ユークリッド：赤方偏移空間の歪みと宇宙ボイドを使ったアルコック-パチンスキーテストからの予報
| Title |
Euclid:_Forecasts_from_redshift-space_distortions_and_the_Alcock-Paczynski_test_with_cosmic_voids |
| Authors |
N._Hamaus,_M._Aubert,_A._Pisani,_S._Contarini,_G._Verza,_M.-C._Cousinou,_S._Escoffier,_A._Hawken,_G._Lavaux,_G._Pollina,_B.D._Wandelt,_J._Weller,_M._Bonici,_C._Carbone,_L._Guzzo,_A._Kovacs,_F._Marulli,_E._Massara,_L._Moscardini,_P._Ntelis,_W.J._Percival,_S._Radinovi\'c,_M._Sahl\'en,_Z._Sakr,_A.G._S\'anchez,_H.A._Winther,_N._Auricchio,_S._Awan,_R._Bender,_C._Bodendorf,_D._Bonino,_E._Branchini,_M._Brescia,_J._Brinchmann,_V._Capobianco,_J._Carretero,_F.J._Castander,_M._Castellano,_S._Cavuoti,_A._Cimatti,_R._Cledassou,_G._Congedo,_L._Conversi,_Y._Copin,_L._Corcione,_M._Cropper,_A._Da_Silva,_H._Degaudenzi,_M._Douspis,_F._Dubath,_C.A.J._Duncan,_X._Dupac,_S._Dusini,_A._Ealet,_S._Ferriol,_P._Fosalba,_M._Frailis,_E._Franceschi,_P._Franzetti,_M._Fumana,_B._Garilli,_B._Gillis,_C._Giocoli,_A._Grazian,_et_al._(66_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10347 |
ユークリッドは、前例のないサイズの宇宙論的ボリュームで銀河を調査し、全天の3分の1に分布する10億を超える天体の観測を提供します。これらの銀河のうち約2000万個が分光法を利用できるようになり、宇宙の3次元の大規模構造を非常に詳細にマッピングできるようになります。この論文は、その中の宇宙ボイドの検出の見通しと、それらが宇宙論に提供する独特の利点を調査します。特に、平均的なボイド形状の動的および幾何学的歪みの痕跡と、構造の成長および宇宙論的距離比に対するそれらの拘束力を研究します。この目的のために、Euclidで観測されることが期待されるデータの最先端のシミュレーションであるFlagshipモックカタログを利用します。データを4つの隣接する赤方偏移ビンに配置します。各ビンには約11000個のボイドが含まれており、すべてのビンのボイド銀河相互相関関数を推定します。線形理論モデルをデータに当てはめると、$f/b$と$D_MH$の制約が得られます。ここで、$f$は密度変動の線形成長率、$b$は銀河バイアス、$D_M$は共動距離です。角径距離、および$H$ハッブル率。さらに、分析における未知の系統的影響を説明するために、モデルに含まれる2つ以上の厄介なパラメーターを無視します。このアプローチにより、Euclidは、各赤方偏移ビンの$f/b$の測定で約4％、$D_MH$で0.5％の相対精度に到達できます。妨害パラメータのより良いモデリングまたはキャリブレーションは、この精度をそれぞれ1％および0.4％にさらに高める可能性があります。私たちの結果は、ユークリッドの宇宙ボイドの利用が、スタンドアロンのプローブとしても宇宙論に競争上の制約を与えることを示しています。たとえば、ダークエネルギーの状態方程式パラメーター$w$は、以前のより近似的な予測と一致して、約10％の精度で測定されます。
$ \ beta $スケルトンからの4つの宇宙潮汐ウェブ要素
| Title |
The_four_cosmic_tidal_web_elements_from_the_$\beta$-skeleton |
| Authors |
John_F._Su\'arez-P\'erez,_Yeimy_Camargo,_Xiao-Dong_Li,_Jaime_E._Forero-Romero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10351 |
大規模な分光学的調査で観測された銀河の正確な宇宙ウェブ分類は、非常に不確実であるか、計算コストが高くなる可能性があります。別の方法として、$\beta$-スケルトングラフから銀河分布の基礎となる暗黒物質の潮汐宇宙ウェブ環境を推測するための高速な機械学習ベースのアプローチを検討します。$z=0$で宇宙論的電磁流体力学シミュレーションIllustris-TNGを使用して、方法論を開発およびテストします。3つの異なるツリーベースの機械学習アルゴリズムを調べて、ランダムフォレスト分類子がグラフベースの機能を使用して、T-Web分類アルゴリズムで定義されたピーク、フィラメント、またはシートに属する銀河を分類できることを発見しました。銀河と暗黒物質T-Webの間の最良の一致は、$2$Mpcのスケールで平滑化された密度場、$\lambda_{\rm{th}}=0.0$の無次元潮汐テンソルの固有値のしきい値に対応します。銀河の数密度は約$8\times10^{-3}$Mpc$^{-3}$です。この方法では、加重F1スコアが0.728、グローバル精度が74\％になります。光円錐効果と赤方偏移空間歪み（RSD）を考慮した、より広範なテストは、今後の作業のために残されています。最高ランクのランダムフォレストモデルの1つを、将来の参照と再利用のために公開リポジトリで利用できるようにします。
Parkesパルサータイミングアレイの2番目のデータリリースによる重力波の偏波の抑制
| Title |
Constraining_the_Polarization_of_Gravitational_Waves_with_the_Parkes_Pulsar_Timing_Array_Second_Data_Release |
| Authors |
Yu-Mei_Wu,_Zu-Cheng_Chen,_and_Qing-Guo_Huang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10518 |
ParkesPulsarTimingArray（PPTA）の2番目のデータリリース（DR2）で、重力の一般的なメトリック理論で許可されている非張力分極を含む等方性の確率的重力波バックグラウンドを検索します。PPTAコラボレーションによって報告された一般的なプロセスが、PPTADR2にテンソル横（TT）、スカラー横（ST）、ベクトル縦（VL）、またはスカラー縦（SL）の相関関係があるという統計的に有意な証拠は見つかりません。したがって、各偏光モードの振幅に$95\％$の上限を$\mathcal{A}_{\mathrm{TT}}\lesssim3.2\times10^{-15}$、$\mathcal{Aとして設定します。}_{\mathrm{ST}}\lesssim1.8\times10^{-15}$、$\mathcal{A}_{\mathrm{VL}}\lesssim3.5\times10^{-16}$および$\mathcal{A}_{\mathrm{SL}}\lesssim4.2\times10^{-17}$;または同等に、対数周波数あたりのエネルギー密度パラメーターの$95\％$上限は$\Omega_{\mathrm{GW}}^{\mathrm{TT}}\lesssim1.4\times10^{-8}$、$\Omega_{\mathrm{GW}}^{\mathrm{ST}}\lesssim4.5\times10^{-9}$、$\Omega_{\mathrm{GW}}^{\mathrm{VL}}\lesssim1.7\times10^{-10}$および$\Omega_{\mathrm{GW}}^{\mathrm{SL}}\lesssim2.4\times10^{-12}$（1/年の頻度）。
遠方の電波ハローのLOFAR-uGMRTスペクトルインデックス研究
| Title |
A_LOFAR-uGMRT_spectral_index_study_of_distant_radio_halos |
| Authors |
G._Di_Gennaro,_R.J._van_Weeren,_R._Cassano,_G._Brunetti,_M._Br\"uggen,_M._Hoeft,_E._Osinga,_A._Botteon,_V._Cuciti,_F._de_Gasperin,_H.J.A._R\"ottgering,_and_C._Tasse |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10562 |
環境。電波ハローは、メガパーセク規模の拡散電波源であり、{主に}銀河団の合体の中心にあります。それらの起源を説明するために呼び出される一般的なメカニズムは、大規模な乱流によって引き起こされる相対論的粒子の再加速です。目的。現在の再加速モデルは、逆コンプトンエネルギー損失が増加するため、高赤方偏移でのかなりの数のハローが非常に急なスペクトル（$\alpha<-1.5$）によって特徴付けられるべきであると予測しています。この論文では、2番目のPlanckSunyaev-Zel'dovichカタログから選択された9つのクラスターのサンプルのスペクトルインデックス特性を調査し、120〜168MHz帯域の低周波アレイ（LOFAR）による拡散電波放射を示します。低周波数で発見された電波ハローが高周波数で追跡されるのはこれが初めてです。メソッド。バンド3と4、つまりそれぞれ250-500MHzと550-900MHzでアップグレードされたGiantMetrewaveRadioTelescope（uGMRT）の観測結果を分析しました。これらの観測結果を既存のLOFARデータと組み合わせて、拡散電波放射のスペクトル特性に関する情報を取得しました。結果。LOFARで以前に発見された9つの高$z$無線ハローのうち5つについて、uGMRT観測で拡散電波放射が見つかりました。それらについては、$-1$から$-1.4$の範囲のスペクトルインデックスを測定します。uGMRTの非検出の場合、ハローのスペクトルインデックスは$-1.5$よりも急勾配である必要があると推定しました。また、1つの候補遺物の存在を確認します。結論。クラスターの数が少ないにもかかわらず、非常に急なスペクトルを持つ高赤方偏移のホスト無線ハローにある大規模でマージされたクラスターの約半分の証拠が見つかりました。これは理論的な予測と一致していますが、モデルをテストするにはより大きな統計サンプルが必要です。
| Title |
Cosmological_impact_of_redshift_drift_measurements |
| Authors |
J._Esteves,_C._J._A._P._Martins,_B._G._Pereira,_C._S._Alves |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10739 |
赤方偏移ドリフトは、基本的な宇宙論のモデルに依存しないプローブですが、基準モデルを選択すると、それを使用してモデルパラメーターを制約することもできます。Liske{\itetal。}（2008）によって研究された、超大型望遠鏡（ELT）による赤方偏移ドリフト測定の拘束力を、最近提案された2つの代替案の拘束力と比較します。Eikenberryの宇宙加速度計{\itetal。}（2020）、およびクックの微分赤方偏移ドリフト（2020）。6年のベースラインを持つ宇宙加速度計はELTよりも弱い制約につながることがわかります（$60\％$）が、同じ時間ベースラインでは、ELTを最大6倍上回ります。微分赤方偏移ドリフト目標が物質密度を制約することである場合、標準的なアプローチよりも常にパフォーマンスが低下しますが、目標がダークエネルギーの状態方程式を制約することである場合よりも大幅にパフォーマンスが向上する可能性があります。私たちの結果は、赤方偏移ドリフトを正確に測定し、これらの測定値を使用して宇宙論的パラメーターを制約することは、異なるメリット関数であることを示しています。一方に最適化された実験は、他方には最適ではありません。これらの重要なトレードオフは、次世代の機器が最終的な設計および構築段階に入るときに留意する必要があります。
高原インフレーションにおけるタキオン予熱
プラトーインフレは実験的に一貫したフレームワークであり、インフレの規模を比較的低く抑えることができます。高原の端の近くでは、スカラー摂動は強いタキオン不安定性の影響を受けます。タキオン予熱は、膨張後、振動するインフラトンが繰り返しプラトーに再び入るときに実現されます。このプロセスの分析理論を開発し、コヒーレントな背景と成長する摂動の間の逆反応を含めることにより、線形アプローチを拡張します。プラトーモデルのファミリーの場合、分析的予測は数値推定に直面します。私たちの分析は、タキオン予熱をサポートするすべての例で、インフラトンが$e$倍の何分の1かで断片化することを示しており、以前の同様の研究の結果を一般化しています。これらのシナリオでは、スカラーとテンソルの比率は小さく、$r<10^{-7}$です。
$ f（Q）$-重力は$ \ Lambda $ CDMに挑戦できますか？
線形摂動の進化を変更しながら、正確な$\Lambda$CDMバックグラウンド拡張履歴を再現する、非計量性$f（Q）$-重力に対する観測上の制約を研究します。この目的のために、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）放射、バリオン音響振動（BAO）、赤方偏移歪み（RSD）、超新星Ia型（SNIa）、銀河団（GC）、弱い重力レンズ効果（WL）の測定を使用します。線形摂動レベルでの重力相互作用への変更を制御するモデルのパラメーターに厳しい制約を設定します。モデルは、CMB、BAO、RSD、およびSNIaとの組み合わせの$\chi^2$および逸脱度情報量基準の統計に従って、$\Lambda$CDMよりもデータによって統計的に優先されることがわかります。これは主に、CMB温度異方性の低い$\ell$テールへのより良い適合に関連しています。
最適な1DLy $ \ alpha $フォレストパワースペクトル推定-II。 KODIAQ、SQUAD＆XQ-100
| Title |
Optimal_1D_Ly$\alpha$_Forest_Power_Spectrum_Estimation_--_II._KODIAQ,_SQUAD_&_XQ-100 |
| Authors |
Naim_G\"oksel_Kara\c{c}ayl{\i},_Nikhil_Padmanabhan,_Andreu_Font-Ribera,_Vid_Ir\v{s}i\v{c},_Michael_Walther,_David_Brooks,_Enrique_Gazta\~naga,_Robert_Kehoe,_Michael_Levi,_Pierros_Ntelis,_Nathalie_Palanque-Delabrouille,_Gregory_Tarl\'e |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10870 |
最適な二次推定量を使用して、クエーサーへのイオン化吸収のケック天文台データベース（KODIAQ）、スペクトルクエーサー吸収データベース（SQUAD）、およびXQ-100クエーサーから得られた1DLy$\、\alpha$パワースペクトルを測定します。KODIAQとSQUADをスペクトルレベルで組み合わせますが、個別のXQ-100推定を実行して、その大きな解像度の補正をチェックします。最終的な分析では、538個のクエーサーを使用して赤方偏移$z=$2.0-4.6の間で、スケール$k<0.1\、$s$\、$km$^{-1}$で測定します。このサンプルは、最大数の高解像度、高S/Nの観測値を提供します。最適な推定器の能力と組み合わせることで、小規模で並外れた精度を提供します。これらの小規模モード（$k\gtrsim0.02\、$s$\、$km$^{-1}$）は、SloanDigitalSkySurvey（SDSS）およびDarkEnergySpectroscopicInstrument（DESI）分析では使用できません。銀河間物質の熱状態と再電離の歴史、そして暗黒物質の性質に。例として、単純なフィッシャー予測分析は、私たちの結果が小規模なカットオフ感度を2倍以上改善できると推定しています。
| Title |
Gravitational_wave_propagation_beyond_general_relativity:_waveform_distortions_and_echoes |
| Authors |
Jose_Maria_Ezquiaga,_Wayne_Hu,_Macarena_Lagos,_Meng-Xiang_Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10872 |
均一で等方性の背景を横切る一般相対性理論（GR）を超えた重力波（GW）の宇宙論的伝播を研究します。GWが追加のテンソル場と相互作用するシナリオを検討し、それらの結合された運動方程式を一般的に記述するパラメーター化された現象論的アプローチを使用します。微分相互作用と非微分相互作用の4つの異なるクラス、質量、摩擦、速度、およびキラルを分析します。WKBの形式を適用して、宇宙論の進化を説明し、これらの方程式の分析解を取得します。おもちゃのGW信号の伝播を数値的に分析することにより、これらの結果を裏付けます。次に、分析結果を使用して、放出されたGW信号がGRの場合と同じであると仮定して、コンパクトなバイナリのマージからの現実的なGWの変更された伝播を調査します。一般的に、テンソル相互作用は、最初に放出されたGW信号のコピーにつながり、それぞれが独自の分散関係を変更する可能性があることがわかります。これらのコピーは、コヒーレントに移動して互いに干渉し、スクランブルされたGW信号につながるか、デコヒーレントに伝播して、独立したGWイベントとして誤認される可能性のあるオブザーバーに異なる時間に到着するエコーにつながる可能性があります。テンソル相互作用のタイプに応じて、検出されたGW信号は、複屈折効果だけでなく、GRのGW波形に関して振幅と位相の歪みを示す場合があります。個々のGWイベントの両方とのこれらのテンソル相互作用の観測プローブ、および地上と宇宙の両方の検出器の人口調査について説明します。
ジュノー宇宙船による水量測定から導き出された木星のビルディングブロックの性質と構成
| Title |
The_nature_and_composition_of_Jupiter's_building_blocks_derived_from_the_water_abundance_measurements_by_the_Juno_spacecraft |
| Authors |
Olivier_Mousis,_Jonathan_I._Lunine,_and_Artyom_Aguichine |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10350 |
ジュノー宇宙船に搭載されたマイクロ波放射計は、木星の赤道付近の領域で、原始太陽系の酸素の存在量の1〜5.1倍の範囲であることがわかった水の存在量の測定値を提供しました。ここでは、ガリレオプローブの太陽直下値よりもバルク存在量を表す可能性が高いこの最新の酸素測定値を、木星の他の既知の元素存在量の測定値と組み合わせて、形成条件を導き出すことを目指しています。成長する惑星によって凝集したビルディングブロックの初期組成であり、それがそのエンベロープの重元素組成を決定します。純粋な氷の凝縮から、さまざまな比率の純粋な凝縮物とクラスレートの混合物の結晶化まで、原始太陽星雲での氷のような固体形成のいくつかのケースを調査します。これらの各ケースは、木星のエンベロープ内で、Junoによって測定されたOの存在量に一致するように量が調整された別個の固体組成に対応します。揮発性の濃縮物は、純粋な凝縮物からのみ形成された固体から、またはほぼ完全にクラスレートから形成された固体からの広範囲の微惑星組成と一致する可能性があり、後者の場合はわずかにより良い適合を提供します。観測された濃縮と一致するために木星のエンベロープに必要な揮発性物質の総質量は、原始太陽星雲で考慮された結晶化シナリオに応じて、4.3〜39Mearthの範囲内にあります。私たちのフィットから派生した幅広い重元素の質量は、現在のインテリアモデルから計算されたエンベロープの金属量と互換性があることがわかります。
長周期太陽系外惑星系（SOLES）における恒星の赤道傾斜角I：K2-140bのスピン軌道相互作用
| Title |
Stellar_Obliquities_in_Long-period_Exoplanet_Systems_(SOLES)_I:_The_Spin-Orbit_Alignment_of_K2-140_b |
| Authors |
Malena_Rice,_Songhu_Wang,_Andrew_W._Howard,_Howard_Isaacson,_Fei_Dai,_Xian-Yu_Wang,_Corey_Beard,_Aida_Behmard,_Casey_Brinkman,_Ryan_A._Rubenzahl,_Gregory_Laughlin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10362 |
星と惑星の潮汐相互作用が弱い比較的長周期の巨大惑星をホストしている星の傾斜角測定は、短周期のホットジュピターの形成理論を区別する上で重要な役割を果たす可能性があります。既知の広い軌道を通過する木星質量惑星のサンプルが比較的少ないことと、通過時間が長く、星の軌道が弱い傾向があるこれらのターゲットの挑戦的な性質のために、これまでにそのような傾斜測定はほとんど行われていません。$V=12.6$の星を周回する周期$P=6.57$日を持つ木星質量惑星であるK2-140bの通過全体でのロシター-マクラフリン効果の測定を報告します。K2-140は、投影されたスピン軌道相互作用の角度が$\lambda=0.5\pm9.7$度の整列したシステムであり、動的にクールな形成履歴を示唆していることがわかります。この観測は、各グループの一般的な形成メカニズムを解明し、接近軌道のホットジュピター軌道構成の分布との直接比較を可能にする、潮汐的に分離された巨大惑星のスピン軌道相互作用の集団に向けて構築されています。
小惑星の内部瓦礫の性質（101955）ベンヌ
| Title |
Internal_rubble_properties_of_asteroid_(101955)_Bennu |
| Authors |
P._Tricarico,_D._J._Scheeres,_A._S._French,_J._W._McMahon,_D._N._Brack,_J._M._Leonard,_P._Antreasian,_S._R._Chesley,_D._Farnocchia,_Y._Takahashi,_E._M._Mazarico,_D._Rowlands,_D._Highsmith,_K._Getzandanner,_M._Moreau,_C._L._Johnson,_L._Philpott,_E._B._Bierhaus,_K._J._Walsh,_O._S._Barnouin,_E._E._Palmer,_J._R._Weirich,_R._W._Gaskell,_M._G._Daly,_J._A._Seabrook,_M._C._Nolan,_and_D._S._Lauretta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10416 |
小惑星の探査（101955）OSIRIS-RExミッションによるベンヌは、この瓦礫の山の地球近傍小惑星の詳細な調査を提供しました。特に、測定された重力場とベンヌの詳細な形状モデルは、その内部構造に有意な不均一性があり、その中心の密度が低いことと互換性があることを示しています。ここでは、重力反転法と統計的瓦礫山モデルを組み合わせて、ベンヌを構成する瓦礫の密度とサイズ-頻度分布（SFD）インデックスを決定します。最適なモデルは、内部のSFDが表面で観察されたものと一致しており、累積SFDインデックスが約$-2.9$であることを示しています。がれきのかさ密度は約$1.35$g/cm$^3$で、$12$％のマクロ多孔度に相当します。最大の瓦礫粒子は約$145$mであるのに対し、最大のボイドは約$10$mであることがわかります。
MRI乱流外部原始惑星系円盤におけるダストの沈降と凝集
微惑星の形成は、惑星の形成において重要であるがよく理解されていないプロセスです。微惑星の形成は、ストリーミング不安定性（SI）による塵の凝集の結果であると広く信じられています。ただし、最近の分析および数値研究では、SIは外部乱流によって減衰または抑制される可能性があり、少なくとも原始惑星系円盤の外側領域は、磁気回転不安定性（MRI）のために弱い乱流である可能性が高いことが示されています。ハイブリッド粒子ガス電磁流体力学（MHD）の高解像度ローカルせん断ボックスシミュレーションを実行し、外側のディスク領域に適用可能な主要な非理想的なMHD効果として両極拡散を組み込みます。最初に、ダストの逆反応が乱流相関時間を短縮することにより、ミッドプレーンへのダストの沈降を促進することを示します。適度なレベルのMRI乱流の下では、凝集の固体存在量のしきい値が低いという意味で、ダストの凝集は実際には従来のSIの場合よりも簡単であることがわかります。ダストの凝集の鍵には、ダストの逆反応と局所的な圧力の最大値の存在が含まれます。これは、私たちの研究では、バックグラウンドの圧力勾配を克服するMRI帯状流によって形成されます。全体として、私たちの結果は、特にリング状の下部構造において、MRI乱流の外側の原始惑星系円盤における微惑星の形成をサポートしています。
| Title |
Stability_of_Polycyclic_Aromatic_Hydrocarbon_Clusters_in_Protoplanetary_Disks |
| Authors |
K._Lange,_C._Dominik,_A._G._G._M._Tielens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10695 |
多環芳香族炭化水素（PAH）の赤外線シグネチャは、多くの原始星ディスクに存在し、これらの種は、光球内のガスの加熱に重要な役割を果たすと考えられています。原始惑星系円盤でPAHの特徴が検出されない原因のひとつとして、PAHクラスターの形成を検討することを目指しています。HerbigAe/BeとTTauriスターディスクモデルを使用して、原始惑星円盤内の恒星光学光子とFUV光子によるクラスター形成とクラスター解離に必要な条件をテストします。モンテカルロ（MC）と統計計算を実行して、2〜200個のクラスターメンバーのサイズのコロネン、サーカムコロネン、およびサーカムコロネンクラスターの解離速度を決定します。一般的なディスクモデルをHerbigAe/BeおよびTTauri星モデルに適用することにより、PAH二量体の形成速度を推定し、これらを解離速度と比較します。PAH二量体の形成は、光球下層の原始惑星系円盤の内側100AUで発生する可能性があることを示します。二量体の形成には数秒から数年かかり、短時間で二量体のサイズを超えて成長することができます。さらに、PAHクラスターは、恒星の特性とPAH種に依存する臨界距離を超えて配置されている場合、成長中に安定性が向上することを示しています。局所的な垂直混合時間スケールとの比較により、PAHクラスターの生存に必要な最小クラスターサイズの決定が可能になります。PAHクラスター形成サイトを考慮すると、ハービッグ星の内側ディスクの光球でのクラスターの生存は、紫外線が高いために起こりそうにありません。おうし座T星の場合、コロネン、コロネン周囲、コロネン周囲のクラスターの生存が可能であり、クラスター形成は、おうし座T星のディスクにおけるPAH検出率が低いことの1つの考えられる説明として考慮されるべきです。
選択した太陽系外惑星に適用される最適化
| Title |
Optimization_Applied_to_Selected_Exoplanets |
| Authors |
Shi_Yuan_Ng,_Zhou_Jiadi,_Caglar_Puskullu,_Timothy_Banks,_Edwin_Budding_and_Michael_D._Rhodes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10804 |
特に最近発見されたスーパーアースGJ357bについて、太陽系外惑星の特性を調べるために、トランジットモデルと視線速度モデルをアーカイブデータに適用しました。ただし、文献全体で推定モデルパラメータ、特に不確実性の推定値にはかなりのばらつきがあります。これは、比較的複雑でないシステムや基本的なパラメータにも当てはまります。したがって、公開されている精度値の中には、非常に楽観的すぎるものもあります。これらの変動を念頭に置いて再分析を提示し、太陽系外惑星Kepler-1b、-2b、-8b、-12b、-13b、-14b、-15b、-40b\＆-77b、および51ペグの適切な信頼区間でパラメーターを指定します。。WinFitter、EXOFAST、およびDACEのより洗練されたモデルが適用され、Kepler-12b、-14b、-15b、および-40bの平均惑星密度は次のようになりました：$0.11\pm0.01$、$4.04\pm0.58$、$0.43\pm0.05$、および$1.19^{+0.31}_{-0.36}$g/cc。地球のようなGJ357bの平均密度が岩だらけであることを確認しましたが、S/Nデータが低いため、モデリングには注意が必要です。このシステムで提案されている他の2つの惑星のパラメーターを自信を持って指定することはできません。
unWISE 3.4 $ \ mu $ m統合測光に基づく天の川の構造
| Title |
The_structure_of_the_Milky_Way_based_on_unWISE_3.4$\mu$m_integrated_photometry |
| Authors |
Aleksandr_V._Mosenkov,_Sergey_S._Savchenko,_Anton_A._Smirnov,_Peter_Camps |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10413 |
$3.4\mu$mのunWISE広視野画像を使用した銀河構造の詳細な分析を示します。i）天球への銀河の射影、およびii）観測者が太陽半径で銀河内にいることを考慮して、天の川の3Dフォトメトリック分解を実行します。純粋なディスクモデルから始まり、薄いディスクと厚いディスク、および箱型のピーナッツ型の膨らみで構成される複雑なモデルで終わる測光モデルの大規模なセットを検討します。私たちの最終モデルでは、ディスクのフレアリングとワープ、平面内のいくつかの過密度、およびダストの消滅など、天の川の多くの観測された特徴を組み込んでいます。対応するX字型構造を持つバルジのモデルは、天の川のような銀河のN体シミュレーションから得られます。これにより、前述の恒星成分のパラメータを取得し、銀河の全光度への寄与を推定し、バーの位置角を制限することができます。私たちのモデルの厚い円盤の質量は、薄い円盤の質量の0.4〜1.3と推定されています。私たちの分解の結果は、多成分測光分解を介して外部銀河で得られた結果と直接比較することができます。
正確な銀河の進化に向けて：IllustrisTNGシミュレーションとLEGA-C調査における$ z \ sim1 $銀河のスペクトル指数の比較
| Title |
Towards_precise_galaxy_evolution:_a_comparison_between_spectral_indices_of_$z\sim1$_galaxies_in_the_IllustrisTNG_simulation_and_the_LEGA-C_survey |
| Authors |
Po-Feng_Wu,_Dylan_Nelson,_Arjen_van_der_Wel,_Annalisa_Pillepich,_Stefano_Zibetti,_Rachel_Bezanson,_Francesco_D'Eugenio,_Anna_Gallazzi,_Camilla_Pacifici,_Caroline_M._S._Straatman,_Ivana_Bari\v{s}i\'c,_Eric_F._Bell,_Michael_V._Maseda,_Adam_Muzzin,_David_Sobral,_Katherine_E._Whitaker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10455 |
高赤方偏移銀河の観測された恒星連続スペクトルと流体力学的シミュレーションから生成された模擬銀河スペクトルの最初の比較を提示します。模擬スペクトルは、星の種族モデルと組み合わせたIllustrisTNGTNG100シミュレーションから生成され、塵の減衰と現実的な観測効果（開口効果とノイズ）を考慮に入れています。シミュレートされた銀河の$D_n4000$とEW（H$\delta$）を$10.5\leq\log（M_\ast/M_\odot）\leq11.5$と$0.6\leqz\leq1.0$で観測された分布と比較しますLEGA-C調査から。TNG100は、観測されたスペクトルインデックスの分布をグローバルに再現します。これは、TNG100の銀河の年齢分布が一般的に現実的であることを意味します。それでも、小さいながらも重要な違いがあります。古い銀河の場合、TNG100はLEGA-Cと比較して小さい$D_n4000$を示しますが、LEGA-C銀河は固定$D_n4000$で大きいEW（H$\delta$）を示します。いくつかの考えられる説明があります：1）LEGA-C銀河は全体的に古い年齢であり、若い（$<1$〜Gyr）星からの小さな寄与（質量で数パーセント）が組み合わされていますが、TNG100銀河はそのような若い亜集団を持っていない可能性があります;2）スペクトルの不一致は、星の年齢と金属量を観測量に変換するために使用される星の種族モデルの体系的な不確実性が原因である可能性があります。結論として、最新の宇宙論的銀河形成シミュレーションは、$z\sim1$での銀河の世界的な年齢分布を広く再現し、同時に、最新の観測およびシミュレーションされたデータセットの高品質は、星の種族合成モデルとシミュレーションの基礎となる物理モデル。
ホルムアルデヒドIVで測定された巨大な星形成分子塊の速度論的温度。 LMCでのN113およびN159WのALMAビュー
| Title |
Kinetic_temperature_of_massive_star-forming_molecular_clumps_measured_with_formaldehyde_IV._The_ALMA_view_of_N113_and_N159W_in_the_LMC |
| Authors |
X._D._Tang,_C._Henkel,_K._M._Menten,_Y._Gong,_C._-H._R._Chen,_D._L._Li,_M.-Y._Lee,_J._G._Mangum,_Y._P._Ao,_S._M\"uhle,_S._Aalto,_S._Garc\'ia-Burillo,_S._Mart\'in,_S._Viti,_S._Muller,_F._Costagliola,_H._Asiri,_S._A._Levshakov,_M._Spaans,_J._Ott,_C._M._V._Impellizzeri,_Y._Fukui,_Y._X._He,_J._Esimbek,_J._J._Zhou,_X._W._Zheng,_X._Zhao,_and_J._S._Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10519 |
大マゼラン雲（LMC）の2つの巨大な星形成領域、N113とN159Wの動的温度構造をマッピングしました。パラH$_2$COの$\sim$1\hbox{$\、。\！\！^{\prime\prime}$}6\、（$\sim$0.4\、pc）解像度測定を使用しました\、$J_{\rmK_aK_c}$\、=\、3$_{03}$-2$_{02}$、3$_{22}$-2$_{21}$、物理的条件のRADEX非LTEモデルを制約するために、218.5\、GHz付近で3$_{21}$-2$_{20}$遷移します。パラH$_2$COライン比3$_{22}$-2$_{21}$/3$_{03}$-2$_{02}$から導出されたガス運動温度3$_{21}$-2$_{20}$/3$_{03}$-2$_{02}$の範囲はN113では28〜105\、K、29〜68\、KN159Wで。para-H$_2$COによって追跡された高密度ガスの分布は、1.3\、mmダストおよび\emph{Spitzer}\、8.0\、$\mu$m放出の分布と一致しますが、Hとは有意に相関していません。$\alpha$エミッション。para-H$_2$COによって追跡された高密度ガスの高い運動温度（$T_{\rmkin}$\、$\gtrsim$\、50\、K）は、内部に埋め込まれた赤外線源と相関しているようです。N113およびN159W領域の雲および/またはYSO。低温（$T_{\rmkin}$\、$<$\、50\、K）は、N113とN159Wの両方のH$_2$CO含有分布の周辺で測定されます。パラH$_2$COによって追跡された高密度ガスの運動温度は、H$\alpha$放出の外部ソースの影響を弱く受けているようです。para-H$_2$COの非熱速度分散は、N113領域のガス運動温度とよく相関しており、para-H$_2$COによってトレースされたより高い運動温度が$\の乱流に関連していることを意味します。sim$0.4\、pcスケール。高密度ガス加熱は、内部の星形成活動、放射、および/または乱流によって支配されているように見えます。LMCの星形成領域の高密度ガスを加熱するメカニズムは、銀河面にある銀河系の大規模な星形成領域のメカニズムと一致しているようです。
地元の金属の少ない星の軌道に基づく天の川の恒星ハローのグローバル構造
| Title |
The_global_structure_of_the_Milky_Way's_stellar_halo_based_on_the_orbits_of_local_metal-poor_stars |
| Authors |
Genta_Sato,_Masashi_Chiba |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10525 |
主要なサブコンポーネントであるガイアソーセージエンケラドゥス（GSE）を含む、天の川（MW）の恒星ハローのグローバル構造を分析します。この古い恒星成分の全体的な分布を再構築する方法は、大きなMWの空間をカバーする軌道の重ね合わせを使用することです。ここで、各軌道重み付け係数は、星が現在観測されている位置にある確率に従って割り当てられます。。{\itGaia}EDR3とSDSSDR16を使用して${\rm[Fe/H]}<-1$で選択された局所的な金属の少ないサンプルは、ハローの全体的な形状が、より多くの金属のすべての半径で体系的に丸みを帯びていることを示しています-軸比$q$が${\rm[Fe/H]}<-2.2$の場合はほぼ1、$-1.4<{\rm[Fe/Hの場合は$\sim0.7$など、範囲が狭い]}<-1.0$。また、${\rm[Fe/H]}>-1.8$の比較的金属が豊富な範囲のハローは、実際には箱型/ピーナッツのような形状を示しており、主要な合併イベントを示唆しています。方位角速度の分布は、$-1.4<{\rm[Fe/H]}<-1.0$で円盤のような平らな構造を示しており、これは金属の弱い厚い円盤であると考えられています。GSEのような運動学を示し、${\rm[Fe/H]}>-1.8$にある星のサブサンプルの場合、そのグローバル密度分布は、一般的なハローサンプルよりも球形で$q\sim0.9$であり、外側があります。$r\sim20$〜kpcの尾根。この球形は、付着したハロー成分の特徴と一致しており、尾根は、GSEの前駆体の軌道が$\sim20$〜kpcのアポセンターを持っていることを示唆しています。恒星のハローの形成への影響も提示されます。
VMC調査-XLIV：近赤外線通過帯域を使用した大マゼラン雲の金属量傾向のマッピング
| Title |
The_VMC_survey_--_XLIV:_Mapping_metallicity_trends_in_the_Large_Magellanic_Cloud_using_near-infrared_passbands |
| Authors |
Samyaday_Choudhury,_Richard_de_Grijs,_Kenji_Bekki,_Maria-Rosa_L._Cioni,_Valentin_D._Ivanov,_Jacco_Th._van_Loon,_Amy_E._Miller,_Florian_Niederhofer,_Joana_M._Oliveira,_Vincenzo_Ripepi,_Ning-Chen_Sun_and_Smitha_Subramanian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10529 |
マゼラン雲のVISTAサーベイからの近赤外線パスバンドを使用して、大マゼラン雲（LMC）全体で$\sim$105〜deg$^2$をカバーする高空間分解能の金属量マップを導出しました。半径$\sim$6〜kpcまでのLMCの金属量分布と勾配を理解しようとします。空間的に異なる$Y、（Y-K_{\rms}）$の色と大きさの図で赤色巨星分枝（RGB）の星を識別します。選択したサブ領域のいずれかで、分光データを使用した金属量のキャリブレーションに基づいて、RGB勾配が平均金属量の指標として使用されます。LMCの平均金属量は[Fe/H]=$-$0.42〜dex（$\sigma$[Fe/H]=0.04〜dex）です。バーは外側の円盤に比べてやや金属が豊富であり、銀河の中心から半径の半径までの金属量の浅い勾配（$-0.008\pm0.001$dexkpc$^{-1}$）の証拠を示しています。6〜kpc。私たちの結果は、LMCの恒星バーが大渦巻銀河に見られるバーと化学的に類似していることを示唆しています。LMCの半径方向の金属量勾配は非対称です。それは、橋の方向で、南西に向かって金属が少なく、平らです。これは、おそらくマゼラン雲間の潮汐相互作用によって引き起こされた、空間金属量分布の混合および/または歪みを示唆しています。
未確認の赤外線バンド、拡散星間バンド、および拡張された赤色発光の間の重要なリンクとしてのラマン散乱
| Title |
Raman_Scattering_as_the_Key_Link_Between_Unidentified_Infrared_Bands,_Diffuse_Interstellar_Bands,_and_Extended_Red_Emission |
| Authors |
Frederic_Zagury |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10530 |
この論文では、水素原子によるラマン散乱と、HI雲の3つの光学的および近/中赤外線スペクトル特性（拡張赤色発光（ERE）、拡散星間バンド（DIB）、および未確認赤外線バンド（UIB））との関連性に注意を促します。。DIB、ERE、およびUIBは、主にHI雲の端で観察され、明らかに関連しており、十分に理解されていないままです。それらの顕著な特性は、HIラマン散乱の2つの主要な特性に対応します。異常な線の広がりと、水素の光学および赤外線遷移の近くでのラマン散乱紫外線連続体の濃度です。水素原子によるラマン散乱は、スペクトルの特徴が観察されるいくつかのオブジェクトクラスで検出されており、3つの特徴すべてを説明できると私は主張します。さらに、HI雲、したがってDIB、ERE、UIBのラマン散乱の観測を条件付ける3つの要因、つまり、放射場の硬度、星間塵の減光、および観測の形状を特定します。ジオメトリは、完全な前方散乱、DIBの生成、または大角度での散乱、赤外線スペクトルのH{\alpha}およびUIBの近くでのEREの生成を観察するかどうかを決定します。EREは、Ly\b{eta}付近の光子のラマン散乱と、イオン化限界に近い水素原子の励起によるUIBの結果です。したがって、DIB、ERE、UIBは、同じ星間現象の異なる側面です。つまり、水素原子によるラマン散乱です。
3C196フィールド周辺の真っ直ぐな脱分極管のマルチトレーサー分析
| Title |
Multi-tracer_analysis_of_straight_depolarisation_canals_in_the_surroundings_of_the_3C_196_field |
| Authors |
Luka_Turi\'c,_Vibor_Jeli\'c,_Rutger_Jaspers,_Marijke_Haverkorn,_Andrea_Bracco,_Ana_Erceg,_Lana_Ceraj,_Cameron_van_Eck,_and_Saleem_Zaroubi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10679 |
LOwFrequencyARray（LOFAR）を使用した銀河外点光源3C196を中心とするフィールドのファラデートモグラフィーにより、真っ直ぐな偏光解消管と、磁化された多相星間物質（ISM）のトレーサーを備えた拡散偏光放射の絡み合った構造が明らかになりました。水素原子（HI）からのダストとラインの放出。この研究は、LOFARデータのマルチトレーサー分析を3C196フィールドの周囲の3つの追加フィールドに拡張することを目的としています。初めて、脱分極管までの距離を決定することにより、LOFAR放出の3次元構造を研究します。ローリングハフ変換を使用して、脱分極管の方向をHIで見られるフィラメント構造の方向と比較し、星の光とダストの偏光データに基づいて、空の磁場の方向と比較します。$Gaia$の年周視差は、対応する距離で星の光の偏光を補完します。3つのフィールドのファラデートモグラフィーは、ファラデーの深さが$-10〜{\rmrad〜m^{-2}}$と$+15〜{\rmrad〜m^{-2の間の拡散分極放出の豊富なネットワークを示しています。}}$。真っ直ぐな脱分極管の複雑なシステムは、3C196フィールドのシステムに似ています。脱分極管は、HIフィラメントとダストによってプローブされた磁場の両方と整列します。観察された整列は、秩序だった磁場が広い領域（$\sim$20$^{\circ}$）にわたって多相ISMを組織化することを示唆しています。1つの磁場では、それぞれ200pcより下と上の距離にある2つの星のグループが、異なる磁場の向きを示しています。これらは両方とも、同じフィールドの脱分極管の方向に匹敵します。我々は、脱分極運河が、局所泡の端に対応する、星によって精査されたのと同じ磁場の変化をたどる可能性が高いと結論付けています。
Cygnus XIIIの小球と柱。ハーシェルとupGREAT / SOFIAの小球IRAS20319 + 3958 inCygnusXの遠赤外分光法
| Title |
Globules_and_pillars_in_Cygnus_X_III._Herschel_and_upGREAT/SOFIA_far-infrared_spectroscopy_of_the_globule_IRAS_20319+3958_inCygnus_X |
| Authors |
N._Schneider_(1),_M._Roellig_(1),_E.T._Polehampton_(2),_F._Comeron_(3),_A.A._Djupvik_(4,5),_Z._Makai_(1,6),_C._Buchbender_(1),_R._Simon_(1),_S._Bontemps_(7),_R._Guesten_(8),_G._White_(2,9),_Y._Okada_(1),_A._Parikka_(10),_N._Rothbart_(11)_((1)_I._Physik._Institut,_University_of_Cologne,_Germany,_(2)_RAL_Space,_STFC_Rutherford_Appleton_Laboratory,_UK,_(3)_ESO,_Garching,_Germany,_(4)_NOT,_Spain,_(5)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Aarhus_University,_Denmark,_(6)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_West_Virginia_University,_USA,_(7)_LAB,_Universite_de_Bordeaux,_CNRS,_France,_(8)_MPIfR_Bonn,_Germany,_(9)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_The_Open_University,_UK,_(10)_SOFIA-USRA,_NASA_Ames_Research_Center,_USA,_(11)_DLR,_Berlin-Adlershof,_Germany) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10768 |
CygnusXSouthのIRAS20319+3958は、埋め込まれた中間質量星の恒星フィードバックによって作成された内部HII領域を持つ、浮遊する小球（質量〜240Msun、長さ〜1.5pc）のまれな例です。ハービッグビースター。ここでは、小球全体のHerschel/HIFICII158muマップと、その他のFIRラインの大規模なセット（Herschel/PACSおよびSPIREで観察された中高JCOライン、OI63muラインおよびCO16）を示します。-SOFIAのupGREATで観察された-15の線）、小球の頭と部分的に尾の位置を覆っています。CIIマップは、小球全体がおそらく回転していることを明らかにしました。高度にコリメートされた高速のCII放射が、HerbigBe星の近くで検出されます。KOSMA-tauPDRコードを使用して、頭の1つの位置と尾の1つの位置に対してPDR分析を実行しました。頭部で観察されたFIR線は、2成分モデルで再現できます。拡張された非塊状の外側PDRシェルと、塊状で高密度で薄い内側PDR層であり、HII領域の空洞と外部PDRの間のインターフェイスを表します。。〜2500Goのモデル化された内部UVフィールドは、ハーシェルFIRフラックスから得られたものと似ていますが、埋め込まれた星の人口調査から推定されたものよりも低くなっています。上限として約150〜600G0のUVフィールドを生成する、約30pcの離れたCygOB2クラスターからの外部照明が、CII放射の大部分の原因です。テールについては、約140GoのUVフィールドにさらされた、塊のないコンポーネントを使用して放射をモデル化しました。
マルチエポック分光法による矮小銀河の運動星団：さんかく座IIへの応用
| Title |
Stellar_kinematics_of_dwarf_galaxies_from_multi-epoch_spectroscopy:_application_to_Triangulum_II |
| Authors |
Rachel_Buttry,_Andrew_B._Pace,_Sergey_E._Koposov,_Matthew_G._Walker,_Nelson_Caldwell,_Evan_N._Kirby,_Nicolas_F._Martin,_Mario_Mateo,_Edward_W._Olszewski,_Else_Starkenburg,_Carles_Badenes,_Christine_Mazzola_Daher |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10867 |
超微弱矮小銀河さんかく座IIの視線に沿って観測された257個の星の新しいMMT/Hectochelle分光測定を提示します。以前のケック/DEIMOS分光法の結果と組み合わせて、さんかく座IIの16の可能性のあるメンバーを含むサンプルを取得し、星ごとに最大10の独立した赤方偏移測定を行います。このマルチエポックキネマティックデータセットに、わずか2エポックでまばらにサンプリングされた視線速度曲線からバイナリ軌道パラメータを推測するために開発した方法論を適用します。Tri〜IIで以前に特定された（空間的に未解決の）バイナリシステムの場合、周期$296.0_{-3.3}^{+3.8}\rm〜days$、準主軸$1.12^{+0.41}の軌道解を推測します。_{-0.24}\rm〜AU$、および全身速度$-380.0\pm1.7\rm〜km〜s^{-1}$は、Tri〜IIの内部運動学の分析に使用します。連星系のモデリングにおけるこの改善にもかかわらず、現在のデータはさんかく座IIの速度分散を解決するには不十分なままです。代わりに、$\sigma_{v}\lesssim3.4\rm〜km〜s^{-1}$の95％信頼上限を見つけます。
マゼラン雲の中で最も金属の少ない星は$ r $プロセスで強化されています
| Title |
The_Most_Metal-poor_Stars_in_the_Magellanic_Clouds_are_$r$-process_Enhanced |
| Authors |
Henrique_Reggiani,_Kevin_C._Schlaufman,_Andrew_R._Casey,_Joshua_D._Simon,_andAlexander_P._Ji |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10880 |
銀河の金属の少ない星の種族の化学的存在量は、その形成と化学的進化の初期段階を調査するために使用できます。マゼラン雲は天の川の衛星銀河の中で最も巨大であり、天の川による最近の降着まで孤立して進化したと考えられています。天の川のそれほど大きくない衛星とは異なり、マゼラン雲の金属の少ない星についてはほとんど知られていません。Schlaufman＆Casey（2014）の中赤外線金属の少ない星の選択とアーカイブデータを使用して、高解像度のマゼラン/MIKE分光法のために9つのLMCと4つのSMC巨人をターゲットにしました。$-2.4\lesssim[\text{Fe/H}]\lesssim-1.5$のこれらの9つのLMCジャイアントと$-2.6\lesssim[\text{Fe/H}]\lesssim-2.0$の4つのSMCジャイアントはマゼラン雲のほとんどの金属に乏しい星は、まだ包括的な存在量分析の対象です。一定の金属量では、これらの星は$\alpha$、光、および鉄ピークの元素の存在量が天の川の星に似ていることがわかりますが、LMCとSMCはどちらも、$r$プロセスの天の川に比べて強化されています要素ユーロピウム。これらの存在量オフセットは非常に重要であり、LMCの場合は$3.9\sigma$、SMCの場合は$2.7\sigma$、完全なマゼラン雲サンプルの場合は$5.0\sigma$に相当します。マゼラン雲の金属に乏しい星の種族の$r$プロセスの強化は、マゼラン雲の孤立した化学進化と宇宙ウェブからの長い付加の歴史の結果であり、$r$プロセスの元素合成と組み合わされていることを提案します。コア崩壊超新星のタイムスケールよりも長いが、熱核（すなわち、Ia型）超新星のタイムスケールよりも短いか、それに匹敵するタイムスケール。
磁化プラズマの伝達係数を更新
| Title |
Updated_Transfer_Coefficients_for_Magnetized_Plasmas |
| Authors |
Andrew_Marszewski,_Ben_S._Prather,_Abhishek_V._Joshi,_Alex_Pandya,_Charles_F._Gammie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10359 |
正確な放射伝達係数（放射率、吸収率、回転率）は、事象の地平線望遠鏡の光源に見られるような相対論的に高温の磁化プラズマからの放射をモデル化するために必要です。ここでは、放射伝達係数に関する以前の作業を確認、更新、および修正します。また、回転率を数値的に評価するための改善された方法について説明し、電子エネルギーの相対論的な\kdf{}分布の便利なフィッティング式を提供します。
超高輝度超新星とホスト銀河からの遅い時間の電波放射のVLA調査
| Title |
A_VLA_Survey_of_Late-time_Radio_Emission_from_Superluminous_Supernovae_and_the_Host_Galaxies |
| Authors |
Bunyo_Hatsukade,_Nozomu_Tominaga,_Tomoki_Morokuma,_Kana_Morokuma-Matsui,_Yuichi_Matsuda,_Yoichi_Tamura,_Kotaro_Niinuma,_Kazuhiro_Motogi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10445 |
爆発から5〜21年後に実施されたカールG.ヤンスキー超大型アレイを使用して、23個の超高輝度超新星（SLSNe）とそのホスト銀河の3GHz無線連続観測の結果を示します。サンプルは、z<0.3の15個のタイプIおよび8個のタイプIISLSNeで構成され、SLSNeの最大のサンプルの1つに遅い時間の無線データを提供します。1つのSLSN（PTF10hgi）と5つのホストからの無線放射を>5$\sigma$の有意性で検出しました。別の研究で変動が報告されているPTF10hgiを除いて、数年のタイムスケールで無線検出された光源の遅い時間の電波光度曲線に時間変動は見られません。3GHzのフラックス密度から得られた星形成率（SFR）とUV-NIRデータに基づくSEDモデリングから得られた星形成率（SFR）を比較すると、4つのホストに過剰な電波SFRがあることがわかり、星形成が不明瞭になっていることがわかります。検出されないホストと積み重ねられた結果の上限は、SLSNホストの大部分に有意な不明瞭な星形成がないことを示しています。3GHzの上限を使用することにより、最初は軸外ジェットと星周円盤（CSM）の間の相互作用から生じる残光のパラメーターを制約します。より高いエネルギー（$E_{\rmiso}\gtrsim$数$\times10^{53}$erg）とCSM密度（$n\gtrsim0.01$cm$^{-3}$）のモデルが見つかりましたは除外されますが、現在のデータでは、より低いエネルギーまたはCSM密度は除外されません。また、SLSNeのサブサンプル用に、新しく生まれたマグネターを動力源とするパルサー風星雲のモデルを、文献のモデル予測で制約しました。
Mrk501のMAGICスペクトルの$ \ sim $ 3TeVでの狭いスペクトル機能について
衝撃加速と確率的加速プロセスの両方を組み込んだ時間依存の1ゾーンレプトンモデルを使用して、X線およびTeVフレアリング活動中に観察されたMrk501の$\sim3$TeVでの狭いスペクトル特徴の形成を調査します。広帯域スペクトルエネルギー分布（SED）は、パワーロー（PL）ブランチで構成される電子エネルギー分布（EED）からのシンクロトロンおよびシンクロトロン-自己コンプトン放出として適切に解釈できることがわかりました。とパイルアップブランチ。PLブランチは、逆コンプトン散乱を介してパイルアップブランチの電子によって散乱され、TeVエネルギーで観測される狭いスペクトル特性を形成するシンクロトロン光子を生成します。EEDは2回の注入エピソードによって生成され、EEDのパイルアップブランチは、確率的加速ではなく衝撃加速によって引き起こされます。
中性子星の持続的シフト現象と関連データフィッティング分析
| Title |
Neutron_Star_Persistent_Shift_Phenomena_and_Relavant_Data_Fitting_Analysis |
| Authors |
Chun_Huang,_Chenwei_Lin,_Jiachen_Xie,_Xiaoping_Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10508 |
パルサーグリッチは、スピン頻度の突然の増加であり、ほとんどの場合、長いタイムスケールの回復プロセスを伴います。永久シフトは、時間とともにスピン周波数の一次導関数に残ります。このエッセイでは、この永続的なシフトに関する関連データフィッティング研究が実施されました。$k\ln（ax+b）$のフィッティング関数を選択することで、より適切なフィッティング戦略を見つけ、純粋数学の側面でより意味があることを示しました。遅延スピンアップ$\tau_{d}$の時間スケール（永続シフト$\Delta\dot{\nu}_{p}$など）とグリッチサイズ$\Delta\nu$の相関関係を説明しますこのフィッティングに関するいくつかの可能な物理的アイデアも提示されていますが、この戦略の背後にある明確な物理的メカニズムはまだ不明です。
{\it核分光望遠鏡アレイ（NuSTAR）}による同時観測を使用して、銀河系外のブラックホールX線連星LMC〜X--1およびLMC〜X--3の詳細なスペクトルおよびタイミング研究から得られた結果を提示します。および{\itNeilGehrelsSwift}天文台。2014年から2019年の間に得られた$0.5-30$〜keVエネルギー範囲の結合スペクトルが、両方のソースについて調査されます。$0.5-30$〜keVの光度曲線には目立った変動は見られず、$0.1-10$〜Hzの分数rmsは$<2$\％と推定されます。パワー密度スペクトルには、準周期的な振動の証拠は見られません。ディスク温度$T_{\rmin}\sim1$〜keV、光子指数、$\Gamma>2.5$、熱放射率$f_{\rmでの観測中に、光源は高ソフト状態にあることがわかりました。ディスク}>80$\％。FeK$\alpha$輝線は、LMC〜X--1のスペクトルで検出されますが、LMC〜X--3のスペクトルではそのような特徴は観察されません。スペクトルモデリングから、LMC〜X--1とLMC〜X--3のブラックホールのスピンはそれぞれ$0.92-0.95$と$0.19-0.29$の範囲にあると推定されます。降着効率は、LMC〜X--1およびLMC〜X--3で、それぞれ$\eta\sim0.13$および$\eta\sim0.04$であることがわかります。
近接連星系のコンパニオンスターを加熱する高速電波バーストからの光学的過渡現象
高速電波バースト（FRB）は、持続時間が短く、輝度温度が非常に高い明るい電波過渡現象であり、その物理的起源はまだ不明です。最近、繰り返し発生源であるFRB20200120Eが、非常に近くのM81銀河の球状星団で発見されました。関連する球状星団の年齢は$\sim9.13〜{\rmGyr}$で、古い星団をホストしています。この作業では、FRBソースが、低質量の主系列星をコンパニオンとして持つ近接連星システムにあると見なします。FRBのバーストエネルギーが大きいため、コンパニオンスターがFRBを停止すると、その表面は放射線によって誘発された衝撃によって加熱され、再放出されます。太陽のようなコンパニオンスターと数日の公転周期を持つ連星の場合、再放射は主に光学帯域で行われ、FRB後数秒の遅延があることがわかります。その光度は太陽の光度の数倍であり、持続時間は約数百秒です。このような過渡現象は、銀河系FRB源の将来の多波長追跡観測で観測できる可能性があります。
超新星残骸とそのハローの形態
超新星残骸（SNR）は、非熱放出のために、粒子を相対論的エネルギーに加速することが知られています。電波観測からガンマ線観測への観測の進歩は、それらの物体からの放射をモデル化するときに説明する必要のある形態学的特徴をますます明らかにしています。時間依存の加速コードRATPaCを使用して、超新星残骸の周りの拡張ガンマ線ハローの形成と、高エネルギー粒子がSNRから脱出し始めたときに生じる形態学的意味を研究します。球対称1Dシミュレーションを実行し、宇宙線、磁気乱流、および熱プラズマの流体力学的流れの輸送方程式を同時に解きました。私たちのシミュレーションは25、000年に及び、SNRの進化の自由拡張とSedov-Taylorフェーズをカバーしています。放出プロセスに応じて、後の段階でSNRからのガンマ線放出の形態に大きな違いが見られます。初期の頃は、逆コンプトンとパイ中間子崩壊の両方の形態は殻のようなものでした。ただし、加速されたばかりの粒子の最大エネルギーが低下し始めるとすぐに、逆コンプトン形態は中心が満たされ始めますが、パイ中間子崩壊形態はその殻のような構造を維持します。逃げる高エネルギー電子は、この時点でSNRの周りに放出ハローを形成し始めます。SNRの内部全体のガンマ線スペクトル指数の変動を検出するためにあるので、将来のチェレンコフ望遠鏡アレイでこのスペクトル的に硬い放射を検出するための良い見通しがあります。さらに、SNRの進化の最初の数千年後にX線が検出される可能性が低くなる非熱的X線フラックスが絶えず減少していることがわかります。電波束はSNRの寿命を通じて増加し、後でシェルのような形態からより中心に満ちた形態に変化します。
宇宙素粒子空の宇宙モデル
銀河系外天体粒子の空をモデル化するには、宇宙で最も極端なソースの3D分布を再構築する必要があります。近赤外波長での全天トモグラフィー調査により、宇宙素粒子コミュニティはすでに宇宙素粒子ニュートリノと超高宇宙線（UHECR）の発生源の密度を拘束し、ブラックホール連星の合体の分布を抑制し、いくつかの成分を特定することができました。銀河系外のガンマ線背景の。この寄稿は、恒星の質量（$M_*$）と星形成率（SFR）の宇宙図を取得するために、重力波と近赤外線のコミュニティによって開発されたカタログをクリーンアップして補完する取り組みをまとめたものです。前例のない宇宙誌は、350Mpc内の約400,000の銀河のサンプルによって提供され、分光距離と測光距離の50-50の比率、$M_*$、SFR、および距離の増加と銀河緯度の減少に伴う不完全性の補正が含まれます。$M_*$とSFRの推定3D分布は、CosmicFlowsと一致しています。$M_*$とSFRの密度は、100Mpcを超える深視野観測と互換性のある値に向かって収束し、より遠いソースの等方性に近い分布を示唆しています。この寄稿では、4つの宇宙素粒子コミュニティに関連するアプリケーションを強調することに加えて、超高エネルギー空の形成に不可欠であると考えられている物質の3D分布から推定されるMpcスケールでの$B$フィールドの分布を調査します。これらの取り組みは、UHECR異方性をモデル化するための新しい基盤を提供します。これは、長年求められていたソースの特定に適しています。
軸外GRBジェットの理論モデル
| Title |
A_theoretical_model_of_an_off-axis_GRB_jet |
| Authors |
B._Betancourt_Kamenetskaia,_N._Fraija,_M._Dainotti,_A._G\'alvan-G\'amez,_R._Barniol_Duran_and_S._Dichiara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10797 |
コンパクトオブジェクトの合併や巨大な死にゆく星のコア崩壊によって生成された後期残光の最新の観測に照らして、軸外のシルクハットジェットによって生成された残光の進化とその相互作用を研究します。周囲の媒体。媒体は、$n（r）\proptor^{-k}$の形式のべき乗則分布によってパラメーター化されます。これは層化パラメーターであり、周囲の密度が一定（$k=0$）または風の場合の展開を含みます。（$k=2$）のように。流出を軸外で見たときの解析的シンクロトロン前方衝撃モデルを開発し、成層媒体によって減速します。軌道衛星と地上望遠鏡の大規模なキャンペーンによって収集されたX線データポイントを使用して、モデルを適用し、SN2020bvcに関連付けられたGRB残光のX線スペクトルを従来のパラメーターに適合させることができました。私たちのモデルは、そのサーカムバースト媒体が層化パラメーター$k=1.5$のべき法則によってパラメーター化されることを予測しています。
一般的なエンベロープジェット超新星における二元中性子星合体の結果のシミュレーション
| Title |
Simulating_the_outcome_of_binary_neutron_star_merger_in_common_envelope_jets_supernovae |
| Authors |
Muhammad_Akashi,_Noam_Soker_(Technion,_Israel) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10806 |
2つの中性子星（NS）の合体プロセスが、合体位置の内側のRSGエンベロープ上の赤色超巨星（RSG）星の内部で放出するエネルギーの影響をシミュレートします。トリプルスター共通外層進化（CEE）では、RSGエンベロープ内で、質量降着と力学的摩擦のために2つのNSが融合する2つのNSスパイラルのタイトな連星システムを検討します。RSGの中心から25Roと50Roの距離に3e50と1e51ergの合併爆発エネルギーを蓄積し、3次元流体力学コードFLASHを使用して、内部領域のRSGエンベロープの進化を追跡します。調査したパラメータについては、合併サイトの内部にあるRSGエンベロープ質量の90％以上がRSGにバインドされたままであることがわかりました。CEEを経験するNSは、ジェットを発射する降着円盤を介してRSGエンベロープ質量を降着させる可能性があります。これらのジェットは、一般的なエンベロープジェット超新星（CEJSN）である発光過渡イベントに電力を供給します。合併プロセスはCEJSNのエネルギーを追加します。私たちの発見は、合併製品である大規模なNSまたはBHとエンベロープとの相互作用が、合併製品によるさらなる刺激と大量降着の両方によって、より多くのエネルギーを放出し続けることができることを意味します。大規模なRSGエンベロープは、合併製品をRSGのコアにスパイラルインさせ、さらにエネルギッシュなCEJSNにつながる可能性があります。
エネルギー注入による減速された準相対論的物質
| Title |
Decelerated_sub-relativistic_material_with_energy_Injection |
| Authors |
B._Betancourt_Kamenetskaia,_N._Fraija,_M._Dainotti,_A._G\'alvan-G\'amez,_R._Barniol_Duran_and_S._Dichiara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10811 |
非相対論的粒子の周囲による減速によって生じる残光の進化を調査します。噴出物の質量は、べき乗則の速度分布$E\propto（\Gamma\beta）^{-\alpha}$として表される同等の運動エネルギーで星周円盤に放出されます。この媒体の密度プロファイルは、べき乗則$n（r）\proptor^{-k}$に従い、層化パラメーターは$k$です。これは、一定の媒体（$k=0$）の通常のケースを説明します。風のような媒体（$k=2$）。（$E\proptot^{1-q}$）として放出された材料にエネルギーを注入する、長持ちする中央エンジンも想定されました。私たちのモデルでは、さまざまな初期条件のセットについてこの発光に関連する予測光度曲線を示し、周波数、タイムスケール、および強度に対するこれらのパラメーターの変動の影響に注目します。結果は、キロノバのシナリオで説明されています。
ユークリッドの準備：XVI。 Euclid / VISで超低表面輝度宇宙を探索する
| Title |
Euclid_preparation:_XVI._Exploring_the_ultra_low-surface_brightness_Universe_with_Euclid/VIS |
| Authors |
A._S._Borlaff,_P._G\'omez-Alvarez,_B._Altieri,_P._M._Marcum,_R._Vavrek,_R._Laureijs,_R._Kohley,_F._Buitrago,_J._C._Cuillandre,_P.A.Duc,_L.M.Gaspar_Venancio,_A.Amara,_S.Andreon,_N.Auricchio,_R.Azzollini,_C.Baccigalupi,_A.Balaguera-Antol\'inez,_M.Baldi,_S.Bardelli,_R.Bender,_A.Biviano,_C.Bodendorf,_D.Bonino,_E.Bozzo,_E.Branchini,_M.Brescia,_J.Brinchmann,_C.Burigana,_R.Cabanac,_S.Camera,_G.P.Candini,_V.Capobianco,_A.Cappi,_C.Carbone,_J.Carretero,_C.S.Carvalho,_S.Casas,_F.J.Castander,_M.Castellano,_G.Castignani,_S.Cavuoti,_A.Cimatti,_R.Cledassou,_C.Colodro-Conde,_G.Congedo,_C.J.Conselice,_L.Conversi,_Y.Copin,_L.Corcione,_J.Coupon,_H.M.Courtois,_M.Cropper,_A.Da_Silva,_H.Degaudenzi,_D.Di_Ferdinando,_M.Douspis,_F.Dubath,_C.A.J.Duncan,_X.Dupac,_S.Dusini,_A.Ealet,_M.Fabricius,_M.Farina,_S.Farrens,_et_al._(119_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10321 |
ユークリッドはダークエネルギーとダークマターの性質を調査するために特別に設計されたESAミッションですが、計画された前例のない調査エリア（$\sim15\、000$deg$^2$）、空間解像度、低空背景、および深さはまた、ユークリッドを低表面輝度宇宙の研究のための優れた宇宙天文台にします。拡張された低表面輝度構造を科学的に活用するには、まだテストされていない専用のキャリブレーション手順が必要です。空の背景光源と迷光汚染を特定して定量化することにより、拡張された低表面輝度構造を検出するEuclidの機能を調査します。ユークリッドサーベイで観測された銀河の拡張放出を明らかにするために、大規模な残留勾配を減らすために空のフラットフィールドを生成する可能性をテストします。宇宙線、迷光、黄道光、ISM、CIBなどの機器と天文の両方の汚染源を考慮に入れて、Euclid/VIS観測の現実的なセットをシミュレートすると同時に、FOV。キャリブレーションランプ、スカイフラット、およびセルフキャリブレーションの組み合わせにより、制限表面輝度の大きさ$\mu=29.5^{+0.08}_{-0.27}$magarcsec$^{-2で放射の回復が可能になることを示します。ワイドサーベイでは}$（$3\sigma$、$10\times10$arcsec$^2$）、ディープサーベイでは2桁深い領域に到達します。Euclid/VISは、優れた低表面輝度天文台になる可能性があります。ピクセル間のキャリブレーションランプフラットと大規模なセルフキャリブレーション観測の間のギャップをカバーするスカイフラットフィールドの適用により、1度を超えるスケールで最大サイズのVIS検出器の感度が向上します。FOV。Euclidが$\mu=31$magarcsec$^{-2}$以下およびそれ以上の拡張表面輝度構造を検出できるようにします。
近似データ共分散行列を使用する場合のベイズおよび頻度主義の範囲確率の一致
| Title |
Matching_Bayesian_and_frequentist_coverage_probabilities_when_using_an_approximate_data_covariance_matrix |
| Authors |
Will_J._Percival,_Oliver_Friedrich,_Elena_Sellentin,_Alan_Heavens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10402 |
観測天体物理学は、データとモデルを比較することによって宇宙についての推論を行うことで構成されています。モデルパラメータに配置された信頼できる間隔は、多くの場合、事後確率の最大値と同じくらい重要です。間隔は、モデル間および他のデータからの測定値との一致または不一致を示すためです。中間統計（パワースペクトルなど）は通常測定され、これらの統計の尤度が多変量ガウス形式であると仮定して、生データではなくモデルをこれらに適合させることによって推論が行われます。尤度の計算に使用される共分散行列は、それ自体が確率変数であるように、シミュレーションから推定されることがよくあります。これはベイズ統計の標準的な問題であり、真のモデルパラメータと共分散行列に事前に配置する必要があり、結合事後分布に影響を与えます。一般的に使用されるIndependence-Jeffreys事前分布の代替として、ほぼ頻度論的一致カバレッジを持つ事後分布につながる事前分布を導入します。これは、特定の仮定の下で、反復試行における最尤値の周りのパラメーターの真の値の分布の共分散に後部の共分散を一致させることによって達成されます。この事前の使用により、ベイズ分析から導出された信頼区間は、繰り返し試行の時間の一定の割合の真実を含む、ほぼ信頼区間として解釈できます。天文学の文献に以前に登場した頻度主義的アプローチとベイズ的アプローチをリンクすることで、共分散行列自体が推定値である問題のモデルパラメーターで引用された信頼区間に対して一貫した保守的なアプローチを提供します。
Gaia DR2を使用して、2つの幾何学的歪みソリューションを体系的に比較します
GaiaDataRelease2（GaiaDR2）は、10億を超えるソースに高精度で高精度の位置天文学パラメーター（位置、視差、固有運動）を提供し、位置天文学に革命をもたらしています。小惑星のように動きの速いターゲットで、視野内にガイアのかすかな限界の大きさ（21Gmag）よりも明るい星がたくさんある場合、ガイアの参照星を利用することで、その測定精度と精度を大幅に向上させることができます。。ただし、クラスターメンバーの相対的な動きを調べたい場合は、ピクセル位置に基づいて異なるエポックでそれらをクロスマッチさせることができます。どちらのタイプのターゲットでも、この論文での光学フィールド角度歪みまたは幾何学的歪み（GD）と呼ばれるものの決定は、特に高次プレートモデルを構築するための参照星が少ない場合の画像キャリブレーションにとって重要です。前者の場合、位置天文カタログの位置に基づいてGD解を導出できますが、後者の場合、ピクセル座標でのこれらの観測から「マスターフレーム」と呼ばれる参照系を構築し、GD解を導出します。しかし、2つのGDソリューションは互いに一致していますか？この論文では、ガイアDR2カタログまたは自己構築マスターフレームのいずれかから導出された2種類のGDソリューションが、雲南天文台の1m望遠鏡による観測にそれぞれ適用されます。2つのGDソリューションにより、精度が同等のレベル（〜10mas）を達成できることがわかりますが、それらのGDパターンは異なります。2つのGDソリューション間の不一致をさらに調査するために、合成の歪んだ位置が生成されます。2種類のGDソリューションの相関関係と違い、およびそれらの高精度位置天文学への適用性を見つけることを目指しています。
PySTAMPAS：長期間の一時的な重力波検索パイプライン
| Title |
PySTAMPAS_:_a_long-duration_transient,_gravitational-wave_search_pipeline |
| Authors |
Adrian_Macquet,_Marie-Anne_Bizouard,_Nelson_Christensen_and_Michael_Coughlin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10588 |
重力波検出器の感度と観測時間が長くなるにつれて、さまざまなソースからより多様な範囲の信号が観測されることが予想されます。特に、長寿命の重力波過渡現象は、過去10年間で関心を集めてきました。長時間の信号のほとんどは十分にモデル化されていないため、検出は一般的な検索アルゴリズムに依存する必要があります。このアルゴリズムは、信号の性質をほとんどまたはまったく想定していません。ただし、これらの検索の計算コストは依然として制限要因であり、感度が最適ではありません。この問題に対処するために、いくつかの検出アルゴリズムが開発されています。この論文では、検出器のネットワークにおける過剰なクロスパワー統計に基づいて、10〜1000秒の持続時間を持つモデル化されていない長寿命の過渡重力波信号を検索するための新しいデータ分析パイプラインを提示します。パイプラインは、計算コストを削減し、幅広い信号形態の検出感度を高めることを目的としたいくつかの新機能を実装しています。この方法は、任意の数の検出器のネットワークに一般化され、さらなる改善のための安定したインターフェースを提供することを目的としています。シミュレートされた重力波データと実際の重力波データに対する同様の方法の以前の実装との比較は、信号の形態に応じて検出効率が全体的に向上し、計算時間が少なくとも10分の1に短縮されたことを示しています。
1対多へ：深層学習の偶然の重力波検索
| Title |
From_One_to_Many:_A_Deep_Learning_Coincident_Gravitational-Wave_Search |
| Authors |
Marlin_B._Sch\"afer_(1_and_2),_Alexander_H._Nitz_(1_and_2)_((1)_Max-Planck-Institut_f\"ur_Gravitationsphysik_(Albert-Einstein-Institut),_(2)_Leibniz_Universit\"at_Hannover) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10715 |
コンパクト連星源の合体からの重力波は、現在、地球に結合した検出器によって日常的に観測されています。最も感度の高い検索アルゴリズムは、事前に計算された多くの異なる重力波形を検出器データと畳み込み、異なる検出器間の一致を探します。機械学習は、計算コストを削減し、より複雑な信号を対象とする可能性のある検索アルゴリズムを構築するための代替アプローチとして検討されています。この作業では、単一の検出器からの非回転バイナリブラックホールデータでトレーニングされたニューラルネットワークを使用して、バイナリブラックホールマージからの重力波の2つの検出器検索を構築します。ネットワークは両方の天文台からのデータに個別に適用され、2つの天文台の間で時間的に一致するイベントをチェックします。これにより、独立した検出器データをタイムシフトすることにより、大量のバックグラウンドデータを効率的に分析できます。単一の検出器の場合、ネットワークは整合フィルタリングが達成できる感度の$91.5\％$を保持しますが、この数は2つの観測所で$83.9\％$に低下することがわかります。ネットワークが検出器の信号の一貫性をチェックできるようにするために、次に、両方の検出器からのデータを直接操作する一連の単純なネットワークを構築します。これらの単純な2つの検出器ネットワークのいずれも、検出器からのデータにネットワークを個別に適用し、時間の一致を検索するよりも感度を向上させることができないことがわかります。
大規模干渉イメージングのためのストリーミング分散フーリエ変換
| Title |
Streaming_distributed_Fourier_transform_for_large-scale_interferometry_imaging |
| Authors |
Peter_Wortmann,_James_Kent,_Bojan_Nikolic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10720 |
今後の電波望遠鏡からの画像データは、大規模な分散処理を必要とします。この論文は、電波干渉法処理のための分散フーリエ変換アルゴリズムを提示します。これは、メモリの常駐、データ転送、および計算作業を最小限に抑えながら、完全な非共面性補正を備えた任意のグリッドチャンクを生成します。窓関数を利用して、グリッドの領域と画像空間の間の影響を分離します。これにより、ノード間で画像データを分散し、必要なときに必要な場所でグリッド空間の一部を構築できます。開発されたプロトタイプは、数テラバイトのサイズの画像データを簡単に処理しながら、優れたスループットと精度で可視性を生成します。スケーリングは、ベースラインの長さが3次よりも優れていることが実証されており、SquareKilometerArrayや同様の望遠鏡への電波天文学処理の拡大に伴うリスクが軽減されます。
Polstar高解像度分光偏光測定MIDEXミッション
| Title |
The_Polstar_High_Resolution_Spectropolarimetry_MIDEX_Mission |
| Authors |
Paul_A._Scowen,_Ken_Gayley,_Coralie_Neiner,_Gopal_Vasudevan,_Robert_Woodruff,_Richard_Ignace,_Roberto_Casini,_Tony_Hull,_Alison_Nordt,_H._Philip_Stahl |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10729 |
Polstarミッションは、4つのストークスパラメータ（強度、2つの直線偏光成分、および円偏光）すべてをキャプチャする分光偏光機能を備えたUV波長で動作する宇宙搭載60cm望遠鏡を提供します。Polstarの機能は、4つの主要な科学目標に取り組むことにより、星周ガスの流れが大質量星の進化をどのように変化させるかを決定し、星間物質の攪拌と濃縮に伴う恒星の残骸の影響を見つけるという目標を達成するように設計されています。さらに、Polstarは、最小の星間粒子の整列のドライバーを決定し、銀河間塵の偏光およびエネルギー特性の直接測定を初めて含む、高温の拡散星間物質内の塵、磁場、および環境を調査します。。Polstarはまた、太陽系外惑星システムの組み立てにつながり、太陽系外惑星の大気と居住性に影響を与えるプロセスを特徴づけます。科学主導の設計要件には、次のものが含まれます。紫外線バンドへのアクセス：高温の大質量星が最も明るく、星周の不透明度が最も高い場所。高いスペクトル分解能：NV、SiIV、CIV共鳴ダブレット、およびNIV、AlIII、HeII、CIIIなどの他の遷移を含む、122〜200nmの遠紫外線における星周ガス流と星組成の診断にアクセスします。偏光測定：高いFUVスペクトル分解能と組み合わせた場合の星周磁場の形状と強度の診断、および低い近UVスペクトル分解能と組み合わせた場合の恒星の自転と星周ガスの分布の診断にアクセスします。十分な信号対雑音比：露光あたり0.1％の分光偏光測定精度の場合は約1000。詳細な分光学的研究の場合は約100。調光源を探索するために〜10;ケイデンス：ほとんどの風の変動性の研究では、1〜10分の範囲です。
天体衝突の星震学的指紋
恒星の合併は、恒星の進化、ダイナミクス、および過渡科学における重要なプロセスです。しかし、それらは表面特性に基づいて単一の星と容易に区別することができないので、合併の残りの星を識別することは困難です。重力モードの周期間隔と星震質量の測定値を使用して、赤色巨星の星震学を通じて合併の残骸を特定できる可能性があることを示します。縮退したコアの形成後に発生する合併の場合、残りの星は、それらのコアに比べて過大なエンベロープを持っています。これは、星の質量に対して予想されるよりも小さいg〜mode周期間隔によって星状に現れます。プライマリがまだメインシーケンス上にある場合、または総質量が$\approx\未満の場合に発生する合併の残骸！2\、M_\odot$は、単一の星と区別するのがはるかに困難です。Vrardらの赤色巨星星震学カタログを使用する。2016年およびYuetal。2018年、私たちは合併の残りの星の15ドルの有望な候補を特定します。場合によっては、合併の残骸は、温度、光度、星震学的質量のみを使用して検出することもできます。これは、信頼できる周期間隔測定なしで、赤色巨星のより多くの集団に適用できる手法です。
高速回転による若い低質量星のリチウム枯渇の抑制
| Title |
Suppression_of_lithium_depletion_in_young_low-mass_stars_from_fast_rotation |
| Authors |
Thomas_Constantino,_Isabelle_Baraffe,_Thomas_Goffrey,_Jane_Pratt,_Thomas_Guillet,_Dimitar_Vlaykov,_Louis_Amard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10361 |
対流層の修正された温度勾配と、MUSICコードで実行された回転3D流体力学シミュレーションに触発された対流不安定性の基準を含む、回転1D恒星進化モデルを計算します。これらの3Dシミュレーションでは、対流特性が安定性のSolberg-H{\o}iland基準に強く依存していることがわかりました。したがって、安定性に関する通常のシュヴァルツシルト基準を置き換え、対流ゾーンの温度勾配を変更することにより、これを1D恒星進化モデルに組み込みました。低質量の主系列星におけるリチウム枯渇の問題を研究するために、前主系列星から主系列星の終わりまでの0.55から1.2の恒星質量の間の1Dモデルのグリッドを計算しました。これらの星の多くは高速回転子として生まれ、リチウムの枯渇率は恒星の構造の変化に非常に敏感であるため、これは理想的なテストケースです。さらに、観察結果は、回転駆動混合の標準モデルからの予想に反して、低速回転とリチウム枯渇との相関関係を示しています。対流を抑制し、対流エンベロープの基部の温度を下げることにより、リチウムの燃焼は、若いオープンクラスターで観察されるリチウムの広がりを説明するのに十分な程度まで、高速回転モデルで強力に抑制されます。
CRBooの中間サイクル観測とシステムのパラメータの推定
| Title |
Mid-Cycle_Observations_of_CR_Boo_and_Estimation_of_the_System's_Parameters |
| Authors |
Daniela_Boneva_(1),_Svetlana_Boeva_(2),_Yanko_Nikolov_(2),_Zorica_Cvetkovi\'c_(3)_and_Radoslav_Zamanov_(2)_((1)_Space_Research_and_Technology_Institute,_Bulgarian_Academy_of_Sciences,_Sofia,_Bulgaria,_(2)_Institute_of_Astronomy_and_National_Astronomical_Observatory,_Bulgarian_Academy_of_Sciences,_Sofia,_Bulgaria,_(3)_Astronomical_Observatory,_Belgrade,_Serbia) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10421 |
UBVバンドでのりょうけん座AM星（AMCVn）型連星うしかい座CR星（CRブー）の観測（NAORozhen望遠鏡とASVidojevica望遠鏡を使用）を紹介します。データは、Vバンドの明るさが16.1〜17.0等の範囲にあった2019年7月の2泊で取得されました。両方の夜で、$25（\pm1）$minの期間の変動と、約0.2マグニチュードの振幅が見られました。これらの明るさの変化は、「こぶ」の兆候である可能性が最も高いです。私たちの観測時間中、それらはCRブー軌道周期と同様の期間出現します。それらの起源の考えられる理由は、落下物とディスクの外側の端との接触点に配置された輝点の位相回転です。観測データに基づいて、バイナリシステムのパラメータのいくつかを推定しました。
外側が切り詰められた原始惑星系円盤のグローバルな非理想的な電磁流体力学シミュレーション
| Title |
Global_Non-ideal_Magnetohydrodynamic_Simulations_of_Protoplanetary_Disks_with_Outer_Truncation |
| Authors |
Haifeng_Yang,_Xue-Ning_Bai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10485 |
原始惑星系円盤の進化は主に磁化された円盤風によって駆動され、円盤を通る大規模な磁束を必要とすることが最近確立されました。このようなディスクのサイズは、粘性膨張の従来のシナリオとは対照的に、時間とともに縮小すると予想されます。ディスクと星間環境との相互作用、およびディスクと磁束のグローバルな進化を理解することを目的として、外半径が切り捨てられた原始惑星系円盤の最初のグローバル2D非理想電磁流体力学（MHD）シミュレーションを紹介します。システムが緩和すると、切り捨て半径を超えてディスクを通過するポロイダル磁場がミッドプレーンに向かって崩壊し、急速な再接続につながることがわかります。このプロセスは、システムからかなりの量の磁束を取り除き、準定常状態で外側のディスクを取り囲む閉じたポロイダル磁束ループを形成します。これらの磁束ループは、粘性拡散と外部光蒸発の組み合わせに類似した、トランケーション半径を超える磁化されたディスクの流出による実質的な質量損失に対応して、トランケーション半径を超えて膨張を駆動することができます。磁束ループは時間の経過とともに徐々に縮小し、その速度はディスクの磁化のレベルと外部環境に依存し、最終的にはディスクの長期的な進化を左右します。
STag：超新星のタグ付けと分類
超新星クラスは、さまざまな爆発の物理学の特定の詳細が明らかにされていないため、スペクトルの特徴と時系列データに基づいて現象論的に定義されています。しかし、これらのクラスの数は、新しい機能を備えたオブジェクトが観察されるにつれて増加しており、次世代の大規模な調査は、私たちの注意を引くだけです。マルチラベル分類の機械学習手法を超新星のスペクトルに適用します。超新星スペクトルの特定の特徴または「タグ」の確率を測定することにより、還元的な「クラス」に直接割り当てる必要なしに、特定のオブジェクトからの情報を人間またはデータベースのスキャンに適したものに圧縮できます。ロジスティック回帰を使用してタグ確率を割り当て、次にフィードフォワードニューラルネットワークを使用して、タグ確率のみに基づいてオブジェクトを標準のクラスセットにフィルタリングします。これらのタグ確率を計算し、スペクトル分類を行うことができるソフトウェアパッケージであるSTagを紹介します。
太陽周期予測のための太陽磁場の帯球調和関数
| Title |
Zonal_harmonics_of_solar_magnetic_field_for_solar_cycle_forecast |
| Authors |
V.N._Obridko,_D.D._Sokoloff,_V.V._Pipin,_A.S._Shibalvaa,_I.M._Livshits |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10527 |
太陽ダイナモの作用スキームによれば、ポロイダル磁場は、太陽の差動回転によるトロイダル磁場の生成源と見なすことができます。極磁場プロキシから、太陽黒点データに記録されているように、太陽周期25が弱いと予想するのは自然なことです。$\ell$=3高調波の大きさや有効多重極指数など、太陽表面磁場の帯状高調波のパラメーターがあり、極磁場プロキシへの合理的な追加として使用できることをお勧めします。。また、サイクル23と24の太陽活動指数のいくつかの特定の機能についても説明します。
| Title |
TESS_observations_of_flares_and_quasi-periodic_pulsations_from_low_mass_stars_and_potential_impact_on_exoplanets |
| Authors |
Gavin_Ramsay_(Armagh),_Dmitrii_Kolotkov_(Warwick),_J._Gerry_Doyle_(Armagh),_Lauren_Doyle_(Warwick) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10670 |
TESS2分のケイデンスデータを使用して、低質量M矮星からのフレアと準周期的脈動（QPP）の検索を実行しました。QPPの証拠を示す7つの星が見つかります。フーリエおよび経験的モード分解技術を使用して、これらの7つの星に10.2〜71.9分の周期で11個のQPPが存在することを確認します。これには、周期に強いドリフトを伴う振動とダブルモード振動が含まれます。QPP（7％）を示したフレアの割合は、他の恒星フレアの研究よりも高いですが、ソーラーCクラスフレアの割合と非常に似ています。TESS入力カタログから取得した恒星パラメータに基づいて、QPPの周期と、QPPの起源に関するさまざまな仮定を使用して、フレアコロナループの長さと磁場強度を決定します。また、太陽および太陽タイプの星からのフレアと観測されたエネルギー、およびフレアの持続時間に基づくスケーリング関係を使用して、さまざまなアプローチが$\sim$2の係数に一致するループ長を予測することを発見しました。また、これがオゾン層破壊または生命の起源をもたらす可能性があるかどうかを決定する7つの星のフレア頻度についても説明します。私たちの星のうちの3つは、生命の起源を引き起こす可能性が高いエネルギーフレアの割合が十分に高いです。ただし、そのうちの2つは、オゾン層破壊が発生する可能性のある範囲内にもあります。これらの星の表面寿命への影響と、ハビタブルゾーンの潜在的な太陽系外惑星に対するループ長とQPPの影響について推測します。
DEATHSTAR：Atacama Compact ArrayIIを備えた近くのAGBスター。 COエンベロープのサイズと非対称性：S型星
| Title |
DEATHSTAR:_Nearby_AGB_stars_with_the_Atacama_Compact_Array_II._CO_envelope_sizes_and_asymmetries:_The_S-type_stars |
| Authors |
M._Andriantsaralaza,_S._Ramstedt,_W._H._T._Vlemmings,_T._Danilovich,_E._De_Beck,_M._A._T._Groenewegen,_S._H\"ofner,_F._Kerschbaum,_T._Khouri,_M._Lindqvist,_M._Maercker,_H._Olofsson,_G._Quintana-Lacaci,_M._Saberi,_R._Sahai,_A._Zijlstra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10742 |
16個のS型星のCO星周エンベロープ（CSE）のサイズを、C型星とM型AGB星のそれぞれ7個と4個のCSEとともに制限することを目指しています。AtacamaCompactArray（ACA）とその全電力（TP）アンテナで観測されたCOJ=2-1および3-2線からの放射をマッピングし、ACAのUVおよび画像平面のガウス分布に適合させます。-それぞれ、TP観測のみ。CO（2-1）線データの近似ガウスの長軸は、CO線を放出するCSEのサイズの最初の推定値を示します。ラインプロファイル、可視性フィッティングの結果を分析し、デコンボリューションされた画像を調査することにより、球面対称性からの逸脱の可能性のある兆候を調査します。低質量損失率（低MLR）のS星のCO線放出CSEのサイズは、大きいC星のCSEのサイズとM星のCSEのサイズの間にあります。それぞれのCO存在量の違いにより、予想どおり、は小さくなります。低MLRS型星のサイズは星周密度への依存性を示さないが、高MLRではより急な密度依存性が観察される。さらに、私たちの結果は、私たちのサンプルのほとんどのS星のCOCSEが、球対称で滑らかな流出と一致していることを示しています。この論文で得られたCOエンベロープサイズは、詳細な放射伝達モデリングを制約して、サンプル内の星のより正確なMLR推定値を直接決定するために使用されます。球対称からの逸脱の兆候を示すいくつかの情報源については、これらの非対称構造の性質とその背後にある物理的プロセスを調査するために、さらに高解像度の観測が必要になります。これにより、S型AGB星の質量損失プロセスとそれに関連する化学についてさらに洞察が得られます。
デルタフルキラルEFTからの核子-核子ポテンシャルとその意味
カイラル有効場の理論のデルタフルバージョンに基づいて、NNポテンシャルを綿密に調査します。この種の最近構築されたNNポテンシャルは、（3核子力と一緒に適用された場合）A=16からA=132までの範囲の原子核の正確な結合エネルギーと半径を予測し、正確な状態方程式を提供するものとして提示されたことがわかります。核物質の場合、100MeVの実験室エネルギー未満のppデータを再現するために60のchi^2/datumを生成します。この結果を、人類の歴史の中でこれまでに構築された最初の半定量的な$NN$ポテンシャル、1962年の浜田-ジョンストンポテンシャルと比較します。新しいデルタフルポテンシャルのchi^2はもっと多いことがわかります。約60年前にすでに達成されたものの3倍以上。実際、核力の歴史全体を通して、2020年のヨーテボリ-オークリッジグループのこれらの最近のデルタフルポテンシャルのカイ2乗と同じ大きさの既知のNNポテンシャルはありませんでした。この歴史的事実は、「精度」という用語が微視的核構造物理学の現代の進歩を特徴づけるために最も頻繁に使用されるラベルになっている現在の傾向を考慮すると、非常に不安なものです。非常に大きなカイ2乗と、核構造のポテンシャルの明らかな成功を、デルタフルNNLOポテンシャルがNNLO切り捨ての最大40倍ずれているP波状態の非現実的な予測まで追跡することができます。エラー。実際、P波状態の記述が悪いほど、核構造の予測が良くなることを示しています。上記の種類の誤解を招く結果は、残りの問題の性質の正しい理解を曖昧にし、したがって、真の解決に向けた誠実な試みを妨げるため、微視的な核構造におけるコミュニティの取り組みには役立ちません。
1Dボックスでの集合的な高速ニュートリノフレーバー変換：（I）初期条件と長期進化
| Title |
Collective_fast_neutrino_flavor_conversions_in_an_1D_box:_(I)_initial_condition_and_long-term_evolution |
| Authors |
Meng-Ru_Wu,_Manu_George,_Chun-Yu_Lin,_Zewei_Xiong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.09886 |
1つの空間方向に周期境界条件があり、他の2次元に並進対称性があるシステムを模倣した、1次元ボックス内の高速集団ニュートリノフレーバー変換の数値シミュレーションを実行します。異なる初期$\bar\nu_e$から$\nu_e$の数密度比、および異なる初期シード摂動を使用して、数千の特徴的なタイムスケール（相互作用の強さの逆数）にわたってシステムを進化させます。フレーバー波の相互作用により、小規模な構造が形成されていることがわかります。これにより、ボックス全体で平均すると、特定のニュートリノ位相空間でほぼフレーバーの脱分極が発生します。具体的には、最初に等しい数の$\nu_e$と$\bar\nu_e$を持つシステムは、ニュートリノ電子レプトン数（$\nu$ELN）の角度スペクトル全体で完全なフレーバー偏光解消に達することができます。最初に$\nu_e$と$\bar\nu_e$が等しくないシステムの場合、フレーバーの偏光解消は、正味のニュートリノ$e-x$レプトン数の保存によって決定される$\nu$ELNスペクトルの片側でのみ到達できます。異なる摂動シードが適用された場合、初期摂動に応じた量的に小さな違いも見られます。ここでの私たちの数値研究は、天体物理学シミュレーションに高速フレーバー変換の影響を含めることを目的とした取り組みに新しい洞察を提供する一方で、高速フレーバー変換の進化を説明するより良い分析的理解を求めています。
回転するペッチェイ・クインアクシオンによる原始既約インフレーション重力波背景の解明
| Title |
Revealing_the_Primordial_Irreducible_Inflationary_Gravitational-Wave_Background_with_a_Spinning_Peccei-Quinn_Axion |
| Authors |
Yann_Gouttenoire,_G\'eraldine_Servant_and_Peera_Simakachorn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10328 |
インフレーション中に生成される量子真空テンソル変動による原始的な還元不可能な重力波バックグラウンドは、ほぼスケール不変のスペクトルを持つ広範囲の周波数にまたがりますが、次世代の重力波干渉計で検出するには低すぎます。この信号が、宇宙論の歴史における短い一時的なキネーション時代（10e-fold未満）によってどのように強化されるかを示します。これは、GeVとインフレーションスケール$10^{16}$GeVの間の任意のエネルギースケールで発生する可能性があります。そのようなキネーションの時代は、そのポテンシャルにとらわれる前に、回転するアクシオンによって自然に生成されると私たちは主張します。通常、アクシオンは最初に凍結した位置から最小値の周りで振動し始めると想定されています。ただし、ペッチェイ・クイン場の初期のダイナミクスは、アクシオン場に大きな運動エネルギーを誘発し、アクシオンがその質量を獲得する前または後のいずれかでキネーション時代を引き起こし、原始重力波バックグラウンドに特徴的なピークをもたらす可能性があります。これは、他のスカラー場のダイナミクスが初期宇宙でこのような一連の状態方程式を引き起こすとは予想されないため、アクシオン物理学の煙を吐く銃の特徴を表しています。結果として得られる重力波スペクトルを導き出し、特にLISA、アインシュタイン望遠鏡、コズミックエクスプローラー、ビッグバンオブザーバーで、このような信号につながるパラメーター空間と検出可能性の見通しを示します。モデルに依存しない予測と、このダイナミクスが組み込まれているQCDアクシオン暗黒物質の2つの特定の動機付けられたUV補完の結果を示します。
太陽内部の熱電子からの明るい暗黒物質の散乱は、地下実験で検出できる可能性のある暗黒物質フラックスの「速い」サブコンポーネントを生成します。光メディエーターを介して散乱する暗黒物質候補のシグネチャを分析することにより、以前の作業を更新および拡張します。太陽内部の暗黒物質と電子の相互作用の数値シミュレーションを使用して、反射フラックスのエネルギースペクトルを決定し、直接検出実験の予想速度を計算します。大規模なキセノンベースの実験（XENON1Tなど）は、数MeV未満の暗黒物質の質量に対して最も強い直接限界を提供し、$\sim10^{-9}e$の有効な暗黒物質電荷に対する感度に達することがわかります。
カメレオンのスクリーニングはNFWハロの形状と構造に依存します
| Title |
Chameleon_Screening_Depends_on_the_Shape_and_Structure_of_NFW_Halos |
| Authors |
Andrius_Tamosiunas,_Chad_Briddon,_Clare_Burrage,_Weiguang_Cui,_Adam_Moss |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10364 |
カメレオン重力は、宇宙論的スケールで興味深い現象学を生み出すと同時に、太陽系の制約を回避することを可能にするスクリーニングメカニズムを備えたモデルの例です。このようなモデルは、非線形の場の方程式をもたらします。これは、単純で対称性の高いシステムでのみ解析的に解くことができます。この研究では、有限要素法を使用したカメレオンスクリーニングによるスカラーテンソル理論の運動方程式を研究します。より具体的には、球形および3軸のNFWクラスターサイズのハローの場の方程式を解きます。これにより、NFW濃度とビリアル質量パラメーターの関係、およびビリアル半径で測定されたカメレオン加速度の大きさを詳細に調査できます。さらに、ハローの三軸性によるカメレオンの加速への影響を調査します。観測上の制約によってまだ許可されているパラメーター空間領域に焦点を当てます。データセットを考えると、ビリアル半径でのカメレオンとNFWの加速比の最大許容値は$\sim10^{-7}$であることがわかります。この結果は、観測の制約によってまだ許可されているカメレオンモデルが銀河団のスケールに測定可能な影響をもたらさないことを強く示しています。それにもかかわらず、NFWポテンシャルとビリアル半径でのカメレオンとNFWの加速比の間には直接的な関係があることもわかりました。同様に、NFW濃度、ビリアル質量、およびビリアル半径での加速比の間には、直接的な（ただしはるかに複雑な）関係があります。最後に、3軸性が加速度測定に余分な方向性の影響をもたらすことがわかりました。これらの効果を組み合わせて、第5の力の将来の観測検索で使用できる可能性があります。
PTOLEMY電磁フィルターの低磁場最適化
| Title |
Low_Field_Optimization_of_the_PTOLEMY_Electromagnetic_Filter |
| Authors |
A._Apponi,_M.G._Betti,_M._Borghesi,_A._Bosc\'a,_F._Calle,_N._Canci,_G._Cavoto,_C._Chang,_W._Chung,_A.G._Cocco,_A.P._Colijn,_N._D'Ambrosio,_N._de_Groot,_M._Faverzani,_A._Ferella,_E._Ferri,_L._Ficcadenti,_P._Garcia-Abia,_G._Garcia_Gomez-Tejedor,_S._Gariazzo,_F._Gatti,_C._Gentile,_A._Giachero,_Y._Hochberg,_Y._Kahn,_A._Kievsky,_M._Lisanti,_G._Mangano,_L.E._Marcucci,_C._Mariani,_J._Mart\'inez,_M._Messina,_E._Monticone,_A._Nucciotti,_D._Orlandi,_F._Pandolfi,_S._Parlati,_J._Pedr\'os,_C._P\'erez_de_los_Heros,_O._Pisanti,_A.D._Polosa,_A._Puiu,_I._Rago,_Y._Raitses,_M._Rajteri,_N._Rossi,_K._Rozwadowska,_I._Rucandio,_A._Ruocco,_R._Santorelli,_C.F._Strid,_A._Tan,_C.G._Tully,_M._Viviani,_U._Zeitler,_F._Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10388 |
低磁場でのPTOLEMY横ドリフト電磁フィルターの操作のための実装の詳細と最適化方法が提示されます。低磁場操作は、トリチウムエンドポイントの電子輸送に新たな課題をもたらします。低磁場条件でのサイクロトロン半径の増加は、固定フィルター寸法と比較してフィルター性能に上限を設けます。さらに、低ピッチ角の軌道は、磁力線に沿った平行運動によって支配され、非断熱条件と曲率ドリフトをもたらします。鉄のリターンフラックス磁石によるPTOLEMY磁場の最初の実現から始めて、エンドポイントの電子伝達に対する低磁場の影響を調査します。平行および横方向の運動エネルギーは、3つのポテンシャル井戸構成を使用して、フィルターの長さ全体にわたって同時に排出されます。中央には2つのサイドウェルがあります。これらの最適化は、1〜3Tの開始場からの低エネルギー電子輸送を達成することが示されています。低磁場動作のこの結果は、トリチウム端点近くの電子を測定するためのPTOLEMY電磁フィルターの最初のデモンストレーターへの道を開きます。
高回転連星中性子星系の高精度シミュレーション
| Title |
High-accuracy_simulations_of_highly_spinning_binary_neutron_star_systems |
| Authors |
Reetika_Dudi,_Tim_Dietrich,_Alireza_Rashti,_Bernd_Bruegmann,_Jan_Steinhoff,_Wolfgang_Tichy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10429 |
連星中性子星合体の予想される重力波検出の数が増えるにつれ、観測データの分析に使用される重力波モデルが一般的なコンパクトな連星システムを記述できることが不可欠です。これには、個々の中性子星がミリ秒パルサーであり、スピン効果が不可欠になるシステムが含まれます。この作業では、$\chi\sim[-0.28,0.58]$の無次元スピンの範囲内で、整列および反整列スピンを持つ連星の数値相対論シミュレーションを実行します。シミュレーションは複数の解像度で実行され、明確な収束順序を示し、その結果、既存の波形近似をテストするために使用できます。GW170817とGW190425の解釈に採用された非常に高いスピンの重力波モデルでは、数値相対論データセットを記述できないことがわかりました。潮汐変形可能性と有効スピンの推定に明確なバイアスが存在する完全なパラメータ推定研究を通じて検証します。AdvancedLIGOおよびAdvancedVirgo検出器の次の重力波観測実行の準備として、新しい数値相対論データのセットを使用して、新しい重力波モデルの将来の開発をサポートできることを願っています。
重力波速度に対するGW170817の観測上の制約と互換性のある、洗練された、はるかに単純化されたアインシュタイン-ガウス-ボネインフレーション理論フレームワークを提供します。以前の作品と同様に、重力波速度が自然単位で$c_T^2=1$であるという制約は、スカラー場の結合関数をガウス-ボネ不変量$\xi（\phi）$とスカラーポテンシャル$V（\phi）$。スカラー場とハッブル率にスローロール条件を採用し、以前の作品とは対照的に、動機付けられている$\kappa\frac{\xi'}{\xi''}\ll1$をさらに仮定することによってスローロール引数により、スローロールインデックス、テンソルおよびスカラースペクトルインデックス、およびテンソルとスカラーの比率に対して、はるかに単純な式を提供することに成功しました。単純なべき乗則スカラー結合関数$\xi（\phi）\sim\phi^{\nu}$を使用した実例を使用して、洗練された理論的フレームワークを例示します。結果として得られるインフレ現象は、最新のものと互換性があります。プランクデータ。さらに、この特定のモデルは青に傾いたテンソルスペクトルインデックスを生成するため、最近の文献に示されているように、このモデルを使用してNANOGravの結果を説明する観点について簡単に説明します。
| Title |
Gravitational_Waves_from_the_Cosmological_Quark-Hadron_Phase_Transition_Revisited |
| Authors |
Pauline_Lerambert-Potin_and_Jose_Antonio_de_Freitas_Pacheco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10727 |
等方性重力波バックグラウンドの検出の可能性に関するNANOGravコラボレーションによる最近の主張は、そのような信号の起源を探す一連の調査を刺激しました。QCDの相転移は自然な候補として現れ、この論文では、クォークのハドロンへの変換中に生成される重力スペクトルが計算されます。ここでは、最近の研究とは逆に、格子アプローチから出されたクォークグルーオンプラズマの状態方程式が採用されました。重力波スペクトルの振幅に影響を与える重要なパラメータである遷移の持続時間は、アインシュタイン方程式によって制御される宇宙のダイナミクスと一貫して推定されました。遷移中に生成された重力信号は、0.28\muHz付近でピークに達し、主張されているNANOGrav信号を説明できません。ただし、予想されるQCD重力波のバックグラウンドは、1.0mHzを超える周波数の高度なバージョンで計画されている空間干渉計BigBangObserverによって検出できます。この可能な検出は、最近提案されたアルゴリズムが、ブラックホール連星によって生成された天体物理学的背景に期待されるものから宇宙論的信号を解きほぐすことができることを前提としています。
この研究では、AMS-02コラボレーションデータの分析でいくつかのグループによって報告された$E_{K}=10-20〜GeV$の範囲の反陽子の過剰は、$（1,0）\oplus（0,1）$時空間構造（テンソル暗黒物質）による暗黒物質の消滅。まず、従来のメカニズムから陽子と反陽子のフラックスを計算し、その結果をAMS-02データに適合させて、反陽子の過剰を確認します。次に、テンソル暗黒物質の消滅における反陽子生成を計算します。測定された遺物密度、XENO1Tの結果、および銀河中心からのガンマ線過剰がテンソル暗黒物質の質量の値を制約するウィンドウ$M\in[62.470,62.505]〜GeV$の場合、反陽子のかなりの寄与が消滅から$\bar{b}b$への過剰領域と、$\bar{c}c$チャネルからのより小さな寄与。結果をAMS-02データに適合させ、これらの$M$の値に対する適合の改善を見つけました。
動的スケールの衝撃自己再形成のMMS直接観察
| Title |
MMS_direct_observations_of_kinetic-scale_shock_self-reformation |
| Authors |
Zhongwei_Yang,_Ying_D._Liu,_Andreas_Johlander,_George_K._Parks,_Benoit_Lavraud,_Ensang_Lee,_Wolfgang_Baumjohann,_Rui_Wang,_James_L._Burch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10856 |
ショックの研究は、ショックがイオンサイクロトロン周期の時間スケールで周期的に自己再形成を受ける可能性があることを長い間示唆してきました。このプロセスは、衝撃時のエネルギー散逸とエネルギー粒子加速の主要なメカニズムとして提案されています。しかし、明白な観察証拠はとらえどころのないままです。ここでは、MMS測定を使用して、無衝突、高マッハ数、準垂直衝撃の自己再形成プロセスの直接観測を報告します。古いショックランプによって反射されたイオンが明確な位相空間渦を形成し、それが新しいランプを生じさせることがわかります。MMS2によって観測された新しいランプは、自己再形成中の成熟段階までまだ発達しておらず、入射イオンを反射するのに十分な強度がありません。その結果、これらのイオンはわずかに減速し、新しいランプから古いランプまでフラットな速度プロファイルを示します。現在の結果は、衝撃波の自己再形成の直接的な証拠を提供し、宇宙全体の無衝突衝撃波でのエネルギー散逸とエネルギー粒子加速にも光を当てています。
