TDCOSMO VIII：質量シートの縮退に照らした宇宙論的距離測定-強いレンズとIFUの運動星団からの予測
| Title |
TDCOSMO_VIII:_Cosmological_distance_measurements_in_light_of_the_mass-sheet_degeneracy_--_forecasts_from_strong_lensing_and_IFU_stellar_kinematics |
| Authors |
A._Y{\i}ld{\i}r{\i}m,_S._H._Suyu,_G._C.-F._Chen,_E._Komatsu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14615 |
時間遅延強いレンズ（TDSL）は、宇宙の現在の膨張率の強力なプローブです。ただし、初期と後期の宇宙論的研究の間の不一致に照らして、努力は方法の体系的な不確実性の特徴付けを中心に展開します。ここでは、TDSLの系統分類学の重要な源と考えられている質量シート縮退（MSD）に焦点を当て、IFUの運動星団によって提供される拘束力を評価することを目指しています。レンズ質量プロファイルへのコア付き2パラメータ拡張（コア半径$r_{\rmc}$およびマスシートパラメータ$\lambda_{\rmint}$）を使用してMSDを近似します。さらに、JWSTでそのようなデータを取得する可能性を考慮して、時間遅延の強いレンズの模擬IFU星運動学を利用します。時間遅延、モックイメージング、IFU観測を使用してレンズ銀河の質量プロファイルを制約し、時間遅延距離（$D_{\Deltat}$）にジョイント制約を与える、強い強いレンズと恒星の動的モデルを構築します。）およびレンズまでの角直径距離（$D_{\rmd}$）。模擬JWSTのような星の運動学が内部質量シートを制約し、仮定なしで、それぞれ<4％レベルの$D_{\Deltat}$と$D_{\rmd}$の不確実性への寄与を制限することがわかります。背景の宇宙論的モデルについて。これらの距離の制約は、単一レンズのフラット$\LambdaCDM$の$H_{\rm0}$での<4％の精度測定に変換されます。私たちの研究は、時間遅延の強いレンズのIFU運動星団が、妥当なコアサイズを想定して、レンズごとにMSDを持ち上げる上で鍵となることを示しています。ただし、$D_{\Deltat}$が$\lambda_{\rmint}$で縮退している、無限の$r_{\rmc}$の制限内でも、デフレクターの運動学、時間遅延、およびイメージングデータ$D_{\rmd}$に強力な制約を提供します。これは、宇宙論的推論における主要な情報源になります。
銀河の消光とそれらのスピンの配向に対する宇宙ウェブのノードとフィラメントの相対的効果について
| Title |
On_the_relative_effect_of_nodes_and_filaments_of_the_cosmic_web_on_the_quenching_of_galaxies_and_the_orientation_of_their_spin |
| Authors |
Nicola_Malavasi,_Mathieu_Langer,_Nabila_Aghanim,_Daniela_Gal\'arraga-Espinosa,_C\'eline_Gouin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14623 |
宇宙ウェブのフィラメントとクラスターは、銀河の特性に影響を与え、星形成をオフにし、星の質量の増加に寄与し、角運動量の獲得に影響を与えます。この作業では、IllustrisTNGシミュレーションをDisPerSE宇宙ウェブ抽出アルゴリズムと組み合わせて使用して、宇宙ウェブによって最も影響を受ける銀河の特性をテストし、逆に、さまざまな宇宙ウェブ機能が与えられた銀河の特性。私たちの目的は、この情報を使用して銀河の進化をよりよく理解し、銀河の分布から宇宙の網を検出するために将来の取り組みがどの銀河の特性に焦点を当てるべきかを特定することです。銀河の特性と宇宙のウェブの特徴との関係の包括的な分析を提供します。また、銀河の局所的な過密度が銀河の特性に及ぼす影響を、大規模な構造環境の影響から解きほぐすための広範なテストも実施しています。私たちの結果は、星形成が宇宙のウェブの特徴からの距離とともに最も強い変化を示す量であることを示していますが、それは銀河の局所環境との最も強い関係を示すものでもあります。一方、銀河の角運動量の方向は、銀河の局所環境からより独立している一方で、宇宙のウェブの特徴からの距離とともに最も弱い傾向を示す特性です。銀河の角運動量の方向と、宇宙のウェブの特徴の検出を改善するためのその使用は、より大きな統計サンプルから利益を得る将来の研究の焦点になる可能性があると結論付けています。
Cosmicflows-4Tully-FisherカタログのCosmicFlowMeasurementとモックサンプリングアルゴリズム
| Title |
Cosmic_Flow_Measurement_and_Mock_Sampling_Algorithm_of_Cosmicflows-4_Tully-Fisher_Catalogue |
| Authors |
Fei_Qin,_David_Parkinson,_Cullan_Howlett,_Khaled_Said |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14808 |
宇宙の流れを測定することで、宇宙論的モデルが近くの宇宙の密度場の進化を正確に記述できるかどうかをテストすることができます。この論文では、Cosmicflows-4Tully-Fisherカタログ（CF4TF）を使用して、宇宙の流れ場の低次の運動学的モーメント、つまりバルクフローとせん断モーメントを測定します。CF4TFサンプルで正確な宇宙論的推論を行うには、現実的な模擬カタログを作成することが重要です。CF4TFの模擬サンプリングアルゴリズムを提示します。これらのモックは、測量ジオメトリと光度選択機能を正確に実現できるため、研究者はこれらの体系が測定にどのように影響するかを調べることができます。これらのモックは、将来の作業で共分散行列とパワースペクトルの誤差および2点相関関数を推定するためにさらに使用することもできます。この論文では、モックを使用して宇宙の流れの推定量をテストし、測定値に偏りがないことを確認します。ローカル宇宙で測定されたバルクフローは、深さ$d_{\text{MLE}}=35$で376$\pm$23（エラー）$\pm$183（宇宙分散）kms$^{-1}$です。Mpc$h^{-1}$、銀河方向$（l、b）=（298\pm3^{\circ}、-6\pm3^{\circ}）$。測定されたバルクモーメントとせん断モーメントの両方が、一致$\Lambda$ColdDarkMatter宇宙論モデルの予測と一致しています。
混沌としたポテンシャルを伴うハイブリッドインフレーションにおける原始ブラックホールと重力波
原始ブラックホール（PBH）暗黒物質の形成と、1ループ放射補正を含むカオス（多項式のような）ポテンシャルを持つハイブリッド膨張の非超対称モデルにおけるスカラー誘導二次重力波（SIGW）の生成を研究します。これらのモデルの放射補正バージョンは、プランクのデータと完全に一致しています。ラグランジアンに非標準的な運動エネルギー項を追加することにより、インフラトンは超低速ロールの期間を経験し、原始パワースペクトルの振幅は$O（10^{-2}）$に強化されます。原始曲率摂動の強化されたパワースペクトルは、鋭いピークと広いピークの両方を持つことができます。私たちのモデルでは、広い質量範囲のPBHが実現されており、スカラーによって誘発される重力波の周波数はnHzからHzの範囲です。インフレ中に生成されるPBH質量が約$（1-100）\、M_{\odot}$、$（10^{-9}-10^{-7}）\、M_{\であるいくつかのベンチマークポイントを提示します。odot}$および$（10^{-16}-10^{-11}）\、M_{\odot}$。PBHは、暗黒物質の大部分を、$（10^{-16}-10^{-11}）\、M_{\odot}$および$（1-100）\、M_{\odotの周りの質量で構成できます。}$、およびそれらに関連するSIGWは、今後の宇宙ベースの重力波（GW）天文台によって調査できます。SIGWの広いピークを持つ$〜10\、M_{\odot}$PBHの形成は、重力波の北米ナノヘルツ天文台（NANO-Grav）によって検出されたnHz帯域の確率的GW信号を解釈するために使用できます。。これらの信号は、EPTA、SKA、LISA、TaiJi、TianQin、EinsteinTelescope（ET）の将来の干渉計タイプのGW観測によってもテストされる可能性があります。
暗黒エネルギーの非常に高い赤方偏移へのモデルに依存しない再構成
$z=0$から$\gtrsim10^5$までのダークエネルギーのモデルに依存しない再構成を提供します。状態方程式が常に$-1\lew\le1$になるように、エネルギー密度の一連の物理的に動機付けられたビンを持つ完全流体によってモデルをパラメーター化します。私たちの方法は、拡張履歴をスムーズに変更して、さまざまな理論モデルを記述することができます。最新のCMB、BAO、SN、およびローカルの$H_0$測定値を組み合わせると、LCDMよりも$\Delta\chi^2=41.3$が大幅に改善されますが、フィットに33の追加パラメーターが必要になり、ダークエネルギーが大幅に寄与します。$z\sim10^4-10^5$の間で、音速$c_s^2\sim1/3$で興味をそそられます。$\Delta\chi^2$の改善の重要な部分は、\Planck\+AtacamaCosmologyTelescope（\textsc{Act}）データからもたらされ、LCDM内でのそれらの間の緊張を緩和します。不必要な自由度でモデルにペナルティを課す前に相関を適用し、遅い時間にLCDMからの逸脱を優先することはありませんが、初期の暗黒エネルギー（EDE）成分のベイズの証拠は中程度です。モデルには大きな自由度がありますが、$S_8\equiv\sigma_8（\Omega_\mathrm{c}/0.3）^{0.5}$を\lcdmの値よりも小さくして、大規模なものと完全に一致させることはできません。-スケール構造データ。
2つのフーリエ変換された宇宙場の比率の1点統計とアプリケーションについて
| Title |
About_one-point_statistics_of_ratio_of_two_Fourier_transformed_cosmic_fields_and_an_application |
| Authors |
Ming_Li_(1),_Jun_Pan_(1),_Pengjie_Zhang_(2,_3_and_4)_Jie_Wang_(1),_Longlong_Feng_(5),_Liang_Gao_(1),_Xi_Kang_(6_and_7),_Guoliang_Li_(7_and_8),_Weipeng_Lin_(5)_and_Haihui_Wang_(9) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14953 |
フーリエ変換は、1点レベルでのガウス化の効果的かつ効率的な操作です。N体シミュレーションデータのセットを使用して、暗黒物質の運動量の発散と密度のフィールドの1点分布関数が複雑なガウス分布に厳密に従うことを確認しました。2つの複雑なガウス確率変数の商の1点分布関数に関する統計理論が導入され、暗黒物質密度場の個々のフーリエモードの成長に関する1点統計をモデル化するために適用されます。モード成長率。これは、2つのフーリエ変換された宇宙場の比率によって取得できます。私たちのシミュレーション結果は、ガウス近似に基づくモデルが非常に正確であることを証明し、私たちの分析は、フーリエ空間における暗黒物質の密度変動の成長について多くの興味深い側面を明らかにしました。
銀河中心での原始ブラックホールと暗黒物質からのシンクロトロンと逆コンプトン放射の識別と抑制
| Title |
Discriminating_and_Constraining_the_Synchrotron_and_Inverse_Compton_Radiations_from_Primordial_Black_Hole_and_Dark_Matter_at_the_Galactic_Centre |
| Authors |
Upala_Mukhopadhyay,_Debasish_Majumdar_and_Avik_Paul |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14955 |
原始ブラックホール（PBH）の蒸発（ホーキング放射による）は、銀河中心（GC）領域に電子/陽電子（$e^-/e^+$）を生成する可能性があり、中心領域の磁場の影響下で発生する可能性があります。シンクロトロン放射を放出します。これらの$e^-/e^+$は、周囲の光子との散乱により、逆コンプトン放射を誘発する可能性もあります。この作業では、3つの異なるPBH質量分布、つまり、単色、べき乗則、および対数正規分布を考慮して、このような放射フラックスを計算します。一方、銀河中心領域での暗黒物質の消滅または崩壊は、最終生成物として$e^-/e^+$を生成する可能性があり、これも銀河磁場でシンクロトロン放射を放出し、逆コンプトン散乱を引き起こす可能性があります。この研究では、PBH蒸発と暗黒物質起源の両方からのこれらの放射フラックスの比較研究が行われ、それらの検出可能性は、SKAなどの今後の望遠鏡だけでなく、さまざまな進行中の望遠鏡や他の望遠鏡で扱われます。銀河中心からの距離に伴うこれらの放射フラックスの変動も計算され、そのような変動は、PBHの質量または暗黒物質の質量を決定するための有用なプローブである可能性があることがわかります。
$ \ texttt {matryoshka} $：Galaxy PowerSpectrum用のHaloモデルエミュレーター
非線形銀河パワースペクトルの高速で正確な予測を生成することを目的として開発された、ニューラルネットワークベースのエミュレーターとそれに付随するPythonパッケージのスイートである$\texttt{matryoshka}$を紹介します。エミュレーターのスイートは、4つの線形コンポーネントエミュレーターで構成されており、そこから電力スペクトルの高速線形予測を行うことができるため、すべての非線形性を非線形ブーストコンポーネントエミュレーターからの予測に含めることができます。線形コンポーネントエミュレーターには、$\sim0.0004\\mathrm{s}$で予測を生成する物質伝達関数のエミュレーターが含まれ、スケール$10^で$<0.08\％$（$1\sigma$レベル）のエラーが発生します。{-4}\h\\mathrm{Mpc}^{-1}<k<10^1\h\\mathrm{Mpc}^{-1}$。このホワイトペーパーでは、数値シミュレーションを使用して生成されるトレーニングデータを複製するように設計された、HALOFITで計算された分析トレーニングデータを使用して非線形ブーストコンポーネントエミュレーターをトレーニングすることにより、$\texttt{matryoshka}$を示します。すべてのコンポーネントエミュレーターの予測を組み合わせると、スケール$0.0025\h\\mathrm{Mpc}^{-1}で実空間の非線形銀河パワースペクトルを予測するときに、$<0.75\％$（$1\sigma$レベル）の精度が達成されます。<k<1\h\\mathrm{Mpc}^{-1}$。$\texttt{matryoshka}$を使用して、実空間の銀河パワースペクトルのいくつかの完全な形状分析を実行することにより、宇宙論的制約に対する分析セットアップの影響を調査します。具体的には、最小スケール（または$k_\mathrm{max}$）の影響を調査し、$k_\mathrm{max}$を押すことにより、$\sigma_8$の制約で$\sim1.8\times$の改善を見つけます。$k_\mathrm{max}=0.25\h\\mathrm{Mpc}^{-1}$から$k_\mathrm{max}=0.85\h\\mathrm{Mpc}^{-1}$まで、強調表示宇宙論的分析で$\texttt{matryoshka}$などのクラスタリングエミュレーターを使用した場合の潜在的な利益。$\texttt{matryoshka}$は、https：//github.com/JDonaldM/Matryoshkaで公開されています。
融合する銀河団MACSJ0717.5 + 3745の乱流磁場：分極解析
| Title |
Turbulent_magnetic_fields_in_the_merging_galaxy_cluster_MACS_J0717.5+3745:_polarization_analysis |
| Authors |
K._Rajpurohit,_M._Hoeft,_D._Wittor,_R._J._van_Weeren,_F._Vazza,_L._Rudnick,_W._R._Forman,_C._J._Riseley,_M._Brienza,_A._Bonafede,_A._S._Rajpurohit,_P._Dom\'inguez-Fern\'andez,_S._Rajpurohit,_J._Eilek,_E._Bonnassieux,_M._Br\"uggen,_F._Loi,_H._J._A._R\"ottgering,_A._Drabent,_N._Locatelli,_A._Botteon,_G._Brunetti,_T._E._Clarke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.15237 |
カールG.ヤンスキー超大型干渉電波望遠鏡（VLA）で得られた、最も複雑な既知の電波遺物とハローシステムの1つをホストする融合銀河団MACSJ0717.5+3745の広帯域偏光観測を提示します。回転測定合成とQUフィッティングの両方を使用し、特にファラデー分布が単純で偏光解消が穏やかな場合に、これらの方法で得られた結果の合理的な一致を見つけます。遺物はその全長にわたって高度に分極化されており、一部の地域では部分分極化${>}30\％$に達しています。また、遺物の一部の領域で、波長に依存する強い偏光解消が観察されます。遺物の北部は複雑なファラデー分布を示しており、この地域が銀河団ガス（ICM）の中または背後にあることを示唆しています。逆に、遺物の南部は、銀河の前景に非常に近い回転測定を示しており、ファラデーの分散はかなり低く、視線に介在する磁気イオン物質がほとんどないことを示しています。空間的に分解された分極分析から、ファラデー深度の散乱が脱分極と相関していることがわかります。これは、ICMのもつれた磁場が脱分極を引き起こしていることを示しています。よく知られている狭角尾銀河（NAT）の位置で、ファラデー空間で明確に分離された2つの成分の証拠を見つけます。ファラデー分散の高いコンポーネントはNATに関連付けられているようです。これは、NATがICMに埋め込まれている一方で、遺物の南部がその前にあることを示しています。磁場の向きは、秩序だった磁場を示す遺物の構造に従います。また、ハロー領域で偏光放射を検出します。ただし、ファラデーの有意な回転がなく、ファラデー分散の値が低いことは、以前はハローの一部と見なされていた偏光放射に衝撃が発生していることを示しています。
メインベルト彗星の物理的特性（248370）2005 QN173
| Title |
Physical_Characterization_of_Main-Belt_Comet_(248370)_2005_QN173 |
| Authors |
Henry_H._Hsieh,_Colin_O._Chandler,_Larry_Denneau,_Alan_Fitzsimmons,_Nicolas_Erasmus,_Michael_S._P._Kelley,_Matthew_M._Knight,_Tim_A._Lister,_Jana_Pittichova,_Scott_S._Sheppard,_Audrey_Thirouin,_Chadwick_A._Trujillo,_Helen_Usher,_Edward_Gomez,_Joey_Chatelain,_Sarah_Greenstreet,_Tony_Angel,_Richard_Miles,_Paul_Roche,_Ben_Wooding |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14822 |
新たに発見されたメインベルト彗星（248370）2005QN_137の新しいアーカイブ観測の結果を報告します。これは、近日点付近で繰り返し活動しているというその後の発見に基づいて、メインベルト彗星の可能性が高いと判断されました。アーカイブデータ分析から、H_g=16.62+/-0.13、H_r=16.12+/-0.10、H_i=16.05+の核のg'-、r'-、i'-、およびz'バンドの絶対等級を推定します。/-0.11、およびH_z=15.93+/-0.08、g'-r'=0.50+/-0.16、r'-i'=0.07+/-0.15、およびi'-z'=0.12の核色に対応+/-0.14、H_V=16.32+/-0.08の同等のVバンド絶対等級、およびr_n=1.6+/-0.2kmの核半径（p_V=0.054+/-0.012のVバンドアルベドを使用）。一方、248370がg'-r'=0.47+/-0.03、r'-i'=0.10+/-0.04、およびi'-z'=0.05+/-でアクティブだった場合、平均近核コマカラーが見つかります。0.05、および同様の平均ダストテールカラーは、重大なガスコマが存在しないことを示唆しています。2016年7月22日の核に近いダスト（核から5000km以内）とA_d/A_n=0.7+/-0.3の核の散乱断面積の間のおおよその比率を見つけ、1.8<A_d/A_n<2.9in2021年7月と8月。2021年の観測期間中、コマは37日間で固有の明るさが約0.35等（または約25％）低下しましたが、ダストテールの表面の明るさは同じ期間にわたって実質的に一定のままでした。コマの太陽方向の範囲に由来する制約は、放出されたダスト粒子の終端速度が非常に遅いことを示唆しており（1ミクロンの粒子で約1m/s）、観測されたダスト放出は核の急速な回転によって支援された可能性があることを示しています。有効脱出速度。
彗星天文学の時代の終わり：エンケ彗星の減速
ごく最近、エンケ彗星の軌道運動がごくわずかな非重力減速の影響を受けることがわかったことが注目されています。J.F.エンケ彗星が19世紀初頭に、彗星が3。3年ごとに近日点に戻ることを確立した直後、彼はまた、その天体がニュートン理論によって予測されるよりも少し早く近日点に戻ることで悪名高いことを発見しました。加速は2世紀にわたって持続しましたが、その速度は徐々に減少していました。彗星の天文学者の世代は、彗星が最終的に純粋な重力軌道で移動するかどうかを知りたがっていました。加速が減速に変わると予測した彗星の核の歳差運動の仮定に基づくモデルは、1979年まで公開されませんでした。この遷移は現在、2つの独立した高精度の軌道決定によって文書化されています。彗星の粘り強い加速の時代はついに終わりました。
元素合成Pt同位体異常と太陽系の内側と外側の微惑星におけるコア形成のHf-W年代学
| Title |
Nucleosynthetic_Pt_isotope_anomalies_and_the_Hf-W_chronology_of_core_formation_in_inner_and_outer_solar_system_planetesimals |
| Authors |
Fridolin_Spitzer,_Christoph_Burkhardt,_Francis_Nimmo,_Thorsten_Kleine |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.15250 |
鉄隕石の182Hf-182W年代学は、太陽系の最も古い微惑星のいくつかの降着と分化のタイムスケールに関する重要な情報を提供します。鉄隕石の正確なHf-Wモデルの年代を決定するには、宇宙線曝露（CRE）によって引き起こされるW同位体組成の修正を修正する必要があります。これは、Pt同位体などのその場中性子線量計を使用して実現できます。これまで、隕石のすべてのPt同位体変動は、CREを反映していると想定されていましたが、ここでは、グループ化されていない鉄隕石の一部が小さな元素合成Pt同位体異常を示すことを示します。これらは、すべての主要な化学基からの鉄隕石におけるCREによって誘発されたW同位体変動の補正に最も適切な開始組成を提供し、以前に報告されたHf-Wモデルの年齢の約1Maの上方修正につながります。改訂された年代は、非炭素質（NC）鉄隕石親体のコア形成がCAI形成後約1〜2Maで発生したのに対し、ほとんどの炭素質（CC）鉄隕石親体は約2Ma後にコア形成を経験したことを示しています。若いCCコアは以前に形成されたNCコアよりもFe/Ni比が低いことを示しています。これは、より酸化性の条件下でのコア形成がより長い時間スケールで発生したことを示しています。26Al崩壊によって加熱された微惑星の熱モデリングは、この長引くコア形成タイムスケールが、NC微惑星と比較して、CCの水氷の割合が高いことと一致していることを示しています。これは、異なるコア形成タイムスケールにもかかわらず、NCおよびCC鉄隕石の親体が付着したことを意味します。CAI形成後約1Ma以内でほぼ同時に発生しますが、ディスク内の異なる半径方向の位置にあります。
破裂する泡：局所および高赤方偏移銀河におけるクラスター化されたSNeフィードバック
| Title |
Bursting_Bubbles:_Clustered_SNe_Feedback_in_Local_and_High-redshift_Galaxies |
| Authors |
Matthew_E._Orr,_Drummond_B._Fielding,_Christopher_C._Hayward,_and_Blakesley_Burkhart |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14626 |
超新星駆動のスーパーバブルの進化の解析モデルを、局所銀河と高赤方偏移銀河の観測、および局所星形成銀河のHIシェルの特性と比較します。私たちのモデルは、局所的な星形成銀河（NGC253など）における超風の存在と、$z\sim2$付近の流出の遍在性を正しく予測します。高赤方偏移の銀河は、高密度のISMでフィードバック運動量の20〜50％を「捕捉」する可能性がありますが（残りは近くのCGMに逃げます）、ローカル銀河はフィードバック運動量の$\lesssim$10％を含む可能性があります。中央のスターバースト。方位角方向に平均化された銀河の特性を使用して、ほとんどのスーパーバブルがISM内で失速して断片化し、これがガススケールの高さまたはその近くで発生することを予測します。予測された気泡の半径と速度を観測されたHIの気泡/穴と比較すると、良好な一致が見られ、ほとんどがガススケールの高さの非常に近くで断片化するか、破裂して局所的な銀河の噴水を駆動できることがわかります。さらに、Toomreの質量あたりの星団形成効率が一定のモデルは、高$z$のスターバーストや局所的な核周辺領域からの流出の発生と矛盾していることを示しています。
MOSDEF調査：ダスト減衰における進化の欠如の意味-z〜2との質量関係
| Title |
The_MOSDEF_Survey:_Implications_of_the_Lack_of_Evolution_in_the_Dust_Attenuation-Mass_Relation_to_z~2 |
| Authors |
Alice_E._Shapley,_Ryan_L._Sanders,_Samir_Salim,_Naveen_A._Reddy,_Mariska_Kriek,_Bahram_Mobasher,_Alison_Coil,_Brian_Siana,_Sedona_H._Price,_Irene_Shivaei,_James_S._Dunlop,_Ross_J._McLure,_Fergus_Cullen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14630 |
宇宙時間にわたる星形成銀河における塵の減衰と恒星の質量（$M_*$）との関係を調査します。この分析では、$z\sim2.3$のMOSFIREDeepEvolutionField（MOSDEF）調査と$z\sim0$のSloanDigitalSkySurvey（SDSS）の測定値を比較し、後者の光学データセットを両方のUVGalaxyで補強します。GALEX-SDSS-WISEカタログのEvolutionExplorer（GALEX）および中赤外線広域赤外線サーベイエクスプローラー（WISE）測光。H$\alpha$およびH$\beta$輝線の分光測定と、残りのUV恒星連続体の測光測定の両方を使用してダスト減衰を定量化します。H$\alpha$/H$\beta$比は、H$\alpha$、$A_{{\rmH}\alpha}$の波長での消光の大きさを決定するために使用されます。静止UVカラーとスペクトルエネルギー分布フィッティングを使用して、静止波長1600\AAでの消光の大きさである$A_{1600}$を推定します。前の研究と同様に、赤方偏移の範囲$z\sim0$から$z\sim2.3$で、ダストの減衰と$M_*$の関係に大きな進化が見られません。$M_{{\rmdust}}$、$（{M_{{\rmdust}}}/{M_{{\rmgas}}}）$、およびガス面密度の進化の最新の推定値を折りたたむ固定の$M_*$では、予想される$M_{{\rmdust}}$とダストの質量面密度の両方が$z\sim0$よりも$z\sim2.3$の方が大幅に高いことがわかります。これらの違いは、ダスト減衰の進化の欠如と対立して現れます。減衰と$M_*$の顕著な不変性を説明するには、金属量と$（{M_{{\rmdust}}}/{M_{{\rmgas}}}）$の関係を決定することが不可欠です。ダストの質量吸収係数、ダストの形状、およびこれらの関係と量の$z\sim0$から$z\sim2.3$への進化。
初期型銀河におけるM矮星の彩層活動からの恒星初期質量関数の変動
| Title |
Variation_in_the_stellar_initial_mass_function_from_the_chromospheric_activity_of_M_dwarfs_in_early-type_galaxies |
| Authors |
Pieter_van_Dokkum,_Charlie_Conroy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14632 |
質量測定と吸収線の研究は、星の初期質量関数（IMF）が多くの初期型銀河の中央領域で底が重く、天の川のIMFと比較して低質量の星が過剰であることを示しています。ここでは、以前の手法から独立した方法を使用して、この仮説をテストします。低質量の星は、短波長での非熱放射を特徴とする強い彩層活動を持っています。M矮星のUVフラックスの約半分は$\lambda{}1215.7$Ly$\alpha$線に含まれており、初期型銀河の総Ly$\alpha$放射が低質量星の数のもっともらしい変動に応じて、$\sim2$フラックス変動の係数を持つIMF。ハッブル宇宙望遠鏡の宇宙起源分光器を使用して、巨大な初期型銀河NGC1407とNGC2695の中心にあるLy$\alpha$線を測定します。両方の銀河でLy$\alpha$の放出を検出し、それが星に由来することを示しています。Ly$\alpha$とiバンドのフラックス比は、NGC2695よりもNGC1407の方が2.0$\pm$0.4高いことがわかります。これは、重力に敏感な光吸収線から以前に決定されたIMFの違いと一致しています。決定的な答えを得るには、より多くの銀河のサンプルが必要ですが、これらの初期の結果は、IMFが普遍的ではなく、環境によって異なるという仮説を裏付けています。
ねじれた銀河PGC046832の動的モデリング
| Title |
Dynamical_modelling_of_the_twisted_galaxy_PGC_046832 |
| Authors |
Mark_den_Brok,_Davor_Krajnovi\'c,_Eric_Emsellem,_Jarle_Brinchmann_and_Michael_Maseda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14640 |
Abell3556の最も明るい銀河団であるPGC046832のVLT/MUSE観測を分析します。この銀河の速度構造は驚くべきものであり、短軸に沿って2回、長軸に沿って1回の符号の反転を示しています。三軸シュワルツシルトモデルを使用して、この銀河の固有の形状、中央のブラックホールの質量、および軌道分布を推測します。形状の決定は、銀河が中心部では高度に三軸性（ほぼ扁長）であるが、外側部分では三軸性が低い（ほぼ扁平）ことを示唆しています。最適なシュワルツシルトモデルの軌道分布は、投影された短軸に沿った運動学的反転が、内部の長軸チューブの分布と量のわずかな非対称性によって駆動されることを示しています。投影された主軸に沿った運動学的反転は、銀河の中間半径での逆回転軌道の高い割合によって駆動されます。シュワルツシルトモデルで軌道の化学的タグ付けを使用すると、これらの軌道と特定の星の種族パラメータとの関連の証拠は見つかりません。銀河の内側の部分は、1つまたは複数の乾いた融合によってほぼ確実に形成され、扁長な形状を生み出しますが、外側の部分は、降着とその場での形成の両方と一致しています。軸対称モデルは、質量$\sim6\times10^9$M$_{\odot}$および$\sim10^{10}$M$_{\odot}$（シュワルツシルトとジーンズのモデリング、それぞれ）では、3軸シュワルツシルトモデルは$\sim2\times10^9$M$_{\odot}$の上限のみを提供します。
| Title |
Running_Late:_Testing_Delayed_Supermassive_Black_Hole_Growth_Models_Against_the_Quasar_Luminosity_Function |
| Authors |
Megan_Taylor_Tillman,_Sarah_Wellons,_Claude-Andr\'e_Faucher-Gigu\`ere,_Luke_Zoltan_Kelley,_and_Daniel_Angl\'es-Alc\'azar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14647 |
低赤方偏移での巨大な銀河の観測は、超大質量ブラックホール（SMBH）の質量とそのホスト銀河の特性との間のほぼ線形のスケーリング関係を明らかにしました。ただし、これらのスケーリング関係がredshiftとともにどのように進化するか、およびそれらが低質量銀河にまで及ぶかどうかは、未解決の問題のままです。最近の銀河形成シミュレーションは、SMBHの遅延または「二相」成長を予測しています。低質量銀河での恒星フィードバックによる繰り返しのガス放出によるゆっくりとした非常に断続的なBH成長と、それに続くより持続的なガス降着により、最終的にBHがローカルスケーリング関係。予測される2相成長は、恒星の質量$M_{*}\sim5\times10^{10}M_{\odot}$でのBH-銀河スケーリング関係の急激な増加または「ねじれ」を意味します。さまざまなSMBH成長モデルを、$z\sim0.5-4$でのクエーサー光度関数（QLF）の観測値と比較するために、パラメトリックな半解析モデルを開発します。SMBHの質量と銀河の質量の関係が純粋に線形であるモデルと2相モデルを比較します。モデルは、観測された銀河の恒星質量関数に固定されており、さまざまな赤方偏移でのBH質量関数は、QLFに寄与する降着率によって一貫して接続されています。最適な方法は、純粋に線形のスケーリング関係よりも、QLFデータによって2フェーズの進化が大幅に優先されることを示しています。さらに、モデルパラメータを空けたままにすると、2相モデルの適合は、シミュレーションによって予測されたものと一致する遷移質量を意味します。私たちの分析は、低質量端でのBH質量とAGN活動の測定を含む、さらなる観測テストの動機付けとなります。これにより、2相SMBH成長をより直接的にテストできます。
破裂する気泡：クラスター化されたSNeからのフィードバックと乱流と流出の間のトレードオフ
| Title |
Bursting_Bubbles:_Feedback_from_Clustered_SNe_and_the_Trade-off_Between_Turbulence_and_Outflows |
| Authors |
Matthew_E._Orr,_Drummond_B._Fielding,_Christopher_C._Hayward,_and_Blakesley_Burkhart |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14656 |
空間的に重なり合うSNeの残骸から形成されたスーパーバブルの動的進化を組み込んだ、銀河ディスクにおけるクラスター化された超新星（SNe）フィードバックの分析モデルを提示します。銀河円盤におけるスーパーバブルの進化について、2つの現実的な結果を提案します。（1）衝撃波面の膨張速度が銀河円盤内のISMの乱流速度分散を下回り、スーパーバブルが失速して断片化し、その勢いを完全に内部に蓄積します。銀河円盤、または（2）スーパーバブルは、ガススケールの高さに達するまでサイズが大きくなり、銀河円盤から飛び出し、銀河の流出/噴水を駆動します。いずれの場合も、スーパーバブルの崩壊/崩壊は、ほとんどの場合、最近形成された星団の最後のタイプIISN（$\lesssim$40Myr）の前に発生し、標準のハイエンドIMF勾配を想定し、恒星の寿命と大衆。これらの2つのケースの間のしきい値は、銀河内の乱流を駆動する際のフィードバックの有効強度の中断、および結果として生じる、たとえば、ガス面密度による星形成率（ケニカット-シュミットの関係）および星形成のスケーリングの変化を意味します。銀河ディスクの効率。
NGC1605aおよびb：銀河系の古いバイナリ散開星団
この作品は、銀河内のバイナリ散開星団の発見を伝えます。NGC1605は、星の分布がまばらで、角度が近接している二重コアを持つ異常な形態を示します。2MASSおよびGaia-EDR3フィールドスター除染色-マグニチュード図（CMD）は、$\sim2.6$kpcの同じ地動説距離にある2つの異なる星の種族を示しており、この領域にNGC1605aとNGCの2つのクラスターがあることを示しています。1605b、年齢はそれぞれ$2$Gyrと$600$Myrです。ガイア視差とPM分布はどちらもコンパクトで非常に類似しており、散開星団（OC）であり、同じ運動学を共有していることを示しています。大きな年齢差1.4Gyrは、接近した遭遇時の潮汐捕獲による形成を示しており、近接した空間的近接性および同様の運動学は、進行中の合併イベントを示唆しています。接近した遭遇の間にクラスターの軌道をたどるように見えるいくつかの顕著な潮汐破片があり、予期せぬことに、それらのいくつかは結合構造であるように見えます。銀河円盤、ペルセウス腕、および相互の潮汐相互作用の組み合わせ。この意味で、新たに発見されたバイナリクラスターは、潮汐捕獲によるバイナリークラスターペアの形成や、恒星系の合体や潮汐破壊による大規模クラスターの形成に関する理論的研究の観測的検証において重要な対象となる可能性があります。
Green Pea Analog Mrk71のLymanContinuumによって駆動される輝線翼
| Title |
Emission-line_Wings_Driven_by_Lyman_Continuum_in_the_Green_Pea_Analog_Mrk_71 |
| Authors |
Lena_Komarova,_M._S._Oey,_Mark_R._Krumholz,_Sergiy_Silich,_Nimisha_Kumari,_and_Bethan_L._James |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14691 |
GreenPea（GP）アナログMrk71のかすかな、広い輝線翼の起源は、塊状のLyCおよび/またはLy$\alpha$駆動の超風であると提案します。Gemini-N/GMOS-IFU観測の空間分解分析は、終端速度$>3000〜\rm{km〜s^{-1}}$のこれらの線翼が超星団（SSC）ノットAに由来することを示しています。、および大きな半径に伝播します。オブジェクトの観測されたイオン化パラメータと恒星の表面密度はそれらの理論上の最大値に近く、放射圧がガス圧よりも支配的です。超新星フィードバックの証拠の欠如とともに、これらは放射線が支配的な環境を意味します。ノットAからの不器用な放射駆動の超風は、極端な速度を生成するための実行可能なモデルであり、特に、ライマン連続体および/またはLy$\alpha$不透明度が原因である必要があることを示します。Mrk71の広い翼は、勾配は異なりますが、代表的な極端なGPや高光度青色変光星の翼と同様にべき乗則に最も適していることがわかります。これは、それらが共通の風加速メカニズムを共有している可能性があることを示唆しています。高速のべき乗則の翼は、放射フィードバック、特に放射駆動風の特徴的な特徴である可能性があることを提案します。
ファン領域と北極スパーの統一モデル：ローカル銀河のフィラメントの束
| Title |
A_Unified_Model_for_the_Fan_Region_and_the_North_Polar_Spur:_A_bundle_of_filaments_in_the_Local_Galaxy |
| Authors |
J._L._West,_T._L._Landecker,_B._M._Gaensler,_T._Jaffe,_A._S._Hill |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14720 |
空で最も明るく、大規模で、拡散し、分極化された無線機能の2つ、北極スパー（NPS）とファン領域を他のいくつかの顕著なループとともに説明できるシンプルで統一されたモデルを紹介します。それらは、太陽が埋め込まれているローカルアームおよび/またはローカルバブルを囲む、長く磁化された平行なフィラメント構造であることをお勧めします。このモデルは、これらの地域に関する多数の観測研究と一致しており、NPSの高緯度部分が近くにあり、低緯度部分がより遠いことを示唆する文献の明らかな矛盾を解決できることを示します。この局所放出の寄与を理解することは、銀河磁場の完全なモデルを開発するために重要です。これらの非常に近くの構造は、現代の電波望遠鏡でますます観察されている同様の非熱的フィラメント構造を理解するのに役立つコンテキストも提供します。
ダスト減衰の幾何学的モデルを使用して、0.5
| Title |
Reproducing_the_UVJ_Color_Distribution_of_Star-forming_Galaxies_at_0.5_ |
| Authors |
Leah_Zuckerman,_Sirio_Belli,_Joel_Leja,_and_Sandro_Tacchella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14721 |
0.5<z<2.5の星形成銀河のレストフレームU-VおよびV-J色の分布を分析します。星の種族の合成、確率的な星形成の歴史、銀河の形と傾きを説明する塵の減衰の簡単な処方箋を使用して、銀河の色の分布のモデルを構築します。このモデルは、2つの自由パラメーターのみで、観測された銀河の色を赤方偏移と恒星の質量の関数として非常によく再現できます。私たちの分析は、与えられた赤方偏移と恒星の質量で星形成銀河について測定された広範囲の塵の減衰値は、ほぼ完全に傾斜の影響によるものであることを示唆しています。すべての銀河が真正面から観測された場合、それらは非常に類似した塵の減衰を示します。この結果は、ダスト減衰測定の解釈、UVおよびIRの光度の処理、および数値シミュレーションと観測の比較に重要な意味を持っています。
LOFAR LBAスカイサーベイ：ディープフィールドI.ブーテスフィールド
| Title |
The_LOFAR_LBA_Sky_Survey:_Deep_Fields_I._The_Bo\"otes_Field |
| Authors |
W.L._Williams,_F._de_Gasperin,_M.J.H._Hardcastle,_R._van_Weeren,_C._Tasse,_T.W._Shimwell,_P.N._Best,_M._Bonato,_M._Bondi,_M._Br\"uggen,_H.J.A._R\"ottgering,_D.J.B._Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14865 |
100MHz未満で完了する最初のサブmJy（$\approx0.7$mJyビーム$^{-1}$）調査を提示します。これは、これらの低周波数。34〜75MHzでのBo\"otesフィールドの高解像度（$15\times15$arcsec）画像は、低周波ARray（LOFAR）低帯域アンテナ（LBA）システムでの56時間の観測から作成されます。ここでは、方向依存のキャリブレーションを含むデータ削減について説明します。$23.6$deg$^2$の領域で検出され、ピークフラックス密度のしきい値が$5\sigma$の1,948のソースを含む無線ソースカタログを示します。既存のデータセットを使用、アストロメトリックとフラックス密度の不確実性を特徴付け、$\sim1.2$arcsecの位置の不確実性と、約5％のフラックス密度スケールの不確実性を見つけます。利用可能な深い144MHzデータを使用して、144MHzの対応物を特定しました。すべての54MHzソース、および829ソースを含む深い光カバレッジエリア内で一致するカタログを作成しました。ユークリッドで正規化された差動ソースカウントを計算し、54〜144MHzの低周波電波ソーススペクトルインデックスを調査します。これは、100〜1000mJyの144MHzフラックス密度での$\sim-0.75$から5〜5の144MHzフラックス密度での$\sim-0.5$まで、低フラックス密度ソースの無線スペクトルインデックスの一般的な平坦化を示しています。10mJy、星形成銀河とコンパクトなコアが支配的なAGNの人口の増加による。
原子：大規模な星形成領域のALMA3ミリメートル観測-VI。 G286.21 +0.17での「L」型フィラメントの形成について
| Title |
ATOMS:_ALMA_Three-millimeter_Observations_of_Massive_Star-forming_regions_--_VI._On_the_formation_of_the_"L"_type_filament_in_G286.21+0.17 |
| Authors |
Jian-Wen_Zhou,_Tie_Liu,_Jin-Zeng_Li,_Hong-Li_Liu,_Ke_Wang,_Feng-Wei_Xu,_Kee-Tae_Kim,_Chang_Won_Lee,_Lokesh_Dewangan,_Kenichi_Tatematsu,_Shanghuo_Li,_Xun-Chuan_Liu,_Mengyao_Tang,_Zhiyuan_Ren,_Guo-Yin_Zhang,_Chao_Zhang,_Rong_Liu,_Qiu-Yi_Luo,_Isabelle_Ristorcelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.15185 |
フィラメントは星形成に重要な役割を果たしていますが、フィラメント自体の形成過程はまだ不明です。「L」型フィラメントを含む高質量星形成塊G286.21+0.17（略してG286）は、全体的に崩壊すると考えられていました。私たちの高解像度ALMAバンド3観測は、G286のガス運動学を解決し、その内部の速度が非常に異なる2つのサブクランプを明らかにします。G286の単一ディッシュ観測におけるHCO+ラインの「青いプロファイル」（ガス流入の指標）は、実際には、ガス流入ではなく、2つのサブクランプからのガス放出によって引き起こされていることがわかります。一皿の観測で、ラインプロファイルから遠くの巨大な塊に向かってガスの運動学（例えば、落下）を解釈する際には細心の注意を払うことをお勧めします。エネルギーの流出はG286で確認されていますが、流出は2つのサブクランプの拡大を促進するほど強力ではありません。「L」型フィラメントの2つの部分（「NW-SE」フィラメントと「NE-SW」フィラメント）は、主軸に垂直な顕著な速度勾配を示し、大規模な圧縮流によって形成された可能性が高いことを示しています。大規模な圧縮流は、近くの巨大なHII領域の拡大によって引き起こされる可能性があると私たちは主張します。「NW-SE」と「NE-SW」のフィラメントが衝突しているようで、最も重いコアG286c1が形成される接合領域に大量のガスが蓄積されています。
対不安定型超新星質量ギャップにおける若い大規模クラスターからの連星ブラックホールの合併
| Title |
Binary_black_hole_mergers_from_young_massive_clusters_in_the_pair-instability_supernova_mass_gap |
| Authors |
Sambaran_Banerjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14612 |
$\sim100M_\odot$の2つのブラックホール（BH）間のバイナリブラックホール（BBH）マージイベントGW190521の最近の発見、および対不安定型超新星（PSN）内のBHを含む他の大規模なBBHマージイベント質量ギャップは、そのような極端な重力波（GW）イベントの起源についての広範な議論を引き起こしました。この研究では、若い大規模クラスター（YMC）の動的相互作用が、PSNギャップBBH合併を組み立てるための実行可能なシナリオとして機能するかどうかを調査します。そのために、初期質量$M_{\rmcl}=7.5\times10^4M_\odot$（$N\upperx1.28\times10^5$）の代表的なYMCの24個の新しい進化モデルのグリッドを探索します。サイズ$r_h=2$pc、すべてのBH前駆星は最初は原始バイナリにあります。すべてのクラスターモデルは、最新のレムナント形成、BH出生スピン、および一般相対論的（GR）マージ反跳スキームを組み込んだ直接相対論的N体コードNBODY7で進化しています。これらのモデルクラスター計算からのBBHマージは、GWTC-2およびGWTC-2.1イベントの質量と有効なスピンパラメーターとよく一致します。特に、GW190521のような、つまり$\sim200M_\odot$の低整列スピンイベントは、星と星の合体製品から派生したBH間の動的合体によって生成されます。GW190403のような、つまりPSNギャップの、高度に非対称で整列したイベントは、物質の降着またはバイナリ相互作用を介してスピンアップされたBHが関与する合併から生じます。PSNギャップ内で得られる微分合併率密度は、GWTC-2からの密度に十分に対応します。特に、モデルはGW190521のようなイベントのLVK推定合併率密度をよく再現します。この研究は、モデルの不確実性を条件として、宇宙の低金属量YMCにおける大規模なバイナリ進化と動的相互作用のタンデムが、PSNギャップBHを含むGR合併を、現在のGW観測からの速度と一致する速度で生成できることを示しています。[要約]
中性子星合体の動的噴出物と核弱過程II：キロノバ放出
| Title |
Dynamical_ejecta_of_neutron_star_mergers_with_nucleonic_weak_processes_II:_Kilonova_emission |
| Authors |
Oliver_Just_(1,2),_Ina_Kullmann_(3),_Stephane_Goriely_(3),_Andreas_Bauswein_(1),_Hans-Thomas_Janka_(4),_Christine_E._Collins_((1)_GSI_Darmstadt,_(2)_ABBL_RIKEN,_Saitama,_(3)_ULB_Brussels,_(4)_MPA_Garching) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14617 |
中性子星（NS）の合併中に放出された物質からのキロノバ（またはマクロノバ）放出に関する既存の結果の大部分は、（準）1ゾーンモデルまたは手動で構築されたトイモデルのイジェクタ構成に基づいています。この研究では、高度なニュートリノ処理と対応する元素合成の結果を含む一般的な相対論的平滑粒子流体力学シミュレーションからの流出軌道を直接使用して、動的エジェクタと呼ばれるNS合併の最初の約10msの間に放出された物質のキロノバ分析を提示します。これらは、この調査のパートIで提示されています。近似M1クロージャを備えた多次元2モーメント放射輸送スキームを使用して、光子場を進化させ、原子物理学に基づく参照結果を使用したキャリブレーションによって検出された不透明度のヒューリスティックな処方を使用します。光球は一般的に楕円体ですが、小規模な構造で増強されており、赤道よりも極に向かって約1.5〜3倍強い発光を生成することがわかります。キロノバは通常、近赤外線周波数領域で0。7〜1。5日後にピークに達し、光度は3〜7x10^40erg/sで、光球温度は2.2〜2.8x10^3Kです。よりソフトな状態方程式またはより高い連星の質量非対称性は、より長くより明るい信号につながります。人工的に修正された電子分率を持つモデルでも光度曲線の有意な変動が得られ、信頼性の高いニュートリノ輸送モデリングの重要性が強調されています。ここで調査したモデルはどれも、動的な噴出物のみを考慮しており、AT2017gfoほど明るいトランジェントを生成しません。私たちのモデルの近赤外線ピークは、AT2017gfoの初期の青色成分と互換性がありません。
ブラックホールからブレイクアウトまで：コラプサージェットの3D GRMHDシミュレーションにより、さまざまな過渡現象が明らかになります
| Title |
Black_hole_to_breakout:_3D_GRMHD_simulations_of_collapsar_jets_reveal_a_wide_range_of_transients |
| Authors |
Ore_Gottlieb,_Aretaios_Lalakos,_Omer_Bromberg,_Matthew_Liska,_Alexander_Tchekhovskoy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14619 |
最初の3DGRMHDコラプサーシミュレーションのスイートを紹介します。これは、降着するカーブラックホール（BH）による自己無撞着なジェット発射から、星からのブレイクアウトまで拡張されます。崩壊する物質の角運動量$l$とBH地平線上の磁場$B$に応じて、3つのタイプの流出を識別します。（i）準相対論的流出（低$l$と高$B$）、（ii）定常降着衝撃不安定性（SASI;高$l$および低$B$）、（iii）相対論的ジェット（高$l$および高$B$）。ジェットがない場合、恒星のエンベロープの自由落下は、BH降着率の良い推定値を提供します。ジェットは降着率を大幅に抑えることができ、その持続時間は星の磁化プロファイルによって制限される可能性があります。大きな（急な）内部密度のべき乗則指数（$\gtrsim2$）を持つ前駆体は、過度の光度、バースト全体の光度曲線のグローバルな時間発展のために、ガンマ線バースト（GRB）前駆体として極端な課題に直面していることがわかります。観測と矛盾する短いブレイクアウト時間。我々の結果は、観測された多種多様な爆発の外観（超新星/超新星+GRB/低光度GRB）と放出相対論的流出の特性（光度と持続時間）は、前駆体構造の違いによって自然に説明できることを示唆しています。私たちのシミュレーションは、いくつかの重要なジェットの特徴を明らかにしています：（i）星の内部での強い磁気散逸、重大な光球放出をもたらす可能性のあるブレイクアウトによる弱く磁化されたジェット、および（ii）傾斜した降着円盤ジェット流の自発的な出現前駆体の傾き。
| Title |
Magnetic_Hair_and_Reconnection_in_Black_Hole_Magnetospheres |
| Authors |
Ashley_Bransgrove,_Bart_Ripperda,_Alexander_Philippov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14620 |
一般相対性理論のブラックホール脱毛定理は、孤立したブラックホールは、質量、スピン、電荷の3つのパラメーターによって特徴付けられると述べています。この手紙では、高度に磁化されたプラズマで満たされた磁気圏に恵まれたカーブラックホールについて考察します。一般相対論的動的プラズマと抵抗性電磁流体力学シミュレーションを使用して、事象の地平線上の双極子磁場が分割単極子に開き、プラズモイド不安定電流シートで再接続することを示します。応力エネルギーテンソルのすべての成分が時間とともに指数関数的に減衰するという意味で、ブラックホール脱毛定理は満たされます。無衝突プラズマと衝突プラズマにおけるプラズモイドが支配的な再結合の事象の地平線上の磁束の減衰時間を測定します。再接続する磁気圏は、磁場が強い場合、硬X線放射の強力な源となるはずです。
リロードされたニュートリノフレーバー振り子：高速ペアワイズ変換の場合
| Title |
Neutrino_flavor_pendulum_reloaded:_The_case_of_fast_pairwise_conversion |
| Authors |
Ian_Padilla-Gay,_Irene_Tamborra_(Niels_Bohr_Institute),_Georg_G._Raffelt_(Max_Planck_Institute_for_Physics) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14627 |
コア崩壊超新星またはコンパクトなバイナリマージレプトンでは、ニュートリノ-ニュートリノ屈折は、タイプ$\nu_e\bar\nu_e\leftrightarrow\nu_x\bar\nu_x$（$x=\mu、\tau$）、フレーバーレプトン数の角度依存密度行列によって支配されます。すべての角度モードは、均一で軸対称の2フレーバーシステムに対してコヒーレントに進化し、非線形運動方程式はジャイロスコープ振り子の運動方程式と同等です。私たちの主な革新は、ニュートリノシステムの線形ノーマルモード解析から得られた固有振動数の実数部を「振り子スピン」として特定することです。これは、非線形進化方程式を解くことなく、変換の深さを決定するレプトン数の角度分布のとらえどころのない特性です。
AstroSatを使用した4U1636-536からの熱核X線バーストの広帯域時間分解分光法
| Title |
Broadband_time-resolved_spectroscopy_of_thermonuclear_X-ray_bursts_from_4U_1636-536_using_AstroSat |
| Authors |
Unnati_Kashyap,_Biki_Ram,_Tolga_Guver,_Manoneeta_Chakraborty |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14631 |
タイプIX線バーストのブロードバンドスペクトル研究は、バーストスペクトルの物理学と環境との相互作用に強い制約を課す可能性があります。アストロサットに搭載されたLAXPCとSXTを使用して、中性子星環礁源4U1636-536から同時に検出された15個の熱核バーストの広帯域時間分解分光法から得られた結果を示します。アストロサットでの観測中に、低質量X線連星（LMXB）4U1636-536が観測され、島の状態内で適度なスペクトルの変化を示しています。広帯域バーストスペクトルは、バーストのピーク近くの中性子星表面からの熱放射に加えて、過剰を示すことが観察されています。バーストのピーク付近で観測された過剰の解釈を、降着円盤/コロナによる光子の再放出/再処理、中性子星大気中の光子の散乱、またはポインティング・ロバートソン抗力による持続放出の強化として調査します。。これは、AstroSatに搭載されたLAXPCとSXTを使用したType-Iバーストの最初に報告されたブロードバンド同時研究です。この種の研究は、バーストと降着の相互作用、およびバーストが降着円盤とコロナによってもたらされる全体的な降着プロセスにどのように影響するかについてのより良い理解を提供するかもしれません。
2つのIa型超新星の物語：急速に衰退する兄弟SNe2015boと1997cn
| Title |
A_Tale_of_Two_Type_Ia_Supernovae:_The_fast-declining_siblings_SNe_2015bo_and_1997cn |
| Authors |
W._B._Hoogendam_(1_and_2),_C._Ashall_(1),_L._Galbany_(3),_B._J._Shappee_(1),_C._R._Burns_(4),_J._Lu_(5),_M._M._Phillips_(6),_E._Baron_(7_and_8),_E._Y._Hsiao_(5),_N._Morrell_(6),_M._D._Stritzinger_(9),_N._B._Suntzeff_(10),_F._Taddia_(9),_D._R._Young_(11),_J._D._Lyman_(12),_S._Benetti_(13),_P._A._Mazzali_(14_and_15),_M._Delgado_Mancheno_(16),_R._Gonzalez_Diaz_(17_and_3),_S._Munoz_Torres_(16) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14644 |
急速に衰退するIa型超新星（SN）2015boの光学的および近赤外測光および分光観測を紹介します。SN2015boは明るさが不足しており（M$_B$=-17.50$\pm$0.13等）、光度曲線が急速に変化しています（$\Delta\mathrm{m}_{15}\mathrm{（B）}$=1.91$\pm$0.01magおよび$s_{BV}$=0.48$\pm$0.01）。$V-r$カラーカーブに独特の形態があり、比較サンプルの他のすべてのSNeよりも青色です。$^{56}$Niの質量0.17$\pm$0.03$M_{\odot}$は、光度と幅の関係での位置と一致するピークボロメータ光度から導出されました。分光的には、SN2015boはブランチ分類スキームのクールSNです。スペクトルの特徴から測定された速度の変化は、1991bgのようなSNeと一致しています。SN2015boには、SNツイン（類似のスペクトル）と兄弟（同じホスト銀河）、SN1997cnがあります。$\mu$=34.36$\pm$0.01（stat）$\pm$0.13（sys）magおよび$\mu$=34.37$\pm$0.04（stat）$\pm$0.12（sys）magの距離係数それぞれSN2015boおよびSN1997cnから派生。これらの距離は、0.06$\sigma$レベルで互いに一貫しており、表面の明るさの変動と赤方偏移が補正された宇宙論を使用して導出された距離とも一致しています。これは、急速に減少するSNeが、将来の宇宙論的分析から除外されるべきではない正確な距離指標である可能性があることを示唆しています。
超大光度X線源の大規模なサンプルにおけるイオン化された放出と吸収
| Title |
Ionised_Emission_and_Absorption_in_a_Large_Sample_of_Ultraluminous_X-ray_Sources |
| Authors |
P._Kosec,_C._Pinto,_C._S._Reynolds,_M._Guainazzi,_E._Kara,_D._J._Walton,_A._C._Fabian,_M._L._Parker_and_I._Valtchanov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14683 |
ほとんどの超大光度X線源（ULX）は、超大光度X線源（超大光度X線源）によって、恒星質量のコンパクトな物体に降着すると考えられています。この極端な体制の加速器は、当然、その近くの大量のプラズマをイオン化し、それらのディスクから強力な放射線駆動の流出を開始することが期待されています。最高のデータセットを備えたいくつかのULXの高スペクトル分解能X線観測（XMM-Newtonに搭載されたRGSグレーティングを使用）では、実際に複雑な線スペクトルが見つかり、そのような極端な（0.1-0.3c）風が確認されました。ただし、厳密な手法を使用して大規模なULXサンプルのプラズマシグネチャを検索したことは一度もないため、発生率などの統計的特性を理解できず、流出ジオメトリとそのデューティサイクルが制約されます。X線スペクトルでの自動ライン検出の高速メソッドを開発し、それを完全なRGSULXアーカイブに適用して、候補ラインの統計的有意性を厳密に定量化しました。19個のオブジェクトの89個の観測で検出された135個の最も重要な特徴を収集し、軟X線ULXスペクトルで検出されたスペクトル線の最初のカタログを作成しました。検出された輝線は、既知のレストフレームの元素遷移の周りに集中しているため、低速の物質に由来することがわかりました。代わりに、吸収線はこれらの遷移を回避し、青方偏移した流出によってそれらが刻印されたことを示唆しています。したがって、そのような風はULX集団の間で一般的であるように見えます。さらに、スペクトル的に硬いULXは、柔らかいULXよりも線の検出が少ないことを発見しました。これは、降着の形状と方向に多少の違いがあり、硬いULXのより硬いスペクトルエネルギー分布によってプラズマの過剰イオン化を引き起こす可能性があることを示しています。
GW200115は、重力波によって自信を持って検出されたブラックホールと中性子星の2番目の合併でした。信号の推論は、軌道角運動量とずれた大きなブラックホールスピンを可能にしますが、整列したスピン値のサポートはほとんどありません。これは、LIGO-Virgo-KAGRA分析で使用される事前確率を仮定しながら、ブラックホール（非回転成分を持つ中性子星連星）のパラメーターを測定することの自然な結果であることを示します。先験的に、回転しないバイナリは、現在の天体物理学の理解とより一致していることをお勧めします。
銀河核における偏心で加速する恒星連星ブラックホールの合併：地上および宇宙の重力波観測所での観測
| Title |
The_Eccentric_and_Accelerating_Stellar_Binary_Black_Hole_Mergers_in_Galactic_Nuclei:_Observing_in_Ground_and_Space_Gravitational_Wave_Observatories |
| Authors |
Fupeng_Zhang,_Xian_Chen,_Lijing_Shao_and_Kohei_Inayoshi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14842 |
数値的方法GNCに基づいて、銀河核にインスピレーション/融合する恒星連星ブラックホール（BBH）を研究します。さまざまな動的効果により、すべての新生BBHの$3-40\％$が最終的にマージされることがわかりました。5年間のミッションで、銀河核にインスピレーション/マージする最大$10^4$、$10^5$、$\sim100$のBBHを、aLIGO、Einstein/DECIGO、TianQin/LISA/でSNR$>8$で検出できます。それぞれTaiJi。LISA/TaiJi/TianQinとaLIGOの両方で約数十が検出されます。これらのBBHには、次の2つの固有の特性があります。（1）大幅な偏心。それらの$1-3\％$、$2-7\％$、または$30-90\％$は、それぞれaLIGO、Einstein、または宇宙天文台に入るときに$e_i>0.1$になります。このような高い偏心は、GW190521のそれを説明する可能性があります。ほとんどの非常に偏心したBBHは、aLIGO/Einsteinに入る前にLISA/Tianqin/TaiJiで検出できません。これは、それらのひずみが$f_{\rmGW}\gtrsim0でのみ有意になるためです。1$Hz。DECIGOは、上昇段階を完全にカバーできるため、これらのイベントを検出するための理想的な天文台になります。（2）最大$2\％$のBBHが、巨大なブラックホール（MBH）から$\lesssim10^3r_{\rmSW}$の距離で、ドップラー位相ドリフトが$になるように、かなりの加速でインスピレーション/マージできます。それらの\sim10-10^5$は、宇宙観測所でSNR$>8$で検出できます。これらのBBHによってもたらされる重力波バックグラウンド（GWB）のエネルギー密度は、$f_{\rmGW}\lesssim1$mHzでのべき乗則の傾き$2/3$から逸脱します。これらのソースの高い離心率、大幅な加速、およびGWBの異なるプロファイルにより、これらのソースは区別可能になり、将来のGW検出および相対性のテストにとって興味深いものになります。
M87 *における重力電磁気トロイダルの存在の調査
| Title |
Investigating_the_existence_of_gravitomagnetic_monopole_in_M87* |
| Authors |
M._Ghasemi-Nodehi,_Chandrachur_Chakraborty,_Qingjuan_Yu,_Youjun_Lu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14903 |
最初の事象の地平線望遠鏡画像から得られた結果を使用して、M87*に重力電磁気モノポール（$n_*$）が存在する可能性を調べます。Kerr-Taub-NUT（KTN）時空の影のサイズを数値的に推定することにより、KTNブラックホールの場合の固定Kerrパラメーター$|a_*|$の$|n_*|$の増加とともに影のサイズが増加することを示します。、一方、KTN裸の特異点の場合、$n_*>-\cot17^{\circ}$の場合、固定$a_*>0$の$n_*$の増加とともに増加します。一般に、M87の中央の暗いオブジェクトがKTN/KerrブラックホールではなくKTN/Kerr裸の特異点である場合、影の形状の非対称性が大きくなります。ゼロ以外の重力磁気単極子は、現在のEHT観測と互換性があることがわかります。この場合、$n_*$の上限は$1.1$を超えることはできません。つまり、順行回転の場合は$n_*\lesssim1.1$です（$a_*>0$）であり、$n_*$の下限は$-1.1$未満にすることはできません。つまり、逆行回転の場合は$n_*\gtrsim-1.1$（$a_*<0$）です。さらに、影の真円度を$\lesssim1\％$の精度で測定できる場合、M87*のカーとKTNの裸の特異点を改ざんすることができます。
| Title |
A_Bayesian_Inference_Framework_for_Gamma-Ray_Burst_Afterglow_Properties |
| Authors |
En-Tzu_Lin,_Fergus_Hayes,_Gavin_P._Lamb,_Ik_Siong_Heng,_Albert_K.H._Kong,_Michael_J._Williams,_Surojit_Saha,_John_Veitch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14993 |
マルチメッセンジャー天文学の分野では、観測データが与えられたモデルの互換性を比較するためにベイズ推定が一般的に採用されています。ただし、中性子星合体やそれに関連するガンマ線バースト（GRB）イベントなどの物理システムを説明するために、通常は10を超える物理パラメーターがモデルに組み込まれています。このような複雑なモデルでは、各モンテカルロサンプリングポイントの尤度評価は大きなタスクになり、かなりの計算能力が必要になります。この作業では、補間された物理GRBモデルを使用して、シミュレートされたGRBX線光度曲線のクイックパラメータ推定を実行します。これは、パラメーター空間全体でGRB残光光度曲線のグリッドを生成し、すべての光度曲線を格納する高次元グリッドで尤度を単純な補間関数に置き換えることによって実現されます。このフレームワークは、元の方法と比較して、最尤推定ごとに$\sim$90$\times$の高速化につながります。これにより、さまざまなジェットモデルを探索し、将来的にモデルをすばやく比較できるようになります。
ブラックホールフレア：{3Dプラズモイド媒介}再結合を介した付着磁束の放出
| Title |
Black_hole_flares:_ejection_of_accreted_magnetic_flux_{through_3D_plasmoid-mediated}_reconnection |
| Authors |
Bart_Ripperda,_Matthew_Liska,_Koushik_Chatterjee,_Gibwa_Musoke,_Alexander_A._Philippov,_Sera_B._Markoff,_Alexander_Tchekhovskoy,_Ziri_Younsi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.15115 |
磁気リコネクションは、ブラックホールの降着の内部磁気圏から発生する明るく急速なフレアに電力を供給することができます。非常に高解像度（$5376\times2304\times2304$セル）の一般相対論的電磁流体力学シミュレーションを実施し、3D磁気停止ディスクでプラズモイドを介した再結合を初めてキャプチャします。赤道のプラズモイド不安定電流シートが、内側のいくつかのシュワルツシルト半径内の過渡的で非軸対称の低密度磁気圏に形成されることを示します。磁束束は、この現在のシートの普遍的なプラズモイド媒介速度での再結合を通じて事象の地平線から脱出します。再接続は、ジェット内の高度に磁化されたプラズマを供給し、最終的にフラックス束に閉じ込められたプラズマをジェットの磁化に比例した温度に加熱します。エスケープされたフラックスバンドルは、GRAVITY干渉計によるSgrA$^{*}$観測と一致して、低密度ホットスポットとして全軌道を完了することができます。地平線近くの再結合は、M87から観測されたTeV放射など、ブラックホールの降着によるフレアを説明するのに十分なエネルギーのプラズマを生成します。フレア中の質量降着率の低下と、その結果生じる低密度磁気圏により、再結合によって加速された粒子によって生成された非常に高エネルギーの光子が逃げやすくなります。極端な解像度は、フレアのタイムスケールとプロパティを直接決定する収束したプラズモイド媒介再接続率をもたらします。
ストレンジクォークの惑星を探す
ストレンジクォーク物質（SQM）は、物質の真の基底状態である可能性があります。このSQM仮説によれば、観測された中性子星は実際にはすべてストレンジクォーク星であるはずです。しかし、観測によって中性子星とストレンジクォーク星を区別することは非常に困難です。SQM仮説の下では、ストレンジクォークの惑星やストレンジクォークなどの質量の小さい天体も安定して存在する可能性があることに注意してください。ストレンジクォーク惑星の密度が非常に高く、半径が小さいため、SQMオブジェクトを識別し、SQM仮説をテストするための新しい視点が得られます。第一に、ストレンジクォーク惑星の潮汐破壊半径は通常の惑星よりもはるかに小さいため、非常に接近した太陽系外惑星をSQMオブジェクトの候補として安全に特定できます。ストレンジクォークの星とストレンジクォークの惑星系の融合による第2の重力波（GW）は、地上のGW検出器で検出できるほど強力です。その結果、GW観測は、SQM星を探査するための強力なツールになります。同時に、SQM惑星の潮汐変形能を測定して、結果をさらに強化することができます。
不均一媒体を介したジェット伝搬と衝撃イオン化
| Title |
Jet_propagation_through_inhomogeneous_media_and_shock_ionization |
| Authors |
Manel_Perucho,_Jos\'e_L\'opez-Miralles,_Victoria_Reynaldi,_\'Alvaro_Labiano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.15234 |
この寄稿では、原子水素とイオン化水素を含む、ホスト銀河の内部の数百パーセクを伝播する相対論的流出の最初の数値シミュレーションと、イオン化の冷却効果を示します。私たちの結果は予備的なものですが、星間雲の中で水素原子の効率的な衝撃イオン化を観察しています。これらの初期シミュレーションにおける星間物質の平均密度は、典型的な銀河で予想される密度よりも低く、冷却時間が長くなるため、衝撃を受けた領域内での再結合は観察されません。シミュレーションで衝撃を受けたガスによって達成された速度は、値のスペクトルは広いものの、観測結果と一致しています。
フェルミ-LATによるシグナスループ内の複数の加速粒子集団
| Title |
Multiple_accelerated_particle_populations_in_the_Cygnus_Loop_with_Fermi-LAT |
| Authors |
A._Tutone,_J._Ballet,_F._Acero,_A._D'A\`i,_G._Cusumano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.15238 |
はくちょう座ループ（G74.0-8.5）は、私たちの銀河系で非常によく知られている近くの超新星残骸（SNR）です。その大きなサイズ、明るさ、および銀河面からの角度オフセットのおかげで、それはラジオから$\gamma$線放射まで詳細に研究されてきました。$\gamma$線は、低衝撃速度での高エネルギー粒子の集団とその加速メカニズムを調べます。はくちょう座ループの領域で11年間にわたってフェルミガンマ線宇宙望遠鏡に搭載された大面積望遠鏡によって検出された$\gamma$線放射の分析を提示します。100MeVから100GeVまでの残骸に向かう$\gamma$線放射の詳細な形態学的およびスペクトル研究を実行し、X線、UV、光学、およびラジオ画像と比較しました。以前の研究に関するより高い統計により、残骸からの放出を2つの形態学的成分に分解して、その非熱的多波長放出をモデル化することができました。拡張された$\gamma$線放射は、SNRの熱X線およびUV放射とよく相関しています。私たちの形態素解析は、X線とUV発光領域からの2つの寄与を考慮したモデルが$\gamma$線データの最良の記述であることを明らかにしています。両方の成分は湾曲したスペクトルを示しますが、X線成分はUV成分よりも柔らかく、より湾曲しており、物理的な起源が異なることを示唆しています。SNRに向けた放射の多波長モデリングは、UV成分に関連する非熱放射および$\gamma$線放射は、主に隣接する雲の放射衝撃による既存の宇宙線の再加速によるものであり、非熱放射は関連することを示唆しています。X線成分は、新たに加速された宇宙線から発生します。
超高エネルギーガンマ線天文学におけるデータフォーマットの進化
過去30年間に地上のガンマ線望遠鏡によって生み出されたほとんどの主要な科学的結果は、これらの機器を操作する共同研究の専門家によって得られました。これは、これらのコラボレーションで採用された独自のデータおよびソフトウェアポリシーによるものです。しかし、次世代の望遠鏡の出現と天文台としての運用は、オープンサイエンスに対する一般的な需要の高まりとともに、データと分析ツールの共有という課題に直面しています。その結果、ここ数年、天文ガンマ線データの標準化されたデータ形式を定義する取り組みと並行して、オープンソースの科学ツールの開発が進んでいます。後者は、このレビューの主要なトピックを構成します。共通のデータ仕様は、現在および将来の世代のガンマ線機器に等しく重要な利点を提供します。それらにより、廃止された望遠鏡からのレガシーデータを含むさまざまな機器からのデータを同じソフトウェアフレームワーク内で簡単に組み合わせて分析できます。さらに、一般に公開され、オープンソースソフトウェアで分析可能な標準化されたデータにより、完全に再現可能な結果が得られます。この記事では、ガンマ線天文データのデータ形式の進化の概要を説明し、プライベートで多様な仕様から典型的なオープンで標準化された仕様への進化に焦点を当てます。後者は、次世代のガンマ線機器からのデータの分析、およびガンマ線天文学を実施するためのオープンで再現可能な方法への道を開く多くの出版物ですでに成功裏に採用されています。
| Title |
Acoustic_Neutrino_Detection_In_a_Adriatic_Multidisciplinary_Observatory_(ANDIAMO) |
| Authors |
Antonio_Marinelli,_Pasquale_Migliozzi,_Andreino_Simonelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.15199 |
EeVエネルギーまで荷電粒子を放出できる宇宙加速器の存在は、オーガーやテレスコープアレイなどの実験による過去数年間の観測によって確認されています。このような高エネルギー宇宙線と、天体物理学源を取り巻く、または銀河間物質に存在するガスまたは低エネルギー光子との相互作用は、超高エネルギーニュートリノ関連の放出を保証します。これらの高エネルギーニュートリノが媒体中で相互作用すると、生成された粒子カスケードのエネルギーが同じ媒体に伝播する圧力パルスで伝達される熱音響プロセスが生成されます。キロメートルの減衰長と予想されるパルスの明確な形状は、理想的な天文台としての音響センサーの大面積海底アレイを示唆しています。この範囲では、専用ハイドロフォンの音響潜水艦アレイを構築するための主要なインフラストラクチャとして、アドリア海のENIオフショア（石油掘削装置）を動力源とするプラットフォームのリサイクルを提案します。この作業では、新しい波追跡技術を使用したこの検出器の概念の利点と、超高エネルギー宇宙ニュートリノを初めて観測するという挑戦的な目的に関連する科学的目標について説明します。この天文台は、専用の無線アレイ検出器を補完するものであり、大気ミューオンからの熱音響ノイズの可能性を回避できるという利点があります。
レーザーアブレーション反射防止コーティングを施したアルミナ製の大径ミリ波ローパスフィルター
| Title |
A_Large_Diameter_Millimeter-Wave_Low-Pass_Filter_Made_of_Alumina_with_Laser_Ablated_Anti-Reflection_Coating |
| Authors |
Ryota_Takaku,_Qi_Wen,_Scott_Cray,_Mark_Devlin,_Simon_Dicker,_Shaul_Hanany,_Takashi_Hasebe,_Teruhito_Iida,_Nobuhiko_Katayama,_Kuniaki_Konishi,_Makoto_Kuwata-Gonokami,_Tomotake_Matsumura,_Norikatsu_Mio,_Haruyuki_Sakurai,_Yuki_Sakurai,_Ryohei_Yamada,_Junji_Yumoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.15319 |
レーザーアブレーションされたサブ波長構造（SWS）で作られた反射防止コーティング（ARC）を備えたアルミナ製の直径302mmのローパスフィルターを製造しました。このフィルターは、グリーンバンク望遠鏡に接続されているMUSTANG2機器に統合され、動作しています。75〜105GHzのMUSTANG2動作帯域でのフィルターの平均透過率は98％です。ARCによる反射損失は1％です。s偏光状態とp偏光状態の透過率の差は1％未満です。6つの独立したフィルター空間位置で透過率を測定した場合、1％以内の精度で、これらの結果に差異は見られません。アルミナフィルターは、以前のMUSTANG2テフロンフィルターに取って代わりました。フィルターの熱を公称40Kステージに沈めた状態で取得したデータは、期待と一致するパフォーマンスを示しています。300mKステージでのフィルターによる光パワー負荷と検出器での帯域内光負荷が約50％減少します。これは、SWSARCを備えたアルミナフィルターを操作機器とともに展開した最初のレポートであり、レーザーアブレーションを使用したSWSの大面積製造の最初のデモンストレーションです。
OGLEハートビートスターの測光分析
| Title |
Photometric_Analysis_of_the_OGLE_Heartbeat_Stars |
| Authors |
Marcin_Wrona,_Piotr_A._Ko{\l}aczek-Szyma\'nski,_Milena_Ratajczak,_Szymon_Koz{\l}owski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14614 |
変光星のOGLEコレクション（OCVS）からの991個のハートビート星（HBS）の分析を提示します。サンプルは、銀河バルジ（GB）に向かって配置された512個のオブジェクト、大マゼラン雲（LMC）に439個、小マゼラン雲（SMC）に40個のオブジェクトで構成されています。星間の潮汐変形を反映して、フラックス変動の分析モデルを使用して、$I$バンドのOGLE光度曲線をモデル化します。離心率、軌道傾斜角、ペリアストロンの偏角を含むモデルパラメータの分布だけでなく、周期-振幅図も示します。Hertzsprung-Russell（HR）ダイアグラムでは、HBSサンプルは異なる進化状態の2つの別々のグループを形成します。公転周期が短い（$P\lesssim50$〜days）約90のシステムの最初のグループは、主系列星（MS）上（またはその近く）にある初期型の主星で構成されています。公転周期が長い（$P\gtrsim100$〜days）約900個のシステムの2番目のグループには、赤色巨星（RG）が含まれています。周期-光度図上のRGHBSの位置は、それらのバイナリの性質を強く示しています。それらは、OGLE楕円体および長二次周期（LSP）変数を含む確認済みの連星系の自然な拡張であるように見えます。また、潮汐励起振動（TEO）の検出につながる時系列分析を提示します。このような脈動は、サンプル内の星の約5\％で、合計78の異なるモードで識別されます。TEOのこの最初の比較的大きな均質なサンプルにより、TEOの軌道調和数とホストバイナリシステムの離心率との相関関係を明らかにする図を作成することができました。
変光星のOGLEコレクション。銀河バルジとマゼラン雲の1000個のハートビート星
| Title |
The_OGLE_Collection_of_Variable_Stars._One_Thousand_Heartbeat_Stars_in_the_Galactic_Bulge_and_Magellanic_Clouds |
| Authors |
Marcin_Wrona,_Milena_Ratajczak,_Piotr_A._Ko{\l}aczek-Szyma\'nski,_Szymon_Koz{\l}owski,_Igor_Soszy\'nski,_Patryk_Iwanek,_Andrzej_Udalski,_Micha{\l}_K._Szyma\'nski,_Pawe{\l}_Pietrukowicz,_Dorota_M._Skowron,_Jan_Skowron,_Przemys{\l}aw_Mr\'oz,_Rados{\l}aw_Poleski,_Mariusz_Gromadzki,_Krzysztof_Ulaczyk,_Krzysztof_Rybicki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14616 |
OpticalGravitationalLensingExperiment（OGLE）プロジェクトデータアーカイブで見つかった991個のハートビートスター（HBS）候補のコレクションを紹介します。HBS候補の選択プロセスとカタログ自体の構造について説明します。これは、銀河バルジ（GB）に向かって配置された512個の星、大マゼラン雲（LMC）に配置された439個の星、および小マゼラン雲（SMC）に配置された40個の星で構成されています。コレクションには、物理的特性が異なる2つの大きなHBSグループが含まれています。2つのグループの主な違いは、主星の進化の状態です。約100個のシステムの最初のグループには、ホットメインシーケンス（MS）またはヘルツシュプルングギャップの主星が含まれ、約900個のシステムの2番目のグループには赤色巨星（RG）が含まれます。星ごとに、OGLEプロジェクトによって取得されたCousins$I$-およびJohnson$V$バンドフィルターで、20年の長さの時系列測光を提供します。また、基本的な観測情報と、光度曲線モデリングから導出された軌道パラメータについても説明します。
ベイジアンステラアルゴリズム（BASTA）：恒星研究、星震学、太陽系外惑星、銀河考古学のためのフィッティングツール
| Title |
The_BAyesian_STellar_Algorithm_(BASTA):_a_fitting_tool_for_stellar_studies,_asteroseismology,_exoplanets,_and_Galactic_archaeology |
| Authors |
V._Aguirre_B{\o}rsen-Koch,_J._L._R{\o}rsted,_A._B._Justesen,_A._Stokholm,_K._Verma,_M._L._Winther,_E._Knudstrup,_K._B._Nielsen,_C._Sahlholdt,_J._R._Larsen,_S._Cassisi,_A._M._Serenelli,_L._Casagrande,_J._Christensen-Dalsgaard,_G._R._Davies,_J._W._Ferguson,_M._N._Lund,_A._Weiss,_and_T._R._White |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14622 |
天体物理学的観測量のセットに基づいて恒星の特性を決定するために{\ttPython}で記述されたオープンソースコードである、ベイジアンステラアルゴリズム（BASTA）の公開バージョンを紹介します。BASTAは、星震学、分光法、測光、および位置天文学を含む大規模なデータセットを堅牢に組み合わせるように特別に設計されています。コードに適合できる多数の星震観測と、これらを大気特性（および視差と見かけの等級）と組み合わせる方法について説明します。これにより、主系列星、準巨星、と赤色巨星。BASTAは、事前に構築された等年齢線のセット、またはカスタム設計された等年齢線のライブラリに依存しています。これらのライブラリは、内挿法を使用してさらに改良できます（等年齢線に沿って、または等年齢線全体で）。個々の振動周波数を考慮した場合の半径、質量、および年齢の数パーセントレベルでの精度レベルを明らかにするシミュレーションデータを使用して回復テストを実行し、統計的不確実性が10％未満の星震学年齢は、恒星モデルが星の信頼できる表現。BASTAは広範囲にわたって文書化されており、新しいユーザーによる簡単な採用とさらなる開発をサポートするための一連の例が含まれています。
コンパクト星における核分裂反応シミュレーション
Ia型超新星（SNIa）は、宇宙論において重要な距離指標を提供する強力な恒星爆発です。最近、我々は、孤立した白色矮星における核分裂連鎖反応を含む新しいSNIaメカニズムを提案しました[PRL126、1311010]。ここでは、冷却白色矮星におけるアクチニドに富む最初の固体の新しい反応ネットワークシミュレーションを実行します。このネットワークには、U-235濃縮のさまざまな可能な値を持つ、さまざまなUおよびTh同位体での中性子捕獲および核分裂反応が含まれています。適度なU-235濃縮の場合、U-238およびTh-232での中性子捕獲により、追加の核分裂性核が繁殖し、連鎖反応中にすべてのUおよびTh核のかなりの部分が核分裂する可能性があることがわかります。結果として生じる大きなエネルギー放出は、熱核炭素燃焼に点火し、SNIaを引き起こす可能性があります。
IRISによって観測された小規模な増光の多波長分析
太陽大気観測における小規模な増光は、加熱および/またはエネルギー輸送イベントの兆候です。1330、1400、および2796\AA\IRISスリットジョー画像時系列に適用された新しい検出方法からの増光の統計的特性を示します。3つのチャネルすべてに共存する2377のイベントが記録されており、それらが本物であるという高い確信を与えています。これらのうち$\approx$1800は空間的にコヒーレントであり、$90\arcsec\内の$\sim9.7\times10^{-5}$arcsec$^{-2}$s$^{-1}$のイベント密度に相当します。34.5分以上のtimes100\arcsec$FOV。べき乗則インデックスの推定値は、合計輝度（$2.78<\alpha<3.71$）、最大輝度（$3.84<\alpha<4.70$）、および平均面積（$4.31<\alpha<5.70$）の分布に対して決定されます。持続時間と速度の分布はべき法則に従いません。イベントの空間的断片化、面積、および期間と、全体の明るさとの弱い関係との間に相関関係が見られ、より大きく/より長く続くイベントは、その存続期間中に断片化する可能性が高いことを示しています。速度分布は、すべてのイベントが進行中であり、平均速度が$\sim7$\kmsであることを示しています。イベントの空間軌道は、より低温の2796\AA\イベントがわずかに遅れて現れる傾向があり、より高温のチャネル結果とは異なる位置/軌道を占めることを示唆しています。これは、これらの多くが再接続によって引き起こされた衝動的なイベントであり、その後急速に冷却されるか、トリガーイベントがTRの近くで発生し、その後、より冷たい大気層に乱れが伝播することを示唆しています。イベントの空間分布は均一ではなく、広い領域にイベントがありません。空間分布を他の大気層の特性と比較すると、高磁場強度、コロナの多熱性、および高IRIS増光活動の間の暫定的な関係が示されます。
フレア予測テストベッドでの特徴選択：24の方法の比較研究
| Title |
Feature_Selection_on_a_Flare_Forecasting_Testbed:_A_Comparative_Study_of_24_Methods |
| Authors |
Atharv_Yeoleka,_Sagar_Patel,_Shreejaa_Talla,_Krishna_Rukmini_Puthucode,_Azim_Ahmadzadeh,_Viacheslav_M._Sadykov,_and_Rafal_A._Angryk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14770 |
太陽フレアの宇宙天気分析（SWAN-SF）は、太陽フレア予測モデルのテストベッドとして太陽物理学コミュニティにサービスを提供するために最近作成された多変量時系列ベンチマークデータセットです。SWAN-SFには、54の固有の特徴が含まれており、アクティブ領域の光球磁場マップから計算された24の定量的特徴が、それらの先行するフレア活動を説明しています。この研究では、初めて、フレア予測の野心的なタスクに対するこれらの機能の関連性を定量化する問題に体系的に取り組みました。前処理、特徴選択、評価の各フェーズにエンドツーエンドのパイプラインを実装しました。多変量と単変量、教師ありと教師なし、ラッパーとフィルターを含む24の特徴サブセット選択（FSS）アルゴリズムを組み込みました。多変量時系列とベクトル化された形式の両方で、さまざまなFSSアルゴリズムの結果を方法論的に比較し、単変量および多変量の方法で、見えないデータのフレア予測に選択された機能を使用して、可能な範囲でそれらの相関と信頼性をテストしました。調査の締めくくりとして、トップkの機能に関する最良のFSS手法のレポートと、調査結果の分析を行いました。私たちの研究の再現性とデータの利用可能性により、将来の試みが私たちの発見とそれ自体に匹敵することを願っています。
熱核超新星へのヘリウム星ドナーの爆発前の性質
| Title |
Pre-Explosion_Properties_of_Helium_Star_Donors_to_Thermonuclear_Supernovae |
| Authors |
Tin_Long_Sunny_Wong,_Josiah_Schwab,_Ylva_G\"otberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14817 |
ヘリウム星-炭素-酸素白色矮星（COWD）バイナリは、熱核超新星の潜在的な単一縮退前駆体システムです。恒星進化コード$\texttt{MESA}$を使用した一連のバイナリ進化計算を再検討し、どのシステムが熱核超新星につながる可能性があるかについての以前の予測を改良し、爆発時のヘリウム星ドナーの特性を特徴付けます。これらのモデルプロパティを黒体スペクトルを想定してNUV/光学的光度に変換し、一致した恒星大気モデルを使用してこのアプローチをサポートします。これらのモデルは、将来の超新星の爆発前のイメージングと比較するのに価値がありますが、極端に青いコンパニオンを検出することの観測の難しさを強調しています。SN2012Zに関連して検出された爆発前のソースは、数日間の軌道に最初は超大規模なWDを含むヘリウム星連星として解釈されています。ただし、バイナリモデルを最大$1.2\、M_{\odot}$の初期COWD質量に拡張すると、これらのシステムは中心から外れた炭素点火を受けるため、熱核超新星の生成は期待されないことがわかります。この緊張は、SN2012Zがヘリウム星（WDバイナリ）に関連付けられている場合、システムからの爆発前の光学光がバイナリ環境によって大幅に変更される必要があること、および/またはWDが炭素に富む内部組成を持たないことを示唆しています。
太陽コロナにおける磁気リコネクションとケルビン・ヘルムホルツ不安定性
| Title |
Magnetic_reconnection_and_the_Kelvin-Helmholtz_instability_in_the_solar_corona |
| Authors |
Thomas_Howson,_Ineke_De_Moortel,_David_Pontin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.15019 |
環境。磁気ケルビンヘルムホルツ不安定性（KHI）は、磁気流体力学的乱流を生成し、太陽コロナ、特に横方向に振動するループ内で波力エネルギーの散逸を促進する手段として提案されています。目的。私たちの目標は、KHIが太陽コロナの振動フラックスチューブの磁気リコネクションを促進するかどうかを判断することです。これは、不安定性が磁場に蓄積されたエネルギーの散逸率を高めるかどうかを確立します。メソッド。振動速度シアーによって励起されたKHIの一連の3次元電磁流体力学シミュレーションを実施しました。数値分解能、力線の長さ、およびバックグラウンド電流がKHIの成長率とその後の磁気リコネクション率に及ぼす影響を調査しました。結果。KHIはすべての場合に磁気リコネクションをトリガーすることができ、最初の成長段階で最も高い速度が発生します。再結合は、速度と磁場のせん断が最大となるケルビン・ヘルムホルツ渦の境界に沿って優先的に発生することがわかっています。再接続の推定速度は、KHIの成長速度が低下したシミュレーションで最も低いことがわかります。たとえば、これは短い力線の場合や、背景フィールドのせん断による場合です。結論。非理想的な体制では、不安定性の開始は磁力線の局所的な再接続を引き起こし、冠状波の加熱速度を高めます。しかし、平衡磁場がケルビン・ヘルムホルツ混合層を横切ってせん断された場合、非ポテンシャル磁場に関連する自由エネルギーにもかかわらず、不安定性はバックグラウンド磁場の再結合率を大幅に向上させないことがわかりました。
恒星コロナ内の一時的なプラズマの流れとジェットの捕捉
| Title |
Capturing_transient_plasma_flows_and_jets_in_the_solar_corona |
| Authors |
L._P._Chitta,_S._K._Solanki,_H._Peter,_R._Aznar_Cuadrado,_L._Teriaca,_U._Sch\"uhle,_F._Auch\`ere,_D._Berghmans,_E._Kraaikamp,_S._Gissot,_C._Verbeeck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.15106 |
紫外線（UV）からX線の波長での強度バースト、およびプラズマジェットは、磁気リコネクションおよび関連する太陽大気プラズマの衝撃加熱の典型的な兆候です。プロセスへの新しい洞察を得るためには、磁気リコネクションに対するプラズマの迅速な応答とジェットの非常に動的な進化を捉えるために、高ケイデンスの観測が必要です。ここでは、ソーラーオービターミッションに搭載された極紫外線イメージャの174\、\AA\高解像度イメージャによって記録された2\、sケイデンスの極紫外線観測を報告します。静かな太陽の冠状領域をカバーするこれらの観測は、局所的な加熱イベントとしての磁気リコネクションの開始サインを明らかにします。これらの局所的な発生源は、繰り返しのプラズマ噴火またはジェット活動を示します。私たちの観察は、局所的な発生源からジェット活動へのこの空間的な形態学的変化が、約20秒のタイムスケールで急速に発生する可能性があることを示しています。ジェット自体は断続的であり、約20秒のタイムスケールでソース領域から生成されます。これらのイベントの初期段階では、プラズマジェットは、伝播する強度の乱れから推測されるように、100\、km\、s$^{-1}$から150\、km\、s$の範囲の速度を示すことが観察されます。^{-1}$。次に、これらのジェットは約5\、Mmの長さに伝播します。コロナで最初に局所化されたバーストから開始されることが観察された双方向および一方向のジェット活動の例について説明します。コロナルバーストとプラズマジェット/フローの一時的な性質とそれらのダイナミクスは、コロナルバーストとジェットの磁気リコネクションモデルのベンチマークを提供する可能性があります。
太陽風における電子熱流束：さまざまな歪んだ速度分布を伴う流体輸送への一般化されたアプローチ
| Title |
Electron_Heat_Flux_in_the_Solar_Wind:_Generalized_Approaches_to_Fluid_Transport_with_a_Variety_of_Skewed_Velocity_Distributions |
| Authors |
Steven_R._Cranmer_and_Avery_J._Schiff |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.15267 |
太陽コロナと太陽風では、電子の熱伝導は、エネルギーを長距離にわたって輸送し、温度の空間的変化を決定するのに役立つ重要なプロセスです。急速な粒子間衝突を受ける高密度領域は、古典的なスピッツァー-ハーム理論によってよく説明されている熱流束を示します。ただし、太陽圏の多くはより衝突のない状態に近く、一般的に適用される流体ベース（電磁流体力学など）のモデルの熱伝導に関する標準的な説明はありません。いくつかの提案されたモデルは、位相空間密度の負の値を示す電子速度分布に依存しています。この論文では、コロナと太陽風の磁力線に沿った電子熱流束の流体ベースの保存方程式で、正定速度分布をどのように使用できるかを探ります。歪んだ分布の分析形式（たとえば、歪正規分布、両側バイマクスウェリアン、および一定の衝突時間の静電解）と、惑星間空間のコア、ハロー、およびストラール電子の測定への経験的適合の両方を研究します。また、太陽風の熱流束の一般化された保存方程式の解の例を示します。いくつかの限定的なケースは、既知のフリーストリーミング近似に似ていることがわかります。結果として得られる電子熱流束の値は、観測データに似た方法で、半径距離とクヌーセン数の関数として変化します。このモデルには運動不安定性（アクティブな場合に飽和限界を課す可能性がある）の影響が含まれていないため、現時点では、その適用範囲は、パラメーター空間の既知の不安定境界から離れた無衝突熱流束の進展に限定されます。
太陽フレアにおける極紫外線リボンと硬X線の相関する時空間進化
| Title |
Correlated_Spatiotemporal_Evolution_of_Extreme-Ultraviolet_Ribbons_and_Hard_X-rays_in_a_Solar_Flare |
| Authors |
Stephen_J._Naus,_Jiong_Qiu,_C._Richard_DeVore,_Spiro_K._Antiochos,_Joel_T._Dahlin,_James_F._Drake,_Marc_Swisdak,_Vadim_M._Uritsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.15314 |
IRISとSDO/AIAの紫外線（UV）画像、SDO/HMIの磁気データ、RHESSIの硬X線（HXR）画像を使用して、M7.3SOL2014-04-18T13フレアのリボンの構造と進化を分析します。冠状磁気リコネクションの特性を推測するためのFermi/GBMからの光度曲線。イベントが進行すると、2つのフレアリボンが磁気極性反転線から離れて広がります。リボンの延長に沿って新しく明るくなった前面の幅は、空間と時間の両方で非常に断続的であり、おそらくフレア電流シートの構造および/またはダイナミクスの不均一性を反映しています。さらに、リボンの幅は、非熱的HXR放出が集中している領域で最も急速に増加し、HXRバーストのわずかに前に急激に増加します。紫外線放射の光度曲線は、25keVを超える光子エネルギーでのHXR光度曲線と一致します。他の地域では、リボン幅の変化と光度曲線は、HXR放射と時間的に相関していません。これは、非熱電子の生成がフレア電流シート内で非常に不均一であることを示しています。我々の結果は、非熱的電子の生成とフレアリボン前面の局所的に強化された垂直範囲との間の強い関係を示唆しており、これは次に現在のシートの不均一な構造および/または再結合ダイナミクスを反映している。この変動性にもかかわらず、リボンの前面はほぼ連続した、準1次元の特徴のままです。したがって、再接続する冠状電流シートは高度に構造化されていますが、それらは準二次元のままであり、磁気エネルギーの放出は、再接続する磁束のボリュームを通じて、確率論的ではなく体系的に発生します。
二重に帯電したスカラーによって触媒される核融合：エネルギー生成への影響
素粒子物理学の標準模型の多くの一般的な拡張は、二重に帯電したスカラー粒子$X^{\pm\pm}$の存在を予測します。そのような粒子は、長寿命であるか、または安定でさえあり得る。存在する場合、$X^{-}$は軽い原子核と原子束縛状態を形成し、それらの間のクーロン障壁を本質的に排除することによってそれらの融合を触媒することができます。このような$X$触媒核融合（$X$CF）プロセスは、高温や高圧を必要とせず、エネルギー生産に重要な用途がある可能性があります。ミューオン触媒核融合（$\mu$CF）の同様のプロセスは、水素同位体の核融合で生成されたヘリウム核に負のミューオンが付着し、触媒プロセスを停止するため、実行可能なエネルギー源ではないことが示されています。重水素環境で$X$CFを分析し、$X$粒子が$^6$Li核にのみ付着できることを示します。これは、触媒サイクルの下流の第3段階の反応で生成されます。対応する付着確率は非常に低く、$^6$Liにバインドされる前に、各$X$粒子は$\sim3.5\cdot10^{9}$融合サイクルを触媒して、$\sim7\cdotを生成できます。10^{4}$TeVのエネルギー。また、クーロン結合（${\rm^6Li}X$）状態から$X$粒子を再アクティブ化する方法についても説明します。これにより、$X$CF反応でそれらを再利用できます。
1つのループでのインフレ相関器の正確な計算
この論文では、化学ポテンシャルが強化されたボソン1ループバイスペクトルから始めて、1ループレベルでのインフレ相関器の精度計算の体系的な研究を開始します。このような1ループのプロセスは、重要な宇宙論的コライダーの観測量につながる可能性がありますが、対称性がないために計算が難しいことで有名です。リアルタイムのシュウィンガー-ケルディッシュ形式に基づく直接数値アプローチから問題を攻撃し、振動する「信号」と「背景」の両方を含む任意の運動学の完全な数値結果を示します。私たちの結果は、非振動部分は1〜2桁大きくなる可能性がありますが、適切なハイパスフィルターを適用することで振動信号を分離できることを示しています。また、結果を、文献で一般的に採用されている分析的推定値と比較しました。振幅は同等ですが、振動部分の周波数には、極端に絞られた限界から離れた無視できない偏差があります。
軸ストリング
QCDアクシオンが強いCP問題を解決する場合、軽いアクシオンのような粒子（ALP）は、弦理論（弦軸）に遍在すると予想されます。このようなALPは、QCDアクシオンであり、暗黒物質（DM）または放射線、真髄を構成し、新しい力につながる可能性があります。文字列ALPは、宇宙論的に重要なグローバルアクシオン文字列の多様性を生み出すことも期待されています。モジュライ安定化の重要な効果を含むこれらの軸方向宇宙ストリングの特性を研究し、ストリングコアがさまざまな非圧縮化への「ポータル」を提供することを発見しました-正確には、コアはモジュライの大きなカーラーまたは複雑な構造境界を探索しますスペース。グローバル文字列の場合と同様に、張力$T_1\sim\Lambda^2\log（L\Lambda）$は文字列間で区切られ、$L$ですが、$\Lambda$は小さくすることができます$\llM_{\rmpl}$。弦から遠い距離では、標準モデル（SM）パラメーター（湯川カップリング、ゲージカップリング、質量）の変動と等価原理違反を含む潜在的な新しいシグネチャがあります。
慣性系の引きずり：意味、神話、誤解
もともと一般相対論的コリオリの力に関連して導入された用語$\textit{frame-dragging}$は、今日、計量テンソルの非対角要素に関連する多数の効果に関連付けられています。また、効果が存在しない場合でも、誤った予測につながる誤解の対象となることがよくあります。3つの異なる重力磁気オブジェクトに対応する3つの異なるレベルの慣性系の引きずりがあることを示します。重力磁気ポテンシャル1-フォーム、フィールド、および潮汐テンソルであり、その効果は独立しており、時には反対です。一般的に採用されている2つのアナロジーから、磁性とのアナロジーは適用される場合に強く保持されますが、流体を引きずるアナロジー（定性的には第1レベルでの使用はありますが）は一般に誤解を招く可能性があります。一般的な誤解（粘性タイプの「体を引きずる」など）が明らかになります。考慮されるアプリケーションには、回転シリンダー（Lewis-Weylメトリック）、Kerr、Kerr-Newman、およびKerr-dS時空、ディスク/リングで囲まれたブラックホール、およびバイナリシステムが含まれます。
ステライルニュートリノ仮説への最良の影響
最近、滅菌遷移に関するBaksan実験（BEST）は、ガリウムの異常（SAGEおよびGALLEXのキャリブレーションでの電子ニュートリノ$\nu_e$の欠如）を5$\、\sigma$を超える統計的有意性で確認する結果を示しました。この結果は、電子ニュートリノがステライルニュートリノ$\nu_s$に振動するというガリウム異常の説明と一致しています。この説明の中で、BEST実験自体は、ニュートリノセクターにおけるこれまでのすべての異常な結果の中で、ステライルニュートリノの最も強力な証拠を提供します。ガリウム実験の結果を、原子炉反ニュートリノ実験でのステライルニュートリノの検索と組み合わせます（$3+1$ニュートリノセクターでのCPT保存を想定）。モデルパラメータ空間での「ガリウム」の最適点（ステライルニュートリノの質量の2乗$m_{\nu_s}^2\約1.25\、$eV$^2$、ステライル電子ニュートリノ混合$\sin^22\theta\approx0.34$）はこれらの検索から除外され、$m^2_{\nu_s}>5\、$eV$^2$の最も人気のある2$\、\sigma$領域の一部はすべての彼ら。注目すべきことに、NEUTRINO-4実験の異常な結果によって宣伝された領域は、BEST実験の領域と重複しています。共同分析の最適な点は$\sin^22\theta\approx0.38$、$m_{\nu_s}^です。2\upperx7.3\、$eV$^2$、好ましい領域はKATRIN実験によって探索されます。BEST結果のステライルニュートリノの説明は、素粒子物理学の標準モデルの拡張だけでなく、標準宇宙モデルと太陽モデルの深刻な変更、またはステライルニュートリノを抑制するために必要なステライルニュートリノの特定の変更のいずれかを示唆します初期の宇宙と太陽での生産。
NANOGrav 12。5年データセット：重力波背景における非アインシュタイン偏光モードの検索
| Title |
The_NANOGrav_12.5-year_data_set:_Search_for_Non-Einsteinian_Polarization_Modes_in_theGravitational-Wave_Background |
| Authors |
Zaven_Arzoumanian,_Paul_T._Baker,_Harsha_Blumer,_Bence_Becsy,_Adam_Brazier,_Paul_R._Brook,_Sarah_Burke-Spolaor,_Maria_Charisi,_Shami_Chatterjee,_Siyuan_Chen,_James_M._Cordes,_Neil_J._Cornish,_Fronefield_Crawford,_H._Thankful_Cromartie,_Megan_E._DeCesar,_Dallas_M._DeGan,_Paul_B._Demorest,_Timothy_Dolch,_Brendan_Drachler,_Justin_A._Ellis,_Elizabeth_C._Ferrara,_William_Fiore,_Emmanuel_Fonseca,_Nathan_Garver-Daniels,_Peter_A._Gentile,_Deborah_C._Good,_Jeffrey_S._Hazboun,_A._Miguel_Holgado,_Kristina_Islo,_Ross_J._Jennings,_Megan_L._Jones,_Andrew_R._Kaiser,_David_L._Kaplan,_Luke_Zoltan_Kelley,_Joey_Shapiro_Key,_Nima_Laal,_Michael_T._Lam,_T._Joseph_W._Lazio,_Duncan_R._Lorimer,_Tingting_Liu,_Jing_Luo,_Ryan_S._Lynch,_Dustin_R._Madison,_Alexander_McEwen,_Maura_A._McLaughlin,_Chiara_M._F._Mingarelli,_et_al._(25_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14706 |
NANOGravの12。5年のデータセットを検索して、重力波の背景（GWB）の証拠を探し、一般的な重力の計量理論で許可されているすべての空間相関を調べます。私たちのデータにそのような相関関係が存在することを支持する実質的な証拠は見つかりません。スカラー-横（ST）相関は、四重極（テンソル横、TT）相関よりも高い信号対雑音比とベイズ因子をもたらすことがわかります。具体的には、信号対雑音比が2.8のST相関が見つかります。これは、ベイズオッズが約20：1のTT相関（ヘリングとダウンの相関）よりも優先されます。ただし、太陽系の天体暦分類学のモデリングを含めたり、パルサーJ0030$+$0451を完全に考慮から外したりすると、ST相関の重要性は劇的に低下します。額面での公称信号対雑音比をとっても、シミュレートされたデータセットの分析は、通常のTTモードのみがGWBに存在する場合に、そのような値が観察される可能性が非常に低いことを示しています。重力の偏光モードが検出されない場合、スペクトルインデックス$\gamma=5$および参照周波数$f_\text{yr}=1\text{yr}の振幅に上限を設定します。^{-1}$。重力のメートル法の8つの一般的なファミリーの上限の中に、$A^{95\％}_{TT}=（9.7\pm0.4）\times10^{-16}$と$Aの値があります。^{95\％}_{ST}=（1.4\pm0.03）\times10^{-15}$は、TTモードとSTモードの両方を含むメートル法の時空理論のファミリーです。
一次相転移は、標準模型を超える多くのモデルに存在し、強いものに対して検出可能な確率的重力波を生成する可能性があります。ビッグバン元素合成と宇宙マイクロ波背景放射の宇宙論的観測値を使用して、モデルに依存しない方法で相転移温度と強度パラメーターの制約を導き出します。強い相転移の場合、再加熱光子とニュートリノの両方の場合で、相転移温度は約2MeVを超える必要があることがわかります。温度が1MeV未満の弱いものの場合、相転移強度パラメータは約0.1よりも小さくなるように制約されます。NANOGravで観測された重力波信号を説明するために一次相転移を使用することの意味についても説明します。
QCD状態図の重要なエンドポイントにおける電荷、アイソスピン、およびストレンジネスの影響
| Title |
The_effect_of_charge,_isospin,_and_strangeness_in_the_QCD_phase_diagram_critical_end_point |
| Authors |
Krishna_Aryal,_Constantinos_Constantinou,_Ricardo_L.S._Farias,_Veronica_Dexheimer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14787 |
この研究では、高温/高密度物質におけるクォーク物質への非閉じ込め相転移について説明します。異なる電荷の割合、アイソスピンの割合、正味のストレンジネス、およびレプトンに関する化学平衡が、異なる相間の共存線の位置に与える影響を{調べます}。特に、中性子星とそれらの合体の物質、または重イオン衝突で生成された物質を説明するさまざまな条件のセットが、臨界終点の位置、つまり一次相転移がクロスオーバーになる場所にどのように影響するかを調査します。また、QCDの重要なポイントに関する最近の{advances}のレビューなど、重要なポイントのトピックの概要を示します。
平面円形制限3体問題におけるミッション設計のための高次共鳴軌道多様体拡張
| Title |
High-Order_Resonant_Orbit_Manifold_Expansions_For_Mission_Design_In_the_Planar_Circular_Restricted_3-Body_Problem |
| Authors |
Bhanu_Kumar,_Rodney_L._Anderson,_Rafael_de_la_Llave |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14800 |
近年、不変オブジェクト（秤動点や周期軌道など）の安定多様体と不安定多様体が、宇宙ミッションでの移動軌道を設計するための効率的なツールとしてますます認識されています。ただし、ミッション設計で現在使用されているほとんどの方法は、多様体の局所近似として線形化されたダイナミクスの固有ベクトルを使用することに依存しています。このような近似は、基本不変オブジェクトに非常に近いことを除いて正確ではないため、マニフォールドをグローバル化し、交差点を見つけるために、大量の数値積分が必要になります。この論文では、平面円形制限3体問題における双曲線共鳴周期軌道を研究し、次の方法でそれらの間で軌道を転送します。1）共鳴周期軌道を検索する場所を決定する。2）テイラー級数として不変多様体を正確に計算するためのパラメーター化手法を開発および実装します。3）計算された安定多様体と不安定多様体の交点を計算する手順を開発する。これらの3つの目標を達成するアルゴリズムを開発および実装し、木星-エウロパシステムの共振間で転送する問題へのそれらのアプリケーションを示します。
周期的に摂動された平面円形制限付き3体問題におけるTori間の接続の迅速な検索と改良のためのGPUとパラメーター化手法の使用
| Title |
Using_GPUs_and_the_Parameterization_Method_for_Rapid_Search_and_Refinement_of_Connections_between_Tori_in_Periodically_Perturbed_Planar_Circular_Restricted_3-Body_Problems |
| Authors |
Bhanu_Kumar,_Rodney_L._Anderson,_Rafael_de_la_Llave |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14814 |
平面円形制限3体問題が周期的に摂動されると、ほとんどの不安定な周期軌道は不変のトーラスになります。ただし、2Dポアンカレセクションは多様体の交差を見つけるために機能しなくなりました。新しい方法が必要です。この研究では、最初に交差点検索を特定の多様体サブセットのみに制限する方法を確認します。次に、JuliaとOpenCLを使用してこの検索を実装し、多様体を三角形メッシュとして表し、GPUを使用して30倍のスピードアップを実現します。最後に、マニフォールドパラメータ化を使用して、メッシュ検索で見つかった近似接続を絞り込む方法を示します。平面楕円RTBPのツールを示します。
平面同心円形制限4体問題における木星-エウロパおよび木星-ガニメデ共鳴軌道の計算と解析
| Title |
Computation_and_Analysis_of_Jupiter-Europa_and_Jupiter-Ganymede_Resonant_Orbits_in_the_Planar_Concentric_Circular_Restricted_4-Body_Problem |
| Authors |
Bhanu_Kumar,_Rodney_L._Anderson,_Rafael_de_la_Llave,_Brian_Gunter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14815 |
平面円形制限3体問題（PCRTBP）の多くの不安定な周期軌道は、運動方程式に周期的な強制が追加されたときに不変のトーラスとして存続します。この研究では、同心円制限4体問題（CCR4BP）における外部木星-エウロパと内部木星-ガニメデPCRTBP共鳴周期軌道に対応するトーラスを計算します。次に、エウロパとガニメデの軌道間の2：1ラプラス共鳴に動機付けられて、CCR4BPから木星-ガニメデPCRTBPへの木星-エウロパ3：4共鳴軌道の継続を試みます。結果として生じる動的オブジェクトは、3：2木星-ガニメデ共鳴の近くにあるが上にはないKAMトーラスであると強く信じています。
