21cmのライトコーンからの機械学習銀河の特性：ネットワークアーキテクチャと信号汚染の影響
| Title |
Machine_learning_galaxy_properties_from_21_cm_lightcones:_impact_of_network_architectures_and_signal_contamination |
| Authors |
David_Prelogovi\'c,_Andrei_Mesinger,_Steven_Murray,_Giuseppe_Fiameni,_Nicolas_Gillet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.00018 |
宇宙の21cmの信号を画像化することで、私たちの宇宙の最初の10億年を地図に描くことができます。結果として得られる3D光円錐（LC）は、目に見えない最初の銀河と物理宇宙論の特性をエンコードします。残念ながら、この非ガウス画像を解釈するときに使用する明確な要約統計量はなく、一般的に使用されるパワースペクトルは貴重な情報を浪費する可能性があります。ここでは、畳み込みニューラルネットワーク（CNN）を使用して、21cmのLC画像から直接天体物理学的パラメーターを推測する以前の作業に基づいています。LCの特性に基づいて、赤方偏移軸に沿った進化を特徴付ける反復層と、空面の局所相関を特徴付ける2D畳み込み層を組み合わせます。このような再帰型ニューラルネットワーク（RNN）は、シーケンシャルデータの時間的相関を効率的に学習することで知られています。シミュレートされた宇宙21cmLCの大規模なデータベースを使用して、RNNがUVおよびX線銀河特性の回復において以前に使用されたCNNを上回り、平均二乗パラメーター推定誤差を$\sim2〜8$の係数で削減することを確認します。また、SquareKilometerArrayとの1000時間の統合から予想されるノイズを追加し、前景で汚染された「地平線ウェッジ」を切り出すことによって、宇宙信号を破壊します。NNがこれらの汚染されたLC画像でトレーニングされると、パラメーター予測エラーが増加しますが、最も悲観的なケース（$R^2\ge0.5-0.95$）でも回復は良好です。ただし、汚染されたイメージのネットワークアーキテクチャ間でパフォーマンスに顕著な違いは見られません。これはデータセットのサイズによるものであると主張し、21cmのパラメータ推定でNNの可能性を最大化するために、より大きなデータセットおよび/またはより良いデータ拡張の必要性を強調しています。
調和空間におけるBOSSDR12銀河からの宇宙構造のクラスター化と成長に対するモデルに依存しない制約
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Model-independent_constraints_on_clustering_and_growth_of_cosmic_structures_from_BOSS_DR12_galaxies_in_harmonic_space |
| Authors |
Konstantinos_Tanidis,_Stefano_Camera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.00026 |
銀河のクラスター化振幅とバリオン振動分光調査（BOSS）の第12回データリリース（DR12）からの宇宙の大規模構造の成長の新しいモデルに依存しない測定を提示します。これは、銀河団の高調波空間パワースペクトルを一般化して、密度と赤方偏移歪みの項の大きさを個別に測定することで実現されます。これらはそれぞれ、銀河団の振幅、$b\sigma_8（z）$、および成長、$f\sigma_8（z）$。$z\in[0.15,0.67]$の範囲にある15個の赤方偏移ビンを使用した断層撮影アプローチを採用しています。分析を厳密に線形スケールに制限し、各断層撮影ビンに赤方偏移に依存する最大多重極を実装します。したがって、合計30個のデータポイントを取得します。数量$b\sigma_8（z）$および$f\sigma_8（z）$ごとに15個です。測定値は明らかな系統的影響を受けていないようであり、プランク衛星からのような一致宇宙論からの理論的予測との優れた一致を示しています。私たちの結果は、BOSSコラボレーションによる以前の分析とも一致しています。一般に、各単一データには、構成またはフーリエ空間分析で得られるエラーバーよりも大きなエラーバーがありますが、私たちの研究は、コミュニティに、基本的な宇宙論的量。
スバルハイパースプライムカムSSPサーベイの3年間のせん断カタログ
| Title |
The_three-year_shear_catalog_of_the_Subaru_Hyper_Suprime-Cam_SSP_Survey |
| Authors |
Xiangchong_Li,_Hironao_Miyatake,_Wentao_Luo,_Surhud_More,_Masamune_Oguri,_Takashi_Hamana,_Rachel_Mandelbaum,_Masato_Shirasaki,_Masahiro_Takada,_Robert_Armstrong,_Arun_Kannawadi,_Satoshi_Takita,_Satoshi_Miyazaki,_Atsushi_J._Nishizawa,_Andr\'es_A._Plazas_Malag\'on,_Michael_A._Strauss,_Masayuki_Tanaka_and_Naoki_Yoshida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.00136 |
ハイパーサプリムカム（HSC）すばる戦略プログラム（SSP）調査のワイドレイヤーからのデータを使用して、3年間の宇宙論的弱重力レンズ効果分析に使用される銀河シアーカタログを提示します。銀河の形状は、2014年から2019年に取得された$i$バンドの画像データから測定され、COSMOS地域のハッブル宇宙望遠鏡からの銀河画像のトレーニングに基づく調査の観測条件に似た画像シミュレーションで較正されます。カタログは、北の空の433.48deg$^2$の領域をカバーし、6つのフィールドに分割されています。$i$バンドの平均シーイングは0.59秒角です。控えめな銀河選択基準（たとえば、$i$バンドの大きさが24.5より明るい）では、観測された生の銀河数密度は22.9分角$^{-2}$であり、有効銀河数密度は19.9分角$^{-2}$。キャリブレーションは、銀河の特性に依存するせん断推定バイアスを次のレベルまで除去します：$|\deltam|<9\times10^{-3}$。バイアス残差$\deltam$は、$0<z\leq3$の範囲で赤方偏移に依存しないことを示しています。このせん断カタログの宇宙論的弱いレンズ効果の要件を定義し、点像分布関数モデリングとせん断推定に関連する分類学の一連の内部ヌルテストを使用して、カタログ内の潜在的な分類学を定量化します。さまざまなヌルテストは、統計的にゼロまたは要件内で一貫していますが、（i）PSFモデルの形状の残差相関の証拠があります。（ii）星と銀河の形状の相関関係は、相加的な系統分類学を明らかにします。両方の効果は$>1$度のスケールで顕著になり、宇宙せん断測定を使用した宇宙論的パラメーターの推論中に緩和が必要になります。
カイザー-ロケット効果：30年とカウント
観測者の特異な動きは、正確に説明されていない場合、銀河の分布に明確に定義されたクラスタリング信号を誘発することになります。この信号は、カイザーロケット効果に関連しています。ここでは、この効果の振幅と形式を分析的および数値的に調べ、今後の宇宙論的調査の分析と解釈に与える可能性のある影響について説明します。$z\sim1.5$でピークに達するガウス選択関数を使用した理想的な宇宙分散が支配的な全天観測の場合、それは$>5\sigma$効果であり、特に原始的な場合、原則として宇宙パラメータの推論に非常に大きなバイアスをかける可能性があります。非ガウス性。現実的なマスクと選択機能を備えた今後の調査では、カイザーロケットは宇宙論的パラメーターの推論にとって重要な関心事ではありません。しかし、それは体系的な効果であり、その起源、性質、銀河地図への痕跡はよく知られているため、差し引くか軽減する必要があります。そのためのいくつかのアプローチを紹介します。
GW200105とGW200115は、原始ブラックホール連星合体のシナリオと互換性があります
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GW200105_and_GW200115_are_compatible_with_a_scenario_of_primordial_black_hole_binary_coalescences |
| Authors |
Sai_Wang,_Zhi-Chao_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.00450 |
最近、2つの重力波イベント、つまりGW200105とGW200115が、AdvancedLIGOとVirgoの検出器によって観測されました。この作品では、それらが初期の宇宙で形成された原始ブラックホール連星のシナリオによって説明できることを示します。そのようなシナリオによって予測された合併率は、原始ブラックホールが冷たい暗黒物質の一部を構成しているとしても、LIGOとVirgoから推定されたものと一致する可能性があります。必要な原始ブラックホールの存在量は、マイクロレンズ法、苛性交差、宇宙マイクロ波背景放射の観測による既存の上限と互換性があります。
大規模な角度スケールでの観測可能なパワースペクトルにおける小規模な影響
| Title |
Small_scale_effects_in_the_observable_power_spectrum_at_large_angular_scales |
| Authors |
William_L._Matthewson_and_Ruth_Durrer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.00467 |
この論文では、小規模からの効果がどのように角度-赤方偏移パワースペクトル$C_\ell（z、z'）$に入るのかを示します。特に、赤方偏移の解像度が高い分光学的調査は、すでに大きな角度スケールにある小さなスケール、つまり低い多重極の影響を受けることを示しています。したがって、分光学的赤方偏移分解能で角度パワースペクトルを検討する場合、低い多重極でも小規模に関連する非線形性を考慮することが重要です。これはまた、角度パワースペクトルの代わりに相関関数の使用を動機付ける可能性があります。これらの効果は、ビンの自動相関には非常に関連していますが、相互相関にはそれほど重要ではありませんが、詳細に定量化されています。
4D Einstein-Gauss-BonnetGravityにおける統合ザックス-ヴォルフェ効果
| Title |
The_Integrated_Sachs-Wolfe_Effect_in_4D_Einstein-Gauss-Bonnet_Gravity |
| Authors |
Mina_Ghodsi_Y.,_Aryan_Behnamfard,_Saeed_Fakhry,_and_Javad_T._Firouzjaee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.00562 |
新しい4次元のアインシュタイン-ガウス-ボネ（4DEGB）重力が提案されました。これは、ラブロックの定理をバイパスし、4次元の重力ダイナミクスに重要な貢献をもたらすと主張しています。この作業では、4DEGBモデルに統合されたザックスヴォルフェ（ISW）効果を研究します。この点で、4DEGBモデルの赤方偏移の関数として重力ポテンシャルと線形成長因子の進化を計算し、それを$\Lambda$-コールドダークマター（$\Lambda$CDM）から得られた対応する結果と比較します。）モデル。また、4DEGBモデルの宇宙マイクロ波背景放射（CMB）多重極の関数として、ISW自動パワースペクトルとISWクロスパワースペクトルを計算し、$\Lambda$CDMモデルから取得したものと比較します。これを行うには、4DEGBモデルに対して提案されている結合定数に最も強い制約を使用します。4DEGBモデルのISW効果を測定するために、異なる波長からの3つの大規模構造調査を採用しています。結果は、4DEGBモデルのISW効果が、$\Lambda$CDMモデルから得られたものよりも高いことを示しています。さらに、4DEGBモデルが、4DEGBモデルの相対的な利点と見なすことができるISWクロスパワースペクトルを増幅できることを示します。また、$\Lambda$CDMモデルからの偏差が$\beta$の値に比例することを示します。
惑星スペクトルジェネレーターを使用した新しい高速サンプリング法による、有望な直接イメージングターゲット$ \ upsilon $
Andromedaedの反射光太陽系外惑星スペクトルのシミュレーション
| Title |
Simulating_Reflected_Light_Exoplanet_Spectra_of_the_Promising_Direct_Imaging_Target,_$\upsilon$_Andromedae_d,_with_a_New,_Fast_Sampling_Method_Using_the_Planetary_Spectrum_Generator |
| Authors |
Prabal_Saxena,_Geronimo_L._Villanueva,_Neil_T._Zimmerman,_Avi_M._Mandell,_and_Adam_J._R._W._Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.00015 |
太陽系外惑星のアルベドプロファイルのシミュレーションは、将来の直接イメージング観測を計画および解釈するための鍵となります。この論文では、惑星スペクトルジェネレータを使用して、反射光の太陽系外惑星スペクトルのシミュレーションを作成する方法を示します。PSGを使用して、直接画像化された太陽系外惑星スペクトルのすべてのモデルに関連する複数の問題を調べ、次世代施設の潜在的な直接画像化ターゲットである明るい近くの太陽系外惑星$\upsilon$Andromedaedのサンプルスペクトルを生成します。中解像度から高解像度のサンプリングで、チェビシェフガウスサンプリングよりも1桁高速なディスク統合スペクトルの計算を可能にする、新しい高速で正確なサブサンプリング手法を紹介します。この方法と$\upsilon$およびdの第一原理由来の大気を使用して、さまざまな異なる潜在的な大気構成の位相依存スペクトルをシミュレートします。$\upsilon$とdのシミュレートされたスペクトルには、ヘイズとクラウドのプロパティが異なるバージョンが含まれています。この惑星の軌道パラメータ、位相および照明に適したモデルスペクトル、および現実的な機器ノイズパラメータの組み合わせ分析に基づいて、$\upsilon$およびdは、コロナグラフ機器（CGI）の潜在的に好ましい直接イメージングおよび分光法のターゲットであることがわかります。）ナンシーグレースローマン宇宙望遠鏡。RomanCGISPC分光モードに対応するノイズモデルが含まれている場合、PSGは、RomanCGISPC分光モードの両方の中心波長ビンでシミュレートされたスペクトルの信号対ノイズ比が10に達するのに必要な時間を予測します（R=50スペクトル）およびバンド1のHLCイメージングモードは、それぞれ約400時間および40時間未満です。また、将来の観測で惑星とその大気に関する情報を引き出すための潜在的な経路について議論し、ローマの観測が惑星の内部温度を制限できる可能性があることを発見しました。
ケプラーで単一のトランジットを示す長周期の亜恒星天体
| Title |
A_long-period_substellar_object_exhibiting_a_single_transit_in_Kepler |
| Authors |
Samuel_N._Quinn,_Saul_Rappaport,_Andrew_Vanderburg,_Jason_D._Eastman,_Lorne_A._Nelson,_Thomas_L._Jacobs,_Daryll_M._LaCourse,_Allan_R._Schmitt,_Perry_Berlind,_Michael_L._Calkins,_Gilbert_A._Esquerdo,_Andrew_W._Howard,_Howard_Isaacson,_David_W._Latham |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.00027 |
わずかに進化したF星KIC4918810のケプラーデータで単一のトランジットのような信号が検出されたことを報告します。通過時間は約45時間で、公転周期（$P\sim10$年）は十分に制約されていませんが、通過することが知られている仲間の中で最も長いものの1つです。トランジットオブジェクトのサイズは$R_P=0.910$$R_J$と計算されます。このサイズの天体は、土星の質量（$0.3$$M_J$）と水素燃焼限界を超える星（〜80$M_J$）の間の質量を含み、密度が桁違いに異なります。視線速度の観測は、コンパニオンが星である可能性が低いことを明らかにしています。後部の質量は二峰性であり、〜0.24$M_J$または〜26$M_J$のいずれかの質量を示します。継続的な分光学的モニタリングは、質量が惑星になるように制約するか、軌道運動を検出する必要があります。後者は、測定された質量、半径、および年齢を備えたベンチマークの長周期褐色矮星を生成します。
恒星の四重極モーメントから生じる相互傾斜の分布
| Title |
The_distribution_of_mutual_inclinations_arising_from_the_stellar_quadrupole_moment |
| Authors |
Kathleen_Schultz,_Christopher_Spalding,_Konstantin_Batygin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.00044 |
通過する惑星系の大部分は、複数の通過する惑星とは対照的に、単一の惑星しか持っていないように見えます。この過剰なシングルは、多数の惑星系内に存在する重要な相互傾斜を示していますが、これらの不整合の原因は不明です。さらに、最近の観測の特徴は、相互の傾向がホスト星に近づくにつれて増加する傾向があることを明らかにしています。これらの傾向は両方とも、ゼロ以外の星の赤道傾斜角と相まって、急速な回転の初期段階でホスト星から生じる強い四重極ポテンシャルの動的な影響と一致しています。ここでは、惑星の形成に続いて収縮およびスピンダウンするときに、傾斜した偏平なホスト星から生じる経年摂動を受ける惑星系の集団をシミュレートします。このメカニズムが、ホスト星に近接する惑星と惑星の相互傾斜の一般的な増加を再現できることを示し、ホスト星が動的不安定性を駆動できるパラメータ空間を描きます。低質量ケプラーシステムの約5-10\％がこの不安定メカニズムの影響を受けやすいことを示唆しており、かなりの数の単一通過惑星が本当に本質的に単一である可能性があることを示唆しています。また、不安定性と恒星の赤道傾斜角の減少との間の新しい関係を報告し、今後のTESS観測内でテストできる予測を行います。
KMT-2018-BLG-1743：2つのソーススターで発生する惑星マイクロレンズイベント
| Title |
KMT-2018-BLG-1743:_Planetary_Microlensing_Event_Occurring_on_Two_Source_Stars |
| Authors |
Cheongho_Han,_Michael_D._Albrow,_Sun-Ju_Chung,_Andrew_Gould,_Kyu-Ha_Hwang,_Youn_Kil_Jung,_Doeon_Kim,_Hyoun-Woo_Kim,_Chung-Uk_Lee,_Yoon-Hyun_Ryu,_In-Gu_Shin,_Yossi_Shvartzvald,_Jennifer_C._Yee,_Weicheng_Zang,_Sang-Mok_Cha,_Dong-Jin_Kim,_Seung-Lee_Kim,_Dong-Joo_Lee,_Yongseok_Lee,_Byeong-Gon_Park,_Richard_W._Pogge |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.00155 |
マイクロレンズイベントKMT-2018-BLG-1743の分析を紹介します。ピーク倍率$A_{\rmPeak}\sim800$のイベントの光度曲線は、2つの異常な特徴を示しています。1つはピークの周りで、もう1つは光度曲線の立ち下がり側です。バイナリレンズと単一ソース（2L1S）を使用した解釈では、異常を説明できません。2L1S解釈に関連する追加のレンズ（3L1S）または追加の光源（2L2S）を含む追加のモデリングを実行することにより、プラネタリレンズシステムとバイナリ光源を使用した2L2Sの解釈が、$\Delta\で観測された光度曲線を最もよく説明することがわかります。2L1Sおよび3L1Sソリューションでそれぞれchi^2\sim188$および$\sim91$。これらの$\Delta\chi^2$値がモデルを区別するのに適切であると仮定すると、イベントは4番目の2L2Sイベントと2番目の2L2S惑星イベントです。2L2Sの解釈は縮退する可能性があり、$s>1.0$（ワイドソリューション）と$s<1.0$（クローズソリューション）の2つのソリューションになります。レンズコンポーネントの質量とレンズまでの距離は$（M_{\rmhost}/M_\odot、M_{\rmplanet}/M_{\rmJ}、D_{\rmL}/{\rmkpc}）\sim（0.19^{+0.27}_{-0.111}、0.25^{+0.34}_{-0.14}、6.48^{+0.94}_{-1.03}）$および$\sim（0.42^{+0.34}_{-0.25}、1.61^{+1.30}_{-0.97}、6.04^{+0.93}_{-1.27}）$は、それぞれワイドソリューションとクローズソリューションに準拠しています。ソースは、初期のG型矮星と中期のM型矮星で構成されるバイナリです。$\mu_{\rmwide}\sim2.3$masyr$^{-1}$と$\mu_{\rmclose}\sim4.1の2つの縮退解から予想される相対的なレンズソース固有運動の値$masyr$^{-1}$は大幅に異なるため、将来の高解像度イメージング観測からレンズと光源を分解することで縮退を解消できます。
外側の太陽系における長期の動的安定性I：34の最大の太陽系外縁天体の規則的で混沌とした進化
| Title |
Long-term_Dynamical_Stability_in_the_Outer_Solar_System_I:_The_Regular_and_Chaotic_Evolution_of_the_34_Largest_Trans-Neptunian_Objects |
| Authors |
M._A._Mu\~noz-Guti\'errez_(1),_A._Peimbert_(2),_M._J._Lehner_(1,_3,_and_4),_and_S.-Y._Wang_(1)_((1)_Academia_Sinica_Institute_of_Astronomy_and_Astrophysics,_(2)_Instituto_de_Astronomia,_UNAM_(3)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Pennsylvania,_(4)_Center_for_Astrophysics_-_Harvard_&_Smithsonian) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.00240 |
私たちは、約10万個のテスト粒子の短期積分にわたる周波数分析技術と、200、1Gyrの長さの数値シミュレーションの統計分析を利用して、太陽系外縁天体の安定性の広範な分析を実行しました。これは、巨大惑星と34個の最大の太陽系外縁天体の相互摂動を考慮しています（34個のオブジェクトすべてを「準惑星」、DPと呼んでいますが、おそらくそれらの最大のものだけが真のDPです）。周波数分析から、$a$-$e$位相空間平面の広い領域の統計的拡散マップを作成しました。また、近日点の関数としての軌道の平均拡散時間を示します。その後、34のDPに注意を向け、それぞれについて個別の分析を行い、将来の安定性の最初の概算を作成しました。34個のDPの軌道進化の200の異なる実現から、サンプルをそれぞれ17個の安定オブジェクト、11個の不安定オブジェクト、および6個の共鳴オブジェクトを含む3つのカテゴリに分類しました。また、統計的には、サンプルからの2つのオブジェクトが、次のGyr内の太陽系外縁天体領域を離れ、太陽系から放出される可能性が高いが、海王星の軌道内に入る可能性が無視できないこともわかりました。巨大な惑星を持っているか、あるいは私たちのシミュレーションがもはやそれらの継続的な進化を解決することができない内側の太陽系に落ちることさえあります。
小惑星帯内の物理的構造分布に対する白色矮星の惑星破片の依存性
| Title |
White_dwarf_planetary_debris_dependence_on_physical_structure_distributions_within_asteroid_belts |
| Authors |
Catriona_H._McDonald_and_Dimitri_Veras |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.00322 |
惑星の残骸と付着した惑星物質の通過サインを示す白色矮星は、惑星系の物質組成と動的構造を調査するための例外的な機会を提供します。白色矮星の周りの軽微な体の崩壊の役割を調査する以前の理論的研究は球体に焦点を合わせていましたが、太陽系小惑星は三軸楕円体としてより正確にモデル化することができます。ここでは、非常に偏心した（e\sim1）軌道で白色矮星に接近する三軸小惑星が経験する破壊のタイプ（潮汐の断片化、完全な昇華、または直接的な衝撃）を特定するための分析フレームワークを示します。次に、このフレームワークを使用して、5つの異なる白色矮星温度にわたる100体の簡略化されたメインベルト類似体の結果を特定します。また、ここで検討した白色矮星の年齢を特定するために、DAとDBの両方の白色矮星の冷却年齢と有効温度の経験的関係を示します。純粋な球形モデルを使用すると、小惑星が完全に昇華する物理的なサイズと半径方向の距離を過小評価する可能性があり、これらの違いは体の伸びが大きくなるにつれて大きくなることがわかります。対照的に、断片化は常に物体の最大の半軸で発生するため、その半径の球でモデル化できます。断片化と昇華はどちらも、体の物質組成、したがってそれらの前駆小惑星帯の組成に大きく影響されます。白色矮星の温度、したがって冷却年齢は、予想される破片の分布に影響を与える可能性があります。温度が高いほど、大きな細長い小惑星が昇華し、温度が低いほど、より直接的な影響に対応します。
塵から惑星へI：微惑星と胚の形成
惑星形成モデルは、すでに完全に形成された微惑星と微惑星から始まり、重要なステップである微惑星/微惑星の形成を見逃しています。この作業では、小石が短命の圧力バンプに閉じ込められることから生じる微惑星および微惑星形成の処方を、熱的に進化する粘性ディスクに含めて、ディスク全体の微惑星および微惑星のサイズと分布を調べます。微惑星のサイズは、軌道の距離とともに、星に近い約10kmから数百km離れたところまで増加することがわかります。原胚の質量は、軌道半径とともに増加し、氷線の周りの$10^{-6}M_{\rm\oplus}$から氷線の近くの$10^{-3}M_{\rm\oplus}$までの範囲であることがわかります。冥王星の軌道。小石と微惑星の降着の処方箋を含めて、前胚が到達できる質量を調べます。星の近くでは、微惑星が小さいために微惑星の降着が効率的ですが、小石のサイズが断片化が制限されている場合は小石の降着が効率的ですが、小石の供給が減少する前に降着率が低いためにドリフトが支配的である場合は非効率的です。氷線の外側では、微惑星の偏心が増加するため、微惑星の降着は非効率になりますが、小石の降着は、初期の前胚の質量が増加するにつれてより効率的になり、小石の供給がなくなる前に大幅に成長することができます。両方のシナリオを組み合わせると、微惑星の降着により小石の降着がより効率的になり、最大10auの距離で巨大な惑星コアが形成されるため、より遠い距離でより大規模な原胚が可能になります。より現実的な初期の原胚と微惑星のサイズ、および組み合わされた降着シナリオを含めることにより、惑星と惑星系がどのように形成されるかについての最初から最後までのプロセスをより完全に理解できるはずです。
ラマン分光法と惑星探査：タベルナス砂漠（スペイン）でのExoMars / RLSシステムのテスト
| Title |
Raman_spectroscopy_and_planetary_exploration:_testing_the_ExoMars/RLS_system_at_the_Tabernas_Desert_(Spain) |
| Authors |
Marco_Veneranda,_Guillermo_Lopez-Reyes,_Jose_Antonio_Manrique-Martinez,_Aurelio_Sanz-Arranz,_Jes\'us_Medina,_Carlos_P\'erez,_C\'esar_Quintana,_Andoni_Moral,_Jose_A._Rodr\'iguez,_Jes\'us_Zafra_and_Fernando_Rull1 |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.00509 |
ExoFitトライアルは、RosalindFranklinローバーをテストし、ExoMarsワーキンググループ間のコラボレーションプラクティスを強化するためにESAが資金提供するフィールドキャンペーンです。最初の試験では、ExoMarsローバーの複製がオックスフォードシャー（イギリス）から遠隔操作され、タベルナス砂漠（スペイン）で複雑な一連の科学的操作が実行されました。ExoMarsReferenceSurfaceMission（RSM）に従うことにより、ローバーはバッドランズ下層土を調査し、ドリルコアを収集しました。その分析研究はRLS（RamanLaserSpectrometer）チームに委託されました。コアサンプルの予備的な特性評価は、RLSエンジニアリングおよび認定モデル（EQM-2）およびラマンデモンストレーター（RAD1）を介してその場で実行されました。これは、RLSの新しいポータブルエミュレーターです。その場での結果は、RLSExoMarsシミュレーターとCuriosity/CheMinXRDシステムの商用バージョンを使用した実験室分析によって補完されます。ミッションの運用上の制約を厳密にシミュレートすることによって得られたラマンデータは、サンプルの鉱物学的組成を明らかにすることに成功し、XRDでは検出されなかったマイナー/トレースフェーズの検出に到達しました。さらに重要なことに、ラマン分析は多くの有機官能基を検出し、タベルナス砂漠の乾燥した地下に極限環境微生物が存在することを証明しました。今後のExoMarsミッションに照らして、ここに提示された結果は、RLSが火星の地下環境の特性評価およびライブトレーサーの潜在的な痕跡の分析的検出において重要な役割を果たす可能性があることを証明しています。
どの天の川の質量がわずかに減少する5〜25 kpcの回転曲線と一致していますか？
| Title |
Which_Milky_Way_masses_are_consistent_with_the_slightly_declining_5-25_kpc_rotation_curve? |
| Authors |
Yongjun_JIAO,_Francois_HAMMER,_Jianling_WANG,_and_Yanbin_YANG |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.00014 |
拡張された回転曲線の発見は、渦巻銀河のハローに暗黒物質が存在することを示唆しています。これは、主にNavarroFrenkandWhite（NFW）密度プロファイルを使用して、銀河の総質量を推定する多くの研究につながりました。暗黒物質プロファイルの選択が、外挿された総質量の予測値にどのように影響するかを検証することを目的としています。最近の天の川の回転曲線を検討しました。これは、第一にその前例のない精度のため、第二に銀河円盤が最初の円盤を完全に再形成した過去の主要な合併による影響が最も少ないためです。天の川の回転曲線への暗黒物質の寄与を計算するためにNFWプロファイル（またはその一般化された形式、gNFW）を使用すると、明らかに一貫性のない結果が生成されることがわかります。たとえば、バリオン質量の増加は暗黒物質の質量の増加につながります。。さらに、NFWおよびgNFWプロファイルが総質量範囲を狭め、特に小さなMW質量に対する方法論的バイアスの可能性につながることがわかりました。コールドダークマターハローを表すのにより適したエイナストプロファイルを使用することにより、最終的に、天の川のわずかに減少する回転曲線が、2.6$\times10^{11}$$M_{\までの総質量に有利であることがわかりました。odot}$、天の川のさらに外側にある他の動的トレーサーを無視します。星やガスが予測される暗黒物質の分布に影響を与えないという仮定の下では、あらゆる種類のCDM暗黒物質ハロープロファイルの18$\times10^{11}$$M_{\odot}$より大きい値と矛盾します。天の川で。この方法論の論文は、それらの総質量を評価する目的で、回転曲線を特徴づけるためのEinastoプロファイルの使用を奨励しています。
ハフストリームスポッター：分解された星の線形構造を検出するための新しい方法とM31の恒星ハローへの応用
| Title |
The_Hough_Stream_Spotter:_A_new_Method_for_Detecting_Linear_Structure_in_Resolved_Stars_and_Application_to_the_Stellar_Halo_of_M31 |
| Authors |
Sarah_Pearson,_Susan_E._Clark,_Alexis_J._Demirjian,_Kathryn_V._Johnston,_Melissa_K._Ness,_Tjitske_K._Starkenburg,_Benjamin_F._Williams_and_Rodrigo_A._Ibata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.00017 |
球状星団（GC）からの恒星の流れは、暗黒物質の性質に制約を与え、私たちの銀河の暗黒物質ハロー構造と下部構造を探索するために使用されてきました。他の銀河でのGCストリームの検出は、この取り組みを宇宙論的文脈にまで広げますが、そのようなストリームはこれまで検出されていません。このような探査を可能にするために、ハフストリームスポッター（HSS）を開発し、それをM31の恒星ハロー内の分解された星のパンアンドロメダ考古学調査（PAndAS）測光データに適用します。最初に、コードがM31で既知のドワーフストリームを再検出できることを示します。次に、HSSを使用して、PANdASデータ内の27の線形GCストリームのような構造を盲目的に識別します。各HSSGCストリーム候補について、ストリームの形態と、候補ストリーム内のすべての星の色と大きさを調査します。5つの最も重要な検出は、偽の非ストリーム検出よりも、色-大きさ図（CMD）の赤色巨星分枝に沿って強い信号を示していることがわかります。最後に、HSSが近くの銀河の将来のナンシーグレースローマン宇宙望遠鏡データで球状星団の流れを簡単に検出することを示します。これは、GCストリームの研究、GCストリームのギャップ検索、および暗黒物質の性質に対するGCストリームベースの制約のための新しい発見スペースを開く可能性があります。
GALACTICNUCLEUS：銀河中心の高角度分解能$ JHK_s $画像調査。 IV。絶滅マップと赤みを帯びた測光
| Title |
GALACTICNUCLEUS:_A_high-angular-resolution_$JHK_s$_imaging_survey_of_the_Galactic_centre._IV._Extinction_maps_and_de-reddened_photometry |
| Authors |
Francisco_Nogueras-Lara,_Rainer_Sch\"odel,_Nadine_Neumayer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.00021 |
極度の消滅（$A_V\sim30$）と銀河中心に向かう秒角スケールでのその変動は、その星の研究を妨げています。彼らの分析は近赤外線（NIR）レジームに限定されており、$JHK_s$バンドのべき乗則を破ることで消滅曲線を近似することができます。したがって、私たちの銀河の中央領域の構造と星の種族を分析するには、絶滅を補正することが基本です。（1）測光を赤くするためのさまざまな戦略について話し合い、変光星を処理するための消滅マップの有用性を確認します。（2）NIRバンド$JHK_s$の消滅マップを作成します。（3）前景の星を特定して、赤みを取り除いたGALACTICNUCLEUS（GNS）調査を作成します。（4）赤みを取り除いた$K_s$光度関数（KLF）の予備分析を実行します。GNS調査の測光を使用して、カタログ全体の絶滅マップを作成します。マップを作成するための参照として、同じ明るさの赤色巨星（RC）と赤色巨星を使用し、GNS測光の赤みを取り除きます。プロセスの制限について説明し、非線形効果を分析します。統計的および系統的不確実性が低い高解像度（$\sim3''$）の絶滅マップ（$\lesssim5$\、\％）を作成し、GNSの対象となる各地域の平均絶滅を計算します。マップが差分消滅を効果的に修正し、RC機能の広がりを$\sim2$の係数で削減することを確認します。同じ参照星に対して$JH$と$HK_s$のいずれかの測光を使用して、2つの同等の絶滅マップ$A_H$を計算するべき乗則違反アプローチの有効性を評価し、不確実性の範囲内で互換性のある平均絶滅を取得します。最後に、赤みを帯びたKLFをさまざまな視線で分析し、NSDに属する領域には、最も内側のバルジ領域とは大幅に異なる均一な星の種族が含まれていることを確認します。
ひもの真珠：同じ軌道に沿って張られた多数の星団
| Title |
Pearls_on_a_String:_Numerous_Stellar_Clusters_Strung_along_the_Same_Orbit |
| Authors |
Johanna_Coronado,_Verena_F\"urnkranz,_Hans-Walter_Rix |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.00036 |
星は、私たちの天の川のような銀河で$\sim1$kpcのスケールまでフィラメント状の構造を示す高密度の星間物質に由来します。ここでアクションと角度によって特徴付けられる、$\textit{軌道位相空間}$内のさまざまな星団と関連の間に、結果として生じる大規模な相関がどれだけあるかを定量的に調査します。出発点として、GaiaEDR3と$d\leq800$pcからの視線速度を持つ$\sim$280万の星の中で、軌道（アクション）と軌道位相（角度）の6D空間で55の顕著な恒星の過密度を特定しました。。次に、これらの55の過密度のいずれかと同じ$\textit{orbit}$パッチ内の、すべてのサンプル星の軌道$\textit{phase}$分布を調べました。非常に一般的に、ストリング上の真珠のように、これらの同じ軌道に沿って他の多数の異なる軌道位相の過密度が存在することがわかります。これらの「真珠」は、既知の星団からゆるい、認識されていない関連までさまざまです。1つの初期軌道相過密度によって定義された軌道パッチの中で、50％には、10個のカタログ化されたメンバーの少なくとも8個の追加の軌道相真珠が含まれています。それらの20％には20個の追加の真珠が含まれています。これは、滑らかなモックカタログからサンプリングされた一致する軌道パッチ、または2つ（または5つ）の同等の真珠しかないランダムな近くの軌道パッチとは対照的です。私たちの調査結果は、星団と関連がほぼ同じ軌道の異なる軌道相で形成されることがどれほど一般的であるかを初めて定量化します。これは最終的に、フィラメント状の星間物質の6D軌道構造を調べる新しい方法を提供するかもしれません。
| Title |
Effects_of_non-vanishing_dark_matter_pressure_in_the_Milky_Way_galaxy |
| Authors |
Kuantay_Boshkayev,_Talgar_Konysbayev,_Ergali_Kurmanov,_Orlando_Luongo,_Daniele_Malafarina,_Kalbinur_Mutalipova_and_Gulnur_Zhumakhanova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.00138 |
天の川の暗黒物質ハローが消えない状態方程式を持っている可能性を考えます。したがって、銀河の暗黒物質の含有量が圧力のある流体のように振る舞うと仮定して、音速による寄与を評価します。特に、銀河中心と銀河の内部の指数球プロファイルを介して暗黒物質の分布をモデル化しますが、指数球をハローに広く使用されている3つのプロファイル、つまりEinasto、Burkert、Isothermalプロファイルと比較します。銀河中心についても、ブラックホールのない暗黒物質の分布による効果を、真空中の超大質量ブラックホールの場合と比較し、現在の観測ではそれらを区別できないことを示しています。最後に、コアに暗黒物質が存在するために重力レンズによって提供されると予想される実験的特徴を調査します。
局所U-V速度場における棒共鳴による軌道トラッピングの効果
| Title |
Effect_of_orbital_trapping_by_bar_resonances_in_the_local_U-V_velocity_field |
| Authors |
Edmundo_Moreno,_Jos\'e_G._Fern\'andez-Trincado,_William_J._Schuster,_Angeles_P\'erez-Villegas,_Leonardo_Chaves-Velasquez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.00188 |
バーの角速度が35〜57.5${\rm\、km\、s^であることを考慮して、バーの共鳴による軌道トラッピングによる局所的なUV速度場の影響が非軸対称銀河ポテンシャルの15の共鳴ファミリーを計算して研究されました。{-1}{kpc}^{-1}}$。低、37.5、40${\rm\、km\、s^{-1}{kpc}^{-1}}$、および高、55、57.5${\rm\、km\、s^{-1}{kpc}^{-1}}$、速度範囲は、速度分布で観察された特徴とある程度類似したトラップ構造を提供します。結果として得られる局所UV平面の構造は、速度Vのさまざまなレベルで現れる共振バンドを形成します。角速度40および55の場合${\rm\、km\、s^{-1}{kpc}^{-1}}$は、観測されたブランチとの最大の類似性を示します。軌道トラッピングによる局所速度場への最良の近似は、40${\rm\、km\、s^{-1}{kpc}^{-1}}$のバー角速度と40${^\circ}$。このソリューションを使用すると、3つの主な観測された特徴を概算できます。i）共回転の外側の共鳴8/1によって生成されたV=$-50$${\rm\、km\、s^{-1}}$のヘラクレス分岐、および共振5/1および6/1によって生成された密接な特徴、ii）V$\simeq$40${\rm\、km\、s^{-1}}$で新しく検出された低密度アーチおよそ共鳴4/3によって、iii）ヘラクレス枝の下の傾斜した構造。これは$\textit{Gaia}$DR2データでも観察され、共回転でラグランジュ点$L_5$の周りの管軌道によって生成されます。銀河ハローに対応するU-V平面の領域での軌道トラッピングによるいくつかの予測される寄与が示されています。これは、銀河棒の角速度の値をさらに制限するのに役立つ可能性があります。V$\upperx$$-100$${\rm\、km\、s^{-1}}$のArcturusストリームでは、軌道トラップによるサポートは見つかりません。
銀河活動、トーラスおよび流出調査（GATOS）：II。近くのセイファート銀河におけるトーラスと極塵の放出
| Title |
The_Galaxy_Activity,_Torus_and_Outflow_Survey_(GATOS):_II._Torus_and_polar_dust_emission_in_nearby_Seyfert_galaxies |
| Authors |
A._Alonso-Herrero,_S._Garc\'ia-Burillo,_S._F._Hoenig,_I._Garc\'ia-Bernete,_C._Ramos_Almeida,_O._Gonz\'alez-Mart\'in,_E._L\'opez-Rodr\'iguez,_P._G._Boorman,_A._J._Bunker,_L._Burtscher,_F._Combes,_R._Davies,_T._D\'iaz-Santos,_P._Gandhi,_B._Garc\'ia-Lorenzo,_E._K._S._Hicks,_L._K._Hunt,_K._Ichikawa,_M._Imanishi,_T._Izumi,_A._Labiano,_N._A._Levenson,_C._Packham,_M._Pereira-Santaella,_C._Ricci,_D._Rigopoulou,_P._Roche,_D._J._Rosario,_D._Rouan,_T._Shimizu,_M._Stakevski,_K._Wada,_D._Williamson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.00244 |
GATOSから選択された12個の近くのセイファートの中間IR画像とALMA遠赤外線画像を比較します。中赤外線の未解決の放出は、ほとんどの銀河の核放出の60％以上を占めています。対照的に、ALMA870ミクロンの連続発光はほとんど分解され、通常はトーラス赤道方向に沿っています（PaperI、Garcia-Burilloetal.2021）。シミュレーションによると、サンプルの半分のエディントン比と核水素カラム密度NHは、極および/または赤道のほこりっぽい風を発射するのに有利です。6つは、NLRによってトレースされ、ALMA放射に垂直な、極方向の中赤外拡張放射を示しています。いくつかの例では、核のNHが高すぎて、極方向に沿って大量のほこりっぽい物質を持ち上げることができない場合があります。5つの銀河はNHやエディントンの比率が低いため、極地のほこりっぽい風は起こりそうにありません。新しいCAT3D-WINDディスク風モデル画像を生成します。風とディスクの雲の比率が低い場合、遠赤外線モデルの画像はディスクとリングのような形態になります。ほこりっぽい風に関連するX字型は、長風構成の中間から高傾斜の遠赤外線でよく見られます。ほとんどのモデルでは、中赤外線放射はディスク/コーンの内部から発生します。拡張されたバイコニカルおよび片側の極中赤外線放射は、拡張された風の構成と高い風とディスクの雲の比率で見られます。私たちの解像度に畳み込むと、モデル画像は観察された形態の質的側面を再現します。未解決の中赤外線放射の大部分を説明するには、低中間の風とディスクの比率が必要です。この作品と論文Iは、トーラスと風のシナリオの観測サポートを提供します。風の成分は、高いエディントン比および/またはAGNの光度でより関連性があり、極地の塵の放出は、最大$10^{24}$cm$^{-2}$のNHで予測されます。一方、トーラス/ディスクコンポーネントは、低光度および/またはエディントン比で優勢です。（要約）
星間PAHの分解生成物としての中型フラーレン
多環芳香族炭化水素（PAH）の星間存在量とそのサイズ分布は、ダスト、UV放射、および主要なガス成分（H、C+、およびO）を含む複雑な化学プロセスの結果です。これらのプロセスは、拡散星間物質（ISM）に比較的小さいPAHが豊富に存在することを説明し、星間UVによって完全に脱水素化されるのに十分小さい（炭素原子数NC<〜35-50）いくつかのPAHの連続形成を意味する必要があります。放射線。このように形成された炭素クラスターCnは、約10〜13.6eVのUV光子の吸収に常にさらされ、異性化を可能にし、最も安定した異性体の形成を促進します。それらは不規則なカーボンケージを形成する傾向があるかもしれません。星間C+イオンの頻繁な降着は、C60の実験室で知られているように、さらなるケージ異性化に有利に働く可能性があり、C40、C44、C50などの最も安定したフラーレンを生成する可能性があります。これらのフラーレンは、C2放出が単一のUV光子吸収では不可能であるため、拡散ISMで非常に安定していると予想されますが、まれな2光子吸収が必要になる可能性があります。これらのフラーレンまたはそのカチオンの少なくとも1つは、拡散ISMでC60またはC60+と同じくらい豊富である可能性がありますが、この豊富さは、観察された中赤外スペクトルで観察された一致する特徴の欠如によって制限されます。40<〜NC<〜50のフラーレン異性体の数の可視スペクトルのB3LYP計算は、それらが一般に可視範囲にいくつかのスペクトルバンドを持ち、f値が数10-2の範囲にあることを示しています。これは、そのようなフラーレンをいくつかの拡散星間バンドのキャリアの興味深い候補にする可能性があります。
畳み込みニューラルネットワークとデータ拡張技術を使用したコンパクトおよび拡張電波銀河の形態学的分類
| Title |
Morphological_classification_of_compact_and_extended_radio_galaxies_using_convolutional_neural_networks_and_data_augmentation_techniques |
| Authors |
Viera_Maslej-Kre\v{s}\v{n}\'akov\'a,_Khadija_El_Bouchefry,_Peter_Butka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.00385 |
機械学習技術は、天文学のアプリケーションでますます使用されており、画像データ内のオブジェクトを高精度で分類することに成功していることが証明されています。現在の作業では、20センチメートルの電波空のかすかな画像（FIRST）のアーカイブデータを使用して、電波銀河を4つのクラスに分類しています：Fanaroff-RileyClassI（FRI）、Fanaroff-RileyClassII（FRII）、Bent-Tailed（BENT）、およびCompact（COMPT）。この作業で提示されるモデルは、畳み込みニューラルネットワーク（CNN）に基づいています。提案されたアーキテクチャは、2つのフィードフォワード層による最終的な分類のために結合および処理された畳み込み層の3つの並列ブロックで構成されます。私たちのモデルは、選択されたクラスの電波銀河源を、適合率、再現率、およびF1スコアの平均が96\％の独立したテストサブセットに分類しました。最適に選択された拡張手法は、回転、水平または垂直の反転、および明るさの増加でした。シフト、ズーム、明るさの低下により、モデルのパフォーマンスが低下しました。現在の結果は、この研究で開発されたモデルが、高い効率と性能で電波銀河のさまざまな形態学的クラスを識別できることを示しています。
LIRGと超大型アレイの通常の銀河における核リング星形成の比較
| Title |
A_Comparison_between_Nuclear_Ring_Star_Formation_in_LIRGs_and_Normal_Galaxies_with_the_Very_Large_Array |
| Authors |
Y._Song_(1),_S._T._Linden_(2),_A._S._Evans_(1_and_3),_L._Barcos-Mu\~noz_(3),_G._C._Privon_(3),_I._Yoon_(3),_E._J._Murphy_(3),_K._L._Larson_(4),_T._D\'iaz-Santos_(5_and_6_and_7),_L._Armus_(4),_Joseph_M._Mazzarella_(4),_J._Howell_(4),_H._Inami_(8),_N._Torres-Alb\`a_(9),_V._U_(10),_V._Charmandaris_(5_and_11),_E._Momjian_(12),_J._McKinney_(2),_D._Kunneriath_(3)_((1)_Department_of_Astronomy,_University_of_Virginia,_(2)_Department_of_Astronomy,_University_of_Massachusetts,_(3)_National_Radio_Astronomy_Observatory,_Charlottesville,_(4)_IPAC,_(5)_Institute_of_Astrophysics,_Foundation_for_Research_and_Technology-Hellas_(6)_N\'ucleo_de_Astronom\'ia_de_la_Facultad_de_Ingenier\'ia_y_Ciencias,_Universidad_Diego_Portales,_(7)_Chinese_Academy_of_Sciences_South_America_Center_for_Astronomy,_National_Astronomical_Observatories,_(8)_Hiroshima_Astrophysical_Science_Center,_Hiroshima_University,_(9)_Department_of_Physics_\&_Astronomy,_Clemson_University,_(10)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_California,_Irvine,_(11)_Department_of_Physics,_University_of_Crete,_(12)_National_Radio_Astronomy_Observatory,_Socorro_) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.00412 |
核リングは、激しい星形成を研究するための優れた実験室です。電波調査（SFRS）の星形成からの5つの近くの通常の銀河とグレートオブザバトリー全天LIRG調査（GOALS）からの4つのローカルLIRGの核星形成リングの研究結果をVLAを使用してサブkpc解像度で提示します。高周波電波連続観測。核リング星形成（NRSF）は、通常の銀河の7〜40\％と比較して、LIRGの全星形成の49〜60\％に寄与していることがわかります。これらのリングの合計58個の星形成領域を特徴づけ、測定サイズが10〜200pcの場合、LIRGのNRSF領域にはSFRがあり、$\Sigma_\mathrm{SFR}$は最大1.7M$_であることがわかります。\odot$yr$^{-1}$と402M$_\odot$yr$^{-1}$kpc$^{-2}$はそれぞれ、通常のNRSF領域の約10倍です。同様のサイズで、レンズ付きの高$z$星形成領域に匹敵する銀河。$\sim100〜300$pcスケールでは、LIRGのNRSF領域で、33GHzでの全無線連続放射に対するサーマルフリーフリー放射の寄与は低い（$<50\％$）と推定されますが、大きな変動が存在する可能性があります。より小さな物理的スケールで。最後に、通常の銀河とNGC7469（LIRG）の核リングのアーカイブサブkpc解像度CO（J=1-0）データを使用して、同様の分子ガス表面密度でのガス枯渇時間の大きなばらつきを見つけます。サブkpcスケールでのマルチモーダル星形成関係へ。
おうし座の星のないコアを通しての進化論：TMC1-CとTMC1-CPの重水素化
| Title |
Evolutionary_view_through_the_starless_cores_in_Taurus:_deuteration_in_TMC_1-C_and_TMC_1-CP |
| Authors |
D._Navarro-Almaida,_A._Fuente,_L._Majumdar,_V._Wakelam,_P._Caselli,_P._Rivi\`ere-Marichalar,_S._P._Trevi\~no-Morales,_S._Cazaux,_I._Jim\'enez-Serra,_C._Kramer,_A._Chac\'on-Tanarro,_J._M._Kirk,_D._Ward-Thompson,_M._Tafalla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.00423 |
星のないコアと星の前のコアの化学的および物理的進化は、星形成のプロセスを理解する上で最も重要です。おうし座分子雲コアTMC1-CとTMC1-CPは同様の初期条件を共有し、星の前のコアフェーズの進化を理解する絶好の機会を提供します。スターレスコアの進化段階を、典型的なダークコアTMC1-CおよびTMC1-CPに向けた観測に基づいて調査し、CS$3\rightarrow2$、C$^{34}$S$3\rightarrow2$にマッピングしました。、$^{13}$CS$2\rightarrow1$、DCN$1\rightarrow0$、DCN$2\rightarrow1$、DNC$1\rightarrow0$、DNC$2\rightarrow1$、DN$^{13}$C$1\rightarrow0$、DN$^{13}$C$2\rightarrow1$、N$_2$H$^+$$1\rightarrow0$、およびN$_2$D$^+$$1\rightarrow0$遷移。CSとそのアイソトポログ、DCN、およびDNCラインのマルチトランジション研究を実施して、これらのコアの物理的および化学的特性を特徴付けました。最先端のガス粒子化学コードNautilusと疑似時間依存モデルを使用してそれらの化学を研究し、それらの進化段階を決定しました。観察診断は、TMC1-CがTMC1-CPよりも後の進化段階にあり、化学年代が$\sim$1Myrであることを示しているようです。TMC1-Cは、星形成の開始時に進化したコアである兆候を示していますが、TMC1-CPは、より最近の形成、あるいは磁気サポートによって減速した崩壊のために、より早い進化段階にあるように見えます。
狭角尾部電波銀河に対するクラスターの広範囲にわたる影響
電波銀河と銀河団ガスの間の動圧相互作用を研究するために、LOFAR2メートルの空の調査によって検出されたクラスター内の208個の高度に曲がった狭角テール電波源（NAT）のサンプルを分析します。クラスター中心から$7\、R_{500}$以内のNATの場合、それらのテールは異方性に分布しており、クラスターから半径方向に離れる方向に曲がる傾向が強いことがわかります。$0.5\、R_{500}$以内では、ジェットがクラスターコアに向かって曲がっている過剰なNATも観察されます。これは、これらのアウトバウンドソースが近地点を通過した直後にフェードアウトすることを示しています。分光学的赤方偏移を伴うNATのサブセットの場合、ジェット角度の半径方向のバイアスは、ビリアル半径をはるかに超えて$10\、R_{500}$まで存在することがわかります。このような大きな半径でのNATの存在は、ジェットを曲げ、潜在的に電波源をトリガーするラム圧力を生成するために、付随する銀河間媒体の大幅な減速がそこで発生している必要があることを意味します。
SAMI銀河調査：マークされた相関関数を使用した観測とシミュレーションにおける銀河スピンの環境依存性の検出
| Title |
The_SAMI_Galaxy_Survey:_Detection_of_Environmental_Dependence_of_Galaxy_Spin_in_Observations_and_Simulations_Using_Marked_Correlation_Functions |
| Authors |
Tomas_H._Rutherford,_Scott_M._Croom,_Jesse_van_de_Sande,_Claudia_del_P._Lagos,_Joss_Bland-Hawthorn,_S._Brough,_Julia_J._Bryant,_Francesco_D'Eugenio_and_Matt_S._Owers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.00546 |
運動学的形態と密度の関係の存在は不確かなままであり、代わりに恒星の質量が銀河運動学のより支配的な推進力であるように見えます。SAMIGalaxySurveyのデータを使用したマーク付き相互相関法を使用して、恒星スピンパラメータープロキシ$\lambda_{R_e}$の環境への依存性を調査します。私たちのサンプルには、空間的に分解された恒星の速度と速度分散の測定値を持つ710個の銀河が含まれています。GAMA調査からの非常に完全な分光データを利用することにより、ペアカウント推定量と恒星の質量と$\lambda_{R_e}$に基づくマークを使用して、SAMI銀河のマークされた相互相関関数を計算します。運動星団と環境との反相関を3.2$\sigma$レベルで検出します。そのため、$\lambda_{R_e}$値が低い銀河は、より密度の高い銀河環境に配置されることが望ましいです。ただし、以前の研究で見られたように、恒星の質量と環境の間の有意な相関関係も見られます（2.4$\sigma$での相関関係）。これらの結果を宇宙論的EAGLEシミュレーションからの模擬観測と比較します。そこでは、環境との同様の有意な$\lambda_{R_e}$反相関、および質量と環境の相関が見つかります。$\lambda_{R_e}$の環境相関は、質量と環境の関係によって引き起こされないことを示します。遅い回転子を除外しても、$\lambda_{R_e}$と環境の間の重要な関係は残ります。SAMIとEAGLEの信号は、銀河の相互作用と合併から予想されるように、小規模（10-100kpc）で最も強くなります。私たちの仕事は、マークされた相関関数の手法が$\lambda_{R_e}$と環境の間の関係を検出するための効果的なツールであることを示しています。
スパイラル不安定性：ライブハローとの相互作用はほとんどありません
銀河円盤のらせん擾乱がハローに重力的に結合しているかどうかという問題に取り組むために、円盤銀河の理想化されたモデルのシミュレーションを行います。ハローが剛体に保たれている、または平衡分布関数から引き出された粒子によって表されている同一の質量モデルにおけるスパイラル不安定性の成長率を比較します。モデルの1つでハロー速度楕円体の半径方向および方位角方向のバイアスのケースと、両方の等方性速度分布を調べます。応答をサポートするハローによって引き起こされるスパイラルモードの成長率の向上については、せいぜいわずかな証拠しか見つかりません。また、スパイラル擾乱とハローの間の非常に穏やかな力学的摩擦の証拠も見つかります。スパイラルモードとバーモードの異なる動作を説明するための説明を提供します。これは、以前の研究で、応答性ハローが同等の剛体質量分布の代わりに使用されると、バーの不安定性が大幅に激しくなることがわかったためです。ここで見つかったかろうじて重要な違いは、銀河のらせん不安定性の研究で行われた剛体ハローの通常の単純化された近似を正当化します。
プロジェクトMOMO：OJ287の多波長観測とモデリング
| Title |
Project_MOMO:_Multiwavelength_Observations_and_Modelling_of_OJ_287 |
| Authors |
S._Komossa,_D._Grupe,_A._Kraus,_L.C._Gallo,_A._Gonzalez,_M.L._Parker,_M.J._Valtonen,_A.R._Hollett,_U.Bach,_J.L._G\'omez,_I._Myserlis,_S._Ciprini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.00083 |
私たちのプロジェクトMOMO（OJ287の多波長観測とモデリング）は、専用の高密度で長期的なフラックスと分光学的モニタリング、および無線からX線帯域までの13を超える周波数でのブレーザーOJ287の詳細な追跡観測で構成されています。特に、Swiftを使用して光-UV-X線スペクトルエネルギー分布（SED）を取得し、Effelsberg望遠鏡を使用して2〜40GHzの無線測定値を取得しています。MOMOは、X線とブロードバンドSEDを含むOJ287の最も高密度の長期監視です。プロジェクトの理論的な部分は、一般的なブレーザー中央エンジンのジェットと降着の物理学、特に超大質量連星ブラックホールのシナリオを理解することを目的としています。結果は一連の出版物に示され、これまでに含まれています。明るい2016/17および2020の爆発と長期的な光度曲線の検出と詳細な分析。最大付近の2020年の爆発のSwift、XMMおよびNuSTAR分光法。OJ287のバイナリブラックホールシナリオ（論文I-IV）のコンテキストでの選択されたイベントの解釈。ここでは、プロジェクトMOMOの説明、以前の結果の要約、最新の結果を提供し、将来の見通しについて説明します。
SMILE-2 +に搭載された電子追跡コンプトン望遠鏡を使用した真のイメージング分光法によるMeVガンマ線宇宙の最初の観測
| Title |
First_observation_of_MeV_gamma-ray_universe_with_true_imaging_spectroscopy_using_the_Electron-Tracking_Compton_Telescope_aboard_SMILE-2+ |
| Authors |
Atsushi_Takada,_Taito_Takemura,_Kei_Yoshikawa,_Yoshitaka_Mizumura,_Tomonori_Ikeda,_Yuta_Nakamura,_Ken_Onozaka,_Mitsuru_Abe,_Kenji_Hamaguchi,_Hidetoshi_Kubo,_Shunsuke_Kurosawa,_Kentaro_Miuchi,_Kaname_Saito,_Tatsuya_Sawano,_Toru_Tanimori |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.00180 |
MeVガンマ線は、放射性同位元素からの線放射を直接測定するための独自のウィンドウですが、COMPTEL/{\itCGRO}後の観測に大きな進展はありません。そのため、この帯域の天体を観測するために、X線やGeV望遠鏡と同様の真のイメージング分光法を実行できる電子追跡コンプトンカメラ（ETCC）を開発しています。したがって、正しく定義された適切な点像分布関数を使用した簡単なON-OFF法によって、観測対象のエネルギースペクトルを取得できます。ETCCを使用した天体観測の性能を検証するために、30$\times$30$\times$30〜cm$^3$のガス状電子トラッカーに基づくETCCを備えた2番目の気球SMILE-2+、2018年4月7日にオーストラリアのアリススプリングスで打ち上げられました。SMILE-2+は、カニ星雲を含む南の空を天頂角$\sim$50度で5.1時間のライブタイムで観測し、カニからのガンマ線を検出しました。0.15〜2.1〜MeVのエネルギー範囲で4.0$\sigma$の有意性を持つ星雲。さらに、銀河中心領域によるガンマ線イベントの増強が光度曲線ではっきりと観察されました。実現された検出感度は、銀河系外拡散、大気ガンマ線の全バックグラウンド、および全バックグラウンドの3分の1に抑制された少数の機器ガンマ線に基づいて打ち上げ前に推定された感度とよく一致します。私たちは、世界で初めてMeVガンマ線天文学の停滞の巨大な背景という最も困難で深刻な問題を克服することに成功し、ETCCがMeVガンマ線天文学においてCOMPTELよりも深い調査を開拓できることを実証しました。。
ブラックホールコロナIの再結合プラスモイドによるコンプトン化：磁気的に支配されたペアプラズマ
| Title |
Comptonization_by_Reconnection_Plasmoids_in_Black_Hole_Coronae_I:_Magnetically_Dominated_Pair_Plasma |
| Authors |
Navin_Sridhar_(1),_Lorenzo_Sironi_(1),_Andrei_M._Beloborodov_(1_and_2)_((1)_Columbia_University,_(2)_Max_Planck_Institute_for_Astrophysics) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.00263 |
強力なコンプトン冷却を受ける磁気的に支配された電子-陽電子プラズマにおける再結合の2次元粒子内粒子シミュレーションを実行します。磁化$\sigma\gg1$を変化させます。これは、プラズマ慣性に対する磁気張力の比率、および冷却損失の強さとして定義されます。このような条件下での磁気リコネクションは、降着するブラックホールの周りの磁気的に支配されたコロナで動作し、シードの軟光子のコンプトン化によって硬X線を生成します。粒子エネルギースペクトルは、冷却されたプラズモイドのバルク運動に起因する、穏やかに相対論的なエネルギーのピークによって支配されていることがわかります。ピークは準マクスウェル形状で、有効温度は$\sim100$〜keVです。これは、流れの磁化と放射冷却の強度にわずかに依存します。再接続されたプラズマの平均バルクエネルギーは$\sigma$にほぼ依存しませんが、分散は磁化が高いほど大きくなります。スペクトルには高エネルギーテールも表示され、$\sigma=10$の場合は消費された再接続電力の$\sim25$％を受け取り、$\sigma=40$の場合は$\sim40$％を受け取ります。粒子内細胞研究を、再結合層を介したシード軟光子の移動のモンテカルロシミュレーションで補完し、逃げるX線スペクトルを見つけます。シミュレーションは、コンプトン化がコンプトン冷却プラズモイドのチェーン内のバルク運動によって支配され、$\sigma\sim10$の場合、ブラックホールの降着の典型的なハード状態と一致するスペクトルを生成することを示しています。
近くの源と局所的な星間磁場に関連する銀河宇宙線の異方性のシナリオ
| Title |
A_scenario_for_the_anisotropy_of_galactic_cosmic_rays_related_to_nearby_source_and_local_interstellar_magnetic_field |
| Authors |
Ai-feng_Li,_Qiang_Yuan,_Wei_Liu_and_Yi-qing_Guo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.00313 |
私たちの最近の研究は、近くのゲミンガSNR源の寄与によって銀河宇宙線（GCR）の異方性を説明しようとしましたが、CRの異方性位相は100TeV未満で約$\simRA=5^h$であり、これは実験データ。CR異方性の最近の観測は、100TeV未満のCRの異方性の位相が、星間境界エクスプローラー（IBEX）によって観測された局所恒星間磁場$（l、b=210.5^\circ、-57.1^\circ）$と一致することを示しています。。この作業では、CRの異方性に対する局所的な星間磁場と近くのゲミンガSNR源の両方の寄与を同時に検討します。CRの異方性位相は$\simR.A.=3^h$を指していることがわかりました。これは、CRに対する磁場偏向の影響による100TeV未満の局所的な規則的な磁場と一致します。さらに、CRの異方性に対する磁気拡散係数の垂直と平行の比率の影響を分析します。結果は、比率の減少に伴い、CRの異方性位相が近くのソースの方向から100TeV未満の局所的な規則的な磁場に変化する一方で、銀河中心（GC）から100TeVを超える局所的な規則的な磁場の反対方向に変化することを示しています。
高ベータ衝突のない宇宙プラズマにおける波状の低マッハ数衝撃波での電子加速
| Title |
Electron_Acceleration_at_Rippled_Low-Mach-number_Shocks_in_High-beta_Collisionless_Cosmic_Plasmas |
| Authors |
Oleh_Kobzar,_Jacek_Niemiec,_Takanobu_Amano,_Masahiro_Hoshino,_Shuichi_Matsukiyo,_Yosuke_Matsumoto,_Martin_Pohl |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.00508 |
大規模な完全運動論的2次元パーティクルインセルシミュレーションを使用して、高$\beta$プラズマで伝播する低マッハ数の衝撃波での電子加速に対する衝撃波の波打つ効果を調査し、銀河団。波打つモードが現れると、電子の加速率が大幅に増加することがわかります。主な加速メカニズムは確率論的衝撃ドリフト加速であり、乱流からのピッチ角散乱によって電子が衝撃に閉じ込められ、運動電場からエネルギーを獲得します。衝撃波遷移と本震オーバーシュートのすぐ後ろの領域にマルチスケールの磁気乱流が存在することは、電子の活性化に不可欠です。衝撃の上流と下流の両方で、高エネルギーの非熱電子分布が形成されます。電子の最大エネルギーは、拡散衝撃加速への電子の注入に十分です。観測結果と一致して、下流の電子スペクトルがインデックス$p\約2.5$のべき乗則形式を持っていることを初めて示します。
中性子星の合体バイナリにおける潮汐$ g $モード共鳴の一般相対論的処理。 II。短いガンマ線バーストのプリカーサーフレアのトリガーとして
| Title |
General-relativistic_treatment_of_tidal_$g$-mode_resonances_in_coalescing_binaries_of_neutron_stars._II._As_triggers_for_precursor_flares_of_short_gamma-ray_bursts |
| Authors |
Hao-Jui_Kuan,_Arthur_G._Suvorov,_Kostas_D._Kokkotas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.00533 |
いくつかの短いガンマ線バーストでは、メインエピソードの$\sim$秒前に発生するプリカーサーフレアが観察されています。これらのフレアは、軌道周波数が数百Hzの場合、吸気の最後の数サイクルに関連している可能性があります。これらの最後のサイクルの間に、潮汐力は、刺激的な星の準ノーマルモードを共鳴的に励起し、それらの振幅の急速な増加につながる可能性があります。これらのモードは、中性子星の地殻に十分に強いひずみを加えて、降伏を引き起こす可能性があることが示されています。$g$モードの一般的な周波数は$\sim100\text{Hz}$であるため、軌道周波数との共振は前兆のタイミングと一致し、さらに調査する必要があります。現実的な状態方程式を採用し、一般相対論的脈動方程式を解くことで、さまざまな恒星の自転速度、成層度、磁場構造を検討する準円形バイナリの合体における$g$モードの共鳴を研究します。恒星パラメータのいくつかの組み合わせについて、共鳴的に励起された$g_1$-モードと$g_2$-モードが地殻の破壊につながり、前駆体のフレアを引き起こす可能性があることを示します。
カナダ-フランス-ハワイ望遠鏡の画質改善のための不確実性を意識した学習
| Title |
Uncertainty-Aware_Learning_for_Improvements_in_Image_Quality_of_the_Canada-France-Hawaii_Telescope |
| Authors |
Sankalp_Gilda_and_Stark_C._Draper_and_Sebastien_Fabbro_and_William_Mahoney_and_Simon_Prunet_and_Kanoa_Withington_and_Matthew_Wilson_and_Yuan-Sen_Ting_and_Andrew_Sheinis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.00048 |
最先端の機械学習手法と、カナダ-フランス-ハワイ望遠鏡（CFHT）からの10年分のアーカイブデータを活用して、環境条件と観測所の運用パラメーターから観測所の画質（IQ）を予測します。具体的には、CFHTの広視野カメラMegaCamのデータ機能と観測されたIQの間の複雑な依存関係の正確で解釈可能なモデルを開発します。私たちの貢献はいくつかあります。まず、CFHTの科学者によって収集されたいくつかの異なるデータセットを収集、照合、再処理します。次に、IQの確率分布関数（PDF）を予測し、予測された中央値に対して平均絶対誤差$\sim0.07''$を達成します。第三に、ドームからの熱風のフラッシングを加速するために2013-14年に設置された12個のドーム「ベント」のデータ駆動型作動を調査します。認識論的および不確実性を確率的生成モデリングと組み合わせて活用して、分布内（ID）であるベント調整の候補を特定し、各IDサンプルの最適な構成について、固定SNRを達成するために必要な観測時間の短縮を予測します。平均すると、削減額は$\sim15\％$です。最後に、センサーデータの特徴をシャープレイ値でランク付けして、各観測値の最も予測可能な変数を特定します。私たちの長期的な目標は、IQの最適化のための最適な天文台の運用パラメータを予測できる信頼性の高いリアルタイムモデルを構築することです。このような予測は、スケジューリングプロトコルと予知保全ルーチンに入力できます。このようなアプローチは、CFHTの後継であるマウナケア分光エクスプローラー（MSE）が次の10年に設置されるまでに、天文台の運用と保守を自動化する際の標準になると予想されます。
| Title |
Characterization_of_systematic_error_in_Advanced_LIGO_calibration_in_the_second_half_of_O3 |
| Authors |
Ling_Sun,_Evan_Goetz,_Jeffrey_S._Kissel,_Joseph_Betzwieser,_Sudarshan_Karki,_Dripta_Bhattacharjee,_Pep_B._Covas,_Laurence_E._H._Datrier,_Shivaraj_Kandhasamy,_Yannick_K._Lecoeuche,_Gregory_Mendell,_Timesh_Mistry,_Ethan_Payne,_Richard_L._Savage,_Aaron_Viets,_Madeline_Wade,_Alan_J._Weinstein,_Stuart_Aston,_Craig_Cahillane,_Jennifer_C._Driggers,_Sheila_E._Dwyer,_and_Alexander_Urban |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.00129 |
最後に、パラメータ推定を含む重力波天体物理学的分析に使用される、ハンフォードおよびリビングストンLIGO検出器で、再構築された無次元ひずみ$h$の最も正確で高遅延バージョンの系統誤差の確率分布を示します。3回目の観測実行（O3B）の5か月。この作業は、Sunet。al（2020）[1]3回目の観測実行（O3A）の最初の6か月。O3Bの複素数値、周波数依存、およびゆっくりと時間変化する系統的誤差（1の大きさとゼロ位相からの逸脱）は、一般にO3Aと同様に一貫したレベルに留まりますが、O3Bの検出器構成の変更により無視できないものが導入されました。エラーの周波数依存性の変化。これにより、一部の周波数および/または一部の観測期間中に、単一性からのより大きな逸脱が発生します。他のいくつかの期間では、エクスカーションはO3Aのエクスカーションよりも小さくなります。O3Bの場合、系統誤差とそれに関連する不確かさの上限は、最も感度の高い周波数帯域20〜2000Hzで、大きさが11.29％、位相が9.18度（信頼区間68％）です。系統的誤差だけでも、大きさが2％未満、位相が$\lesssim4$degのレベルで推定されます。これらのエラーと不確実性は、絶対参照である光子キャリブレータの不確実性ではなく、検出器の応答関数の周波数依存性の不完全なモデリングによって支配されます。
VIZSLA-実験室の天体化学のための多用途の氷ジグザグ昇華セットアップ
| Title |
VIZSLA_--_Versatile_Ice_Zigzag_Sublimation_Setup_for_Laboratory_Astrochemistry |
| Authors |
G\'abor_Bazs\'o,_Istv\'an_P\'al_Csonka,_S\'andor_G\'obi,_and_Gy\"orgy_Tarczay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.00445 |
この記事では、新しい多機能の高真空天体物理学の氷のセットアップ、VIZSLA（実験室の天体化学のための多用途の氷のジグザグ昇華セットアップ）を紹介します。この機器は、低温のパラH2マトリックスと天体物理学的アナログ氷の両方における天体物理学的プロセスの調査を可能にします。パラH2マトリックスでは、天体化学分子とH原子およびH+イオンとの反応を非常に効果的に調べることができます。天体物理学のアナログ氷の調査のために、セットアップにはさまざまな照射源と粒子源が装備されています。宇宙線をモデル化するための電子銃。H原子ビーム源（HABS）;Hライマンアルファ線を生成するためのマイクロ波H原子ランプ、および調整可能な（213nm〜2800nm）レーザー光源。分析には、FT-IR（およびUV-Visible）分光計と四重極質量分析計を利用できます。セットアップには2つのクライオスタットがあり、分析用の新しい機能を提供します。いわゆる温度プログラム脱着（TPD）の際に、最初のクライオスタットから脱着する分子をArと混合し、他のクライオスタットの基板に堆積させることができます。Arマトリックスで分離された分子の十分に分解されたスペクトルは、処理された氷の脱着生成物を特定するためのユニークな機会を提供します。いくつかの例は、パラH2マトリックス実験とTPD-マトリックス分離再凝縮実験が低温での天体物理学的に重要な化学プロセスを理解するのにどのように役立つかを示すために提供されています。また、これらの実験が同様の天体物理学的氷の設定によって実行された研究をどのように補完できるかについても説明します。
LiteBIRD宇宙望遠鏡の宇宙線から生じる系統的影響のシミュレーション、およびCMB $ B $モードの測定への影響
| Title |
Simulations_of_systematic_effects_arising_from_cosmic_rays_in_the_LiteBIRD_space_telescope,_and_effects_on_the_measurements_of_CMB_$B$-modes |
| Authors |
Samantha_Lynn_Stever,_Tommaso_Ghigna,_Mayu_Tominaga,_Giuseppe_Puglisi,_Masahiro_Tsujimoto,_Matteo_Zeccoli_Marazzini,_Matteo_Baratto,_Maurizio_Tomasi,_Yuto_Minami,_Shinya_Sugiyama,_Akihiro_Kato,_Tomotake_Matsumura,_Hirokazu_Ishino,_Guillaume_Patanchon,_Masashi_Hazumi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.00473 |
宇宙線から生じる系統的な影響は、高感度ボロメータを使用する宇宙望遠鏡にとって重大な脅威であることが示されています。LiteBIRD宇宙ミッションは、前例のない感度で偏光宇宙マイクロ波背景放射を測定することを目的としていますが、宇宙での配置により、宇宙線の影響を受けやすくなります。LiteBIRD宇宙ミッションで予想される宇宙線効果のスケールを評価するためのエンドツーエンドのシミュレーターを紹介します。これは、低周波望遠鏡の166GHz帯域の検出器のサブセットで実証されています。シミュレーターは、L2で予想される陽子束を、LFT焦点面の熱応答とその超伝導検出器の電熱応答のモデルと組み合わせて、シミュレートされた星図とそれに続く角度パワースペクトルに投影される時間順データを生成します。
局所的な熱力学的平衡から外れた詳細な光学的に太いスペクトル線プロファイルを計算するためのツールは、計算に多大な労力がかかるため、常に速度に焦点が当てられてきました。Lightweaverフレームワークを使用して、現在の最先端技術に対して速度を犠牲にすることなく、高級言語であるPythonでカスタムツールを構築するためのより柔軟なモジュラーツールキットを作成しました。これらの複雑なシミュレーションを構築するためのより柔軟な方法を提供する目的は、参入障壁を減らし、フィールドのより迅速な探索を可能にすることです。この論文では、光学的に厚いNLTE放射伝達の理論の概要、時間依存の母集団と電荷保存の問題を含むLightweaverで実装された数値手法、およびほとんどのユーザーが対話するコンポーネントの概要を示します。それらの柔軟性を実証するため。
PVCepとV350Cep：FUorsとEXorsの間の途中の星
| Title |
PV_Cep_and_V350_Cep:_stars_on_the_way_between_FUors_AND_EXors |
| Authors |
H.R._Andreasyan,_T.Yu._Magakian,_T.A._Movsessian,_A.V._Moiseev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.00058 |
2015-2020年の新しい観測と公開されたデータに基づいて、異常な爆発型変光星PVCepとV350Cepが調べられます。PVCepが定期的に爆発し、その後明るさが低下したことが示されています。これは2011年から2019年まで全体的に続き、依然として非常に低い状態です。爆発は、Ha、[SII]、および[OI]を含む多くの線の強度とプロファイルの大幅な変化を伴いました。禁制線は一般に負の視線速度を持ち、可変速度と相対強度で4つのコンポーネントに分割できます。V350Cepは基本的に、全時間にわたって最大輝度レベルにあり、そのスペクトルは実質的に変更されていません。入手可能なデータは、V350CepのスペクトルにおけるHa線の顕著なPCygプロファイルが、1986年の光度上昇の数年後に現れたことを示唆しています。現在の状態の星の光度は20L（太陽）と推定されます。それぞれ3.3L（太陽）。両方の星は、FUorクラスとEXorクラスの間のいわゆる中間オブジェクトを表している可能性があると結論付けられています。
酸素シェル燃焼の3Dシミュレーションにおける差動回転
対流酸素シェルに特に焦点を当てて、急速に回転する$16M_\odot$ヘリウム星の3D流体力学シミュレーションで、後期シェル対流の差動回転を研究します。酸素シェルは、超新星前駆体の現在の恒星進化モデルで想定されている均一な角速度によっても、均一な比角運動量によっても記述されない、準定常的な回転差のパターンを発達させることがわかります。代わりに、酸素シェルは、極よりも赤道で数十パーセント速く回転する正の角速度勾配を発生させます。対流層内の角運動量輸送は、角速度または角運動量勾配に比例する拡散混合長フラックスによって適切に捕捉されないことを示します。帯状流の平均は、安定した大規模な子午線流と、角速度のパターンを反映する赤道付近のエントロピー欠損を明らかにします。流れの構造は、恒星の表面対流層と太陽の回転差のシミュレーションを彷彿とさせ、同様の効果が関与していることを示唆しています。将来のシミュレーションでは、浮力、慣性力、乱流応力の相互作用が、大質量星の後期対流中にどのように差動回転を形成するかをより詳細に扱う必要があります。私たちの発見は、中性子星の誕生スピン期間と急速なコア回転を伴う超新星爆発シナリオに影響を与える可能性があります。対流領域が正の角速度勾配を発達させる場合、角運動量はコア領域からより効率的にシャッフルされ、ミリ秒のマグネターの形成をより困難にする可能性があります。
太陽フレアにおけるフラットな光学的厚さのマイクロ波スペクトルの光源サイズと形態への影響
| Title |
Implications_of_Flat_Optically_Thick_Microwave_Spectra_in_Solar_Flares_for_Source_Size_and_Morphology |
| Authors |
Shaheda_Begum_Shaik_and_Dale_E._Gary |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.00192 |
この研究は、太陽フレアにおける低周波の光学的に厚いジャイロシンクロトロンマイクロ波放射のスペクトルダイナミクスを調べて、放射源の特性を決定することを目的としています。拡張オーエンスバレーソーラーアレイ（EOVSA）が試運転段階で2.5〜18ドルの周波数範囲で、1ドルの秒分解能で観測した一連のマイクロ波バーストの高解像度スペクトルを示します。この研究で分析された12のイベントのうち、9つのバーストは、光源の形態の指標である光学的厚さのスペクトルインデックス$\alpha_l$の時間とともに直接的な減少を示します。特に、5つのバーストは、均一/均一なソース（$\alpha_l\upperx2.9$）で予想されるものと比較して、「フラット」スペクトル（$\alpha_l\leq1.0$）を表示します。低周波数（<$10$GHz）でのこれらのフラットなスペクトルは、大きな面積および/または複数の発光成分を持つ空間的に不均一な光源からの発光として定義できます。部分的な相互相関データを持つ6つのイベントのサブセットでは、フラットなスペクトルを持つ両方のイベントは、$2.6〜3$GHzで$\sim120$arcsecのソースサイズを示しています。不均一性に基づくモデリングは、複数の個別のソースがフラットなスペクトルしか再現できないという結論を裏付けています。これらの平坦なスペクトルは主に減衰段階で現れ、通常、ほとんどのバーストで持続時間にわたって平坦になることを報告します。これは、フレアが進行するにつれて放出ボリュームの不均一性と複雑さが増すことを示しています。トラップされたエネルギー粒子で満たされたこの大量のフレア放射は、おそらく周囲密度と磁場強度が低いこれらの領域での無衝突状態のために、硬X線などの他の波長では見えないことがよくあります。
TESSとスピッツァーを使用した超低質量バイナリVHSJ1256-1257ABの測光変動の検出
目的：M7.5等質量バイナリVHSJ1256-1257ABの測光特性を調査します。これは、後期L型褐色矮星VHSJ1256-1257bと組み合わされて、現在超低温矮星の数少ない若いトリプルシステムの1つを形成しています。知られています。方法：合計期間がそれぞれ約25日と36時間の2分間のTESSと2秒間のスピッツァーアーカイブデータを分析しました。データの一般的な精度は、TESSの場合は$\pm$1.5％、Spitzerの場合は$\pm$0.1％（1分）です。結果：光度曲線と赤外光度曲線は、準正弦波変調のエポックとそれに続く確率的変動のエポックを周期的に示します。これは、互いに干渉する同様の周波数の2つの波によって作成されたビートパターンに似ています。TESSデータの2波モデルは、VHSJ1256-1257ABのコンポーネントが$2.0782\pm0.0004$hと$2.1342\pm0.0003$hの周期で回転することを示しています。これは、スピッツァー観測でもサポートされています。その結果、同じように明るいVHSJ1256-1257AとBのフラックスは、位相状態と逆位相状態の間で交互に変化し、それらを組み合わせた光で観測された測光変動を説明します。VHSJ1256-1257ABの予測分光速度は、測定された回転周期と予想半径を組み合わせて得られたものと非常に似ています。これは、以前に報告されたように、VHSJ1256-1257AとBのスピン軸がほぼ90度で傾斜している可能性があることを示していますVHSJ1256-1257の場合b。
初期型H {\ alpha}輝線星とLAMOSTDR7から新たに確認された58個のHerbigAe / Besのカタログ
| Title |
A_catalog_of_early-type_H{\alpha}_emission_line_stars_and_58_newly_confirmed_Herbig_Ae/Bes_from_LAMOST_DR7 |
| Authors |
Yun-Jun_Zhang,_Wen_Hou,_A-Li_Luo,_Shuo_Li,_Li_Qin,_Yan_Lu,_Yin-Bi_Li,_Jian-Jun_Chen,_and_Yong-Heng_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.00402 |
LAMOSTDR7から25,886個の星の30,048個のスペクトルを含む初期型輝線星のカタログを導き出します。このカタログには、3,922個のSimbadレコードがあります。サンプルは、K最近傍法とランダムフォレスト法を使用して取得され、視覚的に検査されます。スペクトルは、H$\alpha$輝線プロファイルに基づいて、3つの形態学的タイプ（10のサブタイプ）に分類されます。HII領域などの星雲輝線で汚染された一部のスペクトルには、カタログでフラグが付けられています。また、Pシグニまたは逆Pシグニプロファイルに基づいて恒星風または降着流速を計算することにより、101個の星の特定のサブカタログを恒星風とともに提供します。これらのプロファイルの74\％は400km/s未満の速度を持っています。さらに重要なのは、既知のハービッグAe/Be星（HAeBes）と古典的なAe/Be星（CAeBes）のコレクションの2つの色-色図（HK、K-W1）と（HK、JH）を使用して、更新された基準を提案することです。HAeBesをCAeBesから分離します。基準により、サンプルから201のHAeBes候補と5,547のCAeBes候補を選択します。WISE画像とLAMOSTスペクトルの両方を使用して201のHAeBのうち66を確認し、58が新たに識別された特定のHAeBeサブカタログを提示します。さらに、WISEカラー（W1-W2、W1-W3、およびW1-W4）は、確認済みのHAeBと既知のHAeBの分布の一貫性を示しています。確認された66個のHAeBのほとんどは、HR図のホットエンドのメインシーケンスの下端にありますが、約77\％の距離は1Kpcを超えており、これにより、はるかに遠い既知のHAeBの数が増えます。
食変光星のAurは、進化した可変のF星と、不透明な星周円盤に覆われた疑わしいB型主系列星を含む非常に長周期の連星であるという点で独特です。幾何学的な配置は、ディスクがほぼ完全に真横から見られ、整列がF星の部分日食につながるというものです。2009-11日食の世界的な観測キャンペーンにもかかわらず、バイナリの性質、そのコンポーネント、ディスク、およびシステムの進化の状態については未解決の問題が残っています。F星の表面全体の明るさの変化を解釈するために、広帯域の色の変化と組み合わせて光学バンドの偏光測定を分析します。これは、広範囲で高密度のデータセットが存在する1982-84年の日食の最中とその後の両方でモデル化されています。低次球面調和関数で記述された温度変化がオーバーレイされた小さなグローバル変化を特徴とする表面温度変化の観点からモデルを開発します。データセットへの詳細な適合を提供していませんが、私たちのモデリングは、色と偏光測定の変動性の全体的な特性をキャプチャします。特に、食後の振る舞いと比較した場合、F星の食の間に観測されたQ-U平面での偏光測定エクスカーションの全体的な振る舞いを回復することができます。
新しい形態分類スキームを含むコンパニオン摂動AGB流出のSPHモデリング
| Title |
SPH_modelling_of_companion-perturbed_AGB_outflows_including_a_new_morphology_classification_scheme |
| Authors |
S._Maes,_W._Homan,_J._Malfait,_L._Siess,_J._Bolte,_F._De_Ceuster,_L._Decin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.00505 |
漸近巨星分枝（AGB）星は、恒星風によってかなりの量の質量を失うことが知られており、恒星風が残りの恒星の寿命を制御します。高角度分解能の観測は、これらの冷たい星の風が、通常、（サブ）恒星の伴星との重力相互作用によって引き起こされると考えられている、渦巻きや弧などの中小規模の密度摂動を示すことを示しています。風速、バイナリ分離、コンパニオン質量の3つの主要パラメータの関数として、風の3D密度と速度分布に対する風とコンパニオンの相互作用の影響を調査することを目的としています。初めて、惑星の伴侶の流出への影響を恒星の伴侶のそれと比較します。特異なパラメータに基づいた形態分類スキームを考案するつもりです。モデルのグリッドを使用して、コンパニオン摂動AGB流出の顕著な形態変化をカバーします。近くにある大規模な連星コンパニオンを伴うゆっくりとした風は、より複雑な形態を示します。さらに、巨大な惑星がAGB風の密度構造に大きな影響を与えることができることを証明します。コンパニオンとの相互作用が風の終端速度に影響を与えることがわかりました。これは、重力スリングショットメカニズムによって説明できます。異なるメカニズムから生じる軌道面に焦点を合わせる2つのタイプの風を区別します：AGB星の軌道運動の結果としての流出の全体的な平坦化とコンパニオンの引力の結果としてのEDEの形成。さまざまな形態分類スキームを調査し、AGB流出の運動エネルギー密度に対するコンパニオンの重力ポテンシャルエネルギー密度の比率が、この論文で提示されたモデルの堅牢な分類パラメーターをもたらすことを明らかにします。
アーキタイプYドワーフWISEPJ182831.08 +265037.8の改善された近赤外線スペクトル
| Title |
An_Improved_Near-Infrared_Spectrum_of_the_Archetype_Y_Dwarf_WISEP_J182831.08+265037.8 |
| Authors |
Michael_C._Cushing,_Adam_C._Schneider,_J._Davy_Kirkpatrick,_Caroline_V._Morley,_Mark_S._Marley,_Christopher_R._Gelino,_Gregory_N._Mace,_Edward_L._Wright,_Peter_R._Eisenhardt,_Michael_F._Skrutskie,_Kenneth_A._Marsh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.00506 |
原型Yの矮星WISEP182831.08+265037.8のハッブル宇宙望遠鏡/広視野カメラ3近赤外スペクトルを紹介します。スペクトルは、ラムダ/デルタラムダ〜180の分解能で0.9〜1.7umの波長範囲をカバーし、より広い波長範囲をカバーし、背景の星からの光に汚染されていないため、以前に公開されたスペクトルよりも大幅に改善されています。スペクトルは、Y、J、およびHバンドのフラックスピークがf_lambdaの単位でほぼ等しい強度であるという点で、クールな褐色矮星に固有です。化学平衡モデルの予測とは対照的に、スペクトル内のNH_3の吸収帯は検出できませんが、1.015umを中心とする未知の吸収特性のキャリアとしてCH_4を暫定的に識別します。以前に公開された地上および間隔ベースの測光を使用し、レイリージーンズの尾を使用して、4.5umの長さ方向に出現するフラックスを説明し、log（L_bol/L_sun）=-6.50+-0.02よりも大幅に低いボロメータ光度を計算します。以前に公開された結果。最後に、スペクトルと測光を2セットの大気モデルと比較し、WISEP182831.08+265037.8の観測された特性と全体的に最もよく一致するのは、2つのT_eff〜325K、〜5M_Jup褐色矮星で構成される〜1Gyrの古いバイナリであることがわかります。太陽直下[C/O]比。
半球の黒点数1874--2020
| Title |
Hemispheric_sunspot_numbers_1874--2020 |
| Authors |
Astrid_M._Veronig,_Shantanu_Jain,_Tatiana_Podladchikova,_Werner_Poetzi,_Frederic_Clette |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.00553 |
1874年から2020年まで、日次および月次の半球黒点数（HSN）の連続シリーズを作成します。これは、SILSOが提供するHSNによって将来的に継続的に拡張されます。グリニッジ天文台とNOAAからの1874年から2016年までの半球黒点領域の利用可能な毎日の測定値に基づいて、北と南の活動の相対的な割合を導き出します。これらの分数は、HSNを導出するために国際サンスポット番号（ISN）に適用されます。この方法と取得したデータは、1945年から2020年の期間に公開されたHSNに対して検証されます。新たに調整されたISNと一致する、1874年から2020年までの期間の日次、月次平均、および13か月の平滑化月間平均HSNの連続データシリーズとカタログを提供します。1945年以降に利用可能な直接データに対する再構築されたHSNの検証は、日次（月次）データのr=0.94（0.97）の相関で、高レベルの一貫性を明らかにします。サイクル12〜24の累積半球非対称性は、16％の平均値を示し、サイクルの進化に対する南北の優位性に明らかなパターンはありません。最も強い非対称性は、サイクル番号で発生します。19、北半球は42％の累積優勢を示しています。2つの半球の太陽活動のピーク間の位相シフトは最大28か月で、平均絶対値は16.4か月です。位相シフトは、北半球の全体的な非対称性がより早くそのサイクルの最大値に到達することを明らかにします（13例中10例）。サイクル上昇フェーズ中のISNおよびHSNのピーク成長率をサイクル振幅と関連付けると、r=0.9の2つの半球を個別に検討すると、より高い相関関係が明らかになります。私たちの調査結果は、半球の黒点数の観点から太陽周期のダイナミクスを調査することにより、経験的な太陽周期の予測方法を改善できることを示しています。
太陽光球で爆発する顆粒に新しく形成された下降流レーン
| Title |
Newly_formed_downflow_lanes_in_exploding_granules_in_the_solar_photosphere |
| Authors |
M._Ellwarth,_C._E._Fischer,_N._Vitas,_S._Schmiz,_W._Schmidt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.00582 |
爆発する顆粒は、磁場との相互作用のために新たな関心を集めています。特に、その中心に発達する新たに形成されたダウンフローレーンは、磁場の強化の適格な候補であるように思われます。新たに形成されたダウンフローレーン内の複雑な速度パターンを詳細に研究するために、2つの異なる機器からの分光データを分析します。私たちは、爆発する多くの顆粒の一般的な特性を調べることを目指しています。爆発する顆粒における発達中の顆粒間レーンの形成過程をよりよく理解するために、それらの形成位置での視線速度の時間発展と高さ依存性を研究します。さらに、爆発する顆粒が音源として機能するという証拠を探します。干渉計二次元分光計とイメージングマグネトグラフ実験で取得したデータを使用して、いくつかの爆発する顆粒の進化を調査しました。太陽大気のさまざまな高さの速度は、FeI6173.0{\AA}およびFeI5250.2{\AA}ラインの二等分線を計算することによって決定されました。ウェーブレット解析を実行して、爆発する顆粒内およびその周辺の強度と速度の振動を調べました。また、調査結果を数値シミュレーションの予測と比較しました。爆発する顆粒は、通常の顆粒よりも寿命が大幅に長いことがわかりました。3.8秒角を超える爆発する顆粒は、崩壊段階で独立した粒子間レーンを形成しますが、小さい顆粒は通常、フェードアウトするか、粒子間領域に消えます。新しい粒子間下降流レーンを形成するすべての爆発する顆粒について、下降流速度の最大値に関して、時間的な高さに依存するシフトが見られます。これは、新しく形成されたダウンフローレーン内の複雑な大気構造に起因するという私たちの提案は、シミュレーションによって裏付けられています。
太陽極小期23/24中の宇宙天気現象と火星プラズマ環境との相互作用
| Title |
Interaction_of_Space_Weather_Phenomena_With_Mars_Plasma_Environment_During_Solar_Minimum_23/24 |
| Authors |
Primoz_Kajdic,_Beatriz_Sanchez-Cano,_Laura_Neves-Ribeiro,_Olivier_Witasse,_Giovanni_C._Bernal,_Diana_Rojas-Castillo,_Hans_Nilsson,_Andrei_Fedorov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.00585 |
2007年11月20〜27日の火星のプラズマ環境と、3つの太陽風構造、2つのストリーム相互作用領域、1つの惑星間コロナ質量放出の相互作用を研究します。この期間は、特徴づけられた太陽サイクル23と24の間の太陽最小値に対応します。太陽風密度と動的圧力の非常に低い値と低いIMFの大きさによって。その間、マーズエクスプレスの軌道はターミネーター平面にあり、地球、太陽、火星はほぼ整列していたため、後で火星に衝突する構造を特定して特徴づけるために、ACEプローブとSTEREOプローブを太陽風モニターとして使用します。。これらの構造の通過により、バウショック位置の強い変動（2.2〜3.0〜R$_M$）、磁気圏空洞の圧縮（最大45〜\％）、および2〜未満のトランスターミネーターフローの増加が発生したことがわかります。R$_M$（$\leq$8の係数による）。この研究は、太陽活動が少ない時期に、適度な宇宙天気現象が火星でのプラズマ流の大きな変動を引き起こす可能性があることを示しています。
| Title |
Penrose_process_for_a_charged_black_hole_in_a_uniform_magnetic_field |
| Authors |
Kshitij_Gupta,_Y.T._Albert_Law,_Janna_Levin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.15010 |
回転するブラックホールは、周囲の磁場に浸されると電磁嵐を引き起こし、それ以外の場合は叙事詩的に暗い地形を照らします。ペンローズ過程の電磁的拡張では、途方もないエネルギーを抽出することができ、機械的なペンローズ過程よりもはるかに効率的に粒子を放射するエネルギーを高めることができます。エネルギーを採掘できる地域を特定し、それらがもはやエルゴ球に制限されていないことを明示的に示します。また、ブラックホールの周りの軌道に負のエネルギー粒子をトラップするトロイダル領域が存在する可能性があることも示しています。ブラックホールのスピンが機械的類似物で減少するのと同じように、エネルギーが抽出されるにつれて、ブラックホールと超放射粒子の間の有効電荷結合が減少することがわかります。実効結合が減少する一方で、ブラックホールの実際の電荷は大きさが増加し、エネルギー的に有利なWald値に達し、その時点でエネルギー抽出が妨げられます。電磁ペンローズ過程からの製品の軌道の配列を示します。
宇宙論的調査で観察できるものを含め、宇宙論的時空における量子相関器の理解は、過去数年で質的に向上しました。これで、対称性、ユニタリー性、局所性などの一般的な物理原理の結果として、これらのオブジェクトが満たさなければならない多くの制約がわかりました。この新しい理解を使用して、最も一般的なスカラー4点相関器、つまりトリスペクトルを、明らかに局所的な接触相互作用の導関数のすべての次数に導き出します。この結果を得るために、可換環論の手法を使用して、ローレンツブーストの下で不変性を仮定せずに、考えられるすべてのスカラー4粒子振幅を書き留めます。次に、これらの振幅を、接触スカラーまたは重力子振幅からド・ジッター時空で接触宇宙論的相関器を生成する接触再構成式に入力します。また、同じ手順を使用して、より高点の接触宇宙論的相関関係子を導出する方法も示します。私たちの結果は、ブーストレス宇宙論的ブートストラップの範囲をさらに拡大し、平坦な時空物理学と湾曲した時空物理学の間の新しい接続を構築します。
コンパクトオブジェクトの近くのスカラー場：再開とUV完了
軽いスカラー場を含む低エネルギー有効場の理論は宇宙論で広く使用されていますが、そのような理論を健全なUV補完に埋め込むことと、IRで現象論的に実行可能なスクリーニングメカニズムを実現することの間にはしばしば緊張関係があります。ここでは、古典的な非線形性のスムーズな再開を可能にする相互作用カップリングの範囲（動的/ベインシュタインタイプのスクリーニングに必要）を特定し、これを基礎となるUV理論のユニタリー性、因果関係、および局所性によって許容される範囲と比較します。後者の領域は、$2\to2$散乱振幅の正の境界を使用して識別されます。特に、スカラーの自明でない背景に関する散乱を考慮することにより、フィールド内のすべての次数（4次次数を超える）で相互作用に制約を課すことができます。）。2つのクラスの理論がスクリーニングを示し、既存の陽性限界を満たすことができることを特定します。つまり、$P（X）$のスカラーテンソル理論、または主要な相互作用に$X$の奇数乗が含まれる四次Horndeskiタイプです。最後に、四次DBIガリレオン（Einsteinフレームの非形式的に結合されたスカラーに相当）の場合、類似の再開を2体システムの近くで実行でき、正の制約を課すと、スクリーニングされたスカラープロファイルに非摂動的なあいまいさが生じます。これらの結果は、IRの第5の力のスクリーニングを示すUV完全モデルの将来の検索をガイドします。
| Title |
Primordial_Black_Hole_Evaporation_and_Dark_Matter_Production:_I._Solely_Hawking_radiation |
| Authors |
Andrew_Cheek,_Lucien_Heurtier,_Yuber_F._Perez-Gonzalez,_Jessica_Turner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.00013 |
初期の宇宙でのブラックホールのホーキング蒸発は、標準模型ゲージグループの下でのそれらの電荷に関係なく、あらゆる種類の粒子を大量に生成すると予想されます。このため、既知またはその他の基本的な粒子は、ブラックホールの寿命の間に生成される可能性があります。これには確かに暗黒物質（DM）粒子が含まれます。この論文は、一貫してグレイボディ因子を含め、結合されたボルツマン方程式のシステムを注意深く追跡することにより、原始ブラックホール（PBH）からのDM生成の以前の計算を改善します。観測された熱的残存粒子を生成するために必要な初期PBH密度は、DMスピンに強く依存し、非回転PBHの場合、スピン2とスカラーDMの間で約$\sim2$桁変化することを示します。KerrPBHの場合、ボソン生成の予想される強化により、測定値を説明するために必要な初期部分が減少することがわかりました。さらに、蒸発によって放出される追加の不安定な自由度の存在を想定することにより、DMの間接的な生成を検討します。これは、後でDMに崩壊します。重い粒子が1つしかない最小のセットアップでは、最終的な熱的残存粒子は、スカラーの重い状態とシュワルツシルトPBHの場合は最大で$\sim4$の係数、または$\の係数で増加できることがわかります。KerrPBHの場合のスピン2粒子のsim4.3$。
原始ブラックホールの蒸発と暗黒物質の生成：II。フリーズイン/フリーズメカニズムとの相互作用
| Title |
Primordial_Black_Hole_Evaporation_and_Dark_Matter_Production:_II._Interplay_with_the_Freeze-In/Out_Mechanism |
| Authors |
Andrew_Cheek,_Lucien_Heurtier,_Yuber_F._Perez-Gonzalez,_Jessica_Turner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.00016 |
この論文では、PBHの蒸発が熱プロセスによる暗黒物質（DM）粒子の生成にどのように影響するかを研究します。フリーズアウトまたはフリーズインメカニズムのコンテキストで、スピン1メディエーターを介して標準模型粒子と相互作用するフェルミオンDMを検討します。宇宙のエネルギー密度を支配した後にPBHが蒸発すると、PBHはDMのソースとして機能し、3つの質的に異なる方法で熱生成に影響を与える可能性のあるエントロピーを可視セクターに継続的に注入することを示します。PBHで生成されたDM集団と熱的に生成されたDM集団の間および内部の相互作用を説明する消滅断面積を計算し、これらのさまざまなレジームで正しい熱的残存粒子を取得するために解く一連のボルツマン方程式を確立し、結果に直面します。さまざまな宇宙論的制約のセット。PBHが支配的な初期宇宙におけるフリーズアウトおよびフリーズインメカニズムの熱的残存粒子を計算するための分析式を提供します。PBHが遺物密度を希釈し、熱化が発生するパラメータ空間の領域を特定します。さらに、ボルツマン方程式を数値的に解くコードを公開しました。
4D Einstein-Gauss-Bonnet重力のスカラーテンソル定式化におけるブラックホール：解の独自性と暗黒物質の新しい候補
| Title |
Black_Holes_in_the_Scalar-Tensor_Formulation_of_4D_Einstein-Gauss-Bonnet_Gravity:_Uniqueness_of_Solutions,_and_a_New_Candidate_for_Dark_Matter |
| Authors |
Pedro_G._S._Fernandes,_Pedro_Carrilho,_Timothy_Clifton,_David_J._Mulryne |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.00046 |
この作業では、正則化された4Dアインシュタイン-ガウス-ボネ重力理論の静的ブラックホールを研究します。Horndeskiクラスに属するシフト対称スカラーテンソル理論。この理論は、閉じた形で書くことができる単純なブラックホール解を特徴としており、これは、理論のユニークな静的、球対称、漸近的に平坦なブラックホール真空解であることを示しています。さらに、このジオメトリに対して漸近的に平坦で時間依存の球対称摂動が許可されないことを示します。これは、この理論が認める唯一の球対称真空解である可能性があることを示唆しています（バーコフの定理に類似した結果）。最後に、これらのブラックホールの熱力学的特性を検討し、蒸発後の最終状態が、理論の結合定数によって決定されるサイズの残骸であることを確認します。原始ブラックホールからのこの種の残骸は暗黒物質として作用する可能性があると推測し、それらの形成質量のパラメーター空間と理論の結合定数を制約します。
| Title |
Prototype_Superfluid_Gravitational_Wave_Detector |
| Authors |
V._Vadakkumbatt,_M._Hirschel,_J._Manley,_T.J._Clark,_S._Singh,_and_J.P._Davis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.00120 |
プロトタイプの共鳴質量重力波検出器として、超流動$^4$Heで満たされた十字型の空洞を研究します。膜とリエントリーマイクロ波空洞を高感度のオプトメカニカルトランスデューサとして使用して、20mKの温度でヘリウムの熱励起された高$Q$音響モードを観察し、$8\times10^{のひずみ感度を達成しました。-19}$Hz$^{-1/2}$から重力波へ。連続重力波の広帯域検出を容易にするために、ヘリウムを加圧することにより、キロヘルツスケールの機械的共振周波数を最大173Hz/barに調整します。合理的な改善により、このアーキテクチャは、標準模型の内外の多くの天体物理学源に関連する、1〜30kHzの範囲のGWの検索を可能にします。
| Title |
Initial_Results_from_the_LIGO_Newtonian_Calibrator |
| Authors |
Michael_P._Ross,_Timesh_Mistry,_Laurence_Datrier,_Jeff_Kissel,_Krishna_Venkateswara,_Colin_Weller,_Kavic_Kumar,_Charlie_Hagedorn,_Eric_Adelberger,_John_Lee,_Erik_Shaw,_Patrick_Thomas,_David_Barker,_Filiberto_Clara,_Bubba_Gateley,_Tyler_M._Guidry,_Ed_Daw,_Martin_Hendry,_Jens_Gundlach |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.00141 |
LIGO重力波観測所のひずみ読み出しの正確なキャリブレーションは、重力波イベントの正確な解釈にとって最も重要です。この校正は、伝統的に、放射圧を介して天文台の試験質量に既知の力を与えることによって行われます。ここでは、代替のキャリブレーションスキームであるニュートンキャリブレーターの実装について説明します。このシステムは、四重極と六極の両方の質量分布で構成されるローターを使用して、天文台のテスト質量の1つに時変重力を適用します。このローターによって生成される力は、$<1\％$の相対的な不確実性を予測でき、天文台の読み取りで十分に解決されます。このシステムは現在、既存の絶対校正システムのクロスチェックとして機能します。
地上での低エネルギー閾値粒子実験用のスキッパーCCD
| Title |
The_Skipper_CCD_for_low-energy_threshold_particle_experiments_above_ground |
| Authors |
Guillermo_Fernandez_Moroni,_Fernando_Chierchie,_Javier_Tiffenberg,_Juan_Estrada,_Stephen_E._Holland,_Gustavo_Cancelo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.00168 |
地上で動作する単一電子分解能Skipper-CCDを使用した実験結果を提示し、原子炉ニュートリノやその他の低エネルギー粒子相互作用実験に対するこの技術の可能性を示します。低エネルギーでのバックグラウンドレートのほとんどを分離するために、動作条件とデータ選択基準が提供されています。5つのイオン化された電子正孔対という低いエネルギーのイベントの最終結果は、他のテクノロジーで見られる指数関数的に増加するイベントの割合がデータに存在しないことを示しています。
SU（3）ゲージ場による宇宙の無毛予想とインフレーション
ゲージ運動関数を介してインフラトンに結合されたSU（3）ゲージ場を持つインフレーション宇宙を研究します。SU（3）ゲージ場はインフラトンとの相互作用によりインフレーションの初期段階で成長しますが、ゲージ場の運動項における非線形自己結合は重要になり、十分な成長の後に自明ではないダイナミクスを引き起こします。SU（3）ゲージ場の進化を数値的に調査し、BianchiタイプI時空におけるアトラクター解を明らかにします。SU（3）ゲージ場のすべての成分が最初は同じ大きさである一般的な場合、非線形の自己結合のために、それらはすべて最終的に減衰する傾向があります。したがって、宇宙の無毛予想は一般的に数学的な意味で成り立つ。ただし、実際には、異方性は、等方性の初期条件であっても、初期の宇宙で一時的に生成される可能性があります。さらに、SU（3）ゲージ場のいくつかの成分が非線形自己結合に対して生き残る特定のケースを見つけます。これは、ランクが1より高いリー群のゲージ場のポテンシャルの方向が平坦であるために発生します。したがって、SU（2）ゲージ場は、一般的な非アーベルゲージ場の中で特殊性を持っています。
イベントSN1987AとGW170817の間に記録された検出器信号間の関係
| Title |
Relationships_among_detector_signals_recorded_during_events_SN1987A_and_GW170817 |
| Authors |
N._Agafonova,_A._Malgin,_E._Fischbach |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.00265 |
4つのニュートリノ検出器と2つの重力アンテナで検出されたイベントの時間的一致は、SN1987Aに関連する最も不可解な現象の1つです。一致は、1987年2月23日の2時間52分UTでのよく知られたLSD信号とほぼ一致する6時間の信号を形成します。30年間の研究の結果、6時間の信号の特性と形状は非常によく研究されてきましたが、その形成のメカニズムはまだ完全には理解されていません。ここでは、別の技術である放射性崩壊から得られたデータが、ニュートリノ検出器や重力波検出器で以前に見られた信号の起源についての新しい洞察を提供する可能性があることを示唆します。2017年8月17日、UT12h41mに、GW170817信号がLIGOとVirgoによって検出されました。同時に、$^{32}$Si半減期の精密測定に関するSi/Cl実験で、GW170817と一致する約7時間の長さの信号が検出されました。Si/Cl信号がSN1987Aからの6時間信号と予想外に類似していることを示します。さらに、一致するイベントのソースがSi/Cl信号のソースと類似していることを確認します。両方の信号の驚くべき類似性を説明するために、重力波によって誘発される軸性暗黒物質の密度の局所的な増加という観点から、この現象を原理的に説明できるメカニズムを提示します。
| Title |
Charged_4D_Einstein-Gauss-Bonnet_Black_Hole:_Vacuum_solutions,_Cauchy_Horizon,_Thermodynamics |
| Authors |
M._Bousder,_K._El_Bourakadi_and_M.Bennai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.00463 |
この論文では、4次元のアインシュタイン-ガウス-ボネブラックホールを調査します。ブラックホールの熱力学的変数と状態方程式は、新しいパラメーター化の観点から得られます。P-V等温線に対する温度の影響を研究することにより、ファンデルワールス方程式の定式化について説明します。コーシーの地平線が熱力学的パラメーターに与える影響を示します。ブラックホールのエントロピーが面積の法則に従うことをさまざまな方法で証明します（さらに、ガウス-ボネ結合{\alpha}に依存する対数項）。面積法則の対数補正の物理的意味を提案します。この作業は極値EGBブラックホールに拡張できます。その場合、圧縮率、比熱、および結合{\alpha}の関係を調べます。
| Title |
The_unfinished_fabric_of_the_three_neutrino_paradigm |
| Authors |
Francesco_Capozzi,_Eleonora_Di_Valentino,_Eligio_Lisi,_Antonio_Marrone,_Alessandro_Melchiorri_and_Antonio_Palazzo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.00532 |
現在の3nuパラダイムでは、フレーバー振動は3つの混合角度（theta_12、theta_23、theta_13）、1つのCP位相デルタ、および2つの二乗質量差デルタm^2>0とデルタm^2をプローブします。ここでsign（Deltam^2）=+（-）通常の（逆）順序付けの場合。絶対nu質量は、ベータ崩壊における有効なm_beta、宇宙論における総質量シグマ、およびニュートリノがマヨラナの場合は、0nu2beta崩壊における別の有効なm_{betabeta}によって調べることができます。（非）振動データの更新されたグローバル分析内で、これらの3nuパラメーターを個別に、および選択したペアで制約し、さまざまな制約間の一致または不一致を強調します。5つの振動パラメータ（デルタm^2、デルタm^2、シータ_12、シータ_23、シータ_13）が一貫して測定され、全体の精度はデルタm^2の約1％からsin^2（シータ_23）の約6％の範囲です（その八分円のあいまいさのため）。正規順序（2.5シグマ）、およびtheta_23<pi/4とsin（delta）<0（両方とも90％C.L。）の全体的なヒントを見つけ、データセット間のいくつかの緊張について説明します。非振動データに関しては、m_betaの最近のKATRIN制約を含め、m_{betabeta}の最新の76-Ge、130-Te、および136-Xe境界を組み合わせて、NME共分散を説明します。また、シグマの宇宙論的制約と符号（デルタm^2）のヒントに影響を与える可能性のある、CMB異方性とレンズデータに関連するいくつかのバリアントについても説明します。レンズの異常に関係なく、すべてのPlanckの結果を含むデフォルトのオプションは、シグマの上限を〜10^-1eVのレベルに設定し、さらに〜3シグマまでの通常の順序を優先します。最近のACT結果+標準レンズとグローバルに一致する他の独立した結果（WMAPおよび選択されたプランクデータから）を含む代替オプションは、順序に影響されませんが、シグマ〜（少数）x10^-1eVを優先し、m_betaおよびm_{betabeta}検索。（要約）
相互作用するヒッグススカラー場によるプロトン対電子質量比の宇宙変動
| Title |
Cosmic_Variation_of_Proton_to_Electron_Mass_Ratio_with_an_interacting_Higgs_Scalar_Field |
| Authors |
Soumya_Chakrabarti_(Saha_Institute_of_Nuclear_Physics,_Kolkata) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.00543 |
陽子対電子の質量比が変化しても、物質/放射線が支配的な減速と暗黒エネルギーが支配的な加速の間の宇宙のスムーズな遷移を実現することは非常に可能であると議論します。変動は、自明ではない自己相互作用ポテンシャルを持つ宇宙論的ヒッグススカラー場を使用して重力理論に組み込まれ、変動するヒッグス真空期待値（VEV）につながります。これは、一連のクエーサーの分子吸収スペクトルからのデータとよく一致します。後期宇宙論と比較して、マルコフ連鎖モンテカルロシミュレーションとJLA+OHD+BAOデータセットを使用して観測の一貫性が達成されます。変動のパターンは、スカラーのダークエネルギー/物質成分の進化する状態方程式（EOS）に埋め込まれていますが、システムの有効なEOSにはごくわずかな痕跡が残っていることがわかります。スカラー拡張重力理論の3つのケース、（a）最小結合スカラー、（b）非最小結合スカラー、および（c）一般化されたBrans-Dickeセットアップについて説明します。また、インフレーションから現在までの統一された宇宙の歴史のおもちゃモデルを提供し、HiggVEVが振り返り時間の関数としてどのように変化したかについて説明します。
SIMPプロジェクトの状況：単一マイクロ波光子検出に向けて
| Title |
Status_of_the_SIMP_Project:_Toward_the_Single_Microwave_Photon_Detection |
| Authors |
David_Alesini,_Danilo_Babusci,_Carlo_Barone,_Bruno_Buonomo,_Matteo_Mario_Beretta,_Lorenzo_Bianchini,_Gabriella_Castellano,_Fabio_Chiarello,_Daniele_Di_Gioacchino,_Paolo_Falferi,_Giulietto_Felici,_Giovanni_Filatrella,_Luca_Gennaro_Foggetta,_Alessandro_Gallo,_Claudio_Gatti,_Francesco_Giazotto,_Gianluca_Lamanna,_Franco_Ligabue,_Nadia_Ligato,_Carlo_Ligi,_Giovanni_Maccarrone,_Benno_Margesin,_Francesco_Mattioli,_Eugenio_Monticone,_Luca_Oberto,_Sergio_Pagano,_Federico_Paolucci,_Mauro_Rajteri,_Alessio_Rettaroli,_Luigi_Rolandi,_Paolo_Spagnolo,_Alessandra_Toncelli,_Guido_Torrioli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.00558 |
イタリアの原子核物理学研究所（INFN）は、単一のマイクロ波光子検出器の開発を最終的な目的として、meV検出器の分野でのスキルと技術を強化するために、SIMPプロジェクト（2019-2021）に資金を提供しました。この目標は、2種類の光検出器の感度とダークカウント率を改善することによって追求されます。周波数範囲10〜50GHzの電流バイアスジョセフソン接合（JJ）と周波数範囲30〜100GHzの遷移エッジセンサー（TES）です。。材料とデバイスの特性評価に関する予備的な結果が示されています。
初期のO3LIGOデータにおける孤立した中性子星からの連続重力波の全天探索
| Title |
All-sky_Search_for_Continuous_Gravitational_Waves_from_Isolated_Neutron_Stars_in_the_Early_O3_LIGO_Data |
| Authors |
The_LIGO_Scientific_Collaboration,_the_Virgo_Collaboration,_the_KAGRA_Collaboration:_R._Abbott,_T._D._Abbott,_S._Abraham,_F._Acernese,_K._Ackley,_A._Adams,_C._Adams,_R._X._Adhikari,_V._B._Adya,_C._Affeldt,_D._Agarwal,_M._Agathos,_K._Agatsuma,_N._Aggarwal,_O._D._Aguiar,_L._Aiello,_A._Ain,_P._Ajith,_T._Akutsu,_K._M._Aleman,_G._Allen,_A._Allocca,_P._A._Altin,_A._Amato,_S._Anand,_A._Ananyeva,_S._B._Anderson,_W._G._Anderson,_M._Ando,_S._V._Angelova,_S._Ansoldi,_J._M._Antelis,_S._Antier,_S._Appert,_Koya_Arai,_Koji_Arai,_Y._Arai,_S._Araki,_A._Araya,_M._C._Araya,_J._S._Areeda,_M._Ar\`ene,_N._Aritomi,_N._Arnaud,_S._M._Aronson,_H._Asada,_Y._Asali,_G._Ashton,_Y._Aso,_S._M._Aston,_P._Astone,_F._Aubin,_P._Aufmuth,_K._AultONeal,_C._Austin,_S._Babak,_F._Badaracco,_M._K._M._Bader,_S._Bae,_Y._Bae,_A._M._Baer,_et_al._(1527_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.00600 |
周波数帯域20-2000\、Hzで、周波数時間微分が$[-1.0、+0.1]\times10^{-8}$\の範囲にある、全天の連続重力波の検索について報告します。Hz/s。このような信号は、私たちの銀河の近くで回転し、わずかに非軸対称の孤立した中性子星によって生成される可能性があります。この検索では、AdvancedLIGOの最初の6か月とAdvancedVirgoの3回目の観測実行であるO3のLIGOデータを使用します。周期的な重力波信号は観測されず、95\％\信頼水準（CL）頻度主義的上限がそれらの強度に設定されています。ワーストケース（直線偏光）のひずみ振幅$h_0$の下限は、200\、Hz付近で$〜1.7\times10^{-25}$です。円偏光源（最も好ましい方向）の場合、下限の上限は$\sim6.3\times10^{-26}$です。これらの厳密な頻度主義的上限は、すべての空の位置と周波数微分値の全範囲を指します。空の位置と恒星の向きの母集団平均のアンサンブルの場合、ひずみ振幅の95\％\CLの下限は$\sim1。\times10^{-25}$です。これらの上限は、以前に公開された全天の結果を改善し、より高い周波数で最大の改善（$\sim$2の係数）が見られます。これは、量子スクイーズドが2回目の観測実行O2と比較して検出器のノイズレベルを劇的に改善したためです。。これらの制限は、検索されたほとんどのパラメーター空間でこれまでで最も制約があります。
