EoRからのCIIライン強度マッピング：さまざまな信号統計に対する光円錐効果の影響
| Title |
CII_line_intensity_mapping_from_the_EoR:_Impact_of_the_light-cone_effect_on_various_signal_statistics |
| Authors |
Chandra_Shekhar_Murmu,_Suman_Majumdar_and_Kanan_K._Datta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09072 |
CII線強度マッピング（LIM）は、宇宙の再電離の時代（EoR）から初期の銀河を探査するための潜在的な手法です。いくつかの実験、例えばCONCERTO、TIME、CCAT-pは、EoRからのCIILIM信号の変動をマッピングするために進行中であり、CIIパワースペクトルとCII$\times$21cmクロスパワースペクトルを推定することができます。観測されたLIM信号は、信号の発信元から観測者までの移動時間が有限であるため、見通し内（LoS）に沿って時間発展が埋め込まれます。EoRからの半数値的にシミュレートされたCII信号の観測された統計に対する、このいわゆる光円錐効果を調査しました。シミュレートされたCIIおよび中性水素21cmマップと対応する光円錐ボックスのスーツを使用して、光円錐効果が大規模でCIIパワースペクトルに15％以上影響を与える可能性があることを示しました（$k\sim0.1\、\text{Mpc}^{-1}$、$z=6.8$）。また、ここで検討した赤方偏移の範囲（$7.2\lesssimz\lesssim6$）内で赤方偏移が減少すると、CIIパワースペクトルに対する光円錐効果の影響が低下することも確認しました。CII$\times$21cmのクロスパワースペクトルも光円錐の影響を受け、$z=6$の前に再電離が終了するモデルでは、クロスパワーへの最大の影響が最大20％に達する可能性があることがわかります。。$z=6.4$では、クロスパワーの再電離履歴とともに、光円錐効果に比較的顕著な変動が見られます。より速い再電離履歴は、クロスパワーに対してより劇的な光円錐効果をもたらします。信号を適切にモデル化し、CII$\times$21cmのクロスパワースペクトルを使用して、EoR関連の天体物理パラメータと再電離履歴を制約するために、光円錐を組み込む必要があると結論付けます。
フリーストリーミングと連成暗放射等曲率摂動：制約とハッブル張力への適用
| Title |
Free-streaming_and_Coupled_Dark_Radiation_Isocurvature_Perturbations:_Constraints_and_Application_to_the_Hubble_Tension |
| Authors |
Subhajit_Ghosh,_Soubhik_Kumar,_Yuhsin_Tsai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09076 |
暗放射（DR）は、標準模型を超えるさまざまなシナリオで新しい物理学の候補として登場します。DRの摂動は断熱的であると考えられることがよくありますが、膨張中に複数の場が存在し、その崩壊生成物がすべて互いに熱化されなかった場合、それらは容易に等曲率成分を持つ可能性があります。適切な等曲率初期条件（IC）を実装することにより、完全なPlanck2018データのみから、また他の宇宙論データセットと組み合わせて、無相関および相関の両方のDR密度等曲率摂動に対する制約を導き出します。フリーストリーミングDR（FDR）に関する私たちの研究は、さまざまな数の相対論的自由度を含めることにより、ニュートリノ密度等曲率摂動の既存の限界を更新および一般化し、結合DR（CDR）等曲率については最初の限界を導き出します。また、CDRの場合、FDRと比較して質的に新しい物理的効果が発生することも示しています。そのような効果の1つは、等曲率ICの場合、断熱の場合とは異なり、FDRはCDRと比較してより大きなCMB異方性を生じさせることです。より一般的には、DR等曲率スペクトルの青傾斜が好ましいことがわかります。これにより、断熱スペクトルを使用した標準の$\Lambda$CDM+$\DeltaN_{\rmeff}$宇宙論と比較して、ハッブル定数$H_0$の値が大きくなり、$H_0$の張力が緩和されます。
| Title |
Reconstruction_of_the_Density_Power_Spectrum_from_Quasar_Spectra_using_Machine_Learning |
| Authors |
Maria_Han_Veiga,_Xi_Meng,_Oleg_Y._Gnedin,_Nickolay_Y._Gnedin_and_Xun_Huan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09082 |
観測されたクエーサースペクトルから高赤方偏移での宇宙論的密度摂動のパワースペクトルを再構築するために、機械学習を使用した新しいエンドツーエンドのアプローチについて説明します。構造形成の最先端の宇宙論的シミュレーションを使用して、同じ視線に沿った1次元の流体量とペアになった視線吸収スペクトルの大規模な合成データセットを生成します。物質と中性原子水素の密度。このデータセットを使用して、一連のデータ駆動型モデルを構築し、総物質密度のパワースペクトルを予測します。波長$k\leq2hMpc^{-1}$に対して約1％の精度で再構成を行うモデルを作成できますが、$k$が大きくなると誤差が大きくなります。特定のエラー率に到達するために必要なデータサンプルのサイズを示し、目的の精度に到達するために必要なデータの量を示します。この作業は、次世代の観測施設を使用して、非常に大規模な今後のデータセットを分析する方法を開発するための基盤を提供します。
ダークセクターの相互作用と超新星の絶対等級の緊張
遅い時間の宇宙のダイナミクスの変更が$H_0$の緊張を解決することができるかどうかについて、集中的に議論されました。一方、$H_0$の張力は、実際には超新星の絶対等級$M_B$の張力であるとも主張されています。この作業では、パンテオン超新星Ia（SN）サンプル、バリオン音響振動（BAO）、およびビッグバン元素合成（BBN）データを使用して、$M_B$を確実に制約し、3つの理論モデル、つまり、標準の$\Lambda$CDM、wCDM、および暗黒エネルギー（DE）と暗黒物質（DM）の間の非重力相互作用（IDE）。IDEモデルは、95\％CLでゼロとは異なる結合で$M_B$張力を解決できることがわかり、以前の$H_0$を使用して得られた結果を確認します。
クエーサーのハッブル図からの太陽系特有の動きと宇宙原理のテスト
| Title |
Solar_system_peculiar_motion_from_the_Hubble_diagram_of_quasars_and_testing_the_Cosmological_Principle |
| Authors |
Ashok_K._Singal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09390 |
ここで、クエーサーの$m-z$ハッブル図から初めて、太陽系の固有の動きを決定します。オブザーバーの固有の動きは、速度ベクトルに沿ったソースと反対方向のソースの間で$m-z$平面に系統的なシフトを引き起こし、固有の速度の測定値を提供します。したがって、分光学的赤方偏移が測定された$\sim1.2\times10^5$中赤外線クエーサーのサンプルから、CMBR双極子からの速度の22$倍の固有速度に到達しますが、方向は$内で一致します。\sim2\sigma$。遠方のAGNまたはSNeIaのサンプルで観察された数カウント、空の明るさ、または赤方偏移の双極子からの以前の調査結果も、CMBR値の2〜10倍の値をもたらしましたが、これは、特異な動きで到達した最大値です。すべての場合の方向はCMBRダイポールと一致しましたが。真の太陽固有速度はデータセットごとに変化することはできないため、統計的に有意で不一致な双極子の大きさは、代わりに、これらの双極子の発生について、他の原因を探す必要があることを意味する場合があります。CMBR。同時に、さまざまな手法を採用したさまざまなグループによる完全に独立した調査から決定されたこれらすべての双極子の共通の方向は、これらの双極子が観測またはデータ分析のいくつかの体系から生じたものではないことを示している可能性がありますが、代わりに固有の異方性による宇宙の優先方向。これは、現代の宇宙論の最も基本的な信条である宇宙原理（CP）に反することになります。
インフレストーリー：スローロール以降
| Title |
Inflation_Story:_slow-roll_and_beyond |
| Authors |
Dhiraj_Kumar_Hazra,_Daniela_Paoletti,_Ivan_Debono,_Arman_Shafieloo,_George_F._Smoot,_Alexei_A._Starobinsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09460 |
宇宙マイクロ波背景放射温度、プランク2018データリリースからの偏光データ、および更新された可能性を使用して、スカラー摂動の原始パワースペクトルにおけるインフレーションダイナミクスと特徴に対する制約を提示します。Planck2018のビン化されたPlik尤度を使用して、アインシュタインフレームでHilltopQuarticPotentialおよびStarobinsky$R+R^2$モデルを使用してスローロールダイナミクスを制約します。ヒルトップをベースポテンシャルとして使用して、ホイップインフレーションポテンシャルを構築し、大きな角度スケールでスカラーパワースペクトルに抑制を導入します。大規模な温度角パワースペクトルからの抑制の限界（68％C.L。）の好みに気づきます。ただし、高周波機器のクロススペクトルに基づく大規模なEモード尤度は、この抑制をサポートしておらず、結合されたデータでは、抑制に対する優先度は無視できるようになります。ヒルトップとスタロビンスキーのモデルに基づいて、ウィグリーホイップインフレーションポテンシャルを構築し、抑制とともに振動機能を導入します。Planck2018の結果を更新する最近リリースされたCamSpecv12.5の可能性からのバインドされていないデータを使用します。機能モデルのベイズ証拠を、ベースラインのスローロールポテンシャルと比較します。完全なスローロールベースラインポテンシャルは、特徴を生成するポテンシャルよりも適度に好ましいことがわかります。Planck2015PlikHMbin1尤度と比較すると、データ分析パイプラインの更新により、シャープな特徴の重要性が低下していることがわかります。また、分析から得られた最適な候補のバイスペクトルを計算します。
拘束されたK \ "ahler Moduli Inflation Modelの（P）再加熱効果
| Title |
(P)reheating_Effects_of_a_Constrained_K\"ahler_Moduli_Inflation_Model |
| Authors |
Islam_Khan,_Guy_Worthey,_Aaron_C._Vincent |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09580 |
この講演では、弦理論に動機付けられたK\"ahlerModuliInflationI（KMII）ポテンシャルの効果、実行可能性、および予測について、軽いスカラー場$\chi$と組み合わせて説明します。これにより、モデルは現在測定されている宇宙マイクロ波バックグラウンド（CMB）データと一致していますが、KMIIポテンシャルの実行可能性をテストするには、将来の観測からのより厳しい制約が必要です。観測された宇宙定数のエネルギー密度$\rho_{\Lambda_{\mathrm{obs}}}$。マルコフチェーンモンテカルロ（MCMC）サンプリング法を実装して、インフレータの質量$m_{の許容モデルパラメータ範囲と境界を計算します。\phi}$と再加熱温度$T_{\mathrm{reh}}$。さらに、格子シミュレーションは、インフレータ振動中に生成される確率的重力波バックグラウンドを予測します。これは、今日$10^{9}$-$10^で観測できます。{11}\、\mathrm{Hz}$周波数範囲。すべての結果と詳細は、同じタイトルの次の論文に含まれます。
完成したSDSS-IV拡張バリオン振動分光調査：減衰ライマン-$ \ alpha $システムカタログ
| Title |
The_Completed_SDSS-IV_extended_Baryon_Oscillation_Spectroscopic_Survey:_The_Damped_Lyman-$\alpha$_systems_Catalog |
| Authors |
Sol\`ene_Chabanier_and_Thomas_Etourneau_and_Jean-Marc_Le_Goff_and_James_Rich_and_Julianna_Stermer_and_Bela_Abolfathi_and_Axel_de_la_Macorra_and_Ignasi_P\'erez-R\'afols_and_Patrick_Petitjean_and_Matthew_M._Pieri_and_Corentin_Ravoux_and_Graziano_Rossi_and_Donald_P._Schneider |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09612 |
スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）の拡張バリオン振動分光サーベイ（eBOSS）のデータリリースDR16にあるDampedLyman-$\alpha$（DLA）システムの特性を示します。DLAは、〜\cite{Parks2018}の畳み込みニューラルネットワーク（CNN）を使用して識別されました。$2\leq\zdla\leq5.5$と$19.7\leq\lognhi\leq22$で合計117,458の吸収体候補が見つかりました。これには、$\lognhi\geq20.3$の57,136のDLA候補が含まれます。模擬クエーサースペクトルを使用して、DLA検出効率と結果のカタログの純度を推定しました。クエーサーサンプルを明るい森林、つまり平均森林フラックス$\meanflux>2\times\fluxunit$の森林に制限すると、列密度が$20.1\leq\lognhi\leqの範囲のDLAの完全性と純度は90\％を超えます。22ドル。
軽い（しかし大規模な）遺物に対する宇宙論的制約
標準模型を超える物理の多くのシナリオは、新しい光、弱く結合された自由度を予測し、初期の宇宙に存在し、今日の宇宙の遺物として残っています。それらの豊富さのために、これらの遺物は宇宙の進化に大きな影響を与える可能性があります。たとえば、質量のない遺物は、アクティブなニュートリノの有効数の宇宙の期待値へのシフト$\DeltaN_{\rmeff}$を生成します。一方、巨大な遺物は、後の宇宙で宇宙論的な暗黒物質の一部になりますが、その軽い性質により、ポテンシャル井戸から自由に流出することができます。これにより、宇宙の大規模構造（LSS）に新しい特徴が生まれ、小規模な物質の変動が抑制されます。宇宙マイクロ波背景放射（CMB）とLSSデータを使用して、質量$m_X$と温度$T_X^{（0）}$の2Dパラメーター空間をスキャンして、このような軽い（ただし質量のある）遺物（LiMR）の最初の一般的な検索を示します今日。控えめな最低温度（$T_X^{（0）}=0.91$K）シナリオでは、Weyl（および高スピン）フェルミオン（グラビティーノなど）を$m_X\geq2.26$eVで除外します。95％CL、およびスカラー、ベクトル、およびディラックフェルミオンの遺物に対して$m_X\leq11.2、1.06、1.56$eVの類似の制限を設定します。これは、ジョイントCMB、弱レンズ効果、およびフルシェイプ銀河データを使用したLiMRの最初の検索です。弱いレンズ効果のデータがパラメーターの縮退を打破するために重要であることを示しますが、フルシェイプの情報は、バリオン音響振動パラメーターのみを使用した分析と比較して、拘束力を大幅に向上させます。これらのデータセットを組み合わせた強みの下で、私たちの制約はこれまでで最も厳しく、最も包括的です。
DPNNet-2.0パートI：原始惑星系円盤のギャップのシミュレーション画像から隠された惑星を見つける
| Title |
DPNNet-2.0_Part_I:_Finding_hidden_planets_from_simulated_images_of_protoplanetary_disk_gaps |
| Authors |
Sayantan_Auddy,_Ramit_Dey,_Min-Kai_Lin_(ASIAA,_NCTS_Physics_Division),_Cassandra_Hall |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09086 |
原始惑星系円盤からの塵の放出で観測された環状ギャップのような下部構造は、しばしば埋め込まれた惑星の特徴として解釈されます。カスタマイズされたシミュレーションまたは経験的関係を使用して、これらの観測された特徴に惑星ギャップのモデルを適合させると、隠された惑星の特性を明らかにすることができます。ただし、サンプルサイズが大きくなり、ディスクと惑星の相互作用が複雑になるため、カスタマイズされたフィッティングは実用的でないことがよくあります。この論文では、DPNNet\citep{aud20}に続くシリーズの2番目のDPNNet-2.0のアーキテクチャを紹介します。これは、畳み込みニューラルネットワーク（CNN、ここでは特にResNet50）を使用して設計され、太陽系外惑星の質量をホストする原始惑星系円盤のシミュレーション画像から直接予測します。単一の惑星。DPNNet-2.0はさらに、画像とディスクのパラメーターを同時に処理するためにCNNと多層パーセプトロン（人工ニューラルネットワークのクラス）の両方を使用するマルチ入力フレームワークで構成されています。これにより、DPNNet-2.0を画像を直接使用してトレーニングでき、ディスク-惑星流体力学シミュレーションから生成されたディスクパラメータ（ディスク粘度、ディスク温度、ディスク表面密度プロファイル、ダスト存在量、粒子ストークス数）を入力として考慮するオプションが追加されます。この作業は、必要なフレームワークを提供し、コンピュータービジョン（CNNの実装）を使用して、アタカマ大型（サブ）ミリメーターなどの望遠鏡によってダスト表面密度マップで観測された惑星のギャップから太陽系外惑星の質量を直接抽出するための最初のステップです。アレイ。
Gliese411を周回する長周期惑星の確認と新しい惑星候補の検出
| Title |
Confirmation_of_the_Long-Period_Planet_Orbiting_Gliese_411_and_the_Detection_of_a_New_Planet_Candidate |
| Authors |
Spencer_A._Hurt,_Benjamin_Fulton,_Howard_Isaacson,_Lee_J._Rosenthal,_Andrew_W._Howard,_Lauren_M._Weiss,_Erik_A._Petigura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09087 |
APF、HIRES、SOPHIE、およびCARMENESによって収集された視線速度を使用して、明るい近くのM矮星Gliese411を周回する惑星系の詳細な特性評価を実行します。惑星または長周期の恒星磁気サイクルのいずれかとして論争されている$2900$日近くの周期の信号の存在を確認します。$\mathrm{H_\alpha}$および$\mathrm{log'R_{HK}}$インデックスを含むアクティビティメトリックの分析は、信号が海王星の質量の惑星、GJ411cに対応するという解釈をサポートします。215ドル近くの追加の信号は、以前は機器の体系として却下されていましたが、私たちの分析は、惑星の起源を除外できないことを示しています。$0.5141\pm0.0038$AUの準主軸で、この候補者の軌道はその仲間の軌道の間にあり、ハビタブルゾーンの外縁を囲んでいます。最小質量は$4.1\pm0.6$$M_\oplus$で、視線速度の振幅は$0.83\pm0.12$$\mathrm{m\、s^{-1}}$になります。確認された場合、これはこれら4つの機器のいずれかからの最低振幅の惑星検出の1つになります。関節の視線速度データセットの分析は、以前から知られている惑星の軌道パラメータに対するより厳しい制約も提供します。$\it{TESS}$の測光データには、トランジットイベントの兆候は見られません。ただし、最も外側の惑星と候補は、将来の直接イメージングミッションの主要なターゲットであり、GJ411cは位置天文学によって検出できる可能性があります。
嵐の中へ：HARPSとESPRESSOを使って超高温の木星WASP-76bの風に飛び込む
| Title |
Into_the_Storm:_Diving_into_the_winds_of_the_ultra_hot_Jupiter_WASP-76_b_with_HARPS_and_ESPRESSO |
| Authors |
J._V._Seidel,_D._Ehrenreich,_A._Allart,_H._J._Hoeijmakers,_C._Lovis,_V._Bourrier,_L._Pino,_A._Wyttenbach,_V._Adibekyan,_Y._Alibert,_F._Borsa,_N._Casasayas-Barris,_S._Cristiani,_O._D._S._Demangeon,_P._Di_Marcantonio,_P._Figueira,_J._I._Gonz\'alez_Hern\'andez,_J._Lillo-Box,_C._J._A._P._Martins,_A._Mehner,_P._Molaro,_N._J._Nunes,_E._Palle,_F._Pepe,_N._C._Santos,_S._G._Sousa,_A._Sozzetti,_H._M._Tabernero,_M._R._Zapatero_Osorio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09530 |
組成と構造における太陽系外惑星大気の特性評価の急速な進歩にもかかわらず、大気力学の研究は同じ速度で進歩していません。理論モデルは、大気の下層と、切り離された外気圏を記述するために開発されましたが、熱圏までの中間層についてはほとんど知られていません。WASP-76〜bの例で、超高温木星、高照射ガス巨人のクラスの大気ダイナミクスのより明確な画像を提供することを目指しています。HARPSスペクトログラフとESPRESSOスペクトログラフで取得した2つのデータセットを共同で分析し、分解された惑星ナトリウムダブレットを解釈しました。次に、惑星の回転が追加されたMERCコードの更新バージョンを適用しました。これにより、風のパターンの緯度依存性をモデル化することもできます。等温大気の最高のベイジアン証拠を取得します。これは、平均気温$3389\pm227$K、昼夜の均一な横風$5.5^{+1.4}_{-2.0}\、$km/sとして解釈されます。下層大気で、上層大気での垂直風が$22.7^{+4.9}_{-4.1}\、$km/sで、基準表面圧力より$10^{-3}$bar上で大気風パターンを切り替えます（$10$バー）。WASP-76〜bの結果は、WASP-76〜bや他の超高温木星の低層大気ダイナミクスに関する以前の研究と互換性があります。彼らは、この惑星のナトリウムダブレットの線の広がりを説明するために、全球循環モデル研究によって調査された層の上の中間大気における垂直風の必要性を強調しています。この作業は、解決されたスペクトル線の形状を利用して、太陽系外惑星の大気で起こりうる風のパターンを観測的に制約する機能を示しています。これは、将来のより洗練された3D大気モデルへの貴重な入力です。
なぜより大きな星がより大きな惑星をホストするのですか？
| Title |
Why_do_more_massive_stars_host_larger_planets? |
| Authors |
Michael_Lozovsky_and_Ravit_Helled_and_Illaria_Pascucci_and_Caroline_Dorn_and_Julia_Venturini_and_Robert_Feldmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09534 |
6R$_{\oplus}$未満の惑星で、1M$_\odot$未満のホストの場合、惑星の半径は恒星の質量とともに増加することが示唆されています。この研究では、惑星のサイズとホスト星の質量との間のこの推定された関係が、より大きな星を周回する惑星間のより大きな惑星の質量、星の照射の違いによる惑星の半径の膨張、または異なる惑星の組成によって説明できるかどうかを調査しますと構造。質量と半径が測定された惑星の太陽系外惑星データを使用して、G星とK星の恒星の質量とさまざまな惑星特性との関係を調査し、より大きな星がより大きな惑星とより大きな惑星をホストしていることを確認します。惑星の質量と温度の違いは、異なる恒星タイプを取り巻く惑星間の半径の測定された違いを説明するには不十分であることがわかります。より大きな惑星の半径は、より大きな星を取り巻く惑星の中で、揮発性物質（H-He大気）のより大きな割合によって説明できることを示します。より大きな星の周りの惑星は、おそらくより大きなH-He大気の結果としてより大きくなると結論付けます。私たちの発見は、より大きな星の周りに形成された惑星がH-He大気をより効率的に降着させる傾向があることを示唆しています。
SOFIAによる銀河系外磁気（レガシープログラム）-II：NGC1097のスターバーストリングのバイモーダル磁場
| Title |
Extragalactic_magnetism_with_SOFIA_(Legacy_Program)_--_II:_The_bimodal_magnetic_field_in_the_starburst_ring_of_NGC_1097 |
| Authors |
Enrique_Lopez-Rodriguez,_Rainer_Beck,_Susan_E._Clark,_Annie_Hughes,_Alejandro_S._Borlaff,_Eva_Ntormousi,_Lucas_Grosset,_Konstantinos_Tassis,_John_E._Beckman,_Kandaswamy_Subramanian,_Daniel_Dale,_Tanio_Diaz-Santos,_Legacy_Team |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09063 |
銀河NGC1097のスターバーストリングの磁場（Bフィールド）の特性を示します。HAWC+/SOFIAを使用した89$\mu$mでの熱偏光放射は、偏光フラックスがの接触領域に空間的に位置していることを示しています。スターバーストリング付きのアウターバー。直線偏波分解分析は、$89$$\mu$mおよび無線（$3.5$および$6.2$cm）偏波が、Bフィールドの2つの異なるモード$m$をトレースすることを示しています。$89$$\mu$mで$m=0$、無線で$m=2$が支配的なスパイラルBフィールド。$^{12}CO（2-1）$統合された輝線は、内側の$\sim0.69$kpcでピークになり、FIR偏波フラックスは中央の$\sim1.02$kpcでピークになり、無線偏波フラックスはスターバーストリングの外側の$\sim1.39$kpc。ダスト温度は、ラジオの領域よりもFIR偏波フラックスの領域の方が高く、$T_{89\mum}=30.7\pm0.4$K、$T_{3.5cm}=26.2\pm1.7$K。89$\mu$mのBフィールドは、アウターバーとスターバーストリングとの接触領域の銀河密度波によって引き起こされる衝撃波面の最も暖かい領域に集中していると主張します。電波偏波は、スターバーストリングの外側と内側のスパイラルBフィールドの重ね合わせをトレースします。ファラデー回転の測定値は$3.5$から$6.2$cmであり、接触領域に沿ったBフィールドの半径方向の成分は、両側の銀河の中心を指しています。ガスの流れは、ブラックホールにホスト銀河からの物質を供給するBフィールドをたどります。
MUSEを使用してz $ \ sim $ 4.5電波銀河の周りの「見えない」銀河系周辺媒体をマッピングする
| Title |
Mapping_the_"invisible"_circumgalactic_medium_around_a_z_$\sim$_4.5_radio_galaxy_with_MUSE |
| Authors |
Wuji_Wang,_Dominika_Wylezalek,_Carlos_De_Breuck,_Jo\"el_Vernet,_Andrew_Humphrey,_Montserrat_Villar_Mart\'in,_Matthew_Lehnert,_Sthabile_Kolwa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09066 |
この論文では、$z=での電波銀河4C04.11周辺の$\sim70\times30$kpc$^2$Ly$\alpha$ハローのマルチユニット分光エクスプローラー（MUSE）面分光観測を紹介します。4.5077$。高赤方偏移電波銀河（HzRG）は、赤方偏移で知られている最も巨大な銀河のいくつかによってホストされており、付随する強力な活動銀河核（AGN）活動と星形成エピソードのユニークなマーカーです。ハロー全体のLy$\alpha$の放出と運動学、および$-3500<\Deltav<0$kms$^{-1}$での8つのHI吸収システムの運動学と列密度をマッピングします。$\Deltav\sim0\、\rmkm\、s^{-1}$の強力な吸収体は、広い範囲で検出されている高い面密度（$30\times30$kpc$^2$）を持っていることがわかります。Ly$\alpha$ハローの、南西から北東方向に沿った有意な列密度勾配、および電波ジェット軸に沿った速度勾配。CIVとNVの吸収にも見られる吸収構造は、銀河内の以前のAGNまたは星形成エピソードによって駆動され、現在はジェットガスにつながる電波ジェットによって捕らえられている、流出する金属に富むシェルを表すことを提案します。相互作用。これらの観測は、初期の宇宙で最も巨大な銀河のいくつかにおけるAGNからのフィードバックが、それらの環境における物質と金属の再分配に重要な役割を果たすかもしれないという証拠を提供します。
矮小銀河の巨大ブラックホールのアクティブな割合
矮小銀河の巨大なブラックホール（MBH）の数はわかりにくいですが、ブラックホールとそのホストとの共進化と、宇宙で最初に崩壊した物体の形成を理解することは基本的に重要です。小人のMBHのX線で検出された割合の決定にはある程度の進歩があり、典型的な値は0％から6％の範囲ですが、全体的なアクティブな割合${\calA}$はまだほとんど制約されていません。ここでは、第一原理から始まり、ホストの物理的特性、すなわちその恒星の質量と角運動量の内容に基づいて、矮小銀河のMBHの多波長活性部分を予測する理論モデルを開発します。MBHの多波長活性画分は、通常は5％から22％の範囲の低率で降着し、ホストの恒星の質量とともに${\calA}\sim（\log_{10}M_{として増加します。\star}）^{4.5}$。矮星が低金属量環境によって特徴付けられる場合、最も大規模なホストのアクティブな割合は$\sim30％$に達する可能性があります。恒星の質量が$10^7<M_{\star}[M_{\odot}]<10^{10}$の範囲にある銀河の場合、私たちの予測は、シミュレーションと半解析モデルから得られた占有率と一致しています。さらに、観測から得られたデータから矮小銀河でアクティブなMBHを見つける確率を予測するためのフィッティング式を提供します。このモデルは、矮星でMBHを見つけるための将来の観測努力を導くのに役立ちます。特に、JWSTは、矮星のMBHを検出する上で重要な役割を果たし、現在のX線調査よりも$\sim3$大きいアクティブなフラクションを明らかにする可能性があります。
基本平面を使用した銀河団の強いレンズモデリングの改善：AbellS1063の場合
| Title |
Improved_strong_lensing_modelling_of_galaxy_clusters_using_the_Fundamental_Plane:_the_case_of_Abell_S1063 |
| Authors |
Giovanni_Granata,_Amata_Mercurio,_Claudio_Grillo,_Luca_Tortorelli,_Pietro_Bergamini,_Massimo_Meneghetti,_Piero_Rosati,_Gabriel_Bartosch_Caminha_and_Mario_Nonino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09079 |
ハッブルフロンティアフィールド測光と超大型望遠鏡のマルチユニット分光エクスプローラーからのデータから、クラスターAbellS1063の初期型銀河の基本平面（FP）関係を構築します。この関係を使用して、クラスターの総質量分布の改良された強いレンズモデルを開発し、測定された構造パラメーターからモデルに含まれるすべての222クラスターメンバーの速度分散を決定します。X線データから高温ガス成分を修正し、赤方偏移範囲$0.73-6.11$に分布する、20の背景光源の55の複数の画像の観測位置とモデル予測位置を比較することにより、拡散暗黒物質ハローの質量密度分布を最適化します。。モンテカルロマルコフ連鎖を使用して、モデルパラメーターの不確実性を決定します。以前の作品と比較して、私たちのモデルでは、総質量とクラスターメンバーの速度分散との関係にばらつきを含めることができます。これも、より浅い勾配を示しています。クラスターの拡散質量成分のコア半径などの一部のパラメーターの値について、統計的不確かさが低いことがわかります。すべてのメンバーの恒星質量の新しい推定値のおかげで、クラスターのすべてのバリオンおよび暗黒物質成分について、半径350kpcまでの予測された累積質量プロファイルを測定します。最も外側の半径で、$0.147\pm0.002$のバリオン分数が見つかります。モデルで説明されているサブハロを最近の流体力学的宇宙論シミュレーションと比較します。恒星の質量分率に関しては、よく一致しています。一方、我々は、それらのコンパクトさの指標である最大円速度、および中央クラスター領域におけるサブハロ質量関数に関していくつかの不一致を報告します。
エリダヌス座IV：DECamローカルボリューム探査調査で発見された超微弱矮小銀河候補
| Title |
Eridanus_IV:_an_Ultra-Faint_Dwarf_Galaxy_Candidate_Discovered_in_the_DECam_Local_Volume_Exploration_Survey |
| Authors |
W._Cerny,_A._B._Pace,_A._Drlica-Wagner,_S._E._Koposov,_A._K._Vivas,_S._Mau,_A._H._Riley,_C._R._Bom,_J._L._Carlin,_Y._Choi,_D._Erkal,_P._S._Ferguson,_D._J._James,_T._S._Li,_D._Mart\'inez-Delgado,_C._E._Mart\'inez-V\'azquez,_R._R._Munoz,_B._Mutlu-Pakdil,_K._A._G._Olsen,_A._Pieres,_J._D._Sakowska,_D._J._Sand,_J._D._Simon,_A._Smercina,_G._S._Stringfellow,_E._J._Tollerud,_M._Adam\'ow,_D._Hernandez-Lang,_N._Kuropatkin,_L._Santana-Silva,_D._L._Tucker,_A._Zenteno |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09080 |
DECamLocalVolumeExplorationSurvey（DELVE）の測光データで検出された、超微弱な天の川衛星の候補であるEridanusIV（DELVEJ0505$-$0931）の発見を紹介します。エリダヌス座IVは、かすかな（$M_V=-4.7\pm0.2$）、拡張された（$r_{1/2}=75^{+16}_{-13}$pc）、楕円形（$\epsilon=0.54）です。\pm0.1$）地動説の距離が$76.7^{+4.0}_{-6.1}$kpcのシステムで、古い金属量の少ない等時線（$\tau\simの年齢）によってよく説明されている星の種族13.0$Gyrと${\rm[Fe/H]\lesssim-2.1}$dexの金属量）。これらの特性は、超微弱な天の川衛星銀河の既知の母集団と一致しています。エリダヌス座IVは、ガイア初期データリリース3の固有運動測定を使用して、$（\mu_{\alpha}\cos\delta、\mu_{\delta}）=（+0.25\pm0.06の全身固有運動で顕著に検出されます。、-0.10\pm0.05）$masyr$^{-1}$は、水平分枝と赤色巨星分枝の星から測定されます。可能性のあるメンバーの星の空間分布は、システムが潮汐破壊を受けている可能性を示唆していることがわかります。
NGC 4631のラジオハロー：観測とシミュレーションの比較
エッジオンの近くの銀河NGC4631のアップグレードされたGiantMetrewaveRadioTelescope（uGMRT）からの$315$および$745$MHzでの低周波観測を提示します。銀河の短軸に沿って観測された表面輝度プロファイルをと比較します。銀河流出の流体力学的シミュレーションから得られたもの。シミュレーションから予想されたものと定性的に一致して、銀河の中央面から2〜3ドルkpcの高さで放出のプラトーを検出します。この高原は、銀河系の流出の外部衝撃の背後にある磁場の圧縮によるものと考えられています。$\sim1$kpcのシンクロトロン電波放射の推定スケールハイトは、宇宙線拡散が流出による移流と同様に電波ハローの形成に重要な役割を果たしていることを示しています。ハロー内のより平坦な電波スペクトルインデックスの領域を含むスペクトルインデックス画像は、銀河の平面からのガス流出の考えられる影響を示しているように見えます。
LOFAR 2メートルの空の調査からのSDSSクエーサーの電波ラウドネス：遍在するジェット活動と星形成の制約
| Title |
The_radio_loudness_of_SDSS_quasars_from_the_LOFAR_Two-metre_Sky_Survey:_ubiquitous_jet_activity_and_constraints_on_star_formation |
| Authors |
C._Macfarlane_(IfA_Edinburgh),_P._N._Best_(IfA_Edinburgh),_J._Sabater_(IfA_Edinburgh,_UK-ATC),_G._Gurkan_(Thuringer_Landessternwarte,_CSIRO),_M._J._Jarvis_(Oxford,_UWC),_H._J._A._Rottgering_(Leiden),_R._D._Baldi_(INAF,_Southampton),_G._Calistro_Rivera_(ESO),_K._J._Duncan_(IfA_Edinburgh,_Leiden),_L._K._Morabito_(Durham),_I._Prandoni_(Durham),_E._Retana-Montenegro_(KwaZulu-Natal,_Durban) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09141 |
LOFAR2メートルスカイサーベイ（LoTSS）で測定された、スローンデジタルスカイサーベイの約42,000個のクエーサーからの電波放射の分布を調べます。すべてのクエーサーが活動銀河核（ジェット）と星形成の2つの電波源の重ね合わせを表示すると仮定したクエーサーの電波光度分布のモデルを提示します。私たちの2成分モデルは、広範囲の赤方偏移とクエーサー光学光度にわたって観測された電波束密度分布との優れた一致を提供します。これは、ジェット発射メカニズムがすべてのクエーサーで動作するが、電力効率が異なることを示唆しています。ジェットパワーの広い分布により、明示的な二峰性を必要とせずに、「電波が静かな」クエーサー体制と「電波が大きい」クエーサー体制の間のスムーズな移行が可能になります。最適なモデルパラメータは、クエーサーホスト銀河の星形成率がクエーサーの光度と強く相関し、少なくともz〜2までの赤方偏移とともに増加することを示しています。星形成率が$SFR\proptoL_{bol}^\alpha（1+z）^\beta$としてスケーリングするモデルの場合、$\alpha=0.47\pm0.01$および$\beta=1.61\pmが見つかります。0.05ドル、遠赤外線研究と一致。クエーサーは、z=0.5で宇宙の星形成率密度の約0.15％に寄与し、z=2までに0.4％に上昇します。典型的な電波ジェットの出力は、光学光度とブラックホールの質量の両方の増加に伴って独立して増加するように見えますが、赤方偏移によって変化することはなく、固有の特性が電波ジェットの生成を支配していることを示唆しています。これらの結果がクエーサー活動の誘発とジェットの発射に与える影響について議論します。
3.3 $ \ mu $ m赤外線放射機能：そのキャリアに対する観測および実験室の制約
| Title |
The_3.3_$\mu$m_Infrared_Emission_Feature:_Observational_and_Laboratory_Constraints_on_Its_Carrier |
| Authors |
Alan_T._Tokunaga_(1)_and_Lawrence_S._Bernstein_(2)_((1)_University_of_Hawaii,_(2)_Maine_Molecular_Sciences) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09189 |
3.3、3.4、6.2、7.7、8.6、11.2、および12.7$\mu$m。以前の研究では、ほとんどの銀河系の星雲（反射星雲、HII領域、惑星状星雲）が3.3$\mu$mのIEFを示し、同様の中心波長、最大値の半分の全幅、およびプロファイルを示しています。私たちの研究は、クラスAとして指定されたバンドプロファイルに焦点を当てています。これは、観測されたバンドプロファイルの4つのクラスの中で最も一般的です。観察とは対照的に、IEFの広く想定されているキャリアである気相多環芳香族炭化水素（PAH）の実験室スペクトルは、温度とPAHサイズによって変化する中心波長シフト、幅、およびプロファイルを表示します。小さいPAH（$\le$32炭素原子）の実験室バンドシフトと幅を、IEFキャリアと考えられる大きいPAH（$>$50炭素原子）に外挿します。外挿により、推定PAHキャリアのサイズに厳しい制約が生じます。観測結果を実験室スペクトルの意味と一致させることは、PAHおよび他のIEFキャリア仮説に重大な課題をもたらします。
最も青い変化する外観QSOSDSS J224113-012108
この原稿では、$z=0.059$で新しい外観変更QSO（CLQSO）SDSSJ2241を報告します。2011年から2017年までのマルチエポックSDSSスペクトルに基づいて、ブロードH$\alpha$とブロードH$\beta$のフラックス比が2011年の7\から2017年に2.7\に変更され、スペクトルインデックスを備えたSDSSJ2241をリードしています。2017年の$\alpha_\lambda\sim-5.21\pm0.02$（$\lambda<4000$\AA）は、これまでで最も青いCLQSOになります。2011年のSDSSスペクトルに基づいて、恒星の速度分散$\sim86{\rmkm/s}$によるホスト銀河の寄与を適切に決定でき、M-シグマ関係の予想される中央BH質量$\sim3\times10^6につながります。{\rmM_\odot}$。ただし、広いH$\alpha$の特性により、ビリアルBHの質量は$\sim10^8{\rmM_\odot}$であり、M-シグマ関係による質量よりも約2桁大きくなります。さまざまな方法によるさまざまなBH質量は、SDSSJ2241が1つの固有のCLQSOであることを示しています。一方、長期測光光度曲線は興味深い変動特性を示しています。これは、AGNで一般的に適用されるDRWプロセスでは予期されていませんが、おそらく中央のTDEに接続されています。さらに、2017年の連続放出特性に基づいて、塵の覆いがないことを考えると、CLQSOSDSSJ2241を説明するために、移動する塵の雲を考慮することだけを好むことはできません。
原始星エンベロープからディスクスケールへの偏極ダスト熱放射の遷移
| Title |
The_Transition_of_Polarized_Dust_Thermal_Emission_from_the_Protostellar_Envelope_to_the_Disk_Scale |
| Authors |
Ka_Ho_Lam_(1),_Che-Yu_Chen_(1_and_2),_Zhi-Yun_Li_(1),_Haifeng_Yang_(3),_Erin_G._Cox_(4),_Leslie_W._Looney_(5),_Ian_Stephens_(6_and_7)_((1)_Department_of_Astronomy,_University_of_Virginia,_(2)_Lawrence_Livermore_National_Laboratory,_(3)_Institute_for_Advanced_Study,_Tsinghua_University,_(4)_Center_for_Interdisciplinary_Exploration_and_Research_in_Astrophysics,_Northwestern_University,_(5)_Department_of_Astronomy,_University_of_Illinois,_(6)_Harvard-Smithsonian_Center_for_Astrophysics,_(7)_Department_of_Earth,_Environment_and_Physics,_Worcester_State_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09318 |
偏光したダスト連続放出は、ますます多くの深く埋め込まれた原始星系でALMAで観察されています。これは一般に、原始星のエンベロープからディスクスケールへの急激な遷移を示しており、偏光率は通常${\sim}5\％$から${\sim}1\％$に低下し、推定される磁場の向きはさらに大きくなります。システムの主軸に合わせます。ペルセウス分子雲の原始星のサンプルを使用してこれらの観測傾向を定量的に調査し、これらの特徴を非理想的なMHDディスク形成シミュレーションと比較します。エンベロープからディスクスケールへの遷移では、ガス密度が磁場強度よりも速く増加することがわかります。これにより、ディスクスケール上で粒子を磁気的に整列させることがより困難になります。具体的には、Bフィールドに整列した粒子を介して${\sim}100\、\mathrm{au}$スケールで観測された${\sim}1\％$分極を生成するには、$1\、\の比較的小さな粒子でもサイズがmathrm{\mum}$の場合、磁化率を標準値よりも大幅に（${\sim}20$の係数で）強化する必要があります。これは、超常磁性を含む可能性があります。この要件は、粒子が大きいほど厳しくなり、強化係数は粒子サイズに比例して増加し、ミリメートルサイズの粒子では${\sim}2\times10^4$に達します。必要な増強が達成できたとしても、シミュレーションで得られた推定磁場配向は、観察されたパターンと一致しない主軸の優先度を示していません。したがって、観察された傾向は、エンベロープスケールの分極が磁気的に整列した粒子によって支配され、ディスクスケールの分極が散乱によって支配されるモデルによって最もよく説明されると結論付けます。
宇宙赤外線背景放射で最初の星の形成履歴を明らかにする
| Title |
Revealing_the_formation_histories_of_the_first_stars_with_the_cosmic_near-infrared_background |
| Authors |
Guochao_Sun,_Jordan_Mirocha,_Richard_H._Mebane,_Steven_R._Furlanetto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09324 |
宇宙赤外線背景放射（NIRB）は、金属を含まない人口III（PopIII）星が最初に形成された宇宙の再電離前の時代を含む、さまざまな宇宙の時代における放射プロセスの強力な統合プローブを提供します。金属が豊富なPopulationII（PopII）星からの放射が、再電離時代から観測されたNIRBへの寄与を支配している可能性がありますが、PopIII星は、効率的に形成された場合、強いLyのおかげでNIRBに特徴的な痕跡を残す可能性があります。$\alpha$エミッション。最初の星形成の物理的に動機付けられたモデルを使用して、$z>5$の星の種族によってもたらされたNIRB平均スペクトルと異方性の分析を提供します。巨大なポップIII星が、抑制される前に、分子冷却ハロー内で数倍の速度で持続的に形成される状況では、$10^{-3}\、M_\odot\\mathrm{yr}^{-1}$であることがわかります。蓄積されたLyman-Wernerバックグラウンドによる再電離（EoR）の時代に向けて、$z>5$の銀河によって供給された観測されたNIRBスペクトルに$1\、\mu$mの赤方向に固有のスペクトルシグネチャが表示されます。スペクトルシグネチャの詳細な形状と振幅は、星形成の履歴、IMF、LyC脱出率などのさまざまな要因に依存しますが、効率的なPopIII星形成を伴う最も興味深いシナリオは、Spectroなどの今後の施設の手の届くところにあります。-宇宙の歴史、再電離の時代、氷の探検家のための光度計（SPHEREx）。その結果、高赤方偏移でのポップIII星の存在量と形成履歴に対する新しい制約が、今後数年間でNIRBの正確な測定を通じて利用できるようになります。
MATLAS矮小銀河とその中心核の構造と形態
| Title |
Structure_and_morphology_of_the_MATLAS_dwarf_galaxies_and_their_central_nuclei |
| Authors |
Melina_Poulain,_Francine_R._Marleau,_Rebecca_Habas,_Pierre-Alain_Duc,_Ruben_Sanchez-Janssen,_Patrick_R._Durrell,_Sanjaya_Paudel,_Syeda_Lammim_Ahad,_Abhishek_Chougule,_Oliver_Mueller,_Sungsoon_Lim,_Michal_Bilek,_Jeremy_Fensch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09379 |
MATLASディープイメージング調査の低密度から中密度の環境における矮小銀河集団の測光研究を提示します。サンプルは、核形成された508個を含む2210個の矮星で構成されています。原子核は、銀河の有効半径内で最も明るい光源でもある、銀河の光中心に近い（0.5$R_e$以内）コンパクトな光源として定義されます。形態素解析は、銀河と核の両方のgバンド画像の2次元表面輝度プロファイルモデリングを使用して実行されます。私たちの研究は、同様の光度について、MATLAS矮星は、クラスター（乙女座とろ座）矮星に匹敵する構造特性の分布の範囲と、局所銀河群と局所体積矮星に匹敵するサイズの範囲を示すことを明らかにしています。rバンドとiバンドの画像を使用した色測定は、低密度および中密度環境の矮星が平均してクラスター矮星と同じくらい赤いことを示しています。非常に異なる環境で観察された矮小楕円体間の類似性は、dEが高密度環境でのラム圧力ストリッピングと銀河ハラスメントによる形態変化の産物ではないことを意味します。矮星の核は主に大きくて明るく丸い矮星に位置し、中心がかすかにサイズが小さい矮星では核が少ないことを測定します。銀河の核の色は、移動と湿った移動の核形成シナリオと一致して、矮星の色と明確な関係を示していません。MATLASドワーフの測光および構造特性のカタログが提供されています。
層状および混合星間氷類似体におけるCH $ _3 $ OHの分光測定
| Title |
Spectroscopic_measurements_of_CH$_3$OH_in_layered_and_mixed_interstellar_ice_analogues |
| Authors |
B._M\"uller_(1),_B._M._Giuliano_(1),_M._Goto_(2)_and_P._Caselli_(1)_((1)_Max-Planck-Institut_f\"ur_extraterrestrische_Physik,_Garching,_Germany,_(2)_Universit\"ats-Sternwarte_M\"unchen,_M\"unchen,_Germany) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09381 |
環境。星間氷マントルの分子組成は、分子雲内のガス粒子プロセスによって定義され、主成分は$H_2O$、$CO$、および$CO_2$です。$CH_3OH$氷は、大量の$CO$が凍結して水素化される、より密度の高い領域に向かって検出されます。近くの原始星からの加熱は、氷の構造と組成をさらに変える可能性があります。分子雲に向かって、そして原始星のサイトの線に沿って氷の特徴のいくつかの観察にもかかわらず、星間氷が混合されているかどうか、またはそれらが層状構造を持っているかどうかはまだ明らかではありません。目的。メタノール赤外線バンドの位置と形状に焦点を当てて、氷のマントル類似体における混合および層状の氷の成長の影響を調べることを目指しています。これにより、将来の観測でさまざまな環境の星間氷の構造に光を当てることができます。メソッド。混合および層状の氷サンプルは、真空チャンバー内に配置されたクローズドサイクルクライオスタットを使用して、T=10Kに保たれた冷たい基板上に堆積されました。分光学的特徴はFTIR分光法によって分析されました。$CH_3OH$バンドの分析に特に注意を払いながら、氷のマントルに最も豊富に存在する4つの分子、つまり$H_2O$、$CO$、$CO_2$、および$CH_3OH$のさまざまな比率を調査しました。結果。氷サンプルの混合または層状の性質に応じて、$CH_3OH$のCHおよびCO伸縮バンドの位置と形状の変化を測定します。メタノールの分光学的特徴も、加熱によって変化することがわかっています。結論。層状の氷の構造は、星形成前のコアに向かって最近観測された$CH_3OH$バンドの位置を最もよく再現しています。私たちの実験結果に基づいて、$CH_3OH$氷の観測は星間氷の構造に関する情報を提供できると結論し、JWSTは異なる星間環境における氷の層状または混合性に厳しい制約を課すことを期待しています。
中赤外分光法を使用した水メガマーサーの検索（I）：可能な中赤外インジケーター
| Title |
Searching_Water_Megamasers_By_Using_Mid-infrared_Spectroscopy_(I):_Possible_Mid-infrared_Indicators |
| Authors |
Man_I_Lam,_C._Jakob_Walcher,_Feng_Gao,_Ming_Yang,_Huan_Li,_Lei_Hao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09394 |
銀河のガスディスク構成を備えた22GHzの水メガマーサーは、超大質量ブラックホールの質量の最も正確な測定値と、近くの宇宙のハッブル定数に対する独立した制約を提供します。ジェットメーザーや流出メーザーなどの他のメーザータイプの存在は、AGN科学のもう1つのトレーサーを表しています。しかし、銀河内の水メガマーの検出率は非常に低いです。40年以上にわたって、メーザー放射を含むのは$\sim$160銀河のみであり、それらの$\sim$30\％は、ディスクのような形状を示すメーザー放射の特徴を示しています。したがって、メーザーの検出率を上げることは、メーザー研究を拡大するための重要なタスクです。メーザー銀河サンプルとセイファート2対照サンプルの間の中赤外分光データの比較を提示します。メーザー銀河は、中赤外スペクトルに大きな特異性を示すことがわかります。（1）メーザー銀河は、対照サンプルよりも$\tau$9.7$\mu$mで強いケイ酸塩吸収を示す傾向があります。（2）PAH11.3$\muメーザー銀河の$m放出は、対照サンプルよりもはるかに弱く、（3）20-30$\mu$mのスペクトル指数は、対照サンプルよりもメーザー銀河で急勾配であり、中赤外線で強化された集団になる傾向があります。中赤外線と遠赤外線には、メーザー銀河と非メーザーセイファート2銀河を区別できる優れた指標がある可能性があると結論付けています。ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡などの今後の赤外線施設は、水メガマー観測のためにこれらおよび他の有用な基準とトレーサーを利用できる可能性があります。
自己重力システムの質量密度変動の相関関数の場の理論
| Title |
Field_Theory_of_the_Correlation_Function_of_Mass_Density_Fluctuations_for_Self-Gravitating_Systems |
| Authors |
Yang_Zhang,_Qing_Chen,_Shuguang_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09425 |
ニュートン自己重力システムの質量密度分布は、場の理論的方法で解析的に研究されています。システムを静水圧平衡の流体としてモデル化し、質量密度の場の方程式の平均にシュウィンガーの汎関数微分を適用し、質量密度の変動の2点相関関数$\xi（r）$の場の方程式を取得します。これには、ガウス近似を超える次の非線形性が含まれます。3点相関は方程式内で階層的に発生し、Groth-Peebles仮説によって切り離され、閉じられます。繰り込みを行い、3つの非線形係数で方程式を書きます。この方程式は、$\xi$が点質量$m$とジーンズの波長スケール$\lambda_{0}$に依存していることを示しています。これらは、銀河団とクラスターでは異なります。大規模な構造に適用すると、クラスターの$\xi_{cc}$のプロファイルは銀河の$\xi_{gg}$に似ていますが、振幅が大きく、相関長は間の平均分離とともに増加すると予測されます。クラスター、つまり、スケーリング動作$r_0\simeq0.4d$。この解は、$1<r<10\、h^{-1}$Mpcの範囲でのみ有効な銀河相関$\xi_{gg}（r）\simeq（r_0/r）^{1.7}$を生成します。より大きなスケールでは、解$\xi_{gg}$はべき法則を下回り、観測が示すように、$\sim50\、h^{-1}$Mpc付近でゼロになります。また、ガウス近似の3点相関関数の場の方程式とその解析解を導き出します。これに対して、$Q=1$のGroth-Peebles仮説が成り立ちます。
偏光におけるAGNジェットと風：Mrk231の場合
| Title |
AGN_Jets_and_Winds_in_Polarised_Light:_The_Case_of_Mrk_231 |
| Authors |
Silpa_S._(NCRA-TIFR),_P._Kharb_(NCRA-TIFR),_C._P._O'_Dea_(University_of_Manitoba),_S._A._Baum_(University_of_Manitoba),_B._Sebastian_(Purdue_University),_D._Mukherjee_(IUCAA),_C._M._Harrison_(Newcastle_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09466 |
セイファート1銀河の超大型アレイ（VLA）とBALQSO、Mrk231を使用した、マルチ周波数、マルチスケールの電波偏光測定研究の結果を示します。ソース内の複雑な全および偏光強度の特徴を検出します。全体として、画像は、より広い磁化された「風」または「シース」コンポーネントの内部に、ポロイダル推定磁場を伴う弱くコリメートされたジェットからなる、南に向かう広い片側の湾曲した流出の存在を示しています。トロイダル推定磁場。Mrk231のkpcスケールの弱くコリメートされたジェット/ローブのモデルは、そのC字型の形態、全体にわたる急峻なスペクトルインデックス、磁場構造の複雑さ、および10パーセクで観察された自己相似構造の存在によって強化されます。-文献のスケール。「風」は、核スターバースト（コアに近い）とAGN風の両方を含む可能性があり、後者が主な原因である可能性があります。コアから離れるにつれて、「風」成分はまた、広げられたジェットの外層（または「シース」）を含み得る。（弱くコリメートされた）ジェット生産効率の推定値$\eta_\mathrm{jet}\sim$0.01は、文献の推定値と一致しています。Mrk231でのジェットと風の複合流出は、低出力で物質が支配的であり、視線に対して小さな角度で向いているように見えます。
SDSS-IV MaNGA：約4000個の銀河から選択された逆回転する星の円盤を持つ銀河の完全なサンプルの運動学と星の種族
| Title |
SDSS-IV_MaNGA:_Kinematics_and_stellar_population_of_a_complete_sample_of_galaxies_with_counter-rotating_stellar_disks_selected_from_about_4000_galaxies |
| Authors |
Davide_Bevacqua_(1),_Michele_Cappellari_(2),_Silvia_Pellegrini_(1_and_3)_((1)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Bologna,_via_P._Gobetti_93/2,_40129_Bologna,_Italy,_(2)_Sub-department_of_Astrophysics,_Department_of_Physics,_University_of_Oxford,_Denys_Wilkinson_Building,_Keble_Road,_Oxford,_OX1_3RH,_UK_(3)_3_INAF-OAS_of_Bologna,_via_P._Gobetti_93/3,_40129_Bologna,_Italy) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09528 |
MaNGA調査（DR16）で、すべての形態型の約4000個の銀河のサンプルから抽出された逆回転ディスク（CRD）を使用して、53個の銀河（50個は初期型銀河、ETG）のサンプルの運動学と星の種族の特性を示します。）。運動学的マップは、速度マップの逆回転または速度分散マップの2つのピークの証拠に基づいて銀河を選択するために使用されました。サンプルの約1/3については、逆回転成分を分光的に分離することもできます。次に、年齢と金属量のマップを作成し、星の種族の特性を一般的なETGの種族の特性と比較しました。CRDは、年齢と金属量において同様の傾向があることがわかりましたが、一般に、低質量では金属量が少なくなります。金属量の勾配は似ています。代わりに、年齢勾配は通常、より平坦で、より狭い範囲の値に制限されます。イオン化されたガスと星の速度場を比較したところ、25の場合、ガスは内側（13ケース）または外側（12ケース）のディスクと共回転し、9つのケースではガスと恒星のディスクがずれていることがわかりました。。1つの例外を除いて、すべてのずれたケースの恒星の質量は$3\times10^{10}$M$_\odot$未満です。また、恒星とガス状の円盤を年齢マップと比較したところ、ほとんどの場合、ガスは若い円盤と共回転することがわかりました。星の種族の多様性の証拠を探したところ、25個の銀河と、進行中の星形成の証拠がある11個の銀河で発見されました。後者は、最も若く、最も質量の小さい銀河です。代わりに、13個の銀河は単峰性を示し、最も古く、最も大規模なCRDです。一般的な結果として、私たちの仕事は、運動学的クラスの逆回転子のさまざまな形成シナリオをサポートしています。
遠紫外線の背景
拡散遠紫外線（FUV）の背景は、70年代から天文学者からかなりの注目を集めてきました。最初の推進力は、高温の銀河間媒体からの紫外線を検出するという希望から来ました。拡散原子相の物理学（加熱とイオン化）に対するFUVバックグラウンドの中心的な重要性は、次世代の実験の動機となりました。コンセンサスビューでは、高緯度での拡散FUV放射には、ダスト粒子によって反射された恒星FUV（拡散銀河光またはDGL）、他の銀河からのFUV（銀河系外背景光、EBL）、および起源不明の成分の3つの成分があります。80年代に、崩壊する暗黒物質粒子がFUV放射を生成するという議論がありました。この論文では、従来のソースによるFUV光子の生成を調査します：銀河熱イオン化媒体（線放出）、銀河温イオン化媒体からの2つの光子放出と低速ショック、および太陽系（惑星間媒体、地球の外気圏および熱圏）。3番目のコンポーネントの3分の2は、上記のプロセスの合計によって説明できると結論付けます。
対流におけるランダム角運動量の数値シミュレーション：ブラックホールを形成するための超巨星崩壊の意味
| Title |
Numerical_Simulations_of_the_Random_Angular_Momentum_in_Convection:_Implications_for_Supergiant_Collapse_to_Form_Black_Holes |
| Authors |
Andrea_Antoni_and_Eliot_Quataert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09068 |
正準エネルギー爆発を受けない大質量星のコア崩壊の間に、赤色超巨星（RSG）前駆体の水素エンベロープの一部が新生ブラックホール（BH）に落ちる可能性があります。Athena++フレームワーク内で、超巨星の対流と崩壊の理想化されたモデルの3次元の流体力学的シミュレーションを実行して、対流層の落下が、星の角運動量が全体的にゼロであっても、回転支持された物質を生じさせることができるかどうかを評価します。。私たちの無次元のポリトロープモデルは、非回転RSGの光学的に厚い水素エンベロープに適用可能であり、恒星半径で20倍をカバーします。すべての半径で、ランダムな対流による比角運動量は、BHの最内安定円軌道の10〜1500倍の関連する円軌道を意味します。崩壊中、対流の角運動量ベクトルはほぼ保存され、小さな半径でのディスクの形成に関連するタイムスケールでゆっくりと変化します。私たちの結果は、RSGの爆発が失敗すると、回転支持された流れが形成され、大きな半径への流出を促進し、観測可能な過渡現象に電力を供給することができることを示しています。BHが水素エンベロープの大部分を降着できる場合、星が回転していない場合でも、最終的なBHスピンパラメーターは$\sim$0.5です。エンベロープの部分降着の場合、スピンパラメータは一般に低く、0.8を超えることはありません。RSGがブラックホールに崩壊することによって生成される過渡現象に対する結果の影響について説明します。
薄暗いが完全に暗いわけではない：ニューラルネットを使用して銀河中心過剰のソースカウント分布を抽出する
| Title |
Dim_but_not_entirely_dark:_Extracting_the_Galactic_Center_Excess'_source-count_distribution_with_neural_nets |
| Authors |
Florian_List,_Nicholas_L._Rodd,_Geraint_F._Lewis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09070 |
$\textit{Fermi}$データの銀河中心過剰（GCE）の2つの主要な仮説は、かすかなミリ秒パルサー（MSP）と暗黒物質（DM）の消滅の未解決の集団です。これらの説明の間の二分法は、通常、2つの別々の排出成分としてモデル化することによって反映されます。ただし、MSPなどの点光源（PS）は、超微弱な限界（正式には各光源が平均して1光子よりはるかに少ない光子を提供すると予想される場合）で滑らかなポアソン放出で統計的に縮退し、疑問を投げかける可能性のあるあいまいさをもたらします放出がPSのようなものなのか、本質的にポアソン分布なのかなど、明確に定義されていません。PSとポアソン放出を統一された方法で記述し、その後になって初めて、そのようにして得られた結果からポアソン成分の制約を導き出す、概念的に新しいアプローチを提示します。このアプローチの実装では、分位数の観点から不確実性を表現するヒストグラム回帰のニューラルネットワークベースの方法を中心とした深層学習手法を活用します。私たちの方法は、以前のアプローチ、特にDM/PSの誤帰属を悩ませてきた多くの体系学に対してロバストであることを示しています。$\textit{Fermi}$データでは、$\sim4\times10^{-11}\\text{counts}\のフラックスでピークに達する中央値のソースカウント分布（SCD）によって記述されるかすかなGCEが見つかります。\text{cm}^{-2}\\text{s}^{-1}$（PSあたりの予想カウント$\sim3-4$に対応）、これには$N\sim\mathcal{O}（10^4）$のソースで、超過全体を説明します（中央値$N=\text{29,300}$空中）。かすかなものですが、このSCDを使用すると、95％の信頼度でGCEフラックス$\eta_P$のポアソン部分の制約$\eta_P\leq66\％$を導出できます。これは、GCEフラックスのかなりの量がPSによるものであることを示しています。。
LISAによる大規模ブラックホール合体イベントの検出可能性について
| Title |
On_the_detectability_of_massive_black_hole_merger_eventsby_LISA |
| Authors |
Samuel_Banks,_Katharine_Lee,_Nazanin_Azimi,_Kendall_Scarborough,_Nikolai_Stefanov,_Indra_Periwal,_Colin_DeGraf,_Tiziana_Di_Matteo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09084 |
宇宙ベースの重力波（GW）検出器（例：レーザー干渉計宇宙アンテナ;LISA）と現在および今後のパルサータイミングアレイ（PTA）の発売により、GWウィンドウが低周波数に拡張され、大規模なブラックホール連星を含む動的プロセスの新しい調査が開始されます。（MBHBs）と宇宙時間にわたるそれらの合併。MBHBは、LISAによってプローブされる次の低周波数（$10^{-4}-10^{-1}$Hz）ウィンドウの主要なソースの1つであると予想されます。予想されるMBH合併率と関連するシグナルを調査して、潜在的なLISAイベントが現在のモデルに含まれる物理学によってどのように影響を受けるかを判断することが重要です。これを研究するために、IllustrisシミュレーションでMBHBの大集団を後処理して、BHの落下/吸気に関連する動的摩擦時間の遅延を説明します。バイナリの進化に関連する合併の遅延は、予想される合併率を低下させる可能性があり、$M_{\rm{BH}}>10^6M_\odot$MBHB（Illustrisで最小の質量）が$\simから減少することを示します。3$yr$^{-1}$を$\sim0.1$yr$^{-1}$に変更し、合併のピークをz$\sim2$から$\sim1.25$にシフトします。この間、付着により、合体する総質量が元の質量の7倍にもなると推定されます。ただし、重要なことに、動的摩擦に関連する遅延（マージをより低い赤方偏移とより高い質量にシフトする）により、LISA帯域で放出されたGWの信号/ひずみが強くなり、平均周波数が$10^{-3.1}$から$10^{-3.4}-10^{-4.0}$Hz、平均ひずみは$10^{-17.2}$から$10^{-16.3}-10^{-15.3}$です。最後に、合併の遅延とそれに伴う$M_{\rm{BH}}$の成長を含めた後でも、合併は典型的な$M_{\rm{BH}}-M_*$の関係にある傾向がありますが、巨大なブラックホールの可能性が高くなります。
IceCubeのカスケードイベントを伴うニュートリノ源の検索
IceCubeは、天体物理学的ニュートリノのフラックスを発見し、最近ではミューニュートリノデータセットを使用して1つのソースの証拠を提示しました。TXS0506+056として知られるフレアブレーザー。ただし、天体物理学のニュートリノフラックスの大部分の原因となるソースはとらえどころのないままです。検出のために新しいチャネルを開くと、感度が向上し、発見の可能性が高まります。この作業では、ディープニュートリノネットワーク（DNN）に大きく依存して、すべてのフレーバーの中性カレント相互作用とミューニュートリノ以外のフレーバーとの荷電電流相互作用から生成されるカスケードイベントを選択する新しいニュートリノデータセットを紹介します。DNN処理の速度により、単一のGPUでほぼリアルタイムでイベントを選択できます。カスケードイベントは、ミューニュートリノイベントと比較して角度分解能が低下していますが、結果のデータセットでは、南の空のエネルギーしきい値が低く、バックグラウンドレートが低くなっています。これらの利点は、ミューニュートリノのデータセットと比較した場合、南天のソースに対する感度が2〜3倍向上することにつながります。このデータセットは、南天の一時的なニュートリノ源と銀河面からのニュートリノ生成を特定するために特に有望です。
IceCubeDeepCoreで天体物理ニュートリノトランジェントを検索
| Title |
Search_for_Astrophysical_Neutrino_Transients_with_IceCube_DeepCore |
| Authors |
Chujie_Chen,_Pranav_Dave,_Ignacio_Taboada_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09254 |
DeepCoreは、IceCubeの高密度に計測されたサブ検出器として、IceCubeのエネルギー到達範囲を約10GeVまで拡張し、チョークされたガンマ線バーストなどの天体物理学的な一時的なソースの検索を可能にします。他の多くの過去および現在の研究は、トリガーされた時間依存分析に焦点を当てていますが、私たちは、新しく開発されたイベント選択とデータセットを利用して、トリガーされていない全天の時間依存のトランジェント検索を目指しています。この作業では、すべてのフレーバーのニュートリノが使用され、ニュートリノのタイプはイベントのトポロジーに基づいて決定されます。以前のDeepCoreの一時的な半空検索を全天検索に拡張し、短いタイムスケールソース（期間は$10^2\sim10^5$秒）のみに焦点を当てます。このポスターでは、10GeVから300GeVのエネルギー範囲の過渡現象に対する全天の感度が紹介されます。DeepCoreは、短命の天体物理学ソースの全天検索に確実に使用できることを示しています。
IceCubeを使ったコア崩壊超新星からの高エネルギーニュートリノの探索
| Title |
Searching_for_High-Energy_Neutrinos_from_Core-Collapse_Supernovae_with_IceCube |
| Authors |
Jannis_Necker_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09317 |
IceCubeは、天体物理学の高エネルギーニュートリノを検索するために設計された、南極の氷にある立方キロメートルのニュートリノ検出器アレイです。銀河系外起源のように見える天体物理学的ニュートリノの拡散フラックスを検出しました。この拡散流束への可能な寄与は、コア崩壊超新星から生じる可能性があります。高エネルギーニュートリノは、噴出物と高密度の星周媒体との相互作用、または星の核から放出され、星のエンベロープで失速するジェットのいずれかから生じる可能性があります。ここでは、IceCubeからの7年間の$\nu_\mu$トラックイベントを使用して、コア崩壊超新星からのこの高エネルギーニュートリノ放出を検索するためのスタッキング分析の結果を提示します。
超新星残骸（SNR）に関連する中性子星X線連星（NSXRB）は、X線連星の初期の進化と中性子星の形成特性への洞察を提供できる最年少のX線連星です。私たちの銀河や近くの銀河のSNRに潜んでいることが発見されたNSXRBの数が増えています。この作業では、バイナリ母集団合成計算を実行して、ロッシュローブの過剰充填主系列星、Be星、超巨星など、さまざまなタイプのコンパニオンのSNRに関連付けられたNSXRBの母集団をシミュレートします。彼らの出生率を推定し、各タイプのコンパニオンの軌道パラメータとコンパニオン質量の分布を示します。私たちの計算によると、それらの大部分はBeX線連星（BeXRB）であり、いくつかのBeXRBは天の川型銀河のSNRに関連付けられていると予想されます。
IceCubeによる展開された大気ニュートリノスペクトルの季節変動
| Title |
Seasonal_Variations_of_the_Unfolded_Atmospheric_Neutrino_Spectrum_with_IceCube |
| Authors |
Karolin_Hymon,_Tim_Ruhe_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09349 |
IceCubeNeutrinoObservatoryは、天体物理学的ニュートリノを研究することを主な目的とした南極の検出器アレイです。しかし、検出されたニュートリノの大部分は、大気中の宇宙線相互作用に由来しています。これらの大気ニュートリノの速度は季節変動を示しており、成層圏の温度によって速度が変化することを示しています。大気ニュートリノエネルギースペクトルのこれらの季節変化は、ドルトムントスペクトル推定アルゴリズム（DSEA）を使用して調査されます。2011年から2018年の間に取得されたIceCubeの大気ミューニュートリノデータの10％から得られた結果に基づいて、南半球の夏と冬の間に測定されたフラックスの違いについて説明します。
中性子星の状態方程式に異なる密度でマルチフィジックス制約を課す
| Title |
Imposing_multi-physics_constraints_at_different_densities_on_the_Neutron_Star_Equation_of_State |
| Authors |
Suprovo_Ghosh,_Debarati_Chatterjee_and_J\"urgen_Schaffner-Bielich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09371 |
中性子星物質は、表面の原子核の密度からコアの通常の原子核密度の数倍を超える密度まで、広範囲の密度に及びます。核衝突実験や重イオン衝突実験などの地上実験は、高密度核物質の振る舞いについての手がかりを提供しますが、中性子星に関連する高密度で有限の中性子/陽子非対称性に外挿するには、中性子星物質の理論モデルに頼らなければなりません。この作業では、最先端の実験データと互換性のある現在の不確実性によって許容される相対論的平均場モデルのフレームワーク内のパラメーター空間を探索します。カイラル有効場の理論、核および重イオン衝突データ、中性子星のマルチメッセンジャー天体物理学的観測など、さまざまな密度レジームでマルチフィジックス制約を使用してパラメーター空間を制約するベイジアンスキームを適用します。研究の結果を使用して、核と天体物理学の観測量の間の可能な相関関係を調査します。
IceCubeNeutrino天文台での宇宙線測定によるハドロン相互作用モデルのテスト
| Title |
Testing_Hadronic_Interaction_Models_with_Cosmic_Ray_Measurements_at_the_IceCube_Neutrino_Observatory |
| Authors |
Stef_Verpoest,_Dennis_Soldin_and_Sam_De_Ridder_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09387 |
IceCubeNeutrinoObservatoryは、表面アレイと深部検出器の組み合わせにより、宇宙線エアシャワーの独自の測定を実行する機会を提供します。電磁粒子と低エネルギーミューオン（$\sim$GeV）はIceTopによって検出されますが、高エネルギーミューオンの束（$\gtrsim$400GeV）はIceCubeで同時に測定できます。シミュレーションに基づくエアシャワー観測量の予測は、高エネルギーハドロン相互作用モデルの選択に強く依存していることを示しています。異なる組成依存の観測量を再構築することにより、ハドロン相互作用モデルの強力なテストを提供できます。これらの測定値は互いに一貫している必要があるためです。この作業では、2.5〜80PeVのエアシャワーデータの分析を示し、表面ミューオン密度、IceTop横分布関数の傾き、およびミューオンバンドルのエネルギー損失の測定値の組成解釈を比較します。モデルSibyll2.1、QGSJet-II.04およびEPOS-LHC。検討中のすべてのモデルで不整合が見られ、実験データの適切な説明が得られていないことが示唆されます。結果はさらに、間接測定による宇宙線の質量組成の決定における重大な不確実性を暗示しています。
V404CygniとFermi-LAT
低質量X線連星（LMXB）システムV404Cygniのよく研究された爆発と、Fermi-LAT装置で観測されたガンマ線過剰の主張を再検討します。8年のLAT点光源カタログと8年のバックグラウンドモデルを使用して11。5年のデータセットを分析したところ、V404からの爆発期間中（またはその他の時点）に高エネルギーのガンマ線放出があることを示唆する証拠は見つかりませんでしたCygni。これは、V404Cygniがガンマ線放出ブレーザーB2023+336に近接しているためです。これは、約0.3度離れた光源であり、V404Cygniの位置、発光ガンマ線の背景、および以前の研究における古い背景モデルとカタログ。
TXS〜1515--273からのVHEガンマ線放出の最初の検出、そのX線変動とスペクトルエネルギー分布の研究
| Title |
First_detection_of_VHE_gamma-ray_emission_from_TXS~1515--273,_study_of_its_X-ray_variability_and_spectral_energy_distribution |
| Authors |
MAGIC_Collaboration,_V._A._Acciari,_S._Ansoldi,_L._A._Antonelli,_A._Arbet_Engels,_M._Artero,_K._Asano,_D._Baack,_A._Babi\'c,_A._Baquero,_U._Barres_de_Almeida,_J._A._Barrio,_I._Batkovi\'c,_J._Becerra_Gonz\'alez,_W._Bednarek,_L._Bellizzi,_E._Bernardini,_M._Bernardos,_A._Berti,_J._Besenrieder,_W._Bhattacharyya,_C._Bigongiari,_A._Biland,_O._Blanch,_\v{Z}._Bo\v{s}njak,_G._Busetto,_R._Carosi,_G._Ceribella,_M._Cerruti,_Y._Chai,_A._Chilingarian,_S._Cikota,_S._M._Colak,_E._Colombo,_J._L._Contreras,_J._Cortina,_S._Covino,_G._D'Amico,_V._D'Elia,_P._Da_Vela,_F._Dazzi,_A._De_Angelis1,_B._De_Lotto,_M._Delfino,_J._Delgado,_C._Delgado_Mendez,_D._Depaoli,_F._Di_Pierro,_L._Di_Venere,_E._Do_Souto_Espi\~neira,_D._Dominis_Prester,_A._Donini,_D._Dorner,_M._Doro,_D._Elsaesser,_V._Fallah_Ramazani,_A._Fattorini,_G._Ferrara,_et_al._(141_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09413 |
ここでは、2019年に実施され、ラジオから超高エネルギーガンマ線（VHE）にまで及ぶ、ブレーザーTXS1515-273の最初の多波長（MWL）キャンペーンについて報告します。これまで、このブレーザーは詳細なMWL観測の対象ではありませんでした。これは、GeVエネルギーでかなり硬い光子指数を持ち、極端な高シンクロトロンピーク源の候補と見なされていました。MAGIC観測の結果、VHEで初めてソースが検出され、統計的有意性は7.6$\sigma$でした。ソースの平均積分VHEフラックスは、400GeVを超えるかに星雲フラックスの6$\pm$1％です。X線カバレッジは、Swift-XRT、XMMNewton、およびNuSTARによって提供されました。長い連続X線観測は$\sim$9時間離れており、どちらも明確な時間スケールのフレアを示しています。XMM-Newtonデータでは、立ち上がりと減衰の両方のタイムスケールが、硬X線バンドよりも軟X線の方が長く、粒子冷却レジームの存在を示しています。X線変動のタイムスケールを使用して、放出領域のサイズと磁場の強さを制限しました。このデータにより、シンクロトロンのピーク周波数を決定し、ソースをフレアの高い、しかし極端ではないシンクロトロンのピークオブジェクトとして分類することができました。X線データからの制約と変動パターンを考慮して、広帯域スペクトルエネルギー分布をモデル化します。電波放射と発光形状を再現できない単純な1ゾーンモデルと、相互作用する2つの成分を持つ2成分レプトンモデルを適用し、無線からVHE帯域への放射を再現できるようにしました。
M81球状星団にあるFRB20200120Eからの4〜8GHzのバーストがない
| Title |
Absence_of_bursts_between_4-8_GHz_from_FRB20200120E_located_in_an_M81_Globular_Cluster |
| Authors |
Vishal_Gajjar,_Daniele_Michilli,_Jakob_T._Faber,_Sabrina_Berger,_Steve_Croft,_Aaron_B._Pearlman,_Ketan_R._Sand,_Paul_Scholz,_and_Andrew_P._V._Siemion |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09445 |
ロバートC.バードグリーンバンク望遠鏡を使用した6GHzでのFRB20200120Eの2.5時間の観測から、4〜8GHzの分散バーストが検出されなかったことを報告します。フルエンス制限は、600MHzおよび1400MHzで報告された平均バーストフルエンスの数分の1です。これらの非検出は、高周波バーストが弱いか、シンチレーションによって変調されているためであると結論付けます。また、私たちの観察は、FRB20200120Eのどの活動ウィンドウとも同時ではなかった可能性があります。
PSRJ2222--0137。 I.システムの物理パラメータの改善
| Title |
PSR_J2222--0137._I._Improved_physical_parameters_for_the_system |
| Authors |
Y._J._Guo,_P._C._C._Freire,_L._Guillemot,_M._Kramer,_W._W._Zhu,_N._Wex,_J._W._McKee,_A._Deller,_H._Ding,_D._L._Kaplan,_B._Stappers,_I._Cognard,_X._Miao,_L._Haase,_M._Keith,_S._M._Ransom,_G._Theureau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09474 |
PSRJ2222-0137バイナリシステムは、重力理論をテストするためのユニークな実験室です。テストの可能性を十分に活用するために、観測された相対論的効果を定量化する、スピン、軌道配向、およびケプラー後のパラメーターなどの物理パラメーターの測定を改善することを目指しています。タイミングで使用されるものと完全に一致する座標規則を使用して、アーカイブVLBIデータの改善された分析を提示します。また、FASTを使用すると大幅に改善された偏光測定が得られます。Effelsberg、Nancay、Lovell、GreenBank望遠鏡で取得された大幅に拡張されたタイミングデータの分析を提供します。VLBI分析から、昇交点の位置角の新しい推定値、オメガ=189（19）度、およびより保守的な不確実性を伴うパルサーの新しい位置を取得します。FAST偏光測定、特にパルス間検出により、パルサーのスピン幾何学、特にスピン軸の84度の傾きの推定値が大幅に改善されます。タイミングから、シャピロ遅延とペリアストロンの前進率の合意から、一般相対性理論（GR）の新しい1％テストを取得します。すべての効果の自己無撞着な分析でGRを仮定すると、はるかに改善された質量が得られます。パルサーの場合は1.831（10）M_sun、コンパニオンの場合は1.319（4）M_sunです。総質量3.150（14）M_sunは、銀河で知られている中で最も質量の大きい二重縮退バイナリであることを確認しています。この分析により、軌道配向も得られます。軌道傾斜角は85.27（4）度であり、パルサーのスピンと軌道角運動量が密接に一致していることを示しています。オメガ=188（6）度、VLBIの結果と一致します。また、軌道周期導関数の正確な値0.251（8）e-12ss^-1を取得します。これは、ドップラー係数の予想される変動に加えて、GRによって予測された重力波（GW）の放出によって引き起こされる軌道減衰と一致します。この合意により、双極GWの放出に厳しい制約が導入されます。
中性子星合体からの長時間の電波過渡現象を検出するためのCHIMEの使用について
| Title |
On_the_use_of_CHIME_to_Detect_Long-Duration_Radio_Transients_from_Neutron_Star_Mergers |
| Authors |
Minori_Shikauchi,_Kipp_Cannon,_Haoxiang_Lin,_Tomonori_Totani,_and_J._Richard_Shaw |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09475 |
短いガンマ線バースト（SGRB）GRB170817Aは、バイナリ中性子星（BNS）の合併に関連していることがわかりました。すべてのSGRBがBNSの合併によって引き起こされているかどうか、また、どのような条件下でBNSの合併がSGRBを引き起こす可能性があるかは不明です。無線帯域でSGRBからの長時間の残光を検索すると、相対論的ジェットであるSGRBのエネルギー源の詳細が明らかになり、その性質に関する重要な手がかりが得られます（Kasliwaletal.2017）。BNSの合併はSGRBを引き起こす可能性があるため、残光観測は重力波（GW）観測とは独立したBNS合併率の代替測定も提供します。Fengらによる以前の研究では。（2014）、さまざまな電波観測所と単純なフラックスしきい値検出アルゴリズムを使用して、長時間の残光の検出の実現可能性が検討されました。ここでは、SGRB残光のより高度な検出アルゴリズムを検討し、CHIMEで残光を観測する可能性の最新の推定値を取得するために、現実的な検索の試行係数の推定値を提供します。検出アルゴリズムに基づいて、CHIMEを使用して年間751個の残光を検出でき、その96％が軸外であり、孤立した残光の候補であると推定されます。私たちの結果は、以前の分析（Fengetal。2014）よりも年間に検出可能なソースが大幅に少ないと予測していますが、CHIMEを使用して長期間の残光を検索すると、天体物理学的な合併率を抑制するのに効果的であるという本質的な結論を確認します。
現在の研究は、超新星残骸とその中性子星XMMUJ172054の研究に専念しています。5-372652。この論文は、2009年と2018年の観測、チャンドラX線天文台によって取得されたこのシステムのデータを分析します。分析は、中性子星G350を示しました。1-0。3M=1、4Msun、R=13MS、dist=4、5KPCの場合、2009年に行われた観測を含む最初のグループとで行われた5つの観測を含む2番目のグループの2つのグループで温度も測定しました。さらに、この作業では、G350の超新星残骸のすべての重要な側面を研究します。1-0。3、および衝突プラズマ、非平衡、一定温度（VNEI）モデルを使用してスペクトルを取得します。これは、一定温度と単一のイオン化パラメーターを想定しています。これはスペクトルの特性を示しますが、物理モデルではないため、このモデルを使用して取得したスペクトルに先行します。
超新星フォールバックディスクの形成と歳差運動に関する4U0142 +61からの手がかり
NuSTAR実験では、異常X線パルサー（AXP）4U0142+から、周期8.68917秒の硬X線放射（10-70keV）と55ks（この値の半分）でのパルス位相変調が検出されました。61。この証拠は、このAXPを取り巻くケプラーの超新星フォールバックディスクの歳差運動によって自然に説明されることがここに示されています。また、過去に考えられていた距離よりも長い距離で若い中性子星の周りに形成された円盤の歳差運動は、将来の宇宙干渉計LISA、ALIA、DECIGO、およびBBO。この研究では、パルサー表面から8$\times$10$^{7}$mを超える領域で、カニなどの若いパルサーの周りに形成された可能性のある歳差運動するフォールバックディスクからの重力波放出が推定されます。また、パルサーサー円盤からの赤外線放射が、TeVエネルギー陽電子と電子の逆コンプトン散乱に寄与する際に果たす可能性のある役割も評価されています。若年および中年のパルサーの周りの円盤形成の広範な観測キャンペーンも、7GeVを超える地球の近くで観測された宇宙線の陽電子の過剰に対するパルサー起源の長年の問題の解決に貢献する可能性があります。近い将来、前例のない近赤外線および中赤外線観測機能を備えたジェームズウェッブ望遠鏡は、超新星フォールバックディスクの大規模なサンプルの直接的な証拠を提供する可能性があります。
IceCube NeutrinoObservatoryによる天体物理学的過渡現象のリアルタイムフォローアップ
| Title |
Realtime_Follow-up_of_Astrophysical_Transients_with_the_IceCube_Neutrino_Observatory |
| Authors |
Alex_Pizzuto,_Abhishek_Desai,_Raamis_Hussain_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09551 |
高エネルギーニュートリノの発生源を特定するには、リアルタイムの分析が必要です。4$\pi$のステラジアン視野とほぼ100％のデューティサイクルを備えた天文台として、IceCubeNeutrinoObservatoryは過渡現象を調査するためのユニークな施設です。2016年、IceCubeは、低遅延データを使用して、マルチメッセンジャー観測コミュニティが関心を持っていた天体物理学的イベントに迅速に対応するパイプラインを確立しました。ここでは、このパイプラインについて説明し、2016年以降に実行されたすべての分析の結果を要約します。光子や重力波などの他のメッセンジャーを使用して識別されたトランジェントに応答して実行された分析だけでなく、このパイプラインの方法にも焦点を当てます。高エネルギーニュートリノアラートをフォローアップすることにより、天体物理学的ニュートリノトランジェントの集団を制約するために使用できます。
IceTopで測定されたGeVミューオンの密度
南極のIceTopアレイによって記録された3年間のデータを使用して、ほぼ垂直の空気シャワーにおけるGeVミューオンの密度の測定値を提示します。ミューオン密度は、大気の深さが約$690\、\mathrm{gで、一次エネルギーがそれぞれ2.5PeVから40PeVおよび9PeVから120PeVの場合、参照距離600mおよび800mでのエネルギーの関数として導出されます。/cm}^2$。測定値は、物理的に妥当な宇宙線フラックスモデルを想定して、Sibyll〜2.1から得られた予測ミューオン密度と一致しています。ただし、LHC後のモデルQGSJet-II.04およびEPOS-LHCとの比較では、LHC後のモデルはSibyll2.1で予測されたよりも高いミューオン密度を生成し、2.5PeVのエアシャワーエネルギーの実験データと緊張関係にあることが示されています。および120PeV。
LSIの多波長長期変調のための歳差運動ジェットシナリオ+61 $ ^ \ circ $ 303
| Title |
A_Precessing_Jet_Scenario_for_the_Multi-Wavelength_Long-Term_Modulation_of_LS_I_+61$^\circ$303 |
| Authors |
Frederic_Jaron |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09610 |
高質量X線連星LSI+61$^\circ$303は、ラジオから非常に高エネルギーのガンマ線領域までの電磁スペクトル全体で検出されます。放射は多くの時間スケールで大きく変動するだけでなく、観測されたすべての波長で周期的です。周期的な変調は、数時間から数か月から数年にわたるさまざまな時間スケールで観察されました。この記事の主題は、約4。6年の超軌道の長期変調です。複数の波長でのこの周期的変調の観測をレビューし、それらの間の体系的な関係を調査します。特に、無線観測は、長期変調がソースの非常に安定した特徴であることを明らかにしています。他の波長での観測は、エネルギーの体系的な関数である変調パターンの位相シフトをもたらします。この期間の安定性は、歳差運動するジェットがドップラー係数の周期的変化を引き起こし、降着率の軌道変調に打ち勝つ結果として長期変調が発生するシナリオに有利に働きます。プレセッシングジェットのベース近くで発生するより短い波長のシナリオで、エネルギーバンド全体の位相シフトについて説明します。この傾向からのTeV放出の大幅な逸脱には、磁気リコネクションイベントに関連する別の説明が必要になる可能性があります。
IceTopとIceCubeによる宇宙線の質量組成の研究
| Title |
Study_of_Mass_Composition_of_Cosmic_Rays_with_IceTop_and_IceCube |
| Authors |
Paras_Koundal,_Matthias_Plum,_Julian_Saffer_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09626 |
IceCubeNeutrinoObservatoryは、南極にある多成分検出器で、天体物理学的イベントから発生する高エネルギー粒子を検出します。これらの粒子は、それらのソースの基本的なプロパティと動作への洞察を提供します。ニュートリノ天文学におけるその主な用途とメリットに加えて、IceCubeをその表面アレイであるIceTopと組み合わせて使用することで、独自の3次元宇宙線検出器にもなります。この特徴的な機能は、銀河系から銀河系外のソースへの遷移領域での詳細な宇宙線分析を容易にするのに役立ちます。一次宇宙線の質量推定の枠組みを確立するために、複数の面での進展を紹介します。最初の手法は、表面信号分布の尤度ベースの分析に依存し、標準の再構成手法を改善します。2つ目は、IceTopのグローバルなシャワーフットプリント機能に加えて、グラフニューラルネットワークの高度な方法を使用して、氷内のシャワーフットプリント全体を使用します。組成分析の2つの方法の比較、およびサブPeV宇宙線エアシャワーの分析手法の拡張の可能性についても説明します。
| Title |
Multi-messenger_searches_via_IceCube's_high-energy_neutrinos_and_gravitational-wave_detections_of_LIGO/Virgo |
| Authors |
Do\u{g}a_Veske,_Raamis_Hussain,_Zsuzsa_M\'arka,_Stefan_Countryman,_Alex_Pizzuto,_Yasmeen_Asali,_Ana_Silva_Oliveira,_Justin_Vandenbroucke_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09663 |
IceCubeのニュートリノトリガーを使用したLIGO/VirgoのGWTC-2カタログで、重力波イベントと一致する高エネルギーニュートリノ対応検索の初期結果を要約します。統計的に有意な高エネルギーニュートリノの対応物は見つかりませんでした。地球上の時間積分ニュートリノ放出の上限と、各イベントの高エネルギーニュートリノで放出される等方性等価エネルギーを導き出しました。
| Title |
Gaussian_Process_Classification_for_Galaxy_Blend_Identification_in_LSST |
| Authors |
James_J._Buchanan,_Michael_D._Schneider,_Robert_E._Armstrong,_Amanda_L._Muyskens,_Benjamin_W._Priest,_Ryan_J._Dana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09246 |
ルービン天文台の時空レガシー調査（LSST）で観測された銀河のかなりの部分は、いわゆる「ブレンド」で、同じ視線に沿って少なくとも1つの他の銀河と重なります。LSST画像のブレンド尤度を評価する現在の標準的な方法は、ブレンド候補の平滑化された画像の強度ピークの数をカウントアップすることに依存していますが、この手順の信頼性はまだ包括的に研究されていません。ここでは、LSSTのような画像の忠実度の高いシミュレーションを通じて、混合銀河と非混合銀河の現実的な分布を構築し、これから、標準的なピーク検出方法の混合分類精度を調べます。さらに、新しいガウス過程ブレンド分類器モデルを開発し、この分類器がピーク検出法と畳み込みニューラルネットワークモデルの両方と競合することを示します。最後に、ピーク検出法はその分類推定に確率を自然に割り当てませんが、ガウス過程モデルは割り当てます。ガウス過程の分類確率は一般的に信頼できることを示します。
マッチドフィルターについて常に知りたいと思っていたすべてのこと（しかし、尋ねることを恐れていました）
| Title |
Everything_you_always_wanted_to_know_about_matched_filters_(but_were_afraid_to_ask) |
| Authors |
Roberto_Vio_and_Paola_Andreani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09378 |
このホワイトペーパーでは、整合フィルター（MF）手法のアプリケーションと、定常的でランダムなガウスノイズ内の弱い決定論的で滑らかな信号を検出するためのアプリケーションについて説明します。これは、天文学において、スペクトルの輝線と2次元マップの点光源を検出するのに特に適しています。詳細な理論的展開は、すでに多くの本で利用可能です（例：Kay1998;Poor1994;McNicol2005;Hippenstiel2002;Macmillan＆Creelma2005;Wickens2002;Barkat2005;Tuzlukov2001;Levy2008）。私たちの目的は、たとえば、信号の離散化の影響やノイズの非ガウス性など、教科書や専門文献でさえ通常無視されるいくつかの実際的な問題を調べることです。この目標のために、特定の質問に対する回答の形で各項目を提示します。相対的な数学とそのデモンストレーションは、実際のアプリケーションでのMFの実際のパフォーマンスをよりよく理解することを期待して、最小限に抑えられています。形式主義を容易にするために、1次元信号の引数が作成されます。2次元信号への拡張は簡単で、専用のセクションで強調表示されます。
| Title |
High_Aspect_Ratio_Transition_Edge_Sensors_for_X-ray_Spectrometry |
| Authors |
M._de_Wit,_L._Gottardi,_E._Taralli,_K._Nagayoshi,_M.L._Ridder,_H._Akamatsu,_M.P._Bruijn,_M._D'Andrea,_J._van_der_Kuur,_K._Ravensberg,_D._Vaccaro,_S._Visser,_J.R._Gao,_and_J.-W.A._den_Herder |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09525 |
次世代のX線宇宙観測所向けに、FDM読み出しと組み合わせた大型TESアレイを開発しています。ACバイアスで動作させるには、TESを注意深く設計および最適化する必要があります。特に、高アスペクト比のデバイスを使用すると、ウィークリンク効果による非理想的な動作を軽減するのに役立ちます。このホワイトペーパーでは、アスペクト比（幅：長さ）が1：2から1：6の範囲で、5つの異なるデバイスジオメトリを含むTESアレイの完全な特性評価を示します。すべての形状の複素インピーダンスをさまざまなバイアス構成で測定して、小信号限界超伝導遷移パラメーターの変化と過剰ノイズを調べます。適切に調整された臨界温度（約90mK）を備えた高アスペクト比のデバイスは、5.9keVで平均2.03±0.17eV、1.63±0.17eVの最高の分解能で優れたエネルギー分解能を達成できることを示します。これは、ACバイアスTESがDCバイアスTESと比較して非常に競争力のあるパフォーマンスを達成できることを示しています。その結果は、現在開発中のさらに極端なデバイス形状への推進を動機付けています。
超伝導転移端センサーX線熱量計の吸収体結合設計の影響
| Title |
Impact_of_the_absorber_coupling_design_for_Transition_Edge_Sensor_X-ray_Calorimeters |
| Authors |
M._de_Wit,_L._Gottardi,_E._Taralli,_K._Nagayoshi,_M.L._Ridder,_H._Akamatsu,_M.P._Bruijn,_R.W.M._Hoogeveen,_J._van_der_Kuur,_K._Ravensberg,_D._Vaccaro,_J-R._Gao,_and_J-W.A._den_Herder |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09552 |
超伝導転移端センサー（TES）は、Athena、Lynx、HUBSなどの将来の宇宙搭載X線天文台に選択された技術です。これらのミッションでは、何千ものピクセルを高いエネルギー分解能で同時に操作する必要があります。これらの厳しい要件を満たすには、TES設計のあらゆる側面を最適化する必要があります。ここでは、X線吸収装置とTESセンサー間の結合を変化させたさまざまなデバイスでのテストの実験結果を示します。特に、カップリングステムの直径と、ステムとTES二重層の間の距離の影響を調べます。AC複素インピーダンスとノイズの測定に基づいて、吸収体ステムと二重層の間の間隔が減少するにつれて、過剰ノイズの減少が観察されます。この過剰なノイズの原因は、吸収体ステムと二重層の間の内部熱ゆらぎノイズであると特定します。さらに、ねじれの出現における超伝導転移に対する結合の影響が見られます。私たちの観察は、遷移形状のこれらの不要な構造は、結合形状を注意深く設計することで回避できることを示しています。また、ステムの直径は、TES遷移の滑らかさに大きな影響を与えるようです。この観察結果はまだよくわかっていませんが、ACバイアスとDCバイアスの両方のTESにとって非常に重要です。
超大型望遠鏡の望遠鏡コストと開口サイズのスケーリング関係
| Title |
The_Scaling_Relationship_Between_Telescope_Cost_and_Aperture_Size_for_Very_Large_Telescopes |
| Authors |
Gerard_T._van_Belle,_Aden_Baker_Meinel,_Marjorie_Pettit_Meinel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09605 |
前世紀の地上望遠鏡のコストデータは、開口サイズとコストの関係の傾向について分析されます。1980年より前に構築されたアパーチャの場合、コストはアパーチャサイズとして2.8乗にスケーリングされ、これはMeinel（1978）の以前の発見と一致していることがわかります。1980年以降、「従来の」モノリシックミラー望遠鏡のコストは、開口部として2.5乗に拡大しました。この期間に建設または建設中の大型の複数ミラー望遠鏡（Keck、LBT、GTC）は、このような構造がどのべき乗則に従うかは不明ですが、結果として大幅なコスト削減でこの関係から逸脱しているように見えます。今後10年から20年の提案された大型望遠鏡プロジェクトに対する現在のコストアパーチャサイズデータの影響について説明します。コストとアパーチャの関係で自然に2.0のパワーに向かう傾向がある構造は、将来の非常に大きなアパーチャに適した選択肢になります。私たちの期待は、宇宙ベースの構造が最終的に地上ベースの構造よりも経済的に有利になることです。
| Title |
A_hot_subdwarf-white_dwarf_super-Chandrasekhar_candidate_supernova_Ia_progenitor |
| Authors |
Ingrid_Pelisoli,_P._Neunteufel,_S._Geier,_T._Kupfer,_U._Heber,_A._Irrgang,_D._Schneider,_A._Bastian,_J._van_Roestel,_V._Schaffenroth,_B._N._Barlow |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09074 |
超新星Iaは、宇宙論的距離を推定するために使用できる明るい爆発イベントであり、宇宙の膨張を研究することを可能にします。それらは、太陽よりも重い星の使い果たされたコアから形成された白色矮星の熱核爆発に起因すると理解されています。しかし、爆発につながる可能性のある前駆チャネルは長年の議論であり、距離指標としての超新星Iaの精度と精度を制限しています。ここでは、HD265435を紹介します。これは、公転周期が100分未満の連星で、白色矮星と高温の準矮星（剥ぎ取られたコアヘリウム燃焼星）で構成されています。システムの総質量は1.65+/-0.25太陽質量であり、チャンドラセカール限界（安定した白色矮星の最大質量）を超えています。このシステムは、7000万年後の重力波の放出により合併し、超新星Iaイベントを引き起こす可能性があります。この検出を使用して、超新星Ia前駆体への高温準矮星-白色矮星バイナリの寄与に制約を課します。
1つのサイズですべてに対応できるわけではありません：恒星進化論の計算におけるさまざまな混合効率の証拠
| Title |
One_size_does_not_fit_all:_Evidence_for_a_range_of_mixing_efficiencies_in_stellar_evolution_calculations |
| Authors |
Cole_Johnston_((1)_Department_of_Astrophysics,_IMAPP,_Radboud_University_Nijmegen,_the_Netherlands_(2)_Institute_of_Astronomy,_KU_Leuven,_Belgium) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09075 |
コンテキスト：中質量および高質量の星の内部化学混合は、恒星進化モデルの大きな不確実性を表しています。主系列の寿命を延ばすだけでなく、化学混合は恒星の核の質量もかなり増加させます。いくつかの研究は、異なる対流境界混合メカニズムの効率を較正する試みを行いましたが、結果が矛盾しているように見えることもあります。目的：私たちは、恒星モデルが対流恒星の核の質量を定期的に過小予測していることを実証することを目指しています。方法：多数の独立したバイナリおよび星震学研究から対流コア質量およびフラクショナルコア水素含有量の推定値を収集し、それらをMESA恒星進化コードで計算された恒星進化モデルと比較します。結果：文献からのコア質量の推論は、対流境界混合の有無にかかわらず、恒星進化モデルによって予測されるよりも遍在的に大きいことを示しています。結論：内部混合の形式とは関係なく、恒星モデルには、高精度の観測を再現するために、主系列全体でより大規模なコアを生成する効率的な混合メカニズムが必要です。これは、主系列星によく発達した対流コアを持つすべての星の主系列星後の進化に影響を及ぼします。
| Title |
TESS_survey_of_rotational_and_pulsational_variability_of_mercury-manganese_stars |
| Authors |
O._Kochukhov,_V._Khalack,_O._Kobzar,_C._Neiner,_E._Paunzen,_J._Labadie-Bartz,_A._David-Uraz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09096 |
水銀マンガン（HgMn）星は、重元素の大量の過剰、遅い回転、および近接連星の頻繁なメンバーシップによって区別される、化学的に特異な後期Bの主系列星です。これらの星は、磁気Bp星に典型的な強い磁場を欠いていますが、化学元素の不均一な表面分布を示すことがあります。このスポット形成現象の物理的起源と程度は不明のままです。ここでは、TESS衛星が運用の最初の2年間に観測した64個のHgMn星の2分間のケイデンス光度曲線を使用して、HgMn星間の回転変調と脈動の発生率を調査します。ターゲットの84％で、振幅が0.1〜3mmagの回転変動が見られました。これは、HgMn星の表面に星黒点が遍在していることを示しています。自転周期の測定値は、0。34日の周期を持つ1つの超高速回転子（HD14228）を含む、1。2日未満の周期を持つ6つの高速回転星を明らかにします。また、連星系で多周期のgモード脈動、潮汐によって誘発された変動、日食を示すいくつかのHgMn星を特定します。
4倍の皆既日食システムとしてのBUCMi
| Title |
BU_CMi_as_a_quadruple_doubly_eclipsing_system |
| Authors |
I._M._Volkov_(1_and_2),_A._S._Kravtsova_(1_and_2)_and_D._Chochol_(3)_((1)_Sternberg_Astronomical_Institute,_Lomonosov_Moscow_State_University,_(2)_Institute_of_Astronomy_of_the_Russian_Academy_of_Sciences,_(3)_Astronomical_Institute_of_the_Slovak_Academy_of_Sciences) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09116 |
既知の分光連星および変数BU〜CMi=HD65241（$V$=6.4-6.7等、Sp〜=〜A0〜V）は、4倍の2倍食2+2システムであることがわかりました。両方の食変光星は、離心率軌道を移動する分離したシステムです。周期$P_A$〜=〜$2^{d}.94$（$e$=0.20）のペア「A」と周期$P_Bのペア「B」です。$〜=〜$3^{d}.26$（$e$=0.22）。4つのコンポーネントはすべて、$M$〜=〜3.1--3.4M$_\odot$および$A0$スペクトルの範囲で、ほぼ等しいサイズ、温度、および質量を持っています。システムの重心の周りの両方のペアの相互軌道を、6。54年の周期と離心率$e$=0.71で導き出しました。ペア「A」と「B」で、それぞれ$U_A$〜=〜25。0年と$U_B$〜=〜25。2年の周期の高速近点移動を検出しました。各ペアの軌道は、章動運動の経度で章動のような小さな振動を示しています。システムの年齢は200百万と推定されます。年。見つかったパラメータから計算された測光パララックスは、$GAIA〜DR2$$\pi$=$0.00407"\pm0.00006"$と完全に一致します。
非同期連星における誘導された差動回転と混合
| Title |
Induced_differential_rotation_and_mixing_in_asynchronous_binary_stars |
| Authors |
Gloria_Koenigsberger,_Edmundo_Moreno,_and_Norbert_Langer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09190 |
回転は、内部の混合プロセスと大質量星で観測された変動に寄与します。すべての奇行系を含め、かなりの数の連星が厳密な同期回転をしているわけではありません。これは、潮汐によって誘発され、時間的に変化する差動回転構造につながります。非同期的に回転するバイナリの回転構造を調査する方法を紹介します。重力、遠心力、コリオリ、ガス圧、粘性力の存在下で、剛直に回転するコアの上にあるボリューム要素の3Dグリッドの運動方程式を解き、3つの空間座標と時間の関数として角速度を取得します。誘導された回転構造とその時間的変動は、シンクロニシティからの逸脱の程度に依存することがわかります。偏心システムでは、構造は軌道サイクルにわたって変化し、最大振幅は、周星期通過以外の軌道段階で発生する可能性があります。混合効率の向上における時間依存の潮流の可能な役割について説明し、このコンテキストでは、ゆっくりと回転する非同期バイナリは、類似のより速く回転するが潮汐的にロックされたシステムよりも効率的な混合を行うことができると推測します。観測された窒素の存在量の一部は軌道傾斜角に依存していることがわかります。これは、実際の場合、恒星表面全体の不均一な化学分布を意味するか、赤道付近で最も強い、潮汐によって誘発されたスペクトル線の変動が存在量の決定に影響します。私たちのモデルは、他の角運動量伝達メカニズムを無視すると、顕著な初期差動回転構造が粘性タイムスケールでの平均均一回転に向かって収束することを予測しています。非同期回転によって引き起こされるプロセスを考慮に入れることによって、連星の構造、進化、および変動性のより広い視点を収集することができることを提案します。
巨星の有効温度と線形半径の直接測定：スペクトルタイプとV-Kカラーに対するキャリブレーション
| Title |
Direct_Measurements_of_Giant_Star_Effective_Temperatures_and_Linear_Radii:_Calibration_Against_Spectral_Types_and_V-K_Color |
| Authors |
Gerard_T._van_Belle,_Kaspar_von_Braun,_David_R._Ciardi,_Genady_Pilyavsky,_Ryan_S._Buckingham,_Andrew_F._Boden,_Catherine_A._Clark,_Zachary_Hartman,_Gerald_van_Belle,_William_Bucknew,_Gary_Cole |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09205 |
PalomarTestbedInterferometerでの光干渉法による高解像度の角度サイズ測定に基づいて、191個の巨星の有効温度（$T_{\rmEFF}$）と半径（$R$）の直接決定された値を計算します。巨人の狭帯域から広帯域の測光データを使用して、スペクトルエネルギー分布フィッティングを通じてボロメータフラックスと光度を確立します。これにより、スペクトルタイプとデレッドデンド$V_{\rm0}-K_{\rm0の評価を均一に確立できます。}$色;これらの2つのパラメーターは、$T_{\rmEFF}$と$R$の傾向を確立するためのキャリブレーションインデックスとして使用されます。スペクトル型の範囲はG0IIIからM7.75III、$V_{\rm0}-K_{\rm0}$は1.9から8.5です。$V_{\rm0}-K_{\rm0}=\{1.9,6.5\}$の範囲では、有効温度と色の適合における$T_{\rmEFF}$の不確実性の中央値は小さいことがわかります。50K以上;この範囲で、$T_{\rmEFF}$は5050Kから3225Kに低下します。線形サイズは、G0IIIからK0IIIまで11$R_\odot$でほぼ一定であり、サブタイプとともにK5IIIで50$R_\odot$まで直線的に増加し、M8IIIによって150$R_\odot$までさらに直線的に増加することがわかります。このデータセットの有用性の3つの例を示します。最初に、完全に経験的なヘルツシュプルングラッセル図を作成し、恒星進化モデルに対して調べます。第二に、恒星の質量の値は、$R$の測定値と$\logg$の文献値に基づいて推測されます。最後に、星の$V$と$K$の値に基づいて、角度サイズ予測ツールの改善されたキャリブレーションが提示されます。
太陽フレア超アーケードダウンフローの熱力学的進化
| Title |
Thermodynamic_Evolution_of_Solar_Flare_Supra-arcade_Downflows |
| Authors |
Z._F._Li,_X._Cheng,_M._D._Ding,_Katharine_K._Reeves,_DeOndre_Kittrell,_Mark_Weber,_and_David_E._McKenzie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09215 |
太陽フレアは、彩層では明るいリボンとして、コロナでは高温ループとしてそれぞれ現れる急速なエネルギー放出現象です。超アーケードダウンフロー（SAD）は、最初にフレアループの上に出て、フレアの減衰段階でフレアループの上部に向かってすばやく移動するプラズマボイドです。私たちの仕事では、3つのフレアに現れる20のSADを研究しています。微分放射測定（DEM）分析により、SADの前部領域と本体のDEM加重平均温度および放射測定（EM）を計算します。SADが下向きに流れる過程で、SADの前面と本体の温度が上昇する傾向があることがわかります。圧力と温度の関係は、SADの前面と本体の両方の断熱方程式とよく一致しており、SADの加熱は主に断熱圧縮によって引き起こされることを示唆しています。さらに、フーリエ局所相関追跡（FLCT）法を介してSADの速度を推定し、SADフロントの温度の上昇がSAD運動エネルギーの低下と相関することを発見しましたが、SAD本体はそうではありません。限られた役割にもかかわらず、粘性プロセスがSADフロントを加熱する可能性があること。
ホット準矮星の大気パラメータ、運動学、および起源-ガイアDR2およびLAMOSTDR7で観測された1587個のホット準矮星に基づく
| Title |
Hot_subdwarf_Atmospheric_parameters,_Kinematics,_and_Origins_--_Based_on_1587_hot_subdwarf_stars_observed_in_Gaia_DR2_and_LAMOST_DR7 |
| Authors |
Yangping_Luo,_Peter_Nemeth,_Kun_Wang,_Xi_Wang,_and_Zhanwen_Han |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09302 |
ホット準矮星候補のガイアDR2カタログに基づいて、LAMOSTDR7のスペクトルを持つ1587個のホット準矮星を特定しました。LAMOSTスペクトルを{\scTlusty/Synspec}非LTE合成スペクトルに適合させることにより、これらの星の大気パラメータを提示します。LAMOSTの視線速度とガイア初期データリリース3（EDR3）のパララックスと固有運動を組み合わせて、銀河空間の位置、速度ベクトル、軌道パラメーター、および星の銀河集団のメンバーシップも示します。He分類スキームを使用して、$T_{\rmeff}-\log\、g$および$T_{\rmeff}-\log{（n{\rmHe}/n{\rmH}）}$図。$\log{（n{\rmHe}/n{\rmH}）}\geq0$の星には、2つの極端なHeリッチグループ（$e$He-1と$e$He-2）があります。$-1\le\log{（n{\rmHe}/n{\rmH}）}<0の星の2つの中間Heリッチグループ（$i$He-1と$i$He-2）$。また、グループ$e$He-1の星の半分以上が厚い円盤の星であり、グループ$e$He-2の星の半分以上が薄い円盤の星に対応していることもわかりました。グループ$i$He-1のディスクポピュレーションの割合は、グループ$e$He-1と$e$He-2のディスクポピュレーションの割合の間にあります。グループ$i$He-2のほとんどすべての星は薄い円盤に属しています。これらの違いは、4つのグループの起源がおそらく非常に異なることを示しています。ハローと銀河球状星団$\omega$Cenの準矮星のホットな比較は、$-2.2\le\log{（n{\rmHe}/n{\rmH}）のHe欠損星のみを示しています。}<-1$にも同様の分数があります。$\omega$Cenに$\log{（n{\rmHe}/n{\rmH}）}\ge0$があるホットな準矮星は、シックディスクとハローの母集団に対応するものはありませんが、シンに表示されます。ディスク。
フラッシュスペクトルビデオ分析による日食の太陽半径の推定
2017年8月21日の皆既日食中の日食半径の値は、波長に大きく依存することなく、$1\、au$で$S_{\odot}=（959.95\pm0.05）"$と推定されました。陰影経路の南限で記録された日食フラッシュスペクトルのビデオの分析から得られました。私たちの分析は、フラッシュスペクトルから光曲線を抽出し、それらをシミュレートされた光曲線と比較することによって行われました。シミュレーションは、手足を統合することによって実行されました。これらの数値積分は、月と太陽の手足の相対的な動きの非常に正確な計算に依存していました。
NASA TESS宇宙船からのデータを使用して、明るい金属線A（Am）星の変動を特徴づける
| Title |
Characterizing_Variability_in_Bright_Metallic-Line_A_(Am)_Stars_Using_Data_from_the_NASA_TESS_Spacecraft |
| Authors |
Joyce_Ann_Guzik,_Jason_Jackiewicz,_Giovanni_Catanzaro,_and_Michael_S._Soukup |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09479 |
金属線A（Am）星は、太陽の約2倍の質量の主系列星であり、スペクトルに元素の存在量の特異性を示します。これらの存在量の異常の原因となる放射浮上および拡散沈降プロセスは、たて座デルタ型脈動を駆動するエンベロープの領域からヘリウムを枯渇させるはずです。したがって、これらの星は、たて座デルタ型の星であるとは予想されていません。たて座デルタ型の星は、約2時間の周期で複数の放射状および非放射状モードで脈動します。NASATESSGuestInvestigatorProgramの一環として、明るい（視等級約7〜8）Am星のサンプルについて、2分間隔での測光観測を提案しました。私たちの2020SASミーティングペーパーは、21個の星の観測について報告し、1個のデルタScuti星と2個のデルタScuti/ガンマドラダスハイブリッド候補、および回転と星黒点によって引き起こされる可能性のある測光変動を持つ多くの星を見つけました。ここでは、2021年2月までに観測された34個の追加の星を含む更新を提示します。その中には、3つのデルタScuti星と2つのデルタScuti/ガンマドラダスハイブリッド候補が含まれます。これらの星の脈動を確認するには、背景の星やピクセルあたり21秒角のスケールのTESSCCDピクセルの汚染の可能性があるため、さらなるデータ分析と追跡観測が必要です。これらの星の星震学的モデリングは、それらの脈動の理由を理解するために重要になります。
太陽慣性モード：観測、識別、および診断の約束
| Title |
Solar_inertial_modes:_Observations,_identification,_and_diagnostic_promise |
| Authors |
Laurent_Gizon,_Robert_H._Cameron,_Yuto_Bekki,_Aaron_C._Birch,_Richard_S._Bogart,_Allan_Sacha_Brun,_Cilia_Damiani,_Damien_Fournier,_Laura_Hyest,_Kiran_Jain,_B._Lekshmi,_Zhi-Chao_Liang,_Bastian_Proxauf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09499 |
ゆっくりと回転する星の振動は、長い間回転楕円体モードとトロイダルモードに分類されてきました。回転楕円体モードには、日震学で使用されるよく知られた5分間の音響モードが含まれます。ここでは、復元力がコリオリの力であり、その周期が太陽の自転周期のオーダーである太陽のトロイダルモードの観測を報告します。観測値を差動回転球殻のノーマルモードと比較することにより、観測されたモードの多くを特定することができます。これらは、高緯度慣性モード、臨界緯度慣性モード、および赤道ロスビーモードです。モデルでは、高緯度モードと臨界緯度モードは対流層の基部で最大の運動エネルギー密度を持ち、高緯度モードは緯度エントロピー勾配のために気圧的に不安定です。慣性モード日震学の最初の応用として、我々は超対流層の超断熱性と乱流粘性を抑制します。
MiraおよびRAqrのSiOメーザーと7mm連続体
| Title |
SiO_masers_and_7_mm_Continuum_in_Mira_and_R_Aqr |
| Authors |
W._D._Cotton,_E._Humphreys,_M._Wittkowski,_A._Baudry,_A._M._S._Richards,_W._Vlemmings,_T._Khouri,_S._Etoka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09567 |
AGB星と近軌道の二次星との相互作用は、一部のAGB星が非球面惑星状星雲に発達する理由の1つの考えられる説明です。この研究では、2つの星の間の相互作用の証拠を探しているいくつかの共生ミラにおける連続体とSiOメーザー放出のミリメートル観測を使用しています。〜45masの解像度での新しいJVLA観測が分析され、連続体とSiOメーザーが画像化されます。3つのターゲットのうち2つが検出され、正確に登録された連続体と線の画像が導出されました。MiraのコンポーネントBとAの間に相互作用の明確な証拠は見つかりませんでした。RAqrには、二次星から発生するよく知られたジェットがあります。ジェットは、AGB星の星周円盤を乱しているか、おそらくそれとほぼ整列している可能性があります。
規則正しい水氷表面でのベンゼンの振動特性
気相ベンゼンと秩序だった水氷表面に吸着されたベンゼンの振動特性を計算するためのハイブリッドCCSD（T）+PBE-D3アプローチを提示します。私たちの方法の結果を、実験的に記録されたスペクトルおよびPBE-D3のみのアプローチ（調和および非調和）を使用して実行された計算と比較します。計算では、288個の水分子からなるプロトン秩序化XIh水氷表面を使用し、結果をASW氷表面で記録された実験スペクトルと比較します。IRスペクトルに見られる振動モード、周波数、遷移の強度に結果として生じる違いのため、分光計算に水氷表面を含めることの重要性を示します。全体的な強度パターンは、気相の支配的な$\nu_{11}$バンドから、吸着ベンゼンのIRスペクトルのいくつかの高強度キャリアにシフトします。吸着ベンゼンに使用する場合、ここで紹介するハイブリッドアプローチは、72〜cm$^{-1}$および49〜cm$^{-と比較して、21〜cm$^{-1}$のIRアクティブモードのRMSDを達成します。それぞれ、非調和および調和PBE-D3アプローチの場合は1}$。ガス状ベンゼンのハイブリッドモデルも、実験と比較した場合に最良の結果を達成し、IRアクティブモードのRMSDは55〜cm$^{-1}$および31〜と比較して24〜cm$^{-1}$です。非調和および調和PBE-D3アプローチの場合はそれぞれcm$^{-1}$。割り当てを容易にするために、ガス状ベンゼン分子と吸着ベンゼン分子のノーマルモード間の対応グラフを生成して提供します。最後に、吸着されたベンゼンの気相に対する周波数シフト$\Delta\nu$を計算して、振動バンドに対する表面相互作用の影響を強調し、選択した分散補正密度汎関数理論の適合性を評価します。
CMBでの宇宙粒子生成とペアワイズホットスポット
インフレーションハッブルスケール$H_*$よりもはるかに大きい質量を持つ重い粒子は、インフラトンへの結合を通じて、インフレーション中に非断熱的にペアを生成する可能性があります。そのような結合が重い粒子の時間依存の質量を生じさせる場合、それらの生成に続いて、重い粒子は、時間依存でスケール不変の方法でそれらの位置の周りの曲率摂動を修正します。これにより、曲率摂動の重要な空間プロファイルが作成され、スーパーホライズンスケールで保持され、最終的にCMBに局所的なホットスポットまたはコールドスポットが生成されます。重いスカラーのインフレ生成を研究することによってこの現象を調査し、特にペアワイズホットスポット（PHS）が発生するパラメーター空間に焦点を当てて、サブホライズンの進化を考慮に入れてCMB上のスポットの最終的な温度プロファイルを導き出します。重いスカラーがインフラトンに$\mathcal{O}（1）$結合している場合、PHS信号の主要なバックグラウンドが標準のCMB変動自体に由来する理想的な状況では、単純な位置空間検索に基づいていることを示します。温度カットを適用すると、重い粒子の質量$M_0/H_*\sim\mathcal{O}（100）$に敏感になる可能性があります。対応するPHS信号は、CMBパワースペクトルとバイスペクトルも変更しますが、補正は現在の測定（検索）の感度より下（外側）です。
ミューオン$ g-2 $と熱暗黒物質の最も単純で最も予測的なモデル
長年の$4.2\、\sigma$muon$g-2$の異常は、暗黒物質と結合して初期宇宙での消滅を仲介する可能性のある新しい粒子種の結果である可能性があります。ミューオンと暗黒物質の両方が$U（1）_{L_\mu-L_\tau}$ゲージ対称性の下で等しい電荷を運ぶモデルでは、対応する$Z^\prime$は両方とも観測された$g-2$を解決できます。$Z^\prime$共鳴によって起こる消滅に依存して、異常を引き起こし、許容できる暗黒物質の遺物の存在量を生み出します。$（g-2）_{\mu}$の値と暗黒物質の存在量がそれぞれ固定されると、このモデルには自由度がほとんど残っていないため、予測性が高くなります。このシナリオの包括的な分析を提供し、約10〜100MeVの暗黒物質質量の実行可能な範囲を特定します。これは、NA62、NA64$\mu$、$M^を含むいくつかの加速器ベースの実験の予測感度の範囲内です。3ドル、そして砂丘。さらに、この質量範囲の一部は、ハッブル定数の初期測定と後期測定の間の緊張を改善する可能性があり、ステージ4CMB実験でテストできる$\DeltaN_{\rmeff}$への寄与を予測します。
近くのIa型超新星からの重いアクシオンのような粒子とMeV崩壊光子
アクシオンのような粒子（ALP）は、光子と結合する可能性のある架空のボソンです。多くのALPは高温で高密度の天体プラズマから放出される可能性があるため、近くの超新星（SNe）は、ALPの質量m_aやALPと光子間の結合定数g_{ag}などの特性を調べる可能性があります。チャンドラセカールに近い質量を持つタイプIaSN（SNIa）モデルからALP放出を計算しました。SNeIaからのALP光度は、m_a<1MeVの場合、〜10^43（g_{ag}/10^-10GeV^-1）^2ergs^-1に達することがわかります。SNeから放出された重いALPは不安定で、光子に崩壊します。近くのSNIaから地球に到達する時間遅延と崩壊光子のフラックスを予測します。SNIaが1kpcまたはそれより近くにあり、次世代のMeVガンマ線衛星がそれを観測する場合、崩壊光子はSN1987Aの制限と同じくらい厳しいg_{ag}に制約を与える可能性があることがわかっています。爆発から10年。
DUNEでソーラーKDARを検索
| Title |
Searching_for_Solar_KDAR_with_DUNE |
| Authors |
DUNE_Collaboration:_A._Abed_Abud,_B._Abi,_R._Acciarri,_M._A._Acero,_M._R._Adames,_G._Adamov,_D._Adams,_M._Adinolfi,_A._Aduszkiewicz,_J._Aguilar,_Z._Ahmad,_J._Ahmed,_B._Ali-Mohammadzadeh,_T._Alion,_K._Allison,_S._Alonso_Monsalve,_M._Alrashed,_C._Alt,_A._Alton,_P._Amedo,_J._Anderson,_C._Andreopoulos,_M._Andreotti,_M._P._Andrews,_F._Andrianala,_S._Andringa,_N._Anfimov,_A._Ankowski,_M._Antoniassi,_M._Antonova,_A._Antoshkin,_S._Antusch,_A._Aranda-Fernandez,_A._Ariga,_L._O._Arnold,_M._A._Arroyave,_J._Asaadi,_L._Asquith,_A._Aurisano,_V._Aushev,_D._Autiero,_M._Ayala-Torres,_F._Azfar,_A._Back,_H._Back,_J._J._Back,_C._Backhouse,_P._Baesso,_I._Bagaturia,_L._Bagby,_N._Balashov,_S._Balasubramanian,_P._Baldi,_B._Baller,_B._Bambah,_F._Barao,_G._Barenboim,_G._J._Barker,_W._Barkhouse,_C._Barnes,_G._Barr,_J._Barranco_Monarca,_et_al._(1118_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09109 |
太陽の中心部で発生するK中間子の静止状態での崩壊（KDAR）からの236MeVミューニュートリノの観測は、暗黒物質消滅の独特の特徴を提供するでしょう。この単一エネルギーの方向性ニュートリノフラックスを検出するには、優れた角度とエネルギーの再構成が必要であるため、その膨大なボリュームと再構成機能を備えたDUNEは、KDARニュートリノ検索の有望な候補です。この作業では、ニュートリノと原子核の相互作用とDUNEの応答の両方を現実的にモデル化することにより、提案されたKDARニュートリノ検索戦略を評価します。ニュートリノのエネルギーと方向の再構築は、関連するエネルギー範囲の現在の技術では困難ですが、DUNEが提供する優れたエネルギー分解能、角度分解能、および粒子識別により、優れた信号/バックグラウンド識別が可能であることがわかります。さらに、太陽のKDARをDUNEで検索すると、暗黒物質の相互作用を調べることができる非標準のシナリオがあります。
高速輸送地球軌道マヌーバと惑星間飛行のためのライトセイルフォトニック設計
宇宙探査は、基礎科学を進歩させ、ナビゲーションや通信などのグローバルサービスを提供するために最も重要です。しかし、今日の宇宙ミッションは、既存の推進技術の限界によって妨げられています。ここでは、機敏な地球軌道マヌーバと太陽系と星間物質の高速輸送探査のためのレーザー駆動ライトセーリングの使用を検討します。レーザー推進力は、レーザー出力が約100kW、レーザーアレイサイズが約1mで実用化されることを示しています。これは、短期的には実現可能です。私たちの分析によると、軽量（1g〜100g）のウェーハスケール（〜10cm）の宇宙船は、現在のシステムの到達範囲を超えた軌道にレーザーで推進される可能性があります。さらに、私たちの調査結果を以前の星間レーザー推進研究と比較し、私たちのアプローチがレーザーアーキテクチャと宇宙船のフォトニック設計にそれほど制約されていないことを示しています。材料要件とフォトニックデザインについて説明します。窒化ケイ素と窒化ホウ素で作られたライトセイルが、議論されている用途に特に適していることを示します。私たちのアーキテクチャは、ユビキタスな地球軌道ネットワークと太陽系全体の高速トランジット低コストミッションへの道を開くかもしれません。
圧縮駆動電磁流体力学乱流における波の時空間解析
直接数値シミュレーション（DNS）を使用して、圧縮性電磁流体力学（CMHD）アプローチの下での線形波と乱流の間の相互作用を研究しました。$128^3$および$256^3$の空間解像度の3次元のDNSのセットが実行されました。音響マッハ数、平均磁場、および強制の圧縮性振幅を変化させて、パラメトリック研究を実施しました。磁気エネルギーの時空間スペクトルが構築および分析され、CMHD乱流システムのすべての波動モードを直接識別し、波数の関数として各モードのエネルギー量を定量化できるようになりました。このようにして、線形波、つまりアルヴェーン波と高速および低速の磁気音波が検出されました。さらに、マッハ数または平均磁場のどちらが変化したかによって、プラズマの異なる応答が見られました。一方、時空間スペクトルと2つの異なる積分法を使用して、各ノーマルモードに存在するエネルギー量を正確に定量化しました。最後に、線形波の存在が観察されましたが、研究されたすべてのケースで、システムは主にプラズマの非線形ダイナミクスによって支配されていました。
| Title |
Constellation_Design_of_Remote_Sensing_Small_Satellite_for_Infrastructure_Monitoring_in_India |
| Authors |
Roshan_Sah,_Raunak_Srivastava_and_Kaushik_Das |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09253 |
SARペイロードを使用して、インドのインフラストラクチャ監視用にリモートセンシング小型衛星システムのコンステレーションが開発されました。小型衛星のLEO星座は、インドの全フットプリントをカバーできるように設計されています。インドは赤道域より少し上にあるため、軌道傾斜角は36度、RAANは高さ600kmで70〜130度になるように調整されています。合計4つの軌道面が設計されており、各軌道面は120度の真近点角分離を持つ3つの小型衛星で構成されています。各衛星は、ピクセルあたり1メートルの最小解像度、約10kmのスワス幅で複数の外観の画像を撮影できます。SARペイロードによってキャプチャされた複数の外観の画像は、インドの関心のあるフットプリント領域の継続的なインフラストラクチャ監視に役立ちます。各小型衛星には、XバンドとVHFアンテナを使用する通信ペイロードが装備されていますが、TT＆Cは高データレートのSバンド送信機を使用します。このホワイトペーパーでは、再訪問時間、応答時間、カバレッジ効率などの重要なメトリックを考慮して、インドのフットプリント用に設計されたコンステレーションのカバレッジメトリック分析方法のみを示します。結果は、コンステレーションの平均再訪問時間は約15〜35分で、1時間未満であり、この反復的に設計されたコンステレーションの平均応答時間は約25〜120分であり、ほとんどの場合、カバレッジ効率は100％です。時間。最後に、各衛星の総質量は70kgで、開発コストは約75万ドルであると結論付けられました。
CUBESの設計と性能-CubeSatX線検出器
CUBESは、KTH3UCubeSatミッションであるMISTに搭載されるX線検出器ペイロードです。検出器は、Citiroc特定用途向け集積回路を介してシリコン光電子増倍管で読み取られるセリウムドープGd3Al2Ga3O12（GAGG）シンチレータで構成されています。検出器は$\sim$35-800keVのエネルギー範囲で動作します。CUBESミッションの目的は、高傾斜低軌道でのこれらの比較的新しい技術の運用経験を提供し、それによって、より複雑な衛星ミッションでのコンポーネント選択に自信を与えることです。CUBES検出器の設計について説明し、Proto-CUBESと呼ばれるCUBESのプロトタイプで実行された性能特性テストの結果を報告します。Proto-CUBESは、2019年8月にカナダのティミンズから成層圏気球プラットフォームで飛行しました。$\sim$12時間の飛行中に、Proto-CUBESの性能が近宇宙環境で研究されました。さまざまな大気の深さでX線カウントスペクトルを測定するだけでなく、陽電子消滅からの511keVの線が観測されました。
グラビティーノ熱生産
この講演では、ハードサーマルループ近似を超えた、完全な1ループ補正熱自己エネルギーを使用したグラビティーノ生成率の新しい計算を示します。自己エネルギーとは関係のないグラビティーノの生産$2\to2$プロセスが適切に考慮されています。私たちの結果は、最新の見積もりと比較して、ほぼ10％異なります。さらに、再加熱温度の関数として、グラビティーノの熱存在量を計算するために使用できる、私たちの発見の便利なパラメーター化を提示します。
GW170817の観点から見たガウスボネとチャーンサイモンのより高い曲率補正によるインフレ
| Title |
Inflation_with_Gauss-Bonnet_and_Chern-Simons_higher-curvature-corrections_in_the_view_of_GW170817 |
| Authors |
S.A._Venikoudis_(Aristotle_U.,_Thessaloniki),_F.P._Fronimos_(Aristotle_U.,_Thessaloniki) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09457 |
私たちの宇宙のインフレーション時代は、量子訂正を含む4次元のアインシュタインの重力の文脈で説明できるため、半古典的として特徴付けることができます。これらの弦に動機付けられた補正は、超弦理論などの量子重力理論に由来し、ガウス・ボネ項やチャーン・サイモン項などのより高い重力項が含まれています。この論文では、GW170817の観点から、2次曲率項を使用してスカラー場に由来するインフレーション現象を調査しました。まず、重力作用から直接運動方程式を導き出しました。その結果、ハッブルのパラメータとインフラトン場に関して微分方程式のシステムが形成されました。これは非常に複雑で、最小結合の場合でも解析的に解くことができません。原始重力波の速度が光速に等しいことを示したGW170817の観測に基づいて、この制約を適用し、スローロール近似を適用し、ストリング補正を無視した後、運動方程式を簡略化しました。インフレ現象学のダイナミクスを説明し、ガウス-ボネット項の理論が最近の観測と互換性があることを証明しました。また、チャーン・サイモン項は、重力波の2つの円偏光状態の非対称的な生成と進化につながります。最後に、観測上の制約と一致して、実行可能なインフレモデルが提示されます。青の傾斜テンソルスペクトルインデックスの可能性を簡単に調査します。
単純な標準模型の拡張による強重力アプリケーション用の超軽量ボソン
| Title |
Ultralight_bosons_for_strong_gravity_applications_from_simple_Standard_Model_extensions |
| Authors |
Felipe_F._Freitas,_Carlos_A._R._Herdeiro,_Ant\'onio_P._Morais,_Ant\'onio_Onofre,_Roman_Pasechnik,_Eugen_Radu,_Nicolas_Sanchis-Gual,_Rui_Santos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.09493 |
天体物理学的に関連する可能性のある超軽量の{実数または}複素数ベクトルまたはスカラーを生成できる標準モデルの単純な拡張のファミリと具体例を作成します。具体的には、これらの推定基本ボソンの質量範囲（$\sim10^{-10}-10^{-20}$eV）は、新しい非ブラックホールコンパクトオブジェクト（ボソニックスター）と新しい非ブラックホールの両方に動的につながります。$\simM_\odot$から$\sim10^{10}M_\odot$の質量を持つカーブラックホールは、天体物理学的ブラックホール候補の質量範囲（恒星の質量から超大質量まで）に対応します。各モデルについて、自発的対称性の破れ後の質量スペクトルと相互作用の特性を研究し、その理論的実行可能性と警告、およびコンパクトオブジェクトの潜在的で最も関連性のある現象論的意味のいくつかについて説明します。
相互作用するクォーク物質（IQM）で構成される相互作用するクォーク星（IQS）は、摂動QCD補正や色の超伝導などの強い相互作用効果を含め、重力波の特徴に不可欠な光子球を特徴とするほどコンパクトにできることを示します。エコーします。単純な再パラメータ化と再スケーリングによってすべての相互作用するフェーズを統合するIQM状態方程式を利用します。これにより、自由度の数を1つの無次元パラメータ$\bar{\lambda}$に最大限に減らすことができます。相互作用効果。大きな中心圧力で$\bar{\lambda}\gtrsim10$を使用するIQSでは、重力波エコーが発生する可能性があることがわかりました。次元を再スケーリングして、有効バッグ定数$B_{\rmeff}$の次元パラメーター空間と摂動QCDパラメーター$a_4$とストレンジクォーク質量$の変化を伴う超伝導ギャップ$\Delta$への影響を示します。m_s$。IQSに関連付けられた再スケーリングされたGWエコー周波数$\bar{f}_\text{echo}$を計算し、そこから最小エコー周波数$f_\text{echo}^{\rmmin}の単純なスケーリング関係を取得します。\approx5.76{\sqrt{B_{\rmeff}/\text{（100MeV）}^4}}\、\、\、\rmkHz$、$\bar{\lambda}$の大きな制限。
