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Tue 4 May 21 18:00:00 GMT -- Wed 5 May 21 18:00:00 GMT

ガウス性と誘導された重力波の背景

Title Non-Gaussianity_and_the_induced_gravitational_wave_background
Authors Peter_Adshead,_Kaloian_D._Lozanov,_Zachary_J._Weiner
URL https://arxiv.org/abs/2105.01659
スカラーメトリック変動は、一般に、摂動論において2次の重力波のスペクトルを発生させ、小規模な曲率パワースペクトルの潜在的に強力なプローブとして重力波実験を準備します。これらの誘導重力波に対する原始非ガウス性の痕跡の詳細な研究を行い、原始三スペクトルの切断成分と連結成分の両方の役割を強調します。ローカルタイプの非ガウス性に特化して、すべての寄与を数値的に計算し、さまざまな強化された原始曲率パワースペクトルの結果を示します。

z = 4-6のライマンα線の不透明度は、宇宙の再電離を促進するために、質量が小さく、放射が抑制された銀河を必要とします。

Title Lyman-alpha_opacities_at_z=4-6_require_low_mass,_radiatively-suppressed_galaxies_to_drive_cosmic_reionization
Authors Pierre_Ocvirk,_Joseph_S._W._Lewis,_Nicolas_Gillet,_Jonathan_Chardin,_Dominique_Aubert,_Nicolas_Deparis_and_Emilie_Thelie
URL https://arxiv.org/abs/2105.01663
高赤方偏移のライマンアルファの森、特にガンピーターソントラフは、宇宙の再電離の時代(EoR)中に発生する銀河間媒体(IGM)の中性からイオン化への移行の最も明白な兆候です。最近の研究、例えばKulkarnietal。(2019a)およびKeatingetal。(2019)は、オーバーラップ後に観測されたライマンα不透明度を再現するには、宇宙放射率の非単調な進化が必要であることを示しました。上昇し、z=6でピークに達し、その後z=4まで減少します。そのような進化は銀河の蓄積を考えると不可解であり、宇宙の星形成率はこれらの時代にまだ上昇し続けています。ここでは、新しいRAMSES-CUDATONシミュレーションを使用して、このようなピークの進化が、星形成の放射抑制により、完全に結合された放射流体力学フレームワークで自然に発生する可能性があることを示します。私たちの最良のマッチング実行では、z>6での宇宙放射率は、低質量(M$_{\rmDM}<2.10^9$M$_{\odot}$)、高脱出率ハロー集団によって支配され、再電離を促進します、オーバーラップするまで。z=6に近づくと、この集団は電離UVバックグラウンドの上昇により放射抑制され、放射率が低下します。その間に、高質量、低エスケープ率、ハロー集団が増加し、放射率が上昇しますが、補償するのに十分な速度ではありません低質量ハローの調光。したがって、これら2つの集団の電離放射率の組み合わせにより、当然、宇宙放射率はz=12からz=4に上昇および下降し、z=6にピークがあります。質量の大きいハローに対して後の抑制とより高い脱出率を特徴とする代替シミュレーションは、電離率のオーバーシュート、IGMの過剰電離、したがって低すぎるライマンアルファ不透明度につながります。

前景および機器効果からのグローバル21cm信号抽出IV:現実的な機器の不確実性と前景および信号モデルとの重複の説明

Title Global_21-cm_signal_extraction_from_foreground_and_instrumental_effects_IV:_Accounting_for_realistic_instrument_uncertainties_and_their_overlap_with_foreground_and_signal_models
Authors Keith_Tauscher,_David_Rapetti,_Bang_D._Nhan,_Alec_Handy,_Neil_Bassett,_Joshua_Hibbard,_David_Bordenave,_Richard_F._Bradley,_Jack_O._Burns
URL https://arxiv.org/abs/2105.01672
すべての21cm信号実験は、受信機のゲインと雑音温度による乗法バイアスと加法バイアスの両方を介してデータに影響を与える電子受信機に依存しています。実験はこれらのバイアスを取り除こうとしますが、不完全なキャリブレーション手法の残差は、信号抽出アルゴリズムを混乱させる可能性があります。このペーパーでは、パイプラインシリーズの4回目で最後の記事として、レシーバー効果を可能な限り効率的にフィッティングする手法を紹介します。観測方程式で乗算されるゲインとグローバル信号の両方をモデル化する必要があるという事実は、データのモデルがパラメーターで非線形であることを意味し、数値サンプリングをパラメーター分布を厳密に調査する唯一の方法にします。ただし、シリーズの3番目の論文で示されているように、信号を自信を持って抽出するために必要なマルチスペクトルフィットでは、多くの場合、多数の前景パラメーターが必要になり、調査する必要のある事後分布の次元が増加するため、数値サンプリングの非効率性が発生します。。シリーズの2番目の論文の手法に基づいて、パラメーターの小さなサブセットを数値的にサンプリングし、他のサブセットよりも分析的にマージナル化することにより、完全なパラメーター分布を調査する方法の概要を説明します。タイプIチェビシェフバンドパスフィルターゲインモデルと局所極値間のスプラインに基づく高速信号モデルを使用して、シミュレーションでこの方法をテストします。この方法は効率的に機能し、事後信号パラメータ分布にすばやく収束します。最終的な信号の不確かさは、データのノイズと同じオーダーです。

縦方向の近接効果を使用して、z〜4クエーサー周辺のピクセル光学的厚さプロファイルの中央値の比率を制約する

Title Constraining_the_ratio_of_median_pixel_optical_depth_profile_around_z_~_4_quasars_using_the_longitudinal_proximity_effect
Authors Priyanka_Jalan,_Hum_Chand_and_Raghunathan_Srianand
URL https://arxiv.org/abs/2105.01930
$3.5\leqz_{em}\leq4.5$の発光赤方偏移範囲と1.06$\の範囲のライマン連続光度($L_{912}$)にまたがる85個のクエーサーのサンプルを使用した縦方向近接効果の詳細な研究を提示します。10^{31}$から2.24$\times10^{32}$ergs$^{-1}$Hz$^{-1}$。超大型望遠鏡(VLT)に搭載されたX-SHOOTER分光器を使用して、$R\sim$5100およびS/N$\sim$30のスペクトル分解能で得られたこれらのクエーサーの高品質スペクトルを使用します。私たちの分析では、赤方偏移が一致した対照サンプルを使用して、クエーサーの近くから発生するLy$\alpha$吸収の透過フラックスとピクセル光学的厚さを一般的な銀河間媒体からのものと比較しました。縦方向の近接効果は、クエーサーから最大$r\leq12$Mpc(適切)まで見られます。クエーサーによる過剰なイオン化を説明するためにクエーサーの近くのピクセルの光学的厚さを適切にスケールアップすることにより、クエーサーの近くのHI光学的厚さの中央値とIGMの光学的厚さの比率を制限します($R_\tau(r)$)。$R_\tau(r)$は、クエーサーから最大6Mpcまでの単一性よりも大幅に高く、$R_\tau(r)=1+A\timesexp(-r/r_0)$、$A=9.16\pm0.68$および$r_0=1.27\pm0.08$Mpc。0〜6Mpcのラジアルビンでのスケーリングされたピクセルの光学的厚さの積分値は、IGMのピクセルの光学的厚さの中央値の対応する積分値よりも$2.55\pm0.17$の係数で高いことがわかります。また、$R_\tau(r)$は光度に依存することがわかりました。

大規模構造による暗黒物質密度進化則の精査

Title Probing_the_dark_matter_density_evolution_law_with_large_scale_structures
Authors Kamal_Bora,_R._F._L._Holanda,_Shantanu_Desai
URL https://arxiv.org/abs/2105.02168
暗黒物質密度の標準時間発展法則からの逸脱の可能性を探る新しい方法を提案します。$\rho_c(z)\propto(1+z)^{3+\epsilon}$で与えられ、$\epsilon$を制約する変形進化法則を使用して、この法則の違反を探しました。この目的で使用したデータセットは、SLOANLensACS、BOSS輝線レンズ調査、StrongLegacySurveySL2S+SLACSから取得した強い重力レンズデータで構成されています。チャンドラ望遠鏡を使用して得られた銀河団のX線ガス質量分率データとともに。私たちの分析では、$\epsilon$が2$\sigma$c.l.内でゼロと一致していることが示されていますが、現在のデータセットでは、暗黒物質と暗黒エネルギーの相互作用モデルを除外できません。

Ia型超新星IIの双子の埋め込み:宇宙論的距離推定の改善

Title The_Twins_Embedding_of_Type_Ia_Supernovae_II:_Improving_Cosmological_Distance_Estimates
Authors K._Boone,_G._Aldering,_P._Antilogus,_C._Aragon,_S._Bailey,_C._Baltay,_S._Bongard,_C._Buton,_Y._Copin,_S._Dixon,_D._Fouchez,_E._Gangler,_R._Gupta,_B._Hayden,_W._Hillebrandt,_A._G._Kim,_M._Kowalski,_D._K\"usters,_P.-F._L\'eget,_F._Mondon,_J._Nordin,_R._Pain,_E._Pecontal,_R._Pereira,_S._Perlmutter,_K._A._Ponder,_D._Rabinowitz,_M._Rigault,_D._Rubin,_K._Runge,_C._Saunders,_G._Smadja,_N._Suzuki,_C._Tao,_S._Taubenberger,_R._C._Thomas,_M._Vincenzi
URL https://arxiv.org/abs/2105.02204
最大光でのIa型超新星(SNeIa)のスペクトルを使用して、宇宙論的距離の推定を改善する方法を示します。コンパニオン記事では、マニフォールド学習を使用して、「ツイン埋め込み」と呼ばれる最大光でのSNeIaの固有の多様性の3次元パラメーター化を構築しました。この記事では、ツイン埋め込みを使用してSNeIaの標準化を改善する方法について説明します。最大光に近い単一の分光光度的に較正されたスペクトルを使用して、SNeIaのサンプルを$0.101\pm0.007$magのRMSで標準化できます。これは、固有速度の寄与が除去され、$0.073\pm0.008の場合は$0.084\pm0.009$magに相当します。より大きな参照サンプルが得られた場合は$mag。私たちの技術は、SNeIaの全範囲を標準化することができます。これには、通常、特異なものとしてラベル付けされ、他の分析から拒否されることが多いものも含まれます。従来の光度曲線の幅+SALT2などの色の標準化では不十分であることがわかりました。TwinsEmbeddingは、SALT2距離の推定値が$0.229\pm0.045$magだけバイアスされている91TのようなSNeIaを含むがこれに限定されないSNeIaのサブセットを識別します。TwinsEmbeddingを使用した標準化により、ホストと銀河の相関関係も大幅に減少します。SNeIaの同じサンプルでのSALT2標準化の$0.092\pm0.024$magと比較して、$0.040\pm0.020$magのホスト質量ステップを回復します。従来の標準化手法におけるこれらのバイアスは、適切に考慮されていない場合、将来の宇宙論分析に大きな影響を与える可能性があります。

1598年の太陽系外惑星通過光度曲線におけるスポットおよび白斑交差イベントの大規模な検索

Title Massive_search_of_spot-_and_facula-crossing_events_in_1598_exoplanetary_transit_lightcurves
Authors R._V._Baluev,_E._N._Sokov,_I._A._Sokova,_V._Sh._Shaidulin,_A._V._Veselova,_V._N._Aitov,_G._Sh._Mitiani,_A._F._Valeev,_D._R._Gadelshin,_A._G._Gutaev,_G._M._Beskin,_G._G._Valyavin,_K._Antonyuk,_K._Barkaoui,_M._Gillon,_E._Jehin,_L._Delrez,_S._Gu{\dh}mundsson,_H._A._Dale,_E._Fern\'andez-Laj\'us,_R._P._Di_Sisto,_M._Bretton,_A._Wunsche,_V.-P._Hentunen,_S._Shadick,_Y._Jongen,_W._Kang,_T._Kim,_E._Pak\v{s}tien\.e,_J._K._T._Qvam,_C._R._Knight,_P._Guerra,_A._Marchini,_F._Salvaggio,_R._Papini,_P._Evans,_M._Salisbury,_J._Garlitz,_N._Esseiva,_Y._Ogmen,_P._Bosch-Cabot,_A._Selezneva,_and_T._C._Hinse
URL https://arxiv.org/abs/2105.01704
頻度主義的な$p$値のしきい値に基づいて、複数の太陽系外惑星の通過光度曲線におけるスポットおよび白斑の交差異常を大規模に検出するための専用の統計的検定を開発しました。このテストは、トランジット光度曲線分析のアルゴリズムパイプラインを強化するために使用されました。これは、EXPANSIONプロジェクトで監視されている26ドルのターゲットの1598ドルのアマチュアおよびプロのトランジット観測に適用されました。統計的に有意な$109$の候補イベントを検出し、白斑交差よりもスポット交差を支持するおよそ$2:1$の非対称性を明らかにしました。一部の候補異常は非物理的に見え、系統的なエラーに起因する可能性がありますが、負のイベントと正のイベントの間の非対称性は、星の斑点と白斑の頻度の物理的な違いを示しているはずです。検出されたスポット交差イベントは、振幅と幅の間に正の相関関係があることも明らかにしています。これは、スポットサイズの相関関係が原因である可能性があります。ただし、検出可能なすべての交差イベントの頻度は約数パーセントであるため、いくつかのターゲットで観察された過度のトランジットタイミングノイズを説明することはできません。

Centaur 29P / Schwassmann-Wachmann1の熱赤外線ダスト放出と核特性の精密化の特性評価

Title Characterization_of_Thermal_Infrared_Dust_Emission_and_Refinements_to_the_Nucleus_Properties_of_Centaur_29P/Schwassmann-Wachmann_1
Authors Charles_A._Schambeau,_Yanga_R._Fernandez,_Nalin_H._Samarasinha,_Maria_Womack,_Dominique_Bockelee-Morvan,_Carey_M._Lisse,_Laura_M._Woodney
URL https://arxiv.org/abs/2105.01789
UT2003で取得した16$\mu$mIRS「ブルー」ピークアップ(PU)と24$\mu$mおよび70$\mu$mMIPS画像を使用した、29P/Schwassmann-Wachmann1のスピッツァー観測の分析を示します。11月23日と24日は、爆発しない「静止」活動中のケンタウロスの大粒(10-100$\mu$m)ダストコマを特徴づけます。各バンドの$\epsilonf\rho$の見積もり(16$\mu$m(2600$\pm$43cm)、24$\mu$m(5800$\pm$63cm)、および70$\mu$m(1800$\pm$900cm))は、WISE/NEOWISE彗星アンサンブルで観測された核サイズと$\epsilonf\rho$の間の傾向に従います。コマモデルを使用して、50〜100kg/sの範囲の粉塵生成率を導き出しました。初めて、SW1のコマの色温度マップが16$\mu$mと24$\mu$mの画像データを使用して作成されました。$\sim$140Kにピークがあるこのマップは、コマ水氷粒がゆっくりと昇華し、コマ内で水性ガスを生成する必要があることを示しています。Stansberryetal。による核から352,000km(90$''$)にある24$\mu$mの永続的な「翼」(湾曲した南西コマ)の特徴を分析しました。(2004)原子核の回転に、代わりにそれがミクロンサイズの粒子に作用する太陽放射圧と重力によって主に作成されることを提案します。原子核から放出される熱流束を改善するために、16$\mu$mPU画像に対してコマ除去を実行しました。5つの波長(5.730$\mu$m、7.873$\mu$m、15.80$\mu$m、23.68$\mu$m、および71.42)での地球近傍小惑星熱モデル(NEATM;Harris1998)の新しいアプリケーション次に、$\mu$m)を使用して、SW1の有効半径測定値を$R=32.3\pm3.1$kmに、赤外線ビームパラメータをそれぞれ$\eta=1.1\pm0.2$に調整しました。

グループ化されていない希少な隕石の可視赤外分光法は、隕石と小惑星の接続にさらなる制約をもたらします

Title Visible-Infrared_spectroscopy_of_ungrouped_and_rare_meteorites_brings_further_constraints_on_meteorite-asteroid_connections
Authors Lisa_Kram\"er_Ruggiu,_Pierre_Beck,_J\'er\^ome_Gattacceca,_Jolantha_Eschrig
URL https://arxiv.org/abs/2105.01900
スペクトル調査と宇宙船ミッションは小天体に関する情報を提供しますが、多くの重要な分析は地上の実験室でのみ実行できます。今のところ、隕石コレクションに含まれる親体の総数は約150の親体と推定され、そのうち50の親体は十分に研究されていないグループ化されていないコンドライトによって表されます。したがって、グループ化されていない隕石をそれらの親体にリンクすることは、小惑星に関する知識を大幅に増やすために重要です。この目的のために、25のグループ化されていないコンドライトとまれな隕石グループの記載岩石学が研究され、組織、鉱物学、および水と熱の母体処理に基づいて6つの記載岩石学グループにグループ化できました。次に、小惑星の地上での望遠鏡観測と比較するために、可視近赤外反射分光データを取得しました。隕石の反射スペクトルは、粉末サンプル、生サンプル、および研磨されたセクションで取得されました。私たちの結果は、サンプル前処理がスペクトルの形状に影響を与え、したがって、特に炭素質コンドライトの小惑星スペクトルマッチングに影響を与えることを示しました。全体として、最初に定義された岩石学的グループは、反射スペクトルグループと一致します。研究されたいくつかのグループ化されていないコンドライトと、以前に隕石の接続が提案されていなかった小惑星タイプとの間のリンクを定義します。また、変態したグループ化されていない炭素質コンドライトをS複合体小惑星と照合しました。これは、この複合体が、以前に確立された普通コンドライトまたは原始コンドライトだけでなく、炭素質コンドライトをホストしている可能性があることを示唆しています。逆に、グループ化されていないコンドライトの中には、既知の小惑星タイプと一致しなかったものがあり、それらがまだ特定されていない小惑星タイプからの潜在的なサンプルであることを示しています。

絶滅したコンドライト原始惑星からの4565Myr古い安山岩

Title A_4565_Myr_old_andesite_from_an_extinct_chondritic_protoplanet
Authors Jean-Alix_Barrat,_Marc_Chaussidon,_Akira_Yamaguchi,_Pierre_Beck,_Johan_Villeneuve,_David_J._Byrne,_Michael_W._Broadley,_Bernard_Marty
URL https://arxiv.org/abs/2105.01911
鉄隕石の時代は、原始惑星の付着が太陽系の最初の数百万年の間に始まったことを意味します。26Alの崩壊によって生成された熱のために、多くの初期の原始惑星は、マグマオーシャンの冷却中に生成された火成地殻と金属コアの深さでの分離によって完全に分化しました。利用可能なサンプルが不足していることもあり、融解の初期段階で生成された原始地殻の形成と性質はよくわかっていません。新たに発見された隕石ErgChech002(EC002)は、そのような原始的な火成地殻の1つに由来し、安山岩のバルク組成を持っています。これは、非炭素質のコンドライト貯留層の部分溶融に由来し、太陽の光球に比べてアルカリが枯渇することはなく、約25パーセントの高度の溶融が見られます。さらに、EC002は、これまでのところ、26Al-26Mgの結晶化年代が45億6,500万年(My)の火成地殻の最も古い既知の部分です。部分溶融は、数百キロ前までの1,220℃で起こり、EC002親体の降着を意味します。4,566私の前。安山岩の地殻で覆われた原始惑星はおそらく頻繁でした。しかし、EC002のスペクトルの特徴を共有する小惑星はなく、これらの小惑星のほとんどすべてが、より大きな体や惑星の構成要素を形成し続けたか、単に破壊されたために消えたことを示しています。

Cクラスターのメインベルト小惑星間の色のばらつきの起源

Title Origins_of_colors_variability_among_C-cluster_main-belt_asteroids
Authors Pierre_Beck,_Olivier_Poch
URL https://arxiv.org/abs/2105.01912
SloanDigitalSkySurveyは、10万個を超える移動物体の色を提供し、そのうち約1万個がアルベドを決定しています。ここでは、色とアルベドを組み合わせて、小天体集団のクラスター分析を実行し、以前の作業で定義されたCタイプに関連する小惑星のグループであるCクラスターを特定しました。このCクラスターのメンバーは、DeMeoandCarry(2013)で定義されているBタイプとCタイプの色の境界とかなり一致しています。次に、位相角の影響を考慮しながら、Cクラスター小惑星の色を炭素質コンドライト粉末の色と比較します。CMコンドライトのみがCクラスター小惑星の範囲の色を持ち、CO、CR、CVコンドライトが著しく赤くなることを示します。また、CMコンドライト粉末は平均して平均Cクラスターよりわずかに赤くなります。小惑星の直径の関数としての色の変化を調べることにより、Cクラスターメンバーの色をさらに調査します。小惑星の直径が小さくなると、目に見える傾斜が青くなり、約20kmに遷移が存在するように見えます。この変動の原因について説明し、データセットのバイアスに関連していない場合、分析では、オブジェクトの表面テクスチャに関連していると結論付けます。小さなオブジェクトは岩で覆われ、大きなオブジェクトは粒子で覆われています。表面。ブルーイングは、レイリーのように光を散乱させる可能性のある、岩石が優勢な表面の場合の最初の反射の寄与の増加によって解釈されます。この分析に基づくCクラスター内の宇宙風化の明白な証拠はありませんが、CMコンドライトと比較してCクラスターオブジェクトの一般的に青い性質は、ある程度宇宙風化に関連している可能性があります。

TOI-220 $ b $:TESSによって発見された暖かい海王星の発見

Title TOI-220_$b$:_a_warm_sub-Neptune_discovered_by_TESS
Authors S._Hoyer,_D._Gandolfi,_D.J._Armstrong,_M._Deleuil,_L._Acu\~na,_J.R._de_Medeiros,_E._Goffo,_J._Lillo-Box,_E._Delgado_Mena,_T.A._Lopez,_A._Santerne,_S._Sousa,_M._Fridlund,_V._Adibekyan,_K.A._Collins,_L.M._Serrano,_P._Cort\'es-Zuleta,_S.B._Howell,_H._Deeg,_A._Aguichine,_O._Barrag\'an,_E.M._Bryant,_B.L._Canto_Martins,_K.I._Collins,_B.F._Cooke,_R.F._D\'iaz,_M._Esposito,_E._Furlan,_S._Hojjatpanah,_J._Jackman,_J.M._Jenkins,_E.L.N._Jensen,_D._W._Latham,_I.C._Le\~ao,_R.A._Matson,_L.D._Nielsen,_A._Osborn,_J.F._Otegi,_F._Rodler,_S._Sabotta,_N.J._Scott,_S._Seager,_C._Stockdale,_P.A._Str{\o}m,_R._Vanderspek,_V._Van_Eylen,_P.J._Wheatley,_J.N._Winn,_J.M._Almenara,_D._Barrado,_S.C.C._Barros,_D._Bayliss,_F._Bouchy,_P.T._Boyd,_J._Cabrera,_W.D._Cochran,_O.Demangeon,_J.P._Doty,_X._Dumusque,_P._Figueira,_W._Fong,_S._Grziwa,_A.P._Hatzes,_P._Kab\'ath,_E._Knudstrup,_J._Korth,_J.H._Livingston,_R._Luque,_O._Mousis,_S.E._Mullally,_H.P._Osborn,_E._Pall\'e,_C.M._Persson,_S._Redfield,_N.C._Santos,_J._Smith,_J._\v{S}ubjak,_J.D._Twicken,_S._Udry,_D.A._Yahalomi
URL https://arxiv.org/abs/2105.01944
この論文では、トランジット系外惑星探査衛星(TESS)によって検出され、HARPS分光法による視線速度追跡観測によって確認された新しいサブネプチューンであるTOI-220$b$の発見について報告します。TESSトランジット測光と高精度半径速度測定の組み合わせ分析に基づいて、惑星質量13.8$\pm$1.0M$_{Earth}$および半径3.03$\pm$0.15R$_{Earth}$を推定します。、2.73$\pm$0.47$\textrm{gcm}^{-3}$のかさ密度を意味します。TOI-220$b$は、周期が$\sim$10.69の比較的明るい(V=10.4)古い(10.1$\pm$1.4Gyr)K型矮星を周回します。したがって、TOI-220$b$は、非常に正確な質量と半径の決定を備えた新しい暖かいサブネプチューンです。TOI-220$b$内部構造のベイズ分析は、それが受ける強い照射のために、この惑星の低密度は、放射対流平衡の蒸気大気とその上にある超臨界水層で説明できることを示しています。ケイ酸塩マントルと小さな鉄心で作られた差別化された内部。

TESSとHARPSは、TOI1062周辺の2つのサブネプチューンを明らかにします

Title TESS_and_HARPS_reveal_two_sub-Neptunes_around_TOI_1062
Authors J._F._Otegi,_F._Bouchy,_R._Helled,_D.J._Armstrong,_M._Stalport,_K.G._Stassun,_E._Delgado-Mena,_N.C._Santos,_K._Collins,_S._Gandhi,_C._Dorn,_M._Brogi,_M._Fridlund,_H.P._Osborn,_S._Hoyer,_S._Udry,_S._Hojjatpanah,_L.D._Nielsen,_X._Dumusque,_V._Adibekyan,_D._Conti,_R._Schwarz,_G._Wang,_P._Figueira,_J._Lillo-Box,_R.F._D\'iaz,_A._Hadjigeorghiou,_D._Bayliss,_P.A._Str{\o}m,_S.G._Sousa,_D._Barrado,_A._Osborn,_S.S.C._Barros,_D.J.A._Brown,_J.D._Eastman,_D.R._Ciardi,_A._Vanderburg,_R.F._Goeke,_N.M._Guerrero,_P.T._Boyd,_D.A._Caldwell,_C.E._Henze,_B._McLean,_G._Ricker,_R._Vanderspek,_D.W._Latham,_S._Seager,_J._Winn,_and_J.M._Jenkins
URL https://arxiv.org/abs/2105.01945
トランジット系外惑星探査衛星(\textit{TESS})ミッションは、明るい星や近くの星の周りの惑星を全天で検索するように設計されています。ここでは、TOI1062(TIC299799658)の周りを周回する2つのサブネプチューン、TESSセクター1、13、27、28で観測されたV=10.25G9V星の発見を報告します。HARPSからの正確な視線速度観測を使用して、これらの2つの惑星を特徴づけます。TOI1062bの半径は2.265^{+0.095}_{-0.091}Re、質量は11.8+\-1.4Me、公転周期は4.115050+/-0。00000日です。2番目の惑星は通過しておらず、最小質量は7.4+/-1.6Meで、軌道周期が8.13^{+0.02}_{-0.01}日の最も内側の惑星との2:1の平均運動共鳴に近いです。動的解析を実行して、この共振に対するシステムの近接性を調査し、軌道パラメーターをさらに制約することを試みました。通過する惑星の平均密度は5.58^{+1.00}_{-0.89}gcm^-3であり、その内部構造を分析すると、質量の0.35%を占める小さな揮発性エンベロープがあると予想されます。最大。星の明るさと内惑星の「半径ギャップ」への近接性は、それを透過分光法の興味深い候補にし、TOI1062bの組成と内部構造をさらに制約する可能性があります。

彗星C / 2020 F3(NEOWISE)のフォローアップ分光法

Title Follow-up_spectroscopy_of_comet_C/2020_F3_(NEOWISE)
Authors Richard_Bischoff,_Markus_Mugrauer
URL https://arxiv.org/abs/2105.02193
2020年7月末に大学天文台イエナでエシェル分光器FLECHASを使用して実施された、彗星C/2020F3(NEOWISE)のコマ中心の分光法を紹介します。彗星は5夜で観測され、4685\r{A}から7376\r{A}の間に多くの顕著な放出の特徴が検出されました。C$_2$白鳥の発光バンドに加えて、アミドゲンラジカルのいくつかの発光特性、および2つの禁止された酸素線が、すべての観測エポックの彗星のFLECHASスペクトルで識別されました。対照的に、強いナトリウム放出は、2020年7月21日と23日に撮影された彗星のスペクトルでのみ検出されました。彗星のFLECHASスペクトルで検出された最も顕著な放射の特徴を提示して特徴づけ、分光モニタリングキャンペーン全体でそれらの変動性について議論し、それらを使用してすべての観測夜における彗星の半径方向の速度を導き出します。

ヴェラルービン天文台とスバルハイパーシュプライムカムで約5Mpc以内の矮小銀河検索を解決

Title Resolved_Dwarf_Galaxy_Searches_within_~5_Mpc_with_the_Vera_Rubin_Observatory_and_Subaru_Hyper_Suprime-Cam
Authors Bur\c{c}in_Mutlu-Pakdil,_David_J._Sand,_Denija_Crnojevi\'c,_Alex_Drlica-Wagner,_Nelson_Caldwell,_Puragra_Guhathakurta,_Anil_C._Seth,_Joshua_D._Simon,_Jay_Strader,_and_Elisa_Toloba
URL https://arxiv.org/abs/2105.01658
今後10年間にヴェラC.ルービン天文台とすばるハイパーシュプライムカムで可能になるかすかな矮小銀河の発見のプレビューを紹介します。この作業では、CentaurusandSculptorのパノラマ画像調査(PISCeS)からの深部地上画像と広範な画像シミュレーションを組み合わせて、マッチドフィルター技術を使用してローカルボリューム内のかすかな分解された矮小銀河の回復を調査します。1.5、3.5、5Mpcの3つの基準距離を採用し、さまざまな恒星の背景、楕円率、天の川の前景の汚染と絶滅の矮星検出への影響を定量的に評価します。マッチドフィルター法は、コンパクトシステムと拡張システムの両方を識別するのに強力であり、近い将来の調査では、赤色巨星の枝(TRGB)の先端から最大4.5等下までの距離をプローブできることを示しています。1.5Mpc、および5MpcでTRGBより約2等下。これにより、解決された矮小銀河の発見の最前線が、より暗い光度、より低い表面輝度、およびより長い距離に押し上げられます。私たちのシミュレーションは、$M_{V}$$\approx$-5、-7、-8までの矮小銀河の安全な国勢調査がまもなく到達可能になり、それぞれ1.5Mpc、3.5Mpc、5Mpcになることを示しています。ホスト周辺の衛星の存在量の統計的変動を定量化し、ホストのプロパティの関数として環境への影響を解析することができます。

マンガギャラクシープロパティ。 I:広範な光学、中赤外線測光、および環境カタログ

Title MaNGA_Galaxy_Properties._I:_An_Extensive_Optical,_Mid-Infrared_Photometric,_and_Environmental_Catalog
Authors Nikhil_Arora_(Queen's),_Connor_Stone_(Queen's),_St\'ephane_Courteau_(Queen's),_Thomas_H._Jarrett_(U._of_Cape_Town)
URL https://arxiv.org/abs/2105.01660
MaNGA調査からの4585銀河の光学および中赤外線イメージングから得られたノンパラメトリック構造特性の広範なカタログを提示します。DESIおよびWISEイメージングは​​、g、r、z、W1、W2測光バンドの表面輝度プロファイルを抽出するために使用されます。私たちの光学測光は自動アルゴリズムAutoProfを利用し、通常rバンドで29mag/arcsec^2未満に達する表面輝度をプローブしますが、WISE測光はW1バンドで28mag/arcsec^2を達成します。MaNGA銀河の大規模なサブサンプルについては、隣接密度の測定値と中央/衛星分類も提供されています。銀河の光プロファイルの分析のハイライトは次のとおりです。(i)パラメトリック法に対する光プロファイルのノンパラメトリック抽出のロバスト性を示す銀河の構造特性の広範な比較。(ii)多次元の銀河ファミリーの存在を示唆する二峰性の構造特性の遍在性。(iii)全光に対して測定された構造特性が不確実であるという認識。測光パラメータに基づいて銀河のスケーリング関係を研究し、文献と理論的期待との詳細な比較を提示します。この分析の顕著な特徴には、波長のある後期型銀河のサイズ-光度とサイズ-恒星の質量関係の傾斜と散乱のほぼ一定、および楕円銀河の1kpc以内で測定された中心面密度の飽和が含まれます。M*>10.7Msolの銀河(Sigma_1〜10^{10}Msol/kpc^2に対応)。ここに示されているマルチバンド測光、環境パラメーター、および構造スケーリング関係は、星の種族および銀河形成モデルにとって有用な制約です。

「暗黒銀河」としてフェードアウトする運命にある拡散した潮汐矮小銀河

Title A_diffuse_tidal_dwarf_galaxy_destined_to_fade_out_as_a_"dark_galaxy"
Authors Javier_Rom\'an,_Michael_G._Jones,_Mireia_Montes,_Lourdes_Verdes-Montenegro,_Juli\'an_Garrido_and_Susana_S\'anchez
URL https://arxiv.org/abs/2105.01662
ヒクソンコンパクトグループ16から出現したHIテールの先端に位置する、深部光学イメージングで検出された特異な物体の特性を調査しました。赤外線から紫外線までのマルチバンド測光を使用して、その恒星の年齢を58$^に制限することができました。{+22}_{-9}$[Fe/H]のかなり高い金属量を持つMyr=$-$0.16$^{+0.43}_{-0.41}$、その恒星の質量はM$_\star$=4.2$\times$10$^6$M$_\odot$、潮汐矮星銀河の典型的な特徴。この天体の構造特性は、拡散銀河の構造特性と似ており、丸くて特徴のない形態、大きな有効半径(r$_{eff}$=1.5kpc)、および低い表面輝度(<$\mu_{g)を備えています。}$>$_{eff}$=25.6magarcsec$^{-2}$)。オブジェクトが動的に安定していて将来も生き残ることができると仮定すると、その恒星成分の経年変化による時間の経過とともに、最も深い現在または将来においてさえ、わずか$\sim$2Gyrの進化で光学観測でオブジェクトを検出できなくなります。光学調査。その高いHI質量、M(HI)=3.9$\times$10$^8$M$_\odot$、および将来の検出不可能な恒星成分は、オブジェクトを暗黒銀河の観測特性、つまり暗黒物質ハローと一致させます。ガスを星に変えることができませんでした。私たちの研究は、HIの潮汐の特徴が偽の暗黒銀河になる可能性のさらなる観測的証拠を示しています。また、特に潮汐矮星などの高金属量システムで、光学観測の検出限界を超えて老朽化した恒星成分を隠すことで、恒星の退色の影響を示しています。

低質量の若い星団における連星ブラックホールダイナミクス

Title Dynamics_of_binary_black_holes_in_low-mass_young_star_clusters
Authors Sara_Rastello,_Michela_Mapelli,_Ugo_N._di_Carlo,_Giuliano_Iorio,_Alessandro_Ballone,_Nicola_Giacobbo,_Filippo_Santoliquido,_Stefano_Torniamenti
URL https://arxiv.org/abs/2105.01669
若い星団は動的に活動する星団であり、巨大な星の一般的な発祥の地です。低質量星団($\sim{}300-10^3$M$_\odot$)は、大規模システムよりも数が多く、数Myrの2体緩和時間スケールによって特徴付けられます:最も大規模な星クラスターコアに沈み、コンパクトオブジェクトが生まれる前でも動的に相互作用します。ここでは、低質量の若い星団に形成されたブラックホール(BH)とバイナリブラックホール(BBH)の特性を、元のバイナリが高い$10^5$直接$N$体シミュレーションのスイートを使用して調べます。分数(質量が$>5$M$_\odot$の星の場合は100%)。ほとんどのBHは、動的な相互作用によって最初の$\sim{}20$Myrで排出されます。動的交換はBBHの主要な形成チャネルであり、すべてのシステムの$\sim{}40-80$%を占めています。低質量の若い星団でのほとんどのBBH合併は、質量$<40$M$_\odot$のプライマリBHを含み、低質量比は現場よりも非常に一般的です。私たちのデータをより大規模な星団($10^3-3\times{}10^4$M$_\odot$)のデータと比較すると、交換されたBBHの割合がホスト星の質量に強く依存していることがわかります。集まる。対照的に、私たちの結果は、ホスト星団の質量とBBH合併の効率との間にわずかな相関関係があることを示しています。

Ly $ \ alpha $エミッターと$ 2

Title Interrelation_of_the_environment_of_Ly$\alpha$_emitters_and_massive_galaxies_at_$2
Authors Kei_Ito,_Nobunari_Kashikawa,_Masayuki_Tanaka,_Mariko_Kubo,_Yongming_Liang,_Jun_Toshikawa,_Hisakazu_Uchiyama,_Rikako_Ishimoto,_Takehiro_Yoshioka,_Yoshihiro_Takeda
URL https://arxiv.org/abs/2105.01670
Ly$\alpha$エミッター(LAE)と、$2<z<4.5$での大規模な星形成銀河と静止銀河(SFGとQG)の空間分布の比較を示します。測光赤方偏移カタログを使用して、宇宙進化調査(COSMOS)のすばる望遠鏡とアイザックニュートン望遠鏡から取得した中間/狭帯域からSFGとQGおよびLAEカタログを選択します。SFG、QG、LAEの自動/相互相関信号と、それらの位置での銀河の過密度分布を導き出します。SFGとQGの相互相関信号は、ハロー質量の違いによってのみ説明されますが、SFGとLAEの相互相関信号は、自己相関信号から予想される信号よりも大幅に低く、いくつかの追加の物理プロセスがこれら2つの母集団を分離していることを示しています。SFGとLAEのこのような分離は、レストフレームの紫外線の弱いLAE($M_{\rmUV}>-20$)でより強くなります。過密度分布から、LAEはSFGおよびQGよりも密度の低い領域にありますが、SFGおよびQGは同じ過密度分布にある傾向があります。巨大な銀河のものと比較したLAEの異なる空間分布は、アセンブリの偏りまたは巨大なハローに関連する大量の中性水素ガスに起因する可能性があります。これらの結果は、高$z$宇宙の固有の銀河環境を定量化する際に複数の銀河集団を探索することの重要性を強調しています。

$ z \ sim 0.77 $銀河の銀河系周辺媒体における金属リサイクルの明らかな兆候

Title Telltale_signs_of_metal_recycling_in_the_circumgalactic_medium_of_a_$z_\sim_0.77$_galaxy
Authors N._Tejos,_S._L\'opez,_C._Ledoux,_A._Fern\'andez-Figueroa,_N._Rivas,_K._Sharon,_E._J._Johnston,_M._K._Florian,_G._D'Ago,_A._Katsianis,_F._Barrientos,_T._Berg,_F._Corro-Guerra,_M._Hamel,_C._Moya-Sierralta,_S._Poudel,_J._R._Rigby_and_M._Solimano
URL https://arxiv.org/abs/2105.01673
孤立した銀河の冷温に富んだ銀河系周辺媒体(CGM)の重力アークトモグラフィーを$z\約0.77$で提示します。VLT/MUSE補償光学とマゼラン/MagEエシェル分光法を組み合わせることで、吸収におけるMg〜{\scii}の部分的に分解された運動学を取得します。独自のアーク構成により、42の空間的に独立した位置をプローブでき、それぞれ$\upperx10-30$kpcと$\upperx60$kpcの衝突パラメータで短軸と長軸をカバーし、さらに銀河の前の$4$位置をカバーします。。冷温に富んだCGM(Mg〜{\scii}によって追跡される)と星間物質(放出において[O〜{\scii}]によって追跡される)の間の直接的な運動学的接続を観察します。これは、銀河と共回転する数十キロパーセクまでの拡張ディスクの存在の証拠を提供します。Mg〜{\scii}の速度分散($\sigma\約30-100$kms$^{-1}$、位置によって異なります)は、モデル化された銀河の回転速度($v_{\rmrot}\upperx80$kms$^{-1}$)、乱流で圧力に支えられたCGMコンポーネントの存在の証拠を提供します。吸収は銀河規模の流出によって変調されると考えられます。これは、観測された視線分散と、弧と銀河の両方に対して観測された非対称プロファイルの自然なシナリオを提供するためです。銀河系の流出の兆候と一緒に拡張された濃縮共回転ディスクは、$z\sim1$CGMでの金属リサイクルの明らかな兆候です。

5つのCANDELSフィールドすべてとIllustrisTNGにおける銀河の進化:形態学的、構造的、および$ z \ sim 3 $への主要な合併の進化

Title Galaxy_Evolution_in_all_Five_CANDELS_Fields_and_IllustrisTNG:_Morphological,_Structural,_and_the_Major_Merger_Evolution_to_$z_\sim_3$
Authors A._Whitney,_L._Ferreira,_C.J._Conselice,_K._Duncan
URL https://arxiv.org/abs/2105.01675
銀河の基本的な特徴はその構造ですが、私たちは今、構造特性の進化を定量的に理解しています。そのため、5つのCANDELSフィールドすべてで$z\sim3$までの16,778個の銀河の定量的なノンパラメトリック構造進化を調査します。これは、これまでの遠方銀河の高解像度画像の最大のコレクションです。私たちの目標は、サイズ、表面の明るさ、または質量ではなく、構造が時間とともにどのように変化するかを調査することです。特に、残りのフレームの光学系で光の濃度と非対称性がどのように変化するかを調査します。銀河構造の測定値を解釈するために、IllustrisTNGからの300のシミュレーション実現を実行および分析して、CASシステムの合併のタイムスケールを決定します。$z=0-3$から、非対称マージのタイムスケールの中央値は$0.56^{+0.23}_{-0.18}$Gyrであり、赤方偏移によって変化しないことがわかります。このデータを使用して、銀河がより高い赤方偏移で与えられた質量で次第に非対称になることを発見し、$\sim(1+z)^{1.87\pm0.04}$Gyr$^{-1}としてスケーリングする合併率を導き出します$は、最近の機械学習と銀河ペアのアプローチとよく一致し、以前の矛盾を取り除きます。また、\textit{HST}からは見えない遠赤外線で選択された銀河が、測定に与える影響はごくわずかであることも示しています。また、銀河はより高い赤方偏移に集中していることもわかりました。これは、小さな初期銀河から形成され、後に合併によって大きな銀河に成長する兆候と解釈されます。これは、「裏返し」からの銀河のサイズの成長と一致しており、中心がほとんどの最も古い部分であることを示唆しています。銀河。

三百プロジェクト:銀河団の恒星角運動量の進化

Title The_Three_Hundred_Project:_The_stellar_angular_momentum_evolution_of_cluster_galaxies
Authors Robert_Mostoghiu,_Alexander_Knebe,_Frazer_R._Pearce,_Chris_Power,_Claudia_D._P._Lagos,_Weiguang_Cui,_Stefano_Borgani,_Klaus_Dolag,_Giuseppe_Murante,_Gustavo_Yepes
URL https://arxiv.org/abs/2105.01676
THETHREEHUNDREDプロジェクトによって提供された324個の数値モデル化された銀河団を使用して、最初の落下時のハローの恒星成分の運動学的特性の進化を研究します。$z=のメインクラスターハローの$3R_{200}$内にM$_{\textrm{star}}>5\times10^{10}h^{-1}M_{\odot}$のオブジェクトを選択します。0$そして彼らの先祖に従ってください。メインクラスターのハローに入った後、ハローから暗黒物質とガスが取り除かれますが、それらの星の運動学には実質的に変化がないことがわかります。私たちの「銀河」の大部分(サンプルを形成するハロー内にある中心の恒星成分として定義される)については、順序付けられた回転の割合によって記述される運動学的特性、および特定の恒星の角運動量におけるそれらの位置$-$星の質量平面$j_{\rmstar}$-M$_{\rmstar}$は、中央のホストクラスターの影響によってほとんど変化しません。しかし、少数の落下する銀河の場合、特に近地点通過中に、恒星の融合とメインクラスターの中心に近い残りの恒星の核との遭遇は、それらの恒星成分を$z=0$までスピンアップすることができます。

ほこりのない星間ガスのHIからH $ _2 $への遷移

Title HI-to-H$_2$_Transitions_in_Dust-Free_Interstellar_Gas
Authors Amiel_Sternberg,_Alon_Gurman,_Shmuel_Bialy
URL https://arxiv.org/abs/2105.01681
宇宙線を介して分子形成が発生する、低温($\sim$100K)の低金属性無塵(原始)ガスにおける原子から分子(HIからH$_2$)への遷移の数値計算と分析を示します。駆動される負イオン化学、および除去は、遠紫外線光解離と宇宙線イオン化および解離の組み合わせによるものです。どのガス温度でも、動作は、ガス密度に対するLyman-Werner(LW)バンドのFUV強度の比率、$I_{\rmLW}/n$、およびガスに対する宇宙線イオン化率の比率に依存します。密度、$\zeta/n$。ダストフリーガスについて、幅広い$\zeta/n$および$I_{\rmLW}/n$のHIからH$_2$の存在量プロファイルのセットを示します。光学的に厚い雲のH$_2$吸収線の自己遮蔽が、イオン化駆動化学の原子から分子への移行を可能にする条件を決定します。また、宇宙線のエネルギー損失が原子および分子の密度プロファイルと遷移点に及ぼす影響を調べます。LWフラックス$2.07\times10^7$フォトンcm$^{-2}$s$^{-1}$の単位銀河星間FUVフィールド強度($I_{\rmLW}=1$)の場合、および均一な宇宙線イオン化率$\zeta=10^{-16}$s$^{-1}$、HIからH$_2$への遷移は、水素ガスカラムの総密度が$4\times10^で発生します。{21}$cm$^{-2}$、$3\times10^7$yr以内、100Kで$n=10^6$cm$^{-3}$のガス体積密度の場合。パラメータでは、金属性$Z\lesssim0.01Z_\odot$の無塵限界に達する可能性があります。

暗黒物質ハローにおける星団の生存:エリダヌス座IIの古い銀河団

Title Star_cluster_survival_in_dark_matter_halos:_An_old_cluster_in_Eridanus_II?
Authors Jairo_A._Alzate,_Ver\'onica_Lora,_Gustavo_Bruzual,_Luis_Lomel\'i-N\'u\~nez,_Bernardo_Cervantes_Sodi
URL https://arxiv.org/abs/2105.01797
天の川衛星銀河の星形成の歴史と内部のダイナミクスはしばしば複雑です。ここ数年、既知のかすかな矮星衛星のかなりの部分が研究されてきました。それらのいくつかは、星団や球状星団などの埋め込まれた恒星の下部構造を示しています。この作業では、ハッブル宇宙望遠鏡掃天観測用高性能カメラからの公開データとアーカイブデータを使用して、星団をホストする矮小楕円衛星であるエリダヌスIIを研究します。ベイズ階層的手法を用いて、エリダヌス座IIの星形成の歴史を推測します。エリダヌス座IIの星の大部分は非常に古く($13.5_{-1}^{+0.5}$Gyr)、かなり金属が乏しい($Z$\、=\、$0.00001$)ことがわかります。EriIIに中年または若い人口が存在するという証拠は見つかりません。埋め込まれた星団を別個の実体として年代測定することはできませんが、クラスターはEriIIの大部分の星と同様の年齢と金属量を持っている可能性があります。暗黒物質が支配する古い金属の貧しい矮小銀河に古い星団が存在することは、矮小銀河内の暗黒物質の分布に光を当てるために非常に重要です。中年の星の存在は、エリIIでの最近の炭素星の検出によって必要とされています。最近の星形成は検出されていないため、低質量星の{\itblue-straggler}融合が、炭素星前駆体の起源である可能性が最も高いです。

VLT-MUSEを使用してPNLF距離を改善した精密宇宙論に向けてI.方法論とテスト

Title Towards_Precision_Cosmology_With_Improved_PNLF_Distances_Using_VLT-MUSE_I._Methodology_and_Tests
Authors Martin_M._Roth,_George_H._Jacoby,_Robin_Ciardullo,_Brian_D._Davis,_Owen_Chase,_and_Peter_M._Weilbacher
URL https://arxiv.org/abs/2105.01982
[OIII]5007惑星状星雲輝度関数(PNLF)は、30年以上にわたって、最大15Mpcまでの銀河の距離を測定するために使用されてきた確立された距離インジケーターです。超大型望遠鏡(MUSE)のマルチユニット分光エクスプローラーが効率的な広視野面分光器として登場したことで、機器のデータキューブに含まれる空間情報とスペクトル情報が多くの情報を提供するため、PNLF法はルネッサンスの時期を迎えています。従来の狭帯域光観察に対する利点。ここでは、アーカイブMUSEデータを使用して、他の方法よりも正確で感度の高い分光光度法を生成するための新しい微分輝線フィルター(DELF)技術の可能性を探ります。DELF分析は、銀河の高表面輝度領域で従来の手法よりも優れていることを示し、シミュレーションと、2つの初期型銀河(NGC1380およびNGC474)と1つの後期型スパイラルからのデータの分析の両方を通じてこの方法を検証します。(NGC628)。補償光学のサポートまたは優れたシーイング条件下で、この技術が惑星状星雲と他の輝線オブジェクトなどの識別を提供しながら、40Mpcの距離まで精度(<0.05等)[OIII]測光を生成できることを示します。HII領域、超新星残骸、および背景銀河。これらの機能により、MUSEを使用して、ケフェイド変光星の到達範囲と赤色巨星分岐法の先端を超えた正確なPNLF距離を測定し、ハッブル定数のローカル値を制約するための追加ツールになります。

M82の2成分磁場のサブミリ波観測

Title Submillimetre_observations_of_the_two-component_magnetic_field_in_M82
Authors Kate_Pattle,_Walter_K._Gear,_Matt_Redman,_Matthew_W._L._Smith,_Jane_Greaves
URL https://arxiv.org/abs/2105.01989
ジェームズクラークマクスウェル望遠鏡(JCMT)のPOL-2偏光計を使用して、850$\mu$mの偏光でスターバースト銀河M82を観測しました。観測された偏光ジオメトリは、2成分磁場をトレースするものとして解釈されます。銀河系の「超風」と整列し、中央のバーの上下の高さ$\sim350$pcまで伸びるポロイダル成分。銀河の平面内のスパイラルアームに整列した、またはおそらくトロイダルのコンポーネント。これは、ガラクトセントリック半径$\gtrsim2$kpcで850$\mu$mの偏光分布を支配します。私たちの結果をM82超風によって同伴された塵の場の最近のHAWC+測定と比較すると、超風が銀河の平面の上の$\sim350$pcで中央のスターバーストから発生することが示唆されます。

桜井天体のダスト変化:サブミクロンサイズのケイ酸塩ダストが10ミクロンサイズのメリライト粒子に凝固する新しいPAHとSiC

Title Dust_changes_in_Sakurai's_Object:_new_PAHs_and_SiC_with_coagulation_of_submicron-sized_silicate_dust_into_10_micron-sized_melilite_grains
Authors Janet_E._Bowey
URL https://arxiv.org/abs/2105.02034
2005年4月から2008年10月までの6つのエポックで得られた6-14ミクロンのスピッツァースペクトルは、噴火イベントで塵を形成している低質量のポストAGB星である桜井天体(V4334Sgr)に関連する塵の特徴の時間的変化を決定するために使用されます1996年以来。不明瞭な炭素に富む光球は、40ミリアーク秒のトーラスと32アーク秒のPNに囲まれています。最初は急速な中赤外線フラックスの減少が2008年4月21日以降停止しました。ナノメートルサイズのSiC粒子による光学的に薄い放射は、2007年10月に最小に達し、2008年4月21日から30日まで急速に増加し、2008年10月までゆっくりと増加しました。6.3ミクロンPAHによる吸収は全体を通して増加しました。2007年5月以降、20ミクロンサイズのSiC粒子が6〜7ミクロンの吸収に寄与した可能性があります。1999年5月より前に大きなSiC粒子が形成され、4月にPAHが形成された場合、光学的に厚い放射に基づく質量推定値は吸収特性の推定値と一致します。-1999年6月。2008年10月のPAHおよびラージSiC粒子の推定質量は、それぞれ3x10-9Msunおよび10-8Msunでした。2007年10月から2008年10月の間に光学的厚さが減少したため、弱い10ミクロンの吸収機能の原因となるサブミクロンサイズのケイ酸塩の一部はおそらくPN内にあります。約10ミクロンサイズの結晶性メリライトケイ酸塩に割り当てられた6.9ミクロンの吸収は2005年4月の間に増加しました。サブミクロンサイズのケイ酸塩の約2.8%が凝固してメリライトを形成すれば、存在量と分光学的制約が満たされます。この図は、コンドライト隕石に含まれる黄長石を含むカルシウム-アルミニウムに富む含有物の量に似ています。

SDSS-IVMaNGAを使用したLINER銀河UGC4805の化学的存在量

Title Chemical_Abundance_of_the_LINER_galaxy_UGC_4805_with_SDSS-IV_MaNGA
Authors A.C._Krabbe,_C._B._Oliveira,_I._A._Zinchenko,_J._A._Hern\'andez-Jim\'enez,_G.F._H\"agele,_M.V._Cardaci,_N._R._Telles
URL https://arxiv.org/abs/2105.02072
低イオン化核線領域(LINER)での化学物質の存在量の決定は、この種のオブジェクトのイオン化源の性質が不明であるため、特に複雑で不確実です。この作業では、UGC4805LINER核の気相の水素存在量(O/H)に関連する酸素存在量を研究します。活動銀河のO/H存在量と強い輝線の間の較正に基づいて、ディスク存在量勾配の外挿に基づいてUGC4805核のO/H存在量を導出するために、MappingNeighborhoodGalaxies(MaNGA)調査からの光学分光データが採用されました。核(AGN)と、曇りコードで構築された光イオン化モデル。ブラックホール(AGN)と漸近巨星分枝(p-AGB)の星へのガスの降着が異なる有効温度であると仮定しています。アバンダンスグラジエント外挿、AGNキャリブレーション、AGNおよびp-AGB光イオン化モデルは、UGC4805核の同様のO/H値と同様のイオン化パラメーター値を生成することがわかりました。この研究は、核輝線比を使用してO/H存在量を推定するために使用された方法が、銀河の金属量勾配外挿の独立した方法から得られたO/H値と一致する信頼できる結果を生み出すことを示しました。最後に、WHANダイアグラムの結果と、ガスの高い励起レベルをkpcスケールで維持する必要があるという事実を組み合わせると、UGC4805核の主な電離源はおそらくAGNではなく恒星起源であることが示唆されます。

アラウカリアプロジェクト。炭素星の統計分析に基づく9つの銀河までの距離(JAGB法)

Title The_Araucaria_Project._Distances_to_Nine_Galaxies_Based_on_a_Statistical_Analysis_of_their_Carbon_Stars_(JAGB_Method)
Authors Bart{\l}omiej_Zgirski,_Grzegorz_Pietrzy\'nski,_Wolfgang_Gieren,_Marek_G\'orski,_Piotr_Wielg\'orski,_Paulina_Karczmarek,_Fabio_Bresolin,_Pierre_Kervella,_Rolf-Peter_Kudritzki,_Jesper_Storm,_Dariusz_Graczyk,_Gergely_Hajdu,_Weronika_Narloch,_Bogumi{\l}_Pilecki,_Ksenia_Suchomska,_M\'onica_Taormina
URL https://arxiv.org/abs/2105.02120
私たちの仕事は、赤外線調査施設(IRSF)測光データとカスタム光度関数プロファイルを使用して9つの銀河のJAGB平均マグニチュードを決定するJ領域漸近巨星分枝(JAGB)メソッドの独立したキャリブレーションを提示します。$M_{LMC}=-6.212\pm0.010$(統計)$\pm0.030$(システム)等の炭素星の平均絶対等級を決定します。次に、JAGB法で距離を独自に決定するために、元々私たちのグループが取得したいくつかの近くの銀河の近赤外測光を使用して、Leavittの法則を使用してCepheidsからの距離を決定します。この作業で得られたJAGB距離を、同じ測光から得られたCepheid距離と比較し、2つの方法の結果が非常によく一致していることを確認します。セファイド変光星を使用して距離が決定された8つの分析された銀河のうち7つを考慮した後、平均差は0.01等で、rms散乱は0.06等です。分離した食変光星に基づく小マゼラン雲(SMC)までの非常に正確な距離(Graczyketal。2020)も、炭素星から得られた距離と非常によく一致しています。

ハービッグAe / Be星が暗い雲に向かってLDN1667

Title Herbig_Ae/Be_stars_towards_the_dark_cloud_LDN_1667
Authors C._B._Pereira_(1),_L._F._Miranda_(2),_W._L._F._Marcolino_(3)_((1)_Observat\'orio_Nacional/MCTIC,_Brazil,_(2)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Andaluc\'ia--CSIC,_Spain,_(3)_Universidade_Federal_do_Rio_de_Janeiro,_Brazil)
URL https://arxiv.org/abs/2105.02219
暗い雲LDN1667に向かって、SPH4-South=(GAIAEDR3561655330192230272)という名前の新しい輝線オブジェクトの発見を報告します。このオブジェクトは、数秒南のかすかな散光星雲を示す公開画像を調べた後に私たちの注意を引きました以前はおうし座T型星として分類されていた輝線オブジェクトであるSPH4から。SPH4とSPH4-Southの高解像度スペクトルと分析されたJHK測光、およびこれらのオブジェクトの新しい狭帯域とアーカイブの広帯域画像を提示します。SPH4とSPH4-Southのスペクトルを、DGCirとRMonの高解像度のスペクトルと比較すると、SPH4とSPH4-SouthがハービッグAe/Be星であることが強く示唆されます。SPH4-Southの分類は、k-NNアルゴリズムを使用して、H-K対J-Hの色-色図での位置にさらにサポートされます。両方の星が4つのWISEバンドで検出され、WISEカラーにより、SPH4をクラスIとして分類し、SPH4-SouthをクラスIIソースとして分類できます。また、かすかな星雲がおそらくSPH4-Southに関連していることも示しています。LDN1667とGaiaEarlyDataRelease3で公開された結果を使用して、SPH4はLDN1667のメンバーであると結論付けます。SPH4-Southの場合は、距離と固有運動の決定が周囲の星雲によって影響を受ける可能性があるため、明確ではありません。SPH4-SouthからLDN1667へのメンバーシップを除外することはできませんが、スターです。

マルチエポック広帯域X線分光法によるNGC1052の不明瞭なトーラスの特性

Title Properties_of_the_Obscuring_Torus_in_NGC_1052_from_Multi-epoch_Broadband_X-ray_Spectroscopy
Authors M._Balokovi\'c,_S._E._Cabral,_L._Brenneman,_C._M._Urry
URL https://arxiv.org/abs/2105.01682
活動銀河核(AGN)の最も内側の部分の不明瞭化は、近くの宇宙と高赤方偏移の両方の人口の大部分で観察されます。しかし、特に低光度のAGNにおいて、不明瞭化を引き起こす構造の性質は、現時点では十分に理解されていません。銀河NGC1052の近くのX線明るいAGNに適用された、硬X線バンドの長期平均スペクトルに固定されたマルチエポック広帯域X線分光法への新しいアプローチを提示します。スペクトルの特徴から核周囲物質でのX線再処理により、単純で均一な密度のトーラスX線再処理モデルに基づいて、80〜100%の被覆率と(1〜2)の範囲のグローバル平均カラム密度が見つかります。x10^23cm^-2。これは、独立して測定された可変視線列密度範囲と厳密に一致し、最近の文献の他のいくつかのAGNと同様に、NGC1052の不明瞭なトーラスの単純で一貫性のある画像につながります。このX線制約付きトーラスモデルを無線観測からの空間的に分解されたサブパーセク吸収の測定値と比較すると、X線と無線データの両方を、に沿った急な密度勾配を特徴とするトーラスモデルで説明できる可能性があることがわかります。相対論的ジェットの軸。これは、NGC1052で、そして潜在的にはより広いクラスのAGNで、核周辺環境の改善された物理モデルを開発するための貴重な方向性を提供します。

ブラックホールを周回するガスのシンクロトロン放出リングの偏光画像

Title The_Polarized_Image_of_a_Synchrotron_Emitting_Ring_of_Gas_Orbiting_a_Black_Hole
Authors Ramesh_Narayan,_Daniel_C._M._Palumbo,_Michael_D._Johnson,_Zachary_Gelles,_Elizabeth_Himwich,_Dominic_O._Chang,_Angelo_Ricarte,_Jason_Dexter,_Charles_F._Gammie,_Andrew_A._Chael,_The_Event_Horizon_Telescope_Collaboration:_Kazunori_Akiyama,_Antxon_Alberdi,_Walter_Alef,_Juan_Carlos_Algaba,_Richard_Anantua,_Keiichi_Asada,_Rebecca_Azulay,_Anne-Kathrin_Baczko,_David_Ball,_Mislav_Balokovic,_John_Barrett,_Bradford_A._Benson,_Dan_Bintley,_Lindy_Blackburn,_Raymond_Blundell,_Wilfred_Boland,_Katherine_L._Bouman,_Geoffrey_C._Bower,_Hope_Boyce,_Michael_Bremer,_Christiaan_D._Brinkerink,_Roger_Brissenden,_Silke_Britzen,_Avery_E._Broderick,_Dominique_Broguiere,_Thomas_Bronzwaer,_Do-Young_Byun,_John_E._Carlstrom,_Chi-kwan_Chan,_Shami_Chatterjee,_Koushik_Chatterjee,_Ming-Tang_Chen,_Yongjun_Chen,_Paul_M._Chesler,_et_al._(194_additional_authors_not_shown)
URL https://arxiv.org/abs/2105.01804
ブラックホールの近くの高温ガスからのシンクロトロン放射は、偏光画像をもたらします。画像の偏光は、放出領域での磁場の向き、ガスの相対論的運動、ブラックホールによる強い重力レンズ効果、湾曲した時空での平行移動などの効果によって決定されます。シュワルツシルトブラックホールの周りの軸対称の赤道降着円盤の単純なモデルを使用して、これらの効果を調査します。Beloborodov(2002)によって導出されたヌル測地線の近似式とWalker-Penrose定数の保存を使用することにより、画像の偏光の分析的推定を提供します。シミュレーションによって与えられたリングパラメータを使用して、M87*の現在好まれている一般相対論的電磁流体力学シミュレーションを使用してこのモデルをテストします。適度なファラデー効果を持つこれらのサブセットについて、リングモデルが偏光画像の形態を広く再現することを示します。私たちのモデルは、重力を伴うSgrA*から観測されたものなど、コンパクトなフレア領域の偏光の変化も予測します。適切に選択されたパラメータを使用して、私たちの単純なモデルは、M87*の事象の地平線望遠鏡画像でEVPAパターンと相対偏光強度を再現できます。磁場が流体速度を追跡するという物理的に動機付けられた仮定の下で、この比較は、全強度画像から推測される時計回りの回転と一致しています。

塵の中に隠された高降着の低質量ブラックホール:NLS1 Mrk1239のすざくNuSTARの観測

Title A_Highly_Accreting_Low-Mass_Black_Hole_Hidden_in_the_Dust:_Suzaku_and_NuSTAR_observations_of_the_NLS1_Mrk_1239
Authors Jiachen_Jiang,_Mislav_Balokovi\'c,_Murray_Brightman,_Honghui_Liu,_Fiona_A._Harrison_and_George_B._Lansbury
URL https://arxiv.org/abs/2105.02078
アーカイブのSuzaku、NuSTAR、およびSwiftの観測に基づいて、近くの細い線のセイファート1銀河Mrk1239($z=0.0199$)のX線スペクトルのトーラスモデリングを示します。私たちのモデルは、2019年に$\Gamma\upperx2.57$、2007年に$\Gamma\upperx2.98$の非常にソフトな固有のべき乗則連続放射を示唆しています。吸収されないX線光度に補正係数を適用することにより、次のことがわかります。Mrk1239は、エディントン限界付近またはその周辺で降着しています。私たちの最適なスペクトルモデルは、列密度が$\log(N_{\rmH、ave}/$cm$^{-2})=25.0\pm0.2$でカバーファクターが高いトーラスも示唆しています。Mrk1239の$0.90$は、このソースが$i\upperx26^{\circ}$とほぼ対面で表示される可能性が最も高いことを示しています。私たちの視線は、$N_{\rmH、los}=2-5\times10^{23}$cm$^{-2}$でトーラスの端を横切る可能性があります。高いエディントン比と高い視線柱密度により、Mrk1239は、高い放射圧のためにトーラスの端の近くで風が形成される可能性のある限界に近いAGNの1つになっています。

ドリフト機能:VVVでの自動RRL識別のコンテキストでの検出と評価

Title Drifting_Features:_Detection_and_evaluation_in_the_context_ofautomatic_RRLs_identification_in_VVV
Authors J._B._Cabral,_M._Lares,_S._Gurovich,_D._Minniti,_P._M._Granitto
URL https://arxiv.org/abs/2105.01714
現代の天文学的な空の調査のほとんどは、人間が分析できるよりも速くデータを生成するため、機械学習(ML)は天文学の中心的なツールになりました。最新のML手法は、いくつかの実験誤差に対して非常に耐性があると特徴づけることができます。ただし、統計的手法では簡単に検出できない、長距離または長期間にわたるデータの小さな変化は、これらの手法に悪影響を与える可能性があります。この問題に対処するための新しい戦略を開発し、MLメソッドを革新的な方法で使用して、これらの潜在的に有害な機能を特定します。データフィーチャで測定されたプロパティの小さな変化に関連するドリフトフィーチャの概念を紹介し、説明します。以前の作業に基づいてVVVのRRLの識別を使用し、ドリフト機能を検出する方法を紹介します。私たちの方法は、分類器に多様なソース(主に恒星の「点ソース」)の起源のタイルを学習させ、ドリフト特徴の候補を見つけるタスクにより関連性のある特徴を選択します。このメソッドが、ソースの起源のタイルに関する有用な情報を含む機能の削減されたセットを効率的に識別できることを示します。VVVでRRLを検出する特定の例では、ドリフト機能は主にカラーインデックスに関連していることがわかります。一方、問題に明確なドリフト機能のセットがある場合でも、それらはRRLの識別にほとんど影響されないことを示します。ドリフト機能は、MLメソッドを使用して効率的に識別できます。ただし、この例では、ドリフト機能を削除してもRRLの識別は改善されません。

位置天文電波源の地上測光とガイア測光の比較

Title Comparison_of_ground-based_and_Gaia_photometry_of_astrometric_radio_sources
Authors Zinovy_Malkin
URL https://arxiv.org/abs/2105.01884
$Gaia$の光度と、位置天文電波源の地上観測から得られた光度との比較が行われました。比較は、これらの大きさがしばしばよく一致しないことを示しました。この不一致にはいくつかの理由が考えられます。それにもかかわらず、そのような分析は、オブジェクトの相互識別を検証するための追加のフィルターとして機能することができます。一方、信頼性の低い、または一貫性のないデータソースから来る電波源の光学的大きさのエラーの可能性を検出するのに役立ちます。

太陽系外惑星太陽系外惑星データおよびその他の天文時系列の勾配ベースの確率的推論

Title exoplanet:_Gradient-based_probabilistic_inference_for_exoplanet_data_&_other_astronomical_time_series
Authors Daniel_Foreman-Mackey,_Rodrigo_Luger,_Eric_Agol,_Thomas_Barclay,_Luke_G._Bouma,_Timothy_D._Brandt,_Ian_Czekala,_Trevor_J._David,_Jiayin_Dong,_Emily_A._Gilbert,_Tyler_A._Gordon,_Christina_Hedges,_Daniel_R._Hey,_Brett_M._Morris,_Adrian_M._Price-Whelan,_Arjun_B._Savel
URL https://arxiv.org/abs/2105.01994
「太陽系外惑星」は、PyMC3を使用した、太陽系外惑星の観測に焦点を当てた、天文時系列データの確率的モデリングのためのツールキットです(Salvatieretal。、2016)。PyMC3は、柔軟で高性能なモデル構築言語および推論エンジンであり、多数のパラメーターの問題に適切に対応できます。「太陽系外惑星」は、PyMC3のモデリング言語を拡張して、太陽系外惑星のデータセットやその他の天文時系列をフィッティングするときに必要なカスタム関数と確率分布の多くをサポートします。星の変動の研究などの他のアプリケーションに使用されてきましたが、「太陽系外惑星」の主な目的は、時系列測光、位置天文学、および/または視線速度を使用した太陽系外惑星または複数の星系の特性評価です。特に、典型的な使用例は、これらのデータセットの1つ以上を使用して、惑星の質量や軌道周期などのシステムの物理的および軌道パラメータに制約を課し、同時に恒星の変動の影響を考慮に入れることです。

AD1054バルカン中世墓石の超新星のヨーロッパの歴史的証拠

Title European_Historical_Evidence_of_the_Supernova_of_AD_1054_Balkan_Medieval_Tombstones
Authors Miroslav_D._Filipovi\'c,_Miro_Ili\'c,_Thomas_Jarrett,_Jeffrey_L._Payne,_Dejan_Uro\v{s}evi\'c,_Nick_F._H._Tothill,_Patrick_J._Kavanagh,_Giuseppe_Longo,_Evan_J._Crawford_and_Jordan_D._Collier
URL https://arxiv.org/abs/2105.02119
以前の作品では、イブン・ブトラーンからのSN1054の絶賛された「アラビア語」の記録がヨーロッパに由来することを確立します。また、イベント時にヨーロッパの空を再構築したところ、「新しい星」(SN1054)が西にあり、金星が空の反対側(東)にあり、太陽が位置していることがわかりました。東アジアの記録に記録されているように、これら2つの等しく明るい天体の間で直接。ここでは、SN1054のヨーロッパの「記録」の可能性として、現在のボスニア・ヘルツェゴビナ(教会の影響からはほど遠い)のいくつかの墓石からの墓石(ste\'cci)の彫刻を調査します。天体の出来事(超新星など)は、XI世紀半ばにはやや貧弱でした。

太陽の化学的構成:2020年のビジョン

Title The_chemical_make-up_of_the_Sun:_A_2020_vision
Authors M._Asplund,_A._M._Amarsi,_N._Grevesse
URL https://arxiv.org/abs/2105.01661
太陽の化学組成は天文学の基本的な基準であり、本質的にすべての宇宙物体が参照されます。非常にリアルな太陽モデリングと最先端の分光分析技術を利用可能な最高の原子データと観測と組み合わせて使用​​して、83個すべての長寿命元素の太陽存在量を再評価します。私たちの新しい改善された分析は、以前の3Dベースの研究で得られたC、N、およびOの比較的低い太陽存在量を確認します:$\log\epsilon_{\text{C}}=8.46\pm0.04$、$\log\epsilon_{\text{N}}=7.83\pm0.07$、および$\log\epsilon_{\text{O}}=8.69\pm0.04$。他の元素の修正された太陽の存在量も、通常、Li、F、Ne、Mg、Cl、Kr、Rb、Rh、Ba、W、Ir、およびPbだけが$0.05$dex以上異なるという、以前に推奨された値とよく一致します。。ここで提唱されている現在の光球の金属質量分率は、主に創世記の太陽風測定からの修正されたNe存在比のために、以前の値よりわずかに高いだけです:$X_{\rmsurface}=0.7438\pm0.0054$、$Y_{\rmsurface}=0.2423\pm0.0054$、$Z_{\rmsurface}=0.0139\pm0.0006$、および$Z_{\rmsurface}/X_{\rmsurface}=0.0187\pm0.0009$。全体として、太陽の存在量はCIコンドライト隕石の存在量とよく一致しますが、中程度の揮発性元素がCIコンドライトの$\upperx0.04$dexによって強化され、難治性元素が$\upperx0.02$dexによって枯渇する可能性があるという凝縮温度との相関関係を特定します。、過去半世紀の従来の知恵と矛盾します。代わりに、太陽の化学組成は、CMコンドライトの細粒マトリックスの組成によく似ています。いわゆる太陽モデリングの問題は、修正された太陽の存在量でも損なわれず、既存の標準太陽モデルの対流層の下での混合の計算された不透明度および/または処理の欠点を示唆しています。

APOGEE調査によるかみのけ座の散開星団におけるF、G、K、M矮星の金属量研究

Title A_metallicity_study_of_F,_G,_K_and_M_dwarfs_in_the_Coma_Berenices_open_cluster_from_the_APOGEE_survey
Authors Diogo_Souto,_Katia_Cunha,_Verne_Smith
URL https://arxiv.org/abs/2105.01667
スペクトル型M、K、G、F($T_{\rmeff}$$\sim$3200-6500Kおよびlog$g$$\sim$4.3)を持つ主系列星のサンプルにおける金属量の研究を提示します。--5.0dex)太陽の近所の若い散開星団かみのけ座に属する。金属量は、の高分解能(R=​​$\lambda$/$\Delta$$\lambda$$\sim$22,500)NIRスペクトル($\lambda$1.51-$\lambda$1.69$\mu$m)を使用して決定されました。SDSS-IVAPOGEE調査。クラスターへのメンバーシップは、APOGEEの視線速度とGaiaDR2とともに文献の以前の研究を使用して確認されました。平面平行MARCSモデル大気とAPOGEEDR16ラインリストを使用したLTE分析を採用して、合成スペクトルを計算し、サンプルのM矮星と金属量の大気パラメーター($T_{\rmeff}$とlog$g$)を導出しました。。導出された金属量は太陽に近く、特に特定の恒星クラスの星を考慮する場合、予想される不確実性のレベルで均一です。G、K、およびM矮星のサンプルに対して計算された平均金属量は$\langle$[Fe/H]$\rangle$=+0.04$\pm$0.02dexです。ただし、F型星の金属量は、より低温で質量の小さいメンバーと比較した場合、わずかに低く、約0.04dexです。原子拡散のモデルは、F矮星のこの適度な存在量の低下を説明することができ、原子拡散がかみのけ座星で機能することを示しています。[Fe/H]の低下は、かみのけ座のリチウムとベリリウムの存在量の以前の分析で見つかったものとほぼ同じ有効温度範囲で発生します。

三項系におけるブラックホール合併の質量比分布について

Title On_the_Mass_Ratio_Distribution_of_Black_Hole_Mergers_in_Triple_Systems
Authors Miguel_A._S._Martinez,_Carl_L._Rodriguez,_Giacomo_Fragione
URL https://arxiv.org/abs/2105.01671
観測によると、ブラックホール(BH)の前駆体である大質量星の大部分には、平均して複数の恒星の伴星があります。トリプルシステムでは、長期的な経年相互作用(エキセントリックなリドフ-古在効果)により、幅の広い内部バイナリが第3のボディによって合併に追いやられる可能性があります。この手紙では、トリプルシステムでのBH合併の特性を調査し、それらの母集団の特性を、孤立して生成され、密な星団に組み立てられた連星の特性と比較します。連星と三重星の初期集団に同じ恒星物理学と同一の仮定を使用して、星団が連星または高密度のいずれよりも$q=1$から$q\sim0.3$までの有意に平坦な質量比分布をもたらすことを示します重力波イベントの最新のカタログから推測された人口特性に類似した星団。クラスター内の階層的合併も非対称の質量比を生み出す可能性がありますが、そのような合併のユニークなスピンを使用して、恒星のトリプルから生み出されるものと区別することができます。3つのチャネルはすべて、総質量-質量比空間で異なる領域を占めます。これにより、LIGO、Virgo、およびKAGRAによってより多くのBHマージが検出されるため、チャネルを解きほぐすことができます。

メシエ31の非常に金属量の少ない球状星団EXT8のハッブル宇宙望遠鏡による画像

Title Hubble_Space_Telescope_imaging_of_the_extremely_metal-poor_globular_cluster_EXT8_in_Messier_31
Authors S._S._Larsen_(1),_A._J._Romanowsky_(2,4),_J._P._Brodie_(3,4)_((1)_Department_of_Astrophysics/IMAPP,_Radboud_University,_(2)_San_Jose_State_Univ,_(3)_Swinburne_Univ._of_Technology,_(4)_Univ._of_California_Observatories)
URL https://arxiv.org/abs/2105.01674
最近、M31の球状星団(GC)EXT8は、高分解能分光法を使用して、[Fe/H]=-2.91+/-0.04という非常に低い金属量を持っていることがわかりました。ここでは、ハッブル宇宙望遠鏡に搭載された広視野カメラ3で得られたEXT8の色と大きさの図(CMD)を示します。金属に乏しい銀河系GCのCMDと比較すると、EXT8の上部赤色巨星分枝(RGB)は、F606W-F814Wで約0.03等青く、分光学的金属量が低いことから予想されるようにわずかに急勾配であることがわかります。RGBの上限で観測された色の広がりは、完全に測定の不確かさによって引き起こされたものと一致しており、固有の色の広がりにはシグマ(F606W-F814W)=0.015等の上限を設定します。対応する金属量の広がりは、採用されているアイソクロネライブラリに応じて、最大sigma([Fe/H])=0.2dexまたは>0.7dexになります。水平分枝(HB)は主に不安定帯の青い側にあり、銀河系GCM15のように、少なくともM(F606W)=+3まで伸びる尾を持っています。2つの候補RRLyrae変数と、EXT8の中心近くにある1つの非常に明るい(M(F300X)=-3.2)光源を含む、いくつかのUV発光ポストHB/ポストAGBスター候補を特定します。半径25秒角までのEXT8の表面輝度は、楕円率がイプシロン=0.20、半主軸のコア半径が0.25インチ、中心表面輝度が15.2等/平方のウィルソン型プロファイルによく適合しています。F606Wバンドのarcsecで、潮汐外構造の証拠はありません。全体として、EXT8は「通常」であるが、非常に金属が少ないGCであることに一致する特性を備えているため、比較的高い質量と非常に低い金属性の組み合わせは依然として困難です。階層的な銀河集合パラダイム内で動作するGC形成理論の文脈で説明する。

長期の恒星活動の変動とそれらの視線速度測定への影響

Title Long-term_stellar_activity_variations_and_their_effect_on_radial-velocity_measurements
Authors Jean_C._Costes,_Christopher_A._Watson,_Ernst_de_Mooij,_Steven_H._Saar,_Xavier_Dumusque,_Andrew_Collier_Cameron,_David_F._Phillips,_Maximilian_N._G\"unther,_James_S._Jenkins,_Annelies_Mortier,_Andrew_P._G._Thompson
URL https://arxiv.org/abs/2105.01915
長期的な恒星活動の変動は、長周期で地球に類似した太陽系外惑星の検出可能性に影響を与える可能性があります。54の星について、5つの活動指標の長期的な傾向を分析しました:log$R'_\mathrm{{HK}}$、相互相関関数(CCF)二等分線スパン、CCF半値全幅半値全幅、CCFコントラスト、およびCCFへのガウスフィットの領域。RVとの相関関係を研究しました。相関の符号は、恒星のスペクトルタイプの関数として変化するように見え、符号の遷移は、初期のタイプの星がよりプラージュが支配的であるように見える恒星の活動特性の注目すべき変化を示します。これらの遷移は、対流層の深さの関数として考えると、より明確に定義されます。したがって、観測された活動の相関関係を推進する根本的なパラメータであると思われるのは、対流層の深さ(恒星の金属量によって変化する可能性がある)です。さらに、ほとんどの星について、活動レベルが増加するにつれてRVがますます赤方偏移することがわかります。これは、対流青方偏移の抑制の増加によって説明できます。ただし、活動レベルが上がるにつれてRVがますます青方偏移する少数の星も見つかります。最後に、活動指標とRVの間に見られる相関関係を使用して、恒星の活動の長期的な変化によって生成されたRV信号を削除しました。このような長期信号の簡単なクリーニングを実行すると、より長い軌道周期での惑星検出を改善できることがわかります。

フレア誘導光球速度診断

Title Flare_Induced_Photospheric_Velocity_Diagnostics
Authors Aaron_J._Monson,_Mihalis_Mathioudakis,_Aaron_Reid,_Ryan_Milligan,_and_David_Kuridze
URL https://arxiv.org/abs/2105.02199
電子ビーム加熱によって光球FeI線に誘発される摂動を研究するために、RADYNおよびRHコードによって生成された太陽フレアの放射流体力学シミュレーションを提示します。ビームパラメータの変動が、誘導された光球速度にどのように識別可能な違いをもたらすかを調査します。ライン合成は、ラインプロファイルへの有意な彩層の寄与を明らかにし、最大ビーム加熱の時間に40m/sも近い明らかな赤色の非対称性をもたらしました。これは、それらの放射流体力学シミュレーションから生じた上昇流速度を反映していませんでした。回数。全体的なラインプロファイルへの見かけの赤方偏移は、400m/sも青方偏移し、ほぼ静止した光球吸収プロファイルの青い側を埋める、有意な彩層放射によって生成されました。したがって、フレア中に光球ラインプロファイルから取得できる速度情報は、誤った速度信号を提供する大気のより高い部分の影響を軽減するように注意して処理する必要があります。

太陽質量放出イメージャによって調査された磁気化学的に特異な星

Title Magnetic_chemically_peculiar_stars_investigated_by_the_Solar_Mass_Ejection_Imager
Authors E._Paunzen,_J._Supikova,_K._Bernhard,_S._Huemmerich,_M._Prisegen
URL https://arxiv.org/abs/2105.02206
1897年にプロトタイプのalpha2CanumVenaticorumのスペクトル特異性が発見されて以来、上部主系列の化学的に特異な星のいくつかのグループで構成される、いわゆるACV変数は、多くの測光および分光学的研究の対象となっています。特に明るいACV変数については、約1世紀にわたる継続的な観測が利用可能であり、これらのオブジェクトの周期変化や磁気サイクルなどの長期的な影響を研究するために重要です。現在の研究は、2003年から2011年の間に太陽質量放出イメージャ(SMEI)によって得られた光度曲線を使用した165個のAp/CP2およびHe-weak/CP4星の分析を示しています。これらのデータは、明るいACV変数の観測における重要なギャップを埋めます。ヒッパルコスとTESS衛星ミッションの間。特別に調整されたデータ処理と期間検索アプローチを使用して、84個のオブジェクトで使用されるデータの精度制限にばらつきがあることがわかります。導出された期間は、文献と非常によく一致しています。1つの星について、ここに提示されたソリューションは最初に公開された期間を表しています。明らかに一定の星とそれに対応する非変動性のレベルについて説明します。Hertzsprung-Russellダイアグラムでのターゲット星サンプルの調査から、サンプル星の大部分について100Myrから1Gyrまでの年齢を推定します。私たちの結果は、可変CP2/4星がより高度な進化状態にあり、HeとSiの特異性が、より高温で、したがってより質量の大きいCP星に優先的に見られ、より大きなスポットまたはより高いコントラストのスポットを生成することを裏付けています。

Weyl共形幾何学の標準モデル

Title Standard_Model_in_Weyl_conformal_geometry
Authors D._M._Ghilencea
URL https://arxiv.org/abs/2104.15118
Weyl共形幾何学の標準模型(SM)を研究します。この埋め込みは本当に最小限であり、SMスペクトルとWeyl幾何を超える{\itには新しいフィールドはありません}。このアクションは、基礎となるジオメトリからゲージスケール対称$D(1)$(ワイルゲージ対称として知られています)を継承します。関連するワイル二次重力は、ワイルゲージ場($\omega_\mu$)が$\tildeのスピンゼロモードを「吸収」することによって質量を獲得する幾何学的シュテュッケルベルクメカニズムによって、$D(1)$の自発的対称性を失います。アクションのR^2$項。このモードでは、プランクスケールも生成されます。アインシュタイン-ヒルベルト作用は、壊れた段階で現れます。SMが存在する場合、このメカニズムは(ヒッグスから)補正を受け取り、電弱(EW)対称性の破れを引き起こす可能性があります。ヒッグス場はワイルゲージ場と直接結合しているが、SMフェルミ粒子は$D(1)\timesU(1)_Y$のゲージ場の動的混合に続いてのみそのような結合を獲得する。1つの結果は、$Z$ボソンの質量の一部が、通常のヒッグスメカニズムによるものではなく、大量の$\omega_\mu$との混合によるものであるということです。$Z$質量の正確な測定は、混合角度とワイルゲージ結合に応じて、軽い(数TeV)可能性のある$\omega_\mu$の質量の下限を設定します。ヒッグス質量とEWスケールは、シュテッケルベルク場の真空期待値に比例します。インフレーションは、初期の宇宙では原理的にワイルベクトル融合によって幾何学的な起源を持つことができるヒッグス場によって駆動されます。テンソル対スカラー比$r$のスペクトルインデックス$n_s$への依存性は、スタロビンスキーインフレーションの依存性と似ていますが、WeylジオメトリへのHiggs非最小結合によって穏やかに低い$r$にシフトしました。

乱流における慣性粒子クラスタリングのスペクトル特性化

Title Spectral_characterisation_of_inertial_particle_clustering_in_turbulence
Authors N._E._L._Haugen,_A._Brandenburg,_C._Sandin,_L._Mattsson
URL https://arxiv.org/abs/2105.01539
慣性粒子のクラスター化は、多くの種類の天体物理学的および地球物理学的乱流にとって重要ですが、主に非圧縮性流れについて研究されてきました。ここでは、圧縮性流れを研究し、圧縮性(非回転)と渦(ソレノイド)の両方の強制乱流におけるクラスタリングを比較します。渦巻き状および圧縮方向に強制された流れは、それぞれソレノイド波または円形膨張波のいずれかによって確率的に駆動されます。圧縮強制流の場合、慣性粒子の密度のパワースペクトルは、密度の向上に関連する粒子のクラスター化を表示するための特に感度の高いツールです。粒子にはラグランジュとオイラーの両方の記述を使用します。衝撃相互作用による粒子のクラスター化は、球形の膨張波によって引き起こされる乱流で特に顕著であることがわかります。それは、ストークス数の関数としてのスペクトルパワーの二重ピーク分布を通して現れます。2つのピークは、2つの異なるクラスタリングメカニズムに関連付けられています。ストークス数が小さい場合は衝撃相互作用、値が大きい場合は遠心スリング効果。慣性粒子のクラスター化は、コースティクスの形成に関連しています。このようなコースティクスは、ラグランジアンの記述でのみキャプチャできます。これにより、渦状および非回転的に強制された乱流におけるコースティクスの相対的な重要性を評価できます。ラグランジュ記述の限られた数の粒子に起因する統計的ノイズを粒子パワースペクトルから除去できることを示し、残差スペクトルのより詳細な比較を可能にします。希薄ガスに関連するエプスタイン抗力の法則に焦点を当てますが、私たちの発見が通常のストークス抗力にも当てはまることを示しています。

ANITA異常イベントとアクシオンクォークナゲット

Title The_ANITA_Anomalous_Events_and_Axion_Quark_Nuggets
Authors Xunyu_Liang_and_Ariel_Zhitnitsky
URL https://arxiv.org/abs/2105.01668
南極インパルス過渡アンテナ(\textsc{ANITA})コラボレーション\cite{Gorham:2016zah、Gorham:2018ydl、Gorham:2020zne}は、極性が反転していない2つの異常なイベントの観測を報告しました。これらのイベントは、従来の宇宙線(CR)の観点から説明するのは難しいことが証明されています。これらの異常なイベントは、いわゆるアクシオンクォークナゲット(AQN)DMモデル内の暗黒物質(DM)消滅イベントの直接的な兆候を表すことを提案します。これは、元々、暗黒物質と宇宙の目に見えるコンポーネント、つまり$\Omega_{\rmDM}\sim\Omega_{\rmvisible}$。フィッティングパラメータはありません。無線パルスの周波数、強度、持続時間を含む観測値\cite{Gorham:2016zah、Gorham:2018ydl、Gorham:2020zne}が、上向きのAQNイベントの放射機能とうまく一致することを示すことで、この提案をサポートします。従来のCRエアシャワーとは非常に異なるAQNイベントの多くの機能をリストします。これらの特徴の観察(非観察)は、私たちの提案を実証(反論)する可能性があります。

LIGOのサイエンスケース-インド

Title The_Science_Case_for_LIGO-India
Authors M._Saleem,_Javed_Rana,_V._Gayathri,_Aditya_Vijaykumar,_Srashti_Goyal,_Surabhi_Sachdev,_Jishnu_Suresh,_S._Sudhagar,_Arunava_Mukherjee,_Gurudatt_Gaur,_Bangalore_Sathyaprakash,_Archana_Pai,_Rana_X_Adhikari,_P._Ajith,_Sukanta_Bose
URL https://arxiv.org/abs/2105.01716
重力波検出器のグローバルネットワークは、コンパクトなバイナリのマージの$\sim50$検出を使用して、3回の観測実行を完了しました。同等の天体物理学的範囲を持つ3番目のLIGO検出器は、インド(LIGO-Aundha)に建設され、この10年の後半に稼働する予定です。地球のさまざまな部分で動作する複数の検出器は、より長いベースラインと増加したネットワークSNRを備えた干渉計のいくつかのペアを提供します。これにより、GWイベントの空のローカリゼーションが改善されます。複数の検出器が同時に動作していると、ベースラインのデューティファクタも増加し、それによって検出率が向上し、調査の完全性が向上します。このホワイトペーパーでは、LIGOグローバルネットワーク(LGN)の拡張による改善点を、ソースプロパティを測定する精度で定量化します。また、この拡張によって基本的な物理学のテストがどのように促進されるかについての例も示します。

重い暗黒物質に対するチベットAS $ _ \ gamma $データの最初の意味

Title First_implications_of_Tibet_AS$_\gamma$_data_for_heavy_dark_matter
Authors Arman_Esmaili_and_Pasquale_D._Serpico
URL https://arxiv.org/abs/2105.01826
サブPeVエネルギー領域のガンマ線の広範なエアシャワー検出器は、暗黒物質の検索のための新しい比較的未踏のウィンドウを提供します。ここでは、暗黒物質の候補を腐敗させるために最近公開されたチベットAS$_\gamma$データのいくつかの意味を導き出します。利用可能なスペクトル情報は、ハドロンまたは大規模なボソンの最終状態の10PeV質量を超える既存の制限を超えて、競争上の制約を取得するのにすでに役立ちます。これは、(0.1-1)PeV範囲の銀河宇宙線のベンチマーク天体物理学的背景を説明する場合に特に当てはまります。光子の到着分布に依存することにより、ほとんどのレプトン最終状態でも、IceCubeと同等またはそれ以上の、大幅に優れた感度を達成できることを示しています。ただし、完全なデータ活用には、さらに情報を開示する必要があります。

原子内の束縛電子での散乱によるニュートリノの電磁的性質

Title Electromagnetic_properties_of_neutrinos_from_scattering_on_bound_electrons_in_atom
Authors Junu_Jeong,_Jihn_E._Kim,_and_Sungwoo_Youn
URL https://arxiv.org/abs/2105.01842
ニュートリノの電磁特性により太陽ニュートリノによって散乱された束縛原子電子の影響を考察します。これは、運動量保存で考慮されるべき原子核の反跳を考慮する必要がありますが、エネルギー保存へのその影響は無視できます。この効果は、自由電子上で散乱されたものと比較して、散乱された電子の運動学的挙動を変化させます。この効果を最近のXENON1Tデータに適用しますが、これから得られる範囲はそれほど制限的ではありません。境界を取得しました:(遷移)磁気モーメント$|f_{\alpha\beta}|\le0.86\times10^{-7}$(電子ボーア磁子の倍)と荷電半径$|\tilde{r}|<4.30\times10^{-17\、}{\rmcm}$。消失しないミリチャージ($\varepsilon$)の場合、許可される境界は$\tilde{r}^2-\varepsilon$平面に表示されます。

宇宙論的磁壁と惑星や衛星などの大きな古典的物体との相互作用、およびフライバイ異常

Title Interaction_of_cosmological_domain_walls_with_large_classical_objects,_like_planets_and_satellites,_and_the_flyby_anomaly
Authors De-Chang_Dai,_Djordje_Minic,_Dejan_Stojkovic
URL https://arxiv.org/abs/2105.01894
宇宙論的磁壁は、私たちの宇宙の進化中の任意のエポックで対称性の破れの結果として形成される可能性があります。地球や地球の軌道にある衛星など、古典的な巨視的物体との相互作用を研究します。大規模な古典的オブジェクトと磁壁を構成するスカラー場の間の交互作用項を含むアクションを設定します。数値計算を使用して、磁壁と古典的なオブジェクトの間の交差を表す連成運動方程式を解きます。相互作用の強さ、相対速度、サイズに応じて、オブジェクトは壁で停止するか、壁を通過してエネルギーを消費する壁の変形を引き起こす可能性があります。同時に、スカラーフィールドへの結合により、クロスオーバー中にオブジェクトの質量が変化する可能性があります。地球の軌道にある衛星(または太陽の軌道にある惑星)が質量を変えたり、壁と相互作用するエネルギーを失ったりする可能性があるという事実は、新しい磁壁検出プローブとして使用できます。たとえば、衛星の一般的な速度精度は約$0.5$mm/sであり、これは質量変化の上限を$\DeltaM/M\lessapprox5\times10^{-17}$に直接設定します。あるいは、既知の衛星フライバイ異常は、閉じた磁壁との相互作用として簡単に説明できます。また、物質の存在がスカラー場のポテンシャルを変更し、局所的に真の真空の泡を作成し、それによって偽の真空の崩壊を引き起こす可能性があることも示します。膨張することができる臨界気泡の場合、磁壁とのそのような相互作用は十分に強くなければなりません。

初期宇宙における高エネルギー崩壊生成物の熱化のエネルギースペクトル

Title Energy_Spectrum_of_Thermalizing_High_Energy_Decay_Products_in_the_Early_Universe
Authors Manuel_Drees_and_Bardia_Najjari
URL https://arxiv.org/abs/2105.01935
熱化の過程で大量の前駆体が崩壊することから生じる高エネルギー粒子のスペクトルを支配するボルツマン方程式を再検討します。これらの崩壊は、バックグラウンド温度$T$が前駆体の質量$M$よりはるかに低いときに発生すると仮定します。サーマルバスによるIRカットオフに特に注意を払い、多重散乱反応の干渉による抑制(LPM効果)を含めています。得られた積分方程式を数値的に解き、解の正確な解析的適合を構築します。私たちの結果は、スペクトルの正規化が以前は$\sqrt{M/T}$ほど過小評価されていたことを示しています。

熱核灰の現実的な組成のための深部地殻加熱

Title Deep_crustal_heating_for_realistic_compositions_of_thermonuclear_ashes
Authors Nikolay_N._Shchechilin,_Mikhail_E._Gusakov,_Andrey_I._Chugunov
URL https://arxiv.org/abs/2105.01991
発熱核反応に関連する深部地殻加熱は、降着する中性子星の熱進化を説明するための重要なパラメータであると考えられています。この論文では、熱核灰の現実的な組成に対する地殻加熱の最初の熱力学的に一貫した計算を提示します。従来のアプローチに基づく以前の研究とは対照的に、我々は、内部地殻の大部分での中性子の超流動と内部地殻の残りの部分での急速な拡散によって課せられる中性子静水圧/拡散(nHD)平衡条件を説明します。簡略化された反応ネットワークを適用して、外地殻内のさまざまな多成分熱核燃焼灰(スーパーバースト、ケプラー、および極端なrpプロセス灰)の核進化をモデル化し、地殻深部加熱エネルギー放出Qを計算します。外側と内側のクラストインターフェイス、P_oi。一般的な熱力学的議論を使用して、Qに下限を設定しました。バリオンあたりQ>0.13〜0.2MeVです(実際の値は、灰の組成と使用する質量モデルによって異なります)。

アクシオン暗黒物質へのインピーダンス整合

Title Impedance_Matching_to_Axion_Dark_Matter
Authors Saptarshi_Chaudhuri
URL https://arxiv.org/abs/2105.02005
LED電球にエネルギーを与えるのに十分な電力が入射暗黒物質フラックスの各平方メートルにあるのに、なぜアクシオン検出が難しいのかという質問を提起することによって、アクシオン暗黒物質へのインピーダンス整合の概念を紹介します。小さなアクシオン-光子結合は、それ自体では、暗黒物質の次数単位分数が最適なインピーダンス整合によって吸収されるのを妨げないことを示しています。さらに、アクシオンの質量が不明であるため、周波数積分インピーダンス整合全体の光子-電子結合を考慮して、アクシオン暗黒物質から結合される電力の制約を決定する必要があることを示します。アクシオン電気力学の方程式から導出されたエネルギー保存の法則を使用して、線形、時不変、パッシブレシーバーの吸収電力に対する厳しい制限を示します。位相に影響されない増幅に関する標準量子限界の対象となる受信機の幅広い第一原理最適化を行うアクシオン検索感度を制約する最近の研究の文脈で結果について説明します。

新しい一般的なDBIアクション、平等な権利における運動エネルギーと位置エネルギーの変換のパラドックスに対するその解決策、およびインフレーション宇宙論へのそれらの真の応用

Title New_general_DBI_action,_its_solution_to_the_paradox_of_the_conversion_of_kinetic_and_potential_energy_in_equal_rights_and_their_true_applications_to_inflationary_cosmology
Authors Xiaokun_Yang,_Wu-Long_Xu,_and_Yong-Chang_Huang
URL https://arxiv.org/abs/2105.02176
弦理論におけるディラック-ボルン-インフェルト(DBI)場の理論は重要であり、宇宙のインフレーションの場を提供することができます。同時に、それは元の密度摂動を生成するための因果メカニズムを提供し、それによって宇宙の既存の密でまばらな物質分布に必要な密度摂動を提供します。しかし、弦理論では、位置エネルギーと運動エネルギーを同等の権利で変換するというパラドックスがあります。したがって、新しい一般的なDBIアクションを提供します。これにより、アクション内の運動エネルギーと位置エネルギーを同等の権利で相互に変換できます。つまり、パラドックスを解決できます。したがって、新しい一般的なDBIアクションを推定し、それをインフレーション宇宙学に導入してさまざまなインフレーションパラメータを計算し、さらにスカラー摂動スペクトルとテンソル-スカラー比を計算します。これらは、Planck+WMAP9+BAOデータ、によって予測されるパワースペクトルと比較されます。新しい一般的なDBIインフレーション理論は、CMB実験の制約を満たします。つまり、現在の理論と実験的観測と一致しています。その結果、この論文の理論は現在の実験に適合し、現在の理論を提供し、また宇宙のインフレーションを説明する新しい方法を提供しています。