自己相互作用暗黒物質モデルにおける伴銀河の軌道進化
暗黒物質の自己相互作用は、天の川の周りの伴銀河の特性に独特の特徴を残すことができます-潮汐ストリッピング、ラム圧、および重力熱崩壊への影響を通じて、ホストのように。自己相互作用する暗黒物質パラメータ空間の領域を描写します---相互作用断面積と速度スケールによって指定されます---これらの効果のそれぞれが支配的であり、相対質量損失が衛星の初期質量、密度プロファイルにどのように依存するかを示しますと軌道。中心密度が著しく高く、中心間距離が小さい天の川伴銀河を使用して、このパラメーター空間で斬新で保守的な制約を取得します。銀河団からの制約と組み合わせた自己相互作用暗黒物質モデルの我々の結果は、最も密度の高い衛星で重力熱コア崩壊につながる速度依存断面積を支持します。
高質量端でのハローの質量濃度関係
| Title |
Halo_Mass-Concentration_Relation_at_High-Mass_End |
| Authors |
Weiwei_Xu,_Huanyuan_Shan,_Ran_Li,_Chunxiang_Wang,_Linhua_Jiang,_Eric_Jullo,_Ginevra_Favole,_Jean-Paul_Kneib,_Chaoli_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.03252 |
濃度-質量（c-M）の関係は、暗黒物質ハローの組み立て履歴の重要な情報をエンコードしますが、高質量端でのその振る舞いは、まだ観測で正確に測定されていません。本論文では、9500度^2の空域をカバーするダークエネルギーカメラレガシーサーベイ（DECaLS）データリリース8のシアーカタログを使用して、銀河-銀河レンズ法によるハローc-M関係の測定を報告します。前景レンズは、redMaPPer、LOWZ、およびCMASSカタログから選択され、ハロー質量範囲は10^{13}から10^{15}M_sunで、赤方偏移範囲はz=0.08からz=0.65です。濃度はハロー質量とともに10^{13}から10^{14}M_sunに減少することがわかりますが、〜10^{14}M_sunのピボットポイントの後で上昇傾向を示します。測定されたcM関係を濃度モデルc（M）=C_0（M/（10^{12}M_sun/h）^{-\gamma}[1+（M/M_0）^{0.4}]に適合させ、値（C_0、\gamma、log（M_0）=（5.119_{-0.185}^{0.183}、0.205_{-0.010}^{0.010}、14.083_{-0.133}^{0.130}）を取得し、（4.875_{-0.208}^{0.209}、0.221_{-0.010}^{0.010}、13.750_{-0.141}^{0.142}）0.08<=z<0.35および0.35<=z<0.65のハローの場合また、単純なべき乗則モデルよりも上向きを含むモデルが好まれていることも示しています。私たちの測定は、大規模なクラスター形成プロセスの最近の議論に重要な情報を提供します。
チャプルギンガス宇宙論における変動の成長：統一された暗黒物質のための非線形ジーンズスケール
| Title |
The_growth_of_fluctuations_in_Chaplygin_gas_cosmologies:_A_nonlinear_Jeans_scale_for_unified_dark_matter |
| Authors |
Abdelrahman_Abdullah,_Amr_El-Zant_and_Ali_Ellithi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.03260 |
統一された暗黒物質宇宙論は、失われた物質とエネルギーを単一の流体に経済的に組み合わせます。これらのモデルのうち、標準のチャプルギンガスは理論的に動機付けられていますが、線形摂動が均一な流体に直接課せられる場合、大規模構造を説明する際に問題に直面します。ただし、階層的クラスタリングを進めるには、標準シナリオのようにハローがより大きな構造にマージされ、残りの均質なコンポーネントがダークエネルギーとして機能するため、小さなハローのクラスター化されたコンポーネントの早期形成で十分です（そして必要です）。この可能性を検討します。線形解析では、崩壊の臨界プレスシェクターしきい値に到達できるのは、一般に、$\Lambda$CDMを模倣する一般化されたチャプルギンガスモデル、または超光速音速が発生するモデルのみであることが示されています。しかし、標準的なチャプルギンガスの場合は限界であり、線形領域では過密度が1次に達します。これにより、非線形解析が促進されます。単純な落下モデルは、1〜kpc以上の摂動に対して崩壊が実際に可能であることを示唆しています。なぜなら、標準ガスとは対照的に、圧力は密度の増加とともに減少し、線形的に安定したシステムの崩壊を可能にするからです。これは、標準的なチャプルギンガスに基づく宇宙論的シナリオが、しばしば想定されるように、構造形成の観点から除外されない可能性があることを示唆しています。一方、CDMの小規模な問題に関連する可能性のあるスケール$R\gtrsim{\rmkpc}$に成長を制限する「非線形ジーンズスケール」が予測されます。最後に、クラスター化されたチャプルギンガス宇宙論のバックグラウンドダイナミクスが調べられ、実行可能であることが確認されます。
BICEP / Keck XIV：宇宙マイクロ波背景放射におけるアクシオンのような分極振動に対する制約の改善
| Title |
BICEP_/_Keck_XIV:_Improved_constraints_on_axion-like_polarization_oscillations_in_the_cosmic_microwave_background |
| Authors |
BICEP/Keck_Collaboration:_P._A._R._Ade,_Z._Ahmed,_M._Amiri,_D._Barkats,_R._Basu_Thakur,_C._A._Bischoff,_D._Beck,_J._J._Bock,_H._Boenish,_E._Bullock,_V._Buza,_J._R._Cheshire_IV,_J._Connors,_J._Cornelison,_M._Crumrine,_A._Cukierman,_E._V._Denison,_M._Dierickx,_L._Duband,_M._Eiben,_S._Fatigoni,_J._P._Filippini,_S._Fliescher,_N._Goeckner-Wald,_D._C._Goldfinger,_J._Grayson,_P._Grimes,_G._Hall,_G._Halal,_M._Halpern,_E._Hand,_S._Harrison,_S._Henderson,_S._R._Hildebrandt,_G._C._Hilton,_J._Hubmayr,_H._Hui,_K._D._Irwin,_J._Kang,_K._S._Karkare,_E._Karpel,_S._Kefeli,_S._A._Kernasovskiy,_J._M._Kovac,_C._L._Kuo,_K._Lau,_E._M._Leitch,_A._Lennox,_K._G._Megerian,_L._Minutolo,_L._Moncelsi,_Y._Nakato,_T._Namikawa,_H._T._Nguyen,_R._O'Brient,_R._W._Ogburn_IV,_S._Palladino,_T._Prouve,_C._Pryke,_B._Racine,_C._D._Reintsema,_et_al._(30_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.03316 |
Keckアレイからの観測により、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）におけるアクシオンのような偏光振動の改善された検索を提示します。時変宇宙複屈折に相当する、全天の時間的に正弦波状のCMB偏光の回転は、局所的なアクシオン場の観測可能な兆候であり、CMB偏光計がアクシオンのような暗黒物質を直接検出できるようにする可能性があります。前の作業で提示された方法の改善について説明し、2012年から2015年の観測シーズンで構成される拡張データセットを使用して更新された方法を示します。質量$m$のアクシオン-光子結合定数に$10^{-23}$-$10^{-18}〜\mathrm{eV}$の範囲で制限を設定します。これは、時間単位の振動周期に対応します。何年にもわたって。私たちの結果は、バックグラウンドモデルと一致しています。$1$から$30〜\mathrm{d}$（$1.6\times10^{-21}\leqm\leq4.8\times10^{-20}〜\mathrm{eV}$）の期間の場合、$95\％$-回転振幅の信頼度の上限はほぼ一定で、中央値は$0.27^\circ$です。これにより、アクシオン-光子結合定数が$g_{\phi\gamma}<（4.5\times10^{-12}）に制限されます。〜\mathrm{GeV}^{-1}）m/（10^{-21}〜\mathrm{eV}$）、アクシオンのような粒子がすべての暗黒物質を構成する場合。収集されたBICEPデータセットの半分以上はまだ分析されておらず、現在および将来のいくつかのCMB偏光測定実験では、ここに示す方法を適用して、同等または優れた制約を実現できます。今後数年間で、振動測定は、アクシオンパラメータ空間の未踏の領域を除外する感度を達成することができます。
非標準的な観客場によるインフレーションからの原始ブラックホールと確率的重力波の背景
| Title |
Primordial_black_holes_and_stochastic_gravitational_wave_background_from_inflation_with_a_noncanonical_spectator_field |
| Authors |
Rong-Gen_Cai,_Chao_Chen,_and_Chengjie_Fu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.03422 |
インフラトンに動力学的に結合された観客スカラー場を用いた単一場スローロールインフレーションにおける曲率摂動の強化を調査します。インフラトンの周期関数との結合項は、観客場の摂動の指数関数的成長を引き起こし、曲率摂動を間接的に増幅して、かなりの量の原始ブラックホール（PBH）を生成します。このシナリオは、インフレの背景に鈍感であることがわかります。このシナリオで生成された確率的重力波バックグラウンド（SGWB）の2つの異なる母集団を研究します。つまり、それぞれインフレ時代と放射線支配時代のスカラー摂動によって引き起こされます。パラメータ空間を適切に選択することで、非常に興味深い2つのPBHマスウィンドウを検討します。1つは暗黒物質の重要な成分である可能性のある質量$\mathcal{O}（10^{-12}）M_\odot$のPBHであり、SGWBの予測された全エネルギースペクトルは固有のプロファイルを示し、LISAによって検出可能です。と大地。もう1つは、質量$\mathcal{O}（10）M_\odot$のPBHであり、LIGO-Virgoイベントの一貫した説明を提供できます。さらに興味深いことに、放射線が支配的な時代から予測された重力波信号は、NANOGravの結果を説明している可能性があります。
21cmの強度マッピング実験で暗黒エネルギーを測定するための見通し
21cm強度マッピング（IM）技術を使用すると、大規模な中性水素（HI）調査を効率的に実行できるため、大規模なHI分布でバリオン音響振動（BAO）信号を検出できます。この方法は、暗黒エネルギーパラメータを測定するための大きな可能性を秘めています。いくつかの21cmIM実験が提案され、実行されました。その典型的な実験には、BINGO、FAST、SKA1、HIRAX、CHIME、およびTianlaiが含まれます。この作業では、ダークエネルギーのパラメーターを測定する能力について、これらの典型的な21cmIM実験の予測を行います。干渉計は、宇宙論的パラメーターを制約する上で大きな利点があることがわかります。特に、Tianlaiシリンダーアレイだけで、$\Lambda$CDMモデルの高精度宇宙論の標準を達成できます。ただし、動的暗黒エネルギーを制約する場合、SKA1-MIDは非常に良好に機能することがわかります（シングルディッシュモードを使用）。さらに、シミュレートされた21cmIMデータがCMBデータに固有のパラメーター縮退を破ることができ、CMB+SKA1が$w$CDMモデルで$\sigma（w）=0.013$を提供し、$\sigma（CPLモデルではw_0）=0.080$および$\sigma（w_a）=0.25$。CMB+BAO+SNと比較して、Tianlaiは$\Lambda$CDMと$w$CDMでより厳しい制約を提供できますが、CPLではより緩い制約（CMB+BAOよりも厳しい）を提供でき、CMB+BAO+SN+Tianlaiの組み合わせは$を提供します。\sigma（w）=0.013$、$\sigma（w_0）=0.055$、および$\sigma（w_a）=0.13$。最後に、残留前景汚染振幅が制約結果にかなりの影響を与えることがわかります。将来的には、21cmのIM実験が、ダークエネルギーの性質を探索するための強力なプローブを提供することを示しています。
DR9 Legacy ImagingSurveysを使用したDESIQSOターゲット選択の角度クラスタリングプロパティ
| Title |
Angular_clustering_properties_of_the_DESI_QSO_target_selection_using_DR9_Legacy_Imaging_Surveys |
| Authors |
Edmond_Chaussidon,_Christophe_Y\`eche,_Nathalie_Palanque-Delabrouille,_Arnaud_de_Mattia,_Adam_D._Myers,_Mehdi_Rezaie,_Ashley_J._Ross,_Hee-Jong_Seo,_David_Brooks,_Enrique_Gazta\~naga,_Robert_Kehoe,_Michael_E._Levi,_Jeffrey_A._Newman,_Gregory_Tarl\'e,_Kai_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.03640 |
ダークエネルギー分光計器（DESI）の今後の調査のためのクエーサーターゲットの選択は、今後5年間修正されます。この作業の目的は、画像分類学と恒星および銀河の汚染物質の影響を研究することによってクエーサーの選択を検証し、それらを軽減する手順を開発することです。クエーサーターゲットの密度変動は、DESILegacyImagingSurveysのデータリリース9の表示や深さなどの測光特性に関連していることがわかっています。この複雑な関係をモデル化するために、標準の線形回帰の代わりに機械学習アルゴリズム（ランダムフォレストと多層パーセプトロン）を検討します。LegacyImagingSurveysのフットプリントを測光特性に従って3つの領域に分割し、各領域で独立した分析を実行し、eBOSSEZ-mocksを使用してメソッドを検証します。緩和手順は、各測光領域での修正されたターゲット選択の角度相関を、スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）データリリース16のクエーサーを使用して取得された角度相関関数と比較することによってテストされます。総フットプリントの3分の2におけるDESIクエーサーターゲットとSDSSクエーサー間の相関関係。残りの領域での過剰な相関関係は、DESI分光データで除去する必要がある恒星の汚染によるものであることを示しています。3つのイメージング領域でリンバーパラメータを導出し、SDSSおよび2dFQSO赤方偏移サーベイからの以前の測定値と比較します。
暗黒時代の再電離と銀河形成シミュレーションXX。宇宙の再電離の時代における明るい銀河のLy $ \ alpha $ IGM透過特性と環境
| Title |
Dark-ages_Reionization_and_Galaxy_Formation_Simulation_XX._The_Ly$\alpha$_IGM_transmission_properties_and_environment_of_bright_galaxies_during_the_Epoch_of_Reionization |
| Authors |
Yuxiang_Qin,_J._Stuart_B._Wyithe,_Pascal_A._Oesch,_Garth_D._Illingworth,_Ecaterina_Leonova,_Simon_J._Mutch_and_Rohan_P._Naidu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.03675 |
宇宙の再電離の時代（EoR）中の高度に中性の銀河間媒体（IGM）は、減衰翼吸収によってLy$\alpha$放出を抑制し、$の星形成銀河からのLy$\alpha$検出をほとんど引き起こさないと予想されます。z{\sim}8$。しかし、これらの赤方偏移での4つの最も明るい銀河（${\rmH}_{160}{\sim}25$mag）の分光観測は、顕著なLy$\alpha$線を明らかにし、局所的にイオン化されたIGMを示唆しています。この論文では、Meraxes半解析モデルを使用して、EoR中の明るい銀河のLy$\alpha$IGM透過と環境を調査します。明るい銀河は、周囲の中性水素の電離に効果的であるため、減衰翼の吸収による影響が少ないことがわかります。具体的には、最も明るい光源（${\rmH}_{160}{\lesssim}25.5$mag）は、シミュレーションの最大のイオン化領域にあり、IGM（光学的）からのLy$\alpha$の減衰が少ないです。深さ${<}1$）。暗い銀河（25.5mag${<}{\rmH}_{160}{<}27.5$mag）は、UVの光度に依存する透過率を持っているため、暗い光度でのLy$\alpha$検出の発生率が低くなります。この光度に依存する減衰は、Ly$\alpha$が$z{\sim}8$の最も明るい銀河でのみ観測された理由を説明しています。フォローアップ観測により、これらの確認された$z{\sim}8$Ly$\alpha$エミッターの近くに対応するものが明らかになりました。モデル化された類似体の環境は、近くの銀河の数におけるこれらの観測と一致しています。これは、より暗い銀河の中でLy$\alpha$を検出できるかどうかの良い指標です。現在の観測限界では、${\ge}2$-5個の隣接銀河が$2'{\times}2'$内にある銀河は、${\sim}2$-3倍Ly$\alpha$を示す可能性があります。放出。JWSTは、1桁多くの近隣を発見し、最大の電離気泡内の${\gtrsim}50$銀河を明らかにし、再電離形態の直接研究を容易にします。
水素の再電離は$ z = 5.3 $で終了します：ライマン-XQR-30サンプルで測定された$ \ alpha $光学的厚さ
| Title |
Hydrogen_reionisation_ends_by_$z=5.3$:_Lyman-$\alpha$_optical_depth_measured_by_the_XQR-30_sample |
| Authors |
Sarah_E._I._Bosman,_Frederick_B._Davies,_George_D._Becker,_Laura_C._Keating,_Rebecca_L._Davies,_Yongda_Zhu,_Anna-Christina_Eilers,_Valentina_D'Odorico,_Fuyan_Bian,_Manuela_Bischetti,_Stefano_V._Cristiani,_Xiaohui_Fan,_Emanuele_P._Farina,_Martin_G._Haehnelt,_Girish_Kulkarni,_Andrei_Mesinger,_Romain_A._Meyer,_Masafusa_Onoue,_Andrea_Pallottini,_Yuxiang_Qin,_Emma_Ryan-Weber,_Jan-Torge_Schindler,_Fabian_Walter,_Feige_Wang,_Jinyi_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.03699 |
$z\sim5.5$のLy-$\alpha$森林における過剰な散乱の存在は、散発的に拡張された不透明なガンピーターソントラフの存在とともに、水素の再電離の遅い終わりの確固たる証拠を提供し始めました。ただし、データ品質が低く、体系的な不確実性があるため、再電離の最終段階の正確なプローブとしてLy-$\alpha$送信を使用することは複雑です。この論文では、$z>5.5$で67のクエーサー視線のサンプルを組み立て、$\leq15$kms$^{-1}$スペクトルピクセルあたり$>10$の高い信号対雑音比を使用します。主に新しいXQR-30クエーサーサンプルに基づいています。XQR-30は、VLT/X-Shooterの大規模なプログラムで、$z>5.7$で30個のクエーサーの深い（SNR$>20$/ピクセル）スペクトルを取得しました。減衰したLy-$\alpha$システムによる連続体の再構築、計測、および汚染の系統分類を注意深く説明します。$4.9<z<6.1$を超える平均Ly-$\alpha$透過率の改善された測定値を示します。フォワードモデリング分析ですべての既知の系統学を使用すると、観測されたLy-$\alpha$透過分布と、$z\leq5.2$（$<1\sigma$）までの同種UVBシミュレーションSherwoodおよびNyxとの間に優れた一致が見られます。）、および$z=5.3$での穏やかな張力（$\sim2.5\sigma$）。均質なUVBモデルは、高い信頼性（$>3.5\sigma$）で$z\geq5.4$での過剰なLy-$\alpha$透過散乱によって除外されます。私たちの結果は、UVB、残留中性水素分率、および/またはIGM温度にかかわらず、再電離関連の変動が銀河間物質で$z=5.3$（ビッグバン後の$t=1.1$Gyr）まで持続することを示しています。これは、再電離が遅れて終了したことのさらなる証拠です。
大規模構造物の形態的性質に及ぼす固有速度の影響
銀河赤方偏移サーベイによってマッピングされた大規模構造（LSS）は、銀河の固有速度による歪みを受けることが知られています。銀河の2点相関関数の異方性など、一般的なN点統計で生成されるシグネチャに加えて、固有速度はLSSの形態学的特性に明確な特徴を誘発します。これは、4つのミンコフスキー汎関数（MF）によって完全に記述されます。体積、表面積、平均曲率、オイラー標数（または属）。この作業では、N体シミュレーションの大規模なスイートを使用して、LSSのMFのこれらの重要な機能を、（準）線形スケールと非線形スケールの両方で提示および分析します。非線形スケールに焦点を当てて、特に高密度しきい値領域の表面積加重平均曲率で、非線形スケールでのみ表示される、fingers-of-God効果によって一意に誘導される機能を識別します。また、MFは、パワースペクトルと比較して宇宙論的パラメーターに競争上の制約を与える可能性があることもわかりました。これらの結果は、LSSのMFの宇宙論的応用にとって重要であり、おそらく固有速度場自体を研究するための新しい方法を切り開いています。
$ H_0 $の事前分布が$ f（T）$の遅い時間の宇宙論に与える影響
宇宙クロノメーター、パンテオンデータセット、およびバリオン音響振動データを使用した5つの$f（T）$宇宙論モデルの遅い時間の宇宙論に関する最近の調査からの$H_0$事前の影響の詳細な分析を提示します。この作業では、最近報告された$H_0$の3つの値を使用します。これらは、最近の$H_0$張力の問題の原因となっています。これらの事前確率は、すべての宇宙論的パラメーターの観点から、これらの分析で強い反応を示すことがわかります。一般に、私たちの分析では、事前のない同等の分析と比較すると、$H_0$の値がはるかに高くなりますが、概して、物質密度パラメーターの値は低くなります。最後に、各モデル、データセット、および以前の組み合わせの選択肢の相互分析を行います。
宇宙のボイドの周りの銀河の固有の整列
銀河の固有の配列、つまり銀河の形状とその環境との相関関係は、弱い重力レンズ効果の調査の主な汚染源です。固有の配列に関するほとんどの研究は、これまで、明るい赤色の銀河と銀河の位置または宇宙のウェブのフィラメントとの相関関係の測定とモデル化に焦点を合わせてきました。この作業では、宇宙のボイドの周りの配置を調査します。スローンデジタルスカイサーベイによって検出された、同じトレーサーから構築された、半径が次の範囲のボイドのサンプルの周りの明るい赤い銀河の固有の配列を測定します。30〜40;40-50]$$h^{-1}$Mpcおよび赤方偏移範囲$z=0.4-0.8$。大規模な線形モデルに基づく測定値と、ボイド内およびその周辺のボイド密度プロファイルに基づく新しいモデルへの適合を示します。モデルのフリースケーリング振幅を小さなスケールで制約し、どちらのサンプルでも$1\sigma$で有意なアライメントが見つからないことを確認します。大規模なヌル仮説からの偏差は、半径が20〜30$h^{-1}$Mpcのボイドの場合は2$\sigma$であり、半径が30〜30のボイドの場合は1.5$\sigma$です。40$h^{-1}$Mpcであり、これらのスケールでモデルの振幅を制約します。ボイドが大きい場合、1$\sigma$で有意な偏差は見つかりません。私たちの仕事は、ボイドの周りの固有のアライメントを検出する最初の試みであり、将来のボイドレンズ研究でそれらを軽減するための有用なフレームワークを提供します。
宇宙時代に基づくより正確なパラメータ化（MAPAge）
最近、異なる宇宙論的データセット間のいくつかの統計的に有意な緊張が、標準的なラムダコールドダークマター（$\Lambda$CDM）モデルについて疑問を投げかけています。最近の手紙〜\citet{Huang：2020mub}は、「宇宙年齢に基づくパラメータ化」（PAge）を使用して、$\Lambda$CDMモデルを超える幅広いクラスを、通常の精度で近似することを提案しています$\sim1\％$$z\lesssim10$での角直径距離で。この作業では、新しい自由度$\eta_2$を追加することにより、PAgeを宇宙時代に基づくより正確なパラメーター化（MAPAge）に拡張します。パラメータ$\eta_2$は、物理的に動機付けられたモデルとそれらの現象論的PAge近似の違いを説明します。MAPAgeの精度は、通常、$z\lesssim10$での角直径距離で$10^{-3}$のオーダーであり、PAgeよりも大幅に優れています。PAgeとMAPAgeを現在の観測データと予測データと比較します。PAge近似が現在の観測に十分に適しているという〜\citet{Huang：2020mub}の予想は、この作業で定量的に確認されています。また、PAgeからMAPAgeへの拡張は、将来の観測にとって重要であることも示しています。これには、通常、理論的な予測で1パーセント未満の精度が必要です。
高速電波バースト観測を使用してホログラフィック暗黒エネルギーを制約する予測
| Title |
A_forecast_of_using_fast_radio_burst_observations_to_constrain_holographic_dark_energy |
| Authors |
Xing-Wei_Qiu,_Ze-Wei_Zhao,_Ling-Feng_Wang,_Jing-Fei_Zhang,_Xin_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.04127 |
最近、CHIME/FRBプロジェクトによって検出された約500の高速電波バースト（FRB）が報告されています。膨大な量のデータにより、FRBは今後数年間で有望な低赤方偏移宇宙論的プローブとなるため、さまざまな暗黒エネルギーモデルで正確な宇宙論的パラメータを推定するために必要なFRBの数の問題を詳細に調査する必要があります。文献で通常考えられている$w（z）$パラメータ化モデルとは異なり、この作業では、量子重力のホログラフィック原理に由来するホログラフィックダークエネルギー（HDE）モデルとリッチダークエネルギー（RDE）モデルを調査します。、シミュレートされたローカライズされたFRBデータを宇宙論的プローブとして初めて使用します。ハッブル定数$H_0$は、SH0ESの精度と同様に、現在のCMBデータと組み合わせた10000の正確にローカライズされたFRBを使用することにより、FRBのMacquart関係を持つHDEモデルで約2％の精度に制約できることを示します。価値。10000個のローカライズされたFRBをCMBデータと組み合わせて使用すると、HDEモデルの暗黒エネルギーパラメーター$c$に対して約6％の制約を達成できます。これは、CMBと組み合わせた現在のBAOデータよりも厳しいものです。また、CMBとは独立した宇宙論的パラメーターを測定する目的で、FRBデータと別の低赤方偏移宇宙論的プローブ、つまり重力波（GW）標準サイレンデータの組み合わせを研究します。FRBとGWに固有のパラメータの縮退はかなり異なりますが、ホログラフィック暗黒エネルギーモデルの制約を効果的に改善するには、10000を超えるFRBが必要であることがわかります。
宇宙マイクロ波背景放射の高精度測定からの制約：暗黒物質を$ {\ Lambda} $または動的暗黒エネルギーで崩壊させる場合
| Title |
Constraints_from_High-Precision_Measurements_of_the_Cosmic_Microwave_Background:_The_Case_of_Disintegrating_Dark_Matter_with_${\Lambda}$_or_Dynamical_Dark_Energy |
| Authors |
Wenzhong_Liu,_Luis_A._Anchordoqui,_Eleonora_Di_Valentino,_Supriya_Pan,_Yabo_Wu_and_Weiqiang_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.04188 |
近年、宇宙の現在の膨張率$H_0$の測定値と、物質のクラスター化$S_8$の推定値に矛盾が生じています。最新の宇宙論的観測を使用して、これらの緊張に対処するために提案された新しいモデルを再検討します。このモデルでは、冷たい暗黒物質が暗い放射に崩壊します。崩壊プロセスは、そのレート$\Gamma=\alpha\mathcal{H}$によって制御されます。ここで、$\alpha$は、崩壊メカニズムの強度を定量化する（一定の）無次元パラメーターであり、$\mathcal{H}$は空間的に平坦なフリードマン-レマ\^{i}トレ-ロバートソン-ウォーカー宇宙における共形ハッブル率。このモデルを最新の2018Planck温度および分極データで制約し、$\alpha\neq0$の証拠がなく、$3\sigma$未満の$H_0$張力を解決できないことを示し、によって得られた結果と衝突します。Planck2015の温度データを分析します。また、暗黒エネルギーの状態方程式パラメーター$w\neq-1$であるモデルの2つの可能な拡張についても調査します。この場合、プランクデータをSH0ES測定と組み合わせることが可能であり、これらのモデルの両方で、$H_0$張力が$1\sigma$レベルで解決されることを示しますが、条件$w\neq-1$は$S_8$テンション。また、（パンテオン超新星Ia型データセットとバリオン音響振動からの）中間赤方偏移データの追加が、$H_0$と$S_8$の緊張に対処するためのこれらすべてのモデルの有効性を弱めることも示しています。
小さなスケールでの原始スカラー摂動の強化が、テンソル摂動を2次で発生させることにより、検出可能な振幅の二次重力波（GW）を生成することはよく知られています。これらの確率的重力波は、原始的な非ガウス性の痕跡を運ぶと予想されます。重要な二次GWにつながるインフレのモデルで通常生成されるスカラーバイスペクトルは、重要であり、スケールに大きく依存します。この作業では、二次GWのスペクトル密度の計算でインフレモデルから生じるそのような一般的なスケール依存のスカラーバイスペクトルを説明する方法を提示します。正準スカラー場によって駆動されるインフレーションの2つの特定のモデルでこの方法を使用すると、パワースペクトルに対するバイスペクトルから生じる補正は、セカンダリGWに検出可能なインプリントを残すために重要ではないことがわかります。検討したシナリオでは修正は重要ではないかもしれませんが、説明した方法は堅牢で、バイスペクトルの形状に関する仮定がなく、文献で採用されている以前のアプローチを一般化しています。スカラーバイスペクトルを説明するこの方法は、大量の二次GWとともにスカラー非ガウス性のより大きな振幅を生成するエキゾチックモデルの将来の計算に役立つと主張します。
偽の$ \ nu $ sに注意してください：宇宙構造の非線形進化に対する大規模ニュートリノの影響
| Title |
Beware_of_Fake_$\nu$s:_The_Effect_of_Massive_Neutrinos_on_the_Non-Linear_Evolution_of_Cosmic_Structure |
| Authors |
Adrian_E._Bayer,_Arka_Banerjee,_Uros_Seljak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.04215 |
巨大なニュートリノは、小さな非線形のスケールで宇宙構造の成長を抑制します。したがって、パワースペクトルを超えた統計を使用すると、これらの非線形スケールから追加情報を抽出することにより、ニュートリノ質量の制約を厳しくすることができるとしばしば提案されます。ニュートリノの質量に関する情報量をフィールドレベルで研究し、この情報のどれだけが、1つの流体（CDM）と2つの流体（CDM+ニュートリノ）の宇宙論の間の非線形進化の違いから生じるかを定量化します。これを行うには、2つの$N$-bodyシミュレーションを実行します。1つは大量のニュートリノがある場合とない場合です。両方とも同じ位相で、与えられた低い赤方偏移でそれらの線形パワースペクトルを一致させます。これにより、線形初期条件でエンコードされた情報が非線形宇宙進化から効果的に分離されます。$k\lesssim1\、h/{\rmMpc}$の場合、および単一の赤方偏移の場合、2つのシミュレーション間で実空間のCDMフィールドにごくわずかな違いがあることを示します。これは、ニュートリノに関するすべての情報が初期条件によって設定された線形パワースペクトルにあることを示唆しています。したがって、CDMフィールドのみに基づくプローブは、同じ範囲のスケールで線形レベルに存在するものを超える無視できる拘束力を持ちます。したがって、ハローフィールドに基づくプローブには、線形パワー以外の情報はほとんど含まれません。弱いレンズ効果の原因となる物質場についても同様の結果が得られます。また、3d物質フィールドのパワースペクトルを超えて多くの情報があるかもしれないことを示します、しかし、これは暗黒物質ハローまたは弱いレンズ効果による現代の調査では観察できません。最後に、赤方偏移空間で見つかる追加情報があることを示します。
金星の半分の質量が近くの星を通過する暖かい地球型惑星
| Title |
Warm_terrestrial_planet_with_half_the_mass_of_Venus_transiting_a_nearby_star |
| Authors |
Olivier_D._S._Demangeon,_M._R._Zapatero_Osorio,_Y._Alibert,_S._C._C._Barros,_V._Adibekyan,_H._M._Tabernero,_A._Antoniadis-Karnavas,_J._D._Camacho,_A._Su\'arez_Mascare\~no,_M._Oshagh,_G._Micela,_S._G._Sousa,_C._Lovis,_F._A._Pepe,_R._Rebolo,_S._Cristiani,_N._C._Santos,_R._Allart,_C._Allende_Prieto,_D._Bossini,_F._Bouchy,_A._Cabral,_M._Damasso,_P._Di_Marcantonio,_V._D'Odorico,_D._Ehrenreich,_J._Faria,_P._Figueira,_R._G\'enova_Santos,_J._Haldemann,_N._Hara,_J._I._Gonz\'alez_Hern\'andez,_B._Lavie,_J._Lillo-Box,_G._Lo_Curto,_C._J._A._P._Martins,_D._M\'egevand,_A._Mehner,_P._Molaro,_N._J._Nunes,_E._Pall\'e,_L._Pasquini,_E._Poretti,_A._Sozzetti,_S._Udry |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.03323 |
新世代の視線速度計器の出現により、私たちは1つの地球質量の障壁を打ち破ることができました。この文脈で、視線速度を使用してこれまでに測定された最低質量の惑星の検出による新しいマイルストーンを報告します：L98-59b、金星の半分の質量を持つ岩石惑星。これは、3つの既知の通過する地球型惑星（惑星bからd）で構成されるシステムの一部です。最小質量が3.06_{-0.37}^{+0.33}で、公転周期が12.796_{-0.019}^{+0.020}日の4番目の非通過惑星の発見を発表し、5番目の非通過地球型惑星。最小質量2.46_{-0.82}^{+0.66}MEarthと軌道周期23.15_{-0.17}^{+0.60}日で、この惑星は、確認された場合、ハビタブルゾーンの真ん中に位置します。L98-59システム。L98-59は、10.6pc離れたところにある明るいM矮星です。ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡の連続観測ゾーンの境界に位置するこのシステムは、地球型惑星の比較惑星外惑星学の礎石になる運命にあります。3つの通過する惑星は、49から255の範囲の透過スペクトルメトリックを持っているため、ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡、ハッブル宇宙望遠鏡、アリエル、またはNIRPSやESPRESSOなどの地上施設での大気特性評価の主要なターゲットになります。平衡温度は416から627Kの範囲であり、暖かい地球型惑星の多様性を研究するユニークな機会を提供します。L98-59bおよびcの密度はそれぞれ3.6_{-1.5}^{+1.4}および4.57_{-0.85}^{+0.77}g.cm^{-3}であり、バルク組成は非常に類似しています。総質量のわずか12〜14％に相当する小さな鉄心と、少量の水を使用します。ただし、密度が2.95_{-0.51}^{+0.79}g.cm^{-3}であり、コアの質量分率が類似しているにもかかわらず、L98-59dの質量の最大30％が水である可能性があります。
惑星体の組成の一貫した特性化のための分類システムの必要性について
| Title |
On_the_Need_for_a_Classification_System_for_Consistent_Characterization_of_the_Composition_of_Planetary_Bodies |
| Authors |
David_G._Russell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.03343 |
惑星体の構成を特徴づけるための分類システムが提示されます。質量半径と質量密度の関係は、惑星がH-Heガスの質量分率に基づいて、ガスジャイアント、ロックアイスジャイアント、および地球の組成クラスに大まかに分類される可能性があることを示しています。これらの幅広い組成クラスのそれぞれについて、特定のバルク組成クラスが定義され、岩石、氷、およびガスの割合を説明する組成コードで特徴付けられます。分類システムは、惑星の質量半径組成モデルに基づいて、太陽系外惑星の一般的な特性評価と詳細な特性評価の両方を可能にします。各バルク組成クラスに提供される組成コードは、検索を簡素化するために太陽系外惑星データベースで利用できます。最後に、惑星の質量範囲と組み合わされたバルク組成クラスにより、太陽系のアナログ名を整列させて、個々の太陽系外惑星をより正確に特徴付けることができます。
深部地球軌道の長期的な動的生存
地球の共軌道小惑星の長期的な動的生存を調査し、既存の研究が最も安定していることを示唆しているほぼ円形、ほぼ平面の軌道に焦点を当てます。テスト粒子の数値積分により、初期人口の約4分の1が太陽系の年齢の少なくとも50％の間生き残ることができ、馬蹄形の粒子はL4/L5トロイの木馬よりも4〜5倍生き残る可能性が高いことを示しています。最終状態の統計から、元々は共軌道秤動にある微惑星サイズのオブジェクトの存在を制約し、通常、そのような微惑星は$5^{-2}_{+7}$で、$27^{-9}_{以下であることがわかります。+30}$（95\％の信頼度）が存在する可能性があります。私たちのシミュレーションはまた、地上軌道離心率の一時的な変動が共軌道のバルクエスケープを引き起こした可能性があることを示唆していますが、そのようなエピソードを生成するのに十分な大きさの変動（$>$0.01）は統計的にありそうにありません。次に、ヤルコフスキー効果の下で$D=50$mまでのサイズの共軌道小惑星の軌道進化を検討し、$D$$<$1kmのオブジェクトは4Gyrを超えて脱出し、最小の小惑星は200以降に脱出する必要があることを発見します。マイア。さらに、Zhouetal。〜（A\＆A、622、A97、2019）によって推測されているように、地球の共有軌道領域に、外向きのヤルコフスキードリフトを介して到着する小惑星が存在するかどうかをテストします。惑星の接近遭遇が地球から遠く小惑星帯に向かって軌道を急速に散乱させるので、これは非効率的なプロセスであることがわかります。最後に、ヤルコフスキーの不安定化作用が、スピン状態の進化または大きな親小惑星の遅い衝突粉砕によってどのように軽減されるかについて議論します。
V488 Per revisited：強力な中赤外線放射機能がなく、恒星/亜恒星の仲間の証拠がない
| Title |
V488_Per_revisited:_no_strong_mid-infrared_emission_features_and_no_evidence_for_stellar/sub-stellar_companions |
| Authors |
Swetha_Sankar,_Carl_Melis,_Beth_L._Klein,_B._J._Fulton,_B._Zuckerman,_Inseok_Song,_Andrew_W._Howard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.03700 |
V488Perの惑星系アーキテクチャの特性を示します。これは、最大16％の赤外線光度で知られている最もほこりっぽい主系列星です。遠赤外線イメージング測光法は、黒体適合温度が約130Kの外部惑星系ダスト集団の存在を確認します。以前に特定された約800Kの内部惑星系ダスト集団を精査する中赤外分光法では、明らかな固体状態は検出されません。放出の特徴は、そのような放出をミュートする大きな粒子サイズ、および/またはそのような特徴を生成しないアモルファスカーボンや金属鉄などの種によって支配される粒子組成のいずれかを示唆しています。後者の場合、かなりの量の鉄に富む物質の存在は、V488Perの周りに水星のような惑星が活発に形成されていることを示している可能性があります。いずれにせよ、固体放出の特徴がないことは、大量の暖かい軌道を回る塵の粒子を持つ主系列星の間では非常に珍しいことです。中赤外スペクトルがそのような特徴を欠いているそのような星は他にありません。視線速度モニタリングと補償光学イメージングを組み合わせたものでは、V488Perの数百AU以内に恒星/亜恒星のコンパニオンの証拠は見つかりません。
岩石惑星での水蒸気の検出は海洋の存在を示していますか？：自己無撞着なマントルデガッシングモデルからの洞察
| Title |
Does_detecting_water_vapors_on_rocky_planets_indicate_the_presence_of_oceans?:_An_insight_from_self-consistent_mantle_degassing_models |
| Authors |
Yoshinori_Miyazaki_and_Jun_Korenaga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.03759 |
水域を発達させるには、地表に十分な量の水が必要ですが、マグマオーシャンが固化する間、かなりの割合の水がマントルに残ります。また、その後の期間中のマントルのデガッシングは、停滞した蓋の対流の下で動作している惑星に限定されています。したがって、ハビタブルゾーンに位置する太陽系外惑星でさえ、水の海の存在は些細なことではありません。海洋形成の可能性を議論するために、マグマオーシャン中およびその後の固体対流段階でのマントルのデガッシング率を計算します。海洋形成の最も重要な基準は初期マントル組成のH/C比であり、しきい値比は惑星のサイズと正味の恒星放射とともに増加することがわかります。マグマオーシャンの間に大気に放出される温室効果ガスの量が少ないため、小さな惑星は水海を発達させる可能性が高く、水素の脱出は、より強い放射を受ける惑星の海洋形成を妨げるでしょう。バルクケイ酸塩地球の揮発性濃度は海洋形成のしきい値に近いため、地球と同様の揮発性組成であっても、すべての地表水は蒸気として存在する可能性があり、太陽系外惑星が大きいか、より強い恒星を受け取ると、水の海洋が存在しない可能性があります地球と比較した放射線。検出が難しいにもかかわらず、中心の星から遠く離れた小さな太陽系外惑星は、潜在的な生命を探すためのより良い候補かもしれません。私たちの結果はまた、地球と金星の分岐した進化の道についてのもっともらしい説明を提供します。
小惑星上の小さな粒子を失うための可能なメカニズムとしての熱放射圧
| Title |
Thermal_radiation_pressure_as_a_possible_mechanism_for_losing_small_particles_on_asteroids |
| Authors |
Yoonsoo_P._Bach_and_Masateru_Ishiguro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.03898 |
コンテクスト。（3200）ファエトンを含む、アクティブな小惑星からの塵の放出に関する最近の観測は、小惑星上の小さな塵の粒子の生成と除去を研究している惑星の天文学者からかなりの関心を集めています。目的。この作業では、ARの表面上の小さなダスト粒子に作用する小惑星レゴリス（AR）からの熱放射圧の重要性を調査することを目的としています。特に、太陽に近い環境での熱放射の役割を理解することを目指しています。メソッド。小惑星の回転と重力場に加えて、放射場（直接太陽、反射（散乱）太陽、および熱放射）内のAR上の粒子の加速について説明します。対象の粒子のサイズが熱波長（〜1-100{\mu}m）に匹敵するため、ミー理論が使用されます。したがって、幾何学的近似は適用できません。この目的のために、新しい形式のセットが開発されています。結果。小惑星が太陽に近い環境（ヘリオセントリック距離rh<0.8）にある場合、球形半径<1{\mu}mから約10{\mu}mの粒子の加速はARからの熱放射によって支配されることがわかります。au）。熱放射が支配的な場合、正味の加速度は宇宙に向かって、つまりARから外側に向かっています。この外向きの加速度は、他のパラメータに関係なく、半径が約1{\mu}mの粒子で最も強くなります。フェートンのようなモデルを使用した予備的な軌道積分は、そのような粒子が約10分以内に重力場から脱出することを示しています。私たちの結果は、放出されたダスト粒子の球形半径が約1{\mu}mであるという点で、フェートンに関する以前の観測研究と一致しています。
近い連星のディスク：\ gamma-Cephei再訪
| Title |
Disks_in_close_binary_stars:_\gamma-Cephei_revisited |
| Authors |
Lucas_M._Jordan,_Wilhelm_Kley,_Giovanni_Picogna,_Francesco_Marzari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.04018 |
近いバイナリ（$a_{bin}<20$au）は惑星を収容することが知られていますが、惑星の形成がそのようなシステムで成功する可能性は低いです。近いバイナリのディスクのダイナミクスを研究することは、それらの惑星がどのように形成されたのかを理解するのに役立ちます。数値的および物理的パラメーターが近接バイナリーのディスクのダイナミクスに与える影響を研究します。例として$\gamma$-Cepheiシステムを使用し、ディスクの動的状態の指標として、ディスクの偏心や歳差運動率などのディスク量に焦点を当てます。Fargoコードの修正バージョンを使用して、2次元の放射流体力学シミュレーションを実行することにより、近接バイナリでディスクをシミュレートします。まず、さまざまな数値パラメーターのパラメータースタディを実行して、結果が堅牢であることを確認します。第2部では、ディスクのダイナミクスに対するさまざまな質量とさまざまな粘度の影響を調べます。近接バイナリの放射ディスクに関する以前の研究では、解像度が低すぎ、シミュレーションドメインが小さすぎたため、ディスクのダイナミクスに影響がありました。近いバイナリの放射ディスクは、初期化フェーズの後、平均偏心が0.06〜0.27で偏心し、ディスクの平均アスペクト比に二次関数的に依存する$4〜40T_{bin}$の範囲の周期でゆっくりとした逆行歳差運動を示すことがわかります。一般に、ディスクはコヒーレントで堅固な歳差運動を示しますが、不透明度の法則が変更されてディスクの全体的な離心率が低下するため、歳差運動が壊れる可能性があります。
スピッツァー宇宙望遠鏡のインフラレッドアレイカメラ（IRAC）を使用して、ピクセルレベルの非相関（PLD）とBiLinearlyInterpolatedの2つの手法を使用して、低密度の通過、おそらく放牧の太陽系外惑星WASP-34bの2つの日食観測を分析しました。サブピクセル感度（BLISS）。両方の光度曲線を一緒にフィッティングすると、タイミング結果は2つのモデル間で0.7$\sigma$以内で一貫し、日食の深さは1.1$\sigma$内で一貫します。この違いは、モデル自体ではなく、測光方法によるものです。公開されている視線速度データ、アマチュアとプロの通過観測、および日食のタイミングを組み合わせることにより、軌道パラメータの測定を改善し、離心率がゼロ（0.0）と一致することを発見しました。ベイジアン大気放射伝達コード（BART）を使用した大気検索では、惑星のスペクトルが黒体に最も似ており、分子の存在量や垂直方向の温度変化に制約がないことが示されています。WASP-34bは、同様の温度を持つ他の暖かい木星よりも赤く、独特の化学的性質を示唆していますが、これを確認するにはさらなる観察が必要です。
自転と公転の居住可能な惑星のための理想化された2D雲解像シミュレーション
| Title |
Idealized_2D_Cloud-Resolving_Simulations_for_Tidally_Locked_Habitable_Planets |
| Authors |
Qiyu_Song,_Jun_Yang,_Hang_Luo,_Cheng_Li,_Shizuo_Fu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.04143 |
雲は惑星の気候と居住性にとって重要ですが、太陽系内外の惑星を研究する上で最も困難な部分の1つでもあります。全球大循環モデル（GCM）を使用した以前のシミュレーションでは、海と1：1の自転と公転（つまり、同期的に回転する）地球型惑星の場合、強い収束と対流により、星下領域に光学的に厚い雲が生成されることがわかりました。これらの研究の明らかな弱点の1つは、雲が地球上の知識に基づいてパラメーター化されており、それが太陽系外惑星環境に適用できるかどうかが不明であるということです。ここでは、高解像度（2km）の雲分解モデル（CRM）を2次元（2D）構成で使用して、潮汐的にロックされた水惑星の雲と循環をシミュレートします。亜恒星領域は深い対流雲に覆われ、夜側は低層層雲に支配されており、これら2つは地球規模の転覆循環によってリンクされていることを確認します。さらに、表面の均一な温暖化により対流と雲の幅が減少するが、昼夜の表面温度コントラストの減少または長波放射冷却速度の増加により対流と雲の幅が増加することがわかります。これらの関係は、いくつかの単純な熱力学的理論に基づいて大まかに解釈できます。CRMとGCMの結果を比較すると、多くの重要な違いはありますが、結果はほぼ同じであることがわかります。現実的な放射伝達とコリオリの力を備えた3DCRMを使用して、自転と公転の惑星の雲と気候を調べるには、将来の作業が必要です。
自己重力偏心核ディスクの測光と運動学
| Title |
Photometry_and_Kinematics_of_Self-Gravitating_Eccentric_Nuclear_Disks |
| Authors |
Heather_N._Wernke_and_Ann-Marie_Madigan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.03247 |
アンドロメダ銀河は、（少なくとも）2つの異なる明るさのピークを持つ細長い核をホストしています。二重核は、中央のブラックホールの周りの軌道にある、厚く、軸方向に整列した偏心した星の核円盤の投影によって説明することができます。近くにあるいくつかの初期型銀河は、同様の非対称核の特徴を持っており、奇行核円盤が存在する可能性を示しています。N体シミュレーションを使用して、偏心核ディスクのシミュレートされた測光（面密度）および運動（視線速度）マップを作成します。シミュレーションをさまざまな視線から画像化して、それらを二重核、オフセット核、および中心核として分類します。測光マップに対する質量分離の影響を調査し、重い星が明るいピークに集中していることを発見しました。平均視線速度値は、超大質量ブラックホールの周りの円形リングよりも偏心核円盤の方が低くなっています。速度分散値はより高く、超大質量ブラックホールの位置でピークになります。これは通常、測光のピークと一致しません。
HIが選択した銀河のダークマターハロー
40％のデータリリースからの7857銀河のサンプルに基づいて、中性水素質量（$M_{\text{HI}}$）関数（HIMF）と速度幅（$w_{50}$）関数（HIWF）を示します。アルファルファ調査の（$\alpha.40$）。HIMF（HIWF）の低質量（速度幅）端は、銀河の青い集団によって支配されていますが、高質量（速度幅）端では、赤い集団がHIMF（HIWF）を支配しています。デコンボリューション法を使用して、合計、赤、および青のサンプルのHIWFからHI回転速度（$V_{\text{rot}}$）関数（HIVF）を推定します。赤と青のサンプルのHIWFとHIVFは、HIMFと比較して、関数の膝で十分に分離されています。次に、ALFALFA調査の最近のスタッキング結果を使用して、HIで選択された銀河のハロー質量（$M_{\text{h}}$）関数を制約します。これにより、$M_{\text{HI}}--w_{50}--V_{\text{rot}}--M_{\text{h}}$間のさまざまなスケーリング関係を取得できます。$M_{\text{HI}}-M_{\text{h}}$の関係は、小さな質量では約2.10の急勾配を持ち、遷移ハロー質量$M_{\text{よりも大きい質量では約0.34に平坦になります。ht}}=10.62$。私たちのスケーリング関係は堅牢で、ボリュームが制限された$\alpha.40$のサンプルと一致しています。$M_{\text{HI}}-M_{\text{h}}$の関係は、$M_{\text{star}}-M_{\text{h}}$の関係と質的に似ていますが、$M_{\text{ht}}$は、$M_{\text{star}}-M_{\text{h}}$関係の場合と比較して約1.4dex小さくなります。我々の結果は、より大きな質量のハローにおける加熱やフィードバックのようなバリオン過程が、星形成と比較してより短い時間スケールでHIガスを抑制することを示唆している。
宇宙論的シミュレーションと合成吸収スペクトルを使用して、観測的に導出されたCGM金属量の精度を評価します
| Title |
Using_cosmological_simulations_and_synthetic_absorption_spectra_to_assess_the_accuracy_of_observationally_derived_CGM_metallicities |
| Authors |
Rachel_Marra,_Christopher_W._Churchill,_Caitlin_Doughty,_Glenn_G._Kacprzak,_Jane_Charlton,_Sameer,_Nikole_M._Nielsen,_Daniel_Ceverino,_and_Sebastian_Trujillo-Gomez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.03254 |
$z=1$天の川型銀河と$z=0$矮小銀河の適応メッシュ細分化流体力学的宇宙シミュレーションを使用し、銀河周囲媒体（CGM）の合成クエーサー吸収線スペクトルを生成しました。私たちの目標は、標準的な観測分光分析法が、シミュレートされた吸収線システムにおいて、固有のカラム密度、金属量[Si/H]、および水素密度$n_{H}$を正確に再現するかどうかを評価することです。固有のシミュレートされた特性の知識がなくても（盲検試験）、固定$S/N=30$で合成COSおよびHIRESスペクトルを分析し、フォークトプロファイルフィッティングと組み合わせて使用して、カラム密度、金属量、および$n_{H}$を決定しました。マルコフ連鎖モンテカルロ単相{\sc曇り}モデリング手法。固有のシミュレートされた吸収ガス特性を定量化するために、見通し内（LOS）に沿ったどのガスセルがスペクトルで検出された吸収に寄与するかを客観的に決定し、これらのガスセル特性の重み付けされていない幾何平均を採用します。このパイロット研究では、天の川銀河の5つのLOSと矮小銀河の5つのLOSに対してこの実験を行いました。「観測された」金属量と固有の金属量の間の平均的な一致は、「天の川」のCGMでは$0.8\sigma$または$0.2$dex以内で過大評価され、矮小銀河CGMでは$1.4\sigma$または$0.2$dex以内で過大評価されていることがわかりました。分光学的に導出された$n_{H}$は、「天の川」CGMの固有の$n_{H}$の$0.8\sigma$または$0.4$dex以内で過小評価され、$0.3\sigma$または$0.3以内で過大評価されていることがわかりました。矮小銀河CGMの$dex。全体的な合意は、ガス特性にかなりの広がりがあるシステムの単相イオン化モデリングの場合、クエーサー吸収線研究からのグローバル金属量測定が、特定の天体物理環境における{\it平均\/}金属量およびイオン化パラメーターをキャプチャしていることを示唆しています。。
miniJPAS調査：測光赤方偏移カタログ
| Title |
The_miniJPAS_survey:_the_photometric_redshift_catalogue |
| Authors |
A._Hern\'an-Caballero,_J._Varela,_C._L\'opez-Sanjuan,_D._Muniesa,_T._Civera,_J._Chaves-Montero,_L.A._D\'iaz-Garc\'ia,_J._Laur,_C._Hern\'andez-Monteagudo,_R._Abramo,_R._Angulo,_D._Crist\'obal-Hornillos,_R.M._Gonz\'alez-Delgado,_N._Greisel,_A._Orsi,_C._Queiroz,_D._Sobral,_A._Tamm,_E._Tempel,_H._V\'azquez-Rami\'o,_J._Alcaniz,_N._Ben\'itez,_S._Bonoli,_S._Carneiro,_J._Cenarro,_R._Dupke,_A._Ederoclite,_A._Mar\'in-Frach,_C._Mendes_de_Oliveira,_M._Moles,_L._Sodr,_K._Taylor,_E.S._Cypriano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.03271 |
MiniJPASは、60バンドのAEGISフィールドの約1deg^2の画像調査であり、今後のJPAS調査の科学的可能性を実証するために実行されます。54個の狭い光学フィルターと6個の広い光学フィルターで3800-9100\AA範囲を完全にカバーすることで、非常に正確なphoto-zが可能になり、1000度以上のdeg^2を適用することで、バリオン音響測定などのphoto-z技術の新しいアプリケーションが可能になります。振動。この論文では、公開されているminiJPASカタログに含まれているphoto-zを取得するために使用される方法について説明し、photo-zのパフォーマンスを特徴づけます。PSF補正された強制開口測光から100\AA解像度の写真スペクトルを作成します。測光における系統的なオフセットは、星の種族合成モデルとの反復フィッティングによって得られたマグニチュードシフトを適用することによって修正されます。J-PASフィルターセット用に最適化されたテンプレートのセットを使用して、カスタマイズされたバージョンのLePhareでphoto-zを計算します。miniJPASphoto-zの精度と、SDSSおよびDEEPからの分光学的赤方偏移を伴う5,266銀河のサブサンプルを使用して、それらの複数の量への依存性を分析します。これは、r<23miniJPASサンプル全体を代表するものであることがわかります。\delta\chi^2法で計算されたphoto-zの形式的な不確実性は、実際の赤方偏移誤差を過小評価しています。オッズパラメーターは|Dz|との相関が強く、ソースの大きさ、赤方偏移、またはスペクトルタイプに関係なく、赤方偏移の外れ値（|Dz|>0.03）の確率を正確に再現します。銀河の母集団（snmadと\eta）のphoto-z精度を特徴付ける2つの主要な要約統計量は、そのような母集団のオッズの分布によって予測できることを示し、これを使用してminiJPASサンプル全体のオッズを推定します。r<23には、有効なphoto-z推定値を持つ17,500個の銀河/deg^2があり、そのうち4,200個は|Dz|<0.003（要約）であると予想されます。
RCW 58のほこり：共通外層チャネル形成の手がかり？
| Title |
Dust_in_RCW_58:_clues_to_common_envelope_channel_formation? |
| Authors |
P._Jim\'{e}nez-Hern\'{a}ndez,_S.J._Arthur,_J.A._Toal\'{a}_and_A.P._Marston |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.03321 |
WISEとHerschelからのアーカイブ赤外線（IR）観測と、ATCAからの電波観測を使用して、WN8h星WR40周辺のWolf-Rayet（WR）星雲RCW58の塵の特性を示します。このWR星雲の一般的な特性の代表として、視線に沿った物質による汚染がなく、RCW58の南部地域に向かって位置する2つの塊を選択しました。次に、それらの光学特性、IR特性、および無線特性は、ダストおよびガス特性の自己無撞着な空間分布を計算する光イオン化コードCloudyを使用してモデル化されます。IRSEDをモデル化するには、ダスト粒子の2つの集団が必要です。凝集塊全体に見られるサイズ0.002〜0.01$\mu$mの小さな粒子の集団と、最大0.9$\のサイズの大きな粒子の集団です。mu$m、星から遠くにあります。さらに、塊は非常に高いダスト対ガス比を持っており、それはそれらの起源に課題を提示します。私たちのモデルは、RCW58がシェルではなくリング状の構造で分布しているという仮説を支持しており、質量は$\sim$2.5M$_\odot$と推定されます。これは、WR40の前駆体の質量が約$\approx40^{+2}_{-3}$M$_\odot$であったことを示唆しています。リングの形態、星雲の質量が小さい、ダストの粒子サイズが大きい、ダストとガスの比率が高いことから、M1-67で提案されているものと同様に、RCW58が共通外層チャネルを介して形成されていることがわかります。
低表面輝度銀河の形成と進化における角運動量の影響
文献からの観測データを使用して、低表面輝度銀河（LSBG）の角運動量（AM）と高表面輝度銀河（HSBG）の角運動量（AM）を1つの出版物で比較します。この比較は、現在、多くの接続されていない参照に広がっています。、または単に存在しません。主題のせいもあって、これはシミュレーションの領域外ではほとんど注目されていません。Spitzer3.6$\mu$m測光とLellietal。の正確なHI回転曲線を含むSPARCデータベースからの恒星固有のAM$j_{*}$の以前の結果を使用します。38個のLSBGと82個のHSBGのサンプルを使用します。これは、両方の銀河集団を比較する目的で行い、LSBGが秋の関係で約0.174dex高いことを発見しました。さらに、さまざまな質量と形成モデルを適用してテストし、スピンパラメータ$\lambda$を推定します。これは、潮汐トルク理論から得られた回転を定量化し、古典的なディスクの下でのLSBGとHSBGのスピンの違いの明確な証拠を見つけません。$j_{*}$とハローの特定のAMの間の比率（$f_{j}$）が$\sim1$であると仮定する形成モデル。別の点では、$f_{j}$が星形成効率に依存するバイアス崩壊モデルを使用することにより、LSBGは明らかに高いスピン値を示し、平均スピンは$\sim2$倍の平均スピンを持つことがわかりました。HSBGの。この後者の結果は、Dalcantonらによるシミュレーションから得られた結果と一致しています。
皇后。 IV。 M * = 10 ^ 4--10 ^ 5 M_sunおよび2--3％（O /
H）_sunの超低質量原始系を含む極超新星銀河（EMPG）：高（Fe / O）金属を示唆する極超新星/対不安定型超新星による濃縮
| Title |
EMPRESS._IV._Extremely_Metal-Poor_Galaxies_(EMPGs)_Including_Very_Low-Mass_Primordial_Systems_with_M*=10^4--10^5_M_sun_and_2--3%_(O/H)_sun:_High_(Fe/O)_Suggestive_of_Metal_Enrichment_by_Hypernovae/Pair-Instability_Supernovae |
| Authors |
Yuki_Isobe,_Masami_Ouchi,_Akihiro_Suzuki,_Takashi_Moriya,_Kimihiko_Nakajima,_Ken'ichi_Nomoto,_Michael_Rauch,_Yuichi_Harikane,_Takashi_Kojima,_Yoshiaki_Ono,_Seiji_Fujimoto,_Akio_K._Inoue,_Ji_Hoon_Kim,_Yutaka_Komiyama,_Haruka_Kusakabe,_Chien-Hsiu_Lee,_Michael_Maseda,_Jorryt_Matthee,_Leo_Michel-Dansac,_Tohru_Nagao,_Themiya_Nanayakkara,_Moka_Nishigaki,_Masato_Onodera,_Yuma_Sugahara,_Yi_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.03850 |
深部（〜26ABmag）の光学および広域（〜500deg^2）に適用される機械学習技術によって選択された、紫外光電子分光法（EMPG）の13の測光候補に対するKeck/LRISフォローアップ分光法を紹介します。EMPRESS調査におけるすばる画像データ。13の候補のうち9つは、酸素存在量（O/H）が太陽の値（O/H）_sunの約10％未満のEMPGであり、4つのソースは、適度に金属が豊富な銀河の汚染物質であるか、輝線オブジェクトがありません。特に、9つのEMPGのうち2つは、恒星の質量が非常に小さく、酸素の存在量がそれぞれ5x10^4--7x10^5M_sunと2--3％（O/H）_sunです。（Fe/O）測定で5つのEMPGのサンプルを調べ、そのうちの2つ（3つ）はこの研究（文献）から取得したもので、H-ベータ等価幅がEW_0（H-ベータ）の非常に若いEMPGであることを確認します>100\AAの（Fe/O）比は約0.1と高く、太陽の存在比に近い。銀河の化学濃縮モデルを比較すると、（Fe/O）比が高いEMPGは、（N/O）比が低いため、金属量の少ないガス降着/一時的な星形成履歴のシナリオでは説明できないことがわかります。高い（Fe/O）比を持つ非常に若いEMPGは、金属の少ない環境で優先的に生成される明るい極超新星および/または仮想の対不安定型超新星（SNe）を含めることによって再現できると結論付けます。この結論は、z〜10の原始銀河は、Ia型SNeに由来しない、遅延のある大量のFeを持っている可能性があり、Feは原始銀河の宇宙時計として機能しない可能性があることを意味します。
ノヴァのような変数での最初のノヴァ噴火：X線とガンマ線で見られるYZ Ret
| Title |
The_first_nova_eruption_in_a_novalike_variable:_YZ_Ret_as_seen_in_X-rays_and_gamma-rays |
| Authors |
Kirill_V._Sokolovsky,_Kwan-Lok_Li,_Raimundo_Lopes_de_Oliveira,_Jan-Uwe_Ness,_Koji_Mukai,_Laura_Chomiuk,_Elias_Aydi,_Elad_Steinberg,_Indrek_Vurm,_Brian_D._Metzger,_Aliya-Nur_Babul,_Adam_Kawash,_Justin_D._Linford,_Thomas_Nelson,_Kim_L._Page,_Michael_P._Rupen,_Jennifer_L._Sokoloski,_Jay_Strader,_David_Kilkenny |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.03241 |
YZRetは、2020年7月11日に3.7等でピークに達し、10年で2番目に明るい新星でした。新星の適度な近接性（ガイアから2.7kpc）は、その多波長特性を非常に詳細に調査する機会を提供しました。ここでは、古典的な新星の高エネルギー放出の原因となる物理的メカニズムを特定するための長期プロジェクトの一環として、YZRetについて報告します。XMM-NewtonX線回折格子分光法によって補完されたフェルミ/LATとNuSTARの同時観測を使用して、衝撃を受けた噴出物と新星をホストする白色矮星の物理パラメータを調べます。XMM-Newtonの観測では、黒体のような連続体ではなく、CV、CVI、NVI、NVII、およびOVIIIの輝線が支配的な超軟X線放射が明らかになり、白色矮星の高域でのCO組成が示唆されました。-傾斜バイナリシステム。フェルミ/LATは、1.9+/-0.6GeVの指数関数的カットオフのべき乗則によって最もよく説明されるガンマ線スペクトルで15日間YZRetを検出しました。理論的予測とはまったく対照的に、フェルミで検出された古典的な新星（V5855SgrおよびV906Car）の以前のNuSTAR観測と一致して、3.5-78keVのX線放射はGeV放射より2桁暗いことがわかります。NuSTARによって観測されたX線放射は、単一温度の熱プラズマと一致しています。NuSTARバンドまで広がると予想されるGeV放出の非熱的テールは検出されません。NuSTARの観測は、新星の衝撃からの高エネルギー放出の理論に挑戦し続けています。
非熱放射過程における確率論的乱流加速の数値モデリングと物理的相互作用
| Title |
Numerical_modeling_and_physical_interplay_of_stochastic_turbulent_acceleration_for_non-thermal_emission_processes |
| Authors |
Sayan_Kundu,_Bhargav_Vaidya,_Andrea_Mignone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.03242 |
粒子加速は、天体プラズマや宇宙プラズマに遍在する現象です。拡散衝撃加速（DSA）と確率論的乱流加速は、特に弱磁化領域で非常に高いエネルギー粒子を生成するための可能なメカニズムであることが知られています。さまざまな放射線損失を伴うさまざまな加速プロセスの相互作用は、通常、天体物理学の発生源で観察されます。DSAは、衝撃の近くで粒子にエネルギーを与える体系的な加速プロセスですが、確率的乱流加速（STA）は、宇宙線粒子と電磁変動との相互作用が粒子の加速をもたらすランダムなエネルギープロセスです。このプロセスは通常、フォッカープランク方程式によってモデル化された、エネルギー空間の偏ったランダムウォークとして解釈されます。本研究では、DSAの存在下での乱流加速と、シンクロトロンや逆コンプトン放射などの放射プロセスを組み込むために採用された、新しいオイラーアルゴリズムについて説明します。開発されたフレームワークは、本格的な相対論的電磁流体力学（RMHD）コードPLUTOでハイブリッドオイラー-ラグランジュモジュールを拡張します。検証テストとケーススタディから、両方の加速プロセスの競合する補完的な性質を紹介します。この拡張ハイブリッドフレームワークを使用したRMHDジェットの軸対称シミュレーションは、衝撃による放出が局所化され、乱流加速による放出が逆流で発生し、特に高エネルギーX線帯域でより拡散することを明確に示しています。
ASASSN-20hxの奇妙なケース：ゆっくりと進化する、UVおよびX線の発光性のあいまいな核過渡現象
| Title |
The_Curious_Case_of_ASASSN-20hx:_A_Slowly-Evolving,_UV_and_X-ray_Luminous,_Ambiguous_Nuclear_Transient |
| Authors |
Jason_T._Hinkle,_Thomas_W.-S._Holoien,_Benjamin._J._Shappee,_Jack_M._M._Neustadt,_Katie_Auchettl,_Patrick_J._Vallely,_Melissa_Shahbandeh,_Matthias_Kluge,_Christopher_S._Kochanek,_K._Z._Stanek,_Mark_E._Huber,_Richard_S._Post,_David_Bersier,_Christopher_Ashall,_Michael_A._Tucker,_Jonathan_P._Williams,_Thomas_de_Jaeger,_Aaron_Do,_Michael_Fausnaugh,_Daniel_Gruen,_Ulrich_Hopp,_Christian_Obermeier,_Anna_V._Payne,_and_Todd_A._Thompson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.03245 |
超新星の全天自動捜索（ASAS-SN）によってNGC6297で発見された近くのあいまいな核過渡現象（ANT）であるASASSN-20hxの観測結果を提示します。高ケイデンス、多波長分光法および測光を使用して、ピークUV/発光と比較して$-$30から275日までASASSN-20hxを観察しました。トランジット系外惑星探査衛星（TESS）のデータから、ANTは2020年6月23。3日に明るくなり始め、少なくとも最初の1週間はフラックスが直線的に上昇したと判断されました。ASASSN-20hxは、29。5日後の2020年7月22.8（MJD=59052.8）にUV/光学でピークに達し、ボロメータの光度は$L=（3.15\pm0.04）\times10^{43}$ergs$^{-1}$。その後の低下は、これまでに観察されたどのTDEよりも遅く、他の多くのANTと一致しています。アーカイブX線検出と比較して、ASASSN-20hxのX線光度は1桁増加して$L_{x}\sim1.5\times10^{42}$ergs$^{-1}$その後、時間の経過とともにゆっくりと衰退しました。X線放射は、光子指数が$\Gamma\sim2.3-2.6$のべき乗則によく適合しています。ASASSN-20hxの光学スペクトルと近赤外スペクトルの両方に輝線がなく、既知のクラスの核過渡現象では珍しいものです。ASASSN-20hxには、潮汐破壊現象（TDE）と活動銀河核（AGN）の両方に見られるいくつかの特徴がありますが、現在のデータでは明確に分類できません。
分子雲におけるCRAFT（乱流からの宇宙線加速）
| Title |
CRAFT_(Cosmic_Ray_Acceleration_From_Turbulence)_in_Molecular_Clouds |
| Authors |
Brandt_A._L._Gaches,_Stefanie_Walch,_Alex_Lazarian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.03250 |
低エネルギー宇宙線、特に1GeV未満のエネルギーを持つ陽子は、分子雲の熱化学の重要な推進力です。しかし、これらの宇宙線は、分子ガスのエネルギー損失や磁場輸送効果の影響も大きく受けます。高密度ガスで$10^{-16}$s$^{-1}$以上の宇宙線イオン化率を説明するには、高い外部宇宙線フラックス、またはMeV-GeV宇宙線陽子の局所源のいずれかが必要です。分子雲内の低エネルギー宇宙線の新しい局所源を提示します：分子雲内で乱流再結合を受けている領域における陽子の一次フェルミ加速。エネルギーベースの議論から、電磁流体力学的乱流カスケード内に、分子雲の推定イオン化率と互換性のあるイオン化率を生成するのに十分なエネルギーがあることを示します。乱流再結合は体積充填プロセスであるため、提案されたメカニズムは、分子雲内に低エネルギー宇宙線のほぼ均一な分布を生成することができます。
ミューオン生成のためのエアシャワーの系譜
最高エネルギーでの大規模な空気シャワーのミューオン含有量の測定は、陽子と鉄の違いと同じくらい大きいシミュレーションと比較して不一致を示しています。このいわゆるミューオンパズルは、一般に、シャワーの発達におけるハドロン相互作用の理解の欠如に起因します。さらに、ミューオン数の変動の測定は、不一致がカスケード内のすべてのエネルギーの相互作用の累積的な影響である可能性が高いことを示唆しています。エアシャワーシミュレーションコードCORSIKA8の機能により、最初の相互作用まで、前世代のすべての最終状態ミューオンにアクセスできます。この手法を使用して、カスケードの中間段階で発生する相互作用がミューオンの横方向の距離に応じてミューオンに与える影響を定量的に調べ、その結果をハイトラー-マシューズモデルの予測と比較します。
NuSTARのスペクトルおよびタイミング分析およびX線過渡MAXIJ0637-430のSwift / XRT観測
| Title |
Spectral_and_Timing_Analysis_of_NuSTAR_and_Swift/XRT_Observations_of_the_X-Ray_Transient_MAXI_J0637-430 |
| Authors |
Hadar_Lazar,_John_A._Tomsick,_Sean_N._Pike,_Matteo_Bachetti,_Douglas_J.K._Buisson,_Riley_M._T._Connors,_Andrew_C._Fabian,_Felix_Fuerst,_Javier_A._Garc\'ia,_Jeremy_Hare,_Jiachen_Jiang,_Aarran_W._Shaw,_Dominic_J._Walton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.03299 |
過渡X線連星源MAXIJ0637-430から最初に観測された爆発の結果を示します。この研究は、核分光望遠鏡アレイ（NuSTAR）からの8つの観測と、2019年11月19日から2020年4月26日までに3-79keVソースとして収集されたニールゲーレルスウィフト天文台X線望遠鏡（Swift/XRT）からの6つの観測に基づいています。フラックスは8.2e-10から1.4e-12erg/cm^2/sに減少しました。強いディスク黒体コンポーネントを持つソフト状態から、べき乗則または熱コンプトン化コンポーネントによって支配されるハード状態へのソース遷移が見られます。NuSTARは、10keVを超えるMAXIJ0637-430の最初に報告されたカバレッジを提供し、これらのブロードバンドスペクトルは、2成分モデルがソフト状態スペクトルの適切な説明を提供しないことを示しています。そのため、プランジ領域からの黒体放射が過剰放射を説明できるかどうかをテストします。別の方法として、物理的なComptonization連続体を含む反射モデルをテストします。最後に、ブラックホールの強い重力による光の曲がりによる黒体戻り放射の反射に基づくスペクトル成分も呼び出します。各シナリオの物理的な影響について説明し、ソース距離を制限することの価値を示します。
HAWCによる非常に高エネルギーのガンマ線放出に対する制約
| Title |
Constraints_on_the_very_high_energy_Gamma-Ray_emission_with_HAWC |
| Authors |
Y._P\'erez_Araujo,_M._M._Gonz\'alez,_N._Fraija_(for_HAWC_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.03333 |
ガンマ線バースト（GRB）は、宇宙で最も明るい光源の1つです。TeVエネルギーでのそれらの放出の性質は、これらのイベントに関連する最も関連性のある未解決の問題の1つです。通常、それぞれプロンプトおよびアフターグローとして知られている初期および後期放出から推測される時間的およびスペクトル的特徴は、火の玉モデルのコンテキスト内で解釈することができます。シンクロトロンの自己コンプトンプロセスは、残光段階で予想されます。理論上のSSC光度曲線をz=0.3にある仮想の上限と比較する方法を説明します。微物理パラメータの許容パラメータ空間とサーカンバースト媒体の密度を示します。最も制限的な結果は、SSCプロセスが急速冷却体制にある場合に得られます。
超新星残骸G346.6-0.2に関連する風に吹かれた気泡の発見：プラズマの再結合の起源のヒント
| Title |
Discovery_of_a_Wind-Blown_Bubble_Associated_with_the_Supernova_Remnant_G346.6-0.2:_A_Hint_for_the_Origin_of_Recombining_Plasma |
| Authors |
H._Sano,_H._Suzuki,_K._K._Nobukawa,_M._D._Filipovi\'c,_Y._Fukui,_T._J._Moriya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.03392 |
混合形態超新星残骸（SNR）G346.6$-$0.2のCOおよびHI研究について報告します。電波連続体の殻に沿って、膨張速度が$\sim10$kms$^{-1}$の風に吹かれた泡が見つかりました。これは、SNRの高質量前駆体からの強い恒星風によって形成された可能性があります。$V_\mathrm{LSR}=-82$-$-59$kms$^{-1}$でのCO/HI気泡の視線速度も、衝撃励起された1720MHzOHメーザーの視線速度と一致しています。北東の殻の分子雲は$\sim60$Kの高い運動温度を示しており、衝撃加熱が起こったことを示唆しています。HI吸収の研究は、G346.6$-$0.2が銀河中心の反対側にあり、SNRの運動学的距離が$11.1_{-0.3}^{+0.5}$kpcであることを示しています。CO線強度は、再結合プラズマの電子温度と特定の相関関係がないことがわかります。これは、G346.6$-$0.2の再結合プラズマが断熱冷却によって生成された可能性が高いことを意味します。星間陽子密度280cm$^{-3}$とガンマ線光度$<5.8\times10^{34}$ergs$^{-1}$の推定では、加速された宇宙線の総エネルギー$W_{\rmp}<9.3\times10^{47}$ergが取得されます。年齢-$W_{\rmp}$の関係を他のSNRと比較すると、G346.6$-$0.2の加速された宇宙線のほとんどがSNRシェルから逃げていることがわかります。
更新されたH.E.S.S.を使用してPeVatron候補MGROJ1908 +06を再検討分析
| Title |
Revisiting_the_PeVatron_candidate_MGRO_J1908+06_with_an_updated_H.E.S.S._analysis |
| Authors |
D._Kostunin,_L._Mohrmann,_E._de_Ona_Wilhelmi,_V._Joshi,_A._Mitchell,_S._Ohm,_B._Kh\'elifi,_L._Giunti,_A._Sinha,_for_the_H.E.S.S._Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.03401 |
非常に高エネルギーの光子を放出する銀河系ガンマ線源を検出して研究することで、おそらくこれらの源で生成された宇宙線の加速と伝播に光を当てます。現在、100TeVを超えるエネルギーの光子を放出する光源はほとんどありません。この作業では、更新されたH.E.S.S.を使用して、Milagroによって最初に検出された未確認のソースMGROJ1908+06を再検討します。データセットと分析パイプライン。発生源の近くには、超新星残骸とパルサー、そして分子雲が含まれています。これは、特に最近のHAWCとLHAASOによるそのスペクトルの高エネルギーテールの検出に照らして、銀河宇宙線の主要な発生源とガンマ線放出の性質の特定を困難にします。粒子検出器と比較して優れた角度分解能を利用して、ソースの形態とそのスペクトル特性を調査します。
H.E.S.Sによる最初の銀河FRBに関連するSGR1935 + 2154からのバースト活動の観測
| Title |
Observation_of_burst_activity_from_SGR1935+2154_associated_to_first_galactic_FRB_with_H.E.S.S |
| Authors |
D._Kostunin,_H._Ashkar,_F._Sch\"ussler,_G._Rowell,_for_the_H.E.S.S._Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.03404 |
高速電波バースト（FRB）は、数ミリ秒の持続時間と高輝度温度を備えた謎めいた強力な単一無線パルスであり、コヒーレント放射メカニズムを示唆しています。当面の間、繰り返しのものを含む多くの銀河系外FRBが高周波無線帯域で検出されました。これらの現象の最ももっともらしい説明は、マグネターハイパーフレアです。このシナリオの最初の観測証拠は、銀河マグネターと軟ガンマ線リピーターSGR1935+2154の方向からFRBが検出された2020年4月に得られました。FRBの前に、Swift-BAT衛星によって観測された多数の軟ガンマ線バーストが発生しました。これにより、H.E.S.S。のフォローアッププログラムがトリガーされました。大気チェレンコフ望遠鏡（IACT）のイメージング。H.E.S.S.STARE2とCHIMEによるFRB検出の数時間前に、2時間のウィンドウでSGR1935+2154を観測しました。観測は、INTEGRALおよびSwift-BATによって検出されたマグネターからの他のX線バーストと重なり、非常に高エネルギー領域でフレア状態にあるマグネターの最初の観測を提供しました。これらの観察結果の分析を提示し、得られた結果とH.E.S.S.の見通しについて説明します。軟ガンマ線リピーターと異常X線パルサーのフォローアッププログラム。
古い宇宙線からの新しい洞察：アーカイブKASCADEデータの新しい分析
| Title |
New_insights_from_old_cosmic_rays:_A_novel_analysis_of_archival_KASCADE_data |
| Authors |
D._Kostunin,_I._Plokhikh,_M._Ahlers,_V._Tokareva,_V._Lenok,_P._Bezyazeekov,_S._Golovachev,_V._Sotnikov,_R._Mullyadzhanov,_E._Sotnikova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.03407 |
KASCADEエアシャワー実験によって収集された宇宙線データは、品質と統計の点で現代の天文台のものと競争力があります。KASCADE宇宙線データセンター（KCDC）から提供された1998年から2013年までに取得されたアーカイブデータに基づく新しい質量組成分析を紹介します。分析は、KCDCによって提供されたシミュレーションデータでトレーニングされた最新の機械学習技術に基づいています。一次核の個々のグループのスペクトル、質量組成を考慮したイベント到着方向の異方性の検索結果、およびPeVエネルギー領域でのガンマ線候補の検索を示します。
爆発における新星KTEridaniのチャンドラ観測
| Title |
Chandra_observations_of_nova_KT_Eridani_in_outburst |
| Authors |
Songpeng_Pei_(1_and_2),_Marina_Orio_(2_and_3),_Jan-Uwe_Ness_(4)_and_Nataly_Ospina_(5_and_6)_((1)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Padova,_vicolo_Osservatorio,_Padova,_Italy,_(2)_INAF-Osservatorio_di_Padova,_vicolo_Osservatorio,_Padova,_Italy,_(3)_Department_of_Astronomy,_University_of_Wisconsin,_Madison,_WI,_USA,_(4)_European_Space_Agency_(ESA),_European_Space_Astronomy_Centre_(ESAC),_Madrid,_Spain,_(5)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Padova,_Padova,_Italy,_(6)_INFN_Sezione_di_Padova,_Padova,_Italy) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.03577 |
ここでは、2010年にチャンドラ高解像度カメラ分光計（HRC-S）と低エネルギー透過型回折格子（LETG）を使用して行われた新星KTEri（NovaEri2009）の4つの観測を、光学最大値の後の71日目から159日目まで分析します。発光超軟X線源で。スペクトルは、同じ観測で数百kms$^{-1}$から3100kms$^{-1}$までの広い範囲の速度で多くの吸収特性を示し、いくつかの顕著な放射特性を示します。2000kms$^{-1}$以上赤方偏移。近似フィットからの距離とWDの光度の不確実性により、$\simeq5\times10^{37}$ergs$^{-1}$の最良の推定値よりも大きい絶対光度を除外することはできません。、白色矮星の表面の最大$\simeq$40％しか観測されなかった可能性があります。これは、塊状の噴出物によって部分的に隠されている可能性があります。大気モデルとの適合は、1.15〜1.25M$_\odot$の範囲の巨大な白色矮星を示しています。噴出物に由来する熱スペクトルは、白色矮星スペクトルに重なっているように見えます。それは複雑で、複数の成分を持っており、光イオン化と衝撃イオン化された流出物質の混合物が原因である可能性があります。以前に報告された$\simeq$35の振動が、爆発の159日目に行われた最後の観測で検出されたことを確認します。
カニとベラパルサーのコアエンベロープモデルの安定性
Negiらのコアエンベロープ分析モデル。（1989）パルサーにおけるグリッチ生成のメカニズム、すなわち-（i）スタークエイクモデルと（ii）渦のピン止め解除モデルの両方と一致していることがわかった。Negi（2019）では、著者はグリッチヒーリングパラメータの観測値を再現することができました。$G_h（=I_{\rmcore}/I_{\rmtotal};G_h$はコアの慣性モーメントを表します。カニとベラパルサーのグリッチ生成のスタークエイクメカニズムのコンポーネント）。別の研究では、Negietal。で議論されたモデルを使用することによって。（1989）、著者は、ベラパルサーについて考慮された-$1M_\odot-1.96M_\odot$の範囲の質量のすべての値について、約7.4\％以上の地殻の分数慣性モーメントの最小値を取得しました。（Negi2020a）。著者の後者の研究は、（グリッチ生成の渦固定解除モデルに基づく）最近の要件と一致していることがわかりました。これは、次のことを示しています。ベラパルサーの最小地殻慣性モーメントは、質量が約1$M_\odot$よりも高い。しかし、Negiらのモデルの脈動安定性と重力結合の調査を必要とする重要な研究。（1989）これまで実施されていません。本稿では、コンパクト性パラメーター$u（\equivM/a$、幾何学単位系の総質量対サイズ比）および圧縮率$Qのすべての許容値について、モデル（Negietal。1989）のこのような研究を扱います。$（TolmanのVIIソリューションでは次のように定義されています：$x=r^2/K^2=r^2/a^2Q）$。構成は脈動的に安定したままであり、$u（\leq0.25）$および$Q$（$0<Q\leq1.2$）のすべての許容値に対して重力的に拘束されていることがわかります。
軽い宇宙線核と重い宇宙線核の間の伝搬の一貫性をテストする
| Title |
Testing_the_consistency_of_proapgation_between_light_and_heavy_cosmic_ray_nuclei |
| Authors |
Yu_Wang,_Juan_Wu_and_Wei-Cheng_Long |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.03687 |
宇宙線物理学の基本的な問題の1つは、宇宙線の加速と伝播のメカニズムの性質を説明することです。最近の宇宙実験で測定された正確な宇宙線データのおかげで、宇宙線の加速と伝播のモデルをより包括的かつ確実に調査することができます。この論文では、二次対一次比と、PAMELA、AMS02、ACE-CRIS、およびVoyager-1によって測定された一次スペクトルを組み合わせて、宇宙線源と輸送パラメータを制約します。この研究は、$Z>2$データが高エネルギー拡散勾配$\delta_{2}\sim$（0.37、0.44）をもたらすことを示しています。$Z\leq2$種は、$\delta_{2}\sim$（0.34、0.44）に対してより緩い制約を取得します。オーバーラップは、重い粒子と軽い粒子が高エネルギーで互換性のある結果をもたらす可能性があることを示唆しています。一方、低エネルギーでは、重い元素と軽い元素の間に重大な不一致が存在します。B/C比には、4GV前後のはるかに大きな拡散スロープ変動$\delta_{2}$-$\delta_{1}$またはより強い\textit{Alfv$\acute{e}$n速度}$v_{が必要です。低質量データよりも}$。これは、重い粒子と軽い粒子が銀河で異なる低エネルギー輸送挙動を被る可能性があることを示しています。ただし、重いものと軽いものの間の一貫性/不一致についてのより良い理解は、より正確な断面、データの系統的エラーの相関に対するより良い制約、およびHMFの反転期間中の太陽変調のより正確な説明に依存します。
観測可能なブラックホールの高質量X線連星には、80％を超えるロッシュローブ充填コンパニオンが必要です。
近接バイナリのブラックホールへの降着の特性に対する異方性風駆動の影響を調査します。特に、高質量X線連星で一般的な線駆動風に焦点を当てています。近接連星システムでは、コンパニオンスターからの潮汐力が2つの異なる方法で風の構造を変更する可能性があります。1つは、有効表面重力が弱いために風の終端速度が低下することです。もう1つは、重力減光による質量流束の減少です。これらの効果をいわゆるCAK理論に簡単な方法で組み込み、軌道スケールでアキュレーター周辺の風の流れを調査します。ロッシュローブの充填率が$\gtrsim0.8$-0.9の場合、風ロッシュローブのオーバーフローと同様に、集中的な降着流が自然に形成されることがわかりますが、速度の低下を考慮した場合に限られます。ブラックホールの周りに降着円盤を形成するのに十分な角運動量をもたらすには、流れの形成が必要です。重力減光効果は、蓄積された角運動量の量を減らしますが、ディスクの形成を防ぐのに十分ではありません。これらの結果に基づいて、ドナーのロッシュローブ充填率が$\sim$0.8-0.9を下回っているか上回っているかに応じて、高質量X線連星の可観測性に個別のステップがあると予想されます。
H.E.S.S.近くのコア崩壊超新星に関するToOプログラム：M74のSN候補AT2019krlに向けた非常に高エネルギーの$ \
gamma $線放出を検索する
| Title |
H.E.S.S._ToO_program_on_nearby_core-collapse_Supernovae:_search_for_very-high_energy_$\gamma$-ray_emission_towards_the_SN_candidate_AT2019krl_in_M74 |
| Authors |
Nukri_Komin,_Matthieu_Renaud,_Rachel_Simoni,_Stuart_Ryder,_for_the_H.E.S.S._Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.03839 |
カシオペアAなどの最も若い既知の超新星残骸は、現在の進化段階で宇宙線を最大$\sim$10$^{14}\、\mathrm{eV}$までしか加速できないことが証明されていますが、最近の研究数PeV（$10^{15}\、\mathrm{eV}$）を超える粒子エネルギーは、高速の前方衝撃が高密度に拡大するコア崩壊超新星の初期段階で到達する可能性があることを示しています。恒星の前駆体の風によって形作られた恒星周囲の媒体。したがって、そのような環境、特にその前駆体が$10^{-2}M_\odot\、\mathrm{yr}^{-1}$\cite{smith14}という高い質量損失率を示す可能性があるタイプIInSNeは、ハドロニック相互作用の$\pi^0$崩壊からの$\gamma$線放射につながり、非常に高いエネルギーで現在のチェレンコフ望遠鏡で検出できる可能性があります。このような検出は、超新星におけるCR陽子/原子核の効率的な加速の直接的な証拠を提供し、したがって銀河宇宙線の起源に関する長年の問題に関する新しい洞察を提供します。その文脈で、高エネルギーステレオスコピックシステム（\hess）は、近くのコア崩壊超新星と超新星に向けたそのような初期の非常に高エネルギーの$\gamma$線放出を探すために、2016年から機会のターゲットプログラムを実行しています。発見後数週間以内の候補者（最大$\sim10〜\mathrm{Mpc}$）。この\hess\TargetofOpportunityプログラムの概要を説明した後、$\sim9.8\の銀河M74で発生したタイプIIn超新星として最初に分類された一時的な\atに対する2019年7月の観測から得られた結果を示します。、\mathrm{Mpc}$。その性質はまだ不明ですが、この過渡現象に対する導出された\hess\制約は、コア崩壊超新星からの予想されるVHE$\gamma$線放出の一般的な状況に置かれています。
チェレンコフ望遠鏡アレイによる銀河系過渡源検出の見通し
| Title |
Prospects_for_Galactic_transient_sources_detection_with_the_Cherenkov_Telescope_Array |
| Authors |
A._L\'opez-Oramas,_A._Bulgarelli,_S._Chaty,_M._Chernyakova,_R._Gnatyk,_B._Hnatyk,_D._Kantzas,_S._Markoff,_S._McKeague,_S._Mereghetti,_E._Mestre,_A._di_Piano,_P._Romano,_I._Sadeh,_O._Sergijenko,_L._Sidoli,_A._Spolon,_E._de_O\~na_Wilhelmi,_G._Piano,_L._Zampieri_for_the_CTA_Consortium |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.03911 |
マグネター、マイクロクエーサー、新星、パルサー風星雲フレアなど、いくつかのタイプの銀河源は、X線バンドで一時的な放射を示します。これらのソースのいくつかは、MeV--GeVエネルギーでの放出も示しています。しかし、これらの銀河系の過渡現象はいずれも、ImagingAirCherenkovTelescope（IACT）によって超高エネルギー（VHE;E$>$100GeV）体制で検出されたことはありません。銀河系の一時的なタスクフォースは、チェレンコフ望遠鏡アレイ（CTA）コンソーシアムの一時的な作業グループの一部です。タスクフォースは、そのような情報源のVHEの対応物を検出する見通しと、ターゲットオブオポチュニティ（ToO）の観察に続く調査を調査します。この寄稿では、銀河系の過渡現象を検出および観測するCTAの機能を調査した結果のいくつかを示します。さまざまなアレイ構成と監視戦略を想定しています。
3つの銀河ミリ秒パルサーのタイミング観測
| Title |
Timing_observations_of_three_Galactic_millisecond_pulsars |
| Authors |
D.R._Lorimer_and_A.M._Kawash_and_P.C.C._Freire_and_D.A._Smith_and_M._Kerr_and_M.A._McLaughlin_and_M.B._Mickaliger_and_R._Spiewak_and_M._Bailes_and_E._Barr_and_M._Burgay_and_A.D._Cameron_and_F._Camilo_and_S._Johnston_and_F._Jankowski_and_E.F._Keane_and_M._Keith_and_M._Kramer_and_A._Possenti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.03946 |
Parkes64m望遠鏡、Murriyangで収集された観測から、3ミリ秒パルサー（MSP）の観測および導出されたタイミングパラメーターを報告します。パルサーは、Mickaligerらによるアーカイブ調査データの再処理中に発見されました。新しいパルサーの1つ（PSRJ1546-5925）は、自転周期$P=7.8$msを持ち、分離されています。他の2つ（$P=9.7$msのPSRJ0921-5202と$P=3.7$msのPSRJ1146-6610）は、低質量（$>0.2M_{\odot}$）コンパニオンの周りの連星系にあります。それぞれの公転周期は$38$.2dと$62.8$dです。PSRJ0921-5202の軌道離心率は低い$e=1.3\times10^{-5}$ですが、他の多くの銀河系MSPと同様に、PSRJ1146-6610の離心率は大幅に大きく$e=7.4\times10^{-3}$。これにより、銀河円盤内の奇行MSP-He白色矮星バイナリシステムのグループのメンバーである可能性が高く、その形成はよくわかっていません。パルサーのうちの2つは、フェルミ衛星の大面積望遠鏡で発見された以前は特定されていなかった点光源と同じ場所にありますが、おそらくスピンダウンパワーが低いため、$\gamma$線の脈動は検出されていません。また、特に軌道の多様性の観点から、MSPの現在のサンプルは完全にはほど遠いものであり、多くの選択バイアスの影響を受けることも示しています。
光学的に薄く、幾何学的に厚い発光領域に囲まれたブラックホールでは、明確な視覚的特徴が見られます。この特徴は、観測者の空にブラックホールの不安定な光子領域を投影したブラックホールの影と一致する、鋭いエッジの明るさの低下です。鋭いエッジのディップを生成する原因となる2つの主要なメカニズムを強調します。i）不安定な光子領域と交差する光線で観察される強度の低下、したがって完全に吸収する事象の地平線と、交差しない光線（ブロッキング）、およびii）不安定な光子領域の境界近くの延長された地平線を周回する経路に沿って進む光線で観察される強度の増加（経路の延長）。ブラックホールの影は光子球とは別の現象であり、前者は観測できるが後者は観測できないモデルが存在することを示しています。さらに、ブラックホールの影とそれに関連する視覚的特徴が、薄いディスクモデルに関連するモデル依存の明るさの低下とは異なることを示します。これは、幾何学的に厚い発光領域と光学的に薄い発光領域の場合、ブロッキングとパス延長の効果が非常に大きいためです。全般的。結果として、ブラックホールの影は、低光度の活動銀河核（LLAGN）など、深いサブエディントン体制にあるブラックホールの降着について、堅牢でかなりモデルに依存しない観測が可能です。
H.E.S.S.、MAGIC、およびVERITASデータの組み合わせによるローレンツ不変性違反に対する堅牢な制約
| Title |
Robust_constraints_on_Lorentz_Invariance_Violation_from_H.E.S.S.,_MAGIC_and_VERITAS_data_combination |
| Authors |
Chistelle_Levy,_Julien_Bolmont,_Sami_Caroff,_Markus_Gaug,_Alasdair_Gent,_Agnieszka_Jacholkowska,_Daniel_Kerszberg,_Tony_T.Y._Lin,_Manel_Martinez,_Leyre_Nogues,_A._Nepomuk_Otte,_Cedric_Perennes,_Michele_Ronco,_Tomislav_Terzic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.03992 |
ガンマ線バースト、フレア活動銀河核およびパルサーは、イメージング大気チェレンコフ望遠鏡（IACT）で最大数十TeVまで検出される、遠くてエネルギッシュな天体物理学的源です。変動性が高いため、一部の量子重力（QG）モデルによって予測されるローレンツ不変性違反（LIV）に関連するエネルギー依存の時間遅延検索に最適なソースです。ただし、これらの研究には大規模なデータセットが必要です。この問題に対処し、共同分析で3つの実験によって収集されたすべての関連データを初めて組み合わせるために、3つの主要なIACT地上実験（H.E.S.S.、MAGIC、VERITAS）の間のワーキンググループが結成されました。この手順では、新しい標準の組み合わせ方法を確認します。さまざまなソースタイプおよび機器からのデータを処理するために使用される尤度手法、および体系的な不確実性が考慮される方法が提示されます。この方法は、3つの実験から公開されたソース観測に基づくシミュレーションを使用して開発およびテストされています。これらのシミュレーションから、メソッドのパフォーマンスが評価され、赤方偏移による時間遅延の依存関係に新しい光が当てられます。
宇宙線によって誘発されたミューオンで月の影を使用してIceCubeのポインティングをテストする
| Title |
Testing_the_Pointing_of_IceCube_using_the_Moon_Shadow_in_Cosmic-Ray_Induced_Muons |
| Authors |
Saskia_Philippen,_Thorsten_Gl\"usenkamp,_Sebastian_Schindler_for_the_IceCube_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.04093 |
IceCubeNeutrinoObservatoryは、地理的な南極にある立方キロメートル規模の検出器です。ニュートリノによって誘発されたミューオンの方向性再構成の較正と検出器のポインティング精度を検証する必要があります。これらの目的のために、月はシミュレートされたデータだけに依存しない標準光源として使用されます。宇宙線は月に吸収され、高い統計で測定される月の方向からの宇宙線誘導ミューオンの不足につながります。。ムーンシャドウ分析では、系統的に改善されたビンなし最尤法を使用し、以前の分析と比較してより大きな検出器を使用します。これにより、月ごとに大きな意味を持つ影を観察することができます。最初の部分では、ムーンディスクモデル、座標依存の不確実性スケーリング、および改善されたバックグラウンド推定を組み込むことで、以前のより単純な分析と比較して重要性が高まることがわかります。第2部では、2つの新しい指向性ミューオン再構成アルゴリズムのパフォーマンスを検証します。
銀河中心周辺のガンマ線過剰の考えられる起源について
| Title |
On_a_possible_origin_of_the_gamma-ray_excess_around_the_Galactic_Center |
| Authors |
Dmitry_O._Chernyshov,_Andrei_E._Egorov,_Vladimir_A._Dogiel_and_Alexei_V._Ivlev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.04104 |
フェルミ大面積望遠鏡（LAT）を使って内部銀河の方向にガンマ線を最近観測したところ、不思議なGeV過剰が明らかになりました。その強度は、宇宙線（CR）の生成と伝播の標準モデルの予測を大幅に上回っており、スペクトルのピークは数GeV付近にあります。この過剰の一般的な解釈は、球形に分布した消滅暗黒物質（DM）またはミリ秒パルサーの異常な集団のいずれかによるものです。銀河中心（GC）領域の分子雲とのCR相互作用による過剰の代替説明を提案しました。過剰は、内部のエネルギーが約10GeV未満のCRの密度が枯渇した分子雲の放出によって模倣できると想定しました。私たちの研究の目新しさは、自励MHD乱流によって形成された雲の端の近くの「障壁」を介した前述のエネルギーによるCRの枯渇メカニズムの詳細な精緻化にあります。雲の中のCRのそのような枯渇は、数GeV未満のエネルギーで中央分子ゾーン（CMZ）からのガンマ線の不足の理由であるかもしれません。これにより、これらのエネルギーでのさまざまな放出成分間の比率が変化し、主要成分の単純な繰り込みによって過剰なGeVを吸収する可能性があります。
El-CID：重力波電磁識別用フィルター
| Title |
El-CID:_A_filter_for_Gravitational-wave_Electromagnetic_Identification |
| Authors |
Deep_Chatterjee,_Gautham_Narayan,_Patrick_D._Aleo,_Konstantin_Malanchev,_Daniel_Muthukrishna |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.04166 |
重力波（GW）干渉計がより感度が高くなり、プローブがこれまで以上に遠くに到達するにつれて、検出される連星中性子星合体の数が増加します。ただし、重力波でさらに遠くのイベントを検出しても、これらのイベントの電磁的対応物の数が対応して増加することは保証されません。GWの追跡作業に参加する現在および今後の広視野調査では、キロノバを検出するトランジェントの数が増え続けていることと区別する必要があります。その多くは、GWの空の位置特定と一致します。私たちは、時間的畳み込みニューラルネットワークアーキテクチャに基づいた新しいツールを開発しました。これは、電磁カウンターパート識別（El-CID）のスパースな初期測光とコンテキスト情報でトレーニングされています。El-CIDの包括的な目標は、GWの空のローカリゼーションと一致する新しい一時的な候補のリストをフィルタリングし、どのソースがキロノバと一致するかを判断して、限られた機会のターゲットリソースを慎重に使用できるようにすることです。広範なテストサンプルでアルゴリズムのパフォーマンスを検証することに加えて、AT2017gfo（これまでに発見されたバイナリ中性子星合体の唯一のEM対応物）とAT2019npv（当初は対応物として疑われていた超新星）で検証します。重力波イベント、GW190814ですが、その後の分析の結果、除外されました。
高コントラストイメージングにおける再帰的推定と閉ループ制御の情報理論的限界
| Title |
Information-theoretical_Limits_of_Recursive_Estimation_and_Closed-loop_Control_in_High-contrast_Imaging |
| Authors |
Leonid_Pogorelyuk,_Laurent_Pueyo,_Jared_R._Males,_Kerri_Cahoy,_N._Jeremy_Kasdin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.03269 |
波面誤差（WFE）の不偏推定の下限は、小さな摂動の線形領域と高コントラスト領域（ダークホール）のアクティブ制御に対して提示されます。WFEモードの閉ループ共分散を計算するための解析的近似とアルゴリズムは、離散時間および連続時間の線形WFEダイナミクスに対して提供されます。私たちの分析は、ポアソン分布の測定とノイズ源（つまり、フォトンカウンティングモード）を使用した画像平面と非共通パス波面センシング（WFS）の両方に適用されます。この仮定の下で、再帰的推定は、非常に短い露光時間の恩恵を受け、バッチ推定よりも正確であり、高次のWFEドリフト動的プロセスの場合、振幅と星の明るさを使用したバッチ推定よりも優れたスケーリングを行うことを示します。これらの新しく導出されたコントラストスケーリング則は、乱流駆動補償光学のこれまでに知られている理論的および数値的結果を一般化したものです。空間ベースのコロナグラフの場合、WFEドリフト、低次非共通パスWFS（LOWFS）、および高次画像平面WFS（HOWFS）のモデルを閉ループコントラスト推定に組み合わせるスキームを提案します。また、残余の低次WFE、センサーノイズ、および星と一貫性のないその他のソースが、閉ループのダークホールのメンテナンスとその結果のコントラストに与える影響を分析します。応用例として、私たちのモデルは、ローマ宇宙望遠鏡がWFEドリフトではなく、インコヒーレントソースによって支配される体制で動作する可能性があることを示唆しています。この論文で提案されたモデルは、LOWFSとHOWFSの機能を組み合わせたコロナグラフの閉ループコントラストの評価を可能にし、したがって将来の機器のWFE安定性要件の推定に役立ちます。
IceCube氷モデリングの進歩\＆アップグレードから何を期待するか
| Title |
Advances_in_IceCube_ice_modelling_\&_what_to_expect_from_the_Upgrade |
| Authors |
Martin_Rongen_and_Dmitry_Chirkin_for_the_IceCube_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.03291 |
IceCubeNeutrinoObservatoryは、相対論的荷電粒子からのチェレンコフ光を検出するために5160の光電子増倍管を使用して、地理的な南極にある約1km$^3$の深い氷河の氷を計測します。ほとんどのIceCube科学の目標は、計装された氷の光学特性の正確な理解とモデリングに依存しています。IceCubeによって観察される特有の光伝搬効果は異方性減衰であり、これは氷の局所的な流れと一致しています。最近の努力は、この効果が、氷の複屈折多結晶微細構造における非対称光拡散に起因する湾曲した光子軌道に起因する可能性が最も高いことを示しています。この新しいモデルは、氷の結晶の平均的な向き、サイズ、形状を調整することで最適化できます。光子伝搬シミュレーション、フィッティング手順、および結果で複屈折効果のパラメータ化を示します。現在の氷モデリングの既知の欠点を改善するための、今後のIceCubeアップグレードでのキャリブレーション機器の予想される可能性についても説明します。
過去数十年間にX線とガンマ線の両方の観測所によって達成された目覚ましい進歩にもかかわらず、$\sim200\、\mathrm{keV}$と$\sim50\、\mathrm{MeV}$の間のエネルギー範囲は残っています十分に調査されていません。CGRO（1991-2000）に搭載されたCOMPTELは、比較的適度な感度でMeV-skyの完全な調査を達成した最後の望遠鏡でした。この観測のギャップを埋めるために、AMEGOのようなミッションが将来に向けて提案されています。ただし、開発と発売のタイムスケールは約10年です。より短い時間スケールでは、別のアプローチが有益である可能性があります。MeV観測は、CubeSat上を飛行するコンプトン望遠鏡によって実行できます。MeVCubeは、現在DESYで調査中の6UCubeSatコンセプトであり、COMPTELやINTEGRALなどのミッションと同等の感度で、数百keVから数MeVまでのエネルギー範囲をカバーできます。Comptonカメラは、ピクセル化されたテルル化カドミウム亜鉛（CdZnTe）半導体検出器に基づいており、低電力読み出し電子機器（ASIC、VATA450.3）と組み合わせて、高い検出効率と優れたエネルギー分解能を保証します。この作業では、カスタム設計のCdZnTe検出器の性能の測定値と、これらの測定値およびシミュレーションに基づいて期待される望遠鏡の性能の外挿を示します。
月への地球の磁気圏の影響を監視するための、地球と月のラグランジュ点L1にある宇宙ベースの気象観測所
| Title |
Space-based_weather_observatory_at_Earth-Moon_Lagrange_point_L1_to_monitor_earth's_magnetotail_effects_on_the_Moon |
| Authors |
Saurabh_Gore,_Manuel_Ntumba |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.03522 |
月の赤鉄鉱は、地球の上層大気からの酸素による月の表面の鉄の酸化によって形成されます。月の表面は、太陽からの太陽粒子の影響を絶えず受けています。しかし、地球の磁気テールは太陽風の99％を遮断し、満月の段階にあるときに、磁気圏テールを介して地球の上層大気から月に酸素を輸送する機会を提供します。ここでは、地球の磁気圏尾部がどのように月の表面を錆びさせるかを研究するために、重要なペイロードを搭載した地球と月のL1ラグランジュ点に宇宙天気観測所を設置することを提案します。宇宙天気観測所は、ラグランジュベースのステーションからの高度な分光センサーを使用して、月に対する地球の磁場の影響を監視しています。地球と月のL1ラグランジュ点は、この点の近くの宇宙船がほとんど遮るもののない月の景色を取得するため、宇宙天気観測の重要な場所です。より正確な予測のために、高次の解析的近似に必要な数値手法が実装されています。
衛星コンステレーションの影響に関するESO評議会への報告
| Title |
A_Report_to_ESO_Council_on_the_Impact_of_Satellite_Constellations |
| Authors |
Andrew_Williams,_Olivier_Hainaut,_Angel_Otarola,_Gie_Han_Tan,_Andrew_Biggs,_Neil_Phillips,_and_Giuliana_Rotola_(ESO) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.03999 |
今後10年間で、最大100,000個の衛星が低軌道（LEO）に打ち上げられる可能性があります。2つの最先端の企業の計画が実現されたと仮定すると、328〜1,325kmのさまざまな高度に80,000近くの衛星が存在します。パラナルでは、いつでも5,000を超える衛星が地平線上にあります。これらのうち、夜と季節の時間に応じて、数百から数千が太陽に照らされ、潜在的に検出可能になります。衛星は局所的な地平線に向かって非常に強い集中を示しており、衛星の50％以上が高度20度未満です。このレポートは、ESO施設への影響、ESOが将来採用する可能性のある緩和策、およびESOが関与するさまざまなコミュニティの取り組みについてESOの評議会に通知します。
衛星コンステレーションの影響と天文学コミュニティのサポートにおけるESOの役割の分析
| Title |
Analysing_the_impact_of_satellite_constellations_and_ESO's_role_in_supporting_the_astronomy_community |
| Authors |
Andrew_Williams,_Olivier_Hainaut,_Angel_Otarola,_Gie_Han_Tan,_Giuliana_Rotola_(ESO) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.04005 |
今後10年間で、大規模な星座にある最大10万個の衛星が低軌道に打ち上げられる可能性があります。衛星は、天文台や科学にさまざまな悪影響をもたらします。これらの影響は、機器の種類、科学ターゲットの位置、星座の性質に応じて、無視できるものから非常に破壊的なものまでさまざまです。2019年にSpaceXのスターリンク星座の最初のバッチが打ち上げられて以来、天文学コミュニティは問題を分析し、衛星オペレーターや政府機関と協力するために多大な努力を払ってきました。この記事では、ESOの光学および赤外線施設とALMAへの影響のシミュレーションの概要と、衛星の明るさを評価するために実施された観測キャンペーンについて説明します。また、国際および国内レベルでの政策解決策を特定するためのいくつかの活動についても説明します。
畳み込みニューラルネットワークを使用したチェレンコフ望遠鏡アレイの最初の大型望遠鏡実データの分析
| Title |
Analysis_of_the_Cherenkov_Telescope_Array_first_Large-Sized_Telescope_real_data_using_convolutional_neural_networks |
| Authors |
Thomas_Vuillaume,_Mika\"el_Jacquemont,_Mathieu_de_Bony_de_Lavergne,_David_A._Sanchez,_Vincent_Poireau,_Gilles_Maurin,_Alexandre_Benoit,_Patrick_Lambert,_Giovanni_Lamanna,_CTA-LST_Project |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.04130 |
チェレンコフ望遠鏡アレイ（CTA）は、将来の地上ベースのガンマ線観測所であり、それぞれ北半球と南半球にある2つのイメージング大気チェレンコフ望遠鏡（IACT）のアレイで構成されます。現場で構築された最初のCTAプロトタイプ望遠鏡である大型望遠鏡（LST-1）は、ラパルマで試運転中であり、すでに多くの既知のソースに関するデータを取得しています。IACTは、非常にエネルギーの高いガンマ線光子が大気と相互作用して大気シャワーを生成した後に間接的に生成されたチェレンコフ光のかすかな閃光を検出します。一次光子の特性の再構成は、通常、画像の配光の3次までのパラメータ化を使用して行われます。この古典的な方法を超えるために、畳み込みニューラルネットワーク（CNN）に基づく最先端の方法を使用して新しいアプローチが開発され、各イベントのプロパティ（着信方向、エネルギー、粒子タイプ）が望遠鏡の画像。これらの方法は有望ですが、ネットワークのトレーニングに使用されるモンテカルロ（MC）データと実際のデータの違い（夜空の背景のレベルの違いなど）により、実際のデータに適用するのが難しいことで有名です。これらのCNNアプローチに基づくGammaLearnプロジェクトは、LST-1のMCシミュレーションでの感度の向上と、エネルギーしきい値の低下をすでに示しています。この作業では、GammaLearnネットワークをLST-1によって取得された実際のデータに適用し、その結果を、抽出された画像パラメーターでトレーニングされたランダムフォレストを使用する従来のアプローチと比較します。この寄稿では、バックグラウンドの拒否、イベントの方向、およびエネルギーの再構築に関する改善について説明します。
UOCS.VI。 M67でさらに4つの青色はぐれ星の低質量白色矮星コンパニオンのUVIT / AstroSat検出
| Title |
UOCS.VI._UVIT/AstroSat_detection_of_low-mass_white_dwarf_companions_to_4_more_blue_stragglers_in_M67 |
| Authors |
Sindhu_Pandey,_Annapurni_Subramaniam,_and_Vikrant_Jadhav |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.03371 |
M67の青色はぐれ星（BSS）は、その形成メカニズムを解明するために、観測と理論から注目を集めています。散開星団（UOCS）の一連の紫外線イメージング望遠鏡（UVITonAstroSat）研究では、ここでは、Far-を使用して、さらに4つのBSS（WOCS2013、WOCS3013、WOCS4006、およびWOCS5005）のホットコンパニオンの検出を報告します。UVITから2つのエポックで得られたUV測光。ホットコンパニオンは、テフ〜13〜23kK、R/Rsun〜0.035〜0.051、M/Msun〜0.19〜0.3、年齢〜25〜300の低質量から超低質量（LM/ELM）の白色矮星（WD）であると特徴づけられます。WDモデルを使用しているMyr。2つのBSS（WOCS1025およびWOCS3005）は、UV過剰を示し、ホットコンパニオンがある可能性がありますが、確認/特性評価できません。13個のBSSが、M67に存在する合計14個のうち、2つのエポックのデータでUVITによって検出されます。以前の調査を含め、10のBSSについて詳細な分析を実行しました。5つのBSSにLM/ELMWDコンパニオンがあることが判明し、他のメカニズムとともに、ケースBの質量移動（MT）がM67（37.5％、5/14の下限）で普及していることを示唆しています。3つのBS+WDシステムには、モデルごとに安定したMTの制限外の軌道パラメータがあります。次の3つの可能性を推測します-それらの軌道はクラスターダイナミクスのために変更されます、いくつかは未知のより近い軌道にLM/ELMWDを持つトリプルシステムにあるかもしれません、またはそれらの形成を可能にするために修正されたMTメカニズムが必要かもしれません。
調光ベテルギウスの大きなスポットの分光学的証拠
| Title |
Spectroscopic_evidence_for_a_large_spot_on_the_dimming_Betelgeuse |
| Authors |
Sofya_Alexeeva,_Gang_Zhao,_Dong-Yang_Gao,_Junju_Du,_Aigen_Li,_Kai_Li,_and_Shaoming_Hu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.03472 |
2019年10月と2020年3月の間に、発光赤色超巨星ベテルギウスは、その明るさの異常に深い最小値を示しました。それは1等級以上暗くなり、これはここ数十年で観察された最も重要な減光です。調光の理由が議論されている間、超新星爆発の前段階、塵の覆い隠し、または星の光球の変化が提案されたシナリオでした。ここでは、2020年に威海天文台で調光中と調光後のフェーズをカバーする4つのエポックで得られた高解像度で高信号対雑音比の近赤外スペクトルを使用したベテルギウスの分光学的研究を紹介します。調光エピソードは、2020年1月31日に有効温度が少なくとも170K低下したことが原因であることが示されています。これは、星の表面に大きなダークスポットが出現したためと考えられます。
中紫外線バルマー連続体、Ly-アルファ、硬X線、および電波放射におけるフレア多周期脈動の同時検出
| Title |
Detection_of_flare_multi-periodic_pulsations_in_mid-ultraviolet_Balmer_continuum,_Ly-alpha,_hard_X-ray,_and_radio_emissions_simultaneously |
| Authors |
Dong_Li,_Mingyu_Ge,_Marie_Dominique,_Haisheng_Zhao,_Gang_Li,_Xiaobo_Li,_Shuangnan_Zhang,_Fangjun_Lu,_Weiqun_Gan,_and_Zongjun_Ning |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.03781 |
通常、全フラックスの時間的脈動として現れる準周期的脈動（QPP）は、太陽/恒星フレアの光度曲線で頻繁に検出されます。この研究では、2017年9月6日の強力なフレアの衝撃段階の間に複数の期間を持つ非定常QPPの調査を提示します。これらは、大収量放射計（LYRA）と硬X線によって同時に測定されました。変調望遠鏡（Insight-HXMT）、および地上ベースのBLENSW。ウェーブレット変換とLomb-Scargleピリオドグラムをトレンド除去された光度曲線に適用することによって検出された複数の周期は、フレア衝動相中のLy-alphaおよび中紫外線Balmer連続発光で約20〜55秒であることがわかります。複数の周期を持つ同様のQPPは、硬X線放射と低周波無線放射にも見られます。私たちの観察は、フレアQPPが、繰り返されるエネルギー放出プロセス、つまり繰り返しの磁気リコネクションのトリガーによって加速される非熱電子に関連している可能性がある一方で、複数の期間が高温プラズマループのソーセージ振動によって変調される可能性があることを示唆しています。多周期脈動の場合、他の生成メカニズムを完全に排除することはできませんでした。
ケプラーの{\ delta} Scuti変数間のトランジットの検索
| Title |
A_search_for_transits_among_the_{\delta}_Scuti_variables_in_Kepler |
| Authors |
Daniel_R._Hey,_Benjamin_T._Montet,_Benjamin_J.S._Pope,_Simon_J._Murphy,_Timothy_R._Bedding |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.03785 |
自動化されたルーチンを介して脈動信号を差し引いた後、長いケイデンスのケプラーデータですべての既知の脈動{\delta}Sct変数（6500K<Teff<10000K）の周りのトランジットを検索します。これを実現するために、低周波の脈動と光度曲線の通過を区別するための、単純で計算コストの低い方法を考案します。以前は脈動の背後に隠されていた3つの新しい候補トランジットイベントが見つかりましたが、それらは誤検知イベントである可能性が高いことに注意してください。また、KeplerObjectsofInterestカタログを調べて、{\delta}Sct脈動を示す13個の追加のホスト星を特定しました。サンプルの各星について、{\delta}Sct変数を通過していることがわかっている惑星の脈動タイミング変動の非検出を使用して、惑星の質量の上限と予想される視線速度の両方を取得します。ホスト星の半振幅。私たちのパイプラインの単純な注入テストは、0.5RJup以上の惑星の100％の回復を意味します。Kepler{\delta}Sct星の数を外挿すると、TESSで0.5RJupを超える12個の検出可能な惑星が予想されます。私たちのサンプルには、進化した星の周りの最もホットな既知の通過惑星のいくつかが含まれており、{\delta}Sct変数の周りの通過の最初の完全なサンプルです。コードと脈動を差し引いた光度曲線を利用できるようにして、さらなる分析を容易にします。
太陽フレア中にLy $ \ alpha $および非熱放出で検出された準周期的脈動
| Title |
Quasi-Periodic_Pulsations_Detected_in_Ly$\alpha$_and_Nonthermal_Emissions_During_Solar_Flares |
| Authors |
Lei_Lu,_Dong_Li,_Zongjun_Ning,_Li_Feng_and_Weiqun_Gan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.03820 |
3つの太陽フレア（すなわち、SOL2011-Feb-15T01：44、SOL2011-Sep-25T04：31、SOL2012-May-17T01：25）の間に2つの周期を持つ準周期的脈動（QPP）を報告します。フレアQPPは、Ly$\alpha$、硬X線（HXR）、およびマイクロ波放射の光曲線から観測され、Ly$\alpha$放射は静止運用環境衛星によって記録され、HXR放射はReuvenRamatyによって記録されました。高エネルギー太陽分光画像装置とフェルミガンマ線バーストモニター、および野辺山ラジオ偏光計とラジオヘリオグラフによって記録されたマイクロ波放射。マルコフ連鎖モンテカルロ（MCMC）法を使用することにより、約2分と1分の二重周期のQPPがLy$\alpha$放出で最初に発見されました。次に、同じ方法を使用して、約2分のほぼ同じ期間のQPPもHXRおよびマイクロ波放射で見つかりました。Ly$\alpha$とHXR/マイクロ波放射の間の考えられる共通の起源（非熱電子）を考慮すると、2分間のQPPは、磁気リコネクション中の非熱電子の周期的な加速に起因することを示唆します。Ly$\alpha$放射の二重周期間の比率は、2に近いことがわかりました。これは、基本モードと高調波モードの間の理論上の期待値と一致しています。ただし、HXR/マイクロ波放射の1分間のQPPの偏差が比較的大きいため、他の可能な駆動メカニズムを除外することはできません。
810FからMの太陽型星の対流青方偏移強度
| Title |
Convective_blueshift_strengths_of_810_F_to_M_solar-type_stars |
| Authors |
F._Liebing,_S._V._Jeffers,_A._Reiners,_M._Zechmeister |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.03859 |
放射状速度技術を使用した太陽質量星の周りのハビタブルゾーンでの地球質量系外惑星の検出には、以下の10$\、$cm$\、$s$^{-1}$のオーダーの非常に高い精度が必要です。太陽のような比較的不活発な星でさえ固有の変動性。そのような変数の1つは、時間的、空間的、およびスペクトル線間で変化する対流青方偏移です。対流青方偏移を測定するための新しいアプローチを開発し、HARPSスペクトルグラフによって観測された810個の星の対流青方偏移の強度を、F後期、G、K、およびM初期のスペクトルタイプにまたがって決定します。任意の有効温度の後期型星の任意の深さの線の青方偏移速度を推測するためのモデルを導出します。広範囲の吸収深度をカバーするスペクトル線のカスタムリストを使用して、一般に造粒の3番目のシグネチャとして知られる線深度の関数としての線コアシフトのモデルを作成します。非常に高解像度の太陽スペクトル（R$\sim$1$\、$000$\、$000）を利用して、3番目のシグネチャの非線形性を経験的に説明します。次に、太陽の3番目の署名は、すべての810個の星にスケーリングされます。これにより、恒星の有効温度の関数として、太陽に対する対流の青方偏移の測定値を取得します。対流青方偏移の増加と有効温度との一般的な相関関係を確認し、$\sim$5800$\、$Kを超える星で強く増加する2つの間に緊密な3次関係を確立します。$\sim$4100$\、$Kと$\sim$4700$\、$Kの間の星については、初めて、対流シフトのプラトーと6000$\、$を超える星のプラトーの開始の可能性を示します。K。$\sim$4000$\、$Kより下の星は、青方偏移も赤方偏移も示していません。視線速度手法の対流青方偏移を介して固有のノイズフロアにすばやくアクセスするために、データセット内の各スペクトルサブタイプの予想される青方偏移速度を一覧表示する表を提供します。
散開星団NGC6791の過大、過小、および潜在的な過去のメンバーの星震学
| Title |
Asteroseismology_of_overmassive,_undermassive,_and_potential_past_members_of_the_open_cluster_NGC6791 |
| Authors |
K._Brogaard,_T._Arentoft,_J._Jessen-Hansen_and_A._Miglio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.03869 |
NGC6791の分野で巨星の星震学的調査を行い、以前に非定型進化の兆候を示しました。分析では、地上測光、文献の視線速度研究、およびクラスター内の食変光星の測定と組み合わせて、ケプラーとガイアからの観測を利用します。各ターゲットの質量、半径、有効温度、進化段階、および見かけの距離係数を導き出します。調査されたクラスター巨人の中には、過大なメンバーと過小なメンバー、および潜在的な過去のメンバーシップの強いヒントを持つ非メンバーの明確な証拠があります。私たちの結果は、クラスター内の赤色巨星の約10％が物質移動または合併を経験したことを示しています。高解像度、高S/N分光学的フォローアップは、非メンバーの潜在的な過去のメンバーシップを確認し、特定の元素の存在量が過大および過小の星の非標準的な進化を明らかにする可能性があるかどうかを明らかにすることができます。もしそうなら、同様のタイプのフィールドスターは、それらが何であるか、すなわち、過大または過小の星として識別され、それらよりも若いまたは古いと誤って分類されることはありません。
太陽周期23-24の間の星としての太陽の全放射照度におけるリーガー型の周期性
| Title |
Rieger-type_periodicity_in_the_total_irradiance_of_the_Sun_as_a_star_during_solar_cycles_23-24 |
| Authors |
Gurgenashvili,_E.,_Zaqarashvili,_T.V.,_Kukhianidze,_V.,_Reiners,_A.,_Oliver,_R.,_Lanza,_A.F.,_Reinhold,_T |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.04006 |
コンテクスト。総太陽放射照度は、最近の宇宙ミッションからの恒星の光度曲線の観測を研究するための星としての太陽の使用を可能にします。目的。太陽活動指数で観測された中域の周期性が全日射量にどのように影響するかを研究することを目的としています。メソッド。リーガー型周期性のタイムスケールで、太陽周期23〜24の間のSATIRE-SおよびSOHO/VIRGOデータに基づいて、総日射量の周期的変動を研究しました。次に、全太陽放射照度の振動のパワースペクトルを黒点および白斑のデータのパワースペクトルと比較して、それらの寄与を決定しました。結果。TSIデータのウェーブレット分析は、サイクル23の180日と115日に強いピークを示し、サイクル24は170日と145日の期間を示しました。黒点と白斑のデータにはいくつかの期間がありますが、それらはおそらく同時の明るさ（白斑）と暗さ（黒点）によって互いに打ち消し合うため、総日射量には見られません。リーガー型の周期性は、太陽周期磁場が発生する内部ダイナモ層の磁気ロスビー波によって引き起こされる可能性があります。したがって、全太陽放射照度と波動分散関係で観測された周期により、ダイナモ磁場強度を10〜15kGと推定することができます。結論。総日射量は、ダイナモ層の磁場強度を推定するために使用できます。このツールは、宇宙ミッションで得られた光度曲線を使用して、太陽のような星のダイナモ磁場強度を推定する際に重要になる可能性があります。
ソーラーツインHIP11915の解析によるESPRESSOの視線速度精度
| Title |
Radial_velocity_precision_of_ESPRESSO_through_the_analysis_of_the_solar_twin_HIP_11915 |
| Authors |
Yuri_Netto,_Diego_Lorenzo-Oliveira,_Jorge_Mel\'endez,_Jhon_Yana_Galarza,_Rapha\"elle_D._Haywood,_Lorenzo_Spina,_and_Leonardo_A._dos_Santos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.04061 |
さまざまな恒星現象が視線速度（RV）に影響を及ぼし、恒星の変動から惑星信号を特定するのを困難にするほど大きな変動を引き起こします。星の振動と造粒によって引き起こされるRVの変動は、いくつかの方法で減らすことができますが、星の活動領域によるRVへの回転変調された磁気活動の影響を修正するのは困難です。新しい機器は、約1m/sから約10cm/sへの1桁の精度の向上を約束します。これに関連して、60夜にわたって広がったソーラーツインスターHIP11915の24回の分光ESPRESSO/VLT観測からの最初の結果を報告します。ガウス過程アプローチを使用し、HIP11915のRV残留RMS散乱が約20cms$^{-1}$であることがわかりました。これは、ESPRESSOのパフォーマンスの上限を表しています。
古典的な非常に古い金属の少ない矮星HD140283における12C / 13C比とCNO存在量
| Title |
12C/13C_ratio_and_CNO_abundances_in_the_classical_very_old_metal-poor_dwarf_HD_140283 |
| Authors |
M._Spite,_F._Spite,_B._Barbuy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.04072 |
同位体の存在量は、私たちの銀河の化学物質の濃縮の強力な診断を提供します。星HD140283は、最もよく研究されている非常に金属量の少ない矮星の1つです。それは非常に古く、この星の化学物質の豊富さは、初期の銀河の物質の化学組成の良い証人です。この研究の目的は、炭素、窒素、酸素の正確な存在量、およびこの非常に古い金属量の少ない星の主に12C/13C同位体比を測定して、銀河。CFHTのESPaDOnS、VLTのESPRESSO、ESO3.6m望遠鏡のHARPSの分光器で得られた非常に高い信号対雑音比で、非常に高いスペクトル分解能データを使用しました。銀河系の最初の頃に生まれた非常に古い金属の少ない矮星で、初めて12C/13C比を測定することができました：27<12C/13C<45。また、正確な測定値を取得しました。この星のCNO要素の豊富さ。これらの豊富さは、超漸近巨星分枝星または高速回転する巨星の効果が初期の銀河で重要であったことを示唆しています。
凝縮物質システムを使用して明暗黒物質を検索する
暗黒物質（DM）の性質を特定することは、素粒子物理学にとって長い間差し迫った問題でした。核と相互作用するTeVスケールDMの大規模曝露検索からのこれまで以上に強力な除外とヌルの結果に直面して、かなりの量の注意がより軽い（サブGeV）DM候補にシフトしました。ターゲットシステムからのDM散乱を観測することにより、銀河内の明るい暗黒物質を直接検出するには、以前の検索と比較して新しいアプローチが必要です。軽いDM粒子は利用可能な運動エネルギーが少なく、DMとターゲットの間の運動学的一致を達成するには、荷電準粒子やフォノンなどの凝縮物質系における集団励起の適切な処理が必要です。この文脈では、ターゲット材料の物性物理学が重要であり、学際的なアプローチが必要です。このレビューでは、凝縮物質システムを使用したkeV-GeVDMの直接検出の自己完結型の紹介を提供します。暗黒物質モデルと凝縮物質の基礎について簡単に調査し、レビューの大部分はDM-核子とDM-電子の相互作用の理論的取り扱いを扱っています。また、検出器技術の最近の実験的開発をレビューし、今後10年間のサブGeVDM検出の分野の見通しで締めくくります。
暗放射とハゲドルン段階
標準模型の自由度に関連するセクターが初期宇宙でオープンストリングのハゲドルン期に入ったが、暗放射セクターがこのプラズマの一部ではなかった場合、これは観測可能な$\Deltaの値を低くする可能性があることを指摘します。暗放射からのN_{\text{eff}}$（追加のニュートリノ様種の数）。明示的な分析のために、ワープしたスロートの下部にある標準モデルの自由度を使用したワープストリングのコンパクト化に焦点を当てます。膨張中のハッブルスケールが喉に関連する歪んだ弦スケールを上回っている場合、標準モデルセクターはハゲドルン段階に入ります。このシナリオでは、バルクアクシオンは暗い放射線の観点からはもはや危険ではありません。この記事は歪んだコンパクト化に焦点を当てていますが、基本的な考え方は、初期の宇宙がハゲドルン段階に入ったあらゆるシナリオに関連する可能性があります。
中性子星合体条件下でのベータ平衡
| Title |
Beta_equilibrium_under_neutron_star_merger_conditions |
| Authors |
Mark_G._Alford,_Alexander_Haber,_Steven_P._Harris,_Ziyuan_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.03324 |
1MeV<T<5MeVの温度範囲で、中性子星合体条件下での核物質のベータ平衡に必要なアイソスピン化学ポテンシャルを計算します。IUFとSFHoの相対論的平均場モデルに基づく核物質の一貫した記述を使用することにより、以前の研究を改善します。これには、核子の相対論的分散関係の使用が含まれます。これは、これらのモデルで不可欠であることを示しています。アイソスピンの化学ポテンシャルは10〜20MeVのオーダーであり、Urca率の正しい計算に重要な役割を果たします。これを無視すると、10倍以上間違っている可能性があります。
散乱による潮汐応答と解析接続の役割
コンパクトオブジェクトの潮汐応答は、その内部に関する重要な重力波観測可能なエンコーディング情報です。このリンクは、一般相対性理論の非線形性のために微妙です。潮汐応答はヌル無限大での漸近的な内波と外波によって決定されるため、散乱プロセスを考慮すると、潜在的なあいまいさを伴う課題が回避されることを示します。一般的な方法の応用として、非回転ブラックホールから散乱するスカラー波を分析し、任意の次元と多重極に対して計算された周波数依存の潮汐応答が、限られた場合のラブ数と吸収の既知の結果を再現することを示します。さらに、効果的なアクション記述から得られたゲージ不変のオブザーバブルに基づく応答の定義について説明し、（i）応答とそれに含まれる物理情報を確実に抽出し、（ii）区別するための解析接続の役割を明確にします。バイナリシステムにおける有限サイズ効果からの高次ポストニュートン補正。私たちの仕事は、中性子星の超高密度物質の素粒子物理学のための今後の重力波データを解釈し、ブラックホールと重力を調べ、標準模型を超える物理を探すために重要です。
電磁波と重力波による重力の強磁場試験
ほぼ一世紀の間、アインシュタインの重力理論は、私たちの宇宙の重力現象を説明するための標準的な理論でした。その成功とともに、理論的（例えば、特異点）および観測的（例えば、暗黒物質/エネルギー）の観点からの理論の限界が現れました。これは、アインシュタインの理論を修正または置き換える提案につながり、特に強磁場体制でこれらの理論をデータに対してテストすることは、近年、物理学の新しいパラダイムとして浮上しています。重力波のまったく新しい道に加えて、電磁波に基づく新しく改良された技術が、一般相対性理論（GR）をこれまで以上に厳密にテストするために使用されています。GRを超えた領域は不明であるため、一般的なアプローチは、GR/GRの予測からの理論にとらわれない偏差を探すことです。ここでは、重力波、X線、ブラックホールの影を使用して、これらの理論にとらわれない偏差のいくつかに制約を課す方法について説明します。
量子誘起広がり-宇宙ニュートリノ背景発見への挑戦
| Title |
Quantum_Induced_Broadening-_A_Challenge_For_Cosmic_Neutrino_Background_Discovery |
| Authors |
Shmuel_Nussinov_and_Zohar_Nussinov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.03695 |
Cheipesh{\itetal。}による最近のプレプリントは、グラフェンに結合したトリチウム原子のゼロ点運動が$\beta$電子の測定されたエネルギーをぼかす可能性があることを指摘しました。ゼロ点運動による汚れはよく知られています。このような効果は、二原子トリチウムを使用したKATRINのような実験で期待される$\beta$スペクトルの研究に特徴があります。しかし、最近のプレプリントは、グラフェンまたは他の材料に吸着されたトリチウムを使用することを計画している宇宙ニュートリノ背景（CNB）ニュートリノ（および/または$0.1$eV未満の質量の他のニュートリノ）を発見しようとする新しい計画された実験に挑戦する可能性があります。私たちの論文は、これらの問題を明らかにし、量子不確定性によって引き起こされるスミアリングのより一般的な問題を調べます。Cheipesh{\itetal。}の効果が大幅に減少していることがわかります。トリチウム核をホストする$^{3}$H原子がしっかりと結合した中性の$^{3}$He原子に化学進化することの重要性が強調されています。$\beta$電子の「突然の」脱出に対する電子応答によって生成された、グラフェンまたはトリチウム原子の他のホストの最低状態付近の高密度スペクトルによって引き起こされる過剰なぼやけを推定します。私たちの分析は、小さな質量のニュートリノを探す多くの実験が直面しているさらに大きな影響と困難を示唆しています。量子の広がりを最小限に抑えることができる可能性のある実験のセットアップについて推測します。
東アジアと東南アジアの原子核物理学の進歩
| Title |
Progress_in_Nuclear_Astrophysics_of_East_and_Southeast_Asia |
| Authors |
Azni_Abdul_Aziz,_Nor_Sofiah_Ahmad,_S._Ahn,_Wako_Aoki,_Muruthujaya_Bhuyan,_Ke-Jung_Chen,_Gang_Guo,_K._I._Hahn,_Toshitaka_Kajino,_Hasan_Abu_Kassim,_D._Kim,_Shigeru_Kubono,_Motohiko_Kusakabe,_A._Li,_Haining_Li,_Z._H._Li,_W._P._Liu,_Z._W._Liu,_Tohru_Motobayashi,_Kuo-Chuan_Pan,_T.-S._Park,_Jian-Rong_Shi,_Xiaodong_Tang,_W._Wang,_Liangjian_Wen,_Meng-Ru_Wu,_Hong-Liang_Yan,_Norhasliza_Yusof |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.03814 |
原子核物理学は、原子核物理学と天体物理学の学際的な研究分野であり、私たちが学んだ核プロセスで宇宙の進化をどのように理解するかという質問への答えを求めています。天文学、実験的および理論的原子核物理学および天体物理学を含む、東および東南アジアにおける核天体物理学の研究活動をレビューします。Liの問題、重要な核反応と星の特性、高密度物質の特性、rプロセス元素合成、$\nu$プロセス元素合成など、いくつかのホットなトピックが選択され、さらに詳細に説明されています。いくつかの将来のアジアの施設が、物理学の観点とともに紹介されています。
楕円座標での渦解
渦（閉じた楕円流線のある流れ）は、圧縮性オイラー方程式の正確な非線形解です。この寄稿では、微分幾何学を使用してデカルト座標と楕円座標の間の変換を導き出し、楕円座標では一定の渦流が$\dot{\mu}=0$と$\dot{\nu}={に減少することを示します。渦の離心率に一致する流線$\mu_0$に沿った\rmconst}$。
べき乗則$ f（R）$重力補正された正準スカラー場の膨張
効果的なインフレーションラグランジアンは、量子時代の痕跡を含んでいる可能性があるため、理論的宇宙論者にとって顕著な課題です。高次の曲率項が有効なインフレーションラグランジアンに存在する可能性があるという事実を考慮して、この作業では、インフレーションのダイナミクスを研究することを目的として、べき乗則$f（R）$重力補正正準スカラー場インフレーションの理論的フレームワークを紹介します。この新しいフレームワークの。この新しい理論的フレームワークの主な特徴は、アインシュタイン-ヒルベルト項$\simと比較して、$1<n<2$のべき乗則$f（R）$重力項$\simR^n$が優勢であることです。R$。実際には、アインシュタイン-ヒルベルト正準スカラー理論とは対照的に、場の方程式は$R^n$項によって制御されます。スローロール場の方程式を抽出し、スローロール条件が当てはまる場合に、非常に洗練された最終形式を取得する、結果の理論のスローロールインデックスを計算します。したがって、単純なハイブリッドのようなスカラー場電位を選択することにより、導入した理論的枠組みのインフレ現象論的意味を定量的に調べます。結果として得られる理論は、モデルのさまざまな自由パラメーターに関する最新のプランクデータとよく一致していることがわかります。したがって、私たちの理論的枠組みは、単純なべき乗則$f（R）$重力モデルや単純なべき乗則スカラーモデルなど、そうでなければ実行不可能な実行可能なインフレ理論を取得することを可能にします。
| Title |
Modified_gravitational_wave_propagation_and_the_binary_neutron_star_mass_function |
| Authors |
Andreas_Finke,_Stefano_Foffa,_Francesco_Iacovelli,_Michele_Maggiore_and_Michele_Mancarella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.04065 |
修正重力波（GW）の伝播は、修正重力の一般的な現象です。これは、GW検出器によって測定された光度距離からの合体バイナリの赤方偏移の再構築に影響し、したがって、観測された（「検出器フレーム」）質量からのコンポーネントコンパクト星の実際の質量の再構築に影響します。連星の質量分布が狭いため、この効果は、特にアインシュタイン望遠鏡やコズミックエクスプローラーなどの第3世代GW検出器によって探索された赤方偏移に対して、修正された重力の明確な兆候を提供できることを示します。
| Title |
Measuring_the_dark_matter_environments_of_black_hole_binaries_with_gravitational_waves |
| Authors |
Adam_Coogan,_Gianfranco_Bertone,_Daniele_Gaggero,_Bradley_J._Kavanagh,_David_A._Nichols |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.04154 |
大きな暗黒物質の過密度は、それらが形成され成長するにつれて、天体物理学および原始起源のブラックホールの周りに形成される可能性があります。この「暗いドレス」は必然的に連星系の動的進化に影響を及ぼし、将来の干渉計で調べることができる重力波形の位相緩和を引き起こします。この論文では、進化する暗黒物質分布の存在下で重力波形を迅速に計算するための新しい分析モデルを紹介します。次に、服を着たブラックホール連星が真空中のGRと区別できる時期と、それらのパラメーターをどれだけ適切に測定できるか、および計画されたレーザー干渉計宇宙アンテナ（LISA）で検出できるようにする必要がある距離を決定するベイズ分析を示します。）。LISAがダークドレスを標準のバイナリから明確に区別し、さまざまなモデルパラメータの天体物理学および原始ブラックホール周辺の暗黒物質環境を特徴づけることができることを示します。私たちのアプローチは、重力波物理学における他の環境影響を検出、分類、および特徴付けるための見通しを評価するために一般化することができます。
