機械学習によるハロー占有と銀河集合バイアスの予測
| Title |
Predicting_halo_occupation_and_galaxy_assembly_bias_with_machine_learning |
| Authors |
Xiaoju_Xu,_Saurabh_Kumar,_Idit_Zehavi,_and_Sergio_Contreras |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.01223 |
銀河団のクラスター化に対するハロー質量を超えたハロー特性の影響（すなわち、銀河集合バイアス）を理解することは、銀河団の現代モデルにとって依然として課題です。機械学習を使用してハローの占有を予測し、半解析的な銀河形成モデルで銀河団とアセンブリバイアスを回復する方法を探ります。恒星質量で選択されたサンプルについて、各暗黒物質ハローの中央銀河と伴銀河の数についてランダムフォレストアルゴリズムをトレーニングします。予測された職業を使用して、模擬銀河カタログを作成し、クラスタリングとアセンブリのバイアスを測定します。さまざまなハローと環境のプロパティを使用して、二次プロパティ、銀河団、アセンブリバイアスによる占有率の変動の機械学習予測は、すべてターゲットの銀河形成モデルの予測と非常によく一致していることがわかります。内部のハロー特性は中央銀河の予測にとって最も重要ですが、環境は衛星にとって重要な役割を果たします。当社の機械学習モデルはすべて、使用可能な形式で提供されています。機械学習は銀河ハロー接続をモデル化するための強力なツールであり、今後の調査の宇宙論的分析に不可欠な、予想される占有率の変動、銀河団、銀河集合バイアスを正確に回復する現実的な模擬銀河カタログを作成するために使用できることを示します。
| Title |
Towards_Robust_Constraints_on_Axion_Dark_Matter_using_PSR_J1745-2900 |
| Authors |
R._A._Battye,_J._Darling,_J._McDonald_and_S._Srinivasan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.01225 |
最近開発された新しいプラズマ光線追跡技術を適用して、中性子星磁気圏のアクシオン暗黒物質によって生成された電波光子の伝搬をモデル化し、これを銀河中心マグネターPSRJ1745-2900のアーカイブデータと新しいデータの両方と組み合わせます。観測者への放射方向と磁気の向きは、このオブジェクトに対して制約されないため、パラメトリックな不確実性が生じます。私たちの分析は、レイトレーシングがこの不確実性に対する信号感度を大幅に低下させることを明らかにしています。これは、一部の方向に放射がまったくなかった以前の計算とは対照的です。磁気圏のGoldreich-Julianモデルと銀河中心のアクシオン密度のNavarro-Frank-Whiteモデルに基づいて、これまでのところ、アクシオン-光子結合に関する最も堅牢な制限を取得します。これらは、質量範囲$\sim4.2-60\、\mu{\rmeV}$でのCAST太陽アクシオン実験の結果に匹敵します。「スパイク」モデルによって予測されるように、暗黒物質の密度が大きい場合、限界ははるかに強くなる可能性があります。銀河中心の領域の暗黒物質密度は、これらの計算における最大の不確実性です。
ボイド内の赤方偏移空間の影響とそれらの宇宙論的テストへの影響。パートII：ボイド銀河相互相関関数
| Title |
Redshift-space_effects_in_voids_and_their_impact_on_cosmological_tests._Part_II:_the_void-galaxy_cross-correlation_function |
| Authors |
Carlos_M._Correa,_Dante_J._Paz,_Nelson_D._Padilla,_Ariel_G._S\'anchez,_Andr\'es_N._Ruiz,_Ra\'ul_E._Angulo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.01314 |
これは、ボイドの特性に影響を与える赤方偏移空間の影響と、それらが宇宙論的テストに与える影響の徹底的な調査の2番目の部分です。ここでは、ボイド銀河の相互相関関数、特に前の作業で開発した投影バージョンに焦点を当てます。分析の柱は、球形のボイドファインダーで識別されたショットノイズレベルを超える実際のボイドと赤方偏移空間のボイドの間の1対1の関係です。このマッピングでは、ボイドの特性は3つの効果の影響を受けます。（i）銀河のダイナミクスによって引き起こされる歪みの結果としての系統的な膨張、（ii）アルコック-パチンスキーの体積効果。基準宇宙論、および（iii）ボイドダイナミクスによって引き起こされた歪みの結果としての視線に沿った体系的な偏心。相関関係は、歪みの追加の原因であるボイドの楕円率によっても影響を受けることがわかりました。偏心効果と楕円率効果による歪みが検出され、定量化されるのはこれが初めてです。簡略化されたテストで、これらすべての影響を考慮に入れれば、ガウスストリーミングモデルが依然として堅牢であることを確認し、分光学的調査から偏りのない宇宙論的制約を得るために現在のモデルを改善するための基礎を築きました。この実用的な重要性に加えて、この分析はまた、最大規模で宇宙の構造とダイナミクスに関する重要な情報をエンコードします。さらに、いくつかの効果は、ボイドの楕円率の場合のように、それ自体で宇宙論的プローブを構成します。
ビンゴプロジェクトI：統合された中性ガス観測からのバリオン音響振動
| Title |
The_BINGO_Project_I:_Baryon_Acoustic_Oscillations_from_Integrated_Neutral_Gas_Observations |
| Authors |
Elcio_Abdalla,_Elisa_G._M._Ferreira,_Ricardo_G._Landim,_Andre_A._Costa,_Karin_S._F._Fornazier,_Filipe_B.Abdalla,_Luciano_Barosi,_Francisco_A._Brito,_Amilcar_R._Queiroz,_Thyrso_Villela,_Bin_Wang,_Carlos_A._Wuensche,_Alessandro_Marins,_Camila_P._Novaes,_Vincenzo_Liccardo,_Chenxi_Shan,_Jiajun_Zhang,_Zhongli_Zhang,_Zhenghao_Zhu,_Ian_Browne,_Jacques_Delabrouille,_Larissa_Santos,_Marcelo_V._dos_Santos,_Haiguang_Xu,_Sonia_Anton,_Richard_Battye,_Tianyue_Chen,_Clive_Dickinson,_Yin-Zhe_Ma,_Bruno_Maffei,_Eduardo_J._de_Mericia,_Pablo_Motta,_Carlos_H._N._Otobone,_Michael_W._Peel,_Sambit_Roychowdhury,_Mathieu_Remazeilles,_Rafael_M._Ribeiro,_Yu_Sang,_Joao_R._L._Santos,_Juliana_F._R._dos_Santos,_Gustavo_B._Silva,_Frederico_Vieira,_Jordany_Vieira,_Linfeng_Xiao,_Xue_Zhang,_Yongkai_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.01633 |
赤方偏移した21cmの中性水素（HI）線の観測は、宇宙HIの空間分布をマッピングし、宇宙論について学ぶ可能性を提供する、新しく強力な観測ウィンドウです。ビンゴ（統合中性ガス観測からのバリオン音響振動[BAO]）は、無線周波数でBAOを最初に探査するように設計された新しいユニークな電波望遠鏡です。ビンゴには、宇宙論と天体物理学という2つの科学的目標があります。宇宙論は科学の主要な目標であり、ビンゴの設計と戦略の推進力です。ビンゴの鍵は、低赤方偏移のBAOを検出して、ダークセクターモデルに強い制約を課すことです。BINGO望遠鏡の多様性を考えると、第2の目標は天体物理学であり、BINGOは、高速電波バースト（FRB）やその他の過渡現象、銀河系および銀河系外の科学の発見と研究を支援できます。本稿では、ビンゴプロジェクトの最新の進捗状況とその科学的目標を紹介し、各科学におけるプロジェクトの科学的可能性と、コラボレーションによって得られた新たな展開について説明します。BINGOプロジェクトとその科学目標を紹介し、過去数年間にBINGOのコラボレーションによって得られた建設、科学の可能性、パイプライン開発における最近の進展の概要を示します。ビンゴがダークセクターの競争上の制約を獲得できること、そしてそれが南半球でいくつかのFRBの発見を可能にすることを示します。21cmから情報を取得するBINGOの能力は、ここで紹介するパイプラインでもテストされています。ラジオでのBAOの測定はまだありません。この新しい観測ウィンドウで宇宙論を研究することは、この分野で最も有望な進歩の1つです。BINGOプロジェクトは、この測定を最初に実行することを目標とする電波望遠鏡であり、現在、ブラジルの北東部に建設されています。（要約）
ビンゴプロジェクトIV：ミッションパフォーマンス評価と予備的なコンポーネント分離ステップのシミュレーション
| Title |
The_BINGO_Project_IV:_Simulations_for_mission_performance_assessment_and_preliminary_component_separation_steps |
| Authors |
Vincenzo_Liccardo,_Eduardo_J._de_Mericia,_Carlos_A._Wuensche,_Elcio_Abdalla,_Filipe_B._Abdalla,_Luciano_Barosi,_Francisco_A._Brito,_Amilcar_Queiroz,_Thyrso_Villela,_Michael_W._Peel,_Bin_Wang,_Andre_A._Costa,_Elisa_G._M._Ferreira,_Karin_S._F._Fornazier,_Camila_P._Novaes,_Larissa_Santos,_Marcelo_V._dos_Santos,_Mathieu_Remazeilles,_Jiajun_Zhang,_Clive_Dickinson,_Stuart_Harper,_Ricardo_G._Landim,_Alessandro_Marins,_Frederico_Vieira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.01636 |
宇宙の中性水素（HI）の大規模な分布は、21cmの放射を通して輝いています。統合中性ガス観測からのバリオン音響振動の目標-BINGO電波望遠鏡は、21cmの強度マッピング（IM）を介して無線周波数でバリオン音響振動（BAO）を検出することです。望遠鏡は赤方偏移の範囲0.127$<z<$0.449に広がり、瞬間視野は$14.75^{\circ}\times6.0^{\circ}$になります。この作業では、機器によって作成されるはずの星図を生成することにより、機器のさまざまな建設的および運用上のシナリオを調査します。これを行う際に、一連のエンドツーエンドのIMミッションシミュレーションを使用します。マップはさらに、成分分離法（GNILC）の効率を評価するためにも使用されます。BINGOのような1皿のIM実験で生成されるデータの種類をシミュレートしました。得られた結果によると、望遠鏡の焦点面の設計を最適化しました。さらに、シミュレートされたデータにGNILC法を適用すると、広範囲の多重極および赤方偏移にわたって宇宙論的信号を抽出することが可能であることが示されます。結果は、標準のPCA法と同等です。
ビンゴプロジェクトV：成分分離とバイスペクトル分析のさらなるステップ
| Title |
The_BINGO_Project_V:_Further_steps_in_Component_Separation_and_Bispectrum_Analysis |
| Authors |
Karin_S._F._Fornazier,_Filipe_B._Abdalla,_Mathieu_Remazeilles,_Jordany_Vieira,_Alessandro_Marins,_Elcio_Abdalla,_Larissa_Santos,_Jacques_Delabrouille,_Eduardo_Mericia,_Ricardo_G._Landim,_Elisa_G._M._Ferreira,_Luciano_Barosi,_Amilcar_R._Queiroz,_Thyrso_Villela,_Bin_Wang,_Carlos_A._Wuensche,_Andre_A._Costa,_Vincenzo_Liccardo,_Camila_Paiva_Novaes,_Michael_W._Peel,_Marcelo_V._dos_Santos,_Jiajun_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.01637 |
赤方偏移した21cm線の強度マッピング（IM）を介して宇宙全体の中性水素（HI）分布を観測することは、宇宙論の強力なプローブを構成します。ただし、この赤方偏移された21cmの信号は、前景の放射によって隠されています。このホワイトペーパーでは、このような信号を分離するためのBINGO調査の機能について説明します。具体的には、この論文では、（a）前景成分によって残されたさまざまな残差を詳細に調べ、（b）ノイズ補正されたスペクトルが偏っていないことを示し、（c）ゼロ以外の寄与を分析することによって残りの系統的残差を理解していることを示しています。3点関数に。GeneralizedNeedletInternalLinearCombined（GNILC）を使用します。これは、調査の各赤方偏移ビンのBINGO実験の空のシミュレーションに適用されます。前景成分を含むビンゴ実験の空のシミュレーションからの赤方偏移した21cm信号の回復を提示します。さまざまな赤方偏移での角度パワースペクトルによる21cm信号の回復と、バイスペクトル分析による非ガウス分布の回復をテストします。元の前景マップからの非ガウス性は、少なくとも、そのような手法を使用したBINGO調査のノイズ限界まで除去できることがわかりました。私たちのバイスペクトル分析は、回収された21cm信号の残留前景汚染レベルの強力なテストをもたらし、それによってコンポーネント分離分析の最適化と検証の両方を可能にします。（要約）
ビンゴプロジェクトVI：HI Halo Occupation Distribution and Mock Building
| Title |
The_BINGO_Project_VI:_HI_Halo_Occupation_Distribution_and_Mock_Building |
| Authors |
Jiajun_Zhang,_Pablo_Motta,_Camila_P._Novaes,_Filipe_B._Abdalla,_Andre_A._Costa,_Bin_Wang,_Zhenghao_Zhu,_Chenxi_Shan,_Haiguang_Xu,_Elcio_Abdalla,_Luciano_Barosi,_Francisco_A._Brito,_Amilcar_Queiroz,_Thyrso_Villela,_Carlos_A._Wuensche,_Elisa_G._M._Ferreira,_Karin_S._F._Fornazier,_Alessandro_Marins,_Larissa_Santos,_Marcelo_Vargas_dos_Santos,_Ricardo_G._Landim,_Vincenzo_Liccardo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.01638 |
BINGO（統合中性ガス観測からのバリオン音響振動）は、980MHzから1260MHzまで調査し、中性水素（HI）21cm線を観測し、強度マッピング技術を使用してBAO（バリオン音響振動）信号を検出するように設計された電波望遠鏡です。。ここでは、ビンゴの周波数範囲と関連するテスト結果をカバーする21cmの強度マッピング信号のモックマップを生成する方法を紹介します。（要約）
ビンゴプロジェクトVII：21cmの強度マッピングからの宇宙論的予測
| Title |
The_BINGO_Project_VII:_Cosmological_Forecasts_from_21-cm_Intensity_Mapping |
| Authors |
Andre_A._Costa,_Ricardo_G._Landim,_Camila_P._Novaes,_Linfeng_Xiao,_Elisa_G._M._Ferreira,_Filipe_B._Abdalla,_Bin_Wang,_Elcio_Abdalla,_Richard_A._Battye,_Alessandro_Marins,_Carlos_A._Wuensche,_Luciano_Barosi,_Francisco_A._Brito,_Amilcar_R._Queiroz,_Thyrso_Villela,_Karin_S._F._Fornazier,_Vincenzo_Liccardo,_Larissa_Santos,_Marcelo_V._dos_Santos,_Jiajun_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.01639 |
21cmの中性水素（HI）線は、宇宙の構造と進化の探求に新しい道を開きます。これは、$\Lambda$CDMモデルの現在の理解を向上させることを目的とした、さまざまな体系的な補完データを提供します。この線を測定するために設計されたいくつかの電波宇宙論調査の中で、ビンゴは主に低赤方偏移（$0.127<z<0.449$）でバリオン音響振動（BAO）を検出するように設計された単一衛星望遠鏡です。私たちの目標は、宇宙論的パラメーターを制約し、さまざまな機器構成の影響を分析するための基準ビンゴセットアップの機能を評価することです。21cmの角度パワースペクトルを使用してHI信号に関する情報を抽出し、フィッシャー行列形式を使用してBINGOの予測拘束パワーを研究します。BINGO望遠鏡のフェーズ1基準構成を使用して、宇宙論的予測を実行します。さらに、いくつかの機器のセットアップとさまざまな宇宙論モデルの影響を調査します。BINGOをプランク温度および偏光データと組み合わせて、ハッブル定数および暗黒エネルギー（DE）状態方程式（EoS）について、それぞれ$1\％$および$3\％$の精度測定値を$68\％$CLで予測します。wCDMモデル内。CPLパラメーター化を想定すると、EoSパラメーターの標準偏差は$\sigma_{w_0}=0.30$および$\sigma_{w_a}=1.2$で与えられます。BINGOは、代替モデルの縮退を解消するのにも役立つことがわかりました。これにより、宇宙論的制約が大幅に改善されます。さらに、HI密度とバイアスに関する情報にアクセスして、3つの独立したビンでの赤方偏移によって変化すると仮定して、それぞれ$\sim8.5\％$と$\sim6\％$の精度を取得できます。基準となるビンゴの構成は、HI分布から重要な情報を抽出し、現在および将来の宇宙論的調査と競合する制約を提供することができます。（要約）
最新のVLT-KMOSHII銀河と完全なプランクCMBスペクトルを使用した宇宙論的制約
| Title |
Cosmological_Constraints_using_the_newest_VLT-KMOS_HII_Galaxies_and_the_full_Planck_CMB_spectrum |
| Authors |
Pavlina_Tsiapi,_Spyros_Basilakos,_Manolis_Plionis,_Roberto_Terlevich,_Elena_Terlevich,_Ana_Luisa_Gonzalez_Moran,_Ricardo_Chavez,_Fabio_Bresolin,_David_Fernandez_Arenas,_Eduardo_Telles |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.01749 |
完全なプランク宇宙マイクロ波背景放射異方性スペクトルとバリオン音響振動（BAO）プローブを使用した、HII銀河（HIIG）ハッブル関係の共同分析に基づいた新しい宇宙論的制約を提示します。HII銀河は、広い赤方偏移範囲$（0.088\lez\le2.5）$にまたがっており、利用可能なSNIaよりも大幅に高い赤方偏移に達しているため、より早い時期に宇宙膨張を調べます。私たちの独立した制約は、私たちも分析しているSNIaデータのパンテオンコンパイルに基づく制約とよく比較されます。結果は、1$\sigma$内のコンフォーマルな$\Lambda$CDMモデルと一致していることがわかります。また、HIIGデータを使用して、CPLパラメーター化$w=w_0+w_a\frac{z}{1+z}$の下での暗黒エネルギー状態方程式パラメーターの動作を調べ、SNIaに基づく結果と一貫した結果を見つけます。、しかし、パラメータ空間の縮退と個々のパラメータの不確実性は、一方を他方の上にマージナル化する場合、非常に大きくなります。
現在および将来の世代の強度マッピング調査は、銀河の進化と大規模構造の理解における劇的な改善を約束します。強度マップは、特定の領域内のすべての銀河からの累積放射と赤方偏移の人口調査を提供します。これには、個別に検出できないかすかなオブジェクトも含まれます。さらに、線強度マップと銀河赤方偏移サーベイの間の相互相関は、宇宙分散の制限なしに線強度とクラスタリングバイアスに敏感です。フィッシャー情報マトリックスを使用して、相互相関調査で得られる強度とバイアスに対する感度を表す簡単な式を導き出し、宇宙分散の回避に焦点を当てます。これらの式に基づいて、最適な感度は、2つの調査間で、特定のモードでのクラスタリングパワースペクトルとノイズの比率によって定義される調査深度を一致させることによって得られると結論付けます。中赤外線から遠赤外線の宇宙望遠鏡は、ナンシーグレースローマン宇宙望遠鏡で計画されているような今後の銀河赤方偏移調査と相互相関し、宇宙分散限界を超える感度を可能にすることで、この手法の恩恵を受ける可能性があることがわかりました。
23Myr惑星V1298タウcの通過中のH-アルファおよびCaII赤外線トリプレット変動
| Title |
H-alpha_and_Ca_II_Infrared_Triplet_Variations_During_a_Transit_of_the_23_Myr_Planet_V1298_Tau_c |
| Authors |
Adina_D._Feinstein,_Benjamin_T._Montet,_Marshall_C._Johnson,_Jacob_L._Bean,_Trevor_J._David,_Michael_A._Gully-Santiago,_John_H._Livingston,_Rodrigo_Luger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.01213 |
若い通過する太陽系外惑星（<100Myr）は、光蒸発を介した大気の進化への重要な洞察を提供します。しかし、大気組成と質量損失を決定するための透過分光測定は、若い星に存在する活動と顕著な恒星円盤の不均一性のために困難です。ジェミニノースでGRACESを使用して若いK0-K1.5太陽アナログを周回する23Myr、5.59$R_\oplus$惑星であるV1298Taucの完全な通過を観測しました。CaII赤外線トリプレット（IRT）を使用してV1298Taucのドップラー断層撮影信号を測定し、$\lambda=5^\circ\pm15^\circ$の投影傾斜角を見つけることができました。断層撮影信号は、CaIIIRTのクロモスフィア駆動コアでのみ見られます。これは、星と惑星の相互作用の結果である可能性があります。さらに、H-アルファ線の過剰吸収が通過中にスムーズに減少することがわかります。これは惑星から逃げる高温ガスの暫定的な検出である可能性がありますが、この変動は、同様のタイムスケールで通過する惑星を欠く他の若い星の同様のタイムスケール観測と一致していることがわかります。この変動は、周囲の白斑領域を持つ恒星黒点の存在によっても説明できることを示しています。CaIIIRTとH-alpha線の変動の性質を決定するには、V1298Taucの通過の内外の両方でより多くの観測が必要です。
46P /ワータネン彗星のコマにおける水氷粒子の非検出と多動性への影響
| Title |
Non-detection_of_water-ice_grains_in_the_coma_of_comet_46P/Wirtanen_and_implications_for_hyperactivity |
| Authors |
Silvia_Protopapa,_Michael_S._P._Kelley,_Charles_E._Woodward,_Bin_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.01255 |
活動亢進彗星は水生成率が高く、昇華領域は核の表面積と推定されます。彗星46P/Wirtanenと103P/Hartley2は、この彗星クラスの2つの例です。ディープインパクト宇宙船によるハートレー第2彗星の観測に基づくと、活動亢進は、水氷粒子および/または水氷に富む核の塊がコマに放出されることによって引き起こされるようです。これらの材料は昇華表面積を増やし、高い水生産率を生み出します。2018年にワータネン彗星が地球に接近した歴史的な接近により、2番目のジュピターファミリー彗星でハートレー第2彗星の活動亢進をテストする機会が与えられました。Wirtanenの内部昏睡の高空間分解能、近赤外分光法を提示します。近日点と地球への最も近い接近の周りで取られた6つの0.8-2.5$\mu$mスペクトルでは、1.5-または2.0-$\mu$mの水氷吸収帯の証拠は見つかりません。さらに、近日点付近で撮影された2.0〜5.3$\mu$mのスペクトルには、強い3.0-$\mu$mの水氷吸収帯がありません。分光学的および昇華寿命モデルを使用して、彗星の活動亢進の原因であると仮定して、コマの氷粒の物理的特性に制約を設定します。寿命が長いため、あらゆるサイズの純粋な水氷粒を除外します。代わりに、核の活動亢進とスペクトルの水氷吸収機能の欠如は、少量の低アルベドダスト（0.5％以上）を伴う1$\mu$m程度のサイズの氷粒によって説明できます。体積で）、またはかなりの量の水氷を含む大きな塊。
惑星をホストする散開星団の詳細な豊富さ。プレセペ（ビーハイブ）星団
| Title |
Detailed_Abundances_of_Planet-Hosting_Open_Clusters._The_Praesepe_(Beehive)_Cluster |
| Authors |
George_Vejar,_Simon_C._Schuler,_Keivan_G._Stassun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.01472 |
惑星の形成が、クラスターの内外で、ホスト星の特性にどのように影響するかはまだ完全には理解されていません。ただし、豊富な傾向は、これらのプロセスを理解するのに役立ちます。惑星をホストする散開星団であるプレセペ星団の6つの星の詳細な化学物質量分析を提示します。Pr0201は、近接（4。4日の期間）の巨大惑星（質量0.54$\rmM_{\rm{J}}$）をホストすることが知られていますが、サンプルの他の5つのクラスターメンバー（Pr0133、Pr0081、Pr0208）、Pr0051、およびPr0076）は、RV測定によると検出された惑星を持っていません。Keck/HIRESで得られた高分解能、高信号対雑音比のエシェルスペクトル、および等価幅測定への新しいアプローチ（XSpect-EW）を使用して、凝縮温度（Tc）の範囲にまたがる最大20の元素の存在量を導き出しました。[Fe/H]=+0.21$\pm$0.02dexの平均クラスター金属量が見つかりました。これは、以前のほとんどの決定と一致しています。ほとんどの元素が$\sim$0.02-0.03dexの[X/Fe]散乱を示しており、恒星サンプルは化学的に均質であると結論付けています。クラスター平均存在量のTc勾配はゼロと一致しており、サンプル内のどの星も統計的に有意なTc勾配を個別に示していません。惑星の巻き込みモデルを使用すると、惑星のホストであるPr0201は、惑星の降着シナリオと一致するクラスター平均と比較した場合、耐火性元素の有意な濃縮の証拠を示さないことがわかります。
惑星および恒星大気への強い衝撃の伝播
この作業では、段階的な密度プロファイルで発生する衝撃波の伝播の数学モデルを提示します。これらの波は、惑星や恒星大気での衝突、共通外層の爆発、特異なIa型超新星など、さまざまな天体物理学的イベントで発生する可能性があります。衝撃波の挙動とその進展は、タイプIIの自己類似ソリューションを使用してモデル化できます。このようなソリューションでは、衝撃波の進展は、衝撃波面の境界条件と衝撃波領域の特異点によって決定されます。さまざまな状態方程式と密度プロファイルの進化をどのように決定できるかを示し、これらの結果を数値シミュレーションと比較します。これらの発見は、それらの妥当性をさらにテストするために、さまざまな天体物理学的現象にも適用されます。
高z主系列銀河類似体における巨星形成複合体：DYNAMO銀河における塊の内部構造
| Title |
Giant_Star_Forming_Complexes_in_High-z_Main_Sequence_Galaxy_Analogues:_The_Internal_Structure_of_Clumps_in_DYNAMO_Galaxies |
| Authors |
Laura_Lenki\'c,_Alberto_D._Bolatto,_Deanne_B._Fisher,_Karl_Glazebrook,_Danail_Obreschkow,_Roberto_Abraham,_Liyualem_Ambachew |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.01217 |
$z\sim1-3$の主系列銀河の巨大な塊の内部構造を間接的に研究するために、ハッブル宇宙望遠鏡を使用して、DYNAMOサンプルからの非常に乱流でガスが豊富な局所類似体を$\の波長範囲でターゲットにします。sim200-480$nm。（$225-336$）と（$336-467$）の色がそれぞれ絶滅と星の種族の年齢に敏感である、WFC3/UVISF225W、F336W、およびF467M測光を含む6つのDYNAMO銀河で識別された58の塊のカタログを提示します。塊自体の内部の色のグラデーションを測定して、それらの年齢と消滅特性を研究します。個々の塊の中に顕著な色の傾向が見られます。解決された色の分布は、塊の中心が端よりも青い（$336-467$）色（非常に若い年齢を示す）であり、（$225-336$）絶滅に関連する色。さらに、色が古いことを示唆する塊は、銀河の中心に近い方に優先的に配置されており、小さな銀河中心距離では若い塊は見つかりません。両方の結果は、激しいディスクの不安定性を介して塊が形成されることを示す高赤方偏移の星形成システムのシミュレーションと一致しており、動的プロセスを通じて銀河の中心に移動し、数100Myrのタイムスケールでバルジの成長に寄与し、継続的に星を形成します彼らのセンターで。DYNAMOの塊をこれらのシミュレーションの塊と比較すると、長寿命の塊と最もよく一致していることがわかります。
ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡、ローマ宇宙望遠鏡、ユークリッドを使ったブラインド調査でレンズ付きのポピュレーションIII銀河を検出するための条件
| Title |
Conditions_for_detecting_lensed_Population_III_galaxies_in_blind_surveys_with_the_James_Webb_Space_Telescope,_the_Roman_Space_Telescope_and_Euclid |
| Authors |
Anton_Vikaeus,_Erik_Zackrisson,_Daniel_Schaerer,_Eli_Visbal,_Emma_Fransson,_Sangeeta_Malhotra,_James_Rhoads,_Martin_Sahl\'en |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.01230 |
事前の星形成や外部の金属汚染なしにHI冷却質量に到達する暗黒物質ハローは、高赤方偏移で小さな種族III銀河が形成される可能性のある場所を表しています。このような天体は、最大で$10^6$の太陽質量の全恒星質量を達成することが期待されているため、通常は非常に暗いでしょう。重力レンズは、まれにフラックスを検出可能なレベルまで上げることがありますが、そのようなオブジェクトの数が少ない場合でも、非常に広い空の領域を調査する必要があります。このため、小型の広視野望遠鏡は、原則として、視野の狭い大型望遠鏡よりも優れた検出の見通しを提供できます。ここでは、重力レンズがレッドシフトz=5-16でそのような天体を持ち上げて、実施されたブラインド調査の検出しきい値を超えることを可能にするために必要な、共動数密度、恒星の初期質量関数、および総恒星質量の観点から、ポップIII銀河の特性を導き出します。ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）、ローマ宇宙望遠鏡（RST）またはユークリッドで出てください。PopIII銀河の測光検出の見通しは有望であり、JWSTやEuclidよりもRSTの方が優れていることがわかります。ただし、現在のシミュレーションで好まれているPopIII銀河の数密度は低すぎて、非常に高い星形成効率（10％）が引き起こされない限り、検討中の調査のいずれかでHeII1640輝線の強度に基づいて分光学的検出を行うことはできません。
MIGHTEE-HI：MeerKATによるz = 0.044でのHIに富む銀河群の発見
| Title |
MIGHTEE-HI:_Discovery_of_an_HI-rich_galaxy_group_at_z_=_0.044_with_MeerKAT |
| Authors |
Shilpa_Ranchod,_Roger_P._Deane,_Anastasia_A._Ponomareva,_Tariq_Blecher,_Bradley_S._Frank,_Matt_J._Jarvis,_Natasha_Maddox,_Wanga_Mulaudzi,_Marcin_Glowacki,_Kelley_M._Hess,_Madalina_Tudorache,_Lourdes_Verdes-Montenegro,_Nathan_J._Adams,_Rebecca_A._A._Bowler,_Jordan_D._Collier,_Russ_Taylor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.01237 |
XMM-LSSフィールドでの銀河群の偶然の発見をMIGHTEEEarlyScienceの観測とともに提示します。この$z\sim0.044$グループのHIで20個の銀河が検出され、$3\sigma$の列密度感度は$N_\mathrm{HI}=1.6\times10^{20}\、\mathrm{cm}^です。{-2}$。このグループは、よく研究された銀河系外のレガシー分野に住んでいるにもかかわらず、以前は特定されていませんでした。各オブジェクトの空間的に分解されたHIの総強度と速度のマップを提示します。これにより、形態の乱れによる環境の影響が明らかになります。このグループの動的質量は$\log_{10}（M_\mathrm{dyn}/\mathrm{M}_\odot）=12.32$であり、異常にガスが豊富で、HIと恒星の質量比があります。$\log_{10}（f_\mathrm{HI}^\mathrm{*}）=-0.2$であり、これは予想よりも0.7dex大きい値です。このグループの高いHI含有量、空間、速度、および識別された銀河タイプの分布は、それがその組み立ての初期段階にあることを強く示唆しています。この銀河群の発見は、銀河群を含む幅広い環境で空間分解されたHIをマッピングすることの重要性の例です。この科学的目標は、MeerKAT望遠鏡の高感度、広い視野、および広い瞬間帯域幅によって劇的に強化されました。
MACSの最も明るい銀河団における時間的および空間的に拡張された星形成\、J0329.7 $-$ 0211 at $ z = 0.45 $：恒星成長への影響
| Title |
Temporally_and_Spatially_Extended_Star_Formation_in_the_Brightest_Cluster_Galaxy_of_MACS\,J0329.7$-$0211_at_$z=0.45$:_Implications_for_Stellar_Growth |
| Authors |
Juno_Li,_Leo_W.H._Fung,_Jeremy_Lim,_Youichi_Ohyama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.01771 |
最も明るい銀河団（BCG）、特にクールコア銀河団の中心にある銀河は、最大$\gtrsim100\rm\、M_\の推定速度で、最大$\gtrsim$100\、kpcの空間範囲にわたって星形成を示す可能性があります。sun\、yr^{-1}$。ペルセウス座銀河団のBCGについてのみこれまで実証されてきたように、周囲の高温の銀河団ガスの冷却（残留冷却流）によって燃料が供給された場合に予想されるように、それらの星形成も時間とともに延長されますか？ここでは、MACS\、J0329.7$-$0211のBCGで比較的若い星の形成履歴を推測するために、モデルの単一星の種族を、それに沿って測定されたスペクトルエネルギー分布（近UVから近IRにまたがる）に適合させます。その若い星の種族に向けたさまざまな視線。マルコフ連鎖モンテカルロ法を使用して、このBCGでの星形成が$\sim2{\rm\、M_\sun\、yr^{-1}}$（10の係数）の比較的一定の速度で持続していることを示します。-過去の$\sim$400\、Myrで、以前に単純な方法やアドホックな仮定を使用して推定されたレートを40下回ると、星形成が観測検出しきい値を下回ります。その前駆体が$\sim1の質量を持つ$z\sim$2で知られている最も巨大な赤いナゲットの中にあった場合、残留冷却流からのそのような持続的な星形成は、このBCGの元の恒星質量の最大$\sim$10\％に寄与する可能性があります\times10^{11}\rm\、M_\sun$ですが、$z=0.45での$\sim8\times10^{11}\rm\、M_\sun$への恒星質量の全体的な成長のほんの数パーセントです$。このBCGの恒星成長のわずかな経路を構成するだけですが、それでも、残留冷却流からの持続的な星形成は、ローカル宇宙のBCGの周りに見られる膨大な数の球状星団に大きく寄与する可能性があります。
大規模な原始星からの放射圧フィードバックに対する放射トルクによるダスト回転破壊の影響
| Title |
Effect_of_dust_rotational_disruption_by_radiative_torques_on_radiation_pressure_feedback_from_massive_protostars |
| Authors |
Thiem_Hoang_(KASI_&_UST) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.01772 |
塵への放射圧は、中央の原始星への重力崩壊に対抗して作用することにより、巨大な星の形成過程において重要な役割を果たすと考えられています。ただし、大規模な原始星の強力な放射線によって照射された高密度領域のダスト特性は十分に制約されていません。以前の研究では通常、標準的な星間塵モデルが降着によって形成される大質量星の最大質量を制約すると想定しており、これは塵の進化理論と矛盾しているように見えます。この論文では、恒星放射がダストの同時放射圧と放射トルクに及ぼすという事実を使用して、放射圧（RAT）による粒子回転破壊の放射圧への影響を研究し、大規模な星形成への影響を調査します。この論文では、原始星のエンベロープに焦点を当て、球面幾何学を採用します。非常に密集した領域で形成されたと思われるミクロンサイズの元の大きな粒子は、直接の恒星放射によって引き起こされた昇華前線近くの高温ダストシェルからの赤外線放射により、RATによって急速に小さな粒子に破壊される可能性があることがわかります。回転破壊によるサイズ分布の変更により、放射圧の不透明度は、元のダストモデルから予想される値から$\sim3$の係数で減少する可能性があります。ただし、球形の降着によって巨大な星を形成するには、以前に見つかったように、ダストとガスの質量比を$\sim5$の係数で減らす必要があります。
うしかい座ボイドIの銀河の紫外線ディープイメージング調査：カタログ、色と大きさの関係、星形成
| Title |
The_Ultraviolet_Deep_Imaging_Survey_of_Galaxies_in_the_Bootes_Void_I:_catalog,_color-magnitude_relations_and_star_formation |
| Authors |
Pandey_Divya,_Saha_Kanak_and_Pradhan_C._Ananta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.01774 |
{\emAstroSat}に搭載されたウルトラバイオレットイメージング望遠鏡を使用して、うしかい座ボイド内の銀河の深遠および近紫外線（FUVおよびNUV）広視野イメージング調査を紹介します。私たちのデータは、FUVとNUVでそれぞれ23.0と24.0AB等の点光源の限界等級$5\sigma$に達します。うしかい座ボイドに存在する星形成銀河は、カタログ全体と一緒に合計6つ報告されており、そのうち3つがFUV観測で新たに検出されています。ボイド銀河のサンプルは、UV色$（-0.35\、\leq$FUV$-$NUV$\leq\、0.68）$と絶対等級$（-14.16\、\leq\、\mathrm{M_{NUV}}\、\leq\、-18.65）$。さらに、{\emSloanDigitalSkySurvey}と{\emTwo-micronAllSkySurvey}のアーカイブデータを使用して、ボイド銀河のUV、光学、赤外線の色と大きさの関係を調べています。ボイド銀河のバイモーダル色分布、形態、星形成の性質を調査します。私たちのサンプルの銀河のほとんどは、L$^{\ast}$銀河よりも暗く、質量が小さく、M$_\mathrm{r}>-20$です。私たちの分析は、調査されたボイド領域の赤い銀河よりも青い銀河の支配的な割合を明らかにしています。ボイド銀河カタログの内部および銀河の減光補正FUV星形成率（SFR）は、$0.05$から$51.01$M$_{\odot}yr^{-1}$の広い範囲で変化し、中央値は$3.96$M$_{\odot}yr^{-1}$。銀河のSFRに対する環境の影響は弱いことがわかります。私たちの調査結果の意味について説明します。
GMRTを使用したA2065での残留電波銀河の発見
| Title |
The_Discovery_of_a_Remnant_Radio_Galaxy_in_A2065_Using_GMRT |
| Authors |
Dharam_V._Lal_(National_Centre_for_Radio_Astrophysics_-_Tata_Institute_of_Fundamental_Research) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.01795 |
アップグレードされたGiantMetrewaveRadioTelescope（GMRT）は、クラスターA2065をz=0.0726でマッピングするために使用されています。末梢クラスター領域での残された電波銀河の発見を報告します。残りの電波銀河からの空間的に分解された電波放射は、細長い棒状の構造を示し、そのサイズは$\約$52$^{\prime\prime}$$\times$110$^{\prime\prime}$（$\simeq$72$\times$152kpc$^2$）。多波長GMRTデータと\textit{Chandra}データを使った私たちの研究は、残りの電波銀河全体に、高温のX線ガスに表面輝度のエッジのヒントがあることを示しています。表面輝度エッジの近端にある古いプラズマが、起こり得る衝撃波面の通過によって再活性化され、電波放射特性の予想される変化を示すため、電波スペクトルインデックスの暫定的な平坦化を検出します。残りの電波銀河は、WISEAJ152228.01$+$274141.3ソースによってホストされている活動銀河核（AGN）のローブによってシードされていることをお勧めします。これは、AGNと残りの電波ソースの間の接続を示しています。既知の残留電波源の数は増え始めていますが、よく理解されていない残留電波源の物理学と性質を理解するためのより良いデータの必要性を強調します。
無線中間クエーサーIIIZw 2の流出：EVLAとuGMRTを使用した偏波調査
| Title |
Outflows_in_the_Radio-Intermediate_Quasar_III_Zw_2:_A_Polarization_Study_with_the_EVLA_&_uGMRT |
| Authors |
Silpa_S.,_P._Kharb,_C._M._Harrison,_L._C._Ho,_M._E._Jarvis,_C._H._Ishwara-Chandra,_B._Sebastian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.01818 |
赤方偏移0.0893での無線中間クエーサーIIIZw2の偏波研究の結果を示します。アップグレードされた巨大メートル波無線望遠鏡（uGMRT）は685MHz、カールヤンスキー超大型アレイ（VLA）は5および34GHz。横方向の磁場（B-）を示す、kpcスケールの流出を検出します。湾曲したジェットは、ローブのエッジに位置合わせされた推定Bフィールドを備えたバウショックのような無線構造で終了します。IIIZw2の電波流出は、コリメートされたジェットと風のような成分の組み合わせであることをお勧めします。この「風」成分は、磁化された降着円盤風、または広がったジェットの外層、あるいは両方の組み合わせである可能性があります。現在のデータでは、これらの可能性を区別することはできません。また、uGMRT画像のプライマリローブとずれているkpcスケールのローブ放出も検出します。ミスアラインされたローブのスペクトルインデックスと電子寿命は一次ローブと類似しており、ミスアラインされたローブが遺物ではないことを示唆しています。降着円盤のスペクトル状態の変化と、それに続く流出の断続的な振る舞い、およびジェットと「風」の間の密接な相互作用が、IIIZw2の電波中間性を説明できることを提案します。中間クエーサーは、銀河の進化におけるジェットと風の役割を理解するための有望な情報源であり、これを達成するための電波分極研究の力を示しています。
B335の内部エンベロープの構造化速度場：まれなCOアイソトポログのALMA観測
| Title |
Structured_velocity_field_in_the_inner_envelope_of_B335:_ALMA_observations_of_rare_CO_isotopologues |
| Authors |
Victoria_Cabedo,_Ana\"elle_Maury,_Josep_Miquel_Girart,_Marco_Padovani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.01986 |
クラス0の天体を研究することは、星形成過程の開始時に動的過程を特徴づけ、崩壊の結果に関与する物理的メカニズムを決定することを可能にするので、非常に重要です。高密度ガストレーサーの観測により、落下、流出、回転など、星形成プロセスに直接関与するガスの主要な運動学の特性評価が可能になります。この作業は、クラス0の原始星オブジェクトB335の分子線速度プロファイルを調査することを目的とし、オブジェクトの星周ガスで発生する落下運動に制約を課そうとします。}C$^{17}$O（1-0）の観測）、C$^{18}$O（1-0）および$^{12}CO$（2-1）遷移が表示され、スペクトルプロファイルが100〜860auのエンベロープ半径で分析されます。C$^{17}$O放出は、複雑な速度場に分布する二重ピークのラインプロファイルを示します。両方のピークは、プローブされた領域のソースの全身速度から0.2〜1kms$^{-1}$のオフセットを示します。C$^{17}$O放射の光学的厚さは推定され、1未満であることがわかりました。これは、2つの速度ピークが内部エンベロープ内のガスの2つの異なる速度成分をトレースしていることを示しています。回転や流出などの複雑な速度パターンを生成する可能性のある動きを破棄した後、落下が速度場を生成していると結論付けられます。裏返しの対称崩壊はこれらの観測されたプロファイルを説明できないため、それらはエンベロープから流出空洞壁に沿った中央ソースへの非等方性降着によって生成されることが示唆されています。
電磁署名を介してさまようブラックホールの集団を明らかにする
| Title |
Unveiling_the_Population_of_Wandering_Black_Holes_via_Electromagnetic_Signatures |
| Authors |
Angelo_Ricarte,_Michael_Tremmel,_Priyamvada_Natarajan,_and_Thomas_Quinn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.02132 |
ほとんどの銀河は中央の超大質量ブラックホール（SMBH）をホストしているように見えますが、銀河の集合の階層的合併主導のプロセスによって自然に生成された中心から外れた「さまよう」SMBHのかなりの集団も含まれると予想されます。この集団は最近、ロムルス宇宙論的シミュレーションの分析で特徴づけられました。これは、ハローの中心に人為的に固定することなく、SMBHにかかる動的な力を補正します。ここでは、これらの放浪者の電磁署名の配列を予測します。ロムルスからのSMBHの予測された放浪集団は、超高輝度X線源の最近のサンプルの観測された空間オフセットを広く再現します。最も極端なオフセットを持つソースは、伴銀河内のSMBHから発生する可能性が高いと予測しています。これらのシミュレーションはまた、中央のAGNの光度の少なくとも10％の光度を持つ二次活動銀河核（AGN）のかなりの集団を予測します。$z=4$にある銀河の大部分は、ボロメータの光度を持つ中央AGNをホストしています$L_\mathrm{bol}>10^{42}\\mathrm{erg}\;\mathrm{s}^{-1}$は、同等の明るさのコンパニオンオフセンターAGNをホストすると予測されています。同様の質量の銀河の積み重ねられたX線観測が、これらの放浪者に起因する集団放出のハローを明らかにするかもしれないことを示します。最後に、ロムルスでは放浪者が$\lesssim10^7\、M_{\odot}$の質量を持つSMBHの人口を支配しているため、星団を保持している場合、これらの質量で潮汐破壊現象（TDE）率を支配する可能性があります（例：核星団）。これは、低SMBH質量での現在の理論的に推定されたTDE率に対する桁違いの修正を保証する可能性があります。
低質量コンパクト銀河における活動銀河核の探索
| Title |
A_search_for_active_galactic_nuclei_in_low-mass_compact_galaxies |
| Authors |
Anna_Ferre-Mateu,_Mar_Mezcua,_Robert_Scott_Barrows |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.02141 |
低質量のコンパクトな銀河（超コンパクトな矮星[UCD]とコンパクトな楕円形[cEs]）は、球状星団と初期型銀河の間の恒星のサイズ-質量平面に存在します。本質的に低質量でその場で形成されるか、より質量の大きい銀河の剥離の結果として形成されることが知られている、超大質量または中間質量ブラックホール（BH）の存在は、これらの可能なシナリオを区別するのに役立ちます。この目的で、937個の低質量コンパクト銀河（580個のUCDと357個のcE）のサンプルで、活動銀河活動、つまり活動銀河核（AGN）の多波長検索を実行しました。これは、これらのタイプの銀河におけるAGN活動の最大の研究を構成します。X線の光度、電波の光度と形態、および/または輝線診断図に基づいて、AGNをホストする合計11個のcEが見つかります。また、BH-銀河のスケーリング関係でAGNをホストしている低質量コンパクト銀河（UCDとcE）と矮小銀河の両方の位置を初めて調査し、低質量コンパクト銀河がBH質量で過大になる傾向があることを発見しました-恒星の質量平面ですが、BHの質量と恒星の速度分散の相関関係ではそれほど多くはありません。これは、いくつかの低質量コンパクト銀河で利用可能なBH質量測定値とともに、BH銀河スケーリング関係の低質量端で見られる散乱に寄与するこれらのオブジェクトの大部分のストリッピング原点をサポートします。ただし、この違いだけでは説明できないほど大きな違いがあるため、このような低質量での平坦化も、約20〜40km/sの速度分散で発生する可能性があります。
相対論的磁化衝撃からのコヒーレント電磁放射
| Title |
Coherent_Electromagnetic_Emission_from_Relativistic_Magnetized_Shocks |
| Authors |
Lorenzo_Sironi,_Illya_Plotnikov,_Joonas_N\"attil\"a,_Andrei_M._Beloborodov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.01211 |
相対論的な磁化された衝撃は、コヒーレント放射の自然な発生源であり、高速電波バースト（FRB）にもっともらしい放射メカニズムを提供します。衝撃に基づいてFRBモデルに不可欠な情報（発光効率、スペクトル、偏光）を提供する第一原理3Dシミュレーションを紹介します。シミュレートされた衝撃波は、磁化$\sigma>1$の$e^\pm$プラズマ内を伝播します。コヒーレント放射に変換された衝撃エネルギーの測定された割合は$\simeq10^{-3}\、\sigma^{-1}$であり、波スペクトルのエネルギー伝達波数は$\simeq4\、\omega_です。{\rmc}/c$、ここで$\omega_{\rmc}$は上流のジャイロ周波数です。衝撃によって放出されるOモードとXモードのエネルギー流束の比率は$\simeq0.4\、\sigma^{-1}$です。$\sigma\gg1$でのXモードの優位性は特に強く、$2\、\omega_{\rmc}$付近のスペクトルバンドで100％に近づいています。また、XモードとOモードの両方の放出メカニズムの詳細な説明も提供します。
ペア調整されたクライン・仁科の相対論的磁気リコネクションとブレーザーおよび降着ブラックホールへの応用
| Title |
Pair-Regulated_Klein-Nishina_Relativistic_Magnetic_Reconnection_with_Applications_to_Blazars_and_Accreting_Black_Holes |
| Authors |
J._M._Mehlhaff,_G._R._Werner,_D._A._Uzdensky,_M._C._Begelman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.01297 |
相対論的磁気リコネクションは、天体物理学で磁気エネルギーを利用して粒子にエネルギーを与え、観測された放射線を生成する強力なエージェントです。一部のシステムでは、最高エネルギーの光子は、外部ソースから供給される周囲の放射線浴をコンプトン化する粒子から発生します。放出粒子のエネルギーが十分に高い場合、この逆コンプトン（IC）散乱はクライン・仁科の領域に入ります。これは、2つの重要な点で低エネルギーのトムソンICの限界とは異なります。まず、放射損失は本質的に離散的になり、粒子はエネルギーの1次単位の割合を単一光子に供給します。第二に、コンプトン化された光子は周囲の放射と対生成し、磁気リコネクションの放射フィードバックのために別のチャネルを開く可能性があります。これらの効果の両方が重要である外部照明の高度に磁化された再接続システムを分析的に研究します。再結合層から放出されたガンマ線が上流領域で吸収され、結果として生じるホットペアが流入プラズマのエネルギー密度を支配する、普遍的な（初期磁化に依存しない）準定常状態を特定します。ただし、真のペアカスケードはありそうになく、作成されたペアの数密度は、広いパラメータ範囲で元のプラズマの数密度よりも劣っています。将来のパーティクルインセルシミュレーション研究では、さまざまな側面がテストされる可能性があります。ペア調整されたクライン-仁科の再結合は、フラットスペクトル電波クエーサーとブラックホール降着円盤コロナからの急峻なスペクトル（静止およびフレア）を説明する可能性があります。
シンクロトロン機構の放射限界は約160MeVであり、高エネルギー物体から放出される超高エネルギー（VHE）光子を説明することはできません。VHE放出の説明には、従来のプロセスとしての逆コンプトン散乱が適用されます。この論文では、ランダムで小規模な磁場における相対論的電子放射であるジッタ放射が、VHE光子を生成するための可能なメカニズムであると提案されています。ジッタ放射周波数は、摂動場に関連付けられています。ジッタ放射のスペクトルインデックスは、動的乱流によって支配されます。ジッタ放射を利用して、イメージング大気チェレンコフ望遠鏡によって最近検出されたガンマ線バースト（GRB190114CおよびGRB180720B）VHE放出を説明します。このメカニズムは、他の種類のVHEソースにも適用できることをお勧めします。
CRPropa 3.2：高エネルギー宇宙粒子伝搬のフレームワーク
| Title |
CRPropa_3.2:_a_framework_for_high-energy_astroparticle_propagation |
| Authors |
Rafael_Alves_Batista,_Julia_Becker_Tjus,_Julien_D\"orner,_Andrej_Dundovic,_Bj\"orn_Eichmann,_Antonius_Frie,_Christopher_Heiter,_Mario_R._Hoerbe,_Karl-Heinz_Kampert,_Lukas_Merten,_Gero_M\"uller,_Patrick_Reichherzer,_Andrey_Saveliev,_Leander_Schlegel,_G\"unter_Sigl,_Arjen_van_Vliet,_Tobias_Winchen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.01631 |
高エネルギーおよび超高エネルギー天体物理学の展望は、主に現在の宇宙線、ガンマ線、およびニュートリノ観測所によって収集された高品質のデータの流入のために、過去10年間で変化しました。マルチメッセンジャー時代の黎明期には、一貫した枠組みの中でこれらの観察結果を解釈することが、この分野の未解決の質問を解明するために重要です。CRPropa3.2は、宇宙での高エネルギー粒子の伝播をシミュレートするためのモンテカルロコードです。この新しいバージョンは、マルチメッセンジャー研究のためのより完全なシミュレーションフレームワークに向けた一歩を表しています。新しい開発のいくつかには、宇宙線加速、天体物理学源内の粒子相互作用のサポート、電磁カスケードの完全なモンテカルロ処理、改良されたアンサンブル平均銀河伝播、および多くの技術的強化が含まれます。ここでは、これらの新しい機能のいくつかと、ガンマ線および宇宙線の伝搬へのいくつかのアプリケーションを紹介します。
| Title |
A_shock_near_the_virial_radius_of_the_Perseus_Cluster |
| Authors |
Zhenlin_Zhu,_Aurora_Simionescu,_Hiroki_Akamatsu,_Xiaoyuan_Zhang,_Jelle_S._Kaastra,_Jelle_de_Plaa,_Ondrej_Urban,_Steven_W._Allen,_and_Norbert_Werner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.01663 |
ペルセウス座銀河団の以前のX線研究では、8つの方位角方向に沿った85のすざくポインティングで構成されており、北西（NW）に向かうビリアル半径（〜r200）付近の投影温度プロファイルの特に急激な低下が明らかになりました。この衝撃候補をさらに調査するために、ペルセウス座銀河団の北西端でさらに4つのすざく観測が得られました。これらのより深いデータは、スペクトル分析における体系的な不確実性の可能な限り最良の制御を提供するように設計されました。組み合わせたすざく観測を使用して、さまざまな環のスペクトルを分析し、投影された熱力学的プロファイルを抽出することにより、この興味深い領域を注意深く調査しました。予測された温度プロファイルはr200付近でブレークを示し、M=1.9+-0.3の衝撃を示していることがわかります。対応する不連続性は、同じ場所での予測排出量測定値と密度プロファイルにも見られます。銀河団の中心から遠く離れた衝撃波面のこの証拠は前例のないものであり、銀河団の成長過程を形作る大規模なビリアル衝撃波の特性への最初の洞察を提供するかもしれません。
$ \ sim 10 ^ 4 $ $ M_ \ odot $人口IIIの崩壊ニュートリノ移動を伴う超大質量星
| Title |
Collapse_of_$\sim_10^4$_$M_\odot$_population_III_supermassive_stars_with_neutrino_transfer |
| Authors |
Chris_Nagele,_Hideyuki_Umeda,_Koh_Takahashi,_Takashi_Yoshida,_Kohsuke_Sumiyoshi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.01761 |
コア崩壊超新星と大質量星崩壊のために最初に開発されたニュートリノ伝達コードを使用して、集団III超大質量星崩壊からのニュートリノ信号を計算します。このコードを使用して、ニュートリノトラップを受けると考えられている超大質量星の質量範囲（$\sim10^4$M$_\odot$）を調べることができます。これは、ニュートリノ転送。この質量範囲のモデルでは、典型的な大質量星ニュートリノ球と比較して、半径が大きく密度が低いニュートリノ球が観測されます。このニュートリノ球から放出されるニュートリノの光度曲線を計算します。結果として得られるニュートリノの光度は、以前の分析モデルの結果よりも大幅に低くなっています。超大質量星からのニュートリノバーストまたは多くの超大質量星からのニュートリノ背景を検出する可能性について簡単に説明し、SMSの崩壊が1Mpcに近い場合を除いて、前者は現在の技術ではありそうにないと結論付けます。非常に寛大な仮定の下でさえありそうもない。しかし、超大質量星ニュートリノの背景は、提案されている暗黒物質の直接検出実験でノイズの原因となる可能性があるため、依然として興味深いものです。
最大200TeVの放出を伴う新しい$ \ gamma $線源LHAASOJ0341 +5258の発見
| Title |
Discovery_of_a_new_$\gamma$-ray_source_LHAASO_J0341+5258_with_emission_up_to_200TeV |
| Authors |
Cong_Li_(on_behalf_of_LHAASO_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.02020 |
LHAASOJ0341+5258という名前の銀河面で、25TeVを超える8.2標準偏差の試行前の重要性を持つ新しい未確認の拡張$\gamma$線源の発見を報告します。最適な位置は、R.A。$=55.34^{\circ}\pm0.11^{\circ}$およびDec$=52.97^{\circ}\pm0.07^{\circ}$です。LHAASOJ0341+5258の角度サイズは$0.29^\circ\pm0.06^\circ_{stat}\pm0.02^\circ_{sys}$です。25TeVを超えるフラックスは、かに星雲のフラックスの約$20\％$です。光子指数$\alpha=2.98\pm0.19_{stat}\pm0.02_{sys}$での10TeVから200TeVまでのスペクトルのべき乗則適合は除外されませんが、LHAASOデータとフラックスフェルミLAT観測によって設定された10GeVの上限は、最初はハードなべき乗則スペクトル％（$\alpha\leq1.75$）スペクトルの顕著な急峻化を示し、カットオフは$\約50$〜TeVです。UHEガンマ線の起源について簡単に説明します。LHAASOJ0341+5258の内部または近くに、エネルギッシュなパルサーと若いSNRがないことが課題ですが、ガンマ線生成のレプトンシナリオとハドロンシナリオの両方を除外するものではありません。
| Title |
Multimessenger_Analysis_Strategy_for_Core-Collapse_Supernova_Search:_Gravitational_Waves_and_Low-energy_Neutrinos |
| Authors |
Odysse_Halim,_Claudio_Casentini,_Marco_Drago,_Viviana_Fafone,_Kate_Scholberg,_Carlo_Francesco_Vigorito,_Giulia_Pagliaroli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.02050 |
コア崩壊超新星は、マルチメッセンジャー研究のための魅力的な天体物理学的オブジェクトです。重力波（GW）は超新星爆発メカニズムで役割を果たすと予想されますが、ダイナミクスの確率的性質と可能性のある膨大な前駆体のために、それらのモデリングも困難です。さらに、これらのオブジェクトからのGW検出は、すでに高度な検出器。低エネルギーニュートリノは、コア崩壊爆発中に大量に放出され、重力波の対応物の探索に役立ちます。この作業では、低エネルギーニュートリノと重力波検出器の両方のグローバルネットワークを活用して、天体物理学的オブジェクトなどを検索するマルチメッセンジャー戦略を開発します。まず、コア崩壊超新星からのニュートリノバーストの時間的振る舞いを利用することにより、ニュートリノサブネットワークの検出可能性を改善する方法について説明します。提案されたアプローチにより、ニュートリノ検出器は、効率が低下する距離で少なくとも$10\％$の検出効率を得ることができることを示します。次に、GWとニュートリノから提供された情報をマルチメッセンジャー戦略で組み合わせます。特に、GW分析のみを使用してGW-$\nu$アプローチを組み合わせて$\sim33\％$にすると、CCSNからのGW信号をゼロから$60$kpcで検出する確率が高くなります。キーワード：マルチメッセンジャー、超新星、コア崩壊、低エネルギーニュートリノ、重力波。
フェルミ大面積望遠鏡による超高輝度星の研究
| Title |
A_study_of_super-luminous_stars_with_the_Fermi_Large_Area_Telescope |
| Authors |
Raniere_de_Menezes_and_Elena_Orlando_and_Mattia_Di_Mauro_and_Andrew_Strong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.02051 |
星からの$\gamma$線の放出は、宇宙線と恒星大気および光子場との相互作用によって引き起こされます。この放出は、2つの要素で発生すると予想されます。$\gamma$線が主にハドロニック宇宙線によって生成される大気シャワーで生成される恒星円盤放出と、周囲の高密度の軟光子である拡張ハロー放出です。の星は、宇宙線電子による逆コンプトン（IC）散乱を介して$\gamma$線生成に適した環境を作成します。太陽以外に、単一の星からの他のディスクまたはハローが$\gamma$線で検出されたことはありません。ただし、地球で観測されたものと同様の宇宙線スペクトルを想定することにより、たとえば、ベテルギウスとリゲルは、最初の10年間の運用後に、フェルミ大面積望遠鏡（LAT）によって検出されるのに十分な高さになる可能性があります。この作業では、12年間のフェルミ-LAT観測とICモデルを使用して、9つの超高輝度の近くの星を個別におよびスタッキング分析を介して研究します。私たちの結果は、有意な$\gamma$線放出を示していませんが、恒星の$\gamma$線フラックスを平均$<3.3\times10^{-11}$phcm$^{-2に制限することができます。}$s$^{-1}$は、3$\sigma$の信頼水準であり、これは、ターゲット周辺の電子の平均局所密度が、太陽系で観測されたものの2倍未満であることを意味します。
特異なパルサーPSRB0919 +06およびPSRB1859 +07の多周波研究
| Title |
Multi-frequency_study_of_the_peculiar_pulsars_PSR_B0919+06_and_PSR_B1859+07 |
| Authors |
K._M._Rajwade,_B._B._P._Perera,_B._W._Stappers,_J._Roy,_A._Karastergiou_and_J._M._Rankin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.02059 |
50年以上前の発見以来、パルサーのブロードバンド無線研究は、電波放射の基礎となる物理学に関する豊富な情報を生み出してきました。このとらえどころのない放出メカニズムへのいくつかのさらなる洞察を得るために、2つの非常によく知られているパルサー、PSR〜B0919+06とPSR〜B1859+07の多周波研究を実行しました。これらのパルサーは独特の電波放射特性を示し、それによって放射は数十回のパルサー回転（「スウッシュ」としても知られる）で公称放射段階に戻る前に、より早い回転段階にシフトします。スウッシュ中の放射は必ずしも低周波数で存在しないわけではなく、スウッシュ中の単一パルスは220〜MHzでさまざまな動作を示すという以前の主張を確認します。また、PSR〜B0919+06では、スウッシュ中のパルスが、通常の発光位相からの最大オフセットの色依存性を示し、オフセットは観測周波数との一貫した関係に従うことを確認します。また、スウッシュ中の無線プロファイルのフラックス密度スペクトルが通常の放射と比較して反転していることも観察されます。PSR〜B1859+07の場合、パルサーの新しい放出モードが発見されました。これは、スウッシュに見られるものとは異なる周期性を持つ準周期性である可能性があります。以前に文献で提案された放出モデルを呼び出し、この単純なモデルが両方のパルサーで巨視的に観測された特性を説明できることを示します。また、短いタイムスケールで同様の変動を示すパルサーは、同じ根本的な放出メカニズムを持っている可能性があると主張します。
スラブ乱流における宇宙線の小規模異方性
宇宙線輸送の標準的な図では、乱流磁場を介した帯電した宇宙線の伝播は、磁場乱流上で散乱する宇宙線を伴うランダムウォークとして説明されています。この拡散プロセスは宇宙線の分布を効果的に等方性にするため、これは高度に等方性の宇宙線の到着方向とよく一致しています。ただし、IceCubeやHAWCなどの高統計観測所では、等方性から非常に小さな角度スケールまでの大幅な偏差が観測されています。これは、宇宙線伝搬のこの標準的な画像と強い緊張関係にあります。大規模な多重極は、たとえば等方性宇宙線分布に対する地球の動きのために自然に発生しますが、より小さな角度スケールで観測された異方性を説明する直感的なメカニズムはありません。準線形理論の標準的な仮定の1つを緩和し、異なる方向からの宇宙線のフラックス間の相関を明示的に処理することにより、乱流磁場を介した粒子伝搬からより高い多重極も期待されることを示します。磁場乱流の物理的に動機付けられたモデルを想定した角度パワースペクトルの最初の分析計算を提示し、数値シミュレーションとの良好な一致を見つけます。
IceCubeのGeVスケールニュートリノにCNNを使用した方向再構成
| Title |
Direction_Reconstruction_using_a_CNN_for_GeV-Scale_Neutrinos_in_IceCube |
| Authors |
Shiqi_Yu_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.02122 |
IceCubeNeutrinoObservatoryは、南極の氷の奥深くで相互作用するニュートリノを観測します。これは、1立方キロメートルの氷の中に埋め込まれた5,160個のデジタル光モジュールで構成されており、深さは1,450\、mから2,450\、mです。アレイの中央下には、DeepCoreサブディテクタがあります。その高密度のセンサー構成は、観測可能なエネルギーしきい値をGeVスケールに下げ、大気ニュートリノ振動の研究を容易にします。ニュートリノ方向の正確な再構成は、振動パラメータの測定において重要です。この作業は、畳み込みニューラルネットワークを使用してIceCubeのGeVスケールイベントの天頂角を再構築する方法を提示し、その結果を現在の尤度ベースの再構築アルゴリズムの結果と比較します。
LHAASO J0621 $ + $ 3755の多波長ガンマ線スペクトルの自己無撞着な解釈
| Title |
Self-consistent_interpretations_of_the_multi-wavelength_gamma-ray_spectrum_of_LHAASO_J0621$+$3755 |
| Authors |
Kun_Fang,_Shao-Qiang_Xi,_Xiao-Jun_Bi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.02140 |
LHAASOJ0621$+$3755は、LHAASO-KM2Aによって新たに識別されたTeVガンマ線ハローです。これは、逆コンプトン散乱によってPSRJ0622$+$3749周辺の低速拡散ゾーンにトラップされた電子によって生成される可能性があります。LHAASO-KM2Aのガンマ線スペクトルを当てはめると、電子伝搬に一般的に使用される1ゾーン法線拡散モデルによって導出されるGeVフラックスは、Fermi-LATの上限（UL）よりも大幅に高くなります。この作業では、この競合を解決するために、それぞれ1ゾーンの超拡散モデルと2ゾーンの通常拡散モデルを採用します。超拡散シナリオの場合、超拡散指数$\alpha\lesssim1.2$のモデルは、フェルミ-LAT観測の制約を満たすことができることがわかります。2ゾーン拡散シナリオの場合、低速拡散ゾーンのサイズは$\sim50$pcよりも小さくする必要があります。これは、理論上の予想と一致しています。ゲミンガハローの将来の正確な測定は、パルサーハローにおける電子伝搬のこれら2つのシナリオをさらに区別する可能性があります。
TUS検出器によって登録されたEASのようなイベントの運動学の再構築
| Title |
Kinematics_reconstruction_of_the_EAS-like_events_registered_by_the_TUS_detector |
| Authors |
S._Sharakin,_O.I._Ruiz_Hernandez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.01359 |
TrackingUltravioletSet-up（TUS）は、世界初の超高エネルギー宇宙線（UHECR）の軌道イメージング検出器であり、ロモノソフ衛星の科学機器の一部として2016年から2017年に運用されました。TUSは、地球の夜の大気中の大規模な空気シャワー（EAS）の紫外線信号を測定する方法の効率をテストすることを主な目的として、より大きなプロジェクトK-EUSOのプロトタイプとして開発および製造されました。低い空間分解能（海面で$\sim5\times5$km$^2$）にもかかわらず、信号プロファイルと運動学に関してEASに非常に類似したいくつかのイベントが記録されました。このようなイベントのパラメータの再構築は、短いトラック長、画像の非対称性、およびTUSチャネルの感度分布の不確実性によって複雑になります。到着方向を含むイベントの運動学的パラメータを決定するための高度な方法が開発されました。今回の記事では、この方法をTUS検出器によって記録された6つのEASのようなイベントの分析に適用します。すべてのイベントには、40{\deg}未満の天頂角を持つスペース外の到着方向があります。驚くべきことに、それらは米国の空港にかなり近い土地の上にあることがわかりました。これは、この現象の人為的性質の可能性を示しています。詳細な分析により、再構築された線路と空港の滑走路および超短波（VHF）全方向性範囲ステーションへの方向との相関関係が明らかになりました。低空間分解能で登録された、トラックのようなイベントの運動学的パラメータの信頼性の高い再構築のためにここで開発された方法は、K-EUSOなどの将来の宇宙ミッションで役立ちます。
HAWCとH.E.S.Sによる銀河面光源のTeV放射
| Title |
TeV_emission_of_Galactic_plane_sources_with_HAWC_and_H.E.S.S |
| Authors |
H._Abdalla,_F._Aharonian,_F._Ait_Benkhali,_E.O._Ang\"uner,_C._Arcaro,_C._Armand,_T._Armstrong,_H._Ashkar,_M._Backes,_V._Baghmanyan,_V._Barbosa_Martins,_A._Barnacka,_M._Barnard,_Y._Becherini,_D._Berge,_K._Bernl\"ohr,_B._Bi,_M._B\"ottcher,_C._Boisson,_J._Bolmont,_M._de_Bony_de_Lavergne,_M._Breuhaus,_R._Brose,_F._Brun,_P._Brun,_M._Bryan,_M._B\"uchele,_T._Bulik,_T._Bylund,_S._Caroff,_A._Carosi,_T._Chand,_S._Chandra,_A._Chen,_G._Cotter,_M._Cury{\l}o,_J._Damascene_Mbarubucyeye,_I.D._Davids,_J._Davies,_C._Deil,_J._Devin,_L._Dirson,_A._Djannati-Ata\"i,_A._Dmytriiev,_A._Donath,_V._Doroshenko,_L._Dreyer,_C._Duffy,_J._Dyks,_K._Egberts,_F._Eichhorn,_S._Einecke,_G._Emery,_J.-P._Ernenwein,_K._Feijen,_S._Fegan,_A._Fiasson,_G._Fichet_de_Clairfontaine,_G._Fontaine,_S._Funk,_M._F\"u{\ss}ling,_S._Gabici,_Y.A._Gallant,_et_al._(261_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.01425 |
高高度水チェレンコフ（HAWC）天文台と高エネルギーステレオスコピックシステム（H.E.S.S.）は、地上ベースの超高エネルギーガンマ線領域の2つの主要な機器です。HAWCは水チェレンコフ検出（WCD）技術を採用していますが、H.E.S.S。は、イメージング大気チェレンコフ望遠鏡（IACT）のアレイです。したがって、2つの施設は、観察戦略、視野のサイズ、角度分解能など、複数の側面で異なり、異なる分析アプローチにつながります。これまで、両方のタイプの機器による観測結果が一貫しているかどうかは不明でした。最近発見されたHAWCソースのいくつかはIACTによって追跡されており、少数のケースでのみ検出が確認されています。このホワイトペーパーでは、さらに進んで、H.E.S.S。の新しい分析を実行することにより、以前の結果間の緊張を解消しようとしています。H.E.S.S.間で比較可能な分析手法を適用した銀河面調査データとHAWC。H.E.S.S.の点広がり関数である両方のデータセットに対して1TeVを超えるイベントが選択されます。HAWCに近づくように拡張され、同様のバックグラウンド推定方法が使用されます。これは、両方の機器で観測された銀河面の最初の詳細な比較です。H.E.S.S.以前はIACTによって検出されなかった7つのHAWC線源のうち4つのHAWC線源のガンマ線放出を確認できますが、他の3つはH.E.S.S.の感度を下回るフラックスを測定しました。データセット。全体的なガンマ線フラックスの残りの違いは、体系的な不確実性によって説明できます。したがって、WCDとIACTの手法の間でガンマ線の空の一貫したビューを確認します。
磁気圏研究のためのインテリジェントスウォームの応用と可能性
| Title |
Applications_And_Potentials_Of_Intelligent_Swarms_For_Magnetospheric_Studies |
| Authors |
Raj_Thilak_Rajan,_Shoshana_Ben-Maor,_Shaziana_Kaderali,_Calum_Turner,_Mohammed_Milhim,_Catrina_Melograna,_Dawn_Haken,_Gary_Paul,_Vedant,_Sreekumar_V,_Johannes_Weppler,_Yosephine_Gumulya,_Riccardo_Bunt,_Asia_Bulgarini,_Maurice_Marnat,_Kadri_Bussov,_Frederick_Pringle,_Jusha_Ma,_Rushanka_Amrutkar,_Miguel_Coto,_Jiang_He,_Zijian_Shi,_Shahd_Hayder,_Dina_Saad_Fayez_Jaber,_Junchao_Zuo,_Mohammad_Alsukour,_Cecile_Renaud,_Matthew_Christie,_Neta_Engad,_Yu_Lian,_Jie_Wen,_Ruth_McAvinia,_Andrew_Simon-Butler,_Anh_Nguyen,_Jacob_Cohen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.01601 |
地球の磁気圏は、今日の技術的に依存する社会にとって不可欠です。現在までに、数多くの設計研究が行われ、磁気圏を研究するために12を超える科学ミッションが所有しています。ただし、これらのソリューションの大部分は、過去の技術的限界と同様に、これらの調査の空間分解能を制限する大型のモノリシック衛星に依存していました。これらの制限に対抗するために、磁気圏測定のために多数の分散ペイロードを運ぶ衛星群の使用を提案します。私たちの使命はAPIS（インテリジェントスウォームのアプリケーションとポテンシャル）と呼ばれ、地球の磁気圏の基本的なプラズマプロセスを特徴付け、太陽風が磁気圏に与える影響を測定することを目的としています。地球の周りの2つの高楕円軌道にある40個のCubeSatの群れを提案します。これらの軌道は、下流の8-12地球半径（RE）の磁気圏尾部と、上流の8-12REの太陽直下磁気圏で無線トモグラフィーを実行します。さらに、磁場と電場のその場測定、プラズマ密度は、搭載された機器によって実行されます。この記事では、磁気圏研究のこれまでのミッションと設計の概要を、科学の推進力とAPISミッションの動機とともに紹介します。さらに、そのようなミッションの実現可能性を示すために、予備的な設計結果が含まれています。科学要件は、APISミッションの設計、ミッションの運用、およびシステム要件を推進します。さまざまな科学ペイロードに加えて、衛星の重要なサブシステム（ナビゲーション、通信、処理、電力システムなど）が調査されます。調査結果を、設計研究を強化するための潜在的な次のステップとともに要約します。
ビンゴプロジェクトII：楽器の説明
| Title |
The_BINGO_Project_II:_Instrument_Description |
| Authors |
Carlos_A._Wuensche,_Thyrso_Villela,_Elcio_Abdalla,_Vincenzo_Liccardo,_Frederico_Vieira,_Ian_Browne,_Michael_W._Peel,_Christopher_Radcliffe,_Filipe_B._Abdalla,_Alessandro_Marins,_Luciano_Barosi,_Francisco_A._Brito,_Amilcar_R._Queiroz,_Bin_Wang,_Andre_A._Costa,_Elisa_G._M._Ferreira,_Karin_S.F._Fornazier,_Ricardo_G._Landim,_Camila_P._Novaes,_Larissa_Santos,_Marcelo_V._dos_Santos,_Jiajun_Zhang,_Tianyue_Chen,_Jacques_Delabrouille,_Clive_Dickinson,_Giancarlo_de_Gasperis,_Edmar_C._Gurj\~ao,_Stuart_Harper,_Yin-Zhe_Ma,_Telmo_Machado,_Bruno_Maffei,_Eduardo_J._de_Mericia,_Christian_Monstein,_Pablo_Motta,_Carlos_H._N._Otobone,_Luiz_A._Reitano,_Mathieu_Remazeilles,_Sambit_Roychowdhury,_Jo\~ao_R._L._Santos,_Alexandre_J._R._Serres,_Andreia_P._Souza,_Cesar_Strauss,_Jordany_Vieira,_Haiguang_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.01634 |
さまざまな赤方偏移における中性水素（HI信号）の超微細遷移からの拡散$21$-cm放射の測定は、現代の宇宙論にとって重要なツールです。ただし、シングルディッシュ望遠鏡の非極低温受信機でこのかすかな信号を検出することは困難な作業です。BINGO（統合中性ガス観測からのバリオン音響振動）電波望遠鏡は、赤方偏移間隔$0.127\lez\le0.449$で、宇宙論的HI信号のバリオン音響振動（BAO）を検出するように設計された機器です。この論文では、光学、受信機、観測戦略、校正、サイトの現状を含め、ビンゴ電波望遠鏡について説明します。BINGOは、系統分類を最小限に抑えるように注意深く設計されており、移動皿がなく、周波数範囲$980\le\nu\le1260$MHzで動作する28個のホーンを備えたトランジット機器です。包括的な実験室テストが多くのBINGOサブシステムに対して実施され、レシーバーチェーン、ホーン、偏光子、マジックティー、およびトランジションのプロトタイプが2018年から2020年の間に正常にテストされました。調査は、空の$\sim13\％$をカバーするように設計されており、主鏡は赤緯$\delta=-15^{\circ}$を指しています。望遠鏡は$14.75^{\circ}$の瞬間的な偏角を見るでしょう。プロトタイプテストの結果は、モデリングプロセスで得られた結果とほぼ一致しており、BINGOが期待どおりに機能することを示唆しています。60％のデューティサイクルで1年間観測した後、BINGOは、1つの偏波を考慮して、28個のホーンと30個の赤方偏移ビンに対して$102\muK$の期待感度を達成し、競争力のある時間枠でHIパワースペクトルを測定できるはずです。
ビンゴプロジェクトIII：焦点面の光学設計と最適化
| Title |
The_BINGO_Project_III:_Optical_design_and_optimisation_of_the_focal_plane |
| Authors |
Filipe_B._Abdalla,_Alessandro_Marins,_Pablo_Motta,_Elcio_Abdalla,_Rafael_M._Ribeiro,_Carlos_A._Wuensche,_Jacques_Delabrouill,_Karin_S._F._Fornazier,_Vincenzo_Liccardo,_Bruno_Maffei,_Eduardo_J._de_Mericia,_Carlos_H._N._Otobone,_Juliana_F._R._dos_Santos,_Gustavo_B._Silva,_Jordany_Vieira,_Jo\~ao_A._M._Barretos,_Luciano_Barosi,_Francisco_A._Brito,_Amilcar_R._Queiroz,_Thyrso_Villela,_Bin_Wang,_Andre_A._Costa,_Elisa_G._M._Ferreira,_Ricardo_G._Landim,_Camila_Paiva_Novaes,_Michael_W._Peel,_Larissa_Santos,_Marcelo_V._dos_Santos,_Jiajun_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.01635 |
BINGO望遠鏡は、中性水素の超微細遷移から生じる21cmの放射線の変動を測定するように設計されており、そのような変動からバリオン音響振動（BAO）を測定することを目的としているため、将来のより深い強度マッピング調査へのパスファインダーとして機能します。プロジェクトのフェーズ1の要件は、ドリフトスキャンモードで2つの円偏光で空を測定するために、28個のホーンで焦点面を照らす大型リフレクターシステム（クロスドラゴン構成の2つの40mクラスの皿）を考慮しています。放射の強度と円偏光の測定値を生成します。この論文では、機器の光学設計を紹介します。ビームの強度と偏光特性、および焦点面でのホーンの光学的配置について説明し、フェーズ1の終了後に、均質で十分にサンプリングされたマップを作成します。分析により、ホーンの位置の最適なモデルが提供されます。焦点面。公称調査時間の後に、均質でナイキストのサンプルマップを作成します。焦点面の位置決めや機器のビーム動作など、光学システムの最適な構成に到達します。強度と偏光の両方について予想されるサイドローブの推定値と、最終的なサイドローブに対するバンド平均化の影響を示します。最終構成の交差偏光リーク値により、光学配置がプロジェクトの要件を満たしていると結論付けることができます。選択した光学設計は、BINGOがBAO実験を成功させることができるように、偏光純度、エリアカバレッジ、およびカバレッジの均一性に関するプロジェクトの要件を満たしていると結論付けます。さらに、配置とr.m.sの要件は次のように結論付けます。ミラーのエラーも発生する可能性があるため、実験を成功させることができます。（要約）
MeVガンマ線コンプトン望遠鏡における複数のコンプトン散乱イベントとエスケープイベントの再構成
| Title |
Reconstruction_of_multiple_Compton_scattering_events_and_escape_events_in_MeV_gamma-ray_Compton_telescopes |
| Authors |
Hiroki_Yoneda,_Hirokazu_Odaka,_Yuto_Ichinohe,_Satoshi_Takashima,_Tsuguo_Aramaki,_Kazutaka_Aoyama,_Jonathan_Asaadi,_Lorenzo_Fabris,_Yoshiyuki_Inoue,_Georgia_Karagiorgi,_Dmitry_Khangulyan,_Masato_Kimura,_Jonathan_Leyva,_Reshmi_Mukherjee,_Taichi_Nakasone,_Kerstin_Perez,_Mayu_Sakurai,_William_Seligman,_Masashi_Tanaka,_Naomi_Tsuji,_Kohei_Yorita_and_Jiancheng_Zeng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.01846 |
まだ十分に研究されていないMeVガンマ線天文学の進歩を目指して、さまざまな検出器の概念を備えたコンプトン望遠鏡ミッションがこれまでに提案されてきました。これらの将来のミッションの重要な手法の1つは、複数のコンプトン散乱イベントの散乱次数を決定し、すべてのエネルギーを蓄積する前にガンマ線が検出器から逃げるイベントを特定できるイベント再構成アルゴリズムです。散乱次数の決定に加えて、ガンマ線が検出器から逃げるかどうかを識別できる新しいアルゴリズムを提案します。このアルゴリズムは、エスケープイベントの入力ガンマ線エネルギーも修正します。開発されたアルゴリズムは最尤法に基づいており、検出器内の物理的相互作用を記述する尤度関数の一般的な形式を示します。また、効率的な計算のために、尤度関数の計算にいくつかの近似を導入します。検証のために、GRAMSミッション用に提案された新しいタイプのコンプトン望遠鏡である液体アルゴンタイムプロジェクションチェンバーを使用したコンプトン望遠鏡のシミュレーションデータにアルゴリズムを適用し、最大8ヒットで正常に動作することを確認しましたイベント。提案されたアルゴリズムは、GRAMSやAMEGOなどの大容量検出器を備えた次世代のMeVガンマ線ミッションに使用できます。
X線空調査のための確率的photo-z機械学習モデル
| Title |
Probabilistic_photo-z_machine_learning_models_for_X-ray_sky_surveys |
| Authors |
Viktor_Borisov_(1_and_2),_Alex_Meshcheryakov_(1),_Sergey_Gerasimov_(2),_RU_eROSITA_catalog_group_(1)_((1)_Space_Research_Institute_of_the_Russian_Academy_of_Sciences,_(2)_Lomonosov_Moscow_State_University_Faculty_of_Computational_Mathematics_and_Cybernetics) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.01891 |
進行中のSRG/eROSITA全天観測でX線宇宙の大規模構造マップを構築するには、正確なphoto-z測定が重要です。4つの大規模な測光調査（SDSS、Pan-STARRS、DESILegacyImagingSurvey、およびWISE）からの情報に基づいて、確率的photo-z予測のための機械学習ランダムフォレストベースのモデルを提示します。私たちのモデルは、SDSSDR14スペクトルカタログから選択された$\約$580000のクエーサーと銀河の大規模なサンプルでトレーニングされており、ターゲットオブジェクトの測光測定における銀河の消滅と不確実性を考慮に入れています。Stripe82Xテストサンプルでは、X線源のphoto-z精度が得られました：$NMAD=0.034$（正規化された中央絶対偏差）および$n_{>0.15}=0.088$（壊滅的な外れ値の割合）、これはほぼ$\sim2文献で入手可能な最良のphoto-z結果よりも$倍優れています。
郡全体のLED改造後の夜空の明るさの変化
| Title |
Changes_in_night_sky_brightness_after_a_countywide_LED_retrofit |
| Authors |
Li-Wei_Hung,_Sharolyn_J_Anderson,_Ashley_Pipkin,_Kurt_Fristrup |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.02026 |
米国国立公園局（NPS）の夜空プログラムは、郡全体の照明改修プロジェクトに起因する空の明るさの変化を測定しました。改装は、ワシントン州のノースカスケード国立公園とシュラン湖国立保養地への玄関口であるシェラン郡で行われました。郡は、郡が所有する3,693個の高圧ナトリウム（HPS）街路灯すべてをフルカットオフLEDに改造しました。この数は、郡の屋外の街路灯とエリアライトの合計の約60％です。新しく設置されたライトの約80％は色温度が3000Kで、20％は4000Kでした。4000KLEDは、ワシントン州運輸局のガイドラインを満たすために使用されました。空の明るさを測定するために、2018年に改造が開始される前と2019年に完成した後、NPS夜空カメラシステムを使用しました。これらの画像は、測光的に校正され、モザイク化されて、Vバンドの半球画像を提供しました。地上測定との比較のために、スオミNationalPolar-orbitingPartnership衛星に搭載されたVisibleInfraredImagingRadiometerSuite（VIIRS）によって撮影された衛星画像を取得しました。私たちの測定によると、改造後のスカイグローは明るくなり、空の高さまで伸びましたが、昼夜バンド放射計で測定した上向きの放射輝度は減少しました。これらの異なる結果は、500nmより短い波長で放出される光の大幅な増加と、より優れたシールドランプによる天頂発光の相対的な減少によって説明される可能性があります。これらの結果は、VIIRSの昼夜のバンドデータをスカイグローに関連付ける以前のモデルでは、少なくとも、ソリッドステートランプのさまざまな特性を説明するために大幅な改訂が必要になることを示しています。
ガイアとunWISEからの明るい白色矮星の周りの赤外線超過。 II
| Title |
Infrared_Excesses_around_Bright_White_Dwarfs_from_Gaia_and_unWISE._II |
| Authors |
Samuel_Lai,_Erik_Dennihy,_Siyi_Xu,_Atsuko_Nitta,_Scot_Kleinman,_S.K._Leggett,_Amy_Bonsor,_Simon_Hodgkin,_Alberto_Rebassa-Mansergas,_and_Laura_K._Rogers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.01221 |
白色矮星の周りの赤外線の過剰は、コンパニオンや塵円盤など、関心のあるさまざまな天体物理学的オブジェクトの存在を示しています。シリーズのこの2番目の論文では、最初の論文である論文Iで説明したガイアとunWISEからの赤外線超過候補の追跡観測を示します。スピッツァーからの174個の白い矮星の3.6および4.5ミクロンでの宇宙ベースの赤外線測光を報告します。スピッツァー観測とジェミニ観測の間に有意な重複があるジェミニ天文台からの235個の白い矮星の宇宙望遠鏡と地上ベースの近赤外線J、H、およびK測光。このデータは、観測されたunWISE赤外線超過を確認または除外するために使用されます。WISEで選択されていない候補サンプルから、最も有望な赤外線超過サンプルは、色とフラックスの両方の超過から得られ、スピッツァーの確認率は95％です。また、恒星または亜恒星のコンパニオンによって引き起こされる赤外線超過を潜在的なダストディスクから区別する方法についても説明します。合計で、61個の白色矮星の周りの赤外線超過を確認します。そのうちの10個は恒星の仲間である可能性があります。2ミクロンを超える赤外線超過の残りの51個の明るい白色矮星は、ほこりっぽい太陽系外惑星の塵円盤を持つ白色矮星の既知のサンプルを2倍にする可能性があります。このサンプルで確認された過剰な白色矮星の一部の追跡高解像度分光研究により、ガス状ダストディスクからの放出が発見されました。追加の調査により、白色矮星の周りのダストディスクが見つかるパラメータ空間を拡張することができます。
褐色矮星運動学プロジェクト（BDKP）。 V. Keck / NIRSPEC高分解能分光法によるT矮星の半径方向および回転速度
| Title |
The_Brown_Dwarf_Kinematics_Project_(BDKP)._V._Radial_and_Rotational_Velocities_of_T_Dwarfs_from_Keck/NIRSPEC_High-Resolution_Spectroscopy |
| Authors |
Chih-Chun_Hsu,_Adam_J._Burgasser,_Christopher_A._Theissen,_Christopher_R._Gelino,_Jessica_L._Birky,_Sharon_J._M._Diamant,_Daniella_C._Bardalez_Gagliuffi,_Christian_Aganze,_Cullen_H._Blake,_Jacqueline_K._Faherty |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.01222 |
Keck/NIRSPECで観測された37個のT型褐色矮星のマルチエポック視線速度、回転速度、および大気パラメーターを報告します。マルコフ連鎖モンテカルロフォワードモデリング法を使用して、半径方向速度と回転速度でそれぞれ0.5kms$^{-1}$と0.9kms$^{-1}$の中央値精度を達成します。サンプルのT矮星はすべて、薄い円盤の褐色矮星です。以前に報告された4人のTドワーフの移動グループの関連付けを確認します。ただし、これらのソースの2つに若者のスペクトル指標がないことは、これらが偶然の一致であることを示唆しています。T0+T4.52MASSJ11061197+2754225とL7+T3.52MASSJ21265916+7617440の2つの未解決のバイナリ候補を、それぞれ4年と12年の軌道周期で確認します。近くのM後期矮星（4.1$\pm$0.3Gyr）と一致して、ローカルT矮星の運動学的年齢は3.5$\pm$0.3Gyrであることがわかります。局所的な超低温矮星サンプルから厚い円盤のL型褐色矮星を除去すると、L型褐色矮星と同様の年齢（4.2$\pm$0.3Gyr）が得られ、局所的なL型褐色矮星の年齢異常が大幅に解決されます。局所的な後期M、L、およびT矮星の運動年齢は、質量関数、星形成率、および褐色矮星進化モデルの標準的な仮定を組み込んだ人口シミュレーションで正確に再現できます。運動学的分散の破れはL4$-$L6サブタイプで見られ、おそらく恒星の主系列星の末端を反映しています。太陽から$\sim$20pc以内の172の後期M、L、およびTドワーフの正確な視線速度の編集を提供します。
黒点の涼しい部分のプローブとして、2.2 $ {\ mu} $ mのTiIライン
| Title |
Ti_I_lines_at_2.2_${\mu}$m_as_probes_of_the_cool_parts_of_sunspots |
| Authors |
H._N._Smitha,_J._S._Castellanos_Dur\'an,_S._K._Solanki,_S._K._Tiwari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.01247 |
黒点アンブラは、強い磁場が存在するため、太陽表面で最も冷たいプラズマを含んでいます。光球を観察するために日常的に使用されている原子線は、陰影に弱い信号があり、分子線に圧倒されることがよくあります。これにより、特に最も暗い領域で、陰影の特性を推測することが難しくなります。2.2$\mu$mのTiI多重線は、主に温度$\le\！4500$Kで形成され、黒点の分子混合の影響を受けることは知られていません。1990年代の最初の体系的な観測以来、これらの線は、これらのより長い波長に伴う機器の課題のためにめったに観測されていません。これらの線を再検討し、さまざまな太陽の特徴におけるそれらの形成を調査します。黒点の3DMHDシミュレーションからのスナップショットを使用してTiI多重項を合成し、630.25nmおよび$1.5648\、\mu$mで一般的に使用される2本の鉄線と比較して2本の線の特性を調べます。黒点の陰影と半影の棘の強度と偏光の両方で、TiI線はFeI線よりも強い信号を持っていることがわかります。それらは、$\mu=1$で、半影フィラメントと静かな太陽にほとんどまたはまったく信号がありません。暗い陰影でのそれらの強くてよく分割されたプロファイルは、迷光の影響をあまり受けません。その結果、黒点の内部では、鉄の線と比較して、これらの線を反転し、大気の特性を推測する方が簡単です。DKISTのCryo-NIRSP機器は、この波長範囲で初めての高解像度観測を提供します。この予備研究では、他の一般的に使用されるスペクトル線の形成に適さない太陽の最も冷たい領域を精査することによって、Tiマルチプレットの独特の温度と磁気感度を示します。したがって、このような観測により、黒点の特性についての理解が深まることが期待されます。
以前の研究からの冠状雨の形成メカニズムの再考
| Title |
Revisiting_the_formation_mechanism_for_coronal_rain_from_previous_studies |
| Authors |
Leping_Li,_Hardi_Peter,_Lakshmi_Pradeep_Chitta,_Hongqiang_Song |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.01339 |
太陽冠状雨は、一般に、フレア駆動型と静止型冠状雨の2つのカテゴリに分類されます。後者は、閉じた磁場構造と開いた磁場構造の両方に沿って形成されることが観察されています。最近、遷移領域と彩層診断で検出された、ループ状の経路に沿った静止冠状雨イベントのいくつかは、開いた磁力線と閉じた磁力線の間の交換磁気リコネクションによって促進される静止冠状雨の形成メカニズムによって説明できることを提案しました。この研究では、文献からの38の冠状雨の報告を再検討しました。これらの初期の研究から、太陽の四肢から15の静止冠状雨イベントを選び出しました。これは、熱的非平衡のためにアクティブ領域の閉ループで発生することが主に示唆されており、それらの形成メカニズムを精査します。極紫外線画像と視線マグネトグラムを使用して、静止状態の冠状雨イベントの進化とそれらの磁場およびコンテキスト冠状構造が調べられます。15の静止冠状雨イベントの40％を構成する6は、交換再接続によって促進される開放構造に沿った静止冠状雨の形成メカニズムによって全体的または部分的に解釈できることがわかります。結果は、開いた力線と閉じた力線の間の交換再接続によって促進された静止冠状雨がより注目に値することを示唆している。
太陽電波フラックスを用いた太陽の自転の長期多周波研究とその太陽周期との関係
| Title |
A_long_term_multi-frequency_study_of_solar_rotation_using_solar_radio_flux_and_its_relationship_with_solar_cycles |
| Authors |
Vivek_Kumar_Singh,_Satish_Chandra,_Sanish_Thomas,_Som_Kumar_Sharma,_and_Hari_Om_Vats |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.01448 |
この論文は、1967年から2010年の間に太陽大気のさまざまな層からの電波放射の脱出を調査することによって、太陽の自転（4太陽周期以上）の長期的な時間的および空間的変動を調べます。フラックス変調アプローチは、太陽物理学で論争の的になっているトピックである太陽の自転の変動を調査するためにも使用できます。現在の研究では、1967年から2010年にかけて米国マサチューセッツ州のサガモアヒル太陽電波天文台および他の天文台で取得されたさまざまな周波数（245〜15400MHz）の電波フラックスデータの時系列を利用しています。時系列は、LombScarglePeriodogram（LSP）によって推定されます。統計的アプローチによる5つの電波放射（606、1415、\＆2695MHz;コロナから、および4995\＆8800MHz;遷移領域から）について推定された自転周期は、年間を通じて継続的な時間的および空間的変動を示しています。平滑化された自転周期は、$\sim$22年周期および$\sim$11年成分の存在を示しています。22年の成分は、太陽磁場（Hale）サイクルの逆転に関連している可能性がありますが、11年の成分は、太陽黒点（Schwabe）サイクルに関連している可能性が最も高いです。これらの2つのコンポーネントに加えて、ランダムなコンポーネントも分析データに顕著に存在します。サンスポット数と得られた自転周期の間の相互相関は、11年のシュワベと22年のヘイルサイクルとの強い相関を示しています。コロナは、異なるエポックの遷移領域よりも速くまたは遅く回転します。コロナと遷移領域の間のより速い回転速度の交換も22年のサイクルに従います。
K2によって観測された4つの「独特の」RRd星
支配的な周期$P_D$$\in$（0.28,0.39）dと{\it追加}周期$P_A$$\in$（0.20,0.27）dと同時に脈動する4つの星が、NASAのK2ミッション中にケプラー宇宙望遠鏡によって観測されたこと座RR型変光星3000個。4つの星はすべて銀河バルジの方向にあり、周期比は$P_A$/$P_D$で、ほとんどのダブルモードRRLyrae（RRd）星よりも大幅に小さくなっています：$P_A$/$P_D$$\in$（0.694,0.710）対$P_1$/$P_0$$\in$（0.726,0.748）。星のうちの3つはかすかで（$<$$V$$>$=18--20等）、遠くにあり、プルディルらによって発見された「独特の」RRd（pRRd）星の1つです。（2017）;4番目の星であるEPIC216764000（=V1125Sgr）は、他の3つの星よりも数等級明るい新たに発見されたpRRd星です。この論文では、高精度のロングケイデンスK2測光を詳細に分析し、サイクルごとの光の変化を研究するために使用します。pRRd星の脈動特性は、「古典的」および「異常な」RRd（cRRd、aRRd）星の脈動特性と比較されます。Prudilらによる結論。pRRd星は、ダブルモードパルセータの別個のグループを形成し、単に非常に短周期のcRRd星ではないことが確認されています。V1127AqlとAHCamは、pRRd星のクラスの他の可能性のあるメンバーとして識別されます。
太陽のような星の位置天文ジッターの予測。 II。傾斜、金属量、およびアクティブ領域のネストへの依存
| Title |
Predictions_of_Astrometric_Jitter_for_Sun-like_Stars._II._Dependence_on_Inclination,_Metallicity,_and_Active-Region_Nesting |
| Authors |
K._Sowmya,_N.-E._N\`emec,_A._I._Shapiro,_E._I\c{s}{\i}k,_V._Witzke,_A._Mints,_N._A._Krivova,_S._K._Solanki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.01493 |
ガイア計画からの超精密な位置天文学は、私たちの銀河で20,000以上の太陽系外惑星の位置天文学的な検出につながると期待されています。このような検出を妨げる可能性のある要因の1つは、惑星のホスト星の磁気活動によって引き起こされる位置天文学的ジッターです。以前の研究では、太陽で観測された赤道オンの位置天文ジッターをモデル化しました。この作業では、モデルを一般化し、太陽の自転速度と有効温度を持ちながら、恒星の自転軸の傾斜角の値をさまざまに変えた星のGaiaおよびSmall-JASMINEミッションで測定される光中心ジッターを計算します。さらに、金属量と活性領域の入れ子の影響（つまり、活性領域が互いに近接して出現する傾向）を考慮します。赤道上で観測された星のジッターは長期的な傾向がなく、簡単にフィルターで取り除くことができますが、赤道面から観測された星の光中心は、活動サイクルの過程で体系的なシフトを経験します。このような傾向により、継続的な測定でジッタを検出できます。その場合、惑星の検出可能性が妨げられる可能性があります。金属量の増加は、恒星の活動によって引き起こされるジッターを増加させることがわかっています。アクティブ領域のネスティングは、光中心ジッタのピークツーピーク振幅を、ガイアが検出できるレベルまでさらに高めることができます。
静かな太陽光球における磁気ベクトルの制約と機器の劣化の影響
| Title |
Constraining_the_magnetic_vector_in_the_quiet_solar_photosphere_and_the_impact_of_instrumental_degradation |
| Authors |
R._J._Campbell,_S._Shelyag,_C._Quintero_Noda,_M._Mathioudakis,_P._H._Keys_and_A._Reid |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.01519 |
次世代の高解像度望遠鏡の出現により、インターネットワーク光球で磁場がどのように組織化されるかについての理解が進む可能性があります。インターネットワーク（IN）で磁気ベクトルに関する情報を取得できる範囲を評価することを目指しています。反転を使用した光球。高解像度の3D電磁流体力学（MHD）シミュレーションから生成されたスナップショットを使用し、応答関数（SIR）コードに基づくストークス反転を使用して、高15648.52Aと15652.87Aでの磁気に敏感な光球FeIラインペア。真のMHD大気パラメータをどれだけうまく制約できるかをテストするために、約1,400万回の反転を実行します。最後に、合成ストークスベクトルをスペクトル的および空間的にGREGOR解像度に分解し、迷光、空間解像度、および信号対雑音比（S-to-N）の影響を考慮して、これが観測にどのように影響するかを調べます。深さ平均パラメータは、劣化していないプロファイルを反転することで回復できることがわかり、磁場強度、傾斜、視線速度に勾配を追加することで、カイ2乗値の改善が達成されていることがわかります。さまざまな光学的厚さでこれらのパラメーターを制約できる範囲を評価します。運動学的および熱力学的パラメーターは、磁気パラメーターよりも大気の深部で敏感です。S-to-Nと空間分解能は、大気がどのように見えるかを決定する上で重要な役割を果たし、磁気および運動学的パラメーターは、偏光されていない迷光を含めると不変であることがわかります。GRISによって最近観察されたものに似た直線偏光の特徴を研究しました。これは、同様の磁束密度を持つループ状の構造として現れます。
Babcock-Leightonタイプの運動学的ダイナモモデルにおける亜臨界ダイナモとヒステリシス
太陽や太陽のような星では、対流層（CZ）のプラズマ流に回転差とヘリシティが存在するため、大規模な磁場のサイクルが発生すると考えられています。したがって、各星には、大規模ダイナモの運用に必要なダイナモ数が存在することが予想されます。星が減速するにつれて、大規模なダイナモは臨界自転周期を超えると動作を停止すると予想されます。私たちの研究では、バブコック-レイトン型の運動学的ダイナモモデルを使用して、亜臨界領域でのダイナモの動作の可能性を調査します。一部のパラメーターレジームでは、ダイナモがヒステリシス動作を示すことがわかります。つまり、初期パラメーターに応じて2つのダイナモソリューションが可能です。弱いフィールドで開始した場合は減衰ソリューション、強いフィールドで開始した場合は強い振動ソリューション（亜臨界ダイナモ）です。ただし、ダイナモパラメータの大きな変動の下では、亜臨界ダイナモモードは一部のパラメータレジームでは不安定です。したがって、私たちの研究は、分散$\alpha$およびMHD乱流ダイナモシミュレーションを使用した平均場ダイナモモデルで以前に示された、いくつかの星における亜臨界ダイナモの存在の可能性をサポートしています。
IRISによって表示されたアクティブ領域の上昇流の下の遷移領域のダイナミクス
| Title |
Dynamics_in_the_transition_region_beneath_active_region_upflows_viewed_by_IRIS |
| Authors |
Zhenghua_Huang,_Lidong_Xia,_Hui_Fu,_Zhenyong_Hou,_Ziyuan_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.01577 |
遅い太陽風の可能性のある源である活動領域（AR）の端での冠状上昇流は、遷移領域のダイナミクスと関連していることがわかっています。どのスケールの遷移領域ダイナミクスがARアップフローに接続するかを推測するために、ARNOAA11934のエッジでのアップフローの下の遷移領域における小規模ダイナミクスの統計的特性を調査します。インターフェイス領域イメージングスペクトル（IRIS）からの観測、SiIV1403\、\AA\ドップラーマップは、ほとんどが1\、$Mm^2$未満のサイズの多数の青方偏移および赤方偏移パッチで構成されていることがわかりました。遷移領域の青方偏移構造は、赤方偏移構造よりも明るい傾向がありますが、それらの非熱速度には大きな違いはありません。SWAMIS機能追跡手順を使用すると、IRISスリットジョー1400\、\AA\画像で、平均サイズが約0.3\、$Mm^2$で、寿命がほとんど200\、s未満の動的な明るいドットがすべて広がることがわかりました。地域全体。明るい点のほとんどは、投影面上の長距離へのプラズマの伝播の明確な兆候がなく、局所化されているように見えます。磁場が傾斜しているように見える上昇流領域の境界で、約15km/sの速度のサージのような動きがいくつかのイベントで見られました。コロナルアップフローに接続する遷移領域のダイナミクスは非常に細かいスケールで発生するはずであると結論付け、対応するコロナルアップフローも高度に構造化されている必要があることを示唆しています。また、遷移領域のダイナミクスがコロナベースでの刺激として機能し、コロナの上昇流を促進する可能性もあります。
ソーラーオービターと風力宇宙船のその場測定からの磁気雲の構成
| Title |
Configuration_of_a_Magnetic_Cloud_from_Solar_Orbiter_and_Wind_Spacecraft_In-situ_Measurements |
| Authors |
Qiang_Hu,_Wen_He,_Lingling_Zhao,_and_Edward_Lu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.01728 |
コロナ質量放出（CME）は、太陽からの主要な噴火の1つのタイプを表しています。それらの惑星間対応物である惑星間CME（ICME）は、それらが太陽圏に伝播し、1つまたは複数の観測宇宙船に遭遇したときのこれらの構造の直接的な兆候です。ICMEは通常、その場での宇宙船測定からの一連の特徴的な署名を示します。ICMEの特定のサブセット、いわゆるマグネティッククラウド（MC）は、より独自に定義されており、その場での磁場とプラズマの測定に基づいて、何十年にもわたって研究されてきました。最新の複数の宇宙船測定および分析ツールを利用することにより、太陽地球線近くの太陽風でソーラーオービター（SO）とウィンド宇宙船の両方によって観測されたMCイベントの内部磁場構成の詳細な研究を報告します。2次元（2D）モデルと3次元（3D）モデルの両方を適用して、MCのフラックスロープ構成を明らかにします。さまざまな幾何学的パラメーターと物理的パラメーターが導き出され、2つの方法の誤差推定値内で類似していることがわかります。これらの結果は、異なる経路に沿って2つの宇宙船が交差するコヒーレントMCフラックスロープ構造を定量的に特徴づけます。このMCイベントの放射状の進化への影響についても説明します。
200個以内のガイアHR図を分析する
| Title |
Dissecting_the_Gaia_HR_diagram_within_200_pc |
| Authors |
Piero_Dal_Tio,_Alessandro_Mazzi,_Leo_Girardi,_Mauro_Barbieri,_Simone_Zaggia,_Alessandro_Bressan,_Yang_Chen,_Guglielmo_Costa,_Paola_Marigo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.01844 |
ソーラーネイバーフッドのガイアデータリリース2から導出された高品質のヘルツシュプルングラッセル図（HRD）を分析します。Gaiaカタログの既知のエラーやアーティファクトの影響を制限するために、200pc以内で|b|>25度のほぼ完全なサンプルの作成を開始します。次に、バイナリの母集団のモデリングを改善するために特別な努力が払われます。これにより、HRDに2つのマークされた特徴が生成されます。相互作用連星の進化を追跡して、単一の星のPARSEC進化トラックとの一貫性を向上させる新しいツールBinaPSEについて説明します。BinaPSEは、解決済みおよび未解決のバイナリの存在を考慮して、単一およびバイナリの両方の星の種族の「部分モデル」を生成するためのTRILEGALコードに実装されています。次に、尤度を最大化する星形成履歴（SFH）と初期バイナリフラクション（質量）を検索するMCMCメソッドを介してガイアHRDを適合させます。主な結果は次のとおりです。（i）下部の主系列から導出されたバイナリ分数は0.4に近いのに対し、HRDの上部が適合している場合は2倍大きい値が優先されます。（ii）現在のモデルは、観測された準矮星の数を2倍以内に予測しています。（iii）バイナリの処方に関係なく、星形成率は2Gyrをわずかに超える年齢で1.5e-4Msun/yrの値でピークに達し、その後、非常に古い年齢で0.8e-4Msun/yrに減少します。
太陽極小期中の2つのクラスの噴火イベント
太陽極小期の間、太陽は比較的不活発であり、太陽の表面に黒点はほとんど観察されません。その結果、太陽フレアやコロナ質量放出（CME）など、光球上の活動領域に関連することが多い、非常にエネルギーの高いイベントの数が少なくなります。それにもかかわらず、最小期間中の私たちの磁気摩擦シミュレーションは、太陽コロナが太陽表面の大規模なせん断速度に応じてまだ動的に進化していることを示唆しています。コロナの潜在的でない進化は、磁気の自由エネルギーとヘリシティの蓄積につながり、それは噴火イベントで定期的に放出されます。これらのイベントは2つの異なるクラスに分類されることがわかります。1セットのイベントは、低地のコロナフラックスロープの噴火と放出によって引き起こされ、太陽極小期の時折のCMEの起源を説明できます。他の一連のイベントは、低地の構造物の不安定化によってではなく、上にあるせん断されたアーケードの噴火によって引き起こされます。これらは、ストリーマーの爆発またはステルスCMEに関連している可能性があります。2つのクラスは、外側の冠状動脈境界を通過する磁束とヘリシティの量が大幅に異なります。さらに、電流、開放磁束、自由エネルギー、コロナホール、モデルの外側の境界上の磁場の水平成分など、他の測定可能なものが2つのクラスのイベント中にどのように変化するかを調べます。この研究は、太陽極小期のコロナ磁場のダイナミクスを理解することの重要性と必要性を強調しています。
磁場振動を決定するためのCaII 8542 \ AA \ラインの制限
| Title |
Limitations_of_the_Ca_II_8542_\AA\_line_for_the_determination_of_magnetic_field_oscillations |
| Authors |
T._Felipe,_H._Socas_Navarro,_C._R._Sangeetha,_I._Milic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.02160 |
彩層のアンブラル振動は、アンブラルフラッシュとして知られるいくつかのスペクトル線のコアに周期的な明るさを生成します。それらはまた、速度、温度、そしていくつかの最近の研究によれば磁場の変動を伴います。この研究では、CaII8542\AA\線の反転から決定された磁場の精度を確認することを目的としています。黒点アンブラにおける波の伝播の数値シミュレーションを開発しました。シミュレートされた大気から出現する合成ストークスプロファイルが計算され、NICOLEコードを使用して反転されました。反転から推測された大気は、シミュレーションからの元のパラメータと比較されています。我々の結果は、速度と温度の推定彩層変動が数値シミュレーションからの既知の振動と一致することを示しています。対照的に、反転から得られた垂直磁場は、シミュレーションには存在しない$\sim$300Gのピークツーピーク振幅の振動パターンを示します。同じストークスプロファイルのわずかに異なる構成で多数の反転を実行することにより、推定されたパラメーターのエラーを評価しました。大気がほぼ静止しているとき、反転は垂直磁場強度を過小評価する解決策を支持する傾向があることがわかります。それどころか、アンブラルフラッシュの間、ほとんどの反転から推測された値は、シミュレーションからの値よりも強いフィールドに集中します。私たちの分析は、CaII8542\AA\線の反転に関連するエラーの定量化を提供し、推定される磁場変動の解釈に注意を促します。
SENSEI：スキッパーCCDを使用した単一電子イベントの特性評価
| Title |
SENSEI:_Characterization_of_Single-Electron_Events_Using_a_Skipper-CCD |
| Authors |
Liron_Barak,_Itay_M._Bloch,_Ana_Botti,_Mariano_Cababie,_Gustavo_Cancelo,_Luke_Chaplinsky,_Fernando_Chierchie,_Michael_Crisler,_Alex_Drlica-Wagner,_Rouven_Essig,_Juan_Estrada,_Erez_Etzion,_Guillermo_Fernandez_Moroni,_Daniel_Gift,_Stephen_E._Holland,_Sravan_Munagavalasa,_Aviv_Orly,_Dario_Rodrigues,_Aman_Singal,_Miguel_Sofo_Haro,_Leandro_Stefanazzi,_Javier_Tiffenberg,_Sho_Uemura,_Tomer_Volansky,_Tien-Tien_Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.08347 |
低放射線バックグラウンド環境で動作する科学グレードのスキッパー電荷結合デバイス（Skipper-CCD）を使用して、CCDの単一電子イベントの起源を特徴付ける半経験的モデルを開発します。以前は一緒にバンドルされ、「ダークカウント」として分類された単一電子イベントへの3つの独立した寄与を識別、分離、および定量化します：暗電流、増幅器光、およびスプリアス電荷。露出に依存する（5.89+-0.77）x10^-4e-/pix/dayの暗電流、および（1.52+-0.07）x10^-4e-/の前例のない低いスプリアス電荷の寄与を測定します。露出に依存しないpix。さらに、増幅器から放出された光によって生成されるイベントを研究する手法を提供します。これにより、検出器の動作を最適化して、この影響を暗電流の寄与よりも低いレベルに最小限に抑えることができます。単一電子イベントの正確な特性評価により、暗黒物質またはコヒーレントニュートリノ散乱を検索する実験の感度を大幅に拡張できます。さらに、単一電子イベントの起源を正確に理解することは、スキッパーおよび従来のCCDの進行中の研究開発努力をさらに進展させるために重要です。
切り捨てられた限界神経比の推定
| Title |
Truncated_Marginal_Neural_Ratio_Estimation |
| Authors |
Benjamin_Kurt_Miller,_Alex_Cole,_Patrick_Forr\'e,_Gilles_Louppe,_Christoph_Weniger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.01214 |
パラメトリック確率的シミュレーターは科学に遍在しており、多くの場合、高次元の入力パラメーターや手に負えない可能性を備えています。このコンテキストでベイズパラメータ推論を実行することは、困難な場合があります。シミュレーション効率と最新のアルゴリズムの中でユニークな高速の経験的事後検定可能性を同時に提供するニューラルシミュレータベースの推論アルゴリズムを提示します。私たちのアプローチは、関節後部の代わりに低次元の周辺事後確率を同時に推定し、インジケーター関数によって適切に切り捨てられた事前確率を介して関心のある観測を対象としたシミュレーションを提案することにより、シミュレーション効率が高くなります。さらに、局所的に償却された事後を推定することにより、私たちのアルゴリズムは、推論結果のロバスト性の効率的な経験的テストを可能にします。このようなテストは、既知のグラウンドトゥルースを備えていない実際のアプリケーションでの健全性チェックの推論にとって重要です。シミュレーションベースの推論ベンチマークの周辺バージョンと2つの複雑で狭い事後確率で実験を実行し、アルゴリズムのシミュレータ効率と推定周辺事後確率の品質を強調します。GitHubでの実装。
$ \ nu $ゲージを介した超対称性の破れにおけるインフレーションとタイプIIIシーソーメカニズム
| Title |
Inflation_and_type_III_seesaw_mechanism_in_$\nu$-gauge_mediated_supersymmetry_breaking |
| Authors |
Shinsuke_Kawai_and_Nobuchika_Okada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.01263 |
$\nu$ゲージを介した超対称性の破れのシナリオでの宇宙のインフレーションの実現について説明します。このシナリオでは、タイプIIIのシーソー機構に関与する24次元のカイラル超場のセットが、ゲージの仲介においてメッセンジャーフィールドの役割を果たします。ニュートリノ振動からのデータを使用して、モデルがレプトンフレーバー違反、統一ゲージ結合の摂動性、観測された暗黒物質の存在量、および125.1GeVのヒッグス質量からの制約を満たしていることを示します。宇宙マイクロ波背景放射の予測されたスペクトルは、観測とよく一致します。また、将来の実験によるこのシナリオの反証可能性についてもコメントします。
低温での二酸化炭素包接水和物の形成。 FTIRでモニターした拡散制限反応速度成長
| Title |
Carbon_dioxide_clathrate_hydrate_formation_at_low_temperature._Diffusion-limited_kinetics_growth_as_monitored_by_FTIR |
| Authors |
Emmanuel_Dartois_and_Fran\c{c}ois_Langlet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.01377 |
クラスレートハイドレートの形成と存在は、惑星の氷と彗星の組成と安定性に影響を与える可能性があります。それらは多くの複雑な惑星モデルの開発の中心であり、そのすべてには安定性曲線によって課せられる必要な条件が含まれ、その一部にはケージの占有率またはホストゲストの内容と水和数が含まれますが、動力学の側面。低温でのクラスレート形成速度論を確立するために、155-210〜Kの範囲で二酸化炭素クラスレート水和物の温度依存拡散律速形成を測定します。専用の赤外線透過密閉セルに堆積した厚さ数ミクロンの薄い水氷膜を、二酸化炭素包接水和物が熱力学的に安定する圧力の数倍の圧力に維持されたガス状二酸化炭素にさらしました。クラスレート形成の時間依存性は、フーリエ変換赤外（FTIR）分光計を使用してCO2の特定の赤外線振動モードを記録することで監視されました。これらの実験は、比較的単純な幾何学的構成内で、特に低温での2段階のクラスレート形成を明確に示しています。表面クラスレートとそれに続くバルク拡散緩和成長プロセスを組み合わせたモデルを実験に十分に適用し、クラスレートのバルク拡散の温度依存拡散係数を導き出しました。考慮された温度範囲でのこの温度依存拡散係数に対応する導出された見かけの活性化エネルギーは、E_a=24.7+/-9.7kJ/molです。速度論的パラメーターは、主に惑星または衛星で起こりうる二酸化炭素包接水和物の核形成に有利に働きます。
回転するエリスワームホール時空における準周期的振動
| Title |
Quasi-periodic_Oscillations_in_Rotating_Ellis_Wormhole_Spacetimes |
| Authors |
Efthimia_Deligianni,_Burkhard_Kleihaus,_Jutta_Kunz,_Petya_Nedkova,_Stoytcho_Yazadjiev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.01421 |
対称回転するエリスワームホールの赤道面における質量粒子の円軌道の特性を分析します。特に、軌道周波数と半径方向および垂直方向の遊星周波数を取得し、それらの最低のパラメトリック、強制、およびケプラーの共振を考慮します。これらは、対称回転するエリスワームホールの周りの降着円盤の準周期的振動が、回転するテオワームホールとカーブラックホールの周りの降着円盤の準周期的振動と比較して、多くの異なる特性を持っていることを示しています。それでも、ブラックホールとは対照的にワームホール時空に現れるいくつかの一般的な特徴を区別することができます。最も重要なものには、低次のパラメトリック共鳴や強制共鳴などのより強い共鳴の励起の可能性と、ワームホールのど近くの強い重力相互作用の領域の奥深くにあるこれらの共鳴の局在化が含まれます。
一般化された大重力におけるVainshteinメカニズム
| Title |
Vainshtein_Mechanism_in_Generalised_Massive_Gravity |
| Authors |
A._Emir_Gumrukcuoglu,_Rampei_Kimura,_Michael_Kenna-Allison,_Kazuya_Koyama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.01423 |
一般化された大規模重力における宇宙論的解の周りの摂動の非線形解析を提示します。このローレンツ不変式論は、ド・ラーム、ガバダゼ、トーリーの巨大重力の拡張であり、安定したオープンFLRW宇宙論を可能にしながら、5ドルの自由度を伝播します。自己加速バックグラウンドをサポートする最小モデルについて、非線形摂動のダイナミクスを研究します。スカラー重力子の方程式は、HorndeskiおよびDHOST理論の類似物とは異なることがわかります。方程式を数値的に解いて、スカラーモードの新しいタイプの非線形解を見つけ、Vainshteinスクリーニングメカニズムの存在を確認します。PPNパラメータが太陽系スケールでそのGR値に近づき、現在の境界を満たすことを示します。
観測可能な中性子-反中性子振動を伴うAffleck-Dineバリオン数生成
| Title |
Affleck-Dine_Baryogenesis_with_Observable_Neutron-Anti-Neutron_Oscillation |
| Authors |
Rabindra_N._Mohapatra_and_Nobuchika_Okada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.01514 |
さまざまなクラスのバリオンおよびレプトン数違反プロセスに対するAffleck-Dine（AD）バリオン数生成の影響について説明します。特に、中性子-反中性子（$n-\bar{n}$）振動の影響に焦点を当てます。私たちが扱うADバリオン数生成シナリオのクラスでは、ADフィールドを、重力と非最小的に結合するインフラトンとしても使用します。バリオン数（$B$）またはレプトン数（$L$）に違反する演算子による適切なバリオン数生成とウォッシュアウトがないことは、プロセスの可観測性、またはニュートリノ振動観測と互換性のあるニュートリノ質量の場合の制約を意味することがわかります。特に$n-\bar{n}$振動の場合、ADフィールドを$n-\bar{n}$振動に接続するよく知られた演算子のいくつかを調べて、分割スカラースペクトルモデルが最も多いことがわかりました。ADバリオン数生成との一貫性を保ちながら、観測可能な$n-\bar{n}$を取得するのに有利です。このスペクトルが、前述の観測可能な$n-\bar{n}$振動の非超対称SO（10）モデルに類似していることは興味深いことであり、このADシナリオを大統一SO（10）モデルに組み込むことができることを示唆しています。。$n-\bar{n}$振動のこのバリオン数生成シナリオの特徴は、振幅が非常に抑制されている場合でも、$\DeltaB=4$以上のプロセスを必ず予測することです。
ツイストライト、一般相対性理論以降の新しいツール
回転するブラックホールの近くを伝搬する光が同相でねじれ、軌道角運動量を運ぶという最初の観測証拠を説明し、提示します。重力レンズの以前から知られている技術の追加ツールとしてこの物理的観測量を新たに使用することで、ブラックホールのスピンパラメータを初めて直接測定することができます。軌道角運動量にエンコードされた追加情報を使用すると、コンパクトオブジェクトの実際の回転を明らかにできるだけでなく、回転するブラックホールをプローブとして使用して一般相対性理論をテストすることもできます。
| Title |
Beyond_the_spontaneous_scalarization:_New_fully_nonlinear_dynamical_mechanism_for_formation_of_scalarized_black_holes |
| Authors |
Daniela_D._Doneva,_Stoytcho_S._Yazadjiev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.01738 |
本論文では、自発的スカラー化とは異なる、スカラー化されたブラックホールの形成のための完全に非線形の動的メカニズムの存在を示します。タキオン不安定性が発生しないスカラー-ガウス-ボンネ重力理論のクラスを検討します。シュワルツシルトブラックホールはスカラー摂動に対して線形的に安定していますが、結合関数の特定の選択に対して、非線形スカラー摂動に対して不安定であることを動的に示します。この非線形の不安定性は、スカラーヘアを持つ新しいブラックホールの形成につながります。平衡ブラックホールの完全に非線形で自己無撞着な研究は、解のスペクトルがより複雑であり、スカラー場を持つ追加の分岐を持っていることを明らかにしていますが、それは不安定であることが判明しています。シュワルツシルトブラックホールのスカラーヘアの形成は、安定した「スカラー化されたブランチ」がシュワルツシルトブランチに継続的に接続されていないため、常にジャンプで発生します。
重力波データのグリッチ波形検出における様々な深部伝達学習モデルの効率について
| Title |
On_the_Efficiency_of_Various_Deep_Transfer_Learning_Models_in_Glitch_Waveform_Detection_in_Gravitational-Wave_Data |
| Authors |
Reymond_Mesuga_and_Brian_James_Bayanay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.01863 |
LIGOは、これまでに作成された中で最も感度が高く複雑な重力実験と見なされています。その主な目的は、4キロメートルの腕の長さが陽子の直径の10,000分の1の距離で変化するかどうかを観察することによって、宇宙で最も強いイベントからの重力波を検出することです。LIGOは感度が高いため、重力波を検出するために収集されるデータに影響を与える外部ノイズの乱れを起こしやすいです。これらのノイズは、一般的にLIGOコミュニティによってグリッチと呼ばれています。この研究の目的は、重力波データのグリッチ波形を検出するための、さまざまな深層伝達学習モデル、つまりVGG19、ResNet50V2、VGG16、およびResNet101の効率を評価することです。上記のモデルによって達成される精度は、それぞれ98.98％、98.35％、97.56％、および94.73％です。モデルはかなり高い精度を達成しましたが、すべてのモデルが、実験で見つかった主な懸念事項である特定のクラスのデータの不足に悩まされていたことが観察されています。
| Title |
A_Cusp_in_the_Symmetry_Energy,_PREX-II_and_Quasifermions_in_the_Core_of_Massive_Neutron_Stars |
| Authors |
Hyun_Kyu_Lee,_Yong-Liang_Ma,_Won-Gi_Paeng_and_Mannque_Rho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.01879 |
$^{208}$Pbの中性子スキンのPREX-II測定の最近の発表によって提起された「ジレンマ」は、核物質密度$n_0$付近の堅い対称エネルギーとその巨大コンパクト星のEoSへの影響を示唆しています。$n_0$で決定されたEoSが、現在広く受け入れられている宇宙核分野の「伝承」である巨大なコンパクト星に関連する高密度で、必然的に厳しい制約を与えるかどうかについての問題を提起します。ハドロン-クォーク連続性をエンコードする高密度物質のトポロジー変化によって予測される$n_{1/2}\gtrsim2n_0$での対称エネルギーの「カスプ」構造は、"伝承。"トポロジーの変化は、相転移を伴わない、$n\gtrsimn_{1/2}$の下で柔らかく、上で硬化するEoSを予測し、全体的な観測と最大質量とほぼ一致する中性子星のマクロ物理的特性をもたらします。$2.0\lesssimM/M_\odot\lesssim2.2$およびGWデータ。さらに、バリオン電荷分別化された準フェルミオンで構成され、バリオンでもクォーコニウムでもない、「疑似共形」音速$v^2_{pcs}/c^2\approx1/の大質量星の内部コアについて説明します。$n_{1/2}$で下から収束するエネルギー運動量テンソルの非ゼロトレースを伴う3$。
地上磁気圏シースの静電変動の性質
| Title |
Nature_of_electrostatic_fluctuations_in_the_terrestrial_magnetosheath |
| Authors |
Silvia_Perri,_Denise_Perrone,_Owen_Roberts,_Adriana_Settino,_Emilya_Yordanova,_Luca_Sorriso-Valvo,_Pierluigi_Veltri,_Francesco_Valentini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.01918 |
マグネトスフィアマルチスケール宇宙船による高ケイデンスプラズマ、電場、および磁場の測定により、前例のない時間と空間分解能で地球近傍天体プラズマを探索し、プラズマ複合体ダイナミクスから自然に出現する電子スケール構造を解明することができます。小規模な乱流特徴の形成は、熱力学的平衡にない構造化された非マクスウェル粒子速度分布関数に関連していることがよくあります。地上の磁気圏シースでの測定を使用して、この研究は、サブプロトンスケールでの平行電場のパワースペクトル密度の隆起を示す領域に焦点を当てています。同様に、イオン速度分布関数は、ほぼ局所的なイオン熱速度でビームのような特徴を示すことがわかります。イオンスケール範囲のイオンサイクロトロン波が同じ場所で頻繁に観測されます。これらの観測は、数値シミュレーションによってサポートされており、イオンの熱速度で伝播するイオンバルク波の生成と一致しています。これは、小規模での効率的なエネルギー伝達の新しい分野を表しており、弱く衝突する天体プラズマに関連している可能性があります。
| Title |
Probing_Primordial_Black_Holes_with_Angular_Power_Spectrum_for_Anisotropies_in_Stochastic_Gravitational-Wave_Background |
| Authors |
Sai_Wang,_Kazunori_Kohri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.01935 |
コールドダークマターの実行可能な候補としての原始ブラックホールは、宇宙の大規模な構造に集まっています。原始ブラックホール連星からの未解決の重力波のインコヒーレントな重ね合わせから生じる確率的な重力波の背景は、空全体に異方性を示すと予想されます。この研究では、このような異方性の角度パワースペクトルを初めて取得し、天体物理学のブラックホール連星からのスペクトルとの差を取得します。マルチバンド測定が採用されている場合、角度パワースペクトルは、原始ブラックホール、特に天体物理学のブラックホールと区別するのが難しい恒星の質量のブラックホールが存在するための煙を吐く銃になる可能性があります。
非最小のねじれ物質結合による重力誘起粒子生成
| Title |
Gravitationally_Induced_Particle_Production_through_a_Nonminimal_Torsion-Matter_Coupling |
| Authors |
Tiberiu_Harko,_Francisco_S._N._Lobo,_Emmanuel_N._Saridakis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.01937 |
非最小のねじれ-物質結合のメカニズムを介して、重力によって生成された粒子生成の可能性を調査します。この理論の興味深い特徴は、物質のエネルギーの発散-運動量テンソルが同じように消えないことです。物質の生成/消滅の存在下でのオープンシステムの不可逆熱力学の形式を使用して、エネルギーの非保存-運動量テンソルの物理的および宇宙論的意味を探ります。粒子生成率、圧力、および共動エントロピーの表現は、共変定式化で取得され、詳細に説明されています。重力場方程式と一緒に適用すると、オープンシステムの熱力学は、標準の$\Lambda$CDM宇宙論パラダイムの一般化につながります。このパラダイムでは、粒子の生成速度と圧力が宇宙論的流体エネルギーの構成要素として効果的に考慮されます-運動量テンソル。特定のモデルを検討し、ねじれと物質の結合を伴う宇宙論が$\Lambda$CDMシナリオをほぼ完全に再現できることを示します。さらに、粒子生成率、生成圧力、および重力物質生成によるエントロピー生成を引き起こします。赤方偏移の下限と上限の両方。
