーバブルは、多くの星形成銀河に共通の特徴です。断熱流体モデルは超風のダイナミクスを十分に説明できますが、スターバースト銀河のいくつかの観測により、超風が抑制され、強力な放射冷却、つまり壊滅的な冷却を伴うコンパクトな領域の存在が明らかになりました。本研究では、FLASH流体力学コードに基づいて構築された非平衡原子化学および冷却パッケージMAIHEMを使用して、冷却モードの金属量、SSC流出パラメーター、および周囲密度への依存性を調査するモデルのグリッドを生成します。ガスの金属量が重要な役割を果たしますが、壊滅的な冷却は、高い質量負荷と空力加熱効率の低下に対してより敏感です。私たちの流体力学的シミュレーションは、高温のスーパーバブルの存在が必ずしも断熱的な流出を意味するわけではなく、逆もまた同様であることを示しています。CLOUDY光イオン化モデルを使用して、放射制限モデルと部分密度制限モデルの断熱冷却流出と壊滅的冷却流出の両方のUVおよび光線放射を予測します。私たちの放射境界モデルによって予測された線比は、星形成銀河の観測とよく一致していますが、それらは、壊滅的に冷却する流れのパラメーター空間を明確に区別する診断を提供しません。観測との比較は、密度の境界、非平衡イオン化、および/または中央流出領域への観測バイアスの程度が小さいことを示唆しています。
| Title |
The_connection_between_star_formation_and_supermassive_Black_Hole_activity_in_the_local_Universe |
| Authors |
Olena_Torbaniuk,_Maurizio_Paolillo,_Francisco_Carrera,_Stefano_Cavuoti,_Cristian_Vignali,_Giuseppe_Longo,_James_Aird |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.11079 |
局所宇宙（z<0.33）における活動銀河核（AGN）活動と、分光学的星形成率（SDSSDR8）サンプルから得られたホスト銀河特性との相関の研究を提示します。SFR）と恒星の質量（$\mathcal{M}_{\ast}$）の決定。AGN活動のレベルを定量化するために、XMM-NewtonSerendipitousSourceCatalog（3XMMDR8）のX線情報を使用しました。多波長AGN選択基準（光学BPTダイアグラム、X線/光学比など）を適用すると、検出された光源の24％が、中程度から高いX線輝度で効率的に降着するAGNであることがわかりました。静止銀河よりも星形成銀河によってホストされている。特定のブラックホール降着率（sBHAR、$\lambda_{\mathrm{sBHAR}}$）の分布は、局所的な非AGN優勢銀河の核活動が非常に低い降着率（$-4\lesssim\log）でピークに達することを示しています。\lambda_{\mathrm{sBHAR}}\lesssim-3$）すべての恒星の質量範囲。ただし、静止状態の銀河よりも活発な星形成のある銀河のsBHARの値が体系的に大きく、星形成銀河と静止銀河の両方でSFRの平均$\lambda_{\mathrm{sBHAR}}$が増加していることがわかります。。これらの発見は、宇宙時間とともにAGN活動のレベルが低下していることを確認しており、星形成とAGN活動の両方が共通のガス貯留層によって燃料を供給されているシナリオと一致しています。
RMHDシミュレーションによるAGNジェットの長期変動の数値解析
| Title |
Numerical_Analysis_of_Long-term_Variability_of_AGN_Jets_through_RMHD_Simulations |
| Authors |
Sriyasriti_Acharya,_Nikhil_S_Borse,_Bhargav_Vaidya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.10285 |
相対論的AGNジェットは、マルチタイムスケールの変動性と、電波からガンマ線に及ぶ広帯域の非熱スペクトルを示します。これらの高度に磁化されたジェットは、宇宙での伝播中にいくつかの電磁流体力学（MHD）の不安定性を経験する傾向があり、ジェット放射と粒子加速を引き起こす可能性があります。この研究は、ねじれ不均一ジェットモデルの文脈で観測された長期変動に対する相対論的キンクモード不安定性の影響を研究することを目的としています。これを達成するために、高磁化ジェットの一部の高解像度3D相対論的MHDシミュレーションを実行することにより、キンクモードの不安定性を形成するために好ましい物理的構成を調査します。特に、ローレンツ因子$\geq5$を使用して円筒形プラズマカラムのシミュレーションを実行し、キンク不安定性の開始と成長に対するピッチの減少に伴う磁化値と軸方向波数の影響を研究します。不安定性の増大を含むプラズマカラムのダイナミクスに対する軸波数の影響を確認しました。この作業では、プラズマカラムのダイナミクスとその時変放出特性との関係をさらに調査しました。私たちの分析から、キンクモードの不安定性の成長率とシミュレートされた光度曲線から得られたフラックスの変動性との間に相関する傾向が見つかります。
GRBの初期の前方衝撃で生成された磁場のコヒーレンススケール
| Title |
Coherence_scale_of_magnetic_fields_generated_in_early-time_forward_shocks_of_GRBs |
| Authors |
N._Jordana-Mitjans,_C._G._Mundell,_R._J._Smith,_C._Guidorzi,_M._Marongiu,_S._Kobayashi,_A._Gomboc,_M._Shrestha,_I._A._Steele |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.10295 |
2mの完全自律型ロボットリバプール望遠鏡でマルチカラーRINGO3光学偏光計を使用して、バースト後に$129.5-204.3\、$sで測定されたGRB前方衝撃（GRB141220A）からの偏光の史上最古の検出を報告します。バースト後の$86\、$sから$\sim2200\、$sまでの光度曲線の時間的減衰勾配は、$\alpha=1.091\pm0.008$の古典的な前方衝撃の典型です。低偏光$P_{BV}=2.8_{-1.6}^{+2.0}\、\％$（2$\sigma$）平均時間$\sim168\、$sポストバーストはと互換性がありますホスト銀河ダスト（$A_{V、{\rmHG}}=0.71\pm0.15\、$mag）によって誘導され、前方衝撃について理論的に予測され、GRB残光における低度の光偏光の以前の検出は、バーストの数時間から数日後に観察されました。前方衝撃からの初期分極データの現在のサンプルは、（a）銀河とホスト銀河の塵の特性（すなわち$P\sim1\％-3\％$）からの分極、（b）分極逆衝撃からの寄与を示唆しています。（GRB減速時間、ジェット磁化）または（c）前方衝撃固有分極（すなわち$P\leq2\％$）。これは、磁場コヒーレンス長スケールと観測可能な放出領域のサイズ（バーストエネルギー、サーカムバースト）に依存します。密度）。
高質量ガンマ線バイナリでの電波吸収
高質量ガンマ線バイナリは、巨大な星と軌道上にある推定パルサーで構成されています。星からの激しい流出はパルサーからの電波放射を吸収する可能性があり、脈動の検出を困難にします。この作業では、O/B星を含む連星パルサーの吸収プロセスを説明する基本的な形状と式を示し、モデルを2つの典型的でよく研究されている連星PSR〜B1259-63/LS〜2883とLS5039。PSRB1259-63からの電波脈動の分散測定と自由自由吸収に対する、さまざまな方向のLS2883の赤道円盤の影響を調査します。観測されたデータは、比較的大きな傾斜角で軌道面に挿入されたディスクと一致しています。LS5039の場合、軌道が狭いため、強い風の吸収により、推定パルサーからの電波放射を検出する可能性は低いと考えられていました。しかし、風の相互作用と軌道運動を考慮すると、バウショック空洞とコリオリ衝撃波が形成され、それによって脈動が恒星の流出吸収を部分的に回避することができます。電波光学的厚さの観測周波数、軌道傾斜角、風パラメータへの依存性を調査します。LS5039の推定パルサーは、数十ギガヘルツに及ぶパルス放射を備えたPSRB1259-63に類似していると考えられます。その場合、パルサーが下の合流点の周りを移動しているときに、電波脈動のための透明なウィンドウが存在する可能性があります。LS5039およびその他のシステムを高い無線周波数で電波望遠鏡で詳細に監視すると、将来、コンパクトオブジェクトの性質が明らかになる可能性があります。あるいは、ヌル検出でさえ、推定パルサーと恒星の流出の特性にさらに制約を与える可能性があります。
この作業では、加速された相対論的電子のべき乗則分布を仮定することにより、バースト源を取り巻く外部媒体（ISM）との激しい相互作用におけるGRB火球の流体力学的進化をモデル化しました。この目的のために、主なシンクロトロン放射メカニズムの寄与のみに基づくコンピュータコードが開発されました。X線および可視R周波数帯域でのいくつかのGRBに続く残光放射の光度曲線が計算されました。XRT/Swift衛星と地球望遠鏡でそれぞれ観測されたデータとの比較は、公正な全体的な一致を示しており、Fengらのモデルに基づく流体力学シミュレーションの妥当性を確認しています。（2002）。
シンクロトロン放射のスペクトル指数：拡散および磁化された星間物質からの洞察
| Title |
Spectral_index_of_synchrotron_emission:_insights_from_the_diffuse_and_magnetised_interstellar_medium |
| Authors |
Marco_Padovani_(1),_Andrea_Bracco_(2),_Vibor_Jeli\'c_(2),_Daniele_Galli_(1),_Elena_Bellomi_(3)_((1)_INAF-Osservatorio_Astrofisico_di_Arcetri,_Firenze,_Italy,_(2)_Ru{\dj}er_Bo\v{s}kovi\'c_Institute,_Zagreb,_Croatia,_(3)_Observatoire_de_Paris,_LERMA,_Sorbonne_Universit\'e,_CNRS,_Universit\'e_PSL,_Paris,_France) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.10929 |
銀河シンクロトロン観測の解釈は、視線に垂直な磁場の強さ（LOS）、$B_\perp$、および宇宙線電子（CRe）スペクトルの間の縮退によって複雑になります。観測周波数に応じて、CReスペクトルのエネルギーに依存しないスペクトルエネルギー勾配$s$が通常想定されます。つまり、$\simeq$400MHz未満の周波数では$s=-2$、それより高い周波数では$s=-3$です。LOwFrequencyARray（LOFAR）などの現在の施設とSquareKilometerArray（SKA）などの将来の望遠鏡の高い角度およびスペクトル分解能に動機付けられて、エネルギー依存のCReスペクトルエネルギーを考慮に入れることの結果を理解することを目指しています輝度温度スペクトルインデックス$\beta$の空間変動の分析、およびLOSに沿った$B_\perp$の平均値の推定値の傾き。CReスペクトルのさまざまな実現が$\beta$の空間変動の解釈に与える影響を分析的および数値的に説明します。エネルギーに依存しない$s$の一般的な仮定は、特別な場合にのみ有効であることがわかります。0.1$-$10GHzの周波数での拡散星間物質（$\simeq$2$-$20$\mu$G）の典型的な磁場強度について、主に放射光の原因となる電子が次のエネルギーを持っていることを示します。範囲$\simeq$100MeV$-$50GeV。これは、CReのスペクトル勾配$s$が最大の変動を示すエネルギー範囲です。また、${\bfB}_\perp$の方向が望遠鏡のビーム全体とLOSに沿って変化するため、偏光率が$\simeq70\％$の最大値よりもはるかに小さくなる可能性があることも示しています。最後に、特定のCReスペクトルについて、センチメートルからメートルの波長で測定された一連の$\beta$から、LOSに沿った$B_\perp$の平均値を推定するために使用できるルックアッププロットを示します。
連続体フィッティング法とアイアンライン法によるカーブラックホール仮説のテスト：GRS 1915 +105の場合
| Title |
Testing_the_Kerr_black_hole_hypothesis_with_the_continuum-fitting_and_the_iron_line_methods:_the_case_of_GRS_1915+105 |
| Authors |
Ashutosh_Tripathi,_Askar_B._Abdikamalov,_Dimitry_Ayzenberg,_Cosimo_Bambi,_Victoria_Grinberg,_Honghui_Liu,_Menglei_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.10982 |
連続体フィッティング法とアイアンライン法は、現在、降着するブラックホールの周りの強い重力領域を調査するための2つの主要な手法です。本研究では、5つのディスクが支配的なRXTEスペクトルと1つの反射が支配的なすざくスペクトルを分析することにより、GRS1915+105の恒星質量ブラックホールでカーブラックホール仮説をテストします。連続体フィッティング法とアイアンライン法の制約を組み合わせることで、カーメトリックのより厳密なテストを提供できる可能性があります。Johannsen変形パラメーター$\alpha_{13}$に対する制約は$-0.15<\alpha_{13}<0.14$at3$\sigma$であり、$\alpha_{13}=0$のときにカーメトリックが回復します。
ブラックホールの周りの降着円盤は、ディスクがブラックホールのスピンベクトルに対して傾いている場合、レンス・ティリング歳差運動によって歪む可能性があります。ディスクの粘度が十分に大きく、反りの伝播が拡散する場合、内側のディスクはブラックホールのスピンと整列する可能性があります。ただし、ワープが波として伝播するように粘度が小さい場合、線形化された流体方程式の定常状態の解は、ブラックホールに近いディスク傾斜角の振動放射状プロファイルを示します。ここでは、これらのソリューションが、粘度が等方性であり、ディスクの角度の半厚さに比べて小さいと測定された3次元流体力学シミュレーションとよく一致していることを初めて示します。傾斜-したがってワープ振幅-は小さいままです。線形化された流体方程式と流体力学シミュレーションの両方を使用して、内側のディスクの傾きが元のディスクの傾きよりも数倍以上大きくなる可能性があることを示し、この効果の物理的な理由を示します。ミスアラインメント角度が増加するにつれてディスクの動作の遷移を調査し、強い反りの領域に関連する散逸の増加を見つけます。十分に大きなミスアライメントの場合、ディスクはディスクの引き裂きに対して不安定になり、個別の平面に分割されます。ここで紹介するシミュレーションでは、ディスクが破損したときの総（物理的および数値的）粘度が十分に小さいため、波状の領域でディスクの破損が発生することを示し、このパラメーター領域でディスクの破損が可能であることを示していますスペース。私たちのシミュレーションは、この領域でワープダイナミクスを正確にモデル化するには、高い空間分解能、したがって低い数値粘度が必要であることを示しています。最後に、結果の観測的意味について説明します。
若い超新星残骸における磁場増幅と電子加速の効率：全球平均とケプラーの超新星残骸
| Title |
Efficiencies_of_Magnetic-Field_Amplification_and_Electron_Acceleration_in_Young_Supernova_Remnants:_Global_Averages_and_Kepler's_Supernova_Remnant |
| Authors |
Stephen_P._Reynolds,_Brian_J._Williams,_Kazimierz_J._Borkowski,_Knox_S._Long |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.11195 |
強い天体物理的衝撃波における超熱エネルギーへの粒子加速は、一般に拡散衝撃加速によって説明される広範な現象です。このような衝撃は、単純な圧縮をはるかに超えて上流の磁場を増幅する可能性もあります。関与する複雑なプラズマ物理プロセスは、衝撃によってエネルギーの一部$\epsilon_e$が高速粒子に、別の一部$\epsilon_B$が磁場に入ると仮定してパラメータ化されることがよくあります。超新星、超新星残骸、およびガンマ線バーストの衝撃のモデラーは、他の場所の中でも、時間的に一定であると推定されるこれらの割合の典型的な値を想定することがよくあります。ただし、ソースの十分なプロパティが独立して制約され、エプシロンの値を直接推測できることはまれです。超新星残骸（SNR）はそのような状況を提供することができます。ここでは、6つの若いSNRにおける空間的に統合された放射へのグローバルフィットの結果を要約し、$10^{-4}\le\epsilon_e\le0.05$と$0.001\le\epsilon_B\le0.1$を見つけます。これらの大きな変動は、これらのSNRの年齢や環境の違いに起因する可能性があるため、ケプラーの超新星の1つの残骸の詳細な分析を行います。両方のイプシロンは、衝撃波の周囲の7つの異なる場所で決定でき、両方のイプシロンとその比率（したがって、衝撃波エネルギー自体とは無関係）の範囲がさらに大きくなります。未知の要因が両方のプロセスの効率に大きな影響を与えると結論付けます。エプシロンの固定値を想定した計算は暫定的なものと見なす必要がありますが、衝撃傾斜、上流の中性部分、またはその他の可能性を調査する必要があります。
中性子$n$のミラー中性子$n'$への振動は、ダークミラーセクターのパートナーであり、通常の中性子星をミラーマターの一部からなる混合星に徐々に変換することができます。ミラー中性子星で起こる逆プロセスの意味は、ミラーセクターのバリオン非対称性の兆候に依存します。つまり、特定のバリオン数生成シナリオで予測されるように、それが負の場合、$\bar{n}'-\bar{n}$遷移は、ミラースター内部に重力で閉じ込められた反物質のコアを作成します。このような反物質コアでの蓄積ガスの消滅は、フェルミLATカタログで最近特定された、バリオン-反物質消滅と互換性のある異常なスペクトルを持つ、起源の$\gamma$ソース候補を説明する可能性があります。さらに、この反物質の一部は、ミラー中性子星の合併は、宇宙の反ヘリウムのフラックスと、AMS-02実験で捜索されるより重い反核を生み出す可能性があります。
バイナリ合併によるVLOCVツインコンパクト星の研究
GW170817は、重力波の発生源の最も可能性の高い候補と見なすことができる連星中性子星の結合状態方程式に貴重な制約を提供しています。一方、これらの極端な温度と密度の自然実験室は、{コア内の限定されていないクォーク物質}のようないくつかのエキゾチック物質の推定につながる可能性があります。この論文では、核子の排除体積効果（VLOCV）を考慮して、最低次の制約付き変分（LOCV）法を用いて中性子星の状態方程式（EoS）を調査し、バイナリ中性子星合体（BNSM）の潮汐変形性を計算します。）。このアプローチでは、核子のサイズによってEoS{so}が硬くなり、因果関係違反を回避するために相転移が必要になります。したがって、この相転移は、「ツインスター」構成を含むコンパクトスターの第3ファミリーの出現に{つながる可能性があります}。{私たちのEoSモデルは、GW170817、GW190814、GW190425、およびNICERからの観測に直面しています。これらすべての制約に関して、{遷移}圧力$\約$30-100MeV/fm$^{3}$とエネルギー密度の不連続性$\Delta\varepsilon$$\lesssim$300MeV/を持つEoSモデルが見つかりました。fm$^{3}$が望ましいです。
$ D $次元での$ N $ポイント相関関数の効率的な計算
| Title |
Efficient_Computation_of_$N$-point_Correlation_Functions_in_$D$_Dimensions |
| Authors |
Oliver_H._E._Philcox,_Zachary_Slepian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.10278 |
任意の$D$次元の均一で等方性の空間における確率場の$N$点相関関数（NPCF）を計算するための効率的なアルゴリズムを提示します。このような統計は物理科学全体に現れ、確率過程の範囲を説明するための自然なツールを提供します。通常、NPCF推定量の複雑さは$\mathcal{O}（n^N）$です（$n$粒子を含むデータセットの場合）。したがって、$N$が小さくない限り、それらのアプリケーションは計算上実行不可能です。適切に定義された角度ベースに投影することにより、推定量が複雑さ$\mathcal{O}（n^2）$または$\mathcal{O}（n_{\rmg}\logn_{\rmg}）$サイズ$n_{\rmg}$のグリッドで高速フーリエ変換を使用して評価した場合。私たちの分解は、$D$次元の超球面調和関数に基づいています。これらは$（D-1）$球に完全に基づいて形成され、本質的に角運動量演算子に関連しています。$（N-1）$のような高調波を連結すると、明確な結合角運動量の状態が得られ、NPCFの自然な分離可能な基底が形成されます。特に、等方性相関関数は、結合された角運動量がゼロの状態のみを必要とします。離散データとグリッドデータの両方に適用されるNPCF推定量の明示的な式を提供し、宇宙論と流体力学内の多くのアプリケーションについて説明します。このような推定量の効率により、高次の相関器が確率場の分析における標準ツールになることができます。
ローカルシーイングの決定と診断のための方法としてのストロボイメージング
多くの望遠鏡の画質バジェットは、「ミラー」と「ドーム」の両方のローカルシーイングから大きな貢献をする可能性があります。これは、定量化、直接測定、および改善が困難な乱気流と温度変化から生じます。主要な機器を使用し、光がたどる同じ経路に沿って、天体から地上の望遠鏡までの光路の最後の数十メートル内の波面摂動による「局所的な」視界の劣化を決定する方法について説明します天体から。このコンセプトには、光路に沿ってストロボエミッターを配置して、インデックス摂動のさまざまな実現を「フリーズ」する画像をメイン焦点面に生成することが含まれます。この方法には、光路に沿った屈折率の局所的な摂動の動的な空間的および時間的構造によって与えられる画像の動きとシンチレーションを直接測定するという利点があり、ドームの上の大気に誘発される視界から完全に分離されます。ストロボ光源アプローチにより、ルービン天文台用に構築されているような広視野計と低速シャッターを備えた大口径望遠鏡でも、焦点面で直接画像の動きとシンチレーションを迅速に測定できます。ルービン望遠鏡の焦点面にある「ガイダー」CCDを使用して、おそらく科学にさらされている間でも、オンデマンドでローカルシーイング測定を行う概念設計が提示されます。
回折限界分光分析のためのフォトニックランタンの設計上の考慮事項
| Title |
Design_considerations_of_photonic_lanterns_for_diffraction-limited_spectrometry |
| Authors |
Jonathan_Lin,_Nemanja_Jovanovic,_Michael_Fitzgerald |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.10990 |
大型望遠鏡を天体機器に結合することは、機器のスループットと安定性の間の緊張のために歴史的に困難でした。望遠鏡からの光は、点像分布関数（PSF）の安定性を犠牲にして高スループットを維持しながら機器に大量に注入するか、光の時間変化する成分をシングルモードファイバー（SMF）でフィルターで除去することができます。、光損失を犠牲にして機器の安定性を維持します。今日、アストロフォトニクスの分野は、フォトニックランタン（PL）の形でスループット安定性張力に潜在的な解像度を提供します：時変および収差のあるPSFを複数の回折限界ビームに結合できるテーパー導波路直接SMF注入を大幅に上回っています。その結果、ランタン供給機器は、スループットを向上させながら、SMF供給機器の安定性を維持します。この目的のために、将来の回折限界分光計の設計を導くことを目的として、ランタンの形状、波長、および波面誤差（WFE）の関数としてPL性能を特徴付ける一連の数値シミュレーションを提示します。これらの特性評価には、PLと位相誘起振幅アポダイゼーション（PIAA）光学系の間の相互作用の最初の調査が含まれます。
補償光学イメージングの点像分布関数の再構築：時間遅延宇宙誌の位置天文要件を満たす
| Title |
Point-spread_function_reconstruction_of_adaptive-optics_imaging:_Meeting_the_astrometric_requirements_for_time-delay_cosmography |
| Authors |
Geoff_C.-F._Chen,_Tommaso_Treu,_Christopher_D._Fassnacht,_Sam_Ragland,_Thomas_Schmidt_and_Sherry_H._Suyu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.11060 |
占星術の精度と点像分布関数の知識は、ハッブル定数やその他の宇宙論的パラメーターを決定するために強力なレンズのクエーサーシステムが使用される時間遅延宇宙誌を含む幅広い天体物理学研究の重要な要素です。多重画像化された点光源の位置に関する位置天文の不確実性は、推定距離の全体的な不確実性、したがってハッブル定数に寄与します。同様に、点像分布関数（PSF）の翼に関する知識は、背景光源と前景デフレクターからの光を解きほぐすために必要です。レーザーガイド星AOシステムを使用してW.M.ケック天文台で取得した強レンズシステムJ0659+1629の補償光学（AO）画像を分析します。再構築された点広がり関数を使用することにより、i）時間遅延宇宙誌に十分すぎる$<1$ミリ秒（mas）の位置天文精度を取得できることを示します。ii）ノイズレベルと一致する残差が得られるすべての点状画像を減算します。私たちが開発した方法は、強いレンズに限定されるものではなく、一般に、近くに複数の点光源がある幅広い科学的事例に適用できます。
SPT-3Gの設計と統合パフォーマンス
| Title |
The_Design_and_Integrated_Performance_of_SPT-3G |
| Authors |
J._A._Sobrin,_A._J._Anderson,_A._N._Bender,_B._A._Benson,_D._Dutcher,_A._Foster,_N._Goeckner-Wald,_J._Montgomery,_A._Nadolski,_A._Rahlin,_P._A._R._Ade,_Z._Ahmed,_E._Anderes,_M._Archipley,_J._E._Austermann,_J._S._Avva,_K._Aylor,_L._Balkenhol,_P._S._Barry,_R._Basu_Thakur,_K._Benabed,_F._Bianchini,_L._E._Bleem,_F._R._Bouchet,_L._Bryant,_K._Byrum,_J._E._Carlstrom,_F._W._Carter,_T._W._Cecil,_C._L._Chang,_P._Chaubal,_G._Chen,_H.-M._Cho,_T.-L._Chou,_J.-F._Cliche,_T._M._Crawford,_A._Cukierman,_C._Daley,_T._de_Haan,_E._V._Denison,_K._Dibert,_J._Ding,_M._A._Dobbs,_W._Everett,_C._Feng,_K._R._Ferguson,_J._Fu,_S._Galli,_A._E._Gambrel,_R._W._Gardner,_R._Gualtieri,_S._Guns,_N._Gupta,_R._Guyser,_N._W._Halverson,_A._H._Harke-Hosemann,_N._L._Harrington,_J._W._Henning,_G._C._Hilton,_E._Hivon,_G._P._Holder,_W._L._Holzapfel,_et_al._(61_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.11202 |
SPT-3Gは、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の高解像度観測専用の南極点望遠鏡で動作する3番目の調査受信者です。CMBの温度と偏光異方性の高感度測定は、宇宙論を制約するための強力なデータセットを提供します。さらに、分単位の解像度でのCMB調査は、銀河団、ミリ波の明るい銀河、およびさまざまな一時的現象を検出することができます。SPT-3G計測器は、その前身であるSPT-SZおよびSPTpolよりもマッピング速度が大幅に向上しています。機器の広帯域光学設計は、95GHz、150GHz、および220GHzの観測帯域にわたって、直径430mmの画像平面を実現し、150GHzで1.2分角のFWHMビーム応答を実現します。受信機では、この画像平面には、68倍のデジタル周波数ドメイン多重化読み出しシステムを使用して読み出しられた2690個の二重偏波三色ピクセル（約16000個の検出器）が配置されています。2018年、SPT-3Gは、南の空の1500度$^{2}$の複数年にわたる調査を開始しました。SPT-3Gで採用されている独自の光学、極低温、検出器、および読み出し技術を要約し、機器の統合性能について報告します。
Mgii h＆kラインプロファイルの非LTEモデリングからの紅炎診断
| Title |
Solar_prominence_diagnostics_from_non-LTE_modelling_of_Mgii_h&k_line_profiles |
| Authors |
Aaron_W._Peat,_Nicolas_Labrosse,_Brigitte_Schmieder,_Krzysztof_Barczynski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.10351 |
目的：IRIS衛星からのラインプロファイルを1次元の非局所熱力学的平衡（非LTE）放射伝達コード。方法：1007個の1次元非LTE放射伝達モデルのグリッドを使用して、この新しい方法を実行し、モデルに存在しないラインコアシフトを考慮しながら、計算されたスペクトルを観測されたラインプロファイルに一致させます。プロミネンス観測は2018年4月19日にIRIS衛星によって実施されました。結果：プロミネンスは非常に動的で、多くの流れがあります。モデルは、単線プロファイルが観察されるプロミネンスの領域で満足のいく一致を回復することができます。私達は回復します：6000から50,000Kの平均温度;0.01から0.5ダインcm$^{-2}$の平均圧力;3.7$\times10^{-8}$から5$\times10^{-4}$gcm$^{-2}$の列質量;7.3$\times10^{8}$から1.8$\times10^{11}$cm$^{-3}$の平均電子密度;イオン化度${n_\text{HII}}/{n_\text{HI}}=0.03-4500$。イオン化度の最高値は、視線が主にPCTRからのプラズマと交差する領域で見られ、高い平均温度と相関しており、それに応じてH$\alpha$の放出はありません。結論：この新しい方法は、観測されたプロファイルと計算されたプロファイルがどの程度一致しているかに関する情報を自然に返すため、ユーザーはモデルと観測値の間で十分な一致が得られない領域を特定できます。満足のいく適合が見つかった領域には、PCTRを含むモデルが含まれている可能性が高くなりました。この新しい方法からもラインコアシフトを回復することができ、分位法で求められたラインコアシフトと定性的によく一致しています。これは、新しい方法でのラインコアシフトへのアプローチの有効性を示しています。
伝播する2流体のねじれアルフベン波と部分的にイオン化された太陽彩層の加熱の3D数値シミュレーション
| Title |
3D_numerical_simulations_of_propagating_two-fluid,_torsional_Alfv\'en_waves_and_heating_of_a_partially-ionized_solar_chromosphere |
| Authors |
B._Ku\'zma,_K._Murawski,_and_S._Poedts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.10537 |
下部太陽大気の加熱との関連で、2流体のねじれアルフベン波の伝播、減衰、散逸に関する新しい洞察を示します。部分的にイオン化されたプラズマの数値シミュレーションを使用して、3次元（3D）カルテシアン幾何学におけるイオンと電子および中性流体の2流体方程式のセットを解きます。最初に、太陽光球に根ざし、彩層とコロナに拡張する磁束管に対応する、電流のない磁場構成を実装します。シミュレーション領域の下限を、イオンとニュートラルが分離し始める低彩層に配置し、30秒の波周期でアルフベン波を直接生成する単色ドライバーを実装します。イオン中性ドリフトが高さとともに増加するにつれて、2つの流体の影響がより顕著になり、Alfv\'enと磁気音響波の両方によって運ばれるエネルギーがそこでのイオン中性衝突の過程で熱化される可能性があります。実際、磁束管に沿ってプラズマ温度の大幅な上昇が見られます。結論として、2流体のねじれアルフベン波は潜在的に太陽彩層の加熱に役割を果たす可能性があります。
静かな太陽の隠された磁場のマッピング
| Title |
Mapping_the_hidden_magnetic_field_of_the_quiet_Sun |
| Authors |
J._C._Trelles_Arjona,_M._J._Mart\'inez_Gonz\'alez_and_B._Ruiz_Cobo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.10546 |
太陽は、すべての対流星が抱える複雑な磁気を解決できる唯一の星です。それでも、太陽周期（いわゆる静かな太陽）に沿ったその目に見える表面の99％以上は、もつれた、未解決の磁気で満たされています。これらの「隠された」場は、太陽の外気の加熱に役割を果たすのに十分な磁気エネルギーを蓄えると考えられていますが、その場の強さはまだ制約されていません。原子線のハンレ効果に基づく以前の調査では、約100Gの強い磁化が主張されていますが、分子の同じ効果では、10倍の弱い磁場が示されています。隠れたものの磁場強度が太陽表面で均一でない場合、不一致はなくなります。この手紙では、電磁流体力学シミュレーションを使用して、Zeemanレジームの強度プロファイルのマルチラインインバージョンを使用して、隠れた静かな太陽磁場の平均磁場強度を推測できることを証明します。1.5$\mu$mスペクトル範囲の15のスペクトル線でこの手法を使用すると、隠れた場の空間分布が対流運動と強く相関し、平均磁化が約46Gであることがわかります。ハンレのものは明らかではなく、物理的に疑わしいものである高さとともに電界強度が増加することを意味するため、両側で将来の作業が必要になります。
惑星間コロナ質量放出の複雑さの進化：シミュレートされた宇宙船の群れによる数値研究
| Title |
Evolution_of_interplanetary_coronal_mass_ejection_complexity:_a_numerical_study_through_a_swarm_of_simulated_spacecraft |
| Authors |
Camilla_Scolini,_Reka_M._Winslow,_No\'e_Lugaz,_and_Stefaan_Poedts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.10554 |
宇宙船が放射状に整列して実行するその場測定は、惑星間空間を伝播する際のコロナ質量放出（CME）とその磁気構造の進化的挙動に関する知識を深めるために重要です。それでも、放射状に整列したCME交差の不足は、CME磁気構造の進化に関する調査をいくつかのケーススタディに制限し、伝播中のCMEの複雑さの変化を包括的に理解することを妨げています。この論文では、EUropean太陽圏予測情報資産（EUHFORIA）モデルに組み込まれた線形力のないスフェロマックCMEモデルを使用して、さまざまな太陽風の流れと相互作用するCMEの数値シミュレーションを実行します。私たちのアプローチの目新しさは、放射状に整列したシミュレートされた宇宙船の群れを使用して、CMEの複雑さの進化を調査することにあります。私たちの範囲は、放射状に整列した宇宙船によって測定されたように、CMEが伝播中に磁気構造と複雑さの変化を示す条件と程度を決定することです。結果は、大規模な太陽風構造、特に小川の相互作用領域との相互作用が、そのような相互作用のない場合と比較して、放射状に整列した2つの宇宙船間のCME磁気の複雑さの増加を検出する確率を2倍にすることを示しています。この作業は、数値シミュレーションを使用して、宇宙船が放射状に整列してCME磁気構造の複雑さの変化を検出する確率を定量化する最初の試みであり、過去、現在を含むマルチポイントCME観測の解釈をサポートします（パーカーソーラープローブなど）。およびソーラーオービター）、および将来のミッション。
磁束出現シミュレーションを使用した電場反転のためのPDFI_SS法の検証
| Title |
Validation_of_the_PDFI_SS_method_for_electric_field_inversions_using_a_magnetic_flux_emergence_simulation |
| Authors |
Andrey_N._Afanasyev,_Maria_D._Kazachenko,_Yuhong_Fan,_George_H._Fisher,_Benoit_Tremblay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.10579 |
光球を通過する電磁エネルギーフラックスを計算し、太陽噴火のデータ駆動型電磁流体力学（MHD）シミュレーションの境界条件を設定するには、光球内の電場の知識が必要です。最近、一連のベクトルマグネトグラムとドップラー速度測定からの電場の反転のためのPDFI_SSメソッドが改良され、球面幾何学と変数の千鳥格子記述が組み込まれました。この方法は、非弾性MHD（ANMHD）シミュレーションからの合成データを使用して以前に検証されました。この論文では、上部対流層から太陽大気への磁束の出現に関する約1時間の長さのMHDシミュレーションデータを使用して、PDFI_SSメソッドをさらに検証します。光球電場を再構築してポインティングフラックスを計算し、シミュレーションの実際の値と比較します。PDFI_SS再構成の精度は、シミュレートされた一時的なアクティブ領域の進化の出現フェーズでは非常に良好であり、せん断フェーズでは低下することがわかります。私たちの結果を分析すると、せん断進化フェーズを含む進化のより複雑な性質（以前に研究されたANMHDの場合と比較して）が、得られた精度の低下の原因であると結論付けます。
GIARPSおうし座T星（GHOsT）の高解像度観測。 III。恒星と降着特性のパイロット研究
| Title |
GIARPS_High-resolution_Observations_of_T_Tauri_stars_(GHOsT)._III._A_pilot_study_of_stellar_and_accretion_properties |
| Authors |
J.M._Alcal\'a,_M._Gangi,_K._Biazzo,_S._Antoniucci,_A._Frasca,_T._Giannini,_U._Munari,_B._Nisini,_A._Harutyunyan,_C._F._Manara,_F._Vitali |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.10724 |
質量降着率Maccは、若い低質量恒星物体（YSO）の周りの降着円盤の進化の研究、および惑星形成の研究にとって重要なパラメーターです。おうし座の星形成領域（SFR）には、前主系列星（PMS）が豊富に含まれており、そのほとんどがおうし座T星クラスのものです。過去には、おうし座のYSOのサンプルの質量降着を測定するためにさまざまな方法が使用されてきましたが、星形成研究の一般的なベンチマークであるにもかかわらず、おうし座T星の人口の包括的かつ体系的な分析であり、星と降着の特性があります。均一かつ同時に導出されますが、まだ欠落しています。おうし座T星のGIARPS高解像度観測（GHOsT）プロジェクトの一環として、ここでは、TelescopioNazionaleGalileo（TNG）の分光器GIARPSを使用して、おうし座の7つのYSOの恒星と降着特性のパイロット研究を紹介します。同時の低解像度分光および測光補助観測により、高解像度スペクトルの正確なフラックスキャリブレーションを実行できます。光学から近赤外線（NIR）までの高解像度、広帯域分光観測の同時性、そのような広いスペクトル範囲でのベール測定、および多くの十分に較正された輝線診断により、恒星と均一で自己矛盾のない方法での7つのYSOの付着特性。ここに提示された手順と方法論は、完全なGHOSTデータセットの分析のための将来の作業で採用されます。ループスSFRのYSOの90\％完全サンプルと比較して、7つのYSOの降着特性について説明し、NIRでの連続体過剰放出の原因の可能性を調査します。}
太陽表面の化学組成
太陽は、宇宙の他の場所で見つかった化学物質の存在量を比較するための標準的な基準を提供します。それにもかかわらず、太陽内部、光球、上層大気、または太陽風に見られる化学物質の存在量は完全に同じではないため、固有の「太陽」組成はありません。通常は参照として好まれる太陽光球の組成は、拡散、対流、そしておそらく降着のために時間とともに変化します。また、モデル大気を用いた太陽スペクトルの解析から推測される太陽光球の存在量が高精度でわからず、多くの元素の不確実性が25％を超えています。この論文では、分光分析の方法と落とし穴の概要を説明し、太陽系の文脈における太陽の化学について説明します。
恒星の構造と進化のテストモデルI.分離した食変光星との比較
| Title |
Testing_Models_of_Stellar_Structure_and_Evolution_I._Comparison_with_Detached_Eclipsing_Binaries |
| Authors |
Carlos_del_Burgo,_Carlos_Allende_Prieto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.10752 |
恒星パラメータを推測するために、ベイズフレームワークで恒星進化モデルのPARSECv1.2Sライブラリの精度と精度をテストすることを目的とした分析の結果を提示します。私たちは主にサウスワースによるオンラインDEBCatカタログを採用しています。これは、質量と半径の測定値が$\sim$2％の精度で公開されている、分離した食連星システムをまとめたものです。銀河系の天体では1.3pcから〜8kpc、銀河系外の天体では〜44-68kpcの距離で、質量が0.10から14.5Msunの318個のバイナリコンポーネントのサンプルを選択します。適用されたベイズ分析は、入力として有効温度、半径、[Fe/H]、およびそれらの不確実性を取り、他の恒星パラメータの理論的予測を返します。動的質量との比較から、推定質量は主系列星とコアヘリウム燃焼段階の星について正確に導き出され、平均してそれぞれ4％と7％の不確実性があると結論付けます。準巨星と赤色巨星の質量は14％以内、初期漸近巨星分枝の質量は24％以内と予測されています。これらの結果は、特に私たちの理解が限られている高度な進化段階で、モデルをさらに改善するのに役立ちます。連星系の距離と年齢を取得し、可能な場合はいつでも、正確な文献の推定値と比較して、優れた一致を見つけます。進化モデルから恒星の年齢を推測するための進化の影響と課題について説明します。また、理論上のゼロ年齢の主系列関係への有用な多項式フィッティングも提供します。
ウォルフ・ライエ惑星状星雲の物理的および化学的性質
惑星状星雲（PNe）のウォルフ・ライエ星（[WR]）と弱い輝線（$wels$）の中心星は、水素が不足している大気を持っており、その起源はよくわかっていません。本研究では、ANUの広視野分光器で測定された衝突励起線（CEL）と光再結合線（ORL）を使用して、[WR]核と$wels$核を取り巻く18個の銀河PNeのプラズマ診断と存在量分析を実施しました。サイディングスプリング天文台にある2.3mの望遠鏡は、光学アーカイブデータで補完されています。私たちのプラズマ診断は、CELから導出された電子密度と温度が、それぞれ固有の星雲H$\beta$表面輝度と励起クラスと相関していることを意味します。N${}^{2+}$およびO${}^{2+}$の重元素ORLのプラズマ診断の自己無撞着な方法は、クールのごく一部の存在を示唆している可能性があります（$\lesssim$7000K）、いくつかのオブジェクトに密な（$\sim$$10^4$-$10^5$cm$^{-3}$）材料がありますが、大きな不確実性があります。私たちの存在量分析は、O${}^{2+}$の存在量不一致係数（ADF$\equiv$ORLs/CELs）が禁制線とHe{\sci}温度の間の二分法と相関していることを示しています。私たちの結果は、拡散した暖かいイオン化星雲内に、酸素が豊富で冷たい塊がごく一部存在することを示唆している可能性があります。さらに、CELから得られた元素の存在量は、初期質量が1.5〜5M$_{\odot}$のAGBモデルとほぼ一致しています。[WR]星と$wels$星の周りのPNeにおける存在量の不一致の原因をよりよく理解するには、さらなる研究が必要です。
太陽活動領域ループにおける冠状磁場強度の測定
| Title |
Measurements_of_Coronal_Magnetic_Field_Strengths_in_Solar_Active_Region_Loops |
| Authors |
David_H._Brooks,_Harry_P._Warren,_Enrico_Landi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.10884 |
1MK活性領域ループの特徴的な電子密度、温度、および熱分布は現在かなり確立されていますが、それらの冠状磁場強度は未定のままです。ここでは、ひので極紫外線イメージング分光計（EIS）によって観測された冠状ループのサンプルからの測定値を示します。FeX257.262Aスペクトル線強度への磁気誘導遷移（MIT）の寄与の原子放射線モデリングを含む最近開発された診断技術を使用します。冠状磁場の強さは60〜150Gの範囲であることがわかります。さまざまな分光偏光技術を使用した以前の測定との関連で、これらの新しい結果のいくつかの側面、およびコロナループ内の導出されたAlfv\'{e}n速度とプラズマ$\beta$への影響について説明します。
白色矮星の体積が制限されたサンプルの分析からの縮退した星の磁性への新しい洞察
| Title |
New_insight_into_the_magnetism_of_degenerate_stars_from_the_analysis_of_a_volume_limited_sample_of_white_dwarfs |
| Authors |
S._Bagnulo_and_J.D._Landstreet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.11109 |
多くの星は白色矮星に進化します。観測は、磁場が恒星の表面にいつ現れるか、冷却段階で磁場がどのように進化するか、そしてそれを生成するメカニズムは何かを理解するのに役立ちます。新しい分光偏光観測を取得し、それらを以前の文献データと組み合わせた後、磁場の存在について、太陽から20pc以内の約152個の白色矮星の集団をチェックしました。スペクトルクラスDAの星、特徴のない白色矮星のいくつかについては1MGまで。ローカルの20pcボリュームの33個の白色矮星が磁気を帯びていることがわかります。統計的に、データは、磁場の発生頻度がすべてのスペクトルクラスの星で類似している可能性と一致しています。ただし、ローカルの20pcボリュームでは、DQ星がより頻繁に磁気を帯びているか、平均よりもはるかに強い磁場をホストしています。観測された電界強度の分布は40kGから300MGの範囲であり、分光学的調査から得られた電界周波数分布とは際立って対照的に、10年ごとに均一です。40kGより弱いフィールドは見つかりません。磁場は、平均質量よりも大きい白色矮星でより頻繁に発生することを確認します。0.5Gyr未満の白色矮星の顕著な欠陥が見られ、磁場の発生頻度は、完全に液体のコアを持つ白色矮星よりも、コア結晶化のプロセスを経た白色矮星の方が著しく高いことがわかります。電界強度が時間とともに減衰するという明らかな証拠はありません。縮退した星の磁場の起源と進化を説明するために提唱されたいくつかの提案、特に結晶化段階で作用するダイナモの存在を予測する提案に関連して、私たちの発見の意味を議論します。
NASAMODIS機器の教師なし機械学習モデルに対するスワスギャップの影響の低減
| Title |
Reducing_Effects_of_Swath_Gaps_on_Unsupervised_Machine_Learning_Models_for_NASA_MODIS_Instruments |
| Authors |
Sarah_Chen,_Esther_Cao,_Anirudh_Koul,_Siddha_Ganju,_Satyarth_Praveen,_Meher_Anand_Kasam |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.07113 |
NASATerra衛星とNASAAqua衛星は、その経路の性質上、データのない領域であるスワスギャップを含む画像をキャプチャします。スワスギャップは関心領域（ROI）と完全に重なる可能性があり、多くの場合、画像全体が機械学習（ML）モデルで使用できなくなります。この問題は、ROIがめったに発生せず（ハリケーンなど）、発生時にスワスギャップと部分的に重なる場合にさらに悪化します。監視として注釈付きデータを使用すると、モデルは焦点の領域とスワスギャップを区別することを学習できます。ただし、注釈は高価であり、現在、既存のデータの大部分は注釈が付けられていません。したがって、CNNがROIに集中できるようにするために、スワスギャップの存在を大幅に除去する拡張手法を提案します。これにより、スワスギャップのあるデータをトレーニングに使用できます。UCMercedLandUseDatasetで実験します。ここでは、空のポリゴン（最大20％の領域）にスワスギャップを追加し、拡張手法を適用してスワスギャップを埋めます。スワスギャップが埋められたデータで拡張手法を使用してトレーニングされたモデルを、元のスワスギャップがないデータでトレーニングされたモデルと比較し、高度に拡張されたパフォーマンスに注目します。さらに、スワスギャップに注意を払わない場合のトレーニング済みネットワークの有効性を視覚化するアクティベーションマップを使用して、定性分析を実行します。また、人間のベースラインを使用して結果を評価し、場合によっては、埋められたスワスギャップが非常にリアルに見えるため、人間の評価者でさえ元の衛星画像とスワスギャップで埋められた画像を区別しなかったことを示します。この方法はラベルのないデータを対象としているため、さまざまな空間データドメインからの大規模な注釈のないデータセットに対して広く一般化でき、影響力があります。
EFPE：長いインスピレーションを持つバイナリ用の効率的な完全歳差運動の偏心重力波形
| Title |
EFPE:_Efficient_fully_precessing_eccentric_gravitational_waveforms_for_binaries_with_long_inspirals |
| Authors |
Antoine_Klein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.10291 |
この論文では、放射反応のタイムスケールに効率的に統合できるスピン誘起歳差運動を受けている離心率軌道上のバイナリの一連の運動方程式を導き出します。歳差運動方程式を直接積分することによって得られた波形と比較して、波形評価ごとに$10$-$50$から$\sim10$msまで、計算コストが改善されたソリューションのファミリーが見つかりました。これは、次数$10^の不一致を維持します。{-4}$-100万の軌道サイクルと1000のスピン誘起歳差運動サイクルが続く波形の場合、$10^{-6}$。これを、等質量限界で解を規則的にするパラメーターで表現し、以前の同様の解の問題を回避します。一般的な四重極運動量や歳差運動方程式のポストニュートン補正などの効果を考慮に入れるために、この論文で提示された解を摂動させる方法を指摘します。この新しい波形は、効率と精度が向上しており、LISAによって観測された恒星起源のブラックホール連星などの長続きするインスピレーション信号のフルスピンと離心率パラメーターボリュームを使用したベイズパラメーター推定を可能にします。
レゴとその起源による質量関数の教育学的表現
私たちは、学際的な科学教育の不可欠な部分として、質量関数の教育を推進しています。質量関数は、すべての宇宙スケールで質量が異なるオブジェクトの度数分布を特徴づけます。私たちは、多様な学生の聴衆のための創造的なレゴレンガ実験でこの概念の体験学習を強化するつもりです。驚いたことに、LEGOの質量関数は、定性的にだけでなく、宇宙全体で見られる質量関数にも定量的に匹敵します。また、普遍的な質量関数の連続性の考えられる説明として、重力と質量分布の関係についても説明します。
回転する中性子星における新しいスカラーおよびベクトルメディエーターを介した微弱なDM-SM相互作用
巨大で回転する中性子星（NS）に暗黒物質（DM）が存在する可能性を調査します。この目的のために、以前の研究[1]を拡張して、スカラーに加えて軽い新しい物理ベクトルメディエーターを導入し、フェルミ粒子DMとNSの$\beta$安定ハドロン物質との間の弱い相互作用を確保します。DMフェルミ粒子、メディエーター、およびカップリングの質量は、弾丸銀河団および現在の熱的残存粒子からの自己相互作用の制約と一致して選択されます。スカラーメディエーターとベクトルメディエーターの両方が熱的残存粒子に等しく寄与すると仮定して、DM混合NSの状態方程式（EoS）を計算し、ベクトルの新しい物理メディエーターの現在の考慮事項がEoSに大きな変化をもたらさないことを見つけます。スカラーメディエーターのみが考慮された場合と比較した、DM混合NSの静的NSプロパティ[1]。ただし、静的条件で得られた構造特性は、PSRJ0348+0432やPSRJ0740+6620などの巨大パルサー、重力波（GW170817）データ、および最近得られたPSRのNICER実験の結果から得られたさまざまな制約とよく一致しています。J0030+0451およびPSRJ0740+6620。また、さまざまな角速度で回転するDM混合NSの回転特性を計算するために作業を拡張しました。この点に関する現在の結果は、GW190814の二次成分が急速に回転する大規模なDM混合NSである可能性があることを示唆しています。PSRB1937+21やPSRJ1748-2446adのようなパルサーからの回転周波数の制約も、現在の結果によって満たされています。また、低速回転を考慮すると、慣性モーメントの制約が満たされます。正規化された慣性モーメントに関する普遍性の関係は、DM混合EoSでも良好です。
ゆっくりと安定したハイブリッド星：現在のすべての観測上の制約を満たす新しいクラスのコンパクト星
| Title |
Slow_stable_hybrid_stars:_a_new_class_of_compact_stars_that_fulfills_all_current_observational_constraints |
| Authors |
Germ\'an_Lugones,_Mauro_Mariani_and_Ignacio_F._Ranea-Sandoval |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.10380 |
鋭い界面でのハドロン-クォーク変換速度の恒星安定性への影響を考慮してハイブリッド星を研究します。状態方程式は、モデルにとらわれないハドロン記述とクォーク物質の一定速度の音速モデルを組み合わせることによって構築されます。現在のLIGO/Virgo、NICER、低密度核および高密度摂動QCD制約は、遷移圧力が低い場合と高い場合の2つのシナリオで満たすことができることを示します。変換速度が遅い場合、新しいクラスのハイブリッドオブジェクトが可能であり、非常に硬いハドロン状態方程式を破棄することはできません。
準平行バウショックにおける陽子の100keVへの局所加速
| Title |
Local_acceleration_of_protons_to_100_keV_in_a_quasi-parallel_bow_shock |
| Authors |
Krzysztof_Stasiewicz,_Bengt_Eliasson,_Ian_J._Cohen,_Drew_L._Turner,_and_Robert_E._Ergun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.10416 |
MMS宇宙船による準平行バウショックの最近の観測は、約100keVのエネルギーまでのイオンの急速な加熱と加速を示しています。顕著な加速メカニズムは、低ハイブリッドドリフト（LHD）不安定性、修正2ストリーム（MTS）不安定性、電子サイクロトロンドリフト（ECD）不安定性など、勾配駆動不安定性によって生成される波のスペクトルとの非線形相互作用であることが示されています。テスト粒子シミュレーションは、観測された波のスペクトルがExBメカニズムによって陽子を数百keVまで急速に加速できることを示しています。ExB波メカニズムは、衝撃時のサーファトロンメカニズムに関連していますが、確率的加熱条件との結合により、サイクロトロン期間内の波のバーストとの相互作用により、はるかに短い時間的および空間的スケールで大幅な加速を生成します。この論文の結果は、クラスターミッションのために開発された4点測定技術の遺産に基づいており、陽子加速を数百keVまで説明するために、フェルミ加速、拡散衝撃加速、および衝撃ドリフト加速の概念は必要ないことを意味します。地球のバウショック。
異方性アプローチによるトルマン時空の相対論的コンパクト星
| Title |
Relativistic_compact_stars_in_Tolman_spacetime_via_an_anisotropic_approach |
| Authors |
Piyali_Bhar,_Pramit_Rej,_P._Mafa_Takisa,_and_M._Zubair |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.10425 |
この現在の研究では、アインシュタインの一般相対性理論の背景にある異方性圧力を持つ特異点のない球対称恒星モデルを取得しました。アインシュタインの場の方程式は、トルマン{\emansatz}[RichardCTolman、Phys。改訂55：364、1939]$（3+1）$次元時空。コンパクト星PSRJ1903+327の質量と半径の観測値を使用して、境界条件からすべての定数の数値を計算しました。提案されたモデルのすべての物理的特性は、分析的およびグラフィカルの両方で説明されています。新しい正確な解は、現実的なコンパクト星のすべての物理的基準を満たしています。物質変数は規則的であり、恒星の構造全体で適切に動作します。モデルパラメータの制約が取得されました。すべてのエネルギー条件は、グラフィック表現の助けを借りて検証されます。現在のモデルの安定条件は、さまざまなテストを通じて説明されています。
Fasano-Franceschiniテスト：Rでの2次元コルモゴロフ-スミルノフテストの実装
| Title |
Fasano-Franceschini_Test:_an_Implementation_of_a_2-Dimensional_Kolmogorov-Smirnov_test_in_R |
| Authors |
Elan_Ness-Cohn_and_Rosemary_Braun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.10539 |
単変量コルモゴロフ-スミルノフ（KS）検定は、データのセットが特定の確率分布と一致しているかどうか（または、2つのサンプルの場合、2つのサンプルが同じ基礎からのものであるかどうかを評価するために設計されたノンパラメトリック統計検定です。分布）。KSテストの多様性は、それを統計分析の基礎にし、科学分野全体で一般的に使用されています。ただし、コルモゴロフとスミルノフによって提案されたテストは、自然に多次元分布に拡張されません。ここでは、fasano.franceschini.testパッケージを紹介します。これは、FasanoとFranceschini（FasanoandFranceschini1987）によって定義された2-DKS2サンプルテストのR実装です。fasano.franceschini.testパッケージは、ComprehensiveRArchiveNetwork（CRAN）での現在の2-DKSテストに比べて3つの改善を提供します。（i）FasanoおよびFranceschiniテストは$O（n^2）$で実行されることが示されています。$O（n^3）$で実行されるPeacock実装と比較して;（ii）パッケージは、データのタイを処理するための手順を実装します。（iii）パッケージは、有意差検定を改善するための並列化されたブートストラップ手順を実装します。最終的に、fasano.franceschini.testパッケージは、2次元で定義されたランダムサンプルを分析するための堅牢な統計的検定を提供します。
ベイルへの返信{\ it etal。} 2021年6月7日付けのgr-qcドキュメント}
| Title |
Reply_to_the_Bayle_{\it_et_al.}_gr-qc_document_dated_June_7,_2021} |
| Authors |
Massimo_Tinto,_Sanjeev_Dhurandhar,_Prasanna_Joshi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.10553 |
時間遅延干渉法（TDI）（arxiv.org/abs/2105.02054）のマトリックス定式化に関して、Bayle、Vallisneri、Babak、およびPetiteau（gr-qcドキュメントarxiv.org/abs/2106.03976）によって提起された2つの問題に対処します。）\cite{TDJ21}。そうすることで、Vallisneri、Bayle、Babak、Petiteau\cite{Vallisneri2020}がデータ処理技術（TDI-$\infty$という名前）を2つによって行われた2つのヘテロダイン測定に適用することによって得られた結果に関する懸念を説明し、定量化します。-アームスペースベースのGW干渉計。最初に、Vallisneri、Bayle、Babak、およびPetiteau\cite{Vallisneri2020}{\underbar{do}}によって導出されたTDI-$\infty$アルゴリズムによって識別される解が、双方向ドップラー用に選択された境界条件に依存することを示します。データ。Vallisneri{\itetal。}で使用される（非物理的）境界条件を採用し、レーザーノイズキャンセリングの組み合わせに対応する解析式を導出することで、これを証明します。観測時間とともに増加し、時間に依存する時間遅延に対して機能するいくつかのドップラー測定項によって特徴付けられることを示します。次に、双方向光時間がサンプリング時間の2倍と3倍に等しい一定アーム長の干渉計の場合、TDI-$\infty$で識別される解はTDI変数$Xの線形結合であることを証明します。$。このドキュメントの第2部では、双方向の光時間が一定であるがサンプリング時間の整数倍に等しくない場合のTDIの行列定式化に関してBayle{\itetal。}が表明した懸念に対処します。遅延演算子とそれらの行列表現\cite{TDJ21}の間の準同型が一般的に成り立つことを数学的に証明します。遅延$l_1$、$l_2$の2つの次数-$m$分数遅延（FD）ラグランジュフィルターを順番に適用することにより、結果は遅延$l_1+l_2の次数-$m$FDラグランジュフィルターを適用するのと同じであることがわかります。$。
コンパクト星に対する非局所重力の影響について
一般相対性理論の非局所的修正が恒星の構造に与える影響を研究します。特に、分析的な歪み関数を想定して、太陽系のテストによって直接制限されていないパラメーターに定性的な制約を課すために、残りの星を利用しました。白色矮星とストレンジクォーク星の候補に利用できる現在のデータセットを使用すると、最も厳しい境界は、ストレンジクォーク星や中性子星など、最も高いコア密度を示すオブジェクトに由来することがわかります。具体的には、このクラスの星から得られる制約は、白色矮星を使用して得られる制約よりも3〜4桁厳しくなります。
幾何学と物質の間の結合を一般化する：$ f（R、L_m、T）$重力
$f（R、T）$型と$f（R、L_m）$型の重力モデルを一般化して統一するために、重力ラグランジアンは、エネルギー運動量テンソル$T$、そして問題のラグランジアン$L_m$であるため、$L_{grav}=f（R、L_m、T）$となります。計量形式の重力場方程式、テスト粒子の運動方程式、およびエネルギーと運動量のテンソルの共変発散から得られるエネルギーと運動量のバランス方程式を取得します。一般に、運動は非測地線であり、4元速度に直交する追加の力の存在下で発生します。運動方程式のニュートン極限も調べられ、小さな速度と弱い重力場に対して余分な加速度の表現が得られます。一般化されたポアソン方程式もニュートン極限で得られ、ドルゴフ-カワサキ不安定性も調べられます。理論の宇宙論的意味は、物質結合における乗法および加法代数構造を伴う、重力場のラグランジアン密度$f（R、L_m、T）$の2つの特定の選択について、均質で等方性で平坦な宇宙について調査されます。、それぞれ、および分析的方法と数値的方法の両方を使用することにより、ラグランジアンの問題の2つの選択肢について。
スカラーインフレーションにおける一定ロール条件の一般化
この作業では、最小結合の正準スカラー場インフレーションの一定ロール条件を一般化します。特に、スカラー場が条件$\ddot{\phi}=\alpha（\phi）V'（\phi）$を満たすと仮定し、この仮定の下で場の方程式を導き出します。フレームワークを拡張コンスタントロールフレームワークと呼びます。したがって、インフレ指数とそれに対応するインフレの観測指数を計算します。インフレーションの実行可能性を示すために、スローロールダイナミクスのコンテキストで問題となる3つのポテンシャル、つまりカオス、線形べき乗則、指数関数的インフレーションを選択し、滑らかな関数$\の単純なべき乗則形式を選択します。alpha（\phi）$、拡張コンスタントロールフレームワークでは、モデルがインフレに関する最新の2018Planck制約と互換性があることを示します。また、この新しいフレームワーク拡張コンスタントロールフレームワークを呼び出した理由を適切に正当化し、条件$\ddot{\phi}=\alpha（\phi）V'（\phi）$が条件$\と同等であることを示します。ddot{\phi}=\beta（\phi）H\dot{\phi}$、後者の条件はコンスタントロール条件の単純な一般化です。最後に、典型的なモデルで使用される宇宙論的トラッカー条件を満たすために、一般的な拡張定数ロールスカラー場モデルが必要とされる興味深い物理的状況を調べます。スローロールおよび通常のコンスタントロールの場合とは対照的に、トラッカー条件はスローロールまたは通常のコンスタントロール条件のいずれとも互換性がありませんが、拡張コンスタントロール条件はトラッカー条件と互換性があります。。この特徴は、新しいインフレ現象論的枠組みにつながり、その本質的な特徴を簡単に説明します。
景観と沼地におけるファジーインスタントン：ハートルホーキング波動関数といくつかのアプリケーションのレビュー
| Title |
Fuzzy_instantons_in_landscape_and_swampland:_review_of_the_Hartle-Hawking_wave_function_and_several_applications |
| Authors |
Dong-han_Yeom |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.10790 |
ユークリッド経路積分はインスタントンでよく近似されます。インスタントンが動的である場合、インスタントンは必然的に複雑になります。これらのファジーインスタントンには、さまざまな物理的用途があります。スローロールインフレーションモデルでは、ファジーインスタントンは宇宙の初期条件の確率分布を説明できます。潜在的な形状が沼地の基準に従ったスローロール条件を満たさない場合でも、ファジーインスタントンは宇宙の起源を説明することができます。ユークリッド経路積分を境界のない提案を超えて拡張すると、宇宙論やブラックホール物理学でさまざまな物理的用途を持つファジーユークリッドワームホールを研究することができます。それらを要約し、可能な将来の研究トピックについて議論します。
二重ピークのインフレーションモデル：原始的な非ガウス性からのスカラー誘導重力波とPBH抑制
| Title |
A_double-peaked_inflation_model:_scalar_induced_gravitational_waves_and_PBH_suppression_from_primordial_non-Gaussianity |
| Authors |
Fengge_Zhang,_Jiong_Lin_and_Yizhou_Lu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.10792 |
原始ブラックホール（PBH）暗黒物質のかなりの量は、パワースペクトル$\Delta_\zeta^2（k_{\mathrm{peak}}）\sim\mathcal{O}（10^{-2}）$は、観測可能なスカラー誘導重力波（SIGW）の生成に関連する小規模です。ただし、原始的な非ガウス性は無視できない役割を果たしている可能性があり、これは通常は考慮されていません。パワースペクトルの次数$\mathcal{O}（10^{-2}）$の二重ピークを予測する2つのインフレモデルを提案し、PBHとSIGWに対する原始的な非ガウス性の影響を研究します。このモデルはべき乗則ポテンシャルによって駆動され、結合関数が2つのピークを認める非標準的な運動項を持っています。フィールドの再定義により、ポテンシャルに2つの準変曲点がある標準的なインフレーションモデルに再キャストできます。非ガウス性パラメータが$|f_{\mathrm{NL}}（k_{\text{peak}}、k_{\text{peak}}、k_{\text{ピーク}}）|\gtrsim\Delta^2_{\zeta}（k_{\mathrm{peak}}）/（23\delta^3_c）\sim\mathcal{O}（10^{-2}）$。PBHの存在量が抑制されるか強化されるかは、$f_{\mathrm{NL}}$がそれぞれ正または負であるかどうかによって異なります。このモデルでは、非ガウス性パラメーター$f_{\mathrm{NL}}（k_{\mathrm{peak}}、k_{\mathrm{peak}}、k_{\mathrm{peak}}）\sim\mathcal{O}（1）$は正の符号をとるため、PBHの存在量は劇的に抑制されます。しかし、SIGWは、宇宙ベースのGW観測所とSquareKilometerArrayの感度の範囲内にあります。
| Title |
A_deuterated_liquid_scintillator_for_supernova_neutrino_detection |
| Authors |
Bhavesh_Chauhan,_Basudeb_Dasgupta,_Vivek_Datar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.10927 |
次の銀河系超新星では、運用中のニュートリノ望遠鏡が、対応する光学望遠鏡の数時間前にニュートリノフラックスを測定します。既存の検出器は、主に帯電した電流の相互作用に依存しており、ほとんどが$\bar{\nu}_e$に敏感であり、$\nu_e$にはそれほど敏感ではありません。他のフレーバーのフラックスを測定するために（$\nu_{\mu}、\bar{\nu}_{\mu}、\nu_{\tau}、\text{and}〜\bar{\nu}_{\tau}$）、検出器との中性カレントの相互作用を観察する必要があります。このような測定は、超新星ニュートリノフラックスの全体的な正規化だけでなく、複雑なニュートリノ振動物理学を理解するためにも重要です。重水素ベースの検出器は、すべてのニュートリノフレーバーに敏感です。この論文では、1ktonの重水素化液体シンチレータ（DLS）ベースの検出器を提案します。この検出器は、約435の中性カレントイベントと170（108）の荷電電流$\nu_e$（$\bar{\nu}_e$）イベントを検出します。地球から10kpcの距離にある基準超新星。クエンチされた運動を測定することにより、中性カレントチャネル$\overset{\scriptscriptstyle（-）}{\nu}d\rightarrow\overset{\scriptscriptstyle（-）}{\nu}np$からスペクトル情報を抽出する可能性を探ります。最終状態の陽子のエネルギー。最終状態の中性子にタグが付けられ、バックグラウンドを減らすために使用されます。
正方形および三角形の格子上の3Dプリントされた金属製の二重偏光Vivaldiアレイ
商用の低コストの3D金属印刷（直接金属レーザー焼結）のみを使用してモノリシックに製造された最初のVivaldiアレイを報告します。さらに、三角格子上に最初の二重偏波Vivaldiアレイの1つを開発し、それを正方格子アレイと比較しました。三角形の格子は、正方形の格子に比べてセルサイズが15.5％大きく、長方形、六角形、三角形などのさまざまな開口形状に自然に切り詰めることができるため、魅力的です。両方のアレイは3〜20GHzで動作し、スキャン角度は通常から60度です。アンテナは標準の印刷プロセスが完了した直後に使用できるようになるため、製造プロセスは以前に公開されたVivaldiアレイと比較して大幅に簡素化されています。この迅速な製造は、「サブミニチュアプッシュオンマイクロ」（SMPM）コネクタを放射要素に直接印刷することでさらに促進されます。これにより、ディスクリートRFコネクタを使用する場合と比較して、組み立てが簡単になり、コストが削減されます。アレイはモジュラー設計であり、複数のサブアレイを組み合わせてアパーチャサイズを任意に増やすことができます。シミュレーションと測定により、当社のアレイは以前に公開されたVivaldiアレイと同様のパフォーマンスを示していますが、製造が簡単です。
層化学習：共変量シフトの下で学習を改善するための汎用統計手法
| Title |
Stratified_Learning:_a_general-purpose_statistical_method_for_improved_learning_under_Covariate_Shift |
| Authors |
Maximilian_Autenrieth,_David_A._van_Dyk,_Roberto_Trotta,_David_C._Stenning |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.11211 |
共変量シフトは、共変量分布の体系的な違いにより、ラベル付きトレーニング（ソース）データがラベルなし（ターゲット）データを表していない場合に発生します。共変量シフトの対象となるソースデータでトレーニングされた教師ありモデルは、ターゲットデータの一般化が不十分である可能性があります。因果推論で確立された方法論である傾向スコア層化に基づいて、共変量シフト条件下での学習を改善するための、統計的に原理的で理論的に正当化された新しい方法を提案します。傾向スコアの条件付けにより、共変量シフトの影響を低減または完全に排除できることを示します。実際には、これは、推定された傾向スコアに基づいてデータを分割することによって構築されたサブグループ（「層」）に学習者を適合させることによって達成され、バランスの取れた共変量と大幅に改善されたターゲット予測につながります。観測的宇宙論における現代の研究の質問、および共変量シフトの文献で広く研究されている最先端の重要度重み付け方法と一致するか、それを上回る追加のベンチマーク例について、汎用方法の有効性を示します。更新された「超新星測光分類チャレンジ」で最もよく報告されたAUC（0.958）を取得し、スローンデータスカイサーベイ（SDSS）データからの銀河赤方偏移の既存の条件付き密度推定を改善します。
