SMILE：ミリレンズを検索
| Title |
SMILE:_Search_for_MIlli-LEnses |
| Authors |
C._Casadio,_D._Blinov,_A._C._S._Readhead,_I._W._A._Browne,_P._N._Wilkinson,_T._Hovatta,_N._Mandarakas,_V._Pavlidou,_K._Tassis,_H._K._Vedantham,_J._A._Zensus,_V._Diamantopoulos,_K._E._Dolapsaki,_K._Gkimisi,_G._Kalaitzidakis,_M._Mastorakis,_K._Nikolaou,_E._Ntormousi,_V._Pelgrims,_and_K._Psarras |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.06896 |
質量が$\sim10^{8}$$M_{\odot}$未満のダークマター（DM）ハローは、DMモデルを区別するのに役立ち、遠方のソースへの重力効果によって検出される場合があります。同じことが原始ブラックホールにも当てはまり、DM粒子モデルの代替シナリオと見なされます。しかし、そのようなオブジェクトの存在の証拠はまだありません。質量範囲$\sim$10$^{6}$-10$^{9}$$M_{\odot}$でコンパクトな物体を見つけることを目的として、ミリ（mas）で強い重力レンズを検索します。-arcsecondsスケール（<150mas）。検索には、AstrogeoVLBIFITS画像データベースを使用しました。これは、13828の個々のソースの多周波VLBIデータを含む、公開されている最大のデータベースです。市民科学のアプローチを使用して、利用可能なすべての周波数のすべてのソースを視覚的に検査し、マススケールで複数のコンパクトなコンポーネントを含む画像を検索しました。最終段階では、表面輝度保存基準に基づいて光源が除外されました。すべてのステップを通過したため、ミリ秒角のレンズ候補と判断される40個の光源のサンプルを取得しました。これらのソースは現在、5GHzおよび22GHzで進行中のヨーロッパVLBIネットワーク（EVN）観測でフォローアップされています。スペクトルインデックスの測定に基づいて、候補者のうち2人が重力レンズに関連する可能性が高いことを示唆しています。
ローカルスーパーボリュームの希少性の定量化
| Title |
Quantifying_the_Rarity_of_the_Local_Super-Volume |
| Authors |
Stephen_Stopyra,_Hiranya_V._Peiris,_Andrew_Pontzen,_Jens_Jasche,_Priyamvada_Natarajan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.06903 |
ローカルスーパーボリューム（$<135\mathrm{\、Mpc）内で$10^{15}\、M_{\odot}\、h^{-1}$を超える質量のクラスターの数がどの程度かを調査します。}h^{-1}$）は、標準の$\Lambda$CDM宇宙論モデルと互換性があります。使用される質量推定量に応じて、このような大規模構造の観測数$N$は$0$から$5$の間で変動する可能性があることがわかります。$N=5$を採用すると、$\Lambda$CDMの尤度は$2.4\times10^{-3}$（$\sigma_8=0.81$の場合）または$3.8\times10^{-5}$（$\の場合）になります。sigma_8=0.74$）。ただし、もう一方の極端な場合（$N=0$）、尤度は1次です。したがって、潜在的に非常に強力ですが、この方法は現在、クラスター質量推定の体系的な不確実性によって制限されています。これは、追加の観察と改善されたモデリングにより、これらの体系を減らす努力を動機付けます。
Planck、SPTpol、LSSデータを使用したAdS初期ダークエネルギーのテスト
ハッブルの緊張は、再結合の前に、アーリーダークエネルギー（EDE）と呼ばれる新しいエネルギー成分を注入することによって解決される可能性があります。再結合の周りの反ドジッター（AdS）フェーズは、注入されたエネルギーの減衰を速くすることができます。これにより、CMB適合の低下を防ぎながら、より高いEDE比率（非常に大きな$H_0$）が可能になります。この作業では、CMBおよび大規模構造（LSS）データを使用してAdS-EDEモデルをテストします。私たちのCMBデータセットは、PlanckTTスペクトルの低$\ell$部分と、SPTpol偏光およびレンズ測定で構成されています。これは、このデータセットが$\Lambda$CDMの期待値と一致するCMBレンズ効果を予測するためです。これをBAOおよびPantheonデータと組み合わせると、SH0ESを使用した場合と使用しない場合で、それぞれ最適値$H_0=71.92$km/s/Mpcおよび$H_0=73.29$km/s/Mpcが見つかります。宇宙のせん断と銀河団のデータを含めると、$H_0=71.87$km/s/Mpcと$S_8=0.785$があります。つまり、直接の$S_8$測定との差異は$1.3\sigma$だけです。
21cmの観測から宇宙ひも覚醒の信号を抽出する
| Title |
Extracting_the_Signal_of_Cosmic_String_Wakes_from_21-cm_Observations |
| Authors |
David_Maibach,_Robert_Brandenberger,_Devin_Crichton_and_Alexandre_Refregier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.07289 |
宇宙ひも後流は、再電離の赤方偏移より上の赤方偏移で、21cmの強度マップに明確な非ガウス信号を生成します。文字列信号は、$\Lambda$CDMモデルのガウス変動の信号よりも（局所的に）振幅が大きくなりますが、天体物理学および機器の前景に（位置空間で局所的にさえ）圧倒されます。ここでは、ノイズの多い干渉データから信号をどの程度抽出できるかを調べます。ストリングによって引き起こされる赤方偏移方向の特徴の狭さにより、天体物理学および機器の前景を差し引くことができます。文字列信号の特定の形状に基づいて、信号を抽出するために有望な特定の3点統計を特定し、MWA機器と同様の仕様の望遠鏡を念頭に置いて、文字列信号を見つけます。$G\mu=3\times10^{-7}$の文字列張力の値に対して正常に抽出できます。分析のさらなる改善の見通しが議論されています。
巨人の影を探すII：赤方偏移$ z \ sim2.4 $でのプロトクラスターのライマン-$ \ alpha $吸収シグネチャに対する局所イオン化の影響
| Title |
Searching_for_the_shadows_of_giants_II:_the_effect_of_local_ionisation_on_the_Lyman-$\alpha$_absorption_signatures_of_protoclusters_at_redshift_$z\sim2.4$ |
| Authors |
Joel_S._A._Miller,_James_S._Bolton_and_Nina_Hatch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.07307 |
銀河間媒体（IGM）の中性水素画分の局所的な変動は、断層撮影調査で特定されたプロトクラスターのLy-$\alpha$吸収特性に影響を与えます。IllustrisTNGシミュレーションを使用して、重力降下とブラックホールフィードバックから生じるAGN近接効果と高温の衝突イオン化ガスが、$M_{z=0}\simeq10^{14}に関連するLy-$\alpha$吸収をどのように変化させるかを調査します。\、M_\odot$protoclustersat$z\simeq2.4$。プロトクラスター銀河の過密度は、IGM透過マップでLy-$\alpha$透過と弱い反相関を示しますが、高温の$T>10^{6}\rm\、K$ガスまたはその近くによる局所的なHIイオン化の増強が見られます。AGNは、個々のプロトクラスター内でこの関係を混乱させる可能性があります。ただし、平均して、IGMニュートラルフラクションの大幅な減少は、ダークマターハローの$\lesssim5h^{-1}\、\textrm{cMpc}$以内に制限されていることがわかります。したがって、局所的なイオン化の強化は、Ly-$\alpha$透過マップを$\sim4h^{-1}\、\textrm{cMpc}$のスケールで平滑化する場合、断層撮影調査でのプロトクラスター識別の完全性に最小限の影響しか与えません。通常、観察で行われます。ただし、Ly-$\alpha$森林不透明度の単純な分析モデルを使用して、断層撮影マップで物質密度とLy-$\alpha$透過率の関係を較正する場合、ハローの周囲に高温ガスが存在すると、推定値が体系的に低くなる可能性があります最も大規模なプロトクラスターの場合は$M_{z=0}$です。
以前の研究\cite{Liu：2019xhn}に照らして、マシュー方程式の不安定性を実装した予熱期間中に原始ブラックホールが形成される可能性を調査します。十分に強化されたパワースペクトルを生成するために、狭い共振に属するいくつかの適切なパラメータを選択します。全パワースペクトルを特徴づけるために、パワースペクトルの強化された部分は、いくつかの特定のスケールで$\delta$関数によって表されます。これは、カーブトンとインフラトンの間の明示的な結合により、インフラトンの質量と非常に関連があります。インフレ期間（予熱期間を含む）の後、COBE正規化の上限を満たす条件は1つだけです。この質量パラメータの膨大な選択肢のおかげで、ほぼすべての質量範囲をカバーする原始ブラックホールの存在量の値をシミュレートできます。ここでは、3つの特別なケースを示しました。原始ブラックホールの存在量は約$75\％$であるため、ある意味で暗黒物質を説明できるケースが1つあります。後期には、指数ポテンシャルの遺物は、ダークエネルギーの役割として吹き替えられた宇宙定数のオーダーの定数に近似される可能性があります。したがって、私たちのモデルは、現象学の観点から暗黒エネルギーと暗黒物質を統合することができます。最後に、それはヒッグス物理学を探索するための新しい光を当てます。
宇宙論分野のためのロスレスでスケーラブルな暗黙の尤度推論
| Title |
Lossless,_Scalable_Implicit_Likelihood_Inference_for_Cosmological_Fields |
| Authors |
T._Lucas_Makinen,_Tom_Charnock,_Justin_Alsing,_and_Benjamin_D._Wandelt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.07405 |
宇宙論的データ分析におけるシミュレーションベースの推論と完全なフィールドベースの分析推論の比較を提示します。そのために、情報量が分析的に計算できる2つのケースのパラメーター推論を検討します。共分散がパワースペクトルを介してパラメーターに依存するガウス確率場。対数正規フィールドを宇宙論的パワースペクトルと相関させました。2つの推論手法を比較します。i）既知の尤度を使用した明示的なフィールドレベルの推論、およびii）情報最大化ニューラルネットワーク（IMNN）を介して圧縮された最大限に有益な要約統計量を使用した暗黙的な尤度推論。a）畳み込みニューラルネットワーク圧縮から得られた要約は情報を失わないため、ガウス共分散と対数正規の場合の両方で既知のフィールド情報コンテンツを飽和させることがわかります。b）これらの最大限に有益な非線形要約を使用したシミュレーションベースの推論はほぼ損失なく回復します。フィールドレベルの推論の正確な事後確率。高価な尤度を評価したり、共分散行列を反転したりする必要はありません。c）この単純な例でも、暗黙のシミュレーションベースの尤度は、明示的な尤度を使用した推論よりもはるかに少ない計算コストで済みます。この作業では、完全に微分可能なシミュレーションと推論パイプラインを利用できるJAXの新しいIMNN実装を使用します。また、IMNN要約の単一の再トレーニングが理論的に最大の情報を効果的に達成し、IMNNがトレーニングされる基準モデルの選択に対するロバスト性を強化することも示します。
巨大な外惑星トランジット系外惑星質量（GOT'EM）調査。 II。 2。7年の高度に偏心した軌道で失敗したホットジュピターの発見
| Title |
Giant_Outer_Transiting_Exoplanet_Mass_(GOT_'EM)_Survey._II._Discovery_of_a_Failed_Hot_Jupiter_on_a_2.7_Year,_Highly_Eccentric_Orbit |
| Authors |
Paul_A._Dalba,_Stephen_R._Kane,_Zhexing_Li,_Mason_G._Macdougall,_Lee_J._Rosenthal,_Collin_Cherubim,_Howard_Isaacson,_Daniel_P._Thorngren,_Benjamin_Fulton,_Andrew_W._Howard,_Erik_A._Petigura,_Edward_W._Schwieterman,_Dan_O._Peluso,_Thomas_M._Esposito,_Franck_Marchis,_Matthew_J._Payne |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.06901 |
視線速度（RV）調査により、離心率が広く分布しているauスケールの軌道上に巨大な太陽系外惑星が発見されました。最も離心率の高い軌道を持つものは、離心率の高い移動の理論をテストするための貴重な実験室です。しかし、そのような太陽系外惑星のほとんどはそれらのホスト星を通過しないので、それらのバルク内部組成から形成に制約を適用する能力を取り除きます。Kepler-1704bの発見を報告します。これは、$0.921^{+0.010}_{-0.015}$の極端な離心率で、988。88日の軌道上を通過する4.15$M_{\rmJ}$の巨大惑星です。KeckI望遠鏡からの10年にわたるRVベースラインにより、Kepler-1704bの軌道とバルク重元素組成を測定し、未発見のコンパニオンの存在を制限することができます。Kepler-1704bは、ガス降着段階で発生した可能性のある散乱イベントによって高い離心率に興奮した可能性が高い、故障したホットジュピターです。その最終的な周星期の距離は、潮汐の循環を可能にするには大きすぎたので、今では、0.16から3.9auに及ぶ距離からホストを周回しています。この細長い軌道に起因する惑星平衡温度の最大差は700Kを超えています。自転周期通過中のKepler-1704bの熱位相曲線のシミュレーションは、それがジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡からの大気特性評価の注目すべきターゲットであることを示しています。また、ペリアストロンからのホットスポットが視界の内外で回転するときの惑星の自転周期を測定できる可能性もあります。ケプラー-1704システムの継続的な特性評価は、太陽系のようなホットジュピターとクールな巨大惑星の形成を説明する理論を洗練することを約束します。
高分解能分光法によるHR8799惑星の検出とバルク特性
| Title |
Detection_and_Bulk_Properties_of_the_HR_8799_Planets_with_High_Resolution_Spectroscopy |
| Authors |
Jason_J._Wang,_Jean-Baptiste_Ruffio,_Evan_Morris,_Jacques-Robert_Delorme,_Nemanja_Jovanovic,_Jacklyn_Pezzato,_Daniel_Echeverri,_Luke_Finnerty,_Callie_Hood,_J._J._Zanazzi,_Marta_L._Bryan,_Charlotte_Z._Bond,_Sylvain_Cetre,_Emily_C._Martin,_Dimitri_Mawet,_Andy_Skemer,_Ashley_Baker,_Jerry_W._Xuan,_J._Kent_Wallace,_Ji_Wang,_Randall_Bartos,_Geoffrey_A._Blake,_Andy_Boden,_Cam_Buzard,_Benjamin_Calvin,_Mark_Chun,_Greg_Doppmann,_Trent_J._Dupuy,_Gaspard_Duch\^ene,_Y._Katherina_Feng,_Michael_P._Fitzgerald,_Jonathan_Fortney,_Richard_S._Freedman,_Heather_Knutson,_Quinn_Konopacky,_Scott_Lilley,_Michael_C._Liu,_Ronald_Lopez,_Roxana_Lupu,_Mark_S._Marley,_Tiffany_Meshkat,_Brittany_Miles,_Maxwell_Millar-Blanchaer,_Sam_Ragland,_Arpita_Roy,_Garreth_Ruane,_Ben_Sappey,_Tobias_Schofield,_Lauren_Weiss,_Edward_Wetherell,_Peter_Wizinowich,_Marie_Ygouf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.06949 |
KeckPlanetImagerandCharacterizer（KPIC）を使用して、HR8799を周回する4つの惑星の高解像度（R$\sim$35,000）$K$バンドスペクトルを取得しました。HR8799c、d、およびeであり、bでCOと\water{}の組み合わせを暫定的に検出しました。これらは、角度分離とフラックス比の両方を考慮すると、これまでに高いスペクトル分解能で観測された最も挑戦的な直接画像化された太陽系外惑星です。惑星のスペクトルと回折された星の光を尤度ベースのアプローチで同時に適合させ、それらの有効温度、表面重力、視線速度、およびスピンに関する事後確率を取得できるようにするフォワードモデリングフレームワークを開発しました。HR8799dでは$10.1^{+2.8}_{-2.7}$〜km/s、$15.0^{+2.3}_{-2.6}$〜km/sでは$v\sin（i）$の値を測定しました。HR8799e、およびHR8799cの上限を$<14$〜km/sに設定しました。赤道傾斜角の2つの異なる仮定の下で、回転速度がコンパニオン質量と反相関しているという暫定的な証拠が見つかりました。これは、初期の周惑星円盤による磁気ブレーキが、低質量の惑星をスピンダウンする効率が低いことを示している可能性があります。
逃げる雰囲気における粒子成長：スーパーパフの半径膨張への影響
スーパーパフ（かさ密度が非常に低い低質量の太陽系外惑星）は、それらの大気と形成過程を探索するための魅力的なターゲットです。最近の研究では、スーパーパフの大きな半径は、逃げる大気に同伴する大気中の塵によって引き起こされる可能性があることが示唆されています。この研究では、塵が逃げる大気中でどのように成長し、粒子成長の微物理モデルを使用して通過半径に影響を与えるかを調査します。多くの場合、衝突の成長は効率的であり、重力沈降の強化によるダストの上方への輸送を妨げます。流出時のダスト量は、ダスト生成領域のマッハ数をほとんど超えないことがわかります。したがって、高気圧で形成されたダスト、たとえば$P\lesssim{10}^{-5}$barは、ダストの量が多いダストの流出を開始するために必要です。ダストの生成高度と速度が十分に高い場合、ダストの流出により、観測可能な半径が$\sim$2以上に拡大する可能性があります。光化学ヘイズは、流出に伴う可能性のある高高度ダストの有望な候補であることを示唆します。また、スーパーパフ大気の合成透過スペクトルを計算し、最近報告された特徴のないスペクトルと一致して、ほこりっぽい流出が広いスペクトル勾配を生成し、分子の特徴を覆い隠すことを示します。最後に、内部構造モデルを使用して、大気中の塵が、$\sim2$-$5M_{\rm\oplus}$の狭い質量範囲の惑星についてのみ、観測可能な半径を大幅に拡大できることを示唆します。オフは全大気損失を引き起こす傾向があります。これは、光化学的ヘイズの普遍性が示唆されているにもかかわらず、スーパーパフが一般的でない理由を説明している可能性があります。
表面エネルギー測定による温帯太陽系外惑星大気のヘイズ進化
| Title |
Haze_Evolution_in_Temperate_Exoplanet_Atmospheres_Through_Surface_Energy_Measurements |
| Authors |
Xinting_Yu,_Chao_He,_Xi_Zhang,_Sarah_M._H\"orst,_Austin_H._Dymont,_Patricia_McGuiggan,_Julianne_I._Moses,_Nikole_K._Lewis,_Jonathan_J._Fortney,_Peter_Gao,_Eliza_M.-R._Kempton,_Sarah_E._Moran,_Caroline_V._Morley,_Diana_Powell,_Jeff_A._Valenti,_V\'eronique_Vuitton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.07069 |
光化学的ヘイズは、温帯の太陽系外惑星の大気における重要な不透明度の原因であり、現在の観測が太陽系外惑星の大気組成を特徴づけるのを妨げています。大気のかすみは、かすみの生成と除去のバランスによって決まります。ただし、ヘイズ粒子の材料依存の除去物理学は、現在、太陽系外惑星の条件下では不明です。ここでは、太陽系外惑星の大気中のヘイズ除去を特徴づけるために、温帯の太陽系外惑星ヘイズのグリッドに対して実験的に測定された表面エネルギーを提供します。さまざまなエネルギー源、大気組成、および温度の下で生成されたヘイズの表面エネルギーに大きな変動があることがわかりました。ヘイズの表面エネルギーは、コールドプラズマサンプルの約400Kで最も低く、除去率が最も低いことがわかりました。霞の表面エネルギーと惑星の平衡温度による大気の霞との間に示唆的な相関関係を示します。ハビタブルゾーンの太陽系外惑星は、効率的に除去できる高表面エネルギーのヘイズを持っているため、ヘイズが少なくなる可能性があると仮定します。
木星のトロヤ群の非対称非対称整列
最も遠いカイパーベルトオブジェクトは、軌道上でクラスター化を示します。この異常なアーキテクチャは、離心率が大きく傾斜角が大きい惑星9によって引き起こされる可能性があります。次に、小惑星の軌道クラスターが太陽系の他の場所で観測される可能性があると仮定します。この論文では、小惑星センターからの7000を超える木星のトロヤ群を検討し、それらが近日点黄経$\varpi$の経度、場所$\varpi_{\mbox{{J}}}+60の周りに集まっていることを発見しました。^{\circ}$および$\varpi_{\mbox{{J}}}-60^{\circ}$（$\varpi_{\mbox{{J}}}$は木星の近日点黄経の経度）それぞれL4とL5の群れ。次に、ハミルトン系を構築して、共軌道運動に関連する動的側面を記述します。位相空間は、トロイの木馬の場合、$\Delta\varpi=\varpi-\varpi_{\mbox{{J}}}\upperx\pm60^{\circ}$を中心とする離心率の島の存在を表示します。離心率が$e<0.1$の軌道のように。詳細な分析を通じて、適切な偏心$e_p<0.1$を持つ観測された木星のトロイの木馬は、ほとんどの時間を$|\Delta\varpi|=0-120^{\circ}$の範囲で費やしていることを示しました。$e_p>0.1$のより風変わりなものは、トロイの木馬集団全体のこの$\Delta\varpi$範囲内の軌道クラスタリングに影響を与えるには少なすぎます。私たちの数値結果はさらに、均一な$\Delta\varpi$分布から始めても、観測と同様のシミュレートされたトロイの木馬のアプシダルアラインメントが太陽系の年齢のオーダーで現れる可能性があることを証明しています。木星のトロヤ群の非対称非対称整列は堅牢であり、この新しい発見は将来の調査戦略の設計に役立つ可能性があると結論付けています。
歴史的観測だけからの軌道決定？テストケース：AD760の彗星は1P /ハレー彗星として識別されます
| Title |
Orbit_determination_just_from_historical_observations?_Test_case:_The_comet_of_AD_760_is_identified_as_1P/Halley |
| Authors |
D.L._Neuh\"auser,_R._Neuh\"auser,_M._Mugrauer_(AIU_Jena),_A._Harrak_(U_Toronto),_J._Chapman_(New_York_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.07241 |
歴史的テキストの批判的な詳細な読み取りの技術における最近の進歩は、テレスコピック前の天体観測の記録に適用できるようになりました-過去の彗星の軌道を分析および解決するための重要な進歩を可能にします：AD760の彗星の軌道を解決することによって私たちの方法を例示します過去の観測でのみ、1P/ハレーで識別します。ズクニンの年代記（西暦775/6年に完成）の西暦760年に彗星が描かれた詳細な目撃記録は、その軌道の研究にはまだ含まれていませんでした。中国の報告だけでは、十分な数の日付の付いた位置は得られません。シリア語と中国の情報源を、天文学的な定量的使用のための重要な方法で分析します。また、地中海と西アジア地域からのいくつかのさらなる記録も検討します。控えめに導出された日付の位置を使用して、軌道要素を生成する最小二乗フィッティングによって、最適なケプラー軌道解を決定できます。非周期解と高度に偏心した周期解のパラメーター範囲は互いに一致しています。近日点距離と傾斜角の許容パラメータ範囲は、1P/ハレー彗星を識別するのに十分小さいです。1P/ハレー彗星は唯一の彗星ですが、テレスコピック軌道はテレスコピック前のリターンに確実にリンクされています。AD760まで、私たちの識別は、過去のデータに基づいて、ここでは独立して、過去にさかのぼって望遠鏡の観測を外挿することからの主張を確認します。特に、正確な近日点時間（760May19.1\pm1.7）を取得しました。以前に公開された軌道（760May31.9）のように、彗星と太陽の間の劣った結合は、新しい軌道（6月1.8）と比較して約1日ずれており、結合前の最後の観測（6月1.0）と一致するのは新しい軌道だけです。ズクニンの年代記で報告されているように。また、彗星の明るさの進化についても研究しています...
惑星移動
太陽系外惑星が発見される前に、円盤惑星相互作用に由来する惑星移動の研究が始まりました。実現されている軌道構造を決定するための移行の潜在的な重要性は、太陽系外惑星の最初の発見の直後に、この分野はより大きな注目を集めました。非常に単純なディスクモデルに基づく初期の研究は、その関連性についての疑問を提起した低質量惑星の非常に速い移動時間を示しました。ただし、リソースの改善によって可能になった、物理学とディスクモデルの改善を検討した最近の研究では、この移行を停止または逆転させる可能性のあるプロセスが明らかになりました。その結果、移行を停止できるディスク内の特別な領域に焦点が当てられました。このようにして、低質量惑星の移動は形成理論と調和することができます。ディスクと非線形の相互作用を持つ巨大惑星の場合、移動はより遅く、ディスクの進化と結びついているはずです。後者は、すべての場合に将来の進歩を遂げるために、より完全に検討する必要があります。ここでは、主に、移行がプロトポラネタリーディスクの存在に関連しているプロセスに関係しています。移動はまた、惑星間またはバイナリコンパニオンとのディスクフリーの重力相互作用によって引き起こされる可能性があります。ここでは、これについて簡単に説明します。
NEOWISE再活性化ミッション6年目と7年目の小惑星の直径とアルベド
| Title |
Asteroid_Diameters_and_Albedos_from_NEOWISE_Reactivation_Mission_Years_Six_and_Seven |
| Authors |
Joseph_R._Masiero,_A.K._Mainzer,_J.M._Bauer,_R.M._Cutri,_T._Grav,_E._Kramer,_J._Pittichov\'a,_E.L._Wright |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.07481 |
再活性化ミッションの6年目と7年目に、地球近傍天体広域赤外線サーベイエクスプローラー（NEOWISE）宇宙船によって観測された地球近傍小惑星とメインベルト小惑星について計算された直径とアルベドを示します。これらの直径とアルベドは、調査の6年目に検出された$199$NEOと$5851$MBA、および7年目からの$175$NEOと$5861$MBAのNEOWISE観測に熱モデルを適合させることから計算されます。再活性化データから得られた地球近傍天体の直径とWISE極低温ミッションデータから得られたものとの比較は、$\sim30\％$の相対的な不確実性を示しています。極低温ミッションからのデータと比較してこの大きな不確実性は、再活性化ミッションが制限されているより短い波長のデータに適合させるためのビームパラメータを想定する必要があるためです。また、再活性化中にNEOWISEによって発見されたメインベルト小惑星の軌道パラメータの分析を提示し、これらの天体が黄道から遠く離れたペリヘリアをもたらす軌道上にある傾向があることを発見しました。これまで、NEOWISE再活性化調査では、1415ドルのユニークなNEOのサーマルフィットが提供されています。宇宙船の冬眠前のミッションフェーズを含めると、WISEの打ち上げから現在まで$1845$を特徴とするユニークなNEOの数が増加します。
直接崩壊ブラックホールシードの形成について：ガススピンとLymanWernerフラックスの影響
| Title |
On_the_formation_of_direct_collapse_black_hole_seeds:_Impact_of_gas_spin_and_Lyman_Werner_flux |
| Authors |
Aklant_K._Bhowmick,_Laura_Blecha,_Paul_Torrey,_Luke_Zoltan_Kelley,_Mark_Vogelsberger,_Dylan_Nelson,_Rainer_Weinberger,_Lars_Hernquist |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.06899 |
ブラックホール（BH）形成の直接崩壊モデルは、大規模な（$\sim10^5M_{\odot}$）シードを予測します。これは、観測された$\sim10^9M_{\odotを急速に成長させる手段として非常に魅力的です。}$quasarsby$z\gtrsim7$;ただし、それらの形成には微調整された条件が必要です。この作業では、宇宙論的ズームシミュレーションを使用して、1）低ガス角運動量、および2）直接崩壊BHシードを形成するための最小入射ライマンウェルナー（LW）フラックス放射の影響を体系的に研究します。ブラックホールシードの形成を制限するベースラインモデル（Bhowmicket。al。2021で導入）から始めます（シード質量は$M_{\mathrm{seed}}=1.25\times10^{4}、1\times10^{5}\＆8\times10^{5}M_{\odot}/h$）は、最小総質量（$3000\timesM_{\mathrm{seed}}$）と星形成、金属不足のハローでのみ発生しますガス質量（$5\timesM_{\mathrm{seed}}$）。播種がガススピンの低いハローにさらに制限されている場合（つまり、ガスディスクが重力的に安定するために必要な最小値よりも小さい場合）、播種頻度は、質量に関係なく、ベースラインモデルと比較して$\sim6$の係数で抑制されます。使用されるしきい値。対照的に、最小LWフラックス（$>10J_{21}$）を課すと、ベースラインモデルと比較して$\sim100$の係数で、$\lesssim10^9M_{\odot}/h$ハローのシード形成が不均衡に抑制されます。LWフラックス基準のモデルではBH合併イベントはほとんど発生しません。また、初期のBH成長はモデルの合併によって支配されるため、結果として最も大規模なもの（$8\times10^{5}M_{\odot}/h）のみになります。$）シードは$z=7$までに超大規模レジーム（$\gtrsim10^6M_{\odot}/h$）まで成長できます。したがって、我々の結果は、$z\gtrsim7$BH集団の大部分を生産するには、代替の播種チャネル、急速または超エディントン降着によって支配される初期のBH成長、LWフラックスに依存しない大規模な播種シナリオ、またはこれらの組み合わせが必要であることを示唆しています。可能性。
ギャラクシーズー：より強いバーは、星形成銀河の消光を容易にします
| Title |
Galaxy_Zoo:_Stronger_bars_facilitate_quenching_in_star_forming_galaxies |
| Authors |
Tobias_G\'eron,_R._J._Smethurst,_Chris_Lintott,_Sandor_Kruk,_Karen_L._Masters,_Brooke_Simmons,_David_V._Stark |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.06913 |
円盤銀河の強い棒と弱い棒を研究するために、GalaxyZooDECaLS（GZD）を使用しました。GZDの314,000個の銀河から、ALFALFAフットプリントで信頼できるボランティアバー分類を持つ1,867個の銀河を含むボリューム制限サンプル（0.01<z<0.05、Mr<-18.96）を作成しました。以前のGalaxyZoo調査（GZ2など）と一致して、GZDからの形態学的分類は以前の形態学的調査とよく一致しています。GZDは、DECaLS調査から得られた画像のボランティア分類に基づいて、銀河に強い棒（15.5％）、弱い棒（28.1％）、または棒がない（56.4％）のいずれかがあると見なします。これにより、GZDは、強いバーと弱いバーの違いを評価するための独自の位置に配置されます。強い棒の割合は通常、星形成銀河よりも静止銀河の方が高いのに対し、弱い棒の割合は似ていることがわかります。さらに、強い棒状渦巻銀河は、非棒状渦巻銀河と比較して、これらの銀河でより高い繊維SFR、より低いガス質量、より短い枯渇タイムスケールを見つけ、星形成銀河の消光プロセスを促進することを発見しました。ただし、バーの長さを制御すると、強いバーと弱いバーの違いがなくなることもわかりました。これに基づいて、弱いバーと強いバーは根本的に異なる現象ではないと結論付けます。代わりに、「最も弱い」から「最も強い」まで変化する一連のバータイプがあることを提案します。
Galaxyの2点相関関数を計算するための高速で正確な分析方法
銀河の2点相関関数（TPCF）を効率的かつ正確に計算するための新しい分析手法を開発しました。調査エリアの次元の関数として、正規化されたランダムランダムペアカウント$RR（r）$の正確な式を導き出しました。また、特定のデータセットと調査領域について、正規化されたデータランダムペアカウント$DR（r）$を分析的に計算するアルゴリズムを提案しました。この方法は、長方形、立方体、円形、または球形の調査領域に適用できます。すべてのエッジ補正を分析的に十分に考慮した上で、この方法では、$O（1）$と$O（N_g）$の時間で、それぞれ完全な精度とゼロ分散で$RR（r）$と$DR（r）$を計算します。データとデータのペアカウント$DD（r）$とともに、これらを使用して、$O（を使用する従来のブルートフォースモンテカルロ法よりも4〜5桁速い速度で任意の推定量を使用してTPCFを計算できます。N_r^2）$スケーリング。この方法は、該当する場合は常にモンテカルロ法よりも優先されます。また、調査地域がユークリッドに近い場合、銀河の角度TPCFにも直接適用できます。
リング構造を持つ銀河の性質
| Title |
Properties_of_galaxies_with_ring_structures |
| Authors |
Julia_Fernandez,_Sol_Alonso,_Valeria_Mesa,_Fernanda_Duplancic_and_Georgina_Coldwell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.06920 |
目的：円盤銀河の特性に対するリングの影響を評価することを目的として、リング状渦巻銀河のさまざまな特性の統計分析を提示します。方法：スローンデジタルスカイサーベイデータリリース14（SDSS-DR14）からワモンアザラシのカタログを作成しました。SDSS画像の目視検査により、$g<16.0$magより明るい対面渦巻銀河を、内輪、外輪、核環、内輪と外輪の両方、および疑似銀河に分類しました。-リング。リングに加えて、形態学的タイプと、相互作用の有無にかかわらず、バー、レンズ、銀河ペアのコンパニオンの存在を記録しました。銀河の特性に対するリングの影響の適切な定量化を提供することを目的として、我々はまた、リング状のものと同様の赤方偏移、大きさ、形態、および局所密度環境分布を持つ非リング型銀河の適切な対照サンプルを構築しました。結果：渦巻銀河の全サンプルの22％を占める、1868個の環状銀河が見つかりました。さらに、リング構造の銀河内では、46％が内輪、10％が外輪、20％が内輪と外輪の両方、6％が核環、18％が部分環を持っています。さらに、環状銀河の64％がバーを示しています。また、リング状の銀河は、コントロールサンプルのリング状でないディスクオブジェクトと比較して、星形成活動の効率が低く、古い星の種族（$D_n（4000）$スペクトルインデックスで導出）の両方を持っていることもわかりました。リング状の構造を持つ銀河は、リング状でない銀河と比較して、過剰な高い金属量値を示します。これは、低い値に向かって$12+\rmLog（\rmO/\rmH）$の分布を示します。これらの発見は、リングが加速する銀河の進化を生み出し、それらのホスト銀河の物理的特性を強く変える独特の構造であることを示しているようです。
OMC-2およびOMC-3のイオン化率
| Title |
The_ionization_fraction_in_OMC-2_and_OMC-3 |
| Authors |
P._Salas,_M._R._Rugel,_K._L._Emig,_J._Kauffmann,_K._M._Menten,_F._Wyrowski,_A._G._G._M._Tielens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.06967 |
電子密度（$n_{e^{-}}$）は、星間物質の化学と物理を設定する上で重要な役割を果たします。ただし、中立雲での$n_{e^{-}}$の測定値は、数本の視線に向かって直接取得されているか、間接的な決定に依存しています。カーボンラジオ再結合線とC$^{+}$の遠赤外線線を使用して、$n_{e^{-}}$と一体型フィラメント（ISF）のエンベロープ内のガス温度を直接測定します。オリオン分子雲。エフェルスベルク100m望遠鏡を使用して、OMC-2とOMC-3の5つの位置に向かって約2フィートの解像度でC$102\alpha$とC$109\alpha$の炭素電波再結合線（CRRL）を観測しました。CRRLは同様のライン特性を持っているため、スペクトルの信号対雑音比を上げるためにそれらを平均しました。平均化されたCRRLの強度、および158{\mu}m-[CII]と[$^{13}$CII]の線を、C$^{+}$/Cの同種モデルの予測と比較しました。分子雲のエンベロープ内の界面とこの比較から、ガスの電子密度、温度、およびC$^{+}$カラム密度を決定しました。CRRLを4つの位置に向かって検出します。ここで、速度と幅（FWHM2.3kms$^{-1}$）により、CRRLがISFのエンベロープをトレースしていることが確認されます。2つの位置に向かって、CRRLと、信号対雑音比が5を超える[CII]および[$^{13}$CII]の線を検出し、$n_{e^{-}}=0.65\を見つけます。pm0.12$cm$^{-3}$および$0.95\pm0.02$cm$^{-3}$、これはガス密度$n_{H}\upperx5\times10^{3}$cm$に対応します^{-3}$および$p_{th}\upperx4\times10^{5}$Kcm$^{-3}$の熱圧力。また、HCN（1-0）およびC$_{2}$H（1-0）線を使用して、分子雲のより密度の高い部分のイオン化率を$x（e^{-}）<3\に制限しました。times10^{-6}$。導出された電子密度とイオン化率は、$x（e^{-}）$がC$^{+}$層とHCN（1-0）によってプローブされた領域の間で100倍以上低下することを意味します。
巨大電波銀河ESO422-G028の再考：パートI.再起動した巨人における中立的な流入と最近の星形成の発見
| Title |
Revisiting_the_Giant_Radio_Galaxy_ESO_422-G028:_Part_I._Discovery_of_a_neutral_inflow_and_recent_star_formation_in_a_restarted_giant |
| Authors |
Henry_R._M._Zovaro_(1),_Chris_J._Riseley_(2,_3_and_4),_Philip_Taylor_(1_and_6),_Nicole_P._H._Nesvadba_(7),_Tim_J._Galvin_(4_and_5),_Umang_Malik_(1),_Lisa_J._Kewley_(1_and_6)_((1)_Research_School_of_Astronomy_and_Astrophysics,_The_Australian_National_University,_(2)_Dipartimento_di_Fisica_e_Astronomia,_Universit\`a_degli_Studi_di_Bologna,_(3)_INAF-Istituto_di_Radioastronomia,_(4)_CSIRO_Astronomy_and_Space_Science,_(5)_International_Centre_for_Radio_Astronomy_Research,_Curtin_University,_(6)_ARC_Centre_of_Excellence_for_All_Sky_Astrophysics_in_3_Dimensions_(ASTRO_3D),_(7)_Universit\'e_de_la_C\^ote_d'Azur,_Observatoire_de_la_C\^ote_d'Azur) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.07100 |
巨大な電波銀河は、電波ジェットのライフサイクルとトリガーメカニズムへの重要な手がかりを提供します。ESO422-G028（$z=0.038$）は、1.8Mpcに及ぶ大規模なジェットを備えた巨大な電波銀河であり、PCスケールのジェットの形でジェット活動が再開された兆候も示しています。WiFeS分光器からの光学面分光法を使用して、ESO422-G028の空間的に分解された恒星とガスの特性の研究を提示します。大多数の$\sim13\、\rmGyr$の古い星の種族に加えて、ESO422-G028は、推定質量が$10^{のはるかに若い（$\lesssim10\、\rmMyr$old）コンポーネントを示します。7.6}\、\rmM_\odot$は、主に銀河の北西部にあります。異常なことに、イオン化されたガスの運動学は、狭い（$\sigma_{\rmH\alpha}<100\、\rmkm\、s^{-1}$）と広い（$\sigma_{\rm）によってトレースされた2つの異なるディスクを明らかにしますH\alpha}>150\、\rmkm\、s^{-1}$）それぞれH$\alpha$排出量。両方のイオン化されたガスディスクは恒星の自転軸とずれており、外部起源を示唆しています。これは、北からの中性ガスの$1〜3\、\rmM_\odot\、yr^{-1}$の流入を追跡する顕著な星間NaD吸収と一致しています。降着イベントまたはガスが豊富な合併のいずれかからのガスの流入がスターバーストと再開されたジェット活動の両方を引き起こし、ESO422-G028が強力なAGN活動の時代の瀬戸際にある可能性があると私たちは考えます。
IllustrisTNGの急冷された、膨らみが支配的であるが動的に冷たい銀河とそれらの現実世界の対応物
| Title |
Quenched,_bulge-dominated,_but_dynamically_cold_galaxies_in_IllustrisTNG_and_their_real-world_counterparts |
| Authors |
Shengdong_Lu,_Dandan_Xu,_Sen_Wang,_Yunchong_Wang,_Shude_Mao,_Xiaoyang_Xia,_Mark_Vogelsberger,_Lars_Hernquist |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.07147 |
銀河の形態、運動学、星の種族は互いに関連していると考えられています。ただし、シミュレーションと観測の両方で、不一致が指摘されています。この研究では、$10.3<\log\、M_{\ast}/\mathrm{M_{\odotの恒星質量範囲内で、現在の急冷され、バルジが支配的であるが動的に冷たい銀河の性質と起源を研究します。}}<11.2$、Luetal。（2021）のコンパニオンペーパーとして、IllustrisTNG-100シミュレーションで、$9.7<\log\のより低い恒星質量範囲内で、星を形成するが動的に熱い円盤銀河を目指しました。M_{\ast}/\mathrm{M_{\odot}}<10.3$。コールドクエンチされた集団を、同じ質量範囲内の通常の星形成動的コールドディスク銀河の集団および通常のクエンチされた動的にホットな楕円銀河の集団と比較します。現在の急冷され膨らみが支配的な銀河（動的に冷たい銀河と熱い銀河の両方）の集団は、z〜2の赤方偏移で、著しく高い星形成率とより薄い形態を持っていました。彼らは、バルジが支配的な形態の形成に関与している星形成ディスクの対応物と比較して、z〜0.7未満でより頻繁に大きな質量比の合併を経験しました。動的に冷たい集団（星形成と急冷の両方）は、より頻繁な順行性と接線性の合併を経験しました。これは、動的に熱い楕円形がより逆行性と放射状の合併をしたのとは対照的です。このような異なる融合の歴史は、これらの銀河間の低温と高温の動的状態の違いをよく説明することができます。観測で見られるように、これらの動的に冷たいバルジと熱いバルジが優勢な急冷された集団の実際の対応物は、それぞれ、高速回転と低速回転の初期型銀河であり、したがって、これら2つの異なる進化経路の異なる進化経路を明らかにします。初期型銀河の集団。
散開星団の構造-ガイアDR2とその制限
星団のパラメーター（距離、赤み、年齢、金属量）と星団の内部運動学を研究するには、非常に正確な観測データが必要です。次に、これらは、たとえば、銀河の渦巻構造、星形成率、および金属量勾配を追跡する機能を提供することにより、銀河の特性に関する洞察を提供します。1229個の散開星団の利用可能なガイアDR2カタログを調査し、3D空間でのクラスターの距離、サイズ、メンバーシップの分布を調査しました。散開星団への距離を取得し、それらのサイズを推定するという文脈で、視差距離変換問題の適切な分析が提示されます。GaiaDR2データの調査に基づいて、2kpc以内で、逆視差法は、指数関数的に減少する前の体積密度に基づくベイズアプローチと同等の結果（距離とサイズ）を与えると主張します。これらの方法は両方とも、クラスターの視線の伸び（視差の不確実性に起因する針のような形状）の距離への非常に類似した依存性を示しています。また、調査したクラスターの離角の測定値を調べ、球形のフィットがクラスターの星の種族の約半分を含む最大距離665pcを見つけました。これらの結果から、視差から距離への前述の標準変換のいずれかを使用した場合、散開星団の3D構造を約500pcを超えて適切に研究することはできません。
ブラックホールの降着における相関変動のモデリング：残響遅れに対する高密度および可変イオン化の影響
| Title |
Modelling_correlated_variability_in_accreting_black_holes:_the_effect_of_high_density_and_variable_ionisation_on_reverberation_lags |
| Authors |
Guglielmo_Mastroserio,_Adam_Ingram,_Jingyi_Wang,_Javier_A._Garc\'ia,_Michiel_van_der_Klis,_Yuri_Cavecchi,_Riley_Connors,_Thomas_Dauser,_Fiona_Harrison,_Erin_Kara,_Ole_K\"onig_and_Matteo_Lucchini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.06893 |
エネルギーの関数としてブラックホールを降着させる複雑なクロススペクトルに適合するRELTRANSモデルの新しいリリースを紹介します。モデルは、X線変動のタイムスケールの可能な限り広い範囲を考慮するために、連続ラグと残響ラグを自己無撞着に考慮します。照明フラックスの時間変化が降着円盤のイオン化レベルをどのように変化させるかを説明する、残響ラグのより自己無撞着な処理を紹介します。このプロセスは、時間の経過とともに反射スペクトルの形状を変化させ、光交差遅延に加えて追加のラグの原因を引き起こします。また、降着円盤の電子密度を最大$10^{20}$cm$^{-3}$と見なします。これは、ほとんどの恒星質量ブラックホールと一部のAGNに見られます。これらの高密度は、反射フラックスが同じエネルギー範囲で増強されるため、残響ラグの振幅を$1$keV未満に増加させます。さらに、連続スペクトルのべき乗則指数の変動によって生成されるハードラグの特性を調査します。これは、コロナの光学的厚さと温度のおよそ$3\％$の変動によるものと解釈できます。テストケースとして、NICERで観測されたブラックホール候補MAXIJ1820+070について、ラグエネルギースペクトルを広範囲のフーリエ周波数に同時に適合させます。最適なのは、ハードラグが重要な長いタイムスケールでも残響ラグがどのように寄与するかを示しています。これは、システムのパラメーターを制約するために、これら2つのラグを一緒に自己無撞着にモデル化することの重要性を証明しています。
M87 *リングはどれくらい狭いですか？ I.クロージャ尤度関数の選択
銀河M87のコアの事象の地平線望遠鏡（EHT）観測は、直径が約40$\mu$asのリングによって支配される観測の外観を示唆しています。リングの厚さはそれほど確実ではありません。イメージングの取り組みにより、リングは直径の半分未満に制限されました（20$\mu$asのイメージング解像度と一致）が、可視性ドメインモデリングでは幅の割合が$10$-$20\％であることが示唆されました。$。分数幅は、ソースのさまざまな天体物理学的シナリオを区別する可能性があるため、非常に興味深いものです。実際、$10$-$20\％$の範囲は非常に狭いため、理論上の期待と緊張関係にあります。観測されたリングの幅に関する一連の論文の最初の記事では、EHT可視性ドメインモデリング結果のサブセットを再現し、代替のデータ分析方法がより厚いリングを支持するかどうかを調査します。クロージャ位相（およびクロージャ振幅）尤度関数は、信号対雑音比が高い場合でも、残差ステーションゲイン振幅に依存しないことを指摘し、実際に関心のある2つの近似を検討します。EHTコラボレーション）、そして私たちが提案する新しいもの。公開データを分析すると、新しい尤度近似は、理論上の期待に沿った、やや厚いリングを好むことがわかります。ただし、どの近似がEHTデータに適しているかを判断するには、さらに分析が必要です。
IceCubeコラボレーション-第37回国際宇宙線会議（ICRC2021）への貢献
| Title |
The_IceCube_Collaboration_--_Contributions_to_the_37th_International_Cosmic_Ray_Conference_(ICRC2021) |
| Authors |
IceCube_Collaboration:_R._Abbasi,_M._Ackermann,_J._Adams,_J._A._Aguilar,_M._Ahlers,_M._Ahrens,_C._Alispach,_A._A._Alves_Jr.,_N._M._Amin,_R._An,_K._Andeen,_T._Anderson,_G._Anton,_C._Arg\"uelles,_Y._Ashida,_S._Axani,_X._Bai,_A._Balagopal_V.,_A._Barbano,_S._W._Barwick,_B._Bastian,_V._Basu,_S._Baur,_R._Bay,_J._J._Beatty,_K.-H._Becker,_J._Becker_Tjus,_C._Bellenghi,_S._BenZvi,_D._Berley,_E._Bernardini,_D._Z._Besson,_G._Binder,_D._Bindig,_E._Blaufuss,_S._Blot,_M._Boddenberg,_F._Bontempo,_J._Borowka,_S._B\"oser,_O._Botner,_J._B\"ottcher,_E._Bourbeau,_F._Bradascio,_J._Braun,_S._Bron,_J._Brostean-Kaiser,_S._Browne,_A._Burgman,_R._T._Burley,_R._S._Busse,_M._A._Campana,_E._G._Carnie-Bronca,_C._Chen,_D._Chirkin,_K._Choi,_B._A._Clark,_K._Clark,_L._Classen,_A._Coleman,_G._H._Collin,_J._M._Conrad,_P._Coppin,_et_al._(318_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.06966 |
ドイツのベルリンで開催された第37回国際宇宙線会議（2021年7月12〜23日）への寄稿リストは、IceCubeNeutrinoObservatoryの最新の結果をまとめたものです。地理的な南極で10年前に完成したIceCubeは、宇宙線の空気シャワーを観測するように設計された表面検出器、TeV-PeVニュートリノを観測するために氷床の奥深くに配置された立方キロメートルの光学センサーアレイ、および15メガトンの深さで構成されています。-10GeVを超えるニュートリノに敏感な氷床検出器。IceCubeからのデータは、銀河系および銀河系外の宇宙線の起源、ニュートリノの基本的な特性、標準模型を超える物理学の探索など、物理学および天体物理学における幅広い重要な質問を調査するために使用されます。このインデックスの論文は、ニュートリノとマルチメッセンジャー天体物理学、宇宙線物理学、基礎物理学、教育と公的支援、および次世代ニュートリノ観測所の研究開発に関連するIceCubeの貢献を強調するためにトピックごとにグループ化されています。IceCubeの将来の拡張であるIceCube-Gen2に関連する寄稿は、別のコレクションで入手できます。
IceCube-Gen2コラボレーション-第37回国際宇宙線会議（ICRC2021）への貢献
| Title |
The_IceCube-Gen2_Collaboration_--_Contributions_to_the_37th_International_Cosmic_Ray_Conference_(ICRC2021) |
| Authors |
IceCube-Gen2_Collaboration:_R._Abbasi,_M._Ackermann,_J._Adams,_J._A._Aguilar,_M._Ahlers,_M._Ahrens,_C._Alispach,_P._Allison,_A._A._Alves_Jr.,_N._M._Amin,_R._An,_K._Andeen,_T._Anderson,_G._Anton,_C._Arg\"uelles,_T._C._Arlen,_Y._Ashida,_S._Axani,_X._Bai,_A._Balagopal_V.,_A._Barbano,_I._Bartos,_S._W._Barwick,_B._Bastian,_V._Basu,_S._Baur,_R._Bay,_J._J._Beatty,_K.-H._Becker,_J._Becker_Tjus,_C._Bellenghi,_S._BenZvi,_D._Berley,_E._Bernardini,_D._Z._Besson,_G._Binder,_D._Bindig,_A._Bishop,_E._Blaufuss,_S._Blot,_M._Boddenberg,_M._Bohmer,_F._Bontempo,_J._Borowka,_S._B\"oser,_O._Botner,_J._B\"ottcher,_E._Bourbeau,_F._Bradascio,_J._Braun,_S._Bron,_J._Brostean-Kaiser,_S._Browne,_A._Burgman,_R._T._Burley,_R._S._Busse,_M._A._Campana,_E._G._Carnie-Bronca,_M._Cataldo,_C._Chen,_D._Chirkin,_K._Choi,_B._A._Clark,_et_al._(377_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.06968 |
IceCube-Gen2は、南極にあるIceCubeNeutrinoObservatoryの計画された拡張です。この拡張機能は、TeVからEeVまでの天体物理ニュートリノの発生源を検索するように最適化されており、ニュートリノ点発生源に対する天文台の感度を5倍向上させます。IceCube-Gen2の科学事例は、IceCubeでの10年にわたる観測の成功に基づいています。ドイツのベルリンで開催された第37回国際宇宙線会議（2021年7月12〜23日）への貢献のこのインデックスは、IceCube-Gen2の研究開発の取り組みを説明しています。TeV-PeV宇宙線とニュートリノからのチェレンコフ放射を検出する次世代光学センサーの性能研究が含まれています。表面および氷内光学アレイの形状の最適化。提案されたIceCube-Gen2無線アレイのPeV-EeVニュートリノからのアスカリアン放射に対する感度の推定。既存の機器であるIceCubeに関連する寄稿は、別のコレクションで入手できます。
コンパクトなバイナリからのガンマ線星図
| Title |
Gamma-radiation_sky_maps_from_compact_binaries |
| Authors |
N\'estor_Ortiz,_Federico_Carrasco,_Stephen_R._Green,_Luis_Lehner,_Steven_L._Liebling,_John_Ryan_Westernacher-Schneider |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.07020 |
数値シミュレーションを使用して、コンパクトなバイナリで、単独で、中性子星からのガンマ線放出のスカイマップと光度曲線を予測します。いくつかのガンマ線放出モデルを簡単に確認し、SeparatrixLayerモデルの標準的な孤立パルサーから星図を再現します。次に、重ね合わせを含む双極子磁場のいくつかのバリエーションで孤立したパルサーをシミュレートし、それらのガンマ線放出を予測します。これらのシミュレーションは、高エネルギー観測からパルサーの磁場構成について何が推測できるか、何が推測できないかについての新しいヒューリスティックを提供します。典型的なダブルピーク光度曲線は、単一の双極子を超えた重要な多重極構造を持つパルサーによって生成できることがわかります。バイナリ磁場構造の迅速な探索に役立つ簡単な近似を提供します。最後に、完全な一般相対性理論でシミュレートされたデータにSeparatrixLayerモデルを適用することにより、合併前のコンパクトなブラックホール-中性子星のバイナリモーメントからのガンマ線放出パターンを予測します。正面からの観測者はほとんど放射を受け取らず、赤道観測者は1つの広いピークを確認し、より一般的な観測者は通常2つのピークを確認します。
連星系は銀河系の星の種族のかなりの割合を占めており、X線連星は高エネルギー天文学にとってこれらの重要なサブセットです。ミルキーウェイ以降では数百のX線連星が検出されていますが、最新のフェルミ-LAT点光源カタログである4FGL-DR2には、これらのシステムのうち12個しかリストされていません。フェルミ-LATで検出できる数が非常に少ないため、これらのシステムが$\gamma$線を放出するメカニズムについてはまだ多くのことがわかっていません。12年以上のフェルミ-LATデータを使用したX線連星集団の大規模調査の方法と現状、および現在のカタログと背景モデルを紹介します。
ガンマ線パルサーハローを説明するには、ゆっくりとした拡散が必要です。
ゲミンガ周辺の$\gamma$線ハローは遅い拡散によって解釈されないかもしれないことが示唆されました。電子/陽電子伝搬の弾道レジームを考慮すると、拡散係数が大きい場合でもゲミンガハローを説明できる可能性があります。この作業では、一般化されたJ\uttnerプロパゲーターを拡散の近似相対論的グリーン関数として採用することでこの効果を調べ、ゲミンガハローの形態が高速拡散シナリオにわずかに適合できることを発見しました。しかし、最近発見されたLHAASOでのPSRJ0622$+$3749周辺の$\gamma$線ハローは同じ効果では説明できず、遅い拡散が唯一の解決策です。さらに、2つのパルサーハローは両方ともパルサースピンダウンエネルギーからこの弾道輸送効果によって解釈される場合、100\％よりはるかに大きい高エネルギー電子/ポジトロン。したがって、パルサーの周りの$\gamma$線ハローを説明するには、ゆっくりとした拡散が必要であると結論付けます。
共同調査処理：銀河モデリングとデブレンディングのためのリサンプリングと畳み込みの組み合わせ
| Title |
Joint_survey_processing:_combined_resampling_and_convolution_for_galaxy_modelling_and_deblending |
| Authors |
R\'emy_Joseph,_Peter_Melchior,_Fred_Moolekamp |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.06984 |
同時リサンプリングと畳み込みを実行することにより、異なる機器からの天体画像の共同モデリングを可能にするマルチバンド銀河フィッティング法スカーレットの拡張を提示します。ピクセル化されたモデルを特定の解像度で、異なる点広がり関数とピクセルスケールを使用して観測フレームにマッピングする、高速で形式的に正確な線形射影演算を紹介します。Euclid宇宙望遠鏡とVeraC。Rubin天文台での観測を模倣したシミュレーション画像で、galsimで十分にテストされたリサンプリングと畳み込み法に対して実装をテストし、galsimと比較して補間エラーを1桁以上削減することを確認しました。デフォルトの設定。幅広いレベルの混合を使用したテストでは、各調査の個別のモデリングと比較して、ユークリッドとルービンの画像の共同モデリングからのより正確な銀河モデルが最大1桁表示されます。私たちの結果は、重複するイメージング調査のノンパラメトリックピクセルレベルのデータ融合を実行することの実現可能性と有用性を初めて示しています。すべての結果は、この調査で使用した特定のバージョンのコードとノートブックで再現できます。
ASKAPを使用したスナップショット高速電波バーストローカリゼーションの位置天文精度
| Title |
Astrometric_accuracy_of_snapshot_Fast_Radio_Burst_localisations_with_ASKAP |
| Authors |
Cherie_K._Day,_Adam_T._Deller,_Clancy_W._James,_Emil_Lenc,_Shivani_Bhandari,_R._M._Shannon,_and_Keith_W._Bannister |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.07068 |
よくローカライズされた高速電波バースト（FRB）の最近の増加により、グローバルFRBホストプロパティ、ソースサーカンバースト媒体、およびバーストプロパティに対するこれらの環境の潜在的な影響の詳細な研究が容易になりました。オーストラリアのSquareKilometerArrayPathfinder（ASKAP）は、サブ秒から秒の精度で11個のFRBをローカライズしており、銀河以下のローカリゼーション領域につながる場合もあれば、ホスト銀河の大部分をカバーする場合もあります。他の波長で撮影された画像と位置合わせするために、ASKAPのFRB画像フレームを天文学的に登録するために使用される方法は、現在、CommensalReal-TimeASKAPFastTransients（CRAFT）ソフトウェア相関器。これは、不完全なキャリブレーションソリューションによるフレームオフセットを補正し、必要な補正の精度を推定するために使用されます。この論文では、ASKAPの低周波数帯と中周波数帯の明るくコンパクトな電波源の専用観測を使用して、このいわゆる「スナップショット」技術を使用して得られた位置の典型的な位置天文精度を調査します。CRAFTソフトウェアとASKAPハードウェア相関器の両方でこれらのデータをキャプチャした後、両方のデータ製品から取得したオフセット分布を比較して、異なる処理パスから生じる画像フレーム間の一般的なオフセットを推定し、より長いものを将来使用するための基礎を築きます-ハードウェア相関器によって記録された、持続時間の高い信号対雑音比のデータ。RAと12の両方の低帯域データと中帯域データで、それぞれ$\sim0.6$と$\sim0.3$arcsecの2つのフレーム間に典型的なオフセットが見つかります。また、オフセット分布とそれらの間にも合理的な一致が見られます。公開されたFRBの。<要約>
階層ベイズフレームワークによるキロノバ個体群特性の推測I：非検出方法論と単一イベント分析
| Title |
Inferring_kilonova_population_properties_with_a_hierarchical_Bayesian_framework_I_:_Non-detection_methodology_and_single-event_analyses |
| Authors |
Siddharth_R._Mohite,_Priyadarshini_Rajkumar,_Shreya_Anand,_David_L._Kaplan,_Michael_W._Coughlin,_Ana_Sagu\'es-Carracedo,_Muhammed_Saleem,_Jolien_Creighton,_Patrick_R._Brady,_Tom\'as_Ahumada,_Mouza_Almualla,_Igor_Andreoni,_Mattia_Bulla,_Matthew_J._Graham,_Mansi_M._Kasliwal,_Stephen_Kaye,_Russ_R._Laher,_Kyung_Min_Shin,_David_L._Shupe,_Leo_P._Singer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.07129 |
${\ttnimbus}$：純粋に非検出に基づいて、重力波（GW）イベントに関連するキロノバ（KNe）の固有の光度パラメーターを推測するための階層ベイズフレームワークを提示します。このフレームワークは、GWの3D距離情報と、複数のイベントに対する特定の調査からの電磁的上限を利用し、有限の空の範囲と天体物理学的起源の確率を一貫して説明します。フレームワークは、想定される輝度の変化にとらわれず、複数の電磁通過帯域を同時に説明できます。私たちの分析は、特に非検出のコンテキストで、モデル選択効果を説明することの重要性を強調しています。モデルパラメータの2つの異なる事前選択の単一イベントテストケースとして、掃天観測（ZTF）を使用したGW190425のフォローアップを使用して、単純な2パラメータ線形輝度モデルを使用する方法を示します-（i）KNeのモンテカルロ放射伝達シミュレーションの代理モデルに基づく均一/非情報事前確率および（ii）天体物理学的事前確率。機能性と事前選択の重要性を示すために、KNが検索領域内にあるという仮定の下で結果を提示します。私たちの結果は、KNeの人口を制限するために以前に文献で使用された天文調査シミュレーションツールである${\ttsimsurvey}$との一貫性を示しています。均一な事前確率に基づく結果はパラメーター空間を強く制約しますが、天体物理学的事前確率に基づく結果はほとんど情報がなく、より深い制約の必要性を浮き彫りにします。複数の調査からの電磁的追跡調査を伴う複数のイベントを伴う将来の研究は、KN人口をさらに制限することを可能にするはずです。
高速多重極法における角運動量の保存
| Title |
Conservation_of_Angular_Momentum_in_the_Fast_Multipole_Method |
| Authors |
Oleg_Korobkin,_Hyun_Lim,_Irina_Sagert,_Julien_Loiseau,_Christopher_Mauney,_M._Alexander_R._Kaltenborn,_Bing-Jyun_Tsao,_Wesley_P._Even |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.07166 |
SmoothedParticleHydrodynamics（SPH）は、理想的な保存特性を備えていると位置付けられています。適切に実装された場合、総質量、エネルギー、および線形運動量と角運動量の両方の保存が、機械の精度まで正確に保証されます。これは、バイナリダイナミクス、合併、コンパクトオブジェクト（中性子星、ブラックホール、白色矮星）の降着など、計算宇宙物理学の一部のアプリケーションにとって特に重要です。ただし、重力を含める必要のある天体物理学のアプリケーションでは、ペアワイズ粒子相互作用の計算に非常にコストがかかります。したがって、高速多重極法（FMM）では、粒子の離れたクラスター（ツリーノードに含まれる）間の対称相互作用に置き換えられます。このようなアルゴリズムは線形運動量保存ですが、角運動量の保存に違反するスプリアストルクを導入します。。スプリアストルクがなく、角運動量を明示的に保存するFMMの修正を提示します。新しい方法では、標準のFMMと比較して、実質的に計算のオーバーヘッドがありません。
2021年のガイア後継者
ガイアから約20年後、同様の位置天文性能を備えた新しいミッションは、天文学のすべての分野にとって重要です。2つのミッションを一緒にすると、たとえば、エポックの差が大きいため、共通のオブジェクトの動きがはるかに正確になります。新しいミッションに近赤外線（NIR）機能を追加することで、銀河の不明瞭な領域を覗き込み、最大100億または120億の新しいオブジェクトを測定し、その過程で多くの新しい科学を明らかにすることができます。ESAは現在、このミッションの開発を非常に高くランク付けしているため、2045年頃に打ち上げられる可能性は非常に高いです。プロジェクトの簡単な歴史が含まれています。
銀河系外マイクロレンズ法の高速シミュレーション
高い光学的厚さでマイクロレンズ倍率マップを作成するための新しい非常に高速な方法を紹介します。これは、（a）たわみポテンシャルの2次元ポアソンソルバーと（b）逆ポリゴンマッピングの2つのアプローチの組み合わせに基づいています。私たちの方法では、拡大パターンを生成するための計算時間を大幅に短縮し、非常に要求の厳しいコンピューターリソースの使用を回避します。たとえば、アインシュタイン半径20の領域をカバーする、サイズ2000x2000ピクセルの倍率マップの生成には、最先端のラップトップで数秒かかります。ここで紹介する方法は、大規模なコンピュータークラスターを必要とせずに、今後の調査で銀河系外マイクロレンズ研究用の倍率マップを大量に作成することを容易にします。コンピュータパワーの適度な要求と速い実行時間により、ここで開発されたコードを標準サーバーに配置し、Webベースのインターフェイスを介してパブリックオンラインアクセスを提供できます。
地球外知的生命体を探すための戦略とアドバイス
テクノシグネチャーサーチ（SETI）の分野に不慣れな天文学者のためのガイドとして、私はその観測的および理論的アプローチのいくつかの概要を提示します。提案されている、または見つかる可能性が最も高いさまざまな技術署名ではなく、それらの検索を動機付ける根本的な哲学に焦点を当てて、SETIのさまざまな観測検索戦略のいくつかを確認します。パッシブ検索とアクティブ検索、あいまいな種類と否定的な種類の技術署名、共生またはアーカイブ検索と専用検索、通信信号と「アーティファクト」、「アクティブ」と遺棄されたテクノロジー、ビーコンの検索と盗聴、モデルベースと異常ベースの検索について説明します。検索します。また、テクノシグネチャーの風景を種類ごとに大まかにマッピングし、それらが表示されるスケールをマッピングしようとしています。また、SETIで上限を設定することの重要性についても説明し、一般的なSETI検索で設定する方法のヒューリスティックを提供します。私はこの分野に関するいくつかの誤解に言及し、それを払拭しようとします。最後に、優れた理論プロジェクトを選択する方法、専門家や懐疑論者と協力して検索を改善する方法、成功を計画する方法など、SETIを実践する方法に関するいくつかの個人的な観察と推奨事項で締めくくります。
| Title |
Modeling_Neutron_Star_Oscillations_in_a_Fixed_General_Relativistic_Background_Including_Solid_Crust_Dynamics |
| Authors |
Bing-Jyun_Tsao,_Irina_Sagert,_Oleg_Korobkin,_Ingo_Tews,_Hyun_Lim,_Gary_Dilts,_Julien_Loiseau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.07315 |
中性子星合体からの重力波信号の測定により、科学者は中性子星の内部と高密度核物質の特性について学ぶことができます。中性子星合体の研究は通常、計算流体力学コードを使用して実行されます。主にオイラーで行われますが、SmoothedParticleHydrodynamics（SPH）などのラグランジュ定式化でも実行されます。コードには、状態方程式の形での核物質に関する私たちの最高の知識と一般相対性理論（GR）の効果が含まれています。しかし、中性子星の1つの重要な側面は、通常無視されます。それは、それらの地殻の堅固な性質です。地殻内の固形物は、自然界で知られている最強の物質であり、動的シミュレーションではまだ研究されていない多数の観測効果をもたらす可能性があります。地殻は、合併中に中性子星が変形する方法を変え、重力波信号に痕跡を残す可能性があります。それは、吸気中に粉砕することさえでき、潜在的に観察可能な電磁信号を生成します。ここでは、FleCSPHを使用して、固体クラストと固定GRバックグラウンドを持つ中性子星の動的挙動の最初の研究を紹介します。FleCSPHは、ロスアラモス国立研究所で開発された汎用SPHコードです。これは、高速多重極法を介した重力相互作用のための効率的なアルゴリズムを特徴としており、実装された核状態方程式とともに、天体物理学のアプリケーションに適しています。固体材料のダイナミクスは、最大ひずみ破壊を伴う弾性-完全塑性モデルを介して記述されます。その単純さにもかかわらず、モデルは微物理シミュレーションから抽出された地殻材料の応力-ひずみ曲線を非常によく再現します。中性子星の振動のシミュレーションによる実装の最初のテストを提示し、中性子星合体イベントにおける固体地殻の動的挙動の研究の見通しを示します。
新星爆発から120年後の中間ポーラー激変星GKペルセウス座：最初の動的質量研究
| Title |
The_intermediate_polar_cataclysmic_variable_GK_Persei_120_years_after_the_nova_explosion:_a_first_dynamical_mass_study |
| Authors |
A._\'Alvarez-Hern\'andez_(1,2),_M._A._P._Torres_(1,2),_P._Rodr\'iguez-Gil_(1,2),_T._Shahbaz_(1,2),_G._C._Anupama_(3),_K._D._Gazeas_(4),_M._Pavana_(3,5),_A._Raj_(6),_P._Hakala_(7),_G._Stone_(8),_S._Gomez_(9),_P._G._Jonker_(10,11),_J.-J._Ren_(12),_G._Cannizzaro_(10,11),_I._Pastor-Marazuela_(13,14),_W._Goff_(15),_J._M._Corral-Santana_(16),_R._Sabo_(17)_((1)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Canarias,_(2)_Departamento_de_Astrof\'isica,_Universidad_de_La_Laguna,_(3)_Indian_Institute_of_Astrophysics,_(4)_Section_of_Astrophysics,_Astronomy_and_Mechanics,_Department_of_Physics,_National_and_Kapodistrian_University_of_Athens,_(5)_Department_of_Physics,_Pondicherry_University,_(6)_Dept._of_Physics_&_Astrophysics,_University_Road,_University_Enclave,_(7)_Finnish_Centre_for_Astronomy_with_ESO_(FINCA),_Quantum,_University_of_Turku,_(8)_First_Light_Observatory_Systems,_(9)_Center_for_Astrophysics_ |
_Harvard_&_Smithsonian,_(10)_SRON,_Netherlands_Institute_for_Space_Research,_(11)_Department_of_Astrophysics_/_IMAPP,_Radboud_University,_(12)_CAS_Key_Laboratory_of_Space_Astronomy_and_Technology,_National_Astronomical_Observatories,_Chinese_Academy_of_Sciences,_(13)_Anton_Pannekoek_Institute,_University_of_Amsterdam,_(14)_ASTRON,_the_Netherlands_Institute_for_Radio_Astronomy,_(15)_American_Association_of_Variable_Star_Observers,_(16)_European_Southern_Observatory,_(17)_American_Association_of_Variable_Star_Observers) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.06932 |
マルチサイト光学分光法と$R$バンド測光キャンペーンに基づいて、中間ポーラーと矮新星の激変星GKPer（NovaPersei1901）の完全な動的研究を紹介します。進化したドナー星の視線速度曲線は、半振幅$K_2=126.4\pm0.9\、\mathrm{km}\、\mathrm{s}^{-1}$と公転周期$P=1.996872\を持っています。pm0.000009\、\mathrm{d}$。ドナー星の予測回転速度を$v_\mathrm{rot}\sini=52\pm2\、\mathrm{km}\、\mathrm{s}^{-1}$に調整します。$K_2$は、白色矮星の質量比$q=M_2/M_1=0.38\pm0.03$に対するドナー星を提供します。また、位相が折りたたまれた楕円体の光度曲線をモデル化することによってシステムの軌道傾斜角を決定し、$i=67^{\circ}\pm5^{\circ}$を取得します。結果として得られる動的質量は、$M_{1}=1.03^{+0.16}_{-0.11}\、\mathrm{M}_{\odot}$、および$M_2=0.39^{+0.07}_{-0.06}です。\、\mathrm{M}_{\odot}$は$68$パーセントの信頼水準です。白色矮星の動的質量は、1901ドルの新星イベントの衰退光度曲線とX線分光法をモデル化することによって得られた推定値と比較されます。最適な質量推定値は、新星の光度曲線モデルと、静止時と矮新星の爆発時のAlfv\'en半径の比率を使用するarXiv：1711.01727によるX線データ分析から得られます。
太陽コロナおよび関連するプラズマダイナミクスにおけるプロミネンス駆動の強制再接続
| Title |
The_prominence_driven_forced_reconnection_in_the_solar_corona_and_associated_plasma_dynamics |
| Authors |
A.K._Srivastava,_Sudheer_K._Mishra,_P._Jel\'inek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.06940 |
2019年12月30日のSDO/AIAからの複数温度観測を使用して、09：20UTから10：38UTまでのコロナおよび関連するプラズマダイナミクスにおけるプロミネンス駆動の強制磁気リコネクションのシグネチャを提供します。ホットプロミネンスセグメントは21km/sの速度で噴火し、プロミネンスシステム全体を不安定にします。その後、09：28UTから09：48UTにかけて、24km/sの速度で北上しました。噴火の隆起は、27-28km/sの速度で上にある力線を上向きに伸ばし、さらに強制的な再接続を行います。コロナルプラズマも7km/sの速度で南方向に流れ、これらの両方の流入が09：48UTに再接続をトリガーします。その後、東向きと西向きの磁気チャネルが発達し、分離されます。磁場の東西の再編成は、28km/sと37km/sのそれぞれの速度で肢に向かって双方向のプラズマ流出を作成し始めます。それらの上端は上にあるコロナに拡散し、22km/sと19km/sの速度で別の上昇流のセットを輸送します。マルチ温度プラズマ（Te=6.0-7.2）は、再編成されたフィールド上で進化し、最大10^5kmの長さまで伸長します。高温プラズマと残りのプロミネンススレッドは、再接続領域から東方向のプロミネンスの別のセグメントに向かって移動します。プロミネンス-プロミネンス/ループの相互作用および関連する再接続により、178〜183km/sの速度でジェットのような噴火が発生します。ジェットの形成後、上にある磁気チャネルはコロナで消えます。
Oのような等電子シーケンスのR行列電子衝撃励起データ
天体プラズマコードは、原子データベースに基づいて構築されています。現在の原子データベースでは、O様イオンのR行列電子衝撃励起データは限られています。O様イオンによるプラズマ診断の精度は、原子データの可用性と精度に依存します。これは、次世代の高解像度分光計を備えた将来の天文台のコンテキストで特に関係があります。\ion{Ne}{III}から\ion{Zn}{XXIII}までのO様イオンのレベル分解された有効衝突強度を取得するには（つまり、Ne$^{2+}$からZn$^{22+}$）広範囲の温度で。これには、各イオンの最大$nl=5d$への遷移が含まれます。また、CHIANTIデータベース内で利用可能なデータと比較して、新しいデータの精度、および太陽大気プラズマ診断への影響を評価することも目指しています。大規模なR行列中間結合フレーム変換計算は、Oのような等電子シーケンスに対して体系的に実行されました。各イオンについて、630の微細構造レベルが配置間相互作用ターゲットと密結合衝突拡張の両方に含まれていました。等電子シーケンス全体で選択されたイオンの現在の結果（エネルギーレベル、振動子強度、および有効衝突強度）は、アーカイブデータベースおよび文献の結果と比較されます。等電子シーケンス全体で選択されたイオンの場合。衝突強度の以前のいくつかのR行列計算と一般的な一致が見られます。歪んだ波動データに基づく既存のCHIANTI原子モデルに対するいくつかの太陽プラズマ診断の改善点を説明します。電子衝撃励起データは、AtomicDataandAnalysisStructure（ADAS）データクラスadf04に従ってアーカイブされ、OPEN-ADASで利用できるようになります。
食変光星NYVirとその候補周連星惑星の新しい観測
| Title |
New_Observations_of_the_Eclipsing_Binary_System_NY_Vir_and_its_Candidate_Circumbinary_Planets |
| Authors |
Huseyin_Er,_Aykut_\"Ozd\"onmez,_Ilham_Nasiroglu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.07003 |
さまざまな研究の結果、いくつかの共通外層食変光星は公転周期にばらつきがあることが判明しました。これらの変動は、システム内の追加の物体（仮想の星または惑星）の存在および/またはバイナリシステムの他の物理的効果（角運動量損失、磁気活動など）によって引き起こされると考えられています。sdB+M食システムNYVirが過去10年間にそのような変動を示したことも知られており、追加の物体やその他の物理的影響を示しています。この作業では、トルコで2つの異なる望遠鏡を使用して2015年から2021年の間に取得された、このシステムの51の新しい日食時間を提示します。過去3年間に得られたデータは、以前の研究の予測とは異なる$O-C$図の新しい傾向を示しています。私たちのモデルは、新しい$OC$ダイアグラムと一致しています。このダイアグラムは、2次項と、質量が$M_3=2.74\：M_\text{Jup}$および$M_4=5.59\：M_の追加の2つの惑星に統計的によく適合しています。\text{Jup}$。ただし、公転周期の変動は磁気活動にも関係している可能性があります。公転周期の変化を引き起こすメカニズムをよりよく理解するために、O-C図の変化の少なくとも1つの完全なサイクルを示す新しい観測データが必要です。
超低温矮星電波放射の起源を解き明かす
| Title |
Unlocking_the_Origins_of_Ultracool_Dwarf_Radio_Emission |
| Authors |
A.G._Hughes,_A.C._Boley,_R.A._Osten,_J.A._White,_M._Leacock |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.07006 |
恒星のX線と電波の光度の経験的傾向は、低質量の超低温矮星（UCD）が重大な電波放射を生成するべきではないことを示唆しています。これらの予想に反して、1〜10GHzの範囲のいくつかのUCDで強い非熱放射が観察されており、変動成分はしばしば全球オーロラに起因し、定常成分はジャイロシンクロトロン放射などの他のプロセスに起因します。オーロラとジャイロシンクロトロンの両方の放射は臨界周波数の近くでピークに達しますが、後者の放射だけがミリメートル波長に広がると予想されます。5つのUCDの小規模な調査のALMA97.5GHzおよびVLA33GHzの観測結果を示します。LP349-25、LSRJ1835+3259、およびNLTT33370は97.5GHzで検出されましたが、LP423-31およびLP415-20は33GHzで検出されませんでした。NLTT33370で有意なフレアが観察され、4880+/-360microJyのピークフラックスに達し、静止フラックスをほぼ1桁超え、20秒間続きました。これらのALMA観測は、アルファ=-0.76からアルファ=-0.29の範囲のスペクトルインデックスを持つ明るい97.5GHzの放射を示しており、光学的に薄いジャイロシンクロトロン放射を示唆しています。そのような放出が磁気リコネクションイベントを追跡する場合、これはUCD磁気モデルとそれらの周りの軌道にある惑星の大気安定度の両方に影響を与える可能性があります。全体として、私たちの結果は、ラジオラウドUCDのジャイロシンクロトロン放射がミリメートル領域まで検出可能なままである可能性があることを確認しています。
掃天観測施設2年目の激変星
| Title |
Cataclysmic_Variables_in_the_Second_Year_of_the_Zwicky_Transient_Facility |
| Authors |
Paula_Szkody,_Clair_Olde_Loohuis,_Brad_Kiplitz,_Jan_van_Roestel,_Brooke_Dicenzo,_Anna_Y._Q._Ho,_Lynne_A._Hillenbrand,_Eric_C._Bellm,_Richard_DeKany,_Andrew_J._Drake,_Dmitry_A._Duev,_Matthew_J._Graham,_Mansi_M._Kasliwal,_Ashish_A._Mahabal,_Frank_J._Masci,_James_D._Neill,_Reed_Riddle,_Benjamin_Rushholme,_Jesper_Sollerman,_Richard_Walters |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.07051 |
色、振幅、変動のタイムスケールに基づいたGROWTHMarshalのフィルターを使用して、掃天観測（ZTF）の運用2年目に、372個のオブジェクトを既知または候補の激変星（CV）として識別しました。入手可能な差分画像データから、93が以前に確認されたCVであり、279が有力な候補であることがわかりました。候補の4つのスペクトルは、バルマー輝線の存在によってCVとしてそれらを確認しますが、4つのうちの1つは、磁性白色矮星を含むことを示す顕著なHeII線を持っています。ガイアEDR3視差は、これらのシステムの154で利用可能であり、108〜2096pcの距離と、7.5〜15.0の範囲の絶対等級をもたらし、候補の最大数は10.5〜12.5です。総数は調査の前年度より21％高く、利用可能な距離の数は多くなっていますが、銀河面に近いシステムの割合は少なくなっています。これらの調査結果を、すべての光度曲線を検索する機械学習方法と比較すると、検索プロセスに関連するパラメーターに関連する各データセットに大きな違いがあることがわかります。
V606 Aql（Nova Aquilae 1899）は矮新星になりました
1899年の新星V606Aqlは、掃天観測の公開データリリースを使用して、現在、典型的なサイクル長が270d、振幅が約1.5等の矮新星の爆発を示していることがわかりました。静止状態での低い物質移動率は、大きな噴火振幅を説明するために示唆されており（Tappertetal。、2016）、矮新星の爆発の現在の検出はこの解釈を支持しています。新星噴火から100年以上経った矮新星状態への移行は、冬眠シナリオに信憑性を与えます。矮新星の爆発から推定された絶対等級は、V606Aqlが速い新星であるはずであり、静止状態での高励起線の存在は、巨大な白色矮星の存在によって説明されることを示唆しています。
ASAS-SNトランジェントのAMCanumVenaticorum星の新しい候補
| Title |
New_Candidates_for_AM_Canum_Venaticorum_Stars_among_ASAS-SN_Transients |
| Authors |
Taichi_Kato,_Naoto_Kojiguchi_(Kyoto_U) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.07091 |
全天自動捜索システム（ASAS-SN）によって2020年5月12日から9月9日に発見された34個の矮新星候補の掃天観測（ZTF）光度曲線を調査し、午前6時のCVn型候補を発見しました。すべてのオブジェクトは、フェージングテールで短いバースト（スーパーバースト後の再明るく）を示しました。2つのオブジェクト（ASASSN-20eq、ASASSN-20la）は、2回のスーパーバーストを示しました。3つのオブジェクト（ASASSN-20jt、ASASSN-20ke、およびASASSN-20lr）は、短いスーパーバースト（5〜6日）を示しました。光度曲線のこれらの機能は、AMCVnタイプの候補を水素に富むシステムから区別するために使用できます。水素が豊富なシステムとは対照的に、一部のオブジェクトは、再明るくなるか、または色あせた尾の段階で、赤色の過剰を示しませんでした。これは、ヘリウムディスクのイオン化温度が高いためであると解釈されます。2つのオブジェクトには長い（可能性が高い）スーパーサイクルがありました：ASASSN-20gx（8。5年）とASASSN-20lr（7年）。光度曲線の特性に基づいてAMCVnタイプの候補を識別するためのスキームを提供します。
超大規模白色矮星における相分離
超大規模な白色矮星は、恒星進化の極端なエンドポイントです。多数の超大質量白色矮星や準チャンドラセカール質量を持つ白色矮星のマルチGyr冷却遅延の欠落などの最近の発見は、それらの進化のより良い理解を動機付けています。依然として重要な不確実性の影響を受ける重要なプロセスは、密度の高いコアの結晶化です。これらのコアは、一般に$^{16}$O、$^{20}$Ne、およびいくつかの微量元素の混合物（特に$^{23}$Naおよび$^{24}$Mg）。この作業では、最近開発されたClapeyron積分手法を使用して、O/Ne超大質量白色矮星のモデリングに関連する3成分混合物の正確な状態図を計算します。C/Oコアの$^{22}$Ne不純物の相分離とは異なり、O/Ne白色矮星の$^{23}$Na不純物の相分離はコアの濃縮につながることができないことを示します。蒸留プロセスによる$^{23}$Na。これは、カイアッツォらによって最近提案された白色矮星のコア崩壊メカニズムで必要とされるように、大量の$^{23}$Naを星の中心に向かって輸送する可能性を厳しく制限します。また、イオン混合物の$\約10\％$を表しているにもかかわらず、$^{23}$Naと$^{24}$Mgの不純物は、O/Ne状態図にごくわずかな影響しか与えないことも示しています。-コンポーネントのO/Ne状態図は、白色矮星の進化コードで安全に使用できます。白色矮星モデルに実装するために、高精度のO/Ne状態図に分析的な適合を提供します。
SDO / AIAによって観察された再発性冠状動脈ジェット
この論文では、2014年11月7日に3つの繰り返しジェットの多波長観測を実行します。ジェットはAR12205の端の同じ領域から発生し、同じコロナルループに沿って伝播しました。噴火は磁気リコネクションによって生成されました。これは、ジェットベースでの継続的な磁気キャンセルによって証明されています。jet2の予測初速度は402kmsです。jet2の上昇相と下降相の加速度は一貫しておらず、前者は太陽表面での太陽重力加速度の値よりもかなり大きく、後者は太陽重力加速度よりも低くなっています。伝播中にjet2に作用する追加の力の候補は2つあります。1つは、jet1がフォールバックしてjet2と出会うときの、jet1からの下向きのガス圧です。もう1つは、jet2の高速伝播中の周囲のプラズマからの粘性抗力です。対照的に、上昇相と下降相でのjet3の加速度は一定であり、jet3の伝播が余分な力の影響をあまり受けないことを意味します。
太陽音響振動によって引き起こされる連続体強度摂動のモデリング
| Title |
Modelling_continuum_intensity_perturbations_caused_by_solar_acoustic_oscillations |
| Authors |
N.M.Kostogryz,_D.Fournier,_L._Gizon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.07220 |
日震学は、地表での振動の観測を使用した太陽内部の研究です。移動時間測定の中心から四肢へのエラーなど、体系的なエラーが発生します。これらの誤差を理解するには、波の変位と日震観測量との間の重要な関係をよく理解する必要があります。波の変位は、大気の熱力学的量に摂動を引き起こし、不透明度、光学的厚さ、ソース関数、および局所光線の形状を摂動させ、それによって出現強度に影響を与えます。大気中の放射伝達問題を解くことにより、変位と強度摂動のこれまでで最も完全な関係を確立することを目指しています。一次摂動論を適用することにより、太陽円盤上の任意の点で音響振動によって引き起こされる強度摂動の式を導き出します。入力として、さまざまな程度の振動の断熱モードを考慮します。バックグラウンドと摂動強度は、連続体の不透明度の主な原因を考慮して計算されます。すべてのモードで、熱力学的量の摂動は強度をモデル化するのに十分ではないことがわかります。さらに、変位による幾何学的効果は、表面の温度と強度の摂動との間の振幅と位相シフトの違いにつながるため、考慮に入れる必要があります。手足に近いほど、違いは大きくなります。この作業は、特に高次モードの強度摂動の計算の改善を示し、以前の作業での強度計算の違いを説明します。温度と強度の摂動間の位相シフトと振幅差は、四肢に向かって増加します。これは、局所的な日震学で観察された体系的な中心から四肢への影響のいくつかを解釈するのに役立つはずです。
3つの短周期激変変光星のシステムパラメータ
| Title |
System_parameters_of_three_short_period_cataclysmic_variable_stars |
| Authors |
J._F._Wild,_S._P._Littlefair,_R._P._Ashley,_E._Breedt,_A._Brown,_V._S._Dhillon,_M._J._Dyer,_M._J._Green,_P._Kerry,_T._R._Marsh,_S._G._Parsons,_D._I._Sahman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.07400 |
3つの新しい短周期激変星の測光ULTRACAM観測を使用して、主要な日食光度曲線をモデル化し、それらの構成星の軌道分離、質量、および半径を抽出します。0.060+/-0.008太陽質量、0.042+/-0.001太陽質量、0.042+/-0.004太陽質量のドナー質量が見つかります。2つは非常に低質量の亜恒星ドナーで、1つは水素燃焼の2シグマ以内です。制限。3つの新しいシステムはすべて、Kniggeetalの修正された「最適な」モデル進化シーケンスの近くにあります。（2011）。観察されたドナーの質量と半径のデータ、および理論的なCVの進化の軌跡の間の長年の不一致を簡単に再評価します。各質量で観測された期間とKniggeらによって予測された期間の違いを見ることによって。（2011）進化のシーケンスでは、周期ギャップより下のモデルから欠落している過剰な角運動量損失の形式を定性的に調べます。CVモデルから欠落している過剰な角運動量損失は、期間が短くなるにつれて重力損失と比較して重要性が増すという兆候を示しています。将来、より定量的な結論を引き出すには、詳細なCV進化モデルが必要です。
ソノラ褐色矮星の大気と進化モデルI.モデルの説明とレインアウト化学平衡における雲ひとつない大気への応用
| Title |
The_Sonora_Brown_Dwarf_Atmosphere_and_Evolution_Models_I._Model_Description_and_Application_to_Cloudless_Atmospheres_in_Rainout_Chemical_Equilibrium |
| Authors |
Mark_S._Marley,_Didier_Saumon,_Channon_Visscher,_Roxana_Lupu,_Richard_Freedman,_Caroline_Morley,_Jonathan_J._Fortney,_Christopher_Seay,_Adam_J.R.W._Smith,_D.J._Teal,_Ruoyan_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.07434 |
L、T、Y型褐色矮星や自発光太陽系外惑星の研究への応用に適した新世代の亜恒星大気と進化モデルを紹介します。大気モデルは、$200\leT_{\rmeff}\le2400\、\rmK$および$2.5\le\の範囲内の有効温度と重力で、放射対流平衡にある大気の予想される温度-圧力プロファイルと出現スペクトルを記述します。logg\le5.5$。これらの範囲には、一連の金属量（$[{\rmM/H}]=-0.5$〜$+0.5$）、C/O比（0.5〜1.5倍）の約0.5〜85木星質量が含まれます。太陽）、および年齢。進化の表は、これらの亜恒星天体の経時的な冷却について説明しています。これらのモデルは、現在利用可能なモデル雰囲気の多様性を拡張し、特に有効温度を下げ、C/Oの範囲を拡大します。過去のそのようなモデルからの注目すべき改善には、更新された不透明度と大気化学が含まれます。ここでは、モデリングアプローチについて説明し、雲ひとつない化学平衡雰囲気のモデルの最初のトランシェを示します。モデル化されたスペクトル、測光、および進化をさまざまなデータセットと比較します。
49セティ塵円盤における5つの分子の詳細な検索
| Title |
A_Deep_Search_for_Five_Molecules_in_the_49_Ceti_Debris_Disk |
| Authors |
Jessica_Klusmeyer_(Wesleyan,_NOIRLab),_A._Meredith_Hughes_(Wesleyan),_Luca_Matra_(CfA,_NUI_Galway),_Kevin_Flaherty_(Williams),_Agnes_Kospal_(Konkoly,_MPIfA),_Attila_Moor_(Konkoly),_Aki_Roberge_(NASA-GSFC),_Karin_Oberg_(CfA),_Aaron_Boley_(UBC),_Jacob_White_(NRAO,_Jansky_Fellow),_David_Wilner_(CfA),_Peter_Abraham_(Konkoly) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.07435 |
驚くほど強いCO放出が、近くの主系列星の周りの12個以上の塵円盤から観察されています。このCOの起源は、特に原始惑星系円盤相から残っているのか、破片の塵のような氷体間の衝突から放出された第2世代の物質なのかは不明です。材料の起源を区別するための主な未踏の道は、その分子組成を理解することです。ここでは、くじら座49番地周辺の塵円盤で、5つの分子（CN、HCN、HCO+、SiO、およびCH3OH）の詳細な検索を示します。バンド7のアタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）の高感度を利用して、適度な空間（1"）およびスペクトル（0.8km/s）の解像度で3.2時間統合します。検索により、調査したすべての分子線のフラックス。これは、原始惑星系円盤や太陽系彗星で観測されたものよりも桁違いに少ないCOに対する存在量を意味し、第2世代の物質のガス放出モデルで予測されたものでもあります。Kraletal。（2018）によって提案されたように、第2世代の衝突で生成されたCOの寿命を延ばす責任がある場合、線比は真の氷相化学物質の存在量を反映せず、COがそれ自体の光解離によって遮蔽されていることを意味します生成物、CIですが、他の分子は恒星および星間放射場によって急速に光解離します。
ミラ周辺の星周塵の特定における連続体除去の効果
漸近巨星分枝（AGB）の星は、宇宙への宇宙塵の主な原因です。通常、AGB星の周りの塵は、放射伝達（RT）モデリング、または観測されたスペクトルの単純な分解によって調査されます。ただし、適用される方法は異なります。原型のほこりっぽい星、ミラのアーカイブ分光、測光、および時間データを使用して、その星周ケイ酸塩ダスト粒子を識別します。これは、観測されたスペクトルの特徴の位置と幅を実験データと一致させることによって達成されます。この比較を適切に行うには、連続放出を考慮する必要があります。ここでは、連続体が観測スペクトルから削除されるさまざまな方法と、それがスペクトルの特徴の解釈にどのように影響するかを調査します。正確な連続体の形状と温度はダストスペクトルの特徴の位置と形状に重大な影響を与えませんが、特定の方法で連続体を排除することが重要であることがわかります。候補ダスト種の実験室スペクトルとの比較を可能にする方法で連続体を除去するために、スペクトルに寄与するものを理解することが重要です。私たちの方法論は、ミラのような光学的に薄いシステムに適用できます。より高い光学的厚さにはRTモデリングが必要になりますが、複雑な屈折率がないため、多くの異なる潜在的なアストロミネラルを含めることはできません。最後に、Miraが示す古典的なケイ酸塩の特徴は、実際のアモルファスケイ酸塩だけとは一致しませんが、10ミクロンの特徴の観察されたFWHMと一致する小さなアルミナの寄与で最もよく説明できることがわかりました。
| Title |
Universal_signature_of_quantum_entanglement_across_cosmological_distances |
| Authors |
Suddhasattwa_Brahma,_Arjun_Berera_and_Jaime_Calder\'on-Figueroa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.06910 |
インフレーションのパラダイムは、私たちの宇宙の巨視的な不均一性が量子ゆらぎにどのように起因するかを示すために広く研究されてきましたが、確立された文献のほとんどは、変動する場のモード間の絡み合いがその観測可能な予測において果たす重要な役割を無視しています。この論文では、量子情報理論から技術をインポートして、これまで発見されていなかったインフレーションの予測を明らかにします。これは、宇宙規模での量子もつれが大規模構造にどのように影響するかを示します。私たちの重要な洞察は、観測可能な長波長モードは開放量子システムの一部でなければならないということです。そのため、短波長モードの環境の存在下で量子ゆらぎがデコヒーレンスすることができます。単一場インフレーションの最も単純なモデルを仮定し、重力作用からの主要な次数相互作用項を考慮することにより、そのような避けられない絡み合いの観察可能な効果に対する普遍的な下限を導き出します。
宇宙論の観点から、$U（1）$ゲージボソンのデコヒーレンスの潜在的な原因を特定します。宇宙論的媒体における異なる種との相互作用に加えて、我々はまた、量子状態で光子と潜在的に相互作用することができるよりも粒子（特にスカラー）を生成することができる宇宙の膨張による影響を考慮します。特に、アクシオンのような粒子の場合と、それらの予測される減衰チャネルを分析で調べます。これらの相互作用は、デコヒーレンスが進む限り、無視できる影響しか及ぼさないことが示されています。CMB放射またはトムソン散乱による相互作用率は小さいため、星間物質は依然として最大のデコヒーレンス係数です。したがって、$1$〜$10$keVの範囲の光子エネルギーを使用した量子テレポーテーション実験は、銀河形成エポックまでの宇宙論的距離またはそれを超える距離（$z\sim100$）で実行可能であるはずです。
非局所重力における重力波
ヒルベルト・アインシュタイン・ラグランジアンに対する非局所的な曲率補正を伴う理論で重力波を導き出します。プラス偏波と交差偏波、ヘリシティ2と角周波数$\omega_{1}$を持つ標準の2つの質量のないテンソルモードに加えて、ヘリシティ0と角周波数$\omega_{2}$を持つさらにスカラー質量モードを取得します。その分極は横方向です。これは呼吸モードであり、有効パラメータ$\gamma$の最低次数で、ほぼヌルとヌルの平面波の間の速度差を示します。最後に、ペトロフ分類によれば、非局所重力の準ローレンツ$E（2）$不変クラスはタイプ$N_{3}$です。これは、重力波モードの存在（または不在）が観測者に依存しないことを意味します。
WKB近似でスカラー場ポテンシャルが存在する場合の異方性宇宙の真空遷移確率を調べます。Cespedesetal[arXiv：2011.13936[hep-th]]の研究に従い、Wheeler-DeWitt方程式、ローレンツハミルトンアプローチ、および薄壁限界を使用して、等方性コンテキストでのこれらの遷移について説明します。まず、超空間モデルの崩壊率を計算するためにそれらの形式を適応させるための一般的な手順を提案します。次に、それを適用して、正とゼロの両方の曲率を持つFLRWメトリックの遷移確率を計算し、この方法でCespedesetalで得られた結果の1つを再現します。次に、形式主義を3つの異方性メトリック、つまりKantowski-Sachs、BianchiIII、および2軸BianchiIXに適用して、これら3つのケースのレート減衰を計算します。このプロセスでは、この方法には、2つの独立変数のみで記述されるすべての確率をもたらす、独立した自由度の有効数に関連するいくつかの条件が含まれることがわかります。BianchiIIIメトリックの場合、異方性の一般的な効果は、異方性の程度が増加するにつれて遷移確率を減少させることであり、等方性限界としてフラットなFLRW結果を持ちます。
閉じた宇宙における相互に直交するベクトル場によるインフレーションのダイナミクス
SU（2）ゲージ場または相互に直交するベクトル場のトリプレットの存在下で、均質で等方性の正に湾曲した宇宙のダイナミクスを研究します。SU（2）の場合、ゲージ場の構成に以前から知られている仮説を使用しますが、非アーベル対称性のない場合はより自明ではなく、新しい仮説を開発します。特に、アクシオン-SU（2）インフレーションとU（1）$\times$U（1）$\times$U（1）対称性を持つベクトル場によるインフレーションを考慮し、それらのダイナミクスを数値的に詳細に分析します。空間的湾曲の新しい効果は、ベクトル場を介して作用し、これは型にはまらないインフレ前のダイナミクスを引き起こします。ベクトル場のある閉じた宇宙は、インフラトン場だけで満たされた宇宙よりも崩壊に対してわずかに安定していることがわかります。
粒子浴ラグランジアンから導出された相対論的ランジュバン方程式
| Title |
Relativistic_Langevin_Equation_derived_from_a_particle-bath_Lagrangian |
| Authors |
Aleksandr_Petrosyan_and_Alessio_Zaccone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.07205 |
相対論的ランジュバン方程式が、カルデイラ-レゲット粒子浴ラグランジアンのローレンツ共変バージョンからどのように導出できるかを示します。その限界の1つとして、非相対論的散逸流体中のブラウン粒子の光速に近い運動に対する統計力学の現代的な拡張で使用されているランジュバン方程式を使用して、得られた方程式を特定します。提案されたフレームワークは、以前の作品でしばしば仮設として引用または仮定されたランジュバン方程式のより厳密で第一原理の形式を提供します。次に、粒子とバスの結合でより多くの項を考慮することにより、前述の結果を改良します。これにより、タグ付けされた粒子だけでなく熱浴の動きも相対論的である完全相対論的設定の近似の精度が向上します。時空変換とパリティ不変性の明らかな破壊の影響について説明し、これらの効果が統計力学の仮定と必ずしも矛盾しないことを示します。ここで導出された完全相対論的一般化ランジュバン方程式の本質的に非マルコフ特性、および関連する揺らぎ散逸定理についても説明します。
量子愛によるプランクスケール物理学の調査
将来の重力波検出器は、コンパクトオブジェクトの性質を非常に詳細に調査できるようになると予測されています。この作業では、プランク長物理学の潜在的な可観測性と、感動的なバイナリのコンパクトオブジェクトの潮汐変形能を研究します。プランクスケールの距離分解能の誤差がラブ数の誤差に指数関数的に敏感であるにもかかわらず、極端な質量比のインスピレーションでそれらを調べることが可能であることがわかります。また、ラブ数がプランクスケールに対数的に敏感でないことの結果も考慮します。そのシナリオで、量子効果が重力波の観測量にどのように影響するかについて説明します。
強く磁化されたプラズマにおけるアクシオン-光子変換
アクシオン暗黒物質は、中性子星の磁気圏で共鳴的に光子に変換され、地球上で観測可能な電波信号を発生させる可能性があります。アクシオン暗黒物質を間接的に検出するこの方法は、最近、文献で大きな注目を集めています。無線信号の計算は、いくつかの影響によって複雑になります。最も重要なことは、中性子星への軸の重力落下がそれらを半相対論的速度に加速し、中性子星磁気圏は非常に異方性です。これらの要因は両方とも、アクシオンから光子への変換の計算を複雑にします。この作業では、高度に磁化された異方性媒体におけるアクシオン-光子変換の最初の完全な3次元計算を提示します。アクシオンの軌道に応じて、この計算は、これまで文献で使用されていた単純化された1次元計算と比較して、変換に桁違いの違いをもたらし、生成された光子の方向性を変更します。私たちの結果は、望遠鏡で観測される無線信号に重要な影響を及ぼします。
