プランク衛星カタログでの候補の強いレンズのほこりっぽい銀河の検索
| Title |
A_search_for_candidate_strongly-lensed_dusty_galaxies_in_the_Planck_satellite_catalogues |
| Authors |
Tiziana_Trombetti,_Carlo_Burigana,_Matteo_Bonato,_Diego_Herranz,_Gianfranco_De_Zotti,_Mattia_Negrello,_Vincenzo_Galluzzi,_Marcella_Massardi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.01113 |
プランクのサブmm調査では、空で最も明るく強い重力レンズのほこりっぽい銀河が検出されました。それらの極端な重力フラックスブースティングと画像ストレッチングの組み合わせは、高解像度イメージングと分光学的フォローアップ、銀河構造と初期の進化段階での運動学を介して詳細に測定するユニークな可能性を提供し、物理プロセスに関する他の方法ではアクセスできない直接情報を取得します動作中。Planckカタログからの候補の強レンズ銀河（SLG）の抽出は、いくつかの最も明るい銀河を除いて、一般に貧弱なS/Nで検出されるという事実によって妨げられ、それらの測光特性は強くぼやけており、それらを特定するのは困難です。やむを得ず効率が制限されるものの、識別されたPlanckで検出されたSLGの数を3〜4倍に増やす方法を考案しました。私たちのアプローチは、SLGが近くのほこりっぽい銀河（プランク銀河系外の源の大部分）よりもサブmmの色を持っているという事実を使用しています。確認された、またはPlanckで検出された可能性が非常に高い47個のSLGのサブmm色を使用して、これらのオブジェクトの色範囲を推定します。さらに、ほとんどの近くの銀河と電波源は、それぞれIRASとPCNTのカタログとのクロスマッチングによって拾うことができます。それぞれ545、857、353GHzで177、97、104のレンズ候補のサンプルを提示します。2,500平方度を対象とするSPT調査でテストされた私たちのアプローチの効率は、30％〜40％と推定されています。また、効率を50％に高める、より厳密な選択基準についても説明しますが、完全性はやや低くなります。SPTデータの分析により、これまで認識されていなかったPlanckで検出されたSLGと確実に見なすことができる12個の銀河が特定されました。SPTおよびH-ATLASエリア内で見つかったPlanckで検出された確認済みまたは非常に可能性の高いSLGの数を外挿すると、|b|>20度の空で150から190のそのようなソースが予想されます。
| Title |
Euclid_preparation:_I._The_Euclid_Wide_Survey |
| Authors |
R._Scaramella,_J._Amiaux,_Y._Mellier,_C._Burigana,_C.S._Carvalho,_J.-C._Cuillandre,_A._Da_Silva,_A._Derosa,_J._Dinis,_E._Maiorano,_M._Maris,_I._Tereno,_R._Laureijs,_T._Boenke,_G._Buenadicha,_X._Dupac,_L.M._Gaspar_Venancio,_P._G\'omez-\'Alvarez,_J._Hoar,_J._Lorenzo_Alvarez,_G.D._Racca,_G._Saavedra-Criado,_J._Schwartz,_R._Vavrek,_M._Schirmer,_H._Aussel,_R._Azzollini,_V.F._Cardone,_M._Cropper,_A._Ealet,_B._Garilli,_W._Gillard,_B.R._Granett,_L._Guzzo,_H._Hoekstra,_K._Jahnke,_T._Kitching,_M._Meneghetti,_L._Miller,_R._Nakajima,_S.M._Niemi,_F._Pasian,_W.J._Percival,_M._Sauvage,_M._Scodeggio,_S._Wachter,_A._Zacchei,_N._Aghanim,_A._Amara,_T._Auphan,_N._Auricchio,_S._Awan,_A._Balestra,_R._Bender,_C._Bodendorf,_D._Bonino,_E._Branchini,_S._Brau-Nogue,_M._Brescia,_G.P._Candini,_V._Capobianco,_C._Carbone,_et_al._(179_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.01201 |
ユークリッドは、弱い重力レンズ効果と銀河団を介して暗黒エネルギーと重力の特性を制約するように設計されたESAミッションです。可視および近赤外線で広域イメージングおよび分光法調査（EWS）を実施し、6年間で約15,000平方度の銀河系外の空をカバーします。広視野望遠鏡と機器は、手付かずのPSFと迷光の低減に最適化されており、非常に鮮明な画像を生成します。この論文では、ユークリッド参照調査の構築について説明します。EWSのポインティングのシーケンス、ディープフィールド、キャリブレーション用の補助フィールド、およびラグランジュ点の周りの軌道からステップアンドスターモードで動作するユークリッドが続く宇宙船の動きです。L2。各EWSポインティングには、4つのディザリングされたフレームがあります。ピクセルレベルでディザパターンをシミュレートして、有効なカバレッジを分析します。空の背景に最新のモデルを使用して、ユークリッドの関心領域（RoI）を定義します。参照調査の構築は、キャリブレーションケイデンス、宇宙船の制約、およびバックグラウンドレベルから大きく制約されます。地上ベースのカバレッジとの相乗効果も考慮されます。最適な空の領域を優先し、コンパクトなカバレッジを生成し、熱安定性を確保するように最適化された意図的に構築されたソフトウェアを介して、補助および深層観測のスケジュールを生成し、EWSトランジット観測でRoIをスケジュールします。結果として得られる参照調査RSD_2021Aはすべての制約を満たし、最終的なソリューションの優れたプロキシです。その広い調査は14,500平方度をカバーしています。そのフットプリントで達成される限界AB等級（$5\sigma$ポイントのようなソース）は、26.2（可視）および24.5（近赤外線）と推定されます。分光法の場合、H$_\alpha$ラインフラックス制限は1600nmで$2\times10^{-16}$ergcm$^{-2}$s$^{-1}$です。拡散放射の場合、表面輝度の制限は29.8（可視）および28.4（近赤外線）magarcsec$^{-2}$です。
ガウス・ボネ補正された単一フィールドインフレからの原始ブラックホール
過密領域の重力崩壊によって初期宇宙に形成された原始ブラックホールは、現在の暗黒物質の遺物密度にかなりの量をもたらしている可能性があります。インフレは、原始的なブラックホールの生成メカニズムのための自然な枠組みを提供します。たとえば、微調整されたスカラーポテンシャルを持つ単一フィールドインフレーションモデルは、超低速ロールの期間を示す場合があり、その間、曲率摂動が強化されて、対応するスケールが地平線に再び入るときに形成される原始ブラックホールのシードになる場合があります。この研究では、原始ブラックホール形成の代替メカニズムを提案します。スカラー場がガウス・ボネ項に結合されているモデルを検討し、スカラーポテンシャル項とガウス・ボネ結合項のバランスがほぼ取れている場合に、原始ブラックホールがシードされる可能性があることを示します。このモデルの大きな曲率摂動は、原始ブラックホールの生成につながるだけでなく、2次の重力波も発生させます。重力波の現在の密度パラメータを計算し、将来の重力波実験の感度限界と比較することにより、信号の検出可能性について説明します。
ハローフィールドによる宇宙潮汐の再構築
大規模な摂動と小規模な摂動の間の重力結合は、小規模な物質分布の異方性歪みにつながります。したがって、測定された局所的な小規模のパワースペクトルを使用して、大規模な物質の分布を推測することができます。この論文では、完全な三次元潮汐せん断情報を使用して大規模モードを再構築するための新しい潮汐再構築アルゴリズムを提示します。これをシミュレートされた暗黒物質ハロー場に適用すると、再構築された大規模密度場は元の物質密度場と大規模に相関し、2つの横せん断場のみを使用する以前の潮汐再構築法を改善します。これは、前景の減算によって失われた21cmの放射状モードを回復し、将来の宇宙論的調査でマルチトレーサー法を使用して原始的な非ガウス性を制約することに深い意味を持っています。
DESY3レンズとACT / $ {\ it Planck}
$熱の相互相関SunyaevZel'dovich効果I：測定、系統分類テスト、およびフィードバックモデルの制約
| Title |
Cross-correlation_of_DES_Y3_lensing_and_ACT/${\it_Planck}$_thermal_Sunyaev_Zel'dovich_Effect_I:_Measurements,_systematics_tests,_and_feedback_model_constraints |
| Authors |
M._Gatti,_S._Pandey,_E._Baxter,_J._C._Hill,_E._Moser,_M._Raveri,_X._Fang,_J._DeRose,_G._Giannini,_C._Doux,_H._Huang,_N._Battaglia,_A._Alarcon,_A._Amon,_M._Becker,_A._Campos,_C._Chang,_R._Chen,_A._Choi,_K._Eckert,_J._Elvin-Poole,_S._Everett,_A._Ferte,_I._Harrison,_N._Maccrann,_J._Mccullough,_J._Myles,_A._Navarro_Alsina,_J._Prat,_R.P._Rollins,_C._Sanchez,_T._Shin,_M._Troxel,_I._Tutusaus,_B._Yin,_T._Abbott,_M._Aguena,_S._Allam,_F._Andrade-Oliveira,_J._Annis,_G._Bernstein,_E._Bertin,_B._Bolliet,_J._R._Bond,_D._Brooks,_D._L._Burke,_E._Calabrese,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_R._Cawthon,_M._Costanzi,_M._Crocce,_L._N._da_Costa,_M._E._da_Silva_Pereira,_J._DeVicente,_S._Desai,_H._T._Diehl,_J._P._Dietrich,_P._Doel,_J._Dunkley,_A._E._Evrard,_S._Ferraro,_I._Ferrero,_B._Flaugher,_P._Fosalba,_et_al._(63_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.01600 |
${\itPlanck}$からの熱スニヤエフゼルドビッチ（tSZ）マップとアタカマ宇宙望遠鏡（ACT）の間の相互相関の断層撮影測定と、観測の最初の3年間に測定された弱い銀河レンズせん断を提示します。ダークエネルギーサーベイ（DESY3）。この相関関係は、広い赤方偏移範囲にわたるバリオンの熱エネルギーに敏感であるため、天体物理学的フィードバックの強力なプローブです。これまでで最も高い有意性である$21\sigma$の統計的有意性で相関を検出します。宇宙赤外線背景放射（CIB）や電波源など、潜在的な汚染物質についてtSZマップを調べ、CIBが測定に大きな影響を与えるため、分析で考慮する必要があることを発見しました。相互相関測定を使用して、さまざまなフィードバックモデルをテストします。特に、流体力学シミュレーションに対して較正されたいくつかの異なる圧力プロファイルモデルを使用してtSZをモデル化します。私たちの分析は、レッドシフトの不確実性、せん断キャリブレーションバイアス、および固有のアライメント効果を無視しています。また、${\itPlanck}$またはDESの事前分布を使用して、$\Omega_{\rmm}$および$\sigma_8$をマージナライズします。データは、小規模で圧力プロファイルの振幅が小さいモデルを優先し、強力なAGNフィードバックとハローの内部からのガスの放出を伴うシナリオと互換性があることがわかりました。せん断プロファイルにさらに柔軟なモデルを使用すると、制約が弱くなり、データは異なるバリオン処方を区別できなくなります。
DESY3レンズとACT / $ {\ it Planck}
$熱の相互相関SunyaevZel'dovich効果II：ハロー圧力プロファイルのモデリングと制約
| Title |
Cross-correlation_of_DES_Y3_lensing_and_ACT/${\it_Planck}$_thermal_Sunyaev_Zel'dovich_Effect_II:_Modeling_and_constraints_on_halo_pressure_profiles |
| Authors |
S._Pandey,_M._Gatti,_E._Baxter,_J._C._Hill,_X._Fang,_C._Doux,_G._Giannini,_M._Raveri,_J._DeRose,_H._Huang,_E._Moser,_N._Battaglia,_A._Alarcon,_A._Amon,_M._Becker,_A._Campos,_C._Chang,_R._Chen,_A._Choi,_K._Eckert,_J._Elvin-Poole,_S._Everett,_A._Ferte,_I._Harrison,_N._Maccrann,_J._Mccullough,_J._Myles,_A._Navarro_Alsina,_J._Prat,_R.P._Rollins,_C._Sanchez,_T._Shin,_M._Troxel,_I._Tutusaus,_B._Yin,_M._Aguena,_S._Allam,_F._Andrade-Oliveira,_G._M._Bernstein,_E._Bertin,_B._Bolliet,_J._R._Bond,_D._Brooks,_E._Calabrese,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_R._Cawthon,_M._Costanzi,_M._Crocce,_L._N._da_Costa,_M._E._S._Pereira,_J._De_Vicente,_S._Desai,_H._T._Diehl,_J._P._Dietrich,_P._Doel,_J._Dunkley,_S._Everett,_A._E._Evrard,_S._Ferraro,_I._Ferrero,_B._Flaugher,_P._Fosalba,_J._Garcia-Bellido,_et_al._(60_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.01601 |
高温のイオン化ガスは、熱スニヤエフゼルドビッチ（tSZ）効果を介して、宇宙マイクロ波背景放射に痕跡を残します。重力レンズ（投影された質量をトレースする）とtSZ効果（投影されたガス圧をトレースする）の相互相関は、宇宙全体のイオン化されたバリオンの熱状態の強力なプローブであり、バリオンフィードバックなどの効果に敏感です。。コンパニオンペーパー（Gattietal。2021）では、ダークエネルギーサーベイの最初の3年間の観測からの銀河せん断測定と、アタカマ宇宙論の組み合わせからのtSZ測定との間の相互相関の断層撮影測定と検証テストを紹介します。望遠鏡と${\itPlanck}$観測。この作業では、同じ測定値を使用して、広範囲のハロー質量と赤方偏移にわたるハローの圧力プロファイルのモデルを制約します。活動銀河核からのフィードバックの影響の予測と一致して、低質量ハローでの減圧の証拠を見つけます。測定値から静水圧質量バイアス（$B\equivM_{500c}/M_{\rmSZ}$）を推測し、${\itPlanck}$を採用した場合に$B=1.8\pm0.1$を見つけます-推奨宇宙論的パラメーター。さらに、私たちの測定値は、$B$のゼロ以外の赤方偏移の進化と一致しており、クラスター数の測定値を${\itPlanck}$が推奨する宇宙論と一致させるために必要な質量バイアスを説明するための正しい符号と十分な大きさを備えています。。私たちの分析は、せん断-tSZ相関に対する銀河形状の固有の整列（IA）の影響のモデルを紹介します。IAは、現在の騒音レベルでこれらの相関に大きな影響を与える可能性があることを示しています。
CMBレンズ効果のための最適な多周波重み付け
宇宙マイクロ波背景放射（CMB）温度マップの銀河系外前景は、適切に説明されていない場合、CMBレンズ再構成に大きなバイアスをもたらします。マルチ周波数データの組み合わせは、全体的なマップの分散を最小化するために使用されているか（内部線形結合、またはILC）、または特定の前景を明確にヌルにしますが、これらはCMBレンズに合わせて調整されていません。この論文では、CMBレンズノイズとバイアスを共同で最小化するための最適な多周波数の組み合わせを導き出します。標準のレンズ二次推定量と、前景への応答が異なる「せん断のみ」およびソース強化推定量に焦点を当てます。最適な多周波数の組み合わせは、ILCと共同デプロジェクションの間の妥協点であり、熱スニヤエフゼルドビッチ（tSZ）と宇宙赤外線背景放射（CIB）の寄与を無効にすることを示します。特に、$\ell_{\text{max}、T}=3000$を使用したSimonsObservatoryのような実験では、プロファイルの強化のみ（標準ILCを使用）により、レンズパワー振幅へのバイアスが$40\減少することがわかります。％$、ノイズのコストは$20\％$ですが、LSSTのようなサンプルとの相互相関へのバイアスは、標準の2次推定量と比較して$10\％$のノイズコストでほぼ1桁減少します。。少量のジョイントデプロジェクションを使用すると、プロファイル硬化推定量へのバイアスを、自動および相互相関のノイズコスト$20\％$および$5\％$で、それぞれの振幅の統計的不確かさの半分未満にさらに減らすことができます。標準のILC重みを使用した、プロファイル強化推定量との相関関係。最後に、より積極的なマスキングと$\ell_{\text{max、}T}$の変更による改善の可能性を探ります。
コロンボのトップのダイナミクス：潮汐散逸と共鳴捕獲、斜めのスーパーアース、超短周期惑星、そして刺激的なホットジュピターへの応用
| Title |
Dynamics_of_Colombo's_Top:_Tidal_Dissipation_and_Resonance_Capture,_With_Applications_to_Oblique_Super-Earths,_Ultra-Short-Period_Planets_and_Inspiraling_Hot_Jupiters |
| Authors |
Yubo_Su_and_Dong_Lai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.01082 |
潮汐散逸と外部コンパニオンからの重力摂動の複合効果の下での惑星のスピン進化に関する包括的な理論的研究を提示します。このような「スピン+コンパニオン」システム（コロンボのトップと呼ばれる）は、多くの[exo]惑星のコンテキストで表示されます。潮汐トルク（スピン軌道の整列と同期を駆動する）とコンパニオンからの重力トルク（惑星の軌道歳差運動を駆動する）の間の競合により、2つの可能なスピン平衡（「潮汐カッシーニ平衡」、tCE）が発生します。安定していて魅力的です。通常、スピンの傾斜角が低い「単純な」tCE1と、かなりの傾斜角を持つ可能性のある「共鳴」tCE2です。後者はスピン軌道共鳴から生じ、潮汐整列トルクがコンパニオンからの歳差運動トルクよりも強い場合に壊れる可能性があります。任意の初期スピン配向に対する惑星スピンの長期的進化（大きさと傾斜角の両方）を特徴づけ、潮汐散逸によって駆動される共鳴捕獲の確率を分析的に取得するための新しい理論的方法を開発します。私たちの一般的な理論的結果を太陽系外惑星システムに適用すると、SEが広範囲の原始傾斜角を持っていると仮定すると、外部コンパニオンを持つスーパーアース（SE）は高傾斜角tCE2に閉じ込められる可能性がかなり高いことがわかります。また、超短周期の地球質量惑星の形成とホットジュピターWASP-12bの軌道減衰について、最近提案された「赤道傾斜角」シナリオを評価します。どちらの場合も、tCE2への共鳴捕獲の確率は一般に低く、そのような高傾斜状態は必要な軌道減衰によって簡単に破られる可能性があることがわかります。
惑星のH \ alpha-emissionモデルの比較：降着光度との新しい相関関係
| Title |
Comparison_of_planetary_H\alpha-emission_models:_A_new_correlation_with_accretion_luminosity |
| Authors |
Yuhiko_Aoyama,_Gabriel-Dominique_Marleau,_Masahiro_Ikoma_and_Christoph_Mordasini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.01277 |
降着する惑星は、水素線放出、特にH$\alpha$によって検出されています。これを解釈するために、H$\alpha$の光度$L_\mathrm{H\alpha}$と降着の光度$L_\mathrm{acc}$または降着率$\dot{M}$の間の恒星レジームの経験的相関は次のようになります。惑星の質量に外挿されましたが、検証はされていません。惑星の表面での衝撃に適用できる理論的な$L_\mathrm{acc}$-$L_\mathrm{H\alpha}$の関係を示します。広範囲の降着率と質量を考慮し、衝撃後の冷却の詳細なスペクトル分解された非平衡モデルを使用します。新しい関係は、与えられた$L_\mathrm{H\alpha}$に対して若い恒星状天体に適合するよりも著しく高い$L_\mathrm{acc}$を与えます。これは、観測できないLy-$\alpha$が$L_\mathrm{acc}$の大部分。具体的には、$L_\mathrm{H\alpha}$の測定には、以前に予測されたよりも10〜100倍高い$L_\mathrm{acc}$と$\dot{M}$が必要です。これは、惑星H$\の希少性を説明している可能性があります。alpha$検出。また、惑星表面の衝撃から生じる、または降着漏斗の放出によって暗示される$\dot{M}$-$L_\mathrm{H\alpha}$の関係を比較します。両方とも、観測されたH$\alpha$信号に同時に寄与することができますが、低い（高い）$\dot{M}$では、惑星表面の衝撃（加熱された漏斗）が支配的です。衝撃だけがガウスラインウィングを生成します。最後に、さまざまな排出シナリオが適用される可能性のある降着の状況について説明し、最近の文献モデルを視野に入れ、他のいくつかの水素ラインの$L_\mathrm{acc}$-$L_\mathrm{line}$の関係も示します。
逆回転する星周円盤の新しい形成シナリオ：三重原始星系の周連星円盤からのスパイラルアーム降着
| Title |
A_new_formation_scenario_of_a_counter-rotating_circumstellar_disk:_spiral-arm_accretion_from_a_circumbinary_disk_in_a_triple_protostar_system |
| Authors |
Daisuke_Takaishi,_Yusuke_Tsukamoto,_Yasushi_Suto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.01348 |
磁場のない乱流分子雲コアからシミュレートされたトリプル原始星システムにおける星周円盤の回転方向の進化を提示します。そのような三項系で逆回転する星周円盤の新しい形成経路を見つけます。三次原始星は、周連星円盤の断片化を介して形成され、3つの星周円盤すべての初期回転方向は、バイナリシステムの軌道運動の方向とほぼ平行です。後続の$\sim10^4\thinspace\rm{yr}$に対するそれらの相互の重力流体力学的相互作用は、第三紀の軌道を大きく乱し、第三紀の円盤と星の回転方向は、周連星ディスク。三次星周円盤の逆回転はシミュレーションの最後まで続き（形成後$\sim6.4\times10^4\thinspace\rm{yr}$）、逆回転する円盤が長寿命であることを意味します。クラス0/I若い恒星状天体の円盤進化中のこの新しい形成経路は、ALMAによって最近発見された逆回転円盤を説明している可能性があります。
最近、Tamanini＆Danielski（2019）は、レーザー干渉計宇宙アンテナ（LISA）を使用して、二重白色矮星（DWD）を周回する周連星惑星（CBP）を検出する可能性について議論しました。それらの方法と基準を拡張して、LISAだけでなく、低周波数でわずかに感度が高い中国の宇宙搭載重力波（GW）ミッションであるTaijiによって、DWD周辺の太陽系外惑星を検出する可能性について説明します。まず、さまざまな連星の質量と質量比が、CBPを検出するLISAとTaijiの能力にどのように影響するかを調べます。第2に、信号対雑音比が高い特定の既知の分離DWDについて、それらの周囲のCBP検出の可能性を定量化します。第三に、モックLISAデータチャレンジから得られたDWD人口に基づいて、LISAとタイジの4年間のミッション期間中の銀河におけるCBP検出の基本的な評価を提示します。私たちの結果は、LISAが最大で$\sim6000$の新しいシステムを検出できることを示していますが、比較として、Taijiは約$50\％$以上のイベントを検出できます。各システムの検出可能なゾーンの制約、および検出可能なゾーンの内側/外側のエッジの分布について説明します。DWDの母集団に基づいて、発生率が$50\％$の3つの異なる惑星分布をさらに注入し、合計検出率を制限します。最後に、簡略化されたモデルを使用して、DWD周辺の居住可能なCBPを検出する可能性について簡単に説明します。これらの結果は、今後の太陽系外惑星プロジェクトに役立つ情報を提供し、共通外層フェーズ後の惑星系の分析に役立ちます。
原始惑星系円盤における惑星駆動密度波：非線形進化理論の数値的検証
| Title |
Planet-driven_density_waves_in_protoplanetary_discs:_numerical_verification_of_nonlinear_evolution_theory |
| Authors |
Nicolas_P._Cimerman_(1)_and_Roman_R._Rafikov_(1,2)_((1)_DAMTP,_University_of_Cambridge_(2)_Institute_for_Advanced_Study,_Princeton) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.01423 |
原始惑星系円盤とそれらに埋め込まれた惑星との間の重力結合は、渦巻密度波の出現につながり、それらが円盤を通って伝播するときに衝撃に進化します。低惑星質量レジーム（いわゆる熱質量以下）に焦点を当てて、地球規模の惑星駆動密度波の非線形進化を説明するための半解析的フレームワークのパフォーマンスを調査します。特定の理論的入力が数値シミュレーション（波の進化に基づく近似の第一原理計算）を使用して較正されている場合、このフレームワークが適切に再スケーリングされた変数の観点から表現された波の特性の（準）自己類似の進化を正確にキャプチャすることを示します不可視のバーガース方程式はシミュレーションと定性的に一致していますが、定量的レベルで波の減衰を過大に予測しています）。そのような入力、特に非線形効果を説明する惑星駆動衝撃の強度と全体的な形状のフィッティング式を提供します。この非線形フレームワークを使用して、グローバルスパイラルショックによるディスク内の渦生成を理論的に計算し、この計算の精度を数値的に検証します。私たちの結果は、円盤の渦巻き状の特徴の観測、CO線放出（「キンク」）に埋め込まれた惑星の運動学的特徴の解釈、および原始惑星系円盤の惑星駆動渦の出現を理解するために使用できます。
水星の岩
惑星、衛星、小体の表面の岩、およびそれらの地質学的関連性は、表面プロセスに関する重要な情報を提供します。巨礫を検出するのに十分な解像度と品質を備えた水星の表面の利用可能なすべての画像を分析し、観察されたすべての巨礫をマッピングしました。検出可能な巨礫のサイズの下限は約5mでした。水星で見つかったすべての岩は、直径数百メートル以上の新鮮な衝突クレーターに関連しています。水星の巨礫の個体数を月の同じサイズの巨礫の個体数と比較したところ、水星の巨礫は月の高地に比べて約30分の1であることがわかりました。この正確な定量的推定は、ソースデータの制限のため、本質的に不正確です。ただし、水星の巨礫のかなりの相対的な希少性は、しっかりと確実に確立することができます。観察された違いの考えられる原因について説明します。水銀の日中の温度サイクルによるより高い熱応力とより急速な材料疲労は、ボルダー表面の上部デシメートルの急速な崩壊を引き起こし、したがって、より急速なボルダーの消滅に寄与する可能性があります。ただし、これらの要因だけでは、観察された違いを説明することはできません。マーキュリーで提案されているより厚いレゴリスは、ボルダーの生産率を大幅に低下させる可能性があります。水銀のより高い微小気象フラックスは、岩石劣化の主な原因である微小気象摩耗をもたらす可能性があります。この高い摩耗率は、巨礫の寿命を短くする可能性があります。これらの要因の組み合わせは、水星の巨礫の相対的な希少性を説明できるようです。
原始惑星系円盤における対流過安定性の軸対称シミュレーション
| Title |
Axisymmetric_simulations_of_the_convective_overstability_in_protoplanetary_discs |
| Authors |
Robert_J._Teed_and_Henrik_H._Latter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.01541 |
特定の半径の原始惑星系円盤は、振動対流を駆動する可能性のある逆半径エントロピー勾配を示します（「対流過安定性」;COS）。続く流体力学的活動は、固体材料を半径方向および垂直方向に混合しながら、あるいは、渦構造にそれを集中させながら、ディスクの半径方向の熱構造を再形成する可能性がある。コードSNOOPYを使用してCOSの局所軸対称シミュレーションを実行し、最初に寄生虫が不安定性の指数関数的成長を停止する方法を示し、次に、その後にかかるさまざまな飽和ルートを示します。レイノルズ数と（疑似）リチャードソン数が増加すると、システムは（a）比較的秩序化された非線形波によって特徴付けられる弱非線形状態から、（b）波の乱流、そして最後に（c）断続的な形成、そして永続的な帯状流。3次元では、後者の流れが軌道面に渦を発生させると予想されます。原始惑星系円盤のレイノルズ数が非常に高いことを考えると、3番目のレジームが最も普及しているはずです。結果として、COSは惑星形成における重要な動的プロセスであり、特に不感帯の端、氷の線、ギャップ、ダストリングなどの特徴の近くにあると主張します。
天王星の温度プロファイルを風によって誘発された磁場にリンクする
天王星の低光度は依然として不可解な現象であり、惑星内の熱的および組成的勾配に重要な影響を及ぼします。最近の研究は、惑星の揮発性物質が、天王星型惑星に存在する条件下でイオン伝導性になることを示しています。深さが増すにつれて電気伝導率が急速に増加すると、帯状流が惑星の背景磁場に結合し、ポロイダルおよびトロイダル磁場の摂動が引き起こされます$\mathbf{B}^{\omega}=\mathbf{B}^{\omega}_P+\mathbf{B}^{\omega}_T$$\omega$効果を介して。トロイダル摂動$\mathbf{B}^{\omega}_T$は下向きに拡散し、$\alpha$効果を介した乱流対流によってポロイダルフィールド$\mathbf{B}^{\alpha}_P$を生成すると予想されます。$\omega$効果のものよりも強力です。$\mathbf{B}^{\omega}_P$。文献のさまざまな天王星モデルのポロイダルフィールド摂動の強さを推定するために、イオン伝導性のH-He-H$_2$O内部を仮定したオーム散逸制約に基づいて風減衰プロファイルを生成します。高温の天王星モデルの外側領域では金属量が高いため、オーミックフレームワークで崩壊解を認めるには、帯状風が天王星の外側1％で表面値の$\sim$0.1％まで崩壊する必要があります。私たちの推定では、より冷たい天王星モデルは、最も極端な場合、バックグラウンド磁場の最大$\mathcal{O}（0.1）$に達するポロイダル磁場摂動を潜在的に持つ可能性があることを示唆しています。天王星の帯状流と空間的に相関するポロイダルフィールド摂動の存在の可能性は、天王星の内部構造を制約するために使用でき、天王星の$\textit{insitu}$探査のさらなる事例を提示します。
z $ \ simeq $ 6.8での大規模な星形成銀河候補に関連する電波および遠赤外線放射：再電離時代のラジオラウドAGN？
| Title |
Radio_and_Far-IR_Emission_Associated_with_a_Massive_Star-forming_Galaxy_Candidate_at_z$\simeq$6.8:_A_Radio-Loud_AGN_in_the_Reionization_Era? |
| Authors |
Ryan_Endsley,_Daniel_P._Stark,_Xiaohui_Fan,_Renske_Smit,_Feige_Wang,_Jinyi_Yang,_Kevin_Hainline,_Jianwei_Lyu,_Rychard_Bouwens,_Sander_Schouws |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.01084 |
41個のUVブライト（$\mathrm）のいずれかの位置で、無線（1.4GHzおよび3GHz）と中赤外線、遠赤外線、およびサブmm（24-850$\mu$m）の放射の識別を報告します。{M_{UV}^{}}\lesssim-21.25$）$z\simeq6.6-6.9$1.5deg$^2$COSMOSフィールドのライマンブレーク銀河候補。このソースCOS-87259は、9450$\mathring{A}$と9700$\mathring{A}$の2つの狭い/中間バンド間で急激なフラックスの不連続性（係数$>$3）を示し、青方向の9つのバンドすべてで検出されません。$z\simeq6.8$でのライマンα線の切れ目から予想されるように、9600$\mathring{A}$の。COS-87529の完全な多波長（X線から無線）データは、非常に大規模な（M$_{\ast}=10^{10.8}$M$_{\odot}$によって自己無撞着に説明できます。）および非常に赤い（レストUVスロープ$\beta=-0.59$）$z\simeq6.8$銀河と超高輝度赤外線放射（L$_{\mathrm{IR}}=10^{13.6}$L$_{\odot}$）は、非常に不明瞭な星形成の激しいバースト（SFR$\upperx$1800M$_{\odot}$yr$^{-1}$）と不明瞭な（$\tau_{\mathrm{9.7\mum}}=7.7\pm2.5$）ラジオラウド（L$_{\mathrm{1.4\GHz}}\sim10^{25.5}$WHz$^{-1}$）AGN。電波放射はコンパクト（1.04$\pm$0.12arcsec）であり、1.4〜3GHz（$\alpha=-2.06^{+0.27}_{-0.25}$）の超急峻なスペクトルを示し、既知の$z>4$電波銀河と一致するより低い周波数。また、COS-87259は、ラジオラウドAGNをホストするシステムで一般的なように、$z\simeq6.6-6.9$のかなりの（11$\times$）銀河過密度に存在する可能性があることも示しています。それでも、低赤方偏移のソリューションを完全に除外することはまだできないため、COS-87259の真の性質を確立するには、最終的に分光学的赤方偏移が必要になります。$z\simeq6.8$にあることが確認された場合、COS-87259の特性は、AGNと非常に不明瞭な星形成活動が非常に大規模な（M$_{\ast}>10）の間でかなり一般的であるという図と一致します。^{10}$M$_{\odot}$）再電離時代の銀河。
バイナリは見た目よりも柔らかい：バイナリの散乱ダイナミクスに対する外部電位の影響
| Title |
Binaries_are_softer_than_they_seem:_Effects_of_external_potential_on_the_scattering_dynamics_of_binaries |
| Authors |
Yonadav_Barry_Ginat_and_Hagai_B._Perets |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.01085 |
バイナリは、密集した環境で他の星との動的散乱により進化します。ヘギーの法則によれば、その環境のために、ハードバイナリ（軌道エネルギーがフィールドスターのエネルギーを超える）は硬化する（軌道エネルギーを増加させる）傾向があり、ソフトバイナリは軟化する傾向があります。ここでは、中央の巨大ブラックホールのポテンシャルの影響を受ける核恒星やAGNディスクのバイナリ、原始惑星系円盤などの外部ポテンシャルを考慮するときに、ヘギーの法則を修正する必要がある場合があることを示します。-ホスト星の影響を受けた微惑星系円盤。ヒル半径が有限であるこのような環境では、バイナリ-単一散乱は異なって進化する可能性があることがわかります。特に、ヒル球の半径を超えて星が放出されるため、3体の遭遇が短くなり、それによってさらに緊密な相互作用に参加しなくなる可能性があります。これは、遭遇によってもたらされるエネルギー変化の体系的な違いにつながり、特にバイナリ硬化を遅くし、一部のハードバイナリを平均して硬化するのではなく軟化させることさえあります。混沌とした3体問題に対して以前に導出した分析統計解を利用して、硬化-軟化相転移の修正とバイナリの進化を定量的に特徴付けます。また、任意の環境でのバイナリの平均硬化率の分析計算も提供します（詳細なN体シミュレーションの結果も再現します）。後者は、環境によって誘発されるヒル半径への自明ではない依存性を示すことを示します。
ゴールド・ラッシュ。 IV。
z〜2-7で約4,000,000個の銀河で明らかにされた光度関数とクラスタリング：銀河-AGN遷移、星形成効率、およびz>
10での進化への影響
| Title |
GOLDRUSH._IV._Luminosity_Functions_and_Clustering_Revealed_with_~4,000,000_Galaxies_at_z~2-7:_Galaxy-AGN_Transition,_Star_Formation_Efficiency,_and_Implication_for_Evolution_at_z>10 |
| Authors |
Yuichi_Harikane,_Yoshiaki_Ono,_Masami_Ouchi,_Chengze_Liu,_Marcin_Sawicki,_Takatoshi_Shibuya,_Peter_S._Behroozi,_Wanqiu_He,_Kazuhiro_Shimasaku,_Stephane_Arnouts,_Jean_Coupon,_Seiji_Fujimoto,_Stephen_Gwyn,_Jiasheng_Huang,_Akio_K._Inoue,_Nobunari_Kashikawa,_Yutaka_Komiyama,_Yoshiki_Matsuoka,_Chris_J._Willott |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.01090 |
すばる/ハイパーSuprime-Cam調査とCFHT大面積Uバンド調査で特定されたz〜2-7の4,100,221個の銀河からの静止UV光度関数と角度相関関数の新しい測定値を提示します。z〜4-7で得られた光度関数は、以前の研究と組み合わせて〜0.002-2000L*uvの非常に広いUV光度範囲をカバーし、ドロップアウト光度関数がMuv<-24magで支配的なAGN光度関数の重ね合わせであることを明らかにします。そして、銀河の光度関数はMuv>-22等で支配的であり、1037の分光学的に同定された源に基づく銀河の割合と一致しています。分光銀河の割合から推定された銀河の光度関数は、2シグマ以上のレベルでシェクター関数を超えた明るい端の過剰を示しています。z〜2-6での相関関数をハロー占有分布モデルで分析することにより、星形成率（SFR）と暗黒物質降着率の比SFR/（dMh）の弱いレッドシフト進化（0.3dex以内）を見つけます。/dt）、z〜4-7での以前の研究で示唆されているように、z〜2-6でほぼ一定の星形成効率を示しています。一方、比は0.3dex以内のz<5で赤方偏移が減少するにつれて徐々に増加し、宇宙SFR密度の赤方偏移の進化を定量的に再現します。これは、進化が主に構造形成によるハロー数密度の増加によって駆動されることを示唆しています。そして、宇宙膨張による付着率の低下。一定の効率を仮定してこの計算をより高い赤方偏移に外挿すると、$\rho_\mathrm{SFR}\propto10^{-0.5（1+z）}$でz>10でSFR密度が急速に減少することが示唆されます。これは直接テストされます。JWSTで。
大マゼラン雲と天の川からの超高速星の種族の比較
| Title |
Comparing_hypervelocity_star_populations_from_the_Large_Magellanic_Cloud_and_the_Milky_Way |
| Authors |
Fraser_A._Evans,_Tommaso_Marchetti,_Elena_Maria_Rossi,_Josephine_F._W._Baggen,_Sanne_Bloot |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.01100 |
天の川銀河（MW）と大マゼラン雲（LMC）の中心から放出された超高速星（HVS）の分布と特性を予測して比較します。私たちのモデルでは、HVSは、ヒルズメカニズムを介して一定の速度（両方の銀河で等しい）で放出され、LMCが最初の落下でMWを周回する複合ポテンシャルで伝播されます。マゼラン雲と銀河ミッドプレーンから十分に分離された$m>2\、\mathrm{M_\odot}$HVSを選択することにより、ガイアからの将来のデータリリースで恒星ハローの通常の星から際立つ模擬HVSを特定します。衛星とヴェラC.ルービン天文台の時空のレガシー調査（LSST）。これらの詳細な調査では、HVSはLMCの浅い可能性からより簡単に脱出できるため、LMCHVSはMWのものよりも$\sim2.5$倍多くなります。想定されるHVS排出率が$10^{-4}\、\mathrm{yr^{-1}}$の場合、ガイアの最終データリリースで検出可能なHVSとLMC（MW）からのLSSTの数は$125_{-12}^{+11}$（$50_{-8}^{+7}$）と$140_{-11}^{+10}$（$42_{-7}^{+6}$）、それぞれ。MWとLMCHVSの母集団は、異なる運動学と空間分布を示します。LMCHVSは、LMC自体の総速度よりも適度な総速度と、より大きなガラクトセントリック距離がクラスター化されていますが、MWからのHVSは、500ドルを超える顕著な高速テールを含む、より広い分布を示しています\、\mathrm{km\s^{-1}}$星の少なくとも半分が含まれています。これらの予測は、銀河ポテンシャルとLMC中央ブラックホール質量の合理的な変動に対してロバストです。
暗黒物質欠損銀河とそのメンバーの星団は、1.25pcの解像度シミュレーションでの高速銀河衝突中に同時に形成されます
| Title |
Dark_Matter_Deficient_Galaxies_And_Their_Member_Star_Clusters_Form_Simultaneously_During_High-velocity_Galaxy_Collisions_In_1.25_pc_Resolution_Simulations |
| Authors |
Joohyun_Lee,_Eun-jin_Shin,_Ji-hoon_Kim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.01102 |
NGC1052DF2やNGC1052-DF4などの暗黒物質が不足している拡散矮小銀河がどのように形成されたのかは謎でした。それらの発光メンバーの球状星団（GC）に加えて、いわゆる暗黒物質欠損銀河（DMDG）は、観測者と理論家に同様に挑戦してきました。ここでは、1.25pcの解像度で適応メッシュ細分化コードENZOを使用した一連の銀河衝突シミュレーションを報告します。これは、高速銀河衝突がDMDGとその星団（SC）の形成を同時に誘発することを示しています。以前の研究（Shinetal。2020で80pc）よりも大幅に優れた数値分解能で、生成されたDMDGの動的構造と、DMDGのメンバーGCの可能な前駆体であるSCの詳細な形成履歴を解明します。特に、相対速度が$\sim300\;{\rmkm\;s}^{-1}$の銀河衝突は、激しい衝撃圧縮を引き起こし、複数の巨大なSC（$\gtrsim10^{6}\;{\rmM}_{\odot}$）衝突後150Myr以内。〜800Myrの基準実行の最後に、結果として得られる$M_{\star}\simeq3.5\times10^{8}\;{\rmM}_{\odot}$のDMDGは10個の発光（$M_{\rmV}\lesssim-8.5\;{\rmmag}$）、視線速度分散が$11.2\;{\rmkm\;s}^{-1}$の重力境界SC。私たちの研究は、DMDGとその発光メンバーSCが、NGC1052-DF2とNGC1052-DF4の主要な観測特性と一致しながら、高速銀河衝突で同時に形成される可能性があることを示唆しています。
〜10 ^ 4コアの単一の巨大分子雲複合体のコア質量関数
| Title |
Core_mass_function_of_a_single_giant_molecular_cloud_complex_with_~10^4_cores |
| Authors |
Yue_Cao,_Keping_Qiu,_Qizhou_Zhang,_Yuwei_Wang,_and_Yuanming_Xiao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.01313 |
星形成領域における初期質量関数（IMF）とコア質量関数（CMF）の間の形状の類似性は、IMFが自己相似コアから星への質量マッピングプロセスを通じてCMFから発生するという考えを促します。CMFの形状を正確に決定するために、CygnusX巨大分子雲複合体のダスト連続体マップを使用して8,431コアのサンプルを作成し、質量の不確実性、ビニングの不確実性、サンプルの不完全性、および統計誤差。結果として得られるCMFは、数$M_{\odot}$から最高質量の1300$M_{\odot}$まで、べき乗則${\rmd}N/{\のコア質量のIMFとよく一致します。rmd}M\proptoM^{-2.30\pm0.04}$ですが、IMFのように、低質量範囲で明らかに平坦化されたターンオーバーを示しません。より詳細な検査により、CMFの傾斜は質量の増加とともに急勾配になることが明らかになりました。はくちょう座Xの多数の高質量星形成活動を考えると、これは、高質量星形成の塊に見られる既存のトップヘビーCMFとはまったく対照的です。また、IMFと雲構造の質量関数との類似性は、コアスケールでは一意ではありませんが、最大数個のpcスケールの雲構造で見られることがわかります。最後に、コアのサブセットに対するSMAの観察結果は、自己相似マッピングの証拠を示していません。後者の2つの結果は、IMFの形状がCMFから直接継承されていない可能性があることを示しています。
IRC +10216のマグネシウムラジカルMgC $ _5 $ NおよびMgC $ _6 $ H
| Title |
Magnesium_radicals_MgC$_5$N_and_MgC$_6$H_in_IRC+10216 |
| Authors |
J.R._Pardo,_C._Cabezas,_J.P._Fonfr\'ia,_M._Ag\'undez,_B._Tercero,_P._de_Vicente,_M._Gu\'elin_and_J._Cernicharo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.01480 |
IRC+10216でMgC$_3$NとMgC$_4$Hが以前に発見された後、このソースでのより深いQバンド（31.0-50.3GHz）統合により、より大きなラジカルMgC$_5$NおよびMgC$_6$Hに対する量子力学的計算の基礎。ここに示されている結果は、IRC\、+10216のマグネシウム含有分子に関する以前の結果を拡張および確認しています。MgC$_5$Nの場合は（4.7$\pm$1.3）$\times$10$^{12}$、MgC$_6の場合は（2.0$\pm$0.9）$\times$10$^{13}$の列密度を導き出しました。$H。これは、MgC$_5$N/MgC$_3$N=0.5およびMgC$_6$H/MgC$_4$H=0.9であることを意味します。したがって、MgC$_5$NおよびMgC$_6$Hは、すぐに短い類似体のカラム密度とそれほど変わらないカラム密度で存在します。IRC+10216でのこれらの大きなシアン化マグネシウムとアセチリドの合成は、Mg$^+$と大きなシアノポリインおよびポリインとの放射性会合によって開始される2段階のプロセスによって、それらの短い対応物について説明できます。ソース、続いてイオン複合体の解離性再結合。
はくちょう座星座コアのダブルローブソースの調査
| Title |
Investigation_of_the_double-lobed_sources_of_the_Cygnus_constellation_core |
| Authors |
J._Saponara,_P._Benaglia,_I._Andruchow,_C._H._Ishwara-Chandra,_H._T._Intema |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.01505 |
巨大メートル波電波望遠鏡で325MHzと610MHzで観測された、北の空のはくちょう座の20平方度の領域に向けたダブルローブソースのコレクションを提示します。325MHzで達成された10''の解像度は、以前の研究より5.5倍優れていますが、610〜MHzでは、これらは6''の角度解像度でマッピングされたこのような大面積の最初の結果です。2つのバンドの画像を徹底的に目視検査した後、数分以内に2つの明るいピークが存在し、ブリッジまたは中心核によって結合されているため、43個のダブルローブソース候補が見つかりました。ここでは、2つを除くすべてが、初めてダブルローブ候補として提示されます。候補者のうち39人が両方のバンドでカバーされ、スペクトルインデックス情報を提供します。電磁スペクトルに沿って、検出されたソース/コンポーネントと文献からの他のオブジェクトとの間の位置の一致を検索しました。23人の候補者が無線の対応物を所有し、12人が現在の赤外線の対応物を所有し、1人が重複するX線源を示しました。形態、対応物、およびスペクトル指標を考慮して各候補を分析しました。43の候補のうち、37は銀河系外の性質と互換性のある特性を示し、2つはおそらく銀河系起源であり、3つは疑わしいケースとして残っていますが、銀河系外の性質と互換性のある機能があり、残りの1つは物理的に無関係なコンポーネントの証拠です。40の推定銀河系外天体のスペクトル指数の中央値は-1.0です。610〜MHzでのそれらの天体面密度は、銀河面にある領域全体で1平方度あたり1.9になりました。
残光光度曲線からのガンマ線バーストジェット構造の理解
巨大な星の崩壊やコンパクトオブジェクトの衝突に関連するガンマ線バースト（GRB）は、私たちの宇宙で最も明るいイベントです。しかし、これらの天体の中央エンジンから発射される相対論的ジェットの性質について学ぶことはまだたくさんあります。ジェット構造（つまり、角度の関数としてのエネルギーと速度の分布）が、観測されたGRB残光光度曲線にどのように影響するかを調べます。パッケージの残光を使用して、可能なジェット構造の配列から生じる光度曲線を計算し、GW190814の同時電磁観測（おそらくバックグラウンドAGNによる）に適合することができる一連のモデルを提示します。私たちの仕事は、ジェット構造モデルを区別するためのブロードバンドスペクトルおよびタイミングデータの必要性だけでなく、GRB残光を模倣する可能性のあるバックグラウンドソースの解決を支援するための高解像度無線フォローアップの必要性も強調しています。
はくちょう座X-1のアストロサットとMAXIの見方：「極端な」柔らかな性質の特徴
| Title |
AstroSat_and_MAXI_view_of_Cygnus_X-1:_Signature_of_an_`extreme'_soft_nature |
| Authors |
Ankur_Kushwaha,_V._K._Agrawal_and_Anuj_Nandi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.01130 |
SXTとLAXPCに搭載されたAstroSatによる、2016ドルから2019ドルの間の、マルチエポック観測によるCygnusX-1の詳細なスペクトル分析とタイミング分析を紹介します。$0.5\！-\！70.0\、\rm{keV}$の広いエネルギー範囲でスペクトルをモデル化して、2017年にCygnusX-1が中間状態を経由してハード状態から極度のソフト状態に移行する間のスペクトル特性の進化を研究します。。同時タイミング機能は、$3.0\！-\！50.0\、\rm{keV}$の電力密度スペクトルをモデル化することによっても調べられます。10月$24、\、2017$（MJD$58050$）にAstroSatによって行われた高ソフト状態の観測中に、ソースのエネルギースペクトルは$0.46の内部ディスク温度（kT$\rm_{in}$）を示すことがわかりました。\！\pm\！0.01\、\rm{keV}$、$3.15\！\pm\！0.03$の非常に急な光子指数（$\Gamma$）と、$\sim\！45\％$。$0.006\！-\！50.0\、\rm{Hz}$の範囲のパワー密度スペクトルも非常に急勾配で、べき乗則指数は$1.12\！\pm\！0.04$であり、高いRMS値は$\sim\！25\％$。高軟状態のスペクトルの柔らかさを以前に報告されたものと比較すると、{\itAstroSat}が「最も柔らかい」状態でCygnusX-1を観測したことを確認します。$\sim\！0.229$の最低のMAXIスペクトル硬度比は、光源の最も柔らかい性質を裏付けています。さらに、連続体フィッティング法によってブラックホールのスピンを推定します。これは、はくちょう座X-1が最大に回転する「穴」であることを示しています。さらに、モンテカルロ（MC）シミュレーションを実行して、スピンパラメーターの不確実性を推定します。スピンパラメーターは、$3\sigma$信頼区間でa$_{\ast}>0.9981$として制約されます。最後に、調査結果の意味について説明します。
| Title |
Two_regimes_of_tidal-stream_circularization_by_supermassive_black_holes |
| Authors |
Joseph_Rossi,_Juan_Servin,_Michael_Kesden |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.01140 |
超大質量ブラックホール（SMBH）に近づきすぎる星は、SMBHの潮汐重力場によって破壊される可能性があります。結果として生じる破片は、相対論的近点移動のためにそれ自体と衝突する可能性があるSMBHを周回する潮流を形成します。これらの自己衝突はエネルギーを散逸させ、流れを循環させます。これらのストリームの自己衝突の運動学的シミュレーションを実行して、SMBHの質量$M_\bullet$と浸透係数$\beta$、潮汐半径と中心付近の距離の比率の関数として、この循環の効率を推定します。最も緊密に結合した破片が循環する時間$t_c$が、質量フォールバック率がピークに達する時間$t_{\rmfb}$よりも大きいか小さいかに応じて、2つの異なるレジームを明らかにします。ストリームの自己衝突で散逸するエネルギーのボロメータ光度曲線は、遅い循環領域（$t_c>t_{\rmfb}$）では$t>t_{\rmfb}$に単一のピークがありますが、2つのピーク（1つは$t<t_{\rmfb}$にあり、もう1つは高速循環レジーム（$t_c<t_{\rmfb}$）の$t_{\rmfb}$）にあります。潮流は、$\beta\lesssim（\gtrsim）（M_\bullet/10^6M_\odot）^{-2/で発生する0.2ラジアン未満（より大きい）の近点移動角度の低速（高速）レジームで循環します。3}$。これらの2つのレジーム間の遷移の近くのボロメータTDE光度曲線の顕著な二重ピークの観察は、潮流運動学のモデルを強く支持するでしょう。
高速電波バーストの分散と散乱からの銀河間および星間媒体の赤方偏移推定と制約
| Title |
Redshift_Estimation_and_Constraints_on_Intergalactic_and_Interstellar_Media_from_Dispersion_and_Scattering_of_Fast_Radio_Bursts |
| Authors |
James_M._Cordes,_Stella_Koch_Ocker,_and_Shami_Chatterjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.01172 |
赤方偏移と散乱時間が測定された14個のFRBのサンプルを使用して、銀河間媒体（IGM）、銀河ハロー、およびホスト銀河の円盤からの分散と散乱への寄与を評価します。IGMと銀河のハローは、分散測定に大きく貢献しますが、明らかに散乱には貢献しません。散乱は、ホスト銀河によって支配されます。これにより、散乱時間を使用して、ホスト銀河からのDMの寄与を推定したり、散乱分散赤方偏移推定器を組み合わせたりすることができます。赤方偏移の推定は、銀河系および銀河系間の視線のさまざまな散乱ジオメトリを考慮した後、銀河パルサーの散乱を使用して較正されます。DMのみの推定量は、ホスト銀河のDM寄与の50〜pccm^{-3}の想定アドホック値に対して、赤方偏移推定値にバイアス〜0.1およびRMSエラー〜0.15があります。組み合わされた赤方偏移推定器は、4〜10分の1のバイアスが少なく、RMSエラーが20〜40\％小さくなっています。イオン化されたIGMのバリオン部分の値$f_{\rmigm}\sim0.85\pm0.05$は、分散と散乱を使用して赤方偏移の推定を最適化します。私たちの研究は、14の候補銀河協会のうちの2つ（FRB〜190523とFRB〜190611）を再考する必要があることを示唆しています。
FRBのホスト銀河集団の特徴と、ローカルおよび銀河系外の宇宙における過渡現象との関係
| Title |
Characterizing_the_FRB_host_galaxy_population_and_its_connection_to_transients_in_the_local_and_extragalactic_Universe |
| Authors |
Shivani_Bhandari,_Kasper_E._Heintz,_Kshitij_Aggarwal,_Lachlan_Marnoch,_Cherie_K._Day,_Jessica_Sydnor,_Sarah_Burke-Spolaor,_Casey_J._Law,_J._Xavier_Prochaska,_Nicolas_Tejos,_Keith_W._Bannister,_Bryan_J._Butler,_Adam_T.Deller,_R._D._Ekers,_Chris_Flynn,_Wen-fai_Fong,_Clancy_W._James,_T._Joseph_W._Lazio,_Rui_Luo,_Elizabeth_K._Mahony,_Stuart_D._Ryder,_Elaine_M._Sadler,_Ryan_M._Shannon,_JinLin_Han,_Kejia_Lee,_Bing_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.01282 |
1つの繰り返し銀河と2つの明らかに繰り返しのない高速電波バーストの局在とホスト銀河を提示します。FRB20180301Aが検出され、カールG.ヤンスキー超大型アレイで$z=0.3304$の星形成銀河に局在化されました。FRB20191228AとFRB20200906Aは、オーストラリアのSquareKilometerArrayPathfinderによって検出され、ローカライズされて、それぞれ$z=0.2430$と$z=0.3688$の銀河をホストしました。これらを文献にある他の13のよく局在化したFRBと組み合わせて、ホスト銀河の特性を分析します。繰り返しのFRBと明らかに繰り返しのないFRBのホストプロパティに大きな違いはありません。FRBホストは適度に星形成をしており、質量は星形成の主系列星からわずかにオフセットしています。星形成と低電離核輝線領域（LINER）の放出は、FRBホスト銀河の主要なイオン化源であり、前者はFRBホストの繰り返しで支配的です。FRBホストは、散在銀河で見られるような恒星の質量と星形成を追跡しません（95％の信頼度）。FRBは巨大な赤い銀河ではまれであり、前駆体形成チャネルは、ギガ年単位で星形成に遅れをとる遅延チャネルによってのみ支配されているわけではないことを示唆しています。FRBホストのグローバルプロパティは、コア崩壊超新星（CCSNe）および短いガンマ線バースト（SGRB）ホスト（95％の信頼度）と区別がつかず、FRBの（銀河中心からの）空間オフセットは銀河中心のそれと一致しています。中性子星の集団。FRBの空間オフセット（銀河の有効半径に正規化）は、95％の信頼度で、後期型および初期型の銀河の球状星団（GC）の空間オフセットとほとんど異なります。
2つの重力波信号の離心率の兆候は、動的に組み立てられたブラックホール連星のサブポピュレーションを示している可能性があります
| Title |
Signs_of_eccentricity_in_two_gravitational-wave_signals_may_indicate_a_sub-population_of_dynamically_assembled_binary_black_holes |
| Authors |
Isobel_M._Romero-Shaw,_Paul_D._Lasky,_Eric_Thrane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.01284 |
結合するブラックホールの軌道離心率は、関連する重力波信号に痕跡を残し、バイナリが孤立して形成されたのか、高密度の星団のコアなどの動的環境で形成されたのかを明らかにすることができます。2番目のLIGO--Virgo重力波過渡カタログで26個のバイナリブラックホールの離心率の測定値を示し、軌道離心率について分析されたバイナリブラックホールの総数を36に更新します。\texttt{SEOBNRE}波形を使用して、GW190620Aのデータは、離心率ゼロの仮説（頻繁な$p$値$\lesssim0.1\％$）では十分に説明されていないことがわかります。均一な離心率の事前分布では、データは$90\％$の信頼性で$e_{10}\geq0.11$を優先しますが、対数の均一な離心率の事前分布は$90\％$の信頼できる低い離心率の下限$0.001$をもたらします。事前の対数均一性を使用すると、GW190620Aの$10$Hzでの離心率は、$74\％$（$65\％$）の信頼性で$e_{10}\geq0.05$（$0.1$）に制限されます。これは、非ゼロの離心率を統計的にサポートするバイナリブラックホールシステムの2番目の測定です。中間質量ブラックホールの合体GW190521が最初でした。これらの2つのイベントの解釈は、現在、波形分類学によって複雑になっています。相対論的歳差運動と離心率の影響を同時にモデル化することはできません。ただし、これら2つのイベントが実際に偏心合併である場合、LIGO--Virgoカタログには、測定可能な偏心のない、より動的に組み立てられた合併が存在する可能性があります。観測されたLIGOの$\gtrsim27\％$-Virgoバイナリは、密集した恒星環境で動的に組み立てられた可能性があります（$95\％$の信頼性）。
PKS 0625-354は別の可変TeV活動銀河核ですか？
100GeVを超える非常に高いエネルギーで検出された活動銀河核（AGN）の大部分は、ジェット軸と視線の間の角度が小さいブレーザーのクラスに属しています。ガンマ線AGNの約10％のみが、より大きな視野角を持つオブジェクトであり、その結果、放出のドップラーブーストが小さくなります。もともと、ガンマ線の放出はブレーザーからしか観測できず、明るさはさまざまであると考えられていました。代わりに、ここ数年は、非ブレーザー活動銀河も魅力的な変動挙動を示し、ガンマ線生成、特にフレアイベントの原因となる物理的プロセスへの重要な新しい洞察を提供することを示しています。ここでは、H.E.S.S。で検出された活動銀河PKS0625-354のガンマ線変動の観測について報告します。2018年11月の望遠鏡。PKS0625-354の分類はまだ議論の余地があります。H.E.S.S.測定はフラックス観測プログラムの一部として実行され、観測の最初の夜に5シグマを超える物体の検出が示されました。次の9夜は、より高密度の観測キャンペーンが行われ、ガンマ線フラックスが減少しました。これらの観測には、X線およびUV/光学帯域でのSwiftが伴い、マルチバンド広帯域スペクトルエネルギー分布の再構築が可能になりました。オブジェクトのガンマ線変動の影響について説明します。
短いガンマ線バーストGRB160821Bの後に、長寿命の残留中性子星が存在しますか？
二重中性子星（DNS）の合併は、長寿命の巨大な残骸NSの形成につながる可能性があります。これは、有名なGW170817イベントでのAT2017gfoキロノバ放出を説明するために以前に提案されました。NSの影響を受けたキロノバの場合、非熱放射成分は、パルサー風星雲（PWN）によってもたらされると予想されます。これは、残りのNSからの風と前の合併噴出物との相互作用から生じます。次に、そのような非熱的PWN放出の発見は、残留NSの存在の証拠を提供することができます。GRB170817Aと同様に、GRB160821Bも最も近い短いガンマ線バースト（SGRB）の1つです。候補キロノバは、GRB160821Bの紫外線-光学-赤外線残光に現れると広く信じられています。ここで、GRB160821Bの残光光度曲線とスペクトルをモデル化することにより、非熱的PWN放射の呼び出しが実際に観測データとよく一致していることがわかります。これは、安定した大規模なNSの形成がDNS合併イベントで珍しくないことを示している可能性があり、したがって、合併後のNSの状態方程式は十分に堅固である必要があります。
膨張する乱流無衝突プラズマにおける適応臨界バランスとファイアホース不安定性
| Title |
Adaptive_critical_balance_and_firehose_instability_in_an_expanding,_turbulent,_collisionless_plasma |
| Authors |
A._F._A._Bott,_L._Arzamasskiy,_M._W._Kunz,_E._Quataert,_J._Squire |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.01491 |
ハイブリッドキネティックパーティクルインセルシミュレーションを使用して、強力なAlfv\'enic乱流が持続的に駆動される、膨張する無衝突の磁化プラズマの進化を研究します。プラズマ膨張によって断熱的に生成された温度異方性（およびその結果としての平均磁場強度の減少）は、力線の有効弾性を徐々に低下させ、Alfv\'{e}nic変動の線形周波数と残留エネルギーの低下を引き起こします。それに応じて、これらの変動は、それらの相互作用と空間異方性を変更して、それらの特徴的な線形周波数と非線形周波数の間のスケールごとの「臨界バランス」を維持します。温度異方性が十分に負になると、プラズマは動的なファイアホースの不安定性に対して不安定になり、イオンラーマースケールで急速に増大する磁気変動を励起します。結果として生じる粒子のピッチ角散乱は、乱流プラズマが膨張し続けても、限界安定性近くの温度異方性を維持します。結果として生じる平行および垂直温度の変化は、二重断熱保存則を満たしていませんが、異常散乱を含む単純なモデルによって正確に記述されています。私たちの結果は、さまざまな高温、希薄、天体プラズマにおけるマクロスケールとミクロスケールの物理学の間の複雑な相互作用を理解するための含意があり、パワースペクトル、残留エネルギー、イオンラーマースケールのスペクトルブレーク、および非マクスウェル特徴に関する予測を提供します。太陽風の高ベータ領域で行われた測定によってテストされる可能性のあるイオン分布関数。
IceCubeで1TeV未満のニュートリノトランジェントを検索
| Title |
Searching_for_Neutrino_Transients_Below_1_TeV_with_IceCube |
| Authors |
Michael_Larson,_Jason_Koskinen,_Alex_Pizzuto,_Justin_Vandenbroucke_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.01530 |
新星からのGeVガンマ線の最近の観測は、これらのオブジェクトの理解にパラダイムシフトをもたらしました。現在、衝撃は新星のエネルギー収支に大きく寄与すると考えられていますが、放出がハドロン起源であるかレプトン起源であるかはまだ不明です。ニュートリノは、これら2つのシナリオを明確に区別するための鍵を握ることができますが、そのような粒子のエネルギーは、ニュートリノ望遠鏡で通常ターゲットとされるよりもはるかに低くなります。IceCubeの高密度に計測されたDeepCoreサブアレイは、観測のしきい値を1TeVから約10GeVに下げる機能を提供します。この低エネルギー領域での最近の測定、新しいサブTeV選択の詳細、および一時的なニュートリノ放出の将来の検索の見通しについて説明します。
軟ガンマ線リピーターと高速電波バーストの繰り返しの間の統計的類似性
軟ガンマ線リピーターSGR1935+2154の統計的性質を研究します。持続時間、待機時間、フルエンス、およびフラックスの累積分布は、曲がったべき乗則にうまく適合できることがわかります。さらに、持続時間、待機時間、フルエンス、およびフラックスの変動の確率密度関数は、Tsallis$q$-ガウス関数によく従うことができます。$q$値は、さまざまな時間スケール間隔で安定しており、バーストのスケール不変の構造を示しています。これらの機能は、高速電波バーストFRB121102を繰り返す特性と非常によく似ており、軟ガンマ線リピーターの起源と高速電波バーストの間の根本的な関連性を示しています。
Menegozzi＆LambMaserアルゴリズムの過渡超放射レジームへの一般化
| Title |
Generalisation_of_the_Menegozzi_&_Lamb_Maser_Algorithm_to_the_Transient_Superradiance_Regime |
| Authors |
C._M._Wyenberg_(1),_B._Lankhaar_(2),_F._Rajabi_(3_and_4),_M._A._Chama_(1),_and_M._Houde_(1) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.01164 |
Menegozzi＆Lamb（ML）の従来の準定常状態メーザーモデリングアルゴリズムの、原子または分子の速度分布の1次元Maxwell-Bloch（MB）方程式の高磁場過渡領域への適用を調査します。電界強度が増加する領域をモデル化するときにMLフレームワーク内で利用可能な一次摂動近似のパフォーマンスを定量化し、MLアルゴリズムがR.H.ディッケの超放射（SR）の主要な過渡的特徴を正確に記述できないことを示します。既存の近似を可変忠実度の1つに拡張し、フーリエ表現の前にMB方程式の積分を実行することにより、過渡SRレジームに収束するMLアルゴリズムの一般化を導き出します。速度チャネル$N$の数が$\mathcal{O}\left（N\right）$複素数であり、さまざまな次数で過渡SRプロセスをシミュレートできる、MB方程式の明らかに一意の積分フーリエ表現を取得します。忠実度の。動作の証明として、中程度の幅の速度分布を持つサンプルの突然の反転に対する過渡SR応答のMB方程式の参照時間領域シミュレーションに対するアルゴリズムの精度を示します。さまざまな程度の近似忠実度でアルゴリズムのパフォーマンスを調査し、より広い速度分布にわたってSRプロセスをシミュレートする将来の作業の忠実度要件を規定します。
LISA感度とSNR計算
このテクニカルノート（LISAリファレンスLISA-LCST-SGS-TN-001）では、LISA（レーザー干渉計アンテナ）のノイズパワースペクトル密度、感度曲線、および信号対雑音比の計算について説明します。これは、ESA（欧州宇宙機関）に適用される文書であり、LISA科学要件文書のリファレンスです。
超新星の観測史を用いた銀河文明の探索
瀬戸（2019）が最初に提案した星間信号方式を研究し、事前の通信なしに、目立つ天文バーストを介して意図的な送信機をETIサーチャーに効率的にリンクします。幾何学的およびゲーム理論の観点に基づいて、スキームを改良して、元の提案（バーストを観察する前）とは対照的に、参照バーストを観察した後に意図的な信号を送受信できるようにすることができます。この逆の時間構造を考えると、過去2000年間に記録された銀河系超新星は、ETI検索の興味深い道標と見なすことができます。SN393の最適な使用期間はおそらく100年前に$\sim$を過ぎましたが、歴史的な超新星のいくつかは、空の2つのリングの周りの$4\pi$の1つ未満の現在にETI調査領域を圧縮することを可能にするかもしれません。
マーズエクスプレスのコロナルラジオサウンディング実験でのVLBIデータ処理
| Title |
VLBI_data_processing_on_coronal_radio-sounding_experiments_of_Mars_express |
| Authors |
Maoli_Ma,_Guifr\'e_Molera_Calv\'es,_Giuseppe_Cim\`o,_Peijin_Zhang,_Xiong_Ming,_Peijia_Li,_Pradyumna_Kummamuru,_zhanghu_Chu,_Tianyu_Jiang,_Bo_Xia,_Kondo_Tetsuro,_Fengxian_Tong,_Pablo_de_Vicente,_Jonathan_Quick,_Hua_Zhang,_and_Zhong_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.01231 |
ESAのマーズエクスプレス太陽コロナ実験は、2015年と2017年に、ヨーロッパVLBIネットワークの多数の電波望遠鏡によって2つの太陽結合で実行されました。この論文は、宇宙船の無線信号の周波数と位相の変動を測定する方法と、相互相関を介して単一のステーションと複数のステーションでの信号に対するプラズマ乱流の影響の特性を研究するためのアプリケーションを提示します。4.9から76.3の間に観測された周波数変動のパワースペクトル$\rmR_{s}$は、周波数間隔$\nu_{lo}<\nu<\nu_{up}にわたってコルモゴロフスペクトルに近いべき乗則の形をしています。$、ここで$\nu_{lo}$の公称値は3mHzに設定され、$\nu_{up}$は0.03$\sim$0.15Hzの範囲にあります。周波数変動のRMSは、地動説の距離の関数として表されます。さらに、太陽オフセット4.9$\rm{R_{s}}$と9.9$\rm{R_{s}}$での電子柱密度変動の変動と、VLBIステーション間の相互相関積を分析します。異なるステーション間の差動変動の電力密度は、$\nu<0.01$Hzで減少します。最後に、太陽風の高速流速$>700$$\rm{km〜s^{-1}}$は、$\nu<0.01$Hzでの周波数変動の相互相関から導き出されます。太陽風の速い流速は、電波が通過した冠状領域の高いヘリオラティチュードに対応します。VLBIの観測と分析の方法は、地球と宇宙船の間に複数の視線を提供することにより、太陽風内部の複数の空間点での電子柱密度の変動と乱流を研究するために使用できます。
| Title |
Astronomy_outreach_in_Namibia:_H.E.S.S._and_beyond |
| Authors |
Hannah_Dalgleish,_Heike_Prokoph,_Sylvia_Zhu,_Michael_Backes,_Garret_Cotter,_Jacqueline_Catalano,_Edna_Ruiz-Velasco,_Eli_Kasai,_and_the_H.E.S.S._Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.01379 |
天文学はナミビアの科学的景観において主要な役割を果たしています。ナミビアは、空の状態が優れているため、2002年から運用されている高エネルギー分光システム（H.E.S.S.）などの地上観測所があります。H.E.S.S。のガムスバーグ山の近くにあります。天体からの超高エネルギーガンマ線を検出することにより、画期的な科学を実行します。それらの多くの背後にある魅力的なストーリーは、「今月のソース」で定期的に取り上げられています。これは、これまでに170を超える機能を備えた一般向けのブログのような形式です。ソーシャルメディアを介した他のオンラインコミュニケーションに加えて、H.E.S.S。アウトリーチ活動は地元でカバーされています。「営業日」とH.E.S.S.のガイド付きツアーを通じてサイト自体。H.E.S.S.の概要この寄稿では、ナミビアにおける天文学のアウトリーチと教育の現在の状況に関連する議論とともに、アウトリーチ活動が紹介されています。また、ここ数ヶ月、この国では重要な活動が行われており、天文学は人間の能力開発を通じて持続可能な開発を促進するために使用されています。最後に、国の電波天文学の将来の見通しを考慮に入れると、より広い範囲の天体物理学研究の勢いが明らかに高まっています-これは、天文学コミュニティがこの運動を利用して天文学を支援するために集まる絶好の機会を提供しますナミビアの持続可能な開発を推進するという包括的な目的を持ったアウトリーチ。
Python Sky Model3ソフトウェア
PythonSkyModel（PySM）は、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）実験で使用されるPythonパッケージであり、HEALPixピクセル化で、CMB周波数に関連する銀河放射のさまざまな拡散天体物理成分（つまり、ダスト、シンクロトロン、フリーフリー）のマップをシミュレートします。および異常なマイクロ波放射）、およびCMB自体。これらのマップは、特定の機器バンドパス上で統合され、特定の機器ビームで平滑化されます。2016年にリリースされたPySM2は、銀河系の放出をシミュレートするための事実上の標準になりました。たとえば、80+で示されているように、CMB-S4、SimonsObservatory、LiteBird、PICO、CLASS、POLARBEAR、およびその他のCMB実験で使用されています。PySM2出版物の引用。今後の実験の解像度が上がるにつれて、PySM2ソフトウェアはいくつかの制限を示し始めました。これらの問題の解決策は、これらの機能に焦点を当ててPySMを最初から再実装することでした。Python用のnumbaJust-In-Timeコンパイラですべてのモデルを再実装します。メモリのオーバーヘッドを削減し、パフォーマンスを最適化するため。MPIからmpi4pyを使用して、複数のノード間でPySM3の実行を調整し、分散球面調和関数変換のためにlibsharpに依存します。astropyが提供するデータユーティリティインフラストラクチャを使用して、入力テンプレートをダウンロードし、要求に応じてキャッシュします。この段階では、PySM2との完全な互換性を維持するよう努めているため、同じ命名スキームでまったく同じ天体物理学的放出モデルを実装しています。広範なテストスイートでは、各PySM3モデルの出力をPySM2で得られた結果と比較します。
ULTRASATUVカメラの設計
| Title |
Design_of_the_ULTRASAT_UV_camera |
| Authors |
Arooj_Asif,_Merlin_Barschke,_Benjamin_Bastian-Querner,_David_Berge,_Rolf_B\"uhler,_Nicola_De_Simone,_Gianluca_Giavitto,_Juan_M._Haces_Crespo,_Nirmal_Kaipachery,_Marek_Kowalski,_Shrinivasrao_R._Kulkarni,_Daniel_K\"usters,_Sebastian_Philipp,_Heike_Prokoph,_Julian_Schliwinski,_Mikhail_Vasilev,_Jason_J._Watson,_Steven_Worm,_Francesco_Zappon,_Shay_Alfassi,_Sagi_Ben-Ami,_Adi_Birman,_Kasey_Boggs,_Greg_Bredthauer,_Amos_Fenigstein,_Avishay_Gel-Yam,_Dmitri_Ivanov,_Omer_Katz,_Ofer_Lapid,_Tuvia_Liran,_Ehud_Netzer,_Eran_O._Ofek,_Shirly_Regev,_Yossi_Shvartzvald,_Joseph_Tufts,_Dmitry_Veinger,_Eli_Waxman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.01493 |
紫外線過渡天文衛星（ULTRASAT）は、静止軌道で動作する科学的なUV宇宙望遠鏡です。2024年の打ち上げを目標とするこのミッションは、イスラエルのワイツマン科学研究所（WIS）とイスラエル宇宙機関（ISA）が主導しています。ドイツのドイツ電子シンクロトロン（DESY）は、望遠鏡の中心にあるUV感知カメラの開発を任されています。カメラの全感度領域は約90mmx90mmで、4つの裏面照射型CMOSセンサーで構成されており、約200deg2の視野を画像化します。各センサーには22.4メガピクセルがあります。望遠鏡のシュミット設計は、光路内に検出器を配置し、アセンブリの全体的なサイズを制限します。その結果、読み出し電子機器は望遠鏡の外のリモートユニットに配置されます。望遠鏡の焦点距離が短いため、センサーを光軸に沿って+-50mu以内に正確に配置し、平坦度を+-10muにする必要があります。望遠鏡は動作中約295Kになりますが、暗電流を減らすためにセンサーを200Kに冷却する必要があります。同時に、除染にはセンサーを343Kに加熱する機能が必要です。この論文では、UVに敏感なULTRASATカメラの予備設計を紹介します。
TESSによる星震学からの$ \ rho $ CrBの磁気的および回転的進化
| Title |
Magnetic_and_Rotational_Evolution_of_$\rho$_CrB_from_Asteroseismology_with_TESS |
| Authors |
Travis_S._Metcalfe,_Jennifer_L._van_Saders,_Sarbani_Basu,_Derek_Buzasi,_Jeremy_J._Drake,_Ricky_Egeland,_Daniel_Huber,_Steven_H._Saar,_Keivan_G._Stassun,_Warrick_H._Ball,_Tiago_L._Campante,_Adam_J._Finley,_Oleg_Kochukhov,_Savita_Mathur,_Timo_Reinhold,_Victor_See,_Sallie_Baliunas,_Willie_Soon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.01088 |
主系列星の寿命の前半では、太陽型星の自転と磁気活動の進化は強く結びついているように見えます。最近の観測によると、回転速度は中年を超えるとはるかにゆっくりと進化しますが、恒星の活動は低下し続けます。ウィルソン山天文台からのアーカイブ恒星活動データとトランジット系外惑星探査衛星（TESS）からの星震学を組み合わせることにより、この中年期の移行を特徴づけることを目指しています。遷移の反対側にある2つの星（88Leoと$\rho$CrB）について、以前に文献で報告された平均活動レベルと自転周期を個別に評価します。活動性の低い星（$\rho$CrB）については、TESS測光から太陽のような振動を検出し、星震学モデリングから正確な恒星特性を取得します。両方の星の更新されたX線光度を導き出し、それらの質量損失率を推定し、以前に公開された磁気形態の制約を使用して、磁気ブレーキトルクの進化的変化をモデル化します。次に、標準的なスピンダウンまたは弱められた磁気ブレーキのいずれかを想定して、観測値を回転進化モデルと一致させようとします。$\rho$CrBの星震学の年代は、その平均活動レベルの予想される進化と一致しており、弱められたブレーキモデルはその比較的速い回転速度をより簡単に説明できると結論付けます。さまざまなスペクトル型にわたる将来の分光偏光観測は、太陽型星におけるこの中年期の遷移を明らかに推進する磁気形態の変化をさらに特徴づけることを約束します。
標準的な恒星の光度;ガイア後の時代の典型的で制限的な精度は何ですか？
| Title |
Standard_stellar_luminosities;_what_are_typical_and_limiting_accuracies_in_the_era_after_Gaia? |
| Authors |
Z._Eker,_F._Soydugan,_S._Bilir,_V._Bakis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.01092 |
恒星の光度（L）を取得する方法が改訂され、新しい概念である標準的な恒星の光度が定義されました。3つの方法（半径と有効温度からの直接法、質量光度関係（MLR）を使用する方法、および放射補正を必要とする方法）のうち、3番目の方法はから抽出された星の固有の放射補正（BC）を使用します。十分なスペクトルカバレッジと解像度で観測されたスペクトルから得られたフラックス比（$f_{\rmV}/f_{\rmBol}$）は、通常、パーセンテージが低く、おそらく1％以上の精度である可能性があります。3つの方法の予測Lの典型的で限定的な不確実性を比較しました。事前に決定された一意でないBCまたはMLRのいずれかを必要とする二次的な方法は、直接的な方法よりも精度の低い光度を提供することがわかりました。。
異なる解像度でシミュレートされた紅炎の大振幅縦振動
| Title |
Large-amplitude_longitudinal_oscillations_in_solar_prominences_simulated_with_different_resolutions |
| Authors |
Valeriia_Liakh,_Manuel_Luna,_Elena_Khomenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.01143 |
紅炎の大振幅縦振動（LALO）は、過去数十年で広く研究されてきました。ただし、それらの減衰と増幅のメカニズムはよく理解されていません。この研究では、空間解像度を徐々に上げていく高解像度の数値シミュレーションを使用して、LALOの減衰と増幅を調査します。浸漬領域を含む2D磁気構成を使用して、LALOの時間依存数値シミュレーションを実行しました。伏角にプロミネンス質量がロードされた後、磁場に沿ってプロミネンス質量を摂動させることにより、LALOをトリガーしました。空間分解能の4つの値で実験を行いました。最高解像度のシミュレーションでは、周期は振り子モデルとよく一致しています。収束実験により、減衰時間は解像度が向上するにつれて下部の隆起領域で飽和することが明らかになり、振動の減衰の物理的理由の存在が示されました。プロミネンストップでは、振動は最初の数分間に増幅され、その後ゆっくりと減衰されます。特徴的な時間は、最高の空間分解能での実験でより有意な増幅を示唆しています。分析により、下部と上部のプロミネンス領域間のエネルギー交換がLALOの減衰と増幅の原因であることが明らかになりました。LALOの周期と減衰メカニズムの研究には、高解像度の実験が不可欠です。周期は、十分に高い空間分解能を使用する場合にのみ振り子モデルと一致します。結果は、不十分な空間分解能でのシミュレーションにおける数値拡散が、振動の増幅などの重要な物理的メカニズムを隠す可能性があることを示唆しています。
LAMOST中解像度調査で初期型星の恒星の自転を探る。 I.カタログ
| Title |
Exploring_the_stellar_rotation_of_early-type_stars_in_the_LAMOST_Medium-Resolution_Survey._I._Catalog |
| Authors |
Weijia_Sun,_Xiao-Wei_Duan,_Licai_Deng,_Richard_de_Grijs,_Bo_Zhang,_Chao_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.01212 |
大空域多目的ファイバー分光望遠鏡中解像度調査（LAMOST--MRS）から抽出された40,034個の後期B型およびA型主系列星の恒星パラメーターと存在量（「恒星ラベル」）を導き出します。初期型サンプルの主要な選択は、スペクトル線インデックスに基づいてLAMOSTデータリリース7から取得されました。StellarLAbelMachine（SLAM）を使用して、分光学的恒星パラメーターを導出し、6000K$<T_\mathrm{eff}<$15,000Kおよび$-1$dex$<\mathrm{[M/H]}<$1dex。信号対雑音比が$\sim60$の場合、交差検定された散乱は$\sim$75K、0.06dex、0.05dex、および$\sim3.5\、\mathrm{km\、s^{-です。1}}$は、それぞれ$T_\mathrm{eff}$、$\logg$、[M/H]、および$v\sini$の場合。以前の既知の恒星ラベルを持つオブジェクトとの比較は、$\logg$を除くすべての恒星パラメータに対して優れた一貫性を示しています。これはMRSの狭い波長範囲に起因する本質的な警告ですが、適切なスペクトル分解能と採用されているプロファイルフィッティング方法のため、恒星の自転速度の推定にはわずかな影響しかありません。私たちの初期型のサンプル星の質量と年齢は、非回転の恒星進化モデルから推測されました。これにより、恒星の質量と年齢の関数としての恒星の自転分布の特性を確認するための道が開かれます。
LAMOST中解像度調査で初期型星の恒星の自転を探る。 II。統計
| Title |
Exploring_the_stellar_rotation_of_early-type_stars_in_the_LAMOST_Medium-Resolution_Survey._II._Statistics |
| Authors |
Weijia_Sun,_Xiao-Wei_Duan,_Licai_Deng,_Richard_de_Grijs |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.01213 |
角運動量は、星の形成と進化を制御する重要な特性です。しかし、初期型の主系列星の恒星の自転速度の分布を駆動する物理学はまだよくわかっていません。均一な$v\sini$パラメータを持つ40,034個の初期型星のカタログを使用して、それらの恒星の自転速度の統計的特性を確認します。バイナリや化学的に特異な星など、考えられる汚染物質の重要性について説明します。投影効果を補正し、誤差分布を修正すると、サンプルの赤道回転速度の分布が導き出されます。これは、恒星の質量に明確に依存していることを示しています。質量が$2.5\{M_\odot}$未満の星は、単峰性の分布を示し、恒星の質量が増加するにつれてピーク速度比が増加します。ゆっくりと急速に回転する星の2つの枝で構成される二峰性の回転分布が、より大きな星（$M>2.5\{M_\odot}$）に現れます。$3.0\{M_\odot}$よりも重い星の場合、分岐した枝の間のギャップが顕著になります。初めて、金属が少ない（[M/H]$<-0.2$dex）星は遅い回転子の単一の枝しか示さないが、金属が多い（[M/H]$>0.2$dex）ことがわかりました。星ははっきりと2つの枝を示しています。この違いは、予想外に高いスピンダウン率および/または金属の少ないサブサンプルの強い磁場に起因する可能性があります。
TESSによる全天銀河考古学の「クイックルック」：MITクイックルックパイプラインからの158,000個の振動する赤色巨星
| Title |
A_'Quick_Look'_at_All-Sky_Galactic_Archeology_with_TESS:_158,000_Oscillating_Red_Giants_from_the_MIT_Quick-Look_Pipeline |
| Authors |
Marc_Hon,_Daniel_Huber,_James_S._Kuszlewicz,_Dennis_Stello,_Sanjib_Sharma,_Jamie_Tayar,_Joel_C._Zinn,_Mathieu_Vrard_and_Marc_H._Pinsonneault |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.01241 |
NASAのトランジット系外惑星探査衛星（TESS）の主要なミッションデータから、振動する赤色巨星の最初のほぼ全天の収量を示します。MITクイックルックパイプラインによる最初のデータリリースからのロングケイデンスTESS測光に機械学習を適用して、周波数パワースペクトルの赤色巨星振動の存在を自動的に検出します。検出されたターゲットは、合計158,505個の振動する赤色巨星を生成するように保守的に精査されます。これは、ケプラーとK2からの収量よりも桁違いに増加し、TESSの名目上のミッション全体での振動巨星の可能な収量の下限です。検出された各ターゲットについて、色とガイア視差から導出された有効温度と半径、および最大振動パワーでのそれらの周波数の推定値を報告します。私たちの測定値を使用して、最初のほぼ全天のガイア星震学の質量マップを提示します。これは、私たちの銀河の予想される星の種族と一致するグローバルな構造を示しています。わずか1か月の観測でさえ、銀河考古学に対するTESS星震学の強力な可能性を実証するために、銀河ハローで振動する巨人の354の新しい候補を特定し、天の川円盤の垂直質量勾配を表示し、星の質量との相関を視覚化します。運動学的位相空間の下部構造、速度分散、および$\alpha$-存在量。
噴火および閉じ込められた太陽フレアにおける活性領域の磁束と磁気非ポテンシャル
| Title |
Magnetic_Flux_and_Magnetic_Non-potentiality_of_Active_Regions_in_Eruptive_and_Confined_Solar_Flares |
| Authors |
Ting_Li,_Anqin_Chen,_Yijun_Hou,_Astrid_M._Veronig,_Shuhong_Yang_and_Jun_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.01299 |
活動領域（AR）の磁気特性が太陽フレアの噴火特性をどのように制御するかを理解する目的で、2010$-$2019の静止軌道運用環境衛星（GOES）クラス$\geq$C5.0の719個のフレアを分析します。フレア強度とフレアを生成するAR特性の関数として、フレア-コロナ質量放出（CME）の関連率を、その総符号なし磁束（$\Phi$$_）の観点から調査する最初の統計的研究を実施します。{AR}$）。私たちの結果は、フレア強度とフレア-CMEの関連率の傾きが、$\Phi$$_{AR}$で急激な単調な減少を示していることを示しています。これは、同じGOESクラスのフレアが、より大きな$\Phi$$_{AR}$のARから発生している場合、閉じ込められる可能性がはるかに高いことを意味します。太陽型星の1.0$\times$$10^{24}$Mxという高いARフラックスに基づいて、X100クラスの「スーパーフレア」のCME関連率は50\％以下であると推定します。132フレア$\geq$M2.0クラスのサンプルで、急勾配の勾配極性反転線の長さ（L$_{SGPIL}$）、全光球自由磁気エネルギー（E$_）を含む3つの非ポテンシャルパラメータを測定します。{free}$）およびせん断角が大きい領域（A$_{\Psi}$）。閉じ込められたフレアは、L$_{SGPIL}$、E$_{free}$、および噴火フレアと比較したA$_{\Psi}$。各非ポテンシャルパラメータは、$\Phi$$_{AR}$と中程度の正の相関を示します。この結果は、$\Phi$$_{AR}$がバックグラウンドフィールドの閉じ込めの強さに関連するグローバルパラメータを提供するため、フレアの噴火特性を説明する決定的な量。
若い恒星状天体OMC2 / FIR6bのジェット回転ではなくツインジェット構造
| Title |
A_twin-jet_structure_rather_than_jet-rotation_in_the_young_stellar_object_OMC_2/FIR_6b |
| Authors |
Noam_Soker_(Technion,_Israel) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.01303 |
私は、若い恒星状天体（YSO）OMC2/FIR6b（HOPS-60）の北東ジェットの最近の高品質の観測を分析し、観測がジェット回転よりもツインジェット構造を示す可能性がはるかに高いことを発見しました。ツインジェット構造では、メインジェットは、中央の星によってほぼ同時に発射されたが、空の平野に対して異なる傾斜で発射された2つの非常に狭い狭いジェットで構成されています。ジェットの回転としてのFir6bの北東ジェットを横切る（その軸に垂直な）視線速度勾配の最近の解釈は、2〜3AUのジェット発射半径につながります。ただし、ジェットの速度100〜400km/sは、これらの半径からの脱出速度よりもはるかに大きくなります。代わりに、FIR6bの北東ジェットは、いくつかの惑星状星雲で観察されるツインジェット構造と互換性があると私は主張します。モミ6bとこれらの惑星状星雲は、2つの反対側の双極ジェットの構造と強度も等しくありません。不均等な双極側は、降着円盤の平野に傾斜し、降着円盤の周囲の通過中にYSO付近の降着円盤を摂動させた偏心軌道上の亜恒星連星コンパニオンに起因する可能性があります。ツインジェット構造は、YSOからの脱出速度と同様の速度のジェットが非常に大きな半径から発射されるという極端な要件を取り除きます。
磁気緩和における力線ヘリシティの進化
最初に編まれた磁場の存在下でのプラズマ緩和は、自明でない磁気構造を保持する緩和状態への自己組織化につながる可能性があります。これらの緩和状態は、古典的なテイラー理論によって予測された線形力のない場と矛盾する可能性があり、完全に理解されていないままです。ここでは、個々の力線ヘリシティがそのような緩和中にどのように進化するかを研究し、それらが緩和プロセスへの新しい洞察を提供することを示します。線ヘリシティは、緩和状態が非テイラーであることが知られている、線で結ばれた境界条件を持つ緩和編組磁場の数値抵抗磁気流体力学シミュレーションのために計算されます。まず、私たちの計算は、ラインヘリシティが消滅するのではなく、ドメイン内で主に再分配されるという最近の分析的予測を確認します。次に、2つの離散フラックスチューブを使用した緩和状態への自己組織化が、初期のラインヘリシティ分布から予測できることを示します。第三に、この一連のラインタイシミュレーションでは、各最終チューブ内の下部構造が均一なラインヘリシティの状態であることがわかります。ラインヘリシティのこの均一化は、各チューブに個別に適用されるテイラー理論と一致しています。ただし、線のヘリシティが力のないパラメーターよりも大幅に均一になることは驚くべきことです。
Gaiaを使用した散開星団の青色はぐれ星：クラスターパラメーターと可能な形成経路への依存
| Title |
Blue_Straggler_Stars_in_Open_Clusters_using_Gaia:_Dependence_on_Cluster_Parameters_and_Possible_Formation_Pathways |
| Authors |
Vikrant_Jadhav_(IIA,_IISc)_and_Annapurni_Subramaniam_(IIA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.01396 |
青色はぐれ星（BSS）は、バイナリまたは高次の恒星の相互作用によって形成されたクラスターの中で最も重い星です。このような形成シナリオの正確な性質を特定することは困難ですが、考えられるさまざまなメカニズムについて観察上の制約を提供します。このクエストでは、最初にGaiaDR2データを使用してBSSのカタログを作成します。300Myrより古い670クラスターの中で、228クラスターで868BSS、208クラスターで500BSS候補を特定しました。一般に、1Gyrより古く1000Msunより大規模なすべてのクラスターにはBSSがあります。BSSの平均数は、クラスターの年齢と質量とともに増加し、クラスターの質量とクラスター内のBSSの最大数の間にはべき乗則の関係があります。BSSの質量分率超過（Me）という用語を紹介します。BSSの少なくとも54\％がMe$<$0.5（バイナリ物質移動（MT）によって質量を獲得した可能性が高い）、30\％が$1.0<$Me$<0.5$の範囲（合併によって大衆を獲得しました）そしてMe$>$1.0で最大16\％（おそらく複数の合併/MTから）。また、低MeBSSの割合は、年齢とともに1〜2Gyrを超えて増加することがわかり、古いクラスターでのMTによる形成の増加を示唆しています。BSSは放射状に分離されており、分離の程度はクラスターの動的緩和に依存します。ここに示されている統計と傾向は、散開星団のBSS形成モデルを制約すると予想されます。
ダイナモに基づく太陽周期の予測25
太陽活動周期は振幅が異なります。最後のサイクル24は、過去1世紀で最も弱いものです。太陽の活動は地球の宇宙環境を支配します。太陽の活動の頻度と強度は、太陽周期と一致しています。したがって、次のサイクル25の振幅を知るための実際的なニーズがあります。ダイナモベースの太陽周期予測は、予測を提供するだけでなく、太陽周期の理解を評価する効果的な方法も提供します。この記事では、サイクル24用に開発された最初の成功したダイナモベースの予測の方法をサイクル25の予測に適用して、前の成功が再現可能かどうかを検証できるようにします。予測は、サイクル25がサイクル24よりも約10％強く、振幅が126であることを示しています（国際サンスポット番号バージョン2.0）。結果は、いくつかの出版物によって示唆されているように、サイクル25がマウンダーのような壮大な太陽極小期に入らないことを示唆しています。約4年から5年の太陽の振る舞いは、予測方法が太陽周期の変動の主要なメカニズムを捉えているかどうかの判断を下します。これは、モデルの最小周期の周りの極場として想定されています。
日震観測は、太陽内部のダイナミクスの詳細な調査を追求するための貴重なデータセットを提供してきました。これらのデータを分析するさまざまな方法の中で、ノーマルモード結合は、ロスビー波、差動回転、子午面循環、および非軸対称マルチスケール地下流を研究するために使用される強力なツールであることが証明されています。ここでは、日震磁気イメージャ（HMI）とマイケルソンドップラーイメージャ（MDI）からのモード結合測定を反転して、深さ、空間波数、および時間周波数の関数として質量を保存するトロイダル対流を取得します。速度の大きさの推定が適切であることを確認するために、太陽の視程が制限されているために発生する相関実現ノイズも評価します。LocalCorrelationTracking（LCT）の結果に対して、地表近くの反転をベンチマークします。対流力は、流れの空間スケールが減少するにつれて、緯度の等方性が大きくなると想定される可能性があります。スーパーグラニュレーションが本質的に主にポロイダルであることを示す観察結果と一致して、スーパーグラニュラースケールでトロイダルフローパワーにピークがないことに注意してください。
深層学習法を使用した食変光星の自動分類
| Title |
Automatic_classification_of_eclipsing_binary_stars_using_deep_learning_methods |
| Authors |
Michal_\v{C}okina,_Viera_Maslej-Kre\v{s}\v{n}\'akov\'a,_Peter_Butka,_\v{S}tefan_Parimucha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.01640 |
過去数十年の間に、ロボット望遠鏡の開発において目覚ましい進歩が達成され、その結果、空の調査（地上と宇宙の両方）が大量の新しい観測データのソースになりました。これらのデータには、光度曲線に隠された連星に関する多くの情報が含まれています。膨大な量の天文データが収集されているため、すべてのデータが手動で処理および分析されることを期待するのは合理的ではありません。したがって、この論文では、深層学習法を使用した食変光星の自動分類に焦点を当てます。私たちの分類器は、連星の光度曲線を分離と過剰接触の2つのクラスに分類するためのツールを提供します。ELISaソフトウェアを使用して合成データを取得し、それを分類器のトレーニングに使用しました。評価の目的で、いくつかの分類器を評価するために、観測された連星の100個の光度曲線を収集しました。セミデタッチド食変光星をデタッチドとして評価しました。最高のパフォーマンスを発揮する分類器は、双方向の長短期記憶（LSTM）と1次元の畳み込みニューラルネットワークを組み合わせており、評価セットで98％の精度を達成しました。セミデタッチド食変光星を省くことで、100％の精度で分類することができました。
きょしちょう座47星（NGC 104）の明るい星の観測
| Title |
Observations_of_the_Bright_Star_in_the_Globular_Cluster_47_Tucanae_(NGC_104) |
| Authors |
William_V._Dixon_(1),_Pierre_Chayer_(1),_Marcelo_Miguel_Miller_Bertolami_(2_and_3),_Valentina_Sosa_Fiscella_(3_and_4),_Robert_A._Benjamin_(5),_Andrea_Dupree_(6)_((1)_Space_Telescope_Science_Institute,_(2)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_La_Plata,_Argentina,_(3)_Facultad_de_Ciencias_Astron\'omicas_y_Geof\'isicas,_Universidad_Nacional_de_La_Plata,_Argentina,_(4)_CCT_La_Plata,_Argentina,_(5)_Department_of_Physics,_University_of_Wisconsin-Whitewater,_(6)_Center_for_Astrophysics_ |
_Harvard_&_Smithsonian) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.01641 |
きょしちょう座47星（NGC104）の明るい星は、スペクトル型B8IIIのAGB後の星です。後期B星の紫外線スペクトルは、無数の吸収特性を示します。その多くは、地上からは観測できない種によるものです。したがって、明るい星は、47Tucの化学的性質へのユニークな窓を表しています。遠紫外線分光器（FUSE）、ハッブル宇宙望遠鏡に搭載された宇宙起源分光器（COS）、およびマゼラン望遠鏡のMIKE分光器で得られた観測を分析しました。これらのデータを合成スペクトルでフィッティングすることにより、さまざまな恒星パラメータ（T_eff=10,850+/-250K、logg=2.20+/-0.13）と、Ne、P、Cl、Ga、Pdを含む26元素の光球存在量を決定します。、In、Sn、Hg、およびPb。これらは、このクラスターに対して以前に公開されていません。中質量元素（MgからGa）の存在量は一般にFeに比例しますが、最も重い元素（PdからPb）はおおよそ太陽の存在量を持っています。その低いC/O比は、星が3回目の浚渫を受けなかったことを示し、その重い元素が前世代の星によって作られたことを示唆しています。もしそうなら、このパターンは、この星だけでなく、クラスター全体に存在するはずです。恒星進化モデルは、ブライトスターがHe燃焼シェルによって動力を供給されており、熱パルスの最中または直後にAGBを離れたことを示唆しています。その質量（0.54+/-0.16M_sun）は、47Tucの単一の星がAGBで0.1〜0.2M_sunを失うことを意味し、RGBで失うよりもわずかに少ないだけです。
最近、宇宙に送信された強力な電波/マイクロ波放射のビームが、周囲のアクシオン暗黒物質の刺激された崩壊を介して検出可能な後方散乱を生成できることが示されました。このエコーは、アクシオン質量の半分に近い角周波数を中心とするかすかな狭い信号です。この記事では、アクシオン速度分布と出力ビーム形状の影響を考慮して、この信号の詳細な分析および数値分析を提供します。元の提案と一致して、発信ビームの発散はエコー信号に影響を与えないことがわかりました。エコー信号は、アクシオン速度分布によってのみ制約されます。さらに、我々の発見は、最大の信号対雑音比または最小のエネルギー消費を達成するための実験パラメータの最適化に関連している。
AdvancedLIGOとVirgoの時代の重力波検索
| Title |
Gravitational-wave_searches_in_the_era_of_Advanced_LIGO_and_Virgo |
| Authors |
Sarah_Caudill,_Shivaraj_Kandhasamy,_Claudia_Lazzaro,_Andrew_Matas,_Magdalena_Sieniawska,_Amber_L._Stuver |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.01184 |
重力波天文学の分野は、干渉計検出器で行われた重力波観測によって開かれました。このレビューでは、米国のレーザー干渉計重力波天文台とイタリアのバーゴ天文台で現在使用されている重力波検出器とデータ分析方法の最新技術を調査します。これらの分析手法は、最近完成した日本のKAGRA天文台でも使用されます。データ分析アルゴリズムは、4つのクラスの重力波の1つを対象とするように開発されています。短時間の一時的なソースには、コンパクトな連星合体、およびモデル化が不十分なソースや予期しないソースに由来するバーストソースが含まれます。長時間のソースには、一定の周波数の連続信号を放出するソースと、確率的背景を形成する多くの未解決のソースが含まれます。潜在的な発生源の説明と、これらの各クラスからの重力波の検索について詳しく説明します。
ブラックホールの影による重力の理論にとらわれないテスト
事象の地平線望遠鏡によるブラックホールの影の観測は、アインシュタインの一般相対性理論をテストするための新しいアプローチへの道を開いた。測定された影の初期の分析は、アインシュタインの理論からの逸脱を研究するために通常使用される理論にとらわれないパラメータに制約を課しましたが、これらの制約の堅牢性は疑問視されました。この手紙では、一般的な理論にとらわれないメトリックを使用して、事象の地平線望遠鏡で行われた現在の測定値と事象の地平線イメージャーで予想される将来の測定値を考慮して、BHシャドウを使用したパラメーター推定の堅牢性を研究します。ロバスト性の問題は非常に微妙であり、パラメーターの縮退が注意深く処理されない場合、パラメーターの制約は非常に誤解を招く可能性があることがわかります。ある種の偏差は、シャドウベースの分析に特に適していることがわかり、将来、シャドウ測定で確実に回復できることがわかりました。
ブラックホールでのイベントと同様に、リガンドの相互作用、選択、および立体的ガイダンスを監視する分子トラップへのカオスの組織化
| Title |
The_Organization_of_Chaos_into_a_Molecular_Trap_that_Supervises_Ligand-Interaction,_Selection_and_Steric_Guidance_Similar_to_Events_in_Black_Holes |
| Authors |
Leroy_K._Davis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.01223 |
現在の研究では、アロステリック効果は、リガンドの相互作用、選択、および14-3-3{\zeta}の両親媒性溝への移動を監視する分子トラップの概念を実現する、時空間スケールにわたるエントロピー転移によって発生することを示しました。ドッキングタンパク質。これは、混沌とした、調和した、および電磁場の勾配が重ね合わされた多次元トラップを立体的に誘導することによって発生します。個々のトラップは、それらの共鳴状態によって相互接続された異なる物理学によって支配される離散領域に存在し、減衰の影響を受けます。特に、高度に構造化された分子エンタングルメントは、ブラックホールの一般的な特徴の多くを構成する残基の無秩序な動きによって放出されるホワイトノイズの組織化によって形成されました。
Arby $-$高速のデータ駆動型サロゲート
迅速に評価でき、信頼性の高い予測モデルを利用できることは、一部の数量をリアルタイムまたはほぼリアルタイムで評価することが重要になるマルチクエリシナリオで非常に重要です。その結果、近年、低次元モデリング技術が多くの分野で注目を集めています。順序を減らしたモデルまたは代理モデルを構築するための完全にデータ駆動型のPythonパッケージであるArbyを紹介します。偏微分方程式を解くことを含む標準的なアプローチとは対照的に、Arbyは完全にデータ駆動型です。このパッケージには、ユーザーフレンドリーな方法で代理モデルを構築および操作するためのいくつかのツールが含まれています。さらに、代理モデルを使用すると、最小限の計算コストで高速なモデル評価が可能です。このパッケージは、代理モデリングの古典的な回帰段階に沿って、縮小基底アプローチと経験的内挿法を実装します。Arbyを使用して、単純なおもちゃのモデルである減衰振り子を使用してサロゲートを作成する際の単純さを説明します。次に、実際のシナリオでは、Arbyを使用してCMB温度異方性パワースペクトルを記述します。この多次元設定では、それぞれ$3,000$の多重極指数を持つ$80,000$のパワースペクトル解の初期セットから、$84$の解のサブセットのみを使用して、特定の許容誤差で十分に記述できることがわかります。
ブラックホールの地平線に近い重力放射：波形の正則化と発信エコー
| Title |
Gravitational_radiation_close_to_a_black_hole_horizon:_Waveform_regularization_and_the_out-going_echo |
| Authors |
Manu_Srivastava_(IIT_Bombay),_Yanbei_Chen_(CalTech) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.01329 |
カーブラックホールのブラックホール摂動論は、ニューマンペンローズ形式で最もよく研究されています。ニューマンペンローズ形式では、重力波はワイルスカラー$\psi_0$と$\psi_4$の摂動として記述され、支配方程式はよく知られているTeukolsky方程式です。。無限大と地平線の近くでは、$\psi_4$は正の半径方向に向かって伝播する波に対応する成分によって支配され、$\psi_0$は負の半径方向に向かって伝播する波に対応する成分によって支配されます。重力波検出器は無限遠で発信波を測定するため、研究は主に$\psi_4$に焦点が当てられており、$\psi_0$の研究はあまり行われていません。しかし、進行波境界条件を課す必要がある地平線近くの領域では、シナリオが逆になります。したがって、潮汐加熱や超コンパクトオブジェクト（ECO）からの重力波エコーなど、地平線に近い現象では、$\psi_0$を計算する必要があります。この作業では、点粒子がカーブラックホールに突入するため、$\psi_0$Teukolsky方程式のソース項を明示的に計算します。グリーン関数手法を使用して得られた$\psi_0$Teukolsky方程式の解を正則化する必要性を強調します。この目的のための正則化スキームを提案し、落下する粒子の2つのタイプの軌道についてシュヴァルツシルトの地平線に近い$\psi_0$波形を計算します。Teukolsky方程式から直接計算された$\psi_0$波形を、$\psi_4$でStarobinsky-TeukolskyIDを使用して取得された$\psi_0$波形と比較します。また、トゥコルスキー方程式とECO表面のボルツマン境界条件から直接計算された地平線に近い$\psi_0$を使用して、無限大に近い発信エコー波形を計算します。このエコーは、以前の処方を使用して得られたエコーとは量的に異なる（強い）ことを示しています。（要約）
フェルミオンボソン星は、中性子星の通常の核物質とボソン暗黒物質で構成される星のような系です。ボソン暗黒物質は通常、複雑なスカラー場であると見なされてきました。自然な拡張は、複雑なスカラー場が帯電することです。最も単純な拡張を行い、U（1）の下のスカラー場を測定します。したがって、フェルミ粒子を帯びたボソン星を研究します。パラメータ空間全体の臨界曲線を計算することにより、このシステムの安定性を詳細に研究します。次に、フェルミ粒子とボソンのセクターが星の総質量にどのように寄与するかを研究します。最後に、質量半径図を示します。これは、電荷の増加がより大きく、よりコンパクトな星につながる可能性があることを示しています。
初期のH原子の核結合エネルギーから生成されたヒッグス粒子と$Z$ボソンの凝縮体からなるコアを備えた内部が規則的である、静止した非回転ブラックホールメトリックの大きなクラスが提案されています。重力崩壊は、ヒッグス凝縮体からの負圧と電荷分布のわずかな不均衡によって防止されます。凝縮していない熱粒子も存在します。このアプローチは、0.75$10^{-4}M_\odot$を超える質量にも当てはまります。内側の地平線は11cmの内側のコアを設定しますが、完全なコアの特徴的な半径は270$（M/M_\odot）^{1/3}$cmです。電荷を増やすために、コアが拡張します。極端な場合、それは内部を満たします。正味の電荷は簡単にシールドされますが、地平線が蓄積すると、内部でこれが防止され、その結果、特異点が回避される可能性があります。ブラックホールの併合では、ほぼ極値のコアが露出し、新しいクラスのイベントが形成される可能性があります。アプローチは、回転するブラックホールへの足がかりです。
CSL理論を通じて再考された創発的宇宙
この作業では、初期曲率摂動の生成メカニズムとして特定のバージョンの連続自発的局在化（CSL）モデルが組み込まれている場合に、創発宇宙シナリオ内で原始スカラー摂動のスペクトルがどのように変更されるかを分析します。そのような摂動の量子から古典への遷移。一方、スローロールインフレーションの前のスーパーインフレーションの段階は、創発的な宇宙仮説の特徴です。最近の研究では、超膨張相が一般的に大きな角度スケールでCMBの温度異方性の抑制を誘発する可能性があることが示されました。ここでは、CSLがどのような条件下で、出現した宇宙のこれらの特性とCMB観測との互換性を維持または変更するかを研究します。
精密位相測定による仮想ALPのプロービング：時変磁場バックグラウンド
| Title |
Probing_Virtual_ALPs_by_Precision_Phase_Measurements:_Time-Varying_Magnetic_Field_Background |
| Authors |
Mohammad_Sharifian,_Moslem_Zarei,_Mehdi_Abdi,_Marco_Peloso,_and_Sabino_Matarrese |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.01486 |
光共振器を介してオフシェルアクシオン様粒子（ALP）の効果を検出するための実験スキームを提案します。この提案された実験では、直線偏光された光子が、外部の時間依存磁場が存在する光共振器に送り込まれます。磁場は、空洞光子とALPの間の相互作用を媒介し、空洞光子の位相の変化を引き起こします。外部磁場の時間依存性は、この位相変更を大幅に強化する新しい増幅効果を促します。次に、そのようなアクシオンによって誘発される位相シフトを識別するための検出スキームが提案される。位相変更は、ALPの質量$2\times10^{-6}\：\textrm{eV}\leqslantm_aの範囲で光子-ALP結合定数$g_{a\gamma\gamma}$にかなり敏感であることがわかります。\leqslant6.3\times10^{-5}\：\textrm{eV}$。
| Title |
Constraints_on_a_tidal_charge_of_the_supermassive_black_hole_in_M87*_with_the_EHT_observations_in_April_2017 |
| Authors |
Alexander_F._Zakharov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.01533 |
2年ちょっと前に、イベントホライズンテレスコープ（EHT）チームは、M87の中心にある超大質量ブラックホールの影の周りの最初の画像再構成を発表しました。シャドウサイズを評価する機会が与えられます。最近、EHTチームは、M87*の観測からの影の半径の推定許容間隔から、ブラックホールの球対称メトリックのパラメーター（「電荷」）を制約しました。私たちの論文では、ライスナー・ノルドストローム計量の場合の電荷（潮汐を含む）の関数としての影の半径の分析式を取得しました。少し前に、ビンヌンは、SgrA*のシュワルツシルト計量の代わりに、ライスナー-潮汐電荷を伴うノードストローム計量を適用することを提案しました。したがって、M87*にライスナー-潮汐電荷を持つノードストロームブラックホールが存在すると仮定すると、EHTチームが行ったM87*の影の評価の結果に基づいて、潮汐電荷を制限します。同様に、SgrA*の影のサイズの推定値から潮汐電荷を評価します。
