高速電波バーストで再電離を測定するために必要なもの
| Title |
What_it_takes_to_measure_reionization_with_fast_radio_bursts |
| Authors |
Stefan_Heimersheim,_Nina_Sartorio,_Anastasia_Fialkov,_Duncan_R._Lorimer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.14242 |
高速電波バースト（FRB）は銀河系外の電波過渡現象であり、観測された信号の分散により、宇宙論的プローブとして使用できます。このレターでは、高赤方偏移FRBを使用して、水素の再電離の履歴を制約し、再電離の光学的厚さ{\tau}を測定します。初めて、再電離履歴の自由形式のパラメータ化を使用して、モデルに依存しない方法でこれを行います。ベイジアン分析では、宇宙の歴史の最初の10億年の間に生成された100個のローカライズされたFRB（赤方偏移z>5）が、プランク衛星による測定を超える必要があり、{\tau}を11％の精度に制限していることがわかりました（信頼度68％）および再イオン化の中間点を6％に設定し、1000FRBを使用すると、これらの制約がそれぞれ9％および3％の精度にさらに厳しくなります。
確率的重力波背景における初期暗黒エネルギーの痕跡
ハッブルの緊張を和らげる初期の暗黒エネルギーは、宇宙ひもネットワークに由来する原始的な確率的重力波の背景に指紋を残します。信号は、将来計画されている重力波実験で検出できるだけでなく、重力波周波数スペクトルで他の天体物理学および宇宙論の信号と区別できることを示しています。
ハッブル張力と物質の不均一性：理論的展望
局所密度摂動がハッブル張力をどのように調整できるかを研究しました。時間と空間の両方に依存する潜在的な$\Phi$を持つ、摂動されたFLRWメトリックを介してローカルボイドを再現しました。この方法により、摂動光度距離を取得することができました。これは、局所データと宇宙論データの両方と比較されます。ローカルパラメータの領域$q_0^\text{Lo}$と$j_0^\text{Lo}$を取得しました。これらは、$\Omega_{m、\text{void}}=のローカルボイドと一致しています。-0.30\pm0.15$は、ローカル$H_0$とPlanck$H_0$の違いを説明しています。ただし、ローカルの宇宙論的パラメーターを以前の結果で制約すると、$\Lambda$CDMも$\Lambda（\omega）$CDMもハッブル張力を解決できないことがわかりました。
マーチソン広視野アレイを使用して、LAE周辺のIGMの21cmの輝度温度を$ z $ = 6.6に制限します。
| Title |
Constraining_the_21cm_brightness_temperature_of_the_IGM_at_$z$=6.6_around_LAEs_with_the_Murchison_Widefield_Array |
| Authors |
Cathryn_M._Trott,_C.H._Jordan,_J.L.B._Line,_C.R._Lynch,_S._Yoshiura,_B._McKinley,_P._Dayal,_B._Pindor,_A._Hutter,_K._Takahashi,_R.B._Wayth,_N._Barry,_A._Beardsley,_J._Bowman,_R._Byrne,_A._Chokshi,_B._Greig,_K._Hasegawa,_B.J._Hazelton,_E._Howard,_D._Jacobs,_M._Kolopanis,_D.A._Mitchell,_M.F._Morales,_S._Murray,_J.C._Pober,_M._Rahimi,_S.J._Tingay,_R.L._Webster,_M._Wilensky,_J.S.B._Wyithe,_Q._Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.14493 |
宇宙の再電離の時代（EoR）の終わりにあるLy-$\alpha$放出銀河（LAE）の位置は、赤方偏移した21cmの超微細線によってトレースされたイオン化水素の領域と相関すると予想されます。LAEが検出され、局所化された領域の周囲の中性水素をマッピングすることで、ガスの空間分布を予測し、パワースペクトル測定に利用できない事前情報を提供することで、EoR内の宇宙の輝度温度を制限する手段が提供されます。拡張アレイ構成のマーチソン広視野アレイ（MWA）からの12時間の観測のテストセットを使用して、\textit{Silverrush}調査でSubaruHypersuprimeCamで検出された58LAEの中性水素シグネチャを制約します。$z$=6.58。検出可能なエミッターは、再電離の終了時にイオン化されたHII気泡の中心にあると想定し、一連の異なるイオン化気泡半径を使用して、残りの中性領域に対応する赤方偏移した中性水素信号を予測します。検出可能性を評価するために、プレホワイトニング整合フィルター検出器が導入されています。明るさの温度変動の振幅、および特徴的なHIIバブルサイズを検出または制限する機能を示します。限られたデータを使用して、中性水素の輝度温度を$\Delta{\rmT}_B<$30mK（$<$200mK）に制限し、対数的に分布する半径の気泡$R_Bに対して95％（99％）の信頼度を設定します。=$15$\pm$2$h^{-1}$cMpc。
バイスペクトルの形状依存性を定量化するための高速推定量
| Title |
A_fast_estimator_for_quantifying_the_shape_dependence_of_the_bispectrum |
| Authors |
Abinash_Kumar_Shaw,_Somnath_Bharadwaj,_Debanjan_Sarkar,_Arindam_Mazumdar,_Sukhdeep_Singh,_Suman_Majumdar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.14564 |
バイスペクトルの三角形のサイズと形状への依存性には、豊富な宇宙論的情報が含まれています。ここでは、サイズと形状の依存関係を分離できる三角形のパラメーター化について検討します。ビン平均バイスペクトルに対してFFTベースの高速推定器を実装しました。これにより、考えられるすべての形状（およびサイズ）の三角形全体のバイスペクトルの変動を調べることができることを示します。計算要件は、$\simN_{\rmg}^3〜\log{N_{\rmg}^3}$としてスケーリングするように示されています。ここで、$N_g$はボリュームの各側に沿ったグリッドポイントの数です。バイスペクトルを分析的に計算できる非ガウスフィールドを使用して、推定量を検証しました。推定されたバイスペクトル値は、三角形のパラメーター空間の大部分で分析予測とよく一致していることがわかります（$<10\％$偏差）。また、線形赤方偏移空間歪みを紹介します。これは、バイスペクトルも分析的に計算できる状況です。ここで、推定されたバイスペクトルは、赤方偏移空間バイスペクトルの単極子の分析的予測と密接に一致していることがわかります。
HST / WFC3からのホットジュピターWASP-79bの発光スペクトル
| Title |
The_Emission_Spectrum_of_the_Hot_Jupiter_WASP-79b_from_HST/WFC3 |
| Authors |
Trevor_O._Foote,_Nikole_K._Lewis,_Brian_M._Kilpatrick,_Jayesh_M._Goyal,_Giovanni_Bruno,_Hannah_R._Wakeford,_Nina_Robbins_Blanch,_Tiffany_Kataria,_Ryan_J._MacDonald,_Mercedes_L\'opez-Morales,_David_K._Sing,_Thomas_Mikal-Evans,_Vincent_Bourrier,_Gregory_Henry,_and_Lars_A._Buchhave |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.14334 |
ホットジュピターWASP-79bは、現在および将来の太陽系外惑星の大気特性評価の主要なターゲットです。ここでは、PanCETプログラムの一部としてハッブル宇宙望遠鏡広視野カメラ3G141観測を介して取得されたWASP-79bの熱放射スペクトルを示します。WASP-79bの二次日食の時間的範囲を考慮して、2つのシナリオを検討します。予想される発生時間に基づく固定の皆既日食時間と、自由パラメーターとしての皆既日食時間です。どちらのシナリオでも、WASP-79bからの熱放射を1.1-1.7$\mu$mから2.4$\sigma$の信頼度で測定できます。これは、惑星の1900Kの輝度温度と一致しています。観測をスピッツァー昼間測光（3.6および4.5$\mu$m）と組み合わせ、これらの観測を大気前方モデルのグリッドと比較します。私たちの測定の精度を考えると、WASP-79bの赤外線発光スペクトルは、平衡化学、H-、VO、またはFeHの存在量の増加、および雲を想定した理論スペクトルと一致しています。最適な平衡モデルは、WASP-79bの昼間が太陽の金属量と炭素対酸素比を持ち、再循環係数が0.75であることを示唆しています。有意なH-不透明度を含むモデルは、1.58$\mu$m付近のWASP-79bの発光スペクトルに最適です。ただし、活発な垂直混合と低い沈降効率によって形成された高温の雲種を特徴とするモデルは、昼から夜へのエネルギー輸送がほとんどなく、WASP-79bの発光スペクトルとも一致します。WASP-79bの昼間の放出の観測と一致する、広範囲の平衡化学、不平衡化学、および曇った大気モデルを考えると、WASP-79bの昼間の大気特性を制約するためにさらなる観測が必要になります。
$ 2g + h $共鳴の詳細：ナビゲーション衛星の分離、多様体、位相空間構造
| Title |
A_deep_dive_into_the_$2g+h$_resonance:_separatrices,_manifolds_and_phase_space_structure_of_navigation_satellites |
| Authors |
Jerome_Daquin,_Edoardo_Legnaro,_Ioannis_Gkolias,_Christos_Efthymiopoulos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.14507 |
過去の研究が延長されたにもかかわらず、中軌道（MEO）領域の共鳴構造に関するいくつかの質問はこれまで答えられていません。この作品は、$2g+h$太陰太陽暦の共鳴の影響を詳細に説明しています。特に、（i）固定された半主軸の傾斜離心率空間における共振の分離の正しい形式を計算します。これにより、高度が上がるにつれて$2g+h$共振の幅の変化を計算できます。（ii）ラプラス面の傾きの値$i_{L}$が果たす重要な役割について説明します。$i_L$は共鳴の分離幅に匹敵するため、すべての共鳴分岐のパラメーター化は、平均値ではなく、適切な傾き$i_{p}$の観点から行う必要があります。（iii）円軌道のサブセットは、全位相空間に埋め込まれた不変部分空間、中心多様体$\mathcal{C}$を構成します。$i_p$をラベルとして使用して、$\mathcal{C}$が正規双曲不変集合（NHIM）になる値の範囲を計算します。$\mathcal{C}$の不変トーラスの構造は、いくつかの作品で注目された初期段階$h$の役割を説明することを可能にします。（iv）FastLyapunovIndicator（FLI）地図作成により、高度が上昇するにつれてNHIMの安定多様体と不安定多様体を描写します。$h-\Omega_{\rm{Moon}}$による$2g+h$共鳴の掃引の結果として、$a=24,000$kmと$a=30,000$kmの間の位相空間で多様体振動が支配的になります。$2h-\Omega_{\rm{Moon}}$共鳴。後者の顕著な影響は、黄道に対する月の軌道の相対的な傾きの結果として説明されます。FLIマップで観察された構造におけるフェーズ$（h、\Omega_{\rm{Moon}}）$の役割も明らかにされています。最後に、（v）多様なダイナミクスの理解が、寿命末期の処分戦略をどのように刺激するかについて説明します。
自転と公転の居住可能な惑星の透過スペクトルにおける非対称性と変動性
| Title |
Asymmetry_and_Variability_in_the_Transmission_Spectra_of_Tidally_Locked_Habitable_Planets |
| Authors |
Xinyi_Song_and_Jun_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.14603 |
空間的不均一性と時間的変動は、惑星の回転、不均一な恒星フラックス分布、流体運動の不安定性などの影響により、惑星の天候と気候の一般的な特徴です。この研究では、1の透過スペクトルの非対称性と変動性を調査します。1スピン-低質量星の周りの軌道が潮汐的にロックされた（または同期回転と呼ばれる）惑星。急速に回転する惑星の場合、夕方のターミネーター（亜恒星領域の東）の通過大気の厚さは、朝のターミネーター（亜恒星領域の西）の通過大気の厚さよりも大幅に大きいことがわかります。非対称性は、液体雲と水蒸気の寄与が小さいため、主に氷雲の空間的不均一性に関連しています。根底にあるメカニズムは、特に大気の高レベルで、蒸気と雲を東に移流する、結合されたロスビー-ケルビン波と赤道超回転の複合効果のために、夕方のターミネーターに常により多くの氷雲があるということです。ゆっくりと回転する惑星の場合、非対称性は逆転します（朝のターミネーターは、夕方のターミネーターよりも透過深度が大きくなります）が、その大きさは小さいか、無視できる程度です。急速に回転する惑星とゆっくりと回転する惑星の両方で、透過スペクトルには大きな変動があります。非対称信号は、ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）で観測することはほぼ不可能です。これは、非対称の大きさ（約10ppm）が機器のノイズよりも小さく、変動性が高いために課題がさらに増えるためです。
ケプラーによって検出された非通過惑星のフォローアップ。 3つのホットジュピターの確認と他の3つの惑星の検証
| Title |
Follow-up_of_non-transiting_planets_detected_by_Kepler._Confirmation_of_three_hot-Jupiters_and_validation_of_three_other_planets |
| Authors |
J._Lillo-Box,_S._Millholland,_G._Laughlin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.14621 |
高精度の測光データからの新しい太陽系外惑星の直接検出は、通常、惑星がその星の前を通過するときの通過信号の観測に基づいています。ただし、接近した惑星は、通過しなくても、光度曲線に追加の痕跡を残します。これらは、楕円体、反射、およびビーム効果を含む、いわゆる位相曲線の変化です。Millholland＆Laughlin（2017）で、著者はケプラーデータベースを精査し、非通過惑星からのこれらの位相変動を探しました。彼らは、信号が惑星の仲間と互換性のある60人の候補者を見つけました。この論文では、これらの惑星の確認と特性評価を行い、検出技術を検証することを目的として、これらのシステムのサブサンプルの地上でのフォローアップを実行します。CAFEおよびHERMES機器を使用して、軌道に沿った10個の非通過惑星候補の視線速度を監視しました。さらに、AstraLuxを使用して、これらの候補のいくつかの高解像度画像を取得し、惑星信号を模倣してケプラーの光度曲線を汚染する混合バイナリを破棄しました。10個のシステムの中で、質量が0.5〜2M$_{\rmJup}$の範囲にある3つの新しいホットジュピター（KIC8121913b、KIC10068024b、およびKIC5479689b）を確認し、惑星体制内で質量制約を設定します。他の3つの候補（KIC8026887b、KIC5878307b、およびKIC11362225b）は、したがって、それらの惑星の性質を強く示唆しています。初めて、位相曲線の変化を介して非通過惑星を検出する手法を検証します。新しい惑星系とその特性を紹介します。KIC8121913bを除くすべてのケースで、RVから導出された質量と測光質量の間に良好な一致が見られます。KIC8121913bは、ビームおよび視線速度データからよりも楕円体変調から導出された質量が大幅に低いことを示しています。
XMM-Newton、Hubble、Hisakiによって観測されたUV夜明けの嵐と注入中の木星のX線オーロラ
| Title |
Jupiter's_X-ray_aurora_during_UV_dawn_storms_and_injections_as_observed_by_XMM-Newton,_Hubble,_and_Hisaki |
| Authors |
A._D._Wibisono,_G._Branduardi-Raymont,_W._R._Dunn,_T._Kimura,_A._J._Coates,_D._Grodent,_Z._H._Yao,_H._Kita,_P._Rodriguez,_G._R._Gladstone,_B._Bonfond_and_R._P._Haythornthwaite |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.14712 |
2019年9月にXMM-Newton、ハッブル宇宙望遠鏡（HST）、ひさき衛星によって同時に実行された木星の北オーロラの多波長観測の結果を提示します。HST画像は、遠紫外線オーロラの夜明けの嵐と注入イベントをいくつかキャプチャしました。観測期間中の時間。内部ドライバーによって引き起こされた中央磁気圏で発生する磁気リコネクションは、それらの特徴の生産を開始すると考えられています。次に、力線が双極化して、再接続サイトから高温の磁気圏プラズマを注入して、内部磁気圏に入ります。久木は、夜明けの嵐と注入イベントの最終的な出現中に、夜明け側のイオプラズマトーラス（IPT）の衝撃的な増光を観測しました。これは、大規模なプラズマ注入が6〜9RJ（木星半径）の間で中央IPTに浸透した証拠です。極紫外線オーロラが明るくなり、XMM-Newtonは硬X線オーロラカウント率の増加を検出しました。これは、電子の沈殿の増加を示唆しています。夜明けの嵐と注入は、軟X線オーロラの明るさを変えず、一般的に観察される準周期的な脈動を「スイッチオン」しませんでした。X線オーロラのスペクトル分析は、軟X線オーロラの原因となる沈殿イオンがイオジェニックであり、スペクトルの硬X線部分に適合するためにべき乗則の連続体が必要であることを示唆しています。夜明けの嵐と注入と一致するスペクトルは、良好な適合を得るために2つのべき乗則の連続性を必要としました。
GJ 1214bのより正確な質量とMid-M矮星周辺の多惑星系の頻度
| Title |
A_More_Precise_Mass_for_GJ_1214_b_and_the_Frequency_of_Multi-Planet_Systems_Around_Mid-M_Dwarfs |
| Authors |
Ryan_Cloutier,_David_Charbonneau,_Drake_Deming,_Xavier_Bonfils,_Nicola_Astudillo-Defru |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.14732 |
10年間にわたってHARPS分光器で行われた165の視線速度（RV）測定を使用して、包まれた地球型惑星GJ1214bの質量と軌道を改良するための集中的な取り組みを紹介します。アーカイブスピッツァー/IRACトランジットを使用してRVの共同分析を行い、惑星の質量と半径を$8.17\pm0.43M_{\oplus}$と$2.742^{+0.050}_{-0.053}R_{\oplus}$で測定します。。GJ1214bがH/Heエンベロープに囲まれた地球のようなコアであると仮定すると、$X_{\rmenv}=5.24^{+0.30}_{-0.29}$％のエンベロープ質量分率を測定します。GJ1214bは、エンベロープを持った地上の二次日食観測の主要なターゲットであり、そのスケジューリングは、95％の信頼度で$<0.063$の軌道離心率に対する厳しい制約から恩恵を受け、二次日食ウィンドウを2.8時間に狭めます。GJ1214を、集中的なRVフォローアップを伴う他の中期M矮星通過システムと組み合わせることにより、複数の小さな惑星を持つ中期M矮星惑星系の頻度を計算し、$90^{+5}_{-21}$％質量が$\in[1,10]M_{\oplus}$で、公転周期が$\in[0.5,50]$日の既知の惑星を持つ、中期M型矮星は、少なくとも1つの追加の惑星をホストします。GJ1214がこれらの制限内の単一惑星系であるように、10日以内にGJ1214周辺の追加の惑星を$3M_{\oplus}$まで除外します。その結果、$44^{+9}_{-5}になります。M半ばの矮星の周りの多惑星系の普及を考えると$％の確率。また、M中期の矮星RVシステムを調査し、報告されたすべてのRV惑星候補が実際の惑星である確率は、99％の信頼度で$<12$％であることを示していますが、この統計的議論では、誤検出の可能性を特定できません。
LTT〜1445Aを通過する2番目の惑星と両方の世界の質量の決定
| Title |
A_Second_Planet_Transiting_LTT~1445A_and_a_Determination_of_the_Masses_of_Both_Worlds |
| Authors |
J.G._Winters_(1),_R._Cloutier_(1,53),_A.A._Medina_(1),_J.M._Irwin_(1),_D._Charbonneau_(1),_N._Astudillo-Defru_(2),_X._Bonfils_(3),_A.W._Howard_(4),_H._Isaacson_(5,6),_J.L._Bean_(7),_A._Seifahrt_(7),_J.K._Teske_(8),_J.D._Eastman_(1),_J.D._Twicken_(9,10),_K.A._Collins_(1),_E.L.N._Jensen_(11),_S.N._Quinn_(1),_M.J._Payne_(1),_M.H._Kristiansen_(12,13),_A._Spencer_(14),_A._Vanderburg_(15),_M._Zechmeister_(16),_L.M._Weiss_(17),_S.X._Wang_(18),_G._Wang_(19,20),_S._Udry_(21),_I.A._Terentev_(22),_J._Sturmer_(23),_G._Stefansson_(24,56),_S._Shectman_(25),_R._Sefako_(26),_H.M._Schwengeler_(22),_R.P._Schwarz_(27),_N._Scarsdale_(28),_R.A._Rubenzahl_(4,54),_A._Roy_(29,30),_L.J._Rosenthal_(4),_P._Robertson_(31),_E.A._Petigura_(32),_F._Pepe_(21),_M._Omohundro_(22),_J.M.A._Murphy_(28,54),_F._Murgas_(33,34),_et_al._(39_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.14737 |
LTT1445は、6.86パーセクの距離にある階層型トリプルM-矮星系です。一次星LTT1445A（0.257M_Sun）は、公転周期5。4日のトランジット惑星LTT1445Abをホストすることが知られており、2番目に近い既知のトランジット系外惑星系であり、ホストがM矮星である最も近いシステムです。TESSデータを使用して、LTT1445システムで3。1日の公転周期を持つ2番目の惑星の発見を提示します。ESPRESSO、HARPS、HIRES、MAROON-X、PFSの5つの分光器から得られた視線速度測定値を組み合わせて、新しい世界もLTT1445Aを周回していることを確認します。LTT1445Abの質量と半径を2.87+/-0.25M_Earthと1.304^{+0.067}_{-0.060}R_Earthと決定します。これは、33％の鉄と67％のケイ酸マグネシウムの地球のような組成と一致しています。新しく発見されたLTT1445Acの場合、質量1.54^{+0.20}_{-0.19}M_Earthと最小半径1.15R_Earthを測定しますが、光度曲線の信号対雑音として半径を直接決定することはできません。放牧と非放牧の両方の構成を許可します。軌道は円形と一致していますが、相互に少なくとも2.25\pm0.29度傾いています。MEarth測光と地上分光法を使用して、星C（0.161M_Sun）が1。4日の自転周期の原因である可能性が高く、星B（0.215M_Sun）の自転周期が6。7日である可能性が高いことを確認します。星Aの自転周期はまだ決まっていませんが、自転周期は85日と推定されています。したがって、この三重M矮星システムは、最も質量の大きいM矮星がスピンダウンし、中間質量のM矮星がスピンダウンの過程にあり、最も質量の小さい恒星成分がまだ始まっていないという特別な進化段階にあるように見えます。スピンダウンします。
二重小惑星システムにおける非主軸回転とそれがBYORP効果をどのように弱めるか
| Title |
Non-principal_axis_rotation_in_binary_asteroid_systems_and_how_it_weakens_the_BYORP_effect |
| Authors |
Alice_C._Quillen,_Anthony_LaBarca_and_YuanYuan_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.14789 |
粘弾性質量/ばねモデルシミュレーションを使用して、コンパクトな連星小惑星システムの潮汐進化と移動を調査します。セカンダリがスピン同期状態にキャプチャされた後、セカンダリの非主軸回転が長続きする可能性があることがわかります。二次の長軸は、二次がその長軸の周りを前後に揺れている間、二次を一次に接続するベクトルに沿ってほぼ整列したままにすることができます。内向きの軌道の準主軸の移動は、非主軸の回転を共鳴的に励起することもできます。三角形の表面メッシュにかかる日射力を推定することにより、BYORP効果によって誘発されるトルクの大きさが二次のスピン状態に敏感であることを示します。1：1のスピン軌道共鳴内での非主軸回転は、BYORPトルクを低下させたり、その方向に頻繁に逆転を引き起こしたりする可能性があります。
流体力学シミュレーションで非熱エネルギーをモデル化するためのエントロピー保存スキーム
| Title |
Entropy-Conserving_Scheme_for_Modeling_Nonthermal_Energies_in_Fluid_Dynamics_Simulations |
| Authors |
Vadim_A._Semenov,_Andrey_V._Kravtsov,_Benedikt_Diemer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.14240 |
理想化された流体力学テストと孤立した銀河シミュレーションを使用して、未解決の乱流や宇宙線などの非熱エネルギー成分をモデル化するためのエネルギーベースのスキームとエントロピー保存スキームのパフォーマンスを比較します。どちらの方法も、異なるエネルギー成分の移流と断熱圧縮または膨張をモデル化することを目的としていますが、エネルギーベースのスキームは、エネルギー密度の変化について非保守的な方程式を数値的に解きます。一方、エントロピー保存スキームは、修正されたエントロピーに対して保守的な方程式を使用します。標準の衝撃波管とZel'dovichパンケーキテストを使用して、エネルギーベースのスキームが衝撃で非熱エネルギーのスプリアス生成をもたらす一方で、エントロピー保存法がエネルギーを断熱的に機械精度に進化させることを示します。また、孤立した$L_\star$銀河のシミュレーションでは、スキームを切り替えると、星形成率の合計が$\約20-30\％$変化し、特に銀河の近くで形態に大きな違いが生じることも示しています。中心。また、衝撃への非熱エネルギーの注入をモデル化するために、エントロピー保存スキームと組み合わせて使用できる簡単な方法の概要とテストを行います。最後に、エントロピー保存スキームを使用して、キャリブレーションが必要でかなり不確実な明示的なソース項なしで、数値粘度によってサブグリッド乱流エネルギーに散逸する運動エネルギーを暗黙的にキャプチャする方法について説明します。私たちの結果は、エントロピー保存スキームが非熱エネルギー成分をモデル化するための好ましい選択であることを示しています。これは、オイラー流体力学コードと移動メッシュ流体力学コードに等しく関連する結論です。
Fornax 3Dプロジェクト：Fornaxクラスター内のIMFと星の種族マップの多様性の評価
| Title |
Fornax_3D_project:_assessing_the_diversity_of_IMF_and_stellar_population_maps_within_the_Fornax_Cluster |
| Authors |
I._Mart\'in-Navarro,_F._Pinna,_L._Coccato,_J._Falc\'on-Barroso,_G._van_de_Ven,_M._Lyubenova,_E._M._Corsini,_K._Fahrion,_D._A._Gadotti,_E._Iodice,_R._M._McDermid,_A._Poci,_M._Sarzi,_T._W._Spriggs,_S._Viaene,_P._T._de_Zeeuw,_and_L._Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.14243 |
恒星の初期質量関数（IMF）は、天文観測量の解釈と銀河内のほとんどのバリオン過程の理解の中心です。私たち自身の天の川での観測によって示唆されたIMFの普遍性は、巨大な静止銀河の中央領域における低質量星の明らかな過剰のために徹底的に再検討されました。ろ座3Dプロジェクト内の取り組みの一環として、ろ座銀河団内の23個の静止銀河のサンプルにおける2次元IMFの変動を特徴づけることを目指しています。サンプル内の各銀河について、空間的に分解された統合スペクトルから、平均年齢、金属量、[Mg/Fe]、およびIMF勾配マップを測定しました。IMFマップは、金属量の変化にほぼ従う、さまざまな行動と内部下部構造を示しています。ただし、金属量だけでは、IMFマップが示す複雑さを完全に説明することはできません。特に、比較的金属の少ない星の種族の場合、IMFの傾きは、星が形成された（特定の）星形成率に依存しているようです。さらに、金属量マップは、IMFスロープマップよりも体系的に高い楕円率を持っています。同時に、金属量とIMFの傾斜マップの両方が、銀河のサンプルの恒星の配光よりも高い楕円率を同時に持っています。さらに、恒星の質量に関係なく、サンプル内のすべての銀河が正の放射状[Mg/Fe]勾配を示していることがわかります。これにより、近くの分解された銀河で観察されるのと同様に、強い[Fe/H]-[Mg/Fe]の関係が生じます。銀河の形成履歴と化学的濃縮は、IMFの変化によって因果的に駆動されるため、私たちの調査結果は、星の種族の可能な時間発展を考慮に入れた統合スペクトルに基づく星の種族測定の物理的に動機付けられた解釈を必要とします。
天の川の質量ハローにおけるバリオン駆動の収縮解除
| Title |
Baryon-driven_decontraction_in_Milky_Way_mass_haloes |
| Authors |
Victor_J._Forouhar_Moreno,_Alejandro_Ben\'itez-Llambay,_Shaun_Cole_and_Carlos_Frenk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.14245 |
EAGLEシミュレーションの高解像度バージョンから天の川（MW）の質量ハローのサンプルを選択して、それらの内部暗黒物質（DM）の含有量と、バリオンがそれをどのように変化させるかを研究します。以前の研究と同様に、銀河の組み立て中のバリオンの散逸的な崩壊の結果として、現在のDMのみ（DMO）の対応物と比較して、すべてのハローが中心でより大きくなっていることがわかります。しかし、銀河の進化の過程で中央のハローの質量を減らすことができる2つのプロセスを特定します。第一に、AGNフィードバックによって引き起こされるガスの噴出は、中央のDM質量の大幅な減少につながる可能性があります。第二に、恒星バーの形成とそのDMとの相互作用は、ハローの長期的な拡大を引き起こす可能性があります。このプロセスによってDMが中央領域から排出される速度は、平均バー強度に関連しており、DMが作用するタイムスケールによって、ハローがどれだけ収縮を解除したかが決まります。私たちが調査したハローの内側の領域は、$z=0$でDMOの対応する領域よりもまだ大きいですが、過去よりも大幅に小さく、古典的な断熱収縮モデルから予想されるよりも小さくなっています。MWには中央の超大質量ブラックホールとバーの両方があるため、そのハローがどの程度収縮したかは不明です。これは、MWハローの質量と直接および間接のDM検出実験で予想される信号の推定に影響を与える可能性があります。
球状星団の複数の星の種族の統合測光
| Title |
Integrated_photometry_of_multiple_stellar_populations_in_Globular_Clusters |
| Authors |
S._Jang,_A._P._Milone,_E._P._Lagioia,_M._Tailo,_M._Carlos,_E._Dondoglio,_M._Martorano,_A._Mohandasan,_A._F._Marino,_G._Cordoni,_and_Y.-W._Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.14246 |
複数の集団（MP）が球状星団（GC）の共通の特性であるという証拠は、過去数十年にわたって天の川とその衛星のクラスターから蓄積されています。この発見はGCの研究を復活させ、高赤方偏移でのそれらの形成は以前に想像されていたよりもはるかに複雑な現象であったに違いないことを示唆しました。ただし、MPに関するほとんどの情報は、近くのGCに限定されています。主な制限は、MPに関するほとんどの研究が分解された星に依存しており、遠方の銀河におけるMP現象を調査するという大きな課題に直面していることです。ここでは、複数の母集団の現象に敏感な古いGCの統合された色を検索します。これを行うために、MPを備えたシミュレートされたGCの統合された大きさ、およびMPが広く研究され、銀河系GCのUVレガシー調査の一部として特徴付けられている56個の銀河系GCのマルチバンドハッブル宇宙望遠鏡測光を活用します。統合された$C_{\rmF275W、F336W、F438W}$と$m_{\rmF275W}-m_{\rmF814W}$の両方の色が、ホストGCの鉄の存在量と強く相関していることがわかります。二次的には、これらの統合された色で作成された疑似2色図は、MP現象に敏感です。特に、クラスターの金属量からの依存性を取り除くと、色の残差は、GC内の最大内部ヘリウム変動と第2世代の星の割合に依存します。ここで銀河系GCに対して定義するこの図は、古いGCの統合測光からMPを検出および特性評価する可能性があるため、ローカルグループの外部に調査を拡張する可能性があります。
ライン駆動AGNディスク風の放射流体力学シミュレーション：金属量依存性とブラックホール成長
シードから超大質量BH（SMBH、$\sim\！10^9\、M_\odot$）へのブラックホール（BH）の成長は理解されていませんが、質量降着が重要な役割を果たしたに違いありません。広範囲のBH質量における金属量依存性を考慮して、ライン駆動ディスク風の2次元放射流体力学シミュレーションを実行し、風の質量損失による質量降着率の低下を調査しました。私たちの結果は、より高密度でより速いディスク風が、より高い金属性とより大きなBH質量で現れることを示しています。降着率は$\sim\に抑制されます！$Z\gtrsimZ_の高金属量環境での$M_{\rmBH}\gtrsim10^5\、M_{\odot}$のBH質量に対するディスクへの質量供給速度の0.4$-$0.6$倍\odot$、一方、金属量がサブソーラー（$\sim0.1Z_\odot$）の場合、風の質量損失はごくわずかです。半解析モデルを開発することにより、電気力線の金属量依存性と風の発射領域の表面積のBH質量依存性が、金属量依存性の原因であることがわかりました（$\propto\！Z^{2/3}$）およびBH質量依存性（$\propto\！M_{\rmBH}^{4/3}$for$M_{\rmBH}\leq10^6\、M_\odot$and$\propto\！M_{\rmBH}$for$M_{\rmBH}\geq10^6\、M_\odot$）の質量損失率。私たちのモデルは、ガス降着によるBHの成長が、金属が豊富な環境$\gtrsimZ_\odot$のレジーム$\gtrsim10^{5}M_\odot$で効果的に遅くなることを示唆しています。これは、ライン駆動のディスク風がSMBHの遅い進化に影響を与える可能性があることを意味します。
| Title |
A_geometric_distance_to_the_supermassive_black_Hole_of_NGC_3783 |
| Authors |
GRAVITY_Collaboration,_A._Amorim,_M._Baub\"ock,_M._C._Bentz,_W._Brandner,_M._Bolzer,_Y._Cl\'enet,_R._Davies,_P._T._de_Zeeuw,_J._Dexter,_A._Drescher,_A._Eckart,_F._Eisenhauer,_N._M._F\"orster_Schreiber,_P._J._V._Garcia,_R._Genzel,_S._Gillessen,_D._Gratadour,_S._H\"onig,_D._Kaltenbrunner,_M._Kishimoto,_S._Lacour,_D._Lutz,_F._Millour,_H._Netzer,_C._A._Onken,_T._Ott,_T._Paumard,_K._Perraut,_G._Perrin,_P._O._Petrucci,_O._Pfuhl,_M._A._Prieto,_D._Rouan,_J._Shangguan,_T._Shimizu,_J._Stadler,_A._Sternberg,_O._Straub,_C._Straubmeier,_R._Street,_E._Sturm,_L._J._Tacconi,_K._R._W._Tristram,_P._Vermot,_S._von_Fellenberg,_F._Widmann,_J._Woillez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.14262 |
近くの活動銀河核（AGN）NGC3783のブロードライン領域（BLR）の角度サイズは、VLTI/GRAVITYによる最近の観測によって空間的に解決されています。残響マッピング（RM）キャンペーンも最近、高品質の光度曲線を取得し、GRAVITY測定を補完する方法でBLRの線形サイズを測定しました。BLRのサイズと運動学は、GRAVITYデータとRMデータの両方を組み合わせた共同分析によってより適切に制約できます。これにより、NGC3783の超大質量ブラックホールの質量を、GRAVITYデータのみから推測される精度よりも約2倍高い精度で取得できます。$M_\mathrm{BH}=2.54_{-0.72}^{+0.90}\times10^7\、M_\odot$を導出します。最後に、おそらく最も注目に値するのは、NGC3783までの幾何学的距離を$39.9^{+14.5}_{-11.9}$Mpcで測定できることです。タリー・フィッシャー関係やその他の間接的な方法に基づく測定値を使用して、BLRベースの幾何学的距離のロバスト性をテストできます。幾何学的距離は、それらの分散内の他の方法と一致していることがわかります。ハッブル定数$H_0$を直接制約する、BLRベースの幾何学的距離の可能性を調査し、個々のソースの$H_0$測定精度に対する現在の主要な制限として微分位相の不確実性を特定します。
スニヤエフ・ゼルドビッチ測定による局所L *銀河周辺の高温拡張銀河ハロー
| Title |
Hot_Extended_Galaxy_Halos_Around_Local_L*_Galaxies_From_Sunyaev-Zeldovich_Measurements |
| Authors |
Joel_N._Bregman,_Edmund_Hodges-Kluck,_Zhijie_Qu,_Cameron_Pratt,_Jiang-Tao_Li,_and_Yansong_Yun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.14281 |
L*銀河のバリオンのほとんどは説明されておらず、R200を超えて広がる可能性のある高温のガス状ハロー（T〜3E6K）にあると予測されています。高温のガス状ハローは、ガスの質量と質量加重温度の積に比例する熱スニヤエフ・ゼルドビッチ信号を生成します。この信号を最適に検出するために、最新のPlanckデータリリースから作成したNeedletIndependentLinearCombinationの全天Planckマップを使用し、WMAPデータも組み込んでいます。サンプルは、距離が3〜10Mpcの12個のL*渦巻銀河であり、光学銀河からの汚染を排除できるように空間的に分解されています。1つの銀河NGC891は特に強いSZ信号を持っており、それを除外すると、11個の銀河のスタックが約4シグマ（半径とともに減少）で検出され、>で少なくとも250kpc（〜R_{200}）に拡張されます。99％の信頼度。半径250kpcまでの球形体積内のガス質量は、Tavg=3E6Kの場合9.8+/-2.8E10Msunです。これは、平均銀河（3.1E11Msun）の宇宙バリオン含有量の約30％であり、約星、円盤ガス、暖かいハローガスの質量に等しい。残りの欠落したバリオン（〜1.4E11Msun、総バリオン含有量の40〜50％）は高温になり、400〜500kpcの体積にまで及ぶ可能性がありますが、それを超えることはありません。結果は予測よりも高くなりますが、不確実性の範囲内です。
1000au分解能のALMA観測を使用したSalpeterStellarの初期質量関数と区別できないコア質量関数
| Title |
A_Core_Mass_Function_Indistinguishable_from_the_Salpeter_Stellar_Initial_Mass_Function_Using_1000_au_Resolution_ALMA_Observations |
| Authors |
Genaro_Su\'arez_(1,2),_Roberto_Galv\'an-Madrid_(2),_Luis_Aguilar_(3),_Adam_Ginsburg_(4),_Sundar_Srinivasan_(2),_Hauyu_Baobab_Liu_(5)_and_Carlos_G._Rom\'an-Z\'u\~niga_(3)_((1)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_The_University_of_Western_Ontario,_(2)_Instituto_de_Astronom\'ia,_Universidad_Nacional_Aut\'onoma_de_M\'exico,_(3)_Instituto_de_Astronom\'ia,_Universidad_Nacional_Aut\'onoma_de_M\'exico,_(4)_Department_of_Astronomy,_University_of_Florida,_(5)_Academia_Sinica_Institute_of_Astronomy_and_Astrophysics) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.14288 |
アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）で得られた1.3mmの観測値を使用して、巨大な星形成塊G33.92+0.11のコア質量関数（CMF）を示します。1000auの解像度で、これはこれまでで最も高い解像度のCMF測定の1つです。CMFは、フラックスと数の不完全性によって修正され、ガス質量$M\gtrsim2.0\M_\odot$に対して完全なサンプルが取得されます。結果のCMFは、べき乗則関数（$dN/d\logM\proptoM^\Gamma$）でよく表されます。この関数の傾きは、2つの異なるアプローチを使用して決定されます。法則は、フラックスおよび数が補正されたCMFに対して機能し、$ii）$は、観測されたCMFを同様の不完全性を持つシミュレートされたサンプルと比較することによって機能します。最初のアプローチでスロープフィットに影響を与える平坦化バイアスを定量化および修正するための処方箋を提供します。これは、データがそれぞれ古典的なヒストグラムまたはカーネル密度推定のいずれかで表される場合の小さなサンプルまたはエッジ効果によって引き起こされます。両方のアプローチから得られた勾配は互いによく一致しており、$\Gamma=-1.11_{-0.11}^{+0.12}$が採用された値です。この勾配は、恒星の初期質量関数（IMF）のサルペター勾配$\Gamma=-1.35$よりもわずかに平坦に見えますが、モンテカルロシミュレーションから、G33.92+0.11のCMFは統計的にサルペターと区別がつかないことがわかります。恒星のIMFの表現。私たちの結果は、IMFの形態がCMFから受け継がれているという考えと一致しており、少なくとも高質量で、CMFが十分な解像度で観察された場合に発生します。
行方不明の塵の探求：I-局所銀河群銀河のハーシェルマップにおける大規模放出の復元
| Title |
The_Quest_for_the_Missing_Dust:_I_--_Restoring_Large_Scale_Emission_in_Herschel_Maps_of_Local_Group_Galaxies |
| Authors |
Christopher_J._R._Clark,_Julia_C._Roman-Duval,_Karl_D._Gordon,_Caroline_Bot,_Matthew_W._L._Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.14302 |
局所銀河群の銀河は非常に大きな角度サイズを持っているため、それらの拡散した大角度スケールの放射の多くは、ハーシェルデータ削減プロセスによってフィルターで除去されます。この作業では、大マゼラン雲、小マゼラン雲、M31、およびM33のハーシェル観測で以前に見逃されていたこの塵を復元します。これを行うには、フーリエ空間でのハーシェルデータ（マゼラン雲の新しい縮小を含む）を、拡張放出を見逃さなかった全天観測（Planck、IRAS、およびCOBE）からの低解像度データと組み合わせます。これらの新しいマップを使用すると、これらの銀河の未修正のハーシェルデータからかなりの量の放出が欠落していることがわかります。一部のバンドでは20％以上。私たちの新しい測光はまた、古いヘリテージマゼラン雲ハーシェルの減少から報告されたフラックスと他の望遠鏡から報告されたフラックスとの間の不一致を解決します。特に銀河の周辺では、より短い波長帯域でより多くの発光が回復し、これらの領域が以前より20〜40％青くなります。また、Herschel-PACS機器の応答は、両方が敏感な20〜90フィートの角度スケールで最大31％、全天データと競合することがわかりました。水素カラム密度に基づいて新しいデータをビニングすることにより、低ISM密度（$\Sigma_{\rmH}<1\、{\rmM_{\odot}pc^{-2）でダストからの放出を検出できます。}}$場合によっては）、補正されていないデータで可能であったよりもはるかに低い密度（平均で2.2倍低く、いくつかの場合では7倍以上低い）で放出を検出することができます。
NGC247の新しい青と赤の変光星
ジェミニサウスでジェミニマルチオブジェクトスペクトログラフ（GMOS）で記録された画像は、他の施設からのアーカイブ画像と組み合わされて、近くの円盤銀河NGC247の南部で変光星を検索します。15個の新しい周期的および非周期的変数が識別されます。。これらには、期間が25日未満の3つのケフェイド変光星、4つの半規則型変光星が含まれます。そのうちの1つは、RCrB星と同様の光の変化を示し、5つの変数は、固有の可視/赤の明るさと高光度青色変光星と同様の色を示します（LBV）、および3つの暗い青色変光星。そのうちの1つは、日食のない近接バイナリシステムである可能性があります。Sドラダス不安定帯は、NGC247の（i'、g'-i'）色-マグニチュード図（CMD）上のオブジェクトの異なるシーケンスの上部エンベロープを定義します。GMOS画像が記録された7か月間のLBVを含むCMDの一部は約0.2です。NGC247で最も明るい星の1つであるB[e]超巨星J004702.18--204739.9の光度曲線も調べられます。6か月の時間間隔での平均輝度の体系的な傾向と相まって、日々のタイムスケールで振幅の変動が小さいことがわかります。
銀河中心の大質量星の電波観測：五重星団
| Title |
Radio_observations_of_massive_stars_in_the_Galactic_centre:_The_Quintuplet_cluster |
| Authors |
A.T._Gallego-Calvente,_R._Schoedel,_A._Alberdi,_F._Najarro,_F._Yusef-Zadeh,_B._Shahzamanian,_F._Nogueras-Lara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.14481 |
銀河中心で最も象徴的な大規模クラスターの1つである五重星団の高角度分解能の電波連続観測を提示します。データは、KarlJ.Jansky超大型アレイを使用して、2つのエポックと6GHzおよび10GHzで取得されました。この作業により、クラスター内の既知の電波星の数が4倍になりました。それらのうちの19は、イオン化された恒星風からの熱放射と一致するスペクトルインデックスを持ち、5つは衝突する風のバイナリと一致し、2つはあいまいなケースであり、1つは単一のバンドでのみ検出されました。変動性に関しては、おそらく五重星団の年齢が古いために、五重星団（約30％）の方がアーチーズ団（<15％）よりも変光星の割合が著しく高いことがわかります。私たちが決定した恒星風の質量損失率は、理論モデルとよく一致しています。最後に、電波光度関数をツールとして使用して、クラスターの年齢と質量関数を制約できることを示します。
PG-RQS調査。電波が静かなクエーサーの電波スペクトル分布を構築する。 I. 45GHzデータ
| Title |
The_PG-RQS_survey._Building_the_radio_spectral_distribution_of_radio-quiet_quasars._I._The_45-GHz_data |
| Authors |
R._D._Baldi_(INAF-IRA,_University_of_Southampton),_A._Laor_(Technion),_E._Behar_(Technion),_A._Horesh_(Hebrew_University_of_Jerusalem),_F._Panessa_(INAF-IAPS),_I._McHardy_(University_of_Southampton),_A._Kimball_(NRAO) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.14490 |
電波が静かなクエーサー（RQQ）での電波放射の起源は不明なままです。電波光子は、ラジオラウド（RL）AGN、AGN駆動風、降着円盤コロナ、AGN光子イオン化（自由放出）で観測された相対論的ジェットの縮小版によって生成される可能性があります。または星形成（SF）。ここでは、71のパロマーグリーン（PG）RQQのスペクトル分布を調査することを目的とした無線調査（「PG-RQS」）の一部であるパイロット研究を報告します：45での高角度分解能観測（$\sim$50mas）〜GHz（7mm）、15ソースのJansky超大型アレイ。サブmJy無線コアは、13のソースで$\sim$100pcの一般的なスケールで検出されます。これは、銀河スケールのSFからの重要な寄与を除外しています。9つの光源の場合、45GHzの光度$\nuL_{45〜{\rmGHz}}$は、低周波数（$\sim$1〜10GHz）のスペクトル外挿を上回っており、さらに平坦なものが出現していることを示しています。高周波でのスペクトルコンパクトコンポーネント。X線の光度とブラックホール（BH）の質量は、5GHzよりも45GHzの光度とより密接に相関しています。45GHzベースの無線ラウドネスは、エディントン比が減少し、BH質量が増加すると増加します。これらの結果は、PGRQQ核からの45GHz放射が、おそらく降着円盤コロナから、コアの最も内側の領域から発生していることを示唆しています。より高いBH質量とより低いエディントン比でのジェットからの45GHz放射への寄与の増加、および大きなエディントン比での円盤風からの寄与の増加は、依然として我々の結果と一致しています。サンプルの将来の完全な無線スペクトルカバレッジは、RQQコアに配置されているさまざまな物理メカニズムを調査するのに役立ちます。
銀河中心のSgrB領域の[CII] 158um微細構造線のSOFIA-upGREATイメージング分光法
| Title |
SOFIA-upGREAT_imaging_spectroscopy_of_the_[C_II]_158um_fine_structure_line_of_the_Sgr_B_region_in_the_Galactic_center |
| Authors |
A._I._Harris,_R._G\"usten,_M._A._Requena-Torres,_D._Riquelme,_M._R._Morris,_G._J._Stacey,_J._Mart\`in-Pintado,_J._Stutzki,_R._Simon,_R._Higgins,_C._Risacher |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.14495 |
銀河中心のSgrB領域に向かって67x45pcのフィールドを横切って、[CII]158umスペクトル線といくつかの[OI]63umスペクトルのSOFIA-upGREAT分光イメージングを報告します。完全にサンプリングされ速度分解された[CII]画像は、0.55pcの空間分解能と1km/sの速度分解能を備えています。SgrBは、銀河面に沿って約34個のpcにまたがるコヒーレント構造として伸びていることがわかります。明るい[CII]放射は、SgrB1（G0.5-0.0）、G0.6-0.0HII領域を含み、SgrB2（G0.7-0.0）に向かってコアを形成する明るい星の後ろと後ろを通過します。SgrBは、銀河中心全体の[CII]の光度に大きく貢献しており、表面輝度はArches地域の[CII]に匹敵します。[CII]、70um、および20cmの放射は、ほぼ同じ空間分布を共有します。[CII]自己吸収の欠如と相まって、これは、これらのプローブがCOアイソトポログと160um連続体に見られるより拡張された雲の近くの表面でUVをトレースすることを示しています。局所的な星形成の領域からの星は、おそらくUVフィールドを支配します。光解離領域とHII領域は、同量の[CII]フラックスに寄与します。SgrB2の極端な星形成コアは、SgrB領域からの総[CII]強度にごくわずかな量しか寄与しません。速度場と狭いダストレーンとの関連は、それらが局所的な雲と雲の衝突で生成された可能性があることを示しています。コアはおそらく、超光度銀河の「C+不足」を説明するためのアイデアをテストできる、強烈な星形成領域の局所的な類似物です。
ALMA観測を使用したホットコアMonR 2 IRS3の運動学と化学の調査
| Title |
Probing_the_kinematics_and_chemistry_of_the_hot_core_Mon_R_2_IRS_3_using_ALMA_observations |
| Authors |
A._Fuente,_S._P._Trevi\~no-Morales,_T._Alonso-Albi,_A._S\'anchez-Monge,_P._Rivi\`ere-Marichalar,_and_D._Navarro-Almaida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.14532 |
よく知られている大規模なプロトクラスターMonR2IRS3の高角度分解能1.1mm連続体と分光ALMA観測を示します。1.1mmの連続体画像は、$で区切られた2つのコンポーネントIRS3AとIRS3Bを示しています。\sim$0.65$"$。IRS3Aが連続フラックスの$\sim$80％の原因であり、最も大きな成分であると推定します。分光観測に基づいてIRS3Aの化学を調査します。特に、SO、SO$_2$、H$_2$CS、OCSなどのS含有種、および複合有機分子（COM）のギ酸メチル（CH$_3$OCHO）とジメチルエーテル（CH$_3$OCH$_3$）。ほとんどの種の統合強度マップは、IRS3Aの南に位置する近IR星雲に向かってより強いCOMの放出を除いて、IRS3Aを中心とするコンパクトな塊を示しています。およびHC$_3$Nで、その放出ピークはIRS3Aの$\sim$0.5$"$NEにあります。運動学的研究は、分子放出が主に発生していることを示唆しています。回転リングおよび/または未解決のディスクから。追加のコンポーネントは、内側のディスク/ジェット領域をプローブしている回転振動HCN$\nu_2$=13$\rightarrow$2線と、CH$_3$OCHOの弱い線によってトレースされます。分子の流出によって掘削された空洞。SO$_2$に基づいて、IRS3Aに向けてT$_k$$\sim$170Kのガス運動温度を導き出します。最も豊富なS含有種はSO$_2$で、豊富な$\sim$1.3です。$\times$10$^{-7}$、および$\chi$（SO/SO$_2$）$\sim$0.29。太陽の存在量を仮定すると、SO$_2$は硫黄収支の$\sim$1％を占めます。
星間化学インベントリーの機械学習
| Title |
Machine_Learning_of_Interstellar_Chemical_Inventories |
| Authors |
Kin_Long_Kelvin_Lee,_Jacqueline_Patterson,_Andrew_M._Burkhardt,_Vivek_Vankayalapati,_Michael_C._McCarthy,_Brett_A._McGuire |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.14610 |
星間化学インベントリーの特性評価は、天体物理学のソースにおける化学的および物理的プロセスへの貴重な洞察を提供します。最も熱力学的に安定していると考えた場合でも、生存可能な種の数が組み合わせて増加するにつれて、新しい星間分子の発見はますます困難になります。この作業では、ケモインフォマティクスと機械学習の方法論を組み合わせることにより、星間化学インベントリーを理解およびモデル化するための新しいアプローチを紹介します。教師なし機械学習によって得られた分子の多次元ベクトル表現を使用して、天体化学研究の候補の識別が、このベクトル空間の化学的類似性の定量的測定を通じて達成できることを示し、星間物質ですでに知られている分子に最も類似している分子を強調します。さらに、単純な教師あり学習リグレッサーが化学物質インベントリ全体の存在量を再現できることを示し、まだ見られていない分子の存在量を予測します。概念実証として、この発見パイプラインを開発し、有名な暗い分子雲であるおうし座分子雲1（TMC-1）の化学物質インベントリに適用しました。これまでに知られている宇宙で最も化学的に豊富な領域の1つ。この論文では、化学空間の機械学習探索が天体化学で提供できる意味と新しい洞察について説明します。
彼女が吹くタール！風に吹かれた泡を膨らませる方法
恒星風は、巨大な星が局所的および銀河系のスケールで星形成プロセスに影響を与える可能性があるいくつかの方法の1つです。この論文では、外部媒体で恒星風バブルを膨張させるための解像度要件を調査します。気泡を生成するには、風の噴射領域の半径$r_{\rminj}$が最大値$r_{\rminj、max}$を下回っている必要がありますが、バブルを正しくモデル化する場合は、この値を大幅に下回ります。私たちの仕事は、風に吹かれた泡がシミュレーションで周囲の媒体に与えることができる半径方向の運動量の量、したがって恒星風のフィードバックの相対的な重要性に重要です。
電流密度プロファイルの調査からの砂時計の磁場
| Title |
Hourglass_Magnetic_Field_from_a_Survey_of_Current_Density_Profiles |
| Authors |
Gianfranco_Bino,_Shantanu_Basu,_Mahmoud_Sharkawi,_Indrani_Das |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.14679 |
星形成前のコアの磁場をモデル化することは、星形成の初期条件を研究するための有用なツールとして役立ちます。EwertowskiandBasu（2013）の分析砂時計モデルは、観測された偏光測定値を適合させ、有用な情報を抽出する手段を提供します。元のモデルでは、電流密度の動径分布は指定されていません。ここでは、電流密度の可能な中央ピークの動径分布の調査を実行し、完全な砂時計パターンを数値的に導き出します。元のモデルでは垂直方向の分布も指定されているため、砂時計のパターン全体に対する垂直方向と半径方向のスケールの長さのさまざまな比率の影響を調べることができます。この比率の異なる値は、星前のコアの異なる形成シナリオに対応する可能性があります。モデルの柔軟性と、さまざまな磁場パターンにモデルを適用する方法を示します。
空間的にオフセットされたクエーサーE1821 + 643：重力反跳の新しい証拠
| Title |
The_spatially_offset_quasar_E1821+643:_New_evidence_for_gravitational_recoil |
| Authors |
Yashashree_Jadhav,_Andrew_Robinson,_Triana_Almeyda,_Rachel_Curran_and_Alessandro_Marconi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.14711 |
銀河の合体は、超大質量ブラックホール（SMBH）バイナリの形成を引き起こすと予想され、それ自体が最終的に重力波の異方性放出によって合体します。これにより、結合されたSMBHが約100〜1000km/sの反跳キック速度を受け取り、ホスト銀河の重力ポテンシャルで振動する可能性があります。分光偏光測定観測によってSMBH反跳候補として識別された発光クエーサーE1821+643は、クエーサー核とホスト銀河の間の2100km/sの相対速度と一致して、直接光と散乱光の広い輝線のドップラーシフトを示しています。この論文では、光学分光天文測定とハッブル宇宙望遠鏡（HST）の狭帯域画像の組み合わせを使用して、予想される空間変位の検出を試みます。分光天文測定は、クエーサー核と北西に〜130mas（〜580pc）の[OIII]4959,5007線を放出するガスとの間の相対的な空間変位を明らかにします。私たちのHST画像は、サブ秒スケールで[OIII]放出を解決し、非対称に分布しており、北東から西に走る広い弧の核から半径方向の距離約0.5〜0.6"に広がっていることを示しています。AHST[OIII]画像に基づくシミュレートされた分光天文観測は、測定された変位のごく一部のみが非対称[OIII]放出に起因する可能性があることを示しています。したがって、この変位は、ホスト銀河中心に位置すると推定される狭線領域は、E1821+643でSMBHの合併後の重力反動が発生したという解釈をさらに支持します。
GAIAeDR3ワイドバイナリの内部運動学
最近のGAIAeDR3カタログを使用して、一連の厳密な信号からノイズへのデータカット、ランダムな関連付け基準の除外、および詳細な色と大きさの図の選択を満たし、運動学的汚染の存在を最小限に抑える、ソーラーネイバーフッドで分離されたワイドバイナリのサンプルを作成します。これまでの文献で議論されてきた影響。私たちの最終的な高純度サンプルは、太陽から130pc以内の421個のバイナリペアで構成され、すべての場合において、各バイナリの両方のコンポーネントに高品質のGAIAシングルステラフィット（最終平均RUWE値0.99）があり、どちらも最もクリーンなものに制限されています。メインシーケンスの領域。運動学は、0.009pc未満の分離に対するニュートンの期待値$s$と完全に一致し、相対速度は$\DeltaV\proptos^{-1/2}$と総連星質量$M_{b}でスケーリングされます。$、$\DeltaV\proptoM_{b}^{1/2}$の速度スケーリング。$s>0.009$pcの分離領域では、分離に依存しない$\DeltaV\約0.5$km/sと$\DeltaV\proptoM_{b}^{0.22\pm0.18で、大幅に異なる結果が得られます。}$。この状況は、低加速度の銀河バリオンのタリーフィッシャー現象学を非常に彷彿とさせます。実際、私たちが見つけた2つの体制からの変化は、$a\lesssima_{0}$遷移に密接に対応しています。
コンパクトオブジェクトの合体率
重力波検出は、2つのコンパクトオブジェクト（中性子星および/またはブラックホール）で構成される連星の合体率の測定を可能にします。中性子星を含む連星の合体率は、銀河系の連星パルサーや短いガンマ線バーストなどの電磁観測によってさらに制約されます。一方、さまざまな進化チャネルを介して融合するコンパクトオブジェクトのますます洗練されたモデルは、理論的に予測された一連の速度を生み出します。機器の感度の急速な改善は、新しく改善された調査の計画とともに、コンパクトバイナリ合体率の既存の観測的および理論的知識を要約する絶好の機会です。
下降軌道を使用したIceCubeによるPeV天体物理ニュートリノエネルギースペクトルの特性評価
| Title |
Characterization_of_the_PeV_astrophysical_neutrino_energy_spectrum_with_IceCube_using_down-going_tracks |
| Authors |
Yang_Lyu_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.14298 |
IceCubeニュートリノ天文台は、TeVから数PeVまでのエネルギーを持つ天体物理ニュートリノの拡散フラックスを観測しました。最近のIceCube分析では、上向きのニュートリノフラックスが地球によって減衰されるのに対し、超高エネルギー（EHE）の結果は、10PeVを超える宇宙線起源核種のみを対象としているため、PeVニュートリノに対する感度は限られています。この作業では、1PeVと10PeVの間のギャップを埋める新しいイベント選択を提示します。このサンプルは、8年間のデータから高エネルギーの下降する通過トラックを選択することによって取得されます。大気ミューオンのバックグラウンドを低減し、高い信号対バックグラウンド比を実現するために、2つの手法を組み合わせています。最初の手法では、ニュートリノによって生成された単一ミューオンが、ミューオンの多重度が大きいためにエネルギー損失が平滑化される大気ミューオンバンドルよりも確率的にエネルギーを失うため、確率の高いイベントを選択します。2番目の手法では、IceTopサーフェスアレイを大気バックグラウンドイベントの拒否権として使用します。天体物理学的ニュートリノフラックスを特徴づけ、数PeVでのニュートリノエネルギースペクトルのカットオフの存在をテストするために、このサンプルを7年間の高エネルギー開始イベント（HESE）分析の結果と組み合わせてグローバルフィットを実行します。。
Baikal-GVD望遠鏡によるIceCubeアラートのフォローアップ
| Title |
Follow_up_of_the_IceCube_alerts_with_the_Baikal-GVD_telescope |
| 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/2107.14303 |
天体物理学的起源の2つの確率ランクの1つである「ゴールド」と「ブロンズ」のニュートリノアラートとしてトリガーされるIceCube望遠鏡の高エネルギーミューニュートリノイベントは、高速準でバイカル-GVDによって追跡されました。2020年9月以降のオンラインモード。時間枠$\pm$1hと$\pm$12hについて、ミューオントラックと電磁シャワー（カスケード）の2つのモードで再構築されたアラートとGVDイベント間の相関関係の検索は統計的に示されません予想されるバックグラウンドイベントの数を超える、測定されたイベントの大幅な超過。ニュートリノフルエンスの上限は、アラートごとに提示されます。
星形成領域における高速電波バーストFRB20201124A：前駆体と多波長対応物への制約
| Title |
The_Fast_Radio_Burst_FRB_20201124A_in_a_star_forming_region:_constraints_to_the_progenitor_and_multiwavelength_counterparts |
| Authors |
L._Piro,_G._Bruni,_E._Troja,_B._O'Connor,_F._Panessa,_R._Ricci,_B._Zhang,_M._Burgay,_S._Dichiara,_K._J._Lee,_S._Lotti,_J._R._Niu,_M._Pilia,_A._Possenti,_M._Trudu,_H._Xu,_W._W._Zhu,_A._S._Kutyrev,_and_S.Veilleux |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.14339 |
最近近くの（z=0.0978）銀河に局在した2番目に近い繰り返し高速電波バーストであるFRB20201124Aの多波長キャンペーンの結果を提示します。深いVLA観測により、静止状態の電波放射が検出されました。これは、チャンドラのX線でもわずかに見えます。22GHzでのイメージングにより、ホスト銀河の中心に接する方向に$\gtrsim1$arcsecのスケールでソースを解決し、$0.2$arcsecの誤差内でFRBの位置に配置することができました。EVNとe-MERLINの観測では、2〜100masの小さな角度スケールをサンプリングし、コンパクトなソースの存在に厳しい上限を設定し、拡散電波放射の証拠を提供しました。この放出は、FRBの近くでの星形成活動の強化に関連しており、$\約10\{\rmM}_\odot{\rmyr}^{-1}$の星形成率に対応すると主張します。。FRB20201124Aの位置での表面星形成率は、他の正確に局在化したFRBで通常観察されるよりも2桁大きい。このような高いSFRは、このFRBソースが巨大な星の前駆体のSN爆発から生成された新生マグネターであることを示しています。FAST、SRT、Chandraの同時キャンペーンで観測された49個の電波バーストのX線対応物の上限は、マグネターシナリオと一致しています。
56TeVを超えるHAWCソースでのスペクトル硬化の検索
高高度水チェレンコフ（HAWC）天文台は、約300GeVから数百TeVのガンマ線を検出するように最適化された広視野のガンマ線天文台です。HAWCコラボレーションは最近、65のソースを含む3番目のソースカタログ（3HWC）をリリースしました。これらの線源の1つである超高エネルギーガンマ線源3HWCJ1908+063は、最高エネルギー（56TeV以上）でスペクトル指数の硬化を示す可能性があります。最高のエネルギー放出を十分に説明するには、少なくとも2つの粒子集団が必要です。この2番目の成分は、起源がレプトンまたはハドロンである可能性があります。それが起源がハドロンである場合、それは源の近くに最大$\sim$1PeVのエネルギーを持つ陽子の存在を意味します。このスペクトル硬化機能の存在について、他の3HWCソースを検索しました。観察された場合、これは、ソースが優れたPeVatron候補を作成できることを意味します。
超高エネルギー源MGROJ1908 + 06
TeVガンマ線源MGROJ1908+06は、既知の最高エネルギー源の1つであり、高高度水チェレンコフ（HAWC）天文台によって観測された放出は100TeVをはるかに超えています。ソースは、エネルギー依存の形態と空間依存のスペクトルインデックスの両方を示します。放射は主にレプトンである可能性が高く、電波が静かなPSRJ1907+0602に関連しています。ただし、1つの母集団モデルはデータを適切に記述していません。最高エネルギーでのスペクトルエネルギー分布の形状を説明するには、2番目の粒子集団が必要です。この要素は、レプトン仮説またはハドロン仮説のいずれかによって十分に説明できます。この機能と、多波長およびマルチメッセンジャー実験による検出への影響について説明します。
潮汐破壊現象から観測されたニュートリノ放出の理論的解釈
| Title |
Theoretical_interpretation_of_the_observed_neutrino_emission_from_Tidal_Disruption_Events |
| Authors |
Walter_Winter_and_Cecilia_Lunardini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.14381 |
潮汐破壊現象（TDE）AT2019dsgに関連するIceCubeでのニュートリノの観測は、TDEが天体物理学的ニュートリノの新しいクラスの発生源であることを示唆しています。ニュートリノ生成が観測されたX線に直接リンクされ、ニュートリノ観測のタイミング（ピーク後約150日）が自然に記述できる、ジェットコンコーダンスシナリオでのこのマルチメッセンジャー観測のモデルを提示します。将来のニュートリノ-TDE関連に対するモデルの影響について簡単に説明します。
2つの高質量X線連星、CygX--3および4U1538--522の分光モデリング
2つの恒星風供給銀河高質量X線連星（HMXB）システム、CygX-3および4U1538-522からの軟X線輝線の詳細なモデリングを報告し、物理パラメータ、たとえば水素密度を推定します。放射場、化学物質の存在量、風速など。このモデリングには、スペクトル合成コードCLOUDYが使用されます。FeXXV（6.700keV）、FeXXVI（6.966keV）などの高度にイオン化されたX線スペクトル線をモデル化し、観測された線束値を再現します。CygX--3と4U1538-522の場合、イオン化ガスの内径は、主星からそれぞれ10$^{12.25}$cmと10$^{10.43}$cmの距離にあることがわかります。これがイオン化の主な原因です。CygX--3および4U1538--522のイオン化ガスの密度は、$\sim$10$^{11.35}$cm$^{-3}$および10$^{11.99}$cmであることがわかります。それぞれ$^{-3}$。対応する風速は2000kms$^{-1}$と1500kms$^{-1}$です。CygX--3および4U1538--522のそれぞれの予測水素カラム密度は$10^{23.2}$cm$^{-2}$および10$^{22.25}$cm$^{-2}$です。さらに、磁場がサイクロトロン冷却によってスペクトル線の強度に影響を与えることがわかりました。したがって、両方のソースの磁場を含む個別のモデル比較を実行します。水素カラム密度を除くほとんどのパラメータは、磁場がある場合とない場合で同様の値を持ちます。FeXXVおよびFeXXVIラインが発生するCygX--3および4U1538--522の磁場の最も可能性の高い強度は、$\sim$10$^{2.5}$Gであると推定されます。
Baikal-GVD望遠鏡によるマルチメッセンジャーとリアルタイム天体物理学
| Title |
Multi-messenger_and_real-time_astrophysics_with_the_Baikal-GVD_telescope |
| 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/2107.14472 |
Baikal-GVD深海ニュートリノ実験は、宇宙粒子の高エネルギーフラックスの天体物理学的源を発見する国際マルチメッセンジャープログラムに参加し、その有効体積を立方キロメートルのスケールまで徐々に増加させながら展開の段階にあります。キロメートル。2021年4月、バイカル湖でのニュートリノ相互作用によって生成された100TeVを超えるエネルギーのカスケードイベントの検出器の有効体積は0.4km3に達しました。天球をリアルタイムで監視する警報システムは、2021年の初めに発売され、「ミューニュートリノ」と「VHEカスケード」のような2つのランクの警報を形成することができます。Baikal-GVD高エネルギーカスケードとANTARES/TAToO高エネルギーニュートリノアラートおよびIceCubeGCNメッセージの一致の高速フォローアップ検索の最近の結果、およびマグネターSGRと一致する高エネルギーニュートリノの検索の予備結果が表示されます。2020年のラジオとガンマバーストの期間における1935+2154の活動。
2018年の爆発時の2S1417 $-$ 624のタイミングとスペクトル分析
| Title |
Timing_and_spectral_analysis_of_2S_1417$-$624_during_its_2018_outburst |
| Authors |
M.M._Serim_(1,2),_O.C.Ozudogru_(1),_C.K.Donmez_(1),_S.Sahiner_(3),_D.Serim_(1),_A.Baykal_(1)_and_S.C.Inam_(4)_((1)_METU_Physics_Department,_Ankara,_Turkey,_(2)_Institut_f\"ur_Astronomie_und_Astrophysik,_T\"ubingen,_Germany,_(3)_Beykent_University,_Department_of_Electronics_and_Communication_Engineering,_Istanbul,_Turkey,_(4)_Baskent_University,_Department_of_Electrical_and_Electronics_Engineering,_Ankara,_Turkey) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.14492 |
\emph{NICER}の追跡観測により、2018年の爆発時の過渡X線パルサー2S1417$-$624のタイミングとスペクトル特性を調査します。高エネルギーカットオフと部分被覆率吸収（PCFA）モデルを使用してスペクトルを説明し、2018年の爆発時の線源のフラックス依存スペクトル変化を示します。スペクトルモデルパラメータの相関モード切り替えを利用して、以前に報告された亜臨界から臨界領域への遷移を確認し、ガスが支配的なディスクから放射圧が支配的なディスクへの二次遷移は、以下の有意なスペクトル変化をもたらさないと主張します。12keV。既存の降着理論を使用して、2S1417$-$624のスピン周波数進化をモデル化し、スピン周波数進化の多項式モデルと光度依存モデルの両方を使用して、過渡X線パルサーのノイズプロセスを初めて調査します。最初のモデルの場合、トルク変動のパワー密度スペクトルは、ディスク給電システムで一般的なバースト期間のタイムスケール内で、ソースがレッドノイズ成分（$\Gamma\sim-2$）を示すことを示しています。一方、ノイズスペクトルは、バーストエピソードの間に進行中の降着プロセスを示す高いタイミングノイズレベルで、より長いタイムスケールで白くなる傾向があります。2番目のモデルでは、ほとんどのレッドノイズ成分が除去され、ノイズスペクトルは風力システムで観察されるホワイトノイズ構造と一致していることがわかります。
高光度赤外線銀河Arp299の高温大気の元素存在量
| Title |
Elemental_Abundances_of_the_Hot_Atmosphere_of_Luminous_Infrared_Galaxy_Arp_299 |
| Authors |
Junjie_Mao,_Ping_Zhou,_Aurora_Simionescu,_Yuanyuan_Su,_Yasushi_Fukazawa,_Liyi_Gu,_Hiroki_Akamatsu,_Zhenlin_Zhu,_Jelle_de_Plaa,_Francois_Mernier,_Jelle_S._Kaastra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.14500 |
巨大な銀河の高温の大気は、金属が豊富です。X線バンドで測定された元素の存在量は、超新星残骸、楕円銀河、銀河団、銀河団の化学的濃縮を研究するために使用されてきました。ここでは、XMM-Newtonで観測された高光度赤外線銀河Arp299の高温大気の元素存在量を測定します。高温大気中の存在量を測定するために、反射格子分光計のデータにより適したマルチ温度熱プラズマモデルを使用します。観測されたFe/O存在比は太陽直下であり、Ne/OとMg/Oの存在比は太陽よりわずかに上です。コア崩壊超新星（SNcc）は、O、Ne、Mgなどの元素の主要な金属工場です。観察された存在量パターンと単純な化学濃縮モデルからの理論的パターンとの間にいくつかの偏差があります。考えられる理由の1つは、$M_{\star}\gtrsim23-27〜M_{\odot}$のある巨大な星は、SNccとして爆発せず、高温の大気を豊かにする可能性があるということです。これは、SNccの非常に大規模な前駆体$M_{\star}\gtrsim18〜M_{\odot}$が明確に検出されていない、大規模なSNcc前駆体の欠落の問題と一致しています。また、Mg/O収率の理論的なSNcc元素合成収率が過小評価されている可能性もあります。
星雲水素放出を伴う3つのコア崩壊超新星
| Title |
Three_Core-Collapse_Supernovae_with_Nebular_Hydrogen_Emission |
| Authors |
J._Sollerman,_S._Yang,_S._Schulze,_N._L._Strotjohann,_A._Jerkstrand,_S._D._Van_Dyk,_E._C._Kool,_C._Barbarino,_T._G._Brink,_R._Bruch,_K._De,_A._V._Filippenko,_C._Fremling,_K._C._Patra,_D._Perley,_L._Yan,_Y._Yang,_I._Andreoni,_R._Campbell,_M._Coughlin,_M._Kasliwal,_Y.-L._Kim,_M._Rigault,_K._Shin,_A._Tzanidakis,_M._C._B._Ashley,_A._M._Moore,_T._Travouillon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.14503 |
近くの銀河M61にあるタイプIIP超新星SN2020jfoを紹介します。Swiftおよび近赤外測光からのデータで補完されたZwickyTransientFacilityからの光度曲線が表示されます。350日間のボロメータ光度曲線は、比較的短い（〜65日）プラトーを示します。これは、中程度の噴出物の質量（〜5Msun）を意味します。分光偏光観測を含む一連の分光法が提示されます。星雲のスペクトルはHalphaによって支配されていますが、酸素とカルシウムからの輝線も明らかにしています。合成星雲スペクトルとの比較は、約12Msunの初期前駆体質量を示しています。安定したニッケルが星雲のスペクトルに存在し、超太陽のNi/Fe比を持っています。数年間の発見前のデータが調べられますが、前駆体の活動の兆候は見られません。爆発前のハッブル宇宙望遠鏡の画像は、最も赤いバンドでのみ検出され、LCの分析と星雲スペクトルモデリングとの緊張関係で、10〜15Msunの範囲の星で予想されるよりも暗い可能性のある前駆星を明らかにします。ZTFによって監視される2つの追加のコア崩壊SNeを提示します。これらは、星雲のHalphaが支配的なスペクトルも持っています。これは、星周物質との相互作用の有無が、LCと特に星雲スペクトルの両方にどのように影響するかを示しています。タイプIISN2020amvは、特にLCがでこぼこでゆっくりと進化する約40日後に、CSMインタラクションを利用したLCを備えています。遅い時間のスペクトルは、薄くて密度の高いシェルからの放出を示唆する構造を持つ強いHalpha放出を示しています。複雑な3ホーンラインプロファイルの進化は、SN1998Sで観察されたものを彷彿とさせます。SN2020jfvは、初期LCの制約が不十分ですが、水素の少ないタイプIIbからタイプIInへの遷移を示しています。この場合、光度曲線の再増光後の星雲スペクトルは、中間の線幅ではありますが、Halphaによって支配されます。
共通外層の結果のモデルとしてのストリッピング後の恒星応答
| Title |
Stellar_response_after_stripping_as_a_model_for_common-envelope_outcomes |
| Authors |
Alejandro_Vigna-G\'omez,_Michelle_Wassink,_Jakub_Klencki,_Alina_Istrate,_Gijs_Nelemans,_Ilya_Mandel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.14526 |
連星は、ミリ秒パルサー、重力波源、および短いガンマ線バーストとキロノバの前駆体として観測されています。二重中性子星の融合に進化する巨大な恒星のバイナリは、共通外層のエピソードを経験すると考えられています。このエピソードでは、巨星のエンベロープがバイナリ全体を飲み込みます。抗力または他のエネルギー源によって軌道からエンベロープに伝達されたエネルギーは、バイナリシステムからエンベロープを放出し、ストリップされた短周期バイナリにつながる可能性があります。この論文では、1次元の単一恒星進化論を使用して、中性子星連星の前駆体における共通外層相の最終段階を調査します。瞬間的に剥ぎ取られたドナー星を共通外層相の代用と見なし、星のその後の放射状進化を研究します。星が大幅な急速な再膨張を回避することを可能にし、したがって共通外層エピソードの終了のもっともらしい境界を表すストリッピング境界の範囲を決定します。これらの境界は、コア/エンベロープ境界の一般的に使用される場所である最大圧縮点の上にあることがわかります。共通外層のエピソードの後でも、星は水素に富む物質の太陽質量の一部を保持している可能性があると結論付けています。標準的なエネルギー形式の下で、すべてのモデルが共通外層を正常に排出するために追加のエネルギー源を必要とすることを示します。
ガンマ線バーストのパルスの形状は、持続時間の分布にどのように影響しますか？
ガンマ線バースト（GRB）には、短いものと長いものの2つのタイプがあります。長いGRBの対数持続時間の分布は、ガウス分布ではなく非対称です。このような非対称性は、ガウス分布の混合でモデル化された場合、別のクラスのGRBに関連付けられることが多い追加のコンポーネントの導入を必要とします。ただし、本質的に非対称な分布でモデル化する場合、そのようなコンポーネントは必要ありません。宇宙論的膨張は非対称性の原因としてすでに除外されていたので、その起源は先祖にあります。GRB光度曲線（LC）は通常、一連の高速上昇指数関数的減衰パルスによって適切に記述されます。シミュレートされたLCのアンサンブルの統計分析は、非対称性がLCのパルス形状とマルチパルス特性の自然な結果であることを示しています。
HAWCによる北フェルミバブルからのガンマ線放出の探索に向けた新しいアプローチ
| Title |
A_Novel_Approach_towards_the_Search_for_Gamma-ray_Emission_from_the_Northern_Fermi_Bubble_with_HAWC |
| Authors |
Pooja_Surajbali_(for_the_HAWC_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.14553 |
フェルミバブルは、GeVエネルギーでガンマ線で観測された構造であり、銀河の中央領域から放射され、銀河面の上下で最大8.5kpcまで広がっています。初期の研究では、構造全体でフラットな明るさが示されていましたが、最近の研究では、ベースで明るさが見られました。フェルミバブル北部からのTeV信号と、高高度水チェレンコフ（HAWC）ガンマ線観測所からのデータのベースからのTeV信号のテンプレートベースの検索を実行します。プロファイル尤度アプローチを使用して、検索領域からの有意性とフラックスを計算します。フェルミバブル北部とその基盤からの有意な信号がないため、95％の信頼水準での積分フラックスの新しい上限を報告します。フェルミバブル北部の積分フラックスの上限は、HAWCによって報告された以前の制限よりも制約があります。さらに、この特定の領域に近いフェルミ大面積望遠鏡のデータポイントとのより公正な比較を構成する、バブルの基部に関連するTeV制限を初めて提示します。
未解決の線源は、チベットAS $ \ gamma $によって観測されたPeV $ \ gamma $線拡散放出に自然に寄与します
| Title |
Unresolved_sources_naturally_contribute_to_PeV_$\gamma$-ray_diffuse_emission_observed_by_Tibet_AS$\gamma$ |
| Authors |
V._Vecchiotti,_F._Zuccarini,_F.L._Villante,_and_G._Pagliaroli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.14584 |
チベットAS$\gamma$実験は、サブPeVエネルギー範囲での銀河円盤からの全拡散ガンマ線放出の最初の測定を提供しました。HGPSカタログに含まれているTeVソースの分析に基づいて、チベットAS$\gamma$によって観測された銀河面の2つの角度ウィンドウにおける未解決のソースの予想される寄与を予測します。未解決のソースによるこの追加の拡散成分と星間物質との宇宙線相互作用による真の拡散放射の合計が、宇宙線スペクトルの漸進的な硬化を導入する必要なしに、チベットデータを十分に飽和させることを示します。銀河中心に向かって。
AMS-02反陽子過剰の再考：相関誤差の役割
| Title |
Revisiting_the_AMS-02_antiproton_excess:_The_role_of_correlated_errors |
| Authors |
Jan_Heisig,_Michael_Korsmeier,_Martin_Wolfgang_Winkler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.14606 |
宇宙線反陽子は、私たちの銀河における宇宙素粒子物理学のプロセスを研究するための注目に値する診断ツールです。測定された反陽子の大部分は二次起源と一致していますが、いくつかの研究では、AMS-02データの主要な一次成分の証拠が見つかりました。この議事録の記事では、信号に影響を与える可能性のある体系的なエラーを考慮して、過剰を再検討します。特に重要なのは、AMS-02の系統的誤差における未知の相関関係であり、その主なものは、検出器での宇宙線吸収の断面積に関連しています。核散乱データの注意深い再評価でそれらの相関を計算し、Glauber-Gribov理論を利用して、グローバルフィットで調査する歓迎された冗長性を導入します。相関エラーを含めると、信号の重要性に劇的な影響があります。特に、解析は低剛性での拡散モデルに対してより敏感になります。単一のべき乗則の拡散を超えた最小限の拡張の場合、グローバルな重要性は1$\sigma$を下回り、結果の堅牢性に深刻な疑問を投げかけます。
Swift-XRTで観測されたX線ブレーザーフレアからのニュートリノ放出のプロービング
| Title |
Probing_Neutrino_Emission_from_X-ray_Blazar_Flares_observed_with_Swift-XRT |
| Authors |
Stamatios_I._Stathopoulos,_Maria_Petropoulou,_Paolo_Giommi,_Georgios_Vasilopoulos,_Paolo_Padovani,_Apostolos_Mastichiadis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.14632 |
ブレーザーは活動銀河核の最も極端なサブクラスであり、相対論的ジェットが超大質量ブラックホールから出現し、私たちの視線に対して小さな角度を形成しています。ブレーザーは、数分から数か月の範囲の複数のタイムスケールで、広範囲の周波数にわたって大きなフラックス変動を示すため、フレア活動に関連していることも知られています。フレアブレーザーTXS0506+056からの高エネルギーニュートリノの検出と、それに続く同じ方向からの過剰なニュートリノの発見は、ブレーザーが宇宙ニュートリノ源であるという仮説を自然に強化しました。ガンマ線フレア中のニュートリノ生成は広く議論されてきましたが、X線フレアのニュートリノ収量はあまり注目されていません。高エネルギーニュートリノがそれら自身のX線シンクロトロン放射と相互作用する高エネルギー陽子によって生成されるという理論的シナリオに動機付けられて、X線ブレーザーのサンプルのサンプルに対してニュートリノ予測を行います。このサンプルは、2004年11月から2020年11月までにSwiftに搭載されたX線望遠鏡（XRT）で50回以上観測されたすべてのブレーザーで構成されています。フレア状態の統計的識別は、ベイジアンブロックアルゴリズムを使用して1keVXRTライトに対して行われます。頻繁に観察されるブレーザーの曲線。フレア状態は、データポイントの時間平均値からの変動に基づいてクラスに分類されます。各フレア状態の間に、予想されるミューニュートリノと反ミューニュートリノのイベント、およびさまざまな運用シーズンのIcecubeの点光源有効領域を使用した各光源の合計信号を計算します。持続時間が$<30$dのフレアからのニュートリノ総数（対数）の中央値は$\mathcal{N}^{（\rmtot）}_{\nu_{\mu}+\bar{であることがわかります。\nu}_{\mu}}\sim0.02$。
10年間のANTARES検出器データで相対論的磁気単極子を検索する
| Title |
Search_for_relativistic_Magnetic_Monopoles_with_ten_years_of_the_ANTARES_detector_data |
| Authors |
J._Boumaaza,_J._Brunner,_A._Moussa,_Y._Tayalati_(on_behalf_of_the_ANTARES_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.14660 |
提示された研究は、10年間（2008年1月から2017年12月）にわたってANTARESニュートリノ望遠鏡で取得されたデータを使用した磁気単極子の最新の検索です。いくつかの大統一理論によれば、磁気単極子は、初期の宇宙の対称性の破れの段階で作成され、銀河の磁場によって加速されました。それらの高エネルギーの結果として、それらは地球を横断し、適切な質量と速度の範囲で、ANTARESのようなチェレンコフベースの望遠鏡で重要な信号を放射する可能性があります。この分析では、実行ごとのシミュレーション戦略と、物質の断面積についてKasama、Yang、Goldhaberモデルを考慮した磁気単極子の新しいシミュレーションを使用します。速度が0.817cを超える相対論的磁気単極子（cは真空中の光速）で得られた結果を示します。
HAWC J2031 +415のスペクトルおよびエネルギー形態分析研究
はくちょう座繭領域は、TeVエネルギー範囲で目立つOB星団を含む複雑な領域です。この領域にあるのは3HWCJ2031+415で、その放出はおそらく2つの成分、はくちょう座OB2星団とパルサー星雲（PWN）に関連している重要なTeVガンマ線源です。この作業では、放出を最もよく説明するために、いくつかのモデリング方法が提示されます。これらのモデルは、Cocoonからの放出と思われる放出を解きほぐし、PWNの可能性のある成分を分離します。高高度水チェレンコフ（HAWC）天文台からの最新のデータセットを使用して、可能性のあるPWNの放出を説明するためにいくつかのスペクトルモデルを提示します。さらに、3HWCJ2031+415のPWNコンポーネントの異なるエネルギーバンドでのエネルギー形態研究を紹介します。
宇宙の$ \ gamma $線の背景にある星形成銀河によって刻印された署名の評価
| Title |
Assessing_the_signatures_imprinted_by_star-forming_galaxies_in_the_cosmic_$\gamma$-ray_background |
| Authors |
Ellis_R._Owen,_Khee-Gan_Lee,_Albert_K._H._Kong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.14729 |
近年、M82、NGC253、Arp220、M33などのローカル宇宙の星形成銀河（SFG）から$\gamma$線の放出が検出されています。この放出の大部分は、宇宙線（CR）とそれらのホスト銀河の星間物質との相互作用から生じるハドロン起源であると考えられています。遠方のSFGは、おそらく$\gamma$線でも明るいでしょう。それらは点光源として解決することはできませんが、遠方の未解決のSFG集団は、銀河系外の$\gamma$線バックグラウンド（EGB）に$\gamma$線をもたらします。\textit{Fermi}-LAT$\gamma$線宇宙望遠鏡での10年以上の運用にわたって収集された高品質の全天EGBデータの豊富さにもかかわらず、EGBへのSFGの正確な寄与は未解決のままです。この研究では、SFG集団からの$\gamma$線放出をモデル化し、そのような放出が物理的に動機付けられた少数のパラメーターによって特徴付けられることを示します。さらに、ソース母集団がEGBに異方性シグネチャを残すことを示します。これは、CRが豊富なSFGの基礎となるプロパティ、ダイナミクス、および進化に関する情報を生成するために使用できます。
XMM-ラジオラウドクエーサー3C215のニュートンスペクトル：スリム降着円盤またはSMBHバイナリ？
| Title |
XMM-Newton_spectrum_of_the_radio-loud_quasar_3C_215:_slim_accretion_disk_or_SMBH_binary? |
| Authors |
Alessio_Mei_and_Francesco_Tombesi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.14753 |
中央の超大質量ブラックホール（SMBH）が関与する降着と放出のメカニズムに特に関心を持って、ブロードライン電波銀河（BLRG）3C215の最も内側のコンポーネントの幾何学的構造と相互作用を調査したいと思います。これらの観測的特徴をRQセイファート1銀河のものと比較します。それらの違いを調査することで、ジェット発射メカニズムについて、そしてなぜこの現象がすべてのAGNのごく一部でのみ効率的であるのかを理解することができます。XMM-Newtonによる$\sim60$ks観測からの高品質データを使用して、$0.5-10$keVの広いエネルギー範囲で3C215の詳細なX線スペクトル分析を実行しました。一次連続体の吸収された二重べき乗則モデルを使用してスペクトルをモデル化し、イオン化されたコールドニュートラル材料からの反射によって再処理し、相対論的ブラーによって修正しました。また、以前の多波長観測で得られた結果と比較しました。コロナ$\Gamma_1=1.97\pm0.06$から一次連続光子指数を取得し、光子指数$\Gamma_2\simeq1.29$のべき乗則としてモデル化されたジェット寄与の証拠を取得します。リフレクター、おそらく降着円盤とブロードライン領域（BLR）の一部がイオン化されます（$\log\xi=2.31_{-0.27}^{+0.37}\\mathrm{erg\s^{-1}\cm}$）で、SMBHから比較的離れています（$R_{in}>38\R_g$）。ここで、$R_g=GM_{BH}/c^2$は重力半径です。不明瞭なトーラスは、斑点があり、ほこりが少なく、非効率的であるように見えますが、ジェット放射は、ねじれた結び目のある形状を示しています。これらの特性を説明するために、3つのシナリオを提案します。1。）内部ディスクのADAF状態。2.）スリム降着円盤;3.）サブPCSMBHバイナリシステム（SMBHB）。
極度の精密視線速度ワーキンググループ最終報告書
| Title |
Extreme_Precision_Radial_Velocity_Working_Group_Final_Report |
| Authors |
Jonathan_Crass,_B._Scott_Gaudi,_Stephanie_Leifer,_Charles_Beichman,_Chad_Bender,_Gary_Blackwood,_Jennifer_A._Burt,_John_L._Callas,_Heather_M._Cegla,_Scott_A._Diddams,_Xavier_Dumusque,_Jason_D._Eastman,_Eric_B._Ford,_Benjamin_Fulton,_Rose_Gibson,_Samuel_Halverson,_Rapha\"elle_D._Haywood,_Fred_Hearty,_Andrew_W._Howard,_David_W._Latham,_Johannes_L\"ohner-B\"ottcher,_Eric_E._Mamajek,_Annelies_Mortier,_Patrick_Newman,_Peter_Plavchan,_Andreas_Quirrenbach,_Ansgar_Reiners,_Paul_Robertson,_Arpita_Roy,_Christian_Schwab,_Andres_Seifahrt,_Andy_Szentgyorgyi,_Ryan_Terrien,_Johanna_K._Teske,_Samantha_Thompson,_and_Gautam_Vasisht |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.14291 |
惑星のバルク特性と潜在的な居住性を決定するには、直接イメージングまたはトランジット技術によって発見された太陽系外惑星の正確な質量測定が必要です。さらに、当面の間、極度の精密視線速度（EPRV）測定技術は、F、G、およびKの近くを周回するハビタブルゾーン地球の質量と軌道を検出および測定できる可能性がある唯一の方法であると一般に認識されています。地上からのスペクトル型の星。特に、約10cm/sよりも優れた精度（長年にわたって数cm/sの安定性がある）のEPRV測定が必要です。残念ながら、10年近くの間、PRV機器と調査は、およそ1m/s未満のRV精度に日常的に到達することができませんでした。EPRVの科学技術開発を、NASAとNSFの両方のプログラム計画の重要なコンポーネントにすることは、潜在的に居住可能な地球のような惑星を検出し、居住可能な太陽系外惑星天文台（HabEx）や大型紫外線光学などの潜在的な将来の太陽系外惑星直接イメージングミッションをサポートするという目標を達成するために重要です。赤外線サーベイヤー（LUVOIR）。これらの事実を認識して、2018NationalAcademyofSciences（NAS）ExoplanetScienceStrategy（ESS）レポートは、居住可能な地球アナログ惑星の検出と特性評価に向けた重要なステップとして、EPRV測定の開発を推奨しました。NAS-ESSの推奨に応えて、NASAとNSFはEPRVワーキンググループに、NASが意図する目標を達成するための地上ベースのプログラムアーキテクチャと実装計画を推奨するよう依頼しました。このレポートは、EPRVワーキンググループの活動、調査結果、および推奨事項を文書化しています。
次世代の太陽系外惑星イメージング機器の位置天文戦略についてSPHEREから学んだ教訓
| Title |
Lessons_learned_from_SPHERE_for_the_astrometric_strategy_of_the_next_generation_of_exoplanet_imaging_instruments |
| Authors |
A.-L._Maire,_M._Langlois,_P._Delorme,_G._Chauvin,_R._Gratton,_A._Vigan,_J._H._Girard,_Z._Wahhaj,_J.-U._Pott,_L._Burtscher,_A._Boccaletti,_A._Carlotti,_T._Henning,_M._A._Kenworthy,_P._Kervella,_E._L._Rickman,_T._O._B._Schmidt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.14341 |
直接画像化された太陽系外惑星の軌道を測定するには、星との距離が広く（$\gtrsim$10au）、公転周期が長い（$\gtrsim$20yr）ため、長期間にわたってミリアークセックレベルで正確な位置天文学を行う必要があります。この挑戦的な目標を達成するために、ヨーロッパ南天天文台（ESO）の超大型望遠鏡で最初の専用の太陽系外惑星イメージング機器であるSpectro-PolarimetricHigh-contrastExoplanetREsearch（SPHERE）に特定の戦略が実装されました。この戦略の重要な部分は、時間の経過に伴う位置天文の安定性に依存しています。近赤外線機器IRDISを使用して、光学歪み、ピクセルスケール、および真北のSPHERE画像への方向の変化を5年間監視しました。機器のキャリブレーションが2$"$の視野で$\sim$1masの位置安定性を達成することを示します。また、SPHEREの位置天文戦略、オンスカイ操作の過程で遭遇する問題、およびESOによって構築されている超大型望遠鏡上の次世代の太陽系外惑星イメージング機器。
地上ベースの中赤外線イメージングを使用して、近くの星のハビタブルゾーン内の低質量惑星をイメージングします
| Title |
Imaging_low-mass_planets_within_the_habitable_zones_of_nearby_stars_with_ground-based_mid-infrared_imaging |
| Authors |
Kevin_Wagner,_Steve_Ertel,_Jordan_Stone,_Jarron_Leisenring,_D\'aniel_Apai,_Markus_Kasper,_Olivier_Absil,_Laird_Close,_Denis_Defr\`ere,_Olivier_Guyon,_and_Jared_Males |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.14378 |
10-100au軌道上の巨大な太陽系外惑星は、若い星の周りに直接画像化されています。これらの暖かい若い惑星からの熱放射のピークは近赤外線（〜1-5ミクロン）にありますが、成熟した温和な太陽系外惑星（つまり、星のハビタブルゾーン内のもの）は主に中赤外線（中-IR：〜10ミクロン）。中赤外域のバックグラウンドノイズを軽減できれば、質量の小さい太陽系外惑星（岩の多い太陽系外惑星を含む）を非常に深い露出で画像化できる可能性があります。ここでは、チリの超大型望遠鏡（VLT）でのアルファケンタウリ地域（NEAR）プログラムの画期的な時計/新地球の最近の結果を確認します。NEARは、最も近い恒星系であるアルファケンタウリに特に焦点を当てて、太陽系外惑星のイメージング機能を推進するように設計された、地上ベースの中赤外線観測アプローチを開拓しました。NEARは、中赤外線最適化コロナグラフ、補償光学システム、ハビタブルゾーン内の中心星と熱バックグラウンドからのノイズを軽減するための高速チョッピング戦略など、いくつかの新しい光学技術を組み合わせました。私たちは、将来の計装を改善するためのVLT/NEARキャンペーンのレッスンに焦点を当てています。具体的には、チョッピングによるノイズ軽減を改善するための戦略に焦点を当てています。また、NEARから学んだことを基に、中赤外イメージングの感度をさらに高める北半球での実験である、大型双眼望遠鏡の近くの星を周回するスーパーアースの探索的調査（LESSONS）の設計と試運転についても説明します。。最後に、中赤外イメージングが太陽系外惑星の科学を可能にする可能性のいくつかについて簡単に説明します。
ルナポート：数学、力学、輸送
科学、工学、建築、および人的要因に関連する月面の輸送施設の問題が議論されています。次の10年間に行われるロジスティックの決定は、経済的な成功に不可欠である可能性があります。いくつかの問題とそれらの数学および計算との関係を概説することに加えて、この論文は意思決定者、科学者、およびエンジニアに役立つリソースを提供します。
Baikal-GVD実験のデータ品質監視システム
| Title |
Data_Quality_Monitoring_system_of_the_Baikal-GVD_experiment |
| 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/2107.14491 |
Baikal-GVDデータ品質監視（DQM）システムの主な目的は、検出器と収集されたデータのステータスを監視することです。システムは、記録された信号の品質を推定し、データ検証を実行します。DQMシステムは、Baikal-GVDの統合ソフトウェアフレームワーク（「BARS」）と統合されており、準オンラインで動作します。これにより、望遠鏡の状態の変化に迅速かつ効果的に対応することができます。
Baikal-GVDの大気ミューオントラックに沿って生成されたバックグラウンドカスケードの抑制方法
| Title |
Methods_for_the_suppression_of_background_cascades_produced_along_atmospheric_muon_tracks_in_the_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 |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.14510 |
Baikal-GVD（GigatonVolumeDetector）は、バイカル湖にあるkm$^{3}$スケールのニュートリノ望遠鏡です。現在（2021年）、Baikal-GVDは、クラスターと呼ばれる8つの独立した検出ユニットに分割された2304個の光学モジュールで構成されています。特定のニュートリノ相互作用は、カスケードと呼ばれるチェレンコフ光トポロジーを引き起こす可能性があります。ただし、カスケードのようなイベントは、ミューオントラックに沿った離散的な確率的エネルギー損失から発生します。これらのカスケードは、高エネルギーニュートリノカスケードイベントを検索する際に最も豊富な背景を生み出します。バックグラウンドカスケードを抑制するために、いくつかの方法が開発、最適化、およびテストされています。
雲の存在下でのチェレンコフ望遠鏡アレイの性能
| Title |
Performance_of_the_Cherenkov_Telescope_Array_in_the_presence_of_clouds |
| Authors |
Mario_Pecimotika,_Katarzyna_Adamczyk,_Dijana_Dominis_Prester,_Orel_Gueta,_Dario_Hrupec,_Gernot_Maier,_Sa\v{s}a_Mi\'canovi\'c,_Lovro_Pavleti\'c,_Julian_Sitarek,_Dorota_Sobczy\'nska_and_Micha{\l}_Szanecki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.14544 |
チェレンコフ望遠鏡アレイ（CTA）は、非常に高いエネルギーでのガンマ線天文学のための将来の地上観測所です。大気はすべてのチェレンコフ望遠鏡の不可欠な部分です。雲などのさまざまな大気条件により、地上の望遠鏡に到達するエアシャワーで生成されるチェレンコフ光子の割合が減少し、パフォーマンスに影響を与える可能性があります。望遠鏡の感度が低下すると、エネルギーとスペクトルが誤って構築される可能性があります。この研究は、CTAのパフォーマンスに対するさまざまな大気条件の影響を示しています。MODerate解像度の大気送信（MODTRAN）コードを使用して、さまざまな雲の基部とさまざまな光学的厚さについて、203nmから1000nmの波長範囲の曇り大気での大気透過をシミュレートしました。MODTRAN出力ファイルは、一般的なモンテカルロシミュレーションの入力として使用されました。分析は、CTAに適合したMAGICAnalysisandReconstructionSoftware（MARS）を使用して実行されました。予想通り、雲の影響は、エネルギーしきい値に近い低エネルギーで最も顕著です。密集した雲が存在する場合でも、最初の相互作用が大気中の雲底より下で発生した場合、高エネルギーのガンマ線が望遠鏡をトリガーする可能性があります。雲の存在下で得られた非常に高エネルギーのデータを分析する方法が提示されます。メソッドの体系的な不確実性が評価されます。これらの研究は、曇りの状態に対するCTAの応答についてより正確な知識を得るのに役立ち、そのような状態で得られたデータをどのように進めるかについての洞察を提供します。これは、アラートベースの観測および一時的現象のタイムクリティカルな研究にとって重要であることが判明する可能性があります。
KM3NeTでオープンサイエンスの課題に対応
| Title |
Meeting_the_challenge_of_Open_Science_in_KM3NeT |
| Authors |
Jutta_Schnabel,_Piotr_Kalaczy\'nski,_Cristiano_Bozza_and_Tamas_Gal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.14652 |
今後数十年で、KM3NeT検出器は、天体物理学や素粒子物理学から環境科学や地球海科学まで、さまざまな科学的文脈で使用できる貴重なデータを生成します。KM3NeTコラボレーションによって確立されたオープンサイエンスポリシーに基づいて、科学に対応したデータを提供し、一般的な分析アプローチを促進し、オープンソースソフトウェアを公開するためのいくつかの取り組みが現在進められています。この寄稿では、高レベルのデータとシミュレーションの派生物の交換、粒子イベントシミュレーションの作成、およびオープンサイエンスに焦点を当てたワークフローをサポートする統合コンピューティング環境の確立に焦点を当てた進行中のプロジェクトについて説明します。
SPARC4の取得システムのためのEMCCD動作パラメータの最適化
| Title |
Optimization_of_EMCCD_operating_parameters_for_the_acquisitionsystem_of_SPARC4 |
| Authors |
Denis_Varise_Bernardes,_Eder_Martioli,_Danilo_Henrique_Spadoti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.14769 |
SPARC4（OMASS4）の取得システムの電子増倍電荷結合デバイス（EMCCD）の最適化手法を紹介します。OMASS4は、性能指数として、CCDの動作モードの関数としての信号対雑音比（SNR）と取得率（AR）を使用します。OMASS4には、3つの異なる最適化モードが含まれています。（1）SNRのみの最適化。（2）ARのみの最適化。（3）SNRとARの両方を同時に最適化する。最初の2つのモードは、コスト関数の分析的最大化を計算しますが、3番目のモードは、ベイズ最適化法を使用して最適な操作モードを決定します。OMASS4を適用して、ブラジルのピコドスディアス天文台で得られた観測に最適なモードを見つけ、提供された動作モードとそのパフォーマンスを、観測者が採用したものと比較します。OMASS4をこれらすべての夜にCCDを最適化するツールとして使用した場合、最適化モード1、2、および3でそれぞれ97.17％、65.08％、および77.66％の効率を向上させることができます。
双極惑星状星雲のフォールバック？
双極惑星状星雲（PN）のサブクラスは、明確に定義された低電力の流出を示し、いくつかは、これらの流出を取り巻く衝撃関連の赤道クモの巣構造と砂時計構造を示しています。これらの構造は、球形および楕円形のPNに関連する現象とは明らかに異なり、両方の種類の構造に同時にエネルギーを与える非標準的な方法を示唆しています。この論文は、AGB後およびPN前の進化段階の初期に堆積した材料シェルからの降着によってこれらの構造にエネルギーを与えるための代替シナリオをサポートするバイポーラPNHb\、12および他の情報源に関する公開された文献からの証拠を提示します。双極流出にエネルギーを与えることに加えて、サブエディントン降着シナリオは、クモの巣と外側の砂時計の構造を、降着物質をソースの赤道領域に導くための斜めの衝撃波として流体力学的に説明することができます。フォールバックに関連する球形の降着から生じる降着率の推定値は、実際に低電力の流出を促進し、これらの光源の総光度に寄与する可能性があります。
スピッツァー赤外線分光器で観測された超低温矮星。 I.光学から中赤外分光光度法までの$ \ sim $ 300MyrでのLからTへの遷移の正確な観察
| Title |
Ultracool_Dwarfs_Observed_with_the_Spitzer_Infrared_Spectrograph._I._An_Accurate_Look_at_the_L-to-T_Transition_at_$\sim$300_Myr_from_Optical_through_Mid-infrared_Spectrophotometry |
| Authors |
Genaro_Su\'arez_(1),_Stanimir_Metchev_(1),_Sandy_K._Leggett_(2),_Didier_Saumon_(3)_and_Mark_S._Marley_(4)_((1)_The_University_of_Western_Ontario,_(2)_Gemini_Observatory,_(3)_Los_Alamos_National_Laboratory,_(4)_NASA_Ames_Research_Center) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.14282 |
$Spitzer$IRS5--14$\mu$mスペクトルと、$\sim$300Myr-oldG0VスターHNPegのT2.5コンパニオンの16$\mu$mおよび22$\mu$m測光を示します。。以前の0.8--5$\mu$m観測を組み込んで、中重力L/T遷移矮星の最も包括的なスペクトルエネルギー分布を取得します。これは、プライマリの正確なガイアEDR3視差とともに、正確な導出を可能にします。基本的なパラメータ。若い（$\約$0.1--0.3Gyr）初期T矮星は、平均して$\gtrsim$1Gyr-と比較して有効温度が$\約$140K低く、半径が$\約$20％大きく、同様の放射光度を持っていることがわかります。同様のスペクトル型を持つ古いフィールドドワーフ。私たちの正確な赤外分光光度法は、主要な炭素含有分子が最も強い遷移を示す波長で新しい詳細を提供します。メタンの場合は3.4$\mu$m、一酸化炭素の場合は4.6$\mu$mです。広く利用可能なさまざまな光球モデルの性能を評価し、凝縮物や雲のあるモデルが、この適度に若い初期T矮星の完全なSEDをよりよく再現することを発見しました。ただし、より一般的な対流不安定性処理を組み込んだ雲のないモデルは、少なくとも低解像度の近赤外スペクトルを同様によく再現します。$R\upperx2300$$J$バンドスペクトルの分析は、HNペグBの近赤外カリウム吸収線が、若いT2-T3矮星と古いT2-T3矮星の両方で見られるものと同様の強度を持っていることを示しています。アルカリ線は、L型またはより暖かい星の表面重力指標として十分に確立されていますが、初期Tの矮星では表面重力の影響を受けないと結論付けています。
太陽エネルギー粒子における元素存在比測定の60年
60年前に、化学元素のサンプリングを伴う太陽エネルギー粒子（SEP）を示す最初の観測が発表されました。このようにして、太陽コロナにおける動的物理学の直接生成物の研究が始まりました。4分間の観測ロケットサンプルからSEPイベントの継続的な衛星カバレッジに進むにつれて、周期表全体の元素存在量の異常な分布に観測を拡張しました。ソーラージェットの開いた磁力線上の磁気リコネクションの島からの小さな「衝動的な」SEPイベントは、3Heと最も重い元素の存在量を大幅に強化します。太陽フレアは同じ物理学を含みますが、そこでSEPは閉ループに閉じ込められ、熱と光としてエネルギーを消費します。より大きく、エネルギッシュな「段階的な」SEPイベントは、高速で広いコロナ質量放出（CME）によって駆動される衝撃波で加速されます。ただし、これらの衝撃は、残留する超熱衝撃イオンのプールからのイオンを再加速する可能性もあり、ジェットからのCMEも高速衝撃を引き起こす可能性があり、状況を複雑にします。SEPイベントの基礎となる元素の存在量は、太陽コロナを表します。これは、元素の最初のイオン化ポテンシャル（FIP）の関数として、光球の対応する存在量とは異なり、低FIP（<10eV）イオンと高FIP中性イオンを区別します。彩層を介して膨張する原子。SEP加速度のA/Qへの依存性により、イオンQ値の最適な推定が可能になり、したがって、存在量から導き出された約1〜3MKのソースプラズマ温度の推定が可能になります。これは、ジェットからの極端紫外線放射を使用した最近の温度測定と相関しています。しかし、エネルギースペクトル指数と存在量のべき乗則との相関の理論的根拠、3Heと重元素の増強メカニズムの共存、およびFIP比較におけるCの全体的な不足について新しい疑問が生じます。
MGAB-V859およびZTF18abgjsdg：停止状態を示すERUMa型矮新星
掃天観測の公開データリリースを使用して、MGAB-V859とZTF18abgjsdgが矮新星であり、ERUMaタイプとZCamタイプの両方の状態を示すことがわかりました。ERUMaタイプとZCamタイプの状態の間で同様の遷移を示す矮新星は2つしかありませんでした。MGAB-V859は、2019年にERUMa型から長期停止状態への移行と、2020年にZCam型状態への移行を示しました。2020年の停止中に、この天体は2回退色し、矮新星型の変動を示しました。ZTF18abgjsdgは通常、ERUMaタイプの動作を示しましたが、2018年と2019年に停止が見られました。典型的なERUMaタイプのフェーズでのこれらのオブジェクトのスーパーサイクルは、それぞれ55日と58日でした。これらの天体は、加藤らによって提案されたように、いくつかのERUMa星が実際に矮新星と新星のような状態の間を橋渡しするという追加の証拠を提供します。（2016）。
恒星スペクトルの迅速な分析のための事前に計算されたモデル大気の大きなグリッドの作成と使用
| Title |
Creating_and_using_large_grids_of_pre-calculated_model_atmospheres_for_rapid_analysis_of_stellar_spectra |
| Authors |
Janos_Zsarg\'o_(1),_Celia_Rosa_Fierro-Santill\'an_(2),_Jaime_Klapp_(2),_Anabel_Arrieta_(3),_Lorena_Arias_(3),_Jurij_Mendoza_Valencia_(1),_Leonardo_Di_G._Sigalotti_(4)_((1)_Escuela_Superior_de_F\'isica_y_Matem\'aticas_del_Instituto_Polit\'ecnico_Nacional,_(2)_Instituto_Nacional_de_Investigaciones_Nucleares,_(3)_Universidad_Iberoamericana,_(4)_Universidad_Aut\'onoma_Metropolitana-Azcapotzalco) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.14430 |
OB主系列星とWR星の領域をカバーする、9〜120M$_{\odot}$の恒星質量を持つ45,000の大気モデル（プロジェクトの終わりまでに80,000のモデルになる）のデータベースを提示します。HR図。モデルは、ABACUSIスーパーコンピューターと恒星大気コードCMFGENを使用して計算されました。パラメータ空間には、有効温度$T_{\rmeff}$、光度$L$、金属量$Z$、および3つの恒星風パラメータ（指数$\beta$、終端速度$V_）の6つの次元があります。{\infty}$、およびボリューム充填係数$F_{cl}$。各モデルについて、UV（900-2000オングストローム）、光学（3500-7000オングストローム）、および近IR（10000-30000オングストローム）領域の合成スペクトルも計算します。観測との比較を容易にするために、ROTIN3を使用して、10〜350km/sの速度を10km/sのステップでカバーすることにより、合成スペクトルを回転的に広げ、1575000の合成スペクトルのライブラリを作成しました。。事前に計算されたモデルのデータベースを使用する利点を示すために、グリッドを使用した$\epsilon$Oriの再分析の結果も示します。
青い大振幅パルセータの二元進化経路
青い大振幅脈動変光星（BLAP）は、最近発見されたクラスの脈動星であり、赤色巨星が小さなヘリウムコアを持っているときに大量に剥ぎ取られることによって生成される白色矮星と考えられています。顕著な問題は、このクラスのパルセータの星が、それらの間のギャップにある星も脈動するはずであるという予測にもかかわらず、表面重力によって2つの異なるグループを形成しているように見える理由です。バイナリ集団合成モデルを使用して、星がBLAPになるために取ることができる潜在的な進化経路を特定します。BLAPは、共通外層の進化またはロッシュローブのオーバーフローのいずれかによって生成でき、主系列星または進化したコンパクトオブジェクトが外層のストリッピングを担っています。推定された集団の質量分布は、2つの既知のパルセータのグループの中間の質量の範囲でより少ない星が予想されることを示しており、この領域での観測発見の欠如は、白色矮星の基礎となる集団の結果である可能性があることを示唆しています矮星。また、金属量の変動を考慮し、$Z=0.010$（半太陽）のBLAPが脈動的に不安定であり、より一般的である可能性があるという証拠を見つけます。この分析に基づいて、天の川が約12000のBLAPをホストすると予想し、ヴェラルービン天文台での時空のレガシー調査などの将来の観測で予想されるソースの数密度を予測します。
高統計時代における天体物理ニュートリノの秘密の相互作用の調査
| Title |
Probing_Secret_Interactions_of_Astrophysical_Neutrinos_in_the_High-Statistics_Era |
| Authors |
Ivan_Esteban,_Sujata_Pandey,_Vedran_Brdar,_John_F._Beacom |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.13568 |
ニュートリノにはかなりの自己相互作用がありますか？彼らはそうかもしれません。実験室の制約は弱いので、天体物理学の環境と初期の宇宙で強い影響が生じる可能性があります。ニュートリノ望遠鏡での観測は、ニュートリノの自己（「秘密」）相互作用の独立したプローブを提供することができます。これは、発生源が遠く、宇宙ニュートリノ背景が介入するためです。光メディエーターによって支配される秘密のニュートリノ相互作用のテストで決定的な進歩を遂げるためのロードマップを定義します。この進歩は、高エネルギー天体物理ニュートリノのIceCube-Gen2観測によって可能になります。これにとって重要なのは、以前は無視されていた、または過度に近似された効果を考慮に入れ、現実的な検出物理学を含めて、理論を包括的に扱うことです。IceCube-Gen2は、宇宙論的に関連する相互作用モデルに敏感であり、ニュートリノの自己相互作用をテストするためのニュートリノ天文学の可能性を最大限に発揮できることを示しています。今後の研究を容易にするために、さまざまなソースからのニュートリノの自己相互作用を研究するためにも使用できるコードであるnuSIPropをリリースします。
二重電流シートシステムに対する速度せん断の影響：爆発的再結合と粒子加速
| Title |
Effects_of_a_Velocity_Shear_on_Double_Current_Sheet_Systems:_Explosive_Reconnection_and_Particle_Acceleration |
| Authors |
Arghyadeep_Paul_and_Bhargav_Vaidya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.14241 |
二重電流シートシステムの爆発相に対する平行速度せん断の影響は、2D抵抗電磁流体力学（MHD）フレームワーク内で調査されます。さらに、このせん断が試験粒子の加速に及ぼす影響を調査します。二重電流シートの一般的な進化パターンは、初期過渡期、プラズモイド不安定性の開始、および最終緩和期に関して、すべてのサブアルフベニックせん断について類似しています。島のサイズが類似しているときに速度を測定すると、せん断による再結合速度の理論的なスケーリングが成り立つことがわかります。より低いせん断のためのより大きな島の幅は、爆発段階の間の再結合率を大いに高めます。さらに、せん断の存在下で加速された粒子のエネルギースペクトルの変更を調べました。我々の結果はまた、流れが粒子スペクトルの高エネルギーテールを変更するだけであり、べき乗則指数にほとんど影響を与えないことを示しています。個々の粒子の軌道は、加速に関連するさまざまなメカニズムを調査するのに役立ちます。粒子の位置に基づいて、加速メカニズムは変化することがわかります。粒子の加速における大きな磁気島内の流出領域だけでなく、流入における対流電場の重要性を強調します。大規模な一次磁気島内の再結合排気との粒子の相互作用および反射は、粒子の活性化に重要な影響を与えることが見出されている。
天体物理学のブラックホールのホーキング放射は微小であり、観測できないと考えられています。ただし、さまざまなメカニズムが異常に高い放出率に寄与する可能性があります。余分な寸法、ボソンまたはフェルミ粒子の新しい「暗い」ファミリー、またはより低い基本プランクスケール。ブラックホールは、質量損失を介して重力波で宇宙を氾濫させますか？ここでは、ブラックホール連星の形成と重力波の確率的背景の欠如が放出率を$|\dot{M}|\lesssim10^{-15}M_{\odot}/{に制限できることを示します。\rmyr}$、解決可能な刺激的なバイナリからの境界よりも7桁厳しい。
更新されたSANAE中性子モニター
| Title |
The_updated_SANAE_neutron_monitor |
| Authors |
R.D._Strauss,_C._van_der_Merwe,_C._Diedericks,_H._Kruger,_H.G._Kruger,_K.D._Moloto,_S._Lotz,_G.M._Mosotho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.14289 |
中性子モニターは、70年以上にわたって、地球近傍宇宙線フラックスを監視するための主要な地上ベースの機器です。このユニークな長期時系列を拡張するには、このような測定を継続することが不可欠です。さらに、宇宙天気の影響、特に太陽エネルギー粒子と銀河宇宙線によってもたらされる放射線リスクに対する航空業界の最近の関心により、ほぼリアルタイムの測定を提供するために現在の中性子モニターネットワークを拡張することが不可欠です。宇宙天気コミュニティに。この論文では、南極のSANAE中性子モニターに後付けされた新しい電子システムについて説明します。このシステムの初期結果を示し、非常に高い時間分解能を特徴とし、データ分析に適用される手法について説明します。これらの成功したアップグレードに基づいて、このシステムを使用して、整列する中性子モニターネットワークを活性化し、場合によっては廃止された機器の一部を復活させることができると確信しています。
暗黒物質からのクリーンエネルギー？
フランク・ウィルチェックの70歳の誕生日の記念論文集への寄稿であるこの短いメモでは、暗黒物質からどれだけの力を引き出すことができるかについて考察しています。
宇宙搭載重力波観測所による銀河核の階層的トリプルにおける重力レンズ効果の検出
| Title |
Detecting_gravitational_lensing_in_hierarchical_triples_in_galactic_nuclei_with_space-borne_gravitational-wave_observatories |
| Authors |
Hang_Yu_and_Yijun_Wang_and_Brian_Seymour_and_Yanbei_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.14318 |
恒星質量連星ブラックホール（BBH）は、超大質量ブラックホール（SMBH）の近くで融合する可能性があります。ＢＢＨの周りのＢＢＨの軌道（すなわち、外側の軌道）が１年未満であり、より短い場合、ＢＢＨによって放出される重力波（ＧＷ）は、ＳＭＢＨによってレンズ化される可能性が高いことが示唆される。宇宙搭載のGW天文台によるBBHの観測時間よりも。このようなBBH+SMBHトリプルシステムの場合、BBHの軌道面のドジッター歳差運動も重要です。したがって、この作業では、BBHによって放出され、ドップラーシフト、ドジッター歳差運動、重力レンズなどの効果によってSMBHによって変調されたGW波形を研究します。特に、0。1年の外公転周期と$10^7M_\odot$のSMBH質量の場合、標準の強いレンズの特徴が宇宙で検出される可能性が3\％-10\％あることを示します。LISAやTianGOなどのGW検出器。より大規模なレンズ（$\gtrsim10^8M_\odot$）と、周期が0。1年未満のよりコンパクトな外軌道の場合、SMBHのレトロレンズも1％レベルの検出確率を持つ可能性があります。さらに、レンズ効果と外側軌道のダイナミクスを組み合わせることにより、中央のSMBHの質量が$\sim10^{-4}$の分数誤差で正確に決定できることがわかります。これは、レンズの質量と光源の角位置の間の縮退が外側の軌道運動によって持ち上げられるため、静的レンズの場合よりもはるかに優れています。レンズ効果を含めると、レンズなしの場合よりも3倍長い歳差運動期間でdeSitter歳差運動を検出することもできます。最後に、軌道力学から決定されたSMBHの質量と、両方の現象の背後にある理論のテストとして機能する重力レンズから推測された質量との間の一貫性を確認できることを示します。偏差の統計誤差は1％レベルに制限できます。
木星型惑星の深部内部にある部分拡散性ヘリウム-シリカ化合物
| Title |
Partially_Diffusive_Helium-Silica_Compound_in_the_Deep_Interiors_of_Giant_Planets |
| Authors |
Cong_Liu,_Junjie_Wang,_Xin_Deng,_Xiaomeng_Wang,_Chris_J._Pickard,_Ravit_Helled,_Zongqing_Wu,_Hui-Tian_Wang,_Dingyu_Xing,_Jian_Sun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.14416 |
ヘリウムは宇宙で2番目に豊富な元素であり、シリカとともに、それらは巨大惑星の主要な構成要素です。高圧下でのヘリウムとシリカの反応性と状態を調査することは、巨大惑星の進化と内部構造を開発し理解するために基本的に重要です。ここでは、第一原理計算と結晶構造予測を使用して、600〜4000GPaの圧力範囲で7/8配位のシリコン原子を持つヘリウムシリカ化合物の4つの安定相を特定します。これは、ソーラーシステム。HeSiO2の密度は、惑星の現在の構造モデルと一致しています。このヘリウム-シリカ化合物は、土星の等エントロピーに沿った高圧および高温条件で超イオンのようなヘリウム拡散状態、木星の金属流体状態、天王星とネプチューンの深部内部の固体状態を示します。ヘリウムとシリカの反応は、巨大惑星の岩石コアの侵食につながり、希薄なコア領域を形成する可能性があります。これらの結果は、高圧下でのヘリウムの反応性を強調して新しい化合物を形成し、巨大惑星のより洗練された内部モデルを構築するのに役立つ証拠も提供します。
| Title |
Horizontal_muon_track_identification_with_neural_networks_in_HAWC |
| Authors |
J._R._Angeles_Camacho,_H._Le\'on_Vargas_(for_the_HAWC_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.14475 |
今日、高エネルギー物理学における人工ニューラルネットワークの実装は、信号検出の改善に関して優れた結果を得ています。この作業では、HAWCでのイベント識別にニューラルネットワーク（NN）を使用することを提案します。この天文台は、近年、水平ミューオントラックを識別するアルゴリズムを実装した水チェレンコフガンマ線検出器です。ただし、これらのアルゴリズムはあまり効率的ではありません。この作業では、3つのNNの実装について説明します。2つは画像分類に基づいており、もう1つはオブジェクト検出に基づいています。これらのアルゴリズムを使用して、識別されたトラックの数を増やします。この研究の結果は、将来、HAWCによるニュートリノの間接測定のための地球スキミング技術の性能を改善するために使用される可能性があります。
| Title |
Chiral_condensates_for_neutron_stars_in_hadron-quark_crossover:_from_a_parity_doublet_nucleon_model_to_an_NJL_quark_model |
| Authors |
Takuya_Minamikawa,_Toru_Kojo_and_Masayasu_Harada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.14545 |
核からクォーク物質領域までの中性子星物質中のキラル凝縮体を研究します。核物質はパリティダブレットモデル（PDM）で、クォーク物質は南部-ジョナ-ラシーノ（NJL）モデルで、核物質とクォーク物質の状態方程式を補間することで中間密度の物質を記述します。モデルパラメータは、原子核物理学と中性子星観測によって制約されます。内挿された領域のさまざまなコンデンセートは、内挿の境界でのコンデンセートの化学ポテンシャル依存性から推定されます。実質的なキラル不変質量（$m_0\gtrsim500$MeV、中性子星観測で支持されている）を持つPDMの使用は、穏やかなキラル回復を予測し、重要なキラル凝縮物はバリオン密度$n_B\sim2-3n_0のままです。$（$n_0\simeq0.16\、{\rmfm}^{-3}$：核飽和密度）、$n_B\gtrsim5n_0$でのカラーフレーバーロック相のNJL予測にスムーズに近づいています。同じ方法を適用して、ダイクォーク凝縮体、アップクォーク、ダウンクォーク、ストレンジクォークの数密度、およびレプトンの割合を推定します。私たちの説明では、補間されたドメインでのキラル復元は、2つの概念的に異なるキラル復元効果で進行します。1つは核子の正のスカラー密度に関連しており、希薄な領域に関連しています。もう1つは主に、クォークのフェルミ海の成長によって引き起こされるクォークのディラックの海の変化から生じます。原子核およびクォーク物質の微物理学を補間するためのいくつかの定性的予想について議論します。
相対論的ポリトロープの安定性分析
天体物理学と宇宙論の主な問題は、特定の平衡構成が安定しているかどうかにかかわらず、天体物理学のオブジェクトの厳しい安定性でした。この記事では、ポリトロープ指数を持つ構造を考慮して、ポリトロープ状態方程式を使用して相対論的自己重力静水圧球を研究し、相対論的パラメーターの結果を示します。ポリトロープの質量が最大値を持ち、半径方向の不安定性の最初のモードを表す臨界相対論的パラメーターを決定しました。n=1（0.5）-2.5の場合、安定した相対論的ポリトロープはそれぞれ臨界値0.42、0.20、0.10、0.04未満で発生しますが、不安定な相対論的ポリトロープは相対論的パラメーターが同じ値より大きい場合に得られます。n=3.0およびの場合、エネルギー的に不安定な解が発生しました。さまざまなポリトロープ指数についてこの論文で得られた臨界値の結果は、何人かの著者によって評価されたものと完全に一致しています。与えられた相対論的関数の分析解と数値解の比較は、次数の最大相対誤差を提供します。
静止質量エネルギーの起源
今日、標準モデルで慣性がどのように作成されるかについて、不完全ではあるが確実な物理的画像が得られます。宇宙で目に見えるバリオンの「質量」のほとんどは、加速されたクォークでのグルオンの逆反応によるものであり、後者は、ヒッグス場との結合に起因するものであることがわかっています。また、他のいくつかの粒子に慣性を割り当てます。しかし、19世紀の終わりに向けて多くの試みがなされたにもかかわらず、静止質量エネルギーの起源について物理的に実行可能な説明はありませんでした。その結果、アインシュタイン自身の画期的な貢献が彼のアナスミラビリスにもたらされました。ここでは、この議論に、私たちが因果関係がある宇宙のその部分との重力結合エネルギーを計算するための最新の宇宙観測と理論的モデリングから得た洞察のいくつかを紹介し、このエネルギーが実際に等しいことを示します慣性mが重力質量の代理として見られるときのmc^2。
混沌とした3体システムにおけるバイナリの結合と再結合
バイナリシステムをエスケープせずにボディの1つが排出される3つのボディシステムは、これまでさまざまな制限された形式で研究されてきました。ただし、これらの研究はいずれも、一般的な設定での問題に焦点を当てていません。したがって、この現象を定性的に研究するために、この問題の範囲を不等質量システムに拡張し、正確に計算された初速度を持つ固定初期点のさまざまな構成、いくつかのゼロ速度モデル、およびいくつかの最適化モデルを検討することによってそれらを一般化しようとします。この分野で行われた以前の研究と同様の用語の使用が見られますが、異なる分析および評価方法が組み込まれています。
カー時空における一般軌道のスカラー荷電粒子の正則化
湾曲した背景時空を移動するスカラー荷電粒子は、それ自体の動きに影響を与える場を放出します。この結果として生じる運動の解決は、しばしば自己力問題と呼ばれます。これは、宇宙物理的に興味深いコンパクトボディバイナリであるExtremeMassRatioInspiralsのおもちゃモデルとしても機能し、将来の宇宙ベースの重力波検出器LISAのターゲットとなります。このようなシステムのモデリングでは、点粒子の仮定により、スカラー、電磁気、重力などのシナリオに関係なく、粒子の運動を解決するために安全に除去する必要のある問題のある特異点が生じます。ここでは、スカラー荷電粒子に焦点を当て、正則化のモードサム法を採用した場合のDetweiler-Whiting正則化フィールドの次の次数とその結果の正則化パラメーターを計算します。これにより、十分に高速な自己力計算が可能になり、$\ell$モードを大幅に減らして同じレベルの精度が得られます。支配方程式が類似しているため、これはカー時空における電磁粒子または質量荷電粒子の同様の計算の基礎を築き、有効ソースや一致した展開などの他の正則化スキームにも適用されます。
