暗黒物質と通常の物質との相互作用に対する宇宙論的制約
| Title |
Cosmological_Constraints_on_Dark_Matter_Interactions_with_Ordinary_Matter |
| Authors |
Manuel_A._Buen-Abad,_Rouven_Essig,_David_McKeen,_and_Yi-Ming_Zhong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12377 |
宇宙初期の暗黒物質と電子または陽子との相互作用は、宇宙マイクロ波背景放射と物質のパワースペクトルに痕跡を残し、宇宙論的および天体物理学的観測を通じて調べることができます。宇宙マイクロ波背景放射、バリオン音響振動、ライマン-$\alpha$の森、豊富な天の川サブハロなど、さまざまなデータスイートを使用してこれらの相互作用を調査します。暗黒物質（電子と暗黒物質）の陽子相互作用断面積のモデルに依存しないパラメーター化を使用して制約を導き出し、これらの制約を具体的な暗黒物質モデルにマッピングします。私たちの制約は、直接検出、ビッグバン元素合成、さまざまな天体物理学システム、加速器ベースの実験など、暗黒物質と通常の物質との相互作用の他のプローブを補完するものです。
電子による暗黒物質散乱の観測的制約
| Title |
Observational_constraints_on_dark_matter_scattering_with_electrons |
| Authors |
David_Nguyen,_Dimple_Sarnaaik,_Kimberly_K._Boddy,_Ethan_O._Nadler,_Vera_Gluscevic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12380 |
10keVから1TeVの間の暗黒物質の質量について、電子による暗黒物質の弾性散乱に関する新しい観測上の制約を提示します。運動量伝達断面積が相対粒子速度にべき乗則依存性を持ち、べき乗則指数$n\in\{-4、-2,0,2,4,6\}であるシナリオを検討します。$。構造形成の抑制を通じて暗黒物質の散乱の証拠を探します。\textit{Planck}2018データからの宇宙マイクロ波背景放射、偏光、レンズ異方性の測定値、およびダークエネルギーサーベイとPan-STARRS1からの天の川衛星存在量測定値は相互作用の証拠を示していません。これらのデータセットを使用して、散乱断面積の上限を取得し、直接検出実験の電子反跳データからの除外限界と比較します。私たちの結果は、暗黒物質に利用できる最強の限界を提供します。これは、現在の直接検出実験で感度が失われる、サブMeVの暗黒物質の質量にまで及ぶ宇宙の物質の分布に由来する電子散乱です。
標準化可能な倍率を持つ強くレンズ化された超新星からのハッブル定数
| Title |
The_Hubble_constant_from_strongly_lensed_supernovae_with_standardizable_magnifications |
| Authors |
Simon_Birrer,_Suhail_Dhawan,_Anowar_J._Shajib |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12385 |
強い重力レンズ効果の時間遅延を伴うハッブル定数（$H_0$）の現在の測定における主な不確実性は、主偏向銀河の質量プロファイルの不確実性に起因します。強力にレンズ化された超新星（glSNe）は、測定可能な時間遅延に加えて、爆発のレンズ化されていない見かけの明るさに関する知識が課せられたときに、レンズ倍率の制約を提供できます。強くレンズ化されていないSNeのデータセットと、測定された時間遅延を伴う強くレンズ化されたSNeのデータセットを組み合わせるための階層ベイズフレームワークを提示します。絶対距離インジケーターとして時間遅延を使用して$H_0$、（ii）母集団レベルでのレンズ付きフラックスとレンズなしフラックスの拡大率を使用したレンズモデルプロファイル、および（iii）レンズなしの見かけの等級分布を共同で制約します。SNeの母集団と宇宙の相対的な拡大履歴の赤方偏移と光度の関係。共同推論フレームワークを将来予想されるglSNeのデータセットに適用し、時系列とイメージングデータが十分に測定されたType〜Iaの144glSNeのサンプルは、$H_0$から1.5\％を測定すると予測します。質量密度プロファイルを制約するためにglSNeの絶対フラックス測定を使用することに関連する体系を緩和するための戦略について説明します。SNe画像の倍率を使用することは、運動星団を使用することの有望で補完的な代替手段です。ルービンや\textit{Roman}天文台などの将来の調査では、必要な数のglSNeを発見できるようになり、追加のフォローアップ観測により、この方法論は質量プロファイルと$H_0$に正確な制約を提供します。
| Title |
Constraints_on_Cubic_and_$f(P)$_Gravity_from_the_Cosmic_Chronometers_:_Use_of_Machine_Learning_Algorithms |
| Authors |
Kinsuk_Giri_(NITTTR,_Kolkata),_Prabir_Rudra_(Asutosh_College,_Kolkata) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12417 |
この作業では、理論のパラメーター空間を制約する目的で、アインシュタインの3次重力と$f（P）$重力の観測データ分析を実行します。30ポイントの$z-H（z）$宇宙クロノメーターデータを、BAOおよびCMBピークパラメーターとともに分析の観測ツールとして使用します。$\chi^2$統計はフィッティング分析に使用され、フリーモデルパラメーターの最適な値を取得するために最小化されます。マルコフ連鎖モンテカルロアルゴリズムを使用して、自由パラメーターの境界を取得しました。これを実現するために、公開されている\textit{CosmoMC}コードを使用してパラメーターの境界を設定し、その後、さまざまな信頼区間でそれらの等高線図を生成しました。重力モデルから理論的に赤方偏移$z$の観点からハッブルパラメーター$H$を見つけることに加えて、相関係数と2つの\textit{機械学習}モデル、つまり線形回帰（LR）と人工ニューラルネットワーク（ANN）、$H（z）$の推定用。この目的のために、パラメータ空間を見つけ、その後の統計分析と機械学習を使用した予測分析を実行するための\textit{Python}パッケージを開発しました。$H（z）$の理論値と推定値の両方を観測値と比較しました。機械学習からの理論モデルと推定モデルは、観察結果と比較して非常に良好に機能していることがわかります。
変化する基本定数主成分分析：ハッブル張力に関する追加のヒント
| Title |
Varying_fundamental_constants_principal_component_analysis:_additional_hints_about_the_Hubble_tension |
| Authors |
Luke_Hart_and_Jens_Chluba |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12465 |
さまざまな基本定数（VFC）[たとえば、微細構造定数、$\alpha_{\rmEM}$]は、多数の拡張宇宙論で発生する可能性があります。最後の散乱および再電離中のバリオンと光子のデカップリングへの影響を通じて、これらのモデルは、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の温度と偏光異方性の測定値を使用して直接制約できます。以前の調査は、主に基本定数の値に対する時間に依存しない変化に焦点を合わせていました。ここでは、時間に依存する変動に一般化します。さまざまなVFCパラメーター化を直接研究する代わりに、再結合中の変化する定数の固有モード分解を直接使用して、モデルに依存しない主成分分析（PCA）を実行します。形式主義を発展させた後、Planck2018データを使用して新しいVFC制限を取得し、現在3つの独立したVFCモードを制約できることを示しています。Planckデータでは、標準モデルからの大幅な逸脱の兆候は見られません。宇宙分散制限モードも比較され、サイモンズ天文台の簡単な予測が実行されます。これは、将来、現在の制約が$\simeq3$の係数で改善されることが期待できることを示しています。私たちのモードは、赤方偏移$z\geq300$のVFCのみに焦点を当てています。これは、彼らが再電離時代に関連する自由度の一部を捉えていないことを意味します。この側面は、ハッブル張力の考えられる原因についての重要な新しい洞察を提供し、実際に再結合と再イオン化の物理学を組み合わせた修正が機能している可能性があることを示唆しています。ここで強調するように、再結合と再イオン化の両方を同時にカバーする拡張PCAは、この問題にさらに光を当てることができます。
ハローベースの模擬銀河カタログにおけるBAO機能のラゲール再構成
| Title |
Laguerre_reconstruction_of_the_BAO_feature_in_halo-based_mock_galaxy_catalogues |
| Authors |
Farnik_Nikakhtar,_Ravi_K._Sheth,_Idit_Zehavi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12537 |
半整数の一般化されたラゲール関数を進化した実空間の暗黒物質とハロー相関関数に適合させると、初期形状を再構築する簡単な方法が提供されます。この方法論は、さまざまな現実的な、アセンブリバイアス、速度バイアス、および赤方偏移空間で歪んだ模擬銀河カタログでもうまく機能することを示します。赤方偏移空間の歪んだ相関関数の単極子の線形点機能を使用して、アプローチの精度を定量化します。模擬銀河カタログから推定された線形点は、サブパーセントレベルでのバイアススキームの詳細に影響されないことがわかります。ただし、非線形、バイアス、および赤方偏移空間の歪みフィールドの線形ポイントスケールは、バイアスのない線形密度変動フィールドのスケールから1％を超えて体系的にオフセットされます。Laguerreで再構築された相関関数では、これはサブパーセント値に削減されるため、距離スケールを推定する前に完全な密度フィールドを再構築する方法と同等の精度と精度を提供します。これらの他の方法によって提供される再構築された密度場の線形点は、同様に正確で正確であり、銀河の偏りに鈍感です。すべての再構成はいくつかの入力パラメーターに依存しており、再構成に必要な入力パラメーターの不確実性を無視すると、精度と精度の両方が低下する可能性があります。線形ポイントは、周辺化プロセスを簡素化し、無視できる追加の計算コストで距離スケール推定の精度のより現実的な推定を可能にします。Laguerreの再構築のためにこれを明示的に示します。
ガンマ線バーストの光度と時間の相関関係による宇宙論的パラメータの測定
| Title |
Measuring_cosmological_parameters_with_a_luminosity-time_correlation_of_gamma-ray_bursts |
| Authors |
J._P._Hu,_F._Y._Wang_(NJU),_Z._G._Dai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12718 |
ハッブル図を高赤方偏移に拡張するための可能なプローブとしてのガンマ線バースト（GRB）は、最近多くの注目を集めています。この論文では、X線残光にプラトー相を持つGRBの2つのサンプルを選択します。1つは、磁気双極子（MD）放射が支配的なプラトー相を持つ短いGRBです。もう1つは、重力波（GW）が支配的なプラトー相を持つ長いGRBです。これらのGRBは、プラトーの光度$L_0$とプラトーの終了時間$t_b$の間の相関関係を使用して十分に標準化できます。いわゆる真円度の問題は、観測ハッブルパラメータデータとガウス過程法を使用することで軽減されます。キャリブレーションされた\ltb〜correlationsは、$\Lambda$CDMおよび$w（z）$=$w_{0}$モデルを制約するためにも使用されます。WangらのMD-LGRBサンプルを組み合わせる。（2021）およびMD-SGRBのサンプルでは、$\Omega_{m}=0.33_{-0.09}^{+0.06}$および$\Omega_{\Lambda}$=$1.06_{-0.34}^{+が見つかります。0.15}$非フラット$\Lambda$CDMモデルの体系的な不確実性を除く。パンテオンサンプルからIa型超新星を追加すると、最適な結果は$w_{0}$=$-1.11_{-0.15}^{+0.11}$および$\Omega_{m}$=$0.34_{-0.04}です。$w=w_0$モデルの^{+0.05}$。これらの結果は、$\Lambda$CDMモデルと一致しています。私たちの結果は、同じ物理的メカニズムからのGRBの選択が宇宙論的目的にとって重要であることを支持しています。
DESIおよびSPHERExとの相乗効果によるLIGO-Virgo-KAGRAからの宇宙膨張履歴のマッピング
LIGO-Virgo-KAGRA（LVK）検出器のネットワークから検出可能な赤方偏移の未知の重力波（GW）ソース（暗いGWソース）からの宇宙の膨張履歴の測定は、正確な赤方偏移測定を行う銀河調査との相乗効果に依存します広い赤方偏移範囲、広い空の範囲、および暗い銀河の検出可能性にわたって。この作業では、LVKとDESIやSPHERExなどの分光銀河調査との相乗効果の可能性を探り、宇宙膨張履歴とGWバイアスパラメーターに関連する宇宙パラメーターを測定します。暗いGWソースと分光銀河サンプル間の3次元空間相互相関を使用することにより、ハッブル定数の値をLVK+DESIとLVKから約$2\％$と$1.5\％$の精度で測定できることを示します。+SPHERExは、星形成の歴史に基づくGW合併率の$50\％$デューティサイクルでの5年間の観測からそれぞれ得られました。同様に、ダークエネルギーの状態方程式は、LVK+DESIとLVK+SPHERExからそれぞれ約$10\％$と$8\％$の精度で測定できます。SPHERExの空の範囲がDESIよりも大きいため、宇宙論的パラメーターを制約するパフォーマンスは、前者の方が後者よりも優れていることがわかります。EuclidとDESI、およびSPHERExを組み合わせることにより、高赤方偏移（$z\geq0.9$）のソースから、宇宙論的パラメーターの測定可能性をわずかに向上させることができます。
| Title |
A_joint_reconstruction_of_dark_energy_and_modified_growth_evolution |
| Authors |
Marco_Raveri,_Levon_Pogosian,_Kazuya_Koyama,_Matteo_Martinelli,_Alessandra_Silvestri,_Gong-Bo_Zhao,_Jian_Li,_Simone_Peirone,_Alex_Zucca |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12990 |
標準的な宇宙モデル$\Lambda$CDMからの逸脱をキャプチャする、3つの時間依存関数の最初の組み合わせノンパラメトリック再構成を、現在利用可能な背景の組み合わせからの物質と光への膨張履歴と重力効果で提示します。と大規模な構造データ。3つの関数を相関させる、スカラーテンソル理論の一般的なHorndeskiクラスに基づいて構築された、理論に基づいた事前情報がある場合とない場合の再構成を実行します。すべてのデータの組み合わせにより、3つの関数の15の組み合わせ固有モードが以前のデータと比較して制約され、自明でない時間依存性を特徴とする宇宙論モデルの有益な再構築が可能になることがわかります。後者は、$\Lambda$CDM内のいくつかのデータセット間のよく知られた緊張の文脈で解釈し、修正された重力理論の再構築の影響について説明します。
再構築された重力における宇宙論的緊張の痕跡
| Title |
Imprints_of_cosmological_tensions_in_reconstructed_gravity |
| Authors |
Levon_Pogosian,_Marco_Raveri,_Kazuya_Koyama,_Matteo_Martinelli,_Alessandra_Silvestri,_Gong-Bo_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12992 |
標準の$\Lambda$コールドダークマター（$\Lambda$CDM）宇宙モデルの遅い時間の変更は、宇宙の膨張履歴と大規模な光と物質への重力効果を記述する3つの時間依存関数によってパラメーター化できます。スケール構造。この手紙では、最近の宇宙論的観測の組み合わせからノンパラメトリックな方法で実行されたこれら3つの機能の最初の共同再構築を提示します。再構成は、スカラーテンソル理論の一般的なHorndeskiクラスに基づいて構築された、理論に基づいた事前計算を使用して実行されます。現在のデータは、以前のデータと比較して、これら3つの関数の15の組み合わせモードを制約できることがわかります。私たちの方法論により、$\Lambda$CDM内のデータセット間の緊張を緩和し、修正された重力モデルの幅広いクラスに対する重要な制約を推測するために、代替理論が持つ必要のある現象論的特徴を特定できます。
多体問題の自然な動的縮小
多体問題は、天体物理学、原子核物理学、素粒子物理学を含む物理学のすべての分野に適用される、根本的な長年の未解決の問題です。一般に、保存量により、機械的問題の定式化をより少ない自由度に減らすことができます。これは、動的削減として知られるプロセスです。ただし、現存する削減は一般的ではないか、問題の対称性を隠しているか、説明のつかない定義が含まれています。このホワイトペーパーでは、これらの問題を回避する動的な削減について説明します。したがって、これは一般的で自然なことです。3体構成では、三角形とその空間での方向を定義します。したがって、動的変数を三角形の形状（形状+サイズ）と方向に分解します。ジオメトリ変数は、ポテンシャルから派生した力と単極子電荷を持つ磁気のような力の影響を受ける、湾曲した3D空間内の抽象的な点の動きを説明するために示されています。方向変数は、回転する剛体のオイラー方程式に類似したダイナミクスに従うことが示されています。ここでのみ、慣性モーメントは一定ではなく、ジオメトリ変数に依存します。減少は、立方体に対するラグランジュの解に触発された重心拘束に対する新しい対称解に基づいています。標定変数の定式化は斬新であり、オイラー・ラグランジュ方程式の非座標速度へのほとんど知られていない一般化に基づいています。特別な厳密解および統計解への適用について説明または説明します。さらに、4体問題の一般化が提示されます。
| Title |
Assessment_of_Ammonia_as_a_Biosignature_Gas_in_Exoplanet_Atmospheres |
| Authors |
Jingcheng_Huang,_Sara_Seager,_Janusz_J._Petkowski,_Sukrit_Ranjan,_Zhuchang_Zhan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12424 |
地球型惑星の大気中のアンモニア（NH3）は、主に地球型惑星に重要な既知の非生物的NH3源がないため、一般に優れたバイオシグネチャーガスです。ただし、NH3が大気中に蓄積するために必要な条件は厳しいものです。NH3の高い水溶性と高い生物学的有用性は、生命がNH3の正味の供給源であり、表面シンクを飽和させるのに十分なNH3を生成しない限り、NH3が大気中に検出可能なレベルまで蓄積するのを妨げる可能性があります。そうして初めて、NH3は適度な表面生成フラックスで大気中に蓄積することができます。M矮星（M5V）を周回するH2優勢大気を伴う地球型惑星の非常に好ましい惑星シナリオでは、10ppmJWSTを考慮して、NH3がJWSTで検出可能であるためには、最低約5ppmの列平均混合比が必要であることがわかります。体系的なノイズフロア。表面がNH3で飽和している場合（つまり、表面にNH3除去反応がない場合）、5ppmに達するために必要な生物学的表面フラックスは、10^10分子cm-2s-1のオーダーであり、CH4の陸生生物生産。ただし、表面がNH3で不飽和の場合、表面に追加のシンクが存在するため、生命は10^15分子cm-2s-1（約4.5x10^6）のオーダーの表面フラックスレベルでNH3を生成する必要があります。Tg年-1）。この値は、地球上でのNH3の生物学的生産量の約20,000倍、地球のCH4生物学的生産量の約10,000倍です。揮発性アミンは、NH3と同様の溶解性と反応性を持っているため、バイオシグネチャーとしてNH3の弱点と強みを共有しています。最後に、NH3をバイオシグネチャーガスとして確立するには、NH3の大気生成に十分な温度と圧力が高い、深部大気のミニネプチューンを除外する必要があります。
InSightから渦と塵旋風の統計を推測する
| Title |
Inferring_Vortex_and_Dust_Devil_Statistics_from_InSight |
| Authors |
Brian_Jackson,_Justin_Crevier,_Michelle_Szurgot,_Ryan_Battin,_Cl\'ement_Perrin,_and_S\'ebastien_Rodriguez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12456 |
InSightミッションは、地球のほぼ2年間火星の表面で動作し、最初の火星の検出を返しました。着陸船はまた、局所的な地表活動を監視するために気象計器パッケージとカメラを配備しました。これらの機器は、小規模な渦を含む境界層現象を検出しました。これらの渦は、短命の陰圧エクスカーションとして登録され、塵旋風を生成する可能性のあるものによく似ています。私たちの分析によると、InSightは900を超える渦に遭遇し、火星の表面の1000を超える画像を収集しましたが、活動的な塵旋風は画像化されませんでした。塵旋風の検出がないにもかかわらず、渦の検出とInSightの毎日の風速測定を利用して、塵旋風を生成する境界層プロセスについて学習できます。渦と塵旋風の活動の統計を評価するために、InSightの気象データの分析について説明します。また、渦の遭遇距離と、そこから最大渦風速を推測します。利用可能な画像を調査して、渦のどの部分が塵を運ぶか（つまり、正真正銘の塵旋風がいくつあるか）に上限を設定し、塵を持ち上げるためのしきい値風速を推定します。私たちの結果を、InSight着陸地点の宇宙ベースの観測で見られる塵旋風トラックの検出と比較すると、渦によるトラック形成のしきい値と頻度を推測することもできます。渦の遭遇とパラメータを移流風速と比較すると、InSightでの高風速が塵旋風の形成を抑制した可能性があるという証拠が見つかり、画像化された塵旋風の欠如を説明しています。
太陽系外惑星系と原始惑星系円盤の質量収支と空間スケール
| Title |
The_Mass_Budgets_and_Spatial_Scales_of_Exoplanet_Systems_and_Protoplanetary_Disks |
| Authors |
Gijs_D._Mulders,_Ilaria_Pascucci,_Fred_J._Ciesla,_and_Rachel_B._Fernandes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12520 |
惑星はガスと塵の円盤から生まれ、原始惑星系円盤の観測は惑星形成の初期条件を制約するために使用されます。しかし、ALMAを使用したクラスIIディスクのダスト質量測定では、これまでに検出された太陽系外惑星を構築するのに十分な固体が含まれているかどうかが疑問視されています。この論文では、通過および視線速度の太陽系外惑星の調査によって精査された太陽のような星の周りの固体物質の質量と空間スケールを計算し、それらを同じ恒星質量レジームで観測されたダスト質量とクラスIIディスクのサイズと比較します。観測の選択と検出のバイアスを考慮すると、見かけの質量の不一致がなくなることを示します。惑星形成効率が100％未満の場合、または固体の質量に大きく寄与する未検出の太陽系外惑星の集団がある場合にのみ、不一致が見つかります。惑星系の質量とそれぞれの公転周期との間に正の相関関係があることを確認しました。これは、質量とクラスIIダストディスクの外半径との間の傾向と一致しています。これは、空間スケールの100倍の違いにもかかわらず、原始惑星系円盤の特性が太陽系外惑星の集団に刷り込まれているように見えることを意味します。
近赤外線から可視光線までのCV-CK炭素質コンドライトの反射スペクトル
| Title |
The_Reflectance_Spectra_of_CV-CK_Carbonaceous_chondrites_from_the_Near_Infrared_to_the_Visible |
| Authors |
Safoura_Tanbakouei,_J.M.Ttigo-Rodriquez,_J.Llorca,_C.E.Moyano-Cambero,_I.P.Williams,_A.S._Rivkin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12590 |
炭素質コンドライト隕石は、これまでのところ、炭素に富む小惑星を表す唯一の利用可能なサンプルであり、はやぶさ2やOSIRIS-Rexなどのミッションによって返されるサンプルと将来比較できるようにするために、それらの物理的特性を理解することが重要です。小惑星プリミティブクラスの将来の特性評価では、サンプルリターンミッションの対象となるものもあり、それらの鉱物学、宇宙風化への曝露の結果、および両方がこれらのオブジェクトの反射挙動にどのように影響するかをよりよく理解する必要があります。この論文では、2つの化学的に関連する炭素質コンドライトグループ、正確にはVigrano（CV）とKaroonda（CK）の反射スペクトルを測定して比較します。利用可能なサンプルスイートには、3（非常に低い熱変成作用）から5（高度な熱変成作用）までのさまざまな岩石学的タイプを示す研磨されたセクションが含まれています。反射特性とCg小惑星反射率クラスとの比較は、CV-CK小惑星が衝突して進化した共通のコンドライト貯留層を指していることを発見しました。そのシナリオでは、CVおよびCKコンドライトは221Eos小惑星族に由来する可能性がありますが、その衝突破壊のために、両方のコンドライトグループが別々に進化し、熱変成作用、アニーリング、宇宙風化のさまざまな段階を経験しました。
COコンドライトの粒度分布から推測される微惑星降着に対する制約
| Title |
Constraints_on_planetesimal_accretion_inferred_from_particle-size_distribution_in_CO_chondrites |
| Authors |
Gabriel_A._Pinto,_Yves_Marrocchi,_Alessandro_Morbidelli,_S\'ebastien_Charnoz,_Maria_Eugenia_Varela,_Kevin_Soto,_Rodrigo_Mart\'inez_and_Felipe_Olivares |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12658 |
微惑星の形成は、惑星体の集合における重要なステップでしたが、それらの形成の多くの側面は、十分に制約されていないままです。特に、コンドリュール（原始隕石を支配するサブミリメータ回転楕円体）が微惑星に組み込まれたメカニズムはよくわかっていません。ここでは、アタカマ砂漠で見つかったさまざまなCO炭素質コンドライトの粒度分布を分類して分析します。我々の結果は、コンドリュールの平均円相当直径が岩石学的グレードで正の傾向を定義していることを示しています。これは、CO親体内の熱変成作用の漸進的な役割を反映しています。この関係は、熱変成作用だけでは確立できなかったが、降着中の空気力学的選別によって確立できた可能性があることを示しています。コンドリュールの塊の自己重力収縮をモデル化することにより、（i）COの親体の降着により、親体の深さとともにコンドリュールのサイズが徐々に変化し、より大きなコンドリュールがより中心にあることを示します。小さいものよりも集中しており、（ii）小石の付着によるその後の成長は重要ではなかったでしょう。これらの発見は、微惑星が重力崩壊によって形成されたという見解を実質的に支持しています。
ガス状原始惑星の捕獲半径の近似
成長する巨大惑星の重元素降着率を決定することは、それらの形成とバルク組成を理解するために重要です。固体（重元素）の降着率は、巨大惑星形成のさまざまな段階で注意深くモデル化する必要があるため、惑星の捕獲半径を決定する必要があります。N体シミュレーションなど、重元素の降着率をモデル化する一部のシミュレーションでは、ガス状エンベロープの存在が無視されるか、過度に単純化された方法で処理されます。この論文では、恒星構造方程式の数値解法を必要としない捕獲半径の近似を提示します。捕獲半径の近似は、さまざまな微惑星のサイズと組成に対して非常にうまく機能します。キャプチャ半径を推測するために一般的に想定される一定密度の仮定は、計算されたキャプチャ半径に大きな誤差をもたらすことを示します。したがって、将来のシミュレーションで近似を実装する必要があることをお勧めします。
IC5063におけるAGN-ホスト相互作用。I。大規模X線形態とスペクトル分析
| Title |
AGN-host_interaction_in_IC_5063._I._Large-scale_X-ray_morphology_and_spectral_analysis |
| Authors |
A._Travascio,_G._Fabbiano,_A._Paggi,_M._Elvis,_W.P._Maksym,_R._Morganti,_T._Oosterloo,_T._Fiore |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12403 |
近くの宇宙（z=0.01135）、IC5063で最も電波が大きいセイファート2銀河の1つである深部（270ks）X線チャンドラデータの分析を報告します。電波構造と銀河の位置合わせディスクとイオン化されたバイコーンは、星間媒体（ISM）に対するラジオジェットと核照射の両方の影響を研究することを可能にします。核スペクトルと双円錐スペクトルは、よりイオン化されたガス成分または熱ガス成分と混合された低光イオン化相を示唆しますが、クロスコーンスペクトルは、衝撃を受けて衝突イオン化されたガス放出によって支配されます。ジェットトレイルに沿った軟（<3keV）X線放射の塊状の形態、およびより軟エネルギー（<1.5keV）でのラジオジェットに垂直な大きな（〜2.4kpc）フィラメント構造は、核周囲ガス放出に対するジェット-ISM相互作用。硬X線連続体（>3keV）とFeK-alpha6.4keV放射は、両方ともバイコーン方向に沿ってkpcサイズに拡張され、銀河円盤内の高密度雲と核光子の相互作用を示唆しています。他のコンプトンシック（CT）活動銀河。北西コーンスペクトルは、FeXXV輝線も示しています。これは、空間的に拡張され、最も強い電波ホットスポットと空間的に相関しているように見えます。
[CI] $ ^ 3P_1- ^ 3P_0 $、CO $ J = 4-3 $、および近くのU / LIRGのダスト連続体のACA調査
| Title |
An_ACA_Survey_of_[CI]_$^3P_1-^3P_0$,_CO_$J=4-3$,_and_Dust_Continuum_in_Nearby_U/LIRG |
| Authors |
Tomonari_Michiyama,_Toshiki_Saito,_Ken-ichi_Tadaki,_Junko_Ueda,_Ming-Yang_Zhuang,_Juan_Molina,_Bumhyun_Lee,_Ran_Wang,_Alberto_Bolatto,_Daisuke_Iono,_Kouichiro_Nakanishi,_Takuma_Izumi,_Takuji_Yamashita,_and_Luis_C._Ho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12529 |
[CI]$^3P_1-^3P_0$、$^{12}$CO$J=4-3$、および630$\mu$mのダスト連続放射を36個の近くの超/高光度赤外線銀河について調査した結果を示します。（U/LIRGs）AtacamaLargeMillimeter/submillimeterArrayのAtacamaCompactArray（ACA）に取り付けられたBand8レシーバーを使用。調査、観察、データ削減、および結果について説明します。主な結果は以下のとおりです。（i）[CI]$^3P_1-^3P_0$は、$^{12}$CO$J=4-3$と630$\mu$mの連続体の両方と線形関係にあることを確認しました。（ii）NGC6052およびNGC7679では、$^{12}$CO$J=4-3$が検出されましたが、[CI]$^3P_1-^3P_0$は[CI]$^3P_1-^では検出されませんでした。3P_0$/$^{12}$CO$J=4-3$の比率は$\lesssim0.08$です。弱い[CI]$^3P_1-^3P_0$エミッションの2つの考えられるシナリオは、C$^0$-poor/CO-rich環境、または非常に大きな[CI]$^3P_1-^3P_0$欠落フラックスのある環境です。（iii）銀河の合体、AGN、および塵の温度が[CI]$^3P_1-^3P_0$/$^{12}$CO$J=4-3$と$Lの比率を制御していることを示す明確な証拠はありません。'_{\rm[CI]（1-0）}/L_{\rm630\mum}$。（iv）近くのU/LIRGを、z$\sim1$の星形成主系列（MS）の銀河や、$z=2-4$のサブミリ銀河（SMG）などの高z銀河と比較します。U/LIRGの[CII]$^3P_1$-$^3P_0$/$^{12}$CO$J=4-3$比の平均値は、SMGの平均値と似ていますが、それよりも小さいことがわかりました。MS上の銀河のそれ。
NGC4151の軟X線放出線の研究I.プラズマ風の運動学的性質
| Title |
A_Study_of_the_Soft_X-ray_Emission_Lines_in_NGC_4151_I._Kinematic_Properties_of_the_Plasma_Wind |
| Authors |
S._Grafton-Waters,_M._Ahmed,_S._Henson,_F._Hinds-Williams,_B_Ivanova,_E._Marshall,_H._Udueni,_D._Theodorakis,_and_W._Dunn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12737 |
ORBYTSの学校との共同研究プロジェクトから、NGC4151の明るく活動銀河核内のプラズマ領域で生成された狭い輝線の分析を提示します。私たちの目標は、流出速度と距離を測定することにより、これらのプラズマ領域の特性が2000年から2015年までの15年間にわたるXMM-Newton観測間で変化したかどうかをテストすることでした。この研究から、NGC4151には少なくとも2〜3つのプラズマ領域があることがわかりました。速度と距離が観測全体で一貫しているため、流出する風の特性が変化するという証拠はありません。
HR-pyPopStar：高波長分解能の星の種族の進化的合成モデル
| Title |
HR-pyPopStar:_high_wavelength-resolution_stellar_populations_evolutionary_synthesis_model |
| Authors |
I._Mill\'an-Irigoyen,_M._Moll\'a,_M._Cervi\~no,_Y._Ascasibar,_M.L._Garc\'ia-Vargas_and_P.R.T._Coelho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12763 |
HR-pyPopStarモデルを紹介します。これは、単一の星の種族の高解像度（HR）スペクトルエネルギー分布の完全なセット（年齢単位）を提供します。このモデルは、主系列星、AGB後/惑星状星雲、ウォルフ・ライエ星に最新の高波長分解能の理論的大気ライブラリを使用しています。スペクトルエネルギー分布は、4つの異なるIMFを考慮して、金属量の4つの異なる値（Z=0.004、0.008、0.019、および0.05）で、0.1Myrから13.8Gyrの範囲の100を超える年齢で与えられます。波長範囲は、線形ステップ{\delta}{\lambda}=0.1{\AA}で91〜24000{\AA}になり、5000{\AAで理論的な分解能R_{th、5000}〜50000を与えます。}。これは、これらのスペクトルの主な目新しさであり、それらの年齢と波長範囲で独特です。モデルには、若い（大規模な熱い星）と古い（惑星状星雲）の両方の年齢に関連する電離星の種族が含まれています。GTCのMEGARAで最近観測されたHRスペクトルのいくつかの例で結果をテストしました。前世代よりも高いスペクトル分解能で、8-10mクラスの望遠鏡で動作する最新世代および次世代の天文機器からの観測データを再現および解釈する際の波長分解能の重要性を強調します。
北銀河面の高解像度H-alphaイメージング、およびIGAPS画像データベース
| Title |
High_resolution_H-alpha_imaging_of_the_Northern_Galactic_Plane,_and_the_IGAPS_images_database |
| Authors |
R._Greimel,_J._E._Drew,_M._Mongui\'o,_R._P._Ashley,_G._Barentsen,_J._Eisl\"offe,_A._Mampaso,_R._A._H.Morris,_T._Naylor,_C._Roe,_L._Sabin,_B._Stecklum,_N._J._Wright,_P._J._Groot,_M._J._Irwin,_M._J.Barlow,_C._Fari\~na,_A._Fern\'andez-Mart\'in,_Q._A._Parker,_S._Phillipps,_S._Scaringi,_and_A._A._Zijlstra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12897 |
INT銀河面調査（IGAPS）は、2003年から2018年の間に取得されたIsaacNewtonTelescope（INT）からのデータに基づいて、光学測光調査、IPHASとUVEXを統合したものです。これらは、銀河座標範囲内の北銀河面全体をキャプチャします。、-5<b<+5度および30<l<215度。当初から、狭帯域H-alphaイメージングの組み込みは、この取り組みのユニークで特徴的な機能でした。H-alphaデータの性質とアプリケーションの焦点を絞った議論に加えて、5つの調査フィルターすべて（i、r、g、U-RGO、狭帯域H-alpha）の画像のIGAPS世界アクセス可能データベースを提示します。0.33秒角のピクセルスケールと1.1から1.3秒角の有効（中央値）角度分解能。狭帯域H-アルファフィルター画像の背景、ノイズ、および感度特性について概説します。この帯域の一般的なノイズレベルは、約2e-16erg/cm2/s/arcsec2の完全な1arcsec分解能での表面輝度に対応します。惑星状星雲とハービッグハロー天体へのH-アルファデータの実例となる応用が概説され、モザイク技術の議論の一部として、超新星残骸、シメイズ147の非常に大きな背景を差し引いた狭帯域モザイクを提示します。次世代の広視野大規模多重スペクトログラフのために、明るいイオン化された拡散星間放出ターゲットの自動選択を介してデータベースを活用する方法を見つけ出します。この選択プロセスから出力された拡散H-アルファマップの2つの例が提示され、以前に公開されたデータと比較されます。
GalaxySpectraを視覚化するためのリアルタイムインタラクティブGUIツールの紹介
| Title |
Introducing_a_Real-time_Interactive_GUI_Tool_for_Visualization_of_Galaxy_Spectra |
| Authors |
Ho-Hin_Leung_(1),_Vivienne_Wild_(1),_Adam_Carnall_(2),_and_Michail_Papathomas_(3)_((1)_SUPA,_School_of_Physics_&_Astronomy,_University_of_St_Andrews,_(2)_SUPA,_Institute_for_Astronomy,_University_of_Edinburgh,_(3)_School_of_Mathematics_and_Statistics,_University_of_St_Andrews) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12949 |
銀河の特性と予測されるスペクトルエネルギー分布（SED）の間の非線形関係の理解を助けるために、バグパイプ\citep{arXiv：1712.04452、arXiv：1903.11082}に基づく新しいインタラクティブなグラフィカルユーザーインターフェイス（GUI）ツールpipes_visを紹介します。モデル銀河の星形成履歴、塵、その他の関連するプロパティをスライダーやテキストボックスでリアルタイムに操作でき、予測されたSEDに対する各変更の影響が即座に反映されます。このツールが、銀河のSEDに影響を与えるものについての直感を構築するのに役立ち、事前の建設などのフィッティング段階をスピードアップするのに役立つ可能性があり、学部および大学院の教育に役立つことを願っています。pipes_visはオンラインで利用できます（pipes_visはhttps://github.com/HinLeung622/pipes_visでオンラインで維持および文書化されているか、バージョン0.4.1がZenodoにアーカイブされており、pipinstallpipes_visを介してインストールすることもできます）。
高赤方偏移でのダスト粒子の成長：スターバースト駆動のCMB-ダークスーパーシェル
| Title |
Dust_Grain_Growth_at_High_Redshift:_Starburst-driven_CMB-Dark_Supershells |
| Authors |
Sergio_Mart\'inez-Gonz\'alez,_Sergiy_Silich,_Guillermo_Tenorio-Tagle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12995 |
高赤方偏移（$z\sim6$）の銀河におけるダスト粒子の成長の新しいシナリオを提示します。私たちのモデルでは、高密度の事前濃縮された媒体内で進化する大規模な星団からの機械的フィードバックにより、大量の物質を大規模なスーパーシェルに積み上げることができます。ガスの金属量（$\geq$Z$_{\odot}$）、数密度（$\geq10^6$cm$^{-3}$）、およびダストとガスの質量比（$\simスーパーシェル内の1/150\timesZ$）は十分に大きいため、このようなスーパーシェルは、ホストの星団から現れる星の光や、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）からの放射に対しても光学的に厚くなる可能性があります。半解析モデルに基づいて、このメカニズムは、$\geq10^6$M$_{をホストする大規模な（$\geq10^7$M$_{\odot}$）分子雲の場合に発生すると主張します。\odot}$星団は、大量のガスと塵がCMBの温度より低い温度を獲得することを可能にし、その結果、塵の粒子の成長が容易に起こります。総恒星質量が$M_{*}$の銀河では、スーパーシェル内の粒子の成長により、ダストの質量が$\sim10^6$M$_{\odot}$$（M_{*}/10^{8}）増加する可能性があります。$M$_{\odot}$）。
IceCubeを使用したX線連星からの時間依存の高エネルギーニュートリノ放出の検索
| Title |
Searching_for_time-dependent_high-energy_neutrino_emission_from_X-ray_binaries_with_IceCube |
| Authors |
Qinrui_Liu,_Ali_Kheirandish_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12383 |
X線連星は、銀河宇宙線とニュートリノの長年のソース候補です。連星系のコンパクトオブジェクトは宇宙線加速の場となり、高エネルギーニュートリノはコンパクトオブジェクトのジェット、恒星風、または伴星の大気中の宇宙線の相互作用によって生成されます。。7。5年間のミューニュートリノデータとX線観測を使用して、IceCubeを使用したX線連星からの高エネルギーニュートリノの時間依存研究を報告します。有意な相関関係がない場合、これらのソースからのニュートリノフラックスの上限を報告し、理論的予測との比較を提供します。
BZメカニズムは安定したジェットに電力を供給できますか？
ブラックホールのスピンエネルギーを抽出して宇宙ジェットを駆動するためのブランドフォード・ナエック（BZ）メカニズムを検討します。BZメカニズムの分析では、ブラックホールの電荷はゼロのままであると常に想定されています。しかし、Waldらが指摘しているように、ブラックホールを取り巻く媒体が可動電荷を持つイオン化プラズマである場合、回転する穴はすぐに電荷を獲得します。この電荷の効果は、BZメカニズムを駆動する電界構造を無効にすることです。電界と磁界はどこでも${\bfE\cdotB=0}$に従います。ジェットは現在、さまざまなクラスの降着物体で観測されており、そのほとんどには中央のブラックホールが含まれていないため、すべての天体物理学オブジェクトのジェット駆動メカニズムは、ブラックホールではなく、降着円盤からのエネルギーを直接使用しているようです。スピン。
| Title |
Constraining_dark_matter_annihilation_with_cosmic_ray_antiprotons_using_neural_networks |
| Authors |
Felix_Kahlhoefer,_Michael_Korsmeier,_Michael_Kr\"amer,_Silvia_Manconi,_Kathrin_Nippel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12395 |
暗黒物質の消滅を探す間接的な検出実験からのデータの解釈には、宇宙線伝搬の計算コストの高いシミュレーションが必要です。この作業では、リカレントニューラルネットワークに基づく新しい方法を紹介します。これは、優れた精度を達成しながら、二次および暗黒物質の銀河宇宙線反陽子のシミュレーションを大幅に加速します。このアプローチにより、広範囲の暗黒物質モデルのパラメータースキャンを実行するために、宇宙線伝搬モデルの妨害パラメーターに対する効率的なプロファイリングまたは周辺化が可能になります。ネットワークが十分に訓練されたパラメータ領域でのみ評価されることを保証するために、重要度サンプリングが特に適していると特定します。弱く相互作用する巨大粒子のいくつかのモデルに関する最新のAMS-02反陽子データを使用して、結果として生じる制約を提示します。完全にトレーニングされたネットワークは、この作業とともにDarkRayNetとしてリリースされ、従来のアプローチと比較して少なくとも2桁のランタイムの高速化を実現します。
加速するジェットからの重力放射
質量（またはエネルギー）の相対論的速度への非球形の急速な加速は、重力放射の自然な源です。このような状態は、中央エンジンが相対論的ジェットを放出する長いガンマ線バーストと短いガンマ線バーストの両方で発生します。結果として生じる重力波信号はメモリタイプであり、噴射時間とジェットの加速時間のどちらか長い方に対応する期間にわたって有限レベル（4GE/rのオーダー）に上昇します。そのような信号の特性とそれらの潜在的な検出可能性を調査します。残念ながら、予想される信号はAdvancedLIGO-Virgo-Kagraの周波数帯域より低く、LISAより高くなっています。ただし、計画されているBBOとDECIGOの範囲内にあります。現在の感度はGRBからのジェット重力波信号の検出には限界ですが、いくつかのコア崩壊SNe内に存在する隠れた相対論的ジェットを検出することができます。このような検出により、加速メカニズムと中央エンジンの動作が明らかになりますが、他の方法では直接調べることはできません。
GeV-TeVエネルギーの宇宙線は2種類の超新星からの範囲です
| Title |
Cosmic_rays_in_the_GeV-TeV_energy_range_from_two_types_of_supernovae |
| Authors |
Satyendra_Thoudam,_Bj\"orn_Eichmann_and_J\"org_P._Rachen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12458 |
AMS-02実験では、〜（0.5-2000）GeV/nの範囲のいくつかの宇宙線種のエネルギースペクトルの正確な測定値が報告されています。興味深い発見は、異なる種間のスペクトル形状の違いです。陽子はすべての種の中で最も急なスペクトルを示し、ヘリウム、炭素、酸素、鉄のスペクトルはネオン、マグネシウム、シリコンのスペクトルよりも硬いことがわかります。これらの観測は、高エネルギーでの宇宙粒子加速の現在最も妥当な理論である拡散衝撃加速が、加速された粒子の質量および電荷からのスペクトル指数の独立性を期待しているため、説明するのが難しい。さらに、銀河系での伝播は、この不一致を補うことができないことが示されています。この研究では、銀河の宇宙線の起源に関する2成分モデルに基づいた説明を提示します。最初の成分は星間物質の通常の超新星残骸に由来し、2番目の成分はウォルフ・ライエ超新星に由来します。均一な星間物質とウォルフ・ライエ星の風環境における超新星衝撃での宇宙線注入増強に関する最近の結果を使用して、2つの成分の組み合わせがAMS-02実験によって観察された挙動のほとんどを説明できることを示します。
中性子星X線連星4U1820 $-$ 30からの進化する電波ジェット
| Title |
The_evolving_radio_jet_from_the_neutron_star_X-ray_binary_4U_1820$-$30 |
| Authors |
T._D._Russell,_N._Degenaar,_J._van_den_Eijnden,_M._Del_Santo,_A._Segreto,_D._Altamirano,_A._Beri,_M._Diaz_Trigo,_J._C._A._Miller-Jones |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12491 |
持続的に明るい超小型中性子星低質量X線連星4U1820$-$30は、$\sim$170dの付着サイクルを示し、高X線モードと低X線モードのフェーズ間で進化します。-光線フラックスは最大$\約8$の係数で変化します。線源は一般に軟X線スペクトル状態にありますが、低X線モードではより硬い状態に遷移する場合があります。ここでは、高X線モードと低X線モードでの4U1820$-$30の新しいアーカイブ無線観測を紹介します。低モードで行われた電波観測では、4U1820$-$30がコンパクトな電波ジェットを打ち上げたことと一致する平坦な電波スペクトルを観測しました。しかし、高X線モードの間、コンパクトジェットはクエンチされ、電波スペクトルは急勾配であり、光学的に薄いシンクロトロン放射と一致していました。ジェット放射は、$L_{\rmX（3-10keV）}\sim3.5\times10^{37}（D/\rm{7.6kpc}）^{2}のX線光度で遷移するように見えました。$ergs$^{-1}$。また、低状態の電波スペクトルはX線の硬度に関係なく一貫しているように見え、4U1820$-$30でのジェットクエンチングと質量降着率の関係を示唆しており、おそらく内部降着円盤または境界層の特性に関連しています。
ブラックホール連星の降着流をマッピングするための完全なスペクトルタイミングモデル：MAXI J1820 +070の低ハード状態
| Title |
A_full_spectral-timing_model_to_map_the_accretion_flow_in_black_hole_binaries:_the_low_hard_state_of_MAXI_J1820+070 |
| Authors |
Tenyo_Kawamura,_Magnus_Axelsson,_Chris_Done,_Tadayuki_Takahashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12517 |
ブラックホール連星の低/硬状態での降着流の性質と形状は、現在物議を醸しています。ほとんどの特性は一般に切り詰められたディスク/ホットインナーフローモデルで説明されますが、鉄線の周りの広い残留物の検出は、切り詰められていないディスクからの強い相対論的効果を主張します。スペクトルフィッティングだけではやや縮退しているため、高速X線変動の追加情報と組み合わせて、MAXIJ1820+070の明るい低/硬状態でNICERおよびNuSTARデータの完全なスペクトルタイミング分析を実行します。初めて、2つの別々の現在の洞察を組み合わせることにより、伝播する質量降着率の変動による変動をモデル化します。つまり、ホットフローはスペクトル的に不均一であり、ホットフローと可変ディスクの間で粘性時間スケールに不連続なジャンプがあります。私たちのモデルは、当然、パワースペクトルの「ダブルハンプ」形状と、2番目のハンプのエネルギーに伴う高周波変動の増加を示します。反射を含めると、低周波数でのハードラグソフト（可変フローを介した伝搬）から高周波数でのソフトラグハード（ディスクを照らすハードX線連続体からの残響）まで、ラグ周波数スペクトルのスイッチが定量的に再現されます。モデルから導出された光の移動時間は、$\sim$45の重力半径の距離に対応し、低/ハード状態の切り捨てられたディスクモデルのジオメトリをサポートします。伝播の遅れにより、ホットフローの粘性時間スケールを測定できます。結果は、このソースのMADモデルではなくSANEモデルを優先します。
X線フレアによるGRB中央エンジンの特性の制約
ガンマ線バースト（GRB）のX線フレアは、中央エンジンの遅い活動によって生成されると考えられており、したがって、中央オブジェクトのプロパティを診断するための便利なツールを提供します。この論文では、バルクローレンツ因子が2つの異なる方法によって制約され、ジェット開口角が残光光度曲線のジェットブレークによって決定されるGRBX線フレアサンプルに取り組んでいます。GRBの中央エンジンとして超蓄積恒星質量ブラックホール（BH）を、ジェット生成メカニズムとしてブランドフォード\＆Znajekプロセス（BZ）を考慮して、X線フレアデータを使用して中央エンジンのパラメーターを制約します。BZメカニズムは非常に強力であり、GRBの即発放射と明るいX線フレアの両方を解釈できることがわかりました。風のパラメータ（$p$）と付着質量（$M_d$）は妥当な範囲に収まります。私たちの結果はGRB170817Aにも適用されます。GRB170817Aの後期X線フレアは、それが真実である場合、BH起源ではない可能性があります。
軟ガンマ線リピーターとFRB121102の極端な時代との間の同様のスケール不変の振る舞い
| Title |
Similar_Scale-invariant_Behaviors_between_Soft_Gamma-ray_Repeaters_and_An_Extreme_Epoch_from_FRB_121102 |
| Authors |
Jun-Jie_Wei,_Xue-Feng_Wu,_Zi-Gao_Dai,_Fa-Yin_Wang,_Pei_Wang,_Di_Li,_Bing_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12605 |
この作業では、軟ガンマ線リピーター（SGR）1806--20およびSGRJ1935+2154からの軟ガンマ/硬X線バーストと繰り返し高速電波バースト（FRB）からの電波バーストの統計的特性を研究します。）121102。SGRの場合、異なる時間でのフルエンス、フラックス、および持続時間の違いに対する確率密度関数には、$q$-ガウス形式のファットテールがあることを示します。$q$-ガウス分布の$q$値はほぼ安定しており、採用された時間間隔スケールとは無関係であり、SGRのスケール不変構造を意味します。これらの機能は、SGRバーストが自己組織化臨界（SOC）プロセスによって管理されている可能性があることを示しています。銀河マグネターSGRJ1935+2154からの硬X線バーストに関連する銀河FRBの最近の発見により、少なくともいくつかのFRBのマグネター起源が確立されました。ごく最近、FRB121102の繰り返しからの1652の独立したバーストが、500メートル球面電波望遠鏡（FAST）によって検出されました。ここでは、FASTの最新の観測に基づいてFRB121102のスケール不変構造を調査し、FRB121102とSGRが同様の統計的特性を共有していることも示しています。FRB121102とSGRの両方のスケール不変性は、フラクタル拡散SOCシステムの同じ物理的フレームワーク内で十分に説明できます。
Greisen-Zatsepin-Kuz'minの地平線の向こうからの超高エネルギー宇宙線
| Title |
Ultra_high-energy_cosmic_rays_from_beyond_the_Greisen-Zatsepin-Kuz'min_horizon |
| Authors |
Ellis_R._Owen,_Qin_Han,_Kinwah_Wu,_Y._X._Jane_Yap,_Pooja_Surajbali |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12607 |
激しい天体物理学環境で加速されたエネルギー$\sim（10^{18}-10^{20}）〜{\rmeV}$の超高エネルギー（UHE）宇宙線（CR）は、宇宙の背景放射線と相互作用します光ハドロン過程を介して場を形成し、強い減衰をもたらします。通常、宇宙は数十Mpc後にUHECRに対して「不透明」になり、Greisen-Zatsepin-Kuz'min（GZK）の地平線の境界を設定します。この作業では、重い核破砕の光核破砕を考慮した場合に、地球上で観測されたUHECRフラックスに対する従来のGZK範囲を超えたソースの寄与を調査します。UHECRが大幅に減衰しているにもかかわらず、この貢献が大きいことを示しています。重要な結果は、UHECRの観測されたフラックスに等方性の背景成分が出現し、近くのソースに関連付けられている異方性の前景成分と共存することです。赤方偏移を超えて進化する多粒子CRの地平線は、CRの核組成によって決定されます。したがって、それらはソースの母集団とソースの進化の履歴に依存しています。
高質量X線連星IGRJ00370 +6122の降着メカニズムの研究
| Title |
A_study_of_the_accretion_mechanisms_of_the_High_Mass_X-ray_Binary_IGR_J00370+6122 |
| Authors |
Nagomi_Uchida,_Hiromitsu_Takahashi,_Yasushi_Fukazawa,_Kazuo_Makishima |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12633 |
IGRJ00370+6122は高質量X線連星であり、その一次はB1Ib星ですが、コンパニオンは1回限りの4ks観測で346秒の脈動を検出することにより中性子星であることが示唆されています。。コンパクトコンパニオンの性質をよりよく理解するために、本研究では、XMM-Newton、Swift、Suzaku、RXTE、およびINTEGRALを使用して、このオブジェクトのX線データのタイミングとスペクトルの研究を行います。XMM-Newtonデータでは、コヒーレント674秒の脈動の兆候が検出されました。これについては、前の346秒の周期が2次高調波である可能性があります。スペクトルは、1$-$10keVの範囲で「明るくなると硬くなる」傾向を示し、10$-$80keVの範囲で明確なカットオフのない平坦な連続体を示しました。これらの特性は両方とも、特にXPerseiを含む、いくつかの低光度降着パルサーから観察されたものと類似しています。したがって、IGRJ00370+6122のコンパクト星は、光度がかなり低い磁化された中性子星であると見なされます。公転周期は$15.6649\pm0.0014$dに洗練されました。軌道に沿って、光度は3桁変化し、$\sim4\times10^{33}$から$\sim1\times10^{32}$ergs$^{-1}への突然の低下を伴います。0.3の軌道位相での$（そしておそらく0.95でその逆）。これらの現象は、一次星風からの単純なHoyle-Lyttleton降着では説明できませんが、$\sim5\times10^{13}$Gの強い双極子磁場でプロペラ効果を組み込んだときに説明できます。したがって、IGRJ00370+6122の中性子星は、通常のX線パルサーに比べて強い磁場を持っている可能性があります。
とかげ座BL星天体とフラットスペクトル電波クエーサーのスペクトル指標の多周波数研究
| Title |
Multi-Frequency_Study_of_Spectral_Indices_of_BL_Lacertae_Objects_and_Flat_Spectrum_Radio_Quasars |
| Authors |
E._U._Iyida,_F._C._Odo,_A._E._Chukwude_and_A._A._Ubachukwu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12645 |
フラットスペクトルラジオクエーサー（FSRQ）とBLLacertaeオブジェクト（BLLacs）ブレーザー集団のサブクラスとの関係を再評価するために徹底的に研究されたフェルミ検出ブレーザーの大規模な均質データサンプルの統計分析を提示します。ガンマ線とX線のスペクトル指標の平均値から、分布のシーケンスがブレーザー配向スキームを示していることがわかりました。FSRQとBLLacsデータの分析は、ガンマ線とX線のインデックスの形状の違いを示しています。ガンマ線とX線のスペクトルインデックスの間に有意な反相関（r〜が-0.79より大きい）が存在します。ブレーザーサブクラスのスペクトルエネルギー分布は、FSRQとBLラックが進化のシーケンスを通じて統一できる同様のスペクトル特性を持っていることを示しています。それにもかかわらず、ブレーザーのX線スペクトルとガンマ線スペクトルの形状には大きな違いがあり、異なるメカニズムが2つのエネルギーバンドのスペクトル変動の原因であることを示唆しています。これらすべての結果は、すべてのブレーザーに対して統一されたスキームの形式があることを示唆しています。
宇宙粒子加速器を可視および可聴にする
| Title |
Making_cosmic_particle_accelerators_visible_and_audible |
| Authors |
Stefan_Ohm,_Konrad_Rappaport,_Carsten_Nicolai,_Till_Mundzeck,_Andrew_Taylor,_Sylvia_Jiechen_Zhu,_Matthias_F\"u{\ss}ling,_Robert_Daniel_Parsons |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12781 |
宇宙粒子物理学者、受賞歴のあるサイエンスコミュニケーションラボのアニメーションアーティスト、ミュージシャンのカルステンニコライ（別名アルヴァノト）のコラボレーションにより、2つの宇宙粒子加速器が実現しました。巨大な連星りゅうこつ座イータと爆発する星です。その結果、ガンマ線バーストGRB190829Aが発生しました。きゅうこつ座イータの場合、測定された軌道、恒星、風のパラメータがこの目的で使用されたため、コンピュータで生成された画像は現実に近いものです。GRB190829Aのジェットの粒子加速も、これまでにない詳細レベルでアニメーション化されています。国際的に高く評価されているマルチメディアアーティスト、カルステンニコライは、音楽作品にアルヴァノトというペンネームを使用しており、アニメーションのサウンドを独占的に作曲しました。マルチメディアプロジェクトは、発見を一般の人々がより利用しやすくし、芸術的な観点から科学的結果と現実への言及を仲介することを目的としています。
HESS J1857 +026のラジオ研究。スーパーバブルからのガンマ線？
| Title |
Radio_study_of_HESS_J1857+026._Gamma-rays_from_a_superbubble? |
| Authors |
Alberto_Petriella,_Laura_Duvidovich_and_Elsa_Giacani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12849 |
目的。TeVバンドの複雑な形態が2つの異なる線源の重ね合わせに起因する、非常に高エネルギーの{\gamma}線源であるHESSJ1857+026の性質に関する新しい洞察を提供します。メソッド。パルサー風星雲とパルサーPSRJ1856+0245に関連する超新星残骸を探すために、電波連続観測を実行しました。これは、{\gamma}線放出の一部に電力を供給している可能性があります。C構成で1.5GHzのKarlG。Jansky超大型アレイ（VLA）を使用してHESSJ1857+026を観測しました。さらに、同じアレイ構成を使用して、6.0GHzでPSRJ1856+0245に向かって$0.4^\circ\times0.4^\circ$の領域を観察しました。HESSJ1857+026の方向の星間物質の特性を調査するために、公開調査から中性水素および分子ガス放出の補足データを取得しました。結果。1.5GHzでの新しい観測では、HESSJ1857+026またはPSRJ1856+0245のいずれかに関連する可能性のある$0.7\、\rm{mJy\、beam^{-1}}$を超える放射の証拠は示されていません。また、6.0GHzの新しい画像では、PSRJ1856+0245を搭載したパルサー風星雲からの電波放射は検出されません。中性ガス分析は、{\gamma}線源の方向にスーパーバブルが存在することを示しています。この構造は$\sim5.5\、\rm{kpc}$にあり、パルサーPSRJ1856+0245までの距離と互換性があることをお勧めします。結論。HESSJ1857+026からのTeV放出はスーパーバブルに起因すると結論し、2つの異なる線源の重ね合わせではなく単一の{\gamma}線源を支持すると主張します。パルサーPSRJ1856+0245は、気泡内の{\gamma}線の発生源としても寄与している可能性があります。
若い歳差運動するマグネターからの非周期的および周期的電波バーストの経験的評価
| Title |
Empirical_Assessment_of_Aperiodic_and_Periodic_Radio_Bursts_from_Young_Precessing_Magnetars |
| Authors |
J._M._Cordes,_I._Wasserman,_Shami_Chatterjee,_and_Gauri_Batra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12874 |
FRB121102とFRB180916のバーストシーケンスで識別された遅い周期性をそれぞれ約16日と160日の周期で分析すると同時に、基礎となるコンパクトオブジェクトのスピンに関連する可能性のある速い周期性がないことにも対処します。両方の現象は、かなりの位相ジッターが課されたビーム放射を放出する、若くて高度に磁化された歳差運動する中性子星によって説明することができます。全体的に広い立体角への散発的なナロービーム放射は、必要な位相ジッターを説明できますが、25〜55\％のデューティサイクルの遅い周期性により、ビームトラバーサルが大幅に小さくなります。代わりに、位相ジッターは、大きな遅延と収差遅延をもたらす可変放射高度に起因する可能性があります。三軸歳差運動の詳細な到着時間分析には、電波ビームのぐらつきと、スピン磁気モーメント角の変化から生じる可能性のあるより大きな周期的トルクが含まれます。これらの影響は、軌道フィッティングのようにフィッティングおよび削除されない限り、歳差運動サイクルの約1/4より長いスパースデータセットの高速周期性の識別を混乱させます。確率的スピンノイズは、ラジオパルサーよりもはるかに大きい可能性があり、数日より長いデータスパンでの高速周期性の検出を妨げる可能性があります。これらのデコヒーレンス効果は、FRBソースが古くなるにつれて消滅するため、銀河マグネターと同様の特性を持つオブジェクトに進化する可能性があります。
100mエフェルスベルク電波望遠鏡による検出からのFRB20201124Aの偏光特性
| Title |
Polarization_properties_of_FRB_20201124A_from_detections_with_the_100-m_Effelsberg_Radio_Telescope |
| Authors |
G._H._Hilmarsson,_L._G._Spitler,_R._A._Main,_D._Z._Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12892 |
繰り返しのFRBソースであるFRB20201124Aは、2021年3月と4月に非常にアクティブであることがわかりました。2021年4月9日に1.36GHzでEffelsberg100m電波望遠鏡を使用してソースを観測し、20個のバーストを検出しました。サンプルのバーストの大部分から、時間の経過に伴う周波数の下降ドリフトがはっきりと見られます。サンプルの多成分バーストに対する構造最大分散測定（DM）検索では、411.6$\pm$0.6pc/cm$^3$のDMが得られます。バーストの回転測定値（RM）は、平均値-605rad/m$^2$を中心に変化し、標準偏差は11.1rad/m$^2$であることがわかります。このRMの大きさは、この視線（LoS）に沿って予想される銀河系の寄与の10倍です。ホスト銀河DM全体がRMに寄与すると仮定すると、LoS磁場強度は4〜6$\mu$Gと推定されます。さらなる偏光測定は、FRB20201124AのRM安定性を決定するのに役立ちます。バーストは高度に直線偏光されており、FRBの繰り返しで最初の円偏光の兆候を示すものもあります。それらの偏光位置角（PA）は、バーストエンベロープ全体でフラットであり、バースト間で異なります。FRB20201124Aの偏光部分とPAの変化は、パルサーからの既知の磁気圏放射に類似しているが、観測された円偏光は、RMの変動性と組み合わされて、ファラデー変換で説明するのは難しいと主張します。高い直線偏光率、フラットなPA、およびFRB20201124Aバーストからの下方ドリフトは、以前の繰り返し光源と同様ですが、観測された円偏光は、リピーター間で新たに見られた動作です。
マグネターの非軸対称歳差運動と高速電波バースト
| Title |
Non-Axisymmetric_Precession_of_Magnetars_and_Fast_Radio_Bursts |
| Authors |
Ira_Wasserman_(1_and_2),_James_M._Cordes_(1),_Shami_Chatterjee_(1)_and_Gauri_Batra_(2)_((1)_Cornell_Center_for_Astrophysics_and_Planetary_Sciences,_Cornell_University,_(2)_Laboratory_for_Elementary_Particle_Physics,_Cornell_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12911 |
繰り返し発生するFRB180916.J0158および121102は、定期的に発生する時間枠の間に表示されます。FRB〜180916.J0158とFRB121102で観測された周期的挙動がマグネターの歳差運動によるものである場合、内部磁場と形状に対する制約を考慮します。渦線のピン止めを妨げるために、内部磁場は約$10^{16}$ガウスよりも強くなければならないと主張します。これは、コアの超伝導を防ぎ、地殻の格子構造を破壊するのに十分な大きさです。歳差運動するマグネター内の磁場には3つの成分があると推測されます。（1）特徴的な強度を持つ双極子成分$\sim10^{14}$Gauss;（2）特徴的な強度$\sim10^{15}-10^{16}$ガウスを持つトロイダルコンポーネント。これは恒星の体積の適度な部分しか占めていません。（3）特徴的な強度$\sim10^{16}$ガウスの無秩序な場。無秩序な場は主に歳差運動を可能にする責任があり、歳差運動はこの場の成分が崩壊すると停止します。これは$\sim1000$年後に起こると推測されます。おそらく、無秩序なコンポーネントが減衰するにつれて、バースト活動は減少し、最終的には停止します。星の四重極磁気歪みをモデル化します。これは、主にその秩序ある成分に起因するもので、3軸であり、おそらく扁長であると考えられます。単一の対称軸に対してコーン内またはコーン間にランダムな方向が分布するランダムな方向でバーストが時間内にランダムに発生する特定のモデルを構築することにより、歳差運動するバーストマグネターのスピン周波数を検出できるかどうかの問題に対処します。これらの特定のモデルのコンテキスト内で、スピン周波数を検出する可能性が非常に低い歳差運動のジオメトリがあることがわかります。
荷電パイ中間子とK中間子の崩壊と再相互作用の間の競争は、上層大気の温度/密度プロファイルに依存します。変動の振幅と位相は、検出器に到達するために必要な最小ミューオンエネルギーと検出器のミューオン多重度に依存します。ここでは、ミューオン生成プロファイルと対応する有効温度を特徴付けるさまざまな方法を比較します。一次エネルギーの関数としてのミューオンのシミュレーションのパラメーター化に基づくミューオン生成プロファイルは、一次エネルギー上で統合されたカスケード方程式の近似解析解と比較されます。どちらの場合も、有効温度の2つの定義を比較します。MINOSやOPERAなどのコンパクトな地下検出器へのアプリケーションを強調し、IceCubeなどの拡張検出器との関係を示します。
| Title |
Gamma-rays_from_young_radio_galaxies_and_quasars |
| Authors |
Giacomo_Principe,_Leonardo_Di_Venere,_Monica_Orienti,_Giulia_Migliori,_Filippo_D'Ammando,_Mario_Nicola_Mazziotta,_Marcello_Giroletti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12963 |
放射モデルによると、電波銀河とクエーサーは、それらの進化の初期段階からガンマ線を生成すると予測されています。それらの高エネルギー放出を調査することは、最もエネルギーの高いプロセス、起源、および新しく生まれたラジオジェットの構造に関する情報を提供するために重要です。11年以上の\textit{Fermi}-LATデータを利用して、162個の若い電波源（103個の銀河と59個のクエーサー）のガンマ線放出を調査します。ガンマ線研究。各ソースを個別に分析し、このクラスのソースの最初のスタッキング分析を実行して、検出されていないソースのガンマ線放出を調査します。コンパクト電波銀河PKS1007+142（z=0.213）からの有意なガンマ線放出の発見を含め、11の若い電波源、4つの銀河、7つのクエーサーからの有意なガンマ線放出を検出します。閾値以下の若い電波源の累積信号は、有意に検出されていません。しかし、それは個々のソースから得られたものよりも約1桁低く、若い電波銀河からのガンマ線放出に厳しい上限を提供します（$F_{\gamma}<4.6\times10^{-11}$phcm$^{-2}$s$^{-1}$）とクエーサー（$F_{\gamma}<10.1\times10^{-11}$phcm$^{-2}$s$^{-1}$）、提案されたモデルとの比較を可能にします。10年以上にわたる\textit{Fermi}-LAT観測のこの分析により、個々の若い電波源は明るいガンマ線放射体である可能性がありますが、このクラスの線源の集合的なガンマ線放射は十分に明るくないと結論付けることができます。\textit{Fermi}-LATによって検出されます。
高温相対論的流れにおける自由自由吸収：高速電波バーストへの応用
磁気フレアは、磁化された星の軽い円柱の半径の外側に高温の相対論的衝撃を発生させます。そのような衝撃または衝撃よりも小さい半径で生成された電波放射は、衝撃を受けた媒体を通過する間に自由に吸収されます。この作業では、この自由自由吸収が周波数-時間スペクトルの負のドリフトにつながる可能性があることを示します。高速電波バースト（FRB）で観測された下向きのドリフトパターンに関連しているかどうかは不明です。ただし、FRBのダウンドリフトがこのメカニズムによるものである場合、等方性の運動エネルギー$\gtrsim10^{44}$ergを持つショックで顕著になります。このモデルでは、ローレンツ因子$\sim100$の内部衝撃の場合、正規化されたドリフト率$|{\rmDR_{\rmobs}}|/\nu_{\rmmean}$は$\sim10^{-2}$perms、ここで$\nu_{\rmmean}$は無線パルスの中心周波数です。したがって、衝撃を受けたシェルの対応する半径は、$10^{10}$cmから$10^{11}$cmの範囲になります。これは、水素イオンからなる流出の場合、相対論的衝撃の質量の上限が数$\times〜10^{-10}〜M_\odot$であることを意味します。これは、2004年の爆発時のSGR1806-20。
重力レンズの超新星を見つけるためのAI駆動の時空間エンジン
光学画像内の重力レンズ超新星の空間的および時間的変化の両方の特徴を同時に活用して、最終的に広視野調査におけるそのようなエキゾチックな過渡現象の発見を支援する時空間AIフレームワークを提示します。私たちの時空間エンジンは、変分推論の最近の進歩を利用して、信頼スコアを介してベイズの近似不確実性を定量化しながら、反復畳み込み層を使用して設計されています。シミュレートされたYoungSupernovaExperiment（YSE）画像をショーケースとして使用すると、時系列画像を使用すると、単一エポック観測よりも分類精度が20％近く向上し、模擬観測に予備的に適用できることがわかります。時空間のレガシー調査（LSST）により、約99％の精度が得られます。私たちの革新的な深層学習機械は、現在および将来の天体物理学的過渡調査から重力レンズ超新星の検索に追加の次元を追加します。
回折限界視線速度計器に対する光学収差の影響の研究
| Title |
Studying_the_Impact_of_Optical_Aberrations_on_Diffraction-Limited_Radial_Velocity_Instruments |
| Authors |
Eric_B._Bechter,_Andrew_J._Bechter,_Justin_R._Crepp,_Jonathan_Crass |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12406 |
分光器には、名目上、製造されたコンポーネント表面の品質、不完全な位置合わせ、設計残差、熱効果、および設計および構築プロセスに関連するその他の関連現象に起因する準静的光学収差がある程度含まれています。時間の経過とともに変化する収差は、ドップラーシフトの線重心運動を模倣し、時系列変動を増加させる視線速度（RV）の不確実性を導入する可能性があります。正確な波長校正ソースを使用して機器のドリフトを追跡する場合でも、地球の重心運動は恒星光の波長シフトを引き起こし、焦点面アレイ全体のスペクトルを多くのピクセルで変換します。波長シフトにより、吸収線は、観測エポックにわたってさまざまな光伝搬経路と収差を経験することができます。物理光学伝搬シミュレーションを使用して、回折限界の高解像度分光器によって行われる正確なドップラー測定に対する収差の影響を研究します。相互相関手法が収差と重心RVシフトの存在下で導入する不確実性を定量化します。PSFの光中心を分散方向にシフトさせる収差、特に一次水平コマ収差とトレフォイルが最も懸念されることがわかります。収差に起因するRVエラーを10cm/s未満に維持するには、これらの特定の収差の位相エラーを、機器の動作波長で0.05波よりも十分に低く保つ必要があります。私たちのシミュレーションはさらに、相互相関技術がスターライトとキャリブレーションライトの間の収差を処理する方法の動作の違いにより、波長キャリブレーションが機器のドリフトを部分的にしか補償しないことを示しています。RVエラーに影響を与える微妙な物理的影響を特定することは、回折限界の惑星発見スペクトログラフが完全な科学的可能性に到達できることを保証するのに役立ちます。
Keck Planet Imager and Characterizer：高解像度の太陽系外惑星分光法用の専用シングルモードファイバー注入ユニット
| Title |
The_Keck_Planet_Imager_and_Characterizer:_A_dedicated_single-mode_fiber_injection_unit_for_high_resolution_exoplanet_spectroscopy |
| Authors |
Jacques-Robert_Delorme,_Nemanja_Jovanovic,_Daniel_Echeverri,_Dimitri_Mawet,_J._Kent_Wallace,_Randall_D._Bartos,_Sylvain_Cetre,_Peter_Wizinowich,_Sam_Ragland,_Scott_Lilley,_Edward_Wetherell,_Greg_Doppmann,_Jason_J._Wang,_Evan_C._Morris,_Jean-Baptiste_Ruffio,_Emily_C._Martin,_Michael_P._Fitzgerald,_Garreth_Ruane,_Tobias_Schofield,_Nick_Suominen,_Benjamin_Calvin,_Eric_Wang,_Kenneth_Magnone,_Christopher_Johnson,_Ji_Man_Sohn,_Ronald_A._Lopez,_Charlotte_Z._Bond,_Jacklyn_Pezzato,_Jorge_Llop_Sayson,_Mark_Chun_and_Andrew_J._Skemer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12556 |
KeckPlanetImagerandCharacterizer（KPIC）は、太陽系外惑星の直接イメージング分野向けに最初に開発された新しい技術的および機器的概念を実証するための専用機器です。現在のKeckII補償光学システムの下流に位置するKPICには、補償光学システムの高コントラストイメージング機能と現在のKeck高解像度赤外線分光器（NIRSPEC）の高分散分光機能を組み合わせることができるファイバーインジェクションユニット（FIU）が含まれています。）。2018年9月にケックに配備されたこの機器は、関心のある複数のターゲットの高分解能スペクトル（$R>30,000$）を取得するためにすでに使用されています。短期的には、北半球に見える既知の直接画像化された太陽系外惑星と低質量の褐色矮星の仲間を、スピンと惑星の視線速度測定、および大気気象のドップラー画像化を可能にするのに十分高いスペクトル分解能でスペクトル的に特徴付けるために使用されます。現象。ここでは、FIUの設計、シングルモードファイバー機器を操作するために必要な独自のキャリブレーション手順、およびシステムパフォーマンスを紹介します。
200 GeV〜50TeVのガンマ線天文学用に設計されたALTO粒子検出器アレイの期待される性能
| Title |
Expected_performance_of_the_ALTO_particle_detector_array_designed_for_200_GeV_-_50_TeV_gamma-ray_astronomy |
| Authors |
M._Senniappan,_Y._Becherini,_M._Punch,_S._Thoudam,_T._Bylund,_G._Kukec_Mezek,_J.-P._Ernenwein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12656 |
CoMETは、$\sim$200GeVを超えるエネルギーに敏感な超高エネルギー（VHE）ガンマ線観測所の設計を目的としたR$\＆$Dプロジェクトです。科学の目標には、活動銀河核（AGN）などのソフトスペクトルVHEガンマ線源とガンマ線バースト（GRB）などの過渡現象の継続的な観測が含まれます。これらの目的で、CoMETは、高高度で約2srの広い視野を持つ低エネルギーしきい値を持つように設計されており、ALTO粒子検出器とCLiC空気チェレンコフ検出器を組み合わせています。この寄稿では、ALTO粒子検出器アレイの性能のみに焦点を当てています。水チェレンコフ検出器は、大気中の空気シャワー内の二次粒子の検出に使用され、シンチレータはミューオンカウンターとして機能します。詳細な研究は、エアシャワー、検出器、トリガーシミュレーションを通じて提示され、その後、イベントパラメータの再構築と、バックグラウンド（宇宙線）からの信号（ガンマ線）の抽出が行われます。2つのSEMLA分析構成を使用して、天体物理学的ソースのリストに対するALTO検出器の感度を示します。
CCDモザイクチップの実際の形状に対するより深いソリューション
目的。歪みのない座標から直接相対位置を決定するのではなく、CCDチップ間の実際のまたは物理的な相対位置を決定するためのソリューションを提示します。このソリューションの適用性は、2種類の位置天文学から検証されます。1つは、位置天文カタログであるGaiaDR2（GaiaCollaborationetal。2018）を利用して、星の天体の位置を計算することです。この論文では、この手法を写真位置天文学と呼びます。また、もう1つの方法は、ピクセル座標のみを使用して星の相対位置を計算することです。これを微分位置天文学と呼びます。その間、私達はまた結果から2つのタイプの位置天文学の間の一貫性をテストすることを目指します。メソッド。観測から得られたGDソリューションを利用することにより、2つのCCDチップの隣接するピクセルエッジの物理的位置を相互に関連付け、チップ間の実際の相対位置を推定します。キットピークにあるBok2.3m望遠鏡のCCDモザイクチップから取得した、2つのエポックの観測にこの手法を実装します。結果。チップ間の相対位置については、2つのタイプの位置天文学の間で良好な一致があります。そして、その結果は、計画されている中国の宇宙ステーション望遠鏡（CSST）の微分位置天文学に対する信頼を私たちに提供します。ハッブル宇宙望遠鏡（HST）でCCDモザイクチップのチップ間オフセットの進行状況を監視するために使用される方法に比べて、チップ間の相対位置の平均で0.04ピクセルの不確実性を達成しました。最初のエポックの観測では、歪みの非線形部分に変動が生じる可能性がありましたが、それでも平均0.02ピクセルというより良い不確実性を達成しました。
チャンドラACISゲインの主成分分析
2020年まで、ChandraACISゲインは、外部キャリブレーションソース（ECS）を使用してキャリブレーションされていました。ECSはFe-55放射線源で構成され、すべてのチップが完全に照らされるようにACISハウジングに配置されます。放射線源は2。7年の半減期で時間とともに減衰するため、カウント率はゲイン校正には低くなりすぎています。代わりに、視野全体を埋めたり照らしたりしない天体物理学的キャリブレーションソースが必要になります。ここでは、主成分分析（PCA）を使用して、ゲインマップの主要な空間コンポーネントを決定します。今日観察されたノイズレベルを考えると、すべてのACISゲインマップは、ほんの数個（多くの場合1つのみ）の空間コンポーネントで十分に記述できることがわかります。ゲインキャリブレーションには、小さな領域を照らすだけで十分であると結論付けます。これを天体物理学のソースであるカシオペアAの観測に適用します。結果として得られるキャリブレーションは、発売以来使用されてきたキャリブレーション精度と同じ定義に従って、チップ領域の少なくとも68％で0.6％の精度であることがわかります。
Gaia-ESO調査：若い散開星団を化学的に特徴づけるための新しいアプローチII。中性子捕獲元素Cu、Sr、Y、Zr、Ba、La、Ceの存在量
| Title |
The_Gaia-ESO_Survey:_A_new_approach_to_chemically_characterising_young_open_clusters_II._Abundances_of_the_neutron-capture_elements_Cu,_Sr,_Y,_Zr,_Ba,_La,_and_Ce |
| Authors |
M.Baratella,_V._D'Orazi,_V._Sheminova,_L._Spina,_G._Carraro,_R._Gratton,_L._Magrini,_S._Randich,_M._Lugaro,_M._Pignatari,_D._Romano,_K._Biazzo,_A._Bragaglia,_G._Casali,_S._Desidera,_A._Frasca,_G._de_Silva,_C._Melo,_M._Van_der_Swaelmen,_G._Tautvai\v{s}ien{\._e},_F._M._Jim\'enez-Esteban,_G._Gilmore,_T._Bensby,_R._Smiljanic,_A._Bayo,_E._Franciosini,_A._Gonneau,_A._Hourihane,_P._Jofr\'e,_L._Monaco,_L._Morbidelli,_G._Sacco,_L._Sbordone,_C._Worley_and_S._Zaggia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12381 |
若い散開星団（t<200Myr）は、わずかに太陽直下の鉄含有量、いくつかの原子種（イオン化クロムなど）の超太陽存在量、[Ba/Fe]、最大+0.7dexの値。イットリウム、ジルコニウム、ランタン、セリウムなどの他の$s$プロセス要素の動作に関しては、文献に一般的な意見の相違があります。この作業では、5つの若い散開星団（IC2391、IC2602、IC4665、NGC2516、およびNGC2547）と1つの星形成領域（NGC2264）のサンプルの以前の分析を拡張して、さまざまな中性子捕獲の存在量を決定します。要素、主にCuI、SrI、SrII、YII、ZrII、BaII、LaII、およびCeII。\textit{Gaia}-ESO調査で観測された23個の太陽型星の高解像度で高信号対雑音比のスペクトルを分析しました。私たちのクラスターは不確実性の範囲内で太陽[Cu/Fe]を持っていることがわかりますが、超太陽[Ba/Fe]値（+0.22から+0.64dex）を確認します。私たちの分析はまた、穏やかに強化された[Y/Fe]値（0および+0.3dexから）を示しています。他の$s$プロセス要素については、[X/Fe]比がすべての年齢で太陽であることがわかります。若い年齢でのBaとYの異常な振る舞いを、標準的な恒星の収量と銀河の化学進化モデルの予測と調和させることは不可能です。したがって、磁場の存在に対する感度から最初のイオン化ポテンシャル効果まで、スペクトル線の振る舞いに関連するさまざまな可能なシナリオを調査します。また、そのような若い星の活動レベルが高いために、恒星の光球の構造が変化することから生じる可能性についても調査します。これらの機能強化についてはまだ説明できませんが、他の要素（Laなど）が若い年齢での$s$プロセスのより信頼性の高いトレーサーである可能性があり、さらなる観察を奨励することをお勧めします。
中間質量星の周りに泡を吹く：主系列風からのフィードバックは十分ではありません
| Title |
Blowing_Bubbles_around_Intermediate-Mass_Stars:_Feedback_from_Main-Sequence_Winds_is_not_Enough |
| Authors |
Anna_L._Rosen,_Stella_S.R._Offner,_Michael_J._Foley,_Laura_A._Lopez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12397 |
低質量および中間質量の星をホストする若い星形成環境では、多数の球殻「シェル」が観測されています。これらの観測は、これらのシェルが若い主系列星からの等方性恒星風フィードバックによって生成される可能性があることを示唆しています。これらのシェルのメカニズムは、風によって注入された運動量が低すぎて質量損失率が低いためにサイズとダイナミクスを説明できないため、不確かなままです。ただし、これらの研究では、風の運動エネルギーがISMにどのように伝達されるかを無視しており、代わりに中間質量星は速い（$v_w\gtrsim1000$km/s）恒星風を持っているため、風によって注入されたエネルギーは、エネルギー駆動の断熱風の泡を生成するはずです。ここでは、エネルギー駆動の風のフィードバックが、風の一連の3D磁気流体力学的シミュレーションを実行することによって、観測された殻を生成できるかどうかを調べます。磁化された乱流分子雲に配置された中間質量および高質量の星からのフィードバック。モデル化された高質量星の場合、エネルギー駆動の風フィードバックにより、分子雲内に$\sim$pcスケールの風の泡が生成されます。これは、観測されたシェルサイズと一致しますが、中間質量星からの風は、次の理由で同様のシェルを生成できません。それらのより低い質量損失率と速度。したがって、そのようなシェルは、低質量および中間質量の星形成に固有の他のフィードバックプロセスによって駆動される必要があります。
現在の最先端の計算モデリングにより、化学組成、放射効果、イオン化、乱流を考慮に入れた、恒星の対流層と大気の現実的なモデルを構築することが可能になります。標準の1D混合長ベースの進化モデルは、恒星の内部ダイナミクスの多くの物理的プロセスをキャプチャすることができません。混合長モデルは、乱流、放射、およびその他の現象の現実的なモデリングを含む3D放射流体力学シミュレーションを初期化するために使用できる恒星構造の初期近似を提供します。この論文では、太陽質量が1.47のF型主系列星の3D放射流体力学シミュレーションを紹介します。計算領域には、放射層の上層、対流層全体、および光球が含まれます。恒星の自転の影響は、f平面近似でモデル化されています。これらのシミュレーションは、対流オーバーシュート領域の特性、表面近くの高度に乱流の層のダイナミクス、および造粒の構造とダイナミクスに対する新しい洞察を提供します。それらは、タコクライン位置の反太陽型の差動回転と緯度依存性を明らかにします。
内側太陽圏における電磁陽子ビームの不安定性：エネルギー伝達率、動径分布、および効果的な励起
| Title |
Electromagnetic_Proton_Beam_Instabilities_in_the_Inner_Heliosphere:_Energy_Transfer_Rate,_Radial_Distribution,_and_Effective_Excitation |
| Authors |
Wen_Liu,_Jinsong_Zhao,_Huasheng_Xie,_Yuhang_Yao,_Dejin_Wu_and_L._C._Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12883 |
異なるイオン種間の差流は太陽風でしばしば観察され、そのようなイオン差流は、Alfv\'en/イオンサイクロトロンおよび高速磁気音波/ホイスラ不安定性を駆動するための自由エネルギーを提供することができます。これまでの研究は、主に1au付近の太陽風を表すパラメータの下でのイオンビームの不安定性に焦点を当てていました。この論文では、内部太陽圏の磁場とプラズマパラメータの放射状モデルを使用して、陽子ビームの不安定性をさらに研究します。陽子ビームの不安定性の包括的な分布を、地動説の距離とビーム速度の関数として調べます。また、不安定な波と粒子の間のエネルギー伝達の詳細な分析を実行し、陽子ビームの自由エネルギーが不安定な波や他の種類の粒子種（つまり、陽子コア、アルファ粒子、電子）にどれだけ流入するかを定量化します。この研究は、平行電場と垂直電場の両方が、斜めのAlfv\'en/イオンサイクロトロンと斜めの高速磁気音波/ホイッスラー不安定性の励起の原因であることを明らかにしています。さらに、この作業は、不安定性が効率的に励起されるかどうかを推定するための有効な成長長を提案します。これは、斜めのAlfv\'en/イオンサイクロトロン不安定性、斜めの高速磁気音波/ホイッスラー不安定性、および斜めのAlfv\'en/イオンビーム不安定性が、速度$\sim600-1300でドリフトする陽子ビームによって効率的に駆動できることを示しています。太陽大気中の$km/s。特に、太陽大気で駆動される斜めのAlfv\'en/ion-サイクロトロン波は、その中で大幅に減衰し、太陽コロナの加熱につながる可能性があります。これらの結果は、内側の太陽圏における陽子ビームのダイナミクスを理解するのに役立ち、その場での衛星測定を通じて検証することができます。
文字列の膨張における偽の不安定性
| Title |
A_Fake_Instability_in_String_Inflation |
| Authors |
Michele_Cicoli,_Veronica_Guidetti,_Francesco_Muia,_Francisco_G._Pedro,_Gian_Paolo_Vacca |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12392 |
タイプIIBファイバーインフレーションモデルでは、インフラトンは対応するアクシオンに動的に結合されるケーラー弾性率です。この設定では、像面湾曲は、背景の膨張軌道に垂直なタキオン等曲率摂動を誘発します。ただし、関連する不安定性は、明確に定義されていないエントロピー変数の使用が原因であるため、非物理的であると主張します。実際、正しい相対エントロピー摂動を使用すると、ファイバーインフレーションでは、軸方向の等曲率摂動がインフレーション中に減衰し、ダイナミクスが本質的に単一フィールドであることを示します。
電子と結合したアクシオンのような粒子に結合した超新星
電子と結合したアクシオン様粒子（ALP）は、超新星（SN）で、電子-陽子制動放射と電子-陽電子対核融合を介して生成されます。強く縮退した相対論的SNプラズマ中の電子に対するALP質量と熱効果を考慮に入れて、これらのプロセスからのALP放射率を評価します。最先端のSNシミュレーションを使用して、$1〜200$MeVの範囲の質量のALPでのSN1987A冷却限界を評価します。これは、$g_{ae}\sim2.5\times10までの現在プローブされていない領域を除外します。^{-10}$at$m_a\sim120$MeV。
静的中性子星に対する普遍的なインフレーションアトラクタの意味
非最小結合インフレーションポテンシャルのクラス、ユニバーサルアトラクターのコンテキストで静的中性子星を研究します。ユニバーサルアトラクターは、実行可能なインフレーション時代を生み出すことが知られており、$R^2$モデルや他のよく知られた宇宙アトラクターと同じインフレーション現象学のカテゴリーに分類されます。アインシュタインとジョーダンの両方のフレームでユニバーサルアトラクターの本質的な特徴を示し、理論的な天体物理学の通常の表記法を使用して、アインシュタインのフレームでトルマン-オッペンハイマー-ボルコフ方程式を抽出します。数値解析にはPython3ベースのダブルシューティング数値コードを使用し、小密度部分がWFF1、APR、またはSLy方程式である区分的ポリトロープ状態方程式を使用して、ユニバーサルアトラクターポテンシャルの$MR$グラフを作成します。状態の。私たちが示すように、研究されたすべてのケースは、中性子星のより大きな最大質量を予測し、すべての結果は、中性子星の半径に課せられたGW170817の制約と互換性があります。
| Title |
Multi-fluid_cosmology_in_Einstein_gravity:_analytical_solutions |
| Authors |
Valerio_Faraoni,_Sonia_Jose,_and_Steve_Dussault_(Bishop's_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12488 |
初等関数で表されるアインシュタイン方程式の解析解をレビューし、一定の状態方程式を持つ複数の（実際のまたは有効な）完全流体から供給されるフリードマン-レマ\^itre-ロバートソン-ウォーカー宇宙について説明します。効果的な流体には、空間曲率、宇宙定数、およびスカラー場が含まれます。統一された表記法、ソリューションの明示的およびパラメトリック形式、および文献に存在するさまざまな表現間の関係を使用して説明を提供します。現代の観点からの興味深い解決策には、相互作用する流体とスカラー場が含まれます。古いソリューション、可積分条件、およびソリューション方法は再発見され続けており、現代の目でレビューする動機となっています。
熱運動インダクタンス検出器における強い負の電熱フィードバック
| Title |
Strong_Negative_Electrothermal_Feedback_in_Thermal_Kinetic_Inductance_Detectors |
| Authors |
Shubh_Agrawal,_Bryan_Steinbach,_James_J._Bock,_Clifford_Frez,_Lorenzo_Minutolo,_Hien_Nguyen,_Roger_O'Brient,_Anthony_Turner,_Albert_Wandui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12493 |
熱運動インダクタンス検出器（TKID）の応答を加速および線形化する強力な負の電熱フィードバックを示します。TKIDは、超伝導転移端センサーの高度に多重化可能な代替品として提案されており、超伝導微小共振器ボロメータの温度依存共振周波数を介して電力を測定します。TKID共振周波数からデチューンされた高い読み出しプローブパワーとプローブ周波数で、セトリング時間の短縮を測定することにより、最大$\mathcalL$$\upperx$16の電熱フィードバックループゲインを観察します。また、検出器の応答には、38％の範囲の入射パワーにわたって検出可能な非線形性がなく、ノイズ等価パワーが設計フォトンノイズを下回っていることも示しています。
| Title |
Early_warning_of_precessing_neutron-star_black-hole_binary_mergers_with_the_near-future_gravitational-wave_detectors |
| Authors |
Takuya_Tsutsui,_Atsushi_Nishizawa,_Soichiro_Morisaki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12531 |
コンパクトな二元合体からの重力波と電磁波は発生源に関する独立した情報を運ぶので、共同観測は放出の物理的メカニズムを理解するために重要です。重力波信号の迅速な検出とソースの位置特定は、共同観測を成功させるために重要です。信号対雑音比が高い信号の場合、早期警告と呼ばれる合併前にそれを検出することさえ可能です。この手紙では、A+、AdV+、KAGRA+、Voyagerなどの近未来の検出器を使用して、連星軌道の歳差運動効果を考慮して、中性子星ブラックホール連星の早期警告の性能を推定します。重力波源は、年に1回合併する$\sim10$-$40\、\mathrm{s}$の前に、空の$100\、\mathrm{deg^2}$に局在化できることがわかりました。
スファレロン遷移によるバリオン非対称性と非対称暗黒物質のバランス
| Title |
Balancing_Asymmetric_Dark_Matter_with_Baryon_Asymmetry_by_Sphaleron_Transitions |
| Authors |
Arnab_Chaudhuri_and_Maxim_Yu._Khlopov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12611 |
この論文では、バリオン過剰と第4世代の安定クォークの過剰との間のバランスにおける電弱スファレロン遷移の影響を研究した。$SU（2）$対称性の非違反と、新しいファミリーの電弱および新しい電荷と量子数の保存を考慮すると、バリオン、レプトン、およびレプトンとクォークの4番目のファミリー間のスファレロン遷移が可能になります。この論文では、バリオン非対称性と比較して、4番目のファミリーの超過の値と符号の間に可能な明確な関係を確立しようとしました。$U$型クォークが第4族の中で最も軽いクォークであり、スファレロン遷移が過剰な$\barU$反クォークを提供する場合、（$\bar{U}\bar{U}\bar{U}$）原始的なHe原子核は、バリオン非対称性とバランスが取れています。
近くの超新星前駆体における超軽量アクシオン様粒子（ALP）の生成を計算します。一旦生成されると、ALPは星から逃げ出し、銀河磁場での伝播中にそれらの一部が光子に変換されます。地球に到達するMeV光子束は、ベテルギウスが酸素とシリコンの燃焼を受けるときに、約1neVより軽いALPのガンマ線望遠鏡によって検出できる可能性があることがわかっています。超新星前のニュートリノ警報の直後に次世代ガンマ線望遠鏡で超新星前駆体からのガンマ線を（非）検出すると、SN1987Aの限界と同じくらい厳しいALPパラメータに独立した制約が生じます。
自己重力システムの質量密度変動の相関関数の場の方程式
| Title |
Field_Equation_of_Correlation_Function_of_Mass_Density_Fluctuation_for_Self-Gravitating_Systems |
| Authors |
Yang_Zhang,_Qing_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12662 |
ニュートン自己重力システムの質量密度分布を研究します。システムを静水圧平衡の流体としてモデル化すると、第一原理から、場の方程式と、質量密度変動自体の相関関数$\xi（r）$の解が得られます。小さな赤方偏移範囲内の宇宙の大規模構造の研究にthidを適用します。この方程式は、$\xi（r）$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。これは、観測されたクラスタリングのいくつかの長年の顕著な特徴を説明しています。クラスターの$\xi_{cc}（r）$のプロファイルは、銀河の$\xi_{gg}（r）$に似ていますが、振幅が大きく、より長い相関長、および相関長は、ユニバーサルスケーリング$r_0\simeq0.4d$としてクラスター間の平均分離とともに増加します。私たちのソリューション$\xi（r）$は、$1<r<の範囲でのみ有効な銀河$\xi_{gg}（r）\simeq（r_0/r）^{1.7}$の観測されるべき乗則相関関数も生成します。10時間^{-1}$Mpc。より大きなスケールでは、観測データが示しているように、解$\xi（r）$はべき法則を下回り、$\sim50h^{-1}$Mpc付近でゼロになります。一連の固定モデルパラメータを使用すると、銀河の解$\xi_{gg}（r）$、対応するパワースペクトル、およびクラスターの$\xi_{cc}（r）$は、同時に、からの観測データと一致します。銀河とクラスターの主な調査。
反復オートエンコーダによるソースにとらわれない重力波検出
| Title |
Source-Agnostic_Gravitational-Wave_Detection_with_Recurrent_Autoencoders |
| Authors |
Eric_A._Moreno_and_Jean-Roch_Vlimant_and_Maria_Spiropulu_and_Bartlomiej_Borzyszkowski_and_Maurizio_Pierini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12698 |
レーザー干渉計で重力波信号を検出する問題への深部反復オートエンコーダーに基づく異常検出技術の応用を提示します。ノイズデータでトレーニングされたこのクラスのアルゴリズムは、教師なし戦略を使用して、つまり特定の種類のソースをターゲットにすることなく、信号を検出できます。2つの干渉計からのデータを分析するためのカスタムアーキテクチャを開発します。得られたパフォーマンスを、他のオートエンコーダアーキテクチャおよび畳み込み分類器で得られたパフォーマンスと比較します。提案された戦略の教師なしの性質は、より伝統的な教師ありの手法と比較した場合、精度の点でコストがかかります。一方、事前に計算された信号テンプレートのアンサンブルを超えて実験感度を一般化することには、定性的な利点があります。繰り返し発生するオートエンコーダは、さまざまなアーキテクチャに基づく他のオートエンコーダよりも優れています。このホワイトペーパーで紹介するリカレントオートエンコーダのクラスは、重力波検出に採用されている検索戦略を補完し、進行中の検出キャンペーンの範囲を拡大する可能性があります。
KM3NeT / ARCAの最初の検出ユニットを備えた大気ニュートリノ
| Title |
Atmospheric_neutrinos_with_the_first_detection_units_of_KM3NeT/ARCA |
| Authors |
A._Sinopoulou,_R._Coniglione,_R._Muller,_E._Tzamariudaki_(on_behalf_of_the_KM3NeT_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12721 |
KM3NeTコラボレーションは、地中海に2つの深海チェレンコフ検出器を構築しています。ARCA検出器は、TeV-PeVニュートリノ天文学を目的としていますが、ORCA検出器は、数GeVのエネルギーでの大気ニュートリノ振動研究用に最適化されています。この寄稿では、ARCA検出器の最初に配備された検出ユニットで収集されたデータの分析が提示されます。大気ニュートリノの高純度サンプルが選択され、ARCA検出器の機能を示しています。
スローロールパラメータにおけるすべての順序での確率的インフレ：基礎
この論文では、スローロールパラメータですべての順序でインフレへの確率論的アプローチの形式を開発します。これは、運動量とハミルトニアンの制約を確率方程式に含めることによって行われます。次に、IRモードとUVモード間の相互作用が無視される、広く使用されているスタロビンスキー近似に特化します。この近似が成り立つときはいつでも、確率論的方法で計算された2点相関関数（パワースペクトル）を線形理論へのQFTアプローチで計算されたものと比較したときに有意な偏差が観察されないことを示します。副産物として、次のように主張します。a）スタロビンスキー近似に基づくアプローチは、一般に、量子スカラー重力システムのループ効果をキャプチャしません。b）相関関数は線形理論レジームでのみ計算できるため、一般的に主張されているように、この近似内で非摂動的統計を抽出することはできません。
伴銀河と原始重力波によるPeVスケールの超対称性の破れのプロービング
| Title |
Probing_PeV_scale_SUSY-breaking_with_Satellite_Galaxies_and_Primordial_Gravitational_Waves |
| Authors |
Gongjun_Choi,_Ryusuke_Jinno,_Tsutomu_T._Yanagida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12804 |
PeVスケールの超対称性の破れのシナリオで避けられない宇宙論的結果を研究します。グラビティーノ質量$m_{3/2}=100{\rmeV}-1{\rmkeV}$に対応する超対称性の破れのスケールに焦点を当てます。私たちは、初期の物質が支配的な時代の存在とその結果としてのエントロピー生成が、このグラビティーノ質量を持つ宇宙にとって必要であると主張します。天の川の矮星伴銀河$N_{\rmsat}$の数が現在観測されている値、つまり$N_{\rmsat}$を超えることを要求することにより、モデルに依存しないエントロピー生成の最小量$\Delta$を推測します。}\gtrsim63$。このエントロピー生成は、インフレ時代に生成された原始重力波（pGW）に必然的に刻印されます。$\Delta$の値とエントロピー生成の時間に関する情報がpGWスペクトル$\Omega_{\rmGW}$でどのようにエンコードされるかを調べます。将来のGW調査で、周波数範囲$\mathcal{O}（10^{-10}）{\rmHz}\lesssimf_{\rmGW}\lesssim\mathcal{OのpGWスペクトルに抑制機能が観察された場合}（10^{-5}）{\rmHz}$、それはPeV超対称性の破れのシナリオの喫煙銃として機能します。そうでない場合でも、私たちの研究はそのようなすべてのシナリオを除外するために使用できます。
新たな乱流と平均場ダイナモ作用を伴うキラル磁気異常の生成
| Title |
Production_of_a_chiral_magnetic_anomaly_with_emerging_turbulence_and_mean-field_dynamo_action |
| Authors |
Jennifer_Schober,_Igor_Rogachevskii,_Axel_Brandenburg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.12945 |
相対論的磁化プラズマでは、左巻きと右巻きのフェルミ粒子の数密度の非対称性、つまり非ゼロのキラル化学ポテンシャルmu_5が、磁場に沿って電流を発生させます。これにより、均一なmu_5に対してカイラルダイナモが不安定になりますが、シミュレーションでは、平均がゼロの変動するmu_5でもダイナモが明らかになります。これにより、小規模な磁気ヘリシティと乱流が発生します。キラリティーの保存により、大規模なmu_5が出現します。これらの効果は、磁気アルファ効果を介して平均磁場を増幅し、普遍的なスケール不変のmu_5スペクトルを生成します。
