ホリスモケス-VII。機械学習を使用した強力にレンズ化されたSNeIaの時間遅延測定
| Title |
HOLISMOKES_-_VII._Time-delay_measurement_of_strongly_lensed_SNe_Ia_using_machine_learning |
| Authors |
S._Huber,_S._H._Suyu,_D._Ghoshdastidar,_S._Taubenberger,_V._Bonvin,_J._H._H._Chan,_M._Kromer,_U._M._Noebauer,_S._A._Sim,_L._Leal-Taix\'e |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02789 |
ハッブル定数（$H_0$）は宇宙論の基本的なパラメーターの1つですが、ローカルのケフェイド距離梯子と初期の宇宙の測定値の間の$>$4$\sigma$の緊張について激しい議論があります。強力にレンズ化されたIa型超新星（LSNeIa）は、$H_0$を測定するための独立した直接的な方法であり、複数の超新星（SN）画像間の時間遅延測定が必要です。この作業では、LSNeIaの時間遅延を測定するための2つの機械学習アプローチ、つまり、完全に接続されたニューラルネットワーク（FCNN）とランダムフォレスト（RF）を紹介します。FCNNとRFのトレーニングでは、観測ノイズとマイクロレンズを含む理論的なSNIaモデルから模擬LSNeIaをシミュレートします。トレーニングプロセスで使用されていない経験的なLSNIa光度曲線に基づく最終テストセットを使用して、両方の機械学習モデルの伝達学習機能をテストします。RFのみが、精密宇宙論を達成するのに十分低いバイアスを提供することがわかります。したがって、実際のシステムへのアプリケーションでは、FCNNアプローチよりも優先されます。$i$バンドでシングルバンド測光を使用するRFの場合、5$\sigma$ポイントでの追跡観測を想定すると、15日を超える時間遅延について、調査したすべてのケースで1％を超える精度が得られます。光源の深さは24.7、ランダムなギャップがいくつかある2日間のケイデンス、オブザーバーフレームのピークの8〜10日前のLSNeIaの検出。精度に関しては、$i$バンドで同じ仮定の下で$\sim$0.8の典型的なソース赤方偏移に対して、$\sim$1。5日の不確実性を達成できます。測定を改善するために、各バンドのRFを個別にトレーニングし、後でそれらを組み合わせる3つのバンドが、不確実性を$\sim$1。0日に減らすのに役立つことがわかりました。不確実性の主な原因は観測ノイズであるため、フォローアップ観測がトリガーされる場合、深度は特に重要な要素です。
ルービン天文台とCMB-S4レンズトモグラフィーからの暗黒エネルギー制約の物理的起源
| Title |
The_Physical_Origin_of_Dark_Energy_Constraints_from_Rubin_Observatory_and_CMB-S4_Lensing_Tomography |
| Authors |
Byeonghee_Yu,_Simone_Ferraro,_Z_Robert_Knight,_Lloyd_Knox,_Blake_D._Sherwin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02801 |
我々は、CMBレンズトモグラフィーからの暗黒エネルギー状態方程式パラメーターに対する制約の起源、つまり、銀河団と、いくつかの赤方偏移ビンにおける銀河とCMBレンズとの相互相関の組み合わせを明らかにしようとしています。特に、VeraC.RubinObservatoryLegacySurveyofSpaceandTime（LSST）の銀河の位置と測光赤方偏移のカタログおよびCMB-S4実験のCMBレンズマップを使用して形成できる2点相関関数を検討します。。制約の起源の分析的理解に焦点を当てます。これらのデータの暗黒エネルギー情報は、赤方偏移（幾何学）の関数としての距離、赤方偏移（成長）の関数としてのパワースペクトルの振幅、および波数（成長）の関数としてのパワースペクトルの3つの主要な関係の影響から生じます。形）。形状の影響は重要ではありませんが、形状と成長の影響が重要な役割を果たし、部分的に互いに打ち消し合うことがわかりました。また、LSST銀河とCMB-S4レンズの組み合わせによるダークエネルギータスクフォース（DETF）の性能指数（FoM）の予測は、CMBレンズマップがない場合の宇宙せん断からの予測に匹敵することを示しています。独立したチェック。LSST銀河のみの予測と比較して、CMBレンズとLSSTクラスタリング情報を（プライマリCMBスペクトルと一緒に）組み合わせると、系統学が完全に制御されている楽観的なシナリオでFoMが約3〜4倍増加します。これらの予測を達成するには、高次バイアス、測光赤方偏移の不確実性、およびこの作業の範囲外である他の体系的な制限の厳密な制御が必要になる可能性が高いことに注意してください。その主な目的は、制約。
従来のGMRT銀河団キープロジェクトからのイメージング結果
アーカイブGMRTデータを使用して、39個の銀河団を画像化して研究しました。これらの観測は、2001年から2004年の間に銀河団に関するGMRTキープロジェクトの一部として行われました。このサンプルで提示された観測には、0.02から0.62の赤方偏移範囲をカバーする610MHzで14回、325MHzで29回、244MHzで3回の観測が含まれます。8つのクラスターに対して複数周波数の観測が行われました。SPAM処理ソフトウェアを使用してクラスターを分析し、クラスターRXCJ0510-0801およびRXCJ2211.7-0349で初めて電波ハロー放射の存在を検出しました。また、文献から知られている11のクラスターに拡張発光の存在を確認しました。ハローが検出されなかったクラスターでは、独自の半自動プログラムを使用して上限が設定されました。無線ハロークラスターの経験的な$L_X-P_{1.4}$と$M_{500}-P_{1.4}$の関係に検出と非検出をプロットし、結果について説明します。最適なものは、$L_{500}\proptoP_{1.4}^{1.82}$および$M_{500}\proptoP_{1.4}^{3.001}$の形式のべき乗則に従います。文献の見積もり。
電荷速度に依存する1スケール線形モデル
| Title |
Charge-velocity-dependent_one-scale_linear_model |
| Authors |
C._J._A._P._Martins,_Patrick_Peter,_I._Yu._Rybak,_E._P._S._Shellard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.03147 |
最近開発された形式を適用して、線形状態方程式の単純だが一般的な仮定の下で、電流が流れるストリングネットワークの進化を研究します。自明でない電流を伴うスケーリングソリューションの存在は、宇宙の膨張率、ストリングの初期二乗平均平方根電流、および利用可能なエネルギー損失メカニズムに依存することを示します。放射物質の平等後の速い膨張率は、既存の電流を急速に希釈する傾向があり、ネットワークは標準の南部-後藤スケーリングソリューションに向かって進化することがわかります（外部の電流生成メカニズムがない場合）。放射の時代には、ネットワークの初期条件が比較的大きな電流を生成するか、および/または大幅な初期のストリング減衰があれば、電流の増加が可能です。ネットワークは、大電流が何らかのリークメカニズムによって調整されると仮定して、安定した重要な電流でスケーリングを実現できます。放射線時代に電流が流れるストリングネットワークが存在する可能性は、物質時代に予想される標準的な南部-後藤ネットワークとは異なり、興味深い現象学的結果をもたらす可能性があります。
実空間における銀河のパワースペクトルとバイスペクトルの尤度分析からの宇宙論的パラメーター
| Title |
Cosmological_parameters_from_the_likelihood_analysis_of_the_galaxy_power_spectrum_and_bispectrum_in_real_space |
| Authors |
Andrea_Oddo,_Federico_Rizzo,_Emiliano_Sefusatti,_Cristiano_Porciani,_Pierluigi_Monaco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.03204 |
実空間でのハローパワースペクトルとバイスペクトルの共同尤度分析を提示します。数値シミュレーションの大規模なセットとハローモックカタログのさらに大規模なセットを利用して、共分散特性のロバストな推定を提供します。パワースペクトルの1ループとバイスペクトルのツリーレベルでの摂動理論から理論モデルを想定して、バイアスと宇宙パラメータの制約を導き出します。逸脱度情報量基準を使用して、$k_{\rmmax、P}=0.3\、h\、{\rmMpc}^{-1までのデータを記述できる7つのパラメーターに依存する参照バイアスモデルを選択します。パワースペクトルの場合は}$、赤方偏移$z=1$のバイスペクトルの場合は$k_{\rmmax、B}=0.09\、h\、{\rmMpc}^{-1}$。このモデルは、$1000\、h^{-3}\、{\rmGpc}^3$のかなり極端な合計シミュレーション量でも、3つの選択された宇宙論的パラメーターを正確に回復することができます。同じツールを使用して、バイアスパラメーター間の関係がパラメータースペースを削減しながらフィットを改善する方法を研究します。さらに、共分散行列の一般的な近似をモックから推定された完全な共分散と比較し、2つの統計間の相互共分散を無視することの（無視できない）効果を定量化します。最後に、分析に含める三角形構成のさまざまな選択基準を検討し、すべての三角形の辺に固定の最大$k_{\rmmax、B}$を単に課すのではなく、ほぼ正三角形を除外すると、より良い活用につながる可能性があることを示しますバイスペクトルに含まれる情報の。
| Title |
Angular_momentum_distributions_for_observed_and_modeled_exoplanetary_systems |
| Authors |
Jonathan_H._Jiang,_Remo_Burn,_Kristen_A._Fahy,_Xuan_Ji,_Patrick_Eggenberger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02890 |
惑星とそのホスト星の角運動量の分布は、惑星系の形成と進化に関する重要な情報を提供します。しかし、一部は現在の観測データセットの偏りと不確実性のため、また一部は惑星系の形成と進化の理論モデルがまだ開発されていないという事実のために、謎はまだ残っています。この研究では、NASA太陽系外惑星アーカイブからのデータを使用して、観測に依存するバイアスと不確実性の範囲の詳細な分析とともに、ホスト星のスピン角運動量とそれらの惑星の軌道角運動量を計算します。また、星の年齢の関数として惑星系の角運動量を分析し、さまざまな進化段階でのそれらの変動を理解します。さらに、理論モデルシミュレーションからの惑星の母集団を使用して、観測されたパターンを再検討し、シミュレートされた母集団を観測されたサンプルと比較して、変動と差異を評価します。これまでに発見された太陽系外惑星の大部分は、太陽系の惑星と同様の角運動量分布を持っていないことがわかりましたが、これは観測の偏りが原因である可能性があります。観測バイアスでフィルタリングすると、モデルでシミュレートされた角運動量分布は、一般に観測されたパターンに匹敵します。ただし、パラメーター（角運動量）空間での観測とモデルシミュレーションの違いにより、将来の改善が必要な問題について、より厳密な制約と洞察が得られます。
V488Persei塵円盤の極端な変動
V488Perseiは、それが遮断して再放射する恒星の光度の割合に関して知られている最も極端な塵円盤です。そのディスクの赤外線出力は非常に可変であり、これまでに知られている最も可変のディスクと同様に、NGC2547のID8付近です。この変動は、大きな微惑星（直径>100km）の衝突による可能性が高いことを示しています。）星の周りの惑星系の微惑星または低質量褐色矮星のメンバーによって重力で攪拌されているベルト内。結果として生じる衝突によって生成されている塵は、恒星風による抗力のために星に落ちています。示された微惑星破壊率は非常に高いので、現在の活動レベルが約1000〜10、000年よりもはるかに長く続く可能性は低く、惑星系の構成の大規模な再編成を示している可能性があります。
トランジット折り紙：時系列測光で太陽系外衛星トランジットをコヒーレントに折りたたむ方法
太陽系外惑星の通過を特定する最も簡単な方法の1つは、試用期間中に測光時系列を位相折り畳むことです。これにより、正しい値を使用すると、一貫したスタックが得られます。このようなフェーズフォールドトランジットは、最新のトランジットディスカバリーペーパーの標準的なデータ視覚化になっています。太陽系外衛星に類似した折り畳みメカニズムはありません。これは、ある種の二重折り畳みを表す必要があります。1つは惑星用、もう1つは月用です。惑星の用語だけで折りたたむと、月は周囲のトランジット外の平均強度をわずかに減少させますが、その一貫性のない性質により、太陽系外惑星ハンターに馴染みのある鮮明なスタックよりもはるかに説得力がありません。ここでは、惑星がTTVを展示している場合に、太陽系外衛星を2つ折りにするために必要なトランジット折り紙を実現するために使用できる新しいアプローチを紹介します。この二重折り畳みには、衛星と惑星の質量比という1つの未知のパラメーターしかないため、単純な1次元グリッド検索を使用して、太陽系外衛星候補に関連する電力を迅速に特定できます。この手法は、シミュレートされた光度曲線で示され、近接衛星や傾斜衛星の破壊限界を調査します。一例として、この方法は、8分のTTVを示す暖かいミニネプチューンであるKepler-973bに展開されます。ここでは、TTVが単一の太陽系外衛星によって引き起こされる可能性は広く排除され、上限はガニメデサイズまで調査されます。月。
スプリットコメットC / 2019 Y4（ATLAS）の測光とロングスリット分光法
| Title |
Photometry_and_Long-Slit_Spectroscopy_of_Split_Comet_C/2019_Y4_(ATLAS) |
| Authors |
Oleksandra_Ivanova,_Igor_Luk'yanyk,_Du\v{s}an_Tomko,_Alexei_Moiseev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02988 |
分割彗星C/2019Y4（ATLAS）の測光および分光観測の分析を提示します。観測は2020年4月14日と16日に行われ、彗星の地動説距離は1.212と1.174au、天動説距離は0.998と0.991au、位相角はそれぞれ52.9{\deg}と54.5{\deg}でした。。彗星は、さそり座-2マルチモード焦点減速機を備えた特別天体物理観測所（ロシア）の6mBTA望遠鏡で観測されました。連続体の狭帯域BCおよびRC彗星フィルターが使用されました。3750〜7100{\AA}の範囲内で、CN、C2、C3、およびNH2分子の多数の放出を特定しました。C2/CNとC3/CNの生成率の比率は、典型的な彗星のそれと一致しています。両方の観測で、コマに属する4つのフラグメントが検出されました。視等級、ガス生産性、塵の色の時間的変化を比較して分析しました。C/1844Y1彗星（大彗星）とC/2019Y4彗星（ATLAS）の軌道の動的調査に基づいて、2つの彗星には共通の前駆体がない可能性が高いと言えます。
HD169142周辺のディスクの定量的偏光測定
星周円盤によって散乱された放射線の正確な定量的測定のために、SPHERE/ZIMPOL装置を使用してR'およびI'バンドで撮影されたHD169142の高解像度イメージング偏光測定を調査します。ディスク偏光測定が大気の乱れに強く依存していることを観察しました。これはAOの性能に強く影響します。非コロナグラフデータを使用して、強く変動する恒星PSFと同時にディスクの偏光信号を分析し、畳み込み効果を補正して、ディスクの固有偏光を高精度で決定できます。また、ディスク強度信号を抽出し、分数偏光を導き出します。内側と外側のディスクリングからの散乱フラックスを、IRで測定された対応する熱ダスト放出と比較し、散乱放射と吸収放射の比率を推定します。統合されたディスク偏光フラックスとシステム全体のフラックスの比率は、R'バンドで0.43％、I'バンドで0.55％になります。これは、ほこりによる光の反射が赤みを帯びていることを示しています。内側のディスクリングは、ディスクフラックス全体の約75％を占めています。明るい内側のディスクリングで得られた分数偏光は、I'バンドで23.6％、R'バンドで同様です。散乱円盤フラックスと星フラックスの比率は約2.3％です。これは、散乱光で観察されたディスクコンポーネントの17.6％の派生IR超過よりもはるかに小さいです。これは、ディスクを照らす放射線のごく一部のみが散乱していることを示しています。ほとんどがIRに吸収され、再送信されます。PSF畳み込み効果が適切に考慮されている場合、星周円盤からの散乱光の正確で定量的な測定は、地上ベースの高コントラストAOシステムで可能であり、これは散乱ダストの特性に重要な新しい制約を提供すると結論付けます。
巨大惑星の動的安定性：固体コアの存在下での臨界断熱指数
| Title |
Dynamical_stability_of_giant_planets:_the_critical_adiabatic_index_in_the_presence_of_a_solid_core |
| Authors |
Suman_Kumar_Kundu,_Eric_R._Coughlin,_Andrew_N._Youdin,_Philip_J._Armitage |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.03160 |
コア降着による巨大惑星の形成中の水素の解離とイオン化は、ガスの有効断熱指数$\gamma$を減少させ、動的不安定性を引き起こす可能性があります。非圧縮性流体としてモデル化した惑星コアの存在を説明するために、自己重力静水圧体の不安定性のしきい値が$\gamma=4/3$にあると判断したChandrasekharの分析を一般化します。コアの主な効果は、場合によっては完全に（つまり、すべての$\gamma>1$の場合）、エンベロープを放射状の摂動に対して安定させることであることを示します。不安定になる可能性がある場合、不安定な惑星構成は、上限が$\gamma=4/3$を下回る$\gamma$値のストリップを占有します。コア降着によって形成される巨大惑星の基準進化トラックは、私たちが定義する動的不安定帯を横切る可能性は低いようです。
小惑星の衝突監視と危険性評価への新しいアプローチ
| Title |
A_novel_approach_to_asteroid_impact_monitoring_and_hazard_assessment |
| Authors |
Javier_Roa,_Davide_Farnocchia,_Steven_R._Chesley_(Jet_Propulsion_Laboratory,_California_Institute_of_Technology) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.03201 |
軌道決定プログラムは、近似の残差のRMSを最小化することにより、一連の観測に最適な軌道解を見つけます。地球近傍小惑星の場合、軌道解の不確実性は、地球に影響を与える軌道と互換性がある可能性があります。この論文は、軌道決定プロセスの観測として衝撃条件を組み込むことにより、衝撃につながるパラメータ空間内の領域を見つけるための堅牢な手法がどのようにもたらされるかを示しています。衝撃疑似観測残差は、接近時のb平面座標であり、不確実性は地球半径の一部に設定されます。拡張軌道決定フィルターは、観測によって許可された場合、影響を与えるソリューションに自然に収束します。結果として生じる軌道の不確実性は、仮想インパクターの優れた幾何学的表現を提供します。その結果、重要度サンプリングを使用してパラメーター空間でこの領域を探索することにより、影響確率を効率的に推定できます。提案された手法は、多数の推定パラメータを体系的に処理し、非重力を考慮し、非線形性を処理し、非ガウス初期不確実性分布を修正することができます。このアルゴリズムは、広範なテストが行われているSentry-IIと呼ばれるJPLの新しい影響監視システムに実装されています。JPLの現在稼働中の衝突監視システムSentryに対するSentry-IIの主な利点は、Sentry-IIが非重力によって摂動された軌道を体系的に処理できることと、病理学的症例を処理する際に一般により堅牢であることです。両方のシステムの実行時間と完全性は同等であり、99％の完全性に対するSentry-IIの影響確率は$3\times10^{-7}$です。
MIGHTEE-COSMOSフィールドにおける星形成銀河の電波スペクトル特性とそれらの遠赤外線と電波の相関への影響
| Title |
Radio_spectral_properties_of_star-forming_galaxies_in_the_MIGHTEE-COSMOS_field_and_their_impact_on_the_far-infrared-radio_correlation |
| Authors |
Fangxia_An_(IDIA,_UWC),_M._Vaccari_(IDIA,_UWC),_Ian_Smail_(Durham),_M._J._Jarvis_(Oxford),_I._H._Whittam_(Oxford),_C._L._Hale_(Edinburgh),_S._Jin_(IAC),_J._D._Collier_(IDIA,_UCT),_E._Daddi_(Paris-Saclay),_J._Delhaize_(UCT),_B._Frank_(IDIA,_UCT),_E._J._Murphy_(NRAO),_M._Prescott_(IDIA,_UWC),_S._Sekhar_(IDIA,_UCT),_A._R._Taylor_(IDIA,_UCT),_Y._Ao_(PMO),_K._Knowles_(Rhodes),_L._Marchetti_(UCT),_S._M._Randriamampandry_(SAAO),_Z._Randriamanakoto_(SAAO) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02778 |
MeerKATInternationalGHzTieredExtragalacticExploration（MIGHTEE）調査の初期の科学データを、VLA、GMRT無線データ、およびCOSMOS分野の豊富な補助データと組み合わせることにより、2,094個の星形成銀河（SFG）の電波スペクトル特性を研究します。これらのSFGはVLA3GHzで選択され、MeerKAT1.3GHzおよびGMRT325MHzイメージングデータからのフラックス密度は、「スーパーデブレンディング」技術を使用して抽出されます。無線スペクトル指数の中央値は$\alpha_{\rm1.3GHz}^{\rm3GHz}=-0.80\pm0.01$であり、残りのフレーム周波数全体で大きな変動はありません〜1.3-10GHz、放射光が支配的な無線スペクトルを示しています。平均して、観測者フレーム1.3〜3GHzでの電波スペクトルは、恒星の質量の増加に伴ってわずかに急勾配になり、線形に適合した勾配は$\beta=-0.08\pm0.01$になります。これは、加齢に伴うシンクロトロン損失によって説明できます。GMRT325MHzデータの感度のため、3GHz（$S_{\rm3GHz}\ge50\、\mu$Jy）でさらに磁束密度をカットし、325MHz、1.3で磁束密度を測定した166個のSFGのサンプルを取得します。GHz、および3GHz。平均して、SFGの無線スペクトルは低周波数で平坦になり、スペクトルインデックスの中央値は$\alpha^{\rm1.3GHz}_{\rm325MHz}=-0.59^{+0.02}_{-0.03}$および$\alpha^{\rm3.0GHz}_{\rm1.3GHz}=-0.74^{+0.01}_{-0.02}$。低周波数では、私たちのスタッキング分析は、電波スペクトルも恒星の質量の増加とともにわずかに急勾配になることを示しています。さまざまな無線スペクトルインデックスに基づくSFGの遠赤外線無線相関を比較することにより、$k$に$\alpha_{\rm1.3GHz}^{\rm3GHz}$を採用すると赤外線補正が大幅に過小評価されることがわかります。サンプルの3つの無線周波数でフラックス密度を測定したSFGの>17％の無線輝度比（$q_{\rmIR}$）。これは、無線スペクトルが低周波数（0.33〜1.3GHz）で大幅に平坦であるためです。）。
すばるHSC（WERGS）による電波銀河の広く深い探査。 IV。非常に電波の大きい銀河で急速に成長している（超）大質量ブラックホール
| Title |
A_Wide_and_Deep_Exploration_of_Radio_Galaxies_with_Subaru_HSC_(WERGS)._IV._Rapidly_Growing_(Super-)Massive_Black_Holes_in_Extremely_Radio-Loud_Galaxies |
| Authors |
Kohei_Ichikawa,_Takuji_Yamashita,_Yoshiki_Toba,_Tohru_Nagao,_Kohei_Inayoshi,_Maria_Charisi,_Wanqiu_He,_Alexander_Y._Wagner,_Masayuki_Akiyama,_Bovornpratch_Vijarnwannaluk,_Xaioyang_Chen,_Masaru_Kajisawa,_Taiki_Kawamuro,_Chien-Hsiu_Lee,_Yoshiki_Matsuoka,_Malte_Schramm,_Hyewon_Suh,_Masayuki_Tanaka,_Hisakazu_Uchiyama,_Yoshihiro_Ueda,_Janek_Pflugradt_and_Hikaru_Fukuchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02781 |
SUBAR/HyperSuprime-Cam（HSC）深部光学イメージング調査とVLA/FIRST1.4GHz無線調査を交差適合試験することによって発見された39個の非常に大きな電波の大きい銀河の光学的および赤外線特性を提示します。最近のスバル/HSCの戦略的調査では、光学的に弱い電波銀河（RG）が$g_\mathrm{AB}\sim26$まで下がっていることを明らかにし、電波の大きさのパラメーターが$\log\mathcal{R}_\mathrm{rest}=\log（f_{1.4\mathrm{GHz、rest}}/f_{g、\mathrm{rest}}）>4$。それらの光学的かすみと$\sim1〜$deg$^{-2}$の少数の密度のために、そのようなERGは、以前の広いが浅い、または深いが小さい領域の光学調査では見つけるのが困難でした。ERGは、従来のRGとは異なる興味深い特性を示します。（1）ほとんどのERGは、星形成主系列の上または上に存在し、それらの一部は、$\log（M_\star/M_\odot）<10$。（2）ERGは高い比ブラックホール降着率を示し、エディントン限界のオーダーに達します。放射輝度に対するジェットパワーの比率によって定義される固有の電波ラウドネス（$\mathcal{R}_\mathrm{int}$）は、電波クエーサーよりも1桁高くなります。これは、ERGが強力な放射線とジェットの両方を示す独特のタイプの活動銀河核（AGN）を持っていることを示唆しています。したがって、ERGは、集中的なAGNフィードバックの開始直前にエディントン限定降着に到達する非常に急速に成長するブラックホールの有力な候補です。
極端なデコンボリューションガウス混合モデルを使用したGaiaDR2の431個の散開星団のメンバーシップリスト
| Title |
Membership_lists_for_431_open_clusters_in_Gaia_DR2_using_extreme_deconvolution_gaussian_mixture_models |
| Authors |
Karl_Jaehnig,_Jonathan_Bird,_and_Kelly_Holley-Bockelmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02783 |
散開星団は同時に形成される星のグループであり、天の川円盤の星形成、恒星進化、およびダイナミクスの理論をテストするための理想的な実験室になります。ただし、散開星団の有用性は、既知のメンバーの正確さと完全性によって制限される可能性があります。ここでは、「トップダウン」手法{\it極端なデコンボリューションガウス混合モデル}（XDGMM）を使用して、年周視差の分布と固有運動をフィッティングすることにより、ガイアDR2から既知の散開星団を抽出して評価します。-視力。極端なデコンボリューション手法は、誤差の完全な共分散行列を考慮して、位置天文量の固有の分布を回復できます。これにより、比較的不確実な測定データが提示された場合でも、散開星団のメンバーを特定できます。これまで、散開星団の研究は、個々のシステムの特殊な検索に極端なデコンボリューションを適用しただけでした。XDGMMを使用して、Ahumadaetalによって報告された散開星団を特徴付けます。2007年、その中の426個の散開星団のうち420個を回復することができます（98.1\％）。メンバーシップリストには、既知のクラスターメンバーの圧倒的多数（$>95\％$）が含まれています。また、新しく、重要で、比較的弱いクラスターメンバーの母集団を特定し、GaiaeDR3を使用してそれらのメンバーシップステータスを検証します。分析した視線内で11個の新しい散開星団候補が偶然発見されたことを報告します。私たちのテクニック、その利点と課題を提示し、メンバーシップリストと更新されたクラスターパラメーターを公開します。
星形成の初期段階におけるディスク、流出、逆回転、磁気壁に対する非理想的な電磁流体力学的プロセスの影響
| Title |
The_impact_of_non-ideal_magnetohydrodynamic_processes_on_discs,_outflows,_counter-rotation_and_magnetic_walls_during_the_early_stages_of_star_formation |
| Authors |
James_Wurster,_Matthew_R._Bate,_Ian_A._Bonnell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02787 |
非理想的な電磁流体力学（MHD）プロセス、つまりオーム抵抗率、両極拡散、ホール効果は、星形成プロセスの初期段階と周囲の環境を変更します。まとめると、それらはディスク形成を促進し、流出を促進または妨害することが示されている。しかし、どの非理想的なプロセスが最大の影響を及ぼしますか？3次元の平滑化された粒子放射線の非理想的なMHDシミュレーションを使用して、回転する磁化された雲の重力崩壊を、最初の静水圧コアフェーズから恒星コアの形成直後までモデル化します。各プロセスの影響を個別に、またはまとめて調査します。非理想的なプロセスを含めると、理想的なMHDを使用する場合と比較して、最初のコアフェーズで最大磁場強度が少なくとも1桁減少し、磁気壁の形成が促進されます。磁場と回転ベクトルが反整列であり、ホール効果が含まれている場合、回転でサポートされる$r\gtrsim20$〜au形式のディスク。ホール効果のみが含まれ、ベクトルが整列している場合、回転がサポートされていない逆回転の疑似ディスクが形成されます。オーム抵抗率または両極拡散のみが含まれている場合、$r\lesssim4$〜au形式の回転支持ディスク。ホール効果は、ベクトルが反整列しているときに最初のコアの流出を抑制し、整列とは無関係に恒星のコアの流出を抑制します。オーム抵抗率と両極拡散はそれぞれ、最初のコアの流出を促進し、恒星のコアの流出の開始を遅らせます。それぞれの非理想的なプロセスは星形成に影響を与えますが、これらの結果はホール効果が最大の影響を及ぼしていることを示唆しています。
STEPサーベイII：SMCの170個の星団の構造解析
| Title |
STEP_Survey_II:_Structural_Analysis_of_170_star_clusters_in_the_SMC |
| Authors |
M._Gatto,_V._Ripepi,_M._Bellazzini,_M._Tosi,_M._Cignoni,_C._Tortora,_S._Leccia,_G._Clementini,_E.K._Grebel,_G._Longo,_M._Marconi,_I._Musella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02791 |
主に銀河の中央領域にある170個の小マゼラン雲（SMC）星団（SC）の\emph{g}バンドの表面輝度プロファイルを導き出しました。Elson、Fall\＆Freeman（EFF）、およびKingモデルをフィッティングすることによって得られた均一な構造パラメーターのセットを提供します。それらの色と大きさの図（CMD）を注意深く分析することにより、134SCのサブサンプルの年齢も提供します。初めて、SMC内のSCのこのような大規模なサンプルは、サイズ、光度、および質量の点で均一に特徴付けられ、パラメーター空間のプローブ領域を数百の太陽質量まで広げます。これらのデータを使用して、SCの構造パラメーターの経時変化を調査しました。特に、0.3〜1.0Gyr以降のコア半径の増加を誘発する物理的メカニズムの存在を確認します。この作業で分析された$\log（M/M_{\odot}）\leq3.5$〜dexを持つSCはいずれもそのような拡張を受けないため、クラスター質量が内部拡張を駆動する主要なパラメーターである可能性があることをお勧めします。また、ここで調査したSCの質量のほぼ全範囲にわたって質量とサイズの関係を検出しました。最後に、私たちのデータは、SMCSCシステムがグローバルに進化していることを示唆しています。
ガイア初期データリリース3：ガイアDR2からの視線速度の更新
| Title |
Gaia_Early_Data_Release_3:_Updated_radial_velocities_from_Gaia_DR2 |
| Authors |
G._Seabroke,_C._Fabricius,_D._Teyssier,_P._Sartoretti,_D._Katz,_M._Cropper,_T._Antoja,_K._Benson,_M._Smith,_C._Dolding,_E._Gosset,_P._Panuzzo,_F._Th\'evenin,_C._Allende_Prieto,_R._Blomme,_A._Guerrier,_H._Huckle,_A._Jean-Antoine,_R._Haigron,_O._Marchal,_S._Baker,_Y._Damerdji,_M._David,_Y._Fr\'emat,_K._Jan{\ss}en,_G._Jasniewicz,_A._Lobel,_N._Samaras,_G._Plum,_C._Soubiran,_O._Vanel,_T._Zwitter,_M._Ajaj,_E._Caffau,_L._Chemin,_F._Royer,_N._Brouillet,_F._Crifo,_L._Guy,_N._Hambly,_N._Leclerc,_A._Mastrobuono-Battisti,_Y._Viala |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02796 |
GaiaのEarlyThirdDataRelease（EDR3）には、新しい視線速度が含まれていません。これは、2022年前半に予定されているGaiaの完全な3番目のデータリリース（DR3）で公開されるためです。EDR3の有用性を最大化するために、Gaiaの2番目のデータリリース（DR2）ソース（視線速度を含む）はEDR3ソースと一致し、DR2の視線速度もEDR3に含めることができます。これには2つの考慮事項があります。（i）arXiv：1901.10460（以下B19）は、DR2の視線速度が汚染されている可能性のある70,365のソースのリストを公開しました。（ii）EDR3は、新しい位置天文ソリューションと新しいソースリストに基づいています。つまり、DR2のソースはEDR3にない可能性があります。EDR3には、DR2の視線速度を持つ7,209,831個のソースが含まれています。これは、DR2の視線速度を持つソースの99.8％です。（i）B19リストの3871には、未公開の予備的なDR3視線速度がないか、DR2値と大幅に異なり、5つの高速星がないため、DR2からの14,800の視線速度はEDR3ソースに伝播されません。B19リストでは、視線速度が汚染されていることが確認されています。（ii）10,924個のDR2ソースをEDR3ソースと十分に一致させることができなかったため、それらのDR2視線速度もEDR3から欠落しています。EDR3の視線速度の信頼性は、DR2と比較して改善されています。これは、更新によって誤った視線速度のごく一部が削除されるためです（DR2視線速度の0.05％およびB19リストの5.5％）。EDR3から学んだ教訓（明るい星の汚染など）は、将来のガイアデータリリースで視線速度を改善します。DR2からEDR3に伝播しない視線速度の主な理由は、DR2の視線速度の質とは関係ありません。これは、DR2位置天文学が近いバイナリペアの1つのコンポーネントに基づいているのに対し、EDR3位置天文学は他のコンポーネントに基づいているため、これらのソースが明確に一致するのを防ぎます。（要約）
| Title |
High_Resolution_Imaging_of_a_Black_Hole_Shadow_with_Millimetron_Orbit_around_Lagrange_Point_L2 |
| Authors |
S._F._Likhachev,_A._G._Rudnitskiy,_M._A._Shchurov,_A._S._Andrianov,_A._M._Baryshev,_S._V._Chernov,_V._I._Kostenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.03077 |
超大質量ブラックホール（SMBH）の地平線の周りの影を、非常に長いベースライン干渉法（VLBI）でイメージングすることは、アインシュタインの一般相対性理論を実験的にテストするための強力なツールとして最近認識されています。イベントホライズンテレスコープ（EHT）は、最大長基線（$D=10,700$km）を備えた地球拡張VLBIが、$\lambda=で十分な角度分解能$\theta\sim20〜\mu$を提供できることを示しました。銀河M87にあるSMBHの周りの影を画像化するための1.3$mm（$\nu=230$GHz）。ただし、影の周りの三日月形の明るい構造の非対称性や、影の床と明るい三日月のシルエットの間の遷移ゾーンのシャープさなど、非常に重要な特性の精度は、どちらも$\Delta\theta\simの順序です。4〜\mu$as、まだ改善されていません。以前の論文では、地球に近い高楕円軌道（HEO）でのミリメトロンとEHTの共同構成内での宇宙地球VLBI観測により、画質が大幅に向上することを示しました。一般相対性理論の確固たる実験的検証のためのさらに確固たる根拠は、太陽地球システムのラグランジュ点L2でのミリメトロンとEHTの共同プログラム内で利用可能なより高い解像度で得られ、予想される解像度は$\Delta\theta\sim0.1です。〜\mu$m。この論文では、L2軌道の制限にもかかわらず、適切なスパース$（u、v）$カバレッジを達成でき、Sgr〜A$^\ast$とM87$^\ast$の周りの影のイメージングが可能であると主張します。妥当な品質で実行されます。
落下後：スターバースト後の銀河における分子ガスの分解
| Title |
After_The_Fall:_Resolving_the_Molecular_Gas_in_Post-Starburst_Galaxies |
| Authors |
Adam_Smercina,_John-David_T._Smith,_K._Decker_French,_Eric_F._Bell,_Daniel_A._Dale,_Anne_M._Medling,_Kristina_Nyland,_George_C._Privon,_Kate_Rowlands,_Fabian_Walter,_Ann_I._Zabludoff |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.03231 |
ポストスターバースト（PSB）、または「E+A」銀河は、主要なガスの豊富な合併とガスの少ない静止した初期型銀河の間の急速な移行期を表しています。驚くべきことに、多くのPSBは、星形成ガスの大部分がAGNまたはスターバースト駆動の流出で放出されるべきであるという理論的予測にもかかわらず、重要な星間物質（ISM）をホストすることが示されています。現在まで、この存続しているISMの解決されたプロパティは不明のままです。6つのガスとダストが豊富なPSBでの高解像度ALMA連続体とCO（2$-$1）観測を提示し、サブkpcスケールでのISMの空間的および運動学的構造を初めて明らかにします。塵とガスの表面密度が（超）高光度赤外線銀河に見られるものに匹敵する、非常にコンパクトな分子貯留層を見つけました。すべてのソースで空間的および運動学的擾乱を観察し、ディスクのような運動学を表示するものもあります。ガスの内部乱流圧力の推定値は、通常の星形成ディスクの推定値を2〜4桁上回り、アンテナなどの局所的な相互作用銀河に見られる乱流ガスに匹敵します。この高い乱流圧力の原因は不明なままですが、PSBでの潮汐破壊現象（TDE）の発生率が高いことが役割を果たす可能性があることを示唆しています。これらのPSBの乱流中心分子リザーバーでの星形成は抑制され、同様のガス表面密度を持つ銀河と同じくらい効率的に星を$<$10％形成します。これらの銀河における星形成の「落下」は、完全なガス放出または再分配によって引き起こされませんでした。むしろ、PSBのISMのこの高解像度のビューは、残りのコンパクトなガス貯留層での星形成が、大幅な乱流加熱によって抑制されていることを示しています。
シェル型SNRのGeVからTeVへのビュー
| Title |
A_GeV_to_TeV_view_of_shell-type_SNRs |
| Authors |
Henrike_Fleischhack,_the_HAWC_collaboration,_the_Fermi-LAT_collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02863 |
超新星残骸（SNR）の殻による衝撃加速は、おそらくPeVエネルギーまでの銀河宇宙線の大部分を生成するメカニズムであると仮定されています。一部のSNRは、宇宙線をTeVエネルギー以上に加速することが示されています。しかし、どのSNRが実際に陽子と原子核の効率的な加速器であるのでしょうか？そして、粒子を効率的に加速できる最大エネルギーはどれくらいですか？これらの質問に答えるには、特にガンマ線領域での非熱放射の測定が不可欠です。北TeVガンマ線空を測量する高高度水チェレンコフ（HAWC）天文台は、現在、VHE（超高エネルギー、>100GeV）範囲で最も感度の高い広視野測量機器であり、5年以上のデータを記録しました。フェルミ衛星に搭載された大面積望遠鏡（LAT）は、10年以上にわたってGeVガンマ線の空を調査してきました。両方の機器からの測定値を組み合わせることで、エネルギーの何桁にもわたるSNRからのガンマ線放出の研究が可能になります。このプレゼンテーションでは、HAWC天文台でフェルミLATで検出されたSNRからのVHEガンマ線放出の測定値を示します。
X線爆発中に新しいマグネターSwiftJ1555.2-5402を監視する1か月
| Title |
A_month_of_monitoring_the_new_magnetar_Swift_J1555.2-5402_during_an_X-ray_outburst |
| Authors |
Teruaki_Enoto,_Mason_Ng,_Chin-ping_Hu,_Tolga_Guver,_Gaurava_K._Jaisawal,_Brendan_O'Connor,_Ersin_Gogus,_Amy_Lien,_Shota_Kisaka,_Zorawar_Wadiasingh,_Walid_A._Majid,_Aaron_B._Pearlman,_Zaven_Arzoumanian,_Karishma_Bansal,_Harsha_Blumer,_Deepto_Chakrabarty,_Keith_Gendreau,_Wynn_C._G._Ho,_Chryssa_Kouveliotou,_Paul_S._Ray,_Tod_E._Strohmayer,_George_Younes,_David_M._Palmer,_Takanori_Sakamoto,_Takuya_Akahori,_and_Sujin_Eie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02939 |
ソフトガンマ線リピーターSwiftJ1555.2-5402は、2021年6月3日にSwiftBATで検出された12ミリ秒の短いバーストによって発見されました。最初のバースト検出から1.6時間後、NICERはこのX線の毎日の監視を開始しました。1ヶ月間の光線源。吸収された2-10keVフラックスは、モニタリング期間中、約4e-11erg/s/cm2でほぼ一定に保たれ、わずかな漸減を示しています。3.86秒の周期性が検出され、この周期の時間微分は3.05（7）e-11秒/秒と測定されます。軟X線パルスは、エネルギーの関数として1.5keVで15％から7keVで39％に増加する、二乗平均平方根パルスの割合を持つ単一の正弦波形状を示します。赤道表面磁場、特徴的な年齢、およびスピンダウン光度は、双極子場近似の下で、それぞれ3.5e+14G、2.0kyr、および2.1e+34erg/sと導出されます。1.1keVの温度で吸収された黒体は、軟X線スペクトルに近似します。線源距離を10kpcと仮定すると、ピークX線光度は2〜10keV帯域で約8.5e+35erg/sです。観測期間中に、Swift/BATとNICERでそれぞれ5回と37回の短いバーストを検出しました。これらの観測特性、特に推定される強磁場に基づいて、この新しいソースはマグネターとして分類されます。また、硬X線および電波観測をNuSTAR、DSN、およびVERAと調整しました。少なくとも40keVまで伸びる硬X線べき乗則成分が3シグマ有意で検出されます。べき乗則成分によって支配される10〜60keVのフラックスは、約9e〜12erg/s/cm2で、光子指数は約1.2です。パルスフラクションは、ハードテールコンポーネントバンドで約10％まで、10keVを超える鋭いカットオフを持っています。DSNまたはVERAの観測中に、電波の脈動は検出されません。SバンドとXバンドの磁束密度にそれぞれ0.043mJyと0.026mJyの7{\sigma}上限を設定します。
外部変化に対するブラックホールスパークギャップの応答：急速なTeVフレアの生成メカニズム？
| Title |
The_response_of_black_hole_spark_gaps_to_external_changes:_A_production_mechanism_of_rapid_TeV_flares? |
| Authors |
Shota_Kisaka,_Amir_Levinson,_Kenji_Toma,_Idan_Niv |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02971 |
1D一般相対論的粒子-インセルシミュレーションを用いて、ディスク放出の強度と全球磁気圏電流の急激な変化に対する飢餓状態のカーブラックホール磁気圏の応答を研究します。このような変化は、降着過程の間欠性から生じる可能性があります。たとえばM87のように、ソフトディスクフォトンによってもたらされる対生成の不透明度が中程度の場合、そのような変化は、ギャップで加速された粒子の曲率放出によって支配される、遅延した強いTeVフレアを引き起こす可能性があることがわかります。フレアの立ち上がり時間、および外部変動と外側のギャップ境界から放出されるフレアの開始との間の遅延は、ギャップの光交差時間のオーダーです。M87やおそらく他のAGNで観測された高速で大振幅のTeVフレアは、このようなメカニズムによって生成される可能性があります。
ULXソースの相対論的粘性降着流モデル：IC 342X-1のケーススタディ
| Title |
Relativistic_viscous_accretion_flow_model_for_ULX_sources:_A_case_study_for_IC_342_X-1 |
| Authors |
Santabrata_Das_(IIT_Guwahati),_Anuj_Nandi_(URSC),_Vivek_K._Agrawal_(URSC),_Indu_Kalpa_Dihingia_(IIT_Indore),_Seshadri_Majumder_(IIT_Guwahati) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02973 |
この手紙では、放射冷却の存在下で回転するブラックホールの周りの相対論的で粘性のある光学的に薄い移流降着流の構造を研究するためのモデル形式を開発します。このモデルを使用して、超大光度X線源（ULX）の物理パラメータ、つまり質量（$M_{\rmBH}$）、スピン（$a_{\rmk}$）、降着率（それぞれ${\dotm}$）。これを行う一方で、回転するブラックホールの周りの時空ジオメトリを模倣するために最近開発された有効なポテンシャルを採用します。支配方程式を解いて、${\dotm}$と粘度パラメーター（$\alpha$）の観点から衝撃誘起グローバル付着解を取得します。衝撃特性を使用して、衝撃波面が準周期的を示す場合、衝撃波後の物質（同等に衝撃波後のコロナ、以下PSC）の準周期振動（QPO）周波数（$\nu_{\rmQPO}$）を実用的に計算します。-定期的な変動。また、これらの衝撃波ソリューションのディスク全体の光度も計算します。私たちの結果を使用すると、現在の形式は、よく研究されたULXソースIC342X-1の観測された$\nu_{\rmQPO}$とボロメータの光度（$L_{\rmbol}$）を説明するのに有望であることがわかります。。私たちの発見はさらに、IC342X-1が巨大な恒星質量ブラックホール（$M_{\rmBH}<以前の研究で示されているように、100M_\odot$）。
HESSJ1702-420からの100TeV $ {\ gamma} $線放出の証拠：新しいPeVatron候補
| Title |
Evidence_of_100_TeV_${\gamma}$-ray_emission_from_HESS_J1702-420:_A_new_PeVatron_candidate |
| Authors |
L._Giunti,_B._Khelifi,_K._Kosack,_R._Terrier_for_the_H.E.S.S._Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02989 |
宇宙線スペクトルの膝に到達するハドロン粒子加速器であるアクティブなPeVatron（数PeVのエネルギーで）の識別は、銀河系の宇宙線の起源を理解するために重要です。これに関連して、新しいH.E.S.Sについて報告します。PeVatron候補HESSJ1702-420の観測。これは、100TeVまでのガンマ線の存在を明らかにします。H.E.S.S.の歴史上初めてです。そのような高エネルギーの光子がはっきりと検出されます。驚くべきことに、新しい深い観測により、HESSJ1702-420Aと呼ばれる新しいガンマ線源コンポーネントの発見が可能になりました。これは、以前はHESSJ1702-420に関連していた大量放出の下に隠されていました。この新しいオブジェクトは、べき乗則のスペクトル勾配が2未満で、ガンマ線スペクトルが100TeVまで曲率の兆候なしで広がり、PeVエネルギー宇宙線の存在の優れた候補サイトになります。この発見は、ガンマ線の空で最も説得力のあるPeVatron候補の1つである未確認のソースHESSJ1702-420の性質、および銀河宇宙線の起源に関する進行中の議論に新しい情報をもたらします。
H.E.S.Sで見られる、$ \ gamma $線の若い巨大な星団ウェスタールンド1
| Title |
The_young_massive_stellar_cluster_Westerlund_1_in_$\gamma$_rays_as_seen_with_H.E.S.S |
| Authors |
Lars_Mohrmann,_Andreas_Specovius,_Romed_Rauth,_Stefan_Ohm,_Christopher_van_Eldik,_for_the_H.E.S.S._Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.03003 |
最近、巨大な星団が、PeVエネルギーまでのハドロン宇宙線の加速の候補として仮定されました。以前は、H.E.S.S。共同研究は、天の川の巨大な若い星団であるウェスタールンド1の周りの非常に拡張された$\gamma$線放出について報告しました。この寄稿では、新しい分析手法を採用し、はるかに大きなデータセットに基づいた最新の分析を紹介します。これにより、発光の形態とエネルギースペクトルをより適切に制約できます。使用される分析手法は3次元尤度分析であり、これは大幅に拡張されたソースに特に適しています。$\gamma$線の放出の起源については、多波長観測に照らして説明します。
| Title |
Observing_Supernova_Neutrino_Light_Curves_with_Super-Kamiokande:_II._Impact_of_the_Nuclear_Equation_of_State |
| Authors |
Ken'ichiro_Nakazato,_Fumi_Nakanishi,_Masayuki_Harada,_Yusuke_Koshio,_Yudai_Suwa,_Kohsuke_Sumiyoshi,_Akira_Harada,_Masamitsu_Mori,_Roger_A._Wendell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.03009 |
超新星からのニュートリノイベント率の遅い時間発展は、プロト中性子星（PNS）冷却のシミュレーション結果を使用してスーパーカミオカンデについて評価されます。本研究では、諏訪らの結果を拡張する。（2019）[arXiv：1904.09996]、PNS質量への依存性を研究しましたが、核状態方程式（EOS）の影響に焦点を当てています。ニュートリノイベント率は高密度と低密度の両方のEOSに依存し、前者はPNSの半径を決定し、後者はその表面温度に影響を与えることがわかります。ニュートリノイベント率の現在の評価に基づいて、観測の統計誤差を考慮に入れてニュートリノ平均エネルギーの時間変動を抽出するための新しい分析方法を提案します。
降着ミリ秒パルサーIGRJ17062-6143の確率的X線変動
この作品は、2017年7月から2020年8月の間に中性子星内部組成エクスプローラーで収集された定期的な観測に基づいて、164Hz降着ミリ秒パルサーIGRJ17062-6143からの確率的X線変動の調査を提示します。この期間中、パワー密度スペクトルは安定した形態を示し、16Hz未満の広い$\sim25\％$rms帯域制限ノイズがありました。準周期的振動（QPO）が時折観察され、最も顕著な検出には、2.7Hzを中心とする低周波QPOと、スピン周波数との2：3共鳴である可能性がある115Hzを中心とする鋭いQPOが含まれます。さらに、帯域制限されたノイズのエネルギー依存性は、2つの周波数間隔での複素共分散の分光分析によって研究されます。熱（黒体）放射も面積（$5\％$rms）と温度（$1\％$rms）で本質的に変動するように見えますが、べき乗則の連続体が観測された変動の主な要因であることがわかります。特に、IGRJ17062-6143のすべてのX線スペクトルに見られる1keVの放射特性は、べき法則と同じ振幅で変化しますが、その連続放射よりも体系的に遅れています。これらの結果は、時間変数のコンプトン散乱コロナが観測された確率的変動の主な原因であり、発光機能で観測された変動と最低光子エネルギーがべき法則のディスク反射によるものであるシナリオと一致しているように見えます。連続体。
TeV範囲の宇宙線陽子、ヘリウム、重原子核のエネルギースペクトルのHAWC測定
| Title |
HAWC_measurements_of_the_energy_spectra_of_cosmic_ray_protons,_helium_and_heavy_nuclei_in_the_TeV_range |
| Authors |
Juan_Carlos_Arteaga-Vel\'azquez_(for_the_HAWC_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.03208 |
$10$TeV-$1$PeV間隔での宇宙線の元素質量グループの相対存在量とエネルギースペクトルに関する現在の知識は不確かです。この状況は、銀河内のTeV宇宙線の起源と伝播に関する既存の仮説を区別することにつながる可能性のある精密なテストの実行を妨げます。これらの粒子の質量組成についてさらに学ぶために、ハドロンによって誘発された空気シャワーからのHAWCデータを使用して、陽子、ヘリウム、および$Z>2$の重い核の3つの質量グループの宇宙線のスペクトルを決定しました。エネルギースペクトルは、45度未満の到来天頂角を持つイベントの推定一次エネルギーに対する横方向のシャワー年齢の2D分布でゴールド展開技術を使用して推定されました。この研究は、QGSJET-II-04モデルを使用したシミュレーションに基づいて実施されました。結果は、$10$TeVから$251$TeVまでの一次宇宙線エネルギーについて示されています。彼らは、前述の宇宙線スペクトルが上記の一次エネルギー範囲内で微細な構造を示すことを明らかにしています。
ガンマ線源からの重力波信号とニュートリノの最近の検出は、この新しい分野でのガンマ線観測の重要性を強調しながら、マルチメッセンジャー天文学の時代の到来を告げました。全天中エネルギーガンマ線天文台eXplorerであるAMEGO-Xは、数百keVから1GeVまでのエネルギー範囲で前例のない感度で空を調査するMeVガンマ線装置です。AMEGO-Xは、コンプトン相互作用と対生成プロセスの両方を介してガンマ線光子を検出し、硬X線と高エネルギーガンマ線の間の「感度ギャップ」を埋めます。AMEGO-Xは、マルチメッセンジャー科学と時間領域ガンマ線天文学に重要な貢献をします。天体物理学的ニュートリノの原因である可能性が高い高赤方偏移ブレーザー、およびガンマ線バースト。機器と科学プログラムの概要を紹介します。
モデルノイズパワーを推論するための最適化スキームを備えたベイズ推定およびモデル選択アルゴリズム
| Title |
A_Bayesian_inference_and_model_selection_algorithm_with_an_optimisation_scheme_to_infer_the_model_noise_power |
| Authors |
J._Lopez-Santiago,_L._Martino,_J._Miguez,_M._A._Vazquez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02894 |
モデルフィッティングは、おそらく科学で最も拡張された問題です。従来のアプローチには、モデル内のパラメーターの値を推定するための最小二乗フィッティング手順と最尤法の使用が含まれます。ただし、近年、ベイジアン推論ツールが注目を集めています。通常、マルコフ連鎖モンテカルロ法は推論の問題に適用されますが、特に同じデータセットに適合した異なるモデルを比較する場合、いくつかの欠点があります。他のベイズ法は、自然で効果的な方法でこの問題に対処できます。観測値のノイズのパワーが事前にわからないベイズ推定問題に適合した重要度サンプリングアルゴリズムを実装しました。重要度サンプリングの主な利点は、モデルの証拠をいわゆる重要度の重みから直接導出できることですが、MCMC法ではかなりの後処理が必要です。私たちの適応ターゲットである適応重要度サンプリング（ATAIS）法の使用は、一方では減衰振動を含むシミュレートされたフレアイベントのパラメーターを推測することによって示されます{そして他方ではケプラーミッションからの実際のデータ。ATAISには、ターゲット分布の新しい自動適応が含まれています。モデル内のノイズの分散を自動的に推定します。ATAISは並列化を認めており、これにより計算の実行時間が大幅に短縮されます。モデル選択問題内で、この方法をネストされたサンプリング方法と比較します。
H.E.S.Sの28m望遠鏡での新しいFlashCamベースのカメラの性能
| Title |
Performance_of_the_New_FlashCam-based_Camera_in_the_28\,m_Telescope_of_H.E.S.S |
| Authors |
Baiyang_Bi,_Miquel_Barcelo,_Christian_Bauer,_Faical_Ait_Benkhali,_Jacqueline_Catalano,_Sebastian_Diebold,_Christian_F\"ohr,_Stefan_Funk,_Gianluca_Giavitto,_German_Hermann,_Jim_Hinton,_Ira_Jung-Richardt,_Oleg_Kalekin,_Ruben_Kankanyan,_Thomas_Kihm,_Fabian_Leuschner,_Marc_Pfeifer,_Gerd_P\"uhlhofer,_Olaf_Reimer,_Simon_Sailer,_Heiko_Salzmann,_Andrea_Santangelo,_Simon_Steinmassl,_Thomas_Schanz,_Chris_Tenzer,_Felix_Werner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.03046 |
2019年10月、H.E.S.S。の中央28m望遠鏡実験は新しいカメラでアップグレードされました。このカメラは、チェレンコフ望遠鏡アレイ（CTA）の中型望遠鏡での将来の実装の可能性を考慮して開発されたFlashCam設計に基づいており、コストとパフォーマンスの最適化および信頼性に重点が置かれています。トリガーおよび読み出しシステムの完全なデジタル設計により、高いイベントレートでカメラを操作し、トリガーシステムを正確に調整および理解することができます。フロントエンド電子機器の斬新なデザインは、ピクセルごとに1つの電子機器読み出し回路のみで3,000を超える光電子のダイナミックレンジを実現します。ここでは、運用の安定性やキャリブレーションアルゴリズムの最適化など、現場での運用の最初の1年間に取得されたカメラのパフォーマンスパラメータについて報告します。
| Title |
Analysis_of_Orbital_Configurations_for_Millimetron_Space_Observatory |
| Authors |
A._G._Rudnitskiy,_P._V._Mzhelskiy,_M._A._Shchurov,_T._A._Syachina,_P._R._Zapevalin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.03083 |
この寄稿では、ミリメトロン宇宙天文台のさまざまな軌道構成の主要な実現可能性調査が提示されています。特定の軌道の能力を評価することが可能な優先要因と制限が考慮されました。これには、燃料費、衛星の可観測性、超長基線干渉計（VLBI）イメージング観測の品質、およびソースの可視性に関する各軌道の技術的および科学的能力が含まれていました。
低無線周波数でのイメージングのための最小宇宙干渉計構成
| Title |
A_Minimal_Space_Interferometer_Configuration_for_Imaging_at_Low_Radio_Frequencies |
| Authors |
Akhil_Jaini,_Avinash_Deshpande,_Sainath_Bitragunta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.03113 |
より低い周波数、特に20MHz未満の電波の空は、ますます明るくなる非熱放射と、介在する熱プラズマからの有意な吸収の組み合わせであると予想されます。したがって、これらの周波数での星図は、より高い周波数での星図の単純な外挿では取得できません。ただし、地上での観測には厳しい制約があるため、このスペクトルウィンドウは未だ未踏のままです。この論文では、シミュレーションを通じて、地上ベースのより高い無線周波数で達成されるものに匹敵する角度分解能で、20MHzよりはるかに低い周波数で無線空のイメージングを可能にする宇宙干渉計システムの新しい最小構成を提案および研究します。開口合成技術を使用した観測。最小構成は、相互に直交する軌道で地球を周回する低軌道（LEO）衛星に搭載された3つの開口部で構成されます。衛星の軌道周期は、ベースラインが15000kmを超える短い期間で最大（u、v）カバレッジが得られるように、互いに異なるように意図的に選択されています。したがって、これらの低周波数でも10秒角よりも細かい角度分解能が得られます。。（u、v）カバレッジの感度は、衛星の軌道と初期位相を変化させることによって評価されます。これらのシミュレーションから得られた結果について説明し、そのようなシステムの利点を強調します。
ケプラー方程式の解に対する改良された最初の推定
原稿は、楕円軌道の離心率eと平均近点角Mが与えられた場合に、未知の離心近点角Eに対するケプラー方程式の解の新しい開始推測を提供します。
重力が暗くなった中央星からのライマン連続体を使用して、スピカを取り巻くH $ \ alpha $放出をモデル化する
| Title |
Modeling_the_H$\alpha$_Emission_Surrounding_Spica_using_the_Lyman_Continuum_from_a_Gravity-darkened_Central_Star |
| Authors |
Jason_P._Aufdenberg_and_Joseph_M._Hammill |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02820 |
初期のB星のバイナリスピカを取り巻く大きくてかすかなH$\alpha$放出は、星雲の総水素再結合率を抑制し、主星のライマン連続光度を間接的に調べるために使用されてきました。初期の分析では、スピカAのスペクトル型と一致する恒星大気モデルは、星雲内で測定されたH$\alpha$表面輝度を説明するために必要な光度の約2分の1のライマン連続光度を持っていることが示唆されました。輝線星雲と輝線星雲の両方をより一貫してモデル化するために、スピカAのモデル大気を使用しました。これには、光イオン化モデルへの入力として重力減光の影響が含まれ、南部のデータと比較するための合成H$\alpha$表面輝度分布が生成されます。$H\alpha$スカイサーベイアトラス（SHASSA）。この論文は、1Dボリューム放射率モデルから投影された表面輝度プロファイルを計算する方法を提示し、恒星と星雲の両方のパラメータを制約します。スピカAの平均有効温度$\simeq$24,800Kは、遠紫外線から近赤外線までの観測された絶対分光光度法と、放射状のH$\alpha$表面輝度分布の両方に一致するのに十分です。モデルの水素密度は、星からの距離とともに増加し、南東に向かってより急勾配で直線的に増加します。星雲の北西の物質境界部分は、ライマン連続光子の$\sim$17％を漏らすと予測されています。モデルHII領域の列密度は、視線に沿ったアーカイブ観測と一致しています。
メトリックタイプIIイベントの多波長観測
| Title |
Multi-wavelength_Observations_of_a_Metric_Type-II_Event |
| Authors |
C._E._Alissandrakis,_A._Nindos,_S._Patsourakos_and_A._Hillaris |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02855 |
2010年2月12日にARTEMIS-JLSラジオスペクトルグラフで観測された、コンパクトなフレアに起因する複雑なメトリック無線イベントを調査しました。このイベントは、195および304{\AA}で観測されたサージとコロナに関連していました。STEREOAとBに搭載された計器によってそれぞれ東と西の手足の近くで観測された質量放出。ディスク上では、イベントはナンケイラジオヘリオグラフによって10周波数で、カターニア天文台によってハで、GOESSXIとHinodeXRTによって軟X線で、そしてRHESSIによって硬X線で観測されました。これらのデータをMDI縦方向マグネトグラムと組み合わせて、イベントの全体像を可能な限り完全に把握しました。私たちの重点は、GOES光度曲線のそれぞれの最大値の近くで発生した2つのタイプIIバーストにあります。イベントのメインピークに関連する最初のものは、印象的なF-H構造を示し、2番目の放出は、脈動が重なった3つの十分に分離されたバンドで構成されていました。NRHからのタイプIIの位置情報と、STEREOAおよびBからの三角測量を使用して、タイプIIはサージにも近くのストリーマーの破壊にも関連しておらず、おそらくうねり。最初のタイプIIの基本波構造は、18Gの磁場強度、1.95の周波数比、および高調波に対する基本波の0.23〜0.65秒の遅延に対応する帯域分割を示しました。さらに、それは開始直後に静止し、その後再びドリフトしました。2番目のタイプIIに重ね合わされた脈動は広帯域であり、バーストの前に始まっていました。さらに、2番目のタイプIIの前に、反対の意味で分極された別の脈動源を検出しました。2つのソースの脈動は位相がずれているため、動的スペクトルではほとんど検出できませんでした。脈動は、約2/sの測定可能な逆周波数ドリフトを持っていました。
大規模なYSOのKバンドでの最初の干渉計調査。 auスケールでの高温ダスト、イオン化ガス、および二元性について
| Title |
The_first_interferometric_survey_in_the_K-band_of_massive_YSOs._On_the_hot_dust,_ionised_gas,_and_binarity_at_au_scales |
| Authors |
E._Koumpia,_W.-J._de_Wit,_R._D._Oudmaijer,_A._J._Frost,_S._Lumsden,_A._Caratti_o_Garatti,_S._P._Goodwin,_B._Stecklum,_I._Mendigut{\i}a,_J._D._Ilee,_M._Vioque |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02868 |
星周円盤は、高質量の星形成に不可欠ですが、大部分の大質量星（>8Msun）は連星（最大100％）にあるため、多重度、特に2値性は避けられない結果であるように見えます。最も内側の領域のダストとイオン化ガス（Brgamma）の放出のサイズを、6つのMYSOのサンプルに向けて制限し、VLTI（GRAVITY、AMBER）観測を使用して、2〜300auスケールの若い星の高質量バイナリ統計を提供します。ダスト放出の内半径を決定し、Kバンド測定でMYSOを初めてサイズ-光度図に配置し、その結果をTTaurisおよびHerbigAeBesと比較します。また、観測されたKバンドサイズを、3つの異なるディスクシナリオによって予測された昇華半径と比較します。最後に、バイナリジオメトリを適用して、MYSO間の密接なバイナリをトレースします。MYSO、ハービッグAeBe、おうし座T星の内部サイズは、サイズが恒星の光度の平方根に比例するという普遍的な傾向に従っているように見えます。Brgammaの放射は、2.2{\mu}mの連続放射と比較して、やや小さく、同一平面上の領域から発生します。ディスク風またはジェットの起源に関して、この新しい発見について議論します。最後に、ミリ秒間隔（2〜300au）で17〜25％のMYSOバイナリフラクションを報告します。サイズ-光度図は、若い星の周りの円盤の内側の領域が、恒星の質量とは無関係に光度でスケーリングすることを示しています。ターゲットスケール（2〜300au）では、MYSOバイナリの割合は、より進化した主系列の大質量星について以前に報告されたものよりも低く、さらに確認されれば、大規模なバイナリ形成理論からの予測に関係する可能性があります。最後に、MYSOのサンプルで重要な星/ディスクの境界面を空間的に解決し、auスケールのディスクが高質量の星形成で顕著であり、それらの低質量の同等物と同様であることを示します。
低解像度スペクトルからのホットスターのステララベル-I.HotPayneメソッドとLAMOSTDR6からの330,000スターの結果
| Title |
Stellar_labels_for_hot_stars_from_low-resolution_spectra_-_I._the_HotPayne_method_and_results_for_330,000_stars_from_LAMOST_DR6 |
| Authors |
Maosheng_Xiang,_Hans-Walter_Rix,_Yuan-Sen_Ting,_Rolf-Peter_Kudritzki,_Charlie_Conroy,_Eleonora_Zari,_Jian-Rong_Shi,_Norbert_Przybilla,_Maria_Ramirez-Tannus,_Andrew_Tkachenko,_Sarah_Gebruers,_Xiao-Wei_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02878 |
有効温度（Teff）が7500Kを超える高温のOBA星の低解像度の調査スペクトルから、恒星のラベルを決定することに着手しました。これは、R=1800で数百万の星のスペクトルを提供するLAMOSTなどの大規模な分光学的恒星調査の科学的分析のギャップを埋めます。最初に、クラメール・ラオ境界を介して、恒星ラベルを決定するためのそのようなスペクトルの理論的情報量を調査します。完全なモデルスペクトルとS/Nが100の観測スペクトルの限界で、有効温度Teff、表面重力logg、予測回転速度vsiniだけでなく、さまざまな恒星ラベルの正確な推定が可能であることを示します。また、微視的乱流速度、ヘリウム存在量、および元素存在量[C/H]、[N/H]、[O/H]、[Si/H]、[S/H]、および[Fe/H]。私たちの分析は、支配的なバルマー系列とパッシェン系列の強度がテフによってほとんど変化しないため、約9500Kの温度レジームが困難であることを示しています。基礎となるモデルとしてKuruczのATLAS12/SYNTHELTEスペクトルを利用し、ペインアプローチを使用して、これらの11個の恒星ラベルのLAMOSTホットスタースペクトルへの同時フィッティングを実装します。次に、LAMOSTスペクトルを使用して約33万個のホットスターのサンプルの恒星パラメータ推定値を取得します。これは、サンプルサイズが約2桁増加しています。それらの中で、約260,000は良好なガイア視差（S/N>5）を持っており、それらの95％以上は、主系列星にある明るい星です。残りは、熱い準矮星や白色矮星など、光度の低い進化した星を反映しています。存在量の推定値の忠実度は、NLTE効果を考慮していないため、基礎となるモデルの分類学によって制限されることを示します。最後に、8000〜15,000Kの星のvsiniの詳細な分布を示します。これは、広範囲の温度にわたって、臨界回転速度で鋭いカットオフまで伸びていることを示しています。
ゆっくりと脈動するB星の重力モード間の非線形共鳴の検出：5つの反復的な予備白色化戦略の結果
| Title |
Detection_of_nonlinear_resonances_among_gravity_modes_of_slowly_pulsating_B_stars:_results_from_five_iterative_prewhitening_strategies |
| Authors |
Jordan_Van_Beeck_(1),_Dominic_M._Bowman_(1),_May_G._Pedersen_(2),_Timothy_Van_Reeth_(1),_Tim_Van_Hoolst_(1_and_3),_and_Conny_Aerts_(1,_4_and_5)_((1)_Institute_of_Astronomy,_KU_Leuven,_Celestijnenlaan_200D,_3001_Leuven,_Belgium,_(2)_Kavli_Institute_for_Theoretical_Physics,_University_of_California,_Santa_Barbara,_CA_93106,_USA,_(3)_Reference_Systems_and_Planetology,_Royal_Observatory_of_Belgium,_Brussels,_Belgium,_(4)_Dept._of_Astrophysics,_IMAPP,_Radboud_University_Nijmegen,_6500_GL,_Nijmegen,_The_Netherlands,_(5)_Max_Planck_Institute_for_Astronomy,_Koenigstuhl_17,_69117_Heidelberg,_Germany) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02907 |
コンテクスト。ゆっくりと脈動するB（SPB）星は、非放射状重力モードを表示する主系列の多周期発振器です。これらのパルセータの一部について、ケプラー宇宙望遠鏡で得られた4年間の測光光度曲線は、それらの内部回転と混合を推測できる周期間隔パターンを明らかにしています。この推論では、直接共振モードの結合は通常、これまで無視されてきました。目的。38個の既知のKeplerSPB星のサンプルの光度曲線を再分析しました。それらのうちの26については、回転と混合を含む内部構造が、最近、それらの双極子順行振動モードから推測されました。私たちの目的は、最大振幅の重力モード間の直接非線形共振モード結合を検出することです。メソッド。光度曲線に適用される線形および非線形回帰に基づいて、5つの異なる反復プレホワイトニング戦略を使用して、星ごとに最大200の周期信号を抽出します。次に、それらが共振位相関係を満たしているかどうかを検証することにより、候補となる結合重力モードを特定します。結果。38個のSPB星のうち32個について、光度曲線に適合する線形回帰モデルと最良の非線形回帰モデルの両方で検出され、2つの最大振幅モードの少なくとも1つを含む少なくとも1つの候補共鳴が見つかります。結論。ケプラーSPB星の大部分は、最大振幅モードに基づく直接的な非線形共鳴を示しています。したがって、これらの星は、それらの内部物理学を精査する際のモード結合の重要性を評価するための、中間質量の矮星の非線形星震学モデリングの主要なターゲットです。
OO Dra：星震学によって明らかにされた非常にヘリウムの少ない質量降着によって形成されたアルゴル型バイナリ
| Title |
OO_Dra:_an_Algol-type_binary_formed_through_an_extremely_helium-poor_mass_accretion_revealed_by_asteroseismology |
| Authors |
Xinghao_Chen,_Xiaobin_Zhang,_Yan_Li,_Changqing_Luo,_Xuzhi_Li,_Jie_Su,_and_Xuefei_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02912 |
2分間のTESSデータに基づいて、主要コンポーネントの固有振動を分析し、7つの信頼できる独立した$\delta$Scuti周波数（$f_1$、$f_2$、$f_3$、$f_4$、$f_7$、$f_{11}$、および$f_{12}$）。$\delta$Scuti周波数を再現するために、単一星の進化モデルと質量降着モデルの両方が計算されます。それらのフィッティング結果は互いによく一致しています。星震学によって生成された主星の恒星パラメータは、$M$=$1.92^{+0.10}_{-0.02}$$M_{\odot}$、$Z$=0.011$^{+0.006}_{-0.001です。}$、$R$=$2.068^{+0.050}_{-0.007}$$R_{\odot}$、$\logg$=$4.090^{+0.010}_{-0.002}$、$T_{\rmeff}$=$8346^{+244}_{-320}$K、$L$=$18.65^{+3.31}_{-2.82}$$L_{\odot}$、これは動的なものとよく一致しますバイナリモデルによる。さらに、私たちの星震学の結果は、OODraが、急速な物質移動段階を経たばかりの別のアルゴルシステムであることを示しています。単一星の進化モデルのフィッティング結果は、パルセータが8.22$^{+0.12}_{-1.33}$Myrの年齢のヘリウムに乏しい星であることを示し、さらに質量降着モデルは、主星が次のように見えることを示しています。ケースAの進化論的シナリオでは、ヘリウムが非常に少ない質量降着によって形成された、ほとんど進化していない星です。
太陽周期23および24の間の地下の流れ場におけるQBOタイプの信号
| Title |
The_QBO-type_signals_in_the_subsurface_flow_fields_during_solar_cycles_23_and_24 |
| Authors |
Fadil_Inceoglu,_Rachel_Howe,_Paul_T._M._Loto'aniu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02985 |
0.90$R_{\odot}$、0.95$R_{\odot}$、および0.99$R_{\odotのターゲット深度での回転速度残差における準2年周期振動（QBO）の存在と時空間進化を研究しました。}$および低緯度（0〜30$^{\circ}$）、中緯度（30〜50$^{\circ}$）、および高緯度（50〜70$^{\circ}$）バンド。これらの目的を達成するために、{\ittheSolarandHeliosphericObservatory}（{\itSOHO}）のMichelsonDopplerImager（MDI）と{\itSolarDynamicsObservatory}の日震学および磁気イメージャー（HMI）のデータを使用しました。（{\itSDO}）、それぞれ太陽周期23と24をカバーします。結果は、各緯度帯と深さにQBOのような信号があることを示していますが、それらはより高い振幅とより長い時間スケールの変動の影響を受けます。各ターゲット深度と緯度帯に見られるQBOのような信号は、異なる時空間進化を示します。QBOタイムスケールでの回転速度残差の変動の振幅は、深さが増すにつれて増加します。
JWSTの時代における亜恒星雲の組成の経験的決定
ほとんどの褐色矮星は、雲を形成するのに十分なほど冷たい温度の大気を持っています。高融点金属の酸化物やケイ酸塩など、さまざまな材料が凝縮する可能性があります。予測される雲粒子の正確な組成と結晶構造は、使用されるモデリングフレームワークに依存し、まだ経験的に制約されていません。スピッツァーは、L型褐色矮星のスペクトルでケイ酸塩の特徴の暫定的な証拠を示しており、JWSTは多くのL型褐色矮星でこれらの特徴を測定できます。ここでは、最強の雲吸収機能の特徴を予測するための新しいモデルを紹介します。さまざまな雲の鉱物種を調査し、粒子サイズ、鉱物学、および結晶構造がスペクトルの特徴をどのように変化させるかを決定します。ケイ酸塩と耐火性の雲は、小さな粒子サイズ（$\leq$1$\mu$m）に対して強力な雲吸収機能を持っていることがわかります。モデルスペクトルは、ケイ酸塩の特徴の証拠を示す5つの褐色矮星と比較されます。大気の上層に小さな粒子を含むモデルは、幅広い雲の鉱物の特徴を生み出し、Ackerman＆Marley（2001）の雲モデルよりも観測されたスペクトルによく一致します。JWSTのMIRI装置を使用して、近くの曇った褐色矮星の範囲の観測をシミュレートし、小さな粒子が存在する場合、これらの特徴を容易に検出できることを示しています。さらに、測光的に変動する褐色矮星の場合、JWSTを使用して、鉱物の特徴の内側と外側の分光学的変動を測定することにより、変動の原因としてケイ酸塩（または他の）雲を確立できることが予測されます。中赤外分光法は、褐色矮星大気における複雑な雲凝結シーケンスを経験的に制約するための有望なツールです。
重力波天文学における人口情報に基づく事前確率
観測された残りの集団に照らして、個々の重力波イベントを分析するためのベイズ形式について説明します。この分析は、「人口情報に基づく事前確率」のアイデアが、選択効果を一貫して説明する基礎となる階層ベイズモデルの適切な周縁化から自然にどのように生じるかを明らかにします。私たちの形式主義は、当然、イベントのサブセットを含む「リーブワンアウト」分布の存在につながります。これは、1つ以上のイベントを効果的に二重カウントする経験的ベイズ法としても知られる他の近似とは異なります。既存のデータ製品のみを使用して、結果として得られる母集団に基づく事後分布を再構築する、二重再重み付け後処理戦略を設計します。私たちが強調する修正は重要な概念上のポイントですが、それが重力波イベントの現在のカタログに限定的な影響を与えることがわかります。私たちのアプローチはさらに、重力波の文献で初めて、個々のイベントのパラメーターと母集団のパラメーターとの相関関係を研究することを可能にします。
重力波グリッチ：可積分でない極端な質量比のインスピレーションにおける共鳴島と周波数ジャンプ
| Title |
Gravitational-wave_glitches:_resonant_islands_and_frequency_jumps_in_non-integrable_extreme-mass-ratio_inspirals |
| Authors |
Kyriakos_Destounis_and_Kostas_D._Kokkotas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02782 |
今後の宇宙搭載検出器による極端な質量比のインスピレーションからの重力波の検出は、強磁場領域における一般相対性理論の前例のないテストを可能にします。ブラックホールがカーメトリックによって明確に記述されているかどうかを評価することは別として、そのような検出は時空の対称性の程度に制約を課す可能性があります。特に、カーメトリックからの仮想的な逸脱がどのように現れるかに応じて、測地線方程式の可積分性を意味するカーター対称性が破られる可能性があります。ここでは、小質量コンパニオンと一般相対性理論の超大質量コンパクトオブジェクト、つまりマンコ-ノビコフ時空を含む可積分な極限質量比のインスピレーションに関連する重力波形を調べます。コンパニオンが共振アイランドを横切るときに、波形が突然の周波数ジャンプを表示することを示します。これらの発見は、重力波周波数におけるそのような突然の兆候が一般的であり、真の天体物理学的起源を持ち、極端な質量比のバイナリにおけるカオス現象の特徴的なサインとして機能することを示しています。
| Title |
Cosmologically_Degenerate_Fermions |
| Authors |
Marcela_Carena,_Nina_M._Coyle,_Ying-Ying_Li,_Samuel_D._McDermott,_Yuhsin_Tsai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02785 |
質量が数keV未満の暗黒物質（DM）は、標準模型の粒子の熱位相空間とは大幅に異なる位相空間分布を持っている必要があります。そうでない場合、宇宙構造が形成されるときに自由に流れ出します。この質量範囲のフェルミオンDMpsiは、熱運動エネルギーがまったくない場合でも、初期の宇宙では無視できない運動量を持つことがわかります。これは、赤方偏移が高くなるとフェルミ粒子の密度が必然的に高くなり、パウリの縮退圧力が発生したためです。それらは最低運動量状態を満たし、典型的なフェルミ粒子はその質量m_psiを超えることができる運動量〜O（p_F）を獲得します。m_psi、軽いフェルミ粒子の冷たいDMエネルギー密度の現在の割合f_psi、およびそれらが相対論的であった赤方偏移の間の単純な関係を見つけます。DNeffと物質パワースペクトルの測定によって明らかにされた非相対論的振る舞いと相対論的振る舞いの間の遷移の影響を考慮して、f_psi-m_psi平面で質的に新しい境界を導き出します。また、f_psi=1の既存の境界を、m_psi=2keVまで1桁改善します。直接検出への影響に注目し、宇宙論的に縮退したフェルミ粒子を生じさせる可能性のある暗いセクターのモデルを提案します。
LIGOO2データの低周波数でのG347.3からの連続重力波のEinstein @ Home検索の結果
| Title |
Results_from_an_Einstein@Home_search_for_continuous_gravitational_waves_from_G347.3_at_low_frequencies_in_LIGO_O2_data |
| Authors |
Jing_Ming,_Maria_Alessandra_Papa,_Heinz-Bernd_Eggenstein,_Bernd_Machenschalk,_Benjamin_Steltner,_Reinhard_Prix,_Bruce_Allen,_Oliver_Behnke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02808 |
超新星残骸G347.3-0.5の中性子星から、LIGOO2公開データを使用して、周波数が20〜400Hzの周期的な重力波信号を検索した結果を示します。検索はボランティアコンピューティングプロジェクトEinstein@Homeに展開され、何千人もの参加者がこの取り組みを可能にするためにコンピューティングサイクルを寄付しています。重要な信号候補は見つからず、ターゲットからの重力波信号の振幅にこれまでで最も制約のある上限を設定しました。これは、帯域の大部分で$10^{-6}$未満の変形に対応します。$166$Hzに近い、最高のひずみ感度の周波数で、重力波の固有振幅$h_0^{90\％}\約7.0\times10^{-26}$に90\％\信頼上限を設定しました。ほとんどの周波数範囲で、私たちの上限は、間接的な年齢ベースの上限よりも20分の1です。
粘性と重力放射によって駆動される超大質量コンパクト星の不安定モード
| Title |
Unstable_modes_of_hypermassive_compact_stars_driven_by_viscosity_and_gravitational_radiation |
| Authors |
Peter_B._Rau_and_Armen_Sedrakian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02881 |
連星インスピレーションの差動回転残骸の振動モードを、回転周波数に対する内部循環の比率$f$によってパラメーター化された非圧縮性リーマン楕円体としてモデル化することによって研究します。モードに対する粘性と重力波放射の影響が研究され、これらの物体が均一に回転する星のチャンドラセカール-フリードマン-シュッツ不安定性に類似した重力波放射に対して一般的な不安定性を示すことが示されています。奇数パリティモードは、$f$のすべての値（球形モデルを除く）と変形に対して不安定ですが、偶数パリティ不安定モードは、非常に偏心した楕円体でのみ表示されます。モデルの質量と粘度の大きさを変化させて、モードの変更を定量化します。モードは、二元中性子星合体に関連する質量の範囲に弱く依存しています。大きな乱流粘度は重力波の不安定性の抑制につながる可能性がありますが、動粘度はモードとその減衰タイムスケールにほとんど影響を与えません。
50の重力波イベントによるローレンツ/ CPT対称性の新しい制限
ローレンツ不変性は、現代物理学において基本的な役割を果たしています。ただし、ローレンツ不変性の小さな違反は、いくつかの候補量子重力理論で発生する可能性があります。重力ローレンツ不変性違反（gLIV）の顕著な兆候には、重力波（GW）の分散関係における異方性、分散、および複屈折が含まれます。GWトランジェントカタログGWTC-1およびGWTC-2の合計50のGWイベントを使用して、異方性複屈折現象の分析を実行します。複数のイベントを使用すると、gLIV係数間の縮退を完全に解消し、係数空間をグローバルに制約できます。ローレンツに違反する演算子の質量次元5および6での以前の結果と比較して、$2$から$7$の範囲の係数で、34個の係数のグローバル制限を厳しくします。
HSCおよびOGLEマイクロレンズイベントにおけるQCDアクシオン星の可能性のある証拠
アクシオンの形の暗黒物質はミニクラスターを形成すると予想され、それらの密集した領域はコンパクトなアクシオン星を宿すことができます。このようなアクシオン星は、マイクロレンズイベントによって発見される可能性があります。特に、すばるHSCとOGLEによって報告されたいくつかの候補イベントは、地球質量のオーダーの質量を持つアクシオン星が暗黒物質の約$\sim$20％を構成する場合に同時に説明することができます。QCDアクシオンの場合、これは$10^{-9}-10^{-6}$eVの範囲のアクシオン質量に対応します。これは、実験の制約、およびパラメーターの宇宙論的人間原理ウィンドウと一致しています。
重力の幾何学的三位一体における$ 3 + 1 $形式主義
重力の幾何学的な三位一体は、重力が3つの類似したアプローチ、すなわち曲率、ねじれ、および非計量性で定式化できるプラットフォームを提供します。このように、一般相対性理論は、ハミルトニアン構造、数値解析の効率、重力場の自由度の分類など、これらの分解のさまざまな特性への洞察を提供する3つの動的に同等な方法で表現できます。この作業では、一般相対性理論のテレパラレル等価物と一般相対性理論の対称テレパラレル等価物の$3+1$分解を行います。これらは両方とも、曲率ベースの一般相対性理論と動的に等価です。時空計量テンソルと対応する四面体をそれらの空間的部分と時間的部分に分割し、ガウスのような方程式を見つけることにより、重力のさまざまな定式化の一般的な基盤を設定することができます。これらの結果に基づいて、一般的な$3$-tetradおよび$3$-metricの進化方程式が導き出されます。最後に、2つのそれぞれの接続を選択することにより、一般相対性理論のメトリック$3+1$定式化と、一般相対性理論に相当するテレパラレルのテトラッド$3+1$定式化および対称テレパラレルのメトリック$3+1$定式化が復元されます。一般相対性理論に相当します。このアプローチは、原則として、一般相対性理論のさまざまな定式化の共通の特徴を基本レベルで解決し、さまざまな定式化の拡張および代替案が提示できる特性を指摘することができます。
