マルチパラメータ宇宙論におけるプランク+ BAO +超新星Ia型による$ H_0 $と$ S_8 $の緊張の分析
| Title |
Dissecting_the_$H_0$_and_$S_8$_tensions_with_Planck_+_BAO_+_supernova_type_Ia_in_multi-parameter_cosmologies |
| Authors |
Luis_A._Anchordoqui,_Eleonora_Di_Valentino,_Supriya_Pan,_and_Weiqiang_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.13932 |
宇宙の局所的に測定された膨張率と、標準的な$\Lambda$CDMモデルが現代の宇宙論の新しい基礎になり、多くの新しい物理学が設定されたと仮定した宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の観測から推測された膨張率との不一致挑戦に立ち上がっています。いわゆる$H_0$問題に付随して、CMB優先値と物質変動$S_8$の加重振幅の局所決定との間に緊張が高まっている証拠があります。$H_0$と$S_8$の両方の緊張が一度に解決されれば、魅力的で説得力がありますが、提案されている新しい物理モデルのいずれも、満足のいく程度に解決されていません。ここでは、体系的なアプローチを採用して、宇宙膨張率と物質のクラスター化の緊張に取り組む主要な理論的フレームワークを代表するモデルのいくつかのクラスの自由パラメーター間の可能な相互接続を調査します。私たちの計算は、サンプラーCosmoMCと組み合わせて公開されているボルツマンソルバーCAMBを使用して実行されます。初期と後期の両方の宇宙の修正をサンプリングするモデルの主要なクラスを組み合わせた後でも、$H_0$と$S_8$の緊張に対する同時解決はとらえどころのないままであることを示します。
多波長分光プローブ：原始的な非ガウス性と相対論的効果の見通し
| Title |
Multi-wavelength_spectroscopic_probes:_prospects_for_primordial_non-Gaussianity_and_relativistic_effects |
| Authors |
Jan-Albert_Viljoen,_Jos\'e_Fonseca,_Roy_Maartens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.14057 |
次世代の宇宙論的調査では、これまでになく大量の宇宙が観測され、相対論的効果だけでなく、原始宇宙に関する情報にもアクセスできるようになります。今後の21cm強度マッピング調査（SKAO）と光学銀河調査（DESIとEuclid）を検討し、超大規模な宇宙分散を抑制するマルチトレーサー相互相関を介して情報を組み合わせます。広角効果と赤方偏移ビンの相互相関を、レンズ倍率やその他の相対論的効果とともに完全に組み込むために、角パワースペクトル$C_\ell（z_i、z_j）$を使用します。フィッシャー分析を適用して、$f_{\rmNL}$で期待される精度と、レンズ効果およびその他の相対論的効果の検出可能性を予測します。21cmと銀河の調査の2つのペアの完全な組み合わせ（1つは低赤方偏移でもう1つは高赤方偏移）が$\sigma（f_{\rmNL}）\sim1.5$を提供し、ドップラー効果を検出できることがわかりました。信号対雑音比$\sim$8で、レンズ収束の寄与を$\sim$2％の精度で測定します。コンパニオンペーパーでは、レンズの寄与を無視すると、$f_{\rmNL}$と標準的な宇宙論的パラメーターの最適値が大幅に偏ることを示しています。
動的ダークエネルギー（DDE）は、ハッブルの緊張に対する可能な解決策です。この作業では、$0.11\lez\le2.40$の範囲からの$19$ポイントと、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の遠い事前分布からの追加ポイントを含むバリオン音響振動（BAO）データの組み合わせを分析します。赤方偏移に対する線形、CPL、および対数依存性を使用して状態方程式をテストします。DDEは、さまざまな選択基準を使用して統計的に標準の$\Lambda$CDMモデルよりも強力であるようです。その結果は新しい観測を必要とし、標準模型を超える代替理論モデルの調査を刺激します。また、$\Omega_k$CDMモデルで同じデータセットをテストしますが、その場合、$\Lambda$CDMはより優れた統計的測定値を提供します。
| Title |
Galaxy_clusters,_cosmic_chronometers_and_the_Einstein_equivalence_principle |
| Authors |
I._E._C._R._Mendon\c{c}a,_Kamal_Bora,_R._F._L._Holanda,_Shantanu_Desai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.14169 |
電磁場のアインシュタイン等価原理は、スカラー場と電磁ラグランジアンの乗法結合によって生成される重力理論の修正で違反する可能性があります。このような理論では、宇宙の距離梯子関係の標準結果の偏差と微細構造定数の変化が予想され、明確に絡み合っています。この論文では、銀河団のガス質量分率測定と宇宙クロノメーターを使用して、これらの可能な宇宙論的特徴を検索します。一般相対性理論からの有意な逸脱は、宇宙の曲率やクラスター測定での枯渇係数の進化についての私たちの仮定に関係なく見られません。
| Title |
A_new_non-linear_instability_for_scalar_fields |
| Authors |
Farbod_Hassani,_Pan_Shi,_Julian_Adamek,_Martin_Kunz,_Peter_Wittwer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.14215 |
この手紙では、新しいタイプの不安定性を示す非線形偏微分方程式（PDE）$\partial^2_{\tau}\pi\propto（\vec\nabla\pi）^2$を紹介します。このような方程式は、$k$エッセンスモデルの暗黒エネルギーの有効場の理論（EFT）や、EFT形式に基づく他の多くの理論に現れます。相対論的$N$-bodyコードを使用して、宇宙論的文脈での不安定性の発生を示し、球対称内の3+1次元で数学的に研究します。この項が、いくつかの重要な線形項が抑制されている低速の音速を支配していることを示します。
銀河団を使用して重力をテストするための一般的なフレームワークV：$ f（R）$重力の偏りのない制約のための自己無撞着なパイプライン
| Title |
A_general_framework_to_test_gravity_using_galaxy_clusters_V:_A_self-consistent_pipeline_for_unbiased_constraints_of_$f(R)$_gravity |
| Authors |
Myles_A._Mitchell,_Christian_Arnold,_Baojiu_Li_(Durham-ICC) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.14224 |
銀河団数カウントを使用して、$f（R）$重力のロバストで偏りのない制約に使用できるマルコフ連鎖モンテカルロパイプラインを提示します。このパイプラインは、$f（R）$重力でのハロー質量関数の詳細なモデリングを利用します。これは、球形崩壊モデルに基づいており、シミュレーションによって較正され、動的質量に対する5番目の力の影響を完全に説明しています。ハロー濃度と観測可能な質量のスケーリングの関係。熱スニヤエフゼルドビッチ効果によって観測された一連のモッククラスターカタログを使用して、現在のバックグラウンドスカラー場$f_{R0}$を制約するこのパイプラインが、両方の$\Lambda$CDMに対して非常に良好に機能することを示します。および$f（R）$基準宇宙論。$f（R）$重力での通常のべき乗則の動作から逸脱する可能性があるスケーリング関係の不完全な処理を使用すると、不正確で偏った制約につながる可能性があることがわかります。また、修正された重力、宇宙論的およびスケーリング関係パラメーター間のさまざまな縮退が制約に大きな影響を与える可能性があることを発見し、より厳密な事前確率と宇宙論的およびスケーリング関係パラメーターのより良い知識を使用することによってこれを修正する方法を示します。私たちのパイプラインは、他の修正された重力モデルに簡単に拡張でき、進行中および今後の調査からの銀河団カタログを使用して大規模に重力をテストできます。
WaOph6周辺の原始惑星系円盤の渦巻腕の多波長解析
| Title |
A_multiwavelength_analysis_of_the_spiral_arms_in_the_protoplanetary_disk_around_WaOph_6 |
| Authors |
S._B._Brown-Sevilla,_M._Keppler,_M._Barraza-Alfaro,_J._D._Melon_Fuksman,_N._Kurtovic,_P._Pinilla,_M._Feldt,_W._Brandner,_C._Ginski,_Th._Henning,_H._Klahr,_R._Asensio-Torres,_F._Cantalloube,_A._Garufi,_R._G._van_Holstein,_M._Langlois,_F._Menard,_E._Rickman,_M._Benisty,_G._Chauvin,_A._Zurlo,_P._Weber,_A._Pavlov,_J._Ramos,_S._Rochat,_R._Roelfsema |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.13560 |
[論文の完全な要約]近年、らせん構造の原始惑星系円盤が、散乱光、ミリメートル連続体、およびCOガス放出で検出されています。これらの構造を引き起こすメカニズムはまだ議論中です。渦巻腕を駆動するための一般的なシナリオは、ディスク内の物質を摂動させる惑星のシナリオです。ただし、ディスクが大きい場合は、通常、重力の不安定性が好ましい説明です。多波長研究は、2つのシナリオを区別するのに役立つ可能性があります。これまでのところ、渦巻腕を備えたほんの一握りの円盤だけが、散乱光とミリメートルの連続体の両方で観察されています。さまざまな波長で得られたデータを分析し、WaOph6の周りの原始惑星系円盤の形態の詳細な特性評価を実行し、円盤の渦巻き状の特徴の起源を調査することを目指しています。VLTでSPHEREを使用して取得したWaOph6の最初の近赤外線偏光観測を提示し、それらをアーカイブミリメートル連続体ALMA観測と比較します。両方のデータセットでスパイラルの特徴を追跡し、それぞれのピッチ角を推定しました。WaOph6で渦巻腕を生じさせる可能性のあるさまざまなシナリオについて説明します。流体力学的および放射伝達シミュレーションを実行して惑星摂動論をテストし、散乱光およびミリメートル連続体観測と比較しました。
らゅう座イオタ星の星震学と追加の長周期コンパニオンの発見
| Title |
Asteroseismology_of_iota_Draconis_and_Discovery_of_an_Additional_Long-Period_Companion |
| Authors |
Michelle_L._Hill,_Stephen_R._Kane,_Tiago_L._Campante,_Zhexing_Li,_Paul_A._Dalba,_Timothy_D._Brandt,_Timothy_R._White,_Benjamin_J.S._Pope,_Keivan_G._Stassun,_Benjamin_J._Fulton,_Enrico_Corsaro,_Tanda_Li,_J._M._Joel_Ong,_Timothy_R._Bedding,_Diego_Bossini,_Derek_L._Buzasi,_William_J._Chaplin,_Margarida_S._Cunha,_Rafael_A._Garcia,_Sylvain_N._Breton,_Marc_Hon,_Daniel_Huber,_Chen_Jiang,_Cenk_Kayhan,_James_S._Kuszlewicz,_Savita_Mathur,_Aldo_Serenelli,_Dennis_Stello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.13583 |
既知の太陽系外惑星のホストとしての巨星は、正確な視線速度と小さな予測通過深度を取得する際の潜在的な課題のため、比較的まれです。ただし、これらの巨大なホスト星は、空で最も明るい星の一部でもあるため、高い信号対雑音比の追跡測定が可能です。ここでは、非常に奇行的な〜511日の公転周期で惑星をホストすることが知られている、明るい（V〜3.3）巨星$\iota$ドラコニス（$\iota$Dra）の新しい観測について報告します。137日間にわたる星のTESS観測は、星の半径、質量、および年齢をそれぞれ〜2％、〜6％、および〜28％に制限することを可能にする星の地震の兆候を明らかにします。自動惑星検出望遠鏡を使用して、惑星のいくつかの軌道上で星の継続的な視線速度モニタリングの結果を示します。既知の惑星のより正確な惑星パラメータを提供し、半径方向の速度測定とヒッパルコスおよびガイアの位置天文学を組み合わせることで、公転周期が〜$68^{+60}_{-36の追加の長周期コンパニオンを発見します。}$年。私たちの分析からの質量予測は、この亜恒星の仲間を惑星と褐色矮星体制の境界に置きます。システムの改訂された軌道アーキテクチャと組み合わされた星の明るい性質は、星がその進化の巨大な段階に移行するにつれて進化する惑星の軌道力学を研究する機会を提供します。
太陽外生命の探索を知らせるための地球-太陽系の透過分光法
| Title |
Transmission_Spectroscopy_of_the_Earth-Sun_System_to_Inform_the_Search_for_Extrasolar_Life |
| Authors |
L._C._Mayorga,_J._Lustig-Yaeger,_E._M._May,_Kristin_S._Sotzen,_Junellie_Gonzalez-Quiles,_Brian_M._Kilpatrick,_Emily_C._Martin,_Kathleen_Mandt,_K._B._Stevenson,_and_N._R._Izenberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.13652 |
ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡などの今後のNASA天体物理学ミッションでは、近くの星を通過する惑星の生命の兆候を探します。そのためには、数十の透過スペクトルを同時に追加して、十分な信号対雑音比を構築すると同時に、表面/天候の変動、大気差、恒星の活動などの困難な系統的影響を考慮する必要があります。測定された透過スペクトルに対する恒星と惑星の両方の変動の大きさと影響を決定するには、ホスト星の周りのエキソアースの複数の透過スペクトルを積み重ねることの実現可能性を評価する必要があります。独自の太陽系を使用して、現在の方法論が地球の大気中の生命の兆候を検出し、H2OやCO2などの居住性指標、およびO2やCH4などの生命存在指標のペアの存在量を測定するのに十分かどうかを判断できます。太陽と惑星の変動から太陽を通過する地球の透過スペクトルへの影響を評価し、太陽系外惑星の透過スペクトルを理解するために残っている未知数を特定します。地球がL2を超えて太陽を横切って通過するのを観測する衛星は、比較的大きな天体物理学に直面した複数の通過からのUV、光学、および赤外線波長での惑星スペクトルの同時加算の信頼性に関するこれらの長年の懸念に対処するために必要であると結論付けます。系統学。
TOI-532b：ハビタブルゾーン惑星ファインダーは、金属が豊富なM矮星ホストを周回するネプチュニアン砂漠の大型スーパーネプチューンを確認します
| Title |
TOI-532b:_The_Habitable-zone_Planet_Finder_confirms_a_Large_Super_Neptune_in_the_Neptune_Desert_orbiting_a_metal-rich_M_dwarf_host |
| Authors |
Shubham_Kanodia,_Gudmundur_Stefansson,_Caleb_I._Canas,_Marissa_Maney,_Andrea_S._Lin,_Joe_P._Ninan,_Sinclaire_Jones,_Andrew_J._Monson,_Brock_A._Parker,_Henry_A._Kobulnicky,_Jason_Rothenberg,_Corey_Beard,_Jack_Lubin,_Paul_Robertson,_Arvind_F._Gupta,_Suvrath_Mahadevan,_William_D._Cochran,_Chad_F._Bender,_Scott_A._Diddams,_Connor_Fredrick,_Samuel_P._Halverson,_Suzanne_L._Hawley,_Fred_R._Hearty,_Leslie_Hebb,_Ravi_K._Kopparapu,_Andrew_J._Metcalf,_Lawrence_W._Ramsey,_Arpita_Roy,_Christian_Schwab,_Maria_Schutte,_Ryan_C._Terrien,_John_P._Wisniewski,_Jason_T._Wright |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.13670 |
正確な近赤外線視線速度とハビタブルゾーン惑星ファインダー、TESS光度曲線、地上測光追跡、および高コントラストイメージングの組み合わせを使用して、TOI-532bの惑星の性質を確認します。TOI-532は、Teff=$3957\pm69$Kおよび[Fe/H]=$0.38\pm0.04$のかすかな（J$\sim11.5$）金属に富むM矮星です。それは$\sim2.3$日の期間で通過するガス状惑星をホストします。視線速度とTESSおよび地上トランジットのジョイントフィッティングにより、半径$5.82\pm0.19$R$_{\oplus}$、質量$61.5_{-9.3}^{+9.7}の惑星が明らかになります。$M$_{\oplus}$。TOI-532bは、質量と半径の両方の測定値でM矮星の周囲で検出された最大かつ最も質量の大きい海王星であり、海王星サイズの惑星とM矮星を周回することが知られているより重い木星惑星との間のギャップを埋めます。それはまた、M準惑星のガス巨星とホスト星の金属量の間の前述の傾向に従います。さらに、それは半径-日射面のネプチュニアン砂漠の端に位置し、惑星パラメータ空間のこの領域を彫刻することに責任があるメカニズムに制約を課すのを助けます。
Pan-STARRS1検出データベースで発見された13ケンタウロスの中で活動はありません
| Title |
No_Activity_Among_13_Centaurs_Discovered_in_the_Pan-STARRS1_Detection_Database |
| Authors |
Eva_Lilly,_Henry_Hsieh,_James_Bauer,_Jordan_Steckloff,_Peter_Jev\v{c}\'ak,_Robert_Weryk,_Richard_J._Wainscoat,_Charles_Schambeau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.13702 |
ケンタウロスは、海王星を越えてそれらのソース集団から内側に散らばった巨大な惑星領域を周回する小さな体です。人口の一部のメンバーは、太陽系を通過する間に彗星のような活動を示しますが、その原因はよくわかっていません。活動的なケンタウロスが観測された地動説の距離の範囲、およびその地域での寿命の中央値は、この活動が水氷の昇華によっても、完全に超揮発性物質によっても引き起こされていないことを示唆しています。ここでは、木星の軌道を超えたアクティブなオブジェクトの識別と特性評価を目的とした、Pan-STARRS1検出データベースで発見された13ケンタウロスの観測的および熱力学的研究を紹介します。2017年と2018年のジェミニノース望遠鏡での観測時、または2013年から2019年のアーカイブデータでは、ターゲットに関連する活動の証拠は見つかりませんでした。ターゲットからの揮発性物質とダストの生成率の上限いくつかの既知の彗星の生産率よりも1〜2桁低く、他の非アクティブなケンタウルスで測定された値と一致しています。私たちの数値積分は、過去10万年間で6つのターゲットの軌道が内部でr$\sim$15AUに進化したことを示しています。ここでは、いくつかの可能なプロセスが昇華とガス放出を引き起こす可能性がありますが、それらの明らかな非活動は、ダスト生成が検出限界を下回っていることを示していますまたは、オブジェクトが休止していること。私たちのサンプルではたった1つのケンタウロス-2014PQ$_{70}$は、いくつかの既知の非アクティブなケンタウロスの活動の開始に起因する準主軸と近日点距離の突然の減少を経験しました。。このオブジェクトは、さらなる観測モニタリングの対象となるはずです。
とらえどころのないケプラー37dのHARPS-N質量：恒星の活動と惑星の信号を解きほぐすケーススタディ
| Title |
A_HARPS-N_mass_for_the_elusive_Kepler-37d:_a_case_study_in_disentangling_stellar_activity_and_planetary_signals |
| Authors |
V._M._Rajpaul,_L._A._Buchhave,_G._Lacedelli,_K._Rice,_A._Mortier,_L._Malavolta,_S._Aigrain,_L._Borsato,_A._W._Mayo,_D._Charbonneau,_M._Damasso,_X._Dumusque,_A._Ghedina,_D._W._Latham,_M._L\'opez,_A._Magazz\`u,_G._Micela,_E._Molinari,_F._Pepe,_G._Piotto,_E._Poretti,_S._Rowther,_A._Sozzetti,_S._Udry_and_C._A._Watson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.13900 |
現在までに、視線速度（RV）の半振幅が$<2$m/sの18個の太陽系外惑星だけが質量を直接拘束しています。このような太陽系外惑星のRV検出の最大の障害は、星自体に固有の変動性です。回転するスポットやプラージュなどの表面の磁気活動から生じる妨害信号は、惑星のRV信号をかき消すか、模倣することさえあります。惑星と恒星の活動信号を解きほぐすケーススタディとして、3つの通過する惑星をホストすることが知られているKepler-37を使用します。そのうちの1つであるKepler-37dは、最新の分光器でRVの検出可能性の頂点にあるはずです。2つの異なる統計手法（1つは恒星スペクトルの活動信号を特定する方法、もう1つは抽出されたRVと活動指標の活動信号をモデル化する方法）が、これまでとらえどころのないケプラー37dの検出を可能にする方法を示します。さらに、これら2つのアプローチは補完的であり、組み合わせることで、ケプラー37dの確実な検出と正確な特性評価が容易になることを示します。そのRV半振幅$1.22\pm0.31$m/s（質量$5.4\pm1.4$$M_\oplus$）は、TOI-178bの$1.05^{+0.25}_{-0.30}$m/と形式的に一致しています。s、後者はこれまでの通過惑星の中で検出された最小のRV信号ですが、動的シミュレーションでは、ケプラー37dの質量が$1\sigma$の信頼区間の下限にある可能性があります。その結果として生じる密度は、水界または岩のコアを囲むガス状エンベロープの密度（質量で$\sim0.4\％$）のいずれかと一致します。RVモデリングとKepler-37TTVの再分析に基づいて、推定上の（非通過）惑星Kepler-37eはおそらくその「確認済み」ステータスを取り除くべきであると主張します。
HD 183579b：TESSによって検出されたソーラーツインを通過する暖かいサブネプチューン
| Title |
HD_183579b:_A_Warm_Sub-Neptune_Transiting_a_Solar_Twin_Detected_by_TESS |
| Authors |
Tianjun_Gan,_Megan_Bedell,_Sharon_Xuesong_Wang,_Daniel_Foreman-Mackey,_Jorge_Mel\'endez,_Shude_Mao,_Keivan_G._Stassun,_Steve_B._Howell,_Carl_Ziegler,_Robert_A._Wittenmyer,_Coel_Hellier,_Karen_A._Collins,_Avi_Shporer,_George_R._Ricker,_Roland_Vanderspek,_David_W._Latham,_Sara_Seager,_Joshua_N._Winn,_Jon_M._Jenkins,_Brett_C._Addison,_Sarah_Ballard,_Thomas_Barclay,_Jacob_L._Bean,_Brendan_P._Bowler,_C\'esar_Brice\~no,_Ian_J._M._Crossfield,_Jason_Dittman,_Jonathan_Horner,_Eric_L._N._Jensen,_Stephen_R._Kane,_John_Kielkopf,_Laura_Kreidberg,_Nicholas_Law,_Andrew_W._Mann,_Matthew_W._Mengel,_Edward_H._Morgan,_Jack_Okumura,_Hugh_P._Osborn,_Martin_Paegert,_Peter_Plavchan,_Richard_P._Schwarz,_Bernie_Shiao,_Jeffrey_C._Smith,_Lorenzo_Spina,_C._G._Tinney,_Guillermo_Torres,_Joseph_D._Twicken,_Michael_Vezie,_Gavin_Wang,_Duncan_J._Wright_and_Hui_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.14015 |
トランジット系外惑星探査衛星（TESS）によって配信された、近くの明るい（$V=8.75$mag、$K=7.15$mag）ソーラーツインHD183579の周りを通過する暖かい海王星以下の惑星の発見と特性評価を報告します。ホスト星は$56.8\pm0.1$pc離れており、半径は$R_{\ast}=0.97\pm0.02\R_{\odot}$、質量は$M_{\ast}=1.03\pm0です。.05\M_{\odot}$。宇宙と地上の測光、分光法、イメージングを組み合わせて、惑星の性質を確認します。HD183579b（TOI-1055b）の半径は$17.47$日の軌道上で$R_{p}=3.53\pm0.13\R_{\oplus}$で、質量は$M_{p}=11.2\であることがわかります。pm5.4\M_{\oplus}$（$3\sigma$質量上限$27.4\M_{\oplus}$）。HD183579bは、空で5番目に明るい既知の海王星以下の惑星システムであり、内部構造と大気特性の将来の研究の優れたターゲットになります。高解像度および信号対雑音比のHARPSスペクトルを使用して行ごとの差分分析を実行することにより、HD183579が、統計的に有意な耐火要素の枯渇なしに、典型的なソーラーツインサンプルに加わることがわかります。
最小のコールドジュピターの検出と7つの低質量コンパニオンの確認のためのガイア-ヒッパルコス位置天文学の最適化されたモデリング
| Title |
Optimized_modeling_of_Gaia-Hipparcos_astrometry_for_the_detection_of_the_smallest_cold_Jupiter_and_confirmation_of_seven_low_mass_companions |
| Authors |
Fabo_Feng,_R._Paul_Butler,_Hugh_R._A._Jones,_Mark_W._Phillips,_Steven_S._Vogt,_Rebecca_Oppenheimer,_Bradford_Holden,_Jennifer_Burt,_Alan_P._Boss |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.14056 |
低質量の星周コンパニオンの軌道を完全に制約するために、視線速度データと、近くにある8つのシステムのガイアとヒッパルコスの位置天文データを組み合わせて分析します。私たちの研究は、ガイアとヒッパルコスの間のコンパニオンによって誘発された位置と固有運動の違いが、直接イメージングと視線速度データの以前の組み合わせ分析に匹敵する精度に低質量コンパニオンの軌道を制約するのに十分重要であることを示しています。私たちの方法は、GaiaDR2とGaiaEDR3のどちらを使用するか、すべてのデータを使用するか、固有運動の違いだけを使用するかにかかわらず、堅牢であることがわかります。特に、HD190360bとHD16160Cの軌道を初めて完全に特徴付けます。質量1.8$\pm$0.2$m_{\rmJup}$、有効温度123-176K、太陽のような星の周りを周回するHD190360bは、十分に拘束された質量を持つ最小の木星のような惑星です。軌道は、完全に特徴付けられた木星類似体の小さなサンプルに属しています。主星から0.25$''$離れているため、ローマ宇宙望遠鏡のCGI装置による直接イメージングに適している可能性があります。
Charonの遠紫外線表面反射率について
ニューホライズンズのアリス分光器によって得られた、カロンの遠紫外線表面反射率の最初の測定値を示します。1650Aの手前で測定可能なフラックスは見つかりません。また、Charonの幾何アルベドは1600Aで$<0.019$（$3\sigma$）です。1650-1725からCharonの幾何アルベドは$0.166\pm0.068$に増加し、ほぼそのままです。このスペクトル形状はH$_2$Oの氷吸収に特徴的であるため、Charonは、遠紫外線で検出されたH$_2$Oの氷表面を持つ最初のカイパーベルトオブジェクトです。カロンの幾何アルベドは、これらの波長でエンケラドスの$\sim3.7$倍低いですが、スペクトル形状は非常に似ています。これは、表面組成の類似性と、Charonの表面上の高濃度またはより吸収性の高い汚染物質による絶対反射率の違いに起因すると考えられます。最後に、カロンはFUVでエンケラドス、ミマス、テティス、ディオネとは異なる太陽位相の振る舞いをしており、エンケラドスよりも強い衝効果があり、これらの土星の衛星のいずれよりも中間の太陽位相角での下降が浅いことがわかります。
シックディスクM4VTOI-2406を通過する大きなサブネプチューン
| Title |
A_large_sub-Neptune_transiting_the_thick-disk_M4V_TOI-2406 |
| Authors |
R.D._Wells,_B.V._Rackham,_N._Schanche,_R._Petrucci,_Y._Gomez_Maqueo_Chew,_B.-O._Demory,_A.J._Burgasser,_R._Burn,_F.J._Pozuelos,_M.N._Gunther,_L._Sabin,_U._Schroffenegger,_M.A._Gomez-Munoz,_K.G._Stassun,_V._Van_Grootel,_S.B._Howell,_D._Sebastian,_A.H.M.J._Triaud,_D._Apai,_I._Plauchu-Frayn,_C.A._Guerrero,_P.F._Guillen,_A._Landa,_G._Melgoza,_F._Montalvo,_H._Serrano,_H._Riesgo,_K._Barkaoui,_A._Bixel,_A._Burdanov,_W.P._Chen,_P._Chinchilla,_K.A._Collins,_T._Daylan,_J._de_Wit,_L._Delrez,_M._Devora-Pajares,_J._Dietrich,_G._Dransfield,_E._Ducrot,_M._Fausnaugh,_E._Furlan,_P._Gabor,_T._Gan,_L._Garcia,_M._Ghachoui,_S._Giacalone,_A.B._Gibbs,_M._Gillon,_C._Gnilka,_R._Gore,_N._Guerrero,_T._Henning,_K._Hesse,_E._Jehin,_J.M._Jenkins,_D.W._Latham,_K._Lester,_J._McCormac,_C.A._Murray,_P._Niraula,_P.P._Pedersen,_et_al._(12_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.14125 |
大きなサブネプチューンは、銀河系で最もクールな星の周りでは珍しく、金属量の少ない星の周りではさらにまれです。ただし、惑星と星の半径の比率が大きいため、これらの惑星は、JWSTなどの赤外線での透過分光法による大気研究に非常に適しています。ここでは、厚い円盤のM型矮星TOI-2406を周回するサブネプチューンの発見と検証について報告します。まず、星の近赤外線スペクトル、スペクトルエネルギー分布、ガイア視差を分析することにより、ホスト星の特性を推測します。マルチバンド測光を使用して、トランジットイベントがターゲット上にあり、無彩色であることを確認し、TESS信号をトランジット系外惑星として統計的に検証します。次に、TESSのグローバルトランジットモデリングと地上ベースの時系列データを通じて、惑星の物理的特性を決定します。ホストは、56pcの距離にあり、サブソーラー金属量$（\mathrm{[Fe/H]=-0.38\pm0.07}）$で、メンバーである金属の少ないM4V星であると判断します。厚い円盤の。この惑星は、準惑星の人口にとって比較的大きなサブネプチューンであり、$\mathrm{R_p=2.94\pm0.17}\mathrm{R_\oplus}$と$\mathrm{P=3.077}$dを生成し、2％の深さのトランジット。軌道は3$\mathrm{\sigma}$に対してゼロ以外の離心率を持っていることに注意してください。これにより、システムの動的履歴に関する質問が発生します。このシステムは惑星形成の興味深い結果であり、金属量の少ない低質量の星の周りの大きな惑星形成のベンチマークを提示します。このシステムは、さらなる研究、特に惑星の質量を決定し、可能な境界コンパニオンを制約するための視線速度の追跡調査を保証します。さらに、TOI-2406bは、特に暖かいサブネプチューンのカテゴリーにおいて、透過分光法による将来の大気研究の良いターゲットです。
暴走を超えて：岩の多い太陽系外惑星での暴走後の温室効果ガス状態の開始
| Title |
Beyond_runaway:_initiation_of_the_post-runaway_greenhouse_state_on_rocky_exoplanets |
| Authors |
Ryan_Boukrouche,_Tim_Lichtenberg,_Raymond_T._Pierrehumbert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.14150 |
暴走温室効果は、岩だらけの地球のような世界にとって究極の気候の大惨事を表しています。宇宙への放射によって流入する恒星フラックスのバランスをとることができない場合、海洋は蒸発して加熱を悪化させ、惑星を高温の荒れ地に変えます。溶融マグマ表面。暴走温室効果限界を超える平衡状態は、大気の放射特性とその温度構造に依存します。ここでは、蒸気大気の1次元放射対流モデルを使用して、対流圏放射限界から暴走後の気候状態への遷移を調査します。3D全球循環モデルによる最終的なシミュレーションを容易にするために、より包括的な計算の主要な機能を再現できる、計算効率の高いバンドグレーモデルが開発されています。暴走後の惑星の平衡表面温度を決定する2つの要因を分析します。惑星の赤外線冷却は、大気の光学的に薄い上部領域への乾燥断熱の浸透によって強力に強化されます。さらに、スペクトルのウィンドウ領域を介して放射する可能性のある、高温の低層大気層からの短波フラックスと近赤外フラックスの両方の熱放射が定量化されます。暴走温室状態の岩石系外惑星の天文調査は、多波長観測を使用してこれらの特徴を区別する可能性があります。
VDI銀河における塊の生存と移動：解析モデルとシミュレーションおよび観測
| Title |
Clump_Survival_and_Migration_in_VDI_Galaxies:_an_Analytic_Model_versus_Simulations_and_Observations |
| Authors |
Avishai_Dekel,_Nir_Mandelker,_Frederic_Bournaud,_Daniel_Ceverino,_Yicheng_Guo,_Joel_primack |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.13561 |
暴力的な円盤の不安定性を受ける高z銀河の巨大な塊の性質に取り組み、内側に移動する長寿命の塊とフィードバックによって破壊される短命の塊を区別しようとします。シミュレーションによってテストされた分析モデルを使用して、ディスクを移動する際の凝集塊の進化を研究し、CANDELS観測と理論を対峙させます。ガスと恒星の増減を考慮した塊の「バスタブ」モデルは、降着効率、星形成率（SFR）効率、およびガスと星の流出質量負荷係数の4つのパラメーターによって特徴付けられます。関連するタイムスケールはすべて、移動時間の2〜3軌道時間に匹敵します。塊は、降着率が変化する塊の質量に内部依存するという点で銀河とは異なります。指数関数的な成長モードと減衰モードを含む分析ソリューションは、SFRとガスの質量が一定で、恒星の質量が時間とともに直線的に上昇する、移動中の主な進化段階。これにより、特定のSFRの逆数が凝集塊の年齢の観測可能な代理になります。その後、質量とSFRは指数関数的な成長に近づきます。一定の特定のSFRを持ちますが、この段階は、銀河の中心で塊が消えるという仮説です。モデルは、孤立した設定と宇宙の設定の両方で、さまざまな中程度のフィードバックを使用してシミュレーションと一致します。観察された塊は私たちの理論的予測と一致しており、巨大な塊が長寿命で移動していることを示しています。自明ではない課題は、大規模な塊では無停止であるが、銀河の恒星とハローの質量比に一致するようにSFRを抑制するフィードバックをモデル化することです。
銀河円盤中のHIガスの構造と特徴的なスケール
| Title |
The_structure_and_characteristic_scales_of_the_HI_gas_in_galactic_disks |
| Authors |
Sami_Dib,_Florent_Renaud,_Bruce_Elmegreen,_Jonathan_Braine,_Maheswar_Gopinathan,_Maritza_A._Lara-Lopez,_Valery_V._Kravtsov,_Archana_Soam,_Ekta_Sharma,_Svitlana_Zhukovska,_Oscar_Agertz,_Charles_Aouad,_Jose_Anotonio_Belinchon,_George_Helou,_Di_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.13567 |
銀河内のHIガスの空間分布は、星間物質（ISM）の構造とダイナミクスを形作る物理的プロセスに関する重要な手がかりを保持しています。この作業では、デルタ分散スペクトルを使用して、THINGSサーベイから取得した33個の近くの銀河のサンプルのHIガスの構造を定量化します。THINGS銀河は、そのスペクトルに大きな多様性を示しますが、多くの再発する特徴があります。多くの銀河では、数百個から数百個のスケールでスペクトルの隆起が見られます。バンプに関連する特徴的なスケールは、SFR>0.5M$_{sol}$yr$^{-1}$の値の銀河SFRと相関し、それらで検出されたHIシェルのサイズの中央値とも相関していることがわかります。銀河。より大きなスケールでは、2つの自己相似体制の存在を観察します。最初のものは、中間スケールで浅く、このレジームを説明するべき法則は、[0.1-1]の範囲の指数を持ち、平均値は0.55です。これは、冷相の超音速乱流によって生成される密度場と互換性があります。HIガスの。2番目のべき法則はより急勾配で、指数の範囲は[0.5-1.5]から平均値1.5の間です。これらの値は、HIガスの温かい相の特徴である亜音速乱流に関連しています。2つのレジーム間の遷移が発生する空間スケールは、THINGS銀河の分子ディスクのサイズに類似した$\approx0.5R_{25}$であることがわかります。全体として、私たちの結果は、<$0.5R_{25}$のスケールでは、ISMの構造が超新星爆発の影響を受けることを示唆しています。より大きなスケール（>0.5$R_{25}$）では、恒星のフィードバックは大きな影響を与えず、ISMの構造は、フレアリングなどの暖かい中性媒体内のガスのダイナミクスを支配する大規模なプロセスによって決定されます。HIディスクとラム圧力ストリッピングの効果。
限界天文データにおけるノンパラメトリック形態のロバストな決定に向けて：宇宙論的流体力学的シミュレーションによる不確実性の解決
| Title |
Towards_robust_determination_of_non-parametric_morphologies_in_marginal_astronomical_data:_resolving_uncertainties_with_cosmological_hydrodynamical_simulations |
| Authors |
Mallory_D._Thorp,_Asa_F._L._Bluck,_Sara_L._Ellison,_Roberto_Maiolino,_Christopher_J._Conselice,_Maan_H._Hani,_Connor_Bottrell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.13578 |
非対称性や濃度などの定量的形態は、大きなサンプルにおける銀河の星の光の分布を評価するための効果的な方法として長い間使用されてきました。このような定量的指標を他のデータ製品に適用することで、恒星の質量や星形成率の地図など、さまざまな銀河系の特性の2次元分布を捉えることができるツールを提供できます。この作業では、IllustrisおよびIllustrisTNGシミュレーションの銀河を利用して、銀河の恒星の質量分布に対する濃度および非対称性の指標の適用性を評価します。具体的には、濃度と非対称性の固有の値（シミュレーションの恒星質量粒子マップから直接測定）が、測定の不確かさと点像分布関数（PSF）の適用後に回復するかどうかをテストします。ランダムノイズは、特に100未満の信号対雑音比で、信号対雑音比に反比例する非対称性に無視できない体系的な影響を与えることがわかります。非常に低い場合の非対称性へのノイズの寄与を補正するために、さまざまな方法を評価します。系統的により以前の研究が調査できなかった信号対雑音比。固有の形態パラメータを回復するために、ノイズと解像度の代数的補正を提示します。Illustrisを比較データセットとして使用して、異なる物理モデルの存在下でこれらの適合のロバスト性を評価し、これらの補正方法が他のデータセットに適用できることを確認します。最後に、さまざまな信号対雑音比および分解能レジームでのさまざまな補正方法の不確実性の推定値を提供します。
のサンプルについて、H{\sci}比角運動量（j$_{\rmg}$）とH{\sci}質量（M$_{\rmg}$）の関係を調べます。よく測定されたH{\sci}回転曲線を持つ銀河。この関係は、質量範囲全体（10$^{7}$-10$^{10.5}$M）にわたって、べき乗則\jg$\propto$\mg$^{\alpha}$によって適切に記述されていることがわかります。$_{\odot}$）、$\alpha=0.89\pm0.05$（分散0.18dex）。これは、進化的プロセスがH{\sci}ディスクをわずかに安定した状態に維持すると仮定するモデルと合理的に一致しています。私たちが観測する勾配は、潮汐トルクモデルからのダークマターハローに期待される$j\proptoM^{2/3}$関係と、の恒星成分の比角運動量-質量関係の観測された勾配の両方とも大幅に異なります。円盤銀河。私たちのサンプルには、2つのH{\sci}を含む超拡散銀河が含まれており、それらの角運動量は他の銀河と同じ関係に従うことがわかります。私たちのサンプルの唯一の矛盾する銀河は、べき乗則の関係から予想されるよりもかなり高い角運動量を持っていることがわかっている大きな回転H{\sci}ディスクを持つ初期型の銀河です。これらすべての初期型銀河のH{\sci}円盤は、最近蓄積されたガスと一致して、恒星円盤に対してずれているか、逆回転しています。最近の数値シミュレーションで示唆されているように、銀河のバリオン成分の運動学を決定する上で、後期の湿った合併と冷たい流れが支配的な役割を果たしていると推測されます。
高速電波バーストによる銀河系ガスの検出
銀河と銀河群は、拡散ガスで満たされた暗黒物質ハローの中に存在します。拡散ガスは、ハロー内の発光物質の質量の最大80\％を表し（1,2）、密度が低いために検出が困難です（粒子数密度は$\lesssim10^{-4}$\、cm$^{-3}$）および高温（ほとんどの場合$10^{6}$\、Kより大きい）。この物質の空間分布と総質量は、銀河と銀河群の進化を決定し、影響を受けます（3-5）。これらの量に対する既存の観測上の制約は、感度、およびイオン化率、金属含有量、およびガスの圧力を正確にモデル化する必要性によって制限されます（6-8）。ここでは、銀河系外高速電波バースト（FRB）の分散測定（DM）を使用して、近くの銀河に関連する拡散ガスの検出を報告します。FRBDMは、視線に沿った総イオン化ガス含有量の直接測定を提供します。CHIME/FRBカタログ1（9）からの474個の遠方FRBのサンプルから、ローカル宇宙（$<40$\、Mpc）の銀河の暗黒物質ハローと交差する可能性が高い24個のイベントのサンプルを特定します。このFRBのサブセットは、近くの銀河と交差しないものよりも$200\pm100$\、pc\、cm$^{-3}$の過剰な平均DMを持っています。過剰は、孤立した銀河を取り巻く拡散ガスで予想されるよりも大きいですが、ローカルグループを含む銀河群を取り巻くガスからの追加の寄与によって説明されるかもしれません。この結果は、暗黒物質ハローの拡散ガス含有量の感度が高く、モデルに依存しない測定値として使用されるFRBの予測能力を示しています（10-13）。
周期的なメタノールメーザー源の光曲線形状に対する配向効果
| Title |
Orientation_effect_on_the_ligh_curve_shape_of_periodic_methanol_maser_sources |
| Authors |
J._Morgan,_D.J._van_der_Walt,_J.O.Chibueze_and_Q._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.13835 |
定期的なメーザーソースのパイロットミリメートル観測の結果を報告します。SMAを使用して、G22.357$+$0.066およびG25.411$+$0.105の1.3\、mm観測を実行しましたが、G9.62+0.19Eの場合はALMA1.3mmアーカイブデータを使用しました。2つの連続コア（MM1とMM2）がG22.357$+$0.066で検出され、3つのコア（MM1--MM3）がG25.411$+$0.105で検出されました。ダストとガスの比率を100と仮定して、検出されたコアの質量を導き出しました。$^{12}$CO（2-1）および$^{13}$CO（2-1）の輝線放射を使用して、3つの星形成領域すべてにおける双極流出の存在を追跡するガス運動学を観察しました。G22.357$+$0.066とG9.62+0.19Eの場合、どちらも同様の周期的なメーザー光度曲線プロファイルを持ち、流出ガスは北西南東方向に見られます。これは、2つのソースの真正面からの見方を示唆しています。G25.411$+$0.105は、対照的な光度曲線プロファイルで、空間的に同じ場所に配置された青と赤の流出ローブを示し、正面からの眺めを示唆しています。我々の結果は、配向効果が周期的メタノールメーザーの光度曲線の特性を決定する上で役割を果たす可能性があることを示唆している。
ガイアEDR3赤色巨星とサブ巨星からの天の川の運動学
| Title |
Kinematics_of_the_Milky_Way_from_the_Gaia_EDR3_red_giants_and_sub-giants |
| Authors |
P._N._Fedorov,_V._S._Akhmetov,_A._B._Velichko,_A._M._Dmytrenko_and_S._I._Denischenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.13979 |
$Gaia$〜EDR3カタログに含まれる赤色巨星と亜巨星の空間速度を使用して実行された運動学的調査の結果を示します。Ogorodnikov--Milneモデルの12の運動学的パラメーターは、銀河中心距離$R$0の範囲内の銀河中心-太陽-銀河反中心の方向に沿って配置された半径0.5および1.0kpcの恒星系に対して導出されています。--8--16〜kpc。いくつかのローカルパラメータを組み合わせることにより、銀河全体に関連する情報、特に銀河の回転曲線、その傾き、速度勾配が4〜12〜kpcの距離範囲で受信されました。このアプローチを使用する場合、銀河中心距離$R_\odot$を使用せずに、銀河の回転曲線とその傾きの動作を推測する別の可能性があることを示します。半径1〜kpcの太陽近傍内で導出された運動学的パラメータは、文献に記載されているものとよく一致しています。
高速電波バーストのダウンドリフト、帯域幅、およびビーム
高速電波バースト（FRB）で観察される「下向きのドリフト」構造は、小さな初期分散測定領域の後に発生するスクリーンから自然に発生する可能性があります。画面は、すでに分散されているパルスに時間的にシャープであるが広帯域の構造を刻印し、分散測定の「構造を最大化する」大部分は、観察者への経路に沿ってさらに取得されます。もしそうなら、周波数で繰り返されるFRBのドリフト率のスケーリングは、放射がビームされていることを示唆しています-私たちの視線の外で-バーストプラズマがビームを私たちに向けて偏向させます。これは、基礎となる放射の広帯域性にもかかわらず、バーストの観測された制限された可変帯域幅を説明します。観測されたFRB分光時間現象学の多くを提供するこの単純なモデルの幾何学的制約を要約し、一般的な予測を提示し、変調の可能な性質について説明します。
ブラックホールの周りの降着円盤の最も内側の領域は、ブラックホールのすぐ近くにある非常に変化しやすいコンパクトなコロナから放出されるX線によって強く照射されます。X線放射の変動がディスクからエコーまたは反響するため、ディスクから反射されて見えるX線と時間遅延により、事象の地平線のすぐ外側の環境が表示されます。IZwicky1（IZw1）は、近くの細い線のセイファート1銀河です。降着円盤からのX線の残響に関する以前の研究では、コロナは2つの成分で構成されていることが明らかになりました。内側の降着円盤の表面上にある、ゆっくりと変化する拡張されたコンポーネントと、コリメートされたコア。光度の変動がベースから上向きに伝播し、より急速な変動を支配します。ここでは、IZw1の超大質量ブラックホール周辺から放出されたX線フレアの観測を報告します。降着円盤からのX線反射は、X線放出スペクトルの相対論的に広がった鉄K線とコンプトンこぶを通して検出されます。X線フレアの分析は、ブラックホールの後ろからの放出の再出現と一致する光子の短い閃光を明らかにします。これらの光子のエネルギーシフトは、ディスクのさまざまな部分からのそれらの起源を識別します。これらは、ディスクの向こう側で反響し、ブラックホールの周りで曲がり、強い重力場によって拡大される光子です。ブラックホールの周りで曲がっている光子を観察することは、一般相対性理論の重要な予測を確認します。
銀河中心の複雑さを解き明かす：内側の銀河からのガンマ線放出の起源を理解する方法
| Title |
Untangling_the_Complexity_in_the_Galactic_Centre:_a_way_to_understand_the_origin_of_the_gamma-ray_emission_from_the_inner_Galaxy |
| Authors |
Sofia_Ventura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.13660 |
天の川中心からの高エネルギーガンマ線放出の起源は、現在の実験からの測定を苦しめている系統学の影響のために、まだ不明であり、議論されています。いくつかの理論と現象論的モデルは、複雑なパノラマを説明しようとしています。中央分子ゾーンまたはその周辺でのPeVatronの存在、拡散ガンマ線放出のハードコンポーネントの寄与、および暗黒物質消滅シナリオは、観測された過剰を説明するための最も有望なメカニズムの1つです。測定されたガンマ線放出を再現できるますます正確なモデルの開発は、次世代望遠鏡の観点から科学界にとっての課題です。異なる構成を特徴とする吹き替え宇宙線海（CR-sea）の現象論的モデルの詳細な処理は、DRAGONおよびGAMMASKYコードを使用して、内部銀河で観測されたスペクトルと比較して精査されます。
IceCubeによる太陽大気ニュートリノ探索の最近の進歩
| Title |
Recent_Progress_in_Solar_Atmospheric_Neutrino_Searches_with_IceCube |
| Authors |
Joshua_Villarreal,_Gerrit_Roellinghoff,_Jeffrey_Lazar_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.13696 |
太陽大気中の核子と相互作用する宇宙線は、高エネルギーニュートリノとガンマ線のフラックスを発生させる粒子のカスケードを生成します。フェルミはこのガンマ線フラックスを観察しました。しかし、関連するニュートリノフラックスは観測を免れています。この寄稿では、これらのニュートリノを検出するための2つの戦略を提案しました。これは、見られた場合、太陽大気の理解を促進し、ニュートリノ特性の新しい試験場を提供します。まず、太陽活動が最大の年に収集され、フラックスの上限のみが得られた高エネルギーの通過ミューオンイベントを使用した以前の分析を拡張して、2018年から2020年までの太陽極小期に取得されたデータを含めます。分析の拡張過去の太陽周期の間に収集されたガンマ線データは、高エネルギーニュートリノフラックスの増加の可能性を示しているので、太陽極小期までは重要です。次に、サブTeVイベントを組み込み、すべてのニュートリノフレーバーからの寄与を含めます。太陽の大気スペクトルは柔らかく、振動のためにすべてのニュートリノフレーバーの重要な寄与が含まれているため、これらは分析感度を向上させます。この寄稿で提示するように、これらの補完的な戦略は感度の大幅な改善をもたらし、このフラックスの観察に向けて実質的な進歩を遂げています。
SGRJ1935からの高速電波バーストとグリッチに関連する制約メカニズム
| Title |
Constraining_mechanism_associated_with_fast_radio_burst_and_glitch_from_SGR_J1935 |
| Authors |
Wei-Hua_Wang,_Heng_Xu,_Wei-Yang_Wang,_Shuang_Du,_Quan_Cheng,_Xiao-Ping_Zheng,_Ren-Xin_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.13725 |
銀河系SGRJ1935+2154からの高速電波バースト（FRB）200428の発見により、FRBに伴う回転変化を測定し、グリッチに同時に関連する可能性のあるいくつかのFRBモデルをテストすることができます。このアイデアに触発されて、提案されたシナリオに桁違いの計算を提示します。地球規模の星の地震、地殻の破壊、パルサーと小惑星/彗星との衝突などのFRBモデルについて説明します。各メカニズムについて、最大グリッチサイズは、X線バースト中の等方性エネルギー放出および/またはSGRJ1935+2154のような無線バーストレートによって制約されます。簡単な計算によると、さまざまなメカニズムの最大グリッチサイズは、桁違いに異なります。グリッチが将来銀河マグネターからのFRBと一致することが検出された場合、グリッチの振る舞い（グリッチのサイズ、上昇のタイムスケール、回復係数、スピンダウン率のオフセットなど）は、グリッチのメカニズムを区別するための基準として役立つと期待されています。FRBモデルを制約します。
回転動力パルサーからの角運動量抽出について
回転動力パルサーは、回転動力を角速度$\Omega_*$で割った速度で角運動量を失います。これは、光子、相対論的粒子、および風によって抽出される角運動量のレバーアームの長さが、平均して$c/\Omega_*$でなければならないことを意味します。これは、ライトシリンダー半径として知られています。したがって、ライトシリンダー内に回転力が蓄積すると、角運動量の損失が不十分になります。この論文では、このタイプのエネルギー放出の2つのケースを調査します。極冠加速と星内部の磁気圏電流におけるオーム加熱です。最初のケースに関しては、ライトシリンダーの向こう側の外側の磁気圏が角運動量の不十分な損失を補うことがわかります。副回転磁力線から来るエネルギー流束は立体角平均値よりも大きくなければならず、その結果、光度曲線のさまざまな段階で光度曲線を超えて放出されるエネルギー流束の増強が観察されると主張します。ライトシリンダー内の放射のもの。2番目のケースに関しては、恒星の表面は恒星の内部よりもゆっくりと回転します。磁気圏電流が星の内部で閉じる方法は、角運動量が星の内部でどのように伝達されるかに関連していることがわかります。星の内部の磁気圏電流が、起電力が効率的に得られるように、星に埋め込まれた極キャップ磁束上に広がることを示す数値解を取得します。
| Title |
Inferring_properties_of_neutron_stars_born_in_short_gamma-ray_bursts_with_a_plerion-like_X-ray_plateau |
| Authors |
L._C._Strang,_A._Melatos,_N._Sarin,_P._D._Lasky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.13787 |
{\emSwift}望遠鏡で測定された6つの短いガンマ線バースト（sGRB）の時間分解スペクトルは、X線残光のプレリオンのようなモデルのパラメーターを推定するために使用されます。残光の覆われていない、光学的に薄い成分は、中心の物体によって燃料を供給された相対論的で衝撃加速された電子の膨張する泡から発するものとしてモデル化されます。電子はべき乗則分布で注入され、主にシンクロトロン損失によって冷却されます。中央エンジン（例：出生時のスピン周波数、磁場強度）と衝撃加速度（例：べき乗則指数、最小注入エネルギー）を表すモデルパラメーターの事後確率を計算します。中央エンジンはミリ秒のマグネターと互換性があり、衝撃物理学は、マグネター風の標準的な磁場モデルを想定して、銀河系の超新星残骸で発生するものと互換性があることがわかります。これとは別に、磁場を任意に変化させ、それがほぼ一定であり、推定されたマグネター磁場の風による広がりよりも大きさが小さいことを推測します。これは、気泡の膨張履歴、またはsGRB前駆体の星周環境の磁化が原因である可能性があります。
| Title |
Spectral_signature_of_mass_outflow_in_Two_Component_Advective_Flow_Paradigm |
| Authors |
Santanu_Mondal_and_Sandip_K._Chakrabarti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.13808 |
流出は多くの天体物理学システムで一般的です。回転、粘性、冷却効果を含む本質的に一般化されたボンダイ流である2成分移流（{\fontfamily{qcr}\selectfontTCAF}）パラダイムでは、流出は、降着円盤の内側の端。この領域は、高速で物質を運ぶジェットのベースであると考えています。この論文では、ディスク面の垂直方向のジェット（{\fontfamily{qcr}\selectfontJeTCAF}）も含む{\fontfamily{qcr}\selectfontTCAF}を使用してブラックホールのスペクトル特性を研究します。ケプラー円盤からの軟光子は、衝撃後の領域とジェットの基部によって上方散乱され、硬い放射線として放出されます。また、ジェットの発散流によるバルク運動コンプトン化効果も含まれています。私たちの自己無撞着な降着-排出ソリューションは、ジェットのベースからのスペクトルが降着率、流れの形状、およびジェットのコリメーション係数によってどのように変化するかを示しています。噴射された候補GS\、1354-64にソリューションを適用して、{\itNuSTAR}観測を使用して、2015年の爆発時の質量流出率と流れの幾何学的構成を推定します。推定質量流出対質量流入率は$0.12^{+0.02}_{-0.03}$です。モデルに適合した降着率、衝撃圧縮比、およびエネルギースペクトル指数から、爆発のハードおよび中間スペクトル状態の存在を識別します。モデルに適合したジェットコリメーション係数（$f_{\rmcol}$）は、$0.47^{+0.09}_{-0.09}$であることがわかります。
GW170817およびGW190425データを使用した奇妙な星の状態方程式のベイズ推定
| Title |
Bayesian_inference_of_strange_star_equation_of_state_using_the_GW170817_and_GW190425_data |
| Authors |
Zhiqiang_Miao,_Jin-Liang_Jiang,_Ang_Li_and_Lie-Wen_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.13997 |
LIGO/Virgoからのコンパクト星のインスピレーションの観測は、コンパクト星が存在する密度での高密度物質の非常に不確実な状態方程式（EOS）を研究するための貴重なツールを提供します。融合する星が中性子星なのか、自己結合クォーク物質を含むクォーク星なのかは明らかではありません。この作業では、GW170817とGW190425のバイナリマージの潮汐変形性観測データを使用したベイズ分析から、マージする星がストレンジクォーク星（SQS）であると仮定して、許可されたバッグモデルのようなEOSを調査します。非超流体またはカラーフレーバーロック（CFL）のいずれかで、ストレンジクォーク物質の2つの極端な状態を検討し、これら2つのケースの結果が本質的に一致していることを確認します。特に、我々の結果は、SQS物質の音速が$c/\sqrt{3}$の共形限界にほぼ一定に近いことを示しています。SQSには、質量、潮汐の変形可能性、およびコンパクトさの間の普遍的な関係が提供されます。最大質量の最も可能性の高い値は、$M_{\rmTOV}=2.10_{-0.12}^{+0.12}〜（2.15_{-0.14}^{+0.16}）\、M_{\であることがわかります。$90\％$信頼水準での通常の（CFL）SQSの場合はodot}$。$1.4\、M_{\odot}$星に対応する半径と潮汐変形性は、$R_{\rm1.4}=11.50_{-0.55}^{+0.52}〜（{11.42}_{-0.44}^{+0.52}）〜\rmkm$および$\Lambda_{1.4}={650}_{-190}^{+230}〜（{630}_{-150}^{+220}）$、それぞれ。また、GW190814の二次成分$m_2$の質量$2.59_{-0.09}^{+0.08}\、M_{\odot}$がSQSとして存在する可能性を調査し、ペアリングギャップのあるCFLSQSである可能性があることを確認しました。$\Delta$が$244〜\rmMeV$より大きく、有効バッグパラメータ$B_{\rmeff}^{1/4}$が$170$から$192$MeVの範囲で、$90\％$の信頼水準。
SCUBA-2の10年：JCMTで450 $ \ mu $ mおよび850 $ \ mu $ mの連続データを較正するための包括的なガイド
| Title |
A_Decade_of_SCUBA-2:_A_Comprehensive_Guide_to_Calibrating_450_$\mu$m_and_850_$\mu$m_Continuum_Data_at_the_JCMT |
| Authors |
Steve_Mairs,_Jessica_T._Dempsey,_Graham_S._Bell,_Harriet_Parsons,_Malcolm_J._Currie,_Per_Friberg,_Xue-Jian_Jiang,_Alexandra_J._Tetarenko,_Dan_Bintley,_Jamie_Cookson,_Shaoliang_Li,_Mark_G._Rawlings,_Jan_Wouterloot,_David_Berry,_Sarah_Graves,_Izumi_Mizuno,_Alexis_Ann_Acohido,_Alyssa_Clark,_Jeff_Cox,_Miriam_Fuchs,_James_Hoge,_Johnathon_Kemp,_E'lisa_Lee,_Callie_Matulonis,_William_Montgomerie,_Kevin_Silva,_Patrice_Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.13558 |
サブミリメーターコモンユーザーボロメーターアレイ2（SCUBA-2）は、ジェームズクラークマクスウェル望遠鏡の連続イメージャーであり、450および850〜$\mu$mで同時に動作します。SCUBA-2は2009年から2011年に委託され、それ以来、機器が使用されているときはいつでも、点状の標準線源の定期的な観測が行われてきました。キャリブレータ観測サンプルを前の作業と比較して1桁拡張し、この論文では、新しい大気減光補正のために各波長で更新された不透明度の関係を導き出し、機器ユニットを物理単位に変換するために使用されるフラックス変換係数（FCF）を分析します日付と観測時間の関数としてのフラックス単位、各波長のビームプロファイルに関する情報の提示、および二次キャリブレータソースフラックスの更新。UTC07:00から17:00の間に、皿の変形を引き起こす温度勾配、全フラックスの不確実性、および450〜$\mu$mで測定されたピークフラックスの不確実性に対して最も安定している夜の部分が次のように検出されます。それぞれ14\％と17\％になります。850〜$\mu$mで測定すると、総フラックスとピークフラックスの不確かさはそれぞれ6\％と7\％です。この作業で提示された分析は、2011年以降に観察されたすべてのSCUBA-2プロジェクトに適用できます。
ANTARESでの深層学習の再構築
| Title |
Deep_learning_reconstruction_in_ANTARES |
| Authors |
J._Garc\'ia-M\'endez_(1),_N._Gei{\ss}elbrecht_(2),_T._Eberl_(2),_M._Ardid_(1),_and_S._Ardid_(1)_(on_behalf_of_the_ANTARES_collaboration,_(1)_Universitat_Polit\`ecnica_de_Val\`encia,_Institut_d'Investigaci\'o_per_a_la_Gesti\'o_Integrada_de_Zones_Costaneres,_Carrer_Paranimf_1,_46730_Gandia,_Spain,_(2)_Erlangen_Centre_for_Astroparticle_Physics,_Friedrich-Alexander-Universit\"at_Erlangen-N\"urnberg,_Erwin-Rommel-Str._1,_91058_Erlangen,_Germany) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.13654 |
ANTARESは現在、地中海に位置し、2007年以来データを取得している最大の海底ニュートリノ望遠鏡です。これは、ニュートリノ相互作用からの二次粒子によって誘発されるチェレンコフ光を検出するために約10Mtの海水を計測する光センサーの3Dアレイで構成されています。イベントの再構築と背景の識別は困難であり、パフォーマンスを向上させるために機械学習手法が検討されています。この寄稿では、深い畳み込みニューラルネットワークを使用した2つのケーススタディを紹介します。最初のアプローチでは、このアプローチを使用して、入ってくるニュートリノの方位角の再構築が特に難しい低エネルギーの単一線イベントの方向の再構築を改善します。古典的な再構成手法に比べて解像度の有望な改善が見られ、暗黒物質の探索に重要な低エネルギー範囲での感度が少なくとも2倍になると期待しています。2番目の研究では、ディープラーニングを使用して、すべてのフレーバーのニュートリノ相互作用の可視エネルギーを再構築し、完全な検出器のマルチラインセットアップを行います。
LSPE-Stripフィードホーンアレイ
| Title |
The_LSPE-Strip_feed_horn_array |
| Authors |
C._Franceschet,_F._Del_Torto,_F._Villa,_S._Realini,_R._Bongiolatti,_O._A._Peverini,_F._Pezzotta,_D._M._Vigan\'o,_G._Addamo,_M._Bersanelli,_F._Cavaliere,_F._Cuttaia,_M._Gervasi,_A._Mennella,_G._Morgante,_A._C._Taylor,_G._Virone,_M._Zannoni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.13775 |
この論文では、LargeScalePolarizationExplorer（LSPE）実験のStrip機器のフィードホーンアレイの設計、製造、および特性評価について説明します。Stripは、QバンドとWバンドで動作するマイクロ波望遠鏡で、北半球の大部分（約37％）で、サブディグリーの角度分解能で空からの偏光放出を観測します。ストリップ焦点面には、49個のQバンドと6個のWバンドの波形ホーンがあり、それぞれが空からの偏光信号のストークス$Q$および$U$成分を検出するために極低温に冷却された偏光計に給電します。Qバンドチャネルは銀河偏光シンクロトロン放射を正確に監視するように設計されており、QバンドとWバンドの組み合わせにより、テネリフェ島の観測サイトであるObservatoriodelTeideでの大気効果の研究が可能になります。このホワイトペーパーでは、設計要件、エンジニアリング、製造、詳細な特性評価、性能検証など、ストリップコルゲートフィードホーンの開発に焦点を当てています。
深層学習を用いたガンマ線シャワー再構成の研究
| Title |
Studies_of_Gamma-Ray_Shower_Reconstruction_Using_Deep_Learning |
| Authors |
Tomas_Bylund,_Ga\v{s}per_Kukec_Mezek,_Mohanraj_Senniappan,_Yvonne_Becherini,_Michael_Punch,_Satyendra_Thoudam_and_Jean-Pierre_Ernenwein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.13922 |
CosmicMultiperspectiveEventTracker（CoMET）R＆Dプロジェクトは、粒子検出器（ALTO検出器と呼ばれる）と大気チェレンコフ集光器（CLiCと呼ばれる）を使用した超高エネルギーガンマ線観測を通じて、ソフトスペクトル源の検出技術を最適化することを目的としています。検出器）。表面アレイのみを使用したガンマ線イベントのエネルギーと最大深度の正確な再構築は、低エネルギーでの特に困難な問題であり、プロジェクトの焦点です。この寄稿では、ALTO検出器のみを使用する畳み込みニューラルネットワーク（CNN）を活用して、手動で導出された機能を使用する従来の方法であるSEMLA分析手順と比較して、低エネルギー（<1TeV）での再構成パフォーマンスの向上を試みます。。
| Title |
Automatic_data_processing_for_Baikal-GVD_neutrino_observatory |
| Authors |
V._A._Allakhverdyan,_A._D._Avrorin,_A._V._Avrorin,_V._M._Aynutdinov,_R._Bannasch,_Z._Barda\v{c}ov\'a,_I._A._Belolaptikov,_I._V._Borina,_V._B._Brudanin,_N._M._Budnev,_V._Y._Dik,_G._V._Domogatsky,_A._A._Doroshenko,_R._Dvornick\'y,_A._N._Dyachok,_Zh.-A._M._Dzhilkibaev,_E._Eckerov\'a,_T._V._Elzhov,_L._Fajt,_S._V._Fialkovski,_A._R._Gafarov,_K._V._Golubkov,_N._S._Gorshkov,_T._I._Gress,_M._S._Katulin,_K._G._Kebkal,_O._G._Kebkal,_E._V._Khramov,_M._M._Kolbin,_K._V._Konischev,_K._A._Kopa\'nski,_A._V._Korobchenko,_A._P._Koshechkin,_V._A._Kozhin,_M._V._Kruglov,_M._K._Kryukov,_V._F._Kulepov,_Pa._Malecki,_Y._M._Malyshkin,_M._B._Milenin,_R._R._Mirgazov,_D._V._Naumov,_V._Nazari,_W._Noga,_D._P._Petukhov,_E._N._Pliskovsky,_M._I._Rozanov,_V._D._Rushay,_E._V._Ryabov,_G._B._Safronov,_B._A._Shaybonov,_M._D._Shelepov,_F._\v{S}imkovic,_A._E._Sirenko,_A._V._Skurikhin,_A._G._Solovjev,_M._N._Sorokovikov,_I._\v{S}tekl,_A._P._Stromakov,_E._O._Sushenok,_O._V._Suvorova,_V._A._Tabolenko,_B._A._Tarashansky,_Y._V._Yablokova,_S._A._Yakovlev,_D._N._Zaborov_(for_the_Baikal-GVD_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.13939 |
バイカル湖-GVDは、バイカル湖に建設中のギガトン規模のニュートリノ観測所です。現在、毎日約100GBのデータを生成しています。それらの自動処理のために、バイカル分析および再構築ソフトウェア（BARS）が開発されました。現時点では、PMT波形からのヒット抽出、生データからのイベントの組み立て、イベントへのタイムスタンプの割り当て、音響測位システムを使用した光モジュールの位置の決定、データ品質の監視、ミューオントラック、カスケード再構築などの段階が含まれます。アラート信号の生成も同様です。これらのステージは、C++プログラムとして実装され、次々に実行され、有向非巡回グラフとして表すことができます。最もリソースを消費するプログラムは、処理を高速化するために並行して実行されます。luigiパッケージに基づく別のPythonパッケージは、プログラムの実行制御を担当します。プログラムの実行ステータスや実行メタデータなどの追加情報は中央データベースに保存され、ダッシュボードに表示されます。結果は、実行完了の数時間後に取得できます。
PhotoNs-GPU：GPUで加速された宇宙論的シミュレーションコード
粒子メッシュ高速多重極法（PM-FMM）のアルゴリズムに基づいた、GPUで高速化された宇宙シミュレーションコードPhotoNs-GPUを紹介し、GPUの使用率と最適化に焦点を当てます。カーネルの特殊関数を高速化するために、切り捨てられた重力の適切な補間方法が導入されています。GPUコードを、GPUで混合精度とさまざまなレベルの補間メソッドで検証します。単精度での実行は、現在の実用的な宇宙論シミュレーションの倍精度の約2倍高速です。ただし、パワースペクトルに偏りのない小さなノイズが発生する可能性があります。PhotoNsおよびGadget-2のCPUバージョンと比較すると、新しいコードの効率が大幅に向上しています。メモリアクセス、カーネル関数、同時実行管理に関するすべての最適化をアクティブにすると、テスト実行のピークパフォーマンスは理論速度の48％を達成し、GPUでの平均パフォーマンスは35％に近づきます。
マイクロカロリメータ時代の曇り：SiおよびS K $ \ alpha $蛍光線のエネルギーの改善
| Title |
Cloudy_in_the_microcalorimeter_era:_improved_energies_for_Si_and_S_K$\alpha$_fluorescence_lines |
| Authors |
Francesco_Camilloni_(1),_Stefano_Bianchi_(1),_Roberta_Amato_(2),_Gary_Ferland_(3)_and_Victoria_Grinberg_(4)_((1)_Dipartimento_di_Matematica_e_Fisica,_Universit\`a_degli_Studi_Roma_Tre,_Roma,_Italy,_(2)_IRAP,_Universit\'e_de_Toulouse,_CNRS,_Toulouse,_France,_(3)_University_of_Kentucky,_Lexington,_USA,_(4)_European_Space_Agency_(ESA),_European_Space_Research_and_Technology_Centre_(ESTEC),_Noordwijk,_The_Netherlands) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.14088 |
マイクロカロリメータ技術に基づく今後のX線ミッションでは、前例のないスペクトル分解能に一致させるために、スペクトルシミュレーションコードに絶妙な精度が必要です。この作業では、コードCloudyのSiII-XIおよびSII-XIIIの蛍光K$\alpha$エネルギーを改善します。特に、ここでは、元々Kaastra＆Mewe（1993）に基づいて、Helletalによって測定された実験室エネルギーでCloudy蛍光エネルギーテーブルを更新するパッチを提供します。（2016）。新しい曇りシミュレーションを使用して、以前にAmatoetal。で発表された高質量X線連星VelaX-1のチャンドラ/HETGスペクトルをモデル化しました。（2021）、Cloudyの現在のリリースバージョン（C17.02）に関して顕著な一致と劇的な改善を示しています。
Baikal-GVD用の光ファイバーデータ取得システムの提案
| Title |
Proposal_for_fiber_optic_data_acquisition_system_for_Baikal-GVD |
| Authors |
V._A._Allakhverdyan,_A._D._Avrorin,_A._V._Avrorin,_V._M._Aynutdinov,_R._Bannasch,_Z._Barda\v{c}ov\'a,_I._A._Belolaptikov,_I._V._Borina,_V._B._Brudanin,_N._M._Budnev,_V._Y._Dik,_G._V._Domogatsky,_A._A._Doroshenko,_R._Dvornick\'y,_A._N._Dyachok,_Zh.-A._M._Dzhilkibaev,_E._Eckerov\'a,_T._V._Elzhov,_L._Fajt,_S._V._Fialkovski,_A._R._Gafarov,_K._V._Golubkov,_N._S._Gorshkov,_T._I._Gress,_M._S._Katulin,_K._G._Kebkal,_O._G._Kebkal,_E._V._Khramov,_M._M._Kolbin,_K._V._Konischev,_K._A._Kopa\'nski,_A._V._Korobchenko,_A._P._Koshechkin,_V._A._Kozhin,_M._V._Kruglov,_M._K._Kryukov,_V._F._Kulepov,_Pa._Malecki,_Y._M._Malyshkin,_M._B._Milenin,_R._R._Mirgazov,_D._V._Naumov,_V._Nazari,_W._Noga,_D._P._Petukhov,_E._N._Pliskovsky,_M._I._Rozanov,_V._D._Rushay,_E._V._Ryabov,_G._B._Safronov,_B._A._Shaybonov,_M._D._Shelepov,_F._\v{S}imkovic,_A._E._Sirenko,_A._V._Skurikhin,_A._G._Solovjev,_M._N._Sorokovikov,_I._\v{S}tekl,_A._P._Stromakov,_E._O._Sushenok,_O._V._Suvorova,_V._A._Tabolenko,_B._A._Tarashansky,_Y._V._Yablokova,_S._A._Yakovlev,_D._N._Zaborov_(for_the_Baikal-GVD_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.14183 |
深海ニュートリノ望遠鏡Baikal-GVDの建設の第1段階は、2024年に完了する予定です。検出器の展開の第2段階は、光ファイバー技術に基づくデータ取得システムを使用して実行される予定です。データスループットの向上とより柔軟なトリガー条件のために。新しい技術ソリューションをテストするために、専用のテスト施設がBaikal-GVDサイトに構築および展開されています。新しいデータ取得システムの動作原理とテスト結果を示します。
PIPS、時系列の周期検出のための高度なプラットフォーム-I。フーリエ尤度ピリオドグラムとRR LyraeStarsへの適用
| Title |
PIPS,_an_advanced_platform_for_period_detection_in_time_series_--_I._Fourier-likelihood_periodogram_and_application_to_RR_Lyrae_Stars |
| Authors |
Yukei_S._Murakami,_Connor_Jennings,_Andrew_M._Hoffman,_James_Sunseri,_Raphael_Baer-Way,_Benjamin_E._Stahl,_Arjun_B._Savel,_Ivan_Altunin,_Nachiket_Girish,_and_Alexei_V._Filippenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.14223 |
\texttt{PeriodDetectionandIdentificationPipelineSuite}（PIPS）について説明します。これは、天体物理学の時系列データの期間検出と分析のための、新しく、高速で、ユーザーフレンドリーなプラットフォームです。PIPSはオープンソースのPythonパッケージであり、さまざまな実装済みのメソッドと、原理的な不確実性と統計的有意性の計算を伴う自動化された堅牢な期間測定のためのカスタマイズ可能なフレームワークを提供します。このホワイトペーパーでは、PIPSの基礎となる一般的なアルゴリズムの詳細に加えて、PIPSの中心的で新しい機能の1つであるフーリエ尤度ピリオドグラムについて説明し、そのパフォーマンスを既存の方法と比較します。結果として得られるパフォーマンスの向上は、全天観測を含むさまざまな観測から、より深く、より大きく、より信頼性の高い派生プロパティのセットを構築できることを意味します。人工的に生成されたデータに対するPIPSの包括的な検証を提示します。これは、周期変光星（RRLyrae星）のクラスに対するアルゴリズムの信頼できるパフォーマンスを示しています。さらに、球状星団M15で最近得られた変光星のデータへの応用を紹介します。
ZTF J0139 +5245の長期ラスクンブレス天文台測光モニタリングによる周期的変光星と食変光星の識別
| Title |
Identifying_Periodic_Variable_Stars_and_Eclipsing_Binary_Systems_with_Long-Term_Las_Cumbres_Observatory_Photometric_Monitoring_of_ZTF_J0139+5245 |
| Authors |
Aniket_Sanghi,_Zachary_P._Vanderbosch,_Michael_H._Montgomery |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.13548 |
Sinistroイメージング機器を使用してマクドナルド天文台にある2つの1.0m望遠鏡ノードで白色矮星ZTFJ0139+5245の長期ラスクンブレス天文台（LCO）モニタリングを使用して、変光星を検索した結果を示します。この検索では、38の可変ソースが見つかり、そのうち27は、以前に公開されたカタログとの比較に基づいて新たに発見または分類され（71％）、これにより、検討中の視野での検出数が1倍に増加します。$\約$2.5。LCO画像の露光時間が長くなり、LCO測光のタイムサンプリングが長くなることで、露光ごとの測光精度が向上するため、この視野での検出の総数を増やすことができます。各LCO画像は、$26'\times26'$の視野をカバーし、平均恒星密度が$\approxの星が豊富な銀河面（$b=-9.4^\circ$）に近い領域を観測します。8$arcmin$^{-2}$。537日間にわたる1560のLCO画像全体で2000を超える星に対してアパーチャ測光とフーリエ解析を実行し、28の候補BYドラコニス変数、3つのタイプEAの候補食変光星、および7つのタイプEWの候補食変光星を見つけます。予備的な分類を検出に割り当てる際に、変光星研究のための強力な分類ツールとしてのガイア色-マグニチュード図（CMD）の適用可能性を示します。
束縛されていないバイナリとトリプルを生成する超新星
| Title |
Supernovae_Producing_Unbound_Binaries_and_Triples |
| Authors |
C._S._Kochanek_(Department_of_Astronomy,_the_Ohio_State_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.13559 |
恒星の死の時にバイナリまたはトリプルにある星の割合と超新星（SN）爆発を生き残るこれらのシステムの割合は、進化モデルと重力波源集団の予測にとって決定的な制約です。これらの画分は、直接観察による決定の対象にもなります。ここでは、ガイアEDR3と新しい統計手法を使用して、固有運動のあるコンパクトオブジェクトを含む10個の超新星残骸（SNR）を検索し、誤検出をテストします。バインドされていないバイナリの1つの既知の例であるG180.0-01.7のHD37424を確認しましたが、他の例は見つかりませんでした。これをバインドされたバイナリとバインドされていないバイナリの以前の検索と組み合わせて、相互作用するバイナリを見つけることに賛成するバイアスがないと仮定すると、SNを生成する中性子星の72.0％（52.2％-86.4％、90％の信頼度）はその時点でバイナリではないことがわかります爆発の13.9％（5.4％-27.2％）はバインドされたバイナリを生成し、12.5％（2.8％-31.3％）はバインドされていないバイナリを生成します。相互作用連星を見つけることを支持する強いバイアスにより、中央値は76.0％にシフトし、死亡時にバイナリではなく、9.5％がバインドされたままになり、13.2％がバインドされていないバイナリを残しました。バイナリを残さない爆発のうち、18.9％未満は完全にバインドされていないトリプルになる可能性があります。これらの制限は、M>5Msunの星では控えめになっていますが、個々のシステムの質量制限は大幅に強化されています。誕生時、PSRJ0538+2817の前駆体はおそらく13-19Msunの星であり、爆発時にはおそらくロシュ限定の部分的に剥ぎ取られた星であり、質量をHD37424に移し、タイプIILまたはIIb超新星を生成しました。
偏心バイナリIRAS04158 +2805の周りの周連星および星周円盤-バイナリ-ディスク相互作用のテストベッド
| Title |
Circumbinary_and_circumstellar_discs_around_the_eccentric_binary_IRAS_04158+2805_--_a_testbed_for_binary-disc_interaction |
| Authors |
Enrico_Ragusa,_Daniele_Fasano,_Claudia_Toci,_Gaspard_Duch\^ene,_Nicol\'as_Cuello,_Marion_Villenave,_Gerrit_van_der_Plas,_Giuseppe_Lodato,_Fran\c{c}ois_M\'enard,_Daniel_J._Price,_Christophe_Pinte,_Karl_Stapelfeldt,_Schuyler_Wolff |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.13566 |
IRAS〜04158+2805は、ほぼ真っ直ぐな非常に大きな円盤に囲まれた、非常に低質量のT-Tauri星（VLMS）であると長い間考えられてきました。最近の観測では、このソースは、中央のダスト空洞を備えた拡張された周連星円盤に囲まれたバイナリをホストしていることが明らかになりました。この論文では、連続体と$^{12}$CO線放射のALMA多波長観測を、H$\alpha$イメージングとバイナリのKeck位置天文測定と組み合わせて、このシステムのコヒーレント動的モデルを開発します。このシステムは、Band〜7の観測で空洞の西端で検出された方位角の非対称性と、揺れる流出を特徴としています。個々の星の近くからのALMAバンド4のダスト放出は、わずかに解像された星周円盤の存在を示唆しています。ケックとALMAの位置天文学から測定された軌道の弧からバイナリ軌道パラメータを推定します。バイナリディスク相互作用理論からの考慮事項を使用して、これらの推定値をさらに制約します。最後に、理論上の制約に基づいて3つのSPHガス+ダストシミュレーションを実行します。放射伝達モンテカルロ法を使用して流体力学的出力を後処理し、モデルを観測値と直接比較します。私たちの結果は、非常に偏心した$e\sim0.5\textrm{-}0.7$が等しい質量のバイナリであり、半主軸が$\sim55$auであり、軌道面と周連星の傾斜角が小さい/中程度であることを示しています。\theta\lesssim30^\circ$は、観測値との良好な一致を提供します。$\sim1.5\times10^{-4}{\rmM_\odot}$のダスト質量は、バンド7の連続観測でフラックスを最もよく再現します。合成CO線放出マップは、中央領域からの放出と、バイナリ近接でのガス運動の非ケプラーの性質の両方を定性的にキャプチャします。
SDSSとLAMOSTのRRLyrae変数の青方偏移水素放出と衝撃波
| Title |
Blueshifted_hydrogen_emission_and_shock_wave_of_RR_Lyrae_variables_in_SDSS_and_LAMOST |
| Authors |
Xiao-Wei_Duan,_Xiao-Dian_Chen,_Wei-Jia_Sun,_Li-Cai_Deng,_Hua-Wei_Zhang,_Fan_Yang,_Chao_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.13573 |
こと座RR型変光星の水素放出は、大気中を伝わる衝撃波の痕跡です。パターン認識アルゴリズムを開発し、SDSSとLAMOSTのシングルエポックスペクトルに適用します。これらの2つの分光学的調査は、$\sim$10,000の測光で確認されたこと座RR型変光星を対象としました。103の基本モード（RRab）、20の倍音（RRc）、3つのダブルモード（RRd）、1つのブラツコ型（RRライレ星の一時的な分類）を含む、ブルーシフトされたバルマー放射機能を備えた合計127のRRライレ星を発見しました。カタリナ空調査における強いブラツコ変調は特徴づけられない）RRライレ変数。これは、RRLyrae変数の水素放出の特性に関するこれまでで最大のデータベースを形成します。ZTFDR5に基づいて、長期変調の水素放出を伴うブラツコ型RRライレ星の詳細な光度曲線分析を実行しました。ブラツコ型のこと座RR型変光星をRRabとして特徴づけ、ブラツコ期間の可能性を指摘します。最後に、モックスペクトルでシミュレーションを設定してアルゴリズムのパフォーマンスをテストし、実際の観測戦略で「最初の出現」の発生を調査しました。
TEDIの復活：トリプルスターのトリプルエボリューション動的不安定チャネルの再検討
| Title |
Return_of_the_TEDI:_revisiting_the_Triple_Evolution_Dynamical_Instability_channel_in_triple_stars |
| Authors |
Adrian_S._Hamers,_Hagai_B._Perets,_Todd_A._Thompson,_Patrick_Neunteufel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.13620 |
トリプルスターシステムは、トリプルエボリューション動的不安定性（TEDI）として知られる現象を示します。この現象では、進化するトリプルの質量損失が短期間の動的不安定性を引き起こし、星の衝突、交換、放出につながる可能性があります。以前の研究では、TEDIは銀河団での正面衝突への重要な経路であり、球状星団でのランダムな遭遇による衝突の速度を大幅に上回っていることを示しています。ここでは、恒星進化とバイナリ相互作用、および重力のダイナミクスとフィールド内の通過する星からの摂動を自己無撞着に考慮に入れる最先端の集団合成法を使用して、TEDIの進化経路を再検討します。銀河系のTEDIによる衝突率は、1e-4/年のオーダーであり、より単純化された方法に基づいた以前の研究と一致しています。TEDIによって引き起こされる衝突の大部分は主系列星に関係しており、青色はぐれ星を生成する可能性があります。より進化した星が関与する衝突も可能であり、潜在的に奇行的な共通外層後のシステムを生成し、白色矮星の衝突がIa型超新星につながります（後者は銀河系の速度への寄与はごくわずかですが）。私たちのシミュレーションでは、TEDIは断熱風の質量損失だけでなく、内側のバイナリのロッシュローブのオーバーフローによってもトリガーされます。ドナーの星がアキュレーターよりも質量が小さくなると、内側のバイナリ軌道が広がり、三重の動的不安定性がトリガーされます。フィールドでのフライバイを考慮に入れると、衝突率が約17％増加することがわかります。衝突に加えて、TEDIは1e3km/sを超える脱出速度を持つものはありませんが、約1e-4/年の非結合星を生成することがわかります。
数時間から数十年までの太陽の記憶
待機時間の分布により、次のような少なくとも3つの異なるタイプの動的システムを区別できます。（i）線形ランダムプロセス（メモリなし）。（ii）非線形のなだれ型の非定常ポアソン過程（なだれの立ち上がり時間の指数関数的成長中のメモリを使用）。（iii）非線形リミットサイクルの状態にあるカオスシステム（振動フェーズ中にメモリを使用）。フレアレート$\lambda（t）\proptot^p$の時間的変化を多項式関数で記述します。これにより、線形（$p\approx1$）と非線形（$p\gapprox2$）を区別できます。イベント。べき乗則の傾きは、観測された待機時間の$\alpha$（完全な太陽周期カバレッジを含む）が$\alpha=2.1-2.4$の範囲をカバーし、$\alpha=2.0+1/p=2.3の予測とよく一致します。-2.5ドル。記憶時間は、ロジスティック方程式の時間発展で定義することもできます。この場合、非線形成長時間$\tau_G=\tau_{rise}/（4p）$と非線形性インデックス$p$の関係がわかります。ほとんどのイベント、特に太陽フレア（$p=2.2\pm0.1$）、部分的に掩蔽されたフレアイベント（$p=1.8\pm0.2$）、および太陽ダイナモ（$p=1.8\pm0.2$）のクラスター化について非線形進化が見られます。$p=2.8\pm0.5$）。太陽は、$\lapprox$2時間から3日（太陽フレアクラスタリングの場合）、6から23日（部分的に隠されたフレアイベントの場合）、および1.5か月から1年（太陽ダイナモの立ち上がり時間の場合）の時間スケールでメモリを示します。）。
太陽画像データの小規模な増光の検出と特性評価
| Title |
Detecting_and_characterising_small-scale_brightenings_in_solar_imaging_data |
| Authors |
Ll\^yr_Dafydd_Humphries,_Huw_Morgan,_David_Kuridze |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.13635 |
低太陽大気での小規模な増光の観測は、考えられる加熱/熱輸送メカニズムに貴重な制約を与える可能性があります。ブライトニングの検出と分析の方法を紹介し、IRISEUV時系列画像への適用を示します。この方法では、バンドパスフィルタリング、適応しきい値処理、および重心追跡を使用して、イベントの位置、期間、および合計/最大輝度を記録します。面積、明るさ、位置も、生涯を通じて時間の関数として記録されます。検出されたブライトニングは時間の経過とともに断片化またはマージする可能性があるため、ブライトニングイベントを構成する個別の領域の数が時間の経過とともに記録され、領域の最大数がイベントの一貫性/複雑さの単純な尺度として記録されます。テストは、IRISデータ、ポアソンノイズ、およびランダムに分散された移動する小規模なガウスブライトニングに基づく静的な背景で構成される合成データキューブで行われます。最大輝度、合計輝度、面積、および持続時間はべき乗則の分布に従い、結果は、メソッドが情報を抽出できる範囲を示しています。記録された最大輝度は、6％の誤差で、最も明るく最も正確に検出されたイベントの信頼できる測定値です。面積、持続時間、および速度は、一般に15％過小評価されており、不確実性は20〜30％です。全体の明るさは30％過小評価されており、不確実性は30％です。この方法を54.40インチ$\times$55.23インチのFOVで19分間にわたる実際のIRISQSデータに適用すると、2997個の検出が得られます。これらのうち1340は、断片化されていないか、2つの異なる領域に少なくとも1回断片化されており、イベント密度は$3.96\times10^{-4}$arcsec$^{-2}$s$^{-1}に相当します。$。この方法は、IRIS、他のEUVイメージャ、およびH-$\alpha$と可視光球画像からのいくつかのQSデータセットの将来の大規模統計分析に使用されます。
大変動バイナリの近接トリプルコンパニオンのスペックルイメージング検索
| Title |
A_Speckle-Imaging_Search_for_Close_Triple_Companions_of_Cataclysmic_Binaries |
| Authors |
Michael_M._Shara,_Steve_B._Howell,_Elise_Furlan,_Crystal_L._Gnilka,_Anthony_F.J._Moffat,_Nicholas_J._Scott,_and_David_Zurek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.13675 |
ほとんどの食の激変バイナリの公転周期は、単純な理論から予想されるように、数ppbの線形の経年的な減少を受けていません。代わりに、ドナー、トリプルコンパニオン、またはその両方の磁気効果に起因する、数年から数十年のタイムスケールで数ppmの増減を示します。トリプルコンパニオン仮説を直接テストするために、最も近くて最も明るい激変星の6つのスペックルイメージング調査を実施しました。スペクトル型M4Vより前の主系列コンパニオンは0.02"〜1.2"の分離範囲で見つかりませんでした。これは、2〜100AUの予測線形分離、および3〜1000年の期間に対応します。CVの主系列トリプルコンパニオンはあまり一般的ではないと結論付けていますが、最も暗いM矮星または近い褐色矮星コンパニオンの存在を除外することはできません。
重力マイクロレンズ法による孤立した恒星の残骸の質量関数の測定。 II。 OGLE-IIIデータの分析
| Title |
Measuring_the_mass_function_of_isolated_stellar_remnants_with_gravitational_microlensing._II._Analysis_of_the_OGLE-III_data |
| Authors |
P._Mroz,_A._Udalski,_L._Wyrzykowski,_J._Skowron,_R._Poleski,_M._Szymanski,_I._Soszynski,_and_K._Ulaczyk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.13697 |
中性子星とブラックホールの誕生質量関数に関する私たちの知識は、連星系の観測に基づいていますが、連星の進化は、コンパクトオブジェクトの最終的な質量に影響を与える可能性があります。重力マイクロレンズ法により、他の手法ではほとんど不可能な、孤立した恒星の残骸の質量を検出して測定することができます。ここでは、OGLE調査の第3フェーズ中に検出された4360の重力マイクロレンズイベントのサンプルを分析します。87の長期スケールの低ブレンドイベントのサブサンプルを選択します。OGLEからの測光データと、OGLEおよびGaiaEDR3からの固有運動情報を組み合わせることにより、レンズオブジェクトの質量を推定します。白色矮星、中性子星、ブラックホールなど、35個の確率の高い暗いレンズが見つかりました。これらを使用して、孤立した恒星の残骸の質量関数を制約します。中性子星とブラックホールが占める1〜100M_Sunの範囲では、残留質量関数は連続的であり、暫定的に$0.83^{+0.16}_{-0.18}$の傾きを持つべき乗則として近似できます。中性子星とブラックホールの間の広いギャップに対する証拠。この傾きは、重力波検出器LIGOおよびVirgoによって検出されたブラックホールの質量関数の傾きよりもわずかに平坦ですが、両方の値は引用されたエラーバー内で互いに一致しています。残留質量関数の測定された勾配は、ブラックホール形成のいくつかの集団合成モデルの予測と一致しています。
重力マイクロレンズ法による孤立した恒星の残骸の質量関数の測定。 I.OGLE-IIIダークレンズ候補の再検討
| Title |
Measuring_the_mass_function_of_isolated_stellar_remnants_with_gravitational_microlensing._I._Revisiting_the_OGLE-III_dark_lens_candidates |
| Authors |
P._Mroz_and_L._Wyrzykowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.13701 |
重力マイクロレンズ法は、たとえそれらが孤立していても、暗い星の残骸（ブラックホールまたは中性子星）を検出する可能性があります。ただし、マイクロレンズイベントの測光データのみを使用して、孤立した暗星の残骸の質量を推定することは困難です。毎年の視差効果を示すOGLE-IIIの長期スケールのマイクロレンズイベントの最近の分析は、多くの明るいイベントが「質量ギャップ」オブジェクト（中性子星とブラックホールの質量の中間の質量）によるものであると主張しました。ここでは、光度曲線データと光源の固有運動を前提として、マイクロレンズイベントで検出された暗星の残骸の質量を推定するために使用できる更新および修正された方法の詳細な説明を示します。この更新された方法を、GaiaEDR3からの新しい固有運動と組み合わせて使用して、OGLE-IIIデータで以前に見つかった暗い残骸候補の質量を修正します。前の研究で特定された「質量ギャップ」とブラックホールイベントの質量が過大評価されていることを示します。したがって、これらのオブジェクトは主系列星、白色矮星、または中性子星である可能性が高いです。
高速電磁波は太陽の低ベータ彩層を加熱する可能性があります
| Title |
Fast_magnetic_wave_could_heat_the_solar_low-beta_chromosphere |
| Authors |
Yikang_Wang,_Takaaki_Yokoyama_and_Haruhisa_Iijima |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.13722 |
電磁流体力学（MHD）波は、太陽彩層を加熱するための候補ですが、波のどのモードが加熱で支配的であるかはまだ不明です。二次元放射MHDシミュレーションを実行して、太陽彩層の静かな領域でのMHD波の伝播を調査します。衝撃波のモードは、ガス圧と衝撃波面全体の磁気圧力の関係を使用して識別し、エントロピージャンプによって対応する加熱速度を計算して、彩層の波動加熱プロセスを定量的に理解します。我々の結果は、高速電磁波が低ベータ彩層の加熱に重要であることを示しています。低ベータの高速電磁波は、等分配層を横切るモード変換を介して高ベータの高速音波から生成されます。効率的なモード変換は、衝撃波の伝播方向と彩層磁場の間の大きな攻撃角度によって達成されます。
磁気リコネクションによって生成された非熱電子ビームの波動放出
| Title |
Wave_emission_of_non-thermal_electron_beams_generated_by_magnetic_reconnection |
| Authors |
Xin_Yao,_Patricio_Mu\~noz,_J\"org_B\"uchner,_Jan_Ben\'acek,_Siming_Liu_and_Xiaowei_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.13746 |
太陽フレアの磁気リコネクションは、非熱電子ビームを効率的に生成することができます。加速された電子は、周囲のプラズマを伝搬するときに、動的不安定性を介して電波を発生させる可能性があります。動的磁気リコネクションによって生成された特徴的な非熱電子速度分布関数（EVDF）を備えた高速電子ビーム（FEB）によって引き起こされる波の放出を調査することを目的としています。拡散領域に近い三日月形のEVDF。このため、この研究では2.5Dの完全に動的なParticle-In-Cell（PIC）コードシミュレーションを利用しました。（1）バンプオンテールEVDFは不安定であり、バンプオンテール不安定性を介して静電ラングミュア波を引き起こし、拡散領域と再結合の分離から複数の調和横波を引き起こします。（2）一方、垂直な三日月形のEVDFは、再結合の拡散領域で電子サイクロトロンメーザーの不安定性を介して多高調波電磁電子サイクロトロン波を引き起こす可能性があります。私たちの結果は、電波観測によって太陽フレアの再結合を制御するプラズマパラメータの診断に適用できます。
星の暗黒物質の捕獲と消滅：赤色巨星の枝の先端への影響
文脈：星は暗黒物質（DM）を研究するための実験室としてしばしば使用されてきましたが、赤色巨星分枝（RGB）星とそれらが包含するすべての豊富な現象学は、そのような努力によってしばしば見過ごされてきました。目的：低質量RGB星（$M=0.8-1.4〜\mathrm{M_{\odot}}$）で、弱く相互作用する質量粒子（WIMP）DMの捕獲、蒸発、および消滅を研究します。方法：修正された恒星進化コードを使用して、低質量RGB星の構造と進化に対するDM自己消滅の影響を研究しました。結果：低質量のRGB星の内部に蓄積するDM粒子の数は、進化のこの段階では一定であるだけでなく、恒星の質量やある程度の金属量とはほとんど無関係であることがわかります。さらに、DM消滅によって恒星の核に注入されたエネルギーは、ヘリウムの燃焼に必要な条件を促進し、RGBフェーズの早期終了をトリガーできることがわかりました。したがって、$m_\chi\simeq100〜\mathrm{GeV}$のDM粒子で最も顕著であるRGBの時期尚早な終わりは、より低いヘリウムコア質量で達成され、その結果、赤色巨星の枝（TRGB）。現在のWIMPパラダイムでは、これらの効果は星の中のDM粒子の数が非常に多い場合にのみ関連しますが、軽いWIMP（$m_\chi\simeq4〜\mathrm{GeV}$）の場合、関連する偏差があります。標準のTRGB輝度（$\sim8\％$）から、天の川の内側のパーセクで現実的な条件で達成できます。
星周環境における近似フラックス制限拡散放射伝達の新しい境界条件：球対称エンベロープのテストケーススタディ
| Title |
New_boundary_conditions_for_the_approximate_flux-limited_diffusion_radiative_transfer_in_circumstellar_environments:_test_case_study_for_spherically_symmetric_envelopes |
| Authors |
J\'er\'emy_Perdigon,_Gilles_Niccolini_and_Marianne_Faurobert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.13993 |
星周環境を記述するモデルを制約するために、放射平衡の方程式と組み合わせて、吸収と散乱の存在下での放射伝達方程式を解く必要があります。ただし、この問題を解決するには多くのCPU時間が必要であるため、自動最小化手順を使用してこれらの環境を特徴付けることは困難です。その場合、近似法の使用が主な関心事です。有望な候補となる方法の1つは、放射伝達問題を非線形拡散方程式に再キャストするフラックス制限拡散（FLD）です。メソッドの精度に関する重要な側面の1つは、適切な境界条件（BC）の実装にあります。ここでは球対称エンベロープに適用する星周環境でのFLD近似の新しいBCを紹介します。内側の境界では、（星とエンベロープ自体から来る）流入フラックスはFLD形式で記述され、適切なBCを提供します。自由な外側の境界では、FLD形式を使用して、出現するフラックスに対する平均放射強度の比率を制約しました。どちらの場合も、平均比強度とその勾配の表面値に関連する非線形混合BCを導き出しました。これらの条件を実装し、その結果を以前のベンチマークおよびモンテカルロ放射伝達コードの結果と比較しました。他のコンテキストで以前に提案されたBCから得られた結果との比較も提示されます。テストしたすべてのケースで、ベンチマーク結果との平均相対差は、温度プロファイルでは2\％未満、対応するスペクトルエネルギー分布または出現フラックスでは6\％未満です。FLD法と新しい外部BCを組み合わせることで、出現するフラックスの近似値を導き出すこともできることを指摘します。
<<磁気雲軸に沿った組成の不均一性>>の確率について
本研究では、Songらによって最近使用された方法を使用して、磁気雲の軸に沿ったイオン組成の不均一性を評価する可能性を研究します。（2021年）。使用された仮定の違反の可能性は、信頼できる結論を引き出すことを可能にしません。
高解像度の光学およびNIRスペクトル機能を使用して、M-矮星の$ T _ {\ rm eff} $、半径、および光度を推定する
| Title |
Estimating_$T_{\rm_eff}$,_radius_and_luminosity_of_M-dwarfs_using_high_resolution_optical_and_NIR_spectral_features |
| Authors |
Dhrimadri_Khata,_Soumen_Mondal,_Ramkrishna_Das,_Tapas_Baug |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.14023 |
CARMENES（CalarAltoM矮星の高解像度検索）の一部として観測された271個のM矮星（M0V-M7V）のサンプルの有効温度（$T_{\rmeff}$）、星の半径、および光度を推定します。近赤外および光学エシェル分光器を備えたエキソアースを使用）視線速度惑星調査。初めて、光学（0.52〜0.96$\mu$m）および近赤外（0.96〜1.71$\mu$m）バンドで同時に観測された高解像度（R$\sim90000$）スペクトルを使用して、これらの低質量星の基本的なパラメータを推定するための経験的な較正関係。高精度の干渉測定から物理パラメータを取得するキャリブレータとして、近くの明るいM矮星のサンプルを選択します。$T_{\rmeff}$、半径、および光度（log$L/L_{\odot}$）の最も適切な指標を特定するために、スペクトルの特徴の範囲を検査し、信頼できる相関関係についてそれらを評価します。多変量線形回帰を実行すると、光学系のCaIIと0.866$\mu$mのCaIIおよび1.57のMgI線の疑似等価幅と等価幅比の組み合わせがわかります。NIRの$\mu$mは、それぞれ99K、0.06$R_{\odot}$、および0.22dexの二乗平均平方根誤差（RMSE）を持つ恒星パラメーターに最適な線形関数関係を提供します。また、M矮星の同じサンプルに対して他の異なる方法を使用して得られた文献値と結果を調査し、比較します。
膨張宇宙のブラックホールの影の見かけの角度サイズは、赤方偏移に依存します。宇宙論的赤方偏移は時間とともに変化するため（赤方偏移ドリフトとして知られています）、赤方偏移に依存するすべての量は時間依存性を獲得し、ブラックホールの影も同様に獲得します。ブラックホールの影のドリフトの数学的記述を見つけ、この効果の振幅がM87$^{\star}$で1日あたり$10^{-16}$のオーダーであることを示します。この効果は小さいですが、その非検出は等価原理の新しいプローブとして使用でき、$|\dot{G}/G|の制約を導き出すことができると主張します。\leq10^{-3}-10^{-4}$/年。光子リングの普遍的な干渉シグニチャの可視性の振幅と周波数に対する赤方偏移ドリフトの影響についても説明します。これは、シャドウドリフトと非常によく似ていることを示しています。これは、光子リングとその周波数ドリフトの観測を実行可能にする可能性のある分光法と干渉法を含む将来の実験にとって特に興味深いものです。
Planck2018に照らしたエネルギー-運動量二乗重力のインフレ
| Title |
Inflation_in_Energy-Momentum_Squared_Gravity_in_Light_of_Planck2018 |
| Authors |
Marzieh_Faraji,_Narges_Rashidi,_Kourosh_Nozari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.13547 |
エネルギーと運動量の二乗重力の宇宙論的ダイナミクスを研究します。物質場のエネルギー運動量テンソルの2乗（$\zeta\、\textbf{T}^{2}$）をアインシュタインヒルベルト作用に追加することにより、アインシュタインの場の方程式を取得し、保存則を研究します。$\zeta\、\textbf{T}^{2}$項の存在が、物質場のエネルギー運動量テンソルの保存を破ることを示します。ただし、このモデルの有効なエネルギー運動量テンソルは時間的に保存されます。FRWメトリックを背景として考慮することにより、フリードマン方程式を見つけ、それによって$\zeta\、\textbf{T}^{2}$モデルの宇宙のインフレーションを調査します。摂動パラメーターの数値解析を実行し、その結果を$68\％$および$95\％$CLのPlanck2018のさまざまなデータセットと比較して、結合パラメーター$\zeta$のいくつかの制約を取得します。\textbf{for$0<\zeta\leq2.1\times10^{-5}$、$\zeta\、\textbf{T}^{2}$重力が観測的に実行可能なインフレモデルであることを示します。
| Title |
New_opportunities_for_axion_dark_matter_searches_in_nonstandard_cosmological_models |
| Authors |
Paola_Arias,_Nicol\'as_Bernal,_Dimitrios_Karamitros,_Carlos_Maldonado,_Leszek_Roszkowski_and_Moira_Venegas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.13588 |
一般的な非標準宇宙論を特徴とするシナリオで、ミスアラインメントメカニズムからのアクシオン暗黒物質生成を研究します。ビッグバン元素合成が始まる前は、宇宙のエネルギー密度は、一般的な状態方程式$\omega$で表される粒子場$\phi$によって支配されていました。その後のハッブル膨張率の向上により、アクシオンが振動し始める温度が下がり、このようにして、標準ウィンドウよりも重いアクシオンの可能性が開かれます。これは、キネーションの場合、または一般に$\omega>1/3$のシナリオの場合です。ただし、初期の物質支配の場合のように、$\omega<1/3$の場合、$\phi$の減衰は、標準モデルの場合と比較して追加のエントロピーを注入し、この方法で既存のアクシオンの存在量を希釈します。より軽いアクシオンを実行可能にします。ミスアライメント角度$0.5<\theta_i<\pi/\sqrt{3}$の場合、通常のアクシオンウィンドウは$4\times10^{-9}$eV$\lesssimm_a\lesssim2\times10^{-に拡張されます。初期の物質支配の場合は5}$eV、キネーションの場合は$2\times10^{-6}$eV$\lesssimm_a\lesssim10^{-2}$eV。興味深いことに、このような広い範囲の結合アクシオン-光子は、ABRACADABRA、KLASH、ADMX、MADMAX、ORGANなどの次世代実験で調べることができます。したがって、アクシオン暗黒物質検索は、ビッグバン元素合成の前に宇宙の歴史を精査するためのユニークなツールを提供する可能性があります。
高圧下での超イオン性シリカ-水およびシリカ-水素化合物
| Title |
Superionic_silica-water_and_silica-hydrogen_compounds_under_high_pressure |
| Authors |
Hao_Gao,_Cong_Liu,_Jiuyang_Shi,_Shuning_Pan,_Tianheng_Huang,_Xiancai_Lu,_Hui-Tian_Wang,_Dingyu_Xing,_and_Jian_Sun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.13728 |
シリカ、水、水素は天体の主成分であることが知られており、天王星や海王星などの巨大惑星の形成と進化に大きな影響を及ぼします。したがって、惑星の条件下でそれらの状態と起こり得る反応を調査することは基本的に重要です。ここでは、Si-OHシステムで高度な結晶構造検索と第一原理計算を使用して、シリカ-水化合物（SiO2）2（H2O）とシリカ-水素化合物SiO2H2が450および650を超える高圧下で存在できることを発見しました。それぞれGPa。さらなるシミュレーションにより、天王星と海王星の内部に対応する高圧および高温条件で、これらの化合物は、シリコンと酸素のフレームワークが固体として固定されている間、プロトンが液体のように自由に拡散する超イオン挙動を示すことが明らかになりました。したがって、これらの超イオン性シリカ-水およびシリカ-水素化合物は、巨人の深部マントルまたはコアの重要な成分と見なすことができ、異常な磁場の代替起源も提供します。高圧での最も一般的な天然物質のこれらの予期しない物理的および化学的特性は、巨大惑星のコアの分離と侵食を含むいくつかの厄介な問題を理解するための重要な手がかりを提供し、太陽系外惑星と太陽系外惑星の信頼できるモデルの構築に光を当てます。
宇宙の物質の起源について
初期の宇宙で物質の起源につながる物理的プロセスを理解し、現在まで生き残った反物質よりも過剰な物質と暗黒物質の成分の両方を作り出すことは、現代科学で最も魅力的な課題の1つです。この問題は、基本的な物理学の現在の説明では対処できないため、現在、新しい物理学の非常に強力な証拠を提供しています。解決策は、素粒子物理学の標準モデルの修正、一般相対性理論に基づく重力の記述方法の修正、または両方のインターフェースのいずれかに存在する可能性があります。主にファーストクラスのソリューションについて説明します。伝統的に、宇宙の物質-反物質の非対称性または暗黒物質のいずれかを別々に説明するモデルが提案されてきました。しかし、ここ数年、初期の宇宙における物質の起源の統一された全体像を提供することができるシナリオへの関心と激しい活動もありました。このレビューでは、主に来年中に実験的にテストされる可能性が高いモデルを強調する主なアイデアのいくつかについて説明します。さらに、一般的な議論の後、ニュートリノの質量と混合にも対処できる標準模型の拡張に焦点を当てます。これは現在、素粒子物理学から直接来る標準模型を超える物理学の唯一の証拠であり、したがって合理的であるためです。それらはまた、宇宙における物質の起源の問題に対する解決策を提供するかもしれません。
3回目のAdvancedLIGOおよびAdvancedVirgoの実行で、長時間の重力波バーストを全天で検索
| Title |
All-sky_search_for_long-duration_gravitational-wave_bursts_in_the_third_Advanced_LIGO_and_Advanced_Virgo_run |
| Authors |
The_LIGO_Scientific_Collaboration,_the_Virgo_Collaboration,_the_KAGRA_Collaboration:_R._Abbott,_T._D._Abbott,_F._Acernese,_K._Ackley,_C._Adams,_N._Adhikari,_R._X._Adhikari,_V._B._Adya,_C._Affeldt,_D._Agarwal,_M._Agathos,_K._Agatsuma,_N._Aggarwal,_O._D._Aguiar,_L._Aiello,_A._Ain,_P._Ajith,_T._Akutsu,_S._Albanesi,_A._Allocca,_P._A._Altin,_A._Amato,_C._Anand,_S._Anand,_A._Ananyeva,_S._B._Anderson,_W._G._Anderson,_M._Ando,_T._Andrade,_N._Andres,_T._Andri\'c,_S._V._Angelova,_S._Ansoldi,_J._M._Antelis,_S._Antier,_S._Appert,_Koji_Arai,_Koya_Arai,_Y._Arai,_S._Araki,_A._Araya,_M._C._Araya,_J._S._Areeda,_M._Ar\`ene,_N._Aritomi,_N._Arnaud,_S._M._Aronson,_K._G._Arun,_H._Asada,_Y._Asali,_G._Ashton,_Y._Aso,_M._Assiduo,_S._M._Aston,_P._Astone,_F._Aubin,_C._Austin,_S._Babak,_F._Badaracco,_M._K._M._Bader,_et_al._(1567_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.13796 |
コンパクトなバイナリ合体から重力波を検出した後、整合フィルタリングが適していない、あまり明確に定義されていない波形を持つ過渡重力波信号の検索は、重力波天文学のフロンティアの1つです。「短い」$\lesssim1〜$\、sと「長い」$\gtrsim1〜$\、sの持続時間信号に大まかに分類され、これらの信号は、マグネターの非軸対称変形を含むさまざまな天体物理学的プロセスから期待されます。偏心バイナリブラックホール合体。この作業では、AdvancedLIGOとAdvancedVirgoの2019年4月から2020年3月までの3回目の観測からの長時間の重力波トランジェントの検索を示します。この検索では、空の位置、イベント時間、波形形態について最小限の仮定を使用します。、およびソースの期間。検索は、期間が$2〜\text{-}〜500$〜sの範囲で、周波数帯域が$24〜2048$Hzです。このパラメータ空間内に重要なトリガーは見つかりません。波形形態の関数としての二乗和根振幅$h_{\mathrm{rss}}$によって特徴付けられる重力波の信号強度の感度限界を報告します。これらの$h_{\mathrm{rss}}$制限は、2回目の観測の結果を平均1.8倍改善します。
非摂動的宇宙論的ブートストラップに向けて
| Title |
Towards_the_non-perturbative_cosmological_bootstrap |
| Authors |
Matthijs_Hogervorst,_Jo\~ao_Penedones_and_Kamran_Salehi_Vaziri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.13871 |
ド・ジッター時空dS$_{d+1}$を背景に場の量子論（QFT）を研究します。私たちの主なツールは、等長変換群$SO（d+1,1）$の既約ユニタリー表現でのヒルベルト空間分解です。この作業全体を通して、dS$_{d+1}$の遅い時間の物理学、特にバルクローカル演算子の遅い時間の拡張に現れる境界演算子に焦点を当てます。ヒルベルト空間形式の最初のアプリケーションとして、バルク2点関数のレーマン-レーマンスペクトル分解を復元します。その過程で、対応するスペクトル密度の極と境界CFTデータとの関係を示します。次に、境界演算子の4点関数の共形部分波分解を研究します。これらの相関関数は標準の共形場理論のものと非常に似ていますが、deSitterの単一性に続く異なる陽性特性を持っています。-これらの遅い時間の4点関数の研究への摂動共形ブートストラップアプローチ、およびdS$_2$のQFTの具体的な例で私たちの提案を説明します。
余分な次元が拡大している地域
拡大する余分な次元を含む可能な空間領域を研究します。それらが$f（R）$重力の枠組みで予測され、インフレーション中の量子ゆらぎのために現れる可能性があることを示します。それらの内部は、最終的にゼロになる傾向のある多次元の曲率と、余分な次元のサイズがゆっくりと大きくなることを特徴としています。
インフレーション重力子が重力放射にどのように影響するか
| Title |
How_Inflationary_Gravitons_Affect_Gravitational_Radiation |
| Authors |
L._Tan_(University_of_Florida),_N._C._Tsamis_(University_of_Crete)_and_R._P._Woodard_(University_of_Florida) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.13905 |
線形化されたアインシュタイン方程式への単一重力子ループの寄与を含めます。重力放射の伝播に対する1つのループ補正について、明確な結果が得られます。微小なループカウントパラメータによって抑制されますが、これらの補正は、インフレのe-foldingの数の2乗によって強化されます。1つの結果は、摂動論が原始インフレの非常に長い時代に崩壊することです。もう1つの結果は、21cmの宇宙論が完全に発達した後、遠い将来、テンソルパワースペクトルの1ループ補正が観測できる可能性があることです。
宇宙で運ばれる原子干渉計による重力波の検出：宇宙論における明るいサイレンの予測
重力波（GW）検出器としての原子干渉計（AI）は、10年前に提案されていました。地上と宇宙の両方のプロジェクトは、近い将来、建設と準備が行われる予定です。この論文では、初めて、GW標準サイレンの検出における宇宙搭載AIの可能性、したがって宇宙論への応用を調査します。AEDGEを基準AIGW検出器と見なし、5年間のデータ取得期間内に取得される明るいサイレンの数を推定します。次に、明るいサイレンの模擬カタログを作成し、ハッブル定数、暗黒エネルギーのダイナミクス、修正重力理論などの拘束能力を予測します。予備的な結果は、AEDGEによる5年の観測時間内に検出された$\mathcal{O}（30）$のオーダーの明るいサイレンがあるはずであることを示しています。明るいサイレンだけでも、2.1\％の精度で$H_0$を測定できます。これは、ハッブルの張力を調停するのに十分です。現在の最も正確な電磁実験を組み合わせると、AEDGEの明るいサイレンを含めることで、わずかではありますが、暗黒エネルギーの状態方程式の測定を改善できます。ただし、宇宙論的スケールでGW伝搬を変更することにより、一般相対性理論からの偏差（変更された重力理論効果）を5.7\％の精度レベルに制限できます。これは、LIGO、Virgo、およびKAGRAネットワークの10年間の運用よりも2倍優れています。
天体物理学源における光ハドロニックニュートリノ生成の統一熱モデル
天体物理学的ニュートリノフラックスは、しばしばエネルギーのべき法則としてモデル化されます。これはハドロン源の場合には合理的ですが、スペクトルが陽子が衝突するターゲット光子の特性に依存する光ハドロン源の振る舞いをキャプチャしません。これは、異なるソースの統一された処理の可能性を制限します。この困難を克服するために、黒体スペクトルによってターゲット光子をモデル化します。このモデルは、既知の光ハドロニック源からのニュートリノフラックスを再現するのに十分な柔軟性があります。これを適用して、高密度ニュートリノアレイ、ニュートリノ望遠鏡、ニュートリノラジオアレイのフォトハドロニック光源に対する感度を研究します。また、ニュートリノスペクトルのフレーバー組成をパラメーター空間の観点から分類します。実験との相互作用について説明し、Glashow共鳴の領域内外の両方で、さまざまなフレーバー組成によって引き起こされるトラックとシャワーの比率の変化を研究します。
Dirac-Born-Infeldモデルの異方性定ロールインフレーション
この論文では、スカラー場と電磁場の間の異常な結合のために、宇宙の無毛予想に対する鮮やかな反例として機能する超重力動機モデルの非標準的な拡張を研究します。特に、この拡張では、正規のスカラー場が文字列に触発されたDirac-Born-Infeldフィールドに置き換えられます。その結果、このディラック-ボルン-インフェルトモデルの正確な異方性インフレーション解は、一定のロール条件下で計算されます。さらに、数値計算を実行して、これらの異方性一定ロールソリューションがインフレ段階で実際に魅力的であることを確認します。
バイカルの水の発光を研究するための機器としてのバイカル-GVDニュートリノ望遠鏡
| Title |
The_Baikal-GVD_neutrino_telescope_as_an_instrument_for_studying_Baikal_water_luminescence |
| Authors |
V._A._Allakhverdyan,_A._D._Avrorin,_A._V._Avrorin,_V._M._Aynutdinov,_R._Bannasch,_Z._Barda\v{c}ov\'a,_I._A._Belolaptikov,_I._V._Borina,_V._B._Brudanin,_N._M._Budnev,_V._Y._Dik,_G._V._Domogatsky,_A._A._Doroshenko,_R._Dvornick\'y,_A._N._Dyachok,_Zh.-A._M._Dzhilkibaev,_E._Eckerov\'a,_T._V._Elzhov,_L._Fajt,_S._V._Fialkovski,_A._R._Gafarov,_K._V._Golubkov,_N._S._Gorshkov,_T._I._Gress,_M._S._Katulin,_K._G._Kebkal,_O._G._Kebkal,_E._V._Khramov,_M._M._Kolbin,_K._V._Konischev,_K._A._Kopa\'nski,_A._V._Korobchenko,_A._P._Koshechkin,_V._A._Kozhin,_M._V._Kruglov,_M._K._Kryukov,_V._F._Kulepov,_Pa._Malecki,_Y._M._Malyshkin,_M._B._Milenin,_R._R._Mirgazov,_D._V._Naumov,_V._Nazari,_W._Noga,_D._P._Petukhov,_E._N._Pliskovsky,_M._I._Rozanov,_V._D._Rushay,_E._V._Ryabov,_G._B._Safronov,_B._A._Shaybonov,_M._D._Shelepov,_F._\v{S}imkovic,_A._E._Sirenko,_A._V._Skurikhin,_A._G._Solovjev,_M._N._Sorokovikov,_I._\v{S}tekl,_A._P._Stromakov,_E._O._Sushenok,_O._V._Suvorova,_V._A._Tabolenko,_B._A._Tarashansky,_Y._V._Yablokova,_S._A._Yakovlev,_D._N._Zaborov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.14211 |
バイカル-GVDニュートリノ望遠鏡で収集されたバイカル水発光に関するデータを提示します。この光センサーの3次元配列により、周囲の光の場の時間的および空間的変化を観察することができます。2018-2020年の発光活性の年次増加について報告します。発光性の高い層が最高速度28m/日で上向きに伝播するというユニークなイベントを初めて観測しました。
