熱核およびコア崩壊超新星の大規模環境
| Title |
The_large-scale_environment_of_thermonuclear_and_core-collapse_supernovae |
| Authors |
Eleni_Tsaprazi,_Jens_Jasche,_Ariel_Goobar,_Hiranya_V._Peiris,_Igor_Andreoni,_Michael_W._Coughlin,_Christoffer_U._Fremling,_Matthew_J._Graham,_Mansi_Kasliwal,_Shri_R._Kulkarni,_Ashish_A._Mahabal,_Reed_Riddle,_Jesper_Sollerman_and_Anastasios_Tzanidakis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02651 |
新世代の広視野時間領域調査により、大規模構造（LSS）における超新星（SN）ホスト銀河のクラスター化を初めて研究することが可能になりました。2M++銀河調査によって制約された、解像度$\sim$3.8Mpcの106個の暗黒物質密度の実現を使用して、SN集団のLSS環境を調査します。ZwickyTransientFacilityのBrightTransientSurveyおよびCensusoftheLocalUniverseカタログからの498個の熱核および782個のコア崩壊SNeのサンプルを使用して、分析を赤方偏移$z<0.036$に制限します。SNeのクラスタリングを高い有意性で検出します。2つのSNe集団の観察されたクラスタリングは、互いに一致しています。さらに、SNホストのクラスタリングは、同じ赤方偏移範囲内のスローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）バリオン振動分光サーベイ（BOSS）DR12分光銀河サンプルのクラスタリングと一致しています。潮汐せん断分類器を使用して、LSSをボイド、シート、フィラメント、ノットに分類します。SNe銀河とSDSS銀河の両方が主にシートとフィラメントに見られることがわかります。SNeは、これらの構造の体積分率と比較して、ボイドでは大幅に過小表示され、ノットでは過大表示されます。この作業は、補完的なLSSプローブとして今後の広視野深部SN調査を使用する可能性を開きます。
f（R、T）重力理論における自己相似宇宙論的解
| Title |
Self-similar_cosmological_solutions_in_f(R,T)_gravity_theory |
| Authors |
Jos\'e_Anotonio_Belinch\'on,_Carlos_Gonz\'alez,_Sami_Dib |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02668 |
自己相似性仮説の下で$f（R、T）$宇宙論モデルを研究します。フィールド方程式（FE）が物質コリネーションアプローチを通じて正確な自己相似解を認めるために、各物理的および幾何学的量がとり得る正確な形式を決定します。2つのモデルを研究します：case$\f（R、T）=f_{1}（R）+f_{2}（T）$とcase$f（R、T）=f_{1}（R）+f_{2}（R）f_{3}（T）$。いずれの場合も、フィールド方程式が自己相似解を認めるように、未知の関数$f_{i}$の形式を完全に決定する一般的な定理を述べます。また、いくつかの結果を限定的なケースとして述べています。これらの結果は非常に一般的であり、均質な自己相似メトリック$。$に対して有効です。このようにして、新しい宇宙論的シナリオを生成することができます。例として、これらの特定のモデルの正確な解決策を見つけることにより、2つのケースを研究します。
DMハローへのバリオンインプリント：矮小銀河から銀河団までの母集団統計
| Title |
Baryonic_Imprints_on_DM_Halos:_Population_Statistics_from_Dwarf_Galaxies_to_Galaxy_Clusters |
| Authors |
Dhayaa_Anbajagane,_August_E._Evrard_and_Arya_Farahi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02713 |
純粋に冷たい暗黒物質の宇宙では、初期の物質パワースペクトルとその後の重力成長には特別な質量または時間スケールが含まれていないため、内部暗黒物質（DM）ハロー特性の出現人口統計も含まれていません。LambdaCDM宇宙の3つのIllustrisTNG実現からの150万のハローを使用して、銀河形成物理学が非単調な特徴（「小刻みに動く」）を矮小銀河から銀河団までのハロー質量の60年にわたるDM特性統計に駆動することを示します。カーネルローカライズ線形回帰（KLLR）を使用して、5つのDMハロープロパティ（速度分散、NFW濃度、密度および速度空間の形状、形成時間）のハロー質量依存統計を抽出することにより、これらの機能を特徴付けます。銀河形成がある場合とない場合の実現間の正規化、傾き、共分散の正確な推定値を比較すると、すべての質量スケールで系統的な偏差が見られ、天の川の質量1e12Msunで最大偏差は25％です。ウィグルの質量依存性は、さまざまな冷却メカニズムとフィードバックメカニズム間の相互作用によって設定され、その観測的意味について説明します。プロパティの共分散は、ハローの質量と物理処理に強く依存しますが、相関関係はほとんど堅牢です。多変量KLLRと解釈可能な機械学習を使用して、ハロー濃度と速度空間形状が、速度分散分散のさまざまな質量での主な要因であることを示します。質量降着率とDM表面圧力エネルギーの統計は付録に記載されています。Z=12までの20エポックで実行されるTNG実行のハロープロパティカタログとKLLRパラメータを公開します。
暗黒物質ハロー特性に対する初期条件の数値収束
| Title |
Numerical_convergence_of_pre-initial_conditions_on_dark_matter_halo_properties |
| Authors |
Tianchi_Zhang,_Shihong_Liao,_Ming_Li,_Jiajun_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02904 |
事前初期条件（または粒子負荷）の生成は、宇宙論的N体シミュレーションを設定するための最初のステップです。この作業では、初期粒子負荷、つまりグリッド、ガラス、および新しく導入された容量制約ボロノイ分割（CCVT）のみが異なる一連のシミュレーションを使用して、暗黒物質ハロー特性に対する初期条件の数値収束を再検討します。異なる初期負荷から実行されたシミュレーション間で、ハロー特性の中央値がかなりよく一致していることがわかります（つまり、収束レベルが数パーセント以内）。また、異なるシミュレーション間でクロスマッチされた個々のハローの場合、それらのプロパティの相対的な違いが数十パーセントになることもあります。これらの収束が不十分なハローの進化履歴を見ると、通常はハローがマージされているか、ハローが最近のマージイベントを経験しており、さまざまなシミュレーションでのマージプロセスが同期しておらず、ハロープロパティの収束が不十分であることがわかります。一時的に。異方性グリッド荷重で開始するシミュレーションと比較して、等方性CCVT荷重を使用したシミュレーションは、同じく等方性であるガラス荷重を使用したシミュレーションよりもわずかに収束することを示します。さまざまな初期前条件を使用したシミュレーションの中で、高密度環境のハローは、プロパティがわずかに収束する傾向があります。私たちの結果は、CCVT負荷が、広く使用されているグリッドおよびガラス負荷と同様に小規模で動作することを確認し、初めて、2つの独立した等方性粒子負荷（ガラスとCCVT）のハロー特性への収束を定量化します。
相対的なバリオン-CDM摂動を伴う宇宙ボイドとBAO
| Title |
Cosmic_voids_and_BAO_with_relative_baryon-CDM_perturbations |
| Authors |
Hasti_Khoraminezhad,_Pauline_Vielzeuf,_Titouan_Lazeyras,_Carlo_Baccigalupi,_Matteo_Viel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02949 |
バリオンと2つの異なる伝達関数で初期化され、2つの異なる流体としてシミュレートされたコールドダークマター（CDM）を含む、重力のみの宇宙論的シミュレーションで、さまざまな大規模構造トレーサーの統計を研究します。これにより、バリオン-CDMの相対的な摂動がこれらの統計に与える影響を調べることができます。特に、宇宙のボイドの統計だけでなく、物質とハローの実空間の2点相関関数とバリオン音響振動（BAO）のピークにも焦点を当てています。ボイドサイズ関数は最大で1〜2％レベルで影響を受け、ボイド密度プロファイルとボイドバイアスはほとんど影響を受けないが、影響はより高い赤方偏移でより重要であることがわかります。物質とハローの実空間相関関数またはBAOピークに対する相対的なバリオン-CDM摂動の大きな影響は検出されません。これは、以前の研究の結果と一致しています。私たちの結果は、バリオン-CDMの相対的摂動を制約するためにボイドまたは実空間相関関数を使用することは難しいが、将来の宇宙論的調査データの分析のためにそれらをモデルに含める必要がないかもしれないことを意味します。
重力波背景の異方性による初期宇宙のテスト
| Title |
Testing_the_Early_Universe_with_Anisotropies_of_the_Gravitational_Wave_Background |
| Authors |
Ema_Dimastrogiovanni,_Matteo_Fasiello,_Ameek_Malhotra,_P._Daniel_Meerburg_and_Giorgio_Orlando |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03077 |
この研究では、中小規模の重力波異方性を使用してインフレーション粒子の含有量を制限する可能性を詳細に分析します。最初に、原始テンソル-テンソル-スカラーと純粋に重力の非ガウス性によって生成される異方性に焦点を当てた現象論的アプローチを開発します。信号の検出可能性を決定する上で重要な役割を果たす量を強調します。初期の宇宙物理学のプローブとして異方性の力を増幅するために、CMB温度異方性との相互相関を検討します。いわゆる誘導異方性に対するインフレ相互作用からの信号のサイズを評価します。現実的な推定値に到達するために、天体物理学的重力波バックグラウンドの存在下で、いくつかの今後の重力波プローブの非線形原始パラメータ$F_{\rmNL}$に対する予測制約を取得します。具体的なインフレの実現を検討することで調査結果をさらに説明し、それを使用して現象論的分析のいくつかの微妙な点を強調します。
コンパクトな暗黒物質のプローブとしての重力波のレンズ化
原始ブラックホールなどのコンパクトな暗黒物質（DM）オブジェクトのプローブとして、コンパクトなオブジェクトバイナリからの重力波の重力レンズ効果を研究しています。点質量レンズを想定して、コンパクトなオブジェクトバイナリからのレンズ付き重力波信号のパラメータ推定を実行し、地上ベースのレーザー干渉計を使用してレンズの検出可能性を判断します。次に、LIGO-Virgoが調査しているバイナリ母集団を考慮して、レンズイベントの非観測からコンパクトDMの存在量に対する制約を導き出します。LIGO-Virgoの観測は、$M_l=50M_\odot$より重いコンパクトオブジェクトがすべてのDMを構成できるわけではなく、$15\％$未満のDMが$M_l=200M_\odot$より重いコンパクトオブジェクトに含まれる可能性があることを示しています。また、コンパクトオブジェクトのDMフラクションは、$M_l>20M_\odot$の最終感度でLIGOによってプローブでき、$M_l>100M_\odot$でDM存在量の$0.7\％$に達し、ETによって$でプローブできることも示しています。M_l>0.4M_\odot$は、$M_l>20M_\odot$で$3\times10^{-5}$という低いDM分数に達します。
K2のスケーリング。 IV。キャンペーン1-8および10-18の均一な惑星サンプル
| Title |
Scaling_K2._IV._A_Uniform_Planet_Sample_for_Campaigns_1-8_and_10-18 |
| Authors |
J._K._Zink,_K._K._Hardegree-Ullman,_J._L._Christiansen,_S._Bhure,_B._Duffy_Adkins,_E._A._Petigura,_C._D._Dressing,_I._J._M._Crossfield,_J._E._Schlieder |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02675 |
キャンペーン1〜8および10〜18の測光を使用して、完全に自動化された手順で導出された、最初の完全なK2トランジット系外惑星サンプルを提供します。この均質な惑星候補カタログは、K2で通過する太陽系外惑星の堅牢な人口統計分析を実行するために重要です。747のユニークな惑星候補と57のマルチ惑星システムを特定します。これらの候補のうち、1つの共鳴多惑星系と2つの短周期ガス巨星を備えた1つの系を含む366は以前に特定されていません。このリストの作成を自動化することにより、サンプルバイアス（完全性と信頼性）の測定値を定量化できます。人工通過信号の光度曲線レベルの注入/回復テストを実行したところ、K2データ分析に必要な大幅なトレンド除去の結果として最大61％の完全性が見つかりました。この操作により、信号強度の関数としての検出効率の測定が可能になり、このサンプルを使用した将来の人口分析が可能になりました。検証ソフトウェアEDI-Vetterを逆トランジットフリー光度曲線に対してテストすることにより、惑星サンプルの信頼性を評価しました。私たちの惑星候補の91％は実際の天体物理学的信号であり、FGKMの矮星の種族に限定すると94％まで増加すると推定しています。また、バックグラウンド食変光星からの汚染率を5％未満に制限します。提示されたカタログは、完全性と信頼性の測定とともに、K2ミッションによって初めて観測されたフィールド全体で堅牢な太陽系外惑星の人口統計学的研究を実行することを可能にします。
外側のディスクの小石のダイナミクスとギャップを内側のディスクの水分濃縮にリンクする
| Title |
Linking_Outer_Disk_Pebble_Dynamics_and_Gaps_to_Inner_Disk_Water_Enrichment |
| Authors |
A._Kalyaan,_P._Pinilla,_S._Krijt,_G._D._Mulders,_A._Banzatti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02687 |
原始惑星系円盤のミリメートル連続イメージングは、固体粒子の分布と5〜10auを超える下部構造（ギャップとリング）の存在を明らかにし、赤外線（IR）スペクトルは、より小さな円盤半径で豊富なガス種へのアクセスを提供します。内側の円盤の水の輝度と外側のダストディスクの半径の間の反相関に関する最近の観測結果に基づいて、ここでは、外側の円盤から漂流し、雪線内の氷を昇華させて水を豊かにする氷の固体のダイナミクスを調査することを目指していますIRで観測される蒸気。揮発性物質を含むディスク進化モデルを使用して、外側のディスクのギャップが氷の固体の内側へのドリフトを効率的にブロックするさまざまな条件（ギャップの位置、粒子サイズ、ディスクの質量、およびアルファ粘度）を調査します。ディスク内蒸気の濃縮はディスクギャップの位置に非常に敏感であり、各粒子サイズに対して、ディスク内蒸気の濃縮を最小限に抑える放射状の「スイートスポット」が得られることがわかります。最も質量の大きい1〜10mmの小石の場合、このスイートスポットは7〜15auであり、内部ギャップが内部ディスクへの氷の供給を減らすのに重要な役割を果たしている可能性があり、地球とスーパーアース。これは、ディスクの内部ギャップの存在と特性を観察的に決定することの重要性を浮き彫りにします。最後に、内部の水蒸気量は、内部ディスクに入る小石のドリフト効率と質量流束を推定するためのプロキシとして使用できると主張します。
平均黄経変動のさまざまな比率を考慮して、3つの衛星S1、S2、およびS3間のラプラス共鳴を一般化します。これらの共鳴は、ラプラスのようなものと呼ばれ、2：1＆2：1、3：2＆3：2、および2：1＆3：2の共鳴の場合は一次、3：1＆3の場合は二次として分類されます。：1共振、および2：1＆3：1共振の場合は混合次数。中心体との重力相互作用と、その扁平率による効果、衛星S1、S2、S3の相互重力の影響、および4番目の衛星S4の経年重力効果を含むモデルを検討します。ガリラヤシステムにおけるカリストの役割。また、内衛星と中央体との間の潮汐トルクによる散逸効果も考慮しています。さまざまな側面を研究することにより、これらのラプラスのような共鳴を調査します。（i）散逸が含まれる場合の共鳴の生存を研究し、高速または低速で回転する中心体の場合の散逸効果について2つの異なる表現を取ります。（ii）いくつかのパラメーター、具体的には、扁平率係数、半主軸、および離心率が変化したときのラプラスのような共鳴の振る舞いを調査します。（iii）1次共鳴の線形安定性を分析します。パラメータのさまざまな値、および（iv）S4との完全な重力相互作用を含めて、共鳴への可能な捕捉を分析します。結果は、1次、2次、および混合次数の共鳴の顕著な違いを示しています。これは、太陽系の衛星の進化の歴史を研究するときに、また太陽系外惑星系の可能な実際の構成でアプリケーションを見つける可能性があります。
透過色分析の有用性についてI：スーパーアースとサブネプチューンの区別
| Title |
On_the_Utility_of_Transmission_Color_Analysis_I:_Differentiating_Super-Earths_and_Sub-Neptunes |
| Authors |
Kristin_S._Sotzen,_Kevin_B._Stevenson,_Erin_M._May,_Natasha_E._Batalha,_Noam_R._Izenberg,_Sarah_M._Horst,_Calley_L._Tinsman,_Carey_M._Lisse,_Nikole_K._Lewis,_Jayesh_M._Goyal,_Joseph_J._Linden,_and_Kathleen_E._Mandt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02714 |
これまでに発見された太陽系外惑星の大部分はトランジット法によって発見されており、透過分光法はこれらの遠い世界を研究するための主要な方法です。現在、通過する太陽系外惑星の詳細な大気特性評価では、大型望遠鏡での分光器の使用が必要であり、各惑星を研究するためにかなりの観測時間が必要です。以前の研究では、反射スペクトルのカラーカラー測光を使用した太陽系の世界の傾向、およびホットジュピターの透過スペクトル内の傾向が示されています。これらの概念に基づいて、太陽系外惑星の効率的で大まかな分類と、これらの世界の性質を評価するための透過色測光分析の使用を調査しました。ネプチューン。スペクトルモデル、モデル比較フレームワーク、波帯選択基準など、方法論と最初の結果を示します。さまざまな透過「色」メトリック、フィルター選択方法、およびフィルター数の結果を示します。化学平衡にある等温大気のノイズのないスペクトルを想定すると、パイプラインを使用して、スーパーアース大気とサブネプチューン大気を>90$\％$の全体的な精度で区別するために、大気の平均分子量を制限することができます。2つの特定の低解像度フィルターの組み合わせとして。また、フィルターの数を増やしても、このパフォーマンスに実質的な影響はないこともわかりました。この方法は、現在の方法よりもはるかに効率的に多数の惑星の幅広い特性評価を可能にし、人口およびシステムレベルの研究を可能にします。さらに、この方法で収集されたデータは、関心のある世界のより詳細な研究のために、大型望遠鏡による追跡観測時間を知らせることができます。
PDS70周辺の磁場と降着する巨大惑星
最近の高空間/スペクトル分解能の観測により、特に最終段階で、巨大惑星の形成メカニズムを制約することが可能になりました。そのような観測の現在の解釈は、これらの惑星が磁気圏の降着を受けるということであり、惑星の磁場の重要性を示唆しています。PDS70b/cで推定された物理パラメータを使用して、周惑星円盤に囲まれた降着した磁化された巨大惑星の特性を調べます。巨大惑星の磁場強度とその結果生じるスピン速度を計算し、これらの惑星が数10Gまたは数100Gの双極子磁場を持っている可能性があることを発見しました。前者は惑星の成長と半径の進化の自然な結果ですが、結果として生じるスピン速度は観測を再現できません。後者の場合、一貫した画像を描くことができます。そこでは、高温の惑星内部によって誘発された強い磁場が、磁気圏の降着とディスクロックによるスピンダウンの両方につながります。また、惑星の磁場を考慮して、これらの惑星の近くにある周惑星円盤の特性を計算します。結果として得られる表面密度は、標準モデルと比較して非常に低くなり、衛星形成材料の半径方向の動きの重要性を示唆しています。私たちのモデルは、表面密度の正の勾配を予測します。これにより、衛星の移動と放射状に漂うダスト粒子の両方のトラップが呼び出されます。したがって、この研究は、最近の研究によって示唆されているように、巨大惑星の最終的な形成段階は褐色矮星などの低質量星のそれと類似していると結論付けています。
巨大な銀河の外側の恒星の質量：豊かさに匹敵する散乱と投影効果の減少を伴うハロー質量の単純なトレーサー
| Title |
The_Outer_Stellar_Mass_of_Massive_Galaxies:_A_Simple_Tracer_of_Halo_Mass_with_Scatter_Comparable_to_Richness_and_Reduced_Projection_Effects |
| Authors |
Song_Huang_(Princeton),_Alexie_Leauthaud_(UCSC),_Christopher_Bradshaw_(UCSC),_Andrew_Hearin_(Argonne_National_Lab),_Peter_Behroozi_(Arizona),_Johannes_Lange_(UCSC_and_Stanford),_Jenny_Greene_(Princeton),_Joseph_DeRose_(LBNL),_Joshua_S._Speagle_(Toronto_and_Dunlap_Institute),_Enia_Xhakaj_(UCSC) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02646 |
HyperSuprime-CamSubaruStrategicProgram（HSCサーベイ）からの弱い重力レンズ効果データを使用して、ハロー質量の追跡におけるさまざまな恒星質量推定の可能性を研究します。$\log{M_{\star}/M_{\odot}}>11.5$で0.2<z<0.5の銀河を、redMaPPerとCAMIRAの豊富さに基づくアルゴリズムから注意深く測定された光プロファイルとクラスターで検討します。積み重ねられた銀河-銀河レンズプロファイルを使用して、さまざまなトレーサーのハロー質量観測可能関係のばらつきを評価し、4つの数密度ビンのハロー質量プロキシを相互比較する方法（「TopN」テスト）を考案します。このテストにより、3つの重要な発見が明らかになります。R<30kpc内のcModel測光または開口光度に基づく恒星の質量は、ハロー質量の不十分なプロキシです。対照的に、外側のエンベロープの恒星の質量は、優れたハロー質量プロキシです。R=[50,100]kpc、M*[50,100]内の恒星の質量は、$\log{M_{\rmvir}/M_{\odotにある最先端のリッチベースのクラスターファインダーに匹敵するパフォーマンスを備えています。}}>14.0$であり、より低いハロー質量でより優れたハロー質量トレーサーになる可能性があります。最後に、N体シミュレーションを使用して、M*[50,100]によって選択された大規模なハローのレンズプロファイルが、投影または誤中心効果のないサンプルの期待値と一致していることを確認します。一方、リッチネスで選択されたクラスターは、レンズプロファイルでR〜1Mpcで過剰を示します。これは、選択バイアスによるより大きな影響を示唆している可能性があります。これらの結果は、Mstarベースのトレーサーが巨大なハローを特定する上で明確な利点を持っていることを示唆しています。これはクラスター宇宙論の新しい道を開く可能性があります。
ヤングトランジションディスクWL17の下部構造の検出
| Title |
Detection_of_Substructures_in_Young_Transition_Disk_WL_17 |
| Authors |
Hannah_Gulick,_Sarah_Sadavoy,_Luca_Matra,_Patrick_Sheehan,_Nienke_van_der_Marel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02652 |
WL17は、へびつかい座L1688分子雲複合体の若い遷移ディスクです。WL17はL1688で最も明るいディスクのひとつであり、ほこりの自己散乱を予想するのに十分な大きさですが、ALMAの機器の感度限界まで偏光で検出されませんでした。このような低い偏光率は、ビーム内の未解決の偏光または光学的に薄いダスト放出を示している可能性があります。偏光観測からの高感度233GHzストークスIデータを、345GHzおよび100GHzでの以前のALMAデータと組み合わせることにより、後者のケースをテストします。単純な幾何学的形状を使用して、各バンドで観測されたディスクの可視性に適合させます。単純なモデルと想定されるダスト温度プロファイルを使用して、3つのバンドすべての光学的厚さを推定します。233GHzでの光学的厚さは、$\tau_{233}\sim0.3$でピークに達します。これは、ダストの放出が、ダストの自己散乱を効率的に行うのに十分な光学的厚さではない可能性があることを示しています。また、感度の高い233GHzのデータは、ディスクの下部構造を初めて示しています。下部構造は、星の両側の主軸に沿って明るいローブとして表示されます。ローブを単純な幾何学的モデルに適合させようとしますが、233GHzのデータでは解決されていません。傾斜して見たときに、短軸よりも長軸に沿って高い塵の柱が存在するように、ディスクを1mmでフレアすることを提案します。これらの観測は、ディスク構造を研究するためのダスト分極観測からの高感度連続データの強さを強調しています。
伴銀河系のますます完全な観測知識に駆り立てられて、共通のホストに属する衛星間の相互の空間的整列と速度の関係は、生産的な研究分野になりました。多くの研究が、このような位相空間相関のさまざまなタイプを調査しており、コミュニティはさまざまな程度の注目を集めています。伴銀河の平面の問題はおそらく最もよく知られている例であり、豊富な研究文献の分野と、それが宇宙論のLCDMモデルにどれほどの課題をもたらすかについての継続的で物議を醸す議論があります。別のタイプの相関関係である矮小銀河の見かけ上の過剰は、LCDMの期待との緊張が報告されているにもかかわらず、あまり注目されていません。主にガイアによって駆動される固有運動測定の拡大に伴い、他の特異な位相空間相関が天の川衛星間で明らかになりました。例としては、宇宙論的期待と比較した衛星の接線速度の超過、および衛星が中心付近に近いという予期しない好みがあります。同時に、他の種類の相関関係は、宇宙論的期待、特に偏った伴銀河系と伴銀河のグループの降着とより一致していることがわかっています。後者はこれまで宇宙論的シミュレーションで主に研究されてきましたが、グループの伴銀河メンバーの軌道間の相関関係を生成する方法を提供することにより、他の問題のいくつかに対処する可能性を提供します。このレビューは、伴銀河系間の位相空間相関の非常に活発な分野への導入を提供する最初のものです。これは、既存の最近の研究を要約し、現在ほとんど排他的に個別に考慮されているさまざまなタイプの相関関係間の相互依存性を強調しています。将来の見通しについても簡単に説明します。（簡略化）
星形成フィラメントにおける低いオルト対パラH2比について
星と惑星系の形成は複雑な現象であり、複数の物理的プロセスの相互作用に依存しています。それにもかかわらず、それは宇宙、特に彗星や惑星での重要な分子（水など）の形成につながる条件を理解するための重要な段階を表しています。{\itHerschel}の観測は、主成分が水素分子（H$_2$）であるガス状のフィラメント状構造から星が形成されることを示しました。その核スピンに応じて、H$_2$は2つの形式で見つけることができます：平行スピンを持つ「オルソ」とスピンが逆平行である「パラ」。これらの異性体間の相対比、すなわちオルト対パラ比（OPR）は、星形成ガスの熱力学および水の形成に影響を与える基本的な化学に関連するさまざまなプロセスで重要な役割を果たします。分子雲とその後の重水素化。これは、太陽系の体内の水の起源を決定するために一般的に使用されます。ここでは、乱流分子雲の最先端の3次元電磁流体力学シミュレーションによって、温かい中性媒体から始まるOPRの進化を初めて評価します。私たちの結果は、星形成雲がすでに中程度の密度（$\sim$1000cm$^{-3}$）で低いOPR（$\ll0.1$）を示していることを示しています。また、宇宙線のイオン化率を制限し、$10^{-16}\、\rms^{-1}$が拡散雲の観測を説明するために必要な下限であることを発見しました。私たちの結果は、星と惑星の形成プロセスの理解における一歩を表しており、理論的研究と観測的研究の両方の化学的初期条件の堅牢な決定を提供します。
GASPとMaNGAの調査は、円盤銀河のガス金属量勾配の謎に光を当てています。
| Title |
GASP_and_MaNGA_surveys_shed_light_on_the_enigma_of_the_gas_metallicity_gradients_in_disk_galaxies |
| Authors |
Andrea_Franchetto,_Matilde_Mingozzi,_Bianca_M._Poggianti,_Benedetta_Vulcani,_Cecilia_Bacchini,_Marco_Gullieuszik,_Alessia_Moretti,_Neven_Tomicic_and_Jacopo_Fritz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02656 |
調査GASP（MUSEを使用した銀河のGAストリッピング現象）からの85個の銀河のMUSE観測と、MaNGA（アパッチポイント天文台調査での近くの銀河のマッピング）からの大きなサンプルの両方を利用して、ガス金属度勾配の分布をの関数として調査します。局所的なクラスター銀河と散在銀河のための恒星の質量。全体として、金属量プロファイルは、恒星の質量が$10^{10.3}\、{\rmM_\odot}$まで増加するにつれて急勾配になり、質量が大きくなると平坦になります。金属量プロファイルと恒星の質量面密度勾配の結果を組み合わせて、観測された急峻化は、円盤銀河の裏返しの形成中のその場での星形成による局所的な金属濃縮の結果であると提案します。金属量勾配と恒星の質量の関係は、特に$10^{9.8}<{\rmM_\star/M_\odot}<10^{10.5}$の場合、かなり大きな散乱によって特徴付けられ、金属量勾配が反銀河ガスの割合と相関します。銀河環境に焦点を当てると、与えられた恒星の質量で、銀河団はそれらのフィールドの対応物よりも体系的に平坦な金属量プロファイルを持っています。多くの亜集団がクラスター内に共存しています。金属量プロファイルが浅い銀河は、現在のホストハローに早く落ち込み、金属量プロファイルが急な銀河団よりも長い間環境への影響を経験しているようです。最近の銀河の落下物は、現在ラム圧ストリッピングを受けている銀河のように、散在銀河の金属量勾配に似た金属量勾配を示しており、クラスターの影響をまだ感じていないことを示唆しています。
z〜1-2星形成ディスクの回転曲線：異なるフィッティング方法での暗黒物質の割合とディスク特性の比較
| Title |
Rotation_Curves_in_z~1-2_Star-Forming_Disks:_Comparison_of_Dark_Matter_Fractions_and_Disk_Properties_for_Different_Fitting_Methods |
| Authors |
S._H._Price,_T._T._Shimizu,_R._Genzel,_H._\"Ubler,_N._M._F\"orster_Schreiber,_L._J._Tacconi,_R._I._Davies,_R._T._Coogan,_D._Lutz,_S._Wuyts,_E._Wisnioski,_A._Nestor,_A._Sternberg,_A._Burkert,_R._Bender,_A._Contursi,_R._L._Davies,_R._Herrera-Camus,_M.-J._Lee,_T._Naab,_R._Neri,_A._Renzini,_R._Saglia,_A._Schruba,_K._Schuster |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02659 |
イオン化ガス運動学と分子ガス運動学の両方を使用して、z〜0.67-2.45にある41個の巨大で大きな星形成銀河のダイナミクスと構造を調べる追跡分析を提示します。銀河のダイナミクスを、すべての観測効果と機器効果を含む運動学を完全にフォワードモデル化するコードを使用して、バルジ、厚い乱流ディスク、およびNFW暗黒物質ハローで構成されるモデルに適合させます。マルコフ連鎖モンテカルロ（MCMC）サンプリングを使用して、恒星とガスの質量およびディスクサイズに基づく事前確率を含むパラメーター空間を探索します。抽出された1Dキネマティックプロファイルを使用して、サンプル全体を適合させます。14個のよく解像された銀河のサブセットについては、2D運動学にも適合します。MCMCアプローチは、論文I（Genzeletal。2020）に示されている最小二乗フィッティングの結果を確実に確認します。サンプル銀河は銀河スケールでバリオンが豊富である傾向があります（1つの有効半径内）。1Dと2DMCMCの結果もサブセットとよく一致しており、銀河の動的情報の多くが主軸に沿ってキャプチャされていることを示しています。2D運動学は、非円運動の存在によってより影響を受けます。これは、放射状の運動と一致する残留シグネチャを示す1つの銀河に対して一定の流入を伴うおもちゃモデルを構築することによって説明します。この分析は、論文Iや他の研究の結果とともに、z〜1-2の巨大な星形成銀河が銀河スケールでバリオンが優勢であり、暗黒物質の割合が低く、バリオン表面密度が高いという発見を強化しています。最後に、この分析で使用されたキネマティックフィッティングコードの詳細を示します。
APOGEE-2Sバルジ球状星団NGC6380における軽元素と重元素の存在量相関の発見
| Title |
APOGEE-2S_Discovery_of_Light-_and_Heavy-Element_Abundance_Correlations_in_the_Bulge_Globular_Cluster_NGC_6380 |
| Authors |
Jos\'e_G._Fern\'andez-Trincado,_Timothy_C._Beers,_Beatriz_Barbuy,_Szabolcs_M\'esz\'aros,_Dante_Minniti,_Verne_V._Smith,_Katia_Cunha,_Sandro_Villanova,_Doug_Geisler,_Steven_R._Majewski,_Leticia_Carigi,_Baitian_Tang,_Christian_Moni_Bidin,_Katherine_Vieira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02661 |
比較的高い金属量のバルジ球状星団NGC6380の9つの星の存在比を導き出します。[Fe/H]$=-0.80$と$-0.73$の間の平均クラスター金属量が見つかり、変動の明確な証拠はありません。観測誤差を超えた鉄の存在量。[N/Fe]の存在比が大幅に向上した星は、クラスターに存在し、[C/Fe]と反相関しています。この傾向は、このクラスターの複数の集団現象のシグナルと見なされます。遅い中性子捕獲プロセス要素（s要素）CeIIで、見かけの固有の星から星への広がり（$\gtrsim0.27$dex）を検出します。さらに、[Ce/Fe]の存在比は、[N/Fe]との相関がありそうですが、[Al/Fe]との相関はやや弱いです。確認された場合、NGC6380は、N-Ce相関が検出された最初の高金属量球状星団である可能性があります。さらに、この相関関係は、Ceも複数集団現象に関与する元素である可能性があることを示唆しています。現在、高金属量クラスターにおけるこの明らかなN-Ce相関の起源についてのコンセンサス解釈が欠けています。回転混合により、さまざまなチャネル（高金属量領域の低質量漸近巨星分枝星または高速回転する大質量星（「スピンスター」））で再現できることを暫定的に提案します。それはまた、特異星の発生を含むいくつかの汚染イベントの累積的な影響である可能性があります。私たちの発見は、比較的高金属量の球状星団におけるその見かけの独占性の理由を理解するために、恒星内元素合成モデルを導くはずです。
ホスト銀河の恒星質量の関数としてのX線AGNの大規模なクラスター化の形成における散乱と衛星の役割
| Title |
The_role_of_scatter_and_satellites_in_shaping_the_large-scale_clustering_of_X-ray_AGN_as_a_function_of_host_galaxy_stellar_mass |
| Authors |
Akke_Viitanen_(1,2),_Viola_Allevato_(3,4,1),_Alexis_Finoguenov_(1),_Francesco_Shankar_(5),_Christopher_Marsden_(5)_((1)_Department_of_Physics,_University_of_Helsinki,_Helsinki,_Finland_(2)_Helsinki_Institute_of_Physics,_Gustaf_Hallstromin_katu_2,_University_of_Helsinki,_Finland_(3)_Scuola_Normale_Superiore,_Pisa,_Italy_(4)_INAF_-_Osservatorio_di_Astrofisica_e_Scienza_delle_Spazio_di_Bologna,_OAS,_Bologna,_Italy_(5)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Southampton,_Highfield,_UK) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02667 |
中央の超大質量ブラックホール（BH）、それらのホスト銀河、およびダークマターハローの間の共進化は、依然として激しい議論の問題です。現在の理論モデルは、例えば、降着源の割合とそれらの特徴的な降着率との間の大きな不確実性と縮退に悩まされています。最近の研究で、活動銀河核（AGN）クラスタリングは、平均BH質量の観点から分析すると、縮退を打破するための強力なツールであり、固定恒星質量でのAGNバイアスは、AGNデューティサイクルとBH質量とホスト銀河恒星質量の間の平均スケーリング。この論文では、改良された半経験的方法論と、$z\sim1.2$の大きなAGNサンプルから得られた最近のクラスタリングデータを利用して、ホスト銀河の恒星質量の関数としてのAGNバイアスがBHの重要な診断であることを示しています。-銀河の接続、およびBH質量の周りの散乱に大きく依存します-銀河の質量のスケーリング関係、および衛星と中央の活動銀河の相対的な割合に依存します。$z\sim1.2$の現在のデータは、衛星のAGNの比較的高い値を支持しており、高い最小ホストハロー質量が想定されていない限り、AGNのトリガーにおけるディスクの不安定性の主要な役割を示しています。データは、$z\sim1.2$および中間宿主質量$M_\mathrm{star}\lesssim10^{11}\、\mathrm{M}_\でのBH銀河散乱の大きさ/共分散について決定的ではありません。odot$。しかし、ユークリッド/LSSTのような将来の調査は、BH-銀河の共進化に光を当てる上で極めて重要になるでしょう。
| Title |
APOGEE-2_Discovery_of_a_Large_Population_of_Relatively_High-Metallicity_Globular_Cluster_Debris |
| Authors |
Jos\'e_G._Fern\'andez-Trincado,_Timothy_C._Beers,_Anna._B._A._Queiroz,_Cristina_Chiappini,_Dante_Minniti,_Beatriz_Barbuy,_Steven_R._Majewski,_Mario_Ortigoza-Urdaneta,_Christian_Moni_Bidin,_Annie_C._Robin,_Edmundo_Moreno,_Leonardo_Chaves-Velasquez,_Sandro_Villanova,_Richard_R._Lane,_Kaike_Pan,_Dmitry_Bizyaev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02669 |
超太陽[N/Fe]（$\gtrsim+0.75$）が特定された、比較的高金属量（[Fe/H]$>-0.7$）の赤色巨星の新しい化学的に異なる集団の発見を報告します。天の川の膨らみ、円盤、そして光輪。この星のサンプルは、アパッチポイント天文台銀河進化実験（APOGEE-2）の第2フェーズで観測されました。これらの星のスペクトルは、スローンデジタルスカイサーベイの第17回データリリース（DR17）の一部です。この新たに特定された集団は、さまざまな前駆細胞で形成され、完全にまたは部分的に破壊された金属に富む球状星団で構成されている可能性が高いと仮定します。球状星団は、異常な光球窒素によって特定されます。豊富さ。GCD星のいくつかは、その場で形成されたクラスターとともに、ガイア-エンセラダス-ソーセージ降着イベントのメンバーである可能性があります。
SUPER V. ALMAのz〜2 AGNの連続観測と、星形成に影響を与える流出のとらえどころのない証拠
| Title |
SUPER_V._ALMA_continuum_observations_of_z~2_AGN_and_the_elusive_evidence_of_outflows_influencing_star_formation |
| Authors |
I._Lamperti,_C._M._Harrison,_V._Mainieri,_D._Kakkad,_M._Perna,_C._Circosta,_J._Scholtz,_S._Carniani,_C._Cicone,_D._M._Alexander,_M._Bischetti,_G._Calistro_Rivera,_C.-C._Chen,_G._Cresci,_C._Feruglio,_F._Fiore,_F._Mannucci,_A._Marconi,_L._N._Mart\'inez-Ram\'irez,_H._Netzer,_E._Piconcelli,_A._Puglisi,_D._J._Rosario,_M._Schramm,_G._Vietri,_C._Vignali,_L._Zappacosta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02674 |
NIRIFS観測を組み合わせ、H$\alpha$放射と[OIII]流出をマッピングし、残りのフレームのFIR放射の解像度を一致させた観測と組み合わせることにより、高赤方偏移AGNホストの星形成に対するAGNイオン化流出の影響を研究します。。SUPERサンプルからz〜2で選択された8つのX線AGNの高解像度ALMAバンド7観測を提示し、残りのフレームの〜260um連続体を〜2kpc（0.2''）の解像度でターゲットにします。ALMAマップでS/N>10、連続フラックス密度F=0.27-2.58mJyおよびFIR半光半径Re=0.8-2.1kpcの8つのターゲットのうち6つを検出しました。私たちのサンプルのFIRReは、文献からの同様の赤方偏移で、他のAGNおよび星形成銀河に匹敵します。ただし、X線AGN（Re=1.16+/-0.11kpc）の平均FIRサイズは、非AGN（Re=1.69+/-0.13kpc）よりもわずかに小さいことがわかります。SEDフィッティングから、260umのフラックス密度への主な寄与は、星形成によって加熱されたダストであり、AGNで加熱されたダストからの寄与は4％未満、シンクロトロン放射からの寄与は1％未満であることがわかります。私たちのサンプルの大部分は、FIR（主に再処理された恒星放出による）とイオン化ガス放出（H$\alpha$と[OIII]、主にAGN放出による）の異なる形態を示しています。これは、塵とイオン化ガスの場所の違い、放出源（星とAGN）の違い、または塵の覆い隠しの影響が原因である可能性があります。星形成に起因する可能性のある、AGNが支配的なものを超える残留H$\alpha$放射を特定することはできません。FIR放射が不明瞭な星形成の信頼できるトレーサーであるという仮定の下で、これらのAGNホスト銀河における不明瞭な星形成活動はイオン化された流出によって明確に影響されないことがわかります。ただし、星形成の抑制が、観測で調べたものよりも小さい空間スケール（<2kpc）または異なるタイムスケールで発生していることを除外することはできません。
星形成銀河における拡散イオン化ガス（DIG）：局所HII領域に対する開口効果の影響
| Title |
The_diffuse_ionized_gas_(DIG)_in_star-forming_galaxies:_the_influence_of_aperture_effects_on_local_HII_regions |
| Authors |
F._Mannucci,_F._Belfiore,_M._Curti,_G._Cresci,_R._Maiolino,_A._Marasco,_A._Marconi,_M._Mingozzi,_G._Tozzi,_A._Amiri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02684 |
拡散イオン化ガス（DIG）は、銀河の輝線星雲の放出に寄与し、HII領域で生成される輝線星雲とは大幅に異なる輝線フラックス比をもたらします。[SII]6717,31の放出を、近くの銀河のHII領域の尖った観測と、より遠い銀河の統合スペクトルとの間で比較すると、DIGは、明るい星形成銀河の放出にも深く影響する可能性があると最近主張されています。HII領域からの真の寄与を回復するには、観測された線比に大きな補正を適用する必要があること。ここでは、代わりに、星形成銀河の統合スペクトルに対するDIGの影響が、以前の研究で想定されていたものよりも低いことを示しています。実際、近くのHII領域の分光法に対するアパーチャの影響が、観測された違いの主な原因です。ローカルHII領域のスペクトルが、DIGを避けながら十分な大きさのアパーチャを使用して抽出された場合、観測された線比は、より遠い銀河の場合と同じです。この結果は、金属量を測定するためのストロングライン法の使用に非常に関連しています。
近くの渦巻銀河における星形成の方位角伝播：NGC 628、NGC 3726、NGC 6946
渦巻衝撃波によって引き起こされた星形成は、渦巻密度波によって生成され、渦巻腕全体に方位角の年齢勾配を生成します。これは、共回転共鳴の両側に反対の符号があります。若い星団と近くのHII領域との間の空間的分離の分析は、研究された銀河の共回転半径の位置を決定することを可能にしました。同じ銀河のガス速度場のフーリエ解析は、ここに提示された形態学的方法によって得られた共回転半径の推定値を独立して確認しました。
ハイパーシュプライムカムによって明らかにされた過去70億年にわたる超大質量ブラックホールと銀河の間の同期した共進化
| Title |
Synchronized_Co-evolution_between_Supermassive_Black_Holes_and_Galaxies_Over_the_Last_Seven_Billion_Years_as_Revealed_by_the_Hyper_Suprime-Cam |
| Authors |
Junyao_Li,_John_D._Silverman,_Xuheng_Ding,_Michael_A._Strauss,_Andy_Goulding,_Malte_Schramm,_Hassen_M._Yesuf,_Mouyuan_Sun,_Yongquan_Xue,_Simon_Birrer,_Jingjing_Shi,_Yoshiki_Toba,_Tohru_Nagao_and_Masatoshi_Imanishi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02751 |
$0.2<z<0.8$で584個の均一に選択されたSDSSクエーサーを使用して、$M_{\rmBH}-M_*$関係の進化を測定します。ブラックホールの質量（$M_{\rmBH}$）は、H$\beta$輝線を使用して単一エポックのウイルス質量推定量から導出され、$7.0<{\rmlog}\、M_{の範囲に及びます。\rmBH}/M_\odot<9.5$。$10.0<{\rmlog}\、M_*/M_\odot<11.5$の間隔をカバーするホスト銀河の恒星質量（$M_*$）は、ハイパーの2次元クエーサーホスト分解を実行することによって決定されます。Suprime-Cam画像とスペクトルエネルギー分布フィッティング。質量項でのサンプル選択バイアスと測定の不確かさを定量化するために、模擬クエーサーサンプルを作成して、$M_{\rmBH}-M_*$関係の赤方偏移の進化とその固有の散乱（$\sigma_\mu$）フォワードモデリングを通じて。進化のレベルは$\sigma_\mu$で縮退していることがわかります。そのため、$\sigma_\mu$が小さい場合、正の穏やかな進化（つまり、$M_{\rmBH}/M_*$はredshiftで増加します）の両方が発生します。、および$\sigma_\mu$が大きい負の穏やかな進化は、私たちのデータと一致しています。$\sigma_\mu$の事後分布により、$M_{\rmBH}-M_*$関係の固有の散布図に強い制約を課すことができます。これは$0.25_{-0.04}^{の最良の推論を持ちます。+0.03}$dex、ローカル値と一致します。ローカル関係に対する$M_{\rmBH}-M_*$関係の赤方偏移の進化は、一致して$（1+z）^{0.12_{-0.27}^{+0.28}}$に制約されます。$z\sim0.8$以降、大きな進化はありません。緊密で進化しない$M_{\rmBH}-M_*$の関係は、AGNフィードバックまたは/および作業中の一般的なガス供給による結合を示唆しているため、銀河とそのブラックホールの質量比が制限されます。範囲。かなりの恒星円盤コンポーネントを考えると、$M_{\rmBH}-M_{\rmbulge}$の関係は、以前より高い赤方偏移で見られたように進化する可能性があります。
遠赤外線/サブミリメートル銀河のホストの形態学的進化
ハッブル宇宙望遠鏡によって取得されたF160WおよびF814W画像を使用して、宇宙進化調査分野における1,265個の遠赤外線銀河（FIRG）およびサブミリメートル銀河（SMG）のホスト形態学的研究を提示します。FIRGとSMGは、それぞれハーシェル多層銀河系外調査とSCUBA-2宇宙論レガシー調査から選択されます。それらの正確な位置は、アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイおよび超大型アレイからの干渉計データに基づいています。これらのオブジェクトの大部分は$0.1\lesssimz\lesssim3$にあります。SMGは、信号対雑音比のしきい値のため、選択したFIRGのサブセットを構成しませんが、SMGはFIRGの高赤方偏移テールの母集団と見なすことができます。当社のほとんどのFIRG/SMGは、発光および超高光度赤外線銀河（LIRG、$L_{\rmIR}=10^{11-12}L_）の領域で、全赤外線光度（$L_{\rmIR}$）を持っています。\odot$;ULIRG、$L_{\rmIR}>10^{12}L_\odot$）。SMGULIRG、FIRGULIRG、およびFIRGLIRGのホストは、詳細な分析を可能にするのに十分な数であり、それらの恒星の質量はわずかに異なります。それらの形態学的タイプは、主に円盤銀河（タイプ「D」）と不規則/相互作用システム（タイプ「Irr/Int」）です。FIRGULIRGホストの$z\upperx1.25$に形態学的遷移があり、それを超えるとIrr/Int銀河が優勢になり、それを下回るとD銀河とIrr/Int銀河がほぼ同じ寄与をします。SMGULIRGホストも同様の移行を経験しているようです。これは、ULIRGの可能なトリガーメカニズムとして、「通常の」円盤銀河における銀河の合体/相互作用と経年的なガス降着の相対的な重要性の変化を示唆しています。FIRGLIRGホストは、十分統計量のある$z=0.25-1.25$を超える主にD銀河です。
ブラックホールの成長と銀河の進化における合併とガス降着の役割
半解析的銀河形成モデルを使用して、超大質量ブラックホール（SMBH）とそのホスト銀河の共進化を研究します。SMBHの合体は重要ではありませんが、合併によって引き起こされたクエーサーモードの降着は、SMBHの成長において支配的な役割を果たします。合併は、SMBHの成長よりも、SMBHホスト銀河の成長においてより重要な役割を果たします。SMBHの質量とホストの銀河の質量との間に観測されたスケーリング関係を決定するのは、クエーサーモードの降着と合併によるSMBHの成長への寄与と、スターバーストと合併によるホスト銀河の成長への寄与の組み合わせです。また、SMBHホスト銀河と同じ恒星質量範囲を共有する通常の銀河と比較して、SMBHホスト銀河の成長において合併がより重要であることがわかります。
高赤方偏移での異なる粒子源によるダスト減衰曲線に対する形状の影響
| Title |
Geometry_effects_on_dust_attenuation_curves_with_different_grain_sources_at_high_redshift |
| Authors |
Yen-Hsing_Lin,_Hiroyuki_Hirashita,_Peter_Camps,_Maarten_Baes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03072 |
高赤方偏移（$z>5$）銀河で塵が検出されましたが、その起源についてはまだ議論が続いています。高赤方偏移銀河での塵の生成は、星の生成または星間物質での降着（塵の成長）によって支配される可能性があります。以前の研究では、これら2つのダスト源が異なる粒度分布を予測し、それが大幅に異なる消光曲線につながることが示されています。この論文では、放射伝達計算を実行することにより、消光曲線の違いが銀河のダスト減衰特性にどのように影響するかを調査します。塵-星の分布幾何学の主な効果を調べるために、球対称の2つの代表的なケースを採用します：よく混合された幾何学（星と塵が均一に混合されている）と2層の幾何学（若い星は中心）。どちらの場合も、減衰曲線は、散乱によって、および若い星の種族と古い星の種族の間の異なる光学的厚さによって大幅に急勾配になり、不明瞭でない星の種族の存在によって平坦化できることを確認します。非常に異なる消光曲線でも、同様の減衰曲線を再現できます。したがって、減衰曲線だけでダスト源を区別することは困難であると結論付けます。ただし、ダスト放出に関する情報を含めて、IRX（赤外線超過）-$\beta$（紫外線スペクトル勾配）の関係をプロットすると、異なるダストソースがIRX-$\beta$図の異なる位置を予測します。ダストの成長が主要なダスト源である場合、同様のIRXではより大きな$\beta$が優先されます。
GOGREEN調査：遷移銀河と環境クエンチングの進化
| Title |
The_GOGREEN_survey:_Transition_Galaxies_and_The_Evolution_of_Environmental_Quenching |
| Authors |
Karen_McNab_(1,2),_Michael_L._Balogh_(1,2),_Remco_F._J._van_der_Burg_(3),_Anya_Forestell_(1,2),_Kristi_Webb_(1,2),_Benedetta_Vulcani_(4),_Gregory_Rudnick_(5),_Adam_Muzzin_(6),_M._C._Cooper_(7),_Sean_McGee_(8),_Andrea_Biviano_(9,10),_Pierluigi_Cerulo_(11),_Jeffrey_C._C._Chan_(12),_Gabriella_De_Lucia_(9),_Ricardo_Demarco_(11),_Alexis_Finoguenov_(13),_Ben_Forrest_(12),_Caelan_Golledge_(5),_Pascale_Jablonka_(14,15),_Chris_Lidman_(16),_Julie_Nantais_(17),_Lyndsay_Old_(18),_Irene_Pintos-Castro_(19,20),_Bianca_Poggianti_(4),_Andrew_M._M._Reeves_(1,2),_Gillian_Wilson_(12),_Howard_K._C._Yee_(20),_Dennis_Zaritsky_(21)_((1)_University_of_Waterloo,_(2)_Waterloo_Centre_for_Astrophysics,_(3)_ESO,_(4)_INAF,_Padova,_(5)_University_of_Kansas,_(6)_York_University,_(7)_UC_Irvine,_(8)_University_of_Birmingham,_(9)_INAF,_Trieste,_(10)_IFPU,_Trieste,_(11)_Universidad_de_Concepcion,_(12)_UC_Riverside,_(13)_University_of_Helsinki,_(14)_EPFL,_Switzerland_(15)_GEPI,_Paris,_(16)_ANU,_(17)_Universidad_Andres_Bello,_(18)_ESA,_(19)_CEFCA,_Teruel,_(20)_University_of_Toronto,_(21)_Steward_Observatory_and_University_of_Arizona) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03105 |
11個の巨大な（$M\約2\times10^{14}\、\mathrm{M}_\odot$）銀河団を使用して、$z\sim1$の銀河における環境駆動型の星形成消光の速度を測定します。GOGREENサンプルからの赤方偏移範囲$1.0<z<1.4$にまたがっています。3つの異なるタイプの遷移銀河を識別します。残りのフレームの$（NUV-V）$と$（V-J）$の色から識別される「グリーンバレー」（GV）銀河。「青い静止」（BQ）銀河。静止シーケンスの青い端に$（U-V）$と$（V-J）$の色で見つかります。分光学的ポストスターバースト（PSB）銀河。これらの銀河の存在量を、恒星の質量と環境の関数として測定します。高恒星質量銀河（$\log{M/\mathrm{M}_\odot}>10.5$）の場合、同じ赤方偏移の比較フィールドサンプルと比較して、クラスター内に有意に過剰な遷移銀河は見つかりません。このような銀河は、クラスター、グループ、フィラメント、またはプロトクラスター環境で降着する前に急冷された可能性があります。より低い恒星質量銀河（$9.5<\log{M/\mathrm{M}_\odot}<10.5$）の場合、クラスター内に小さいがかなり過剰な遷移銀河があり、追加の$\sim5-10$を占めています。フィールドと比較した人口のパーセント。私たちのデータは、クラスター内の低質量の星形成銀河の20〜30％がGyrごとに環境的にクエンチされ、この速度が$z=1$から$zにゆっくりと低下するシナリオと一致していることを示しています。=0$。これらの銀河の環境消光には、星形成がゆっくりと低下する長い遅延時間が含まれる場合がありますが、ほとんどの場合、これは星形成率の急激な（$\tau<1$Gyr）低下で終了する必要があります。
未解決の星の種族の近赤外分光指標。 II。インデックス測定
| Title |
Near-infrared_spectroscopic_indices_for_unresolved_stellar_populations._II._Index_measurements |
| Authors |
D._Gasparri,_L._Morelli,_V._D._Ivanov,_P._Fran\c{c}ois,_A._Pizzella,_L._Coccato,_E._M._Corsini,_E._Dalla_Bont\`a,_L._Costantin,_M._Cesetti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03131 |
14個の銀河の中央領域のXShooter中解像度スペクトルで、近赤外線（NIR、0.8--2.4$\\mu$m）の線強度インデックスの大規模なセットの等価幅を測定しました。1.31$\mu$mの2つのアルミニウム指数Alと1.67$\mu$mのAl1および1.56$\mu$mの2つのCO指数CO1と1.64$\mu$mのCO4は密接に相関していることがわかりました。速度分散。さらに、NIRAlおよびCO1インデックスは、光学的Mg2およびMgbインデックスと強い相関関係を示します。これらは、通常、$\alpha$/Fe強化診断として採用されます。1.58$\mu$mの分子FeH1インデックスは、全金属量診断として使用される光学<Fe>および[MgFe]'インデックスと密接に相関しています。1.28$\mu$mのNIRPa$\beta$インデックスは、平均年齢の診断である光学H$\beta$インデックスと同様の動作をします。総金属量と$\alpha$/Fe強化のNIR診断として使用できる候補として、2つの新しい複合インデックス<Al>と[AlFeH]を定義しました。NIR<Al>インデックスは光学Mg2およびMgbインデックスと強い相関があり、[AlFeH]インデックスは光学<Fe>および[MgFe]'インデックスと密接に相関しています。NIRPa$\beta$-<Al>およびPa$\beta$-[AlFeH]ダイアグラムのデータポイントの分布は、光学[MgFe]'-H$\beta$およびMgb-<Feのデータポイントの分布を模倣しています。>未解決の星の種族の特性を制約するために広く使用されている図。いくつかのNIR線強度指数は、星の種族の研究や星の種族モデルの微調整に役立つ可能性があると結論付けました。
TDE AT2019dsgの電波放射の原動力は何ですか？長寿命のジェット機ですか、それとも混乱そのものですか？
| Title |
What_powers_the_radio_emission_in_TDE_AT2019dsg:_a_long-lived_jet_or_the_disruption_itself? |
| Authors |
Tatsuya_Matsumoto,_Tsvi_Piran,_and_Julian_H._Krolik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02648 |
潮汐破壊現象AT2019dsgは、電波からX線までの広範囲の電磁波長で観測され、高エネルギーニュートリノを伴っていた可能性があります。シンクロトロンの自己吸収スペクトルを等分配モデルの観点から分析することにより、電波放射の流出の性質を研究します。流出半径の時間発展は、自由膨張または減速のいずれかとして解釈できることがわかります。前者の場合、流出は光学ピークの40日前に$\simeq$で開始されました。後者の場合、打ち上げは光学ピークの10日後に$\simeq$でした。さらに、電波放射領域のエネルギーは時間の経過とともに増加します。この2番目の結論は、超新星残骸の初期段階に似たシナリオによって最も自然に解釈されます。より多くの物質が掃引されると、流出の運動エネルギーを犠牲にして前方衝撃によって加熱されます。降着するBHからのエネルギー注入を完全に排除することはできませんが、注入率はフォールバック光度とは大きく異なり、さらに物理的な説明が必要です。ニュートリノの関連性が現実のものである場合、必要なエネルギー注入の規模は電波放射の場合よりもはるかに大きく、検出されたニュートリノが電波放射領域から発生したものではないことを示唆しています。
高速電波バーストホストの非対称HI21 cm線：銀河相互作用との接続
| Title |
Asymmetric_HI_21_cm_lines_of_fast_radio_burst_hosts:_connection_with_galaxy_interaction |
| Authors |
Micha{\l}_J._Micha{\l}owski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02663 |
高速電波バースト（FRB）は、非常に短時間の電波放射を伴う謎めいた過渡現象です。それらの性質はまだ不明であり、広く議論されています。FRBホストの原子ガス特性の最初の分析を提供して、それらの性質に制約を与えます。HI観測は、FRB181030AのホストであるNGC3252、FRB200120EのホストであるM81、およびFRB200428のホストである天の川について存在します。3つの観測量を報告します。i）3つのFRBホストすべてが相互作用銀河です。ii）そのようなデータが利用可能な両方のFRBホストのHIスペクトルは非常に非対称であり、銀河の一般的な母集団を超えるいくつかの標準偏差があります。iii）2つのFRBホストは通常の原子ガス特性を持ち、1つは原子ガスが大幅に不足しています。これは、FRBが相互作用による星形成の最近の強化と関連していることを示しています。これは、高速FRBチャネルをサポートします。たとえば、遅延時間が短い大質量星であるため、前駆体の誕生を引き起こす相互作用の兆候が引き続き表示されます。長いガンマ線バースト（GRB）とブロードラインのIc超新星（SN）ホストは、銀河間媒体からのガス流入を経験すると主張されていたとしても、はるかに対称的なスペクトルを示します。この違いは、FRBホストがこれらのガス流入よりも破壊的であるという相互作用、または質量効果によって説明できます。質量効果が低い場合、質量の小さいGRB/SNホストではガスの動きが組織化されないため、HI線は対称ガウス分布に近くなります。これはまた、FRBとGRBの放出メカニズムが異なる可能性が高いことを示唆しています。
M51 IのX線連星：カタログと統計
| Title |
X-ray_binaries_in_M51_I:_catalog_and_statistics |
| Authors |
Jared_R._Rice,_Blagoy_Rangelov,_Andrea_Prestwich,_Rupali_Chandar,_Luis_Bichon,_and_Clint_Boldt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02742 |
\emph{チャンドラX線天文台}（\emph{チャンドラ}）と\emph{ハッブル宇宙望遠鏡}のアーカイブデータを使用して、334個の候補X線連星（XRB）システムとそれらの潜在的な光学的対応物を特定しました。相互作用銀河ペアNGC5194/5195（M51）。$892$ks\emph{Chandra}の深い観測から、$8.16$ks\emph{HSTで測定された候補光源の大きさとともに、これらの光源のX線および光学特性のカタログとデータ分析を示します。}観察。$10^{36}\、{\rmerg\、s^{-1}}$の数倍を超えるX線源のX線光度関数はべき乗則$N（>L_{X、b}）\proptoL_{X、b}^{1-\alpha}$with$\alpha=1.65\pm0.03$。ソースの約80\％は、30日間のウィンドウで変動します。X線源のほぼ半分（173/334）には、$0{\mbox{$。\！\！^{\prime\prime}$}}5$以内に対応する光学部品があります。
AstroSatで観測されたLMXB4U 1636 $-$ 536からの熱核X線バースト
| Title |
Thermonuclear_X-ray_bursts_from_LMXB_4U_1636$-$536_observed_with_AstroSat |
| Authors |
Pinaki_Roy_(IISER-Mohali,_India),_Aru_Beri_(IISER-Mohali,_India_and_Univ._of_Southampton,_UK),_Sudip_Bhattacharyya_(TIFR,_India) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02793 |
中性子星X線連星と有名なX線バースター4U1636$-$536の6つのAstroSat観測における12の熱核X線バーストの研究から得られた結果を報告します。$\sim$581Hzでのバースト振動は、これらのX線バーストのうちの3つで4$-$5$\sigma$の信頼度で観察されます。上昇する位相バースト振動は、3$\sigma$の信頼度で、部分rms振幅の減少傾向を示しています。これは、AstroSatで観察された熱核火炎拡散の最も強力な証拠です。上昇の最初の0.25秒の間に、非常に高い値（34.0$\pm$6.7％）が観察されます。分数振幅プロファイルの凹状の形状は、おそらくコリオリの力の影響により、緯度に依存する火炎速度の強力な証拠を提供します。おそらく、両方の表面モードと冷却後流の複合効果のために、立ち上がりフェーズ中に観察されたものに匹敵する振幅の減衰フェーズ振動が観察されます。中性子星の急速な回転によるドップラーシフトにより、ハードパルスがソフトパルスに先行し、ソフトラグが発生する可能性があります。PREバーストを使用して推定されたソースまでの距離は、既知の値$\sim$6kpcと一致しています。
非抵抗性相対論的プラズマの散逸電磁流体力学
非抵抗性（一般的）相対論的粘性プラズマの14モーメントクロージャに基づいて、すべての一次散逸効果（熱伝導、バルクおよびせん断粘度）と異方性を処理できる新しい数値スキームについて説明します。磁場の存在によって引き起こされます。後者は、熱ジャイロ周波数、または同等に熱ラーモア半径の観点からパラメーター化され、熱ホール効果を正しくキャプチャすることができます。スティッフリラクゼーションを介して代数的制約を強制する散逸量の拡張イスラエル-スチュワートのようなシステムを解くことにより、すべての一次散逸項をフラックス発散形式でキャストすることができます。これにより、従来の高解像度の衝撃捕捉法を方程式に適用できるため、システムは非常に乱れた流れの数値研究に適しています。フラット時空における数値スキームのロバスト性を評価するために、いくつかの数値テストを提示します。14モーメントの閉鎖は、中性子星合体で見られる高度な衝突限界と、ブラックホール降着問題における弱い衝突プラズマに適した相対論的Braginskii電磁流体力学の高度に異方性の限界との間をシームレスに補間できます。この新しい定式化と数値スキームは、幅広いクラスの相対論的磁化流に役立つと信じています。
SN 1987AのX線残骸のスペクトル進化：高解像度$ Chandra $ HETG研究
| Title |
Spectral_Evolution_of_the_X-Ray_Remnant_of_SN_1987A:_A_High-Resolution_$Chandra$_HETG_Study |
| Authors |
Aravind_P._Ravi,_Sangwook_Park,_Svetozar_A._Zhekov,_Marco_Miceli,_Salvatore_Orlando,_Kari_A._Frank,_and_David_N._Burrows |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02881 |
$Chandra$X線天文台での観測に基づいて、SN1987A（SNR1987A）のX線残骸の最新のスペクトル進化を提示します。2018年3月に取得された新しいディープ（$\sim$312ks）$Chandra$HETG観測と、同様にディープで2004、2007、2011年に取得されたアーカイブ$Chandra$グレーティング分光データを使用した高解像度分光分析を示します。露出（$\sim$170-350ks）。詳細なスペクトルモデルの適合を実行して、過去14年間のプラズマ条件の変化を定量化します。電子温度と体積放出測定値の最近の変化は、内輪を通って移動する衝撃が、おそらく内輪を越えて、密度の低い星周物質と相互作用し始めたことを示唆しています。広帯域スペクトルに基づいて推測したX線放出プラズマの熱条件の変化と一致して、2018年にX線ラインフラックス比（HおよびHeのようなSiおよびMgイオン間）に大きな変化が見られます分析。ラインフラックス比によって示唆される衝撃後の電子温度は、2018年の時点で$\sim$0.8〜2.5keVの範囲にあります。実質的な存在量の向上の証拠はまだ観察されておらず、逆衝撃によるX線放射成分が示唆されています。金属に富む噴出物は、観測されたX線スペクトルではまだ重要ではありません。
GX339-4の同時無線X線適合からのジェット挙動の手がかり
| Title |
Clues_on_jet_behavior_from_simultaneous_radio-X-ray_fits_of_GX339-4 |
| Authors |
S._Barnier_(1),_P.-O._Petrucci_(1),_J._Ferreira_(1),_G._Marcel_(2_and_3),_R._Belmont_(5),_M._Clavel_(1),_S._Corbel_(5_and_6),_M._Coriat_(4),_M._Espinasse_(5),_G._Henri_(1),_J._Malzac_(4)_and_J._Rodriguez_(5)_((1)_IPAG_France,_(2)_Villanova_University_USA,_(3)_Intitute_of_astronomy_Cambridge_UK,_(4)_IRAP_France,_(5)_CEA_France,_(6)_Station_de_radioastronomie_de_Nan\c{c}ay_France) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02895 |
X線連星の爆発中の付着放出のメカニズムを理解することは、数十年の間問題でした。硬さ-強度図でよく知られているヒステリシスサイクルをたどって、ハード状態からソフト状態へ、そして爆発の終わりにハード状態に戻るこれらのオブジェクトのスペクトル進化を何が制御するかはまだ明らかではありません。さらに、スペクトル状態と電波放射の有無との関連については、まだ議論の余地があります。一連の論文で、トランケートされた外側の標準降着円盤（SAD、ShakuraとSunyaevのソリューションから）と内側のジェット放出ディスク（JED）で構成されるモデルを開発しました。このパラダイムでは、JEDはホットコロナの役割を果たし、同時にラジオジェットの存在を説明します。私たちの目標は、JED-SADモデルの直接フィッティング手順を、RXTEによって2000年から2010年の間に観測されたGX339-4の4つの爆発のハード状態に、同時または準同時のATCA観測と組み合わせて初めて適用することです。Xspecで使用できるJED-SADモデルテーブルと、Xillverモデルに基づく反射モデルテーブルを作成しました。RXTE/PCAで得られた452のハードステート観測にモデルを適用します。X線スペクトルを正しく適合させ、同時に電波束を再現することができました。モデルパラメータ（主に降着率とJEDとSAD間の遷移半径）に対する電波放射の関数従属性は、GX339-4のさまざまな爆発のすべての立ち上がりフェーズ間で類似していることを示します。しかし、それは腐敗段階で得られる機能依存性とは大きく異なります。この結果は、爆発の開始と終了の間の放出の放射および/または動的特性の変化を強く示唆しています。これらの違いを説明できる可能性のあるシナリオについて説明します。
最高エネルギーのガンマ線で見られる潜在的なPeVatron超新星残骸G106.3 + 2.7
| Title |
Potential_PeVatron_supernova_remnant_G106.3+2.7_seen_in_the_highest-energy_gamma_rays |
| Authors |
M._Amenomori,_Y._W._Bao,_X._J._Bi,_D._Chen,_T._L._Chen,_W._Y._Chen,_Xu_Chen,_Y._Chen,_Cirennima,_S._W._Cui,_Danzengluobu,_L._K._Ding,_J._H._Fang,_K._Fang,_C._F._Feng,_Zhaoyang_Feng,_Z._Y._Feng,_Qi_Gao,_Q._B._Gou,_Y._Q._Guo,_Y._Y._Guo,_H._H._He,_Z._T._He,_K._Hibino,_N._Hotta,_Haibing_Hu,_H._B._Hu,_J._Huang,_H._Y._Jia,_L._Jiang,_H._B._Jin,_K._Kasahara,_Y._Katayose,_C._Kato,_S._Kato,_K._Kawata,_W._Kihara,_Y._Ko,_M._Kozai,_Labaciren,_G._M._Le,_A._F._Li,_H._J._Li,_W._J._Li,_Y._H._Lin,_B._Liu,_C._Liu,_J._S._Liu,_M._Y._Liu,_W._Liu,_Y.-Q._Lou,_H._Lu,_X._R._Meng,_K._Munakata,_H._Nakada,_Y._Nakamura,_H._Nanjo,_M._Nishizawa,_M._Ohnishi,_T._Ohura,_S._Ozawa,_X._L._Qian,_X._B._Qu,_T._Saito,_M._Sakata,_T._K._Sako,_J._Shao,_M._Shibata,_A._Shiomi,_H._Sugimoto,_W._Takano,_M._Takita,_Y._H._Tan,_N._Tateyama,_S._Torii,_H._Tsuchiya,_S._Udo,_H._Wang,_H._R._Wu,_L._Xue,_Y._Yamamoto,_Z._Yang,_Y._Yokoe,_A._F._Yuan,_L._M._Zhai,_H._M._Zhang,_J._L._Zhang,_X._Zhang,_X._Y._Zhang,_Y._Zhang,_Yi_Zhang,_Ying_Zhang,_S._P._Zhao,_Zhaxisangzhu_and_X._X._Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02898 |
宇宙線（陽子や他の原子核）は、銀河内の「PeVatrons」と呼ばれる天体物理学的粒子加速器でペタエレクトロンボルト（PeV）以上のエネルギーを獲得すると考えられています。PeVatronの特徴は、カットオフなしで100テラエレクトロンボルト（TeV）を超える硬ガンマ線エネルギースペクトルであると予想されますが、加速された宇宙線の最大エネルギーが低いため、現在知られているソースはどれもそのようなスペクトルを示しません。または約100TeVの不十分な検出器感度。ここでは、10TeVを超える超新星残骸G106.3+2.7からのガンマ線放出の観測を報告します。この研究は、100TeV以上のフラックスデータポイントを提供し、10TeVを超える非常に高エネルギーのガンマ線放出が、パルサーPSRJ2229+6114ではなく分子雲とよく相関していることを示しています。G106.3+2.7のガンマ線放出メカニズムに関して、この形態学的特徴は、相対論的電子による逆コンプトン散乱によるレプトン陽子よりも加速された相対論的陽子によって引き起こされる{\pi}0崩壊によるハドロン起源に有利に働くようです。さらに、シンクロトロンスペクトルのX線フラックスの上限は、ソースでの粒子加速のメカニズムとしてハドロンシナリオをしっかりと確立するための重要な情報を提供することを指摘します。
POLARミッションのガンマ線偏光結果と将来の展望
| Title |
Gamma-Ray_Polarization_Results_of_the_POLAR_Mission_and_Future_Prospects |
| Authors |
M._Kole,_N._de_Angelis,_J.M._Burgess,_F._Cadoux,_J._Greiner,_J._Hulsman,_H.C._Li,_S._Mianowski,_A._Pollo,_N._Produit,_D._Rybka,_J._Stauffer,_J.C._Sun,_B.B._Wu,_X._Wu,_A._Zadrozny,_S.N._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02977 |
50年以上のガンマ線バースト（GRB）観測にもかかわらず、それらの性質と放出が行われる環境について多くの未解決の質問が残っています。GRBプロンプトエミッションの偏光測定は、これらの質問のほとんどに答えることができるように長い間理論化されてきました。POLAR検出器は、スイス、中国、ポーランドの共同研究によって開発された専用のGRB偏光計でした。この機器は、2016年9月に2番目の中国宇宙研究所である天宮2号とともに打ち上げられ、その後6か月の科学データが必要でした。この期間中に、POLARは55個のGRBといくつかのパルサーを検出しました。GRB偏光カタログの分析から、即発発光は低偏光または完全無偏光であることがわかります。ただし、単一パルス内には、時間積分分析で偏光度を洗い流す偏光角の変化の強いヒントがあるという警告があります。POLARミッションの成功に基づいて、POLAR-2機器は現在開発中です。POLAR-2はスイス、中国、ポーランド、ドイツのコラボレーションであり、最近2024年の発売が承認されました。その高い感度のおかげで、POLAR-2は、最高と同等以上の精度で、年間少なくとも50GRBの偏光測定値を生成します。POLARによって公開された結果。これにより、POLAR-2は、迅速な偏光を標準の観測可能にし、GRBのガンマ線偏光のカタログを作成することを目的としています。ここでは、POLARミッションの概要とそのすべての科学的測定結果を紹介します。さらに、将来のPOLAR-2ミッションの概要と、POLARの結果によって提起されたいくつかの質問にどのように答えるかを示します。
POLARを使用したかにパルサーの分極測定
POLARは、2016年9月から2017年4月まで中国の2番目の宇宙実験室である天宮2号からデータを取得した、コンプトン散乱を利用した専用のガンマ線バースト偏光計です。$\sim6$ステラディアンの広い視野と300keVでの有効面積$\sim400\cm^2$。これらの機能により、エネルギー範囲（15〜500keV）で最も感度の高い機器の1つになり、パルサーなどの永続的なソースをほぼ継続的に監視できます。PSRB0531+21（かにパルサー）とPSRB1509-58の両方からの有意な折り畳み脈動が観察されています。POLARを使用したかにパルサーの観測は、以前はかにパルサーの位相分解分光法に使用され、POLARの機器応答を較正していました。本研究では、かにパルサーをPOLARで観測するための偏光ジョイントフィッティング法を検討します。POLARを使用したGRB観測とは異なり、かにパルサーの観測は、偏光面も回転する複数の観測データセットによって複雑になります。したがって、フィッティングする前に、デクターのローカル座標でのかにパルサーの相対位置の回転と、さまざまなデータセットでの検出器の応答の変化を考慮して、さまざまなデータセットでの変調曲線を修正する必要があります。これらの困難とそのようなソースのバックグラウンドへの低い信号の制約にもかかわらず、偏光測定はPOLARデータで可能でした。広いFoV偏光計に適用できる方法論と、POLARを使用したかにパルサーの偏光結果について簡単に説明します。最後に、POLAR-2（POLARの後継）によるパルサー検出の推定能力についても説明します。
Mrk501の長期マルチバンド測光モニタリング
| Title |
Long-term_multi-band_photometric_monitoring_of_Mrk_501 |
| Authors |
Axel_Arbet-Engels,_Dominik_Baack,_Matteo_Balbo,_Adrian_Biland,_Thomas_Bretz,_Jens_Buss,_Daniela_Dorner,_Laura_Eisenberger,_Dominik_Elsaesser,_Dorothee_Hildebrand,_Roman_Iotov,_Adelina_Kalenski,_Karl_Mannheim,_Alison_Mitchell,_Dominik_Neise,_Maximilian_Noethe,_Aleksander_Paravac,_Wolfgang_Rhode,_Bernd_Schleicher,_Vitalii_Sliusar,_Roland_Walter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03205 |
2012年12月から2018年4月にかけて行われた近くの明るい（z=0.034）ブレーザーMarkarian501（Mrk501）のRadio-to-TeV観測は、相対論的ジェットの放出メカニズムを研究するために使用されます。TeVエネルギーで超高エネルギー（VHE）ガンマ線でMrk501を観測し、最初のG-APDチェレンコフ望遠鏡（FACT）を含む8つの異なる機器によって得られた光度曲線の多波長変動と相関を調べました。個々のTeVとX線のフレアを特定し、これら2つのバンドの変動の間に1日未満の遅れがあることを発見しました。ラグがほぼゼロのTeVとX線の同時変動は、シンクロトロン自己コンプトン（SSC）放出と一致しており、TeV光子は逆コンプトン散乱によって生成されます。TeVフレア間の5〜25日の特徴的な時間間隔は、それらがLense-Thirring歳差運動によって駆動されていることと一致しています。
AGNディスクと核星団の連星の合体率：大声で静かに勝つ
| Title |
Binary_Black_Hole_Merger_Rates_in_AGN_Disks_versus_Nuclear_Star_Clusters:_Loud_beats_Quiet |
| Authors |
K._E._Saavik_Ford_and_Barry_McKernan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03212 |
銀河核は、深いポテンシャル井戸の合併階層の一部として、恒星起源のブラックホール（BH）合併の有望な場所です。活動銀河核（AGN）のブラックホール連星（BBH）の併合率は、降着円盤のない超大質量BH（SMBH）の周りの静止銀河核（核星団、NSC）の併合率を常に超えるはずであることを示します。これは主に、AGNの平均バイナリライフタイムがNSCよりも大幅に短いためです。寿命の違いは、AGNでのBBHの急速な硬化に起因し、その準主軸は親NSCのハード-ソフト境界よりも小さくなります。これは、バイナリイオン化メカニズムにより、SMBH周辺のNSCでBBHが合併するまでの平均寿命が長いこととは対照的です。第二に、AGNの合併率は、ガス駆動のバイナリ形成メカニズムによって強化されます。AGNディスクでの新しいBHの形成は、レートの違いのわずかな要因です。上部質量ギャップに少なくとも1つの前駆体を持ついくつかのBBHの重力波検出、および$\chi_{\rmeff}$分布の動的形成チャネルのシグネチャにより、AGNが$\sim25\％に寄与する可能性があると主張します。-LIGOの-80\％$-$\sim24\rm{Gpc}^{-3}\rm{yr}^{-1}$のVirgo測定レート。
第37回国際宇宙線会議（ICRC2021）へのHAWCの貢献
第37回国際宇宙線会議に提出された作品。内容：操作、校正、および分析銀河系ガンマ線物理学銀河系外ガンマ線物理学宇宙線物理学
TESSミッションターゲット選択手順
| Title |
The_TESS_Mission_Target_Selection_Procedure |
| Authors |
Michael_Fausnaugh,_Ed_Morgan,_Roland_Vanderspek,_Joshua_Pepper,_Christopher_J._Burke,_Alan_M._Levine,_Alexander_Rudat,_Jesus_Noel_S._Villase\~nor,_Michael_Vezie,_Robert_F._Goeke,_George_R._Ricker,_David_W._Latham,_S._Seager,_Joshua_N._Winn,_Jon_M._Jenkins,_G._A._Bakos,_Thomas_Barclay,_Zachory_K._Berta-thompson,_Luke_G._Bouma,_Patricia_T._Boyd,_C._E._Brasseur,_Jennifer_Burt,_Douglas_A._Caldwell,_David_Charbonneau,_J._Christensen-dalsgaard,_Mark_Clampin,_Karen_A._Collins,_Knicole_D._Col\'on,_Nathan_De_Lee,_Edward_Dunham,_Scott_W._Fleming,_William_Fong,_Aylin_Garcia_Soto,_B._Scott_Gaudi,_Natalia_M._Guerrero,_Katharine_Hesse,_Matthew_J._Holman,_Chelsea_X._Huang,_Lisa_Kaltenegger,_Jack_J._Lissauer,_Scott_Mcdermott,_Brian_Mclean,_Ismael_Mireles,_Susan_E._Mullally,_Ryan_J._Oelkers,_Martin_Paegert,_Andras_Pal,_Elisa_V._Quintana,_S._A._Rinehart,_David_R._Rodriguez,_Mark_Rose,_Dimitar_D._Sasselov,_Joshua_E._Schlieder,_Lizhou_Sha,_Avi_Shporer,_Jeffrey_C._Smith,_Keivan_G._Stassun,_Peter_Tenenbaum,_Eric_B._Ting,_Guillermo_Torres,_Joseph_D._Twicken,_Andrew_Vanderburg,_Bill_Wohler,_and_Liang_Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02665 |
TESSによる2分20秒の観測で星を選択するターゲット選択手順について説明します。最初に、ターゲットスロットの総数を制限するTESS機器および地上システム処理の技術要件をリストします。次に、TESSペイロードオペレーションセンター（POC）が、さまざまなTESSミッション要素（ターゲット選択ワーキンググループ、TESS星震学コンソーシアム、およびゲスト調査員オフィス）から要求された候補ターゲットをマージするために使用するアルゴリズムについて説明します。最後に、2年間の主要なTESSミッションで観測されたTESSターゲットの特性を要約します。POCターゲット選択アルゴリズムにより、各ミッション要素に割り当てられたターゲットスロットの2.1〜3.4倍の観測ターゲットが得られることがわかります。また、TESSの視野全体に比較的均一なターゲットの分布を必要とする技術的制約により、観測されたターゲットの空の分布が候補のターゲットの空の分布とは異なることもわかりました。TESS惑星ホスト星の統計分析を調査している研究者には、観測されたターゲットの母集団は、入力された候補ターゲットリストのプロパティに適用される単純な基準セットでは特徴付けられないことを警告します。
相対論的流体力学における保守的から原始的への機械学習
| Title |
Machine_Learning_for_Conservative-to-Primitive_in_Relativistic_Hydrodynamics |
| Authors |
Tobias_Dieselhorst,_William_Cook,_Sebastiano_Bernuzzi,_David_Radice |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02679 |
保守的な形式の相対論的流体力学方程式の数値解法には、保守的な変数からプリミティブな変数へのマップを反転する求根アルゴリズムが必要です。これらのアルゴリズムは、流体の状態方程式を採用しており、高度な微物理モデルを含むアプリケーションでは計算量が多くなる可能性があります。この作業では、機械学習手法を使用して、相対論的流体力学におけるプリミティブの回復を高速化する方法について説明します。人工ニューラルネットワークは、表形式の状態方程式の補間を置き換えるか、保守的から原始的なマップに直接置き換えるようにトレーニングされています。これらのニューラルネットワークを単純なベンチマーク問題に適用すると、両方のアプローチが、表形式の状態方程式と多次元補間を使用して、従来のルートファインダーよりも優れていることがわかります。特に、保守的から原始的なマップのニューラルネットワークは、精度を維持しながら、標準的な方法よりも1桁以上変数の回復を加速します。したがって、ニューラルネットワークは、相対論的流体力学アルゴリズムの速度と堅牢性を向上させるための興味深いオプションです。
POLAR-2機器の開発と科学の展望：大規模なGRB旋光計
| Title |
Development_and_science_perspectives_of_the_POLAR-2_instrument:_a_large_scale_GRB_polarimeter |
| Authors |
N._De_Angelis,_J.M._Burgess,_F._Cadoux,_J._Greiner,_J._Hulsman,_M._Kole,_H.C._Li,_S._Mianowski,_A._Pollo,_N._Produit,_D._Rybka,_J._Stauffer,_J.C._Sun,_B.B._Wu,_X._Wu,_A._Zadrozny_and_S.N._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02978 |
数十年にわたる多波長およびマルチメッセンジャースペクトル観測にもかかわらず、ガンマ線バースト（GRB）は、現代の天体物理学の大きな謎の1つであり続けています。偏光測定は、これらの非常に強力な一時的なイベントで機能している放出プロセスのより明確で完全な全体像を把握するために不可欠です。この点で、第1世代の専用ガンマ線偏光計であるPOLARとGAPは、過去10年間に宇宙に打ち上げられました。6か月の運用後、POLARミッションは55個のGRBを検出し、そのうち14個が詳細に分析されており、偏光度が低く、偏光角の時間的変化のヒントが報告されています。2024年初頭から、POLARの結果の遺産に基づいて、POLAR-2機器は、その大きくて効率的な偏光計のおかげで、GRB分極のエネルギーと時間的変化の高品質測定のカタログを提供することを目指します。いくつかの分光計モジュールはさらに、共同のスペクトル分析と偏光分析を実行することを可能にします。ミッションは、中国宇宙ステーション（CSS）に搭載されて、毎年約50GRBの高精度偏光測定を行うことが予測されています。旋光計モジュールの技術設計と、開発されたプロトタイプモジュールの最初の結果に基づいて期待される科学的性能について詳しく説明します。
トリニティ：超高エネルギーニュートリノを探索するためのイメージングエアチェレンコフ望遠鏡
| Title |
Trinity:_An_Imaging_Air_Cherenkov_Telescope_to_Search_for_Ultra-High-Energy_Neutrinos |
| Authors |
Anthony_M._Brown,_Mahdi_Bagheri,_Michele_Doro,_Eliza_Gazda,_Dave_Kieda,_Chaoxian_Lin,_Yasar_Onel,_Nepomuk_Otte,_Ignacio_Taboada_and_Andrew_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03125 |
地球をスキミングするニュートリノは、地球の地殻を浅い角度で通過するニュートリノです。超高エネルギー（E>1PeV;UHE）の地球スキミングタウニュートリノの場合、ニュートリノと地球の相互作用によって生成されたタウレプトンが崩壊する前に地面から出現する可能性が高くなります。これが起こると、崩壊するタウ粒子は、チェレンコフ放射を放出する相対論的亜原子粒子のエアシャワーを開始します。このチェレンコフ放射を観測するために、トリニティ天文台を提案します。地平線を指す新しい光学構造設計を使用して、トリニティは上向きのニュートリノによって誘発されたエアシャワーからのチェレンコフ放射を観測します。トリニティの期待される感度は、1〜10,000PeVのエネルギー範囲のニュートリノに敏感であるため、IceCubeによって観測された天体物理ニュートリノと無線UHEニュートリノ検出器の期待される感度との間のギャップを埋めるという独特の役割を果たします。
宇宙X線背景放射を正確に測定する
宇宙X線背景放射（CXB）の測定は、活動銀河核の母集団、それらの吸収分布、およびそれらの平均スペクトルを理解するための鍵です。ただし、硬X線装置は、時間に依存するバックグラウンドと相互校正の問題に悩まされています。CXBの正規化の不確実性は、20％程度のままです。より正確な測定値を取得するために、MonitorVsegoNeba（MVN）機器はロシアで製造されましたが、ISSにはまだ発売されていません（arXiv：1410.3284）。同じ考えに従って、上部に回転栓塞子を備えた4つのコリメート分光計で構成されるCXB検出器を開発します。コリメータは100keV未満の軸外光子をブロックし、オブチュレータは軸上光子を変調して、CXBを機器のバックグラウンドから分離できるようにします。当社の分光計は、SiPMアレイの上に厚さ20mmのCeBr$_{3}$結晶でできています。1本のチューブは$\sim$20cm$^2$の有効面積と、MVNよりも広いエネルギーカバレッジを備えているため、CXBのカウント率が$\sim$10倍向上し、CXBフラックスの統計的不確かさが$\sim$0.5％になります。。プロトタイプが作成されており、ローンチの機会を探しています。
動的インダクタンス検出器を使用した地上分光法のための正確な空信号の再構築
| Title |
Accurate_sky_signal_reconstruction_for_ground-based_spectroscopy_with_kinetic_inductance_detectors |
| Authors |
A._Fasano._J._F._Mac\'ias-P\'erez,_A._Benoit,_M._Aguiar,_A._Beelen,_A._Bideaud,_J._Bounmy,_O._Bourrion,_G._Bres,_M._Calvo,_J._A._Castro-Almaz\'an,_A._Catalano,_P._de_Bernardis,_M._De_Petris,_A._P._de_Taoro,_M._Fern\'andez-Torreiro,_G._Garde,_R._G\'enova-Santos,_A._Gomez,_M._F._G\'omez-Renasco,_J._Goupy,_C._Hoarau,_R._Hoyland,_G._Lagache,_J._Marpaud,_M._Marton,_A._Monfardini,_M._W._Peel,_G._Pisano,_N._Ponthieu,_R._Rebolo,_S._Roudier,_J._A._Rubi\~no-Mart\'in,_D._Tourres,_C._Tucker,_and_C._Vescovi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03145 |
環境。広視野分光計は、ミリメートル波長でのマルチバンド観測を必要とする現在の天体物理学の課題に対処するために必要です。これらの例は、マーチン・パプレット干渉計（MPI）に結合された動的インダクタンス検出器（KID）の2つのアレイを使用するKID干渉計スペクトル調査（KISS）です。KISSは、広い瞬間視野（直径1度）と、120〜180GHzの電磁帯域で最大1.45GHzのスペクトル分解能を備えています。この機器は、海抜2395mのテネリフェ島天文台（カナリア諸島テネリフェ島）にある2.25mのQ-U-Iジョイントテネリフェ望遠鏡に設置されています。目的。この作品は、大気変動を除去し、サンプリングされた各空の位置で完全な分光測定を実行するために高速サンプリング周波数が必要なタイプの機器の空信号再構成精度を改善するために開発された独自の読み出し変調方法を提示します。メソッド。最初に、シミュレーションを使用してこの手法の実現可能性を示します。次に、このようなスキームをオンスカイキャリブレーションに適用します。結果。理想的なノイズのないシナリオでは、天体物理学的ソースの場合は0.5％を超え、「skydip」などの大きな背景変動の場合は2％を超えるように空信号を再構築できることを示します。読み出し変調方式は、KISS試運転キャンペーン中の空での観測によって検証されます。結論。将来のKIDベースのMPIでは、正確な測光が得られると結論付けています。
ガイアは、位置天文学、視線速度、測光通過におけるFGK星の周りの褐色矮星の検出率を予測しました
| Title |
Gaia_predicted_brown_dwarf_detection_rates_around_FGK_stars_in_astrometry,_radial_velocity,_and_photometric_transits |
| Authors |
B._Holl,_M._Perryman,_L._Lindegren,_D._Segransan,_M._Raimbault |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02647 |
コンテキスト：FGK星の周りの既知の褐色矮星（BD）の現在のサンプルは、100のオーダーにすぎません。進行中のESAミッションガイアはすでにその名目上の5年間のミッションデータを収集しており、最大10年間運用される可能性があります。目的：詳細なシミュレーションを使用して、ガイアの位置天文学、視線速度、および5年と10年のミッションで主系列星（V）と準巨星（IV）のFGKホスト星の周りの測光トランジットによって発見できるBDの数を推定します。方法：堅牢な$\Delta\chi^2$統計を使用して、最新のGaiaパフォーマンスとスキャンを使用して、明るい端のGaiaDR2データで補完されたBesan\c{c}onGalaxy母集団合成モデルからのBDコンパニオン検出可能性を分析します。法と文献ベースのBDパラメータ分布。結果：ここでは、5年間[10年間]のミッションの信頼できる検出数（$\Delta\chi^2$>50）を報告します。位置天文学だけでも、数百pc[>キロパーセク]まで28,000〜42,000[45,000〜55,000]の検出が得られ、その大部分はGマグニチュード14〜15[14〜16]およびP>200dです。ガイア視線速度時系列は、830-1100[1500-1900]の主に大規模なBD（55-80M_J）の検出を可能にし、ほとんどがP<10dを持ちます。少なくとも3つの測光トランジット（S/N>3）を備えたシステムは、720-1100[1400-2300]BDで予想され、ソースあたり平均4-5[5-6]トランジットです。位置天文と視線速度の検出の重なりにより、370-410[870-950]の候補、通過と視線速度の17-27[35-56]、および位置天文と位置天文の検出1-3[4-6]が得られます。結論：上記の数値は、FGKホストスター周辺のBDの発生率と周期分布が不確実であるため、+/-50％の不確実性がありますが、Gaiaの検出数は数万に上り、現在のサンプルは少なくとも2桁拡大されます。マグニチュード。これまでよりも詳細に、ホストの恒星パラメータの関数としてBDの割合と軌道アーキテクチャを調査できます。
後期型連星の循環タイムスケール
潮汐と対流の間でエネルギーが交換される速度$D_R$を計算するために、Terquem（2021）で開発された形式の結果を調べて適用します。この前の研究では、潮力エネルギーを散逸させるために、$D_R$（対流速度の勾配に比例する）が正であると仮定されていました。ここで、エネルギーが対流から潮汐に断続的に伝達されたとしても、最終的には対流に戻り、対流のタイムスケールで効率的に恒星表面に輸送されなければならないと主張します。これは、$D_R>0$を強制することと一致しますが、それよりもはるかに制限が少なくなります。私たちの主な結果は、恒星構造のフルタイムの進化を考慮に入れて、後期型バイナリの循環タイムスケールの計算です。循環化は、PMSフェーズでは非常に効率的であり、MSでは非効率的であり、星がRGBに近づくと再び効率的であることがわかります。これらの結果は、以前の理論よりも観察結果とはるかによく一致しています。また、私たちの形式を熱い木星に適用し、木星の質量惑星での潮汐散逸が、3日間の軌道期間で1Gyrの循環タイムスケールをもたらし、これも観察結果と全体的によく一致していることを発見しました。ここでのアプローチは斬新であり、長年のタイムスケールパズルを解決する理論の明らかな成功は説得力があります。
3DMHDシミュレーションに基づく太陽大気放射伝達モデルの比較
| Title |
Solar_Atmosphere_Radiative_Transfer_Model_Comparison_based_on_3D_MHD_simulations |
| Authors |
M._Haberreiter,_S._Criscuoli,_M._Rempel,_and_T.M.D._Pereira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02681 |
さまざまな時間スケールでの太陽スペクトル放射照度（SSI）の再構築は、SSIの変動に対する地球の気候応答を理解するために不可欠です。SSI変動の要因は、大部分が非磁性の静かな太陽に対して、太陽に存在する磁気的特徴の強度コントラストであると理解されています。ただし、スペクトル合成コードが異なると、SSI変動の予測が発散します。この研究では、3つの異なる放射伝達コードを比較し、それらの性能の詳細な分析を実行します。太陽放射法（COSI）、Rybicki-Hummer（RH）、および3つの3DMHDシミュレーションスナップショットのMaxPlanckUniversityofChicagoRadiativeMHD（MURaM）コードを使用して、665nmの連続波長でスペクトル合成を実行します。非磁性の場合、および100Gと200Gの磁場強度でのMHDシミュレーション。スペクトル合成コードの強度分布、強度差、および比率を決定します。最大の不一致は、最もフィールド集中が発生する粒界レーンに起因することを確認します。全体として、適用された放射伝達コードは一貫した強度分布を提供します。また、特定の100Gおよび200Gスナップショットの磁場強度の関数としての強度変化は、2〜3％の範囲内で一致します。
W-Dコードに基づく接触連星の光度曲線ソリューションのエラー分析
接触連星の光度曲線解パラメータの平均値と誤差を決定するために、繰り返し測定のアイデアを使用します。私たちのシミュレーションは、モンテカルロアルゴリズムとウィルソン-デビニーコードによって実現されています。この方法では、系統的エラーとランダムエラーを同時に取得できます。48のモデル内では、ほとんどの場合、系統的誤差はランダム誤差よりも小さくなっています。数値計算によると、測光質量比の相対誤差は、完全に食している接触連星では1％未満ですが、部分的に食している連星では一般に10％から20％の間であることがわかります。測光解の誤差に対する3番目の光の影響も調査されます。3番目のライトでは、これらのエラーは、接触連星を完全に覆っている場合、10％近くになります。特に、3番目の光が非常に弱い場合（たとえば、光度の寄与が1％未満）は、3番目の光をフラックスでゼロに設定することをお勧めします。これは、そのような弱い3番目の光が光度曲線の解に大きな誤差をもたらすためです。
HD98800クワッドプレメインシーケンスシステム。ロングベースライン赤外線干渉法を使用した完全な軌道特性評価に向けて
| Title |
The_HD_98800_quadruple_pre-main_sequence_system._Towards_full_orbital_characterisation_using_long-baseline_infrared_interferometry |
| Authors |
S._Z\'u\~niga-Fern\'andez_(1_and_2_and_3),_J._Olofsson_(3_and_1),_A._Bayo_(3_and_1),_X._Haubois_(2),_J._M._Corral-Santana_(2),_A._Lopera-Mej\'ia_(3),_M._P._Ronco_(1_and_4),_A._Tokovinin_(5),_A._Gallenne_(7_and_8_and_9),_G._M._Kennedy_(6),_J.-P._Berger_(10)_((1)_N\'ucleo_Milenio_de_Formaci\'on_Planetaria_(NPF),_Valpara\'iso,_Chile,_(2)_European_Southern_Observatory,_Santiago_de_Chile,_Chile,_(3)_Instituto_de_F\'isica_y_Astronom\'ia,_Facultad_de_Ciencias,_Universidad_de_Valpara\'iso,_Valpara\'iso,_Chile,_(3)_Instituto_de_Astrof\'isica_-_Pontificia_Universidad_Cat\'olica_de_Chile,_Santiago,_Chile,_(4)_Cerro_Tololo_Interamerican_Observatory,_NSF's_NOIRLab,_La_Serena,_Chile,_(5)_Department_of_Physics,_University_of_Warwick,_Coventry,_UK,_(6)_Nicolaus_Copernicus_Astronomical_Centre,_Polish_Academy_of_Sciences,_Warszawa,_Poland,_(7)_Universidad_de_Concepci\'on,_Departamento_de_Astronom\'ia,_Concepci\'on,_Chile,_(8)_Unidad_Mixta_Internacional_Franco-Chilena_de_Astronom\'ia_(CNRS_UMI_3386),_Departamento_de_Astronom\'ia,_Universidad_de_Chile,_Santiago,_Chile,_(9)_Universit\'e_Grenoble_Alpes,_IPAG,_Grenoble,_France) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02841 |
HD98800は、若い（$\sim10$Myrold）および近く（$\sim45$pc）の4重システムであり、互いに周回する2つの分光連星（AaAbとBaBb）で構成され、周囲に極配置のガスリッチディスクがあります。BaBb。BaBbとABの軌道パラメータは比較的よく制約されていますが、これはAaAbには当てはまりません。この4重システムの完全な特性評価は、そのような複雑なシステムの形成に関する洞察を提供することができます。この作業の目標は、AaAbサブシステムの軌道を決定し、VLTI/PIONIERと視線速度を使用したマルチエポック干渉観測を使用して、BaBbの軌道解を改良することです。PIONIER観測は、AaAaサブシステムとBaBbサブシステムの両方の相対的な位置天文位置とフラックス比を提供します。位置天文点と視線速度測定を組み合わせて、両方のサブシステムの軌道パラメータを決定します。BaBbの軌道解を改良し、初めてAaAbの完全な軌道解を導き出しました。BaBb周辺の周連星円盤の極配置を確認しました。私たちのソリューションから、AaAbの動的質量も推測しました（$M_{Aa}=0.93\pm0.09$および$M_{Ab}=0.29\pm0.02M$_{\odot}$）。また、AB外軌道のパラメータを再検討しました。N体シミュレーションを使用して、システムが数千の公転周期にわたって動的に安定している必要があり、2026年頃に始まると推定されるAaAbの前のディスクの通過について予備的な予測を行ったことを示します。AaAbの周りのディスク。これは、AaAbのX線の輝度が大きいことで説明でき、ディスクの光蒸発が速くなります。高分解能赤外分光観測は、AaとAbの視線速度（現代の観測ではブレンドされた線）を提供し、BaBbの視差とは無関係にAaとAbの動的質量を計算できるようにします。
太陽爆発で連続的に検出されたCME駆動およびフレア点火の高速磁気音波
| Title |
CME-Driven_and_Flare-Ignited_Fast_Magnetosonic_Waves_Successively_Detected_in_a_Solar_Eruption |
| Authors |
Xinping_Zhou,_Yuandeng_Shen,_Jiangtao_Su,_Zehao_Tang,_Chengrui_Zhou,_Yadan_Duan,_and_Song_Tan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02847 |
2013年4月23日のGOESC3.0フレアでの3種類の高速モード伝搬磁気音波のSDO/AIA観測を紹介します。これには、顕著な噴火と広範なコロナ質量放出（CME）が伴いました。プロミネンスの急上昇段階では、大規模なドーム型の極端紫外線（EUV）波が最初にCMEバブルの前に形成され、CMEの横方向に約430km/sの速度で伝播しました。CMEバブルからのEUV波の分離プロセスを特定できます。このEUV波のディスク上の対応物の反射効果は、リモートのアクティブ領域と相互作用したときにも観察されました。EUV波が最初に現れてから6分後、フレアの震源地から放射され、平均速度1100kmまで外側に伝播した、約120秒の周期の大規模な準周期的EUVトレインがCMEバブル内に現れました。/NS。さらに、フレア震源地からも放射され、約475km/sの速度で約110秒の周期で伝播する、2つの隣接するアクティブ領域を接続する閉ループシステムに沿って、別の狭い準周期EUV波列が観測されました。。観測された波はすべて高速モード磁気音波であり、CMEバブルの前方にある大規模なドーム型EUV波は、CMEバブルの膨張によって駆動され、大規模な準周期的EUVトレインはCMEバブル内および閉ループシステムに沿った狭い準周期的EUV波列は、フレア内の断続的なエネルギー放出プロセスによって励起されました。冠状地震学の応用と波によって運ばれるエネルギーも、測定された波のパラメータに基づいて推定されます。
中間質量主系列星の質量有効温度-表面重力関係
この作業では、6400K<$T_{\rmeff}$<20000K、log$g$>3.44の範囲の主系列星に対して、質量有効温度-表面重力関係（MTGR）を作成します。MTGRを使用すると、有効温度と表面重力から星の質量を簡単に推定できます。太陽の金属量に使用でき、-1.00<[Fe/H]<0.7の範囲内の任意の金属量に再スケーリングできます。アルファ強化組成物の効果は、補正項の助けを借りて考慮することもできます。主系列星の質量を大気パラメータから推定できるMTGRの開発を目的としています。古典的な質量光度関係に対するMTGRの利点の1つは、その質量推定が純粋な分光法によって取得できるパラメーターに基づいているため、星間減光や赤化を知る必要がないことです。表面重力（$g$）の使用はまた、MTGRを恒星進化と関連付け、より信頼性の高い質量推定を提供します。合成MTGRは、Levenberg-Marquardtカイ2乗最小化アルゴリズムを使用して理論上の等時線から取得されます。次に、MTGRの有効性は、正確な絶対質量を持つ278を超えるバイナリコンポーネントをテストすることによってチェックされます。278個の連星成分の絶対質量とMTGRから推定されたそれらの質量の間で非常に良い一致が得られました。MTGR質量の伝播された不確実性を計算するために、数式も与えられます。大気パラメータと金属量の典型的な不確実性については、MTGRから推定された質量の典型的な不確実性はほとんど5〜9％のままです。この不確実性レベルが平均して絶対質量の約3倍しかないという事実は、MTGRが恒星の質量推定のための非常に強力なツールであることを示しています。この関係には、GDL/IDLで記述されたコンピューターコードmtgr.proも用意されています。
IRIS観測による噴火極冠隆起のスペクトル進化
| Title |
Spectral_evolution_of_an_eruptive_polar_crown_prominence_with_IRIS_observations |
| Authors |
Jianchao_Xue,_Hui_Li,_Yang_Su |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02908 |
隆起噴火はコロナ質量放出と密接に関連しており、太陽物理学の重要なトピックです。分光観測はプラズマ特性を調べるための効果的な方法ですが、噴火性隆起のスペクトル観測はまれです。この論文では、インターフェイス領域イメージングスペクトログラフ（IRIS）からのスペクトル観測による噴火極冠隆起を紹介し、以前の研究ではめったに報告されないいくつかの現象を説明しようとします。噴火プロミネンスは、スローライズフェーズとファストライズフェーズを経験しますが、プロミネンスプラズマの視線運動は、3つの期間に分割できます。高速ライズフェーズの2時間前、反対のドップラーシフトが2つで見つかります。プロミネンス軸の側面;その後、赤いシフトが徐々にプロミネンスを支配します。急上昇フェーズでは、プロミネンスが青方偏移します。2番目の期間では、MgIIkウィンドウにかすかな成分が現れ、線幅が狭く、赤方偏移が大きくなります。隆起した脊椎に沿ったAIA304オングストローム画像にもかすかな領域が見られ、脊椎の拡張中にかすかな領域が暗くなります。最初の期間の反対のドップラーシフトは、私たちが研究した極冠の卓越性の特徴であると提案します。2番目の期間の赤いシフトは、おそらく、隆起した脊椎の上昇中の大量の排水によるものであり、その見返りに噴火を加速させる可能性があります。第3期の青方偏移は、観測者に向かってプロミネンスが噴出するためです。プラズマ密度の低下によりかすかな成分が現れ、後者は隆起脊椎の拡張に起因することを示唆している。
最小質量比に近い質量比を持つ2つの接触連星
| Title |
Two_contact_binaries_with_mass_ratios_close_to_the_minimum_mass_ratio |
| Authors |
Kai_Li,_Qi-Qi_Xia,_Chun-Hwey_Kim,_Shao-Ming_Hu,_Di-Fu_Guo,_Min-Ji_Jeong,_Xu_Chen,_Dong-Yang_Gao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02923 |
カットオフ質量比は、接触連星について議論されています。この論文では、質量比が低質量比限界に近い2つの接触連星の調査を提示します。VSXJ082700.8+462850（以下J082700）と1SWASPJ132829.37+555246.1（以下J132829）の質量比は両方とも0.1未満（J082700の場合は$q\sim0.055$、および$q\sim0）であることがわかります。J132829の場合は.089$）。J082700は、接触度が$\sim$19\％の浅い接触連星であり、J132829は、フィルアウト係数が$\sim$70\％の深い接触システムです。$O-C$ダイアグラム分析は、2つのシステムの両方が長期的な期間の減少を示していることを示しました。さらに、J082700は、Applegateメカニズムに起因する可能性が高い周期的変調を示します。非常に低い質量比の接触連星（ELMRCB）の特性を調査するために、質量比が$q\lesssim0.1$の接触連星について統計分析を実行し、$J_{spin}/J_の値を発見しました。3つのシステムの{orb}$が1/3より大きい。2つの考えられる説明がこの現象を解釈することができます。1つは、ハットが動的に不安定な基準を提示したときに、これまで知られていなかったいくつかの物理的プロセスが考慮されていないことです。もう1つは、無次元の回転半径（$k$）を、使用した値（$k^2=0.06$）よりも小さくする必要があることです。また、ELMRCBの形成には2つのチャネルがある可能性があることもわかりました。ELMRCBの進化状態の研究は、それらの進化状態が通常のWUMa接触連星のものと類似していることを明らかにしています。
チャンドラセカール質量白色矮星の爆燃からのIax超新星型
| Title |
Type_Iax_supernovae_from_deflagrations_in_chandrasekhar-mass_white_dwarfs |
| Authors |
F._Lach,_F._P._Callan,_D._Bubeck,_F._K._Roepke,_S._A._Sim,_M._Schrauth,_S._T._Ohlmann,_and_M._Kromer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02926 |
観測数が増加しているため、Ia型超新星は現在、いくつかのサブクラスで構成される異種クラスのオブジェクトと見なされています。これらの中で最大のものの1つは、COチャンドラセカール質量白色矮星（WD）の純粋な爆燃に由来することが示唆されているIax型超新星（SNeIax）のクラスです。いくつかの爆燃研究が実施されましたが、クラスの完全な多様性はまだ把握されていません。したがって、さまざまな点火位置、中心密度、金属量、および組成を使用したシングルスポット点火爆燃のパラメータ研究を提示します。また、厳密に回転する前駆体を探索し、3D流体力学シミュレーション、核ネットワーク計算、および放射伝達を実行します。新しいモデルは、以前の研究でカバーされた明るさの範囲を下端まで拡張します。私たちの爆発は$^{56}$Niの質量を$5.8\times10^{-3}$から$9.2\times10^{-2}\、M_\odot$まで生成します。パラメータ空間の幅広い調査にもかかわらず、モデルの主な特性は主に$^{56}$Niの質量によって駆動されます。二次パラメータは、かすかなSNe〜Iaxで観察された傾向を説明するには影響が少なすぎます。バインドされた爆発の残骸のキック速度を$6.9$から$369.8\、$km$\、s^{-1}$まで報告します。放射伝達におけるパラメータ空間と視角効果の幅広い調査は、合成観測量の大幅な広がりにつながります。しかし、クラスのかすかな終わりに向かう傾向は再現されていません。これは、モデリング手順における体系的な不確実性と$^{56}$Niに富む結合残留物の影響の定量化を動機付けます。純粋な爆燃シナリオは、明るい中程度の光度SNe〜Iaxの好ましい説明であり続けますが、SNe〜Iaxが単一の爆発シナリオで構成されていない可能性を考慮する必要があります。
活性領域の彩層磁界
| Title |
Active_region_chromospheric_magnetic_fields |
| Authors |
G._J._M._Vissers,_S._Danilovic,_X._Zhu,_J._Leenaarts,_C._J._D\'iaz_Baso,_J._M._da_Silva_Santos,_J._de_la_Cruz_Rodr\'iguez,_T._Wiegelmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02943 |
環境。彩層磁場の適切な推定は、活動領域とコロナ質量放出の進化の両方のモデリングを改善すると考えられています。目的。観測から推測された彩層磁場と磁気静水圧（MHS）外挿から得られた磁場との類似性を調査します。メソッド。NOAAアクティブ領域12723のFei6173{\AA}およびCaii8542{\AA}の観測に基づいて、空間的に規則化された弱磁場近似（WFA）を使用して、Caiiから彩層のベクトル磁場を導出しました。また、FeiとCaiiの非LTE反転により、選択した領域のモデル大気を推測します。FeiのMilne-Eddington反転は、3次元の場、ガス圧、密度を提供するMHSモデルの光球境界として機能します。結果。見通し内成分の場合、MHS彩層磁場は、一般に非LTE反転およびWFAと一致しますが、大きさが300Gを超える場合よりも弱くなる傾向があります。観測的に推定された横方向成分は、特に磁気的に強くなります。弱い地域ですが、高さのある定性的な分布はMHSの結果と似ています。どちらのフィールドコンポーネントでも、MHS彩層フィールドは反転から派生した微細構造を欠いています。さらに、MHSモデルは、主な極性を接続する一連の高フィブリルから磁気インプリントを回復しません。結論。MHS外挿とWFAは、質的に類似した彩層フィールドを提供します。前者の方位角は、特に強磁場濃度の外側で、WFAの方位角よりもCaii8542{\AA}フィブリルとよりよく一致します。構造の量と横方向の電界強度は、MHSの外挿によって過小評価されています。これは、アクティブ領域のデータ駆動型モデリングで彩層磁場の制約を考慮することの重要性を強調しています。
3DMHDシミュレーションにおけるコロナルループのフットポイントの音波特性
| Title |
Acoustic_wave_properties_in_footpoints_of_coronal_loops_in_3D_MHD_simulations |
| Authors |
Julia_M._Riedl,_Tom_Van_Doorsselaere,_Fabio_Reale,_Marcel_Goossens,_Antonino_Petralia,_Paolo_Pagano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02971 |
光球以下で励起された音波は、太陽の彩層とコロナの加熱に不可欠な役割を果たす可能性があります。しかし、最初に音波フラックスのどれだけがコロナに到達し、どのような形で到達するかはまだ完全には明らかではありません。3D数値MHDシミュレーションを使用して、太陽大気の下層での波の伝播、減衰、透過、および変換を調査します。光球から光球に伸びる、重力的に成層した拡大する真っ直ぐな冠状ループのモデルは、370秒の周期で音響ドライバーによって1つのフットポイントで摂動されます。この期間、音響カットオフ領域は遷移領域（TR）の下に存在します。ドライバーからの初期エネルギーの約2％がコロナに到達します。カットオフ領域の形状とTRの高さは、非常に動的な動作を示します。駆動波のみを考慮に入れると、波はカットオフ領域の上下で伝播する性質を持っていますが、カットオフ領域内で立ってエバネセントです。モデルの背景運動と一緒に駆動波を研究すると、カットオフ領域とTRの間の定在波が明らかになります。これらの定在波は、TRの高さの振動を引き起こします。さらに、高速または漏れのあるソーセージの体のような波がループの基部近くで励起された可能性があります。これらの波は、メインカットオフ領域の上部で高速または漏れのあるソーセージの表面のような波に変換され、その後、TRの周りで低速のソーセージの本体のような波に変換される可能性があります。
LAMOST時間領域調査：4つの$ K $ 2プレートの最初の結果
| Title |
LAMOST_Time-Domain_Survey:_First_Results_of_four_$K$2_plates |
| Authors |
Song_Wang,_Haotong_Zhang,_Zhongrui_Bai,_Hailong_Yuan,_Maosheng_Xiang,_Bo_Zhang,_Wen_Hou,_Fang_Zuo,_Bing_Du,_Tanda_Li,_Fan_Yang,_Kaiming_Cui,_Yilun_Wang,_Jiao_Li,_Mikhail_Kovalev,_Chunqian_Li,_Hao_Tian,_Weikai_Zong,_Henggeng_Han,_Chao_Liu,_A-Li_Luo,_Jianrong_Shi,_Jian-Ning_Fu,_Shaolan_Bi,_Zhanwen_Han,_Jifeng_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03149 |
2019年10月から2020年4月まで、LAMOSTは、低解像度と中解像度の両方の観測を使用して、4枚の$K$2プレートの時間領域分光調査を実行します。低解像度の分光学的調査では、25泊で282回の露出（$\約$46.6時間）が得られ、合計で約767,000のスペクトルが得られます。中解像度の調査では、27泊で177回の露出（$\約$49.1時間）がかかり、約478,000スペクトル。低解像度/中解像度スペクトルの70％/50％以上で、信号対雑音比が10を超えています。恒星パラメータを決定します（例：$T_{\rmeff}$、log$g$、[Fe/H]）およびLASP、DD-Payne、SLAMなどのさまざまな方法による視線速度（RV）。一般に、さまざまな方法からのこれらのパラメーター推定値は良好な一致を示しており、恒星パラメーター値はAPOGEEのパラメーター値と一致しています。$Gaia$DR2RVデータを使用して、露光による各分光器露光の中央値RVゼロ点（RVZP）を計算し、RVZP補正されたRVはAPOGEEデータとよく一致します。恒星の進化的および分光学的質量は、恒星のパラメーター、マルチバンドの大きさ、距離、および絶滅の値に基づいて推定されます。最後に、光度曲線を分析し、RVデータをフィッティングし、中解像度スペクトルから二値性パラメーターを計算し、$Gaia$EDR3から空間的に分解されたバイナリカタログをクロスマッチングすることにより、約2700の候補を含むバイナリカタログを作成します。LAMOSTTD調査は、バイナリシステム、恒星活動、恒星脈動変光星など、さまざまな科学的トピックで突破口を開くことが期待されています。
$ \ Delta \ mathcal {N} $とUltraSlow-Rollの確率的コンベヤーベルト
インフレーションの確率論的画像における超スローロールフェーズ中のフィールド変動と、フィールドの速度の重力逆反応を完全に含む、結果として生じる非ガウス曲率摂動を分析します。一般相対性理論の運動量制約との整合性が、長波長での単一のスカラー動的自由度の存在を反映して、場の速度が確率論的ソースを持つことを防ぐことを最初に示します。次に、スローロールが再開または膨張が終了する指定された出口点$\phi_{\rme}$から$\phi\rightarrow+\infty$まで伸びる、完全に水平なポテンシャル面$V=V_0$に焦点を当てます。。$\phi_{\rme}$に到達するために必要なe-fold$\mathcal{N}$の数で確率分布を計算します。これにより、曲率摂動の計算が可能になります。フィールドの初速度が十分に高い場合、すべての点が最終的に$\phi_{\rme}$から出て、有限の曲率摂動が生成されることがわかります。逆に、初速度が低い場合、$\phi_{\rme}$が存在するにもかかわらず、一部の点は永遠に膨張する領域に入ります。その場合、$\mathcal{N}$の確率分布は正規化可能ですが、有限のモーメントを持たないため、曲率の摂動が発散します。
レーザー周波数コームを使用したアームロック
| Title |
Arm_locking_using_laser_frequency_comb |
| Authors |
Hanzhong_Wu,_Jun_Ke,_Panpan_Wang,_Yu-Jie_Tan,_Dian-Hong_Wang,_Jie_Luo_and_Cheng-Gang_Shao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02642 |
この作業では、シングルアームロックの更新バージョンについて説明します。ヌルによるノイズ増幅は、光周波数コムを使用して柔軟に制限できます。光周波数コムをブリッジとして、レーザー位相ノイズを特定の係数で除算できることを示します。分析結果は、サイエンスバンドのピークが大幅に減少したことを示しています。ノイズ抑制の性能は、アームロック後の総ノイズが、自走式レーザー光源を使用した場合でも、時間遅延干渉法の要件を十分に満たすことができることを示しています。また、更新されたシングルアームロックの周波数引っ張り特性を推定し、その結果は、モードホッピングのリスクなしに引っ張り速度を許容できることを示唆しています。アームロックは、宇宙搭載のGW検出器のノイズ低減のための貴重なソリューションになります。返されたレーザー位相ノイズを正確に制御することで、更新されたシングルアームロックに基づいて、サイエンスバンドのノイズ増幅を効率的に抑制できることを示します。私たちの方法は、ピークの抑制、高ゲイン、低引っ張り速度を可能にするだけでなく、アームの長さの不一致によるロック障害の潜在的なリスクなしに、通年で使用することもできます。最後に、更新されたシングルアームロックの統一されたデモンストレーションについて説明します。ここでは、ローカルレーザー位相ノイズと返されるレーザー位相ノイズの両方を調整して、期待されるアームロックセンサーを実際に生成できます。私たちの仕事は、将来の宇宙搭載GW検出器のアームロックのための強力な方法を提供する可能性があります。
ピッチ角異方性は放射相対論的プラズマ乱流における粒子加速と冷却を制御する
| Title |
Pitch_Angle_Anisotropy_Controls_Particle_Acceleration_and_Cooling_in_Radiative_Relativistic_Plasma_Turbulence |
| Authors |
Luca_Comisso,_Lorenzo_Sironi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02666 |
自然界で最も強力な高エネルギー源は、粒子を高エネルギーに加速し、システムの光交差時間よりもさらに短い非常に短いタイムスケールで粒子を放射することができます。大量の放射損失にもかかわらず、どの物理的プロセスがそのような効率的な加速を生み出すことができるかはまだ不明です。放射性粒子内セルシミュレーションにより、強力なシンクロトロン冷却を受けるペアプラズマの磁気的に支配的な乱流が、数渦内でハードべき乗則範囲（勾配$p\sim1$）の非熱粒子スペクトルを生成することを示します。ターンオーバー時間。低ピッチ角の粒子は、急激に冷却される前に、公称放射反応限界を大幅に超える可能性があります。粒子のスペクトルは、エネルギーに依存するピッチ角異方性を伴う粒子の冷却により、時間の経過とともにさらに硬くなります（$p<1$）。結果として得られるシンクロトロンスペクトルは硬い（$\nuF_\nu\propto\nu^s$with$s\sim1$）。私たちの発見は、高エネルギー天体物理学源からの非熱放出、特にかに星雲からのガンマ線バーストとガンマ線フレアの迅速な段階を理解するための重要な意味を持っています。
暗黒物質の間接検出に関するLesHouchesの講義
2021年のLesHouchesSummerSchoolonDarkMatterで発表されたこれらの講義では、間接的な暗黒物質検索の主要な方法とツールの紹介、および2021年夏頃のフィールドのステータスレポートを提供します。取り上げるトピックには、エネルギーの考えられる影響が含まれます。初期宇宙への暗黒物質からの注入、暗黒物質の相互作用によって生成される粒子の予想されるエネルギー分布と空間分布の両方を計算する方法、間接検出で多様な信号を予測する理論モデルの概要、および現在の制約といくつかの主張の議論異常。これらのメモは、主に直感を構築する見積もりと有用な概念とツールに焦点を当てた、大学院生のための間接的な暗黒物質検索の紹介として意図されています。
スコットジェニック$ U（1）_ {L _ {\ mu} -L _ {\ tau}}
$モデルにおける一重項-二重項フェルミオン暗黒物質を伴うレプトン異常磁気モーメント
| Title |
Lepton_Anomalous_Magnetic_Moment_with_Singlet-Doublet_Fermion_Dark_Matter_in_Scotogenic_$U(1)_{L_{\mu}-L_{\tau}}$_Model |
| Authors |
Debasish_Borah_(1),_Manoranjan_Dutta_(2),_Satyabrata_Mahapatra_(2),_Narendra_Sahu_(2)_((1)_Indian_Institute_of_Technology_Guwahati,_(2)_Indian_Institute_of_Technology_Hyderabad) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02699 |
ミューオンと電子の異常磁気モーメントを同時に説明するために、最小ゲージの$L_{\mu}-L_{\tau}$モデルの拡張を研究します。追加のスカラーダブレット$\eta$と、右巻きの一重項フェルミ粒子と$\eta$が奇数である、組み込みの$Z_2$対称性の存在は、安定した暗黒物質候補とともに、スコット生成様式で軽いニュートリノ質量をもたらします。ベクトルボソンと荷電スカラーループからそれぞれ$（g-2）$に正と負の寄与がある可能性があるにもかかわらず、最小のスコット生成$L_{\mu}-L_{\tau}$モデルはミューオンと電子$（g-2）$を同時に、他の実験範囲と一致させます。次に、レプトンダブレットのようなベクトルでモデルを拡張します。これにより、電子$（g-2）$への負の寄与がキラル的に強化されるだけでなく、一般的な一重項-ダブレットフェルミオン暗黒物質シナリオも発生します。この拡張により、モデルは、ニュートリノの質量、暗黒物質、およびその他の直接探索境界と一致しながら、電子とミューオン$（g-2）$の両方を説明できます。このモデルは、将来の$（g-2）$測定に加えて、コライダーなどの高エネルギー実験や、荷電レプトンフレーバー違反、暗光子検索を探す低エネルギー実験でも予測を維持します。
| Title |
Probing_neutrino_decay_scenarios_by_using_the_Earth_matter_effects_on_supernova_neutrinos |
| Authors |
Edwin_A._Delgado,_Hiroshi_Nunokawa_and_Alexander_A._Quiroga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02737 |
次の銀河中心崩壊超新星（CCSN）から来るニュートリノのスペクトルにおける地球物質の影響の観察は、原則として、ニュートリノの質量秩序が正常であるか逆であるかを明らかにすることができます。質量の順序を特定するための可能な方法の1つは、ニュートリノが検出器に到達する前に地球を通過するときにスペクトルに現れる変調を観察することです。ニュートリノスペクトルのこれらの特徴は、平均ニュートリノエネルギーと、電子の一次ニュートリノフラックスと超新星内で生成される他のフレーバーとの違いという2つの要因に依存します。しかし、最近の研究によると、CCSNニュートリノに対する地球物質の影響はかなり小さく、現在稼働中または計画中のニュートリノ検出器では、主に電子と他のフレーバーのニュートリノの間の平均エネルギーとフラックスが類似しているため、観測が難しいと予想されます。CCSNまでの距離は、通常予想される$\sim10$kpcよりも大幅に小さくなっています。ここでは、ニュートリノの崩壊などの非標準的なニュートリノの性質が地球の物質効果を高めることができるかどうかの可能性に目を向けています。この研究では、電子間のニュートリノスペクトルがあったとしても、目に見えないニュートリノ崩壊が、両方の質量秩序に対して同時に$\nu_e$チャネルと$\bar{\nu}_e$チャネルの両方で地球物質効果を大幅に高める可能性があることを示します。ニュートリノの他のフレーバーは非常に似ています。これは、崩壊効果のない標準的な振動を伴うCCSNニュートリノには期待されない異なる特徴です。
この論文は、最近導入され、フラクタル次元空間の理論に基づいた代替重力モデルであるニュートンフラクタル次元重力（NFDG）の相対論的バージョンを提示します。この拡張バージョン（相対論的フラクタル次元重力（RFDG））は、文献の他の既存の理論に基づいており、天体物理学および宇宙論のアプリケーションに役立つ可能性があります。特に、非整数次元の空間の数学的理論と、非相対論的NFDGとの関係を確認します。スカラー場のオイラーラグランジュ方程式は、適切な重み係数を追加することにより、分数次元の空間に拡張することもできます。次に、長方形、球形、および円筒座標のラプラシアン演算子を一般化するために使用できます。さらに、重力、マルチスケール時空、および分数重力理論のスカラーテンソルモデルに使用される方法に従って、場の方程式を取得するために、同じ重み係数を標準のヒルベルト作用に追加できます。次に、フィールド方程式を標準宇宙論とフリードマン-レマ\^itre-ロバートソン-ウォーカー計量に適用します。適切な重み$v_{t}\left（t\right）$を使用して、同期時間$t$と単一の時間次元パラメーター$\alpha_{t}$に応じて、フリードマン方程式を次のように拡張します。RFDGケース。これにより、分数の時間次元$\alpha_{t}$のさまざまな値に対するスケールファクター$a\left（t\right）$の計算と、標準的な宇宙論の結果との比較が可能になります。このモデルを相対論的な重力の代替理論として確立するには、宇宙論的な後期加速、Ia型超新星データ、および関連する暗黒エネルギー理論の研究を含む、この主題に関する将来の追加作業が必要になります。
PTOLEMYタイプの実験に重点を置いて、トリチウム上の宇宙ニュートリノ背景の捕捉を介してニュートリノ崩壊の制約を予測します。特に、標準模型で見えないニュートリノがより軽いニュートリノに崩壊し、見えない粒子の場合、ニュートリノの寿命だけでなく、見えない粒子の質量も制限することができます。この目的のために、2体および3体の崩壊によって生成された軽いニュートリノのエネルギースペクトルと、軽いニュートリノの検出プロセスで放出された電子のエネルギースペクトルも定式化します。
Mixmaster空間ポイントの原始同期
一般的な不均一時空における異なるMixmaster領域の原始同期の可能性に関する最近の研究をレビューします。混沌とした振動を受けている不均一なドメインは、指数関数的に速く同期し、過去の方向に漸近的に完全な交響曲で進行する可能性があることが示されています。この結果が宇宙の初期段階の構造と進化に与える影響について簡単に説明します。
核統計平衡モデルにおける重イオン実験からの結合エネルギーシフト
| Title |
Binding_energy_shifts_from_heavy-ion_experiments_in_a_nuclear_statistical_equilibrium_model |
| Authors |
S._Mallik,_H._Pais,_F._Gulminelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02961 |
32AMeVでの$^{124}$Xe+$^{124}$Sn衝突から抽出された化学定数は、平均場相互作用と光の媒体内結合エネルギーシフトを含む拡張核統計平衡モデルの予測と比較されます（$Z\leq2$）クラスター。中程度の修飾のイオン種と密度依存性は、実験データから直接抽出されます。クラスターの質量と媒体の密度とともにシフトが増加することを示し、CompOSEデータベースのフレームワークで天体物理シミュレーションで将来使用するための単純な線形フィットを提供します。結果として得られる質量分率は、超新星と中性子星合体に関連する代表的な熱力学的条件で計算されます。相対論的平均場モデルのフレームワークで実行された同じデータの同様の分析の結果との比較は、低密度での良好な一致を示していますが、高密度媒体でのクラスターのモット溶解に近い有意な不一致を示しています。
GW150914とGW190521\_074359（GW190521r）の両方のリングダウンデータは、倍音の存在を裏付ける証拠を示しています。以前の研究はすべて、第一原理よりも利便性によって動機付けられた、第一倍音と基本モードが同じ開始を共有するという基本的な仮定を採用しています。この作業では、初めてそのような仮定を緩和し、GW150914およびGW190521rリングダウンデータ内のこれら2つのコンポーネントの可能な色の開始を調査することを目指しています。両方のイベントについて、高い確率（つまり、$\geq96.5\％$）で開始ラグを$\Deltat_0\leq10M_f$に制限しました。ここで、$M_f$は、合併で形成された残りのブラックホールの質量です。。さらに、GW190521r（GW150914）の場合、$98.3\％$（$69.5\％$）の信頼性で$\Deltat_0\geq3M_f$があり、基本モードとリングダウンの最初の倍音の間の非同時励起を示します。
地平線上の霧：直接暗黒物質探索のためのニュートリノ床の新しい定義
ニュートリノの床は、直接検出実験で発見できるWIMPのような暗黒物質モデルの理論上の下限です。これは一般に、暗黒物質の信号がニュートリノからの非常によく似た背景の下に隠されるポイントとして解釈されます。しかし、ニュートリノの床は厳しい制限ではなく、十分統計量で追い越すことができることが以前から知られていました。その結果、最近、代わりに「ニュートリノ霧」と呼ぶことを提唱する人もいます。ニュートリノ床を導出する現在の方法の欠点は、実験的曝露とエネルギー閾値の任意の選択に依存していることです。ここでは、ニュートリノの床をニュートリノの霧の境界として定義し、これらの仮定から解放された計算を開発することを提案します。この手法は、曝露の関数としての仮想的な実験的発見限界の導関数に基づいており、ニュートリノフラックスの正規化に関する体系的な不確実性によってのみ影響を受けるニュートリノフロアにつながります。私たちのフロアは、文献に見られるものとほぼ同じですが、サブGeVの範囲、および20GeVを超える範囲ではほぼ1桁異なります。
流体エネルギーカスケード速度と運動減衰：3Dランダウ流体シミュレーションからの新しい洞察
| Title |
Fluid_energy_cascade_rate_and_kinetic_damping:_new_insight_from_3D_Landau-fluid_simulations |
| Authors |
R._Ferrand,_F._Sahraoui,_D._Laveder,_T._Passot,_P.L._Sulem_and_S._Galtier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03123 |
非圧縮性ホール電磁流体力学（HMHD）乱流の正確な法則を使用して、エネルギーカスケードレートは、3次元HMHD-CGL（双断熱イオンと等温電子）およびランダウ減衰のさまざまな強度を特徴とするランダウ流体（LF）数値シミュレーションから計算されます。広範囲の波数、通常は$0.05\lesssimk_\perpd_i\lesssim100$。乱流が大、中、小のスケールで開始される3セットのクロススケールシミュレーションを使用して、さまざまなスケールで動的ランダウ減衰を「感知」する流体エネルギーカスケードの能力がテストされます。正確な法則から推定されたカスケード速度とシミュレーションから直接計算された散逸は、運動エネルギーに重点を置いて、すべてのスケールでのエネルギー散逸におけるランダウ減衰の役割を反映していることが示されています。この結果は、単純化された流体モデルの正確な法則を使用して、運動シミュレーションや宇宙船の観測における散逸を分析することに関する新しい展望と、無衝突磁化プラズマの理論的記述に対する新しい洞察を提供します。
商用受振器の干渉検知
| Title |
Interferometric_sensing_of_a_commercial_geophone |
| Authors |
S._J._Cooper,_C._J._Collins,_L._Prokhorov,_J._Warner,_D._Hoyland_and_C._M._Mow-Lowry |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03147 |
低周波数で含まれているコイル磁石の読み出しよりも60倍低い解像度を示した干渉計の読み出しを備えた修正された商用L-4C受振器を提示します。変更されたセンサーの対象となるアプリケーションは、1Hz未満の周波数でのパフォーマンスの向上を必要とする防振プラットフォームです。AdvancedLIGO'HAM-ISI'防振システムの制御とノイズモデルが開発され、センサーが0.1Hzで残留振動を70分の1に低減できることを示しています。
