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Fri 9 Jul 21 18:00:00 GMT -- Mon 12 Jul 21 18:00:00 GMT

重力波の風景の$ \ mu $ Hzギャップをバイナリ共鳴で埋める

Title Bridging_the_$\mu$Hz_gap_in_the_gravitational-wave_landscape_with_binary_resonance
Authors Diego_Blas_and_Alexander_C._Jenkins
URL https://arxiv.org/abs/2107.04601
重力波(GW)天文学は、電磁観測所には見えない現象を調査することによって、宇宙に対する私たちの理解を変えています。この可能性を十分に活用するには、GW周波数スペクトルの包括的な調査が不可欠です。驚くべきことに、現在の方法では、$\mu$Hzの周波数帯域はほとんど手つかずのままです。ここでは、GWとの共振相互作用によって引き起こされるバイナリシステムの軌道の偏差を検索することで、この$\mu$Hzギャップを埋めることができることを示します。特に、月と地球の周りの人工衛星のレーザー測距、および連星パルサーのタイミングが、この帯域の最初のGW信号を発見するか、そうでなければ厳しい新しい制約を設定する可能性があることを示します。これらのバイナリ共鳴検索の発見の可能性を説明するために、宇宙論的な一次相転移からのGW信号を検討し、他の近未来のGWミッションにアクセスできないパラメータ空間の領域をプローブすることを示します。また、NANOGravによって検出された可能性のあるGW信号に光を当て、そのスペクトル特性を制約するか、独立した確認を行う方法についても説明します。

ダークエネルギーサーベイ3年目の結果:BAO分析用のギャラクシーモックカタログ

Title Dark_Energy_Survey_Year_3_Results:_Galaxy_mock_catalogs_for_BAO_analysis
Authors I._Ferrero,_M._Crocce,_I._Tutusaus,_A._Porredon,_L._Blot,_P._Fosalba,_A._Carnero_Rosell,_S._Avila,_A._Izard,_J._Elvin-Poole,_K._C._Chan,_H._Camacho,_R._Rosenfeld,_E._Sanchez,_P._Tallada-Cresp\'i,_J._Carretero,_I._Sevilla-Noarbe,_E._Gaztanaga,_F._Andrade-Oliveira,_J._De_Vicente,_J._Mena-Fern\'andez,_A._J._Ross,_D._Sanchez_Cid,_A._Fert\'e,_A._Brandao-Souza,_X._Fang,_E._Krause,_D._Gomes,_M._Aguena,_S._Allam,_J._Annis,_E._Bertin,_D._Brooks,_M._Carrasco_Kind,_F._J._Castander,_R._Cawthon,_A._Choi,_C._Conselice,_M._Costanzi,_L._N._da_Costa,_M._E._S._Pereira,_H._T._Diehl,_P._Doel,_A._Drlica-Wagner,_S._Everett,_A._E._Evrard,_B._Flaugher,_J._Frieman,_J._Garc\'ia-Bellido,_D._W._Gerdes,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_J._Gschwend,_G._Gutierrez,_S._R._Hinton,_D._L._Hollowood,_K._Honscheid,_B._Hoyle,_D._Huterer,_et_al._(27_additional_authors_not_shown)
URL https://arxiv.org/abs/2107.04602
シミュレーションでの科学的分析のキャリブレーションと検証は、観測的宇宙論で偏りのない堅牢な結果を保証するための基本的なツールです。特に、模擬銀河カタログは、銀河団のバリオン音響振動(BAO)の測定においてこれらの目標を達成するための重要なリソースです。ここでは、ダークエネルギーサーベイ(DES)の3年目のBAOサンプルを、測光赤方偏移の全範囲$0.6<z_{\rmphoto}<1.1$で模倣するように設計された1952年の銀河モックカタログのセットを紹介します。モックは、全天の光円錐の488ICE-COLA高速$N$ボディシミュレーションに基づいており、ハイブリッドHaloOccupationDistribution-HaloAbundanceMatchingモデルを使用して、ハローに銀河を配置することによって作成されます。このモデルには10個の自由パラメーターがあり、これらは自動尤度最小化手順を使用して初めて決定されます。また、VIMOSPublicExtragalacticRedshiftSurvey(VIPERS)データを使用した2次元確率分布に従って、シミュレートされた銀河に測光赤方偏移を割り当てる新しい手法を紹介します。キャリブレーションは、測光赤方偏移、測光赤方偏移誤差の分布、およびBAO測定に使用されるものよりも小さいスケールでのクラスタリング振幅の関数として観測された銀河の存在量に一致するように設計されました。モックが入力プロパティを再現することを確認するために、徹底的な分析が行われます。最後に、モックは、角度相関関数$w(\theta)$、角度パワースペクトル$C_\ell$、および予測クラスタリング$\xi_p(r_\perp)$を理論上の予測およびデータと比較することによってテストされます。測光赤方偏移の不確実性と赤方偏移の関数としての銀河団の正確な再現の成功により、この模擬作成パイプラインは、測光銀河調査の将来の分析のベンチマークとして使用されます。

銀河団ガスの効率的かつ迅速なシミュレーションのための水力粒子メッシュコード

Title A_Hydro-Particle-Mesh_Code_for_Efficient_and_Rapid_Simulations_of_the_Intracluster_Medium
Authors Yizhou_He,_Hy_Trac,_and_Nickolay_Y._Gnedin
URL https://arxiv.org/abs/2107.04606
ガスと暗黒物質の効率的かつ迅速なシミュレーションのための革新的なハイドロパーティクルメッシュ(HPM)アルゴリズムに基づく宇宙論的HYPERコードを紹介します。HPMアルゴリズムについては、Gnedin&Hui(1998)のアプローチを更新して、その適用範囲を低密度銀河団ガス(IGM)から高密度銀河団ガス(ICM)に拡大します。元のアルゴリズムは1つの有効な粒子種のみを追跡しますが、更新されたバージョンは、ガス粒子と暗黒物質粒子が小規模で相互に正確に追跡しないため、別々に追跡します。近似流体力学ソルバーの場合、気体の運動方程式の圧力項は、ロバストな物理モデルを使用して計算されます。特に、暗黒物質ハローモデル、ICM圧力プロファイル、およびIGM温度密度関係を使用します。これらはすべて、パラメーター空間研究のために体系的に変更できます。HYPERシミュレーションの結果が、密度、温度、および圧力の半径方向プロファイルに対するハローモデルの期待値とよく一致していることを示します。スニヤエフ・ゼルドビッチ(SZ)とX線観測量のシミュレートされた銀河団のスケーリング関係も平均予測とよく一致しており、散乱は流体力学シミュレーションで見られるものと同等です。HYPERはまた、暗黒物質ハローの光円錐カタログと、レンズ収束、SZ効果、およびX線放射の全天断層撮影マップを作成します。これらのシミュレーション製品は、データ分析パイプラインのテスト、機械学習のトレーニングデータの生成、選択と体系的な効果の理解、および天体物理学と宇宙論の制約の解釈に役立ちます。

Atacama CosmologyTelescopeとMUSTANG-2からのAbell399とAbell401の間のガスフィラメントの高解像度ビュー

Title A_high-resolution_view_of_the_filament_of_gas_between_Abell_399_and_Abell_401_from_the_Atacama_Cosmology_Telescope_and_MUSTANG-2
Authors Adam_D._Hincks,_Federico_Radiconi,_Charles_Romero,_Mathew_S._Madhavacheril,_Tony_Mroczkowski,_Jason_E._Austermann,_Eleonora_Barbavara,_Nicholas_Battaglia,_Elia_Battistelli,_J._Richard_Bond,_Erminia_Calabrese,_Paolo_de_Bernardis,_Mark_J._Devlin,_Simon_R._Dicker,_Shannon_M._Duff,_Adriaan_J._Duivenvoorden,_Jo_Dunkley,_Rolando_D\"unner,_Patricio_A._Gallardo,_Federica_Govoni,_J._Colin_Hill,_Matt_Hilton,_Johannes_Hubmayr,_John_P._Hughes,_Luca_Lamagna,_Martine_Lokken,_Silvia_Masi,_Brian_S._Mason,_Jeff_McMahon,_Kavilan_Moodley,_Matteo_Murgia,_Sigurd_Naess,_Lyman_Page,_Francesco_Piacentini,_Maria_Salatino,_Alessandro_Schillaci,_Jonathan_L._Sievers,_Crist\'obal_Sif\'on,_Suzanne_Staggs,_Joel_N._Ullom,_Valentina_Vacca,_Alexander_Van_Engelen,_Michael_R._Vissers,_Edward_J._Wollack_and_Zhilei_Xu
URL https://arxiv.org/abs/2107.04611
銀河団Abell399とAbell401をつなぐフィラメント状の橋で、高温の銀河間媒体が有意に検出されたことを報告します。この結果は、アタカマ宇宙望遠鏡からのスニヤエフ・ゼルドビッチ熱信号の低ノイズ、高解像度の地図によって可能になります。(ACT)とプランク衛星。ACTデータは$1.65'$の分解能を提供し、フィラメントに関連するガスから、中心が$37'$離れているクラスターのプロファイルを明確に分離できるようにします。$>5\sigma$にブリッジコンポーネントを含むモデルと比較して、2つのクラスターのみに適合するモデルは除外されます。スザクX線データから決定されたガス温度を使用して、フィラメントに関連する$(3.3\pm0.7)\times10^{14}\、\mathrm{M}_{\odot}$の総質量を推測します。Abell399-Abell401システム全体の約$8\%$で構成されています。2つの現象論的モデルをフィラメント構造に適合させます。優先モデルの幅は、${\sim}1.9\、\mathrm{Mpc}$のクラスターを結合する軸を横切る幅です。すざくのデータと組み合わせると、ガス密度は$(0.88\pm0.24)\times10^{-4}\、\mathrm{cm}^{-3}$であり、以前に報告されたものよりもかなり低いことがわかります。これは、Abell399とAbell401を結ぶ軸が視線に沿って大きな成分を持ち、クラスター間の距離が$3.2\、\mathrm{Mpcよりも大幅に大きいジオメトリによって完全に説明できることを示しています。}$は空の平面に分離を投影しました。最後に、グリーンバンク望遠鏡のMUSTANG-2受信機を使用した橋の高解像度($12.7"$有効)イメージングの初期結果を示します。

ダークエネルギーサーベイ3年目の結果:赤方偏移0.835でのバリオン音響振動距離スケールの2.7%測定

Title Dark_Energy_Survey_Year_3_Results:_A_2.7%_measurement_of_Baryon_Acoustic_Oscillation_distance_scale_at_redshift_0.835
Authors DES_Collaboration:_T._M._C._Abbott,_M._Aguena,_S._Allam,_F._Andrade-Oliveira,_J._Asorey,_S._Avila,_G._M._Bernstein,_E._Bertin,_A._Brandao-Souza,_D._Brooks,_D._L._Burke,_J._Calcino,_H._Camacho,_A._Carnero_Rosell,_D._Carollo,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_F._J._Castander,_R._Cawthon,_K._C._Chan,_A._Choi,_C._Conselice,_M._Costanzi,_M._Crocce,_L._N._da_Costa,_M._E._S._Pereira,_T._M._Davis,_J._De_Vicente,_S._Desai,_H._T._Diehl,_P._Doel,_K._Eckert,_J._Elvin-Poole,_S._Everett,_A._E._Evrard,_X._Fang,_I._Ferrero,_A._Fert\'e,_B._Flaugher,_P._Fosalba,_J._Garc\'ia-Bellido,_E._Gaztanaga,_D._W._Gerdes,_T._Giannantonio,_K._Glazebrook,_D._Gomes,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_J._Gschwend,_G._Gutierrez,_S._R._Hinton,_D._L._Hollowood,_K._Honscheid,_D._Huterer,_B._Jain,_D._J._James,_T._Jeltema,_N._Kokron,_E._Krause,_et_al._(51_additional_authors_not_shown)
URL https://arxiv.org/abs/2107.04646
ダークエネルギーサーベイデータ(DESY3)の最初の3年間の銀河の最適化されたサンプルで、バリオン音響振動(BAO)の位置を測定することによって得られた視直徑の測定値を示します。サンプルは、4100deg$^2$のフットプリントに分散した700万個の銀河で構成されています。$0.6<z_{\rmphoto}<1.1$で、典型的な赤方偏移の不確実性は$0.03(1+z)$です。サンプルの選択は、DESデータの最初の年のBAO測定と同じですが、ここで示す分析では、面積の3倍を使用し、より高い赤方偏移に拡張し、完全に分析的なBAOテンプレートを含む多くの改善を行います。理論とシミュレーションの両方からの共分散の分析、および広範な事前非盲検プロトコル。角度相関関数とパワースペクトルの2つの異なる統計を使用し、1500を超える現実的なシミュレーションのアンサンブルでパイプラインを検証しました。どちらの統計でも互換性のある結果が得られます。角度相関と球面調和関数から導出された尤度を組み合わせて、サンプルの有効赤方偏移での共動角径距離$D_M$とドラッグエポックでの音の地平線スケールの比率を制約します。$D_M(z_{\rmeff}=0.835)/r_{\rmd}=18.92\pm0.51$を取得します。これは、$2.3のレベルで、フラットな\lcdmを想定したプランク予測と一致しますが、それよりも小さくなります。\sigma$。分析はブラインドで実行され、多くの分析選択肢の変更に対して堅牢です。これは、これまでの画像データからの最も正確なBAO距離測定を表し、$z>0.75$の分光サンプルからの最新の横方向測定と競合します。DES3x2pt+SNIaと組み合わせると、$H_0$および$\Omega_m$の制約が$\sim20\%$改善されます。

分光銀河団調査における自己校正侵入者バイアス

Title Self-calibrating_interloper_bias_in_spectroscopic_galaxy_clustering_surveys
Authors Yan_Gong,_Haitao_Miao,_Pengjie_Zhang,_and_Xuelei_Chen
URL https://arxiv.org/abs/2107.04745
輝線の誤認による侵入銀河の汚染は、特に将来の高精度観測において、分光銀河団調査において大きな問題となる可能性があります。この影響を効率的に低減するために、2つの赤方偏移ビン間の観測データ自体の相互相関に基づく統計的手法を提案します。また、赤方偏移ビン内の侵入者の割合f_iを高レベルの精度で導出できます。f_iを推定するために、赤方偏移ビン間の複比および自動角度相関関数またはパワースペクトルの比率が提案され、理論的な議論のために主要な方程式が導き出されます。この方法の実現可能性と有効性を調査および証明するために、シミュレーションを実行し、模擬データを生成し、中国宇宙ステーション望遠鏡(CSST)の観測に基づいて系統分類を考慮して宇宙制約を実行します。この方法は、侵入者の影響を効果的に減らし、f_i<1%〜10%の宇宙論的パラメーターを正確に制約できることがわかります。これは、ほとんどの将来の調査に適しています。この方法は、線強度マッピングのような他の種類の銀河団調査にも適用できます。

ローレンツ関数からの一定ロールインフレ

Title Constant-roll_inflation_from_a_Lorentzian_function
Authors Mehdi_Shokri,_Jafar_Sadeghi_and_Saeed_Noori_Gashti
URL https://arxiv.org/abs/2107.04756
インフラトンが一定のローリング速度でポテンシャルの最小点まで下がるコンスタントロールインフレーションのコンテキストで、単一フィールドモデルを調査します。スローロールパラメータを取得するために、eフォールドの数に依存するローレンツ関数を使用します。モデルのインフレ分析を提示し、CMB異方性\textit{i.e.}PlanckおよびKeck/arrayデータセットの観測を使用して、パラメーター空間の観測制約を見つけます。ローレンツ関数の幅の観測的に許容できる値は、$68\%$CLで$0.3<\Gamma\leq0.5$、$\xiの場合$95\%$CLで$\Gamma\leq0.3$であることがわかります。=120$、$|\beta|=0.02$、$N=60$。また、ローレンツ関数の振幅の観測的に好ましい値を、$68\%$CLで$400<\xi\leq600$として取得し、$\Gamma=0.1の場合$95\%$CLで$\xi\leq400$として取得します。$、$|\beta|=0.02$および$N=60$。さらに、湿地基準を使用して、弱い重力推測アプローチからモデルを研究します。

Ia型超新星の光度とCDDRの変動性のモデルに依存しないテスト

Title A_Model-Independent_Test_of_Variability_of_Type_Ia_Supernova_Luminosity_and_CDDR
Authors Darshan_Kumar,_Akshay_Rana,_Deepak_Jain,_Shobhit_Mahajan,_Amitabha_Mukherjee_and_R._F._L._Holanda
URL https://arxiv.org/abs/2107.04784
宇宙の加速の最初の観測証拠は、2つの異なるグループのIa型超新星(SNeIa)ハッブル図から現れました。しかし、SNeIaの経験的取り扱いと宇宙の加速を示すそれらの能力は、文献でいくつかの議論の対象となっています。この作業では、SNeの赤方偏移に依存しない絶対等級$(M_{\mathrm{B}})$の仮定と、空間曲率($\Omega_{k0}$)および宇宙の距離双対関係(CDDR)との相関を調べます。)パラメータ($\eta(z)$)。この作品は2つの部分に分かれています。まず、赤方偏移を介して光度距離($d_L$)と角径距離($d_A$)を関連付けるCDDRの有効性を確認します。距離双対性パラメーター$(\eta(z))$の3つの異なる赤方偏移依存パラメーター化を使用します。CDDRは、フラットユニバースと非フラットユニバースの両方で、$95\%$信頼水準内のほぼすべてのパラメーター化に対してかなり一貫しています。ただし、パラメータ化の1つは、非フラットユニバースの場合にCDDRを検証しません。第2部では、CDDRの有効性を当然のことと見なし、$M_{\mathrm{B}}$の変動性と$\Omega_{k0}$との相関関係を強調します。$M_{\mathrm{B}}$の3つの異なる赤方偏移依存のパラメーター化を選択します。結果は、$99\%$の信頼水準で$M_{\mathrm{B}}$の進化がないことを示していますが、平坦でないオープンユニバースへの傾向を明確に示しています。さらに分析を拡張し、$H_0$のさまざまな事前確率の選択に対する結果の依存性を調べます。

ダークエネルギーの進化に関する研究

Title Studies_on_dark_energy_evolution
Authors Daniela_Grandon_and_Victor_H._Cardenas
URL https://arxiv.org/abs/2107.04876
この作業では、SNIaとH(z)の最新の観測値を使用して、暗黒エネルギー密度$X(z)=\rho_{de}(z)/\rho_{de}(0)$の進化の兆候を調べます。モデルは、暗黒エネルギー密度のパラメーター化と、その結果としての赤方偏移の関数としてのEoSパラメーターw(z)の再構成で構成されます。以前のSH0Eを使用した両方のパラメータ化方法では、$X(z)$の1$\sigma$でLCDMからわずかに偏差が生じます。分析を2$\sigma$まで拡張すると、$X(z)$の進化の証拠はどちらの場合も希薄になります。また、この傾向が見られる相互作用する暗いモデルについても研究しました。

スカラー場宇宙における状態方程式パラメータの最も単純なパラメータ化

Title The_simplest_parametrization_of_equation_of_state_parameter_in_the_scalar_field_Universe
Authors Preeti_Shrivastava,_A._J._Khan,_G._K._Goswami,_Anil_Kumar_Yadav_and_J._K._Singh
URL https://arxiv.org/abs/2107.05044
この論文では、スカラー場の状態方程式パラメータの最も単純なパラメータ化を用いて、宇宙を加速するスカラー場宇宙論モデルを調査しました。$H(z)$データ、SNIaデータおよびBAOデータのパンテオンコンパイルを使用して、$\chi^{2}$最小化手法を使用してモデルパラメーターを制約しました。ハッブル定数$H_{0}$の現在価値を$66.2^{+1.42}_{-1.34}$、$70.7^{+0.32}_{-0.31}$、および$67.74^{+1.24}_{-として取得します。$H(z)$、$H(z)$+パンテオン、および$H(z)$+BAOの場合はそれぞれ1.04}$。また、派生モデル$t_{0}=14.38^{+0.63}_{-0.64}$で宇宙の現在の年齢を推定しました。Plankコラボレーション\cite{Ade/2016}で得られた経験値による$0.88〜\sigma$の緊張。さらに、減速パラメータ$q_{0}$の現在の値は、$-0.55^{+0.031}_{-0.038}$、$-0.61^{+0.030}_{-0.021}$、および$になります。-0.627^{+0.022}_{-0.025}$は、派生モデルの宇宙を$H(z)$、$H(z)$+SNIaおよび$H(z)$+BAOデータのパンテオンコンパイルで制限します。それぞれセット。また、ダークエネルギーの性質を発見するために状態ファインダー診断を実行しました。

インフレは常に半古典的です:拡散支配は原始ブラックホールを過剰生産します

Title Inflation_is_always_semi-classical:_Diffusion_domination_overproduces_Primordial_Black_Holes
Authors Gerasimos_Rigopoulos,_Ashley_Wilkins
URL https://arxiv.org/abs/2107.05317
確率的インフレーションのハミルトン-ヤコビ(H-J)公式を使用して、フィールドの速度とその重力逆反応を考慮に入れて、超低速ロール(USR)の期間中のインフラトンの進化を説明します。この形式により、既存のスローロール(SR)式をSR体制外で完全に有効になるように変更する方法を示します。次に、インフレポテンシャルのプラトーによって形成される原始ブラックホール(PBH)の質量分率$\beta$を計算します。高原に入るときのインフラトン速度を完全に考慮することにより、インフラトンの速度がゼロに達する前にPBHが一般的に過剰生成され、自由拡散の期間またはインフラトンダイナミクスの確率的ノイズ支配さえも除外されることがわかります。また、局所的な変曲点を調べ、同様に、量子拡散が支配的な領域に入る前にPBHが過剰生成されていると結論付けます。したがって、インフラトンの進化は常に主に古典的であり、拡散効果は常にサブドミナントであると推測されます。プラトーと変曲点の両方は、生産不足と過剰生産の体制の間の非常に鋭い移行によって特徴付けられます。これは、PBHのインフレ生産の厳しい微調整として、または分数$\beta$とポテンシャルの形状およびプラトーの範囲との間の非常に強いリンクとして見ることができます。

ダークエネルギーサーベイ3年目の結果:BAO測定用の銀河サンプル

Title Dark_Energy_Survey_Year_3_Results:_Galaxy_Sample_for_BAO_Measurement
Authors A._Carnero_Rosell,_M._Rodriguez-Monroy,_M._Crocce,_J._Elvin-Poole,_A._Porredon,_I._Ferrero,_J._Mena-Fernandez,_R._Cawthon,_J._De_Vicente,_E._Gaztanaga,_A.J._Ross,_E._Sanchez,_I._Sevilla-Noarbe,_O._Alves,_F._Andrade-Oliveira,_J._Asorey,_S._Avila,_A._Brandao-Souza,_H._Camacho,_K.C._Chan,_A._Ferte,_J._Muir,_W._Riquelme,_R._Rosenfeld,_D._Sanchez_Cid,_W._G._Hartley,_N._Weaverdyck,_T._Abbott,_M._Aguena,_A._Sahar,_J._Annis,_E._Bertin,_D._Brooks,_E._Buckley-Geer,_D._Burke,_J._Calcino,_D._Carollo,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_F._Castander,_A._Choi,_C._Conselice,_M._Costanzi,_L._da_Costa,_M.E._da_Silva_Pereira,_T._Davis,_S._Desai,_H.T._Diehl,_P._Doel,_A._Drlica-Wagner,_K._Eckert,_S._Everett,_A._Evrard,_B._Flaugher,_P._Fosalba,_J._Frieman,_J._Garcia-Bellido,_D._Gerdes,_T._Giannantonio,_K._Glazebrook,_et_al._(49_additional_authors_not_shown)
URL https://arxiv.org/abs/2107.05477
この論文では、ダークエネルギーサーベイ(DES)Y3データのバリオン音響振動信号(BAO)の分析に使用された銀河サンプルを提示して検証します。この定義は、高品質の測光赤方偏移の決定を保証しながら、0.5を超える赤方偏移で銀河を選択するように最適化された色と赤方偏移に依存するマグニチュードカットに基づいています。サンプルは、$10\sigma$で$i=22.3\(AB)$の深さまで$\約4100$平方度をカバーします。赤方偏移の範囲が$z$=0.6から1.1の7,031,993個の銀河が含まれており、平均有効赤方偏移は0.835です。測光赤方偏移は、機械学習アルゴリズムDNFを使用して推定され、VIPERSPDR2サンプルを使用して検証されます。$z_{\mathrm{bias}}\upperx0.01$の平均赤方偏移バイアスと、$1+z$の単位での$\sigma_{68}\upperx0.03$の平均不確実性が見つかります。サンプルの銀河集団を評価し、ほとんどが楕円形からSbc型に基づいていることを示しています。さらに、$\lesssim4\%$の低レベルの恒星汚染が見つかりました。条件の観察やその他の大規模な体系から生じるスプリアスクラスタリングの影響を軽減するために使用される方法を紹介します。これをDESY3BAOサンプルに適用し、銀河団信号のロバストな推定値を取得するために使用されるサンプルの重みを計算します。このペーパーは、DESY3データのBAO信号の分析に特化したシリーズの1つです。コンパニオンペーパーでは、Ferreroetal。(2021)とDESコラボレーション(2021)では、分析のキャリブレーションに使用される銀河モックカタログと、BAOスケールへのフィッティングによって得られた角直径距離の制約をそれぞれ示します。銀河のサンプル、マスク、および追加の資料は、承認され次第、公開DESデータリポジトリでリリースされます。

Atacama CosmologyTelescopeとDarkEnergy

Surveyによるスーパークラスタリング:I。配向スタッキングを使用した熱エネルギー異方性の証拠

Title Superclustering_with_the_Atacama_Cosmology_Telescope_and_Dark_Energy_Survey:_I._Evidence_for_thermal_energy_anisotropy_using_oriented_stacking
Authors M._Lokken,_R._Hlo\v{z}ek,_A._van_Engelen,_M._Madhavacheril,_E._Baxter,_J._DeRose,_C._Doux,_S._Pandey,_E._S._Rykoff,_G._Stein,_C._To,_T._M._C._Abbott,_S._Adhikari,_M._Aguena,_S._Allam,_F._Andrade-Oliveira,_J._Annis,_N._Battaglia,_G._M._Bernstein,_E._Bertin,_J._R._Bond,_D._Brooks,_E._Calabrese,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_R._Cawthon,_A._Choi,_M._Costanzi,_M._Crocce,_L._N._da_Costa,_M._E._da_Silva_Pereira,_J._De_Vicente,_S._Desai,_J._P._Dietrich,_P._Doel,_J._Dunkley,_S._Everett,_A._E._Evrard,_S._Ferraro,_B._Flaugher,_P._Fosalba,_J._Frieman,_P._A._Gallardo,_J._Garc\'ia-Bellido,_E._Gaztanaga,_D._W._Gerdes,_T._Giannantonio,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_J._Gschwend,_G._Gutierrez,_J._C._Hill,_M._Hilton,_A._D._Hincks,_S._R._Hinton,_D._L._Hollowood,_K._Honscheid,_B._Hoyle,_Z._Huang,_et_al._(47_additional_authors_not_shown)
URL https://arxiv.org/abs/2107.05523
CosmicWebには、さまざまなスケールのフィラメント構造が含まれています。最大規模では、スーパークラスタリングはクラスター間ブリッジに沿って複数の銀河団を整列させ、宇宙マイクロ波背景放射のスニヤエフ・ゼルドビッチ熱信号を通して見ることができます。マルチスケール拡張構造からのガス信号を分析するための新しい柔軟な方法を示します。光学ダークエネルギーサーベイ(DES)のredMaPPerクラスター位置にスタックされたAtacamaCosmologyTelescope(ACT)のCompton-$y$マップを使用します。$y$マップからのカットアウト画像は、DES銀河データからの大規模な構造情報で方向付けられ、拡張されたスーパークラスタリング信号がオーバーレイされる前に位置合わせされます。3.5$\sigma$レベルでの拡張ガス信号の四重極モーメントの証拠が見つかり、銀河団を取り巻く大規模な熱エネルギーが異方的に分布していることを示しています。ACT$\times$DESの結果をBuzzardシミュレーションと比較し、幅広い一致を見つけました。シミュレーションを使用して、マイクロ波と光学調査の将来の組み合わせを使用して、異方性の非ガウス構造の進化を制約するためのこの新しい手法の可能性を強調します。

21cmVAE:21cmグローバル信号のVAEベースのエミュレーター

Title 21cmVAE:_A_VAE-based_Emulator_of_the_21-cm_Global_Signal
Authors Christian_Hellum_Bye,_Stephen_K.N._Portillo,_Anastasia_Fialkov
URL https://arxiv.org/abs/2107.05581
宇宙の夜明けと再電離の時代からの中性水素の空平均(グローバル)21cm信号の測定にかなりの観測努力が注がれています。この時代の天体物理学に関する観測上の制約を導き出すには、広い天体物理学パラメーター空間にわたって理論信号を迅速かつ正確に生成できるモデリングツールが必要です。この目的のために、人工ニューラルネットワークを使用して、既存の2つのグローバル信号エミュレーター21cmGEMとglobalemuのみを作成しました。このホワイトペーパーでは、21cmVAEを紹介します。これは、変分オートエンコーダ(VAE)などの高度な機械学習手法に基づいており、他の2つのエミュレータと同じ約30,000のグローバル信号のデータセットでトレーニングされたグローバル信号エミュレータです。VAEを使用すると、データセットの低次元表現を探索し、さまざまなエポックでグローバル21cm信号を駆動する最も重要な天体物理学的プロセスを確立できます。21cmVAEの相対rmsエラーは平均でわずか0.41\%(0.66mKに相当)であり、これは既存のエミュレーターと比較して大幅に改善されており、パラメーターセットあたりの実行時間は0.04秒です。エミュレーター、コード、および処理されたデータセットは、https://github.com/christianhbye/21cmVAEおよびhttp://doi.org/10.5281/zenodo.5085445から公開されています。

Influencias astron \ 'omicas sobre la evoluci \' on geol \ 'ogica y

biol \' ogica de la Tierra(parte I)

Title Influencias_astron\'omicas_sobre_la_evoluci\'on_geol\'ogica_y_biol\'ogica_de_la_Tierra_(parte_I)
Authors Carlos_A._Olano
URL https://arxiv.org/abs/2107.04719
このモノグラフは、隕石、小惑星、彗星の性質と起源に関する研究を示しています。そして、これらの宇宙物体と地球との遭遇の結果について。このモノグラフの目的は、いくつかの基本的な技術的側面といくつかの独自の提案を避けていませんが、主に非専門家への開示です。1)50を放出する宇宙物体の爆発によって発生した膨張する気泡の進化の計算地上から5kmの高さの地上大気中のエネルギーの山。2)ユーラシアで観測された白い夜と1908年のツングースカの爆発に関連した他の現象の新しい説明。

SOPHIEは、北の太陽系外惑星を検索します。 XVIII:最も風変わりな太陽系外惑星軌道の1つを含む、6つの新しいコールドジュピター

Title The_SOPHIE_search_for_northern_extrasolar_planets._XVIII:_Six_new_cold_Jupiters,_including_one_of_the_most_eccentric_exoplanet_orbits
Authors O._D._S._Demangeon,_S._Dalal,_G._H\'ebrard,_B._Nsamba,_F._Kiefer,_J._D._Camacho,_J._Sahlmann,_L._Arnold,_N._Astudillo-Defru,_X._Bonfils,_I._Boisse,_F._Bouchy,_V._Bourrier,_T._Campante,_X._Delfosse,_M._Deleuil,_R._F._D\'iaz,_J._Faria,_T._Forveille,_N._Hara,_N._Heidari,_M._J._Hobson,_T._Lopez,_C._Moutou,_J._Rey,_A._Santerne,_S._Sousa,_N._C._Santos,_P._A._Str{\o}m,_M._Tsantaki,_S._Udry
URL https://arxiv.org/abs/2107.05089
環境。通過確率が低いため、長周期惑星は、人口として、通過調査によって部分的にしか調査されていません。したがって、視線速度調査は、特に巨大惑星にとって重要な役割を果たします。コールドジュピターは、10m.s^{-1}の典型的な視線速度の半振幅を誘発します。これは、現在10年以上運用されている複数の機器の到達範囲内にあります。目的。コールドジュピターの個体数をさらに特徴づけるために、前任者のelodieによって開始された検索を継続する、ソフィー高解像度分光器を使用した進行中の視線速度調査を利用します。メソッド。最大15年間にわたって取得された6つの明るい太陽のような星からの視線速度データを分析して、ケプラー信号の検出と確認を試みます。結果。最小質量が4.8〜8.3Mjupで、公転周期が200日から10年の、システムごとに1つずつ、6つの惑星の発見を発表します。データは、これらのシステムのいずれかに追加の惑星が存在することをサポートするのに十分な証拠を提供していません。恒星の活動指標の分析は、検出された信号の惑星の性質を確認します。結論。これらの6つの惑星は、冷たくて巨大な木星の個体群に属しており、そのうちの4つはその風変わりな尾に住んでいます。この点で、HD80869bは、0.862^{+0.028}_{-0.018}の離心率を持つ最も離心率の高い軌道の1つとして際立っています。したがって、これらの惑星は、ガス巨人集団で行われている移動と進化のプロセスをよりよく制約するのに役立ちます。さらに、小さな惑星と冷たい木星の間の相関関係を提示する最近の研究は、これらのシステムが小さな内惑星を探すための良い候補であることを示しています。

可能性のある太陽系外PDS110bリングシステムの性質を制約する

Title Constraining_the_nature_of_the_possible_extrasolar_PDS110b_ring_system
Authors Tiago_F._L._L._Pinheiro_and_Rafael_Sfair
URL https://arxiv.org/abs/2107.05179
OriOB1a協会の若い星PDS110は、2008年と2011年に2回の同様の日食を経験し、それぞれが少なくとも25日間続きました。これらの出来事のもっともらしい説明の1つは、ヒル球の大部分を占める環系に囲まれた目に見えない巨大惑星(PDS110bという名前)によって星が覆われたことです。三体問題の何千もの数値シミュレーションを通して、私たちはこの惑星の質量と離心率、そしてそのリングのサイズと傾き、観測データだけでは十分に決定されていないパラメータを制約します。PDS110bリングシステムに対してさまざまな構成を実行し、観察結果と一致しないものをすべて除外しました。結果は、リングシステムが順行または逆行する可能性があることを示しています。推奨される解決策は、リングの傾きが$60^\circ$未満で、半径が0.1〜0.2auであり、惑星が$35M_\mathrm{Jup}$よりも大きく、離心率が低い(<0.05)ことです。。

連星系の惑星形成ディスクにおけるダスト進化についてII-おうし座と$ \ rho

$へびつかい座(サブ)ミリメートルの観測との比較:連星の円盤は小さな塵のサイズを持っています

Title On_dust_evolution_in_planet-forming_discs_in_binary_systems._II_--_Comparison_with_Taurus_and_$\rho$_Ophiuchus_(sub-)millimetre_observations:_discs_in_binaries_have_small_dust_sizes
Authors Francesco_Zagaria,_Giovanni_P._Rosotti,_Giuseppe_Lodato
URL https://arxiv.org/abs/2107.05268
バイナリまたは高次の複数の恒星系で最近発見された太陽系外惑星は、恒星の集合体における原始惑星系円盤の研究への新たな関心を引き起こしました。ここでは、太陽系外惑星が組み立てられ、(サブ)ミリ波の円盤観測を支配する貯水池を構成する円盤固体に焦点を当てます。これらの観察結果は、連星系のディスクは孤立系のディスクよりも薄く、小さいことを示唆しています。さらに、ディスクダストのサイズは、それらが非常に偏心したバイナリを周回している場合にのみ、潮汐の切り捨てと一致します。以前の研究では、恒星の仲間の存在が固体の放射状の移動を早め、ディスクの寿命を短くし、惑星の形成に挑戦することを示しました。この論文では、理論的および数値的な結果を観測と対峙させます。モデルからのディスクダストフラックスとサイズは、ALMA波長で計算され、おうし座とへびつかい座ロー星のデータと比較されます。理論と観察の間の一般的な一致が見られます。特に、ダストディスクサイズは、粒子成長と半径方向ドリフトの複合効果により、一般にバイナリトランケーション半径よりも小さいことを示します。したがって、ディスクサイズが小さい場合、説明するのに信じられないほど高い離心率は必要ありません。さらに、観測されたバイナリディスクは$1\sigma$内で互換性があり、シングルスターディスクで見られるものと同様の二次フラックス-半径相関があり、モデルとの密接な一致を示しています。ただし、解決されたバイナリディスクの観測サンプルはまだ小さく、フラックスと半径の相関関係と、それがバイナリプロパティにどのように依存するかについてより確固たる結論を引き出すには、追加のデータが必要です。

発射速度が2km / s未満のイジェクタ速度

Title Ejecta_Speed_with_the_Projectile_Velocity_less_than_2_km/s
Authors Hector_J._Durand-Manterola,_and_Alvaro_Suarez-Cort\'es
URL https://arxiv.org/abs/2107.05416
この研究は、衝突クレーターの形成中に衝突したターゲットの材料が放出される速度の理論的研究です。私たちのモデルは、熱力学の第1原理から始まり、単純な計算に複雑なプロセスを含む考慮事項に戻る噴出物の速度を説明できます。モデルと観測値の適合は、影響プロセスに暗黙的に含まれる多くの複雑な詳細がいくつかのパラメーターに含まれる可能性があることを示しています。イジェクタ速度は、インパクターパラメータとは無関係に記述できます。モデルは、いくつかのケースで一致を示す亜音速および超音速速度実験と比較されます。このモデルは、亜音速および超音速の衝撃で機能します。モデルを極超音速衝撃(>5km/s)と比較しませんが、モデルの導出はインパクターの速度に依存しないため、この種の衝撃でも機能する可能性があります。

TOI-1749:近共鳴ペアを含む惑星のトリオを持つM矮星

Title TOI-1749:_an_M_dwarf_with_a_Trio_of_Planets_including_a_Near-Resonant_Pair
Authors A._Fukui,_J._Korth,_J._H._Livingston,_J._D._Twicken,_M._R._Zapatero_Osorio,_J._M._Jenkins,_M._Mori,_F._Murgas,_M._Ogihara,_N._Narita,_E._Pall\'e,_K._G._Stassun,_G._Nowak,_D._R._Ciardi,_L._Alvarez-Hernandez,_V._J._S._B\'ejar,_N._Casasayas-Barris,_N._Crouzet,_J._P._de_Leon,_E._Esparza-Borges,_D._Hidalgo_Soto,_K._Isogai,_K._Kawauchi,_P._Klagyivik,_T._Kodama,_S._Kurita,_N._Kusakabe,_R._Luque,_A._Madrigal-Aguado,_P._Montanes_Rodriguez,_G._Morello,_T._Nishiumi,_J._Orell-Miquel,_M._Oshagh,_H._Parviainen,_M._S\'anchez-Benavente,_M._Stangret,_N._Watanabe,_G._Chen,_M._Tamura,_P._Bosch-Cabot,_M._Bowen,_K._Eastridge,_L._Freour,_E._Gonzales,_P._Guerra,_Y._Jundiyeh,_T._K._Kim,_L._V._Kroer,_A._M._Levine,_E._H._Morgan,_M._Reefe,_R._Tronsgaard,_C._K._Wedderkopp,_J._Wittrock,_K._A._Collins,_K._Hesse,_D._W._Latham,_G._R._Ricker,_S._Seager,_R._Vanderspek,_J._Winn,_E._Bachelet,_M._Bowman,_C._McCully,_M._Daily,_D._Harbeck,_and_N._H._Volgenau
URL https://arxiv.org/abs/2107.05430
最初に識別された100〜pcの距離で初期のM矮星を通過する1つのスーパーアース(TOI-1749b)と2つのサブネプチューンサイズの惑星(TOI-1749cとTOI-1749d)の発見を報告します。TESS測光調査からのデータを使用する惑星候補。マルチバンドトランジット測光、補償光学イメージング、および低解像度分光法を使用して、このシステムを地上から追跡し、候補の惑星の性質を検証しました。TOI-1749b、c、およびdの軌道周期は2.39、4.49、および9。05日であり、半径はそれぞれ1.4、2.1、および2.5$R_\oplus$であることがわかります。また、トランジットタイミングの変動から、TOI-1749b、c、およびdのそれぞれ57、14、および15$M_\oplus$の質量に95\%の信頼上限を設定します。これらの惑星の周期、サイズ、および暫定的な質量は、3つの惑星すべてが最初に岩のコアの上に水素エンベロープを持ち、最も内側の惑星のエンベロープのみが光蒸発および/によって剥ぎ取られたというシナリオと一致しています。またはコア駆動の質量損失メカニズム。これらの惑星は、外側のペアの周期比が2の1\%以内であるという意味で、TOI-175b、c、dやTOI-270b、c、dなどのM矮星の周りに見られる他の惑星トリオに似ています。追加の惑星がほぼ2:1の周期比ペアの内部に位置する特徴的な軌道構成は、FGK矮星の周りでは比較的まれです。

5惑星共鳴チェーン:Kepler-80システムの再評価

Title A_Five-Planet_Resonant_Chain:_Reevaluation_of_the_Kepler-80_System
Authors Mariah_G._MacDonald,_Cody_J._Shakespeare,_and_Darin_Ragozzine
URL https://arxiv.org/abs/2107.05597
2009年のケプラー宇宙望遠鏡の打ち上げとそれに続くK2ミッション以来、何百もの多惑星系が発見されてきました。個々のシステムとしても集団としても、そのようなシステムの研究は、惑星の形成と進化のより良い理解につながります。6つのスーパーアースをホストするK型矮星であるケプラー80は、繰り返される幾何学的構成である一連の共鳴に4つの惑星があることが知られている最初のシステムでした。共鳴連鎖で惑星を通過することで、惑星の軌道とサイズだけでなく、それらの質量も推定することができます。Kepler-80の最初の共鳴分析とTTVフィッティング以来、新しい惑星が発見されました。その信号は、他の惑星の測定された質量を変更した可能性があります。ここでは、このシステムの光度曲線の直接前方光力学的モデリングによって、ケプラー-80によってホストされている6つの惑星すべての質量と軌道を決定します。次に、システムの共振動作を調べます。4つの中央の惑星は共振チェーン内にありますが、最も外側の惑星は、ソリューションの$\sim14$\%でのみ動的に相互作用することがわかります。また、システムとその動的な動作が\emph{insitu}の形成と一致していることを確認し、その結果を他の2つの共振チェーンシステムであるKepler-60とTRAPPIST-1と比較します。

共鳴抗力不安定性を伴う風中の粉塵:I。GMCおよびHII領域における粉塵駆動流出のダイナミクス

Title Dust_in_the_Wind_with_Resonant_Drag_Instabilities:_I._The_Dynamics_of_Dust-Driven_Outflows_in_GMCs_and_HII_Regions
Authors Philip_F._Hopkins_(Caltech),_Anna_L._Rosen_(CfA),_Jonathan_Squire_(Otago),_Georgia_V._Panopoulou_(Caltech),_Nadine_H._Soliman_(Caltech),_Darryl_Seligman_(UChicago),_Ulrich_P._Steinwandel_(CCA)
URL https://arxiv.org/abs/2107.04608
ダスト粒子への放射圧がガスを加速する放射線ダスト駆動の流出は、多くの天体物理学的環境で発生します。これらのシステムに関するこれまでのほとんどすべての数値研究では、ダストがガスに完全に結合していると想定されていました。ただし、最近、これらのシステムのダストは、ダストとガスのダイナミクスを分離し、これらの流出の非線形結果を質的に変化させる可能性のある「共鳴抗力不安定性」(RDI)の大きなクラスに対して不安定であることが示されました。明確な粒子ダイナミクスと粒子サイズと電荷の現実的なスペクトル、磁場と粒子へのローレンツ力(RDIを劇的に向上させる)、クーロンとエプスタインドラッグを含む、層状の不均一な媒体における放射ダスト駆動流出の最初のシミュレーションを提示します。力、およびさまざまな粒子吸収および散乱特性を可能にする明示的な放射輸送。この論文では、光学的厚さが中程度($\lesssim1$)で、単一散乱効果が放射とダストの結合を支配し、ローレンツ力が抗力を支配する、巨大分子雲(GMC)、HII領域、および分散スターバーストに似た条件を検討します。粒子、およびマグネトソニックRDIや高速ジャイロRDIなど、最も急速に成長しているRDIは類似しています。これらのRDIは一般に、サイズに依存する強力なダストクラスタリングを生成し、流出の特徴的な時間よりもはるかに短いタイムスケールで非線形に成長します。不安定性は、GMCおよびHII領域で観測されたダスト構造に著しく類似した、フィラメント状およびプルーム状または「馬頭」の星雲形態を生成します。さらに、場合によっては、フィラメントに関連する磁場構造とトポロジーを大幅に変更します。一部のガスを「背後に」残す強力なマイクロスケールのダスト凝集を駆動しているにもかかわらず、ガスのオーダーユニティ部分は常にダストによって効率的に同伴されます。

核星団における繰り返しの合併、質量ギャップブラックホール、および中間質量ブラックホールの形成

Title Repeated_mergers,_mass-gap_black_holes,_and_formation_of_intermediate-mass_black_holes_in_nuclear_star_clusters
Authors Giacomo_Fragione,_Bence_Kocsis,_Frederic_A._Rasio,_Joseph_Silk
URL https://arxiv.org/abs/2107.04639
現在の理論モデルでは、恒星ブラックホール(BH)が約$50\、M_\odot$から$100\、M_\odot$の間で不足している質量ギャップが予測されていますが、大規模な星の進化によってアクセス可能な範囲を超えると、中間質量BHが発生します。(IMBH)はまだとらえどころのないままです。現在のLIGO/Virgo/Kagra干渉計とLISAやEinstein望遠鏡などの将来の検出器との重力波放射を介して検出可能なバイナリBHの繰り返しのマージは、質量ギャップBHとIMBHの両方を形成する可能性があります。ここでは、質量ギャップBHとIMBHが、密集した星団での連続したBH合併の結果として生まれる可能性を探ります。特に、銀河の中心にある核星団は、重力放射の異方性放出による大きな反跳キックを受けた後、ほとんどのBH合併生成物を保持するのに十分な深さのポテンシャル井戸を持っています。巨大な恒星のBHシードは、他の小さなBHとの繰り返しの合併の結果として、簡単に$\sim10^3-10^4\、M_\odot$に成長する可能性があることを示しています。クラスターの金属量を下げると、最終的なBH質量が大きくなることがわかります。また、成長するBHスピンは、合併の数とともに大きさが減少する傾向があることを示しています。そのため、最終質量と結果のIMBHのスピンの間には負の相関関係が存在します。恒星のBHの誕生スピンに関する仮定は、私たちの結果に大きく影響し、誕生スピンが低いと、大量のBHのより多くの集団が生成されます。

DFT計算、実験室実験および天文観測によるグラフェン分子と比較したフラーレンC60の磁性

Title Magnetism_of_Fullerene_C60_Compared_with_Graphene_Molecule_by_DFT_Calculation,_Laboratory_Experiment_and_Astronomical_Observation
Authors Norio_Ota,_Aigen_Li,_Laszlo_Nemes,_Masaaki_Otsuka
URL https://arxiv.org/abs/2107.04725
フラーレンC60の磁性は、密度汎関数理論(DFT)計算、実験室実験、天文観測の3つの方法で研究されました。DFTは、最も安定したスピン状態がSz=0/2の非磁性状態であることを明らかにしました。これは、C23およびC53のボイド誘導グラフェン分子がSz=2/2の磁性分子であるという最近の研究とは対照的です。2つのグラフェン分子を組み合わせたモデルは、すべての炭素五角形リングでの2つのアップスピンが互いに打ち消し合い、Sz=0/2になる可能性があることを示唆しています。同様のキャンセルがC60でも発生する可能性があります。C60の分子振動赤外スペクトルは、気相実験室実験と一致する4つの主要なバンドを示しており、炭素が豊富な惑星状星雲Tc1とLin49の1つも天文学的に観測されています。しかし、天文学的なバンドには未確認のバンドがたくさん残っています。グラフェンシート上に複数のボイドがあると想定しました。これにより、C60と複雑なグラフェン分子の両方が作成される可能性があります。2つのボイドのスペクトルがグラフェン分子を誘発し、主要な天文バンドとよく一致することが明らかになりました。C60とグラフェン分子の単純な合計は、天文バンドを詳細に再現することに成功しました。

銀河の衝撃波を証明する内側の天の川の最高解像度の回転曲線

Title Highest-Resolution_Rotation_Curve_of_the_Inner_Milky_Way_proving_the_Galactic_Shock_Wave
Authors Yoshiaki_Sofue
URL https://arxiv.org/abs/2107.04975
第1象限の内側銀河の回転曲線(RC)を$10\deg\lel\le50\deg〜(R=1.3-6.2〜{\rmkpc})$で提示し、空間が最も高くなります(2pc)および速度(1.3km/s)の解像度。野辺山45m望遠鏡で有効角度分解能$20"$(当初は$15")$で観測された${^{12}}$CO(J=1-0)線測量データを使用し、個々のCOラインプロファイルのガウスデコンボリューションを使用することによる経度-速度図への接線速度法。速度振幅$\pm\sim9$km/sおよび半径スケール長$\sim0.5-1$kpcのRCバンプの数、または回転速度の局所的な変動が、平均回転速度に重ね合わされます。Scutumアーム(4kpc分子アーム)の接線方向の$R\sim4$kpc付近の顕著な速度バンプと対応する密度変化は、ピッチ角が小さいスパイラルアームの通常の銀河衝撃波によって自然に説明されます。必然的にバーによる強い衝撃が必要です。RCの表は、PASJ補足データサイトおよびhttp://www.ioa.s.u-tokyo.ac.jp/~sofue/h-rot.htmで入手できます。

G31.41 +0.31で観測されたラインプロファイルの放射伝達モデリング

Title Radiative_transfer_modeling_of_the_observed_line_profiles_in_G31.41+0.31
Authors Bratati_Bhat,_Prasanta_Gorai,_Suman_Kumar_Mondal,_Sandip_K._Chakrabarti,_and_Ankan_Das
URL https://arxiv.org/abs/2107.04979
G31.41+0.31のH13CO+(1-0)の逆P-Cygniプロファイルが最近観察されました。これは、落下するガスエンベロープの存在を示しています。また、流出トレーサーであるSiOが観察されました。ここでは、いくつかの主要な種(H13CO+、HCN、SiO、NH3、CH3CN、CH3OH、CH3SH、およびCH3NCO)の合成スペクトルを生成し、物理的特徴を抽出して周囲の励起条件を推測するために、排他的な放射伝達モデリングが実装されています。彼らが観察した場所。ガスエンベロープは、球対称システムで中央のホットコア領域に向かって降着していると想定されます。私たちの主な目的は、観測されたラインプロファイルをG31.41+0.31に向けて再現し、さまざまな物理パラメータを抽出することでした。モデリングの目的で、CASSISを使用したLTE計算とRATRAN放射伝達コードを使用した非LTE分析が考慮されます。ガスエンベロープの一般的な物理的状態を表す、最適なラインパラメータが導出されます。我々の結果は、落下するガスが、SiOを除く上記のすべての種の観測されたラインプロファイルを説明できることを示唆している。SiOラインプロファイルを付与するには、追加の流出コンポーネントが必要です。さらに、天体化学モデルが実装され、このソースで観測されたさまざまな種の存在量を説明します。

SDSS-IV MaNGAにおける対面星形成銀河の外側円盤星の種族の研究:H $ \ alpha $欠乏の原因

Title A_study_of_outer_disk_stellar_populations_of_face-on_star-forming_galaxies_in_SDSS-IV_MaNGA:_causes_of_H$\alpha$_deficiency
Authors Guinevere_Kauffmann
URL https://arxiv.org/abs/2107.05029
MaNGA調査からの対面星形成銀河の面分光器(IFU)スペクトルは、輝線とリック指数を2.5〜3R_eまで測定するのに十分な高さのS/Nに達するように、放射状のビンに積み重ねられます。銀河の3分の2は、内側の円盤よりも古く、金属が少なく、ほこりの少ない外側の円盤に星の種族がいます。最近の星形成のバーストは、外側の円盤でより頻繁に発生していますが、これらの領域の固定D_n(4000)では、消滅補正されたHalphaの等価幅が大幅に低くなっています。私は、H$\alpha$が最も不足している外側の円盤を持つ銀河のサブセットの特性を調べます。これらの領域には、過去0.5Gyr以内に形成されたはずの若い星の種族が含まれていますが、消滅補正されたHalpha値は、標準のKroupaIMFで予測された値をはるかに下回っています。Halpha欠損銀河は、D_n(4000)とHdelta_Aのプロファイルが平坦で、半径方向の変動がほとんどなく、星形成がディスク全体で非常に均一に発生していることを示しています。H$\alpha$ラインプロファイルは、イオン化ガスの運動学もディスク全体で非常に規則的であることを示しています。Halpha欠乏の原因の主な手がかりは、それがダストの減光が急激に減少するのと同じ半径に設定されることであり、静止状態のHIが支配的なガス中の大質量星が不足している星形成のモードを示唆しています。最後に、私は異常なHalpha運動学の特徴を持つ銀河の検索を実行し、サンプルの15%がディスクの全身速度から変位した有意なイオン化ガスの証拠を示していることを発見しました。

SDSS-IV MaNGAの銀河の中心星の種族の研究:異常に若くて重い星を持つサブサンプルの識別

Title A_study_of_the_central_stellar_populations_of_galaxies_in_SDSS-IV_MaNGA:_identification_of_a_sub-sample_with_unusually_young_and_massive_stars
Authors Guinevere_Kauffmann
URL https://arxiv.org/abs/2107.05030
この論文は、高い星の質量でサルペターよりも平坦な初期質量関数を持つ異常な星の種族の明確な兆候を持つ銀河中心の探索について説明しています。星の質量が10^10-10^11M_solの範囲にある668個の対面銀河のサンプルから、銀河の内部領域に異常な星の種族勾配を持つ、若いから中年の中央の星の種族を持つ15個の銀河を特定します。これらの銀河では、4000オングストロームのブレークは平坦であるか、銀河の中心に向かって上昇しており、中央領域が進化した星をホストしていることを示していますが、H$\alpha$等価幅も中央領域で急激に上昇しています。電離パラメータ[OIII]/[OII]は通常、これらの銀河中心では低く、電離源がAGNではなく恒星であることを示しています。熱い若い星に特徴的なウォルフ・ライエの特徴は、スペクトルによく見られ、ガラクトセントリック半径が小さいほど次第に強くなります。これらの外れ値は、若い内部星の種族を持つ同様の質量の銀河の対照サンプルと比較されますが、Halpha等価幅と4000オングストロームブレークの勾配は互いにより密接に続きます。外れ値は、中央のウォルフ・ライエ赤の隆起がはるかに頻繁に過剰になり、中央の恒星とイオン化ガスの金属量が高くなり、20cmの電波波長でもより頻繁に検出されます。超新星として爆発した後の巨大な星、またはブラックホールに落下する物質からのエネルギー注入のいずれかによって、イオン化ガスが明らかに強く摂動されて吹き飛ばされている1つの外れ値を強調します。

確率場スペクトル表現の明示的な形式といくつかのアプリケーション

Title Explicit_form_of_the_random_field_spectral_representation_and_some_applications
Authors A._Chepurnov
URL https://arxiv.org/abs/2107.05070
ここでは、ランダムスペクトル測定要素の明示的な形式を示します。これにより、定常確率場を、そのパワースペクトルと、フィールドがベクトルの場合はスペクトルテンソルに明示的に依存する確率積分として表現できます。このような積分の収束メカニズムはフーリエ変換のものとは大幅に異なり、従来の形式はここに示したものの部分的な限定的なケースであることがここに示されています。確率場の明示的な表現があるという事実により、確率場の高次統計量の計算がはるかに簡単になります(たとえば、Chepurnovetal.2020を参照)。ベクトル場の場合、このような式には、スペクトルテンソルによる等方的に分布したランダムベクトルの射影が含まれます。これにより、高調波の振る舞いの幾何学的解釈が可能になり、分析が簡素化されます(セクション2を参照)。このスペクトル表現はまた、Chepurnovらによって広く使用されている確率場の簡単な数値生成を行います。2020年。ここでは、この形式のいくつかの実用的なアプリケーションも紹介します。

H {\ sci}の性質-$ z \約4 $で吸収選択された銀河

Title The_nature_of_H{\sc_i}-absorption-selected_galaxies_at_$z_\approx_4$
Authors B._Kaur_(1),_N._Kanekar_(1),_M._Rafelski_(2,3),_M._Neeleman_(4),_M._Revalski_(2),_J._X._Prochaska_(5,6)_((1)_National_Centre_for_Radio_Astrophysics,_India,_(2)_Space_Telescope_Science_Institute,_USA,_(3)_Johns_Hopkins_University,_USA,_(4)_Max-Planck-Institut_for_Astronomie,_Germany,_(5)_UCO/Lick_Observatory,_University_of_California,_Santa_Cruz,_USA,_(6)_Kavli_Institute_for_the_Physics_and_Mathematics_of_the_Universe,_Japan)
URL https://arxiv.org/abs/2107.05108
赤方偏移したCO(1-0)またはCO(2-1)放射のKarlG.Jansky超大型アレイ(JVLA)検索、および残りのハッブル宇宙望遠鏡広視野カメラ〜3(HST-WFC3)検索を報告します-高金属量([M/H]〜$\geq-1.3$)に関連する7つのHI選択銀河からのフレーム近紫外線(NUV)恒星放射、$z\approxでのLy$\alpha$吸収体(DLA)の減衰4ドル。銀河は、それらの[CII]〜158$\mu$m放出のALMAイメージングによって以前に識別されました。また、JVLAを使用して、$z\約4.8$の低金属量([M/H]〜$=-2.47$)DLAのフィールドからのCO(2-1)排出量を検索しました。どの銀河からも統計的に有意なCO放出は検出されず、上限は$M_{mol}<(7.4-17.9)\times10^{10}\times(\alpha_{CO}/4.36)M_\odot$それらの分子ガス質量について。7つの[CII]〜158$\mu$m放出銀河のうち4つからレストフレームNUV放出を検出します。これは、$z\gtrsim4$にあるHIで選択された銀河からの恒星連続体の最初の検出です。HST-WFC3画像は、$\approx2-4$〜kpcの恒星連続体の典型的なサイズと、$\approx5.0-17.5M_\odot$/yrの推定された塵の不明瞭な星形成率(SFR)をもたらします。、または遠赤外線(FIR)の光度から推定された合計SFRよりもわずかに低い。さらに、6つの[CII]〜158$\mu$mを放出する銀河のCO(2-1)放出信号を画像平面に積み上げました。積み重ねられた画像でCO(2-1)放出が検出されない場合、制限$M_{mol}<4.1\times10^{10}\times(\alpha_{CO}/4.36)M_\odot$6つの銀河の平均分子ガス質量。$z\約4$でのHI選択銀河における分子ガス質量推定値とNUVSFR推定値は、同様の[CII]〜158$\mu$mと同様の赤方偏移でのFIR光度を持つ主系列銀河のものと一致しています。ただし、HIで選択された銀河のNUV放射は、同様の赤方偏移の主系列銀河よりも拡張されているように見えます。

赤方偏移でのジーンズ動的モデリングを使用した初期型銀河の総質量密度勾配$ 0.29

Title Total_mass_density_slopes_of_early-type_galaxies_using_Jeans_dynamical_modelling_at_redshifts_$0.29_
Authors Caro_Derkenne,_Richard_M._McDermid,_Adriano_Poci,_Rhea-Silvia_Remus,_Inger_J{\o}rgensen,_and_Eric_Emsellem
URL https://arxiv.org/abs/2107.05206
宇宙時間による初期型銀河の総質量密度勾配$\gamma$の変化は、進化経路のプローブです。流体力学的宇宙論的シミュレーションは、高赤方偏移では、初期型銀河の密度プロファイルが平均して急勾配であっ​​たことを示しています($\gamma\sim-3$)。レッドシフトがゼロに近づくと、ガスの少ない合併により、総質量密度の傾きが徐々に$\gamma\sim-2$の「等温」の傾きに近づきます。したがって、シミュレーションでは、高赤方偏移での急な密度勾配が予測され、$z\sim1$未満の密度勾配はほとんどまたはまったく変化しません。重力レンズの結果、同じ赤方偏移範囲で反対の結果が得られます。つまり、赤方偏移がゼロに近づくにつれて、密度が浅くなり、赤方偏移が大きくなる傾向が顕著になります。重力レンズ効果の結果は、ガスの降着の継続や軸外の合併など、初期型銀河の進化メカニズムが乾式融合とは異なることを示しています。赤方偏移ゼロでは、シミュレーションと動的モデリングの両方によって等温解が得られます。この作業では、観測とシミュレーションの間の緊張に対処するための密度勾配を導出するために、中間赤方偏移($0.29<z<0.55$)での銀河の観測にジーンズ動的モデリング手法を適用します。MUSEデータからの2次元運動学的フィールドをハッブル宇宙望遠鏡測光と組み合わせます。フロンティアフィールドプロジェクトからの90個の初期型銀河の密度勾配が示されています。サンプル全体の中央値は${\gamma=-2.11\pm0.03}$(標準誤差)であり、赤方偏移ゼロでの動的モデリング研究と一致しています。過去4〜6Gyrsの総密度勾配の進化の欠如は、初期型銀河進化の乾式融合モデルをサポートしています。

3つの独立したCO調査に基づくCOの完全性の調査

Title Examinations_of_CO_completeness_based_on_three_independent_CO_surveys
Authors Yan_Sun,_Ji_Yang,_Qing-Zeng_Yan,_Zehao_Lin,_Shaobo_Zhang,_Yang_Su,_Ye_Xu,_Xuepeng_Chen,_Hongchi_Wang,_and_Xin_Zhou
URL https://arxiv.org/abs/2107.05288
銀河系の郊外に向けて進行中の天の川イメージングスクロールペインティング(MWISP)のCO調査によって回収された世界的な特性を報告します。観測バイアスをよりよく理解するために、私たちの結果は、CfA1.2mCO調査およびFCRAO14m外部銀河調査(OGS)から均一分解法によって抽出された結果とも比較されます。MWISPデータには、より拡張された目に見えない構造が存在することがわかります。MWISP調査によって回収されたディスク全体の総フラックスは、同じ解像度の場合にCfAおよびOGS調査によって回収されたものの1.6倍です。不一致は距離に比例します。たとえば、最も外側のOSCアームでは、MWISPとCfA、およびMWISPとOGSのフラックス比はそれぞれ最大43.8と7.4に増加します。それにもかかわらず、私たちの銀河の分子ガスの国勢調査は、MWISPによってまだ完全にはほど遠いものであり、フラックスの完全性は$<$58%です。異なる調査間の表形式の分子雲の総質量比は、COフラックス比に類似しています。これらの比率を銀河の総H$_{\rm2}$質量に適用すると、少なくとも1.4の補正係数が得られます。つまり、銀河のH$_{\rm2}$質量は少なくとも以前に決定されたよりも40%重い。完全性の修正を含めて、問題のさらに重要な部分はバリオン物質によってもたらされるべきです。銀河面の外側の質量スペクトルは、$\gamma$=$-$1.83$\pm$0.05の切り捨てられないべき乗則、および$M_0$=(1.3$\pm$0.5)$の上限質量によってより適切に記述されます。\times$10$^{\rm6}$$M_\odot$。

ローカルボリューム銀河の核形成率

Title The_nucleation_fraction_of_Local_Volume_galaxies
Authors Nils_Hoyer,_Nadine_Neumayer,_Iskren_Y._Georgiev,_Anil_C._Seth,_Jenny_E._Greene
URL https://arxiv.org/abs/2107.05313
核星団(NSC)は銀河中心部で一般的な現象であり、中間の恒星質量$10^{9}$M$_{\odot}$の銀河の大部分に見られます。最近の調査では、それらが最小および最大の銀河で見つかることはめったになく、核形成の割合が密集した環境で増加することが示唆されています。現在入手可能なデータが限られているため、この傾向が散在銀河に当てはまるかどうかは不明です。ここでは、ローカルボリューム($\lesssim12$Mpc)内の601個の銀河の核生成率に関する結果を示します。恒星の質量で8桁以上をカバーする、これは低密度環境で分析された銀河の最大のサンプルです。LocalVolumeサンプル内では、以前の研究と一致して、核形成率が銀河の恒星質量に強く依存していることがわかります。また、$M_{\star}<10^{9}$M$_{\odot}$の銀河の場合、初期型の銀河は後期型よりも核形成率が高いことがわかります。ローカルボリュームの核生成率は、恒星の質量、ハッブルタイプ、およびローカル環境密度とは独立して相関します。以前の結果をまとめ、均一な方法で恒星の質量を計算することにより、銀河団環境(コマ、ろ座、おとめ座)のデータと比較します。以前の研究と一致して、$M_{\star}\lesssim10^{9.5}$M$_{\odot}$の銀河では、核生成の割合が大幅に低くなっています(最大40$\%$)。私たちの結果は、球状星団とNSCの間の関係を強化していますが、ハッブルタイプとローカル環境で観察された傾向を説明できるかどうかは不明です。核形成率とクラスター環境の間の相関は、コマや乙女座のような最も密度の高いクラスターでは弱くなると推測されます。

AGNツインジェットで観測された無線コンポーネントの固有運動によるハッブル定数の新しい制約

Title New_Constraint_of_the_Hubble_Constant_by_Proper_Motions_of_Radio_Components_Observed_in_AGN_Twin-jets
Authors Wei-Jian_Lu,_Yi-Ping_Qin
URL https://arxiv.org/abs/2107.05575
精密宇宙論の出現として、宇宙マイクロ波背景放射データに適合したラムダコールドダークマターから推測されたハッブル定数($H_0$)は、局所距離梯子からの測定値とますます緊張しています。その真の値に近づくには、ハッブル定数を測定または制約するためのより独立した方法が必要です。この論文では、フリードマン・ルマ・イトレ・ロバートソン・ウォーカー宇宙論と幾何学的関係に基づいた単純な方法を適用して、AGNツインジェットで観測される無線コンポーネントの固有運動によってハッブル定数を制約します。関係する双発機の両側の最大放出強度が本質的に同じであるという仮定の下で、$H_{\rm0、min}=51.5\pm2.3\、\rmkm\の下限を取得します。、s^{-1}\、Mpc^{-1}$は、NGC1052の双発機で観測された無線コンポーネントの測定された最大固有運動からのものです。

銀河の合体の統計:理論と観測の間のギャップを埋める

Title Statistics_of_galaxy_mergers:_bridging_the_gap_between_theory_and_observation
Authors Filip_Hu\v{s}ko,_Cedric_G._Lacey,_Carlton_M._Baugh
URL https://arxiv.org/abs/2107.05601
プランクミレニアム宇宙論的暗黒物質シミュレーションと銀河形成の{\ttGALFORM}半分析モデルを使用して、$z=10$までの銀河の合体の研究を紹介します。シミュレーションの全量($800$Mpc)$^3$を利用して、銀河の合体の統計を、合体率と近接ペアの割合の観点から調査しました。質量の大きい銀河($M_*>10^{11.3}-10^{10.5}$$M_\odot$for$z=0-4$)の場合、合併率は急速に低下し始めると予測しています。銀河の恒星質量関数の指数関数的減少。IllustrisおよびEAGLEの流体力学的シミュレーションとは異なり、予測される合併率は増加し、赤方偏移の増加に伴って反転します。他のほとんどのモデルと観察結果と一致して、近いペアの割合は、(質量の選択に応じて)ある赤方偏移で平坦化または反転することがわかります。近いペアの割合の広範な比較を行い、モデル間だけでなく、異なる観測間の不一致を強調します。星の質量依存性の傾きが赤方偏移に依存する、近い銀河ペアの主要な合併タイムスケールのフィッティング式を提供します。これは、一定の傾きを意味する以前の理論的結果と一致していません。代わりに、巨大な銀河($M_*>10^{10}$M$_\odot$)に対してのみ弱い赤方偏移依存性が見つかります。この場合、合併のタイムスケールはおよそ$M_*^{-0.55}$として変化します。近いペアの分数と合併のタイムスケールは、$r_\mathrm{max}^{1.35}$として予測される最大分離に依存することがわかります。これは、銀河の小規模なクラスター化の観測と一致していますが、しばしば想定される投影された分離への線形依存性とは相容れません。

Swift / BATAGNの基本的なX線コロナパラメータ

Title Fundamental_X-ray_Corona_Parameters_of_Swift/BAT_AGN
Authors Jason_T._Hinkle_and_Richard_Mushotzky
URL https://arxiv.org/abs/2107.04599
活動銀河核(AGN)からのX線放射は一般的ですが、この放射の背後にある詳細な物理学はよく理解されていません。これは、光子指数、折りたたみエネルギー、反射係数など、X線放射の基本的なパラメータを正確に導出するために高品質の広帯域スペクトルが必要なためです。ここでは、105か月のSwift/BATキャンペーンの一部として、また調整されたアーカイブXMM-NewtonおよびNuSTAR観測で観測された、33AGNのこのようなパラメーターの値を示します。コロナパラメータとブラックホールの質量やエディントン比などの物理的特性との相関に加えて、さまざまなコロナパラメータ間の相関を探します。経験的モデルを使用して、ほとんどすべてのオブジェクトに適切に適合することがわかります。折り畳みエネルギーは、33個のオブジェクトのうち30個で制限されていました。セイファート1-1.9銀河とセイファート2銀河を比較すると、KSテストでは、セイファート2AGNのエディントン比と光子指数がセイファート1-1.9オブジェクトよりも低く、p値が$5.6\times10^{-5}$および$7.5\であることが示されています。それぞれ10^{-3}$倍。X線ボールドウィン効果だけでなく、光子指数と反射係数の間の既知の相関関係を回復します。最後に、高エネルギーのSwiftBATデータを含めると、BATデータがない場合と比較して、スペクトルパラメーターの不確実性が大幅に減少することがわかります。

uGMRTを使用したPSRJ1713 +0747のプロファイル変更の証拠

Title Evidence_for_profile_changes_in_PSR_J1713+0747_using_the_uGMRT
Authors Jaikhomba_Singha,_Mayuresh_P_Surnis,_Bhal_Chandra_Joshi,_Pratik_Tarafdar,_Prerna_Rana,_Abhimanyu_Susobhanan,_Raghav_Girgaonkar,_Neel_Kolhe,_Nikita_Agarwal,_Shantanu_Desai,_T_Prabu,_Adarsh_Bathula,_Subhajit_Dandapat,_Lankeswar_Dey,_Shinnosuke_Hisano,_Ryo_Kato,_Divyansh_Kharbanda,_Tomonosuke_Kikunaga,_Piyush_Marmat,_Sai_Chaitanya_Susarla,_Manjari_Bagchi,_Neelam_Dhanda_Batra,_Arpita_Choudhury,_A_Gopakumar,_Yashwant_Gupta,_M_A_Krishnakumar,_Yogesh_Maan,_P_K_Manoharan,_K_Nobleson,_Arul_Pandian,_Dhruv_Pathak,_Keitaro_Takahashi
URL https://arxiv.org/abs/2107.04607
PSRJ1713+0747は、国際的なパルサータイミングアレイ実験で最も正確なタイミングのパルサーの1つです。このパルサーは、2021年4月16日(MJD59320)と2021年4月17日(MJD59321)の間に急激なプロファイル形状の変化を示しました。この論文では、イベントの前後にアップグレードされた巨大メートル波無線望遠鏡(uGMRT)で実行されたこのパルサーの多周波観測の結果を報告します。バンド5(1260MHz〜1460MHz)およびバンド3(300MHz〜500MHz)で見られるプロファイルの変化を示します。このパルサーのタイミング分析は、このプロファイルの変化に伴う障害と、それに続く約140日のタイムスケールでの回復を示しています。私たちのデータは、バンド5で逆二乗または逆四次周波数依存性を持つモデルよりも無彩色の指数関数的ディップモデルが好ましいことを示唆しています。

パークスパルサータイミングアレイの2番目のデータリリース:タイミング分析

Title The_Parkes_pulsar_timing_array_second_data_release:_Timing_analysis
Authors D._J._Reardon,_R._M._Shannon,_A._D._Cameron,_B._Goncharov,_G._B._Hobbs,_H._Middleton,_M._Shamohammadi,_N._Thyagarajan,_M._Bailes,_N._D._R._Bhat,_S._Dai,_M._Kerr,_R._N._Manchester,_C._J._Russell,_R._Spiewak,_J._B._Wang,_X._J._Zhu
URL https://arxiv.org/abs/2107.04609
パルサータイミングアレイ実験の主な目標は、ナノヘルツ周波数の重力波などの相関信号を検出することです。高密度モニタリングキャンペーンで収集されたパルサータイミングデータは、星自体、それらのバイナリコンパニオン、および介在するイオン化された星間物質を研究するためにも使用できます。タイミング観測は、パルサーと地球の間の経路長の変化に非常に敏感であり、パルサーの位置、距離と速度、およびそれらの軌道の形状の正確な測定を可能にします。ここでは、最大24年の期間にわたってParkesPulsarTimingArray(PPTA)プロジェクトの一部として観測された25個のパルサーのタイミング分析を示します。データは、レガシーデータを含めることで拡張したPPTAの2番目のデータリリースからのものです。4つの南パルサー(PSRJ1017$-$7156、J1125$-$6014、J1545$-$4550、およびJ1732$-$5049)でのシャピロ遅延と、6つのパルサーでの視差の最初の検出を行います。PSRJ1125$-$6014の顕著なシャピロ遅延は、$M_p=1.5\pm0.2M_\odot$(68%の信頼区間)の中性子星の質量を意味します。PSRJ1600$-$3053でのシャピロ遅延と相対論的ペリアストロン前進の両方の測定により、$M_p=2.06^{+0.44}_{-0.41}$M$_\odot$(68%信頼区間)の大きなが不確実なパルサー質量が得られます。。PSRJ1909$-$3744までの距離を10lyrの精度で測定します。これは、10年以上の重力波周期に対して、パルサーがパルサータイミングアレイ実験のコヒーレントベースラインを提供することを示しています。

低光度GRBの多波長放射モデルとUHECRへの影響

Title Multi-wavelength_radiation_models_for_low-luminosity_GRBs,_and_the_implications_for_UHECRs
Authors Annika_Rudolph,_\v{Z}ejlka_Bo\v{s}njak,_Andrea_Palladino,_Iftach_Sadeh_and_Walter_Winter
URL https://arxiv.org/abs/2107.04612
超高エネルギー(VHE)ガンマ線および超高エネルギー宇宙線(UHECR)の潜在的な発生源として、低光度ガンマ線バースト(LL-GRB)の即発相を研究します。相対論的流出の内部衝撃モデルを使用して、レプトンシンクロトロン自己コンプトン(SSC)シナリオで、3つの代表的なイベント(GRB980425、100316D、120714Bと同様の観測特性を持つ)のスペクトルエネルギー分布をモデル化します。逆コンプトン放射がイメージング大気チェレンコフ望遠鏡(IACT)で潜在的に観測可能なGeV-TeV範囲のピークにつながる可能性がある条件を調査するために、磁場を供給する内部エネルギーの割合を変化させます。さらに、UHECR原子核で達成可能な最大エネルギーを決定し、銀河系外ガンマ線バックグラウンドと比較することにより、バリオン負荷と典型的なGRB持続時間の制約を導き出します。LL-GRBは多波長研究の潜在的なターゲットであり、IACTや光学/UV機器の到達範囲にある可能性があることがわかりました。同等のサブMeV放出と同様の流出の動的進化の場合、多波長予測は磁場に依存します。弱い(強い)磁場はVHE領域で高い(低い)フラックスを誘発し、光学系で低い(高い)フラックスを誘発します。。VHE放出は、$\gamma\gamma$-エンジンに近い吸収(特に高磁場の場合)または赤方偏移$z>0.1$の銀河外背景光との相互作用によって抑制される可能性があります。UHECRの場合、磁気エネルギー密度が大きい場合、鉄原子核(陽子)の最大エネルギーは$\simeq10^{11}$-GeV($10^{10}$-GeV)まで高くなる可能性があります(弱いVHEコンポーネント)。これらの高エネルギーは、マルチゾーンモデルでUHECRとガンマ線の生成領域を分離することで可能になります。最後に、LL-GRBからのUHECR起源に対応するために必要なエネルギー収支との基本的な一貫性を見つけます。

軸外ガンマ線バースト候補の遅い時間発展とモデリングFIRSTJ141918.9 + 394036

Title Late-Time_Evolution_and_Modeling_of_the_Off-Axis_Gamma-ray_Burst_Candidate_FIRST_J141918.9+394036
Authors K._P._Mooley,_B._Margalit,_C._J._Law,_D._A._Perley,_A._T._Deller,_T._J._W._Lazio,_M.F._Bietenholz,_T._Shimwell,_H._T._Intema,_B._M._Gaensler,_B._D._Metzger,_D.Z._Dong,_G._Hallinan,_E.O._Ofek,_and_L._Sironi
URL https://arxiv.org/abs/2107.04703
超長基線干渉法やアーカイブデータ分析など、数十年に及ぶ明るい電波過渡現象FIRSTJ141918.9+394036の新しい無線および光学データを紹介します。無線データは、0.3GHz付近のシンクロトロン自己吸収ピークと、発見から26年後の半径$1.2\pm0.5$mas($0.5\pm0.2$pc)を示しており、爆風エネルギー$\sim5\times10^を示しています。{50}$erg。光学スペクトルは、ホスト銀河での衝突励起を示している可能性のある広い[OIII]$\lambda$4959,5007輝線を示していますが、過渡現象との関連を排除することはできません。ホスト銀河の特性は、低金属量で形成された巨大な恒星の前駆体を示唆しています。電波の光度曲線、爆風の速度、エネルギー、ホスト銀河の性質、および過渡速度に基づいて、FIRSTJ1419+39の特性は、長いガンマ線バースト(LGRB)の残光と最も一致していることがわかります。他のクラスの(光学的に発見された)恒星爆発や中性子星合体は嫌われており、エキゾチックなシナリオを呼び出す必要はないかもしれません。したがって、FIRSTJ1419+39は軸外のLGRB残光である可能性が高く(Lawetal。およびMarcoteetal。によって示唆されているように)、この前提の下で、逆ビーム率は$f_b^{-1}であることがわかります。\simeq280^{+700}_{-200}$、平均ジェット半開き角度$<\theta_j>\simeq5^{+4}_{-2}$度(68%の信頼度)に対応し、以前の見積もり。体積率から、VLA、ASKAP、およびMeerKATを使用した調査では、今後数年間でFIRSTJ1419+39のようなイベントがいくつか見つかると予測しています。

中性子星合体における弱い相互作用によるバルク粘度の重要性の予測

Title Projecting_the_likely_importance_of_weak-interaction-driven_bulk_viscosity_in_neutron_star_mergers
Authors Elias_R._Most,_Steven_P._Harris,_Christopher_Plumberg,_Mark_G._Alford,_Jorge_Noronha,_Jacquelyn_Noronha-Hostler,_Frans_Pretorius,_Helvi_Witek,_Nicol\'as_Yunes
URL https://arxiv.org/abs/2107.05094
この研究では、ウルカ過程によって駆動されるバルク粘度が、中性子星合体の重力波信号にどの程度影響を与える可能性があるかを推定します。後期の吸気では、バルク粘度が4番目のポストニュートン(PN)次数で結合エネルギーに影響を与えることを示します。この効果は重力のコンパクトさの2乗によって強化されますが、軌道運動自体のみを考慮した場合、バルク粘度係数は小さすぎて、吸気後期の波形に観察可能な効果をもたらすことができない可能性があります。ただし、合併後では、特徴的な時間スケールと空間スケールが異なり、反対の結論につながる可能性があります。最先端の等質量連星中性子星合体シミュレーションからのデータを後処理して、体積粘度の影響を推定します(シミュレーション自体には含まれていませんでした)。そのシナリオでは、合併の地域で体積粘度が高い値に達する可能性があることがわかります。検討中の合併シナリオのグローバルダイナミクスに直接影響を与える可能性のあるいくつかの見積もりを計算し、それが重要になる可能性があることを発見しました。さまざまな合併シナリオや非線形効果を含むシミュレーションでは、さらに大きな効果が発生する可能性があります。この評価は、そのような影響が広範囲に調査されている相対論的重イオン衝突との定量的比較によって強化されています。

点および拡散X線源による銀河中心X線放射のスペクトル構成

Title Spectrum_Composition_of_Galactic_Center_X-ray_Emission_with_Point_and_Diffuse_X-ray_Sources
Authors Masayoshi_Nobukawa_and_Katsuji_Koyama
URL https://arxiv.org/abs/2107.05212
この論文は、銀河中心X線放射(GCXE)からのX線スペクトルが、アクティブなバイナリ、非磁性の激変星、磁性の激変星(X線アクティブスター:XAS)、冷気の集合によって表されることを報告します。拡散源。XASの限定されたコンポーネントのフィッティングでは、GCXEスペクトルは$\chi^2/d.o.fで大幅に過剰になります。=5.67$。過剰は、K$\alpha$、He$\alpha$、Ly$\alpha$のエネルギー、およびS、Fe、Niの放射再結合連続体に見られます。冷気と拡散源の成分を追加することにより、GCXEスペクトルは$\chi^2/d.o.fでうまく再現されます。=1.53$、これはGCXEスペクトルの起源の最初の定量的モデルです。劇的な改善は主に拡散源でのプラズマの再結合によるものであり、これは過去$>1000$〜年のSgrA$^*$の高エネルギー活動の存在を示しています。

コア崩壊超新星におけるSASI誘導重力波を分析するためのヒルベルト・ファン変換の応用

Title Application_of_the_Hilbert-Huang_transform_for_analyzing_SASI_induced_gravitational_waves_in_a_core-collapse_supernova
Authors M._Takeda,_Y._Hiranuma,_N._Kanda,_K._Kotake,_T._Kuroda,_R._Negishi,_K._Oohara,_K._Sakai,_Y._Sakai,_T._Sawada,_H._Takahashi,_S._Tsuchida,_Y._Watanabe,_T._Yokozawa
URL https://arxiv.org/abs/2107.05213
数値シミュレーションにより、重力波(GW)はコア崩壊超新星(CCSN)爆発メカニズムの特性を反映していると予測されます。爆発前に星の内部で発生する複数のGW励起プロセスがあり、CCSNから発生するGWには、時間周波数表現の観点から各励起プロセスのモードがあることが示唆されています。そこで、高解像度の時間周波数解析手法であるヒルベルト・ファン変換(HHT)を応用して、これらのGWモードを解析し、爆発メカニズムの理論的調査と理解を深めることを提案します。HHTは周波数を時間の関数として定義し、時間と周波数の分解能の間のトレードオフに拘束されません。本研究では、3次元一般相対性理論CCSNモデルから得られた重力波形を解析し、立位降着衝撃不安定性(SASI)の活発な活動を示した。HHTを使用して、時間周波数表現で高解像度のSASI誘導GWを抽出することに成功し、それらの瞬間周波数を調べます。

4つのブラックホール過渡現象におけるソフトスペクトル状態のパワースペクトル特性

Title Power_spectral_properties_of_the_soft_spectral_states_in_four_black_hole_transients
Authors Dongming_Mao_and_Wenfei_Yu_(Shanghai_Astronomical_Observatory)
URL https://arxiv.org/abs/2107.05245
ブラックホール連星の軟X線スペクトル状態のX線変動は、主に、標準降着の質量降着率の変調の伝播に起因すると考えられるべき乗則ノイズ(PLN)によって特徴付けられます。ディスクフロー。このようなPLNは、いくつかのブラックホール連星のハード状態と中間状態のディスクスペクトル成分でも明らかになっています。ここでは、ソフトスペクトル状態が20回以上観測された4つのブラックホールトランジェントの{\itRossi}X線タイミングエクスプローラー(RXTE)観測の調査を示します。ソフトスペクトル状態では、PLNインデックスが-1.64〜-0.62の広い範囲で変化し、0.01〜20Hzの周波数範囲で計算されたrmsの変動の割合が7.67\%に達し、0.83\%。注目すべきことに、ブラックホール連星の傾斜に関する現在の知識に基づいて、サンプルの中央値の最大二乗平均平方根変動、平均二乗平均平方根変動、および二乗平均平方根変動の傾斜依存性の証拠が見つかりました。傾斜依存性は、高周波領域に限定された等温ディスクの初期の電磁流体力学シミュレーションでのみ予測されています。理論的には、ノイズインデックスはディスク変動の内向き伝播の物理学に関連していますが、rms振幅の割合は、降着流の電磁流体力学的性質の固有の特性を反映しています。したがって、我々の結果は、軟状態でのX線変動を使用して、降着円盤の傾斜だけでなく降着流の特性に制約を課すことができることを示唆している。

中性子星X線連星の新しい電波センサス

Title A_new_radio_census_of_neutron_star_X-ray_binaries
Authors J._van_den_Eijnden,_N._Degenaar,_T._D._Russell,_R._Wijnands,_A._Bahramian,_J._C._A._Miller-Jones,_J._V._Hern\'andez_Santisteban,_E._Gallo,_P._Atri,_R._M._Plotkin,_T._J._Maccarone,_G._Sivakoff,_J._M._Miller,_M._Reynolds,_D._M._Russell,_D._Maitra,_C._O._Heinke,_M._Armas_Padilla,_A._W._Shaw
URL https://arxiv.org/abs/2107.05286
36個の中性子星(NS)X線連星のサンプルの新しい電波観測を報告します。これは、現在の感度で観測された文献のサンプルを2倍以上にしています。これらのソースには、13個の弱磁化($B<10^{10}$G)および23個の強磁化($B\geq10^{10}$G)NSが含まれます。後者のカテゴリーのうち16個は、高質量X線連星に存在し、そのうち2つのシステムのみが以前に無線検出されました。4つの弱く磁化されたNSと9つの強く磁化されたNSを検出します。後者は前者よりも体系的に電波が弱く、$L_R\upperx3\times10^{28}$erg/sを超えません。次に、弱く磁化されたNSは、通常、恒星質量ブラックホールの降着よりも電波が弱いという以前の発見を確認します。高質量X線連星の電波放射の起源を明確に特定することは困難ですが、2つを除くすべての検出された線源(VelaX-1および4U1700-37)で、電波放射はドナー星風よりもジェット。強く磁化されたNSサンプルは、感度制限の結果である可能性があるX線と電波の光度の間のグローバルな相関関係を明らかにしません。さらに、サンプルの電波光度とジェットパワーに対するNSスピンと磁場の影響について説明します。現在のモデルでは、観測されたすべての特性を説明できないため、NSジェットモデルを開発および改良して、最大$10^{13}$Gの磁場強度を含める必要があります。最後に、NS低質量X線の軟状態でのジェットクエンチングについて説明します。光線連星、サンプルで観測されたすべての非常にかすかなX線連星の電波非検出、およびNSの降着の将来の電波キャンペーン。

SRG / ART-XC望遠鏡による超新星残骸とも座Aの広視野X線観測

Title Wide-field_X-ray_observations_of_the_supernova_remnant_Puppis_A_with_the_SRG/ART-XC_telescope
Authors R._Krivonos,_V._Arefiev,_I._Lapshov,_E._Filippova,_R._Burenin,_A._Semena,_S._Grebenev,_S._Sazonov,_A._Shtykovsky,_A._Tkachenko,_A._Lutovinov
URL https://arxiv.org/abs/2107.05586
スペクトラム-レントゲン-ガンマ(SRG)天文台は現在、2019年12月12日に開始された4年間の全天X線調査を実施しています。調査は宇宙船の技術的運用のために定期的に中断されます。これらの時間間隔は通常、ミハイルパブリンスキーART-XC望遠鏡がキャリブレーションを実行するために使用します。さまざまな性質のオブジェクトが多数ターゲットにされています。特に、SRGは、ART-XCのイメージング性能をチェックし、望遠鏡の視野よりも大きな角度サイズを持つ非常に拡張されたオブジェクトの画像再構成の手法を最適化することを目的として、とも座A超新星残骸(SNR)のスキャン観測を実施しました。視野(直径36フィート)。ART-XCの独自のイメージング機能を使用して、4keVを超えるエネルギーでこの超新星残骸の形態を調査しようとしました。とも座AのSNRの領域は、SRG/ART-XCを使用して2019年と2020年に観測され、合計36時間の露出で1.5x1.5度の浅い調査を実施しました。その結果、4のエネルギーでこの地域の非常に均一な調査が行われました。12keV。とも座Aの中央部の追加の深い先のとがった観測は、延長された放出の形態を強調するために、31時間の総曝露で2021年に実行されました。とも座ASNRのX線放射は、4〜6keVのエネルギーバンドの拡張構造として有意に検出されました。発光の形態は、以前に軟X線で観察されたものと概ね一致しています。ART-XC望遠鏡で得られたとも座Aの深天画像は、超新星シェルの北東部にあるコントラストSNRシェルリム、拡張放射、明るい放射ノットが特徴です。また、4XMM-DR10およびチャンドラ点光源カタログで識別された3つのオブジェクトと、新たに発見された1つのX線エミッターを含む4つの点X線源が検出されました。

SRGA J204318.2 +443815のSRG / ART-XC発見:かすかなX線パルサーの完全な母集団に向けて

Title SRG/ART-XC_discovery_of_SRGA_J204318.2+443815:_towards_the_complete_population_of_faint_X-ray_pulsars
Authors A.A._Lutovinov_(1),_S.S._Tsygankov_(1,2),_I.A._Mereminskiy_(1),_S.V._Molkov_(1),_A.N._Semena_(1),_V.A._Arefiev_(1),_I.F._Bikmaev_(3),_A.A._Djupvik_(4,5),_M.R._Gilfanov_(1,6),_D.I._Karasev_(1),_I.Yu._Lapshov_(1),_P.S._Medvedev_(1),_A.E._Shtykovsky_(1),_R.A._Sunyaev_(1,6),_A.Yu._Tkachenko_(1),_S._Anand_(7),_M.C.B._Ashley_(8),_K._De_(9),_M.M._Kasliwal_(7),_S.R._Kulkarni_(7),_J._van_Roestel_(7),_Y._Yao_(7)_(1_-_Space_Research_Institute,_Moscow,_Russia,_2_-_University_of_Turku,_Finland,_3_-_Kazan_Federal_University,_Russia,_4_-_Nordic_Optical_Telescope,_Santa_Cruz_de_Tenerife,_Spain,_5_-_Aarhus_University,_Denmark,_6_-_Max_Planck_Institute_for_Astrophysics,_Garching,_Germany,_7_-_Division_of_Physics,_Mathematics_and_Astronomy,_California_Institute_of_Technology,_USA,_8_-_University_of_New_South_Wales,_Sydney,_Australia,_9_-_Cahill_Center_for_Astrophysics,_California_Institute_of_Technology,_Pasadena,_USA)
URL https://arxiv.org/abs/2107.05587
Beバイナリシステムにおける新しい長周期X線パルサーSRGAJ204318.2+443815/SRGeJ204319.0+443820の発見を報告します。ソースは、SRGミッションに搭載されたミハイルパブリンスキー望遠鏡による2回目の全天観測で発見されました。XMM-Newton、NICER、NuSTARの観測所での追跡観測により、$\sim742$秒の周期で光源の光度曲線に強いコヒーレント信号を発見することができました。パルスフラクションは、X線パルサーで一般的であるように、軟X線の$\sim20$%から高エネルギーの$>50$%に増加するエネルギーに依存することがわかりました。ソースは、高エネルギーでの指数関数的なカットオフと$L_X\simeq4\times10^{35}$erg/sのボロメータ光度を備えた非常にハードなスペクトルを示しています。RTT-150、NOT、Keck、およびPalomar望遠鏡を使用した専用の光学および赤外線観測により、強く吸収された連続体を持つ多数の輝線(H$_{\alpha}$、HeI、Pashen、およびBraketシリーズ)が明らかになりました。上記のすべては、SRGAJ204318.2+443815/SRGeJ204319.0+443820が、B0-B2eクラスのBe星を備えた遠方のバイナリシステムにおける新しい永続的な低光度X線パルサーであることを示唆しています。したがって、SRG天文台では、Beシステムでゆっくりと回転するX線パルサーの集団を含む、かすかな永続的なオブジェクトの隠れた集団を明らかにすることができます。

特異なX線過渡SRGAJ043520.9 + 552226 / AT2019weyがSRG / ART-XCで発見されました

Title Peculiar_X-ray_transient_SRGA_J043520.9+552226/AT2019wey_discovered_with_SRG/ART-XC
Authors I.A._Mereminskiy_(1),_A.V._Dodin_(2),_A.A._Lutovinov_(1),_A.N._Semena_(1),_V.A._Arefiev_(1),_K.E._Atapin_(2),_A.A._Belinski_(2),_R.A._Burenin_(1),_M.V._Burlak_(2),_M.V._Eselevich_(3),_A.A._Fedotieva_(2),_M.R._Gilfanov_(1,4),_N.P._Ikonnikova_(2),_R.A._Krivonos_(1),_I.Yu._Lapshov_(1),_A.R._Lyapin_(1),_P.S._Medvedev_(1),_S.V._Molkov_(1),_K.A._Postnov_(2),_M.S._Pshirkov_(2),_S.Yu._Sazonov_(1),_N.I._Shakura_(2),_A.E._Shtykovsky_(1),_R.A._Sunyaev_(1,4),_A.M._Tatarnikov_(2),_A.Yu._Tkachenko_(1),_S.G._Zheltoukhov_(2)_((1)_Space_Research_Institute_RAS,_Moscow,_Russia,_(2)_Sternberg_Astronomical_Institute,_Moscow_M.V._Lomonosov_State_University,_Moscow,_Russia,_(3)_Institute_of_Solar-Terrestrial_Physics_SB_RAS,_Irkutsk,_Russia,_(4)_Max_Planck_Institute_for_Astrophysics,_Garching,_Germany)
URL https://arxiv.org/abs/2107.05588
コンテキスト:進行中の全天観測中に、SRG天文台に搭載されたミハイルパブリンスキーART-XC望遠鏡は、新しいX線源を発見する必要があります。その多くは一時的なものである可能性があります。ここでは、特異なX線源の発見と多波長追跡について報告します。SRGAJ043520.9+552226=SRGeJ043523.3+552234-光過渡AT2019weyの高エネルギー対応物。目的:その感度と調査戦略のおかげで、ミハイル・パブリンスキーART-XC望遠鏡は、十分に研究されていない弱い一時的な集団を明らかにします。現在の公的な光学調査との相乗効果を使用して、これらの過渡現象の性質を明らかにし、その親集団を研究することを目指しています。SRGAJ043520.9+552226は、ART-XCによって検出された最初のトランジェントであり、さらなる研究に適した明るい光学的対応物を備えています。方法:利用可能な公開X線および光学データと、SRG、INTEGRAL、NuSTAR、NICER、および地上望遠鏡による観測を使用して、爆発のさまざまな段階でのソーススペクトルエネルギー分布を調査しました。結果:2.5mおよびRC600CMOSAIMSU望遠鏡で得られた宇宙観測、光学分光法、および測光から得られたX線スペクトルおよびタイミング特性に基づいて、低質量近接X-のブラックホールであるソースを提案します。光線バイナリシステム。

2年ごとに1分を失う:急速に加速するX線パルサーSXP1323のSRGX線ビュー

Title Losing_a_minute_every_two_years:_SRG_X-ray_view_on_the_rapidly_accelerating_X-ray_pulsar_SXP1323
Authors I.A._Mereminskiy_(1),_A.A._Mushtukov_(1,2),_A.A._Lutovinov_(1),_S.S._Tsygankov_(1,3),_A.N._Semena_(1),_S.V._Molkov_(1),_A.E._Shtykovsky_(1)_((1)_Space_Research_Institute_RAS,_Moscow,_Russia,_(2)_Leiden_Observatory,_Leiden_University,_Leiden,_The_Netherland,_(3)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Turku,_Finland)
URL https://arxiv.org/abs/2107.05589
SXP1323は、小マゼラン雲にある独特の高質量X線連星であり、その急速なスピンアップで有名です。SRG天文台に搭載されたミハイルパブリンスキーART-XC望遠鏡とeRosita望遠鏡で観測されたSXP1323の広帯域X線特性を初めて調査します。ART-XCとeRositaを使用して、最初のブロードバンド1〜20keVX線スペクトルを生成し、8keVを超えるパルスフラクションを推定しました。アーカイブXMM-Newton観測を追加して、過去5年間のSXP1323スピン期間の進化を追跡し、2016年以降、ソースが-29.9syr$^{-1}の速度で線形スピンアップに切り替わったことを発見しました。$。広帯域X線スペクトルは、X線パルサーの降着に典型的であり、急峻なパワーローインデックス($\Gamma$=-0.15)と5.1keVの指数関数的カットオフエネルギーを備えています。脈動がある状態とない状態で得られたスペクトル間に有意差は見られませんでした。

全天X線調査中にSRGに搭載されたART-XCおよびeROSITA望遠鏡によって検出された3つの激変星の識別

Title Identification_of_3_cataclysmic_variables_detected_by_the_ART-XC_and_eROSITA_telescopes_aboard_SRG_during_the_all-sky_X-ray_survey
Authors I._Zaznobin,_S._Sazonov,_R._Burenin,_G._Uskov,_A._Semena,_M._Gilfanov,_P._Medvedev,_R._Sunyaev,_M._Eselevich
URL https://arxiv.org/abs/2107.05611
SRG軌道天文台による全天X線調査の最初の年のデータで、これまで知られていなかった3つの激変星の発見を報告します。MikhailPavlinskyART-XC望遠鏡のデータでは、4〜12keV帯域の明るさのため、光源が選択されました。それらはeROSITA望遠鏡によっても検出されます。eROSITA望遠鏡は、広帯域スペクトル分析のための正確な位置特定とスペクトルデータを提供しました。3つの天体はすべて、以前はROSAT全天調査とXMM-Newtonスルー調査からX線源として知られていましたが、その性質は不明のままでした。eROSITAおよびART-XCによって得られたX線スペクトルは、SRGAJ194638.9+704552およびSRGAJ225412.8+690658の場合はkT>〜15keV、SRGAJ204547.8+の場合はkT>〜5keVの光学的に薄い熱放射と一致しています。672642。これは、推定される高いX線光度($2\times10^{32}$-$3\times10^{33}$ergs$^{-1}$)とともに、3つの線源すべてがCVであることを強く示唆しています。。Sayan天文台のAZT-33IK1.6m望遠鏡を使用して、これらの天体の光学測光と分光法を取得しました。光学特性は、オブジェクトのCVの性質を確認します。SRGAJ194638.9+704552は中間極性であり、SRGAJ204547.8+672642はおそらく極性または中間極性であり、SRGAJ225412.8+690658は磁性または非磁性のCVである可能性が高いと結論付けています。また、TESSデータに基づいて、SRGAJ204547.8+672642の2.98時間の公転周期を測定しました。計画された8つのSRG全天観測のうち3つが完了しました。調査中に多くの新しいCVを見つけ、光学的フォローアッププログラムを継続する予定です。

斑点の不思議な生活。 I.地上コロナグラフの残留大気スペックル寿命

Title The_Mysterious_Lives_Of_Speckles._I._Residual_atmospheric_speckle_lifetimes_in_ground-based_coronagraphs
Authors Jared_R._Males,_Michael_P._Fitzgerald,_Ruslan_Belikov,_Olivier_Guyon
URL https://arxiv.org/abs/2107.04604
高コントラストのイメージング観測は、スペックルと呼ばれる空間的および時間的に相関するノイズ源によって基本的に制限されます。スペックルノイズの抑制は、波面制御と補償光学(AO)、コロナグラフ、および多くの後処理技術の主要な目標です。スペックルは、統計的なスペックル寿命によって設定された速度で平均化され、長時間露光でのスペックル制限積分時間は、この寿命に正比例します。コロナグラフ後の波面制御の進歩が続くにつれて、残留大気スペックルが高コントラストイメージングの制限ノイズ源になるため、それらの統計的挙動を完全に理解することは、高コントラストイメージング機器を最適化するために重要です。ここでは、寿命を計算するための新しいパワースペクトル密度(PSD)法を提示し、コロナグラフの背後にある強度PSDを予測するための半解析的方法を開発します。凍結流乱流モデルを考慮して、MagAO-XのようなAOシステムと25〜39mの巨大セグメントミラー望遠鏡(GSMT)スケールシステムの残留大気スペックル寿命を分析します。標準のAO制御により、大気スペックルの寿命が約130ミリ秒から約50ミリ秒に短縮され、予測制御により、6.5mのMagAO-Xで寿命がさらに約20ミリ秒に短縮されることがわかりました。スペックルの寿命は、直径、風速、視界、およびAO制御領域内の場所によって異なることがわかります。明るい星では、寿命は約20ミリ秒から約100ミリ秒の大まかな範囲内にとどまります。制御システムのダイナミクスにより、幅広いシステム特性に適用される単純なスケーリング則はありません。最後に、これらの結果を使用して、テレメトリベースの後処理により、地上ベースの望遠鏡が高コントラストイメージングでフォトンノイズ制限を達成できるようになるはずであると主張します。

光学的長基線干渉法における軸外フリンジ追跡の可能性と空の範囲

Title Potential_and_sky_coverage_for_off-axis_fringe_tracking_in_optical_long_baseline_interferometry
Authors Abdelkarim_Boskri,_Romain_G._Petrov,_Thami_El_Halkouj,_Massinissa_Hadjara,_James_Leftley,_Zouhair_Benkhaldoun,_Pierre_Cruzal\`ebes,_Aziz_Ziad_and_Marcel_Carbillet
URL https://arxiv.org/abs/2107.04729
活動銀河核(AGN)に関する第2世代VLTI機器GRAVITYおよびMATISSEによって提供される壮大な結果は、光干渉計の感度限界の大幅な増加を引き起こし、正当化します。このようなアップグレードの重要なコンポーネントは、軸外のフリンジトラッキングです。その可能性と限界を評価するために、フリンジセンシングの精度とピストンの時間的、角度的、色彩的摂動を含むエラーバジェットについて説明し、分析します。グローバルトラッキングエラーは、さまざまなサイトの標準のシーイングパラメータ、現在のGRAVITYフリンジトラッカー(GFT)のシーイング条件と望遠鏡のサイズ、および階層型フリンジトラッカーの新しい概念を使用して計算されます。次に、ガイアからのガイド星候補の大規模なカタログと組み合わせて、観測可能な空の任意の部分で使用可能な軸外ガイド星を見つける確率を与える空のカバレッジマップを作成します。これらのマップを使用して、システムの仕様を設定し、観察条件に対する感度を確認し、科学プログラムの実現可能性を評価できます。15799クエーサーの大規模なセットのガイドスターの可用性と追跡精度をチェックして、GFTを使用したKバンドのブロードライン領域での大規模プログラムの実現可能性を確認し、それをL、Mに拡張する方法を示します。、およびNバンド。331個のよく特徴付けられた近くのAGNの別のセットは、ユニット望遠鏡と補助望遠鏡の両方で軸外追跡下のNバンドのダストトーラスのイメージングと特性評価のためのMATISSEの高い可能性を示しています。

おとめ座地震場の特性評価と凹みによるニュートンノイズ抑制の改善された推定

Title Characterization_of_the_seismic_field_at_Virgo_and_improved_estimates_of_Newtonian-noise_suppression_by_recesses
Authors Ayatri_Singha,_Jan_Harms,_Stefan_Hild,_Maria_Concetta_Tringali,_Federico_Paoletti,_Irene_Fiori,_Tomasz_Bulik,_Bartosz_Idzkowski,_Alessandro_Bertolini,_Enrico_Calloni,_Luciano_Errico,_Rosario_De_Rosa,_Alberto_Gennai
URL https://arxiv.org/abs/2107.04913
重力の変動は、重力波(GW)検出器でいわゆるニュートンノイズ(NN)を引き起こします。これは、今後の観測での低周波感度を制限すると予想されます。地震NNは、検出器の吊り下げられたテストマスの近くを通過する地震波によって生成されます。NNへの最も強い貢献であると予測されています。この貢献を正確にモデル化することは大きな課題です。地震計のアレイがおとめ座のサイトに配備され、4つのテストマスの近くの地震場を特徴付けました。この論文では、地震場の支配的なモードを特定するために、乙女座の端の建物の1つからのアレイデータのスペクトル分析の結果を提示します。一部のモードは、既知の震源に関連付けることができます。周波数範囲にわたるモードを分析して、レイリー波の分散曲線を提供します。NN周波数帯域10Hz〜20Hzのレイリー速度は非常に遅い($\lesssim$100\、m/s)ことがわかります。これは、おとめ座の地震NNに重要な影響を及ぼします。新しい速度推定値を使用して、端の建物の地下レベルによって吊り下げられたテストマスの下に形成されたくぼみが地震NNの10分の1の減少につながることがわかります。

大型反射アンテナの単一球面近接場強度測定による変形測定

Title Deformation_measurement_by_single_spherical_near-field_intensity_measurement_for_large_reflector_antenna
Authors Qian_Ye,_Boyang_Wang,_Qiang_Yao,_Jinqing_Wang,_Qinghui_Liu,_Zhiqiang_Shen
URL https://arxiv.org/abs/2107.04967
本論文では、位相に関係なく、焦点を球の中心とする球面上の電気強度を測定するだけで、アンテナの主反射板の変形分布を取得する新しい方法を紹介します。微分幾何学理論と幾何光学法を組み合わせて、この論文は、表面変形を球形近接場の強度分布に直接関連付けるための変形強度方程式を導き出しました。有限差分法(FDM)とガウス-ザイデル反復法に基づいて、変形はそれぞれGO法とPO法でシミュレートされた強度から計算され、誤差は比較的小さく、この論文で提案された方程式の有効性が証明されています。この方法により、面積が開口部の約$1/15$しかない単一の半球近接場の電気強度をスキャンするだけで、変形を測定することができます。また、測定には入射波として任意の周波数の平面波のみが必要です。つまり、宇宙衛星からの信号と遠方界の人工ビーコンの両方をソースとして使用できます。半球の大きさや角度を変えることができるので、アンテナの姿勢や仰角に関係なくスキャンが可能です。

Astro-COLIBRI:リアルタイムマルチメッセンジャー天体物理学のための新しいプラットフォーム

Title Astro-COLIBRI:_a_new_platform_for_real-time_multi-messenger_astrophysics
Authors Fabian_Sch\"ussler,_Atilla_Kaan_Alkan,_Valentin_Lefranc,_Patrick_Reichherzer
URL https://arxiv.org/abs/2107.05335
既知の天文源のフレアと新しい一時的現象は、1秒未満から数日または数週間までのさまざまなタイムスケールで発生します。偶然の観測とマルチメッセンジャーおよびマルチ波長のフォローアップ観測の両方の発見の可能性は、関連する位相空間の永続的なソースと一時的なイベントの両方の概要をすばやく取得できるツールで最大化できます。ここでは、このタスクのための斬新で包括的なツールである、リアルタイム照会用の一致ライブラリ(Astro-COLIBRI)を紹介します。Astro-COLIBRIのアーキテクチャは、RESTfulAPI、リアルタイムデータベース、クラウドベースのアラートシステム、Webサイト(https://astro-colibri.com)、およびユーザーのクライアントとしてのiOSおよびAndroid用のアプリで構成されています。Astro-COLIBRIの構造は、パフォーマンスと信頼性のために最適化されており、マルチインデックスデータベースクエリ、グローバルコンテンツ配信ネットワーク(CDN)、データベースからクライアントへの直接データストリームなどの概念を活用しています。Astro-COLIBRIは、天文観測の着信VOEventメッセージをリアルタイムで評価し、ユーザー指定の基準でフィルタリングして、MWLおよびMMコンテキストに配置します。クライアントは、関連データの要約を把握しやすいグラフィック表現を提供して、興味深い現象を迅速に特定できるようにし、世界中のさまざまな観測所での観測条件の評価を提供します。ここでは、Astro-COLIBRIの主要な機能、アーキテクチャ、および使用されるデータリソースを要約します。具体的には、アプリケーションとユースケースの例を示します。高エネルギー領域に焦点を当て、Astro-COLIBRIが高エネルギーニュートリノに対応する高エネルギーガンマ線の検索と、ガンマ線バーストなどの多種多様な過渡現象の追跡観測のスケジューリングをどのように容易にするかを紹介します。重力波、TDE、FRBなど。

ドーンミッションに搭載されたVIRイメージング分光計によって実行されたベスタ観測の分光光度補正

Title Spectrophotometric_correction_of_Vesta_observations_performed_by_the_VIR_Imaging_spectrometer_onboard_Dawn_mission
Authors Pietro_Scarica
URL https://arxiv.org/abs/2107.05452
ドーンミッションに搭載された可視赤外線(VIR)マッピング分光計は、0.25〜1.07マイクロメートルから0.95〜5.1マイクロメートルの波長範囲でベスタのスペクトル反射率の空間分布を取得しました。測光補正により、観測ジオメトリから反射率の依存性を取り除くことにより、表面アルベドの固有の変動性を特徴付けることができます。この作業では、VIRによって調査された全スペクトル範囲でのVestaでのSurvey、HAMOおよびHAMO2ミッションフェーズからの観測に対して得られた測光補正、および表面アルベドマップを提示します。

IXPEミッション用のガスピクセル検出器の設計、構築、およびテスト

Title Design,_Construction,_and_Test_of_the_Gas_Pixel_Detectors_for_the_IXPE_Mission
Authors L._Baldini,_M._Barbanera,_R._Bellazzini,_R._Bonino,_F._Borotto,_A._Brez,_C._Caporale,_C._Cardelli,_S._Castellano,_M._Ceccanti,_S._Citraro,_N._Di_Lalla,_L._Latronico,_L._Lucchesi,_C._Magazz\`u,_G._Magazz\`u,_S._Maldera,_A._Manfreda,_M._Marengo,_A._Marrocchesi,_P._Mereu,_M._Minuti,_F._Mosti,_H._Nasimi,_A._Nuti,_C._Oppedisano,_L._Orsini,_M._Pesce-Rollins,_M._Pinchera,_A._Profeti,_C._Sgr\`o,_G._Spandre,_M._Tardiola,_D._Zanetti,_F._Amici,_H._Andersson,_P._Attin\`a,_M._Bachetti,_W._Baumgartner,_D._Brienza,_R._Carpentiero,_M._Castronuovo,_L._Cavalli,_E._Cavazzuti,_M._Centrone,_E._Costa,_E._D'Alba,_F._D'Amico,_E._Del_Monte,_S._Di_Cosimo,_A._Di_Marco,_G._Di_Persio,_I._Donnarumma,_Y._Evangelista,_S._Fabiani,_R._Ferrazzoli,_T._Kitaguchi,_F._La_Monaca,_C._Lefevre,_P._Loffredo,_P._Lorenzi,_E._Mangraviti,_G._Matt,_T._Meilahti,_A._Morbidini,_F._Muleri,_T._Nakano,_B._Negri,_S._Nenonen,_S._L._O'Dell,_M._Perri,_R._Piazzolla,_S._Pieraccini,_M._Pilia,_S._Puccetti,_B._D._Ramsey,_J._Rankin,_A._Ratheesh,_A._Rubini,_F._Santoli,_P._Sarra,_E._Scalise,_A._Sciortino,_P._Soffitta,_T._Tamagawa,_A._F._Tennant,_A._Tobia,_A._Trois,_K._Uchiyama,_M._Vimercati,_M._C._Weisskopf,_F._Xie,_F._Zanetti,_Y._Zhou
URL https://arxiv.org/abs/2107.05496
2021年後半に発売される予定の、ImagingX-RayPolarimetryExplorer(IXPE)は、2〜8keV帯域で偏光測定を実行するように設計された、NASASmallExplorerミッションであり、イメージング、分光法、およびタイミング機能を備えています。焦点面の中心には、3つの偏光に敏感なガスピクセル検出器(GPD)のセットがあり、それぞれが電荷収集アノードとして機能するカスタムASICに基づいています。このホワイトペーパーでは、IXPE焦点面検出器の設計、製造、およびテストについて、特にサイエンスドライバー、パフォーマンスメトリック、および運用面の関係に重点を置いて確認します。実効ノイズ、トリガー効率、デッドタイム、応答の均一性、スペクトルおよび偏光性能の観点から、GPDの完全な特性評価を示します。さらに、特に非偏光放射線への応答と時間の安定性に関する限り、高レベルの科学分析に関連するいくつかの機器効果について詳細に説明します。

光子計数モードでのベガの恒星強度干渉法

Title Stellar_intensity_interferometry_of_Vega_in_photon_counting_mode
Authors Luca_Zampieri,_Giampiero_Naletto,_Aleksandr_Burtovoi,_Michele_Fiori_and_Cesare_Barbieri
URL https://arxiv.org/abs/2107.05596
ステラ強度干渉法は、星から放出される光の2次空間相関の測定に基づく手法です。これらの測定によって提供される物理的情報は、放射源の角度サイズと構造です。現在、長いベースラインで区切られた望遠鏡とチェレンコフ望遠鏡の将来のアレイに恒星強度干渉計を実装するための世界的な取り組みが進行中です。アジアゴ天文台(イタリア)で実現されたこのタイプの実験について説明します。この実験では、単一光子ソフトウェア相関器を使用して後処理で光子の一致をカウントし、量子特性を完全に活用して、相関の測定を初めて実行しました。星から放出される光の。ゼロベースラインでのVegaの時間的相関の検出に成功し、$\sim$2kmの予測ベースラインで相関の測定を実行しました。Vegaのゼロベースラインでの平均離散コヒーレンス度は$<g^{(2)}>\、=1.0034\pm0.0008$であり、信号対雑音比$S/N\gtrsim4$で検出を提供します。。kmベースラインでは相関は検出されません。測定値は、ベガの角直径が3.3masの光源で予想される空間コヒーレンスの程度と一致しています。アジアーゴ実験で得られた経験は、チェレンコフ望遠鏡の長いベースラインアレイでの恒星強度干渉法の将来の実装に役立ちます。

鉄心崩壊近くの大質量星における対流核燃焼の3次元流体力学シミュレーション

Title Three-Dimensional_Hydrodynamic_Simulations_of_Convective_Nuclear_Burning_In_Massive_Stars_Near_Iron_Core_Collapse
Authors C._E._Fields,_S._M._Couch
URL https://arxiv.org/abs/2107.04617
鉄心崩壊の時点での大質量星の非球形構造は、その後の核崩壊超新星爆発の特性とそれらが生成するマルチメッセンジャー信号に定性的な影響を与える可能性があります。強い摂動は、衝撃後の領域で乱流を強化することにより、爆発の成功を助けることができます。ここでは、MESAとFLASHシミュレーションフレームワークを使用して、さまざまな初期質量の大質量星モデルでのOシェルとSiシェルの燃焼の一連の$4\pi$3D流体力学シミュレーションについて報告します。鉄心の崩壊前の最後の約10分間、4つの別々の3Dモデルを進化させます。質量が14、20、および25$M_{\odot}$の初期1DMESAモデルを検討して、さまざまなO/Siシェル密度と組成構成を調査します。3Dモデルの対流シェルを特徴付け、対応する1Dモデルと比較します。一般に、崩壊に近い3Dシミュレーションの角度平均対流速度は、選択した混合長パラメーター$\alpha_{\rm{MLTに対して、同じエポックでMESAによって予測された対流速度よりも3〜4倍大きいことがわかります。}}=1.5$。3つのシミュレーションでは、崩壊近くの$\ell=1-3$の調和指数で、視線速度場の球面調和関数分解に大きな力が見られます。我々の結果は、大規模モードが崩壊近くの大質量星で一般的であり、超新星前の前駆体モデルの重要な側面と見なされるべきであることを示唆している。

赤色巨星のリチウム:Heコアフラッシュと光度バンプの役割

Title Lithium_in_red_giants:_the_roles_of_the_He-core_flash_and_the_luminosity_bump
Authors Deepak_and_David_L._Lambert
URL https://arxiv.org/abs/2107.04624
GALAHDR3調査における赤色巨星のリチウム存在量が研究されています。豊富なA(Li)$\geq1.5$を持つLiに富む星のまれな例は、同様の質量と金属量を持つ赤い塊に属するか、そこから進化したHeコア燃焼星であることが確認されています:$M\simeq1.1\pm0。2{\rmM_\odot}$および[Fe/H]$\simeq-0.3\pm0.3$。赤色巨星の枝の先端にある星の前身に存在するLiの存在量に対するLiの濃縮は、これらすべての赤い塊の星で発生する可能性があります。GALAHカタログの元素存在量(CからEu)を調べると、レッドクランプ巨星に異常な存在量はなく、特に、少なくとも5dexを超えるLi存在量への依存性はありません。リチウム合成は、赤色巨星の枝の先端にある星で発生するHeコアフラッシュに起因します。恒星天体物理学の実験モジュール(MESA)のモデルは、赤色巨星分枝に沿って赤色巨星分枝に沿って観測されたこれらの星の進化と一致しますが、観測された赤色巨星の広がりの有効温度が低い端でのみ一致します。赤色巨星分枝でのLiの豊富さは、MESAモデルによってかなりよく再現されています。一連のHeコアフラッシュは、星の内部リザーバー$^3$Heからの$^7$Li合成につながるだけでなく、内部再構築につながり、レッドクランプの有効温度の広がりが観測される可能性があるという推測が示されています。ほぼ一定の光度で星。顕著なLi濃縮を示す巨星は、他の進化段階では見られず、特に、Liの存在量の増加が0.3dexを超えない赤色巨星分枝の光度バンプと直接関連していません。

若い星の絶対パラメータ:PU Pup

Title Absolute_Parameters_of_Young_Stars:_PU_Pup
Authors A._Erdem,_D._Surgit,_T._S._Banks,_B._Ozkardes,_and_E._Budding
URL https://arxiv.org/abs/2107.04650
南部の連星PUPupの測光分析と分光分析の組み合わせを紹介します。このシステムの高解像度スペクトルは、カンタベリー大学で撮影されました。2008年と2014-15年のジョン天文台。二次成分の光の寄与は、光学波長におけるシステムの全光のわずか$\sim$2\%であり、単一線の分光連星になります。最近のTESSデータは、光度曲線の影響が依然として支配的であるにもかかわらず、ヒッパルコスのデータからも調べた潮汐の歪みが、光の最小値内でのかすめ食を明らかにしました。私たちのモデルは、PUPupが、ロッシュローブを埋めるのに比較的近いより大規模なプライマリを持っていることを示しています。したがって、PUPupは、インタラクティブ(ケースB)進化のまれな「高速フェーズ」に近づいています。採用した絶対パラメータは次のとおりです。$M_1$=4.10($\pm$0.20)M$_{\odot}$、$M_2$=0.65($\pm$0.05)M$_{\odot}$、$R_{1}$=6.60($\pm$0.30)R$_{\odot}$、$R_2$=0.90($\pm$0.10)R$_{\odot}$;$T_{1}$=11500($\pm$500)K、$T_{2}$=5000($\pm$350)K;測光距離=186($\pm$20)pc、年齢=170($\pm$20)私の。質量の小さい二次コンポーネントは、標準のメインシーケンスモデルと比較して、大幅にサイズが大きく、明るすぎることがわかります。反射効果による加熱を参照して、この不一致について説明します。

太陽極小期24/25は別の珍しいものですか?

Title Is_Solar_Minimum_24/25_Another_Unusual_One?
Authors Huichao_Li,_Xueshang_Feng,_Fengsi_Wei
URL https://arxiv.org/abs/2107.04944
太陽極小期23/24は、以前の最小値で一般的に見られるものとは著しく異なる特徴を示すため、異常であると考えられています。この手紙では、太陽極小期、太陽コロナのポテンシャル場の解、およびその場での太陽風の測定を分析して、最近の太陽極小期24/25が別の異常なものであるかどうかを確認します。最小22/23以前の最小値の間に一般的に見られる双極子構成は、太陽周期24の絶対最小値の後、約半年間持続しますが、コロナは、絶対最小値の前の単純な双極子よりも複雑な形態を持っています。速い太陽風の流れは、最小の23/24よりも支配的ではありません。最小23/24で歴史的に低いIMFの強度、密度、および質量流束は、最小24/25の間に回復しますが、それでも最小22/23レベルには達しません。この手紙の分析から、最小の24/25は部分的に異常であるように思われ、一般的に最小の特徴の回復は極場の強化から生じるかもしれません。

潜在的なポスト共通外層バイナリのカタログ

Title A_Catalogue_of_Potential_Post_Common_Envelope_Binaries
Authors Matthias_U._Kruckow,_Patrick_G._Neunteufel,_Rosanne_Di_Stefano,_Yan_Gao,_and_Chiaki_Kobayashi
URL https://arxiv.org/abs/2107.05221
839の候補ポスト共通封筒システムを含むカタログを提示します。共通外層の進化は、星の天体物理学において、特に激変星を含む非常にコンパクトで短周期のバイナリーの文脈において、例えば、超新星タイプIaまたはブラックホールおよび/または中性子星の合併。同時に、それはバイナリ進化においてほとんど理解されていないプロセスです。制限のため、部分的に改善されたため、直接シミュレーションでは、初期の調査は主に共通外層の進化の結果の分析的処方箋を提供することに焦点を当てていました。近年、詳細な流体力学的計算により、これまでとらえどころのないエンベロープ放出プロセスについてより深い洞察が得られました。しかし、二元進化におけるこの比較的短命な段階の観察と理論との間の直接的な関連性は明らかにされていません。したがって、観察から得られる主な洞察は、共通外層を通過した可能性が高いシステムの現在の状態から導き出される必要があります。ここでは、文献に見られるような観察結果の広範なカタログを提示します。このホワイトペーパーの目的は、観測から得られた信頼性の高いデータセットを提供し、共通外層の進化の理論的モデリングに使用することです。このカタログでは、以前の共通外層ドナー星は、一般に白色矮星または準矮星として観測されています。このカタログには、入手可能な場合はいつでも、期間と質量の推定値が含まれています。一部のバイナリは、共通外層形成と他の物質移動プロセスとの間の遷移の調査を可能にする境界線のケースです。

STEREO / EUVI 30.4nm画像からの太陽遷移領域の差動回転

Title Differential_rotation_of_the_solar_transition_region_from_STEREO/EUVI_30.4_nm_images
Authors Jaidev_Sharma,_Brajesh_Kumar,_Anil_K_Malik,_and_Hari_Om_Vats
URL https://arxiv.org/abs/2107.05244
太陽の光球、彩層、コロナは緯度の関数として差動回転することが知られています。現在まで、太陽遷移領域も異なって回転するかどうかは不明です。この論文では、太陽地球関係観測所(STEREO)宇宙ミッションに搭載された極紫外線イメージャ(EUVI)によって記録された波長30.4nmの太陽フルディスク(SFD)画像を使用して、緯度の関数としての太陽遷移領域の微分回転プロファイルを調査します。2008年から2018年までの期間(太陽周期24)。私たちの調査は、太陽遷移領域が異なって回転することを示しています。+/-5度の赤道帯で得られた恒星時の回転速度は非常に高く(約14.7度/日)、両方の極域に向かって約13.6度/日に低下します。また、回転差は、太陽活動が高い期間(回転速度は14.86から14.27度/日まで変化)では低く、24番目の太陽周期の上昇段階と下降段階では増加する(回転速度は14.56から14.27度まで変化する)ことがわかります。2008年は13.56度/日、2018年は14.6〜13.1度/日)。(SFDを超える)平均恒星時回転速度は、太陽活動の傾向に従います(太陽活動のピーク段階では最大〜14.97度/日、24番目の太陽の上昇段階と下降段階では最小〜13.9度/日にゆっくりと減少しますサイクル)。また、太陽遷移領域はコロナよりも回転差が少ないことも観察されています。

3D MHDアストロスフィア:RC-10414およびベテルギウスへの応用

Title 3D_MHD_astrospheres:_applications_to_RC-10414_and_Betelgeuse
Authors D._M.-A._Meyer_(1),_A._Mignone_(2),_M._Petrov_(3),_K._Scherer_(4,5),_P._F._Velazquez_(6),_P._Boumis_(7)_((1)_Universitaat_Potsdam,_Institut_fuer_Physik_und_Astronomie,_Karl-Liebknecht-Strasse_24/25,_14476_Potsdam,_Germany_(2)_Dipartimento_di_Fisica_Generale_Facolta_di_Scienze_M.F.N.,_Universita_degli_Studi_di_Torino,_Via_Pietro_Giuria_1,_I-10125_Torino,_Italy_(3)_Max_Planck_Computing_and_Data_Facility_(MPCDF),_Giessenbachstrasse_2,_Garching,_Germany_(4)_Institut_fuer_Theoretische_Physik,_Lehrstuhl_IV:_Plasma-Astroteilchenphysik,_Ruhr-Universitat_Bochum,_Bochum,_Germany_(5)_Research_Department,_Plasmas_with_Complex_Interactions,_Ruhr-Universitat_Bochum,_Bochum,_Germany_(6)_Instituto_de_Ciencias_Nucleares,_Universidad_Nacional_Autonoma_de_Mexico,_CP_04510._Mexico_City,_Mexico_(7)_Institute_for_Astronomy,_Astrophysics,_Space_Applications_and_Remote_Sensing,_National_Observatory_of_Athens,_Penteli,_Greece)
URL https://arxiv.org/abs/2107.05513
天の川のすべての大質量星のかなりの部分が、それらの局所的な星間物質(ISM)を通って超音速で移動し、風とISMの相互作用によってバウショック星雲を生成します。涼しい大質量星の周りで観測されたこれらの天球の安定性は、それらの周囲の前例の二次元(磁気)流体力学的シミュレーションに挑戦します。速度v_star=50km/sで移動する暴走M型赤色超巨星の星周媒体の3次元磁気流体力学(3DMHD)シミュレーションを提示します。恒星風をパーカースパイラルで処理し、ISMの7microG磁化を想定しています。私たちの自由パラメーターは、ISMの流れと磁化の間の角度theta_magであり、0、45、および90度になります。シミュレーションの次元、座標系、グリッド効果が、モデル化された天球の発達に大きな影響を与える可能性があることがわかりました。それにもかかわらず、ISMの流れと磁化の方向が数度(theta_mag>5度)以上異なるとすぐに、バウショックは安定し、ほとんどの塊と不規則な構造が消えます。バウショックの複雑な形状は、重要な投影効果を引き起こします。光学Haラインで、天球形態の複合体を生成します。これらの効果は、以前のタイプの大質量星の周りでも機能していると推測されます。これは、暴走するOB星の周りで観測された弧状の星雲の多様性を説明するものです。私たちの3DMHDモデルは、いくつかの暴走赤色超巨星の天球のよく観測に適合しています。結果は、IRC-10414とBetelgeuseaOriの平滑化された天球球が、組織化された非平行の周囲磁場によって安定化されていることを解釈しています。私たちの調査結果は、IRC-10414が現在その進化の定常状態にあり、ベテルギウスの棒が星間起源であることを示唆しています。

重力波代理モデリングのためのオートエンコーダ駆動のスパイラル表現学習

Title Autoencoder-driven_Spiral_Representation_Learning_for_Gravitational_Wave_Surrogate_Modelling
Authors Paraskevi_Nousi,_Styliani-Christina_Fragkouli,_Nikolaos_Passalis,_Panagiotis_Iosif,_Theocharis_Apostolatos,_George_Pappas,_Nikolaos_Stergioulas,_Anastasios_Tefas
URL https://arxiv.org/abs/2107.04312
最近、人工ニューラルネットワークは重力波天文学の分野で勢いを増しています。たとえば、ブラックホール連星のインスピレーションとマージのための計算コストの高い波形モデルの代理モデリングなどです。サロゲートモデリングにより、重力波の高速で正確な近似が得られ、トレーニングサンプル外の任意波形のサロゲートモデルの係数を補間する最終ステップでニューラルネットワークが使用されています。オートエンコーダーを使用して、経験的内挿係数の基礎となる構造の存在を調査します。係数空間が2次元のみに圧縮されると、スパイラル構造が現れ、スパイラル角度が質量比に線形に関連することを示します。この発見に基づいて、入力空間を係数にマッピングすることを学習するニューラルネットワークの最初のレイヤーとして使用される学習可能なパラメーターを使用してスパイラルモジュールを設計します。スパイラルモジュールは、複数のニューラルネットワークアーキテクチャで評価され、ベースラインモデルよりも優れた速度と精度のトレードオフを一貫して実現します。徹底的な実験的研究が行われ、最終結果は、デスクトップGPUで1ms未満の1回のフォワードパスで数百万の入力パラメーターを評価できる代理モデルですが、対応する生成された波形とグラウンドトゥルース波形の不一致はより優れています比較されたベースラインメソッドよりも。ブラックホール連星を回転させる場合にも、類似の基礎となる構造の存在とそれに対応する計算上の利益が予想されます。

MadDMv3.2による間接的な暗黒物質の検出-ラインとループ

Title Indirect_dark-matter_detection_with_MadDM_v3.2_--_Lines_and_Loops
Authors Chiara_Arina,_Jan_Heisig,_Fabio_Maltoni,_Daniele_Massaro,_Olivier_Mattelaer
URL https://arxiv.org/abs/2107.04598
素粒子物理学のプロセスを計算するための自動化されたツールは、標準模型を超える現象学的研究のバックボーンになっています。ここでは、MadDMv3.2を紹介します。このリリースでは、間接的な検出観測量に関連する、ループによって引き起こされる暗黒物質消滅プロセスの完全に自動化された計算が可能になります。特に強調されているのは、$\gammaX$への消滅です。ここで、$X=\gamma、Z、h$、または暗い対称性の下でも新しい粒子です。これらのプロセスは、単色のガンマ線の鋭いスペクトルの特徴につながります-私たちの銀河の暗黒物質の煙を吐く銃の特徴です。MadDMは、地球近傍のそれぞれのフラックスの予測を提供し、Fermi-LATとHESSによるガンマ線ライン検索から制約を導き出します。アプリケーションとして、トップフィリック$t$チャネルメディエーターモデルと不活性ダブレットモデルの実行可能なパラメーター空間への影響について説明します。

有限半径の球からブラックホールへのウラソフガスの降着角運動量の役割

Title Accretion_of_a_Vlasov_gas_on_to_a_black_hole_from_a_sphere_of_finite_radius_and_the_role_of_angular_momentum
Authors Aldo_Gamboa,_Carlos_Gabarrete,_Paola_Dom\'inguez-Fern\'andez,_Dar\'io_N\'u\~nez,_Olivier_Sarbach
URL https://arxiv.org/abs/2107.04830
球対称で衝突のない運動ガス雲のシュワルツシルトブラックホールへの降着を分析します。以前の研究では無限大の境界条件を指定することでこの問題を扱っていましたが、ここではガスの特性は有限半径の球で与えられています。対応する定常状態の解は、ニュートン粒子の純粋に放射状の落下から始まり、個々の粒子が角運動量を持つ完全に一般相対論的な計算で終わる、高度化するレベルの4つの異なるモデルを使用して計算されます。結果として生じる質量降着率が分析され、流体力学的流れの標準的なボンダイモデルを含む以前のモデルと比較されます。モデルを超大質量ブラックホールSgrA*とM87*に適用し、それらの低光度が角運動量を含む運動論的記述によって部分的に説明できる方法について説明します。さらに、SgrA*からの偏光の回転測定によって課せられた降着率の以前のモデル依存の限界、およびEventHorizo​​nTelescopeコラボレーションからのM87*の降着率の推定と一致する結果が得られます。私たちの方法と結果は、降着した物質がほとんど衝突しないと予想されるさまざまな天体物理学のシナリオで、より現実的なブラックホール降着モデルの最初の近似として役立つ可能性があります。

強くレンズ化された合体バイナリを用いた修正重力波伝播のプロービング

Title Probing_modified_gravitational_wave_propagation_with_strongly_lensed_coalescing_binaries
Authors Andreas_Finke,_Stefano_Foffa,_Francesco_Iacovelli,_Michele_Maggiore_and_Michele_Mancarella
URL https://arxiv.org/abs/2107.05046
最近、バイナリの合体による4重レンズ重力波(GW)イベントは、電磁的な対応物がない場合でも、1つまたは少数の銀河に局在化する可能性があることが示されました。宇宙論的スケールでの重力の変更の重要なサインである、変更されたGW伝搬に関する情報を抽出するためにこれをどのように使用できるかについて説明します。四重レンズシステムを使用すると、$H_0$に事前設定を課す必要なしに、変更されたGW伝搬を特徴付けるパラメーター$\Xi_0$を制約できることを示します。ターゲット感度のLIGO/Virgo/Kagraネットワークは、すでに$\Xi_0$の重要な測定値を取得している可能性がありますが、Einstein望遠鏡などの第3世代GW検出器は非常に興味深い精度に達する可能性があります。

加速された薄い気泡における粒子生成

Title Particle_Production_in_Accelerated_Thin_Bubbles
Authors Florencia_Anabella_Teppa_Pannia,_Santiago_Esteban_Perez_Bergliaffa_and_Nelson_Pinto-Neto
URL https://arxiv.org/abs/2107.05269
ゼロ以外の加速度で膨張する気泡で区切られた領域内でのスカラー粒子の生成を調査します。バブルは薄いシェルとしてモデル化され、移動する境界の役割を果たします。したがって、バブル内のテストスカラー場の変動に影響を与えます。ミンコフスキー時空で拡大するバブルと、2つのドジッター時空を分割するバブルが統一された方法で探索されます。断熱近似におけるボゴリューボフ係数$\beta_k$の結果は、すべての場合において、スカラー粒子の生成が質量とともに減少し、曲率がゼロでない場合にはるかに重要であることを示しています。また、気泡のダイナミクスとそのサイズが粒子の生成に関連していることも示していますが、dS-dSの場合、両方の効果の組み合わせにより、長さが存在するため、ミンコフスキー時空とは異なる動作が発生します。スケール(内部ジオメトリのハッブル半径)。

巨視的な暗黒物質(マクロ)は、雲のない青い空からミニ稲妻の閃光を引き起こすことができますか?

Title Could_macroscopic_dark_matter_(macros)_give_rise_to_mini-lightning_flashes_out_of_a_blue_sky_without_clouds?
Authors Vernon_Cooray,_Gerald_Cooray,_Marcos_Rubinstein_and_Farhad_Rachidi
URL https://arxiv.org/abs/2107.05338
最近の研究では、地球の大気を横切る巨視的な暗黒物質(マクロ)が、雷のリーダーに関連するものと同様の高温のイオン化されたチャネルを生じさせる可能性があることが指摘されています。研究の著者は、マクロによって作成されたそのようなチャネルが雷雲を通過するときに、雷のリーダーがこれらのイオン化されたチャネルにロックされ、完全に真っ直ぐなチャネルで雷放電を作成する可能性を調査しました。彼らは、大気中のマクロの通過を検出する手段として、そのようなチャネルを検出する可能性を示唆した。この論文では、晴天条件下で大気を横切るマクロが、数百アンペアのオーダーの電流振幅を持つミニ稲妻フラッシュを引き起こす可能性があることを示します。これらのミニ稲妻の閃光は、長い実験室の火花と同様またはそれよりも強い雷の痕跡を生成し、光学的手段によっても検出することができます。雷雨支援マクロ雷の場合と同様に、これらのミニ雷フラッシュもストレートチャネルに関連付けられています。さらに、ミニ稲妻の頻度は、雷雨に助けられたマクロ生成の稲妻の約1000倍の頻度であるため、大気を横切る巨視的な暗黒物質の経路を探す手段として使用できます。

らせん状MHD乱流源からの重力波の偏光

Title Polarization_of_gravitational_waves_from_helical_MHD_turbulent_sources
Authors Alberto_Roper_Pol,_Sayan_Mandal,_Axel_Brandenburg,_Tina_Kahniashvili
URL https://arxiv.org/abs/2107.05356
ヘリシティを伴う崩壊する原始電磁流体乱流の直接数値シミュレーションを使用して、結果として生じる重力波(GW)の生成とその円偏光の程度を計算します。得られたGWの分極が乱流源の分数ヘリシティに明確に依存していることを発見し、駆動磁場が最初に存在する磁場よりも効率的にGWを生成し、スペクトル振幅が大きくなることを示します。ヘリシティは、考慮される2つのタイプの乱流のいずれにおいても最大スペクトル振幅に大きな影響を与えません。ただし、磁気分数ヘリシティの値が大きいほど、ピークから離れた波数でのGWスペクトルは小さくなります。円偏光の程度は、ピークより低い周波数でゼロに近づき、ピークで最大に達します。より高い周波数では、磁場が最初に存在する場合は有限のままであり、駆動される場合はゼロに近づきます。乱流エネルギー密度が放射エネルギー密度の少なくとも$\sim\!3\%$であり、特性スケールが地平線の100分の1である場合、GW信号のスペクトルピークはLISAによって検出できると予測します。電弱スケール。結果として生じるGW分極は、LISAの双極子応答関数の固有運動によって引き起こされる異方性によって検出される可能性が低いことを示します。ただし、このような信号は、乱流エネルギー密度が$\sim\!5\%$で、ヘリシティが0.5〜1のLISA-Taijiネットワークからのデータを相互相関させることで検出できます。第2世代の宇宙ベースGW検出器。、BBOやDECIGOなどは、GWスペクトルのより広い範囲と磁場のより小さな振幅の検出を可能にします。

望遠鏡システムのためのオートフォーカス最適探索アルゴリズム

Title Autofocusing_Optimal_Search_Algorithm_for_a_Telescope_System
Authors Islam_Helmy,_Alaa_Hamdy,_Doaa_Eid,_and_Ahmed_Shokry
URL https://arxiv.org/abs/2107.05398
焦点の精度は、天文観測の質に影響を与えます。オートフォーカスは、天文観測用に設計されたイメージングシステムに必要です。自動フォーカスシステムは、提案された検索アルゴリズムを使用して、最適なフォーカス位置を検索します。検索アルゴリズムは、画像のフォーカスレベルを検索プロセスの目的関数として使用します。この論文は、適切なものを選択するためにいくつかの検索アルゴリズムの性能を研究することを目的としています。適切な検索アルゴリズムを使用して、コッタミア天文台(KAO)の自動フォーカスシステムを開発します。最適な検索アルゴリズムは、スタークラスター観測の5つのシーケンスにいくつかの検索アルゴリズムを適用することによって選択されます。次に、精度とステップ数の2つの基準に基づいてパフォーマンスが評価されます。実験結果は、二分探索が最適な探索アルゴリズムであることを示しています。

インフレにおけるCSL理論の展望を啓発する

Title Enlightening_the_CSL_theory_landscape_in_inflation
Authors Gabriel_Le\'on,_Gabriel_R._Bengochea
URL https://arxiv.org/abs/2107.05470
インフレーション中の原始的な不均一性の起源を説明するために、連続自発的局在化(CSL)理論の自然外挿のための新しいモデルを提案します。この特定のモデルは、3つの主要な要素に基づいています:(i)半古典的​​重力フレームワーク、(ii)エネルギー運動量テンソルの相対論的不変スカラーに関連付けられた崩壊生成演算子、および(iii)CSLパラメーターの拡張(s)時空曲率の関数として。さらに、線形次数で標準的な宇宙摂動理論を採用し、モデルのパラメーター空間内の妥当な範囲で、最近の観測CMBデータと一致するほぼスケール不変のパワースペクトルを取得します。これにより、CSL理論を宇宙論の文脈に適用するためのさまざまなオプションの広大な展望が開かれ、CSL理論の完全な共変バージョンの検索に光が当てられる可能性があります。

超大質量ブラックホールリングダウンを伴う超軽量ボソンの探索

Title Searching_for_ultralight_bosons_with_supermassive_black_hole_ringdown
Authors Adrian_Ka-Wai_Chung,_Joseph_Gais,_Mark_H._Y._Cheung,_Tjonnie_G._F._Li
URL https://arxiv.org/abs/2107.05492
超軽量ボソンは暗黒物質の有望な候補です。これらのボソンは、超放射を介して回転するブラックホールを取り囲む長寿命のボソン雲を形成し、重力源として機能し、ホストブラックホールの周りの重力波の伝播に影響を与える可能性があります。コンパクトな合併の質量比が十分に小さい場合、ボソン雲はバイナリ合併のインスピレーションフェーズを生き残り、摂動されたブラックホールとボソン雲システムの準ノーマルモード周波数に影響を与える可能性があります。この作業では、周囲のボソン雲の存在による、回転するブラックホールの重力QNMFのシフトを計算します。次に、ボソン雲がある場合とない場合の超大質量ブラックホールから注入されたリングダウン信号を含むシミュレートされたLISA観測データに対して模擬解析を実行します。いて座A*やM32などの近くの超大質量ブラックホールのリングダウン段階の観測データが1時間未満であれば、質量$\sim10^{の雲を形成する超軽量ボソンの存在を除外または確認できることがわかります。-17}\rmeV$。

最小限のモデリング仮定による$ ^ {208} $ Pbの対称エネルギーと中性子スキンに対する天体物理学的制約の詳細な調査

Title A_Detailed_Examination_of_Astrophysical_Constraints_on_the_Symmetry_Energy_and_the_Neutron_Skin_of_$^{208}$Pb_with_Minimal_Modeling_Assumptions
Authors Reed_Essick,_Philippe_Landry,_Achim_Schwenk,_Ingo_Tews
URL https://arxiv.org/abs/2107.05528
対称エネルギーとその密度依存性は、核の中性子皮膚の厚さから地殻の厚さや中性子星の半径に至るまでの特性を決定するため、多くの原子核物理学および天体物理学のアプリケーションにとって極めて重要です。最近、PREX-IIは、$^{208}$Pb、$R_{\rmskin}^{^{208}\text{Pb}}の中性子スキンの厚さに対して$0.283\pm0.071$fmの値を報告しました。$は、$106\pm37$MeVの対称エネルギー勾配パラメーター$L$を意味し、微視的計算や他の核実験から得られたほとんどの範囲よりも大きい。ガウス過程に基づくノンパラメトリック状態方程式表現を使用して、対称エネルギー$S_0$、$L$、および$R_{\rmskin}^{^{208}\text{Pb}}$をの観測から直接制約します。最小のモデリング仮定を持つ中性子星。重いパルサー質量、LIGO/Virgo、およびNICERから生じる天体物理学的制約は、負の対称性の非圧縮性だけでなく、中性子スキンと$L$のより小さな値を支持します。天体物理学データをカイラル有効場の理論($\chi$EFT)およびPREX-II制約と組み合わせると、$S_0=33.0^{+2.0}_{-1.8}$MeV、$L=53^{+13}_{-が得られます。15}$MeV、および$R_{\rmskin}^{^{208}\text{Pb}}=0.17^{+0.04}_{-0.04}$fm。また、いくつかの個別の$\chi$EFT計算と、天体物理学的観測および地上実験との一貫性を調べます。$\chi$EFT、天体物理学データ、およびPREX-IIの$R_\mathrm{skin}^{^{208}\mathrm{Pb}}$測定値($p$-value$=12.3\%$)であり、$\chi$EFT、天体物理学データ、およびその他の核実験の間には優れた一致が見られます。

イメージング分光法からの整合フィルター温室効果ガス回収に対するシーン固有の増強スペクトルの影響

Title Impact_of_Scene-Specific_Enhancement_Spectra_on_Matched_Filter_Greenhouse_Gas_Retrievals_from_Imaging_Spectroscopy
Authors Markus_D._Foote_(1,2),_Philip_E._Dennison_(3),_Patrick_R._Sullivan_(3),_Kelly_B._O'Neill_(3),_Andrew_K._Thorpe_(4),_David_R._Thompson_(4),_Daniel_H._Cusworth_(4),_Riley_Duren_(4,5),_Sarang_C._Joshi_(1,2)_((1)_Scientific_Computing_and_Imaging_Institute,_University_of_Utah_(2)_Department_of_Biomedical_Engineering,_University_of_Utah_(3)_Department_of_Geography,_University_of_Utah_(4)_Jet_Propulsion_Laboratory,_California_Institute_of_Technology_(5)_Office_of_Research,_Innovation,_and_Impact,_University_of_Arizona)
URL https://arxiv.org/abs/2107.05578
整合フィルター(MF)技術は、イメージング分光データセットから温室効果ガスの強化(enh。)を取得するために広く使用されています。複数のアルゴリズム手法と改良が提案されていますが、温室効果ガスのターゲットスペクトルは濃縮に使用されています。定量的MF検索の導入以来、推定はほとんど変更されていません。回収されたメタンと二酸化炭素の大きさenh。、それによって統合された質量enh。(IME)および点光源エミッターの推定フラックスは、このターゲットスペクトルに大きく依存します。単位enhを作成するための分子吸収係数の現在の標準的な使用。ターゲットスペクトルは、温室効果ガスのバックグラウンド濃度による吸収、太陽とセンサーの形状、または大気中の水蒸気の吸収を考慮していません。シーン固有(SS)ユニットenhの生成に、幾何学的および大気パラメーターを導入します。すべての温室効果ガス検索MF技術と互換性のあるターゲットスペクトルを提供するスペクトル。メタンプルームの場合、標準の一般的なenhの使用から生じるIME。スペクトルはSSenhと比較して-22から+28.7%まで変化しました。スペクトル。ジェネリックとSSenhのスペクトル形状の違いによる。スペクトル、メタンプルームIMEの違いは、幾何学的および大気パラメータに加えて、表面スペクトル特性にリンクされていました。二酸化炭素プルームのIMEの違い、一般的なenh。統合された質量enhを生成するスペクトル。SSenhと比較して-76.1〜-48.1%。スペクトル。これらの統合されたenhから計算されたフラックス。同等の風の状態を仮定すると、同じ%sだけ変化します。メタンと二酸化炭素のIMEは、太陽高度の角度と地面の高度の変化に最も敏感でした。SSターゲットスペクトルは、さまざまな幾何学的および大気条件のシーンのコレクション全体で、温室効果ガスの取得とフラックス推定の信頼性を向上させることができます。

ブラックホールのリングダウンの分析

Title Analyzing_black-hole_ringdowns
Authors Maximiliano_Isi_and_Will_M._Farr
URL https://arxiv.org/abs/2107.05609
摂動されたブラックホールは、特定の周波数と持続時間のトーンで重力波を放出することによって鳴り響きます。このようなトーンは、ソース時空のジオメトリと重力の基本的な性質に関する貴重な情報をエンコードし、ブラックホールのリングダウンの測定を重力波天文学の重要な目標にします。ただし、このタスクは、標準的なデータ分析方法の素朴なアプリケーションを無効にし、感度の予測を複雑にする技術的な課題に悩まされています。この論文では、リングダウン分析を適切に実行するために必要な形式の包括的な説明を提供し、最近の観測結果の基礎を詳細に調べ、将来の測定のフレームワークを提供します。これらの洞察に基づいて、リングダウンの検出可能性と解決可能性の概念を明確にし、ベイズ因子とナイーブなフィッシャーマトリックスアプローチの両方の欠点に触れ、過度に悲観的なヒューリスティックが以前の研究でブラックのリングダウンオーバートーンの役割を過小評価していることを発見しましたホールスペクトロスコピー。私たちは、分析的注入やGW150914と一致する数値相対論シミュレーションなど、カラードノイズのさまざまなシミュレーション信号の分析に取り組むためのフレームワークを導入しました。四重極角高調波のトーンを使用して、実際のデータから公開されている制約に匹敵する精度で、現在の感度でブラックホール脱毛定理をテストできることを示します。最後に、系統分類学のモデリングの役割を評価し、将来のより大きな信号の測定を計画します。https://github.com/maxisi/ringdownで、パーミッシブオープンソースライセンスの下で、このペーパーで説明した方法を使用してブラックホールのリングダウンを分析するためのPythonライブラリであるringdownをリリースします。

理想的なマルチモード検出器による平衡ホモダイン検出における量子雑音と真空変動

Title Quantum_noise_and_vacuum_fluctuations_in_balanced_homodyne_detections_through_ideal_multi-mode_detectors
Authors Kouji_Nakamura
URL https://arxiv.org/abs/2107.05614
重力波検出器の読み出しスキームとしての平衡ホモダイン検出は、場の量子論の観点から注意深く検討されています。重力波検出器の読み出しスキームは、検出で直接測定された量子演算子を指定します。この仕様は、最近開発された量子測定理論を重力波検出に適用する場合に必要です。2つの測定モデルを検討します。1つは、光検出器で直接測定された量子演算子がグラウバーの光子数演算子であるモデルであり、もう1つは、光場のパワー演算子が直接測定されたモデルです。これら2つは、光検出器の理想的なモデルと見なされています。最初に、これら2つのモデルが同じ測定値の期待値を生成することを示します。真空変動が検出器のノイズに寄与することは重力波コミュニティのコンセンサスであるため、重力波で使用される2光子定式化を使用せずに、量子ノイズスペクトル密度への真空変動の寄与も明らかにします。コミュニティ。2光子定式化における従来のノイズスペクトル密度には、メイン干渉計からの真空変動が含まれていますが、局部発振器からの変動は含まれていません。この違いは、これら2つの検出器モデルの選択が理論的な観点から重要であることを意味しますが、現実的な状況では、局部発振器の真空変動によるこの寄与は無視できます。