宇宙クロノメーター、Ia型超新星、ISW効果を使用して、減速、ジャーク、遷移の赤方偏移を抑制します。
| Title |
Constraining_deceleration,_jerk_and_transition_redshift_using_cosmic_chronometers,_Type_Ia_supernovae_and_ISW_effect |
| Authors |
Syed_Faisal_ur_Rahman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.05409 |
この研究では、後期統合ザックス・ヴォルフェ効果、Ia型超新星、およびH（z）データを使用して、減速（q）およびジャーク（j）パラメーターの制約を示します。まず、H（z）のテイラー系列式を使用した宇宙クロノメーターデータを使用して、減速パラメーターとジャークパラメーターを直接測定します。ただし、スナップ（s）やラーク（s）やlerk（s）などの他のパラメーターのわずかな変化による減速パラメーターの異常な変動のためl）、H（z）の直列式を使用した直接測定は、非ラムダCDMモデルには適していないため、密度パラメーターと暗エネルギー状態方程式を制約した後、減速パラメーターを導出する必要があることがわかりました。パラメーター。次に、ラムダCDM、WCDM、およびCPLモデルから導出された減速パラメーターの値を示します。また、減速パラメータに関連する遷移赤方偏移（zt）についても説明します。
宇宙相転移における気泡壁または薄い流体シェルの運動から生じる重力放射を計算するための一般的な方法を提示します。この方法のさまざまな壁運動学への適用について説明します。特に、気泡衝突メカニズムといわゆるバルクフローモデルの一般式を導き出し、球形の気泡形状からの変形も考慮します。明確なサイズスケールで変形の特定のモデルの重力波スペクトルを計算します。
超対称ハイブリッドインフレーションからの重力波と原始ブラックホール
超対称ハイブリッドインフレーションモデルのコンテキストで、カーラーポテンシャルの線形および双線形項による超重力補正の効果を研究します。これらの項に関連付けられたパラメーターを適切に選択することにより、スペクトル指数$n_s$とテンソル対スカラー比$r$の主な宇宙論的制約。さらに、このモデルは、宇宙の暗黒物質全体と到達範囲内の重力波スペクトルを説明するのに十分な原始ブラックホールの存在量を予測します。モデルの予測は、NANOGravで報告された信号と互換性を持たせることができますが、原始的なブラックホールの存在量が大幅に少なくなります。
重力波観測を使用して、$ f（T）$モデルと$ \ Lambda $ CDMモデルを区別します。
| Title |
Distinguish_the_$f(T)$_model_from_$\Lambda$CDM_model_with_Gravitational_Wave_observations |
| Authors |
Yi_Zhang_and_Hongsheng_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.05736 |
これとは別に、電磁（EM）観測も重力波（GW）観測も、$f（T）$モデルと$\Lambda$CDMモデルを効果的に区別することはできません。この退化を打破するために、今後の観測施設、明示的にはアインシュタイン望遠鏡に基づいてGW測定をシミュレートします。シミュレートされたGWデータと、パンテオン、H（z）、BAO、CMBRデータなどの実際のEMデータとの間で相互検証を行い、結果はそれらが互いに一致していることを示しています。とにかく、EMデータ自体には$H_0$張力の問題があります。これは、後で説明するように、識別可能な問題で重要な役割を果たします。私たちの結果は、GW$+$BAO$+$CMBRデータが、$2\sigma$体制の$\Lambda$CDMモデルから$f（T）$理論を区別できることを示しています。
多波長分光プローブ：光円錐効果を無視することによるバイアス
| Title |
Multi-wavelength_spectroscopic_probes:_biases_from_neglecting_light-cone_effects |
| Authors |
Jan-Albert_Viljoen,_Jos\'e_Fonseca,_Roy_Maartens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.05746 |
次世代の宇宙論的調査では、これまでになく大量の宇宙が観測され、相対論的効果だけでなく、原始宇宙に関する情報にもアクセスできるようになります。コンパニオンペーパーでは、フィッシャー分析を適用して、$f_{\rmNL}$の予想精度と、レンズ倍率の検出可能性およびパワースペクトルへのドップラー寄与を予測しました。ここでは、これらの光円錐効果を無視することによる、$f_{\rmNL}$およびその他のパラメーターの最適値のバイアスを評価します。今後の21cm強度マッピング調査（SKAO）と光学銀河調査（DESIとEuclid）を、個別に、または組み合わせて検討します。より高い赤方偏移でのレンズ倍率は、分光学的調査のモデリングに含まれている必要があると結論付けています。分析でレンズ効果を無視すると、$f_{\rmNL}$だけでなく、標準的な宇宙論的パラメーターにも1$\sigma$を超えるバイアスが発生します。
V1298タウシステムにおける惑星準安定ヘリウム吸収の探索
| Title |
A_Search_for_Planetary_Metastable_Helium_Absorption_in_the_V1298_Tau_System |
| Authors |
Shreyas_Vissapragada,_Gu{\dh}mundur_Stef\'ansson,_Michael_Greklek-McKeon,_Antonija_Oklopcic,_Heather_A._Knutson,_Joe_P._Ninan,_Suvrath_Mahadevan,_Caleb_I._Ca\~nas,_Yayaati_Chachan,_William_D._Cochran,_Karen_A._Collins,_Fei_Dai,_Trevor_J._David,_Samuel_Halverson,_Suzanne_L._Hawley,_Leslie_Hebb,_Shubham_Kanodia,_Adam_F._Kowalski,_John_H._Livingston,_Marissa_Maney,_Andrew_J._Metcalf,_Caroline_Morley,_Lawrence_W._Ramsey,_Paul_Robertson,_Arpita_Roy,_Jessica_Spake,_Christian_Schwab,_Ryan_C._Terrien,_Samaporn_Tinyanont,_Gautam_Vasisht,_John_Wisniewski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.05358 |
彼らの人生の早い段階で、惑星は彼らのホスト星からの極端な量の電離放射線に耐えます。原始的な水素とヘリウムが豊富なエンベロープを持つ惑星の場合、これは大幅な質量損失につながる可能性があります。若い惑星系における大気散逸の直接観測は、惑星進化のこの重要な段階を解明するのに役立ちます。この作業では、若い太陽アナログV1298タウを周回する3つの惑星の通過中に、準安定ヘリウム吸収---逃げる大気中の希薄ガスのトレーサー---を検索します。HET/HPFを使用して恒星のヘリウム線を特徴付け、それが数日から数か月のタイムスケールで大幅に進化することを発見しました。この線は、吸収が時間とともに増加する恒星フレアの崩壊段階中に取得された1セットのスペクトルを除いて、1時間のタイムスケールで安定しています。ビーム整形ディフューザーとヘリウム機能を中心とした狭帯域フィルターを利用して、Palomar/WIRCで4つのトランジットを観測します。惑星dの2つの部分トランジット（$P=12.4$日）、惑星bの1つの部分トランジット（$P=24.1$日）、および惑星cの1回の完全通過（$P=8.2$日）。惑星cの通過は検出されず、バンドパスに$\DeltaR_\mathrm{b}/R_\star<0.019$が含まれているため、惑星bの過剰吸収の証拠は見つかりません。$\DeltaR_\mathrm{d}/R_\star=0.0205\pm0.054$の惑星dの暫定的な吸収信号が見つかりましたが、最適なモデルにはかなりの（-100$\pm$14分）トランジットが必要です。-2か月のタイムスケールでのタイミングオフセット。それにもかかわらず、私たちのデータは、V1298Taudが現在の質量損失率が高い可能性があることを示唆しており、追跡観測の優先目標となっています。
| Title |
Habitability_Models_for_Astrobiology |
| Authors |
Abel_M\'endez,_Edgard_E._Rivera-Valent\'in,_Dirk_Schulze-Makuch,_Justin_Filiberto,_Ramses_M._Ram\'irez,_Tana_Wood,_Alfonso_D\'avila,_Chris_McKay,_Kevin_N._Ortiz_Ceballos,_Marcos_Jusino-Maldonado,_Nicole_J._Torres-Santiago,_Guillermo_Nery,_Ren\'e_Heller,_Paul_K._Byrne,_Michael_J._Malaska,_Erica_Nathan,_Marta_F._Sim\~oes,_Andr\'e_Antunes,_Jes\'us_Mart\'inez-Fr\'ias,_Ludmila_Carone,_Noam_R._Izenberg,_Dimitra_Atri,_Humberto_I._Carvajal_Chitty,_Priscilla_Nowajewski-Barra,_Frances_Rivera-Hern\'andez,_Corine_Brown,_Kennda_Lynch,_David_Catling,_Jorge_I._Zuluaga,_Juan_F._Salazar,_Howard_Chen,_Grizelle_Gonz\'alez,_Madhu_Kashyap_Jagadeesh,_and_Jacob_Haqq-Misra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.05417 |
居住性は、一般的に、生命を支える環境の能力として定義されてきました。生態学者は、40年以上にわたって生息地適合性モデル（HSM）を使用して、地球の居住性を地域規模から世界規模まで研究してきました。宇宙生物学者はしばらくの間、異なる居住性モデルを提案してきましたが、それらの間の統合と一貫性はほとんどなく、生態学者が使用するものとは機能が異なります。居住性モデルは、環境が居住可能かどうかを判断するために使用されるだけでなく、居住性の低い状態から高い状態への段階的な移行の原因となる主要な要因を特徴付けるためにも使用されます。ここでは、生態学者と宇宙生物学者が使用するさまざまなモデルのいくつかを確認および比較し、それらを新しい居住性基準に統合する方法を提案します。このような基準は、潜在的に居住可能な環境の比較と特性評価を改善し、ターゲットの選択に優先順位を付け、居住性とバイオシグネチャーの間の相関関係を研究するのに役立ちます。居住性モデルは惑星居住性科学の基礎であり、地球、太陽系、太陽系外惑星の居住性についての理解を深めるには、生態学者と宇宙生物学者の間の相乗効果が必要です。
重複するK2キャンペーンで37の新しい検証済み惑星
| Title |
37_New_Validated_Planets_in_Overlapping_K2_Campaigns |
| Authors |
J._P._de_Leon,_J._Livingston,_M._Endl,_W._D._Cochran,_T._Hirano,_R._A._Garcia,_S._Mathur,_K._W._F._Lam,_J._Korth,_A._A._Trani,_F._Dai,_E._Diez_Alonso,_A._Castro-Gonzalez,_M._Fridlund,_A._Fukui,_D._Gandolfi,_P._Kabath,_M._Kuzuhara,_R._Luque,_A.B._Savel,_H._Gill,_C._Dressing,_S._Giacalone,_N._Narita,_E._Palle,_V._Van_Eylen,_M._Tamura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.05621 |
NASAの\textit{K2}ミッションのキャンペーン5と6（C5とC6）で最初に特定された68の候補惑星系を分析しました。補償光学、スペックルイメージング、偵察分光法などの一連の追跡観測を使用して、これらのシステムの検証に着手しました。C5とC16およびC18、およびC6とC17のオーバーラップにより、ベースラインが長い光度曲線が生成されます。これにより、トランジットエフェメリスを非常に正確に測定し、以前のキャンペーンで特定された単一のトランジット候補を再検討し、検出できない期間が長い追加のトランジット惑星を検索できます。以前の作品で。\texttt{vespa}を使用して、29個の固有のホスト星を周回する37個の候補について、1\％未満の誤検出確率を計算し、それらを惑星として統計的に検証します。これらの惑星の典型的なサイズは$2.2R_{\oplus}$で、公転周期は1。99〜52。71日です。\textit{K2}によって検出された最長の周期を持つサブネプチューン、F星の周りのサブ土星、さまざまなアーキテクチャのいくつかの多惑星系など、興味深いシステムに焦点を当てます。これらの結果は、\textit{K2}データにまだ豊富な惑星系が残っていることを示しています。そのうちのいくつかは、最小限の追跡観測を使用し、以前のカタログに示されている分析を利用して検証できます。
ステラ対銀河系：進化する地球と若い太陽系外惑星でのエネルギー粒子の強度
| Title |
Stellar_versus_Galactic:_The_intensity_of_energetic_particles_at_the_evolving_Earth_and_young_exoplanets |
| Authors |
D._Rodgers-Lee,_A._A._Vidotto,_A._M._Taylor,_P._B._Rimmer_and_T._P._Downes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.05739 |
エネルギー粒子は、プレバイオティクス分子の形成を促進することにより、地球上の生命の起源にとって重要であった可能性があります。1.5Dの恒星風モデルと1Dを組み合わせて、生命が始まったと考えられる時期（$\sim$3.8Gyr前）に地球に到達する恒星および銀河宇宙線の形のエネルギー粒子の強度を計算します。宇宙線モデル。ヒラス基準に基づいて、恒星の年齢とともに恒星の宇宙線スペクトルの進化を定式化します。恒星の宇宙線フラックスは、銀河宇宙線フラックスよりも最大$\sim$4GeV宇宙線エネルギー$\sim$3.8Gyr前まで大きいことがわかります。ただし、恒星宇宙線の影響は連続的ではない場合があります。このモデルをHR2562bに適用します。これは、大気中で銀河宇宙線の影響が観測される可能性のある、ホスト星から20auで周回する若い暖かい木星のような惑星です。20auでも、銀河系の宇宙線よりも恒星の宇宙線が優勢です。
スローンデジタルスカイサーベイでの100万個の小惑星観測
コンテクスト。太陽系の小天体（小惑星、彗星、カイパーベルトオブジェクト）の集団は、太陽系の起源と進化を制約するために使用されます。それらの軌道分布と組成分布の両方が、それらの形成領域からそれらの現在の位置への動的経路を追跡するために必要とされます。目的。マルチフィルター測光と組成分類法を備えた太陽系オブジェクトのサンプルを増やすことを目指しています。メソッド。SloanDigitalSkySurveyのアーカイブで動く物体を検索します。抽出に緩い制約を使用して、検出数を最大化しようとします。次に、一連のフィルターを適用して、偽陽性の検出（星または銀河）を削除し、偽の測光と位置天文学をマークします。結果。1542522エントリのカタログをリリースします。これは、379714の既知の一意のSSOの1036322の観測値と、既知のSSOにリンクされていない移動ソースの506200の観測値で構成されます。既知のSSOの場合、カタログの完全性は約95％、純度は95％を超えると推定されます。
K-およびM-矮星を周回する金星のような惑星の光化学
| Title |
Photochemistry_of_Venus-Like_Planets_Orbiting_K-_and_M-Dwarf_Stars |
| Authors |
Sean_Jordan,_Paul_B._Rimmer,_Oliver_Shorttle,_Tereza_Constantinou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.05778 |
太陽系外惑星に見られる多様性と比較すると、金星は地球の真の天体物理学の双子ですが、その地球規模の雲層は透過分光法の特徴を切り捨て、地球に似ていない性質を覆い隠しています。したがって、金星外と地球外を区別できる観測指標は、雲の層の上で生き残る必要があります。雲の上の大気は光化学によって支配されています。光化学はホスト星のスペクトルに依存するため、恒星系間で変化します。金星の全大気（0〜115km）の最近検証されたモデルと、MUSCLESTreasury調査からの恒星スペクトルを使用して、K型矮星またはM型矮星のホスト星を周回する金星のような太陽系外惑星の雲の上の光化学の体系的な変化を調査します。。SO2、OCS、およびH2Sは、金星のような惑星の主要なガス種であり、地球のような惑星には存在しません。したがって、それらの大気の存在量が検出できるほど高い場合、観測の識別器として機能する可能性があります。SO2、OCS、H2Sはすべて、最も涼しいK型矮星と7つのM型矮星すべてが照射されたときに雲層の上で生き残るのに対し、これらの種は金星の雲の上で光化学的に大幅に枯渇していることがわかります。雲の層を形成する硫酸分子の生成は、恒星の有効温度を下げるために減少します。恒星の有効温度が低下すると、定常状態の光化学酸素とオゾンが形成されなくなり、塩素触媒反応サイクルの影響が減少し、HOxおよびSOx触媒サイクルが優先されます。微量硫黄ガスは、M-矮星のホスト星の周りの金星のような太陽系外惑星の主要な観測指標であり、金星と地球を区別できる可能性があると結論付けています。
混相銀河風の構造
高温の体積充填成分と低温の塊状成分で構成される多相銀河風の定常状態構造をモデル化するための新しい分析フレームワークを提示します。最初に、任意の質量、運動量、およびエネルギー源の項に対する高温相の構造の一般式を導き出します。次に、最近のシミュレーションから情報を得て、乱流混合と放射冷却の競合によって設定される雲風の物質移動速度をパラメータ化します。これにより、雲と風の相互作用を高温相のソースタームとしてキャストし、それによって、双方向の影響を完全に説明する両方の相の進化を同時に解決することができます。このモデルを使用して、さまざまな条件で銀河風の性質を調べます。（i）現実的なパラメータの選択により、エネルギーを輸送する高温の低密度の風を自然に生成し、冷たい雲のかなりのフラックスを同伴します。（ii）混合が低温の雲の加速を支配し、高温の風を減速します。iii）混合中、相対運動エネルギーの熱化はかなりの加熱を提供します、（iv）低い高温相の質量負荷係数および/または星形成率のシステムは、より高い初期の低温相の質量負荷係数を維持できますが、雲はすぐに細断されます、そして（v）大きな高温相の質量負荷係数および/または星形成率を持つシステムは、大きな初期の低温相の質量負荷係数を維持できませんが、雲は半径とともに成長する傾向があります。私たちの結果は、銀河風の多相構造を物理的および観測的に説明する必要性を浮き彫りにし、銀河系におけるフィードバックに重要な意味を持っています。
合併のない銀河におけるキロパーセク規模のAGN流出とフィードバック
| Title |
Kiloparsec-scale_AGN_Outflows_and_Feedback_in_Merger-Free_Galaxies |
| Authors |
Rebecca_J._Smethurst,_Brooke_D._Simmons,_Alison_Coil,_Chris_J._Lintott,_William_Keel,_Karen_Masters,_Eilat_Glikman,_Gene_Leung,_Jesse_Shanahan,_Izzie_Garland |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.05361 |
最近の観測とシミュレーションは、合併が銀河と超大質量ブラックホール（SMBH）の両方の成長を推進する主要なメカニズムであり、非合併（経年）プロセスを支持するという長年のパラダイムに異議を唱えています。合併のないSMBHと銀河の成長に関するこのパイロット研究では、KeckCosmicWebImagerスペクトル観測を使用して、合併と想定される、発光AGNをホストする4つの低赤方偏移（$0.043<z<0.073$）ディスクが支配的な「バルジレス」銀河を調べます。-自由。4つのソースすべての流出からの青方偏移した拡大[OIII]放出を検出します。これは、\oiii/\hbeta〜ratiosがAGNによってイオン化されていることを示しています。$0.12-0.7〜\rm{M}_{\odot}〜\rm{yr}^{-1}$の範囲で、速度が$675-1710〜\rm{km}〜\rm{の流出率を計算します。s}^{-1}$、半径方向の範囲が$0.6-2.4〜\rm{kpc}$、SMBH降着率が$0.02-0.07〜\rm{M}_{\odot}〜\rm{yr}^{-1}$。流出速度、運動学、およびエネルギー注入速度は、低赤方偏移AGNのより広い集団に典型的であり、銀河の脱出速度を$\sim30$だけ超える速度を持っていることがわかります。これは、これらの流出がかなりの量になることを示唆しています。AGNフィードバックによる影響。したがって、合併主導型と非合併主導型の両方のSMBH成長が共進化につながる場合、これは、共進化が両方のシナリオのフィードバックによって規制されていることを示唆しています。シミュレーションでは、棒と渦巻腕が、4つのターゲットのSMBH降着と流出の合計速度よりも1桁大きい速度で銀河中心への流入を促進できることがわかりました。したがって、この研究は、非合併プロセスが円盤銀河におけるSMBHの成長とAGNの流出を促進するのに十分であるというさらなる証拠を提供します。
高赤方偏移銀河の出現ライマンアルファ放射に対する星の種族とガス被覆率の影響
| Title |
The_Effects_of_Stellar_Population_and_Gas_Covering_Fraction_on_the_Emergent_Lyman_Alpha_Emission_of_High-Redshift_Galaxies |
| Authors |
Naveen_A._Reddy,_Michael_W._Topping,_Alice_E._Shapley,_Charles_C._Steidel,_Ryan_L._Sanders,_Xinnan_Du,_Alison_L._Coil,_Bahram_Mobasher,_and_Sedona_H._Price |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.05363 |
赤方偏移1.85<z<3.49星形成銀河の複合レストフレーム遠紫外線（FUV）と光学スペクトルの共同モデリングを実行して、大質量星、イオン化ISM、および中性ISMの主要な特性を推定します。Ly-alpha（Lya）光子の生成と脱出に影響を与える主な要因を調査します。私たちのサンプルは、それぞれLy-betaからCIIIまでをカバーする深いKeck/LRISおよびMOSFIREスペクトルを持つ136個の銀河で構成されています]1907、1909;および[OII]、[NeIII]、H-ベータ、[OIII]、H-アルファ、[NII]、および[SII]。スペクトルおよび光イオン化モデリングは、銀河が星の二元性の影響を含む星の種族合成モデルと均一に一致していることを示しています。サンプルのダイナミックレンジ全体で、Lyaの等価幅W（Lya）で恒星と星雲の存在量にほとんど変化がなく、年齢とW（Lya）の間のわずかな反相関のみがあります。電離スペクトル形状の推定範囲は、W（Lya）の変動のみを説明するには不十分です。むしろ、光学的に厚いHIの被覆率は、Lyaの脱出を変調する主な要因であるように見え、銀河のバレル下の観測におけるLya光子のほとんどは、ISMの低カラム密度またはイオン化チャネルを通って脱出します。。私たちの分析によると、高い星形成率の面密度Sigma_SFRは、特に低い銀河ポテンシャル（つまり、低い星の質量）と組み合わせると、被覆率を減らし、Lya光子の脱出を容易にするのに役立ちます。最後に、高赤方偏移での電離放射線の回避に対する結果の影響について説明します。
巨大な密集した塊は本当にサブビリアルですか？グールドベルトのアンモニアデータを使用した新しい分析
| Title |
Are_massive_dense_clumps_truly_sub-virial?_A_new_analysis_using_Gould_Belt_ammonia_data |
| Authors |
Ayushi_Singh,_Christopher_D._Matzner,_Rachel_K._Friesen,_Peter_G._Martin,_Jaime_E.Pineda,_Erik_W._Rosolowsky,_Felipe_Alves,_Ana_Chac\'on-Tanarro,_Hope_How-Huan_Chen,_Michael_Chun-Yuan_Chen,_Spandan_Choudhury,_James_Di_Francesco,_Jared_Keown,_Helen_Kirk,_Anna_Punanova,_Youngmin_Seo,_Yancy_Shirley,_Adam_Ginsburg,_Stella_S._R._Offner,_H\'ector_G._Arce,_Paola_Caselli,_Alyssa_A._Goodman,_Philip_C._Myers_and_Elena_Redaelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.05367 |
分子雲内の密な構造の動的研究は、予想外の程度に磁化されない限り、最も大きな塊はビリアル平衡には運動エネルギーが少なすぎると結論付けることがよくあります。これは、そのような状態がどのように発生する可能性があるか、そしてそれが巨大な塊の集団を表すのに十分長く続く可能性があるかについての疑問を提起します。この結論の起源を再検討するために、GreenBankAmmoniaSurveyのアンモニアラインデータとHerschelのPlanckで校正されたダスト放出データを使用して、グールドベルト雲の密集した塊の質量と運動エネルギーおよび重力エネルギーを推定します。。いくつかのタイプの系統的誤差が、低い運動エネルギーと重力エネルギーの比率の外観を向上させる可能性があることを示します。前景と背景の材料の除去が不十分です。解決された雲全体の速度差に関連する運動エネルギーを無視します。重力エネルギーを評価する際の成層の過剰補正。これらのエラーを回避するように設計された分析を使用すると、最も大規模なグールドベルトの塊には、ビリアル定理ではなくビリアル定理の動きが含まれていることがわかります。副産物として、85グールドベルトの塊の質量、エネルギー、およびビリアルエネルギー比のカタログを提示します。
クエーサーの極端な変動性と一時的な寿命
最近オフにされた（つまり、大きな要因によって薄暗くなった）クエーサーの2つの統計を使用して、（定常状態の降着のように）平均エピソードクエーサー寿命を制約します。1）測光的に観測された統計サンプル内のオフにされたクエーサーの割合長期間にわたって（たとえば、$\Deltat=20$yrs）;2）最近オフにされたクエーサーの短命のエコーであると主張された「孤立した」広いMgII放出を示す巨大な銀河の割合。2つの統計は、平均的な一時的なクエーサーの寿命を数百年から数千年に制限しています。はるかに長い（または短い）一時的な寿命は、これらの観察によって強く嫌われます。この平均エピソード寿命は、クエーサーの標準降着円盤モデルの落下タイムスケール（粘性時間）とほぼ一致しており、クエーサーのエピソードは、はるかに大規模なガス供給ではなく、降着円盤の物理学によって支配されていることを示唆しています。$\sim10^6-10^8\の累積クエーサー寿命と比較して、クエーサークラスタリングと大質量ブラックホール人口統計から制約された$yrsは、$\sim10^3-10^5$エピソードがあることを示唆しています。超大質量ブラックホールの組み立て履歴中のクエーサー降着。このような短いエピソードは、クエーサーのイオン化された細線領域のサイズを説明するために、$\sim10^4\、$yrsの間隔でクラスター化する必要があります。私たちの統計的議論はまた、はるかに長い一時的な寿命にもかかわらず、複数年の観測ウィンドウにわたって「状態遷移」で捕らえられた極端な変動クエーサーのごく一部が常に存在することを示しています。これらの遷移は、非定常降着中にかなり突然に発生する可能性があります。
中程度のUVフィールドを持つPDRの暗い雲タイプの化学
可能性をよりよく理解するために、小さな炭化水素C$_2$Hと$c$-C$_3$H$_2$、およびCOM前駆体H$_2$COとCH$_3$OHの輝線の研究を提示します。光解離領域（PDR）における分子量とUV放射場の間の化学的リンク。S235星形成複合体の$G\leq50$〜Habingsを使用して、拡張およびコンパクトなHII領域周辺の2つのPDRを研究します。$c$-C$_3$H$_2$は、コンパクトなHII領域S235\、A周辺の低密度膨張PDRにも豊富に存在する一方で、分子塊のエッジに両方の炭化水素が最も豊富に存在することがわかります。UV〜フィールド$G\約20-30$〜Habingsの位置に向かって最も高いメタノールカラム密度が見られ、ダスト粒子からの反応性脱着によって説明されます。$N_{\rmC_2H}/N_{\rmCH_3OH}$の比率は、HorseheadおよびOrionBarPDRと比較して、数倍または桁違いに低くなっています。この比率は、ペルセウス座の雲の熱いコリノで観測された値と似ています。イオン分子および粒子表面の化学的経路がPDRの分子存在量を支配し、PDRは、すでに光学系で放出されている巨大な星にもかかわらず、分子雲進化の前の暗い段階から分子存在量を継承すると結論付けます。
天体物理学降着円盤における特徴的な光学的変動のタイムスケール
| Title |
A_characteristic_optical_variability_timescale_in_astrophysical_accretion_disks |
| Authors |
Colin_J._Burke,_Yue_Shen,_Omer_Blaes,_Charles_F._Gammie,_Keith_Horne,_Yan-Fei_Jiang,_Xin_Liu,_Ian_M._McHardy,_Christopher_W._Morgan,_Simone_Scaringi,_Qian_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.05389 |
活動銀河核の超大質量ブラックホールの周りの降着円盤は、紫外線と光学波長で連続放射を生成します。降着流の物理的プロセスは、広範囲のタイムスケールでこの放出の確率的変動をもたらします。67個の活動銀河核で観測された光学的連続体の変動と、変動パワースペクトルが平坦になる特徴的なタイムスケールを測定します。このタイムスケールとブラックホールの質量との間に相関関係があり、超大質量ブラックホールの質量範囲全体に広がっています。このタイムスケールは、標準的な降着円盤理論の紫外線放射半径で予想される熱タイムスケールと一致しています。白色矮星の降着はこの相関関係に近く、すべての降着円盤に共通のプロセスを示唆しています。
クエーサー変動性研究におけるサンプルバイアス
フラックスが制限されたクエーサーサンプルが後で観察されるとき、サンプル選択時に誘発された選択バイアスのために、明るいクエーサーよりも暗くなったクエーサーが多くなります。クエーサーは絶えず変化しており、明るいクエーサーよりも暗いクエーサーの方が多くなっています。選択の時点で、対称的な変動でさえ、瞬間的なフラックスがフラックスの限界より上に散らばっているクエーサーが、下に散らばっているクエーサーよりも多くなり、時間の経過とともにフラックスの変化に非対称性が生じます。同じバイアスにより、サンプルのアンサンブル構造関数（SF）に非対称性が生じ、フラックスが増加するペアに基づくSFは、フラックスが減少するペアに基づくSFよりもわずかに小さくなります。このバイアスの影響を説明するために、減衰ランダムウォーク処方に基づいてシミュレートされた時間対称クエーサー光度曲線を使用します。このバイアスのレベルは、サンプル、光度変化のしきい値、および光度曲線の範囲によって異なりますが、一般的な動作は一貫しています。特に、10年にわたる光度曲線を使用した最近の観測研究と一致するシミュレーションでは、観測値と同様に、SF測定値に数パーセントのレベルで非対称性が生じます。これらの結果は、いくつかの最近のクエーサー変動研究で報告された時間の非対称性に関する注意書きを提供します。
ボトルに入ったメッセージ：ストークスQUフィッティング技術によるAGNの磁気イオンの複雑さの解明
| Title |
Message_in_a_Bottle:_Unveiling_the_Magneto-Ionic_Complexity_of_AGNs_through_the_Stokes_QU-Fitting_Technique |
| Authors |
Alice_Pasetto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.05392 |
ここでは、広帯域分光偏光データの分析に利用できる手法の1つであるストークスQUフィッティングの概要を説明します。ブロードバンド受信機はほとんどの無線施設に設置されているため、全強度と直線偏波の両方の無線データの収集により、スペクトルの興味深い特徴が明らかになります。偏光、したがってその特性、すなわち分数偏光と偏光角は、最終的に広い波長範囲で十分にサンプリングされます。データによって明らかにされた新しい複雑な動作は、文献で利用可能な波長依存分析モデルを使用してストークスパラメータQおよびUをモデル化することで構成されるストークスQUフィッティングを使用して研究できます。この技術は、磁化されたプラズマの性質と構造の非常に優れた診断を提供し、研究のソースの内部または外部の複雑な構造を識別する可能性があります。分極挙動を説明する利用可能で最も使用されているモデルの要約が提示されます。さらに、この手法を使用する最も重要な観測作業のいくつかも要約されています。
屈曲レンズ統計からの銀河の質量光度比の新しい推定
| Title |
A_New_Estimate_of_Galaxy_Mass-to-Light_Ratios_from_Flexion_Lensing_Statistics |
| Authors |
Joseph_Michael_Fabritius_II,_David_M_Goldberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.05453 |
最初の2つのハッブルフロンティアフィールドクラスターであるAbell2744とMACS0416の屈曲ベースの弱い重力分析を実行します。クラスターメンバーの質量のプローブとして投影された屈曲信号を使用するためのパラメトリック法について詳しく説明します。各クラスターの$L-\theta_E$（$L-\sigma$のプロキシとして）スケーリング関係の正規化と傾きは、測定された屈曲信号を使用して決定されます。メソッドの有効性のベースライン測定値を提供するために、並行フィールド分析が同時に行われます。両方のクラスターの銀河の年齢と形態、およびクラスターの正規化質量の理論的な違いに関連するフェイバージャクソン勾配$\ell$に一致が見られます。
SDSS-IV MaNGA：銀河における恒星のM / L勾配とM / L-色の関係
| Title |
SDSS-IV_MaNGA:_Stellar_M/L_gradients_and_the_M/L-colour_relation_in_galaxies |
| Authors |
Junqiang_Ge,_Shude_Mao,_Youjun_Lu,_Michele_Cappellari,_Richard_J._Long,_and_Renbin_Yan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.05487 |
銀河のSDSS$r-$band$\nabla（M_*/L_r）$の恒星の質量光度比の勾配は、その形態と年齢、金属量、および恒星の初期質量関数（IMF）。SDSSDR15でリリースされた$10^9$から$10^{12}M_\odot$の範囲の恒星質量を持つ2051銀河のMaNGAサンプルを取り、合併や棒の署名のない対面銀河に焦点を当て、質量正規化参照として固定SalpeterIMFを想定することによる、$M_*/L_r$-色の関係を含む、他の銀河特性の2D$\nabla（M_*/L_r）$。勾配の中央値は、巨大な銀河の場合、$\nablaM_*/L_r\sim-0.1$（つまり、$M_*/L_r$は中央で大きい）であり、$M_*\sim10^{10}M_付近で平坦になります。{\odot}$し、最小質量で符号を$\nablaM_*/L_r\sim0.1$に変更します。半光半径内の$M_*/L_r$は、銀河の恒星の質量の増加とともに増加します。各質量ビンでは、初期型の銀河が最も高い値を持ち、純粋な円盤の後期型の銀河が最も低くなります。相関分析は、質量加重星年齢が$M_*/L_r$プロファイルに影響を与える主要なパラメーターであることを示唆しています。これは、光度加重年齢は、半光半径内の特定の星形成率（sSFR）が星形成の影響を受けやすいためです。$10^{-3}{\rmGyr}^{-1}$よりも高いです。sSFR勾配を大きくすると、より急な負の$\nabla（M_*/L_r）$を得ることができます。$M_*/L$-色の関係の傾きのばらつきは、sSFRの増加とともに増加します。たとえば、スターバースト後の銀河の傾きは、$M_*/L$のグローバル値$0.87$から$0.45$に平坦化できます。対$gr$図。したがって、銀河の色を$M_*/L$に変換することは、特に、星形成の履歴がまったく異なる可能性のある、光度で重み付けされた若い恒星年齢の銀河では、慎重に行う必要があります。
衝撃による星形成の誘発
星形成は、衝撃波による圧縮によって引き起こされる可能性があります。この研究では、自己重力を伴う3D流体力学シミュレーションを使用して、流体力学的衝撃とボナー・エバート球との相互作用を調査しました。私たちのシミュレーションは、雲の進化が主に2つのパラメーターに依存することを示しました：衝撃速度と初期雲半径。より強い衝撃は雲をより効率的に圧縮することができ、中央領域が重力的に不安定になると、衝撃は雲の収縮を引き起こします。ただし、強すぎると雲をより激しく細断し、雲を破壊します。単純な理論的考察から、シミュレーション結果と一致する、トリガーされた重力崩壊の条件を導き出しました。シンク粒子を導入し、星形成後のさらなる進化を追った。より強い衝撃は雲の物質をより効率的に細断する傾向があるので、衝撃がより強いほど、形成された星（すなわち、シンク粒子）の最終的な（漸近的な）質量は小さくなります。さらに、衝撃は雲を加速し、衝撃で加速された星間物質ガスの混合を促進します。その結果、シンク粒子と衝撃を受けた雲の中心との間の分離とそれらの相対速度は時間とともに増加します。また、衝撃波と雲の相互作用に対する雲の乱流の影響を調査しました。雲の乱流が急速な雲の収縮を防ぐことを観察しました。したがって、乱流の雲は、熱的に支えられた雲よりも急速に破壊されます。したがって、形成される星の質量は小さくなります。私たちのシミュレーションは、衝撃の影響を受けた高密度コアとボックグロビュールの進化過程への一般的なガイドを提供することができます。
宇宙の星形成の歴史のピークにある11個の塵の多い星形成銀河のALMAビュー
| Title |
An_ALMA_view_of_11_Dusty_Star_Forming_Galaxies_at_the_peak_of_Cosmic_Star_Formation_History |
| Authors |
L._Pantoni,_M._Massardi,_A._Lapi,_D._Donevski,_Q._D'Amato,_M._Giulietti,_F._Pozzi,_M._Talia,_C._Vignali,_A._Cimatti,_L._Silva,_A._Bressan,_T._Ronconi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.05596 |
GOODS-Sフィールドで選択された（サブ）ミリメートルの11個の主系列DSFGのALMAビューを提示し、分光学的にCosmicSFHのピーク（z=2-3）にあることを確認しました。私たちの研究では、現在サンプルで利用可能な最高の空間分解能（<1秒角）でALMAScienceArchive製品を使用することにより、銀河SEDの分析とALMA連続体およびCOスペクトル放射を組み合わせています。銀河のマルチバンド画像と測光（光学、ラジオ、X線）を含めて、ほこり、ガス、恒星の成分間の相互関係と、最終的にAGNが存在することを調査します。マルチバンドのサイズと形態を使用して、銀河の進化を導くプロセスについての洞察を得ます。ガス凝縮、星形成、AGNフィードバック。11個のDSFGは、（サブ）ミリメートルで非常にコンパクトです（中央値r（ALMA）=1.15kpc）が、発光はより大きな半径に広がります（中央値r（H）/r（ALMA）=2.05）。CO線は、分子ガスの回転ディスクの存在を明らかにしますが、相互作用および/または分子流出の存在を排除することはできません。考えられるシナリオから解きほぐすには、より高い（スペクトルおよび空間）解像度の画像が必要です。ほとんどの銀河は、ガスが冷えて銀河の中心に落ち、星形成のほこりっぽいバーストと成長する核に燃料を供給する圧縮段階で捕らえられます。これらのDSFGは、巨大な静止銀河の高zstar形成の対応物であると期待しています。3つの銀河におけるCO放出のいくつかの特徴は、星形成ディスクからETGへの形態学的遷移を引き起こすと考えられている今後の/進行中のAGNフィードバックを示唆しています。
フィラメントへの付着のトレーサーとしての異なる分子フィラメント幅
異なる分子種を使用して測定した場合、フィラメントへのガスの付着の結果として、高密度のフィラメント幅がどのように変化するかを調査します。ガス小包がフィラメントに落ちると、密度、温度、および消光の値が異なります。この環境が変化する速度は、さまざまな分子の存在量にさまざまな影響を及ぼします。したがって、急速に形成される分子は、ゆっくりと形成される分子よりも、ガス区画が経験する局所的な物理的条件をよりよく反映します。これらの違いは、それぞれのタイムスケールの比較方法に依存するため、異なる分子分布は、環境の変化の速さ、つまりフィラメントへの降着率を反映している必要があります。C2H、CO、CN、CS、およびC3H2の時間依存の存在量から測定されたフィラメント幅は、この効果に最も敏感であり、これらの分子はより広いフィラメント幅も示します。それどころか、N2H+、NH3、H2CO、HNC、CH3OHなどの分子は、降着に対してそれほど敏感ではなく、フィラメント幅が最も狭くなります。異なるトレーサーのフィラメント幅の比率は、フィラメントへの付着率を推定するための有用なツールになる可能性があることを提案します。
異なる環境での銀河相互作用：SDSSからの銀河ペアの分析
| Title |
Galaxy_interactions_in_different_environments:_An_analysis_of_galaxy_pairs_from_the_SDSS |
| Authors |
Apashanka_Das,_Biswajit_Pandey,_Suman_Sarkar,_Arunima_Dutta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.05874 |
SDSSからの体積が制限されたサンプル（$M_r\leq-21$）の銀河ペアを分析して、さまざまな環境での星形成率と銀河の色に対する銀河相互作用の影響を研究します。投影された分離の関数として対になった銀河の星形成率と色を研究し、その結果を、恒星の質量、赤方偏移、局所密度が一致する対照サンプルと比較します。主要な相互作用が対の銀河の星形成率を大幅に高め、$30$kpc以内の対の分離を減少させることでそれらをより青くすることがわかります。星形成率と色に対する潮汐相互作用の影響は、主要なペアのより重いメンバーでより重要です。主要なペアでの星形成の強化は、影響が$\sim100$kpcまで及ぶ可能性がある低密度環境で大幅に高くなります。逆に、高密度環境での主要なペアは、それらの星形成の抑制を示します。したがって、埋め込み環境に応じて、本質的に明るい銀河ペアの主要な相互作用は、星形成を強化または抑制します。低密度環境と高密度環境の両方でのマイナーペアは、それらの対照銀河よりも星形成が著しく少なく、赤くなっていることがわかります。それは、本質的に明るい銀河ペアのマイナーな相互作用が、それらの環境に関係なく、常に星形成を抑制することを示しています。これらのマイナーペアの軽いメンバーは、抑制された星形成に対してより大きな感受性を示します。私たちの結果は、メジャーとマイナーの両方の相互作用が観察されたバイモダリティに寄与する可能性があることを意味します。銀河の進化は、銀河の特性、銀河の相互作用、および環境の間の複雑な相互作用によって決定されると結論付けます。
$ \ rm 4-8〜GHz $銀河中心マグネターからの時空間放射$ \ rm PSR〜J1745-2900 $
| Title |
$\rm_4-8~GHz$_Spectro-temporal_Emission_from_the_Galactic_Center_Magnetar_$\rm_PSR~J1745-2900$ |
| Authors |
Akshay_Suresh,_James_M._Cordes,_Shami_Chatterjee,_Vishal_Gajjar,_Karen_I._Perez,_Andrew_P._V._Siemion,_and_Danny_C._Price |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.05404 |
ラジオマグネターは、その多様なスペクトル時間現象学と数週間から数ヶ月にわたるパルスプロファイルの変動で有名なエキゾチックなソースです。ラジオマグネターとしては珍しく、銀河中心（GC）マグネター$\rmPSR〜J1745-2900$は、2013年の発見以来、継続的に活動しています。GCマグネターを$\rm4-8〜GHz$で6時間監視しました。ロバートC.バードグリーンバンク望遠鏡を使用した2019年8月$-$9月。私たちの観測中、GCマグネターは$\rm5-8〜GHz$にわたって$2\sigma$の不確実性の範囲内でフラットなフルエンススペクトルを放出しました。私たちのデータから、$\rm6.4〜GHz$の周期平均磁束密度、$\overline{S}_{6.4}\approx（240\pm5）〜\mu$Jyを推定します。$\overline{S}_{6.4}$の時間的進化を追跡すると、$2013-2015.5$と比較して、$2016-2019$の間にGCマグネター活動が徐々に弱まっていることが推測されます。私たちの研究で検出された典型的な単一パルスは、反対のスペクトル指数を持つわずかに分解されたサブパルスを明らかにします。これは、ラジオマグネターの特徴ですが、回転動力パルサーでは見られません。ただし、高速電波バーストとは異なり、これらのサブパルスは知覚可能な無線周波数ドリフトを示しません。観測スパン全体で、$\rm\simeq5〜ms$散乱パルスは、平均パルスプロファイルでそれぞれ幅$\rm220〜ms$と$\rm140〜ms$の2つの安定した放射成分内で大幅にジッターします。
MAXI J1820 + 070の2018年の爆発中の大きな光学変調は、X線状態の変化による歪んだ降着円盤の進化を明らかにします
| Title |
Large_optical_modulations_during_2018_outburst_of_MAXI_J1820+070_reveal_evolution_of_warped_accretion_disc_through_X-ray_state_change |
| Authors |
Jessymol_K._Thomas,_Philip_A._Charles,_David_A._H._Buckley,_Marissa_M._Kotze,_Jean-Pierre_Lasota,_Stephen_B._Potter,_James_F._Steiner,_John_A._Paice |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.05447 |
2018年3月に発見されたブラックホールX線過渡MAXIJ1820+070（=ASSASN-18ey）は、これまでに見られた中で最も光学的に明るいものの1つであり、非常に詳細な光学バースト光度曲線が得られました。ここでは、それらをX線およびラジオの光度曲線と組み合わせて、光源が受ける主な幾何学的変化を示します。スーパーハンプ（16.87時間）期間から推定軌道（16.45時間）期間に向かって進化する非常に高い振幅（>0.5等）変調の存在を明らかにする詳細な時間分析を提示します。これらの変調は、爆発が始まってから約87日後に現れ、Swift/BATの硬X線光度曲線に従います。この曲線は、電波フレアとジェット放出の4日前にピークに達し、光源が急速に硬い状態から柔らかい状態に移行します。次に、光変調は軌道周期に近づき、光度曲線のピークは、ソフト状態の間に軌道位相で約0.8から約0.3までゆっくりとドリフトします。前例のない大きな振幅変調は、十分に大きな放射領域を提供し、ワープを照射駆動するために、ディスクにワープを必要とすることを提案します。その突然のターンオンは、内部ディスクの形状の変化を意味し、硬X線放射コンポーネントを、歪んだ外部ディスク領域を照らすことができる高さまで上昇させます。
VERITASAGN観測からの最近の結果
VERITASは、天体物理学的な超高エネルギー（VHE;E>100GeV）ガンマ線の世界で最も感度の高い検出器の1つです。この天文台は約14年間運営されており、その観測の7,000時間近くが活動銀河核（AGN）を対象としています。VERITASでは約300個のAGNが観測され、40個が検出されました。これらの研究は、一般に、基礎となるジェット動力プロセスの詳細な調査を可能にする同時の広帯域観測を伴います。VERITASAGN観測からの最近の科学的結果が提示されます。
ブレーザーTXS0506 +056のVERITASフォローアップ観測
ガンマ線ブレーザーTXS0506+056は、IceCube高エネルギーニュートリノイベントIC170922Aと空間的および時間的に一致して、ガンマ線放出状態が強化されていることがわかりました。これは、高エネルギーニュートリノイベントとフレア状態のブレーザーとの間の最も重要な関連性です。ブレーザー放出の時間発展とスペクトルの振る舞いを研究することは、IceCubeによって観測された拡散ニュートリノフラックスの源と高エネルギー宇宙線の起源を特定するのに役立つかもしれません。TXS0506+056は、2017年9月23日から2018年2月6日までに収集された35時間のデータセットで、110GeVを超える5.8標準偏差の有意性でVERITASガンマ線観測所によって検出されました。ここでは、最近のVERITAS観測の結果を示します。2018年10月10日から2021年3月1日までの間に収集された関連する多波長キャンペーン。この期間中に比較的静かな非常に高エネルギーのガンマ線放出状態が観察され、フラックスの上限がこのブラザールの潜在的な変動を制限するために使用されます。
磁化された粒子による超強力電磁波の散乱
中性子星磁気圏からの強力な電波の観測は、強い背景磁場$B_{bg}$で強い波が粒子とどのように相互作用するかという問題を提起します。この問題は、波の粒子運動を解くことによって調べられます。驚くべきことに、振幅$E_0>B_{bg}$の波は、共鳴イベントを繰り返すことで粒子エネルギーを送り出し、すぐに放射反応限界に達します。その結果、波は大きな断面積で散乱されます。この事実は、高速電波バーストとマグネターのモデルに大きな影響を及ぼします。波の中で加速された粒子はガンマ線を放出し、それが$e^\pm$雪崩を引き起こす可能性があり、無音の脱出の代わりに、波はX線花火を生成します。
IceCubeダブルパルスタウニュートリノ候補の事後分析
南極のIceCubeニュートリノ天文台は、一次ニュートリノ相互作用によって生成された荷電二次粒子によって放出されたチェレンコフ光を検出します。二重パルス波形は、天体物理学のタウニュートリノと氷中の核子との荷電電流相互作用とそれに続くタウレプトンの崩壊から生じる可能性があります。以前の8年間のタウダブルパルス分析では、3つのタウニュートリノ候補イベントが見つかりました。その中で、2014年に観測された最も有望なものは、検出器の中央のダスト層のすぐ近くにあります。この論文では、タウや他のバックグラウンドニュートリノアンサンブルの対象となるモンテカルロ再シミュレーションを実行するために、継続的に変化する迷惑パラメータを使用した新しい氷モデル処理を使用して、このイベントの事後分析を示します。予想される信号とバックグラウンド統計に対するさまざまな氷モデルの影響についても説明します。
超高エネルギー宇宙線（UHECR）ソース環境（UHECRのスペクトルと組成によって制約される）と観測された高エネルギー天体物理ニュートリノスペクトルの共同の影響を調査します。べき乗則CRスペクトル$\proptoE^{-2}$を生成する加速メカニズムは、高剛性のCRがソース環境から脱出するときに準弾道拡散領域にある場合、UHECRデータと互換性があります。ガスと光子が優勢なソース環境はどちらもUHECR観測を説明できますが、光子が優勢なソースはより高い精度で説明します。しかし、ガスが支配的な発生源は、現在のニュートリノの制約と緊張関係にあります。$\sim10$PeVでのニュートリノフラックスの正確な測定は、ガスが支配的な発生源の実行可能性、および拡散衝撃加速がUHECR観測と一致しているかどうかに関する重要な情報を提供します。また、UHECR源が、$\sim$PeVを超える天体物理学的ニュートリノスペクトルの高エネルギー部分にうまく適合できることも示しています。エアシャワーデータが\textsc{Sibyll2.3c}ハドロン相互作用モデルで解釈される場合、UHECRと高エネルギー素粒子ニュートリノのこの共通の起源は自然です。これは、パラメーター空間の同じ部分にあるUHECRと素粒子ニュートリノに最適です。ただし、EPOS-LHCの場合はそうではありません。
IceCubeおよびIceTop検出器と一致するIceAct望遠鏡を使用したハイブリッド宇宙線測定
| Title |
Hybrid_cosmic_ray_measurements_using_the_IceAct_telescopes_in_coincidence_with_the_IceCube_and_IceTop_detectors |
| Authors |
Larissa_Paul,_Matthias_Plum,_Merlin_Schaufel_for_the_IceCube_Collaboration,_Thomas_Bretz,_Giang_Do,_John_W._Hewitt,_Frank_Maslowski,_Florian_Rehbein,_Johannes_Sch\"afer,_Adrian_Zink |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.05572 |
IceActは、地理的な南極のIceCubeNeutrinoObservatoryのサイトに設置された、コンパクト（直径50cm）で費用効果の高いイメージングエアチェレンコフ望遠鏡の提案された表面アレイです。2019年1月以降、61個のシリコン光電子増倍体（SiPM）ピクセルを備えた2台のIceAct望遠鏡デモンストレーターが、南半球の冬の間、IceTop表面アレイの中央でデータを取得しています。IceTop表面アレイとIceCube氷内アレイを含むIceCubeニュートリノ天文台と同時期にIceActイメージング空気チェレンコフ望遠鏡によって検出されたハイブリッド宇宙線イベントの最初の分析を提示します。IceAct望遠鏡は、約10TeVのエネルギーしきい値と広い視野を備えているため、現在の宇宙線組成研究を改善する有望な機能を示しています。大気中のチェレンコフ放射を測定すると、シャワーの開発に関する新しい情報が追加されます。現在の検出器でアクセス可能であり、統計に基づいて大幅に優れた一次粒子タイプの識別を可能にします。ハイブリッド測定により、検出器の相互校正およびニュートリノ分析のための宇宙線拒否機能の詳細な実現可能性調査も可能になります。望遠鏡の性能、2年間のデータの分析結果、および将来の望遠鏡アレイのハイブリッドシミュレーションの見通しを示します。
Jetted TDE Swift J1644 +57の短期X線変動の長期進化
潮汐破壊現象（TDE）の短期的なX線変動と、活動銀河核（AGN）との類似性はよくわかっていません。この作業では、TDEの短期X線変動の多様性を示し、SwiftJ1644+57を例として取り上げて、X線などの短期X線変動に関連するさまざまな特性の進化を研究します。線フラックス分布、パワースペクトル密度（PSD）、rms変動、タイムラグ、コヒーレンススペクトル。SwiftJ1644+57のフラックス分布は、通常の状態では対数正規形ですが、浸漬状態では大幅に逸脱しているため、2つの状態で物理的なメカニズムが異なることがわかります。また、浸漬状態での最初の2つのXMM-Newton観測中に、SwiftJ1644+57は、通常の状態よりも急勾配のPSDと大きなrmsを特徴とするさまざまな変動パターンを示したことがわかります。これらの2つの観測では、有意な軟X線の遅れが検出されます。これは、高コヒーレンスで0.3〜1keVと2〜10keVの間で約50秒です。0.10-0.50の2-10keVrmsを使用すると、SwiftJ1644+57のブラックホール質量は$（0.6-7.9）\times10^{6}M_{\odot}$と推定されますが、rmsの変動は次のようになります。TDEが進化すると、大きな不確実性が生じます。最後に、他のTDEで同様の研究を行うことの価値について説明します。特に、X線でより多くのTDEがすぐに発見される次の時間領域天文学の時代に。これはまた、大きな有効領域と長い軌道周期のX線望遠鏡を使用したX線で選択されたTDEの詳細な追跡観測に対する需要の大幅な増加を告げるものです。
VERITASによる深層学習の過渡検出
大気チェレンコフ望遠鏡をイメージングするVERITASアレイなど、地上の$\gamma$線天文台は、非常に高エネルギー（VHE、$\mathrm{E}>100\、\mathrm{GeV}$）への洞察を提供します。天体物理学的な一過性のイベント。例としては、原始ブラックホールの蒸発、ガンマ線バースト、フレアブレーザーなどがあります。偶然の場所と発生時間でそのようなイベントを特定することは困難です。したがって、堅牢な検索方法を採用することが重要になります。VERITASの深層学習手法に基づく過渡検出方法の実装について説明します。このデータ駆動型アプローチは、機器の応答の特性評価と予想される過渡信号のモデリングへの依存を大幅に軽減します。計器の応答は、光源の高さや夜空の背景など、さまざまな要因の影響を受けます。これらの効果の研究により、データへの影響を推測するための追加のパラメーターを使用して深層学習法を強化できます。これにより、さまざまな観測条件でのパフォーマンスと安定性が向上します。2016年10月にVERITASによって検出されたブレーザーBLLacの歴史的なフレアの方法を説明します。このようなフレアを数分のタイムスケールで検出するための有望なパフォーマンスは、VERITAS標準分析とよく比較できます。
IACTを用いた原始ブラックホールによる光学マイクロレンズ法
原始ブラックホール（PBH）は、初期宇宙での密度変動の結果であると仮定されており、暗黒物質の候補です。背景の星をマイクロレンズするとき、それらはフラックスの一時的な見かけの増強を引き起こします。光学望遠鏡でこれらの信号を測定することは、PBHの存在量を$10^{-10}\、M_{\odot}$から$10^{1}\、M_{\odot}$の範囲に制限する強力な方法です。特に銀河系の星の場合、ソースの有限性を考慮する必要があります。PBHの質量が小さい場合（この作業では$\lesssim10^{-8}\、M_{\odot}$）、検出可能なイベントの平均期間は、質量$\langlet_e\rangle\proptoM_{\mathrm{とともに減少します。PBH}}$。$M_{\mathrm{PBH}}\upperx10^{-11}\、M_{\odot}$の場合、$\langlet_e\rangle\lesssim\、1\mathrm{s}$が見つかります。このため、低質量のPBHの検出を可能にする可能性があるため、高速サンプリング検出器が必要になる場合があります。電流制限は、光学領域で2分から24時間のサンプリング速度で設定されます。地上ベースのイメージング大気チェレンコフ望遠鏡（IACT）は、大気シャワーによって誘発される$\sim$nsの長さの光学チェレンコフ信号を検出するように最適化されています。最近示されているように、これらの機器の非常に大きなミラー領域は、小惑星掩蔽などの高速光過渡現象（$\ll1\、$s）に対して非常に高い信号対雑音比を提供します。IACTによる光学的観測が、マイクロレンズの限界を制約のない質量範囲$M_{\mathrm{PBH}}<10^{-10}M_\odot$に拡張することに貢献できるかどうかを調査します。望遠鏡の種類ごとにこれらの検索を実行するための制限要因について説明します。現実的なソースパラメータを考慮して、現在および次世代のIACTの関連する質量範囲で予想される検出可能なマイクロレンズイベントの割合を計算します。
最初の2つのブラックホールの形成-孤立したバイナリ進化からの中性子星合体（GW200115とGW200105）
| Title |
Formation_of_the_First_Two_Black_Hole_-_Neutron_Star_Mergers_(GW200115_and_GW200105)_from_Isolated_Binary_Evolution |
| Authors |
Floor_S._Broekgaarden_and_Edo_Berger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.05763 |
この研究では、広く孤立したバイナリシステム（孤立したバイナリ進化チャネル）の大質量星からの重力波（GW200115およびGW200105）で検出された最初の2つのブラックホール-中性子星（BHNS）の合併の形成を研究します。Broekgaardenらによる560のBHNSバイナリ母集団合成モデルの実現を使用します。（2021a）そして、GW200115とGW200105の両方のシステム特性（チャープ質量、成分質量、および質量比）が、分離されたバイナリ進化チャネルからの予測と一致することを示しています。また、ほとんどのモデルの実現が、LIGO-Virgoによって推測されたローカルBHNS合併率密度を説明できることも示しています。ただし、BHBHシステムとNSNSシステムの推定ローカル合併率密度も同時に一致させるには、中程度のキック速度（$\sigma\lesssim10^2\、\rm{km}\、\rm{s}^）のモデルが必要であることがわかります。{-1}$）またはモデル探索内の高い共通エンベロープ効率（$\alpha_{\rm{CE}}\gtrsim2$）。最初の2つの観察されたBHNSの合併は、合理的なモデルの実現のために、分離されたバイナリ進化チャネルから説明できると結論付けます。
光速変動を伴うガンマ線バーストのプリバーストイベント
ガンマ線バーストからの高エネルギー光子イベントに関する以前の研究〜（GRBs）は、$E_{\mathrmによる光速変動$v（E）=c（1-E/E_{\mathrm{LV}}）$を示唆しています。{LV}}=3.6\times10^{17}〜\mathrm{GeV}$と、高エネルギー光子がGRBソースの低エネルギー光子よりも約10秒早く放出されるというバースト前のシナリオ。ただし、ここで考慮したエネルギー依存の光速を伴うローレンツ不変性違反シナリオでは、光速の変動により、高エネルギー光子は低エネルギー光子よりも移動が遅いため、通常、観測されたGRBデータでは低エネルギー光子の後に検出されます。。ここでは、フェルミガンマ線宇宙望遠鏡〜（FGST）からの低エネルギー光子よりも早く観測された4つの高エネルギー光子イベントを見つけます。これらの光子イベントの分析は、GRBからの高エネルギー光子のバースト前シナリオをサポートします。上記の光子速度のエネルギー依存性。
ピエールオージェ天文台は、最大の大規模な空気シャワー検出器です。ハイブリッドシステムに基づいて、この実験は、縦方向のシャワーの発達と地面の粒子を測定します。この検出システムにより、現在の衝突型加速器がアクセスできるエネルギーよりもはるかに高いエネルギーでのp-air断面積の抽出が可能になります。シャワーの最大深度と地上のミューオン数およびそれらの変動など、さまざまなエアシャワーの観測量間の相関関係を使用して、ハドロン相互作用モデルをテストすることもできます。ピエールオージェ天文台の低エネルギー拡張のおかげで、エアシャワーシミュレーションのミューオン不足は、最高エネルギーでほぼ30年にわたって対処することができます。
次世代ニュートリノ望遠鏡用のPMT + SiPMハイブリッド光学モジュールの調査
| Title |
Exploring_a_PMT+SiPM_Hybrid_Optical_Module_for_Next_Generation_Neutrino_Telescopes |
| Authors |
Fan_Hu,_Zhuo_Li,_Donglian_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.05515 |
宇宙ニュートリノは、高エネルギー宇宙のユニークなプローブです。IceCubeは、2013年以来、拡散した天体物理学的ニュートリノフラックスを発見しましたが、その起源はとらえどころのないままです。潜在的な発生源には、たとえば、活動銀河核、ガンマ線バースト、スターバースト銀河などがあります。これらのシナリオを解決するには、より高い統計と天体物理ニュートリノのより良い角度分解能が必要です。次世代のニュートリノ望遠鏡で、より大きな光子収集領域とより正確なタイミング分解能を備えた光学モジュールが役立つ可能性があります。従来のPMTと組み合わせて、高い量子効率と高速応答時間を備えたシリコンフォトンマルチプライヤ（SiPM）は、フォトン検出効率とポインティング機能を向上させる可能性があります。光モジュールで複数のPMTとSiPMを組み合わせる利点を調査する研究を紹介します。
IceCube-Gen2用の次世代光学センサーの性能研究
| Title |
Performance_studies_for_a_next-generation_optical_sensor_for_IceCube-Gen2 |
| Authors |
Nobuhiro_Shimizu,_Aya_Ishihara_and_Alexander_Kappes_for_the_IceCube-Gen2_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.05548 |
IceCube-Gen2検出器用のセグメント化された光学モジュールの性能研究を紹介します。IceCubeUpgradeのセンサー開発で得られた経験に基づいて、新しいセンサーは、透明な圧力容器に収容された最大18個の4インチPMTで構成され、均一な角度範囲を提供します。PMTの周りにカスタム成形された光学「ゲルパッド」を使用すると、ゲルと空気の界面での全反射を介して光子の捕捉率が向上します。この寄稿は、南極の限られたスペースと過酷な環境条件に直面した場合の光モジュールの感度を最適化することを目的とした、さまざまなセンサー、PMT、およびゲルパッドの形状のシミュレーション研究を示しています。
ソースおよびフィラメント抽出法の多成分、多波長ベンチマーク
高度に構造化された分子雲を明らかにする星形成領域の最新の多波長観測には、構造の検出とその正確な測定の両方を提供する適切な抽出方法が必要です。フィラメント状の構造の遍在と星前のコアへのそれらの物理的な接続は、ソースとフィラメントの両方を解きほぐして抽出することができる方法を必要とします。科学的応用の前に、すべての抽出方法をテストして、検出と測定の品質を比較し、それらの機能を完全に理解することが基本的に重要です。最近の出版物は、getsf、構造コンポーネントの分離を採用するソースおよびフィラメント抽出の新しい方法、getsources、getfilaments、およびgetimages（まとめてgetoldと呼ばれる）の後継について説明しています。この論文では、近くの星形成領域のハーシェル観測に似た2つの多成分、多波長ベンチマークを使用した、getsfとgetoldの両方の詳細なベンチマークについて説明します。各ベンチマークは、6つのハーシェル波長でシミュレートされた画像と13秒角の解像度を持つ1つの追加の面密度画像で構成されています。ベンチマークの構造コンポーネントには、背景雲、高密度フィラメント、何百もの星のない原始星のコア、および機器のノイズが含まれます。複雑さの異なるベンチマーク画像の5つのバリアントを使用して、getsfとgetoldを使用してソースとフィラメントの抽出を実行します。ソースの検出と測定の品質を評価するための形式が提示され、抽出方法の完全性、信頼性、および良さ、ならびに検出と測定の精度および全体的な品質の観点から定量的な比較が可能になります。詳細な分析により、getsfはgetoldよりも優れた品質を備えており、ソース検出の最良の選択は高解像度の表面密度であることが示されています。
VOLKS2：VLBI観測のための一時的な検索およびローカリゼーションパイプライン
| Title |
VOLKS2:_a_transient_search_and_localization_pipeline_for_VLBI_observations |
| Authors |
Lei_Liu,_Zhijun_Xu,_Zhen_Yan,_Weimin_Zheng,_Yidan_Huang,_Zhong_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.05602 |
「一時的なローカリゼーションキーンサーチャーのためのVLBI観測」の2番目のリリースであるVOLKS2を紹介します。パイプラインは、通常のVLBI観測での一時的な検索と、専用のVLBI観測での既知のソースからの単一パルスの検出を目的としています。基礎となる方法は、信号パワーを最大化するためのフリンジフィッティングやローカリゼーションのための測地VLBI解決など、測地VLBIデータ処理のアイデアを取り入れています。ベースライン内の複数のウィンドウで候補信号をフィルタリングし、複数のベースラインとのクロスマッチングを行うことで、RFIが効果的に排除されます。ステーションの自動スペクトルベースの方法とは異なり、VOLKS2パイプラインではRFIフラグ付けは必要ありません。EVN観測（EL060）を実施し、FoV全体でのパイプラインの検出効率と位置特定精度を検証します。パイプラインはMPIと並列化され、GPUでさらに高速化されて、最新のGPUクラスターのハードウェアリソースを活用します。適切な最適化により、VOLKS2は自動スペクトルベースのパイプラインと同等のパフォーマンスを達成できることを証明できます。私たちのパイプラインが無線過渡現象の研究に役立つことを期待して、すべてのコードとドキュメントは公開されています。
IceCubeアップグレード用の音響モジュール
| Title |
The_Acoustic_Module_for_the_IceCube_Upgrade |
| Authors |
J\"urgen_Borowka,_Christoph_G\"unther,_Dirk_Heinen_and_Simon_Zierke_for_the_IceCube_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.05631 |
IceCubeNeutrinoObservatoryは、700を超える追加の光学センサーモジュールと新しいキャリブレーションデバイスでアップグレードされます。改善されたキャリブレーションは、低ニュートリノエネルギーと高ニュートリノエネルギーの両方でIceCubeの物理機能を強化します。天文台の良好な角度分解能のための重要な要素は、光学センサーの位置の正確な較正です。弦には、音響信号の送受信が可能な10個の音響モジュールが取り付けられます。これらの信号は、いくつかの光学センサーモジュール内のコンパクトな音響センサーによってさらに検出することができます。このシステムでは、音響信号の伝搬時間の三辺測量により、10cmよりも優れた精度で検出器の形状を校正することを目指しています。この新しい方法により、光学フラッシャーとドリルロギングデータに基づいて以前に使用された方法と比較して、改善された補完的なジオメトリキャリブレーションが可能になります。光に比べて音の減衰長が長いため、音響モジュールはIceCube-Gen2の有望な候補になります。これは、電流間隔が2倍のストリングに光学センサーを搭載している可能性があります。システムの技術設計とテストの概要、および音響信号の伝搬時間を決定するための分析方法を紹介します。
miniJPAS調査：JPASの光子応答不均一性の波長依存性に関する研究-{\ itPathfinder}カメラ
| Title |
The_miniJPAS_Survey:_A_Study_on_Wavelength_Dependence_of_the_Photon_Response_Non-uniformity_of_the_JPAS-{\it_Pathfinder}_Camera |
| Authors |
Kai_Xiao,_Haibo_Yuan,_J._Varela,_Hu_Zhan,_Jifeng_Liu,_D._Muniesa,_A._Moreno,_J._Cenarro,_D._Crist{\'o}bal-Hornillos,_A._Mar{\'i}n-Franch,_M._Moles,_H._V{\'a}zquez-Rami{\'o},_C._L{\'o}pez-Sanjuan,_J._Alcaniz,_R._Dupke,_C._M._de_Oliveira,_L._Sodr\'e_Jr.,_A._Ederoclite,_R._Abramo,_N._Benitez,_S._Carneiro,_K._Taylor_and_S._Bonoli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.05674 |
CCDの小規模なフラットの起源とその波長に依存する変動を理解することは、天体の高精度の測光、位置天文学、および形状の測定において重要な役割を果たします。JPAS-{\itPathfinder}が提供する47個の狭帯域フィルターの固有のフラットデータに基づいて、波長の関数としての小規模フラットの変動を分析します。異なるフィルター間で小規模なフラットの適度な変動（390nmでの約$1.0\％$から890nmでの$0.3\％$まで）が見られ、より短い波長に向かって増加しています。中心波長に近い2つのフィルターの小規模なフラットは強く相関しています。次に、単純な物理モデルを使用して、CCDピクセル間の電荷収集効率、有効面積、および厚さの変動を考慮して、観測された変動を約$\pm0.14\％$の精度で再現します。JPAS-{\itPathfinder}カメラの小規模フラットの波長依存の変動は、CCDピクセルの有効面積と厚さだけでなく、量子効率（特に電荷収集効率）の不均一性に起因することがわかります。前者は短波長の変動を支配し、後者の2つは長波長の変動を支配します。特に青色のフィルター/波長において、適切なフラットフィールドおよび測光/スリットレス分光測光の測光/フラックスキャリブレーションへの影響について説明します。また、電子吸収深さ、光子吸収長、CCDの厚さの関係に応じて、さまざまなモデルパラメータがさまざまな波長のフラットに敏感であることがわかります。小規模フラットの波長依存変動をモデル化するには、他の波長で小規模フラットを再構築するには、適切に選択された波長を持つ少数（約10）の小規模フラットで十分です。
LkH $ \ alpha $ 225（V1318 Cyg）南の爆発
| Title |
LkH$\alpha$_225_(V1318_Cyg)_South_in_Outburst |
| Authors |
Lynne_A._Hillenbrand,_Howard_Isaacson,_Antonio_C._Rodriguez,_Michael_Connelley,_Bo_Reipurth,_Michael_A._Kuhn,_Tracy_Beck,_Diego_Rodriguez_Pere |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.05406 |
マガキアンら。（2019）過去20年間で$>20^m$から$<13^m$に変化したLkHa225Southの現在の明るい状態に注意を呼びかけました。無色、非正弦波、周期的な明るさの変化を示す最近の光学測光モニタリングを紹介します。振動は43日ごとに発生し、振幅は$\sim$0.7等で、周期によって多少のばらつきがあります。また、ケプラー円盤の観点からモデル化した、新しいフラックス校正光学および近赤外分光法も紹介します。追加の高分散スペクトルは、吸収線パターンが「混合温度」降着爆発オブジェクトのいくつかのカテゴリと類似していることを示しています。青色の波長では、LkHa225Southは純粋な吸収スペクトルを持ち、FUOri星V1515Cygとの良好なスペクトル一致です。V1057Cyg。ただし、赤色の光波長と赤外線波長では、スペクトルはGaia19ajjに似ており、TiO、CO、および金属での放射を示しています。SrII線は、表面重力が低い雰囲気を示しています。強風の兆候もあります。/outflow。LkHa225Southは、1950年代初頭と1980年代後半に適度に明るく、その間にエポックの間に深いフェードの証拠がありました。一連の証拠は、LkHa225Southが、数桁の大きさで、熱吸収スペクトルと暖かい風の発達。ガイア19ajjに似ていますが、その長い増光時間と明るさを彷彿とさせます。埋め込まれたソースL1634IRS7およびESOHa99へのピーク近くのシレーション。
K2銀河考古学プログラムデータリリース3：C1-C8、C10-C18の年齢の豊富なパターン
| Title |
The_K2_Galactic_Archaeology_Program_Data_Release_3:_Age-abundance_patterns_in_C1-C8,_C10-C18 |
| Authors |
Joel_C._Zinn,_Dennis_Stello,_Yvonne_Elsworth,_Rafael_A._Garc\'ia,_Thomas_Kallinger,_Savita_Mathur,_Beno\^it_Mosser,_Marc_Hon,_Lisa_Bugnet,_Caitlin_Jones,_Claudia_Reyes,_Sanjib_Sharma,_Ralph_Sch\"onrich,_Jack_T._Warfield,_Rodrigo_Luger,_Andrew_Vanderburg,_Chiaki_Kobayashi,_Marc_H._Pinsonneault,_Jennifer_A._Johnson,_Daniel_Huber,_Sven_Buder,_Meridith_Joyce,_Joss_Bland-Hawthorn,_Luca_Casagrande,_Geraint_F._Lewis,_Andrea_Miglio,_Thomas_Nordlander,_Guy_R._Davies,_Gayandhi_De_Silva,_William_J._Chaplin,_Victor_Silva_Aguirre |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.05455 |
キャンペーンC1-C8およびC10-C18のK2銀河考古学プログラム（K2GAP）の3番目で最後のデータリリースを紹介します。$\sim19,000$赤色巨星に対して、星震学の半径と質量の係数$\kappa_R$と$\kappa_M$を提供します。これは、温度が与えられると半径と質量に直接変換されます。そのため、K2GAPDR3は、これまでの文献で最大の星震学サンプルです。K2GAPDR3の恒星パラメータは、機械学習アプローチを介して提供される赤色巨星分枝と赤色巨星分枝の進化状態分類を使用して、ガイアDR2に基づく絶対視差スケールになるように調整されています。これらの恒星パラメータをGALAHDR3分光法と組み合わせて、星震学の年齢を$\sim20-30\％$の精度で決定し、年齢と存在量の関係を、$の低$\alpha$集団と高$\alpha$集団の両方の銀河化学進化モデルと比較します。\alpha$、光、鉄ピーク、および中性子捕獲要素。銀河系後期におけるBa生成の増加と、コア崩壊超新星などに関連する迅速なソースからのrプロセス濃縮への重要な貢献の両方に関する最近の兆候を文献で確認します。他の銀河考古学アプリケーションに目を向けて、注入テストを使用してK2GAPDR3の不確実性と完全性を特徴付け、K2GAPDR3は質量/年齢にほとんど偏りがなく、不確実性が$2.9\％\、（\rm{stat。}）\であることを示唆しています。、\pm0.1\％\、（\rm{syst。}）$＆$6.7\％\、（\rm{stat。}）\、\pm0.3\％\、（\rm{syst。}）赤色巨星分枝の場合は$\kappa_R$と$\kappa_M$の$、$4.7\％\、（\rm{stat。}）\、\pm0.3\％\、（\rm{syst。}）$＆$11\％\、（\rm{stat。}）\、\pm0.9\％\、（\rm{syst。}）$赤色巨星の場合。また、基礎となるデータの時間ベースラインに関連している可能性が高いため、TESS星震解析で考慮する必要がある、パーセントレベルの星震学分類学を特定します。
\ '化学的に特異な星のエシェル分光法$ \ theta ^ 1 $ Ori F
| Title |
\'Echelle_Spectroscopy_of_the_Chemically_Peculiar_Star_$\theta^1$_Ori_F |
| Authors |
Rafael_Costero,_Christine_Allen,_Alex_Ruelas-Mayorga,_Leonardo_S\'anchez,_Julio_Ram\'irez_V\'elez,_Juan_Echevarr\'ia_and_Gustavo_C._Melgoza |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.05503 |
6年間に不均一に分布した6夜に私たちが取得した$\theta^1$OriFの\'Echelleスペクトルを分析します。数百のスペクトル線を特定し、初めて星のヘリオセントリック視線速度を測定します。また、以前に公開された$\theta^1$OriFの測光についても収集して説明します。$\theta^1$OriFは、過剰なシリコンとリン、そしておそらく他の元素も含む、化学的に特異な（CP）星であることがわかります。単一イオン化されたFe、Cr、およびTiの線から、そのスペクトル型はB7とB8の間にあると推定されます。$\theta^1$OriFの視線速度はおそらくわずかに変動し、平均$24\pm4.2$kms（標準偏差）であり、オリオン大星雲クラスターのメンバーの平均視線速度とよく一致しています。他のTrapeziumコンポーネントの平均より5km小さい。私たちは、他の台形の構成要素と比較したこの星の同時代の性質に疑問を投げかけ、オリオン台形へのそのメンバーシップをほぼ確実に除外する議論を提示します。$\theta^1$OriFはいくつかの点で謎めいており、CP現象が始まる進化の段階を理解するための重要なリンクである可能性があります。
太陽コロナの乱流プラズマを介した衝撃波伝播の観測
| Title |
Observations_of_shock_propagation_through_turbulent_plasma_in_the_solar_corona |
| Authors |
Dr._Eoin_P._Carley,_Dr._B._Cecconi,_Dr._Hamish_A._Reid,_Carine_Briand,_Sasikumar_Raja,_Dr._Sophie_Masson,_Dr._Vladimir_V._Dorovskyy,_Caterina_Tiburzi,_Dr._Nicole_Vilmer,_Pietro_Zucca,_Dr._Philippe_Zarka,_Dr._Michel_Tagger,_Dr._Jean-Mathias_Griessmeier,_Prof._Stephane_Corbel,_Dr._Gilles_Theureau,_Dr._Alan_Loh,_Dr._Julien_Girard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.05587 |
太陽コロナの噴火活動は、しばしば衝撃波の伝播につながる可能性があります。無線領域では、このような衝撃の主な兆候はタイプIIの電波バーストであり、動的スペクトルで観測され、放射の帯域が時間の経過とともに低周波数に向かってゆっくりとドリフトします。これらの電波バーストは、不均一で断片化された微細構造を持つことがありますが、この微細構造の原因は現在不明です。ここでは、2019年3月20日のタイプII電波バーストを、10〜85MHzを観測する無線干渉計であるNan\c{c}ayUpgradeLOFAR（NenuFAR）の新しい拡張機能を使用して観測します。タイプIIの微細構造に関連する密度摂動のサイズスケールの分布が、$\alpha=-1.7$から-2.0の範囲のスペクトルインデックスを持つべき乗則に従うことを示します。これは、$-の値と厳密に一致します。完全に発達した乱気流に5/3$が期待されます。この乱流は、地動説の距離$\sim$2R$_{\odot}$にあるバックグラウンドの冠状プラズマにおいて、衝撃波の上流にあると判断します。乱流密度の不均一性の観測された慣性サイズスケールは、$\sim$62Mmから$\sim$209kmの範囲です。これは、タイプIIの微細構造と断片化が、不均一で乱流のコロナプラズマを介した衝撃波の伝播に起因する可能性があることを示しており、コロナルショックの電子加速に対するこれの影響について説明します。
ケプラーによって観測された矮新星の公転周期と波形
ケプラーの高ケイデンスデータは、軌道周期を測定し、5つの矮新星の軌道波形を決定するために使用されます。V1504Cygの期間の大幅な改善が達成され、他のシステムでは、以前の決定と互換性のある期間が導出されます。短周期系V1504Cyg、V344Lyr、V516Lyrの軌道波形はほぼ正弦波ですが、長周期の矮新星V447Lyrはふたご座U星の双子のようです。珍しいシステムKIC9202990は、バーストサイクル中の明るさの関数として波形の明確な変化を示します。
FGK矮星におけるリチウムの進化：Li回転接続とLi砂漠
| Title |
The_evolution_of_lithium_in_FGK_dwarf_stars:_The_Li_rotation_connection_and_the_Li_desert |
| Authors |
F._Llorente_de_Andr\'es,_C._Chavero,_R._de_la_Reza,_S._Roca-F\`abrega_and_C._Cifuentes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.05852 |
太陽質量FGK型星に関する2つのトピック、リチウム回転接続（LRC）と「リチウム砂漠」の存在を調査します。低速から高速の恒星回転子を分離するLRCに関連する最小臨界回転速度（$v\sini$）を5kms$^{-1}$と決定します。この値は、さまざまな恒星のプロパティも分割します。初めて、45Myrから120Myrの年齢のいくつかのアソシエーションのLRCの振る舞いを調査します。これにより、$\sim$30-40Myrから始まる低質量星の一般的なスピンダウン段階の開始時のLRC年齢依存性を調べることができます。各恒星グループは、特定の大きな回転速度に関連する特徴的な最小リチウム（Li）の枯渇を示し、この最小値は年齢とともに変化することがわかります。たとえば、この最小値は、200Myrで$\sim$50kms$^{-1}$から20kms$^{-1}$未満に変更されます。リチウム砂漠に関しては、A（Li）-$T_{\rmeff}$マップでは、星を含まない限られた領域として説明されていました。{\emGaia}DR2の$T_{\rmeff}$を使用して、元々Li砂漠として定義された同じボックスの内部および/または近くに30個の星を検出します。固有の$T_{\rmeff}$エラーのため、これらの星の一部はボックスの内側または外側にある可能性があり、ボックスに複数の星が含まれている可能性が高いことを意味します。この最後の事実を考慮すると、「リチウム砂漠」は実際の問題というよりも統計的な分布の変動であるように思われます。
曲率へのスカラー結合によってインフレーションが駆動される最小のセットアップに焦点を当てて、単一のフィールドがインフレーションと暗黒物質の両方に関与しているという興味深い可能性を調べます。このフレームワークでの再加熱プロセスを詳細に研究します。これは主に四次ポテンシャルでの粒子生成に相当し、熱と非熱の暗黒物質のオプションを区別します。非熱の場合、再加熱は逆反応と再散乱によって妨げられ、この可能性は非現実的です。一方、熱化された暗黒物質は実行可能ですが、ユニタリー性の限界により、インフラトンの質量はヒッグスの質量の半分に近い狭いウィンドウに押し込まれます。
宇宙のボイドと誘発された双曲線性。 III。赤方偏移依存性の追跡
| Title |
Cosmic_voids_and_induced_hyperbolicity._III._tracing_redshift_dependence |
| Authors |
M._Samsonyan,_A.A._Kocharyan,_A._Stepanian,_V.G._Gurzadyan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.04492 |
現在リリースされている観測調査のデータセットは、宇宙のボイドの物理的特徴の赤方偏移依存性を明らかにしています。観測調査で示されたボイドサイズの赤方偏移依存性を考慮に入れて、ボイドによって引き起こされる双曲線性、つまりボイドを伝搬する光子ビームの偏差を研究します。累積画像歪みパラメータは、可変サイズのボイドのシーケンスの場合に取得され、低密度パラメータが与えられます。赤方偏移歪みの公式と一緒に適用された導出された公式は、銀河調査における歪みの分析から視線ボイドの数と物理的パラメータを追跡することを可能にします。}
IceCubeアップグレード用のD-Egg光学センサーの性能
| Title |
Performance_of_the_D-Egg_Optical_Sensor_for_the_IceCube_Upgrade |
| Authors |
Colton_Hill,_Maximillian_Meier,_Ryo_Nagai,_Ken'ichi_Kin,_Nobuhiro_Shimizu,_Aya_Ishihara,_Shigeru_Yoshida,_Tyler_Anderson,_Jim_Braun,_Aaron_Fienberg,_and_Jeff_Weber_for_the_IceCube_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.05353 |
「D-Egg」と呼ばれる新しい光学センサーは、IceCubeアップグレードのための費用効果の高い機器のために開発されました。2つの8インチ高量子効率光電子増倍管（PMT）を使用すると、成功したIceCubeデジタル光モジュールの設計を可能な限り維持しながら、有効な光電陰極面積を増やすことができます。D-Eggの大量生産は2020年に開始されました。2021年の終わりまでに、IceCubeアップグレードで288個が配備された310個のD-Eggが生産される予定です。D-Egg読み出しシステムは、電子機器と計算能力の高度な技術を使用しています。2つのPMT信号はそれぞれ、サンプリング周波数240メガSPSの超低電力14ビットADCを使用してデジタル化され、単一光子信号から10ナノ秒以内に200PEを超える信号まで、シームレスでロスレスのイベント記録を可能にします。イベントのトリガー。本稿では、内蔵データ取得システムで評価した量産ラインのD-Eggの単一光子検出性能と多光子記録能力について報告します。
電弱磁気単極子とZストリングの存在に関するトポロジー基準を開発し、電弱相転移中のそれらの形成を研究するためにKibbleメカニズムを拡張します。磁気単極子の分布は、スペクトル$B_\lambda\propto\lambda^{-2}$を持つ磁場を生成します。ここで、$\lambda$はスミアリング長さスケールです。磁気単極子がZストリングの閉じ込めによって消滅するときでさえ、磁場は乱流プラズマとともに進化し、宇宙観測に関連している可能性があります。
| Title |
Dark_Matter_from_Axion_Strings_with_Adaptive_Mesh_Refinement |
| Authors |
Malte_Buschmann,_Joshua_W._Foster,_Anson_Hook,_Adam_Peterson,_Don_E._Willcox,_Weiqun_Zhang,_Benjamin_R._Safdi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.05368 |
アクシオンは、観測された暗黒物質（DM）密度と中性子電気双極子モーメントの非観測を説明する可能性のある架空の粒子です。世界中でアクシオン研究所の調査が増えていますが、アクシオンの質量にほとんど制約がないため、これらの取り組みは困難になっています。膨張後にアクシオンが生成される場合、観察されたDMの存在量を生じさせる独特の質量があります。文字列として知られる非線形性と位相欠陥のために、この質量を正確に計算することは40年の間挑戦でした。大規模な静的格子シミュレーションを利用した最近の研究により、25マイクロエレクトロンボルトから500マイクロエレクトロンボルトを超える範囲にわたるアクシオン質量の予測が大きく異なります。この作業では、ストリングコアのみが高い空間分解能を必要とするため、適応メッシュ細分化（AMR）シミュレーションが以前に使用された静的格子シミュレーションよりもアクシオン宇宙論に適していることを示します。専用のAMRシミュレーションを使用して、ダイナミックレンジで3桁を超える飛躍を実現し、アクシオンストリングがスケール不変のスペクトルで$\sim$5％の精度でエネルギーを放射し、範囲内の質量予測につながるという証拠を提供します（40,180）マイクロエレクトロンボルト。
初期の宇宙での熱軸索生成はいくつかの質量しきい値を通過し、結果として生じる速度はそれらの間で劇的に変化する可能性があります。目に見えないQCDアクシオンのKSVZおよびDFSZフレームワークに焦点を当て、しきい値を超えた熱生成の体系的な分析を実行し、レートのスムーズな結果を提供します。QCD相転移は、両方のクラスのモデルにとって障害です。ハドロンKSVZアクシオンについては、ペッチェイ・クイン対称性の下で帯電した濃い色のフェルミ粒子の質量付近の温度での生成も扱います。DFSZフレームワーク内では、標準モデルのフェルミ粒子はこの対称性の下で帯電し、追加のしきい値は重いヒッグスボソンの質量と電弱相転移です。ニュートリノ種の有効数によって定量化されたアクシオン暗放射に特に焦点を当てて宇宙論的意味を調査し、将来のCMB-S4調査の発見範囲を調査します。
宇宙ひもが溶けることによる重力波
初期の宇宙での宇宙ひもの出現は、通常、いくつかの高エネルギースケールに関連する新しい物理学の一般的な兆候です。この論文では、宇宙ひもの形成の根底にあるモデルがほぼスケールフリーである別の状況について説明します。弦の張力は、そのような設定での高温の原始プラズマの温度の2乗に自然に関連しているため、（宇宙の）時間とともに減少します。重力の逆反応を無視すると、膨張宇宙におけるこれらの融解する弦のダイナミクスは、ミンコフスキー時空における一定の張力の弦のダイナミクスと同等です。ストリングループからの重力波の放出の推定値を提供します。標準の場合とは異なり、結果のスペクトルは著しく平坦ではなく、ピークより低い周波数で特徴的な減衰があります。ピーク周波数は、基礎となるモデルによって定義され、関連する非常に弱い結合に対して将来の検出器がアクセスできる範囲内にあります。
双曲線シグマモデルからの大小のフィールドインフレーション
インフレの長年のテーマには、大磁場対小磁場のインフレの問題、および位相空間のどの部分が十分なインフレにつながるかという問題が含まれ、さらに実験データと互換性があります。本論文では、これらの問題は、連続シフト対称群$G$が弱い等質空間$G/K$に関連付けられた自己同形非線形$\sigma$モデルのフレームワークの特殊化であるモジュラーインフレーションのコンテキストで説明されています。離散サブグループ$\Gamma$に分割されます。これらの理論のターゲット空間は、グループ$G$から曲線構造を継承します。これは、モジュラー不変インフレーションの場合、双曲型場空間ジオメトリにつながります。このクラスのモデルでは、対称構造が単一のモジュラーインフレーションモデル内で大小両方のフィールドインフレーション軌道につながることが示されています。本論文では、$j$-インフレの具体的なモデル、自明でないインフラトン相互作用を伴う双曲面モデルを分析します。これは、初期条件の構造を詳細に説明します。これには、ターゲット空間でのいくつかの現象論的関数の体系的な分析が含まれ、今後の実験によるフィールド空間の曲率スカラーの制約につながります。スペクトルインデックス、十分なインフレーションにつながるフィールドスペースの有限体積率、$j$-インフレーションのアトラクタ動作、およびインフレータ軌道とターゲットスペース測地線の比較。テンソル比分析は、$j$-インフレが今後の地上および衛星実験の興味深いターゲットであることを示しています。
適応的に埋め込まれたParticle-in-Cellモデルによる電磁流体力学：MHD-AEPIC
| Title |
Magnetohydrodynamic_with_Adaptively_Embedded_Particle-in-Cell_model:_MHD-AEPIC |
| Authors |
Yinsi_Shou,_Valeriy_Tenishev,_Yuxi_Chen,_Gabor_Toth,_Natalia_Ganushkina |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.05425 |
宇宙プラズマシミュレーションでは、Particle-in-Cell（PIC）モデルが組み込まれた電磁流体力学（MHD）の使用が増加しています。この結合されたMHD-EPICアルゴリズムは、ドメインの残りの部分でMHD記述を使用しながら、動的PIC法を使用していくつかの関心領域をシミュレートします。MHDモデルは非常に効率的であり、その流体記述は計算領域のほとんどの部分で有効であるため、大規模なグローバルシミュレーションが実行可能になります。ただし、実際のアプリケーションでは、速度論的効果が重要な領域は、計算領域で変化、出現、消失、および移動する可能性があります。静的PIC領域を使用する場合、これには実際に必要なものよりもはるかに大きなPICドメインが必要であり、計算コストが大幅に増加する可能性があります。この問題に対処するために、PICモデルが適用される計算領域の領域を動的に変更できる新しい方法を開発しました。この新しいMHDは、BATS-R-USHallMHDとAdaptiveMeshParticleSimulator（AMPS）を半暗黙的なPICモデルとして使用して、AdaptiveEmbeddedPIC（MHD-AEPIC）アルゴリズムで実装されています。アルゴリズムについて説明し、その精度を実証するために2本の合流フラックスロープのテストケースを提示します。実装では、メモリの動的割り当て/割り当て解除と負荷分散を使用して、効率的な並列実行を実現します。MHD-EPICと比較したMHD-AEPICのパフォーマンスと、多数の計算コアに対するモデルのスケーリング特性を評価します。
この寄稿では、ハイパー核に特別な注意を払いながら、核子と核物質を伴うハイペロンのダイナミクスをレビューします。また、中性子星の内核におけるハイペロンの存在と、これらのコンパクト星の構造への影響についても説明します。
電波天文学や衛星通信で使用される広帯域アンテナに適用されるメタマテリアルリング
| Title |
A_metamaterial_ring_with_applications_in_broad_band_antennas_used_in_radio_astronomy_and_satellite_communications |
| Authors |
Javier_De_Miguel,_Cristian_Franceschet,_Sabrina_Realini,_P._Fuerte-Rodr\'iguez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.05648 |
マイクロ波周波数の電磁メタマテリアルは、業界や研究で十分に確立されています。最近の研究では、特定の種類の金属メタマテリアルが、電波天文学や衛星通信で使用されるフィードホーンアンテナのパフォーマンスの向上にどのように貢献できるかが示されています。この記事では、この議論を正当化し、これらの分野の最先端技術を向上させる可能性のある、優れた製造可能性の革新的なタイプのメタリングを見つけます。次に、メタリングで形成された先駆的なメタホーンアンテナが実験室で製造および特性評価され、特に電波天文学と電気通信の両方の重要な性能指数である交差偏波に関して、オクターブ帯域幅で優れた機能を示します。また、サイドローブレベル、リターンロスとゲイン。
脳オルガノイドにおける大規模な皮質コア構造形成
脳オルガノイドは、ニューロンの多様性を含む多くの脳の特性を再現します。しかし、彼らは脳の形を要約していますか？周囲のアクティブな細胞骨格によって生成された引力場を介して相互作用する粒子としての細胞核の流体力学的記述を使用して、脳オルガノイドの形状発達を定量化します。線形領域における細胞核の過密度の領域は、皮質コア構造の初期シードを駆動します。これは、皮質内の細長い細胞核、したがって細胞形状を伴う非線形領域で出現します。次に、形態形成モデルを曲げずに座屈の拡張バージョンを使用して、ひずみを積極的に調節する細長い細胞による非線形性の存在下で、皮質の葉/褶曲を予測します。より馴染みのある、そしてあまり馴染みのない脳の形を設計するための新しい基礎を築くことに加えて、私たちの仕事は、宇宙における大規模な構造形成との興味深い定量的関係を提供します。
