銀河集合バイアスと大規模分布：IllustrisTNGと半解析モデルの比較
| Title |
Galaxy_assembly_bias_and_large-scale_distribution:_a_comparison_between_IllustrisTNG_and_a_semi-analytic_model |
| Authors |
Boryana_Hadzhiyska,_Sonya_Liu,_Rachel_S._Somerville,_Austen_Gabrielpillai,_Sownak_Bose,_Daniel_Eisenstein,_and_Lars_Hernquist |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.00006 |
この作業では、2つの銀河モデル、流体力学シミュレーションIllustrisTNGとSanta-Cruz半解析モデル（SC-SAM）によって予測された、$z=0$での恒星質量選択サンプルの大規模構造観測量を比較します。両方のモデルは、互いにではなく、観測値に一致するように個別に調整されていますが、2点クラスタリングと銀河アセンブリバイアスシグネチャについては、2つのモデル間で良好な一致が見られます。モデルはまた、いくつかの量的な違いはあるものの、形成履歴や濃度など、質量以外の二次ハローパラメータに対する占有率とクラスタリングの質的に類似した応答を示しています。したがって、私たちの結果は、SC-SAMとTNGの銀河とハローの関係が一次と非常に似ていることを示しています。ただし、モデルが異なる領域もあります。たとえば、SC-SAMに欠けているTNGのハローガス含有量と環境の間の強い相関関係、および低質量ハローの占有予測の違いに注目します。さらに、密度場のキュムラントなどの高次統計量が、銀河分布を正確に記述し、2点統計量の縮退した振る舞いを示すモデルを区別するのに役立つことを示します。私たちの結果は、SAMが次世代の宇宙論的調査のための模擬カタログを生成するための有望な費用効果が高く直感的な方法であることを示唆しています。
赤色巨星の分岐距離スケールのヒントの比較：カーネギー-シカゴハッブルプログラムの独立した縮小とハッブル定数の値
| Title |
Comparing_Tip_of_the_Red_Giant_Branch_Distance_Scales:_An_Independent_Reduction_of_the_Carnegie-Chicago_Hubble_Program_and_the_Value_of_the_Hubble_Constant |
| Authors |
Gagandeep_S._Anand,_R._Brent_Tully,_Luca_Rizzi,_Adam_G._Riess,_Wenlong_Yuan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.00007 |
赤い巨大な枝の先端は、銀河外の色等級図と赤い巨大な枝の先端（CMDs/TRGB）カタログで入手できるハッブル宇宙望遠鏡（HST）で500個の近くの銀河までの距離を測定するために使用されています距離データベース（EDD）。私たちの確立された方法は、フリードマン（2021）で最高潮に達する一連の論文で、カーネギー-シカゴハッブルプログラム（CCHP）によって提示された目標の独立した削減を実行するために採用されています。私たちの独自の方法論には、赤色巨星分枝と漸近巨星分枝の観測された光度関数のモデリングが含まれます。これは、CCHPで採用されているエッジ検出アルゴリズムとは異なります。すべてD<20Mpcで、新しいイメージングを使用した11のホストの距離の間に優れた一致が見られます。ただし、Cepheidsとの距離を測定するように設計されたアーカイブデータを使用する5つのホストのうち4つについて、すべてD>23MpcでTRGBを測定することはできません。メガメーザーホストNGC4258のハローで行われた2つの新しいHST観測で、最初は同じACSF606WおよびF814Wフィルターを使用し、SNIaホストに使用されるサービス後の電子機器を使用して、TRGB距離スケールを幾何学的メガメーザー距離に合わせて調整します。。TRGB距離を使用すると、超新星のパンテオンまたはカーネギー超新星プロジェクト（CSP）サンプルを使用したときに、ハッブル定数$H_{0}$=71.5$\pm$1.8km/s/Mpcの値が見つかります。将来的には、JamesWebbSpaceTelescopeは、TRGBの測定値をSNIaの追加のホストに拡張し、$H_{0}$への個別のパスの表面輝度変動測定値を拡張します。
ConKer：任意の次数の等方性相関の評価
宇宙物質密度の高次相関は、宇宙論的分析においてますます価値のあるものになっています。ただし、このような相関関数の計算には計算コストがかかります。相関関数を推定する新しい方法を設計することにより、これらの課題を回避することを目指しています。これは、球形カーネルを使用して物質分布のFFT畳み込みを実行するアルゴリズムであるConKerで実現されます。ConKerは、SDSSDR12銀河調査のCMASSサンプルに適用され、相関次数n=5までの等方性相関を計算するために使用されます。また、n=2およびn=3のケースを従来のアルゴリズムと比較して、新しいアルゴリズムの精度を検証します。方法。アルゴリズムのタイミング調査を実行すると、アルゴリズムの3つのコンポーネントのうち2つはカタログサイズNに依存せず、1つのコンポーネントはO（N）であり、1,000万を超えるオブジェクトのカタログを支配し始めます。n<5の場合、主要な計算はO（N^（4/3logN））です。ここで、Nはグリッドセルの数です。nが高い場合、実行時間は時間計算量O（N^（（n+2）/3））のコンポーネントによって支配されると予想されます。ConKerは、宇宙物質密度の高次相関を調べるための高速で正確な方法であることがわかりました。
宇宙で水素21cm線を探す
中性水素からの21cmの輝線を研究することは、暗黒時代と再電離の時代（EoR）の間の最初の構造の作成を理解するための私たちの最良の希望であるかもしれないということは広く認められています。この超微細遷移は、水素中の電子と陽子の間のスピン-スピン相互作用の結果として発生します。平行スピン（三重項）状態のエネルギーは、逆平行スピン（一重項）のエネルギーよりも大きくなります。この移行は厳しく禁止されており、移行確率は$2.6\times10^{-15}\mathrm{s}^{-1}$と非常に低くなっています。可能性は低いですが、21cmの超微細遷移は、宇宙に水素が豊富にあるため、観測天文学で最も重要なツールの1つです。基底状態の相対的な占有数と励起状態の占有数によって、21cmの放出または吸収の強度が決まります。衝突またはいわゆるWouthuysen-Field効果は、両方とも21cm線を励起する可能性があります。この記事では、21cm放射の基本的な物理学について簡単に説明し、現在の主要な世界的な21cm信号実験に焦点を当てます。また、これらの観測結果を使用して、天文学と宇宙論に関連するいくつかの概念についても説明します。
| Title |
MOG_cosmology_without_dark_matter_and_the_cosmological_constant |
| Authors |
Zahra_Davari_(1)_and_Sohrab_Rahvar_(1)_((1)_Department_of_Physics,_Sharif_University_of_Technology,_P.O.Box_11365-9161,_Tehran) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.00266 |
この作業では、宇宙のダイナミクスに関するMOdifiedGravity（MOG）理論を調査し、その結果を$\Lambda$CDM宇宙論と比較します。MOGモデルの背景宇宙論的性質と線形摂動レベルでの構造形成を研究します。統計ベイズ分析を使用して、2つのモデルを現在利用可能な宇宙論データと比較します。自由パラメーターの更新された制約を取得した後、モデル選択のいくつかの方法を使用して、縮小カイ2乗（$\chi^2_{\rmred}$）やいくつかの基本的なモデルなどのより一貫性のあるモデルの選択を支援します。赤池情報量基準（AIC）、ベイズ因子またはベイズ情報量基準（BIC）、逸脱度情報量基準（DIC）などの情報量基準。MOGモデルは、バックグラウンドデータと構造形成の線形成長を使用した全体的な統計分析の$\chi^2_{\rmred}$とDICの結果により、$\Lambda$CDMモデルと一致しているように見えます。
宇宙パイロット調査の進化マップ
| Title |
The_Evolutionary_Map_of_the_Universe_Pilot_Survey |
| Authors |
Ray_P._Norris,_Joshua_Marvil,_J._D._Collier,_Anna_D._Kapinska,_Andrew_N._O'Brien,_L._Rudnick,_Heinz_Andernach,_Jacobo_Asorey,_Michael_J._I._Brown,_Marcus_Bruggen,_Evan_Crawford,_Jayanne_English,_Syed_Faisal_ur_Rahman,_Miroslav_D._Filipovic,_Yjan_Gordon,_Gulay_Gurkan,_Catherine_Hale,_Andrew_M._Hopkins,_Minh_T._Huynh,_Kim_HyeongHan,_M._James_Jee,_Baerbel_S._Koribalski,_Emil_Lenc,_Kieran_Luken,_David_Parkinson,_Isabella_Prandoni,_Wasim_Raja,_Thomas_H._Reiprich,_Christopher_J._Riseley,_Stanislav_S._Shabala,_Jaimie_R._Sheil,_Tessa_Vernstrom,_Matthew_T._Whiting,_James_R._Allison,_C._S._Anderson,_Lewis_Ball,_Martin_Bell,_John_Bunton,_T._J._Galvin,_Neeraj_Gupta,_Aidan_Hotan,_Colin_Jacka,_Peter_J._Macgregor,_Elizabeth_K._Mahony,_Umberto_Maio,_Vanessa_Moss,_M._Pandey-Pommier,_Maxim_A._Voronkov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.00569 |
オーストラリアの正方形キロメートルアレイパスファインダー（ASKAP）望遠鏡を使用して944MHzで観測された、宇宙の進化マップ（EMU）の最初のパイロット調査からのデータと初期結果を示します。この調査は、ダークエネルギーサーベイの対象地域の270\sqdegをカバーし、$\sim$11--18秒角の空間分解能で25--30\ujybm\rmsの深さに達し、$\のカタログになります。sim$220,000ソース、そのうち$\sim$180,000は単一コンポーネントソースです。ここでは、単一コンポーネントソースのカタログを、（利用可能な場合）光学および赤外線の相互識別、分類、および赤方偏移とともに示します。この調査では、以前の調査と比較して、パラメーター空間の新しい領域を調査します。具体的には、EMUパイロット調査では、光源の密度が高く、表面輝度の低い放射に対する感度も高くなっています。これらの特性により、以前の調査ではめったに見られなかった、または見られなかった種類の情報源が検出されます。ここでは、これらの新しい結果のいくつかを紹介します。
ローカライズされた高速電波バーストからのハッブル定数の8 \％決定
| Title |
An_8\%_Determination_of_the_Hubble_Constant_from_localized_Fast_Radio_Bursts |
| Authors |
Q._Wu,_G._Q._Zhang,_F._Y._Wang_(NJU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.00581 |
$\Lambda$CDMモデルは、宇宙論的観測の大部分をうまく説明しています。ただし、$\Lambda$CDMモデルは、ハッブル張力、ローカルプローブからの測定値と$\Lambda$CDMモデルでのプランク宇宙マイクロ波背景放射からの予測との間のハッブル定数$H_0$の顕著な違いによって挑戦されます。したがって、ハッブルの張力をテストするために、新しい距離インジケーターが緊急に必要です。高速電波バースト（FRB）は、宇宙論的な距離で発生するミリ秒のパルスであり、魅力的な宇宙論的プローブです。しかし、ホスト銀河がもたらす分散測定（DM）と銀河間媒体の不均一性を観測から正確に決定できないという厄介な問題があります。それらの固定値を想定した以前の研究は、分析において制御されていない系統的エラーをもたらします。合理的なアプローチは、それらを宇宙論的シミュレーションから抽出された確率分布として扱うことです。ここでは、14個のローカライズされたFRBを使用した${H_0}=64.67^{+5.62}_{-4.66}{\rm\km\s^{-1}\Mpc^{-1}}$の測定値を報告します。68.3パーセントの信頼度で8.7\％の不確実性。FRBの高いイベント率と電波望遠鏡（つまり、オーストラリアの正方形キロメートルアレイパスファインダーと超大型アレイ）のローカリゼーション機能のおかげで、適度なサイズのサンプル（$\sim$100ローカライズされたFRB）の将来の観測は新しい測定方法を提供しますハッブル張力をテストするための高精度（$\sim$2.6\％）の$H_0$。
プランク前景解析での自由放出を使用した初期形成暗黒物質ハローへの制約
| Title |
Constraint_on_the_early-formed_dark_matter_halos_using_the_free-free_emission_in_the_Planck_foreground_analysis |
| Authors |
Katsuya_T._Abe,_Teppei_Minoda_and_Hiroyuki_Tashiro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.00621 |
暗黒時代の暗黒物質ハローからの拡散バックグラウンドフリーフリー放出を評価して、小規模な密度変動に対する新しい制約を提供します。小規模な物質密度変動の大きな振幅が存在する場合、過剰は暗黒物質ハローの初期形成を促進します。ビリアル温度が十分に高くなると、ハロー内のガスが加熱され、熱衝突によってイオン化されます。加熱されたイオン化ガスは、フリーフリープロセスによって光子を放出します。これらの光子の合計を、拡散バックグラウンドの自由放出として観察します。ガス密度と温度プロファイルを含む分析的暗黒物質ハローモデルを仮定して、マイクロ波周波数範囲で初期に形成された暗黒物質ハローからの拡散バックグラウンドフリーフリー放出の強度を計算します。宇宙マイクロ波背景放射に関する最近の前景分析と比較して、小規模での密度変動の超過に対する制約を取得します。私たちの制約は、曲率摂動の観点から、$k\simeq1-100〜\mathrm{Mpc}^{-1}$の$P_\zeta\lesssim10^{-8}$に対応します。したがって、私たちの制約は、$1〜\rmMpc$スケール未満の摂動に対する最も厳しい制約です。
クラスタリング、宇宙せん断、CMBレンズ効果、および相互相関からの宇宙論：ルービン天文台とサイモン天文台の組み合わせ
| Title |
Cosmology_from_Clustering,_Cosmic_Shear,_CMB_Lensing,_and_Cross_Correlations:_Combining_Rubin_Observatory_and_Simons_Observatory |
| Authors |
Xiao_Fang,_Tim_Eifler,_Emmanuel_Schaan,_Hung-Jin_Huang,_Elisabeth_Krause,_Simone_Ferraro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.00658 |
近い将来、ルービン天文台の時空レガシー調査（LSST）とサイモンズ天文台（SO）の重複は、共同宇宙論データセット分析の理想的な機会を提供するでしょう。この論文では、銀河の位置、銀河のせん断、およびCMBレンズ収束場から導出された6つの2点関数を使用して、これら2つの実験の結合尤度分析をシミュレートします。私たちの分析は現実的なノイズと系統分類モデルに焦点を当てており、ダークエネルギーの性能指数（FoM）が1年目（6年目）にLSSTのみからLSST+SOに53％（92％）増加することがわかりました。また、クラスタリング分析とレンズ分析の両方に同じ銀河サンプルを使用することの利点を調査し、この選択により、全体的な信号対雑音比が約30〜40％向上し、photo-zキャリブレーションが大幅に向上し、宇宙論がわずかに向上することを発見しました。制約。最後に、壊滅的なphoto-z外れ値の影響を調査し、無視すると重大なパラメーターバイアスが発生することを発見しました。「島モデル」と呼ばれる新しい緩和アプローチを開発します。これは、制約力を維持しながら、わずかなパラメーターでバイアスの大部分を修正します。
おうし座流星群の動的解析：過去の軌道収束の証拠
| Title |
A_dynamical_analysis_of_the_Taurid_Complex:_evidence_for_past_orbital_convergences |
| Authors |
A._Egal,_P._Wiegert,_P._G._Brown,_P._Spurn\'y,_J._Borovi\v{c}ka_and_G._B._Valsecchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.00041 |
この作業の目標は、個々の牡牛座流星群（TC）オブジェクトのダイナミクスが、より大きな物体の断片化による複合体の形成と一致しているかどうか、またはTCメンバー間の現在の軌道親和性が他の動的プロセスに起因するかどうかを判断することです。この目的のために、エンケ彗星、51個の地球近傍小惑星（NEA）、および16個のおうし座流星群の時間による軌道の類似性が調査されました。各物体のクローンは、時間的に逆方向に数値的にシミュレートされ、任意の2つの物体のクローンのかなりの部分が、最小軌道交差距離が短く、相対速度が小さい状態で互いに接近したときのエポックが特定されました。私たちのサンプルの12組の遺体だけが、過去2万年、主に西暦前3200年頃にそのような関連を示しています。これらには、2P/エンケ彗星とNEA2004TG10、2005TF50、2005UR、2015TX24、およびいくつかの南牡牛座流星群の火の玉が含まれます。この軌道収束は、5000年から6000年前の大きな親体の断片化と互換性があり、2P/エンケ彗星とTCに関連するいくつかのNEA、および現在おうし座流星群に記録されているいくつかの大きな流星物質の分離をもたらします。ストリーム。ただし、純粋に動的なプロセスの影響は、これらのオブジェクト間の共通の起源を必要とせずに、この軌道の和解の代替の説明を提供する可能性があります。これら2つの仮説を区別するために、TC小惑星の将来のスペクトル調査が必要です。
カッシーニのVIMSとISSの観測から推測される、2012年から2017年までの土星の北極の色と雲の構造の進化
0.35から5.12ミクロンのカッシーニ/ISS画像とカッシーニ/VIMSスペクトル画像の観測は、2012年から2017年の間に、土星の北六角形の極側の領域が、目の内側の領域を除いて、濃い青/緑から適度に明るい金色に変化したことを示しています（88.2度-90度N）、これは比較的変化していません。これらのさらに劇的な近IR変化は、50mbar付近の有効圧力での成層圏ヘイズ、通常300mbar付近の推定ジホスフィン粒子のより深いヘイズ、アンモニア雲層からなる4つのコンパクト層のエアロゾルモデルによって再現できます。0.4バールから1.3バールの間のベース圧力、および2.7から4.5バールの領域内のNH4SHと水氷粒子の可能な混合のより深い雲。個別の特徴間の背景雲の分析では、2013年から2016年の間に、目の端近くで約1バールから0.4バールに減少したアンモニア氷層を除いて、ほとんどの層の有効圧力はほとんど変化しなかったことが示されています。目の内側の1バールに増加しました。六角形の内側では、光学的厚さが大幅に増加し、推定上のジホスフィン層の目の近くで最大10倍、六角形の内部の大部分で4倍に増加しました。目の内部では、エアロゾルの光学的厚さが非常に低く、下降運動を示唆しています。2016年の目と周囲のコントラストの高さは、目の外側の光学的厚さが大幅に増加したためです。ほとんどの六角形領域内の青/緑から金への色の変化は、2013年から2016年の間に光学的厚さが4倍、ほぼ1倍に増加した成層圏ヘイズの変化によってほぼ完全に説明できます。短波長ピーク虚数指数で3つ。
惑星大気における夏の半球ジェットの出現
ゾーンジェットは惑星大気で一般的です。それらの特徴、構造、および季節変動は、惑星のパラメーターに依存します。地球と火星の至点の間、冬半球には強い偏西風があり、夏半球のハドレーセルの上昇領域には弱い低レベルの偏西風があります。この夏のジェットは、冬のジェットの優位性とそれを制御するバランスがより複雑であるため、そしてそれらを理解するためにはより広いパラメータ体制を探求する必要があるため、広い惑星の文脈ではあまり探求されていません。地球型惑星のジェット特性と、冬と夏が支配的なジェット体制間の移行をよりよく理解するために、回転速度と傾斜角に対するジェットの依存性を調査します。パラメータ空間のかなりの部分で、支配的なジェットは冬の半球にあり、夏のジェットは弱く、境界層に制限されています。ただし、回転速度が遅く、傾斜角が大きい場合、最も強いジェットは冬の半球ではなく夏にあることを示します。サマージェットの運動量バランスの分析は、バランスが単に旋衡風ではなく、境界層の抗力と垂直移流の両方が不可欠であることを明らかにしています。赤道傾斜角が高く、回転速度が遅い場合、赤道横断の冬のセルは広くて強いです。夏半球に戻る極方向の流れは、エクマン境界層を介して低レベルの偏西風によってバランスが取られ、運動量は上昇する枝の近くで上向きに移流され、対流圏中部の夏のジェットになります。
ディープラーニングベースのオブジェクト検出アルゴリズムを使用して光度曲線信号を識別します。 I.トランジット検出
| Title |
Identify_Light_Curve_Signals_with_Deep_Learning_Based_Object_Detection_Algorithm._I._Transit_Detection |
| Authors |
Kaiming_Cui,_Junjie_Liu,_Fabo_Feng,_and_Jifeng_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.00670 |
トランジット系外惑星の分野では深層学習技術が十分に検討されてきましたが、これまでの研究は主に分類と検査に焦点を当てています。この作業では、コンピュータビジョン分野で実績のあるオブジェクト検出フレームワークに基づいた新しい検出アルゴリズムを開発します。確認されたケプラー太陽系外惑星の光度曲線でネットワークをトレーニングすることにより、モデルは、信号対雑音比が6を超えるトランジットに対して94\％の精度と95％の再現率を実現します（信頼しきい値を0.6に設定）。信頼度のしきい値をわずかに低くすると、リコールは97％を超える可能性があり、このモデルは大規模な検索に適用できます。また、トレーニング済みモデルをTESSデータに転送し、同様のパフォーマンスを取得します。私たちのアルゴリズムの結果は、人間の視覚の直感と一致し、単一の通過候補を簡単に見つけることができます。さらに、出力境界ボックスのパラメーターは、マルチプラネットシステムを見つけるのにも役立ちます。当社のネットワークおよび検出機能は、GitHubおよびPyPIでホストされているオープンソースのPythonパッケージであるDeep-Transitツールキットに実装されています。
原始惑星系円盤に埋め込まれた2つのスーパーアースの移動に対する波動惑星相互作用の重要性について
| Title |
On_the_importance_of_wave_planet_interactions_for_the_migration_of_two_super-Earths_embedded_in_a_protoplanetary_disk |
| Authors |
Zijia_Cui_(1),_John_C._B._Papaloizou_(2)_and_Ewa_Szuszkiewicz_(1)_((1)_Institute_of_Physics_and_CASA,_University_of_Szczecin,_(2)_DAMTP,_University_of_Cambridge) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.00792 |
原始惑星系円盤を移動する2つの低質量惑星間の反発メカニズムを調査します。この惑星では、相対的な移動が収束から発散に切り替わります。このメカニズムは、一方の惑星から放出された密度波を呼び出して、角運動量をもう一方の軌道領域に伝達し、次に馬蹄形の抗力を介して直接その惑星に伝達します。反発メカニズムがいつ有効になるかを示す簡単な分析的推定値を作成します。惑星が反発されるための1つの条件は、それがディスクに部分的なギャップを形成することであり、別の条件は、これがそれとの角運動量交換をサポートするのに十分な材料を含むべきであるということです。二次元流体力学的シミュレーションを使用して、それらの間の反発のために原始惑星ディスクに埋め込まれた2つの超地球の発散移動を取得し、これらの条件を検証します。共鳴相互作用の重要性を調査するために、一次の釣り合いのとれた惑星ペアの移動を研究します。共振への近接性は重要であるように見えますが、必須ではありません。この文脈では、惑星間の重力相互作用が除去されたときに反発が依然として発生し、別の惑星によって励起された波を介した角運動量伝達の重要性を示唆していることがわかります。これは、共軌道物質の散乱（馬蹄形の抗力）、または近くを周回する物質によって発生する可能性があります。私たちの結果は、条件が上記の2つの惑星間の反発に有利である場合、それらの周期比が共振値またはおそらく通約可能性の希少性よりも大きい、多くの場合わずかに大きい惑星ペアを観測することを期待することを示しています。
イオンおよびフェムト秒レーザーを照射したかんらん石と輝石を使用した太陽風と微小隕石の衝突によって誘発された宇宙風化スペクトル変化の比較
| Title |
Comparison_of_space_weathering_spectral_changes_induced_by_solar_wind_and_micrometeoroid_impacts_using_ion-_and_femtosecond-laser-irradiated_olivine_and_pyroxene |
| Authors |
K._Chrbolkov\'a,_R._Brunetto,_J._\v{D}urech,_T._Kohout,_K._Mizohata,_P._Mal\'y,_V._D\v{e}di\v{c},_C._Lantz,_A._Penttil\"a,_F._Troj\'anek,_A._Maturilli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.00870 |
宇宙風化は、空気のない惑星体の表面を変えるプロセスです。主な宇宙風化物質は、太陽風照射と微小隕石衝撃です。これらのプロセスは惑星の反射スペクトルを変更し、しばしばそれらの組成診断機能を変更します。この作業では、これらの個々の宇宙風化プロセスをよりよく理解するために、太陽風照射と微小隕石衝撃によって引き起こされるスペクトル変化のシミュレーションと比較に焦点を当てました。惑星物質の代理としてかんらん石と輝石のペレットを使用しました。太陽風の照射をシミュレートするために、エネルギーが5〜40keVで、フルエンスが最大$10^{18}$粒子/cm$^2$の水素、ヘリウム、およびアルゴンイオンを使用しました。微小隕石の衝撃をシミュレートするために、個々のフェムト秒レーザーパルスを使用しました。修正ガウスモデルを適用して決定したさまざまなスペクトルパラメータの対応する進化を分析し、主成分分析も実施しました。表面の元の鉱物学は、照射によるかんらん石と輝石のスペクトル勾配の多様な進化からわかるように、風化作用物質よりもスペクトル進化に影響を与えます。かんらん石で見られるスペクトルの傾きの変化は、A型小惑星の観測と一致していますが、輝石で見られる中程度からまったくの傾きの変化は、小惑星（4）ベスタと一致しています。また、2つの耐候剤によって誘発されるスペクトル効果にいくつかの違いが見られました。太陽風をシミュレートするイオンは、微小隕石の影響をシミュレートするレーザー照射よりも、スペクトルの長波長への影響が小さくなります。これは、イオンとレーザーパルスの浸透深度が異なることが原因である可能性があります。我々の結果は、場合によっては、風化した表面での2つの薬剤の寄与を区別できる可能性があることを示唆しています。
PHANTOMでのダストの成長、断片化、および自己誘導ダストトラップ
| Title |
Dust_growth,_fragmentation_and_self-induced_dust_traps_in_PHANTOM |
| Authors |
Arnaud_Vericel,_Jean-Fran\c{c}ois_Gonzalez,_Daniel_J._Price,_Guillaume_Laibe,_Christophe_Pinte |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.00878 |
パブリックSmoothedParticleHydrodynamics（SPH）コードPHANTOMで、ダストの成長と断片化モジュールの実装を紹介します。このモジュールは、このペーパーで公開されています。凝固モデルは、SPH粒子によって運ばれる単一の値の周りの局所的に単分散のダストサイズ分布を考慮します。モデル、実装、テストのプレゼンテーションに加えて、いくつかの典型的な星周円盤シミュレーションで成長と断片化を紹介し、以前の結果を再検討します。このモジュールは、放射伝達コードMCFOSTとも連動しており、合成マップを生成することにより、シミュレーションとALMA観測の比較を容易にします。成長と断片化を伴う星周円盤シミュレーションは、ゴンザレスらによって最初に提案された「自己誘導ダストトラップ」メカニズムを再現し、その存在をサポートしています。このメカニズムを特徴とするディスクの合成画像は、ALMAによって、星から数十auのところにある明るい軸対称リングとして検出できることを示唆しています。この論文では、私たちの目的は、惑星形成に関連するさまざまなアプリケーションでの塵の成長を研究および調査できる公開ツールを提供することです。
垂直せん断不安定性を受けているディスクの下部構造：II。ダスト連続体の観測予測
| Title |
The_Substructures_in_Disks_undergoing_Vertical_Shear_Instability:_II._Observational_Predictions_for_the_Dust_Continuum |
| Authors |
Diana_Blanco,_Luca_Ricci,_Mario_Flock,_Neal_Turner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.00907 |
若い星を取り巻くディスクのサブミリメートル/ミリメートル波長での高角度分解能の観察は、それらの形態が方位角対称または点対称の下部構造でできており、場合によっては渦巻腕、局所的な拍車または三日月形の特徴を持っていることを示しています。観測結果を解釈することを目的とした理論的研究の大部分は、ディスクの下部構造がディスクと惑星の相互作用によるものであるという仮定の下で、惑星を含むディスクモデルに焦点を合わせています。しかし、これまでのところ、これらのシステムで太陽系外惑星が検出されたのはごくわずかです。さらに、いくつかの下部構造は、微惑星の形成につながる可能性のある小さな固体の集中を促進するために必要であるため、惑星が形成される前に出現すると予想されます。この作品では、原始惑星系円盤内の気体と固体の進化を追跡する高解像度3D放射流体力学モデルからの観測予測を提示します。垂直せん断不安定性によって生成されるミリメートルサイズ以下の固体粒子の分布における下部構造に焦点を当てます。それらの特性がサブmm/mm波長での最近の観測で検出された浅いギャップのいくつかと互換性があることを示し、ALMAと次世代超大型アレイでより良い感度と角度分解能で将来の観測の予測を提示します。
巨大惑星の合成進化トラック
木星型惑星の進化モデルは、観測の解釈と形成経路の制約において重要な役割を果たします。ただし、シミュレーションは遅くなるか、非常に困難になる可能性があります。この問題に対処するために、最先端の惑星進化コードを使用して、巨大な惑星進化モデルの大規模なスイートを計算します。これらのデータを使用して、補間によって合成冷却トラックを生成するPythonプログラムplanetsynthを作成します。惑星の質量、バルクと大気の金属量、および入射星の照射を前提として、プログラムは、惑星の半径、光度、有効温度、および表面重力が時間とともにどのように変化するかを計算します。時間依存の質量半径図を推測し、質量半径測定から金属性を推定し、大気測定が惑星のバルク組成をさらに制約する方法を示すことにより、モデルの機能を示します。また、観測された光度から、若い巨大惑星51Eribの質量と金属量を推定します。合成進化トラックには多くの用途があり、巨大惑星の性質に関する理論的調査と観測的調査の両方に役立つことを示唆しています。
マグマオーシャンの誕生と衰退。パート2：初期に付着した微惑星のぐらつく熱履歴
結晶が沈降して高密度の堆積物を形成したり、軽い浮選クラストを生成したりする可能性のある懸濁液の進化を説明する理論モデルが、コンパニオンペーパーで導き出されました。このモデルを使用して、太陽系の形成のごく初期の段階で付着した初期の惑星体の熱履歴を研究します。浮選地殻と基底堆積物を形成して保存するために必要な条件と、微惑星の熱進化への影響を研究します。$\rm{^{26}Al}$と$\rm{^{60}Fe}$の崩壊によって内部的に加熱された初期に付着した微惑星の温度変化を計算します。半径$R>30\、\rm{km}$の微惑星の場合、部分溶融は40％に達し、微惑星はレオロジー遷移を経てマグマオーシャンを形成します。つまり、結晶が分離して浮遊地殻を形成する懸濁液です。または密集した。絶縁性の浮遊地殻が形成されるため、このマグマオーシャンのエピソードは、比較的長い寿命、遅い冷却速度、および弱い表面熱流束によって特徴付けられます。モデルはさらに、地殻の肥厚のエピソードが融解によって誘発された地殻の薄化のエピソードと交互になる周期的な進化を予測します。これらのサイクルは、振動する熱履歴を生成し、微惑星の暴走熱加熱を防ぎます。マグマオーシャンのエピソードの終わりに、結晶の割合が60\％を超えると、微惑星のマントル内で固体対流に遷移します。この段階は、以前に形成された結晶堆積物を侵食する傾向がある高い粘性せん断応力によって特徴付けられます。ただし、この侵食プロセスの時間スケールは、微惑星の寿命よりも大きくなります。したがって、固体の進化は、準安定地殻とその基部に保存された堆積物によって埋め込まれたよく混合されたマントルによって説明することができます。
銀河の合体における衛星軌道の放射化
離心率の進化に焦点を当てて、銀河の合体における衛星の軌道進化を考察します。N体シミュレーションの大規模なスイートを使用して、衛星軌道の放射化のこれまで未踏の現象、つまり、力学的摩擦の下で崩壊する衛星の軌道の離心率の大幅な増加を研究します。ラジアル化はさまざまな設定で検出されますが、衛星の質量が大きく、ホスト密度プロファイルが適度に急で、初期離心率が高い場合に最も効率的であることがわかります。この現象の原因を理解するために、衛星の質量損失、反射運動、ホストの歪みなど、さまざまな物理的要因を選択的にオフにして追加のシミュレーションを実行します。これらの要因はすべて、放射化が発生しないため、重要であることがわかります。点質量衛星の場合、またはホストポテンシャルが摂動されていない初期プロファイルに置き換えられた場合。両方の銀河に作用する力とトルクの分析は、軌道角運動量の減少におけるホストと衛星の両方の自己重力の主要な役割を確認します。ホストと衛星の間の力のみを考慮し、両方の銀河の内部歪みを考慮しない古典的なチャンドラセカールの力学的摩擦の公式は、$N$体シミュレーションで観察された離心率の進化と一致しません。
金属量校正における拡散イオン化ガスの役割
ストロングライン法に基づく気相存在量の推定値は、H〜{\scshapeii}領域に対して較正されています。これらの方法は、同じ金属量のH〜{\scshapeii}領域と比較して、衝突対再結合線の比率が向上している拡散イオン化ガス（DIG）からの寄与を無視します。したがって、DIGの役割を無視しながらストロングライン法を適用すると、金属量が体系的に過大評価されます。面分光データを使用して、DIGの寄与を補正する方法と、それが質量-金属量-星形成率の関係にどのようにバイアスをかけるかを示します。
極端な質量比のインスピレーションと非常に大きな質量比のインスピレーションのイベント率が改訂されました
| Title |
Revised_event_rates_for_extreme_and_extremely_large_mass-ratio_inspirals |
| Authors |
Ver\'onica_V\'azquez-Aceves,_Lorenz_Zwick,_Elisa_Bortolas,_Pedro_R._Capelo,_Pau_Amaro-Seoane,_Lucio_Mayer_and_Xian_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.00135 |
レーザー干渉計宇宙アンテナ（LISA）の主なターゲットの1つは、極端な質量比の吸気（EMRI）と非常に大きな質量比の吸気（X-MRI）の検出です。それらの軌道は、LISAバンドに入るとき、非常に偏心的で相対論的であると予想されます。このような状況では、ピーターズの公式によって与えられるインスピレーションのタイムスケールは精度を失い、大規模なブラックホールスピンによって引き起こされる最後の安定軌道（LSO）のシフトがイベント率の推定に影響を与える可能性があります。LSOのシフトを含むカーロスコーン角度の2つの異なるバージョンと、離心率の進化を説明するピーターズのタイムスケールの修正バージョンを実装することにより、EMRIとX-MRIのイベントレートを再導出します。ニュートンの遺伝的フラックス、およびスピン軌道相互作用。私たちの調査の主な調査結果は次のように要約されます。（1）カーロスコーンを実装すると、イベント率が0.9から1.1の範囲で変化します。（2）ロスコーンの通常の定義とピーターズのタイムスケールの修正バージョンを使用することにより、通常のピーターズの式で計算されたレートよりも約8〜30倍低いイベントレートが得られます。（3）高い離心率に適した、重力波マージタイムスケールの代替バージョンを使用する場合、レートは補正値と0.9〜3の係数で異なります。
速度分解残響マッピングからのNGC3783のブロードライン領域の詳細図
| Title |
A_Detailed_View_of_the_Broad_Line_Region_in_NGC_3783_from_Velocity-Resolved_Reverberation_Mapping |
| Authors |
Misty_C._Bentz,_Peter_R._Williams,_Rachel_Street,_Christopher_A._Onken,_Monica_Valluri,_and_Tommaso_Treu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.00482 |
低イオン化および高イオン化ブロードライン領域の形状と運動学を制約するために、NGC3783でH$\beta$およびHeII光学ブロード輝線の完全な速度分解残響応答をモデル化しました。ジオメトリは、ほぼ正面を向いており、視線に対して$\sim18^{\circ}$で傾斜しており、H$\beta$放出領域が拡張された、明確なイオン化成層を示している厚い円盤であることがわかります。（$r_{\rmmedian}=10.07^{+1.10}_{-1.12}$lightdays）およびよりコンパクトで中央に配置されたHeII放出領域（$r_{\rmmedian}=1.33^{+0.34}_{-0.42}$光日）。H$\beta$放出領域では、運動学はほぼ円形のケプラー軌道によって支配されていますが、軌道の$\sim40$％が流入しています。一方、よりコンパクトなHeII放出領域は、流出軌道によって支配されているように見えます。ブラックホールの質量は$M_{\rmBH}=2.82^{+1.55}_{-0.63}\times10^7$$M_{\odot}$に制約されます。これは、$\langlef\rangle=4.82$の平均時間遅延、線幅、およびスケール係数に基づく質量。BLRのH$\beta$およびHeII放出領域間の運動学の違いは、NGC3783の電離光度の大きな変化の最近の歴史と、その結果としてのBLR構造の変化の可能性の証拠を考えると興味深いものです。
GALExtin：天の川の星間減光を決定するための代替オンラインツール
| Title |
GALExtin:_An_alternative_online_tool_to_determine_the_interstellar_extinction_in_the_Milky_Way |
| Authors |
Eduardo_B._Amores,_Ricardo_M._Jesus,_Andre_Moitinho,_Vladan_Arsenijevic,_Ronaldo_S._Levenhagen,_Douglas_J._Marshall,_Leandro_O._Kerber,_Roseli_Kunzel,_Rodrigo_A._Moura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.00561 |
星間減光の推定は、幅広い天文学研究において不可欠です。過去数十年の間に、銀河における大規模な星間減光のいくつかの地図とモデルが公開されました。ただし、これらのマップとモデルは、さまざまなプログラミング言語で開発されており、ユーザーインターフェイスと入出力形式が異なるため、これらのマップとモデルの結果を使用および比較することは困難です。この問題に対処するために、GALExtin（\url{http://www.galextin.org}）と呼ばれるツールを開発しました。これは、利用可能な3Dモデル/マップと2Dマップの両方に基づいて星間減光を推定します。ユーザーは、座標（および距離）を含むリストを提供し、モデル/マップを選択するだけで済みます。GALExtinは、絶滅の推定値を含む出力リストを提供します。これは、星間減光の推定を必要とする他のポータルまたはモデルに実装できます。ここでは、GALExtinの一般的な概要を、その機能、検証、パフォーマンス、およびいくつかの結果とともに示します。
強いH $ _2 $吸収を持つGRBホスト銀河：宇宙の星形成のピークにあるCO-暗い分子ガス
| Title |
GRB_host_galaxies_with_strong_H$_2$_absorption:_CO-dark_molecular_gas_at_the_peak_of_cosmic_star_formation |
| Authors |
K._E._Heintz,_G._Bj\"ornsson,_M._Neeleman,_L._Christensen,_J._P._U._Fynbo,_P._Jakobsson,_J.-K._Krogager,_T._Laskar,_C._Ledoux,_G._Magdis,_P._M{\o}ller,_P._Noterdaeme,_P._Schady,_A._de_Ugarte_Postigo,_F._Valentino,_and_D._Watson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.00714 |
z〜2-3にある3つのH$_2$吸収、長時間ガンマ線バースト（GRB）ホスト銀河におけるCO放出のパイロット検索を提示します。アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）を使用して、CO（3-2）輝線をターゲットにし、3つのホストすべての非検出を報告しました。これらは、金属量に依存するCOからH$_2$への変換係数（$\alpha_{\rmCO}$）を想定して、ホスト分子ガスの質量に制限を設けるために使用されます。$M_{\rmmol}<3.5\times10^{10}\、M_{\odot}$（GRB\、080607）、$M_{\rmmol}<4.7\times10^{11}\、M_{\odot}$（GRB\、120815A）、および$M_{\rmmol}<8.9\times10^{11}\、M_{\odot}$（GRB\、181020A）。後者の2つのケースの分子ガス質量の上限は、それらの低い恒星質量$M_\star$（$M_\star\lesssim10^{8}\、M_{\odot}$）と低いガスの結果です。-相の金属量（$Z\sim0.03\、Z_{\odot}$）。ただし、GRB\、080607に対して導出された$M_{\rmmol}/M_\star$比の制限は、同様の赤方偏移と恒星の質量での星形成銀河の平均人口と一致しています。金属量に依存するCOからH$_2$への変換係数のより広い意味について説明し、標準的な銀河$\alpha_{\rmCO}$が、$ですべての銀河の実際の分子ガス質量を大幅に過小評価することを示します。z>1$、$M_\star<10^{10}\、M_\odot$。これをより正確に定量化するために、個々の銀河の赤方偏移と恒星の質量のみに基づいて、関連する$\alpha_{\rmCO}$係数を推定する簡単なアプローチを開発します。変換係数が高くなると、これらの銀河はCO-「暗く」見え、GRBホストの大部分の場合と同様に、放出で検出するのが困難になります。したがって、GRB分光法は、現在のALMA調査では見逃されている、高赤方偏移での分子ガス貯留層が豊富な低金属量の星形成銀河を特定するための補完的なアプローチを提供します。
大規模な初期銀河天体物理学国勢調査（LEGA-C）データリリース3：$ z> 0.6 $で選択された$ K_s $銀河の3000個の高品質スペクトル
| Title |
The_Large_Early_Galaxy_Astrophysics_Census_(LEGA-C)_Data_Release_3:_3000_High-Quality_Spectra_of_$K_s$-selected_galaxies_at_$z>0.6$ |
| Authors |
Arjen_van_der_Wel,_Rachel_Bezanson,_Francesco_D'Eugenio,_Caroline_Straatman,_Marijn_Franx,_Josha_van_Houdt,_Michael_V._Maseda,_Anna_Gallazzi,_Po-Feng_Wu,_Camilla_Pacifici,_Ivana_Barisic,_Gabriel_B._Brammer,_Juan_Carlos_Munoz-Mateos,_Sarah_Vervalcke,_Stefano_Zibetti,_David_Sobral,_Anna_de_Graaff,_Joao_Calhau,_Yasha_Kaushal,_Adam_Muzzin,_Eric_F._Bell,_Pieter_G._van_Dokkum |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.00744 |
Ksが選択した$0.6<z<1.0$の銀河を対象としたESO/VLT公開分光調査である、LargeEarlyGalaxyAstrophysicsCensus（LEGA-C）の3番目で最後のデータリリースを紹介します。データリリースには、測定された星の速度分散と星の種族の特性を備えた3528のスペクトルが含まれており、以前の作業と比較してサンプルサイズが25倍に増加しています。この$K_s$で選択されたサンプルは、すべての色と形態のタイプについて、銀河の母集団を$\sim0.3L^*$までプローブします。スペクトルとともに、HST/ACSイメージングから測定された構造パラメーターで補完された、恒星およびイオン化ガス速度分散、恒星吸収線指数、輝線フラックス、および等価幅を含む付加価値カタログを公開します。LEGA-Cは、高精度と大きなサンプルサイズの組み合わせにより、銀河進化研究の新しいベンチマークを提供します。
ファーストライトと宇宙の再電離エポックシミュレーション（FLARES）III：宇宙の夜明けにおける巨大なほこりっぽい銀河の性質
| Title |
First_Light_And_Reionisation_Epoch_Simulations_(FLARES)_III:_The_properties_of_massive_dusty_galaxies_at_cosmic_dawn |
| Authors |
Aswin_P._Vijayan,_Stephen_M._Wilkins,_Christopher_C._Lovell,_Peter_A._Thomas,_Peter_Camps,_Maarten_Baes,_James_Trayford,_Jussi_Kuusisto,_William_J._Roper |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.00830 |
ファーストライトと宇宙の再電離エポックシミュレーション（\textsc{Flares}）を使用して、$z\in[5,10]$にある巨大な高赤方偏移銀河のダスト駆動特性を調べます。放射伝達コード\textsc{skirt}を使用して銀河サンプルを後処理することにより、完全なスペクトルエネルギー分布を取得します。結果として生じる光度関数、IRX-$\beta$の関係、および宇宙の再電離の時代（EoR）における光度加重ダスト温度を調査します。私たちの結果のほとんどは現在の一連の観測と一致しているが、最も密度の高い領域に極端に偏っている明るいIR銀河の数密度を過小予測していることがわかります。\textsc{Flares}IRX-$\beta$関係（$5\lez\le8$の場合）は、主にローカルスターバースト関係に従うことがわかります。IRXは、恒星の質量とともに増加を示し、高質量の端（$\sim10^{10}$M$_{\odot}$）で横ばい状態になり、赤方偏移による正規化の中央値に変化は見られません。また、ピークダスト温度（T$_{\mathrm{peak}}$）の、恒星の質量、IR光度、sSFRなどのさまざまな銀河特性への依存性を調べ、sSFRとの相関が最も強いことを確認します。光度加重ダスト温度は、赤方偏移が高くなるにつれて上昇し、T$_{\mathrm{peak}}$の傾きは、以前の観測および理論的研究から得られた赤方偏移の低い関係よりも高い傾きを示しています。\textsc{Flares}の結果は、他のシミュレーションと比較して高赤方偏移銀河のより良い統計サンプルを提供することができ、高赤方偏移宇宙に明確な視点を提供します。
VLT / FORS2を使用したFairall9の線形分光偏光分析
| Title |
Linear_Spectropolarimetric_Analysis_of_Fairall_9_with_VLT/FORS2 |
| Authors |
Bo-Wei_Jiang,_Paola_Marziani,{\DJ}or{\dj}e_Savi\'c,_Elena_Shablovinskaya,_Luka_\v{C}._Popovi\'c,_Victor_L._Afanasiev,_Bo\.zena_Czerny,_Jian-Min_Wang,_Ascensi\'on_del_Olmo,_Mauro_D'Onofrio,_Marzena_\'Sniegowska,_Paola_Mazzei,_Swayamtrupta_Panda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.00983 |
クエーサーの主系列星（MS）は、タイプ1クエーサーの大規模なサンプルの多様性を整理するための非常に強力なツールのようですが、それを支配する最も重要な物理的パラメーターはまだ不明です。ここでは、母集団Bのソースの広がりと明確な特徴の起源を調査します。バルマー輝線の強い赤方向の非対称性です。プロトタイプのソースであるFairall9に焦点を当てます。Fairall9の幅広いH$\beta$およびH$\alpha$プロファイルの分光偏光データにより、線放出領域の幾何学的および動的な複雑さを確認できます。測定（1）は回転運動の証拠を提供しました。（2）は、極および赤道の散乱体の存在、およびそれらと非ビリアル運動との関連をテストするのに役立ちました。
宇宙の再電離の時代における高$ {\ rm [OIII]} _ {\ rm 88 \ mu m} $ / $ {\ rm [CII]}
_ {\ rm 158 \ mu m} $銀河の性質：低炭素豊富さとトップヘビーIMF？
| Title |
The_Nature_of_High_${\rm_[OIII]}_{\rm_88\mu_m}$/${\rm_[CII]}_{\rm_158\mu_m}$_Galaxies_in_the_Epoch_of_Reionization:_Low_Carbon_Abundance_and_a_Top-Heavy_IMF? |
| Authors |
Harley_Katz,_Joakim_Rosdahl,_Taysun_Kimm,_Thibault_Garel,_J\'er\'emy_Blaizot,_Martin_G._Haehnelt,_L\'eo_Michel-Dansac,_Sergio_Martin-Alvarez,_Julien_Devriendt,_Adrianne_Slyz,_Romain_Teyssier,_Pierre_Ocvirk,_Nicolas_Laporte,_and_Richard_Ellis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.01074 |
$z>6$銀河のALMA観測は、異常に高い[OIII]$_{\rm88\mum}$/[CII]$_{\rm158\mum}$比と[CII]赤字を明らかにしました。地元の銀河。この動作の原因は不明です。CとOの存在比の違い、観測バイアス、イオン化パラメータ、ガス密度、PDR被覆率などのISM特性の違いなど、多数のソリューションが提案されています。この高赤方偏移現象を引き起こす根本的な物理学を解明するために、私たちはSPHINX$^{20}$を採用しています。これは、最先端の宇宙論的放射流体力学シミュレーションであり、再電離の時代。観測された$z>6$[OIII]-SFRおよび[CII]-SFRの関係は、C/O存在比がソーラーよりも$\sim8\times$低く、総金属生産量が$の場合にのみ再現できることがわかります。KroupaIMFよりも\sim5.7\times$高い。これは、高赤方偏移銀河が、よりトップヘビーなIMFを備えた低金属量のコア崩壊超新星によって主に濃縮される可能性があることを意味します。AGB星とIa型超新星が銀河の金属量に寄与し始めると、[CII]-SFRと[CII]の両方の光度関数が$z\sim4.5$の観測値に収束すると予測されます。イオン化パラメータ、LyCエスケープ率、およびCMB減衰はすべて、銀河をより高い[OIII]/[CII]に向けて駆動することを示していますが、$z>6$での観測値は、ソーラーと比較して大幅に低いC/O存在量でのみ再現できます。[CII]と[OIII]の組み合わせを使用して、イオン化パラメータ、ISMガス密度、およびLyCエスケープフラクションの値を予測できます。観測された9つの$z>6$銀河のこれらの量の推定値を提供します。最後に、[CII]が観測されていない場合、[OI]$_{\rm63\mum}$を[CII]の代わりに使用できることを示し、[OI]をターゲットにするためにより多くの観測時間を使用する必要があると主張します。$z>6$。
物質のバルク速度の存在下でのニュートリノの高速フレーバー変換
ニュートリノと反ニュートリノの高密度ガスは、コア崩壊超新星のデカップリング領域の近くで、コンパクトな連星中性子星合体で、高速のペアワイズ変換を受ける可能性があります。フレーバーに依存するニュートリノ加熱は、高温で高密度の物質内の対流を維持する上で役割を果たすことができます。この論文では、物質のバルク速度が高速ペアワイズ変換に及ぼす未踏の影響を研究し、バルク速度の方向と大きさに応じて、ニュートリノフレーバー変換が大幅に強化または抑制される可能性があることを示します。ニュートリノ振動の文脈では通常無視されている物質のバルク速度は、天体物理学環境では光速の10分の1の値に達する可能性があります。最大許容速度よりもはるかに小さいバルク速度は、ニュートリノフレーバー変換率を大幅に変える可能性があることがわかりました。物質のバルク速度によるニュートリノフレーバー変換率の可能な増強の実証はまた、超新星メカニズムに関連するいくつかの重要な問題を提起します。現実的な速度プロファイルを用いた将来の研究は、コア崩壊超新星と中性子星合体の現象学への可能な影響を解明する可能性があります。
ニュートリノ検出用ジャイアントラジオアレイ（GRAND）プロジェクト
GRANDプロジェクトは、$200,000\、{\rmkm}^2$を超える$200,000$の無線アンテナのアレイを、$\sim20$のサブアレイに分割して、超高エネルギーニュートリノ、宇宙線、ガンマ線を検出することを目的としています。$\sim10,000\、{\rmkm}^2$が世界中に展開されています。GRANDの戦略は、大気中または地殻内の超高エネルギー粒子の相互作用によって引き起こされる$10^{17}\、$eVを超える空気シャワーを、関連するコヒーレント放射を介して検出することです。$50-200\、$MHzの範囲。最終的な構成では、GRANDは$\sim10^{-10}\、{\rmGeV}\、{\rmcm}^{-2}\、{\rms}^のニュートリノ感度に到達することを計画しています。{-1}\、{\rmsr}^{-1}$が$5\times10^{17}\、$eVを超え、サブディグリーの角度分解能と組み合わされています。300アンテナのパスファインダーアレイであるGRANDProto300は、2021年にデータ収集を開始する予定です。これは、傾斜したエアシャワーの自律的な無線検出を実証し、銀河系と銀河系外のソース間の遷移周辺の宇宙線を研究することを目的としています。予備設計とシミュレーション結果、建設への進行中の段階的アプローチの計画、および提案された感度と角度分解能によって可能になった豊富な研究プログラムを提示します。
高活性FRB20201124Aのシンチレーションタイムスケール測定
| Title |
Scintillation_timescale_measurement_of_the_highly_active_FRB20201124A |
| Authors |
R._A._Main,_G._H._Hilmarsson,_V._R._Marthi,_L._G._Spitler,_R._S._Wharton,_S._Bethapudi,_D._Z._Li,_H.-H._Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.00052 |
コンパクトな電波源のシンチレーションは、マルチパス伝搬によって引き起こされる画像間の干渉から生じ、介在する散乱プラズマと、放射源および散乱スクリーンの速度を調べるために使用できます。最近極端な活動の時期に入った繰り返しFRBであるFRB20201124Aでは、GiantMetrewaveRadioTelescope（GMRT）とEffelsberg100mRadioTelescopeでの観測で多くのバースト検出が得られました。時間的に近くのバーストは同様のシンチレーションパターンを示し、スペクトルバーストペアを相関させることによってシンチレーションタイムスケールを測定することができました。これはFRBの最初のそのような測定です。さらに、2D自己相関関数（ACF）とシンチレーションの二次スペクトルを形成します。その結果は異方性散乱を示唆しています。推定されるシンチレーション速度は$V_{\mathrm{ISS}}\approx（64\pm7）\sqrt{d_{l}/2\、\rm{kpc}}〜{\rmkm〜s}^{-1}$、$d_{l}\gtrsim400\、$pcを超える画面の地球の速度よりも高い。測定されたシンチレーション帯域幅から、FRB20201124AはNE2001モデルの予測と比較して$\sim20$の係数で散乱が少なく、近くのパルサーよりも散乱が比較的低くなっています。この低散乱は、測定されたシンチレーション速度とともに、NE2001が支配的であると予測する$2\、$kpcスパイラルアームではなく、$d_{l}\sim400\、$pcで地球に近い散乱スクリーンと一致しています。散乱源。将来の測定では、散乱スクリーンの距離、形状、および速度は、$V_{\rmISS}$の年間変動のモデリングを通じて、またはステーション間の時間遅延またはVLBIを通じて取得できます。FRBのシンチレーション/散乱測定は、特に銀河ハローまたは高緯度での銀河電子密度モデルの改善に役立つ可能性があります。
HAWCによるガンマ/ハドロン分離のための機械学習の使用
| Title |
Use_of_Machine_Learning_for_gamma/hadron_separation_with_HAWC |
| Authors |
T._Capistr\'an,_K._L._Fan,_J._T._Linnemann,_I._Torres,_P._M._Saz_Parkinson,_P._L._H._Yu_(for_the_HAWC_collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.00112 |
ハドロンによって引き起こされるバックグラウンドシャワーは、地上のガンマ線観測所に到着するすべての粒子の99.9％以上を占めています。したがって、これらの天文台のデータ分析における重要な段階は、ハドロンによって引き起こされるシャワーの除去です。現在、高高度水チェレンコフ（HAWC）ガンマ線観測所は、多数の変数を使用する他の地上ベースのガンマ線観測所（HESS、VERITASなど）とは異なり、2つの変数のシングルカットに基づくアルゴリズムを採用しています。一次粒子を分離します。この作業では、HAWCによって検出された一次粒子を特定するために、機械学習手法（BoostedDecisionTreesとNeuralNetworks）を調査します。私たちの新しいガンマ/ハドロン分離技術は、かに星雲からのデータでテストされました。これは、超高エネルギー天文学の標準リファレンスであり、標準のHAWCバックグラウンド棄却法と比較して改善されています。
HAWCによる無線銀河M87の監視
| Title |
Monitoring_the_radio_galaxy_M87_with_HAWC |
| Authors |
T._Capistr\'an,_D._Avila_Rojas,_M._M._Gonz\'alez,_N._Fraija,_R._Alfaro_(for_the_HAWC_collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.00113 |
TeVエネルギーでの電波銀河の研究は、それらのジェットが私たちの視線に関してずれているため、魅力的です。このように、それは私たちにそれらのジェットの構造、放射過程、そしてそれらに関係する加速メカニズムを研究するユニークな機会を提供します。さらに、いくつかの活動期間を報告している巨大な電波銀河M87のように、いくつかの電波銀河はそれらの放射に変動性を示しています。デューティサイクルが95％を超え、瞬時視野が2srであるため、HAWCは北半球から見えるさまざまなソースの毎日の監視を提供します。この作業では、2015年1月から2018年12月までのM87の監視結果を示します。HAWCの観測は、他の機器（H.E.S.SやMAGICなど）によって報告された低活動状態と一致しています。ただし、2017年9月（〜MJD58000）以降、M87のHAWC測定値はより高い活動のヒントを示しています。
| Title |
KM3NeT/ARCA_expectations_in_view_of_a_novel_multimessenger_study_of_starburst_galaxies |
| Authors |
Antonio_Marinelli,_Antonio_Ambrosone,_Walid_Idrissi_Ibnsalih,_Rino_Miele,_Pasquale_Migliozzi,_Ofelia_Pisanti,_Ankur_Sharma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.00176 |
スターバースト銀河（SBG）やその他の一般的な星形成銀河は、星形成率が高い（最大100太陽質量/年）銀河のクラスを表しています。それらの低光度にもかかわらず、それらは高エネルギーニュートリノの保証された「工場」と見なすことができ、加速された20宇宙線の「貯蔵所」であり、中央領域に高密度のターゲットガスをホストします。この寄稿21では、これらのソースの新しいマルチメッセンジャー研究と、KM3NeT/ARCA望遠鏡でそれらの22個のニュートリノ信号を観測する可能性を紹介します。さまざまなSBG23シナリオの感度差は、100GeV〜100PeVのエネルギー範囲でのトラックのようなニュートリノイベントを考慮して報告されています。
QCDの相転移は、非常に大きな星の超新星爆発を引き起こします
コア崩壊超新星（SN）爆発の性質はまだ完全には理解されていません。今回の記事では、通常の核物質からクォークグルーオンプラズマへの一次相転移による潜熱の放出が、観測されたSN爆発を説明するために必要なエネルギーを解放するシナリオを再検討します。ここでは、恒星の前駆体の金属量の役割を調査し、太陽の金属量と低金属量の場合を比較します。どちらも、75$M_\odot$のゼロエイジ主系列（ZAMS）質量を持っています。低金属量モデルは、爆発のないブラックホールの形成を特徴とする、故障したSNブランチにのみ属していることがわかります。これは、通常は初期の宇宙に関連する、非常に低い金属量での重元素の元素合成の可能性のある場所として、このクラスの大規模な星の爆発を除外します。
活動銀河核における恒星質量コンパクト天体の超臨界降着
活動銀河核（AGN）の降着円盤は、（恒星質量）コンパクトオブジェクトの融合と極端な質量比のインスピレーションの両方を生み出すための有望なサイトとして提案されています。ディスク支援の移動/進化プロセスに加えて、周囲のガス物質は必然的にコンパクトオブジェクトに付着します。このプロセスの説明は、以前の研究における重大な理論的不確実性の影響を受けます。一般に、エディントン降着率またはボンディ降着率（またはその間の任意の率）のいずれかが発生すると想定されていましたが、これら2つの率は互いに数桁異なる可能性があります。その結果、AGNディスク内のコンパクトオブジェクトの質量とスピンの進化は本質的に不明です。この作業では、ブラックホール（BH）降着の相対論的超臨界流入-流出モデルを構築します。恒星質量BH（sBH）の超臨界降着の放射効率は、一般に低すぎて、GW190521の提案された電磁的対応物を説明できないことを示します。このモデルをAGNディスクに埋め込まれたsBHに適用すると、これらのsBHのボンダイ半径でのガス流入速度は一般に非常にスーパーエディントンですが、流入ガスの大部分は最終的に流出として逃げるため、ごく一部しか降着しません。sBHに付着し、ほとんどの場合、軽度のスーパーエディントンBH吸収をもたらします。また、この流入-流出モデルを実装して、星のサイズと星の磁場からの補正を考慮に入れて、AGNディスク内の中性子星（NS）と白色矮星（WD）の進化を研究します。WDは、チャンドラセカール限界の前に放出限界に到達するためにより効率的にスピンアップされるため、降着によってチャンドラセカール限界まで成長することは困難であることが判明しました。NSの場合、NS磁場が十分に強い場合、降着によって引き起こされる崩壊が発生する可能性があり、降着中にNSを低速回転状態に保ちます。
深いGen2のような光学アレイに埋め込まれた無線アレイの概念研究
| Title |
Concept_Study_of_a_Radio_Array_Embedded_in_a_Deep_Gen2-like_Optical_Array |
| Authors |
Abby_Bishop,_Lu_Lu,_Albrecht_Karle,_Ben_Hokanson-Fasig_(for_the_IceCube-Gen2_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.00283 |
IceCubeNeutrinoObservatoryは、最大10PeVの拡散天体物理フラックスを発見し、現在、浅い深さでの光学アレイと大きな無線アレイを含む、IceCube-Gen2による大規模な拡張を計画しています[1]。ニュートリノによる100PeVを超えるエネルギーの検索は、AskaryanRadioArray（ARA）などの浅い無線検出器（地表から200メートルの深さまで埋設されている）を使用するのが最適です。このポスターは、計画されたIceCube-Gen2検出器ボリューム（水面下1350メートルから2600メートルの間）内に無線アンテナを日和見的に埋める可能性を探ります。光学信号と無線信号のハイブリッド検出は、無線信号が氷中で散乱しないため、ニュートリノカスケード方向の不確実性を大幅に改善する可能性があります。122本のストリングに均等に分散された9760ARAスタイルの垂直偏波無線アンテナと相互作用する天体物理学および宇宙線起源核種からのニュートリノをシミュレートした最初の結果を示します。
Be / X線連星システムからの高速電波バーストを繰り返す定期的な活動
| Title |
Periodic_Activities_of_Repeating_Fast_Radio_Bursts_from_Be/X-ray_Binary_Systems |
| Authors |
Qiao-Chu_Li,_Yuan-Pei_Yang,_F._Y._Wang,_Kun_Xu,_Yong_Shao,_Ze-Nan_Liu,_Z._G._Dai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.00350 |
最近、高速電波バーストFRB180916.J0158+65（FRB180916B）の周波数依存の周期的アクティブウィンドウが観測されました。この手紙では、中性子星（NS）と星周円盤を持つBe星で構成されるBe/X線連星（BeXRB）システムが、周期的な活動を伴う繰り返しのFRBの源である可能性があることを提案します。このモデルを適用して、FRB180916Bのアクティビティウィンドウを説明します。NS磁気圏と付着物との相互作用により、自転周期とNSの遠心力が進化し、NS地殻の応力が変化します。地殻の応力が臨界値に達すると、スタークエイクが発生し、さらにFRBが生成されます。スタークエイクの間隔は、FRB180916Bのアクティブウィンドウよりも短い数日と推定されます。NSがBe星の円盤から移動すると、星の地震の間隔は公転周期よりもはるかに長くなります。これは非活動期に対応します。このモデルでは、Be星の円盤の吸収により、周波数に依存するアクティブウィンドウがFRBに表示されます。これは、FRB180916Bの観測された特性と一致しています。そして、Be星の円盤からの分散測定（DM）の寄与は小さいです。さらに、ホスト銀河内のFRB180916Bの位置は、BeXRBシステムと一致しています。
11。4年のフェルミLATデータを使用して、近くの銀河団から線状および箱型のスペクトル特徴を検索します。
| Title |
Search_for_line-like_and_box-shaped_spectral_features_from_nearby_galaxy_clusters_with_11.4_years_of_Fermi_LAT_data |
| Authors |
Zhao-Qiang_Shen,_Zi-Qing_Xia,_Yi-Zhong_Fan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.00363 |
$\gamma$線帯の鋭いスペクトル構造は、重要な暗黒物質（DM）の特徴です。以前は、$\sim43〜{\rmGeV}$の暫定的な線の特徴が、TS値が$\sim16.7$である7。1年のFermi-LATデータを持つ16の近くの銀河団（GCls）で報告されていました。この作業では、11。4年のP8R3データを含む16個のGClからのスタックデータを使用して、ライン信号とボックス型構造を検索します。おとめ座とへびつかい座のクラスターの放射によって支配されている$\sim{42〜\rmGeV}$にはまだヒントがあります。2016年10月のTS値は21.2まで高かったが、現在は13.1まで下がっている。さらに、EDISP2データが分析から除外されると、$\sim{42〜\rmGeV}$のTS値は2.4に減少します。その結果、統計的に有意な線状の信号は見つかりませんでした。次に、二重光子に消滅するDMの熱平均断面積に95％の信頼水準の上限を設定しました。TwoMicronAll-SkySurveyからの代替GClサンプルに対して同じライン探索が実行されましたが、証拠は見つかりませんでした。また、これらの16のベースラインGClでボックス型のフィーチャを検索します。信号も検出されず、消滅断面積の対応する上限が示されます。
IceCube-Gen2（ICRC 2021）用に計画されたSurfaceアレイ
IceCubeNeutrinoObservatoryの拡張であるIceCube-Gen2は、3つの主要コンポーネントを備えています。深氷の光学アレイ、浅い氷と万年雪の大規模無線アレイ、および光学アレイの上の表面検出器です。したがって、IceCube-Gen2は、PeVニュートリノの優れた検出器であるだけでなく、電磁成分と低エネルギーミューオンが表面で高エネルギーで測定される宇宙線エアシャワーの測定のための独自のセットアップを構成します。ミューオンは氷の中で測定されます。IceCubeの現在の表面アレイであるIceTopの継続的な強化については、エアシャワーの高い測定精度を目指して、Gen2表面アレイ用の高架シンチレーションと無線検出器の組み合わせを予測しています。科学の目標は多岐にわたります。宇宙線フラックスと質量組成のその場測定、およびハドロン相互作用モデルのより徹底的なテストにより、特に氷で検出されたミューオンと大気ニュートリノの理解が向上します。プロンプトミューオン。さらに、表面アレイは、氷内検出器に宇宙線拒否権を提供し、光学アレイと無線アレイのキャリブレーションに貢献します。大事なことを言い忘れましたが、表面アレイは、銀河系から銀河系外のエネルギー源への移行のエネルギー範囲において、宇宙線科学に大きく貢献します。マルチPeVエネルギーでの光子と宇宙線異方性の感度の向上は、最もエネルギーの高い銀河宇宙線の起源のパズルを解く機会を提供し、IceCubeのマルチメッセンジャーミッションに役立ちます。
ラジアルディスク密度プロファイルの反射モデル
| Title |
A_reflection_model_with_a_radial_disk_density_profile |
| Authors |
Askar_B._Abdikamalov,_Dimitry_Ayzenberg,_Cosimo_Bambi,_Honghui_Liu,_Ashutosh_Tripathi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.00375 |
この論文では、降着円盤の電子密度が半径方向のべき乗則プロファイルを持つことができる相対論的反射モデルであるRELXILLDGRAD_NKを提示します。イオン化パラメータも一定ではない半径方向のプロファイルを持ち、電子密度と放射率から自己無撞着に計算されます。2019年の最後の爆発時のEXO1846-031の銀河ブラックホールのNuSTARスペクトルと、AthenaとeXTPによる同じソースの推定上の将来の観測を分析することにより、モデルに電子密度勾配を実装した場合の影響を示します。NuSTARスペクトルの場合、新しいモデルの方が適合度が高いことがわかりますが、モデルパラメーターの推定に有意差はありません。Athena+eXTPシミュレーションの場合、ディスク密度プロファイルのないモデルは、モデリングの不確実性がカー解から消えない変形を見つけることに誤ってつながる可能性があるという意味で、コンパクトオブジェクトの周囲の時空間メトリックをテストするのに不適切であることがわかります。
TELAMON：非常に高エネルギーの宇宙素粒子放出を伴うAGNジェットのエフェルスベルクモニタリング
| Title |
TELAMON:_Effelsberg_Monitoring_of_AGN_Jets_with_Very-High-Energy_Astroparticle_Emissions |
| Authors |
M._Kadler,_U._Bach,_D._Berge,_S._Buson,_D._Dorner,_P.G._Edwards,_F._Eppel,_M._Giroletti,_A._Gokus,_O._Hervet,_J._He{\ss}d\"orfer,_S._Koyama,_A._Kraus,_T.P._Krichbaum,_E._Lindfors,_K._Mannheim,_R._de_Menezes,_R._Ojha,_G.F._Paraschos,_E._Pueschel,_F._R\"osch,_E._Ros,_B._Schleicher,_J._Sinapius,_J._Sitarek,_J._Wilms_and_M._Zacharias |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.00383 |
TELAMONプログラムを紹介します。このプログラムは、Effelsberg100m望遠鏡を使用して、宇宙素粒子物理学の精査中の活動銀河核（AGN）、つまりTeVブレーザーとニュートリノ関連AGNの候補の電波スペクトルを監視しています。その大きな皿の開口部と高感度の機器のおかげで、エフェルスベルク望遠鏡は、数10mJyまでの低フラックス密度領域で他のプログラムよりも優れた無線データを生成できます。これは、高シンクロトロンピーク型の比較的弱い電波源であることが多いTeV放出ブレーザーの場合に特に強い強みです。44GHzまでの複数の周波数で、2〜4週間ごとに高ケイデンスの高周波観測を実行します。この設定は、高エネルギーフレアまたはニュートリノ検出に関連するブレーザーのコンパクトなパーセクスケールのジェットの動的プロセスを追跡するのに非常に適しています。私たちのサンプルは現在、約40のソースをカバーしており、非常に高エネルギーの宇宙素粒子放出を伴うAGN、つまりTeVブレーザーとニュートリノ関連AGNに焦点を当てています。ここでは、TELAMONプログラムの特徴を紹介し、2020年秋以降に得られた最初の結果を紹介します。
ガンマ線バーストからの宇宙の時間の遅れの検索-2021年のステータスの更新
| Title |
Search_for_Cosmological_time_dilation_from_Gamma-Ray_Bursts_--_A_2021_status_update |
| Authors |
Amitesh_Singh,_Shantanu_Desai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.00395 |
ニールゲーレルスウィフト天文台によって検出されたガンマ線バースト（GRB）の光度曲線における宇宙の時間の遅れの兆候の検索を実行します。この目的のために、Zhangetal。と同様に、140〜350keVの固定静止フレームエネルギー間隔で247GRBのサンプルに対して2つの異なる期間（$T_{50}$と$T_{90}$）を計算します。次に、期間と赤方偏移の間でべき乗則に基づく回帰分析を実行します。この検索は、ビニングされていないデータとビニングされたデータの両方を使用して実行され、加重平均と幾何平均の両方が使用されました。分析ごとに、固有の散乱を計算して、関係の緊密さを判断します。長いGRBの加重平均ベースのビニングデータと幾何平均ベースのビニングデータは、宇宙の時間の遅れの特徴と一致しているのに対し、ビニングされていない期間を使用した分析では、非常に大きなばらつきが見られます。また、分析コードと、光度曲線を取得するための手順、および$T_{50}$/$T_{90}$の推定値を公開しています。
VERITAS、HAWC、フェルミガンマ線望遠鏡との相乗効果による高エネルギーパルサー風星雲のNuSTAR広帯域X線観測キャンペーン
| Title |
NuSTAR_broad-band_X-ray_observational_campaign_of_energetic_pulsar_wind_nebulae_in_synergy_with_VERITAS,_HAWC_and_Fermi_gamma-ray_telescopes |
| Authors |
Kaya_Mori,_Hongjun_An,_Daniel_Burgess,_Massimo_Capasso,_Brenda_Dingus,_Joseph_Gelfand,_Charles_Hailey,_Brian_Humensky,_Kelly_Malone,_Reshmi_Mukherjee,_Nahee_Park,_Isaac_Pope,_Stephen_Reynolds,_Samar_Safi-Harb,_Jooyun_Woo_and_Galactic_TeV_source_collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.00557 |
8TeVで検出されたパルサー星雲（PWNe）の進行中のNuSTAR観測キャンペーンの最近の進歩を報告します。このキャンペーンは、VERITASとHAWCによって検出された銀河系で最もエネルギッシュなTeVソースのいくつかに関するNuSTAR研究の主要な部分を構成しています。NuSTARは、1分未満の角度分解能で宇宙空間で10keV以上で動作する最初の集束X線望遠鏡です。NuSTARによって取得された広帯域X線イメージングおよび分光データにより、シンクロトロンX線放射を検出することでサブPeV電子集団をプローブすることができます。私たちのターゲットには、HAWCによって検出されたPeVatron候補、ブーメラン星雲、超新星残骸ショック（または遺物PWNe）によって押しつぶされたPWNe、銀河中心のG0.9+0.1が含まれます。Fermi-LATデータと利用可能なTeVデータを使用して、中年（〜10-100kyrs）の多様なクラスのPWNeの完全な多波長ビューを提供することを目指しています。私たちのNuSTAR分析は、ウナギとブーメランPWNeからの硬X線放射を検出し、それらの広帯域X線スペクトルを最も正確に特徴づけました。時間発展モデルとマルチゾーンPWNモデルの両方を、無線、X線、GeV、およびTeV帯域の多波長スペクトルエネルギー分布（SED）データに適用する予定です。この手続きでは、観測キャンペーンを確認し、いくつかのPWNeの予備的な結果について説明します。
Bruecknerおよび相対論的Brueckner理論における中性子星の状態方程式による2000年のVelaグリッチのグリッチ後の緩和の再考
| Title |
Revisiting_the_post-glitch_relaxation_of_the_2000_Vela_glitch_with_the_neutron_star_equation_of_states_in_the_Brueckner_and_relativistic_Brueckner_theories |
| Authors |
Xinle_Shang_and_Ang_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.00560 |
微視的ブリュックナーからの最新の現実的な状態方程式と中性子星の相対論的ブリュックナー理論を利用することにより、パルサーグリッチの単純な2成分モデルにおけるVela2000グリッチの短期グリッチ後緩和を再検討します。利用可能な核および天体物理学的制約とうまく調和します。グリッチのサイズとグリッチ後のジャンプの両方をグリッチの約1分後の周波数導関数に合わせるには、ベラパルサーの質量が必然的に小さく、硬い状態方程式が必要になる可能性があることを示します（$\sim12.5\、\rmkm$より大きい典型的な恒星半径）と核媒体のペアリングギャップの強力な抑制。この結果がパルサーグリッチの理解に与える影響について説明します。
高質量マイクロクエーサー（HMMQ）は強力な粒子加速器ですが、高エネルギー放出のメカニズムはよくわかっていません。現在まで、これらの粒子エンジンのうち、ガンマ線光子を放出することが観察されたのはほんの一握りであり、したがって、潜在的なTeVガンマ線エミッターです。この作業では、高高度水チェレンコフ（HAWC）天文台からのデータを使用して、LS5039、CygX-1、CygX-3、およびSS433の4つのHMMQを調査します。各HMMQで時間依存分析を実行して、フラックスの周期的な変動を探します。HaWCの日次マップを使用して光度曲線を作成し、そこからLomb-Scargleピリオドグラムを生成します。ピリオドグラムのピークの重要性を分析することにより、HAWCが4つのHMMQのTeVガンマ線フラックスを軌道変調することに敏感であるかどうかを評価します。
パークスアーカイブの81の新しい候補高速電波バースト
| Title |
81_New_Candidate_Fast_Radio_Bursts_in_Parkes_Archive |
| Authors |
X._Yang,_S.-B._Zhang,_J.-S._Wang,_G._Hobbs,_T.-R._Sun,_R._N._Manchester,_J.-J._Geng,_C._J._Russell,_R._Luo,_Z.-F.Tang,_C._Wang,_J.-J._Wei,_L._Staveley-Smith,_S._Dai,_Y._Li,_Y.-Y._Yang,_X.-F._Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.00609 |
1997年から2001年の間にパークス無線望遠鏡を使用して検出された568,736,756の一時的なイベントを含むデータベースを使用して、弱い高速電波バースト（FRB）イベントを検索しました。これらのパルスを分類し、可能性のあるFRB候補を特定するために、機械学習アルゴリズムを使用しました。ResNetに基づいています。81の新しい候補FRBを特定し、それらの位置、イベント時間、および分散測定の詳細を提供します。これらのイベントは、パークスマルチビーム受信機の1つのビームでのみ検出されました。これらのバーストを選択する際に比較的低いS/Nカットオフしきい値を使用し、予想される銀河系の寄与をわずかに超える分散測定値を持つものもあります。したがって、これらの候補FRBを、繰り返しFRBを検索する際のフォローアップ観測のガイドとして提示します。
超高エネルギー宇宙線の観測されたフラックスへの遠方の線源の寄与
| Title |
The_contribution_of_distant_sources_to_the_observed_flux_of_ultra_high-energy_cosmic_rays |
| Authors |
Ellis_R._Owen,_Qin_Han,_Kinwah_Wu,_Y._X._Jane_Yap,_Pooja_Surajbali |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.00611 |
超高エネルギー（UHE）宇宙線（CR）は、ハドロン過程を通じて宇宙背景放射と相互作用し、宇宙はエネルギーのUHECRに対して「不透明」になります$\sim$（$10^{18}$-$10^{20}$）eVが約数十Mpcを超え、Greisen-Zatsepin-Kuz'min（GZK）の地平線を設定します。地球に到着するUHECRの無視できない部分は、重い核CRの場合、GZKの地平線を越えて発生する可能性があり、UHECRソースの人口と進化が考慮されていることを示します。マルチ粒子CR層位がさまざまなソース母集団によってどのように変更されるかを示し、これが観測されたUHECRバックグラウンドで等方性フラックス成分の自然な出現にどのようにつながるかについて説明します。このコンポーネントは、GZKホライズン内の近くのソースによって提供される異方性の前景コンポーネントと共存します。
チェレンコフ望遠鏡アレイを使用して、重力波イベントに対応する非常に高エネルギーの電磁的対応物を検索する
| Title |
Searching_for_very-high-energy_electromagnetic_counterparts_to_gravitational-wave_events_with_the_Cherenkov_Telescope_Array |
| Authors |
Barbara_Patricelli,_Alessandro_Carosi,_Lara_Nava,_Monica_Seglar-Arroyo,_Fabian_Sch\"ussler,_Antonio_Stamerra,_Andrea_Adelfio,_Halim_Ashkar,_Andrea_Bulgarelli,_Tristano_Di_Girolamo,_Ambra_Di_Piano,_Thomas_Gasparetto,_Jarred_Green,_Francesco_Longo,_Ivan_Agudo,_Alessio_Berti,_Elisabetta_Bissaldi,_Giancarlo_Cella,_Antonio_Circiello,_Stefano_Covino,_Giancarlo_Ghirlanda,_Brian_Humensky,_Susumu_Inoue,_Julien_Lefaucheur,_Miroslav_Filipovic,_Massimiliano_Razzano,_Deivid_Ribeiro,_Olga_Sergijenko,_Giulia_Stratta,_Susanna_Vergani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.00691 |
重力波（GW）イベントGW170817に続く電磁（EM）放出の検出は、GWによるマルチメッセンジャー天文学の時代を開き、バイナリ中性子星（BNS）の合併の少なくとも一部が短い前駆体であるという最初の直接的な証拠を提供しましたガンマ線バースト（GRB）。最近のMAGICとH.E.S.S.によって証明されているように、GRBは非常に高いエネルギー（VHE、>100GeV）の光子を放出することも期待されています。観察。将来のマルチメッセンジャー観測の課題の1つは、GWに関連するGRBからのそのようなVHE放出の検出です。今後数年間で、チェレンコフ望遠鏡アレイ（CTA）は、その前例のない感度、迅速な応答、およびスキャンを介して広い空の領域を監視する機能により、VHE範囲のGWイベントのEMフォローアップのための重要な機器になります。-モード操作。BNSの合併に関連する可能性のある短いGRBの検索に焦点を当てて、CTAGWフォローアッププログラムを紹介します。可能な観測戦略を調査し、一時的なGWイベントに対応するVHEEMの検出の見通しを概説します。
uGMRTを使用した高活性FRB20201124Aのバースト特性
| Title |
Burst_properties_of_the_highly_active_FRB_20201124A_using_uGMRT |
| Authors |
V._R._Marthi,_S._Bethapudi,_R._A._Main,_H.-H._Lin,_L._G._Spitler,_R._S._Wharton,_D._Z._Li,_T._G._Gautam,_U.-L._Pen,_G._H._Hilmarsson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.00697 |
550-750〜MHzでアップグレードされたGiantMetrewaveRadioTelescopeを使用した非常にアクティブなFRB20201124Aの観測を報告します。インコヒーレントアレイモードでのこれらの観測は、FRB20201124Aからのバーストの秒角の位置特定、ホスト銀河に関連する持続的な電波放射の発見、および48個のバーストの検出を同時に提供しました。サンプルで最も明るいバースト（$F=108〜{\rmJy〜ms}$）を使用すると、構造を最大化する分散測定値が$410.8\pm0.5〜{\rmpc〜cm}^{-3}$であることがわかります。観測はフルエンスレベル$10〜{\rmJy〜ms}$まで完了しており、それを超えると累積バーストレートはべき乗則$R（>\！F）=10〜{\rmとしてスケーリングされます。hr}^{-1}\left（F/10\、\mathrm{Jy〜ms}\right）^{\gamma}$with$\gamma=-1.2\pm0.2$。$10〜{\rmJy〜ms}$未満では、$1〜{\rmJy〜ms}$までのバーストの$\gtrsim$80\％を見逃していると推定されます。ただし、この暗いバースト母集団は、より感度の高いフェーズドアレイモードを使用した将来の観測でアクセスできるようになります。バーストは、他の繰り返しFRBで報告されたものよりも平均して広いことがわかります。バースト間の待機時間は、観測中の指数分布によって十分に近似されていることがわかります。標準のフーリエドメイン検索と高速折りたたみアルゴリズムを使用した検索の両方を使用して周期性を検索しましたが、重要な候補は見つかりませんでした。$-0.75$から$-20〜{\rmMHz〜ms}^{-1}$の間のバルクスペクトル時間ドリフト率を測定します。最後に、最も明るいバーストを使用して、550〜MHzで13.6〜msの散乱時間の上限を設定します。FRB20201124Aのローカリゼーションは、以前の作業で説明した概念実証方法に強度を追加し、uGMRTを使用したFRBの繰り返しの将来のローカリゼーションとフォローアップの潜在的なモデルとして機能します。
超高輝度Zソースさそり座X-1のNuSTARスペクトルにおけるFeK $ \ alpha $およびFeK $ \ beta $ライン検出
| Title |
Fe_K$\alpha$_and_Fe_K$\beta$_line_detection_in_the_NuSTAR_spectrum_of_the_ultra-bright_Z-source_Scorpius_X-1 |
| Authors |
S._M._Mazzola,_R._Iaria,_T._Di_Salvo,_A._Sanna,_A._F._Gambino,_A._Marino,_E._Bozzo,_C._Ferrigno,_A._Riggio,_A._Anitra_and_L._Burderi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.00729 |
ロッシュローブのオーバーフローを介して物質を降着させる低磁化中性子星をホストする低質量X線バイナリは、一般に、X線の色-色図に記載されている経路にちなんで環礁とZ源という名前の2つのクラスに分類されます。さそり座X-1は、これまでに知られている中で最も明るく持続的な低質量X線連星であり、Z線源のプロトタイプです。この衛星によって収集された高統計データを利用して、このソースの最初のNuSTAR観測を分析し、そのスペクトル放射を研究しました。色-色図を調べると、ソースはおそらくそのZトラックの下部の通常のフレアブランチの間に観察されました。トラックに沿ったソースの進化を調査するために、2つのブランチからデータを分離しました。両方のブランチに同じモデルを使用して、3〜60keVのNuSTARスペクトルをフィッティングしました。連続体には2つの記述を採用しました。最初のケースでは、黒体と降着円盤で発生するシード光子による熱コンプトン化を使用しました。2つ目では、ディスク黒体と、黒体の形をした入射シード光子のスペクトルを使用したコンプトン化を採用しました。どちらの場合も、20keVを超える高エネルギー放出に適合するべき乗則が必要でした。2つのモデルは、両方のブランチのソースに同じ物理シナリオを提供します。0.8〜1.5keVの黒体温度、0.4〜0.6keVの温度のディスク黒体、および光学的厚さ6〜10の光学的厚さのComptonisingコロナです。温度は約3keVです。さらに、He様FeXXVイオンのK$\alpha$およびK$\beta$遷移に関連する2つの線が、それぞれ6.6keVおよび7.8keVで検出されました。両方のモデルで、フォトンインデックスが2〜3のべき乗則でモデル化されたハードテールも必要でした。
低質量星のアクシオンスペクトルと関連するX線スペクトル
初めて、主系列星と主系列星後の進化段階にある1つと2つの太陽質量星であるいくつかの低質量星の軸索スペクトルとそれに関連する光度を予測します。同様に、これらの星のエンベロープ内に強い磁場が存在する場合に、アクシオンが光子に変換されて戻ることから生じるX線過剰放射も計算します。したがって、与えられた星は、固有のアクシオンスペクトルと$L_a$アクシオン光度を持ちます。そして、そのような星がその恒星のエンベロープに強い磁場を持っている場合、それはまた、特徴的なX線スペクトルと$L_{a\gamma}$X線の光度を示します。このような放射は、X線電磁スペクトルと星の$L_X$光度に加算されます。本研究は、アクシオン-光子結合定数$5\;10^{-11}{\rmGeV}^{-1}$、最新の上限である$6.6\;10のすぐ下の値を持つアクシオンモデルに焦点を当てています。^{-11}{\rmGeV}^{-1}$はCASTおよびIAXOヘリオスコープによって検出されました。ここで説明する軸方向パラメーターの範囲は、DFSZおよびKSVZモデルを含む、多くの軸方向モデルのパラメーター空間に及びます。質量が$10^{-7}$から$10^{-5}\の範囲のアクシオンが見つかりました。{\rmeV}$および$5\;10^{-11}{\rmGeV}^{-1}$のアクシオン-光子結合定数は、1から5まで変化する平均アクシオンエネルギーを持つアクシオン発光スペクトルを生成します。KeV、および$L_{a}$の範囲は$10^{-6}$から$7\;10^{-3}\;L_\odot$です。また、平均磁場が$3\;10^の星の場合、$L_{a\gamma}$は$5\;10^{-8}$から$10^{-5}\;L_\odot$まで変化すると予測します。{4}\;{\rmG}$彼らの雰囲気の中で。これらの$L_{a\gamma}$予測のほとんどは、一部の星で観察された$L_X$よりも大きくなっています。したがって、そのような予備的な結果は、いくつかのクラスのアクシオンモデルを制約する次世代の恒星X線ミッションの可能性を示しています。
3C279のガンマ線スペクトルを形成するブロードライン領域の端にあるペアカスケード
| Title |
Pair_Cascades_at_the_Edge_of_the_Broad-Line_Region_Shaping_the_Gamma-Ray_Spectrum_of_3C_279 |
| Authors |
Christoph_Wendel,_Amit_Shukla_and_Karl_Mannheim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.01028 |
ブレーザー3C279は、中央のブラックホールの事象の地平線を横切る光交差時間と同じくらい短いタイムスケールで可変であるガンマ線のフラックスを放出します。スペクトルエネルギー分布（SED）は、ガンマ線と周囲の紫外線光子との相互作用によるペア減衰の兆候を示さないことが一般的に報告されており、ガンマ線はブロードライン領域の外側のジェットの下部構造から発生する必要があると結論付けています。（BLR）。BLRの光子場の逆コンプトンペアカスケードによって生成されたガンマ線スペクトルに原子輝線によって刻印されたスペクトルシグネチャに対処します。MJD58129〜58150のフェルミ大面積望遠鏡データを使用して3C279のガンマ線SEDを高精度で決定し、3つの異なる注入項のペアカスケードスペクトルをシミュレートします。観測データへの十分な適合が得られます。得られたSEDは、光学的に厚い放射輸送による原子輝線光子への対生成によって刻印された特徴を示していますが、放出領域がBLRの奥深くに埋もれている場合に予想されるさらなる指数関数的減衰はありません。3C279のSEDは、指数関数的な外部ペア吸収のない逆コンプトンペアカスケードスペクトルと一致しています。私たちの調査結果は、3C279のガンマ線放出がBLRの端から発生しているという見解を支持しています。
HAWCガンマ線天文台によって検出されたM87からの非フレアVHE放射のモデリング
| Title |
Modeling_the_non-flaring_VHE_emission_from_M87_as_detected_by_the_HAWC_gamma_ray_observatory |
| Authors |
Fernando_Ure\~na-Mena,_Alberto_Carrami\~nana,_Anna_Lia_Longinotti,_Daniel_Rosa-Gonz\'alez_(for_the_HAWC_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.01048 |
M87はおとめ座銀河団にある巨大な電波銀河で、非常に高エネルギー（VHE）のガンマ線源として知られています。電波銀河は、ブレーザーの赤方偏移がずれている対応物と見なされているため、AGN放射モデルをテストするための優れた実験室です。M87は、フェルミ-LATといくつかの大気チェレンコフ望遠鏡によって検出および監視されています。最近、HAWCコラボレーションは、このオブジェクトからの4。5年のTeVガンマ線放出のわずかな証拠を提示しました。HAWCデータは、VHEガンマ線放出の物理的起源がまだ不明であるM87のような複雑な動作のソースの平均VHE放出を制約する可能性があります。レプトハドロンシナリオをM87の広帯域スペクトルエネルギー分布に適合させ、HAWCデータを使用してその非フレアVHE放射をモデル化しました。
| Title |
Implications_of_oscillating_toroidal_fields_of_proto-neutron_stars_for_pulsars_and_magnetars |
| Authors |
\.Irem_Bak{\i}r_and_Kaz{\i}m_Yavuz_Ek\c{s}i |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.01051 |
若い中性子星の一部であるマグネターは、超強力な磁場を持っています。それらの強い場のために呼び出されたモデルは、マグネターの出生率がコア崩壊超新星の率に匹敵するという推論と両立しない極端なパラメーターを持つ非常に特定の条件を必要とします。PNSダイナモがダイナモ作用の終わりに向かって振動するトロイダル磁場を生成する場合、これらの一見矛盾する傾向を調整できることをお勧めします。このような振動は、ダイナモモデルに遍在しています。ダイナモプロセスが終了する振動の位相に応じて、中性子星は非常に高いまたは比較的小さいトロイダル磁場を持つことができます。例として、PNS磁場を生成するためのせん断駆動ダイナモモデルを呼び出します。トロイダル場が調和振動子として振動し、ポロイダル場が飽和することを示します。同じダイナモ作用が、振動のどの段階で磁場が凍結したかに応じて、マグネターと通常の中性子星の両方の形成につながる可能性があると私たちは主張します。
星に触れる：高解像度3D印刷を使用して恒星の苗床を視覚化する
| Title |
Touching_the_Stars:_Using_High-Resolution_3D_Printing_to_Visualize_Stellar_Nurseries |
| Authors |
Nia_Imara,_John_C._Forbes,_and_James_C._Weaver |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.00014 |
それらの複雑な可変密度アーキテクチャのために、そして星形成の主要な場所として、分子雲は私たちの宇宙の最も機能的に重要であるが最も理解されていない特徴の1つを表しています。分子雲の本質的な構造の複雑さを解明するために、ここでは、高解像度のビットマップベースの3D印刷の力を活用します。これにより、2Dで抑制されたパターンを認識する人間の脳の能力を独自に活用する方法で、天体物理学的構造を視覚化する機会が提供されます。表現。それぞれが乱流星間物質の異なる物理的極値を表す9つのシミュレーションの新しいスイートをソースデータとして使用することで、ワークフローにより、準平面構造など、頻繁に不明瞭になる3Dプリントモデルの特徴を明確に視覚化できます。従来のレンダリングやアニメーションで。したがって、ビットマップベースの3D印刷アプローチは、分子雲内の微妙な密度勾配分布を、具体的で直感的かつ視覚的に驚くべき方法で忠実に再現します。他の構造的に複雑な天文データセットの直感的な分析の基礎を築く一方で、3D印刷されたモデルは、教育および公共のアウトリーチ活動における貴重なツールとしても機能します。
カタリナスカイサーベイ画像からの深い共同追加の空
| Title |
Deep_Co-Added_Sky_from_Catalina_Sky_Survey_Images |
| Authors |
Akshat_Singhal,_Varun_Bhalerao,_Ashish_A._Mahabal,_Kaustubh_Vaghmare,_Santosh_Jagade,_Sumeet_Kulkarni,_Ajay_Vibhute,_Ajit_K._Kembhavi,_Andrew_J._Drake,_S_George_Djorgovski,_Matthew_J._Graham,_Ciro_Donalek,_Eric_Christensen,_Stephen_Larson,_Edward_C._Beshore |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.00029 |
多くの掃天観測が進行中または計画中です。通常、それらは小さな望遠鏡と比較的短い露光時間で行われます。一時的または変動するソースの検索には、理想的には同じ望遠鏡とカメラを通して取得された、より深いベースライン画像との比較が含まれます。それを念頭に置いて、0.68mのシュミット望遠鏡からの画像を山に積み上げました。Bigelowは、カタリナスカイサーベイの一環として10年以上にわたって撮影されました。CatalinaReal-timeTransientSurveyの詳細な参照画像を生成するために、8000フィールドにわたって80万近くの画像を生成し、27000〜sq。〜deg以上をカバーします。個々の画像よりも最大3桁深い深いスタックに入りました。CRTSシステムはイメージングにフィルターを使用しないため、光学的大きさを測定する標準的な通過帯域はありません。これらの広帯域のフィルタリングされていない同時追加画像を$g$帯域の画像と比較することで深度を推定し、画像の深度が空全体で22.0〜24.2の範囲であり、200枚の画像スタックが同等のABマグニチュードを達成していることを確認します。22.8の感度。天体画像を共同追加するためのさまざまな最先端のソフトウェアパッケージを比較し、スタッキングにSWarpを使用しました。ここでは、採用したプロセスの詳細について説明します。この方法論は、他のパノラマイメージングアプリケーションや他の調査にも役立つ可能性があります。積み上げられた画像は、天文天体物理学大学間センター（IUCAA）のサーバーから入手できます。
Baikal-GVD水中ニュートリノチェレンコフ望遠鏡のレーザー光学校正システムコンポーネントのテストのための方法とポータブルベンチ
| Title |
Method_and_portable_bench_for_tests_of_the_laser_optical_calibration_system_components_for_the_Baikal-GVD_underwater_neutrino_Cherenkov_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_f_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,_et_al._(11_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.00097 |
Baikal-GVD、ANTARES、KM3NeTなどの大規模な深海チェレンコフニュートリノ望遠鏡には、光学モジュールの校正とテスト方法が必要です。これらの方法には通常、光に対する望遠鏡の応答をチェックし、自然の貯水池の季節変化を示す吸収長や散乱長などの水の光学パラメータをリアルタイムで監視できるレーザーベースのシステムが含まれます。レーザーキャリブレーションシステムのテスト方法と、Baikal-GVD用に開発された専用ツールのセットを紹介します。これには、特別に設計および構築された、コンパクトでポータブルな再構成可能なスキャンステーションが含まれます。このステーションは、暗室なしで氷上であっても、望遠鏡構造に展開する直前に水中レーザーセットの高速品質テストを実行するように適合されています。テスト手順には、レーザーデバイスのエネルギー安定性テスト、ディフューザーからの発光の3Dスキャン、およびレーザーキャリブレーションシステムの光学要素の減衰テストが含まれます。テストベンチは、主に、可動Si検出器を備えた自動機械スキャナー、参照Si検出器を備えたビームスプリッター、およびオプションで、ディフューザーの実験室スキャンに使用されるQスイッチダイオード励起固体レーザーで構成されます。提示されたテストベンチは、発光点の周りの光子の等方性分布を取得するように設計されたディフューザーからの発光の3次元スキャンを可能にします。測定結果は、試験直後に3Dプロットで簡単に表示でき、水中での光子伝搬をシミュレートする専用プログラムに実装することもできます。これにより、バイカル-GVD望遠鏡のスケールでディフューザーの品質を確認できます。ジオメトリ。
Baikal-GVDミューオン再構成のための効率的なヒット発見アルゴリズム
| Title |
An_efficient_hit_finding_algorithm_for_Baikal-GVD_muon_reconstruction |
| 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/2108.00208 |
バイカル湖-GVDは、バイカル湖に建設中の大規模ニュートリノ望遠鏡です。望遠鏡によって検出される信号の大部分は、主にバイカル湖の水の発光によって引き起こされるノイズヒットです。ミューオントラックから放出されたチェレンコフ光によって生成されたヒットからノイズヒットを分離することは、ミューオンイベントの再構築の挑戦的な部分です。既知の方向性ヒット因果関係基準を利用してヒットのグラフを作成し、クリークベースの手法を使用して信号ヒットのサブセットを選択するアルゴリズムを提示します。アルゴリズムは、現実的な検出器のモンテカルロシミュレーションで広範囲のミューオンエネルギーであり、元の信号の90\％以上を保持しながら、チェレンコフ光子からPMTヒットの純粋なサンプルを選択することが証明されています。
Baikal-GVDのポジショニングシステム
| Title |
Positioning_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/2108.00212 |
Baikal-GVDは、バイカル湖で現在建設中のキロメートルスケールのニュートリノ望遠鏡です。バイカル湖の水流のため、個々の光電子増倍管のハウジングは可動式であり、初期位置から離れてドリフトする可能性があります。光電子増倍管の座標を正確に決定するために、望遠鏡には音響測位システムが装備されています。このシステムは、望遠鏡のストリングに沿って設置された音響モデムのネットワークで構成され、音響三辺測量を使用して個々のモデムの座標を決定します。この寄稿では、音響モデムポーリングアルゴリズムへの最近のアップグレードを含む、Baikal-GVDでのポジショニングの現在の状態について説明しています。
| Title |
The_Instrument_of_the_Imaging_X-ray_Polarimetry_Explorer |
| Authors |
Paolo_Soffitta,_Luca_Baldini,_Ronaldo_Bellazzini,_Enrico_Costa,_Luca_Latronico,_Fabio_Muleri,_Ettore_Del_Monte,_Sergio_Fabiani,_Massimo_Minuti,_Michele_Pinchera,_Carmelo_Sgr\`o,_Gloria_Spandre,_Alessio_Trois,_Fabrizio_Amici,_Hans_Andersson,_Primo_Attin\`a,_Matteo_Bachetti,_Mattia_Barbanera,_Fabio_Borotto,_Alessandro_Brez,_Daniele_Brienza,_Ciro_Caporale,_Claudia_Cardelli,_Rita_Carpentiero,_Simone_Castellano,_Marco_Castronuovo,_Luca_Cavalli,_Elisabetta_Cavazzuti,_Marco_Ceccanti,_Mauro_Centrone,_Stefano_Ciprini,_Saverio_Citraro,_Fabio_D'_Amico,_Elisa_D'_Alba,_Sergio_Di_Cosimo,_Niccol\`o_Di_Lalla,_Alessandro_Di_Marco,_Giuseppe_Di_Persio,_Immacolata_Donnarumma,_Yuri_Evangelista,_Riccardo_Ferrazzoli,_Asami_Hayato,_Takao_Kitaguchi,_Fabio_La_Monaca,_Carlo_Lefevre,_Pasqualino_Loffredo,_Paolo_Lorenzi,_et_al._(34_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.00284 |
X線分光法、タイミング、イメージングは、1962年に最初の天文学的非太陽源が発見されて以来、特にニュートン/X線マルチミラーミッション、ロッシ/X線タイミングエクスプローラー、チャンドラの発売により、大幅に改善されました。/高度なX線天体物理学施設では、X線偏光測定の進歩はわずかでした。これは、一部には高感度の偏光検出器がないこと、一部には承認されたミッションの運命、一部には天体のX線源が予想よりも偏光が少ないように見えたことが原因です。これまで、1つの陽性測定しか利用できませんでした。実際、8つの太陽観測衛星は70年代にかに星雲の偏光を測定しました。マイクロエレクトロニクスの技術の出現により、光学系がX線の集束に効率的であるエネルギー範囲のガスの光電効果に基づいて検出器を設計することが可能になりました。ここでは、2021年後半に飛行するIXPEと呼ばれるSmallExplorerミッションへのイタリアのコラボレーションの主要な貢献である機器について説明します。この機器は、これに基づいて3つの検出器ユニットで構成されています。技術、および検出器サービスユニット。マーシャル宇宙飛行センターが提供する3つのミラーモジュールは、X線を検出器に集束させます。以下では、技術的な選択、それらの科学的動機、および機器の校正の結果を示します。IXPEは、2〜8keVのエネルギーバンドでイメージング、タイミング、およびエネルギー分解偏光測定を実行し、ほぼすべてのクラスの数十の天体にX線天文学のこのウィンドウを開きます。
Baikal-GVDニュートリノ望遠鏡におけるダブルカスケード再構成技術の開発
| Title |
Development_of_the_Double_Cascade_Reconstruction_Techniques_in_the_Baikal-GVD_Neutrino_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 |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.00333 |
Baikal-GVDは、バイカル湖で建設中のニュートリノ望遠鏡です。Baikal-GVDの主な目標は、ニュートリノの相互作用に起因する二次荷電粒子のチェレンコフ放射を検出することにより、ニュートリノを観測することです。2021年に、湖に設置された2304個の光モジュールで設置作業が終了し、有効体積は約0.4km$^{3}$になりました。この論文では、二重カスケード再構成技術の開発における最初のステップが提示されます。
CTA用の中型望遠鏡カメラであるNectarCAMのモンテカルロシミュレーションと検証
| Title |
Monte_Carlo_Simulations_and_Validation_of_NectarCAM,_a_Medium_Sized_Telescope_Camera_for_CTA |
| Authors |
Thomas_Armstrong,_Heide_Costantini,_Jean-Fran\c{c}ois_Glicenstein,_Jean-Philippe_Lenain,_Ullrich_Schwanke_and_Thomas_Tavernier_(for_the_CTA_Consortium) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.00426 |
今後のチェレンコフ望遠鏡アレイ（CTA）の地上ベースのガンマ線天文台は、非常に高エネルギーの宇宙の視野を広げ、以前の実験の5〜10倍の感度の向上を提供します。NectarCAMは、100GeVから10TeVまでのCTAのコアエネルギー範囲をカバーするように設計された中型望遠鏡（MST）用に提案されたカメラの1つです。最終的なカメラはGHzサンプリングが可能で、それぞれ7つの光電子増倍管からなる265のモジュール（合計1855ピクセル）で8度の視野を提供します。NectarCAMのパフォーマンスを検証するために、内部の61モジュールのみで構成される部分的に装備されたプロトタイプが構築されました。これまでに、CEAParis-Saclay（フランス）の統合テストベンチ施設とAdlershof（ドイツ）のMST構造のプロトタイプでテストを受けています。プロトタイプのパフォーマンスを特徴づけるために、モンテカルロシミュレーションは、CORSIKA/sim_telarrayフレームワークの61モジュールカメラの詳細モデルを使用して実行されました。この寄稿は、テストベンチデータのトリガーと読み出しのパフォーマンス、および空での測定中のトリガーと画像のパラメーター化のパフォーマンスの比較を含む、この作業の概要を提供します。
テクノシグネチャーの検索における無線周波数干渉の識別のための機械学習ベースの原点フィルター
| Title |
A_Machine-Learning-Based_Direction-of-Origin_Filter_for_the_Identification_of_Radio_Frequency_Interference_in_the_Search_for_Technosignatures |
| Authors |
Pavlo_Pinchuk_and_Jean-Luc_Margot |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.00559 |
無線周波数干渉（RFI）の軽減は、無線技術署名の検索における主要な課題のままです。典型的な緩和戦略には、信号が空の複数の方向で検出された場合に信号がRFIとして分類される、起点方向（DoO）フィルターが含まれます。これらの分類は通常、周波数や周波数ドリフト率などの信号特性の推定に依存しています。畳み込みニューラルネットワーク（CNN）は、推定された信号特性に依存する代わりに、動的スペクトルを直接分析するようにトレーニングできるため、既存のフィルターを補完する有望な機能を提供します。この作業では、動的スペクトルの画像のラベル付きペアで構成されるいくつかのデータセットをコンパイルし、あるスキャンで検出された信号が別のスキャンにも存在するかどうかを判断できるCNNを設計およびトレーニングしました。このCNNベースのDoOフィルターは、ベースライン2D相関モデルと既存のDoOフィルターの両方を、それぞれ99.15％と97.81％の適合率と再現率で、さまざまなメトリックで上回っています。CNNは、従来のDoOフィルターを適用した後、通常の状況で目視検査が必要な信号の数を6〜16分の1に減らすことがわかりました。
チェレンコフカメラの星再構成を使用したプロトタイプLST-1のポインティングの監視
| Title |
Monitoring_the_pointing_of_the_prototype_LST-1_using_star_reconstruction_in_the_Cherenkov_camera |
| Authors |
L._Foffano,_A._Carosi,_M._Dalchenko,_M._Heller,_D._Della_Volpe,_T._Montaruli_(for_the_CTA_Consortium) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.00699 |
来たるチェレンコフ望遠鏡アレイ（CTA）に提案された最初の大型望遠鏡（LST-1）は、2019年にラパルマで運用を開始しました。LST-1の大きな構造（ミラーディッシュの直径は23m）は、ポインティングの精度と全体的なパフォーマンスに影響を与える可能性のある変形を厳密に制御します。解決するために考案されたCTA仕様によると、銀河源の微細構造では、LSTのキャリブレーション後のポインティング精度は14秒角よりも優れている必要があります。この要件を満たすために、望遠鏡のポインティング精度は、皿の中心に配置された2台の専用CCDカメラで監視されます。それらの画像の分析により、構造のさまざまな体系的な変形を解きほぐすことができます。この作業では、空のデータの取得中に望遠鏡のポインティングを監視する可能性を提供する補完的なアプローチを調査します。チェレンコフシャワーからのイベントを適切にクリーニングした後、カメラの視野で画像化された星の再構築された位置が、カタログ内のそれらの名目上の予想される位置と比較されます。これにより、望遠鏡のポインティングを直接測定できます。これを使用して、他の方法をクロスチェックしたり、望遠鏡の光学特性や曲げモデルによって適用されたポインティング補正をリアルタイムで監視したりできます。さらに、この方法は、特定のハードウェアや専用の監視に依存しないという利点があります。この寄稿では、この分析を説明し、LST-1のシミュレーションに基づいた結果を示します。
| Title |
CTbend:_A_Bayesian_open-source_framework_to_model_pointing_corrections_for_Cherenkov_telescopes |
| Authors |
Gerrit_Spengler,_Ullrich_Schwanke,_Dmitriy_Zhurov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.00720 |
チェレンコフ望遠鏡のポインティングは、たとえば望遠鏡の機械的構造の曲がりに関連する欠陥の影響を受けます。これらの欠陥は、最適な望遠鏡のポインティング精度を達成するために、測定、モデル化、そして最終的に修正する必要があります。望遠鏡が異なる星を指し、CCDカメラが焦点面の中心への星の画像のオフセットを監視している間に、ポインティング偏差の測定が行われることがよくあります。これらの測定値の外れ値は、ポインティングモデルに伝播し、不正確なモデル予測につながる可能性があります。CTbendは、外れ値の復元力のある尤度関数を使用したベイズ分析を使用して、TPointなどのパラメトリック標準モデルでチェレンコフ望遠鏡のポインティングをモデル化するシンプルでスタンドアロンのオープンソースフレームワークです。フレームワークについて以下に説明します。
| Title |
Monitoring_Gamma-Ray_Burst_VHE_emission_with_the_Southern_Wide-field-of-view_Gamma-ray_Observatory |
| Authors |
G._La_Mura_(on_behalf_of_the_SWGO_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.00761 |
ガンマ線バースト（GRB）は、非常に高エネルギーの放射線（E>100GeV）を生成できることが確立されており、最もエネルギーの高い領域での粒子加速と放射線特性の調査に関する新しいウィンドウが開かれます。チェレンコフ望遠鏡アレイ（CTA）などの次世代機器は、観測の大幅な改善を示すと期待しています。ただし、ターゲットの可視性に対する制約と、イメージング大気チェレンコフ望遠鏡（IACT）の限られたデューティサイクルにより、一時的なイベントに迅速に対応し、一般的な特性を特徴付ける能力が低下します。ここでは、SouthernWideField-of-viewGamma-rayObservatory（SWGO）Collaborationによって提案されたExtensiveAirShower（EAS）アレイの概念に基づく機器が、GRBからのVHE放出を検出および追跡する有望な可能性を持っていることを示します。フェルミ大面積望遠鏡（Fermi-LAT）による観測では、放出されたエネルギーのかなりの部分を表す可能性があり、発生する可能性のある、$1\、$GeVまたは$10\、$GeVを超える明確なスペクトル成分を持ついくつかのイベントが特定されました。プロセスの初期段階で。これらの特性に基づくモデルを使用して、広い視野と広い有効面積の地上ベースの監視施設がGRBからのVHE放出を調査しなければならない可能性を推定します。空をほぼ連続的にスキャンしてVHEトランジェントを監視する機能により、IACTでは利用できない方法で、宇宙論的スケールまでのマルチメッセンジャートリガーの同時電磁対応物にアクセスする機会が与えられることを示します。
シミュレートされたチェレンコフ望遠鏡アレイデータの分析へのパターンスペクトルと畳み込みニューラルネットワークの適用
| Title |
Application_of_pattern_spectra_and_convolutional_neural_networks_to_the_analysis_of_simulated_Cherenkov_Telescope_Array_data |
| Authors |
J._Aschersleben,_R._F._Peletier,_M._Vecchi,_M._H._F._Wilkinson_(for_the_CTA_Consortium) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.00834 |
チェレンコフ望遠鏡アレイ（CTA）は、次世代のガンマ線天文台であり、次の10年間で超高エネルギー天文学の主要なグローバル機器となり、現世代のガンマ線望遠鏡よりも5〜10倍優れたフラックス感度を提供します。。各望遠鏡は、地上レベルで誘発されたチェレンコフ放射を捕捉することにより、ガンマ線によって誘発された粒子シャワーのスナップショットを提供します。このようなイベントのシミュレーションは、初期ガンマ線のエネルギーを決定するための畳み込みニューラルネットワーク（CNN）のトレーニングデータとして使用できる画像を提供します。他の最先端のアルゴリズムと比較して、CNNに基づく分析は、CTAによって達成されるパフォーマンスをさらに向上させることを約束します。パターンスペクトルは、画像分類に一般的に使用されるツールであり、画像を構成するさまざまなオブジェクトの形状とサイズの分布を提供します。パターンスペクトルで比較的浅いCNNを使用すると、パターンスペクトルの2Dの性質を利用して、画像内の特徴の関連する組み合わせが自動的に選択されます。この作業では、エネルギー再構成のためにCNNをトレーニングするために、生の画像自体を使用する代わりに、シミュレートされたガンマ線イベントからパターンスペクトルを生成します。これは、過去に試行された他の関連する学習および特徴選択方法とは異なります。これにより、パフォーマンスの低下を最小限に抑えながら、大幅に高速で計算量の少ないアルゴリズムを取得することを目指しています。
散開星団NGC6811の8つの太陽のような振動する進化した星の星震学的分析
{\emph{Kepler}}宇宙望遠鏡は、進化した星のアンサンブルで星震学分析を実行するための絶妙なデータを提供しています。星団を研究することは、本質的に同じ年齢、距離、および化学組成を持つ多数の星を持っているため、恒星の進化と構造への重要な洞察を提供します。この研究では、散開星団NGC6811のメンバーである8つの太陽のような振動する進化した星を分析し、それらを初めてモデル化しました。基本的な星のパラメータは、観測的な星震学と非星震学の制約を使用して内部モデルから取得されます。恒星の内部モデルは、{\small{MESA}}進化コードを使用して構築されます。質量損失法は、星の内部モデルに含まれています。星の星の質量と半径の範囲は、それぞれ2.23-2.40$M_{\odot}$と8.47-12.38$R_{\odot}$です。質量と半径の一般的な不確実性は、それぞれ$\sim$0.11$M_{\odot}$と$\sim$0.09$R_{\odot}$です。モデルの質量と半径は、星震学と非星震学の方法（スケーリング関係と古典的な方法）から得られた質量と半径と比較されます。恒星の年齢は$0.71$から$0.82$Gyrの範囲にあり、典型的な不確実性は$\sim$$18$パーセントでした。この研究で計算された星のモデル年齢は、NGC6811の文献で報告されているものと互換性があります。
$ \ texttt {pySYD} $：グローバルな星震パラメータの自動測定
| Title |
$\texttt{pySYD}$:_Automated_measurements_of_global_asteroseismic_parameters |
| Authors |
Ashley_Chontos_and_Daniel_Huber_and_Maryum_Sayeed_and_Pavadol_Yamsiri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.00582 |
星震学は、質量、半径、年齢などの正確で正確な基本的な恒星の特性を決定するためのゴールドスタンダードとして天文学で確立されています。星震学分析のためにいくつかのツールが開発されましたが、それらの多くはクローズドソースであるため、一般的な天文学コミュニティはアクセスできません。ここでは、太陽のような振動を検出し、グローバルな星震パラメータを測定するためのPythonパッケージである$\texttt{pySYD}$を紹介します。$\texttt{pySYD}$は、IDLベースの$\texttt{SYD}$パイプラインから採用されました。このパイプラインは、$\textit{Kepler}$星の星震パラメータを測定するために広く使用されていました。$\texttt{pySYD}$は、十分にテストされた同じ方法論を使用して開発され、アクセス可能で再現性のある結果を提供するためのいくつかの新しい改善が付属しています。クローズドソースツールに対してベンチマークされた、十分に文書化されたオープンソースの星震学ソフトウェアは、$\textit{Kepler}$ミッションからのレガシー結果の再現性を確保するために重要です。さらに、$\texttt{pySYD}$は、NASATESSミッションからの現在および今後のデータを分析するために、より広範な天文学コミュニティにとって有望なツールにもなります。
非常に金属量の少ない減衰ライマンアルファ吸収体を使用したコア崩壊超新星収量に対する経験的制約
| Title |
Empirical_Constraints_on_Core_Collapse_Supernova_Yields_using_Very_Metal_Poor_Damped_Lyman_Alpha_Absorbers |
| Authors |
Evan_Haze_Nu\~nez,_Evan_N._Kirby,_Charles_C._Steidel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.00659 |
非常に金属量の少ない（VMP;[Fe/H]$\leq$$-2$）減衰ライマンアルファ吸収体（VMP;[Fe/H]$\leq$$-2$）で測定された存在量を使用して、ゼロおよび低金属量のコア崩壊超新星（CCSNe）からの収量に経験的制約を課します。DLA）。一部の存在比では、VMPDLAは、VMPスターよりも確実に最初のSNeの金属収量を制限します。30年以上の文献からの高S/NVMPDLAの大規模なサンプルを編集し、そのほとんどが高解像度のスペクトル測定を使用しています。C、N、O、Al、Si、S、およびFe（FeおよびOに関して）のDLA存在比からの中央値から、IMF平均CCSNe収率の中央値を推測します。重要なことに、私たちが分析する金属の元素合成源がCCSNeだけである場合、DLAは進化の初期段階で銀河を表すほど金属が不足していると想定します。広く採用されている5つのゼロおよび低金属量の理論的収率セットを、この研究で得られた経験的収率と比較します。理論上の収率セットは、[Si/O]、[Si/Fe]、[S/O]、および[S/Fe]のDLA収率と一致することがわかります。理論モデルは広範囲のN収量を予測し、モデルの1つであるHeger＆Woosley2010（以下HW10）のみが[N/Fe]と[N/O]のDLA値を再現し、他の1つのモデルのみを再現しました。Limongi＆Chieffi2018（以下LC18）、再現[N/O]。SN爆発風景（特定の初期恒星質量が元素合成に寄与せずにブラックホールに崩壊する）のHW10への採用を簡単に調査し、予測が風景がない場合に匹敵することを発見します。一方、爆発エネルギーを前駆体の質量に固定すると、予測とDLAの存在量の間に大きな不一致が生じます。また、自由パラメーターとして回転速度を持つLC18の単純な、観察に動機付けられた回転速度の初期分布（IDROV）の採用を調査し、わずかな改善を見つけました。
近似ラムダ演算子を使用した球対称モデル大気V.高温の矮星の静的な不均一大気
| Title |
Spherically_symmetric_model_atmospheres_using_approximate_lambda_operators_V._Static_inhomogeneous_atmospheres_of_hot_dwarf_stars |
| Authors |
Ji\v{r}\'i_Kub\'at_and_Brankica_Kub\'atov\'a |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.00773 |
コンテクスト。凝集は恒星風の一般的な特性であり、動的平衡方程式と組み合わせた放射伝達方程式の解に組み込まれています。ただし、静的な高温モデルの雰囲気では、凝集とその温度および密度構造への影響は、これまでまったく考慮および分析されていません。これは、多くの不均一性がそこに現れる可能性があるため、凝集が結果のスペクトルの解釈に影響を与える可能性があるという事実にもかかわらずです。たとえば、乱流の結果として。目的。マイクロクランピングと1-Dジオメトリを想定した、静的な球対称大気の特殊なケースについて、大気構造に対するクランピングの影響を調査することを目的としています。メソッド。静的で球対称の非LTE（局所熱力学的平衡）モデルの大気は、光学的に薄い凝集を含む最新バージョンのコードを使用して計算されました。この問題は、密集した塊と空の塊間媒体で構成されていると想定されています。凝集は、すべての凝集が光学的に薄いと仮定して、凝集および体積充填係数によって考慮されます。凝集塊の不透明度と放射率の向上に体積充填率を掛けて、それらの平均値を取得します。これらの平均値は、放射伝達方程式で使用されます。運動平衡方程式と熱平衡方程式は、密度の凝集値を使用します。静水圧および放射平衡の方程式は、密度の平均値を使用します。結果。大気構造は、選択された恒星パラメータに対して計算されました。温度構造に中程度の違いが見られました。ただし、採用されたモデルによっては、凝集によりライマンα線スペクトル領域の連続放射が強化され、スペクトルの他の部分の放射は低くなります。原子レベルの逸脱係数は、凝集の影響も受けます。
時間距離局所日震学における片側弧平均化幾何学
| Title |
One-sided_arc_averaging_geometries_in_time-distance_local_helioseismology |
| Authors |
David_Korda,_Michal_\v{S}vanda,_Thierry_Roudier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.00872 |
太陽振動の研究（日震学）は、太陽を研究するための非常に成功した方法です。日震学は、太陽の構造と平均的な性質について教えてくれます。中解像度のデータと一緒に、ローカルプロパティは静かな太陽の地域で発見されました。しかし、磁場は振動に影響を及ぼし、日震学で磁気活性領域の特性を研究することを妨げます。私たちは、太陽の振動に対する磁場の悪影響を抑制し、活動領域に近いプラズマ特性を測定するための新しい方法論を作成することを目指しています。この方法論は、新しい平均化ジオメトリ、移動時間測定への非線形アプローチ、およびプラズマフローと音速摂動を組み合わせた一貫した反転方法で構成されています。片側アーク平均化ジオメトリを構築し、それらを移動時間測定の非線形アプローチに適用しました。片側弧の移動時間を使用して、静かな太陽の領域での環の移動時間を再構築しました。検証済みの日震反転パイプラインに対して方法論をテストしました。円形のH型黒点のある領域における表面水平流の反転に新しい方法論を適用しました。反転した表面の水平方向の流れは、磁場の存在によって強く影響されないコヒーレント構造追跡の出力に匹敵します。新しい方法論が外側の半影までの磁場の悪影響を抑制することを示します。堀の流れに匹敵する特性を持つ発散流を測定します。新しい方法論は、活動領域の深さ構造と活動領域の進化に寄与する物理的条件について私たちに教えることができます。
アインシュタイン-エーテル理論で初めて定常軸対称ブラックホール解を数値的に構築するための新しい方法を紹介し、それらの特性を研究します。重要な技術的課題は、スピン2、1、および0波モードの地平線に規則性を課すことです。興味深いことに、メートル法の地平線とさまざまな波動モードの地平線はキリングの地平線ではなく、キリングベクトルの線形結合が接しておらず、極から赤道へ、またはその逆にらせん状になっているヌルジェネレーターを持っています。既存の現象論的制約により、理論が実行可能であり、いくつかの結合が大きい結合パラメーターの2つの領域が生じます。大きなツイストカップリングを持つ領域Iと（やや）大きな拡張カップリングを持つ領域II。現在、これらの制約には、ブラックホールの観測やそれらの合併など、強い場のダイナミクスからのテストは含まれていません。大きなエーテル結合を考えると、そのようなダイナミクスは一般相対性理論から大幅に逸脱し、したがって理論をさらに制約すると予想されるかもしれません。ここでは、これは当てはまらないと主張します。これらのパラメータ領域には、一般相対性理論に非常に近いメトリック背景にエーテルが「ペイント」されるソリューションが存在するためです。領域Iのこの絵は、大きなねじれ結合からほぼ独立しており、領域IIについても、大きな膨張結合からほぼ独立しており、時空の最大葉に垂直です。この図は、弱い場については解析的に、カーメトリックに非常に近い回転ブラックホール解については数値的にサポートしています。
振動するBarthel-Randers幾何学における宇宙論的進化と暗黒エネルギー
| Title |
Cosmological_evolution_and_dark_energy_in_osculating_Barthel-Randers_geometry |
| Authors |
Rattanasak_Hama,_Tiberiu_Harko,_Sorin_V._Sabau,_Shahab_Shahidi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.00039 |
時空多様体の各点に任意の点ベクトル場が関連付けられている、接触点Barthel-Randersタイプの幾何学における宇宙進化を検討します。このフィンスラー型の幾何学は、重力場の物理的特性と宇宙論的ダイナミクスを記述すると想定されています。Barthel-Randersジオメトリの場合、接続は、関連するリーマン計量のLevi-Civita接続によって与えられます。Barthel-Randers幾何学の一般化されたフリードマン方程式は、Randers線要素の背景リーマン計量がフリードマン-ルマイトル-ロバートソン-ウォーカー型であることを考慮することによって得られます。物質エネルギーバランス方程式が導き出され、粒子生成の存在下での不可逆プロセスの熱力学の観点から解釈されます。モデルの宇宙論的性質が詳細に調査され、モデルがド・ジッター型の解を認め、有効な宇宙定数も生成できることが示されています。いくつかの正確な宇宙論的解も得られます。3つの特定のモデルと観測データおよび標準の$\Lambda$CDMモデルとの比較も、ハッブルパラメーターの観測値をフィッティングすることによって実行されます。モデルは観測の十分な説明を提供します。
放射性崩壊率と宇宙天気との相関に関する研究で過小評価されている周囲湿度の役割
| Title |
Role_of_ambient_humidity_underestimated_in_research_on_correlation_between_radioactive_decay_rates_and_space_weather |
| Authors |
Stefaan_Pomm\'e,_Krzysztof_Pelczar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.00116 |
最近の研究では、Milian-Sanchezetal。放射性崩壊率測定シリーズの変動を観察し、根本原因として環境の影響（屋内で測定）を除外した後、彼らは天体物理学的変数との可能な相関関係を探しました。検出器の安定性に対する環境パラメータ（周囲温度、圧力、湿度など）の影響の可能性を調査するための著者の努力にもかかわらず、計装に対する周囲湿度の影響は過小評価されていることがわかりました。
インフレ観測に照らして$ f（R）$コンスタントロールインフレ
| Title |
$f(R)$_constant-roll_inflation_in_light_of_the_inflationary_observations |
| Authors |
Mehdi_Shokri,_Mohammad_Reza_Setare,_Salvatore_Capozziello_and_Jafar_Sadeghi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.00175 |
$f（R）$重力のコンテキストで導入されたインフレモデルを使用します。このモデルでは、スケールロンがポテンシャルの頂点から最小点まで一定の速度でロールダウンします。インフレパラダイムを提示するために、3つの興味深い$f（R）$モデル\textit{i.e。}\、Starobinsky$R^{2}$、$R^{2p}$および対数補正モデルを検討します。モデルのインフレーションパラメータをCMB異方性の観測値\textit{i.e.}PlanckおよびKeck/arrayデータセットと比較して、モデルのパラメータ空間に対する観測値の制約とモデルの予測を見つけます。$\gamma=0$の場合の$f（R）$定数ロールモデルは、観測的に許容できる$r$の値を示していますが、スペクトルインデックスの好ましい値（$n_{s}>1$）を予測していないことがわかります。Starobinsky$R^{2}$および$R^{2p}$モデルの場合、および対数モデルの場合は$0.996<n_{s}<0.999$）。また、沼地の基準を使用して、弱い重力の推測の観点からモデルを研究します。
媒体中で散逸する振動スカラー
スカラー場凝縮体の振動が熱媒体の散逸効果によってどのように減衰するかを研究します。私たちの出発点は、非平衡場の量子論に適したシュウィンガー-ケルディッシュ形式で導出された2PIで再開された有効作用から派生した非線形で非局所的な凝縮体の運動方程式です。時間依存システムに適したマルチスケール摂動理論を使用してこの非局所方程式を解き、非常に長い時間有効な近似解析解を取得します。非線形効果は、振動のべき乗則減衰につながり、遅い時間に線形システムに特徴的な指数関数的に減衰するものに移行します。これらのソリューションは、多くの例で数値的に示しているように、進化を非常によく説明しています。次に、非局所運動方程式をマルコビア化されたもので近似し、プロセスに現れるあいまいさを解決し、同じ方法を使用してそれを解決して、まったく同じ主要な近似解を見つけます。この比較は、主要な順序でのマルコフ方程式の使用を正当化します。比較すると、標準の時間依存摂動理論は、無視できる減衰の初期の時間領域を超えた非線形凝縮物の進化を説明することはできません。凝縮物の巨視的進化は、微物理的粒子プロセスの観点から解釈されます。私たちの結果は、初期の宇宙における宇宙論的スカラー場の崩壊の定量的記述に影響を及ぼし、他の物理システムにも適用される可能性があります。
3D磁気リコネクション拡散のスケーリング理論
| Title |
Scaling_Theory_of_3D_Magnetic_Reconnection_Spreading |
| Authors |
Milton_Arencibia,_Paul_A._Cassak,_Michael_A._Shay,_Eric_R._Priest |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.00294 |
平面外方向における有限範囲の3次元（3D）磁気リコネクションの広がりの第一原理スケーリング理論を開発します。この理論は、面外（ガイド）磁場の有無にかかわらず、およびホール物理学の有無にかかわらずシステムに対処します。この理論は、ガイドフィールドがある場合とない場合の既知の拡散速度と方向を再現し、以前の知識を1つの理論に統合します。新しい結果は次のとおりです。（1）再接続領域と非再接続領域の間の境界面でx線が誘導されると、再接続は特定の方向に広がります。これは、流出方向の電界の面外勾配によって制御されます。（2）逆平行無衝突再接続の拡散メカニズムは、知られているように対流ですが、ガイドフィールド再接続の場合、それは磁場の曲げです。3D2流体および抵抗性電磁流体力学シミュレーションを使用して理論を確認します。（3）理論は、抵抗性電磁流体力学における逆平行再結合が広がらない理由を説明しています。（4）自由磁気エネルギーに関連するシミュレーション領域のアスペクト比は、再接続が広がるか、固定されたx線長で対流するかどうかに影響します。（5）磁気摂動の代わりに圧力パルスを使用して逆平行無衝突再接続を開始するシミュレーションを実行し、前述のように磁気音速で拡散するのではなく、拡散が変化しないことを確認します。この結果は、ここで研究したシステムを超えた広がりを理解するための理論的枠組みを提供し、2リボン太陽フレアや地球磁気圏での再接続などのアプリケーションにとって重要です。
ワイル型$ f（Q、T）$重力のべき乗則宇宙論
重力は、古典的な一般相対性理論（GR）の時空曲率に起因します。しかし、ねじれや非計量性など、GRの他の同等の定式化または表現は、認識を変えました。Weylタイプの$f（Q、T）$重力を検討します。ここで、$Q$は非計量性を表し、$T$はエネルギー運動量のトレースであり、ベクトル場$\omega_{\mu}$時空の非計量性$Q_{\mu\nu\alpha}$を決定します。この作業では、やる気のある$f（Q、T）=\alphaQ+\frac{\beta}{6k^{2}}T$を使用します。ここで、$\alpha$と$\beta$がモデルです。パラメーター。さらに、宇宙は圧力のない物質、つまり塵の場合（$p=0$）によって支配されていると仮定します。ハッブルパラメータ$H（z）$のべき乗則に似た場の方程式の解を取得します。最近の57ポイントのハッブルデータと1048ポイントのパンテオン超新星データを使用してモデルパラメータ$\alpha$と$\beta$を制約することにより、モデルの宇宙論的意味を調査します。さまざまな暗黒エネルギーモデルを研究するために、現在の宇宙の加速に対処するためにステートファインダー分析を使用します。また、宇宙のさまざまなフェーズを説明する$Om$診断も観察します。最後に、べき法則を模倣するソリューションは、ハッブルデータよりもパンテオンデータによく適合していることがわかります。
量子宇宙論における予測
1986年のカルジェーズサマースクールでの著者による講義は、アクセシビリティを高めるために適度に修正され、アップロードされました。宇宙論の量子力学に関する著者の見解のいくつかは、ここに提示されたものから変更されましたが、それでも歴史的に興味深いかもしれません。Wheeler-DeWitt方程式を解くためのBorn-Oppenheimer近似に関する資料と、古典的な幾何学の限界に関する研究、および曲がった時空における場の量子論の近似は、依然として興味深く、有用です。
| Title |
Cosmic-ray_upscattered_inelastic_dark_matter |
| Authors |
Nicole_F._Bell,_James_B._Dent,_Bhaskar_Dutta,_Sumit_Ghosh,_Jason_Kumar,_Jayden_L._Newstead,_Ian_M._Shoemaker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.00583 |
銀河系暗黒物質ハローの軽い非相対論的成分は、観測可能な反跳を作り出す運動エネルギーを欠いているため、直接検出の制約を回避します。しかし、宇宙線は暗黒物質をかなりのエネルギーに上方散乱させる可能性があり、非常に低い暗黒物質の質量で、以前は到達できなかったパラメータ空間の領域に直接検出実験でアクセスできるようになります。この作業では、宇宙線暗黒物質の形式を非弾性暗黒物質のモデルに拡張し、質量分割パラメーター空間の以前はアクセスできなかった領域をプローブできることを示します。非相対論的ハロー暗黒物質の従来の直接検出は、$\delta\sim10〜\mathrm{keV}$の質量分割に限定されており、質量に大きく依存します。宇宙線の上方散乱の効果を含めると、到達範囲が$\delta\sim100〜\mathrm{MeV}$の質量分割にまで拡大され、その到達範囲がはるかに低い暗黒物質の質量に維持されることがわかります。
| Title |
Radiation_from_matter-antimatter_annihilation_in_the_quark_nugget_model_of_dark_matter |
| Authors |
V.V._Flambaum,_I.B._Samsonov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.00652 |
暗黒物質（DM）のクォークナゲット（QN）モデルにおける陽電子雲の性質を再考する。このモデルでは、暗黒物質粒子は、バリオン数の合計が$B\sim10^{24}$の多数のクォークまたは反クォークで構成されるコンパクトな複合オブジェクトによって表されます。これらの粒子は、私たちの銀河内の数密度が非常に小さいため、すべてのDM検出実験や宇宙論的観測に対して「暗く」なります。このシナリオでは、反クォークナゲットは目に見える物質で消滅する可能性があるため、特別な役割を果たします。自由電子、水素、ヘリウムガスと反クォークナゲットの陽電子雲との衝突における電子-陽電子消滅を研究します。反クォークナゲットの強い電場が陽電子、水素、ヘリウム原子を破壊し、電子が陽電子雲に深く浸透するのを防ぎ、電子-陽電子消滅の可能性を約5桁減少させることを示します。したがって、QNの陽電子雲での電子消滅は、銀河の中心でエネルギー511keVのSPI/INTEGRAL検出器光子によって観測されたものを説明できません。これらの光子は、QNが陽子を捕獲し、クォークコア内の反クォークで消滅するか、中性子に変換されるため、QNコアの電荷が減少してQN温度が上昇するという別のメカニズムによって説明できます。その結果、QNは陽電子を宇宙に失い、そこで電子で消滅します。さらに多くの陽電子が、陽子消滅から生じる荷電パイ中間子から生成されます。別の兆候は、$\pi^0$崩壊からの光子の放出である可能性があります。
| Title |
Aliasing_Instabilities_in_the_Numerical_Evolution_of_the_Einstein_Field_Equations |
| Authors |
Claudio_Meringolo,_Sergio_Servidio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.00786 |
アインシュタイン場の重力方程式は、クロススケールの高次非線形項によって特徴付けられ、数値モデリングの課題を表しています。正確なスペクトル分解では、高次の非線形性は、数値的にエイリアシングの不安定性につながる可能性のある畳み込みに対応します。$3+1$Baumgarte-Shibata-Shapiro-Nakamura（BSSN）の形式に基づいて、真空状態でのこの問題の研究を紹介します。スペクトルフィルター処理された数値重力コード（\texttt{SFINGE}）を使用して、さまざまな条件で数値アーティファクトの出現を検査します。これは、古典的な（デカルト）フーリエ分解に基づく疑似スペクトルアルゴリズムです。動的フィールドの最高の$k-$モードを監視することにより、エイリアシングの原因を特定し、エイリアシングされた波長の抑制に基づいて、そのような不安定性を修復する手順を提案します。この単純なアルゴリズムは、境界条件の適切な処理とともに、大規模なオブジェクトのダイナミクスに関連する問題を含む、さまざまな重力問題に適用できます。
ローレンツ対称性に対するLHAASOからのガンマ線光子の意味
大規模高高度エアシャワー天文台（LHAASO）は、12個のガンマ線源からの最大1.42PeVの高エネルギーの光子の測定を報告しています。このような高エネルギー準位でのローレンツ対称性の運命に対するLHAASOデータの影響に関心があるため、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）でのガンマ線とそれらの光子との相互作用を考慮し、光学的厚さ、平均自由行程を計算します。これらすべてのガンマ線源からの光子の経路と生存確率。標準の特殊相対性理論によって予測されたしきい値を使用すると、観測されたガンマ線光子の最低生存確率は約0.60であることがわかります。これはかなり高い値であり、しきい値を超えるエネルギーを持つ豊富な光子が地球に到達する可能性があることを意味します。ローレンツ対称性違反。LHAASOからの現在の観測により、ローレンツ対称性が破られると主張するのはまだ遠いです。
ペッチェイ・クイン相転移中のフィルター処理された非対称暗黒物質
この論文では、ペッチェイ・クイン（PQ）相転移中の非対称暗黒物質シナリオのバブルフィルターアウトメカニズムを提案します。余分なキラルニュートリノによって拡張されたQCDアクシオンモデルに基づいて、PQ相転移がモデルのパラメーター空間で一次であり、PQ対称性の破れスケールに関して、メカニズムがPeVスケールの重いニュートリノを生成できることを示します。暗黒物質の候補。CP対称性の破れの原因を考えると、相転移中にニュートリノと反ニュートリノの数密度を区別すると、観測された暗黒物質の熱的残存粒子が見つかり、セットアップをさまざまな強度の1次相転移に適用できます。次に、モデル内の強いCP問題に対処するQCDアクシオンの有効結合を計算します。また、一次相転移から生成される重力波のエネルギー密度スペクトルを研究し、信号がアインシュタイン望遠鏡などの将来の地上ベースの検出器によって検出できることを示しています。特に、モデルの目に見える重いアクシオンの場合、重力波はDECIGOおよびBBO干渉計によってプローブできることが示されています。さらに、PeVスケールのニュートリノを作成するためのソースとして、暗黒物質標準モデルのニュートリノ消滅プロセスについて説明します。
再加熱中の最高温度の秘密の歴史
| Title |
The_Secret_Higgstory_of_the_Highest_Temperature_during_Reheating |
| Authors |
Samuel_Passaglia,_Wayne_Hu,_Andrew_J._Long,_David_Zegeye |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.00962 |
宇宙のインフレーションの間に形成された標準模型のヒッグス凝縮体の、その後の再加熱の時代における役割を研究します。インフラトンがゆっくりと摂動的に崩壊するシナリオに焦点を当てます。そのため、インフレーションの終了から放射線支配の開始までの期間は長くなります。ヒッグス凝縮体はこの期間中に非摂動的に崩壊し、ゆっくりと崩壊するインフラトンだけから生じるよりもはるかに高い温度に原始プラズマを加熱することを示します。インフラトンの崩壊生成物の熱化に対するこの高温プラズマの影響について議論し、暗黒物質のような宇宙論的遺物の形成とそれに伴う等曲率変動、および電弱およびペッチェイ・クイン対称性の回復に対するその現象論的影響を研究します。
Ricci-inverse Gravityのノーゴー定理をバイパスできますか？
| Title |
Can_we_bypass_no-go_theorem_for_Ricci-inverse_Gravity? |
| Authors |
Indranil_Das_(CEBS_Mumbai),_Joseph_P_Johnson,_S._Shankaranarayanan_(IIT_Bombay) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.00992 |
最近、アメンドーラ等。高階微分項を含む重力の幾何学的理論を提案しました。著者らは、リッチテンソルの逆数のトレースである反曲率スカラー$（A）$を導入しました（$A^{\mu\nu}=R_{\mu\nu}^{-1}$）。この作業では、Ricci-inverseの2つのクラス（クラスIモデルとクラスIIモデル）を検討します。クラスIモデルの形式は$f（R、A）$です。ここで、$f$はRicciおよび反曲率スカラーの関数です。クラスIIモデルの形式は${\calF}（R、A^{\mu\nu}A_{\mu\nu}）$です。ここで、${\calF}$はRicciスカラーとの2乗の関数です。反曲率テンソル。これらのクラスのモデルの両方について、赤方偏移範囲$1500<z<0$で修正されたフリードマン方程式を数値的に解きます。宇宙の遅い時間発展、すなわち物質が支配する時代から加速膨張時代への進化は、これらの2つのクラスのモデルでは説明できないことを示します。削減アクションアプローチを使用して、Ricci-inversegravityモデルのノーゴー定理をバイパスできない理由を示します。最後に、私たちの分析が初期宇宙論に与える影響について議論します。
重力波バースト検索で高度に偏心したバイナリを検出する方法
| Title |
Method_for_detecting_highly-eccentric_binaries_with_a_gravitational_wave_burst_search |
| Authors |
Belinda_D._Cheeseboro_and_Paul_T._Baker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.01050 |
高度に偏心した連星ブラックホール（BBH）システムからの重力波（GW）の検出は、それらのダイナミクスと形成への洞察を提供することができます。現在まで、離心率$e>0.1$のBBHシステムは検出されておらず、その形成経路を制約することは困難です。地上ベースのGW検出器で使用されている現在の検索方法には、高度に偏心したソースを検出する機能がありません。テンプレートベースのマッチドフィルター検索には、信頼性の高い非常に偏心した波形モデルがありません。モデル化されていないバースト検索は、局所的な過剰電力を検出するように設計されており、単一の非常に偏心したBBHから発生したものとして複数の孤立したバーストを識別することはできません。したがって、既存のGWバースト検索に組み込んで高度に偏心したBBHをターゲットにできる信号ベースの事前分布を提案します。私たちのエキセントリックバーストプライアは、Loutrel＆Yunes（2017）によって記述されたニュートンバーストモデルに基づいています。概念実証として、シミュレーションデータでメソッドをテストし、中間SNR$\sim3-6$の場合、均一な事前分布と比較して、より効果的にローカライズされたGWバーストの事前分布を使用することを発見しました。
