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Tue 31 Aug 21 18:00:00 GMT -- Wed 1 Sep 21 18:00:00 GMT

宇宙の夜明けのマルチメッセンジャービュー:最後のフロンティアを征服する

Title A_Multi-messenger_view_of_Cosmic_Dawn:_Conquering_the_Final_Frontier
Authors Hamsa_Padmanabhan
URL https://arxiv.org/abs/2109.00003
最初の星と銀河が生まれた宇宙の夜明けの時代は、今日の観測的宇宙論の最後のフロンティアと広く考えられています。宇宙の夜明けから現在までの期間をマッピングすると、宇宙のバリオン(通常)物質の90%以上にアクセスでき、今日の宇宙論調査で利用できる情報の数千倍のフーリエモードの情報が解き放たれます。宇宙の夜明けから現在までの宇宙論的大規模構造のトレーサーとしてのバリオンガス観測のモデル化の進展をレビューします。暗黒物質ハローの記述を拡張して、バリオンガスの存在量とクラスター化を記述する方法を説明します。この革新的なアプローチにより、天体物理学に関する現在の知識を十分に活用して、将来の観測から宇宙論的パラメーターを制約することができます。マルチメッセンジャープローブの情報内容と組み合わせることで、これはまた、宇宙の夜明けで最初の超大質量ブラックホールの特性を解明します。インフレーションと宇宙原理の理論のテスト、非標準暗黒物質の影響、アインシュタインの一般相対性理論からの逸脱の可能性など、$\Lambda$CDMモデルを超えて物理学を制約するための多くの魅力的な影響を提示します。スケール。

統計的な強いレンズ。 II。時間遅延レンズによる宇宙論と銀河構造

Title Statistical_strong_lensing._II._Cosmology_and_galaxy_structure_with_time-delay_lenses
Authors Alessandro_Sonnenfeld_(1)_((1)_Leiden_Observatory)
URL https://arxiv.org/abs/2109.00009
環境。時間遅延レンズは、ハッブル定数$H_0$を測定するための強力なツールです。ただし、時間遅延の強いレンズのサンプルから$H_0$の正確な推定値を取得するには、レンズ銀河の質量構造について非常によく知っている必要があります。強いレンズデータだけでは、単一オブジェクトベースで$H_0$とレンズモデルパラメータ間の縮退を解消するのに十分ではありません。目的。この研究の目的は、強いレンズデータに完全に依存して(つまり、恒星運動学なしで)、時間遅延レンズの大規模なサンプルの統計的組み合わせで$H_0$レンズ構造の縮退を打破することが可能かどうかを判断することです。情報)。メソッド。二重に画像化されたクエーサーと関連する時間遅延測定を使用して、100個のレンズのセットをシミュレートしました。これらのデータをベイズ階層法とレンズ母集団の柔軟なモデルに適合させ、レンズモデリングステップをエミュレートしました。結果。100個のレンズのサンプルは、それ自体で、$3\%$の精度で$H_0$の測定値を提供しますが、$-4\%$のバイアスがあります。ただし、ペーパーIで検討されているような、時間遅延のないレンズの大規模なサンプルからのレンズ構造パラメーターに関する事前情報の追加により、$1\%$レベルの推論が可能になります。結論。レンズデータのみで$H_0$レンズモデルの縮退を破ることは可能ですが、$H_0$の$1\%$測定には、100をはるかに超える時間遅延レンズの数、またはレンズの構造パラメーター分布の知識が必要です。レンズの別のサンプルからの人口。

ハロー濃度は、銀河-銀河の強いレンズ分析における暗黒物質の制約を強化します

Title Halo_concentration_strengthens_dark_matter_constraints_in_galaxy-galaxy_strong_lensing_analyses
Authors Nicola_C._Amorisco,_James_Nightingale,_Qiuhan_He,_Aristeidis_Amvrosiadis,_Xiaoyue_Cao,_Shaun_Cole,_Amy_Etherington,_Carlos_S._Frenk,_Ran_Li,_Richard_Massey,_Andrew_Robertson
URL https://arxiv.org/abs/2109.00018
コールドダークマター(CDM)宇宙論モデルの明確な予測は、低質量ハローの非常に大きな集団の存在です。この集団は、暗黒物質粒子が暖かい(WDM)モデルには存在しません。これらの代替案は、原則として、視線に沿ったハローが銀河-銀河の強い重力レンズを混乱させる可能性があるため、観測的に区別することができます。さらに、ハロー質量関数のカットオフは粒子の質量に依存するため、WDM粒子の質量を推定することができます。模擬レンズ画像をシミュレートしてフィッティングすることにより、WDMモデルでの低質量ハローの検出可能性を体系的に調査します。以前の研究とは対照的に、ハローがレンズの後ろまたは前にある場合、ハローを検出するのは難しいことがわかりました。さらに、ハローの摂動効果は濃度とともに増加することがわかります。検出可能なハローは体系的に高濃度のハローであり、質量濃度の関係のばらつきを考慮すると、予想される検出数が1桁も増加します。ハローは、粒子質量が小さいほど濃度が低く、これにより、ハローの存在量が少ないことだけから生じる減少を超えて、検出可能なハローの数がさらに抑制されます。これらの影響を考慮に入れると、質量関数のカットオフの値に対するレンズの制約を、以前に認識されていたよりも少なくとも1桁厳しくすることができます。

D(p、$ \ gamma $)$ ^ 3 $ He熱核反応速度のベイズ推定

Title Bayesian_Estimation_of_the_D(p,$\gamma$)$^3$He_Thermonuclear_Reaction_Rate
Authors Joseph_Moscoso_(1_and_2),_Rafael_S._de_Souza_(3),_Alain_Coc_(4),_Christian_Iliadis_(1_and_2)_((1)_Department_of_Physics_&_Astronomy_University_of_North_Carolina_at_Chapel_Hill,(2)_Triangle_Universities_Nuclear_Laboratory_(TUNL),_Durham,_(3)_Key_Laboratory_for_Research_in_Galaxies_and_Cosmology,_Shanghai_Astronomical_Observatory,_Chinese_Academy_of_Sciences,_(4)_CNRS/IN2P3,_IJCLab,_Universit\'e_Paris-Saclay,_B\^atiment)
URL https://arxiv.org/abs/2109.00049
ビッグバン元素合成(BBN)は、ビッグバン後約20分間行われる、宇宙の初期段階での軽い核種の生成の標準モデル理論です。特に重水素の生成は、原始的なバリオン密度とニュートリノ種の数に非常に敏感であり、その豊富さは初期宇宙の状態の敏感なテストとして機能します。観測された重水素の存在量と予測された存在量を比較するには、関連する熱核反応速度とそれに対応する不確実性についての信頼できる知識が必要です。最近の観測では、原始的な重水素の存在量がパーセント精度で報告されていますが、BBNに基づくいくつかの理論的予測は、重水素燃焼反応の断面積が不確実であるため、測定値と緊張関係にあります。この作業では、階層ベイズモデルを使用してD(p、$\gamma$)$^3$He反応のSファクターを分析します。1955年から2021年までの11回の実験の結果を考慮に入れています。他のどの研究よりも。また、2つの異なるフィッティング関数、微視的核理論に基づく2パラメーター関数と4パラメーター多項式の結果を示します。推奨される反応速度は、$0.8$〜GKで2.2\%の不確実性があります。これは、重水素BBNにとって最も重要な温度です。私たちのレートと以前の結果の違いについて説明します。

銀河団と典型的なモデルを使用した微細構造定数の時間変化の調査

Title Probing_the_time_variation_of_fine_structure_constant_using_galaxy_clusters_and_quintessence_model
Authors Zhi-E_Liu,_Wen-Fei_Liu,_Tong-Jie_Zhang,_Zhong-Xu_Zhai,_Kamal_Bora
URL https://arxiv.org/abs/2109.00134
銀河団のスニヤエフ・ゼルドビッチ効果測定とそのX線観測を使用して、微細構造定数($\alpha\equive^2/\hbarc$)の可能な時間変化を調査します。具体的には、統合されたCompto-ionizationパラメーター$Y_{SZ}D_A^2$とそれに対応するX線$Y_X$の比率が、$\alpha$の変動の限界を制約するための観測量として使用されます。宇宙の距離梯子関係の違反を考慮すると、この比率は$\sim\alpha^3$のような微細構造定数に依存します。典型的なモデルを使用して、$\alpha$の時間変動の原点を提供します。$\alpha$の変動について堅牢なテストを行うために、2つの銀河団サンプル(プランクコラボレーションによって提供された61個のクラスターと南極点望遠鏡によって検出された58個のクラスター)が分析のために収集されます。彼らのX線観測はXMM-Newton調査によって与えられます。結果から、Planckサンプルの場合は$\zeta=-0.203^{+0.101}_{-0.099}$、SPTサンプルの場合は$\zeta=-0.043^{+0.165}_{-0.148}$となり、$\alpha$は一定で、2つのサンプルのredshiftはそれぞれ$3\sigma$と$1\sigma$の範囲内です。

ERA法に基づく新しい高精度弱重力レンズ効果測定法

Title A_new_highly_precise_weak_gravitational_lensing_flexions_measurement_method_based_on_ERA_method
Authors Yuki_Okura,_Toshifumi_Futamase
URL https://arxiv.org/abs/2109.00155
弱い重力レンズ効果の屈曲は一種の弱いレンズ効果の歪みであり、重力レンズ効果の3次導関数のスピン1とスピン3の組み合わせとして定義されます。せん断には2次導関数のスピン2の組み合わせがあるため、屈曲信号はせん断信号から部分的に独立した情報を提供し、せん断信号よりも局所的な質量分布に敏感です。したがって、その測定は観測的宇宙論において重要な役割を果たすことが期待されています。しかし、屈曲信号の弱さと固有のノイズの複雑さのために、正確な観察は非常に困難でした。弱いレンズ効果を近似せずに測定する方法であるERA法を用いて屈曲信号を測定する新しい方法を提案する。レンズ情報のみを含み、平均すると固有のノイズがない量を提供する屈曲の2つの特定の組み合わせが見つかります。これらの組み合わせの統計的平均は、実際には固有の歪みの強さに依存しないことが、単純な数値シミュレーションによって確認されています。

国際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おける等方性確率的重力波背景の検索

Title Searching_for_Isotropic_Stochastic_Gravitational-Wave_Background_in_the_International_Pulsar_Timing_Array_Second_Data_Release
Authors Zu-Cheng_Chen,_Yu-Mei_Wu_and_Qing-Guo_Huang
URL https://arxiv.org/abs/2109.00296
InternationalPulsarTimingArrayの2番目のデータリリースで、等方性確率的重力波バックグラウンド(SGWB)を検索します。SGWBをべき乗則としてモデル化することにより、共通スペクトルプロセスの非常に強力なベイズ証拠が見つかります。さらに、このプロセスには、STを支持するベイズ因子として一般的な重力の計量理論で許可されるスカラー横(ST)相関があります。-相関プロセスと空間的に相関のない共通スペクトルプロセスは$30\pm2$です。STモードの中央値と$90\%$の等尾振幅は、$\mathcal{A}_{\mathrm{ST}}=1.29^{+0.51}_{-0.44}\times10^{-15}です。$、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は$\Omega_{\mathrm{GW}}^{\mathrm{ST}}=2.31^{+2.19}_{-1.30}\times10^{-9}$、1/年の頻度で。ただし、テンソル横(TT)モードの統計的に有意な証拠は見つからず、$95\%$の上限を$\mathcal{A}_{\mathrm{TT}}<3.95\times10^{として設定します。-15}$、または同等に$\Omega_{\mathrm{GW}}^{\mathrm{TT}}<2.16\times10^{-9}$、1/年の頻度。

ニュートリノの質量と非対称性がダークマターハローの集合に及ぼす影響

Title Effects_of_Neutrino_Masses_and_Asymmetries_on_Dark_Matter_Halo_Assembly
Authors Hiu_Wing_Wong,_Ming-chung_Chu
URL https://arxiv.org/abs/2109.00303
巨大な宇宙ニュートリノは、宇宙の過密度を平滑化することによって宇宙の大規模構造(LSS)を抑制します。したがって、構造形成は、標準のラムダ-コールドダークマター($\Lambda$CDM)モデルに比べて遅れます。暗黒物質ハローの合併と質量降着の履歴を、ハロー形成時間$a_{1/2}$、ツリーエントロピー$s$、ハローリーフ関数$\ell(X)$で特徴付け、ニュートリノが関与するNを使用してそれらを測定します。-ボディシミュレーション。ニュートリノ質量のゼロ以外の合計$M_\nu$は、ビリアル質量が$10^{13}M_\odot$と$3\times10^{13}の間のハローの$a_{1/2}$を遅らせることを示します。M_\odot$に対して、ゼロ以外のニュートリノ非対称パラメーター$\eta^2$は逆の効果があります。平均ツリーエントロピー$\bars$は$M_\nu$または$\eta^2$のいずれにも大きく依存しませんが、ハローリーフ関数は依存します。さらに、$\ell$の$M_\nu$と$\eta^2$への依存関係は、赤方偏移$z$で大幅に進化しており、$M_\nu$と$\eta^2$の相対的な寄与は$z\約0.6$付近の$z$の関数としてのシグモイドのような遷移。物質パワースペクトルとともに、これらの観測量により、$M_\nu$と$\eta^2$の間のパラメーター縮退を破ることができるため、両方を原則として制約できます。

高速電波バーストの前景マッピングによる宇宙バリオン分布の制約

Title Constraining_the_Cosmic_Baryon_Distribution_with_Fast_Radio_Burst_Foreground_Mapping
Authors Khee-Gan_Lee,_Metin_Ata,_Ilya_S._Khrykin,_Yuxin_Huang,_J._Xavier_Prochaska,_Jeff_Cooke,_Jielai_Zhang_and_Adam_Batten
URL https://arxiv.org/abs/2109.00386
高速電波バースト(FRB)の分散測定(DM)は、視線に沿った積分電子密度をエンコードします。これは、銀河系外FRBの場合の銀河系間媒体(IGM)の寄与によって支配されます。この論文では、ローカライズされたFRBの前景に広視野分光銀河調査データを組み込むことで、拡散宇宙バリオンの分割に対する制約を大幅に改善できることを示します。ミレニアムシミュレーションから得られた模擬DMと現実的な光円錐銀河カタログを使用して、4mおよび8mクラスの広視野分光設備で実行できる分光調査を定義します。これらのシミュレートされた調査では、前景物質密度フィールドを推定するためにベイズ密度再構成を実行します。「真の」物質密度フィールドと比較して、これらが宇宙分散と比較して前景構造の不確実性を$\sim2-3\times$減らすのに役立つことを示します。フィッシャー行列を計算して、$N=30\:(96)$のローカライズされたFRBが、拡散宇宙バリオンの割合を$<10\%\:(<5\%)$に制限できるはずであると予測します。銀河の銀河系ハローのサ​​イズとバリオンの割合は$\sim15-20\%\:(\sim7-10\%)$以内です。フィッシャー分析から、フォアグラウンドデータにより、対象のパラメーターに対するローカライズされたFRBの感度が$\sim25\times$増加することが示されています。$\sim30$ローカライズされたFRBフィールドの前景データを取得することを目的とした進行中の銀河赤方偏移調査であるFLIMFLAMを簡単に紹介します。

強力にレンズ化された高速電波バーストによる重力スリップのプロービング

Title Probing_Gravitational_Slip_with_Strongly_Lensed_Fast_Radio_Bursts
Authors Tal_Abadi_and_Ely_D._Kovetz
URL https://arxiv.org/abs/2109.00403
宇宙論的な距離から発生する観測された高速電波バースト(FRB)の急速な蓄積は、視線に沿った介在物によって強くレンズ化される可能性があります。全人口の注目に値する割合を占めるレンズ付きFRBリピーターの検出により、レンズ付き時間遅延の正確な測定だけでなく、レンズ付き画像の位置を特定するためのフォローアップ高解像度観測も可能になります。最近の研究では、このような強力なレンズのFRBを使用して、現在の膨張率$H_{0}$および宇宙の曲率に対する制約を導き出すことが提案されています。ここでは、そのようなシステムを介した一般相対性理論からの逸脱に制約を課す可能性を研究します。シミュレートされたイベントのアンサンブルを使用して、スクリーニングされた修正重力モデルの重力スリップパラメータ$\gamma_{\rmPN}$に焦点を当て、FRB時間遅延測定が$\left|と同じくらい厳しい制約をもたらす可能性があることを示します。\gamma_{\rmPN}-1\right|\lesssim0.04\times(\Lambda/100\rmkpc)\times[N/10]^{-1/2}$1\sigma$で、$10$の検出があります。

月の石の切り身:地形拡散、LRO / NACおよびApollo画像からの凝集力とサイズに依存する摩耗率

Title The_fillet_of_a_rock_on_the_Moon:_Cohesion_and_size_dependent_abrasion_rates_from_topographic_diffusion,_LRO/NAC_and_Apollo_images
Authors O._Ruesch_and_C._Woehler
URL https://arxiv.org/abs/2109.00052
レゴリス生産の効率は、空気のない表面の特性を理解する上で重要です。岩の周りのフィレットの破片エプロンは、大気のない多くの表面に遍在する形態であり、その起源と進化はほとんど知られていません。ここでは、フィレットが磨耗した並置された岩石に由来すること、および異なる凝集力の岩石が明確な形態学的進化を伴うフィレットを持っていることを示します。したがって、岩の周りのフィレットは、岩の凝集力をその表面露出年齢から解きほぐすことを可能にします。地形拡散モデリングを月面の既知の年齢のブロックの画像と組み合わせることにより、cmサイズの岩石の摩耗率は地域の速度(0.2mm/Myr)と同様であるのに対し、10mサイズのブロックの摩耗率は2桁高くなります。(20mm/Myr)。より高い強度の岩のインスタンスのレートは約50%減少します。月の石の周りの切り身は、等方性微小隕石の衝撃による摩耗と一致しています。

CaII赤外線トリプレットのCARMENES検出と、WASP-76bの大気中のHeIの可能性のある証拠

Title CARMENES_detection_of_the_CaII_infrared_triplet_and_possible_evidence_of_HeI_in_the_atmosphere_of_WASP-76b
Authors N._Casasayas-Barris,_J._Orell-Miquel,_M._Stangret,_L._Nortmann,_F._Yan,_M._Oshagh,_E._Palle,_J._Sanz-Forcada,_M._L\'opez-Puertas,_E._Nagel,_R._Luque,_G._Morello,_I._A._G._Snellen,_M._Zechmeister,_A._Quirrenbach,_J._A._Caballero,_I._Ribas,_A._Reiners,_P._J._Amado,_G._Bergond,_S._Czesla,_Th._Henning,_S._Khalafinejad,_K._Molaverdikhani,_D._Montes,_M._Perger,_A._S\'anchez-L\'opez,_and_E._Sedaghati
URL https://arxiv.org/abs/2109.00059
超高温木星は、通常2000Kを超える平衡温度を持つ高度に照射された巨大ガスです。これらの惑星の大気研究は、それらの透過スペクトルが金属線に富んでおり、これらの金属のいくつかは極端な温度のためにイオン化されていることを示しています。ここでは、CARMENES分光器で得られたWASP-76bの2つの通過観測を使用して、高解像度透過分光法を使用してこの惑星の大気を研究します。2つのチャネルと、CARMENESによる赤と近赤外線の波長範囲のカバレッジを利用して、8500AでのCaII赤外線トリプレット(IRT)と10830AでのHeIトリプレットの研究に焦点を当てて分析します。相互相関技術を使用して、WASP-76bの大気中の7$\sigma$でのCaIIIRTの発見を提示します。これは、同じ惑星でのCaIIH&K線の以前の検出、およびこれまでに報告された他の超高温木星。惑星の低質量密度、および太陽系外惑星が受けるXUV照射の計算は、この惑星がHeI蒸発エンベロープを持つ可能性のある候補であることを示しているため、この側面に焦点を当ててさらに調査を行いました。HeIトリプレット周辺の透過スペクトルは、両方のトランジット観測で広く赤方偏移した吸収信号を示しています。ただし、HeI線周辺の強いテルル汚染と、観測の信号対雑音比が比較的低いため、吸収がWASP-76bの大気中のヘリウムの存在によるものであるかどうかを明確に結論付けることはできません。、および結果は上限にすぎないと見なします。最後に、NaI、LiI、H$\alpha$、KIなどの他のライン周辺の透過スペクトルを再検討します。これらのラインについてここで報告されている上限は、以前の研究と一致しています。

傘は必要ありません:後処理された大循環モデルでWASP-76bの鉄雨の仮説に立ち向かう

Title No_umbrella_needed:_Confronting_the_hypothesis_of_iron_rain_on_WASP-76b_with_post-processed_general_circulation_models
Authors Arjun_B._Savel,_Eliza_M.-R._Kempton,_Matej_Malik,_Thaddeus_D._Komacek,_Jacob_L._Bean,_Erin_M._May,_Kevin_B._Stevenson,_Megan_Mansfield,_Emily_Rauscher
URL https://arxiv.org/abs/2109.00163
高解像度スペクトルは、太陽系外惑星の大気における3次元プロセスのユニークな指標です。たとえば、2020年には、Ehrenreichetal。報告されたESPRESSOスペクトログラフからの透過スペクトルは、超高温の木星WASP-76bから異常に大きなドップラー青方偏移をもたらしました。これらの観測の解釈は、惑星の大気のより低い温度領域における気相鉄凝縮のトイモデル描写を呼び起こします。この作業では、惑星の高解像度透過スペクトルを診断するために、ダブルグレー大循環モデル(GCM)と光線を照射する放射伝達を使用してWASP-76bの大気をフォワードモデル化します。WASP-76bの透過スペクトルで大きなドップラー青方偏移を再現するには、ターミネーター全体で強い東西非対称性を駆動する物理メカニズムが存在する必要があることを確認します。この非対称性を生み出すために必要なGCMのコンポーネントとして、低い大気抗力と深い放射対流境界を特定します(後者は既存のスピッツァー位相曲線と一致しています)。ただし、気相の鉄の凝縮だけでは、WASP-76bドップラーシグネチャの大きさや時間依存性を再現することはできません。代わりに、$\rmAl_2O_3$、Fe、または$\rmMg_2SiO_4$で構成される高高度で光学的に厚い雲が、Ehrenreichetalに適切に適合していることがわかります。観察-結露によるわずかな寄与を伴う。この適合は、以前のWASP-76b軌道制約と一致して、小さな軌道離心率($e\upperx0.01$)を許可することによってさらに改善されます。さらに、Taberneroetal。によってWASP-76bで検出されたほぼすべての種の線を再現することにより、フォワードモデル化されたスペクトルを検証します。2021.位相分解ドップラーシフトの診断における私たちの手順の成功は、太陽系外惑星大気の高解像度スペクトルのモデリングにおける物理的で自己無撞着な3次元シミュレーションの利点を示しています。

HD22496b:最初のESPRESSOスタンドアロン惑星発見

Title HD22496b:_the_first_ESPRESSO_standalone_planet_discovery
Authors J._Lillo-Box,_J._P._Faria,_A._Su\'arez_Mascare\~no,_P._Figueira,_S.G._Sousa,_H._Tabernero,_C._Lovis,_A.M._Silva,_O.D.S._Demangeon,_S._Benatti,_N.C._Santos,_A._Mehner,_F.A._Pepe,_A._Sozzetti,_M.R._Zapatero_Osorio,_J.I._Gonz\'alez_Hern\'andez,_G._Micela,_S._Hojjatpanah,_R._Rebolo,_S._Cristiani,_V._Adibekyan,_R._Allart,_C._Allende_Prieto,_A._Cabral,_M._Damasso,_P._Di_Marcantonio,_G._Lo_Curto,_C.J.A.P._Martins,_D._Megevand,_P._Molaro,_N.J._Nunes,_E._Pall\'e,_L._Pasquini,_E._Poretti,_S._Udry
URL https://arxiv.org/abs/2109.00226
ESPRESSOスペクトログラフは、太陽系外惑星を検出して特徴づけるための新しい強力なツールです。その設計により、前例のない視線速度精度(数十cm/sまで)と長期の熱機械的安定性が可能になります。ESPRESSOを使用したブラインド視線速度検索による太陽系外惑星の最初のスタンドアロン検出を提示し、長い期間のさまざまな周期での惑星信号の特性評価における機器の能力を示すことを目的としています。895日の期間内にHD\、22496の41個のESPRESSO測定値を使用し、フォトンノイズの中央値は18cm/sです。視線速度分析は、システム内の惑星の存在をテストし、このK5-K7主系列星の恒星活動を説明するために実行されます。ベンチマークと比較のために、43のアーカイブHARPS測定値を使用して検出を試み、2つのデータセットによって得られた結果を比較します。また、トランジットを検索するために4つのTESSセクターを使用します。より長い時間スケール($P_{\rmrot}=34.99)で恒星活動の影響を同時に説明すると、軌道周期が$P=5.09071\pm0.00026$日の近距離惑星と互換性のある視線速度変動が見つかります。^{+0.58}_{-0.53}$日)。私たちは惑星の物理的および軌道的特性を特徴づけ、岩石とガスの二分体制で、最小質量$5.57^{+0.73}_{-0.68}$$\mathrm{M}_{\oplus}$を見つけます。惑星。TESSデータによると通過していませんが、恒星のスピン軸と整列している場合、惑星の絶対質量は16$\mathrm{M}_{\oplus}$未満である必要があります。95%の信頼度で56cm/sを超える半振幅の追加信号の有意な証拠は見つかりません。ESPRESSOは、適度な視線速度測定のセットを使用して、低質量の惑星を検出および特性評価し、K型矮星の居住可能ゾーン内の惑星の存在を岩盤領域まで制限することができます。

LCROSSインパクトによってサンプリングされた揮発性物質の外因性起源

Title An_Exogenic_Origin_for_the_Volatiles_Sampled_by_the_LCROSS_Impact
Authors Kathleen_E_Mandt,_Olivier_Mousis,_Dana_Hurley,_Alexis_Bouquet,_Kurt_Retherford,_Lizeth_Magana,_Adrienn_Luspay-Kuti
URL https://arxiv.org/abs/2109.00421
人間を月に戻すことは、恒久的に日陰になっている領域(PSR)に保存されている揮発性物質の起源を特定する前例のない機会をもたらします。これは、月の火山活動、太陽風の表面化学、および彗星、小惑星、および微小隕石。これまでのところ、月のクレーター観測および感知衛星(LCROSS)プルーム(Colapreteetal。2010;Gladstoneetal。2010)によってサンプリングされた揮発性物質の発生源は未定のままです。ここでは、発生源が火山のガス放出ではあり得ず、その組成が彗星の影響によって最もよく説明されることを示します。火山源を除外するということは、CabeusPSRレゴリスの上部1〜3メートルの揮発性物質が最新の火山ガス放出イベント(約10億年前、Gya)よりも若い可能性があることを意味します(Needhametal.2017)。

凸反転熱物理モデルからのゆっくりと回転する小惑星の特性

Title Properties_of_slowly_rotating_asteroids_from_the_Convex_Inversion_Thermophysical_Model
Authors A._Marciniak,_J._\v{D}urech,_V._Al\'i-Lagoa,_W._Og{\l}oza,_R._Szak\'ats,_T._G._M\"uller,_L._Moln\'ar,_A._P\'al,_F._Monteiro,_P._Arcoverde,_R._Behrend,_Z._Benkhaldoun,_L._Bernasconi,_J._Bosch,_S._Brincat,_L._Brunetto,_M._Butkiewicz_-_B\k{a}k,_F._Del_Freo,_R._Duffard,_M._Evangelista-Santana,_G._Farroni,_S._Fauvaud,_M._Fauvaud,_M._Ferrais,_S._Geier,_J._Golonka,_J._Grice,_R._Hirsch,_J._Horbowicz,_E._Jehin,_P._Julien,_Cs._Kalup,_K._Kami\'nski,_M._K._Kami\'nska,_P._Kankiewicz,_V._Kecskem\'ethy,_D.-H._Kim,_M.-J._Kim,_I._Konstanciak,_J._Krajewski,_V._Kudak,_P._Kulczak,_T._Kundera,_D._Lazzaro,_F._Manzini,_H._Medeiros,_J._Michimani-Garcia,_N._Morales,_J._Nadolny,_D._Oszkiewicz,_E._Pak\v{s}tien\.e,_M._Paw{\l}owski,_V._Perig,_F._Pilcher,_P._Pinel,_E._Podlewska-Gaca,_T._Polakis,_F._Richard,_T._Rodrigues,_et_al._(17_additional_authors_not_shown)
URL https://arxiv.org/abs/2109.00463
TESSミッションの結果は、以前の研究が遅い回転子の数をひどく過小評価していることを示し、それらの小惑星を研究することの重要性を明らかにしました。最もゆっくりと回転する小惑星(P>12)の場合、観測選択効果のため、スピンと形状のモデルは利用できません。これは、それらの熱パラメータと正確なサイズの決定を妨げます。主な小惑星帯の選択効果を最小限に抑えるキャンペーンを続けています。私たちのターゲットは、光度曲線の振幅が小さい低速回転子です。目標は、スケーリングされたスピンおよび形状モデルを熱慣性、アルベド、および表面粗さとともに提供して、統計を完成させることです。密な光度曲線の豊富なマルチ出現データセットは、KeplerとTESSからのデータで補足されます。可視範囲のデータに加えて、凸反転熱物理モデル(CITPM)を使用した複合最適化プロセスで、赤外線宇宙観測所(IRAS、Akari、WISE)からの熱データも使用します。この新しい方法は、これまで少数のターゲットにのみ適用されており、この作業では、この方法をさらに検証します。16個の低速回転子のモデルを紹介します。いずれも、熱データと可視データの両方に適切に適合します。得られたサイズは、平均して5%の精度で正確であり、直径は25〜145kmの範囲です。ターゲットの回転周期は11〜59時間の範囲であり、熱浸透率は2〜<400SI単位の広い範囲の値をカバーしており、周期との相関関係は示されていません。この作業により、信頼性の高いスピンおよび形状モデルと既知の熱浸透率を備えた低速回転子のサンプルを40%増やします。サンプルの熱慣性値は、回転周期とともに以前に提案された増加傾向を示していません。これは、表皮深さが小さいことが原因である可能性があります。

暗黒物質ハローの形状に対する銀河フィードバックの影響

Title The_impact_of_galactic_feedback_on_the_shapes_of_dark-matter_haloes
Authors Kun_Ting_Eddie_Chua,_Mark_Vogelsberger,_Annalisa_Pillepich_and_Lars_Hernquist
URL https://arxiv.org/abs/2109.00012
赤方偏移$z=0$での宇宙論的シミュレーションを使用して、暗黒物質のハロー形状に対する銀河形成の影響を定量化します。ハローは、銀河の電磁流体力学シミュレーションのスイートであるIllustrisTNGプロジェクトから引き出されています。50Mpc(TNG50)および100Mpc(TNG100)ボックスからの質量$10^{10-14}M_\odot$のハローに焦点を当て、それらを暗黒物質のみ(DMO)の類似体や他のシミュレーションと比較します。NIHAOとイーグル。一連の小さな25Mpc$h^{-1}$ボックスでバリオンフィードバックモデルを変化させることにより、予測の不確実性をさらに定量化します。(i)銀河の形成は、過去の流体力学モデルと定性的に一致して、DMOシミュレーションと比較してより丸いハローをもたらします。質量$\upperx2\times10^{12}M_\odot$のハローは最も球形であり、内側のハローの平均の短軸と長軸の比率は$\left<s\right>\upperx0.75$です。DMOの対応物と比較して40%の増加。低質量の$10^{10}M_\odot$ハローでは、ハローの形状に大きな変化は見られません。(ii)より強力なフィードバック(例:銀河の風速を上げると、バリオンの影響が減ります。(iii)内側のハローの形状は恒星の質量分率と相関しており、ハローの形状がさまざまなフィードバックモデルに依存していることを説明できます。(iv)基準モデルと弱いフィードバックモデルは、天の川のハロー形状の観測的推定と最も一致しています。しかし、固定されたハロー質量では、非常に多様で、おそらく非現実的なフィードバックモデルはすべて、DMOの結果よりも互いに近い内部ハロー形状を予測します。これは、ハローの形状がハローごとに大きく異なるため、異なるバリオン処方を統計的に区別するには、より大きな観測サンプルが必要になることを意味します。

畳み込みニューラルネットワークを使用したダークエネルギーサーベイでの強力なレンズシステムの検索

Title Strong_lens_systems_search_in_the_Dark_Energy_Survey_using_Convolutional_Neural_Networks
Authors K._Rojas,_E._Savary,_B._Cl\'ement,_M._Maus,_F._Courbin,_C._Lemon,_J._H._H._Chan,_G._Vernardos,_R._Joseph,_R._Ca\~nameras,_A._Galan
URL https://arxiv.org/abs/2109.00014
ダークエネルギーサーベイ(DES)の最初のデータリリースで、18〜745〜029ルミナスレッドギャラクシー(LRG)の色選択された親サンプルから、強力なレンズ銀河スケールシステムの検索を実行しました。私たちの検索は、畳み込みニューラルネットワーク(CNN)に基づいて、LRGの選択を0(非レンズ)から1(レンズ)までの値で評価しました。私たちのトレーニングセットはデータ駆動型でした。つまり、HSTCOSMOS画像から取得したレンズ光源を使用し、レンズ面の配光はLRGのDES画像から直接取得しました。合計76〜582のカットアウトが0.9を超えるスコアを獲得しました。これらは視覚的に検査され、2つのカタログが作成されました。最初のものは405のレンズ候補を含み、90は明確なレンズ機能と対応物を示し、他の315はより高い解像度の画像やスペクトルなどのより多くの証拠を必要とします。この検索で​​は、合計186人の候補者がまったく新しいものとして特定されました。2番目のカタログには、このタイプの誤検知に対してCNNをトレーニングするのに役立つ539個の環状銀河候補が含まれています。90の最高のレンズ候補について、分析プロファイルをデータに適合させることなく、レンズと光源のカラーベースのデブレンドを実行しました。この方法は、非常にコンパクトなオブジェクトや非常に複雑な形態のオブジェクトの場合でも、デブレンディングで非常に効率的であることが判明しました。最後に、90の最良のレンズ候補から、単一のデフレクターを備えた52のシステムを選択し、許容可能な計算時間内にサンプルの79\%を正常にモデル化する自動モデリングパイプラインをテストしました。

現在のX線観測は、高赤方偏移でのブラックホール降着のほとんどを捉えていますか?

Title Do_current_X-ray_observations_capture_most_of_the_black-hole_accretion_at_high_redshifts?
Authors Guang_Yang_(TAMU),_Vicente_Estrada-Carpenter,_Casey_Papovich,_Fabio_Vito,_Jonelle_L._Walsh,_Zhiyuan_Yao,_Feng_Yuan
URL https://arxiv.org/abs/2109.00078
宇宙のブラックホール降着密度(BHAD)は、超大質量ブラックホール(BH)の形成と進化を理解するために重要です。ただし、高赤方偏移($z>3$)では、X線観測は宇宙論的シミュレーションによって予測されたものよりも大幅に($\sim10$倍)低いBHADを報告します。したがって、直接X線検出以外の独立した方法を使用して高$z$BHADを制限することが最も重要です。バルジが優勢な銀河の間で最近確立された星形成率とBH降着率の関係は、低赤方偏移の天体の星形成履歴(SFH)からBHADを推定できるため、このようなチャンスをもたらします。CANDELSLyman-$\alpha$EmissionAtReionization(CLEAR)調査を使用して、$z=$0.7-1.5でバルジが優勢な108個の銀河のサンプルのSFHをモデル化し、さらに、それらの高$zによってもたらされるBHADを推定します。$先祖。$z\約4$-5での予測BHADは、シミュレーションで予測された値と一致しますが、X線測定値よりも高くなります($z=$4-5で$\約$3-10倍)。私たちの結果は、現在のX線調査では、高赤方偏移で多くの非常に不明瞭なコンプトン厚の活動銀河核(AGN)が欠落している可能性があることを示唆しています。ただし、このBHAD推定では、$z=$0.7-1.5サンプルの高$z$前駆体は、星形成がBH低温ガス降着と相関している場合にバルジが支配的であると想定しています。あるいは、私たちの予測は、高$z$銀河のバルジの割合の大幅な減少を意味する可能性があります(BH降着の関連する低下を伴う)。JWSTとOriginsは、高赤方偏移でのコンプトン厚のAGNとバルジの進化を制限することにより、予測されたBHADとX線の結果の間の不一致を解決します。

恒星の質量と銀河の結合エネルギーの間の普遍的な関係

Title A_universal_relationship_between_stellar_masses_and_binding_energies_of_galaxies
Authors Yong_Shi_(NJU),_Xiaoling_Yu_(NJU),_Shude_Mao_(Tsinghua),_Qiusheng_Gu_(NJU),_Xiaoyang_Xia_(TJNU),_Yanmei_Chen_(NJU)
URL https://arxiv.org/abs/2109.00114
この研究では、銀河の恒星の質量(Mstar)が、2乗則関数を介して、銀河の動的速度(Ve)とサイズの4分の1乗(Re^0.25)の積と普遍的に相関していることを示します。有効半径。積VeRe^0.25は、銀河の有効半径内の総結合エネルギーの4乗根を表します。この恒星の質量結合エネルギー相関には、log(VeRe^0.25)で0.14dex、log(Mstar)で0.46dexのばらつきが観測されています。これは、9桁の恒星質量範囲にわたるさまざまな銀河タイプに当てはまり、宇宙時間での進化はほとんどありません。結合エネルギーと超新星フィードバックの間の自己調節のおもちゃモデルは、観測された傾斜を再現できることが示されていますが、根本的な物理的メカニズムはまだ不明です。相関関係は、銀河のタイプに関係なく、0.2dexの不確実性を持つ潜在的な距離推定量になる可能性があります。

低分解能ステラスペクトルからのナトリウム存在比の決定とその応用

Title Determination_of_Sodium_Abundance_Ratio_from_Low-Resolution_Stellar_Spectra_and_Its_Applications
Authors Jae-Rim_Koo,_Young_Sun_Lee,_Hye-Jin_Park,_Young_Kwang_Kim,_and_Timothy_C._Beers
URL https://arxiv.org/abs/2109.00142
低解像度($R\sim$2000)の恒星スペクトルで\ion{Na}{1}D二重線を使用してナトリウム存在比([Na/Fe])を決定する方法を示します。星間物質(ISM)によって生成された線と星間\ion{Na}{1}D線がブレンドされるため、絶滅との関係を使用して星間\ion{Na}{1}D線を除去する手法を開発しました。は$E(BV)$に比例し、星間\ion{Na}{1}D吸収線の等価幅(EW)です。[Na/Fe]を測定する際、非局所熱力学的平衡(NLTE)効果の補正も考慮しました。高解像度の分光学的調査からのデータとの比較は、低解像度のスペクトルからの[Na/Fe]の期待される精度が、[Fe/H]$>$$-$3.0の星の0.3dexよりも優れていることを示唆しています。また、スローンデジタルスカイサーベイ(SDSS)からの多数の恒星スペクトルの推定[Na/Fe]値を使用する簡単なアプリケーションを紹介します。SDSS星をNa-normal、Na-high、およびNa-extremeに分類した後、銀河団(GC)の星との関係を調べます。Na-highSDSS星はGCと同様の金属量分布関数(MDF)を示し、そのような星の大部分はGCの破片に由来する可能性があることを示していますが、Na-normalSDSS星のMDFは次のようになります。典型的な円盤とハロー星のそれ。Na極値星の中には、炭素が強化された金属に乏しい星の割合が高いため、おそらく進化したバイナリコンパニオンからの物質移動イベントが原因で、GC以外の起源を持っている可能性があります。

非常に金属の少ないレオンチーノ矮小銀河の包括的な化学物質量分析AGC 198691)

Title A_comprehensive_chemical_abundance_analysis_of_the_extremely_metal_poor_Leoncino_Dwarf_galaxy_(AGC_198691)
Authors Erik_Aver,_Danielle_A._Berg,_Alec_S._Hirschauer,_Keith_A._Olive,_Richard_W._Pogge,_Noah_S._J._Rogers,_John._J._Salzer,_Evan_D._Skillman
URL https://arxiv.org/abs/2109.00178
LBTのMODS機器によって得られた高品質のスペクトルを使用して、極度に金属に乏しい(XMP)矮小銀河AGC198691を再検討します。Mayall4mのKOSMOSおよびMMT6.5m望遠鏡のBlueChannel分光器から得られた以前のスペクトル観測では、硫黄、アルゴン、またはヘリウムの存在量を測定できませんでした。12+log(O/H)=7.06$\pm$0.03の値を持つ非常に低い「直接」酸素存在量の確認を含む、AGC198691の更新された完全な化学物質存在量分析を報告します。AGC198691の金属量が低いため、原始ヘリウムの存在量($Y_p$)を決定するのに役立つ高価値のターゲットになる可能性があります。NaIの夜のスカイラインがHeI$\lambda$5876の輝線に部分的に重なっているため複雑ですが、LBT/MODSスペクトルは、AGC198691のヘリウム存在量を決定するのに十分であることが証明されました。最近拡張および改良されたAverらのモデルを採用しています。(2021)、より高いバルマー系列とパッシェン系列を組み込み、Hsyuetal。によって取得された赤外線ヘリウム輝線HeI$\lambda$10830の観測によって補強されました。(2020)。私たちの完全なモデルを適用すると、その金属量に対する期待と一致する、信頼性の高いヘリウム存在量の決定が得られました。これは詳細なヘリウムの存在量を持つ最も低い金属量のオブジェクトですが、残念ながら、そのかすかな(EW(H$\beta$)$<$100AA)と妥協したHeI$\lambda$5876のため、ヘリウムに結果として生じる不確実性があります。存在量が大きすぎるため、$Y_p$の測定を大幅に改善することはできません。

宇宙論的シミュレーションにおける最も明るい銀河団の速度分散

Title Velocity_dispersion_of_the_brightest_cluster_galaxies_in_cosmological_simulations
Authors I._Marini,_S._Borgani,_A._Saro,_G._L._Granato,_C._Ragone-Figueroa,_B._Sartoris,_K._Dolag,_G._Murante,_A._Ragagnin,_Y._Wang
URL https://arxiv.org/abs/2109.00223
銀河団のDIANOGA流体力学ズームインシミュレーションセットを使用して、最も明るい銀河団(BCG)とその周囲の拡散成分に属する星によってトレースされたダイナミクスを分析し、銀河団内光(ICL)を形成し、トレースされたダイナミクスと比較します。シミュレーションで特定された暗黒物質と銀河によって。BCGとクラスターの速度分散とそれに対応する質量の間のスケーリング関係を計算します(つまり、$M_\mathrm{BCG}^{\star}$-$\sigma_\mathrm{BCG}^{\star}$、$M_{200}$-$\sigma_{200}$、$M_\mathrm{BCG}^{\star}$-$M_{200}$、$\sigma_\mathrm{BCG}^{\star}$-$\sigma_{200}$)、一般的に観測結果との良好な一致が見られます。私たちのシミュレーションでは、BCGの比較的遅い降着に沿って、$\sigma_\mathrm{BCG}^{\star}$-$\sigma_{200}$の関係が赤方偏移$z=1$まで大幅に変化しないことも予測しています。遅い時間の恒星の質量。星、暗黒物質、銀河によって追跡された速度分散プロファイルの主な特徴を分析します。その結果、内部クラスター領域で観測された恒星速度分散プロファイルがシミュレーションと非常によく一致していることを議論します。また、シミュレーションからのBCG速度分散プロファイルの傾きが観測で測定されたものと一致することを報告し、前者が$0.1R_{500}$以内で計算されます。私たちの結果は、シミュレーションが、宇宙で最も巨大な銀河の過去の星形成と集合の歴史によって決定されるように、BCGとその周囲の恒星エンベロープのダイナミクスを正しく記述できることを示しています。

2粒子相互作用と3粒子相互作用の両方を伴うボーズアインシュタイン凝縮暗黒物質モデルの相

Title Phases_of_the_Bose-Einstein_condensate_dark_matter_model_with_both_two-_and_three-particle_interactions
Authors A._M._Gavrilik,_A._V._Nazarenko
URL https://arxiv.org/abs/2109.00252
この論文では、前の研究で拡張されたボーズ・アインシュタイン凝縮(BEC)暗黒​​物質モデルについてさらに詳しく説明します[Phys。Rev.D102、083510(2020)]6次(または3粒子)の反発自己相互作用項を含めることによって。ここでの私たちの目標は、モデルに4次の魅力的な自己相互作用を追加することで全体像を完成させることです。私たちの分析結果は次のことを確認しています。前の研究で二相構造と一次相転移の可能性が確立されましたが、ここでは、2つの競合する自己相互作用が関与することで、強化されたモデルはそのまま残ります。これが成り立つために、相互作用パラメーターを含むモデルのパラメーターが満たすべき条件を研究します。副産物として、そしていくつかの実例を提供するために、特定の矮小銀河の場合の回転曲線と(二者間)エンタングルメントエントロピーを取得します。

衛星運動学によるローカルボリューム銀河のハロー対恒星の質量比の追跡

Title Tracing_the_Local_Volume_galaxy_halo-to-stellar_mass_ratio_with_satellite_kinematics
Authors Igor_D._Karachentsev_and_Olga_G._Kashibadze
URL https://arxiv.org/abs/2109.00336
最近、ハッブル宇宙望遠鏡で解像された赤い巨大な枝の星の先端の大きさに基づいて、近くの($D<11$Mpc)銀河の正確な距離測定が急速に進んでいます。更新された近くの銀河カタログの最後のバージョンで提示された銀河の観測特性を使用して、仲間の軌道運動を介して明るい銀河のハロー質量を導き出します。私たちのサンプルには、25個の天の川のような巨大な銀河の周りに既知の視線速度を持つ298個の仮定衛星と、47個のより暗い優勢な銀河の周りに65個の仮定衛星が含まれています。総質量対$K$バンドの平均光度比は、発光銀河では$31\pm6M_\odot/L_\odot$であり、矮星に向かって$\sim200M_\odot/L_\odot$まで増加します。バルジが優勢な発光銀河は$\langle{}M_T/L_K\rangle=73\pm15M_\odot/L_\odot$で特徴付けられ、ディスクが優勢なスパイラルは$\langle{}M_T/L_K\rangle=17.4\pm2.8M_\odot/L_\odot$。回転曲線の減少の兆候がある明るい渦巻銀河の特定のサブサンプルに注目します。これらの銀河は、55km/s未満の衛星の半径方向の速度分散と、$\langle{}M_T/L_K\rangle=の暗黒物質ハローが不十分です。5.5\pm1.1M_\odot/L_\odot$。天の川銀河の周りのクエンチされた(dSph、dE)コンパニオンの割合は、線形投影分離が$0.75\exp(-R_p/350\、\mathrm{kpc})$として減少することに注意してください。

ケニカット-シュミットの法則とニュートン式およびミルグロミアン式のダイナミクスにおける銀河の主系列星

Title The_Kennicutt-Schmidt_law_and_the_main_sequence_of_galaxies_in_Newtonian_and_Milgromian_dynamics
Authors Akram_Hasani_Zonoozi,_Patrick_Lieberz,_Indranil_Banik,_Hosein_Haghi,_Pavel_Kroupa
URL https://arxiv.org/abs/2109.00497
Kennicutt-Schmidtの法則は、円盤銀河の星形成率の面密度($\Sigma_{SFR}$)とガスの面密度($\Sigma_{gas}$)の間の経験的な関係です。この関係には、$\Sigma_{SFR}\propto\Sigma_{gas}^n$のべき乗則形式があります。星形成が星間物質の重力崩壊に起因すると仮定すると、$\Sigma_{SFR}$は、$\Sigma_{gas}$を局所的な自由落下時間$t_{ff}$で割ることによって決定できます。$t_{ff}$の定式化により、ガスの一定の割合($\varepsilon_{SFE}$)が毎回星に変換されると仮定すると、$\Sigma_{SFR}$と$\Sigma_{gas}$の関係が得られます。$t_{ff}$。これは、ミルグロミアンダイナミクス(MOND)を使用してここで初めて行われます。均一に回転する薄いディスクの線形安定性解析を使用して、その中の崩壊する摂動のサイズを決定することが可能です。これにより、$\Sigma_{gas}$と回転曲線の関数として、雲のサイズと質量(およびそれらの$t_{ff}$)を評価できます。ニュートンダイナミクスとミルグロミアンダイナミクスの両方で$\Sigma_{SFR}\propto\Sigma_{gas}^{n}$の関係を解析的に導き出し、$n=1.4$であることがわかりました。2つのケースの違いは、一定のプレファクターのみの変更であり、矮小銀河の中央領域でMONDを使用すると$\Sigma_{SFR}$が最大25\%増加します。ディスクの自己重力の役割が強化されているため、星形成はニュートン重力よりも大きなガラクトセントリック半径まで広がり、雲は大きくなります。MONDでは、$\epsilon_{SFE}=\text{constant}\upperx1.1\%$の場合、現在の主系列の銀河のほぼ正確な表現が得られます。また、経験的に見つかったケニカット-シュミットの法則に対する修正項が、ここに提示された関係に含まれていることも示します。さらに、星形成が可能である場合、温度は$\Sigma_{SFR}$に最大で$\sqrt{2}$の係数でのみ影響を与えると判断します。

3D、回転、非自律ハミルトン系でバーをサポートする軌道:垂直ILR領域でのダイナミクス

Title Orbits_supporting_bars_in_3D,_rotating,_non-autonomous_Hamiltonian_systems:_Dynamics_at_the_vertical_ILR_region
Authors Thanos_Manos,_Charalampos_Skokos,_Panos_Patsis
URL https://arxiv.org/abs/2109.00514
回転する3次元バーの内部リンドブラッド共鳴領域での軌道形状の進化を調査します。その質量は時間とともに増加します。時間依存モデルで、5Gyrの期間中に、自律システムでピーナッツのような構造をサポートする上で重要な役割を果たすことが知られている初期条件を持つ軌道の重要性を評価します。これらの軌道は、周期軌道(x1)とその垂直摂動の中心的なファミリー、領域(x1v1とx1v2)での標準的な三次元分岐の軌道、およびそれらの近隣の軌道です。これらの軌道の規則的または混沌とした特性の知識も不可欠です。これにより、回転バーのサポートへの寄与、さらに重要なことに、それを可能にする動的メカニズムを推定できるためです。これは、GALI2インデックスを使用して計算されます。自律的な場合に存在する軌道パターンは、より大規模な棒モデルでより長く持続し、採用された銀河ポテンシャルの中心回転楕円体成分がかなり重要でなくなるモデルではさらに長く続くことがわかります。私たちが見つけたピーナッツを支える軌道は、規則的であるか、ほとんどの場合、弱く混沌とした性質を持っています。自律モデルの不安定な周期軌道の近くで始まる軌道が規則的に振る舞い、その質量が時間とともに増加するときにバーをサポートする場合があります。特定の時間における非自律モデルの軌道力学の近似は、その時間の前後の対応する凍結システムの近似と見なすことができます。

まれで遠方の$ \ gamma- $ rayバーストからの非常に明るい発光

Title Exceptionally_bright_optical_emission_from_a_rare_and_distant_$\gamma-$ray_burst
Authors Gor_Oganesyan,_Sergey_Karpov,_Martin_Jel\'inek,_Gregory_Beskin,_Samuele_Ronchini,_Biswajit_Banerjee,_Marica_Branchesi,_Jan_\v{S}trobl,_Cyril_Pol\'a\v{s}ek,_Ren\'e_Hudec,_Eugeny_Ivanov,_Elena_Katkova,_Alexey_Perkov,_Anton_Biryukov,_Nadezhda_Lyapshina,_Vyacheslav_Sasyuk,_Jan_Ebr,_Petr_Jane\v{c}ek,_Michael_Prouza
URL https://arxiv.org/abs/2109.00010
長い$\rm\gamma$線バースト(GRB)は、巨大な星が崩壊した後、新しく生まれたブラックホールによって発射された超相対論的ジェットの散逸によって生成されます。発光性で非常に変動性の高い$\gamma$線放出の直後に、多波長残光は、サーカムバースト媒体でのジェットの外部散逸によって放出されます。赤方偏移1.937にある非常に明るくエネルギッシュなGRB210619Bの爆発後、非常に明るい($\rm\sim10$mag)発光$\rm\sim28$sの発見を報告します。初期のマルチフィルター観測により、GRB噴出物への衝撃波伝播の終わりを目撃することができました。明るい逆放射から順衝撃放射へのスペクトル遷移を観察しました。これは、GRBの多波長放射が、希薄な星間物質に伝播する狭くて高度に磁化されたジェットから発生していることを示しています。また、相関のない光学/X線放射を説明できるジェット翼からの放射線の追加成分の証拠も見つかります。

潮汐破壊現象の詳細な分光学的研究

Title A_detailed_spectroscopic_study_of_Tidal_Disruption_Events
Authors P._Charalampopoulos,_G._Leloudas,_D._B._Malesani,_T._Wevers,_I._Arcavi,_M._Nicholl,_M._Pursiainen,_A._Lawrence,_J._P._Anderson,_S._Benetti,_G._Cannizzaro,_T.-W._Chen,_L._Galbany,_M._Gromadzki,_C._P._Guti\'errez,_C._Inserra,_P._G._Jonker,_T._E._M\"uller-Bravo,_F._Onori,_P._Short,_J._Sollerman,_D._R._Young
URL https://arxiv.org/abs/2109.00016
分光的には、TDEは広い(10$^{4}$km/s)輝線を特徴とし、大きな多様性とさまざまな輝線プロファイルを示します。ホスト銀河の光の減算を含む一連のデータ削減タスクを注意深く一貫して実行した後、ここでは、16個の光学/UVTDEの最初の詳細な分光学的集団研究を紹介します。光学光度曲線のピークとH$\alpha$のピーク光度の間の7〜45日のタイムラグを報告します。光エコーとして解釈される場合、これらのラグは2〜12x10$^{16}$cmの距離に対応し、の推定黒体半径(R$_{\rmBB}$)よりも1〜2桁大きくなります。同じTDEと、この驚くほど大きな不一致の考えられる原因について説明します。また、HeI$\lambda$5876ラインのピーク光度のタイムラグも報告します。HTDEの場合はH$\alpha$のものより小さく、NIIIBowenTDEの場合は同様または大きい。NIIIBowenTDEのH$\alpha$速度幅は、サンプルの他のTDEと比較して低いことを報告します。また、X線と光学の比率が強いと線幅が弱くなる可能性があることもわかりました。さらに、半径(R$_{\rmBB}$)と温度(T$_{\rmBB}$)に関して、線の光度と比率の変化を調べます。H$\alpha$の光度とR$_{\rmBB}$の間には線形の関係があり、T$_{\rmBB}$との逆べき乗則の関係がH$\alpha$の放出を弱める可能性があることがわかります。T$_{\rmBB}$$\geq$25000Kの場合。HeII/HeI比は同じ温度で大きくなり、イオン化効果を示している可能性があります。HeII/H$\alpha$比は、光球の半径が小さくなるにつれて大きくなります。これは、ヘリウムが水素よりも深い層状の光球を意味します。TDEに見られる分光学的特徴の多様性とそのX線特性は、視角効果に起因する可能性があることを示唆しています。

フェルミテラエレクトロンボルトブラザーズの多波長エネルギースペクトルの固有の特性

Title The_Intrinsic_Properties_of_Multiwavelength_Energy_Spectra_for_Fermi_Teraelectronvolt_Blazars
Authors R.X._Zhou,_Y.G._Zheng,_K.R._Zhu,_and_S.J._Kang
URL https://arxiv.org/abs/2109.00105
この論文では、4番目のフェルミ大面積望遠鏡のソースカタログ\footnote{\url{https://fermi.gsfc.nasa.gov/ssc/dataに分類されているものから、レッドシフトを伴う64テラエレクトロンボルトブレーザーのサンプルを選択しました。/access/lat/8yr_catalog/}}。平均状態の多波長スペクトルエネルギー分布の対数放物線フィッティングを実行することにより、関連する物理パラメータの値を取得しました。ドップラー係数(${D}$)、磁場強度($B$)、放射層半径($R$)、ピークローレンツ因子(${非熱電子の\gamma_{\rmp}}$)。ここでは、(1)異なるタイプのブレーザー間で固有のシンクロトロンピーク周波数と固有の逆コンプトン散乱(IC)ピーク周波数の間に強い線形正の相関があることを示します。(2)無線帯域を除外すると、各帯域のスペクトルインデックスは固有のピーク周波数と負の相関があります。(3)ピークの曲率とシンクロトロンバンプの固有のピーク周波数の間には強い線形の負の相関があり、ピークの曲率とICバンプの固有のピーク周波数の間には弱い正の相関があります。(4)固有のICのピーク光度と固有の$\gamma$線の光度の間、および固有のICのピーク周波数とピークローレンツ因子の間には強い線形の正の相関があります。(5)$\rmlog{\;B}$と$\rmlog{\;\gamma_{p}}$の間には強い負の線形相関があります。(6)$\rmlog{\;R}$と$\rmlog{\;\gamma_{p}}$の間に相関関係はありません。

JED-SADモデルを使用して、ハード状態でのMAXI J1820 +070の降着流の変化を追跡する

Title Tracking_the_evolution_of_the_accretion_flow_in_MAXI_J1820+070_during_its_hard_state_with_the_JED-SAD_model
Authors A._Marino,_S._Barnier,_P._O._Petrucci,_M._Del_Santo,_J._Malzac,_J._Ferreira,_G._Marcel,_A._Segreto,_S._E._Motta,_A._D'A\`i,_T._Di_Salvo,_S._Guillot,_T._D._Russell
URL https://arxiv.org/abs/2109.00218
爆発したX線連星は、通常、2つの標準的なX線スペクトル状態、つまり、降着流とジェットの物理的特性が変化することが知られているハード状態とソフト状態を示します。最近、JED-SADパラダイムが、これらのシステムでの降着と放出の相互作用に対処することを目的として、ブラックホールX線連星に対して提案されました。このモデルによれば、降着流は、外側の標準的なシャクラ-スニャーエフディスク(SAD)と内側のホットジェットエミッティングディスク(JED)で構成されています。JEDは、高温コロナの役割を効果的に果たしている硬X線放射とラジオジェットの両方を生成します。この論文では、JED-SADモデルを使用して、ブラックホールの過渡状態であるMAXIJ1820+070のハード状態とハード中間状態での降着流の変化について説明します。このモデルの以前のアプリケーションとは異なり、コンプトン反射コンポーネントが考慮されています。NuSTAR、NICER、Swiftデータを含む8つのブロードバンドX線スペクトルを使用して、0.8〜190keVの合計スペクトルカバレッジを提供します。データはJED-SADモデルに直接適合しました。私たちの結果は、光学的に厚いディスク(つまり、SAD)が、考慮されているどのエポックでもISCOまで伸びていないことを示唆しています。特に、システムがハード/中間状態に向かって進化するにつれて、内側の半径が最初の観測の$\sim$60R$_{\rmG}$から$\sim$30R$_{\に減少することがわかります。最後のrmG}$。この傾向は、質量降着率の増加を伴います。すべてのハード中間状態の観測では、データを適切に説明するために、イオン化の値が異なることを特徴とする2つの反射成分が必要です。これらのコンポーネントは、SADのさまざまな領域に由来する可能性があります。フレア状の外側ディスクが、原則として、二重反射成分を説明できることを示します。

PSR J0250 + 5854のブロードバンド無線研究:既知の最も遅い回転の無線パルサー

Title A_broadband_radio_study_of_PSR_J0250+5854:_the_slowest-spinning_radio_pulsar_known
Authors C._H._Agar,_P._Weltevrede,_L._Bondonneau,_J.-M._Grie{\ss}meier,_J._W._T._Hessels,_W._J._Huang,_A._Karastergiou,_M._J._Keith,_V._I._Kondratiev,_J._K\"unsem\"oller,_D._Li,_B._Peng,_C._Sobey,_B._W._Stappers,_C._M._Tan,_G._Theureau,_H._G._Wang,_C._M._Zhang,_B._Cecconi,_J._N._Girard,_A._Loh,_P._Zarka
URL https://arxiv.org/abs/2109.00266
最もゆっくりと回転する既知の電波パルサーPSRJ0250+5854の電波観測を提示します。23.5秒の周期で、アクティブなパルサーによって占められていると考えられる$P$-$\dot{P}$ダイアグラム領域に近いか、それを超えています。FAST、ChilboltonおよびEffelsbergLOFAR国際ステーション、およびNenuFARによる同時観測は、このオブジェクトのスペクトルカバレッジの5倍の増加を表しており、1250MHz(FAST)および57MHz(NenuFAR)での検出が最も高く、これまでにそれぞれ公開された最低頻度。1250MHzで$4\pm2$$\mu$Jyの磁束密度を測定し、$-3.5^{+0.2}_{-1.5}$の非常に急なスペクトルインデックスを測定し、売上高は$\sim$95MHz未満です。GBTとLOFARコアを使用したこのパルサーの観測と併せて、従来の半径から周波数へのマッピングの予測とは対照的に、固有のプロファイル幅がより高い周波数に向かって劇的に増加することを示します。FASTとLOFARコアからの偏光測定データを調べ、その極キャップ電波放射は、人口全体の他の回転動力パルサーと同様に、1.5GHz付近で数百キロメートルの絶対高さで生成されると結論付けます。そのビームは、より低い周波数で大幅に満たされていません。または、円錐形のアウトライダーが消えたために狭くなっています。最後に、PSRJ0250+5854およびその他のゆっくりと回転する回転動力パルサーの結果は、無線で検出されたマグネターと対比されます。マグネターは、低速回転で動くパルサーよりも本質的に幅の広い電波ビームを持っているため、後者のビームの割合が低いため、PSRJ0250+5854などのオブジェクトが非常に少なくなっていると結論付けます。

灯台星雲内の逃げる電子からの拡張された電波放射のサイン

Title Signatures_of_extended_radio_emission_from_escaping_electrons_in_the_Lighthouse_Nebula
Authors Pol_Bordas,_Xiying_Zhang,_Valent\'i_Bosch-Ramon_and_Josep_Maria_Paredes
URL https://arxiv.org/abs/2109.00320
最近、ジェットのような拡張構造を持ついくつかの超音速暴走パルサー風星雲(sPWNe)がX線で発見されました。これらの構造が、システムから逃げて周囲の星間物質に拡散する電子の産物である場合、それらは、ソースの周りに数分角に広がる電波ハローを生成する可能性があります。このシナリオで予想される電波放射を、灯台星雲sPWNでモデル化します。ソースの寿命の間、一定の粒子注入率と、周囲の媒体への等方性拡散を想定しています。私たちの予測は、粒子分布で与えられた低エネルギーと高エネルギーのカットオフに強く依存しています。我々の結果は、モデルパラメータの極値を呼び出す必要なしに、灯台星雲から拡張電波放射を検出できることを示しています。現在の高感度無線機器による観測でこれらの結果を制約するために使用できる合成シンクロトロンマップを提供します。

粗視化された尤度による極値重力波イベントのプロービング

Title Probing_Extremal_Gravitational-Wave_Events_with_Coarse-Grained_Likelihoods
Authors Reed_Essick,_Amanda_Farah,_Shanika_Galaudage,_Colm_Talbot,_Maya_Fishbach,_Eric_Thrane,_Daniel_E._Holz
URL https://arxiv.org/abs/2109.00418
重力波の過渡現象のカタログが増えるにつれて、これまでに観測された最も極端なシステムの新しい記録が設定されます。最も大規模に観測されたブラックホールは、対不安定型超新星の物理学を精査し、ブラックホール連星システムが組み立てられている環境についての手がかりを提供します。一方、最も質量の小さいブラックホールは、中性子星と呼ばれるブラックホールの質量ギャップを調査することを可能にし、異常に非対称な質量比または大きなスピンを持つバイナリは、バイナリおよび恒星進化の理解を知らせます。既存の外れ値テストは、通常、リーブワンアウト分析を実装しますが、これらは、除外されたイベントが定義上、母集団の極端なメンバーであったという事実を説明していません。これにより、外れ値の評価にバイアスが生じます。これらの極値イベントが真の異常値であるかどうか、または観測された残りの母集団と一致しているかどうかを調査するために、粗粒度のフレームワークを導入することにより、このバイアスを修正します。私たちの方法は、人口モデルの仕様ミスをテストしながら、極値イベントを研究することを可能にします。これにより、重力波コミュニティ内で一般的に使用されるリーブワンアウト分析に存在するバイアスが改善されることを示します。2番目のLIGO--Virgoトランジェントカタログの結果に私たちの方法を適用すると、Abbottetal、ApJL913L7(2021)の結論と定性的に一致することがわかります。GW190814は、二次質量が小さいため、外れ値です。GW190412もGW190521も外れ値ではないことがわかります。

将来のX線分光偏光測定法を使用して、不明瞭な状態のGRS 1915 +105の降着-排出ジオメトリを調査する

Title Exploring_the_accretion-ejection_geometry_of_GRS_1915+105_in_the_obscured_state_with_future_X-ray_spectro-polarimetry
Authors Ajay_Ratheesh,_Giorgio_Matt,_Francesco_Tombesi,_Paolo_Soffitta,_Melissa_Pesce-Rollins,_and_Alessandro_Di_Marco
URL https://arxiv.org/abs/2109.00419
GRS1915+105は20年以上にわたって明るいフラックス状態にありましたが、2018年には、X線吸収の増加に伴う中央エンジンの変化もあり、フラックスの大幅な低下が観察されました。この作業の目的は、X線分光偏光測定を使用して、吸収物質と反射物質の基本的な幾何学的特性を導き出す方法を探ることです。特に、ディスクで反射された放射線の予想される偏光と推定流出量が計算されます。フラックスドロップ後に収集された\textit{NuSTAR}データを使用して、硬X線分光法からシステムのパラメータを導き出します。次に、分光パラメータを使用して、中性物質と完全にイオン化された物質の両方の場合のモンテカルロ放射伝達コードからの結果を使用して、予想される偏光信号を導き出します。スペクトル分析から、フラックスの増加に伴って連続発光が柔らかくなり、すべてのフラックスレベルで不明瞭な物質が高度にイオン化されていることがわかります。一方、この分析は、分光法だけでは反射器の形状に制約を課すことができないことを確認しています。シミュレーションは、ImagingX-rayPolarimetryExplorer(IXPE)によってまもなく提供されるようなX線偏光観測が、分光分析によって制約されないままになっている幾何学的パラメーターを決定するのに役立つことを示しています。

軸外GRB残光モデリングからの傾斜推定

Title Inclination_estimates_from_off-axis_GRB_afterglow_modelling
Authors Gavin_P_Lamb,_Joseph_J_Fern\'andez,_Fergus_Hayes,_Albert_K_H_Kong,_En-Tzu_Lin,_Nial_R_Tanvir,_Martin_Hendry,_Ik_Siong_Heng,_Surojit_Saha,_John_Veitch
URL https://arxiv.org/abs/2109.00424
重力波(GW)で検出された中性子星合体の場合、電磁(EM)の対応物の主要な候補の1つは、超相対論的ジェットからの残光です。この残光が観測される場合、GW170817/GRB170817Aに続く残光のように、軸外で見られる可能性があります。軸外で観測されたGRB残光の時間的挙動を使用して、横方向のジェット構造を明らかにすることができ、統計モデルの適合により、さまざまなモデルの自由パラメーターに制約を課すことができます。これらのパラメータの中には、視線に対するシステムの傾きがあります。GW検出に加えて、残光モデリングは、視線への傾斜に最適な制約を提供し、宇宙論的パラメーターの推定を改善することができます。GW-EMイベントからのハッブル定数。ただし、残光のモデリングは、想定されるジェット構造に依存し、見過ごされがちな横方向の広がりの影響に依存します。ここでは、残光モデルに横方向の広がりを含めることが、GW-EMイベントの推定傾斜にどのように影響するかを示します。

エフェルスベルク望遠鏡での焦点が合っていないホログラフィー

Title Out-of-focus_holography_at_the_Effelsberg_telescope
Authors T._Cassanelli,_U._Bach,_B._Winkel,_A._Kraus
URL https://arxiv.org/abs/2109.00006
焦点外れ(OOF)ホログラフィーを使用して、複雑な開口分布の位相に誤差をもたらす電波望遠鏡の開口変形を特定できます。従来のホログラフィとは対照的に、OOFは基準アンテナなしで実行できます。これには多くの実用的な利点があります。この作業の目的は、エフェルスベルク望遠鏡でのOOFホログラフィーの標準的な手順を開発することです。これには、OOFホログラフィー観測の実行と、望遠鏡の光学システムの収差を計算するためのソフトウェア、pyoofパッケージの開発が含まれます。Nikolicらによって開発されたOOFホログラフィ法に基づいています。(2007a)、アパーチャ位相分布の収差を決定するために、エフェルスベルク100m望遠鏡へのアプローチを採用しました(位相誤差マップ)。開発されたOOFホログラフィソフトウェアと、エフェルスベルクで行われた観測の結果が紹介されています。初期の結果は、既存の開口とポインティングモデルに含まれていない可能性のある重力による残留変形を明らかにしているため、望遠鏡の表面の収差を打ち消すためにモデルを変更することを提案します。OOFホログラフィー法(観測およびpyoofパッケージ)は、Effelsberg100m望遠鏡で期待どおりに機能し、既存の有限要素モデルの優れたパフォーマンスを検証できます。テスト測定は、より広範なOOFホログラフィーキャンペーンで、開口効率とゲイン標高依存性のわずかな改善が可能であることを示しています。

NOIRLabソースカタログを使用した太陽系の探索I:CANFindを使用したオブジェクトの検出

Title Exploring_the_Solar_System_with_the_NOIRLab_Source_Catalog_I:_Detecting_Objects_with_CANFind
Authors Katie_M._Fasbender_and_David_L._Nidever
URL https://arxiv.org/abs/2109.00088
広範囲にわたる検索と太陽系オブジェクト(SSOS)の地球への相対的な近接にもかかわらず、多くは未発見のままであり、それらの特性と相互作用について学ぶことはまだたくさんあります。この作業は、全天のNOIRLabソースカタログ(NSC)でSSOを検出および分析することを目的としたシリーズの最初のものです。NSCの最初のデータリリースを、計算的に自動化されたNSCトラックレットファインダーであるCANFindで検索します。NSCDR1には、29億個の固有のオブジェクトの340億個の測定値が含まれており、CANFindは、反復クラスタリング手法によって「静止」(遠方の星、銀河)または移動(SSO)オブジェクトに属するものとして分類します。2.5"/hr(0.017度/日)未満の固有運動(mu)の静止体の検出は、個別に識別および分析されます。hi-muオブジェクトに属する残りの検出は、「トラックレット」を形成するために一晩にわたってクラスター化されます。各トラックレット個々の移動物体の検出が含まれ、空間の線形性と経時的な動きに基づいて検証されます。次に、固有運動が計算され、「トラック」を形成する一般的な時間の位置を予測することにより、トラックレットやその他の関連付けられていない測定値を複数の夜にわたって接続するために使用されます。この方法では、空の29,971平方度をカバーする領域で、NSCDR1から527,055個のトラックレットを抽出しました。データは、楕円座標で同様に観測されたmuを持つオブジェクトの個別のグループ、つまりメインベルト小惑星、木星トロイの木馬、カイパーベルトオブジェクトを示しています。ugrizYおよびVRバンドで10〜25等。カラーカラー図は、主に炭素質と珪質のgの間のトラックレットの二峰性を示しています。ループ、事前研究をサポートします。

パルサータイミング残差における連続重力波信号の検索:拡散ネストサンプリングによる新しいスケーラブルなアプローチ

Title Search_for_Continuous_Gravitational_Wave_Signals_in_Pulsar_Timing_Residuals:_A_New_Scalable_Approach_with_Diffusive_Nested_Sampling
Authors Yu-Yang_Songsheng,_Yi-Qian_Qian,_Yan-Rong_Li,_Pu_Du,_Jie-Wen_Chen,_Yan_Wang,_Soumya_D._Mohanty_and_Jian-Min_Wang
URL https://arxiv.org/abs/2109.00367
超大質量ブラックホール(CB-SMBH)の個々の近接バイナリによって生成された連続ナノヘルツ重力波(GW)を検出することは、パルサータイミングアレイ(PTA)の主な目的の1つです。次世代電波望遠鏡の登場により、タイミングの良いミリ秒パルサーの数が一桁以上増えるため、検出感度は大幅に向上する予定です。現在、並列テンパリングマルコフ連鎖モンテカルロを使用したベイズ分析パイプラインは、CB-SMBH検索の複数の研究に適用されていますが、将来の大規模PTAのパラメーター空間の高次元性が課題となる可能性があります。1つの解決策は、情報量の少ないパラメーターを半分析的に最大化または限界化することによって次元を削減することですが、このアプローチを過度に単純化された仮定を行わずに、より複雑な信号モデルに拡張できるかどうかは明らかではありません。最近、拡散ネスト(DNest)サンプリングの方法は、ベイズ分析で高次元性とマルチモダリティに効果的に対処する能力を示しました。この論文では、DNestを適用して、シミュレートされたパルサータイミング残差の連続GWを検索し、$\mathcal{O}(10^2)$パルサーを含むPTAの精度、堅牢性、および効率の点で優れていることを確認します。DNestを使用すると、複数のソースをエレガントに同時に検索することもできます。これは、そのスケーラビリティと一般的な適用性を示しています。私たちの結果は、PTA分析の現在のツールボックスにDNestを含めることは便利であり、非常に有益であることを示しています。

日の出で観測された太陽磁性元素の明るさのコントラスト

Title Brightness_Contrast_of_Solar_Magnetic_Elements_Observed_by_Sunrise
Authors Fatima_Kahil
URL https://arxiv.org/abs/2109.00057
太陽の放射照度は、すべての時間スケールで変調されます。クワイエットサンネットワークとアクティブ領域プラージュで構成される小規模な太陽磁気要素は、太陽周期の時間スケールでこの変調に寄与します。それらの磁場強度の関数としてのそれらのコントラストの評価は、太陽放射照度変動のモデルにとって重要な制約です。この論文では、2009年と2013年の科学飛行中に気球搭載の太陽観測所Sunriseによって提供された高解像度データを利用して、以前のコントラスト研究の結果を改善および拡張します。Sunriseデータの高品質に加えて、UV波長へのアクセスにより、これらのデータはこの種の研究でユニークになります。この論文の最初の2つの部分では、磁場の強さによるコントラストの変化が、静かな太陽の放射電磁流体力学シミュレーションと定性的に一致していることがわかります。特に、500nm付近の連続波長では、大きな電界強度でコントラストが低下することはなく、これらの特徴が解決されたことを示しています。さらに、静穏太陽ネットワークのすべての波長でのコントラストは太陽プラージュよりも高いことがわかり、フラックスチューブの経験的モデルによれば、その差は大気の高さとともに減少します。この論文の最後の部分では、Sunriseによって観測された太陽の肢のデータを利用して、望遠鏡の全点広がり関数に対する迷光の寄与を評価します。

ハートビートスターKIC4544587における近点移動への動的潮汐寄与の測定

Title The_Measurement_of_Dynamic_Tidal_Contribution_to_Apsidal_Motion_in_Heartbeat_Star_KIC_4544587
Authors Jian-wen_Ou,_Cong_Yu,_Ming_Yang,_Chen_Jiang,_Bo_Ma,_Guan-fu_Liu,_Shang-fei_Liu,_and_Juan-juan_Luo
URL https://arxiv.org/abs/2109.00192
近点移動は、近点移動の位置が徐々に変化することです。高品質の観測が不足しているために寄与を定量化できなかったため、近点移動に対する動的潮汐の影響については長い間議論されてきました。潮汐的に励起された振動を伴うKIC4544587は、長い時間のベースラインと短いケイデンスのスキーマに基づく\textit{Kepler}高精度測光データによって観測されています。この論文では、潮汐によって励起された振動の軌道位相シフトを追跡することにより、動的潮汐から生じる近点移動の速度を$19.05\pm1.70$mradyr$^{-1}$として計算します。また、ニュートンおよび一般相対論的寄与による軌道の行列率は、それぞれ$21.49\pm2.8$および$2.4\pm0.06$mradyr$^{-1}$として計算されます。これらの3つの要因の合計は、日食のタイミング変動によって測定された近点移動の合計観測率$42.97\pm0.18$mradyr$^{-1}$と非常によく一致しています。潮汐効果は、観測された近点移動全体の約44\%を占め、ニュートン項のそれに匹敵します。動的な潮汐は、アプシダル運動に大きく貢献しています。この論文で言及されている分析方法は、動的潮汐の寄与を定量的に測定するための代替アプローチを提示します。

クローズバイナリHD50526の恒星および降着円盤パラメータ

Title Stellar_and_accretion_disk_parameters_of_the_close_binary_HD_50526
Authors J._A._Rosales,_R._E._Mennickent,_G._Djura\v{s}evi\'c,_D._R._G._Schleicher,_S._Zharikov,_I._Araya,_L._Celed\'on,_M._Cur\'e
URL https://arxiv.org/abs/2109.00231
二重周期可変星グループの楕円体バイナリメンバーであるHD50526の測光および分光学的研究を紹介します。2008年から2015年にかけて、測光調査でデータマイニングを実行し、いくつかの分光器を使用して新しい分光観測を実施し、システムの軌道パラメーターと恒星パラメーターを取得しました。視線速度は遺伝的PIKAIAアルゴリズムで分析されましたが、H$\alpha$およびH$\beta$ラインのドップラートモグラフィーマップは全変動最小化コードで作成されました。最適化されたシンプレックスアルゴリズムを使用して、システムに最適な恒星パラメータで光度曲線を調整する逆問題を解決しました。公転周期は$6.701\pm0.001〜\mathrm{d}$で、長い測光周期は$191\pm2〜\mathrm{d}$です。最も冷たい星のスペクトルの特徴を検出し、$\log{g}=2.79\pm0.02〜\mathrm{dex}$巨人の質量$1.13\pm0.02〜\mathrm{M_{\odot}}でモデル化しました。$および有効温度$10500\pm125〜\mathrm{K}$。さらに、質量比$q=0.206\pm0.033$を決定し、ホットスターは質量$5.48\pm0.02〜\mathrm{M_{\odot}}$のBタイプの矮星であると決定します。$V$バンドの軌道光度曲線は、より高温の星の周りの降着円盤の存在を含めてモデル化できます。これは、より熱い星のロッシュローブを満たし、半径$14.74\pm0.02〜\mathrm{R_{\odot}}$と外縁の温度$9400〜\mathrm{K}$を持ちます。ディスクにある2つの輝点は、光度曲線の全体的な形態を説明しています。H$\alpha$とH$\beta$のドップラー断層撮影マップは、システム内の質量流束の複雑な構造を明らかにします。

変光星DDCMaの基本的なパラメータと質量交換の証拠

Title Fundamental_parameters_of_the_eclipsing_binary_DD_CMa_and_evidence_for_mass_exchange
Authors J._A._Rosales,_R._E._Mennickent,_G._Djura\v{s}evi\'c,_J._F._Gonz\'alez,_I._Araya,_M._Cabezas,_D._R._G._Schleicher,_M._Cur\'e
URL https://arxiv.org/abs/2109.00234
公開されている測光測光と新しい分光データに基づいて、DDCMaの詳細な測光および分光分析を提示します。$P_\mathrm{o}=2.0084530\pm0.0000006〜\mathrm{d}$の公転周期が改善されていることがわかります。私たちのスペクトルは、弱い発光肩を持つH$\beta$とH$\alpha$の吸収を明らかにし、星周物質の兆候として解釈されるWISEマルチバンド測光でも色の過剰を見つけます。半分離構成を想定し、分光分析から得られたより高温の星の質量比と温度を使用して、ASASおよびASAS-SN調査から得られた$V$バンド軌道光度曲線をモデル化します。私たちのモデルは、システムが半径3.2と3.7$\mathrm{R_{\odot}}$のB2.5ドワーフとB9ジャイアントで構成され、半径6.75$\mathrm{R_{の円軌道を周回していることを示しています。\odot}}$。また、$M_{\mathrm{c}}=1.7\pm0.1〜\mathrm{M_{\odot}}$、$T_{\mathrm{c}}=11350\pm100〜\mathrm{K}$も見つかりましたおよび$M_{\mathrm{h}}=6.4\pm0.1〜\mathrm{M_{\odot}}$、$T_{\mathrm{h}}=20000\pm500〜\mathrm{K}$、それぞれ、より冷たい星とより熱い星。合成恒星スペクトルを差し引いた後、H$\alpha$とH$\beta$に幅広い単一発光ピークが見つかります。私たちの結果は、星間の質量交換と一致しており、初期のB型星に蓄積されているガスの流れの存在を示唆しています。

繰り返しマイクロフレアする活性領域のNuSTAR観測

Title NuSTAR_observations_of_a_repeatedly_microflaring_active_region
Authors Kristopher_Cooper,_Iain_G._Hannah,_Brian_W._Grefenstette,_Lindsay_Glesener,_S\"am_Krucker,_Hugh_S._Hudson,_Stephen_M._White,_David_M._Smith,_and_Jessie_Duncan
URL https://arxiv.org/abs/2109.00263
核分光望遠鏡ARray(NuSTAR)とソーラーダイナミクス天文台の大気イメージングアセンブリおよび日震磁気イメージャ(SDO)を使用して、X線で観測された2018年9月9日と10日のAR12721からの10個のマイクロフレアの空間的、時間的、およびスペクトル特性を調査します。/AIAおよびHMI)。GOESサブAクラスと同等のマイクロフレアエネルギーが10$^{26}$-10$^{28}$ergで、最大10MKの温度に達し、静止状態または高温のアクティブ領域のコアプラズマ温度が3〜4MKであることがわかります。同等のGOESクラスがA0.1である1つのマイクロフレア(SOL2018-09-09T10:33)は、その衝撃段階(非火力$\sim$7$\times$10$^{24)中に非熱HXR放出を示します。}$ergs$^{-1}$)加速された電子の直接的な証拠を持つことは、最も弱いX線マイクロフレアの1つになります。10個のマイクロフレアのうち4個で、X線時間プロファイルがEUVのより暗い、より一時的な光源と一致することがわかり、アクティブ領域コアの温度よりも高い温度に達する最も高温の材料のみに敏感な観測の必要性が強調されています($>$5MK)。8つのマイクロフレアのフットポイントに存在する対応する光球磁束のキャンセル/出現の証拠も観察されます。

銀河ハローの2つの金属の少ない巨人の高品質スペクトルのバリウム

Title Barium_lines_in_high-quality_spectra_of_two_metal-poor_giants_in_the_Galactic_halo
Authors G._Cescutti,_C._Morossi,_M._Franchini,_P._Di_Marcantonio,_C._Chiappini,_M._Steffen,_M._Valentini,_P._Fran\c{c}ois,_N._Christlieb,_C._Cort\'es,_C._Kobayashi_and_E._Depagne
URL https://arxiv.org/abs/2109.00277
環境。理論的な結果は、中性子捕獲元素が2つの異なるソースによって初期宇宙で生成された可能性を示しました:回転する巨大な星によってホストされる頻繁なsプロセスソースと、中性子星合体によってホストされる可能性が最も高いまれなrプロセスソース。2つのソースは、異なる同位体組成のバリウムを生成します。目的。2つのハロースターHD6268とHD4306のバリウムの線を調査することを目的としています。スペクトルは、解像度(R>100'000)と信号対雑音比(400)の両方の点で絶妙な品質を示します。超微細分割(hfs)効果により、バリウム線はバリウム同位体の割合に応じてわずかに異なるプロファイルを示すと予想されます。メソッド。バリウム線の標準的な局所熱力学的平衡合成を適用しました。hfsを示した各星の2つのバリウム線のs過程同位体パターンまたはr過程同位体パターンを仮定して合成結果を比較しました。また、理論的なBahfs構造の精度にあまり依存しない方法論を適用しました。この方法では、HD4306の線を、大気パラメータ値(Teff、logg、ミクロおよびマクロ乱流、Vsin)の場合に観測される線に変換します。i、およびBaの存在量)は、HD6268のものと同じでした。結果。両方の方法で、我々の結果は、HD4306のhfs効果を持つバリウムラインがsプロセス構成と一致し、HD6268のラインが異なるプロファイルを持っていることを示しています。これは、rプロセスの存在に関連している可能性が最も高いです。同位体パターン。結論。HD6268とHD4306の2つのバリウムラインは、rプロセスイベントと巨大な星の回転によるsプロセスの寄与の両方が、私たちの銀河の古代のハローを汚染したという理論上の予想を裏付けているようです。

中間中性子捕獲プロセスII。核の不確実性

Title The_intermediate_neutron_capture_process_II.Nuclear_uncertainties
Authors S._Goriely,_L._Siess,_A._Choplin
URL https://arxiv.org/abs/2109.00332
炭素強化金属欠乏(CEMP)r/s星は、元素合成のいわゆる中間中性子捕獲プロセス(iプロセス)に特徴的な表面存在量分布を示します。以前、低質量の低金属量星の対流ヘリウム燃焼領域での陽子の摂取が、CEMPr/s星で観察された表面存在量分布を比較的よく説明できることを示しました。このようなiプロセスでは、反応速度がまだ実験的に決定されていない数百の核を含む詳細な反応ネットワーク計算が必要です。低金属量低質量星のAGBフェーズ中にiプロセスに影響を与える核物理学の不確実性を、放射中性子捕獲断面積の理論的不確実性と13C(a、n)16O反応速度を伝播することによって調査します。表面存在量分布への影響を推定します。放射性中性子捕捉率に影響を与えるさまざまな核成分の体系的な不確実性を考慮すると、表面元素の存在量は通常+/-0.4dex以内で予測されることがわかります。Ba-La-Ce-Prの分光学的に関連する重いs元素の56<Z<59領域、およびrが優勢なEu元素は、核の不確実性による影響を比較的受けません。対照的に、直接捕獲の寄与を含めることは、中性子に富むA〜45、100、160、および200領域の速度、およびZ〜45および65-70元素のiプロセス生成に影響を与えます。光子強度関数の不確実性も、通常0.2〜0.4dexだけ過剰係数に影響を与えます。核レベル密度は、主にZ=74-79地域で存在量の予測に影響を与える傾向があります。中性子生成反応13C(a、n)16Oに関連する不確実性と未知のベータ崩壊率は、全体的な表面濃縮にあまり影響を与えないことがわかっています。

降着ホットスポットの密度構造の測定

Title Measuring_the_Density_Structure_of_an_Accretion_Hot_Spot
Authors C._C._Espaillat,_C._E._Robinson,_M._M._Romanova,_T._Thanathibodee,_J._Wendeborn,_N._Calvet,_M._Reynolds,_and_J._Muzerolle
URL https://arxiv.org/abs/2109.00510
磁気圏降着モデルは、原始惑星系円盤からの物質が、星の力線をたどる漏斗の流れと星の表面への衝撃を介して星に降着し、密度勾配のあるホットスポットを残すことを予測しています。以前の研究では、ホットスポットの密度が異なると推測されていましたが、半径方向の密度分布には敏感ではありませんでした。X線観測でこれを測定する試みがなされてきましたが、X線放射はホットスポットのごく一部と冠状放射を追跡するだけです。ここでは、ピーク間の約1日のタイムラグを示す降着星GMAurの周期的な紫外線および光学光度曲線を報告します。周期性は、紫外線と発光の源が星と一緒に回転するときに視界に出入りするときに発生します。タイムラグは、恒星表面全体の紫外線と光学的輝度の空間分布の違いを示しています。磁気圏降着モデルの枠組みの中で、これは、ホットスポットのさまざまな密度の部分がさまざまな波長で放射を放出すると予想されるため、恒星表面のホットスポットの半径方向の密度勾配を示しています。これらの結果は、磁気圏降着モデルによるホットスポットの密度勾配の予測の最初の観測確認であり、降着エネルギーの大部分を観測できる波長に焦点を当てることから得られた洞察を示しています。

ブラックホールまたはグラバスター? GW190521ケース

Title Black_hole_or_Gravastar?_The_GW190521_case
Authors Ioannis_Antoniou
URL https://arxiv.org/abs/2010.05354
非常に強い重力を持つ宇宙論的コンパクトオブジェクトの存在は、一般相対性理論の予測であり、アインシュタイン方程式の正確な解です。これらの天体はブラックホールと呼ばれ、最近最初に観測されました。しかし、ブラックホール形成の理論にはいくつかの欠点があります。これらを回避するために、一部の科学者は、ブラックホール理論の問題を解決しているように見える代替の恒星モデルであるグラバスター(重力真空星)の存在を示唆しています。この研究では、幅広い文献を使用してブラックホールとグラバスターを比較し、現在の宇宙論的観測と一致するグラバスターの特性を強調します。また、グラバスターの形成にはグラバスターが存在しないため、「対不安定」効果の解決策として、崩壊前に観測されたコンパクトオブジェクトの質量の可能な説明として、重力信号GW190521からグラバスターを提案します。質量制限。

宇宙論と光の疑似ディラック暗黒物質の信号

Title Cosmology_and_Signals_of_Light_Pseudo-Dirac_Dark_Matter
Authors Mariana_Carrillo_Gonz\'alez,_Natalia_Toro
URL https://arxiv.org/abs/2108.13422
この論文では、宇宙論的進化、許容されるパラメータ空間、および小さな質量分裂を伴う熱的に生成された疑似ディラックフェルミオンからなる暗いセクターの観測の見通しを分析し、暗い光子を介して標準模型に結合します。このシナリオは、サブGeV暗黒物質のコンテキストで特に注目に値します。この場合、対角線外の主要な相互作用により、CMBエネルギー注入制約と標準の直接検出検索の両方の適用性が制限されます。散乱と崩壊によるより重い「励起」状態の存在量の枯渇と、その小さな生存から生じる特有の信号に焦点を当てて、100eVからMeVに分割する疑似DiracDMの熱履歴の最初の一般的な研究を提示します。豊富。DMの消滅と減衰の両方でのCMBエネルギー注入限界、加速器ベースのプローブ、原子核または電子のいずれかでの励起DMダウン散乱からの新しい線状の直接検出信号、および各チャネルでの将来の検索の見通しを分析します。また、この信号と数keVのXenon1T電子過剰との関連性、およびこの信号の日周変調の可能性についてコメントし、信号強度のパラメーター化を導入して、将来の実験結果と理論上の期待値との比較を容易にします。

(F)ヘアリーテール:銀河のブラックホール

Title (F)hairy_tails:_black_holes_in_galaxies
Authors Vitor_Cardoso,_Kyriakos_Destounis,_Francisco_Duque,_Rodrigo_Panosso_Macedo,_Andrea_Maselli
URL https://arxiv.org/abs/2109.00005
アインシュタインの重力が異方性流体に最小限に結合されたソリューションのファミリーを紹介し、髪の毛と規則的な地平線を持つ漸近的に平坦なブラックホールについて説明します。これらの時空は、超大質量ブラックホールを宿す銀河の幾何学を説明することができ、地平線を含むようにアインシュタインクラスターを拡張したものです。それらは、電磁または重力波観測を使用して、天体物理学のブラックホールを取り巻く環境を制約するのに役立ちます。外部物質によって引き起こされるリングダウン段階の補正や、粒子を周回することによるフラックスなど、ジオメトリの主なプロパティを計算します。これらの補正の主な次数効果は重力赤方偏移ですが、重力波の伝播は銀河のポテンシャルの影響を自明ではなく、将来の天文台で特徴付けられる可能性があります。

不均一媒体における相互作用を伴う高速ニュートリノフレーバー変換のシミュレーション

Title Simulations_of_Fast_Neutrino_Flavor_Conversions_with_Interactions_in_Inhomogeneous_Media
Authors Guenter_Sigl
URL https://arxiv.org/abs/2109.00091
ニュートリノの自己相互作用によって引き起こされる集団ニュートリノ振動の空間的および時間的不安定性のおもちゃモデルを、プロファイルに従った密度の不均一系に特に重点を置いて調査します。シミュレーションは、真空項、バックグラウンド媒体からの屈折項、およびニュートリノ-ニュートリノ前方散乱の有無にかかわらず、リウヴィル方程式を1つの空間次元および時間で解く数学プログラムに基づいています。離散的な数の運動量モードは、空間方向のニュートリノ速度投影によって特徴付けられます。また、帯電電流相互作用源項と中性カレント散乱の寄与の影響も考慮します。特にプロファイルのある密度分布に対する媒体からの屈折効果、およびバックグラウンド媒体からのニュートラル電流の非前方散乱が、高速の集合的なフレーバー変換に強く影響する可能性があることがわかります。具体的には、両方が存在する場合、高速フレーバー変換が大幅に抑制されるか、少なくとも遅延する可能性があることがわかります。

超スローロールインフレーションからのバリオン数生成

Title Baryogenesis_from_ultra-slow-roll_inflation
Authors Yi-Peng_Wu,_Elena_Pinetti,_Kalliopi_Petraki,_and_Joseph_Silk
URL https://arxiv.org/abs/2109.00118
超スローロール(USR)インフレーションは、小規模でローリングダイナミクスが急激に減速するシングルフィールドモデルのクラスを表しており、曲率摂動と原始ブラックホール(PBH)形成のパワースペクトルが大幅に向上します。インフレーションバックグラウンドのこのような急激な遷移は、インフラトン場の回転速度によって支配される有効ポテンシャルを持つスカラー凝縮体のコヒーレント運動を引き起こす可能性があります。バリオン数またはレプトン数を運ぶスカラーコンデンセート(の組み合わせ)が、USR遷移によって励起された従来とは異なる初期条件からAffleck-Dineメカニズムを介してバリオン数生成を成功させることができることを示します。宇宙の正しいバリオン非対称性を作成するための実行可能なパラメーター空間は、当然、暗黒物質に大きく寄与するPBHの特定の制限を組み込んでおり、今日のバリオンと暗黒物質の密度の間の宇宙一致問題に光を当てています。

光子-ニュートリノ相互作用を介したCMBの相互相関パワースペクトルと宇宙複屈折

Title Cross-correlation_Power_Spectra_and_Cosmic_Birefringence_of_the_CMB_via_Photon-neutrino_Interaction
Authors J._Khodagholizadeh,_R._Mohammadi,_M._Sadegh,_A._Vahedi
URL https://arxiv.org/abs/2109.00152
粒子の標準モデルのコンテキストでは、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)と宇宙ニュートリノ背景放射(C$\nu$B)の弱い相互作用が、1ループ前方散乱の順序で非消失を生成する可能性があることが示されています。標準シナリオ宇宙論とは対照的なスカラー摂動の存在下でのTBおよびEBパワースペクトル。私たちの結果を現在の実験データと比較することにより、C$\nu$Bの性質に関する重要な情報を抽出できます:TB、TE、およびEBパワースペクトルのCMB-C$\nu$B前方散乱の寄与マヨラナ粒子がディラック粒子の場合の2倍大きいため、C$\nu$Bの場合。最後に、宇宙ニュートリノ背景の証拠について、宇宙複屈折(CB)角度$\beta$の新しい測定について報告されたPlanck2018偏光データで説明しました。宇宙ニュートリノ背景による平均不透明度は、直線偏光の回転角を変化させる異方性複屈折媒体として振る舞うことができることが示されています。報告されたデータ(EBパワースペクトルの場合)と結果がよく一致しているにもかかわらず、$\beta|_\nu\simeq1/2\bar\kappa$の平均値からのCB角度は約2倍です。\cite{minami}で報告されたもの、C$\nu$Bの場合はディラック(マヨラナ)粒子として。この点について、より正確に説明します。

物質の現実的なモデルを備えた$ f(T)$重力の中性子星

Title Neutron_stars_in_$f(T)$_gravity_with_realistic_models_of_matter
Authors Rui-Hui_Lin,_Xiao-Ning_Chen_and_Xiang-Hua_Zhai
URL https://arxiv.org/abs/2109.00191
$f(T)=T+\alphaT^2$を使用して$f(T)$重力の非回転中性子星を調査します。ここで、$T$は重力のテレパラレル形式のねじれスカラーです。特に、完全流体のSLyおよびBSk状態方程式ファミリーを利用して、中性子星の物質を記述し、中性子星のモデルに対する$f(T)$修正の影響を検索します。正の$\alpha$の場合、修正により、恒星物質にかかる重力が強くなり、一般相対性理論と比較して恒星の質量が小さくなります。さらに、$\alpha>0$の中性子星の中心密度には上限があるようです。上限を超えると、有効な$f(T)$流体の密度と圧力プロファイルが段階的に相転移し、崩壊します。数値システム。負の$\alpha$の場合、$f(T)$の変更により、中性子星がより多くの物質を含むように追加のサポートが提供されます。中性子星の現実的なモデルの質量半径関係を取得し、観測された質量パルサーPSRJ0030+0451、PSRJ0740+6620、PSRJ2215+5135、および重力波イベントGW170817とGW190814からジョイントコンストレイントを受けます。BSk19の状態方程式の場合、$f(T)$重力の中性子星モデルは、$\alpha\le3.5G^2M_\odot^2/c^4$の場合、上記のすべてのデータに対応できます。BSk20、BSk21、およびSLyの状態方程式の場合、観測データはモデルパラメーター$\alpha$を負に制約します。イベントGW190814の未知のコンパクトオブジェクトが中性子星ではないと見なされ、したがってこのデータセットが除外される場合、BSk20およびBSk21モデルの制約を$\alpha\le0.4G^2M_\odot^2/c^に緩めることができます。それぞれ4$と$\alpha\le1.9G^2M_\odot^2/c^4$。

スピン依存暗黒物質直接検出のためのabinitio構造因子

Title Ab_initio_structure_factors_for_spin-dependent_dark_matter_direct_detection
Authors B._S._Hu,_J._Padua-Arg\"uelles,_S._Leutheusser,_T._Miyagi,_S._R._Stroberg,_J._D._Holt
URL https://arxiv.org/abs/2109.00193
暗黒物質の直接検出検索で使用されるすべての原子核からの弾性スピン依存WIMP散乱の構造因子の収束非経験的計算を提示します:$^{19}$F、$^{23}$Na、$^{27}$Al、$^{29}$Si、$^{73}$Ge、$^{127}$I、および$^{129,131}$Xe。カイラル有効場の理論内で導出された確立された2核子および3核子相互作用のセットから、軸方向ベクトル2体電流からの影響を含む1体レベルで一貫したWIMP核子電流を構築します。次に、中程度の相似くりこみ群を適用して、効果的な原子価空間ハミルトニアンと一貫して変換された核応答の演算子を構築します。自然軌道の最近の進歩と大きな空間で表現された3核子の力を組み合わせることで、重い原子核でも基底空間の収束構造因子が得られます。一般に、結果は以前の計算と一致していますが、場合によっては、低運動量伝達で80〜90\%も異なる可能性があります。

高温中性子星のEoS

Title EoS_for_hot_neutron_stars
Authors Adriana_R._Raduta,_Flavia_Nacu,_Micaela_Oertel
URL https://arxiv.org/abs/2109.00251
現在\textsc{CompOSE}データベースで利用可能な広範囲の温度、バリオン数密度、および電子の割合をカバーする状態方程式(EoS)モデルを確認します。これらのモデルは、コア崩壊超新星、連星中性子星合体、および原始中性子星進化の数値シミュレーション内で直接使用できるように意図されています。天体物理学的観測と核データからの既存の制約への準拠について説明します。上記の制約と合理的に一致する純粋な核モデルの選択については、冷気物質の特性を議論した後、コア崩壊超新星と二元中性子星合体に関連する熱力学的条件の熱特性をレビューします。後者は核子の有効質量の密度依存性に強く影響されることがわかります。選択された一連のモデルは、ホットスターの特性のEoS依存性を調査するために使用されます。ここで、バリオンあたりのエントロピーと電子の割合のプロファイルは、プロト中性子星の進化から着想を得ています。多くのシミュレーションで使用される$\Gamma$-law分析熱EoSは、EoSのこれらの熱特性を十分に説明していないことがわかりました。ただし、バウンス後数秒から始まる原始中性子星についてここに示すように、バリオン部分への熱効果が小さいときはいつでも、それは熱い星の構造の公正な説明を提供するかもしれません。

銀河における重力電磁気トロイダルと恒星軌道

Title Gravitoelectromagnetism_and_stellar_orbits_in_galaxies
Authors Viktor_T._Toth
URL https://arxiv.org/abs/2109.00357
ニュートン近似を超えて、一般相対性理論の重力場は、重力電磁気トロイダルとして知られている形式を使用して説明することができます。この形式では、ベクトルポテンシャルである重力磁気ポテンシャルは、マクスウェルの理論における移動電荷による磁力との強い類似性で、移動質量の結果として発生します。重力電磁気トロイダルは、巨大な回転体の重力場の軌道に影響を与える可能性があります。これは、重力磁気が渦巻銀河の異常な回転曲線の背後にある支配的な物理学として役立つ可能性を高め、暗黒物質の必要性を排除します。このエッセイでは、ローレンツ力に相当する重力磁気の大きさを系統的に計算し、その結果を天の川に適用します。結果として生じる寄与は小さすぎて、これらの軌道に観測可能な効果を生み出すことができないことがわかります。また、宇宙論的境界条件が結果に与える影響を調査し、これらも無視できることを発見しました。

スーパーカミオカンデへの最初のガドリニウムローディング

Title First_Gadolinium_Loading_to_Super-Kamiokande
Authors K._Abe,_C._Bronner,_Y._Hayato,_K._Hiraide,_M._Ikeda,_S._Imaizumi,_J._Kameda,_Y._Kanemura,_Y._Kataoka,_S._Miki,_M._Miura,_S._Moriyama,_Y._Nagao,_M._Nakahata,_S._Nakayama,_T._Okada,_K._Okamoto,_A._Orii,_G._Pronost,_H._Sekiya,_M._Shiozawa,_Y._Sonoda,_Y._Suzuki,_A._Takeda,_Y._Takemoto,_A._Takenaka,_H._Tanaka,_S._Watanabe,_T._Yano,_S._Han,_T._Kajita,_K._Okumura,_T._Tashiro,_J._Xia,_G._D._Megias,_D._Bravo-Berguno,_L._Labarga,_Ll._Marti,_B._Zaldivar,_B._W._Pointon,_F._d._M._Blaszczyk,_E._Kearns,_J._L._Raaf,_J._L._Stone,_L._Wan,_T._Wester,_J._Bian,_N._J._Griskevich,_W._R._Kropp,_S._Locke,_S._Mine,_M._B._Smy,_H._W._Sobel,_V._Takhistov,_J._Hill,_J._Y._Kim,_I._T._Lim,_R._G._Park,_B._Bodur,_K._Scholberg,_C._W._Walter,_L._Bernard,_A._Coffani,_O._Drapier,_S._El_Hedri,_A._Giampaolo,_M._Gonin,_Th._A._Mueller,_et_al._(149_additional_authors_not_shown)
URL https://arxiv.org/abs/2109.00360
スーパーカミオカンデの中性子検出効率を向上させ、それによって拡散超新星中性子バックグラウンドフラックスに対する感度を高めるために、7月14日から13トンのGd2(SO4)3*8H2O(硫酸ガドリニウム八水和物)を検出器の超純水に溶解しました。2020年8月17日まで、SK-Gdフェーズの運用が開始されました。ローディング中、水は60m3/hの速度で継続的に再循環され、検出器の上部から水を抽出し、濃縮されたGd2(SO4)3*8H2O溶液と混合して、注入前にGd化合物の0.02%溶液を作成しました。それを検出器の底に入れます。Gdをロードした水と純水の間の明確な境界は、ロードを通じて維持され、ロード自体と、検出器の上部に到達するまでにかかった35日間のGd濃度の空間的均一性の監視が可能になりました。再循環速度は120m3/hに増加し、検出器全体にGdが一定かつ均一に分布し、以前の純水操作期間と同等の水の透明度が得られました。Am-Be中性子校正ソースを使用して、平均中性子捕獲時間は$115.6\pm0.6$$\mu$sと測定されました。これは、Gd濃度$110.9\pm1.4$(stat.only)ppmに対応します。このレベルのドーピングが期待されます。このペーパーでは、この検出器のアップグレード、Gdのロード手順、検出器の試運転、およびSK-Gdでの最初の中性子校正測定のために水循環システムに加えられた変更について説明します。

詰まったケプラーガスは、天体の結合されたマップ格子内のスパイラルアームの形成と消失につながります

Title Jammed_Keplerian_gas_leads_to_the_formation_and_disappearance_of_spiral_arms_in_a_coupled_map_lattice_for_astronomical_objects
Authors Erika_Nozawa
URL https://arxiv.org/abs/2109.00458
渦巻腕の形成と消失は、天体の多様なパターンをシミュレートするための最小限の手順で、結合マップ格子(CML)内の詰まったケプラーガスに焦点を当てることによって研究されます。CMLは、スパイラルアームが一種の交通渋滞であり、その動きは渋滞へのガスの流入と渋滞からの流出の両方によって支配されていることを示しています。特に、渦巻腕の消失の新しいメカニズムが発見されました。これは、従来の差動回転ではなく、軽い流入と重い流出のガス流量差(ここでは「ライトインとヘビーアウト」と呼ばれます)が原因で、渋滞が解消されます。さらに、スパイラルアームの寿命の一般的な近似式を提案します。これは、「ライトインおよびヘビーアウト」のメカニズムから単純に導き出されます。提案された公式は、CMLシミュレーション、さらに渦巻銀河M51の観測データにうまく適用されています。