BOSSCMASSサンプルを使用した銀河の接続された4点相関関数の最初の検出
| Title |
A_First_Detection_of_the_Connected_4-Point_Correlation_Function_of_Galaxies_Using_the_BOSS_CMASS_Sample |
| Authors |
Oliver_H._E._Philcox,_Jiamin_Hou,_Zachary_Slepian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.01670 |
BOSSCMASSデータセットからの$N_{\rmg}\約8\times10^5$銀河のサンプルを使用して、非ガウス4点相関関数（4PCF）の$8.1\sigma$検出を示します。私たちの測定では、Philcoxらの$\mathcal{O}（N_{\rmg}^2）$NPCF推定量を使用します。（2021）、推定器レベルで切断された4PCFの寄与（2つの2PCFの積から生じる）を差し引くための新しい変更を含みます。このアプローチは以前の研究とは異なり、私たちの信号が重力によって誘発された非ガウス性のロバストな検出であることを保証します。推定量は、一連の対数正規シミュレーションで検証され、切断された寄与の解析形式について説明します。4PCFは高次元であるため、データ圧縮が必要です。理論的な共分散行列から較正された信号対雑音ベースのスキームを使用して、$\sim$$100$基底ベクトルに制限します。圧縮による検出の重要性への影響は最小限であり、一連のモックカタログを使用した従来の$\chi^2$のような分析が容易になります。有意性は、サンプル共分散（限られた数のモックから生じる）のノイズのさまざまな処理に関して安定していますが、最小銀河分離が$14h^{-1}\mathrm{Mpc}の場合、$4.7\sigma$に減少します。$は4PCF四面体に適用されます（統計をより簡単にモデル化できるように）。準線形領域での4PCFの検出可能性は、これが今後の分光学的調査からの宇宙論的および銀河形成パラメーターを制約する上で有用なツールになることを意味します。
インジケーターパワースペクトル：細胞内のカウントのための非線形性と共分散行列の外科的切除
| Title |
Indicator_Power_Spectra:_Surgical_Excision_of_Non-linearities_and_Covariance_Matrices_for_Counts_in_Cells |
| Authors |
Andrew_Repp_and_Istv\'an_Szapudi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.01673 |
ここでは、クラスタリングの密度依存性を特徴づけるために、特定の密度の領域を識別するインジケーター関数を紹介します。このツールの一般的な紹介の後、インジケーター関数のパワースペクトルが大規模な線形スペクトルのバイアスバージョンであることを示します。このバイアスの第一原理からの計算を提供し、シミュレーション結果を再現することを示し、インジケーター関数スペクトルのトランスリニア部分の単純な関数形式を提供します。また、2つのアプリケーションの概要を説明します。1つは、これらのスペクトルが非線形性の外科的切除を容易にし、線形理論の到達範囲を大幅に拡大することです。第2に、インジケーター関数スペクトルにより、セル内カウントの理論的共分散行列の計算が可能になり、補完的なCICメソッドを使用したパラメーター推定が容易になります。
Galaxy $ N $ -Point相関関数の分析的ガウス共分散行列
| Title |
Analytic_Gaussian_Covariance_Matrices_for_Galaxy_$N$-Point_Correlation_Functions |
| Authors |
Jiamin_Hou_and_Robert_N._Cahn_and_Oliver_H._E._Philcox_and_Zachary_Slepian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.01714 |
ガウス極限の銀河の$N$ポイント相関関数（NPCF）の分析的共分散行列を導出します。私たちの結果は任意の$N$に対して与えられ、効率的なNPCF推定を容易にすることが最近示されたCahn＆Slepian（2020）の等方性基底関数に投影されます。4PCF共分散の数値実装は、一連の対数正規シミュレーション、Quijoteダークマターハローカタログ、およびMultiDark-Patchy銀河モックから取得されたサンプル共分散と比較されます。後者には現実的な調査ジオメトリが含まれます。分析形式は、周期ボックスジオメトリを使用した模擬シミュレーションから推定された共分散の合理的な予測を提供します。さらに、カルバック・ライブラー発散に基づく尤度を最大化することによる有効体積と数密度のフィッティングは、不均一な窓関数の影響を部分的に補償することが示されています。
| Title |
Free-free_background_radiation_from_accreting_primordial_black_holes |
| Authors |
Hiroyuki_Tashiro,_Katsuya_T._Abe,_Teppei_Minoda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.01916 |
原始ブラックホール（PBH）に落下するバリオンガスは、フリーフリープロセスを介して光子を放出します。これらの光子は、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の周波数範囲で拡散フリーフリーバックグラウンド放射に寄与する可能性があります。PBHからのフリーフリーバックグラウンド放射線の強度は、PBHの質量と存在量に依存することを示します。特に、非PBHDM粒子によるPBHの周りの暗黒物質（DM）ハローの成長を考慮すると、フリーフリーのバックグラウンド放射が大幅に強化されます。この拡張により、質量$M_{\rmPBH}>10M_\odot$のPBH存在量に対する厳しい制約を取得できます。Planckによって測定された高銀河緯度でのCMBの自由な前景成分との比較では、総DMに対するPBH存在量の割合、$f_{\rm{PBH}}$に対する制約は$f_{\rm{PBH}}です。<1.2\times10^{-5}（M_{\rm{PBH}}/100M_{\odot}）^{-2.3}$。また、EDGES異常を含む、高赤方偏移からの21cmのバックグラウンド放射線の測定に対するPBHからのフリーフリー放射線の影響についても説明します。
マスクの背後にある宇宙論：$ \ Lambda $ CDMのパラメーターをVIPERSからのマスクされていない銀河密度フィールドで制約する
| Title |
Cosmology_behind_the_mask:_Constraining_the_parameters_of_$\Lambda$CDM_with_the_unmasked_galaxy_density_field_from_VIPERS |
| Authors |
N._Estrada,_B.R._Granett,_L._Guzzo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.01926 |
銀河の赤方偏移サーベイは、大規模な構造研究のために宇宙構造を3次元でマッピングするように設計されています。それにもかかわらず、サンプリングと調査ウィンドウによる制限は避けられず、宇宙論的制約を悪化させます。複雑な調査ジオメトリを完全に考慮しながら宇宙論的パラメータを抽出するように最適化された、赤方偏移範囲$0.6<z<1$にわたるVIMOSPublicExtragalacticRedshiftSurvey（VIPERS）の分析を示します。ギブスサンプリングアルゴリズムを使用して、赤方偏移空間の銀河密度フィールド、銀河バイアス、物質密度、バリオン分率、および成長率パラメーター$f\sigma_8$のサンプルを、多変量ガウス尤度に基づいて、密度に基づいて繰り返し描画します。分野。自由度の数が多いにもかかわらず、サンプルは結合事後分布に収束し、モデルパラメーターに自己無撞着な制約を与えます。VIPERS模擬銀河カタログを使用してアプローチを検証します。不確実性は、$50\％$で検討するスケールでのガウス尤度によって過小評価されていますが、モックカタログからの結果の分散により、ロバストな誤差推定が得られます。結果の精度は、より制約のあるモデルを使用するVIPERSデータに適用される従来の分析の精度と一致することがわかります。モデルの仮定を緩和することにより、データが$\Lambda$CDMモデルに一貫した制約を提供することを確認します。この作業は、次世代の銀河赤方偏移調査に最尤分析を適用するためのケーススタディを提供します。
暗黒エネルギーによる宇宙複屈折効果の最近の制約は、周期的なポテンシャルを持つ2軸整列メカニズムの単純なモデルに依存することにより、アクシオン暗黒物質の光子への結合の制約に関連している可能性があることを示します。ポテンシャルの整列により、2つのフィールドの1つの線形結合はほぼ平坦な方向を提供し、暗黒エネルギーとして機能しますが、もう1つの組み合わせは急な方向を提供し、暗黒物質として機能します。このシナリオは、暗黒エネルギーの1フィールドモデルの既知の概念上の問題を解決し、宇宙の暗黒セクターに対する一見異なる制約間の関係を予測します。
WASP-12bに適用した、潮汐的に歪んだバリトロープとそのロッシュ限界
ホットジュピターWASP-12bは、1。09日の軌道上にあることがわかっています。通過データと視線速度データから推測される惑星の平均密度は、ロッシュ限界に近づいています。どれだけ近いかは、惑星の不確実な内部構造に依存します。質量損失の分光学的証拠もあります。同期的に回転する$n=1$ポリトロープを仮定してロシュ密度を正確に計算し、これが平均密度の観測推定値をわずか$15-20\％$下回っていることを確認します。惑星の暗黙の形状、完全に破壊されるまでの寿命、および改良された潮汐モデルに基づいた現在の質量損失率について説明します。ただし、現在の質量損失率は、少なくとも惑星の大気の不透明度と温度プロファイルに、その内部構造と同じくらい敏感です。
バルカンによる大気化学の比較研究
C-H-N-O-Sネットワークと光化学を含むオープンソースの光化学反応速度コードVULCAN（Tsaietal。2017;https：//github.com/exoclime/VULCAN）のアップデートを紹介します。追加の新機能は、移流輸送、凝縮、さまざまな境界条件、および温度依存のUV断面積です。まず、モーセらの間でHD189733bモデルの相互比較を実行することにより、ホットジュピター大気の光化学モデルを検証します。（2011）、Venotetal。（2012）、およびVULCAN、不一致の考えられる原因を診断します。次に、低温の速度論を検証するために、深部対流圏から上部成層圏に伸びる木星のモデルを設定しました。私たちのモデルは、観測と一致する炭化水素を再現し、凝縮スキームは、水とアンモニアの氷雲の位置をうまく予測します。垂直移流が深部大気中の局所的なアンモニア分布を調節できることを示します。第三に、地球をシミュレートすることによって大気を酸化するためのモデルを検証し、観測との一致を見つけます。最後に、VULCANは、太陽系外惑星の4つの代表的なケース、WASP-33b、HD189733b、GJ436b、および51Eridanibに適用されます。WASP-33bのチタン/バナジウム種のC/O比と化学的性質の影響を調べます。硫黄と炭素の凝縮の影響については、HD189733bを再検討します。GJ436bでは、内部加熱と垂直混合（$K_{\textrm{zz}}$）の影響が調査されています。S$_8$コンデンセートを使用して51Eridanibの更新された惑星特性をテストします。硫黄は炭素や窒素と結合し、水素、メタン、アンモニアなどの他の種に影響を与える可能性があることがわかりました。合成スペクトルの観察可能な特徴と光化学ヘイズ前駆体の傾向について、それぞれの場合について説明します。
エウロパのピット、隆起および小さなカオスの特徴：貫入湧昇および氷殻の厚さの下限の形態学的および形態計測的証拠
| Title |
Pits,_Uplifts_and_Small_Chaos_Features_on_Europa:_Morphologic_and_Morphometric_Evidence_for_Intrusive_Upwelling_and_Lower_Limits_to_Ice_Shell_Thickness |
| Authors |
Kelsi_N._Singer,_William_B._McKinnon,_Paul_M._Schenk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.01795 |
Europaにとって最も明確であるが未解決の質問の1つは、その氷の殻の厚さです。エウロパの表面は、この問題に関係する地質学的特徴、そして最終的にはその内部、地質学的歴史、および宇宙生物学的可能性に輝いています。私たちは、エウロパの内因性の熱的および構造的擾乱によって作成された円形および亜円形の特徴のサイズと地形的表現を特徴づけます：ピット、隆起、および小さな、亜円形のカオス。中解像度のガリレオ地域地図（RegMaps）だけでなく、高解像度の地域、アルベド制御のフォトクリノメトリー、場合によってはステレオ制御のフォトクリノメトリーから派生した数値標高モデルを利用します。範囲は限られていますが、高解像度の画像は、小さな特徴の検出や全体的な地形解析に非常に役立ちます。すべてのフィーチャのサイズ分布のピークは直径約5〜6kmにあり、高解像度画像では直径3.3km未満のピットは見つかりませんでした。さらに、大きなピットはより深くなり、より大きな隆起はより高くなる傾向があります。私たちのデータは、ダイアピルまたは地殻内のシルの解釈をサポートし（純粋に非侵入型のメルトスルーモデルとは対照的に）、アイソスタシーを想定し、依存していると仮定して、3〜8kmの特徴形成時の氷殻の厚さに下限を設定します氷とその下にある海の組成について。
けんびきょうの変化する顔：CHEOPSとTESSから見た恒星スポット、スピン軌道相互作用、トランジットタイミング変化
| Title |
The_changing_face_of_AU_Mic_b:_stellar_spots,_spin-orbit_commensurability,_and_Transit_Timing_Variations_as_seen_by_CHEOPS_and_TESS |
| Authors |
Gy.M._Szab\'o,_D._Gandolfi,_A._Brandeker,_Sz._Csizmadia,_Z._Garai,_N._Billot,_C._Broeg,_D._Ehrenreich,_A._Fortier,_L._Fossati,_S._Hoyer,_L._Kiss,_A._Lecavelier_des_Etangs,_P.F.L._Maxted,_I._Ribas,_Y._Alibert,_R._Alonso,_G._Anglada_Escud\'e,_T._B\'arczy,_S.C.C._Barros,_D._Barrado,_W._Baumjohann,_M._Beck,_T._Beck,_A._Bekkelien,_X._Bonfils,_W._Benz,_L._Borsato,_M-D._Busch,_J._Cabrera,_S._Charnoz,_A._Collier_Cameron,_C._Corral_Van_Damme,_M.B._Davies,_L._Delrez,_M._Deleuil,_O.D.S._Demangeon,_B.-O._Demory,_A._Erikson,_M._Fridlund,_D._Futyan,_A._Garc\'ia_Mu\~noz,_M._Gillon,_M._Guedel,_P._Guterman,_K._Heng,_K.G._Isaak,_G._Lacedelli,_J._Laskar,_M._Lend,_C._Lovis,_A._Luntzer,_D._Magrin,_V._Nascimbeni,_G._Olofsson,_H.P._Osborn,_R._Ottensamer,_I._Pagano,_E._Pall\'e,_G._Peter,_D._Piazza,_G._Piotto,_D._Pollacco,_D._Queloz,_R._Ragazzoni,_N._Rando,_H._Rauer,_N.C._Santos,_G._Scandariato,_D._S\'egransan,_L.M._Serrano,_D._Sicilia,_A.E._Simon,_A.M.S._Smith,_S.G._Sousa,_M._Steller,_N._Thomas,_S._Udry,_V._Van_Grootel,_N.A._Walton,_and_T.G._Wilson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02149 |
けんびきょうは、惑星形成の兆候を示す塵円盤と、平均運動共鳴の近くを通過する2つの暖かいネプチューンを備えた若い惑星系です。ここでは、特徴的な太陽系外惑星衛星（CHEOPS）で観測されたAUMicbの3つのトランジットを分析し、セクター1と27のトランジット系外惑星探査衛星（TESS）測光、および全天自動捜索（ASAS）を地上から補足します。けんびきょうの洗練された公転周期は8.462995\pm0.000003dですが、恒星の自転周期はP_{rot}=4.8367\pm0.0006dです。2つの期間は、0.1％の精度で7：4のスピン軌道相互作用を示しています。したがって、すべてのトランジットは、4つの可能な恒星の中心経度の1つの前で観測されます。これは、同じ複雑な星黒点パターンが、4つの軌道（および7つの恒星の回転）によって分離された2回目と3回目のCHEOPS訪問で見られるという観察によって強く支持されています。ブートストラップ分析を使用すると、フレアと星の黒点により、惑星と星の半径比で通過パラメータの精度が最大10％低下し、通過時間の精度が3〜4分低下することがわかります。それにもかかわらず、掩蔽された恒星スポットの特徴は、少なくとも4分の振幅を持つトランジットタイミング変動（TTV）の存在を独立して確認します。外側のコンパニオンであるAUMiccが、観測されたTTVを引き起こす可能性があることがわかりました。
中央銀河団におけるAGNフィードバックのための燃料タンクとしての巨大な分子ガス
| Title |
Massive_molecular_gas_as_a_fuel_tank_for_AGN_feedback_in_central_cluster_galaxies |
| Authors |
Yutaka_Fujita,_Nozomu_Kawakatu,_Hiroshi_Nagai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.01671 |
巨大な分子ガスが銀河団の中心にある巨大な楕円銀河で発見されました。これらの銀河におけるAGNフィードバックにおけるその役割を明らかにするために、ガス循環の半解析的モデルを構築します。このモデルは、特に巨大な分子ガス（〜10kpcのスケールの星間低温ガス）と核周囲円盤（〜<0.5kpc）に焦点を当てています。星形成による星間低温ガスの破壊と核周囲円盤の重力不安定性を考えます。私たちのモデルは、星間冷ガスとその質量などの核周囲円盤の基本的な特性を再現することができます。また、核周囲円盤は安定状態と不安定状態の境界にとどまる傾向があることもわかりました。これは、超大質量ブラックホールへの質量降着を調整する「調整バルブ」として機能します。一方、星間冷ガスは、AGNフィードバックの「燃料タンク」として機能します。銀河の高温ガスの冷却が妨げられたとしても、星間低温ガスは〜>0.5Gyrの間AGN活動を維持することができます。また、高温ガスの小さなエントロピー（〜<30keVcm^2）または短い冷却時間（〜<1Gyr）が、銀河内に大量の分子ガスが存在するための重要な条件であることを確認します。星間冷ガスの散逸時間は、臨界冷却時間に関係している可能性があります。
$ 1.5
| Title |
Recovery_and_analysis_of_rest-frame_UV_emission_lines_in_2052_galaxies_observed_with_MUSE_at_$1.5_ |
| Authors |
K._B._Schmidt,_J._Kerutt,_L._Wisotzki,_T._Urrutia,_A._Feltre,_M._V._Maseda,_T._Nanayakkara,_R._Bacon,_L._A._Boogaard,_S._Conseil,_T._Contini,_E._C._Herenz,_W._Kollatschny,_M._Krumpe,_F._Leclercq,_G._Mahler,_J._Matthee,_V._Mauerhofer,_J._Richard_and_J._Schaye |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.01713 |
[省略形]レストフレームUV輝線は、放出する星形成銀河とその環境の物理的パラメーターを調べます。最強のメインUVラインであるLy$\alpha$は、初期の宇宙における銀河形成の一般的な知識を進歩させるのに役立ちました。ただし、CGMおよびIGMの中性水素分率が増加すると、Ly$\alpha$放出の観測は$z\gtrsim6$でますます困難になります。二次的な弱いUV輝線は、高赤方偏移で銀河の特性を研究するための重要な代替方法を提供します。二次UV線と放射銀河の物理的特性およびそれらのLy$\alpha$放射との関係を較正および調査するために、中間赤方偏移でのレストフレームUV輝線源の大規模なサンプルを提示します。$1.5<z<6.4$の2052輝線ソースのサンプルは、3次元MUSEデータキューブでの非ターゲットソース検出によって選択されました。輝線テンプレートマッチングを介して、サンプル全体の最適に抽出された1DスペクトルでUV輝線の特徴を検索した結果、100を超えるレストフレームUV輝線検出のサンプルが得られました。（非Ly$\alpha$）UV輝線の検出効率は調査深度とともに増加し、UV輝線の強度はCiiiの強度と相関することが多いことを示します]。全身トレーサーに関する共鳴輝線の速度オフセット、ならびに電子密度および気相存在量を測定しました。最後に、「PhotoIonizationModelProbabilityDensityFunctions」を使用すると、UVラインエミッターは一般にイオン化パラメーターlog10（U）$\approx$-2.5とZ$\approx$10$^{-2}の周りに散乱する金属質量分率を持っていることがわかります。$、つまりZ$\upperx$0.66Z$\odot$です。この論文では、この研究で研究されたMUSEオブジェクトの完全なサンプルの付加価値カタログと文献からのUVラインエミッターのコレクションが提供されています。
私たちの銀河で最大のガスフィラメントの発見、または新しいスパイラルアーム？
500メートル球面電波望遠鏡（FAST）を使用して、307$。\！\！^{\circ}$7$<$$\alpha$$<$の空の領域で巨大なHIフィラメント構造を検出します。311$。\！\！^{\circ}$0および40$。\！\！^{\circ}$9$<$$\delta$$<$43$。\！\！^{\circ}$4。この構造の速度範囲は$-$170kms$^{-1}$から$-$130kms$^{-1}$で、平均速度は$-$150kms$^{-1}$です。、22kpcのガラクトセントリック距離にそれを置きます。HI構造の長さは1.1kpcで、これまでのところ銀河系で最も遠く、最大の巨大フィラメントであるように見えます。これをCattailと名付けました。その質量は6.5$\times$10$^4$M$_{\odot}$と計算され、線形質量密度は60M$_{\odot}$pc$^{-1}$です。その幅は207pcで、アスペクト比5：1に対応します。ガマは、その主軸に沿って小さな速度勾配（0.02kms$^{-1}$pc$^{-1}$）を持っています。HI4PIデータと合わせて、Cattailの長さはさらに長く（最大5kpc）できることがわかりました。また、別の新しい細長い構造が、外側たて座-ケンタウルス（OSC）アームの銀河系の第1象限への延長であると特定し、CattailはOSCのはるか後ろに位置しているように見えます。そのような巨大なフィラメントが銀河系の極端な場所でどのように生成されるかについての疑問は未解決のままです。あるいは、構造が銀河円盤の反りに完全に従わないことは不可解ですが、CattailはOSCを超えた新しいアームの一部である可能性があります。
ギャラクシーズー：3D-MaNGAターゲット銀河用のクラウドソーシングバー、スパイラルおよびフォアグラウンドスターマスク
| Title |
Galaxy_Zoo:_3D_--_Crowd-sourced_Bar,_Spiral_and_Foreground_Star_Masks_for_MaNGA_Target_Galaxies |
| Authors |
Karen_L._Masters,_Coleman_Krawczyk,_Shoaib_Shamsi,_Alexander_Todd,_Daniel_Finnegan,_Matthew_Bershady,_Kevin_Bundy,_Brian_Cherinka,_Amelia_Fraser-McKelvie,_Dhanesh_Krishnarao,_Sandor_Kruk,_Richard_R._Lane,_David_Law,_Chris_Lintott,_Michael_Merrifield,_Brooke_Simmons,_Anne-Marie_Weijmans,_Renbin_Yan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02065 |
銀河の内部構造、特に渦巻腕、棒、バルジなどの円盤銀河の構成要素を一貫して特定するという課題は、大きなサンプル全体でそのような構造の物理的影響を研究する能力を妨げてきました。この論文では、ズーニバースプラットフォーム上に構築されたクラウドソーシングプロジェクトであるGalaxyZoo：3D（GZ：3D）を紹介します。これを使用して、29831銀河の銀河中心、前景星、銀河バー、渦巻腕を識別する空間ピクセル（スパクセル）マップを作成しました。最終的に観測された10,010個の銀河のほぼすべてを含む、MaNGA調査（スローンデジタルスカイサーベイまたはSDSS-IVの第4フェーズの一部であるアパッチポイント天文台での近くの銀河のマッピング）の潜在的なターゲットでした。クラウドソーシングによる非対称の内部構造の視覚的識別は、MaNGAデータキューブが方位角方向に平均化されたときに失われる非軸対称プロセスの進化的役割に関する貴重な洞察を提供します。公開されているGZ：3Dカタログを、検証テストと使用例とともに紹介します。これらのデータは、将来、スパイラルアームの特徴を自動識別するための有用なトレーニングセットを提供する可能性があります。例として、825個の銀河のサンプルで渦巻マスクを使用して、渦巻腕に空間的にリンクされた星形成の強化を測定します。これは、背景ディスクの3倍であると測定され、この強化が半径とともにどのように増加するかを測定します。
核外およびデュアルサブKpcAGN（VODKA）のバルストロメトリー：ハッブル宇宙望遠鏡が二重クエーサーを発見
| Title |
Varstrometry_for_Off-nucleus_and_Dual_sub-Kpc_AGN_(VODKA):_Hubble_Space_Telescope_Discovers_Double_Quasars |
| Authors |
Yu-Ching_Chen,_Hsiang-Chih_Hwang,_Yue_Shen,_Xin_Liu,_Nadia_L._Zakamska,_Qian_Yang,_Jennifer_I._Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.01672 |
$\sim$kpcスケールのデュアル超大質量ブラックホール（SMBH）は、SMBH合併の先祖集団であり、銀河の合体における巨大ブラックホールのペアリングと動的進化を理解する上で重要な役割を果たします。厳しい解像度要件とこれらの小さな分離ペアの明らかな希少性のために、この母集団にはほとんど観測上の制約がなく、$<10$kpc分離で$z>1$で確認されたデュアルSMBHはほとんどありません。ここでは、ガイアデータリリース2（DR2）位置天文学で選択され、ハッブル宇宙望遠鏡（HST）広視野カメラ3デュアルバンド（F475WおよびF814W）スナップショットイメージングでフォローアップされたkpcスケールデュアルクエーサーのパイロット検索の結果を示します。私たちのターゲットは、主にバーストロメトリー技術で選択されたクエーサーです。つまり、未解決のクエーサーペアの両方のメンバーからの非同期変動によって引き起こされる軽い重心ジッターであり、GaiaDR2によってすでに解決されているサブアークセックペアによって補完されます。バルストロメトリーで選択されたクエーサー（GaiaDR2では未解決）の中で、HSTで解決されたペアの全体的な割合が高く、$\sim30-50\％$であり、高赤方偏移に向かって増加しています（$\sim60-80\％$at$z>1.5$）。HSTと補足データに基づいて、43の解決されたサブアークセックペアの性質について説明します。これらのペアのかなりの部分（$\sim40\％$）は、物理的なクエーサーペアまたは重力レンズのクエーサーである可能性があります。また、トリプルクエーサー候補と、最小分離のクエーサーレンズの1つであるクエーサーレンズクエーサーを発見しました。これらの結果は、高赤方偏移での$\sim$kpcスケールのデュアルSMBHのvarstrometry選択とフォローアップ確認を改善するための重要なガイドラインを提供します。
潜在的なTeVエミッターとしての「スパイダー」ミリ秒パルサーバイナリ
| Title |
"Spider"_Millisecond_Pulsar_Binaries_as_Potential_TeV_Emitters |
| Authors |
Zorawar_Wadiasingh,_Christian_J._T._van_der_Merwe,_Christo_Venter,_Alice_K._Harding,_Matthew_G._Baring |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.01705 |
外圧源と相互作用するパルサー風は、私たちの銀河系で効率的で多産なTeV加速器として確立されています。それでも、フェルミ-LATからの観測によって可能になり、連星で降着しないパルサーのクラスが増えており、これらはCTA時代のTeVエミッターとして明らかになる可能性があります。このクラスは、黒い未亡人とセアカゴケグモ、ミリ秒パルサーがその低質量の仲間と相互作用するバイナリで構成されています。このようなシステムでは、バイナリ内衝撃が粒子加速および関連する非熱放出のサイトとして形成される可能性があります。私たちは、これらの情報源がパルサー風を理解するために特に興味深い理由を動機付けています。また、軸対称の定常状態アプローチでの拡散、対流、放射エネルギー損失など、選択したスパイダーバイナリのX線およびガンマ線シンクロトロンと逆コンプトンスペクトル成分をモデル化する新しいマルチゾーンコードについても説明します。この新しいマルチゾーンコードは、エネルギーに依存する光度曲線と軌道位相分解スペクトルを同時に生成します。また、TeVエネルギーまで加速され、一部のシステムで観測される可能性のあるX線とMeV/GeVバンド間の軌道変調放射光成分に電力を供給するために必要な電子/陽電子ペアの多様性をより適切に抑制します。これにより、予想される高エネルギーおよびVHEガンマ線フラックスのよりロバストな予測が可能になります。ホットまたはフレアコンパニオンを持つ近くのMSPは、CTAの有望なターゲットである可能性があり、スパイダーバイナリが観測されたAMS-02エネルギー陽電子過剰に寄与する可能性があります。
H.E.S.Sを使用して巨大分子雲からの強化されたTeVガンマ線放出を検索する
| Title |
Search_for_enhanced_TeV_gamma-ray_emission_from_Giant_Molecular_Clouds_using_H.E.S.S |
| Authors |
A._Sinha,_V._Baghmanyan,_G._Peron,_Y._Gallant,_S._Casanova,_M._Holler,_A._Mitchell_(for_the_H.E.S.S._collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.01738 |
宇宙線（CR）と巨大分子雲（GMC）内の高密度ガスとの相互作用により、中性パイ中間子が生成され、これがガンマ線に崩壊します。したがって、GMCからのガンマ線放出は、宇宙線密度と雲の中の物質密度の直接的なトレーサーです。GMCからの強化されたTeV放射、つまり、雲を照らす平均的な銀河宇宙線から予想されるものよりも大幅に大きい放射の検出は、たとえば、最近の存在のために、局所宇宙線密度の変動を意味する可能性があります。雲の近くにある加速器。このようなガンマ線観測は、銀河全体の宇宙線分布を調べるのに重要ですが、現世代のイメージング大気チェレンコフ望遠鏡（IACT）で実行するのは複雑です。これらの研究では、強力な宇宙線によって誘発された背景、大規模な拡散放射、および雲からの放射を区別する必要があります。これは、現世代のIACTの小さな視野では困難です。この寄稿では、H.E.S.Sを使用します。銀河の内部分子ガラクト中心リングのGMCからのTeV放出を検索するために16年間にわたって収集されたデータ。3DFoV尤度技術を実装し、同時にハドロン背景、銀河拡散放射、およびGMCからの過剰なTeVガンマ線放射をプローブするために既知のVHEソースから予想される放射をモデル化します。
国際LOFARステーションFR606を使用した、110〜190MHzでの27個の静かなガンマ線パルサーの追跡調査
| Title |
Follow-up_of_27_radio-quiet_gamma-ray_pulsars_at_110-190_MHz_using_the_international_LOFAR_station_FR606 |
| Authors |
J.-M._Grie{\ss}meier,_D._A._Smith,_G._Theureau,_T._J._Johnson,_M._Kerr,_L._Bondonneau,_I._Cognard,_and_M._Serylak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.01749 |
フェルミ大面積望遠鏡は、260を超えるガンマ線パルサーを検出しました。これらの約4分の1は、電波が静かであるとラベル付けされています。リサイクルされていないガンマ線パルサーの集団では、静かな中性子星の割合が高く、約半分です。ガンマ線パルサーのほとんどの電波観測は、300MHz〜2GHzの周波数で実行されています。ただし、パルサーの無線フラックスは周波数の低下とともに急速に増加し、それらの無線ビームは低周波数で広がることがよくあります。結果として、これらのパルサーのいくつかは、300MHzを超える無線フラックスが検出されない場合でも、低い無線周波数で検出される可能性があります。私たちの目的は、この仮説を低周波無線観測でテストすることです。単一ステーションモードの国際LOw周波数ARray（LOFAR）ステーションFR606で、27個のフェルミ発見ガンマ線パルサーを観測しました。LOFAR高帯域アンテナ（HBA）帯域（110〜190MHz）を使用しました。影響を受けたデータセットを削除した後、平均してターゲットごとに9時間の観測を使用します。その結果、1〜10mJyのオーダーのパルス平均フラックスの感度が得られます。27のソースのいずれからも無線脈動を検出せず、それらの低周波無線フラックスに厳しい上限を設定します。これらの非検出は、他の周波数での電波観測から得られた上限と互換性があります。また、ガンマ線プロファイルからパルサーの形状を決定して、低周波無線ビームが地球を通過すると予想されるパルサーを確認します。この一連の観測は、27個の静かなガンマ線パルサーの150MHzでのフラックス密度に最も制約のある上限を提供します。低無線周波数で予想されるビーム拡大にもかかわらず、私たちの非検出のほとんどは、好ましくない表示ジオメトリによって説明できます。残りの観測、特により高い周波数で検出されたパルサーの観測では、非検出は不十分な感度と互換性があります。
「超新星SN1987Aからのニュートリノバーストの観測」へのコメント
カミオカンデIISN1987Aニュートリノデータの7秒のギャップを再検討します。
ナンシーグレースローマン宇宙望遠鏡で宇宙の再電離の時代に超新星を発見
| Title |
Discovering_Supernovae_at_Epoch_of_Reionization_with_Nancy_Grace_Roman_Space_Telescope |
| Authors |
Takashi_J._Moriya,_Robert_M._Quimby,_Brant_E._Robertson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.01801 |
巨大な星は宇宙の再電離に重要な役割を果たします。宇宙の再電離の時代（z>6）にある個々の巨大な星は、暗すぎて、宇宙の再電離への寄与を観測および定量化できません。ただし、一部の大質量星は、超高輝度超新星（SLSNe）または対不安定型超新星（PISNe）として爆発し、z>6でも観測でき、再電離エポックでの大質量星の特性を直接特徴付けることができます。さらに、仮想の待望のPISNeは、高赤方偏移で優先的に存在すると予想され、それらの発見は、大規模な星の進化と恒星の大規模なブラックホールの形成の理解に多大な影響を及ぼします。ナンシーグレースローマン宇宙望遠鏡の近赤外線ワイドフィールド機器は、そのような珍しい高赤方偏移超新星の発見に優れています。この作業では、Romanを使用してz>6でSLSNeとPISNeを発見および特定するための最良の調査戦略を調査します。F158フィルターとF213フィルターの組み合わせにより、z>6のSLSNeとPISNeの両方を、色と大きさによって近くの超新星から明確に分離できることを示します。z>6の超新星を特定するには、F158フィルターとF213フィルターでそれぞれ27.0等と26.5等の限界光度である必要があります。、私たちは、宇宙の星形成の歴史に応じて、z>6で22.5+-2.8PISNeと3.1+-0.3SLSNeを発見することを期待しています。同じ調査で、5<z<6で76.1+-8.2PISNeと9.1+-0.9SLSNeが発見されると推定されています。このような超新星調査では、5年間で約525時間の合計観測時間が必要です。調査で得られたレガシーデータは、高赤方偏移銀河の研究を含む多くの異なる科学事例にも有益です。
IceCubeトラックのようなニュートリノイベントで銀河成分を探す
| Title |
Searching_for_a_Galactic_component_in_the_IceCube_track-like_neutrino_events |
| Authors |
Gregory_S._Vance_(1),_Kimberly_L._Emig_(2),_Cecilia_Lunardini_(3),_Rogier_A._Windhorst_(1)_((1)_School_of_Earth_and_Space_Exploration,_Arizona_State_University,_(2)_National_Radio_Astronomy_Observatory,_(3)_Department_of_Physics,_Arizona_State_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.01805 |
IceCubeニュートリノ天文台で観測された高エネルギーニュートリノと既知の天体との間の空間的関連性の探索は、ニュートリノの起源とハドロン宇宙線の起源を確立するための鍵を握る可能性があります。ブレーザーTXS0506+056のような銀河系外の情報源は大きな注目に値しますが、銀河系の情報源もパズルの一部を表している可能性があります。ここでは、天の川の散開星団と超新星残骸が、200TeVを超えるIceCubeトラックのようなニュートリノイベントに測定可能な程度に寄与するかどうかを調べます。既知の天体のカタログとの位置の一致を検索することにより、起源が潜在的に銀河系であるニュートリノイベントを特定して調査することができます。これらの一致が因果関係である可能性が高いのか、ランダムな偶然である可能性が高いのかを判断するために、モンテカルロランダム化を銀河面のモデルと一緒に使用します。提示されたすべての分析で、検出された一致の数は、偶然の一致のヌル仮説と一致していることがわかりました。私たちの結果は、IceCubeで検出されたトラックのようなニュートリノイベントへの銀河散開星団と超新星残骸の合計の寄与が30％をはるかに下回っていることを意味します。この上限は、他の銀河ニュートリノ研究で示された結果と互換性があります。
MAGICJ1835-069およびMAGICJ1837-073からのガンマ線とニュートリノの生成のための相互作用する分子雲シナリオ
| Title |
An_interacting_molecular_cloud_scenario_for_production_of_gamma-rays_and_neutrinos_from_MAGIC_J1835-069,_and_MAGIC_J1837-073 |
| Authors |
Prabir_Banik_and_Arunava_Bhadra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.01863 |
最近、MAGIC望遠鏡は、ラジオSNRG24.7+0.6の近くの銀河面で3つのTeVガンマ線拡張源を観測しました。その中で、PWNHESSJ1837-069は、最初の銀河面調査中にHESS天文台によって以前に検出されました。他の2つのソース、MAGICJ1835-069とMAGICJ1837-073は、このような高エネルギーで初めて検出されます。ここでは、SNRG24.7+0.6およびHESSJ1837-069から観測されたガンマ線が、PWN/SNR加速宇宙線と周囲物質とのハドロン相互作用の観点から説明できることを示します。さらに、MAGICJ1837$-$073から観測されたガンマ線は、PWNHESSJ1837-069からの暴走宇宙線とMAGICJ1837-073の位置にある分子雲とのハドロン相互作用によって解釈できることを示します。MAGICJ1835$-$069とSNRG24.7+0.6またはPWNHESSJ1837$-$069の間にそのような関連は見つかりませんでした。SNRG24.7+0.6/PWNHESSJ1837-069の宇宙線粒子によって達成可能な最大エネルギーと、将来のガンマ線望遠鏡でのそれらの検出の可能性を調べました。記載されたソースからのTeVニュートリノ放出の研究は、HESSJ1837$-$069が数年の観測でIceCubeGen-2ニュートリノ望遠鏡によって検出されるべきであることを示唆しています。
星団の風の終結衝撃での粒子加速
星間物質中の星団の風によって発掘された気泡の中で発生する終結衝撃での粒子加速の過程を調べます。このような衝撃での拡散衝撃加速の理論を開発し、非常に強力なクラスターの場合、最大エネルギーがPeV領域に到達する可能性があることを発見しました。最大エネルギーが2つの異なるプロセスによってどのように制限されるかを示します。バブル境界からの粒子の脱出と、クラスターの中心まで拡散できる粒子のエネルギーゲインの低下です。この問題における重要な役割は、粒子の拡散レジームを決定する磁気摂動への風の運動エネルギーの散逸によって果たされます。拡散がPeVエネルギーよりもボームに近い場合。
複数のICM衝撃による宇宙線電子の再加速
銀河の合体中に乱流銀河団ガスに誘発された複数の衝撃によって、電波の遺物が生成される可能性があります。Kang（2021）は、複数の衝撃による拡散衝撃加速（DSA）による宇宙線（CR）陽子の再加速が、DSAの単一のエピソードと比較して、加速効率を高め、CRスペクトルを平坦化できることを示しました。ここでは、エネルギー損失と、連続する衝撃波通過間の衝撃波後領域の粒子分布と磁場の減圧を考慮して、複数の再加速によるCR電子加速を調べます。先行する衝撃が最後の衝撃よりも強く、衝撃通過間隔が$\lesssim20$Myrである場合、繰り返しの再加速の累積効果が重要であることがわかります。このような場合、最後の衝撃の背後にあるCRスペクトルとそれに続く放射スペクトルの両方が強化され、標準のDSAべき乗則形式よりも平坦になります。その結果、電波観測から推定された衝撃マッハ数は、最後の衝撃の実際のマッハ数よりも高くなる傾向があります。したがって、DSAの複数のエピソードは、CR電子の加速効率の向上と、観測されたいくつかの無線遺物について推測される衝撃マッハ数$M_{\rmX}\lesssimM_{\rmrad}$の不一致を説明している可能性があります。
Baikal-GVDニュートリノ望遠鏡：高エネルギーカスケードの検索
| Title |
The_Baikal-GVD_neutrino_telescope:_search_for_high-energy_cascades |
| Authors |
V._A._Allakhverdyan,_A._D._Avrorin,_A._V._Avrorin,_V._M._Aynutdinov,_R._Bannasch,_Z._Barda\v{c}ov\'a,_I._A._Belolaptikov,_I._V._Borina,_V._B._Brudanin,_N._M._Budnev,_V._Y._Dik,_G._V._Domogatsky,_A._A._Doroshenko,_R._Dvornick\'y,_A._N._Dyachok,_Zh.-A._M._Dzhilkibaev,_E._Eckerov\'a,_T._V._Elzhov,_L._Fajt,_S._V._Fialkovski,_A._R._Gafarov,_K._V._Golubkov,_N._S._Gorshkov,_T._I._Gress,_M._S._Katulin,_K._G._Kebkal,_O._G._Kebkal,_E._V._Khramov,_M._M._Kolbin,_K._V._Konischev,_K._A._Kopa\'nski,_A._V._Korobchenko,_A._P._Koshechkin,_V._A._Kozhin,_M._V._Kruglov,_M._K._Kryukov,_V._F._Kulepov,_Pa._Malecki,_Y._M._Malyshkin,_M._B._Milenin,_R._R._Mirgazov,_D._V._Naumov,_V._Nazari,_W._Noga,_D._P._Petukhov,_E._N._Pliskovsky,_M._I._Rozanov,_V._D._Rushay,_E._V._Ryabov,_G._B._Safronov,_B._A._Shaybonov,_M._D._Shelepov,_F._\v{S}imkovic,_A._E._Sirenko,_A._V._Skurikhin,_A._G._Solovjev,_M._N._Sorokovikov,_I._\v{S}tekl,_A._P._Stromakov,_E._O._Sushenok,_O._V._Suvorova,_V._A._Tabolenko,_B._A._Tarashansky,_Y._V._Yablokova,_S._A._Yakovlev,_D._N._Zaborov_(for_the_Baikal-GVD_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.01894 |
バイカル-GVDは、バイカル湖で現在建設中のニュートリノ望遠鏡です。GVDは、マルチメガトンのサブアレイ（クラスター）によって形成されます。Baikal-GVDの設計により、アレイ構築の初期段階ですでに天体物理学的ニュートリノを検索することができます。ここでは、2019-2020年にGVDを使用して高エネルギーニュートリノを検索した予備的な結果を示します。
| Title |
Cosmic_ray_Transport_in_Magnetohydrodynamic_turbulence |
| Authors |
Snehanshu_Maiti,_Kirit_Makwana,_Heshou_Zhang_and_Huirong_Yan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.01936 |
この論文は、電磁流体力学（MHD）乱流における宇宙線（CR）輸送を研究している。CR輸送は、磁気乱流の特性に強く依存します。テスト粒子シミュレーションを実行して、CRと総MHD乱流および分解MHDモードの両方との相互作用を研究します。空間拡散係数とピッチ角散乱拡散係数は、乱流中のテスト粒子の軌道から計算されます。我々の結果は、高速モードがCR伝搬を支配するのに対し、Alfv\'enモードと低速モードははるかに効率が低く、同様のピッチ角散乱率を示していることを確認しています。大小のクロスフィールド輸送を調査します。大規模/グローバルスケールでは、通常の拡散が観察され、拡散係数は並列拡散係数と比較して$M_A^\zeta$によって抑制され、Alfv\'enモードでは$\zeta$が全乱流よりも4に近くなります。理論的には予想されます。乱流注入スケールよりも小さいスケールでのCR輸送には、ローカルおよびグローバルの両方の磁気参照フレームが採用されます。超拡散は、すべての場合にそのような小規模で観察されます。特に、Alfv\'enモードでのCRトランスポートは、ローカル参照フレームで明確なリチャードソン拡散を示します。私たちの結果は、さまざまな天体物理学環境のCRに幅広く適用されます。
明るい星と磁化された星からの高エネルギー放射
初期型の星の一部は、恒星表面からの高密度の風の流出によって変化する強い双極子磁場によって特徴付けられます。表面からある程度の距離（アルフベン半径より上）では、風が磁場を双極子磁場の赤道領域の再結合に追い込みます。これらの再結合領域で加速された電子が、ガンマ線放出を生成する恒星放射の効率的なコンプトン化に関与している可能性があることを提案します。赤道風との移流を含めることにより、磁気圏の赤道領域における電子の伝播を調査します。シンクロトロンとICのスペクトルは、風力エネルギーのかなりの部分が相対論的電子に伝達されると仮定して計算されます。例として、明るく強く磁化された星HD37022（$\Theta^1$OriC）のパラメータが考慮されます。ICガンマ線放出は、フェルミ-LAT望遠鏡によるGeVエネルギー範囲、またはチェレンコフ望遠鏡アレイによるサブTeVエネルギーのいずれかで検出されると予測されています。しかし、恒星風は時間的に変動することが多く、磁気軸は星の自転軸に対して傾く可能性があるため、ガンマ線放出は星の自転周期によって変動し、より長い時間スケールでは変動することが予想されます。磁気活動の恒星円で。これらの特徴は、単一の明るい星からのガンマ線放出のために提案されたシナリオのテストとして役立つかもしれません。
LMC N132D：8TeVを超えるべき乗則ガンマ線スペクトルを持つ成熟した超新星残骸
| Title |
LMC_N132D:_A_mature_supernova_remnant_with_a_power-law_gamma-ray_spectrum_extending_beyond_8_TeV |
| Authors |
H.E.S.S._Collaboration:_H._Abdalla,_F._Aharonian,_F._Ait_Benkhali,_E.O._Ang\"uner,_C._Arcaro,_C._Armand,_T._Armstrong,_H._Ashkar,_M._Backes,_V._Baghmanyan,_V._Barbosa_Martins,_A._Barnacka,_M._Barnard,_Y._Becherini,_D._Berge,_K._Bernl\"ohr,_B._Bi,_M._B\"ottcher,_C._Boisson,_J._Bolmont,_M._de_Bony_de_Lavergne,_M._Breuhaus,_F._Brun,_P._Brun,_M._Bryan,_M._B\"uchele,_T._Bulik,_T._Bylund,_S._Caroff,_A._Carosi,_S._Casanova,_T._Chand,_S._Chandra,_A._Chen,_G._Cotter,_M._Cury{\l}o,_J._Damascene_Mbarubucyeye,_I.D._Davids,_J._Davies,_C._Deil,_J._Devin,_L._Dirson,_A._Djannati-Atai,_A._Dmytriiev,_A._Donath,_V._Doroshenko,_L._Dreyer,_C._Duffy,_J._Dyks,_K._Egberts,_F._Eichhorn,_S._Einecke,_G._Emery,_J.-P._Ernenwein,_K._Feijen,_S._Fegan,_A._Fiasson,_G._Fichet_de_Clairfontaine,_G._Fontaine,_S._Funk,_M._F\"u{\ss}ling,_et_al._(174_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02015 |
大マゼラン雲の詳細調査中に2004年12月から2016年3月の間に蓄積された超新星残骸（SNR）LMCN132Dに向けた252時間の高エネルギーステレオスコピックシステム（HESS）観測を分析し、以前に公開されたものに104時間の観測を追加しました5シグマ以上の検出を確実にするためのデータセット。スペクトルエネルギー分布のモデル化に必要なガンマ線スペクトル範囲を広げるために、Fermi-LATPass8データの分析も含まれています。5.7シグマの有意性を持つ非常に高いエネルギー（VHE）でN132Dを明確に検出します。拡張H.E.S.S.に基づいたスペクトルとローカリゼーションの詳細な分析の結果を報告します。データセット。拡張されたH.E.S.SおよびFermi-LATデータの共同分析により、1.7GeVから14.8TeVのエネルギー範囲のスペクトルエネルギー分布が得られます。これは、GeVおよびTeVエネルギーでのN132Dの高い光度を示唆しています。ガンマ線カットオフエネルギーの下限を8TeVに設定し、信頼水準を95％にしました。物理モデルと比較した場合のN132Dの新しいガンマ線スペクトルと多波長観測は、VHEガンマ線放出のハドロン起源を示唆しています。SNRN132DはVHEガンマ線源であり、酸素が豊富な若いSNRカシオペアAとは異なり、数TeVでスペクトルカットオフなしでVHEドメインに広がるスペクトルを示します。N132Dのガンマ線特性は相互作用の影響を受ける可能性があります。ソース位置の95％信頼領域内に部分的にある近くの分子雲があります。[要約]
超新星残骸PeVatronsに関連する雲からのガンマ線の予測
| Title |
Predictions_for_gamma-rays_from_clouds_associated_with_supernova_remnant_PeVatrons |
| Authors |
Alison_Mitchell,_Gavin_Rowell,_Silvia_Celli,_Sabrina_Einecke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02026 |
星間雲は、ハドロン宇宙線のターゲット物質として機能することができます。非弾性陽子-陽子衝突によって生成され、雲と空間的に関連付けられたガンマ線は、効率的な粒子加速の重要な指標を提供します。ただし、PeVエネルギーに到達するPeVatron光源の場合でも、検出可能なガンマ線フラックスを生成するには、雲と加速器のシステムがいくつかの条件を満たす必要があります。この寄稿では、クラウドとアクセラレータの両方に必要なプロパティを特徴づけます。利用可能な超新星残骸（SNR）と星間雲のカタログを使用し、近くのSNRでのPeVエネルギーへの粒子加速を想定して、最も有望なターゲットシステムのランク付けされた候補リストを作成します。検出可能なガンマ線束が予測されるもの。CTAやSWGOなどの将来の施設の検出の見通しについて話し合います。そして、私たちの予測を、LHAASOによって最近検出された超高エネルギー源を含む既知のガンマ線源と比較します。拡散係数や粒子スペクトルの変動など、さまざまなモデルシナリオがテストされます。このシナリオでは、候補リストの最適な候補雲が一貫して明るくなります。平均して、検出可能なガンマ線フラックスは、より大きな雲の場合に発生する可能性が高くなります。SNRとクラウド間の分離距離が短いシステムの場合。粒子が分離距離を通過するのに必要な時間のため、わずかに古いSNRの場合。
gammaALPs：天体物理学環境で光子アクシオンのような粒子振動を計算するためのオープンソースのPythonパッケージ
| Title |
gammaALPs:_An_open-source_python_package_for_computing_photon-axion-like-particle_oscillations_in_astrophysical_environments |
| Authors |
Manuel_Meyer,_James_Davies,_Julian_Kuhlmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02061 |
アクシオンとアクシオン様粒子（ALP）は、標準模型の拡張で発生する架空の粒子であり、コールドダークマターの候補です。それらは、外部電磁界の存在下での光子への振動を通じて検出することができます。gammaALPsは、フォトンとアクシオン/ALP間の振動確率を計算するオープンソースのPythonフレームワークです。gammaALPには、光子-ALPの運動方程式を解くだけでなく、活動銀河核のジェット、クラスター内および銀河間媒体、天の川など、さまざまな天体物理環境における磁場のモデルが含まれています。ユーザーは、独自のカスタム磁場モデルを簡単に組み込むこともできます。gammaALPの基本的な機能と特徴を確認します。gammaALPは、numpyやscipyなどの他のオープンソースの科学パッケージに大きく基づいています。ガンマ線エネルギーに焦点を当てていますが、gammaALPは任意の光子エネルギーに簡単に拡張できます。
フェルミLATを使用して、アクシオンのような粒子によって誘発されたガンマ線バーストを検索するためのコア崩壊超新星のサンプルの拡張
| Title |
Extending_the_sample_of_core-collapse_supernovae_for_searches_of_axion-like-particle_induced_gamma-ray_bursts_with_the_Fermi_LAT |
| Authors |
Manuel_Meyer,_Tanja_Petrushevska_(for_the_Fermi-LAT_collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02069 |
コア崩壊超新星（SN）の間に、アクシオンのような粒子（ALP）がプリマコフプロセスによって生成され、その後、天の川の磁場でガンマ線に変換される可能性があります。光の波長でよく研究された銀河系外SNeのサンプルを使用して、コア崩壊の時間を推定し、フェルミ大面積望遠鏡（LAT）で同時ガンマ線バーストを検索します。少なくとも1つのSNがLAT視野内に含まれているという仮定の下で、SN1987Aから以前の制限の$\sim$5の係数内の光子-ALP結合を除外します。光学調査で観測されるSNeの数が増えるにつれ、私たちの結果は、光学観測とガンマ線観測を組み合わせてALP暗黒物質を探査する可能性を示しています。また、最近ZTFで観測された15個の近くのSNeの爆発時間の推定のための予備的な結果を提供します。私たちの調査結果は、爆発時間は1日以内に推定できることを示しており（統計の不確実性のみ）、フォローアップLAT分析の有望なターゲットとなっています。
TeVフレア中のMrk421の多波長研究
| Title |
Multi-wavelength_study_of_Mrk_421_during_a_TeV_flare |
| Authors |
A._Gokus,_A._Kreikenbohm,_K._Leiter,_T._Bretz,_T._Dauser,_D._Dorner,_D._Elsaesser,_F._Eppel,_J._Hessdoerfer,_M._Kadler,_A._Kraus,_M._Kreter,_I._Kreykenbohm,_M._Langejahn,_K._Mannheim,_P._Thalhammer,_J._Wilms,_A._Arbet-Engels,_D._Baack,_M._Balbo,_A._Biland,_J._Buss,_L._Eisenberger,_D._Hildebrand,_R._Iotov,_A._Kalenski,_A._Mitchell,_D._Neise,_M._Noethe,_A._Paravac,_W._Rhode,_B._Schleicher,_V._Sliusar,_R._Walter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02085 |
ブレーザーMrk421は、TeVエネルギーレジームで頻繁に短いフレアを示します。このようなエピソードは速い性質があるため、いくつかのエネルギーバンドでのフラックス変動に関する十分な同時情報を取得できないことがよくあります。この多波長（MWL）カバレッジの欠如を克服するために、特にフレア前とフレア後の期間に、FACT望遠鏡（TeVエネルギー）とニールゲーレルスウィフト天文台（X線）を使用した監視プログラムを設定しました。。2019年6月9日、Mrk421は、TeVエネルギーでかに星雲のフラックスの2倍以上のフラックスレベルに達するTeVバーストを示しました。XMM-NewtonとINTEGRALによる追加の観測とともに、X線の同時データを取得しました。XMM-NewtonとINTEGRALを組み合わせた高感度X線データを利用して、爆発時のTeVブレーザーを初めて研究することができます。私たちのデータセットは、GHz周波数でのEffelsbergによる尖った電波観測によって補完されています。{\gamma}線とX線の光度曲線、XMM-Newtonで取得したX線データのタイミング分析、フレアの前、最中、後の電波スペクトルなど、最初の結果を示します。
J2102 + 6015：z = 4.575の若い電波源
| Title |
J2102+6015:_a_young_radio_source_at_z_=_4.575 |
| Authors |
Yingkang_Zhang,_Tao_An,_S\'andor_Frey,_Xiaolong_Yang,_M\'at\'e_Krezinger,_Oleg_Titov,_Alexey_Melnikov,_Pablo_de_Vicente,_Fengchun_Shu_and_Ailing_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02142 |
高赤方偏移の活動銀河核（AGN）のジェットを使用して、初期の宇宙のブラックホールの活動を直接調べることができます。視線に対してジェットがずれている電波源は、高赤方偏移のAGN集団を支配すると予想されます。この論文では、そのマルチエポックデュアル周波数超長基線干渉法（VLBI）データを分析することにより、z=4.57AGNJ2102+6015の高解像度イメージング結果を提示します。8.4GHzVLBI画像は、$\sim$10ミリ秒角（mas）で区切られた東西方向に沿った2つの主要な特徴を示しています。スペクトルインデックスマップから、両方の機能はフラット/反転スペクトルを示しています。2つの特徴間の分離は$\sim$13年間の観測期間にわたってほとんど変化せず、分離速度の上限は約0.04masyear$^{-1}$になります。以前の研究では、ソースをGHzピークのスペクトルクエーサーとして分類しています。私たちの結果は、J2102+6015が、ブレーザータイプのコアジェット源ではなく、若くてコンパクトな対称オブジェクトである可能性が高いことを示しています。
時空のルービン天文台レガシー調査のための観測ケイデンスの最適化：コミュニティに焦点を合わせた実験計画の先駆的なプロセス
| Title |
Optimization_of_the_Observing_Cadence_for_the_Rubin_Observatory_Legacy_Survey_of_Space_and_Time:_a_pioneering_process_of_community-focused_experimental_design |
| Authors |
Federica_B._Bianco,_\v{Z}eljko_Ivezi\'c,_R._Lynne_Jones,_Melissa_L._Graham,_Phil_Marshall,_Abhijit_Saha,_Michael_A._Strauss,_Peter_Yoachim,_Tiago_Ribeiro,_Timo_Anguita,_Franz_E._Bauer,_Eric_C._Bellm,_Robert_D._Blum,_William_N._Brandt,_Sarah_Brough,_M\`arcio_Catelan,_William_I._Clarkson,_Andrew_J._Connolly,_Eric_Gawiser,_John_Gizis,_Renee_Hlozek,_Sugata_Kaviraj,_Charles_T._Liu,_Michelle_Lochner,_Ashish_A._Mahabal,_Rachel_Mandelbaum,_Peregrine_McGehee,_Eric_H._Neilsen_Jr.,_Knut_A._G._Olsen,_Hiranya_Peiris,_Jason_Rhodes,_Gordon_T._Richards,_Stephen_Ridgway,_Megan_E._Schwamb,_Dan_Scolnic,_Ohad_Shemmer,_Colin_T._Slater,_An\v{z}e_Slosar,_Stephen_J._Smartt,_Jay_Strader,_Rachel_Street,_David_E._Trilling,_Aprajita_Verma,_A._K._Vivas,_Risa_H._Wechsler,_Beth_Willman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.01683 |
VeraC.RubinObservatoryは、建設中の地上の天文施設であり、国立科学財団と米国エネルギー省の共同プロジェクトであり、南半球の空の多目的10年間の光学調査を実施するように設計されています：レガシー時空の調査。調査戦略の大きな柔軟性は、暗黒エネルギーと暗黒物質の調査、太陽系のカタログ化、一時的な光学空の探索、天の川のマッピングといった科学の中核目標によって課せられた制約の範囲内にとどまります。調査の膨大なデータスループットは、他の多くの天体物理学ドメインにとって変革をもたらし、ルービンのデータアクセスポリシーは、巨大な潜在的ユーザーのコミュニティの舞台を設定します。可能な限り幅広いコミュニティにサービスを提供しながら、調査科学の可能性を最大化するために、ルービン天文台は、観測戦略の詳細を設定および改善するプロセスに科学コミュニティ全体を関与させてきました。この戦略最適化の動機、歴史、および意思決定プロセスについては、このペーパーで詳しく説明し、このフォーカス問題に含まれる調査戦略に関する科学主導の提案と推奨事項のコンテキストを示します。
チェレンコフ望遠鏡アレイの最初の大型望遠鏡のカメラの試運転
| Title |
Commissioning_of_the_camera_of_the_first_Large_Size_Telescope_of_the_Cherenkov_Telescope_Array |
| Authors |
T._Saito,_C._Delgado,_O._Blanch,_M._Artero,_J._A._Barrio,_F._Cassol,_C._Diaz,_D._Hadasch,_D._Hoffmann,_J._Houles,_Y._Inome,_M._Iori,_L._Jouvin,_D._Kerszberg,_Y._Kobayashi,_H._Kubo,_G._Martinez,_D._Mazin,_E._Moretti,_T._Nakamori,_S._Nozaki,_T._Oka,_A._Okumura,_M._Palatiello,_M._Polo,_J._Prast,_S._Sakurai,_Y._Sunada,_M._Takahashi,_R._Takeishi,_L._A._Tejedor,_T._Yamamoto,_T._Yoshida_(for_the_CTA_LST_project) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.01920 |
チェレンコフ望遠鏡アレイの最初の大型望遠鏡（LST-1）は、2018年10月からスペインのラパルマで運用されています。カメラの試運転中に得られた結果について報告します。読み出しのノイズレベルは0.2p.eとして決定されます。レベル。PMTのゲインは、キャリブレーションフラッシュシステムを使用して、2\％の変動内で十分に均等化されます。信号読み出しノイズおよびPMTゲイン推定に対する夜空の背景の影響も十分に評価されています。トリガーしきい値は、可能な限り低いガンマ線エネルギーしきい値に最適化されており、トリガー分布の同期は1〜nsの精度で達成されています。自動レート制御により、3時間で1.5\％のレート変動で安定した観測が実現します。新しいDAQシステムのパフォーマンスは、高度なオンラインデータ補正を使用しても、15kHzのトリガーレートで10\％未満のデッドタイムを示しています。
マーズエクスプレスの火力消費パターンの外れ値の発見
| Title |
Discovering_outliers_in_the_Mars_Express_thermal_power_consumption_patterns |
| Authors |
Matej_Petkovi\'c,_Luke_Lucas,_Toma\v{z}_Stepi\v{s}nik,_Pan\v{c}e_Panov,_Nikola_Simidjievski,_Dragi_Kocev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02067 |
マーズエクスプレス（MEX）宇宙船は、2004年から火星を周回しています。オペレーターは、その動作を常に監視し、衛星が地球に送信している量の測定の予想パターンからの散発的な偏差（外れ値）を処理する必要があります。この論文では、宇宙船の温度を望ましいレベルに維持するMEXの熱サブシステムの電力消費のパターンを分析します。消費量は一定ではありませんが、火星の周りの1つの軌道に対応する周期で、短期的にはほぼ周期的である必要があります。長短期記憶ニューラルネットワークを使用することにより、消費パターンが予想よりも不規則であることを示し、そのような不規則性を正常に検出し、将来的にMEXでの自動外れ値検出の可能性を開きます。
CoSHA：ステラプロパティのコードヒューリスティック割り当て-MaStarステラライブラリ用
| Title |
CoSHA:_Code_for_Stellar_properties_Heuristic_Assignment_--_for_the_MaStar_stellar_library |
| Authors |
Alfredo_Mejia-Narvaez,_Gustavo_Bruzual,_Sebastian_F._Sanchez,_Leticia_Carigi,_Jorge_Barrera-Ballesteros,_Mabel_Valerdi,_Renbin_Yan,_Niv_Drory |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.01697 |
CoSHA：Stellarプロパティのヒューリスティック割り当てのコードを紹介します。恒星の特性を推定するために、CoSHAは、勾配ツリーブースティングアルゴリズムを実装して、パラメーター空間全体の各星にラベルを付けます（$T_{\text{eff}}$、$\log{g}$、$\left[\text{Fe}/\text{H}\right]$、および$\left[\alpha/\text{Fe}\right]$）。CoSHAを使用して、MaNGAステラライブラリ（MaStar）内の$22\、$k個のユニークな星のこれらの恒星大気パラメータを推定します。私たちのアプローチの信頼性を定量化するために、G\"ottingenStellarLibrary（GSL、理論ライブラリ）とMaStarの最初のデータリリースを使用した内部テストと、パラメータ空間で結果の分布を比較することによる外部テストの両方を実行します。同じプロパティのAPOGEE推定。要約すると、パラメータ推定は次の範囲に及びます：$T_{\text{eff}}=[2900,12000]\、$K、$\log{g}=[-0.5,5.6]$、$\left[\text{Fe}/\text{H}\right]=[-3.74,0.81]$、$\left[\alpha/\text{Fe}\right]=[-0.22、1.17]$。$\sigma_{T_{\text{eff}}}\sim48\、（325）\、$K、$\sigma_{\log{g}}のプロパティの内部（外部）不確実性を報告します\sim0.2\、（0.4）$、$\sigma_{\left[\text{Fe}/\text{H}\right]}\sim0.13\、（0.27）$、$\sigma_{\left[\alpha/\text{Fe}\right]}\sim0.09\、（0.14）$。これらの不確実性は、同様の目的を持つ他の方法の不確実性に匹敵します。CoSHAがミルキーウェイのこれらの物理的特性、私たちは回復することができます統計的に非常に信頼できる文献で知られている主な傾向。物理的特性のカタログには、\url{http://ifs.astroscu.unam.mx/MaStar}からアクセスできます。
ナノフレアはコロナ加熱の原因ですか？
Parker（1983）は、太陽大気中の電流シート（CS）の形成メカニズムを提案しました。彼の主なアイデアは、光球のランダムな流れによる冠状磁場の絡み合いが、太陽大気中でのCSの継続的な形成を促進するというものでした。彼のアイデアのこの部分は、乱流対流層が太陽大気中のコヒーレント構造とCSの形成を促進する多くの方法の1つを表しています。他のメカニズムには、出現する磁束、現在のフィラメントの相互作用、および爆発性の磁気構造が含まれます。ただし、パーカーの最初のアイデアには、再検討する必要のあるナノフレアを介したコロナ加熱に関する2つの証明されていない仮定があります。それらは、{形成されたすべてのCSが磁気リコネクションにつながり、磁気リコネクションが太陽大気中のプラズマを加熱するという彼の提案に関連しています。この短いコメントで、これら2つの仮定について簡単に説明します。（1）乱流対流層によって形成されたすべてのコヒーレント構造とCSは再接続していますか？再接続されていないCSに関連する乱流は、コロナの加熱に影響を及ぼしますか？（2）磁気リコネクションはプラズマを加熱しますか？
IGRINSYSOサーベイI.おうし座-オーリガの前主系列星の恒星パラメータ
| Title |
The_IGRINS_YSO_Survey_I._Stellar_parameters_of_pre-main_sequence_stars_in_Taurus-Auriga |
| Authors |
Ricardo_L\'opez-Valdivia,_Kimberly_R._Sokal,_Gregory_N._Mace,_Benjamin_T._Kidder,_Maryam_Hussaini,_Larissa_Nofi,_L._Prato,_Christopher_M._Johns-Krull,_Heeyoung_Oh,_Jae-Joon_Lee,_Chan_Park,_Jae_Sok_Oh,_Adam_Kraus,_Kyle_F._Kaplan,_Joe_Llama,_Andrew_W._Mann,_Hwihyun_Kim,_Michael_A._Gully-Santiago,_Hye-In_Lee,_Soojong_Pak,_Narae_Hwang,_Daniel_T._Jaffe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.01787 |
110個の標準的なK型およびM型（1.3$-$0.13$M_\odot$）のおうし座-オーリガ若い恒星状天体（YSO）の基本的なパラメーターを示します。分析により、有効温度（$T_{\rmeff}$）、表面重力（$\log$g）、磁場強度（B）、および予測回転速度（$v\sini$）が同時に決定されます。私たちの方法では、合成スペクトルと高分解能（R$\sim$45,000）近赤外スペクトルをイマージョングレーティング赤外分光計（IGRINS）で取得して、これらのパラメーターに最も敏感な特定のKバンドスペクトル領域に適合させました。これらの高解像度スペクトルを使用すると、パラメータの決定に対する距離の不確実性、赤み、および非光球の連続発光の影響が軽減されます。合計（適合+系統的）不確実性の中央値は、$T_{\rmeff}$、$\log$g、B、および$vで170K、0.28dex、0.60kG、2.5kms$^{-1}$でした。それぞれ\sini$。41個のトーラスYSO（残りの上限）のBを決定し、Bが測定可能である場合に、パラメーターの体系的なオフセット（$T_{\rmeff}$の下限、$\log$gの上限、$v\sini$）を見つけました。適合では考慮されていません。クラスIIオブジェクトとクラスIIIオブジェクトの平均$\log$gは、0.23$\pm$0.05dex異なります。これは、クラスIIIオブジェクトが星形成領域のより進化したメンバーであることと一致しています。ただし、$\log$gの分散は不確実性よりも大きく、YSO分類が年齢（$\log$g）とどのように相関するかを強調していますが、非常に若い（$\log$gが低い）クラスIIIYSOと原因不明の進化の歴史を持つ比較的古い（より高い$\log$g）クラスIIYSO。この作業のスペクトルは、TWHydraeAssociation（TWA）比較オブジェクトおよび分析で使用されたモデルグリッドとともにオンラインリポジトリで提供されます。
CEMP星の低金属量、低質量の星の伴星の元素合成の寄与の調査
| Title |
Probing_the_nucleosynthetic_contribution_of_low-metallicity,_low-mass_star_companions_of_CEMP_stars |
| Authors |
J._Shejeelammal,_Aruna_Goswami |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.01855 |
CEMP星の間で観測された豊富な多様性は、初期の銀河における元素の形成と進化に光を当てることができます。この作業では、7つの外因性炭素星のサンプルの詳細な存在量分析から得られた結果を提示します。分析は、HCT/HESP（R$\sim$60,000）およびSUBARU/HDS（R$\sim$50,000）で得られた高解像度スペクトルに基づいています。オブジェクトBD$-$19132、BD$-$19290、HE〜1304$-$2111、HE〜1354$-$2257、およびBD+193109の元素存在量の結果を初めて提示します。HE〜1157$-$0518およびHD〜202851の文献で利用できる元素はほとんどありません。これらの元素の存在量に関する最新情報と、他のいくつかの元素の新しい存在量の推定値を示します。私たちの分析は、オブジェクトHD〜202851がCH星であることを確認しています。BD$-$19132、HE〜1354$-$2257、およびBD+193109はCEMPの星であることがわかっていますが、オブジェクトBD$-$19290、HE〜1157$-$0518、およびHE〜1304$-$2111CEMP-r/sグループに属していることがわかりました。3つのCEMP-r/s星の観測された存在量パターンは、iプロセスモデルの予測でよく再現されています。オブジェクトBD+193109およびHD〜202851は確認済みのバイナリですが、残りのオブジェクトのバイナリステータスは不明です。さまざまな元素存在比に基づく分析により、すべてのオブジェクトの低質量の元AGBコンパニオンが確認されます。運動学的分析は、BD$-$19290、HE〜1157$-$0518、HE〜1354$-$2257、およびBD+193109が銀河ハローに属しているのに対し、BD$-$19132、HE〜1304$-$2111、およびHD〜202851は銀河シンディスクのメンバーです。
完全に対流する星の巨大な白色光フレアは高緯度で発生します
| Title |
Giant_white-light_flares_on_fully_convective_stars_occur_at_high_latitudes |
| Authors |
Ekaterina_Ilin,_Katja_Poppenhaeger,_Sarah_J._Schmidt,_Silva_P._J\"arvinen,_Elisabeth_R._Newton,_Juli\'an_D._Alvarado-G\'omez,_J._Sebastian_Pineda,_James_R._A._Davenport,_Mahmoudreza_Oshagh,_Ilya_Ilyin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.01917 |
白色光フレアは、星の表面で磁気的に駆動される局所的な増光です。それらの時間的、スペクトル的、および統計的特性は、恒星磁場に関する物理的情報の宝庫を提示します。磁気スポットと関連するフレア領域の空間分布は、ダイナモ理論を制約するのに役立ちます。さらに、フレアはこれらの星を周回する太陽系外惑星の居住性に決定的に影響を与えると考えられています。太陽以外の星のフレアの位置を測定することは、空間分解能が不足しているために困難です。ここでは、トランジット系外惑星探査衛星（TESS）で観測された、星の高速回転によって明るさが変調された、白色光で長時間の大きなフレアを示した4つの完全対流星を紹介します。これにより、これらのフレアの軌跡を光度曲線から直接決定することができました。4つのフレアはすべて、55度から81度の間の緯度で発生し、通常の太陽フレアの緯度よりもはるかに高くなっています。私たちの発見は、強い磁場が完全な対流星の恒星の回転極の近くに現れる傾向があるという証拠であり、小さな星の周りの太陽系外惑星の居住性に対するフレアの影響が以前に考えられていたよりも弱い可能性があることを示唆しています。
| Title |
Modeling_the_Remnants_of_Core-collapse_Supernovae_from_Luminous_Blue_Variable_stars |
| Authors |
S._Ustamujic,_S._Orlando,_M._Miceli,_F._Bocchino,_M._Limongi,_A._Chieffi,_C._Trigilio,_G._Umana,_F._Bufano,_A._Ingallinera,_and_G._Peres |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.01951 |
LBVは、散発的で暴力的な大量損失イベントに苦しむ大規模な進化星です。それらはいくつかのコア崩壊SNeの前駆体として提案されてきましたが、直接的な証拠がないため、この考えはまだ議論されています。SNRは、その形態に前駆星の指紋と、前駆星によって彫刻された不均一なCSMの指紋を運ぶことができるため、LBVからのSNRの研究は、大質量星の進化との関連でコア崩壊SNeを配置するのに役立つ可能性があります。LBVに由来するSNeの残骸の物理的、化学的、形態学的特性を調査して、残骸の噴出物の分布と形態における、前駆体の性質を明らかにする署名を検索します。LBVのテンプレートとして、実際のLBV候補Gal026.47+0.02を検討しました。モデルのグリッドを選択しました。これは、Gal026.47+0.02の特性と一致する特性を持つ巨大な星の進化と、コア崩壊SNとしての最終的な運命を表しています。我々は、恒星表面での衝撃波の発生から、マルチと一致してパラメータ化された2つの密な入れ子になったトロイダルシェルによって特徴付けられるCSMとのSNRの相互作用まで、噴出物の爆発後の進化を追跡する3DHDモデルを開発しました。Gal026.47+0.02の波長観測。私たちのモデルは、爆風とCSMの強い相互作用を示しています。これは、2つのシェルが置かれている赤道面での噴出物の膨張の重要な減速を決定し、残骸の高度な非対称性を決定します。10000年の進化の後、噴出物は、シェルとの相互作用によって引き起こされ、トロイダルシェルの軸に沿って配向された広いジェットのような構造を形成する細長い形状を示します。
ソーラーオービターのエネルギー粒子検出器による太陽圏内部のエネルギー粒子測定の最初の年
| Title |
First_year_of_energetic_particle_measurements_in_the_inner_heliosphere_with_Solar_Orbiter's_Energetic_Particle_Detector |
| Authors |
R._F._Wimmer-Schweingruber,_N._Janitzek,_D._Pacheco,_I._Cernuda,_F._Espinosa_Lara,_R._G\'omez-Herrero,_G._M._Mason,_R._C._Allen,_Z._G._Xu,_F._Carcaboso,_A._Kollhoff,_P._K\"uhl,_J._L._Freiherr_von_Forstner,_L._Berger,_J._Rodriguez-Pacheco,_G._C._Ho,_G._B._Andrews,_V._Angelini,_A._Aran,_S._Boden,_S._I._B\"ottcher,_A._Carrasco,_N._Dresing,_S._Eldrum,_R._Elftmann,_V._Evans,_O._Gevin,_J._Hayes,_B._Heber,_T._S._Horbury,_S._R._Kulkarni,_D._Lario,_W._J._Lees,_O._Limousin,_O._Malandraki,_C._Mart\'in,_H._O'Brien,_M._Prieto_Mateo,_A._Ravanbakhsh,_O._Rodriguez_Polo,_S._S\'anchez_Prieto,_C._E._Schlemm,_H._Seifert,_J._C._Terasa,_K._Tyagi,_R._Vainio,_A._Walsh,_M._K._Yedla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02020 |
ソーラーオービターは、太陽が太陽圏をどのように制御および形成し、エネルギー粒子放射線で満たすかを明らかにするよう努めています。この目的のために、そのエネルギー粒子検出器（EPD）が現在稼働しており、優れたデータを1年強提供しています。EPDは、数keVから（ほぼ）相対論的エネルギーまでのエネルギー範囲（電子の場合は数MeV、イオンの場合は約500MeV/nuc）の超熱およびエネルギー粒子を測定します。運用初年度の初期結果の概要を示し、問題と制限の最初の評価を提供します。ソーラーオービターミッションの運用のこの最初の年の間に、EPDは太陽から0.5から1auの距離でいくつかの粒子イベントを記録しました。4つのEPDセンサーすべて、つまり超熱電子および陽子センサー（STEP）、電子陽子望遠鏡（EPT）、超熱イオン分光器（SIS）の組み合わせで測定されたイオンの動的および時間平均エネルギースペクトルを示します。、および高エネルギー望遠鏡（HET）、およびSTEPとEPTで測定された電子の関連するエネルギースペクトル。2020年12月10〜11日の太陽粒子イベントを使用してEPDスイートの機能を説明します。このイベントでは、重イオンと$^3$Heの濃縮が示されました。これについては、SISで測定された動的スペクトルも示しています。イベントの開始時の電子の高い異方性とその時間発展も、これらのセンサーからのデータを使用して示されます。2020年7月21日および12月10〜11日のイベントのデータを使用して、進行中の飛行中のキャリブレーションといくつかの未解決の機器の問題について説明し、EPDデータの使用に関するガイドラインと例を示します。宇宙船の運用がEPDデータにどのように影響するかを説明し、そのような期間のリストを付録に示します。この最初の年にEPTによって観察された最も重要な粒子の強化のリストも提供されています。
Sh2-190領域に向かう前主系列星の測光変動
| Title |
Photometric_variability_of_the_pre-main_sequence_stars_towards_the_Sh_2-190_region |
| Authors |
Tirthendu_Sinha,_Saurabh_Sharma,_Neelam_Panwar,_N._Matsunaga,_K._Ogura,_N._Kobayashi,_R._K._Yadav,_A._Ghosh,_R._Pandey,_and_P._S._Bisht |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02107 |
$V$、$R_{c}$、$I_{c}$バンドで$\の領域をカバーする1.3mDevathal高速光学望遠鏡と0.81mTenagara望遠鏡で撮影した時系列イメージングデータの結果を示します。sim18^\prime.4\times18^\prime.4$は、星形成領域Sh2-190に向かっています。この測光データは、前主系列星（PMS）の変動性の性質を調査するのに役立ちました。85個のPMS変数、つまり37個のクラスIIソースと48個のクラスIIIソースを特定しました。45個のPMS変数は、光度曲線に周期性を示しています。ディスクとエンベロープが厚い星は、ディスクのない星に比べて回転が遅く、測光の変動が大きいことを示しています。この結果は、PMS星の自転が星周円盤の存在によって調節されていることを示唆しています。また、星の周期は、$\sim$0.5-2.5M$_\odot$の範囲で質量が増加するにつれて減少する傾向を示すこともわかりました。私たちの結果は、クラスIIの光源の変動のほとんどが厚い円盤の存在に起因する一方で、恒星表面のクールスポットの存在がクラスIIIの光源の明るさの変動を引き起こすことを示しています。PMS星のX線活動は、主系列（MS）星について報告された飽和レベルにあることがわかりました。PMS変数の若い対応物は、X線の活動が少なく、X線の生成における恒星円盤の役割がそれほど重要ではないことを示唆しています。
棘状突起の下降流の多熱性の証拠。太陽大気暖房への影響
| Title |
Evidence_of_multithermal_nature_of_spicular_downflows._Impact_on_solar_atmospheric_heating |
| Authors |
Souvik_Bose,_Luc_Rouppe_van_der_Voort,_Jayant_Joshi,_Vasco_M.J._Henriques,_Daniel_N\'obrega-Siverio,_Juan_Mart\'inez-Sykora,_Bart_De_Pontieu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02153 |
太陽遷移領域（TR）で形成された輝線の分光観測は、一般に10〜15km/sのオーダーの持続的な下降流を示しています。しかし、そのような下降流の原因はまだ完全には明らかではなく、議論の余地があります。最近報告された彩層の下降流の急速な赤方偏移エクスカーション（RRE）に対するコロナとTRの応答、およびそれらが太陽大気の加熱に与える影響を研究することにより、このような下降流の原因を理解することを目指しています。TRとコロナのダウンフローRREの応答を分析するために、SST、IRIS、およびSDOからの2セットの調整データを使用しました。理論的なサポートを提供するために、Bifrostコードで実行された針状体の既存の2.5DMHDシミュレーションを使用します。ダウンフローRREの十分な発生を見つけ、それらの時空間進化のいくつかの例を示し、より冷たい彩層からより熱い冠状チャネルまでの範囲の複数の波長チャネルをサンプリングします。これらの下降流の特徴は、以前に加熱されたスピキュラープラズマの戻り成分に関連している可能性が高いと考えられています。さらに、それらに関連するTRドップラーシフトは、この領域で観察される平均的な赤のシフトに近く、これは、これらのフローが（部分的に）TRで観察される持続的なダウンフローの原因である可能性があることをさらに意味します。また、数値シミュレーションの観点から、このようなダウンフローの遍在的な発生を説明できる2つのメカニズム（典型的なアップフローとそれに続くダウンフローとループに沿ったダウンフロー）を提案します。合成スペクトル特性と観測スペクトル特性の詳細な比較により、特徴的な一致が明らかになり、さらに太陽大気の加熱への影響が示唆されます。ダウンフローRREの少なくとも一部がTRと下部コロナルダウンフローの彩層対応物であることを示唆する証拠を提示します。
進化した星の共通外層質量放出：LMCのポストRGB星からのダスト放出のモデル化
| Title |
Common_Envelope_Mass_Ejection_in_Evolved_Stars:_Modeling_the_Dust_Emission_from_post-RGB_stars_in_the_LMC |
| Authors |
Geetanjali_Sarkar_and_Raghvendra_Sahai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02199 |
共通外層（CE）システムは、相互作用するバイナリでのロッシュローブオーバーフローの結果です。その後のCEの進化、その放出、および赤色巨星分枝にある間のその噴出物での塵の形成は、最近同定された進化のクラス、つまり塵の多いポストRGB星を生じさせます。それらのスペクトルエネルギー分布（SED）は、それらの質量放出が、ほこりっぽい漸近巨星分枝（AGB後）の星に類似していることを示唆しています。大マゼラン雲（LMC）のポストRGBおよびポストAGB星の選択されたサンプルのSEDをモデル化し、ディスクとシェルの総ダスト質量（およびガス対ダスト比を想定したガス質量）を定量化し、ダスト粒子の組成とサイズに制約を設定します。ポストRGBのシェルの質量は一般にポストAGBのシェルの質量よりも小さいことがわかりますが、両方のタイプのオブジェクトのかなりの量の質量が冷たく拡張されたシェルにある可能性があることに注意してください。私たちのモデルは、星周円盤が存在する場合、CE進化（CEE）の数値シミュレーションと一致して、幾何学的に厚く、かなりの開き角を持つフレア構造であることを示唆しています。モデルのダスト質量値をRGBでのCEE中のダスト生成の予測と比較すると、サンプルのポストRGBソースのRGBの近くまたは上部でCEEが発生したことがわかります。驚くべき結果は、一部のポストRGBソースで放出されたダストが炭素に富んでいるように見え、ダストのあるポストRGBオブジェクトの形成につながるバイナリ相互作用の仮説を独立してサポートしていることです。
フォルモサ：ミリチャージドダークセクターを楽しみにしています
10MeVから100GeVの質量範囲のミリチャージ粒子を検索するために、世界で最も感度の高い場所、つまりLHCの前方領域を特定する可能性があります。シンチレータベースの実験であるFORwardMicrOchargeSeArch（FORMOSA）をこの場所に構築することを提案し、対応する感度予測を推定します。FORMOSAが、大きくて未踏のパラメーター空間でミリチャージ粒子を発見できることを示し、地上での直接検出実験では検出できない、強く相互作用する暗黒物質を研究します。新しく提案されたLHCフォワード物理ファシリティ（FPF）は、完全なFORMOSA実験をホストするための理想的な構造を提供します。
現在のガンマ線測定による重度の崩壊暗黒物質に対する制約
| Title |
Constraints_on_heavy_decaying_dark_matter_with_current_gamma-ray_measurements |
| Authors |
Marco_Chianese,_Damiano_F._G._Fiorillo,_Rasmi_Hajjar,_Gennaro_Miele_and_Ninetta_Saviano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.01678 |
暗黒物質を間接的に探索するためのいくつかの戦略の中で、非常に有望なものの1つは、崩壊する暗黒物質からのガンマ線を探すことです。ここでは、CASA-MIA、KASCADE、KASCADE-Grande、PierreAugerObservatory、Telescopeから取得した、$10^5$から$10^{11}$GeVまでのガンマ線フラックスの最新の上限を使用します。配列。質量$m_\mathrm{DM}=[10^7-10^{15}]〜\mathrm{GeV}$の範囲で暗黒物質の寿命に関するグローバルな制限を取得します。代表として選択された一連の減衰チャネルの境界を提供します。ここで導出された制約は新しく、まだ調査されていないパラメーター空間の領域をカバーしています。補完的な高エネルギーニュートリノ探索によって得られる改善を定量化するために、我々の結果を将来のニュートリノ望遠鏡から予測される制約と比較します。
ホルンデスキの星
弱く壊れたガリレオン対称性と質量項を持つ理論の低エネルギー限界によって定義される、修正された重力フレームワークにおける時間依存ソリトンの存在を確立します。これらは、原点でのスカラー自由度の振幅を表す単一の連続パラメーターによって特徴付けられる有限エネルギーの通常の真空構成です。中心磁場の振幅が小さい場合、オブジェクトはボソン星と見分けがつきません。対照的に、振幅の中心値を増やすと、有効な理論で高微分演算子の効果がトリガーされ、理論が強く結合されてモデルに依存するようになるまで、以前のソリューションから逸脱します。高階演算子は（超えた）ホルンデスキー理論の一部であるため、コンパクトオブジェクトの名前です。さらに、ガリレオン非繰り込み定理の残骸は、これらの解の存在と特性が量子補正の影響を受けないことを保証します。最後に、小さな半径方向の摂動下での線形安定性、質量と半径の関係、コンパクトさ、最内安定円軌道と光子球の外観、およびに関連する可能性のあるいくつかの天体物理学的特徴（降着円盤、重力放射、レンズ効果）について説明します。モデルを改ざんします。
アガンタカイロスの完成：第7大陸で形而上学的な時間をキャプチャする
| Title |
Completing_Aganta_Kairos:_Capturing_Metaphysical_Time_on_the_Seventh_Continent |
| Authors |
Jim_Madsen,_Laurent_Mulot_and_Christian_Spiering_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.01687 |
アートプロジェクトAgantaKairos（ToFishtheMetaphysicalTime）の概要を紹介します。このプロジェクトは、科学者がコズミックメッセンジャーと見なし、アーティストが宇宙との関係を気にし、その起源を疑問視する人々の間のリンクと見なすニュートリノ、ゴースト粒子を祝います。アートワークはお祝いのパフォーマンスに基づいており、宇宙のさまざまな知識領域と解釈を含む人間のコミュニティを構築しようとしています。この知識の交差点は、目撃者と一緒に開催された飾り額の配置の実行中、およびその後の展示会中に実現されます。画像、音、ビデオ、彫刻は、伝統的な西洋科学から古代のシャーマニズムに至るまで、私たちの起源を疑問視するアプローチの多様性を証明しています。これらのサイトは、グローバルなカバレッジと、南極、地中海、バイカル湖では、進行中のニュートリノ実験との関連性のために選択されました。2020年12月、7番目で最後のサイトであるサウスポールアイスキューブ研究所にプラークが設置されました。画像の例と、追加の画像やビデオへのリンクを提供します。
私たちの技術的信号へのインテリジェントな応答は、3千年未満で到着しません
| Title |
Intelligent_Responses_to_Our_Technological_Signals_Will_Not_Arrive_In_Fewer_Than_Three_Millennia |
| Authors |
Amir_Siraj,_Abraham_Loeb |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.01690 |
私たちのような別の文明と会話を始めるチャンスは何ですか？私たちの技術社会は、半径$\sim10^2$光年の私たちの周りの球の中で、他の地球外文明が受信できる信号を生成しました。それを考えると、コペルニクスの原理は、太陽のような星の周りの地球のような惑星の送信機から期待されるべき応答時間の下限を提供します。私たちの文明が長生きすれば、予想される反応の数は増える可能性があります。将来的に応答を検出する可能性を調査し、応答が数千年後にのみ到着すると予想されることを示します。
宇宙のダークサイド
かなり入門的なレベルでの、暗黒物質と暗黒エネルギーの歴史と現在の状況に関する見解。
宇宙論的相関関係者の分析性とユニタリー性
剛体ド・ジッター空間における場の量子論の基礎を研究します。すべての次数への遅い時間相関関数の摂動展開は、ユークリッドAdS幾何学上の非ユニタリーラグランジアンによって同等に生成できることを示します。この発見は、劇的に摂動的な計算を単純化するだけでなく、ユークリッドCFTを構成するこれらの相関関係子の基本的な特性を確立することを可能にします。これを使用して、後期4点関数の共形部分波展開をキャプチャするスペクトル密度の分析構造を推測し、OPE展開を導出し、演算子スペクトルを制約します。一般に、次元とOPE係数は、通常のCFTのユニタリー性の概念には従いません。代わりに、ド・ジッター理論のユニタリー性は、スペクトル密度の正として現れます。このステートメントは、ユークリッドAdSラグランジアンの使用に依存せず、非摂動的に成り立ちます。最初にツリーレベルを計算し、次に完全な1ループで再開された交換図を計算することにより、スカラー理論で明示的に計算することにより、これらのプロパティを示し、確認します。交換された粒子は、スペクトル密度の共鳴特徴として現れ、実験的な検索に役立つ可能性があります。
「グレートフィルター」の回避：世界外での人間の拡大の予測される時間枠
| Title |
Avoiding_the_"Great_Filter":_A_Projected_Timeframe_for_Human_Expansion_Off-World |
| Authors |
Jonathan_H._Jiang,_Philip_E._Rosen,_Kristen_A._Fahy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.01730 |
基礎モデルは、宇宙時代の最初の60年以上にわたる宇宙探査と計算能力の経験的データから構築された傾向に基づいて開発されました。これは、シスルナー宇宙から選択された太陽系および星間目的地。このモデルは、マイクロプロセッサあたりのトランジスタ数として表される計算能力を、深宇宙ミッションの到達範囲と複雑さを広く制限する重要な要素として使用します。この分析の目標は、人類が世界外の植民地化を通じて多世界の種になるための予測された時間枠を提供することであり、そうすることで、自然および人為的な災害から人類の長期的な生存を保証します。地球上の生命に降りかかる可能性があります。第二次世界大戦の終わり近くに最初の核兵器の開発と配備から始まって、人類は「危険の窓」に入りました。そして、それは堅固なオフワールドコロニーが現実になるまで安全に閉じられません。私たちの調査結果は、火星に着陸する最初の人間が搭乗するミッション、選択された小惑星帯のオブジェクト、および木星と土星の選択された衛星が21世紀の終わりまでに発生する可能性があることを示唆しています。太陽系から約40光年以内の太陽系外惑星の目的地への人員による星間ミッションの開始は23世紀に可能であり、銀河内ミッションの開始は24世紀の終わりまでに見られます。したがって、植民地化を含む積極的で持続的な宇宙探査プログラムは、人類の長期的な生存にとって重要であると見なされています。
| Title |
Black_hole_spectroscopy_horizons_for_current_and_future_gravitational_wave_detectors |
| Authors |
Iara_Ota_and_Cecilia_Chirenti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.01774 |
ブラックホール分光法は、ブラックホール連星の合体のリングダウンで複数の準ノーマルモードを観測するための提案です。基本的な四重極モードに加えて、倍音と高調波が存在し、重力波信号で検出可能である可能性があり、ブラックホール脱毛定理のテストが可能になります。フィッシャー行列誤差推定で提供される標準のレイリー基準の長所と短所を詳細に分析すると、基準は有用ですが、制限が多すぎることがわかります。したがって、現在および将来の検出器のブラックホール分光法の範囲、つまり、1つ以上の追加モードを検出できる距離（空の位置とバイナリ傾斜で平均化）を取得するために、控えめな高ベイズ因子しきい値の使用を動機付けます。自信を持ってお互いを区別しました。円形の非回転バイナリのシミュレートされた信号のピーク振幅の後、$t=10（M_1+M_2）$から始まる追加モードのすべての検索を設定しました。不可知論的なマルチモード分析により、サブドミナントモードをランク付けできます。ほぼ等しい質量のバイナリの場合、$（\ell、m、n）=（2,2,1）$および$（3,3,0）$が見つかります。非常に非対称なバイナリ、$（3,3,0）$と$（4,4,0）$、それぞれ2次モードと3次モード。一次質量が45から100の太陽質量である、重い恒星質量の連星ブラックホール合併の現在の推定率では、$（2,2,1）$分光法の範囲内での合併のイベント率は$0.03〜0.10\{と予想されます。設計感度でのLIGOの場合は\rmyr}^{-1}$、将来の第3世代地上ベース検出器CosmicExplorerの場合は$（0.6-2.4）\times10^3\{\rmyr}^{-1}$。
日本の四季のガンマ線グローのカタログ
| Title |
Catalog_of_Gamma-ray_Glows_during_Four_Winter_Seasons_in_Japan |
| Authors |
Yuuki_Wada,_Takahiro_Matsumoto,_Teruaki_Enoto,_Kazuhiro_Nakazawa,_Takayuki_Yuasa,_Yoshihiro_Furuta,_Daisuke_Yonetoku,_Tatsuya_Sawano,_Go_Okada,_Hidehito_Nanto,_Shohei_Hisadomi,_Yuna_Tsuji,_Gabriel_Sousa_Diniz,_Kazuo_Makishima,_Harufumi_Tsuchiya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.01829 |
2015年、冬の雷雨のガンマ線観測（GROWTH）コラボレーションは、雷雨と雷放電に関連する高エネルギー大気現象のマッピング観測キャンペーンを開始しました。このキャンペーンでは、低電荷中心の冬の雷雨が頻繁に発生する日本の石川県金沢市と小松市に最大10台の放射線モニターを設置したガンマ線の検出ネットワークを開発しました。2016年10月から2020年4月までの4つの冬季に、合計70のガンマ線の輝き、雷雲から発生するガンマ線の微小なバーストが検出されました。それらの平均持続時間は58.9秒です。検出されたイベントのうち、77％が夜間に観察されました。ガンマ線の輝きは、カウント率の履歴に基づいて、時間的に対称、時間的に非対称、および雷で終了するタイプに分類できます。ガンマ線グローの平均エネルギースペクトルは、指数カットオフのべき乗則関数によく適合しています。そのフォトンインデックス、カットオフエネルギー、およびフラックスは、$0.613\pm0.009$、$4.68\pm0.04$MeV、およびそれぞれ$（1.013\pm0.003）\times10^{-5}$ergcm$^{-2}$s$^{-1}$（0.2-20.0MeV）。本論文は、金沢と小松地域の冬の雷雨の間に検出されたガンマ線グローの最初のカタログとそれらの統計分析を提供する。
超流動$ ^ 4 $ Heにおける電子および原子反跳からのシンチレーション収量
| Title |
Scintillation_yield_from_electronic_and_nuclear_recoils_in_superfluid_$^4$He |
| Authors |
SPICE/HeRALD_Collaboration:_A._Biekert,_C._Chang,_C._W._Fink,_M._Garcia-Sciveres,_E._C._Glazer,_W._Guo,_S._A._Hertel,_S._Kravitz,_J._Lin,_M._Lisovenko,_R._Mahapatra,_D._N._McKinsey,_J._S._Nguyen,_V._Novosad,_W._Page,_P._Patel,_B._Penning,_H._D._Pinckney,_M._Pyle,_R._K._Romani,_A._S._Seilnacht,_A._Serafin,_R._J._Smith,_P._Sorensen,_B._Suerfu,_A._Suzuki,_V._Velan,_G._Wang,_S._L._Watkins,_V._G._Yefremenko,_L._Yuan,_J._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02176 |
超流動$^4$彼は、光（$<$1GeV）の暗黒物質を直接検出するための有望なターゲット材料です。この媒体での読み出しに利用できる可能な信号チャネルには、プロンプトフォトン、トリプレットエキシマー、およびロトンとフォノンの準粒子が含まれます。これらの信号の相対的な収量は、超流動$^4$He暗黒物質検出器の感度と識別力に影響を及ぼします。16cm$^3$の体積1.75Kの超流動$^4$を使用して、6つの浸漬光電子増倍管で読み取り、36.3〜185keV$_\mathrm{ee}$の範囲の電子反跳からのシンチレーションを測定しました。平均信号サイズは$1.12^{+0.02}_{-0.03}$phe/keV$_\mathrm{ee}$で、原子反跳は53.2から1090keV$_\mathrm{nr}$です。相対的なシンチレーション収率測定の結果を、ヘリウム-ヘリウムおよび電子-ヘリウム相互作用断面積に基づく既存の半経験的モデルと比較します。また、反跳のタイプとエネルギーの関数としての遅延シンチレーション成分の挙動を研究します。これは、超流動$^4$Heにおける信号識別のさらなる手段です。
