物質バイスペクトルの次一次摂動論の到達範囲
| Title |
The_reach_of_next-to-leading-order_perturbation_theory_for_the_matter_bispectrum |
| Authors |
Davit_Alkhanishvili,_Cristiano_Porciani,_Emiliano_Sefusatti,_Matteo_Biagetti,_Andrei_Lazanu,_Andrea_Oddo_and_Victoria_Yankelevich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08054 |
摂動理論のさまざまなフレーバーで導出された物質バイスペクトルと、前例のないほど大規模な$N$体シミュレーションのスイートからの測定値との比較を提供します。$\chi^2$適合度検定を使用して、シミュレーションのサブセットでカバーされるボリュームの関数としてモデルの精度の範囲を決定します。有効場の理論（EFT）アプローチに基づくモデルの到達範囲が最大であり、標準摂動理論が最短であり、「古典的な」再開スキームがその間にあることがわかります。ただし、EFTからの利益は、以前の研究よりも少なくなっています。EFT予測の精度の推定範囲は、カウンタータームの振幅に合わせるために採用された手順に大きく影響されることを示します。銀河の赤方偏移調査によって調査されたボリュームの場合、我々の結果は、EFTバイスペクトルの3つのカウンタータームをゼロに設定し、パワースペクトルから4番目を測定することが有利であることを示しています。また、異なる実現間で推定リーチに大きな変動が発生することもわかりました。自由パラメーターを含むモデルの精度の範囲を明確に定義することは困難であると結論付けます。最後に、スケールおよび形状に依存するバイアスの観点から、または測定の統計的エラーバーをブーストすることによって（文献で日常的に行われているように）、$N$-body手法によって導入された体系的な効果をほぼ説明します。後者のアプローチは、調整可能なパラメーターが存在するため、EFTモデルの到達範囲を人為的に膨らませることがわかります。
21cm強度マッピング調査における機器分類学のスピンベースの除去
| Title |
Spin-based_removal_of_instrumental_systematics_in_21cm_intensity_mapping_surveys |
| Authors |
Nialh_McCallum,_Daniel_B._Thomas,_Philip_Bull,_and_Michael_L._Brown |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08058 |
今後の宇宙論的強度マッピング調査は、宇宙に新しい窓を開くでしょうが、それらは最初に、偏光漏れを含む多くの重要な体系的影響を克服しなければなりません。スキャン戦略情報を使用して、「単一皿」（自己相関）調査の復元された宇宙論的強度信号に対するさまざまな機器体系の影響をモデル化する形式を提示します。このモデリングは、スピンの対称性に従ってさまざまな系統分類を分類し、分極漏れの処理に特に関連します。この形式を使用して、スキャン戦略の関数としてさまざまな系統分類から予想される汚染を計算する方法を示し、スキャン戦略を変更することで系統分類を軽減できる範囲についてコメントします。最も重要なことは、マップ作成を介して、スピン特性に基づいて系統分類学を強度信号から解きほぐす方法を示すことです。いくつかの単純な機器体系についてこれを説明し、観測された強度信号への汚染を大幅に低減する能力を示します。重要なのは、既存の前景除去技術とは異なり、このアプローチは周波数が滑らかでない信号に対して機能します。偏光された前景。これらのマップ作成アプローチは、適用が簡単であり、今後の21cm強度マッピング調査から系統分類を削除するための既存の手法に対する直交的かつ補完的なアプローチを表しています。
フィラメントに基づく銀河マイクロ波前景ダスト放出の全天、分スケール、3Dモデル
| Title |
Full-sky,_arcminute-scale,_3D_models_of_Galactic_microwave_foreground_dust_emission_based_on_filaments |
| Authors |
Carlos_Herv\'ias-Caimapo_and_Kevin_Huffenberger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08317 |
熱塵のミリメートル銀河放出の全天モデルであるDustFilamentsコードを提示します。私たちのモデルは、磁場と不完全に整列している何百万ものフィラメントで構成されており、プランクミッションで測定された353GHzでのダスト角パワースペクトルの主な特徴を再現することができます。私たちのモデルは、パレート分布$\proptoL_a^{-2.445}$に従い、短半軸と長半軸の軸比$\epsilon\sim0.16$と磁力角を持つフィラメントの集団で構成されています分散RMS（$\theta_{LH}$）$=10$度での磁場の不整合。大規模では、モデルはプランクベースのテンプレートに従います。小規模では、私たちのモデルは、計算能力によってのみ制限されるさらに小さなフィラメントを考慮することにより、最大$\ell\sim4000$以下のスケールのべき乗則のように動作するスペクトルを生成します。小規模な銀河の塵のモンテカルロ実現をいくつでも生み出すことができます。私たちのモデルでは、小規模な非ガウス性がCMBの弱いレンズ効果にどのように影響するか、および原始重力波または相対論的光遺物種の測定の結果をテストできます。私たちのモデルは、ダストの修正黒体（MBB）スペクトルで周波数無相関を生成することもでき、さまざまなレベルの無相関に自由に調整できます。これは、成分分離法の性能と、周波数スペクトルの残差が原始的な$B$モード調査に与える影響をテストするために使用できます。私たちが空に描くフィラメント密度は、プランク353GHzチャネルマップのミンコフスキー汎関数によって測定された非ガウス性の一般的なレベルを再現することもできます。
BICEP2/KeckArrayデータとともに、$Planck$宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の角度異方性測定に照らして、準物質バウンス宇宙論を研究します。宇宙の収縮期の準物質場の状態方程式$w\congw_0+\kappa（\eta-\eta_0）$の線形近似を考慮することにより、新しい原始スカラーパワースペクトルを提案します。この新しい原始スカラーパワースペクトルを使用して、状態方程式の0次近似を制約します$w_0=-\、0.00340\pm0.00044$および1次補正$10^{4}\zeta=-1.67^{+1.50}_{-0.83}$$Planck$温度と分極による$1\sigma$信頼水準で、$\zeta=12\kappa/k_*$、ピボットスケール$k_*のBICEP2/Keckアレイデータとの組み合わせ$。スカラー摂動のスペクトルインデックスは$n_{\rmBs}=0.9623\pm0.0055$であると決定されます。これは、スカラー摂動のスケール不変の原始スペクトルから7$\sigma$離れています。$1\sigma$信頼水準での$n_{\rms}$のスケール依存性と、$\Lambda$CDM+$\alpha_s$宇宙論と比較してスペクトルインデックスの実行に対するより厳しい制約が見つかります。準物質バウンス宇宙論におけるスペクトルインデックスの実行は$\alpha_{\rmBs}=\pi\zeta/2c_s=-\hspace{.5mm}0.0021\pm0.0016$であり、これはゼロ以外の値です。$1.3\sigma$レベルであるのに対し、$\Lambda$CDM+$\alpha_s$では、$Planck$温度、分極データの$0.8\sigma$レベルでゼロ以外です。交差時の準物質場の密度変動の音速は$c_s=0.097^{+0.037}_{-0.023}$であり、収縮期では非常に小さい値ではありません。
ローカルホール：空の90％を約200Mpcまでカバーする銀河の密度不足
| Title |
The_Local_Hole:_a_galaxy_under-density_covering_90%_of_sky_to_~200_Mpc |
| Authors |
Jonathan_H.W._Wong,_T._Shanks_and_N._Metcalfe_(Centre_for_Extragalactic_Astronomy,_Department_of_Physics,_Durham_University,_Durham,_England) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08505 |
以前の銀河の$K-$バンド数-赤方偏移と数の大きさのカウントを空の$\約90\％$に拡張することにより、ローカル銀河環境の異常な低密度である「ローカルホール」を調査します。私たちの赤方偏移サンプルは、2MASS赤方偏移調査（2MRS）および2M++カタログから取得されます。$K<11.5$に制限されています。Whitbourn＆Shanksと同じ光度関数およびその他のパラメーターを想定した同種カウントモデルと比較した場合、両方の調査がよく一致しており、$z<0.075$で$\約21-22\％$の低密度を示しています。（2014）。$n（K）$銀河カウントの2ミクロン全天観測（2MASS）を使用して、$K<11.5$で$20\pm2\％$のこのモデルと比較して、密度不足を測定します。これは、両方で一貫しています。観測された$n（z）$の密度不足で形成およびスケーリングします。カウントモデルの精度をさらに調べるために、GalaxyandMassAssembly（GAMA）調査の暗い$n（K）$カウントの予測を比較します。さらに、これらのデータを、以前の研究でローカルホールの証拠がほとんど見つからなかったLavaux＆Hudson（2011}のパラメーターを想定したモデルと比較します。13ドル<K<16ドルで、モデルにより適していることがわかり、より高いと主張しています。光度関数の正規化。$\約20\％$の暗黙の低密度は、ハッブル定数のローカル測定値を$\approx3\％$増加させますが、このような低密度のスケールは、グローバルな$\Lambda$と緊張関係にあります。$\upperx3\sigma$levelでのCDM宇宙論。
天琴天文台による科学：確率的重力波背景に関する予備的結果
| Title |
Science_with_the_TianQin_Observatory:_Preliminary_Results_on_Stochastic_Gravitational-Wave_Background |
| Authors |
Zheng-Cheng_Liang,_Yi-Ming_Hu,_Yun_Jiang,_Jun_Cheng,_Jian-dong_Zhang,_Jianwei_Mei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08643 |
この作業では、天琴天文台で確率的重力波バックグラウンドを検出する可能性を研究します。天体物理学的起源と宇宙論的起源の両方の源を考慮します。これには、恒星質量連星ブラックホール、連星中性子星、銀河白色矮星、インフレーション、一次相転移、宇宙欠陥が含まれます。検出器の構成については、TianQin、TianQinI+II、およびTianQin+LISAを検討しました。相互相関とヌルチャネルの両方の仮定された方法で確率的重力波バックグラウンドの検出可能性を研究し、対応するべき乗則積分感度曲線を提示します。検出器のネットワークを備えた「ジョイントフォアグラウンド」の定義を紹介します。共同前景を使用すると、銀河系で解決された二重白色矮星の数は、個々の検出器の単純な組み合わせと比較して5％$\sim$22％増加します。理論モデルの下でのブラックホール連星と中性子星からの天体物理学的背景は、5年間の運用後に約10の信号対雑音比で検出可能であると予測されています。宇宙論的情報源に関しては、それらのモデルは非常に不確実であり、特定の場合の検出能力を概算するだけです。
宇宙論的流体力学シミュレーションにおけるz = 4.0以降の宇宙フィラメントのプロファイル
低赤方偏移のバリオンの大部分はまだ検出から欠落しています。行方不明のバリオンのほとんどは、大規模な宇宙フィラメントに存在すると考えられています。フィラメント内のバリオンの分布を理解することは、欠落しているバリオンを検索するために重要です。宇宙論的流体力学シミュレーションで$z=4.0$以降の宇宙フィラメントの特性を、フィラメントの棘に垂直な密度と温度のプロファイルに焦点を当てて調査します。私たちの定量的評価は、$z=2$後の太くて目立つフィラメントの急速な成長を確認します。$z=4.0$であるため、フィラメントの局所線形密度は局所直径との相関を示すことがわかります。異なる幅のフィラメント内の暗黒物質とバリオンガスの両方の平均密度プロファイルは自己相似性を示し、等温シングルベータモデルで説明できます。典型的なガス温度はフィラメント幅が増加するにつれて上昇し、幅$D_{fil}\gtrsim4.0\rm{Mpc}$のフィラメントの$10^6$Kよりも高温になります。これは、欠落を検索するための最適なターゲットです。熱スニヤエフゼルドビッチ（SZ）効果によるバリオン。$D_{fil}\gtrsim4.0\rm{Mpc}$のフィラメントでは、おそらく降着衝撃による加熱が原因で、境界から内核領域まで温度が大幅に上昇しますが、$D_{filのフィラメントでは温度が緩やかに上昇します。}<4.0\rm{Mpc}$。
モデルに依存しない宇宙論的推論のための赤方偏移ドリフト宇宙誌
近くのソースの赤方偏移ドリフト信号をモデルに依存せずに分析するためのコスモグラフィックフレームワークを開発します。つまり、宇宙のメトリック記述についての仮定を行うことはありません。フリードマン・ルマ\^{\i}tre-Robertson-Walker（FLRW）予測が、地域の異方性と不均一性によって自明ではない形で変化することを示します。特に、ソースの位置ドリフトは、赤方偏移ドリフト信号に自明ではないリンクがあることがわかります。近くのソースの赤方偏移ドリフト信号は、有効な減速パラメーターの観点から定式化される場合があります。これは、均一で等方性の限界でFLRW減速パラメーターに減少します。提示されたコスモグラフィックフレームワークは、モデルに依存しないデータ分析に使用でき、赤方偏移の最低次数での正確な異方性赤方偏移ドリフト信号が、物理的に解釈可能な係数の有限集合によって与えられることを利用します。関心のある物理的な限界と、フレームワークに関連する課題について説明します。
CMBレンズと低密度ポイント間の相互相関の検出
| Title |
Detection_of_cross-correlation_between_CMB_Lensing_and_low-density_points |
| Authors |
Fuyu_Dong,_Pengjie_Zhang,_Le_Zhang,_Ji_Yao,_Zeyang_Sun,_Changbom_Park,_Xiaohu_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08694 |
観測された銀河の高密度領域を除去することによって得られた低密度点（LDP、\citet{2019ApJ...874....7D}）は、宇宙の大規模構造（LSS）を追跡できます。特に、低密度領域から弱い重力レンズ効果を検出する興味深い機会を提供します。この作業では、プランクCMBレンズマップとLDPトレースLSSの間の断層撮影の相互相関を調査します。ここで、LDPはDESIレガシーイメージング調査のDR8データリリースから構築され、銀河は約$10^6$-$10^7$です。大きな空の範囲（20,000deg$^2$）と大きな赤方偏移の深さ（$z\leq1.2$）により、CMBレンズの重要な検出（$10\sigma$-$30\sigma$）がわかります。-6つの赤方偏移ビンすべてでLDP相互相関を実現でき、合計の有意性は$\ell\le1024$を超えて$\sim53\sigma$になります。さらに、測定値は、WMAPの9年間の$\Lambda$CDM宇宙論における数値シミュレーションから構築された理論テンプレートとよく一致しています。レンズ振幅$A_{\rmレンズ}$のスケーリング係数は、$z<0.2$、$A_{\rmレンズ}=1.07\pm0の場合$A_{\rmレンズ}=1\pm0.12$に制限されます。$0.2<z<0.4$の場合は.07$、$0.4<z<0.6$の場合は$A_{\rmlens}=1.07\pm0.05$、LDP選択の場合はrバンドの絶対振幅が$-21.5$カットされます。LDPサンプルと銀河の光度カット、マスク、CMBレンズマップ、多重極$\ell$カット、空の領域、およびphoto-zバイアスの変動に対して、検出の信頼性をチェックするためにさまざまなテストが実行されました。また、CMBレンズと銀河数密度の間の相互相関測定を実行します。これは、CMBレンズとLDPの相互相関と一致しています。したがって、この作業は、LDPがLSSの競争力のあるトレーサーであることをさらに説得力を持って示しています。
最新のVLT-KMOSHII銀河と他の宇宙トレーサーを使用して$ \ Lambda $ CDM張力をテストする
| Title |
Using_newest_VLT-KMOS_HII_Galaxies_and_other_cosmic_tracers_to_test_the_$\Lambda$CDM_tension |
| Authors |
Ahmad_Mehrabi,_Spyros_Basilakos,_Pavlina_Tsiapi,_Manolis_Plionis,_Roberto_Terlevich,_Elena_Terlevich,_Ana_Luisa_Gonzalez_Moran,_Ricardo_Chavez,_Fabio_Bresolin,_David_Fernandez_Arenas,_Eduardo_Telles |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08820 |
最新のVLT-KMOSHII銀河（HIIG）と超新星Ia型（SNIa）パンテオンサンプルの共同分析を使用して、宇宙運動パラメータに新しい制約を課します。後者のデータセットを組み合わせて、モデルに依存しない方法で、ハッブル図を可能な限り高い赤方偏移に再構築します。ガウス過程を使用して、基本的な宇宙運動パラメータを導出し、それらを$\Lambda$CDMのパラメータと比較します。SNIaの場合、宇宙運動パラメータの抽出された値は、$\Lambda$CDMモデルの予測と一致していることがわかります。SNIaをハッブル関係の高赤方偏移トレーサー、つまりHIIGデータと組み合わせると、宇宙運動学的パラメーターの現在の値に関する限り、$\Lambda$CDMに基づく結果と一貫した結果が得られますが、一致$\Lambda$CDMモデルの期待に関するコスモキネティックパラメーター。
最近の観測による宇宙の一致問題とその進化の診断
| Title |
Diagnosing_the_cosmic_coincidence_problem_and_its_evolution_with_recent_observations |
| Authors |
Jie_Zheng,_Yun_Chen,_Zong-Hong_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08916 |
$\rho_{X}\propto\rho_{m}a^{\xi}$（$\rho_{X}$と$\rho_{m}$を仮定した現象論的宇宙モデルの枠組みでは、暗黒エネルギーと物質のエネルギー密度。）、Ia型超新星（SNeIa）、バリオン音響振動（BAO）、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の最近のサンプルを使用して、宇宙同時発生問題を診断する予定です。$\xi$は、一致問題の重大度を特徴付ける重要なパラメーターです。ここで、$\xi=3$と$0$は、それぞれ$\Lambda$CDMシナリオと一致問題のない自己相似解に対応します。$\xi=Constant$の場合は以前の研究で調査されましたが、$\xi（z）=\xi_{0}+\xi_{z}*\frac{z}{1の場合をさらに検討します。+z}$は、可能な進化を調査します。PantheonSNeIaサンプルと最近のBAOおよびCMBデータの共同分析では、$\xi=Constant$が$68\％$の場合、$\xi=3.75_{-0.21}^{+0.13}$であることがわかります。さらに、信頼水準（CL）、$\xi_{0}=2.78_{-1.01}^{+0.28}$および$\xi_{z}=0.93_{-0.91}^{+1.56}$$\xi（z）=\xi_{0}+\xi_{z}*\frac{z}{1+z}$の$68\％$CLの場合。これは、スケーリングパラメータ$\xi$の時間的進化が、$68\％$CLの共同サンプルによってサポートされていることを意味します。さらに、$\Lambda$CDMモデルは、どちらの場合も$68\％$CLの共同サンプルによって除外されており、一致の問題は依然として存在します。さらに、モデル選択手法によれば、$\Lambda$CDMモデルはAICおよびBIC手法の観点からはお気に入りのモデルですが、$\xi（z）$のシナリオはDICの観点から最もサポートされています。技術。
内因性および外因性の重力屈曲
| Title |
Intrinsic_and_extrinsic_gravitational_flexions |
| Authors |
Eileen_Sophie_Giesel_and_Basundhara_Ghosh_and_Bjoern_Malte_Schaefer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09000 |
この論文のトピックは、銀河の固有の屈曲に対する固有の整列の線形モデルの一般化です。このモデルでは、輝度分布の3番目のモーメントは、重力ポテンシャルの3次導関数、または同等に勾配によって引き起こされる楕円銀河の歪みを反映します。潮汐重力場の。明るさの分布と潮汐重力場の間を仲介する線形モデルのこの拡張と、HOLICs-formalismによって提供される3次の銀河の形状の定量化により、固有の屈曲と交差の角度スペクトルを計算できます。-弱いレンズ効果のあるスペクトル。固有の屈曲のスペクトルは、通常、レンズの屈曲よりも1桁小さく、弱いせん断と比較した固有の楕円率の場合とまったく同じです。内因性と外因性の重力屈曲の間にも負の相互相関が見られ、内因性と外因性の楕円率の間の類似の相関関係を補完します。内因性屈曲とそのスケーリング特性を提供するためのアライメントモデルの物理的詳細について説明した後、内因性および外因性屈曲の可観測性を定量化し、フィッシャー形式で、ユークリッドのような弱いレンズ効果からアライメントパラメータをどれだけ適切に決定できるかを推定します。調査。本質的な屈曲は、Euclidのような調査であっても、楽観的なパラメータを選択した場合にのみ、測定してかなりの信号を生成することは非常に困難です。
深い要約を使用した宇宙論的パラメータの推定と推論
| Title |
Cosmological_Parameter_Estimation_and_Inference_using_Deep_Summaries |
| Authors |
Janis_Fluri,_Aurelien_Lucchi,_Tomasz_Kacprzak,_Alexandre_Refregier_and_Thomas_Hofmann_(ETH_Zurich) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09002 |
モデルパラメータの信頼できる点推定を取得する機能は、物理学の多くの分野で非常に重要です。観測されたデータが非常に多くの次元を持つ可能性があることを考えると、これはしばしば困難な作業です。この問題に対処するために、観測データの高度に圧縮された詳細要約統計量の次数展開を使用して、定量化可能なバイアスを持つパラメーター推定量を構築するための新しいアプローチを提案します。これらの要約統計量は、損失を最大化する情報を使用して自動的に学習されます。観測が与えられた場合、構築された推定量を使用して、近似ベイズ計算（ABC）事後推定と、尤度が扱いにくい場合でもガウス過程回帰を使用したパラメーター推論に使用できる対応する不確実性を取得する方法をさらに示します。弱いレンズ効果の質量マップの宇宙論的パラメータ推論の問題への応用で私たちの方法を検証します。その場合、構築された推定量は偏りがなく、ほぼ最適な分散を持ちますが、ガウス過程回帰で得られた事後分布は真の事後分布に近く、同等の方法よりも優れているか同等に機能します。
Wolf 503 b：金属量の少ないK型矮星を周回するサブネプチューンの特性評価
| Title |
Wolf_503_b:_Characterization_of_a_Sub-Neptune_Orbiting_a_Metal-Poor_K_Dwarf |
| Authors |
Alex_S._Polanski,_Ian_J._M._Crossfield,_Jennifer_A._Burt,_Grzegorz_Nowak,_Mercedes_L\'opez-Morales,_Annelies_Mortier,_Ennio_Poretti,_Aida_Behmard,_Bj\"orn_Benneke,_Sarah_Blunt,_Aldo_S._Bonomo,_R._Paul_Butler,_Ashley_Chontos,_Rosario_Cosentino,_Jeffrey_D._Crane,_Xavier_Dumusque,_Benjamin_J._Fulton,_Adriano_Ghedina,_Varoujan_Gorjian,_Samuel_K._Grunblatt,_Avet_Harutyunyan,_Andrew_W._Howard,_Howard_Isaacson,_Molly_R._Kosiarek,_David_W._Latham,_Rafael_Luque,_Aldo_F._Martinez_Fiorenzano,_Michel_Mayor,_Sean_M._Mills,_Emilio_Molinari,_Evangelos_Nagel,_Enric_Pall\'e,_Erik_A._Petigura,_Stephen_A._Shectman,_Alessandro_Sozzetti,_Johanna_K._Teske,_Sharon_Xuesong_Wang,_Lauren_M._Weiss |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08092 |
4つの機器からの視線速度測定を使用して、静かなK型矮星オオカミ503（HIP67285）を周回する$2.043\pm0.069〜\rm{R}_{\oplus}$サブネプチューンの質量と密度を報告します。さらに、以前は使用されていなかった短いケイデンスの$K2$キャンペーン17測光を分析し、視線速度とトランジットのジョイントフィットを実行して、離心率を$0.41\pm0.05$に制限することにより、軌道とトランジットのパラメーターを改善します。$Spitzer$による通過観測の追加により、さらなるフォローアップを見越して軌道天体暦を改良することもできます。質量測定$6.26^{+0.69}_{-0.70}〜\rm{M}_{\odot}$は、更新された半径測定値と組み合わせて、Wolf503baのかさ密度$\rho=2.92\pmを与えます。^{+0.50}_{-0.44}$$\rm{g}〜\rm{cm}^{-3}$。内部組成モデルを使用すると、この密度は、実質的な$\rm{H}_2\rm{O}$質量分率（$45^{+19.12}_{-16.15}\％）のいずれかを持つ地球のようなコアと一致していることがわかります。$）または適度なH/Heエンベロープ（$0.5\pm0.28\％$）。低いH/He質量分率は、Wolf503の古い時代（$11\pm2$Gyrs）とともに、このサブネプチューンを、ホストの明るさ（$J=8.3$mag）は、透過分光法の魅力的なターゲットになります。
冥王星系の起源について
この章の目的は、冥王星の発見から宇宙船による探査までの85年間に渡ってかなり洗練された観測上の制約に照らして、冥王星システムの起源に関する仮説を検討することです。冥王星-カロンバイナリの最も可能性の高い起源として現在理解されているジャイアントインパクト仮説に焦点を当て、外側の太陽系における惑星の形成と移動の新しいモデルに特に注意を向けます。システムの4つの小さな衛星によって引き起こされる起源の難問について説明します。また、これらのシナリオが初期の太陽系外縁天体の動的環境に与える影響、冥王星の衝突族を見つける可能性、およびカイパーベルトの他の連星系の起源についても詳しく説明します。最後に、冥王星システムの起源に関する未解決の未解決の問題を強調し、将来の進歩の領域を提案します。
磁気駆動円盤風による原始惑星系円盤の進化におけるケイ酸塩ダストの結晶化度について
| Title |
On_the_crystallinity_of_silicate_dust_in_evolving_protoplanetary_disks_due_to_magnetically_driven_disk_winds |
| Authors |
Sota_Arakawa,_Yuji_Matsumoto,_Mitsuhiko_Honda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08370 |
結晶性ダスト粒子の外向き輸送の新しいメカニズム、小石の外向き半径方向ドリフトを提示します。ダストリング構造は、原始惑星系円盤で頻繁に観察されます。ダストリングの形成のもっともらしいメカニズムの1つは、磁気的に駆動されるディスク風による質量損失によって形成される最大圧力付近の小石の蓄積です。磁気的に駆動される円盤風によって進化する原始惑星系円盤では、ダスト粒子は、半径方向のドリフトによって、結晶化の最前線から最大圧力まで外側に移動する可能性があります。ラジアルドリフトタイムスケールが移流タイムスケールよりも短い場合、外向きラジアルドリフトプロセスは結晶性ダスト粒子を効率的に輸送できることがわかりました。私たちのモデルは、ケイ酸塩ダスト粒子の結晶化度がダストリング位置の内側で100％にもなる可能性があると予測しています。
メインベルト彗星（6478）ゴールトの物理的特性
| Title |
Physical_characterization_of_the_active_asteroid_(6478)_Gault |
| Authors |
Albino_Carbognani,_Alberto_Buzzoni,_Giovanna_Stirpe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08956 |
高密度の光度曲線測光、$BVR_{c}$の色、および位相-（6478）ゴールトのマグ曲線、散発的な彗星のような塵の放出を伴うアクティブ小惑星を報告します。小惑星が常に星のように見え、知覚可能な活動がない2020年7月から11月にかけて光学観測を収集しました。複雑な光度曲線が見つかりました。反対側の周りの振幅は低く、反対側の振幅は少し大きく、平均最高回転周期は$2.46_{\pm0.02}$hです。反対後の段階的な光度曲線で形状の変化が観察されました。これは、凹みと表面の不規則性を示している可能性があります。$C$バンドに振幅と位相の関係が存在するのではないかと思われます。平均色は$BV=+0.84_{\pm0.04}$、$V-R_{c}=+0.43_{\pm0.03}$、$B-R_{c}=+1.27_{\pm0.02です。}$、S型小惑星と互換性がありますが、不均一な表面組成の回転位相指数で変数が変化します。私たちの位相-マグ曲線とシェフチェンコの経験的測光システムから、幾何アルベドの結果は$p_V=0.13_{\pm0.04}$であり、Sクラスの平均値よりも低くなっています。$V$バンドでの絶対マグは約+14.9と推定され、これとアルベド値を合わせて約3〜4kmの直径を推定できるため、Gaultは以前に考えられていたよりも小さい可能性があります。
10830Aで観測されたWASP-107bのトランジット後の尾
惑星の大気に対する高エネルギー放射と恒星風の影響を理解することは、近くにある太陽系外惑星の観測された特性を説明するために不可欠です。10830Aの準安定ヘリウム線のトリプレットで通過する太陽系外惑星の観測により、個々の惑星について拡張された大気と脱出プロセスを研究することができます。10830AのKeckでNIRSPECを使用したWASP-107bの1回の通過を観察しました。初めて観察したところ、通過後の位相カバレッジが大きく、4回目の接触後1時間以上過剰な吸収が検出されました。データは、惑星のロッシュローブ半径の約2倍に相当する約7個の惑星半径まで伸びる彗星のような尾によって説明できます。惑星の尾は、逃げる太陽系外惑星の大気、特に逃げた物質と強い恒星風との相互作用を含む3Dシミュレーションに基づいて予想され、少なくとも1つの他の太陽系外惑星で10830Aで以前に観測されています。最大のトランジット中吸収信号と10830Aで観測された最も拡張されたテールの両方を備えた、WASP-107bは、大気散逸研究の要となる太陽系外惑星のままです。
高解像度のN体シミュレーションを使用したSgr-Milky-Way-disc相互作用の調査
| Title |
Exploring_the_Sgr-Milky-Way-disc_interaction_using_high_resolution_N-body_simulations |
| Authors |
Morgan_Bennett,_Jo_Bovy,_and_Jason_A._S._Hunt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08055 |
いて座（Sgr）矮小銀河と天の川の進行中の合併は、天の川の円盤のダイナミクスに強く影響すると考えられています。いて座矮小銀河（Sgr）と銀河円盤の間の相互作用をモデル化した、5億から10億の粒子を含む、13個の$N$体シミュレーションのスイートを紹介します。シミュレーションでディスクの構造とダイナミクスへの摂動を定量化するために、太陽近傍のようなボリュームでの数カウントの非対称性と平均鉛直速度を計算します。シミュレーションの全体的な傾向は、相互作用の単純な1次元モデルで見られる傾向と一致することがわかります。Sgrの質量モデル、Sgrの軌道運動学、天の川ハローの質量を変更した場合の影響を調べます。ガイアデータリリース2を使用した垂直摂動の観測と一致するシミュレーションはないことがわかります。最も類似したシミュレーションでは、Sgrの最終質量がSgr前駆体の観測質量である非対称波長をはるかに超えていることがわかります。が大きすぎて、非対称性の形状が$z\upperx0.7$kpcを超えて一致しません。したがって、私たちのシミュレーションは、Sgrだけでは観測された太陽近傍への摂動を引き起こすことはできなかったという結論を支持していると結論付けます。
運動学を通してアッパースコーピウス協会の星形成の歴史を明らかにする
| Title |
Unveiling_the_star_formation_history_of_the_Upper_Scorpius_association_through_its_kinematics |
| Authors |
Vito_Squicciarini,_Raffaele_Gratton,_Mariangela_Bonavita,_Dino_Mesa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08057 |
アソシエーションは、物理空間だけでなく速度空間でも発生源の過密度として識別できます。銀河潮汐力によって徐々に侵食されるメンバーの一般的な動きは、初期の運動学的構造を部分的に彷彿とさせます。ガイアEDR3からの最近のデータを、GALAHとAPOGEEからの視線速度と組み合わせて使用して、最も近いOB協会である蠍座-ケンタウルスのサブグループである上部蠍座に属する星の現在の位置を追跡しました。サブグループ（「クラスター化された」母集団）の約半分は、以前はよりコンパクトな構成であった多くの小さなエンティティで構成されているように見えます。運動学的二重性の存在は、この若いクラスター化された集団と古い拡散した集団の間の年齢の広がりに反映され、ディスクを持った星の異なる割合$f_D$によって確認されます（$f_D=0.24\pm0.02$vs$f_D=0.10\pm0.01$）。アッパースコーピウスの星形成は10Myr以上続き、小グループで進行したようです。このグループは、数Myrの後、より古い集団のフィールドに溶解しますが、初期構造の記憶をしばらく保持します。この点で、等時線と運動学によって推測される年齢の違いは、ガス除去のタイムスケールを定量化するための強力なツールを提供する可能性があります。
豊富なクラスタリングによる星の誕生特性の追跡
| Title |
Tracing_birth_properties_of_stars_with_abundance_clustering |
| Authors |
Bridget_L._Ratcliffe,_Melissa_K._Ness,_Tobias_Buck,_Kathryn_V._Johnston,_Bodhisattva_Sen,_Leandro_Beraldo_e_Silva,_Victor_P._Debattista |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08088 |
天の川銀河の形成と進化を理解するには、その現在の特性を過去に結び付ける必要があります。流体力学的宇宙論的シミュレーションを調査して、星の化学的存在量がそれらの起源にどのように関連しているかを調査します。分散した安定した星形成履歴を持つ2つの天の川のようなシミュレーションでの存在量測定の階層的クラスタリングを使用して、星の存在量クラスターが出生場所（$R_\text{birth}$）と時間（年齢）の異なるグループを構成することがわかります。観測アバンダンスエラー（0.05dex）をシミュレートすると、（$R_\text{birth}$、age）の個別のグループをトレースするには、アバンダンスの大きなベクトルが必要であることがわかります。15元素の存在量（Fe、O、Mg、S、Si、C、P、Mn、Ne、Al、N、V、Ba、Cr、Co）を使用して、最大$\約$10のクラスターを$で定義できます。\upperx$25％が（$R_\text{birth}$、年齢）で重複しています。単純なモデルを作成して、星の年齢と$R_\text{birth}$を、それぞれ$\pm$0.06Gyrと$\pm$1.17kpcの精度で存在量から推測できることを示します。存在量のクラスタリングは、3番目のシミュレーションでは効果がないことがわかります。このシミュレーションでは、低$\alpha$の星がディスクに分布し、初期の高$\alpha$の星は、構成星が進化するにつれて銀河中心に向かって沈む塊でより急速に形成されます。星間物質を豊かにする。しかし、この形成経路は、[$\alpha$/Fe]-[Fe/H]平面全体に大きな年齢分散をもたらし、これは天の川の観測された特性と一致していません。豊富なクラスタリングは、私たちの銀河の歴史をグラフ化するための有望なアプローチであると結論付けています。
高銀河緯度でのプランク銀河の冷たい塊-CO線を使った研究
| Title |
Planck_Galactic_Cold_Clumps_at_High_Galactic_Latitude-A_Study_with_CO_Lines |
| Authors |
Fengwei_Xu,_Yuefang_Wu,_Tie_Liu,_Xunchuan_Liu,_Chao_Zhang,_Jarken_Esimbek,_Sheng-Li_Qin,_Di_Li,_Ke_Wang,_Jinghua_Yuan,_Fanyi_Meng,_Tianwei_Zhang,_David_Eden,_K._Tatematsu,_Neal_J._Evans,_Paul._F._Goldsmith,_Qizhou_Zhang,_C._Henkel,_Hee-Weon_Yi,_Jeong-Eun_Lee,_Mika_Saajasto,_Gwangeong_Kim,_Mika_Juvela,_Dipen_Sahu,_Shin-Ying_Hsu,_Sheng-Yuan_Liu,_Somnath_Dutta,_Chin-Fei_Lee,_Chuan-Peng_Zhang,_Ye_Xu_and_Binggang_Ju |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08182 |
銀河緯度が高いガスは、星間物質の比較的目立たない成分です。これに対処するために、銀河緯度の高い41個のプランク銀河コールドクランプ（HGal;$|b|>25^{\circ}$）が$^{12}$CO、$^{13}で観測されました。$COおよびC$^{18}$OJ=1-0ライン、パープルマウンテン天文台13.7m望遠鏡を使用。$^{12}$CO（1-0）および$^{13}$CO（1-0）の放出はすべての塊で検出されましたが、C$^{18}$O（1-0）の放出は16の塊。最高緯度と平均緯度は、それぞれ$71.4^{\circ}$と$37.8^{\circ}$です。51個の速度成分が取得され、それぞれが単一の塊として識別されました。33個の凝集塊が1$^\prime$の解像度でさらにマッピングされ、54個の高密度コアが抽出されました。高密度コアの中で、$^{12}$COの平均励起温度$T_{\mathrm{ex}}$は10.3Kです。熱および非熱速度分散の平均線幅は$0.19$kms$^{です。それぞれ-1}$と$0.46$kms$^{-1}$であり、これらのコアが乱流によって支配されていることを示唆しています。ガイアの塵の赤化によって与えられたHGalの塊の距離は、約$120-360$pcです。$X_{13}$/$X_{18}$の比率は、太陽の近くのそれよりもかなり高く、これは、HGalガスが銀河円盤のガスとは異なる星形成の歴史を持っていることを意味します。サイズが$0.01〜0.1$pcのHGalコアは、顕著なラーソンの関係を示さず、乱流は$0.1$pcをわずかに下回るスケールまで超音速のままです。0.01-1$M_{\odot}$の質量を持つHGalコアはいずれも重力によって拘束されておらず、すべて外圧によって閉じ込められているように見えます。とりわけ、HGalガスは、局所ISMの異なる段階を表しており、星形成の初期条件に関する知識を大幅に向上させます。
最も単純なアミノカルビン、H2NCの星間検出：無視されているが豊富な分子
| Title |
Interstellar_detection_of_the_simplest_aminocarbyne,_H2NC:_an_ignored_but_abundant_molecule |
| Authors |
C._Cabezas,_M._Agundez,_N._Marcelino,_B._Tercero,_S._Cuadrado,_J._Cernicharo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08389 |
化学的および天体化学的研究でほとんど無視されてきたH2CNの高エネルギー異性体であるH2NCの宇宙での最初の同定を報告します。冷たい暗い雲L483での72.2GHz付近のさまざまな未確認の線の観測は、調和関係にある追加の線のグループの検索と検出の成功を動機付けました。可能性のあるキャリアの徹底的な高レベルのabinitioスクリーニングの後、天文学的および理論的分光学的パラメーターと健全な分光学的および天体化学的議論の間の良好な一致に基づいて、H2NCに未確認の線を自信を持って割り当てます。観測された周波数は、H2NCの回転スペクトルを正確に特徴づけるために使用されます。この種は、クエーサーPKS1830-211の前の冷たい暗い雲B1-bとz=0.89銀河でも検出されます。L483とB1-bでは1、PKS1830-211では0.27のH2NC/H2CN存在比を導き出します。H2NCもH2CNもダーククラウドTMC-1で検出されません。これは、このソースでのH2CNの以前の識別に深刻な疑問を投げかけます。H2NC/H2CN比はHNC/HCN比として動作し、寒い密集した雲では1に近く、拡散した雲では1未満になることをお勧めします。N+CH3とC+NH3の反応は、星間雲でH2NCを生成する有力な候補として浮上します。H2NCの収率を評価するには、これら2つの反応に関するさらなる研究が必要です。関与する原子の数が少ないため、HNCおよびHCNの場合と同様に、H2NCおよびH2CNの背後にある化学物質を制約することが可能であるはずです。これにより、H2NC/H2CN比を化学物質またはホストクラウドの物理的状態。
複数の星の種族の形成における宿主銀河の役割：NGC1786およびNGC1898の分析
| Title |
Role_of_host_galaxy_in_the_formation_of_multiple_stellar_populations:_Analysis_of_NGC_1786_and_NGC_1898 |
| Authors |
Viswajith_Vanaraj,_Florian_Niederhofer,_Paul_Goudfrooij |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08560 |
何十年にもわたる研究の後でも、球状星団の複数の星の種族の起源は謎のままです。銀河環境がそれらの形成に役割を果たすかどうかについての質問は未解決のままです。その範囲で、ハッブル宇宙望遠鏡からの画像データを使用して、2つの古典的な（>10Gyr古い）大マゼラン雲球状星団、つまりNGC1786とNGC1898を分析し、それらを古代銀河系球状星団と比較対照して、それらの豊富なバリエーションの間に存在します。赤色巨星分枝の幅を計算し、金属量の影響を差し引いて、初期および現在のクラスター質量に対してプロットすることにより、銀河系球状星団で利用可能なデータと比較しました。2つの銀河団は銀河団と同じ一般的な傾向をたどり、異なる前駆体からの銀河系球状星団は互いに同じ一般的な傾向をたどり、銀河環境が複数の形成においてわずかな役割しか果たさない可能性があることを示しています。球状星団内の星の種族。
初期質量関数がボトムヘビーになったのはいつですか？
星の初期質量関数（IMF）のピークを設定する特徴的な質量は、重力下でガスが崩壊するときにガスがどのように断片化するかを制御する星間ガスの熱力学的挙動と密接に関連しています。宇宙が宇宙の時間にわたって金属の豊富さで成長するにつれて、この熱力学的挙動は、圧縮加熱と分子水素冷却の間の競争によって支配される原始的な体制から、高密度ガスの支配的なプロセスが原始星の放射フィードバックである現代の体制に進化しました。ダストガス衝突によるガス。この論文では、広範囲の金属量で崩壊するほこりっぽいガス雲の熱力学のモデルを構築することにより、原始から現代への遷移を計画します。原始体制から現代体制への移行は、金属量$Z\sim10^{-4}\rm{Z_\odot}$で始まり、$Z\simで金属線冷却が支配的な中間段階を通過することを示します。10^{-3}\、\rm{Z_{\odot}}$、そして$Z\sim10^{-2}\rm{Z_\odot}で、現代のダストとフィードバックが支配的な体制に移行します。$。天の川のような低気圧環境では、この遷移は、$Z\sim10^{-6}\での$\sim50\、\rm{M_\odot}$からの特徴的な恒星質量の劇的な変化を伴います。、\rm{Z_{\odot}}$から$\sim0.3\、\rm{M_\odot}$は、放射フィードバックが優勢になり始めると、現代の底が重い天の川IMFの外観を示します。巨大な楕円銀河に典型的な高圧環境では、現代の塵が支配的な領域の特徴的な質量は$\sim0.1\、\rm{M_{\odot}}$に下がり、褐色矮星が豊富なことを説明します。これらの銀河で観測された人口。我々は、金属量が特徴的な恒星の質量、ひいてはIMFの変動の重要な推進力であると結論付けています。
高光度赤外線銀河の性質
| Title |
The_Nature_of_Hyperluminous_Infrared_Galaxies |
| Authors |
F._Gao,_L._Wang,_A._Efstathiou,_K._Ma{\l}ek,_P._N._Best,_M._Bonato,_D._Farrah,_R._Kondapally,_I._McCheyne,_and_H._J._A._R\"ottgering |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08703 |
大きな超発光赤外線（HLIRG）サンプルの多波長データを利用して、それらの主な物理的特性、たとえば、恒星の質量、星形成率（SFR）、体積密度、宇宙の恒星の質量密度への寄与、および宇宙のSFR密度。また、ブラックホール（BH）の成長率と、ホスト銀河のSFRとの関係についても研究しています。3つの深いフィールド（Bo$\"o$tes、Lockman-Hole、ELAIS-N1）で526個のHLIRGを選択し、2つのスペクトルエネルギー分布（SED）フィッティングコード、エネルギーバランスを想定するCIGALEとベースのCYGNUSを採用します。放射伝達モデルに基づいており、エネルギーバランスの原理を採用していません。CIGALEの2つの異なるアクティブ銀河核（AGN）モデルとCYGNUSの3つのAGNモデルを使用して、異なるSEDフィッティングコードと異なるAGNモデルを使用して推定された結果を比較します。総IR輝度とAGN輝度は、0.1dexの典型的な中央オフセットで異なるモデル間でよく一致します。SFR推定値は最大の分散（最大0.5dex）を示します。この分散は後続の分析に影響を与え、以前の矛盾を示唆している可能性があります。結果の一部は、方法の選択の違いによる可能性があります。HLIRGは、99％が$10^{11}M_{\odot}$より大きい恒星質量を持つ超質量銀河です。我々の結果は、超質量のより高い空間密度を示しています。以前の調査で見つかった、またはシミュレーションによって予測された銀河。赤方偏移が増加するにつれて、HLIRGが宇宙のSFR密度にさらに寄与することがわかります。BHの成長に関しては、2つのSEDフィッティング方法で異なる結果が得られます。CYGNUS推定値を使用すると、AGNの光度が増加するにつれて、SFRが減少するという明確な傾向が見られます。これは、AGNによる消光を意味している可能性がありますが、CIGALE推定値を使用すると、この傾向ははるかに弱くなります。この違いは、2つのコードによって取得されたSlFR推定値間の分散によっても影響を受けます。
二次星の種族を制約するための表面の明るさの変動：巨大な銀河の非常に低い金属量の星を明らかにする
| Title |
Surface_Brightness_Fluctuations_to_constrain_secondary_stellar_populations:_Revealing_very_low-metallicity_stars_in_massive_galaxies |
| Authors |
Pablo_Rodriguez_Beltran,_Alexandre_Vazdekis,_Miguel_Cervino_and_Michael_Beasley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08722 |
この作業の目的は、複合星の種族（CSP）を研究するための表面輝度変動（SBF）の可能性を探ることです。そのために、E-MILES星の種族合成コードを使用して標準（平均）スペクトルとSBFスペクトルを計算しました。CSPシナリオの最初の近似として、2つの単一星の種族（SSP）の異なる質量分率で構成されるモデルのセットを作成しました。これらのモデルを使用して、使用するバンドに応じて異なる二次母集団を明らかにするSBFカラーカラー診断図のアンサンブルを提示します。この作業では、古い金属が豊富な星の種族によって支配されている楕円銀河の金属量の少ない成分のごく一部を明らかにすることができる色に焦点を当てます。平均色とSBF色の両方を使用して、一連の合成モデルと選択した近くの楕円銀河をCSPモデルに適合させます。平均値とSBF値を別々に、または制約として使用するのではなく、同時に適用すると、結果が大幅に改善され、小さな2次成分が返されることがわかります。最後に、さまざまなSBFの色を分析に含めることにより、化学物質の濃縮履歴を追跡する可能性を探ります。この目的のために、2つの異なるSBFカラーカラー図を使用して、若い太陽集団と古い太陽の主要集団からの古い金属量の少ない成分のわずかな寄与を解きほぐす例を示します。私たちが見つけた結果は有望ですが、利用可能なデータによって制限されています。私たちは、新しく、より良く、より一貫性のあるSBF観測の緊急の必要性を強調します。
バルジ球状星団NGC6522の赤色巨星のUVES分析
| Title |
UVES_analysis_of_red_giants_in_the_bulge_globular_cluster_NGC_6522 |
| Authors |
B._Barbuy,_E._Cantelli,_L._Muniz,_S.O._Souza,_C._Chiappini,_R._Hirschi,_G._Cescutti,_M._Pignatari,_S._Ortolani,_L._Kerber,_F.F.S._Maia,_E._Bica,_E._Depagne |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08746 |
NGC6522は、適度に金属量の少ないバルジ球状星団（[Fe/H]$$sim$$-$1.0）であり、バルジにある多数の適度に金属量の少ない青色の水平分枝クラスターの中でよく研究されている代表です。。NGC6522の存在量パターンは、中央銀河における最も初期の化学物質の濃縮に関するヒントを与えることができます。この研究の目的は、軽元素CとNの存在量を導き出すことです。アルファ元素O、Mg、Si、Ca、およびTi;奇数-Z元素NaおよびAl;中性子捕獲元素Y、Zr、Ba、La、およびNd;およびrプロセス要素Eu。第1世代と第2世代の星があるかどうかを確認します。データからNa-Oの反相関を特定することはできませんが、Na-Al、Na-N、Mg-Alの相関の明確な証拠が見つかります。バルジ球状星団NGC6522の6つの赤色巨星の高解像度スペクトルは、FLAMES+UVES構成の8mVLTUT2-Kueyen望遠鏡で取得されました。ガイアのデータに照らして、そのうちの2つは非会員であることが判明しましたが、これらも分析されました。分光パラメータは、UVESスペクトルからのFeIおよびFeII線の励起およびイオン化平衡によって導き出されました。存在量はスペクトル合成で得られました。今回の分析と以前のUVESの結果を組み合わせると、NGC6522の平均視線速度はvrhel=-15.62+-7.7km.s-1、金属量は[Fe/H]=-1.05+-0.20になります。アルファ元素の平均存在量現在のところ、4つのメンバーの星は、鉄とともに[O/Fe]=+0.38、[Mg/Fe]=+0.28、[Si/Fe]=+0.19、および[Ca/Fe]=+0.13で強化されています。-ピーク要素[Ti/Fe]=+0.13、およびrプロセス要素[Eu/Fe]=+0.40。中性子捕獲要素Y、Zr、Ba、およびLaは、+0.08<[Y/Fe]<+0.90、0.11<[Zr/Fe]<+0.50、0.00<[Ba/Fe]<+0.63、0.00<[La/Fe]<+0.45、および-0.10<[Nd/Fe]<+0.70の範囲。また、重元素の存在量の広がりについても説明します。
解決された核運動学は、核星団の形成と成長をそれらの初期型と後期型の宿主の進化と結びつけます
| Title |
Resolved_nuclear_kinematics_link_the_formation_and_growth_of_nuclear_star_clusters_with_the_evolution_of_their_early_and_late-type_hosts |
| Authors |
Francesca_Pinna,_Nadine_Neumayer,_Anil_Seth,_Eric_Emsellem,_Dieu_D._Nguyen,_Torsten_Boeker,_Michele_Cappellari,_Richard_M._McDermid,_Karina_Voggel_and_C._Jakob_Walcher |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08903 |
（近赤外）COバンドヘッド波長での補償光学支援面分光法から導出された、11個の近くの銀河核のパーセクスケールの運動学を提示します。秩序ある回転とランダムな動きのバランスに焦点を当てて分析します。これにより、核星団（NSC）の支配的な形成メカニズムへの洞察を得ることができます。ターゲットサンプルを後期型と初期型の銀河に分割し、2つのサブサンプルの核運動学について議論し、NSCの形成とホスト銀河の進化との関連を調査することを目的としています。結果は、NSCの優勢な形成メカニズムが、ハッブルシーケンス全体でのホストのさまざまな進化経路によって実際に影響を受けることを示唆しています。より具体的には、後期型銀河の核領域は平均してより多くの回転が支配的であり、核恒星構造の形成は潜在的に中心に注がれるガスの存在に関連しています。対照的に、初期型の銀河は、より低い楕円率でより遅い回転のNSCを表示する傾向があります。ただし、一部の例外は、特定のケースでは、初期タイプのホストがスパイラルと同様の方法でNSCを形成できることを示唆しています。
星間物質における太陽系スケールプラズマレンズの形態：パルサーシンチレーション放物線弧からの試験
| Title |
Morphology_of_solar_system_scale_plasma_lenses_in_the_interstellar_medium:_a_test_from_pulsar_scintillation_parabolic_arcs |
| Authors |
Xun_Shi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08932 |
いくつかのパルサーのシンチレーションスペクトルは、イオン化された星間物質に$\lesssim$AUスケール密度構造が存在することを示唆しており、その天体物理学的対応はまだ謎です。\citet{brisken10}の詳細な研究は、これらの構造の2つの可能な形態を示唆しました：フィラメントまたはシートの平行セット（「平行ストライプモデル」）、またはより密な結び目に分割されたフィラメント（「スレッドビーズモデル」）。ここでは、これら2つの形態を区別できる簡単なテストを提案します。散乱画像によって作成された主放物線の頂点がシンチレーションスペクトルの原点から外れているかどうかです。「平行ストライプ」モデルでは、パルサーの相対位置が移動すると、散乱画像がストライプに沿って移動します。その結果、パルサーは常に散乱画像と同一直線上にあり、したがって、主放物線弧の頂点はシンチレーションスペクトルの原点にとどまります。「スレッドビーズ」モデルでは、散乱画像は密度構造に対してほぼ固定された位置に留まるため、パルサーはほとんどの場合散乱画像と同一直線上になく、頂点と原点の間にオフセットが生じます。パルサーシンチレーションスペクトルの大規模なサンプルでこの可能なオフセットを探すか、放物線状の弧の進化を監視することで、これらの小さな密度構造の形態を特定し、それらの天体物理学的起源を制約するのに役立ちます。
AGNおよび星形成銀河のためのGLEAM200MHzローカル電波光度関数
| Title |
The_GLEAM_200_MHz_Local_Radio_Luminosity_Function_for_AGN_and_Star-forming_Galaxies |
| Authors |
T._M._O._Franzen,_N._Seymour,_E._M._Sadler,_T._Mauch,_S._V._White,_C._A._Jackson,_R._Chhetri,_B._Quici,_M._E._Bell,_J._R._Callingham,_K._S._Dwarakanath,_B._For,_B._M._Gaensler,_P._J._Hancock,_L._Hindson,_N._Hurley-Walker,_M._Johnston-Hollitt,_A._D._Kapinska,_E._Lenc,_B._McKinley,_J._Morgan,_A._R._Offringa,_P._Procopio,_L._Staveley-Smith,_R._B._Wayth,_C._Wu_and_Q._Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09030 |
GaLacticおよび銀河系外の全天マーチソン広視野アレイ（GLEAM）は、南の空全体（赤緯$<+30\deg$）の76〜227MHzで、角度分解能が$\約2$分角の無線連続体調査です。このホワイトペーパーでは、GLEAMデータと6dFGalaxySurveyの光学分光法を組み合わせて、$S_{200\、\mathrm{MHz}}>55$の1,590のローカル（中央値$z\約0.064$）電波源のサンプルを作成します。$\約16,700〜\mathrm{deg}^{2}$の領域全体でmJy。光学スペクトルから、各銀河からの電波放射の原因となる主要な物理的プロセスを特定します。73％は活動銀河核（AGN）によって燃料が供給され、27％は星形成によって燃料が供給されます。200MHzでのAGNと星形成銀河の局所電波光度関数を示し、76MHzと$\sim1$GHzの間のこれら2つの集団の典型的な電波スペクトルを特徴づけます。AGNの場合、200MHzと$\sim1$GHzの間のスペクトルインデックスの中央値$\alpha_{\mathrm{high}}$は、$-0.600\pm0.010$（$S\propto\nu^{\alpha}$）であり、GLEAM帯域内のスペクトルインデックスの中央値$\alpha_{\mathrm{low}}$は、$-0.704\pm0.011$です。星形成銀河の場合、$\alpha_{\mathrm{high}}$の中央値は$-0.650\pm0.010$であり、$\alpha_{\mathrm{low}}$の中央値は$-0.596です。\pm0.015$。AGN集団の中で、フラットスペクトルソースはより低い電波光度でより一般的であり、低周波数でもコアが支配的なままである弱い電波AGNのかなりの集団の存在を示唆しています。ただし、ローカル無線AGNの約4％は、低周波数（$\alpha_{\mathrm{low}}<-1.2$）で超急峻な無線スペクトルを持っています。これらの超急峻なスペクトル源は、電波の光度の広い範囲に及び、それらの性質を明らかにするためにさらなる作業が必要です。
前進2歩と横1歩：現実的な連星中性子星合体エジェクタにおける相対論的ジェットの伝播
| Title |
Two_steps_forward_and_one_step_sideways:_the_propagation_of_relativistic_jets_in_realistic_binary_neutron_star_merger_ejecta |
| Authors |
Davide_Lazzati_(Oregon_State),_Rosalba_Perna_(Stony_Brook),_Riccardo_Ciolfi_(Padua),_Bruno_Giacomazzo_(Milan),_Diego_Lopez-Camara_(UNAM),_and_Brian_Morsony_(CSU_Stanislaus) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08053 |
GRB170817AとGW170817の関連付けにより、連星中性子星（BNS）の合併が少なくともいくつかの短いガンマ線バースト（SGRB）の前駆体であるという長年の仮説が確認されました。この接続は、重力波と電磁放射の間の時間遅延の測定とともに、SGRBのブロードバンド観測が、前例のない詳細まで放出流出とそのエンジンの特性を調査することを可能にする時代の到来を告げました。放射流出の構造は相対論的ジェットとバイナリイジェクタの相互作用によって形成されるため、現実的な設定でシステムを研究することが最も重要です。ここでは、一般相対論的電磁流体力学シミュレーションで計算された、BNS合併の噴出物内を伝播する相対論的ジェットの3次元流体力学シミュレーションを提示します。伝播で遭遇する不均一性のために、ジェットの重心がシステムの軸の周りで振動することがわかります。これらの振動により、ジェットは抵抗が最小の経路を見つけ、滑らかな噴出物で同じジェットよりも速く移動することができます。私たちのセットアップでは、ブレークアウト時間は約0.6秒で、SGRBで予想される中央エンジンの持続時間に匹敵し、重力信号とガンマ線信号の間の合計遅延の無視できない割合である可能性があります。私たちのシミュレーションはまた、エネルギーがジェットと繭によってほぼ等しい量で運ばれ、注入されたエネルギーの約20パーセントが機械的仕事によって噴出物に伝達されることを示しています。
磁気的に停止したディスク内の非熱粒子加速によるSgrA * X線フレア
| Title |
Sgr_A*_X-ray_flares_from_non-thermal_particle_acceleration_in_a_magnetically_arrested_disc |
| Authors |
Nicolas_Scepi,_Jason_Dexter_and_Mitchell_C._Begelman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08056 |
SgrA*は、近赤外線およびX線バンドでフレアを示し、これらのバンドの光度は約60分間で10〜100倍に増加します。これらのフレアを説明するために提案されたモデルの1つは、降着流の磁気リコネクションイベントによって加速された非熱粒子のシンクロトロン放射です。磁気リコネクションのPICシミュレーションの結果を使用して、磁気停止ディスク（MAD）の3D2温度GRMHDシミュレーションを後処理します。現在のシートを特定し、それらの特性を取得し、非熱粒子を加速する可能性を推定し、予想される非熱シンクロトロン放射を計算します。MADのフラックス噴火は、非熱粒子をエネルギー{\gamma_e}<〜1e6に加速し、X線と近赤外線フレアを同時に生成するための適切な条件を提供できることがわかりました。電流シートパラメータの適切な選択と単純化されたシンクロトロン冷却処方のために、モデルは、静止およびフレアX線の光度とX線スペクトル形状を同時に再現できます。近赤外線フレアは主にMADフラックス噴火中のブラックホール付近の温度上昇によるものですが、X線放射はブラックホール付近の高磁化低密度領域に隣接する狭い電流シートから発生します。その結果、すべての赤外線フレアにX線フレアが伴うわけではありません。非熱フレア放射は、非常に硬い（<〜100keV）X線エネルギーにまで及ぶ可能性があります。
カシオペア座A中性子星と若い中央コンパクト天体の冷却、組成、磁場のX線境界
| Title |
X-ray_bounds_on_cooling,_composition,_and_magnetic_field_of_the_Cassiopeia_A_neutron_star_and_young_central_compact_objects |
| Authors |
Wynn_C._G._Ho_(Haverford),_Yue_Zhao_(Alberta),_Craig_O._Heinke_(Alberta),_D._L._Kaplan_(Wisconsin-Milwaukee),_Peter_S._Shternin_(Ioffe_Institute),_M._J._P._Wijngaarden_(Southampton) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08060 |
年齢が2500歳未満の最年少の中央コンパクトオブジェクト（CCO）の4つ（CXOUJ232327.9+584842（カシオペアA）、CXOUJ160103）の9〜19年間隔の複数のチャンドラおよびXMM-Newtonスペクトルの分析を示します。1-513353（G330.2+1.0）、1WGAJ1713.4-3949（G347.3-0.5）、およびXMMUJ172054.5-372652（G350.1-0.3）。これらのスペクトルを熱モデルに適合させることにより、各CCOの長期的な冷却速度、組成、および磁場を制限しようとします。カシオペアAのCCOの場合、19年間にわたる14回の測定は、一定または変化するX線吸収に対してそれぞれ2.2+/-0.2または2.8+/-0.3パーセント（1シグマ誤差）の10年率で温度が低下することを示しています。。CXOUJ160103.1-513353では17パーセント、XMMUJ172054.5-372652では6パーセントの冷却速度の上限が得られます。最も古いCCOである1WGAJ1713.4-3949の場合、その温度は10年間で4+/-2パーセント上昇したようです。各CCOの優先距離と、全恒星表面の大部分である発光領域を想定すると、非磁性炭素大気スペクトルは、4つのCCOすべてのスペクトルによく適合します。距離が大きく、発光領域がやや小さい場合、CXOUJ160103.1-513353、B<=10のB<=7x10^10GまたはB>=10^12Gの水素雰囲気を使用すると、同様に良好なスペクトル適合が得られます。XMMUJ172054.5-372652の場合は^10GまたはB>=10^12G、1WGAJ1713.4-3949の場合は非磁性水素雰囲気。CCOの進化の統一された図では、私たちの結果は、ほとんどのCCO、したがって若い中性子星のかなりの部分が、寿命の早い段階では低いが数千年にわたって蓄積する表面磁場を持っていることを示唆しています。
コア崩壊超新星からのニュートリノバーストに対するIceCubeの感度のエンドツーエンドテスト
| Title |
End-to-End_Tests_of_the_Sensitivity_of_IceCube_to_the_Neutrino_Burst_from_a_Core-Collapse_Supernova |
| Authors |
Spencer_Griswold_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08098 |
次の銀河系超新星は、星の爆発とそのコア内に見られる極限状態についての詳細な情報を取得する、一生に一度の機会を提供します。コア崩壊超新星は、爆発からの電磁放射の最大半日前に見えるニュートリノバーストを生成するので、バーストは光学的フォローアップのための早期警告を提供します。局所的な超新星は非常にまれであるため、ニュートリノ検出器がバーストの到着後に迅速なアラートを提供することが重要です。IceCubeNeutrinoObservatoryは、$>99\％$の稼働時間で動作し、天の川内のレベル$>10\sigma$のさまざまな超新星モデルに敏感です。IceCubeはリアルタイムで超新星アラートを発行します。IceCubeは、超新星に対する高い感度、ほぼ完全な稼働時間、および迅速なアラートを発行する機能により、超新星早期警報システム（SNEWS2.0）として知られる世界的な検出器ネットワークの重要なコンポーネントになっています。「ファイアドリル」システムは、シミュレートされた超新星信号をIceCubeオンラインシステムに注入するように設計されました。天の川の近くの超新星に対するIceCubeの感度について説明し、IceCubeとそのオペレーターの準備を確実にするために使用されるデータの課題について説明します。また、IceCubeアラートとデータチャレンジのSNEWS2.0との調整についても説明します。
MOJAVEカタログと10年間のIceCubeデータを使用したAGNラジオとニュートリノの相関関係のテスト
| Title |
Testing_the_AGN_Radio_and_Neutrino_correlation_using_the_MOJAVE_catalog_and_10_years_of_IceCube_Data |
| Authors |
Abhishek_Desai,_Justin_Vandenbroucke,_Alex_Pizzuto_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08115 |
2017年9月22日、IceCubeは、フレアブレーザーTXS0506+056と一致することが判明した高エネルギーニュートリノイベントを報告しました。このマルチメッセンジャー観測は、観測された高エネルギー天体物理ニュートリノに寄与するブレーザーを示唆し、広範な相関研究の必要性を引き起こしました。最近の研究は、ガンマ線の内部吸収、および線源に固有で銀河系外の背景とのそれらの相互作用が、ニュートリノと低光子エネルギー観測との間の相関を示唆しながら、エネルギーのあるガンマ線とニュートリノの相関の欠如を引き起こすことを示しています。X線およびラジオバンド。公開されたIceCubeアラートと電波観測に基づく研究では、ガンマ線明るい活動銀河核（AGN）とガンマ線薄暗い活動銀河核（AGN）の両方での電波ニュートリノ相関の可能性が報告されています。ただし、利用可能なデータが限られているため、統計的有意性はわずかです。MOJAVEXVカタログで報告されたAGNの15GHz無線観測と10年間のIceCube検出器データとの間の相関分析を提示し、時間平均スタッキング分析から得られた結果について説明します。
ASASSN-15hy：低輝度の赤い03fgのようなタイプIa超新星
| Title |
ASASSN-15hy:_an_under-luminous,_red_03fg-like_type_Ia_supernova |
| Authors |
J._Lu,_C._Ashall,_E._Y._Hsiao,_P._Hoeflich,_L._Galbany,_E._Baron,_M._M._Phillips,_C._Contreras,_C._R._Burns,_N._B._Suntzeff,_M._D._Stritzinger,_J._Anais,_J._P._Anderson,_P._J._Brown,_L._Busta,_S._Castell\'on,_S._Davis,_T._Diamond,_E._Falco,_C._Gonzalez,_M._Hamuy,_S._Holmbo,_T._W.-S._Holoien,_K._Krisciunas,_R._P._Kirshner,_S._Kumar,_H._Kuncarayakti,_G._H._Marion,_N._Morrell,_S._E._Persson,_A._L._Piro,_J._L._Prieto,_D._J._Sand,_M._Shahbandeh,_B._J._Shappee,_F._Taddia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08150 |
紫外線（UV）から近赤外線（NIR）までの03fgのようなIa型超新星（SNIa）ASASSN-15hyの測光および分光観測を提示します。ASASSN-15hyは、以前は「スーパーチャンドラセカール」SNeIaと呼ばれていた03fgのようなSNeIaの特徴的な特性の多くを共有しています。UVとNIRで明るく、明確なiバンドの二次最大値がなく、強力で永続的なCII機能を示し、SiII$\lambda$6355の速度が低くなっています。ただし、そのプロパティの一部は、サブグループ間でも極端です。ASASSN-15hyは低輝度（M$_{B、peak}=-19.14^{+0.11}_{-0.16}$mag）、赤（$（BV）_{Bmax}=0.18^{+0.01}_{-0.03}$mag）、それでもゆっくりと減少します（$\Delta{m_{15}}（B）=0.72\pm0.04$mag）。03fgのようなSNのiバンド最大値の開始が最も遅れています。ASASSN-15hyには、通常のSNeIaの最大値を過ぎた最初の1か月間に通常存在する顕著なHバンドブレークエミッション機能がありません。このようなイベントは、高赤方偏移のSNIa宇宙論にとって潜在的な問題となる可能性があります。ASASSN-15hyは、非縮退エンベロープ内の縮退コアの爆発のコンテキストで説明される場合があります。大きな質量を持つ非縮退エンベロープに影響を与える爆発は、追加の光度と低い噴出速度を提供します。最初の爆燃燃焼段階は、低い$^{56}$Ni質量と光度を再現するために重要ですが、広い光度曲線を生成するために必要な大きな拡散時間スケールを提供するには、大きなコア質量が不可欠です。このモデルは、急速に回転する1.47$M_{\odot}$縮退コアと0.8$M_{\odot}$非縮退エンベロープで構成されています。この「爆燃コア縮退」シナリオは、白色矮星と漸近巨星分枝星の縮退コアとの合併に起因する可能性があります。
XMM-NewtonがPSRJ1959 +2048のバイナリ内ショックを観測
元のブラックウィドウパルサーPSRJ1959+2048の複数軌道（100ks）$\mathrm{\itXMM-Newton}$露出で、バイナリ内衝撃（IBS）放出によって引き起こされる強い軌道変調を測定します。IBSの光度曲線のピークは非対称に見えます。これは、コンパニオン風のスイープバック効果によるものです。また、コンパニオンとその風によるX線食の証拠も見られます。IBSフィットとともに、これはシステムのエッジオン$i\sim90^\circ$ビューと、リサイクルされたパルサーの適度な$\sim1.8M_\odot$質量をサポートします。私たちのIBS適合パラメータは、持続する場合、数Gyr以内にコンパニオンを蒸発させる風フラックスを意味します。
X線で選択されたブレーザーからIceCubeで検出されたニュートリノフレアのモデルに依存しない分析
| Title |
A_model-independent_analysis_of_neutrino_flares_detected_in_IceCube_from_X-ray_selected_blazars |
| Authors |
Ankur_Sharma,_Erin_O'Sullivan_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08159 |
ブレーザーは、宇宙で最も強力な安定した発生源の1つです。ブレーザーのマルチメッセンジャー天文学は、伝統的にガンマ線放出に焦点を合わせてきました。ガンマ線放出は、光ハドロニック相互作用においてニュートリノと同時に生成される可能性があります。ただし、X線データは、これらの線源のSEDを制約するためにも同様に重要です。これは、ハドロン的に共同生成されたガンマ線が周囲の光子場に吸収され、逃げる前にX線エネルギーにカスケードされる可能性があるためです。この作業では、10年間のIceCubeデータを使用して、X線で選択されたブレーザーの方向からのニュートリノフレアのトリガーされない時間依存分析の概要を示します。発生源のサブカテゴリに統計的に有意な放出があるかどうかを明らかにするために、母集団に対して二項検定が実行されます。ソースはRomaBZCatから選択され、ビン化されていない尤度最大化の方法を使用して、各ソースのp値と最適なフレアパラメーターが取得されます。
繰り返し高速電波バースト源のバイモーダルバーストエネルギー分布
| Title |
A_bimodal_burst_energy_distribution_of_a_repeating_fast_radio_burst_source |
| Authors |
D.Li,_P.Wang,_W.W.Zhu,_B.Zhang,_X.X.Zhang,_R.Duan,_Y.K._Zhang,_Y._Feng,_N.Y._Tang,_S._Chatterjee,_J.M._Cordes,_M._Cruces,_S._Dai,_V._Gajjar,_G._Hobbs,_C._Jin,_M._Kramer,_D.R._Lorimer,_C.C._Miao,_C.H._Niu,_J.R._Niu,_Z.C._Pan,_L._Qian,_L._Spitler,_D._Werthimer,_G.Q._Zhang,_F.Y._Wang,_X.Y._Xie,_Y.L._Yue,_L._Zhang,_Q.J._Zhi,_Y._Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08205 |
高速電波バースト（FRB）を繰り返すイベント率、エネルギー分布、および時間領域の動作には、それらの物理的性質と中央エンジンに関する重要な情報が含まれていますが、これらはまだ不明です。最初の正確にローカライズされたソースとして、FRB121102は広範囲に観測されており、時間の経過に伴うバーストの非ポアソンクラスタリングとべき乗則のエネルギー分布を示しています。しかし、より暗い端に向かうエネルギー分布の程度は知られていませんでした。ここでは、47日間にわたる59.5時間で、ピークバーストレートが122〜hr^{-1}の1652個の独立したバーストが検出されたことを報告します。等方性等価エネルギー分布のピークは、1.25〜GHzで約4.8x10^{37}ergであることがわかり、それを下回るとバーストの検出が抑制されます。バーストエネルギー分布は二峰性であり、対数正規関数と一般化されたコーシー関数の組み合わせによってよく特徴付けられます。1時間のスパンでの多数のバーストにより、1ミリ秒から1000秒の間の高感度の周期性検索が可能になります。周期性または準周期性が検出されないことは、単一の回転するコンパクトオブジェクトを含むモデルに課題をもたらします。高いバースト率はまた、FRBが高い放射効率で生成されなければならないことを意味し、大きなエネルギー要件または不自然なトリガー条件を伴う放出メカニズムを嫌います。
| Title |
Broadband_Modeling_of_Active_Galactic_Nuclei_Detected_in_Gamma_Rays |
| Authors |
Gunjan_Tomar,_Nayantara_Gupta,_Raj_Prince |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08256 |
低光度の活動銀河核は、光度のあるものよりも豊富で私たちに近いですが、かすかなため探索が困難です。Fermi-LATによってガンマ線で検出された4つのソースNGC315、NGC4261、NGC1275、およびNGC4486を選択しました。さまざまな望遠鏡からの長期無線、光学、X線データをまとめ、NGC4486のXMM-Newtonデータ、NGC315のXMM-NewtonおよびSwiftデータを分析しました。この期間に収集されたFermi-LATデータを分析しました。それらすべてのための2008年から2020年の。電子は、サブパーセクスケールのジェットで相対論的エネルギーに加速されると想定されます。これらのジェットは、ラジオからガンマ線エネルギーをカバーするシンクロトロンおよびシンクロトロンの自己コンプトン放出によって放射されます。このモデルは、4つのソースのほとんどの多波長データポイントに適合します。ただし、NGC315およびNGC4261からのガンマ線データポイントは、このモデルではそれぞれ最大1.6GeVおよび0.6GeVまでしかうまく適合できません。これにより、これらの線源から検出された高エネルギーの{\gamma}線の起源を見つけることができます。キロパーセクスケールのジェットは、これらの線源から無線およびX線周波数で以前に観測されています。超相対論的電子による星光光子の逆コンプトン散乱から、これらの線源のキロパーセクスケールのジェットでも{\gamma}線が生成されると仮定すると、より高いエネルギーでガンマ線データを適合させることができます。我々の結果はまた、キロパーセクスケールのジェットからGeV放射を生成するために強いホスト銀河放出が必要であることを示唆している。
周囲の媒体との宇宙線相互作用からの超高エネルギー拡散ガンマ線放出
| Title |
Ultra-high-energy_diffuse_gamma-ray_emission_from_cosmic-ray_interactions_with_surrounding_medium |
| Authors |
Pei-pei_Zhang,_Bing-qiang_Qiao,_Qiang_Yuan,_Shu-wang_Cui_and_Yi-qing_Guo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08280 |
サブPeVエネルギー領域での拡散$\gamma$線スペクトルは、チベット-AS$\gamma$実験によって初めて測定されました。それは、非常に高いエネルギーでの銀河宇宙線の起源と伝播の理解に新たな光を当てるでしょう。低エネルギー測定に基づく従来の宇宙線伝播モデルは新しいデータをアンダーシュートし、新しい成分または代替の伝播フレームワークでモデルを修正する必要があることが指摘されています。この研究では、従来のモデルでは無視されていた、新たに加速された宇宙線と線源を取り巻く媒体との間のハドロン相互作用が、チベット-AS$\gamma$拡散放出を自然に説明できることを提案します。このシナリオでは、陽電子スペクトル、ホウ素と炭素の比率、反陽子と陽子の比率など、他の二次種の一貫した説明が得られることを示します。その結果、10TeVを超える電子スペクトルは、この二次成分のために硬化します。これは、将来の測定でテストされる可能性があります。
| Title |
Searching_for_Sources_of_High_Energy_Neutrinos_from_Magnetars_with_IceCube |
| Authors |
Ava_Ghadimi,_Marcos_Santander_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08322 |
マグネターは、$10^{13}$から$10^{15}$Gのオーダーの非常に強い磁場を持つ中性子星です。反対方向の磁場とスピンモーメントを持つ若いマグネターは、それらから高エネルギー（HE）ニュートリノを放出する可能性があります。極キャップは、宇宙線を光中間子のしきい値を超えて加速できる可能性があるためです（Zhangetal.2003）。軟ガンマ線リピーター（マグネターのサブクラス）の巨大なフレアもHEニュートリノを生成する可能性があるため、このクラスからのHEニュートリノフラックスが潜在的に検出可能です（Iokaetal.2005）。ここでは、マグネターの方向の周りの重要なクラスターを探して、10年間のよく再構築されたIceCubeミューニュートリノイベントを使用して、McGillオンラインマグネターカタログにリストされているマグネターからのニュートリノ放出を検索する計画を提示します。IceCubeは、南極にある立方キロメートルのニュートリノ観測所であり、過去10年間完全に稼働しています。
IceCubeを使用して硬X線AGNからの高エネルギーニュートリノ放出を検索する
| Title |
Search_for_high-energy_neutrino_emission_from_hard_X-ray_AGN_with_IceCube |
| Authors |
Sreetama_Goswami,_George_C._Privon,_Marcos_Santander_(for_the_IceCube_collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08366 |
IceCubeニュートリノ天文台は、TeV-PeV範囲の高エネルギー天体物理ニュートリノを検出しました。これらのニュートリノは空に等方性に分布しているため、銀河系外の起源である可能性があります。活動銀河核は、高い電磁光度と10$^{16}$eVを超えるエネルギーまで宇宙線を加速する潜在的な能力を考えると、有望なニュートリノ源候補である天体のクラスを形成します。AGN環境内でのこれらの宇宙線の相互作用は、ニュートリノとピオニックガンマ線の両方を生成すると予想されます。AGN放出のいくつかのハドロンモデルは、そのようなガンマ線がAGNの高密度光子場と相互作用し、硬X線とMeVガンマ線にカスケードできることを示唆しています。$\textit{Swift}$-BATAGN分光調査からサンプリングされた硬X線源から高エネルギーニュートリノを検索するIceCubeスタッキング分析の最新情報を紹介します。
IceCubeが超高光度赤外線銀河から高エネルギーニュートリノを探す
| Title |
IceCube_Search_for_High-Energy_Neutrinos_from_Ultra-Luminous_Infrared_Galaxies |
| Authors |
Pablo_Correa,_Krijn_D._de_Vries,_Nick_van_Eijndhoven_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08422 |
赤外線の光度$L_{\mathrm{IR}}\geq10^{12}L_{\odot}$の場合、超高光度赤外線銀河（ULIRG）は赤外線の空で最も明るい物体です。それらは主に、星形成率$\gtrsim100〜M_{\odot}〜\mathrm{yr^{-1}}$のスターバースト領域によって供給されています。ULIRGは、活動銀河核（AGN）をホストすることもできます。スターバースト環境とAGN環境の両方に、もっともらしいハドロン加速器が含まれているため、ULIRGはニュートリノ源の候補になります。赤方偏移$z\leq0.13$の75個のULIRGの代表的なサンプルから高エネルギーニュートリノを検索するIceCubeスタッキング分析の結果を示します。7。5年間のIceCubeデータではULIRGニュートリノの有意な過剰は見られませんが、これらの75個のULIRGからのニュートリノフラックスと完全なULIRGソース母集団の外挿について上限が報告されています。さらに、ULIRGからのニュートリノ放出を予測するモデルに制約が設けられています。
高速電波バーストの1秒未満の周期性
| Title |
Sub-second_periodicity_in_a_fast_radio_burst |
| Authors |
The_CHIME/FRB_Collaboration,_Bridget_C._Andersen,_Kevin_Bandura,_Mohit_Bhardwaj,_P._J._Boyle,_Charanjot_Brar,_Daniela_Breitman,_Tomas_Cassanelli,_Shami_Chatterjee,_Pragya_Chawla,_Jean-Fran\c{c}ois_Cliche,_Davor_Cubranic,_Alice_P._Curtin,_Meiling_Deng,_Matt_Dobbs,_Fengqiu_Adam_Dong,_Emmanuel_Fonseca,_B._M._Gaensler,_Utkarsh_Giri,_Deborah_C._Good,_Alex_S._Hill,_Alexander_Josephy,_J._F._Kaczmarek,_Zarif_Kader,_Joseph_Kania,_Victoria_M._Kaspi,_Calvin_Leung,_D._Z._Li,_Hsiu-Hsien_Lin,_Kiyoshi_W._Masui,_Ryan_Mckinven,_Juan_Mena-Parra,_Marcus_Merryfield,_B._W._Meyers,_D._Michilli,_Arun_Naidu,_Laura_Newburgh,_C._Ng,_Anna_Ordog,_Chitrang_Patel,_Aaron_B._Pearlman,_Ue-Li_Pen,_Emily_Petroff,_Ziggy_Pleunis,_Masoud_Rafiei-Ravandi,_Mubdi_Rahman,_Scott_Ransom,_Andre_Renard,_Pranav_Sanghavi,_Paul_Scholz,_J._Richard_Shaw,_Kaitlyn_Shin,_Seth_R._Siegel,_Saurabh_Singh,_Kendrick_Smith,_Ingrid_Stairs,_Chia_Min_Tan,_Shriharsh_P._Tendulkar,_Keith_Vanderlinde,_D._V._Wiebe,_Dallas_Wulf,_Andrew_Zwaniga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08463 |
数十億光年の距離で見える電波のミリ秒持続時間のフラッシュである高速電波バースト（FRB）の起源は、未解決の天体物理学的問題のままです。ここでは、カナダの水素強度マッピング実験の高速電波バーストプロジェクト（CHIME/FRB）による多成分FRB20191221Aの検出、およびその成分間の216.8（1）msの周期的分離の識別（有意性6.5）を報告します。シグマ。長い（〜3秒）持続時間とパルスプロファイルを形成する9つ以上のコンポーネントにより、このソースはFRB母集団の外れ値になります。また、2つの追加のFRB、20210206Aおよび20210213Aを報告します。これらの多成分パルスプロファイルは、それぞれ2.8（1）および10.7（1）msの周期的分離の兆候を示しており、複雑で周期的なFRBのグループが存在する可能性を示唆しています。パルスプロファイル。このような短い周期性は、これらのイベントの中性子星起源の強力な証拠を提供します。さらに、いくつかのモデルで予測されているように、私たちの検出は、星からさらに離れた位置にある放出領域とは対照的に、中性子星磁気圏から生じる放出を支持します。観測された周期性の考えられる説明には、おそらく連星系のマグネター爆発と相互作用する中性子星に関連している中性子星からの超巨大パルスが含まれます。
段階的なIceCube-Gen2展開のシミュレーションと感度
| Title |
Simulation_and_sensitivities_for_a_phased_IceCube-Gen2_deployment |
| Authors |
Brian_Clark,_Robert_Halliday_(for_the_IceCube-Gen2_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08500 |
IceCubeニュートリノ天文台は、PeV天体物理ニュートリノの存在を確認し、ブレーザーTXS0506+056で最初の説得力のある天体ニュートリノ源を特定することにより、高エネルギーニュートリノ天文学の窓を開きました。拡大された検出器IceCube-Gen2を構築する計画が進行中です。これは、測定をより高いエネルギーに拡張し、観測される宇宙ニュートリノの割合を増やし、より暗い線源を検出するための改善された見通しを提供します。IceCube-Gen2は、拡張された氷内光学アレイ、超高エネルギー（>100PeV）ニュートリノを検出するための浅い深度の無線アレイ、および宇宙線を研究する表面コンポーネントを備えている予定です。この寄稿では、IceCube-Gen2検出器のベースライン設計の氷内光学コンポーネントのシミュレーションについて説明します。これにより、南極の夏の7年間に、IceCubeの既存の86に追加の120の新しい検出ストリングが展開されることが予測されます。季節。IceCube-Gen2の段階的な建設計画に動機付けられて、機器の再構築機能と感度が展開全体でどのように進歩すると予想されるかについて説明します。
拡散衝撃加速度が修正された急峻な宇宙線スペクトル
銀河宇宙線（CR）は、CRのべき乗則エネルギー分布を予測する効率的な加速メカニズムである拡散衝撃加速（DSA）を介して、超新星残骸（SNR）の前方衝撃で加速されます。ただし、非熱SNR放出の観測は、標準のDSA予測である$E^{-2}$よりも一般的に急なCRエネルギー分布を意味します。動的ハイブリッドシミュレーションからの最近の結果は、そのような急峻なスペクトルが、衝撃の下流の熱プラズマに関する磁気構造のドリフトから生じる可能性があることを示唆している。非線形DSAの半解析的モデルを使用して、これらの結果が広範囲のSNRの現象学に与える影響を調査します。下流の磁気構造の動きを考慮することにより、$E^{-2}$よりも大幅に急勾配で、観測結果と一致するCRエネルギー分布を生成します。私たちの形式は、銀河系の超新星残骸の適度に急なスペクトル（$\proptoE^{-2.2}$）と若い電波超新星の非常に急なスペクトル（$\proptoE^{-3}$）の両方を再現します。
IceCube-Genの光学アレイ形状の最適化
| Title |
Optimization_of_the_optical_array_geometry_for_IceCube-Gen |
| Authors |
Anastasiia_Omeliukh_(for_the_IceCube-Gen2_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08527 |
IceCube-Gen2は、南極にあるIceCubeニュートリノ天文台の計画された拡張であり、現在のIceCube検出器よりも5倍優れた点光源感度でTeVからEeVエネルギーまでの高エネルギーニュートリノ空を研究するように設計されています。これは、既存の検出器の$\sim$125$\、$mよりも個々のストリング間の距離がかなり大きいIceCubeの周りのパターンで、光学センサーが取り付けられた120個の新しいストリングを展開することによって実現されます。ここでは、IceCube-Gen2ストリング間隔を150$\、$mから350$\、$mの間で変化させながら、最良の点光源感度を検索する最適化研究の結果を示します。
IceCubeのリアルタイムの角度の不確実性に対する体系的な不確実性の影響の研究
| Title |
Studies_of_systematic_uncertainty_effects_on_IceCube's_real-time_angular_uncertainty |
| Authors |
Cristina_Lagunas_Gualda,_Yosuke_Ashida,_Ankur_Sharma,_Hamish_Thomas_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08670 |
天体物理学的ニュートリノの発生源は、電磁波または重力波と同時にニュートリノを検出することで発見できる可能性があります。IceCubeによって生成されたリアルタイムのアラートは、この検索で重要な役割を果たし、他の波長に敏感な機器での追跡観測のトリガーとして機能します。IceCubeリアルタイムプログラムによって高エネルギーイベントが検出されると、正確なローカリゼーションを計算するために、複雑で時間のかかる方向再構成法が実行されます。場所の不確実性の推定に対する体系的な不確実性の影響を調査するために、さまざまな氷モデルの実現のために、さまざまな方向で一連の高エネルギーイベントをシミュレートします。これは、ローカリゼーションの不確実性における主要な体系的なエラーです。これは、複数の連続的に変化する迷惑パラメータを使用して体系的な不確実性を処理できる新しいシミュレーションツールを利用します。これらのイベントは、さまざまな再構築方法を使用して再構築されます。この研究により、体系的な不確実性をリアルタイムの方向性と誤差の推定に確実に含めることができます。
IceCubeの氷の異方性を説明するための新しい微細構造ベースのモデル
| Title |
A_Novel_Microstructure-Based_Model_to_Explain_the_IceCube_Ice_Anisotropy |
| Authors |
Martin_Rongen,_Dmitry_Chirkin_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08692 |
IceCubeNeutrinoObservatoryは、5160個の光電子増倍管を使用して、帯電した相対論的粒子のチェレンコフ光を検出することにより、地理的な南極にある約1km$^3$の深さの氷河氷を計測します。IceCubeの科学的目標のほとんどは、計装された氷の光学的特性をこれまで以上に正確に理解することに大きく依存しています。実験で観察された奇妙な光の伝播効果は異方性減衰であり、これは氷の局所的な流れと一致しています。この効果の最も可能性の高い根本的な原因として、氷の複屈折多結晶微細構造における非対称光拡散に起因する湾曲した光子軌道を最近特定したため、モデルパラメータを最適化する作業が現在進行中です（検出器の平均結晶サイズと形状を効果的に推定します））。光子伝搬シミュレーションにおける複屈折効果のパラメータ化、フィッティング手順と結果、およびデータとMCの一致に対する新しい氷モデルの影響を示します。
IceCubeによるニュートリノ点光源の新しい検索
| Title |
A_New_Search_for_Neutrino_Point_Sources_with_IceCube |
| Authors |
Chiara_Bellenghi,_Theo_Glauch,_Christian_Haack,_Tomas_Kontrimas,_Hans_Niederhausen,_Rene_Riemann,_Martin_Wolf_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08700 |
南極の深い氷河の氷の中に配備されたIceCubeニュートリノ天文台は、世界最大のニュートリノ望遠鏡です。IceCubeが高エネルギーの天体物理ニュートリノの拡散フラックスを発見してから8年が経過しましたが、これらのニュートリノの大部分の起源は不明のままです。ここでは、特に低エネルギー領域で、統計分析の精度を向上させるニュートリノ点光源の新しい検索を提示します。IceCubeの点広がり関数の通常のガウス近似を、シミュレーションから得られた正確な数値表現に置き換え、それらを新しい機械学習ベースのイベントエネルギーと角度誤差の推定値と組み合わせました。ソースのプロパティに応じて、新しい分析では、ソースのローカリゼーション、フラックスの特性評価が改善され、以前の作業よりも発見の可能性が（最大30％）向上します。分析は、2011年から2020年までの完全な86ストリング検出器構成で記録され、改善された検出器キャリブレーションを含むIceCubeデータに適用されます。
IceCube表面強化のプロトタイプステーションを使用した最初のエアシャワー測定
IceCubeNeutrinoObservatoryの表面配列であるIceTopは、1km$^2$の領域に分散された162個の氷チェレンコフタンクで構成されています。IceTopは、氷内ニュートリノ検出器の拒否権として使用されるだけでなく、強力な宇宙線検出器です。今後数年間で、IceTopアレイの機能は、既存の氷-チェレンコフタンクを高架シンチレータパネルと無線アンテナのアレイで補強することによって強化されます。さまざまな検出器から取得したデータを組み合わせると、宇宙線エネルギーと一次質量の再構成が改善されると同時に、エネルギーしきい値が下がり、アレイの開口が大きくなります。2020年1月、8つのシンチレーション検出器と3つのアンテナで構成されるプロトタイプステーションがIceTopサイトに配備されました。プロトタイプの検出器は1つのデータ取得システムに接続されており、シンチレータからの信号を使用して無線アンテナの読み出しがトリガーされます。これにより、シンチレータに当たる二次エアシャワー粒子や、高エネルギーエアシャワーの電波放射を定期的に観察できます。この寄稿では、過去1年間にプロトタイプステーションから得られた結果について説明し、このプロトタイプステーションで測定された最初の宇宙線エアシャワーを紹介し、さまざまな検出器タイプでの観測がどのように相互に補完するかを示します。
$ \ gamma $線の静かなフラットスペクトル電波クエーサーの物理的特性：なぜそれらは$ Fermi $ -LATによって検出されないのですか？
| Title |
The_physical_properties_of_$\gamma$-ray_quiet_flat-spectrum_radio_quasars:_why_are_they_undetected_by_$Fermi$-LAT? |
| Authors |
Xue-Jiao_Deng,_Rui_Xue,_Ze-Rui_Wang,_Shao-Qiang_Xi,_Hu-Bing_Xiao,_Lei-Ming_Du_and_Zhao-Hua_Xie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08757 |
$Fermi$-LargeAreaTelescope（LAT）の運用の10年の間に、$\gamma$線帯で数千のブレーザーが検出されました。ただし、$\gamma$光線帯域で検出されていないブレーザーがまだ多数あります。この作業では、一部のフラットスペクトル無線クエーサー（FSRQ）が$Fermi$-LATによって検出されない理由の調査に焦点を当てます。候補ガンマ線ブレーザー調査カタログを$Fermi$-LATによって検出された活動銀河核の第4カタログと交差適合試験することにより、11個の$\gamma$線未検出（$\gamma$線静音）FSRQを次のように選択します。準同時多波長データが収集されたサンプル。従来の1ゾーンレプトンモデルの枠組みの中で、それらの基礎となる物理的特性を調査し、それらの準同時スペクトルエネルギー分布をモデル化することにより、それらが$\gamma$線で検出されない可能性を研究します。以前の研究で示唆されたより小さなバルクローレンツ因子とは対照的に、我々の結果は、中央の超大質量ブラックホールから比較的遠くに位置する散逸領域が、いくつかの$\gamma$線の静かなFSRQの原因である可能性が高いことを示唆しています$Fermi$-LATによって検出されません。
内層対流を使用したジッタージェット爆発スキームへの角運動量の供給
| Title |
Supplying_angular_momentum_to_the_jittering_jets_explosion_scheme_using_inner_layer_convection |
| Authors |
Dmitry_Shishkin,_Noam_Soker_(Technion,_Israel) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08779 |
質量範囲$13-20M_\odot$から後期コア崩壊時間までの1次元恒星進化シミュレーションを実施し、崩壊中に鉄コアの端に大きな比角運動量変動を伴う内側の活発な対流層が現れることを発見しました。崩壊中のこのゾーンの圧縮は、そこでの光度と対流速度を増加させ、比角運動量の変動はj_{conv}〜5x10^15cm^2/secのオーダーになります。三次元シミュレーションが混合長理論が与えるものより3から4倍大きい対流速度を示し、半径約100kmでの失速した衝撃の衝撃後領域におけるらせん状の定常降着衝撃の不安定性を示すと考えると摂動を増幅し、コア崩壊中に発生する変動は、新しく生まれた中性子星の周りに確率的（断続的）降着円盤をもたらす可能性が高いと結論付けます。そのような断続的なディスクは、ジッタージェット爆発メカニズムのフレーム内で星を爆発させるジェットを発射することができます。
ブラックホール重力ポテンシャルは、新しく形成された軽量コンパクトオブジェクトへのフォールバック降着を強化しました：LIGO /
VirgoのO3実行の測定における暫定的な証拠
| Title |
Black_hole_gravitational_potential_enhanced_fallback_accretion_onto_the_newly_formed_light_compact_object:_tentative_evidence_in_the_measurements_of_the_O3_run_of_LIGO/Virgo |
| Authors |
Shao-Peng_Tang_and_Yin-Jie_Li_and_Yuan-Zhu_Wang_and_Yi-Zhong_Fan_and_Da-Ming_Wei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08811 |
バイナリシステムの重い星がブラックホールの残骸で爆発した場合、ブラックホールの重力ポテンシャルは、2回目の超新星爆発で形成された軽量コンパクトオブジェクトのフォールバック降着を強化する上で重要な役割を果たす可能性があります。その結果、Safarzadeh\＆Wysocki（2021）が最近示唆したように、バイナリの軽い成分の最終的な質量は重い成分と相関します。この作業では、軽い成分の低質量比と低質量（$\leq5M_\odot$）の両方を特徴とする、4つの重力波イベントの質量分布を分析し、相関成分の仮定を見つけます。質量分布は、独立したコンポーネントの質量分布シナリオよりも適度に優先されます。今後の観測でこのような仮説をテストする可能性を評価するために、模擬母集団を使用してシミュレーションを実行し、質量分布パラメーターのベイズ階層推論を実行します。数十の低質量比イベントでは、コンポーネントの質量分布に相関関係があるかどうかを確実にテストでき、相関関係がある場合は十分に判断できます。
2019年の爆発時のBe / X線パルサー4U1901 +03のタイミングとスペクトル特性
| Title |
Timing_and_spectral_properties_of_Be/Xray_pulsar_4U_1901+03_during_2019_outburst |
| Authors |
Binay_Rai,_Bikash_Chandra_Paul |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08818 |
\textit{NuSTAR}、\textit{Swift}、および\textit{NICER}の観測を使用して、2019年の爆発時のBeXB4U1901+03のタイミングとスペクトル特性を調査しました。フレアはすべての観測にあり、持続時間は数十秒から数百秒でした。パルスプロファイルは、時間と光源の光度とともに大幅に変化していました。パルスプロファイルのピークの高さの増加は、エネルギーとともに観察されました。パルスの割合は、エネルギーとともに爆発の終わりに増加します。時間の経過に伴うパルスプロファイルの変化は、さまざまな降着レジームでのパルサーの遷移を示しています。10keVでの吸収のような特徴は、光度と正の相関を示し、他のスペクトルパラメータとともに、この特徴もパルス位相に依存していました。ソースまでの距離が正確にわからないため、この機能がCSRFであることを確認できず、機能の他の考えられる説明を無視することもできません。最後の2つの\textit{NuSTAR}観測のスペクトルでは、約30keVの別の吸収のような特徴が観察され、それぞれ約30.37$\pm$0.55と30.23$\pm$0.62keVの線エネルギーを持っています。また、パルス位相によるこの特徴の線エネルギー、幅、および光学的厚さの変化を研究しました。爆発の終わりのパルス分率の増加と58665.09MJD後の脈動の欠如に伴うスペクトルの軟化は、パルサーがプロペラ相に入ったことを示唆しており、\textit{Swift}-XRTフラックスの急激な減少も事実を裏付けています。
中性子星の最大質量は予想よりも高い可能性があります：連星からの推論
| Title |
The_maximum_mass_of_neutron_stars_may_be_higher_than_expected:_an_inference_from_binary_systems |
| Authors |
L.S._Rocha,_R.R.A._Bachega,_J.E._Horvath_and_P.H.R.S._Moraes_(Astronomy,_IAG,_S\~ao_Paulo_University_USP,_Brazil) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08822 |
この研究では、ベイズ法を使用して、少なくとも1つの中性子星を含むさまざまな96連星システムの研究から得られた中性子星質量の更新されたサンプルを分析しました。以前の作業で見つかった分布のマルチモダリティを更新した後、堅牢な切り捨て手法を使用してサンプルによって示される最大質量を決定し、結果は$m_{max}\sim2.5-2.6\、M_{\odot}$になりました。合成データを生成し、事後予測チェックを使用することにより、この質量が実際に一貫していることを確認しました。NS-NS合併GW170817の残骸から推測された7つの公開された$m_{max}$値との比較が実行され、後者と得られた$m_{max}$値との間の張力が定量化されました。最後に、局所外れ値因子テストを実行し、$m_{max}$の結果が、PSRJ1748-2021Bを除いて、最も高い個々の質量の決定を含むことを確認しました。結論として、分布全体はすでに$m_{max}$の高い値を示していますが、NS-NS合併イベントから派生したいくつかの低い値は好ましくなく、高いバイナリシステムの質量と互換性がありません。大きな$m_{max}$は、当然、イベントGW190814の低質量成分を中性子星として収容します。
IceCubeアラートイベントの方向から高エネルギーニュートリノ源を検索します
| Title |
Search_for_high-energy_neutrino_sources_from_the_direction_of_IceCube_alert_events |
| Authors |
Martina_Karl,_Philipp_Eller,_Anna_Schubert_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08853 |
IceCubeの高統計、ニュートリノ誘発、通過ミューオンサンプルを使用して、天体物理学的ニュートリノ源を検索します。具体的には、IceCubeの最高エネルギーニュートリノの到着方向を分析します。これらの高エネルギーイベントは、それらの起源の良好な角度再構成を可能にします。さらに、それらは天体物理学の源から来る可能性が高いです。平均して、これらの選択基準を満たす8つのニュートリノイベントが1年に検出されます。これらのニュートリノイベントをソースカタログとして使用して、宇宙ニュートリノの生産場所の検索を提示します。この寄稿では、時間依存分析を調査し、$\approx2.7\cdot10^{-2}\rm{GeV}/\rm{cm}^2$の予備的な3$\sigma$発見の潜在的なフルエンスを示します。期待値最大化を使用してフルエンスを構築します。
| Title |
Searches_for_Neutrinos_from_Precursors_and_Afterglows_of_Gamma-ray_Bursts_using_the_IceCube_Neutrino_Observatory |
| Authors |
Kunal_Deoskar,_Paul_Coppin,_Elizabeth_Friedman_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08870 |
ガンマ線バースト（GRB）は、私たちの宇宙で観測された最も強力なイベントの1つであり、超高エネルギー宇宙線の可能な発生源と長い間考えられてきたため、ニュートリノ発生源の候補として有望です。以前のIceCubeは、GRBのプロンプト（メインエミッション）フェーズに焦点を合わせたGRBとのニュートリノ相関を検索し、ニュートリノイベントと観測されたGRBの間に有意な相関は見つかりませんでした。これにより、検索をプロンプトフェーズを超えて拡張するようになります。GRBのプロンプトフェーズの前後14日までのニュートリノ放出の証拠を探す分析を実行します。これらの分析は、2011年5月から2018年10月にIceCubeによって観測されたミューニュートリノ候補イベントのサンプルに依存しています。分析はモデルに依存しません。それらのうちの2つは、ニュートリノ放出の可能性について異なる時間枠をスキャンし、3番目の分析は、Fermi-GBMによるGRB前駆体観測に基づいて前駆体放出を対象としています。拡散ニュートリノフラックスへのGRBの寄与の制限を含む、これらの検索の結果と影響について説明します。
| Title |
Machine_learning_application_to_detect_light_echoes_around_black_holes |
| Authors |
P._Chainakun,_N._Mankatwit,_P._Thongkonsing,_A._J._Young |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08887 |
X線の残響は、ブラックホールの近くのディスクコロナ形状を調べるための強力なツールになりました。ここでは、AGNのパワースペクトル密度（PSD）に刻印されたX線残響の特徴を抽出するための機械学習（ML）モデルを開発します。マシンは、相対論的エコー機能でエンコードされた単純なべき乗則の形式でシミュレートされたPSDを使用してトレーニングされます。辞書学習とスパースコーディングアルゴリズムは、ノイズの多いPSDを代表的なスパースバージョンに変換することにより、PSDの再構築に使用されます。次に、サポートベクターマシンを使用して、ソースの高さの情報を保持する再構築されたPSDから解釈可能な残響特徴を抽出します。結果は、ソースの高さ$h$を予測する精度が本当に高く、誤分類は$h$>15$r_g$の場合にのみ検出されることを示しています。テストPSDの曲げべき乗則形状がマシンにとってまったく新しいものである場合でも、精度は高くなります。したがって、MLモデルでは、PSDの固有の形状を事前に決定する必要はありません。実際のAGNデータで観測されたPSDパラメータ空間に焦点を当てることにより、$h\leq$10$r_g$の分類は、わずか10％の反射束を含むエネルギーバンドでPSDを使用しても、100％の精度で決定できます。総フラックスの。$h$>10$r_g$の場合、データが誤って分類された場合、$\Deltah$〜2-4$r_g$の小さな不確実性があります。この作業は、概念実証として、ML手法がX線残響分析の新しい方法論的方向性を形作る可能性があることを示しています。
IceCube-Gen2無線アレイの感度調査
| Title |
Sensitivity_studies_for_the_IceCube-Gen2_radio_array |
| Authors |
Steffen_Hallmann,_Brian_Clark,_Christian_Glaser,_Daniel_Smith_(for_the_IceCube-Gen2_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08910 |
南極のIceCubeニュートリノ天文台は〜PeVエネルギーまでの拡散天体物理ニュートリノフラックスを測定し、最初の点源候補を特定し始めています。次世代の施設であるIceCube-Gen2は、天体物理スペクトルの継続を測定し、ニュートリノ源を特定し、宇宙線起源のニュートリノフラックスを検索するために、アクセス可能なエネルギー範囲をEeVに拡張することを目的としています。IceCube-Gen2の一部として、約30PeVを超えるニュートリノのアスカリの放出を検出するのに敏感な無線アレイが予見されています。地上アンテナ局と深部アンテナ局には、有効面積、解像度、および宇宙線エアシャワーからの背景を排除する機能の点で異なる利点があり、最高の感度に到達するために組み合わせることができます。最適な検出器構成はまだ特定されていません。この寄稿は、深部アンテナと表面アンテナの組み合わせに対するフルアレイシミュレーションの取り組みを示し、IceCube-Gen2の科学目標を達成するための感度に関してさまざまな設計オプションを比較します。
星周物質相互作用シグネチャーを使用したIa型超新星の前駆体のプロービング
| Title |
Probing_the_Progenitors_of_Type_Ia_Supernovae_using_Circumstellar_Material_Interaction_Signatures |
| Authors |
Peter_Clark,_Kate_Maguire,_Mattia_Bulla,_Llu\'is_Galbany,_Mark_Sullivan,_Joseph_P._Anderson,_Stephen_J._Smartt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09034 |
この作業は、星周物質（CSM）の存在に関連していることが示唆されているIa型超新星前駆体のさまざまなプローブを研究することを目的としています。特に、青方偏移した狭いNaID吸収プロファイルと、最大光付近のIa型超新星に見られる広い高速CaII近赤外三重項吸収特性の存在と強度との関連を初めて調査しました。プローブが超新星からのさまざまな距離を探索している。NaID>10$^{17}$cm、高速CaII機能<10$^{15}$cm。このために、15個のIa型超新星の新しい中解像度Xシュータースペクトルサンプルを使用しました。これら2つのプローブ間のリンクは特定されていません。これは、一方（または両方）がCSMの存在に物理的に関連していないか、1つのプローブによって探索された距離でのCSMの発生がCSMの存在にリンクされていないことを意味します。他によって調査された距離。ただし、青方偏移（赤方偏移以上）のNaID吸収の存在下で以前に特定された統計的過剰は、このサンプルで高い有意性で確認され、後期型銀河によってホストされるIa型超新星でより強いことがわかります。この過剰は、いくつかの最近のモデリングによって示唆されているように、星間物質の起源からのものであると説明するのは困難です。そのような起源は、青方偏移した吸収のバイアスを示すとは予想されないからです。ただし、調査したCSMの2つのプローブ間のリンクがないことを考えると、これらの機能の星周起源も、新しい結果に基づいて不十分であるように見えます。
| Title |
Analysis_Framework_for_Multi-messenger_Astronomy_with_IceCube |
| Authors |
Kwok_Lun_Fan,_John_Evans,_Michael_Larson_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08254 |
マルチメッセンジャー天文学のために複数の機器からの観測データを組み合わせるのは、機器の応答関数と尤度計算が複雑であるため、困難な場合があります。i3mla（IceCubeMaximumLikelihoodAnalysis）と呼ばれるPythonベースの非ビン化尤度分析パッケージを紹介します。i3mlaは、マルチミッション最尤（3ML）フレームワークと互換性があるように設計されています。これにより、さまざまな機器間の尤度を組み合わせることにより、マルチメッセンジャー天文学分析が可能になります。3MLフレームワークでIceCubeデータを使用できるようにすることで、マルチメッセンジャー天文学でのニュートリノデータの使用を容易にすることを目指しています。この作業では、3MLでi3mlaパッケージを使用する方法を説明し、HAWCパブリックデータセットとの共同適合を通じてi3mlaパッケージと3MLを使用して予備的な感度を示します。
イメージングX線偏光測定のための最適な信号抽出に向けて
ディープニューラルネットワークのアンサンブルを使用してX線偏光測定をイメージングするための最適な信号抽出プロセスについて説明します。偏光を回復するために使用される初期の光電子角には、フォンミーゼス分布に続く誤差があります。これは、トラックの偏光感度がほとんどない基準ガスボリュームの外側で変換されるイベントによって複雑になります。畳み込みニューラルネットワークの深いアンサンブルをトレーニングして、これらのイベントを選択し、目的のガス変換トラックのイベント角度とエラーを測定します。各イベントから予想される変調振幅が、回復された偏波の信号対雑音比を最大化するために最適な重み付けをどのように与えるかを示します。この重み付けされた最尤イベント分析を適用すると、以前のヒューリスティック重み付けスキームに比べて感度（MDP99）が約10％向上し、ソーススペクトルの重み付けを調整する必要性が軽減されます。複雑な極端な例を含む天体物理スペクトルの選択に新しい手法を適用し、偏光回復を現在の最先端技術と比較します。
Popsynth：一般的な天体物理学的集団合成フレームワーク
天体物理学の母集団からのフラックスと赤方偏移（距離）の調査をシミュレートすることは、日常的な作業です。\texttt{popsynth}は、さまざまな分布と光度関数から合成調査を生成し、観測された変数に選択関数を適用して、それらをポータブル（HDF5）形式で保存するための、汎用のオブジェクト指向フレームワークを提供します。人口合成ルーチンは、クラスを使用するか、柔軟性と移植性を可能にするシリアル化可能なYAML形式から構築できます。ユーザーは、母集団の光度と距離をサンプリングできるだけでなく、相互に任意に複雑な依存関係を持つ可能性のあるパラメーターの補助分布を作成できます。したがって、ユーザーは、分析フレームワークを調整したり、アイデアをすばやくテストしたりするために使用できる複雑な天体物理学の母集団をシミュレートできます。
赤外線氷スペクトルを遺伝的モデリングアルゴリズムでフィッティングします。 ENIIGMAフィッティングツールの紹介
| Title |
Fitting_infrared_ice_spectra_with_genetic_modelling_algorithms._Presenting_the_ENIIGMA_fitting_tool |
| Authors |
Will_R._M._Rocha,_Giulia_Perotti,_Lars_E._Kristensen,_Jes_K._J{\o}rgensen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08555 |
環境。原始星の赤外線スペクトルを正確に解釈するには、さまざまな化学環境、氷の形態、熱およびエネルギー処理をシミュレートするさまざまな実験室の氷スペクトルが必要です。実験データのどの組み合わせが観察に最も適合するかを答えるために、自動化された統計ベースの計算アプローチが必要になります。目的。進化的アルゴリズムに基づいて、実験室の氷のスペクトルを使用した赤外線観測データのスペクトル分解を介して氷のマントル内の分子を検索するための新しいアプローチを導入します。メソッド。ENIIGMA（GeneticModelingAlgorithmsを使用した赤外線氷機能のdEcompositioN）と呼ばれる公開されているオープンソースのフィッティングツールが導入されました。このツールには、原始星スペクトルの連続体決定、ケイ酸塩抽出、スペクトル分解、および信頼区間を計算して縮退を定量化するための統計分析を実行するための専用のPython関数があります。コードの評価として、既知の氷サンプルと構築された混合物を使用していくつかのテストが実施されました。エリアス29スペクトルの完全な分析も実行されました。結果。ENIIGMAフィッティングツールは、このペーパーでテストされた既知のサンプルを使用したすべてのチェックで、正しい氷サンプルとその割合を特定できます。エリアス29スペクトルに関しては、2.5〜20$\mu$mの広いスペクトル範囲が、連続体測定とケイ酸塩抽出後に正常に分解されました。この分析により、CH$_3$CH$_2$OHの暫定的な検出を含む、氷のマントル内のさまざまな分子の識別が可能になりました。結論。ENIIGMAは、JamesWebbSpaceTelescopeの発売に合わせて、赤外線スペクトルの分光分析用のツールボックスです。さらに、天文観測を正しく解釈するために、さまざまな化学環境や照射フィールドを探索することができます。
| Title |
RGB_photometric_calibration_of_15_million_Gaia_stars |
| Authors |
Nicol\'as_Cardiel,_Jaime_Zamorano,_Josep_Manel_Carrasco,_Eduard_Masana,_Salvador_Bar\'a,_Rafael_Gonz\'alez,_Jaime_Izquierdo,_Sergio_Pascual,_and_Alejandro_S\'anchez_de_Miguel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08734 |
1346個の明るい星のサンプルの測光データを提供する合成RGBマグニチュードのカタログが最近公開されましたが、それらが天球全体に分布していることを考えると、利用可能な参照星の数が少ないため、その有用性はまだ限られています。ジョンソンV<6.6等に制限されているという事実。この作品は、ガイアG=18等より明るい約1500万個の星の合成RGBマグニチュードを示し、参照明るい星サンプルのRGBマグニチュードと、ガイアによって提供される対応する高品質の測光G、G_BP、G_RPマグニチュードの間のキャリブレーションを利用しますEDR3。キャリブレーションは、-0.5<G_BP--G_RP<2.0等を示す星に限定されており、$\pm0.1$等の誤差間隔内でRGBの大きさを予測することを目的としています。参照の明るい星のサンプルは、わずかに太陽の下の金属量を持つ近くの星によって支配されているため、恒星大気モデルの助けを借りてモデル化されるように、予測の体系的な変動が予想されます。これらの偏差は、星間減光の影響をほとんど受けず、明るい星のサンプルの中央値と互換性のある金属量を持つ星にのみキャリブレーションを適用する場合、$\pm0.1$マグ間隔に制限されます。空の各領域で利用可能な多数のガイア光源は、高品質のRGBフォトメトリックキャリブレーションを保証するはずです。
IceCube-Gen2用の次世代光学センサー
| Title |
A_next-generation_optical_sensor_for_IceCube-Gen2 |
| Authors |
Vedant_Basu,_Aya_Ishihara,_Markus_Dittmer,_Nobuhiro_Shimizu_(for_the_IceCube-Gen2_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08837 |
南極にある次世代ニュートリノ観測所の氷内コンポーネントであるIceCube-Gen2のために、IceCubeアップグレード用に開発されたD-EggおよびmDOMセンサーの進化形である新しいセンサーモジュールが開発されています。センサーの設計は、ホウケイ酸ガラス圧力容器内に均一に分散された最大18個の4インチPMTを特徴としています。ボアホールの直径（IceCubeアップグレードの場合よりも2インチ小さい）に対する厳しい制約と、PMTの密なパッキングから、機械設計に課題が生じます。電子機器の設計は、機械設計によってもたらされるスペースの制約、および展開されている10,000を超える光モジュールの消費電力とコストの考慮事項を満たす必要があります。この貢献は、これらの設計上の考慮事項に対する将来を見据えたソリューションを提供します。プロトタイプモジュールがインストールされ、IceCubeアップグレードに統合されます。
IceCubeポイントソース検索用のSkyLLHフレームワーク
| Title |
The_SkyLLH_framework_for_IceCube_point-source_search |
| Authors |
Tomas_Kontrimas,_Martin_Wolf_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08934 |
ビン化されていない対数尤度（LLH）関数に基づく仮説検定は、IceCubeのニュートリノ点光源検索を含むマルチメッセンジャー天文学で使用される一般的な手法です。マルチメッセンジャー天文学データを使用してデータ分析を実行するための対数尤度関数を実装および実行するためのモジュラーフレームワークを提供する、一般的なPythonベースのツール「SkyLLH」を紹介します。カーネル密度推定（KDE）ベースの確率密度関数のサポートを含む、新しく改善された時間統合IceCubeポイントソース分析のための特定のSkyLLHフレームワーク機能が強調表示されています。さらに、スタック検索や時間変数検索など、さまざまなポイントソース分析タイプのサポートが提示されます。
ICRFと$ Gaia $天文基準座標系間の方向パラメータのロバスト推定に向けて
| Title |
Towards_a_robust_estimation_of_orientation_parameters_between_ICRF_and_$Gaia$_celestial_reference_frames |
| Authors |
Zinovy_Malkin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08967 |
VLBIベースのICRFカタログと$Gaia$-CRFカタログ間のソース位置の違いの分析は、それらの系統的なエラーを評価し、それらの相互の方向を決定する上で重要なステップです。2つのフレーム間の方向パラメータの決定の精度を制限する主な要因の1つは、外れ値の影響です。この影響を軽減するために、等面積セル上のピクセル化データに基づいた新しい方法が提案され、その後、各セルのデータの中央値フィルタリングが行われます。この後、球全体にほぼ均一に分布したデータポイントで構成される新しいデータセットが形成されます。次に、ベクトル球面調和関数（VSH）分解がこのデータに適用され、最終的にICRFフレームと$Gaia$フレーム間の方向パラメーターが計算されます。提案されたアプローチを検証するために、外れ値を除去するためのいくつかの方法を使用して、ICRF3-SXカタログと$Gaia$〜DR2カタログを比較しました。この作業の結果は、提案された方法が外れ値に実質的に鈍感であり、したがって、これまでに使用された方法よりもはるかに堅牢なカタログ比較の結果を提供することを示しました。この結論は、$Gaia$〜DR2カタログとOCARSカタログの類似のテスト比較によって確認されました。
散開星団NGC2516の500パーセクハローの回転とリチウムの確認
| Title |
Rotation_and_Lithium_Confirmation_of_a_500_Parsec_Halo_for_the_Open_Cluster_NGC_2516 |
| Authors |
L._G._Bouma_(1),_J._L._Curtis_(2_and_3),_J._D._Hartman_(1),_J._N._Winn_(1),_G._\'A._Bakos_(1_and_4)_((1)_Princeton_University,_(2)_Columbia_University,_(3)_American_Museum_of_Natural_History,_(4)_Institute_for_Advanced_Study) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08050 |
ガイアデータの最近の分析により、近くの散開星団を取り巻く拡散した星の種族が特定されました。これらの「ハロー」、「テール」、および「ストリング」が、クラスターのより密度の高い部分の星と同様の年齢と組成であることを確認することが重要です。古典的な潮汐半径が10pcで、星の見かけのハローが500pc（$20^\circ$on-sky）であるNGC2516（$\upperx$150Myr）の分析を示します。Gaiaの測光、TESSの自転周期、Gaia-ESOとGALAHのリチウム測定を組み合わせると、NGC2516のハローはクラスターのコアと同じ年齢であることがわかります。クラスター中心から250pcまでの運動学的に選択されたハローメンバーの3分の2は、150Myrのジャイロ年代学的年齢と一致する自転周期を持っています。フィールドスターの比較サンプルは、そのような傾向を示していません。ハロー内の星のリチウム存在量は、フィールド内よりも高く、他の若い散開星団で指摘されているように、恒星の自転速度と二元性の割合と相関しています。大まかに言えば、この作品は、散開星団のハローがコアよりも人口が多いという新しいパラダイムをサポートしています。分光学的調査のターゲティング、散開星団の分散、若い星の周りの惑星探索への影響を強調します。
銀河バルジに向かうたて座デルタ型星の周波数分析
光学重力レンズ実験（OGLE）の第4フェーズで検出された、たて座デルタ型星の最も多くの均質なサンプルである銀河バルジに向けて、10,092個のたて座デルタ型星の周波数分析を実行しました。主な目標は、少なくとも2つの半径モードで同時に脈動する星を探すことでした。そのような星の候補は3083個見つかりました。これは、これまでに得られた最大のセットです。その中で、2655個の星が2つの放射状モードで脈動し、414個の星が3個の放射状モードで脈動し、14個の星が同時に4個の放射状モードで脈動します。基本モード、第1倍音、第3倍音で同時に脈動する221個のたて座デルタ型星の同定を報告します。最も人口の多いピーターセン図とベイリー図を示し、この多数のサンプルに基づいて特定された頻度の統計的特性について説明します。さらに、4番目から7番目まで倍音で脈動するたて座デルタ型星の周期比の理論的予測を提示します。
Th 28ジェットのMUSEスペクトルイメージング研究：内部ジェットの歳差運動
| Title |
A_MUSE_Spectro-imaging_Study_of_the_Th_28_Jet:_Precession_in_the_Inner_Jet |
| Authors |
A._Murphy_(1),_C._Dougados_(2),_E._T._Whelan_(1),_F._Bacciotti_(3),_D._Coffey_(4),_F._Comer\'on_(5),_J._Eisl\"offel_(6),_T._P._Ray_(7)_((1)_Maynooth_University_Department_of_Experimental_Physics,_National_University_of_Ireland_Maynooth,_(2)_Univ._Grenoble_Alpes,_Grenoble,_France,_(3)_Osservatorio_Astrofisico_di_Arcetri,_Italy,_(4)_School_of_Physics,_University_College_Dublin,_(5)_ESO,_Garching_bei_Munchen,_Germany,_(6)_Thuringer_Landessternwarte,_Tautenburg,_Germany,_(7)_Dublin_Institute_for_Advanced_Studies,_Ireland) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08065 |
コンテキスト：Th28は、拡張双極ジェットを駆動するループス3雲の古典的なおうし座T星です。内側のジェットに関する以前の研究では、流出軸の周りの回転の兆候が特定されました。これは、ジェット発射の理論の重要な結果です。したがって、これは、よく理解されていないジェット発射メカニズムを調査するための重要な情報源です。VLT/MUSEで得られた光学面分光観測を使用して、構造と流出活性を特徴づける目的で、Th28マイクロジェットの形態と運動学を調査します。分光画像と位置速度マップを使用して、ジェットの運動学的および形態学的特徴を調査し、ジェットが見える輝線のカタログを取得します。Lucy-Richardsonデコンボリューション手順を使用して、内部マイクロジェット領域の構造を区別します。ジェット軸に垂直に抽出された空間プロファイルは、ジェット幅、開き角、およびジェット軸の変化を調査するために適合されます。赤方偏移したジェット内で以前に識別されたノットHHW$_{2}$を確認し、各ローブで初めて3つの追加のノットを識別します。また、星に最も近い結び目を含む、青方偏移したマイクロジェットからの[OIII]$\lambda$5007の放出も見られます。両側の最も内側の結び目の固有運動が推定され、新しい結び目がおよそ10〜15年のタイムスケールで排出されることを示しています。ジェット軸の重心は、両方のマイクロジェットの内部で点対称の小刻みに動くことを示しており、歳差運動を示しています。ジェット形状を使用して、半開き角<0.6$^{\circ}$で8年間の歳差運動期間を測定します。これは、以前に報告されたローテーションシグネチャの代替説明を提供する場合があります。褐色矮星の伴星が$\leq$0.3auの間隔で周回しているため、ジェットの形状は歳差運動と互換性があることがわかります。
$ \ beta $ LyraeタイプのバイナリOGLE-BLG-ECL-157529の長い軌道輝度変動のモデル
| Title |
Model_for_the_long_and_orbital_brightness_variability_of_the_$\beta$_Lyrae_type_binary_OGLE-BLG-ECL-157529 |
| Authors |
Ronald_Mennickent_and_Gojko_Djura\v{s}evi\'c |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08144 |
こと座ベータ星タイプのいくつかの近いバイナリは、軌道よりも長い測光サイクルを示します。これは、降着円盤の変化に関連している可能性があります。日食システムOGLE-BLG-ECL-157529の光度曲線で観測された短期および長期の変化を理解することを目指しています。特に、これらの変更、特に数百日のタイムスケールで発生する長いサイクルに関連する変更に対するディスクの寄与に光を当てたいと思います。18。5年にわたるIバンドOGLE測光時系列を研究し、52の連続したエポックで軌道光度曲線を分析することによってディスクモデルを構築しました。最適化されたシンプレックスアルゴリズムを使用して、システムに最適な恒星軌道ディスクパラメータで光度曲線を調整することにより、逆問題を解決しました。主成分分析をパラメーターに適用して、それらの依存性と変動性を評価しました。ディスクパラメータの観点から物質移動係数の記述を作成しました。光の変動は、可変の物質移動係数と可変の降着円盤の観点から理解できることがわかります。軌道相0.25でのシステムの明るさは、長いサイクルに従い、物質移動速度とディスクの厚さに相関します。長い周期の明るさの変化は、さまざまな厚さの円盤によるより熱い星の異なる掩蔽の観点から理解することができます。私たちのモデルは、主食と二次日食の深さの逆転の時代を含め、18。5年間の全体的な光度曲線によく適合しています。ディスク半径は、物質移動速度またはシステムの明るさの変化から切り離されて、潮汐半径の周りで周期的に変化します。これは、粘性遅延が非即時応答を説明している可能性があることを示唆しています。ディスクは大きく、ホットスターのロッシュローブの大部分を占めていますが、リンドブラッド共鳴は、測光変動の主な原因としての粘性散逸を除いて、ディスクをはるかに超えています。
内側と外側のコロナにおけるCME運動学の結合とソース領域の痕跡への洞察
| Title |
An_Insight_into_the_Coupling_of_CME_Kinematics_in_Inner_and_Outer_Corona_and_the_Imprint_of_Source_Regions |
| Authors |
Satabdwa_Majumdar,_Ritesh_Patel,_Vaibhav_Pant_and_Dipankar_Banerjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08198 |
コロナ質量放出（CME）を数年間研究しているにもかかわらず、それらの運動学を完全に理解することはまだできていません。この点で、CMEが内側のコロナ（$<$3R$_\odot）$からより高い高さに移動するときの、CMEの運動学の変化が不可欠です。Majumdarらによって研究された59のCMEのいくつかの3D運動学的パラメーターの追跡統計研究を行います。（2020）。これらのCMEのソース領域は、アクティブ領域（AR）、アクティブプロミネンス（AP）、およびプロミネンス噴火（PE）として識別および分類されます。CMEの異なる運動学的パラメータ間のいくつかの統計的相関を研究します。平均運動パラメータが内側から外側のコロナに伝播するにつれて変化することを示します。これは、通常は平均化を実行することが一般的な方法である領域の重要性を示しています。また、外側のコロナのパラメータは内側のコロナのパラメータの影響を強く受けていることがわかり、運動学の理解における内側のコロナの重要性を示しています。さらに、CMEのソース領域は、異なる運動学的パラメーター間の統計的相関に明確な痕跡を残す傾向があり、全体的な相関はこの重要な情報を洗い流す傾向があることがわかります。この作業の結果は、運動学で明らかにされるアクティブな領域とプロミネンスからのCMEのおそらく異なる動的クラスへのサポートを提供します。
| Title |
A_fundamental_mechanism_of_solar_eruption_initiation |
| Authors |
Chaowei_Jiang,_Xueshang_Feng,_Rui_Liu,_XiaoLi_Yan,_Qiang_Hu,_Ronald_L._Moore,_Aiying_Duan,_Jun_Cui,_Pingbing_Zuo,_Yi_Wang_and_Fengsi_Wei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08204 |
太陽の噴火は太陽のコロナでの壮大な磁気爆発であり、それらがどのように開始されるかは不明なままです。一般的な理論は、コロナの噴火前の発生源領域には一般的に存在しない可能性のある特別な磁気トポロジーに依存することがよくあります。ここでは、高精度の完全な3次元電磁流体力学シミュレーションを使用して、太陽の噴火が追加の特別なトポロジーなしで単一の双極構成で開始できることを示します。光球のせん断運動だけで、準静的な進化の間に、磁気アーケードの高度にせん断されたコアフィールドに電流シートが形成されます。磁気リコネクションが始まると、アーケード全体が衝動的に放出され、その下に非常に乱流の再接続領域を持つ、急速に膨張するツイストフラックスロープが形成されます。このシナリオの単純さと有効性は、太陽の噴火の開始におけるその基本的な重要性を強く主張しています。
赤色超巨星とウォルフ・ライエ集団による進化モデルのテスト
| Title |
Testing_Evolutionary_Models_with_Red_Supergiant_and_Wolf-Rayet_Populations |
| Authors |
Philip_Massey,_Kathryn_F._Neugent,_Trevor_Z._Dorn-Wallenstein,_J._J._Eldridge,_E._R._Stanway,_and_Emily_M._Levesque |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08304 |
現代の大規模な星の進化論が享受してきた多くの成功にもかかわらず、赤色超巨星（RSG）とウォルフライエ（WR）星の相対的な数の明らかな傾向を再現することはとらえどころのないままです。以前の推定では、RSG/WR比は金属量の増加とともに大幅に減少することが示されています。ただし、進化モデルは常にRSG/WR比の比較的平坦な分布を予測してきました。この論文では、マゼラン雲、M31、およびM33におけるRSGおよびWRの最近の調査に基づいて、この問題を再検討します。RSG調査では、ガイア位置天文学を使用して前景の汚染を排除し、近赤外色を使用してRSGを漸近巨星分枝星から分離しました。WRの調査では、干渉フィルターイメージング、測光、および画像減算技術を利用して候補を特定し、分光学的に確認しました。観測基準をモデルに注意深く一致させた後、シングルスタージュネーブモデルとバイナリBPASSモデルの両方で新しい観測との良好な一致が見つかりました。LevesqueTiOの有効温度スケールと一致させるために、J-Ks測光から得られたRSG有効温度を200K下方にシフトすると、一致はより良くなります。付録では、他の銀河で使用されているのと同じ方法で、近赤外線2MASS測光から得られた有効温度と光度を含むSMCのRSGのソースリストも示します。
APOGEE調査における共生星：LIN358とSMCN73（LIN 445a）の場合
| Title |
Symbiotic_Stars_in_the_APOGEE_Survey:_The_Case_of_LIN_358_and_SMC_N73_(LIN_445a) |
| Authors |
Jasmin_E._Washington,_Hannah_M._Lewis,_Borja_Anguiano,_Steven_R._Majewski,_S._Drew_Chojnowski,_Verne_V._Smith,_Keivan_G._Stassun,_Carlos_Allende_Prieto,_Katia_Cunha,_David_L._Nidever,_D._A._Garcia-Hernandez,_Kaike_Pan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08309 |
LIN358とSMCN73は、小マゼラン雲のハローにある2つの共生星であり、それぞれがクールな巨大な仲間から降着する白色矮星で構成されています。この作業では、広い波長範囲（X線/紫外線から近赤外線）にまたがる現存する測光データへのSED適合、巨星のAPOGEEスペクトルの詳細な分析、および軌道の組み合わせを使用して、これらのシステムを特徴付けます。APOGEEデータベースからの高品質の視線速度へのフィッティング。巨大コンポーネントの計算されたロッシュローブ半径と各システムの質量比を使用すると、SMCN73の降着メカニズムは不明なままで、LIN358は風ロッシュローブオーバーフローを介して物質移動を受けている可能性が高いことがわかります。この作業は、これらのシステムの両方の最初の軌道特性（SMCN73とLIN358のそれぞれ>270日と>980日の降伏期間）とSMCN73の最初のグローバルSEDフィッティングを示しています。さらに、2年間で17エポックにまたがるLIN358のAPOGEEスペクトルで変動が確認されました。これは、離心率の積としての時間変動降着率を示している可能性があります。
現在のシートを再接続および非再接続することによる粒子の加熱と加速
| Title |
Particle_heating_and_acceleration_by_reconnecting_and_non-reconnecting_Current_Sheets |
| Authors |
Nikos_Sioulas,_Heinz_Isliker,_Loukas_Vlahos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08314 |
この記事では、電流シートが進化する大規模な磁気トポロジーで自然に現れるが、それらはフラクタルに分布した再接続および非再接続電流シート（CS）。特に、モンテカルロシミュレーションを実装してフラクタル性の影響を分析し、再接続CSと非再接続CSでの通電の相乗効果が、加熱、べき乗則の高エネルギーテール、脱出時間、および電子とイオンの加速時間。再接続電流シート（RCS）は、粒子を体系的に加速し、エネルギー分布のべき乗則テールの形成に重要な役割を果たします。一方、再接続していないCSとの相互作用による粒子の確率的エネルギー供給は、太陽コロナの加熱と太陽フレア中の衝撃加熱の原因となる可能性があります。さまざまなサイズの多くの爆発イベントで一般的に存在する2つの加速メカニズム（確率的および体系的）の組み合わせは、定常状態のエネルギー分布、および位置空間とエネルギー空間での粒子の輸送特性に影響を与えます。我々の結果はまた、イオンと電子の加熱特性と加速特性が類似しており、唯一の違いは定常状態に到達するために必要な時間スケールであることを示唆しています。
SrとBaの存在量の決定：機械学習と星ごとの分析の比較-疑わしいLAMOSTバリウム星の高解像度再分析
| Title |
Sr_and_Ba_abundance_determinations:_comparing_machine-learning_with_star-by-star_analyses_--_High-resolution_re-analysis_of_suspected_LAMOST_barium_stars |
| Authors |
D._Karinkuzhi_(1,2),_S._Van_Eck_(2),_A._Jorissen_(2),_A._Escorza_(3),_S._Shetye_(2),_T._Merle_(2),_L._Siess_(2),_S._Goriely_(2),_H._Van_Winckel_(4)_((1)_Department_of_Physics,_Indian_Institute_of_Science,_Bangalore,_India,_(2)_Institut_d'Astronomie_et_d'Astrophysique,_Universit\'e_Libre_de_Bruxelles,_Bruxelles,_Belgium,_(3)_European_Southern_Observatory,_Santiago_de_Chile,_Chile,_(4)_Instituut_voor_Sterrenkunde,_KULeuven,_Leuven,_Belgium) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08401 |
低スペクトル分解能（R〜1800）でLAMOSTによって調査された454180個の巨星からの895個のs過程に富む候補の新しい大きなサンプルがNorfolkらによって報告されました。（2019;以下N19）。13個のSrのみの星と2個のBaのみの星で構成される、前の研究サンプルの15個の最も明るいターゲットについて、HERMES-Mercatorスペクトログラフによって提供される高解像度（R〜86000）でのsプロセス濃縮を確認することを目的としています。。元素Li、C、N、O、Na、Mg、Fe、Rb、Sr、Y、Zr、Nb、Ba、La、およびCeの存在量が導き出されました。バイナリティは、ガイアDR2の視線速度を1600〜1800日後に得られたエルメスの速度と比較することによってテストされています。15のプログラムスターのうち、4つはs-プロセスの過剰を示さず（[X/Fe]<0.2dex）、8つは軽度のs-プロセスの過剰を示し（0.2<[X/Fe]<0.8の少なくとも3つの重元素）、3つは強い過剰量を持っています（[X/Fe]>0.8の少なくとも3つの重元素）。前回の調査でSrのみに分類された13個の星のうち、4個はs過程の過剰がなく、8個は穏やかなバリウム星、1個は強いバリウム星です。2つのBaのみの星は、両方とも強いバリウム星であり、実際には矮性のバリウム星です。それらはまた、バイナリであることの明確な証拠を示しています。no-s星の中には、4つのうち2つのバイナリがありますが、8つの穏やかなバリウム星のうち1つだけが、視線速度の変動の明確な兆候を示しています。機械学習手法を使用する場合、特に低解像度のスペクトルでは、ブレンド効果と飽和線を慎重に検討する必要があります。前の研究サンプルからのSrのみの星の中で、それらの約60％（8/13）が真の穏やかなバリウム星であり、約8％が強いバリウム星であると予想でき、この割合は100％に近い可能性があります。以前の研究では、バリウム星のみ（2/2）。
月と同じくらい小さい、高度に磁化され、急速に回転する白色矮星
| Title |
A_highly_magnetised_and_rapidly_rotating_white_dwarf_as_small_as_the_Moon |
| Authors |
Ilaria_Caiazzo,_Kevin_B._Burdge,_James_Fuller,_Jeremy_Heyl,_S._R._Kulkarni,_Thomas_A._Prince,_Harvey_B._Richer,_Josiah_Schwab,_Igor_Andreoni,_Eric_C._Bellm,_Andrew_Drake,_Dmitry_A._Duev,_Matthew_J._Graham,_George_Helou,_Ashish_A._Mahabal,_Frank_J._Masci,_Roger_Smith,_Maayane_T._Soumagnac |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08458 |
白色矮星は、質量が太陽の約8倍未満の星の進化の最終段階を表しており、他の星と同様に、連星によく見られます。バイナリの公転周期が十分に短い場合、重力波放射によるエネルギー損失は、2つの白色矮星が接触して融合するまで軌道を縮小する可能性があります。構成要素の質量に応じて、合併はIa型の超新星につながるか、巨大な白色矮星をもたらす可能性があります。後者の場合、白色矮星の残骸は、合併中に発生するはずの強い磁気ダイナモのために高度に磁化され、軌道角運動量の保存から急速に回転すると予想されます。ここでは、白色矮星ZTFJ190132.9+145808.7の観測を報告します。これは、これらの特性を示しますが、極端な場合、自転周期6.94分、表面全体で600メガガウスから900メガガウスの範囲の磁場、および恒星です。半径約2,100kmで、月の半径よりわずかに大きい。このような小さな半径は、星の質量が最大白色矮星の質量、つまりチャンドラセカール質量に近いことを意味します。ZTFJ190132.9+145808.7は、コアに高密度が到達しているため、ウルカ過程（ナトリウムでの電子捕獲からのニュートリノ放出）によって冷却される可能性があります。
巨大な星形成塊における原始惑星系円盤の誕生：磁場の本質的な役割
| Title |
Protoplanetary_disk_birth_in_massive_star_forming_clumps:_the_essential_role_of_the_magnetic_field |
| Authors |
Ugo_Lebreuilly,_Patrick_Hennebelle,_Tine_Colman,_Beno\^it_Commer\c{c}on,_Ralf_Klessen,_Ana\"elle_Maury,_Sergio_Molinari,_Leonardo_Testi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08491 |
原始惑星系円盤は、崩壊する高密度コアの角運動量保存によって形成されます。この作業では、1000個の太陽質量の塊の崩壊を通じて、原始惑星系円盤形成の天文単位（au）までの最大解像度で最初のシミュレーションを実行し、両極拡散を伴う非理想的な電磁流体力学と恒星フィードバックを含むフラックス制限拡散近似における放射伝達。アダプティブメッシュリファインメントコードRAMSESを使用して、3つのモデルでディスク特性に対する磁場の影響を調査します。磁場がないと、大きなディスクが支配的な集団が形成されることを示します。これは、観測から推定されたクラス0のディスク特性と一致していません。磁場を含めると、磁気ブレーキを介して、非常に異なる進化がもたらされます。これを含めると、50au未満の小さなディスクが人口の約半分に相当します。さらに、この場合、星の約70％にはディスクがありません。これは、小さいディスクを保存するには解像度がまだ不十分であることを示しています。両極拡散では、小さな円盤の割合も顕著であり、0.01〜0.1太陽質量付近の平坦な質量分布と、約0.01〜0.1の典型的な円盤対星の質量比を報告します。この作品は、磁場とその進化がディスク集団の初期特性を設定する上で重要な役割を果たしていることを示しています。
小さな望遠鏡を使った可変の若い星の調査：IV-IC5070におけるYSOの自転周期
| Title |
A_survey_for_variable_young_stars_with_small_telescopes:_IV_--_Rotation_Periods_of_YSOs_in_IC5070 |
| Authors |
Dirk_Froebrich,_Efthymia_Derezea,_Aleks_Scholz,_Jochen_Eisl\"offel,_Siegfried_Vanaverbeke,_Alfred_Kume,_Carys_Herbert,_Justyn_Campbell-White,_Niall_Miller,_Bringfried_Stecklum,_Sally_V._Makin,_Thomas_Urtly,_Francisco_C._Sold\'an_Alfaro,_Erik_Schwendeman,_Geoffrey_Stone,_Mark_Phillips,_George_Fleming,_Rafael_Gonzalez_Farf\'an,_Tonny_Vanmunster,_Michael_A._Heald,_Esteban_Fern\'andez_Ma\~nanes,_Tim_Nelson,_Heinz-Bernd_Eggenstein,_Franky_Dubois,_Ludwig_Logie,_Steve_Rau,_Klaas_Wiersema,_Nick_Quinn,_Diego_Rodriguez,_Rafael_Castillo_Garc\'ia,_Thomas_Killestein,_Tony_Vale,_Domenico_Licchelli,_Marc_Deldem,_Georg_Piehler,_Dawid_Mo\'zdzierski,_Krzysztof_Kotysz,_Katarzyna_Kowalska,_Przemys{\l}aw_Miko{\l}ajczyk,_Stephen_R.L._Futcher,_Timothy_P._Long,_Mario_Morales_Aimar,_Barry_Merrikin,_Stephen_Johnstone,_Pavol_A._Dubovsk\'y,_Igor_Kudzej,_Roger_Pickard,_Samuel_J._Billington,_Lord_Dover,_Tarik_Zegmott,_Jack_J._Evitts,_Alejandra_Traspas_Munia,_Mark_C._Price |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08524 |
若い星の回転変動を研究することで、若い星ディスクシステムの多数の特性を調査することができます。ペリカン星雲（IC5070）の周期変数を特定するために、ハンティングアウトバーストヤングスター市民科学プロジェクトからの高ケイデンスの多波長光学時系列データを利用します。9つの異なる期間検出アルゴリズムを使用した二重盲検試験が実施され、59の周期変数のサンプルが特定されました。4つの期間検出アルゴリズムの組み合わせにより、不均一なデータセットの期間を特定する際に85％の完全性と30％の汚染を達成できることがわかりました。最高のパフォーマンスを発揮する方法は、正弦曲線のフィッティングに依存するピリオドグラムです。GaiaEDR3データを利用して、色や大きさの選択を使用せずに、40の周期的なYSOの偏りのないサンプルを特定しました。98.9％の確率で、均一なYSO期間分布を除外できます。代わりに、3日と8日にピークを持つバイモーダル分布を見つけます。サンプルのディスクの割合は50％であり、その統計的特性は他の同様に老化したYSO集団と一致しています。特に、ディスクの存在が主に遅い回転に関連していることを確認し、周期とディスクの存在との間に観察された関係が偶然に発生した確率が4.8$\times$10$^{-3}$であることを確認します。周期変数のサンプルでは、IC5070の前景に、脈動する巨人、食変光星、および潜在的なYSOも見つかります。
星震学からのロスビー数の較正
| Title |
A_calibration_of_the_Rossby_number_from_asteroseismology |
| Authors |
E._Corsaro,_A._Bonanno,_S._Mathur,_R._A._Garc\'ia,_A._R._G._Santos,_S._N._Breton,_and_A._Khalatyan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08551 |
恒星の活動と回転は、ダイナモの過程で密接に関連しています。このメカニズムの私たちの理解は、主に恒星の乱流対流の特性を推測する私たちの能力によって制限されています。特に、対流ターンオーバー時間は、自転周期と対流ターンオーバー時間の比率である恒星ロスビー数の推定を通じて重要な要素です。この作業では、対流ターンオーバー時間、したがって恒星ロスビー数の$（B-V）$カラーインデックス依存性の新しいキャリブレーションを提案します。私たちの新しいキャリブレーションは、星震観測量を使用した太陽のようなパルセータの詳細なモデリングを通じて推測された恒星の構造特性に基づいています。このキャリブレーションが恒星の活動に与える影響を示します。ロスビー数図を、ケプラーで観測された約40,000の星のサンプルに適用し、測光活動のプロキシ$S_\mathrm{\！ph}$と自転周期利用可能です。さらに、ESAガイア測光通過帯域での適用を可能にするために、$（G_\mathrm{BP}-G_\mathrm{RP}）$カラーインデックスの関数として対流ターンオーバー時間の新しいキャリブレーションを提供します。
HerbigBe星ILCep周辺の低質量星のクラスター化-ガイアEDR3を使用した「ロケット効果」の証拠？
| Title |
Clustering_of_low_mass_stars_around_Herbig_Be_star_IL_Cep_--_Evidence_of_"Rocket_Effect"_using_Gaia_EDR3_? |
| Authors |
R._Arun,_Blesson_Mathew,_G._Maheswar,_T._Baug,_Sreeja_S._Kartha,_G._Selvakumar,_P._Manoj,_B._Shridharan,_R._Anusha,_Mayank_Narang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08693 |
初期型ハービッグBe星ILCepとその環境の形成と運動学的進化を研究します。若い星は、798$\pm$9pcの距離にあるCepOB3協会のメンバーであり、それに関連付けられた「空洞」を持っています。天文学的にILCepに関連付けられているB0VスターHD216658が空洞の中心にあることがわかりました。HD216658によって作成されたさまざまな圧力成分の評価から、星が空洞を作成できることが確立されます。{\textitGaia}EDR3位置天文学の分析から、半径2pcでILCepの79個の共動星を特定しました。共動星の横方向速度分析は、それらがそれぞれILCepとHD216658に関連する2つの異なる集団に属していることを示しています。さらなる分析により、ILCep集団のすべての星は、ほとんどが同時代であることが確認されています（$\sim$0.1Myr）。赤外線測光により、共動する星の中に26個のクラスIIオブジェクトがあることが明らかになりました。星周円盤のない星（クラスIII）は、すべての共動星の65\％です。IPHASH$\alpha$狭帯域測光を使用して、共動星の間で識別された9つの強いH$\alpha$放出候補があります。水素カラム密度マップの樹状図分析により、ILCepの周りの拡大する空洞に11の分子塊構造が特定され、アクティブな星形成領域になりました。HD216658による「ロケット効果」によるILCep恒星グループの形成について説明します。
オメガ星団のHST大規模プログラム-IV。 2つの外部フィールドのカタログ
| Title |
The_HST_large_programme_on_omega_Centauri_--_IV._catalogue_of_two_external_fields |
| Authors |
M._Scalco_(1,2),_A._Bellini_(3),_L._R._Bedin_(2),_J._Anderson_(3),_P._Rosati_(1),_M._Libralato_(4),_M._Salaris_(5),_E._Vesperini_(6),_D._Nardiello_(7,3),_D._Apai_(8,9),_A._J._Burgasser_(10)_and_R._Gerasimov_(10)._((1)_Dip._Fisica_e_Scienze_della_Terra,_Univ._Ferrara,_Italy,_(2)_INAF-OAPD,_Italy,_(3)_STScI,_MD,_USA,_(4)_AURA_ESA_STScI,_MD,_USA,_(5)_Astrophysics_Research_Institute,_Liverpool_John_Moores_Univ.,_Liverpool,_UK,_(6)_Dep._of_Astronomy,_Indiana_Univ.,_IN,_USA,_(7)_Aix_Marseille_Univ.,_CNRS,_CNES,_LAM,_Marseille,_France,_(8)_Dep._of_Astronomy_and_Steward_Observatory,_The_Univ._Tucson,_AZ,_USA,_(9)_Lunar_and_Planetary_Laboratory,_The_Univ.,_AZ,_USA,_and_(10)_Center_for_Astrophysics_and_Space_Science,_UCSD,_La_Jolla,_CA,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08726 |
このシリーズの4番目の論文では、オメガ星団の大規模プログラム用にハッブル宇宙望遠鏡で観測された残りの2つの平行フィールドの最新のカタログとアトラスを提示し、公開します。これらの2つのフィールドは、球状星団の中心から約12'（西および南西方向）に位置し、紫外線から赤外線までのフィルターで画像化されました。両方のフィールドは、固有運動を導き出し、メンバーシップ確率を計算するために使用された、約2年離れた2つのエポックで観察されました。
コロナルアーケードのマルチスレッドフラックスチューブは電磁流体力学的雪崩をサポートできますか？
電磁流体力学（MHD）の不安定性により、応力がかかった磁場からエネルギーを放出できます。これは、平行平面を結ぶ円筒形の磁束管で一般的にモデル化されますが、最近では、同じ光球平面に両方のフットポイントを持つ磁束管を含む湾曲したアーケードでもモデル化されます。複数の個別のスレッドを含む湾曲していない円筒形フラックスチューブは、MHDアバランシェに耐えることができることが示されています。これにより、1つの不安定なスレッドが多くのスレッドを不安定にする可能性があります。マルチスレッドのコロナループの特性を調べます。各スレッドは、現実的な湾曲したコロナアーケード構造（各スレッドの両方のフットポイントが同じ平面にある）での光球駆動によって作成されます。3次元MHDシミュレーションを使用して、個々のスレッドの駆動速度を変化させながら、不安定になって再接続するシングルスレッドおよびマルチスレッドのコロナループの進化を研究します。単一のスレッドを含む実験は、理想的なMHDの不安定性を示し、文献の以前の例と一致する方法で不安定化します。追加のスレッドを導入すると、この図が変更され、モデルのジオメトリと個々のスレッドの相対的な駆動速度の側面が、他のスレッドを不安定にするスレッドの能力に影響を与えます。シングルスレッドの場合とマルチスレッドの場合の両方で、中断されたスレッドの残りを継続的に駆動すると、エネルギー放出の二次的な非周期的なバーストが生成されます。
HR6819内の休止状態のブラックホールの存在をテストする
| Title |
Testing_the_presence_of_a_dormant_black_hole_inside_HR_6819 |
| Authors |
A._Romagnolo,_A._Olejak,_A._Hypki,_G._Wiktorowicz,_K._Belczynski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08930 |
HR6819は、arXiv：2005.0254（1）で、内部バイナリに非降着ブラックホール（BH）を持つトリプルシステムであると報告されました。私たちの研究では、この内部バイナリが、孤立したバイナリ形成チャネルまたは球状星団内の動的チャネルを使用して再構築できるかどうかを確認します。私たちの目標は、内部バイナリの形成を理解し、降着しないBHの存在をテストすることです。内部バイナリの進化をシミュレートするために、内部バイナリの形成に対する3番目のボディの影響は無視できると仮定しました。BH形成中の質量損失率や、共通外層放出の軌道エネルギー損失の効率など、物理パラメータの値が異なるさまざまなモデルをテストしました。ロッシュローブの半径をそれぞれの恒星の半径と比較することにより、BH崩壊後40Myr以上の間、物質移動イベントが発生しないことが示されました。これは、BH-MSフェーズ中に降着円盤がBHの周りに形成されないことを示唆しています。したがって、シミュレーションでは非標準のパラメータ値を採用し、ブラックホールの崩壊中に非対称の質量放出がないと仮定する必要がありましたが、分離されたバイナリを使用してシステムを再構築できます。合成銀河円盤のBH集団全体のうち、BH-MSバイナリの0.0001$\％$のみが観測上の制約の範囲内にあります。銀河系球状星団のごく少数のバイナリがHR〜6819システムの潜在的な候補になると予想しています。私たちの統計分析は、HR〜6819の内部バイナリが孤立したバイナリ進化で再構築できるにもかかわらず、この進化チャネルが報告されたパラメータを再現する可能性が低いことを示唆しています。外側の星がその内側のバイナリの進化に影響を与えないという最初の仮定の下で、arXiv：2006.1197（4）とarXiv：2006.1077（0）によって提案された3番目の物体がないことがより自然な説明であるかもしれないと主張します与えられた観測データ。
IBISとALMAで太陽彩層で観測された高周波波力
| Title |
High-frequency_wave_power_observed_in_the_solar_chromosphere_with_IBIS_and_ALMA |
| Authors |
Momchil_E._Molnar,_Kevin_P._Reardon,_Steven_R._Cranmer,_Adam_F._Kowalski,_Yi_Chai_and_Dale_Gary |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08952 |
5〜50mHzの周波数の音波からの太陽彩層加熱の寄与に関する観測上の制約を提示します。ニューメキシコのダン太陽望遠鏡からの観測と、2017年4月23日に収集されたアタカマ大型ミリ波アレイからの観測を利用します。さまざまな量のパワースペクトルの特性は、CaII854.2nm、HI656.3のスペクトル線から導き出されます。nm、および1.25mmと3mmのミリメートル連続体。観測された周波数では、ほとんどすべての診断でべき乗則の動作が示され、その詳細（勾配、ピーク、ホワイトノイズフロア）は太陽の特徴のタイプ（ネットワーク間、ネットワーク、プラージュ）と相関しています。プラズマの垂直方向と横方向の動きを解きほぐすために、2つの異なる視野を調べます。1つはディスクの中心近くにあり、もう1つは手足の近くにあります。中層彩層の音響フラックスを推測するために、我々の観測を時間依存の放射流体力学RADYNコードからの合成観測量と比較します。私たちの調査結果は、以前の出版物とは異なり、音波が中央の彩層で最大約1kWm$^{-2}$のエネルギーフラックスを運ぶことを示しています。これは、静かな彩層を維持するのに十分ではありません。
軌道離心率の発見とSS433の公転周期増加の証拠
SS433の長期（1979-2020）測光観測の調査により、$e=0.05\pm0.01のゼロ以外の軌道離心率を発見することができました。$また、$\dotP_\mathrm{b}=（1.0\pm0.3）\times10^{-7}$ss$^{-1}$のレート。バイナリ軌道周期の増加率により、バイナリ質量比$q=M_\mathrm{X}/M_\mathrm{V}>0.8$の推定値を改善できます。ここで、$M_\mathrm{X}$および$M_\mathrm{V}$は、それぞれ相対論的物体と光学星の質量です。10${\rmM}_\odot$の光学星の質量の場合、相対論的オブジェクト（ブラックホール）の質量は$M_\mathrm{X}>8{\rmM}_\odot$です。SS433の中性子星は、観測とは逆に、公転周期が短くなるため、確実に除外されます。$\dotP_\mathrm{b}$の導出値は、バイナリシステム$\gtrsim7\times10^{-6}{\rmM}_からのジーンズモードでの質量損失率の下限を設定します。\odot\mathrm{yr}^{-1}$。SS433の発見された軌道楕円率は、不整合な光学星の回転軸の歳差運動を追跡するスレーブ降着円盤のモデルと一致しています。
UV中の大質量星磁気圏におけるゼーマン効果の検出
| Title |
Detecting_the_Zeeman_effect_in_Massive_Star_Magnetospheres_in_the_UV |
| Authors |
C._Erba,_V._Petit,_K._Gayley,_R._Ignace,_A._ud-Doula,_G._A._Wade |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09007 |
巨大な星の約7％は、恒星風への影響を通じて恒星の進化を変えるのに十分な強さの安定した表面磁場をホストしています。したがって、大規模な星の進化への影響を定量化するために、これらの大規模なフィールドの強度と構造を特徴づけることが重要です。これは伝統的に、光学光球線のゼーマン分裂によって引き起こされる円偏光を測定することによって行われますが、ここでは、高不透明度紫外線（UV）ドメイン。この独自の診断は、POLSTARなどの高感度の宇宙搭載UV分光偏光計にアクセスできます。
| Title |
Primordial_black_holes_formation_and_secondary_gravitational_waves_in_nonminimal_derivative_coupling_inflation |
| Authors |
Zeinab_Teimoori,_Kazem_Rezazadeh_and_Kayoomars_Karami |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08048 |
スカラー場と重力の間の非最小微分結合から生じる重力的に強化された摩擦メカニズムを使用して、ダークマター（DM）のかなりの部分を見つけることを目的として、原始ブラックホール（PBH）形成の可能性を研究します。非最小結合パラメーターをスカラー場の特殊関数として想定し、自然インフレーションの可能性を考慮すると、超スローロールインフレーションの期間を生成する3つのパラメーターセットが見つかります。これにより、曲率パワースペクトルが十分に大きく増強されてPBHが形成されます。重力によって強化された摩擦メカニズムの下で、質量が約${\calO}\big（10^{-12}\big）M_\odot$のPBHがDM全体の約$96\％$を構成する可能性があることを示します。このクラスのPBHは、DMの優れた候補と見なすことができます。さらに、設定で二次重力波（GW）を研究し、モデルが3つすべての異なる周波数で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。パラメータセット。この値は、いくつかの周波数でいくつかのGW検出器の感度領域内に十分にあるため、これらの検出器からのデータによって、モデルの観測互換性を評価できます。
| Title |
Odd-parity_stability_of_black_holes_in_Einstein-Aether_gravity |
| Authors |
Shinji_Tsujikawa,_Chao_Zhang,_Xiang_Zhao,_and_Anzhong_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08061 |
アインシュタイン-エーテル理論では、球対称で静的な背景での奇数パリティ摂動に対するブラックホールの安定性を研究します。奇数パリティモードの場合、テンソル重力セクターとエーテルベクトル場から生じる2つの動的自由度があります。これらの動的場にゴーストもラプラシアン不安定性も存在しない一般的な条件を導き出します。これらの結果を文献で知られているコンクリートブラックホールソリューションに適用し、安定条件の違反によってそれらのソリューションの一部を除外できることを示します。$c_{13}=c_{14}=0$に存在する正確なシュワルツシルト解（$c_i$は$c_{ij}=c_i+c_j$の理論の4つの結合定数）は、ラプラシアンになりがちです。地平線の外側全体の角度方向に沿った不安定性。ただし、$c_{13}=c_4=0$および$c_1\geq0$のブラックホール解では、奇数パリティの不安定性がないことがわかります。
ANTARES深海ニュートリノ望遠鏡による生物発光フラッシュの研究
| Title |
Studying_Bioluminescence_Flashes_with_the_ANTARES_Deep_Sea_Neutrino_Telescope |
| Authors |
N._Reeb,_S._Hutschenreuter,_P._Zehetner,_T._Ensslin,_S._Alves,_M._Andr\'e,_M._Anghinolfi,_G._Anton,_M._Ardid,_J.-J._Aubert,_J._Aublin,_B._Baret,_S._Basa,_B._Belhorma,_M._Bendahman,_V._Bertin,_S._Biagi,_M._Bissinger,_J._Boumaaza,_M._Bouta,_M.C._Bouwhuis,_H._Br\^anza\c{s},_R._Bruijn,_J._Brunner,_J._Busto,_B._Caiffi,_A._Capone,_L._Caramete,_J._Carr,_V._Carretero,_S._Celli,_M._Chabab,_T._N._Chau,_R._Cherkaoui_El_Moursli,_T._Chiarusi,_M._Circella,_A._Coleiro,_M._Colomer-Molla,_R._Coniglione,_P._Coyle,_A._Creusot,_A._F._D\'iaz,_G._de_Wasseige,_A._Deschamps,_C._Distefano,_I._Di_Palma,_A._Domi,_C._Donzaud,_D._Dornic,_D._Drouhin,_T._Eberl,_T._van_Eeden,_N._El_Khayati,_A._Enzenh\"ofer,_P._Fermani,_G._Ferrara,_F._Filippini,_L._Fusco,_Y._Gatelet,_P._Gay,_H._Glotin,_R._Gozzini,_R._Gracia_Ruiz,_K._Graf,_et_al._(80_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08063 |
深海の生物発光に関する情報を得るために、水中ニュートリノ望遠鏡によって提供される広範なデータセットを活用するための新しい技術を開発します。望遠鏡の受動的な性質は、生物発光生物に積極的に干渉することなく、それらに関する情報を推測するユニークな機会を私たちに与えてくれます。私たちは、個々の生物の発光、およびそれらの位置と動きを再構築することを可能にする統計的方法を提案します。数学的モデルは、水中ニュートリノ望遠鏡の測定プロセスと生物の信号生成を説明するために構築されています。メトリックガウス変分推論アルゴリズムは、ニュートリノ検出器によって記録された光子カウントを使用してモデルパラメータを再構築するために使用されます。この方法を、ANTARESニュートリノ望遠鏡によって収集された合成データセットとデータに適用します。望遠鏡はフランスの海岸から40km離れた場所にあり、深さ2475mの海底に固定されています。合成データを使用した実行により、生物の放出された生物発光フラッシュを確実にモデル化できることが明らかになりました。さらに、光源の位置特定の空間分解能は望遠鏡の構成に大きく依存することがわかります。検出器の効率と水の減衰長を正確に測定することは、発光を再構築するために重要です。最後に、ANTARESデータへの適用により、ニュートリノ望遠鏡データを使用した生物発光生物の最初の正確な位置特定が明らかになります。
DarkSide-50を使用した低エネルギー電子および核反跳に対する液体アルゴンイオン化応答のキャリブレーション
| Title |
Calibration_of_the_liquid_argon_ionization_response_to_low_energy_electronic_and_nuclear_recoils_with_DarkSide-50 |
| Authors |
The_DarkSide_collaboration:_P._Agnes,_I.F.M._Albuquerque,_T._Alexander,_A.K._Alton,_M._Ave,_H.O._Back,_G._Batignani,_K._Biery,_V._Bocci,_W.M._Bonivento,_B._Bottino,_S._Bussino,_M._Cadeddu,_M._Cadoni,_F._Calaprice,_A._Caminata,_N._Canci,_M._Caravati,_M._Cariello,_M._Carlini,_M._Carpinelli,_S._Catalanotti,_V._Cataudella,_P._Cavalcante,_S._Cavuoti,_A._Chepurnov,_C._Cical\`o,_A.G._Cocco,_G._Covone,_D._D'Angelo,_S._Davini,_A._De_Candia,_S._De_Cecco,_G._De_Filippis,_G._De_Rosa,_A.V._Derbin,_A._Devoto,_M._D'Incecco,_C._Dionisi,_F._Dordei,_M._Downing,_D._D'Urso,_G._Fiorillo,_D._Franco,_F._Gabriele,_C._Galbiati,_C._Ghiano,_C._Giganti,_G.K._Giovanetti,_O._Gorchakov,_A.M._Goretti,_A._Grobov,_M._Gromov,_M._Guan,_Y._Guardincerri,_M._Gulino,_B.R._Hackett,_K._Herner,_B._Hosseini,_F._Hubaut,_E.V._Hungerford,_et_al._(77_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08087 |
DarkSide-50は、GeV/c$^2$質量範囲のWIMPの相互作用を調査する際に、二相液体アルゴンタイムプロジェクションチェンバーの高い可能性を実証しました。この技術は、気相でのエレクトロルミネッセンスを介して増幅されたイオン化信号の検出に基づいており、サブkeVの範囲までの反跳エネルギーを調べることができます。ここでは、$^{37}$Arと$^{39}$Arの崩壊を利用して、$\sim$180eV$_{er}$までの電子反跳のイオン化収率のDarkSide-50測定について報告し、推定します。Thomas-Imelボックスモデルを使用して、いくつかのイオン化電子に変換します。さらに、その場での中性子校正ソースと中性子ビーム実験からの外部データセットを使用して、液体アルゴンでこれまでに達成された最低の$\sim$500eV$_{nr}$までの原子反跳に対するイオン化応答の決定を示します。
NASAの風力宇宙船からの1auでの太陽風の精密電子測定
| Title |
Precision_Electron_Measurements_in_the_Solar_Wind_at_1_au_from_NASA's_Wind_Spacecraft |
| Authors |
Chadi_S._Salem,_Marc_Pulupa,_Stuart_D._Bale_and_Daniel_Verscharen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08125 |
この作業は、風力宇宙船からのデータを使用して、1auの太陽風における電子速度分布関数（eVDF）の非熱的特性を正確かつ体系的に特徴付けることを目的としています。Windに搭載された3D-Plasma機器の電子アナライザーを使用して、1auでの太陽風電子の包括的な統計分析を示します。この作業では、最大2keVのeVDFの3つの母集団（コア、ハロー、ストラール）を個別に分析および特性評価するために開発された高度なアルゴリズムを使用します。eVDFデータは、熱雑音レシーバーによって測定された電子プラズマ周波数周辺の準熱雑音から取得された独立した電子パラメーターを使用して較正されます。このコードは、宇宙船の充電やその他の機器の影響を適切に考慮して、測定されたeVDFへの非線形最小二乗適合により、電子、コア、ハロー、およびストラールの各パラメーターのセットを決定します。太陽風におけるこれらの異なる集団の統計的特性を調査するために、4年間、コア、ハロー、およびストラールのパラメーターの約280000の独立した測定値を使用します。太陽風速度の関数として、それぞれの密度、ドリフト速度、温度、および温度異方性の分布について説明します。また、全密度、温度、温度異方性、熱流束の太陽風速度の分布、および陽子温度、陽子対電子温度比、陽子および電子ベータの分布を示します。これらのパラメータのいくつかの間の相互相関についても説明します。現在のデータセットは、1〜AUの自然のままの太陽風における最大の高精度の電子測定値のコレクションを表しています。これは、電子の微物理に関する新しい豊富な情報を提供します。その大容量により、さまざまなプラズマ条件下でのパラメータの組み合わせとそれらの依存性の将来の統計的研究が可能になります。
太陽風における超熱ストラール電子の安定性
| Title |
Stability_of_superthermal_strahl_electrons_in_the_solar_wind |
| Authors |
Jack_M._Schroeder,_Stanislav_Boldyrev,_and_Patrick_Astfalk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08127 |
マクスウェルコアと、太陽から離れて伝播する超熱電子ビームである磁場整列ストラールからなる太陽風電子分布関数の動的安定性解析を示します。Boldyrev＆Horaites（2019）の弱衝突ドリフト運動方程式の解として得られた電子ストラール分布関数を使用します。これは、クーロン衝突の影響を受けたが、乱流からの広がりの可能性によって混じりけのないストラールを表しています。この分布関数は本質的に非マクスウェル分布であり、太陽圏の距離によって変化します。安定性解析は、Astfalk＆Jenko（2017）によって開発されたVlasov-Maxwell線形ソルバーLEOPARDを使用して実行されます。太陽圏の距離に応じて、コア-ストラール電子分布は、広範囲の伝搬角度で、太陽方向に伝搬する運動エネルギー、磁気音速、およびウィスラーモードに関して不安定になることがわかります。不安定モードの波数はイオン慣性スケールに近く、不安定性が最初に現れる半径距離は1AUのオーダーです。しかし、超熱ストラール電子との共鳴波相互作用によって引き起こされる不安定性は検出されていません。代わりに、観測された不安定性は、太陽風フレーム（イオンフレーム）でゼロ電流を維持するために必要な電子コアとイオンコアの間の相対的なドリフトによって引き起こされます。シフトしたマクスウェリアンによってモデル化されたストラール分布とは異なり、運動方程式の解として得られた電子ストラールは安定しています。私たちの結果は、Horaitesらによる以前の研究と一致しています。（2018b）電子ストラールのより制限されたソリューションに基づいています。
スイスチーズのIR固定点宇宙論を宇宙膨張で制約する
| Title |
Constraining_the_swiss-cheese_IR-fixed_point_cosmology_with_cosmic_expansion |
| Authors |
Ayan_Mitra,_Vasilios_Zarikas,_Alfio_Bonanno,_Michael_Good,_Ertan_G\"udekli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08519 |
最近の研究では、宇宙の加速時代への最近の宇宙の通過は、各銀河と銀河団に小さな反重力源が存在する結果であると提案されています。特に、これらすべての反重力源の寄与を銀河スケールで相対論的に統合するスイスチーズ宇宙論モデルは、スケールに依存する宇宙定数の赤外線固定点の存在を想定して構築されています。導出された宇宙膨張は、微調整と一致問題の両方の説明を提供します。現在の作業は、宇宙定数の実行に関する以前の仮定を緩和し、赤外線固定点の周りの一般的なスケーリングを可能にします。私たちの分析は、最良の$\Lambda$CDMモデルと一致する宇宙進化を生み出すために、宇宙定数のIR実行がIR固定点の存在と一致していることを明らかにしています。
この記事では、フレーバー振動、非標準効果、太陽モデル、断面積測定、およびこのように動機付けられて可能になった幅広い実験プログラムを含む、太陽ニュートリノの分野の現状をレビューします。現在の知識に貢献した歴史的発見について議論し、次の10年で取り組むべき重要な未解決の質問を定義します。太陽組成に関連する不確実性と問題を含む標準太陽モデルの最新技術について議論し、将来の見通しを含む実験とモデルの太陽ニュートリノフラックスをレビューします。陽子-陽子鎖および炭素-窒素-酸素サイクルにおける太陽核融合に関連する核反応データの最新技術をレビューします。最後に、この分野の未解決の質問に対処できる現在および将来の実験プログラムを確認します。
ホルンデスキー重力理論における原始ブラックホールとインフレーションからの誘導重力波
| Title |
Primordial_black_holes_and_induced_gravitational_waves_from_inflation_in_the_Horndeski_theory_of_gravity |
| Authors |
Pisin_Chen,_Seoktae_Koh,_Gansukh_Tumurtushaa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08638 |
ホルンデスキー重力理論の宇宙論的モデルのために、原始ブラックホール（PBH）とスカラー誘導重力波（GW）の生成を調査します。私たちが関心を持っている宇宙モデルには、スカラー場の微分自己相互作用と、スカラー場と重力の間の動的結合が組み込まれています。原始ゆらぎのスカラーパワースペクトルは、これらの追加の相互作用により、小規模で強化できることを示します。したがって、PBHの形成と誘導されたGWの生成は、私たちのモデルで実行可能です。局所的なガウスピークでスカラーパワースペクトルをパラメータ化して、まず、放射線が支配的な時代に生成されたPBHの存在量とGWのエネルギースペクトルを推定します。次に、パワースペクトルの小規模な強化を説明するために、パワースペクトルとそれらのスペクトル傾斜からインフラトンポテンシャルと自己結合関数を再構築します。我々の結果は、パワースペクトルの小規模な増強は、インフラトンポテンシャルの局所的特徴ではなく、自己結合関数のピークまたはディップの局所的特徴によって説明できることを示しています。
BAMコードを使用したブラックホール中性子星シミュレーション：最初のテストとシミュレーション
| Title |
Black-Hole_Neutron_Star_Simulations_with_the_BAM_code:_First_Tests_and_Simulations |
| Authors |
Swami_Vivekanandji_Chaurasia,_Tim_Dietrich,_and_Stephan_Rosswog |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08752 |
LIGO-Virgo-Kagraコラボレーションによるブラックホールの最初の検出-中性子星合体（GW200105およびGW200115）は、重要な科学的進歩を示しています。合併前と合併後の信号の物理的解釈には、観測と理論のモデリング結果の間の注意深い相互調査が必要です。ここでは、ブラックホールの最初のセット、つまり数値相対論コードBAMで得られた中性子星シミュレーションを紹介します。私たちの初期データは、ブラックホール内部の切除を採用した公開LORENEスペクトルライブラリを使用して構築されています。対照的に、BAMは進化のために移動パンクゲージを使用します。したがって、バイナリシステムを時間内に進化させるには、ブラックホール内部にスムーズな初期データを「詰め込む」必要があります。この手順では、シミュレーションの精度を高めるために、特にスプリアスな重心ドリフトを減らすために、進化システムの制約減衰特性が不可欠であるような制約違反が発生します。BAM内で、Z4c方程式を進化させ、重力波の結果をSXSコラボレーションの結果およびSACRAコードで得られた結果と比較します。合併の時点で、参照ソリューションと位相差$\lesssim0.5$radと概ね良好な一致が見られますが、シミュレーションにクリーンな収束順序がないため、適切なエラーの定量化ができません。最後に、ブラックホール中性子星システムの統合が、関与する質量、スピン、および状態方程式にどのように依存するかを調べるために、一連の異なる初期条件を提示します。
よく鍛えられたテレパラレルホルンデスキ宇宙論：宇宙定数問題へのテレパラレルバリエーション
| Title |
Well-Tempered_Teleparallel_Horndeski_Cosmology:_A_Teleparallel_Variation_to_the_Cosmological_Constant_Problem |
| Authors |
Reginald_Christian_Bernardo,_Jackson_Levi_Said,_Maria_Caruana,_Stephen_Appleby |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08762 |
ウェルテンパリングは、任意の大きな真空エネルギーを動的にスクリーニングし、遅い時間の低エネルギーのドジッター真空状態を生成する有望な古典的な方法です。この論文では、テレパラレル重力のセルフチューニングを初めて研究し、ホルンデスキー理論のテレパラレル重力アナログで十分に調整された宇宙論モデルを取得します。これにより、十分に緩和された宇宙論の範囲が広がり、テレペラレル重力に固定される可能性のあるはるかに豊富な宇宙論のダイナミクスがからかわれます。平均律クラヴィーア曲集のレシピをこれまでで最も一般的な形式に拡張し、それを使用して、テレパラレル重力における最初の平均律クラヴィーア曲集宇宙論を検索します。また、よく調整されたモデルで宇宙論のダイナミクスを研究し、真空の動的安定性、物質時代との互換性、および相転移による真空の安定性を示します。
宇宙磁場の観測による$ B + L $違反プロセスの調査
| Title |
Probing_the_$B+L$_violation_process_with_the_observation_of_cosmic_magnetic_field |
| Authors |
Yuefeng_Di,_Jialong_Wang,_Ligong_Bian,_Rong-Gen_Cai,_and_Jing_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.08978 |
一次相転移とスファレロン生成の統一シナリオの3次元格子シミュレーションを実行することにより、$B+L$違反プロセスを数値的に調査します。シミュレーション結果は、スファレロン崩壊が発生すると、チャーン・サイモン数がらせん状磁場の生成とともに変化することを示しています。次に、これらの数値結果に基づいて、対応するヘリカル磁場の天文観測を通じて、電弱スファレロンプロセスの一般的な結果である宇宙のバリオン非対称性の生成を調べる新しい方法を提案します。
