対称的なインフレポテンシャルからの非対称的な再加熱
ラグランジアンの対称性を維持しながら、互いに分離された2つの同一の物質セクターが異なる温度に再加熱される可能性がある非最小の運動項を持つ2フィールドインフレーションのモデルを探索します。このシナリオは、ミラーセクターの温度がビッグバン元素合成と宇宙マイクロ波背景放射によって$T'\lesssim0.5T$に制限されているミラー暗黒物質モデルによって動機付けられています。与えられたクラスの非最小運動学項について、対称場軌道$X=Y$はリペラー解であり、初期条件でランダムに発生する非対称性は、インフレーション中に何桁も増幅されます。正規のべき乗則モデルで実現できます。このモデルでは等曲率の変動が大幅に抑制されていますが、近い将来、テンソルとスカラーの比率が$\mathcalO（0.03$-$0.07$）になる可能性があります。{\itPlanck}制約と互換性のある潜在的なパラメーターの範囲は、対応する単一フィールドモデルよりもはるかに大きいことが示されています。これは、CTHCをダビングしたスペクトルインデックスを下げるメカニズム、つまり地平線交差時の湾曲した軌道によって発生します。
共分散行列を比較するための高速で信頼性の高い方法
共分散行列は、信頼できるパラメーター制約を取得するための重要なツールです。宇宙論的調査の進歩により、データベクトルが大きくなり、その結果、共分散行列がますます複雑になり、その要素の数はデータベクトルのサイズの2乗に比例して増加します。これらの行列を比較する最も簡単な方法は、完全な宇宙論的分析を含み、これは非常に計算コストがかかる可能性があります。ますます普及している圧縮スキームの概念と構築を使用して、共分散行列を比較する高速で信頼性の高い方法を提案します。基本的な考え方は、パラメーターの制約に関連する共分散行列の部分にのみ焦点を当て、高速モンテカルロシミュレーションを介して、ベースラインのものからの2番目の候補行列の差を定量化することです。この方法をテストするために、ダークエネルギーサーベイの宇宙せん断測定値を分析するために使用された2つの共分散行列に適用しました。パラメータの不確実性が2.6\％変化することがわかりました。これは、完全な宇宙論的分析と定性的に一致する数値です。近似法は完全な分析を置き換えることはできませんが、共分散行列を推定するコードの開発および検証中に役立つ場合があります。私たちの方法は、完全な宇宙論的分析よりも約100分の1のCPUhしか必要としません。
パワースペクトルとバイスペクトルの高速計算のためのスペクトル応答関数アプローチの実装
| Title |
Implementing_spectra_response_function_approaches_for_fast_calculation_of_power_spectra_and_bispectra |
| Authors |
Ken_Osato,_Takahiro_Nishimichi,_Atsushi_Taruya,_Francis_Bernardeau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.04275 |
次の次の順序と次の次の次の順序での宇宙の大規模構造の摂動理論は、穏やかに非線形の領域でのサブパーセントレベルでの宇宙論的統計の予測を提供します。しかし、分光学的調査から宇宙論的パラメーターを推測するためのその使用は、多数のパラメーターの予測を行うための計算コストによって妨げられています。コードの実行時間を短縮するために、正則化された摂動理論アプローチのコンテキストで高速スキームを提示し、ビニングの影響を含め、2ループレベルのパワースペクトルと1ループレベルのバイスペクトルに適用しました。この方法は、摂動図のコストのかかる直接評価が実行され、表にされる基準点の周りの線形パワースペクトルの関数としてパワースペクトルのテイラー展開を利用します。その場合、任意の宇宙論的パラメーターの予測スペクトルの計算には、数分以内に実行できる1次元積分のみが必要です。これにより、この方法は、宇宙論的パラメーター推論のためのマルコフ連鎖モンテカルロ分析に適したものになります。
成長率データと機械学習を使用した$ \ Lambda $ CDMパラダイムのテスト
宇宙定数$\Lambda$とコールドダークマター（CDM）モデル（$\Lambda\text{CDM}$）は、現代の宇宙論の柱の1つであり、現在および今後の調査で事実上の理論モデルとして広く使用されています。ダークエネルギーの性質は非常にわかりにくいため、モデルバイアスの問題を回避するために、ここでは、一致モデルを評価するために物質摂動データの増加を使用する摂動レベルでの新しいヌルテストを示します。$\Lambda\text{CDM}$と、物質の摂動の異なる進化を示す3つのモデル、つまり一定の暗黒エネルギーモデルに基づいて模擬カタログを作成する今後の調査からのデータを使用して、このヌルテストをどの程度正確に再構築できるかを分析します。状態方程式$w$（$w$CDM）、Hu\＆Sawickiおよびデザイナー$f（R）$モデルを作成し、遺伝的アルゴリズムと呼ばれる機械学習手法を使用してそれらを再構築します。将来のLSSTのような模擬データを使用して、一貫性テストでこれらの実行可能な宇宙モデルを5$\sigma$以上で除外し、データの緊張をチェックし、物質の振幅の既存の緊張を緩和できることを示します。変動$S_8=\sigma_8\left（\Omega_m/0.3\right）^{0.5}$。
スペクトル最適化による他の星の周りの光合成色素のピーク吸収波長
| Title |
The_peak_absorbance_wavelength_of_photosynthetic_pigments_around_other_stars_from_spectral_optimization |
| Authors |
Owen_R._Lehmer,_David_C._Catling,_Mary_N._Parenteau,_Nancy_Y._Kiang,_and_Tori_M._Hoehler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.04120 |
他の惑星での生命の探索では、光合成植生の存在は、それが反射する光の色から検出できるかもしれません。現代の地球では、このスペクトル反射率は、赤と近赤外線の波長間の反射率の増加、つまり「赤いエッジ」によって特徴付けられます。異なる恒星タイプを周回する惑星では、赤のエッジアナログが赤以外の色で発生する可能性があります。したがって、他の惑星の赤縁類似体を検出するには、光合成生物が光子を優先的に吸収および反射する波長を知る必要があります。Marosv\"olgyiandvanGorkom（2010）から地球上の現存する光合成色素の吸収スペクトルを予測する数値モデルを使用して、適応されたFから後期M型の星までの地球のような惑星上の色素の吸収スペクトルを計算します。このモデルでは、色素が、光合成装置を構築するための熱放出とコストを最小限に抑えながら、入射光子からのエネルギー入力を最大化する波長で吸収するように調整されると、細胞エネルギー生成が最大化されます。Fタイプの星の周りの生物は青になる傾向がありますが、G、K、および初期のMタイプの星の場合は、赤またはそのすぐ先が好まれます。最もクールなMタイプの星の周りでは、これらの生物は近赤外線、おそらく過去に優先的に吸収する可能性があります。1ミクロンこれらの予測は、色素吸収率の以前の定性的推定と一致しています。予測される色素吸収スペクトルは、両方のtに依存します。恒星のタイプと惑星の大気組成、特に大気中の水蒸気濃度は、表面光子の利用可能性を変化させ、したがって予測される色素吸収を変化させます。エイリアンの光合成生物の吸光度スペクトルを制限することにより、将来の観測は、レッドエッジ類似体を検出するためにより良く装備されるかもしれません。
カリフォルニア-ケプラー調査サンプルの分光分析：II。恒星の金属量と惑星の構造との相関関係
| Title |
A_Spectroscopic_Analysis_of_the_California-Kepler_Survey_Sample:_II._Correlations_of_Stellar_Metallicities_with_Planetary_Architectures |
| Authors |
Luan_Ghezzi,_Cintia_F._Martinez,_Robert_F._Wilson,_Katia_Cunha,_Verne_V._Smith,_Steven_R._Majewski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.04153 |
FeIおよびFeIIラインの選択されたサンプルを使用したLTE分光分析からのCalifornia-KeplerSurveyからの807個の惑星をホストする星のサンプルの独立した自己無撞着な金属量を提示します。ホスト星の金属量、惑星の半径、および惑星の構造（軌道周期-暖かいまたは熱い-および多重度-単一または複数）の間の相関は、ノンパラメトリック統計検定を使用して調査されました。たとえば、ホスト星の全体的な金属量分布がすべてのタイプの高温惑星系と高温惑星系の間で異なるという文献からの以前の結果を確認することに加えて、高温系と高温系の金属量の中央値を比較すると、複数のスーパーアースは、単一のスーパーアースの違いと比較すると、かなり大きくなっています。ホットシングルスーパーアースとウォームシングルスーパーアースの金属量CDFは、親の星の種族が異なることを示していますが、サブネプチューンの場合はそうではありません。サブネプチューンとサブサターンの間の遷移半径は、太陽の近くの天の川の薄い円盤のAPOGEE金属量分布を、それらのシステムで最大の既知の惑星に基づいて分離されたホスト星の金属量分布と比較することによって調べられました。これらの比較は、システム内の最大の惑星の半径が大きくなるにつれて、ますます異なる金属量分布を明らかにし、親の恒星の金属量はR$_{p}>$2.7R$_{\oplus}$で大幅に異なります。惑星の半径の関数としてのp値の振る舞いは、R$_{p}$=4.4$\pm$0.5R$_{\oplus}$で大きな傾きの変化を受け、小さいものと大きいものの間の半径の境界を示します惑星。
ジャンプジュピターは月の形成の影響を引き起こすことができますか？
| Title |
Can_a_jumping-Jupiter_trigger_the_Moon's_formation_impact? |
| Authors |
Sandro_R._DeSouza,_Fernando_Roig_and_David_Nesvorn\'y |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.04181 |
月の形成の影響が巨大惑星の初期の動的不安定性によって引き起こされた可能性を調査します。木星と土星の準主軸が基本的にコンパクトなアーキテクチャから現在の場所に段階的に進化する、太陽系の不安定性についてよく研究された「ジャンプ木星」仮説を検討します。さらに、地球型惑星の原始系と月を形成する発射体の複数の異なる構成をテストします。特に、ほぼ等しい質量の影響に焦点を当てます。巨大惑星の不安定性/移動は、動的摂動によって地球型惑星の軌道を励起し、それらの間の衝突を可能にすることがわかります。シミュレーションの約10％が原始地球との衝突につながり、その結果、現在のアーキテクチャをある程度再現する地上システムの最終構成が得られました。これらの衝突のほとんどはひき逃げ領域で発生しますが、約15％は部分降着体制で発生し、月を形成する衝撃に適切な条件があります。ほとんどのシミュレーションでは、不安定な時間と月形成の影響の間に約20My以上の遅延があります。これは、宇宙化学的制約から推測される月形成衝撃の時間（30-60My）と互換性のある、初期の不安定性（原始惑星系円盤でのガスの散逸後<10My）の発生をサポートします。一般に、私たちのシミュレーションにおける内部太陽系の最終状態は、主に水星の離心率と傾斜の過剰励起に起因する角運動量不足の過剰を示しています。
海賊による小惑星測光：小口径望遠鏡の最適化と技術
| Title |
Asteroid_Photometry_with_PIRATE:_Optimizations_and_Techniques_for_Small_Aperture_Telescopes |
| Authors |
Samuel_L._Jackson,_Ulrich_C._Kolb,_Simon_F._Green |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.04390 |
小口径望遠鏡は、競争の激しい時間配分要件のために大規模な施設では実行できない地球近傍小惑星の高周波でターゲットを絞った観測を行う機会を提供します。これらのタイプの施設での小惑星の観測は、高精度の測光キャリブレーションを達成することが難しいため、長期的な位相角に依存する変動（位相曲線）ではなく、回転輝度の変動に焦点を合わせることがよくあります。0.43mのPhysicsInnovationsRoboticTelescopeExplorer（PIRATE）からの移動物体の画像用に、自動化された小惑星光度曲線抽出およびキャリブレーションパイプラインを開発しました。これにより、小惑星の位相曲線を作成するために必要な観測の頻度と品質が可能になります。画像とその後のデータ品質を改善するために、市販の/既製のコンポーネントから構築された同様の小口径設備を可能にする可能性のある標準的なデータ削減手順の最適化が特定されています。ハードウェアとソフトウェアの機能のデモンストレーションは、10か月の観測キャンペーンからの観測統計、および地球近傍小惑星8014（1990MF）と19764（2000NF5）の測光特性によって表されます。
NGC 147は、銀河の恒星の質量と恒星の金属量関係の崩壊を裏付けています
| Title |
NGC_147_Corroborates_the_Break_in_the_Stellar_Mass-Stellar_Metallicity_Relation_for_Galaxies |
| Authors |
Zhuyun_Zhuang_(1),_Evan_N._Kirby_(1),_Nicha_Leethochawalit_(2,_3,_4),_Mithi_A._C._de_los_Reyes_(1)_((1)_Caltech,_(2)_University_of_Melbourne,_(3)_ASTRO_3D,_(4)_NARIT) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.04067 |
恒星の質量と恒星の金属量関係（MZR）は、銀河の化学進化を精査するための重要なアプローチです。これは、銀河のフィードバックと重力ポテンシャルのバランスを恒星の質量の関数として反映しています。しかし、局所的な矮星伴銀河の現在のMZR（M*<〜10^8Msun、分解された恒星分光法から測定）は、より大きな銀河（M*>〜10^9.5Msun、統合から測定）のMZRと一致しない可能性があります。光分光法）。このような不一致は、2つの方法の体系的な違いに起因する場合もあれば、10^9Msun付近のMZRの中断を示している場合もあります。この問題に対処するために、PalomarCosmicWebImager（PCWI）を使用して、統合された光からNGC147の恒星の金属量を測定しました。統合された光からの恒星の金属量の推定値を、分解された恒星の分光法からの測定値と比較し、それらが0.1dex以内で一貫していることを発見しました。一方、高質量MZRは、NGC147の質量で0.6dexだけ金属量を過大予測します。したがって、我々の結果は、低質量MZRと高質量MZRの間の不一致が体系的なものに起因するものではないことを暫定的に示唆しています。テクニックの違い。代わりに、実際の物理プロセスがMZRの移行を引き起こします。さらに、我々は、最も内側の領域で正の年齢勾配を発見し、より大きな半径で分解された星から負の金属量勾配を発見しました。これは、NGC147の外部からの形成の可能性を示唆しています。
クラスター内光の起源と進化について：最新の開発の簡単なレビュー
銀河群や銀河団のすべての光が銀河に結合している星から来るわけではありません。そのかなりの部分は、いわゆる銀河団内または拡散光（ICL）を構成します。これは、最も明るい銀河団や中規模/大規模衛星のエンベロープであると一般に考えられているグループ/クラスターの低表面輝度成分です。このレビューでは、理論的側面と観察的側面の両方によって過去数十年間にトピックに与えられた大きな貢献を考慮して、その形成と進化に関与するメカニズムについて説明します。ICLを分離するために一般的に使用される方法から始めて、それ自体の定義によって与えられる顕著な問題に対処します。それでも、さまざまな研究間の比較は簡単ではありません。最後に、利用する最新の作業の概要を示します。銀河群と銀河団における暗黒物質分布の発光トレーサーとしてのICLの役割。
GALAHとガイアに基づく古い天の川ハロー星の金属の起源
| Title |
Origin_of_metals_in_old_Milky_Way_halo_stars_based_on_GALAH_and_Gaia |
| Authors |
Miho_N._Ishigaki_(1),_Tilman_Hartwig_(2),_Yuta_Tarumi_(2),_Shing-Chi_Leung_(3),_Nozomu_Tominaga_(1),_Chiaki_Kobayashi_(4),_Mattis_Magg_(5),_Aurora_Simionescu_(6),_and_Ken'ichi_Nomoto_(7)_((1)_National_Astronomical_Observatory_of_Japan,_(2)_The_University_of_Tokyo,_(3)_California_Institute_of_Technology,_(4)_University_of_Hertfordshire,_(5)_University_of_Heidelberg,_(6)_SRON_Netherlands_Institute_for_Space_Research,_(7)_Kavli_Institute_for_the_Physics_and_Mathematics_of_the_Universe) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.04194 |
宇宙史の最初の数十億年の恒星と超新星元素合成は、それらの性質についてはほとんど知られていないが、宇宙における初期の構造形成の舞台を設定した。GALAHデータリリース3で測定された恒星の物理パラメータとGaiaEDR3の正確な位置天文学を利用して、運動学と互換性のある$\sim100$の古い主系列星（年齢$\gtrsim12$Gyrs）を選択しました。太陽の近くの天の川恒星のハロー集団。GALAHDR3による詳細な均一元素存在量の推定値は、Pop〜III（ゼロメタル）コア崩壊超新星（CCSNe）、通常（非ゼロメタル）CCSNe、およびタイプIa超新星（SNIa）の超新星収量モデルと比較されます。個々の収量またはそれらの組み合わせのどれが、古いハロー星（「OHS」）のそれぞれについて観察された元素存在量パターンを最もよく再現するかを調べます。[Fe/H]$>-1.5$のOHSで観測された存在量は、CCSNeとSN〜Iaの両方からの寄与によって最もよく説明されることがわかります。ここで、すべての金属濃縮SNeの中でSN〜Iaの割合は最大です。チャンドラセカールに近い質量のSNeIa前駆体の相対的な割合に関する仮定に応じて、[Mg/Fe]比が高い星の場合は10〜20％、[Mg/Fe]比が低い星の場合は最大20〜27％。結果は、[Fe/H]$>-1.5$のOHSの前駆体システムでは、Fe質量の$\sim$50-60％が天の川形成の初期段階で通常のCCSNeに由来することを示唆しています。これらの結果は、銀河ハローで最も古い星の誕生環境への洞察を提供します。
| Title |
A_Hubble_Space_Telescope_Imaging_Survey_of_Low-Redshift_Swift-BAT_Active_Galaxies |
| Authors |
Minjin_Kim_(Kyungpook_National_University),_Aaron_J._Barth_(UC_Irvine),_Luis_C._Ho_(KIAA),_and_Suyeon_Son_(Kyungpook_National_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.04213 |
z<0.1でのSwift-BAT活動銀河核（AGN）のホスト銀河のハッブル宇宙望遠鏡スナップショットイメージング調査からの最初の結果を提示します。硬X線選択により、このサンプルサンプルは、光学AGN選択方法と比較して不明瞭さの点で比較的偏りがありません。154個のターゲットAGNの高解像度画像により、ハッブルタイプやマージ機能など、ホスト銀河の詳細な測光構造を調査できます。サンプルの48％と44％が、それぞれ初期型と後期型の銀河によってホストされていることがわかります。サンプルの残りの8％のホスト銀河は、それらがひどく乱されているので、特異銀河として分類されます。ホスト銀河のごく一部（18％〜25％）のみが、融合機能（たとえば、潮汐の尾、砲弾、または大きな乱れ）を示します。マージ率は、ボロメータAGNの光度の関数として大幅に増加し、このサンプルでマージが発光AGNのトリガーに重要な役割を果たしていることを示しています。ただし、マージの割合はエディントン比率との相関が弱く、マージが必ずしもエディントン比率の向上につながるとは限らないことを示唆しています。タイプ1とタイプ2のAGNは、ハッブルタイプの分布とマージの割合の点でほとんど区別できません。ただし、タイプ2AGNの合体率は、タイプ1AGNの合体率と比較して低い放射光度でピークに達します。この結果は、タイプ1とタイプ2のAGNのトリガーメカニズムと進化段階が同一ではないことを意味している可能性があります。
SPHERExを使用したトーラス残響マッピング実験のシミュレーション
| Title |
Simulations_of_Torus_Reverberation_Mapping_Experiments_with_SPHEREx |
| Authors |
Minjin_Kim,_Woong-Seob_Jeong,_Yujin_Yang,_Jiwon_Son,_Luis_C._Ho,_Jong-Hak_Woo,_Myungshin_Im,_and_Woowon_Byun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.04219 |
残響マッピング（RM）は、活動銀河核（AGN）のブロードライン領域（BLR）とほこりっぽいトーラスの物理的サイズを調査するための効率的な方法です。宇宙の歴史、再電離の時代、氷の探検家のための分光光度計（SPHEREx）ミッションは、光学および近赤外波長でのマルチエポック分光データを提供します。これらのデータは、明るいAGNのRM実験に使用できます。トーラスRM測定のためにSPHEREx深部領域でSPHERExデータを使用した実現可能性テストの結果を提示します。SPHERExディープフィールドにおける明るいAGNの物理的特性を調査します。この情報に基づいて、シミュレートされた光度曲線でトーラスのタイムラグを検出する効率を計算します。$B-$bandで深さ$\sim20$magの補完的な光学データと組み合わせて、$\sim200$以上の明るいAGNでトーラスの$\le750$日のラグを測定できることを示します。深さが$\sim21-22$magの高い信号対雑音比の測光データが利用できる場合、RM測定は最大$\sim$900のオブジェクトに適用できます。SPHERExは、適切に設計された初期の光学観測によって補完されると、明るいAGNのほこりっぽいトーラスの物理的特性を研究するための独自のデータセットを提供できます。
DustPedia銀河サンプルを使用したダスト放出のスペクトル形状の調査
| Title |
Probing_the_spectral_shape_of_dust_emission_with_the_DustPedia_galaxy_sample |
| Authors |
Angelos_Nersesian,_Wouter_Dobbels,_Manolis_E._Xilouris,_Maarten_Baes,_Simone_Bianchi,_Viviana_Casasola,_Christopher_J._R._Clark,_Ilse_De_Looze,_Fr\'ed\'eric_Galliano,_Suzanne_C._Madden,_Aleksandr_V._Mosenkov,_Evangelos-D._Paspaliaris,_Ana_Tr\v{c}ka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.04383 |
この論文の目的は、DustPedia銀河の遠赤外線（FIR）スペクトルエネルギー分布（SED）の分散と、恒星および塵の特性との関連を理解することです。ダスト放出の興味深い側面は、銀河のダスト含有量と、それが銀河内の物理的条件によってどのように変化するかについて私たちに知らせることができる推定FIR色です。しかし、ダスト粒子の固有の複雑さ、およびダストに依存するさまざまな物理的特性は、それらの最大の可能性を利用する私たちの能力を妨げます。主成分分析（PCA）を使用して、ダストの光度、ダストの温度、ダストの質量、ボロメータの光度、星形成率（SFR）、恒星の質量、特定のSFR、ダストなど、多くの関連する物理的特性との新しい隠れた相関関係を調べます。-星の質量比、ほこりによって吸収された星の光度の割合（f_abs）、および金属量。サンプルの分散の95％は、2つの主成分（PC）で説明できることがわかります。最初のコンポーネントはSEDのピークの波長を制御し、2番目のコンポーネントは幅を特徴づけます。最初の2台のPCの係数とよりよく相関し、したがってFIRSEDの形状を制御する物理量は、ダスト温度、ダスト光度、SFR、およびf_absです。最後に、低金属量銀河はより暖かく、より広いSEDを持つ傾向が弱いのに対し、高金属量銀河はより低温でより狭いFIRSEDを持っていることがわかります。
おとめ座の初期型銀河の高温ガス含有量に対するX線の制約
おとめ座銀河団に存在する初期型銀河（ETG）の周りの拡散高温ガスの体系的な研究を、アーカイブ{\itChandra}の観測に基づいて提示します。私たちの代表的なサンプルは、低から中程度の恒星質量（$M_*\約10^{9-11}\rm〜M_\odot$）を持つ79個の銀河で構成されています。この質量範囲は、X線ではあまり調査されていません。これまでの観察。わずか8つの銀河で拡散X線放射を検出し、5つのケースでは、検出された放射のかなりの部分が、それらの空間分布とスペクトル特性に基づいて、真に拡散した高温ガスに明確に起因する可能性があることを発見しました。個々に検出されていない銀河については、スタッキング分析を実行して平均X線放射を制限し、$L_{\rmX}/M_*\sim10^{28}{\rmの特定のX線光度を見つけます。〜erg〜s^{-1}〜M_{\odot}^{-1}}$、これは未解決の星の種族と一致しています。これらの低質量および中間質量ETGにおける真に拡散した高温ガスの見かけの不足は、高温の銀河団ガスによる効率的なラム圧力ストリッピングの結果である可能性があります。ただし、同様の恒星質量の57個のフィールドETGの比較サンプルでは、同様の感度のアーカイブ{\itChandra}観測が利用可能であるため、有意な拡散高温ガスも見つかりません。これは、銀河環境に関係なく、銀河風が低質量および中間質量ETGの内部領域から高温ガスを排出するという代替の可能性を示しています。それにもかかわらず、2つの銀河（NGC4417とNGC4459）で進行中のラム圧力ストリッピングの強力な形態学的証拠が見つかりました。ETGの高温ガス含有量の調節におけるラム圧力ストリッピングと銀河風の役割をよりよく理解することは、大きな銀河サンプルの高感度X線観測を招きます。
NGC3314Aの恒星フィラメントにおける超拡散銀河の形成：実際に捕らえられた？
| Title |
Formation_of_an_ultra-diffuse_galaxy_in_the_stellar_filaments_of_NGC3314A:_caught_in_act? |
| Authors |
Enrichetta_Iodice,_Antonio_La_Marca,_Michael_Hilker,_Michele_Cantiello,_Giuseppe_D'Ago,_Marco_Gullieuszik,_Marina_Rejkuba,_Magda_Arnaboldi,_Marilena_Spavone,_Chiara_Spiniello,_Duncan_A._Forbes,_Laura_Greggio,_Roberto_Rampazzo,_Steffen_Mieske,_Maurizio_Paolillo,_Pietro_Schipani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.04486 |
HydraIクラスターのVEGASイメージング調査は、渦巻銀河NGC3314Aの南西にある恒星フィラメントの拡張されたネットワークを明らかにしています。これらのフィラメント内で、銀河から約40kpcの投影距離で、中心表面輝度が$\mu_{0、g}\sim26$magarcsec$^{-2の超拡散銀河（UDG）を発見します。}$および有効半径$R_e\sim3.8$kpc。UDG32と名付けられたこのUDGは、Hydra〜Iクラスターの中で最も暗く最も拡散した低表面輝度銀河の1つです。入手可能なデータに基づいて、このオブジェクトが恒星フィラメントの上の投影で見られることを除外することはできません。したがって、代わりにクラスター内の前景または背景のUDGです。しかし、UDG32とNGC3314Aの恒星フィラメントとの明確な空間的一致は、UDG32がフィラメント内の材料から形成され、分離した重力結合システムになっている可能性があることを示唆しています。このシナリオでは、UDG32の起源は、NGC3314Aの恒星フィラメントの性質に依存しますが、これはまだ不明です。それらは、ラム圧ストリッピングに起因するか、潮汐起源である可能性があります。この手紙では、恒星フィラメントとUDG32の観測された特性の比較に焦点を当て、それらの考えられる起源について推測します。UDGの比較的赤い色（$gr=0.54\pm0.14$〜mag）は、NGC3314Aのディスクの色と似ており、1Gyrより古い年齢と、いくつかのコンパクトな恒星系の存在の可能性を組み合わせています。UDG32について推測された潮汐形成シナリオに向けて。
ALCHEMIのNGC253におけるC $ _2 $ Hの分布と起源
| Title |
The_Distribution_and_Origin_of_C$_2$H_in_NGC_253_from_ALCHEMI |
| Authors |
J._Holdship,_S._Viti,_S._Mart\'in,_N._Harada,_J._Mangum,_K._Sakamoto,_S._Muller,_K._Tanaka,_Y._Yoshimura,_K._Nakanishi,_R._Herrero-Illana,_S._M\"uhle,_R._Aladro,_L._Colzi,_K._L._Emig,_S._Garc\'ia-Burillo,_C._Henkel,_P._Humire,_D._S._Meier,_V._M._Rivilla,_and_P._van_der_Werf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.04580 |
化学種の観察は、放出ガスの物理的状態への洞察を提供することができますが、それらの存在量と励起が異なる加熱環境内でどのように変化するかを理解することが重要です。C$_2$Hは、私たち自身の銀河のPDR領域に通常見られる分子ですが、銀河系外環境でエネルギー処理を受けている他の領域も追跡していることを示唆する証拠があります。ALCHEMIALMA大規模プログラムの一環として、近くのスターバースト銀河NGC253の中央分子ゾーンでのC$_2$Hの放出は、1.6"（28pc）の解像度でマッピングされ、その化学的起源を理解するために特徴付けられました。C$_2$HのN=1-0からN=4-3の回転遷移を使用して、NGC253の高密度雲に向かうC$_2$H列密度を導き出しました。PDR、高密度雲、および次に、衝撃モデルを使用して、分子発光を生成している化学的プロセスと物理的条件を調査しました。高密度に向かって検出された$\sim10^{15}cm^{-3}$の高いC$_2$Hカラム密度が見つかりました。さらに、放出が雲の端にあるPDR領域から発生すると仮定しても、これらの列密度を再現できないことがわかります。代わりに、C$_2$Hの存在量は高いままでも高いままであることがわかります。これらの雲の内部の視覚的消滅、そしてこれはおそらく高い共同によって引き起こされていることsmic-rayイオン化率。
近くの銀河の多様な合併の歴史と衛星人口の関係
| Title |
Relating_the_Diverse_Merger_Histories_and_Satellite_Populations_of_Nearby_Galaxies |
| Authors |
Adam_Smercina,_Eric_F._Bell,_Jenna_Samuel,_Richard_D'Souza |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.04591 |
近くの天の川（MW）質量銀河の衛星集団のかなりの多様性が、それらのホストの合併履歴の多様性と関連しているかどうかを調査します。衛星の母集団と恒星のハローを広範囲に観測して近くの8つの銀河を分析し、最も支配的な合併の指標である$M_{\rm\star、Dom}$を使用して、各銀河の合併履歴を特徴付けます。蓄積された恒星の質量または最も巨大な現在の衛星。150kpc（$N_{\rmSat}$）内のこれらの銀河の$M_{V}\、{<}\、{-}9$衛星の数と、$M_{\rm\スター、ドーム}$。この関係は、銀河の質量の違いを考慮した後でも残っています。MWとM81の周りの衛星の星形成と軌道履歴を使用して、両方が現在の支配的な合併の間に$M_{\rm\star、Dom}{-}N_{\rmSat}$関係に沿って進化した可能性があることを示します。それぞれLMCとM82です。観測と直接比較するためにFIREシミュレーションを使用することを含め、銀河形成モデルにおけるこの関係の存在を調査します。FIREでは$M_{\rm\star、Dom}$と$N_{\rmSat}$の間に関係はなく、$M_{\rm\starで$N_{\rmSat}$に普遍的に大きなばらつきがあります。、Dom}$モデル全体$-$は、経験的関係の緊密さとは正反対です。2つの基本的な銀河特性間の観測および予測されたスケーリング関係のこの急激な違いは、現在のシミュレーションが多様な合併履歴とそれらの衛星集団への影響を十分に再現していないことを示しています。したがって、この関係の出現を説明することは、銀河形成を完全に理解するために不可欠です。
高密度CSMショックブレイクアウトと冷却の分析光度曲線
高密度の星周円盤（CSM）は、観測された明るい光の過渡現象において重要な役割を果たすと考えられています。コア崩壊中に前駆体から放出された噴出物によって、衝撃加熱されたCSMによって生成された放射線は明るいUV/光放射に電力を供給することができます。最初のCSMに、質量の大部分が含まれ、光学的厚さが大きい「外縁」がある場合、光子が最初に衝撃を受けたCSMから逃げることができるときに、衝撃の発生がこの外縁の近くで発生します。衝撃を受けたCSMの$\sim$thinシェルはその後膨張し、その後の冷却エンベロープフェーズでは、放射損失と断熱損失が競合してCSMの熱エネルギーを消費します。ここでは、そのようなショックを受けたCSMによって生成されたボロメータ光度曲線の解析解を導き出します。ショックブレイクアウトからすでに適用可能な冷却エンベロープフェーズのソリューションを初めて提供します。特に、初期の段階で関連性があり、物理的に動機付けられた初期条件を課す平面CSMジオメトリを考慮します。特にCSMの光学的厚さが$c/v_{\rmsh}$（$v_{\rmsh}$は衝撃速度）よりわずかに大きい場合は特に、これらの効果が結果の光度曲線に劇的な影響を与える可能性があることを示します。。これは、以前は計算コストの高い数値シミュレーションまたは初期の光度曲線の進化を適切に捉えていないより単純化されたモデルのいずれかを使用してモデル化された、観測された高速光過渡現象の解釈に重要な意味を持ちます。
M81の球状星団における急速に変化するFRBの意味
M81の球状星団での高速電波バースト（FRB）の最近の発見は、これらの強力な無線パルスを生成するオブジェクトの形成のための複数のチャネルを示しています。FRBと球状星団（または他の古い恒星系）との関連は、これらのバーストの原因である可能性が最も高い物体である強く磁化された中性子星が、若い巨大な星がコア崩壊を起こすときだけでなく、合併によっても生まれることを示唆しています古い白色矮星の。古い星の種族による総FRB率への部分的な寄与は少なくとも数パーセントであり、正確な部分は、星形成銀河と楕円銀河の両方の近くの銀河の方向でのFRB検索によって制約される可能性があることがわかります。非常に一般的な議論を使用して、M81-FRBの活動時間は控えめな仮定の下で10^4から10^6年の間であり、10^5年程度である可能性が高いことを示します。電波爆発のエネルギーは、10^{13}Gの磁場強度、および>0.2秒の自転周期に下限を設定し、それによってミリ秒パルサーであるソースを除外します。持続的なX線光度の上限（チャンドラによって提供される）は、高いFRB光度と頻繁な繰り返しとともに、M81-FRBがからの巨大パルスのスケールアップバージョンである可能性を厳しく制限（または除外）します。銀河パルサー。最後に、FRB光度曲線の50nsの変動時間は、放出が10^{10}cmを超える距離にある場合は説明できないため、放出が中性子星磁気圏内のコンパクトな領域で生成されることを示唆しています。
白色矮星の冷却に対するパルサー蒸発の影響について
低質量X線連星（LMXB）の大部分の進化は、ヘリウム白色矮星（HeWD）コンパニオンとともに急速に回転するパルサーの形成につながります。観測によると、連星パルサーシステムの一部のHeWDは超低温です（有効温度$T_{\rmeff}\lesssim$4000\、K）。物質移動プロセス後にHeコアの周囲に厚い水素エンベロープが残ったため、ハッブル時間内にHeWDをこのような低温に冷却することは困難です。WDの冷却を加速できる可能性のあるメカニズムは、リサイクルされたパルサーからの高エネルギー放射によって駆動されるHeWDからの蒸発風質量損失です。この論文では、多数のLMXBを進化させ、中性子星のスピンダウン光度、蒸発効率、コンパニオンスターの金属量など、さまざまな入力パラメータを使用して、パルサーの高エネルギー放射がWD冷却に与える影響を調査します。。結果を観察結果と比較すると、比較的高温のHeWD（$T_{\rmeff}>7000$K）の場合、蒸発を考慮しない標準のWD冷却で温度を再現できますが、彼は比較的低温（$T_{\rmeff}$<5000K）のWDです。
観測されたパルサー速度からの弱い超新星キックに対する制約
| Title |
Constraints_on_Weak_Supernova_Kicks_from_Observed_Pulsar_Velocities |
| Authors |
Reinhold_Willcox,_Ilya_Mandel,_Eric_Thrane,_Adam_Deller,_Simon_Stevenson,_and_Alejandro_Vigna-G\'omez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.04251 |
連星パルサーと球状星団のパルサーの観測は、少なくともいくつかのパルサーが出生時に弱い出生キックを受けなければならないことを示唆しています。すべてのパルサーが\unit[50]{\kms}を超える強力な出生キックを受けた場合、球状星団で生まれたパルサーは主に脱出しますが、広いバイナリは破壊されます。一方、孤立した電波パルサーの横方向速度の観測は、$5\pm2\％$のみが\unit[50]{\kms}未満の速度を持っていることを示しています。迅速なバイナリ母集団合成モデリングを使用して、この明らかな緊張を調査します。特徴的に低い出生キックを伴う超新星（例えば、電子捕獲超新星）が、コンパニオンとのバイナリ相互作用を介して前駆星が除去された場合にのみ発生するモデルを提案します。このモデルが、観測されたパルサー速度分布を自然に再現し、予測された合体二重中性子星の収量を減少させないことを示します。電子捕獲超新星の相互作用しない前駆体のゼロエイジ主系列質量範囲は、${\upperx}0.2M_\odot$より広くないはずであると推定します。
レッドノイズプロセスとしての乱流磁場中を伝播する荷電粒子の輸送
| Title |
Transport_of_charged_particles_propagating_in_turbulent_magnetic_fields_as_a_red-noise_process |
| Authors |
Olivier_Deligny |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.04391 |
磁場が浸透したさまざまな天体物理学的環境における荷電粒子の輸送は、モンテカルロシミュレーションから一般的に推測される拡散テンソルパラメータに依存する拡散プロセスの観点から説明されています。この論文では、純粋に乱流の磁場の場合の拡散係数の理論的導出が提示されます。このアプローチは、2つの連続する時間の間に粒子が経験する磁場の2ポイント相関関数をモデル化するためのレッドノイズ近似に基づいています。このアプローチは、粒子のラーモア半径が乱流の波長パワースペクトルと共鳴しているレジーム（ジャイロ共振レジーム）を説明するために示されているため、以前の結果はラーモア半径が乱流のより長い波長よりも大きいです。結果は、モンテカルロジェネレータで得られた結果と一致していることが示されています。この研究では考慮されていませんが、乱流の上に平均場が存在することが議論されています。
中性子星の磁気圏におけるコヒーレント過程に対する輝度温度の制約
| Title |
Brightness_temperature_constraints_on_coherent_processes_in_magnetospheres_of_neutron_stars |
| Authors |
Maxim_Lyutikov_(Purdue_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.04414 |
観測された輝度温度がパルサーと高速電波バースト（FRB）のコヒーレントプロセスに課す制約、特にバンチによるコヒーレント曲率放射の仮説について説明します。最初に、曲率放射の放出パワーと観測パワーの重要な違いを指摘します。放出粒子はその軌道中に一度表示されるため、結果として得られるピーク観測パワーは放出パワーよりも$\sim\gamma^2$高くなります。次に、電荷の束$Ze$がシンクロトロンおよび/または曲率放射を介して生成できるピーク輝度温度を$k_BT\sim（Ze）^2/\lambda$として推定します。ここで、$\lambda$は典型的なものです。放出された波長。観測された輝度温度を生成するために必要な束の静電エネルギーは、総バルクエネルギーのオーダーの非常に高いことを示しています。自由電子レーザーメカニズム（Lyutikov2021）の対応する要件を比較すると、その場合、制約がはるかに簡単に満たされることがわかります。
ガンマ線バーストのハイブリッド相対論的流出の光球放出スペクトル
プロンプトフェーズでの光球放出は、流出のベースでの大きな光学的厚さ（$\tau>1$）による、ガンマ線バースト（GRB）の元の火の玉モデルの自然な予測です。いくつかのフェルミGRBで検出された準熱成分。ただし、ほとんどのGRBスペクトルでどの放射メカニズム（光球またはシンクロトロン）が支配的であるかは、まだ議論の余地があります。純粋な高温の火の玉または純粋なポインティングフラックスが支配的な流出から観測された光球スペクトルの形状は、以前に調査されています。この作業では、熱成分と中程度の磁化を持つ磁気成分の両方を含むハイブリッド流出からの光球スペクトルをさらに研究します（$\sigma_{0}=L_{P}/L_{\text{Th}}\sim1-10$）、確率光球モデルを呼び出すことによって。このようなハイブリッド流出からの高エネルギースペクトルは、指数関数的なカットオフではなくべき乗則であり、大量のGRBで観測されたバンド関数と互換性があります。また、低エネルギー指数（ピークフラックススペクトルに対応）の分布は、バンド関数によって最適化されたGRBのピークフラックススペクトルの統計結果と完全に一致していることがわかります。以前の作品の構造化ジェット。最後に、観測された高エネルギー指数の分布は、さまざまな磁気加速度（磁気リコネクションとキンクの不安定性による）と、より狭いコアでの無次元エントロピーの角度プロファイルを考慮した後、よく理解できます。
PKS2155-304の凸型X線スペクトルと最小電子エネルギーの制約
| Title |
Convex_X-ray_Spectra_of_PKS_2155-304_and_Constraints_on_the_Minimum_Electron_Energy |
| Authors |
Sitha_K._Jagan,_S._Sahayanathan,_Frank_M._Rieger,_C._D._Ravikumar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.04534 |
\emph{XMM-Newton}によって観測された、ブレーザーPKS\、2155-304の凸状（上向きに凹状）の高エネルギーX線スペクトルは、サブドミナント逆コンプトン放射の特徴として解釈されます。スペクトルは、シンクロトロンおよび逆コンプトンプロセスによる発光を模倣する2つのべき乗則の寄与の重ね合わせによってうまく適合させることができます。採用された方法論により、逆コンプトン放出が寄与し始めるレベルまで光子エネルギーを制限することができます。ジェットドップラー係数と磁場強度の知識で補足されたこの情報を使用して、放射電子分布の低エネルギーカットオフ$\gamma_{\rmmin}m_{\rme}c^2$を制約できることを示します。ジェットの運動力$P_{\rmj}$。シンクロトロンおよびシンクロトロンの自己コンプトン放出メカニズムを想定して、PKS\、2155-304の広帯域スペクトルエネルギー分布の統計的フィッティングを通じてこれらの量を推定します。私たちの結果は、$\gamma_{\rmmin}\gtrsim60$の非熱電子分布の最小ローレンツ因子を支持し、$\gamma_{\rmmin}\simeq330$付近の値を優先します。必要な運動ジェットパワーは、重い電子陽子が支配的なジェットの場合、$P_{\rmj}\sim3\times10^{45}$ergs$^{-1}$のオーダーです。軽い電子陽子が支配的なジェットの場合、最大で1桁少なくなる可能性があります。コンテキストに入れると、私たちの最適なパラメータは、電子-陽電子組成ではなく電子-陽子によって支配されるブレーザージェットのX線放出部分をサポートします。
LIGOとVirgoによる2つの中性子星とブラックホールの合体の発見により、重力波で観測された可能性のある中性子星の総数は6つになります。この銀河系外の中性子星集団の質量分布の最初の推論を実行します。主に電波パルサーとして検出された二峰性銀河集団とは対照的に、重力波バイナリーの中性子星の質量は、これまでのところ均一な分布と一致しており、高質量中性子星の普及率が高くなっています。重力波集団の最大質量は、私たちの銀河の中性子星から推測されたものと、高密度物質からの期待と一致しています。
Simons Observatory：HoloSim-ML：複雑な光学システムの無線ホログラフィー測定の効率的な分析に適用される機械学習
| Title |
The_Simons_Observatory:_HoloSim-ML:_machine_learning_applied_to_the_efficient_analysis_of_radio_holography_measurements_of_complex_optical_systems |
| Authors |
Grace_E._Chesmore,_Alexandre_E._Adler,_Nicholas_F._Cothard,_Nadia_Dachlythra,_Patricio_A._Gallardo,_Jon_Gudmundsson,_Bradley_R._Johnson,_Michele_Limon,_Jeff_McMahon,_Federico_Nati,_Michael_D._Niemack,_Giuseppe_Puglisi,_Sara_M._Simon,_Edward_J._Wollack,_Kevin_Wolz,_Zhilei_Xu,_Ningfeng_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.04138 |
近接場無線ホログラフィーは、ミリメートルおよびサブミリメートルの望遠鏡の鏡面を測定および位置合わせするための一般的な方法です。複数のミラーを備えた機器では、ホログラフィ測定で縮退が発生し、複数の測定と新しいフィッティング方法が必要になります。複雑な光学システムからの無線ホログラフィデータのビームシミュレーションと分析のためのPythonコードであるHoloSim-MLを紹介します。このコードは、機械学習を使用して、数ミクロンの精度で複数のミラー上の数百のミラーアジャスターの位置を効率的に決定します。このアプローチをサイモンズ天文台の6m望遠鏡の例に適用します。
MACEガンマ線望遠鏡のステータス更新
| Title |
Status_update_of_MACE_Gamma-ray_telescope |
| Authors |
HiGRO_Collaboration:_N_Bhatt,_S_Bhattacharyya,_C_Borwankar,_K_Chanchalani,_P_Chandra,_V_Chitnis,_N_Chouhan,_M_P_Das,_VK_Dhar,_B_Ghosal,_S_Godambe,_S_Godiyal,_K_K_Gour,_H_Jayaraman,_M_Khurana,_M_Kothari,_S_Kotwal,_M_K_Koul,_N_Kumar,_N_Kumar,_C_P_Kushwaha,_N_Mankuzhiyil,_P_Marandi,_K_Nand,_S_Norlha,_D_Sarkar,_M_Sharma,_K_K_Singh,_R_Thubstan,_A_Tolamatti,_K_Venugopal,_K_K_Yadav |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.04297 |
イメージング大気チェレンコフ望遠鏡であるMACE（MajorAtmosphericCherenkovExperiment）は、最近、Hanle（32.8$^\circ$N、78.9$^\circ$E、4270masl）のHiGRO（ヒマラヤガンマ線観測所）コラボレーションによって設置されました。）北インドのラダック地域。望遠鏡には、直径21mの大型集光器があり、サイズ$\sim$0.5m$\times$0.5mの独自に開発された1424個の正方形のダイヤモンド回転球面アルミニウムミラーファセットで構成されています。MACEは、北半球で最も高い高度にある2番目に大きいチェレンコフ望遠鏡です。望遠鏡のイメージングカメラは、$\sim$4.0$^\circ$$\times$4.0$^の視野をカバーする$\sim0.125^\circ$の均一なピクセル解像度を持つ1088個のフォトマルチプライヤチューブで構成されています。\circ$。MACE望遠鏡の主な目的は、主に未踏のエネルギー領域である20〜100GeV以上のガンマ線源を高感度で研究することです。本稿では、望遠鏡の試験観測の結果を含め、MACEの主要な設計上の特徴と現状について説明します。
ファイバーファブリペローアストロフォトニック相関分光法による遠隔ガス同定と視線速度測定
| Title |
Fibre_Fabry-P\'erot_Astrophotonic_Correlation_Spectroscopy_for_Remote_Gas_Identification_and_Radial_Velocity_Measurements |
| Authors |
Ross_Cheriton,_Adam_Densmore,_Suresh_Sivanandam,_Ernst_De_Mooij,_Pavel_Cheben,_Dan-Xia_Xu,_Jens_H._Schmid,_and_Siegfried_Janz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.04494 |
圧電チューナブル光ファイバーファブリペローフィルターを使用した相関分光法に基づく新しいリモートガス検出および識別技術を紹介します。フィルタ透過ウィンドウとガス吸収機能の間のスペクトル相関振幅がガス吸収光学的厚さに関連していること、および異なるガスがそれらの相関信号位相を使用して互いに区別できることを示します。観測されたテルリック補正された高解像度の金星の近赤外線スペクトルを使用して、ガスラインのドップラーシフトが低コスト、コンパクト、軽量のファイバーを使用してロックイン信号の位相から抽出できることをシミュレーションで示します-信号対雑音比を改善するためのロックイン増幅を備えた光コンポーネント。この相関分光法は、天文学やリモートセンシングにおける微弱なスペクトルの特徴の検出と視線速度の決定に応用できます。ロックインアンプ、光ファイバーファブリペローフィルター、およびシングルチャネルフォトダイオードを使用したリモートCO2検出システムを実験的に示します。
200km以上のALMAベースラインを達成するための新しい時計とタイミングのアプローチ
電波望遠鏡アレイは干渉計であるため、観測されている天文源からの信号のコヒーレントなキャプチャと処理が必要です。ALMAでは、これは、ダウンコンバージョンとデジタル化のために各アンテナのクロックを使用することによって実現され、専用のアナログフォトニック機器と方法を使用して、ラウンドトリップ位相補正技術を介して中央の場所から送信されます。これは困難ですが、1THzに近いALMA周波数と約15kmを超える熱的および機械的に安定化された埋め込みファイバでうまく機能します。将来のALMAアップグレードでは、ベースラインがはるかに長くなり、ファイバーが到達する可能性があるため、このようなアプローチは実行できない可能性があります。この論文では、各ALMAアンテナが独自の自走式局部発振器を使用して操作（ダウンコンバージョンとデジタル化）を実行し、その時間的に変化する周波数をすべてのデジタル方式を使用して測定する、「インコヒーレントクロッキング」（IC）の代替の新しい方法について詳しく説明します。共通のクロックドメインに関連し、その後、デジタル化されたデータは、相互相関およびビームフォーミング処理の前に、それに応じて修正されます。この方法は、空中ファイバーおよびCOTSデジタル光ファイバートランシーバーを使用して、ALMAベースラインを200km以上に増やすことを可能にすることを目的としています。
活動銀河核の強化されたガンマ線状態の進化を予測するランダムフォレストの能力の評価
| Title |
Assessing_the_capability_of_random_forest_to_predict_the_evolution_of_enhanced_gamma-ray_states_of_active_galactic_nuclei |
| Authors |
Tomasz_Fidor,_Julian_Sitarek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.04571 |
活動銀河核天体の研究の大部分は、監視機器（いわゆる機会のターゲット、ToO）によって観測された高フラックス状態の高感度機器を使用した追跡観測の実行に基づいています。このような拡張状態は一時的な性質があるため、このようなToOイベントを追跡する必要があるかどうかを迅速に評価することが不可欠です。機械学習法を使用して、現在および将来のチェレンコフ望遠鏡でこのようなアラートを追跡する状況で、フェルミ-LATで観測されたガンマ線バンドの高フラックス状態の進化を予測する可能性を評価します。さまざまなトレーニングスキームとサンプル選択を使用して、フラックスと検定統計量の予測を精査します。〜35％の精度で1日の時間スケールにわたるフラックスの部分的な予測が可能であると結論付けます。この方法は、60〜75％の確率で放出/下降傾向の正確な予測を提供しますが、より詳細な調査では、これは最新の測定結果ではなく、発生源の典型的な特性に基づいている可能性が高いことが示されています。
ダブルモードのこと座RR型変光星V338ブーの光度曲線の変化
| Title |
The_Changing_Lightcurve_of_the_Double-Mode_RR_Lyrae_Variable_Star_V338_Boo |
| Authors |
Kenneth_Carrell,_Ronald_Wilhelm,_Faith_Olsen,_Andrew_Tom,_Garath_Vetters,_and_Anna_McElhannon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.04054 |
ダブルモードRRLyraeV338Booのトランジット系外惑星探査衛星フルフレーム画像から抽出された光度曲線の分析を提示します。基本モードの脈動は、54日間の観測で振幅が変化していることがわかります。最初の倍音モードの脈動も変化しますが、スケールははるかに小さくなります。一次脈動モードの高調波と組み合わせも異常な動作を示します。こと座RR星の脈動の他の変化との関連の可能性について説明しますが、V338Booで見られる変化の原因を完全に理解することで、脈動変光星理論、およびより一般的な天体物理学で最も困難で未回答の質問のいくつかに光を当てる必要があります。
近くにある2つの小さなクラスターのFORCASTイメージング：コロネットとB59
| Title |
FORCAST_imaging_of_two_small_nearby_Clusters:_The_Coronet_and_B59 |
| Authors |
G._Sandell,_B._Reipurth,_W._D._Vacca_and_N._S._Bajaj |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.04158 |
成層圏赤外線天文台のFORCASTカメラを使用して、CrAクラウドコアのコロネットとパイプ星雲のB59の2つの若いクラスターの中赤外線イメージングを紹介します。また、関連する雲のハーシェル宇宙天文台のPACSおよびSPIRE画像を分析します。2つのクラスターは類似しており、非常に近い距離にあります。星形成はコロネットで進行中です。コロネットは、少なくとも1つのクラス0ソースと、崩壊して星を形成する可能性のあるいくつかの恒星前の核をホストしています。B59クラスターは古いですが、クラスIソースがまだいくつかあり、コンパクトではありません。CrA雲の直径は約0.16pcで、ダスト温度は15.7K、星形成効率は約27％ですが、B59コアは約2倍の大きさで、ダスト温度は約11.4K、約14％の星形成効率。ガス密度は、中間質量星も形成しているコロネットではるかに高いのに対し、B59は低質量星しか形成していないと推測されます。
高密度水素-ヘリウム混合物の新しい状態方程式II：水素-ヘリウム相互作用を考慮に入れる
| Title |
A_new_equation_of_state_for_dense_hydrogen-helium_mixtures_II:_taking_into_account_hydrogen-helium_interactions |
| Authors |
Gilles_Chabrier_(CRAL,_ENS_Lyon,_U._Exeter)_and_Florian_Debras_(IRAP,_Toulouse) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.04434 |
最近の論文（Chabrieretal。2019）で、太陽型の星から茶色の矮星やガス状の惑星までの温度密度領域をカバーする、高密度の水素/ヘリウム混合物の新しい状態方程式（EOS）を導き出しました。このEOSは、いわゆる加法体積法則に基づいているため、水素種とヘリウム種の間の相互作用は考慮されていません。本論文では、量子分子動力学シミュレーションから導き出されたH/He相互作用を考慮に入れることにより、これらの計算を超えています。最終的にH/He相分離につながるこれらの相互作用は、褐色矮星や巨大惑星の領域で、低温および高密度で重要になります。この新しいEOSのテーブルは公開されています。
| Title |
Background_Short_Period_Kepler_Eclipsing_Binaries |
| Authors |
John_Bienias,_Attila_B\'odi,_Adrienn_Forr\'o,_Tam\'as_Hajdu,_R\'obert_Szab\'o |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.04488 |
2009年から2013年までの主要なケプラーミッションでは、29.42分のリズムで約150,000の事前に選択されたターゲットが観測されました。ただし、主要なターゲットのダウンロードされたアパーチャの視野（FOV）内にある背景の星の調査により、いくつかの興味深いオブジェクトが明らかになりました。この論文では、主要なケプラーターゲットの背景ピクセルにある短周期食変光星（SPEB）に焦点を当てたこの検索の結果を示します。Lomb-ScargleとPhaseDispersionMinimizationの方法を使用して、有意な周期性を示すピクセルを明らかにしました。その結果、これまで知られていなかった547個のかすかなSPEB、主にWUMaタイプの星が識別され、元のKeplerFOVのSPEBの数がほぼ2倍になりました。科学的分析のために光度曲線を準備し、ピクセル座標をガイアや他のカタログとクロスマッチングして、考えられる光源を特定しました。新しい背景SPEBの輝度分布の平均は約であることがわかりました。KeplerEclipsingBinaryカタログにある他の主要なターゲット食変光星よりも4〜5等級暗い。それにもかかわらず、周期分布は同じ傾向に従いますが、空間分布は、Kirketal、2016によってカタログ食変光星について説明されたものとは異なるように見えます。
極紫外線データにおける静かな太陽電波トランジェントの対応物の検索
最近、静かな太陽からの非熱的な電波過渡現象が発見され、大まかな計算を使用して、それらが冠状動脈の加熱に重要である可能性があるとの仮説が立てられました。コヒーレントエミッションを使用したエネルギー計算は、制約が不十分なパラメータの影響を受けることが多く、したがって、それらに関連する大きな不確実性があることはよく理解されています。ただし、極紫外線（EUV）および軟X線バンドでの観測を使用したエネルギー推定は日常的に行われており、技術はかなり確立されています。この作業は、これらの無線トランジェントのEUV対応物を特定し、対応物を使用してイベント中にコロナに蓄積されたエネルギーを推定する最初の試みを示しています。ここで研究した一群の電波過渡現象は、極紫外線波長帯で観測された増光に関連しており、エネルギー$\sim10^{25}$エルグのフレアによって生成されたことを示しています。電波過渡現象のフラックス密度が$\sim2\、$mSFUしかないという事実は、これらの電波過渡現象と他のEUVおよびX線の対応物との関係を理解するために将来大規模な統計研究を行うことが可能かもしれないことを示唆しています。冠状動脈加熱におけるそれらの重要性を理解するためにも。
CzeV404のスーパーハンプと質量比について
CzeV404は、周期ギャップのあるSUUMa型矮新星です。カラら（2021）（arXiv：2107.02664）は最近、測光および分光観測を公開し、質量比q=0.16を取得しました。これは、スーパーハンプ観測から推定されたq〜0.32とは大きく異なります（Bakowskaetal。、2014）。ここでは、Bakowskaetal。でどの分析が間違っていたかまたは時代遅れであったかを示します。（2014）そして、スーパーハンプの既知の振る舞いと激変星の進化と一致する、q=0.247（5）の新しい値を提供します。CzeV404は、Karaetal。が示唆しているように、珍しい矮新星のようには見えません。（2021）そして私はKara等によって提案されたSWセックスとSUUMaシステムの間のリンクについて議論します。（2021）はサポートされていません。
小惑星g-2実験：新しい第5の力と超軽量ダークセクターテスト
| Title |
Asteroid_g-2_experiments:_new_fifth_force_and_ultralight_dark_sector_tests |
| Authors |
Yu-Dai_Tsai,_Youjia_Wu,_Sunny_Vagnozzi,_Luca_Visinelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.04038 |
小惑星の位置天文データを利用して、第5の力によって引き起こされる軌道歳差運動を介して、長距離の第5の力を探査する可能性を初めて研究します。軌道軌道が光学およびレーダー位置天文学によって正確に決定される9つの地球近傍天体（NEO）小惑星を調べます。新しいゲージ場（暗い光子）またはバリオン結合スカラーによって媒介される湯川型ポテンシャルに焦点を当てて、質量範囲$m\simeq10^{における第5の力の結合強度とメディエーター質量の感度到達を推定します。-21}-10^{-15}\、{\rmeV}$。私たちの推定感度は、ねじり天秤実験の主要な限界に匹敵し、特定の質量範囲でこれらを超える可能性があります。5番目の過給機による歳差運動は、軌道の準主軸が$m$の小さい限界で増加し、太陽からさらに離れた物体の研究を動機付けます。研究を100万を超える小惑星（NEO、メインベルト小惑星、ヒルダ、木星のトロヤ群を含む）、および太陽系外縁天体と太陽系外惑星に拡張するための将来のエキサイティングな見通しについて説明します。
ブラックホールの事象の地平線の外側の任意の場所から、観測者への光の軌道は無数にあります。これらの経路はそれぞれ、ブラックホールを中心に回転する軌道の数と、最後の光子軌道に近接している点で異なります。シュワルツシルトブラックホールのヌル測地線方程式に対する単純な数値解と摂動解析解を使用して、追加の各軌道がブラックホールの光学エッジに近い係数$e^{2\pi}$であることを再確認します。その結果、ブラックホールの表面と背景光は、最後の光子軌道の周りの指数関数的に薄いスライスに無限にミラーリングされます。さらに、導入された形式は、強い場の限界における光の軌道全体が、発散および収束する指数によってどのように規定されるかを証明します。最後に、指数型分布族の存在は、カーブラックホールの赤道面に一般化され、指数はスピンに依存します。これにより、後続の画像間の距離が、それぞれ逆行画像と順行画像で増加および減少することを証明します。極端に回転するカーブラックホールの限界では、順行軌道の対数発散は存在しません。
バイナリ共鳴による確率的重力波の検出
LIGOとおとめ座は重力波（GW）天文学の時代を開始しました。しかし、GW周波数スペクトルを完全に調査するには、GW検出の革新的な手法に注意を向ける必要があります。そのようなアプローチの1つは、衝突するGWによって引き起こされる軌道への微妙な摂動を研究することにより、動的GW検出器としてバイナリシステムを使用することです。GWの確率的背景に結合された一般的なバイナリの軌道進化を計算するための強力な新しい形式を提示します。第一原理から、バイナリの6つの軌道要素すべての統計的進化を完全に特徴付ける経年平均フォッカープランク方程式を導き出します。また、この方程式を数値積分するための実用的なツールを開発し、連星パルサーとレーザー測距実験からの観測データでGWを検索するために必要な統計的形式を導き出します。
壊れた超対称性に関する文字列（非）安定性の問題
超対称性が壊れた10次元ストリングのオタマジャクシポテンシャルによって動機付けられた調査の主な結果をレビューします。これらはせいぜい部分的な兆候ですが、弦理論のいくつかの教訓を捉えているという感覚に抵抗するのは難しいです。たとえば、これらの非常にオタマジャクシのポテンシャルは、最初の速いロールからのインフレーションの開始の手がかりを提供するように見える弱いストリング結合宇宙論につながります。移行が私たちにアクセス可能であるならば、大きな角度スケールでCMBによって明らかにされた力の欠如の自然な説明を提供するでしょう。さらに、同じオタマジャクシポテンシャルは、対応する長さスケールで低次元のミンコフスキー空間への自発的なコンパクト化を推進することができます。さらに、宇宙論的解は、興味をそそる「等方性の不安定性」を示し、それを額面通りにとると、偶発的なコンパクト化の起源を示します。最後に、オタマジャクシポテンシャルによって駆動される対称静的AdSxSソリューションも存在しますが、内部フラックスによって引き起こされる混合のために不安定です。一方、元のDudas-Mourad解は摂動的に安定しており、内部フラックスによって引き起こされる不安定性は、ミンコフスキー空間と同様のクラスの弱結合タイプIIBコンパクト化で制御できるという詳細な証拠を収集しました。
現在建設中のハイパーカミオカンデ（HyperK）実験が、太陽に捕らえられた暗黒物質の消滅によって生成されるニュートリノ信号を抑制する能力を研究しています。スーパーカミオカンデ（SuperK）大気ニュートリノの結果を検証に使用し、完全におよび部分的に含まれているイベントとともに、HyperKで上向きの停止および上向きの通過ミューオンイベントをシミュレートします。暗黒物質のさまざまな標準モデルの最終状態への消滅を考慮して、暗黒物質のスピン依存散乱断面積に対するHyperKの感度を決定しました。HyperKは、現在のSuperKの制限を2〜3倍改善し、体系的なエラーをSuperKと比較して減らすことができれば、感度をさらに改善できることがわかります。
| Title |
Gravitational_Wave_From_Axion-like_Particle_Inflation |
| Authors |
Wei_Cheng,_Tao_Qian,_Qing_Yu,_Hua_Zhou,_and_Rui-Yu_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.04242 |
この論文では、相転移（PT）によって膨張の終わりが達成される多自然膨張モデルを適用することにより、アクシオンのような粒子の膨張を調査します。PTのイベントは$200$以上である必要があります。これにより、自由パラメーター$n\geq404$が生成されます。最新のCMB制限の下で、インフレエネルギーは$10^{15}\rm{GeV}$に固定されていることがわかりました。次に、インフレーション中の原始重力波（GW）の対応する確率的背景について深く議論しました。2種類の$n$ケース、つまり$n=404、2000$を調べます。$n_s$、$r$、$\Lambda$、$\Omega_{\rm{GW}}h^2$などの物理的観測では、$n$の大きさは無視できることがわかります。低周波数領域では、GWは量子ゆらぎによって支配され、このGWは$10^{-1}〜\rm{Hz}$でDecigoによって検出できます。ただし、PTによって生成されたGWが高周波領域を支配し、将来の3DSR検出器によって検出されることが期待されます。
地上ガンマ線フラッシュの高エネルギースペクトル成分と微細時間構造について
| Title |
On_the_High-Energy_Spectral_Component_and_Fine_Time_Structure_of_Terrestrial_Gamma_Ray_Flashes |
| Authors |
M._Marisaldi,_M._Galli,_C._Labanti,_N._{\O}stgaard,_D._Sarria,_S._A._Cummer,_F._Lyu,_A._Lindanger,_R._Campana,_A._Ursi,_M._Tavani,_F._Fuschino,_A._Argan,_A._Trois,_C._Pittori,_and_F._Verrecchia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.04272 |
地上のガンマ線フラッシュ（TGF）は、雷雨活動に関連するガンマ線の非常に短いバーストであり、地球上で発生する最高エネルギーの自然粒子加速現象の兆候です。数十メガ電子ボルトまでの光子エネルギーが予想されますが、実際の上限と高エネルギースペクトル形状はまだ未解決の問題です。アジャイルチームによって2011年に発表された結果は、TGFスペクトルの高エネルギー成分を最大$\upperx$100MeVまで拡張することを提案しました。これは、多くのTGFに基づく相対論的暴走電子雪崩（RREA）メカニズムからの予測と一致させるのが困難です。生産モデル。ここでは、AGILE衛星によって検出され、この論争を解決できる雷測定に関連付けられたTGFの新しいセットを紹介します。詳細なエンドツーエンドのモンテカルロシミュレーションと高フラックス条件下での機器性能の理解の向上は、TGFが十分であれば、ソースでの標準RREAスペクトルによって観測された高エネルギーカウントを説明できることを示しています。明るく短い。単一の高エネルギーカウントが時間スケール$\approx$4{\mu}sでのTGFの微細パルス時間構造の特徴である可能性を調査しますが、これについての明確な証拠は見つかりません。提示されたデータセットとモデリング結果は、（フルエンスx期間）パラメーター空間で観測されたTGF分布を説明することも可能にし、アジャイルTGF検出率をほぼ2倍にできることを示唆しています。地上のガンマ線フラッシュ（TGF）は、雷雨活動に関連するガンマ線の非常に短いバーストであり、地球上で発生する最高エネルギーの自然粒子加速現象の兆候です。（...続き）
動的カメレオン中性子星：球対称性における安定性、放射状振動およびスカラー放射
| Title |
Dynamical_Chameleon_Neutron_Stars:_stability,_radial_oscillations_and_scalar_radiation_in_spherical_symmetry |
| Authors |
Alexandru_Dima,_Miguel_Bezares,_Enrico_Barausse |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.04359 |
現象論が大規模（宇宙論など）の一般相対性理論と大幅に異なるスカラーテンソル理論は、適切な「スクリーニングメカニズム」を提示しない限り、通常、局所実験テスト（太陽系など）に合格しません。例はカメレオンスクリーニングによって提供されます。これにより、局所的な一般相対論的振る舞いは、少なくとも弱磁場および準静的構成で、高密度環境で回復されます。ここでは、強磁場および高度に相対論的/動的な条件でのカメレオンスクリーニングの有効性を、初期摂動を受けて振動またはブラックホールに崩壊する中性子星の完全な非線形シミュレーションを実行することによってテストします。スクリーニングされたカメレオン星は十分に小さい放射状振動に対して安定しているが、後者の周波数スペクトルは一般相対論的予測からの逸脱を示していることを確認します。また、ブラックホールへの崩壊中に生成されるスカラーフラックスを計算し、将来の重力波干渉計でそれらの検出可能性についてコメントします。
再シャッフルされたSIMPダークマター
この手紙では、効果的なオペレーターアプローチを使用して、多成分の強く相互作用する大規模粒子（mSIMP）シナリオを再分析します。単一成分のSIMPの場合と同様に、mSIMP暗黒物質（DM）の総熱的残存粒子は、5ポイントの有効なオペレーターによって達成される$3\to2$プロセスの結合強度によって決定されます。興味深いことに、暗いセクターでの対応する5点相互作用によって引き起こされる避けられない$2\to2$プロセスがあり、化学凍結後にSIMPDMの質量密度が再シャッフルされることがわかりました。このDMシナリオを再シャッフルされたSIMP（rSIMP）として吹き替えます。この観察結果を踏まえて、$3\to2$および$2\to2$プロセスを含む結合ボルツマン方程式を数値的に解き、rSIMPDMの正しい収率を取得します。rSIMPDMの質量は、かなりの量に寄与するためには、ほぼ縮退している必要があります。一方、ベクトルポータルカップリングを介してダークセクターとビジブルセクターを橋渡しする効果的な演算子も紹介します。DMを検出する信号強度は個々の密度に比例するため、rSIMPシナリオでは、適切な量のDM粒子を取得することが重要です。rSIMPモデルの宇宙論的および理論的制約についても説明します。
惑星間衝撃誘起磁気圏境界面運動：理論とグローバル電磁流体力学シミュレーションの比較
| Title |
Interplanetary_Shock-induced_Magnetopause_Motion:_Comparison_between_Theory_and_Global_Magnetohydrodynamic_Simulations |
| Authors |
Ravindra_T._Desai,_Mervyn_P._Freeman,_Jonathan_P._Eastwood,_Joseph._W._B._Eggington,_Martin._O._Archer,_Yuri_Shprits,_Nigel_P._Meredith,_Frances_A._Staples,_I._Jonathan_Rae,_Heli_Hietala,_Lars_Mejnertsen,_Jeremy_P._Chittenden,_Richard_B._Horne |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.04511 |
磁気圏境界面は、地球の磁気圏の外縁と、太陽風と磁気圏プラズマ集団の間の明確な境界を示しています。この手紙では、グローバル電磁流体力学シミュレーションを使用して、さまざまな強度の早送り惑星間衝撃に対する地球型磁気圏境界面の応答を調べ、理論的予測と比較します。理論とシミュレーションは、磁気圏境界面の応答が3つの異なるフェーズによって特徴付けられることを示しています。慣性力が克服されたときの初期加速度、移動距離の大部分を構成する急速な圧縮段階、および地球半径のオーダーの振幅を持つ大規模な減衰振動。2つのアプローチは、周波数2〜13mHzの太陽直下磁気圏境界面振動を予測することで一致しますが、シミュレーションは特に、より大きな振幅とより弱い減衰率を予測します。この現象は宇宙天気予報との関連性が高く、1972年8月と1991年3月の大きな惑星間衝撃の後に観測された磁気圏境界面の振動の可能性のある説明を提供します。
準安定宇宙ひもからの確率的重力波背景
| Title |
Stochastic_gravitational-wave_background_from_metastable_cosmic_strings |
| Authors |
Wilfried_Buchmuller,_Valerie_Domcke,_Kai_Schmitz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.04578 |
準安定宇宙ストリングネットワークは、宇宙のインフレーションと組み合わされた場合、多くの大統一理論（GUT）の一般的な結果です。準安定宇宙ひもはトポロジー的に安定していませんが、GUT単極子の対生成により、宇宙時間スケールで減衰します。これにより、スーパーホライズンスケールの準安定な長い文字列と、サブホライズンスケールの文字列ループおよびセグメントで構成されるネットワークが作成されます。ループの導出とセグメントの寄与の両方に対するいくつかの技術的改善を含む、これらすべてのネットワーク構成要素から生じる完全な確率的重力波バックグラウンド（SGWB）を初めて計算します。ストリングループによって放出された重力波が、関連するパラメーター空間の重力波スペクトルに主に寄与することがわかります。結果として得られるスペクトルは、G\mu〜10^-11...10^-7のストリング張力に対してNANOGravパルサータイミングコラボレーションによって観測された暫定信号と一致しており、地上および宇宙ベースの検出器用の十分な発見スペースがあります。GUTスケールの弦張力G\mu〜10^-8...10^-7の場合、準安定弦は、近い将来発見される可能性のあるLIGO-Virgo-KAGRAバンドのSGWBを予測します。
