THESANプロジェクト：宇宙の再電離の時代におけるライマンα線の放出と透過
| Title |
The_THESAN_project:_Lyman-alpha_emission_and_transmission_during_the_Epoch_of_Reionization |
| Authors |
A._Smith,_R._Kannan,_E._Garaldi,_M._Vogelsberger,_R._Pakmor,_V._Springel_and_L._Hernquist |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.02966 |
高赤方偏移のライマンアルファ放射銀河（LAE）の可視性は、銀河形成過程と再電離の時代（EoR）に重要な制約を与えます。ただし、観測と比較するために現実的で代表的な統計を予測することは、大量の宇宙論的シミュレーションのコンテキストで重要な課題を表しています。THESANプロジェクトは、最先端の銀河形成（IllustrisTNG）とダストモデルをArepo-RT放射-電磁流体力学ソルバーと組み合わせることにより、このような制限に対処するための独自のフレームワークを提供します。この最初の研究では、宇宙の（95.5cMpc）^3領域全体の原子冷却ハローを解決するフラッグシップシミュレーションのライマンアルファ中心の分析を示します。数値的なアーティファクトを回避するために、連続ハッブル流の存在下で周波数に依存する正確な線放射伝達のための新しい方法を考案し、より広範な天体物理学のアプリケーションにも転送可能です。私たちのスケーラブルなアプローチは、再電離のプローブとしてのLAEと赤いダンピングウィング伝送の有用性を強調しています。これにより、さまざまな銀河、視線、周波数帯域にわたる重要な傾向が明らかになり、カバー率のフレームワークでモデル化できます。実際、赤方偏移やUVの大きさなど、大規模なイオン化気泡の形成に影響を与える環境要因を考慮した後、銀河や視線全体の変動は、主に、他よりも不幸な光線に強い影響を与える固有速度や自己遮蔽システムなどのランダムプロセスに依存します。EoR全体を通して、局所的および宇宙論的な光学的厚さは、exp（-tau）の振る舞いが異方性および二峰性の透過率につながるように、1よりも大きいまたは小さいことがよくあります。将来の調査では、これらの（予測不可能な）（不）利点の存在を推測するために、まれな明るいオブジェクトとGoldilocksゾーンLAEの両方をターゲットにすることでメリットが得られます。
HIFlow：正規化フローを使用して宇宙論を条件とする多様なHIマップを生成する
| Title |
HIFlow:_Generating_Diverse_HI_Maps_Conditioned_on_Cosmology_using_Normalizing_Flow |
| Authors |
Sultan_Hassan,_Francisco_Villaescusa-Navarro,_Benjamin_Wandelt,_David_N._Spergel,_Daniel_Angl\'es-Alc\'azar,_Shy_Genel,_Miles_Cranmer,_Greg_L._Bryan,_Romeel_Dav\'e,_Rachel_S._Somerville,_Michael_Eickenberg,_Desika_Narayanan,_Shirley_Ho,_Sambatra_Andrianomena |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.02983 |
多くの進行中および今後の大規模な調査から、豊富な宇宙論的および天体物理学的情報が期待されています。今すぐこれらの調査に備え、最大限の情報を効率的に抽出できるツールを開発することが重要です。HIFlow：宇宙論（$\Omega_{m}$および$\sigma_{8}$）のみを条件として、最新の状態でトレーニングした後、中性水素（HI）マップを生成できる高速エミュレーターを紹介します。MachinELearningSimulations（CAMELS）プロジェクトによる宇宙論と天体物理学からのアートシミュレーション。HIFlowは、正規化フローモデルのクラスであるMaskedAutoregressiveFlow（MAF）を使用して設計されています。これは、2D構造を明示的に使用したり、対称性を考慮したりすることなく、現実的なマップを生成できることを示しています。HIFlowは、$z\simで列密度範囲$N_{\rmHI}\sim10^{14}-10^{21}{\rmcm^{-2}}$で新しい多様なHIマップを生成できます。6ドル、そして自然に宇宙分散効果を模倣します。驚くべきことに、HIFlowはCAMELSの平均および標準偏差のHIパワースペクトル（Pk）を$\lesssim$2の係数で再現でき、非常に高い$R^{2}>90\％$を記録します。HIFlowは、HI調査用のPkパイプラインのテストを可能にし、共分散行列など、高次元データセットの新しい多様なサンプルの生成を必要とするPk以外の他の統計プロパティの計算を支援します。この新しいツールは、フィールドレベルでの迅速なパラメータ推論を可能にし、将来のHI調査の科学的利益を最大化し、データ圧縮による情報の損失を最小限に抑えるための新しい道を開くための第一歩を表しています。
Parkesパルサータイミングアレイによる宇宙論的相転移の抑制
| Title |
Constraining_cosmological_phase_transitions_with_the_Parkes_Pulsar_Timing_Array |
| Authors |
Xiao_Xue,_Ligong_Bian,_Jing_Shu,_Qiang_Yuan,_Xingjiang_Zhu,_N._D._Ramesh_Bhat,_Shi_Dai,_Yi_Feng,_Boris_Goncharov,_George_Hobbs,_Eric_Howard,_Richard_N._Manchester,_Christopher_J._Russell,_Daniel_J._Reardon,_Ryan_M._Shannon,_Ren\'ee_Spiewak,_Nithyanandan_Thyagarajan,_Jingbo_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.03096 |
宇宙論的な一次相転移は、確率論的な重力波のバックグラウンドを生成すると予想されます。相転移温度がMeVスケールの場合、誘導された確率的重力波のパワースペクトルはナノヘルツ周波数付近でピークに達するため、高精度のパルサータイミング観測で調べることができます。ParkesPulsarTimingArrayの最新のデータセットを使用して、このような確率的な重力波の背景を検索します。確率的重力波の背景に期待されるような、ヘリングスダウンの空間相関の証拠は見つかりません。したがって、一次相転移モデルパラメータに制約を提示します。私たちの分析によると、パルサータイミングは、持続時間が$（\beta/H_*）^{-1}\sim10^{-2の低温（$T\sim1-100$MeV）相転移に特に敏感です。}-10^{-1}$であるため、暗相およびQCD相転移を抑制するために使用できます。
自己重力無衝突流（SG-CFD）の統計力学のための無衝突粒子速度、速度、およびエネルギーの最大エントロピー分布
| Title |
The_maximum_entropy_distributions_of_collisionless_particle_velocity,_speed,_and_energy_for_statistical_mechanics_of_self-gravitating_collisionless_flow_(SG-CFD) |
| Authors |
Zhijie_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.03126 |
ハローを介した逆質量カスケードは、自己重力無衝突流（SG-CFD）の中間の統計的に定常状態の重要な機能です。逆質量カスケードがシステムエントロピーを最大化し、制限速度/エネルギー分布をどのように開発するかは、答えるべき基本的な質問です。任意の指数$n$とのべき乗則の長距離相互作用を含む自己重力システムの粒子速度、速度、およびエネルギーの最大エントロピー分布に関する統計理論を提示します。長距離相互作用（$-2<n<0$）のシステムの場合、システムエントロピーを最大化するために、逆質量カスケードから形成するハローとハローグループの広いスペクトルが必要です。各ハローグループの粒子速度は依然としてガウス分布ですが、システム全体の速度分布は非ガウス分布である可能性があります。ハローグループの局所的な機械的平衡のビリアル平衡では、最大エントロピー原理がグローバルシステムの統計的平衡に適用され、限界分布が導き出されます。この定式化ではハロー質量関数は必要ありませんが、エントロピー最大化の直接的な結果です。予測される速度分布には、指数$n$に依存する形状パラメーター$\alpha$が含まれます。速度分布は、$\alpha\rightarrow0$でラプラシアンに近づき、$\alpha\rightarrow\infty$でガウスに近づきます。中間の$\alpha$の場合、最大エントロピー分布は、小さな速度ではガウスコアを、大きな速度では指数関数的な翼を自然に示します。特定の速度での無衝突粒子の総エネルギーは、低速の場合は放物線スケーリング（$\epsilon\proptov^2$）に従い、高速の場合は線形スケーリング（$\epsilon\proptov$）に従います。結果は、よく一致するN体シミュレーションと比較されます。
GMRTは、銀河団Abell725で急峻なスペクトルのアンティークフィラメントを発表しました
| Title |
GMRT_unveils_steep-spectrum_antique_filaments_in_the_galaxy_cluster_Abell_725 |
| Authors |
M._B._Pandge,_Ruta_Kale,_Pratik_Dabhade,_Mousumi_Mahato_and_Somak_Raychaudhury |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.03153 |
他のアーカイブ観測とともに、0.09の赤方偏移での銀河団Abell〜725の元のGMRT電波観測を提示します。私たちのGMRTマップは、以前に報告された弧状の構造と、クラスターの周辺にある最も明るいクラスター銀河（BCG）に関連する広角テール（WAT）電波源とともに、クラスター内の2つの急峻なスペクトルの拡散フィラメントを明らかにします。。WATの曲がった形態は、そのジェットが周囲の銀河団ガスを通るBCGの動きから生じる動圧によって押し戻されたことを示しています。WATに関連付けられたBCGは、質量が1.4$\pm0.4\times10^{9}\Msun$と推定されるブラックホールをホストします。BCGと銀河団のX線重心の間の2\arcmin（195\、kpcの投影）オフセットを観察します。これは、他の動的な特徴とともに、クラスターの進化の初期段階を示しています。WAT電波銀河、アーク、フィラメントのスペクトルインデックスは$\alpha_{612}^{240}=-0.46\pm0.15$、$-0.8\pm0.3$、および（$-1.13\pm0.48$、それぞれ$-1.40\pm0.50$）。WATとアークは接続された構造であり、フィラメントはそれらから切り離されていますが、WATの軌跡に沿っていることがわかります。構成要素の形態、およびWATのコアからフィラメントへの構成要素の漸進的な急勾配に基づいて、このシステムが後続のアンティークフィラメントを備えた電波銀河であることを提案します。
宇宙マイクロ波背景放射データ分析における共分散行列条件付けのパラメータレベルのパフォーマンス
| Title |
The_Parameter-Level_Performance_of_Covariance_Matrix_Conditioning_in_Cosmic_Microwave_Background_Data_Analyses |
| Authors |
L._Balkenhol_and_C._L._Reichardt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.03180 |
バンドパワー共分散行列の経験的推定は、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）パワースペクトル分析で一般的に使用されます。このアプローチはデータの相関関係を簡単にキャプチャしますが、結果の共分散推定のノイズは、パラメーターのフィッティングに系統的にバイアスをかける可能性があります。固有ベクトルの形状に関する事前情報を適用することにより、推定された共分散行列を条件付けすることで、これらのバイアスを減らし、ロバストなパラメーター制約の回復を確実にすることができます。この作業では、シミュレーションを使用して、現代のCMB分析に動機付けられた4つの異なる条件付けスキームのパフォーマンスをベンチマークします。シミュレートされた調査では、温度マップノイズについて、$\Delta\ell=50$幅のビンで角度多重極範囲$300\le\ell\le3500$にわたって$TT$、$TE$、および$EE$パワースペクトルを測定します。$10、6.4$および$2\、\mu$K-arcminのレベル。調査データを$N_{\mathrm{real}}=30、50、$、または100個の均一なサブセットに分割します。共分散推定の誤差に関するさまざまな条件付けスキームの結果、および共分散行列のこれらの不確実性が最適なパラメーターとパラメーターの不確実性にどのように伝播するかを示します。私たちが見つけた最も重要な効果は、データの尤度から予想されるものを超えた、最適点での追加のばらつきです。最小の条件付け戦略、$N_{\mathrm{real}}=30$、および温度マップ-ノイズレベル10$\、\mu$K-arcminの場合、復元された最適なパラメーターの不確実性は次のようになります。尤度からの見かけの後方幅よりも$\times1.3$大きい（真の共分散を使用した場合の不確実性よりも$\times1.2$大きい）。共分散行列の事前分布を強くすると、パラメーターの不確実性の誤推定が$<1\％$に減少します。予想どおり、経験的推定は$N_{\mathrm{real}}$が高いほどパフォーマンスが向上し、パラメーター制約への悪影響が改善されます。
EoR1フィールドを対象としたマーチソン広視野アレイデータからの再電離パワースペクトル限界のエポック
| Title |
Epoch_of_Reionization_Power_Spectrum_Limits_from_Murchison_Widefield_Array_Data_Targeted_at_EoR1_Field |
| Authors |
M._Rahimi,_B._Pindor,_J._L._B._Line,_N._Barry,_C._M._Trott,_R._L._Webster,_C._H._Jordan,_M._Wilensky,_S._Yoshiura,_A._Beardsley,_J._Bowman,_R._Byrne,_A._Chokshi,_B._J._Hazelton,_K._Hasegawa,_E._Howard,_B._Greig,_D._Jacobs,_R._Joseph,_M._Kolopanis,_C._Lynch,_B._McKinley,_D._A._Mitchell,_S._Murray,_M._F._Morales,_J._C._Pober,_K._Takahashi,_S._J._Tingay,_R._B._Wayth,_J._S._B._Wyithe,_Q._Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.03190 |
宇宙の再電離の時代に中性水素の21cmパワースペクトルを測定する現在の試みは、熱雑音と予想される宇宙信号の両方を超える測定された上限を生成する系統分類学によって制限されています。これらの体系は、観察、機器、および分析の効果の組み合わせから生じます。これらの影響をさらに理解して軽減するために、既存のデータセットのさまざまな側面を調査することは有益です。そのような側面の1つは、観測フィールドの選択です。これまで、MWAEoRの観測は主にEoR0フィールドに焦点を合わせてきました。この作業では、EoR1フィールドの新しい詳細な分析を提示します。EoR1フィールドは、南の電波空で最も寒い地域の1つですが、非常に明るい電波銀河であるろ座-Aが含まれています。干渉計の一次ビームにこの明るく拡張された光源が存在するため、EoR1のキャリブレーションと分析は特に困難です。この分野の結果を改善する上で、最近開発されたFornax-Aのシェイプレットモデルの有効性を示します。また、体系的に汚染されたデータを特定して削除する一連のデータ品質メトリックについて説明し、適用します。大幅に改善されたソースモデル、アップグレードされた分析アルゴリズム、強化されたデータ品質メトリックにより、2015年と2014年にレッドシフト6.5、6.8、7.1で観測された最高の$\sim$14時間データの分析に基づいて、EoRパワースペクトルの上限を決定します。$\Delta^2\leqのz=6.5での最低$2\sigma$上限（73.78〜\mathrm{mK）^2}$at$k=0.13〜\mathrm{h〜Mpc^{-1}}$、以前のEoR1測定結果を改善します。
XGIS-THESEUSからの原始ブラックホールに対する将来の制約
現在の観測では、小惑星の質量範囲$10^{17}-10^{23}$gの原始ブラックホール（PBH）が、暗黒物質（DM）のエネルギー密度全体を構成することができます（21cmの観測によって制約される小さな質量範囲を除く）。この作業では、トランジェントハイに搭載されたXおよびガンマイメージング分光計（XGIS）望遠鏡アレイを介して、質量$10^{17}-10^{19}\、{\rmg}$でPBHを探査する可能性を探ります。-EnergySkyandEarlyUniverseSurveyor（THESEUS）ミッション。予測される制限は、$10^{16}\、{\rmg}\、<\、M_{\mathrm{PBH}}\、<\、10^{17}\について文献で提案されている制限と同等ですが、{\rmg}$、XGIS-THESEUSミッションが$10^{17}\mathrm{〜g}<M_{\mathrm{PBH}}\lesssim3\times10^{の最強の限界を提供できる可能性があることを示します18}\mathrm{〜g}$非回転PBHの場合。質量範囲$5\times10^{15}\、{\rmg}\、<\、M_{\rmPBH}\、\lesssim\、で最大回転するPBHの場合、境界はほぼ1桁厳しくなります。10^{19}\、{\rmg}$。
パンテオン+分析：超新星調査の測光ゼロ点不確実性に対する宇宙論的制約の依存性
| Title |
The_Pantheon+_Analysis:_Dependence_of_Cosmological_Constraints_on_Photometric-Zeropoint_Uncertainties_of_Supernova_Surveys |
| Authors |
Sasha_Brownsberger,_Dillon_Brout,_Daniel_Scolnic,_Christopher_W._Stubbs,_Adam_G._Riess |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.03486 |
ハッブル定数H$_0$、宇宙論的質量密度$\Omega_M$、および暗黒エネルギー状態方程式パラメーター$w$のIa型超新星（SNeIa）測定は、個別のSNe調査を使用した多数のSNe調査に依存しています。30年間の観測にわたる測光システム。ここでは、H$_0$、$\Omega_M$、および$w$に対する今後のSH0ES+Pantheon+制約の、パンテオン+超新星データセットを構成する17の調査間の相対測光ゼロ点キャリブレーションにおける未知の系統分類に対する感度を決定します。宇宙論的パラメーターと同時にこれらの調査のゼロ点を変化させて、H$_0$のSH0ES+Pantheon+測定は、調査間の測光の誤校正に対してロバストであるが、$\Omega_M$と$w$の測定はそうではないと判断します。具体的には、誤って調整された調査間体系が、$0.2$kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$以下のH$_0$の測定値の不確実性の原因となる可能性があることがわかりました。H$_0$の不確実性のこの適度な増加は、H$_0$のSH0ES測定とPlanck$の間の$7$kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$「ハッブル張力」を説明できませんでした。\Lambda$CDMベースのH$_0$の推論。ただし、SH0ES+Pantheon+の最適値$\Omega_M$と$w$は、それぞれ、調査間のキャリブレーションの不確実性の$25$mmagあたり$0.04$と$-0.17$だけ、一次的にずれていることがわかります。これらのパラメータを正確に測定する上でクロスキャリブレーションが果たす重要な役割。Pantheon+大要には、低$z$ハッブルフローとCepheidペアSNeを共有する多くの調査が含まれているため、H$_0$のSH0ES+Pantheon+共同制約は、調査間の測光キャリブレーションエラーに対して堅牢であり、このようなエラーはSH0ES+Pantheon+を共同で使用してH$_0$を1％の精度で測定することの障害。
パンテオン+分析：近くのIa型超新星を用いた宇宙論的分析における固有速度補正の評価
| Title |
The_Pantheon+_Analysis:_Evaluating_Peculiar_Velocity_Corrections_in_Cosmological_Analyses_with_Nearby_Type_Ia_Supernovae |
| Authors |
Erik_R._Peterson,_W._D'Arcy_Kenworthy,_Daniel_Scolnic,_Adam_G._Riess,_Dillon_Brout,_Anthony_Carr,_Helene_Courtois,_Tamara_Davis,_Arianna_Dwomoh,_David_O._Jones,_Brodie_Popovic,_Benjamin_M._Rose,_Khaled_Said |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.03487 |
Ia型超新星（SNeIa）を使用してハッブル定数（$H_0$）と状態方程式パラメーターを測定するには、近くの宇宙（$z<0.1$）での膨張と運動による赤方偏移の成分を分離することが重要です。ダークエネルギー（$w$）の。ここでは、近くの特異な赤方偏移に寄与する2つの支配的な「運動」を研究します。大規模なコヒーレントフロー（CF）運動と、銀河群に属すると見なされる重力関連銀河による小規模な運動です。Pantheon+サンプルからの585個の低$z$SNeのセットを使用し、SN距離残差の改善を測定することにより、これらの動きに対する補正の有効性を評価します。大規模および小規模の動きをモデル化するための複数の方法を研究し、グループ割り当てとCF補正が個別にハッブル残差散乱の小さな改善に寄与する一方で、最大の改善は2つの組み合わせ（ハッブル残差の相対標準偏差）からもたらされることを示します。RSDは0.167等から0.157等に向上します。さまざまな局所密度マップから導出された最適な流れ補正により、CMBを使用する場合と比較して、$H_0$が$\sim0.4$kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$上昇する一方で、ハッブル残差が大幅に減少することがわかります。赤方偏移、認識されていない局所構造がハッブルの緊張を解決できるという仮説を支持しません。赤方偏移を最適に補正した後の宇宙論的パラメーターの体系的な不確実性は、$H_0$で0.08-0.17kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$、$w$で0.02-0.03と推定されます。これらの測定値の統計的不確実性：$H_0$の場合は1.5kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$、$w$の場合は0.04。
相関関数のLaguerre再構成におけるスミアリングスケール
| Title |
The_smearing_scale_in_Laguerre_reconstructions_of_the_correlation_function |
| Authors |
Farnik_Nikakhtar,_Ravi_K._Sheth,_Idit_Zehavi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.03591 |
良い近似として、大きな宇宙論的スケールでは、バイアスされたトレーサーの進化した2点相関関数は、畳み込みによって最初の相関関数に関連付けられます。ガウス初期条件の場合、スミアリングカーネルはガウスであるため、初期相関関数が単純な多項式を使用してパラメーター化される場合、展開された相関関数は、半整数次の一般化されたラゲール関数の合計になります。これは、以前の研究で高速かつ正確であることが示されている分析的なLaguerre再構成アルゴリズムの動機付けになります。この再構成では、入力としてスミアリングカーネルの幅が必要です。同じデータセットからスミアリングカーネルの幅を推定するためにメソッドを拡張できることを示します。次に、この推定値と関連する不確実性を使用して、再構築された形状の分布を無視し、特定の宇宙論モデルに関連付けられていない距離スケールの値に関する誤差推定値を提供できます。また、代わりに、単純な多項式を使用して進化した相関関数をパラメーター化すると、最初の相関関数はエルミート多項式の合計になり、高速で正確なデコンボリューションが可能になることも示します。他のデータセットからのスミアリングスケールの制約を使用する場合は、エルミート再構成の値をマージナライズする方が簡単であり、宇宙論的分析をさらに高速化できる可能性があります。
分光的に確認された59個のクエーサーの光度曲線における変分勾配$s_F$と平均フラックス$\langleF\rangle$の関係は、$\で3桁を超える0.14dexの分散で測定されます。ラングルF\rangle$。一般にクエーサーに当てはまると仮定すると、この関係はクエーサーの変動性に関する実用的な知識を追加するだけでなく、モデルに依存しない方法でクエーサーの光度距離を決定するためにも使用できます。光度距離を正確に取得することで、クエーサーを宇宙の距離梯子に追加できるようになり、宇宙のパラメータをより適切に制約できるIa型超新星にアクセスできる赤方偏移をはるかに超えて梯子を簡単に拡張できます。
3惑星系におけるカオスの基準
ケプラー宇宙船によって発見されたものと同様のシステムのために、3つの惑星系におけるカオスの基準を確立します。私たちの主な結果は次のとおりです。（i）重複する平均運動共鳴MMRに基づく最も単純な基準は、非常に大雑把なレベルでの数値シミュレーションとのみ一致します。（ii）オーバーラップしない隣接するMMRを考慮することにより、はるかに高い精度が得られます。各近傍のカオスゾーンの幅を計算し、幅の簡単な近似式も提供します。（iii）3体共振（3BR）の重なりによって、さらに高い精度が提供されます。これは、N体シミュレーションからのマップに見られるきめの細かい構造を説明し、リアプノフ時間を予測します。以前の研究は、MMRの重なりまたは3BRの重なりが惑星間カオスを駆動するかどうかについて矛盾しています。私たちは両方がそうすることを示します、そして実際、それらは同じ効果を見る異なる方法にすぎません。（iv）両方の基準をN体シミュレーションからのカオスの高解像度マップと比較し、それらが高レベルの詳細で一致することを示します。
なぜM矮星はより多くの通過する惑星を持っているのですか？
| Title |
Why_do_M_dwarfs_have_more_transiting_planets? |
| Authors |
Gijs_D._Mulders,_Joanna_Dr\k{a}\.zkowska,_Nienke_van_der_Marel,_Fred_J._Ciesla,_Ilaria_Pascucci |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.02971 |
ケプラーによって発見された太陽のような星と比較して、M矮星の周りを通過する惑星の発生率が高いことを説明するために、惑星形成シナリオを提案します。小石のドリフトと降着モデルを使用して、雪線の内側と外側の惑星コアの成長をシミュレートします。雪線の内側の小石のサイズが小さいと、スーパーアースの成長が遅れ、外側の円盤にある巨大な惑星のコアが最初に形成されます。それらの巨大な惑星が小石の隔離の塊に達するとき、それらは内側の円盤への小石の流れを遮断し、近くのスーパーアースの形成を防ぎます。このモデルを、質量が0.1〜2太陽質量の星と、初期ディスク質量の範囲に適用します。熱いスーパーアースと冷たい巨大惑星の質量は反相関していることがわかります。高温のスーパーアースを形成するシミュレーションの割合は、質量の小さい星の周りで高く、ケプラーからの太陽系外惑星の発生率と一致します。冷たい巨大惑星を形成するシミュレーションの割合は、視線速度調査からの恒星の質量依存性と一致しています。ペブル集積仮説の重要な検証可能な予測は、Trappist-1のような亜恒星境界近くのM矮星では、スーパーアースの発生率が再び減少するはずであるということです。
原始惑星の衝突：イジェクタの統計的性質
| Title |
Protoplanet_Collisions:_Statistical_Properties_of_Ejecta |
| Authors |
Samuele_Crespi,_Ian_Dobbs-Dixon,_Nikolaos_Georgakarakos,_Nader_Haghighipour,_Thomas_I._Maindl,_Christoph_M._Sch\"afer,_Philip_Matthias_Winter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.02977 |
岩石惑星の形成の最後の段階は、月から火星のサイズの惑星の胚の間の衝突によって支配されます。このフェーズのシミュレーションでは、数値積分器を飽和させることなく、衝撃後の材料を含めることの難しさを処理する必要があります。一般的なアプローチは、衝突によって生成されたマテリアルを、同じ質量の少数のボディにクラスター化し、衝突ポイントの周囲に均一に散乱させることによって含めることです。ただし、このアプローチでは、システムの最終的な構造と構成で重要な役割を果たす可能性のある機能を無視することにより、衝突材料のプロパティを単純化しすぎています。この研究では、胚と胚の衝突によって生成された材料の軌道構造、質量、およびサイズ分布の統計分析を提示し、それらを使用して数値積分に直接組み込むことができるモデルを開発する方法を示します。たとえば、分析の結果は、フラグメントの質量が、$10^{-7}$から$2\times10^{-2の範囲で、指数が$-2.21\pm0.17$の指数分布に従うことを示しています。}$地球質量。衝突後の速度の分布は、多数の破片が中央の星に向かって散乱していることを示しています。後者は、小惑星帯の外側の領域から地球型惑星の降着帯への物質の供給に非常に関連しているかもしれない新しい発見です。最後に、数値積分に直接組み込むことができるフラグメントの2D分布の分析モデルを示します。
ドッジボール-衛星はデブリに見舞われるのを避けることができますか？
衛星は、追跡されていない軌道上の破片との衝突をかわすことができますか？衛星は追跡対象との衝突を回避し、予測される接続詞の不確実性にもかかわらず、衝突を回避するために実際に必要な回避者{\oe}のみを作成できますか？衛星搭載レーダーは、実際の衝突の脅威を、はるかに多くのニアミスと区別する場合があります。これは、衝突コース上のオブジェクトが一定の方位を持っているためです。これは、レーダーリターンの干渉検出によって決定される場合があります。そのようなレーダーの大きな星座は、LEO内のすべてのcmサイズの破片の天体暦の決定を可能にするかもしれません。
巨大な地球のような太陽系外惑星の炭素循環と居住性
| Title |
Carbon_cycling_and_habitability_of_massive_Earth-like_exoplanets |
| Authors |
Amanda_Kruijver,_Dennis_H\"oning,_Wim_van_Westrenen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.03295 |
検出された岩石の太陽系外惑星の数が増えるにつれて、それらの表面が居住可能であるかどうかの問題はより適切になりつつあります。地球上では、長期の炭酸ケイ酸塩サイクルは、100万年を超えるタイムスケールで表面温度を調節することができます。気温が上昇すると風化が促進され、マントルに沈み込む大気からCO$_2$が除去されます。中央海嶺では、CO$_2$が内部から大気に供給されます。炭素のデガッシングフラックスは、海嶺の下の融解深度と、圧力と温度に依存するマントルの粘度に影響される拡散速度によって制御されます。マントルのデガッシングに対する温度と圧力の影響は、より大規模な惑星にとってますます重要になっています。ここでは、質量の異なる地球のような惑星の熱進化モデルを長期的な炭素循環のモデルと組み合わせて、それらの表面温度の進化を評価します。粘度の温度依存性がその圧力依存性よりも支配的であるため、4.5Gyrでの拡散率は惑星の質量が3$M_\oplus$まで増加することがわかります。質量の大きい惑星の場合、圧力依存性が支配的であり、プレートの速度が低下します。さらに、惑星の質量の関数としての4.5Gyrでの有効融解深度は、3$M_\oplus$で最大になります。全体として、4.5Gyrでは、デガッシング速度、したがって表面温度は3$M_\oplus$で最大になります。この研究は、太陽系外惑星の居住性を予測する際に、年齢と質量の両方を考慮する必要があることを強調しています。これらの影響にもかかわらず、長期的な炭素循環は、巨大な地球のような惑星の表面温度を調節する効果的なメカニズムのままです。
TRAPPIST-1：トランジットタイミング変化と共振チェーンの起源の動的解析
| Title |
TRAPPIST-1:_Dynamical_analysis_of_the_transit-timing_variations_and_origin_of_the_resonant_chain |
| Authors |
Jean_Teyssandier,_Anne-Sophie_Libert_and_Eric_Agol |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.03340 |
赤色矮星の周りの共鳴連鎖にあるように見える7つの地球サイズの惑星で構成されるTRAPPIST-1システムの最近公開された最適なソリューションを分析します。2惑星の共鳴角が循環する最も内側のペアを除いて、すべての惑星が同時に2惑星と3惑星の共鳴にあることを示します。周波数分析によって、トランジットタイミング変動（TTV）信号は、システムの動的変数の変動にも存在する、数日から数十年まで変化する一連の共通期間を持っていることを強調します。より短い期間（例えば、1。3年のTTVの特徴的なタイムスケール）は2惑星の平均運動共鳴に関連し、より長い期間は3惑星の共鳴から生じます。移動力を伴う$N$体シミュレーションを使用して、TRAPPIST-1の共振チェーンの起源を調査し、特定のディスク条件に対して、観測されたものと同様の共振チェーンを形成して正確に再現できることを発見しました。観測されたTTV。私たちの分析によると、4年間に収集された観測データは、2惑星の共鳴ダイナミクスに関する重要な情報を保持していますが、TRAPPIST-1をさらに監視すると、3体の共鳴、特に3。3年と5。1年の周期性の兆候がすぐに得られます。現在の最適なソリューション。追加の観測はまた、惑星の最も内側のペアの特有の共鳴ダイナミクスに関するより正確な情報を提供し、したがって、形成シナリオに対する追加の制約を提供します。
HD100546周辺のディスクに埋め込まれている可能性のある惑星の特性を制約する
| Title |
Constraining_the_properties_of_the_potential_embedded_planets_in_the_disk_around_HD_100546 |
| Authors |
Max_Ackermann_Pyerin,_Timmy_N._Delage,_Nicol\'as_T._Kurtovic,_Mat\'ias_G\'arate,_Thomas_Henning,_Paola_Pinilla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.03373 |
環境。星HD100546の周りの原始惑星系円盤は、2つの同心リングの形で顕著な下部構造を表示します。アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）での最近の観測により、これらの特徴が高い角度分解能で明らかになり、かすかな外輪が十分に解像されました。これにより、システムの性質をさらに研究することができます。目的。私たちの目的は、観測されたリングとギャップを誘発する責任があると仮定して、ディスクに埋め込まれた潜在的な惑星のいくつかの特性を制約することです。メソッド。HD100546周辺の星周円盤からのダスト連続体放出の自己較正された$0.9\、$mmALMA観測を提示します。これらの観測は、2つのリングと一致するディスクの下部構造を明らかにし、外側のリングは内側のリングよりもはるかに暗いです。。この外観を、2つの埋め込まれた惑星を想定した数値モデルで厳密に再現します。惑星とディスクの相互作用コードFARGO3Dのフレームワークで惑星とディスクのパラメーターを変更し、ガスとダストの分布の出力を使用して、コードRADMC-3Dで合成観測を生成します。結果。この比較から、質量$M_1=8M_{\rm{Jup}}$の内惑星が$r_1=13\、$auにあり、外惑星が$r_2=143\、$にあることがわかります。質量が$M_2=3M_{\rm{Jup}}$のauは、合成観測とALMA観測の間の最良の一致につながります（正規化された放射状プロファイルの偏差は$3\sigma$未満）。内輪に比べて外構造の非常に低い輝度に一致させるには、初期のディスクガス面密度プロファイルは、単純なべき乗則プロファイルではなく、指数関数的に先細りのべき乗則（自己相似解）に従う必要があります。
小惑星16プシケ：形、特徴、そして世界地図
| Title |
Asteroid_16_Psyche:_Shape,_Features,_and_Global_Map |
| Authors |
Michael_K._Shepard,_Katherine_de_Kleer,_Saverio_Cambioni,_Patrick_A._Taylor,_Anne_K._Virkki,_Edgard_G._Rivera-Valentin,_Carolina_Rodriguez_Sanchez-Vahamonde,_Luisa_Fernanda_Zambrano-Marin,_Christopher_Magri,_David_Dunham,_John_Moore,_Maria_Camarca |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.03635 |
アレシボSバンド遅延ドップラーイメージング、アタカマ大型ミリ波アレイ（ALMA）天体イメージング、ケックの補償光学（AO）画像など、幅広い波長で取得した観測を使用して、小惑星16プシケの形状モデルを開発します。そして超大型望遠鏡（VLT）、そして最近の恒星の掩蔽。私たちの形状モデルの寸法は278（-4/+8）kmx238（-4/+6）kmx171（-1/+5）km、有効球面直径Deff=222-1/+4km、（36度、-8度）+/-2度のスピン軸（楕円形のlon、lat）。以前に存在すると報告されたすべての機能を調査し、いくつかの新しい機能を暫定的に特定し、Psycheの世界地図を作成します。30個の校正済みレーダーエコーを使用すると、Psycheの全体的なレーダーアルベドは0.34+/-0.08であることがわかります。これは、レゴリスの上部メーターにかなりの金属（Fe-Ni）が含まれていることを示しています。強化された、または複雑なレーダーアルベドの4つの領域が見つかり、そのうちの1つは、以前に識別されたPsycheの機能とよく相関し、すべてが比較的高い光学アルベドのパッチと相関しているように見えます。これらの発見に基づいて、プシュケのモデルをレムナントコアとして除外することはできませんが、プシュケは頑火輝石またはCH/CBコンドライトに類似したレゴリス組成を持ち、金属濃度の高い局所領域がちりばめられた差別化された世界であると解釈されます。。これらの地域の最も信頼できる形成メカニズムは、ジョンソンらによって提案された鉄火山活動です。（NatureAstronomyvol4、2020年1月、41-44）。
円形の制限された3体問題における惑星衛星の近傍間の伝達設計
| Title |
Transfer_design_between_neighborhoods_of_planetary_moons_in_the_circular_restricted_three-body_problem |
| Authors |
David_Canales,_Kathleen_C._Howell,_Elena_Fantino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.03683 |
太陽系の主要な月の探査に専念し、解放点の軌道を伴う可能性のある将来の宇宙ミッションへの関心を考慮して、これらのマルチボディシステムのダイナミクスを活用する月間の移動のための効率的な設計戦略が導入されます。月から月への解析的伝達（MMAT）法が導入されました。これは、軌道に関係なく有用な、円形の制限された3体問題のコンテキスト内の任意のシステムにおける月の近くの間の伝達設計の一般的な方法論で構成されています。月が存在する飛行機。簡略化されたモデルにより、分析上の制約により、共通の惑星の近くを移動する2つの異なる月の間の移動の実現可能性を効率的に判断できます。特に、そのような2つの異なる月の周期的な軌道間の接続が達成されます。この戦略は、分析上の制約を満たすあらゆるタイプの直接転送に適用できます。ケーススタディは、木星とウラニアンのシステムについて提示されています。より忠実なエフェメリスモデルへの転送の移行は、2つの連続する月の間で可能な転送オプションを提供するための高速ツールとしてのMMATメソッドの有効性を確認します。
カードを読む：天の川のステラハローの化学的存在量における降着の歴史の痕跡
| Title |
Reading_the_CARDs:_the_Imprint_of_Accretion_History_in_the_Chemical_Abundances_of_the_Milky_Way's_Stellar_Halo |
| Authors |
Emily_C._Cunningham,_Robyn_E._Sanderson,_Kathryn_V._Johnston,_Nondh_Panithanpaisal,_Melissa_K._Ness,_Andrew_Wetzel,_Sarah_R._Loebman,_Ivanna_Escala,_Danny_Horta,_Claude-Andr\'e_Faucher-Gigu\`ere |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.02957 |
局所銀河群（LG）での大規模な分光学的調査の時代に、私たちは天の川（MW）とM31恒星の矮小銀河前駆体の星形成と化学濃縮の歴史を研究するためにハロー星の化学的存在量を使用して探索することができますハロー。この論文では、FIRE-2シミュレーションのラテスイートからの7つの恒星ハローの化学存在比分布（CARD）を使用して調査します。ラテ銀河の恒星ハローのCARDを、さまざまな恒星質量$M_{\star}$と消光時間$t_{100}を持つ、破壊された矮星からのテンプレートCARDの線形結合としてモデル化することにより、銀河の集合履歴を推測しようとします。$。現在の矮小銀河を使用してこれらのテンプレートを構築する方法を紹介します。この研究で研究された7つのラテハローのうちの4つについて、付着した矮星の質量スペクトルを$<10\％$の精度で回復します。$t_{100}$の関数として付加された質量の割合について、7つのシミュレーションのうち5つで$20-30\％$の残差が見つかります。矮小銀河がとることができる星形成と化学濃縮の歴史の多様性から生じるこの方法の失敗モードについて議論します。これらの失敗のケースは、高いモデル残差によって確実に識別できます。これらの場合、CARDモデリング方法ではアセンブリ履歴を正常に推測できませんが、これらの破壊された矮星のCARDには、異常な形成履歴のシグネチャが含まれています。私たちの結果は、CARDを使用して、MWおよびM31恒星ハローの前駆体の歴史についてさらに学ぶために有望です。
M15の内部rプロセス存在量の広がりと単一の星の種族モデル
球状星団M15のメンバー星は、rプロセス要素の存在量にかなりの広がりを示しています。まれで多作なrプロセスイベントがM15の出生雲を不均一に豊かにしたと私たちは主張します。可能性を批判的に調べるために、宇宙論的な銀河形成シミュレーションを実行し、不均一な濃縮の物理的条件を研究します。合併イベント時間とサイトの大きなパラメータ空間を探索します。私たちのシミュレーションは、中性子星合体がクラスターの形成サイトから100pc離れた場所で、形成前の数千万年という限られた時間範囲で発生した場合に、大きなrプロセスの存在量の広がりを再現します。興味深いことに、最近の観測から推測されたものと同様に、場合によっては、Euの存在量分布に二峰性の特徴が見られます。M15のメンバーの星は、Euの存在量と、2つの星の種族を持つモデルで予想されるNaなどの軽元素との間に明確な相関関係を示していません。したがって、M15の星の大部分は1回のバーストで形成されると主張します。YやZrなどの最初のピークrプロセス要素の存在量を考慮すると、メインのrプロセスイベントは、いわゆるr-と一致する[Eu/Y]\sim1.0の高いランタニド分率を持つ必要があると結論付けます。天の川とレティキュラムIIのIIスター。
ピークソースとナローラインセイファート1：ラブストーリー
ピークソース（PS）とナローラインセイファート1（NLS1）銀河の間の最初の類似点は、すでに20年前に注目されました。今日では、いくつかのソースが両方の分類を共有できることが知られており、$\gamma$線を放出するNLS1の親集団の一部がPSの中に隠れている可能性があります。この簡単なレビューでは、このオリエンテーションベースの統一が開発された方法と理由について説明します。また、基本的に10GHz未満の周波数では見えない、NLS1で吸収された無線ジェットの最近の発見が、PSの知識にどのように影響し、特に、広く使用されている無線ラウドネスパラメータを廃止する可能性があるかを示します。
星形成の磁化された乱流雲からのLyCとLy $ \ alpha $光子の脱出の体系的な研究
| Title |
A_systematic_study_of_the_escape_of_LyC_and_Ly$\alpha$_photons_from_star-forming,_magnetized_turbulent_clouds |
| Authors |
Taysun_Kimm,_Rebekka_Bieri,_Sam_Geen,_Joakim_Rosdahl,_J\'er\'emy_Blaizot,_L\'eo_Michel-Dansac,_Thibault_Garel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.02975 |
巨大分子雲（GMC）からのライマン連続体（LyC）とライマン$\alpha$（Ly$\alpha$）の光子の脱出を理解することは、宇宙の再電離を研究し、観測された銀河のスペクトルを解釈するために重要です。高いレッドシフト。この目的のために、私たちは、自己無撞着な星形成と恒星フィードバックを備えたGMCの高解像度の放射磁気流体力学シミュレーションを実行します。雲が約$2$-以内に分散しているため、電離放射線のかなりの部分（15-70％）が異なる質量（$10^5$および$10^6\、M_\odot$）のシミュレートされたGMCから逃げることがわかります。星形成の開始から$5\、{\rmMyr}$。リークされるLyCおよびLy$\alpha$フォトンの割合は、GMCの質量が小さく、金属が少なく、乱流が多く、密度が低い場合に大きくなります。LyC放射の最も効率的な漏れは、GMCの総星形成効率が約$20％$のときに発生します。Ly$\alpha$のエスケープは、GMCからエスケープするLy$\alpha$フォトンの割合が大きいことを除いて、LyCフォトンと同様の傾向を示しています（$f_{\rmesc}^{\rmLy\alpha}\upperxf_{900}^{0.27}$）。シミュレートされたGMCは、時間平均された緊急Ly$\alpha$スペクトルで、$\Deltav\約120\、{\rmkm\、s^{-1}}$の特徴的な速度分離を示しており、Ly$\がalpha$は、星間および銀河系の媒体の運動学を推測するのに役立つ可能性があります。星の種族モデリングを通じてLyC光子の数を推定できる場合、Ly$\alpha$の光度がLyCエスケープの有用な指標であることを示します。最後に、Ly$\alpha$の脱出率、1500Aでの紫外線光子、およびBalmer$\alpha$線の間の相関が弱いことがわかります。
ASKAPを使用したGPSおよびCSSソースのガス状の出生環境--FLASH
GPSおよびCSSソースは、周囲の周囲の星間ガスをまだ排出していない、若いおよび/または閉じ込められた放射性大声の活動銀河核（AGN）の亜集団を表すと考えられています。これらの天体のガス環境を研究することにより、銀河とそれらの超大質量ブラックホール（SMBH）との間の相互依存関係についての洞察を得ることができます。HIでの最初の大規模吸収調査（FLASH）は、中間の宇宙論的赤方偏移で銀河の中性原子水素（HI）ガスの人口調査を構築します。FLASHは、GPSおよびCSSソースに関連する少なくとも数百のHI吸収体を検出することが期待されています。これらの吸収体は、電波AGNに対する見通し内中性ガスの存在量と運動学の重要なプローブを提供し、場合によっては、落下する雲と流出に関連するガスを明らかにします。これで、FLASHパイロット調査の第1フェーズの観測が完了し、初期の分析により、GPSソースPKS2311$-$477を含むいくつかの検出がすでに得られています。この銀河の光学イメージングは、吸収で見られる中性ガスを供給し、ラジオラウドAGNをトリガーした可能性のある相互作用システムを明らかにします。FLASHは、コンパクトな電波銀河間のこのようなガスに富む相互作用の有病率を調査できる統計的に有意なサンプルを提供します。
piXedfitで近くの銀河を解剖する：I。パンクロマティックSEDフィッティングによって明らかにされた星、塵、ガスの空間分解能
| Title |
Dissecting_Nearby_Galaxies_with_piXedfit:_I._Spatially_Resolved_Properties_of_Stars,_Dust,_and_Gas_as_Revealed_by_Panchromatic_SED_Fitting |
| Authors |
Abdurro'uf,_Yen-Ting_Lin,_Hiroyuki_Hirashita,_Takahiro_Morishita,_Sandro_Tacchella,_Masayuki_Akiyama,_Tsutomu_T._Takeuchi,_Po-Feng_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.03158 |
近くにある10個の渦巻銀河の星、塵、ガスの空間的に分解された特性（$\sim1〜2$kpcから少なくとも$3$の有効半径までの空間スケール）を研究します。星の種族と塵の特性は、空間的に分解されたスペクトルエネルギー分布（SED）を、遠紫外線から遠赤外線までの20を超える測光バンドに適合させることによって導き出されます。当社の新開発ソフトウェアpiXedfitは、画像の点像分布関数マッチング、ピクセルビニングを実行し、恒星光、ダスト減衰、ダスト放出、および活動銀河核によって加熱されたダストトーラスからの放出を同時にモデル化します。この自己無撞着な分析で、IRX-$\beta$関係の空間的に分解されたバージョンを提示し、統合された測光からの関係と一致していることを発見します。古い星の種族が塵の加熱に寄与していることを示します。これは、kpcスケールの全紫外線および赤外線光度から導出された星形成率（SFR）の過大評価を引き起こします。原子ガスと分子ガスのアーカイブ高解像度マップを使用して、恒星集団の特性（恒星の質量、年齢、金属性、SFRなど）、ダスト（ダストの質量、ダスト温度、多環式の存在量など）の半径方向の変動を調べます。芳香族炭化水素）、ガス、およびダストと恒星の質量およびダストとガスの質量比。大部分の銀河の中央領域で分子ガスの質量分率の減少が観察され、利用可能な燃料の不足が中央の特定のSFRを抑制する重要な要因であることを示唆しています。
局所銀河群矮小銀河のアイザックニュートン望遠鏡モニタリング調査。 II。長周期変光星から導き出されたアンドロメダ座Iの星形成の歴史
| Title |
The_Isaac_Newton_Telescope_monitoring_survey_of_Local_Group_dwarf_galaxies._II._The_star_formation_history_of_Andromeda_I_derived_from_long_period_variables |
| Authors |
Elham_Saremi,_Atefeh_Javadi,_Mahdieh_Navabi,_Jacco_Th.van_Loon,_Habib_G.Khosroshahi,_Behzad_Bojnordi_Arbab,_Iain_McDonald |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.03185 |
近くの矮小銀河の光学モニタリング調査は、2.5mのアイザックニュートン望遠鏡（INT）で行われました。広視野カメラ（WFC）で、55個の矮小銀河とローカルグループ（LG）の4つの孤立した球状星団が観測されました。この調査の主な目的は、脈動の不安定性に基づいて、進化の終点で最も進化した漸近巨星分枝（AGB）星と赤色超巨星を特定し、光度全体の分布を使用して星形成履歴（SFH）を再構築することです。、多波長スペクトルエネルギー分布のモデリングからのダスト生成と質量損失を定量化し、これを光度と半径の変動に関連付けます。一連の論文のこの2番目では、長周期変光星（LPV）に基づいてSFHを推定し、調査の例としてアンドロメダ座I（And\、I）矮小銀河についてそれを導出するために使用される方法論を示します。。And\、IとPadovaの恒星進化モデルの2つの半光半径内で特定された59個のLPV候補を使用して、この銀河のSFHを推定しました。星形成の主要な時代はAnd\、Iで発生し、約6.6Gyr前にピークに達し、$0.0035\pm0.0016$M$_\odot$yr$^{-1}$に達し、1〜2Gyr前までゆっくりと減少しました。。この銀河にいくつかのほこりっぽいLPVが存在することは、800Myr前にピークに達した最近の星形成のわずかな増加に対応しています。約4Gyr前（$z<0.5$）の急冷時間を評価します。これにより、And\、Iは遅急冷dSphになります。総恒星質量$（16\pm7）\times10^6$M$_\odot$は、一定の金属量$Z=0.0007$に対して、And\、Iの2つの半光半径内で計算されます。
DGタウの無線ノットCのスペクトルにおける低周波ターンオーバーの意味
原始星オブジェクトDGTauの電波ノットCのシンクロトロンスペクトルは、低周波ターンオーバーを持っています。これは、その磁場強度が少なくとも10mGである可能性が高いことを示すために使用されます。これは、以前に推定されたものよりも約2桁大きいものです。以前の、より低い値は、シンクロトロンスペクトルインデックスへの最小磁場の依存性の省略とともに、放出量の過大評価によるものです。放射源が部分的に分解されているため、これはシンクロトロン放射の体積充填率が低いことを意味します。観測を説明するために必要な高圧は衝撃によるものであると主張されています。さらに、相対論的電子の密度だけでなく磁場の強さをさらに高めるために、おそらく熱ガスの冷却が必要です。観測されたスペクトル指数は、電子を放出する電波のエネルギーが、一次フェルミ加速に参加するために必要なエネルギーよりも低いことを示唆していることが示唆されています。したがって、電波放射は、その前加速段階の特性への洞察を与えます。超新星における電波ノットCの特性と衝撃によって誘発された電波放射との類似性にも注意が向けられています。
ブロードバンドAstroSat観測を使用したMkn421のX線スペクトル曲率の理解
| Title |
Understanding_the_X-ray_spectral_curvature_of_Mkn_421_using_broadband_AstroSat_observations |
| Authors |
Jyotishree_Hota,_Zahir_Shah,_Rukaiya_Khatoon,_Ranjeev_Misra,_Ananta_C._Pradhan,_and_Rupjyoti_Gogoi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.03344 |
アストロサットに搭載されたLAXPCおよびSXT機器からの同時広帯域観測を使用して、高エネルギーピークブレーザーMkn421の時間分解X線スペクトル研究を提示します。2017年1月3日から8日にかけて行われた約400ksecの長さの観測は、10ksecのセグメントに分割されました。各セグメントは、エネルギー分布が対数放物線モデルで表された粒子からの放射光を使用して適合されました。また、（i）放射冷却が最大エネルギーにつながる粒子エネルギー分布モデル（{\xi}maxモデル）、（ii）システムにエネルギー依存拡散（EDD）があり、（iii）エネルギー依存加速（EDA）がある粒子エネルギー分布モデルも検討しました。）。EDDモデルとEDAモデルの方がわずかに優れていましたが、これらすべてのモデルがスペクトルを記述していることがわかりました。時間分解スペクトル分析により、さまざまなモデルのスペクトルパラメータ間の相関関係を調べることができました。最も単純で直接的なアプローチでは、観測された相関は{\xi}maxモデルの予測と互換性がありません。EDDモデルとEDAモデルは相関関係を予測しますが、推定された物理パラメーターの値はモデルの仮定と互換性がありません。したがって、スペクトル縮退モデルは、スペクトルパラメータ相関（特にモデル正規化とスペクトル形状モデル間の相関）に基づいて区別できることを示し、時間分解分光法をこれらのシステムの性質を調べるための強力なツールにします。
散開星団のグループ化に対する年齢の影響：原始グループ仮説
原始グループの仮説は、十分に若い散開星団（OC）のみが複数になる可能性があり、原始グループのOC間の重力相互作用が非常に弱く、中断なしに2つのOCが重力で捕捉される確率が非常に低いため、古いOCは本質的に単一であると述べています。低い。GaiaEDR3の手動検索と広範な文献を使用して、4つの異なる研究を通じてそのような仮定をテストします。最初に、deLaFuenteMarcos＆deLaFuenteMarcos（2009）の作品を再検討します。OCペアの40％は原始的な起源です。ただし、提案されたOCペアの中で、0.1Gyrより古いメンバーが少なくとも1つあるもっともらしいバイナリシステムは見つかりませんでした。次に、Tarricqetal。の最年少のOC（年齢<0.01Gyr）を調査します。（2021）そしてそのおよそを取得します。それらの71％は彼らの原始的なグループに残っています。第三に、最も古いOC（4Gyr以上の年齢）の同様の研究は、それらが本質的に単独であることを示しています。第四に、ペルセウスの二重星団のよく知られたケースも、タイトル仮説に対応するために示されています。単純化されたバイモーダルモデルでは、若いクラスターが約0.04Gyrに関連付けられたままであると仮定して、リンクされたOCの全体的な割合（約12〜16％）を結果から取得できます。得られた結果は、OCがグループで生まれることをさらに裏付けています（Casado2021）。
GOALS IIの高光度赤外線銀河における大規模な星団の形成と破壊：近くのLIRGのACS / WFC3調査
| Title |
Massive_Star_Cluster_Formation_and_Destruction_in_Luminous_Infrared_Galaxies_in_GOALS_II:_An_ACS/WFC3_Survey_of_Nearby_LIRGs |
| Authors |
Sean_Linden,_Aaron_Evans,_Kirsten_Larson,_George_Privon,_Lee_Armus,_Jeff_Rich,_Tanio_Diaz-Santos,_Eric_Murphy,_Yiqing_Song,_Loreto_Barcos-Munoz,_Justin_Howell,_Vassilis_Charmandaris,_Hanae_Inami,_Vivian_U,_Jason_Surace,_Joseph_Mazzarella,_Daniela_Calzetti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.03638 |
グレートオブザバトリーオールスカイLIRGサーベイ（GOALS）で、ハッブル宇宙望遠鏡WFC3近紫外線およびACS/WFC光学研究の結果を10個の高光度および超高光度赤外線銀河（U/LIRG）の星クラスター集団に提示します。。統合されたブロードバンド測光を通じて、クラスターの混合に関連する問題を回避するために、$d_{L}<$110Mpcの銀河で合計1027個の星団の年齢、質量、および絶滅を導き出しました。$dN/d\tau\propto\tau^{-0.5+/-0.2}$の測定されたクラスター年齢分布の傾きは、低光度の星形成銀河で観察されたものよりも急です。さらに、内側（$dN/d\tau\propto\tau^{-1.07+/-0.12}$）と外側のディスク（$dN/d\tau\propto）の間で観測されたクラスター年齢分布の傾きの違い\tau^{-0.37+/-0.09}$）星団は、主に強い潮汐衝撃と大規模なGMCとの遭遇の複合効果によって引き起こされる、LIRGの中央領域における質量依存のクラスター破壊の証拠を提供します。NGC7469のセイファート1核を取り巻く核リングを除いて、導出されたクラスター質量関数（CMF：$dN/dM\proptoM^{\alpha}$）には、べき乗則（PL）の切り捨てのわずかな証拠があります。$M_{t}\sim2$x$10^{6}M_{\odot}$は、クラスターが最も豊富な3つの銀河で、すべて初期段階の合併として分類されています。最後に、初期段階（$\alpha=-1.65\pm）と比較して、後期段階の合併におけるクラスターのCMF勾配が$dN/dM\proptoM^{-1.42\pm0.1}$で平坦化されている証拠を見つけます。0.02$）、これは、相互作用の過程で大規模なクラスターの形成が増加したことに起因します。
天の川の中年の内輪
特に外側のバー領域に焦点を当てて、内側の天の川の金属量、年齢、および軌道の解剖学的構造を調査します。APOGEEDR16内部銀河星のサンプルを最先端のバーバルジポテンシャルと遅いパターン速度で統合し、結果として生じる軌道とそれらの[Fe/H]および年齢との関連を調査します。軌道を重ね合わせることにより、内側の天の川の密度[Fe/H]と年齢マップを作成し、軌道パラメータの離心率|Xmax|と|Zmax|を使用してさらに分割します。銀河面からの低い高さで、銀河棒は徐々に放射状に厚く、垂直方向に薄く、平均的な太陽[Fe/H]を持つ細長い内輪に移行することがわかります。この内輪は主にAstroNNの年齢が4〜9Gyrの星で構成されており、年齢のピークは6〜8Gyrであり、リングの平均年齢は約6Gyrになります。リングの垂直方向の厚さは、若い年齢に向かって著しく減少します。また、平均的な太陽から超太陽への金属量と中間年齢を持つ非常に大きなL4ラグランジュ軌道も見つかります。最後に、[Fe/H]の明確なX字型と大きな銀河系の高さでの密度分布を確認します。APOGEE星について得られた軌道構造は、天の川が平面バーと共回転の間に内側のリング状の構造をホストしていることを示しています。この構造は平均して金属が豊富で、中程度に熟成されており、バーの主軸に沿った水平方向の勾配を強化します。
バイナリ超大質量ブラックホール候補SDSSJ025214.67-002813.7の降着性の調査
| Title |
Investigating_the_Accretion_Nature_of_Binary_Supermassive_Black_Hole_Candidate_SDSS_J025214.67-002813.7 |
| Authors |
Adi_Foord,_Xin_Liu,_Kayhan_G\"ultekin,_Kevin_Whitley,_Fangzheng_Shi,_Yu-Ching_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.02982 |
SDSSJ025214.67-002813.7の多波長分析の結果を示します。これは、光度曲線で検出された周期信号に基づいて、以前はバイナリAGN候補として分類されていたシステムです。システムの利用可能なラジオX線観測を使用して、真の降着の性質を調査します。XMM-NewtonとNuSTARからの新しい観測を分析して、X線放射を特徴づけ、周連星降着の証拠を探します。0.5〜10keVのスペクトルは、おそらく高温の核ガスからの放出が長引くために、追加のソフト放出成分の証拠を示していますが、スペクトル形状は単一のAGNと一致していることがわかります。完全な多波長SEDをコンパイルする際に、ミニディスクの存在による連続体の「ノッチ」など、周連星降着の兆候も検索します。電波発光は標準の電波が静かなAGNのSEDと一致しますが、青方向の発光には約1400Aの大きな赤字があります。ただし、この放射の赤字はおそらくバイナリAGNシステムに起因する可能性があります。、SDSSJ0252-0028のSEDは、赤くなった単一のAGNからの放射によってよりよく説明されることがわかります。ただし、バイナリAGNに関連する予想される硬X線放射に関する将来の研究（特に不等質量領域）では、バイナリAGN仮説のより厳密な分析が可能になります。
GRBを使用した拡張重力理論のテスト
拡張された重力理論の枠組みの中で、中性子星の表面近くの電子-陽電子対（$\nu{\bar\nu}\toe^-e^+$）へのニュートリノ対消滅に関する研究を紹介します。後者は、光子球の近くの最大エネルギー沈着率を変更し、一般相対性理論の枠組みで計算されたものよりも数桁大きい可能性があります。これらの結果は、近接連星中性子星系から放出されるガンマ線バーストエネルギーの上昇をもたらし、天体物理学的現象の見方を変える、修正された重力理論の指紋である可能性があります。
超大質量ブラックホールによる中程度の質量の星の優先的な破壊に対する制約
| Title |
Constraints_on_the_preferential_disruption_of_moderately_massive_stars_by_supermassive_black_holes |
| Authors |
Brenna_Mockler,_Angela_A._Twum,_Katie_Auchettl,_Sierra_Dodd,_K.D._French,_Jamie_A.P._Law-Smith,_Enrico_Ramirez-Ruiz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.03013 |
潮汐破壊現象（TDE）は、超大質量ブラックホール（SMBH）の周りの星の種族を調査するユニークな機会を提供します。光度曲線モデリングをスペクトル線情報およびホスト銀河の星の種族に関する知識と組み合わせることにより、少数のTDEの破壊された星の特性を制約することができます。サンプルのTDEにはUVスペクトルがあり、UV\ion{N}{3}と\ion{C}{3}の線比を測定することで、これらのイベントの窒素と炭素の存在比を推定できました。測定された窒素線幅は、中央のSMBHによって分散された破壊された恒星物質に由来するものと一致していることを示しています。これらの窒素と炭素の存在比は、適度に重い星（$\gtrsim1-2M_\odot$）の破壊を必要とすることがわかります。これらの適度に大規模な混乱は、スターバースト後の銀河ホストの全体的な星の種族と比較した場合、$\gtrsim10^2$の係数で過剰に表されていると判断します。これは、おそらく核星団で進行中のトップヘビー星形成のため、またはより質量の大きい星をそれらの潮汐半径に優先的に輸送する動的メカニズムのために、SMBHがより質量の大きい星を優先的に破壊していることを意味します。
二次元コア崩壊超新星の数値シミュレーションデータを使用して、相対論的カウリング近似で陽子中性子星（PNS）星震学を調べます。前の研究で示したように、数値シミュレーションに現れる重力波信号は、重力と基本振動の交差を回避する前（後）の初期（後期）フェーズの重力（基本）振動でよく識別できます。一方、超新星重力波の時間発展は、前駆体の質量や物質の状態方程式などのPNSモデルに強く依存します。それにもかかわらず、数値シミュレーションに現れる重力波信号による基本周波数と重力モード周波数は、PNSモデルとは無関係に陽子中性子星の平均密度の関数として表すことができることがわかります。平均密度を使用して、超新星重力波周波数の実験式を導き出します。さらに、PNS面密度のPNS平均密度への依存性がPNSモデルからほとんど独立していることを確認し、状態方程式の不均一物質のさまざまな処理が観測量にどのように影響するかについても説明します。
非対称環境における相対論的ラジオジェットのダイナミクス
| Title |
Dynamics_of_relativistic_radio_jets_in_asymmetric_environments |
| Authors |
Patrick_M._Yates-Jones,_Stanislav_S._Shabala,_Martin_G._H._Krause |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.03162 |
非対称クラスター環境に伝搬する高出力電波源の相対論的3次元シミュレーションを実行しました。環境を0または1コア半径（144kpcに等しい）だけオフセットし、ジェットを環境中心から0、15、または45{\deg}だけ傾斜させます。各無線ローブが遭遇する異なる環境は、他の点では同一のジェットに対する環境の影響を研究するためのユニークな機会を提供します。ローレンツ因子が5であっても、シミュレーションの終わりに向かってジェットが不安定になることがわかります。それにもかかわらず、それらは典型的なFRII無線形態を発達させます。より密度の高い環境に伝播するジェットは、一貫してローブの長さが短く、ホットスポットが明るくなりますが、2つのローブの軸比は類似しています。最近報告されたローブの長さの非対称性と環境の非対称性の間の観測された反相関を再現し、観測された大規模な無線ローブの非対称性が基礎となる環境の違いによって引き起こされる可能性があるという概念を裏付けます。
| Title |
X-ray_luminosity_function_of_accreting_neutron_stars_and_black_holes |
| Authors |
K.A._Postnov_(SAI_MSU),_A.G._Kuranov_(SAI_MSU),_L.R._Yungelson_(INASAN_RAS),_M.R._Gilfanov_(IKI_RAS) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.03255 |
中性子星とブラックホールの蓄積のX線光度関数（XLF）を、星形成銀河と最初の星形成を伴う銀河の$10^{35}\leqL_X\leq10^{41}$erg/sの範囲でモデル化します。バースト。XLFは、バイナリポピュレーション合成コードBSEを使用したコンパクトオブジェクト+通常の星のポピュレーションの高速生成と、MESAコードによるその後の詳細なバイナリ進化の計算を組み合わせることによって取得されます。両方のタイプの銀河のXLFは、連星進化の標準的な仮定を使用して広く再現されています。
強いレンズ：重力波マイクロレンズを検出するための拡大鏡
| Title |
Strong_lensing:_A_magnifying_glass_to_detect_gravitational-wave_microlensing |
| Authors |
Eungwang_Seo,_Otto_A._Hannuksela_and_Tjonnie_G._F._Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.03308 |
重力波に対する典型的な恒星質量レンズによるマイクロレンズインプリントは、そのような効果が弱いため、LIGO--Virgo周波数帯域で識別するのが困難です。しかし、恒星質量レンズは一般にホスト銀河に埋め込まれているため、強いレンズ効果がマイクロレンズ効果を伴うことがあります。したがって、マイクロレンズに加えて強くレンズされたイベントは、後者の推論を大幅に改善する可能性があります。特に、強くレンズ化された信号のペアは同じ基礎となる重力波信号を持っているので、一方の信号からの情報を使用して、もう一方の信号のマイクロレンズ効果の推論を強化できます。これにより、衝突するコンパクトオブジェクトからの重力波信号で恒星質量オブジェクトからの弱い痕跡を検出する将来の能力が大幅に強化されます。
これは、第37回国際宇宙線会議（ICRC2021）の宇宙線直接追跡に関するレポートであり、銀河起源の荷電宇宙線（CR）に関連する貢献を幅広くカバーしています。ここで強調表示されている貢献は、観察的および理論的性質の両方であり、CRの局所的な流れを解釈し、CRのより広範な動的効果を研究することを目的としています。CR電子と陽電子、陽子とヘリウム、さらに重い原子核とそれらの同位体に関する宇宙での実験からの新しいデータをレビューします。CR加速のいくつかのモデルと、銀河系スケールでのフィードバックについて説明します。太陽系のすぐ近くのCRスペクトルとCR異方性に関する限り、ガンマ線の拡散放出について簡単に説明します。いくつかの今後および提案された実験は、終わりに向かって強調表示されます。
巨大なブラックホールの周りの再結合領域からの放射エネルギー
以前の数値研究では、降着円盤の高温流の環境での磁気リコネクションの存在下でのブロブの形成と放出を発見しました。これらの有望な結果に基づいて、本研究では、SgrA*周辺のさまざまなバンドでのエネルギーと発光のスペクトルを計算します。磁気リコネクション領域の電子は非熱的であり、シンクロトロン放射を放出すると仮定します。他の領域の電子は熱分布に従う熱であり、熱電子放出メカニズムは熱放射光です。磁気の進化と再接続のプロセス全体で、最近観測された無線周波数（230GHzと43GHz）とNIR波長の時間光度曲線に2つのピークが見つかります。ただし、NIRバンドの光度曲線は、単一のピークで最も顕著です。最初のピークは、磁気リコネクションによって形成されるプラズマ流のブロブのために現れます。2番目のピークは、磁束の発生に伴う非熱電子の生成により発生します。両方のピークは、単一のプラズモイド/ブロブで1026erg/sを超える光度に達します。NIRバンドの場合、最高の光度は1028erg/s以上に達する可能性があります。これらの光度は、シミュレーション領域が大きく、複数のブロブがある場合は磁場が強い場合に高くなる可能性があります。観測されたフレアは、単一の現象ではなく、磁気リコネクション現象のグループであると推測されます。
| Title |
The_gamma-ray_emission_from_young_radio_galaxies_and_quasars |
| Authors |
Giacomo_Principe,_Leonardo_Di_Venere,_Giulia_Migliori,_Monica_Orienti,_Filippo_D'Ammando_(on_behalf_of_the_Fermi-LAT_collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.03416 |
放射モデルによると、電波銀河は進化の初期段階からガンマ線を生成すると予測されています。若い電波源からの高エネルギー放射の研究は、これらの電波源に関連する最もエネルギーの高いプロセス、この放射の原因となる実際の領域、および新しく生まれた電波ジェットの構造に関する情報を提供するために重要です。ガンマ線エネルギーで若い電波源を体系的に検索しているにもかかわらず、これまでに報告されている検出はほんの一握りです。11年以上のFermi-LATデータを利用して、これまでガンマ線研究に使用された若い電波源の最大のサンプルである162個の若い電波源（103個の銀河と59個のクエーサー）のガンマ線放射を調査します。各ソースのFermi-LATデータを個別に分析して、有意な検出を検索しました。さらに、高エネルギーで検出されない若い電波源のガンマ線放出を調査するために、このクラスのソースの最初のスタッキング分析を実行しました。このノートでは、私たちの研究の結果を提示し、このクラスの線源からのガンマ線放出の予測に対するそれらの影響について議論します。
ガンマ線バーストの初期残光における超高エネルギー宇宙線の加速：ジェットのダイナミクスと波動粒子相互作用の同時発生
| Title |
Acceleration_of_ultra-high_energy_cosmic_rays_in_the_early_afterglows_of_gamma-ray_bursts:_concurrence_of_jet's_dynamics_and_wave-particle_interactions |
| Authors |
Ze-Lin_Zhang,_Ruo-Yu_Liu,_Xiang-Yu_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.03458 |
超高エネルギー宇宙線$（$UHECRs$）$の起源は謎のままです。UHECRは、初期の残光段階でのガンマ線バースト$（$GRBs$）$の相対論的ジェットの確率的加速によって生成できることが示唆されています。ここでは、ジェットのダイナミクスの同時効果と乱流波と粒子間の相互作用を考慮して、GRBジェット内の圧縮性波をカスケードすることによる陽子エネルギー化の時間依存モデルを開発します。磁気音波の高速モードを主要な粒子散乱体として考慮し、星間物質$（$ISM$）$をサーカンバースト環境と仮定すると、数値結果は、陽子が$\textrm{10}^{\textrm{19まで加速できることを示唆しています。}}\、$eV初期の残光の間。推定によると、超高エネルギー核はほとんどの場合、外部衝撃での光崩壊に容易に耐えることができるため、提案された宇宙線核の$\textrm{10}^{\textrm{20}}\、$eVの加速が可能になります。フレーム。スペクトル勾配は$\textrm{d}\textit{N}/\textrm{d}\textit{E}\propto\textit{E}^\textrm{0}$と同じくらい難しい場合があり、これはピエールオージェ天文台によって測定されたUHECRの中間質量組成の解釈の要件。
| Title |
Relativistic_scattering_of_a_fast_spinning_neutron_star_by_a_massive_black_hole |
| Authors |
Kaye_Jiale_Li,_Kinwah_Wu,_Po_Kin_Leung_and_Dinesh_Singh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.03494 |
軌道が制限されていない巨大なブラックホール（BH）に遭遇する高速回転中性子星の軌道力学は、二次インスピンマチソン-パパペトルー-ディクソン（MPD）定式化を使用して調査されます。BHの重力場で天体物理的に関連する速度で回転する中性子星の運動を考察します。このような低速散乱の場合、これらの中性子星が続く双曲線軌道はすべてe=1の離心率に近く、e>>1と比較して明確な特性を持っています。スピン-スピン結合は、空間的無限大での散乱角の変動につながります。この変動は、高速散乱よりも低速散乱の方が顕著です。このような変動は、観察から数時間以内のパルス到着時間の観察可能な違いにつながり、より大きなBH質量またはより長い回転期間では、最大で数日または数か月になります。このような相対論的パルサー-BHシステムは、LISAの感度帯域で重力波（GW）のバーストも放出し、最適な設定では、最大100Mpc離れた場所で見ることができます。このようなGWバーストをSKAまたはFASTで無線でフォローアップすると、軌道パラメータを高精度で測定し、一般相対性理論（GR）の予測をテストできます。
アクシオンのような粒子に対する3Dテンプレートベースの$ Fermi $ -LAT制約
| Title |
3D_template-based_$Fermi$-LAT_constraints_on_axion-like_particles |
| Authors |
Francesca_Calore,_Pierluca_Carenza,_Christopher_Eckner,_Tobias_Fischer,_Maurizio_Giannotti,_Joerg_Jaeckel,_Kei_Kotake,_Takami_Kuroda,_Alessandro_Mirizzi,_Francesco_Sivo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.03679 |
アクシオン様粒子（ALP）は、コア崩壊（CC）超新星（SNe）で豊富に生成される可能性があるため、過去のすべてのSNイベントからの累積信号にはALP成分が含まれ、約50MeVのエネルギーでピークに達する拡散フラックスが生成されます。予想される質量分布に従って、異なる前駆体質量を持つ一連のCCSNモデルを含めることにより、このフラックスの計算を更新します。さらに、爆発の代わりにブラックホールの形成をもたらす失敗したCCSNeの影響を含めます。ALPの光子への結合強度と関連するプリマコフプロセスに依存して、拡散SNALPフラックスは、ミルキーウェイの磁場を通過しながら拡散ガンマ線フラックスに変換されます。この信号の空間形態は、銀河の磁力線の形状に従うと予想されます。これは、50MeVから500GeVのエネルギー範囲で12年間の{\itFermi}-LATデータを利用するテンプレートベースの分析によって利用されます。この戦略により、信号のスペクトル形状のみを考慮した以前の分析と比較して、ALP-光子結合定数$g_{a\gamma}$の上限が約2倍向上します。改善されたSNモデリングは、検出が困難なエネルギーフラックスの低下につながりますが、組み合わされた効果は、限界、特にその統計的信頼性の改善です。また、我々の結果は、高緯度銀河拡散放出のモデリングの変動とLATの体系的な不確実性に対してロバストであることを示しています。
アパーチャアレイ検証システム1：システムの概要と初期の試運転結果
| Title |
The_Aperture_Array_Verification_System_1:_System_overview_and_early_commissioning_results |
| Authors |
P._Benthem,_R._Wayth,_E._de_Lera_Acedo,_K._Zarb_Adami,_M._Alderighi,_C._Belli,_P._Bolli,_T._Booler,_J.Borg,_J._W._Broderick,_S._Chiarucci,_R._Chiello,_L._Ciani,_G._Comoretto,_B._Crosse,_D._Davidson,_A._DeMarco,_D._Emrich,_A._van_Es,_D._Fierro,_A._Faulkner,_M._Gerbers,_N._Razavi-Ghods,_P._Hall,_L.Horsley,_B._Juswardy,_D._Kenney,_K._Steele,_A._Magro,_A._Mattana,_B._McKinley,_J._Monari,_G._Naldi,_J._Nanni,_P._Di_Ninni,_F._Paonessa,_F._Perini,_M._Poloni,_G._Pupillo,_S._Rusticelli,_M._Schiaffino,_F._Schillir\`o,_H.Schnetler,_R._Singuaroli,_M._Sokolowski,_A._Sutinjo,_G._Tartarini,_D._Ung,_J._G._Bij_de_Vaate,_G._Virone,_M.Walker,_M._Waterson,_S._J._Wijnholds,_and_A._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.03217 |
低周波開口アレイコンポーネントであるスクエアキロメートルアレイ（SKA）電波望遠鏡の設計と開発プロセスは、重要な設計レビューの要件を満たすことを目的として、国際コンソーシアムによってSKAの建設前段階で進められました。開発プロセスの一環として、フルサイズのプロトタイプSKALowステーション、ApertureArrayVerificationSystem1（AAVS1）が配備されました。システムの概要を説明し、フェーズドアレイとして機能する256個の二重偏波対数周期ダイポールアンテナを備えた低周波電波望遠鏡であるAAVS1の試運転結果について説明します。ハードウェア、ファームウェア、ソフトウェア、キャリブレーション、および制御サブシステムに至るまで、関連するサブシステムの詳細な概要を含む、詳細なシステムの説明が提供されます。初期の試運転結果には、初期ブートストラップ、アレイキャリブレーション、安定性テスト、ビームフォーミング、および空上感度検証が含まれます。学んだ教訓は、将来の発展とともに提示されます。
| Title |
Fourier-domain_dedispersion |
| Authors |
C._G._Bassa_(ASTRON),_J._W._Romein_(ASTRON),_B._Veenboer_(ASTRON),_S._van_der_Vlugt_(ASTRON),_S._J._Wijnholds_(ASTRON) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.03482 |
フーリエドメイン分散解除（FDD）アルゴリズム、ブルートフォースインコヒーレント分散解除アルゴリズムの概念を提示し、実装します。このアルゴリズムは、電波パルサーや高速電波バーストなどの電波源からの電波放射の到着時間における周波数依存の分散遅延を修正します。従来の時間領域分散解除アルゴリズムがタイムシフトを使用して時間遅延を修正する場合、FDDアルゴリズムは、フーリエ変換された時系列データに位相回転を適用することによってこれらのシフトを実行します。多くの試行分散測定（DM）に対するインコヒーレントな分散解除は計算であり、メモリ帯域幅とI/Oを集中的に使用し、分散アルゴリズムがグラフィックスプロセッシングユニット（GPU）に実装され、高い計算パフォーマンスを実現しています。ただし、時間領域分散解除アルゴリズムは算術強度が低いため、メモリ帯域幅が制限されることがよくあります。FDDアルゴリズムはこの制限を回避し、計算が制限されているため、現在および次の世代のGPUの可能性を活用するためのパスを提供します。FDDアルゴリズムは、DEDISP時間領域分散解除ソフトウェアの拡張として実装されています。NVIDIATitanRTXGPUを使用したFDD実装のパフォーマンスと完了までのエネルギーを、DEDISPの標準バージョンおよび最適化バージョンと比較します。最適化された実装では、元のアルゴリズムと比較して、エネルギー使用率のわずか66％で1.5〜2倍のスピードアップがすでに提供されています。多数のDM（>=512）が必要な場合、FDDアルゴリズムは、最適化された時間領域分散解除アルゴリズムよりもパフォーマンスが20％、完了までのエネルギーが5％優れていることがわかります。FDDアルゴリズムは、時間領域に戻るFFTを省略できるため、無線パルサーのFFTベースの周期性調査のパフォーマンスをさらに向上させます。この計算パフォーマンスの向上は、将来さらに向上すると予想されます。
| Title |
Novel_Model_of_an_Ultra-stripped_Supernova_Progenitor_of_a_Double_Neutron_Star |
| Authors |
Long_Jiang,_Thomas_M._Tauris,_Wen-Cong_Chen,_and_Jim_Fuller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.02979 |
二重中性子星（DNS）の合併と超新星（SNe）の超新星の最近の発見は、それらの起源と接続の問題を提起します。ウルトラストリップされた鉄心が崩壊するまで自己無撞着に計算されるDNS前駆体システムの最初の1Dモデルを提示します。$1.35\;M_\odot$NSと$3.20\;M_\odot$のゼロエイジ主系列ヘリウム星で構成される共通外層連星から始まる\texttt{MESA}コードを適用し、次の方法でモデリングを続行します。Case〜BBロッシュローブは、崩壊する鉄心の落下速度が$1000\;{\rmkm\、s}^{-1}$を超えるまでオーバーフローします。爆発する星の総質量は$\sim1.90\;M_\odot$で、$\sim0.61\;M_\odotのCOコアを埋め込んだ$\sim0.29\;M_\odot$Heリッチエンベロープで構成されています。$と$\sim1.50\;M_\odot$の鉄分が豊富なコア。結果として得られる2番目に生まれたNSの推定質量は$\sim1.44\;M_\odot$であり、SN後のシステムの運命と最初に生まれたNSの穏やかなリサイクルについて説明します。初期条件に応じて、このシステムファミリは、LIGOネットワークによって検出されたDNSマージを再現することが期待されます。
NUVからMIRへのMgIのモデリング：I。ソーラーケース
太陽大気の半経験的モデルは、太陽系のあらゆる惑星の放射環境を研究するために使用されます。改善された計算スペクトルを得るためには、大気中の中性原子とイオンの信頼できる原子データが必要です。原子パラメータは、恒星大気全体を通して元素の正しい母集団を計算するために重要です。太陽の観測スペクトルと計算スペクトルの間には非常に良い一致がありますが、特にMgIのようなニュートラルの場合、原子データの欠如とその不正確さのために、いくつかのスペクトル範囲で不一致があります。多くのスペクトル線を正しく表すため近紫外線から中紫外線へのMgIの移動は、それらの形成を促進する原子プロセスに関与する原子データを追加および更新するために必要です。MgI原子モデルの改善点は次のとおりです。i）拡大データを含む127本の強い線が追加されました。ii）これらの線を取得するために、エネルギーレベルの数を26から85に増やしました。iii）光イオン化断面積パラメータが追加および更新されました。iv）有効衝突強度（ECS）パラメーターは、収束密結合（CCC）計算からの既存のデータを使用して、最初の25レベルで更新されました。モデルの最も重要な変更の1つは、26〜54のレベルを含む遷移の新しいECSパラメーターによって与えられます。これは、複数構成のBreit-Pauli歪波（DW）メソッドで計算されました。100を超える遷移が計算に追加され、太陽スペクトルで観測された重要な特徴を再現する能力が向上しました。新しいDWECSデータをモデルで使用した場合、3umを超える波長の太陽スペクトルのマッチングに顕著な改善が見られました。
ループのエンタルピーベースの熱進化における流れ
| Title |
Flows_in_Enthalpy_Based_Thermal_Evolution_of_Loops |
| Authors |
Abhishek_Rajhans,_Durgesh_Tripathi,_Stephen_Bradshaw,_Vinay_Kashyap,_James_Klimchuk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.03204 |
プラズマで満たされたループ構造は、太陽コロナで一般的です。これらの構造の動的進化の詳細なモデリングは計算コストがかかるため、近似的であるが迅速な物理ベースのソリューションを計算するための効率的な方法は、空間統合0Dシミュレーションに依存することです。ループのエンタルピーベースの熱進化EBTELフレームワークは、コロナと遷移領域の間の質量とエネルギーの交換を研究するために一般的に使用される方法です。EBTELは、ループの冠状部分で平均化された密度、温度、および圧力、冠状基部での速度、および遷移領域での瞬間的な放射差測定分布を解きます。コードの現在の単一流体バージョンであるEBTEL2は、すべての段階で流れが亜音速であることを前提としています。ただし、ソリューションは、入熱のインパルスフェーズ中に超音速流の存在を示す場合があります。したがって、この影響を考慮する必要があります。ここでは、ナビエ・ストークス方程式に運動エネルギー項を含めることにより、EBTEL2をEBTEL3にアップグレードします。EBTEL3のソリューションを、EBTEL2および最先端のフィールドアラインされた流体力学コードHYDRADを使用して得られたソリューションと比較します。EBTEL3とHYDRADの間の圧力の一致は、EBTEL2とHYDRADの間の圧力の一致よりも優れていることがわかります。さらに、EBTEL3によって予測された速度は、流れが亜音速のときにHYDRADで得られた速度と密接に一致しています。ただし、EBTEL3ソリューションは、HYDRADが超音速流を予測する場合、HYDRADのソリューションから大幅に逸脱します。ソリューションの不一致を使用して、EBTELを使用してシステム内のフローを調査できる条件を決定するための基準を提案します。
対流3次元赤色超巨星エンベロープの数値シミュレーション
| Title |
Numerical_Simulations_of_Convective_3-Dimensional_Red_Supergiant_Envelopes |
| Authors |
Jared_A._Goldberg_and_Yan-Fei_Jiang_and_Lars_Bildsten |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.03261 |
球面幾何学における放射流体力学シミュレーションに基づいて、赤色超巨星（RSG）の対流、発光（$L\upperx10^{4.5}-10^{5}L_\odot$）、水素に富むエンベロープの3次元特性を調査します。$\texttt{Athena++}$を使用します。これらの計算は、恒星の体積の$\approx30\％$を含み、ガスと放射圧を含み、シミュレートされた$M\upperx15M_\odot$星の外側の$\approx3M_\odot$の重力ポテンシャルを自己無撞着に追跡します。この作業により、対流の性質が変化する半径$R_\mathrm{corr}$が明らかになります。$r>R_\mathrm{corr}$の場合、光学的にはまだ厚いものの、光子の拡散がエネルギー輸送を支配します。このような体制は、発光の少ない星でよく研究されていますが、RSGでは、エディントン光度に近い（または上）（イオン化遷移での不透明度の向上による）、密度の高い領域が内側ではなく外側に移動するという異常な結果につながります。星のこの領域にも大量の乱流圧力があり、1D恒星進化論が予測するよりもはるかに拡張された密度構造を生み出します。この材料の「ハロー」は、タイプII-P超新星の衝撃ブレイクアウトと初期の光度曲線の両方の予測に影響を与えます。$R_\mathrm{corr}$の内部では、混合長理論（MLT）の効率的な体制で予想されるように、ほぼフラットなエントロピープロファイルが見つかります。放射圧は、この領域の重力に対するサポートの$\upperx1/3$を提供します。MLTとの比較では、シミュレーションで見られた対流プルームのサイズと一致して、混合長が$\alpha=3-4$であることが示唆されています。これらの3Dモデルの時間的変動は、ほとんどが対流プルームの寿命のタイムスケール（$\約300$日）にあり、振幅は測光で観測されたものと一致しています。
PLATO Hare-and-Hounds演習：主系列太陽のようなパルセータの星震モデルフィッティング
| Title |
PLATO_Hare-and-Hounds_exercise:_Asteroseismic_model_fitting_of_main-sequence_solar-like_pulsators |
| Authors |
M._S._Cunha,_I._W._Roxburgh,_V._Aguirre_B{\o}rsen-Koch,_W._H._Ball,_S._Basu,_W._J._Chaplin,_M.-J._Goupil,_B._Nsamba,_J._Ong,_D._R._Reese,_K._Verma,_K._Belkacem,_T._Campante,_J._Christensen-Dalsgaard,_M._T._Clara,_S._Deheuvels,_M._J._P._F._G._Monteiro,_A._Noll,_R._M._Ouazzani,_J._L._R{\o}rsted,_A._Stokholm,_M._L._Winther |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.03332 |
星震学は、基本的な星の特性を推測するための強力なツールです。ますます多くの天体物理学の文脈でこれらの星震学によって推測された特性を使用することは、それらの正確さを理解することを不可欠にします。その結果、ノウサギが6つの人工主系列星のデータをシミュレートし、ハウンドがさまざまな推論手順に基づいてそれらの特性を推論する、ノウサギとハウンドの演習を実行しました。PLATOミッションで計画されているようなパイプラインを模倣するために、すべての猟犬は同じモデルグリッドを使用しました。グリッドで採用されている物理学を使用してシミュレートされた星もあれば、別の星もあります。質量、半径、および年齢の推定値と真の値の間に見つかった（絶対値での）最大相対差は、それぞれ4.32パーセント、1.33パーセント、および11.25パーセントでした。半径と年齢の最大の系統的な違いは、モデルグリッドでは考慮されていない、重力沈降を想定してシミュレートされた星で、-0.88パーセント（半径）と8.66パーセント（年齢）のバイアスで見つかりました。質量については、グリッド範囲外のヘリウム濃縮率を持つ星で最も重要なバイアス（-3.16パーセント）が見つかりました。さらに、表面補正にさまざまな処方を採用したり、古典的な観測値を$\pm1\sigma$シフトしたりすると、年齢に約7％のばらつきが見られました。古典的および地震学的制約に与えられた相対的な重みの選択も、結果の精度と精度に大きな影響を与えました。興味深いことに、質量と半径で正確な結果を得るには、わずかな周波数しか必要ありませんでした。年齢については、少なくとも1つの$l=2$モードが考慮された場合、同じことが当てはまりました。
連星は恒星物理学にとって重要な実験室であるため、1968年に打ち上げられた最初の軌道望遠鏡（OAO-2）から始まる宇宙ミッションの測光ターゲットとなっています。このレビューでは、観測された連星と初期から得られた科学的結果を追跡します。紫外線ミッション（OAO-2、ボイジャー、ANS、IUE）、多様化の期間（Hipparcos、WIRE、MOST、BRITE）から、現在の大規模な惑星通過調査の時代（CoRoT、Kepler、TESS）まで。今回は、矮星、サブジャイアント、ジャイアント、スーパージャイアント、白色矮星、惑星、中性子星、降着円盤を含む、分離、半分離、接触連星の観測が得られました。最近のミッションでは、食変光星の脈動星、マルチ食星、ハートビート星、通過する惑星をホストする連星など、多種多様な天体が発見されています。食変光星は驚くほど便利であるため、特に注意が払われています。また、NASAトランジット系外惑星探査衛星（TESS）は、その広大な空をカバーするため、これまでにないほど簡単に幅広い科学的調査が可能です。これらの結果は状況に応じて配置され、将来のミッションが議論され、重要な科学目標のリストが提示されます。
CepheusOB4の若い恒星状天体によるトリガーされた星形成のテストモデル
| Title |
Testing_Models_of_Triggered_Star_Formation_with_Young_Stellar_Objects_in_Cepheus_OB4 |
| Authors |
Abby_Mintz,_Joseph_L._Hora,_Elaine_Winston |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.03559 |
OB協会は、新しく形成された巨大な星の本拠地であり、その乱流と電離フラックスは、星形成が豊富なHII領域を作成します。これらのイオン化された泡の中の若い恒星状天体（YSO）の分布と存在量を研究することは、それらの形成を形作る物理的プロセスへの本質的な洞察を提供し、星形成の競合モデルをテストすることを可能にします。この作業では、そのようなOBアソシエーションの1つであるCepheusOB4（CepOB4）を調べました。これは、銀河系の位置、近接性、およびジオメトリのためにYSOを研究するのに適した領域です。バンド1（3.6$\mu$m）および2（4.5$\mu$m）のスピッツァー/IRACモザイクから測光カタログを作成しました。カタログに、WISE、2MASS、IRACバンド3（5.8$\mu$m）および4（8.0$\mu$m）、MIPS24$\mu$m、およびMMIRS近赤外データの測光を追加しました。色と色の選択を使用して821個のYSOを識別し、YSOのスペクトルエネルギー分布（SED）のIR勾配を使用して分類し、67個のクラスI、103個のフラットスペクトル、569個のクラスII、および82個のクラスIIIYSOを見つけました。CepOB4YSOのクラスタリング分析を実施し、それらのSEDを適合させました。多くの若いクラスIオブジェクトが周囲のシェルと柱に分布し、クラスター化されていないソースの相対的な年齢勾配があり、YSOは一般に中央クラスターからの距離とともに年齢が減少していることがわかりました。これらの結果は両方とも、HII領域の拡大がCepOB4の星形成を引き起こした可能性があることを示しています。
0.1auまでの異常な宇宙線酸素観測
| Title |
Anomalous_Cosmic_Ray_Oxygen_Observations_in_to_0.1_au |
| Authors |
Jamie_S._Rankin,_David_J._McComas,_Richard_A._Leske,_Eric_R._Christian,_Christina_M._S._Cohen,_Alan_C._Cummings,_Colin_J._Joyce,_Allan_W._Labrador,_Richard_A._Mewaldt,_Nathan_A._Schwadron,_Edward_C._Stone,_R._Du_Toit_Strauss,_Mark_E._Wiedenbeck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.03601 |
NASAのパーカーソーラープローブミッションに搭載された太陽機器スイートの統合科学調査は、これまで以上に太陽に近い太陽エネルギー粒子と宇宙線を測定し続けています。ここでは、特に〜2018.7から〜2021.2までの酸素に焦点を当てて、0.1au（21.5太陽半径）への宇宙線の最初の観測を示します。私たちのエネルギースペクトルは、複数の太陽周期の最小値にわたって、1auでのプロファイルに匹敵する異常な宇宙線が支配的なプロファイルを明らかにしています。銀河宇宙線が支配的な成分は、以前の太陽極小期（23/24と比較して太陽周期24/25）の成分と似ていますが、過去（太陽周期20/21）と比較して高くなっています。調査結果は、以前の太陽極小期に発生し、今日も続いている異常に弱い太陽変調の現在の傾向と概ね一致しています。また、強い半径方向の強度勾配が見られます。6.9から27MeV/nucのエネルギーの場合、0.1から0.94auまで49.4+/-8.0％/auです。この値は、ほぼ45年前にHeliosによって測定された0.3〜1.0au（48+/-12％/au;9〜29MeV/nuc）の値と一致し、モデルによって予測された値よりも大きくなっています。ここで見つかったSun機器スイートのパーカーソーラープローブ統合科学調査によって太陽の近くで観測された大きなACR勾配は、磁場の構造の中間スケールの変動が1auのかなり内側の宇宙線ドリフトに強く影響することを示唆しています。
急速に回転する星や惑星の回転の従来の近似。 II。変形と差動回転
| Title |
The_traditional_approximation_of_rotation_for_rapidly_rotating_stars_and_planets._II._Deformation_and_differential_rotation |
| Authors |
Hachem_Dhouib,_Vincent_Prat,_Timothy_Van_Reeth_and_St\'ephane_Mathis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.03619 |
従来の回転近似（TAR）を一般化することにより、星や惑星の差動回転する変形放射層における低周波重力慣性波（GIW）のダイナミクスを調べます。TAR処理は、星が球形で均一に回転しているという仮定に基づいて構築されました。ただし、これまでの研究では、均一に回転する場合に非摂動的アプローチを使用した遠心変形の影響を含めることで一般化されています。差動回転と強い遠心変形を同時に考慮して、TAR処理の新しい一般化を実行することを目指しています。完全な分析形式の導出において、差動回転と高速回転星のGIWのダイナミクスの研究を可能にする差動回転を考慮に入れて、以前の作業を一般化します。完全な遠心加速度と差動回転を同時に考慮しながら、TARを一般化する方程式の完全なセットを導き出しました。TARの妥当性領域内で、GIWの水平固有関数と漸近波周期の一般化されたラプラス潮汐方程式を導き出しました。これは、星震学で差動回転する変形した星の構造とダイナミクスを調べるために使用できます。非摂動的な方法で差動回転と遠心加速度を同時に考慮に入れるTARの新しい一般化が導き出されました。この一般化により、急速に回転する変形した星や惑星のGIWでの回転差の検出可能性と特徴を研究することができました。初期型の変形した星の回転差がGIWに及ぼす影響は、$\textit{Kepler}$とTESSからの観測を使用して、現代の宇宙測光で理論的に大部分が検出可能であることがわかりました。
deSitterの遅い時間境界でのスカラー2点関数
質量$m$のスカラー場の2点関数と、一般に$d+1$時空次元であるBunch-Davies境界条件を持つdeSitterの遅い時間境界でのそれらの共役運動量を計算します。波動関数画像と正準量子化を使用して計算を実行します。後者では、レイトタイムフィールドと共役運動量演算子が、明確に定義されたドジッターグループの単一の既約表現に対応する正規化されたレイトタイム演算子$\alpha_N$と$\beta_N$の線形結合であることが明確にわかります。インナー製品。これらの2つの異なる方法から得られる2点関数は等しく、$\alpha_N$と$\beta_N$の自己相関とそれらの相互相関の両方が、遅延時間場と共役運動量の2点関数に寄与することがわかります。これは、スタイン補系列表現に対応する軽いスカラー（$m<\frac{d}{2}H$）と、プリンシパルに対応する重いスカラー（$m>\frac{d}{2}H$）の両方で発生します。deSitterグループの系列表現。ここで、$H$はdeSitterのハッブルスケールです。特別な場合$m=0$では、$\beta_N$自己相関のみが共役運動量2点関数に寄与します。
状態方程式パラメーターを含む相互作用項を伴う相互作用する動的暗黒エネルギーモデルの探索：H_0張力の緩和
| Title |
Exploration_of_interacting_dynamical_dark_energy_model_with_interaction_term_including_the_equation-of-state_parameter:_alleviation_of_the_H_0_tension |
| Authors |
Rui-Yun_Guo,_Lu_Feng,_Tian-Ying_Yao,_and_Xing-Yu_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.02536 |
変化する状態方程式パラメーターwを含む相互作用項Qを使用して、動的暗黒エネルギーモデルを相互作用させるシナリオを検討します。宇宙マイクロ波背景放射、バリオン音響振動、Ia型超新星のデータの組み合わせを使用して、相互作用する動的暗黒エネルギーモデルをグローバルに適合させると、Qの関数に変化するwの係数を追加すると、結合定数\betaおよびその他のパラメーターは、\betaのフィッティング結果に大きな影響を与えます。このモデルでは、H_0のフィッティング値は3.54\sigmaレベルでH_0の直接測定値よりも低くなっています。動的暗黒エネルギーモデルをwを除くQと相互作用させる場合と比較すると、定数wを含むQを持つモデルは、現在の主流の観測によってより支持されています。H_0のより高いフィッティング値を取得し、異なる観測間のH_0の不一致を狭めるために、相対論的種の有効数、総ニュートリノ質量、および大量のステライルニュートリノを含む追加のパラメーターが相互作用する動的暗黒エネルギー宇宙論で考慮されます。これらのモデルではH_0張力をさらに下げることができますが、それでも約3\sigmaレベルであることがわかります。
| Title |
Fuzzy_Dark_Matter_Candidates_from_String_Theory |
| Authors |
Michele_Cicoli,_Veronica_Guidetti,_Nicole_Righi,_Alexander_Westphal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.02964 |
弦理論は、超軽量アクシオンの形で自然のファジー暗黒物質候補を生み出すと主張されています。この論文では、モジュラスの安定化がタイプIIBフラックスのコンパクト化で発生するさまざまなアクシオン場の質量と崩壊定数にどのように影響するかを詳細に研究することにより、この主張を再検討します。アクシオンの初期ミスアラインメント角度を調整せずに観測された暗黒物質の存在量にかなりの貢献を得るのは、$Sf\lesssimM_P$境界の軽度の違反を必要とするため、4D文字列モデルの一般的な機能ではないことがわかります。はインスタントンアクションであり、$f$はアクシオン減衰定数です。私たちの分析では、弦理論でファジー暗黒物質を実現するための最良の候補として、$C_4$-アクシオン、$C_2$-アクシオン、およびスラキシオンを選び出しました。これらすべての超軽量アクシオンについて、現在および今後の観測に直面する可能性のある予測を提供します。
ニュートリノ望遠鏡のディミュオン：IceCubeの新しい予測と最初の候補
ニュートリノ望遠鏡は、高エネルギー天体物理学と素粒子物理学の強力なプローブです。可能性はそれだけではありませんが、たとえばフレーバーによって、さまざまなイベントクラスを分離できる場合、それらの能力は向上します。ここでは、ニュートリノ望遠鏡の新しいイベントクラスに焦点を当てます。ディムオン、1つのニュートリノ相互作用からの2つのエネルギーミューオンです。私たちは新しい理論的および観察的貢献をします。理論的な部分では、深非弾性散乱（DIS;以前の作業を大幅に改善）と$W$ボソン生成（WBP;最初の結果を提示）を介して、ディムオン生成断面積と検出の見通しを計算します。IceCubeの現在のデータには$\simeq400$dimuons（WBPからの$\simeq8$）が含まれている必要があり、IceCube-Gen2は、しきい値は高いが露出が大きいため、$\simeq1200$dimuons（$\simeq30$（WBPから）10年後。これらのディムオンは、ほとんどすべて大気ニュートリノによって生成されます。観測部分では、IceCube公開データの単純ですが保守的な分析を実行し、最初の候補ディムオンイベント（19イベント）を見つけます。私たちが相談したIceCubeの専門家の中には、これらのイベントは本当の次元ではあり得ないと主張する人もいますが、（A）これらのイベントは私たちの予測のすべての側面によく一致し、（B）他の説得力のある仮説は提起されていません。これらの19のイベントが実際のディミュオンであろうと、新しい背景（またはシグナル！）であろうと、それらを理解することが重要です。ここでは、IceCubeを支援し、より広範なコミュニティからの精査を引き付けるために、完全な詳細を共有します。一緒に、これらの理論的および観測的貢献は、ニュートリノ望遠鏡の貴重な新しい方向性を開くのに役立ちます。これは、高エネルギーQCDと新しい物理学を精査するために特に重要です。
明るい暗黒物質-電子散乱の探索を促進する
球面比例計数管（SPC）を採用した暗黒物質（DM）検出器は、単一電子検出しきい値を示しており、バックグラウンドレートが小さいと予測されています。直径300cmの完全電鋳SPCの提案である、DarkSphereのコンテキストで、SPC検出器を使用したDM電子散乱に対する感度を調査します。SPCはさまざまなガスで実行できるため、ヘリウム、ネオン、キセノン、メタン、イソブタンの5つのターゲットの感度を調査します。量子化学のツールを使用して、原子および分子システムをモデル化し、予想されるDM誘発イベント率を計算します。DarkSphereには、4MeVを超えるDM質量の現在の除外制限を最大5桁改善する可能性があることがわかりました。ネオンは最高のオールラウンドガスターゲットですが、メタンとイソブタンがガスの10％を構成するガス混合物を使用すると、特にヘリウムと組み合わせた場合に感度を向上させることができます。私たちの研究は、MeVからGeVのDM質量範囲でDM電子散乱を検索するSPCの現在未開発の可能性を強調しています。
非線形軸方向電気力学：初期磁化宇宙における軸方向に誘発された電気フレア
| Title |
Nonlinear_axion_electrodynamics:_Axionically_induced_electric_flares_in_the_early_magnetized_universe |
| Authors |
Alexander_B._Balakin,_Vladimir_V._Bochkarev_and_Albina_F._Nizamieva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.03005 |
非線形に拡張されたEinstein-Maxwell-axion理論を検討します。これは、2つの対称性の説明に基づいています。1つは、軸場の特性に関連する離散対称性、2つ目は、電気力学を不変であると規定するジャクソンの対称性です。電場と磁場によって調整された平面内の回転に関して。非線形拡張理論のマスター方程式を導き出し、磁場を伴うBianchi-Iモデルに適用します。非線形に結合されたアクシオン、電磁気および重力場の振る舞いを説明する主な結果は、初期の磁化された宇宙におけるアクシオンによって誘発された電場の異常な成長です。この異常な電界の振る舞いの特徴は、フレアという用語で示すことができます。これらの電気フレアは、電子-陽電子対の生成、生まれた荷電粒子の大幅な加速、およびこれらの加速された粒子による電磁波の放出を生み出すことができると期待しています。
| Title |
Angular_emission_patterns_of_remnant_black_holes |
| Authors |
Xiang_Li,_Ling_Sun,_Rico_Ka_Lok_Lo,_Ethan_Payne,_Yanbei_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.03116 |
ブラックホール連星の合体のリングダウンからの重力放射は、放出の時間依存性と角度分布の両方を予測するトゥコルスキー方程式の解によって記述されます。多くの研究が、ブラックホール分光法を通じてリングダウン波の時間的特徴を調査してきました。この作業では、一般相対性理論のより完全なテストを提案するために、時間依存性と空間依存性の両方にグローバルフィッティング手順を導入することにより、空間分布をさらに研究します。スピン加重球面調和関数は、スピン加重球面調和関数と比較して、リングダウン角度放射パターンのより良い表現であることを示します。違いは数値相対論の波形で区別できます。また、前駆体のバイナリプロパティと、高次の角度モード、倍音、順行および逆行モードを含む準正規モードの励起との相関関係についても研究します。具体的には、残留スピンがバイナリ軌道角運動量と反整列している場合、逆行モードの励起が支配的であることを示します。この研究は、分析戦略を提供し、実際の重力波イベントを使用したリングダウンテストの将来の開発を刺激することを目的としています。
タヌー・パドマナバンの生涯と科学
| Title |
The_Life_and_Science_of_Thanu_Padmanabhan |
| Authors |
Jasjeet_Singh_Bagla,_Krishnakanta_Bhattacharya,_Sumanta_Chakraborty,_Sunu_Engineer,_Valerio_Faraoni,_Sanved_Kolekar,_Dawood_Kothawala,_Kinjalk_Lochan,_Sujoy_Modak,_V._Parameswaran_Nair,_Aseem_Paranjape,_Krishnamohan_Parattu,_Sarada_G._Rajeev,_Bibhas_Ranjan_Majhi,_Tirthankar_Roy_Choudhury,_Mohammad_Sami,_Sudipta_Sarkar,_Sandipan_Sengupta,_T._R._Seshadri,_S._Shankaranarayanan,_Suprit_Singh,_Tejinder_P._Singh,_L._Sriramkumar_and_Urjit_Yajnik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.03208 |
タヌー・パドマナバンは、一般相対性理論、宇宙論、量子重力の研究で知られる有名なインドの理論物理学者でした。42年間にわたる並外れたキャリアの中で、彼は300を超える研究論文を発表し、10冊の非常に成功した技術的で人気のある本を書き、30人近くの大学院生と博士研究員を指導しました。彼は、重力を創発的な熱力学的現象として調査する彼の深い研究で最もよく知られています。彼は卓越した教師であり、科学の飽くなき人気者であり、若い学生をやる気にさせ、刺激するために非常に広く旅行しました。パディは、彼が愛情を込めて知られているように、彼の学生や協力者の親友でもあり、彼らを彼の拡張された学者の家族の一部として扱っていました。2021年9月17日、パディは、プネーの大学間天文天体物理学センターで著名な教授を務めていたときに、64歳で研究キャリアの最盛期に突然亡くなりました。彼の早すぎる死は、彼の家族や友人、同僚に衝撃を与えました。この記事では、彼らの何人かが集まって賛辞を送り、水田の懐かしい思い出を共有しました。
SU（$ N $）-自然インフレ
チャーン・サイモン項を通じてインフラトンに結合するSU（$N$）ゲージ場を研究します。インフレーション中にゲージフィールドの均一、等方性、およびアトラクタソリューションを構築するための一般的な手順を提供します。ゲージ場は、SU（$N$）のさまざまな自発的対称性の破れパターンに対応するさまざまなVEVを生成します。ここで、埋め込まれたSU（$2$）サブグループは、空間回転SO（$3$）対称性で破れます。具体的な例として、$N=3$と$4$の安定した解を作成します。また、ゲージ場のダイナミクスを数値的に解き、解析解が完全で魅力的であることを確認します。私たちの手順を他の単純リー群に適用するのは簡単です。
| Title |
Dark_gauge_boson_production_from_neutron_stars_via_nucleon-nucleon_bremsstrahlung |
| Authors |
Chang_Sub_Shin,_Seokhoon_Yun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.03362 |
核子-核子制動放射を介した中性子星からのダークゲージボソン放出について議論します。有効場の理論の処方と熱効果の厳密な処理を通じて、媒体中のハドロンへのダークゲージボソンの関連する結合を導き出します。具体的な例として、$U（1）_{\rmB-L}$ゲージボソンシナリオを選択して、超新星と若い中性子星の冷却中のダークゲージボソン放射率を調査します。恒星の冷却の議論から、2つの観測で与えられたゲージボソン質量に対する$\rmBL$ゲージ結合の制約を取得します：SN1987Aの超新星ニュートリノ信号の持続時間とコンパクトオブジェクトの推定X線輝度SN1987A（NS1987A）の残骸。特に、SN1987Aからの制約が再検討されます。これは、以前の導出と比較して1桁強化されています。
天体物理学実験による明るい暗黒物質粒子の探査
重力波の証拠は、アインシュタインの一般相対論的予測とよく一致するHulse-Taylorバイナリシステムの公転周期損失によって最初に間接的に確認されました。惑星の近点移動、重力光の曲がり、シャピロ時間遅延は、アインシュタインの一般相対性理論の他のテストです。しかし、一般相対論的予測からのそれらの観測の測定には小さな不確実性があります。これらの不確実性を説明するために、標準模型を超える$U（1）^\prime$の文脈で、超軽量アクシオンとベクトルゲージボソン粒子の放射を提案します。コンパクトなバイナリシステムの公転周期損失、重力光の曲がり、シャピロ時間遅延、複屈折現象の観測の不確実性から、超軽量アクシオンパラメータ（アクシオン質量と減衰定数）の制約を取得します。また、コンパクトな連星系の公転周期損失から、超軽量$U（1）_{L_\mu-L_\tau}$ゲージボソンの限界を取得します。惑星の近日点移動の不確実性は、$U（1）_{L_e-L_{\mu、\tau}}$ライトゲージボソンにも限界をもたらします。これらの光粒子は、上記の精密測定から調べることができるファジー暗黒物質の有望な候補となる可能性があります。
超軽量暗黒物質からの力学的摩擦
シュレディンガー-ポアソン方程式で記述された非相対論的量子物質である超軽量/ファジー暗黒物質（ULDM/FDM）と相互作用する巨大な物体の重力ダイナミクスをシミュレートします。最初に、均一な背景内を移動する点質量を検討し、次にULDMソリトン内を移動する超大質量ブラックホール（SMBH）を検討します。単純な力学的摩擦シナリオを複製して数値戦略を検証した後、均一な媒体内で移動する質量によって引き起こされる伴流が重力崩壊を受け、抗力が劇的に増加する可能性があることを示します。ハローの中心にあるブラックホールの力学的摩擦のタイムスケールの簡単な推定値を広く確認しますが、大きな移動点の質量がULDMソリトンのコヒーレントな「呼吸モード」を励起することを確認します。これらは、ソリトンの中心に向かって均一に沈まない点質量の「水切り」軌道、および中心自体の近くの確率的運動につながる可能性があります。これらの影響により、SMBHとULDMの相互作用、およびULDMユニバースでのSMBHの合併が複雑になります。
| Title |
Hydrogenated_Amorphous_Silicon_Carbide:_A_Low-loss_Deposited_Dielectric_for_Microwave_to_Submillimeter_Wave_Superconducting_Circuits |
| Authors |
B._T._Buijtendorp,_S._Vollebregt,_K._Karatsu,_D._J._Thoen,_V._Murugesan,_K._Kouwenhoven,_S._H\"ahnle,_J._J._A._Baselmans,_A._Endo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.03500 |
低損失の堆積誘電体は、統合された超伝導分光計、超伝導キュビット、動的インダクタンスパラメトリック増幅器などの超伝導デバイスに役立ちます。平面構造と比較して、マイクロストリップなどの多層構造はよりコンパクトで、高周波での放射損失を排除します。多層構造は、通常、結晶性誘電体よりも高い誘電損失を示す堆積誘電体を使用して最も簡単に製造されます。NbTiN/a-SiC：H/NbTiNマイクロストリップ共振器を備えた超伝導チップを使用して、水素化アモルファスシリコンカーバイド（a-SiC：H）のサブケルビンおよび低電力マイクロ波とmm-submm波の誘電損失を測定しました。400{\deg}Cの基板温度でプラズマ化学気相成長法によりa-SiC：Hを堆積させました。a-SiC：Hのmm-submm損失接線は、270〜385GHzの範囲で$0.80\pm0.01\times10^{-4}$から$1.43\pm0.04\times10^{-4}$の範囲です。。マイクロ波損失の接線は$3.2\pm0.2\times10^{-5}$です。これらは、mm-submmおよびマイクロ波周波数でのマイクロストリップ共振器について報告されている最低の低電力サブケルビン損失接線です。損失接線は周波数とともに増加することがわかります。a-SiC：Hフィルムはブリスターがなく、応力が低く、200nmの厚さで$-$20MPaの圧縮、1000nmの厚さで60MPaの引張りがあります。
