幾何学と成長を伴う標準的な宇宙論モデルのテスト
| Title |
A_Test_of_the_Standard_Cosmological_Model_with_Geometry_and_Growth |
| Authors |
Uendert_Andrade,_Dhayaa_Anbajagane,_Rodrigo_von_Marttens,_Dragan_Huterer_and_Jailson_Alcaniz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.07538 |
$\Lambda{\rmCDM}$および$w{\rmCDM}$宇宙論モデルの一般的なテストを、拡張履歴のジオメトリの制約を構造の成長の制約と比較することによって実行します。具体的には、総物質エネルギー密度$\Omega_M$と（$w{\rmCDM}$の場合）暗黒エネルギー状態方程式$w$を、それぞれ2つのパラメーターに分割します。1つはジオメトリをキャプチャし、もう1つはジオメトリをキャプチャします。それは成長を捉えています。Ia型超新星、バリオン音響振動、赤方偏移歪み、重力レンズ、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）異方性など、現在の宇宙データを使用して分割モデルを制約します。2つのタスクに焦点を当てます。（i）パラメータ$\Delta\Omega_M\equiv\Omega_M^{\rmgrow}-\Omega_M^{\rmgeom}$および$\Deltawによってキャプチャされた標準モデルからの偏差の制約\equivw^{\rmgrow}-w^{\rmgeom}$、および（ii）CMBと弱いレンズ効果の間の$S_8$張力が、ジオメトリと成長の間の張力、つまり$\に変換できるかどうかを調査します。Delta\Omega_M\neq0$、$\Deltaw\neq0$。分割された$\Lambda{\rmCDM}$と$w{\rmCDM}$の両方の場合で、すべてのデータを組み合わせた結果は、$\Delta\Omega_M=0$と$\Deltaw=0$と一致しています。BAO/RSDデータを省略し、分割$w{\rmCDM}$\宇宙論を制約すると、データは$3.6\sigma$の有意性で$\Deltaw<0$を優先し、$\Delta\Omega_M>0$を優先することがわかります。$4.2\sigma$の証拠。また、CMBと弱いレンズ効果の両方で、$\Delta\Omega_M$と$S_8$が相関しており、CMBがわずかに強い相関を示していることもわかりました。拡張モデルの輪郭の一般的な広がりは$S_8$の張力を緩和しますが、$\Delta\Omega_M$の許容される非ゼロ値は、ジオメトリと成長の不一致を示す$S_8$値を含みません。緊張の起源。
クエーサーのX線とUVフラックスの測定は、宇宙論モデルの有用なテストを提供しますか？
クエーサー（QSO）のX線およびUVフラックス測定の最近の編集には、X線の光度とUVの光度（$L_X-L_{UV}$）の関係では標準化できないように見えるQSOが含まれているため、宇宙モデルのパラメータを制約します。ここでは、このコンパイルの7つのサブサンプルの最大のものであるSDSS-4XMMQSOが、想定される宇宙モデルに依存する$L_X-L_{UV}$関係を持ち、また、QSO全体の約2/3を占めることを示します。赤方偏移であり、完全なQSOコンパイルで以前に発見された同様の問題の主な原因です。2番目と3番目に大きいサブサンプルであるSDSS-ChandraとXXLQSOは、合わせてQSO全体の約30％を占め、標準化できるように見えますが、標準の空間的にフラットな$\と矛盾しない宇宙論的パラメーターに対する弱い制約しか提供しません。Lambda$CDMモデル、またはより確立された宇宙論的プローブからの制約あり。
再電離後の21cmバリオン音響振動信号に対するストリーミング速度の影響
| Title |
Streaming_Velocity_Effects_on_the_Post-reionization_21_cm_Baryon_Acoustic_Oscillation_Signal |
| Authors |
Heyang_Long,_Jahmour_J._Givans,_and_Christopher_M._Hirata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.07615 |
初期の宇宙におけるバリオンと暗黒物質の間の相対速度は、小規模なバリオン構造の形成を抑制し、再電離後の低赤方偏移でバリオン音響振動（BAO）スケールに痕跡を残すことができます。この「ストリーミング速度」は、再電離によって破壊される可能性のある既存のミニハロー（$\lesssim10^7M_{\bigodot}$）の量を直接減らし、再電離履歴を間接的に変調することによって、再電離後のガス分布に影響を与えます。これらのミニハロ内の光イオン化。この作業では、赤方偏移$3.5\lesssimz\lesssim5.5$に焦点を当てて、再電離後のHI21cm強度マッピングのBAO機能に対するストリーミング速度の影響を調査します。局所的な再電離赤方偏移と銀河間ガスの熱履歴へのフィルタリング質量の依存性を含む、空間的に変調されたハローモデルを構築します。基準モデルでは、等方性ストリーミング速度バイアス係数$b_v$が、$z=3.5$での$-0.0033$から$z=5.5$での$-0.0248$の範囲であることがわかります。これは、BAOスケールが引き伸ばされていることを示しています（つまり、ピークはより低い$k$にシフトします）。特に、ストリーミング速度は、横方向のBAOスケールを0.087％（$z=3.5$）から0.37％（$z=5.5$）の間でシフトし、半径方向のBAOスケールを0.13％（$z=3.5$）から0.52％（$z=3.5$）の間でシフトします。$z=5.5$）。これらのシフトは、HIで提案されたより野心的な半球規模の調査から予測されたエラーバーを超えています（$\Deltaz=0.5$binあたり$1\sigma$で0.13％）。
$ \ alpha $-アトラクタガリレオンインフレーションシナリオにおける原始ブラックホール生成と二次重力波のメカニズム
| Title |
Mechanism_of_primordial_black_holes_production_and_secondary_gravitational_waves_in_$\alpha$-attractor_Galileon_inflationary_scenario |
| Authors |
Zeinab_Teimoori,_Kazem_Rezazadeh,_Mariwan_Ahmed_Rasheed_and_Kayoomars_Karami |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.07620 |
原始ブラックホール（PBH）の生成プロセスを、新しいフレームワーク、つまり$\alpha$-attractorガリレオンインフレーション（G-インフレーション）モデルで研究します。私たちのフレームワークでは、ガリレオン関数を$G（\phi）=G_{I}（\phi）\left（1+G_{II}（\phi）\right）$と見なします。ここで、部分$G_{I}（\phi）$は、元の非標準フレームの$\alpha$-attractorインフレシナリオから動機付けられており、モデルがCMBスケールでのPlanck2018の観測値と一致することを保証します。パーツ$G_{II}（\phi）$は、いくつかの小さなスケールで曲率摂動を強化するために呼び出され、PBHの形成を引き起こします。モデルパラメータを微調整することにより、曲率パワースペクトルに十分に大きなピークを生成することに成功した3つのパラメータセットを見つけます。これらのパラメータセットが、質量${\calO}（10）M_\odot$、${\calO}（10^{-5}）M_\odot$、および${\calO}のPBHを生成することを示します。（10^{-12}）M_\odot$は、LIGOイベント、OGLEデータの超短時間スケールマイクロレンズイベント、および宇宙の現在のダークマター（DM）コンテンツの約$0.98\％$をそれぞれ説明できます。さらに、セットアップで二次重力波（GW）を調べ、モデルが3つのパラメーターセットすべてについて現在の部分エネルギー密度のピークを$\Omega_{GW0}\sim10^{-8}$として予測することを示します。、しかし異なる周波数で。これらの予測は、一部のGW検出器の感度領域内に十分に配置できるため、将来のデータに照らしてモデルの互換性を評価できます。さらに、周波数のさまざまな範囲で含まれているGWスペクトルの傾きを推定し、スペクトルがそれらの周波数帯域でべき乗則の関係$\Omega_{GW0}\simf^{n}$に従うことを確認します。
| Title |
Velocity_Dispersions_of_Clusters_in_the_Dark_Energy_Survey_Y3_redMaPPer_Catalog |
| Authors |
V._Wetzell,_T.E._Jeltema,_B._Hegland,_S._Everett,_P.A._Giles,_R._Wilkinson,_A._Farahi,_M._Costanzi,_D.L._Hollowood,_E._Upsdell,_A._Saro,_J._Myles,_A._Bermeo,_S._Bhargava,_C.A._Collins,_D._Cross,_L._Eiger,_G._Gardner,_M._Hilton,_J._Jobel,_D._Laubner,_A.R._Liddle,_R.G._Mann,_V._Martinez,_J._Mayers,_A._McDaniel,_A.K._Romer,_P._Rooney,_M._Sahlen,_J._Stott,_A._Swart,_D.J._Turner,_P.T.P._Viana,_T.M.C._Abbott,_M._Aguena,_S._Allam,_F._Andrade-Oliveira,_J._Annis,_J._Asorey,_E._Bertin,_D.L._Burke,_J._Calcino,_A._Carnero_Rosell,_D._Carollo,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_A._Choi,_M._Crocce,_L.N._da_Costa,_M.E.S._Pereira,_T.M._Davis,_J._De_Vicente,_S._Desai,_H.T._Diehl,_J.P._Dietrich,_P._Doel,_A.E._Evrard,_I._Ferrero,_P._Fosalba,_J._Frieman,_J._Garc\'ia-Bellido,_E._Gaztanaga,_K._Glazebrook,_D._Gruen,_et_al._(34_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.07631 |
ダークエネルギーサーベイ（DES）からのデータの最初の3年間で、redMaPPerアルゴリズムによって選択された銀河団の速度分散を測定し、クラスターのダイナミクスに照らしてクラスターの選択と豊富さの推定$\lambda$を調査できるようにします。。私たちのサンプルは、個々の速度分散推定に十分な分光法を備えた126個のクラスターで構成されています。クラスターの速度分散、豊かさ、X線温度、光度、および中心銀河の速度オフセットの間の相関関係を調べます。速度分散とリッチネスの関係は、二峰性の分布を示します。クラスターの大部分は、前のサンプルで見つかったものと同様に、速度分散、豊富さ、およびX線特性の間のスケーリング関係に従います。ただし、速度分散が豊富なクラスターが多数存在します。これらのクラスターは、サンプルの$\lambda<70$システムの約20\％を占めていますが、$z>0.5$では$\lambda<70$クラスターの半分以上を占めています。これらのシステムのいくつかは、過小評価されているように見える豊富さを持つ大規模なクラスターに期待されるように高温でX線が明るいですが、ほとんどは視線構造が原因でX線特性の速度分散が速いようです。これらの結果は、特に赤方偏移が高く、濃さが低い場合に、投影効果がredMaPPerの選択に大きく寄与することを示唆しています。redMaPPerが決定した速度分散外れ値の豊富さは、X線特性と一致していますが、いくつかはX線で検出されておらず、その性質を理解するにはより深いデータが必要です。
プランク検出トリプレットクラスターシステムPLCKG334.8-38のX線分析
| Title |
X-ray_analysis_of_the_Planck-detected_triplet-cluster_system_PLCK_G334.8-38 |
| Authors |
Alexander_Kolodzig_(IAS),_Nabila_Aghanim_(IAS),_Marian_Douspis_(IAS),_Etienne_Pointecouteau_(IRAP)_and_Edouard_Lecoq_(IAS) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.07801 |
Planckで検出された2つのトリプレットクラスターシステムの1つであるPLCKG334.8-38.0のX線分析を、$\sim100$〜ksの深さのXMM-Newtonデータを使用して実施しました。システムの赤方偏移は$z=0.37\pm{0.01}$であることがわかりましたが、2つのメンバーのX線分光法の精度が低すぎて、投影されたトリプレットシステムを除外できず、さらなる調査のために光学分光法が必要です。投影では、システムはエッジの長さが$\sim2.0\、\mathrm{Mpc}$の正三角形のように見えますが、質量は非常に不均一に分布しています（$M_{500}\sim[2.5,0.7,0.3]\times10^{14}\、\mathrm{M_{\odot}}$明るいものから暗いものへ）。最も明るいメンバーはリラックスしたクールコアクラスターのように見え、他の両方のメンバーを合わせた場合の2倍以上の質量があります。2番目に明るいメンバーは乱れた非クールコアクラスターであるように見え、3番目のメンバーは薄すぎて分類できませんでした。重複する$R_{500}$領域を持つクラスターはなく、クラスターの相互作用の兆候は見つかりませんでした。ただし、XMM-Newtonデータだけでは、このような兆候を検出するのに十分な感度がない可能性があります。さらに調査するには、X線と熱スニヤエフゼルドビッチ効果（tSZ）の共同分析が必要です。これにより、システム内の温熱銀河間媒体（WHIM）。他のPlanckで検出されたトリプレットクラスターシステム（PLCKG214.6+36.9）との比較は、それらが両方とも単に投影されたトリプレットシステムではないという仮定の下で、かなり異なる構成を持っていることを示し、かなり異なる合併シナリオを示唆しています。
実空間と赤方偏移空間におけるライマンαの森の3次元大規模構造のマッピング
| Title |
Mapping_Lyman-alpha_forest_three-dimensional_large_scale_structure_in_real_and_redshift_space |
| Authors |
Francesco_Sinigaglia,_Francisco-Shu_Kitaura,_Andr\'es_Balaguera-Antol\'inez,_Ikkoh_Shimizu,_Kentaro_Nagamine,_Manuel_S\'anchez-Benavente,_Metin_Ata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.07917 |
この作業では、物理的に動機付けられた新しい教師あり機械学習手法であるHydro-BAMを紹介し、参照流体力学シミュレーションから学習する実際のおよび赤方偏移空間での3次元ライマン-$\alpha$森林フィールドを再現します。計算時間の大きさ。私たちの方法は、1点（PDF）、2点（パワースペクトル）、3点（bi）で$k\sim1\、h\、\rm{Mpc}^{-1}$まで正確であることを示しています。-スペクトル）再構築されたフィールドの統計。赤方偏移歪みを含む参照シミュレーションと比較すると、この方法では、単極子$\で$k=0.6\、h\、\rm{Mpc}^{-1}$までの$\lesssim2\％$の偏差が得られます。lesssim5\％$最大$k=0.9\、h\、\rm{Mpc}^{-1}$四重極。バイスペクトルは、辺が$k=0.8\、h\、\rm{Mpc}^{-1}$までの三角形構成でよく再現されます。対照的に、一般的に採用されている変動ガン・ピーターソン近似は、バイスペクトルの$k=0.2-0.4\、h\、\rm{Mpc}^{-1}$の辺を持つ構成で、すでに固有の動きを無視している有意な偏差を示しています。スペクトル、パワースペクトルの精度も大幅に低下します（5$\％$から$k=0.7\、h\、\rm{Mpc}^{-1}$まで）。ライマン-$\alpha$の森を正確に分析するには、複雑なバリオン熱力学的な大規模構造の関係を考慮する必要があると結論付けています。私たちの階層ドメイン固有の機械学習方法はこれを効率的に活用でき、DESIやWEAVEなどの調査に必要な大量をカバーする正確なライマン-$\alpha$フォレストモックカタログを生成する準備ができています。
大規模インフレーションを伴うアクシオン暗黒物質の確率的等曲率制約
| Title |
Stochastic_isocurvature_constraints_for_axion_dark_matter_with_high-scale_inflation |
| Authors |
Liina_Jukko_and_Arttu_Rajantie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.07948 |
アクシオンは、最もやる気のある暗黒物質の候補の1つです。真空ミスアラインメントメカニズムによる初期の宇宙でのそれらの生成は、宇宙マイクロ波背景放射測定によって制約される等曲率摂動を引き起こします。この論文では、アクシオンダイナミクスの非線形効果を捉える確率論的スタロビンスキー-横山形式のスペクトル展開を使用して、アクシオン等曲率パワースペクトルを計算します。既存の文献のほとんどとは対照的に、$10^{13}〜{\rmGeV}$の高インフレハッブル率に焦点を当て、アクシオンがすべてまたは一部を占めることができる重要なウィンドウがあることを示しています等曲率境界またはテンソルモード境界に違反することなく、暗黒物質の存在量。重要なことに、等曲率スペクトルは、このウィンドウの大部分で非摂動の寄与によって支配されていることがわかります。したがって、一般的に使用される線形近似はこの領域では信頼できず、確率論的アプローチが不可欠になります。
ハッブル宇宙望遠鏡で測定された測光的に均一な近赤外セファイド周期-光度関係からM31までの2％未満の距離
| Title |
A_sub-2%_Distance_to_M31_from_Photometrically_Homogeneous_Near-Infrared_Cepheid_Period-Luminosity_Relations_Measured_with_the_Hubble_Space_Telescope |
| Authors |
Siyang_Li,_Adam_G._Riess,_Michael_P._Busch,_Stefano_Casertano,_Lucas_M._Macri,_Wenlong_Yuan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08029 |
最近、光度のキャリブレーションに使用されたものと同じ3バンド測光システムを使用してハッブル宇宙望遠鏡（HST）で観測された、M31の55個のケフェイド変光星の周期-光度関係（PLR）を示します。画像は、広視野カメラ3で2つの光学フィルター（F555WとF814W）と1つの近赤外線フィルター（F160W）で、ドリフトアンドシフト（DASH）動作モードを使用して撮影され、オーバーヘッドを大幅に削減し、広く分離されたセファイドを観察しました。単一軌道。パンクロマティックハッブルアンドロメダ財務省（PHAT）の各ケフェイドに追加のF160Wエポックを含め、アンドロメダ銀河（PAndromeda）プロジェクトのパノラマ調査望遠鏡と高速応答システムの光度曲線を使用して平均マグニチュードを決定します。同じ3つのフィルターでのRiess_2019からの大マゼラン雲のCepheidPLRの1.28$\％$絶対キャリブレーションと組み合わせると、M31までの距離係数が$\mu_0$=24.407$\pm$0.032であり、761$に対応します。\pm$11kpcおよび1.49$\％$の不確実性（すべてのエラーソースを含む）、これまでの距離の最も正確な決定。CepheidsとTipoftheRedGiantBranch（TRGB）を使用して、結果を過去の測定値と比較します。この研究はまた、M31までの完全な幾何学的距離を測定する努力とともに、ハッブル定数を測定するためにM31を宇宙の距離梯子の精密アンカー銀河に変えるための基礎を提供します。
2点統計を超えた宇宙せん断：投影された潮汐場との銀河固有の整列の説明
| Title |
Cosmic_shear_beyond_2-point_statistics:_Accounting_for_galaxy_intrinsic_alignment_with_projected_tidal_fields |
| Authors |
Joachim_Harnois-D\'eraps,_Nicolas_Martinet,_and_Robert_Reischke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08041 |
2点関数を超えた統計に基づいて分析パイプラインを開発することは、現在および今後の弱いレンズ効果の調査から最大量の宇宙論的情報を抽出するために重要です。この論文では、銀河の固有の配列が、開口質量マップから測定された3つの有望なプローブ（レンズのピーク、最小値、完全なPDF）に与える影響を、せん断2点相関関数と比較して研究します。（$\gamma$-2PCF）。私たちの2次元IA注入法は、光円錐が投影された質量シートを投影された潮汐テンソルに変換し、結合パラメーター$A_{\rmIA}$によって制御される強度で固有の楕円率成分に線形結合されます。$\gamma$-2PCFs統計を使用してメソッドを検証し、完全な断層撮影設定で、さまざまな$A_{\rmIA}$値に対して\citet{BridleKing}の線形アライメントモデルから分析計算を適切に復元します。次に、この方法を使用して、銀河カタログレベルで、\citet{Blazek2015}で導入された密度重み付け項を含む非線形IAモデルを注入し、3つのアパーチャ質量マップ統計への影響を計算します。大きな\snrピークが最大の影響を受け、{\itEuclid}のような（KiDSのような）調査では偏差が30\％（10\％）に達することがわかります。$N$-bodyシミュレーションを使用して$w$CDM宇宙論宇宙の信号をモデル化し、モデル化されていないIAによって引き起こされる{\itEuclid}のようなデータの100deg$^2$の宇宙論的バイアスを予測し、$w_0$（5-10$\sigma_{\rmstat}$）、$\Omega_{\rmm}$（4-6$\sigma_{\rmstat}$）、および$S_8\equiv\sigma_8\sqrt{\Omega_{\rmm}/0.3}$（$\sim$3$\sigma_{\rmstat}$）。このホワイトペーパーで紹介する方法は、現在の$\gamma$-2PCFのIA分析モデルに匹敵する柔軟性を備え、2ポイントを超える弱いレンズ効果の統計でIAを説明するための説得力のある手段を提供します。
| Title |
The_Magnetic_Mechanism_for_Hotspot_Reversals_in_Hot_Jupiter_Atmospheres |
| Authors |
A._W._Hindle,_P._J._Bushby,_and_T._M._Rogers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.07515 |
ホットジュピターの磁気駆動ホットスポット変動（大気の風の変動に関連している）は、浅水電磁流体力学（SWMHD）システムの非線形数値シミュレーションと赤道SWMHD波の線形解析を使用して研究されます。流体力学モデルでは、中緯度から高緯度の地衡流が、西から東への正味の赤道熱エネルギー伝達を引き起こし、ホットスポットのオフセットを東に駆動することが知られています。強いトロイダル磁場がこれらのエネルギー輸送循環を妨げる可能性があることがわかりました。これにより、風が磁場と整列し、ホットスポット領域で西向きのローレンツ力の加速が発生し、最終的に西向きのホットスポットオフセットが発生します。その後の線形解析では、この逆転メカニズムは、惑星規模の赤道磁気ロスビー波に関して赤道波のアナロジーを持っていることがわかります。調査結果を定量的および定性的に3次元MHDシミュレーションと比較し、磁気駆動ホットスポットのメカニズムと風の逆転との関連を特定します。開発された理論を使用して、物理的に動機付けられた逆転基準を特定します。これを使用して、西向きのホットスポットが観測された超高温木星の磁場に制約を課すことができます。
近くと遠くの惑星を隠す：既知の惑星系の隠された仲間を予測する
| Title |
Hiding_Planets_Near_and_Far:_Predicting_Hidden_Companions_for_Known_Planetary_Systems |
| Authors |
Thea_Faridani,_Smadar_Naoz,_Lingfeng_Wei,_Will_M._Farr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.07529 |
最近の地上および宇宙ベースの観測は、複数の惑星を持つ星が銀河で一般的であることを示しています。これらの観測方法のほとんどは、ホスト星の近くにある大きな惑星を検出することに偏っています。これらの観測バイアスのために、これらのシステムは、小さくて接近した惑星または遠方を周回する（大きいまたは小さい）仲間を隠すことができます。これらの惑星は、既知の惑星に動的な影響を及ぼし、そのような影響を順番に及ぼす可能性があります。特定の構成では、この影響によりシステムが不安定になる可能性があります。他では、星の重力の影響が代わりにシステムをさらに安定させることができます。たとえば、惑星がホスト星に近いシステムでは、一般相対性理論から生じる影響が構成の安定化に役立つ可能性があります。一般相対論効果が他の方法では不安定になるシステムをどれほど強く安定させることができるかを定量化する、既知の惑星の外側と内側の両方を周回する隠れた惑星の基準を導き出します。概念実証として、星ケプラー56の周りのいくつかの惑星を調査し、最も外側の惑星がシステムを混乱させないことを示し、地球半径の惑星が$0.08$未満の軌道を回る場合にこのシステム内で安定する可能性があることを示しますau。さらに、可能性のある隠れた惑星のパラメーター空間を制約することにより、既知の観測されたシステムに特定の予測を提供します。
蒸発する太陽系外惑星大気の恒星風閉じ込めと1083nm観測におけるその特徴
| Title |
Stellar_Wind_Confinement_of_Evaporating_Exoplanet_Atmospheres_and_its_Signatures_in_1083_nm_Observations |
| Authors |
Morgan_MacLeod,_Antonija_Oklop\v{c}i\'c |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.07534 |
近くの太陽系外惑星からの大気散逸は、観測された惑星集団を形作る上で重要であると考えられています。最近、通過スペクトルと狭帯域光度曲線の過剰吸収を通じて、このプロセスの動作を観察することに大きな進歩が見られました。逃げる惑星大気と恒星風の相互作用する流れをモデル化するための3D流体力学シミュレーションと放射伝達後処理法を提示します。ヘリウム1083nm線の合成透過スペクトルに焦点を当て、さまざまな桁の恒星風と相互作用する固定質量損失率の惑星流出について説明します。異なる恒星風環境におけるこれらの流出の形態は、恒星風の動圧が低いときに星を完全に取り囲む鳥居から、恒星風の動圧が高いときの惑星流出の彗星の尾まで、劇的に変化します。私たちの結果は、この相互作用がヘリウム1083nmトリプレットのライン運動学とスペクトル位相曲線に重要な痕跡を残すことを示しています。特に、風と風の衝突による流出の閉じ込めは、光の通過をはるかに超えて位相と時間で広がる吸収につながります。さらに、これらの違いが通過位相の関数としてHe1083nmの等価幅の光度曲線に反映されることを示します。私たちの結果は、高分解能分光法と狭帯域測光を組み合わせることで、恒星風環境が太陽系外惑星の大気散逸をどのように形成するかを観測的に調査する方法を提供することを示唆しています。
HD141569の内部領域における非対称のダスト分布を明らかにする
| Title |
Revealing_asymmetrical_dust_distribution_in_the_inner_regions_of_HD_141569 |
| Authors |
Garima_Singh,_Trisha_Bhowmik,_Anthony_Boccaletti,_Philippe_Th\'ebault,_Quentin_Kral,_Julien_Milli,_Johan_Mazoyer,_Eric_Pantin,_Johan_Olofsson,_Ryan_Boukrouche,_Emmanuel_Di_Folco,_Markus_Janson,_Maud_Langlois,_Anne_Lise_Maire,_Arthur_Vigan,_Myriam_Benisty,_Jean-Charles_Augereau,_Clement_Perrot,_Raffaele_Gratton,_Thomas_Henning,_Francois_M\'enard,_Emily_Rickman,_Zahed_Wahhaj,_Alice_Zurlo,_Beth_Biller,_Mickael_Bonnefoy,_Gael_Chauvin,_Philippe_Delorme,_Silvano_Desidera,_Valentina_D'Orazi,_Markus_Feldt,_Janis_Hagelberg,_Miriam_Keppler,_Taisiya_Kopytova,_Eric_Lagadec,_Anne-Marie_Lagrange,_Dino_Mesa,_Michael_Meyer,_Daniel_Rouan,_Elena_Sissa,_Tobias_Schmidt,_Marc_Jaquet,_Thierry_Fusco,_Alexei_Pavlov,_Patrick_Rabou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.07570 |
HバンドにSPHEREを使用したHD141569A周辺のガスに富む塵円盤の偏光微分イメージングを取得し、44auでの最も内側のリングの散乱特性を同じ機器での以前の全強度の観測と比較しました。偏光イメージングでは、リングの強度が南東、主に順方向にピークに達するのに対し、全強度イメージングでは、リングは南でのみ検出されることが観察されました。この顕著な特徴は、リング内のダスト密度が不均一であることを示唆しています。リングに沿って方位角方向に変化する密度関数を実装し、偏光測定と全強度の両方で合成画像を生成し、実際のデータと比較しました。ダスト密度は、南西に方位角$220^{\circ}\sim238^{\circ}$でピークに達し、幅は$61^{\circ}\sim127^{\とかなり広いことがわかります。circ}$。異方性散乱係数の決定にはまだ不確実性が残っていますが、データに適合する方位角密度変動の実装は堅牢であることが証明されました。このダスト密度分布の起源について詳しく説明すると、システム内に存在する高ガス質量が粒子のダイナミクスに及ぼす影響を考慮すると、大規模な衝突の結果である可能性があると結論付けられます。このモデル化の結果を使用して、33$^{\circ}$と147$^{\circ}$の間で観測された散乱角の偏光散乱位相関数と、南部のスペクトル反射率をさらに測定しました。0.98$\mu$mと2.1$\mu$mの間で鳴ります。これらの量をMCFOSTモデルと比較し、ミー散乱を仮定することにより、粒子特性を暫定的に導き出しました。私たちの予備的な解釈は、多孔質のサブミクロンサイズのアストロケイ酸塩と炭素質粒子の混合物を示しています。
ExoPlaSim：太陽系外惑星のための惑星シミュレーターの拡張
| Title |
ExoPlaSim:_Extending_the_Planet_Simulator_for_Exoplanets |
| Authors |
Adiv_Paradise,_Evelyn_Macdonald,_Kristen_Menou,_Christopher_Lee,_Bo_Lin_Fan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.07685 |
星のハビタブルゾーンで多数の地球型外惑星が発見され、その多くは地球とは質的に異なります。そのような惑星をモデル化し、複数の可能な気候を探索できる、高速で柔軟な3D気候モデルの必要性が高まっています。状態と表面状態。私たちは、同期して回転する地球型惑星、非太陽スペクトルを持つ星を周回する惑星、および非地球のような表面圧力を持つ惑星に適用できるように設計された惑星シミュレーター（PlaSim）の修正バージョンであるExoPlaSimを作成することによってそのニーズに応えます。このホワイトペーパーでは、変更について説明し、他のGCMに対するExoPlaSimのパフォーマンスの検証テストを示し、数百のモデルを含む2つの簡単な実験を実行してその有用性を示します。ExoPlaSimは、ExoCAM、LMDG、ROCKE-3Dなどのより洗練されたGCMと定性的に一致し、複数のメジャーでアンサンブル分布に含まれることがわかります。このモデルは十分に高速であるため、数百から数千のモデルを使用した大規模なパラメーター調査が可能になり、将来の太陽系外惑星の観測結果の取得に3D気候モデルを効率的に使用できる可能性があります。ExoPlaSimを、オブザーバー、非計算理論家、学生、教育者などの非モデラーが新しいPythonAPIを介してアクセスできるようにする取り組みと、pipを介した合理化されたインストールをオンラインドキュメントとともに説明します。
地球近傍小惑星の最小近日点距離と関連する滞留時間
| Title |
Minimum_perihelion_distances_and_associated_dwell_times_for_near-Earth_asteroids |
| Authors |
Athanasia_Toliou,_Mikael_Granvik,_Georgios_Tsirvoulis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.07796 |
観測された地球近傍小惑星の集団には、近日点距離が小さい、たとえばq<=0.2auの物体がほとんど含まれていません。現在、より大きなqの軌道を持っているNEAは、太陽に近づいた過去の進化を隠している可能性があります。小惑星がその軌道履歴の間に到達した最小qの確率論的評価を提示します。同時に、滞留時間、つまり時間qが特定の範囲内にある時間の推定値を提供します。私たちは、テスト小惑星が地球近傍領域に入った瞬間から、それらが主要な物体と衝突するか、太陽系の内部から投げ出されるまでの軌道統合を再分析しました。絶対等級（H）の関数として、特定のqでの小惑星の完全な破壊を考慮しました。与えられた軌道要素とHを持つ小惑星が与えられたしきい値よりも小さいqに到達する確率と、その範囲内のそれぞれの滞留時間を計算しました。小惑星の過去の軌道進化と熱進化、隕石の落下とそれらの可能な親体を研究するために使用できるルックアップテーブルを構築しました。25の隕石落下への適用は、炭素質コンドライトは通常、小さなqでの滞留時間が短いのに対し、普通コンドライトの場合は10、000年から500、000年の範囲であることを示しています。隕石の不足は長い滞留時間で落下し、小さな最小qは、小さなqでの小惑星の超壊滅的な破壊をサポートします。
SPHEREを使用したMWC758の点光源の調査
| Title |
Investigating_point_sources_in_MWC_758_with_SPHERE |
| Authors |
A._Boccaletti,_E._Pantin,_F._M\'enard,_R._Galicher,_M._Langlois,_M._Benisty,_R._Gratton,_G._Chauvin,_C._Ginski,_A.-M._Lagrange,_A._Zurlo,_B._Biller,_M._Bonavita,_M._Bonnefoy,_S._Brown-Sevilla,_F._Cantalloube,_S._Desidera,_V._D'Orazi,_M._Feldt,_J._Hagelberg,_C._Lazzoni,_D._Mesa,_M._Meyer,_C._Perrot,_A._Vigan,_J.-F._Sauvage,_J._Ramos,_G._Rousset,_Y._Magnard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.07850 |
環境。原始惑星系円盤の渦巻腕は、原始惑星によって発射され、円盤のガス成分を伝播する密度波の現れであることが示される可能性があります。MWC758システムのLバンドでは、少なくとも2つの点光源が惑星の質量オブジェクトの候補として識別されています。目的。VLT/SPHEREを使用して、HバンドとKバンドでこれらの候補の対応物を検索し、渦巻腕の形態を特徴付けました。メソッド。データは、高コントラストイメージングの現在の標準的な手法で処理され、検出限界が決定され、Lバンド観測から得られた光度と比較されました。結果。進化モデル、大気モデル、不透明度モデルを検討する際に、Lバンドで実行された点源の以前の2つの検出を確認できませんでした。さらに、動的な観点からの渦巻腕の分析は、これらの候補が渦巻の起源を構成するという仮説を支持していません。結論。MWC758の渦巻腕の実際の発生源を特定するには、より深い観測とより長いタイムスケールが必要になります。
2013年から2020年の間に観測された恒星食からのカリクローの体とリングの洗練された物理的パラメータ
| Title |
Refined_physical_parameters_for_Chariklo's_body_and_rings_from_stellar_occultations_observed_between_2013_and_2020 |
| Authors |
B._E._Morgado,_B._Sicardy,_F._Braga-Ribas,_J._Desmars,_A._R._Gomes-J\'unior,_D._B\'erard,_R._Leiva,_J._L._Ortiz,_R._Vieira-Martins,_G._Benedetti-Rossi,_P._Santos-Sanz,_J._I._B._Camargo,_R._Duffard,_F._L._Rommel,_M._Assafin,_R._C._Boufleur,_F._Colas,_M._Kretlow,_W._Beisker,_R._Sfair,_C._Snodgrass,_N._Morales,_E._Fern\'andez-Valenzuela,_L._S._Amaral,_A._Amarante,_R._A._Artola,_M._Backes,_K-L._Bath,_S._Bouley,_M._W._Buie,_P._Cacella,_C._A._Colazo,_J._P._Colque,_J-L._Dauvergne,_M._Dominik,_M._Emilio,_C._Erickson,_R._Evans,_J._Fabrega-Polleri,_D._Garcia-Lambas,_B._L._Giacchini,_W._Hanna,_D._Herald,_G._Hesler,_T._C._Hinse,_C._Jacques,_E._Jehin,_U._G._J{\o}rgensen,_S._Kerr,_V._Kouprianov,_S._E._Levine,_T._Linder,_P._D._Maley,_D._I._Machado,_L._Maquet,_A._Maury,_R._Melia,_E._Meza,_B._Mondon,_T._Moura,_et_al._(21_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.07904 |
ケンタウロス（10199）カリクローは、小さな物体の周りで最初に発見された環系を持っています。2013年に恒星食を使用して最初に観測されました。恒星食は、キロメートルの精度でサイズと形状を決定し、掩蔽対象とその周辺の特性を取得することを可能にします。2017年から2020年の間に観測された恒星食を使用して、カリクローとそのリングの物理的パラメーターを制約することを目指しています。また、リングの構造を決定し、カリクローの正確な天体測定位置を取得します。カリクローによる恒星食のいくつかの観測キャンペーンを予測し、組織しました。掩蔽光度曲線は、データセットから測定され、そこから入力時間と出力時間、およびリングの幅と不透明度が取得されました。これらの測定値は、以前の研究の結果と組み合わせることで、カリクローの形状とリングの構造に大きな制約を与えることができます。カリクローの環系（C1RとC2R）を特徴づけ、以前の掩蔽の結果と一致しているが、より正確な半径と極の向きを取得します。C1R内のW字型構造の検出と、半径方向の幅の明らかな変化を確認しました。観測された幅は4.8〜9.1kmの範囲で、平均値は6.5kmです。1つの二重観測（可視と赤）では、C1R不透明度プロファイルに違いは見られず、リング粒子のサイズが数ミクロンより大きいことを示しています。C1Rリングの離心率は0.022（3シグマ）よりも小さいことがわかり、その幅の変動は0.005よりも高い離心率を示している可能性があります。11回の掩蔽でのカリクローの検出に3軸形状を適合させ、カリクローが143.8、135.2、および99.1kmの半軸を持つ楕円体と一致していることを確認します。最終的に、ガイアEDR3に基づいて、ミリ秒単位の精度レベルで7つの位置天文位置を提供し、それを使用してカリクローの天体暦を改善しました。
地球をトランジット系外惑星として見ることができる過去、現在、未来の星
宇宙での生命の探求において、通過する太陽系外惑星は現在私たちの最良の標的です。宇宙での生命の探求において、通過する太陽系外惑星は現在私たちの最良の標的です。すでに数千個が検出されているため、私たちの検索は、通過する世界の大気中の生命の兆候を探す次の大型望遠鏡で発見の新時代に入りつつあります。しかし、宇宙は動的であり、太陽の近くのどの星が地球を通過する惑星と見なすための見晴らしの良い場所を持っており、初期の人間の文明が不明であるため、その活気に満ちた生物圏を識別できます。ここでは、326光年以内の1,715個の星が、人類の初期の文明以来、通過する地球上で生命を発見するのに適切な位置にあり、次の5、000年でさらに319個の星がこの特別な見晴らしの良い場所に入ることが示されています。星の中には、過去に地球の太陽面通過を見たロス128、ティーガーデン星、29年と1、642年に地球の太陽面通過を見始めるTrappist-1など、地球の太陽面通過を見るための見晴らしの良い場所を保持する7つの既知の太陽系外惑星ホストがあります。それぞれ年。私たちは、人工の電波がすでに私たちのリストにある最も近い星の75を超えていることを発見しました。
DART衝突に起因するジモルフォの励起スピン状態
| Title |
The_Excited_Spin_State_of_Dimorphos_Resulting_from_the_DART_Impact |
| Authors |
Harrison_F._Agrusa_(1),_Ioannis_Gkolias_(2),_Kleomenis_Tsiganis_(2),_Derek_C._Richardson_(1),_Alex_J._Meyer_(3),_Daniel_J._Scheeres_(3),_Matija_\'Cuk_(4),_Seth_A._Jacobson_(5),_Patrick_Michel_(6),_\"Ozg\"ur_Karatekin_(7),_Andrew_F._Cheng_(8),_Masatoshi_Hirabayashi_(9),_Yun_Zhang_(6),_Eugene_G._Fahnestock_(10),_Alex_B._Davis_(10)_((1)_Department_of_Astronomy,_University_of_Maryland,_College_Park,_MD,_USA_(2)_Department_of_Physics,_Aristotle_University_of_Thessaloniki,_Thessaloniki,_Greece,_(3)_Smead_Department_of_Aerospace_Engineering_Sciences,_University_of_Colorado_Boulder,_Boulder,_CO,_USA,_(4)_Carl_Sagan_Center,_SETI_Institute,_Mountain_View,_CA,_USA,_(5)_Department_of_Earth_and_Environmental_Sciences,_Michigan_State_University,_East_Lansing,_MI,_USA,_(6)_Universite_C\^ote_d'Azur,_Observatoire_de_la_C\^ote_d'Azur,_CNRS,_Laboratoire_Lagrange,_Nice,_France,_(7)_Royal_Observatory_of_Belgium,_Brussels,_Belgium,_(8)_Johns_Hopkins_University_Applied_Physics_Laboratory,_Laurel,_MD,_USA,_(9)_Department_of_Aerospace_Engineering,_Auburn_University,_Auburn,_AL,_USA,_(10)_Jet_Propulsion_Laboratory,_California_Institute_of_Technology,_Pasadena,_CA,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.07996 |
NASAダブルアステロイドリダイレクションテスト（DART）ミッションは、バイナリ小惑星65803ディディモスの衛星であるディモルフォスへの動的インパクターの惑星防衛駆動テストです。DARTは、相対速度${\sim}6.5\text{kms}^{-1}$でディモルフォスを迎撃し、ディモルフォスの軌道速度を乱し、バイナリ軌道周期を変更します。軸比$a/b$および$b/c$（$a\geb\gec）の関数として、Dimorphosの衝撃後の姿勢安定性を調査するための3つの独立した方法（1つは分析的および2つは数値的）を提示します。$）、および運動量伝達効率$\beta$。最初の方法は、円軌道と、二次運動の平均運動、秤動、歳差運動、章動周波数に対応する4つの基本運動周波数を識別する点質量一次運動を想定する新しい分析アプローチを使用します。これらの4つの周波数間の共振位置では、姿勢が不安定になる可能性があることがわかります。2つの独立した数値コードを使用して、分析モデルによって予測された共振の多くを回復し、実際に姿勢の不安定性を示します。1つのコードで、高速リアプノフインジケーターを使用して、セカンダリの姿勢が共振位置の近くで無秩序に進化する可能性があることを示します。次に、忠実度の高い数値モデルを使用して、ディモルフォスが共振位置の近くでカオス的なタンブリング状態に入り、特に長軸を中心に不安定な回転を起こしやすいことがわかります。これは、2026年後半にディディモスに到着したESAのヘラミッションによって確認できます。また、両方の物体のスピンと軌道の進化の完全に結合された処理が、セカンダリのスピン状態と秤動の振幅の長期的な進化を正確にモデル化するために重要であることを示します。最後に、Dimorphosが同期回転しなくなった場合に、BYORPの進化を終了する可能性を含め、衝撃後のタンブリングまたはローリング状態の影響について説明します。
低光度で隠されたAGNホスト銀河は、宇宙正午の主要な融合システムでは主に存在しません
| Title |
Lower-Luminosity_Obscured_AGN_Host_Galaxies_are_Not_Predominantly_in_Major-Merging_Systems_at_Cosmic_Noon |
| Authors |
Erini_Lambrides,_Marco_Chiaberge,_Timothy_Heckman,_Allison_Kirkpatrick,_Eileen_T._Meyer,_Andreea_Petric,_Kirsten_Hall,_Arianna_Long,_Duncan_J._Watts,_Roberto_Gilli,_Raymond_Simons,_Kirill_Tchernyshyov,_Vicente_Rodriguez-Gomez,_Fabio_Vito,_Alexander_De_La_Vega,_Jeffrey_R._Davis,_Dale_D_Kocevski,_Colin_Norman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.07533 |
科学界は60年以上にわたり、活発に成長している中央の超大質量ブラックホール（活動銀河核-AGN）を研究してきましたが、その起源に関する基本的な疑問は未解決のままです。数値シミュレーションと理論的議論は、ブラックホールの成長が強力な降着の短命の期間（$\sim$10$^{7}$-10$^{8}$年）の間に起こることを示しています。大規模な合併は、AGNの急速な燃料供給を引き起こす最も可能性の高い散逸プロセスとして一般的に呼び出されます。AGN合併パラダイムが真である場合、銀河の合体は、非常に不明瞭なAGNフェーズ（N$_H$$>10^{23}$cm$^{-2}$）でのブラックホール降着と一致すると予想されます。0.5$<$$z$$<$3.1の不明瞭なAGNの最大のサンプルの1つから始めて、40個のスターバーストのない低光度の不明瞭なAGNを選択します。次に、1対1で一致する赤方偏移と近赤外のマグニチュードが一致する非スターバーストの非アクティブな銀河コントロールサンプルを作成します。濃い色の\textit{HubbleSpaceTelescope}イメージングと人間の分類の新しい方法を組み合わせて、大規模な合併が行われている銀河と強く隠されたAGNが強く関連しているという合併AGNパラダイム予測をテストします。80個の銀河の合計サンプルで、結合銀河/結合後システムと孤立した銀河を識別する際の個々の分類器の精度を推定します。人間の分類器と各銀河の個々の分類の精度を考慮して、各銀河が主要な合併または孤立系のいずれかにある確率を計算します。宇宙正午に隠されたAGNが、重要なマージ/マージ後の機能の証拠があるシステムで主に見られるという統計的に有意な証拠は見つかりません。
宇宙線階段：宇宙線の音響不安定性の結果
| Title |
The_Cosmic_Ray_Staircase:_the_Outcome_of_the_Cosmic_Ray_Acoustic_Instability |
| Authors |
Tsun_Hin_Navin_Tsung,_S._Peng_Oh,_Yan-Fei_Jiang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.07543 |
最近、宇宙線（CR）が銀河風を駆動するための主要な候補として浮上しています。小規模なプロセスは、世界の風の特性に劇的な影響を与える可能性があります。CRストリーミングの2モーメントシミュレーションを実行して、位相シフトされたCR力とCR加熱によって音波がどのように不安定に駆動されるかを調べます。線形理論の成長率を検証します。音波が非線形に成長するにつれて、音波は準周期的な一連の伝播衝撃に急勾配になります。ショックで密度が急上昇すると、CRのボトルネックが発生します。伝播するボトルネックの深さは、密度ジャンプとその速度の両方に依存します。{\Delta}P_cは、急速に移動するボトルネックの場合は小さくなります。一連のボトルネックにより、凸包構造から理解できるCR階段構造が作成されます。システムは、新しい摂動の成長と階段の合併の間で定常状態に達します。CRは高原で分離されますが、階段のジャンプで強い力と加熱を発揮します。高原でのCR加熱の欠如は、冷却、強いガス圧力勾配、およびさらなる衝撃につながります。ボトルネックが固定されている場合、グローバルフローを大幅に変更する可能性があります。それらの伝播時間が動的時間に匹敵する場合、グローバルな運動量とエネルギー伝達に対するそれらの影響は中程度です。CRの音響不安定性は、銀河風だけでなく、低温ガスと高温ガスの間の熱界面に関連している可能性があります。放射流の不透明度の増加と同様に、ボトルネックによるCR圧力の増加により、質量の流出速度が最大1桁増加する可能性があります。それは異常な形態の熱的不安定性の種となり、衝撃は明確な観察的特徴を持っている可能性があります。
近くの矮小銀河におけるワイドバイナリシステムをモデル化するための2点分離関数
| Title |
Two-Point_Separation_Functions_for_Modeling_Wide_Binary_Systems_in_Nearby_Dwarf_Galaxies |
| Authors |
Christopher_Kervick,_Matthew_G._Walker,_Jorge_Pe\~narrubia_and_Sergey_E._Koposov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.07554 |
幾何学的手法を使用して、指定された位置関数$\mathrm{d}N/\mathrm{d}\vec{R}$の母集団内のオブジェクトのペア間で（2次元）分離関数を導出します。円形フィールド内の均一な面密度、プランマー球（投影で表示）、およびそれらの混合に対応する分離関数の解析ソリューションを提示します。これには、両方のサブ母集団内のバイナリオブジェクトからの寄与が含まれます。これらの結果により、2点相関関数の標準的な推定量に頼ることなく、オブジェクトの位置とペアの分離データの直接モデリングを介して、バイナリオブジェクトの母集団に関する推論が可能になります。既知の矮小楕円銀河を模倣するように設計された模擬データセットを分析して、広い連星系の数を含む入力プロパティを回復する能力を示します。解決された連星ペアの数が$\gtrsim$数百であると想定される場合、それらの分離機能の特徴的な特徴（例えば、急勾配化および/または切り捨て）。今後の観測機能と組み合わせることで、この方法論は、矮小銀河における広い二元集団の形成および/または生存への窓を開き、最小の銀河スケールでの暗黒物質下部構造の新しいプローブを提供します。
星間物質における原因不明のスペクトル現象：はじめに
何十年にもわたる広範な観測の後で未確認のままになっている多くの天文スペクトル現象が存在します。拡散星間バンド、220nm機能、未確認の赤外線放射バンド、拡張された赤色放射、および21および30$\mu$m放射機能は、さまざまな天体物理環境で見られます。これらの特徴の強みは、それらが一般的な元素でできている化合物に由来していることを示唆しています。このような有機物質がどのように合成され、銀河全体に分布しているかを理解するという探求は、宇宙の化学物質含有量を理解する上での大きな課題です。
ローカルAGNのAGNIFS調査：GMOS-IFUデータと30のソースでの流出
| Title |
AGNIFS_survey_of_local_AGN:_GMOS-IFU_data_and_outflows_in_30_sources |
| Authors |
D._Ruschel-Dutra,_T._Storchi-Bergmann,_A._Schnorr-M\"uller,_R._A._Riffel,_B._Dall'Agnol_de_Oliveira,_D._Lena,_A._Robinson,_N._Nagar_and_M._Elvis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.07635 |
私たちの研究グループであるAGNIFSが過去10年間に収集した、30個のローカル（$z\le0.02$）活動銀河核（AGN）ホストの内部キロパーセクの光学データキューブを、ジェミニの面分光器での観測によって分析します。マルチオブジェクトスペクトログラフ。空間解像度の範囲は$50〜{\rmpc}$から$300〜{\rmpc}$で、スペクトルカバレッジは$4800〜\mathring{A}$または$5600〜\mathring{A}$から$7000〜\mathring{A}$、速度分解能$\upperx50〜{\rmkm〜s^{-1}}$で。ガスの励起と運動学のマップを導き出し、銀河に対してランダムな向きを持つAGNイオン化軸と、放出ガスの運動学的主軸を決定します。ほとんどの場合、回転がガスの運動学を支配しますが、流入と流出の存在によって妨げられることがわかります。流出は、通常はイオン化軸に沿って、21個の原子核で発見されています。ガス速度分散は、流出のトレーサーとして採用された$W_{80}$（ラインフラックスの80％を含む速度幅）によって追跡されます。7つのソースでは、$W_{80}$がイオン化軸に対して垂直に強調されており、流出が横方向に拡大していることを示しています。質量流出率$\dot{M}$と累乗$\dot{E}$を推定し、$\log\、[\dot{M}/（{\rm\、M_\odot\の中央値を見つけました。、yr^{-1}}）]=-2.1_{-1.0}^{+1.6}$および$\log\、[\dot{E}/（{\rm\、erg\、s^{-1}}）]=38.5_{-0.9}^{+1.8}$、それぞれ。どちらの量も、AGNの光度（$L_{\rmAGN}$）と穏やかな相関関係を示しています。$\dot{E}$は4つのソースで0.01$L_{\rmAGN}$のオーダーですが、ソースの大部分（9）でははるかに低く、中央値は$\log\、[\dot{E}/L_{\rmAGN}]=-5.34_{-0.9}^{+3.2}$は、ローカルユニバースでの典型的な流出が、ホスト銀河の進化に大きな影響を与える可能性が低いことを示しています。
高銀河緯度でのMBM分子雲の絶滅と距離
| Title |
The_Extinction_and_Distance_of_the_MBM_Molecular_Clouds_at_High_Galactic_Latitude |
| Authors |
Mingxu_Sun,_Biwei_Jiang,_He_Zhao_and_Yi_Ren |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.07641 |
400万個以上の星の正確な色超過$E_{\rmG_{BP}、G_{RP}}$と\からの100万個以上の星の$E_{\rmNUV、G_{BP}}$に基づくcitet{2021ApJS..254...38S}、$|b|>20^{\circ}$でのMBMカタログの分子雲の距離と消滅は、\emph{の距離測定と組み合わせて研究されます。ガイア}/EDR3。66個の分子雲について、距離と色の過剰が決定されます。色過剰率$E_{\rmG_{BP}、G_{RP}}/E_{\rmNUV、G_{BP}}$は、そのうち39個について導出されます。これは明らかに大きく、小さいほど小さい粒子が多いことを意味します。絶滅。また、ダストディスクのスケールハイトは約100pcであり、ディスクのフレアリングにより反中心方向に大きくなっています。
周期的なボックスシミュレーションによる乱流混相流ハローの特性化
| Title |
Characterising_the_turbulent_multiphase_halos_with_periodic_box_simulations |
| Authors |
Rajsekhar_Mohapatra,_Mrinal_Jetti,_Prateek_Sharma_and_Christoph_Federrath |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.07722 |
銀河団ガス（ICM）の乱流は、活動銀河核（AGN）ジェット、合併、および銀河の落下の結果として引き起こされます。ガスの動きを制御するだけでなく、ICMの熱力学においても重要な役割を果たします。乱流は、密度の変動を生成することによってシードの熱不安定性を助け、高温相と低温相を混合して、短い冷却時間で中間温度ガス（$10^4$-$10^7$〜$\mathrm{K}$）を生成します。多相ICMの高解像度（$384^3$-$768^3$解像度要素）の理想化されたシミュレーションを実行し、$f_{\mathrm{turb}}$（$0.001$-$1.0）によって特徴付けられる乱流強度の影響を研究します。$）、正味の放射冷却速度に対する乱流強制力の比率。密度と温度分布、ガス摂動の振幅と性質、および温度フェーズ間の遷移の確率を分析します。また、質量および体積加重熱加熱と弱いICM磁場の影響についても研究します。$f_{\mathrm{turb}}$が低い場合、ガスの分布は高温相と低温相の間で二峰性になります。$f_{\mathrm{turb}}$を増やすと、異なる相間の混合がより効率的になり、より大量の中間温度ガスが生成されます。強い乱流（$f_{\mathrm{turb}}\geq0.5$）は、より大きな密度変動とより速い冷却を生成します。マッハ数$\sigma_{\ln{\bar{P}}}^によるrms対数圧力変動スケーリング2\approx\ln（1+b^2\gamma^2\mathcal{M}^4）$は熱不安定性の影響を受けず、水力乱流の場合と同じです。対照的に、$\sigma_s^2$によって特徴付けられる密度の変動は、特に$\mathcal{M}\lesssim0.5$の場合にはるかに大きくなります。電磁流体力学的実行では、磁場は低温相で重要な圧力サポートを提供しますが、拡散ガスの分布、および変動の性質と振幅に強い影響を与えることはありません。
ホリスモックス-VI。 HSC-SSPイメージング調査からの新しい銀河スケールの強力なレンズ候補
| Title |
HOLISMOKES_--_VI._New_galaxy-scale_strong_lens_candidates_from_the_HSC-SSP_imaging_survey |
| Authors |
R._Canameras,_S._Schuldt,_Y._Shu,_S._H._Suyu,_S._Taubenberger,_T._Meinhardt,_L._Leal-Taix\'e,_D._C.-Y._Chao,_K._T._Inoue,_A._T._Jaelani,_A._More |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.07829 |
HyperSuprime-Cam（HSC）調査から、マルチバンドイメージングにおける銀河スケールの強力なレンズの体系的な検索を実行しました。現実的なストロングレンズシミュレーション、ディープニューラルネットワーク分類、および目視検査に基づく自動パイプラインは、広い画像分離（アインシュタイン半径〜1.0-3.0"）、中間赤方偏移レンズ（z〜0.4-0.7）を備えたシステムを効率的に選択することを目的としています。）、および銀河の進化と宇宙論のための明るい弧。厳密な事前選択を回避し、深層で広い次の時代に備えるために、iバンドクロン半径が0.8インチを超えるHSCワイドの6,250万個の銀河すべてのgri画像を分類しました。ユークリッドとルービン天文台によるスケールイメージング調査。空間的に分解された複数の画像または拡張された歪んだ弧のいずれかを備えた明確なレンズまたは可能性のあるレンズとして分類された206個の新たに発見された候補を取得しました。さらに、以前のHSC検索で信頼性が低いと割り当てられた88の高品質の候補が見つかり、文献で173の既知のシステムを回復しました。これらの結果は、限られた人間の入力に助けられて、偽陽性率が約0.01％と低い深層学習パイプラインが、大規模なカタログからまれな強力なレンズを識別するのに非常に強力であるだけでなく、従来のアルゴリズムで見つかったサンプルを大幅に拡張することも示しています。将来の分光学的確認のために候補のランク付けされたリストを提供します。
X線背景放射における集団IIIの星形成：I。形成の臨界ハロー質量と星の総質量
| Title |
Population_III_Star_Formation_in_an_X-ray_background:_I._Critical_Halo_Mass_of_Formation_and_Total_Mass_in_Stars |
| Authors |
Jongwon_Park,_Massimo_Ricotti_and_Kazuyuki_Sugimura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.07883 |
宇宙で形成される最初の発光物体は、種族IIIの星の形成に影響を与えるFUVおよびX線バンドで放射バックグラウンドを生成します。宇宙論的流体力学ズームインシミュレーションのグリッドを使用して、Lyman-Warner（LW）とX線放射の背景が、種族IIIの星形成の臨界暗黒物質ハロー質量とハローあたりの星の総質量に与える影響を調べます。LW放射のバックグラウンドが、H$_2$の割合を低下させ、種族IIIの星の形成を遅らせることがわかります。一方、X線照射は、X線バックグラウンドが強すぎてガス加熱がハローへのガス崩壊を遮断し、星形成を妨げない限り、崩壊の赤方偏移を予測し、臨界ハロー質量を減らします。したがって、X線背景放射は、種族IIIの星を形成する暗黒物質ハローの数を約10倍に増やすことができますが、各ハローで形成される星の総質量は減少します。これは、X線放射によって分子の割合が増加し、崩壊するガスの最低温度（または同等に準静水圧コアの質量）が低下するため、中央の原始星へのガスの降着が遅くなるためです。
X線背景放射における集団IIIの星形成：II。原始星の円盤、星の多重度と質量関数
| Title |
Population_III_Star_Formation_in_an_X-ray_background:_II._Protostellar_Discs,_Multiplicity_and_Mass_Function_of_the_Stars |
| Authors |
Jongwon_Park,_Massimo_Ricotti_and_Kazuyuki_Sugimura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.07898 |
ディスクの断片化は、原始星（ポップIII星）の数、それらの質量、したがって初期質量関数を決定する上で重要な役割を果たします。シリーズのこの2番目の論文では、高解像度のズームインシミュレーションのグリッドを使用して、均一なFUVH$_2$-光解離およびX線放射バックグラウンドがPop〜III星の形成に及ぼす影響を調査します。X線背景放射では、原始星の円盤は面密度が低く、Toomre$Q$パラメータが高いため、より安定していることがわかります。このため、X線照射されたディスクは断片化が少なく、通常、バイナリシステムまたは低多重度システムのいずれかを生成します。対照的に、X線照射が弱いかまったくない場合は、通常の多重度が$6\pm3$のシステムが生成されます。さらに、各システムで最も重い原始星は、降着率が低いため、ディスクにX線を照射すると、約2分の1になります。これらの2つの効果を組み合わせると、フラグメントの初期質量関数は、強いX線背景放射でよりトップヘビーになり、勾配$1.53$と高質量カットオフ$61$M$_\odotのべき乗則によってよく説明されます。$。X線がない場合、勾配$0.49$とカットオフ質量$229$M$_\odot$が見つかります。最後に、原始星は、外部からの高角運動量ガスの降着のために、形成後に外側に移動し、X線照射がない場合、移動はより頻繁で重要です。
球状星団の第2世代星形成におけるIa型超新星の役割について
| Title |
On_the_role_of_Type_Ia_supernovae_in_the_second_generation_star_formation_in_globular_clusters |
| Authors |
Elena_Lacchin,_Francesco_Calura,_Enrico_Vesperini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.07962 |
3D流体力学シミュレーションにより、Ia型超新星（SNe）の爆発が、球状星団（GC）の星形成履歴と第2世代（SG）星の化学的性質にどのように影響するかを研究します。SG星は、第1世代の漸近巨星分枝（AGB）星が噴出物を放出し始めると、形成されると想定されています。このフェーズでは、外部ガスがシステムによって蓄積され、SNeIaが爆発し始め、高温で希薄な気泡を刻みます。SNeIaの爆発時間に大きな不確実性があるため、「遅延時間」について2つの異なる値をテストします。外部ガス密度について2つの異なるモデルを実行します。遅延時間が短い低密度シナリオでは、爆発はSG星形成の開始時に始まり、初期段階で停止します。外部ガスはシステムにほとんど浸透しないため、ほとんどのSG星は極端なヘリウム存在量を示します（Y>0.33）。SN爆発が遅れた低密度モデルは、より拡張されたSG星形成エポックを持ち、適度なヘリウム濃縮を伴うSG星を含みます。それどころか、高密度モデルはSN爆発の影響を弱くし、最終的なSG質量はSNeIaなしで得られたものと同様です。ほとんどの星は、AGBの噴出物と元のガスの混合物から形成され、適度なヘリウム濃縮を持っています。SNeIaからのガスが$\sim0.14$dexの鉄の広がりを生成する可能性があることを示します。これは、銀河系GCの約20％で見られる広がりと一致しており、SNeIaがこのサブの形成に重要な役割を果たした可能性があることを示唆しています。GCのサンプル。
熱風における多相のほこりっぽい雲の生存
最近、$\sim10^{4}$K雲の加速が大きく進歩し、銀河系周辺媒体の吸収線測定と銀河風の原子相を説明しています。しかし、銀河風の分子相の起源は、理論的な注目を比較的受けていません。原子雲の生存に関する研究は、効率的な放射冷却が銀河円盤から放出された物質の生存を可能にするかもしれないことを示唆しています。あるいは、ダストが加速プロセスを生き延びた場合、原子および分子ガスが流出内に形成される可能性があります。放射冷却とモデルダストをトレーサー粒子として含む3次元流体力学シミュレーションを使用して、熱風における分子のほこりの多い雲の生存を調査します。分子ガスは破壊されたり、生き残ったり、完全に$\sim10^4$Kガスに変換されたりする可能性があることがわかりました。特徴的な冷却時間をシステムの「クラウドクラッシュ」時間と比較する、これら3つの結果を区別する分析基準を確立します。一般的に研究されている原子$\sim10^{4}$K雲とは対照的に、分子雲は、効率的な混合の結果として、抗力時間よりも速く同伴されます。さらに、ダストは原則として加速された雲に埋め込まれて生き残ることができますが、生存率はダストが高温段階で費やす時間と破壊の有効しきい値温度に大きく依存することがわかります。銀河系の媒体を塵や金属で汚染するという文脈での結果について議論するとともに、銀河系の分子風の急速な加速とクラゲ銀河のラム圧力の剥ぎ取られた尾を示唆する観測を理解します。
フィードバックが支配的な降着フロー
活動銀河核（AGN）の降着円盤の新しい二流体モデルを提示します。これは、AGN郊外のトゥームレ不安定性の長年の問題に対処することを目的としています。Sirko＆Goodman2003などによる初期の研究の精神に基づき、Toomreの不安定性は、断片化とその余波によって生成されるフィードバックによって最終的に自己調整されると主張します。過去の半解析モデルとは異なり、（i）星形成率を熱フィードバックに接続するために局所処方を採用し、（ii）AGNディスクが星形成定常状態に自己調整すると仮定します（ToomreパラメーターQ=1）。フィードバックプロセスは時間的および空間的に非局所的であることがわかります。AGNガスに埋め込まれた多くの恒星質量ブラックホール（BH）の蓄積は、最終的に、主要なフィードバック源としての大質量星からの放射、風、超新星を置き換えます。BH形成とその後の移動に固有の遅延により、局所的な加熱速度は局所的な星形成速度とほとんど相関しません。フィードバック加熱の非局所性は、ガス全体で効率的に混合するための熱の必要性と相まって、Q>>1を持ち、進行中の星形成がない定常状態のAGNソリューションを生み出します。AGNディスクに埋め込まれたコンパクトオブジェクト集団の進化に対する2流体ディスクモデルの影響を調査し、AGNの質量と降着率のパラメーター空間の多くで自己無撞着な定常状態の解を見つけます。これらのソリューションには、AGNの寿命全体にわたって、質量の下部と上部のギャップを含め、数倍の質量で成長する可能性のある、埋め込まれたコンパクトオブジェクトの大規模な集団が含まれています。これらのフィードバックが支配的なAGNディスクは、一般的に使用されている1Dディスクモデルとは構造が大きく異なり、AGN内の重力波源の形成に幅広い影響を及ぼします。
巨大なブラックホール連星の集団における重力自己レンズ
| Title |
Gravitational_Self-Lensing_in_Populations_of_Massive_Black_Hole_Binaries |
| Authors |
Luke_Zoltan_Kelley,_Daniel_J._D'Orazio,_Rosanne_Di_Stefano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.07522 |
コミュニティは、巨大なブラックホール連星（MBHB）からの低周波重力波を検出しようとしている可能性がありますが、連星活動銀河核（AGN）の例は確認されていません。MBHBは本質的にまれであるため、最も有望な検出方法は、全天観測からの測光データを利用します。最近、D'Orazio＆DiStefano2018（arXiv：1707.02335）は、近接分離バイナリでAGNを検出する方法として重力セルフレンズを提案しました。この研究では、シミュレートされたMBHBの現実的な母集団におけるレンズシグネチャの検出可能性を計算します。モデルの仮定の範囲内で、VROのLSSTは、数十から数百の自己レンズバイナリを検出できるはずであり、レートの不確実性は、主にバイナリ軌道に対するAGNディスクの方向に依存します。レンズ検出可能なシステムの約4分の1は、検出可能なドップラーブースティングシグネチャも示すはずです。AGNディスクが軌道と整列する傾向がある場合、レンズの特徴はほとんど無彩色ですが、整列していない構成では、青い光学バンドは赤い光学バンドよりもレンズが多くなります。かなりの不明瞭な物質（例えば、ほこりっぽいトーラス）が近いバイナリに存在するかどうかは不明ですが、私たちの推定では、この場合でもかなりの部分のシステムがまだ観測可能であることが示唆されています。
LIGO--質量比と効果的な吸気スピンの間のVirgo相関：活動銀河核チャネルのテスト
| Title |
LIGO--Virgo_correlations_between_mass_ratio_and_effective_inspiral_spin:_testing_the_active_galactic_nuclei_channel |
| Authors |
B.McKernan,_K.E.S.Ford,_T.Callister,_W.M.Farr,_R.O'Shaughnessy,_R.Smith,_E.Thrane,_A.Vajpeyi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.07551 |
LIGOによる観察-バイナリブラックホールマージのVirgoは、ブラックホールの質量比（$q=m_{2}/m_{1}$）と有効なインスピレーションスピンパラメータ$\chi_{\rmeffとの間に反相関の可能性があることを示唆しています}$、バイナリ軌道角運動量への質量加重スピン投影（Callisteretal.2021）。このような反相関は、球形および平面の対称性の破れ効果により、活動銀河核（AGN）に組み立てられた連星ブラックホールで自然に発生する可能性があることを示します。以下の現象論的モデルについて説明します。1）より重いブラックホールがAGNディスクに存在し、ディスクと整列するようにスピンアップする傾向がある。2）ランダムなスピン配向を持つより軽いブラックホールが核回転楕円体に存在します。3）AGNディスクは、回転楕円体コンポーネントの一部を迅速にキャプチャするのに十分な密度です。ただし、バルクディスクのマージの数を制限するために半径方向の範囲は小さい。4）ディスク内の移行は不均一であり、移行者からのフィードバックまたはディスクの乱れによって中断される可能性があります。5）ディスクでの動的な遭遇は一般的であり、特に失速軌道またはトラップで、重心の周りで逆行するバイナリを優先的に破壊します。このモデルは、反証可能な予測を提供しながら、LIGO--Virgoデータの傾向を説明する可能性があります。異なるチャネルの（$q、\chi_{\rmeff}$）パラメータ空間での予測の比較により、観測された合併率へのそれらの部分的な寄与を区別できる場合があります。
北半球のUHECRデータは、CMBRの疑似光子組成をさらにサポートします
私はさらに、宇宙背景放射（CBR）の組成がフォトニックではないという理論をテストします。Tipler（2005）は以前、標準模型（SM）と熱力学の第二法則との整合性のために初期宇宙CBRが光子ではなくSU（2）ゲージ場（疑似光子）で完全に構成される必要があると主張しました。この仮定の結果の1つは、超高エネルギー宇宙線（UHECR）は、疑似フォトニックCBRが右巻きフェルミ粒子と結合できないため、標準理論で許可されているよりも10倍大きく伝搬できることです。この新しい理論が、到着方向から3度以内の赤方偏移z=0.1までの適切な候補を見つけることによって、UHECR起源の問題を解決するかどうかをテストします。Fly'sEye北半球UHECRデータを利用して、NorthernSkyUHECRで80％の成功を収めた候補を特定しました（活動銀河核である可能性が高い特定の天体が絶対にそのように特定された場合は98.7％）。これは、標準模型、初期の宇宙宇宙論、物質と反物質の起源に他の重要な意味を持つCBR理論と同じです。これは、南半球からのUHECRデータを使用して86％の成功したソース識別率を得た、TiplerandPiasecki（2018）の作業を拡張したものです。私は、潜在的な発生源と対になっていない残りのUHECRは、これらの地域のより綿密な望遠鏡調査で特定された発生源を持つだろうと予測しています。他の最近の実験はさらに、CBRの疑似フォトニック組成を示唆している。UHECR起源の問題は解決されるかもしれません。
外部銀河のX線連星活動における基本平面
最新のチャンドラソースカタログを地元の銀河カタログと照合することにより、銀河系外X線連星（XRB）の新しいカタログを作成します。私たちのXRBカタログには、約130Mpc内の237個の銀河によってホストされている4430個のXRBが含まれています。XRBが銀河のX線活動を支配しているため、カタログを使用すると、銀河の総X線光度$L_{X、\rmtot}$と、星形成率$\dot{\rho}の相関関係を調べることができます。_\star$、および恒星の質量$M_\star$。以前に報告されたように、$L_{X、\rmtot}$は$\dot{\rho}_\star$および$M_\star$と相関しています。特に、$\logL_{X、\rmtot}={38.80^{+0.09}_{-0.12}}+\log（\dot{\rho）のように、これら3つのパラメーターに基本平面があることがわかります。}_\star+\alphaM_\star）$、ここで$\alpha={（3.36\pm1.40）\times10^{-11}}\{\rmyr^{-1}}$。この関係を調査するために、現象論的なバイナリ母集団合成モデルを構築します。形成されたコンパクトオブジェクトの連星系における高質量XRBと低質量XRBの割合は、それぞれ〜9％と〜0.04％であることがわかります。最新のXMM-NewtonおよびSwiftX線源カタログデータセットを利用して、追加のXRB候補も検出され、311個の銀河によってホストされる5757個のXRBが生成されます。
一般的なエンベロープジェット超新星における負のジェットフィードバックメカニズムのシミュレーション
| Title |
Simulating_the_negative_jet_feedback_mechanism_in_common_envelope_jets_supernovae |
| Authors |
Aldana_Grichener,_Coral_Cohen_and_Noam_Soker_(Technion,_Israel) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.07856 |
恒星進化コードMESAを使用して、一般外層ジェット超新星（CEJSNe）の負のジェットフィードバックメカニズムを研究します。このメカニズムでは、中性子星（NS）が赤色超巨星（RSG）のエンベロープでジェットを発射し、フィードバックによって質量が減少することがわかります。降着率は、ジェットを操作しない場合の質量降着率の約0.05〜0.2倍です。ジェットが運ぶエネルギーをNS軌道の外側のエンベロープゾーンに蓄積することにより、RSGエンベロープに対するジェットの影響を模倣します。エネルギーの蓄積によりエンベロープが膨張するため、NS付近の密度が低下し、負のフィードバックサイクルでの質量降着率が低下します。ジェットの出力と実際の降着力の正準比が0.1の場合、および実際の質量降着率がボンダイ-ホイル-リトルトンの質量降着率の0.1〜0.5の割合であることを示す数値シミュレーションの結果では、次のことがわかります。負のジェットフィードバック係数（降着率のさらなる低下）は、RSGエンベロープ内のNSスパイラルインの場合、約0.05〜0.2です。
LIGO / VirgoおよびNICERからのPSRJ0737-3039Aの慣性モーメントについて
クォークコアを持つ中性子星に関する以前の研究（Lietal。2021）を拡張して、パルサー内部コアにパルサー内部コアからの位相遷移があると仮定して、ダブルパルサーバイナリJ0737-3039のパルサーAの慣性モーメントを予測します。一般的な「一定音速」（CSS）パラメータ化によってモデル化されたクォーク物質の高密度相に対するソフトQMFまたはスティッフDD2ハドロニック状態方程式（EOS）。LIGO/Virgoによって検出されたGW170817とGW190425のバイナリ中性子星合体の潮汐変形性、およびPSRJ0030+0451とMSPJ0740+6620の質量と半径の観測データを組み込むことにより、慣性モーメントのベイジアン分析を実行します。、NeutronStarInteriorCompositionExplorerによって検出されます。PSRJ0737-3039Aの慣性モーメントの最も可能性の高い値は、$1.27_{-0.14}^{+0.18}\times10^{45}\、{\rmg\、cm^2}$であることがわかります。QMF+CSSおよび同様に$1.29_{-0.15}^{+0.26}\times10^{45}\、{\rmg\、cm^2}$（DD2+CSSの場合）は$90\％$の信頼区間です。また、慣性モーメントの測定によってハイブリッド星のEOSと質量半径の関係に関する知識がどのように向上するかを示し、クォークの閉じ込め解除の相転移が、この仮説と一致する可能性のある利用可能なデータと今後のデータによってサポートされるかどうかについて説明します。
低質量の偏心バイナリのパラメータ推定における相関：GW151226＆GW170608
| Title |
Correlations_in_parameter_estimation_of_low-mass_eccentric_binaries:_GW151226_&_GW170608 |
| Authors |
Eamonn_O'Shea,_Prayush_Kumar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.07981 |
連星ブラックホール合併の偏心は、それらの形成の歴史の指標であると予測されています。特に、離心率は、孤立した恒星系における恒星進化による形成ではなく、動的形成の強い兆候です。準円形テンプレートを使用して偏心信号を検索すると、SNRが失われる可能性があり、そのようなパイプラインでは一部の信号が失われる可能性があることが示されています。このような偏心システムのソースパラメータを決定するために、既存の準円形パラメータ推定パイプラインの有効性を調査します。離心率が最大0.3のシミュレートされた信号のセットを作成し、離心率が増加するにつれて、復元された質量パラメーターが、最大$\約10\％$高いチャープ質量と質量比に近いバイナリのパラメーターと一致することを確認します。団結。また、完全なインスパイラルマージャーリングダウン波形モデルを使用して、2つの重力波イベントGW151226とGW170608のパラメーター推定を実行し、実際のデータに対するこのバイアスを調査します。質量と離心率の相関関係は実際のデータでも持続しますが、測定された離心率と有効スピンの間にも相関関係があることがわかります。特に、回転していない以前の結果を使用すると、GW151226の離心率が誤って測定されます。整列したスピン離心率モデルを使用してパラメーター推定を実行し、GW151226とGW170608の離心率をそれぞれ$<0.15$と$<0.12$に制限します。
Trimbleの「XXXXの天体物理学」シリーズの精神に基づいて、2020年のSETIの開発を非常に簡潔かつ主観的にレビューします。私の主な焦点は、2020年に発行または公開された74の論文と本であり、6つの大きなカテゴリに分類します。結果実際の検索、新しい検索方法と計測、ターゲットと頻度の選択、技術署名の開発、ETIの理論、SETIの社会的側面から。
MagAO-X機器の変形可能ミラーの特性評価
| Title |
Characterizing_deformable_mirrors_for_the_MagAO-X_instrument |
| Authors |
Kyle_Van_Gorkom,_Jared_R._Males,_Laird_M._Close,_Jennifer_Lumbres,_Alex_Hedglen,_Joseph_D._Long,_Sebastiaan_Y._Haffert,_Olivier_Guyon,_Maggie_Kautz,_Lauren_Schatz,_Kelsey_Miller,_Alexander_T._Rodack,_Justin_M._Knight,_Katie_M._Morzinski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.07523 |
MagAO-X機器は、マゼラン望遠鏡の可視および近赤外波長での高コントラストイメージング用の新しい極端な補償光学システムです。このシステムの中心的なコンポーネントは、BostonMicromachinesCorp.の2040アクチュエータ微小電気機械変形可能ミラー（DM）であり、高次波面制御（ツイーター）用に3.63kHzで動作します。ALPAOからの2つの追加DMは、低次（ウーファー）および非共通パスサイエンスアーム波面補正（NCPCDM）を実行します。機器と統合する前に、ZygoVerifire干渉計を使用してこれらのデバイスの特性を評価して各DM表面を測定しました。ここでは、特性評価の結果を示し、ツイーターを6.9nmの二乗平均平方根（RMS）表面（およびその制御帯域幅内の0.56nmRMS表面）のフラットに駆動し、ウーファーを2.2nmRMS表面に駆動する機能を示します。各デバイスのMagAO-Xビームフットプリント上の2.1nmRMS表面へのNCPCDM。MagAO-Xサイエンスカメラでフォーカスダイバーシティ位相回復を使用して内部機器波面誤差（WFE）を推定し、統合DMが機器WFEを18.7nmRMSに補正することをさらに示します。これは、11.7％の瞳孔振幅RMSと組み合わされます。、H$\alpha$で0.94のストレールレシオを生成します。
ヤクーツクエアシャワーアレイの状況と今後の計画
| Title |
Status_of_the_Yakutsk_air_shower_array_and_future_plans |
| Authors |
A._K._Alekseev,_E._A._Atlasov,_N._G._Bolotnikov,_A._V._Bosikov,_N._A._Dyachkovskiy,_N._S._Gerasimova,_A._V._Glushkov,_A._A._Ivanov,_O._N._Ivanov,_D._N._Kardashevsky,_I._A._Kellarev,_S._P._Knurenko,_A._D._Krasilnikov,_A._N._Krivenkov,_I._V._Ksenofontov,_L._T._Ksenofontov,_K._G._Lebedev,_S._V._Matarkin,_V._P._Mokhnachevskaya,_E._V._Nikolaeva,_N._I._Neustroev,_I._S._Petrov,_N._D._Platonov,_A._S._Proshutinsky,_A._V._Sabourov,_I._Ye._Sleptsov,_G._G._Struchkov,_L._V._Timofeev,_B._B._Yakovlev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.07528 |
ヤクーツクエクステンシブエアシャワーアレイは、50年以上（1970年以来）継続して運用されており、最近まで、超高エネルギー領域での宇宙線の特性を研究することを目的とした世界最大の地上ベースの機器の1つでした。このレポートでは、宇宙線のエネルギースペクトル、質量組成、方向異方性について、アレイで最近得られた結果と、それらが世界のデータにどのように適合するかについて説明します。大規模なエアシャワーのムオニック成分の測定には特別な注意が払われています。衝撃時の粒子加速の理論的結果も簡単にレビューされます。アレイの近代化に関する将来の科学的および工学的計画について説明します。
ルービン天文台からの超新星の測光分類を最適化するための考慮事項
| Title |
Considerations_for_optimizing_photometric_classification_of_supernovae_from_the_Rubin_Observatory |
| Authors |
Catarina_S._Alves,_Hiranya_V._Peiris,_Michelle_Lochner,_Jason_D._McEwen,_Tarek_Allam_Jr,_Rahul_Biswas_(for_the_LSST_Dark_Energy_Science_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.07531 |
ヴェラC.ルービン天文台などの測量望遠鏡は、観測される超新星（SNe）の数を桁違いに増やし、何百万ものイベントを発見します。ただし、検出されたすべてのSNeのクラスを分光学的に確認することは不可能です。したがって、測光分類は非常に重要ですが、その精度は、ルービン天文台の時空のレガシー調査（LSST）のまだ完成していない観測戦略に依存します。LSST観測戦略がSNe分類に与える影響を、測光LSST天文時系列分類チャレンジ（PLAsTiCC）からシミュレートされたマルチバンド光度曲線を使用して定量的に分析します。まず、シミュレートされたトレーニングセットを拡張して、超新星クラスごとの測光赤方偏移分布、観測のリズム、およびテストセットのフラックスの不確実性分布を表します。次に、ガウス過程適合から取得したウェーブレット特徴に基づいて、測光過渡分類ライブラリsnmachineを使用して分類器を構築し、受賞したPLAsTiCCエントリと同様のパフォーマンスを実現します。単一のシミュレートされた観測戦略内で、さまざまなプロパティを持つSNeの分類パフォーマンスを調査します。季節の長さが重要な要素であり、150日の光度曲線が最高の分類パフォーマンスをもたらすことがわかります。ケイデンスはSNe分類にとっても重要です。夜間のギャップの中央値が3。5日未満のイベントでは、パフォーマンスが向上します。興味深いことに、光度曲線観測の大きなギャップ（>10日）は、ガウス過程内挿の有効性により、どちらかの側で十分な観測が利用可能である限り、分類パフォーマンスに影響を与えないことがわかります。この分析は、LSSTを使用した測光超新星分類に対する観測戦略の影響の最初の調査です。
Gwadaptive_scattering：散乱光ノイズの特性評価のための自動パイプライン
| Title |
Gwadaptive_scattering:_an_automated_pipeline_for_scattered_light_noise_characterization |
| Authors |
Stefano_Bianchi,_Alessandro_Longo,_Guillermo_Valdes,_Gabriela_Gonz\'alez,_Wolfango_Plastino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.07565 |
散乱光ノイズは、重力波検出器の感度に影響を与えます。このようなノイズの特性評価は、それを軽減するために必要です。時変フィルターの経験的モード分解アルゴリズムは、散乱光ノイズ（または散乱）などの時間依存周波数を持つ信号を識別するのに適しています。tvf-EMDアルゴリズムのPython実装であるpytvfemdライブラリに基づく完全に自動化されたパイプラインを提示して、重力波チャネルでの散乱を誘発するオブジェクトをその動きで識別します。LIGOLivingstonO3データへのパイプラインアプリケーションは、ほとんどの散乱ノイズが、検出器のXアーム（EXPUM）の端の最後から2番目の質量と微小地震周波数範囲の動きによるものであることを示しています。
W.M.ケック天文台での「高速」で猛烈な焦点面波面センシング
| Title |
"Fast"_and_Furious_focal-plane_wavefront_sensing_at_W._M._Keck_Observatory |
| Authors |
Steven_P._Bos,_Michael_Bottom,_Sam_Ragland,_Jacques-Robert_Delorme,_Sylvain_Cetre,_and_Laurent_Pueyo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.07601 |
高品質で再現性のある点像分布関数は、太陽系外惑星の直接イメージング、高精度の位置天文学、太陽系外惑星の高解像度分光法などの科学分野にとって重要です。このような要求の厳しいアプリケーションの場合、補償光学システムによって提供される最初の空の点像分布関数は、感知されていない静的収差とキャリブレーションバイアスを修正するためにさらに最適化する必要があります。潜在的な解決策として、FastandFurious焦点面波面センシングアルゴリズムを使用して調査しました。このアルゴリズムは、光学システムと焦点面情報の単純なモデルを使用して、焦点ぼけ画像を使用せずに点像分布関数の位相を測定および修正します。つまり、科学と同時に実行できます。オンスカイテストでは、ナローフィルターとブロードバンドフィルターの両方を使用して、わずか数回の反復でPSF品質が大幅に向上することが実証されました。これらの結果は、このアルゴリズムが、高品質で再現性のあるオンスカイ補償光学の点像分布関数を作成および維持するための有用な道であることを示唆しています。
X線干渉計ミッション用のテストベッドの開発
| Title |
The_development_of_a_testbed_for_the_X-ray_Interferometer_mission |
| Authors |
Roland_den_Hartog,_Phil_Uttley,_Richard_Willingale,_Henk_Hoevers,_Jan-Willem_den_Herder,_Michael_Wise |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.07857 |
X線干渉計（XRI）は、ESAのVoyage2050計画サイクルのテーマとして最近提案され、最終的には1マイクロアーク秒（5prad）を超える前例のない角度分解能でX線の空を観測することを目標としています[1]。。ウィリンゲールによって以前に提案されたコンパクトな「望遠」設計[3]により、単一の宇宙船[2]に基づいて科学的に非常に興味深いミッションが可能です。Cashらによる1keVでのX線干渉法の実際のデモンストレーションの間。[4]ベースラインが1mmで、ベースラインが1メートル以上の干渉計を飛行するミッションに対して0.1秒角の有効解像度で、平方メートルの有効収集領域とマイクロ秒角の解像度が多くのマイルストーンにあります。実験室での実験から実行可能なミッションの概念にスケールアップするための最初の重要なステップは、スケーラブルで柔軟なテストベッドのセットアップで実行する必要があります。このようなテストベッドは、光学的側面に単独で焦点を合わせることができませんが、干渉計の熱的および機械的安定性に同時に対処する必要があります。特定の課題は、コヒーレントX線源です。これは、干渉計の入口に、少なくともベースラインに等しい距離にわたって横方向にコヒーレントで、十分に明るい波面を提供する必要があります。このホワイトペーパーでは、ラボからのX線干渉計の技術開発をガイドすることを目的として、光学品質および関連する熱機械制御とソースの高度化に対する要件が高まる中で、テストベッドの構築をいくつかの段階で検討します。達成可能なマイルストーンのシーケンスでスペースに。
4年間の宇宙学大角度スケールサーベイヤー（CLASS）観測：40、90、150、および220GHz周波数帯での空上受信機の性能
| Title |
Four-year_Cosmology_Large_Angular_Scale_Surveyor_(CLASS)_Observations:_On-sky_Receiver_Performance_at_40,_90,_150,_and_220_GHz_Frequency_Bands |
| Authors |
Sumit_Dahal,_John_W._Appel,_Rahul_Datta,_Michael_K._Brewer,_Aamir_Ali,_Charles_L._Bennett,_Ricardo_Bustos,_Manwei_Chan,_David_T._Chuss,_Joseph_Cleary,_Jullianna_D._Couto,_Kevin_L._Denis,_Rolando_D\"unner,_Joseph_Eimer,_Francisco_Espinoza,_Thomas_Essinger-Hileman,_Joseph_E._Golec,_Kathleen_Harrington,_Kyle_Helson,_Jeffrey_Iuliano,_John_Karakla,_Yunyang_Li,_Tobias_A._Marriage,_Jeffrey_J._McMahon,_Nathan_J._Miller,_Sasha_Novack,_Carolina_N\'u\~nez,_Keisuke_Osumi,_Ivan_L._Padilla,_Gonzalo_A._Palma,_Lucas_Parker,_Matthew_A._Petroff,_Rodrigo_Reeves,_Gary_Rhoades,_Karwan_Rostem,_Deniz_A._N._Valle,_Duncan_J._Watts,_Janet_L._Weiland,_Edward_J._Wollack,_Zhilei_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08022 |
CosmologyLargeAngularScaleSurveyor（CLASS）は、原始重力波と宇宙の再電離。アタカマのCLASSサイトで運用されているCLASSQバンド（40GHz）、Wバンド（90GHz）、および二色性Gバンド（150/220GHz）受信機のオンスカイパフォーマンスについて報告します。それぞれ2016年6月、2018年5月、2019年9月以降の砂漠。検出器によって測定されたノイズ等価電力が、空の光負荷と実験室で測定された検出器パラメータに基づいて予想されるノイズモデルと一致することを示します。月、金星、木星の観測を使用して、望遠鏡の電力からアンテナ温度へのキャリブレーションと光学効率を取得します。CMB調査データから、22、19、24、および56の瞬時アレイノイズ等価温度感度を計算します$\mathrm{\muK}_\mathrm{cmb}\sqrt{\mathrm{s}}$それぞれ40、90、150、および220GHzの周波数帯域。これらの雑音温度はホワイトノイズの振幅を指し、すべての角度スケールで星図に寄与します。今後の論文では、より大きな角度スケールに影響を与える追加のノイズ源を評価する予定です。
共生星の光輝線スペクトル
共生星は、コンパクトオブジェクト（最も一般的には白色矮星）が進化したコンパニオンスターの密な恒星風に埋め込まれている、長周期の相互作用連星です。降着円盤と核燃焼白色矮星のUVおよび軟X線放射は、周囲の風物質のイオン化バランスを形成し、豊富な線放射を引き起こす上で主要な役割を果たします。この論文では、Cloudyコードに基づく2D光イオン化計算を使用して、共生システムにおける周連星物質のイオン化状態を研究し、それらの輝線スペクトルを予測します。私たちのシミュレーションは、バイナリの軌道パラメータとドナー星の風の質量損失率を介してパラメータ化され、WDの質量降着率、温度、光度は自己無撞着に計算されます。共生星のパラメータ空間を探索し、さまざまな天体物理学的に重要な輝線の光度を計算します。線の比率は、共生星を他のタイプのソースから区別するために使用される従来の診断図と比較され、バイナリシステムパラメータがこれらの図をどのように形成するかが示されています。パラメータ空間の重要な部分では、ドナー星の背後にある「影」を除いて、風の物質はほぼ完全にイオン化されているため、WD放射は通常システムから自由に逃げています。
原始星の降着による前主系列星モデルの脈動不安定性。 I.分光パラメータと脈動変光星による降着のための入力物理学の制約
| Title |
Pulsational_instability_of_pre-main_sequence_models_from_accreting_protostars._I._Constraining_the_input_physics_for_accretion_with_spectroscopic_parameters_and_stellar_pulsations |
| Authors |
T._Steindl,_K._Zwintz,_T._G._Barnes,_M._Muellner,_E._I._Vorobyov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.07568 |
コンテキスト：前主系列星の進化は、古典的な初期モデルを選択することによって単純化されることがよくあります。これらは、大きな初期半径と、完全に対流するのに十分な均一な収縮を持っています。それとは反対に、本物の星は崩壊する分子雲の中で小さな原始星の種として生まれ、降着によって最終的な質量を獲得します。目的：観測された分光学的パラメーターと若い恒星状天体および前主系列星の脈動変光星を用いて、原始星のシードへの降着の入力物理学を制約することを目指しています。方法：私たちは、若い恒星状天体と、これまでに知られているすべてのパルセータを含む前主系列星の分光サンプルの文献検索を実施しました。脈動する前主系列星のサンプルサイズは、TESS観測を分析し、CoRoTデータで発見を提示することによって増加します。MESAとGYREを使用して、一定の降着シナリオでの原始星の降着の進化の軌跡、その後の前主系列星の進化、およびそれらの脈動特性を計算します。次に、結果を観測値と比較して、入力物理を制約します。結果：SPB、$\delta$Scuti、$\gamma$Doradus、または$\delta$Scuti-$\gamma$Doradusハイブリッドタイプのいずれかである16個の以前は未知の脈動する前主系列星と候補について説明します。質量降着率が$5\times10^{-6}M_\odot/{\rmyr}$で、注入された降着エネルギーの割合が$\beta=0.1$の進化軌道が、分光を包み込む上で最良の結果を提供することがわかります。一定の降着シナリオにおける前主系列星のパラメータ。計算された不安定領域は、大気境界条件をエディントングレイ大気に制約します。半径方向の順序に依存する不安定領域による追加の制約の将来の可能性について説明します。M型若い恒星状天体の脈動の可能性のある候補を提示します。
凝縮形成に対する光学的に薄い冷却曲線の影響：熱不安定性を使用した事例研究
| Title |
The_effect_of_optically_thin_cooling_curves_on_condensation_formation:_A_case_study_using_thermal_instability |
| Authors |
Joris_Hermans_and_Rony_Keppens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.07569 |
非重力によって誘発された凝縮は、多くの天体物理学的環境で観察されます。このような構造は、光学的に薄い放射放射によるエネルギー損失のために形成されます。数値シミュレーションでは、通常、完全な放射伝達方程式を解く代わりに、事前に計算された冷却曲線が使用されます。文献には、さまざまな冷却曲線が存在し、それらは疑う余地のない成分として非常に頻繁に使用されます。凝縮の形成と進展に対する光学的に薄い冷却曲線の影響を決定します。その場での凝縮を形成するメカニズムとして熱不安定性を使用してケーススタディを実行します。熱不安定性のトリガーとして相互作用する低速電磁流体力学（MHD）波を使用して、2D数値シミュレーションをさまざまな冷却曲線と比較します。さらに、熱不安定性の遠い非線形領域を調査するためのブートストラップ測定について説明します。付録では、MPI-AMRVACに実装されているすべての冷却曲線の詳細を含め、熱不安定性のために設定された低速MHD波の流体力学的変形について簡単に説明します。テストしたすべての冷却曲線で、結露が発生します。ただし、熱不安定性の成長率は異なります。また、形成された凝縮の形態は大きく異なります。冷却曲線の低温処理によって影響を受ける断片化が見つかりました。20000K未満の温度で消失する冷却曲線を使用して形成された凝縮は、動的不安定性に対してより安定しているようです。流体力学の場合の非線形領域と断片化は、MHDの場合とは大きく異なります。正確な計算と最新の原子パラメータおよび太陽の存在量に基づいて、最新の冷却曲線の使用を推奨します。私たちのブートストラップ手順は、将来の多次元シミュレーションで使用して、紅炎の微細構造のダイナミクスを研究することができます。
5つの新しい食AM〜CVnシステムの発見と特性評価
| Title |
Discovery_and_characterization_of_five_new_eclipsing_AM~CVn_systems |
| Authors |
J._van_Roestel,_T._Kupfer,_M.J._Green,_S._Wong,_L._Bildsten,_K._Burdge,_T._Prince,_T.R._Marsh,_P._Szkody,_C._Fremling,_M.J._Graham,_V.S._Dhillon,_S.P._Littlefair,_E.C._Bellm,_M._Coughlin,_D.A._Duev,_D.A._Goldstein,_R.R._Laher,_B._Rusholme,_R._Riddle,_R._Dekany,_S.R._Kulkarni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.07573 |
AMCVnシステムは、超コンパクトでヘリウムが豊富な、縮退または半縮退ドナーを備えた降着バイナリです。公転周期が61.5、55.5、53.3、37.4、35.4分の5つの新しい食AMCVnシステムの発見を報告します。これらのシステムは、ガイア視差を使用して選択された白色矮星の掃天観測（ZTF）光度曲線で深い日食を検索することによって発見されました。すべてのシステムがAMCVnバイナリであることを確認するために位相分解分光法を取得し、日食を確認してシステムを特徴付けるために高速測光を取得しました。2つの長周期システム（61.5分と53.3分）のスペクトルは、多くの輝線と吸収線を示しており、N、O、Na、Mg、Si、Ca、およびKとZnの存在を示しています。以前にAMCVnシステムで検出されました。高速測光をモデル化することにより、ドナー星の質量と半径を測定し、これらのAMCVnシステムを形成する進化チャネルを潜在的に制約しました。降着する白色矮星の平均質量は$\upperx0.8$$\mathrm{M_{\odot}}$であり、長周期系の白色矮星は最近更新された理論モデルによって予測されたよりも高温であると判断しました。ドナーは高いエントロピーを持っており、同じ軌道周期のゼロエントロピードナーと比較して$\upperx$2の係数です。観測されたスペクトルの特徴はこれと矛盾しているように見えますが、大きなドナー半径はHe-star前駆体と最も一致しています。5つの新しい食のAM〜CVnシステムの発見は、既知の観測されたAMCVn空間密度と推定されたZTF回復効率と一致しています。この見積もりに基づいて、ZTFがデータを取得し続けるにつれて、別の1〜4個の日食AMCVnシステムが見つかると予想されます。これにより、人口についての理解がさらに深まりますが、これら5つのシステムと新しい発見をより適切に特徴付けるために高精度のデータが必要になります。
機械学習によるアクティブ領域コアの加熱の理解II。観測値の分類
| Title |
Understanding_Heating_in_Active_Region_Cores_through_Machine_Learning_II._Classifying_Observations |
| Authors |
W._T._Barnes_and_S._J._Bradshaw_and_N._M._Viall |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.07612 |
磁気的に閉じたアクティブ領域コアでのエネルギー蓄積の頻度を制限するには、コロナプラズマの高度な流体力学シミュレーションと、光学的に薄い見通し内統合放出の詳細なフォワードモデリングが必要です。ただし、モデル入力のどのセットが観測のセットに最もよく一致するかを理解することは、提案された加熱モデルが複数の観測可能な制約を同時に満たす必要があるために複雑になります。この論文では、前方モデル化された観測可能な量のセット、すなわち、排出量測定値の傾き、排出量測定値分布のピーク温度、およびAIAの複数のペア間のタイムラグと最大相互相関についてランダムフォレスト分類モデルをトレーニングします。チャネル。次に、トレーニング済みモデルを使用して、観測された放射測定スロープ、ピーク温度、タイムラグ、および最大相互相関を使用して、アクティブ領域NOAA1158のすべてのピクセルの加熱周波数を分類し、アクティブ領域全体の加熱周波数をマッピングできます。。高周波加熱が活性領域の内核で支配的であるのに対し、中間周波数は活性領域の周辺近くで支配的であることがわかります。さらに、トレーニング済みの分類モデルで観測された各量の重要性を評価し、特定のピクセルが最も一貫している加熱周波数を決定する際の主要な特徴は、放出測定の傾きであることがわかります。ここで紹介する手法は、任意の数の観測可能な制約が与えられた場合に、詳細なフォワードモデルの観点から観測を評価するための非常に有望で広く適用可能な方法を提供します。
フーリエ変換分光計による太陽観測I：可視および近赤外太陽スペクトルの予備結果
| Title |
Solar_observation_with_the_Fourier_transform_spectrometer_I_:_Preliminary_results_of_the_visible_and_near-infrared_solar_spectrum |
| Authors |
Xianyong_Bai_and_Zhiyong_Zhang_and_Zhiwei_Feng_and_Yuanyong_Deng_and_Xingming_Bao_and_Xiao_Yang_and_Yongliang_Song_and_Liyue_Tong_and_Shuai_Jing |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.07694 |
フーリエ変換分光計（FTS）は、特に赤外線において、高いスペクトル分解能で太陽を観測するためのコア機器です。10〜13$\mum$で動作する太陽磁場の正確な測定のための赤外線システム（AIMS）は、FTSを使用して太陽スペクトルを観測します。AIMSのスペクトル分解能要件を満たしているが、点光源検出器を備えているだけのBrukerIFS-125HRを使用して、AIMSの予備実験を実行します。太陽光を供給する実験システムがさらに開発されています。2018年と2019年に、それぞれ可視波長と近赤外波長の太陽スペクトルを観測するために、いくつかの実験が行われました。また、観測されたインターフェログラムから太陽スペクトルを取得し、それを標準の太陽スペクトルアトラスと比較するための反転法を提案しました。現在の太陽光供給システムによる波長制限がありますが、0.45〜1.0$\mum$および1.0〜2.2$\mum$の波長帯域の結果は、太陽スペクトルアトラスとの良好な一致を示しています。観測構成の妥当性、データ分析方法、およびより長い波長で機能する可能性を示しています。この作業は、FTSの運用だけでなく、その科学データ処理ソフトウェアの開発においてもAIMSに貴重な経験を提供しました。
MDI \＆HMIマグネトグラムの相関追跡からの太陽の子午線流とねじれ振動の測定の改善
| Title |
Improved_Measurements_of_the_Sun's_Meridional_Flow_and_Torsional_Oscillation_from_Correlation_tracking_on_MDI_\&_HMI_magnetograms |
| Authors |
Sushant_S._Mahajan,_David_H._Hathaway,_Andr\'es_Mu\~noz-Jaramillo,_Petrus_C._Martens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.07731 |
太陽の軸対称の流れ、差動回転と子午線の流れは、太陽の磁気サイクルのダイナミクスを支配し、さまざまな方法がこれらの流れを測定するために使用され、それぞれに長所と短所があります。表面磁場の相互相関画像に基づく流量測定は、1970年代から行われており、太陽の画像のピクセルサイズ未満の動きを検出できる高度な数値技術が必要です。これらの流れの以前の測定に影響を与える中心から四肢への影響に加えて、いくつかの系統的誤差を特定し、いくつかのタイムラグでの変位の測定を利用することによってこれらの誤差を最小限に抑えることができる数値手法を提案します。ESA/NASAの{\emMichelsonDopplerImager}（MDI）{\emSolarandHeliosphericObservatory}（SOHO）および{\emHelioseismicandMagneticImager}（HMI）の視線マグネトグラムの分析NASA{\emSolarDynamicsObservatory}（SDO）は、1996年から2020年までの2つの黒点周期にわたる子午線流と差動回転の長期変動を示しています。これらの改善された測定値は、太陽ダイナモと表面フラックス輸送シミュレーションの重要な入力として役立ちます。
| Title |
Evolution_of_Elemental_Abundances_During_B-Class_Solar_Flares:_Soft_X-ray_Spectral_Measurements_with_Chandrayaan-2_XSM |
| Authors |
Biswajit_Mondal,_Aveek_Sarkar,_Santosh_V._Vadawale,_N._P._S._Mithun,_P._Janardhan,_Giulio_Del_Zanna,_Helen_E._Mason,_Urmila_Mitra-Kraev,_S._Narendranath |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.07825 |
Chandrayaan-2に搭載された太陽X線分光計（XSM）ペイロードは、180eV（5.9keV）のエネルギー分解能と1秒のケイデンスで1〜15keVのエネルギー範囲のディスク統合太陽スペクトルを提供します。2019年9月から2020年5月までの期間に、太陽周期24の最小値をカバーし、B1.3からB4.5の範囲の9つのBクラスフレアを観測しました。これらのフレア中の時間分解分光分析を使用して、温度、発光測定値、および4つの元素（Mg、Al、Si、およびS）の絶対元素存在量の変化を調べました。これらは、このような小さなフレア中の絶対存在量の最初の測定値です。そしてこの研究は、フレアが進化するにつれて絶対量の進化についてのユニークな洞察を提供します。私たちの結果は、これら4つの元素の存在量が、フレアのピーク段階で光球値に向かって減少することを示しています。崩壊段階では、存在量がフレア前のコロナル値にすばやく戻ることが観察されます。フレア中の元素量の減少は、標準的なフレアモデルと一致しており、彩層蒸発の結果として、恒星コロナループへの新鮮な物質の注入を示唆しています。いわゆる冠状動脈の「最初のイオン化ポテンシャル（FIP）バイアス」の迅速な回復を説明するために、ポンデロモーティブ力モデルに基づいた2つのシナリオを提案します。
| Title |
Tracing_Halpha_Fibrils_through_Bayesian_Deep_Learning |
| Authors |
Haodi_Jiang,_Ju_Jing,_Jiasheng_Wang,_Chang_Liu,_Qin_Li,_Yan_Xu,_Jason_T._L._Wang,_Haimin_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.07886 |
太陽観測のHalpha画像で彩層フィブリルを追跡するための新しい深層学習法であるFibrilNetを紹介します。私たちの方法は、しきい値ベースのツールからトレーニングデータを準備するデータ前処理コンポーネント、フィブリルを予測するための不確実性の定量化を伴う確率的画像セグメンテーションのためのベイズ畳み込みニューラルネットワークとして実装された深層学習モデル、およびフィブリルの向きを決定するためのフィブリルフィッティングアルゴリズム。FibrilNetツールは、ビッグベアソーラー天文台（BBSO）で高次補償光学を備えた1.6mグード太陽望遠鏡（GST）によって収集されたアクティブ領域（AR12665）からの高解像度Halpha画像に適用されます。FibrilNetツールを定量的に評価し、その画像セグメンテーションアルゴリズムとフィブリルフィッティングアルゴリズムを、しきい値ベースのツールで採用されているものと比較します。私たちの実験結果と主な発見は以下のように要約されます。まず、2つのツールの画像セグメンテーション結果（つまり、検出されたフィブリル）は非常に類似しており、FibrilNetの優れた学習機能を示しています。次に、FibrilNetは、しきい値ベースのツールよりも正確で滑らかなフィブリル配向角度を検出します。第三に、FibrilNetはしきい値ベースのツールよりも高速であり、FibrilNetによって作成された不確実性マップは、検出された各フィブリルの信頼性を測定する定量的な方法を提供するだけでなく、しきい値ベースのツールでは検出されないフィブリル構造を特定するのにも役立ちます。機械学習を通じて推測されます。最後に、FibrilNetを他の太陽観測所からのフルディスクHalpha画像と、BBSO/GSTによって収集された追加の高解像度Halpha画像に適用し、さまざまなデータセットでのツールの有用性を示します。
変光星のATLASファーストカタログの新しい磁気化学特異星と候補
| Title |
New_magnetic_chemically_peculiar_stars_and_candidates_in_the_ATLAS_First_Catalog_of_Variable_Stars |
| Authors |
Klaus_Bernhard,_Stefan_Huemmerich,_Ernst_Paunzen,_Johana_Supikova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.07990 |
既知の変光星の数は過去10年間で数桁増加しており、自動分類ルーチンはこの開発に対処するためにますます重要になっています。ここでは、ハインゼらによって潜在的に新しいクラスの変光星として提案された「逆さまのCBH変数」を示します。（2018）ATLASFirstCatalogofVariableStarsは、少なくとも高い割合で、alpha2CanumVenaticorum（ACV）変数、つまり、測光的に可変の磁気化学的に特異な（CP2/He-peculiar）星で構成されています。明確な二重波光度曲線。適切な選択基準を使用して、ATLAS変光星カタログで264の候補ACV変数を特定しました。これらのオブジェクトのうち62個は、大空域マルチオブジェクトファイバー分光望遠鏡（9つの星を除くすべての新しい発見）からのスペクトルで分光的に確認され、MKシステムで分類されました。他の202の星は、分光学的確認を必要とするACV星候補としてここに提示されています。星のサンプルの大部分は主系列星です。導出された質量は1.4M（太陽）から5M（太陽）の範囲であり、サンプル星の半分は2M（太陽）から2.4M（太陽）の範囲にあり、スペクトル分類とよく一致しています。ほとんどの星は薄い円盤または厚い円盤に属しています。ただし、4つのオブジェクトは、ハロー集団のメンバーとして分類されます。ピークマグニチュード分布は約14マグニチュードで、ここに示されている星は、既知の銀河系mCP星の種族のかすかな端に位置しています。私たちの研究は、自動分類ルーチンで、ACV変数などのまれな変動クラスを考慮する必要性を強調しています。
EGGMiMoSAによる進化した星の星震学I.準巨星からRGB相までの理論的な混合モードパターン
| Title |
Asteroseismology_of_evolved_stars_with_EGGMiMoSA_I._Theoretical_mixed-mode_patterns_from_the_subgiant_to_the_RGB_phase |
| Authors |
M._Farnir_and_C._Pin\c{c}on_and_M-A._Dupret_and_A._Noels_and_R._Scuflaire |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08021 |
この研究は、混合モードの周波数スペクトルを分析し、準巨星と赤色巨星の枝の星の構造を特徴づける手法を提供する一連の論文の最初のものです。恒星の構造に関連する地震指標を定義し、モデルのグリッド上でそれらの進化を研究します。提案された方法EGGMiMoSAは、混合モードの漸近的記述に依存し、パラメーターの初期推定を定義し、Levenberg-Marquardt手法を使用して混合モードパターンを効率的に調整します。準巨星相からRGBバンプまでのモデルのグリッドに沿った混合モードパラメータの進化を追跡し、過去の作業を拡張します。質量と組成がそれらの進化に与える影響を示します。周期間隔$\Delta\pi_1$、圧力オフセット$\epsilon_p$、重力オフセット$\epsilon_g$、および$\Delta\nu$の関数としての結合係数$q$の変化は、化学組成の影響をほとんど受けません。そしてそれは進化の段階に応じて2つの異なる体制に従います。準巨星の枝では、モデルは中程度のコアエンベロープ密度のコントラストを示します。したがって、$\Delta\pi_1$、$\epsilon_p$、$\epsilon_g$、および$q$の進化は、質量によって大幅に変化します。また、固定されたZ/Xで、$\Delta\pi_1$と$\Delta\nu$を適切に測定すると、準巨星の質量、半径、年齢を明確に制限できることを示します。逆に、赤色巨星分枝では、コアエンベロープ密度のコントラストが非常に大きくなります。その結果、$\Delta\nu$の関数としての$\epsilon_p$、$\epsilon_g$、および$q$の展開は、質量に依存しなくなります。これは、核電子の縮退のために、質量が$\lesssim1.8M_\odot$の星の$\Delta\pi_1$にも当てはまります。この縮退は、質量が大きくなると解除され、年齢の正確な測定が可能になります。全体として、私たちの計算は、過去に観察された理論的研究と定性的に一致しています。
重力波天文学で磁化された白色矮星を検出するためのタイムスケール
過去数十年にわたって、研究者たちは、過剰発光のIa型超新星の検出から、12個以上の超チャンドラセカール白色矮星を予測してきました。磁場と回転がそのような巨大な白色矮星を説明できることがわかります。これらの回転する磁化された白色矮星が特定の条件に従う場合、それらは連続的な重力波とさまざまな未来の検出器を効率的に放出することができます。LISA、BBO、DECIGO、およびALIAは、このような重力波を有意な信号対雑音比で検出できます。さらに、これらの白色矮星が双極子および四重極放射を放出できるさまざまなタイムスケールについて説明し、将来、重力波検出器が磁場の形状とその強度に応じて超チャンドラセカール白色矮星を直接検出できることを示します。
振動するコンパクトオブジェクトのスペクトルは、別の重力理論で大幅に変更できます。特に、これらの理論に一般的に存在する追加の自由度のダイナミクスに結び付けられた、一般相対性理論に対応するものがないモードによって強化される可能性があります。これらのモードの検出、例えばバイナリコンパクトオブジェクト合体からの重力波信号で、重力の基礎となる理論を精査するための強力なツールを提供することができます。このような検出の可能性にアクセスするには、動的に形成され、振動するコンパクトオブジェクトの線形および非線形のスペクトル特性を別の重力理論で理解することが重要です。その目標に向けた一歩として、この研究では、スカラーテンソル理論における中性子星の1+1数値相対論シミュレーションのスイートを提示し、脈動変光星のスペクトルを注意深く分析し、結果を線形摂動理論からの期待と比較します。これにより、連星中性子星合体の（3+1）ケースの直感を構築することができます。さらに、この研究で調査されたモデルは、スカラー場が流体と強くまたは弱く結合する2つの広いクラスの代表です。モデルのクラスごとに特定する非線形ダイナミクスの明確な現象学は、他の代替重力理論にも対応するものを見つける可能性があります。
寒冷インフレのウォーミングアップ
アクシオンは、そのシフト対称性によって多くの単一フィールドモデルを台無しにする放射補正が回避されるため、インフラトンの意欲的な候補です。ただし、アクシオンは一般的にセクターを測定するために結合します。アクシオンは膨張中にゆっくりと回転するため、この結合により、「温かい膨張」として知られる状況である、希釈されていない熱浴が生成される可能性があります。このサーマルバスは、インフレのダイナミクスと観測可能な予測を劇的に変える可能性があります。この論文では、宇宙の初期温度がゼロから始まることを含め、さまざまな初期条件で熱浴が形成されることを示しています。さらに、アクシオンのインフレーションが広範囲の結合で暖かくなることを発見し、2つのアクシオンのインフレーションポテンシャルのパラメーター空間を明示的にマッピングします。パラメータ空間の広い領域では、かつて安全に「冷たい」と想定されていたアクシオンインフレーションモデルは実際には暖かく、このコンテキストで再評価する必要があることを示します。
非常に明るい暗い光子によって触媒されるステライルニュートリノ暗黒物質
| Title |
Sterile_neutrino_dark_matter_catalyzed_by_a_very_light_dark_photon |
| Authors |
Gonzalo_Alonso-\'Alvarez_and_James_M._Cline |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.07524 |
活性ニュートリノ（$\nu_a$）と混合するステライルニュートリノ（$\nu_s$）は、宇宙論的および天体物理学的現象が豊富な興味深い暗黒物質候補です。それらの最も単純な化身では、それらの生成は、構造形成観察とX線検索の組み合わせによって厳しく制約されます。活性ニュートリノが非常に軽い$L_{\mu}-L_{\tau}$ゲージ場の振動凝縮体に結合する場合、共鳴$\nu_a$-$\nu_s$振動が初期宇宙で発生する可能性があることを示します。$\nu_s\to\nu_a\gamma$崩壊に対するX線の制約を尊重しながら、$\nu_s$がすべての暗黒物質を構成します。標準的な太陽および大気のニュートリノ振動からの興味深い逸脱は、現在まで続く可能性があります。
| Title |
High_Quality_QCD_Axion_at_Gravitational_Wave_Observatories |
| Authors |
Ricardo_Z._Ferreira,_Alessio_Notari,_Oriol_Pujol\`as_and_Fabrizio_Rompineve |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.07542 |
強いCP問題に対するアクシオン解は、QCDインスタントンに関してずれているペッチェイクイン破壊の寄与に微妙に敏感です。重いQCDアクシオンモデルは、このいわゆる「品質問題」を回避するため、魅力的です。このフレームワークの一般的な実現は、LIGO-Virgo-KAGRA干渉計、長寿命の軸方向ストリングドメイン壁ネットワークによって供給される確率的重力波（GW）信号、および今後の中性子電気の測定によって調査できることを示します。双極子モーメント。さらに、将来のGW観測所での検索の予測を提供します。これにより、重いQCDアクシオンモデルのパラメーター空間がさらに調査されます。
DAMA変調のテストに対するNaIバックグラウンドと質量の影響
ここでは、DAMAの結果をテストするために設計されたNaI検出器のモデル依存および独立の感度研究を示し、SABREからの予測限界をANAISとCOSINEの両方の現在のパフォーマンスと比較します。最強の検出および除外制限は、バックグラウンドが最も低い検出器によって設定されることがわかります（実行時間が等しいと仮定）。また、この方法では、ANAISおよびCOSINEによって以前に公開された現在の除外制限が正しく計算されることに注意してください。特に、ターゲット質量が50kg、バックグラウンドレートが0.36cpd/kg/keV（拒否後）の場合、SABREはDAMA信号を3$\sigma$の信頼度で除外するか、5$\で「検出」することができます。2年以内にシグマ$の信頼。これは、NaI検出器のバックグラウンドをこれまでになく低くすることへの探求を強く動機付けます。
一般化されたスカラーテンソル重力における無秩序な膨張と再加熱
本研究では、スカラー場と曲率の間の非最小結合と、スカラー場のガリレオン自己相互作用の両方が存在する場合の、スカラーテンソル重力理論におけるスローロールインフレーションを研究します。さらに、再加熱の持続時間と膨張後の再加熱温度の予測を行います。スカラー場と一般的なスカラーポテンシャルのみに依存する一般的な非最小結合関数の場合のスカラー摂動とテンソル摂動のパワースペクトルの式を計算した後、べき乗則結合の特殊なケースに焦点を当てます。関数とカオス的二次インフレーション。したがって、スローロール近似の下で、$n_{s}-r$平面を使用して、スペクトルインデックス$n_s$およびテンソル対スカラー比$r$に対する現在のPLANCK制約を使用してモデルの予測に直面します。非最小結合効果とガリレオン自己相互作用効果の組み合わせにより、各効果を個別に検討する場合よりも$r$でより良い結果が得られることがわかりました。特に、モデルの予測は、$95\％$C.L領域内および$68\％$C.L領域内の$n_{s}$および$r$の現在の観測限界と一致していることがわかりました。また、完全なバックグラウンド方程式を解くことにより、インフレーション終了後の振動レジームを調査し、スカラー場が再加熱中にコヒーレントに振動するという条件下で、ガリレオンと非最小結合パラメーターの上限を決定します。最後に、一定の状態方程式で再加熱を概算した後、再加熱時間、再加熱終了時の温度、その状態方程式、およびインフレーションの$e$倍の数の間の関係を導き出し、すべてを関連付けます。それらはインフレの観測量を持っています。
AMoREのアルファ背景-パイロット実験
| Title |
Alpha_backgrounds_in_the_AMoRE-Pilot_experiment |
| Authors |
V._Alenkov,_J._Beyer,_R.S._Boiko,_K._Boonin,_O._Buzanov,_N._Chanthima,_M.K._Cheoun,_S.H._Choi,_F.A._Danevich,_M._Djamal,_D._Drung,_C._Enss,_A._Fleischmann,_A._Gangapshev,_L._Gastaldo,_Yu.M._Gavriljuk,_A._Gezhaev,_V.D._Grigoryeva,_V._Gurentsov,_D.H._Ha,_C._Ha,_E.J._Ha,_I._Hahn,_E.J._Jeon,_J._Jeon,_H.S._Jo,_J._Kaewkhao,_C.S._Kang,_S.J._Kang,_W.G._Kang,_S._Karki,_V._Kazalov,_A._Khan,_S._Khan,_D.-Y._Kim,_G.W._Kim,_H.B._Kim,_H.J._Kim,_H.L._Kim,_H.S._Kim,_I._Kim,_W.T._Kim,_S._Kim,_S.C._Kim,_S.K._Kim,_Y.D._Kim,_Y.H._Kim,_K._Kirdsiri,_Y.J._Ko,_V.V._Kobychev,_V._Kornoukhov,_V._Kuzminov,_D.H._Kwon,_C._Lee,_E.K._Lee,_H.J._Lee,_H.S._Lee,_J._Lee,_J.S._Lee,_J.Y._Lee,_K.B._Lee,_M.H._Lee,_M.K._Lee,_S.H._Lee,_S.W._Lee,_S.W._Lee,_D.S._Leonard,_J._Li,_Y._Li,_P._Limkitjaroenporn,_B._Mailyan,_E.P._Makarov,_S.Y._Oh,_Y.M._Oh,_O._Gileva,_S._Olsen,_A._Pabitra,_S._Panasenko,_I._Pandey,_C.W._Park,_H.K._Park,_H.S._Park,_K.S._Park,_S.Y._Park,_O.G._Polischuk,_H._Prihtiadi,_S.J._Ra,_S._Ratkevich,_G._Rooh,_M.B._Sari,_J._Seo,_K.M._Seo,_J.W._Shin,_K.A._Shin,_V.N._Shlegel,_K._Siyeon,_N.V._Sokur,_J.-K._Son,_N._Srisittipokakun,_N._Toibaev,_V.I._Tretyak,_R._Wirawan,_K.R._Woo,_Y.S._Yoon,_Q._Yue |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.07704 |
ニュートリノのない二重ベータ崩壊の探索は、一般的に究極の低いバックグラウンドを必要とします。結晶自体または近くの材料の表面の$\alpha$崩壊は、崩壊の$Q$値と同じくらい高く、関心領域（ROI）をカバーする可能性のあるエネルギーの連続体を堆積させる可能性があります。AMoRE-パイロット実験は、バックグラウンドのレベルとソースを調査することを目的とした、$^{100}$Moのニュートリノレス二重ベータ崩壊のAMoRE検索の初期段階です。これらのバックグラウンドイベントを理解するために、Geant4ベースのモンテカルロシミュレーションを使用して、結晶または近くの材料の内部および表面の放射性汚染によるバックグラウンドを調査しました。この論文では、6つの鉱石検波器のシミュレートされた$\alpha$エネルギースペクトルに適合した測定された$\alpha$エネルギースペクトルを報告します。ここで、バックグラウンド寄与のソースは、両方の表面の$\alpha$ピークによって高エネルギーで識別できます。および内部汚染。$\alpha$バックグラウンドフィッティングモデルから外挿することにより、内部および表面の$\alpha$汚染による低エネルギーの寄与を決定します。
4次重力におけるループ量子宇宙論の効果的な作用
| Title |
Effective_Actions_for_Loop_Quantum_Cosmology_in_Fourth-Order_Gravity |
| Authors |
Marcello_Miranda,_Daniele_Vernieri,_Salvatore_Capozziello,_Francisco_S._N._Lobo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.07777 |
ループ量子宇宙論（LQC）は、プランクスケールでの短距離の反発量子効果によって、ビッグバンの初期特異点を量子バウンスに変換する理論です。この作業では、一般的な$f（R、P、Q）$重力理論を検討することにより、LQCの効果的なフリードマン方程式を再現することに関心があります。ここで$R=g^{\mu\nu}R_{\mu\nu}$はRicciスカラー、$P=R_{\mu\nu}R^{\mu\nu}$、および$Q=R_{\alpha\beta\mu\nu}R^{\alpha\beta\mu\nu}$はクレッツェマンスカラーです。次数削減手法により、一般相対性理論に摂動的に近い$f（R、P、Q）$理論で作業し、削減された理論で修正されたフリードマン方程式を演繹することができます。修正されたフリードマン方程式がLQCの有効なフリードマン方程式を模倣する必要があるため、$f（R、P、Q）$のいくつかの関数形式を導出できます。$f（R、P、Q）$重力理論の提案された効果的な作用のために実行可能な跳ね返り宇宙論を得るために必要な条件を議論します。
天体物理学の応用を伴う相対論的アクシオン-光子変換のためのフーリエ形式
| Title |
The_Fourier_formalism_for_relativistic_axion-photon_conversion,_with_astrophysical_applications |
| Authors |
M.C._David_Marsh,_James_H._Matthews,_Christopher_Reynolds,_and_Pierluca_Carenza |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08040 |
バックグラウンド磁場${\bfB}$を伴うプラズマにおける光子と相対論的アクシオン様粒子（アクシオン）の弱い混合を研究します。アクシオン-光子結合の最上位に、変換確率$P_{\gamma\toa}$が、粒子軌道に垂直な磁場成分の1次元パワースペクトルによって与えられることを示します。同様に、$P_{\gamma\toa}$を磁場自己相関関数のフーリエ変換として表現し、実空間磁場の特性とエネルギー依存の変換確率の間の辞書を確立します。プラズマ周波数（$m_a>\omega_{\rmpl}$）よりも重いアクシオンの場合、この形式を使用して、一般的な磁場での摂動アクシオン-光子混合の問題を分析的に解決します。$m_a/\omega_{\rmpl}$が軌道に沿って任意に変化する一般的なケースでは、共振変換の標準形式を単純に適用すると、非常に不正確な結果が得られる可能性があり、注意深い計算では一般的に非少なくとも共振寄与と同じ大きさの共振寄与。さらに、高速フーリエ変換に基づく手法が、アクシオンと光子の混合を計算するための新しい非常に効率的な数値手法をどのように提供するかを示します。我々の結果に照らして銀河団の磁場モデリングについて簡単に議論し、特に、アクシオン-光子混合の研究に使用される最近提案された通常のモデル（特にペルセウス座銀河団に適用される）は観測と矛盾していると主張します。私たちの形式主義は、アクシオンの痕跡を検索するための新しい方法を提案し、チャンドラによる既存のX線観測や今後のアテナミッションを含む、パーセントレベルの感度を持つ分光器にとって重要になります。
分子振動消光の量子的性質：水-分子水素衝突
分子衝突による分子内部エネルギーの運動エネルギーへの変換率と運動エネルギーからの変換率により、衝突線の形状とガスの輸送特性を計算できます。スペクトル観測を、大気圏外を含む暖かい天体物理学的ガスの物理的特性に結び付けるには、回転振動消光速度の知識が必要です。この文脈で最も重要なシステム、H2によるH2Oの振動曲げモード消光について、ここでは、関与する多数の量子レベルと大きな振動エネルギーにもかかわらず、振動エネルギーから回転エネルギーおよび運動エネルギーへの交換が量子プロセスのままであることを示します。転送。発射体の量子化されたローターの励起は、水の回転振動消光経路としては群を抜いて最も効果的です。そのために、完全に結合されたチャネル形式で、完全に量子化された第一原理計算、ポテンシャル、およびダイナミクスを使用して、すべての段階でそれを収束します。ここでは、完全に収束した結合チャネル形式で、オルトH2によるオルトH2Oの最初の曲げモードの最大500Kの消光率を示します。
