フィールドベースの可能性で弱いレンズ効果の縮退を持ち上げる
共同で宇宙論的パラメータと暗黒物質分布を推測するために、宇宙せん断データの分析へのフィールドベースのアプローチを提示します。このフォワードモデリングアプローチは、物理的重力モデルを使用して原始ゆらぎを非線形物質分布にリンクし、宇宙論的パラメーターと初期物質ゆらぎをサンプリングします。宇宙論的パラメータは、フォワードモデルを通じて一貫してサンプリングおよび更新され、（1）初期物質パワースペクトル、（2）距離と赤方偏移の関係によるジオメトリ、および（3）構造の成長と光円錐効果を変化させます。私たちのアプローチは、2点統計に基づく方法よりも多くの情報をデータから抽出します。このフィールドベースのアプローチは、宇宙論的物質密度$\Omega_\mathrm{m}$と変動振幅$\sigma_8$の間の強い縮退を解消し、弱いレンズ効果データのみからこれらのパラメーターに厳しい制約を与えることがわかります。私たちが検討するシミュレートされた4ビン断層撮影実験では、フィールドベースの可能性により、$\sigma_8$と$\Omega_\mathrm{m}$にわずかな不確実性が生じます。これらは、それぞれ、同じ基礎となるデータに適用される2点パワースペクトル分析。
X線観測からのアクシオンのような粒子の更新された境界
この作業では、アクシオンのような粒子（ALP）と光子の間の結合定数を制約するために、銀河団内または銀河団の背後にある5つの異なる点光源を再検討します。3つの異なる機械学習（ML）手法を使用し、結果を標準の$\chi^2$分析と比較します。初めて、近似ベイズ計算をALPの検索に適用し、ML分類器全体で一貫して良好なパフォーマンスを見つけます。さらに、銀河団のより現実的な3D磁場シミュレーションを適用し、以前に使用した1Dシミュレーションと結果を比較します。$g_{a\gamma\gamma}\lesssim0.6\times10^{-12}$GeV${}^{-の最先端の境界のレベルで、ALP-光子結合に制約があります。1}$、したがって、同じ観測から得られた以前の制約を改善します。
銀河間媒体の再電離IIに対する流体力学的応答：電離光子シンクの物理的特性と動力学
| Title |
Hydrodynamic_Response_of_the_Intergalactic_Medium_to_Reionization_II:_Physical_Characteristics_and_Dynamics_of_Ionizing_Photon_Sinks |
| Authors |
Fahad_Nasir,_Christopher_Cain,_Anson_D'Aloisio,_Nakul_Gangolli,_Matthew_McQuinn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.04837 |
ベッカー等。2021年は、IGM内のライマン限界光子の平均自由行程を$z=6$で測定しました。短い値は、吸収が再電離において顕著な役割を果たした可能性があることを示唆しています。ここでは、放射流体力学シミュレーションを使用して、電離フロント（Iフロント）の結果としての電離光子シンクの物理的特性を研究します。シミュレーションでカラム密度分布を追跡することにより、ライマン限界不透明度へのガス構造の寄与を定量化します。$\Deltat=10$MyrofI-frontpassage内で、自己遮蔽システム（$N_{\rmHI}>10^{17.2}$cm$^{-2}$）が2つで構成されていることがわかります。異なる母集団：（1）イオン化バックグラウンドとの光イオン化平衡状態にある過密度$\Delta\sim50$構造。（2）$\Delta\gtrsim100$密度のピークは、完全にニュートラルなコアです。自己遮蔽システムは、これらの時点で不透明度の半分以上を占めますが、圧力平滑化と光蒸発によって構造が平坦化されるため、IGMは$\Deltat\sim100$Myrで大幅に進化します。$\Deltat=300$Myrによって、それらは宇宙の平均1Mpc$^3$パッチの不透明度に$\lesssim10\％$を提供します。密度の高いパッチでは、より多くの自己シールドシステムが存続するため、パーセンテージは数倍大きくなる可能性があります。自己遮蔽構造の特徴的な質量とサイズを定量化します。I-front通過の直後に、$M=10^{4}-10^8$M$_\odot$と有効直径$d_{\rmeff}=1-20$ckpc$/h$が見つかります。これらのスケールは、ガスが緩和するにつれて増加します。ここに示されている画像は、小規模な電力が抑制された暗黒物質モデルでは異なる場合があります。
さまざまなスケールにわたる銀河の整列を説明するメカニズム
| Title |
A_mechanism_to_explain_Galaxy_alignment_over_a_range_of_scales |
| Authors |
Prabhakar_Tiwari_(Beijing_Observ.),_Pankaj_Jain_(Indian_Inst._Tech.,_Kanpur) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.05011 |
観測された偏光角と銀河軸の大規模な整列は、20年以上以来、標準宇宙論における均一性と等方性の基本的な仮定に挑戦してきました。銀河間磁場と実空間でのその相関関係は、この現象を説明するための実行可能な候補として潜在的に思われます。大規模な銀河間磁場相関は、Gpcスケールでのクエーサーのアラインメント信号を説明できることを以前に示しました。興味深いことに、100Mpcを超えるJVAS/CLASSデータで観測された電波偏光アラインメントも説明できます。数十Mpcにわたる銀河軸アラインメントの最近の観測、およびMpcスケール、つまりクラスタースケールに動機付けられて、これらの比較的小規模なアラインメント観測を説明するために、バックグラウンド磁場の相関をさらに調査します。特に、FIRSTカタログとACOクラスターの電波源で最近主張された2つのアライメント信号を調査します。これらは両方とも、スペクトル指数が$-2.62\pm0.03$の銀河間磁場の観点から説明できることがわかります。大規模な磁場の相関関係は、GpcからMpcスケールへの分極と銀河軸の整列を説明しているように見える可能性があります。
パルサータイミングアレイを用いた大重力からの確率的重力波背景の検出
| Title |
Detecting_the_Stochastic_Gravitational_Wave_Background_from_Massive_Gravity_with_Pulsar_Timing_Arrays |
| Authors |
Qiuyue_Liang,_Mark_Trodden |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.05344 |
NANOGrav、EPTA、PPTAなどのパルサータイミングアレイ（PTA）が、大規模重力の理論で確率的重力波バックグラウンド（SGWB）を検出する可能性を探ります。一般相対性理論では、2つのパルサーからの信号の到着時間間の相関関係をそれらの間の角度に依存させることを表す関数は、ヘリングダウン曲線として知られています。追加の分極状態と重力子の質量による補正を含む、大規模重力の類似のオーバーラップ低減関数を計算し、その結果をHellings-Downs曲線と比較します。主な結果は、アナログのHellings-Downs曲線の完全な分析形式であり、PTAデータと大重力の予測との詳細な比較を目的とした将来の数値研究の出発点を提供します。計算のチェックとして、質量のない限界と定常限界の両方を研究し、形式主義によって、PTAからのデータに対する大量のスピン2暗黒物質候補の影響を研究する方法についても説明します。
ペブル集積によって成長する惑星の移動に対する熱トルクの重要性
| Title |
The_importance_of_thermal_torques_on_the_migration_of_planets_growing_by_pebble_accretion |
| Authors |
O._M._Guilera,_M._M._Miller_Bertolami,_F._Masset,_J._Cuadra,_J._Venturini,_M._P._Ronco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.04880 |
惑星形成の重要なプロセスは、成長する惑星と原始惑星系円盤の間の角運動量の交換であり、これにより惑星は円盤を通って移動します。いくつかの研究は、共回転トルクが支配的にならない限り、一般に低質量および中質量の惑星が中央の星に向かって移動することを示しています。最近、熱トルクと呼ばれる新しい種類のトルクが、低質量惑星の外向きの移動を生成できる新しいソースとして提案されました。リンドブラッドと共回転のトルクは主に原始惑星系円盤の特性と惑星の質量に依存しますが、熱トルクは主に固体の降着から生じる惑星の光度にも依存します。このように、固体の降着は、惑星の形成だけでなく、その移動過程においても重要な役割を果たします。以前の研究では、主に微惑星降着パラダイムにおける惑星の成長と移動に対する熱トルクの影響を評価しました。この新しい研究では、ペブル集積パラダイム内の熱トルクの役割を研究します。計算は、円盤の進化、塵の成長と進化、および小石の形成を含む惑星形成のグローバルモデルのフレームワークで一貫して実行されます。また、高解像度の流体力学的シミュレーションから得られた熱トルクの更新された処方箋を組み込んでいます。私たちのシミュレーションは、熱トルクが低粘度のディスクで外向きに移動する拡張領域を生成することを示しています。これは惑星の形成に大きな影響を及ぼします。
ALMAで測定されたタイタンのHC $ _3 $ Nの$ ^ {13} $ C同位体比
シアノアセチレンの$^{13}$C置換（HC$_{3}$N）、[H$^{13}$CCCN]：[HC$^{13}$の存在比の最初の決定を示します。CCN]：[HCC$^{13}$CN]は、アタカマ大型ミリ波サブミリ波アレイによって取得されたミリ波スペクトルを使用して測定されたタイタンの大気中です。線の強度を正確に比較するために、複数の分子線を含むデータセットを抽出して、タイタンの環境条件と観測設定の影響を抑制しました。[HC$^{13}$CCN]：[HCC$^{13}$CN]と[H$^{13}$CCCN]：[HCC$^{13}$CN}]の比率は12から得られました。それぞれ、1つの選択されたデータセット。その結果、ほぼ均一な[H$^{13}$CCCN]：[HC$^{13}$CCN]：[HCC$^{13}$CN]の存在比は1.17（$\pm$0.20）：1.09（$\pm$0.25）：1（1$\sigma$）が導き出されましたが、以前に報告された星間物質（ISM）の比率は、前駆体の$^{13}$C濃度によって引き起こされる可能性のある大きな異常を示しています。ここで得られた結果は、ISM研究で提案された$^{13}$C濃縮プロセスは、タイタンの大気が高いため、HC$_{3}$NおよびHC$_{3}$N自体の前駆体では効果的に機能しないことを示唆しています。$^{13}$Cと$^{13}$C$^+$の両方の温度および/または枯渇。
若いホブソン家：二元的な親体と低速分散の可能性
| Title |
The_young_Hobson_family:_Possible_binary_parent_body_and_low-velocity_dispersal |
| Authors |
David_Vokrouhlick\'y,_Miroslav_Bro\v{z},_Bojan_Novakovi\'{c}_and_David_Nesvorn\'y |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.05260 |
$1$Myr未満の年齢の小惑星族は、その後の進化過程によってほとんど変更されない小惑星破壊の結果を研究する興味深い可能性を提供します。メインベルトの中央部にある（18777）ホブソンに関連する非常に若い小惑星族を分析します。（i）その特異なサイズ分布を理解し、（ii）可視ホブソンの最小メンバーに対応するサブキロメートルサイズでの特徴的な分散速度の上限を設定することを目的としています。最新の小惑星カタログを使用して、ホブソンファミリーを特定しました。既知のメンバーの数が大幅に増加したことで、サイズ分布を調査し、壊滅的な混乱のコンピューターシミュレーションと比較することができました。太陽周回軌道の後方軌道統合により、以前に提案されたホブソンの年齢を確認することができ、放出速度の限界を推定するのに役立ちました。ホブソンファミリーには、異常なサイズ分布があります。2つのほぼ同じサイズの物体と、それに続く小さな小惑星の集団で、その分布には特徴的なべき乗則があります。これらのデータを説明する2つの可能性があります。これまで研究されていない微調整された衝撃条件を必要とする単一の親体への標準的な衝撃、またはホブソンファミリーの親オブジェクトの型破りなモデル、つまり$\simeq7-9$kmプライマリのバイナリそして$\simeq2.5$kmセカンダリ。後者の場合、プライマリーは破壊され、最大の残骸（18777）ホブソンと一連のサブキロメートル小惑星が残されました。2番目に大きい小惑星（57738）2001UZ160は、親バイナリのほぼ無傷の衛星です。ホブソンメンバーの名目軌道の優れた収束により、既知のメンバーの初期分散速度の上限が$\simeq（10-20）$ms$^{-1}$に設定されます。これは、両方の形成モデルと一致しています。
ロス19B：裏庭の世界で発見された非常に冷たい仲間：惑星9市民科学プロジェクト
| Title |
Ross_19B:_An_Extremely_Cold_Companion_Discovered_via_the_Backyard_Worlds:_Planet_9_Citizen_Science_Project |
| Authors |
Adam_C._Schneider,_Aaron_M._Meisner,_Jonathan_Gagne,_Jacqueline_K._Faherty,_Federico_Marocco,_Adam_J._Burgasser,_J._Davy_Kirkpatrick,_Marc_J._Kuchner,_Leopold_Gramaize,_Austin_Rothermich,_Hunter_Brooks,_Frederick_J._Vrba,_Daniella_Bardalez_Gagliuffi,_Dan_Caselden,_Michael_C._Cushing,_Christopher_R._Gelino,_Michael_R._Line,_Sarah_L._Casewell,_John_H._Debes,_Christian_Aganze,_Andrew_Ayala,_Roman_Gerasimov,_Eileen_C._Gonzales,_Chih-Chun_Hau,_Rocio_Kiman,_Mark_Popinchalk,_Christopher_Theissen,_and_The_Backyard_Worlds:_Planet_9_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.05321 |
BackyardWorlds：Planet9市民科学プロジェクトを通じて、近くの（$\sim$17.5pc）、Mid-M矮星の広い分離（$\sim$10\arcmin、$\sim$9900au投影）の亜恒星コンパニオンを特定しました。ロス19.BANYAN$\Sigma$ツールに基づいてチャンスアラインメント確率を決定するための新しい形式を開発し、これが物理的に関連付けられたペアである確率を100％見つけました。ロス19Aの詳細な調査により、システムは金属が少なく（[Fe/H]=$-$0.40$\pm$0.12）、年齢は7.2$^{+3.8}_{-3.6}$Gyrであることがわかりました。。新規および既存の測光と位置天文学を組み合わせると、Ross19Bは、T/Y境界にスペクトル型があり、有効温度が500$^{+115}_{-100である、最も寒い既知の広い分離コンパニオンの1つであることがわかります。}$K、および15〜40$M_{\rmJup}$の範囲の質量。この新しい非常に冷たいベンチマークコンパニオンは、ハッブル宇宙望遠鏡やジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡などの施設を使用した将来の分光観測による詳細な特性評価の魅力的なターゲットです。
K型矮星TOI-2202の周りの2：1平均運動共鳴の近くの一対の暖かい巨大惑星
| Title |
A_pair_of_warm_giant_planets_near_the_2:1_mean_motion_resonance_around_the_K-dwarf_star_TOI-2202 |
| Authors |
Trifon_Trifonov,_Rafael_Brahm,_Nestor_Espinoza,_Thomas_Henning,_Andr\'es_Jord\'an,_David_Nesvorny,_Rebekah_I._Dawson,_Jack_J._Lissauer,_Man_Hoi_Lee,_Diana_Kossakowski,_Felipe_I._Rojas,_Melissa_J._Hobson,_Paula_Sarkis,_Martin_Schlecker,_Bertram_Bitsch,_Gaspar_\'A._Bakos,_Mauro_Barbieri,_Waqas_Bhatti,_R._Paul_Butler,_Jeffrey_D._Crane,_Sangeetha_Nandakumar,_Mat\'ias_R._D\'iaz,_Stephen_Shectman,_Johanna_Teske,_Pascal_Torres,_Vincent_Suc,_Jose_I._Vines,_Sharon_X._Wang,_George_R._Ricker,_Avi_Shporer,_Andrew_Vanderburg,_Diana_Dragomir,_Roland_Vanderspek,_Christopher_J._Burke,_Tansu_Daylan,_Bernie_Shiao,_Jon_M._Jenkins,_Bill_Wohler,_Sara_Seager,_and_Joshua_N._Winn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.05323 |
TOI-2202bは、TESSミッションの5つの異なるセクターのフルフレーム画像データから特定された、公転周期がP=11。91日のトランジット系外惑星です。CHATロボット望遠鏡で得られた3つのフォローアップ光度曲線と組み合わされたTOI-2202bの10回のTESSトランジットは、約1.2時間の振幅を持つ強いトランジットタイミング変動（TTV）を示しています。FEROS、HARPS、およびPFSによる視線速度の追跡調査により、通過する候補の惑星の性質が確認されます（a$_{\rmb}$=0.096$\pm$0.002au、m$_{\rmb}$=0.98$\pm$0.06M$_{\rmJup}$）、およびRV、トランジットデータ、およびTTVの動的分析は、外側の土星質量コンパニオン（a$_{\rmc}$=0.155$\pm$0.003au、m$_{\rmc}$=$0.37\pm0.10$M$_{\rmJup}$）2：1の平均運動共鳴の近く。私たちの恒星モデリングは、TOI-2202が0.82M$_\odot$の質量、0.79R$_\odot$の半径、そして太陽のような金属量を持つ初期のK型星であることを示しています。TOI-2202システムは、2：1MMRの近くにある2つの暖かい木星質量惑星のために非常に興味深いものです。これはまれな構成であり、それらの形成と動的進化はまだよく理解されていません。
CO回転振動吸収線の速度分解によるIRAS08572 + 3915NWの分子トーラスの内部構造の研究
| Title |
Study_of_the_inner_structure_of_the_molecular_torus_in_IRAS_08572+3915_NW_with_velocity_decomposition_of_CO_ro-vibrational_absorption_lines |
| Authors |
Shusuke_Onishi,_Takao_Nakagawa,_Shunsuke_Baba,_Kosei_Matsumoto,_Naoki_Isobe,_Mai_Shirahata,_Hiroshi_Terada,_Tomonori_Usuda,_Shinki_Oyabu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.04838 |
活動銀河核を取り巻く塊状の分子トーラスの内部構造を理解することは、形成メカニズムを明らかにする上で不可欠です。ただし、トーラスは数パーセクのサイズであるため、空間的に解決することは困難です。したがって、トーラスの凝集状態を調べるために、COの回転振動吸収線の速度分解を実行しました（$\Delta{v}=0\to1、\\Delta{J}=\pm1$）。$\lambda\sim4.67\\mathrm{\mu{m}}$は、すばる望遠鏡の高分解能分光法（$R\sim10000$）を使用して、超高光度赤外線銀河IRAS08572+3915NWに向かって観測されました。その結果、各遷移には2つの流出コンポーネント、つまり（a）と（b）があり、どちらも約$\sim-160\\mathrm{km\s^{-1}}$にありますが、幅が広く狭いことがわかりました。幅、および流入するコンポーネント、つまり（c）、約$\sim+100\\mathrm{km\s^{-1}}$で、トーラスに起因します。各成分の速度分散の比率は、$R_\mathrm{rot、a}：R_\mathrm{rot、b}：R_\mathrm{rot、c}\approxのブラックホールの周りの回転半径の比率につながります。1：5：17$は、$\sigma_V\proptoR_\mathrm{rot}^{-0.5}$の静水圧ディスクを想定した場合に、塊が内側の領域に流出し、外側の領域に流入するトーラスを示します。レベル母集団から推定された$\sim720\\mathrm{K}$および$\sim25\\mathrm{K}$のコンポーネント（a）および（b）の動的温度に基づくと、温度勾配は$T_\mathrm{kin}\proptoR_\mathrm{rot}^{-2.1}$。この勾配を再現するには、2桁以上の大きな密度変動を伴う電磁流体力学モデルが必要です。
EAGLEシミュレーション銀河周辺の暖かく高温の銀河系周辺媒体とX線放射によるその検出の見通し
| Title |
The_warm-hot_circumgalactic_medium_around_EAGLE-simulation_galaxies_and_its_detection_prospects_with_X-ray_line_emission |
| Authors |
Nastasha_A._Wijers,_Joop_Schaye |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.04847 |
広いハロー質量範囲（$\mathrm{M}_{\mathrm{200c}}=10^{11.5}$-）にわたる銀河の銀河周囲媒体（CGM）からのX線金属線放出の検出可能性を推定します。EAGLEシミュレーションを使用して$10^{14.5}\、\mathrm{M}_{\odot}$）。XRISMResolve機器では、$\mathrm{M}_{\mathrm{200c}}\gtrsim10^{13}\、\mathrm{からのいくつかの明るい（K-$\alpha$またはFeL-shell）線M}_{\odot}$ハローが検出可能である必要があります。AthenaX-IFUまたはLynxMainArrayを使用して、$\mathrm{M}_{\mathrm{200c}}の内部CGMからの輝線（特にO$\、$VIIおよびO$\、$VIIIから）\gtrsim10^{12.5}\、\mathrm{M}_{\odot}$ハローが検出可能になり、グループ内およびクラスター内ガスがビリアル半径まで検出可能になります。Lynx超高解像度アレイを使用すると、$\mathrm{L}_{*}$銀河をホストするハローの内部CGMにアクセスできます。これらの見積もりは、長時間露光（$\sim1\、$Ms）と大きな空間ビン（$\sim1$-$10\、\mathrm{arcmin}^{2}$）を想定しています。また、この放出を生成するガスの特性を調査します。CGM放出は、衝突イオン化（CI）ガスによって支配され、ハロー中心から発生する傾向があります。ガスは通常、CIガスの最大放射率温度（$\mathrm{T}_\mathrm{peak}$）に近く、中央銀河から一定の距離にあるCGMの大部分よりも密度が高く、金属が豊富です。。ただし、K-$\alpha$ラインの場合、放出は、ガラス化された体積充填ガスが$\mathrm{T}_\mathrm{peak}$よりも高温であるハロー内の高温ガスから発生する可能性があります。ハロー質量による放出の傾向は、主にビリアル温度の違いによって説明できます。ライン間の違いは、一般に、K-$\alpha$、He-$\alpha$のような、およびFe〜Lシェルラインの温度の関数としての放射率の異なる動作に起因します。今後のX線ミッションは、ホットなCGMへの新しいウィンドウを開くと結論付けています。
CIVアブソーバーの進化。 II。〜CIVはどこに住んでいますか？
| Title |
Evolution_of_CIV_Absorbers._II.~Where_does_CIV_live? |
| Authors |
Farhanul_Hasan,_Christopher_W_Churchill,_Bryson_Stemock,_Nikole_M_Nielsen,_Glenn_G._Kacprzak,_Mark_Croom,_Michael_T_Murphy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.04924 |
CIV吸収体と暗黒物質ハローの観測された累積統計を使用して、赤方偏移$0\！\leq\！z\！\leq\！5$の銀河に対するCIV吸収ガスの分布を推測します。CIV吸収体集団と銀河ハローの宇宙発生率$dN/dX$を比較し、巨大な$L\geqL_{\star}$ハローだけでは観測されたすべての$W_r\geq0.05$〜{\AA}を説明できないことを発見しました。吸収体。ただし、低質量ハローの$dN/dX$は、$W_r\geq0.05$〜{\AA}吸収体の$dN/dX$を超えています。また、各吸収体が単一の銀河ハローに関連付けられていると仮定して、観測されたCIV$dN/dX$に必要な吸収構造の特徴的なガス半径を推定します。$W_r\geq0.3$〜{\AA}および$W_r\geq0.6$〜{\AA}CIVガス半径はビリアル半径の$\sim30-70\％$（$\sim20-40\％$）です$L_{\star}$（$0.1L_{\star}$）銀河の、そして$W_r\geq0.05$〜{\AA}ガス半径は$\sim100-150\％$（$\sim60-100\$L_{\star}$（$0.1L_{\star}$）銀河のビリアル半径の％$）。より強い吸収体の場合、ビリアル半径に対するガス半径は宇宙正午を横切って上昇し、その後減少しますが、より弱い吸収体の場合、相対ガス半径は宇宙正午を横切って減少し、その後$z\！<\！1$で劇的に上昇します。ガス半径の強い光度依存性は、宇宙正午の前に巨大な銀河の周りの高度に拡張されたCIVエンベロープを意味し、一方、光度非依存のガス半径は、宇宙正午以降の矮小銀河の周りの高度に拡張されたエンベロープを意味します。利用可能な吸収銀河とCIVの進化データから、低質量銀河が初期の時代に巨大銀河の周りの体積を豊かにするシナリオを支持し、外側のハローガス（$>0.5R_v$）が主に古代の衛星矮小銀河で生成されたことを提案します銀河は流出しますが、内側のハローガス（$<0.5R_v$）は中央の銀河から発生し、リサイクルされた付加ガスとして存続します。
MaNGAにおける気相金属量間の変換
| Title |
Conversions_between_gas-phase_metallicities_in_MaNGA |
| Authors |
Jillian_M._Scudder,_Sara_L._Ellison,_Loubna_El_Meddah_El_Idrissi,_Henry_Poetrodjojo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.04934 |
公開されているスローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）データリリース15（DR15）の近くの銀河のマッピングで、それぞれが$\sim$110万の星形成スパクセルに基づいた、11の異なる強線気相金属量キャリブレーションのそれぞれの間の多項式変換を示します。アパッチポイント天文台（MaNGA）調査。以前の作品の20倍の$\sim$であるこのサンプルでは、小マゼラン雲（SMC）タイプと天の川（MW）タイプの両方のダストについて、110の可能なキャリブレーション変換のそれぞれについて5次多項式フィットを示します。訂正。多項式近似の周りの典型的な$2\sigma$のばらつきは、0.1dexです。金属量が有効である範囲を示します。同じ線比のセット、または高度に共有された輝線のセットに依存する金属量間の変換は、必要な輝線のオーバーラップがほとんどない変換と比較して、変換のばらつきが減少しています。輝線の一貫性の低いセットを使用したキャリブレーション変換でも、銀河間の変動が増加し、この変動が全散乱の最大35％を占める可能性があります。また、TYPHOON積分フィールド分光法調査からのより高い空間分解能データとともにシングルファイバーSDSSDR7スペクトルを使用した以前の作業との変換を比較し、数kpcから$\sim$100pcまでの空間分解能のサンプルを比較します。MaNGAの大規模なサンプルで得られた金属量変換は、拡散イオン化ガス、赤方偏移、有効半径、および空間ブラーの影響に対してロバストであるため、積分スペクトルと高分解能面分光データの両方で一貫しています。
分子雲の形成における重力対磁場
| Title |
Gravity_Versus_Magnetic_Fields_in_Forming_Molecular_Clouds |
| Authors |
Juan_C._Ib\'a\~nez-Mej\'{\i}a_(1),_Mordecai-Mark_Mac_Low_(2_and_3)_and_Ralf_S._Klessen_(4_and_5)_((1)_I._Physikalisches_Institut,_Universit\"at_zu_K\"oln,_(2)_Dept._of_Astrophysics,_American_Museum_of_Natural_History,_(3)_Center_for_Computational_Astrophysics,_Flatiron_Institute,_(4)_Universit\"at_Heidelberg,_Zentrum_f\"ur_Astronomie_Heidelberg,_Institut_f\"ur_Theoretische_Astrophysik,_(5)_Universit\"at_Heidelberg,_Interdisziplin\"are_Zentrum_f\"ur_Wissenschaftliches_Rechnen) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.04967 |
磁場は、拡散した星間物質において動的に重要です。重力によって束縛された星形成雲がどのように形成されるかを理解するには、自己無撞着で超新星駆動の乱流磁化層状ディスク内のフィールドのモデリングが必要です。このようなシミュレーションでは、FLASH電磁流体力学コードを使用して、最終質量が3〜8$\times10^3M_{\odot}$の雲の形成と初期進化を追跡します。コードの適応メッシュ細分化機能を使用して、単一の雲をカバーするズームイン領域に数値解像度を集中させ、一貫した背景媒体内の個々の自己重力雲の詳細なダイナミクスとフィールド構造を調査できるようにします。私たちの目標は、高密度の雲が磁気静水圧平衡から遠く離れて動的に進化している物体であるという仮説をテストすることです。相対的な向きのヒストグラムやその他の統計的尺度によって示されるように、雲のエンベロープは密度勾配と流速に平行な力線で磁気的にサポートされていることがわかります。対照的に、雲の密なコアは重力によって支配されており、重力エネルギーは内部、運動、または磁気エネルギーを超え、重力による加速度は磁気または熱圧力勾配によるものを超えています。これらの領域では、相対的な向きの3次元ヒストグラムで示されているように、フィールドの方向は大きく異なり、密度勾配に垂直になることをわずかに優先します。
プロピオンアミド（C2H5CONH2）：宇宙で最大のペプチド様分子
| Title |
Propionamide_(C2H5CONH2):_The_largest_peptide-like_molecule_in_space |
| Authors |
Juan_Li,_Junzhi_Wang,_Xing_Lu,_Vadim_Ilyushin,_Roman_A._Motiyenko,_Qian_Gou,_Eugene_A._Alekseev,_Donghui_Quan,_Laurent_Margules,_Feng_Gao,_Frank_J._Lovas,_Yajun_Wu,_Edwin_Bergin,_Shanghuo_Li,_Zhiqiang_Shen,_Fujun_Du,_Meng_Li,_Siqi_Zheng,_Xingwu_Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.05001 |
ペプチド結合は、アミノ酸をつなぐ分子ブリッジとして、タンパク質の形成に不可欠です。したがって、ペプチド様結合が埋め込まれた分子の検索と研究は、宇宙でのタンパク質形成を理解するために重要です。ここでは、プロピオンアミド（C2H5CONH2）の最初の暫定的な検出を報告します。これは、連続体のピークからわずかにオフセットされたN1Eと呼ばれる位置で射手座B2（N1）に向かって宇宙で検出された最大のペプチド様分子です。プロピオンアミドスペクトルの新しい実験室測定は、9〜461GHzで実行されました。これは、プロピオンアミドの検出された星間線の遷移周波数を直接チェックする良い機会を提供します。私たちの観測結果は、プロピオンアミドの放出が、巨大な原始星が形成されているサジタリウスB2の暖かくコンパクトなコアから来ていることを示しています。SgrB2（N1E）に対するプロピオンアミドのカラム密度は1.5\times10^{16}cm^-2であり、これはアセトアミドの5分の3、ホルムアミドの19分の1です。この検出は、大きなペプチド様分子が星形成過程で形成されて生き残ることができ、星間物質でより複雑な分子を形成する可能性があることを示唆しています。プロピオンアミドの検出は、星間物質中の他の複雑なプレバイオティクス分子と同様に、ポリペプチドの存在の前兆です。
CALIFA調査からのS0銀河のための分光的に分解されたバルジディスクの星の種族
| Title |
Stellar_Populations_of_Spectroscopically_Decomposed_Bulge-Disk_for_S0_Galaxies_from_the_CALIFA_survey |
| Authors |
Mina_Pak,_Joon_Hyeop_Lee,_Sree_Oh,_Francesco_D'Eugenio,_Matthew_Colless,_Hyunjin_Jeong,_and_Woong-Seob_Jeong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.05014 |
CalarAltoLegacyIntegralFieldArea調査の積分フィールド分光法を使用して、34個のS0についてバルジとディスクの星の種族の特性を個別に調査します。バルジコンポーネントとディスクコンポーネントの空間的に分解された恒星の年齢と金属性は、2つのコンポーネントに対して測光的に定義された重みを使用したペナルティ付きピクセルフィッティング法を使用して同時に推定されています。バルジの年齢と金属量の間には密接な相関関係がありますが、ディスクの関係はバルジのそれよりも大きなばらつきがあります。これは、円盤の星形成の歴史がバルジの星形成の歴史よりも複雑であることを意味します。高質量S0のバルジは金属量がほぼ同等ですが、低質量S0のバルジはディスクよりも体系的に金属が豊富であるように見えます。高質量S0のバルジとディスクの年齢は、局所密度とともに増加するように見えます。低質量S0のバルジ年齢も局所密度とともに増加しますが、そのような傾向は低質量S0のディスク年齢では明らかではありません。さらに、バルジコンポーネントとディスクコンポーネントの年齢差（デルタエイジ）は、高質量S0と低質量S0の両方で、局所密度とともに増加する傾向があります。高質量S0は、与えられた局所密度で低質量S0よりも体系的に高いデルタ年齢を持っています。私たちの結果は、恒星の質量がS0銀河の進化に大きく影響することを示していますが、環境は、与えられた恒星の質量でのバルジとディスクの進化を決定する上でも重要な役割を果たしています。
星間プレバイオティクス分子の形成と進化の理解におけるテラヘルツと遠赤外分光法の役割
| Title |
The_Role_of_Terahertz_and_Far-IR_Spectroscopy_in_Understanding_the_Formation_and_Evolution_of_Interstellar_Prebiotic_Molecules |
| Authors |
Duncan_V._Mifsud,_Perry_A._Hailey,_Alejandra_Traspas_Muina,_Olivier_Auriacombe,_Sergio_Ioppolo,_Nigel_J._Mason |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.05153 |
恒星系はしばしば高密度の分子雲の崩壊によって形成され、それが今度は大量の原子および分子物質を星間物質に戻します。星と星間物質の間のこの周期的な相互作用の間の化学進化の深い理解は、天体化学の中心です。星間雲が拡散段階から高密度の静止分子雲、星形成領域、原始惑星系円盤に進化するにつれて、体系的な化学組成が変化し、分子の多様性がさらに豊かになり、さらに複雑な分子が進化します。特に、星間塵の粒子上に形成された氷のマントルとそれらの照射は、プレバイオティクスと見なされるものを含む、観測された分子の多くの起源であると考えられています。それが生命の起源に必要な分子です。このレビューでは、ミリメートル、サブミリ波、テラヘルツおよび遠赤外線（THz/F-IR）分光法を使用した観測（ALMA、SOFIA、Herschelなど）および実験室調査の両方と、それらが私たちの理解に貢献する上で果たす役割について説明します。プレバイオティクス分子の形成。中赤外分光法は、通常、実験室での研究で使用される主要なツールです。ただし、THz/F-IR分光法は、中赤外で利用可能な分子内モードと比較して分子間相互作用を調査する機能を提供するという点で、追加の補完的なアプローチを提供します。THz/F-IR分光法はまだいくらか十分に活用されていませんが、それがもたらす追加機能により、その人気は近い将来大幅に増加する可能性があります。このレビューでは、そのような方法の長所と制限について説明し、宇宙搭載施設と実験施設の両方を活用して今後10年間に追求すべき将来の研究分野に関するいくつかの提案も提供します。
| Title |
Orbit_classification_in_a_disk_galaxy_model_with_a_pseudo-Newtonian_central_black_hole |
| Authors |
Euaggelos_E._Zotos,_F._L._Dubeibe,_Andr\'e_F._Steklain,_and_Tareq_Saeed |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.05209 |
Paczynski-Wiitaポテンシャルによって表される中央の超大質量ブラックホールを含む軸対称円盤銀河モデルの子午面上の星の動きを数値的に調査します。この疑似ニュートンポテンシャルを使用することにより、シュワルツシルト半径の存在など、重要な相対論的特性を複製できます。軌道の初期条件の広範なサンプルを分類した後、衝突、秩序、および無秩序な動きを区別することができます。その上、通常の軌道のすべての開始条件はさらに通常の軌道のファミリーに分類されます。私たちの結果は、いくつかのタイプの2次元平面上の最新の色分けされた盆地図を通して提示されます。私たちの分析は、ブラックホールの質量（シュワルツシルト半径と直接関係している）と角運動量の両方が星の軌道の特性に重要な役割を果たしていることを明らかにしています。より具体的には、低角運動量の星の軌道はブラックホールの質量の影響を強く受けますが、高角運動量の星は中央のブラックホールの影響を受けないようです。銀河の中央領域のニュートンポテンシャルを使用して、以前の関連する結果との比較も行われます。
レンズ付きクエーサーの構造を明らかにするQ0957 + 561：I。降着円盤のサイズ
| Title |
Revealing_the_structure_of_the_lensed_quasar_Q_0957+561:_I._Accretion_disk_size |
| Authors |
C._Fian,_E._Mediavilla,_J._Jim\'enez-Vicente,_V._Motta,_J._A._Mu\~noz,_D._Chelouche,_P._Gom\'ez-Alvarez,_K._Rojas,_A._Hanslmeier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.05212 |
重力レンズクエーサーQ0957+561の降着円盤のサイズを推測するために、前景レンズ銀河の星によって誘発されたマイクロレンズの特徴を使用することを目指しています。このシステムの長期測光モニタリング（これまで重力レンズシステムの利用可能な最長の光度曲線を提供してきました）により、最近開発された方法（モデル化された方法と実験的な方法の間の距離によって制御される）に対する不確実性の影響を評価できます2つのレンズ画像間のマグニチュード差ヒストグラム）、したがって、マイクロレンズベースのディスクサイズ推定のロバスト性をテストします。よくサンプリングされた21年間のダブルレンズクエーサーのGLENDAMA光学光度曲線を分析し、内因性および外因性の連続体の変動を研究しました。画像AとBの間の時間遅延の正確な測定値を使用して、固有のクエーサー変動をモデル化して削除し、マイクロレンズ倍率の統計からベイズ法を使用して、2558オングストロームで連続体を放出する領域のサイズを導き出しました。Q0957+561Rバンド光度曲線の分析は、過去10年間に、Aコンポーネントと比較してBの明るさがゆっくりではあるが体系的に増加していることを示しています。画像間の光度差の強度が比較的低いことは、クエーサーが半光半径の異常に大きな光学降着円盤を持っていることを示しています$R_{1/2}=17.6\pm6.1\sqrt{M/0.3M_\odot}$lt-days。
Fornax AでのAGNの供給とフィードバック：多相ISMの運動学的分析
| Title |
AGN_feeding_and_feedback_in_Fornax_A:_kinematical_analysis_of_the_multi-phase_ISM |
| Authors |
F._M._Maccagni,_P._Serra,_M._Gaspari,_D._Kleiner,_K._Morokuma-Matsui,_T._A._Oosterloo,_M._Onodera,_P._Kamphuis,_F._Loi,_K._Thorat,_M._Ramatsoku,_O._Smirnov,_S._V._White |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.05247 |
近くの活動銀河核（AGN）FornaxAを取り巻くガス状媒体の多波長研究を紹介します。MeerKAT、ALMA、およびMUSEの観測を使用して、原子（HI）、分子（CO）、およびイオン化ガスの複雑な分布を明らかにします。その中心とラジオジェットに沿って。多相ガスのマルチスケール運動学を研究することにより、AGNの供給とフィードバックの同時現象の存在を明らかにします。いくつかの雲と延長された3kpcフィラメント（ラジオジェットと内部ディスク（$r\lesssim4.5$kpc）に垂直）は、非常に乱流の運動学を示し、非線形凝縮とそれに続くカオス冷降着（CCA）を誘発する可能性があります。AGN。ラジオジェットの後、外部（$r\gtrsim4.5$kpc）リングで、同伴された大規模な（$\sim$$10^7$M$_\odot$）多相流出（$v_{\rmOUT}\sim2000$kms$^{-1}$）。FornaxA（$\sim$3Myr）の核活動の急速なちらつきと、AGNに降り注ぐ乱流凝縮を経験しているガスは、繰り返しのタイトな供給とフィードバックのサイクルがFornaxAの活動を自己調整している可能性があるという定量的証拠を提供します。、CCAシミュレーションと一致しています。今日まで、これはそのようなメカニズムの最も詳細な調査の1つであり、これらの正確な診断を近くのAGNホストとその多相ISMのより大きなサンプルに適用する道を開いています。
| Title |
A_Search_for_Blazar_Activity_in_Broad-Absorption-Line_Quasars |
| Authors |
Sapna_Mishra,_Gopal-Krishna,_Hum_Chand,_Krishan_Chand,_Amit_Kumar,_and_Vibhore_Negi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.05332 |
最近報告された、ブレーザーのような電波特性を示す広吸収線（BAL）クエーサー間の夜間光学変動（INOV）の欠如は、BAL雲の極放出に疑問を投げかけたり、相対論的の物理的状態を示唆したりします。最も内側のサブパーセクスケールでの熱BAL風との相互作用のためにジェットが変更されました。BAL_blazar候補のこの予期しない発見に対する堅牢なチェックとして、ここでは、前述のサンプルとマグニチュードと赤方偏移の両方が一致する、9つの通常の（非BAL）ブレーザーからなる新しいはるかに厳密に定義された比較サンプルのINOV研究を報告します。BAL_blazar候補の。27セッションにまたがる現在のキャンペーンでは、強化されたF検定を使用して、通常のブレーザーの比較サンプルに対して約23％のINOVデューティサイクルが得られます。ただし、このより感度の高いテストでも、BAL_blazar候補のサンプルのINOVは検出されません。ここでBAL_blazar候補と通常のブレーザーの間に見られるこのはっきりとしたINOVのコントラストは、おそらく、核からサブパーセクの範囲内での相対論的ジェットと熱風との物理的相互作用に起因している可能性があります。結果として生じるジェットの弱体化は、10-100kpcのはるかに大きなスケールでの強力なFRII電波ローブのBALクエーサー間の著しい欠陥をさらに説明するでしょう。
重力波観測から拘束された星内の角運動量輸送効率について
| Title |
On_the_Angular_Momentum_Transport_Efficiency_within_the_Star_Constrained_from_Gravitational-wave_Observations |
| Authors |
Ying_Qin,_Yuan-Zhu,_Wang,_Dong-Hong,_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.04821 |
LIGOScientificCollaborationとVirgoCollaboration（LVC）は、最近GWTC-2.1で、実行中のO3aでのLVC検索で天体物理学的起源の確率が0.5を超える8つの追加の重要性の高い候補を報告しました。GWTC-2.1では、有効なインスピレーションスピンの大部分（$\chi_{\rmeff}$）はゼロと一致する大きさを示していますが、そのうちの2つ（GW190403$_{-}$051519とGW190805$_{-}$211137）は8つの新しいイベントには$\chi_{\rmeff}$$>0$（90\％の信頼性）があります。GW190403$_{-}$051519が$\chi_{\rmeff}$=$0.70^{+0.15}_{-0.27}$および質量比$q$=$0.25^{+0.54}_{で報告されたことに注意してください。それぞれ-0.11}$。質量が非常に等しくないバイナリの場合、スピンのより強力なステートメントを作成できます。GW190403$_{-}$051519の場合、その主要な無次元スピン$\chi_1$=$0.92^{+0.07}_{-0.22}$は、現在のすべての重力波でこれまでに測定された中で最速の最初に生まれたブラックホールを示します-波のイベント。GW190403$_{-}$051519が孤立したバイナリ進化チャネルを通じて形成されたと考える場合、この非常に高いスピンは、効率的な角運動量輸送メカニズム、つまりSpruit-Tayler（ST）ダイナモ\citep{2002A＆A...381の存在に挑戦します。..923S}、恒星の核とその大規模なスタの放射エンベロープの間
エアシャワーのミューオンスケールとそのAGASAデータへの応用について
| Title |
On_the_muon_scale_of_air_showers_and_its_application_to_the_AGASA_data |
| Authors |
Flavia_Gesualdi,_Hans_Dembinski,_Kenji_Shinozaki,_Daniel_Supanitsky,_Tanguy_Pierog,_Lorenzo_Cazon,_Dennis_Soldin,_Ruben_Concei\c{c}\~ao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.04824 |
最近、いくつかの実験で、データに関するエアシャワーシミュレーションでのミューオンの不足が報告されました。この問題は、陽子および鉄のモンテカルロ空気シャワーシミュレーションのデータに対するデータの相対的なミューオン含有量を定量化する推定量を使用して調査できます。2つの推定量を分析します。最初のものは、ミューオン含有量の平均の対数に基づいており、実験的考察から構築されています。検出器の分解能に依存しないため、さまざまな実験の結果を比較するのに理想的です。2番目の推定量は、ミューオン含有量の対数の平均に基づいています。これは、シャワー間の変動に依存することを意味します。これは、Heitler-Matthewsモデルを介して平均対数質量$\left\langle\lnA\right\rangle$にリンクされています。典型的な実験の既知と未知を考慮して、推定量の特性とそれらのバイアスを研究します。さらに、AkenoGiantAirShowerArray（AGASA）によって得られたシャワー軸からの$1000\、$mでのミューオン密度の測定でこれらの効果を研究します。最後に、シミュレーションでのミューオン不足をサポートするAGASAデータの相対的なミューオン含有量の推定値を報告します。これらの推定値は、最高エネルギーでのエアシャワーのミューオン含有量の貴重な追加情報を構成します。
AGASAデータから推測されるエアシャワーのシミュレーションにおけるミューオンの不足
| Title |
Muon_deficit_in_simulations_of_air_showers_inferred_from_AGASA_data |
| Authors |
Flavia_Gesualdi_and_Alberto_Daniel_Supanitsky_and_Alberto_Etchegoyen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.04829 |
複数の実験で、データに関するエアシャワーシミュレーションでのミューオン不足の証拠が報告されました。これは一次エネルギーとともに増加します。この研究では、明野巨大エアシャワーアレイ（AGASA）によって得られたシャワー軸からの$1000\、$mでのミューオン密度の測定値を使用してミューオン不足を研究します。選択したイベントは、$18.83\、\leq\、\log_{10}（E_{R}/\textrm{eV}）\、\leq\、19.46$の範囲と天頂角$\theta\leq36のエネルギーを再構築しました。^{\circ}$。これらのミューオン密度測定値を、高エネルギーハドロン相互作用モデルEPOS-LHC、QGSJetII-04、およびSibyll2.3cを使用して得られた陽子、鉄、および混合組成シナリオと比較します。AGASAデータは、混合組成シナリオの予測よりも上にある、より重い組成と互換性があることがわかります。AGASAデータのエネルギーで割った平均ミューオン密度は、混合組成シナリオよりも$1.49\pm0.11\、\textrm{（stat）}\pm^{0.49}_{0.30}\、\の係数で大きくなっています。textrm{（syst）}$、$1.54\pm0.12\、\textrm{（stat）}\pm^{0.50}_{0.31}\、\textrm{（syst）}$、および$1.66\pm0.13\、\textrm{（stat）}\pm^{0.54}_{0.34}\、\textrm{（syst）}$は、それぞれEPOS-LHC、Sibyll2.3c、およびQGSJetII-04の場合です。これは、最高エネルギーでのエアシャワーシミュレーションにおけるミューオン不足のさらなる証拠として解釈されます。
Advanced LIGO / Virgoの3回目の観測実行からの重力波イベントの光学的対応物のASAS-SN検索
| Title |
ASAS-SN_search_for_optical_counterparts_of_gravitational-wave_events_from_the_third_observing_run_of_Advanced_LIGO/Virgo |
| Authors |
T._de_Jaeger,_B._J._Shappee,_C._S._Kochanek,_K._Z._Stanek,_J.~F.~Beacom,_T.~W.-S.~Holoien,_Todd_A._Thompson,_A._Franckowiak,_S._Holmbo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.04839 |
All-SkyAutomatedSurveyを使用した3回目の（O3）LIGO-VirgoCollaboration（LVC）観測中に、中性子星を含む確率が$>$60\％の9つの重力波イベントに対応する電磁イベントの検索について報告します。SuperNovae（ASAS-SN）用。重力波イベントに関連する光学的対応物は見つかりませんでした。ただし、望遠鏡のネットワークのおかげで、トリガー後の最初の10時間に少なくとも1つのASAS-SNサイトに表示される平均領域には、統合されたソースロケーション確率の$\sim$30\％が含まれていました。通常の操作と機会のターゲットの観測の組み合わせにより、最も確率の高いフィールドのASAS-SN観測は、4つのイベントのトリガーから1時間以内に開始されました。24時間後、ASAS-SNは、3つのイベントの合計確率の$>$60\％と、1つを除くすべてのイベントの$>$40\％を観測しました。これは、9つのイベントのうち7つについて公開されたカバレッジ統計を使用した調査から、深さ$g=18.5$magまでの最大のエリアカバレッジです。ASAS-SNは、その観測戦略、世界中の5つのサイト、および広い視野を備えており、LVCO4中に近くの中性子星合体を光学的に検索するための主要な調査の1つになります。
CTAプロジェクトのためのBLラックの南アフリカ大型望遠鏡分光法
| Title |
Southern_African_Large_Telescope_Spectroscopy_of_BL_Lacs_for_the_CTA_project |
| Authors |
E._Kasai_(1),_P._Goldoni_(2),_M._Backes_(1_and_3),_G._Cotter_(4),_S._Pita_(2),_C._Boisson_(5),_D._A._Williams_(6),_F_D'Ammando_(7),_E._Lindfors_(8),_U._Barres_de_Almeida_(9),_W._Max-Moerbeck_(10),_V._Navarro-Aranguiz_(10),_J._Becerra-Gonzalez_(11_and_12),_O._Hervet_(6),_J.-P._Lenain_(13),_H._Sol_(5),_S._Wagner_(14),_for_the_CTA_Collaboration_((1)_Department_of_Physics,_Chemistry_&_Material_Science,_University_of_Namibia,_Windhoek,_Namibia,_(2)_APC,_AstroParticule_et_Cosmologie,_Universite_Paris_Diderot,_Paris,_France,_(3)_Centre_for_Space_Research,_North-West_University,_Potchefstroom,_South_Africa,_(4)_University_of_Oxford,_Oxford_Astrophysics,_Oxford,_United_Kingdom,_(5)_LUTH,_Observatoire_de_Paris,_Paris,_France,_(6)_Santa_Cruz_Institute_for_Particle_Physics_and_Department_of_Physics,_University_of_California,_Santa_Cruz,_CA,_(7)_INAF_-_Istituto_di_Radioastronomia,_Bologna,_Italy,_(8)_Finnish_Centre_for_Astronomy_with_ESO,_University_of_Turku,_Finland,_(9)_Centro_Brasileiro_de_Pesquisas_Fisicas,_Rio_de_Janeiro,_Brazil,_(10)_Departamento_de_Astronomia,_Universidad_de_Chile,_Santiago,_Chile,_(11)_Universidad_de_La_Laguna_(ULL),_Departamento_de_Astrofisica,_Tenerife,_Spain,_(12)_Instituto_de_Astrofisica_de_Canarias,_Tenerife,_Spain,_(13)_Sorbonne_Universite,_Universite_Paris_Diderot,_Paris,_France,_(14)_Landessternwarte,_Universitat_Heidelberg,_Heidelberg,_Germany) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.04917 |
過去20年間で、非常に高エネルギーのガンマ線天文学が成熟しました。地上での実験により、銀河系と銀河系外の両方で200を超える線源が検出されました。現在、活動銀河核（AGN）は、地上望遠鏡で非常に高いエネルギーで検出された200を超える光源の約40％を占めており、その大部分はブレーザーです。つまり、ジェットは視線と密接に整列しています。地球とその4分の3は、高周波ピークBLLacオブジェクトとして分類されます。BLラックの宇宙論的進化の研究に対する1つの課題は、ほとんど特徴のない、連続体が支配的なスペクトルから赤方偏移を取得することの難しさです。将来のチェレンコフ望遠鏡アレイ（CTA）天文台で検出されるAGNのかなりの部分には、分光学的赤方偏移がなく、BLLac集団研究、特に宇宙進化の信頼性が損なわれると予想されます。南アフリカの大型望遠鏡（SALT）を使用して、CTAで検出される可能性が高いAGNの大部分の赤方偏移を測定する取り組みを2019年に開始しました。この寄稿では、CTA天文台に関連するBLLacオブジェクトの赤方偏移の決定に焦点を当てた進行中のSALTプログラムからの2つの結果を提示します。
AMONを使用したマルチメッセンジャーNuEMアラート
| Title |
Multimessenger_NuEM_Alerts_with_AMON |
| Authors |
Hugo_Ayala,_for_the_AMON_Group,_for_the_IceCube_Collaboration,_for_the_HAWC_Collaboration,_for_the_ANTARES_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.04920 |
天体物理学マルチメッセンジャー天文台ネットワーク（AMON）は、リアルタイムのマルチメッセンジャー警報システムを開発しました。このシステムは、ガンマ線検出器とニュートリノ検出器からのデータセットの同時分析を実行し、ニュートリノ電磁（NuEM）アラートチャネルを作成します。これらの分析では、AMONはサブスレッショルドイベント、つまり、それ自体では個々の検出器で重要ではないイベントを利用します。このチャネルの主な目的は、ニュートリノイベントのガンマ線対応物を検索することです。このチャネルを構成するさまざまな分析について説明し、最近の結果の抜粋を示します。
IceCubeで観測された8年間の上昇ミューニュートリノを使用したニュートリノ断面積の測定
| Title |
Measuring_the_Neutrino_Cross_Section_Using_8_years_of_Upgoing_Muon_Neutrinos_Observed_with_IceCube |
| Authors |
S._Robertson_for_the_IceCube_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.04965 |
IceCubeニュートリノ天文台は、現在の加速器で利用可能なエネルギーよりも桁違いに高いエネルギーでニュートリノを検出します。40TeVを超えると、地球を通過するニュートリノは、原子核との荷電電流相互作用を介して相互作用するときに吸収され、IceCubeで検出された地球を横切るニュートリノの不足を生み出します。以前に公開された結果は、断面が1年間のIceCubeデータの標準モデルの予測と一致していることを示しました。地球での$\nu_\mu$吸収に合わせるために、8年間のIceCubeデータを使用する新しい分析を提示します。統計は、以前の分析よりも1桁優れており、体系的な不確実性の処理が改善されています。1TeVから100PeVの範囲にわたる3つのエネルギービンの断面積を測定します。その感度を実証するモンテカルロ研究を紹介します。
中間光度の赤い過渡現象：分光光度特性と電子捕獲超新星爆発への接続
| Title |
Intermediate-luminosity_red_transients:_Spectrophotometric_properties_and_connection_to_electron-capture_supernova_explosions |
| Authors |
Y.-Z._Cai,_A._Pastorello,_M._Fraser,_M._T._Botticella,_N._Elias-Rosa,_L.-Z._Wang,_R._Kotak,_S._Benetti,_E._Cappellaro,_M._Turatto,_A._Reguitti,_S._Mattila,_S._J._Smartt,_C._Ashall,_S._Benitez,_T.-W._Chen,_A._Harutyunyan,_E._Kankare,_P._Lundqvist,_P._A._Mazzali,_A._Morales-Garoffolo,_P._Ochner,_G._Pignata,_S._J._Prentice,_T._M._Reynolds,_X.-W._Shu,_M._D._Stritzinger,_L._Tartaglia,_G._Terreran,_L._Tomasella,_S._Valenti,_G._Valerin,_G.-J._Wang,_X.-F._Wang,_L._Borsato,_E._Callis,_G._Cannizzaro,_S._Chen,_E._Congiu,_M._Ergon,_L._Galbany,_A._Gal-Yam,_X._Gao,_M._Gromadzki,_S._Holmbo,_F._Huang,_C._Inserra,_K._Itagaki,_Z._Kostrzewa-Rutkowska,_K._Maguire,_S._Margheim,_S._Moran,_F._Onori,_A._Sagu\'es_Carracedo,_K._W._Smith,_J._Sollerman,_A._Somero,_B._Wang,_and_D._R._Young |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.05087 |
5つの中間光度の赤色トランジェント（ILRT）、つまりAT2010dn、AT2012jc、AT2013la、AT2013lb、およびAT2018aesの分光学的および測光的研究を紹介します。それらは共通の観測特性を共有し、典型的なILRTSN〜2008Sに類似したオブジェクトのファミリーに属しています。これらのイベントの立ち上がり時間は15日未満で、絶対ピークマグニチュードは$-11.5$から$-14.5$等です。それらの疑似ボロメータ光度曲線は$0.5$-$9.0\times10^{40}〜\mathrm{erg〜s}^{-1}$の範囲でピークに達し、それらの総放射エネルギーは（0.3-3）$のオーダーです。\times$〜10$^{47}$〜erg。最大輝度の後、光度曲線は単調な減少またはプラトーを示し、それぞれかすかな超新星IILまたはIIPの光度曲線に似ています。後期段階では、光度曲線は平坦になり、$^{56}$Coの減衰の傾きにほぼ追従します。遅い時間の電源が実際に放射性崩壊である場合、これらの過渡現象は$10^{-4}$から$10^{-3}$〜\msunのオーダーの$^{56}$Ni質量を生成します。光学領域から中赤外線（MIR）領域に及ぶ、ILRTサンプルのスペクトルエネルギー分布は、爆発直後の明らかなIR過剰と、非常に遅い段階での無視できないMIR放射を示しています。スペクトルは、Ca〜IIの特徴とともに、数百km〜s$^{-1}$の典型的な速度で発光する顕著なH線を示しています。特に、[Ca〜II]$\lambda$7291,7324ダブレットは常に表示されます。これは、このトランジェントファミリーの特徴です。アーカイブスピッツァーMIR画像で明るいSN〜2008Sの同定された前駆細胞は、ほこりっぽい繭に埋め込まれた中質量の前駆星を示唆しています。これらのイベントのもっともらしい説明として、電子捕獲超新星を形成する超漸近巨星分枝星の爆発を提案します。
RAIKOU：一般相対論的多波長放射伝達コード
| Title |
RAIKOU:_A_General_Relativistic,_Multi-wavelength_Radiative_Transfer_Code |
| Authors |
Tomohisa_Kawashima,_Ken_Ohsuga,_Hiroyuki_R._Takahashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.05131 |
カーブラックホールの周りのブラックホールの影を含むスペクトルと画像の複数波長研究のための一般相対論的レイトレーシング放射伝達コードRAIKOUを提示します。ブラックホール周辺の高温プラズマにおける重要な放射プロセス、すなわち（シクロ）シンクロトロン、制動放射放出/吸収、およびコンプトン/逆コンプトン散乱が組み込まれています。Maxwell-J\uttnerおよび単一/壊れたべき乗則の電子分布関数を実装して、熱電子と非熱電子の両方を介した放射伝達を計算します。画像と広帯域スペクトルの両方を研究するために、2つの計算アルゴリズムが実装されています。オブザーバー画面から放出プラズマへの放射伝達方程式を逆に解くオブザーバーからエミッターへのアルゴリズムは、ブラックホールの影やコンプトン効果のないスペクトルなどの画像の効率的な計算に適しています。コンプトン/逆コンプトン散乱の効果を含むモンテカルロ法で光子を輸送するエミッターからオブザーバーへのアルゴリズムにより、電波から非常に高いエネルギー帯域までの多波長スペクトルを計算できます。-エネルギーガンマ線。このコードは、一般に、相対論的ジェットを伴うカーブラックホール周辺の付着流と、さまざまな質量付着率の風/コロナに適用できます（i。例えば、放射的に非効率的な降着流、スーパーエディントン降着流など）。超大質量ブラックホールへの放射的に非効率的な降着流へのコードの適用を示します。
カウント率の超新星と周期的特徴に対するIceCubesの応答
| Title |
IceCubes_response_to_supernovae_and_periodic_features_in_the_count_rates |
| Authors |
Alexander_Fritz_and_David_Kappesser_for_the_IceCube_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.05138 |
IceCubeニュートリノ天文台は、銀河のコア崩壊超新星によって生成される$\mathcal{O}$（10）MeVエネルギーのニュートリノバーストに非常に敏感です。超新星の光度曲線の時間的構造を特にうまく解決します。氷の特性と検出器の応答の理解が深まったことに照らして、有効面積とそれに対応する不確実性は、Geant4ベースのモンテカルロで新たに決定されました。地球の断面積と振動の影響による不確実性も調査されました。この分析は、非常に大きなサンプルをシミュレートして、平均ニュートリノエネルギーに関する情報を保持する光モジュール間の小さな一致確率を決定することによって拡張されました。次に、これらのシミュレーション結果を使用して、時間および周波数空間でデータを解釈しました。超新星からの低エネルギーニュートリノのデータを記録するための可用性はほぼ完璧ですが（2013年から2020年の間に99.2$\％$）、分析では、検出器が問題なく動作し、アーティファクトが13年間のデータの信号を模倣していないことが必要です。これまでのところ。すべての分析ステップが同じように長くなった後、稼働時間を維持するための努力が払われています。周波数空間を1Hz〜1/年の範囲で調査して、検出器の安定性を高精度でテストし、宇宙線の影響を調査し、カウント率のしきい値以下の増加につながる周期的な現象を検索できます。。ここでは、シミュレーションの結果とそれに対応する体系的な制限、記録された超新星の平均ニュートリノエネルギーを再構築する方法、および時間と周波数領域で継続的に取得される光モジュールレートデータの分析の側面について説明します。
| Title |
Sensitivity_of_CTA_to_gamma-ray_emission_from_the_Perseus_galaxy_cluster |
| Authors |
Judit_P\'erez-Romero_for_the_CTA_Consortium |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.05141 |
これらの議事録では、ペルセウス銀河団からの拡散ガンマ線放出を検出するためのチェレンコフ望遠鏡アレイ（CTA）の感度の研究の現状を要約します。ガンマ線放出は、宇宙線（CR）と銀河団ガスの相互作用から、または暗黒物質（DM）粒子が弱く相互作用する塊状粒子（WIMP）である場合は、それらの消滅または崩壊の産物として、銀河団で予想されます。）。ペルセウスの観測は、CTAキーサイエンスプロジェクトの1つとして提案されています。この寄稿では、フラックスのDM誘起成分に焦点を当てています。私たちのDMモデリングには、消滅信号を大幅にブーストするメインハローに期待される下部構造が含まれています。オン/オフ観測戦略を採用し、予想されるガンマ線信号をシミュレートします。最後に、最新のCTA機器応答関数を含む尤度最大化分析を使用して、予想されるCTA感度を計算します。信号がない場合、特にDM減衰の場合、CTAによってTeVDMに厳格で競争力のある制約を与えることができることを示します。
| Title |
Sensitivity_of_the_Cherenkov_Telescope_Array_to_emission_from_the_gamma-ray_counterparts_of_neutrino_events |
| Authors |
O._Sergijenko,_A._Brown,_D._Fiorillo,_A._Rosales_de_Leon,_K._Satalecka,_C.F._Tung,_R._Reimann,_T._Glauch_and_I._Taboada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.05217 |
FIRESONGソフトウェアによってシミュレートされた集団を使用して、CTAのニュートリノターゲットオブオポチュニティ（NToO）プログラム内のニュートリノ天体物理源に対応するVHEガンマ線の検出の可能性を調査し、IceCubeによって測定された拡散天体物理ニュートリノフラックスに類似させます。さまざまな天頂角と地磁気構成の検出確率を導き出します。平均的な地磁気に対するCTA-NorthとCTA-Southの間のソースの検出可能性の違いは重要ではありません。高い夜空の背景と予備的なCTAアルファレイアウトが検出確率に与える影響を調査します。
| Title |
Towards_determining_the_number_of_observable_supermassive_black_hole_shadows |
| Authors |
Dominic_W._Pesce,_Daniel_C._M._Palumbo,_Ramesh_Narayan,_Lindy_Blackburn,_Sheperd_S._Doeleman,_Michael_D._Johnson,_Chung-Pei_Ma,_Neil_M._Nagar,_Priyamvada_Natarajan,_Angelo_Ricarte |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.05228 |
角度分解能、磁束密度感度、および観測周波数の関数として、無線干渉計を使用して検出できる影分解超大質量ブラックホール（SMBH）システムの数の推定値を提示します。質量、赤方偏移、降着率にわたるSMBHの分布を考慮して、新しい半解析的スペクトルエネルギー分布モデルを使用して、検出可能で光学的に薄い地平線スケールの放射を持つSMBHの数を導き出します。これらの基準を満たす100万を超えるSMBHシャドウは、十分な角度分解能と感度を備えた干渉観測にアクセスできる可能性があることを示しています。次に、シャドウソースカウントをさらに分解して、1次および2次のレンズ付きフォトンリングを観測できると予想されるブラックホールの数に分解します。私たちのモデルは、感度を少し改善することで、現在の事象の地平線望遠鏡に$\sim$5もの追加の地平線分解ソースにアクセスできるようになると予測しています。より一般的には、私たちの結果は、SMBHシャドウまたは高次光子リングの大規模な集団を空間的に解決することを目的とした将来の干渉実験のための現在のアレイと仕様の強化を導くのに役立ちます。
銀河中心における相対論的連星パルサーと高速トランジェントのマルチエポック検索
| Title |
Multi-epoch_searches_for_relativistic_binary_pulsars_and_fast_transients_in_the_Galactic_Centre |
| Authors |
R._P._Eatough,_P._Torne,_G._Desvignes,_M._Kramer,_R._Karuppusamy,_B._Klein,_L._G._Spitler,_K._J._Lee,_D._J._Champion,_K._Liu,_R._S._Wharton,_L._Rezzolla_and_H._Falcke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.05241 |
銀河中心周辺の中央パーセクの星の密度が高いため、相対論的な連星パルサーを見つけるのに一見好ましい環境になっています。これらには、他の中性子星を周回するパルサー、恒星質量ブラックホール、または中央の超大質量ブラックホール、いて座A*が含まれます。ここでは、エフェルスベルク100m電波望遠鏡を使用して、4つの観測周波数（4.85、8.35、14.618.95）GHzでの銀河中心のマルチエポックパルサー検索を示します。観測は、銀河中心マグネターPSRJ1745-2900の発見の1年前、および観測の監視中に実施されました。私たちのデータ分析は、相対論的連星パルサーに対する感度を維持するために、徐々に短い時系列での加速検索を特徴としています。マルチエポック観測は、一時的またはヌルのパルサーを発見する可能性を高めます。または、加速探索法が最適に機能する軌道相が観測されることを保証します。約147時間の個別の観測では、これまでに発見されていないパルサーは検出されていません。キャリブレーションの観察から、これは瞬間的な感度が不十分であることが原因である可能性があると結論付けています。銀河中心からの強い連続放射、その遠い距離、そしてより高い周波数では、急なパルサースペクトル指数とシステム温度への大気の寄与の総体的な影響によって引き起こされます。さらに、いて座A*の周りの広い円軌道〜<800dのミリ秒パルサーの場合、既存のソフトウェアツールを使用した深い観測（9時間）では線形加速度の影響を修正できないことがわかりました。ミーアキャット、ngVLA、SKA1-midなどの次世代電波望遠鏡を使った銀河中心のパルサー検索は、このとらえどころのない集団を発見する可能性を高めます。
第37回国際宇宙線会議への高エネルギーステレオスコピックシステム（H.E.S.S.）コラボレーションの貢献
| Title |
Contributions_of_the_High-Energy_Stereoscopic_System_(H.E.S.S.)_Collaboration_to_the_37th_International_Cosmic-Ray_Conference |
| Authors |
H.E.S.S._Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.05257 |
これは、H.E.S.S。のすべての貢献のインデックスです。事実上、2021年7月12日から23日に開催された第37回国際宇宙線会議への協力。
細い線のセイファート1銀河SBS1353 +564における軟X線過剰の起源
| Title |
The_origin_of_the_soft_X-ray_excess_in_the_narrow-line_Seyfert_1_galaxy_SBS_1353+564 |
| Authors |
Xinpeng_Xu,_Nan_Ding,_Qiusheng_Gu,_Xiaotong_Guo,_E._Contini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.05265 |
2007年から2019年までの\it{XMM-Newton}および\it{Swift}マルチバンド観測を使用して、狭線セイファート1銀河、SBS1353+564のタイミングおよびスペクトル分析を初めて提示します。結果は次のとおりです。1）SBS1353+564の時間的変動はランダムですが、硬度比は13年間にわたって比較的一定です。2）2keV未満で顕著な軟X線過剰の特徴が見られますが、これは単純な黒体成分では十分に説明できません。3）軟X線過剰の原因を解釈するための2つの最も一般的なモデルを比較した後、相対論的に不鮮明な反射モデルは5keVを超えるデータにうまく適合できず、X線スペクトルは反射を示さないことがわかりました。FeK\alpha輝線などの機能。ただし、ウォームコロナモデルは良好なフィッティング結果を得ることができます。ウォームコロナモデルの場合、3つの異なるスピン値のセットを使用してデータを適合させ、異なる最適なパラメーターセットを導出しようとします。4）UV/光学スペクトルデータをウォームコロナモデルの外挿値と比較して、どのスピン値がこのソースに適しているかを判断し、非スピンのウォームコロナモデルがソフトXを十分に説明できることを確認します。-SBS1353+564の光線過剰。
IceCubeニュートリノ天文台は、2013年に高エネルギーの天体物理ニュートリノを発見し、2017年に最初の説得力のある天体物理ニュートリノ源であるブレーザーTXS0506+056を特定することで、ニュートリノ天文学の窓を開きました。この講演では、科学の到達範囲と進行中の開発について説明します。IceCube-Gen2施設の概要---IceCubeの計画された拡張。IceCube-Gen2は、観測された宇宙ニュートリノの割合を1桁増加させ、5倍暗いニュートリノ源を検出し、エネルギーが数桁高い天体物理ニュートリノの測定を拡張することができます。拡大された氷内光学アレイ、宇宙線研究用の表面アレイ、および超高エネルギー（>100PeV）ニュートリノを検出するための浅い無線アレイを含む、機器の想定される設計について説明します。また、IceCube-Gen2用の新しい機器を開発およびテストするための継続的な取り組みにも焦点を当てます。
X線およびレンズシミュレーションと観測による銀河団の併合の制約：Abell2146の場合
| Title |
Constraining_Merging_Galaxy_Clusters_with_X-ray_and_Lensing_Simulations_and_Observations:_The_case_of_Abell_2146 |
| Authors |
Urmila_Chadayammuri,_John_ZuHone,_Paul_Nulsen,_Daisuke_Nagai,_Sharon_Felix,_Felipe_Andrade-Santos,_Lindsay_King,_Helen_Russell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.05296 |
銀河団の合併は、宇宙論的および天体物理学的モデルをテストするための強力な実験室です。ただし、個々のマージクラスターの解釈は、質量、速度、衝突パラメーター、および空の平面に対するマージ軸の方向によって定義されるマージ構成に大きく依存します。この作業では、GAMER-2コードを使用して実行されたバイナリクラスターマージの一連の理想的なシミュレーションを使用して、X線放射銀河団ガスおよび重力レンズマップに対するマージパラメーターの影響を調査します。テストケースとして、弾丸銀河団のようなマージシステムAbell2146のモデリングに焦点を当てます。ここでは、深い\textit{Chandra}X線とレンズの観測により、顕著なマージショックと、このマージクラスターに関連する質量分布と下部構造が明らかになりました。。最も興味深いパラメーターの組み合わせを特定し、深い\textit{Chandra}およびレンズ観察によって観察された合併ショックの特性に対するさまざまなパラメーターの影響を評価します。合併中のクラスターハローの重力圧縮により、弱いレンズ効果からの以前の質量推定値が高すぎることを示します。合併の平面は、以前に推定されたよりも空の平面からさらに傾いており、空の平面から最大$30^\circ$です。融合する銀河団の多波長観測への結果の適用可能性と、宇宙論およびプラズマ物理学のプローブとしてのそれらの使用について説明します。
IceCubeアップグレードのPOCAM
地理的な南極にあるIceCubeNeutrinoObservatoryは、5000を超えるフォトセンサーを備えた1ギガトンの氷河南極氷を計測しています。検出器は、現在10年以上稼働しており、7つの新しい高密度に計測されたストリングでアップグレードされます。このプロジェクトは、既存の検出器の再校正だけでなく、低エネルギーおよび振動物理感度の改善に焦点を当てています。過去数年にわたって、大容量検出器の光学校正用に自己監視された等方性のナノ秒光パルスを提供する精密光学校正モジュール（POCAM）を開発しました。既存の検出器の体系を減らすために、20を超える次世代POCAMがキャリブレーションされ、IceCubeアップグレードで展開されます。POCAM機器の概要、その性能、および校正手順を報告します。
最高エネルギーのブレーザーは、1TeVを超える非熱放射を示し、高い光度と強い変動性を示します。これは、相対論的ジェットでの極端な粒子加速を示しています。ブレーザーのガンマ線スペクトルには、ジェット内の高エネルギー粒子の分布と冷却プロセス、光源と観測者の間の銀河系外の背景光、そして潜在的には、ガンマ線放出領域の環境とエキゾチックな物理学に関する情報が含まれています。宇宙の不透明度をガンマ線に変更する可能性があります。フェルミ-LATとVERITASのデータを使用して、両方の機器からの10年以上のデータを利用して、広範囲のガンマ線エネルギーにわたるTeVブレーザーのサンプルの変動性とスペクトルを研究します。ベイジアンブロック法を使用して、GeVとTeVの両方のガンマ線バンドの変動を調査し、定常フラックスのある期間を特定します。この間、平均ガンマ線スペクトルは、伝搬によるペア吸収効果を補正した後、パラメータ化する必要があります。異なるフラックス状態を混合するリスク。TeVブレーザーの高エネルギーガンマ線スペクトルの背後にある物理的メカニズムを理解するために、これらのブレーザーの固有のスペクトル曲率とスペクトル変動の探索について報告します。
SCExAO-CHARISの分光偏光モードの機器偏光効果の完全な特性評価
| Title |
Full_characterization_of_the_instrumental_polarization_effects_of_the_spectropolarimetric_mode_of_SCExAO-CHARIS |
| Authors |
G._J._Joost_`t_Hart,_Rob_G._van_Holstein,_Steven_P._Bos,_Jasper_Ruigrok,_Frans_Snik,_Julien_Lozi,_Olivier_Guyon,_Tomoyuki_Kudo,_Jin_Zhang,_Nemanja_Jovanovic,_Barnaby_Norris,_Marc-Antoine_Martinod,_Tyler_D._Groff,_Jeffrey_Chilcote,_Thayne_Currie,_Motohide_Tamura,_S\'ebastien_Vievard,_Ananya_Sahoo,_Vincent_Deo,_Kyohoon_Ahn,_Frantz_Martinache,_Jeremy_Kasdin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.04833 |
スバル望遠鏡のSCExAOは、極端な補償光学とコロナグラフを採用した、可視および近赤外線の高コントラストイメージング機器です。この機器は、近赤外光（JHK）を面分光器CHARISに供給します。CHARISの分光偏光測定機能は、ウォラストンプリズムによって実現され、高コントラストのイメージャの中でもユニークです。完全な光路、つまり望遠鏡と機器の機器の偏光効果を説明する詳細なミュラー行列モデルを提示します。内部光源を使用した測定から、イメージデローテーター（Kミラー）は波長に強く依存するクロストークを生成し、最悪の場合、入射直線偏光の約95％を測定できない円偏光に変換することがわかります。偏光されていない星の観測は、望遠鏡の機器の偏光の大きさが0.5％から1％の間の波長で変化し、その角度が望遠鏡の高度角度に正確に等しいことを示しています。望遠鏡のフォールドミラー、半波長板、およびデローテーターの物理モデルを使用して、22の波長ビンに機器の偏光効果を同時に適合させます。私たちのモデルは、現在、全波長範囲で、直線偏光度で0.08％から0.24％の全偏光精度に達しています。偏光精度を0.1％未満に改善するための追加のキャリブレーション測定を提案し、完全なミュラー行列モデルを既存のCHARIS後処理パイプラインに統合することを計画しています。CHARISの分光偏光モードのキャリブレーションにより、星周円盤と惑星および褐色矮星の仲間の独自の定量的偏光研究が可能になります。
カスカディア海盆における太平洋ニュートリノ実験P-ONEの2年間の光学サイトの特性評価
| Title |
Two-Year_Optical_Site_Characterization_for_the_Pacific_Ocean_Neutrino_Experiment_P-ONE_in_the_Cascadia_Basin |
| Authors |
Authors:_Nicolai_Bailly_(2),_Jeannette_Bedard_(2),_Michael_B\"ohmer_(1),_Jeff_Bosma_(2),_Dirk_Brussow_(2),_Jonathan_Cheng_(2),_Ken_Clark_(3),_Beckey_Croteau_(2),_Matthias_Danninger_(4),_Fabio_De_Leo_(2),_Nathan_Deis_(2),_Matthew_Ens_(4),_Rowan_Fox_(2),_Christian_Fruck_(1),_Andreas_G\"artner_(5),_Roman_Gernh\"auser_(1),_Darren_Grant_(6),_Helen_He_(2),_Felix_Henningsen_(7),_Kilian_Holzapfel_(1),_Ryan_Hotte_(2),_Reyna_Jenkyns_(2),_Hamish_Johnson_(4),_Akanksha_Katil_(5),_Claudio_Kopper_(6),_Carsten_B._Krauss_(5),_Ian_Kulin_(2),_Klaus_Leism\"uller_(1),_Sally_Leys_(8),_Tony_Lin_(2),_Paul_Macoun_(2),_Thomas_McElroy_(5),_Stephan_Meighen-Berger_(1),_Jan_Michel_(9),_Roger_Moore_(5),_Mike_Morley_(2),_Laszlo_Papp_(1),_Benoit_Pirenne_(2),_Tom_Qiu_(2),_Mark_Rankin_(2),_Immacolata_Carmen_Rea_(1),_Elisa_Resconi_(1),_Adrian_Round_(2),_Albert_Ruskey_(2),_Ryan_Rutley_(2),_Christian_Spannfellner_(1),_Jakub_Stacho_(4),_Ross_Timmerman_(2),_Meghan_Tomlin_(2),_Matt_Tradewell_(2),_Michael_Traxler_(10),_Matt_Uganecz_(2),_Seann_Wagner_(2),_Juan_Pablo_Ya\~nez_(5),_Yinsong_Zheng_(2)_((1)_Department_of_Physics,_Technical_University_of_Munich,_(2)_Ocean_Networks_Canada,_University_of_Victoria,_Victoria,_(3)_Department_of_Physics,_Engineering_Physics_and_Astronomy,_(4)_Department_of_Physics,_Simon_Fraser_University,_(5)_Department_of_Physics,_University_of_Alberta,_(6)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Michigan_State_University,_(7)_Max-Planck-Institut_f\"ur_Physik,_Munich,_(8)_Department_of_Biological_Sciences,_University_of_Alberta,_(9)_Institut_f\"ur_Kernphysik,_Goethe_Universit\"at,_(10)_Gesellschaft_f\"ur_Schwerionenforschung) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.04961 |
STRingsforAbsorptionlengthinWater（STRAW）実験は、太平洋北東部にある将来の大規模ニュートリノ望遠鏡である太平洋ニュートリノ実験（P-ONE）の一連のパスファインダーミッションの最初のものです。STRAWは、発光体と検出器を備えた長さ150mの2本の係留索で構成されています。この実験は、水の減衰長を測定し、将来のP-ONEサイトで光学的バックグラウンドの長期評価を実行するように設計されています。2年間の連続動作後、STRAWからの測定では、450nmで約28メートルの光減衰長が示されています。さらに、データは周囲の海底背景の研究を可能にします。ここで報告されている全体的な光学環境は、他の深海ニュートリノ望遠鏡に匹敵し、P-ONEの配備に適しています。
| Title |
Camera_Calibration_of_the_CTA-LST_prototype |
| Authors |
Yukiho_Kobayashi,_Akira_Okumura,_Franca_Cassol,_Hideaki_Katagiri,_Julian_Sitarek,_Pawe{\l}_Gliwny,_Seiya_Nozaki_and_Yuto_Nogami_for_the_CTA_LST_project |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.05035 |
チェレンコフ望遠鏡アレイ（CTA）は、現在の望遠鏡アレイよりも1桁優れた感度に達することが期待される次世代のガンマ線観測所です。大型望遠鏡（LST）は、エネルギー範囲を20GeVまで拡張する上で重要な役割を果たします。CTA用に提案されたプロトタイプLST（LST-1）は、2018年にCTAの北部サイトであるラパルマに建設されました。LST-1は現在試運転段階にあり、科学的観測に向かっています。LST-1カメラは、チェレンコフ光に敏感な1855個の光電子増倍管（PMT）で構成されています。PMT信号は、DominoRingSamplerバージョン4（DRS4）チップを使用して1GHzレートでサンプリングされた波形として記録されます。夜空からの背景光の統合を最小限に抑えて低エネルギーしきい値を達成するには、高速サンプリングが不可欠です。絶対電荷校正は、いわゆるFファクター法で行うことができ、観測中でも校正定数を監視することができます。LST分析チェーンの一部として、カメラ読み出しのキャリブレーションパイプラインが開発されました。パイプラインは、DRS4ペデスタルとタイミングの修正、および後続の高レベル分析のためのパルスの電荷と時間の抽出とキャリブレーションを実行します。各キャリブレーションステップのパフォーマンスが調べられ、特にカメラの読み出しの電荷と時間の分解能が評価され、CTA要件と比較されます。信号の再構築までの各ステップのパフォーマンスや、モンテカルロシミュレーションとの整合性など、キャリブレーションパイプラインの現在のステータスについて報告します。
CTA-LSTプロトタイプとMAGIC望遠鏡の相互校正と複合分析
| Title |
Cross-calibration_and_combined_analysis_of_the_CTA-LST_prototype_and_the_MAGIC_telescopes |
| Authors |
Y._Ohtani,_A._Berti,_D._Depaoli,_F._Di_Pierro,_D._Green,_L._Heckmann,_M._H\"utten,_T._Inada,_R._L\'opez-Coto,_E._Medina,_A._Moralejo,_D._Morcuende,_G._Pirola,_M._Strzys,_Y._Suda,_I._Vovk,_for_the_CTA_LST_project_and_MAGIC_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.05140 |
チェレンコフ望遠鏡アレイ（CTA）は、サイズの異なる3種類の望遠鏡で構成される次世代のガンマ線観測所になります。その中で、大型望遠鏡（LST）は、20GeVから始まる低エネルギー範囲で最も感度が高くなります。CTAに提案されたプロトタイプLST（LST-1）は、2018年10月に北半球のラパルマ（スペイン）で発足し、現在試運転段階にあります。MAGICは、LST-1から約100m離れた、2009年から立体視モードで動作している現世代の2つのガンマ線チェレンコフ望遠鏡のシステムです。LST-1とMAGICは同じエアシャワーイベントを観測できるため、シャワーの明るさ、ガンマ線の推定エネルギー、その他のパラメータをイベントごとに比較できます。これらのパラメータを使用して、望遠鏡を相互校正できます。最終的に、3つの望遠鏡をトリガーするイベントの組み合わせ分析を実行することにより、シャワージオメトリをより正確に再構築でき、エネルギーと角度分解能が向上し、宇宙線によって開始されるバックグラウンドシャワーの識別が向上します。そのために、LST-1の試運転の一環として、確立されたガンマ線源をLST-1およびMAGICと共同で観測しました。また、このような共同観測のためのモンテカルロシミュレーションと、タイムスタンプに基づいてオフライン分析でイベントの一致を検出する分析パイプラインを開発しました。この作品では、LST-1とMAGICを組み合わせた観測とともに、天文源であるかに星雲の最初の検出を紹介します。また、LST-1とMAGICの共同観測で得られたかに星雲のデータを用いて得られた望遠鏡間クロスキャリブレーションの結果を示しています。
ピン留めされた空乏ダイオード構造を備えたX線SOIピクセルセンサーの陽子線耐性
| Title |
Proton_radiation_hardness_of_X-ray_SOI_pixel_sensors_with_pinned_depleted_diode_structure |
| Authors |
Mitsuki_Hayashida,_Kouichi_Hagino,_Takayoshi_Kohmura,_Masatoshi_Kitajima,_Keigo_Yarita,_Kenji_Oono,_Kousuke_Negishi,_Takeshi_G._Tsuru,_Takaaki_Tanaka,_Hiroyuki_Uchida,_Kazuho_Kayama,_Ryota_Kodama,_Koji_Mori,_Ayaki_Takeda,_Yusuke_Nishioka,_Takahiro_Hida,_Masataka_Yukumoto,_Yasuo_Arai,_Ikuo_Kurachi,_Hisashi_Kitamura,_Shoji_Kawahito,_Keita_Yasutomi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.05303 |
X線SOIピクセルセンサー「XRPIX」は、次世代のX線天文衛星「FORCE」のために開発されています。XRPIXはSOI技術で製造されているため、高抵抗率のSiセンサーと低抵抗率のSiCMOS回路を統合することができます。各ピクセルのCMOS回路にはトリガー機能が搭載されており、X線検出のタイミングでX線信号のあるピクセルからのみ出力を読み取ることができます。したがって、この機能は、高スループットと高時間分解能を実現し、バックグラウンド除去に不一致防止技術を採用することを可能にします。ピン付き空乏ダイオード（PDD）構造で開発されたXRPIX6Eという名前の新しいシリーズのXRPIXは、センサーと回路層の間の干渉を抑制することにより、スペクトル性能を向上させます。半導体X線センサーを宇宙で使用する場合、高エネルギー陽子によって引き起こされる放射線損傷のために、それらのスペクトル性能は一般に低下します。したがって、宇宙でXRPIXを使用する前に、放射線による損傷によるスペクトル性能の低下の程度を評価する必要があります。そこで、NIRSのHIMACで初めてXRPIX6Eの陽子照射実験を行いました。XRPIX6Eに、軌道上での400年の照射に相当する最大40kradの総線量の高エネルギー陽子を照射しました。40kradの照射により、XRPIX6Eのエネルギー分解能が25$\pm$3％低下し、5.9keVのX線の半値全幅で260.1$\pm$5.6eVのエネルギー分解能が得られました。ただし、この値は、照射後でもFORCEの要件である6keVで300eVを満たしています。PDDXRPIXは、以前のXRPIXデバイスと比較して耐放射線性が向上していることもわかりました。さらに、エネルギー分解能の低下を調査しました。劣化は、エネルギーに依存しない成分、例えば、読み出しノイズの増加によるものであることが示された。
STIX可視性振幅からのイメージング
| Title |
Imaging_from_STIX_visibility_amplitudes |
| Authors |
Paolo_Massa,_Emma_Perracchione,_Sara_Garbarino,_Andrea_F_Battaglia,_Federico_Benvenuto,_Michele_Piana,_Gordon_Hurford,_Sam_Krucker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.04901 |
目的：ソーラーオービターの巡航段階で取得されたセミキャリブレーションされた（振幅のみの）視程データを使用したSTIXフーリエ変換X線イメージングの最初のデモンストレーションを提供すること。方法：2つの非線形最適化方法によってSTIX可視性振幅を適合させるパラメトリックイメージングアプローチを使用します。社会的行動に触発された高速メタヒューリスティック手法と、ベイジアンモンテカルロサンプリング法です。不確実性のより良い定量化。結果：2020年11月18日にSTIXによって記録された一連の太陽フレア可視振幅に適用すると、2つのパラメトリック法は非常に一貫した結果を提供します。分析はまた、高時間分解能情報を再構築するSTIXの能力を示し、スペクトルの観点から、熱対非熱の解釈と一致するダブルソースシナリオの信頼性を示しています。結論：可視性の振幅のみに基づくSTIXイメージングのこの予備分析では、イメージングの問題を、2つの高性能最適化手法によって対処した非線形パラメトリック問題として定式化します。効果的なファッション、したがって極小値を回避します。
太陽コロナの弱い衝撃による高エネルギー粒子の局所的な加速
| Title |
Localised_acceleration_of_energetic_particles_by_a_weak_shock_in_the_solar_corona |
| Authors |
David_M._Long,_Hamish_A._S._Reid,_Gherardo_Valori,_Jennifer_O'Kane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.05068 |
太陽コロナで地球規模で伝播する衝撃波は、エネルギー粒子の加速への関与を定量化するために長い間研究されてきました。ただし、この作業は、強い太陽フレアと高速コロナ質量放出（CME）に関連する大きなイベントに焦点を当てる傾向があり、波は粒子を高エネルギーに容易に加速するのに十分な速さです。ここでは、2011年10月1日に発生したグローバル波イベントに関連する粒子加速の観測結果を示します。差分放出測定分析を使用すると、グローバル衝撃波は非常に弱く、Alfv\'enマッハ数は約1.008〜1.013であることがわかりました。。それにもかかわらず、空間分解されたタイプIIIの電波放射は、衝撃波面近くの異なる場所でNan\c{c}ayRadioHeliographによって観測され、高エネルギー電子の局所的な加速を示唆しています。磁場外挿を使用したさらなる調査により、ソースのアクティブ領域の上にある磁気ヌルの下にあるファン構造が特定され、噴火するCMEがこの地形的特徴に含まれています。噴火するCMEによって駆動される冠状磁場の再構成により、弱い衝撃が最初にファン内に含まれ、その後ヘリオスフィアに開いた磁力線に沿って粒子を加速し、観測されたタイプIIIの放出を生成することを可能にしたことを提案します。これらの結果は、太陽コロナの弱い地球規模の衝撃でさえ、周囲の磁場の再構成を介してエネルギー粒子を加速できることを示唆しています。
ガイアEDR3を使用して青い水平分枝星のきれいなカタログ
| Title |
Clean_catalogues_of_blue_horizontal-branch_stars_using_Gaia_EDR3 |
| Authors |
Richard_Culpan,_Ingrid_Pelisoli,_Stephan_Geier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.05172 |
コンテキスト：青い水平分枝の星は、銀河の構造と形成の歴史の研究でマーカーとして使用できる非常に古いオブジェクトです。青い水平分枝星のきれいな空のカタログを作成するために、Gaiaデータリリース2（DR2）データセットを既存の参照カタログと交差適合させて、GaiaDR2パラメーターに基づいて選択基準を定義しました。Gaia初期データリリース3（EDR3）の公開に続いて、これらの方法が検証され、その後、この最新リリースに適用されました。目的：このカタログの目的は、測光および位置天文観測を使用して選択され、汚染率が低い一連の青い水平分枝星候補を特定することです。方法：参照の青い水平分枝データセットをGaiaDR2データベースと交差適合させ、2セットの選択基準を定義しました。第一に、ガイアDR2-色と絶対Gマグニチュード空間で、第二に、ガイアDR2-色と固有運動空間の縮小。カタログの両方のサブセットの主系列汚染は、比較的若い主系列星が予想されなかった天の川の銀河ハローに集中することによって、完全性を犠牲にして減少しました。結果：ガイアEDR3に基づいて、57,377個の青い水平分枝星のカタログを提示します。ガイアEDR3視差は、16,794人の候補者を選択する際に使用され、固有運動は、さらに40,583人の候補者を特定するために使用されました。
赤外線観測を使用して、巨大な若い恒星状天体とその円盤の幾何学的特性を潜在的な進化シーケンスに結び付ける
| Title |
Tying_the_geometrical_traits_of_massive_young_stellar_objects_and_their_discs_to_a_potential_evolutionary_sequence_using_infrared_observations |
| Authors |
A._J._Frost,_R._D._Oudmaijer,_S._L._Lumsden_and_W-J_de_Wit |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.05234 |
若い巨大な星は、局所的なスケールから銀河系のスケールまで周囲に影響を与えますが、それらの距離と埋め込まれた性質に関連する観測上の課題は、最近10年まで、これらのオブジェクトの高解像度の研究を困難にしてきました。特に、巨大な若い恒星状天体（MYSO）ディスクの比較分析は現在不足しており、それらの進化についての私たちの理解は限られています。ここでは、7つのMYSOのサンプルの進化的シーケンスに幾何学的特徴を帰することを目的として、2つの研究の結果を組み合わせます。時間発展は近赤外スペクトルの特徴に基づいていますが、ジオメトリはMYSOのマルチサイズスケールの研究から決定されます。幾何学的な下部構造が決定されたMYSOディスクも、分光学的により進化していることがわかります。これは、ディスクの進化と分散がMYSO内で発生していることを意味します。これは、形成のタイムスケールが速いにもかかわらず、低質量のYSOディスクの進化と同様です。
スローロールとドシッター湿地の境界
最近導入されたdeSitterの沼地基準（arXiv：1806.08362）は、スローロールパラメーター$\epsilon_V$の小ささに制限された（階層的に大きい）と見なすことができます。これにより、他のスローロールパラメータ$\eta_V$をより綿密に検討することになり、境界は必ずしも$\epsilon_V$にあるのではなく、スローロール自体にあると推測されます。したがって、ド・ジッター湿地予想の自然な洗練は、UV完全理論のプランク単位系の${\calO}（1）$でスローロールに違反することです。当然の結果として、$\eta_V\lesssim-{\calO}（1）$が成り立つ場合、$\epsilon_V$は必ずしも${\calO}（1）$である必要はありません。arXiv：1806.08362に表面的に違反する、IIA/IIB弦理論（および密接に関連するインフレモデル）におけるdeSitterのさまざまなタキオンツリーレベルの構築を検討し、それらがこの洗練されたバージョンの境界と一致していることを示します。スローロールの言い回しは、インフレ中のeフォールドの数が多いときに、両方のバージョンの予想が問題にぶつかる理由をもっともらしくします。限界を回避する1つの方法は、$N$-flationのように、多数のフィールドを持つことである可能性があると推測します。
重力波エコーは櫛で検索します
重力波エコーは、ブラックホールのすぐ近くにある新しい物理学に煙を吐く銃の信号を提供するかもしれません。時間の準周期信号として、エコーはほぼ一定の時間遅延によって特徴付けられ、その正確な測定は、将来の地平線の外側のプランクスケールの偏差を明らかにするのに役立ちます。この準周期信号に対してさまざまな検索方法が開発されていますが、検索には、地平線に近い物理学に関連するエコー波形の大きな理論的不確実性があります。一方、多数のパルスのコヒーレントな組み合わせは、周波数のエコー振幅の一般的な狭い共振構造を生じさせます。準周期的共鳴構造は、エコーの補完的な検索ターゲットを設定し、時間遅延は平均共鳴間隔に反比例します。モデルに依存しない方法で共鳴構造を探すために、均一なコームが提案されています。この論文では、位相が疎外された尤度が重要な役割を果たすコームに基づいて共鳴構造を検索するベイズアルゴリズムを開発します。アルゴリズムは、AdvancedLIGOからの検出器ノイズの信号注入で検証されます。非ガウスアーティファクトの特別な処理により、対数ベイズ因子分布のノイズ外れ値が適切に除去されます。ノイズを大幅に下回らないエコー信号が検出可能であり、時間遅延を非常に高い精度で決定できます。AdvancedLIGOの最初の観測実行の実際の重力波ひずみデータに対して提案された検索を実行します。GW150914とGW151012の櫛のような構造の明確な証拠は見つかりません。
インフレからのダークQED
ダークセクターの豊富さへの貢献の1つは、インフレ時の重力による生成です。ダークセクターがインフラトンと標準モデルに弱く結合している場合、これが唯一の生産メカニズムになる可能性があります。自由な大規模フェルミ粒子や自由な大規模ベクトル場など、相互作用しない暗いセクターの場合、このメカニズムは広く研究されてきました。この論文では、ダークマスQEDの例を使用して、相互作用の存在により、ダークマター（DM）粒子の質量が大幅に異なる可能性があることを示します。これは、今後の実験で調査される範囲とよく一致する可能性があります。ダークQEDのコンテキストでは、インフレ後のダークセクターのエネルギー密度の変化を研究します。インフレーションは、膨大な数のボソンからなるコールドベクトル凝縮体を生成します。これは、興味深いプロセス（シュウィンガーペア生成、強磁場電磁カスケード、プラズマダイナミクス）を介して、そのエネルギーを少数の「ダークエレクトロン」に伝達し、ダークの熱化を引き起こします。セクタ。結果として得られる暗黒電子のDM質量範囲は50MeVから30TeVであり、暗黒電子が存在しない場合の大量の光子暗黒物質の$10^{-5}$eV質量と$10^9$GeVの両方とは大きく異なります。暗黒光子がない場合の暗黒電子質量。これは、ダークQEDの検索戦略、より一般的には、自己相互作用するDMセクターの理論に大きな影響を与える可能性があります。動的混合が存在する場合、この質量範囲の暗電子は、SENSEI-100gやOSCURAなどの今後の直接検出実験で検索できます。
Horizon-10TおよびAxionQuarkNuggetsによって観測されたマルチモーダルクラスタリングイベント
Horizon-10Tコラボレーション\cite{Beisembaev：2016cyg、2017EPJWC.14514001B、Beznosko：2019cI、2019EPJWC.20806002B、Beisembaev：2019nzd}は、クラスタリングの起源を示唆する複数のピークを含むマルチモーダルイベント（MME）の観測を報告しました。これらのイベントは、従来の宇宙線（CR）の観点から説明するのは難しいことが証明されています。これらのMMEは、いわゆるアクシオンクォークナゲット（AQN）暗黒物質モデル内の暗黒物質消滅イベントの結果である可能性があることを提案します。宇宙、すなわち$\Omega_{\rmDM}\sim\Omega_{\rmvisible}$フィッティングパラメータなし。出現頻度、強度、空間分布、持続時間、クラスタリング機能、および他の多くのプロパティは、大気中のAQN消滅イベントの放出特性とうまく一致します。従来のCRエアシャワーとは非常に異なるAQNイベントの多くの機能をリストします。これらの特徴の観察（非観察）は、私たちの提案を実証（反論）する可能性があります。
教師の専門能力開発のための学際的なチーム
中等学校の教師は、そのようなコースを自信を持って教えるために必要な天文学の内容の背景が不足していることがよくあります。私たちの変化の理論は、信頼水準が上がると、天文学および関連するSTEM分野での学生の定着率が高まると考えています。ただし、科学コンテンツの知識を超えて、教師はコンテンツを教育学的に健全な実践に、適切なテクノロジーツールを使用して埋め込む機会を必要としています。毎年提供される教師専門能力開発プログラムであるサンアントニオ教師トレーニング天文学アカデミー（SATTAA）を設計、開発、フィールド化、および反復的に改善するための学際的なアプローチについて報告します。特に、コンテンツとSTEM教育学のそれぞれの専門分野が、教師の専門能力開発の相乗的なプロセスにどのようにつながり、現在は3つの卒業生のコホートになっているのかを紹介します。この論文では、学際的なプロセスと学んだ教訓を共有します。プログラムメトリックは、他の場所で詳細に説明されています。
| Title |
Nuclear_Dynamics_and_Reactions_in_the_Ab_Initio_Symmetry-Adapted_Framework |
| Authors |
Kristina_D._Launey,_Alexis_Mercenne,_and_Tomas_Dytrych |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.04894 |
安定および不安定な原子核の構造を決定するためのabinitio対称性適応（SA）フレームワークを、関連する電弱、崩壊、および反応プロセスとともに確認します。このフレームワークは、核ダイナミクスの支配的な対称性、形状に関連するシンプレクティックSp（3、R）対称性を利用します。これは、第一原理から出現し、最も軽い種でも、自然界で集合的な支配的な自由度を公開することが示されています。または一見球形の状態。この特徴は、ヘリウムからチタン同位体に至るまでの幅広い核について説明されており、SA基底と共鳴基の使用を通じて連続体に拡張されたabinitio対称性適応無コアシェルモデルの最近の開発によって可能になりました。方法。このレビューでは、基底状態の回転バンドと巨大共鳴のエネルギー、電磁遷移、四重極および磁気モーメント、半径、フォームファクター、および応答関数モーメントに焦点を当てています。このメソッドは、シミュレートされたX線バースト存在量パターンの減衰幅とアルファキャプチャ反応、および断面積やその他の反応観測量の核子-原子核相互作用を計算するために使用される反応フラグメントの構造も決定します。
非常に広範囲のマッハ数に対する低散逸HLLD近似リーマンソルバー
多次元電磁流体力学（MHD）シミュレーションにおける衝撃の安定性と低速流の精度を改善するために、新しいHarten-Lax-vanLeer不連続性（HLLD）近似リーマンソルバーを提案します。厳格なベンチマークテストにより、新しいソルバーは数値衝撃不安定性に対してより堅牢であり、元のソルバーよりも低速でほぼ非圧縮性の流れに対してより正確であることが確認されますが、追加の計算コストは非常に低くなります。新しいソルバーの斬新な機能により、マッハ数の高いフローと低いフローの両方を含むMHDシステムに取り組むことができます。
局所重力加速度測定を使用してニュートン定数の変動を検索します
| Title |
Search_for_variability_in_Newton's_constant_using_local_gravitational_acceleration_measurements |
| Authors |
Srinikitha_Bhagvati,_Shantanu_Desai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.05012 |
arXiv：2103.11157で実行された分析を補完するものとして、IGETSベースの重力加速度測定を分析して、ニュートンの定数$G$の変動を検索します。重力加速度の変化を理解するために、前述のデータを定数モデル、2つの正弦波モデル、および線形モデルに適合させます。4つのモデルのいずれもデータに適切に適合していないことがわかり、加速度測定に周期性または線形時間変動の証拠がないことを示しています。正弦波モデルに基づいて、$G$の相対分散は$\leqslant2\times10^{-9}$であると推測されます。これは、前の$から推測された周期的変動の振幅よりも約4桁厳密です。G$測定。線形モデルから、$\frac{\dot{G}}{G}<2.14\times10^{-10}\rm{yr^{-1}}$を取得します。
非標準の暗黒物質-核子とIceCubeとの相互作用の抑制
| Title |
Constraining_Non-Standard_Dark_Matter-Nucleon_Interactions_with_IceCube |
| Authors |
Lilly_Peters,_Koun_Choi,_Mehr_Un_Nisa_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.05203 |
太陽の原子核から散乱した後、暗黒物質の粒子は太陽によって重力によって捕らえられ、太陽の核に蓄積し、標準模型の粒子に消滅する可能性があります。これらの消滅に由来するニュートリノは、南極にあるIceCubeニュートリノ天文台で検出できます。これらのニュートリノが観測されていないため、標準的なスピン依存およびスピン非依存の暗黒物質-核子散乱断面積に制約が課せられています。これらの制約に基づいて、速度と運動量に依存する相互作用を含む、暗黒物質-核子相互作用の非相対論的有効理論の結合定数の上限を提示します。
イオントラップによるミリチャージ暗黒物質の検出
| Title |
Millicharged_dark_matter_detection_with_ion_traps |
| Authors |
Dmitry_Budker,_Peter_W._Graham,_Harikrishnan_Ramani,_Ferdinand_Schmidt-Kaler,_Christian_Smorra_and_Stefan_Ulmer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.05283 |
ミリチャージ暗黒物質の検出にトラップ型イオンを使用することを提案します。ミリチャージされた粒子はイオンから散乱し、個々のイベントまたはイオンの全体的な加熱速度のいずれかで信号を出します。イオントラップには、そのような信号の理想的な検出器となるいくつかの特性があります。まず、イオントラップは、環境からのイオンの大幅な分離を実証し、バックグラウンド加熱とイベントレートを大幅に削減します。第2に、イオントラップは、エネルギー蓄積を検出するためのしきい値が$\sim\text{neV}$まで低くなる可能性があります。第三に、イオンは帯電しているため、ミリチャージされた粒子との散乱のために自然に大きな断面積を持ち、熱化されたミリチャージの低速によってさらに強化されます。イオントラップの設定が他の目標に最適化されているにもかかわらず、既存の測定では、以前の境界を何桁も超えているミリチャージ暗黒物質に新しい制約が課せられていることがわかりました。たとえば、ミリチャージの暗黒物質の質量$m_Q=10〜\textrm{GeV}$で電子電荷の$10^{-3}$をチャージする場合、イオントラップは局所密度を$n_Q\lesssim1\、\に制限します。textrm{cm}^{-3}$、現在の制約よりも係数$\sim10^8$優れています。将来の専用イオントラップ実験は、未踏のパラメータ空間にさらに到達する可能性があります。
カミオカンデIIとIMBによるSN1987Aからの高エネルギーニュートリノの証拠
SN1987Aからの高エネルギーニュートリノは、カミオカンデII実験とIMB実験によって記録された上向きミューオンを使用して検索されました。1987年8月11日から10月20日までの間に、半径10度の角度窓から、上向きのミューオンイベントが2回、カミオカンデIIによって記録され、IMBによって2回のイベントが記録されました。これらの上向きミューオンが大気ニュートリノの偶然の一致によって説明される確率は0.27％と計算されました。これは、SN1987Aからの高エネルギーニュートリノの可能性のある証拠を示しています。
