DEAP-3600検出器を使用した、複数の散乱シグネチャを持つプランクスケールの質量暗黒物質に対する最初の直接検出の制約
| Title |
First_direct_detection_constraints_on_Planck-scale_mass_dark_matter_with_multiple-scatter_signatures_using_the_DEAP-3600_detector |
| Authors |
P._Adhikari,_R._Ajaj,_M._Alp\'izar-Venegas,_D._J._Auty,_H._Benmansour,_C._E._Bina,_W._Bonivento,_M._G._Boulay,_M._Cadeddu,_B._Cai,_M._C\'ardenas-Montes,_S._Cavuoti,_Y._Chen,_B._T._Cleveland,_J._M._Corning,_S._Daugherty,_P._DelGobbo,_P._Di_Stefano,_L._Doria,_M._Dunford,_E._Ellingwood,_A._Erlandson,_S._S._Farahani,_N._Fatemighomi,_G._Fiorillo,_D._Gallacher,_P._Garc\'ia_Abia,_S._Garg,_P._Giampa,_D._Goeldi,_P._Gorel,_K._Graham,_A._Grobov,_A._L._Hallin,_M._Hamstra,_T._Hugues,_A._Ilyasov,_A._Joy,_B._Jigmeddorj,_C._J._Jillings,_O._Kamaev,_G._Kaur,_A._Kemp,_I._Kochanek,_M._Ku{\'z}niak,_M._Lai,_S._Langrock,_B._Lehnert,_A._Leonhardt,_N._Levashko,_X._Li,_M._Lissia,_O._Litvinov,_J._Lock,_G._Longo,_I._Machulin,_A._B._McDonald,_T._McElroy,_J._B._McLaughlin,_C._Mielnichuk,_L._Mirasola,_J._Monroe,_G._Olivi\'ero,_S._Pal,_S._J._M._Peeters,_M._Perry,_V._Pesudo,_E._Picciau,_M.-C._Piro,_T._R._Pollmann,_N._Raj,_E._T._Rand,_C._Rethmeier,_F._Reti\`ere,_I._Rodr\'iguez-Garc\'ia,_L._Roszkowski,_J._B._Ruhland,_E._Sanchez_Garc\'ia,_T._S\'anchez-Pastor,_R._Santorelli,_S._Seth,_D._Sinclair,_P._Skensved,_B._Smith,_N._J._T._Smith,_T._Sonley,_R._Stainforth,_M._Stringer,_B._Sur,_E._V\'azquez-J\'auregui,_S._Viel,_J._Walding,_M._Waqar,_M._Ward,_S._Westerdale,_J._Willis,_A._Zu\~niga-Reyes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.09405 |
プランクスケールの質量（$\simeq10^{19}\text{GeV}/c^2$）を持つ暗黒物質粒子は、動機のある理論で発生し、いくつかの宇宙論的メカニズムによって生成される可能性があります。SNOLABでの3.3t単相液体アルゴンベースの暗黒物質実験であるDEAP-3600を使用して813日間のライブ時間にわたって収集されたデータのブラインド分析を使用して、超大規模暗黒物質の検索を実行し、複数の散乱信号を探しました。候補となる信号イベントは観察されず、プランクスケールの質量暗黒物質に対する最初の直接検出の制約につながりました。先行限界は、暗黒物質の質量を$8.3\times10^{6}$から$1.2\times10^{19}\text{GeV}/c^2$の間に制限し、$^{40}$Arでの散乱の断面積を$1.0\の間に制限します。times10^{-23}$および$2.4\times10^{-18}\text{cm}^2$。これらは、2つの複合暗黒物質モデルを制約するために使用されます。
銀河団のディアノガシミュレーションにおける宇宙論的衝撃波の役割の調査
| Title |
Exploring_the_role_of_cosmological_shock_waves_in_the_Dianoga_simulations_of_galaxy_clusters |
| Authors |
Susana_Planelles,_Stefano_Borgani,_Vicent_Quilis,_Giuseppe_Murante,_Veronica_Biffi,_Elena_Rasia,_Klaus_Dolag,_Gian_Luigi_Granato,_Cinthia_Ragone-Figueroa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.09670 |
宇宙論的衝撃波は、宇宙構造の形成と進化に遍在しています。結果として、それらは銀河間媒体（IGM）のエネルギー分布と熱化において主要な役割を果たします。SPHコードGADGET-3で実行された銀河団のDianogaシミュレーションでマッハ数分布を分析します。シミュレーションには、放射冷却、星形成、金属濃縮、超新星、活動銀河核フィードバックの効果が含まれています。グリッドベースの衝撃波検出アルゴリズムは、シミュレーションの出力に後処理で適用されます。この手順により、ショックを受けた細胞の分布と、クラスターの質量、赤方偏移、バリオン物理学の関数としてのそれらの強度を詳細に調べることができます。また、衝撃波とクールコア/非クールコア（CC/NCC）状態との関係、およびシミュレートされたクラスターのグローバルな動的状態にも特に注意を払います。一般的な衝撃統計に関しては、弱い（マッハ数の低い）衝撃が体積の大部分を満たし、熱エネルギーフラックス全体の大部分を処理するという、以前の研究との幅広い一致が得られます。クラスターの質量の関数として、大規模なクラスターはIGMの熱化においてより効率的であるように見え、より大規模でないシステムよりも大きな外部降着ショックを示す傾向があることがわかります。CCクラスターとNCCクラスターの間に関連する違いは見つかりません。ただし、衝撃マッハ数の動径分布がクラスターの動的状態にわずかに依存していることがわかります。乱れたシステムは、クラスターボリューム全体で通常のシステムよりも強い衝撃を示します。
FRB180924の分散測定に対する前景ハローの寄与の推定
| Title |
Estimating_the_contribution_of_foreground_halos_to_the_FRB_180924_dispersion_measure |
| Authors |
Sunil_Simha_(1),_Nicolas_Tejos_(2),_J._Xavier_Prochaska_(1_and_3),_Khee-Gan_Lee_(3),_Stuart_D._Ryder_(4_and_5),_Sebastiano_Cantalupo_(6_and_7),_Keith_W._Bannister_(8),_Shivani_Bhandari_(8),_Ryan_M._Shannon_(9)_((1)_University_of_California_-_Santa_Cruz_1156_High_St._Santa_Cruz,_CA,_USA_95064,_(2)_Instituto_de_F\'isica,_Pontificia_Universidad_Cat\'olica_de_Valpara\'iso,_Casilla_4059,_Valpara\'iso,_Chile,_(3)_Kavli_IPMU_(WPI),_UTIAS,_The_University_of_Tokyo,_Kashiwa,_Chiba_277-8583,_Japan,_(4)_Department_of_Physics_&_Astronomy,_Macquarie_University,_NSW_2109,_Australia,_(5)_Macquarie_University_Research_Centre_for_Astronomy,_Astrophysics_&_Astrophotonics,_Sydney,_NSW_2109,_Australia,_(6)_Department_of_Physics,_ETH_Zurich,_Wolfgang-Pauli-Strasse_27,_8093,_Zurich,_Switzerland,_(7)_Department_of_Physics,_University_of_Milan_Bicocca,_Piazza_della_Scienza_3,_20126_Milano,_Italy,_(8)_CSIRO,_Space_and_Astronomy,_PO_Box_76,_Epping_NSW_1710_Australia,_(9)_Centre_for_Astrophysics_and_Supercomputing,_Swinburne_University_of_Technology,_Hawthorn,_VIC_3122,_Australia) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.09881 |
高速電波バースト（FRB）分散測定（DM）は、他の技術では見えないイオン化されたバリオンの存在を記録し、宇宙ウェブ内の物質分布の解決を可能にします。この作業では、前景の銀河ハローからFRB180924DMへの寄与を推定することを目指しています。ASKAPによって巨大な銀河にローカライズされたこの視線は、DMへの宇宙ウェブの推定寄与（$\rmDM_{cosmic}=220〜pc〜cm^{-3}$）で注目に値します。これは、平均値よりも小さい値です。Macquart関係（$280〜\rmpc〜cm^{-3}$）から推定されたホストの赤方偏移（$\rmz=0.3216$）で。宇宙ウェブの好ましいモデルでは、これは、小さな衝突パラメータ（$\lesssim100$kpc）で前景ハローとの交差がほとんどないことを示唆しています。この仮説を検証するために、VLT/MUSEとKeck/LRISを使用して、視線から$\sim$1'以内の散在銀河の分光観測を実行しました。さらに、広視野DESおよびWISEイメージングから導出された測光赤方偏移を活用する確率論的方法論を開発しました。視線と密接に交差する銀河ハローはなく、ハローからの正味のDM寄与、$\rmDM_{halos}<45〜pc〜cm^{-3}$（95％c.l。）であると結論付けます。この値は、プランク$\LambdaCDM$モデルとAemulusハロー質量を使用して「平均」視線（$121〜\rmpc〜cm^{-3}$）から推定された$\rmDM_{halos}$よりも低くなっています。機能し、その低い$\rmDM_{cosmic}$値を合理的に説明します。FRB180924は、宇宙の視線の予測される大部分を表しており、前景の銀河ハローが近接していないと結論付けています。私たちのフレームワークは、近い将来、FRBフィールドの包括的な分析の基礎を築きます。
正確なせん断推定のための完全にデータ駆動型のアルゴリズム
大規模構造による弱いレンズ効果は、遠方の銀河の形の見かけの整列を正確に測定できれば、宇宙論の強力なプローブです。MetaDetectionに基づいて、異方性PSFを使用したより現実的な観測のケースに焦点を当てて、完全にデータ駆動型のアプローチのパフォーマンスを研究します。PSF異方性が加法せん断バイアスの唯一の原因であるという仮定の下で、観測データのみからバイアスのないせん断推定値を取得する方法を示します。そのために、MetaDetectionで得られた乗法せん断バイアスがPSFの楕円率にほとんど影響されないという発見を利用します。実際には、この仮定は、観測から得られた経験的補正をシミュレーションデータから得られた補正と比較することによって検証できます。さらに最適化することは可能ですが、データ駆動型アプローチが今後の宇宙および地上ベースの調査の厳しい要件を満たしていることを示します。
原始標準時計モデルとCMB残留異常
| Title |
Primordial_Standard_Clock_Models_and_CMB_Residual_Anomalies |
| Authors |
Matteo_Braglia_and_Dhiraj_Kumar_Hazra_and_Xingang_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10110 |
WMAPのパワースペクトルの残差とプランクの宇宙マイクロ波背景放射（CMB）異方性データは、わずかな統計的有意性を伴うさまざまなスケールでいくつかの興味深い異常を示すことが知られています。ボトムアップとトップダウンのモデル構築アプローチを組み合わせ、モデル予測とデータを効率的に比較するパイプラインを使用して、大規模と小規模の両方で異常をリンクして対処できる原始的な標準クロックのモデルを構築します。このモデルとそのバリアントは、CMBの機能異常に最適なものをいくつか提供します。ベイズの証拠によると、これらのモデルは現在、標準モデルと統計的に区別できません。それらの間の違いは、CMB偏光に関するさまざまな高品質のデータですぐに統計的に有意になることを示しています。このようなモデル構築とデータ分析のプロセスを使用して、宇宙の原始時代の詳細な進化の歴史の一部を明らかにできることを示します。
中国宇宙ステーション望遠鏡（CSST）からの宇宙光学および近赤外バックグラウンドの異方性
| Title |
Anisotropies_of_Cosmic_Optical_and_Near-IR_Background_from_China_Space_Station_Telescope_(CSST) |
| Authors |
Ye_Cao,_Yan_Gong,_Dezi_Liu,_Asantha_Cooray,_Chang_Feng,_and_Xuelei_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10181 |
宇宙光学バックグラウンド（COB）と宇宙近赤外バックグラウンド（CNIRB）の異方性は、宇宙論と天体物理学の重要な問題のいくつかに対処することができます。この作業では、中国宇宙ステーション望遠鏡（CSST-UDF）の超深部フィールドでシミュレートされたCOBとCNIRBの角度パワースペクトルを測定および分析します。CSST-UDFは約9平方度をカバーし、r（0.620um）、i（0.760um）、z（0.915um）、およびそれぞれy（0.965um）バンド。CSSTの設計パラメータとスキャンパターンに従って、モックデータを生成し、画像をマージして、4つの帯域の明るい光源をマスクします。l=200から2,000,000（秒角から度まで）の4つの角度パワースペクトルを取得し、マルコフ連鎖モンテカルロ（MCMC）法を使用して、ハロ内光（IHL）を含む多成分モデルに適合させます。IHLの信号対雑音比（SNR）は、天体物理学の研究に役立つ角度スケールの範囲（1〜10,000〜400,000）で8より大きいことがわかります。以前の研究と比較して、この研究ではモデルパラメータの制約が3〜4倍改善されており、CSST-UDF調査が宇宙の光学的および近IRバックグラウンドの強力なプローブになり得ることを示しています。
宇宙の再電離後期における中性島への小規模吸収システムの影響
| Title |
Effects_of_Small-Scale_Absorption_Systems_on_Neutral_Islands_during_the_Late_Epoch_of_Reionization |
| Authors |
Peng-Ju_Wu,_Yidong_Xu,_Xin_Zhang,_and_Xuelei_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10229 |
再電離過程は、クエーサー吸収線観測でライマン限界系と見なされてきた電離光子の小規模吸収体（SSA）によって延長されると予想されます。一連の半数値シミュレーションを使用して、吸収システムが再電離プロセスに及ぼす影響、特に再電離後期（EoR）中の中性島への影響を調査します。3つのモデル、すなわち、高レベルの電離バックグラウンドを持つ非SSAモデル、比較的高レベルの電離バックグラウンドを持つ中程度のSSAモデル、および低レベルの電離バックグラウンドを持つ高密度SSAモデルの極端なケースが研究されています。中性領域の特徴的なスケールは、再電離の初期および中期に減少しますが、非SSAおよび中程度のSSAモデルでは、後期に約10の共動Mpcでほぼ変化しないことがわかります。ただし、高密度SSAモデルの弱いイオン化バックグラウンドの場合、大きな島がゆっくりとイオン化される多くの小さな島に分割されるため、特徴的な島のスケールは明らかな進化を示します。したがって、EoR後期における中立島の進化的振る舞いは、SSAの存在量を制限する新しい方法を提供します。21cmの観測について、次のスクエアキロメートルアレイ（SKA）と話し合います。21cmのパワースペクトル測定により異なるモデルを区別することができ、21cmの輝度しきい値を適切に選択することで、画像観測から特徴的な島のスケールを抽出することも可能です。
粘性暗黒エネルギー降着活動：音速、角運動量、マッハ数の研究
| Title |
Viscous_Dark_Energy_Accretion_Activities_:_Sonic_Speed,_Angular_Momentum_and_Mach_Number_Studies |
| Authors |
Sandip_Dutta,_Promila_Biswas,_Ritabrata_Biswas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10292 |
この現在の記事では、暗黒エネルギーの粘性降着に関するさまざまな降着特性を研究します。ダークエネルギー候補として、修正チャプリギンガスが選択されます。粘度は、Shakura-Sunyaev粘度パラメーターの助けを借りて発生します。音速と半径方向の距離の曲線を調べます。断熱エネルギーが支配的なケースと暗黒エネルギーが支配的なケースを比較し、中央の重力物体に近づくにつれて音速が低下することを追跡します。粘性が課せられると、降着音速のしきい値低下が続きます。降着音速の平均低下率は、ブラックホールのスピンとともに増加します。これは、この種の降着が全体的な物質/エネルギーの流入を弱めていることを意味しています。比角運動量とケプラーの角運動量の比率は、ブラックホールから遠くなるにつれて低下することがわかります。内側に向かうにつれて降着マッハ数が高くなり、外出するときに強風マッハ数は許可されません。組み合わせることで、システムは降着の摂食プロセスを弱めると結論付けます。
暖かい惑星から垂直な熱い惑星へ
高離心率の潮汐移動（HEM）は、ホットジュピターとホットネプチューンの起源の有望なチャネルです。典型的なHEMシナリオでは、惑星は氷の線を越えて形成されますが、代わりに惑星はディスク移動または暖かく形成され、HEMの短い最終ストレッチを受けることができます。暖かい原点では、一般的な相対論的歳差運動は、外側のコンパニオンによって駆動される古在-リドフ振動の振幅を減少させる可能性があります。これらの条件下でHEMを達成する暖かい惑星（および一般的なタイプの惑星と恒星のコンパニオン）は、40に集中するのではなく、ほぼ極のスピン軌道相互作用（psi=50-130度）になる傾向があることを示します。140度。したがって、短距離でGRが減少したHEMは、観測された垂直惑星の集団の考えられる説明です。
へびつかい座の星形成複合体における太陽系形成類似体
| Title |
A_Solar_System_formation_analogue_in_the_Ophiuchus_star-forming_complex |
| Authors |
John_C._Forbes,_Jo\~ao_Alves,_Douglas_N._C._Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.09326 |
カルシウム-アルミニウムに富む含有物（CAI）の絶滅した短寿命放射性核種（SLR）の娘核間の異常は、太陽系がSLRの発生源の近くで生まれたに違いないことを示しています。あちらへ。そのような生きているSLRの1つである$^{26}$Alからの$\gamma$線は、いくつかの近くの星形成領域でのみ検出されます。ここでは、多波長観測を使用して、そのような領域の1つであるへびつかい座が、新しい太陽系の類似体として機能する可能性のある多くの恒星前核を含み、隣接する上部蠍座協会からの$^{26}$Alで溢れていることを示します。、したがって、隕石学を補完する太陽系でSLR濃縮がどのように進行したかについての具体的なガイダンスを提供する可能性があります。この$^{26}$Alは、1）超新星爆発から発生する、2）複数の星から発生する、3）形成前にガスを濃縮した可能性が高いことを、さまざまな観測および理論結果に基づいてベイズフォワードモデリングを介して示します。コアの数、および4）約2桁にわたるコア濃縮の広い分布を生じさせます。これは、太陽系のようにCAI年代の広がりが小さい場合、原始惑星系円盤は地球規模の加熱イベントに見舞われる必要があることを意味します。
扁平率と楕円率の摂動を伴う回転重力場の軌道の近似
| Title |
Approximating_Orbits_in_a_Rotating_Gravity_Field_with_Oblateness_and_Ellipticity_Perturbations |
| Authors |
Ethan_Burnett_and_Hanspeter_Schaub |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.09607 |
この論文は、扁平率と楕円率の摂動を伴う回転ポテンシャル内の軌道のサブセットの軌道状態を分析的に近似する問題を調査します。これは、軌道半径やその他の要素の近似微分方程式を分離することによって行われます。ヤコビ積分の保存は、摂動の1次で問題を解けるようにするために使用されます。解は、摂動されていない円軌道からの小さな偏差として特徴付けられます。近似は、回転速度$c$の物体の周りの初期平均運動$n_{0}$を持つほぼ円軌道に対して作成されます。近似は、角速度比$\Gamma=c/n_{0}>1$の値に対して有効であり、精度は$\Gamma\rightarrow1$として減少し、$\Gamma=1$付近の特異点で有効であることが示されています。。離心率軌道への方法論の拡張について説明し、ほぼ円形軌道と離心率軌道の両方に対して一般的に有効な解を取得するという課題について解説します。
プラネットナインの軌道
海王星を超えた巨大惑星（プラネットナイン（P9）と呼ばれる）の存在は、近日点黄経の経度と遠方の偏心カイパーベルトオブジェクト（KBO）の極位置のクラスター化から推測されています。観測バイアスの計算を更新した後、クラスタリングは99.6\％の信頼水準で有意なままであることがわかりました。したがって、これらの観測を使用して、P9の軌道要素を決定します。一連の数値シミュレーションは、遠方のKBOの軌道分布が、P9の質量と軌道要素の影響を強く受けているため、これらのパラメーターを推測するために使用できることを示しています。バイアスをこれらの数値シミュレーションと組み合わせて、P9パラメーターの離散セットの尤度値を計算します。これをガウスプロセスエミュレーターへの入力として使用して、すべてのパラメーターの任意の値の尤度計算を可能にします。このエミュレーターをマルコフ連鎖モンテカルロ分析で使用して、P9のパラメーターを推定します。P9の質量は$6.2^{+2.2}_{-1.3}$地球質量、半主軸は$380^{+140}_{-80}$AU、傾斜角は$16\pm5^\circ$、近日点は$300^{+85}_{-60}$AU。軌道要素のサンプルとそのような惑星の半径とアルベドの推定値を使用して、プラネットナインの空の位置とその明るさの確率分布関数を計算します。多くの合理的な仮定では、プラネットナインは当初の予想よりも近くて明るいですが、確率分布には長距離へのロングテールが含まれ、プラネットナインの半径とアルベドの不確実性はより暗いオブジェクトを生み出す可能性があります。
IRTF / TEXES分光法による土星の重水素-水素比の精製
| Title |
Refining_Saturn's_deuterium-hydrogen_ratio_via_IRTF/TEXES_spectroscopy |
| Authors |
James_S.D._Blake,_Leigh_N._Fletcher,_Thomas_K._Greathouse,_Glenn_S._Orton,_Henrik_Melin,_Mike_T._Roman,_Arrate_Antu\~nano,_Padraig_T._Donnelly,_Naomi_Rowe-Gurney,_Oliver_King |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.09951 |
巨大な惑星の大気中の重水素の豊富さは、それらの形成と進化の間にこれらの世界に組み込まれた氷の貯蔵所に制約を与えます。木星と土星で測定された重水素-水素比（D/H）の不一致に動機付けられて、地上での測定から土星のメタンのD/H比の新しい測定値を提示します。NASAの赤外線望遠鏡施設（IRTF）でテキサスエシェロンクロスエシェルスペクトログラフ（TEXES）のスペクトルキューブ（2013年2月6日から1151-1160cm$^{-1}$をカバー）を分析しました。ここでは、メタンと重水素化メタンの両方からの輝線があります。よく解決されています。成層圏メタンのD/H比の推定値$1.65_{-0.21}^{+0.27}\times10^{-5}$は、カッシーニCIRSおよびISO/SWS観測から得られた結果と一致しており、予想外に確認されています。CH$_{3}$Dの存在量が少ない。分別係数を$1.34\pm0.19$とすると、水素D/Hは$1.23_{-0.23}^{+0.27}\times10^{-5}$になります。この値は、（i）土星$2.10（\pm0.13）\times10^{-5}$、（ii）木星$2.6（\pm0.7）\times10^{-5の以前の対流圏水素D/H測定値よりも低いままです。}$および（iii）$2.1（\pm0.5）\times10^{-5}$の原始太陽水素D/Hは、成層圏メタンに分別係数が適切でない可能性があること、またはD/Hが適切でないことを示唆しています。土星の成層圏の比率は、惑星の大部分を代表するものではありません。
太陽系外惑星大気における放射トルクによる粒子配列と回転破壊
| Title |
Grain_alignment_and_rotational_disruption_by_radiative_torques_in_exoplanet_atmospheres |
| Authors |
Thiem_Hoang_(KASI_&_UST)_and_A._Lazarian_(UW-Madison) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.09973 |
塵の雲は、ホットジュピターの大気中に遍在し、それらの観測可能な特性に影響を与えます。雲の中の塵の粒子の整列と結果として生じる塵の分極は、太陽系外惑星の磁場を研究するための有望な方法です。さらに、粒度分布は、大気中の物理的および化学的プロセスにおいて重要な役割を果たしますが、これは大気中ではかなり不確実です。この論文では、最初に、放射トルク（RAT）によるホットジュピターの大気中のダスト粒子の粒子配列を研究します。ホットジュピターの強い磁場により、ケイ酸塩粒子はRATによって磁場と整列することができますが（B-RAT）、反磁性材料の炭素質粒子は放射方向（k-RAT）と整列する傾向があります。惑星の半径が$R_{\rmp}$である$r<2R_{\rmp}$の低高度では、大きな粒子しか整列できませんが、$a\sim0.01\mu$mの小さな粒子は整列できます。$r>3R_{\rmp}$の高地に配置されます。次に、放射トルク破壊（RATD）メカニズムによるダスト粒子の回転破壊を研究します。大きな粒子はRATDによって小さなサイズに破壊される可能性があることがわかりました。引張強度の高い粒子は、高度$r>3R_{\rmp}$で破壊されますが、弱い粒子は、より低い高度で破壊される可能性があります。大きな粒子を小さな粒子に分解すると、重力が低くなるために塵の雲が高高度に逃げやすくなり、ホットジュピターやスーパーパフ大気に高高度の雲が存在することを説明できる可能性があります。
従来、スケーリング則に基づく1Dモデルは、地球、火星、水星、金星などの地球型惑星の内部にある対流熱伝達岩をパラメータ化して、2Dまたは3Dでの忠実度の高い前進の計算上のボトルネックに対処するために使用されてきました。ただし、これらはモデル化できる物理学の量（深さに依存する材料特性など）に制限があり、平均マントル温度などの平均量のみを予測します。最近、多数の2Dシミュレーションを使用してトレーニングされたフィードフォワードニューラルネットワーク（FNN）がこの制限を克服し、複雑なモデルの1D横方向平均温度プロファイル全体の進化を確実に予測できることを示しました[Agarwaletal。2020]。ここで、そのアプローチを拡張して、完全な2D温度場を予測します。これには、高温プルームや低温ダウンウェルなどの対流構造の形式でより多くの情報が含まれています。火星のような惑星のマントルの熱進化の10,525個の2次元シミュレーションのデータセットを使用して、深層学習手法が信頼できるパラメーター化されたサロゲート（つまり、パラメーターのみに基づいて温度などの状態変数を予測するサロゲート）を生成できることを示します。基礎となる偏微分方程式。最初に畳み込みオートエンコーダーを使用して温度フィールドを142倍に圧縮し、次にFNNと長短期記憶ネットワーク（LSTM）を使用して圧縮フィールドを予測します。平均して、FNN予測は99.30％であり、LSTM予測は目に見えないシミュレーションに関して99.22％正確です。LSTMおよびFNN予測の適切な直交分解（POD）は、平均絶対相対精度が低いにもかかわらず、LSTMがFNNよりも優れた流体力学をキャプチャすることを示しています。合計すると、FNN予測とLSTM予測からのPOD係数は、元のシミュレーションの係数と比較して、それぞれ96.51％と97.66％になります。
HARPSは、南部の太陽系外惑星を検索します。
XLVI：ソーラータイプの星HD39194、HD93385、HD96700、HD154088、HD189567の周りの12個のスーパーアース
| Title |
The_HARPS_search_for_southern_extra-solar_planets._XLVI:_12_super-Earths_around_the_solar_type_stars_HD39194,_HD93385,_HD96700,_HD154088,_and_HD189567 |
| Authors |
N._Unger,_D._S\'egransan,_D._Queloz,_S._Udry,_C._Lovis,_C._Mordasini,_E._Ahrer,_W._Benz,_F._Bouchy,_J.-B.Delisle,_R._F._D\'iaz,_X._Dumusque,_G._Lo_Curto,_M._Marmier,_M._Mayor,_F._Pepe,_N._C._Santos,_M._Stalport,_R._Alonso,_A._Collier_Cameron,_M._Deleuil,_P._Figueira,_M._Gillon,_C._Moutou,_D._Pollacco,_E.Pompei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10198 |
環境。LaSilla（ESO、チリ）の3.6m望遠鏡に取り付けられたHARPSEchelle分光法で観測された5つの太陽型星の正確な半径方向速度測定を提示します。10年以上の期間とかなり密なサンプリングにより、この調査は、100日までの公転周期でスーパーアースに至るまでの低質量惑星に敏感です。目的。私たちの目標は、HD39194、HD93385、HD96700、HD154088、HD189567の星の周りの惑星の仲間を検索し、ベイズモデルの比較を使用して、視線速度の観測に基づいてシステムに存在する惑星の数を情報に基づいて選択することでした。これらの発見は、既知の太陽系外惑星のプールに貢献し、それらの軌道パラメータをよりよく制約します。メソッド。最初の分析は、DACE（太陽系外惑星のデータと分析センター）オンラインツールを使用して実行され、星の活動レベルと各システムの潜在的な惑星の内容を評価しました。次に、すべてのターゲットでベイズモデルの比較を使用して、星ごとの惑星数のロバストな推定値を取得しました。これは、ネストされたサンプリングアルゴリズムPolyChordを使用して行いました。いくつかのターゲットについては、さまざまなノイズモデルを比較して、惑星の特徴を恒星の活動から解きほぐしました。最後に、各ターゲットに対して効率的なMCMC（マルコフ連鎖モンテカルロ）アルゴリズムを実行して、惑星の軌道パラメーターの信頼できる推定値を取得しました。結果。いくつかの多惑星システム内の12の惑星を識別します。これらの惑星はすべてスーパーアースとサブネプチューンの質量体制にあり、最小質量は4〜13M$_\oplus$の範囲で、公転周期は5〜103日です。これらの惑星のうちの3つ、つまりHD93385b、HD96700c、およびHD189567cは新しいものです。
「エネルギー陽子の枯渇によって示されるガリレオフライバイE26中のエウロパでの活発なプルーム噴火」へのコメントへの返信
| Title |
Reply_to_comment_on_"An_Active_Plume_Eruption_on_Europa_During_Galileo_Flyby_E26_as_Indicated_by_Energetic_Proton_Depletions" |
| Authors |
H.L.F._Huybrighs,_E._Roussos,_A._Bl\"ocker,_N._Krupp,_Y._Futaana,_S._Barabash,_L.Z._Hadid,_M.K.G._Holmberg,_O._Witasse |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10255 |
Huybrighsetal。、2020では、ガリレオのエウロパフライバイE26に沿ったエネルギーの高い陽子の枯渇を調査しました。粒子追跡分析に基づいて、我々は、枯渇は、大気中の電荷交換と可能なプルームと組み合わされた摂動された電磁界によって引き起こされることを提案した。プルームの特徴として特定された枯渇の特徴の1つは、アーティファクトJiaetal。、2021であることが示されました。それにもかかわらず、ここでは、Huybrighsetal。、2020が、プルームが陽子の枯渇を引き起こす可能性があることを示しており、これらの特徴を探す必要があることを強調します。さらに、枯渇に対する摂動電磁場と大気電荷交換の重要性に関する結論は影響を受けません。アーティファクトの原因は、EPDによるより重いイオンとしての陽子の誤ったタグ付けであることが示唆されます。アーティファクトにより、プルームに関連する枯渇があることを確認または除外できません。また、MHDシミュレーションに関するコメントに取り組み、540-1040keVの損失が、プルームに関連する電荷交換による115〜244keVの損失と必ずしも矛盾しないことを示します。
[Fe X]冠状線放出によって検出された矮小銀河の巨大なブラックホールのサンプル：活動銀河核および/または潮汐破壊現象
| Title |
A_Sample_of_Massive_Black_Holes_in_Dwarf_Galaxies_Detected_via_[Fe_X]_Coronal_Line_Emission:_Active_Galactic_Nuclei_and/or_Tidal_Disruption_Events |
| Authors |
M._Molina_(1),_A._E._Reines_(1),_C._J._Latimer_(1),_V._Baldassare_(2),_Sheyda_Salehirad_(1)_(1_Montana_State_U.,_2_Washington_State_U.) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.09307 |
矮小銀河（$M_{\rmBH}\lesssim10^5〜M_\odot$）の巨大なブラックホール（BH）の個体数は、BHシードの起源に強い制約を与える可能性があります。しかし、活動銀河核（AGN）の従来の光学的検索では、星形成の量が少ない矮小銀河で高降着で比較的質量の大きいBHしか確実に検出されないため、矮小銀河のBH集団全体の大部分は比較的未踏のままです。ここでは、81個の矮小銀河（$M_\star\le3\times10^9〜M_\odot$）のサンプルを示します。検出可能な[FeX]$\lambda$6374冠状線放出は、大規模なBHへの降着のみを示します。そのうちの2つは、以前は光AGNとして識別されていました。SloanDigitalSkySurveyの光学分光法を分析し、$L_{\rm[Fe\、X]}\upperx10^{36}$-$10^{39}$の範囲の[FeX]$\lambda$6374の光度を見つけます。ergs$^{-1}$、中央値は$1.6\times10^{38}$ergs$^{-1}$。[FeX]$\lambda$6374の光度は一般に高すぎて、発光タイプIIn超新星（SNe）を含む恒星源で生成することはできません。さらに、既知のSNeレートに基づくと、サンプルには最大8つのタイプIInSNeが含まれると予想されます。一方、[FeX]$\lambda$6374の光度は、AGNまたは潮汐破壊現象（TDE）からの大規模なBHへの降着と一致しています。場合によっては、他の輝線診断、光学的変動、X線および電波放射（またはこれらの組み合わせ）を使用して、BH降着の追加の指標を見つけます。しかし、私たちのサンプルの銀河の多くは、[FeX]$\lambda$6374の光度に基づいた巨大なBHの証拠しか持っていません。この作品は、他の選択技術によって見逃された矮小銀河のBHを見つけ、より青く、より質量の小さい矮小銀河のBH集団を調査するための、冠状線放出の力を強調しています。
NGC 253矮小銀河のハッブル宇宙望遠鏡による観測：3つの超微弱な矮小銀河の発見
| Title |
Hubble_Space_Telescope_Observations_of_NGC_253_Dwarf_Satellites:_Discovery_of_Three_Ultra-faint_Dwarf_Galaxies |
| Authors |
Bur\c{c}in_Mutlu-Pakdil,_David_J._Sand,_Denija_Crnojevi\'c,_Michael_G._Jones,_Nelson_Caldwell,_Puragra_Guhathakurta,_Anil_C._Seth,_Joshua_D._Simon,_Kristine_Spekkens,_Jay_Strader,_Elisa_Toloba |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.09312 |
近くのスパイラルNGC253（D$\upperx$3.5Mpc）に関連する5つのかすかな矮小銀河の深いハッブル宇宙望遠鏡の画像を提示します。これらのうち3つは新しく発見された超微弱な矮小銀河であり、5つすべてはCentaurusandSculptorのパノラマイメージング調査（PISCeS）で発見されました。ローカルグループ外の銀河。私たちのHSTデータは、各矮星の赤色巨星の枝の先端から$\gtrsim$3の大きさに達し、それらの距離、構造パラメーター、および光度を導き出すことができます。5つのシステムはすべて、主に古い、金属の少ない星の種族（age$\sim$12Gyr、[M/H]$$lesssim$$-$1.5）を含み、サイズ（$r_{h}$$\sim$110-3000pc）と光度（$M_V$$\sim$$-7$から$-12$mag）は、ローカルグループの小人とほぼ一致しています。3つの新しいNGC253衛星は、ローカルグループを超えて発見された最も弱いシステムの1つです。また、アーカイブHIデータを使用して、発見のガス含有量に制限を設けています。NGC253に関する私たちのプログラムのようなディープイメージング調査は、衛星の光度関数のかすかな終わりと、今後10年間の銀河の質量、形態、環境の範囲にわたるその散乱を解明することを約束します。
KIWICS調査からの近くのクラスターの矮小銀河集団
| Title |
The_dwarf_galaxy_population_in_nearby_clusters_from_the_KIWICS_survey |
| Authors |
Nelvy_Choque-Challapa,_J._Alfonso_L._Aguerri,_Pavel_E._Mancera_Pi\~na,_Reynier_Peletier,_Aku_Venhola,_and_Marc_Verheijen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.09610 |
矮小銀河の候補を探しているKapteynIACWEAVEINTクラスター調査（KIWICS）から、12個の銀河団のサンプルを分析します。2.5mのアイザックニュートン望遠鏡（INT）の広視野カメラ（WFC）からの$r$および$g$バンドの測光データを使用して、明るい矮小銀河（M$_r$$\leq）のサンプルを選択します。各クラスターで$-15.5等）、それらの空間分布、恒星の色、およびそれらのS\'ersicインデックスと有効半径を分析します。各クラスターの$R_{200}$半径内の矮星の割合を定量化します。これは、$\sim$0.7から$\sim$0.9の範囲です。さらに、クラスターの最も外側の領域と内側の領域の割合を比較すると、矮星の割合は外側の領域に行くにつれて増加する傾向があることがわかります。また、矮星と巨大銀河（M$_r$$<$-19.0等）のクラスター中心の距離分布を研究し、サンプルのクラスターの半分では、矮星は巨人とは統計的に異なる方法で分布しています。巨大な銀河がクラスターの中心に近づいています。矮星候補の恒星の色を分析し、$R_{200}$半径内の青色矮星の割合を定量化します。これは、$\sim$0.4未満であることがわかりますが、クラスターの中心からの距離とともに増加します。構造パラメータに関しては、初期型の矮星として視覚的に分類する矮星のS\'ersicインデックスは、クラスターの内部領域で高くなる傾向があります。これらの結果は、低質量ハローの観測特性を形成する上でクラスター環境が果たす役割を示しています。
FASTによるはくちょう座ループの新しい連続体と偏光の観測
| Title |
New_continuum_and_polarization_observations_of_the_Cygnus_Loop_with_FAST |
| Authors |
Xiaohui_Sun_(YNU),_Meiniang_Meng_(YNU),_Xuyang_Gao_(NAOC),_Wolfgang_Reich_(MPIfR),_Peng_Jiang_(NAOC),_Di_Li_(NAOC),_Huirong_Yan_(DESY),_Xianghua_Li_(YNU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.09631 |
500メートル球面電波望遠鏡（FAST）によって実施されたはくちょう座超新星残骸（SNR）の連続体と偏光の観測について報告します。FAST観測は、SNRの高角度分解能と高感度画像を提供し、その性質を解きほぐすのに役立ちます。1.03〜1.46GHzの周波数範囲でストークスI、Q、およびUマップを取得し、7.63kHzのチャネルに分割しました。元の角度分解能は約3分角から約3.8分角の範囲であり、4分角の共通の解像度ですべてのデータを結合しました。総強度の温度スケールと帯域内温度-温度プロットからのスペクトルインデックスは、データのキャリブレーションとマップ作成手順を検証する以前の観測と一致しています。バンド平均全強度マップのrms感度は、輝度温度で約20mKであり、これは混乱の限界のレベルにあります。初めて、回転測定（RM）合成をシグナスループに適用して、偏光強度とRMマップを取得します。偏光のrms感度は約5mKであり、全強度の混乱限界をはるかに下回っています。また、8つの銀河系外ソースのRMを取得し、広帯域周波数カバレッジがRM決定のあいまいさを克服するのに役立つことを示しています。
矮星S0銀河における低温ガスと星形成の観測
| Title |
Observations_of_cold_gas_and_star_formation_in_dwarf_S0_galaxies |
| Authors |
Xue_Ge,_Qiu-Sheng_Gu,_Ruben_Garc{\i}a-Benito,_Shi-Ying_Lu,_Cheng-Long_Lei_and_Nan_Ding |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.09705 |
矮性レンズ状銀河（S0）の星形成についてはほとんど研究が行われていません。CentroAstronomicoHispanoAleman（CAHA）3.5m光学望遠鏡とIRAM-30mミリメートル望遠鏡によって、それぞれ、フィールド環境に複数の星形成領域を持つ4つの矮星S0銀河のサンプルに対して行われた2D分光観測とミリメートル観測を示します。ほとんどのソースは星形成の主系列関係から逸脱していますが、それらはすべてケニカット-シュミットの法則に従っていることがわかります。恒星とHalphaの運動学を比較したところ、星とイオン化ガスの両方の速度場は規則的な動きを示さず、星形成の高い領域では星とイオン化ガスの速度分散が低く、これらの星形成S0が示唆されています。銀河はまだかなりの回転を持っています。この見方は、これらの矮星S0銀河のほとんどが高速回転子として分類されているという結果によって裏付けられます。平均原子ガス質量と恒星質量の比率（〜47％）は、分子ガス質量と恒星質量の比率（〜1％）よりもはるかに大きくなっています。さらに、星形成領域の気相金属量は、非星形成領域の気相金属量よりも低い。これらの結果は、拡張された星形成が、豊富な原子状水素、長い動的時間スケール、および低密度環境の組み合わせに起因する可能性があることを示しています。
Sスターで銀河中心の可能性をテストする
天文学者の2つのグループは、銀河中心近くの明るい星の軌道を観察するために、何十年もの間、大きな望遠鏡KeckとVLTを使用していました。彼らの観測結果に基づいて、天文学者は、星の軌道はほぼ楕円形であり、軌道の焦点は銀河中心の位置とほぼ一致していると結論付けました。これは、約$4.3\times10^6M_\odot$のような点のニュートンポテンシャルが、銀河中心近くの重力ポテンシャルの良い初期近似であると主張する機会を与えます。過去数年間、天文学者は、2018年5月の中心付近の通過付近のS2星の重力赤方偏移が、一般相対性理論の予測に従っていることを発見しました。2020年に、GRAVITYチームは、観測されたS2星軌道の相対論的歳差運動が、シュワルツシルトブラックホールの弱い重力場近似に対して計算された理論的推定値とも一致することを発見しました。昨年、自己重力暗黒物質コア-Ruffini、Arguelles、Rueda（MNRAS、2015）（RARモデル）によって提案されたハロー分布が提案され、最近ではBecerra-Vergaraetal。（MNRAS、2021）は、このモデルは、超大質量ブラックホールを備えた従来のモデルと比較して、明るい星の軌道により良く適合していると主張しました。この暗黒物質分布モデルの場合、テストボディの高密度コア軌道は楕円形ですが、この場合、これらの楕円の中心（焦点ではない）は銀河中心と一致する必要があり、軌道周期は準大質量に依存しません。軸であり、観測データと矛盾するため、銀河中心の高密度コア-希釈ハロー密度プロファイルと比較して、超大質量ブラックホールが好ましいモデルであると結論付けました。
SDSS J154751.94 + 025550、ダブルピークのブロードH \ beta、シングルピークのブロードH \
alpha：中央連星ブラックホールシステムの候補？
| Title |
SDSS_J154751.94+025550_with_double-peaked_broad_H\beta_but_single-peaked_broad_H\alpha:_a_candidate_for_central_binary_black_hole_system? |
| Authors |
Zhang_XueGuang_(NNU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.09714 |
この原稿では、興味深い青い活動銀河核（AGN）SDSSJ154751.94+025550（=SDSSJ1547）が、広いバルマー輝線の非常に異なる線プロファイルで報告されています。広いH$\alpha$。SDSSJ1547は、SDSSJ0159+0105のバイナリブラックホール（BBH）システムの候補で簡単に言及されたさまざまなブロードラインに加えて、ブロードバルマー輝線の非常に異なるラインプロファイルに関する詳細な議論を行った最初のAGNです。幅広いバルマー輝線の非常に異なる線プロファイルは、SDSSJ1547の中央BBHシステムの2つの中央BLRに対する異なる物理的条件によって十分に説明できます。さらに、CSSからの長期光度曲線は、約2159日の周期性を持つ正弦関数によって十分に説明でき、SDSSJ1547で予想される中央BBHシステムをサポートするためのさらなる証拠を提供します。したがって、ブロードバルマー輝線のさまざまなラインプロファイルをブロードラインAGNの中央BBHシステムの固有の指標として扱うことは興味深いことです。BBHシステムの仮定の下では、ブロードラインAGNの0.125\％は、ブロードバルマー輝線の非常に異なるラインプロファイルを持つと予想できます。広いバルマー輝線の非常に異なる線プロファイルを持つより広い線AGNに関する将来の研究は、BBHシステムの指標として広いバルマー輝線の異なる線プロファイルに関するさらなる手がかりを提供する可能性があります。
SOFIA / HAWC +によって観測された偏光熱ダスト放出を使用したM17の磁場とダストの研究
| Title |
Studying_magnetic_fields_and_dust_in_M17_using_polarized_thermal_dust_emission_observed_by_SOFIA/HAWC+ |
| Authors |
Thuong_Duc_Hoang,_Nguyen_Bich_Ngoc,_Pham_Ngoc_Diep,_Le_Ngoc_Tram,_Thiem_Hoang,_Wanggi_Lim,_Dieu_D._Nguyen,_Ngan_Le,_Nguyen_Thi_Phuong,_Nguyen_Fuda,_Tuan_Van_Bui,_Kate_Pattle,_Gia_Bao_Truong_Le,_Hien_Phan,_and_Nguyen_Chau_Giang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10045 |
154$\mu$m波長を中心とするSOFIA/HAWC+によって取得された熱ダスト分極を使用して、M17の磁場の最高の空間分解能測定を報告します。Davis-Chandrasekhar-Fermi法を使用して、低密度（M17-N）以上で$980\pm230\;\mu$Gおよび$1665\pm885\;\mu$Gの強い磁場の存在を発見しました。-それぞれ密度（M17-S）領域。M17-Nの磁場形態は、重力崩壊分子コアの磁場を模倣している可能性がありますが、M17-Sでは、磁場は物質構造に垂直に走り、柱と非対称の砂時計の形を示します。磁場強度の平均値は、M17-NおよびM17-SのAlfv\'enicマッハ数（$\mathcal{M_A}$）を決定するために使用されます。これらは、サブAlfv\'enicまたは磁気であることが判明します。フィールドは乱流を支配します。質量対流束比$\lambda$を計算し、M17-Nの場合は$\lambda=0.07$、M17-Sの場合は$0.28$を取得します。$\lambda$の未臨界値は、M17で形成された巨大な星の欠如と一致しています。ダスト物理学を研究するために、ダスト分極率$p$と、熱放射強度$I$、ガス柱密度$N（{\rmH_2}）$、およびダスト温度$T_との関係を分析します。{\rmd}$。偏光率は、$\alpha=0.51$で$I^{-\alpha}$のように強度とともに減少します。分極率も$N（\rmH_{2}）$の増加とともに減少します。これは、より弱い放射場および/または磁場のもつれを伴うより高密度の領域への放射トルク（RAT）による粒子配列の減少によって説明できます。。分極率は、最初に$T_{\rmd}$で増加し、次に$T_{\rmd}>50$Kで減少する傾向があります。後者の特徴はM17-Nで見られ、ガス密度は$でゆっくりと変化します。T_{d}$は、RAT破壊効果と一致しています。
MATLASの低密度から中密度のフィールドにある巨大なホスト銀河の周りの矮星衛星の平坦化された構造
| Title |
Flattened_structures_of_dwarf_satellites_around_massive_host_galaxies_in_the_MATLAS_low-to-moderate_density_fields |
| Authors |
N._Heesters,_R._Habas,_F._R._Marleau,_O._M\"uller,_P.-A._Duc,_M._Poulain,_P._Durrell,_R._S\'anchez-Janssen,_S._Paudel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10189 |
1970年代に初めて観測されたのは、私たちの天の川を取り巻く矮小銀河、いわゆる衛星が、薄くて広大な平面に配置されているように見えることです。アンドロメダ銀河、ケンタウルス座A星、場合によってはM83など、地元の宇宙にある追加の銀河についても同様の発見がありました。利用可能な運動学的データがある特定のケースでは、矮星衛星はまた、それらの巨大なホスト銀河を優先的に共周するように見えます。衛星の平面は、ラムダコールドダークマター（$\Lambda$CDM）パラダイムではまれですが、投影効果の自然な結果である可能性があります。ただし、このような位相空間相関を説明することは依然として困難です。この研究では、「初期型銀河とその微細構造の質量集合」（MATLAS）調査の低密度から中密度のフィールドで、初期型銀河（ETG）の周りの2210個の矮小銀河の2D空間分布を分析しました。小人が中央の大規模なETGの衛星メンバーであるという仮定の下で、ハフ変換のバリエーションと全最小二乗（TLS）フィッティングの両方を使用して平坦化された構造を識別しました。119の衛星システムで、ランダムデータを使用した後続のモンテカルロ（MC）シミュレーションと両方の方法の組み合わせを使用して、31の統計的に有意な平坦化された矮星構造が見つかりました。これらの矮星構造の大部分は、大規模なホストの推定ビリアル半径内にあります。これらのシステムの主軸は、9（50％）のケースで、大規模構造の推定方向と30{\deg}よりも適切に位置合わせされています。これらの構造の平面的な性質を確認し、それらが共回転システムであるかどうかを判断するには、追加の距離測定と将来の運動学的研究が必要になります。
はくちょう座スーパーバブルにおける粒子加速
はくちょう座コクーンは、大規模なアソシエーションであるOB2アソシエーションを搭載した最初のガンマ線スーパーバブルです。OB2関連のすべての巨大なO型星の恒星風の複合効果が、繭のPeVエネルギーへの宇宙線を加速することができると仮定されました。繭でのPeVエネルギーへの加速の決定的な証拠は、アソシエーションをPeVatronとして知られているPeV宇宙線加速器として識別します。ただし、Cocoonはこれまで10TeVまでしか研究されていません。この寄稿では、1343日間の高高度水チェレンコフ（HAWC）観測データを使用して、1TeVを超えるから100TeVを超える繭の形態学的およびスペクトル的研究を示します。より高いTeVエネルギーでの分析は、GeVガンマ線観測と比較してより柔らかいスペクトルを明らかにします。この結果は、加速器の効率が約数百TeV低下するか、加速された後、最高エネルギーの陽子がこの領域から逃げることを示唆しています。ここに示した10TeVを超える研究は、CR加速器がこれらの極端なエネルギーでどのように動作するか、および粒子輸送が高エネルギー放出にどのように影響するかを示しています。
2020年のジャイアントバースト中のBe /パルサー連星1A0535 + 262のTeVと光学観測
| Title |
TeV_and_optical_observations_of_the_Be/pulsar_binary_1A0535+262_during_the_2020_giant_outburst |
| Authors |
Matthew_Lundy_(for_the_VERITAS_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.09350 |
1A0535+262は、BeX線連星パルサーであり、電波ジェット放射を示す唯一の銀河パルサーシステムの1つです。これらの極端なマイクロクエーサーの非常に高いエネルギー放出（VHE、>100GeV）を特徴づけることは、銀河宇宙線の起源へのそれらの寄与を理解するために重要です。X線束が12カニを超えた、このシステムの2020年の巨大な爆発は、このような極端な状態にある間、これらの過渡システムのガンマ線と急速な光学的変動を調査するまれな機会を示しました。今月の活動は、このシステムで測定された最も明るいフレアを示しました。TeVガンマ線を測定する機能と並行して開発されたVERITASの光学機能により、独自のキャンペーンを実施することができました。爆発中のこのシステムのVERITASの観測は、低エネルギーでの観測と大気チェレンコフ望遠鏡を画像化することによるこのシステムの以前の観測の文脈で提示されます。
VERITASによる高速電波バーストの繰り返しのガンマ線および光学観測
| Title |
Gamma-ray_and_Optical_Observations_of_Repeating_Fast_Radio_Bursts_with_VERITAS |
| Authors |
Matthew_Lundy_(for_the_VERITAS_collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.09354 |
高速電波バースト（FRB）は、明るい、銀河系外のミリ秒の電波トランジェントのエキサイティングなクラスです。大きな視野（FOV）電波望遠鏡の最近の開発により、識別された単一バーストおよび繰り返しFRBの数が急速に増加しています。これにより、理論モデルによって予測された潜在的な対応物を検索するための広範な多波長フォローアップが可能になりました。SGR1935+2154のような銀河マグネターにおける同様の電波過渡現象の新しい観測は、高速光学および超高エネルギー（VHE、>100GeV）の対応物の探索を動機付け続けています。2016年以来、VERITASは、複数の繰り返しFRBからの高速光およびVHE放射を検索するために、FRB観測キャンペーンに取り組んできました。CHIME電波望遠鏡によって観測されたバーストと同時に取得されたデータを含む5つの繰り返しソースのVERITAS観測からのこれらの新しい結果を提示します。
星形成銀河円盤のシミュレーションにおける宇宙線輸送
| Title |
Cosmic-Ray_Transport_in_Simulations_of_Star-forming_Galactic_Disks |
| Authors |
Lucia_Armillotta,_Eve_C._Ostriker,_Yan-Fei_Jiang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.09356 |
銀河スケールでの宇宙線輸送は、磁化された多相星間物質（ISM）の詳細な特性に依存します。この作業では、宇宙線輸送のための2モーメント流体アルゴリズムを使用して、局所銀河円盤パッチをモデル化する高解像度TIGRESS電磁流体力学シミュレーションを後処理します。一定の散乱係数を持つ単純な純粋な拡散形式から、散乱係数がストリーミング駆動のAlfv\'en波の励起と減衰の間の臨界バランスによって設定される物理的に動機付けられたモデルまで、宇宙線のさまざまな処方を検討します。局所的なガス特性によって媒介されます。ISMのダイナミクスと化学にとってそれぞれ重要な$\sim1$GeV（高エネルギー）と$\sim30$〜MeV（低エネルギー）の運動エネルギーを持つ宇宙線に個別に焦点を当てます。宇宙線の移流、ストリーミング、拡散を同時に考慮することは、それらの輸送を適切にモデル化するために重要であることがわかります。移流は、高速、低密度、高温相で支配的ですが、拡散とストリーミングは、高密度、低温相でより重要です。私たちの物理的に動機付けられたモデルは、宇宙線輸送に単一の拡散係数がないことを示しています。散乱係数は4桁以上変化し、密度$n_\mathrm{H}\sim0.01\、\mathrm{cm}で最大になります。^{-3}$。アルヴェーン波のイオン中性減衰は、ISMの大部分の質量内で強い拡散とほぼ均一な宇宙線圧力をもたらします。ただし、宇宙線は、周囲の低密度、高イオン化ガスでのより高い散乱率によって、ディスクのミッドプレーンの近くにトラップされます。高エネルギー宇宙線の輸送は、低エネルギー宇宙線の輸送とは異なり、拡散の効果が低く、エネルギー損失が大きくなります。
一般化されたファラデー回転を測定するための現象論的モデル
一般化されたファラデー回転は、パルサー、高速電波バースト、活動銀河核などのコンパクトな電波源の線形偏光スペクトルと円偏光スペクトルの間で周波数依存の変換を引き起こす可能性があります。これらの光源の線形および円偏光スペクトルに対する一般化されたファラデー回転の影響を測定するために使用できる簡単な現象論的モデルを考案します。このモデルは理論にとらわれず、任意の波長依存性があるため、さまざまな潜在的な一般化されたファラデー回転誘導媒体に対応できます。また、追加の観測量と組み合わせて、介在する媒体の物理的特性を推測することもできます。
AXP 4U 0142 +61による電波放射と軟X線放射の同時生成について
本論文では、異常パルサーAXP4U0142+61における準線形拡散（QLD）による電波と軟$X$線の同時生成の可能性を研究します。いわゆるビーム成分とプラズマ成分からなる磁気圏を考えると、凍結状態は必然的に不安定なサイクロトロン波の発生につながると考えられます。これらの波は、QLDを介して、粒子分布関数に影響を与え、ピッチ角の特定の値をもたらし、したがって効率的なシンクロトロンメカニズムをもたらし、軟質の$X$線光子を生成します。磁気圏プラズマの物理的に妥当なパラメータの場合、QLDは、ドメイン$0.3$keV-$1.4$keVの軟線$X$線に接続された$40$MHz-$111$MHzの間隔で電波を生成できることを示します。
超新星（SNe）から超新星残骸（SNR）への移行は、よく研究された2つの例の間の年齢差を考えると、十分に理解されていないままです。このギャップを埋めるために、X線で検出された最も古い超新星のいくつかについてアーカイブチャンドラデータを分析し、それらの光度曲線を遅い時間に拡張しました。スペクトルを熱モデルに適合させました。複数のX線データポイントを持つすべてのSNeは、同様のX線輝度を持っていることがわかりました。これは時間とともに減少していました。X線の輝度は、SNeが風媒体で進化している間は減少し続ける可能性がありますが、SNeが一定密度の星間物質と相互作用しているときは、セドフ相で増加すると予想され、観測されたSNRと一致します。
動きの速いパルサーPSRJ0908-4913の超新星残骸協会
PSRJ0908-4913の固有運動の最近の測定は、それが約3kpcの距離で高速で移動する物体であることを示しています。ここでは、パルサーがこれまで知られていなかった、満たされた中心の超新星残骸、G270.4-1.0の端に位置しているという証拠を提示します。パルサーの速度ベクトルは、残骸の中心から直接離れた方向を向いています。パルサーとSNRG270.4-1.0との推定上の関連性は、パルサーが約12kyr古く、その特徴的な年齢である110kyrよりも大幅に短いことを意味します。パルサーの回転軸が固有運動の方向を指していることを示します。回転測定値と分散測定値の変動が時間の経過とともに見られ、パルサーが残骸のフィラメントの後ろを通過していることを示している可能性があります。
20年後に解決されたパズル：最も明るい超高輝度超新星の中でSN 2002gh
| Title |
A_puzzle_solved_after_two_decades:_SN_2002gh_among_the_brightest_of_superluminous_supernovae |
| Authors |
R\'egis_Cartier,_Mario_Hamuy,_Carlos_Contreras,_Joseph_P._Anderson,_Mark_M._Phillips,_Nidia_Morrell,_Maximilian_D._Stritzinger,_Emilio_D._Hueichapan,_Alejandro_Clocchiatti,_Miguel_Roth,_Joanna_Thomas-Osip,_and_Luis_E._Gonz\'alez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.09828 |
カーネギーII型超新星（CATS）プロジェクトの一環として得られた、最大光から$+202$日までの超高輝度SN2002ghの光学測光と分光法を紹介します。SN2002ghは、これまでで最も明るい発見された超新星の1つですが、20年近くの間見過ごされていました。ダークエナジーカメラのアーカイブ画像を使用して、潜在的なSNホスト銀河を、おそらく金属量が低く、他の近くの矮小銀河との明らかな融合過程にあるかすかな矮小銀河として識別します。SN2002ghは、$M_{V}=-22.40\pm0.02$で、水素に乏しいSLSNeの中で最も明るく、推定ピークボロメータ光度は$2.6\pm0.2\times10^{44}$ergs$^であることを示しています。{-1}$。放射性ニッケルの崩壊を主なSN電力メカニズムとして割り引いて、SNがマグネターのスピンダウンによって電力を供給されると仮定すると、2つの代替ソリューションが得られます。最初のケースは、重大な磁気パワーリーク、および0.8〜1.6の$M_{\mathrm{ej}}$によって特徴付けられます。$M_{\odot}$、$P_{\mathrm{spin}}=3.4$ms、および$B=5\times10^{13}$G.2番目のケースでは電力漏れが不要であるため、約30$M_{\odot}$の巨大なイジェクタ質量、$P_{\mathrmの高速スピン周期が発生します。{spin}}\sim1$ms、および$B\sim1.6\times10^{14}$G.最初の場合、16〜19$M_{\odot}$のゼロエイジメインシーケンス質量を推定します。2番目のケースでは約135$M_{\odot}$です。後者の場合、SN前駆体は、SNとして爆発することが観察された最も重い星の中に配置されます。
異方性圧力による抵抗熱降着流
高温降着流における荷電粒子の衝突平均自由行程は、降着流の典型的な長さスケールよりも大幅に大きくなる可能性があるため、ガス圧は磁力線に対して異方性です。このような大きな衝突平均自由行程の場合、抵抗散逸も高温降着流において重要な役割を果たす可能性があります。この論文では、異方性圧力の存在下での抵抗熱降着流のダイナミクスを研究します。流れ変数が半径のみの関数であると想定される自己相似解のセットを提示します。我々の結果は、半径方向および回転速度と音速が異方性圧力の強さとともにかなり増加することを示しています。抵抗散逸を考慮に入れると、落下速度と音速の増加はより重要になります。このような変化は電界強度に依存することがわかります。私たちの結果は、異方性圧力の強さが0.1の場合、抵抗加熱は異方性圧力によって行われる仕事による加熱の$10\％$であることを示しています。この値は、異方性圧力の強度が低下すると高くなります。ディスク温度の上昇は、そのような流れの電子の加熱と加速につながる可能性があります。銀河中心SgrA*のフレアなどの現象の起源を説明するのに役立ちます。
天山山脈の設置データによると、一次宇宙線スペクトルの3PeVニー後の大規模な空気シャワーにおけるミューオン含有量の上昇
| Title |
The_rise_of_muon_content_in_extensive_air_showers_after_the_3_PeV_knee_of_the_primary_cosmic_ray_spectrum_according_to_data_of_the_Tien_Shan_mountain_installation |
| Authors |
A._Shepetov_(1),_S._Shaulov_(1),_O._Likiy_(1),_V._Ryabov_(1),_T._Sadykov_(2),_N._Saduev_(3),_V._Zhukov_(1)_((1)_P._N._Lebedev_Physical_Institute_of_the_Russian_Academy_of_Sciences_(LPI),_Moscow,_Russia,_(2)_Satbayev_University,_Institute_of_Physics_and_Technology,_Almaty,_Kazakhstan,_(3)_Al-Farabi_Kazakh_National_University_Institute_of_Experimental_and_Theoretical_Physics,_Almaty,_Kazakhstan) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.09921 |
天山山脈観測所の検波器複合体で様々な手法で得られた大規模空気シャワー（EAS）のミューオン成分に関する実験結果をまとめた。この比較によると、一次宇宙線エネルギー（1-100）PeVの範囲でのEASミューオン含有量の問題は、通常想定されていたよりも複雑であるように思われます。一般に、核相互作用のモデルから、天山山脈のX線乳剤チャンバーでガンマハドロンファミリーを生成したEASは、光宇宙線核の相互作用に由来することが好ましく、ミューオンの存在量は約1.5でなければなりません。すべてのシャワーで計算された平均を下回る時間。逆に、家族のいるEASでの実験的なミューオン数は、平均より（1.5-2）倍過剰であり、この違いは、一次宇宙線スペクトルの3PeVニーを超えるエネルギーのシャワーで観察され始めます。その後、天山山脈で宇宙線ミューオンの相互作用に起因する中性子の検出に関する別の実験によって膝が確認された後のEASでのミューオン生成の上昇。したがって、2つの完全に異なる方法で得られた結果は相互に一致しますが、ハドロン相互作用の一般的なモデルと矛盾します。
活動銀河核の連続体の光学から遠紫外線までの赤化と可変成分の形状私
| Title |
Reddening_and_the_Shape_of_the_Variable_Component_of_the_Continua_of_Active_Galactic_Nuclei_From_the_Optical_to_the_Far_Ultraviolet._I |
| Authors |
Clio_Z._P._Heard_and_C._Martin_Gaskell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.09995 |
スローンデジタルスカイサーベイストライプ82から6,000を超える活動銀河核（AGN）の測光変動を分析します。波長の関数として、可変フラックスのスペクトルエネルギー分布（SED）を回復します。$\sim2200$オングストロームより長い残りの波長の場合、最も青いAGNの可変成分のSEDは、予測される$F_{\nu}\propto\nu^{+1/3}$スペクトルと一致していることがわかります。外部から照らされた降着円盤。「小さな青い隆起」および他のブロードライン領域の変動に対応するいくつかの残留変動放出があることを確認します。可変成分のより急な光学スペクトルは、固有の赤化によるものと解釈します。これは、バルマーの減少と可変成分の過剰な色との相関関係によってサポートされています。Stripe82のSDSSAGNの中央値の赤みは、バルマーの減少に由来する赤みと一致して、$E（B-V）\thickapprox0.17$であることがわかります。
H.E.S.S.を使用して、銀河系の低緯度でのフェルミバブルからのTeV放出を検索します。内側の銀河調査観測
| Title |
Search_for_TeV_emission_from_the_Fermi_Bubbles_at_low_Galactic_latitudes_with_H.E.S.S._inner_Galaxy_survey_observations |
| Authors |
E._Moulin,_A._Montanari,_D._Malyshev,_Dm._Malyshev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10028 |
フェルミバブルは、約10年前に{\itFermi}-LATデータで、最大55度まで伸びるダブルローブ構造として発見されました。銀河中心の上下の銀河緯度で。現時点では、それらの起源はまだ不明です。H.E.S.S.コラボレーションは現在、天の川銀河内部領域のTeVガンマ線で初めての調査である内部銀河調査を実施しています。この調査は、銀河中心の周りの数度の領域で、かすかな放射と拡散した放射に対して最高の感度を達成することを目的としています。それは、暗黒物質信号、新しい拡散放出、および銀河中心からのTeV流出に対して前例のない感度を提供します。低銀河緯度でのフェルミバブルの特性を理解することは、それらの起源への重要な洞察を提供します。低緯度の空間テンプレートを使用して、フェルミバブルの基部でTeV放射を検索します。2014-2020H.E.S.S。で得られた最初の結果観察結果が報告されます。
チャンドラによる銀河団の発見銀河団の発見と球状星団の方向へのヘッドテール電波銀河NGC6752
| Title |
Discovery_of_Galaxy_Clusters_with_Chandra_Discovery_of_Galaxy_Clusters_and_a_Head-Tail_Radio_Galaxy_in_the_Direction_of_Globular_Cluster_NGC_6752 |
| Authors |
Zhongqun_Cheng,_Xiaohui_Sun,_Wei_Wang_and_Zhiyuan_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10036 |
球状星団NGC6752の方向に偶然に検出された2つの銀河団であるCXOUJ191100-595621とCXOUJ191012-595619の発見を報告します。これは、合計露光時間が$\sim344$ksのアーカイブ{\itChandra}観測に基づいています。。深い{\itChandra}X線データにより、両方のシステムのプロパティを測定できました。その結果、$z=0.239\pm0.013$と$z=0.375\pm0.016$のレッドシフト、温度$kT=3.32^{+0.57}_{-0.46}$keVおよび$kT=3.71^{+1.18}_{-0.86}$keV、鉄の存在量$Z_{\rmFe}=0.64^{+0.34}_{-0.29}Z_{\rmFe\odot}$と$Z_{\rmFe}=1.29^{+0.97}_{-0.65}Z_{\rmFe\odot}$、およびレストフレーム$L_{\rmX}=9.2^{+1.2}_{-1.1}\times10^{43}{\rm\、erg\、s^{-1}のフルバンド（0.5-7keV）の光度}$および$L_{\rmX}=9.9^{+2.7}_{-2.2}\times10^{43}{\rm\、erg\、s^{-1}}$forCXOUJ191100-595621それぞれCXOUJ191012-595619。CXOUJ191100-595621の温度プロファイルは、半径の減少とともに減少することがわかり、このクラスターのコアがクールであることを示しています。静水圧平衡推定は、クラスターが適度に重み付けされており、$M_{500}=（1.3\pm0.4）\times10^{14}\、M_{\odot}$、および$M_{500}=（2.0\pm1.5）\times10^{14}\、M_{\odot}$、それぞれ。クラスター内のX線点源の光学的および無線的対応物を検索します。3つの活動銀河核が発見され、そのうちの1つは狭角尾部電波銀河で識別され、もう1つはCXOUJ191100-595621の最も明るい中央銀河（BCG）に関連していることがわかります。
| Title |
Detection_Prospects_of_Local_Super-Massive_Black_Holes_Based_on_the_Sloan-Digital_Sky_Survey |
| Authors |
Nadav_Joseph_Outmezguine,_Fabio_Pacucci,_Abraham_Loeb |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10123 |
Sloan-DigitalSkySurveyクエーサーカタログを使用して、$10^8M_\odot$より重いブラックホールの局所的な存在量を統計的に推測します。これにより、将来の観測キャンペーンによる超大質量ブラックホールの検出の見通しを推定できます。今後のジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）と超大型望遠鏡（ELT）は、面分光法を使用して、$\の球内の$\sim10^3$ブラックホールの重力の影響を解決できるはずです。sim50\;\rmMpc$。静止軌道に配置された1つの受信機を備えた超長基線（VLB）天文台は、最近実行された$\rmM87^*$の画像と同様に、ブラックホールのシルエットの$\sim10$画像をキャプチャすると予測されます。イベントホライズンテレスコープ。
潮汐破壊現象のディスクは見た目よりも大きい：TDEX線スペクトルモデリングの構造的偏りを取り除く
TDE降着円盤の物理的サイズは、TDEのX線スペクトルを単一温度の黒体としてモデル化することから、それらが周囲で発生するブラックホールのもっともらしい事象の地平線よりも小さいと定期的に推測されます-明らかに非物理的な結果です。このレターでは、単一温度の黒体関数を使用すると、TDE降着円盤のサイズが桁違いに過小評価されることを示しています。実際、単一の温度黒体を観測された降着円盤のX線スペクトルに適合させることから推測される半径方向の「サイズ」は、その降着円盤の物理的サイズと正の相関さえありません。さらに、ディスクオブザーバーの傾斜角とX線光子の吸収の両方が、TDEディスクの半径方向のサイズをさらに過小評価する可能性があることを示していますが、要因は小さくなっています。これらの問題を修正するために、0.3〜10keVのX線スペクトルから降着円盤のサイズを正確に再現する新しいフィッティング関数を紹介します。従来のアプローチとは異なり、この新しいフィッティング機能は、降着円盤が定常状態の構成に到達したことを前提とはしていません。これは、ほとんどのTDEが満たす可能性が低い前提です。この新しいフィッティング関数のXSPEC実装は、github.com/andymummeryastro/TDEdiscXraySpectrumで入手できます。
NLS1 1H0707-495における極端なX線変動の性質
| Title |
The_nature_of_the_extreme_X-ray_variability_in_the_NLS1_1H_0707-495 |
| Authors |
M._L._Parker,_W._N._Alston,_L._H\"arer,_Z._Igo,_A._Joyce,_D._J._K._Buisson,_P._Chainakun,_A._C._Fabian,_J._Jiang,_P._Kosec,_G._A._Matzeu,_C._Pinto,_Y._Xu_and_F._Zaidouni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10167 |
非常に可変的な狭線セイファート1（NLS1）活動銀河核（AGN）1H0707-495のアーカイブXMM-Newtonデータを調べます。eROSITAと同時に行われた最近の2019年の観測を含め、各エポックの分数過剰分散（Fvar）スペクトルを作成します。さまざまな時代の変動性について、固有吸収と環境吸収の両方の起源を調査し、流出ガスからの光イオン化輝線の影響を調べます。特に、2019年にeROSITAによって最初に検出された異常なソフト変動は、不明瞭化イベントと、光イオン放出による1keVでの分散の強力な抑制の組み合わせによるものであり、1keV未満の分散がより極端に見えることを示しています。また、観測間の長い時間スケールでの変動性を調べ、それが固有の変動性と吸収の変動性の組み合わせによって十分に説明されていることを発見しました。1H0707-495で知られている典型的な極端な高周波変動は発生源に固有であるが、低フラックス間隔の延長を引き起こす大振幅、低周波変動は、可変低イオン化、低速吸収によって支配される可能性が高いことを示唆します。。
重力波観測におけるスピン軌道相互作用からのコンパクトなバイナリー合併の進化に対する制約
| Title |
Constraints_on_compact_binary_merger_evolution_from_spin-orbit_misalignment_in_gravitational-wave_observations |
| Authors |
B._P._Gompertz,_M._Nicholl,_P._Schmidt,_G._Pratten_and_A._Vecchio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10184 |
LIGO、Virgo、およびKAGRAのコラボレーションによる、最初に確認された中性子星-ブラックホール（NS-BH）バイナリマージの識別は、確認されたイベントと候補イベントの初期サンプルの観測された特性を調査する機会を提供します。ここでは、主に、バイナリの軌道角運動量ベクトルに対するブラックホールのスピンの傾斜角と、この傾斜を決定する物理的プロセスを理解するための意味に焦点を当てます。GW200105の傾斜角には制約がありませんが、GW200115と候補イベントGW190426_152155の両方の後方傾斜分布は、大幅に反整列した方向でピークになります（どちらも広い分布を示します）。それらの事後のピークの近くで取られた場合、両方とも連星ブラックホール合併の事後予測傾斜分布からの有意な外れ値になります。これらの傾斜を生成するには、通常考えられているよりも強力な出生キック（および優先的に極性キックは除外されます）、および/または安定した物質移動などの追加の傾斜源が必要になります。NS-BHイベントの初期のサンプルは、古典的な形成チャネルで予想されるよりも質量が小さく、コンパクトフェーズへの進化が完了する前に、より質量の大きいNS-BHバイナリがマージされる効率的な物質移動の証拠を提供する可能性があります。NS-BHイベントの将来の重力波検出では、これが正しい解釈である場合、$\approx7$M$_{\odot}$の合計バイナリ質量と$q\sim3$の質量比が引き続き表示されると予測します。。NS-BHシステムのマージのかなりの部分で大きな傾きがあると、電磁検出の見通しが弱まります。ただし、非検出を含むEM観測は、スピンと質量比の制約を大幅に厳しくすることができることを示しています。
H.E.S.S.で銀河中心からの暗黒物質消滅信号を検索する内側銀河調査
| Title |
Search_for_dark_matter_annihilation_signals_from_the_Galactic_Center_with_the_H.E.S.S._Inner_Galaxy_Survey |
| Authors |
A._Montanari,_E._Moulin_and_D._Malyshev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10302 |
暗黒物質（DM）の存在は、豊富な天体物理学的および宇宙論的測定によって示唆されています。ただし、その根底にある性質はまだ不明です。最も有望な候補の中には、弱く相互作用する質量粒子（WIMP）があります。電弱スケールで質量と結合強度を持ち、初期宇宙で熱的に生成された粒子は、今日観察されたものと一致する現在の遺物密度を持っています。WIMPの自己消滅は、暗黒物質の信号を間接的に検出するための主要なメッセンジャーとして長い間認識されてきたガンマ線を含む標準模型粒子を生成します。天の川の中心は、DM消滅の最も明るい源として予測されています。H.E.S.S.共同研究は現在、銀河中心の周りの数度の領域で微弱で拡散した放出に対して最高の感度を達成することを目的とした、天の川の内部領域の調査である内部銀河調査（IGS）を実行しています。DM消滅信号を検索するために、5つの望遠鏡アレイで行われた2014年から2020年の観測を分析しました。約550時間の現在のデータセットでは、有意な超過は見られなかったため、速度加重消滅断面積に強い制約が生じました。TeVサーマルWIMPは、さまざまな消滅チャネルでプローブできます。
| Title |
Non-Sequential_Neural_Network_for_Simultaneous,_Consistent_Classification_and_Photometric_Redshifts_of_OTELO_Galaxies |
| Authors |
Jos\'e_A._de_Diego,_Jakub_Nadolny,_\'Angel_Bongiovanni,_Jordi_Cepa,_Maritza_A._Lara-L\'opez,_Jes\'us_Gallego,_Miguel_Cervi\~no,_Miguel_S\'anchez-Porta,_J._Ignacio_Gonz\'alez-Serrano,_Emilio_J._Alfaro,_Mirjana_Povi\'c,_Ana_Mar\'ia_P\'erez_Garc\'ia,_Ricardo_P\'erez_Mart\'inez,_Carmen_P._Padilla_Torres,_Bernab\'e_Cedr\'es,_Diego_Garc\'ia-Aguilar,_J._Jes\'us_Gonz\'alez,_Mauro_Gonz\'alez-Otero,_Roc\'io_Navarro-Mart\'inez,_Irene_Pintos-Castro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.09415 |
環境。現代の調査で作成された大規模なデータベースを付加価値製品でマイニングするには、計算手法が不可欠です。目的。この論文では、銀河の形態分類と測光赤方偏移の推定を同時に実行するための機械学習手順を紹介します。現在、これらの結果を一度に取得するために、スペクトルエネルギー分布（SED）フィッティングのみが使用されています。メソッド。OTELOカタログで収集された補助データを使用し、入力として光学および近赤外測光を受け入れる非順次ニューラルネットワークを設計しました。ネットワークは、形態学的分類タスクの結果を赤方偏移フィッティングプロセスに転送して、両方の手順間の一貫性を確保します。結果。結果は、テストサンプルの形態学的分類と赤方偏移を正常に回復し、SEDフィッティングによって生成される壊滅的な赤方偏移の外れ値を減らし、独立した分類と赤方偏移の推定値の間の不一致の可能性を回避します。私たちの手法は、分類を改善するために銀河画像を含めるように適合させることができます。
正確なフラックス校正用のセンサーとしての単結晶シリコン太陽電池の特性評価と量子効率の決定
| Title |
Characterization_and_Quantum_Efficiency_Determination_of_Monocrystalline_Silicon_Solar_Cells_as_Sensors_for_Precise_Flux_Calibration |
| Authors |
Sasha_Brownsberger,_Lige_Zhang,_David_Andrade,_Christopher_Stubbs |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.09974 |
天体物理学の精密フロンティアが1ミリマグニチュードレベルに向かって進むにつれて、測光計装のフラックスキャリブレーションは継続的な課題のままです。大口径（最大直径125mm）の高精度光検出器として機能する単結晶シリコン太陽電池の実行可能性のラボベンチ評価の結果を提示します。Sunpowerによって製造された3$^{rd}$世代のC60太陽電池の電気的特性、空間応答の均一性、量子効率（QE）、および周波数応答を測定します。これらのセルの直線性、暗電流、およびノイズ特性に関する以前の研究と組み合わせた新しい結果は、これらのデバイスが従来の小口径フォトダイオードに匹敵するQEと直線性でかなり有望であることを示唆しています。大口径の光ビームの強度に関する正確な知識に依存する光校正プロジェクトでは、光検出器の校正として太陽電池の使用を検討する必要があると私たちは主張します。
偏光サニャック速度計に基づく将来の重力波検出器のための偏光光学の限界の実験的調査
| Title |
Experimental_investigation_of_the_limitations_of_polarisation_optics_for_future_gravitational_wave_detectors_based_on_the_polarisation_Sagnac_speedmeter |
| Authors |
A.P_Spencer,_B.W_Barr,_A.S._Bell,_J._Briggs,_P._Dupej,_S.H._Huttner,_B._Sorazu,_J._Wright,_K.A._Strain |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10047 |
偏波サニャック速度計干渉計は、次世代の地上重力波検出器の機器基盤として、マイケルソン干渉計に取って代わる可能性があります。このスピードメーターの量子ノイズの利点は、この検出器構成の鍵となる高品質の偏光光学系、偏光ビームスプリッター（PBS）、および1/4波長板（QWP）光学系、およびアームの複屈折の影響を慎重に検討することに依存しています。干渉計の空洞。$41^{\circ}$の入射角で、透過率が4000、反射率が700を超える消光比のPBSが、$\frac{\lambda}{4}+\fracの複屈折のQWPとともに特徴づけられました。{\lambda}{324}$。10mのプロトタイプ偏光サニャック速度計のキャビティミラー光学系は、$1\times10^{-3}$から$2\times10^{-5}$ラジアンの範囲の複屈折を持つことが測定されました。このレベルの複屈折は、QWPの欠陥とともに、QWP角度を注意深く調整することで相殺できます。これは、PBSの消光比が、偏光効果の観点から、偏光サニャック速度計の主要な制限である場合に限ります。
チェレンコフ望遠鏡アレイの大型望遠鏡用の高度なSiPMカメラの開発
| Title |
Development_of_an_advanced_SiPM_camera_for_the_Large_Size_Telescope_of_the_Cherenkov_Telescope_Array |
| Authors |
M._Heller,_T._Armstrong,_M._Bellato,_A._Bergnoli,_M._Bernardos,_E._Bernasconi,_A._Biland,_E._Charbon,_D._Corti,_M._Dalchenko,_D._della_Volpe,_D._Depaoli,_F._Di_Pierro,_G._Emery,_D._Gasc\'on,_S._G\'omez,_R._L\'opez-Coto,_M._Mariotti,_L._D._M._Miranda,_T._Montaruli,_A._Nagai,_R._Rando,_T._Saito,_H._Tajima,_K._Zi\c{e}tara_(for_the_CTA_LST_Project) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10112 |
シリコン光電子増倍管（SiPM）は、チェレンコフ望遠鏡アレイ（CTA）の小型望遠鏡（SST）のカメラのベースラインの選択肢になっています。一方、SiPMはこの分野では比較的新しいものであり、広い表面をカバーし、高いデータレートで動作することは、光電子増倍管（PMT）よりも優れた性能を発揮するための課題です。PMTと比較して、近赤外線の感度が高く、信号が長いと、SiPMの夜空のバックグラウンドレートが高くなります。ただし、SiPMの堅牢性は、PMTよりもメンテナンスが少なく、デューティサイクルが優れている長期運用を保証するユニークな機会を表しています。大型望遠鏡用に提案されたカメラは、0.05度のピクセル、低電力で高速なフロントエンド電子機器、および完全なデジタル表示を備えています。この作業では、パフォーマンス推定のための専用シミュレーションとデータ分析のステータスを示します。要求の厳しい要件とパフォーマンスの向上に取り組むためにこれまでに特定された設計機能とさまざまな戦略について説明します。
宇宙経済のためのインフラストラクチャを開発することにより、持続可能な宇宙時代を可能にする
| Title |
Enabling_the_sustainable_space_era_by_developing_the_infrastructure_for_a_space_economy |
| Authors |
Guillem_Anglada-Escud\'e |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10116 |
世界は急速に変化しており、宇宙セクターも同様です。20年先の大規模な科学実験の計画は、もはや最も賢明なアプローチではないかもしれません。私は、大規模な科学実験がコストの点で地上の民間インフラに匹敵するようになっているという議論を展開します。結果として、これらは投資収益率（または影響、必ずしも経済的ではない）の計画を組み込む必要があり、欧州宇宙機関（ESA）内の部門間調整のための異なるアプローチ、およびすべての社会の利害関係者（市民社会の代表者、そしてより広い人々）。20年先にどの実験が関連するかを定義することで、最先端の科学技術の開発に硬直性が加わり、創造性が失われます。これは、シニアと初期のキャリアの専門家の両方がそのような長期的な（そしてしばしば不安定な）計画をサポートすることを思いとどまらせる可能性があります。より賢明な戦略は、より小規模でよく理解されている実験の割合を増やし、真に宇宙に縛られたインフラストラクチャの開発により多くの社会部門を関与させ、私たちの社会と地球が直面する課題により調和した戦略を策定することです。そのような戦略は、経済的利益と常識を提供しながら、同じ時間スケールで同じように大規模な、さらには大規模な実験につながると私たちは主張します。基本的ですが積極的なロードマップが概説されています。
チェレンコフ望遠鏡アレイに対して提案されたイベントタイプベースの分析のパフォーマンス
| Title |
Performance_of_a_proposed_event-type_based_analysis_for_the_Cherenkov_Telescope_Array |
| Authors |
T._Hassan,_O._Gueta,_G._Maier,_M._N\"othe,_M._Peresano,_I._Vovk_(for_the_CTA_Consortium) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10135 |
チェレンコフ望遠鏡アレイ（CTA）は、超高エネルギー（20GeV〜300TeV）のガンマ線宇宙素粒子物理学の分野における次世代の天文台になります。従来、現場でのデータ分析は、取得したデータに品質カットを適用することで感度を最大化します。モンテカルロシミュレーションを使用して最適化されたこれらのカットは、初期データセットからより高品質のイベントを選択します。分析の後続のステップでは、通常、存続するイベントを使用して、1セットの機器応答関数（IRF）を計算します。別のアプローチは、Fermi-LATなどの実験で実装されているイベントタイプの使用です。このアプローチでは、イベントは再構成の品質に基づいてサブサンプルに分割され、各サブサンプルに対して一連のIRFが計算されます。次に、サブサンプルは共同分析で結合され、独立した観測値として扱われます。これにより、感度、角度、エネルギー分解能などのパフォーマンスパラメータが向上します。品質の低いイベントも破棄されるのではなく分析に含まれるため、データの損失が減少します。この研究では、機械学習手法を使用して、予想される角度再構成の品質に従ってイベントを分類します。従来の手順と比較して、このようなイベントタイプの分類を適用した場合のCTAの高レベルのパフォーマンスへの影響を報告します。
大気中のチェレンコフ望遠鏡のイメージングは、さまざまな気象条件に継続的にさらされており、大規模な空気シャワーからのチェレンコフ光への応答に短期的および長期的な影響を及ぼします。この作業は、時間の経過に伴う光学応答と検出器の性能の変化を考慮に入れた、VERITAS望遠鏡のスループット校正方法の実装を示しています。ミラー反射光とPMTカメラのゲインと効率に依存する、機器の総スループットを測定するさまざまな方法と、エネルギーしきい値、効果的な収集領域、およびエネルギー再構築に対するその進化の影響について説明します。モンテカルロシミュレーションを使用した検証やかに星雲の観測など、VERITASデータ分析チェーンでのこのキャリブレーションの適用について説明します。
太陽周期23の間にモスクワとアパチートゥイの宇宙線ステーションから自動的に選択された宇宙天気パラメータとフォーブッシュ減少との関係の調査
| Title |
Investigation_of_the_Relation_between_Space-Weather_Parameters_and_Forbush_Decreases_Automatically_Selected_from_Moscow_and_Apatity_Cosmic_Ray_Stations_during_Solar_Cycle_23 |
| Authors |
Jibrin_A._Alhassan,_Ogbonnaya_Okike_and_Augustine_E._Chukwude |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.09371 |
太陽活動中のモスクワ（MOSC）およびアパチートゥイ（APTY）中性子モニター（NM）ステーションからのアルゴリズム選択フォーブッシュ減少（FD）を使用して、宇宙天気パラメーターと宇宙線（CR）強度変調との関係を調査した結果を示します。サイクル23。私たちのFDロケーションプログラムは、MOSCステーションとAPTYNMステーションからそれぞれ408と383のFDを検出しました。この作業で使用された一致するコンピューターコードは、2つのステーションで同じ世界時（UT）に観測された229のFDを検出しました。229の同時FDのうち、モスクワ駅で139の大きなFD（\％）$\leq-4$のサブセットを形成しました。2つのサンプルのFDマグニチュードと宇宙天気データの間で2次元回帰分析を実行しました。CRフラックスの低下時に、重大な宇宙天気の乱れがあったことがわかります。宇宙天気パラメータと銀河宇宙線（GCR）強度の相関は、2つのNMステーションで統計的に有意です。宇宙線（CR）強度の低下に関する現在の宇宙天気データの意味が強調されています。
大量の積み込みと積み降ろしによって引き起こされる太陽磁束ロープの閉じ込められた噴火災害
| Title |
Confined_and_eruptive_catastrophes_of_solar_magnetic_flux_ropes_caused_by_mass_loading_and_unloading |
| Authors |
Quanhao_Zhang,_Rui_Liu,_Yuming_Wang,_Xiaolei_Li,_Shaoyu_Lyu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.09401 |
冠状磁束ロープは、太陽地球システムに劇的な影響を与える大規模な太陽噴火活動のコア構造であることが広く受け入れられています。以前の研究は、冠状フラックスロープシステムのさまざまな磁気特性がロープの大惨事を引き起こす可能性があり、それが太陽の噴火活動を引き起こす可能性があることを示しています。フラックスロープの総質量もロープの安定化に重要な役割を果たすため、このレターでは2.5次元電磁流体力学（MHD）数値シミュレーションを使用して、フラックスロープの総質量が変化するにつれてどのように進化するかを調査します。ロープの総質量を減少させる除荷プロセスは、フラックスロープシステムに上向き（噴火）の大惨事をもたらす可能性があり、その間にロープが上向きにジャンプし、磁気エネルギーが放出されることが見出されている。これは、大量の荷降ろしプロセスがフラックスロープの噴火を開始する可能性があることを示しています。さらに、システムがあまり拡散性でない場合、質量負荷プロセスによって引き起こされる可能性のある下向きの（限定された）大災害もあり、それを介して総質量が蓄積されます。しかし、磁気エネルギーは下向きの大災害の間に増加し、大量の負荷プロセスが、冠状噴火の開始前にエネルギーの貯蔵に寄与する可能性のある限定された活動を引き起こす可能性があることを示しています。
非断熱太陽大気の電磁流体力学分光法
与えられたシステムで起こりうるすべての波と不安定性の定量化は最も重要であり、完全な電磁流体力学（MHD）スペクトルの知識により、与えられた平衡状態の（不安定な）不安定性を予測することができます。これは多くの（天体）物理学分野に非常に関連しており、太陽大気に適用すると、プロミネンス形成やコロナルループ振動などのプロセスでさまざまな新しい洞察を生み出す可能性があります。この作業では、太陽大気の詳細で高解像度の分光学的研究を紹介します。ここでは、新しく開発したレゴラスコードを使用して、重力を含む完全に現実的な太陽大気モデルに基づく平衡構成の対応する固有関数で全スペクトルを計算します。光学的に薄い放射損失と熱伝導。隆起の形成の原因であることが知られている熱的不安定性に特別な注意が払われ、熱的および遅い連続体に関する新しい展望と、それらが異なる彩層および冠状領域でどのように振る舞うかが示されます。太陽大気モデルでは熱不安定性が避けられないこと、および熱モード、低速モード、高速モードの両方で波動モードの解が不安定な特定の領域が存在することを示します。また、低速および熱の連続体が純粋に虚数になり、虚数軸上で融合する領域にも遭遇します。この研究で議論されたスペクトルは、熱不安定性（離散モードと連続モードの両方）と磁気熱過安定伝搬モードが太陽大気全体に遍在しており、観測された微細構造と多熱ダイナミクスの多くの原因である可能性があることを明確に示しています。
食変光星KIC9026766の最初の調査：光度曲線と周期的変化の分析
| Title |
First_investigation_of_eclipsing_binary_KIC_9026766:_analysis_of_light_curve_and_periodic_changes |
| Authors |
Somaye_Soomandar_and_Abbas_Abedi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.09629 |
要約ケプラーの視野で、軌道周期が0。2721278日の短周期WUMaバイナリKIC9026766を調査します。折りたたまれた光度曲線の自動q検索を使用し、PHOEBEコードに基づいてこのオブジェクトの合成光度曲線を生成することにより、基本的な恒星パラメータを計算します。また、一次最小値のO-C曲線を分析します。公転周期の変化は、上向きの二次関数と、最小質量が0.029太陽質量で公転周期が972。5866日の可能性のある第3の物体による、光の移動時間の影響の組み合わせに起因する可能性があります。一次日食と二次日食の相対光度（最小I最小II）が計算されます。LTT効果の残差のピリオドグラム、およびMinIMinIIは、0。8566日の同じ期間のピークを示しています。ターゲットに対する2つの近くの星の背景効果が、この信号の考えられる理由です。最小値のOC曲線の残りの信号の振幅と周期を考慮することにより、スポットモーションが可能です。
VERITAS-恒星径の恒星強度干渉計（VSII）調査
| Title |
The_VERITAS-Stellar_Intensity_Interferometry_(VSII)_survey_of_Stellar_Diameters |
| Authors |
David_Kieda,_Jonathan_Davis,_Tugdual_LeBohec,_Mike_Lisa_and_Nolan_K._Matthews_(for_the_VERITAS_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.09774 |
VERITASImagingAirCherenkovTelescope（IACT）アレイは、StellarIntensityInterferometry（SII）観測に使用できるように、高速焦点面電子機器で2019年に拡張されました。2019年1月以降、VERITASステラ干渉計（VSII）は、有効光波長416nmで、39の異なる明るい星と連星（$m_V<3.74$）で250時間以上の月明かりの観測を記録しました。これらの観測により、5％を超える解像度でいくつかの星の直径が測定されました。この講演では、VSIIの調査と分析の状況について説明します。
クラス0原始星の近恒星環境：近赤外分光法による初見
| Title |
The_Near_Stellar_Environment_of_Class_0_Protostars:_A_First_Look_with_Near-Infrared_Spectroscopy |
| Authors |
S._Laos,_T._P._Greene,_J._R._Najita,_K._G._Stassun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10169 |
ペルセウスとオリオンの星形成領域にある7つのクラス0原始星のサンプルの近赤外Kバンドスペクトルを示します。原始星の星周近くの環境を精査し、磁気圏の付着、高温の内部円盤大気、および流出の証拠をそれぞれ明らかにする特徴である、Brガンマ、CO倍音、およびH2放出を検出します。これらの特徴の特性を文献のクラスIソースの特性と比較すると、それらのBrガンマとCOの放出は、強度と速度幅で一般的に一貫していることがわかります。Brガンマ線プロファイルは広く、中央にピークがあり、FWHMは200km/sで、翼は300km/sまで伸びています。一部のソースで空間的に拡張されたH2放出機能の線比は、衝撃励起と一致しており、強いジェットまたはディスク風の存在を示しています。私たちの小さなサンプル内では、COバンド放出の頻度（67％）はクラスIサンプルの頻度（15％）に比べて高く、クラス0は最も活発に降着するクラスIと同様に高い内部ディスク降着率を持っていることを示していますソース。まとめると、我々の結果は、クラス0のソースが、より進化したクラスと同様の降着メカニズムを持ち、進化の最も早い観測可能な段階で強力な組織化された恒星磁場が確立されていることを示唆しています。
スペクトル型F--Mの恒星黒点活動ジッターのシミュレーション：既知の太陽系外惑星ホストの代表的なサンプルの現実的な推定
| Title |
Simulating_starspot_activity_jitter_for_spectral_types_F--M:_realistic_estimates_for_a_representative_sample_of_known_exoplanet_hosts |
| Authors |
S._Bellotti_and_H._Korhonen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10204 |
アクティブな星の表面の暗いスポットは、スプリアスドップラーシフトを模倣するスペクトル線の形状に変化をもたらし、視線速度（RV）技術による小さな惑星の検出を危うくします。したがって、スポット駆動のRV変動（「ジッター」として知られる）とそれがRVデータセットにどのように影響するかをモデル化することは、効率的なアクティビティフィルタリング手法を設計し、観測戦略に情報を提供するために重要です。ここでは、星黒点の特性を明らかにし、それらによって引き起こされる視線速度曲線をシミュレートして、FとMのスペクトル型にまたがる15個の既知のホスト星の代表的なサンプルの典型的なジッター振幅を決定します。$\logR'_{\mathrm{HK}}$アクティビティインデックスに関する情報を205個の星の文献から収集し、4000〜4500Kの温度範囲のデータが不足しているため、10個の星について測定します。アーカイブデータを使用します。シミュレーションに必要な追加の恒星パラメータは、現実的な推定値を導き出すために、文献から収集されるか、観測データによって制約されます。私たちの結果は、さまざまな特性を持つホスト星をターゲットにするときに予想される、可視領域での典型的なピークツーピークスポット誘起RVジッターを決定するための参照として使用できます。
ウォルフ・ライエ型の中心星を持つ惑星状星雲-II。 GTCMEGARAでコンパクトな惑星状星雲M2-31を解剖する
| Title |
Planetary_nebulae_with_Wolf-Rayet-type_central_stars_--_II._Dissecting_the_compact_planetary_nebula_M2-31_with_GTC_MEGARA |
| Authors |
J.S._Rechy-Garc\'ia,_J.A._Toal\'a,_S._Cazzoli,_M.A._Guerrero,_L._Sabin,_V._M._A._G\'omez-Gonz\'alez_and_G._Ramos-Larios |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10279 |
コンパクトな惑星状星雲M2-31の包括的な分析を提示し、GTCMEGARA面分光観測を使用して、そのスペクトル特性、時空間運動学的構造、および化学組成を調査します。ALFOSC中解像度スペクトルおよび狭帯域画像は使用しません。GTCMEGARAの高分散観測は、卓越したトモグラフィー機能を備えており、M2-31の形態と運動学の前例のないビューを生成し、位置角50$^\circ$および230$^\circ$に沿った高速分光双極流出を明らかにします。拡張されたシェルと、高速流出に垂直に整列した中央の星を囲むトロイダル構造またはウエスト。これらの観察結果は、CII放出が中央領域に限定され、[NII]放出に囲まれていることも示しています。CIIラインの2Dマップによって明らかにされた空間的分離が、複数のプラズマ成分の存在を意味するのはこれが初めてです。NOTALFOSCの深い観測により、[WO4]タイプの星としての再分類を示唆する、これまで検出されていなかった幅広いOVI線を含む、M2-31の中心星からの幅広いWRの特徴を検出することができました。
低質量クラスターで一般的な星のフライバイを閉じる
多数の原始惑星系円盤は、明確なスパイラルアームの特徴を示しています。さまざまなプロセスが原因である可能性がありますが、詳細なパターン分析では、いくつかの原因として、近くの恒星のフライバイが指摘されています。驚いたことに、これらの円盤は若い低質量クラスターに存在し、近くの恒星のフライバイはまれであると予想されます。この事実は、私たちが低質量クラスターでの接近したフライバイの頻度を新たに見直す動機となった。太陽の周辺では、低質量のクラスターは、より質量の大きいクラスターよりも半質量半径が小さくなっています。この観測事実により、低質量クラスターの平均および中心星密度が高質量クラスターとほぼ同じになることを示します。これは、理論的研究にはほとんど反映されていません。観測された質量と半径の関係に従って、若いクラスターの恒星系力学のN体シミュレーションを実行します。環境の影響の程度の代用として平均ディスク切り捨て半径をとると、ディスクに対する環境の影響は、低質量クラスターと高質量クラスターでほぼ同じであることがわかります。小さなディスクの割合（$<$10au）でさえほぼ同じです。私たちの主な結論は、近接フライバイの頻度は、低質量クラスターでは大幅に過小評価されているように思われるということです。この仮説の検証可能な予測は、低質量クラスターには、フライバイによって切り捨てられた30au未満のディスクが10％〜15％含まれている必要があるというものです。これらの切り詰められたディスクは、その急な外縁によって、原始的に小さいディスクと区別できるはずです。
NOIRLab Source CatalogDR2を使用した低質量共動システムの発見
| Title |
Discovery_of_a_low-mass_comoving_system_using_NOIRLab_Source_Catalog_DR2 |
| Authors |
Frank_Kiwy,_Jacqueline_Faherty,_Aaron_Meisner,_Adam_C._Schneider,_Marc_Kuchner,_J._Davy_Kirkpatrick_and_The_Backyard_Worlds:_Planet_9_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10308 |
NOIRLabSourceCatalog（NSC）DR2によって発見された低質量共動システムの発見を紹介します。このシステムは、固有運動の高い星LEHPM5005と、推定スペクトル型がL2の超クールなコンパニオン2MASSJ22410186-4500298で構成されています。プライマリー（LEHPM5005）は、おそらくM中程度の矮星ですが、その色は明るすぎて、ほぼ等しい質量のバイナリーの可能性を示しています。プライマリのガイアEDR3視差によると、システムは$58\pm2$pcの距離にあります。両方のコンポーネント間で7.2"の角距離を計算した結果、418AUの物理的な間隔が予測されました。
電弱真空準安定状態からのゲージ階層
ゲージ階層が電弱真空の準安定性の副産物である可能性を考慮します。つまり、後者の原因となるメカニズムが何であれ、実行中のヒッグス質量をその自然値よりも何桁も小さい値に設定します。この見方は、最近発表された永遠のインフレーションの初期の枠組みによって動機付けられています。これは、比較的短命の真空を支持しますが、より一般的には、真空が準安定であると予測する理論的アプローチに適用されます。電弱真空の準安定性は、そのような自明でない真空が存在するという要件とともに、ヒッグス質量が不安定性スケールよりも約1桁小さい必要があることを発見しました。標準モデル（SM）ではこの限界は非常に弱いですが、不安定性の尺度は$\sim10^{11}$GeVであるため、SMの単純で意欲的な拡張です。具体的には、$\nu$MSMと近似$B-\tilde{L}$対称性と最小のSU（4）/Sp（4）複合ヒッグスモデル-不安定性スケールを下げることにより、境界を大幅に引き締めることができます。限界は$\simeq10$TeVまで下げることができ、減衰率の摂動処理が信頼できなくなることがわかります。私たちの結果は、SM対称性の破れのパターンを仮定すると、小さなヒッグス質量は準安定性を引き起こす理論の普遍的な特性であり、2つの基礎となる微調整の共通の起源を示唆し、準安定性を説明する試みに強い制約を与えることを意味します。
強く磁化されたホットQCD物質と確率的重力波の背景
| Title |
Strongly_Magnetized_Hot_QCD_Matter_and_Stochastic_Gravitational_Wave_Background |
| Authors |
Mohsen_Khodadi,_Ujjal_Kumar_Dey,_Gaetano_Lambiase |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.09320 |
初期宇宙における一次相転移は、重力波（GW）の確率的背景を解放するよく知られたソースの1つです。この論文では、QCD相転移中に予想される重力波（GW）の確率的背景に対する外部静磁場と強磁場の寄与を研究します。理想気体から1ループ近似まで逸脱した強く磁化された高温QCD状態方程式に照らして、2つの現象論的に重要な量を推定します：今日に赤方偏移したピーク周波数（$f_{\rmpeak}$）とGWひずみ振幅（$h^2\Omega_{gw}$）。相転移の周りの磁化された高温のQCD物質によって引き起こされた微量異常は、理想気体ベースの信号（約nHz）よりも低いピーク周波数でGWの確率的バックグラウンドを生成します。代わりに、ピーク周波数に対応するひずみ振幅は、理想気体からの予想信号と同じオーダーの大きさです。これは、強い磁場がGWの予想される確率的背景を覆い隠す可能性があるが、将来的に検出器の周波数感度を向上させるだけで、磁化されたGWが識別されることが期待されるという意味で有望かもしれません。検出器EPTA、IPTA、およびSKAの予測リーチに直面すると、磁化されたGW信号のテールについては、SKAの予測感度に到達できるため、検出の可能性がわずかに残っていることがわかります。
ブラックホール連星の重力波リングダウン信号の分析とレムナントの準ノーマルモード周波数の同定への新しい周波数領域アプローチを提案します。私たちのアプローチは、リングダウンの開始時に切り捨てられた正弦ガウスウェーブレットの柔軟な合計を使用して信号のインスパイア部分とマージ部分をモデル化することにより、通常予想される（リングダウンの突然の開始に関連する）スペクトル漏れの問題を回避します。周波数領域で分析を実行すると、重力波データに標準の（そして今では確立された）ベイズ推定パイプラインを使用できるようになります。また、空の位置とリングダウンの開始時間を簡単に検索できるようになります。後者には有益な事前情報を使用する必要があること。この方法を使用して、2つおよび3つの検出器ネットワークに注入されたさまざまな信号対雑音比のいくつかのシミュレートされた信号を分析することによって、この方法をテストします。私たちの周波数領域アプローチは、一般に、標準的な時間領域分析よりも、残りのブラックホールの質量とスピンに厳しい制約を課すことができることがわかります。
FRW宇宙のジュールトムソン膨張熱機関
拡張位相空間におけるFRW（フリードマン-ロバートソン-ウォーカー）宇宙の熱力学を調査します。Misner-Sharpエネルギーを使用して、宇宙定数$\Lambda$で統一された第1法則を一般化します。宇宙定数をシステムの熱力学的圧力として扱い、FRW宇宙の熱力学的状態方程式$P=P（V、T）$を導き出します。一般的な結果を明確にするために、ジュールトムソン展開とカルノー熱機関の効率を含む、この熱力学的状態方程式の2つのアプリケーションを示します。これらの調査は、熱力学の観点から宇宙の進化の物理的洞察につながります。
$ r ^ {-n} $項で修正されたブラックホールメトリックを使用した強い重力レンズの調査
| Title |
Investigating_strong_gravitational_lensing_with_black_hole_metrics_modified_with_$r^{-n}$_terms |
| Authors |
Xiao-Jun_Gao,_Ji-Ming_Chen,_Hongsheng_Zhang,_Yihao_Yin_and_Ya-Peng_Hu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.09409 |
重力レンズは最も印象的な天文現象の1つであり、その強い場の限界で興味深い振る舞いをします。そのような限界の近くで、Bozzaは、光の偏向角が対数項と定数項によって十分に近似されていることを発見しました。このようにして、彼はいくつかのタイプのブラックホールの偏向角の解析式を明示的に導き出しました。この論文では、強い場の限界における2つの新しいタイプのメトリックへの明示的な計算を研究します。（i）メトリック関数の追加の$r^{-n}（n\geq3）$項で拡張されたSchwarzschildメトリック;（ii）Reissner-Nordstromメトリックは、メトリック関数に追加の$r^{-6}$項で拡張されました。このようなタイプのメトリックでは、積分変数を選択するBozzaの独自の方法により、偏向角を明示的に表現する際に技術的な問題が発生する可能性があります。この問題を回避するために、Bozzaの方法を少し変更したバージョンを使用します。
新規の4Dガウス-ボンネ重力におけるFRW宇宙のP-V臨界
この論文では、熱力学、特にフリードマン-ロバートソン-ウォーカー（FRW）宇宙の$P$-$V$臨界を、新しい4次元ガウス-ボンネ重力で研究します。ここで、熱力学圧力$P$を定義します。宇宙定数$\Lambda$as$P=-\frac{\Lambda}{8\pi}$。FRW宇宙の熱力学の第1法則と状態方程式を取得します。ガウス-ボネ結合定数$\alpha$が正の場合、$P$-$V$の相転移はないことがわかります。$\alpha$が負の場合、$-1/3\leq\omega\leq1/3$内に$P$-$V$の相転移と重大な動作があります。特に、$\alpha<0、〜-1/3<\omega<1/3$の場合、$P$-$V$の重要度には2つの重要なポイントがあります。臨界点周辺のこれらの$P$-$V$の臨界を調査し、臨界指数を計算します。$-1/3<\omega\leq1/3$の場合のこれらの臨界指数は、平均場理論のそれらと一致しており、したがってスケーリング則を満たしていることがわかります。
原始ブラックホールの形成メカニズムが提案されている。ここで、ド・ジッター変動によって生成された閉じ込めゲージ理論の重いクォークは、インフレーションによって押しのけられ、地平線の再突入後に閉じ込められます。クォークのペアをつなぐカラーフラックスチューブに蓄えられた大量のエネルギーは、ブラックホールの形成につながります。これらははるかに軽く、地平線サイズのインフレ過密度の標準的な崩壊によって生成されるものよりもスピンが高くなる可能性があります。そのようなメカニズムによって示される他の困難も回避されます。新しいメカニズムの現象論的特徴が議論され、暗黒物質全体と銀河中心の超大質量ブラックホールの両方を説明します。適切な条件下で、このメカニズムは通常のQCDを含む一般的な閉じ込め理論で実現できます。$D$ブレーンを介した文字列理論の実現の可能性について説明します。興味深いことに、ストリングスケールの控えめな値の場合、生成された重力波は最近のNANOGravイベントの範囲内にあります。メカニズムの単純な一般化により、明確な観測シグネチャを持つ重力波の重要なスカラー成分の存在が可能になります。
1 AUでの共回転太陽風高速流の希薄化領域におけるAlfv \ 'enic乱流の突然の枯渇：太陽起源の可能性？
| Title |
Sudden_depletion_of_Alfv\'enic_turbulence_in_the_rarefaction_region_of_corotating_solar_wind_high_speed_streams_at_1_AU:_possible_solar_origin? |
| Authors |
Giuseppina_Carnevale,_Roberto_Bruno,_Raffaele_Marino,_Ermanno_Pietropaolo,_Jim_M._Raines |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.09552 |
速度プロファイルの観点からの共回転太陽風高速ストリームの標準的な説明は、3つの主要な領域を示します：急速な流速の増加と高速風の間の動的相互作用による圧縮現象によって特徴付けられるストリームインターフェースまたは共回転相互作用領域流れとより遅い周囲プラズマ;弱い圧縮現象と支配的なAlfv\'enic特性を伴う大きな振幅変動を特徴とする速い風のプラトー;流速の減少傾向と振幅とAlfvが劇的に減少する風の変動を特徴とする希薄化領域\'エニックなキャラクター、それに続くゆっくりとした周囲の風。興味深いことに、これらの変動の大幅な減少が起こる領域は、数分程度の非常に短い時間であり、希薄化領域から高速風プラトーを分離する流速ニーに位置しています。この作業の目的は、この現象の原因となる可能性のある物理的メカニズムを調査することです。最初に、強風領域から希薄化領域へのAlfv\'enic変動の伝播を阻害する可能性のある接線方向の不連続性の存在を探しました。これら2つの領域の間にこの不連続性が存在するという明確な証拠がないため、対応する太陽風のイオン組成分析を進め、マイナーイオンパラメータの急激な変化（ソース領域のトレーサーとして）を探しました。風の変動で観測される現象に関連しています。この分析からの正のフィードバックがないため、コロナホールの開いた力線を分離する領域内で、コロナの基部の力線が経験する交換再接続に基づくメカニズムを最終的に提案します。、主に閉じた力線によって特徴付けられる周辺地域から。
位相欠陥からの$ N_ \ text {DW} = 1 $ QCDアクシオン質量ウィンドウの統計分析
| Title |
Statistical_Analysis_of_the_$N_\text{DW}_=_1$_QCD_Axion_Mass_Window_from_Topological_Defects |
| Authors |
Sebastian_Hoof,_Jana_Riess,_David_J._E._Marsh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.09563 |
QCDアクシオンストリングと磁壁シミュレーションの結果を確認し、関連する不確実性をアクシオン遺物密度の計算に伝播します。これにより、文献のさまざまな結果を比較し、宇宙論的制約を使用して、膨張後のペッチェイ・クイン対称性の破れのシナリオでアクシオン質量ウィンドウの統計的推論を実行できます。暗黒物質アクシオンの場合、これは0.50meVの暗黒物質アクシオン質量の中央値につながりますが、最高後方密度での95％信頼区間は0.48〜0.52meVです。文字列領域の壁崩壊を含むシミュレーションの場合、これらの数値は0.22meVおよび[0.16、0.27]meVです。アクシオンがすべて暗黒物質であるという条件を緩和すると、アクシオンの質量ウィンドウは、ホットダークマターの制約に由来する約80meVの上限で完成します。これは、少なくとも統計的な観点から、はるかに大きな体系的な不確実性を克服することが可能になると、アクシオンの質量をかなり正確に制約できることを示しています。
Ia型超新星元素合成によって動機付けられた91Zr（p、gamma）92mNb断面積の測定
| Title |
Measurement_of_the_91Zr(p,gamma)92mNb_cross_section_motivated_by_type_Ia_supernova_nucleosynthesis |
| Authors |
Gy._Gy\"urky,_Z._Hal\'asz,_G.G._Kiss,_T._Sz\"ucs,_R._Husz\'ank,_Zs._T\"or\"ok,_Zs._F\"ul\"op,_T._Rauscher,_C._Travaglio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10006 |
重くてプロトンに富む同位体の合成は、よく理解されていない天体物理学的プロセスです。熱核（Ia型）超新星爆発が提案された場所の1つであり、初期の太陽系に存在するいくつかの同位体の豊富さを使用してモデルをテストすることができます。92Nbはそのような同位体であり、その合成に役割を果たす反応の1つは91Zr（p、gamma）92Nbです。これまでのところ、この反応に利用できる実験断面積はなかったため、元素合成モデルは理論計算のみに依存する必要がありました。現在の研究では、91Zr（p、gamma）92mNbの断面積が、活性化によって天体物理学的エネルギーで測定されています。結果は、天体物理学シミュレーションで使用される91Zr（p、gamma）92Nbの断面積と反応速度の予測を非常によく確認しています。
In-111およびI-131放射性核種用のSi / CdTeコンプトンカメラによる断層撮影イメージング
| Title |
Tomographic_Imaging_by_a_Si/CdTe_Compton_Camera_for_In-111_and_I-131_Radionuclides |
| Authors |
Goro_Yabu,_Hiroki_Yoneda,_Tadashi_Orita,_Shin'ichiro_Takeda,_Pietro_Caradonna,_Tadayuki_Takahashi,_Shin_Watanabe_and_Fumiki_Moriyama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10149 |
$^{111}$In（171および245keV）や$^{131}$I（364keV）など、核医学で一般的に使用される放射性核種を使用した断層撮影イメージングは、医療用途や小動物イメージングで高い需要があります。高角度および高エネルギー分解能を備えたSi/CdTeComptonカメラは、イメージングのエネルギー範囲をこれらの放射性核種から放出されるガンマ線をカバーする範囲に拡張するための特に有望な検出器です。ここでは、直径2.7mmの$^{111}$Inと$^{131}$Iの複数の球のような溶液で構成される3次元ファントムを使用して実験を行うことにより、短距離イメージングに向けた第一歩を踏み出します。41mmの距離に配置されます。単純な逆投影法を使用して、ソースの位置は、$^{111}$Inと$^{131}$Iに対して、それぞれ11.5mmと9.0mm（FWHM）の空間分解能で再現されます。LM-MLEM法では、4.0mmと2.7mm（FWHM）の解像度が向上することがわかりました。28mmのソース間分離で四面体構造のソース位置を解決します。これらの発見は、コンプトンカメラが400keV未満のエネルギー範囲で放射性同位元素分布の近距離イメージングの可能性を持っていることを示しています。
土星狭帯域放射の空間分布と偏光に関する統計的研究
| Title |
Statistical_Study_on_Spatial_Distribution_and_Polarization_of_Saturn_Narrowband_Emissions |
| Authors |
Siyuan._Wu,_Shengyi._Ye,_Georg._Fischer,_Jian._Wang,_Minyi._Long,_John.D._Menietti,_Baptiste._Cecconi_and_William.S._Kurth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10161 |
土星の狭帯域（NB）放射の空間分布と偏光は、カッシーニ無線およびプラズマ波科学データと、土星の中心にあるプリセットソースを使用した反転アルゴリズムによって取得されたゴニオ偏光測定データを使用して研究されています。2004年1月1日から2017年9月12日まで、NB排出量はコンピュータープログラムによって自動的に選択され、手動で再チェックされました。空間分布は、5kHzと20kHzの両方のNB放射について、6土星半径内の領域で高緯度と強度のピークが優先されることを示しています。5kHzのNB放射も、おおよそ18：00〜22：00のセクターで現地時間の好みを示しています。エンケラドスプラズマトーラスは、NB放出がプラズマトーラスの外側の低緯度領域に伝播することを困難にします。5kHzおよび20kHzのNB放出が観測されなかった低緯度地域の範囲は、子午面の対応するプラズマトーラス密度の等高線と一致しています。20kHzNB放射は高い円偏波を示しますが、5kHzNB放射はほとんどの場合、|V|<0.6で円偏波が少なくなります。また、円偏波が高い5kHzNB放射のケースは、高緯度で、特にエンケラドスプラズマトーラスの北端と南端でより頻繁に観察されます。
| Title |
Integrable_modified_gravity_cosmological_models_with_an_additional_scalar_field |
| Authors |
Vsevolod_R._Ivanov_and_Sergey_Yu._Vernov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10276 |
共形メトリック変換によって2フィールドキラル宇宙論モデルに変換できる修正重力宇宙論モデルを検討します。追加のスカラー場を持つ$R^2$重力モデルと、アクションの宇宙定数と非標準の運動部分を持つ対応する2フィールドモデルの場合、一般的な解は空間的に平坦なFLRWメトリックで得られています。得られた宇宙時間解の対応と、アインシュタインとジョーダンのフレームにおけるハッブルパラメータのさまざまな可能な進化を分析します。
私は、暗黒原子に関連する理論的特性と観測限界、および閉じ込めゲージの相互作用によって束縛された複合暗黒物質候補（暗いグルーボール、グルーボール、中間子、バリオン）を選択的に確認します。宇宙論的、直接的および間接的な検出の制約に重点が置かれています。
