マルチポイント臨界原理とコールマン-ワインバーグインフレ
| Title |
Multiple_point_criticality_principle_and_Coleman-Weinberg_inflation |
| Authors |
Antonio_Racioppi,_J\"urgen_Rajasalu,_Kaspar_Selke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03238 |
インフレモデルの構築に複数点臨界原理を適用し、対数補正でスカラーポテンシャルが2次である場合のColeman-Weinbergインフレを研究します。また、2つの可能な重力定式化（メートル法またはパラティーニ）の下で、重力への非最小結合の影響を分析します。結果の最終的な互換性を、プランクミッションの最終的なデータリリースと比較します。
太陽近傍の暗黒物質マイクロハロ：初期物質支配のパルサー拍子記号
| Title |
Dark_Matter_Microhalos_in_the_Solar_Neighborhood:_Pulsar_Timing_Signatures_of_Early_Matter_Domination |
| Authors |
M._Sten_Delos_and_Tim_Linden |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03240 |
パルサータイミングは、小規模構造の高感度プローブを提供します。不均一な環境から生じる重力摂動は、脈動段階で検出可能な摂動として現れる可能性があります。その結果、パルサータイミングアレイは、$10^{-11}$$M_\odot$という小さな質量スケールでの暗黒物質下部構造のプローブとして提案されました。小規模な質量分布は初期の宇宙物理学に関連しているため、パルサータイミングは、ビッグバン元素合成（BBN）の前の熱履歴を制約する可能性があります。この期間は、ほとんど調査されていません。ここでは、BBNの前の初期物質支配（EMD）の期間によって刻印された暗い下部構造を検出するためのパルサータイミングアレイの見通しを探ります。EMDは密度の変動を増幅し、高密度のサブ地球質量暗黒物質マイクロハロの集団をもたらします。最近開発された半解析モデルを使用して、EMDによって誘発されたマイクロハロの分布を特徴付け、これらのマイクロハロによって引き起こされたパルサータイミング歪みを検出できる範囲を評価します。大まかに言って、EMDをプローブするには、0.1ドル未満のタイミングノイズの残差が必要であることがわかります。ただし、残差が10nsの場合、再加熱温度が10MeVのオーダーであれば、わずか70パルサーのパルサータイミングアレイで、20年の観測時間でEMDエポックの証拠を検出できます。40年の観測時間で、パルサータイミングアレイは150MeVものEMD再熱温度をプローブできます。
最新のCMBデータと組み合わせた21cmの強度マッピング予測観測による$ \ Lambda $ CDMモデルを超える制約
| Title |
Constraining_beyond_$\Lambda$CDM_models_with_21cm_intensity_mapping_forecast_observations_combined_with_latest_CMB_data |
| Authors |
Maria_Berti,_Marta_Spinelli,_Balakrishna_S._Haridasu,_Matteo_Viel,_Alessandra_Silvestri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03256 |
有効場の理論アプローチを使用して、21cmの強度マッピング測定を予測し、暗黒エネルギーと修正重力の制約を調査します。MeerKAT電波望遠鏡からの低赤方偏移21cm信号パワースペクトル$P_{21}（z、k）$測定を予測する現実的な模擬データセットを構築します。モンテカルロマルコフ連鎖法を使用して宇宙論的パラメーターとモデルパラメーターの制約を計算し、$P_{21}（k）$のみの制約力と、最新のPlanck2018CMBデータと組み合わせた場合のその効果の両方をテストします。複数の赤方偏移ビンでの観測の理想的なモックデータセットからの断層撮影の効果をテストすることにより、分析を補完します。分析は、元のコードと完全に統合された尤度モジュールを実装することによって拡張されたコードEFTCAMB/EFTCosmoMCを使用して数値的に実行されます。$P_{21}（k）$をCMBデータに追加すると、$\Omega_ch^2$と$H_0$の制約が大幅に厳しくなり、Planckの結果に関するエラーが$60を超えるレベルで減少することがわかりました。\％$。$\Lambda$CDM理論を超えて記述されているパラメーターの場合、$\lesssim10\％$のレベルでPlanck制約に関するエラーの減少が観察されます。理想的な断層撮影の模擬観測を使用してパラメータを制約すると、改善は最大$\sim35\％$まで増加します。21cm信号のパワースペクトルは、$\Lambda$CDMモデルを超えて調べたパラメータの変動に敏感であるため、$P_{21}（k）$の観測はダークエネルギーの抑制に役立つ可能性があると結論付けています。このような理論に対する拘束力は、トモグラフィーによって大幅に改善されます。
| Title |
The_effects_of_self-interacting_dark_matter_on_the_stripping_of_galaxies_that_fall_into_clusters |
| Authors |
Ellen_L._Sirks,_Kyle_A._Oman,_Andrew_Robertson,_Richard_Massey,_Carlos_Frenk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03257 |
銀河団に分類される銀河に対する自己相互作用暗黒物質（SIDM）の影響を調査するために、クラスターイーグル（C-EAGLE）流体力学シミュレーションを使用します。SIDM銀河は、対応するコールドダークマター（CDM）と同様の軌道をたどっていますが、現在までに質量が${\sim}$25％少なくなっていることがわかります。CDM銀河の5分の1と比較して、SIDM銀河の3分の1は完全に破壊されています。ただし、過剰なストリッピングは、以前のDMのみのシミュレーションで提案されたものよりも観察が困難です。これは、最もストリッピングされた銀河がコアを形成し、星も失うためです。最も識別力のあるオブジェクトは観察できなくなります。最良のテストは、恒星の質量が$10^{10-11}\、\mathrm{M}_{\odot}$の銀河の恒星とハローの質量の関係（SHMR）を測定することです。これは、クラスターではCDMユニバースのフィールドよりも8倍高くなりますが、SIDMユニバースの場合は13倍高くなります。SHMRに固有の散乱があるとすると、これらのモデルは、ノイズのない銀河-${\sim}32$銀河団の強いレンズ効果で区別できます。
小規模なCMB前景からの宇宙論的情報の取得I.熱スニヤエフゼルドビッチ効果
| Title |
Retrieving_cosmological_information_from_small-scale_CMB_foregrounds_I._The_thermal_Sunyaev_Zel'dovich_effect |
| Authors |
Marian_Douspis,_Laura_Salvati,_Ad\'elie_Gorce,_Nabila_Aghanim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03272 |
最初にハローモデルから導出された熱スニヤエフゼルドビッチ（tSZ）パワースペクトルに焦点を当て、前景信号の宇宙論的依存性を導入することにより、小規模CMBデータの新しい分析を提案します。南極点望遠鏡（SPT）による、90、150、220GHzでの高$\ell$パワー（クロス）スペクトルの最新の観測を、両方とも宇宙パラメータに依存するCMB信号とtSZ信号の合計として分析します。残りの汚染物質。より高速な分析を実行するために、機械学習アルゴリズム（つまりランダムフォレスト）に基づく新しいtSZモデリングを提案します。tSZパワースペクトルに含まれる追加情報が、宇宙論的およびtSZスケーリング関係パラメーターの制約を厳しくすることを示します。PlancktSZデータをSPThigh-$\ell$と初めて組み合わせて、さらに強力な制約を導き出します。最後に、残りのkSZパワースペクトルの振幅が、tSZと宇宙論的パラメーターの両方で行われた仮定に応じてどのように変化するかを示します。
2つの銀河調査とCMBレンズ効果のマルチトレーサーの組み合わせを使用してニュートリノの質量を制限する
| Title |
Constraining_the_neutrino_mass_using_a_multi-tracer_combination_of_two_galaxy_surveys_and_CMB_lensing |
| Authors |
Mario_Ballardini,_Roy_Maartens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03763 |
ニュートリノの総質量を測定することは、次世代の宇宙論的データセットで利用できる最もエキサイティングな機会の1つです。21cmの強度マッピングと測光銀河調査で大規模なクラスタリングを使用して、CMB情報とともにニュートリノの総質量を検出する可能性を研究します。大量のニュートリノの存在によるスケール依存のハローバイアスの寄与を含め、宇宙分散を減らすためにマルチトレーサー分析を使用します。SKAO-MID21cm強度マップとStage〜4CMBレンズのマルチトレーサーの組み合わせは、線形クラスタリング情報のみを使用して、ニュートリノの総質量の不確実性を$\sigma（M_\nu）\simeq45\、$meVに劇的に縮小します（$k_{\rmmax}=0.1\、h/$Mpc）、光学的厚さの事前情報なし。LSSTから期待されるクラスタリング情報をマルチトレーサーに追加すると、予測は$\sigma（M_\nu）\simeq12\、$meVになります。
磁気支援再結合に対するPlanck、ACT、およびSPTの制約の一貫性と将来の実験の予測
| Title |
Consistency_of_Planck,_ACT_and_SPT_constraints_on_magnetically_assisted_recombination_and_forecasts_for_future_experiments |
| Authors |
Silvia_Galli,_Levon_Pogosian,_Karsten_Jedamzik_and_Lennart_Balkenhol |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03816 |
原始磁場は、小さなスケールでバリオン密度の凝集を誘発することにより、宇宙の再結合の歴史を変えることができます。それらは最近、ハッブルの緊張を和らげるための候補モデルとして提案されました。Planck、ACTDR4、およびSPT-3G2018の最新のCMBデータを使用して、単純化されたモデルの凝集係数パラメーター$b$に対する制約の一貫性を調査します。結合されたCMBデータのみの場合、凝集の証拠は見つかりません。ゼロとは異なりますが、SH0ESチームの最新の距離ラダー分析に基づいて$H_0$に事前分布を追加すると、$b$の検出が弱いことが報告されます。シミュレートされたデータセットの分析では、ACTDR4は、TTバンドパワー（SPTには含まれていません）の縮退破壊パワーにより、SPT-3G2018に関してより拘束力があることが示されています。シミュレーションは、2つのデータセットのTE、EEパワースペクトルが同じ拘束パワーを持つ必要があることも示唆しています。ただし、ACTDR4TE、EEの制約は予想よりも厳しく、SPT-3G2018の制約は緩いです。これは統計的変動と互換性がありますが、そのような偏差を説明する可能性のある体系的な影響を調査します。全体として、ACTの結果はPlanckまたはSPT-3Gとわずかに一致しており、$\Lambda$CDM+$b$および$\Lambda$CDM内の$2-3\sigma$レベルで、PlanckおよびSPT-3Gは良好です。合意。CMBデータをBAOおよびSNIaと組み合わせると、95\％c.lでb<0.4の上限が得られます。（ACTなしでb<0.5）。ハッブル定数にSH0ESベースの事前分布を追加すると、$b=0.31^{+0.11}_{-0.15}$および$H_0=69.28\pm0.56$km/s/Mpc（$b=0.41^{+0.14}）が得られます。_{-018}$および$H_0=69.70\pm0.63$km/s/Mpc（ACTなし）。最後に、完全なSPT-3G調査、SimonsObservatory、およびCMB-S4の$b$の制約を予測し、Planckのみの場合に比べてそれぞれ1.5倍（Planckでは2.7）、5.9、7.8倍の改善が見られます。
三軸楕円体の運動学的ダイナモ
惑星の磁場は、内部の導電性流体の動きによって生成されます。したがって、惑星体が非球形であるにもかかわらず、ダイナモ問題は球面幾何学で多くの注目を集めています。球形の仮定を超えるために、3軸楕円体の磁場の完全スペクトル記述を利用して、局所境界条件（つまり、疑似真空または完全導体境界）を使用して誘導方程式を解くアルゴリズムを開発します。この方法を使用して、自由減衰磁気モードを計算し、指定された流れの運動学的ダイナモ問題を解決します。新しい方法は、断熱外部のモデル化にも使用される解析ソリューションおよび標準の有限要素計算と徹底的に比較されます。楕円体の低磁気レイノルズ数でダイナモ磁場を取得します。これは、このような形状での将来のダイナモ研究の簡単なベンチマークとして使用できます。最後に、磁気境界条件がダイナモの開始をどのように変更できるかについて説明します。完全導体境界はダイナモ作用を強く弱めることができますが、疑似真空境界と絶縁境界はしばしば同様の結果をもたらします。
急速に回転する偏平な星のための効率的で正確な通過光度曲線
| Title |
Efficient_and_precise_transit_light_curves_for_rapidly-rotating,_oblate_stars |
| Authors |
Shashank_Dholakia,_Rodrigo_Luger,_Shishir_Dholakia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03250 |
急速に回転する星を周回する太陽系外惑星の光度曲線を通過するための解を導き出します。これらの星は、かなりの扁平率と重力減光を示します。これは、星の極が赤道よりも高い温度と光度を持っている現象です。これらの星を通過する太陽系外惑星の光度曲線は、ゆっくりと回転する星の光度曲線からの逸脱を示す可能性があり、システムのスピン軌道相互作用に応じて大幅に非対称な通過を示します。そのため、これらの現象は、システムのスピン軌道相互作用を測定するための分度器として使用できます。この論文では、通過する太陽系外惑星を伴う重力で暗くなり、扁球の星のモデル光度曲線を生成するための新しい半解析的方法を紹介します。コードパッケージstarry内にモデルを実装し、既存の方法に比べて速度と精度が数桁向上することを示します。ホストスターが急速な回転を示すWASP-33のTESS光度曲線でモデルをテストします（$v\sini_*=86.4$km/s）。光度曲線からホストの$\delta$-Scuti脈動を差し引き、重力減光の非対称通過特性を見つけます。投影されたスピン軌道相互作用はドップラートモグラフィーと一致しており、システムの真のスピン軌道相互作用を$\varphi=108.3^{+19.0}_{-15.4}$〜$^{\circ}$として制約します。このようなシステムのスピン軌道傾斜角を測光的に後方推論で制約する方法の使用法を示します。最後に、TESSによって発見された何千ものそのようなシステムの動的履歴を推測するためのそのような方法の使用に注意します。
静的なふるい分け：差分画像での移動物体検出
| Title |
Sifting_Through_the_Static:_Moving_Object_Detection_in_Difference_Images |
| Authors |
Hayden_Smotherman,_Andrew_J._Connolly,_J._Bryce_Kalmbach,_Stephen_K._N._Portillo,_Dino_Bektesevic,_Siegfried_Eggl,_Mario_Juric,_Joachim_Moeyens,_and_Peter_J._Whidden |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03296 |
太陽系外縁天体（TNO）は、太陽系の歴史への窓を提供しますが、太陽からの距離と比較的低い明るさのために、観測が難しい場合があります。ここでは、KBMODプラットフォームを使用して、他の既知のオブジェクトにリンクできなかった75個の移動オブジェクトの検出を報告します。その中で、VRの大きさは$25.02\pm0.93$です。既知の軌道を持つ追加の24のソースを回復します。これらのオブジェクトの昇交点の重心距離、傾斜、経度に制約を課します。未確認の物体は、重心距離の中央値が41.28auであり、太陽系の外側に配置されています。検出されたすべての天体の観測された傾斜と光度の分布は、以前に公開されたKBOの分布と一致しています。堅牢なパーセンタイルベースの光度曲線フィルター、インライングラフィックスプロセッシングユニット（GPU）フィルター、新しい同時追加スタンプ生成、畳み込みニューラルネットワーク（CNN）スタンプフィルターなど、KBMODの拡張機能について説明します。差分画像。これらの機能強化は、LSSTなどの将来のビッグデータ調査に展開するためのKBMODの準備が大幅に改善されたことを示しています。
偏心惑星によって引き起こされた原始惑星系円盤の広いダストギャップ：質量偏心縮退
| Title |
Wide_Dust_Gaps_in_Protoplanetary_Disks_Induced_by_Eccentric_Planets:_A_Mass-Eccentricity_Degeneracy |
| Authors |
Yi-Xian_Chen,_Zhuoxiao_Wang,_Ya-Ping_Li,_Cl\'ement_Baruteau,_Douglas_N._C._Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03333 |
おうし座T星の周りの原始惑星系円盤のサブmm画像のギャップリング構造の原因は、出生円盤に埋め込まれた原始惑星の潮汐摂動であると広く考えられています。このプロセスの数値シミュレーションは、惑星の質量に関する特徴的なダストギャップ幅/ギャップリング距離のスケーリングを提案するために使用されています。観測されたギャップサンプルを分析するためにそのようなスケーリングを適用すると、いくつかの地球から木星の質量の範囲にある仮想惑星の豊富な集団の連続的な質量分布が得られます。対照的に、惑星形成の従来のコア降着シナリオは、1）\sim20地球質量を超える暴走ガス降着の開始、および2）ギャップ開口によって引き起こされる降着の抑制により、バイモーダル質量関数を予測します。ここでは、このパラドックスの可能な解決策として、奇行惑星の潮汐摂動に対するダストディスクの応答を調べます。シミュレートされたガスとダストの分布に基づいて、小さな離心率を持つ海王星の質量惑星のギャップリング分離が、円軌道上の土星の質量惑星によって引き起こされるものに匹敵するようになる可能性があることを示します。この縮退は、理論的なバイモーダル質量分布と観測された連続ギャップ幅分布との間の不一致をなくす可能性があります。惑星と円盤の相互作用による減衰にもかかわらず、適度な離心率は、比較的厚い円盤の外側の領域で、または複数のスーパーアース間の共鳴励起によって維持される可能性があります。さらに、離心率の小さい惑星によって引き起こされるリング状の塵の分布は、低粘度の環境でも軸対称であり、ALMA画像の渦の不足と一致しています。
K2-OjOSプロジェクト：K2キャンペーン5、16、18の新しい惑星と候補者
| Title |
The_K2-OjOS_Project:_New_and_Revisited_Planets_and_Candidates_in_K2_Campaigns_5,_16_&_18 |
| Authors |
A._Castro-Gonz\'alez,_E._D\'iez_Alonso,_J._Men\'endez_Blanco,_J._Livingston,_J._P._de_Leon,_J._Lillo-Box,_J._Korth,_S._Fern\'andez_Men\'endez,_J._M._Recio,_F._Izquierdo-Ruiz,_A._Coya_Lozano,_F._Garc\'ia_de_la_Cuesta,_N._G\'omez_Hern\'andez,_J._R._Vidal_Blanco,_R._Hevia_D\'iaz,_R._Pardo_Silva,_S._P\'erez_Acevedo,_J._Polancos_Ruiz,_P._Padilla_Tijer\'in,_D._V\'azquez_Garc\'ia,_S._L._Su\'arez_G\'omez,_F._Garc\'ia_Riesgo,_C._Gonz\'alez_Guti\'errez,_L._Bonavera,_J._Gonz\'alez-Nuevo,_C._Rodr\'iguez_Pereira,_F._S\'anchez_Lasheras,_M._L._S\'anchez_Rodr\'iguez,_R._Mu\~niz,_J._D._Santos_Rodr\'iguez,_F._J._de_Cos_Juez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03346 |
K2-OjOSの最初の結果を紹介します。これは、主に新しい太陽系外惑星の検出、特性評価、検証を目的とした、プロとアマチュアの天文学者による共同プロジェクトです。この作業では、10人のアマチュア天文学者がK2キャンペーン18（C18）の20,427個の光度曲線を視覚的に検査して惑星信号を探しました。彼らは42の惑星候補を発見しました。そのうち18は新しい検出であり、24は以前の作業によって重複するC5で検出されました。ホスト星の均一な特性評価、トランジットモデリング、トランジットタイミング変動の検索、統計的検証など、見つかった候補の完全な分析を実行するために、アーカイブ測光および分光観測、および新しい高空間分解能画像を使用しました。。その結果、4つの新しい惑星（K2-XXXb、K2-XXXb、K2-XXXb、およびK2-XXXb）と14の惑星候補を報告します。さらに、C5、C16（利用可能な場合）およびC18測光データを共同でモデル化することにより、以前に公開された惑星と候補の通過天体暦を改良し、期間と通過時間の精度を大幅に向上させます。個々のシステムに関して、新しい惑星K2-XXXbと候補EPIC211537087.02が2：1の期間の通約可能性に近く、明るい星K2-184（V=10.35）、K2-の位置で重要なTTVが検出されていることを強調します。楽観的なモデルによるハビタブルゾーン内の103b、既知のシステムK2-274での新しい単一トランジットの検出、および信号の発信元として惑星候補と見なされるK2-120bの配置の再割り当ては次のようになります。確認されていません。
SMERCURY-Tを使用した潮汐傾斜角の変動の調査
| Title |
Exploring_tidal_obliquity_variations_with_SMERCURY-T |
| Authors |
Steven_M._Kreyche,_Jason_W._Barnes,_Billy_L._Quarles,_and_John_E._Chambers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03347 |
新しいコードSMERCURY-Tを紹介します。これは、既存のコードSMERCURY（Lissaueretal。2012）およびMercury-T（Bolmontetal。2015）に基づいています。その結果は、星からの潮汐スピントルクの影響下で、多惑星系内の惑星の軌道とスピンの進化を計算できる混合変数シンプレクティックN体積分器です。実験結果を経年モデルの結果と比較することにより、実装を検証します。一連の実験で示すように、SMERCURY-Tは、複雑な多惑星系内の惑星の経年的なスピン軌道共鳴交差と捕獲の研究を可能にします。これらのプロセスは、潮汐スピントルクが惑星のスピン速度を減衰させ、その傾斜角を進化させるため、惑星のスピン状態を駆動して、その道路上の非常に異なる経路に沿って潮汐平衡に向かって進化させることができます。さらに、2つのスピン軌道相互作用の重なりとして存在するカオス領域の交差を例示するシナリオの結果を示します。テスト惑星は、それが潮汐的に進化するにつれて、最終的に共鳴から逃れるまで、その傾斜角で暴力的で混沌とした揺れを経験します。これらのプロセスはすべて、太陽系内外の多くの物体の傾斜角の進化において重要であり、重要であり、惑星の気候と居住性に影響を及ぼします。SMERCURY-Tは、これらの現象のさらなる研究を可能にする強力で用途の広いツールです。
漂流して蒸発する小石がどのように巨大惑星を形作るかII：大気中の揮発性物質と耐火物
太陽系外ガスの巨人の今後の研究は、惑星の大気の構成への正確な洞察を与え、それを惑星の形成の歴史に結びつけるという究極の目標を持っています。ここでは、ディスクの気相を豊かにする漂流および蒸発する小石が、成長および移動する巨大ガスの化学組成にどのように影響するかを調査します。この目標を達成するために、粘性進化、小石のドリフト、蒸発などの原始惑星系円盤の半解析的1Dモデルを実行して、小石やガスが円盤を移動する際の降着による惑星胚から木星質量物体への惑星の成長をシミュレートします。原始惑星系円盤の気相は、蒸発線を横切る内向きに漂う小石の蒸発により濃縮され、惑星大気への大量の揮発性物質の降着につながります。結果として、ガス降着惑星は、化学種、その正確な存在量および揮発性に応じて、耐火物（例えば、Mg、Si、Fe）と比較して揮発性物質（C、O、N）が最大100倍濃縮されます。ディスクの粘度も同様です。木星の形成の単純化されたモデルは、その窒素含有量が窒素に富む蒸気を内向きに拡散することによって説明できることを明らかにし、以前のシミュレーションで示されたように木星がN2蒸発フロントの近くに形成される必要がないことを意味します。しかし、私たちのモデルは、木星の酸素存在量が低すぎることを予測しています。これは、木星が水氷線を横切って移動するか、固体が大気中にさらに付着することを意味します。これにより、木星の炭素量も増加する可能性があります。固体の降着は、惑星大気中の耐火物と揮発性物質の比率を大幅に増加させます。したがって、耐火物に対する揮発性の比率は、惑星形成理論に強い制約を課す可能性があり、将来の観測の重要なターゲットになると結論付けます。
高解像度のN体シミュレーションから推測される地球型惑星形成のパラドックス
| Title |
The_terrestrial_planet_formation_paradox_inferred_from_high-resolution_N-body_simulations |
| Authors |
Jason_Man_Yin_Woo,_Ramon_Brasser,_Simon_L._Grimm,_Miles_L._Timpe,_Joachim_Stadel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03650 |
GPUハードウェアとシンプレクティックN体コードGENGAの最近の改善により、惑星形成のシミュレーションで前例のない解像度が可能になりました。この論文では、地球型惑星形成の高解像度N体シミュレーションの結果を報告します。これは、以前の10Myrシミュレーション（Wooetal。2021a）を150Myrまで直接継続したものです。木星と土星が常に現在の離心率（EJS）を維持していると仮定することにより、現在の内部太陽系アーキテクチャとかなりよく一致することができます。ただし、EJSシナリオで発生する強い放射状混合のため、内部太陽系の物体間、特に地球と火星間の既知の同位体の違いを説明するのは困難です。一方、木星と土星（CJS）の最初の円軌道を仮定すると、内部太陽系の現在のアーキテクチャを再現できずに、内部太陽系で観測された低度の放射状混合を再現できます。これらの結果は、古典的な形成シナリオ内の地球型惑星の動的構造と宇宙化学データの間の考えられるパラドックスを示唆しています。
| Title |
A_search_of_the_full_six_years_of_the_Dark_Energy_Survey_for_outer_Solar_System_objects |
| Authors |
Pedro_H._Bernardinelli,_Gary_M._Bernstein,_Masao_Sako,_Brian_Yanny,_M._Aguena,_S._Allam,_F._Andrade-Oliveira,_E._Bertin,_D._Brooks,_E._Buckley-Geer,_D._L._Burke,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_C._Conselice,_M._Costanzi,_L._N._da_Costa,_J._De_Vicente,_S._Desai,_H._T._Diehl,_J._P._Dietrich,_P._Doel,_K._Eckert,_S._Everett,_I._Ferrero,_B._Flaugher,_P._Fosalba,_J._Frieman,_J._Garcia-Bellido,_D._W._Gerdes,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_J._Gschwend,_S._R._Hinton,_D._L._Hollowood,_K._Honscheid,_D._J._James,_S._Kent,_K._Kuehn,_N._Kuropatkin,_O._Lahav,_M._A._G._Maia,_M._March,_F._Menanteau,_R._Miquel,_R._Morgan,_J._Myles,_R._L._C._Ogando,_A._Palmese,_F._Paz-Chinchon,_A._Pieres,_A._A._Plazas_Malagon,_A._K._Romer,_A._Roodman,_E._Sanchez,_V._Scarpine,_M._Schubnell,_S._Serrano,_I._Sevilla-Noarbe,_et_al._(8_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03758 |
ダークエネルギーサーベイ（DES）からの6年間のデータ（Y6）全体で、太陽系の外側のオブジェクトを検索した結果を示します。DESは、2013年から2019年の間に$grizY$光学/IRフィルターで$\約80,000$$3$deg$^2$の露出で、南の空の連続した$5000$deg$^2$をカバーしました。ネプチューン天体（TNO）、1つのCentaurと1つのオールトの雲彗星。この論文で初めて461個の天体が報告されました。最初の4年間のデータに対して実行された以前の検索に基づいた方法論を提示します。ここでは、すべてのDES画像が改善された検出パイプラインで再処理され、露光あたり平均0.47等の完全性ゲインが得られました。また、一時的なカタログの作成が改善され、検出を軌道にリンクするためのアルゴリズムが最適化されました。すべてのオブジェクトは、目視検査と、サブスレッショルドの有意性、つまりオブジェクトの存在が軌道適合によって示される画像スタック内の合計信号対雑音比を計算することによって検証されましたが、検出は報告されませんでした。これにより、$r\upperx23.8$magおよび距離$29<d<2500$auまでの完全なTNOの非常に純粋なカタログが生成されます。Y6TNOは、最小（中央値）で7（12）の異なる夜の検出と、1.1（4.2）年の弧を持ち、今後の出版物で$grizY$の光度が利用可能になります。人口モデルと検出値の比較を可能にする観測バイアスをシミュレートするためのソフトウェアを紹介します。DESカタログの統計的検出力を示す最初の推論は次のとおりです。データは、古典的なカイパーベルトのCFEPS-L7モデルと一致していません。16個の「極端な」TNO（$a>150$au、$q>30$au）は、方位角等方性の帰無仮説と一致しています。$q>38$au、$a>50$auの非共鳴TNOは、主要な平均運動共鳴の太陽に向かって非常に有意な傾向を示しますが、この傾向は$q<38$auでは存在しません。
TOI-3362b：高離心率の潮汐移動を受けているプロトホットジュピター
| Title |
TOI-3362b:_A_Proto-Hot_Jupiter_Undergoing_High-Eccentricity_Tidal_Migration |
| Authors |
Jiayin_Dong,_Chelsea_X._Huang,_George_Zhou,_Rebekah_I._Dawson,_Joseph_E._Rodriguez,_Jason_D._Eastman,_Karen_A._Collins,_Samuel_N._Quinn,_Avi_Shporer,_Amaury_H.M.J._Triaud,_Songhu_Wang,_Thomas_Beatty,_Jonathon_Jackson,_Kevin_I._Collins,_Lyu_Abe,_Olga_Suarez,_Nicolas_Crouzet,_Djamel_MeKarnia,_Georgina_Dransfield,_Eric_L._N._Jensen,_Chris_Stockdale,_Khalid_Barkaoui,_Alexis_Heitzmann,_Duncan_J._Wright,_Brett_C._Addison,_Robert_A._Wittenmyer,_Jack_Okumura,_Brendan_P._Bowler,_Jonathan_Horner,_Stephen_R._Kane,_John_Kielkopf,_Huigen_Liu,_Peter_Plavchan,_Matthew_W._Mengel,_George_R._Ricker,_Roland_Vanderspek,_David_W._Latham,_S._Seager,_Joshua_N._Winn,_Jon_M._Jenkins,_Jessie_L._Christiansen_and_Martin_Paegert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03771 |
高離心率の潮汐移動は、巨大惑星を短周期軌道に配置するための可能な方法です。それが一般的に動作する場合、高離心率の潮汐移動を受けている高度に楕円軌道でプロトホットジュピターを捕まえることが期待されます。現在のところ、そのようなシステムはほとんど発見されていません。ここでは、TOI-3362b（TIC-464300749b）を紹介します。これは、高離心率の潮汐移動を受けている可能性が高い主系列F型星を周回する18。1日5$M_{\rmJup}$惑星です。軌道離心率は0.815$^{+0.023}_{-0.032}$です。0.153$^{+0.002}_{-0.003}$auの準主軸で、惑星の軌道は0.051$^{+0.008}_{-0.006}$auの最終軌道半径に縮小すると予想されます。完全な潮汐循環。惑星と惑星の散乱や経年的な相互作用など、いくつかのメカニズムが惑星の離心率の極値を説明する可能性があります。このような仮説は、システムの追跡観測でテストできます。たとえば、星の赤道傾斜角を測定したり、正確で長期的な視線速度観測でシステム内のコンパニオンを検索したりできます。惑星がホスト星を周回するときの平衡温度の変化と、周縁部での潮汐加熱により、この惑星は大気モデリングと観測の興味深いターゲットになっています。惑星の18。1日の公転周期はTESSの周期感度の限界に近いので、そのような発見のいくつかでさえ、原始ホットジュピターがかなり一般的であるかもしれないことを示唆します。
高い無線周波数での最も明るい銀河団の変動性
| Title |
The_variability_of_brightest_cluster_galaxies_at_high_radio_frequencies |
| Authors |
Tom_Rose,_Alastair_Edge,_Sebastian_Kiehlmann,_Junhyun_Baek,_Aeree_Chung,_Tae-Hyun_Jung,_Jae-Woo_Kim,_Anthony_C._S._Readhead,_and_Aidan_Sedgewick |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03241 |
銀河のコア電波源の変動は、AGN降着の重大な結果である可能性があります。ただし、この変動性は、特に高い無線周波数では十分に研究されていません。そのため、近くにあるクールコアの最も明るい銀河団20個の高い無線周波数変動を監視するキャンペーンについて報告します。私たちの最高のケイデンス観測は15GHzであり、オーエンスバレー電波天文台（OVRO）からのものです。時間間隔の中央値は7日で、ほとんどの場合8年から13年です。さまざまな変動検出技術を光源の光度曲線に適用して、1週間から10年の長いタイムスケールでのフラックス密度の変化を分析します。各光源が観察された全期間にわたって、$\chi^{2}$検定は、13/20が変化しない光源の平坦な光度曲線と矛盾していることを示唆しています。変動振幅テストは、12/20ソースが300日のタイムスケールで可変であるのに対し、19/20は3000日のタイムスケールで可変であることを示唆しています。ソースの少なくとも半分は、3年のタイムスケールでピークからトラフまでの変動が20％であることも示していますが、少なくとも3分の1は6年のタイムスケールで60％変動しています。したがって、大きな変動性はこれらの情報源の共通の特徴です。また、韓国のVLBIネットワーク（KVN）、IRAM30m望遠鏡のNIKA2機器、およびジェームズクラークマクスウェル望遠鏡のSCUBA-2機器からのデータを使用して、変動が最大353GHzの周波数でのスペクトル特性にどのように関連するかを示します。
銀河星間物質における大きな金属量変動
| Title |
Large_Metallicity_Variations_in_the_Galactic_Interstellar_Medium |
| Authors |
Annalisa_De_Cia,_Edward_B._Jenkins,_Andrew_J._Fox,_C\'edric_Ledoux,_Tanita_Ramburth-Hurt,_Christina_Konstantopoulou,_Patrick_Petitjean,_Jens-Kristian_Krogager |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03249 |
星間物質（ISM）は、イオン化、原子、分子種、ダスト粒子など、さまざまな温度と密度のガスで構成されています。中性のISMは中性の水素が支配的であり、イオン化率は最大8％です。ヘリウム（金属量）より重い化学元素の濃度は、銀河系の星ではさまざまな時期に形成されるため、桁違いに広がります。代わりに、太陽の近くのガスはよく混合されており、従来の化学進化モデルでは太陽の金属量を持っていると想定されています。ISMの化学物質の存在量は、UV吸収線分光法で正確に測定できます。しかし、観察可能な気相から金属の一部を除去し、それを固体粒子に組み込むダスト枯渇の影響により、最近まで、ISM金属量のより深い調査が妨げられてきました。ここでは、銀河系の25個の星に向かって測定された中性ISMのダスト補正された金属量を報告します。金属量には10倍以上の大きな変動があり（平均55+/-7％ソーラーおよび標準偏差0.28dex）、金属量が低く、ソーラーが約17％以下の領域が多数含まれています。高速雲の形でディスクに落下する元のガスは、数十個のスケールで観測された化学的不均一性を引き起こす可能性があります。私たちの結果は、この低金属量降着ガスがISMに効率的に混合しないことを示唆しており、これは近くの同時代の星の金属量偏差を理解するのに役立つ可能性があります。
局所銀河群におけるバリオンタリーフィッシャー関係と圧力支持矮星の等価円速度
| Title |
The_Baryonic_Tully-Fisher_Relation_in_the_Local_Group_and_the_Equivalent_Circular_Velocity_of_Pressure_Supported_Dwarfs |
| Authors |
Stacy_McGaugh,_Federico_Lelli,_Jim_Schombert,_Pengfei_Li,_Tiffany_Visgaitis,_Kaelee_Parker,_Marcel_Pawlowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03251 |
ローカルグループのバリオンタリーフィッシャー関係を調査します。回転支持されたローカルグループ銀河は、より遠方の銀河によって定義された関係に正確に準拠しています。圧力支持矮小銀河の場合、観測された速度分散を、$V_o=\beta_c\sigma_*$となるように、同じ質量の回転支持銀河の等価円速度に関連付けるスケーリング係数$\beta_c$を決定します。$V$バンドの一般的な質量光度比$\Upsilon_*=2\;\mathrm{M}_{\odot}/\mathrm{L}_{\odot}$の場合、次のようになります。$\beta_c=2$。より一般的には、$\log\beta_c=0.25\log\Upsilon_*+0.226$です。これは、圧力と回転支持された矮小銀河に関連する一般的な運動学的スケールを提供します。
クエーサーにおけるX線とUV放射の関係のチャンドラビュー
| Title |
The_Chandra_view_of_the_relation_between_X-ray_and_UV_emission_in_quasars |
| Authors |
Susanna_Bisogni,_Elisabeta_Lusso,_Francesca_Civano,_Emanuele_Nardini,_Guido_Risaliti,_Martin_Elvis_and_Giuseppina_Fabbiano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03252 |
スローンデジタルスカイサーベイDR14と最新のチャンドラソースカタログ2.0（2,332クエーサー）およびチャンドラCOSMOSレガシー調査（273クエーサー）。クエーサーにおける紫外線（2500A、$L_{O}$）とX線（2keV、$L_{X}$）放射の間の非線形関係は、より小さな固有物によって特徴付けられることが証明されています。サンプルへの汚染物質の混入を防ぐことを目的とした均一な選択が満たされている限り、観察されたものよりも分散が満たされます。Chandraの低いバックグラウンドを活用することにより、ソースプロパティの不確実性を低減することを主な目的として、SDSS-CSC2.0クエーサーサンプルで利用可能なすべてのデータ（つまり、3,430個のX線観測）の完全なスペクトル分析を実行しました。（例：フラックス、スペクトル勾配）。$L_{X}-L_{O}$関係の進化が存在するかどうかを分析するために、サンプルを、サンプル$z\simeq0.5-4$がまたがる赤方偏移範囲全体の狭い赤方偏移間隔で分割しました。関係の傾きは赤方偏移によって進化せず、調査された赤方偏移の範囲で$0.6$の文献値と一致していることがわかります。これは、降着円盤と高温コロナの結合の根底にあるメカニズムが異なる場所で同じであることを意味します。宇宙の時代。また、尖った観測のみが利用できる最高の赤方偏移を調べると、分散が減少することもわかります。これらの結果は、クエーサーが「標準化可能なキャンドル」であることをさらに確認しています。つまり、宇宙論的プローブがほとんど利用できない高赤方偏移で宇宙論的距離を確実に測定できるということです。
PS J1721 + 8842：2つの無線コンポーネントを備えた赤方偏移2.37の重力レンズ付きデュアルAGNシステム
| Title |
PS_J1721+8842:_A_gravitationally_lensed_dual_AGN_system_at_redshift_2.37_with_two_radio_components |
| Authors |
C._S._Mangat,_J._P._McKean,_R._Brilenkov,_P._Hartley,_H._R._Stacey,_S._Vegetti,_D._Wen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03253 |
二重活動銀河核（AGN）は、階層構造形成シナリオの自然な結果であり、ブラックホール成長のさまざまなモデルの重要なテストを提供できます。しかし、それらの希少性と高い赤方偏移で見つけるのが難しいため、銀河形成がピークに達する時期に確認されたデュアルAGNはほとんど知られていません。ここでは、6.5+/-0.6kpcで分離された2つの光学/IRクエーサーとオフセットされた3番目のコンパクト（R_eff=0.45+/-0.02kpc）の赤い銀河を含む赤方偏移2.37での重力レンズデュアルAGNシステムの発見を報告します。クエーサーの1つから1.7+/-0.1kpc。3GHzでの超大型アレイイメージングから、両方のクエーサーに関連する600および340pcスケールの電波放射を検出します。電波源の1.4GHzの光度密度は約10^24.35W/Hzであり、これは弱いジェットと一致しています。ただし、放射の低輝度温度は、850〜1150M_sun/年のレベルでの星形成とも一致しています。これは、進行中のトリプルマージャーによってAGNや星形成が引き起こされるシナリオをサポートしますが、どちらにもホスト銀河が検出されていない場合、2つのブラックホールが反跳しているマージャー後のシナリオも可能です。
CLASH-VLT：Abell〜S1063。クラスターの組み立て履歴と分光カタログ
| Title |
CLASH-VLT:_Abell~S1063._Cluster_assembly_history_and_spectroscopic_catalogue |
| Authors |
A._Mercurio,_P._Rosati,_A._Biviano,_M._Annunziatella,_M._Girardi,_B._Sartoris,_M._Nonino,_M._Brescia,_G._Riccio,_C._Grillo,_I._Balestra,_G._B._Caminha,_G._De_Lucia,_R._Gobat,_S._Seitz,_P._Tozzi,_M._Scodeggio,_E._Vanzella,_G._Angora,_P._Bergamini,_S._Borgani,_R._Demarco,_M._Meneghetti,_V._Strazzullo,_L._Tortorelli,_K._Umetsu,_A._Fritz,_D._Gruen,_D._Kelson,_M._Lombardi,_C._Maier,_M._Postman,_G._Rodighiero,_B._Ziegler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03305 |
CLASH-VLT調査を使用して、Abell〜S1063で1234の分光学的に確認されたメンバーの前例のないサンプルを集め、速度分散\sigma_v=1380-32+26kms^-1でz_cl=0.3457で動的に複雑な構造を見つけました。銀河のスペクトル特性の関数として投影された位相空間図と軌道を分析することにより、クラスターの環境と動的効果を調査します。銀河団は、[OII]輝線の存在と強さ、H$\delta$吸収線の強さ、色によって分類されます。銀河のスペクトルクラスと、投影された位相空間図におけるそれらの位置との関係を調査します。赤と青の銀河軌道を別々に分析します。観測された位置と速度をシミュレーションから構築された投影位相空間と相関させることにより、さまざまなスペクトルタイプの銀河の降着赤方偏移を抑制します。パッシブ銀河は主にガラス化領域にあり、輝線銀河はr_200の外側にあり、後でクラスターに付着します。輝線とポストスターバーストは、r_200内の投影された位相空間で非対称の分布を示し、最初はDelta_v/sigma<〜-1.5$で顕著であり、2番目はDelta_v/sigma>〜1.5で顕著であり、バックスプラッシュ銀河が存在することを示唆しています。大きな正の速度で。低質量の受動銀河は、高質量の銀河よりも先にクラスターに付着していることがわかります。これは、星形成を抑える時間があった青い銀河としてクラスターの初期に降着した低質量銀河のみをパッシブとして観測していることを示唆しています。また、赤い銀河は青い銀河よりも放射状の軌道を移動することがわかります。これは、落下する銀河が接線軌道上を移動しながら青色のままでいられる場合に説明できます。
放射圧の閉じ込め-V。活動銀河核における予測される自由自由吸収と放出
| Title |
Radiation_pressure_confinement_--_V._The_predicted_free-free_absorption_and_emission_in_active_galactic_nuclei |
| Authors |
Alexei_Baskin_and_Ari_Laor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03313 |
活動銀河核（AGN）のイオン化ガスに対する放射圧圧縮（RPC）の影響は、光イオン化ガス密度構造を設定する可能性があります。したがって、光イオン化ガスのない吸収と放出は、入射イオン化フラックスによって一意に設定されます。光イオン化コードCloudyRPCモデルの結果を使用して、特定のAGNの光度について、自由自由放出および吸収特性とAGN中心からの距離との間の予想される関係を導き出します。RPCガスの自由自由吸収周波数は、kpcスケールの$\sim$100MHzからsubpcスケールの$\sim$100GHzに増加すると予測され、空間的に分解された自由自由吸収の観測と一致します。5GHzでのフリーフリー放射は、$R\sim0.03$の無線ラウドネスをもたらすと予測されており、電波が静かなAGNでの典型的な観測値$R\sim0.1-1$を下回っています。ただし、100GHzを超えると、フラットなフリーフリー無線連続体が支配的になる可能性があります。サブPCトーラススケールでのNGC1068での光学的に薄い自由放射の推奨検出は、光学的に薄い自由放射には輝度温度が高すぎるため、除外されています。ただし、NGC1068で150GHzを超えるALMAで観測された過剰放射は、GRAVITYで解決されたホットダストディスクと重なる領域であるブロードライン領域のすぐ外側のガスからの予測されたフリーフリー放射と一致しています。拡張された$\sim$100pcスケールのフリーフリー放射もNGC1068に存在する可能性があります。ALMAを使用したラジオクワイエットAGNの将来のサブmm観測により、AGNでの暖かい光イオン化ガスのフリーフリー放射を30masスケールまで画像化できる可能性があります。、高度に吸収されたAGNを含む。
超拡散銀河（SMUDG）を体系的に測定します。 II。拡張された調査の説明とStripe82カタログ
| Title |
Systematically_Measuring_Ultra-Diffuse_Galaxies_(SMUDGes)._II._Expanded_Survey_Description_and_the_Stripe_82_Catalog |
| Authors |
Dennis_Zaritsky,_Richard_Donnerstein,_Ananthan_Karunakaran,_Carlos_E._Barbosa,_Arjun_Dey,_Jennifer_Kadowaki,_Kristine_Spekkens,_Huanian_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03345 |
SDSSStripe82領域で、226個の大きな超拡散銀河（UDG）候補（$r_e>5.3$\arcsec、$\mu_{0、g}>24$magarcsec$^{-2}$）を提示します。LegacySurveysのフットプリント全体を処理することを見越して開発された、改善された手順。進歩には、制約の少ない構造パラメーターのフィッティング、拡張されたウェーブレットフィルタリング基準、銀河の塵の考慮、シミュレートされたソースに基づくパラメーターの不確実性と完全性の推定、および自動化された候補分類の改良が含まれます。この地域で公開されている最大のカタログよりも、$\mu_{0、g}$の感度が$\sim$1mag暗いです。完全性が修正されたサンプルを使用すると、（1）$\mu_{0、g}$の関数として、UDG候補の数が調査の限界（$\sim$26.5等）まで大幅に減少していないことがわかります。arcsec$^{-2}$）;（2）青い候補者はS\'ersic$n$が小さい。（3）ほとんどの青（$gr<0.45$mag）の候補は$\mu_{0、g}\lesssim25$magarcsec$^{-2}$を持ち、フェードして$\に観測されたUDG赤シーケンスを生成します。sim26.5$magarcsec$^{-2}$;（4）$\mu_{0、g}$の感度制限を大幅に下回る赤いUDGは、サンプルの青いUDGの子孫ではありません。（5）$\mu_{0、g}$が低い候補者は、$n$が小さくなる傾向があります。最終的なSMUDGesサンプルには、$\sim$30$\times$の候補が含まれると予想されます。
Si + SH気相反応による星間物質中のSiS形成
| Title |
SiS_formation_in_the_interstellar_medium_through_Si+SH_gas_phase_reactions |
| Authors |
V._C._Mota,_A._J._C._Varandas,_E._Mendoza,_V._Wakelam,_B._R._L._Galv\~ao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03367 |
一硫化ケイ素は、星周エンベロープや星形成領域で検出される重要なケイ素含有分子です。関与する反応とその速度係数に関する詳細な知識が不足していることもあり、その形成と破壊の経路はよく理解されていません。この作業では、高精度の多参照電子構造法を使用して、HSiSシステムのポテンシャルエネルギー曲面（PES）を計算およびモデル化しました。DMBE法を介して現実的な方法で長距離エネルギー項を含むPESの正確な分析表現を取得した後、25の温度範囲でのSi+SH$\rightarrow$SiS+H反応の速度係数を計算しました。-1000K。この反応は高速であると予測され、速度係数は200Kで$\sim1\times10^{-10}\rmcm^3\、s^{-1}$であり、低温になると大幅に増加します（温度依存性は、$\alpha=0.770\times10^{-10}\rmcm^3\、s^{-1}$、$\beta=-0.756$、および$\gammaを使用した修正アレニウスの式で表すことができます。=9.873\、\rmK$）。L1157-B1と同様の衝撃領域の天体化学ガス粒子モデルは、Si+SH反応を含めると、\ce{H2}と比較してSiS気相存在量が$5\times10^{-10}$から増加することを示しています。$1.4\times10^{-8}$になります。これは、観測された$\sim2\times10^{-8}$の存在量と完全に一致します。
銀河におけるマルチスケール金属量変動の地球統計学的分析[I]：高解像度金属量マップの導入と分析的金属輸送モデルへの比較
| Title |
A_geostatistical_analysis_of_multiscale_metallicity_variations_in_galaxies_[I]:_Introduction_and_comparison_of_high-resolution_metallicity_maps_to_an_analytic_metal_transport_model |
| Authors |
Benjamin_Metha,_Michele_Trenti,_Tingjin_Chu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03390 |
面分光法（IFS）の最近の進歩のおかげで、近くの銀河の最新の調査では、Hii領域の金属量マップを約50pcのスケールまで解像することができます。ただし、これらの金属量マップの統計分析は、基本的な線形回帰のフィッティングとパラメーターのグローバル銀河特性の比較を超えることはめったにありません。この論文（シリーズの最初）では、局所銀河の星間物質（ISM）内の小規模および大規模な金属量変動の両方の詳細な分析に適した空間統計からの手法を紹介します。最初のアプリケーションとして、PHANGSコラボレーションによって観測された7つの局所銀河内の小規模な金属量変動の観測された構造を、Krumholz＆Tingによって開発された確率的で物理的に動機付けられた分析モデルからの予測と比較します。理論モデルは、銀河の金属量分布における相関散乱の量を3〜4桁過小評価している一方で、金属量相関の物理的スケールの適切な推定値を提供することを示しています。局所渦巻銀河のISMは均一にはほど遠いものであり、サイズが約1kpcの領域は、各銀河中心半径での平均金属量からの大幅な逸脱を示していると結論付けます。
耐火物粒子上のH2O、CO2、およびCOで構成される氷の形態の透過型電子顕微鏡研究
| Title |
Transmission_Electron_Microscopy_Study_of_the_Morphology_of_Ices_Composed_of_H2O,_CO2,_and_CO_on_Refractory_Grains |
| Authors |
Akira_Kouchi,_Masashi_Tsuge,_Tetsuya_Hama,_Yasuhiro_Oba,_Satoshi_Okuzumi,_Sin-iti_Sirono,_Munetake_Momose,_Naoki_Nakatani,_Kenji_Furuya,_Takashi_Shimonishi,_Tomoya_Yamazaki,_Hiroshi_Hidaka,_Yuki_Kimura,_Ken-ichiro_Murata,_Kazuyuki_Fujita,_Shunichi_Nakatsubo,_Shogo_Tachibana,_Naoki_Watanabe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03404 |
分子雲や原始惑星系円盤の粒子上の氷は、その組成や結晶化度に関係なく、均質な層によって形成されていると暗黙のうちに想定されています。この仮定を検証するために、超高真空透過型電子顕微鏡を使用して、耐火性基板へのH2Oの堆積とアモルファス氷（H2O、CO2、およびCO）の結晶化を観察しました。H2O堆積実験では、130Kを超える温度で結晶氷（Ic）の3次元アイランドが形成されることがわかりました。結晶化実験では、アモルファスCOとH2Oの均一な薄膜が多面体結晶の3次元アイランドになることが示されました。一方、アモルファスCO2は、アモルファスH2Oを覆うナノ結晶CO2の薄膜になりました。私たちの観察は、結晶形態が氷の組成だけでなく、基質にも強く依存することを示しています。堆積した氷の結晶化度とアモルファス氷の結晶化タイムスケールに関する実験データを使用して、宇宙での氷の結晶化度の基準を示し、分子雲内の氷粒の巨視的形態を次のように概説しました。アモルファスH2Oは不応性粒子を均一に覆い、CO2ナノ-結晶はアモルファスH2Oに埋め込まれ、多面体CO結晶がアモルファスH2Oに付着しました。さらに、原始惑星系円盤の粒子形態の変化が示されています。これらの結果は、分子の化学的進化、非熱脱離、氷粒の衝突、および焼結に重要な影響を及ぼします。
z〜0.84までの棒渦巻銀河の宇宙進化
| Title |
Cosmic_Evolution_of_Barred_Galaxies_up_to_z_~_0.84 |
| Authors |
Taehyun_Kim,_E._Athanassoula,_Kartik_Sheth,_Albert_Bosma,_Myeong-Gu_Park,_Yun_Hee_Lee,_Hong_Bae_Ann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03420 |
COSMOS調査のF814W画像を使用して、0.2<z$\leq$0.835の379個の棒渦巻銀河について、棒渦巻銀河の長さ、強度、および光不足の宇宙進化を調査します。私たちのサンプルは、恒星の質量が10.0$\leq$log（M*/Msun）$\leq$11.4の銀河とさまざまなハッブルタイプをカバーしています。バーの長さは、銀河の質量、ディスクのスケールの長さ（h）、R50、およびR90と強く関連しています。ここで、最後の2つは、それぞれ総恒星質量の50％と90％を含む半径です。バーの長さはほぼ一定のままであり、過去7Gyrsにわたってバーの長さがほとんどまたはまったく変化していないことを示唆しています。正規化されたバーの長さ（Rbar/h、Rbar/R50、およびRbar/R90）は、明確な宇宙の進化を示していません。また、バーの強度（A2とQb）とバーの周りの光の不足は、宇宙の進化をほとんどまたはまったく示していません。宇宙時間にわたる正規化されたバーの長さの一定性は、バーとディスクの進化が常に強く関連していることを意味します。数値シミュレーションからの予測の枠組みの中で私たちの結果を議論します。私たちの結果と最新のシミュレーションの間に強い不一致はないと結論付けています。
ALMAを使用したCO（7-6）、[CI]（2-1）、および3つの高zレンズのほこりっぽい星形成銀河の連続体の高解像度スペクトルイメージング
| Title |
High_resolution_spectral_imaging_of_CO(7-6),_[CI](2-1)_and_continuum_of_three_high-z_lensed_dusty_star-forming_galaxies_using_ALMA |
| Authors |
G._Gururajan,_M._B\'ethermin,_P._Theul\'e,_J._S._Spilker,_M._Aravena,_M._A._Archipley,_S._C._Chapman,_C._DeBreuck,_A._Gonzalez,_C._C._Hayward,_Y._Hezaveh,_R._Hill,_S._Jarugula,_K._C._Litke,_M._Malkan,_D.Marrone,_D._Narayanan,_K._A._Phadke,_C._Reuter,_J._Vieira,_D._Vizgan,_and_A._Wei{\ss} |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03450 |
星形成率が非常に高い（500〜3000M$_\odot$yr$^{-1}$）高赤方偏移のほこりっぽい星形成銀河は、初期の宇宙で最も極端な銀河の形成を理解するための鍵です。これらのシステムのガス貯留層を特徴づけることで、高星形成の背後にある推進要因を明らかにすることができます。高JCO線、中性炭素線、ダスト連続体などの分子ガストレーサーを使用して、それらの星間物質のガス密度と放射場強度を推定できます。この論文では、z$\simでのSPT-SMGサンプルからの3つのレンズ銀河のCO（7-6）、[CI]（2-1）およびダスト連続体の高解像度（$\sim$0.4"）観測を提示します。アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイで3ドル。私たちのソースは、固有の星形成率が高く（>850M$_\odot$yr$^{-1}$）、枯渇タイムスケールがかなり短い（<100Myr）。$\rmL_{[\rmCI]（2-1）}/\rmL_{\rmCO（7-6）}$および$\rmL_{[\rmCI]（2-1）}/\rmL_{\rmIR}$比では、サンプル銀河は他のサブミリ銀河と比較して高い放射場強度を示しますが、ガス密度は類似しています。これらのオブジェクトに対して可視性ベースのレンズモデリングを実行して、ソース平面の運動学を再構築します。ソースのコールドガス質量は、CO-H$_2$変換係数$\alpha_{\rmCO}$のULIRGのような値を使用した単純な動的質量推定と互換性があるが、ミルキーウェイのような値とは互換性がないことがわかります。私たちのサンプルの多様なソースキネマティクス：SPT0103-45とSPT2147-50は腐敗している可能性がありますSPT2357-51が大規模な合併の可能性が高い間、ディスクを使用します。この論文で提示された分析は、より大きなサンプルに拡張して、高zのほこりっぽい星形成銀河の形態と星間物質特性のより良い統計を決定することができます。
銀河のハロー、厚い円盤、薄い円盤、バルジにおける窒素の進化
詳細な化学進化モデルを最近の観測と比較することにより、銀河ハロー、厚い円盤、薄い円盤、バルジにおける窒素の進化を研究します。この作業で使用されたモデルは、$\alpha$元素の存在量パターンと、ハロー、ディスク、バルジ星の金属量分布関数を説明するためにすでに制約されています。ここでは、それらを採用して、さまざまな銀河成分におけるNの起源と進化を調査します。まず、さまざまな収量のセットを検討し、N生産のために提案されたさまざまなチャネルの重要性を研究します。次に、参照モデルを適用して、銀河円盤とバルジの両方の進化を研究します。i）質量の大きい星を回転させることによって生成される一次Nは、低金属量でlog（N/O）および[N/Fe]比でプラトーを再現するために必要であり、低および中間からの二次および一次生成も必要です。-薄いディスクのデータを再現するための質量星。ii）並列モデルは、厚いディスクと薄いディスクにおけるNの存在量の進化の良い説明を提供することができます。他の化学元素の豊富なパターンからの結果と一致して、厚い円盤が薄い円盤よりもはるかに速く進化したことを確認します。iii）最後に、銀河バルジにおけるN進化の新しいモデル予測を提示し、銀河バルジの初期段階で大質量星が高速で回転する場合、豊富なパターンからの発見と一致して、バルジ星の観測を説明できることを示します。炭素の。
$ \ mathbf {3.1 \ lesssim z \ lesssim 3.5}
$で、星形成銀河の物理的性質に対するライマン連続体の漏れの強い依存性はありません。
| Title |
No_strong_dependence_of_Lyman_continuum_leakage_on_physical_properties_of_star-forming_galaxies_at_$\mathbf{3.1_\lesssim_z_\lesssim_3.5}$ |
| Authors |
A._Saxena,_L._Pentericci,_R._S._Ellis,_L._Guaita,_A._Calabr\`o,_D._Schaerer,_E._Vanzella,_R._Amor\'in,_M._Bolzonella,_M._Castellano,_F._Fontanot,_N._P._Hathi,_P._Hibon,_M._Llerena,_F._Mannucci,_A._Saldana-Lopez,_M._Talia,_G._Zamorani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03662 |
\textit{Chandra}DeepFieldSouthの赤方偏移範囲$3.11<z<3.53$にある183個の分光学的に確認された星形成銀河のライマン連続体（LyC）放射エスケープ率$f_{\rm{esc}}$測定値を示します。地上ベースのイメージングを使用して$f_{\rm{esc}}$を測定し、地上ベースおよび宇宙ベースの測光を使用して、スペクトルエネルギー分布（SED）フィッティングを使用して銀河の物理的特性を導き出します。さらに、SEDフィッティングに輝線星雲を含めることにより、[O\、\textsc{iii}]\、+\、H$\beta$の等価幅（観測された$K$バンドに該当）を導き出します。前景の汚染物質を除去した後、絶対LyCエスケープフラクション$f_{\rm{esc}}$が$0.07〜0.52$の範囲にある11の新しい候補LyCリーカーの発見を報告します。サンプルのほとんどの銀河（$\approx94\％$）はLyCリークを示さず、加重平均によって$1\sigma$の上限を$f_{\rm{esc}}<0.07$に設定します。ここで、Lyman-ブレーク選択された銀河は$f_{\rm{esc}}<0.07$であり、事前の測光選択がない「盲目的に」発見された銀河は$f_{\rm{esc}}<0.10$です。さらに、レストフレーム[O\、\textsc{iii}]\、+\、H$\beta$の等価幅$を使用したサンプルの極端な輝線銀河について$f_{\rm{esc}}<0.09$を測定します。>300$\、\AA。候補のLyC漏出者については、$f_{\rm{esc}}$がそれらの恒星の質量や特定の星形成率に強く依存しておらず、$f_{\rm{esc}}の間に相関関係がないことがわかります。$およびEW$_0$（[O\、\textsc{iii}]\、+\、H$\beta$）。この相関関係の欠如は、スターバースト活動の角度および/または一致しないタイムスケールと高い$f_{\rm{esc}}$の期間によって説明される可能性があることをお勧めします。あるいは、逃げる放射線は主に高度に局所化された星形成領域で発生する可能性があり、それによって銀河の特性に関する世界的な傾向を覆い隠します。どちらの仮説も、再電離のモデルに重要な結果をもたらします。
強力なクラスターホストクエーサーH1821 + 643のチャンドラ透過格子分光法を使用した軽いアクシオンのような粒子に対する新しい制約
| Title |
New_constraints_on_light_Axion-Like_Particles_using_Chandra_Transmission_Grating_Spectroscopy_of_the_powerful_cluster-hosted_quasar_H1821+643 |
| Authors |
J\'ulia_Sisk_Reyn\'es,_James_H._Matthews,_Christopher_S._Reynolds,_Helen_R._Russell,_Robyn_N._Smith_and_M._C._David_Marsh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03261 |
アクシオンのような粒子（ALP）は、標準模型を超えるいくつかの理論、特に弦理論によって予測されます。伝播方向に垂直な外部磁場が存在する場合、ALPは光子に結合する可能性があります。したがって、X線源が銀河団の発光クエーサーなどの磁化プラズマを通して見られる場合、光子-ALP振動によって十分に説明されるスペクトル歪みが予想される可能性があります。赤方偏移$0.3$のクールコアクラスターによってホストされている、強力な電波の静かなクエーサーH1821+643の高エネルギーと低エネルギーの透過型回折格子（HETG/LETG）チャンドラ観測を組み合わせた$571\\mathrm{ks}$を紹介します。スペクトルは、2つのべき乗則の連続体とタイプ1活動銀河核（AGN）に典型的な広い$+$狭い鉄線放射によってよく説明され、残りのスペクトルの特徴は$<2.5\％$です。セルベースのアプローチを使用して乱流クラスター磁場を記述し、熱対磁気圧力比がビリアル半径まで一定であると仮定して、500の磁場実現のためにスペクトルを光子-ALP混合曲線と比較します。$99.7\％$の信頼性で、ほとんどのALP質量$<のすべての結合$g_\mathrm{a\gamma}>6.3\times10^{-13}\{\mathrm{GeV}}^{-1}$を除外します。10^{-12}\\mathrm{eV}$。私たちの結果は、制約の少ないフィールドモデルではありますが、ペルセウス座銀河団のチャンドラ観測から得られた以前の最良の結果よりも、制約のあるALPに対して適度に敏感です。次世代のアクシオンヘリオスコープの予測感度を超えて、軽いALPに最適な制約を提供します。私たちは、特に次のアテナミッションで、豊富なクラスターに埋め込まれた明るいAGNを使用したALP研究の有望な未来について考察します。
大規模なブラックホール合併に対する電磁的対応物
| Title |
Electromagnetic_Counterparts_to_Massive_Black_Hole_Mergers |
| Authors |
Tamara_Bogdanovic_(1),_M._Coleman_Miller_(2),_Laura_Blecha_(3)_((1)_Georgia_Institute_of_Technology,_(2)_University_of_Maryland,_(3)_University_of_Florida) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03262 |
次の20年間は、合体に向かう巨大なブラックホール（MBH）バイナリに関連する電磁（EM）と重力波（GW）のシグネチャの最初の同時検出への扉を開くと予想されます。これらの検出は、この成長分野を低周波GW体制に拡大することにより、マルチメッセンジャー天体物理学の新時代を開始し、MBHと銀河の進化について前例のない理解を提供します。それらはまた、宇宙論の根本的に新しいプローブを構成し、重力のユニークなテストを可能にするでしょう。このLivingReviewの目的は、この記事の執筆時点で知られているMBH合併のEMカウンターパートに関連する主要な調査結果、物理的プロセス、およびアイデアの要約を提示することにより、この研究トピックの概要を提供することです。近いMBHバイナリの現在の観測証拠を確認し、関連する物理プロセスとタイムスケールについて説明し、MBH合併の前兆、合体、残光の各段階でGWに対応する可能性のあるEMを要約します。また、このダイナミックでペースの速い研究分野における未解決の質問について説明し、将来の展望について話し合います。
衝突する流れの冷却と不安定性
| Title |
Cooling_and_Instabilities_in_Colliding_Flows |
| Authors |
R._N._Markwick,_A._Frank,_J._Carroll-Nellenback,_B._Liu,_E._G._Blackman,_S._V._Lebedev,_P._M._Hartigan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03282 |
原始星ジェットで発生する衝突自己相互作用は強い衝撃を引き起こし、その構造は流れ内の放射冷却によって影響を受ける可能性があります。このような衝突流を研究するために、AstroBEARAMRコードを使用して、べき乗則冷却機能を使用して1次元と3次元の両方で流体力学シミュレーションを実行します。冷却の特性長と時間スケールは温度に依存するため、衝撃を受けたガスが冷却されると変化する可能性があります。冷却長が十分に急速に減少すると、システムは放射衝撃波の不安定性に対して不安定になり、衝撃波面の位置に振動が発生します。これらの振動は、1次元と3次元の両方の場合に見られます。私たちのシミュレーションでは、冷却機能が期待される基準を満たしている場合でも、熱不安定性の密度凝集特性の証拠は示されていません。3次元の場合、冷却長が十分に小さい場合、非線形薄肉シェル不安定性（NTSI）が支配的であることがわかります。流れが放射衝撃不安定性にさらされると、冷却領域のサイズの振動により、より長い冷却長でNTSIが発生しますが、より長い冷却長は、振動周期を長くすることによってNTSIの開始を遅らせます。
GRB分極：GRB物理学のユニークなプローブ
ガンマ線バースト（GRB）の発見から半世紀以上、それらの明るく変動性の高い迅速な放出の原因となる主要な放射線メカニズムはよくわかっていません。スペクトル情報だけでは、GRBジェットの組成と主なエネルギー散逸メカニズムを理解するには不十分であることが証明されています。この10年間に予定されている機器からの高感度偏光観測は、GRB物理学におけるそのような重要な質問に答えるのに役立つ可能性があります。この記事では、迅速なGRB偏光測定の現状をレビューし、理論モデルからの包括的な予測を提供します。迅速なGRB物理学における基本的な質問の簡潔な概要が提供されます。過去のさまざまな機器の重要な概要を含む、ガンマ線偏光測定の重要な進展が示されています。さまざまな放射メカニズムとジェット構造の理論的予測は、時間積分および時間分解測定に直面しています。迅速な放出に関する今後の機器の現状と能力が提示されます。X線フレアの偏光測定、逆衝撃、および初期から後期の前方衝撃（残光）放射から取得できる非常に補足的な情報が強調表示されています。最後に、統計的に有意なプロンプトGRB偏光測定値を取得する際の固有の困難を克服するための有望な方向性について、この分野での大幅な進歩につながる可能性のある理論モデリングの改善の見通しとともに説明します。
超新星残骸0540-69.3の運動学、構造および存在量
| Title |
Kinematics,_structure_and_abundances_of_supernova_remnant_0540-69.3 |
| Authors |
P._Lundqvist,_N._Lundqvist,_Yu._A._Shibanov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03287 |
[OIII]イメージングと分光法を使用して、LMC超新星残骸（SNR）0540-69.3とその周辺の構造、元素の存在量、物理的条件を調査しました。中央のフィラメントと超新星爆風によって衝撃を受けた星間雲の両方で、いくつかの新しいスペクトル線が識別されます。中心線はLMCに対して$440\pm80$kms$^{-1}$だけ赤方偏移し、[OIII]放射はリング状構造の対称軸を示します。これは、パルサーが同じものを共有していることを示している可能性があります。中央の超新星噴出物としての一般的な赤方偏移。[OII]、[SII]、[ArIII]、およびH$\beta$は、[OIII]、場合によっては[NeIII]よりもコンパクトな構造になっています。[OIII]の平均温度は$23\、500\pm1\、800$Kであり、[SII]からの電子密度は通常$10^3$cm$^{-3}$です。質量で見ると、中央の衝撃を受けた噴出物の相対的な元素の存在量は${\rmO：Ne：S：Ar}\approx1：0.07：0.10：0.02$であり、$13-20$の太陽質量前駆体の爆発モデルと一致しています。SN1987Aと同様で、中心への水素とヘリウムの混合も同様です。[OIII]は、パルサー風星雲の外側で、$2\、000$kms$^{-1}$をはるかに超えるまで自由に惰性で走る噴出物にも見られます。これから$\約1\、200$年のパルサー年齢が推定されます。鉄のイオン化の程度が広い範囲の衝撃を受けた星間物質の4つのフィラメントが識別されます。1つはX線で観察され、もう1つはLMCに対して$85\pm30$km〜s$^{-1}$の赤方偏移があります。このことから、[OIII]放出ガスの電子密度は$10^3$cm$^{-3}$と推定されます。最も高度にイオン化されたイオン[FeXIV]$\lambda$5303のラインは、[OIII]などの放射冷却ガス放出に関連する蒸発ゾーンに由来する可能性があります。
| Title |
Quasi-periodic_Eruptions_from_Helium_Envelope_of_Hydrogen-deficient_Stars_Stripped_by_Supermassive_Black_Holes |
| Authors |
Z._Y._Zhao,_Y._Y._Wang,_Y._C._Zou,_F._Y._Wang_(NJU),_Z._G._Dai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03471 |
活動銀河と静止銀河の両方の銀河核の中央の超大質量ブラックホール（SMBH）から、数時間の再発時間を持つ新しい種類のX線バーストである準周期的噴火（QPE）が検出されました。最近、eROSITAによって発見された2つの新しいQPEは、速い上昇と遅い下降を伴う非対称の光度曲線を示しています。現在のモデルでは、QPEの観測特性を説明できません。ここでは、SMBHを周回する進化した星の各近地点通過でのロッシュローブオーバーフローからQPEを生成できることを示します。漸近巨星分枝後期に水素エンベロープを失った、質量が$1-10〜M_\odot$の進化した星は、高速上昇と低速減衰の光度曲線、期間など、QPEの特性を生成するための要件を満たすことができます。、エネルギー、およびレート。さらに、SMBHとコンパニオンスターの間の極端な質量比$\sim10^5$は、極端な質量比インスピレーション（EMRI）と呼ばれるミリヘルツの重力波を生成します。これらのQPEは、レーザー干渉計宇宙アンテナ（LISA）や天琴などの宇宙ベースのGW検出器の電磁対応物を備えたEMRIソースとして検出されます。それらは、ハッブル定数を測定し、いわゆるハッブル定数張力をさらにテストするための新しい方法を提供します。
スーパーエディントン降着流からの相対論的X線残響
X線残響は、ディスクによって反射された冠状放射のエコーを使用して、ブラックホールの周りの降着円盤の内部領域の構造をマッピングする強力な手法です。X線残響の理論は、ほぼ標準的な薄いディスクのために開発されましたが、最近、噴出潮汐破壊現象SwiftJ1644+57などのスーパーエディントン降着源から残響の遅れが観察されています。この論文では、X線残響研究をスーパーエディントン降着レジームに拡張し、FeK{\alpha}線領域のラグの調査に焦点を当てています。コロナル光子は、スーパーエディントン降着流から放出される高速で光学的に厚い風によって主に反射され、この漏斗のような反射ジオメトリは、独特の特性を持つラグ周波数およびラグエネルギースペクトルを生成することがわかります。ラグ周波数スペクトルは、最初のゼロ交差点の近くで減少のようなステップ関数を示します。その結果、ラグエネルギースペクトルの形状は、周波数帯域の選択にほとんど依存せず、広範囲のパラメーター空間でブラックホールの質量に比例して変化します。これらの形態学的差異は、スーパーエディントン降着システムとサブエディントンシステムを区別するために使用できるだけでなく、反射ジオメトリを制約し、観測されたラグからパラメータを抽出するための鍵にもなります。SwiftJ1644+57のX線残響の遅れを説明すると、500万から600万の太陽質量のブラックホール質量と周囲の冠状高さを得る薄いディスクよりもスーパーエディントンディスクの形状が好ましいことがわかります。ラグスペクトルをモデリングに適合させることによる10の重力半径。
相対論的ジェットシミュレーションにおける光線追跡：磁場形態と電子スケーリング関係の偏光研究
| Title |
Ray-Tracing_in_Relativistic_Jet_Simulations:_A_Polarimetric_Study_of_Magnetic_Field_Morphology_and_Electron_Scaling_Relations |
| Authors |
Joana_A._Kramer,_Nicholas_R._MacDonald |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03514 |
活動銀河核（AGN）の中心から放出されるジェットは、宇宙で最もエネルギッシュな物体の1つです。ジェットのシンクロトロン放射の形態がジェットの相対論的プラズマの磁気的性質にどのように依存するかを調査することは、数値シミュレーションと相対論的ジェットの観測された分極との比較の基本です。3D相対論的電磁流体力学（RMHD）ジェットシミュレーション（PLUTOコードを使用して計算）を使用して、ジェットのシンクロトロン放射がジェットの磁場構造の形態にどのように依存するかを研究します。偏光放射伝達とレイトレーシング（RADMC-3Dコードを介して）を適用することにより、ジェットの全強度と、各ジェットシミュレーションの直線および円偏光強度の合成無線マップを作成します。特に、ジェットが主にポロイダル、ヘリカル、およびトロイダルの磁場を運ぶ場合のジェットの偏光シンクロトロン放射の合成光線追跡画像を作成します。また、基礎となる電子のべき乗則分布が、（i）ジェットの熱プラズマ密度、（ii）ジェットの内部エネルギー密度、および（iii）ジェットの磁気エネルギー密度に比例して設定されるいくつかのスケーリング関係についても説明します。（i）磁場が本質的にトロイダルである場合、ジェット放射はエッジが明るくなり、磁場が本質的にポロイダルである場合、スパインが明るくなります。（ii）円偏光放射は、トロイダル磁気に対して負と正の両方の符号を示します。45{\deg}および5{\deg}の傾斜での磁場形態、および（iii）相対論的ジェットの放出は、周囲媒体を除外した場合、さまざまな放出スケーリング関係にほとんど依存しません。
チェレンコフ望遠鏡アレイの大型望遠鏡プロトタイプの物理性能
| Title |
Physics_Performance_of_the_Large-Sized_Telescope_prototype_of_the_Cherenkov_Telescope_Array |
| Authors |
R._L\'opez-Coto,_A._Moralejo,_M._Artero,_A._Baquero,_M._Bernardos,_J.L.Contreras,_F._Di_Pierro,_E._Garc\'ia,_D._Kerszberg,_M._L\'opez-Moya,_A._MasAguilar,_D._Morcuende,_M._Noethe,_S._Nozaki,_Y._Ohtani,_C._Priyadarshi,_Y.Suda,_T._Vuillaume_(for_the_CTA_LST_project) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03515 |
将来のチェレンコフ望遠鏡アレイ（CTA）の大型望遠鏡（LST）プロトタイプは、カナリア諸島のラパルマ島にあるCTAの北部サイトにあります。これは、CTAがカバーするエネルギー範囲の最も低い部分で最適なパフォーマンスを提供するように設計されており、数十GeVのエネルギーまでのガンマ線を観測します。LSTプロトタイプは、望遠鏡の試運転中に2019年11月に天文観測の実行を開始し、それ以来データを取得しています。この寄稿では、モンテカルロ（MC）シミュレーションで望遠鏡の特性を調整して、得られたデータ、角度分解能とエネルギー分解能の推定、感度の評価について、シミュレーションとかに星雲の観測。
| Title |
Galactic_Science_with_the_Southern_Wide-field_Gamma-ray_Observatory |
| Authors |
R._L\'opez-Coto,_A._Mitchell,_E._O._Ang\"uner_and_G._Giacinti_(on_behalf_of_the_SWGO_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03521 |
南広視野ガンマ線観測所（SWGO）は、南半球に設置され、現在設計段階にある、提案されている地上ベースのガンマ線検出器です。この寄稿では、この天文台で銀河科学の展望について概説します。パルサー周辺のガンマ線ハローなど、拡張された線源の検出可能性に特に焦点が当てられます。既知のTeVソース間のソースの混乱を軽減するための角度分解能の最適化。最高エネルギーでのPeVatronのスペクトル特性を研究するために必要なエネルギー分解能と感度の研究。このような施設は、私たちの銀河における高エネルギーの天体物理学的プロセスの研究において、同時期の天文台を理想的に補完します。
フェルミ-LATによる高速電波バーストからのガンマ線放出のハンティング
高速電波バースト（FRB）は、天体物理学の最もエキサイティングな新しい謎の1つです。それらの起源はまだ不明ですが、最近の観測はそれらを軟ガンマ線リピーター、特にマグネタージャイアントフレア（MGF）に関連付けているようです。\textit{Fermi}大面積望遠鏡（LAT）によるGeVエネルギーでのMGFの最近の検出は、現在知られている100を超えるFRBに対応するGeVの検索を動機付けました。12年以上の\textit{Fermi}-LATデータを利用して、報告されたすべての繰り返しおよび非繰り返しFRBからのガンマ線放出の検索を実行します。繰り返しの累積分析を含め、個々のソースの\textit{Fermi}-LATデータを異なる時間スケールで個別に分析します。さらに、高エネルギーでは検出されないFRBのガンマ線特性を制限するために、このクラスのソースのGeVエネルギーで最初のスタッキング分析を実行します。スタッキング分析は、これらのオブジェクトに関する重要な情報を提供するしきい値未満のFRBからの可能な検出を可能にする強力な方法です。この講演では、私たちの研究の予備的な結果を提示し、このクラスの線源からのガンマ線放出の予測に対するそれらの影響について議論します。
若い電波銀河とクエーサーからのガンマ線放出：特異銀河PKS B1413 +135のフレアエピソード
| Title |
Gamma-ray_emission_from_young_radio_galaxies_and_quasars:_the_flaring_episode_of_the_peculiar_galaxy_PKS_B1413+135 |
| Authors |
Giacomo_Principe,_Leonardo_Di_Venere,_Giulia_Migliori,_Monica_Orienti_and_Filippo_D'Ammando_(on_behalf_of_the_Fermi-LAT_collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03559 |
電波モデルによると、電波銀河は進化の初期段階からガンマ線を生成すると予測されています。若い電波源からの高エネルギー放出の研究は、これらの電波源に関連する最もエネルギーの高いプロセスに関する情報を提供するために重要です。この放出の原因となる実際の領域、および新しく生まれた電波ジェットの構造。ガンマ線エネルギーで若い電波源を体系的に検索しているにもかかわらず、これまでに報告されている検出はほんの一握りです。11年以上の\textit{Fermi}-LATデータを利用して、これまでにガンマ線に使用された若い電波源の最大のサンプルである162個の若い電波源（103個の銀河と59個のクエーサー）のガンマ線放出を調査します。-光線研究。個々のソースの\textit{Fermi}-LATデータを個別に分析して、重要な検出を検索します。さらに、高エネルギーで検出されない若い電波源のガンマ線放出を調査するために、このクラスのソースの最初のスタッキング分析を実行します。コンパクト電波銀河PKS1007+142からの有意なガンマ線放出の発見を含む、11の若い電波源からの有意なガンマ線放出の検出を報告します。しきい値を下回る若い電波源のスタッキング分析では、有意な検出は得られませんが、これらのオブジェクトからのガンマ線放出を制限するための厳しい上限が提供されます。この講演では、私たちの研究の結果を提示し、このクラスの線源からのガンマ線放出の予測に対するそれらの影響について議論します。
CoCoNuT-FMTおよびAenus-Alcarコードを使用した2D電磁流体力学的超新星シミュレーションの比較
| Title |
A_Comparison_of_2D_Magnetohydrodynamic_Supernova_Simulations_with_the_CoCoNuT-FMT_and_Aenus-Alcar_Codes |
| Authors |
Vishnu_Varma,_Bernhard_Mueller,_Martin_Obergaulinger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03603 |
コード比較は、超新星シミュレーションコードの検証とモデルの不確実性の定量化のための貴重なツールです。ここでは、軸対称電磁流体力学（MHD）超新星シミュレーションとCoCoNuT-FMTおよびAenus-Alcarコードとの最初の比較を示します。これらは、MHD誘導方程式とニュートリノ輸送を処理するための異なる方法を使用します。急速に回転する35Mガンマ線バースト前駆体モデルの2セットのシミュレーションを実行します。初期磁場強度は、強磁場の場合の最大ポロイダルおよびトロイダル磁場の場合は10^12G、強磁場の場合は10^10Gです。弱磁場の場合。また、リーマンソルバーの影響とCoCoNuT-FMTの解像度についても調査します。ダイナミクスは両方のコードで質的に類似しており、これらの数値の詳細に関してロバストであり、強磁場の場合は急速な磁気回転爆発、弱磁場の場合は遅延ニュートリノ駆動爆発があります。比較的類似した衝撃軌道にもかかわらず、爆発エネルギーや原始中性子星の磁気エネルギーなど、ダイナミクスの他の多くのグローバルメトリックにかなりの違いがあります。さらに詳しく調べると、さらに違いが現れます。たとえば、原始中性子星の円盤状の表面構造は、数値の詳細に非常に敏感であることが証明されています。元素合成の重要な決定要因としての噴出物中の電子分率分布は質的にロバストですが、中性子または陽子に富むテールの範囲は数値の詳細に敏感です。ダイナミクスの複雑さのため、モデルの違いの最終的な原因を一意に特定できることはめったにありませんが、私たちの比較は、現在のMHD超新星シミュレーションに固有の不確実性を測定するのに役立ちます。
非放射性超新星残骸の進化の再考：衝撃位置の流体力学的情報に基づくパラメータ化
| Title |
Revisiting_the_evolution_of_nonradiative_supernova_remnants:_A_hydrodynamical-informed_parameterization_of_the_shock_positions |
| Authors |
R._Bandiera,_N._Bucciantini,_J._Mart\'in,_B._Olmi_and_D._F._Torres |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03612 |
超新星残骸の殻の進化を時間内に理解することが基本です。このような理解は、超新星残骸の殻とそれに含まれる可能性のあるパルサー風星雲との相互作用のダイナミクスの信頼できるモデルを構築するために重要です。ここでは、超新星残骸の一次元球対称進化のパラメータ空間の大規模な研究を行い、それに伴って分析分析を行います。いつものように、べき乗則のコアとエンベロープを備えた噴出物密度プロファイル、および均一な周囲媒体を想定して、超新星残骸の主な構造的特徴の進化について、高精度の近似のセットを提供します。逆方向および順方向の衝撃と接触の不連続性。結果を以前に採用された近似と比較し、既存の簡略化された処方が簡単に大きなエラーにつながる可能性があることを示しています。特に、パルサー風星雲のモデリングの文脈では、超新星残骸の逆衝撃の正確な説明が必要です。また、逆衝撃が噴出物の包絡線を通って伝播するときの進化の初期段階の自己相似解を詳細に研究します。これらの自己相似解は正確ですが、完全に分析的ではないため、ここでは非常に正確な近似も提供します。
3Dで見られるSNR0540-69.3の噴出物の塊とリング
| Title |
Clumps_and_rings_of_ejecta_in_SNR_0540-69.3_as_seen_in_3D |
| Authors |
J._Larsson,_J._Sollerman,_J._D._Lyman,_J._Spyromilio,_L._Tenhu,_C._Fransson_and_P._Lundqvist |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03683 |
若い超新星残骸における噴出物の分布は、それらの爆発と前駆細胞の強力な観測プローブを提供します。ここでは、LMCにパルサー風星雲があるOに富む残骸である、SNR0540-69.3の噴出物の3D再構成を示します。VLT/MUSEの観測値を使用して、H\beta、[OIII]\lambda\lambda4959、5007、H\alpha、[SII]\lambda\lambda6717、6731、[ArIII]\lambda7136および[SIII]\lambda9069輝線。これは、[OII]\lambda\lambda3726、3729および[FeII]\lambda12567もカバーするVLT/X-shooterからの2Dスペクトルによって補完されます。すべてのラインで同様の形態を持つ内部星雲（<1000km/s）。（ii）半径が約1600km/s、傾斜が約40\dgであるが、最大速度が約3000km/sに達する不規則なリング状構造によって支配される、かすかな拡張[OIII]放出。（iii）パルサーの南東に速度約1500〜3500km/sで位置するH\alphaおよびH\betaの塊。凝集塊発見アルゴリズムを使用してジオメトリを分析し、[OIII]リングの凝集塊を使用して、1146\pm116歳の年齢を推定します。観測結果は、[OIII]リングを噴出物として解釈することを支持していますが、Hブロブの起源はより不確実です。別の説明は、それがバイナリコンパニオンの吹き飛ばされたエンベロープであるということです。最も内側の噴出物でのバルマー系列の検出から、SNR0540がII型超新星であり、爆発で水素が低速に混合されたことを確認します。
銀河の511keV信号のスミアリングの測定：陽電子伝搬または超新星キック？
| Title |
Measuring_the_smearing_of_the_Galactic_511_keV_signal:_positron_propagation_or_supernova_kicks? |
| Authors |
Thomas_Siegert,_Roland_M._Crocker,_Oscar_Macias,_Fiona_H._Panther,_Francesca_Calore,_Deheng_Song,_and_Shunsaku_Horiuchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03691 |
銀河バルジ陽電子消滅信号の形態の洗練された調査では、INTEGRAL/SPIからの15年間の$\gamma$線データを使用します。私たちの空間分析は、信号がバルジ内の古い星の種族を追跡していることを確認し、箱型のバルジと核の星のバルジを追跡していることを初めて明らかにしました。3D平滑化カーネルを使用すると、信号が$150\pm50\、$pcの特徴的な長さスケールで不鮮明になり、形成時にキックされた天体物理学的ソースでのその場での消滅またはソースから離れた陽電子伝搬のいずれかが示唆されます。前者は、銀河核（$\gtrsim50\、\mathrm{km\、s^{-1}}$）とより広いバルジ（$\lesssim15\、\mathrm{km）の間で異なるキック速度を必要とするため、嫌われています。\、s^{-1}}$）ソース。消滅前の陽電子伝搬は、陽電子注入エネルギー$\lesssim1.4\、$MeVの511keV信号の全体的な現象論を説明することができ、元素合成の起源を示唆しています。
| Title |
Reticulum_II:_Particle_Dark_Matter_and_Primordial_Black_Holes_Limits |
| Authors |
Thomas_Siegert,_Celine_Boehm,_Francesca_Calore,_Roland_Diehl,_Martin_G._H._Krause,_Pasquale_D._Serpico,_Aaron_C._Vincent |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03791 |
レティキュラムII（RetII）は天の川の伴銀河であり、質量光度比が高いため、暗黒物質（DM）の性質を調査するための主要なターゲットとなります。専用のINTEGRAL観測キャンペーンデータセットを評価して、RetIIから$\gamma$線束を取得し、DMからの期待値と比較します。RetIIは$\gamma$-rayバンド25--8000keVで検出されず、$\lesssim10^{-8}\、\mathrm{erg\、cm^{-2}のフラックス制限を導き出します。\、s^{-1}}$。以前に報告された511keVの線は見られず、$\lesssim1.7\times10^{-4}\、\mathrm{ph\、cm^{-2}\、s^{-1のフラックス制限が見つかりました}}$。原始ブラックホール（PBH）の蒸発と粒子DMの消滅/崩壊、およびこれらのプロセスで生成された陽電子のその後の消滅のスペクトルモデルを構築します。RetIIのDMの全体が、質量$\lesssim8\times10^{15}\、\mathrm{g}$のPBHの単色分布で構成されていることを除外します。$e^+e^-$への速度平均DM消滅断面積の制限は$\langle\sigmav\rangle\lesssim5\times10^{-28}\left（m_{\rmDM}/\mathrm{MeV}\right）^{2.5}\、\mathrm{cm^3\、s^{-1}}$。MeV$\gamma$線帯で孤立したターゲットを分析すると、天の川全体の複数年のデータセットがなくてもDMプロパティに強い限界を設定でき、RetIIや他の矮小銀河の追跡観測を奨励できると結論付けています。
| Title |
Bosonic_Dark_Matter_in_Neutron_Stars_and_its_Effect_on_Gravitational_Wave_Signal |
| Authors |
Davood_Rafiei_Karkevandi,_Soroush_Shakeri,_Violetta_Sagun_and_Oleksii_Ivanytskyi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03801 |
自己相互作用するボソン暗黒物質（DM）が中性子星（NS）のさまざまな観測可能な特性に与える影響を研究します。分析は、質量が数MeVからGeVの非対称DM、次数$\mathcal{O}（1）$の自己結合定数、およびさまざまなDM分数に対して実行されます。DMとバリオン物質の混合を可能にすることで、高密度のDMコアまたは拡張されたダークハローの形成が検討されてきました。両方の分布レジームは、強結合レジームのサブGeVボソン質量のDMの質量と割合に決定的に依存することがわかります。ボソンDMを含むコンパクト星の質量半径関係と潮汐変形性の組み合わせ分析から、DMの割合に厳しい制約を設定しました。LIGO/VirgoCollaborationによって設定された$\Lambda_{1.4}\leq580$制約を伴う2$M_{\odot}$NSの観測は、$\sim5\％未満の割合が低いサブGeVDM粒子を支持すると結論付けます。$。
サンタクルスエクストリームAOラボ（シール）：デザインとファーストライト
| Title |
The_Santa_Cruz_Extreme_AO_Lab_(SEAL):_Design_and_First_Light |
| Authors |
Rebecca_Jensen-Clem,_Daren_Dillon,_Benjamin_Gerard,_M.A.M._van_Kooten,_J._Fowler,_Renate_Kupke,_Sylvain_Cetre,_Dominic_Sanchez,_Phil_Hinz,_Cesar_Laguna,_David_Doelman,_Frans_Snik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03318 |
SantaCruzExtremeAOLab（SEAL）は、大型のセグメント化された地上望遠鏡での高コントラストイメージングのための波面制御の最先端を進歩させるように設計された新しい可視波長テストベッドです。SEALは、回転位相板や、635nmで最大6piの位相オフセットを提供するカスタムMeadowlark空間光変調器など、大気の乱気流をシミュレートするための複数のオプションを提供します。37セグメントのIrisAO変形可能ミラー（DM）は、W。M。KeckObservatoryのセグメント化されたプライマリミラーをシミュレートします。補償光学システムは、ウーファー/ツイーター変形可能ミラーシステム（それぞれ97アクチュエーターALPAODMおよび1024アクチュエーターBostonMicromachinesMEMsDM）と4つの波面センサーアームで構成されています：1）高速シャックハルトマンWFS、2）リック天文台のShaneAOシステムのプロトタイプとして設計された反射ピラミッドWFS、3）ベクトル-ゼルニケWFS、4）カスタム焦点面マスクと高速sCMOS検出器。最後に、サイエンスアームには、古典的なLyotスタイルのコロナグラフとFAST（WFSとサイエンスカメラを兼ねる）が事前に含まれています。SEALのリアルタイム制御システムは、補償光学の計算と制御（CACAO）パッケージに基づいており、SEALとKeckIIAOシステム間のソフトウェアの効率的な転送をサポートするように設計されています。本稿では、SEALの設計と初光性能の概要を紹介します。
Planetary Systems Imager補償光学システム：PSI-RedAOシステム用の初期光学設計および性能分析ツール
| Title |
The_Planetary_Systems_Imager_Adaptive_Optics_System:_An_Initial_Optical_Design_and_Performance_Analysis_Tools_for_the_PSI-Red_AO_System |
| Authors |
Rebecca_Jensen-Clem,_Philip_M._Hinz,_M.A.M._van_Kooten,_Michael_P._Fitzgerald,_Steph_Sallum,_Benjamin_A._Mazin,_Mark_Chun,_Claire_Max,_Maxwell_Millar-Blanchaer,_Andy_Skemer,_Ji_Wang,_R._Deno_Stelter,_Olivier_Guyon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03321 |
PlanetarySystemsImager（PSI）は、高コントラスト科学用に最適化された多波長機器スイートに極端な補償光学（AO）補正を提供する、30メートル望遠鏡（TMT）用に提案された機器です。PSIの幅広い機能は、イメージング、偏光測定、面分光法、0.6〜5ミクロンの高分解能分光法にまたがり、10ミクロンのポテンシャルチャネルを備えており、太陽系外惑星の形成と進化の分野で画期的な科学を可能にします。ここでは、PSIAOシステムの2〜5ミクロンコンポーネントの予備的な光学設計および性能分析ツールセットを紹介します。これは、赤外線高コントラスト科学の事例をサポートするために必要な波面品質を提供する必要があります。PSI-AOは2段階のシステムで、最初の変形可能なミラーと赤外線波面センサーがすべてのPSI科学機器に共通の波面補正を提供し、その後に「PSI-Red」（2〜5ミクロン）を「PSI-青」（0.5-1.8ミクロン）。可視波長の高コントラスト科学の要求を満たすために、PSI-Blueアームには、2番目の変形可能なミラーと可視波長の波面センサーが含まれます。PSI-RedAOシステムの初期の光学設計に加えて、エンドツーエンドのAOシミュレーション用のツールの予備セットを提示します。これは、将来の作業で、次の方法で達成可能な惑星と星のコントラスト比を示すために使用されます。PSI-赤。
SCALESの貿易研究への情報コンテンツアプローチ
| Title |
Information_Content_Approach_to_Trade_Studies_for_SCALES |
| Authors |
Zackery_Briesemeister,_Steph_Sallum,_Andrew_Skemer,_Natasha_Batalha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03401 |
新しい計装と並行して開発された忠実度の高い計装シミュレーションツールを持つことの利点は、計装設計によって設定された広いパラメータ空間を単独で、または組み合わせて調査できることです。SCALESは、Keck向けに設計された第3世代の熱赤外線回折限界イメージャーおよび低/中解像度の面分光器であり、低温からの熱放射の直接検出および特性評価というドライビングサイエンスの事例を最適化するための独自の設計の機器です。太陽系外惑星。これは、SCALESから現実的なモックデータを体系的に生成して、機器の設計パラメータの変更の下で注入された信号の回復を調査するエンドツーエンドのシミュレーションツールを保証しました。この論文では、情報内容分析を使用して、基準科学の事例によって設定されたオプトメカニカル許容値と検出器の電子要件を定量化し、これらの要件を満たすための機器の設計の更新の結果をテストします。
確率論的フラックス変動勾配で光学AGNとホスト銀河の光度を解きほぐす
| Title |
Disentangling_the_optical_AGN_and_Host-galaxy_luminosity_with_a_probabilistic_Flux_Variation_Gradient |
| Authors |
N._Gianniotis,_F._Pozo_Nu\~nez,_and_K.L._Polsterer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03619 |
AGNの測光反響マッピング（PRM）のコンテキストで、活動銀河核（AGN）とホスト銀河の寄与を解きほぐすための新しい確率的フラックス変動勾配（PFVG）アプローチを提示します。さまざまなフィルターと測光アパーチャを介して取得した光度曲線のセット全体を同時に使用することにより、モデルに依存しない方法で、部分的な寄与を回復する機能を調査しました。この方法は、2成分構造の重ね合わせに起因する明るい現象の場合に観察されるより青いものに基づいています。時間的に一定である赤いホスト銀河と変化する青いAGN。PFVGの数学的形式について説明し、シミュレートされた光度曲線と利用可能なPRM観測を使用してそのパフォーマンスを示します。新しい確率論的アプローチは、光度曲線が時間遅延からの有意な寄与を示さない限り、1\％の精度でホスト銀河フラックスを回復することができます。これは、PRMデータに対する従来のFVGメソッドの以前のアプリケーションと比較して大幅な改善を表しています。提案されたPFVGは、PRMモニタリングデータのAGNとホスト銀河の光度を解きほぐすための効率的で正確な方法を提供します。この方法は、LSSTのような今後の大型測光望遠鏡の場合に特に役立ちます。最後に、JuliaPFVGパッケージの一部としてアルゴリズムを無料で利用できるようにしました。
IACTを使用した10TeVを超えるガンマ線天文学の分析の最適化
| Title |
Analysis_optimisation_for_more_than_10_TeV_gamma-ray_astronomy_with_IACTs |
| Authors |
Iryna_Lypova,_David_Berge,_Stefan_Klepser,_Dmitriy_Kostunin,_Stefan_Ohm,_Stefan_Wagner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03689 |
高エネルギーステレオスコピックシステム（H.E.S.S.）は、現在運用されているイメージング大気チェレンコフ望遠鏡の1つです。H.E.S.S.数十GeVから50TeV以上までの広いエネルギー範囲で動作し、約1TeVで最高の感度に達します。この寄稿では、H.E.S.Sにアクセス可能な最高エネルギーでの検出に最適化された分析手法を紹介します。10TeV以上の感度を向上させることを目的としています。これには、改善されたイベント方向の再構築とガンマハドロン分離の採用が含まれます。初めて、カメラの中心から最大4.5$^{\circ}$のイベントオフセットを持つ大規模なエアシャワーも分析で考慮され、それによってH.E.S.S.の有効視野が増加します。5$^{\circ}$から9$^{\circ}$まで。新しい高エネルギー分析の主要な性能パラメータが提示され、天の川の代表的なハードスペクトルソースに対するその適用性が実証されています。
CherenkovTelescopeアレイによる銀河面の調査
| Title |
Survey_of_the_Galactic_Plane_with_the_CherenkovTelescope_Array |
| Authors |
Q._Remy,_L._Tibaldo,_F._Acero,_M._Fiori,_J._Kn\"odlseder,_B._Olmi_and_P._Sharma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03729 |
現世代の超高エネルギーガンマ線望遠鏡での観測により、超新星残骸、パルサー星雲、連星系など、天の川の驚くほど多様な粒子加速器が明らかになりました。今後のチェレンコフ望遠鏡アレイ（CTA）は、前例のない感度と改善された角度分解能で、数十GeVから300TeVのエネルギー範囲で銀河面全体の調査を可能にする最初の機器になります。この寄稿では、CTAの主要なScienceProjectとして提案された調査の科学的動機を再検討します。銀河系のソース集団と星間放出の物理的に動機付けられたモデルの改善、調査戦略の最適化の進歩、シミュレーションデータでテストされたソースカタログを導出するためのパイプラインの開発など、最近の進歩に焦点を当てます。これに基づいて、CTAが検出する線源の特性に関する新しい予測を提供し、ガンマ線源集団の研究から期待される科学的利益について議論します。
現実的な赤色超巨星の質量損失が恒星進化に与える影響
正確な質量損失率は、意味のある恒星進化モデルにとって不可欠です。初期質量が8〜30\msunの巨大な単一星の場合、恒星モデルでのクールな超巨星の質量損失の実装は、結果として生じる進化に強く影響します。これらのクールスターフェーズで最も一般的に使用される処方は、deJagerの処方です。最近、初期質量が10〜25\msunのRSGに合わせて調整された新しい\mdot\処方を公開しました。これは、以前の処方とは異なり、最も重い星の\mdot\を過大評価していません。ここでは、MESA-MISTモデルとの比較研究を行います。このモデルでは、新しい\mdot-prescriptionを実装して、質量が12-27\msun\の星の進化を再計算することにより、質量損失を変更する効果をテストします。星のHRダイアグラムの進化の軌跡はそれほど変化しませんが、コア崩壊時のHに富むエンベロープの質量は、deJager処方を使用したモデルと比較して大幅に増加することを示します。この増加したエンベロープ質量は、タイプII-PSNの光度曲線に強い影響を与え、30\msun\未満の星が青に戻って、H-poorSNとして爆発することを許可しません。また、爆発時の単一星の周りのHエンベロープの量は初期質量と相関するはずであると予測し、超新星光度曲線から前駆体質量を決定する方法としてこれを使用する見通しについて説明します。
ヘリシティバリア：低周波乱流が太陽風の高周波加熱をどのように引き起こすか
| Title |
The_helicity_barrier:_how_low-frequency_turbulence_triggers_high-frequency_heating_of_the_solar_wind |
| Authors |
Jonathan_Squire_and_Romain_Meyrand_and_Matthew_W._Kunz_and_Lev_Arzamasskiy_and_Alexander_A._Schekochihin_and_Eliot_Quataert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03255 |
速い太陽風の高速と非熱的特徴は、太陽の表面のかなり上でかなりの加熱が起こることを必要とします。2つの主要な理論は相容れないように思われました。低周波のAlfv\'enic乱流。エネルギーを外側に輸送しますが、電子加熱に対するイオンの観測された優位性を説明するのに苦労します。高周波イオンサイクロトロン波（ICW）は、加熱を説明しますが、明らかな発生源がありません。新しい「ヘリシティバリア」メカニズムを介して、これらのパラダイムを統合します。6次元プラズマシミュレーションを使用して、（太陽風に関連する）不均衡な乱流では、ヘリシティバリアがエネルギーの乱流カスケードを最小スケールに抑制することによって電子加熱を制限することを示します。大規模なエネルギーは時間とともに成長し、最終的には低周波の乱流から高周波の変動を生成し、ICWによるイオン加熱を促進します。結果として生じる乱流およびイオン分布関数は、パーカーソーラープローブおよび他の宇宙船からのその場観測との説得力のある一致を提供し、他の特徴の中でもとりわけ、磁気スペクトルの急な「遷移範囲」を説明します。
ナノフレアからのタイプIII太陽電波バーストの特徴：モデリング
| Title |
Signatures_of_Type_III_Solar_Radio_Bursts_from_Nanoflares:_Modeling |
| Authors |
Sherry_Chhabra,_James_A._Klimchuk,_Dale_E._Gary |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03355 |
磁気リコネクションイベントのユビキタスな存在とそれに関連する衝動的な加熱（ナノフラーレス）は、太陽の恒星コロナ加熱問題を解決するための有力な候補であるという幅広いコンセンサスがあります。ナノフレアが粒子をフルサイズのフレアのような高エネルギーに加速するかどうかは不明です。ナノフレアが閉ループで生成する可能性のあるタイプIIIの電波バーストを研究することにより、この質問を調査します。タイプIIIバーストが示す特徴的な周波数ドリフトは、複数のバーストが重複している場合でも、Viall＆Klimchuk（2012）によって開発されたタイムラグ手法の新しいアプリケーションを使用して検出できます。技術をテストおよび較正するために使用する、アクティブ領域（AR）のナノフレアからの予想される電波放射をシミュレートする単純な数値モデルを提示します。閉ループの場合、タイプIIIバーストの周波数スペクトルは非常に急勾配であると予想されるため、ループ長のかなり狭い範囲でのみ、特定の周波数で大きな放射が生成されます。また、タイムラグ信号のバーストのシグニチャは、次のように減少することもわかります。（1）その範囲内の参加ループの多様性が増加する。（2）バーストの発生率が高くなります。（3）バーストの持続時間が増加します。（4）バーストの明るさはノイズに比べて減少します。さらに、私たちのモデルは、閉ループ形状でのタイプIII放出の自然な結果として、タイプIバーストの考えられる原因を示唆しています。
赤外線ラインプロファイルによるオフセンターデトネーションの測定：独特のIa型超新星SN〜2020qxp / ASASSN-20jq
| Title |
Measuring_an_off-Center_Detonation_through_Infrared_Line_Profiles:_The_peculiar_Type_Ia_Supernova_SN~2020qxp/ASASSN-20jq |
| Authors |
P.Hoeflich,_C._Ashall,_S._Bose,_E._Baron,_M.D._Stritzinger,_S._Davis,_M._Shahbandeh,_G.S._Anand,_D._Baade,_C.R._Burns,_D.C._Collins,_T.R._Diamond,_A._Fisher,_L._Galbany,_B.A._Hristov,_E.Y._Hsiao,_M.M._Phillips,_B._Shappee,_N.B._Suntzeff,_M._Tucker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03359 |
Bバンド最大値の191日後にケック天文台でNIRESで得られた低輝度Ia型超新星SN〜2020qxp/ASASSN-20jqの近赤外（NIR）スペクトルを提示して分析します。スペクトルは、1.644muの[FeII]を含む多くの幅広い発光特性によって支配されています。これは、傾斜した上部と約2,000km/sで赤方偏移したピークで高度に非対称です。中心から外れた遅延爆轟チャンドラセカール質量白色矮星（WD）モデルの3Dシミュレーションから計算された2D非LTE合成スペクトルと比較すると、観測された線と合成プロファイルの間に良好な一致が見られます。前駆体のエンベロープの構造を解明することができます。[FeII]1.644muプロファイル（速度空間内）のサイズと傾きは、中心から外れた遅延爆轟遷移（DDT）の位置と表示角度を決定する効果的な方法であり、必要なものであることがわかります。中心密度が約4E9$g/cm^3$の高いWD。また、運動学的中心に対してわずかにオフセットされた「ポットベリー」プロファイルを特徴とする約1.9muの安定したNiフィーチャを暫定的に特定します。SN〜2020qxp/ASASSN-20jqの場合、DDTの位置は中心から約0.3M（WD）ずれていると推定されます。これにより、下にある噴出物の非対称分布が生じます。また、低光度で高密度のWDSNIa前駆体は、物理空間でCaと56Niの非常に強い重なりを示すことも示しています。これにより、非対称効果に敏感な一般的な[CaII]0.73mu発光機能が形成されます。私たちの調査結果は、HeトリガーサブM（Ch）-WDの中心から外れたC/O爆発や、2つのWDの直接衝突などの代替シナリオのコンテキスト内で説明されています。Gemini/Keck/VLT/ELTクラスの機器を使用したスナップショットプログラムと当社の分光偏光測定プログラムは、JWSTによる中赤外スペクトルを補完します。
Cygnus X領域の原始星干渉線調査（PILS-Cygnus）-最初の結果：CygX-N30の観測
| Title |
Protostellar_Interferometric_Line_Survey_of_the_Cygnus_X_region_(PILS-Cygnus)_--_First_results:_observations_of_CygX-N30 |
| Authors |
S._J._van_der_Walt,_L._E._Kristensen,_J._K._J{\o}rgensen,_H._Calcutt,_S._Manigand,_M._el_Akel,_R._T._Garrod_and_K._Qiu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03640 |
（簡略化）複雑な有機分子（COM）は、通常、星形成領域とその近くで検出されます。ただし、これらのCOMが主に形成される氷の粒子から気相に放出される主なプロセスは未解決の問題です。原始星源であるCygX-N30のCOM放射の起源を、連続的な広い周波数範囲にわたる高角度分解能の干渉観測を通じて調査します。329〜361GHzの連続周波数範囲で角度分解能が約1の32GHzサブミリ波アレイ観測を使用して、線の調査を行い、線源の化学的インベントリを取得しました。線の放射を使用して、カラム密度と励起温度を決定しました。COMの場合、さまざまな種の強度分布をマッピングし、29の異なる分子種とそのアイソトポログに起因する可能性のある約400本の線を特定しました。分子のピーク放出は、の軸と一致する線形勾配に沿っていることがわかります。赤および青にシフトしたH2COおよびCS発光。化学分化はこの勾配に沿って検出され、O含有分子種はシステムの一方の成分に向かってピークに達し、NおよびS含有種はもう一方の成分に向かってピークに達します。励起温度は、COMが豊富な他のソースと比較されます。観測されたCOM放出の起源は、おそらく組み合わせです。若い原始星を取り巻く円盤状の構造物への落下物質の降着とともに、若い恒星状天体の降着。観察された低いD/H比（<0.1％）は、COMが暖かい温度（〜30K）で氷上に形成され、非効率的な重水素分別を伴う星前相を反映している可能性があります。ここに提示された観察と結果は、COM放射の起源を解きほぐす際の良好な周波数範囲と高い角度分解能の重要性を示しています。
太陽と恒星のグリッチからの診断
対流領域と放射領域、部分電離領域、または核燃焼の結果として異なる化学組成を獲得した層間の界面に配置された星の内部構造の突然の変化は、しばしば星の振動スペクトルに特定の特徴を生み出します。これらの特徴の研究を通して、対流的に不安定な領域を超えた拡散と化学的混合を含む、それらを生成する領域を形作る物理的プロセスに関する情報、および星のヘリウム含有量に関する情報を得ることができます。この講演では、この目標に向けて長年にわたって行われた重要な理論的および観察的取り組みをレビューします。宇宙ベースのデータが太陽の研究から得られた知識に基づいて構築することを可能にしているときに、異なる質量と進化段階の星で観測された音響、重力、および混合モードの研究によって提供される可能性を強調しますそして、これらの努力が長い間行われてきた白色矮星は、開発された方法をHR図全体の星に拡張します。
その場での太陽風観測を使用して、太陽圏外シミュレーションの内側境界条件を生成する、1：合成観測に適用される動的タイムワーピング
| Title |
Using_in-situ_solar-wind_observations_to_generate_inner-boundary_conditions_to_outer-heliosphere_simulations,_1:_Dynamic_time_warping_applied_to_synthetic_observations |
| Authors |
Mathew_Owens_and_Jonathan_Nichols |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03742 |
外惑星、特に土星と木星の磁気圏の構造とダイナミクスは、遠隔観測とその場観測の両方を通じて調査されてきました。これらの観測を解釈するには、磁気圏に衝突する太陽風の状態を同時に知る必要があることがよくあります。利用可能な上流モニターがない場合、太陽風コンテキストは通常、マグネトグラム制約付きコロナモデルの出力、またはより一般的には1AUからの現場観測のいずれかで開始されたモデルを使用して提供されます。1-AU観測は太陽風の状態を直接測定しますが、これらは単一点の観測であるため、太陽圏外の太陽風モデルに入力を提供するには内挿が必要です。この研究では、時間発展する太陽風構造の合成1-AU観測を使用して、さまざまな内挿法をテストします。最も簡単な方法は「共回転」です。これは、太陽風構造が定常状態であり、太陽とともに回転することを前提としています。この再構築の方法は、新しい観測が利用可能になると、太陽風入力に不連続性を生み出します。これは、時間的に前後に共回転することで減らすことができますが、それでも太陽風の流れの大きさとタイミングに大きな誤差が生じます。動的タイムワーピング（DTW）アルゴリズムが、1AU付近のその場観測から、太陽風入力から太陽圏外モデルへの入力を桁違いに改善する方法を示します。これは、太陽風の過渡現象の処理や土星と木星での改善の定量化など、太陽圏外の太陽風モデルの内部境界条件を改善する方法を実証および検証するさらなる作業の基盤を構築することを目的としています。
フレアリボンダイナミクスから現在のシートの不安定性を調べる
太陽フレアで観測されたエネルギー放出率を説明するには、引き裂きモードの不安定性など、現在のシートの不安定性の存在が必要です。これらの現在のシートダイナミクスへの洞察は、磁気リコネクションが新たに再接続された磁力線を彩層に向かって粒子を加速してフレアの足跡をマークするため、フレアリボン下部構造の動作によって明らかになります。したがって、リボンの動作を使用して、現在のシートで発生しているプロセスを調べることができます。この研究では、高ケイデンス（1.7秒）のIRISSlitJawImager観測を使用して、フレアリボンに沿った主要な空間スケールの成長と進化を調べます。これは、2016年12月6日の小さな太陽フレアの現在のシート全体のダイナミクスに起因します。空間スケール成長の分析とSiIV非熱速度を組み合わせて、この閉じ込められたイベントのフレア開始のタイムラインをつなぎ合わせ、プラズマと一致するパワースペクトルに向けてカスケードおよび逆カスケードをトリガーする引き裂きモードの不安定性の証拠を提供します乱流。
散開星団における高質量比のバイナリ集団：初期型バイナリの分離と質量とともに増加するバイナリ分数
| Title |
High_Mass-ratio_Binary_Population_in_Open_Clusters:_Segregation_of_early_type_binaries_and_an_increasing_binary_fraction_with_mass |
| Authors |
Vikrant_V._Jadhav_(IIA,_IISc),_Kaustubh_Roy_(IISc),_Naman_Joshi_(IISERB)_and_Annapurni_Subramaniam_(IIA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03782 |
連星のかなりの部分が連星にあるので、連星は天体物理学の研究において重要な役割を果たします。二元分数（BF）は銀河系の分野で恒星の質量とともに変化することが知られていますが、クラスターでのそのような研究には二元の識別とメンバーシップ情報が必要です。ここでは、\textit{Gaia}DR2データを使用した色-マグニチュード図の未解決のバイナリを使用して、23個の散開星団の合計およびスペクトル型ごとの高質量比（HMR）BF（$f^{0.6}$）を推定します。HMR（合計および質量単位）バイナリと参照母集団の質量分離を追跡するために、分離インデックス（SI）パラメーターを導入します。この研究では、散開星団では、（1）質量範囲0.4〜3.6Msun（初期Mから後期Bタイプ）のHMRBFの範囲は0.12〜0.38で、ピークは0.12〜0.20、（2）古いことがわかりました。クラスターのHMRBFは比較的高く、（3）質量比分布が平坦な分布になる可能性は低く、BF（合計）$\sim$（1.5〜2.5）$\timesf^{0.6}$、（4）銀河系のフィールドスターと一致して、後期BタイプからKタイプへのBF（合計）の減少、（5）古いクラスターはHMRバイナリの放射状の分離を示し、（6）BおよびA/FタイプのHMRバイナリは放射状の分離を示しますいくつかの若いクラスターでは、原始的な起源を示唆しています。この研究では、初期条件を制約し、クラスター内のバイナリ形成を制御する主要なメカニズムを特定します。HMRバイナリの原始的な分離は、分子雲の崩壊段階で空間的に分離された巨大な塊から生じる可能性があります。
第5の力および超明暗セクタープローブとしての小惑星位置天文学
| Title |
Asteroid_astrometry_as_a_fifth-force_and_ultralight_dark_sector_probe |
| Authors |
Yu-Dai_Tsai,_Youjia_Wu,_Sunny_Vagnozzi,_Luca_Visinelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.04038 |
小惑星の位置天文データを利用して、第5の力によって引き起こされる軌道歳差運動を介して、長距離の第5の力を探査する可能性を初めて研究します。軌道軌道が光学およびレーダー位置天文学によって正確に決定される9つの地球近傍天体（NEO）小惑星を調べます。新しいゲージ場（暗い光子）またはバリオン結合スカラーによって媒介される湯川型ポテンシャルに焦点を当てて、質量範囲$m\simeq10^{における第5の力の結合強度とメディエーター質量の感度到達を推定します。-21}-10^{-15}\、{\rmeV}$。私たちの推定感度は、ねじり天秤実験の主要な限界に匹敵し、特定の質量範囲でこれらを超える可能性があります。5番目の過給機による歳差運動は、軌道の準主軸が$m$の小さい限界で増加し、太陽からさらに離れた物体の研究を動機付けます。研究を100万を超える小惑星（NEO、メインベルト小惑星、ヒルダ、木星のトロヤ群を含む）、および太陽系外縁天体や太陽系外惑星に拡張するための将来のエキサイティングな見通しについて説明します。
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。
D7ブレーンからの弦理論におけるハイブリッドインフレーションとウォーターフォールフィールド
| Title |
Hybrid_inflation_and_waterfall_field_in_string_theory_from_D7-branes |
| Authors |
Ignatios_Antoniadis,_Osmin_Lacombe,_George_K._Leontaris |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03243 |
3つの磁化されたD7ブレーンスタックの存在下でのタイプIIBフラックスコンパクト化のフレームワーク内で最近提案した宇宙論的インフレーションシナリオの明示的なストリング実現を提示します。インフレは準安定ドジッター真空の周りで起こります。インフラトンは体積弾性率で識別され、最大値に近い非常に浅い最小値を持つポテンシャルを持っています。インフレーションは、近くの鞍点から地球の最小値に向かって宇宙の進化を推進する「ウォーターフォール」フィールドの存在により終了し、調整可能な真空エネルギーが私たちの宇宙の現在の状態を説明します。
Muonicボソンの限界：Supernova Redux
ミューオンSNモデルの最近の出現を利用して、ミューオン親和性ボソンの超新星（SN）境界を導き出します。私たちの主な革新は、擬スカラー$a$に加えてスカラー$\phi$を考慮し、ミューオン三角形ループによって暗示される一般的な2光子結合$G_{\gamma\gamma}$を体系的に含めることです。この相互作用により、プリマコフ散乱と放射ボソン崩壊が可能になります。球状星団に結合した$G_{\gamma\gamma}<0.67\times10^{-10}〜{\rmGeV}^{-1}$は、アクシオンのような粒子に対して導出され、$g_aとして湯川相互作用に引き継がれます。<3.1\times10^{-9}$および$g_\phi<4.6\times10^{-9}$は$m_{a、\phi}\lesssim100$keVであるため、SN引数は主に大きな質量で興味深いものになります。ボソンがSNコアから自由に脱出する場合、主な制約はSN1987A$\gamma$線と拡散宇宙$\gamma$線の背景から発生します。後者では、$E_{\rmSN}\simeq3\times10^{53}$ergの一般的な合計SNエネルギーの最大$10^{-4}$が、$m_{に対して$\gamma$線として表示されます。a、\phi}\gtrsim100$keVは、$g_a\lesssim0.9\times10^{-10}$および$g_\phi\lesssim0.4\times10^{-10}$を意味します。トラッピングレジームでは、ボソンはニュートリノ球の近くの領域からの準熱放射として出現し、$G_{a、\phi}\simeq10^{-4}$に対して$L_\nu$と一致します。ただし、$2\gamma$の崩壊は非常に速いため、すべてのエネルギーが周囲の前駆星の物質に放出されますが、爆発では最大で$10^{-2}E_{\rmSN}$が現れる可能性があります。ボソン放出をこのレベル以下に抑えるには、さらに大きな結合、$g_{a}\gtrsim2\times10^{-3}$と$g_{\phi}\gtrsim4\times10^{-3}$が必要です。ミューオンスカラーは、$g_{\phi}\simeq0.4\times10^{-3}$のミューオン磁気モーメント異常を説明できます。これは、爆発エネルギーの限界が不確実であるにもかかわらず、SN物理学と一致させるのが難しい値です。一般的なアクシオンのような粒子の場合、この引数は$G_{a\gamma\gamma}$-$m_a$パラメーター空間の「宇宙論的三角形」をカバーします。
暗い放射線を伴う明るい暗いセクターに対する共同CMBとBBNの制約
| Title |
Joint_CMB_and_BBN_Constraints_on_Light_Dark_Sectors_with_Dark_Radiation |
| Authors |
Cara_Giovanetti,_Mariangela_Lisanti,_Hongwan_Liu,_and_Joshua_T._Ruderman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03246 |
暗黒物質は、サブGeV暗黒物質を熱的に生成するための説得力のある理論的枠組みを提供し、広大な新しい加速器と直接検出実験プログラムを動機付けます。宇宙マイクロ波背景放射（CMB）から測定されたニュートリノ種の有効数$N_\text{eff}$と、ビッグバン元素合成（BBN）からの原始元素存在量を使用して、このような暗いセクターを制約する力を示します。具体的な例として、大規模な暗黒光子を介して標準模型と相互作用する任意のスピンの暗黒物質粒子を考えます。これは、暗黒セクターの任意の数の光の自由度を説明します。すべての暗黒物質のスピンと暗黒光子の質量について、95％の信頼度で$\sim$4MeV未満の暗黒物質の質量を除外します。これらの境界は、追加の新しい光、暗黒物質の不活性自由度、および暗黒物質-電子散乱断面積の場合、現在の実験的制約を何桁も下回るかどうかに関係なく保持されます。これらの制約の強さは、将来のCMB実験でのみ改善され続けるでしょう。
初期の宇宙におけるニュートリノ間の自己相互作用は、ハッブル張力、CMBからのハッブル定数の測定値と低赤方偏移データとの間の不一致の解決策として提案されました。しかし、フレーバーユニバーサルニュートリノ自己相互作用は、ビッグバン元素合成や、タウとK中間子崩壊、ダブルニュートリノベータ崩壊などの他の実験室実験によって非常に制約されています。1つまたは2つのニュートリノ状態のみが自己である場合の宇宙論を研究します。-相互作用。このようなフレーバー固有の相互作用は、実験室での実験による制約が少なくなります。最後に、このようなフレーバー固有のニュートリノ自己相互作用のフレームワーク内でハッブル張力を解決する可能性について説明します。
局所的なピークを持つポテンシャルを有するモデルにおける（2 + 1）次元ソリトン構造の宇宙論的形成
| Title |
Cosmological_Formation_of_(2+1)-Dimensional_Soliton_Structures_in_Models_Possessing_Potentials_with_Local_Peaks |
| Authors |
A._A._Kirillov,_B._S._Murygin,_V._V._Nikulin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03271 |
2つの実数スカラー場と少なくとも1つの鞍点と極大値を持つポテンシャルを持つモデルでの磁壁とストリング状ソリトンの生成が考慮されます。モデルは、3次元の構造全体の2次元の空間スライスと見なされます。初期の宇宙では、両方のタイプのソリトンが現れる可能性があることが示されています。さらに、磁壁とストリング形成確率の定性的推定が提示されます。磁壁に比べて、ひも状のソリトンが形成される確率が抑制されていることがわかる。
ブラックホールの地平線に近い微細構造と超放射不安定性
| Title |
Near-horizon_microstructure_and_superradiant_instability_of_black_holes |
| Authors |
Rong-Zhen_Guo,_Chen_Yuan_and_Qing-Guo_Huang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03376 |
暗黒物質の重要な候補としての超軽量ボソンは、超放射の不安定性のために、回転するブラックホール（BH）の周りに凝縮して、長寿命の「ボソン雲」を形成する可能性があります。ボソン-BHシステムは重力波検出を通して観察することができ、超軽量ボソンの痕跡を見つけるための新しいウィンドウになるかもしれません。この手紙では、地平線に近い微細構造からのBHの超放射不安定性への影響を調査します。BH層の近くに反射パラメータを導入することにより、ボソン雲のエネルギー準位とその超放射不安定性の特徴的な周波数の両方に対する補正に関する分析結果を導き出しました。私たちの結果は、ボソン-BHシステムの進化とそれが放出する重力波がBHの地平線に近い物理学の影響を受けることを示唆しています。
宇宙論的時空に対する半古典的および古典的重力における物質変動の対応-II
非最小結合スカラー場の変動と、熱流束および異方性応力を伴う有効流体の変動との対応が示されています。スカラー場と流体のそれぞれの応力テンソル間の対応は既知であり、文献で広く使用されていますが、2つの場合の変動はまだ正式な対応を待っており、詳細な調査が可能です。量子応力テンソルの変動に焦点を当てた、新しく確立された半古典的確率的重力の理論で得られた結果を使用して、この点で新しい関係を示します。この開発は、重力システムのメゾスコピック現象への洞察を与え、天体物理学の物体の摂動の変動の逆反応研究を可能にすることが期待されています。このような開発は、特にデコヒーレンス限界における宇宙論的時空と天体物理学的オブジェクトの摂動解析を強化することを目的としています。曲がった時空における確率的変動対粒子像に基づくことができる運動論は、将来の研究におけるそのような対応からの有用な洞察を見つけるかもしれません。
中間質量比インスピレーションのためのWorldtube切除法：スカラー場玩具モデル
| Title |
Worldtube_excision_method_for_intermediate-mass-ratio_inspirals:_scalar-field_toy_model |
| Authors |
Mekhi_Dhesi,_Hannes_R._R\"uter,_Adam_Pound,_Leor_Barack_and_Harald_P._Pfeiffer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03531 |
ブラックホール連星のインスピレーションシミュレーションとマージシミュレーションの計算コストは、質量比$q：=m_2/m_1\leq1$の2乗に反比例して増加します。$q$の1つの要因は、$1/q$に比例する軌道サイクルの数に由来し、別の要因は、軌道ごとに必要な時間ステップ数に関連付けられ、（Courant-Friedrich-Lewy条件によって）制約されます。2つの異なる長さスケールを解決する必要があります。この問題のあるスケーリングにより、$q$が小さいほどシミュレーションが徐々に扱いにくくなります。ここでは、中間の天体物理学的範囲（$10^{-4}\lesssimq\lesssim10^{-2}$）の質量比を使用したシミュレーションでスケールの不一致を緩和する方法を提案し、調査します。適切。小さいオブジェクトの周りの$m_2$よりはるかに大きい半径の領域が数値領域から切り出され、潮汐的に変形したブラックホールを近似する分析モデルに置き換えられます。分析モデルには、ゲージ調整項とともに物理学の未知のビットに関連付けられた、特定の先験的な未知のパラメーターが含まれます。これらは、切除領域外の数値解と照合することによって動的に決定されます。この論文では、基本的な考え方を開発し、それをシュワルツシルトブラックホールの周りの円形測地線軌道のスカラー電荷のトイモデルに適用し、1+1Dフレームワークの質量のないクライン-ゴルドン場を解きます。ここでの主な目標は、さまざまなマッチング戦略の有用性と特性を調査することです。この目的のために、有限差分実装とスペクトル実装の2つの独立した実装を開発します。完全な3D数値進化と重力へのメソッドの拡張について説明します。
相互作用するダークセクター：2つの正準スカラー場に基づくラグランジュ定式化
ラグランジアン記述から始まる2つの正準スカラー場に基づく相互作用する宇宙論モデルを詳細に研究します。非相対論的物質と暗黒エネルギーが宇宙の完全流体であり、連続の方程式のレベルでソース項が手作業で追加される他のより現象論的なアプローチとは対照的に、ここではアインシュタインの理論内で、進化を支配する暗黒物質をモデル化します宇宙の2つの最小結合スカラーフィールドとして、最初のフィールドは暗黒物質の役割を果たし、2番目のフィールドはダークエネルギーの役割を果たします。減速パラメータと距離係数対赤方偏移の両方を計算し、モデルが現在の宇宙の加速を説明できることを示します。負の結合定数は、現在の研究で研究されたモデルの2つのロバストな予測を含み、次の2つの特徴的な機能を意味することがわかります：a）一時的な加速段階、およびb）崩壊する宇宙、つまり最初の拡張とそれに続く収縮が最終的にビッグクランチにつながります。
NEWS-Gによるソーラーカルツァクラインアクシオン検索
| Title |
Solar_Kaluza-Klein_axion_search_with_NEWS-G |
| Authors |
NEWS-G_collaboration:_Q._Arnaud,_L._Balogh,_C._Beaufort,_A._Brossard,_J.-F._Caron,_M._Chapellier,_J.-M._Coquillat,_E._C._Corcoran,_S._Crawford,_A._Dastgheibi-Fard,_Y._Deng,_K._Dering,_D._Durnford,_C._Garrah,_G._Gerbier,_I._Giomataris,_G._Giroux,_P._Gorel,_M._Gros,_P._Gros,_O._Guillaudin,_E._W._Hoppe,_I._Katsioulas,_F._Kelly,_P._Knights,_S._Langrock,_P._Lautridou,_R._D._Martin,_J.-P._Mols,_J.-F._Muraz,_T._Neep,_K._Nikolopoulos,_P._O'Brien,_M.-C._Piro,_D._Santos,_G._Savvidis,_I._Savvidis,_F._A._Vazquez_de_Sola_Fernandez,_M._Vidal,_R._Ward,_M._Zampaolo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03562 |
カルツァ・クライン（KK）アクシオンは、より高い質量、大幅に短い寿命、ペッチェイ・クインアクシオンの励起として、余分な次元を持つ理論に現れます。太陽で生成されたとき、それらは太陽系に重力で閉じ込められたままであり、一対の光子へのそれらの崩壊は、太陽コロナ加熱問題の説明を提供する可能性があります。低密度検出器は、2つの光子の相互作用点の分離を識別することにより、このような信号をバックグラウンドから識別します。NEWS-Gコラボレーションでは、大容量の球形比例計数管、中心に球形の陽極を備えたガス充填金属球を使用します。SEDINE検出器を使用して42日間の実行で単一のアクシオンのようなイベントを観察した後、$90\％$C.L.$g_{a\gamma\gamma}<7.76\cdot10^{-13}\、GeV^{-1}$の上限は、地球上のKKアクシオン密度が$n_{aのアクシオン-光子結合に設定されています。}=4.07\cdot10^{13}\、m^{-3}$およびサイズ$R=1\、eV^{-1}$の2つの追加の次元。
ピエールオージェ天文台と望遠鏡アレイ天文台によって記録された$ X _ {\ rm max} $分布からのUHECRの質量構成
| Title |
Mass_Composition_of_UHECRs_from_$X_{\rm_max}$_Distributions_Recorded_by_the_Pierre_Auger_and_Telescope_Array_Observatories |
| Authors |
Nicusor_Arsene |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03626 |
この論文では、ピエールオージェ（2014）およびテレスコープアレイ（TA）（2016）天文台で記録された$X_{\rmmax}$分布の測定値から、超高エネルギー宇宙線（UHECR）の質量組成を推測します。EPOS-LHC、QGSJETII-04、およびSibyllによって予測されたように、主要な種（p、He、C、N、O、Ne、Si、およびFe）の大規模なセットからのモンテカルロ（MC）テンプレートのすべての可能な組み合わせでそれらを適合させます2.1ハドロン相互作用モデル。各エネルギー間隔で1つの実験から再構築された核の個々の部分を使用して、同等のMC$X_{\rmmax}$分布を構築します。これを、他の実験の実験的な$X_{\rmmax}$分布と比較します。互換性のさまざまな統計的検定。両方の実験から得られた結果は、UHECRの質量組成が陽子とHe原子核によって支配されていることを確認しています{調査されたエネルギー範囲で$\lgE（\rmeV）$=[17.8--19.3]（オーガー）および$\lgE\rm（eV）$=[18.2--19.0]（TA）。}％紙のマイナス記号をendashに変更しました。確認してください。OK2つの実験によって記録された$X_{\rmmax}$分布間の間接的な比較は、2つのデータセットの互換性の程度が良好であり、特に足首より上のいくつかの高エネルギー間隔でさえ優れていることを示しています（$\lgE（\rmeV）\sim18.7$）。しかし、私たちの研究は、低エネルギーでは、2つの実験の結果を調和させるためにデータ分析のさらなる努力が必要であることを明らかにしています。
