宇宙論的距離での原始ブラックホール合併の単一イベントベースの同定について
| Title |
On_the_single-event-based_identification_of_primordial_black_hole_mergers_at_cosmological_distances |
| Authors |
Ken_K._Y._Ng,_Shiqi_Chen,_Boris_Goncharov,_Ulyana_Dupletsa,_Ssohrab_Borhanian,_Marica_Branchesi,_Jan_Harms,_Michele_Maggiore,_B.S._Sathyaprakash,_Salvatore_Vitale |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.07276 |
ビッグバン直後の物質の過密度の崩壊から形成される可能性のある原始ブラックホール（PBH）の存在は、まだ議論の余地があります。PBHの潜在的な特徴の中には、赤方偏移$z\gtrsim30$でのブラックホール連星（BBH）の合併から放出される重力波（GW）があり、天体物理的なブラックホールの形成はありそうにありません。将来の地上ベースのGW検出器、CosmicExplorerとEinsteinTelescopeは、そのような距離で総質量が$\mathcal{O}（10-100）〜M_{\odot}$の等質量BBH合併を観測できるようになります。この作業では、単一のBBHソースの赤方偏移測定がその原始的な起源を確立するのに十分正確であるかどうかを調査します。さまざまな質量、質量比、軌道方向のBBHをシミュレートします。総質量が$20〜M_{\odot}$から$40〜M_{\odot}$のBBHが$z\geq40$でマージされる場合、最大97\％の信頼性で$z>30$を推測できることを示します。アインシュタイン望遠鏡1台、米国の40km宇宙探査機1台、オーストラリアの20km宇宙探査機1台のネットワークを備えています。米国の1つのアインシュタイン望遠鏡と1つの40kmCosmicExplorerで構成される小規模なネットワークは、大規模なネットワークの約半分のソースについて、90\％を超える信頼性で$z>30$を測定します。次に、この結果の分析に使用されたベイズ赤方偏移事前分布、特に最初の星から発生したBBH合併の相対的な存在量、および原始的なBBH合併への依存性を評価します。
21cmのバイスペクトルを使用した再電離パラメータの制約の改善
| Title |
Improving_constraints_on_the_reionization_parameters_using_21-cm_bispectrum |
| Authors |
Himanshu_Tiwari,_Abinash_Kumar_Shaw,_Suman_Majumdar,_Mohd_Kamran,_Madhurima_Choudhury |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.07279 |
無線干渉実験は、21cmの信号統計、主にパワースペクトルを測定することにより、再電離モデルのパラメーターを制約することを目的としています。ただし、EpochofReionization（EoR）21cm信号は非常に非ガウス的であり、この非ガウス性はこの時代に関する重要な情報をエンコードします。バイスペクトルは、この固有の非ガウス性をキャプチャできる最低次の統計です。ここでは、大規模および中規模の長さのスケールとすべての一意の$k$三角形の形状のバイスペクトルが、パワースペクトルまたは$k$の限られた数の形状のバイスペクトルと比較して、EoRパラメーターに対してより厳しい制約を提供することを最初に示しました。-三角形。ベイズ推定手法を使用して、EoRパラメーターを制約します。また、EoR21cmパワースペクトルおよびバイスペクトル用の人工ニューラルネットワーク（ANN）ベースのエミュレーターを開発しました。これを使用して、パラメーター推論パイプラインを大幅に高速化します。ここでは、信号統計の誤差を推定するために、SKA-Low観測の$1000$時間に対応するサンプル分散とシステムノイズの不確実性を検討しました。すべての一意の$k$三角形のバイスペクトルを使用すると、パワースペクトルのみを使用して得られる制約よりも、パラメーターの制約が2〜4ドル（再電離の段階に応じて）改善されることがわかります。
宇宙の21cm信号に対するHERAフェーズIの制限：再電離の時代における天体物理学と宇宙論への制約
| Title |
HERA_Phase_I_Limits_on_the_Cosmic_21-cm_Signal:_Constraints_on_Astrophysics_and_Cosmology_During_the_Epoch_of_Reionization |
| Authors |
The_HERA_Collaboration:_Zara_Abdurashidova,_James_E._Aguirre,_Paul_Alexander,_Zaki_Ali,_Yanga_Balfour,_Rennan_Barkana,_Adam_Beardsley,_Gianni_Bernardi,_Tashalee_Billings,_Judd_Bowman,_Richard_Bradley,_Phillip_Bull,_Jacob_Burba,_Steven_Carey,_Christopher_Carilli,_Carina_Cheng,_David_DeBoer,_Matthew_Dexter,_Eloy_de_Lera_Acedo,_Joshua_Dillon,_John_Ely,_Aaron_Ewall-Wice,_Nicolas_Fagnoni,_Anastasia_Fialkov,_Randall_Fritz,_Steven_Furlanetto,_Kingsley_Gale-Sides,_Brian_Glendenning,_Deepthi_Gorthi,_Bradley_Greig,_Jasper_Grobbelaar,_Ziyaad_Halday,_Bryna_Hazelton,_Stefan_Heimersheim,_Jacqueline_Hewitt,_Jack_Hickish,_Daniel_Jacobs,_Austin_Julius,_Nicholas_Kern,_Joshua_Kerrigan,_Piyanat_Kittiwisit,_Saul_Kohn,_Matthew_Kolopanis,_Adam_Lanman,_Paul_La_Plante,_Telalo_Lekalake,_David_Lewis,_Adrian_Liu,_Yin-Zhe_Ma,_et_al._(34_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.07282 |
最近、水素の再電離アレイの水素エポック（HERA）のコラボレーションにより、z〜8と10での21cmの変動のパワースペクトルに対する実験の最初の上限が作成されました。ここでは、いくつかの独立した理論モデルを使用して、銀河間媒体の制約を推測します。（IGM）とこれらの限界からの再電離（EoR）の時代の銀河。IGMのイオン化状態や電波バックグラウンドの性質に関する不確実性とは関係なく、IGMは断熱冷却しきい値を超えてz〜8だけ加熱されたに違いないことがわかります。HERA限界を銀河およびEoR観測と組み合わせると、z〜8ニュートラルIGMのスピン温度が68％（95％）の信頼度で27K<T_S<630K（2.3K<T_S<640K）に制限されます。したがって、それらはまた、初期の銀河の以前は制約されていなかった側面であるX線加熱に下限を設定します。たとえば、CMBがz〜8ラジオのバックグラウンドを支配している場合、新しいHERA制限は、最初の銀河がローカル銀河よりも効率的にX線を生成したことを意味します（星形成率あたりのソフトバンドX線光度はL_X/SFR={10^40.2、10^41.9}erg/s/（M_sun/yr）、68％の信頼度）、低金属度環境でのX線連星の期待と一致しています。暗黒物質の相互作用（例えば、ミリチャージによる）が水素ガスを冷却する場合、z〜10の限界はさらに早い加熱を必要とします。銀河によって余分な電波背景が生成されるモデルを使用して、L_{r、\nu}/SFR>3.9x10^24の高い電波と低いX線の光度の組み合わせを（95％の信頼度で）除外します。W/Hz/（M_sun/yr）およびL_X/SFR<10^40erg/s/（M_sun/yr）。新しいHERAの上限は、最近のEDGES検出の宇宙論的解釈を支持も否定もしていません。ここで説明する分析フレームワークは、将来のHERA結果を解釈するための基盤を提供します。
宇宙論的機能くりこみ群、拡張ガリレイ不変性および掃引効果
| Title |
Cosmological_functional_renormalisation_group,_extended_Galilean_invariance_and_the_sweeping_effect |
| Authors |
Alaric_Erschfeld,_Stefan_Floerchinger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.07298 |
機能的くりこみ群は、後期宇宙構造形成の非線形レジームを研究するために採用されています。このフレームワークは、通常、基礎となる対称性または理論空間の切り捨てによって導かれる、非摂動的近似スキームを自然に可能にします。ガリレイ不変性に関連する拡張対称性が研究され、対応するウォードアイデンティティが導き出されます。これらは、大きな波数（小さなスケール）の限界における2点相関関数の（正式に）閉じたくりこみ群の流れ方程式を取得するために使用されます。流れ方程式は、流体乱流のコンテキストで前述した「スイープ効果」に関連する近似で解析的に解かれます。
ハッブル張力とローカルハッブルパラメータの絶対制約
McCrea-MilneとZeldovichの2つの独立したアプローチから、フリードマン-ルメートル-ロバートソン-ウォーカー幾何学の膨張宇宙の相対論的方程式に対応する集合方程式を完全に回復できることが示されています。同様ですが、ニュートン方程式と相対論的方程式のセットは内容に主な違いがあるため、ローカルフローとグローバルフローの2つのフローを定義し、宇宙定数\Lambdaの存在下でハッブル張力を自然に公開します。それから、ローカルハッブルパラメータの下限値と上限値に対する「絶対」制約を取得します。\sqrt{\Lambdac^2/3}\simeq56.2および\sqrt{\Lambdac^2}\simeq97.3$（km/secMpc^{-1}）、それぞれ。宇宙論モデルにおけるいわゆる「最大力/張力」問題へのリンクが明らかにされています。
自己相互作用するボーズ・アインシュタインは、冷たい暗黒物質から暗黒物質を凝縮し、大規模な観測量からの制約
| Title |
Self-interacting_Bose-Einstein_condensate_dark_matter_from_cold_dark_matter,_and_constraints_from_large-scale_observables |
| Authors |
S._T._H._Hartman,_H._A._Winther,_D._F._Mota |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.07496 |
初期のコールドDM（CDM）のような相からの遷移の最終生成物としての自己相互作用ボース・アインシュタイン凝縮（SIBEC）暗黒物質（DM）の宇宙論的進化のシナリオが検討され、冷たいDMガスは、ボーズ・アインシュタイン凝縮相転移を起こした可能性があります。コールドSIBEC遷移に採用された現象論的モデルは、$\Lambda$CDMにすでに存在するパラメーターに3つの追加パラメーターを導入します。SIBECフェーズでのDM自己相互作用の強さ、移行の時間、および移行の速度。これらの追加パラメータに対する制約は、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）、バリオン音響振動（BAO）と成長因子の測定値、およびIa型超新星（SNIa）の距離を使用して、大規模な観測量から取得されます。標準の宇宙論的パラメーターは$\Lambda$CDMから変更されていないことがわかり、さまざまな遷移時間と速度に対するSIBEC-DM自己相互作用の上限が取得されます。ただし、SIBEC-DMが、低質量のハローがカスピーではなくコアになる傾向の原因である場合、物質放射の等式以前のコールドSIBEC遷移時間は除外されます。
| Title |
High_resolution_calibration_of_the_cosmic_strings_velocity_dependent_one-scale_model |
| Authors |
J._R._C._C._C._Correia,_C._J._A._P._Martins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.07513 |
宇宙ひもの進化の標準的な速度依存ワンスケール（VOS）モデルは、高解像度の数値シミュレーションを使用して調整する必要があります。最新のグラフィックス処理ユニットを活用して、ローカルのAbelian-Higgsストリングネットワークの進化の実装を加速し、VOSモデルの詳細で統計的に堅牢なキャリブレーション。私たちは、これまでに実行された最大の高解像度シミュレーションのセットに依存し、広範囲の宇宙膨張率を使用して、ダイナミックレンジ（ボックスサイズを$1024^3$から$4096^3まで比較）を含む主要な数値パラメーターの影響を調査します。$）、格子間隔、およびストリング速度の数値推定量の選択。観測的に重要なループチョッピング効率に特に重点を置いて、これらの数値パラメーターに対するVOSモデルパラメーターの感度を調査し、状態方程式とストリング速度の共役運動量推定量の主な違いを特定し、後者が速い膨張率に対してより信頼性があります（ミンコフスキー空間では反対のことが以前に示されています）。最後に、私たちの結果が宇宙ひもの観測上の制約にどのように影響するかを簡単に説明します。
コンパクトな銀河群における銀河間光の起源
銀河群の接近した銀河間光（IGL）の起源を調査します。IGLは、コンパクトグループ内の相互作用と合併の副産物であると仮定されています。銀河間光を含むコンパクトグループのサンプルのX線点光源の母集団をIGLを含まないコンパクトグループと比較すると、超大光度X線源（ULX）がわずかに増加しているというわずかな証拠が見つかります。また、低光度の高質量X線連星（HMXRB）への大きな偏りもあります。これは、IGLが表示されているグループが、他のコンパクトグループよりも後の進化段階を表していることを示していると解釈します。それらは、星の物質が銀河からIGLの源である銀河間物質に除去された後、星形成の消光（より低いHMXRB光度から推測されるより低い星形成率（SFR））を特徴とする銀河を持っています。ULXの割合が増加しているのは、IGLを持つグループ内での過去の相互作用と合併によるものであると結論付けています。
| Title |
Probing_small-scale_baryon_and_dark_matter_isocurvature_perturbations_with_cosmic_microwave_background_anisotropies |
| Authors |
Nanoom_Lee,_Yacine_Ali-Ha\"imoud |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.07798 |
宇宙の初期条件、特にバリオンとコールドダークマター（CDM）の等曲率摂動は、サブMpcスケールでは十分に制約されていません。この論文では、平均自由電子存在量、したがって宇宙マイクロ波背景放射（CMB）異方性に対する小規模バリオン摂動の影響を計算するための新しい形式を開発します。私たちのフレームワークは、任意の時間とスケールに依存する摂動に対応できます。この形式をバリオンモードとCDM等曲率モードの4つの異なる組み合わせに適用し、PlanckCMB異方性データを使用してそれらの初期振幅を調べます。Planckデータは、小規模な等曲率摂動がないことと一致しており、この追加の成分はハッブル張力の緩和に役立たないことがわかります。共動波数$1〜\textrm{Mpc}^{-1}\lek\leで、これらの等曲率モードの無次元初期パワースペクトル$\Delta_{\mathcal{I}}^2（k）$に上限を設定します。10^3$Mpc$^{-1}$、いくつかのパラメーター化用。スケール不変のパワースペクトルの場合、$\Delta_{\mathcal{I}}^2$の95％信頼水準制限は、純粋なバリオン等曲率で0.023、純粋なCDM等曲率で0.099、補正されたバリオン-CDM摂動で0.026です。ジョイントバリオン-CDM等曲率摂動の場合は0.009。非分析的パラメーター依存性に一般化されたフィッシャー分析を使用して、CMBステージ4実験は、プランク限界の3〜10分の1の初期パワーで小規模な等曲率摂動をプローブできると予測します。この作業で導入された形式は非常に一般的であり、小規模なバリオン摂動を引き起こす物理的プロセスまたは初期条件を調査するためにより広く使用できます。
水の雪線を再考する
水は、星や惑星の形成の多くの側面と密接に関連している分子です。したがって、水の豊富さと分布、特にその雪線の位置は、多くの研究の対象となっています。赤外分光法では原始惑星系円盤の内部に水が豊富にあるように見えますが、サブミリメートルの円盤内の水が検出されることはまれであり、AS205に向けて検出されるのは1つだけです。最近の物理化学的モデルのコンテキストへの検出と単一の検出。AS205に向かう321.2257GHz（10（2,9）-9（3,6））の線の検出は、通常の内部ディスク温度構造と矛盾しており、観測された線は一致している必要があることがわかります。さらに、線幅から導き出された放出領域は、おうし座T星の周りの円盤の水に関する公表された分析とともに、円盤表面の水雪線が中央面の雪線と同じ場所にあることを意味します。これは、暖かい表面層から冷たいディスクのミッドプレーンに水を連続的に隔離する垂直混合によって引き起こされることを提案します。
低ペリヘリア小惑星と一致する温度での炭素質コンドライト中のナトリウムの揮発性
| Title |
Volatility_of_Sodium_in_Carbonaceous_Chondrites_at_Temperatures_Consistent_with_Low-Perihelia_Asteroids |
| Authors |
Joseph_R._Masiero,_Bj\"orn_J._R._Davidsson,_Yang_Liu,_Kelsey_Moore,_Michael_Tuite |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.07331 |
表面および表面下の揮発性物質を含む太陽系小天体は、それらの揮発性物質が固体から気体に変化して放出される温度に達すると、活動の観測的証拠を示します。これは、活動が水、二酸化炭素、または一酸化炭素の氷の昇華によって引き起こされる彗星で最も頻繁に見られます。ただし、一部の物体（特に小惑星（3200）ファエトン）は、これらの氷の昇華温度に達した後も、非常に小さな地動説の距離で活動の開始を示します。ミネラルマトリックスに存在するナトリウムが、この活動の原因となる揮発性元素として機能するかどうかを調査します。ナトリウムは、保持されている鉱物相に応じて、フェートンが経験する条件で昇華する可能性があることを示す理論モデリングを実施します。これをテストするために、炭素質コンドライトアジェンデのサンプルを次のようなさまざまな加熱イベントにさらしました。低近日点小惑星が経験するでしょう。各サンプルに存在するナトリウムの変化を測定したところ、最高温度のサンプルでは、フェートンの表面での1日と同等の、1回の加熱イベントで特定の鉱物相からのナトリウムの大幅な損失が見られました。フェートンで可能な特定の熱履歴の下では、このガス放出は、このオブジェクトの観測された活動を説明するのに十分である可能性があります。この効果は、他の低ペリヘリア小惑星でも観察されると予想され、小さな低アルベド小惑星を破壊するプロセスの重要なステップとして機能する可能性があります。
土星の小さな衛星の近くの動的安定性。 Aegaeon、Methone、Anthe、Palleneの事例
| Title |
Dynamical_stability_in_the_vicinity_of_Saturnian_small_moons._The_cases_of_Aegaeon,_Methone,_Anthe_and_Pallene |
| Authors |
Adri\'an_Rodr\'iguez_and_Nelson_Callegari_Jr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.07361 |
この研究では、土星の小さな衛星であるアイガイオン、メトネ、アンテ、パレネの近くでの軌道進化と動的安定性を分析します。正確な運動方程式を数値的に解き、それぞれAegaeon、Methone、AnthewithMimasの7/6、14/15、10/11の平均運動共鳴の領域内およびその近くの数千のテスト粒子の軌道運動を調査します。。質量のない小さな衛星の場合、最初は共鳴領域に制限されていた粒子の軌道は、少なくとも$10^4$年の間安定していることを示します。また、Aegaeon、Methone、Anthe、Palleneを巨大な物体として数値シミュレーションを行っています。結果は、ほとんどの粒子が軌道運動で大きな摂動を受け、最終的には4つの小さな衛星との衝突によって数百年以下のタイムスケールで不安定化することを示しています。さらに、Aegaeon、Methone、Antheの周りにアークの形で最初に分布したテスト粒子の軌道進化もシミュレートします。最初のアークが数百年のタイムスケールで動的に侵食されることを示し、重力が作用して観測されたアークから粒子を除去するタイムスケールを制約できるようにします。
三重周波数流星レーダー全波散乱測定と理論との比較
| Title |
Triple-frequency_meteor_radar_full_wave_scattering_Measurements_and_comparison_to_theory |
| Authors |
G._Stober,_P._Brown,_M._Campbell-Brown,_and_R.J._Weryk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.07647 |
コンテクスト。流星の軌跡からのレーダー散乱は、電子線密度q、初期軌跡半径r0、両極拡散係数Dなど、制約が不十分ないくつかの量に依存します。目標は、全波後方散乱の数値モデルを3倍周波数エコー測定に適用して、理論を検証し、電子の動径分布、初期トレイル半径、および両極拡散係数の推定値を制約することです。メソッド。カナダの流星軌道レーダー（CMOR）によって記録された同時3周波数エコーから、完全な軌道情報を備えた50個の横方向に分極されたエコーと50個の平行に分極されたエコーの選択が識別されました。各エコーの振幅-時間プロファイルは、ガウス、放物線指数、および1行r2の電子線密度モデルを想定した放射状電子分布の3つの異なる選択肢を使用してモデルに適合しました。各周波数での3つの合成エコー振幅プロファイルすべてが観測値と一致するまで、モデルごとにq、r0、およびDを変化させることにより、観測値を手動で適合させました。結果。ガウス放射状電子分布は、エコーパワープロファイルのフィッティングで最も成功し、1行2列がそれに続きました。電子密度が指数-放物線状分布として軌跡軸から変化するプロファイルを使用して、エコーを適合させることができませんでした。調べたすべてのエコーの5％未満が自己無撞着でしたが、得られた高さの関数としてのr0とDの推定値は、かなりのばらつきはありますが、以前の研究とほぼ同じでした。ほとんどの流星エコーは、理想化された全波散乱モデルでは十分に説明されていないことがわかります。
C / Oのバリエーションが好きな場合は、リングを付ける必要があります
| Title |
If_you_like_C/O_variations,_you_should_have_put_a_ring_on_it |
| Authors |
Nienke_van_der_Marel_(1),_Arthur_Bosman_(2),_Sebastiaan_Krijt_(3),_Gijs_D._Mulders_(4),_Jennifer_B._Bergner_(5)_((1)_University_of_Victoria,_(2)_University_of_Michigan,_(3)_University_of_Exeter,_(4)_Universidad_Adolfo_Ibanez,_(5)_University_of_Chicago) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.07679 |
原始惑星系円盤のC$_2$H放出で追跡されたC/O比は、太陽系外惑星の形成メカニズムと円盤の揮発性枯渇の理解を制約するための基本ですが、現在のC$_2$H観測は明らかな二峰性分布を示しています。はよく理解されておらず、C/O分布が単純な放射状依存性によって記述されていないことを示しています。氷の小石の輸送は、原始惑星系円盤の局所的な元素の存在量を変化させ、圧力バンプの沈降、ドリフト、トラップによって表面の揮発性物質の枯渇と元素のC/Oの増加をもたらすことが示唆されています。すべてのディスクを、空間的に分解されたALMAC$_2$H観測と、高解像度の連続画像およびCO雪線の制約と組み合わせて、C$_2$H放出が実際に氷の小石の位置に関連しているかどうかを判断します。重大なCO-icyダスト貯留層の存在と、COスノーラインの外側にダストリングがあるディスクでのみ見られる高いC$_2$H放出との間に考えられる相関関係を報告します。対照的に、コンパクトなダストディスク（圧力バンプなし）とウォームトランジションディスク（COスノーライン内にダストリングがある）はC$_2$Hで検出されません。これは、このようなディスクに重要なCO氷貯留層が含まれていない可能性があることを示しています。この相関関係は、CO雪線とディスク内の圧力バンプ位置の複雑な相互作用によるC/Oプロファイルの規制の証拠を提供します。これらの結果は、太陽系外惑星の大気組成を適切に解釈するために、化学ディスクモデルにダスト輸送を含めることの重要性、およびディスクの揮発性枯渇、特にガス表面密度を決定するためのCOアイソトポログの使用をよりよく理解することの重要性を示しています。
変形可能なマントルと流体コアで構成される体の秤動
| Title |
Librations_of_a_body_composed_of_a_deformable_mantle_and_a_fluid_core |
| Authors |
Clodoaldo_Ragazzo,_Gwena\"el_Bou\'e,_Yeva_Gevorgyan_and_Lucas_S._Ruiz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.07762 |
変形可能なマントルと流体コアで作られた物体の回転を記述するために、完全に3次元の方程式を提示します。本質的にモデルは、INPOP（IntegrationPlan\'{e}tairedel'ObservatoiredeParis）で使用されているモデルと似ています。Viswanathanetal。（2019）、およびJPL（ジェット推進研究所）による、例えばFolkneretal。（2014）、月を表す。私たちのモデルの意図された利点は次のとおりです。マントルのレオロジーのための線形粘弾性モデルの直接使用。時間領域での簡単な数値実装（タイムラグは必要ありません）。「永久変形」に関連するパラメータを含むすべてのパラメータには、物理的な解釈があります。この論文には次の内容も含まれています。1）マントルの静水圧の通常の欠如（永久変形）を説明するための物理モデル。2）マントルの線形粘弾性レオロジーに有効な、スピン軌道共鳴の内外での物体の自由秤動の公式。3）マントルと理想化された剛体運動の間のオフセットの公式（Pealeのカッシーニ状態）。4）モデルの検証に使用される月、地球、水星の秤動への応用。
国際LOFAR望遠鏡による1秒未満のイメージング：II。 LOFARロングベースラインキャリブレータ調査の完了
| Title |
Sub-arcsecond_imaging_with_the_International_LOFAR_Telescope:_II._Completion_of_the_LOFAR_Long-Baseline_Calibrator_Survey |
| Authors |
Neal_Jackson,_Shruti_Badole,_John_Morgan,_Rajan_Chhetri,_Kaspars_Prusis,_Atvars_Nikolajevs,_Leah_Morabito,_Michiel_Brentjens,_Frits_Sweijen,_Marco_Iacobelli,_Emanuela_Orr\`u,_J._Sluman,_R._Blaauw,_H._Mulder,_P._van_Dijk,_Sean_Mooney,_Adam_Deller,_Javier_Moldon,_J.R._Callingham,_Jeremy_Harwood,_Martin_Hardcastle,_George_Heald,_Alexander_Drabent,_J.P._McKean,_A._Asgekar,_I.M._Avruch,_M.J._Bentum,_A._Bonafede,_W.N._Brouw,_M._Br\"uggen,_H.R._Butcher,_B._Ciardi,_A._Coolen,_A._Corstanje,_S._Damstra,_S._Duscha,_J._Eisl\"offel,_H._Falcke,_M._Garrett,_F._de_Gasperin,_J.-M._Griessmeier,_A.W._Gunst,_M.P._van_Haarlem,_M._Hoeft,_A.J._van_der_Horst,_E._J\"utte,_L.V.E._Koopmans,_A._Krankowski,_P._Maat,_G._Mann,_G.K._Miley,_A._Nelles,_M._Norden,_M._Paas,_V.N._Pandey,_M._Pandey-Pommier,_R.F._Pizzo,_W._Reich,_et_al._(14_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.07284 |
低周波アレイ（LOFAR）のロングベースラインキャリブレーター調査（LBCS）は、LOFARアレイに適したキャリブレーターのセットを取得するために、2014年から2019年の間に実施されました。この論文では、調査地域の約半分をカバーした2016年に発表された予備分析に基づいて、完全な調査を提示します。最終的なカタログは、既存の調査（WENSS、NVSS、VLSS、およびMSSS）を使用して、高低周波無線フラックス密度とフラットスペクトルインデックスの組み合わせに対して選択された、北の空の24713のソースの30006の観測で構成されています。$\geq$200kmベースラインのキャリブレーションに適した、1平方度あたり約1つのキャリブレーターは、30度の北で銀河面から離れた赤緯で、このポイントの南ではかなり低い密度で、コンパクトなフラックス密度の検出によって識別されます。空のこの領域でフラットスペクトル候補ソースを選択するのは比較的難しいためです。VLBAキャリブレータリストを低解像度カタログのフラックス密度と比較した統計的議論とともに使用すると、LBCS観測の大まかなフラックス密度スケールを確立できるため、LBCS統計を使用してスケール上のコンパクトなフラックス密度を推定できます。調査で観測された情報源の場合、300masから2arcsecの間。LBCSは、低解像度の調査で点源の構造を評価するために使用でき、2秒角から300masのスケールでこれらの点源のコヒーレンスの程度が大幅に低下します。LBCSの調査ソースは、電波源の統一されたスキームと一致して、電波銀河よりもクエーサーの方がコンパクトフラックス密度の発生率が高いことを示しています。マーチソン広視野アレイ（MWA）を使用した惑星間シンチレーション（IPS）研究からのソースのサンプルとの比較は、LOFARとの干渉測定とIPSの使用の両方で観測されたソースのコンパクト構造の検出の一貫したパターンを示しています。
トランスヨーロッパ国際LOFAR望遠鏡でサブ秒分解能のイメージングを30MHzまで下げる
| Title |
Pushing_subarcsecond_resolution_imaging_down_to_30_MHz_with_the_trans-European_International_LOFAR_Telescope |
| Authors |
C._Groeneveld,_R._J._van_Weeren,_G._K._Miley,_L._K._Morabito,_F._de_Gasperin,_J._R._Callingham,_F._Sweijen,_M._Br\"uggen,_A._Botteon,_A._Offringa,_G._Brunetti,_J._Moldon,_M._Bondi,_A._Kappes,_H._J._A._R\"ottgering |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.07286 |
ULFスペクトルウィンドウには銀河系および銀河系外の現象を研究するための豊富な独自の診断が含まれていますが、超低無線周波数、つまり50MHz（ULF）未満での宇宙に関する情報は比較的少ないです。長いベースライン（>1000km）が必要であり、電離層の摂動が大きいため、これらの周波数での1秒未満の解像度のイメージングは非常に困難です。パイロットプロジェクトを実施して、ベースラインが最大2000km、周波数が10MHzまでのヨーロッパ横断干渉計アレイであるInternationalLOFARTelescope（ILT）のULFパフォーマンスと可能性を調査しました。30MHzまでの周波数で、6つの電波源に対して1秒未満の解像度の画像を作成することに成功しました。これは、同様の周波数でのILT前の観測よりも1桁以上優れた解像度です。私たちが画像化した6つのターゲット（3C196、3C225、3C273、3C295、3C298、および3C380）は、コンパクトな構造の明るい電波源です。3C196および3C273のデータをより高い周波数での観測と比較することにより、それらの空間的に分解された電波スペクトル特性を調査します。私たちの成功は、30MHzまでの周波数で、ILTを使用したサブ秒単位のイメージングが可能であることを示しています。より暗い線源またはよりコンパクトでない放射源の観測の実現可能性を決定するために、さらなる分析が必要です。
ヘラクレスAのリング構造の起源-サブ秒144MHz〜7GHzの観測
| Title |
Origin_of_the_ring_structures_in_Hercules_A_--_Sub-arcsecond_144_MHz_to_7_GHz_observations |
| Authors |
R._Timmerman,_R._J._van_Weeren,_J._R._Callingham,_W._D._Cotton,_R._Perley,_L._K._Morabito,_N._A._B._Gizani,_A._H._Bridle,_C._P._O'Dea,_S._A._Baum,_G._R._Tremblay,_P._Kharb,_N._E._Kassim,_H._J._A._R\"ottgering,_A._Botteon,_F._Sweijen,_C._Tasse,_M._Br\"uggen,_J._Moldon,_T._Shimwell,_G._Brunetti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.07287 |
著名な電波源であるヘラクレスAは、電波ローブに複雑な構造を備えています。電波天空で最も包括的に研究されている情報源の1つですが、ヘラクレスA電波ローブのリング構造の起源は未解決の問題のままです。国際LOFAR望遠鏡で作成された、ヘラクレスAの低周波数（<300MHz）での最初のサブ秒角分解能画像を提示します。KarlG.Jansky超大型アレイからのデータを追加して、ローブの構造を144MHzから7GHzにマッピングしました。ヘラクレスAのローブ内のリングの起源を調査し、それらの特性が、電波ローブ内を伝播するジェットによって衝撃波が生成される衝撃モデルによって、または内部ローブモデルによって最もよく記述されるかどうかをテストします。リングは減速されたジェットプラズマによって形成されます。スペクトルインデックスマッピングから、私たちの大きな周波数範囲は、異なるリングスペクトルの曲率が中央の活動銀河核から離れるにつれて増加することを明らかにしています。リングのスペクトル形状がシンクロトロンの老化と一致していることを示します。シンクロトロンの経年変化は、過去の断続的なコア活動からの物質の堆積からリングが形成される内葉モデルを支持しています。
150MHzでの3C273の分解ジェット
| Title |
The_resolved_jet_of_3C_273_at_150_MHz |
| Authors |
Jeremy_J._Harwood,_Sean_Mooney,_Leah_K._Morabito,_John_Quinn,_Frits_Sweijen,_Christian_Groeneveld,_Etienne_Bonnassieux,_Alexander_Kappes_and_Javier_Moldon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.07288 |
1963年の発見以来、3C273は、電磁スペクトルにまたがる調査により、最も広く研究されているクエーサーの1つになりました。この歴史的に注目に値するソースについて多くのことが発見されていますが、その低周波放射ははるかによく理解されていません。MHzレジームでの観測は、従来、観測された放出をもたらすプロセスを理解するための鍵となる小規模構造を探索するために必要な解像度を欠いていました。この論文では、MHz周波数での3C273の最初のサブ秒角の画像を使用して、コンパクトなジェット構造の形態と、観測されたスペクトルをもたらすプロセスを調査します。LOFARの国際ステーションの完全な補完を使用して、150MHzで3C273の$0.31\times0.21$arcsec画像を生成し、ジェットの運動力を決定し、ジェットのバルク速度と傾斜角に制約を課し、とらえどころのない証拠を探します150MHzのカウンタージェット。GHz周波数での補助データを使用して、自由自由吸収（FFA）モデルとシンクロトロン自己吸収（SSA）モデルを適合させ、観測されたスペクトルを説明する際の妥当性を判断します。提示された画像は、低赤緯の複雑な光源の堅牢で忠実度の高いイメージングがLOFAR国際ベースラインで可能になったことを初めて示しています。3C273の主な小規模構造がより高い周波数で見られるものと一致し、観測された発光に吸収が存在することを示します。ジェットの運動力は$3.5\times10^{43}$-$1.5\times10^{44}$ergs$^{-1}$の範囲であると判断します。これは、より高い周波数を使用して行われた推定と一致します。観察。バルク速度とローレンツ因子の下限は、それぞれ$\beta\gtrsim0.55$と$\Gamma\geq1.2$です。カウンタージェットは$150$MHzで検出されないままであり、$S_\mathrm{cj\_150}<40$mJyビーム$^{-1}$のピーク輝度に制限があります。
LOFARサブ秒秒イメージングで3C293の履歴を明らかにする
| Title |
Unmasking_the_history_of_3C_293_with_LOFAR_sub-arcsecond_imaging |
| Authors |
Pranav_Kukreti,_Raffaella_Morganti,_Timothy_W._Shimwell,_Leah_K._Morabito,_Robert_J._Beswick,_Marisa_Brienza,_Martin_J._Hardcastle,_Frits_Sweijen,_Neal_Jackson,_George_K._Miley,_Javier_Moldon,_Tom_Oosterloo,_Francesco_de_Gasperin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.07289 |
活動銀河核（AGN）は一時的な活動を示し、再開されたラジオジェットを示す銀河で明らかです。これらの再起動されたジェットは、それらの環境と相互作用して、無線スペクトルエネルギー分布に特徴を残すことができます。これらのシグネチャをトレースするには、低周波数を含む広い周波数範囲で分解されたスペクトルインデックス測定が必要です。無線銀河3C293のこのような研究を紹介します。国際LOFAR望遠鏡（ILT）を使用して、144MHzで最大0.2インチの空間スケールをプローブし、スペクトルを制約するために、これらのデータを多要素無線リンク干渉計と組み合わせました。ネットワーク（MERLIN）および超大型アレイ（VLA）のアーカイブデータ。内側のローブ（〜2kpc）で、〜225MHzでピークに達するスペクトルターンオーバーの存在を検出します。これは、これらの内側のローブは、ホスト銀河の豊富な星間媒体（ISM）と強く相互作用している、ジェットが支配的な若い電波源（スペクトル年齢$\lesssim$0.17Myr）の一部であることを確認します。外側のローブ（〜100kpc）は、144-4850MHzから$\alpha$〜0.6-0.8のスペクトルインデックスを持ち、非常に均一な空間分布と穏やかなスペクトル曲率（$\Delta\alpha\lesssim$0.2）のみを持ちます。燃料補給とジェット流の混乱は、e急勾配からの外葉のスペクトル指数は、スペクトル指数の空間的均一性を維持します。全体として、3C293は複数（2〜3）の活動期間を経ているようです。この研究は、短い中断期間で再開された銀河の新しいサブグループに3C293を追加します。空間的に分解された研究が、このような低周波数で若いソースと古い外葉を同時に研究するのはこれが初めてです。これは、ILTがそのような研究を電波銀河のより大きなサンプルに拡大する可能性を示しています。
4C〜43.15の高解像度国際LOFAR観測-高z電波銀河におけるスペクトル年代と注入指数
| Title |
High-resolution_international_LOFAR_observations_of_4C~43.15_--_Spectral_ages_and_injection_indices_in_a_high-z_radio_galaxy |
| Authors |
Frits_Sweijen_(1),_Leah_K._Morabito_(2),_Jeremy_Harwood_(3),_Reinout_J._van_Weeren_(1),_Huub_J._A._R\"ottgering_(1),_Joseph_R._Callingham_(1_and_4),_Neal_Jackson_(5),_George_Miley_(1)_and_Javier_Moldon_(6_and_7)_((1)_Sterrewacht_Leiden,_(2)_Durham_University,_(3)_University_of_Hertfordshire,_(4)_Netherlands_Institute_for_Radio_Astronomy,_(5)_University_of_Manchester_Jodrell_Bank_Centre_for_Astrophysics,_(6)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Andaluc\'ia,_(7)_Jodrell_Bank_Centre_for_Astrophysics_University_of_Manchester) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.07290 |
スペクトルが急な電波源は、最も遠い銀河である$\alpha-z$関係に優先的に関連付けられていますが、この関係の理由は未解決の問題です。高z電波源のスペクトルの空間分布は、この関係を研究するために使用できます。低周波観測は、粒子の加速と注入メカニズムを理解する上で特に重要です。しかし、高z光源の小さな角度サイズと、これまでの低周波電波望遠鏡の本質的な低解像度により、遠方の物体の高角度分解能の低周波観測が妨げられてきました。ここでは、$121$MHz〜$166$MHzの周波数での$z=2.4$電波銀河のサブアークセカンド観測を示します。スペクトルの空間分布を測定し、$\alpha-z$関係のモデルへの影響について説明します。ベースラインの範囲が最大$1300\\mathrm{km}$の\textit{InternationalLOFARTelescope}（ILT）のハイバンドアンテナ（HBA）で4C43.15をターゲットにしました。$143$MHzの中心周波数で、$\sim0.3''$の角度分解能を達成します。データをアーカイブ\textit{VeryLargeArray}（VLA）データで補完することにより、$55\\mathrm{MHz}$と$8.4\\mathrm{GHz}$の間の4C43.15全体のスペクトルインデックス分布を$0.4''の解像度で調査します。$および$0.9''$。磁場の強さが$B=5.2$nTで、注入指数が$\alpha^\mathrm{north}_\mathrm{inj}=-0.8$および$\alpha^\mathrm{south}_\mathrm{の場合inj}=-0.6$、Tribbleスペクトルエージングモデルをフィッティングすると、スペクトルエージングは$\tau_\mathrm{spec}=1.1\pm0.1$Myrになります。4C43.15のデータは、逆コンプトン損失がより高い赤方偏移でシンクロトロン損失に匹敵するかそれを超える可能性があり、逆コンプトン損失が$\alpha-z$関係の実行可能な説明になる可能性があることを示していると結論付けます。
150MHzでのArp299のサブアークセカンドLOFARイメージング。明るいLIRGの核および拡散拡張放射の追跡
| Title |
Subarcsecond_LOFAR_imaging_of_Arp299_at_150_MHz._Tracing_the_nuclear_and_diffuse_extended_emission_of_a_bright_LIRG |
| Authors |
Na\'im_Ram\'irez-Olivencia,_Eskil_Varenius,_Miguel_P\'erez-Torres,_Antonio_Alberdi,_John_Conway,_Almudena_Alonso-Herrero,_Miguel_Pereira-Santaella,_Rub\'en_Herrero-Illana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.07291 |
Arp〜299の低周波（$\sim$150MHz）電波輝度分布をサブ秒分解能で初めて研究し、コンパクトな発光領域と拡張された発光領域の両方で、支配的なスペクトルエネルギー分布（SED）を追跡します。放出および吸収プロセス。150MHzの国際ベースライン低周波アレイ（LOFAR）と、1.4、5.0、および8.4GHzの超大型アレイ（VLA）の観測によって明らかになった、空間的に分解されたArp299の放射を分析しました。150〜MHzでのArp〜299システム全体の最初のサブ秒（0.4"$\sim$100〜pc）画像を示します。LOFAR観測の高い表面輝度感度（$\sim$100$\mu$Jy/ビーム）より高い周波数で検出されたすべての核成分と、核を取り巻く拡張された急峻なスペクトル放射を検出することができました。銀河全体の空間分解された2点スペクトルインデックスマップを取得しました。コンパクトな核は比較的平坦なスペクトルを示します。、拡張された拡散成分は急峻なスペクトルを示します。連続自由自由媒体モデルと塊状モデルの2つの異なるモデルを使用して、核領域の無線SEDをフィッティングしました。連続モデルは、シンクロトロン、ブレムストラルン、およびイオン化損失にさらされる相対論的電子の集団。塊状モデルは、エネルギー損失が無視できる相対論的電子と、星形成銀河に典型的な熱分率を仮定して適合します。連続モデルに必要なose。私たちの結果は、MHzとGHzの両方の周波数で空間的に分解された無線イメージングを組み合わせて、中央の100pcからキロパーセク銀河全体のスケールまでのLIRGの電波放射特性を詳細に特徴付けることの有用性を確認しています。
国際LOFAR望遠鏡による高解像度イメージング：重力レンズMG 0751 +2716およびクラスB1600 + 434の観測
| Title |
High-resolution_imaging_with_the_International_LOFAR_Telescope:_Observations_of_the_gravitational_lenses_MG_0751+2716_and_CLASS_B1600+434 |
| Authors |
Shruti_Badole,_Deepika_Venkattu,_Neal_Jackson,_Sarah_Wallace,_Jiten_Dhandha,_Philippa_Hartley,_Christopher_Riddell-Rovira,_Alice_Townsend,_Leah_K._Morabito,_J._P._McKean |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.07293 |
ラジオラウド重力レンズシステムMG0751+2716およびクラスB1600+434の低周波アレイ（LOFAR）望遠鏡観測を紹介します。これらの観測により、150MHzで300ミリ秒（mas）の解像度の画像が生成されます。MG0751+2716の場合、レンズモデリングを使用して、低周波源の約2kpcのサイズ推定値を導き出します。これは、KarlG.Jansky超大型アレイによる無線連続体での以前の27.4GHzの研究と一致しています。（VLA）。この一貫性は、低周波の電波源が、高周波で電波構造を形成するコアジェット構造と空間的であり、レンズの拡大領域内で星形成に関連する有意なローブ放出またはさらなる成分が検出されないことを意味します。クラスB1600+434は、画像の1つがエッジオンスパイラルレンズ銀河を通過する2画像レンズであり、無線周波数が低いため、レンズ銀河での伝搬効果、つまり散乱の制限を導き出すことができます。2つのレンズ画像の観測された磁束密度比は、150MHzの観測された周波数で1.19+/-0.04です。2つの画像の幅は、画像Aが散乱の影響を受けないと仮定して、銀河の平面から約1kpcの距離にある銀河を通る統合散乱列で0.035kpcm^-20/3の上限を示します。これは、レンズシステムの微分散乱の超長基線干渉法（VLBI）研究によって導き出された限界と比較して比較的小さいです。これらの観察結果は、LOFARが重力レンズを研究するための優れた機器であることを示しています。また、さらに3つのレンズ観測を校正できないことについても報告します。2つはステーションのキャリブレーションが十分に決定されていない初期の観測からのもので、3つ目は相間移動の問題の影響を受けた観測です。
国際LOFAR望遠鏡による空間分解3C295（サブ秒分解能）のスペクトル分析
| Title |
Spectral_analysis_of_spatially-resolved_3C295_(sub-arcsecond_resolution)_with_the_International_LOFAR_Telescope |
| Authors |
Etienne_Bonnassieux,_Frits_Sweijen,_Marisa_Brienza,_Kamlesh_Rajpurohit,_Christopher_John_Riseley,_Annalisa_Bonafede,_Neal_Jackson,_Leah_K._Morabito,_Gianfranco_Brunetti,_Jeremy_Harwood,_Alex_Kappes,_Huub_J._Rottgering,_Cyril_Tasse,_Reinout_van_Weeren |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.07294 |
3C295は、132MHz〜15GHzの十分に研究された統合無線スペクトルエネルギー分布（SED）を備えた、明るくコンパクトな急峻なスペクトル源です。ただし、低無線周波数での高解像度画像が不足しているため、空間的に分解されたスペクトル研究は制限されています。これらの周波数は、吸収プロセスを測定し、無線SEDの全体的なスペクトルモデリングを固定するために重要です。この論文では、3C295の国際LOFAR（LOw-FrequencyARray）望遠鏡（ILT）観測を使用して、132MHzで1秒未満の分解能で空間的に分解されたスペクトル特性を研究します。新しい132MHzの観測と、1.6GHz、4.8GHz、および15GHzのアーカイブデータを組み合わせることで、分解された無線スペクトル分析を実行できます。ホットスポットのスペクトル特性は、低周波の平坦化の証拠を提供します。対照的に、ローブ全体のスペクトル形状は、JPスペクトルエージングモデルと一致しています。次に、各コンポーネントの統合スペクトル情報を使用して、低周波吸収モデルをホットスポットに適合させ、自由自由吸収モデルとシンクロトロン自己吸収モデルの両方が、標準のべき乗則よりもデータに適合していることを確認します。3C295のホットスポットには低周波吸収があると言えますが、55MHzのILTの低帯域アンテナでの将来の観測により、吸収のタイプを区別できる可能性があります。
LMCによって誘発された軌道極のクラスター化：衛星の平面の起源のヒント
| Title |
The_Clustering_of_Orbital_Poles_Induced_by_the_LMC:_Hints_for_the_Origin_of_Planes_of_Satellites |
| Authors |
Nicolas_Garavito-Camargo,_Ekta_Patel,_Gurtina_Besla,_Adrian_M._Price-Whelan,_Facundo_A._Gomez,_Chervin_F.P_Laporte,_and_Kathryn_V._Johnston |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.07321 |
天の川（MW）衛星のかなりの部分が、コヒーレントな軌道面と一致する位相空間特性を示します。最近大規模な（1.8$\times10^{11}$M$\odot$）LMCのような衛星を捕捉した球形MWハローの調整されたN体シミュレーションを使用して、MWを周回するオブジェクトの軌道極。LMCは、MW暗黒物質（DM）粒子の軌道極を現在のランダム分布から逸脱させます。代わりに、$R\約50$kpcを超える粒子の軌道極は、空を横切る正弦波パターンに沿って、LMCの現在の軌道極の近くに集まります。軌道極の密度は、LMCの近くで、密度の低い領域に関して係数$\delta\rho_{max}$=30\％（50\％）、および$\delta\rho_{iso}$=15\によって強化されます。50〜150kpc（150〜300kpc）の分離MWシミュレーション（LMCなし）に対する％（30\％）。クラスタリングは、LMCのペリセンター（$\約$50Myr前、49kpc）の後に表示され、少なくとも1Gyr持続します。クラスタリングは、次の3つの効果のために発生します。1）LMCは、MWのハローとディスクの中心密度の速度と位置をシフトします。2）LMCによって引き起こされるDMの力学的摩擦の伴流と集合応答は、粒子の運動学を変化させます。3）空間平面内で選択された粒子の観測にはバイアスがあり、空の大円で軌道極を測定すると、それらの軌道極がクラスター化される可能性が高くなります。このシナリオは、最近大規模な衛星（少なくとも$\約$1：10の質量比）をキャプチャしたホストに遍在するはずであり、ハロートレーサーの軌道極のクラスター化を引き起こします。
熱銀河風における質量負荷と非球形発散：X線観測への影響
冷たい雲は破壊され、高温の超新星駆動の銀河風に組み込まれると予想されます。冷たい媒体による風の質量負荷は、質量負荷のない流出と比較して、高温相のバルク速度、温度、密度、エントロピー、および存在量のプロファイルを変更します。非球形の膨張を考慮して、X線観測から低温ガスの同伴率を推測するために使用できるこの物理学の一般的な方程式と限界を提供します。一般に、マッハ数が臨界値を超えると、質量負荷によって密度と温度のプロファイルが平坦になり、速度が低下し、エントロピーが増加します。最初に、このモデルを、質量負荷を直接推測できる最近の高解像度銀河流出シミュレーションに適用します。温度、エントロピー、および組成プロファイルがよく一致していることを示し、この物理学がバルク高温ガスプロファイルを設定する証拠を提供します。次に、ローカルスターバーストM82からの拡散X線放射をモデル化します。非球形（より円筒形）の流出ジオメトリは、観測されたX線表面輝度プロファイルから直接取得されます。これらのモデルは、スターバーストに注入されたものとほぼ等しい総質量負荷率、$\simeq10$M$_\odot$yr$^{-1}$を意味し、漸近的な熱風速度$を予測します。\sim1000\、{\rmkm\s^{-1}}$は、以前の予測より$\sim1.5-2$倍小さくなっています。また、観測されたエントロピープロファイルを使用して流出速度を制限し、XRISMなどの将来のミッションを予測する方法も示します。観察されたX線の四肢の明るさは、流出の端での質量負荷によって説明されるかもしれないと私たちは主張します。
カスプコア変換メカニズムとしての自己相互作用暗黒物質と超新星フィードバックの間の縮退
| Title |
Degeneracies_Between_Self-interacting_Dark_Matter_and_Supernova_Feedback_as_cusp-core_transformation_mechanisms |
| Authors |
Jan_D._Burger_(1),_Jes\'us_Zavala_(1),_Laura_V._Sales_(2),_Mark_Vogelsberger_(3),_Federico_Marinacci_(4),_Paul_Torrey_(5)_((1)_University_of_Iceland,_Dunhagi_5,_107_Reykjav\'ik,_Iceland,_(2)_University_of_California_Riverside,_Riverside,_CA,_US,_(3)_MIT_Kavli_Institute_for_Astrophysics_and_Space_Research,_Ronald_McNair_Building,_37-611,_(4)_Department_of_Physics_and_Astronomy_"Augusto_Righi'',_University_of_Bologna,_via_Gobetti_93/2,_I-40129_Bologna,_Italy,_(5)_Department_of_Astronomy,_University_of_Florida,_211_Bryant_Space_Sciences_Center,_Gainesville,_FL_32611,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.07358 |
DM粒子（SIDM）間の自己相互作用を含む、最初はカスピー暗黒物質（DM）ハロー内の孤立した矮小銀河（ガス状および恒星円盤と恒星バルジ）の16の高解像度流体力学シミュレーションのスイートを提示します。また、確率的星形成とそれに続く超新星フィードバック（SNF）は、恒星フィードバックモデルSMUGGLEを使用して実装されています。SIDMの運動量伝達断面積と星形成のしきい値はシミュレーション間で異なります。DMハローは、これら2つのパラメーターのいくつかの組み合わせに対して、同様のサイズと形状の一定密度のコアを形成します。SIDM（断熱カスプコア変換）によって形成されたコアを持つハローは、バースト星形成（インパルスカスプコア変換）を伴うシミュレーションで、SNFによって形成されたコアを持つハローよりも等温に近い速度分散プロファイルを持っています。。衝動的なSNFは、急な恒星の年齢勾配を生成し、銀河の中心にあるガスのランダムな動きを増加させる可能性があります。断熱的に形成されたコアを持つハローでシミュレートされた銀河は、他のシミュレーションの銀河よりも浅い（遅い時間に）恒星の金属量勾配で、空間的に拡張されています。重力ポテンシャルの断熱的または衝動的な進化を示すガスと星のそのような観測可能な特性は、DMハローで観測されたコアがDM粒子間の自己相互作用によって形成されるか、衝動的に応答して形成されるかを決定するために使用できます。SNF。
銀河円盤とハローのHI列密度分布
| Title |
The_HI_Column_Density_Distribution_of_the_Galactic_Disk_and_Halo |
| Authors |
David_M._French,_Andrew_J._Fox,_Bart_P._Wakker,_Colin_Norman,_Nicolas_Lehner,_Jay_Christopher_Howk,_Blair_D._Savage,_Philipp_Richter,_John_O'Meara,_Sanchayeeta_Borthakur,_Timoth_Heckman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.07419 |
HIライマン系列の吸収の測定値を使用して、天の川円盤とハローで中性ガスのセンサスを$N$（HI）$\sim10^{14}$cm$^{-2}$の制限カラム密度まで提示します。FarUltravioletSpectroscopicExplorer（FUSE）から。私たちの結果は、銀河緯度|b|$\gtrsim20^{\circ}$で空全体に均等に広がる25個のAGN視線の分析から得られました。多成分フォークトプロファイルを、FUSE（Ly$\beta$-Ly$\mu$）でカバーされる11のライマン系列吸収遷移とLy$\alpha$のHST測定に同時にフィッティングすることにより、運動学とカラム密度を導き出します。152個のHI吸収成分のサンプル。飽和により、列密度が17$\lesssim$log$N$（HI）$\lesssim$19の多くのコンポーネントの正確な測定が妨げられますが、log$N$（HI）$\lesssim$17およびlog$N$（HI）$\gtrsim$19。天の川の最初の紫外線HIカラム密度分布関数（CDDF）を、グローバルおよび低速（ISM）、中速雲（IVC）、および高速雲（HVC）の両方で導出します。IVCとHVCは、統計的に区別できないCDDF勾配を示し、$\beta_{\rmIVC}=$$-1.01_{-0.14}^{+0.15}$および$\beta_{\rmHVC}=$$-であることがわかります。1.05_{-0.06}^{+0.07}$。全体として、銀河円盤とハローのCDDFは、同等の銀河系外調査で見つかったものよりも浅く見えます。これは、銀河ハローに比較的豊富な高カラム密度のガスがあることを示唆しています。HIカラム密度の関数として空を覆う割合を導き出し、南と比較して北半球でIVCガスの増強を見つけます。また、HVCの流入が$-$0.88$\pm$0.40M$_\odot$yr$^{-1}$であるのに対し0.20$\pm$0.10M$_\odotである、流出するHIよりも流入するHIが過剰であるという証拠もあります。$yr$^{-1}$のHVC流出、UV金属ラインで見られる過剰な流入HVCを確認。
IllustrisTNGによる高温ガスの模擬HUBS観測
十分なX線観測能力の欠如は、銀河のビリアル半径以上に及ぶと予測される銀河周囲媒体（CGM）の高温相の理解の進歩を深刻に妨げており、したがって、研究のための重要な境界条件を取得しています。銀河の進化。この目的のために、HotUniverseBaryonSurveyor（\textit{HUBS}）が提案されています。\textit{HUBS}は、高解像度および高スループットの非分散型X線分光計で輝線または吸収線を検出することにより、高温のCGMをプローブするように設計されています。分光計は、マイクロ熱量計の$60\times60$アレイで構成され、各検出器は$2〜\mathrm{eV}$のエネルギー分解能を提供し、$1^{\circ}のX線望遠鏡の焦点面に配置されます。$視野。このような設計により、分光計は銀河団ガス（IGrM）と銀河団ガス（ICM）の外側領域の研究を可能にすることも期待されています。\textit{HUBS}の科学的可能性を評価するために、\tngシミュレーションを使用して、さまざまな赤方偏移での銀河、グループ、およびクラスターの模擬観測を作成しました。この作業では、放射研究のみに焦点を当て、模擬観測における光円錐、銀河前景放射、および背景AGNの寄与の影響を考慮に入れました。観測から模擬X線画像とスペクトルを作成し、それらを分析してそれぞれの場合の放出ガスの特性を導き出し、その結果をシミュレーションからの入力パラメータと比較しました。結果は、\textit{HUBS}が低赤方偏移でのホットCGMの研究に非常に適していることを示しています。赤方偏移の範囲は、IGrMとICMを測定するために大幅に拡張されています。
| Title |
Cluster_density_slopes_from_Dark_Matter-Baryons_Energy_Transfer |
| Authors |
Antonino_Del_Popolo,_Morgan_Le_Delliou_and_Maksym_Deliyergiyev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.07447 |
この論文では、暗黒物質密度プロファイルにおける質量と内部勾配との関係に関する以前の研究を拡張します。矮小銀河から銀河団までの質量範囲でその関係を計算します。これは、SNおよびAGNフィードバックを介したエネルギー伝達のモデリング、およびバリオン凝集塊の力学的摩擦のおかげで行われました。銀河の質量（グループとクラスター）より上の質量範囲では、内側の傾斜と質量の関係がその傾向を変えることを示します。それは、銀河群に対応する質量の周りで（より尖ったプロファイルに向かって）平らになり、大きな銀河団の質量に対して再び急勾配になります。平坦化は、AGN流出（AGNフィードバック）によって生成されます。$\alpha$上の1つの$\sigma$のばらつきは、すべての質量範囲（$\Delta\alpha\simeq0.3$）でほぼ一定です。これは、内部密度プロファイルの勾配と質量の関係を銀河団に拡張し、バリオンの役割を説明する最初の論文です。結果は、バリオンも考慮に入れて、完全な密度プロファイルを取得するために使用できます。この種の密度プロファイルは、以前は銀河でのみ利用可能でした。
赤外線宇宙天文台による超新星残骸の分光学的研究
| Title |
A_Spectroscopic_Study_of_Supernova_Remnants_with_the_Infrared_Space_Observatory |
| Authors |
Matthew_J._Millard,_Aravind_P._Ravi,_Jeonghee_Rho,_and_Sangwook_Park |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.07461 |
長波長分光計（LWS）で取得した赤外線宇宙天文台（$ISO$）のアーカイブデータに基づいて、超新星残骸（SNR）の遠赤外線（FIR）分光法を紹介します。私たちのサンプルには、銀河とマゼラン雲の20のSNRのラインスペクトルと連続スペクトルの以前に公開されていないプロファイルが含まれています。G21.5-0.9、G29.7-0.3、かに星雲、G320.4-1.2を含むいくつかのSNRで、幅広い[OI]、[OIII]、[NII]、および[CII]数10$^3$kms$^{-1}$までの速度分散を持つ線は、それらが高速SN噴出物に関連していることを示しています。ドップラー幅の広い原子輝線と明るいFIR連続体の検出は、SNエジェクタに新しく形成されたダストの存在を示唆しています。G320.4-1.2の場合、SNRのコンポーネントに適合した黒体モデルを適用することにより、0.1〜0.2M$_\odot$の噴出ダスト質量の最初の推定値を提示します。バックグラウンド放出。サンプルには、SNRKes79、CTB109、およびIC443に向かう63、145$\mu$m[OI]、および158$\mu$m[CII]ラインのラスターマップが含まれています。これらのライン強度に基づいて、相互作用することをお勧めします。これらのSNRのショックタイプ。最後に、サンプルSNRのLWSスペクトルをいくつかのHII領域のスペクトルと比較し、それらのFIR線強度比と連続体特性について説明します。SN噴出物とSNダストの広範な研究のために、より高い空間およびスペクトル分解能を備えた最新の機器（$JWST$や$SOFIA$など）による追跡観測が推奨されます。
分子雲における宇宙線の自己変調：電波観測における痕跡
| Title |
Self-modulation_of_cosmic_rays_in_molecular_clouds:_Imprints_in_the_radio_observations |
| Authors |
V._A._Dogiel,_D._O._Chernyshov,_A._V._Ivlev,_A._M._Kiselev,_A._V._Kopyev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.07559 |
中央分子ゾーン（CMZ）と個々の分子雲からの非熱放射の特性を分析し、観測された特徴は、高密度を透過する宇宙線（CR）の自己変調の最近の理論の枠組みで解釈できると主張します。分子領域。ガス柱密度が$\sim10^{23}$cm$^{-2}$の雲の場合、理論は、CR陽子の自己変調によって発生し、より硬いシンクロトロンスペクトルにつながるサブGeVCR電子の枯渇を予測します。サブGHzの範囲で。シンクロトロンスペクトルにおける電子枯渇の予測された痕跡は、CMZの利用可能な電波観測で見られるスペクトル硬化とよく一致しています。SgrB2などの個々の（密度の高い）CMZ雲についても、シンクロトロン放射に対する同様の、しかしさらに強い影響が予測されます。ただし、観測データが利用可能な$\sim$GHzを超える周波数での放射は、熱成分によって完全に支配されているため、予測を検証するには、より低い周波数での新しい観測が必要です。
FEDReD III：Velaの3D構造を解明する
コンテクスト。ヴェラコンプレックスは、数百平方度でいくつかの星と星間の構造を集める空の領域です。目的。ガイア計画により、減光によるヴェラ星間構造の3Dビューを取得できるようになりました。メソッド。GaiaDR2カタログとクロスマッチングされた近赤外線2MASSデータに対してFEDReD（FieldExtinction-DistanceRelationDeconvolver）アルゴリズムを使用して、消滅密度の3Dキューブを取得しました。この立方体にFellWalkerアルゴリズムを適用して、塊と密な構造を見つけました。結果。$450〜\mathrm{deg}^2$で1800万個の星を分析し、$\ell\in[250\degr、280\degr]$と$bでVela複合体の消滅密度を0.5から8〜kpcで取得しました。\in[$-10$\degr、5\degr]$。この立方体は、既知の構造の完全な形態とそれらの間の関係を明らかにします。特に、VelaMolecularRidgeは、2D密度によって示唆されるように、4つではなく3つの下部構造で構成されている可能性が高いことを示しています。これらの下部構造は、大きな空洞のシェルを形成します。この空洞は、ほ座超新星残骸と視覚的に整列していますが、より遠い距離にあります。絶滅密度キューブから抽出したISM凝集塊の位置、距離、サイズ、および総ダスト含有量のカタログを提供します。
XMM-XXLフィールドからのブロードライン活動銀河における極塵の不明瞭化
| Title |
Polar_dust_obscuration_in_broad-line_active_galaxies_from_the_XMM-XXL_field |
| Authors |
V._Buat,_G._Mountrichas,_G._Yang,_M._Boquien,_Y._Roehlly,_D._Burgarella,_M._Stalevski,_L._Ciesla,_P._Theul\'e |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.07684 |
ほこりは近くのAGNの極域で観察され、それらの中赤外放射とそれらのUVから光放射への不明瞭化に実質的に寄与することが知られています。XMM-XXLフィールドで1275BLAGNのサンプルを選択し、光学から赤外線の測光データを使用しました。これらのAGNは極方向に沿って見られ、極の周りにある塵が存在する場合、その影響が最大になると予想されます。前景スクリーンとしてモデル化された、極方向に沿った不明瞭さを説明するためにダスト成分を導入するX-CIGALEと、短波長で大幅に急勾配になるか、はるかに灰色になるために選択された消光曲線を使用しました。さまざまな適合の結果を比較することにより、極の不明瞭化に賛成または反対し、灰色または急な消光曲線を使用して記述された、正の統計的証拠を持つソースのサブサンプルを定義できます。極性ダストの賛成と反対の肯定的な証拠を持つソースの同様の部分を見つけます。統計的補正を適用すると、サンプルの半分に極性ダストが含まれている可能性があり、そのうち60％が急な減光曲線を示し、40％が平坦な減光曲線を示します。これらの後者のパーセンテージは、採用された消滅曲線に依存することがわかっていますが。Vバンドの不明瞭さは、X線カラム密度と相関することはありませんが、A_V/N_H比は広範囲の値に及び、急な消光曲線ではなく平坦な方が高いダスト温度が見られます。これらの複合システムのスペクトルエネルギー分布の適合においてこの極性ダスト成分を無視すると、恒星の寄与を過大評価することになります。SMC消光曲線で記述された極性ダスト成分を使用した単一の適合は、この問題を効率的に克服しますが、極性ダストが不明瞭なすべてのAGNを特定することはできません。
赤方偏移$ 1 \ leq z \ leq9 $でのISM [CII]、CO、および[CI]放出の物理モデルの経験的表現
| Title |
An_empirical_representation_of_a_physical_model_for_the_ISM_[CII],_CO,_and_[CI]_emission_at_redshift_$1\leq_z\leq9$ |
| Authors |
Shengqi_Yang,_Gerg\"o_Popping,_Rachel_S._Somerville,_Anthony_R._Pullen,_Patrick_C._Breysse,_Abhishek_S._Maniyar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.07716 |
星間物質（ISM）によって生成されたサブミリメートルの輝線は、星形成の強力なトレーサーであり、線強度マッピング（LIM）調査の主なターゲットの一部です。この作業では、赤方偏移範囲$1\の[CII]、COJ=1-0からJ=5-4、および[CI]線の平均、散乱、および相関を同時にカバーする経験的な複数線放射モデルを提示します。leqz\leq9$。銀河のISM線放射光度とハロー質量の関係は、赤方偏移に依存する対数正規散乱を使用した2乗則で記述できると仮定します。次に、モデルパラメータは、$0\leqz\lesssim6$で複数のサブミリメートルライン観測を正常に再現した最先端の半解析的シミュレーション結果に適合させることによって導出されます。半解析的シミュレーションと経験的モデルによって予測された線放出統計をクロスチェックし、$z\geq1$で、モデルが約10％未満の分数誤差でシミュレートされた線強度を再現することを発見しました。パワースペクトルの分数の差は25％未満です。この計算効率の高いモデルは、物理的に動機付けられた自己無撞着な銀河シミュレーションに基づいており、今後のLIM調査のISM輝線統計の予測に役立ちます。
| Title |
AGNet:_Weighing_Black_Holes_with_Deep_Learning |
| Authors |
Joshua_Yao-Yu_Lin,_Sneh_Pandya,_Devanshi_Pratap,_Xin_Liu,_Matias_Carrasco_Kind,_Volodymyr_Kindratenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.07749 |
超大質量ブラックホール（SMBH）は、ほとんどの巨大な銀河の中心に遍在して見られます。SMBHの質量を測定することは、SMBHの起源と進化を理解するために重要です。ただし、従来の方法では、収集に費用がかかる分光データが必要です。クエーサー光の時系列を使用してSMBHを重み付けするアルゴリズムを提示し、高価なスペクトルの必要性を回避します。SloanDigitalSkySurvey（SDSS）Stripe82光度曲線から直接学習するニューラルネットワークをトレーニング、検証、テストして、分光学的に確認された$38,939$のクエーサーのサンプルを取得し、SMBH質量と多色光度曲線の間の非線形エンコーディングをマッピングします。。予測されたSMBH質量とSDSSシングルエポックスペクトルに基づく基準ビリアル質量推定値の間に0.37dexの1$\sigma$分散が見つかります。これは、ビリアル質量推定値の体系的な不確実性に匹敵します。私たちの結果は、VeraC.RubinObservatoryからの将来の観測により、より効率的なアプリケーションに直接的な影響を及ぼします。コード\textsf{AGNet}は、{\color{red}\url{https://github.com/snehjp2/AGNet}}で公開されています。
H $ \ alpha $ NGC4395における中間質量活動銀河核の残響マッピング
| Title |
H$\alpha$_Reverberation_Mapping_of_the_Intermediate-Mass_Active_Galactic_Nucleus_in_NGC_4395 |
| Authors |
Hojin_Cho,_Jong-Hak_Woo,_Tommaso_Treu,_Peter_R._Williams,_Stephen_F._Armen,_Aaron_J._Barth,_Vardha_N._Bennert,_Wanjin_Cho,_Alexei_V._Filippenko,_Elena_Gallo,_Jaehyuk_Geum,_Diego_Gonz\'alez-Buitrago,_Kayhan_G\"ultekin,_Edmund_Hodges-Kluck,_John_C._Horst,_Seong_Hyeon_Hwang,_Wonseok_Kang,_Minjin_Kim,_Taewoo_Kim,_Douglas_C._Leonard,_Matthew_A._Malkan,_Raymond_P._Remigio,_David_J._Sand,_Jaejin_Shin,_Donghoon_Son,_Hyun-il_Sung,_Vivian_U |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.07756 |
NGC4395の活動銀河核（AGN）の高ケイデンス分光および画像モニタリングキャンペーンの結果を提示します。GMOS積分フィールドを使用してGemini-N8m望遠鏡で高い信号対雑音比スペクトルが得られました。2019年3月7日の分光器（IFS）、および2019年3月3日と4月2日のスリットマスク付き低解像度イメージング分光計（LRIS）を使用したKeck-I10m望遠鏡で。測光データは1mクラスの数で取得されました。同じ夜の望遠鏡。細線領域（NLR）は空間的に解決されます。したがって、スリットスペクトルへの寄与が変動するため、相対フラックスキャリブレーションの標準的な手順は実用的ではありません。IFSからの空間分解データを効果的に使用して、スリットマスクのスペクトル光度曲線を補正できることを示します。光度曲線に強い変動パターンがないため、信頼できるラグは得られませんでしたが、Wooetal。によって報告された$\sim80$minの測光ラグと一致して、ブロードラインタイムラグを3時間未満に制限します。（2019）。高品質のスペクトルを利用することにより、H$\alpha$輝線の広い成分の2番目のモーメントを$586\pm19$kms$^{-1}$と測定し、Wooetによって報告された低い値に取って代わります。al。（2019）。修正された線分散と測光タイムラグを組み合わせて、ブラックホールの質量を$（1.7\pm0.3）\times10^4$M$_{\odot}$として更新します。
LIGO / Virgoパブリックアラートに基づく電磁的対応物検索に対するデータ主導の期待
| Title |
Data-driven_expectations_for_electromagnetic_counterpart_searches_based_on_LIGO/Virgo_public_alerts |
| Authors |
Polina_Petrov,_Leo_P._Singer,_Michael_W._Coughlin,_Vishwesh_Kumar,_Mouza_Almualla,_Shreya_Anand,_Mattia_Bulla,_Tim_Dietrich,_Francois_Foucart,_Nidhal_Guessoum |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.07277 |
重力波信号の電磁的対応物の検索は、ガンマ線バースト、光学/赤外線キロノバ、およびパンクロマティック残光を伴うバイナリ中性子星合体の2017年の最初の検出以来倍増しています。それでも、1回のLIGO/Virgo観測が後で実行されましたが、電磁的対応物の2番目の安全な識別はまだありません。LIGOとおとめ座の3回目の観測実行であるO3でのイベントのローカリゼーションの不確実性が予測よりもはるかに大きかったことを考えると、これは驚くべきことではありません。これを説明するために、データ分析の改善により、LIGO/Virgoがより弱い、したがってよりローカライズされていないイベントを検出できるようになり、検出の総数が増加しました。全体。次の2つのLIGO/Virgo/KAGRA観測実行、O4とO5のシミュレーションを示します。これらは、O3パブリックアラートの統計に基づいています。更新された予測が持つ可能性のある重要な影響を説明するために、掃天観測施設のフォローアップ戦略を研究します。望遠鏡の時間の大きなコミットメントとフォローアップされるイベントに優先順位を付ける必要があることを考えると、重力波の位置特定の精度を現実的かつタイムリーに予測することが最も重要です。天文学者向けの公開提案計画リソースとして、シミュレートされたローカリゼーションのデータリリースが含まれています。
どこで、いつ、そしてなぜ：3次元コア崩壊超新星モデルにおける高速ペアワイズ集団ニュートリノ振動の発生
| Title |
Where,_when_and_why:_occurrence_of_fast-pairwise_collective_neutrino_oscillation_in_three-dimensional_core-collapse_supernova_models |
| Authors |
Hiroki_Nagakura,_Lucas_Johns,_Adam_Burrows,_and_George_M._Fuller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.07281 |
高速ペアワイズ集団ニュートリノ振動は、コア崩壊超新星（CCSN）の理論における重要な不確実性を表しています。CCSNダイナミクスへの潜在的に重大な影響にもかかわらず、この物理学を一貫して組み込むことの手ごわい技術的困難のために、CCSNの数値モデルでは通常無視されます。この論文では、ダース以上の最先端の3次元CCSNモデルで電子ニュートリノレプトン数（ELN）の交差を診断することにより、高速フレーバー変換の発生の見通しを調査します。ELNクロッシングは、フレーバー変換をトリガーするために必要な条件です。シミュレーションからは0番目と1番目の角度モーメントしか利用できませんが、新しい方法では、運動量空間におけるニュートリノの角度分布を調べて、ELN交差について正確な洞察を得ることができます。私たちの分析は、高速フレーバー変換は一般にCCSNeのショック後の領域で発生し、爆発モデルは失敗したCCSNeよりもフレーバー変換に適した条件を提供することを示唆しています。また、共通の特性と前駆体に依存する特性の両方があることもわかりました。ELN交差を2つのタイプに分類し、ニュートリノ放射場と物質の相互作用を精査することにより、各ケースの生成メカニズムを分析します。ELN交差を駆動するCCSNダイナミクスの重要な要素である、原始中性子星（PNS）対流、非対称ニュートリノ放出、ニュートリノ吸収および散乱を見つけます。この研究は、現実的なCCSNモデルでの高速フレーバー変換に対応する必要があることを示唆しています。
銀河中心のX線連星集団は数十年の観測を通して明らかにされました
| Title |
The_X-ray_binary_population_in_the_Galactic_Center_revealed_through_multi-decade_observations |
| Authors |
Kaya_Mori,_Charles_J._Hailey,_Theo_Y.E._Schutt,_Shifra_Mandel,_Keri_Heuer,_Jonathan_E._Grindlay,_Jaesub_Hong,_Gabriele_Ponti_and_John_A._Tomsick |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.07312 |
銀河中心（GC）の静止および過渡X線連星（XRB）の調査を提示します。中央パーセクにある非熱X線源のチャンドラ分析をHaileyetal。から拡張しました。（2018）、2012-2018年に取得された追加の4.6ミリ秒のACIS-Sデータを使用。12個の光源の個々のチャンドラスペクトルは、平均光子指数$\Gamma$〜2の吸収されるべき乗則モデルに適合し、Fe輝線を示していません。それらのうちの9つから長期変動が検出され、大部分が静止XRBであることが確認されました。GCの頻繁なX線モニタリングにより、12の非熱X線源と4つのX線過渡現象が、過去20年間で最大で1回の爆発を示していることが明らかになりました。それらは、GC内の6つの既知の中性子星LMXBとは異なります。これらはすべて、平均して5年未満の再発時間で複数の爆発を経験しています。X線トランジェントのより広い母集団の爆発履歴データに基づいて、16の線源は、恒星と一致する、約4〜12時間の公転周期を持つ約250〜650の緊密に結合したBH-LMXBの母集団を表すと結論付けます。SgrA*付近のバイナリダイナミクスモデリング。16個のBH-LMXB候補の分布は、円盤状（87％CL）であり、核星団と整列しています。私たちの結果は、XRBの形成と他の銀河核における重力波イベントの速度に影響を及ぼします。
閾値以下の中性子星合体候補に対する非常に高エネルギーの対応物のアーカイブ検索
| Title |
An_Archival_Search_for_Very-High-Energy_Counterparts_to_Sub-Threshold_Neutron-Star_Merger_Candidates |
| Authors |
Colin_Adams_(on_behalf_of_the_VERITAS_Collaboration),_Imre_Bartos,_K._Rainer_Corley,_Szabolcs_M\'arka,_Zsuzsanna_M\'arka,_Do\u{g}a_Veske |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.07317 |
中性子星合体からの重力波と一致する電磁信号の最近の発見は、最もエネルギッシュな天体物理学的イベントを研究するためのマルチメッセンジャーキャンペーンの重要性を固めました。LIGO/Virgo重力波検出器やIceCubeニュートリノ天文台などの先駆的なマルチメッセンジャー天文台は、検出の有意性のしきい値を下回る多くの候補信号を記録します。これらのサブスレッショルドイベント候補は、マルチメッセンジャー研究の有望なターゲットです。これらの候補によって提供される情報は、時間一致のガンマ線観測と組み合わせると、重要な検出につながる可能性があるためです。この寄稿では、AdvancedLIGOの最初の観測実行（O1）で特定されたしきい値以下のバイナリ中性子星合体候補を使用して、VERITASイメージング大気チェレンコフ望遠鏡からのアーカイブ観測を使用して超高エネルギーガンマ線の過渡イベントを検索する方法について説明します。配列。将来の共同サブスレッショルド検索のためのこの手法の可能性について説明します。
JyレベルのターゲットのEHT研究において、Safarzadeh等。（2019）位置天文モニタリングが、重力波損失に対して長寿命にする広い分離と、併合された伴銀河から期待される小さな質量比で、巨大なブラックホール連星をどのように制約できるかを示しています。このngVLA研究では、NGC\、4472などのより多くのmJyレベルのターゲットについて、このようなフロンティアトピックをどのように調査できるかを示します。また、ngVLA位置天文モニタリングが、NGC\、4472からの重力波のパルサータイミングアレイの上限をどのようにテストできるかについても説明します。
ピリオドグラムの落とし穴：準周期的振動の分析における非定常バイアス
| Title |
Pitfalls_of_periodograms:_The_non-stationarity_bias_in_the_analysis_of_quasi-periodic_oscillations |
| Authors |
Moritz_Huebner,_Daniela_Huppenkothen,_Paul_D._Lasky,_Andrew_R._Inglis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.07418 |
準周期的振動（QPO）は、ガンマ線バースト、太陽フレア、マグネターフレアなどの一時的なイベント中の天体物理学的オブジェクトの動的な振る舞いを理解するための重要な鍵です。QPOの検索では、時系列のピリオドグラムを使用し、ホイットル尤度関数を使用してスペクトル密度推定を実行することがよくあります。ただし、周波数ビンは統計的に独立していないため、時系列が定常である場合にのみ、ホイットルの可能性が有効になります。時系列が非定常である場合、QPOの重要性が大幅に過大評価される可能性があり、中心周波数とQPO幅の推定値が過大に制約される可能性があることを示します。この効果は、QPOが時系列の一部にのみ存在し、ノイズレベルが時系列全体で変化している場合に発生します。これは、たとえば、トランジェントの前後のバックグラウンドノイズが時系列に含まれている場合、または低周波ノイズプロファイルが時系列にわたって大きく変化する場合に発生する可能性があります。太陽フレアデータから以前に報告された結果でこのバイアスの存在を確認し、重要性が非常に誇張されている可能性があることを示しています。最後に、分析がこのバイアスの影響を受けるかどうかを特定するのに役立ついくつかの提案を提供します。
2012-13年の爆発時のMAXIJ1910-057 / SwiftJ1910.2-0546の降着流ダイナミクスの研究
| Title |
Study_of_accretion_flow_dynamics_of_MAXI_J1910-057/Swift_J1910.2-0546_during_its_2012-13_outburst |
| Authors |
Sujoy_Kumar_Nath,_Dipak_Debnath,_Kaushik_Chatterjee,_Arghajit_Jana,_Debjit_Chatterjee,_Riya_Bhowmick |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.07456 |
銀河系ブラックホール候補MAXIJ1910-057/SwiftJ1910.2-0546は、2012年の最初の爆発時にMAXI/GSC衛星とSwift/BAT衛星によって同時に発見されました。Swift/XRT、MAXI/GSC、およびSwift/BAT機器からのアーカイブデータ。低周波の準周期的振動は、観測のいくつかのインスタンスで観測されます。結合された1〜50keVのスペクトルは、遷音速流ソリューションベースの2成分移流（TCAF）モデルを使用して分析されます。軟X線フラックスと硬X線フラックスの変化、それらの硬度比、およびスペクトルモデルパラメータの変化に基づいて、ソースが6つのスペクトル状態を経て進化したことを発見しました。これは、一時的なブラックホールの場合には珍しいことです。この異常なスペクトル状態の進化は、2つの重なり合う爆発の結果であると解釈します。この爆発では、粘度の急激な上昇によって一次爆発の残りの物質がパイルアップ半径から放出され、二次爆発が発生します。TCAFモデルを使用したスペクトル分析から、ブラックホールの質量は$9.98^{+3.54}_{-3.09}$$M_\odot$と推定され、ソース距離は$4.6-14.6$〜kpcと推定されます。遷移光度の考慮事項から。
ウルカ過程からの体積粘度：$ npe \ mu $-ニュートリノトラップ物質
| Title |
Bulk_viscosity_from_Urca_processes:_$npe\mu$-neutrino-trapped_matter |
| Authors |
Mark_Alford,_Arus_Harutyunyan,_Armen_Sedrakian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.07523 |
この研究では、ニュートリノトラップ領域でウルカ過程によって誘発された高温で高密度の$npe$物質の体積粘度に関する以前の研究を、ミューオンウルカ過程と純粋なレプトンを追加することによって$npe\mu$物質に拡張します。電子-ミューオン遷移を含む電弱過程。核物質は、ニュートリノ/反ニュートリノがトラップされる温度でニュートリノ優勢物質（DDME2モデル）と反ニュートリノ優勢物質（NL3モデル）を予測する2つの異なるパラメーター化を使用した相対論的密度関数アプローチでモデル化されます。ニュートリノが支配的な物質の場合、主な平衡メカニズムはレプトンの捕獲ですが、反ニュートリノが支配的な物質の場合、これは中性子の崩壊によるものです。ウルカ過程の平衡化率は純粋なレプトン過程の平衡化率よりも高いことがわかります。これは、凍結したと仮定したレプトン反応でウルカの体積粘度を計算できることを意味します。中程度の温度では、$\zeta\simT^{-2}$として、温度とともに体積粘度が低下することがわかります。高温では、このスケーリングは、プロトン分率が密度に依存せず、物質がスケール不変になる温度に近いバルク粘度の急激な低下によって崩壊します。これは、物質が反ニュートリノ優勢レジームから、体積粘度が極大に達するニュートリノ優勢レジームに移行するときにも発生します。また、バルク粘性散逸のタイムスケールを推定し、ニュートリノトラップ温度を超える温度では、これらが$\gtrsim$1秒の範囲にあることを確認します。これらのタイムスケールは、バイナリ中性子星合体で形成された長寿命の天体と、コア崩壊超新星で形成された高温の原始中性子星にのみ関連します。
エアシャワーのシミュレーションにおけるミューオン数の再スケーリング
| Title |
Muon_number_rescaling_in_simulations_of_air_showers |
| Authors |
Dariusz_G\'ora,_Nataliia_Borodai,_Ralph_Engel,_Tanguy_Pierog,_Jan_P\k{e}kala,_Markus_Roth,_Jaroslaw_Stasielak,_Michael_Unger,_Darko_Veberic,_Henryk_Wilczy\'nski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.07527 |
EPOS-LHCやQGSJetII-04などのLHC調整ハドロン相互作用モデルを使用して予測された大規模な空気シャワーのミューオンの数は、主要な宇宙線実験によって記録されたシャワーで観察された数よりも少なくなっています。この論文では、シミュレートされたシャワーの再構成を分析することにより、ミューオン再スケーリング係数を導出するための新しい方法を提示します。使用されるz変数（検出器で最初にシミュレートおよび再構築された全信号の差）はミューオン信号に接続され、天頂角にはほぼ依存しませんが、一次宇宙線の質量に依存します。メソッドのパフォーマンスは、ピエールオージェ天文台のハイブリッド検出器のモンテカルロシャワーシミュレーションを使用してテストされます。シミュレートされた各ハイブリッドイベントからの個別のz値、シャワー軸から1000mでの対応する信号を持ち、シミュレートされたシャワーのミューオン分率のパラメーター化を使用して、地上検出器のミューオン信号の乗法再スケーリングパラメーターを計算できます。個々のイベントでも。また、その依存性を天頂角と一次宇宙線の質量の関数として研究することもできます。これにより、ハドロン相互作用モデルをテスト/キャリブレーションするだけでなく、一次エネルギーと宇宙線の質量の関数としてミューオンの数の増加を表す$\beta$指数を導出する可能性があります。詳細なシミュレーションでは、$\beta$指数がハドロン相互作用特性に依存していることが示されているため、このパラメーターの決定はミューオン不足の問題を理解するために重要です。
相対論的量子力学的対古典的磁気共鳴散乱断面積
| Title |
Relativistic_quantum-mechanical_versus_classical_magnetic_resonant_scattering_cross_sections |
| Authors |
N._A._Loudas,_N._D._Kylafis,_and_J._E._Tr\"umper |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.07568 |
X線パルサーで観測される強い（数$\times10^{12}$G）磁場での放射伝達計算には、正確な共鳴微分散乱断面積が必要です。そのような断面は存在しますが、それらはかなり面倒です。ここでは、古典的（非相対論的）と量子力学的（相対論的）共鳴微分散乱断面積を比較し、非常に単純な古典的表現を使用するための処方箋を提供し、印象的に正確な結果をもたらします。量子力学的微分断面積を拡張し、$\epsilon\equivE/m_ec^2$と$B\equiv{\calB}/{\calB}_{cr}$で項を1次まで維持しました。ここで、$E$は光子エネルギー、${\calB}_{cr}$は臨界磁場であり、古典的な微分断面積に加えて、純粋な量子力学であるスピンフリップによる項を復元しました。現象。偏光に依存する古典的な微分断面積にスピンフリップ項を手作業で追加すると、共鳴に近いすべてのエネルギーとすべての角度で量子力学的項と非常によく一致していることがわかります。私たちはそれらの両方をプロットしました、そして合意は印象的です。非常に正確な結果を保証する古典的な微分断面積の使用に関する処方箋を提供します。
磁気中性子星への降着は、しばしばサイクロトロン共鳴散乱機能（CRSF）と、時にはその高調波を示すX線スペクトルをもたらします。CRSFの形成が疑われる場所は、中性子星の表面と降着柱の放射衝撃の2か所です。ここでは、最初の可能性を探ります。放射衝撃で生成された連続体の中性子星表面での反射です。高光度源の場合、光度が増加すると放射衝撃の高さが増加し、したがってより大きな極性領域が照射され、その結果、双極子磁場が減少するため、CRSFのエネルギーが減少することが提案されています。極から赤道までの2倍。入射スペクトルがべき乗則である場合、モンテカルロコードを使用して、磁気中性子星の大気からの反射スペクトルを計算しました。サイクロトロンエネルギー$\llm_ec^2$に制限し、偏光に依存する散乱断面積を使用して、偏光モードの変更を可能にしました。予想通り、入射光子がペンシルビーム内にある場合、反射スペクトルで顕著なCRSFが生成されます。ペンシルビームは、明確に定義された磁場強度を持つ点で中性子星表面に衝突します。ただし、放射衝撃からの入射ビームの幅は有限であるため、さまざまな磁場強度がサンプリングされます。オーバーラップの結果として、反射されたスペクトルは、放射衝撃の高さに関係なく、磁極で生成されたものに近いCRSFを持ちます。磁気中性子星の表面での反射は、高光度X線パルサーV0332+53の光度に伴うCRSFエネルギーの観測された減少を説明することはできません。
KASCADE宇宙線データセンターKCDCの現状と今後の展望
| Title |
Status_and_Future_Prospects_of_the_KASCADE_Cosmic-ray_Data_Centre_KCDC |
| Authors |
Andreas_Haungs,_Donghwa_Kang,_Katrin_Link,_Frank_Polgart,_Victoria_Tokareva,_Doris_Wochele,_Juergen_Wochele |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.07575 |
「KASCADE宇宙線データセンター」であるKCDCは、ウェブベースのインターフェースであり、最初に完了したエアシャワー実験KASCADE-Grandeからの科学データが、宇宙素粒子コミュニティと関心のある一般の人々に利用可能になりました。過去7年間、さまざまなリリースでデータショップを継続的に拡張し、KASCADE-Grande実験からの検出器コンポーネントの数とデータセットおよび対応するシミュレーションの両方を増やしてきました。最新のリリースでは、特定のKASCADE-Grandeイベント選択用の新しい独立したデータショップを追加しました。これにより、エアシャワー実験MAKET-ANIのデータなど、他の実験のデータショップとデータを統合するテクノロジーが作成されました。アルメニア。さらに、データの使用方法に関する教育的な例、さまざまな実験からの100を超える宇宙線エネルギースペクトルを利用できるようにし、最近、Jupyterノートブックにアクセスできるパブリックサーバーを接続しました。このホワイトペーパーでは、最近のリリースの主な機能であるKCDCの簡単な歴史を紹介し、将来の開発計画についても説明します。
国際LOFAR望遠鏡による1秒未満のイメージングI.基本的なキャリブレーション戦略とパイプライン
| Title |
Sub-arcsecond_imaging_with_the_International_LOFAR_Telescope_I._Foundational_calibration_strategy_and_pipeline |
| Authors |
L._K._Morabito,_N._J._Jackson,_S._Mooney,_F._Sweijen,_S._Badole,_P._Kukreti,_D._Venkattu,_C._Groeneveld,_A._Kappes,_E._Bonnassieux,_A._Drabent,_M._Iacobelli,_J._H._Croston,_P._N._Best,_M._Bondi,_J._R._Callingham,_J._E._Conway,_A._T._Deller,_M._J._Hardcastle,_J._P._McKean,_G._K._Miley,_J._Moldon,_H._J._A._R\"ottgering,_C._Tasse,_T._W._Shimwell,_R._J._van_Weeren,_J._M._Anderson,_A._Asgekar,_I._M._Avruch,_I._M._van_Bemmel,_M._J._Bentum,_A._Bonafede,_W._N._Brouw,_H._R._Butcher,_B._Ciardi,_A._Corstanje,_A._Coolen,_S._Damstra,_F._de_Gasperin,_S._Duscha,_J._Eisl\"offel,_D._Engels,_H._Falcke,_M._A._Garrett,_J._Griessmeier,_A._W._Gunst,_M._P._van_Haarlem,_M._Hoeft,_A._J._van_der_Horst,_E._J\"utte,_M._Kadler,_L._V._E._Koopmans,_A._Krankowski,_G._Mann,_A._Nelles,_J._B._R._Oonk,_E._Orru,_H._Paas,_V._N._Pandey,_et_al._(15_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.07283 |
[要約]国際LOFAR望遠鏡は、ヨーロッパ中にステーションが分散している干渉計です。LOFARは、最大2,000kmのベースラインを備えており、200MHz未満の周波数でサブ秒の分解能を達成する独自の機能を備えていますが、これは技術的およびロジスティック的に困難です。ここでは、LOFARを使用した以前の高解像度作業に基づいたキャリブレーション戦略を紹介します。キャリブレーション戦略の概要を説明し、LOFARを使用して高解像度イメージングを実行することに固有の特別な課題について説明し、公開されているパイプラインについて詳しく説明します。典型的なLOFAR2メートルの空の調査（LoTSS）ポインティングであるP205+55のパイプラインを使用して、キャリブレーション戦略を示します。フィールド内遅延キャリブレーション、他のキャリブレーターを参照するソリューション、セルフキャリブレーション、およびフィールドで関心のある方向の例のイメージングを実行します。この特定のフィールドとこれらの電離層条件では、分散遅延ソリューションは最大1.5度離れたキャリブレータ間で転送できますが、相ソリューション転送は1度を超えて機能します。位置天文学とフラックス密度スケールのチェックを示します。17方向のイメージングでは、復元ビームは通常0.3"x0.2"ですが、これは5平方度の視野全体でわずかに異なります。位相中心からの距離に応じて、約80〜300$\mu$Jy/bmの画像rmsノイズを実現します。典型的な値は、48MHzの帯域幅での8時間の観測で約90$\mu$Jy/bmです。処理されたソースの70％が検出され、これから、LoTSSポインティングごとに最大900のソースを画像化できるはずであると推定されます。これは、LoTSSが今後数年間で完全にカバーする北の空の約300万のソースに相当します。高解像度でのLoTSSの効率的な後処理（LoTSS-HR）のためのキャリブレーション戦略の将来の最適化により、この見積もりは下限になります。
望遠鏡の入射瞳での恒星シンチレーションの分析に役立つ関係
| Title |
Useful_relations_for_the_analysis_of_stellar_scintillation_at_the_entrance_pupil_of_a_telescope |
| Authors |
Victor_Kornilov,_Boris_Safonov,_Matwey_Kornilov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.07319 |
大気光学乱流（OT）を特徴づけるための新しい技術の開発は、近年再び活発な研究トピックになっています。これらの研究を容易にするために、既知の理論的結果を再検討し、いくつかの新しい実用的に有用な結論を得ました。無次元フレネルフィルターを導入します。これにより、多色重み関数（WF）を、通常の精度が数パーセントの単色関数で近似できます。いわゆる無次元WFは、任意のサイズの受信アパーチャに合わせて簡単にスケーリングできます。円形アパーチャと単色放射の場合、WFの解析式が見つかりました。正方形の開口部の直径が正方形の開口部の側面より1.15倍大きい場合、正方形の開口部と円形の開口部のWFは、0.01未満の相対差で一致します。線形デジタルフィルターは、画像検出器からのシンチレーション信号に適用できます。デジタルフィルタリングの例として、べき乗則フィルター$\proptof^{5/3}$を検討しました。この場合、WFは広範囲の高度で一定です。OT積分を測定するためのこのアプローチの主な制限、つまり有限ピクセルサイズ、エイリアシング、および有限画像検出器サイズについて説明します。
ベクトル渦コロナグラフの適切な偏光状態を達成するための新しい方法
| Title |
New_method_to_achieve_the_proper_polarization_state_for_a_vector_vortex_coronagraph |
| Authors |
Jorge_Llop-Sayson,_Cole_Kappel,_Nemanja_Jovanovic,_Dimitri_Mawet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.07371 |
実験室および地上の天文台でのベクトル渦コロナグラフ（VVC）のパフォーマンスは、NASAのミッションコンセプトであるHabExおよびLUVOIRで注目を集めています。VVCは、偏光状態の操作を通じて位相ランプを誘導します。左円偏光と右円偏光には、反対の符号の位相ランプが刻印されます。これにより、自然光でのモデルベースの焦点面波面センシングと制御戦略が妨げられます。したがって、VVCマスクで円偏光を確保するよりも偏光状態で作業する必要があります。ただし、円偏光子と焦点面マスクの間に任意の種類の位相リターダンスを追加する光学系がある場合、この偏光状態を達成することは簡単ではありません。ここでは、カリフォルニア工科大学の高コントラスト分光テストベッド（HCST）で現在使用されている、VVCの適切な円偏光状態を実現する方法を紹介します。この方法では、変形可能なミラーと、円偏光子とアナライザー光学系の適切な回転のみを使用します。HCSTでは、VVCを使用したブロードバンドライトの\tentoe〜の生のコントラストレベルを達成しています。
超高速天文学用のSiPM光子計数読み出しシステム
| Title |
SiPM_photon_counting_readout_system_for_Ultra-Fast_Astronomy |
| Authors |
Albert_Wai_Kit_Lau,_Yan_Yan_Chan,_Mehdi_Shafiee,_George_F._Smoot,_Bruce_Grossan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.07526 |
新しい天体物理学的位相空間の1つは、超高速天文学（UFA）として知られるミリ秒からナノ秒のタイムスケール内の光学（320nm〜650nm）範囲で空を探索することです。この目的のために、私たちはシリコン光電子増倍管（SiPM）用に独自にカスタマイズした読み出しシステムを開発し、空をできるだけ速くスキャンしました。SiPMは、可視光範囲での単一光子検出が可能です。これらの検出器用に開発された読み出しシステムは、16チャネルの14ビットデータロギングで構成されています。各チャネルには、50dBゲインのプリアンプ、信号整形回路、アナログフロントエンド、アナログ-デジタルコンバーター、およびデータロギング用のザイリンクスUltraScale+MPSoCボードが含まれています。私たちの読み出しシステムの結果は、スキャンが16nsの時間枠で、チャネルあたり250〜mWの消費電力で実行できることを示しています。
ガンマ線放出の拡張領域を研究するためのマッチドラン法
非常にエネルギーの高い放射線イメージング望遠鏡アレイシステム（VERITAS）などのイメージング大気チェレンコフ望遠鏡は、ガンマ線放出の拡張領域の詳細な形態を解決するのに非常に適しています。ただし、標準のVERITASデータ分析手法では、バックグラウンド推定が困難なため、VERITASの視野（3.5{\deg}）にまたがるガンマ線源に対する感度が不十分です。0.5{\deg}から2{\deg}より大きい半径を持つこのような空間的に拡張されたソースの分析のために、MatchedRunsメソッドを開発しました。この方法は、同様の観測条件下で取得された既知の点光源の一致した個別の観測を使用して、拡張された光源の観測のバックグラウンド推定を導き出します。私たちの技術は、アーカイブVERITASデータへの適用によって検証されています。ここでは、MatchedRunsMethodの概要と、VERITASデータを使用したさまざまなガンマ線源に関する複数の検証研究を紹介します。
「スターカバレッジ」：FOV回転が重要なときに観測をスケジュールするためのシンプルなツール
| Title |
"Star_coverage":_a_simple_tool_to_schedule_an_observation_when_FOV_rotation_matters |
| Authors |
Simone_Iovenitti_(for_the_ASTRI_Project) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.07735 |
追跡モードの観測中、高度方位角マウントを備えたすべての望遠鏡は、地球の日周運動のために視野（FoV）の回転を示します。回転の角度の広がりは、主に観測の時間の長さに依存しますが、望遠鏡の緯度とポインティングにも依存します。これは、これら2つのパラメーターの関数であるターゲットの視差角の変化によって決定されるためです。多くの場合、FoVの回転を利用して、望遠鏡のいくつかのオプトメカニカル特性を評価できます。追跡中の光学素子の位置合わせまたはモーターの精度。結果として、システム全体のキャリブレーションを目的とした観測をプログラムするには、FoV回転の適切なシミュレーションが重要になる可能性があります。FoVの見かけの回転をシミュレートするツールを提示し、科学的な目標に利用できる実際の「スターカバレッジ」を計算します。FoVとポインティング方向が与えられると、ソフトウェアは、望遠鏡で観測可能な星だけを考慮して、回転の角度の広がりを計算します。このツールは、ガンマ線地上ベースの天文学のためにINAFによって開発された革新的なASTRI-HornCherenkov望遠鏡のポインティングキャリブレーション実行をスケジュールするために採用されますが、いわゆる分散法。分散法でFoV回転を利用することにより、カメラ軸の重要な評価を正常に実行できます。
Muon Hunters2で分類された画像でトレーニングされた畳み込みニューラルネットワークを使用したVERITASデータ内のミューオンリングの識別
| Title |
Identifying_muon_rings_in_VERITAS_data_using_convolutional_neural_networks_trained_on_images_classified_with_Muon_Hunters_2 |
| Authors |
Kevin_Flanagan_and_John_Quinn_(for_the_VERITAS_Collaboration),_Darryl_Wright,_Hugh_Dickinson,_Patrick_Wilcox,_Michael_Laraia,_Stephen_Serjeant |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.07771 |
大規模な空気シャワーからのミューオンは、VERITASなどの大気チェレンコフ望遠鏡を画像化して撮影された画像ではリングとして表示されます。これらのミューオンリング画像は、VERITAS望遠鏡のキャリブレーションに使用されますが、より効率的なミューオン識別アルゴリズムを使用すると、キャリブレーションの精度を向上させることができます。畳み込みニューラルネットワーク（CNN）は、多くの最先端の画像認識システムで使用されており、ミューオン画像のラベルが付いた適切なデータセットでトレーニングされると、ミューオン画像の識別に最適です。ただし、既存のアルゴリズムでラベル付けされたデータセットでCNNをトレーニングすることにより、CNNのパフォーマンスは、元のアルゴリズムの最適ではないミューオン識別効率によって制限されます。MuonHunters2は、VERITAS望遠鏡画像のグリッドにラベルを付けて、どの画像にミューオンリングが含まれているかを示す市民科学プロジェクトです。各画像には独立したボランティアによって10回ラベルが付けられ、投票が集計されて、対応する画像に「ミューオン」または「非ミューオン」のラベルが割り当てられます。CNNトレーニング用に各画像にラベルを割り当てるための最適な投票率のカットオフを決定するために、専門家がラベル付けしたデータセットを使用して分析を実行しました。これは、誤検出を回避しながら、できるだけ多くのミューオン画像を識別するように最適化されました。このモデルのパフォーマンスは、既存のミューオン識別アルゴリズムを大幅に改善し、VEGAS（VERITASGamma-rayAnalysisSuite）で実装されている現在のアルゴリズムで識別されるミューオン画像の数の約30倍、ハフ変換で識別される数の約2.5倍を識別します。この方法は、VEGASラベル付きデータでトレーニングされたCNNを大幅に上回っています。
SN 2021csp-HおよびHeに乏しい星周円盤内での、剥ぎ取られたエンベロープ星の爆発
| Title |
SN_2021csp_--_the_explosion_of_a_stripped_envelope_star_within_a_H_and_He-poor_circumstellar_medium |
| Authors |
Morgan_Fraser,_Maximilian_D._Stritzinger,_Sean_J._Brennan,_Andrea_Pastorello,_Yongzhi_Cai,_Anthony_L._Piro,_Chris_Ashall,_Peter_Brown,_Christopher_R._Burns,_Nancy_Elias-Rosa,_Rubina_Kotak,_Alexei_V._Filippenko,_L._Galbany,_E._Y._Hsiao,_Saurabh_W._Jha,_Andrea_Reguitti,_Ju-jia_Zhang,_Shane_Moran,_Nidia_Morrell,_B._J._Shappee,_Lina_Tomasella,_J._P._Anderson,_Tyler_Barna,_Paolo_Ochner,_M._M._Phillips,_Michael_Tucker,_Xiaofeng_Wang,_E._Baron,_Stefano_Benetti,_Melina_C._Bersten,_Thomas_G._Brink,_Yssavo_Camacho-Neves,_Scott_Davis,_Kyle_G._Dettman,_Gaston_Folatelli,_Claudia_P._Gutierrez,_Peter_Hoflich,_Thomas_W.-S._Holoien,_Erkki_Kankare,_Sahana_Kumar,_Jing_Lu,_Paolo_Mazzali,_Stefan_Taubenberger,_Samaporn_Tinyanont,_Hanindyo_Kuncarayakti,_Lindsey_Kwok,_Melissa_Shahbandeh,_Nicholas_B._Suntzeff,_Shengyu_Yan,_Yi_Yang,_WeiKang_Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.07278 |
SN2021csp、初期のH-およびHe-貧しい星周物質（CSM）との相互作用の証拠を表示するユニークな超新星（SN）の観測を提示します。爆発後の最初の1週間に撮影された高ケイデンス分光法を使用して、SN2021cspのスペクトルが1800kms$^{-1}$の速度のCIII線によって支配されていることを示します。この放出を、爆発前に前駆体によって失われたCSMと関連付けます。その後、SNは幅の広いタイプIcSNに変態する前に、狭いHeラインを表示します。SN2021cspのボロメータ光度曲線をモデル化し、それが剥ぎ取られた星のエネルギッシュな（$4\times10^{51}$erg）爆発と一致し、$\内に0.4M$_\odot$の56Niを生成することを示します。400R$_\odot$まで拡張するCSMのsim$1M$_\odot$シェル。
混合モードと星震学的表面効果：II。準巨星分類学
| Title |
Mixed_Modes_and_Asteroseismic_Surface_Effects:_II._Subgiant_Systematics |
| Authors |
J._M._Joel_Ong_(1)_and_Sarbani_Basu_(1)_and_Mikkel_N._Lund_(2)_and_Allyson_Bieryla_(3)_and_Lucas_S._Viani_(1)_and_David_W._Latham_(3)_((1)_Department_of_Astronomy,_Yale_University_(2)_Stellar_Astrophysics_Centre,_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Aarhus_University_(3)_Center_for_Astrophysics,_Harvard_&_Smithsonian) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.07370 |
太陽のような発振器のモデルは、表面近くのモデリングエラーのために、同一の内部構造を持つ実際の星で見られるのとは異なる周波数で音響モードを生成します。この星震学の「表面項」は、モード周波数を使用して恒星の構造を推測するときに修正する必要があります。準巨星は、混合音響（$p$モード）と重力（$g$モード）の特性の振動を示します。これは、従来の$p$モードの漸近関係による説明に反します。表面項のノンパラメトリック診断はこの記述に依存しているため、準巨星に直接適用することはできません。論文Iでは、このようなノンパラメトリック手法を混合モードに一般化し、従来の表面項補正は、摂動展開のせいぜい1次への混合モード結合のみを説明することを示しました。ここでは、これらの結果を適用し、星震学データを使用して準巨星をモデル化します。個々のモード周波数を使用した準巨星特性のグリッドベースの推論では、表面項でのモード結合の高次効果を無視すると、推論された恒星の質量に有意な系統的差異が生じ、他の基本的な特性に測定可能な系統が生じることを示します。これらの分類学は、モデル構築の他の選択から生じるものよりも小さいですが、表面項のパラメトリック定式化とノンパラメトリック定式化の両方で存続します。これは、使用する補正の選択に関係なく、混合モードを使用した地震モデリングで表面項を補正するときに、モード結合を完全に考慮する必要があることを示唆しています。準巨星の推定される特性、特に質量と年齢も、主系列星と赤色巨星の両方とは異なる方法で、表面項補正の選択に依存します。
Ia型超新星のWD + MSチャネルの生き残った仲間からの熱い準矮星
| Title |
The_hot_subdwarfs_from_the_surviving_companions_of_the_WD_+_MS_channel_of_type_Ia_supernovae |
| Authors |
Xiangcun_Meng,_Yangpin_Luo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.07439 |
白色矮星+主系列（WD+MS）チャネルからのIa型超新星（SNeIa）のいくつかの生き残った仲間は、熱い準矮星に進化する可能性があります。この論文では、スピンアップ/スピンダウンモデルと標準的な非回転モデルで近接WD+MSシステムの生き残ったコンパニオンの恒星進化計算を実行して、公転周期の初期パラメーター空間をマッピングしました-二次質量平面生き残った仲間は、熱い準矮星に進化することができます。これらの結果に基づいて、一連のバイナリ母集団合成計算を実行して、WD+MSチャネルから高温の準矮星の銀河系出生率を取得しました。これは$2.3-6\times10^{\rm-4}\、{\スピンアップ/スピンダウンモデルの場合はrmyr}^{\rm-1}$、スピンアップ/スピンダウンモデルの場合は$0.7-3\times10^{\rm-4}\、{\rmyr}^{\rm-1}$正規の非回転モデル。また、高温の準矮星のいくつかの積分特性の分布も示しています。さまざまなモデルの質量と空間速度。さらに、我々の結果を中間のヘリウムに富む（iHeに富む）高温準矮星の観測と比較すると、WD+MSチャネルからの高温準矮星は、特にスピンアップ/スピンダウンモデル。SNIaチャネルは、iHeが豊富な高温の準矮星集団のごく一部にしか寄与できないと予想されますが、これらのいくつかは、異常な運動学の事例を説明するのに役立つ可能性があります。
LAMOST中解像度ステラスペクトルの視線速度の相対キャリブレーション
| Title |
The_Relative_Calibration_of_Radial_Velocity_for_LAMOST_Medium_Resolution_Stellar_Spectra |
| Authors |
Jianping_Xiong,_Bo_Zhang,_Chao_Liu,_Jiao_Li,_Yongheng_Zhao,_Yonghui_Hou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.07483 |
大空域マルチオブジェクトファイバー分光望遠鏡（LAMOST）は、2018年10月から中央値分解能分光法（MRS、R$\sim$7500）調査を開始しました。連星、パルセータ、その他の変光星を含むMRSの主な科学的目標は次のとおりです。時間領域分光調査で開始されました。ただし、波長校正から生じるバイアスや異なる分光器間の系統的な違いなどの系統的な誤差は、視線速度の測定時に慎重に検討する必要があります。この作業では、LAMOSTMRSスペクトルからの相対視線速度測定に基づいて波長キャリブレーションの系統を修正する手法を提供します。マルチエポックスペクトルを持つ星の場合、異なる夜の露出から誘発される体系的なバイアスが、各分光器のLAMOSTMRSに対して適切に補正できることを示します。また、マルチエポック時間領域観測の視線速度ゼロ点の精度は0.5km/s未満に達します。副産物として、LAMOSTMRS時間領域調査の二次視線速度標準星候補となる、一定の星候補も提供します。
NGC2264で最初の分光学的に確認された褐色矮星
| Title |
The_first_spectroscopically_confirmed_brown_dwarfs_in_NGC_2264 |
| Authors |
Samuel_Pearson,_Aleks_Scholz,_Paula_S_Teixeira,_Koraljka_Mu\v{z}i\'c,_V\'ictor_Almendros-Abad |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.07633 |
マルチエポック、マルチ波長、以前に公開されたNGC2264の調査からの68個の赤くかすかな候補の分光学的追跡観測を提示します。VLT/KMOSからの近赤外スペクトルを使用して、32人の若い低-マスソース。NGC2264で褐色矮星として13を確認し、スペクトル型はM6からM8で、質量は0.02から0.08$M_{\odot}$に対応します。これらは、このベンチマーククラスターで最初に分光学的に確認された褐色矮星です。さらに19個の天体が、質量0.08〜0.3$\、M_{\odot}$のNGC2264の若いM型星であることがわかりました。確認された褐色矮星のうちの7つとM星のうちの15は、ディスクによって引き起こされたIR過剰を持っています。等時線と比較すると、確認された褐色矮星の典型的な年齢は$<$0.5から5Myrです。新たに同定された褐色矮星と非常に質量の小さい星の半分以上は、年齢が$<$0.5Myrであり、既知のクラスター集団の大部分よりもかなり若いです。分光学的フォローアップの成功率に基づいて、NGC2264は合計で200〜600個の褐色矮星をホストしていると推定します（指定された質量範囲内）。これは、2.5：1から7.5：1の間の星と褐色矮星の比率に対応します。亜恒星質量関数の傾きを$\alpha=0.43^{+0.41}_{-0.56}$と決定します。これらの値は、他の若いクラスターで測定された値と一致しています。これは、すべての星形成環境にわたって均一な亜恒星質量関数を示しています。
反対の磁気ヘリシティの連続注入：コロナ質量放出のない活性領域の証拠
| Title |
Successive_Injection_of_Opposite_Magnetic_Helicity:_Evidence_for_Active_Regions_without_Coronal_Mass_Ejections |
| Authors |
P._Vemareddy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.07741 |
磁気ヘリシティ（MH）は、磁場のねじれとせん断の尺度です。MHは、光球のフットポイントの動きによってアクティブ領域（AR）コロナに注入され、ねじれた磁場とせん断された磁場を引き起こします。ヘリシティの保存性から、MHを連続注入したすでにねじれたフラックスロープ（FR）が必然的に噴出し、過剰に蓄積されたコロナルヘリシティを除去すると推測された。したがって、フレア/CME活動の強度を明らかにするには、光球ヘリシティフラックス伝達の性質と進化を理解することが重要です。\textit{HelioseismicMagneticImager}の時系列ベクトルマグネトグラムを使用して、新しいAR12257でのMH注入の進化を研究します。このARの光球フラックス運動は、最初の2。5日間で正のヘリシティを注入し、その後負のヘリシティを注入します。反対のヘリシティのこの連続的な注入は、平均力のないねじれパラメーター（$\alpha_{av}$）の符号、磁気舌の方向と一致しています。また、外挿されたAR磁気構造は、ARのコアにねじれたFRなしでグローバルせん断の変換を示します。このARからCMEが放出されることはありませんが、Cクラスのフレア活動は主に進化期間の後半に観察されます。MH注入の符号反転を伴うARは、過剰な冠状動脈ヘリシティを伴うツイストFR形成には好ましくないため、CMEのないARを容易に特定することが重要です。これらのARで考えられるシナリオは、ヘリシティフラックスの1つの符号が反対の符号に置き換えられると、反対のシアーとの異なる接続性の磁場が異なるスケールで再結合し、断続的なフレアと強化された冠状動脈加熱の両方を引き起こすことです。
サイクリック宇宙におけるエントロピーとブラックホールの進化を追跡します。この宇宙では、膨張の間隔が繰り返され、その後、ゆっくりと収縮し、滑らかな（非特異的な）跳ね返りが続きます。この種の周期的なシナリオでは、大きなクランチや混沌としたミックスマスターの動作はありません。各バウンス後のエントロピーが、物質放射セクターではほぼ最大エントロピーに、重力セクターではほぼ最小エントロピーに自然に分割され、観測と一致する宇宙論に不可欠であると推測されるワイル曲率条件を満たす理由を説明します。その結果、この種のサイクリック宇宙は、過去および/または将来に無制限の数のサイクルを経験する可能性があります。
| Title |
Traversable_Wormhole_in_Einstein_3-Form_Theory_With_Self-Interacting_Potential |
| Authors |
Mariam_Bouhmadi-L\'opez,_Che-Yu_Chen,_Xiao_Yan_Chew,_Yen_Chin_Ong,_Dong-han_Yeom |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.07302 |
四次自己相互作用項を含むポテンシャルを持つ巨大な$3$形式のフィールドによってサポートされる、純粋なアインシュタイン重力で対称ワームホールソリューションを数値的に構築します。ワームホール時空には喉が1つしかなく、どこでも規則的で漸近的に平坦です。さらに、それらの質量と喉の円周は、四次自己相互作用項$\Lambda$の係数が増加するにつれてほぼ直線的に増加します。ヌルエネルギー条件（NEC）の違反の量は、$3$形式の大きさに比例します。したがって、$3$形式の大きさは$\Lambda$とともに減少するため、$\Lambda$が増加してもNECの違反は少なくなります。。さらに、ワームホールの周りを移動する粒子の測地線を調査します。不安定な光子軌道はのどにあります。また、ワームホールは、シュワルツシルトブラックホールによって投影されたものよりも見かけのサイズが小さい影を投影できますが、$\Lambda$が大きな値を取得すると縮小することがわかります。このワームホールの周りの最内安定円軌道の振る舞いについても説明します。この論文の結果は、NECが弱く侵害された場合に、$\Lambda$が十分に大きい限り、3フォームワームホールが潜在的なブラックホールミミッカーである可能性を示唆しています。
惑星間衝撃時のエネルギーバランス：ACEと風による超熱的およびエネルギー的粒子の割合のその場測定
| Title |
Energy_Balance_at_Interplanetary_Shocks:_In-situ_Measurement_of_the_Fraction_in_Supra-thermal_and_Energetic_Particles_with_ACE_and_Wind |
| Authors |
Liam_David,_Federico_Fraschetti,_Joe_Giacalone,_Robert_Wimmer-Schweingruber,_Lars_Berger,_David_Lario |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.07350 |
惑星間衝撃による荷電粒子の加速は、上流のラム圧力の無視できない部分を排出する可能性があります。ACEおよびWind宇宙船によって1AUでその場で観測された衝撃のサンプルについて、イオンおよび電子エネルギースペクトルの非マクスウェル成分（超熱および高エネルギー）の時系列が各イベントについて取得されました。これらを衝撃通過時間の前後1時間平均して分圧を求めた。MHDランキン-ユゴニオットジャンプ条件を使用すると、非マクスウェル下流粒子に伝達される上流エネルギーフラックス全体の割合は、通常、約2〜16％であることがわかります。特に、私たちのサンプルは、高速磁気音速マッハ数も、衝撃法線と平均上流磁場の間の角度も、非マクスウェル粒子圧力と相関していないことを示しています。
インフレモデルの救済のために重力を修正
アインシュタイン-ヒルベルト作用に直接$f（\phi）T$項を追加することにより、インフレの修正重力フレームワークを検討します。ここで、$\phi$はインフラトンとして識別され、$T$はエネルギー運動量のトレースです。テンソル。インフラトンが崩壊すると、フレームワークは自然にアインシュタインの重力に移行します。この$f（\phi）T$重力（ねじれ-スカラー結合理論と混同しないでください）のインフレダイナミクスを一般的に調査し、それを3つの意欲的なインフレモデルに適用します。スペクトル傾斜とテンソル対スカラー比の予測は、この新しい$f（\phi）T$項に敏感であることがわかります。この$f（\phi）T$重力は、混沌としたインフレと自然なインフレの両方をデータとよりよく一致させます。スタロビンスキーインフレーションの場合、$N=60$の$[-0.0026,0.0031]$の結合定数$\alpha$は、Planckで許可されている$2\sigma$領域にあります。
より重いステライルニュートリノと双極子相互作用を持つ最も軽いステライルニュートリノ暗黒物質の可能性を検討します。寿命は、他の制約に違反することなく暗黒物質の候補になるのに十分な長さである可能性があり、初期の宇宙で適切な量の熱的残存粒子を生成することができます。質量が約MeVで、次元5の非正規化不可能な双極子相互作用が$\Lambda_5\gtrsim10^{15}$GeVによって抑制されたステライルニュートリノは暗黒物質の良い候補であり、より重いステライルニュートリノはGeVのオーダーの質量は、アクティブなニュートリノ振動を説明することができます。
2つの流れの不安定性に対する量子電気力学的効果
2ストリームの不安定性に対する量子電磁力学的補正を検討します。これらの補正は、誘導磁場$\mathbf{B}_0$を考慮しない限り、一次的に消失することがわかります。不安定性の古典的なバージョンに関して、量子電気力学的効果は、最も不安定な波数ベクトルとその成長率を係数$\sqrt{1+\xi}$だけ減らし、$\xi=\frac{\alpha}{9\pi}（B_0/B_{cr}）^2$、ここで$\alpha$は微細構造定数、$B_{cr}$はシュウィンガー臨界磁場です。コールドシステム用に導出されていますが、これらの結果は動的な場合に有効です。結果は$\xi\ll1$の範囲で有効であり、実際には$\xi$の線形補正まで有効です。
物質が支配する宇宙における暗黒物質の凍結
宇宙は、そのさまざまな構成要素がそのエネルギー量を支配するにつれて、いくつかの段階を経て進化してきました。候補となる暗黒物質粒子は、そのような段階で凍結した可能性があります。標準的な凍結シナリオは、放射線が支配的な時代に、そして最近ではスカラー場の崩壊の間に探求されてきましたが、この研究は、暗黒物質の凍結の研究を、宇宙が物質に支配され、その進化は断熱的です。ハッブル率は物質と放射線の支配でパラメトリックに異なるため、断熱物質が支配的な時代のデカップリングはフリーズアウトのダイナミクスを変化させます。さらに、ビッグバン元素合成を成功させるには、初期の宇宙エネルギー密度を支配している状態が崩壊しなければならず、これが暗黒物質を希釈（または再生成）します。結果として、観測された暗黒物質の遺物密度と一致するために必要な質量と結合は、放射線が支配的な凍結とは大きく異なる可能性があります。
| Title |
Characterization_of_the_background_for_a_neutrino_search_with_the_HAWC_observatory |
| Authors |
HAWC_Collaboration:_A._Albert,_R._Alfaro,_C._Alvarez,_J._R._Angeles_Camacho,_J._C._Arteaga-Vel\'azquez,_K._P._Arunbabu,_E._Belmont-Moreno,_K._S._Caballero-Mora,_T._Capistr\'an,_A._Carrami\~nana,_S._Casanova,_U._Cotti,_J._Cotzomi,_S._Couti\~no_de_Le\'on,_E._De_la_Fuente,_R._Diaz_Hernandez,_M._A._DuVernois,_M._Durocher,_C._Espinoza,_K._L._Fan,_N._Fraija,_D._Garcia,_J._A._Garc\'ia-Gonz\'alez,_F._Garfias,_M._M._Gonz\'alez,_J._A._Goodman,_D._Huang,_F._Hueyotl-Zahuantitla,_P._H\"untemeyer,_A._Iriarte,_A._Jardin-Blicq,_D._Kieda,_A._Lara,_W._H._Lee,_H._Le\'on_Vargas,_A._L._Longinotti,_G._Luis-Raya,_K._Malone,_J._Mart\'inez-Castro,_J._A._Matthews,_P._Miranda-Romagnoli,_J._A._Morales-Soto,_E._Moreno,_A._Nayerhoda,_L._Nellen,_R._Noriega-Papaqui,_N._Omodei,_A._Peisker,_E._G._P\'erez-P\'erez,_C._D._Rho,_D._Rosa-Gonz\'alez,_A._Sandoval,_J._Serna-Franco,_R._W._Springer,_K._Tollefson,_I._Torres,_R._Torres-Escobedo,_F._Ure\~na-Mena,_L._Villase\~nor,_H._Zhou,_C._de_Le\'on |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.07767 |
メキシコで最大の火山に近いHAWC天文台の場所は、ニュートリノによって誘発された水平ミューオンの検索を実行することを可能にします。地平線に位置する火山の部分は、岩石の8kmを超える傾斜深度の値に達し、宇宙線の水平背景の優れたシールドになります。HAWC用に開発された探索法とバックグラウンド抑制技術、および散乱ミューオンによって生成された残りのバックグラウンドを記述するモデルを報告します。検出エネルギーのしきい値を上げることで、HAWCを使用して地球をスキミングするニュートリノを検索できることを示します。
