暖かい典型的なインフレと自発的なバリオン数生成のパラダイム
| Title |
The_paradigm_of_warm_quintessential_inflation_and_spontaneous_baryogenesis |
| Authors |
Soumen_Basak,_Sukannya_Bhattacharya,_Mayukh_R._Gangopadhyay,_Nur_Jaman,_Raghavan_Rangarajan,_and_M._Sami |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00607 |
この論文では、温かいインフレーションの後に除外された残留インフラトン場が遅い時間に典型的な場の役割を果たし、保存されていないバリオン電流と結合する、温かい典型的なインフレーションの枠組みにおける自発的なバリオン数生成のシナリオを検討します。効果的な相互作用に違反する4つのフェルミオン$（B-L）$を仮定すると、この場合、必要なバリオン非対称性を正常に生成できることを示しました。基礎となるスカラー場ポテンシャルを伴うインフレ後の進化$V（\phi）=V^4_0\exp{（-\alpha\phi^n/M_{\rmPl}^4）}$、$n>1$は温かいインフレーションによく適しており、短い運動レジームの直後にスケーリング動作を示します。我々は、スカラー場と大規模なニュートリノ物質との結合が、大規模なニュートリノが非相対論的になるにつれて、遅い時間にスケーリングレジームから宇宙の加速への脱出を引き起こす可能性があることを示しています。提案されたモデルは、インフレ後の時代のバリオン非対称性の生成とともに、初期条件に依存しない進化とともに、インフレーションから後期加速までの宇宙の歴史をうまく説明することが示されています。
球面フーリエベッセルベースでの2DCMBレンズ効果と3D銀河団の共同分析
| Title |
Joint_analyses_of_2D_CMB_lensing_and_3D_galaxy_clustering_in_spherical_Fourier-Bessel_basis |
| Authors |
Yucheng_Zhang,_Anthony_R._Pullen,_Abhishek_S._Maniyar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00872 |
相互相関する宇宙マイクロ波背景放射（CMB）レンズ効果と銀河団は、サンプルの分散とパラメーターの縮退を減らすことにより、局所的な原始非ガウス性（PNG）パラメーター$f_{\rmNL}$の制約を大幅に改善することが示されています。銀河団の3D情報の完全な使用をモデル化するために、球面フーリエベッセル（SFB）ベースの分解を使用して$f_{\rmNL}$測定値を予測します。これは、2DCMBレンズと自然に相互相関できます。球面調和関数。その間、そのような分解はまた、赤方偏移空間歪み（RSD）を通じて、重力のプローブである構造の成長速度を制限することを可能にします。比較として、ビンサイズの異なる銀河サンプルの断層球面調和関数（TSH）分析も検討します。いくつかの将来の調査を模倣する銀河サンプルを想定して、$f_{\rmNL}$と成長率指数$\gamma$の線形モードを使用してフィッシャー予測を実行し、標準の$\Lambda$コールドダークマター（$\Lambda$CDM）クラスタリングバイアスと倍率バイアスを説明する宇宙論的パラメーターと2つの厄介なパラメーター。1つのビンのみを使用するTSH分析と比較して、SFB分析では、大きなラジアルモードのおかげで、$\sigma（f_{\rmNL}）$を3〜12倍改善できます。LSSTのような将来の広視野および高赤方偏移測光調査では、$\ell_{\rmmin}\simeqまでの線形角度多重極を使用して制約$\sigma（f_{\rmNL}）<1$を達成できます。20ドル。銀河の自動パワースペクトルのみを使用する場合と比較して、CMBレンズを使用した共同分析では、他のパラメーター、特にクラスタリングバイアスによる縮退を減らすことで、$\sigma（\gamma）$を2〜5倍改善できます。DESIや$\textit{Euclid}$のような将来の分光学的調査では、線形スケールを使用して、GR基準値を想定して$\gamma$を$3\、\％$の精度に制限することができます。
後処理光円錐カタログからの正確な相対論的観測量
| Title |
Accurate_relativistic_observables_from_post-processing_light_cone_catalogues |
| Authors |
Chi_Tian,_Matthew_F._Carney,_James_B._Mertens,_Glenn_Starkman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00893 |
光円錐データの後処理から相対論的観測量を構築するための新しいスキームを紹介し、研究します。この構造は、任意のN体シミュレーションまたはエミュレーションによって生成された一般的な光円錐またはスナップショット出力を取得し、線形化されたアインシュタイン方程式を解いて光円錐の時空計量を決定する、新しいアプローチであるLC-Metricに基づいています。このスキームは、メトリックを高精度で決定し、その後、ボーン後のレンズ効果や非線形ISWの寄与などの影響に敏感な正確な模擬宇宙論的観測を生成できることがわかりました。これらの一般相対論効果を定量化する際の従来の方法と比較することにより、このスキームがレンズ収束信号を正確に構築できることを示します。また、高度に非線形な領域でのISW効果の定量化におけるこの方法の精度は、従来の方法よりも1桁優れていることがわかります。このスキームは、重力レンズと移動レンズおよびリース・シャーマ効果の模擬観測を含む、宇宙論的観測量への高次および非線形の一般相対論的寄与を調査およびモデル化するための新しい道を開きます。
機械学習再構成法による宇宙の距離二重性関係の再考：HII銀河と超小型電波クエーサーの組み合わせ
| Title |
Revisiting_the_cosmic_distance_duality_relation_with_machine_learning_reconstruction_methods:_the_combination_of_HII_galaxies_and_ultra-compact_radio_quasars |
| Authors |
Tonghua_Liu,_Shuo_Cao,_Sixuan_Zhang,_Xiaolong_Gong,_Wuzheng_Guo,_Chenfa_Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00927 |
本論文では、標準光源として機能するHII銀河と、標準支配者として機能する電波クエーサーの超小型構造の最新の観測に基づいて、宇宙の距離梯子関係（CDDR）の評価を行う。特に、2つの機械学習再構成法（ガウス過程（GP）と人工ニューラルネットワーク（ANN））を適用して、観測データからハッブル図を再構成します。両方のアプローチが、赤方偏移範囲$z\sim2.3$でのCDDRからの可能な偏差に対する現在の制約を再構築できることを示します。CDDRと標準の宇宙論モデルからの偏差を定量化するCDDRの4つの異なるパラメトリック手法を考慮して、2つの異なる機械学習アプローチの結果を比較します。CDDRの有効性は、重複する赤方偏移ドメインでGPを介して再構築された距離に基づいて、$1\sigma$内の現在の観測データとよく一致していることが観察されます。さらに、超小型電波クエーサーは、HII銀河の観測と組み合わせると、高赤方偏移での違反パラメーターに$10^{-3}$レベルの制約を与える可能性があることがわかりました。ANNのフレームワークでは、$2\sigma$信頼水準内でのそのような距離双対関係の有効性を使用して、$10^{-2}$の精度で違反パラメーターに対する堅牢な制約を導き出すことができます。
初期宇宙の対称相におけるバリオン非対称性生成に対する超磁場ノイズの影響
| Title |
Influence_of_the_hypermagnetic_field_noise_on_the_baryon_asymmetry_generation_in_the_symmetric_phase_of_the_early_universe |
| Authors |
Maxim_Dvornikov_(1_and_2),_Victor_B._Semikoz_(1)_((1)_IZMIRAN,_(2)_Tomsk_State_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.01071 |
初期宇宙の対称相におけるアーベル異常によるバリオン非対称性の進化に影響を与える強いランダム超磁場（HMF）によって引き起こされる物質乱流を研究します。このような物質の乱流は、ナビエ・ストークス方程式のローレンツ力が流体速度を支配する誘導方程式の移流項の存在によって規定されます。平均二乗強度がゼロ以外のランダムHMFの場合、HMFエネルギーとHMFヘリシティ密度のスペクトルを計算します。後者の関数は、電弱相転移（EWPT）の前の対称相におけるフェルミ粒子の非対称性の進化を支配します。$e_\mathrm{R、L}$と$\nu_{e_\mathrm{L}}$のレプトン非対称性の最初のSM生成に基づく最も単純なモデルでは、バリオンを含むすべてのフェルミオン非対称性の減少を計算します。宇宙がEWPTに冷却されている間のHMFの乱れを説明するとき、「tHooft保存則」によって与えられる非対称性。ランダムな初期HMFの平均二乗強度が強いほど、乱流がない場合と比較して、フェルミ粒子の非対称性が深く減少することがわかります。
FPFSによる弱い重力レンズ効果の測定：ノイズバイアスと選択バイアスの分析的緩和
| Title |
Weak_gravitational_lensing_shear_measurement_with_FPFS:_analytical_mitigation_of_noise_bias_and_selection_bias |
| Authors |
Xiangchong_Li,_Yin_Li,_Richard_Massey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.01214 |
フーリエべき関数シェイプレット（FPFS）せん断推定器の2番目のバージョンを紹介します。2次まで正確な非線形ノイズバイアスの解析的補正を導き出します。さらに、せん断された量とノイズの多い量の両方に応じて、銀河をビニングすることによって引き起こされる選択バイアスの分析的補正を導き出します。これにより、推定量の精度が1桁向上します。孤立した銀河の場合、残りの$\sim$$10^{-3}$乗法バイアスと$\lesssim$$10^{-4}$加法バイアスは、外部画像シミュレーションからのキャリブレーションに依存することなく、ステージIV実験の科学要件を満たします。今後の作業は、次に重なり合う銀河のブレンド解除に焦点を合わせます。このホワイトペーパーで使用されているコードは、CPU〜秒あたり$>$$1000$の銀河画像を処理でき、https：//github.com/mr-superonion/FPFSから入手できます。
質量重力の最小理論と重力子質量の制約
| Title |
Minimal_theory_of_massive_gravity_and_constraints_on_the_graviton_mass |
| Authors |
Antonio_De_Felice,_Shinji_Mukohyama,_Masroor_C._Pookkillath |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.01237 |
質量重力の最小理論（MTMG）は、非ゼロの質量を取得する重力セクターの2つのテンソルモードのみを非線形に与えます。均質で等方性の背景では、理論は2つの分岐を持っていることが知られています。テンソルモードの質量を除いて、$\Lambda$CDMの1つと正確に一致する宇宙論の現象学を伴う自己加速分岐。代わりに、バックグラウンドと線形摂動ダイナミクスの両方の観点から一般相対性理論からの偏差を示す通常の分岐。後者のブランチでは、いくつかの早い時間と遅い時間のデータセットを使用して、重力子質量$\mu_{0}$の今日の値に制約を設定し、$（\mu_{0}/H_{0}）^{2}を見つけます。=0.119_{-0.098}^{+0.12}$at$68\％$CL、これにより$95\％$CLの上限が$\mu_{0}\times10^{-34}$になります。eV。これは、MTMGの通常の分岐の重力子の質量の最強の限界に対応します。
宇宙せん断データにおける空間的に変化する加法バイアスのマッピング
この論文では、宇宙のせん断データから空間的に変化する未知の加法バイアスのマップを抽出するという課題に取り組んでいます。これは、自己相関不一致マップを使用して、宇宙せん断場の等方性と、典型的な加法バイアス場の異方性を利用することによって行われます。シミュレーションを使用してこのアプローチをテストし、自己相関不一致マップが、振幅と空間変動の両方で加法バイアスフィールドを示す空間的に変動する特徴を生成することを発見しました。次に、これをダークエネルギーサーベイの1年目のデータに適用し、大規模で最大0.002の空間的に変化する加法バイアスの証拠を見つけます。この方法は、宇宙論的パラメータの推論において、空間的に変化する加法バイアス場のモデリングに経験的に情報を提供するために使用でき、宇宙せん断調査の検証テストとして機能することができます。
非線形銀河団によるパラメータ推論：理論的不確実性の説明
| Title |
Parameter_inference_with_non-linear_galaxy_clustering:_accounting_for_theoretical_uncertainties |
| Authors |
Mischa_Knabenhans,_Thejs_Brinckmann,_Joachim_Stadel,_Aurel_Schneider,_Romain_Teyssier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.01488 |
物質パワースペクトルの非線形補正用のエミュレーターであるEuclidEmulator（バージョン1）を、MCMC予測コードMontePythonに実装します。さまざまな宇宙論モデルとさまざまな銀河パワースペクトル波数カットオフについて、パワースペクトル予測のレベルと宇宙論的パラメーターの事後確率分布のレベルの両方で、Halofit、HMCode、およびEuclidEmulator1のパフォーマンスを比較します。パワースペクトル予測子の選択は、保守的な波数カットオフが$0.2\、h\、{\rmMpc}^{-であっても、宇宙論的パラメーター予測を行うときに計算された感度に無視できない影響を与えることを確認します。1}$。EuclidEmulator1は、他の2つのコードよりも平均して最大$17\％$の宇宙論的パラメーターに敏感であり、最も重要な改善点は、最大$42\％$のハッブルパラメーターと暗黒エネルギーの状態方程式です。場合によっては、最大$26\％$です。さらに、パワースペクトル予測子の選択は、パラメーター推定を行うときに大幅に偏った平均宇宙論を計算するリスクに寄与することを指摘します。テストされた4つのシナリオでは、宇宙論的パラメーター全体で平均して、0.5〜2$\sigma$（個々のパラメーターで$1\sigma$の下から$6\sigma$まで）のバイアスが見つかります。このホワイトペーパーでは、十分に調整された理論上の不確実性を考慮に入れることで、このリスクを軽減できるという概念実証を提供します。これにより、検討中のケースに応じて、バイアスを2〜5倍に削減しながら、事後の信頼性の輪郭を維持できます。小さい：標準偏差は、すべての場合で$\leq1.4$の係数で増幅されます。
2Dディスクにおける惑星誘発渦の生存
| Title |
Survival_of_planet-induced_vortices_in_2D_disks |
| Authors |
Thomas_Rometsch,_Alexandros_Ziampras,_Wilhelm_Kley,_William_B\'ethune |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00589 |
文脈：原始惑星系円盤のいくつかの観測は、しばしば渦として解釈される非軸対称の特徴を示しています。数値モデリングは、ギャップを開く惑星がそれらの外側のギャップエッジで大きくて長続きする渦を生成することができることを繰り返し示しており、巨大な惑星をそのような特徴の源として人気のある候補にしている。目的：木星サイズの惑星によって生成される渦の寿命を、熱緩和のタイムスケール、乱流のレベル、およびディスクの自己重力の影響の関数として調査します。方法：流体力学コードPLUTOおよびFARGOを使用して、いくつかの物理的および数値的パラメーターをスキャンして、2D数値シミュレーションを実行します。渦のプロパティは、何千ものシミュレーションスナップショットから自動的に抽出されます。結果：外側のギャップエッジで発生する渦は、約100〜3000の惑星軌道で生き残ることができ、適度に効率的な散逸と冷却のために最短の寿命が発生することがわかりました。ただし、非常に低い粘度と非常に短い熱緩和タイムスケールで、少なくとも15000軌道の寿命を持つ長期的な渦の異なるレジームも観察されます。ディスクの自己重力は、通常の渦の寿命を大幅に短縮しますが、それでも長寿命の渦は生き残ることができます。結論：私たちの結果は、冷却タイムスケールが渦の形成と寿命に重要な役割を果たしており、惑星によって生成された渦は、典型的な熱緩和タイムスケールと低乱流レベルで星から遠く離れた場所で観測できるはずであることを示唆しています。
APO / TripleSpecを使用した、2014年から2017年までの冥王星の表面組成の短期的な時間的進化の評価
| Title |
Evaluation_of_short-term_temporal_evolution_of_Pluto's_surface_composition_from_2014-2017_with_APO/TripleSpec |
| Authors |
Bryan_J._Holler,_Maya_D._Yanez,_Silvia_Protopapa,_Leslie_A._Young,_Anne_J._Verbiscer,_Nancy_J._Chanover,_William_M._Grundy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00662 |
この作品では、冥王星のスペクトル観測キャンペーンの結果を提示して、1年から3年のタイムスケールで表面組成の時間的変化を検索します。プルートの近赤外スペクトルは、2014年6月から2017年8月まで、アパッチポイント天文台の3.5メートル天体物理学研究コンソーシアム（ARC）望遠鏡でTripleSpec交差分散分光器を使用して取得されました。ほぼ同じサブオブザーバー半球のスペクトルを$\sim$14か月間隔で取得し、表示ジオメトリと回転位相の影響を取り除くために、観測が要求されました。これらの「一致したペア」の各コンポーネント間のCH$_4$（メタン）バンド面積とバンド中心シフトの比較により、遷移中の表面が明らかになりました。1.66および1.72$\mu$mCH$_4$吸収機能のバンド領域は、2014-06-17から2015-08-19の間に$>$5-$\sigma$の増加を示しました。これは、サブオブザーバーの半球を中心に対応しています。$\sim$280$^{\circ}$Eで、後者の日付は冥王星のニューホライズンズフライバイからわずか1か月後です。一致したペアの大部分は、明るく揮発性の高いスプートニク平原の本拠地である反カロン半球から得られたものであり、CH$_4$バンド領域で統計的に有意な変化は見られませんでした。固溶体におけるCH$_4$とN$_2$の混合状態に関する情報を提供するCH$_4$バンド中心シフトは、各一致ペアのコンポーネント間で計算されましたが、有意なバンドシフトは検出されませんでした。これらの組み合わされた結果の好ましい説明は、2029年の北半球の夏至に至るまでのプルートの北緯からのより揮発性の高いN$_2$の昇華であり、CH$_4$濃度の増加につながります。
原始惑星系円盤の自己無撞着リングモデル：温度低下と下部構造形成
| Title |
Self-consistent_ring_model_in_protoplanetary_disks:_temperature_dips_and_substructure_formation |
| Authors |
Shangjia_Zhang,_Xiao_Hu,_Zhaohuan_Zhu_and_Jaehan_Bae |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00858 |
リングとギャップは原始惑星系円盤に遍在しています。より大きなダスト粒子は、より強い空気力学的抗力により、よりコンパクトにガスリングに集中します。ただし、リングの熱構造に対するダスト濃度の影響は調査されていません。MCRTシミュレーションを使用して、リングの熱構造、静水圧平衡、およびダスト濃度を反復することにより、リングモデルを自己無撞着に構築します。サイズが異なるため、沈降と放射状濃度が異なる2つのダスト集団でリングを設定しました。リング周辺の温度低下につながる可能性のある2つのメカニズムが見つかりました。ディスクが光学的に厚い場合、温度はリングの外側で低下します。これは、ディスク内の単一ダスト集団を採用した以前の研究で見られたシャドウイング効果です。ディスクが光学的に薄い場合、大きな粒子の過剰な冷却による2番目のメカニズムが見つかります。大きな粒子はより効率的に冷却され、大きな塵が存在するリング内で適度な温度低下につながります。このディップはリングの中心に近いです。リング内のこのような温度低下は、リングの外側に粒子が堆積し、ダスト分布と熱構造にフィードバックする可能性があります。MCRT計算を1Dダスト進化モデルと組み合わせて、リングが異なる形状に進化し、複数のリングに分離することさえあることを示します。全体として、リング内のダスト濃度はディスクの熱構造に中程度の影響を及ぼし、自己無撞着モデルは原始惑星系円盤の観測だけでなく、微惑星や惑星形成の研究にとっても重要です。
ダスト粒子から惑星核への衝突凝固によるガス巨大惑星の急速な形成
| Title |
Rapid_formation_of_Gas_Giant_Planets_via_Collisional_Coagulation_from_Dust_Grains_to_Planetary_Cores |
| Authors |
Hiroshi_Kobayashi_and_Hidekazu_Tanaka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00919 |
木星、土星、巨大な太陽系外惑星などのガス巨大惑星は、それぞれがおよそ10個の地球質量を持つ固体コアへのガスの付着によって形成されました。しかし、ディスクと惑星の相互作用による急速な放射状の移動は、微惑星の降着によるそのような巨大なコアの形成を防ぎます。ほとんどの小石は中央の星に落ちるため、小石の付着による比較的急速なコアの成長には、非常に大規模な原始惑星系円盤が必要です。微惑星形成、惑星移動、ガスジャイアントコア形成は多くの努力を払って研究されてきましたが、塵から惑星への完全な進化経路はまだ不確かです。ここでは、ディスク全体の塵から惑星への衝突進化の完全なシミュレーションの結果を報告します。現実的な多孔性を伴う塵の成長は、内側の円盤（>10au）で氷の微惑星の形成を可能にし、外側の円盤で形成された小石は内側の円盤に漂い、そこで微惑星に成長します。それらの小石が微惑星に成長すると、それらの半径方向のドリフトが抑制され、コアの近くに小さな微惑星が持続的に供給されます。これにより、惑星移動の前に、20〜40万年以内に十分に巨大な惑星核の迅速な形成が可能になります。私たちのモデルは、太陽系外惑星と太陽系と一致して、かなり一般的な原始惑星系円盤で2〜7auで最初の巨大ガスが形成されることを示しています。
惑星の自転によって駆動されるスーパーアース/サブネプチューンのその場形成
ケプラーの観測は、検出された惑星の多くがスーパーアースであることを示しています。それらはコア質量（2-20$M_{\bigoplus}$）と重なる臨界質量の範囲内にあり、暴走降着を引き起こし、巨大ガスを発生させます。したがって、スーパーアース/サブネプチューンは、ガス状エンベロープの暴走成長を抑制することによって形成することができます。質量成長の遅延における惑星の自転の影響を評価します。スピンによって引き起こされる遠心力は、重力の一部を相殺し、惑星を変形させます。構造の変化を追跡すると、放射対流境界（RCB）の温度が境界温度に近いことがわかります。回転により対流層と放射層の放射エネルギー密度が低下するため、RCBはより深く浸透します。冷却輝度が低下します。この条件下では、進化のタイムスケールがディスクの寿命（10Myr）を超える可能性があり、追加の質量損失プロセスを経た後、スーパーアース/サブネプチューンが形成される可能性があります。ほこりっぽい大気では、より低い角速度でさえ、スーパーアース/サブネプチューンの形成を促進する可能性があります。したがって、回転によって惑星の冷却が遅くなり、スーパーアース/サブネプチューンの形成が促進される可能性があると結論付けます。
TタウのALMA超解像イメージング：r = TタウN周辺のコンパクトダストディスクの12auギャップ
| Title |
ALMA_Super-resolution_Imaging_of_T_Tau:_r_=_12_au_Gap_in_the_Compact_Dust_Disk_around_T_Tau_N |
| Authors |
Masayuki_Yamaguchi,_Takashi_Tsukagoshi,_Takayuki_Muto,_Hideko_Nomura,_Takeshi_Nakazato,_Shiro_Ikeda,_Motohide_Tamura,_Ryohei_Kawabe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00974 |
アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）の観測に基づいて、ダスト半径が$r\lesssim20-40$auのコンパクトな原始惑星系円盤が、近くの低質量星形成領域で優勢であることがわかりました。しかし、これまでに達成された空間分解能が限られているため、それらの下部構造は調査されていません。スパースモデリング（SpM）を利用した新開発の超解像イメージング技術を適用して、このようなコンパクトディスク内のいくつかのauスケール構造を探索します。SpMイメージングは、空間周波数の可視性の不完全なサンプリングを直接解決し、ALMA画像の忠実度と効果的な空間分解能を向上させる可能性があります。ここでは、TTauシステムへの適用結果を示します。ALMA1.3mm連続体データを使用し、17auの解像度での従来のCLEANビームサイズと比較して$\sim30\％$（5au）の有効空間解像度を達成します。再構成された画像は、ダスト半径が24auのTTauNコンパクトディスクの$r=12$auにある新しい環状ギャップ構造を示し、TTauSaとSbのバイナリを2つのソースに分解します。TTauNディスクで観測されたギャップ構造が埋め込まれた惑星によって引き起こされている場合、ディスクの粘性パラメータが$10^{-3}$のとき、土星質量惑星を推定します。最終的に、十分な角度分解能と感度を備えたALMA観測は、超解像イメージングの一貫性を検証し、このディスク下部構造の存在を確実に確認できるはずです。
TIC400799224を周回する不思議な塵を放出する物体
| Title |
Mysterious_Dust-emitting_Object_Orbiting_TIC_400799224 |
| Authors |
Brian_P._Powell,_Veselin_Kostov,_Saul_Rappaport,_Andrei_Tokovinin,_Avi_Shporer,_Karen_Collins,_Hank_Corbett,_Tamas_Borkovits,_Bruce_Gary,_Eugene_Chiang,_Joseph_Rodriguez,_Nicholas_Law,_Thomas_Barclay,_Robert_Gagliano,_Andrew_Vanderburg,_Greg_Olmschenk,_Ethan_Kruse,_Joshua_Schlieder,_Alan_Soto,_Erin_Goeke,_Thomas_Jacobs,_Martti_Kristiansen,_Daryll_LaCourse,_Mark_Omohundro,_Hans_Schwengeler,_Ivan_Terentev,_Allan_Schmitt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.01019 |
広く分離されたバイナリTIC400799224の1つの星を周回する、不確実な性質のユニークなオブジェクトの発見を報告しますが、おそらく崩壊する小惑星または小惑星です。光曲線の形をした退色イベント（以下「ディップ」）。フォローアップスペックルイメージングにより、TIC400799224は実際には0.62"の間隔で同様の明るさの2つの星であり、約300auの投影間隔でバインドされた可能性のあるバイナリを形成していることが判明しました。バイナリのどの星がフラックスのディップのホストであるかはまだ特定できません。.ASAS-SNとEvryscopeのアーカイブデータは、約19。77日でディップの強い周期性があることを示しており、ディップの持続時間、深さ、および形状は大幅に異なりますが、掩蔽物体がホスト星を周回していると考えられます。.ASAS-SNデータの統計分析は、ディップが3〜5回のトランジットごとに約1回、検出可能なしきい値で散発的にのみ発生することを示しており、オカルターが散発的に放出されたダストクラウドである可能性を証明しています。また、かなり光学的に厚く、真のホストに応じて、ホストの星からの光の最大37％または75％を遮断します。さらに観察すると、起源と組成に関してより詳細な情報を収集できる場合があります。掩蔽のn、およびTIC400799224を構成する2つの星のどちらがディップの真のホスト星であるかを決定します。
原始惑星系円盤の分散-III：円盤の光蒸発に対する恒星の質量の影響
| Title |
The_dispersal_of_protoplanetary_discs_--_III:_Influence_of_stellar_mass_on_disc_photoevaporation |
| Authors |
Giovanni_Picogna,_Barbara_Ercolano,_Catherine_C._Espaillat |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.01250 |
若い太陽型星からの強いX線照射は、星周円盤の熱力学と化学において重要な役割を果たし、星周円盤の分散の最終段階でそれらの進化を推進し、新生惑星の大気を形成する可能性があります。この論文では、X線照射による星周円盤の質量損失率に対する星の質量の影響を研究し、X線の輝度とスペクトル硬度に対する質量損失率の依存性に関する以前の研究を拡張します。私たちは、潜在的に居住可能な惑星を見つけるための現在および将来のミッションの主なターゲットである、0.1から1太陽質量の間の質量を持つ星に焦点を合わせます。X線の輝度を恒星の質量に応じて変化させると、質量損失率と恒星の質量の間に線形関係が見られます。この直線的な増加は、X線照射がより大きな半径に到達することを可能にするディスクのアスペクト比が低いため、X線の輝度が一定に保たれている場合にも観察されます。ディスクと惑星の人口合成モデルで使用できる恒星の質量の関数として、光蒸発風の質量損失率とプロファイルの新しい分析関係を提供します。私たちの光蒸発モデルは、0.3太陽質量未満の星の急峻度が増した恒星質量の関数として、観測された内部ディスク寿命の傾向を正しく予測します。これは、X線光蒸発が観測されたディスク分散プロセスを説明する良い候補であることを示しています。
TauREx3.1によって可能になった太陽系外惑星大気の化学モデルの比較
| Title |
A_comparison_of_chemical_models_of_exoplanet_atmospheres_enabled_by_TauREx_3.1 |
| Authors |
Ahmed_F._Al-Refaie,_Quentin._Changeat,_Olivia_Venot,_Ingo_P._Waldmann,_Giovanna_Tinetti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.01271 |
熱化学的平衡は、現在の太陽系外惑星の検索で最も一般的に使用されている仮定の1つです。ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）とアリエルの打ち上げが近づくにつれ、スペクトル検索に自己無撞着な化学を適用するときになされる根本的なバイアスと仮定を評価することが重要です。ここでは、TauREx3.1の柔軟性を使用して、ACE、FastChem、GGchemの3つの最先端の化学平衡コードを相互比較します。C、H、O、N元素のみを含むACE、FastChem、GGchem、およびGGchem+縮合のJWSTスペクトルと、FastChem、GGchem、およびGGchem+縮合のスペクトルをシミュレートし、より広範囲の元素を使用して、合計7つのシミュレートされたJWSTスペクトルを提供します。クロスリトリーブで合計49回のリトリーブが可能です。私たちの分析は、同様に、すべての化学コードが正しいパラメータを真理の1％未満で取得することを示しています。ただし、含まれている要素が真実と一致しない検索では、金属量などのパラメーターが20％ずれ、1％未満の非常に低い不確実性を維持して誤った信頼を与えます。この点は、JWSTとアリエルの将来の分析にとって非常に重要であり、適切な仮定（種の欠落、固定元素比、凝縮）を採用しない自己無撞着な化学スキームは、自信を持って解釈にバイアスをかけるリスクがあることを強調しています。化学プロファイルのパラメトリック記述を使用する無料の化学検索は、代替の偏りのない探索を提供できます。
2006年のふたご座流星群でペアとグループを検索する
| Title |
Search_for_pairs_and_groups_in_the_2006_Geminid_meteor_shower |
| Authors |
Pavel_Koten,_David_\v{C}apek,_Pavel_Spurn\'y,_Rostislav_\v{S}tork,_Vlastimil_Voj\'a\v{c}ek,_and_Jan_Bedn\'a\v{r} |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.01324 |
流星群の中にペアやグループが存在するという問題は、長い間開かれています。このようなイベントの検索には、最も活発な毎年恒例のシャワーの1つである2006年のふたご座流星群のダブルステーションビデオ観測が使用されます。観測された流星の大気軌道、測光質量、および大気中の流星物質の時間的距離と空間的距離の両方が、ダブルステーションビデオ観測を使用して決定されました。それらの間の時間ギャップを統計的に分析した。ランダムペアリングの確率を決定するために、モンテカルロシミュレーションが使用されました。2006年のふたご座流星群では、予想よりも多くのペアの候補が見つかりました。ポアソン分布の評価は、それらのかなりの部分が実際のケースである可能性があることを示しています。ただし、モンテカルロシミュレーションではこの結果が確認されず、別のビューが提供されました。候補ペアの幾何学的位置の分析も、実際のペアとグループの存在をサポートしていませんでした。それらのいくつかが物理的に接続されたペアである可能性があることを排除することはできませんが、観測されたすべてのケースは、無関係の流星の偶然の出現として説明できます。
ポッド内のエンドウ豆の分割：スーパーアースとサブネプチューンのシステム内均一性
コンパクトな多惑星系内の惑星は、「さやの中のエンドウ豆」のように、同様のサイズ、質量、および公転周期比を持つ傾向があります。このパターンは、半径が1〜4$R_\oplus$の惑星を検討したときに検出されました。ただし、これらの同じ惑星は二峰性の動径分布を示し、1.5〜2$R_{\oplus}$の惑星はほとんどありません。小さい「スーパーアース」は、剥ぎ取られた岩のコアと一致していますが、大きい「サブネプチューン」は、ガス状のH/Heエンベロープを持っている可能性があります。これらの異なる構造を考えると、惑星の各カテゴリ内でシステム内の均一性を個別にテストすることは価値があります。ここで、同じサイズのカテゴリ内の惑星を検討した場合、すべての惑星を組み合わせた場合よりも、システム内の均一性の傾向が2倍強いことがわかります。サブネプチューンは、同じシステムのスーパーアースよりも$1.7^{+0.6}_{-0.3}$倍大きくなる傾向があり、$5\、M_{\oplusのエンベロープ質量分率は約2.6％に相当します。}$惑星。サブネプチューンの場合、低金属量の星は、適度な統計的有意性（$p\sim0.005$）で、より等しいサイズの惑星を持っていることがわかります。同じサイズのカテゴリ内であっても、より広い軌道を回る惑星が大きくなるという適度な$（\sim$2-$\sigma）$傾向もあります。
Swift-UVOTで調査された5つの新しいホットジュピタートランジット
| Title |
Five_new_hot-Jupiter_transits_investigated_with_Swift-UVOT |
| Authors |
Lia_Corrales,_Sasikrishna_Ravi,_George_W._King,_Erin_May,_Emily_Rauscher,_Mark_Reynolds |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.01579 |
短波長の太陽系外惑星通過測定は、太陽系外惑星の大気中の質量損失を調べるために使用されてきました。XO-3、KELT-3、WASP-3、WASP-62、およびHAT-P-6のUV明るいF型星を周回する5つのホットジュピターのSwift-UVOTトランジット光度曲線を示します。XO-3bの1つのポジティブトランジット検出とKELT-3bの1つのマージナル検出を報告します。残りの3つの通過深度に上限を設定します。両方の潜在的な検出のNUV通過深度から導出された惑星半径は、それらの光学半径測定値よりも50〜100％大きくなっています。Swift-XRTまたはXMM-Newtonから得られたX線輝度から導出された推定質量損失率の関数としての傾向について、比率$R_{\rmNUV}/R_{\rmopt}$を調べます。WASP-62の場合。エネルギー制限された光蒸発質量損失率と$R_{\rmNUV}/R_{\rmopt}$比の間に相関関係は見つかりません。また、ホットジュピターの平衡温度に基づいて傾向を検索します。$T_{\rmeq}=1700〜{\rmK}$付近で、$R_{\rmNUV}/R_{\rmopt}$比に遷移の可能性のある兆候が見られます。これは、透過スペクトルにおけるNIR水の特徴。これは、ケイ酸塩粒子$\leq1〜\mu{\rmm}$による拡張クラウドデッキの形成によって説明される可能性があります。Swift-UVOTフィルターは、太陽系外惑星の大気中のエアロゾルからの吸収に敏感である可能性があることを示しています。
THESANプロジェクトの紹介：再電離の時代の放射線-電磁流体力学シミュレーション
| Title |
Introducing_the_THESAN_project:_radiation-magneto-hydrodynamic_simulations_of_the_Epoch_of_Reionization |
| Authors |
R._Kannan,_E._Garaldi,_A._Smith,_R._Pakmor,_V._Springel,_M._Vogelsberger_and_L._Hernquist |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00584 |
宇宙の再電離中のIGMの大規模な統計的特性と、その原因となる銀河の分解された特性を同時にモデル化する、大量（L=95.5cMpc）の放射線-電磁流体力学シミュレーションのスイートであるTHESANプロジェクトを紹介します。フラッグシップシミュレーションの暗黒物質（DM）とバリオンの質量分解能はそれぞれ$3.1\times10^6$$M_\odot$と$5.8\times10^5$$M_\odot$です。重力は2.2ckpcのスケールで緩和され、最小のセルサイズはz=5.5で10pcに達し、原子冷却限界までの予測が可能になります。シミュレーションでは、電離光子とガスの間の相互作用を正確にキャプチャする効率的な放射流体力学ソルバー（AREPO-RT）を使用し、十分にテストされた銀河形成（IllustrisTNG）とダストモデルを組み合わせて、銀河の特性を正確に予測します。中解像度シミュレーションの補完的なセットを通じて、イオン化エスケープフラクション、さまざまなDMモデル、および数値収束のさまざまな仮定によって導入された再イオン化の変化を調査します。シミュレーションは、グローバルな中性水素分率と電子散乱光学的厚さの観測された進化を再電離に一致させる現実的な再電離履歴を生成します。それらはまた、銀河形成モデルが主にzで較正されているにもかかわらず、星とハロ質量の関係、星の質量関数、星形成率密度、および質量金属量の関係を含む、豊富な高赤方偏移の観測的に推測されたデータと一致します。=0。さまざまな再電離モデルがさまざまな気泡サイズ分布を生じさせ、21cmの放出、特に大きな空間スケールでのパワースペクトルの傾斜に固有の特徴を刻印し、現在および今後の21cmの実験で電離を支配する線源を正確に特徴付けることができることを示します。フォトンバジェット。[要約]
| Title |
Using_Binaries_in_Globular_Clusters_to_Catch_Sight_of_Intermediate-Mass_Black_Holes |
| Authors |
Francisco_I._Aros,_Anna_C._Sippel,_Alessandra_Mastrobuono-Battisti,_Paolo_Bianchini,_Abbas_Askar,_Glenn_van_de_Ven |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00590 |
球状星団（GC）の動的な進化は、バイナリがクラスターの中心に分離し、コア内のバイナリの割合が増加するため、バイナリの母集団に関連付けられています。主にハードバイナリのこの中央の過剰は、クラスターのエネルギー源として機能し、観測された視線速度分散を人為的に増加させるなど、観測された運動学に大きな影響を及ぼします。中心に中間質量ブラックホール（IMBH）がある場合とない場合の、95個のシミュレートされたGCのバイナリフラクションと分布を分析します。IMBHは、クラスターセンターへのバイナリの分離を停止するだけでなく、直接的および間接的に、分離するバイナリを中断し、クラスターコア内のバイナリを枯渇させることを示します。IMBHのあるクラスターは、バイナリがないクラスターよりもバイナリが少なく、放射状のバイナリ分布が平坦であることを示すことで、これを説明します。バイナリフラクションと分布のこれらの違いは、GCに中央IMBHが存在することを示す追加の指標を提供します。さらに、シミュレートされたGCの視線速度分散に対するバイナリ分数の影響を分析し、バイナリがコア半径内の速度分散の最大$70\％$の過大評価を引き起こす可能性があることを発見しました。GiesersらによるNGC3201の最近のVLT/MUSE観測を使用。（2019）、シミュレーションと一致する速度分散で$32.2\pm7.8\％$の過大評価が見つかり、運動学的または動的分析を実行するときにバイナリ母集団を正確に考慮することの重要性を示しています。
銀河系外HII領域における気相金属量とイオン化パラメータ間の相関
| Title |
Correlation_between_the_gas-phase_metallicity_and_ionization_parameter_in_extragalactic_HII_regions |
| Authors |
Xihan_Ji_and_Renbin_Yan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00612 |
HII領域の金属量とイオン化パラメータの変動は、通常、観測された輝線スペクトルに見られる変動を生み出す主要な要因であると考えられています。この相関関係の正確な形式については文献で議論の余地がありますが、これら2つの量が物理的に相関しているという証拠が増えています。光イオン化された雲からのシミュレートされた輝線スペクトルは、HII領域の物理的条件に関する重要な手がかりを提供し、金属量とイオン化パラメーターを導出するために頻繁に使用されます。光イオン化モデルの適用に使用される仮定と方法論に関する体系的な調査を通じて、導出された相関関係がモデルパラメータの選択に強く依存していることがわかりました。一方では、複数の輝線比にわたって一貫した予測を与えるモデルは、HII領域の一般的な母集団の金属量とイオン化パラメーターの間に正の相関関係をもたらします。一方、線比空間のデータ軌跡と矛盾するモデルは、線比の異なるサブセットが導出に使用される場合、矛盾する相関を生成します。金属量とイオン化パラメーターの間の相関は、星形成率（SFR）の表面密度に二次的に依存し、SFR領域が高いほど、イオン化パラメーターは高くなりますが、相関は弱くなります。正の相関の存在は、HII領域の風によるバブルモデルと矛盾します。モデルの仮定を調査し、ジオメトリに関連する潜在的なバイアスがあると結論付けます。ただし、これでも相関関係を説明するには不十分です。現実的なHII領域で恒星風の動的な影響を抑制するメカニズムは、このパズルを解くための鍵となる可能性があります。このパズルをテストするには、動的モデルと光イオン化モデルのより高度な組み合わせが必要です。
M83の新星の調査
| Title |
A_Survey_of_Novae_in_M83 |
| Authors |
A._W._Shafter,_K._Hornoch,_J._Ben\'a\v{c}ek,_A._Gal\'ad,_J._Jan\'ik,_J._Jury\v{s}ek,_L._Kotkov\'a,_P._Kurf\"urst,_H._Ku\v{c}\'akov\'a,_P._Ku\v{s}nir\'ak,_J._Li\v{s}ka,_E._Paunzen,_M._Skarka,_P._\v{S}koda,_M._Wolf,_P._Zasche,_M._Zejda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00676 |
棒渦巻銀河とスターバースト銀河、M83（NGC5236）の新星の最初のシノプティック調査の結果が示されています。2012年12月12日から2019年3月14日までの200泊以上の観測からなる、ほぼ7年間の調査の過程で、合計19個の新星と1個の背景超新星が発見されました。限界の大きさと空間的および時間的範囲を補正した後調査の結果、M83の新星率は$R=19^{+5}_{-3}$yr$^{-1}$であることがわかりました。この率は、銀河の$K$バンドの光度に正規化されると、光度固有の新星率、$\nu_K=3.0^{+0.9}_{-0.6}\times10^{-10}$yr$を生成します。^{-1}L_{\odot、K}^{-1}$。新星の空間分布は、銀河全体の光よりも広がっていることがわかり、観測された新星がディスク集団によって支配されている可能性が高いことを示唆しています。この結果は、M83の新星が、M31で観測された新星と比較した場合、平均して最大光でより明るく、より速く退色することを明らかにする、観測された新星の光度曲線と一致しています。一般に、より明るいM83新星はより急速に衰退することが観察され、完全なサンプルは線形の最大光度対減少率の関係とほぼ一致しています。
HST / ACS画像を使用した5つの近くの渦巻銀河における球状星団の光度関数
| Title |
Luminosity_functions_of_globular_clusters_in_five_nearby_spiral_galaxies_using_HST/ACS_images |
| Authors |
Luis_Lomel\'i-N\'u\~nez,_Y.D._Mayya,_L.H._Rodr\'iguez-Merino,_P.A._Ovando_and_D._Rosa-Gonz\'alez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00703 |
ここでは、F435W、F555W、およびF814Wフィルターのハッブル宇宙望遠鏡モザイク画像で選択されたGC候補のサンプルを使用して、5つの近くの渦巻銀河における球状星団（GC）の光度関数（LF）を示します。これらの銀河でのこれまでのすべての検索でカバーされた部分領域を超える私たちの検索では、M81で158のGC候補、M101で1123、NGC4258で226、M51で293、NGC628で173のGC候補が検出されました。このデータセットから構築されたLFは、赤くなった若いクラスターからの比較的小さな汚染を補正した後、対数正規であり、これまでは渦巻銀河の中で天の川（MW）とアンドロメダに対してのみ確立されていました。ターンオーバー（TO）での光度は、ハッブルタイプSc以前の4つの銀河でMv（TO）=-7.41+/-0.14に対応し、Mv（TO）=-7.40+/-0.10と非常によく一致しています。MWのために。TOの大きさは、金属が不足している古い集団の場合、約3x10^5Msunの質量に相当します。Mv（TO）は、ハッブル型Scdである5番目の銀河M101では約1.16等級暗いです。ハッブル型へのTO依存性は、初期型スパイラルのGCが普遍的なTOを持つ古典的なGCであるのに対し、後期型銀河のGC集団は、一般に質量が小さい古いディスククラスターによって支配されていることを意味します。サンプル銀河のGCの半径方向の密度分布は、指数べき乗則指数と4.0〜9.5kpcの有効半径を持つセルシック関数に従います。サンプル銀河のGCは、マグニチュードと半径方向の不完全性係数を補正した後、平均比周波数が1.10+/-0.24になります。
周連星のブロードライン領域がずれている超大質量連星ブラックホールの解釈の下での周期性QSOからのブロード輝線の変動
| Title |
Variations_of_Broad_Emission_Lines_from_periodicity_QSOs_under_the_interpretation_of_supermassive_binary_black_holes_with_misaligned_circumbinary_broad_line_regions |
| Authors |
Xiang_Ji,_Junqiang_Ge,_Youjun_Lu,_and_Changshuo_Yan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00834 |
周期的な光度曲線を持つクエーサーは、超大質量連星ブラックホール（BBH）システムの候補と見なされます。さらに確認するための1つの方法は、BBHシステムに対するBELの応答を完全に理解する必要がある、広い輝線（BEL）にあるものなど、他の特徴的なシグニチャを検索することです。\cite{Ji2021}では、相対論的ドップラーブースティング（BBH-DB）および連続体変動の固有変動（BBH-IntDB）支配的メカニズムの下で、中央のアクティブな二次ブラックホールに対する周連星ブロードライン領域（BLR）の応答を調査しました。BLRの中央面がBBH軌道面と整列していると仮定することによって。このホワイトペーパーでは、BBH-DBシナリオとBBH-IntDBシナリオの両方で、オフセット角度が異なるBBH軌道面からBLRがずれている場合に、BELプロファイルがどのように変化するかを調べます。2つのシナリオで生成されたエッジオンおよび同様の連続光度曲線で見たBBH軌道面の固定傾斜角を考えると、オフセット角を大きくすると、特にBBHシステムによって引き起こされる軌道歳差運動により、周回BLRの初期開口角が大きくなります。内側の領域の雲の場合、BBH-DBモデルのローレンツのようなBELプロファイルになりますが、垂直BLRの場合のBBH-IntDBモデルの歳差運動のようなプロファイルになります。ドップラーブースト効果が運動方向に優先されるが、固有の変動は等方的に放射されるため、プロファイル変動の振幅は、BBH-DBシナリオではオフセット角度の増加とともに減少し、BBH-IntDBシナリオではほぼ一定に保たれます。周連星BLRが、BBHの質量比に従った雲の数を持つ共面成分と垂直成分で構成されている場合、同様の連続体を生成するためにより大きな質量比を必要とするBBH-IntDBモデルでは、bi-BLR機能がより重要になります。BBH-DBモデルよりもバリエーションがあります。
FSR 1776：銀河バルジの新しい球状星団？
| Title |
FSR_1776:_a_new_globular_cluster_in_the_Galactic_bulge? |
| Authors |
B._Dias_(1),_T._Palma_(2_and_3),_D._Minniti_(4_and_5),_J._G._Fern\'andez-Trincado_(6),_J._Alonso-Garc\'ia_(7_and_8),_B._Barbuy_(9),_J._J._Clari\'a_(2_and_3),_M._Gomez_(4),_R._K._Saito_(10)_((1)_ITA/UTA,_Chile,_(2)_UNC,_Argentina,_(3),_CONICET,_Argentina,_(4),_UNAB,_Chile,_(5)_Vatican_Observatory,_Vatican,_(6)_UCN,_Chile,_(7)_CITEVA/UA,_Chile,_(8)_MAS,_Chile,_(9)_IAG/USP,_Brazil,_(10)_UFSC,_Brazil) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00868 |
（要約）最近の近赤外線調査により、天の川の膨らみに向かって多数の新しい球状星団（GC）候補が発見されました。これらの新しい候補は、実際のGCとして確認され、適切に特徴付けられる必要があります。FSR1776の物理的性質を調査します。このオブジェクトは、もともと中年の散開星団として分類されていましたが、最近、独立して再発見され、GC候補として分類されました（Minni23）。まず、GCの性質を確認することを目的としています。次に、その物理パラメータを決定します。クラスターの存在の確認は、FSR1776を中心とするMUSEデータキューブの視線速度（RV）分布を使用してチェックされます。クラスターパラメーターは、RVでクリーンアップされた色-マグニチュード図（CMD）に可視および近距離から等時線フィッティングから導出されます。-赤外線測光。バルジとディスクフィールドの星からの寄与のみを考慮した、FSR1776座標の予測されたRV分布は、観測されたMUSERV分布を説明するのに十分ではありません。追加の母集団（サンプルの12\％）はFSR1776で、平均RVは$-103.7\pm0.4〜{\rmkm}\、{\rms}^{-1}$です。CMDは、それが10$\pm$1〜Gyr古く、金属が豊富で、[Fe/H]$_{phot}\upperx+0.2\pm$0.2、[Fe/H]$_{spec}=〜であることを示しています。+0.02\pm0.01〜（\sigma〜=〜0.14$〜dex）、7.24$\pm$0.5〜kpcのバルジ距離にあり、A$_{\rmV}$$\upperx$1.1〜mag。クラスターの平均固有運動は（$\langle\mu_{\alpha}\rangle、\langle\mu_{\delta}\rangle$）$=$（$-2.3\pm1.1、-2.6\pm0.8$）${\rmmas\、yr^{-1}}$。}FSR1776は、銀河バルジにある古いGCで、超太陽金属量を持ち、銀河系GCの中で最も高いものの1つです。これは、バルジの年齢と金属量の関係の予測と一致しており、FSR1776は、典型的なGCと金属が豊富なバルジフィールドとの間のリンクが欠落している可能性があります。完全な特性評価には、より広い視野とより深いCMDの高解像度分光法が必要になりました。
銀河の形態を定量化することは、銀河の形成と進化を理解するための天体物理学における重要な課題でした。近年、いくつかの進行中および今後の調査により、データサイズは劇的に増加しています。さらなる調査のために興味深いオブジェクトにラベルを付けて識別することは、GalaxyZooProjectを通じて市民科学によって、特に畳み込みニューラルネットワーク（CNN）を使用した機械学習によって調査されてきました。この作業では、銀河の形態分類のためのVisionTransformer（ViT）の使用法を初めて調査します。ViTはCNNと比較して競争力のある結果に達する可能性があり、特に小型で暗い銀河の分類に優れていることを示しています。この有望な予備的結果により、ViTネットワークアーキテクチャは、次世代の調査のための銀河の形態分類のための重要なツールになり得ると信じています。近い将来、リポジトリをオープンソース化する予定です。
ステラシェルの6次元ビュー
ステラシェルは低表面輝度の特徴であり、潮汐によって破壊された衛星の残骸からほぼ真正面から銀河が合体する間に作成されます。ここでは、6次元（3D位置と速度）でシェルの形成と進化のメカニズムを調査します。拡大するシェルシステムの一見複雑な振る舞いを単純な図に凝縮し、シェルの特性におけるさまざまなストリッピングエピソードの存在の重要な役割を強調する作用角座標の新しい記述を提案します。私たちの発見に基づいて、ホスト銀河のポテンシャルとストリッピングの平均エポックを制約する方法を構築します。この方法は、シェルを識別またはデータから分離できない場合、またはデータが追加の前景星でひどく汚染されている場合でも適用できます。これらの結果は、天の川銀河の恒星のハローを構築した古代の合併を研究するための新しい可能性を開きます。
4重レンズクエーサーH1413 + 1143の視線内にある複数のMgII吸収システム
| Title |
Multiple_MgII_Absorption_Systems_in_the_Lines_of_Sight_to_Quadruply_Lensed_Quasar_H1413+1143 |
| Authors |
Katsuya_Okoshi,_Yosuke_Minowa,_Nobunari_Kashikawa,_Toru_Misawa,_Daichi_Kashino,_Hajime_Sugai,_Kazuya_Matsubayashi,_Atsushi_Shimono,_and_Shinobu_Ozaki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.01452 |
赤方偏移z=1.66、2.069、2.097に複数のMgII吸収システムがあり、すばる望遠鏡に搭載された京都三次元分光器II（Kyoto3DII）分光器を利用した4重重力レンズクエーサーH1413+1143の空間分解スペクトルにあります。ここでは、複数の介在吸収体のMgII吸収強度の違いの最初の測定値を示します。これには、減衰ライマンアルファ（DLA）吸収システムとして識別されたものが含まれます。空間的に分解されたスペクトルでの有意なMgII吸収の検出は、4つの視線の分離内の約12kpcのスケールでの不均一な化学濃縮を明らかにします。z=1.66のDLAシステムの場合、4つの空間的に分解された視線間のMgII吸収線の残りの等価幅は、最大約6倍変化し、HI吸収強度の変動を追跡します。これは、強いHI/MgII吸収を引き起こす不均一な冷吸収剤が、4つの視線の間に約6〜12kpcのスケールで存在することを示唆しています。また、視線間の吸収線の等価幅の変動の程度を調査します。四重レンズクエーサーのスペクトルに強い吸収を生じさせるシステムは、レンズクエーサーに向かう視線間で吸収強度に高度な変動がある傾向があることがわかります。
銀河系OBグループのVillafrancaカタログ。 II。ガイアDR2からEDR3、そしてO型星を備えた10の新しいシステム
| Title |
The_Villafranca_catalog_of_Galactic_OB_groups._II._From_Gaia_DR2_to_EDR3_and_ten_new_systems_with_O_stars |
| Authors |
J._Ma\'iz_Apell\'aniz,_R._H._Barb\'a,_R._Fern\'andez_Aranda,_M._Pantaleoni_Gonz\'alez,_P._Crespo_Bellido,_A._Sota,_and_E._J._Alfaro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.01464 |
環境。これは、ガイアの位置天文データと測光データ、およびGOSSSとLiLiMaRlinのスペクトル分類を使用する銀河OBグループに関するシリーズの2番目の論文です。前の論文はGaiaDR2に基づいていましたが、これはGaiaEDR3に基づいています。目的。この論文の2つの目的は、ガイアEDR3データを使用して論文Iのサンプルの結果を修正することと、分析された恒星グループのサンプルをVillafrancaO-001からVillafrancaO-026まで26に拡張することです。方法。GOSSSを使用して、O型星を持つ銀河系の恒星グループと、このシリーズのペーパー0のメソッドの更新バージョンを選択し、ガイアEDR3G+GBP+GRP測光、位置、固有運動、視差を組み合わせて、メンバーシップを割り当て、距離を測定します。分析されたグループまたはその前景の星について、GOSSSからの99個のスペクトルとLiLiMaRlinからの32個のスペクトルを示します。結果。前例のない精度と精度で26の恒星グループまでの距離を導き出し、全体の不確実性は1kpc内で1％未満、3kpc付近で約3％であり、GaiaDR2の値のほぼ4倍です。110個の星に均一なスペクトル型を提供し、特にオリオン大星雲クラスター内のオブジェクトについて、文献の多くのエラーを修正します。各グループについて、そのメンバーシップについて話し合い、暴走/暴走の可能性のあるスターを紹介します。少なくとも2つのグループ、VillafrancaO-O12SとVillafrancaO-014NWは、最も質量の大きい星が動的相互作用によって放出され、オブジェクトに上限のある質量関数が残された孤立したクラスターです。このようなクラスターの存在は、IMFの研究、銀河全体でのSNeの分布、および孤立したコンパクトオブジェクトの集団とダイナミクスに重要な結果をもたらします。PMS等時線を4つのクラスターに適合させて、オリオン座シグマクラスターで2.0$\pm$0.5Ma、NGC2264で4$\pm$2Ma、NGC2362で5.0$\pm$0.5Ma、8$\pm$2Maの年齢を導き出します。ガンマベロラムクラスター用。[要約]
バミューダクラスターからの脱出：複数の恒星の放出による孤児化
| Title |
Escape_from_the_Bermuda_cluster:_orphanization_by_multiple_stellar_ejections |
| Authors |
J._Ma\'iz_Apell\'aniz,_M._Pantaleoni_Gonz\'alez,_R._H._Barb\'a,_and_M._Weiler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.01484 |
環境。若い星団の動的相互作用は、彼らの人生の早い段階で巨大な星を放出し、それらの質量関数を大幅に変える可能性があります。最も重い星がすべて失われると、孤立したクラスターが残ります。目的。バミューダクラスター（VillafrancaO-014NW）、北アメリカとペリカン星雲で最も重要な若い恒星グループ、およびそれが孤立しているかどうかをテストするためにそこから放出された可能性のある巨大な星を研究します。方法。ガイアEDR3視差と固有運動を使用して、北米とペリカン星雲の近くにあるウォークアウェイ/暴走星を検索します。候補者は、分光法と測光法で分析されてその性質が評価され、その軌跡が過去にさかのぼって、バミューダクラスターを離れた時刻が決定されます。結果。分光/食変光星の個々の成分を数えると、それぞれ5、2、および2つのシステム、または6、3、および3つの星を放出した3つの放出イベント（バハマー、トロント、およびHD201795イベント）を検出します。イベントはそれぞれ1.611$\pm$0.011Ma、1.496$\pm$0.044Ma、1.905$\pm$0.037Ma前に発生しましたが、私たちの分析は最初の2つが同時に発生したこととわずかに一致しています。排出された4つのシステムに関連するWISE画像でバウショックを検出します。3つのイベントを組み合わせると、バミューダクラスターは、最も重い3つの星を含め、200M_Solを失ったため、孤立したクラスターと見なすことができます。結果の1つは、クラスターのPDMFが、最上位の初期値からKroupaのような関数と互換性のある値に根本的に変更されたことです。もう1つは、クラスターが現在、排出イベントである原因と一致する動的な時間スケールで拡張していることです。バミューダ銀河団が数百kaまたは1Maを超えるコンベヤーベルト方式で形成されたシナリオは、すべての観測量と一致しています。[要約]
M31の最も明るい惑星状星雲について
| Title |
On_the_most_luminous_planetary_nebulae_of_M31 |
| Authors |
Rebeca_Galera-Rosillo,_Antonio_Mampaso,_Romano_L.M._Corradi,_Jorge_Garc\'ia-Rojas,_Bruce_Balick,_David_Jones,_Karen_B._Kwitter,_Laura_Magrini,_Eva_Villaver |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.01525 |
惑星状星雲輝度関数（PNLF）の先端にあるPNeの前駆体を研究するために、銀河M31のPNeのサンプルの最も深い既存のスペクトルを取得しました。正確な化学的存在量により、PNLFの明るい端で期待される漸近巨星分枝（AGB）の恒星の質量と金属量の理論的収量に立ち向かうことができます。サンプリングされたPNeの中央の星の質量は、PNLFの普遍的なカットオフの物議を醸す起源に関する直接的な情報を提供します。10.4mのGranTelescopioCanarias（GTC）を使用して、9つの明るいM31PNeの光学スペクトルが得られました。そのうちの4つはPNLFの先端にあり、他の5つは0.5等級ほど暗いです。文献からの以前のGTCスペクトルを含む21PNeのコントロールサンプルも含まれています。それらの物理的特性と化学的存在量（He、N、O、Ar、Ne、S）を分析します。中心の星の質量は、最新の進化の軌跡を使用した曇りモデリングで推定されます。研究されたPNeは、すべての星雲特性において顕著な均一性を示し、最も明るいPNeは比較的大きな電子密度を示します。恒星の特性も狭い範囲に及びます：${<L_{*}/L_{\odot}>=4300\pm310、<Teff>=122000\pm10600K}$、4つの最も明るいPNeの中心星、および${<L_{*}/L_{\odot}>=3300\pm370、<Teff>=135000\pm26000K}$（コントロールセット内のもの）。これにより、初期質量が${M=1.5M_{\odot}}$の星の、AGB後のトラックの最高温度の位置にあるすべての最も明るいPNeがグループ化されます。これらの図は、M31などの星形成銀河でPNLFカットオフを生成する恒星前駆体についての強力な観測上の制約を提供します。この銀河では、原則として広範囲の初期質量が利用可能です。ただし、5つの星雲の計算されたN/O存在比には矛盾が見られます。これは、これらの質量の星の既存のモデルで予測されたものの1.5〜3倍です。
四重レンズシステムWGD2038-4008の最初のブラックホール質量推定
| Title |
First_black_hole_mass_estimation_for_the_quadruple_lensed_system_WGD2038-4008 |
| Authors |
A._Melo,_V._Motta,_N._Godoy,_J._Mejia-Restrepo,_Roberto_J._Assef,_E._Mediavilla,_E._Falco,_F._\'Avila-Vera_and_R._Jerez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.01575 |
四重レンズシステムWGD2038-4008は、新しい技術と観測の助けを借りて最近発見されました。ブラックホールの質量はレンズ付きクエーサーで推定されていますが、ほとんどの場合、1つの画像の1つの広い輝線について計算されていますが、画像はマイクロレンズの影響を受け、結果に影響を与える可能性があります。1つの単一エポックスペクトルで取得された3つの最も顕著な広い輝線（H$\alpha$、H$\beta$、およびMgII）を使用して、画像AおよびBのブラックホール質量（MBH）推定値を示します。レンズ付きクエーサーの質量が2つの画像で推定されるのはこれが初めてであり、マイクロレンズの効果を解きほぐすことができます。VLTに搭載されたXシューター装置を使用して、このシステムの広いスペクトル範囲を利用して観測しました。連続体と輝線のコアの間のフラックス比を使用して、マイクロレンズが連続体ソースに存在するかどうかを分析しました。単色の光度と速度幅からH$\alpha$とH$\beta$の輝線を使用したシングルエポック法を使用してMBHを取得しました。3000\r{A}での光度は、画像Aのスペクトルエネルギー分布（SED）を使用して取得され、5100\r{A}での光度はスペクトルから直接推定されました。得られた画像間の平均MBHは$\rmlog_{10}$（M$_{BH}/M_{\odot}$）=8.27$\pm$1.05、8.25$\pm$0.32および8.59$\pmMgII、H$\beta$、H$\alpha$の場合はそれぞれ0.35ドル。エディントン比は、レンズのない低光度クエーサーについて文献で測定されたものと類似していることがわかります。-0.16$\pm$0.06等のマイクロレンズ。連続体で発見されましたが、MBHで誘発されたエラーは、マクロモデルの拡大に関連するものと比較して軽微です。また、3つの輝線のMBHを使用して降着円盤のサイズを取得し、理論値と一致する$\rmlog_{10}（r_{s}/cm）$=15.3+/-0.63の平均値を取得しました。見積り。
MAVERIC調査：銀河球状星団の発光降着中性子星における可変ジェット降着結合
| Title |
The_MAVERIC_Survey:_Variable_Jet-Accretion_Coupling_in_Luminous_Accreting_Neutron_Stars_in_Galactic_Globular_Clusters |
| Authors |
T._Panurach,_J._Strader,_A._Bahramian,_L._Chomiuk,_J._C._A._Miller-Jones,_C._O._Heinke,_T._J._Maccarone,_L._Shishkovsky,_G._R._Sivakoff,_E._Tremou,_V._Tudor,_R._Urquhart |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00586 |
低質量X線連星に降着する中性子星は、ブラックホールを降着させる一般的な方法で流出（場合によってはジェット）を示します。しかし、降着流（X線で追跡）と流出および/またはジェット（電波放射で追跡）の間の定量的リンクは、中性子星がブラックホールよりも中性子星の方がはるかによく理解されていません。与えられたX線の明るさでラジオの中で暗いです。銀河球状星団の深部MAVERIC無線連続体調査からのデータを使用して、調査で6つの発光（L_X>10^34erg/s）持続中性子星X線連星の体系的な無線およびX線研究を行います。他の2つの一時的なシステムもデータによってキャプチャされました。これらの中性子星X線連星は、以前に観測されたよりもさらに広い範囲の電波光度を示していることがわかります。特に、L_X〜3x10^34erg/sでの静止状態では、Terzan6で確認された中性子星連星GRS1747--312は、ブラックホールの電波/X線相関の上部エンベロープの近くにあり、中性子星は持続的に蓄積しています。システムAC211（M15）およびX1850--087（NGC6712）は、異常な電波変動と明るい中性子放射を示します。AC211は、エディントン限界近くで降着している不明瞭な「Z源」として解釈されますが、X1850--087の特性を説明することは困難であり、将来の調整された無線およびX線観測の動機付けとなります。全体として、私たちの結果は、中性子星が流入と流出の間の単一の関係に従わないことを示し、それらの降着ダイナミクスがブラックホールの場合よりも複雑であることを確認しています。
2020年のX線および無線バースト段階でのSGR \、1935 +2154からのTeVガンマ線放出の検索
| Title |
Searching_for_TeV_gamma-ray_emission_from_SGR\,1935+2154_during_its_2020_X-ray_and_radio_bursting_phase |
| Authors |
H.E.S.S._Collaboration:_H._Abdalla,_F._Aharonian,_F._Ait_Benkhali,_E.O._Ang_uner,_C._Arcaro,_C._Armand,_T._Armstrong,_H._Ashkar,_M._Backes,_V._Baghmanyan,_V._Barbosa_Martins,_A._Barnacka,_M._Barnard,_Y._Becherini,_D._Berge,_K._Bernl_ohr,_B._Bi,_M._B_ottcher,_C._Boisson,_J._Bolmont,_M._de_Bony_de_Lavergne,_M._Breuhaus,_R._Brose,_F._Brun,_P._Brun,_M._Bryan,_M._B_uchele,_T._Bulik,_T._Bylund,_F._Cangemi,_S._Caroff,_A._Carosi,_S._Casanova,_P._Chambery,_T._Chand,_S._Chandra,_A._Chen,_G._Cotter,_M._Cury_lo,_J._Damascene_Mbarubucyeye,_I.D._Davids,_J._Davies,_C._Deil,_J._Devin,_L._Dirson,_A._Djannati-Ata\"i,_A._Dmytriiev,_A._Donath,_V._Doroshenko,_L._Dreyer,_C._Duffy,_L._Du_Plessis,_J._Dyks,_K._Egberts,_F._Eichhorn,_S._Einecke,_G._Emery,_J.-P._Ernenwein,_K._Feijen,_S._Fegan,_A._Fiasson,_G._Fichet_de_Clairfontaine,_et_al._(191_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00636 |
マグネターハイパーフレアは、高速電波バースト（FRB）の最も妥当な説明です。これは、持続時間が数ミリ秒で高輝度温度の謎めいた強力な電波パルスです。このシナリオの最初の観測証拠は、銀河マグネターと軟ガンマ線リピーターSGR\、1935+2154の方向からFRBが検出された2020年4月に取得されました。FRBの前に、Swift衛星に搭載されたBAT機器による2つのガンマ線バーストアラートが発生し、高エネルギーステレオスコピックシステム（H.E.S.S.）による追跡観測がトリガーされました。H.E.S.S.2020年4月28日に2時間SGR\、1935+2154を観測しました。観測は、INTEGRALおよびFermi-GBMによって検出されたマグネターからのX線バーストと一致し、最初の超高エネルギー（VHE）ガンマ線観測を提供します。フレア状態のマグネターの。これらの追跡観測中に取得された高品質のデータにより、短時間の過渡現象の検索を実行できます。エネルギー$E>0.6$〜TeVで有意な信号は検出されず、持続的および一時的な放出の上限が導き出されます。ここでは、これらの観察結果の分析を示し、H.E.S.S。の得られた結果と展望について説明します。軟ガンマ線リピーターのフォローアッププログラム。
強化された対称性エネルギーは、rプロセスの普遍性を担います
| Title |
Enhanced_symmetry_energy_bears_universality_of_the_r-process |
| Authors |
Jos\'e_Nicol\'as_Orce,_Balaram_Dey,_Cebo_Ngwetsheni,_Srijit_Bhattacharya,_Deepak_Pandit,_Brenden_Lesch,_Andile_Zulu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00713 |
急速中性子捕獲プロセスまたは$r$プロセスによる鉄より重い安定核の約半分の存在量は、中性子捕獲と$\beta$崩壊率の間の競争に密接に関連しており、最終的にはの結合エネルギーに依存します。中性子に富む原子核。よく知られているBethe-Weizs\"ackerの半経験的質量式\cite{weiz、bethe}は、基底状態の結合エネルギー、つまり、温度が$T\upperx0$MeVの原子核を対称エネルギーパラメーターが収束することで記述します。重い原子核の場合は$23〜27$MeVです。ここでは、励起状態に基づいて構築された巨大な双極子共鳴の利用可能なデータから、高温での対称エネルギーの予想外の増強$T\upperx0.7〜1.0$MeVが見つかります。シード要素が作成される温度である可能性があります-中性子星の併合\cite{mergersnucleo}またはcollapsars\cite{collapsar}に続く噴出物の冷却中-対称エネルギーが$T\approx0の間で一定のままであるという事実.7-1.0$MeVは、$T\upperx0.5$MeVまでの同様の傾向を示唆しており、そこでは中性子捕獲が発生し始める可能性があります。この比較的大きな対称エネルギーを使用した計算では、重い中性子の原子核あたりの結合エネルギーが減少します。豊富な原子核と放射性中性子キャップを抑制しますチュールレート。これにより、中性子ドリップラインが大幅に接近し、原子核が束縛されなくなります。これにより、$r$プロセスを通じて長い間求められていた重元素の存在量の普遍性が明らかになります。非常に金属の少ない星や太陽に見られる同様の存在量から推測されるように。
ガンマ線バースト（GRB）の中心的なエンジンは、マルチメッセンジャー天体物理学の時代において、オープンで最前線のトピックのままです。X線プラトーは、マグネターのスピンダウンに起因すると広く考えられているいくつかのGRB残光に現れます。GRBの安定したマグネターシナリオによると、X線のプラトーと$\simt^{-2}$としての崩壊段階がX線の残光に現れるはずです。一方、「通常の」X線残光は、GRB火の玉からの外部衝撃によって生成されます。NeilGehrels\emph{Swift}GRBデータを分析し、X線プラトーと$\simt^{-2}$としての崩壊位相がジェット駆動の法線成分に重ね合わされた3つの金サンプルを見つけます。光度曲線のこれらの特徴に基づいて、マグネターはこれら3つのGRBの中心的なエンジンであるべきだと主張します。将来の共同マルチメッセンジャー観測は、この可能性をさらにテストする可能性があり、GRB物理学を制約するのに有益である可能性があります。
プロトストレンジクォーク星によって駆動される強力なe ^ {+-}流出
電子陽電子層は、裸の奇妙な星（SS）の表面を覆うことができます。この電場では、星の熱を奪うことで、真空を励起し、対風を駆動することができます。プロトSSのペア放出能力を調査するために、ニュートリノの初期トラップが特別に考慮されている、その初期の熱進化を説明するおもちゃモデルを確立します。SSの初期冷却は、従来のウルカ過程ではなくニュートリノ拡散によって支配され、初期温度プラトーの出現につながることがわかります。このプラトー段階の間、表面のe^{+-}ペアの発光は、約数秒から数十秒間、10^{48}-10^{50}ergs^{-1}の一定の光度を維持できます。これは初期温度の値に依存します。このe^{+-}風によって放出される総エネルギーは、10^{51}エルグに達する可能性があります。原則として、このペア風は、いくつかのガンマ線バーストの迅速な放出または延長された放出の原因となる可能性があります。
磁気回転不安定性中のプラスモイド再結合の開始
磁気回転不安定性（MRI）を受けている降着流における電流シートの進化は、グローバルな円筒形状の抵抗性MHD方程式の2次元および3次元数値モデリングを通じて調べられます。MRIは、垂直（$z$）方向に整列した初期の均一磁場を使用して、放射状に拡張されたトロイダル（方位角）電流シートを生成します。軸対称モードが支配的な2Dと3Dの両方で、これらの電流シートは互いに引き付け合い、ポロイダル（$rz$）平面で結合し、ランキスト数$S>3\times10^2$のときに磁気リコネクションを駆動し、それを可能にします。降着円盤内のプラズモイド（閉じた磁気ループ）のソース。$S=5\times10^3$から始まる2Dレジームの高いランキスト数では、自己無撞着なMRI生成電流シートが薄くなり、プラズモイド不安定性、したがって自発的な磁気リコネクションの影響を受けます。非軸対称3Dモードが支配的である場合、乱流は方位角電流シートをさらに不安定にし、垂直方向に伸びます。内側の領域にトロイダルに拡張された垂直電流シート、およびディスクの外側の領域に大きな3D磁気アイランドも形成されます。これらの発見は、局所的な加熱、粒子加速、および高エネルギーEM放射を引き起こす可能性のあるプラズモイドの潜在的な発生源として、天体物理学ディスクに強い影響を及ぼします。
NuSTAR、VERITAS、MDM、およびSwiftを使用したTeVガンマ線バイナリHESS J0632 +057の多波長観測キャンペーン
| Title |
Multi-Wavelength_Observation_Campaign_of_the_TeV_Gamma-Ray_Binary_HESS_J0632+057_with_NuSTAR,_VERITAS,_MDM,_and_Swift |
| Authors |
Y._M._Tokayer,_H._An,_J._P._Halpern,_J._Kim,_K._Mori,_C._J._Hailey_(NuSTAR_Collaboration,_MDM)_C._B._Adams,_W._Benbow,_A._Brill,_J._H._Buckley,_M._Capasso,_M._Errando,_A._Falcone,_K._A_Farrell,_G._M_Foote,_L._Fortson,_A._Furniss,_A._Gent,_C._Giuri,_D._Hanna,_T._Hassan,_O._Hervet,_J._Holder,_B._Hona,_T._B._Humensky,_W._Jin,_P._Kaaret,_M._Kertzman,_D._Kieda,_M._J._Lang,_G._Maier,_C._E_McGrath,_P._Moriarty,_R._Mukherjee,_M._Nievas-Rosillo,_S._O'Brien,_R._A._Ong,_A._N._Otte,_N._Park,_S._Patel,_K._Pfrang,_M._Pohl,_R._R._Prado,_E._Pueschel,_J._Quinn,_K._Ragan,_P._T._Reynolds,_D._Ribeiro,_E._Roache,_J._L._Ryan,_M._Santander,_S._Schlenstedt,_G._H._Sembroski,_A._Weinstein,_D._A._Williams,_T._J_Williamson_(VERITAS_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.01075 |
HESSJ0632+057は、100GeVを超えるガンマ線を放出するバイナリシステムのまれなサブクラスに属しています。それは、鋭い「一次」ピークとより広い「二次」ピークを特徴とする、その独特の高エネルギー光度曲線で際立っています。軌道位相（$\phi$）が0.55から0.75の間である2019年12月から2020年2月までの二次ピークの間のNuSTARとVERITASによる同時観測の結果を提示します。NuSTARはX線スペクトルの変化を検出し、VERITASはTeV放射を検出しました。レプトン風衝突モデルを、4つのNuSTARおよびVERITAS観測で得られた多波長スペクトルデータに適合させ、パルサーのスピンダウン光度と衝撃時の磁化パラメーターを制約します。2019年10月から2020年3月までのソースの長期監視にもかかわらず、MDM天文台は、H$\alpha$およびH$\beta$の線等価幅の有意な変動を検出しませんでした。これは、Be-diskとの相互作用の予想される特徴です。パルサー。さらに、折りたたまれたSwift-XRT光度曲線データをバイナリ内衝撃モデルでフィッティングすると、軌道パラメータが制約され、パルサーがBeディスクと交差する2つの軌道位相（$\phi_D=0.13$および0.37）と位相が示唆されます。ペリアストロン（$\phi_0=0.30$）と劣った結合（$\phi_{\text{IFC}}=0.75$）の場合。Swift-XRTとNuSTARを使用した広帯域X線スペクトルにより、予測されたディスク通過フェーズの1つでより高い中性水素カラム密度を測定することができました。
12年間のFermi-LATデータを使用して、近くにある12個の矮小楕円体銀河からのガンマ線放出を検索します。
| Title |
Search_for_gamma-ray_emission_from_the_12_nearby_dwarf_spheroidal_galaxies_with_12_years_of_Fermi-LAT_data |
| Authors |
Shang_Li,_Yun-Feng_Liang_and_Yi-Zhong_Fan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.01157 |
以前、Lietal。で示しました。（2018）非常に弱い$\gamma$線過剰（$\sim2\sigma$）がいくつかの天の川矮小楕円体銀河（候補を含むdSph）に現れ、12個の近くのdSphの組み合わせ分析は$の局所的な重要性をもたらします>4\sigma$。この作業では、より長いデータセット（つまり、12年間のFermi-LATデータ）、最新のFermi-LATソフトウェア、およびバックグラウンドモデルを採用して、これらのソースからの$\gamma$線放出の検索を更新します。非常に弱い$\gamma$線過剰（$>$2$\sigma$）は、うしかい座II、うしかい座II、ウィルマン1を含む3つのdSphの方向に見られます。超過分は$\sim$11に達します。ただし、9年間のFermi-LATデータを使用した以前の分析とは異なり、上記の「オフセット」$\gamma$線が強化されているため、ガンマ線放出の位置は網状組織IIの中心から大幅に離れています。2017年以来10GeV。検出された弱い過剰は、レティキュラムII内の暗黒物質とは無関係に、TS値が$\sim22$の天体物理学的$\gamma$線源の汚染が原因である可能性があります。うしかい座IIとウィルマン1の方向で起こりうる超過は、ピークTS値が低いほど弱くなります（$\sim7$）。暗黒物質粒子の$\tau^+\tau^-$への消滅として解釈される場合、$m_\chi\sim14$GeVと$\sim80$GeVの暗黒物質の質量はうしかい座IIとウィルマン1で見つかります。それぞれ。これらの2つの潜在的な信号が実際のものであるかどうかを明確にし、それらの起源を明らかにするには、さらに多くのデータが必要です。
コア崩壊超新星の現象論的乱流シミュレーションにおける拡散係数の影響
レイノルズ分解に基づく1次元（1D）シミュレーションを使用して、現象論的乱流効果を開発しました。この方法を使用して、内部エネルギー、乱流エネルギー、および電子分率の前駆体質量、混合長パラメーター、および拡散係数を変更する320モデルの体系的な研究を実施しました。乱流効果を採用することで、1D形状でも超新星爆発を実現できます。以前の研究の予測とは対照的に、内部エネルギーの拡散輸送が小さいほど、衝撃の復活が速くなり、爆発エネルギーが大きくなることがわかります。より小さな拡散は、負のエントロピー勾配を維持し、乱流圧力を高め、ゲイン領域での質量降着を妨げます。爆発性の前駆体依存性は、混合長パラメータ平面と拡散係数平面でも調査されます。これらのシミュレーションは、コア崩壊超新星における乱流の役割を理解するのに役立ちます。
X線照射降着円盤の広帯域エネルギースペクトルの物理モデル：NGC5548のスペクトルエネルギー分布のフィッティング
| Title |
A_physical_model_for_the_broadband_energy_spectrum_of_X-ray_illuminated_accretion_discs:_fitting_the_spectral_energy_distribution_of_NGC_5548 |
| Authors |
M._Dovciak,_I._E._Papadakis,_E._S._Kammoun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.01249 |
X線照射降着円盤の広帯域スペクトルエネルギー分布（SED）の新しい物理モデルを開発します。これは、すべての相対論的効果を含む、降着円盤とX線コロナの相互作用を考慮に入れています。ケプレリアンの光学的に厚く幾何学的に薄い降着円盤と、高エネルギーカットオフの等方性べき乗則スペクトルを放出するランプポスト形状のX線源を想定しています。標準ディスクモデルの最も内側の部分で熱放射によって放出されるすべてのエネルギーがコロナに輸送され、この領域のディスクを効果的に冷却すると仮定します。X線コロナによるディスク照明の吸収部分の熱化によるディスク加熱が含まれます。ディスクからのX線反射も含まれています。ディスクのX線照明と、コロナに入る降着円盤スペクトルとの相互作用を十分に考慮して、反復プロセスを通じてX線の輝度と低エネルギーのX線カットオフを計算します。エネルギーバランスが保たれます。コロナ半径は、コンプトン化中の光子数の保存からも計算されます。モデルSEDとそれらのシステムパラメータへの依存性について説明します。ディスクとコロナの相互作用には大きな影響があります。X線の輝度を制限し、UV/オプティカルブルーバンプの形状と正規化を変更します。新しいコードを使用して、典型的なセイファート1銀河NGC5548の広帯域SEDに適合させます。高いブラックホールスピン、中間のシステム傾斜、およびエディントンの10％未満の降着率を推測します。この線源のX線輝度は、ディスクで消費される降着エネルギーの45〜70％によってサポートされる可能性があります。KYNSEDという名前の新しいモデルは、XSPECスペクトル分析ツール内でAGNSEDをフィッティングするために使用できるように公開されています。
大規模な恒星の核の爆発性の変動により、GW190814のような非対称のコンパクトオブジェクトの合併が可能になります
| Title |
Explosibility_fluctuations_of_massive_stellar_cores_enable_asymmetric_compact_object_mergers_like_GW190814 |
| Authors |
John_Antoniadis,_David_R._Aguilera-Dena,_Alejandro_Vigna-G\'omez,_Michael_Kramer,_Norbert_Langer,_Bernhard_M\"uller,_Thomas_M._Tauris,_Chen_Wang,_Xiao-Tan_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.01393 |
AdvancedLIGOとVirgoを使用した最初の3回の観測では、標準的な形成パラダイムとの調整が困難な、非常に不均等な質量成分を持つ少数のブラックホール連星の併合（BBH）が検出されました。これらの中で最も極端なのはGW190814で、23M$_{\odot}$〜ブラックホールと2.6M$_{\odot}$〜コンパクトオブジェクトの間の非常に非対称な合併です。ここでは、Aguilera-Denaetal。で発表された最近の結果を採用しています。（2021）、崩壊前の質量$\gtrsim10$M$_{\odot}$を持つ星のかなりの部分が、質量パルサーとBHの間の分割を橋渡しするいわゆるより低い質量ギャップ内に物体を生成する可能性があることを示唆している銀河系のX線連星。そのような爆発の風景は、当然、大規模なバイナリの一部が、対称的な質量のBBHではなく非対称的なものを生成する原因になると私たちは主張します。GW190814の形成につながる特定の進化チャネルの例を示し、シナリオでのこれらのイベントの合併率密度を、BBHの総合併率の$\mathcal{O}$（5\％）と推定します。また、コンパクトオブジェクトの母集団に対するこの形成チャネルのより広い意味、およびGW200115やGW200105などの他のマージイベントとの関連性についても説明します。
ソプラノによるブレーザージェットからの放出の時間依存レプトハドロンモデリング：TXS 0506 + 056、3HSP J095507.9
- 355101および3C279の場合
| Title |
Time-dependent_lepto-hadronic_modeling_of_the_emission_from_blazar_jets_with_SOPRANO:_the_case_of_TXS_0506+056,_3HSP_J095507.9+355101_and_3C_279 |
| Authors |
Sargis_Gasparyan,_Damien_B\'egu\'e,_Narek_Sahakyan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.01549 |
IceCube（IceCube-170922A）による超高エネルギーニュートリノの観測と、フレアブレーザーTXS0506+056との関連は、ブレーザージェットの最初のマルチメッセンジャー観測を提供し、陽子のダイナミクスと放出における重要な役割を示しています。この論文では、SOPRANO（https://www.amsdc.am/soprano）を紹介します。これは、フォトパイ中間子と光子および電子/陽電子分布関数の進化とともに、光対相互作用。ソプラノは、ブレーザーやガンマ線バーストなどの相対論的発生源におけるレプトンおよびハドロンプロセスを研究するように設計されています。ここでは、SOPRANOを使用して、ニュートリノイベントに関連するTXS0506+056と3HSPJ095507.9+355101、および極端なフレアブレーザー3C279の広帯域スペクトルをモデル化します。SEDは、両方のハドロンを装って解釈されます。とハイブリッドモデル。ジェットパワーとニュートリノフラックスの観点から、私たちの仮定の意味を議論します。
シンクロトロンが優勢な超新星残骸RXJ1713.7-3946におけるX線放射星周物質の検出の可能性
| Title |
Possible_Detection_of_X-Ray_Emitting_Circumstellar_Material_in_the_Synchrotron-Dominated_Supernova_Remnant_RX_J_1713.7-3946 |
| Authors |
Dai_Tateishi,_Satoru_Katsuda,_Yukikatsu_Terada,_Fabio_Acero,_Takashi_Yoshida,_Shin-ichiro_Fujimoto,_Hidetoshi_Sano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.01560 |
シンクロトロン優勢超新星残骸（SNR）RXJ1713.7-3946内のX線放射星周物質ノットの発見について報告します。この結び目は、以前はウォルフ・ライエ星（WR85）であると考えられていましたが、実際にはWR85から$\sim$40$^{\prime\prime}$離れており、WR85とは関係がないことを示しています。XMM-Newtonに搭載されたReflectionGratingSpectrometer（RGS）を使用して、高分解能X線分光法を実行しました。RGSスペクトルは、NLy$\alpha$、OLy$\alpha$、FeXVIII、NeX、MgXI、SiXIIIなどの多数の輝線を明確に分解します。スペクトルは、$k_{\rmB}T_{\rme}=0.65\pm0.02$keVの温度の吸収熱放射モデルでよく表すことができます。元素の存在量は、${\rmN/H}=3.5\pm0.8{\rm\left（N/H\right）_{\odot}}$、${\rmO/H}=0.5となるように取得されます。\pm0.1{\rm\left（O/H\right）_{\odot}}$、${\rmNe/H}=0.9\pm0.1{\rm\left（Ne/H\right）_{\odot}}$、${\rmMg/H}=1.0\pm0.1{\rm\left（Mg/H\right）_{\odot}}$、${\rmSi/H}=1.0\pm0.2{\rm\left（Si/H\right）_{\odot}}$、および${\rmFe/H}=1.3\pm0.1{\rm\left（Fe/H\right）_{\odot}}$。他の人が太陽の値についてであるという強化されたNの存在量は、この結び目が、前駆星が赤色超巨星に進化したときに放出された星周物質であると推測することを可能にします。NとOの存在比は$\rmN/O=6.8_{-2.1}^{+2.5}\left（N/O\right）_{\odot}$として得られます。これを恒星進化シミュレーションから予想される赤色超巨星の外層のものと比較することにより、前駆星の初期質量は$15\、\rmM_{\odot}\lesssim\rmM\lesssim20\、\と推定されます。rmM_{\odot}$。
AdvancedLIGOのアクティブモードマッチング用のピエゾ変形可能ミラー
| Title |
Piezo-deformable_Mirrors_for_Active_Mode_Matching_in_Advanced_LIGO |
| Authors |
Varun_Srivastava,_Georgia_Mansell,_Camille_Makarem,_Minkyun_Noh,_Richard_Abbott,_Stefan_Ballmer,_GariLynn_Billingsley,_Aidan_Brooks,_Huy_Tuong_Cao,_Peter_Fritschel,_Don_Griffith,_Wenxuan_Jia,_Marie_Kasprzack,_Myron_MacInnis,_Sebastian_Ng,_Luis_Sanchez,_Calum_Torrie,_Peter_Veitch,_and_Fabrice_Matichard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00674 |
レーザー干渉計重力波観測所（LIGO）の検出器は、量子ノイズによって広く制限されており、完全な感度を達成するために、スクイーズド状態の光の注入に依存しています。絞りの改善は、絞り器の要素と干渉計の間のモードの不一致によって制限されます。現在のLIGO検出器では、このモードの不一致を積極的に軽減する方法はありません。この論文では、高度なLIGOのアクティブモードマッチング要件を満たす波面制御用の新しい変形可能ミラーを紹介します。アクティブエレメントは圧電トランスデューサであり、軸対称のたわみを介して厚さ5mmのミラーの曲率半径で作動します。変形可能ミラーの動作範囲は、真空中で120+-8mDであり、真空外でさらに200mDの調整範囲にアクセスできます。高次モードへの散乱は、公称ビーム半径全体で0.2％未満であると測定されます。これらのピエゾ変形可能なミラーは、高度なLIGOの厳しいノイズと真空の要件を満たし、スクイーザーと干渉計の間のモードマッチングを制御するための次の観測実行（O4）に使用されます。
未解決のレンズ付きクエーサーにおける時間遅延の推定
| Title |
Time_delay_estimation_in_unresolved_lensed_quasars |
| Authors |
L._Biggio,_A._Domi,_S._Tosi,_G._Vernardos,_D._Ricci,_L._Paganin,_G._Bracco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.01012 |
時間遅延宇宙誌で実行される$H_0$測定の不確実性は、分析されるシステムの数とともに直線的に減少し、重力レンズ源の複数の画像間の相対時間遅延測定の不確実性に直接関係します。より多くのレンズシステムを分析し、定期的および長期的な監視キャンペーンでデータを収集することは、そのような不確実性を軽減することに貢献します。理想的な機器は、角度分解能が高いため明らかに大きな望遠鏡ですが、非常に多くの観測要求を満たす必要があるため、目的にはほとんど適していません。一方、中小規模の望遠鏡ははるかにアクセスしやすく、より用途の広い観測プログラムを特徴とすることがよくあります。ただし、解像度が制限されており、地理的に特権がないことが多いため、レンズ付き光源の十分に分離された画像を提供できない場合があります。将来のキャンペーンでは、中小規模の望遠鏡では適切に解決できないレンズ付きクエーサーシステムを多数発見する予定です。この作業は、畳み込みニューラルネットワークの機能を活用して、未解決のレンズ付きクエーサーシステムの時間遅延を推定するディープラーニングベースのアプローチを示します。シミュレートされた未解決の光度曲線に関する実験は、提案された方法の可能性を示し、時間遅延宇宙誌における将来のアプリケーションへの道を開きます。
| Title |
Global_Weather_for_the_Astronomical_Observatories |
| Authors |
Z._Kurt,_S._K._Yerli,_N._Aksaker,_A._Aktay,_M._Bayazit,_M.A._Erdo\u{g}an |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.01206 |
観測機器を占める天文サイトは、多くの要因に応じて選択する必要があります。これらの要因の中で、サイトの地理的位置とサイト上の雰囲気の質は、決定プロセスにおいて重要な役割を果たします。\href{https://www.astrogis.org}{astroGISdatabase}から地理的な場所（観測所：1905北部、235南部）にレイヤーを作成するために、次の要素が選択されました：CC（雲の範囲）、PWV（可降水量）水蒸気）、AOD（大気の光学的厚さ）、VWV（垂直風速）およびHWV（水平風速）。サイトの地理的位置とサイト上の空気質量の質の天文学的な重要性を推定するために、DEM（数値標高モデル）とLAT（観測所の位置の緯度）レイヤーも含まれていました。これらの要因から、月平均と年平均の2つの周期的な変動が生じています。変動または傾向に加えて、すべての要因について完全な統計分析を実行して、要因間の潜在的な相関関係を調査しました。北半球と南半球の間には明らかな違いがあります。大脳半球間の気象季節の交換も、要因の範囲内で準拠しています。ほとんどの天文台の地理的位置は「不適切」であることがわかりました。平均して、DEMは低く（550m）、CCは高く（70\％）、PWVは高く（14mm）です。すべての要因に明らかな長期的な変動やパターンはないようです。天文学の一般的な期待をもう一度確認します：\textit{DEMが増加するにつれて、天文学の状態は良くなります}（CC、PWV、およびAODはより低い値になります）。すべての結果は、astroGISデータベースを介してオンラインで利用できるようになります。
星団とマゼラン雲データからのガイアEDR3視差バイアスの推定
| Title |
An_estimation_of_the_Gaia_EDR3_parallax_bias_from_stellar_clusters_and_Magellanic_Clouds_data |
| Authors |
J._Ma\'iz_Apell\'aniz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.01475 |
環境。ガイアEDR3視差は、太陽近傍の恒星距離を決定するために現在使用できる最も詳細で正確なデータセットを構成します。それでもなお、キャリブレーションには改善の余地があり、状況によっては体系的な影響をさらに減らすことができます。目的。この論文の目的は、散開星団、球状星団、LMC、およびSMCの星に適用される単一の方法を使用して、マグニチュード、色、および日食緯度の関数として改善されたガイアEDR3視差バイアスを決定することです。方法。個々の（年周視差）視差とグループ視差の間の残差または差の振る舞いを研究します。これらは、対応するクラスターまたは銀河に対して一定であると想定されています。これは、最初にLindegrenetalを適用することによって行われます。（2021）ゼロ点、次に最初の分析の残差から新しいゼロ点を計算します。結果。リンデグレンのゼロ点は、G<13の場合、個々の視差とグループの視差の間の大きさの関数として非常に小さい残差を示しますが、明るい星、特に青い星の場合は重要な残差を示します。新しいゼロ点は、特に9.2<G<13の範囲で、これらの残差を減らします。カタログ視差の不確かさから外部の不確かさへの変換に使用されるk係数は、9.2<G<11およびG>13の場合は小さく（1.1-1.7）、11<G<13の場合は中間（1.7-2.0）、大きい（>2.0）G<9.2の場合。したがって、一部の星のガイアEDR3視差からの距離の不確実性を計算するには、大幅な修正が必要です。特にG<11の赤い星とG<9.2の青い星について、将来の分析で追加の星団からの情報が追加された場合、まだ改善の余地があります。また、RUWE値が1.4〜8.0の星と、6パラメーターの解を持つ星のkを計算して、不確実性を正しく推定できるようにします。
X線ハイブリッドCMOS検出器の量子効率の測定
| Title |
Measuring_the_Quantum_Efficiency_of_X-Ray_Hybrid_CMOS_Detectors |
| Authors |
Joseph_M._Colosimo,_Abraham_D._Falcone,_Mitchell_Wages,_Samuel_V._Hull,_David_N._Burrows,_Mitchell_Range,_Fredric_Hancock,_Cole_R._Armstrong,_Gooderham_McCormick,_Daniel_M._LaRocca |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.01531 |
LynxX線天文台ミッションコンセプトなどの次世代X線天文台では、ミッションサイエンスのケースを推進するかすかな物体を観測するために、軟X線帯域全体で高い量子効率（QE）を備えた検出器が必要になります。アクティブピクセルセンサーの一種であるハイブリッドCMOS検出器（HCD）は、現世代のX線で使用されている検出器よりも読み取りが速く、消費電力が少なく、放射線耐性が高いため、これらのミッションでの使用に有望な候補です。望遠鏡。この作業では、TeledyneH2RGHCDのQE測定値を示します。これらの測定は、HCDに入射する絶対フラックスを測定するための参照検出器としてガス流量比例計数管を使用して実行されました。MnK$\alpha$/K$\beta$ライン（5.9および6.5keV）で$95.0\pm1.1\％$、AlK$\alphaで$98.5\pm1.8\％$の実効QEが見つかりました。$行（1.5keV）、およびOK$\alpha$行（0.52keV）で$85.0\pm2.8\％$。
ガイアEDR3からの巨大な白色矮星の冷却
巨大なガイアEDR3白色矮星の冷却年齢の分布を200pc以内で、質量が$0.95〜1.25〜M_\odot$の範囲で決定し、GentileFusilloetal。で90％以上の確率で特定されました。2021（arXiv：2106.07669）カタログ。公開されているモデルの3つのセットを使用して、3つの等間隔の質量ビンに分類されたこれらの白色矮星のサブサンプルを検討します。白色矮星の形成率が一定であると仮定すると、Qブランチに沿ってその下に過剰な白色矮星が見つかります。これは、凍結中の星と完全に凍結している星に対応します。これらのビンのそれぞれの冷却年齢分布を、最近決定されたGaiaDR2主系列星の時変星形成率（arXiv：1901.07564）と比較します。質量範囲$0.95-1.15〜M_\odot$にまたがる、2つの最も軽い質量ビンの白色矮星の場合、累積冷却年齢分布は、星形成率からの予想と統計的に一致していることがわかります。最も重い質量ビン$1.15-1.25〜M_\odot$の白色矮星の場合、それらの累積分布は、考慮されているすべてのモデルの星形成率と一致していないことがわかります。代わりに、合併が最も大規模な白色矮星のかなりの部分に寄与する場合に予想されるように、それらの冷却年齢はほぼ均一な分布に従います。
| Title |
A_Kepler_K2_view_of_subdwarf_A-type_stars |
| Authors |
G._M\"osenlechner,_E._Paunzen,_I._Pelisoli,_J._Seelig,_S._Stidl,_H.M._Maitzen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00606 |
準矮星A型（sdA）星の分光学的クラスは、バイナリ進化から生じるまれなクラスのオブジェクトである非常に低質量の白色矮星へのリンクの可能性があるため、近年注目を集めています。ほとんどのsdA星は、金属の少ないハロー主系列星と一致していますが、これらの星の一部の形成と進化はまだ議論の余地があります。測光変動の特定は、特に脈動の分析を通じて、sdA星の進化状態にさらなる制約を課すのに役立ちます。さらに、食変光星と楕円体状変光星から推定できる二元比は、恒星モデルの入力として重要です。分光sdAクラスのオブジェクトの二値性または脈動による変動を検索するために、KeplerK2ミッションから利用可能なすべての高精度光度曲線を抽出しました。3つの異なる方法を使用して、利用可能なすべての光度曲線に対して徹底的な時系列分析を実行しました。信号対雑音比が4を超える周波数は、さらなる分析に使用されています。25個のターゲットから、13個はさまざまな種類の変数であることが判明しました（つまり、古典的な脈動星、楕円体および激変星、食変光星、回転誘起変数）。残りの12個のオブジェクトについて、変動性のしきい値が決定されました。
恒星の多重度と恒星の自転：APOGEEからの洞察
| Title |
Stellar_multiplicity_and_stellar_rotation:_Insights_from_APOGEE |
| Authors |
Christine_Mazzola_Daher,_Carles_Badenes,_Jamie_Tayar,_Marc_Pinsonneault,_Sergey_E._Koposov,_Kaitlin_Kratter,_Maxwell_Moe,_Borja_Anguiano,_Diego_Godoy-Rivera,_Steven_Majewski,_Joleen_K._Carlberg,_Matthew_G._Walker,_Rachel_Buttry,_Don_Dixon,_Javier_Serna,_Keivan_G._Stassun,_Nathan_De_Lee,_Jes\'us_Hern\'andez,_Christian_Nitschelm,_Guy_S._Stringfellow,_Nicholas_W._Troup |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.01100 |
アパッチポイント天文台銀河進化実験（APOGEE）の調査で得られたスペクトルの回転の広がりを測定して、恒星の多重度と回転の関係を特徴付けます。APOGEEパイプラインからの恒星パラメータと複数の視線速度、独自のパイプラインから決定された予測回転速度\vsini\、およびSanders\＆Dasによって測定された距離、質量、年齢を使用して、2786の巨人と24,496の矮星のサンプルを作成します。視線速度の最大シフトの統計的分布\drvmを、恒星進化、回転、および多重度の間の相互作用を調査するための近接バイナリ分数のプロキシとして使用します。許容される最小軌道周期がロッシュローブのオーバーフローと回転同期の臨界周期であると仮定して、予想される\vsini\と\drvm\の値の理論上の上限を計算します。これらの期待値は、\loggの関数としてサンプルで観察された最大\drvm\値と\vsini\値の間の正の相関と一致しています。サンプルの高速ローテーターには、短期間（$\log（P/\text{d}）\lesssim4$）のコンパニオンが多く発生していることがわかります。また、古くて急速に回転する主系列星は、若い仲間よりも完全性が補正された近接バイナリ分数が大きいことがわかります。さらに、大きな\drvm\を持つ急速に回転する星は、予測されたジャイロ年代と測定された等時年齢の間で一貫して1〜10Gyrの違いを示します。これらの結果は、潮汐の相互作用による急速な回転と密接な二値性の間のリンクを示しています。恒星の自転は、フィールドでの恒星の多重度と強く相関していると結論付けており、クールな星へのジャイロクロノロジー関係の適用には注意が必要です。
選択された活動領域の噴火の可能性を評価するための2つの方法の比較事例研究
| Title |
Comparative_case_study_of_two_methods_to_assess_the_eruptive_potential_of_selected_active_regions |
| Authors |
Francesca_Zuccarello1,_Ilaria_Ermolli,_Marianna_B._Korsos,_Fabrizio_Giorgi,_Salvo_L._Guglielmino,_Robertus_Erdelyi_and_Paolo_Romano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.01272 |
フレアやコロナ質量放出などの太陽爆発イベントは、電磁スペクトル全体にわたる放射線の放出と、粒子の運動エネルギーの急激な大幅な増加を引き起こす可能性のあるエネルギーの急速な放出を特徴としています。これらのエネルギー現象は宇宙天気条件に重要な影響を与える可能性があるため、その起源、特に活動領域（AR）の噴火の可能性を理解する必要があります。これらのケーススタディでは、フレアARのプレフレア状態中のいくつかの特徴的な物理パラメータの変動を調査するために以前の作業で使用された2つの異なる方法を比較します。これらの方法では、i）磁束の発生と磁気ヘリシティの蓄積、およびii）AR内の磁束濃度のフラクタルおよびマルチフラクタル特性を考慮します。私たちの比較分析は、2011年3月から2013年6月の間にソーラーダイナミクス天文台によって取得された光球データの時系列に基づいています。ARの2つの異なるサンプルを選択しました。それは、地球に近い空間だけでなく、地球環境にも急速な影響を与える可能性があります。2つ目は、フレアがないか、CクラスとBクラスのフレアがほとんどないことを特徴としています。2つのテストされた方法は、ARの噴火の可能性を評価する能力において互いに補完し合い、フレア活動を起こしやすいARを特定するために使用できることがわかりました。提示されたケーススタディに基づいて、さまざまな方法を組み合わせて使用すると、ARの噴火の可能性をより確実に特定し、フレア前の状態をよりよく理解するのに役立つ可能性があることをお勧めします。
太陽大気中の大規模なコロナ雨によって引き起こされる顕著な不安定性とCME
| Title |
Prominence_instability_and_CMEs_triggered_by_massive_coronal_rain_in_the_solar_atmosphere |
| Authors |
Z._Vashalomidze_(1,_2_and_3),_T._V._Zaqarashvili_(1,_2_and_3),_V._Kukhianidze_(2_and_3),_G._Ramishvili_(2_and_3),_A._Hanslmeier_(1),_P._Gomory_(4) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.01287 |
プロミネンスの不安定性とその結果としてのCMEのトリガープロセスは完全には理解されていません。重力に逆らうローレンツ力によってプロミネンスが維持されるため、冠状雨によるプロミネンスの質量の減少により、力のバランスが変化し、構造が不安定になる可能性があります。コロナ雨がプロミネンスの安定性とその後のCMEの噴火に及ぼす影響の観測的証拠を研究することを目的としています。AIA/SDOとSECCHI/STEREOの宇宙船からの同時観測をさまざまな角度から使用して、プロミネンス/フィラメントのダイナミクスを追跡し、不安定化における冠状雨の役割を研究しました。2011年から2012年の間に観察された3つの異なるプロミネンス/フィラメントは、SDOとSTEREOによって取得された観察を使用して分析されました。3つのケースすべてで、プロミネンスボディからの大規模なコロナ雨がプロミネンスの不安定化を引き起こし、続いてCMEの噴火を引き起こしました。プロミネンスの上昇は、ゆっくりとした上昇段階と速い上昇段階で構成されていました。冠状雨はプロミネンスの最初のゆっくりとした上昇を引き起こし、それはすべての場合で18-28時間後に最終的な不安定性（速い上昇段階）につながりました。冠状雨塊によって運ばれる推定質量流束は、40\％の質量損失の後に隆起が不安定になることを示しました。最初の遅い上昇段階は、大規模な冠状雨による隆起の質量喪失によって引き起こされたが、速い上昇段階、すなわち、結果として生じる隆起の不安定性は、トーラスの不安定性および/または上にある冠状磁場との磁気リコネクションによって引き起こされたと示唆する。。したがって、コロナ雨はプロミネンスの不安定性とその結果としてのCMEを引き起こしました。この場合、コロナ雨を使用してCMEを予測し、宇宙天気予報を改善することができます。
SDO / AIAおよびStereo / EUVIによって観測された太陽大気中の冠状雨によって引き起こされた隆起の噴火
| Title |
Eruption_of_prominence_triggered_by_coronal_rain_in_the_solar_atmosphere_observed_by_SDO/AIA_and_Stereo/EUVI |
| Authors |
Z._M._Vashalomidze_(1),_T._V._Zaqarashvili_(1,2_and_3),_V._D._Kukhianidze_(1)_and_G._T._Ramishvili_(1) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.01309 |
太陽大気におけるコロナ質量放出（CME）のトリガープロセスは完全には理解されていません。いくつかの波長でのさまざまな宇宙船からの観測を使用して、プロミネンス/フィラメントの不安定性プロセスとそれに続くCMEの噴火を検出します。304、171、193、および211{\AA}でのスペクトル線の時系列は、SDO宇宙船で取得され、304、171、195、および284{\AA}でのスペクトル線はSTEREO宇宙船で取得されています。2011年11月8日から23日にかけて、SDO、STEREO_A、およびSTEREO_Bによって、さまざまな角度でプロミネンス/フィラメントシステムが観測されました。観測によると、11月20日の20:00UTに巨大な竜巻が隆起の基部近くで発達し始め、その後、冠状雨の液滴（11月21日16:00UT）が出現し、隆起の主な塊。コロナ雨は11月22日20：20UTまで続き、プロミネンスが不安定になった後、11月22日22：30UTにCMEが発生しました。コロナ雨による質量損失が不安定につながる可能性があると考えられます。隆起とその後の噴火の。隆起の塊の主要部分から降る冠状雨の観測は、宇宙天気を予測するために使用することができます。
電子温度の関数としての電子密度分布の図を使用した太陽冠状雨中のポリトロープ指数の測定
| Title |
Measurement_of_the_polytropic_index_during_solar_coronal_rain_using_a_diagram_of_the_electron_density_distribution_as_a_function_of_the_electron_temperature |
| Authors |
Z._M._Vashalomidze_(1),_T._V._Zaqarashvili_(1,2,3)_and_V._D._Kukhianidze_(1) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.01313 |
10月6日の20：10UTから10月7日の02:10までの期間にわたる、活発な太陽の間の冠状雨イベントの前後の電子密度と温度の関係を評価するために、微分放出測定（DEM）法が使用されます。2011.観測データは、6つの異なる極限紫外線（EUV）スペクトル線についてSDO/AIAから取得されました。この時間間隔中に240の異なるコロナループが分析され、平均電子密度と温度が171{\AA}（FeIX）および193{\AA}（FeXII）フィルターを使用して取得されました。密度と温度の関係により、恒星コロナの雨の前後の太陽コロナのポリトロープ指数を推定することができました。冠状雨の終了後のポリトロープ指数は{\gamma}=1.3{\pm}0.06と推定され、これは研究状態の冠状プラズマの通常の熱力学的特性を示しています。ただし、冠状雨の発生時のポリトロープ指数は{\gamma}=2.1{\pm}0.11と推定され、これは不安定な熱力学的プロセス、つまり熱の不安定性を示しています。冠状雨は不安定な過程の結果であり、冠状プラズマは雨の後に安定した状態に戻ることが示唆されています。
太陽風の流出を伴う全球冠状平衡
太陽の光球表面上の既知の放射状磁場分布を考えると、上のコロナの潜在的な磁場を計算するための確立された方法が存在します。このようなポテンシャル場は、太陽風モデルへの入力として、また冠状および太陽圏磁場の磁気摩擦または完全な電磁流体力学シミュレーションを初期化するために日常的に使用されます。課せられた太陽風プロファイル（パーカーの太陽風ソリューション、または任意の合理的な同等物）を使用して磁気摩擦平衡を計算する改良された磁場モデルについて説明します。これらの「流出磁場」は、実際の冠状磁場を潜在的な磁場よりも厳密に近似し、計算に同様の時間を要し、人工的なソース表面を課す必要性を回避するように見えます。したがって、それらは、時間発展シミュレーションを初期化するため、またはヘリオスフィア磁場をモデル化するためのポテンシャル場モデルの実用的な代替手段を提供します。球座標でオープンソースのPython実装を提供し、モデルを太陽周期24のデータに適用します。流出は、潜在的な磁場モデルと比較して開放磁束を増加させる傾向があり、その場での観測とのよく知られた不一致を減らします。
黒点と黒点の半影における磁気対流の類似性
| Title |
Similarities_of_magnetoconvection_in_the_umbra_and_in_the_penumbra_of_sunspots |
| Authors |
B._L\"optien,_A._Lagg,_M._van_Noort,_S._K._Solanki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.01352 |
環境。なぜ黒点と半影の間の黒点にかなり鋭い境界があるのかは不明です。両方の領域は磁気対流を示し、半影の半影フィラメントと陰影の陰影ドットに現れます。目的。ここでは、umbralドットとpenumbralフィラメントの物理的特性を比較します。私たちの目標は、これらの対流特性の特性が影と半影の境界を越えてどのように変化するか、そしてこれが影と半影の境界での明るさの急激な増加にどのように関連するかを理解することです。メソッド。ひので2つの黒点の観測に基づいて、異なるタイプの対流特徴の物理的特性のアンサンブル平均を導き出しました。結果。傘の外側部分の対流特徴と半影の対流特徴の間には強い類似性があり、ほとんどの物理的パラメータは特徴の長さの滑らかで連続的な関数です。結論。我々の結果は、陰影から半影への明るさの遷移は、個々の対流セル内の磁気対流の有効性の増加によってのみ引き起こされることを示しています。外側の傘と内側の半影の間で対流要素の数密度に有意差はありません。半影フィラメントは、傘ドットと比較して、より大きな面積とより高い輝度を示します。基礎となる磁場が、半影の対流特徴のサイズと明るさの増加をどのように正確に引き起こすのかはまだ不明です。
太陽フレアにおける乱流の空間的および時間的変動
| Title |
The_Spatial_and_Temporal_Variations_of_Turbulence_in_a_Solar_Flare |
| Authors |
Morgan_Stores,_Natasha_L._S._Jeffrey,_Eduard_P._Kontar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.01542 |
電磁流体力学（MHD）プラズマ乱流は、太陽フレア中の高エネルギー電子の生成に重要な役割を果たすと考えられており、スペクトル線の非熱的広がりがこの乱流の重要な兆候です。ここでは、Hinode/EISによって観測されたFexxiv、Fexxiii、およびFexviのスペクトルプロファイルを使用して、フレア乱流が時間と空間でどのように進化するかを決定します。非熱速度のマップは、X線の上昇、ピーク、および減衰をカバーする時間に対して作成されます。初めて、運動エネルギー密度マップの作成により、エネルギーがエネルギー供給に利用できる場所が明らかになり、フレアの広い領域で電子を加熱および/または加速するために同様のレベルのエネルギーが利用できる可能性があることが示唆されます。乱流はフレア全体に分布していることがわかります。多くの場合、冠状ループの上部で最大であり、さまざまな場所でさまざまな速度で減衰します。より高温のイオン（FexxivおよびFexxiii）の場合、フレアが発生するにつれて非熱速度が低下し、X線ピーク中/後はループの頂点からリボンに向かって直線的に減少する明確な空間変化を示します。より冷たいイオン（Fexvi）の場合、非熱速度はフレア全体で相対性理論が一定のままですが、南側のリボンに対応する1つの領域で急激に増加し、減少する前に硬X線のピークの直前にピークに達します。結果は、乱流が以前に想定されていたよりも複雑な時間的および空間的構造を持っていることを示唆していますが、新しく導入された乱流運動エネルギーマップは、エネルギーの利用可能性を示し、乱流につながる巨視的なプラズマ運動の重要な空間的不均一性を識別します。
剥ぎ取られたエンベロープの大質量星の波動による質量損失：前駆体依存、質量放出、超新星
| Title |
Wave-driven_mass_loss_of_stripped_envelope_massive_stars:_progenitor-dependence,_mass_ejection,_and_supernovae |
| Authors |
Shing-Chi_Leung,_Samantha_Wu,_Jim_Fuller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.01565 |
星周相互作用を動力源とする急速に上昇および衰退する超新星の発見は、超新星前の大量噴火段階が大規模な星の進化における臨界現象であることを示唆しています。理論的に予測された質量放出メカニズムから、星周円盤（CSM）の質量と半径方向の範囲を理解することが重要です。この研究では、表面エネルギー沈着の波力エネルギーと爆発前の時間スケールを予測するために、一連の恒星モデルを実行して、水素の少ない大規模な星の波動加熱プロセスを研究します。主系列星の質量が20〜70$M_{\odot}$で、金属量が0.002〜0.02の恒星モデルを調査します。これらのモデルのほとんどは、$\sim\！未満であると予測しています。10^{47}\、{\rmerg}$はエンベロープに蓄積され、エネルギーの大部分は恒星進化の最後の週に蓄積されます。これは、CSMの質量が$\sim\！未満であることを意味します。10^{-2}\、M_\odot$は$\sim\未満に拡張されます！10^{14}\、{\rmcm}$、小さすぎて、おそらくショックブレイクアウトフェーズ中を除いて、後続の超新星の光度曲線またはスペクトルに大きな影響を与えることはできません。ただし、いくつかのモデルは、いくらか高い波エネルギーフラックスを予測します。そのために、質量放出プロセスの流体力学的シミュレーションを実行します。後続の超新星の放射伝達シミュレーションは、爆発から数日以内に発見された場合に、あるタイプのIb/c超新星で検出できる明るいが短い衝撃冷却段階を予測します。
ブラックホール連星のパラメータ推定におけるスピン歳差運動と高調波の相互作用
| Title |
The_interplay_of_spin-precession_and_higher_harmonics_in_the_parameter_estimation_of_binary_black_holes |
| Authors |
N_V_Krishnendu_and_Frank_Ohme |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00766 |
合体するコンパクトなバイナリからの重力波（GW）信号は、ソースダイナミクスに関する膨大な情報を運び、未知の天体物理学と基本的な物理学を精査するための優れたツールです。コンパクトなバイナリ信号の更新されたカタログは、ゆっくりと回転するシステムと不均等な質量のバイナリの証拠を報告していますが、これまでのデータは、強く歳差運動するバイナリの説得力のある証拠を提供できません。ここでは、GW推論ライブラリ並列ビルビーを使用して、スピン誘起軌道歳差運動を測定するための2つの波形モデルのパフォーマンスを比較します。波形モデルの1つには、スピン歳差運動効果とサブドミナント高調波の両方が組み込まれています。他のモデルは歳差運動を説明しますが、主要な高調波のみが含まれます。質量比とスピンが変化する信号をシミュレートすることにより、サブドミナント高調波を含む波形モデルにより、ほとんどの場合、歳差運動の存在を正確に推測できることがわかります。対照的に、支配的なモデルは歳差運動を測定するのに十分な情報を抽出できないことがよくあります。特に、バイナリの質量比に関係なく、正面から歳差運動するバイナリとゆっくり歳差運動するバイナリシステムを区別することはできません。予想どおり、エッジオンバイナリの歳差運動の測定に大幅な改善が見られます。他の固有のパラメーターもより適切に制約され、歳差運動効果が質量とスピンパラメーター間の相関関係を壊すのに役立つことを示しています。ただし、歳差運動の測定は、サブドミナント高調波を含む波形モデルを採用している場合でも、正面向きの等質量バイナリに対して事前に支配されています。この場合、信号対雑音比を2倍にしても、これらの以前に誘発されたバイアスを減らすのに役立ちません。将来、スピンの向きがずれた高度にスピンするバイナリ信号の検出が予想されるため、GWパラメータの推論の見通しと限界を理解するには、私たちのようなシミュレーション研究が不可欠です。
せん断流の作用による無衝突プラズマの自発磁化
| Title |
Spontaneous_magnetization_of_collisionless_plasma_through_the_action_of_a_shear_flow |
| Authors |
Muni_Zhou,_Vladimir_Zhdankin,_Matthew_W._Kunz,_Nuno_F._Loureiro,_and_Dmitri_A._Uzdensky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.01134 |
大規模なせん断力によって最初は磁化されていないプラズマで駆動されるワイベル不安定性を介したシード磁場の生成を、完全に動的なフレームワークで研究します。位相混合による熱圧力異方性の発生、線形ワイベル段階での磁場の指数関数的成長、およびシード磁場が粒子のジャイロ運動を引き起こして粒子のジャイロ運動を阻害するのに十分な強さになるときの飽和を説明する分析モデルを開発します。フリーストリーミング。飽和シードフィールドの主要なパラメータ（たとえば、システムスケールと電子スキンの深さの比率、強制振幅）の予測されるスケーリング依存性は、電子-陽電子プラズマを使用した3Dおよび2Dのパーティクルインセルシミュレーションによって確認されます。この研究は、せん断流のように単純な大規模な運動による無衝突プラズマの自発磁化を示しており、したがって、希薄な天体物理学システムにおける磁化形成に重要な意味を持っています。
ホルンデスキー重力における$ H_0 $張力の緩和
$H_0$の張力は、Horndeski/一般化されたガリレオン重力の枠組みで緩和できることを示します。特に、$G_5$に依存する項はフリードマン方程式の摩擦を制御するため、フィールドの運動エネルギーのみに依存する特定のサブクラスを構築します。後者は高赤方偏移、つまりCMB構造に影響を与えた赤方偏移では小さいため、$\Lambda$CDM宇宙論からの偏差はごくわずかですが、時間が経つにつれて増加し、したがって低赤方偏移ではハッブル関数が制御された値を取得します。仕方。2つのモデルを検討します。1つはフィールドの運動エネルギーに2次依存し、もう1つは4次依存です。どちらの場合も、張力の緩和を示し、特定のパラメーターの選択に対して$H_0\upperx74$km/s/Mpcになります。最後に、スカラーメトリック摂動の動作を調べて、ゴーストとラプラシアンの不安定性がないための条件が進化全体で満たされていることを示し、モデルをSNIaデータと対峙させます。
小惑星衝突からの分散型津波伝播の適応シミュレーションに向けて
この作業の長期的な目標は、分散型津波伝播のための忠実度の高いシミュレーションツールの開発です。分散モデルは、小惑星の海洋への衝突などの短波長現象にとって特に重要であり、より単純な浅水方程式では不十分な他のイベントのモデル化においても重要です。適応シミュレーションは、深海から氾濫までのスケールを橋渡しするために重要ですが、分散モデルから生じる暗黙の連立方程式には問題があります。異なる空間解像度と時間ステップを持つ別々のパッチでソリューションを進める分数ステップスキームを提案します。ワシントン沖で小惑星の衝突をシミュレートした結果、7レベルの適応メッシュと陸上の氾濫を伴うシミュレーションを示します。最後に、高品質のシミュレーションのために解決する必要のあるいくつかの未解決の研究の質問について説明します。
相対論的平均場モデルとバルクパラメータ効果からの中性子星地殻特性
| Title |
Neutron_star_crustal_properties_from_relativistic_mean-field_models_and_bulk_parameters_effects |
| Authors |
M._Dutra,_C._H._Lenzi,_W._de_Paula_and_O._Louren\c{c}o |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.01461 |
中性子星の地殻特性、すなわち、質量（$M_{\rmcrust}$）、半径（$R_{\rmcrust}$）、および慣性モーメントの割合（$\DeltaI/I$）をパラメーター化から計算します。対称および非対称の核物質の制約、およびいくつかの恒星の境界と一致するハドロン相対論的平均場（RMF）モデルの解析。どちらが、Velaなどのパルサーで観察されるグリッチメカニズムに関連する$\DeltaI/I\geqslant1.4\％$および$\DeltaI/I\geqslant7\％$の制限にも同意していることを確認します。。後者の制約は、エントレインメント効果を考慮した場合のグリッチ現象を説明しています。私たちの調査結果は、これらのパラメータ化が$M\leqslant1.82M_\odot$（$\DeltaI/I\geqslant1.4\％$）および$M\leqslant1.16M_\の中性子星質量範囲のグリッチ限界を通過することを示しています。odot$（$\DeltaI/I\geqslant7\％$）。また、地殻特性に対する核物質バルクパラメータの影響を調査し、対称エネルギーが$M_{\rm地殻}$、$R_{\rm地殻}$、および〜$\Deltaでより高い変動を生成する量であることを発見しました。I/I$。結果に基づいて、$M=1.4M_\odot$でも、$\DeltaI/I\geqslant7\％$を満たすことができる特定のRMFパラメーター化を構築します。ベラパルサーのX線スペクトル。このモデルは、PSRJ1614-2230、PSRJ0348+0432、MSPJ0740+6620パルサーの観測データ、およびNeutronStarInteriorCompositionExplorer（NICER）ミッションのデータとの互換性も示しています。
恒星の核崩壊イベントからの確率的重力波背景
| Title |
The_Stochastic_Gravitational-Wave_Background_from_Stellar_Core-Collapse_Events |
| Authors |
Bella_Finkel,_Haakon_Andresen_and_Vuk_Mandic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.01478 |
最近の数値シミュレーションの重力波信号予測に基づいて、宇宙のすべての恒星の核崩壊イベントから生じる確率的重力波バックグラウンドを推定します。ゆっくりまたは回転しない星からの波形に焦点を当て、極端な場合の制限として、急速に回転する非常に大規模な前駆体を含めます。私たちの最も現実的な推定値は、第3世代の地上重力波検出器の感度よりも100倍以上低く、確率論的重力波バックグラウンドへの宇宙論的寄与よりも弱い可能性があります。
宇宙での高エネルギー宇宙線測定のためのCaloCube熱量計：大規模プロトタイプの性能
| Title |
The_CaloCube_calorimeter_for_high-energy_cosmic-ray_measurements_in_space:_performance_of_a_large-scale_prototype |
| Authors |
O._Adriani,_A._Agnesi,_S._Albergo,_M._Antonelli,_L._Auditore,_A._Basti,_E._Berti,_G._Bigongiari,_L._Bonechi,_M._Bongi,_V._Bonvicini,_S._Bottai,_P._Brogi,_G._Castellini,_P._W._Cattaneo,_C._Checchia,_R._D_Alessandro,_S._Detti,_M._Fasoli,_N._Finetti,_A._Italiano,_P._Maestro,_P._S._Marrocchesi,_N._Mori,_G._Orzan,_M._Olmi,_L._Pacini,_P._Papini,_M._G._Pellegriti,_F._Pirzio,_C._Pizzolotto,_C._Poggiali,_A._Rappoldi,_S._Ricciarini,_A._Sciuto,_P._Spillantini,_O._Starodubtsev,_F._Stolzi,_J._E._Suh,_A._Sulaj,_A._Tiberio,_A._Tricomi,_A._Trifiro,_M._Trimarchi,_A._Vedda,_E._Vannuccini,_G._Zampa,_N._Zampa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.01561 |
PeVエネルギー領域までの高エネルギー宇宙線の直接観測は、高性能の熱量計にますます依存するようになり、物理性能は主にそれらの幾何学的受容性とエネルギー分解能によって決定されます。したがって、宇宙ミッションの最も重要な制約の1つである装置の総質量に関して、幾何学的設計、粒度、および吸収深度を最適化することが非常に重要です。CaloCubeは、基本的な形状が立方晶で等方性である均質な熱量計であり、立方晶の体積を小さな立方晶のシンチレーション結晶で満たすことによって得られます。このようにして、空間のあらゆる方向から到着する粒子を検出することが可能であり、したがって、受け入れを最大化する。この設計は、宇宙線宇宙ミッションの観点から、熱量計の本格的な性能の最適化と研究の両方を目的とした3年間の研究開発活動を要約し、いくつかのかなりの規模の建設によって実行可能な技術設計を調査します。プロトタイプ。5x5x18CsI（Tl）結晶のメッシュで作られた大規模なプロトタイプが構築され、CERNSPS加速器で高エネルギー粒子ビーム上でテストされました。この論文では、CaloCubeの設計について説明し、電子に対する大規模なプロトタイプの応答に関連する結果を示します。
光学ハロースコープにおける超伝導ナノワイヤ検出器による暗黒光子暗黒物質に対する最初の制約
| Title |
First_Constraints_on_Dark_Photon_Dark_Matter_with_Superconducting_Nanowire_Detectors_in_an_Optical_Haloscope |
| Authors |
Jeff_Chiles,_Ilya_Charaev,_Robert_Lasenby,_Masha_Baryakhtar,_Junwu_Huang,_Alexana_Roshko,_George_Burton,_Marco_Colangelo,_Ken_Van_Tilburg,_Asimina_Arvanitaki,_Sae_Woo_Nam,_Karl_K._Berggren |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.01582 |
暗黒物質の性質を明らかにすることは、素粒子物理学の最も重要な目標の1つです。暗い光子などの明るいボソン粒子は、やる気のある候補です。それらは一般に長寿命で、相互作用が弱く、初期の宇宙で自然に生成されます。この作業では、多層誘電体のコヒーレント吸収を介して、eV質量範囲の暗黒光子暗黒物質を検索する概念実証実験であるLAMPOST（LightA$\prime$多層周期光学SNSPDターゲット）について報告します。ハロスコープ。超伝導ナノワイヤー単一光子検出器（SNSPD）を使用して、6x10^-6カウント/秒のダークカウントレート（DCR）で効率的な光子検出を実現します。検出器で観測されたカウント率は、参照SNSPDとわずかに異なり、プロトタイプ実験で暗黒光子暗黒物質の動的混合パラメーター$\epsilon$<10^-12に新しい制限を設定し、暗黒光子暗黒物質の証拠を見つけることができませんでした。0.7-0.8eVの質量範囲（光子波長1550-1770nm）。この性能は、実現可能なアップグレードにより、私たちのアーキテクチャが、meVから10eVの質量範囲の暗黒光子とアクシオン暗黒物質の重要な新しいパラメータ空間をプローブできることを示しています。
