| Title |
Artificial_Neural_Networks_for_Galaxy_Clustering._Learning_from_the_two-point_correlation_function_of_BOSS_galaxies |
| Authors |
Niccol\`o_Veronesi,_Federico_Marulli,_Alfonso_Veropalumbo,_Lauro_Moscardini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.11397 |
地上および宇宙に搭載された望遠鏡からのますます大量の宇宙論的データは、科学的利用を最大化するために非常に効率的で十分に速いデータ分析技術を必要とします。この作業では、物質密度パラメーターOmegamを制約することを目的として、教師あり機械学習アルゴリズムの機能を調べて、宇宙の大規模構造の特性を学習します。回帰データ分析用の新しい人工ニューラルネットワークを実装し、オメガmの値が異なる標準的な宇宙論における銀河の2点相関関数の大規模なセットでトレーニングします。トレーニングセットは、バリオン振動分光調査（BOSS）銀河のクラスター化を再現する対数正規モックカタログから構築されます。提示された統計手法は、尤度関数を構築するために特定の分析モデルを必要とせず、トレーニング後、無視できる計算コストで実行されます。この新しい人工ニューラルネットワークを実際のBOSSデータでテストし、オメガm=0.309p/m0.008を見つけました。これは、標準的な分析結果と非常に一致しています。
南半球での再電離観測のエポックを強化するための182MHzでの拡散電波放射のマップ
| Title |
A_Map_of_Diffuse_Radio_Emission_at_182_MHz_to_Enhance_Epoch_of_Reionization_Observations_in_the_Southern_Hemisphere |
| Authors |
Ruby_Byrne,_Miguel_F._Morales,_Bryna_Hazelton,_Ian_Sullivan,_Nichole_Barry,_Christene_Lynch,_Jack_L._B._Line,_Daniel_C._Jacobs |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.11487 |
マーチソン広視野アレイ（MWA）からのデータから開発された167-198MHzでの偏光拡散放射のブロードバンドマップを提示します。このマップは、21cmの再電離エポック（EoR）実験の可視性シミュレーションと精度キャリブレーションを改善するように設計されています。それは大きな帯をカバーします-11,000平方度。-4つのストークスパラメータすべてで南半球の空を撮影し、1〜9度の角度スケールで放射をキャプチャします。バンド平均拡散構造は主に無偏光ですが、RA=0h付近で有意な直線偏光構造を持っています。マップの精度をGLEAMカタログと組み合わせ、MWAからの観測をシミュレートすることで評価します。これは、短いベースライン（6.1〜50波長）の精度が、EoRキャリブレーションに通常使用される長いベースラインの精度に近づくことを示しています。さまざまな干渉アレイの可視性シミュレーションにマップを使用する方法について説明します。このマップは、MWAだけでなく、再イオン化アレイの水素エポック（HERA）や今後のスクエアキロメートルアレイ（SKA）などの実験のキャリブレーション精度を向上させる可能性があります。
宇宙論的シミュレーションからの局所銀河群質量推定量
IllustrisTNG宇宙シミュレーションでローカルグループ（LG）アナログを識別し、これらを使用してLGの2つの質量推定量を研究します。1つはタイミング引数（TA）に基づいており、もう1つはビリアル定理（VT）に基づいています。天の川-M31の接線速度と宇宙定数の更新された測定値を含めると、TAと真の質量の比率は約90\％で一貫していますが、TA質量推定器が真の中央値LG質量をわずかに過大評価していることを示します。NSこれらは、暗黒物質のみのシミュレーションを使用した以前の結果とほぼ一致しています。TAの対応する比率と比較して、ビリアル質量と真の質量比のばらつきは大きいものの、VT推定器が真のLG質量をより適切に推定することを示します。VT推定量のより広いばらつきは、等方性軌道のVTの仮定とは異なる、LG衛星銀河の主に放射状の軌道を含むいくつかの要因に起因すると考えられます。私たちが導き出した体系的な不確実性により、90\％c.lでのLG質量の更新された測定値。TAからの$4.75_{-2.41}^{+2.22}\times10^{12}$M$_\odot$と$2.0_{-1.5}^{+2.1}\times10^{12}$MVTからの$_\odot$。
後期および最近の宇宙からの宇宙論的データは、$\Lambda$CDMモデルを考慮して、宇宙の膨張率に不可解な$\sim4.5\sigma$の緊張を示しています。緊張を解消するために提案されたいくつかのシナリオに加えて、モデルが結果にバイアスをかける方法を理解することは非常に重要です。この論文では、データセットをモデル化するための3つの最もよく知られているノンパラメトリック手法、すなわち平滑化手法、遺伝的アルゴリズム、およびガウス過程を調査し、そのようなシナリオのいくつかの側面を明らかにします。これらの3つの方法を考慮して、最近のハッブルパラメータデータを調査して宇宙の膨張率を再構築し、パンテオンサンプルを調査して光度距離を再構築します。文献の同様の研究とは対照的に、$\chi^2$分布は、データと一致する曲線を選択するための基準として使用されています。最後に、再構築された曲線から$H_0$を計算し、結果を比較します。
波打つ宇宙ひものスケーリングソリューション
宇宙ひもは、キブルメカニズムのために初期の宇宙で形成された可能性があります。文字列ネットワークは通常、南部-後藤型としてモデル化されますが、この説明は便利な近似であると理解されており、文字列の世界面に通常予想される追加の自由度の存在を無視しています。拡大する宇宙における宇宙ひもの以前のシミュレーションは、ひもにかなりの量の短波長伝搬モード（一般にウィグルと呼ばれる）の存在を疑いの余地なく確立しており、標準的な速度依存の1スケールモデルの波状のストリング拡張は最近開発されました。ここでは、このモデルの可能な漸近スケーリングソリューション、特にそれらが宇宙の膨張と利用可能なエネルギー損失または伝達メカニズムによってどのように影響を受けるかを研究することによって、このモデルの物理的解釈を改善します-たとえば、ループの生成と小刻みに動く。ウィグリーモデルが適切な限界で減少する南部-後藤ソリューションに加えて、ネットワークが進化するにつれてウィグリネスの量が増加するか、特定の拡張率に対して一定になるソリューションもあることがわかります。我々の結果は、ウィグリネスを含むネットワークの完全なスケーリングが、数値シミュレーションの結果と一致している放射の時代よりも物質の時代の方がはるかに可能性が高いことを示しています。
銀河団による強い重力レンズでのエキゾチックな像形成-III：HUDFによる統計
| Title |
Exotic_Image_Formation_in_Strong_Gravitational_Lensing_by_Clusters_of_Galaxies_--_III:_Statistics_with_HUDF |
| Authors |
Ashish_Kumar_Meena_(1)_and_J._S._Bagla_(1)_((1)_IISER_Mohali,_India) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.11955 |
ハッブルフロンティアフィールド（HFF）クラスターによるハッブルウルトラディープフィールド（HUDF）のシミュレートされた強くレンズ化された画像で、点特異点（アゲハチョウとアンビリック）の近くの画像形成を研究します。この作業では、HUDF領域で最も明るい光源のほぼ半分（合計5271）のみを考慮します。すべてのHFFクラスターについて、HUDFの中央領域内のクラスター中心の任意の平行移動と任意の回転を使用して、強くレンズ化されたHUDFの11の実現を構築しました。これらの実現のそれぞれにおいて、異なる点の特異点に対応する特徴的な/エキゾチックな画像形成を視覚的に識別します。現在の結果は、さまざまなアプローチに基づく以前の結果と一致していることがわかります。また、これらのエキゾチックな画像形成における時間遅延を研究し、それを典型的な5つの画像の形状と比較します。エキゾチックな画像形成における典型的な時間遅延は、一般的な5つの画像ジオメトリにおける典型的な時間遅延よりも1桁小さいことがわかります。
最大許容偏光度を持つ等方性確率的重力波背景の相関分析
| Title |
Correlation_analysis_for_isotropic_stochastic_gravitational_wave_backgrounds_with_maximally_allowed_polarization_degrees |
| Authors |
Hidetoshi_Omiya,_Naoki_Seto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12001 |
最大許容偏光度を含む、確率的重力波背景の単極成分の相関分析を研究します。典型的な検出器ネットワークの場合、相関分析は事実上5つのスペクトルをプローブできることを示します。3つはテンソル、ベクトル、およびスカラーモードの強度で、2つはテンソルおよびベクトルモードのカイラル非対称性です。ベクトルモードのカイラル非対称信号は、これまで変更されていません。この論文では、この信号のオーバーラップ低減関数を導出し、偏光度を幅広く扱うために必要な基本的な要素を完成させます。5つのオーバーラップ削減関数すべての幾何学的特性を包括的に分析します。特に、将来的に好ましいネットワークを構成するための反射変換の重要性を指摘します。
精密宇宙論とインフレーションによる硬く増幅された重力波の背景：NANOGrav、Advanced LIGO-Virgo、ハッブル張力
| Title |
Precision_cosmology_and_the_stiff-amplified_gravitational-wave_background_from_inflation:_NANOGrav,_Advanced_LIGO-Virgo_and_the_Hubble_tension |
| Authors |
Bohua_Li,_Paul_R._Shapiro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12229 |
共通スペクトルプロセスの最近のNANOGravの発見は、標準的なインフレーション+LCDMによって予測されたよりも強い原始的な確率的重力波バックグラウンド（SGWB）の可能な証拠としての解釈を招きました。そのようなSGWBは、その拡張履歴に影響を与える可能性のある背景の宇宙に余分な放射成分を与えるでしょう。このように、それは現在のハッブル張力、重力波と宇宙論の間の新しい関係を緩和するのを助けるかもしれません。LCDMモデルに2つのコンポーネント（スティッフコンポーネント（w=1）と原始SGWB）が追加された、宇宙論モデルである「標準インフレーション+スティッフ増幅」シナリオを検討することによってこれを示します。以前、標準的な膨張の場合でも、再加熱後の初期の硬い時代の可能性によって増幅された場合、レーザー干渉計によってプローブされた高周波でSGWBが検出される可能性があることを示しました。ただし、SGWBを十分にブーストして大幅な逆反応を引き起こすモデルは、精密な宇宙論が要求するように、十分に測定された放射物質の平等を維持する必要があります。そのために、SGWBの完全に結合された展開と拡張履歴、サンプリングパラメータ空間（テンソルとスカラーの比率、再加熱温度、および剛性と放射が等しい温度）を計算します。次に、NANOGravの結果と、Planck、ビッグバン元素合成、およびAdvancedLIGO-Virgoからの最新の上限の共同分析を実行して、モデルを制約します。結果として得られる青く傾いた、硬く増幅されたSGWBは、NANOGravの結果を説明するにはまだ小さすぎます。ただし、いつかAdvancedLIGO-VirgoがSGWBを検出した場合、モデルは標準のインフレーション内でそれを説明できます（最初の青い傾きは必要ありません）。一方、このモデルは、ハッブル定数の現在の高z測定値をSH0ESによる低z測定値の3.4シグマ以内（4.4シグマから）およびH0LiCOWによる測定値の2.6シグマ以内（3.1シグマから）にし、張力を低減する可能性があります。
らせん状のインフレーション磁気発生と重力波のシミュレーション
低再加熱温度シナリオでのらせん状インフレーション磁気発生の数値シミュレーションを使用して、磁気エネルギースペクトルが再加熱温度に依存する特定の波数で強くピークに達することを示します。重力波（GW）は、それぞれ150MeV〜3x10^5GeVの再加熱温度に対して、3nHz〜50mHzの周波数で生成されます。ピーク周波数以下では、応力スペクトルは常にホワイトノイズのスペクトルであることがわかります。これは、以前に考えられていたように、立方体ではなく、対数波数間隔あたりのGWエネルギーの線形増加を意味します。らせん状の場合と非らせん状の場合の両方で、GWスペクトルの後に、それぞれのピーク周波数を超える周波数の急激な低下が続きます。この磁気発生シナリオでは、らせん項の存在によりGWスペクトルのピークが拡張され、したがって、ヘリシティがない場合と比較して、前述のドロップの位置がより高い周波数に向かって拡張されます。これは、宇宙干渉計で検出できることに違いをもたらす可能性があります。GW生成の効率は、非らせんの場合とほぼ同じであり、再加熱の終了時の電磁エネルギーが放射エネルギー密度の特定の割合に固定されている場合、再加熱温度に依存しないことがわかります。また、ヘリシティがない場合とは逆に、再加熱時の電気エネルギーは磁気エネルギーよりも少なくなります。分数円偏波は、ピーク周波数範囲より下の特定の範囲でほぼ100パーセントであることがわかります。
グローバル21cm信号による回転する原始ブラックホールの抑制
| Title |
Constraining_Spinning_Primordial_Black_Holes_With_Global_21_cm_Signal |
| Authors |
Pravin_Kumar_Natwariya,_Alekha_C._Nayak_and_Tripurari_Srivastava |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12358 |
スピンは原始ブラックホールの基本的な特性であり、原始ブラックホール（PBH）の蒸発速度に大きな影響を与える可能性があります。PBHの無視できないスピンを考慮し、質量とスピンの関数として暗黒物質を説明するPBHの割合の限界を研究します。回転する原始ブラックホール（SPBH）は、ホーキング放射によって蒸発し、銀河間媒体（IGM）にエネルギーを注入する可能性があります。IGMへのバックグラウンド放射の注入は、宇宙の夜明けの間のガスの熱およびイオン化の履歴に大きな影響を与える可能性があります。最近、宇宙の再電離シグネチャのグローバルエポック（EDGES）の低帯域観測を検出する実験で、赤方偏移範囲15〜20の21cmの吸収信号が報告されました。PBHを蒸発させることによるホーキング放射の存在は、21cmの吸収プロファイルを変更する可能性があります。EDGES信号を考慮に入れて、質量とスピンの関数として暗黒物質を説明するSPBHの割合を制限します。また、これらの限界を他の利用可能な観測と比較します。
ステラルーメンバイナリーにおける惑星形成：微惑星成長のグローバルシミュレーション
$\gamma$Cephei（半主軸が約20AU）などのタイトでエキセントリックな連星系の1つのコンポーネントの周りの惑星形成は、微惑星間の破壊的な高速衝突のために理論的に困難です。この断片化の障壁にもかかわらず、惑星はそのような軌道構成で存在することが知られています。ここでは、微惑星成長の複数の環の凝固-断片化計算を実行するための新しい数値フレームワークを提示します。これは、微惑星のダイナミクスの詳細、微惑星の衝突結果の詳細、およびガスドラッグ駆動のインスピレーション。私たちの動的入力は、微惑星が存在する巨大な非軸対称の原始惑星系円盤と、ガスの抗力の両方の重力効果を適切に組み込んでいます。$1-10$kmサイズのオブジェクトから始まる$\gamma$Cepheiや$\alpha$Centauriなどのシステムで微惑星の成長を成功させる一連のディスクパラメータを特定します。微惑星系円盤の成長を成功させるための重要な条件の1つとして、原始惑星系円盤と微惑星系円盤のアプシダルアライメントを特定します。これは、ディスク内の動的に静かな場所の出現に自然につながります（ディスクの離心率が数パーセントのオーダーである限り））、微惑星系の成長に有利な条件が存在する場合。原始惑星系円盤の重力効果を説明することは、私たちの以前の結果と一致して、この結論に到達する上で重要な役割を果たします。これらの発見は、微惑星形成のメカニズムとしてのストリーミング不安定性を支持している。それらは、バイナリとシングルスターの両方の周りの惑星形成の理論、およびバイナリの原始惑星系円盤の流体力学的シミュレーション（検証するための一連の重要な診断を特定するため）に重要な洞察を提供します。
原始太陽系星雲における微量元素の挙動：CMおよびCRコンドライト硫化鉄および関連金属のシンクロトロン蛍光X線分析
| Title |
Trace_Elemental_Behavior_in_the_Solar_Nebula:_Synchrotron_X-ray_Fluorescence_Analyses_of_CM_and_CR_Chondritic_Iron_Sulfides_and_Associated_Metal |
| Authors |
Sheryl_A._Singerling,_Stephen_R._Sutton,_Antonio_Lanzirotti,_Matthew_Newville,_and_Adrian_J._Brearley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.11404 |
協調集束イオンビーム（FIB）-走査型および透過型電子顕微鏡（S/TEM）、電子プローブ微量分析（EMPA）-シンクロトロン蛍光X線（SXRF）マイクロプローブ研究を実施して、相特異的な微細構造特性と高CM2およびCR2炭素質コンドリュールのコンドリュールからの一次ピロタイト、ペントランダイト、および関連する金属粒子のその場での微量元素濃度の分離。この研究は、これらの隕石グループにおける一次硫化物の形成メカニズムと条件を決定する試みにおいて、コンドライト硫化物の微量元素の化学的および微細構造の観察をリンクするその種の最初のものです。SXRFマイクロプローブ分析により、FeとNiに加えて、微量元素と微量元素のCo、Cu、Ge、Zn、Seの濃度を2ミクロンの空間分解能で定量化することができました。CMとCRPPIの硫化物微量元素パターンの類似性は、両方の隕石グループにおけるこのタイプの硫化物粒子の共通の形成メカニズムの証拠を提供します。さらに、SRM硫化物と金属には、金属の硫化など、2つの間の遺伝的関係を示す同等の微量元素パターンがあります。Ni、Co、Cu、およびSeの濃縮は、これらの元素のカルコフィル/シデロフィルの挙動と一致しています。Geで観察された枯渇は、蒸発によって失われた可能性があるか、金属または硫化物の前駆体材料に組み込まれなかったことを示唆しています。Znの枯渇も蒸発に起因する可能性がありますが、部分的に親油性であるため、コンドリュール形成中にケイ酸塩に優先的に組み込まれた可能性もあります。微量元素濃度は、コンドリュール内の非混和性硫化物溶融物からの結晶化をサポートし、PPI粒子の形成と、SRM粒子の起源となる金属の硫化を実現します。
ジャコビニ流のレーダー観測] {ジャコビニ流のレーダー観測}
| Title |
Radar_observations_of_Draconid_outbursts]{Radar_observations_of_Draconid_outbursts} |
| Authors |
M._D._Campbell-Brown,_G._Stober,_C._Jacobi,_J._Kero,_A._Kozlovsky,_M._Lester |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.11418 |
ジャコビニ流星群は、不規則な間隔で強いバースト活動を示し、その間の数年間はほとんど活動していません。ジャコビニ流星群の5回の爆発は、1999年から2018年の間にカナダとヨーロッパでスペキュラー流星レーダーで観測されました。爆発は一般に6時間から8時間続き、ほとんどは単一の地理的サイトで完全には見えませんでした。短期間のシャワー爆発のための複数の経度。異なるレーダーで測定した場合、ピークフラックスには少なくとも2倍の違いがあります。初期のトレイル半径効果は、壊れやすいことが知られているジャコビニ流星の補正が不十分です。
グローバル流星ネットワーク-方法論と最初の結果
| Title |
The_Global_Meteor_Network_--_Methodology_and_First_Results |
| Authors |
Denis_Vida,_Damir_\v{S}egon,_Peter_S._Gural,_Peter_G._Brown,_Mark_J.M._McIntyre,_Tammo_Jan_Dijkema,_Lovro_Pavleti\'c,_Patrik_Kuki\'c,_Michael_J._Mazur,_Peter_Eschman,_Paul_Roggemans,_Aleksandar_Merlak,_Dario_Zubovi\'c |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12335 |
GlobalMeteorNetwork（GMN）は、RaspberryPiコンピューターでオープンソースの流星検出ソフトウェアを実行する高感度で低コストのCMOSビデオカメラを利用しています。現在、30か国で450台以上のGMNカメラが配備されています。ネットワークの主な目標は、光学流星質量範囲での年間流星群と爆発の放射、フラックス、およびサイズ分布の長期的な特性評価を提供することです。迅速な24時間の公開サイクルにより、軌道データにより、地球に近い流星環境に対する一般の状況認識が強化されます。GMNはまた、機器で観測された隕石の落下の数とデータ削減方法の透明性を高めることを目的としています。カメラのポインティングを歪みから切り離すことができる新しい位置天文学のキャリブレーション方法が提示され、夜間の頻繁なポインティングキャリブレーションに使用されます。2018年12月以降、25フレーム/秒で恒星の等級が$+6.0\pm0.5$に制限された広視野カメラ（$88^{\circ}\times48^{\circ}$）を使用して、22万を超える正確な流星軌道が収集されました。2021年6月まで。計算されたすべての軌道の放射精度の中央値は、4つ以上のステーションから観測された流星の$\sim20\％$に対して$0.47^{\circ}$、$0.32^{\circ}$であり、測定に十分な精度です。流星シャワーの物理的分散。その間、5回の爆発を含め、日中以外の毎年確立された流星群がすべて観測されました。隕石を落とす火の玉の分析が提示され、目に見える伴流、断片化の詳細、およびいくつかの識別可能な断片が示されました。空間軌道適合誤差は\SI{\sim40}{\metre}のみであり、これは3分角と数十メートル/秒の推定放射および速度誤差に変換されました。
カリストの希薄で衝突する雰囲気
| Title |
A_tenuous,_collisional_atmosphere_on_Callisto |
| Authors |
Shane_Carberry_Mogan_and_Orenthal_Tucker_and_Robert_Johnson_and_Audrey_Vorburger_and_Andre_Galli_and_Benoit_Marchand_and_Angelo_Tafuni_and_Sunil_Kumar_and_Iskender_Sahin_and_Katepalli_Sreenivasan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12341 |
並列処理を利用するシミュレーションツールは、カリストの2D、単一および多成分雰囲気での分子動力学を記述するために開発されています。これは、カリストの表面全体に正午から深夜までの温度勾配を実装し、昇華した水蒸気を導入することにより、放射線分解生成物で構成されるカリストの1D大気における衝突の役割に関する以前の研究（CarberryMoganetal。、2020）を拡張したものです。単一種、弾道および衝突のO2、H2、H2O大気、およびO2+H2O大気を、さまざまな量のH2を含む3種大気と比較します。H2O蒸気圧は表面温度に非常に敏感であるため、密度は太陽直下点からの距離が増すにつれて数桁低下し、それに応じて流れは衝突から弾道に移行します。O2+H2O大気では、局所温度は太陽直下点付近のH2Oによって決定され、太陽直下点から距離が増加するにつれて遷移してO2によって決定されます。O2+H2O+H2大気で放射線分解によって生成されたH2が無視できない場合、このはるかに軽い分子は、より重い種のスケールハイトよりもおよそ1桁大きいスケールハイトで、衝突によって局所的な温度を下げることができます。さらに、H2成分が十分に密度が高い場合、昼側で発生し、夜側の大気に沈殿する粒子が衝突によってエネルギーを蓄積し、それが表面温度に対して局所的な大気を加熱します。最後に、カリストの大気中のH2の存在に対するこの研究の潜在的な影響と、シミュレートされた密度が、提案されたJUpiterICymoonsExplorer（JUICE）宇宙船のフライバイ高度での予想される検出しきい値とどのように相関するかについて説明します。
分子運動論的大気散逸シミュレーションに対する上限条件の影響
| Title |
The_influence_of_upper_boundary_conditions_on_molecular_kinetic_atmospheric_escape_simulations |
| Authors |
S._R._Carberry_Mogan,_O._J._Tucker,_R._E._Johnson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12343 |
分子運動シミュレーションは通常、惑星体の上層大気の希薄な領域を正確に記述するために使用されます。これらのシミュレーションは、衝突、オブジェクトの重力、および外部の影響を受ける実際の大気原子および/または分子を表す粒子の動きを追跡します。粒子は最終的に非常に大きな弾道軌道になる可能性があるため、通常、上限条件（UBC）を使用してドメインサイズを制限し、それによって大気が定常状態に達するまでの時間を短縮します。ヒル球など、すべての分子が除去される明確な高度がない場合、よく使用される条件は、衝突の頻度が低くなる高度を選択して、脱出軌道上の粒子が除去されるようにすることです。その後、残りは鏡面反射でシミュレーションドメインに反映されるか、弾道軌道が分析的または明示的に追跡されて、最終的にドメインに再入されます。ここでは、便利で頻繁に使用される1D球対称近似で、UBCの選択が脱出率と公称エキソベース付近の大気の構造に及ぼす影響を調べます。カリストを例のボディとして使用して、一般的に使用される鏡面反射UBCは、脱出率の過大評価や外気圏の膨張など、動的時間スケールと同等またはそれ以上の寿命を持つ種をシミュレートするときに重大な不確実性をもたらす可能性があることを示します。したがって、鏡面反射は便利ですが、遷移領域での脱出率と密度および温度構造を正確に推定するには、便利な1D球対称シミュレーションを実装する場合でも、分子の寿命と体の動的時間スケールを考慮する必要があります。
Keck I / MOSFIRE分光測光変動により、がか座ベータ星bの直接画像化された太陽系外惑星に類似した、若い低質量褐色矮星の垂直雲構造を明らかにする
| Title |
Revealing_the_Vertical_Cloud_Structure_of_a_young_low-mass_Brown_Dwarf,_an_analog_to_the_beta-Pictoris_b_directly-imaged_exoplanet,_through_Keck_I/MOSFIRE_spectro-photometric_variability |
| Authors |
Elena_Manjavacas,_Theodora_Karalidi,_Johanna_Vos,_Beth_Biller_and_Ben_W._P._Lew |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12368 |
若い褐色矮星は、有効温度、近赤外線の色、表面重力を共有しているため、巨大な太陽系外惑星に類似しています。したがって、若い褐色矮星の詳細な特性評価は、巨大な太陽系外惑星の研究に光を当てる可能性があります。現在、それらの大気の正確な特性評価を可能にするのに十分な信号対雑音比で観測することはできません。2MASSJ22081363+2921215は、がか座ベータ星の若い移動グループ（23+/-3Myr）のメンバーである、若いL3褐色矮星であり、その有効温度と質量をがか座ベータ星bの巨大な太陽系外惑星と共有しています。KeckI望遠鏡に設置されたMOSFIREマルチオブジェクト分光器を使用して、2MASSJ22081363+2921215の約2.5時間の分光測光Jバンドモニタリングを実行しました。Jバンドの光度曲線について、3.22+/-0.42％の最小変動振幅を測定しました。2MASSJ22081363+2921215の最大フラックススペクトルと最小フラックススペクトルの比率は、弱い波長依存性と、アルカリ線の変動振幅の潜在的な強化を示しています。さらなる分析は、アルカリ線の変動振幅が全体の変動振幅よりも高いことを示唆しています（線に応じて4.5〜11％）。元のMOSFIREスペクトルの分解能をR〜100に下げると、これらの線の変動振幅は低くなります。これは、アルカリ線のこの潜在的な増強された変動がHST/WFC3光度曲線で以前に発見されなかった理由を説明しています。放射伝達モデルを使用して、2MASSJ22081363+2921215で観測された分光測光変動を導入している可能性のあるさまざまな雲層を取得しました。これは、アルカリ線で測定された拡張変動振幅をさらにサポートします。このベータ星bアナログの垂直雲構造の芸術的な再現を提供します。
彗星C / 2021 A1（レナード）とその金星との遭遇のプレビュー
| Title |
Preview_of_Comet_C/2021_A1_(Leonard)_and_Its_Encounter_with_Venus |
| Authors |
Qicheng_Zhang,_Quanzhi_Ye,_Shreyas_Vissapragada,_Matthew_M._Knight,_Tony_L._Farnham |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12370 |
長期彗星C/2021A1（レナード）は、2021年12月18日に金星に0.029au以内に接近し、その後2日以内に塵の軌跡で惑星をかすめる可能性があります。C/2021A1は、2021年1月13日と3月3日にローウェルディスカバリー望遠鏡で、2021年3月20日にパロマーヘイル望遠鏡で観測されました。それぞれ4.28au。尾の形態は、塵が前年に生成された半径約0.1〜1mmの粒子によって光学的に支配されていることを示唆しています。狭帯域光観察測光法も分光光度法も決定的なガス放出を明らかにせず、後者の2つのエポックの両方で<1e23molc/sのCN生成に3シグマの上限を設定します。軌道解析は、非常に大きな太陽周回距離（r>30au）で放出された大きな（>1mm）粒子が、金星に到達するのに最も強く好まれることを示しています。金星でのそのような流星のフラックス、したがってそれらの潜在的な直接的または間接的な観測可能性は、彗星のダスト生成履歴がこれらの距離で十分に制約されていないため、非常に不確実ですが、彗星C/2013A1（サイディング春）は2014年に火星に接近したため、金星の周りの軌道にある宇宙船に与えるリスクはごくわずかです。以前の出現で生成された塵は、流星フラックスに実質的に寄与しない可能性があり、2021年9月に彗星がr〜2auに達する前の、ありそうもない高速（>0.5km/s）の塵の爆発を除いて、将来の活動からの塵もありません。
2019年のフレア活動中のいて座A *の第2スケールサブミリ波変動：明るい近赤外線フレアの起源について
2019年、銀河中心の超大質量ブラックホールであるいて座A*は、前例のないフレア活動を起こし、静止値と比較して最大100倍明るくなりました。ここでは、1.3mm（230GHz）（降着率のトレーサー）でのSgrA*の連続体変動のALMA観測を報告します。これは、最も明るい近赤外線（NIR）が検出されてから1か月後、フレア活動の途中で行われました。革新的な光曲線抽出技術を開発しました。これにより、（ALMAの優れた感度とともに）高い時間分解能（2秒）と高い信号対雑音比（〜500）の光曲線を同時に取得できます。SgrA*サブミリ波変動の正確な固有構造関数を構築し、以前の研究をタイムスケールで約2桁、感度で1桁改善します。2019年6月の変動挙動を2001-2017のそれと比較し、明るいNIRフレアの最も可能性の高い原因が磁気リコネクションであることを示唆します。
マルチマス回転星団の初期のダイナミクスと激しい緩和
| Title |
Early_dynamics_and_violent_relaxation_of_multi-mass_rotating_star_clusters |
| Authors |
A._R._Livernois,_E._Vesperini,_M._Tiongco,_A._L._Varri,_E._Dalessandro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.11394 |
N体シミュレーションによって、弱い外部潮汐場の存在下で、激しい緩和段階中に回転するマルチマス星団の進化を調査することを目的とした研究の結果を提示します。激しい緩和ダイナミクスとこの段階の終わりに現れる平衡の最終的な特性に対する初期回転と質量スペクトルの存在の影響を研究します。私たちのシミュレーションは、激しい緩和段階の最中および終了時に、空間的な質量分離への進化とエネルギー等分配への進化の明確な兆候を示しています。最終的な回転運動学を研究し、クラスターの回転軸を中心に、質量の大きい星は質量の小さい星よりも速く回転する傾向があることを示しています。私たちの分析はまた、激しい緩和段階の間に、巨大な星がクラスターの角運動量と整列した角運動量で軌道に優先的に分離する傾向があることを明らかにします。これは、二体によって駆動される星団の長期的な進化の文脈で以前に見られた効果です。リラクゼーション。
大規模な原始星に向けた小さな空間スケールでのシアノラジカル放出
| Title |
Cyano_radical_emission_at_small_spatial_scales_towards_massive_protostars |
| Authors |
S._Paron,_M._E._Ortega,_A._Marinelli,_M._B._Areal,_N._Martinez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.11426 |
最初に検出された星間分子種の1つであるシアノラジカル（CN）は、多くの天体化学鎖の重要な分子です。特に、星の出生地である分子コアに向かって検出されており、これらの場所で起こる豊富な化学に関与していることが知られています。現在、この分子種の小さな空間スケールでの巨大な若い恒星状天体への放出についての研究はそれほど多くありません。したがって、星形成過程に関連してこのラジカルの放出の小規模での空間分布を明らかにすることを目的として、大規模な原始星のサンプルに向けた高角度分解能のCN研究を提示します。星間CNは、静止周波数226874.764MHzで強い輝線を持っているため、バンド6で観測された高質量星形成領域に関するALMAデータベースでの観測プロジェクトを検索します。10個の高質量星形成領域のサンプルそれらが言及された周波数でCNの明確な放出を示すことに基づいて選択された。CNは、分子の凝縮と、それらを取り巻く拡散および拡張ガスの両方を追跡することがわかりました。一般に、CN発光の最大値によって追跡される分子凝縮は、1.3mmの連続発光のピークと空間的に一致しません。これは、巨大な星が生まれた分子コアをトレースします。このようなコアに関連する近赤外放射の有無に基づいて、サンプルは進化のさまざまな段階のソースで構成されていることをお勧めします。CNは両方に存在し、このラジカルがさまざまな星形成段階に沿って遍在している可能性があり、したがって、星形成の時間に沿って発生するさまざまな化学反応に関与している可能性があることを示唆しています。さらに、他の複雑な分子が、分析されたコアのいくつかの連続体ピークに向かって検出されました。
輝線比R23=（[OII]3726+3729+[OII]4959+5007）/Hb、P=[（[OII]4959+5007）/Hb]/の間の2次元キャリブレーションを導出しました。R23と、セイファート1および2核の気相における水素（O/H）に対する酸素存在量。これを考慮して、MPA/JHUグループによって測定されたスローンデジタルスカイサーベイデータリリース7（SDSS-DR7）から取得されたオブジェクトのサンプルの輝線強度比、およびTe法に基づくO/Hの直接推定。AGNに適合していると見なされます。AGNの半径に沿って観測されたR23の変化は見られません。これは、この線の比率が、この作業で検討されているオブジェクトのクラスの優れた酸素存在量（O/H）指標であることを示しています。導出されたO/H=f（R23、P）の関係は、広範囲の金属量[8.0<12+log（O/H）<9.2]でTe法による推定と同様のO/H値を生成します。高金属量領域の星形成領域とは逆に、R23はAGNのO/Hと正の相関傾向を示します。これは、電離放射線の硬度がこれらのオブジェクトの金属量の影響を受けないこと、または金属量の変動によるスペクトルエネルギー分布の変化によって狭線領域（NLR）が大幅に変更されないことを示しています。
MaNGAの銀河のコロナルライン領域の物理学
| Title |
The_Physics_of_the_Coronal_Line_Region_for_Galaxies_in_MaNGA |
| Authors |
James_Negus,_Julia_M._Comerford,_Francisco_M\"uller_S\'anchez,_Jorge_K._Barrera-Ballesteros,_Niv_Drory,_Sandro_B._Rembold,_Rogemar_A._Riffel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.11631 |
活動銀河核（AGN）活動の重要なトレーサーとして機能する可能性のある冠状線領域（CLR）の基本的な性質と範囲は、未解決のままです。以前の研究では、CLRはAGN駆動の流出によって生成され、銀河中心から数十から数百パーセクの位置にある、太い線の領域と細い線の領域の間の別個の領域を占めることが示唆されています。ここでは、SDSS-IVMaNGAカタログから銀河を放出する10個のコロナルライン（CL;イオン化ポテンシャル$\ge$100eV）を調査し、連続体の上の$\ge$$5{\sigma}$で1つ以上のCLからの放出を検出しました。少なくとも10個のスパクセルで-そのような最大のMaNGAカタログ。CLRははるかに拡張されており、銀河中心から1.3〜23kpcに達していることがわかります。10個のCL銀河のサンプルを、既存の最大のMaNGAAGNカタログとクロスマッチングし、その中の7個を特定します。残りの3つのうち2つは銀河の合体であり、最後の1つはAGN候補です。さらに、平均CLR電子温度を12,331K〜22,530Kの範囲で測定します。これは、純粋なAGN光イオン化の一般的なしきい値（$\sim$20,000K）をわずかに上回り、衝撃（たとえば、合併によるものや超新星残骸によるもの）を示します。CLRで。中央の連続体源から放出される電離光子（つまり、AGN光イオン化）が主にCLを生成し、エネルギーショックが追加の電離メカニズムであり、測定する最も拡張されたCLRを生成する可能性が高いと考えます。
MMT / Hectospecで低赤方偏移のかすかな銀河を探す
| Title |
Searching_for_low-redshift_faint_galaxies_with_MMT/Hectospec |
| Authors |
Cheng_Cheng,_Jia-Sheng_Huang,_Christopher_N._A._Willmer,_Hong-Xin_Zhang,_Matthew_L._N._Ashby,_Hai_Xu,_Piaoran_Liang,_Tianwen_Cao,_Yaru_Shi,_Gaoxiang_Jin,_Chuan_He,_Shumei_Wu,_Zijian_Li,_Y._Sophia_Dai,_C._Kevin_Xu,_Xu_Shao,_Marat_Musin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.11682 |
マルチミラー望遠鏡（MMT）でHectospecを使用して取得した$0.03\lesssimz_{\rmspec}\lesssim0.5$と18$\leq$$r$$\leq$22の間の2753個の低赤方偏移銀河の赤方偏移を示します。。観測は、XMM-LSS、ELAIS-N1、およびDEEP2-3フィールドを対象としており、それぞれが$\sim$1deg$^2$をカバーしています。これらのフィールドは、最近完了したCFHT大面積Uバンド深部調査（CLAUDS）および進行中のHyperSuprime-Cam深部フィールド調査の一部でもあります。低赤方偏移銀河を選択するための私たちの技術の効率は、私たちのソースの赤方偏移分布によって確認されます。赤方偏移に加えて、これらの高いS/Nスペクトルは、年齢、金属量、および核活動レベルを測定するために使用されます。$u$、$g$、$r$、$i$、$z$、$y$の27AB等までの測光カタログと組み合わせて、$の恒星質量までの銀河集団を研究することができます。\sim$10$^8M_\odot$。この論文は、銀河サンプルの観測戦略、還元手順および特性を提示します。
スピッツァー拡張深部調査からの局所銀河と3.6um選択銀河のスペクトルエネルギー分布の類似性
| Title |
Spectral_energy_distribution_similarity_of_the_local_galaxies_and_the_3.6um_selected_galaxies_from_the_Spitzer_Extended_Deep_Survey |
| Authors |
Cheng_Cheng,_Jia-Sheng_Huang,_Hai_Xu,_Gaoxiang_Jin,_Chuan_He,_Tianwen_Cao,_Zijian_Li,_Shumei_Wu,_Piaoran_Liang,_Yaru_Shi,_Xu_Shao,_Y._Sophia_Dai,_Cong_Kevin_Xu,_Marat_Musin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.11683 |
深くて広い中赤外線（MIR）調査プロジェクトとしてのスピッツァー拡張深部調査（SEDS）は、1.46平方度と26AB等（3$\sigma$）の深さで広がる500000以上のソースのサンプルを提供します。以前の利用可能なデータと組み合わせて、uバンドから8$\mu$mまでのPSFに一致する多波長測光カタログを作成します。SEDS銀河のスペクトルエネルギー分布をローカル銀河テンプレートに適合させます。結果は、SEDS銀河がうまく適合できることを示しており、高赤方偏移銀河（$z\sim1$）がローカル銀河と同じテンプレートを共有していることを示しています。この研究は、銀河の光度と高赤方偏移の質量関数のさらなる研究を容易にするでしょう。
ラム圧力ストリッピングコマスパイラルNGC4921の分子ガスフィラメントとフォールバック
| Title |
Molecular_gas_filaments_and_fallback_in_the_ram_pressure_stripped_Coma_spiral_NGC_4921 |
| Authors |
William_J._Cramer,_Jeffrey_D._P._Kenney,_Stephanie_Tonnesen,_Rory_Smith,_Tony_Wong,_Pavel_J\'achym,_Juan_R._Cort\'es,_Paulo_C._Cort\'es,_Yu-Ting_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.11731 |
かみのけ座銀河団NGC4921の円盤内の分子ISMに対する動圧の影響を、高解像度のCO観測によって調査します。フルディスクの6"解像度のCARMACO（1-0）観測値と、ラム圧が最も強い主要象限の0.4"解像度のALMACO（2-1）観測値を示します。このゾーンでの激しい星形成活動と空間的に相関する、リーディング側の高密度星間物質（ISM）の圧縮の証拠を見つけます。また、HST画像に見られるように、銀河のガスが除去されたゾーンに伸びる、キロパーセクスケールの塵のフィラメントに沿って分子ガスを検出します。フィラメントは、磁気結合によって抑制された雲のデカップリングと一致し、単純なアブレーションによって形成されたシミュレートされたフィラメントと一致しない、下流にあるメインガスリッジに運動学的および空間的に接続されていることがわかります。さらに、COのメインリングを超えて、回転曲線に対して最大50kms$^{-1}$だけ青方偏移した速度を持つ分子ガス$\sim1-3$kpcの雲がいくつか見つかります。銀河。これらは、私たちが検出した唯一の雲の一部であり、それらに関連する目に見える減光はありません。これは、それらが銀河円盤のミッドプレーンの後ろにあり、銀河に向かって後退していることを示唆しています。シミュレーションは、銀河円盤から除去されたガスの一部が、ラム圧力ストリッピング中にフォールバックすることを長い間予測してきました。これは、ラム圧力が除去された銀河におけるガスの再降着の最初の明確な観測証拠である可能性があります。
磁化された分子雲複合体における宇宙線伝搬の経験的評価
| Title |
Empirical_assessment_of_cosmic_ray_propagation_in_magnetized_molecular_cloud_complexes |
| Authors |
Ellis_R._Owen,_Alvina_Y._L._On,_Shih-Ping_Lai,_Kinwah_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.11734 |
分子雲は複雑な磁化構造であり、さまざまな長さスケールで変化します。分子雲の密集したシールドされた塊とコアのイオン化は、帯電した宇宙線（CR）によって引き起こされると考えられています。これらのCRは、分子雲の奥深くでガスを加熱するのにも寄与する可能性があり、CRが豊富な環境ではその効果が大きくなる可能性があります。CRは、主に無秩序な磁場を持つ媒体での拡散によって伝播します。したがって、分子雲内の複雑な磁気構造は、分子雲内のCRの伝播と空間分布を決定し、したがって、それらの局所的なイオン化と加熱パターンを調節します。分子雲を通過する星の光の光学的および近赤外線（NIR）偏光は、磁場を追跡するためによく使用されます。磁化された分子雲複合体のCR拡散係数は、これらの光学/NIRスターライト偏光で観測された変動から推測できます。ここでは、光学/NIR観測から決定された、IC5146の星形成フィラメントで予想されるCR加熱パターンの計算を示します。私たちの計算は、局所的な条件がCR伝播にかなりの変動を引き起こすことを示しています。これは、ローカルCRの加熱電力に影響します。このような影響は、CRが豊富な星形成銀河では深刻であると予想されます。これらの銀河の分子雲は、CRが少ない銀河の分子雲とは異なって進化する可能性があります。
レンズ付きクエーサーQ0957 + 561の構造を明らかにする：III。重力赤方偏移によるSMBH質量
| Title |
Revealing_the_structure_of_the_lensed_quasar_Q_0957+561:_III._SMBH_mass_via_gravitational_redshift |
| Authors |
C._Fian,_E._Mediavilla,_J._Jim\'enez-Vicente,_V._Motta,_J._A._Mu\~noz,_D._Chelouche,_A._Hanslmeier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.11791 |
クエーサーの中央超大質量ブラックホール（SMBH）の質量を推定するために、重力赤方偏移の測定とともに、FeIII輝線ブレンドに対するマイクロレンズの影響を使用する予定です。重力レンズクエーサーQ0957+561の2008年から2016年までの複数の分光観測に、比較的高い信号対雑音比（適切な波長で）でFeIII機能を適合させます。マイクロレンズ倍率の統計に基づいて、ベイズ法を使用してその発光領域のサイズを導き出しました。FeIIIのスペクトルの特徴は、観測のすべてのエポックで平均17オングストロームの値だけ体系的に赤方偏移しているように見えます。画像AとBの間でFeIIIラインブレンドの形状に明らかな違いが見られます。これらのマグニチュードの違いの強さを測定すると、このブレンドは15lt-日の半光半径の領域から生じる可能性があると結論付けられます。このシステムの降着円盤の寸法とよく一致しています。ビリアル定理に基づく以前の質量推定値との不確実性の範囲内で一致する、（1.5+/-0.5）x10^9太陽質量の中央SMBHの質量を取得します。質量決定の不確実性が比較的小さい（<35％）ため、この方法は、ブラックホールの質量を測定するための他の既存の手法（たとえば、ビリアルと残響マッピングに基づくサイズ）の魅力的な代替手段になります。FeIII赤方偏移ベースの方法をビリアルと組み合わせて、このシステムのビリアル係数を1.2〜1.7の範囲で推定します。
箱型のCIVラインを持つ非常に赤いクエーサーの選択の改善
赤方偏移の範囲が$2.0〜3.4$の極端に赤いクエーサー（ERQ）は、$i-W3\ge4.6$の極端な赤い色をしています。コアERQには、残りの等価幅が$\ge100$Aの強力なCIV輝線があります。多くのコアERQには、通常の青いクエーサーと区別する独特の箱型の形状を持つCIVラインプロファイルもあります。$i-W3$色、CIVレスト等価幅、および線尖度の空間でのカーネル密度推定と局所外れ値因子分析の組み合わせを使用して、コアERQが通常の間のスムーズな遷移ではなく、別個の母集団を表す可能性があることを示します。青いクエーサーと色の尾のクエーサー-REW分布。分析を適用して、この3Dパラメーター空間でERQを選択するための新しい基準を見つけます。私たちの最終的な選択では、$133$のクエーサーが生成されます。これは、以前のコアERQサンプルよりも視覚的に検証されたCIVの広い吸収線の特徴を持っている可能性が3倍高いです。
3D-HST / CANDELSの0.5
| Title |
The_effect_of_the_morphological_quenching_mechanism_on_star_formation_activity_at_0.5_ |
| Authors |
Shiying_Lu,_Guanwen_Fang,_Yizhou_Gu,_Qirong_Yuan,_Zhenyi_Cai_and_Xu_Kong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.11984 |
青い星形成から赤い静止銀河への変換のためのいくつかのメカニズムが提案されており、それらの中の緑の谷（GV）銀河は移行期に広く受け入れられています。したがって、GV銀河の形態学的および環境的差異を、初期型ディスク（ETD;バルジが支配的でディスクを持っている）および後期型ディスク（LTD;ディスクが支配的）と比較することは、対応する消光メカニズムを区別するのに適しています。3D-HST/CANDELSの$0.5\leqslantz\leqslant1.5$にある大規模な（$M_*\geqslant10^{10}M_\odot$）GV銀河の大集団は、消光補正された$（UV）_{を使用して選択されます。\rmrest}$色。活動銀河核候補を排除し、「質量マッチング」を検討した後、最終的に、319ETDまたは319LTD銀河のいずれかを使用してGV銀河の2つの比較可能なサンプルを構築します。LTD銀河と比較して、ETD銀河はより高い濃度指数とより低い特定の星形成率を持っているのに対し、それらを取り巻く環境は同じであることがわかります。これは、形態学的な消光が、環境的な消光ではなく、巨大なGV銀河の星形成活動を支配している可能性があることを示唆している可能性があります。銀河の形態と星形成活動の相関関係を定量化するために、無次元の形態消光効率$Q_{\rmmor}$を定義し、$Q_{\rmmor}$が恒星の質量と赤方偏移に敏感でないことを確認します。ETD銀河とLTD銀河の平均星形成率の差が約0.7$M_\odot\rm\;yr^{-1}$の場合、$Q_{\rmmor}\gtrsim0.2$の確率はより高くなります。90\％。これは、GV銀河の形態学的消光の程度が$Q_{\rmmor}\gtrsim0.2$で表される可能性があることを意味します。
広帯域放射特性に基づく銀河系外源の統一された見方について
銀河系外天体のサイズが大きくなるにつれて、ジェットAGNの統合に関する私たちの理解は大きく進歩しました。本論文では、電波源の大規模なサンプルに基づいて、3FGLサンプルから680個のブレーザー（279個のFSRQと401個のBLラック）と64個のセイファート銀河（それぞれ3個の狭線、34個と27個の通常のセイファート1とセイファート2）をまとめました。）セイファート銀河とFSRQおよびBLラックのブレーザーサンプルとの関係を統計的にテストするためのINTEGRAL調査から。シンクロトロン（SS）、コンプトン（CS）、逆コンプトン（IC）の連続スペクトルを、ラジオからX線、ラジオからガンマ線、X線からガンマ線の高エネルギー成分から計算します。それぞれバンド。結果は、連続スペクトルの分布から、セイファート銀河が分布の尾を形成していることを示しており、同様の根底にある歴史と進化を示唆しています。連続スペクトルの2サンプルのコルモゴロフ-スミルノフ検定（KSテスト）は、セイファート銀河がスペクトルの低エネルギー成分でBLラックおよびFSRQとは異なることを示しましたが、高エネルギー成分ではそれらの間に明確な違いはありません。セイファート銀河、BLラック、FSRQでの高エネルギー放出は、同じ放出メカニズムの結果である可能性があることを意味します。個々のサブサンプルには、SS/CSおよびIC/CS平面上の分布の規則的なシーケンスがあります。サンプルの線形回帰分析では、SS/CSデータとIC/CSデータの間に有意な正の相関（rは0.60より大きい）が得られます。これは、IC/SSデータの反相関（rが-0.60より大きい）に変わります。これらの結果は、ブレーザーの統一されたスキームと一致しているだけでなく、セイファート銀河が古典的なラジオラウドAGNの対応物と統一できることも示しています。
OMC 2 / FIR6bジェットでの超高速回転
| Title |
Super-fast_Rotation_in_the_OMC_2/FIR_6b_Jet |
| Authors |
Yuko_Matsushita,_Satoko_Takahashi,_Shun_Ishii,_Kohji_Tomisaka,_Paul_T._P._Ho,_John_M._Carpenter,_and_Masahiro_N._Machida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12002 |
ALMACO（$J$=2--1）と、オリオン座分子雲-2にあるFIR6b原始星に関連する高速ジェットの1.3mm連続観測を示します。赤方偏移成分と青方偏移成分の両方で、ジェットの短軸に沿った速度勾配を検出します。赤方偏移したジェットの短軸に沿った位置-速度図は、回転シリンダーの典型的な特性を示しています。赤方偏移した成分の速度勾配は、ジェットの回転に起因すると考えられます。回転速度（$>20\、\\rm{kms^{-1}}$）と比角運動量（$>10^{22}\、\rm{cm^{2}\、s^{-1}}$）FIR6bの周りのジェットは、回転が観測されたすべてのジェットの中で最大です。ディスク風理論と私たちの観測を組み合わせることにより、ジェットの発射半径は$2.18-2.96$\、auの範囲にあると推定されます。急速な回転、大きな比角運動量、および中央の原始星から遠く離れた発射半径は、原始星降着の後期段階での角運動量伝達に寄与する電磁流体力学的ディスク風によって説明することができます。
グループ内および銀河系媒体の乱流
銀河団などの巨大な物体では、乱流速度分散$\sigma_\mathrm{turb}$は、物体の質量$M$と熱エネルギーの両方と密接に関連しています。ここでは、これらのスケーリング則が暗黒物質フィラメント内の低質量オブジェクトにまで及ぶかどうかを調査します。分解された速度成分の適応フィルタリング技術と未分解の成分を説明するサブグリッドスケールモデルを使用して、フィラメントの宇宙論的ズームインシミュレーションを実行します。次に、ズームイン領域のすべてのハローの平均乱流エネルギーと熱エネルギーを計算し、ハロー平均のさまざまな定義を比較します。密度と温度のしきい値によって制約される平均化は、ビリアル球のみに基づく平均よりも優先されます。乱流速度分散とハロー質量の明確な傾向は見つかりませんが、乱流速度分散と熱エネルギーの間に指数$\alpha\sim0.5$の有意な相関とスケーリング則があり、これはほぼ一定の乱流マッハ数と一致します。より大きなオブジェクト。銀河団に対して提案された自己相似エネルギーは、個々の銀河のCGMにまで及ぶと結論付けます。
IRAS 20210 +1121でデュアルAGNアクティビティとキロパーセクスケールの流出をキャッチ
| Title |
Catching_dual_AGN_activity_and_kiloparsec-scale_outflows_in_IRAS_20210+1121 |
| Authors |
Francesco_Gabriele_Saturni,_Giustina_Vietri,_Enrico_Piconcelli,_Christian_Vignali,_Manuela_Bischetti,_Angela_Bongiorno,_Sara_Cazzoli,_Chiara_Feruglio,_Fabrizio_Fiore,_Bernd_Husemann,_Cristina_Ramos_Almeida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12242 |
宇宙時間にわたる大質量銀河の進化について最も受け入れられているシナリオは、ホスト環境に大量のエネルギーを注入するAGNフィードバックと銀河の合体との間の相互作用に基づく規制を予測し、大質量星形成イベントと降着を引き起こすことができます。超大質量ブラックホール。AGNをホストする相互作用システムは、両方の現象に対する重要な洞察を得るための有用な実験室です。これに関連して、$z=0.056$でのマージシステムであるIRAS20210+1211（I20210）の光学スペクトル特性の分析を示します。X線データによると、この天体は2つの相互作用銀河で構成されており、それぞれが不明瞭なAGNをホストしています。光学スペクトルは、両方の銀河にAGNの特徴が存在することを確認しています。特に、I20210ノースのセイファート分類を提供することができます。I20120Southのスペクトルは、イオン化された流出の存在を示す最も強い輝線に関連する幅広い青方偏移成分を示しています。このため、最大速度は$\sim$2000kms$^{-1}$であり、$\sim$2kpcおよび$\sim$0.6M$_\odot$yr$^{-1}$の質量流量。また、I20210南の$\sim$6.5kpc南に$v\sim1000$kms$^{-1}$のイオン化された星雲成分の存在を報告します。これは、ホスト銀河から放出された破壊されたガスとして解釈できます。流出のアクション。したがって、I20120は二重に隠されたAGNを示し、そのうちの1つはAGNを動力源とする流出の進行中のイベントの証拠を示しています。将来の空間分解分光法により、このAGNペアのガス運動学を正確にマッピングし、星間物質と銀河環境の両方に対する流出の影響を評価できるようになります。
星形成銀河を放出するUVで最も明るいライマン連続体
| Title |
The_UV-brightest_Lyman_continuum_emitting_star-forming_galaxy |
| Authors |
Rui_Marques-Chaves,_Daniel_Schaerer,_Javier_Alvarez-Marquez,_Lui_Colina,_Miroslava_Dessauges-Zavadsky,_Ismael_Perez-Fournon,_Alberto_Saldana-Lopez,_Anne_Verhamme |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12313 |
J0121+0025、非常に明るく若い星形成銀河（M_UV=-24.11、log[L_Lya/ergs^-1]=43.8）の発見を報告します。z=3.244で、大量のライマン連続体（LyC）の漏れを示しています（f_esc、abs〜40％）。GranTelescopioCanariasを使用した高SNRレストフレームUV分光法では、フラックス密度レベルf_900A=0.78+/-0.10uJy、および強いP-Cygniで、ライマン限界（<912A）を下回る高い有意性（7.9シグマ）の発光が明らかになります。スターバーストの若い年齢（<10Myr）を示す、OVI1033A、NV1240A、およびCIV1550Aの風力線。スペクトルは恒星の光球の特徴が豊富であり、これらの波長でのAGNの重要な寄与は除外されています。低イオン化ISM吸収線も検出されますが、弱く（EW0〜1A）、大きな残留強度を示します。これは、非単一被覆率または高度にイオン化されたISMを備えたガスの塊状の形状を示唆しています。LyC信号への前景およびAGN汚染の寄与はありそうにありません。Spitzer/IRAC4.5umイメージングに対する深部光学は、J0121+0025のスペクトルエネルギー分布が、log（M*/Msun）=9.9+/-0.1およびSFR=981+/-の若いスターバーストの放出によって支配されていることを示しています。232Msunyr^-1。J0121+0025は、星形成銀河集団の中で知られている最も強力なLyCエミッターです。このような明るく若いスターバースト漏れLyC放射の発見は、LyC光子のかなりの部分が広範囲のUV光度の光源に逃げることができ、以前に考えられていたような最も弱いものに限定されないことを示唆しています。これらの発見は、宇宙の再電離に対する明るいスターバーストの役割にさらに光を当てるかもしれません。
国際天文基準座標系の第3の実現における画像ソース
| Title |
Imaging_Sources_in_the_Third_Realization_of_the_International_Celestial_Reference_Frame |
| Authors |
Lucas_R._Hunt,_Megan_C._Johnson,_Phillip_J._Cigan,_David_Gordon,_John_Spitzak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12349 |
国際天文基準座標系（ICRF3）の3回目の反復は、超長基線干渉法（VLBI）を使用してS/Xバンドで観測された4536個のクエーサーで構成されています。これらのソースは、中心に活動銀河核（AGN）をホストすると考えられている、通常$1<z<2$の間の高赤方偏移クエーサーです。コンパクトな電波源の位置は、大量の拡張電波構造を持つ電波源よりも適切に決定できます。ここでは、正確な位置天文学とICRF3に含まれるソースの構造を監視するために設計された、2017年1月から2017年12月までの一連の20回の観測に関する情報を報告します。1年間のキャンペーンで3627の線源を対象とし、Sバンドで検出された2697の線源のフラックス密度の中央値は0.13Jyであり、Xバンドで検出された3209の線源のフラックス密度は0.09Jyであることがわかりました。キャンペーンで検出されたソースの$70\％$は、Xバンドでコンパクトであり、ICRFでの使用に理想的であると見なされ、両方の周波数で検出された2615ソースの$89\％$は、フラットなスペクトルインデックス$\alpha>を持っています。0.5$
ブレーザーにおける宇宙線輸送：拡散または弾道伝播？
| Title |
Cosmic-ray_transport_in_blazars:_diffusive_or_ballistic_propagation? |
| Authors |
P._Reichherzer,_J._Becker_Tjus,_M._H\"orbe,_I._Jaroschewski,_W._Rhode,_M._Schroller,_F._Sch\"ussler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.11386 |
IceCubeCollaborationによって観測され、ガンマ線ブレーザーTXS0506+056に対するフェルミ測定で3$\sigma$の有意性と相関する、天体物理学的起源のPeV高エネルギーニュートリノの検出は、生産チャネルに関する議論をさらに刺激しました。ブレーザー中の高エネルギー粒子の分布。多くのモデルは、ブレーザーでの電磁放射の放出に寄与するだけでなく、二次的な高エネルギーニュートリノとガンマ線の生成にもつながるハドロン成分も考慮しています。相対論的でコンパクトなプラズマ構造、いわゆるプラズモイドは、ジェット軸に沿って移動するようなフレアで議論されてきました。拡散輸送がジェットプラズモイド中の粒子を記述できるというそのようなモデルで頻繁に使用される仮定は、現在の貢献で調査されています。静止シナリオでの輸送はほとんどのパラメーター空間で拡散性ですが、フレアシナリオでは常に最初は非拡散段階が伴います。この論文では、ジェットのモデルパラメータの関数として拡散相に到達するための時間スケールを決定する条件を提示します。荷電粒子輸送のタイプ（拡散性または弾道性）が、ブレーザーのスペクトルエネルギー分布を含む多くの観測量に大きな影響を与えることを示します。
| Title |
A_quasar-based_supermassive_black_hole_binary_population_model:_implications_for_the_gravitational-wave_background |
| Authors |
J._Andrew_Casey-Clyde,_Chiara_M.F._Mingarelli,_Jenny_E._Greene,_Kris_Pardo,_Morgan_Na\~nez,_Andy_D._Goulding |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.11390 |
ナノヘルツ重力波バックグラウンド（GWB）は、超大規模ブラックホール連星（SMBHB）からのGW放出によって支配されると考えられています。いくつかの二重活動銀河核（AGN）の観測は、これらの二重AGNシステムが最終的に束縛されたバイナリペアを形成することを考えると、AGNとSMBHBの間のリンクを強く示唆しています。ここでは、経験的に制約されたクエーサー集団に基づく探索的SMBHB集団モデルを開発し、GWB振幅を、GWBを囲むSMBH質量、SMBHB数密度、および体積の基礎となる分布に分解できるようにします。私たちのアプローチでは、GWBの振幅とローカルSMBHBシステムの数を自己無撞着に予測することもできます。興味深いことに、NANOGrav12。5年データセットの共通プロセス信号によって示されるSMBHBの局所数密度は、他のモデルによって以前に予測されたものの約5倍であることがわかりました。また、最大$\sim25\％$のSMBHBがクエーサーに関連付けられることもわかりました。さらに、クエーサーベースのアプローチでは、GWB信号の$\gtrsim95\％$が$z\lesssim2.5$からのものであり、GWBに寄与するSMBHBの質量が$\gtrsim10^8M_\odot$であると予測しています。また、さまざまな経験的な銀河とブラックホールのスケーリング関係がGWソースの局所的な数密度にどのように影響するかを調査し、より大きなブラックホールを予測する関係がSMBHBの局所的な数密度を減少させることを発見します。全体として、私たちの結果は、GWBの測定が、SMBHBの宇宙人口を直接制約する上で重要な役割を果たしていること、およびクエーサーや銀河の合体との関係を示しています。
高エネルギーニュートリノIceCube-190730Aと一致するフラットスペクトル電波クエーサーPKS1502
- 106のパーセクスケールジェットからのマルチメッセンジャー放射
| Title |
Multi-messenger_emission_from_the_parsec-scale_jet_of_the_flat-spectrum_radio_quasar_PKS_1502+106_coincident_with_high-energy_neutrino_IceCube-190730A |
| Authors |
Foteini_Oikonomou,_Maria_Petropoulou,_Kohta_Murase,_Aaron_Tohuvavohu,_Georgios_Vasilopoulos,_Sara_Buson,_Marcos_Santander |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.11437 |
2019年7月30日、IceCubeは、高エネルギーの天体物理学ミューニュートリノ候補であるIC-190730Aを検出し、天体物理学の起源の確率は$67\％$でした。フラットスペクトル電波クエーサー（FSRQ）PKS1502+106は、ニュートリノのエラーサークル内にあります。この観測を動機として、PKS1502+106の多波長（赤外線/UV/光学/X線/ガンマ線）放射を考慮して、このソースからのIC-190730Aの放射がもっともらしいかどうかを調査します。ニュートリノの到着。UV/光学およびX線データを分析し、文献から追加の観測値を収集して、PKS1502+106の多波長スペクトルエネルギー分布を構築します。光源の多波長放射のレプトハドロニックモデリングを実行し、最も妥当な放射シナリオと予想される最大のニュートリノフラックスを決定します。PKS1502+106の多波長放射がブロードライン領域を超えてダストトーラスの内側で発生するモデルは、観測結果と最も一致しています。このシナリオでは、PKS1502+106は、IceCubeの寿命の間に100TeVを超えるエネルギーで最大1オーダーのミューニュートリノを生成する可能性があります。このモデルの魅力的な特徴は、ブレーザーが観測された超高エネルギー宇宙線フラックスに電力を供給し、光源のエディントン光度をはるかに下回る場合、必要な陽子光度が平均必要陽子光度と一致することです。そのようなモデルがFSRQの間で遍在している場合、追加のニュートリノは、エネルギー$\gtrsim10$PeVを持つ他の明るい光源から期待できます。
GeVスケールIceCubeイベントのCNNを使用したニュートリノエネルギーの再構築
| Title |
Reconstructing_Neutrino_Energy_using_CNNs_for_GeV_Scale_IceCube_Events |
| Authors |
Jessie_Micallef_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.11446 |
10GeV以下でのニュートリノの測定は、ニュートリノ振動パラメーターの独自の制約と、潜在的な非標準相互作用（NSI）のプローブを提供します。IceCubeNeutrinoObservatoryのDeepCoreアレイは、GeVエネルギーまでのニュートリノを検出するように設計されています。IceCubeは、10GeVを超えるニュートリノの世界最大のデータセットを構築しており、NSIの検索を計算上の課題にしています。この作業では、畳み込みニューラルネットワーク（CNN）を使用して、IceCubeでO（10GeV）ニュートリノイベントを再構築するエネルギー再構成の解像度と速度を向上させる方法について説明します。数秒から数分かかる現在の尤度ベースの方法と比較して、CNNは、イベントあたりの再構築時間をミリ秒に短縮しながら、エネルギー分解能を約2倍向上させることが期待されます。これは、大規模なデータセットの処理に不可欠です。
9年間のIceCubeデータによる宇宙線異方性の観測
| Title |
Observation_of_Cosmic_Ray_Anisotropy_with_Nine_Years_of_IceCube_Data |
| Authors |
Frank_McNally_(1),_Rasha_Abbasi_(2),_Paolo_Desiati_(3),_Juan_Carlos_D\'iaz_V\'elez_(3),_Timothy_Aguado_(2),_Katherine_Gruchot_(2),_Andrew_Moy_(2),_Alexander_Simmons_(1),_Andrew_Thorpe_(1)_and_Hannah_Woodward_(4)_(for_the_IceCube_Collaboration,_(1)_Mercer_University,_(2)_Loyola_University_Chicago,_(3)_University_of_Wisconsin_-_Madison,_(4)_University_of_Virginia) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.11454 |
IceCube天文台は、2011年5月から2020年5月までの最終構成で5,770億を超える宇宙線誘発ミューオンイベントを収集しました。このデータセットを使用して、TeV-PeVエネルギーにおける宇宙線到達方向分布の前例のない統計的に正確なマップを提供しました。南半球の範囲スケール。イベント統計のそのような増加は、より高い宇宙線エネルギーとより小さな角度スケールでの異方性に対する感度を拡張することを可能にします。また、短期および長期の両方のスケールでの観測所の安定性のより詳細な評価を容易にします。これにより、年間ベースで、太陽周期の大部分をカバーするデータサンプル期間全体にわたって宇宙線異方性の時間変動を研究することができます24。拡張イベントサンプルを使用した研究の予備結果を示します。
| Title |
Dark_Matter_Neutrino_Scattering_in_the_Galactic_Center_with_IceCube |
| Authors |
Adam_McMullen,_Aaron_Vincent,_Carlos_Arguelles,_Austin_Schneider_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.11491 |
暗黒物質の存在の証拠はありますが、その特性はまだ発見されていません。同時に、IceCubeによって検出された高エネルギー天体物理ニュートリノの性質は未解決のままです。暗黒物質とニュートリノが互いに結合している場合、それらは非ゼロの弾性散乱断面積を示す可能性があります。等方性銀河外ニュートリノフラックスと暗黒物質の間のそのような相互作用は、暗黒物質の柱密度が最大である銀河中心に集中するでしょう。この散乱は、IceCubeで観察される可能性のある高エネルギーニュートリノのフラックスを減衰させます。7年間の中エネルギー開始イベントのサンプルを使用して、ビン化されていない尤度分析を実行し、考えられるDM-ニュートリノ相互作用シナリオに基づいて信号を検索します。銀河中心の方向への高エネルギー天体物理ニュートリノフラックスの抑制を探し、これらの制約を大規模構造調査と宇宙マイクロ波背景放射からの補完的な低エネルギー情報と比較します。
| Title |
A_Search_for_Neutrinos_from_Decaying_Dark_Matter_in_Galaxy_Clusters_and_Galaxies_with_IceCube |
| Authors |
Minjin_Jeong_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.11527 |
宇宙で観測された暗黒物質の存在量は、非熱的で重い暗黒物質モデルで説明できます。暗黒物質が今日も存在するためには、その寿命が宇宙の年齢をはるかに超えている必要があります。これらのシナリオでは、暗黒物質の崩壊により、他の標準模型粒子とともに、非常にエネルギーの高いニュートリノが生成される可能性があります。今日まで、IceCubeニュートリノ天文台は地理的な南極に位置する世界最大のニュートリノ望遠鏡です。2013年、IceCubeの共同研究により、高エネルギーの天体物理ニュートリノの最初の観測が報告されました。それ以来、IceCubeは、最大数十PeVのエネルギーで大量の天体物理ニュートリノデータを収集し、ニュートリノを使用して重い暗黒物質モデルを精査できるようになりました。IceCubeデータで、銀河団や銀河の暗黒物質の崩壊によるニュートリノを検索します。対象となる暗黒物質の質量は、10TeVから10PeVの範囲です。この寄稿では、分析の方法と感度を紹介します。
新しい$ ^ {57} $ Cu（p、$ \ gamma $）$ ^ {58} $ Zn反応速度とタイプI
X線バーストへの影響を伴う規制されたNiCuサイクル：GS 1826 $-$ 24クロックバースト
| Title |
The_Regulated_NiCu_Cycles_with_the_new_$^{57}$Cu(p,$\gamma$)$^{58}$Zn_reaction_rate_and_the_Influence_on_Type-I_X-Ray_Bursts:_GS_1826$-$24_Clocked_Burster |
| Authors |
Yi_Hua_Lam,_Ning_Lu,_Alexander_Heger,_Adam_Michael_Jacobs,_Nadezda_A._Smirnova,_Teresa_Kurtukian_Nieto,_Zac_Johnston,_Shigeru_Kubono |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.11552 |
GS1826$-$24の「クロックバースター」のX線バースト中に、急速水素捕捉プロセスパスを介して急増する核反応流は、NiCuサイクルを通過してから、ZnGaサイクルに到達する必要があります。ゲルマニウムおよびセレン同位体の上の領域での水素燃焼。NiCuサイクルにある$^{57}$Cu（p、$\gamma$）$^{58}$Zn反応は、Cyburtetal。によって発見されたバースト光度曲線に影響を与える上で重要な役割を果たします。（2016）。実験的に決定された重要な核構造情報、等圧多重項質量方程式、および大規模シェルモデルに基づいて、$^{57}$Cu（p、$\gamma$）$^{58}$Zn反応速度を推定します。計算。等圧多重項質量方程式を使用して、$1^+_1$および$2^+_3$の支配的な共鳴状態の可能な順序を提案します。これは、$2^+_3$の共鳴状態が$1^+_1$の状態よりも高いことを示します。共鳴状態に寄与する$1^+_2$の共鳴エネルギーを推定します。新しいレートは、Forstneretalよりも最大5分の1になります。（2001）JINAREACLIBv2.2が推奨するレート。1次元の陰的流体力学的コードKEPLERを使用して、GS1826$-$24クロックバースターの熱核X線バーストをモデル化すると、新しい$^{57}$Cu（p、$\gamma$）$^が見つかります。{58}$Zn反応は、NiCuサイクルで反応フローを再分配し、$^{58}$Znの生成を減らしますが、$^{59}$Cu（p、$\alpha$）$^{56}$Niおよび$^{59}$Cu（p、$\gamma$）$^{60}$Zn反応は、$^{57}$Cu（p、$\gamma$）$^{58}の影響を抑制します。$Zn反応は、$^{55}$Ni（p、$\gamma$）$^{56}によって引き起こされる重要な$^{56}$Ni待機点をバイパスする核反応流の影響を大幅に軽減します。バースト光曲線での$Cu反応。新しく推定された$^{56}$Ni（p、$\gamma$）$^{57}$Cuの影響についても説明します。
FASTによって観測されたFRB121102のエネルギーと待機時間の分布
| Title |
Energy_and_waiting_time_distributions_of_FRB_121102_observed_by_FAST |
| Authors |
G._Q._Zhang,_P._Wang,_Q._Wu,_F._Y._Wang_(NJU),_D._Li,_Z._G._Dai,_B._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.11557 |
エネルギーと待機時間の分布は、高速電波バースト（FRB）を繰り返す物理的メカニズムを理解するための重要な特性です。最近、500メートル球面電波望遠鏡（FAST）が、1652バーストを含むFRB121102の最大のサンプルを検出しました。高エネルギー範囲（$>10^{38}$erg）でのエネルギー分布は、インデックスが$-1.86$の単一のべき乗則関数に適合させることができます。ただし、低エネルギー範囲での分布はべき乗則関数から外れます。異なるエポックでの高エネルギーバーストのエネルギー分布は一貫していません。初期バーストの場合は$-1.70$、後のバーストの場合は$-2.60$のべき乗則インデックスが見つかります。1日で観測されたバーストの場合、線形の繰り返しパターンが見つかります。ワイブル関数を使用して、待機時間の分布を適合させます。形状パラメータ$k=0.72^{+0.01}_{-0.02}$とイベントレート$r=734.47^{+29.04}_{-27.58}$day$^{-1}$が導出されます。$\delta_t<28$sの待機時間を除外すると、バースト動作はポアソン過程で記述できます。$k$の最適な値は、低エネルギーバーストと高エネルギーバーストでわずかに異なります。イベント率は観測時間全体で大幅に変化しますが、形状パラメーター$k$は日によってわずかに異なります。
H.E.S.SによるケプラーのSNRの詳細な観察
| Title |
Deep_observations_of_Kepler's_SNR_with_H.E.S.S |
| Authors |
Dmitry_Prokhorov,_Jacco_Vink,_Rachel_Simoni,_Nukri_Komin,_Stefan_Funk,_Denys_Malyshev,_Lars_Mohrmann,_Stefan_Ohm,_Gerd_P\"uhlhofer,_Heinrich_J._V\"olk_(for_the_H.E.S.S._Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.11582 |
私たちの銀河の最新の肉眼超新星によって生成されたケプラーの超新星残骸（SNR）は、最もよく研究されたSNRの1つですが、そのガンマ線検出はこれまで私たちを避けてきました。現代のイメージング大気チェレンコフ望遠鏡（IACT）による観測は、カシオペアAとティコのSNRを超高エネルギー（VHE）ガンマ線源として確立し、距離の下限を設定することにより、500歳未満の近くのSNRに関する知識を拡大しました。ケプラーのSNR。このSNRは、他の2つよりも大幅に離れており、この世代のIACTアレイの到達範囲内で最も暗いガンマ線源の1つであると予想されます。2017年から2020年に蓄積された122時間を含む、152時間の曝露による高エネルギー立体視システム（H.E.S.S.）の詳細な観測に基づいて、ケプラーのSNRからのVHE信号の強力な証拠を報告します。さらに、この結果が若いSNRの宇宙線加速に与える影響についても説明します。
小さなCORSIKAシャワーシミュレーションでの重ね合わせ
非常に急な宇宙線エネルギースペクトルのために、非常に低エネルギーの宇宙線粒子によって生成された広範なエアシャワーは、単一の検出器と小さなシャワーアレイによって測定された二次粒子フラックスを支配します。近接して配置された多数の検出器によって観測されたシャワーは、広範なネットワークに接続された小さなローカルアレイを形成し、超高エネルギー宇宙線の性質に新たな光を当てる可能性のある個々のシャワー間の潜在的に興味深い空間相関を検索するために使用できます。小さなアレイによって記録されたシャワーの定量的解釈には、「膝」領域以上で動作する通常の大きなEASアレイに使用される方法とは異なる方法が必要です。このようなイベントから物理的な結論を引き出すには、適切なシミュレーションツールを使用して、妥当な時間内に、たとえば各構成の予想登録率を決定する必要があります。この論文では、任意の検出器構成の対象エネルギーで宇宙線スペクトルを統合するための小型EASジェネレーターの半解析的方法を提案します。一次宇宙線の質量組成を効率的かつ迅速に合計するために、重い宇宙線の原子核相互作用の重ね合わせモデルのさまざまなバージョンを分析し、最終的に、現実的で本物の傷ついた核子の重ね合わせモデルの信頼できる説明を見つけました。私たちのジェネレーターで使用されます。その使用例として、私たちの発電機から得られた結果と海面での二次粒子密度スペクトルの測定値との比較が示されています。
連星ブラックホールの重力波観測から形成時のスピン傾斜を推測する：歳差運動平均と軌道平均のスピン進化のインターフェース
| Title |
Inferring_spin_tilts_at_formation_from_gravitational_wave_observations_of_binary_black_holes:_Interfacing_precession-averaged_and_orbit-averaged_spin_evolution |
| Authors |
Nathan_K._Johnson-McDaniel,_Sumeet_Kulkarni,_Anuradha_Gupta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.11902 |
歳差運動するブラックホールのバイナリの重力波信号から推測される2つの重要なパラメータは、スピン傾斜角、つまり、ブラックホールのスピン軸がバイナリの軌道角運動量に対して傾斜する角度です。LIGO-Virgoパラメーター推定分析は、現在、基準基準周波数でスピン傾斜を提供します。これは、多くの場合、データ分析で使用される最低周波数です。ただし、最も天体物理的に興味深い量は、バイナリが形成されたときのスピンの傾きです。これは、強く歳差運動するバイナリの参照周波数でのスピンの傾きとは大幅に異なる可能性があります。正式に無限の分離でのスピン傾斜は、多くの地層チャネルでの地層での傾斜の良い近似であり、歳差運動平均進化を使用して連星ブラックホールに対して効率的に計算できます。ここでは、歳差運動平均の進化と高周波での軌道平均の進化を組み合わせた無限大での傾きを計算するための新しいコードを提示し、GW190521およびO3aからの他のバイナリブラックホール検出へのその適用を示します。軌道平均と歳差運動平均の進化の間の遷移周波数を経験的に決定して、与えられた精度で無限大に傾斜を生成しました。また、実際に遭遇する非常に等しい質量のバイナリパラメータの精度を高めるために、歳差運動平均方程式を正則化しました。これにより、歳差運動平均式の特異な等質量限界を調査することができます。ここで、質量比$q$で$1/（1-q）$のおおよそのスケーリングが見つかります。
セイファート1銀河Mrk509における複雑な光学/ UVおよびX線変動
| Title |
Complex_optical/UV_and_X-ray_variability_in_Seyfert_1_galaxy_Mrk_509 |
| Authors |
Neeraj_Kumari,_Main_Pal,_Sachindra_Naik,_Arghajit_Jana,_Gaurava_K._Jaisawal,_Pankaj_kushwaha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.11994 |
2006年から2019年までの約13年間にわたるニールゲーレルスウィフト天文台からのデータを使用して、セイファート1銀河Mrk509の詳細なスペクトルおよびタイミング分析を実行しました。この作業では、合計275個の尖った観測を使用しました。全期間にわたる平均スペクトルは、べき乗則の連続体を超える強い軟X線過剰を示しています。軟X線の過剰は、温度がkT_BB1〜120eVおよびkT_BB2〜460eVの2つの熱成分によって十分に説明されます。暖かい熱成分は、内部降着円盤に光学的に厚くて暖かいコンプトン化プラズマが存在するためである可能性があります。分数変動の振幅は、波長の増加に伴って、つまり軟X線からUV/発光に向かって減少していることがわかります。ただし、硬X線（2〜8keV）の放出は、変動が非常に小さいことを示しています。UVと光学バンド（0.95〜0.99）内の相関の強さは、UV/光学バンドとX線バンド（0.40〜0.53）の間の相関よりも強いことがわかります。これらの結果は、X線およびUV/光発光の発光領域が異なるか部分的に相互作用している可能性が高いことを明確に示唆しています。光度曲線のゆっくりとした変化を取り除いた後、X線ラグを省略した場合、ラグスペクトルは標準のShakura-Sunyaev降着円盤の4/3ルールによって適切に記述されていることがわかります。これらすべての結果は、実際の円盤が複雑であり、UV放射が降着円盤で再処理されて、X線と光学放射を与える可能性が高いことを示唆しています。
SN 2019hcc：初期のOIIラインを表示するタイプII超新星
| Title |
SN_2019hcc:_A_Type_II_Supernova_Displaying_Early_O_II_Lines |
| Authors |
Eleonora_Parrag,_Cosimo_Inserra,_Steve_Schulze,_Joseph_Anderson,_Ting-Wan_Chen,_Giorgios_Leloudas,_Lluis_Galbany,_Claudia_P._Gutierrez,_Daichi_Hiramatsu,_Erkki_Kankare,_Tomas_E._Muller-Bravo,_Matt_Nicholl,_Giuliano_Pignata,_Regis_Cartier,_Mariusz_Gromadzki,_Alexandra_Kozyreva,_Arne_Rau,_Jamison_Burke,_D._Andrew_Howell,_Curtis_McCully,_and_Craig_Pellegrino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12017 |
SN2019hccの紫外線、光学、および近赤外線測光と一緒に光学分光法を提示します。SN2019hccは、赤方偏移0.044のホスト銀河に存在し、太陽下の金属量を示します。ピークエポック付近の超新星スペクトルは、4000{\AA}付近に「w」字型を示します。これは通常、OII線に関連付けられており、タイプI超高輝度超新星に典型的です。SN2019hccのピーク後のスペクトルは、最大値の19日後から十分に発達したHアルファP-シグニプロファイルを示し、その絶対ピーク光度と進化の点で、その光度曲線は、急速に減少する水素に富む超新星（SNIIL）。スペクトルの細い線や光度曲線のうねりの証拠がないため、オブジェクトは相互作用の明確な兆候を示していません。最初のスペクトルのtardisスペクトルモデリングは、19000Kでの炭素、窒素、酸素（CNO）が「w」形状を再現することを示し、8000Kでの非熱励起CNOと金属線の組み合わせがで見られる特徴を再現できることを示唆しています。4000{\AA}。ボロメータ光度曲線モデリングは、SN2019hccがマグネターモデルに適合し、比較的強い磁場（B>3x10^14G）を示し、光度曲線を超高輝度にパワーアップすることなく、ピーク光度と立ち上がり時間に一致することを示しています。光度。マグネターによって生成された高エネルギー光子は、検出されたOIIラインの原因となります。結果として、SN2019hccは、通常OIIに起因する4000{\AA}付近の「w」形状プロファイルが超高輝度超新星で示されるだけでなく、に属することの唯一の証拠として扱われるべきではないことを示しています。そのような超新星型。
フェルミ/LAT（0.1--300GeV）観測を使用して、20個の強力なブレーザーのサンプルの変動性研究の結果を提示します。フラックス分布、対称性分析、RMS-フラックス関係などのさまざまな分析ツールを適用して、10年にわたる観測を研究しました。$\gamma$線束分布は、対数正規確率分布関数に非常に似ており、線形RMS-束関係によって特徴付けることができることがわかりました。パワースペクトル密度分析は、調査されたソースの統計的変動特性がフリッカーノイズと一致していることを示しています。これは、長時間メモリプロセスが機能していることを示しています。粒子の加速とエネルギー散逸のタイムスケールを区別することを目的とした、光源の光度曲線におけるフラックスの上昇率と減衰率の分布の統計分析は、直感に反して、両方の種類の率が同様の分布と導出された平均変動タイムスケールに従うことを示唆しています数週間のオーダーです。対応する放出領域のサイズは、線源内の$\gamma$線生成サイトの位置を数パーセクに制限するために使用されます。さらに、Lomb-Scargleピリオドグラムと重み付きウェーブレットz変換法、および広範なモンテカルロシミュレーションを使用して、ソースS50716+714、Mrk421、ON+325、PKS1424-418、およびPKS2155-304。また、光源の再発定量分析を実行し、決定論的量を直接測定しました。これは、ブレーザーの動的プロセスが決定論的プロセスと確率過程の組み合わせである可能性があることを示唆していますが、一部の光源光度曲線は重要な決定論的内容を明らかにしました。
IceCubeでのイベント再構築のための最尤法とディープラーニングの組み合わせ
| Title |
Combining_Maximum-Likelihood_with_Deep_Learning_for_Event_Reconstruction_in_IceCube |
| Authors |
Mirco_H\"unnefeld_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12110 |
深層学習の分野は素粒子物理学実験にとってますます重要になり、主にイベントの分類と再構築のタスクで多くの進歩をもたらしています。これらのアプリケーションの多くは、他のドメインから採用されています。ただし、物理学の分野のデータは、その生成プロセスと、それらが従う法則と対称性が通常よく理解されている限り、機械学習のコンテキストでは一意です。最も一般的に使用される深層学習アーキテクチャは、この利用可能な情報を利用できません。対照的に、より伝統的な尤度ベースの方法は、ドメイン知識を活用することができますが、計算の複雑さによって制限されることがよくあります。この寄稿では、生成ニューラルネットワークを利用して尤度を概算するハイブリッドアプローチが提示されます。これは、従来の最尤設定で使用できます。不変性や検出器の特性などのドメイン知識は、このアプローチに簡単に組み込むことができます。ハイブリッドアプローチは、IceCubeでのイベント再構築の例で示されています。
Parkesパルサータイミングアレイを用いたナノヘルツ重力波背景の探索における共通スペクトルプロセスの証拠について
| Title |
On_the_evidence_for_a_common-spectrum_process_in_the_search_for_the_nanohertz_gravitational_wave_background_with_the_Parkes_Pulsar_Timing_Array |
| Authors |
Boris_Goncharov,_R._M._Shannon,_D._J._Reardon,_G._Hobbs,_A._Zic,_M._Bailes,_M._Curylo,_S._Dai,_M._Kerr,_M._E._Lower,_R._N._Manchester,_R._Mandow,_H._Middleton,_M._T._Miles,_A._Parthasarathy,_E._Thrane,_N._Thyagarajan,_X._Xue,_X._J._Zhu,_A._D._Cameron,_Y._Feng,_R._Luo,_C._J._Russell,_J._Sarkissian,_R._Spiewak,_S._Wang,_J._B._Wang,_L._Zhang,_S._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12112 |
ナノヘルツ周波数の確率的重力波バックグラウンドは、ミリ秒パルサーの配列の正確なタイミングによって潜在的に検出できます。このバックグラウンドは、すべてのパルサーに共通の特徴的なスペクトルと明確に定義された空間相関を持つパルス到着時間に低周波ノイズを生成します。最近、北米の重力波観測所（NANOGrav）は、12。5年のデータセットに共通スペクトル成分の証拠を発見しました。ここでは、ParkesPulsarTimingArrayの2番目のデータリリースを使用した背景の検索について報告します。2つのNANOGravモデル$\unicode{x2014}$から選択する必要がある場合、1つは共通スペクトルプロセスあり、もう1つは$\unicode{x2014}$なしで、共通スペクトルプロセスが強力にサポートされています。ただし、この論文では、分析がモデルの仕様ミスに悩まされている可能性を検討します。特に、特徴的なスペクトルを持つノイズを含むが、標準的な仮定の下で共通スペクトルプロセスの強力な証拠を示すシミュレートされたデータセットを提示します。Parkesのデータは、重力波の背景の空間的に相関するHellings-Downsシグネチャの賛成または反対の重要な証拠を示していません。背景の空間的に無相関の成分の根底にあるプロセスを観察したと仮定すると、その振幅は重力波の単位で$A=2.2^{+0.4}_{-0.3}\times10^{-15}$であると推測されます。$1\、\text{yr}^{-1}$の頻度でひずみます。既存のデータセットと新しいデータセットの拡張と組み合わせにより、重力波バックグラウンドの検出を要求するために必要な空間相関を特定する可能性が高まります。
あらゆるフレア、あらゆる場所：IceCubeデータを使用した天体物理学的ニュートリノトランジェントの全天のトリガーなし検索
| Title |
Every_Flare,_Everywhere:_An_All-Sky_Untriggered_Search_for_Astrophysical_Neutrino_Transients_Using_IceCube_Data |
| Authors |
Francesco_Lucarelli_and_William_Luszczak_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12134 |
TXS0506+056に関するIceCubeの最近の結果は、対応する重要なガンマ線フレアと時間的に一致しないニュートリノフレアの存在を示唆しています。このようなフレアは、ニュートリノデータの時間的分布のみからその存在を推測する必要があるため、特に特定が困難です。ここでは、ガウスとボックス型のフレア仮説の両方を使用して、10年間のIceCubeデータでニュートリノの空全体にわたってそのようなすべてのフレアを検索するための新しい方法を使用した結果を示します。特定の方向のデータで最も重要なニュートリノフレアのみを検索した過去の検索とは異なり、ここでは、単一のソース候補に関連付けられた複数のフレアからの情報を組み合わせるアルゴリズムを実装します。これは、これまでのニュートリノの空の最も詳細な説明を表しており、空間と時間の両方におけるすべてのニュートリノクラスター候補の位置と強度を提供します。これらの結果は、一時的なニュートリノ源の潜在的な集団をさらに制約するために使用でき、既存の時間統合および時間依存の方法を補完するものとして機能します。
潮汐破壊現象における残響：ダストエコー、冠状輝線、多波長相互相関、およびQPO
| Title |
Reverberation_in_tidal_disruption_events:_dust_echoes,_coronal_emission_lines,_multi-wavelength_cross-correlations,_and_QPOs |
| Authors |
Sjoert_van_Velzen,_Dheeraj_R._Pasham,_Stefanie_Komossa,_Lin_Yan,_Erin_A._Kara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12268 |
恒星の潮汐破壊現象（TDE）は、通常、恒星の残骸の降着または衝撃による一時的な放出によって発見されます。しかし、この明るいフレアは、銀河核に生息するガスや塵によって再処理される可能性があり、その結果、複数の残響信号が発生します。TDEによって加熱された核ダストは、赤外線波長（1-10$\mu$m）でエコーを引き起こし、TDEの光学スペクトルの過渡的な冠状線はブラックホールを周回するガスによる残響を追跡します。これらの信号の両方が検出されました。ここでは、この急速に発展している分野を確認します。また、高品質のX線光度曲線を使用してTDEから抽出された結果を確認します。準周期的振動（QPO）、蛍光線の残響ラグ、および他の波長での発光との相互相関です。このレビューでカバーされている観測技術は、光年から新しく形成された降着円盤の最も内側の部分まで、幅広いスケールでTDEからの放射を精査します。それらは、ボロメータ出力や降着流の形状など、TDEの重要な特性への洞察を提供します。残響信号はすべてのTDEで検出されるわけではありませんが、次世代のX線および赤外線機器が運用可能になると、より一般的になると予想されます。
数百GVでの宇宙線原子核スペクトル硬化のハイブリッド起源
多くの実験で、数百GVの宇宙線（CR）原子核スペクトルでのスペクトル硬化が確認されており、一次線源の加速、伝搬、およびさまざまな種類の線源の重ね合わせという3つの一般的な異なる起源が提案されています。ここでは、Bとその支配的な親種（C、N、O、Ne、Mg、およびSi）のAMS-02核スペクトルからのいくつかの新しい発見を報告します。数百GVでの核スペクトル硬化はハイブリッド起源を持つはずです。伝播の起点に加えて、さまざまな種類のCR一次核種のさまざまな種類のソースの重ね合わせも必要です。これらすべての結果は、高剛性領域（DAMPEからのデータなど）でのより正確なCR核スペクトルデータによってさらに確認でき、現在のCRモデルを改善する機会を提供する可能性があります。
O3時代の重力波警報の迅速/ UVOTフォローアップ
| Title |
Swift/UVOT_follow-up_of_Gravitational_Wave_Alerts_in_the_O3_era |
| Authors |
S._R._Oates,_F._E._Marshall,_A._A._Breeveld,_N._P._M._Kuin,_P._J._Brown,_M._De_Pasquale,_P.A._Evans,_A._J._Fenney,_C._Gronwall,_J._A._Kennea,_N._J._Klingler,_M._J._Page,_M._H._Siegel,_A._Tohuvavohu,_E._Ambrosi,_S._D._Barthelmy,_A._P._Beardmore,_M._G._Bernardini,_S._Campana,_R._Caputo,_S._B._Cenko,_G._Cusumano,_A._D'A\`i,_P._D'Avanzo,_V._D'Elia,_P._Giommi,_D.H._Hartmann,_H._A._Krimm,_S._Laha,_D._B._Malesani,_A._Melandri,_J._A._Nousek,_P._T._O'Brien,_J._P._Osborne,_C._Pagani,_K._L._Page,_D._M._Palmer,_M._Perri,_J._L._Racusin,_T._Sakamoto,_B._Sbarufatti,_J._E._Schlieder,_G._Tagliaferri_and_E._Troja |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12306 |
この論文では、O3期間中に高度レーザー干渉計重力波観測所と高度バーゴ検出器によって発表された重力波アラートに応答したSwift紫外線/光学望遠鏡（UVOT）の観測性能について報告します。GWアラートのフォローアップのための観測戦略を提供し、候補となる光/UV光源の処理と分析の概要を提供します。O3期間については、Swift/UVOTによって発見された偶然の情報源に関する統計の概要とレポートも提供します。Swiftは、18の重力波候補アラートに従い、UVOTは合計424deg^2を観測しました。アーカイブのuまたはgバンドのカタログ値と比較して、3シグマレベルで大きさが変化した27のソースが見つかりました。Swift/UVOTはまた、O3期間中に他の施設から報告されたさらに13の情報源を追跡調査しました。カタログ情報を使用して、これらの40のソースを5つの初期分類に分割しました：11の活動銀河核（AGN）/クエーサー、3つの激変星（CV）、9つの超新星、アーカイブ測光を備えた11の未確認のソース、およびアーカイブを備えていない6つのカタログ化されていないソース測光が利用可能でした。これらのトランジェントのいずれかをGWイベントの対応物として特定する強力な証拠はありません。17の未分類のソースは、AGNと急速に進化するトランジェントのクラスが混在している可能性があり、1つのソースはCVである可能性があります。
IceCubeアップグレード用のマルチPMT光モジュールの設計と性能
| Title |
Design_and_performance_of_the_multi-PMT_optical_module_for_IceCube_Upgrade |
| Authors |
T._Anderson,_L._Classen,_A.T._Fienberg,_S._Mechbal,_J._Schneider,_K.-H._Sulanke,_M.A._Unland_Elorrieta,_C._Wendt_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.11383 |
IceCubeアップグレードは、南極にある次世代ニュートリノ観測所IceCube-Gen2に向けた最初のステップであり、既存のアレイの中央領域に設置されます。アップグレードは、693個の新しく開発された密集した間隔の光学センサーと50個のスタンドアロンキャリブレーションデバイスで構成され、低ニュートリノエネルギーと高ニュートリノエネルギーの両方でIceCubeの機能を強化します。新しいセンサーのうち、402はマルチPMTデジタル光モジュール（mDOM）になります。mDOMは、圧力容器内に配置された24個の小さな光電子増倍管で構成されており、立体角全体にほぼ均一に分布した大きな高感度領域を備えています。複数の個別に読み取られたPMTを使用すると、登録された光子の方向情報を取得でき、バックグラウンド抑制などの単一モジュール内での多重度トリガーの使用が可能になります。mDOM開発を推進する課題には、モジュールサイズ、データ転送速度、電力消費の厳しい制限、および南極の深氷の過酷な環境が含まれていました。この寄稿では、これらの課題に対応する最終的なmDOM設計を紹介します。
将来のIceCube検出器のためのロバストな光ファイバー通信システムの設計
| Title |
Design_of_a_Robust_Fiber_Optic_Communications_System_for_Future_IceCube_Detectors |
| Authors |
Robert_Halliday,_Tyce_DeYoung,_Chris_Ng,_Darren_Grant,_Brian_Ferguson,_and_Dean_Shooltz_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.11427 |
この作業では、将来のIceCube-Gen2検出器のためのハイブリッドファイバー/銅データとタイミングインフラストラクチャの継続的な開発について説明します。IceCubeNeutrinoObservatoryは、86ストリングのモジュールで動作するキロメートルスケールの検出器です。これらのモジュールは、カスタムプロトコルを利用して通信し、長距離銅線ケーブルのシグナリングの課題を軽減します。銅ベースのバックボーンの制限を超えて、革新的な将来のモジュールに対応するために、非常に正確なタイミングと過剰スループットの大きなマージンを備えた、より大きな将来のIceCube検出器が可能になります。この目的のために、今後のIceCubeアップグレードは、ファイバーテストシステムと呼ばれる新しい光ファイバーインフラストラクチャ用のパスファインダーを展開する機会を提供します。この設計は、AMANDAとIceCubeの経験を利用し、高耐久性ファイバーやWhiteRabbitタイミングなどの最近成熟したテクノロジーを組み込んで、堅牢で高性能なデータとタイミング転送を提供します。
太陽系外惑星の高解像度イメージングのための自然望遠鏡への使命
| Title |
A_Mission_to_Nature's_Telescope_for_High-Resolution_Imaging_of_an_Exoplanet |
| Authors |
Louis_D._Friedman,_Darren_Garber,_Slava_G._Turyshev,_Henry_Helvajian,_Thomas_Heinshiemer,_John_McVey,_and_Artur_R._Davoyan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.11473 |
太陽重力レンズ（SGL）は、太陽系を超えた遠方の点光源を表示するために、10^{11}$の増幅率を提供します。そのため、太陽系外惑星などの拡張ソースの分解イメージングに使用できますが、それ以外の方法では不可能です。SGLを使用するには、適度な望遠鏡とコロナグラフを搭載した宇宙船がSGLの焦点領域に到達する必要があります。この領域は、太陽から$\sim$550天文単位（AU）で始まり、遠くの物体と太陽を結ぶ線に沿って外側に向いています。。その距離の半分にも到達した宇宙船はありません。妥当なミッション寿命（たとえば、25年未満）と手頃なコストの範囲内でこれを行うには、ソーラーセイルとマイクロサット（$<100$〜kg）を使用した新しいタイプのミッション設計が必要です。見返りは大きいです。SGLを使用することは、地球のような太陽系外惑星の高解像度のマルチピクセル画像を取得できる唯一の実用的な方法です。この論文では、地球からのライドシェアの打ち上げから始まり、太陽に向かってらせん状に進み、太陽系の出口速度が$20$AU/年を超えるようにその周りを飛行する新しいミッション設計について説明します。新しい帆船の設計は、帆船の高い面積対質量比を可能にするために使用されます。ミッション設計により、他の高速太陽系ミッションが可能になります。提案された超低コストの技術デモンストレーションミッション（TDM）で始まり、マイクロサットソーラーセイル設計の機能と動作を証明し、TDMに基づいて、太陽系、カイパーベルト天体（KBO）や最近発見された恒星間天体（ISO）を研究するものも可能です。
銀河系外天体と銀河系外天体を結びつける-世界的大流行中の仮想会議
| Title |
Linking_the_Galactic_and_Extragalactic_--_A_Virtual_Meeting_During_a_World-Wide_Pandemic |
| Authors |
Jesse_van_de_Sande_(1,2)_and_Nicholas_Scott_(1,2)_((1)_University_of_Sydney,_(2)_ASTRO-3D) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.11531 |
銀河系と銀河系外のギャップをどのように埋めるのですか？天の川銀河とその兄弟の恒星力学と星の種族のトピックに焦点を当てることにより、この仮想会議は、円盤銀河がどのように形成され進化するかを理解するためにそれぞれ独自の視点をもたらす両方のフィールドを接続することを目的としました。この会議は世界的大流行の際に開催されたため、仮想会議を実行するための課題とベストプラクティスについても考察します。
400 nm未満の南極の氷の光学特性の測定の設計、性能、および分析
| Title |
Design,_performance,_and_analysis_of_a_measurement_of_optical_properties_of_antarctic_ice_below_400_nm |
| Authors |
Jannes_Brostean-Kaiser_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.11809 |
地理的な南極に位置する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あり、チェレンコフ光を検出するために5160個の光センサーを備えた1km$^3$の南極の氷を備えています。2022-23年の極地シーズン中に展開されるIceCubeアップグレード、および拡大された検出器IceCube-Gen2については、いくつかの新しい光学センサー設計が開発中です。これらの光学センサーの1つである波長シフト光学モジュール（WOM）は、波長シフトおよび光ガイド技術を使用して、250nm〜380nmのUV範囲のチェレンコフ光子を測定します。この新技術による潜在的な利益を理解するために、2018/2019年と2019/2020年の冬季に、南極のSPICEcoreボアホールでUV光の散乱長と吸収長の測定を行いました。この目的のために、UV光源と波長シフト技術を使用した検出器を備えた校正装置が開発されました。開発したキャリブレーションデバイスの設計、測定キャンペーン中のパフォーマンス、およびデータとモンテカルロシミュレーションとの比較について説明します。
ヒドロキシルラジカル（OH）の基底回転状態の超微細遷移は、拡散分子星間物質の用途の広いトレーサーとして浮上しています。これらの遷移のペアのオンソースとオフソースの光学的厚さと発光スペクトルの分析のために特別に設計された新しい自動ガウス分解アルゴリズムを提示します。既存の自動ガウス分解アルゴリズムとは対照的に、AMOEBA（自動分子励起ベイジアンラインフィッティングアルゴリズム）は、モデル選択にベイジアンアプローチを採用し、4つの光学的厚さと4つの発光スペクトルすべてを同時にフィッティングします。AMOEBAは、特定のスペクトル特性が単一の重心速度と半値全幅で記述できることを前提としています。個々の光学的厚さと発光スペクトルのピーク値は、地面の4つのレベルのそれぞれの列密度で一意に記述されます。-回転状態。したがって、これらのパラメータに対する実際の物理的制約が自然に含まれます。さらに、ベイジアンアプローチには、ユーザーがさまざまなデータセットに合わせて変更できる個々のパラメーターに関する情報に基づく事前分布が含まれています。ここでは、AMOEBAについて説明し、合成スペクトルを特定して既知のパラメーターでフィッティングする際の妥当性と信頼性を評価します。
IceCubeアップグレードおよびGen2のカメラキャリブレーション
| Title |
Camera_Calibration_for_the_IceCube_Upgrade_and_Gen2 |
| Authors |
Woosik_Kang,_Jiwoong_Lee,_Gerrit_Roellinghoff,_Carsten_Rott,_Christoph_T\"onnis_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12186 |
IceCubeニュートリノ望遠鏡へのアップグレードは現在建設中です。このIceCubeアップグレードでは、7つの新しいストリングが86ストリングIceCube検出器の中央領域に展開され、GeV範囲のニュートリノを検出する機能が強化されます。IceCubeアップグレードの主な科学的目的の1つは、氷の光学特性に関連する体系的な不確実性を低減するためのIceCube検出器のキャリブレーションの改善です。私たちは、IceCubeアップグレードで展開される700の新しく開発された光学モジュールの一部となる新しい光学カメラと照明システムを開発しました。透過写真測定と反射写真測定の組み合わせを使用して、ストリング間のバルク氷とドリル穴内の再凍結氷の光学特性を測定し、モジュールの位置を決定し、センサーモジュールを取り巻く局所的な氷環境を調査します。この寄稿では、カメラシステムを使用した展開後のキャリブレーション測定の生産設計、受け入れテスト、および計画を紹介します。
グラフニュートリノネットワークを使用したIceCubeのニュートリノイベントの再構築
| Title |
Reconstruction_of_Neutrino_Events_in_IceCube_using_Graph_Neural_Networks |
| Authors |
Martin_Ha_Minh_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12187 |
IceCubeニュートリノ天文台は、南極の南極の氷に埋め込まれた立方キロメートル規模のニュートリノ検出器です。近い将来、検出器は、IceCubeアップグレードや計画されているGen2検出器などの拡張機能によって拡張される予定です。低エネルギーイベントの検出器で観測された光のまばらさ、および不規則な検出器の形状は、検出されたニュートリノの対象パラメータの再構築に対する課題でした。この課題は、現在建設中のIceCubeアップグレードにあります。これにより、新しい検出器モジュールを備えた7つの新しい検出器ストリングが導入されます。アップグレードモジュールは、低エネルギーイベントの検出率を高め、ニュートリノ振動物理学をさらに制約することを可能にします。ただし、これらのモジュールの形状により、既存の従来の再構成アルゴリズムの使用がより困難になります。GraphNeuralNetworksに基づく新しい再構成アルゴリズムを紹介します。これは、同等の解像度を提供しながら、従来のアルゴリズムよりもはるかに高速な処理時間でニュートリノイベントを再構築するために使用します。私たちのアルゴリズムは、現在のIceCube検出器のデータを再構築するだけでなく、IceCubeUpgradeなどの次世代拡張機能のシミュレートされたイベントにも適用できることを示します。
実行中の最適平均によるクエーサー光度曲線のベイズ分析：COSMOGRAIL重力レンズクエーサーの新しい時間遅延測定
| Title |
Bayesian_Analysis_of_Quasar_Lightcurves_with_a_Running_Optimal_Average:_New_Time_Delay_Measurements_of_COSMOGRAIL_Gravitationally_Lensed_Quasars |
| Authors |
Fergus_R._Donnan,_Keith_Horne,_Juan_V._Hern\'andez_Santisteban |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12318 |
実行中の最適平均（ROA）に基づいて時系列データをモデル化する新しい方法を紹介します。ウィンドウ関数の形状と幅、およびデータの時間と精度の観点から、ROAモデルの有効なパラメーター数を特定することにより、ベイズ分析を可能にし、ROA幅を他のモデルパラメーターとともに最適化します。ベイズ情報量基準（BIC）を最小化し、MCMC法を使用して結合事後パラメーター分布をサンプリングします。クエーサー光度曲線の分析のために、ROAモデリングの実装により、さまざまな望遠鏡からの光度曲線データを相互校正し、光度曲線の形状とパワー密度スペクトルを推定し、さまざまな波長の光度曲線間の時間遅延を測定したり、レンズ付きクエーサー。私たちのノイズモデルは、外れ値とエラーバー調整の堅牢な処理を実装して、追加の分散または不十分に定量化された不確実性を説明します。シミュレートされたデータを使用したテストは、パラメーターの不確実性の推定値を検証します。ROA遅延測定値を、相互相関およびパワー密度スペクトルの事前の光度曲線をモデル化するJAVELINの結果と比較します。マルチレンズクエーサー光度曲線の公開されたCOSMOGRAIL光度曲線を分析し、画像間の時間遅延の結果の測定値とマイクロレンズ効果の検出を提示します。
DBSP_DRP：DBSPデータの自動分光データ削減のためのPythonパッケージ
DBSP_DRPは、パロマー天文台の200インチヘイル望遠鏡でダブルスペクトログラフ（DBSP）によって取得されたデータの完全に自動化されたデータ削減を提供するPythonパッケージです（Oke＆Gunn、1982）。1Dスペクトルを抽出し、大気吸収のフラックスキャリブレーションと補正を実行し、スペクトルを一緒に追加するための基礎となるデータ削減機能は、PypeItによって提供されます（Prochaskaetal。、2020）。DBSP_DRPがもたらす新機能は、テーブルのようなGUIで生のFITSファイルのメタデータの正確さを検証した後、ユーザー入力が不要になるように賢明な意思決定を行うことにより、複雑なデータ削減プロセスを調整することです。DBSP_DRPの主な機能は、ユーザー入力なしで一晩中データを自動的に削減することですが、天文学者がGUIを使用してデータ削減を微調整し、最も暗いオブジェクトを手動で識別したり、PypeItのフルセットを公開したりできる柔軟性があります。特定の科学的ニーズを持つユーザー向けに調整するパラメーター。DBSP_DRPは、FITSヘッダーカードの交換、FITSファイルへの余分なヌルバイトの追加（FITS仕様に準拠しないようにする）、観測の座標をファイルに書き込まないなど、DBSPに固有の時折発生するいくつかの癖も処理します。。さらに、DBSP_DRPには、観察の実行中にリアルタイムの決定を行うためのクイックルックスクリプトが含まれており、15秒未満で露出の最小化を表示するGUIを開くことができます。Dockerコンテナーは、クイックルック構成（いくつかの大きな大気モデルファイルなし）または完全構成でDBSP_DRPを簡単にデプロイするために使用できます。
2M17091769 + 3127589：極端な質量比の物質移動バイナリ
| Title |
2M17091769+3127589:_a_mass-transfer_binary_with_an_extreme_mass_ratio |
| Authors |
Annaliese_Miller,_Marina_Kounkel,_Meng_Sun,_Don_Dixon,_Chase_Boggio,_K._R._Covey,_Keivan_G._Stassun,_Robert_Mathieu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.11393 |
独特の二重線分光法と食変光星システム、2M17091769+3127589の軌道解を提示します。このソリューションは、APOGEEの視線速度と、質量と半径を決定するためのTESSおよびASAS-SN光度曲線の両方を同時に適合させることによって得られました。このシステムは、$M=0.256^{+0.010}_{-0.006}$$M_\odot$、$R=3.961^{+0.049}_{-0.032}$$R_{\odot}$赤色巨星で構成されていますそして、より熱い$M=1.518^{+0.057}_{-0.031}$$M_\odot$、$R=2.608^{+0.034}_{-0.321}$$R_{\odot}$準巨星。MESA進化コードを使用したモデリングでは、システムが5.26Gyrs前に形成された可能性があり、$M=1.2$$M_\odot$プライマリがシステムの赤色巨星になり、$M=1.11$$M_\odot$セカンダリが現在、より大規模な準巨星です。プライマリーが赤色巨星分枝を上昇するときのロッシュローブのオーバーフローにより、より進化した「プライマリー」（つまり、元々はペアのより重い星）は、「セカンダリー」の6分の1の質量になりました。初期質量比と現在の質量比のこのような違いは、これまでに検出された中で最も極端なものの1つです。進化的モデリングは、システムがまだ$\dot{M}\sim10^{-9}$$M_\odot$yr$^{-1}$の割合で物質移動に関与していることを示唆しており、例を示しています。白色矮星と青色はぐれ星からなるいくつかのシステムのあまり進化していない前駆体の。
恒星接触連星合併のシミュレーション-I。恒星モデル
| Title |
Simulating_a_stellar_contact_binary_merger_--_I._Stellar_models |
| Authors |
Roger_W.M._Hatfull,_Natalia_Ivanova,_James_C._Lombardi_Jr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.11480 |
恒星の合体をもたらす共通外層（CE）イベントの初期条件を研究します。合併のダイナミクスはその光度曲線から理解できますが、完全な進化のための合成光度曲線はまだ作成されていません。SmoothedParticleHydrodynamics（SPH）コードStarSmasherを使用して、V1309Sco前駆体のもっともらしいドナーである1.52$M_\odot$星の3次元（3D）モデルを作成しました。3Dモデルの統合された総エネルギープロファイルは、最初の1次元（1D）モデルと、エンベロープの上位0.1$M_\odot$の0.1％以内の差に一致します。本質的に光学的に厚いSPH粒子を、一連の独自のソリューションから単一の恒星エンベロープソリューションにリンクすることにより、放射フラックスを取得するための新しい方法を導入しました。初めて、3Dモデルの有効温度を最初の1Dモデルの数パーセント以内に計算し、レイトレーシングと比較して$\gtrsim10^6$の係数で対応する光度の改善を発見しました。最高解像度の3Dモデルに0.16$M_\odot$ポイントマスアキュレーター（$P\simeq1.6$日）を使用してロッシュローブオーバーフローを発生させ、$\sim0.3$のボロメータ等級変動振幅を見つけました-V1309Sco前駆体のそれに匹敵します。私たちの3Dモデルは、エンベロープの上位0.1$M_\odot$にあり、総エネルギーの観点から、V1309Scoドナースターのこれまでで最も正確なモデルです。このホワイトペーパーで紹介した初期条件を使用した動的シミュレーションを使用して、初めての合成CE進化光度曲線を作成できます。
IRISで観測されたミニフレアで検出されたバルマー連続体の強化
| Title |
Balmer_continuum_enhancement_detected_in_a_mini_flare_observed_with_IRIS |
| Authors |
Reetika_Joshi,_Brigitte_Schmieder,_Petr_Heinzel,_James_Tomin,_Ramesh_Chandra,_and_Nicole_Vilmer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.11651 |
フレアの光学的および近紫外線連続体放出は、フレアエネルギー収支に大きく貢献します。フレアの連続放出には、2つのメカニズムが重要な役割を果たします。彩層層での突然のイオン化後の水素再結合と、彩層から大気中の下層へのエネルギーの放射輸送、いわゆるバックウォーミングです。この論文の目的は、フレアで観察された過剰なバルマー連続体について、これら2つのメカニズムを解きほぐすことです。メソッド。IRIS（スペクトルおよびSJI2832A）で得られたバルマー連続体の観測と、ミニフレア中にFERMIガンマバーストモニター（GBM）によって検出された硬X線（HXR）放射を組み合わせます。キャリブレーションされたバルマー連続体は、LTE以外の放射伝達フレアモデルと比較され、放射エネルギーが推定されます。厚いターゲットHXR放出を想定して、FERMIGBMによって検出された非熱電子のエネルギーを計算し、それを放射エネルギーと比較します。バルマー連続体の過剰とHXR放出の間の関係の好ましい議論は、両方の間に良い時間の一致があるということです。さらに、2832SJIの最大輝度の形状は、主にこのバルマー連続体の過剰によるものであり、FERMI/GBM光度曲線に似ています。FERMI/GBMから推定された電子ビームフラックスは、IRISスペクトルで観測された過剰なバルマー連続発光を取得するために非LTE放射伝達モデルで必要なビームフラックスと一致しています。20keVを超える非熱電子による低エネルギー入力は、バルマー連続体放出の増強を生み出すのに十分です。これは、再接続サイトのトポロジによって説明できます。再接続は、Xポイントの現在のシートで動的に変換される小さな禿げたパッチ領域で始まります。相互作用する領域のサイズは、機器の空間分解能の下になります。
Fexの磁場誘起遷移に基づく太陽コロナ磁場測定のフォワードモデリング
| Title |
Forward_Modeling_of_Solar_Coronal_Magnetic_Field_Measurements_Based_on_a_Magnetic-field-inducedTransition_in_Fex |
| Authors |
Yajie_Chen,_Wenxian_Li,_Hui_Tian,_Feng_Chen,_Xianyong_Bai,_Yang_Yang,_Zihao_Yang,_Xianyu_Liu,_and_Yuanyong_Deng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.11783 |
最近、FeXイオンからのいくつかの極紫外線スペクトル線の強度比を使用して、磁場誘起遷移（MIT）理論に基づいて太陽コロナ磁場を測定できることが提案されました。この方法の適合性を検証するために、太陽活動領域の3次元放射電磁流体力学モデルを使用してフォワードモデリングを実行しました。FeXからのいくつかのスペクトル線の強度がモデルから合成されました。MIT理論に基づいて、MITラインFeX257Aと他のいくつかのFeXラインの強度比を使用して磁場強度を導き出し、モデルの磁場強度と比較しました。また、FeX174/175と184/345Aの線比から冠状動脈の密度と温度を同時に推定する新しい方法を開発しました。これらの推定値を使用して、MIT技術が、ディスク上と四肢外の両方の太陽観測において、冠状磁場の適度に正確な測定を提供できることを実証しました。私たちの調査は、FeX174、175、184、257、および345Aラインを同時に観測し、これらのラインの正確な放射測定キャリブレーションを可能にする分光計が、冠状磁場の信頼できる測定を達成するために強く望まれることを示唆しています。また、FeX3p43d4D5/2および4D7/2のエネルギー差の不確かさが磁場測定に与える影響を評価しました。
水素原子との衝突によるMgHソーラーラインの脱分極
| Title |
Depolarization_of_MgH_Solar_Lines_by_Collisions_with_Hydrogen_Atoms |
| Authors |
Saleh_Qutub,_Yulia_Kalugina_and_Moncef_Derouich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.11909 |
MgH分子の非常に豊富な第2太陽スペクトルの解釈は、MgHと水素原子間の衝突率に関する情報が完全に不足しているため、深刻な問題に直面しています。この作業は、MgH基底状態$X^2\Sigma$の量子励起、脱分極、および分極移動衝突率を初めて提供することにより、この脱落を埋めるプロセスを開始しようとしています。この仕事の目標を達成するために、ポテンシャルエネルギー曲面が計算され、シュレディンガー方程式に含まれて衝突の確率、つまりすべての衝突率が得られます。私たちの率は$T\！の範囲の温度で得られます。\！=$2000K〜$T\！\！=$15,000K.すべての脱分極率を2つの変数（全分子角運動量と温度）の有用な分析関数に適合させるために、洗練された遺伝子プログラミング法が採用されています。太陽の影響を研究します。結果の結果から、MgHの$X^2\Sigma$状態は、基底状態$^2S$の中性水素との等方性衝突によって部分的に脱分極していることがわかります。低レベルの分極は無視されます。
DB白色矮星の形成、拡散、および汚染の増加
| Title |
Formation,_diffusion_and_accreting_pollution_of_DB_white_dwarfs |
| Authors |
Chunhua_Zhu,_Helei_Liu,_Zhaojun_Wang,_Guoliang_Lv |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.11946 |
これまでに1500を超えるDBZまたはDZ白色矮星（WD）が観測されており、これらのWDの中に金属元素で汚染された大気が見つかっています。既知のDBZまたはDZWDの表面の重い元素の存在量は、進化のシーケンスを示しています。恒星進化論の実験用モジュールを使用して、DBWDを作成し、高重力場による元素の拡散と、WDによって破壊された惑星からの金属に富む物質の降着をシミュレートします。私たちのモデルでは、入力パラメータ（$\alpha_{\rmMLT}$、$\alpha_{\rmth}$、$Z$）は、内部温度、化学プロファイル、対流層などのDBWD構造に非常に弱い影響を及ぼします。DBWDの質量降着率と有効温度によって、重い元素の存在量が決まります。観測された約1500個のDBまたはDBZWDのCa元素の進化シーケンスは、一定の質量降着率のモデルでは説明できませんが、$T_の場合、質量降着率が1つのべき乗則だけ減少するモデルとよく一致しています。{\rmeff}>10$kKであり、$T_{\rmeff}<10$kKの場合、別のべき乗則によってわずかに増加します。観測された重元素存在量のDBWD進化シーケンスは、WD冷却と質量降着率の変化に起因します。
秩序磁気圏からの非熱電波放射のスケーリング関係：主系列星の上部から惑星まで
| Title |
A_scaling_relationship_for_non-thermal_radio_emission_from_ordered_magnetospheres:_from_the_top_of_the_Main_Sequence_to_planets |
| Authors |
P._Leto,_C._Trigilio,_J._Krticka,_L._Fossati,_R._Ignace,_M.E._Shultz,_C.S._Buemi,_L._Cerrigone,_G._Umana,_A._Ingallinera,_C._Bordiu,_I._Pillitteri,_F._Bufano,_L.M._Oskinova,_C._Agliozzo,_F._Cavallaro,_S._Riggi,_S._Loru,_H._Todt,_M._Giarrusso,_N.M._Phillips,_J._Robrade,_F._Leone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.11995 |
この論文では、初期Bから初期Aのスペクトル型に及ぶ、高温の磁気星のサンプルからのインコヒーレントな非熱的電波放射の分析を提示します。広範囲の恒星パラメータと風の特性にまたがるこれらの星は、それらの電波放射に共通性を示し、当初考えられていた風のシナリオに新たな課題を提示します。電波放射の原因となる相対論的電子は、風が磁力線を開く場所に形成された電流シートから発生すると考えられていました。しかし、より冷たい星からの真の質量損失率は、観測された非熱的広帯域電波スペクトルを説明するには小さすぎます。代わりに、木星と同様に、内部磁気圏の内側に放射帯が存在することを提案します。このような構造は、風力の質量損失率に対するブロードバンド電波放射の全体的な無関心を説明しています。さらに、磁気星のより大きなサンプルからの電波光度をそれらの恒星パラメータと相関させて、回転と磁気特性の組み合わされた役割が経験的に決定されました。最後に、私たちの初期型の磁気星のサンプルは、非熱的電波輝度と磁気圏の共回転によって引き起こされる電圧との間のスケーリング関係を示唆しています。惑星木星や超低温矮星や褐色矮星の場合のように）。秩序だった安定した回転磁気圏は、非熱電子の生成をサポートするための共通の物理的メカニズムを共有していると結論付けます。
衝動的に生成された2つの流体アルフベン波による太陽彩層加熱とプラズマ流出の生成
| Title |
Solar_chromosphere_heating_and_generation_of_plasma_outflows_by_impulsively_generated_two_fluid_Alfven_waves |
| Authors |
M._Pelekhata,_K._Murawski,_and_S._Poedts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12032 |
コンテクスト。太陽彩層の加熱とそれに関連するプラズマの流入と流出の生成について説明します。目的。衝撃的に励起された2流体アルフベン波によって駆動されるイオン温度と垂直プラズマ流の変動を検出しようとします。これらの波が太陽彩層の加熱とプラズマの流出に与える可能性のある寄与を調査することを目的としています。メソッド。衝突項によって結合されたイオン+電子と中性の2つの流体方程式を解くJOANNAコードを使用して、アルフベン波の生成と進化の数値シミュレーションを実行しました。結果。衝動的に生成された小振幅のアルフベン波の減衰が彩層の温度にわずかに影響し、遅いプラズマ流を生成することを確認します。対照的に、大振幅パルスによって生成されたアルヴェーン波は、彩層プラズマ温度をより大幅に上昇させ、より速いプラズマ流出をもたらします。最大の加熱は、パルスが中央の光球から発射されたときに発生し、関連するプラズマの流れの大きさは、パルスの振幅とともに大きくなります。結論。大振幅の2流体アルヴェーン波は、太陽彩層の加熱とプラズマ流出の生成に大きく寄与する可能性があります。
銀河の経度240度と270度の間で可能な二重および複数の散開星団のリスト
| Title |
The_list_of_possible_double_and_multiple_open_clusters_between_galactic_longitudes_240_and_270_degrees |
| Authors |
Juan_Casado |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12036 |
この作業では、銀河系セクターのl=240oからl=270oまでの候補の二重散開星団と複数の散開星団（OC）を研究します。これには、とも座星形成領域が含まれます。そのために、OCの最新の完全なカタログを手作業で検索し、80人の候補メンバーが関与する22のOCグループの広範なリストを取得しました。GaiaEDR3は、いくつかの候補OCを確認し、候補グループの近くにある新しいOCを探すために使用されています。ガイアデータはまた、OCのメンバースターではないほとんどのフィールドソースを除外することを可能にしました。候補ペアの色と大きさの組み合わせ図をプロットすることで、いくつかのケースで、それらのリンクを承認または破棄することができました。最も可能性の高いシステムは、0.1Gyr未満のOCで形成されており、この点で1つの偏心OCしかありません。古いOCの可能性のあるシステムは見つかりませんでした。グループの一部を形成する既知のOCの割合（9.4〜15％）の予備的な推定は、銀河と大マゼラン雲がこの点で類似しているという仮説を支持します。結果は、星がOCで生まれるようなグループでOCが生まれることを示しています。
AGB元素合成の核および恒星パラメータへの制約としてのプレソーラー粒子同位体比
| Title |
Presolar_grain_isotopic_ratios_as_constraints_to_nuclear_and_stellar_parameters_of_AGB_nucleosynthesis |
| Authors |
Sara_Palmerini,_Maurizio_Busso,_Diego_Vescovi,_Eugenia_Naselli,_Angelo_Pidatella,_Riccardo_Mucciola,_Sergio_Cristallo,_David_Mascali,_Alberto_Mengoni,_Stefano_Simonucci_and_Simone_Taioli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12037 |
進化した低質量星（$M\lesssim3M_\odot$）の最近のモデルは、AGBフェーズを経て、磁束管の浮力がHeリッチ層での$^{13}$C貯留層の形成を促進すると想定しています。それらの重要な特性を説明し、対流層の下で生成された少量の$^{13}$Cが、一次$^{14}$Nの形成と、それに続く$^{のような中間質量核の合成をどのように妨げるかを示します。19}$Fおよび$^{22}$Ne。したがって、言及されたモデルでは、それらの生産は純粋に二次的な性質のものです。一次$^{22}$Neの不足も、中性子密度の低下に重要な影響を及ぼします。別の特性は、エンベロープ組成がOに富む場合でも、磁気張力によって分離されたCに富むサブコンポーネントを保持する可能性が高いAGB風に関係します。したがって、Ｃに富む化合物の形成のための条件は、以前に想定されていたよりも早い段階で見出される。これらの問題は、いくつかの原子核物理学の量に関連する不確実性とともに、恒星起源のプレソーラーSiC粒子におけるs過程元素の同位体混合に照らして説明されています。元素合成の結果を測定されたSiCデータと比較することにより、このような詳細な一連の制約は、イオン化プラズマの弱い相互作用率、および特にN=50付近の中性子捕獲断面積の新しい測定の必要性を示していると主張されています。N=82の中性子魔法数。それにもかかわらず、私たちのモデルの特異性により、これまでに発表された試みでは得られなかった品質のプレソーラー粒子データへの適合を達成することができます。
衝動的に生成された2流体磁気音響波による彩層加熱とプラズマ流出の生成
| Title |
Chromospheric_heating_and_generation_of_plasma_outflows_by_impulsively_generated_two-fluid_magnetoacoustic_waves |
| Authors |
R._Niedziela,_K._Murawski,_S._Poedts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12050 |
コンテクスト。太陽大気の加熱の起源は未解決の問題です。光球と彩層は太陽コロナよりも多くのエネルギーを放射するため、そこでのプラズマ加熱に寄与するすべてのメカニズムを明らかにすることは困難ですが重要です。イオン中性衝突は重要な役割を果たす可能性があります。目的。部分的にイオン化された太陽彩層で衝動的に生成された2流体の磁気音響波を調査し、関連する加熱とプラズマの流出を研究することを目的としています。メソッド。プラズマのダイナミクスを説明するために、イオン+電子と中性物質が別々の流体として扱われる2流体モデルを適用しました。JOANNAコードを使用して、2流体方程式を数値的に解きました。結果。局所的な速度パルスによって光球でトリガーされた磁気音響波が、イオン中性衝突によって彩層を加熱する衝撃に急勾配になる可能性があることを示します。より大きな振幅のパルスは、より効果的にプラズマを加熱し、より大きなプラズマ流出を生成します。パルスが発射される高度を上げると、逆の効果が生じ、主に彩層の局所的な冷却とプラズマの流出が遅くなります。結論。孤立したパルスでさえ、一連の波をもたらします。これらの波は衝撃波に変化して熱エネルギーを放出し、彩層を大幅に加熱します。パルスは垂直方向の流れを駆動することができ、それを上に上げると太陽風の起源になる可能性があります。
銀河散開星団のF型およびG型星におけるリチウム枯渇と角運動量輸送
| Title |
Lithium_depletion_and_angular_momentum_transport_in_F-type_and_G-type_stars_in_Galactic_open_clusters |
| Authors |
Thibaut_Dumont,_Corinne_Charbonnel,_Ana_Palacios_and_Sviatoslav_Borisov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12060 |
散開星団は、低質量星の表面でのLi7の進化と、恒星の流体力学と銀河の化学進化の両方にとって課題である恒星の自転との相関の可能性を理解するための手がかりを提供します。角運動量と化学物質の両方の輸送プロセスの効率を定量化することを目的としています。これらは、表面Li7と回転の観測された動作、およびF型とG型のヘリオおよび星震学から推測される内部回転プロファイルを同時に説明するために必要です。主系列星。太陽型星の前の研究で調整した角運動量と化学物質の輸送のモデルを、20個の銀河散開星団のサンプルのF-G型星に対応する拡張された初期質量と金属量に適用します。。Li7、Be9、および自転周期の観測を説明する能力を評価します。調査した質量、金属量、および年代の全範囲にわたって、表面回転速度の進化を再現し、浸透対流の結果として表面回転速度とLi7枯渇の間に観察された反相関を初めて予測します。処方。ただし、6600Kを中心とするいわゆるLi7ディップを再現するモデルの能力は、せん断乱流に採用された処方に強く依存します。また、角運動量の輸送に採用された粘度には、恒星の対流エンベロープによって生成された内部重力波の生成と光度について予測された動作と同様に、恒星の質量依存性が必要です。さまざまな年齢や金属量のG型星をうまくモデル化するための効率的な方法を提供します。ただし、Li7とBe9のディップ制約は、星の乱流をより適切にモデル化するためのさらなる流体力学的研究を必要とします。
電流による黒点光橋の太陽彩層の加熱
| Title |
Heating_of_the_solar_chromosphere_in_a_sunspot_light_bridge_by_electric_currents |
| Authors |
Rohan_E._Louis,_Avijeet_Prasad,_Christian_Beck,_Debi_Prasad_Choudhary,_Mehmet_S._Yalim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12066 |
コンテキスト：抵抗性オーム散逸は、太陽彩層を加熱するメカニズムとして提案されていますが、この関連性を確立した研究はほとんどありません。目的：電流によるオーム散逸が太陽彩層をどのように加熱できるかを決定することを目指しています。方法：ダン太陽望遠鏡からの高解像度分光CaIIデータと、太陽黒点光橋の熱増強を調査するために、ヘリオ地震および磁気イメージャ（HMI）からのベクトル磁場観測を組み合わせます。HMIからの光球磁場は、電流の3次元分布を提供する非力のない磁場技術を使用してコロナに外挿され、彩層CaII線の反転は局所的な熱力学的平衡と非局所的な熱力学的平衡を示しました。スペクトルアーカイブは、光球から彩層への温度成層を提供しました。結果：ライトブリッジは、下部境界で約0.3A/m^2の強い電流のサイトであり、高さとともに単調に減少しながら約0.7Mmまで伸びていることがわかります。これらの電流は、彩層に対して約600〜800Kを超える彩層温度を生成します。比較的弱く、高度に傾斜した磁場が13時間にわたって出現するライトブリッジのみが、熱増強と電流の空間的一致を示しています。温度上昇とカウリング加熱は、主にライトブリッジから0.4〜0.7mmの高さ範囲に制限されます。200J/m^3の内部エネルギーの対応する増加は、約10分の加熱によって供給できます。結論：私たちの結果は、オーム散逸によって下部太陽彩層を加熱する電流の直接的な証拠を提供します。
二重に浸した磁束管のフィラメントねじの形成と特性
| Title |
Formation_and_Characteristics_of_Filament_Threads_in_Double-Dipped_Magnetic_Flux_Tubes |
| Authors |
Jinhan_Guo,_Yuhao_Zhou,_Yang_Guo,_Yiwei_Ni,_Judy_Karpen,_Pengfei_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12181 |
太陽フィラメント形成の主な形成メカニズムの1つとして、彩層蒸発-冠状凝縮モデルが数値シミュレーションによって確認され、シングルディップのフラックスチューブでのフィラメントスレッドの形成が非常によく説明されています。しかし、冠状磁気外挿は、いくつかの磁力線が複数のディップを持っている可能性があることを示しました。この場合、シングルディップ磁束管と比較して、形成プロセスが大幅に異なることが予想されます。本論文では、蒸発凝縮モデルに基づいて、数値シミュレーションにより、二重浸漬磁束管におけるフィラメントスレッド形成を研究します。磁気構成と加熱の特定の組み合わせ、たとえば、集中局所加熱と深いディップを備えた長い磁束管を使用した場合にのみ、2つのねじ山が形成され、二重に浸された磁束管内に存続することがわかります。私たちのパラメトリック調査を観察結果と比較すると、複数のディップによるそのような磁気的に接続されたスレッドは、アクティブ領域フィラメントよりも静止フィラメントに存在する可能性が高いと結論付けます。さらに、これらのスレッドは通常、独立してトラップされたスレッドよりも短いことがわかります。これが、静止フィラメントのスレッドが短い理由の1つである可能性があります。磁気的に接続されたスレッドのこれらの特性は、静止フィラメントのバーブと垂直スレッドを説明することもできます。
roAp星、HD86181における複数のpモード脈動周波数の発見
| Title |
Discovery_of_multiple_p-mode_pulsation_frequencies_in_the_roAp_star,_HD_86181 |
| Authors |
Fangfei_Shi,_Donald_W._Kurtz,_Daniel_L._Holdsworth,_Hideyuki_Saio,_Margarida_S._Cunha,_Huawei_Zhang,_Jianning_Fu,_G._Handler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12204 |
既知のroAp星、HD86181（TIC469246567）の周波数分析を、TESSデータからの新しい推論とともに報告します。回転周波数は$\nu_{rot}$=0.48753$\pm$0.00001d$^{-1}$と導出されます。脈動周波数スペクトルは豊富で、2つのダブレットと1つの5つ組で構成されています。これは、連続する高倍音ダイポール、四重極、およびダイポールモードからの斜めの脈動マルチプレットであると解釈されます。5つ組の中心周波数は232.7701d$^{-1}$（2.694mHz）です。サイドローブの位相、脈動位相変調、および球面調和関数分解はすべて、四重極モードが歪んでいることを示しています。斜めのパルセータモデルに従って、この星の回転傾斜角iと磁気傾斜角$\beta$を計算します。これにより、脈動の形状に関する詳細情報が得られます。磁場効果を含む理論モデルへの脈動振幅と位相変調の最適な適合から導出されたiと$\beta$は、純粋な四重極に対して計算されたものとわずかに異なり、l=4、6からの寄与を示しています。8、...小さいです。この星については、エンベロープの対流条件と物理構成が異なる非断熱モデルが検討されました。エンベロープ対流がほぼ完全に抑制されたモデルは、観測された脈動周波数での励起を説明できることが示されています。
一般相対性理論のためのMori-Zwanzig形式：平均化問題への新しいアプローチ
| Title |
Mori-Zwanzig_formalism_for_general_relativity:_a_new_approach_to_the_averaging_problem |
| Authors |
Michael_te_Vrugt,_Sabine_Hossenfelder,_Raphael_Wittkowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.11497 |
宇宙論は、宇宙の大まかな記述に依存しており、大規模な長さのスケールで有効であると想定されています。しかし、一般相対性理論の非線形性は粗視化を非常に困難にします。ここでは、統計力学から一般相対性理論に向けて非常に成功した粗視化手法であるMori-Zwanzig射影演算子形式を拡張することにより、この問題に対処します。Buchert方程式を使用して、メモリ関数を介した平均化の効果をキャプチャするハッブルパラメータの新しい動的方程式を導出します。これにより、宇宙ジャークの経験的予測が得られます。
行列理論は、空間が創発する超弦理論の提案された非摂動的な定義です。行列理論の文脈で宇宙論の研究を始めます。具体的には、行列理論が創発的な非特異宇宙論につながる可能性があることを示します。これは、後の段階で、標準ビッグバン宇宙論の拡大段階によって説明できます。標準的なビッグバン宇宙論の地平線問題は自動的に解決されます。出現位相の熱ゆらぎが、宇宙論的摂動のほぼスケール不変のスペクトルと重力波のスケール不変のスペクトルをもたらすことを示します。したがって、行列理論は、一貫したUV完全な記述を提供しながら、宇宙で現在観測されている構造の原因となる摂動の起源の成功したシナリオにつながる可能性があるようです。
光子との混合によるディラトンとアクシオンの区別
| Title |
Differentiating_Dilatons_from_Axions_by_their_mixing_with_photons |
| Authors |
Manoj_K._Jaiswal,_Damini_Singh,_Venktesh_Singh,_Avijit_K._Ganguly |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.11594 |
モデル（$\Lambda$CDM）によると、深い宇宙観測に基づいて、現在の宇宙は5$\％$のバリオン物質と25$\％$の非バリオンの冷たい暗黒物質（投機的起源）で構成されています。これらには、スケール対称原点のディラトン（$\phi$）のようにファイルされたスカラーの量子と、アクシオン（$\phi'$）のような特別な標準モデル対称（ペッチェイクイン）原点の擬スカラー場の量子が含まれます。これらのフィールドは、dim-5演算子を介して二光子に結合します。磁化された媒体では、それらは原則として、光子（$\gamma$）の3つの自由度（2つの横方向（$A_{\parallel、\perp}$）と1つの縦方向（$A_{L}$））と相互作用できます。総スピンが保存されている限り。固有のスピンがゼロであるため、$\phi$と$\phi'$の両方が原則として$A_{L}$と相互作用する可能性があります（$s_{z}=0$）。ただし、$\phi$と$\phi'$のうち、$A_{L}$と対話するのは1つだけです。さらに、周囲の外部磁場と媒体は、システムの固有のローレンツ対称性を破壊します。電荷共役、パリティおよび時間反転対称性を呼び出して、$\phi\gamma$および$\phi'\gamma$システムの混合ダイナミクスと、それらの混合行列の構造{\itの違い}を分析します。結果として$\phi\gamma$と$\phi'\gamma$の相互作用による電磁信号（EMS）は{\itdifferent}になります。最後に、既存の宇宙搭載検出器を使用して、EMSでこの{\itの違い}を検出する可能性についてコメントします。
内側の太陽風における大規模な構造と乱流輸送-パーカーソーラープローブの最初の5つの軌道とグローバルな3Dレイノルズ平均MHDモデルとの比較
| Title |
Large-scale_Structure_and_Turbulence_Transport_in_the_Inner_Solar_Wind_--_Comparison_of_Parker_Solar_Probe's_First_Five_Orbits_with_a_Global_3D_Reynolds-averaged_MHD_Model |
| Authors |
Rohit_Chhiber,_Arcadi_V._Usmanov,_William_H._Matthaeus,_Melvyn_L._Goldstein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.11657 |
太陽コロナと太陽風のグローバル電磁流体力学モデルからのシミュレーション結果は、最初の5つの軌道でのパーカーソーラープローブ（PSP）の観測と比較されます。完全な3次元モデルは、乱流輸送方程式と組み合わせたレイノルズ平均平均流方程式に基づいています。このモデルには、電子の熱伝導、クーロン衝突、乱流レイノルズ応力、乱流カスケードを介した陽子と電子の加熱の影響が含まれています。平均乱流エネルギー、クロスヘリシティ、および相関長の乱流輸送方程式は、平均流方程式と同時に解かれます。冠状基部の境界条件は、太陽シノプティックマグネトグラムを使用して指定されます。プラズマ、磁場、および乱流のパラメーターは、PSPの軌道に沿って計算されます。最初の5つの軌道からのデータは、地動説の距離の関数として傾向を取得するために集約されます。シミュレーション結果とPSPデータの比較は、特に平均流量パラメータについて、良好な一致を示しています。磁気変動の合成分布が生成され、モデルによって与えられた局所的なrms乱流振幅によって制約されます。この計算された乱流の特性は、PSP観測と比較されます。
階層的ブラックホール合併における超放射の痕跡
| Title |
The_imprint_of_superradiance_on_hierarchical_black_hole_mergers |
| Authors |
Ethan_Payne,_Ling_Sun,_Kyle_Kremer,_Paul_D._Lasky,_Eric_Thrane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.11730 |
超軽量ボソンは、宇宙論と素粒子物理学の未解決の問題に対する提案された解決策です。それらは、強い電荷パリティの問題を説明する可能性がある一方で、暗黒物質の候補を提供します。それらが存在する場合、超軽量ボソンは超放射不安定性を介してブラックホールと相互作用する可能性があります。この研究では、この不安定性が密集した星団内の階層的ブラックホールの進化に及ぼす影響を探ります。個々のブラックホールのスピンを減らすことにより、超放射は、バイナリブラックホールをマージする反跳速度を減らします。これにより、階層的なマージの残骸の保持率が増加します。質量が$2\times10^{-14}\lesssim\mu/\textrm{eV}\lesssim2\times10^{-13}$の超軽量ボソンの存在は、階層的なブラックホールの併合率の増加につながることを示しています。核星団で。このエネルギー範囲の超軽量ボソンは、階層的成長をサポートする現在の核星団を最大$\約60\％$多くすることになります。超軽量ボソンの存在はまた、中間質量ブラックホールの合体率を2倍にして、ローカル宇宙で$\approx0.08$\、Gpc$^{-3}$\、yr$^{-1}$にすることができます。これらの結果は、選択された範囲の超軽量ボソン質量が、密集した恒星環境におけるブラックホールの集団に広範囲にわたる結果をもたらす可能性があることを意味します。ブラックホールクラスター集団と階層的に形成されたブラックホールのスピン分布に関する将来の研究は、このシナリオをテストするでしょう。
斧のような暗黒物質のスペクトルの特徴
| Title |
Spectral_signatures_of_axionlike_dark_matter |
| Authors |
Alexander_V._Gramolin,_Arne_Wickenbrock,_Deniz_Aybas,_Hendrik_Bekker,_Dmitry_Budker,_Gary_P._Centers,_Nataniel_L._Figueroa,_Derek_F._Jackson_Kimball,_and_Alexander_O._Sushkov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.11948 |
軸索のような暗黒物質を探すハロスコープ実験で期待される信号のスペクトル線形状を導き出します。これらの線形状の知識は、実験計画とデータ分析手順を最適化するために必要です。アクシオン-光子およびアクシオン-グルーオン結合の以前から知られている結果を、勾配（軸-フェルミオン）結合の場合に拡張します。勾配相互作用のユニークな特徴は、マグニチュードだけでなく、銀河ハロー粒子の速度の方向にも依存することです。これは、対応するハロースコープの方向感度につながります。また、地球の回転運動と軌道運動によって引き起こされる勾配信号の日次および年次変調についても説明します。検出の場合、これらの周期的な変調は、信号が私たちの銀河のハローにある軸のような粒子によって供給されていることの重要な確認になります。
実験的に検証可能な$ U（1）_ {\ rm B-L} $タイプIIシーソーと暗黒物質を含む対称モデル
| Title |
Experimentally_Verifiable_$U(1)_{\rm_B-L}$_Symmetric_Model_with_Type-II_Seesaw_and_Dark_Matter |
| Authors |
Purusottam_Ghosh_(1),_Satyabrata_Mahapatra_(2),_Nimmala_Narendra_(3),_Narendra_Sahu_(2)_(1)_Harish-Chandra_Research_Institute,_India_(2)_Indian_Institute_of_Technology_Hyderabad,_India_(3)_Physical_Research_Laboratory,_India |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.11951 |
軽いニュートリノの質量と暗黒物質（DM）を同時に説明するために、標準模型（SM）のゲージ$U（1）_{\rmB-L}$拡張を研究します。ニュートリノの質量は、スカラートリプレットの1つが現世代の衝突型加速器でアクセス可能なスケールの質量を持つタイプIIシーソーメカニズムの変形によって生成されます。$\rmBL$の電荷が-4、-4、+5の3つの右カイラルフェルミ粒子$\chi_{iR}$（$i=e、\mu、\tau$）が呼び出され、$\rmBL$ゲージがキャンセルされます。異常とこれら3つのフェルミ粒子の中で最も軽いものは、$U（1）_{\rmBL}$ゲージ対称性が自発的に破られる残りの$\mathcalZ_2$対称性によって安定性が保証されるため、実行可能なDM候補になります。興味深いことに、このシナリオでは、ニュートリノの質量とDMの同時消滅は、$U（1）_{\rmB-L}$対称性の破れによって相互に関連しています。観測されたニュートリノの質量と暗黒物質の存在量を生じさせることとは別に、モデルは、特に$\rmB-L$ゲージボソンの存在下での三重項スカラーの発見に関して、衝突型加速器での励起信号も予測します。$2.5$TeVから$4.4$TeVの質量範囲の$Z_{\rmBL}$ゲージボソンの存在下で、TeVスケールの二重荷電スカラーの生成に$（34-54）\％$の向上が見られます。直接および間接検索実験で観測されたDM存在量とDMのヌル検出からのモデルパラメータに関連するすべての制約、および最近の衝突型加速器からの$\rmB-L$ゲージボソンの制約について説明します。
| Title |
A_search_for_intermediate-mass_black_holes_mergers_in_the_second_LIGO--Virgo_observing_run_with_the_Bayes_Coherence_Ratio |
| Authors |
Avi_Vajpeyi,_Rory_Smith,_Eric_Thrane,_Gregory_Ashton,_Thomas_Alford,_Sierra_Garza,_Maximiliano_Isi,_Jonathan_Kanner,_T.J._Massinger,_and_Liting_Xiao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12109 |
中間質量ブラックホール集団（$10^2-10^6\M_\odot$）の検出は、それらの形成環境（例えば、活動銀河核の円盤、球状星団）への手がかりを提供し、生成する潜在的な経路を明らかにします。超大質量ブラックホール。地上ベースの重力波検出器は、そのような合併のサブセットに敏感であり、1つの$142^{+28}_{-16}\M_\odot$中間質量ブラックホール形成イベントを検出するために使用されてきました。ただし、地上ベースの検出器データには、中間質量ブラックホールの合体による重力波信号を模倣できる、インコヒーレントな短時間のノイズトランジェントが多数含まれているため、検索の感度が制限されます。ここでは、複数の検出器データのトリガーのコヒーレンスまたはインコヒーレンスを測定するベイズ風のランキング統計を使用して、バイナリブラックホールのマージを検索します。この統計を使用して、LIGOの2回目の観測実行からのデータを使用して、ラボフレームの総質量$\gtrsim55\M_\odot$を持つ候補イベントを識別します。私たちの分析では、新しい中間質量ブラックホールの証拠は得られません。ただし、最初のLIGO--Virgo重力波過渡カタログGWTC-1では報告されていないいくつかの恒星質量連星ブラックホールのサポートが見つかりました。
| Title |
Bounding_dark_charges_on_binary_black_holes_using_gravitational_waves |
| Authors |
Pawan_Kumar_Gupta,_Thomas_F.M._Spieksma,_Peter_T.H._Pang,_Gideon_Koekoek,_Chris_Van_Den_Broeck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12111 |
隠された$U（1）$対称性に関連するミニチャージされた暗黒物質のモデルでは、ブラックホール連星のインスピレーションダイナミクスがアインシュタイン-マクスウェルによって正式に記述されるように、天体物理学的ブラックホールは「ダーク」電荷を獲得する可能性があります仮説。電荷は主に双極子項を介して重力波信号に入りますが、その効果は、位相の最初のポストニュートン次数に効果的に影響することが知られており、電荷対質量比のサイズを測定できます。$|q_i/m_i|$、バイナリ内の個々のブラックホールの$i=1,2$。ベイズ分析を設定して、ブラックホール連星の暗電荷を発見または制約します。シミュレーションでフレームワークをテストした後、2番目の重力波過渡カタログ（GWTC-2）から選択したバイナリブラックホール信号、つまり信号対雑音比のほとんどがインスピレーション領域にあるように質量が小さいものに適用します。。ブラックホールの電荷の証拠は見つかりません。また、$|q_i/m_i|の電荷対質量比に典型的な1-$\sigma$の範囲を設定します。\lesssim0.2-0.3$。
模倣テンソル-ベクトル-スカラー理論（MiTeVeS）の現象論的意味が研究されています。この理論は、スカラー場も組み込まれている模倣暗黒物質のベクトル場モデルの拡張であり、ゴースト不安定性がないことが知られています。スカラー場とベクトル場の間に相互作用がない場合、得られた宇宙論的解は、最小結合スカラー場を持つ一般相対性理論（GR）に対応します。ただし、スカラー場とベクトル場の間に交互作用項を含めると、興味深いダイナミクスが得られます。ポテンシャルが平坦なスカラー場にはシフト対称性があり、対称性に関連する保存されたネーター電流は暗黒物質成分として振る舞います。その結果、この溶液には宇宙定数、暗黒物質、硬い物質の流体が含まれています。非平坦なポテンシャルでシフト対称性を破ると、暗黒エネルギーと暗黒物質の間に自然な相互作用が生じます。
ニュートリノの教育、アウトリーチ、コミュニケーション活動：IceCubeからの魅力的な例
| Title |
Neutrino_Education,_Outreach,_and_Communications_Activities:_Captivating_Examples_from_IceCube |
| Authors |
Madeleine_O'Keefe,_Ellen_Bechtol,_Jim_Madsen,_Jocelyn_Argueta,_and_Katherine_Shirey_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12176 |
南極にあるIceCubeNeutrinoObservatoryには、非常に感情的な魅力があります。極端な南極の環境と、新しい方法で宇宙を探索する先駆的な実験のオーラが組み合わされています。ただし、ほとんどの最先端の実験と同様に、エキゾチックで要求の厳しい科学をアクセシブルな言語に翻訳することは依然として困難です。最近成功した教育、アウトリーチ、コミュニケーション活動の3つの例を紹介します。これは、取り組みを活用し、つながりを維持して魅力的な結果を生み出す方法を示しています。最初に、研究者と教育者を組み合わせて南極での展開を提供するPolarTRECプログラムへの参加と、パンデミックの最中でもターゲットオーディエンスに到達するための高品質の体験を生み出すためにこれらの教育者との関係を維持してきた方法について説明します。次に、昨年の3つのアクティビティに焦点を当てます。高校生向けの夏のエンリッチメントプログラムで、放課後の10週間のIceCubeプログラムにも変更されました。また、ScienceWriters2020会議のための南極への仮想訪問、および一連の南極での旅行、生活、仕事について説明する、すべての年齢層に適した英語とスペイン語の短いビデオ。
公平で多様で包括的な科学協力に向けて：マルチメッセンジャー多様性ネットワーク
| Title |
Towards_Equitable,_Diverse,_and_Inclusive_Science_Collaborations:_The_Multimessenger_Diversity_Network |
| Authors |
E._Bechtol,_K._Bechtol,_S._BenZvi,_C._Bleve,_D._Castro,_B._Cenko,_L._Corlies,_A._Furniss,_C._M._Hui,_D._Kaplan,_J._S._Key,_J._Madsen,_F._McNally,_M._McLaughlin,_R._Mukherjee,_R._Ojha,_J._Sanders,_M._Santander,_J._Schlieder,_D._H._Shoemaker,_S._Vigeland_(for_the_IceCube_Collaboration_and_Multimessenger_Diversity_Network) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12179 |
2018年に設立されたマルチメッセンジャーダイバーシティネットワーク（MDN）は、マルチメッセンジャー天文学の基本原則を拡張します。さまざまなアプローチと協力して作業することで、理解が深まり、これまで不可能だった発見が可能になります。これは、科学研究コラボレーションにおける公平性、多様性、包含（EDI）にまで及びます。。NationalScienceFoundationINCLUDESプログラムのサポートを受けて、MDNは、マルチメッセンジャーサイエンスコラボレーションの代表者間で知識、経験、トレーニング、およびリソースを共有することにより、EDIの向上に焦点を当てています。MDNの代表者は、コラボレーションのエンゲージメントリードになり、実践コミュニティの範囲を拡大します。MDN構造の概要、学んだ教訓、および参加方法が示されています。
一般相対性理論の範囲内で体系的に自己重力弾性材料を研究するための厳密で一般的なフレームワークを紹介し、球対称弾性星の存在と放射状安定性を含む実行可能性を調査するためにそれを適用します。モデルのさまざまなファミリの質量半径（$MR$）ダイアグラムを示します。これは、弾性が最大質量とコンパクトさを${\calO}（10\％）$係数まで増加させ、コンパクト化をサポートすることを示しています。2つの太陽質量をはるかに超える質量を持つ星。これらの弾性星のいくつかは、半径方向の摂動下で安定したままで、すべてのエネルギー条件と管腔下波の伝播を満たしながら、$GM/（c^2R）\約0.35$のコンパクトさに達することができるため、軽いリングを持つ星の物理的に実行可能なモデルです。。完全流体の場合のように、最大質量に対応する密度よりも大きい中心密度で半径方向の不安定性が発生するという数値的証拠を提供します。弾性は、エキゾチックな超小型オブジェクトとブラックホールミミッカーの一貫したモデルを構築するための重要な要素である可能性があり、中性子星の内部のより正確なモデリングにも関連する可能性があります。
CERNSPSでのNA61 / SHINEによる核フラグメンテーションの測定に関するパイロット研究の結果：13.5 A GeV /
cでの$ \ text {C + p} $相互作用での$ ^ {11} \ text {C} $生成
| Title |
Results_from_a_Pilot_Study_on_the_Measurement_of_Nuclear_Fragmentation_with_NA61/SHINE_at_the_CERN_SPS:_$^{11}\text{C}$_Production_in_$\text{C+p}$_Interactions_at_13.5_A_GeV/c |
| Authors |
Neeraj_Amin_(for_the_NA61_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12275 |
CERNSPSでのNA61/SHINE実験による核断片化測定の実現可能性を研究するために、2018年のパイロット実行中に取得されたデータの分析を報告します。これらの核反応は、銀河における二次宇宙線核生成（Li、Be、およびB）の解釈にとって重要です。パイロットデータは、13.5AGeV/cのビーム運動量と2つの固定ターゲット、ポリエチレン（C$_2$H$_4$）およびグラファイトで$^{12}\text{C}$発射体を使用して取得されました。ここで特に焦点を当てているのは、$\text{C+p}$の相互作用における総ホウ素（$^{10}\text{B}$および$^{11}\text{B}$）生成断面積の測定です。13.5AGeV/c。宇宙線核$^{11}\text{C}$は、銀河での通常の宇宙線拡散時間と比較して寿命が短いため、「ゴースト核」と呼ばれ、最終的には$としてホウ素に崩壊します。^{11}\text{C}\to^{11}\text{B}+\beta^+$。したがって、$^{11}\text{C}$の生成断面積の正確な知識は、銀河でのホウ素生成の理解に非常に関連しています。$\text{C+p}\to^{11}\text{C}$の断片化断面積の予備測定値を示します。これは、以前に報告されたB生成断面積とともに、AMS-02のような現代の宇宙ベースの宇宙線実験に関連する高エネルギー範囲での銀河系でのホウ素生成。
2017年8月21日の皆既日食に対する電離層と地磁気の応答
日食は、地球の電離層における光イオン化フラックスの突然の局所的な変化の影響と、その結果としての地磁気への影響を研究する絶好の機会を提供します。GNSSデータからのVTEC測定と、日食経路近くのINTERMAGNET観測所からの地磁気推定を研究するために、北米の2017年日食から入手可能なデータのサブセットに焦点を合わせました。両方のデータセットを同時に分析することで、日食イベントに対する電離層と磁場の反応を定量化することができ、これらが時間内でどのように異なるかを比較することができました。参照値に関してVTECの違いの振る舞いを研究することは、実際の日食効果のより良い洞察を提供し、最大枯渇の時間遅延や回復段階などのパラメーターの依存性を特徴づけることができることを発見しました。また、電離層の変動を定量的にリンクするモデルをテストすることもできました。GNSSから測定された全電子数の減少は、地磁気観測所の場所でAshour-Chapmanモデルの近似に入力され、その予測は、時間と大きさの磁場成分の動作と非常に正確に一致します。
