崩壊した暗黒物質ハローの動的不安定性
自己相互作用する暗黒物質ハローは、重力熱崩壊を経験する可能性があり、その結果、超高密度の中心コアが生じます。それはさらに収縮してブラックホールに崩壊する可能性があります。これは超大質量ブラックホールの起源を説明するために提案されたメカニズムです。一般相対性理論におけるコアの動的不安定性を研究します。切り捨てられたマクスウェル-ボルツマン分布を使用して、暗黒物質の分布をモデル化し、トルマン-オッペンハイマー-ボルコフ方程式を解きます。与えられたモデルパラメータについて、一連の平衡構成を取得し、総エネルギー、結合エネルギー、分数結合エネルギー、および断熱指数の考慮に基づいて、それらの動的不安定性を調べます。私たちの半分析的方法からの数値結果は、完全に相対論的なN体シミュレーションからの結果とよく一致しています。さらに、古典的な領域で不安定性が発生することを示します。コアの境界温度は、暗黒物質粒子の質量の少なくとも$10\％$である必要があります。$10^9〜{\rmM_\odot}$シードブラックホールの場合、粒子の質量は数keVより大きくする必要があります。これらの結果は、さまざまな崩壊モデル、特に散逸的な暗黒物質の相互作用を持つモデルを制約するために使用できます。
高赤方偏移銀河団のX線観測によって追跡された金属濃縮の歴史
| Title |
The_History_of_Metal_Enrichment_Traced_by_X-ray_Observations_of_High_Redshift_Galaxy_Clusters |
| Authors |
Anthony_M._Flores,_Adam_B._Mantz,_Steven_W._Allen,_R._Glenn_Morris,_Rebecca_E._A._Canning,_Lindsey_E._Bleem,_Michael_S._Calzadilla,_Benjamin_T._Floyd,_Michael_McDonald,_Florian_Ruppin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.12051 |
赤方偏移$1.05<z<1.71$での10個の巨大な銀河団の深部X線観測の分析を提示します。主な目的は、中間半径での銀河団ガス（ICM）の金属量を測定し、金属のモデルをより適切に制約することです。銀河間物質の濃縮。ターゲットは、X線およびスニヤエフゼルドビッチ（SZ）効果調査から選択され、\textit{XMM-Newton}衛星と\textit{Chandra}衛星の両方で観測されました。各クラスターについて、正確なガス質量プロファイルが抽出され、そこから$r_{500}$の値を推定できました。これにより、金属量の測定値を比較できる一貫した半径範囲を定義できます。一般に、データは、$r<0.3r_{500}$と$0.3<r/r_{500}<1.0$の2つの放射状ビンで意味のある金属量測定値を抽出するのに十分な品質です。外側のビンの場合、10個のクラスターすべての合計測定値$Z/Z_{\odot}=0.21\pm0.09$は、以前の結果よりも精度が大幅に向上していることを示しています。この測定値は、低赤方偏移クラスターの中間から大半径で測定された0.315ソーラーの平均金属量と一致していますが、わずかに低くなっています。新しい高赤方偏移データを以前の低赤方偏移の結果と組み合わせることで、中間半径でのクラスター金属量の進化のモデルにこれまでで最も厳しい制約を課すことができます。$Z\propto\left（1+z\right）^\gamma$の形式のべき法則モデルを採用して、勾配$\gamma=-0.5^{+0.4}_{-0.3}$を測定します。ICMの濃縮の大部分は、非常に早い時期に、大規模なクラスターが形成される前に発生しましたが、2のレッドシフト以降、これらの領域で追加の濃縮が発生した可能性があります。
スケールに依存する原始的な非ガウス性と将来の銀河調査のための一般化された局所仮説
| Title |
Generalized_local_ansatz_for_scale-dependent_primordial_non-Gaussianities_and_future_galaxy_surveys |
| Authors |
Daisuke_Yamauchi,_Shuichiro_Yokoyama,_Tomo_Takahashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.12123 |
スカラー場摂動の超地平線進化によって誘発された局所型原始非ガウス性の可能なスケール依存性を再考する。$\deltaN$形式に基づいて定式化を開発し、ローカルタイプのバイスペクトルとトリスペクトルの一般化された形式を導き出します。これにより、スケール依存性を実装し、モデル予測を観測データと適切に比較できます。物理的に動機付けられた幅広いモデルの情報を網羅する、シンプルでありながら現象学的に意味のある表現を提案します。また、スケールに依存する原始的な非ガウス性の存在下で、バイアスされたオブジェクトの大規模なパワースペクトルとバイスペクトルを定式化します。将来の銀河調査のためにフィッシャー分析を実行し、原始的な非ガウス性の一般化された局所形式のパラメーターに予測される制約を与えます。
高速電波バーストによる宇宙論と胃物理学の調査：暗黒物質ハローと宇宙分散測定の相互相関
| Title |
Probing_cosmology_and_gastrophysics_with_fast_radio_bursts:_Cross-correlations_of_dark_matter_haloes_and_cosmic_dispersion_measures |
| Authors |
Masato_Shirasaki,_Ryuichi_Takahashi,_Ken_Osato,_Kunihito_Ioka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.12205 |
宇宙論的規模の深さを持つ自由電子の列密度、宇宙分散測定（DM）は、電波波長での将来の過渡調査で最も興味深い観測量の1つです。高速電波バースト（FRB）の将来の調査のために、前景の暗黒物質ハロー（銀河と銀河団をホストしている）と既知の赤方偏移の相互相関分析を通じて、宇宙DMから入手できる情報を明らかにします。ハローモデルアプローチでは、クラスターサイズのハローとの相互相関が胃物理学の詳細による影響を受けにくく、堅牢な宇宙論的情報を提供すると予測します。質量の小さいハローの場合、$<10\、\mathrm{arcmin}$の角度スケールでの相互相関は、銀河のフィードバックのためにハローの中心から放出されるガスに敏感です。$20000$FRBが$20000\、{\rmdeg}^2$を超え、ローカリゼーションエラーが3分角であると仮定すると、ハロー質量$10^{12}$-$10^{14}\での相互相関信号が予想されます。M_\odot$は、$0<z<1$の赤方偏移範囲で$\sim1\％$精度のレベルで測定できます。このような正確な測定により、$\sigma_8\、（\Omega_\mathrm{M}/0.3）^{0.5}$に$1.5\％$レベルの制約を設定し、$（\Omega_\mathrm）に$3\％$レベルの制約を設定できます。{b}/0.049)(h/0.67)(f_\mathrm{e}/0.95)$（$\sigma_8$、$\Omega_\mathrm{M}$、$\Omega_\mathrm{b}$、$h$および$f_\mathrm{e}$は、$8\、h^{-1}\mathrm{Mpc}$で平滑化された線形質量分散、平均質量密度、平均バリオン密度、現在のハッブルパラメーターおよび今日の宇宙バリオンの自由電子）に対して、銀河とクラスターのガスとハローの質量の関係は、$10\％$-$20\％$のレベルで制約できます。さらに、相互相関分析は、DM-赤方偏移関係に固有の$\Omega_\mathrm{b}$、$h$、および$f_\mathrm{e}$間の縮退を解消できます。
| Title |
Lensing_by_primordial_black_holes:_constraints_from_gravitational_wave_observations |
| Authors |
Jie-Shuang_Wang,_Antonio_Herrera-Mart\'in,_and_Yi-Ming_Hu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.12394 |
原始ブラックホール（PBH）は、暗黒物質の少なくとも一部を説明するために提案されています。観測により、PBHは、$20M_\odot\lesssimの恒星質量範囲を除いて、広い質量範囲にわたって、それらが表すことができる暗黒物質の割合$f_{\rmPBH}$に関して強い制約が課せられました。M_{\rmPBH}\lesssim100M_\odot$。この論文では、そのようなPBHが、それらの視線に沿ったブラックホール連星（BBH）の合体から観測される重力波（GW）信号を変更できる点質量レンズとして機能する可能性を探ります。注意深いGWデータ分析により、$fiting〜factor$およびオッズ比分析に基づいてそのようなPBHの存在を確認できることがわかりました。このようなレンズ付きGW信号が検出されると、相対誤差$\DeltaM_{\rmPBH}/M_{\rmPBH}\lesssim0.3$でレンズの赤方偏移質量を測定できると予想されます。多数のBBHマージを蓄積する高感度GW検出器の動作にもかかわらず、そのようなレンズ化されたGWイベントが検出されなかった場合、$f_{\rmPBH}\lesssim10^{-2}-10^{-の厳しい制約に変換されます。Einstein望遠鏡による1年間の実行後の質量が$\sim10M_\odot$を超えるPBHの場合は5}$、$\sim50M_\odotを超える質量のPBHの場合は$f_{\rmPBH}\lesssim0.2$10年間の実行後の高度なLIGOの$。
eta Tel DebrisDiskからの放射駆動風
| Title |
A_Radiatively_Driven_Wind_from_the_eta_Tel_Debris_Disk |
| Authors |
Allison_Youngblood,_Aki_Roberge,_Meredith_A._MacGregor,_Alexis_Brandeker,_Alycia_Weinberger,_Sebasti\'an_P\'erez,_Carol_Grady,_Barry_Welsh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.11965 |
ハッブル宇宙望遠鏡宇宙望遠鏡イメージング分光法で得られた、A0V星$\eta$Telescopiiを取り巻く$\sim$23Myrエッジオン塵円盤の遠紫外線および近紫外線吸収分光法を紹介します。CI、CII、OI、MgII、AlII、SiII、SII、MnII、FeII、およびわずかにNIから吸収線を検出します。線は$-22.7\pm0.5に2つの明確な吸収成分を示しています。$kms$^{-1}$と$-17.8\pm0.7$kms$^{-1}$は、それぞれ星周（CS）ガスと星間（IS）ガスに起因します。CO吸収は検出されず、星をかすめる太陽系外彗星の証拠は見つかりません。CS吸収成分は、星の基準座標系で$-16.9\pm2.6$kms$^{-1}$だけ青方偏移しており、放射駆動の円盤風で流出していることを示しています。$\eta$TelCSガスのC/Fe比は、$\beta$Picおよび49Cet塵円盤の場合と同様に、太陽比よりも大幅に高いことがわかります。ただし、これらのディスクとは異なり、$\eta$TelCSガスで測定されたC/O比は、太陽の値と一致しています。私たちの分析によると、$\eta$Telは$\beta$Picおよび49Cetよりも初期のタイプの星であり、支配的なCII遷移でより大きな放射圧があるため、この種はCSガスディスクを星に結合できません。$\beta$Picと49Cetの場合、ディスク風が発生します。
SPORK That Spectrum：新しい平滑化アルゴリズムを使用した高解像度太陽系外惑星分光法からの検出の重要性の増加
| Title |
SPORK_That_Spectrum:_Increasing_Detection_Significances_from_High-Resolution_Exoplanet_Spectroscopy_with_Novel_Smoothing_Algorithms |
| Authors |
Kaitlin_C._Rasmussen,_Matteo_Brogi,_Fahin_Rahman,_Emily_Rauscher,_Hayley_Beltz,_Alexander_P._Ji |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.12057 |
私たち自身の太陽系の外にある惑星の分光学的研究は、それらの形成、進化、および大気特性に関する最も重要な情報のいくつかを提供します。地上分光法では、恒星とテルリック信号から惑星の信号を抽出するプロセスが、正確な大気情報に対する最も難しい障壁であることが証明されています。ただし、新しい正規化および平滑化手法を使用すると、この障壁を最小限に抑えることができ、検出の重要性が既存の手法よりも大幅に向上します。この論文では、HD209458bとHD179949bのCRIRES発光分光法の2つの例を取り上げ、SPORK（TelluriKのスペクトル連続精製）と反復平滑化を適用して、検出の重要性を5.78から9.71シグマおよび4.19シグマから5.90に高めます。それぞれシグマ。これらの方法は、不完全な検出器や還元パイプラインによってもたらされる体系的な癖に主に対処し、アーカイブデータセットから将来の分光器のシミュレーションまで、さまざまなシナリオで使用できます。
| Title |
Menura:_a_code_for_simulating_the_interaction_between_a_turbulent_solar_wind_and_solar_system_bodies |
| Authors |
Etienne_Behar_and_Shahab_Fatemi_and_Pierre_Henri_and_Mats_Holmstrom |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.12252 |
惑星科学とプラズマ物理学の間の密接な関係にもかかわらず、2つのトピックを橋渡しすることを可能にするいくつかの高度な数値ツール。コードMenuraは、完全に乱流の太陽風と太陽系のさまざまな物体との間の相互作用のグローバルシミュレーションを可能にする、新しい2ステップのアプローチで、これらの重なり合うフィールドの自己無撞着モデリングに向けたブレークスルーを提案します。この記事では、新しいコードとその2ステップのグローバルアルゴリズムを紹介します。最初の例として、太陽風の乱流と彗星の相互作用を示します。
フェルミバブル中の分子ガスの近赤外探索
| Title |
A_Near-Infrared_Search_for_Molecular_Gas_in_the_Fermi_Bubbles |
| Authors |
Andrew_J._Fox,_Nimisha_Kumari,_Trisha_Ashley,_Sara_Cazzoli,_Rongmon_Bordoloi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.11958 |
天の川の核風の中の分子ガスを検索するために、フェルミバブル（PDS456および1H1613-097）の背後にある2つのAGN周辺の視野のGemini/NIFS近赤外面分光法を紹介します。これらの2つのAGN視線は、UV吸収で見られる高速の中性ガスとイオン化ガスの存在によって選択されました。どちらの方向にも2.224および2.122ミクロンのH2回転振動S（0）およびS（1）ラインからの拡張放射は検出されません。S（1）線の場合、3x3秒角のNIFS視野全体にわたって抽出されたスペクトルから導出された3シグマの表面輝度制限は、PDS456および4.9の場合2.4e-17erg/cm2/s/A/arcsec2です。e-18erg/cm2/s/A/arcsec2（1H1613-097の場合）。これらの非検出を考えると、CO輝線研究とH2UV吸収線研究は、フェルミバブルの分子ガスを特徴づけるためのより有望なアプローチであると結論付けます。
近くのボイドにおけるXMPガスに富む矮星：BTA分光法の結果
| Title |
XMP_gas-rich_dwarfs_in_Nearby_Voids:_results_of_BTA_spectroscopy |
| Authors |
S._A._Pustilnik_(1),_E._S._Egorova_(2),_A._Y._Kniazev_(3,4,2),_Y._A._Perepelitsyna_(1),_A._L._Tepliakova_(1),_A.N._Burenkov_(1),_D._V._Oparin_(1)_((1)_Special_Astrophysical_Observatory_of_RAS,_Russia,_(2)_Sternberg_Astronomical_Institute_of_Moscow_State_University,_Russia,_(3)_South_African_Astronomical_Observatory,_Cape_Town,_South_Africa,_(4)_Southern_African_Large_Telescope_Foundation,_Cape_Town,_South_Africa) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.12065 |
進行中のプロジェクトの結果の第2部では、非常に金属が少ない（XMP、Z（gas）<〜Zo/30、または12+log（O/H）<〜7.21〜dex）ボイド内の非常にガスが豊富な青色矮星。これらは、近くのリンクス-ガンボイドの銀河集団の「偏りのない」研究の過程で最初に特定されました。これらの非常にまれで珍しい銀河は、ツイードらによるモデルシミュレーションで最近定義されたいわゆる非常に若い銀河（VYG）の最良のプロキシであるように思われます。現在までに、事前に選択された16個のボイドXMP候補について、O/Hの決定に適したSAO6m望遠鏡（BTA）スペクトルを使用して取得しました。観測された銀河の大部分では、O/H決定の直接古典的なT_e法に使用される主線[OIII]4363は検出されていません。したがって、O/Hを推定するために、イゾトフらによる新しい「ストロングライン」法を使用します。これは、12+log（O/H）<7.4-7.5の範囲で最も正確な経験的O/H推定量のようです。より高いO/Hオブジェクトの場合、励起パラメータO32の分散を考慮した修正を加えた、イゾトフとトゥアンによる半経験的方法を使用します。それらの16人の候補者のうちの6人は自信のあるXMP小人であることがわかります。さらに、研究された8つの銀河は、金属がやや少なく、12+log（O/H）=7.24-7.33です。また、VYG候補のカテゴリに分類することもできます。私たちが最近発表したものと、以前に知られている（9つのプロトタイプ銀河）XMPガスが豊富なボイドオブジェクトを考慮して、新しい発見により、このタイプの銀河の数は合計19に増えました。
MWISP調査の$ ^ {12} $ COデータで特定された18190分子雲の形態学的分類
| Title |
A_Morphological_Classification_of_18190_Molecular_Clouds_Identified_in_$^{12}$CO_Data_from_the_MWISP_Survey |
| Authors |
Lixia_Yuan,_Ji_Yang,_Fujun_Du,_Xunchuan_Liu,_Shaobo_Zhang,_Zehao_Lin,_Jingfei_Sun,_Qing-Zeng_Yan,_Yuehui_Ma,_Yang_Su,_Yan_Sun,_Xin_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.12110 |
第2銀河象限の$\sim$450deg$^{2}$上の$^{12}$CO（1-0）スペクトル線データで識別される18190分子雲の形態を視覚的に分類しようとします。天の川イメージングスクロールペインティングプロジェクト（MWISP）から。$^{12}$CO（1-0）放出の速度積分強度マップを使用して、分子雲は最初に未解決のものと解決済みのものに分割されます。分解された雲はさらに非フィラメントまたはフィラメントとして分類されます。18190の分子雲のうち、$\sim$25$\％$は未解決、$\sim$64$\％$は非フィラメント、$\sim$11$\％$はフィラメントです。18190分子雲全体の$^{12}$CO（1-0）スペクトルの積分フラックスに関して、$\sim$90$\％$はフィラメントからのものであり、$\sim$9$\％$は非フィラメントからのものであり、残りの$\sim$1$\％$は未解決のソースからのものです。離散分子雲の数では非フィラメントが支配的ですが、フィラメントは$^{12}$CO放出フラックスの主な原因です。また、分子雲の物理パラメータの数分布をカタログに示します。これには、角度サイズ、速度スパン、$^{12}$CO（1-0）放出のピーク強度、$^{12}$COなどが含まれます。（1-0）総フラックス。非フィラメントとフィラメントの角度サイズには系統的な違いがあり、フィラメントの角度スケールが大きくなる傾向があることがわかります。それらのH$_{2}$列密度に大きな違いはありません。また、サンプル内の分子雲の形態学的分類に対する、有限の空間解像度、ビームの希釈、視線投影などによって引き起こされる観測効果についても説明します。
星間氷粒上でのアセトアルデヒド形成の効率に関する理論的計算
| Title |
Theoretical_computations_on_the_efficiency_of_acetaldehyde_formation_on_interstellar_icy_grains |
| Authors |
Joan_Enrique-Romero,_Cecilia_Ceccarelli,_Albert_Rimola,_Dimitrios_Skouteris,_Nadia_Balucani,_Piero_Ugliengo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.12410 |
星間粒子は、H$_2$、水、アンモニア、メタノールなどの星間分子の形成に重要な役割を果たしていることが知られています。いわゆる星間複合有機分子（iCOM）も、1に等しい効率を持つと想定される反応を介したラジカルの組み合わせによって星間粒子の氷の表面に形成されることが示唆されています。この作業では、アセトアルデヒド（CH$_3$CHO）のケースを最初の研究ケースとして検討することにより、この仮定の堅牢性または弱点を調査することを目的としています。文献では、アセトアルデヒドはHCOとCH$_3$の組み合わせによって氷の表面に形成されると仮定されています。ここでは、その形成の効率に関する新しい理論的計算を報告します。この目的のために、反応CH$_3$+HCOのエネルギーと反応速度の量子化学計算を組み合わせました。これにより、CH$_3$CHOまたはCO+CH$_4$が形成される可能性があります。具体的には、Rice-Ramsperger-Kassel-Marcus（RRKM）理論（トンネリングを含む）法で計算された反応速度論を、拡散および脱着の競合チャネルと組み合わせました。計算結果は、天体化学モデルの活用を容易にするために使用される形式で提供されます。私たちの新しい計算は、氷の表面でのアセトアルデヒド形成の効率が温度の複雑な関数であり、さらに重要なことに、CH$_3$ラジカルの結合エネルギー比$f$に対する想定される拡散の関数であることを示しています。比率$f$が$\geq$0.4の場合、効率は反応が発生する可能性のある範囲、つまり12〜30Kで1に等しくなります。ただし、$f$が小さい場合、効率は劇的に低下します。f$=0.3、最大で0.01です。さらに、アセトアルデヒドの形成は常にCO+CH$_4$の形成と競合しています。
コンプトンの薄いAGNはグローバルにコンプトンの薄いですか？
| Title |
Are_Compton-thin_AGNs_Globally_Compton_Thin? |
| Authors |
P._Tzanavaris_(1,2),_T._Yaqoob_(1,2,3),_S._LaMassa_(4),_A._Ptak_(2,3),_M._Yukita_(2,3)_((1)_CRESST/UMBC,(2)_NASA/GSFC,(3)_JHU,(4)_STScI) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.11971 |
以前の研究に基づいて、視線上コンプトンのように見える8つの近くのAGNを選択します。MYTORUSを使用して、$Suzaku$を使用した20の個別観測からの広帯域X線スペクトルをモデル化し、FeK$\alpha$線放出、および有限のカラム密度と太陽のFe存在量を持つ物質からの直接および散乱連続体を自己無撞着に説明します。。私たちのモデル構成では、視線内の水素カラム密度とは別に、視線外のグローバルな等価水素カラム密度を測定できます。20回の観測のうち5回（3つのAGN）で、グローバルな列密度は実際には$\gtrsim1.5\times10^{24}$cm$^{-2}$であり、遠方の散乱物質がコンプトンであることと一致していることがわかります。-厚い。4番目のAGNの場合、5つの観測値のうち2つも、大きな誤差はありますが、コンプトンの厚さであることに一致しています。これらのAGNのいくつかは、相対論的に広がったFeK$\alpha$放出をホストすることが報告されています。私たちのモデリングに基づくと、FeK$\alpha$輝線は、2つの$Suzaku$観測を除いてすべて解決されておらず、データは、狭いFeK$\alpha$輝線のみを含むモデルにうまく適合できます。
Bhjet：パブリックマルチゾーン、定常状態ジェット+熱コロナスペクトルモデル
| Title |
Bhjet:_a_public_multi-zone,_steady_state_jet_+_thermal_corona_spectral_model |
| Authors |
M._Lucchini,_C._Ceccobello,_S._Markoff,_Y._Kini,_A._Chhotray,_R._M._T._Connors,_P._Crumley,_H._Falcke,_D._Kantzas,_D._Maitra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.12011 |
ブラックホールの降着は、粒子を加速する能力があるため、天文学、特にジェットを発射するものに大きな関心を寄せており、非常に遠い距離まで周囲の環境に劇的な影響を及ぼします。中央のアクティブなブラックホールが放射し、その環境に影響を与える空間、エネルギー、および時間のスケールは、その質量に依存します。異なる中心質量のブラックホールシステム間の付着/放出物理学の暗黙のスケール不変性は、いくつかの研究によって確認されています。したがって、その質量に関係なく、そのようなシステムを記述できる自己無撞着な理論モデルを設計することは、さまざまな天体物理学の原因に取り組むために非常に重要です。ここでは、ブラックホールシステムのモデリングを進歩させるための私たちのグループの努力の結果として、スケール不変の定常状態のマルチゾーンジェットモデルの新しく大幅に改善されたバージョンを紹介します。モデルの仮定と基本方程式、それらが時間の経過とともにどのように進化したか、および最近導入した追加機能を要約します。これらには、追加の入力電子集団、近相対論的領域でのサイクロトロン放出への拡張、改良された多重逆コンプトン散乱法、AGNに典型的な外部光子シード、および存在する圧力駆動ジェット構成とは対照的な磁気優勢ジェット動的モデルが含まれます。古いバージョンでは。このホワイトペーパーでは、Githubでコードを公開し、ユーザーがその多くの可能性にアプローチできるようにするために、チュートリアルとしていくつかのアプリケーションを紹介します。
IceCubeイベントに関連するブレーザーからの宇宙線起源核種とニュートリノフラックス
| Title |
Cosmogenic_gamma-ray_and_neutrino_fluxes_from_blazars_associated_with_IceCube_events |
| Authors |
Saikat_Das,_Soebur_Razzaque,_Nayantara_Gupta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.12120 |
ブレーザーは銀河系外の$\gamma$線源の大部分を構成します。それらはまた、IceCubeによって検出された拡散天体物理ニュートリノのかなりの部分に寄与する可能性があります。過去数年間で、IceCubeのリアルタイムアラートシステムは、もっともらしい天体物理学的起源の非常に高エネルギーのニュートリノイベントの多波長追跡をもたらしました。これらのニュートリノイベントと$\gamma$線ブレーザーの高活動状態との空間的および時間的一致は、相対論的ジェットにおける宇宙線相互作用を解読するためのユニークな機会を提供することができます。ブレーザーが宇宙線を超高エネルギー（$E>10^{17}$eV）まで加速すると仮定して、4つのブレーザーからの視線宇宙線$\gamma$線とニュートリノフラックスへの「保証された」寄与を計算します。IceCubeニュートリノイベントに関連付けられています。CTAのような今後の$\gamma$線イメージング望遠鏡および/またはIceCube-Gen2のような計画されたニュートリノ検出器によるこれらのフラックスの検出は、超高エネルギー宇宙線（UHECR）源の最初の直接署名につながる可能性があります。ブレーザーTXS〜0506+056、PKS〜1502+106およびGB6〜J1040+0617からの宇宙線起源ニュートリノフラックスの検出には、関連するIceCubeイベントから推定されるニュートリノ光度の10$倍のUHECR光度が必要であることがわかります。ブレーザーTXS〜0506+056、3HSP〜J095507.9+355101およびGB6〜J1040+0617は、UHECRの光度が関連するIceCubeイベントから推測されるニュートリノの光度の$\gtrsim10$倍である場合、CTAによって検出できます。赤方偏移が比較的低く、したがって総エネルギーが大きいことを考えると、TXS〜0506+056および3HSP〜J095507.9+355101は、今後の大型ニュートリノおよび$\gamma$線望遠鏡の主要なターゲットになるはずです。
繰り返される高速電波バーストFRB20181030Aのローカルユニバースホスト
| Title |
A_Local_Universe_Host_for_the_Repeating_Fast_Radio_Burst_FRB_20181030A |
| Authors |
M._Bhardwaj,_A._Yu._Kirichenko,_D._Michilli,_Y._D._Mayya,_V._M._Kaspi,_B._M._Gaensler,_M._Rahman,_S._P._Tendulkar,_E._Fonseca,_Alexander_Josephy,_C._Leung,_Marcus_Merryfield,_Emily_Petroff,_Z._Pleunis,_Pranav_Sanghavi,_P._Scholz,_K._Shin,_Kendrick_M._Smith,_I._H._Stairs |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.12122 |
CHIME/FRBCollaborationetal。によって発見された低分散測定（DM、103.5pccm$^{-3}$）を備えた繰り返し高速電波バースト（FRB）であるFRB20181030Aのホストアソシエーションについて報告します。（2019a）。繰り返しバースト用に保存されたベースバンド電圧データを使用して、FRBを5.3平方分角の空の領域にローカライズします（90％の信頼度）。FRBローカリゼーション領域内で、NGC3252を最も有望なホストとして識別し、推定確率一致確率は$<2.5\times10^{-3}$です。さらに、ローカリゼーション領域内で最大推定FRB赤方偏移0.05までのM$_{r}<-15$AB等の銀河は他に見つかりません。これにより、これまでに発見されたFRBホストの5分の1の明るさのドワーフホストが除外されます。NGC3252は星形成渦巻銀河であり、$\upperx$20Mpcの距離にあり、これまでに発見された最も近いFRBホストの1つです。アーカイブ電波データ検索から、3GHzでの永続的なコンパクト電波源（20Mpcでソースサイズ$<$0.3kpc）の光度の3$\sigma$上限を${\rm2\timesと推定します。10^{26}erg〜s^{-1}Hz^{-1}}$、FRB20121102A持続電波源の少なくとも1500分の1。また、若いミリ秒マグネターの集団だけでは、FRBの繰り返しの観測された体積率を説明できないと主張します。最後に、FRB20181030Aは、その近接性のためにFRB放出モデルを制約するための有望な情報源であり、多波長のフォローアップを強くお勧めします。
BLLacの13年間のブロードバンドビュー
2008年から2021年までのほぼ13年間にわたって実施されたBLLacオブジェクトのプロトタイプBLLacertaeの光学、紫外線、X線、および$\gamma$線の観測を報告します。ソースは、すべての周波数で強く変動する放射によって特徴付けられます、しばしばスペクトルの変化を伴う。$\gamma$線バンドでは、いくつかの顕著なフレアが検出されました。最大のものは$F_{\rm\gamma}（>196.7\：{\rmMeV}）=（4.39\pm1.01）のフラックスに達します。\times10^{-6}\：{\rmphoton\：cm^{-2}\：s^{-1}}$、$\simeq10^{47}\：{\rmの等方性光度に対応erg\：s^{-1}}$。最初の主要なX線フレアの時点で、MJD56268.65で、従来のより明るくなるとより困難な傾向が観察されました。MJD59128.18で発生した最も明るいフレアの間、ソースは、シンクロトロンのピークが$10^{16}$Hzにシフトしたため、HBLドメインに十分入ると、代わりに明るいときは柔らかくなる傾向を示しました。BLLacertaeの広く変化する多波長発光は、1ゾーンおよび2ゾーンのレプトンモデルを520の高品質で準同時の広帯域スペクトルエネルギー分布に適合させることによって調査されました。最も明るいX線フレアの間に観察されたHBLの振る舞いは、2番目の放出ゾーンで新たに加速された粒子からのシンクロトロン放射の出現によるものと解釈されます。
Fe XVII $ 2p $-$ 3s $線比によるO型星の衝撃波形成半径の診断
O型星$\zeta$PuppisのX線スペクトルにおけるFeXVIIの$2p$-$3s$線は、異常な（3G+M2）/（3F）線比$\sim$1.4を示します。他のほとんどすべての衝突励起天体物理スペクトルの$\sim$2.4との比較。Maucheらの研究に基づいています。（2001）、我々は、$\zeta$Puppisの強いUV場が、準安定$3s$励起状態の過疎化によって観測された比率を生成し、その比率がプラズマ形成半径の独立した診断として使用できる可能性があると推測しました。フレキシブルアトミックコード（FAC）の衝突放射モデルを使用して、FeXVII線上のO型星からのUV光励起の影響をモデル化しました。モデル計算をチャンドラHETGSおよびXMM-ニュートンRGSのコロナル星とホットスターのアーカイブスペクトルと比較して、さまざまな電子密度とUVフィールド強度の計算をベンチマークしました。私たちの計算によると、UV光励起は3F/（3F+3G+M2）フラクションで十分に大きなダイナミックレンジを生成せず、冠状星と$\zeta$Pupの間で観測された比率の違いを説明できません。したがって、この効果は$\zeta$Pupの観測された線比を説明できない可能性が高く、その起源はまだ説明されていません。
極端なTeVブレーザーにおける相対論的衝撃の電子-陽子共加速
コンプトンピーク周波数が約1TeVである、新たに特定された「極限TeV」ブレーザーの集団からの多波長放射は、標準の1ゾーン放射モデルで解釈するのが困難です。最小電子ローレンツ因子の大きな値と非常に低い磁化値が必要と思われます。陽子と電子が相対論的ジェット内の内部または再コリメーション衝撃で共加速されるシナリオを提案します。この状況では、エネルギーは衝撃遷移層の陽子から電子に移動し、自然に後者の最小ローレンツ因子が高くなります。低磁化は、相対論的衝撃における粒子の加速に有利に働きます。衝撃共加速シナリオは、標準的な1ゾーンのレプトハドロン放出モデルのパラメーターのセットに追加の制約を提供し、その縮退を減らします。極端なブレーザーの観測されたスペクトルエネルギー分布の満足のいく記述を提供するために必要な、数mGの磁場強度と10^3から10^4の最小電子ローレンツ因子の値は、ここでは第一原理から生じます。私たちが調べた極端なTeV源のほとんどの放出を再現するには、単一の常設衝撃波での加速で十分ですが、ガンマ線スペクトルが最も硬い物体には、2回目の衝撃波での再加速が必要と思われます。電子と同じ数密度であるがローレンツ因子の範囲が低い、加速されたプロトン集団からの放出は強く抑制されます。この新しいブレーザークラスの最も著名な代表者には、満足のいく自己矛盾のない表現が見つかりました。
磁気的に停止した高温降着流中のジェット：形状、パワー、ブラックホールスピンダウン
| Title |
Jets_in_Magnetically_Arrested_Hot_Accretion_Flows:_Geometry,_Power_and_Black_Hole_Spindown |
| Authors |
Ramesh_Narayan,_Andrew_Chael,_Koushik_Chatterjee,_Angelo_Ricarte,_and_Brandon_Curd |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.12380 |
ブラックホールスピンパラメータ$a_*$の異なる値にわたる放射非効率的な磁気停止ディスク（MAD）の9つのシミュレーションの結果を提示します：$-0.9$、$-0.7$、$-0.5$、$-0.3$、0、0.3、0.5、0.7、および0.9。各シミュレーションは最大$t\gtrsim100,000\、GM/c^3$まで実行され、大きな半径へのディスク流入平衡を確保しました。MADディスクの飽和磁束レベル、ひいてはジェットパワーもブラックホールのスピンに強く依存していることがわかり、Tchekhovskoyらの結果が確認されました。（2012）。順行性ディスクは、はるかに高い相対磁束で飽和し、逆行性ディスクよりも強力なジェットを備えています。回転するブラックホールを持つMADは、ブラックホールからの距離の累乗として変化する幅を持つ一般化された放物線プロファイルを持つジェットを自然に発射します。$100GM/c^2$までの距離の場合、べき乗則インデックスは$k\upperx0.27-0.42$です。ディスクジェットの形状と無次元磁束の間には強い相関関係があり、逆行性システムと比較して、ブラックホールの近くでより薄い赤道降着流とより広いジェットを示す順行性システムをもたらします。順行性および逆行性MADも、ディスクの変動性に異なる傾向を示します。降着率の変動性は、$a_*>0$のスピンの増加とともに増加し、$a_*\lesssim0$の場合はほぼ一定のままですが、磁束の変動性は反対の傾向を示します。MAD状態のジェットは、ブラックホールから付着するよりも多くの角運動量を取り除き、ブラックホールを効果的にスピンダウンします。自然界のMADシステムからの強力なジェットが持続する場合、この角運動量の喪失は、宇宙時間にわたるブラックホールのスピンを著しく減少させます。
光学および近赤外線観測に対する衛星コンステレーションの影響の分析シミュレーション
| Title |
Analytical_simulations_of_the_effect_of_satellite_constellations_on_optical_and_near-infrared_observations |
| Authors |
C._G._Bassa_(ASTRON),_O._R._Hainaut_(ESO),_D._Galadi-Enriquez_(Calar_Alto) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.12335 |
低軌道の衛星の数は急速に増加しており、今後数万の衛星が打ち上げられると予想されています。天文学界の間では、衛星の軌跡による光学的および近赤外線観測の汚染について強い懸念があります。更新された星座情報を使用し、イメージャと分光器およびそれらの非常に異なる特性を考慮して、厳密かつ定量的な方法で、光学および近赤外線天文観測に対するそのような星座の影響分析を分析します。非常に多くの衛星の影響を迅速かつ正確に評価し、それらの大きさと露光中の衛星画像の追跡の影響を考慮した分析方法を紹介します。これを使用して、イメージャ（従来の狭視野機器、広視野調査カメラ、天体写真カメラ）や分光器（ロングスリットおよびファイバーフィード）などの一連の代表的な機器への影響を、それらを考慮して評価します。限界の大きさ。すでに知られているように（Walkeretal。2020）、衛星トレイルの影響は、高高度衛星、広視野機器、または本質的に夜の最初と最後の時間帯により大きなダメージを与えます。より明るい限界マグニチュードのおかげで、低解像度および中解像度の分光器は影響を受けにくくなりますが、汚染は科学信号とほぼ同じレベルになり、追加の課題が発生します。高解像度の分光器は本質的に免疫があります。説明したシミュレーション方法を使用して観測のスケジューリングを最適化するものを含む、一連の緩和策を提案します。私たちは、すべての機器とすべての科学の事例について、単一の緩和策で衛星の軌跡の問題を解決することはできないと結論付けています。
SynthIA：SDOとHinodeを仮想天文台に融合するストークスベクトルの合成反転近似
| Title |
SynthIA:_A_Synthetic_Inversion_Approximation_for_the_Stokes_Vector_Fusing_SDO_and_Hinode_into_a_Virtual_Observatory |
| Authors |
Richard_E.L._Higgins,_David_F._Fouhey,_Spiro_K._Antiochos,_Graham_Barnes,_Mark_C.M._Cheung,_J._Todd_Hoeksema,_KD_Leka,_Yang_Liu,_Peter_W._Schuck,_Tamas_I._Gombosi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.12421 |
NASAのソーラーダイナミクスオブザーバトリー（SDO）とJAXA/NASAひのでミッションの両方に、光球磁場を測定するために設計された分光偏光計が含まれています。SDOのHelioseismicandMagneticImager（HMI）は、フルディスクの高ケイデンスと優れた空間分解能のデータ取得を強調し、Hinodeの太陽光学望遠鏡分光偏光計（SOT-SP）は、限られた視野を犠牲にして、高い空間分解能とスペクトルサンプリングに重点を置いています。ビューと遅い時間的リズム。この作品では、SynthIA（SyntheticInversionApproximation）という名前の深層学習システムを紹介します。このシステムは、各楽器の特性を最大限に活用することで、両方のミッションを強化できます。SynthIAを使用して、新しいマグネトグラムデータ製品であるSynodeP（SyntheticHinodePipeline）を作成します。これは、より高いスペクトル解像度のHinode/SOT-SPパイプラインからのマグネトグラムを模倣しますが、フルディスク、高ケイデンス、およびより低いスペクトル解像度から派生します。SDO/HMIストークスの観測。差し出されたデータの結果は、SynodePが、現在のSDO/HMIパイプラインでは提供されていない磁気充填率を含むHinode/SOT-SPパイプラインの反転とよく一致していることを示しています。SynodePはさらに、SDO/HMIデータに存在する24時間の振動の大きさの減少を示しています。SynthIAの一般性を示すために、SDO/AIAデータとHMIデータのサブセットを入力として使用する方法を示します。これにより、Hinode/SOT-SP反転への忠実度、使用される観測数、および時間的アーティファクトの間のトレードオフが可能になります。SynthIAの一般化の可能性と、宇宙天気モデリングへの影響について説明します。この作品は、ミシガン大学のNASA太陽物理学ドライブサイエンスセンター（SOLSTICE）の一部であり、NASA80NSSC20K0600Eの助成を受けており、オープンソースになります。
SDSS-Vの99分の二重線白色矮星バイナリ
| Title |
A_99-minute_Double-lined_White_Dwarf_Binary_from_SDSS-V |
| Authors |
Vedant_Chandra,_Hsiang-Chih_Hwang,_Nadia_L._Zakamska,_Boris_T._Gaensicke,_J.J._Hermes,_Axel_Schwope,_Carles_Badenes,_Gagik_Tovmassian,_Evan_B._Bauer,_Dan_Maoz,_Matthias_R._Schreiber,_Odette_F._Toloza,_Keith_P._Inight,_Hans-Walter_Rix,_Warren_R._Brown |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.11968 |
SDSSJ133725.26+395237.7（以下、SDSSJ1337+3952）の発見を報告します。これは、第5世代スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS-V）の初期データで特定された二重線の白色矮星（WD+WD）バイナリです。システムの二重線の性質により、フォローアップのジェミニ分光法とSwiftUVOT紫外線フラックスを使用して、軌道と恒星のパラメーターを完全に決定することができます。システムは近くにあり（$d=113$pc）、$0.51\、M_\odot$プライマリと$0.32\、M_\odot$セカンダリで構成されています。SDSSJ1337+3952は、ミリヘルツ領域の強力な重力波源であり、将来の宇宙ベースの干渉計で検出できるようになります。この重力波の放出により、バイナリ軌道は$\upperx220$Myrの相互作用点まで縮小します。推定された恒星の質量は、SDSSJ1337+3952がIa型超新星（SNIa）として爆発しない可能性が高いことを示しています。代わりに、システムはおそらく融合して急速に回転するヘリウム星に進化し、途中で低輝度の熱核超新星を生成する可能性があります。SDSS-Vで同様のシステムを継続的に検索すると、パラメーター空間全体で二重縮退バイナリの統計サンプルが増加し、バイナリ進化とSNeIaのモデルが制約されます。
太陽のような星の4分の1における惑星の摂取の化学的証拠
| Title |
Chemical_evidence_for_planetary_ingestion_in_a_quarter_of_Sun-like_stars |
| Authors |
Lorenzo_Spina,_Parth_Sharma,_Jorge_Mel\'endez,_Megan_Bedell,_Andrew_R._Casey,_Mar\'ilia_Carlos,_Elena_Franciosini,_and_Antonella_Vallenari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.12040 |
連星系の恒星のメンバーは同じ材料から形成されているため、化学的に同一である必要があります。しかし、最近の高精度の研究により、太陽のような星で構成されたバイナリペアの2つのメンバー間の化学的差異が明らかになりました。これらの化学的に不均一なバイナリの存在自体が、恒星の天体物理学における最も矛盾した例の1つであり、理論と観測の間の緊張の原因となっています。存在量の変動が原始星のガス雲の化学的不均一性の結果であるのか、それとも星形成後に発生した惑星の巻き込みイベントによるものなのかはまだ不明です。前者のシナリオは、星の化学的構成がそれが形成された環境の化石情報を提供するという信念を損なうでしょうが、私たちの銀河のいくつかの研究によってなされた重要な仮定、2番目のシナリオは惑星の可能な進化経路に光を当てますシステム。ここでは、太陽のような星によって構成された107個の連星について統計的研究を行い、惑星の巻き込みシナリオを支持する明確な証拠を初めて提供します。また、惑星の巻き込みイベントは、20〜35$\％$の範囲の確率で私たち自身の太陽に似た星で発生することを確立します。これは、惑星系のかなりの部分が非常に動的な進化経路を経て、ほぼ円軌道上に惑星を保存している太陽系とは異なり、そのアーキテクチャを大幅に変更できることを意味します。この研究はまた、化学的に豊富な星を使用して、穏やかな太陽系の類似体をホストする可能性が最も高い星を特定する可能性を開きます。
乱流とそのバイナリYSOにおける一時的な降着との関係
| Title |
Turbulence_and_its_connection_to_episodic_accretion_in_binary_YSOs |
| Authors |
Rafeel_Riaz,_Dominik_R.G._Schleicher,_Siegfried_Vanaverbeke,_Ralf_S._Klessen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.12328 |
重力乱流ガス崩壊のプロトバイナリ構成で出現する若い恒星状天体（YSO）の一時的な降着の兆候を報告します。これらのプロトバイナリシステムのほとんどで、2つのコンパニオン間で約1kyrの繰り返しタイムスケールで強い降着バーストが見られます。二次星への降着率は通常、一次星への降着率を上回り、前者と6のピーク値は2$\times10^{-2}$M$_{\odot}$yr$^{-1}$です。後者の場合、$\times10^{-3}$M$_{\odot}$yr$^{-1}$。特に亜音速分散を伴うガスコアの場合、降着バーストのエピソードでより活発なままである二次コンパニオンは、バイナリにある埋め込まれたYSOの周囲のガスにおける一時的な降着の痕跡を見つけるための観測機会を提供する可能性があることを提案します構成。また、同じ環境で単一のオブジェクトとして進化する原始星は、降着バーストが少なく、すべて一緒になってより安定した質量成長履歴を示します。亜音速速度分散を伴う星前のコアは、超音速速度分散を伴うコアの場合よりも1桁強い降着バーストを示します。後者は、プライマリがより積極的に降着するコンパニオンとして機能するいくつかのプロトバイナリの形成を示しています。これにより、これらのバイナリが極端な質量比のシステムになるのをサポートできます。さらに、小さな半主軸$a$$\approx$50auと高い質量比$q$>0.7のバイナリ構成のYSOは、激しい一時的な降着のフェーズをサポートします。ただし、離心率は降着バーストの発生に重要な役割を果たしていないようです。
原始惑星系円盤のMRIアクティブな内部領域。 II。塵、円盤、恒星のパラメータへの依存
| Title |
MRI-active_inner_regions_of_protoplanetary_discs._II._Dependence_on_dust,_disc_and_stellar_parameters |
| Authors |
Marija_R._Jankovic,_Subhanjoy_Mohanty,_James_E._Owen,_Jonathan_C._Tan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.12332 |
近接するスーパーアースは、知られている中で最も豊富な太陽系外惑星です。それらは、磁気回転不安定性（MRI）の影響を受けやすい内部領域とさらに外側のMRIデッドゾーンとの間の境界に蓄積する可能性のあるダストから、原始惑星系円盤の内部領域に形成されると仮定されています。論文Iでは、照射とMRI駆動降着の両方による加熱を含む粘性内部ディスクのモデルを提示しました。熱および非熱イオン化;ほこりの混濁;イオン化に対する粉塵の影響。ここでは、内部の円盤構造が恒星、円盤、塵のパラメーターによってどのように変化するかを調べます。高い降着率と小さなダスト粒子の場合、次のことがわかります。（1）イオン化の主な原因は、熱イオン化と熱電子およびイオン放出です。（2）ディスクは、高温で高粘度の内部領域と、この領域の外縁での局所的なガス圧の最大値を特徴としています（以前の研究と一致）。（3）ダスト対ガス比の増加は、圧力の最大値を外側に押し出します。その結果、ほこりはMRIを抑制せずにそのような内部ディスクに蓄積する可能性があり、蓄積量はMRIデッド領域の粘度に依存します。逆に、降着率が低く、ダスト粒子が大きい場合は、次のような追加の定常状態の解決策があるようです。（1）恒星のX線が主なイオン化源になります。（2）MRI-ディスク全体の粘度が高い。（3）最大圧力が存在しなくなる。したがって、惑星が内側の円盤に形成される場合、より大きな降着率（したがってより若い円盤）が支持されます。
消滅した恒星放射と穴内の光学的に薄い塵の放出を使用したNGC2264の遷移ディスク候補の光学的およびIR光度曲線の解釈
| Title |
Interpretation_of_optical_and_IR_light_curves_for_transitional_disk_candidates_in_NGC_2264_using_the_extincted_stellar_radiation_and_the_emission_of_optically_thin_dust_inside_the_hole |
| Authors |
Erick_Nagel,_Fernando_Guti\'errez-Canales,_Sebasti\'an_Morales-Guti\'errez,_and_Alana_P._Sousa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.12401 |
恒星形成領域NGC2264には、スペクトルモデリングに従って遷移ディスクをホストするものとしてカタログ化されたオブジェクトがあります。このセットの4つのメンバーには、CoRoT望遠鏡とスピッツァー望遠鏡からの光学および赤外光度曲線があります。この作品では、恒星放射の消滅と遷移円盤の穴の中の塵の放出を使用して、光度曲線を同時に説明しようとしています。オブジェクトMon-296については、成功しました。ただし、Mon-314およびMon-433の場合、私たちの証拠は、それらが移行前のディスクをホストしていることを示唆しています。Mon-1308の場合、3D放射伝達コードHyperionを使用した新しいスペクトルフィッティングにより、このオブジェクトはトランジショナルディスクではなくフルディスクをホストしていると結論付けることができます。これは、Mon-1308に関する以前の研究と一致しており、遷移ディスクの穴内の塵の寄与だけを使用して光度曲線の適合を見つけることができないという事実と一致しています。
測地線光円錐座標における宇宙論的摂動と不変観測量
| Title |
Cosmological_Perturbations_and_Invariant_Observables_in_Geodesic_Lightcone_Coordinates |
| Authors |
Markus_B._Fr\"ob_and_William_C._C._Lima |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.11960 |
宇宙論的摂動理論の文脈で、重力におけるゲージ不変の関係観測量の構築への最近のアプローチを検討します。これらの観測量は、測地線光円錐座標と見なされるフィールド依存座標系を使用して構築されます。観測量は完全に非線形の理論ではゲージに依存せず、測地線の光円錐ゲージをメトリックに採用すると期待される形になることを示します。測地線観測者とインフラトンと共動する観測者の両方によって測定されたハッブル率を線形次数で佐々木-ムカノフ変数に明示的に表現し、ハッブル率を2次にします。さらに、佐々木-ムカノフ変数とスカラー制約変数のよく知られている線形化された運動方程式が、ゲージ不変のアインシュタイン方程式に従うことを示します。
過冷却宇宙におけるQCD-電弱相転移についての注意
次元パラメータのない標準モデルの拡張では、電弱相転移を100MeVのオーダーの温度に遅らせることができます。次に、QCDのキラル相転移は6つの質量のないクォークで進行する可能性があります。トップクォークの凝縮体は湯川相互作用を介してヒッグスポテンシャルを不安定化し、電弱相互作用を引き起こします。質量のないQCDの対称性に基づいて、キラル相転移は一次であると主張されてきました。トップヒッグス湯川相互作用はQCDスケールで非摂動的に大きく、キラル相転移への影響は無視できない可能性があり、質量のないQCDの対称性の一部に違反していることを指摘します。次に、対称性を破るトップクォークの凝縮が2次相転移で起こり、対称性を破る1次転移が光クォークセクターで起こる可能性があります。
三次元の密な粒状充填物の転がりと滑りを実験的に測定する
| Title |
Experimentally_measuring_rolling_and_sliding_in_three-dimensional_dense_granular_packings |
| Authors |
Zackery_A._Benson_and_Anton_Peshkov_and_Nicole_Yunger_Halpern_and_Derek_C._Richardson_and_Wolfgang_Losert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.11975 |
粒状材料の経年劣化を理解することは、大きな課題をもたらします。粒子接触は複雑なトポロジーを持つネットワークを形成し、粒状の流れは平衡からほど遠いものです。この手紙では、周期的圧縮下での3次元粒状システムの可逆性と経年劣化を実験的に測定します。屈折率が一致した流体を使用して粒子を画像化し、次に変分オートエンコーダの人工知能を使用して画像を分析します。これらの手法により、接触点のスライドとローリングを推測するのに十分な精度で、すべての粒子の並進と3次元回転を追跡できます。私たちの観察は、粒状の流れ、老化、およびエネルギー散逸における三次元回転によって果たされる独特の役割を明らかにします。まず、粒状の回転がバルクダイナミクスを支配し、平行移動よりも粒状の材料に深く浸透していることがわかります。第二に、スライドとローリングは、翻訳とは異なり、実験全体で経年変化を示しません。第三に、軟球シミュレーションと組み合わせた回転の実験的測定によれば、老化はエネルギー散逸を最小化しないようです。私たちが紹介する実験ツール、分析技術、および観察は、粒状流の平衡から遠く離れたダイナミクスのすべての自由度を明らかにします。
惑星、星、銀河を含む回転する天体物理系における大規模磁場の励起とさらなる維持は、一般に、らせん状の磁気流体力学的乱流によって駆動される流体磁気ダイナモ効果を伴うと考えられています。このシナリオは一般的な理由で魅力的ですが、特に、大規模な磁気レイノルズ数$Rm$の天体物理的に関連しているが危険な領域における大規模な流体磁気の非線形漸近的振る舞いの基本的な理解がまだ残っているため、現在はほとんど制約がありません。欠けている。回転する乱流流体体における運動ヘリシティの半球分布を模倣して、運動ヘリシティの正弦波プロファイルを生成する不均一ならせん強制によって駆動される乱流電磁流体力学の局所高解像度シミュレーションを使用して、この問題を調査します。大きな$Rm$から漸近的な非線形状態への遷移を特定し、その後に$Rm\simeq3\times10^3$まで続きます。これは、磁気ヘリシティの漸近的に小さい抵抗散逸を特徴とし、赤道を介した効率的な空間再分布によって特徴付けられます。運動ヘリシティの半球分布、および大きな$Rm$での再結合に典型的なプラズモイドのもつれた動的磁場の存在によって駆動される乱流フラックス。
$ \ textit {glitschen} $を使用した高度なLIGOデータの一時的なグリッチの軽減
| Title |
Transient_glitch_mitigation_in_Advanced_LIGO_data_with_$\textit{glitschen}$ |
| Authors |
Jonathan_Merritt,_Ben_Farr,_Rachel_Hur,_Bruce_Edelman,_Zoheyr_Doctor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.12044 |
「グリッチ」（LIGOやVirgoなどの重力波干渉計によって収集されたデータの一時的なノイズアーティファクト）は、重力波信号の検索と特性評価にとって常に存在する障害です。高質量、高質量比、および極端なスピンの連星ブラックホールイベントに類似した形態を持っているものもあり、それらはそのようなソースへの感度を制限します。それらはまた、すべての発生源の汚染物質として作用する可能性があり、天体物理学的推論を行う前に的を絞った緩和が必要です。確率的主成分分析を使用して、頻繁に発生するグリッチタイプのデータ駆動型パラメトリックモデルを提案します。パラメータ化された重力波信号モデルのノイズアナログとして、既存の検索および検出器の特性評価手法に簡単に組み込むことができます。オープンソースのglitschenパッケージを使用してアプローチを実装しました。LIGOの現在最も問題のあるグリッチタイプである「ブリップ」と「トムテ」を使用して、適度な次元のパラメトリックモデルを構築し、頻度論的分析とベイズ分析の両方で効果的な緩和に使用できることを示します。
非対称暗黒物質としての電弱スキルミオン
ヒッグス場と電弱ゲージ場からなる電弱物体である電弱スキルミオンが非対称暗黒物質として識別されるシナリオを提案します。このシナリオでは、暗黒物質の熱的残存粒子は、スファレロンのようなプロセスによる宇宙のバリオン非対称性に関連しています。観測された暗黒物質の存在量とバリオン非対称性の比率は、現在利用可能な実験的制約によって許可されているモデルパラメータを適切に選択することで、このシナリオによって説明できることを示します。
BHACのハイブリッド並列化の最適化
| Title |
Optimizing_the_hybrid_parallelization_of_BHAC |
| Authors |
Salvatore_Cielo,_Oliver_Porth,_Luigi_Iapichino,_Anupam_Karmakar,_Hector_Olivares,_Chun_Xia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.12240 |
新しいハイブリッド（MPI+OpenMP）並列化スキームの改善を目的としたGR-MHDコードBHACの最新化の経験を紹介します。その際、x86（Intelベース）アーキテクチャーで使用可能なパフォーマンスプロファイリングツールの使用法を紹介します。私たちのパフォーマンス特性評価とスレッド分析は、同時実行性を改善し、OpenMP並列領域の効率を改善するためのガイダンスを提供しました。ランタイムスイッチと正確なコード介入の両方を使用して、MPIのボトルネックを特定して軽減するために、スケーリングと通信パターンを評価します。最適化されたバージョンのBHACのパフォーマンスは$\sim28\％$改善され、数百のスーパーコンピューターノードでのスケーリングに対応できるようになりました。最後に、このような最適化をさまざまなハードウェアに移植することが、ARMA64FXベクターノードで実行することにより、新しいアーキテクチャで同様に有益であるかどうかをテストします。
| Title |
Modified_cosmology_through_Kaniadakis_horizon_entropy |
| Authors |
Andreas_Lymperis,_Spyros_Basilakos_and_Emmanuel_N._Saridakis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.12366 |
重力-熱力学の予想、つまり宇宙の地平線上の熱力学の最初の法則を適用しますが、標準のベッケンシュタイン-ホーキングのエントロピーの代わりに一般化されたカニアダキスエントロピーを使用します。前者は、コヒーレントで自己無撞着な相対論的統計理論から生じる、古典的なボルツマン-ギブス-シャノンエントロピーの1パラメーター一般化です。新しい修正された宇宙論的シナリオ、すなわち修正されたフリードマン方程式を取得します。これには、単一モデルのカニアダキスパラメーター$K$に応じて有効な暗黒エネルギーセクターを構成する新しい追加の項が含まれます。暗黒エネルギー密度と状態方程式パラメーターの分析式を抽出することにより、宇宙論の進化を調査し、宇宙が通常の熱履歴を示し、約0.6で減速から加速への遷移赤方偏移があることを示します。さらに、$K$の値に応じて、ダークエネルギーの状態方程式パラメーターは、小さな赤方偏移で$\Lambda$CDM宇宙論から逸脱しますが、常にファントムレジームにあり、漸近的に大きい時間では、宇宙は常に次のようになります。ダークエネルギーが支配的なデシッター相。最後に、明示的な宇宙定数を考慮しない場合でも、結果として得られる宇宙論は非常に興味深く、観測された振る舞いと一致しています。
重力波による中性子星半径測定の不確かさの限界
改良された検出器を備えた今後の観測キャンペーンは、中性子星連星の吸気からの重力波の多数の検出をもたらすでしょう。まれな大音量の信号と中程度の強度の多数の信号は、中性子星物質の特性に対する厳しい制約を約束し、${\cal{O}}（2000）$ソースでの予測半径の統計的不確かさは$50-200$mです。この精度を前提として、すべての分析の仮定を再検討し、体系的なエラーの原因を特定し、半径抽出への影響を定量化し、それらの相対的な重要性とそれらを軽減する方法について説明します。
メートル法でのカー・ニューマン時空の回転-親和性重力
メトリック-アフィンゲージ重力理論の枠組みの中で、動的ねじれ場と非計量性場の両方を備えた新しい回転真空構成を紹介します。このタスクでは、スカラーフラットWeyl-Cartanジオメトリを検討し、軌道とスピン角運動量の間のデカップリング限界で軸対称カーニューマン解を取得します。対応するカー・ニューマン・ド・シッター解は、宇宙定数および追加の電磁場とも互換性があります。
| Title |
Neutrinos_from_captured_dark_matter_annihilation_in_a_galactic_population_of_neutron_stars |
| Authors |
Debajit_Bose,_Tarak_Nath_Maity,_Tirtha_Sankar_Ray |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.12420 |
銀河中心の周りに分布する中性子星の集団によって捕獲された粒子状の暗黒物質は、長寿命のメディエーターを介して消滅し、観測可能なニュートリノフラックスを生じさせる可能性があります。このようなシナリオを調査する際に、IceCube/KM3Netのような理想的なギガトン検出器の見通しを検討します。このフレームワーク内で、${\rmTeV-PeV}$範囲の暗黒物質質量の現在の制限を下回る暗黒物質核子断面積の到達範囲の改善を報告します。
