SNOLABでのDAMICの11kg dターゲット曝露からの低質量弱相互作用質量粒子に関する結果（ICRC2021議事録）
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Results_on_Low-Mass_Weakly_Interacting_Massive_Particles_from_a_11_kg_d_Target_Exposure_of_DAMIC_at_SNOLAB_(ICRC2021_Proceedings) |
| Authors |
Michelangelo_Traina_(on_behalf_of_the_DAMIC_collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.05983 |
過去数十年の実験的努力は、10から10$^4$GeV/$c^2$の範囲のWIMP（弱く相互作用する巨大粒子）の検出に失敗しており、したがって、より明るい暗黒物質の探索を動機付けています。SNOLAB実験のDAMIC（DArkMatterInCCD）は、CCD（Charge-CoupledDevices）を使用して、明るい暗黒物質粒子（$m_\chi<$10GeV/$c^2$）を直接検出することを目的としています。そのような目的のために、完全に使い果たされた675$\mu$mの厚さのCCDが使用されます。最適化された読み出しノイズと極低温での動作により、50eV$_{\text{ee}}$の電子等価エネルギーの検出しきい値が可能になります。潜在的な検出プロセスとして核および電子散乱に焦点を当て、DAMICはこれまで、低質量WIMPおよび隠れセクター粒子の検出に競争上の制約を設定してきました。この作業では、11kg日の曝露データセットを利用して、CCDの最初の包括的な放射性バックグラウンドモデルを構築することにより、軽いWIMPを検索します。イオン化イベントの空間分布とエネルギーを組み合わせて使用して、さまざまなバックグラウンドソースが識別されます。これにより、シリコン宇宙線起源核種からのトリチウムやラドンプレートアウトからの表面鉛210などの汚染物質の量が制限されます。200eV$_{\text{ee}}$未満のイベントが目立って統計的に有意に過剰であるにもかかわらず、この分析では、$m_\chi<$のシリコンターゲットを使用したWIMP-核子散乱断面積に最も強い除外制限を設定します。9GeV/$c^2$。
最小限に拡張された光速の変化のプローブとしての宇宙の距離の二重性
宇宙の距離梯子関係（CCDDR）を分析することにより、最小拡張光速変動（meVSL）モデルに対する現在の制約を取得します。$D_{L}/D_{A}（1+z）^{-2}=（1+z）^{b/8}$。パンテオンIa型超新星（SNIa）データ、宇宙クロノメーターアプローチを使用したハッブルパラメーター$H（z）$、および最新のプランクデータからの宇宙マイクロ波背景放射（CMB）距離を使用します。現在のデータは、標準のCCDDRから1-$\sigma$の偏差を示していることがわかります。したがって、これはmeVSLモデルに制約を提供し、将来の正確な観測により、より強力な制約を課すことができる可能性があります。
K-essenceは、最小結合スカラー場であり、そのラグランジアン密度$\mathcal{L}$は、場の値$\phi$と運動エネルギー$X=\frac{1}{2}\partial_\muの関数です。\phi\partial^\mu\phi$。解凍シナリオでは、初期宇宙の大きなハッブル摩擦によってスカラー場が凍結されるため、初期条件が指定されます。ランダム行列から$\mathcal{L}（\phi、X）$のテイラー展開係数を生成することにより、解凍kエッセンスモデルを構築します。ランダムに生成された解凍kエッセンスモデルのアンサンブルから、陰圧とサブホライズンの不均一性の非成長を仮定することにより、ダークエネルギー候補を選択します。各候補モデルについて、暗黒エネルギーの状態方程式関数は、Chevallier-Polarski-Linderパラメーター化$w（a）\approxw_0+w_a（1-a）$に適合します。ここで、$a$はスケールファクターです。解凍kエッセンスダークモデルは、$（w_0、w_a）$空間に非常に不均一に分布します。約90\％のモデルが、スローロールラインの近くの狭帯域に集まっています$w_a\approx-1.42\left（\frac{\Omega_m}{0.3}\right）^{0.64}（1+w_0）$ここで、$\Omega_m$は現在の物質密度の割合です。この作業は、特定のクラスのモデルについて、モデル選択の統計を改善するために、$（w_0、w_a）$より前の非常に不均一な理論を取得できるという概念実証です。
光の伝播に対する暗黒物質の離散性の影響
宇宙論における光の伝播は通常、時空の曲率が光の波数よりもはるかに小さいことを必要とする幾何光学近似で研究されます。ただし、ファジーでない粒子の暗黒物質の場合、曲率は粒子の位置で広く分離されたスパイクに集中します。粒子の質量がコンプトン波長内に局在している場合、質量$\gtrsim10^4$GeVの場合、曲率はCMB光子のエネルギーよりも大きくなります。幾何光学後の近似は、大きな曲率に対して有効であると考えています。事実上、光子は暗黒物質を通過するときに重力によって引き起こされる質量を獲得し、光路はヌルでも測地線でもありません。赤方偏移の修正はごくわずかであることがわかります。角直径距離については、光線に沿って積分すると、大きな局所スパイクから小さな平均密度がどのように現れるかを示します。角直径距離に大きな補正があり、暗黒物質粒子の質量に強い上限を設定できる可能性があることがわかりました。近似の妥当性に関連する未解決の問題について説明します。
宇宙論の跳ね返りからのCMBバイスペクトル
この論文では、ループ量子宇宙論によって動機付けられたバウンスモデルのCMBバイスペクトルを計算します。これらのモデルの原始バイスペクトルが大きなピボットスケールを超えて指数関数的に減衰しているという事実にもかかわらず、スケール$\ell<30$からCMBに誘導されたバイスペクトルの累積信号対雑音比が$10$より大きいことがわかります。関心のあるすべての場合、したがって、原則として、プランクデータで検出できます。
真空暗黒エネルギーモデルを実行するための宇宙論的アプローチ：より高い赤方偏移でのBAOとハッブル図を使用した新しい制約
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Cosmographic_approach_to_Running_Vacuum_dark_energy_models:_new_constraints_using_BAOs_and_Hubble_diagrams_at_higher_redshifts |
| Authors |
Mehdi_Rezaei,_Joan_Sola,_Mohammad_Malekjani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.06255 |
この作業では、ランニングバキュームモデル（RVM）に重点を置いて、コスモグラフィックアプローチのフレームワークでさまざまなタイプのダークエネルギー（DE）モデルを研究します。さまざまな情報量基準を使用してそれらの実行可能性を評価し、いわゆるGhostDEモデル（GDE）および一致$\Lambda$CDMモデルと比較します。パンテオンSnIa、クエーサー（QSO）、ガンマ線バースト（GRB）、およびバリオン音響振動（BAO）のデータのハッブル図を4つの異なる組み合わせで使用します。マルコフ連鎖モンテカルロ法（MCMC）のコンテキストで、距離係数の$\chi^2$関数を最小化すると、モデルに依存しない方法で標準コスモグラフィックパラメーターの現在の値に制約が課されます。BAOデータがない場合、さまざまなDEモデルは一般に、最も高い赤方偏移での観測（つまり、QSOおよびGRBデータ）で宇宙線の緊張を示します。ただし、BAOからコスモグラフィックサンプルへのロバストな観測を含めると、GDEに対して$\Lambda$CDMとRVMが明らかに支持されます。最後に、MCMC法のマルコフ連鎖を利用してモデルを比較できる逸脱情報量基準（DIC）の観点から判断すると、RVMが好ましい種類のDEモデルであると結論付けます。$\sigma_8$と$H_0$の緊張を緩和することができることが以前に示されたこれらのモデルが、宇宙論的分析のレベルで最も成功したモデルとして今も現れていることは注目に値します。
銀河の中心にあるブラックホールの周りの強い重力領域で、暗黒エネルギーモデルによって動機付けられたスカラーテンソル理論を調査します。このような理論では、スカラー場が物質に結合するため、一般相対性理論が変更されます。スカラー場の最も一般的な共形および不定形結合は、銀河系の星の中心$SgrA^{*}$の周りの近くの星の軌道挙動を研究するために重要であると考えています。マルコフ連鎖モンテカルロ（MCMC）シミュレーションは、問題となるスカラー場の結合のパラメーターに限界をもたらします。ベイジアン分析を使用すると、強重力領域におけるそのような理論に対する最初の制約が生じます。
銀河と質量の集合（GAMA）調査：最も明るいグループ銀河の融合の可能性
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Galaxy_And_Mass_Assembly_(GAMA)_Survey:_The_Merging_Potential_of_Brightest_Group_Galaxies |
| Authors |
Kirsten_Banks,_Sarah_Brough,_Benne_Holwerda,_Andrew_Hopkins,_\'Angel_L\'opez-S\'anchez,_Steven_Phillipps,_Kevin_Pimbblet_and_Aaron_Robotham |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.05923 |
ハロー質量範囲$12.8<\log[M_{h}/M]<14.2$にまたがるGalaxyAndMassAssembly（GAMA）GalaxyGroupCatalogからの550グループのボリューム制限サンプルを使用して、中央のBrightestのマージの可能性を調査します。グループ銀河（BGG）。低赤方偏移BGG、$z\leq0.2$の潜在的な恒星の質量蓄積の指標として、分光学的に確認された近接銀河を使用します。予測された分離$r_{p}<30$kpc、相対速度$\Deltav\leq300$kms$^{-1}$、および恒星質量比$M_{BGG}を持つ17個の近接銀河を特定します。/M_{CC}\leq4$はBGGを基準にしています。これらの近接銀河は、合計ペア分数が$0.03\pm0.01$になります。全体として、サンプルのBGGは、$2.2\pm1.5\％$Gyr$^{-1}$の合併により、恒星の質量で成長する可能性があることがわかります。これは、現在の銀河の進化モデルによって予測された恒星の質量成長よりも低いです。
質量サイズの平面を横切る初期型銀河の付着星のマッピング
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Mapping_Accreted_Stars_in_Early-Type_Galaxies_Across_the_Mass-Size_Plane |
| Authors |
Thomas_A._Davison,_Mark_A._Norris,_Ryan_Leaman,_Harald_Kuntschner,_Alina_Boecker,_Glenn_van_de_Ven |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.06160 |
銀河の合体は、銀河の最終的な質量、構造、星の種族、および運動学を決定するのに役立ちます。宇宙銀河シミュレーションは、z=0で最も重い銀河が、最初に別個の独立した銀河で形成され、その後ホスト銀河に融合した「生息域外」星の高い割合によって支配されていることを示しています。空間的に分解されたMUSE分光法を使用して、13個の巨大な初期型銀河の生息域外の星を定量化してマッピングします。完全なスペクトルフィッティングと半解析的銀河進化モデルを使用して、生息域外の個体群を示す銀河の光の特徴を分離します。大きなMUSEの視野を使用すると、すべての銀河が半径とともに生息域外の割合の増加を示し、大規模でより拡張された銀河が半径方向の生息域外の割合のより急速な増加を示すことがわかります（30％から100％の値に達する）2つの有効半径で）より小さく、よりコンパクトなソースと比較して（同じ半径内で5％から40％の生息域外の割合に達する）。これらの結果は、生息域外の割合が最も重い銀河の固定質量での半径とともに大幅に増加するはずであることを示唆する理論とシミュレーションからの予測と一致しています。
ガイアによって明らかにされたカニスメジャーOB1恒星グループの内容
| Title |
Canis_Major_OB1_stellar_groups_contents_revealed_by_Gaia |
| Authors |
T._Santos-Silva,_H._D._Perottoni,_F._Almeida-Fernandes,_J._Gregorio-Hetem,_V._Jatenco-Pereira,_C._Mendes_de_Oliveira,_T._Montmerle,_E._Bica,_C._Bonatto,_H._Monteiro,_W._S._Dias,_C.E._Barbosa,_B._Fernandes,_P.A.B._Galli,_M._Borges_Fernandes,_A._Kanaan,_T._Ribeiro,_W._Schoenell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.06234 |
CanisMajorOB1（CMaOB1）は、非常に興味深い星形成シナリオを伴う銀河系のアソシエーションです。その視線には20を超える既知の星団がありますが、どの星団がCMaOB1に物理的に関連付けられているかは明らかではありません。GaiaDR2カタログの5次元データを使用して物理グループを識別し、それらの位置天文パラメーターを取得するクラスタリングコードを使用します。さらに、2つの異なる等時線フィッティング方法を使用してこれらのグループの年齢を推定します。距離が570pcから1650pcの15個の星団が見つかりました。これには、既知の10個と新しい散開星団5個の候補が含まれます。4つのグループ、正確には最年少のグループ（$<$20Myr）、CMa05、CMa06、CMa07、およびCMa08は、CMaOB1の一部であることが確認されています。新しいクラスター候補であるCMa08は、暴走星の前駆クラスターである可能性があることがわかりました。CMa06は、よく研究されているCMaR1星形成領域と一致します。CMa06がまだ星を形成している間、Sh2-262星雲に関連する分子雲の残りの物質のために、CMa05、CMa07、およびCMa08は進化のより進化した段階にあり、最近の星形成活動はないようです。これらのCMaOB1物理グループの特性は、共通の形成メカニズムを持ち、星形成の複数のエピソードに苦しんでいる、星形成のモノリシックシナリオにうまく適合します。これは、同じ関連の他の部分の集団を説明する階層モデルだけでは、その形成履歴全体を説明するのに十分ではないことを示唆しています。
星間アルデヒドとアルコールの間に何らかの関連性はありますか？
| Title |
Is_there_any_linkage_between_interstellar_aldehyde_and_alcohol? |
| Authors |
Suman_Kumar_Mondal,_Prasanta_Gorai,_Milan_Sil,_Rana_Ghosh,_Emmanuel_E._Etim,_Sandip_K_Chakrabarti,_Takashi_Shimonishi,_Naoki_Nakatani,_Kenji_Furuya,_Jonathan_C._Tan,_and_Ankan_Das |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.06240 |
星間アルデヒドとそれに対応するアルコールとの間に何らかの関連があるのではないかと推測されています。ここでは、観測研究と天体化学モデリングを組み合わせて、それらの間の関係を説明します。この研究では、ホットモレキュラーコアG10.47+0.03のALMAサイクル4データを使用します。このソースでは、さまざまなアルデヒド（アセトアルデヒド、プロピオンアルデヒド、およびグリコールアルデヒド）、アルコール（メタノールおよびエチレングリコール）、およびケトン（アセトン）が識別されます。これらの種の励起温度とカラム密度は、LTE条件を想定した回転図法によって導き出されました。これらの種の形成を理解するために、広範な調査が実施されています。アルデヒド-アルコールの6つのペア：i）メタナールとメタノール。ii）エタナールとエタノール;iii）プロパナールおよび1-プロパノール;iv）プロペナールおよびアリルアルコール;v）プロパルギルおよびプロパルギルアルコール;vi）グリコールアルデヒドおよびエチレングリコール;vii）1対のケトン-アルコール（アセトンとイソプロパノール）およびviii）ケテン-アルコール（エテノンとビニルアルコール）とともに、この研究で検討されます。氷相での2つの連続した水素化反応を調べて、アルデヒド、ケトン、およびケテンからそれぞれこれらのアルコールを形成します。量子化学法は、氷相形成経路とこれらの種の動力学をレビューするために広く実行されています。得られた速度論データに基づいて、天体化学モデリングを使用して、このソース内のこれらのアルデヒド、アルコール、ケトン、およびケテンの存在量を導き出します。私たちのモデルは、この高温の分子コアで観察されたさまざまな種の存在量をうまく説明できることがわかります。
イオン化されたガス速度勾配を持つ銀河HII領域の新しい集団の発見
| Title |
Discovery_of_a_New_Population_of_Galactic_HII_Regions_with_Ionized_Gas_Velocity_Gradients |
| Authors |
Dana_S._Balser,_Trey_V._Wenger,_L._D._Anderson,_W._P._Armentrout,_T._M._Bania,_J._R._Dawson,_John_M._Dickey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.06330 |
オーストラリア望遠鏡コンパクトアレイ（ATCA）で4〜10GHz、ヤンスキー超大型アレイ（VLA）で8〜10GHzで検出された電波再結合線（RRL）放射を使用して、銀河系HII領域の運動学的特性を調査します。私たちのHII領域のサンプルは、他の潜在的に混乱するソースから比較的よく分離され、高い信号対雑音比を持つ単一のRRLコンポーネントを持つ、374個の星雲の425個の独立した観測から構成されています。位置-位置-速度データキューブでRRL放射にガウスフィットを実行し、5〜200m/s/arcsecの大きさの星雲の178（42％）で速度勾配を発見します。ソースの約15％には、星雲の中心に向かってピークに達するRRL幅の空間分布もあります。速度勾配の位置角は、銀河面に対して好ましい向きがなく、空ではランダムに見えます。観測された速度勾配を説明するために、双極流出または固体回転運動を含むHII領域シミュレーションを作成します。シミュレーションは、双極流出運動モデルとは異なり、40m/s/arcsecを超える大きな速度勾配と、一部のソースで観察されるRRL幅構造の両方を生成できるため、固体の回転を優先します。ただし、双極流出モデルは、サンプル内の多くのソースで観測された速度勾配の考えられる説明として除外することはできません。それにもかかわらず、ほとんどのHII領域複合体は回転しており、親分子雲から角運動量を継承している可能性があることを示唆しています。
CompactObscured銀河核に向けたメタニミンメガマーサーの発見
| Title |
Discovery_of_Methanimine_Megamasers_Toward_CompactObscured_Galaxy_Nuclei |
| Authors |
Mark_Gorski,_Susanne_Aalto,_Jeffrey_Mangum,_John_Black,_Niklas_Falstad,_Bitten_Gullburg,_Sabine_K\"onig,_Kyoko_Onishi,_Mamiko_Sato,_Flora_Stanley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.06331 |
5.29GHzメタニミン（$CH_2NH$）$1_{10}-1_{11}$遷移の銀河核のサンプルへの最初の検索を示します。KarlG.Jansky超大型干渉電波望遠鏡でCompactObscuredNuclei（CON）をホストする7つの銀河をターゲットにしています。これらの銀河は、コンプトンの厚いコアが特徴です。$CH_2NH$放出は、6つのCONに向かって検出されます。Arp220に向かって測定された輝度温度は、メーザー放射を示しています。$CH_2NH$遷移の等方性光度は、それが検出されたすべてのソースから、1〜L$_{\odot}$を超えるため、メガメーザーと見なすことができます。また、3つのCONに対するホルムアルデヒド（$H_2CO$）の放出も検出します。等方性の$CH_2NH$の光度は、ホスト銀河の赤外線の光度と弱く相関しており、同じ銀河のOHメガメーザーの光度と強く相関しています。非LTE放射伝達モデルは、メーザーがCONの強いmm/submm放射場によって励起されることを示唆しています。私たちの研究は、$CH_2NH$メガメーザーがCON内のコンプトンシック核の100pc内の核プロセスにリンクしていることを示唆しています。
XMM-Newtonを用いた超新星残骸IC443における過イオン化再結合プラズマの物理的起源の調査
| Title |
Investigation_of_the_Physical_Origin_of_Overionized_Recombining_Plasma_in_the_Supernova_Remnant_IC_443_with_XMM-Newton |
| Authors |
Hiromichi_Okon,_Takaaki_Tanaka,_Hiroyuki_Uchida,_Takeshi_Go_Tsuru,_Masumichi_Seta,_Takuma_Kokusho,_Randall_K._Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.05944 |
超新星残骸（SNR）における過イオン化再結合プラズマ（RP）の物理的起源は、その理解がSNRの進化に対する新しい洞察を提供するために注目を集めています。ただし、過イオン化のプロセスは、一部のRP-SNRで説明されていますが、まだ完全には理解されていません。ここでは、{\itXMM-Newton}を使用したIC〜443からのX線放射の空間分解分光法について報告します。高密度の分子雲と相互作用する領域のRPは、電子温度が低く、再結合のタイムスケールが小さい傾向があることがわかります。これらの傾向は、これらの領域のRPがより低温で、より強く過イオン化されていることを示しています。これは、熱伝導による分子雲による急速な冷却の結果として自然に解釈されます。IC〜443での我々の結果は、少なくとも古い残骸におけるRPの起源としての熱伝導の証拠を示すW44での結果と類似しています。高温プラズマに埋め込まれた塊状ガスの蒸発は、W44の場合にも見られたように、プラズマを急速に冷却することをお勧めします。また、IC〜443で加速された陽子によるイオン化がRPの原因であるかどうかについても説明します。粒子加速のエネルギー学に基づいて、陽子衝撃がRPの観測された特性を説明する可能性は低いと結論付けます。
拡張された$ \ gamma $線源の表面輝度放射状プロファイルについて
拡張された$\gamma$線源の形態は、親相対論的粒子の伝播プロセスによって支配されます。この論文では、宇宙線陽子と電子の両方によって照射された拡張$\gamma$線源の表面輝度放射状プロファイルを、放射メカニズムと投影効果、および機器の応答を考慮して調査します。親粒子種と伝播プロセスにより、観測された放射状プロファイルに大きな違いが生じる可能性があることがわかりました。したがって、表面輝度プロファイルは、放射メカニズムと親粒子の伝播プロセスを特定するための独自のツールとして使用できます。また、LHAASOやHAWCなどの超/超高エネルギー$\gamma$線装置からの最新の発見に関する考えられる影響についても説明します。
ASKAP変数と低速トランジェント（VAST）パイロット調査
| Title |
The_ASKAP_Variables_and_Slow_Transients_(VAST)_Pilot_Survey |
| Authors |
Tara_Murphy,_David_L._Kaplan,_Adam_J._Stewart,_Andrew_O'Brien,_Emil_Lenc,_Sergio_Pintaldi,_Joshua_Pritchard,_Dougal_Dobie,_Archibald_Fox,_James_K._Leung,_Tao_An,_Martin_E._Bell,_Jess_W._Broderick,_Shami_Chatterjee,_Shi_Dai,_Daniele_d'Antonio,_J._Gerry_Doyle,_B._M._Gaensler,_George_Heald,_Assaf_Horesh,_Megan_L._Jones,_David_McConnell,_Vanessa_A._Moss,_Wasim_Raja,_Gavin_Ramsay,_Stuart_Ryder,_Elaine_M._Sadler,_Gregory_R._Sivakoff,_Yuanming_Wang,_Ziteng_Wang,_Michael_S._Wheatland,_Matthew_Whiting,_James_R._Allison,_C._S._Anderson,_Lewis_Ball,_K._Bannister,_D._C.-J._Bock,_R._Bolton,_J._D._Bunton,_R._Chekkala,_A._P._Chippendale,_F._R._Cooray,_N._Gupta,_D._B._Hayman,_K._Jeganathan,_B._Koribalski,_K._Lee-Waddell,_Elizabeth_K._Mahony,_J._Marvil,_N._M._McClure-Griffiths,_P._Mirtschin,_A._Ng,_S._Pearce,_C._Phillips,_M._A._Voronkov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.06039 |
オーストラリアのSquareKilometerArrayPathfinder（ASKAP）のVariablesandSlowTransientsSurvey（VAST）は、5秒から$\sim5$年までのタイムスケールで非常に変動性の高い過渡電波源を検出するように設計されています。このホワイトペーパーでは、VASTフェーズIパイロット調査の調査の説明、観測戦略、および初期結果を示します。このパイロット調査は、2019年8月から2020年8月の間に中心周波数888〜MHzで実施された$\sim162$時間の観測で構成され、通常のrms感度は0.24〜mJy〜beam$^{-1}$で角度分解能があります。$12-20$秒の。113個のフィールドがあり、\red{それぞれが12分の積分時間で観察されました}。5〜13回の繰り返しで、1日〜8か月のリズムで行われます。パイロット調査のフットプリントの総面積は5\、131平方度で、空の6つの異なる領域をカバーしています。これらの領域のうち2つ、合計1\、646平方度を最初に検索したところ、28の非常に変動性の高いおよび/または一時的なソースが明らかになりました。これらのうち7つは、ミリ秒パルサーJ2039--5617を含む既知のパルサーです。他の7つは星であり、そのうちの4つは以前に無線検出が報告されていません（SCR〜J0533--4257、LEHPM〜2-783、UCAC3〜89--412162および2MASSJ22414436--6119311）。残りの14の源のうち、2つは活動銀河核であり、6つは銀河に関連しており、他の6つは多波長の対応物を持たず、まだ特定されていません。
矮小楕円体銀河におけるVERITAS暗黒物質探索：拡張分析
暗黒物質（DM）は、宇宙の物質含有量の主要な構成要素であると広く信じられています。天文学的測定は、DMの標準模型（SM）の消滅または崩壊生成物を検索するために利用でき、直接およびコライダーベースの検索を補完します。DM粒子候補の中で、弱く相互作用する巨大粒子（WIMP）は魅力的なものです。それらの崩壊または消滅は、大気チェレンコフ望遠鏡（IACT）を画像化することによって検出できる、非常に高エネルギー（VHE：$E>100$GeV）のガンマ線を含む二次粒子を生成する可能性があります。DM検索の最も好ましいターゲットクラスの1つは、矮小楕円体銀河（dSphs）であり、ガスが明らかに存在せず、星形成が進行しているため、ガンマ線放出の予測が無視できる暗黒物質が優勢な天体です。点像分布関数（PSF、68\％封じ込め半径として定義）が通常1TeVで$0.1^{\circ}$であるIACTは、一部のdSphからの拡張放出を検出するために必要な角度分解能を備えています。したがって、拡張ソース分析は、ポイントソース分析と比較して、DM感度を改善する可能性があります。この作業では、2007年から2013年にかけてVERITASによって行われた観測を使用しました。これは、100GeV〜30TeVのエネルギー範囲のVHEガンマ線に敏感な4つのイメージング大気チェレンコフ望遠鏡のアレイです。4つのdSphのdSph角度プロファイルを組み込んだ、ビン化されていない最尤推定を実行し、従来のスペクトル分析に対してその有効性をテストしました。
FSRQからのTeV放出：最初の体系的で偏りのない調査
フラットスペクトル電波クエーサー（FSRQ）は、主にフレア状態の間に、地上ベースの大気チェレンコフ望遠鏡によってTeVエネルギーで検出されています。VERITASは、一連のFSRQからのTeV排出量の最初の体系的で偏りのない検索を実行しています。この調査では、EBL吸収を補正した後、赤緯が正で、3FHLカタログからのフラックスが1$\％$を超えるFermi-LATで検出されたFSRQを選択し、200GeVを超えました。さらに、TeVエネルギーですでに検出された4つのFSRQもこの調査に含まれています。偏りのない方法で、12個のFSRQの観測は、検出されなくても、TeV放出のデューティサイクルに対する最初の制約を提供します。この作業では、2020-21シーズン中に観察された12のFSRQのうち4つからの結果を報告します。これらのソースについては、ほぼ同時の\textit{Fermi}-LAT観測の結果も示しています。
CORSIKA / CoREASシミュレーション（ICRC2021）を使用した宇宙線空気シャワーからの地磁気およびアスカリアン電波放射の相対振幅のパラメータ化
| Title |
Parametrization_of_the_Relative_Amplitude_of_Geomagnetic_and_Askaryan_Radio_Emission_from_Cosmic-Ray_Air_Showers_using_CORSIKA/CoREAS_Simulations_(ICRC2021) |
| Authors |
Ek_Narayan_Paudel,_Alan_Coleman,_Frank_G._Schroeder |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.06336 |
宇宙線は、宇宙での非常にエネルギッシュなイベントからのメッセンジャーです。これらの希少な超高エネルギー粒子は、無線アンテナの大規模なアレイを使用して、効率的かつ手頃な方法で検出できます。直線偏光の地磁気放射は、エアシャワー内の荷電粒子が地球の磁場で偏向したときに生成される主要な放射メカニズムです。サブドミナントのアスカリャン放射は放射状に分極され、シャワーフロントの時間変化する負電荷過剰のために生成されます。これらの2つの放出成分の相対的な振幅は、到着方向や最大シャワーの深さなど、さまざまなエアシャワーパラメータに依存します。星型アンテナレイアウトを使用した南極のエアシャワーからの電波放射のCoREASシミュレーションを使用して、これらの依存関係を調査しました。一方では、アスカリャンと地磁気の比率のパラメータ化を入力として使用して、シャワーエネルギーをより正確に再構築することができます。一方、十分に正確に測定された場合、この比率は、シャワーの最大の大気の深さを再構築するための新しい方法を提供する可能性があります。
ローマ宇宙望遠鏡コロナグラフ計器の飛行マスクの設計
| Title |
Flight_mask_designs_of_the_Roman_Space_Telescope_Coronagraph_Instrument |
| Authors |
A_J_Eldorado_Riggs,_Dwight_Moody,_Jessica_Gersh-Range,_Dan_Sirbu,_Ruslan_Belikov,_Eduardo_Bendek,_Vanessa_P._Bailey,_Kunjithapatham_Balasubramanian,_Daniel_W._Wilson,_Scott_A._Basinger,_John_Debes,_Tyler_D._Groff,_N._Jeremy_Kasdin,_Bertrand_Mennesson,_Douglas_M._Moore,_Garreth_Ruane,_Erkin_Sidick,_Nicholas_Siegler,_John_Trauger,_Neil_T._Zimmerman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.05986 |
過去20年間で、数千の確認された太陽系外惑星が検出されました。次の大きな課題は、これらの他の世界とそれらの恒星系を特徴づけることです。太陽系外惑星と星周円盤の組成と形成に関する多くの情報は、直接イメージングによってのみ達成できます。角度の間隔が小さく（$<1$arcsec）、星と惑星のフラックス比が高い（木星アナログの場合は${\sim}10^{9}$、または${\sim}10^）ため、直接イメージングは困難です。{10}$は、目に見える地球のアナログの場合）。大気の乱気流は、地上でそのような高いフラックス比に達することを禁じているので、観測は地球の大気の上で行われなければなりません。2020年代半ばに打ち上げられる予定のナンシーグレースローマ宇宙望遠鏡（ローマ）は、コロナグラフ機器を使用したアクティブな波面制御による高コントラストのイメージングを実証する最初の宇宙ベースの天文台になります。この機器の主な目的は、地球のような太陽系外惑星を画像化して特徴づけるという将来の主力ミッションに必要なさまざまな技術を成熟させることです。これらの技術には、2つのアクチュエータ数の多い変形可能ミラー、フォトンカウンティング検出器、2つの相補的な波面検知および制御ループ、および2つの異なるコロナグラフタイプが含まれます。この論文では、飛行コロナグラフマスクの設計の完全なセットと、RomanCoronagraphInstrumentでのそれらの意図された組み合わせについて説明します。含まれているマスク構成には3つのタイプがあります。機器のトップレベル要件を満たすように設計されたプライマリ構成、ベストエフォートベースでサポートされている3つ、およびNASA太陽系外惑星探査プログラムによって提供されたサポートされていない構成です。サポートされていないマスク構成は、機器が最初の技術デモンストレーションフェーズの後に操作が承認された場合に試運転して使用することができます。
CTAのプロトタイプLSTのステータスと結果
チェレンコフ望遠鏡アレイ（CTA）の大型望遠鏡（LST）は、低エネルギーしきい値、高フラックス感度、高速望遠鏡再配置速度、および広い視野に焦点を当てたガンマ線研究用に設計されています。CTAアレイが完了すると、LSTが20GeVから150GeVの間のCTAパフォーマンスを支配します。ただし、CTA天文台の建設段階のほとんどでは、LSTが数TeVまでアレイのパフォーマンスを支配します。このプレゼンテーションでは、2018年にスペインのカナリア諸島のラパルマで打ち上げられたLST-1望遠鏡の状況について報告します。望遠鏡の試運転の進捗状況を示し、期待と達成された性能を比較し、最初の望遠鏡を一瞥します。物理学の結果。
どこでも効果の自己較正：ピーク高さを使用した統計的有意性の高速評価
| Title |
Self-Calibrating_the_Look-Elsewhere_Effect:_Fast_Evaluation_of_the_Statistical_Significance_Using_Peak_Heights |
| Authors |
Adrian_E._Bayer,_Uros_Seljak,_Jakob_Robnik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.06333 |
大きなパラメータ空間で異常を検索する実験では、多くの場合、尤度にスプリアスノイズによって誘発されるピークが多数見つかります。これはどこでも効果として知られており、統計分析を実行するときに修正する必要があります。このホワイトペーパーでは、尤度の最も高いピークの高さを考慮して、特定のデータセットの誤警報確率（FAP）または$p$値を調整する方法を紹介します。自己校正の最も単純な形式では、物理的なピークの見た目が修正された$\chi^2$は、ピークの$\chi^2$から最高のノイズの$\chi^2$を引いたもので近似されます。誘発されたピーク。この概念を一般化して低いピークを考慮すると、統計的有意性をより正確に定量化するための高速な方法が提供されます。代替方法とは対照的に、尤度のピークはすべてのピーク検索分析の副産物であるため、このアプローチの計算コストはごくわずかです。惑星の検出、ピリオドグラム、宇宙論など、天文学の例に適用します。
ドップラー調光技術を使用した太陽風HI流出速度の決定に対する彩層Ly {\ alpha}ラインプロファイル形状の影響
| Title |
Effects_of_the_chromospheric_Ly{\alpha}_line_profile_shape_on_the_determination_of_the_solar_wind_HI_outflow_velocity_using_the_Doppler_dimming_technique |
| Authors |
G._E._Capuano,_S._Dolei,_D._Spadaro,_S._L._Guglielmino,_P._Romano,_R._Ventura,_V._Andretta,_A._Bemporad,_C._Sasso,_R._Susino,_V._Da_Deppo,_F._Frassetto,_S._M._Giordano,_F._Landini,_G._Nicolini,_M._Pancrazzi,_M._Romoli,_L._Zangrilli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.05957 |
コロナの風の加速のメカニズムを調べるためには、太陽風の流出速度の決定が基本です。ドップラー調光技術を介して、彩層Ly{\alpha}ラインプロファイル形状が冠状HI原子の流出速度の決定に及ぼす影響を研究することを目指しています。ドップラー調光技術は、HI原子が太陽風で流出する領域での冠状Ly{\alpha}放射の減少を考慮に入れています。冠状Ly{\alpha}線のUV観測（UVCS/SOHO）とpB（LASCO/SOHOおよびMk3/MLSO）の同時測定から始めて、測定を通じて彩層Ly{\alpha}線プロファイルのポンピングの影響を研究しました。SOHO/SUMER、UVSP/SMM、LPSP/OSO-8から、代表的なオンディスク領域から、太陽活動周期中の時間の関数として取得。特に、4つの彩層ラインパラメータの影響を考慮しました：ライン幅、中央反転の深さ、非対称性、およびピークの距離。これらのパラメータの変動範囲は、幅が約50％、中央反転の深さが69％、非対称性が35％、ピークの距離が50％であることがわかります。次に、ポンピングLy{\alpha}プロファイルの変動が、冠状HI速度の推定値に約9-12％影響することがわかります。したがって、この不確実性は他の物理量の不確実性よりも小さく、太陽風の流出速度を推定するために、時間の定数と太陽円盤上のLy{\alpha}プロファイルの固有の形状を採用できます。
コインブラ天文台の太陽フィラメントの歴史的シリーズ（1929-1941）の精度のテスト
| Title |
Testing_the_accuracy_of_Coimbra_Astronomical_Observatory_solar_filament_historical_series_(1929-1941) |
| Authors |
Ana_Louren\c{c}o,_Ricardo_Gafeira,_Vitor_Bonifacio,_Teresa_Barata,_Joao_Fernandes,_Eva_Silva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.05978 |
現在の作業は、1929年から1941年に対応する、コインブラ大学天文台の年報、現在はコインブラ大学の地球物理学および天文台に公開されている太陽フィラメントの位置を検証することを目的としています。公開されたストーニーハーストの位置は、独自の方法で取得されました。20世紀初頭に考案された、太陽の木製モデルである球形の計算機を使用しました。元の分光ヘリオグラムのデジタル画像を使用してフィラメントの位置を測定し、PythonパッケージSunpyに実装されたルーチンを使用してヘリオグラフィック座標を決定しました。両方の座標セット間の相関係数は正であり、非常に重要です。結果は、コインブラ天文台で使用された方法と公開されたデータを検証します。コインブラの太陽フィラメントカタログは信頼性が高く、したがって将来の太陽活動研究のために検討できると結論付けています。
観測の証拠は、CEMP-s＆r / s星の可能な前駆体としてAGB星を示しています
| Title |
Observational_evidence_points_at_AGB_stars_as_possible_progenitors_of_CEMP-s_&_r/s_stars |
| Authors |
Meenakshi_Purandardas_and_Aruna_Goswami |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.06075 |
炭素強化金属欠乏（CEMP）星の表面化学組成で観察された、強化された豊富な重元素の起源は、まだよくわかっていません。ここでは、高解像度（R${\sim}$50\、000）スペクトルに基づく7つのCEMP星の詳細な存在量分析を示します。これにより、漸近巨星分枝（AGB）星がこれらのオブジェクトの前駆体である可能性があるという十分な証拠が明らかになります。オブジェクトHE0110$-$0406、HE1425$-$2052、およびHE1428$-$1950について、詳細な存在量分析を初めて提示します。私たちのサンプルは、1つの金属不足（[Fe/H]$$-1.0$）と6つの非常に金属不足（[Fe/H]$$-2.0$）の星で構成されており、炭素が強化されています。中性子捕獲元素。[O/Fe]、[Sr/Ba]、[hs/ls]の観測された存在比を批判的に分析し、AGB星が前駆体である可能性を調べました。プログラムの星で推定された酸素の豊富さは、HE1429$-$0551とHE1447$+$0102を除いてAGB前駆体の特徴です。[Sr/Ba]と[hs/ls]の比率の推定値も、可能な前駆体としてAGB星をサポートしています。グループIオブジェクトとともに、絶対炭素存在比A（C）対[Fe/H]ダイアグラムでのプログラム星の位置は、オブジェクトのバイナリの性質を示唆しています。存在比[Mg/C]、[Sc/Mn]、[C/Cr]に基づいて、プログラム星の化学濃縮履歴を研究しました。[C/N]と$^{12}$C/$^{13}$Cの比率を使用して、内部混合によって表面の化学組成が変化したかどうかを調べました。運動学的分析は、オブジェクトHE0110$-$0406およびHE1447$+$0102が厚い円盤オブジェクトであり、残りの5つのオブジェクトが銀河のハロー集団に属していることを示しています。
太陽電波スパイクの最初の周波数時間分解イメージング分光法による観測
| Title |
First_Frequency-Time-Resolved_Imaging_Spectroscopy_Observations_of_Solar_Radio_Spikes |
| Authors |
Daniel_L._Clarkson,_Eduard_P._Kontar,_Mykola_Gordovskyy,_Nicolina_Chrysaphi,_Nicole_Vilmer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.06191 |
太陽無線スパイクは、GHzから数十MHzの範囲で観測される動的スペクトルの短時間で帯域幅の狭い微細構造です。それらの非常に短い持続時間と狭い周波数帯域幅は、太陽コロナでの1秒未満の小規模なエネルギー放出を示していますが、それらの起源は理解されていません。LOwFrequencyARray（LOFAR）を使用して、コロナ質量放出（CME）に関連する個々の電波スパイクの空間的、周波数、および時間分解観測を提示します。個々のラジオスパイクイメージングは、観測された領域が時間とともに増加し、個々のスパイクの重心位置が太陽の肢に超光速平行に移動することを示しています。同じイベントで観察された個々のタイプIIIb脈理の特性とスパイク特性を比較すると、持続時間、帯域幅、ドリフト率、偏光、観察面積の類似性、および画像平面でのスパイクと脈理の動きが示され、基本的なプラズマ発光とスパイク発光が示唆されます。${\sim}\：10^8$cmのオーダーの領域、最高$10^{13}$Kの輝度温度。個々のスパイクバーストの観測された空間的、スペクトル的、および時間的特性も、スパイクの原因となる放射は、閉ループ構造の異方性密度乱流を介して逃げ、散乱領域の肢に平行に向けられたガイド磁場に沿って優先的に散乱します。観測された時間プロファイルでの散乱の優位性は、エネルギー放出時間がしばしば想定されるよりも短い可能性が高いことを示唆しています。観測はまた、閉じた磁力線に沿った密度乱流異方性が開いた磁力線に沿ったものよりも高いことを意味します。
宇宙線への応用を伴う、任意のエネルギーと種に対するハドロン相互作用
| Title |
Hadron_Interactions_for_Arbitrary_Energies_and_Species,_with_Applications_to_Cosmic_rays |
| Authors |
Torbj\"orn_Sj\"ostrand,_Marius_Utheim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.03481 |
Pythiaイベントジェネレータは、ハドロンとレプトンの相互作用、特に$pp$と$p\bar{p}$の衝突を研究するためにいくつかのコンテキストで使用されます。この記事では、ハドロンモデリングを拡張して、広範囲のハドロン$h$と陽子または中性子、あるいは核物質の単純化されたモデルとの衝突を包含します。この目的のために、エネルギーの関数として$hp$の全断面積と部分断面積をモデル化し、マルチパートン相互作用の適切なモデリングに必要な、幅広いハドロンの新しいパートン分布関数を導入します。フレームワークの潜在的な有用性は、大気中の宇宙線の進化の簡単な研究と、固体検出器材料のシャワーの進化のさらに簡単な研究によって示されています。新しいコードは、将来のアプリケーションで利用できるようになります。
$ R ^ 2 $ /ヒッグスインフレと階層性問題
| Title |
$R^2$/Higgs_inflation_and_the_hierarchy_problem |
| Authors |
Pedro_G._Ferreira,_Christopher_T._Hill,_Johannes_Noller_and_Graham_G._Ross |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.06095 |
リッチスカラー$R$への非最小結合を持つBroutEnglertHiggs（BEH）ボソンの存在下でのスタロビンスキーインフレーションを分析します。後者は、$R^2$項に関連する大規模なスケーロンのBEHボソンへの結合を引き起こし、これは、スカラー光を維持するために微調整する必要があるBEH質量の放射補正につながります。$R^2$主導のインフレの場合、これには$10^{8}$の1次部分の高レベルの微調整が必要です。ヒッグスインフレの場合、それは非常に大きいです。$R^2$/Higgsモデルのスケール不変の拡張を検討し、$R^2$駆動インフレでは、ヒッグスインフレではなく、必要な微調整が$10^{3-4}の一部に大幅に削減されることを発見しました。$。微調整されたモデルの真空安定性と、インフレーション後の再加熱とディラトンの存在量を考慮します。また、モデルに関連する可能性のある重力波信号と、スカラーの重力結合によって生成される場合のスカラーまたはフェルミオン暗黒物質候補の質量に対する制約についても説明します。
核クロノメーターは、長寿命の放射性核種の現在と初期の存在量を比較することによって最も古い星の年齢を予測し、宇宙に独立した年代測定技術を提供します。Th-U-Xクロノメーターと呼ばれる新しい核クロノメーターが提案されています。これは、以前のTh/X、U/X、およびTh/Uクロノメーターを同期することにより、$r$プロセスシミュレーションの天体物理学的条件に厳しい制約を課します。核クロノメーターの天体物理学的不確実性は、Th-U-Xクロノメーターによって$\pm20億年以上から0：30億年以内に大幅に減少します。次に、提案されたクロノメーターを適用して、ウランの存在量が観測された6つの金属の少ない星の年齢を推定します。予測された年齢は、宇宙マイクロ波背景放射から予測された138億年の宇宙年齢と互換性がありますが、新しい宇宙とは矛盾しています。重力レンズ測定から114億歳。
2H（27Al、a24Mg）n反応に適用されたトロイの木馬法によって研究された天体物理学的エネルギーでの27Al（p、a）24Mg反応
| Title |
The_27Al(p,a)24Mg_reaction_at_astrophysical_energies_studied_by_means_of_the_Trojan_Horse_Method_applied_to_the_2H(27Al,a24Mg)n_reaction |
| Authors |
Sara_Palmerini,_Marco_La_Cognata,_Fairouz_Hammache,_Luis_Acosta,_Rosa_Alba,_Vaclav_Burjan,_Efrain_Chavez,_Silvio_Cherubini,_Alexandra_Cvetinovic,_Giuseppe_D'Agata,_Nicolas_De_Sereville,_Alessia_Di_Pietro,_Pierpaolo_Figuera,_Zsolt_Fullop,_Karen_De_Los_Rios,_Giovanni_Luca_Guardo,_Marisa_Gulino,_Seiya_Hayakawa,_Gabor_Kiss,_Marco_La_Commara,_Livio_Lamia,_Concetta_Maiolino_Giulio_Manic\`o,_Catalin_Matei,_Marco_Mazzocco,_Jaromir_Mrazek,_Tina_Parascandolo,_Teodora_Petruse,_Dimitra_Pierroutsakou,_Rosario_Gianluca_Pizzone,_Giuseppe_Gabriele_Rapisarsa,_Stefano_Romano,_Domenico_Santonocito,_Maria_Letizia_Sergi,_Roberta_Spart\`a,_Aurora_Tumino,_Hidetoshi_Yamaguchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.06145 |
27Alの破壊と恒星の水素燃焼における24Mgの生成を促進する、27Al（p、a）24Mg反応は、2H（27Al、a24Mg）n3体を測定することにより、トロイの木馬法（THM）によって調査されました。反応。この実験は、天体物理学の対象となるものを調査することを目的として、広いエネルギー範囲（-0.5MeV<E_cm<1.5MeV）をカバーしました。結果は、THMが非常に低いエネルギーでの融合反応の実験的研究のための貴重な手法であることを確認し、天体物理学に影響を与える可能性のある、恒星水素燃焼（70-120keV）のガモフウィンドウに近いエネルギー領域に豊富な共鳴パターンが存在します。このような影響を推定するには、実験の2回目の実行が必要です。これは、3体反応によるバックグラウンドが、共鳴構造を解決して反応速度を抽出するのに十分なデータを収集するのを妨げたためです。
光メディエーターを必要とせずに暗黒物質の相互作用のためのゾンマーフェルト強化のための新しいメカニズムを提示します。三重結合を持つ2成分スカラー暗黒物質のモデルを考えると、暗黒物質の弾性散乱に$u$チャネル共鳴が現れることがわかります。対応するラダー図の合計から、遅延項を含むベーテ・サルピーター方程式を取得し、有効な湯川ポテンシャルから2成分暗黒物質のゾンマーフェルト因子を初めて特定します。暗黒物質の自己散乱と消滅を強化するための結果の意味について説明します。
暴走のない幽霊
正準自由度が負の運動項を持つ別のモデル、つまりゴーストと相互作用する単純なクラスの機械モデルを提示します。保存されたハミルトニアンが上下から無制限であるにもかかわらず、システムの古典的な運動がすべての初期条件に対して完全に安定していることを分析的に証明します。これは、数値計算によって完全にサポートされています。負の運動項を持つシステムは、現代の宇宙論、量子重力、高エネルギー物理学によく見られ、通常は不安定であると見なされます。私たちの結果は、機械システムの場合、この一般的な伝承は素朴すぎる可能性があり、幽霊との生活は安定している可能性があることを示しています。
重力波における時空対称性の破れからの複屈折と分散効果の分析
| Title |
Analysis_of_birefringence_and_dispersion_effects_from_spacetime-symmetry_breaking_in_gravitational_waves |
| Authors |
Kellie_O'Neal-Ault,_Quentin_G._Bailey,_Tyann_Dumerchat,_Leila_Haegel,_Jay_Tasson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.06298 |
この作業では、重力波の伝播中にローレンツとCPT対称性の破れを検索するための有効場の理論のフレームワークを確認します。この記事は、時空対称性の破れの理論と、地上の干渉計によって検出された重力波信号の分析との間のギャップを埋めるように書かれています。ここで探求する一般相対性理論を超えた主な物理的効果は、重力波の分散と複屈折です。オープンソースのLIGO-Virgoアルゴリズムライブラリスイートでの実装と、対称性の破れの係数の事後確率のベイズ推定を実行するために使用される統計的手法について説明します。ローレンツおよびCPT違反の係数の測定値の感度研究とともに、修正された重力波形のシミュレーションの形でこの作業の予備的な結果を提示します。
多体問題における特異点付近のカオス：ゼロ角運動量限界での正三角形実験
| Title |
Chaos_in_the_vicinity_of_a_singularity_in_the_Three-Body_Problem:_The_equilateral_triangle_experiment_in_the_zero_angular_momentum_limit |
| Authors |
Hugo_D._Parischewsky,_Gustavo_Ceballos,_Alessandro_A._Trani,_Nathan_W._C._Leigh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.06335 |
摂動された正三角形の頂点で3つの粒子が静止している3体問題の数値シミュレーションを示します。摂動されていない問題では、3つの粒子がシステムの重心に向かって落下し、粒子が空間と時間で重なる3体衝突または特異点を形成します。粒子の初期位置を摂動させることにより、特異点付近のカオスを研究することができます。ここでは、孤立した単一星の3体相互作用によるバイナリ形成のパラメータ空間の全範囲をカバーし、正三角形に対応する特異領域をカバーし、十分に変形した三角形に拡張して、バイナリ単一散乱領域に入ります（つまり、三角形の1つの辺は非常に短く、他の2つの辺は非常に長いです）。位相空間プロットを作成して、シミュレーションの通常のサブセットとエルゴードサブセットを個別に調査し、等方性クラスター環境での3体バイナリ形成から残りのバイナリの期待されるプロパティを導き出します。さらに、残りのバイナリのプロパティを特徴付けるエルゴードサブセットへの適合を提供します。統計理論とシミュレーションの間の不一致を、弱いカオスのみを示す相互作用の通常のサブセットに対して識別します。カオスの測定基準によれば、初期位置での摂動のスケールを小さくすると、位相空間は通常の相互作用によって完全に支配されるようになります。
