$ \ alpha $-インフレーションのアトラクターモデルにおける重力粒子生成からの超重スカラー暗黒物質
| Title |
Superheavy_scalar_dark_matter_from_gravitational_particle_production_in_$\alpha$-attractor_models_of_inflation |
| Authors |
Siyang_Ling_and_Andrew_J._Long |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11621 |
$\alpha$-アトラクターのインフレーションのコンテキストでスカラー観客フィールドに適用される重力粒子生成の現象を研究します。スカラーが重力との最小結合を持っていると仮定して、重力によって生成された粒子の存在量を、観客の質量$m_\chi$とインフラトンの$\alpha$パラメーターの関数として計算します。観客が安定していて、再加熱後に熱化しないように十分に弱く結合している場合、スピン0粒子の集団は今日宇宙で生き残ると予測され、暗黒物質の候補を提供します。暗黒物質の空間分布の不均一性は、宇宙マイクロ波背景放射の異方性の測定によって調べることができる等曲率成分に対応します。暗黒物質-光子等曲率パワースペクトルを計算し、Planckの上限と比較することにより、$m_\chi$と$\alpha$の制約を推測します。今日、スカラーの観客がすべての暗黒物質を構成している場合、$\alpha=10$および$T_\text{RH}=10^4\\mathrm{GeV}$の場合、$m_\chi>1.8\timesが得られます。10^{13}\\mathrm{GeV}\約1.2\、m_\phi$、ここで$m_\phi$はインフラトンの質量です。
SPHINX-MHDの紹介：最初の銀河、再電離、およびグローバル21cm信号に対する原始磁場の影響
| Title |
Introducing_SPHINX-MHD:_The_Impact_of_Primordial_Magnetic_Fields_on_the_First_Galaxies,_Reionization,_and_the_Global_21cm_Signal |
| Authors |
Harley_Katz,_Sergio_Martin-Alvarez,_Joakim_Rosdahl,_Taysun_Kimm,_J\'er\'emy_Blaizot,_Martin_G._Haehnelt,_L\'eo_Michel-Dansac,_Thibault_Garel,_Jose_O\~norbe,_Julien_Devriendt,_Adrianne_Slyz,_Omar_Attia,_and_Romain_Teyssier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11624 |
宇宙の再電離の時代における銀河形成と銀河間媒体の進化に対する原始磁場（PMF）の影響を研究するために設計された一連の宇宙論的放射線-電磁流体力学シミュレーションであるSPHINX-MHDからの最初の結果を提示します。シミュレーションは、宇宙論の文脈でオンザフライ放射伝達と制約付き輸送の理想的なMHDを採用して、再電離の不均一なプロセスとPMFの成長を同時にモデル化した最初のシミュレーションの1つです。一連の$（5{\rmMpc}）^3$宇宙論的ボリュームを実行し、シード磁場の強度とそのスペクトルインデックスの両方を変化させます。$n_B>-0.562\log_{10}（B_0/1{\rmn}G）-3.35$を持つスペクトルインデックス（$n_B$）と共動振幅（$B_0$）を持つPMFが電子を生成することがわかります低質量の矮小銀河の非現実的な早期崩壊により、CMBの制約と矛盾する光学的厚さ（$\tau_e$）。$n_B\geq-2.9$の場合、制約はPlanckの$\sim{\rmn}G$制約よりもかなり厳しくなります。制約を満たさないPMFは、再電離の履歴やUV光度関数の形状にほとんど影響を与えません。同様に、PMFによるLy$\alpha$フォレストの変化を検出することは、光イオン化と光加熱が密度場を効率的に平滑化するため、困難になります。ただし、グローバル21cm信号の最初の吸収機能は、$\tau_e$制約を満たすものであっても、PMFのプロパティの特に敏感な指標であることがわかります。さらに、強力なPMFは、LyC光子の脱出を最大25％増加させ、銀河の有効半径を44％縮小する可能性があり、銀河調査の完全性の割合を増加させる可能性があります。最後に、私たちのシミュレーションは、マグニチュード制限が${\rmM_{UV、1500{\rmA}}=-13}$の調査では、$z=までの再電離のために光子の50％を提供するソースをプローブできることを示しています。12ドル。
$ z \ sim 6 $でのクエーサー近接ゾーン内の密度フィールドの回復
$z\sim6$の物質密度フィールドは、調査するのが非常に困難です。より低い赤方偏移でうまく機能する低密度IGMの従来のプローブの1つは、クエーサースペクトルのライマンαの森です。ただし、再イオン化の最後に、残留中性水素は通常飽和吸収を生成するため、ガス密度に関する情報の多くが失われます。幸いなことに、クエーサー近接ゾーンでは、電離放射線が非常に強いため、透過フラックスがゼロではない大きな領域が作成されます。この研究では、シミュレーションからの合成スペクトルを使用して、クエーサー近接ゾーン内の密度変動を回復する方法を調査します。理想的な条件下では、小さな散乱で密度を正確に回復できることを示します。また、クエーサー連続体フィッティングや再電離モデルなどの系統分類が結果にどのように影響するかについても説明します。この研究は、クエーサー近接ゾーン内の吸収特性を分析することにより、クエーサーの特性とそれらが存在する環境を潜在的に制約できることを示しています。
波動暗黒物質の物理学と現象学をレビューします：約30eVより軽いボソン暗黒物質候補。このような粒子は、天の川のような銀河の平均的な粒子間分離を超えるドブロイ波長を持ち、古典的な波としてよく説明されています。QCDアクシオンやファジーダークマターなどの超軽量アクシオンのような粒子を含む、それらの素粒子物理学の動機について概説します。暗黒物質の波動性は、豊富な現象学を暗示しています。（1）波動干渉は、ドブロイスケールでの次数の単一密度変動につながります。兆候は、密度が消え、その周りを速度が循環する渦です。ドブロイボリュームごとに平均して1つの渦輪があります。（2）質量が十分に小さい場合、ハローの中心でソリトン凝縮が発生します。ソリトンは振動し、ランダムウォークします。これは波の干渉のもう1つの兆候です。ハロー/サブハローの存在量は小さな質量で抑制されますが、数値波動シミュレーションからの正確な予測はまだ決定されていません。（3）超軽量の〜$10^{-22}$eVの暗黒物質の場合、波の干渉の下部構造は、潮流/重力レンズによって調べることができます。信号は、ストリームの軌道半径/画像の分離に依存することにより、サブハロによる信号と区別できます。（4）アクシオン検出実験は、適度に軽い質量の干渉下部構造に敏感です。波の確率的性質は、実験の解釈に影響を与え、相関関数の測定を動機付けます。検出実験と宇宙/銀河/ブラックホール観測をカバーする現在の制約と未解決の質問が議論されています。
拡張された典型モデルの宇宙論的テスト
Planck2018宇宙マイクロ波背景放射（CMB）データとバリオン音響振動（BAO）を使用して、拡張クインテッセンスモデル、つまりスカラー場ポテンシャルが暗黒エネルギーとして機能するスカラーテンソル重力モデルの宇宙論的観測テストを調査します。）および赤方偏移歪み（RSD）データ。例として、Brans-Dicke運動項と2次スカラーポテンシャルを持つモデルを考えます。これは、極限$\omega（\phi）\to\infty$で一般相対性理論（GR）になり、宇宙定数は制限$B=C=0$。このようなモデルでは、スカラー場は通常、ポテンシャルをロールダウンし、最小値$V（\phi）$を中心に振動します。CMB+BAO+RSDデータセットのモデルパラメータ推定値は$\lg\alpha=-3.6_{-0.54}^{+0.66}〜（68\％）$で与えられ、$3.8\に対応することがわかります。x10^5<\omega_0<9.5\times10^7〜（68\％）$、および$\lgC=4.9\pm1.4〜（68\％）$。ただし、GR$\Lambda$CDMモデルは、この拡張された典型的なモデルとほぼ同じようにデータに適合でき、赤池情報量基準（AIC）によって支持されています。再結合のエポック以降の重力定数の変動は、$0.97<G_{\rmrec}/G_0<1.03〜（1\sigma）$に制限されています。CMBデータが閉じた宇宙を支持するという最近の報告に照らして、フィットに非平坦なジオメトリがある場合を検討し、$\Omega_k$の平均値が$-0.049$から$-に少しシフトすることを発見しました。0.036$であり、モデルのパラメーターは$\Omega_k$で縮退していません。
BACCOシミュレーションプロジェクト：実空間での偏ったトレーサー
| Title |
The_BACCO_simulation_project:_biased_tracers_in_real_space |
| Authors |
Matteo_Zennaro,_Raul_E._Angulo,_Marcos_Pellejero-Ib\'a\~nez,_Jens_St\"ucker,_Sergio_Contreras,_Giovanni_Aric\`o |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.12187 |
実空間でバイアスされたトレーサーの2点クラスタリング用のエミュレーターを紹介します。このエミュレーターは、大量のニュートリノと動的な暗黒エネルギーを含む8次元の宇宙論的パラメーター空間で400ドルを超える宇宙論的モデルで較正されたニューラルネットワークを使用して構築されます。バイアスされたトレーサーの特性は、数値シミュレーションの変位場を使用してオイラー空間に移流されるラグランジュ摂動バイアス展開を介して記述されます。宇宙論依存性は、宇宙論再スケーリングアルゴリズムのおかげでキャプチャされます。私たちのエミュレーターは、$z\sim1$での典型的なエミッションライン調査のパワースペクトルを模倣したサンプルの銀河形成シミュレーションのパワースペクトルを、非線形スケール$まで$1-2\％$の精度で記述できることを示します。k\sim0.7h\mathrm{Mpc}^{-1}$。
CMB弱レンズ効果の2次推定量
| Title |
Quadratic_estimators_for_CMB_weak_lensing |
| Authors |
Abhishek_S._Maniyar,_Yacine_Ali-Ha\"imoud,_Julien_Carron,_Antony_Lewis,_Mathew_S._Madhavacheril |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.12193 |
近年、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の弱いレンズ効果が、ニュートリノの質量、原始的な非ガウス性、暗黒エネルギー、修正された重力などの基本的な物理学を調べるための強力なツールとして登場しました。CMBレンズ調査の主なターゲットは、観測されたCMB温度$T$と偏光$E$および$B$フィールドから再構築されたレンズポテンシャルです。ごく最近まで、この再構成は2次推定量（QE）を使用して実行されていました。これは、高感度実験には最適ではないことが知られていますが、数値的に効率的であり、予測を行い、より高度な尤度ベースの結果をクロスチェックするのに役立ちます。メソッド。AdvACT、SPT-3G、SimonsObservatory（SO）などの進行中および近い将来のCMB実験も、QEに依存することが予想されます。ここでは、さまざまなQEを確認し、それらの違いを明確にします。特に、Hu-Okamoto（HO02）推定器は、$T、E$、および$B$フィールドの2次の組み合わせから構築できる絶対的に最適なレンズ推定器ではないことを示します。代わりに、グローバル最小分散（GMV）レンズ2次推定量を導出します。この推定量は文献の他の場所で見つけることができますが、HO02推定量と同等であると誤って説明されており、実際のデータ分析で使用されたことはありません。ここでは、HO02推定量がGMV推定量に対して最適ではなく、SOのような実験では再構成ノイズが最大$\sim9\％$大きくなることを明示的に示します。さらに、Planckで使用されているQE、および最近のSPTレンズ分析はHO02とGMV推定器の両方に最適ではなく、GMV推定器の再構成ノイズよりも最大$\sim11\％$大きいことを示します。SOのような実験。したがって、異なるQE間の違いを明確にすることに加えて、この作業は、QEに依存する将来のレンズ分析でGMV推定器を実装する動機を提供するはずです。
NEID EarthTwinSurveyのターゲットの優先順位付けと観測戦略
| Title |
Target_Prioritization_and_Observing_Strategies_for_the_NEID_Earth_Twin_Survey |
| Authors |
Arvind_F._Gupta,_Jason_T._Wright,_Paul_Robertson,_Samuel_Halverson,_Jacob_Luhn,_Arpita_Roy,_Suvrath_Mahadevan,_Eric_B_._Ford,_Chad_F._Bender,_Cullen_H._Blake,_Fred_Hearty,_Shubham_Kanodia,_Sarah_E._Logsdon,_Michael_W._McElwain,_Andrew_Monson,_Joe_P._Ninan,_Christian_Schwab,_Gudmundur_Stefansson,_and_Ryan_C._Terrien |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11689 |
NEIDは、キットピーク国立天文台にあるWIYN3.5m望遠鏡の高解像度光学分光器であり、間もなく世界中で運用されている新世代の超高精度視線速度計器に加わります。この装置を使用して、今後5年間でNEIDEarthTwinSurvey（NETS）を実施し、地球質量系外惑星の体制を調査するために、最も近くて明るい星のいくつかの何百もの観測を収集する予定です。NEIDによって与えられた極端な機器の精度を利用したとしても、そのような低質量で長周期の太陽系外惑星によって引き起こされた弱い（〜10cms$^{-1}$）信号を恒星のノイズから解きほぐすことは難しいままです。最も静かなホストスター以外のすべてのために。この作業では、関心のある領域での太陽系外惑星の検出に役立つ星で構成される初期NETSターゲットリストを識別するために使用する一連の定量的選択メトリックを提示します。また、固有の恒星変動やその他のノイズ源からの不確実性の寄与を軽減することを目的とした一連の観測戦略の概要を説明します。
高い軌道傾斜角と月の傾斜を伴う月のクレーターの非対称性
月のクレーターの非対称性を正確に推定することは、月の進化の歴史を理解するために重要です。クレーターの非対称性に関する初期の研究では、月の傾斜角と傾斜角の寄与が省略されています。ここでは、経度と緯度の関数としてクレーター率の空間変動を導出するための新しい制御変数として、月の傾斜角と傾斜角を含めます。月が遭遇する小惑星の個体数に対する月の傾斜と傾斜の影響を調べることで、クレーターのスケーリング則に基づいて、クレーターの速度の空間的変動の一般式を導き出しました。月の傾斜角と傾斜角を追加した式では、現在の地球と月の距離での月のクレーター率の非対称性を再現し、この月のクレーター率の頂点/対頂点比と極/赤道比をそれぞれ1.36と0.87と予測できます。。傾斜角と傾斜角が増加するにつれて、頂点/アリ頂点比は減少しています。月の傾斜角と傾斜角の進化と組み合わせると、私たちのモデルは、頂点/アリの頂点比が地球と月の距離とともに単調に減少しないことを示しています。したがって、傾斜角と傾斜角の影響は、頂点/アリの頂点比の進化に無視できません。。このモデルは、他の惑星や衛星、特に異なるスピン軌道相互作用に対して一般化できます。
太陽系外惑星に海洋スーパーローテーションはありますか？赤道上の西から東への風を特徴とする大気スーパーローテーションは、金星、タイタン、土星、木星、および自転と公転の太陽系外惑星の大気で一般的な現象です。地球の成層圏大気も、準2年周期振動（QBO）の西期に超回転しています。しかし、同じ現象が海洋で起こり得るかどうかはよくわかっていません。数値シミュレーションを通じて、ここでは、海洋性スーパーローテーションが、低質量星の周りの自転と公転の地球型惑星で発生することを示しています。その形成（静止からスピンアップ）は、地表風、ロスビー波による赤道方向の運動量収束、および海洋におけるケルビン波の東向きの伝播に関連しています。その維持は、不均一な恒星放射分布から励起された海洋における結合ロスビー-ケルビン波の赤道方向の運動量輸送によって推進されます。超回転の幅は主に海洋のロスビー変形半径によって制約されますが、その強度はより複雑です。惑星の自転速度、恒星フラックス、温室効果ガス濃度、海水の塩分、底部抗力など、多くの要因が強度に影響を与える可能性があり、スケーリング理論が欠如しています。この研究は、超回転が海水の海のある自転と公転の地球型惑星で発生する可能性があることを確認し、マグマオーシャンのある自転と公転の熱い惑星でも発生する可能性があることを示唆しています。
楕円銀河での生活：熱い回転楕円体、速い星、致命的な彗星？
楕円銀河には、動的に高温（$\sigma_{\rm1D}$〜100--300kms$^{-1}$）の星の集団があり、おそらく彗星のような小さな天体があります。星間小体ははるかに速く動いているので、それらは地元の銀河よりも激しくそして頻繁に惑星に衝突します。私は、楕円銀河の地球サイズの惑星に対するチクシュルーブスケールの影響の割合を、インテリジェントな生命に対する潜在的な居住性の制約として推定します。通常の楕円銀河のほとんどの星の周りでは、これらの惑星は約0.01〜0.1Gyr$^{-1}$しか受け取りませんが、特定のコンパクトな初期型銀河では危険率が一般的である可能性があります。恒星の質量の約10％は、その割合が10Gyr$^{-1}$を超える領域にあり、大量絶滅率を支配するのに十分な大きさです。これは、楕円銀河が、知的な生命の進化のために、それらの中心の周りに半径数百パーセクの除外ゾーンを持っていることを示唆しています。
レゴリスの凝集力：隕石粉末の測定
粒子の凝集は、小天体の特性に大きな影響を及ぼします。本研究では、遠心力法を用いて、数十ミクロンサイズの不規則な形状の隕石、ケイ砂、ガラス粉末、球状ガラス粒子の凝集力を屋外で測定しました。また、測定条件下で粒子に吸着した水蒸気量を推定しました。隕石粒子の測定された凝集力は、理想的な球形のシリカ粒子の凝集力の数十分の1であり、粒子表面のサブミクロンスケールの有効（または同等の）曲率半径に対応します。さらに、粒子に吸着された水蒸気の推定量に基づいて、空気のない物体内の粒子の凝集力は、屋外で測定されたものの約10倍であると予想されます。測定結果に基づいて、小惑星上の粒子の凝集力は通常サブマイクロニュートンの範囲にあり、高速回転する小惑星上の粒子のサイズは数十ミクロンであると推定されます。
$ \ beta $ PicムービンググループのF星の周りのデブリディスクの$ 〜75 \％$発生率
| Title |
A_$~75\%$_Occurrence_Rate_of_Debris_Discs_around_F_stars_in_the_$\beta$_Pic_Moving_Group |
| Authors |
Nicole_Pawellek,_Mark_Wyatt,_Luca_Matr\`a,_Grant_Kennedy,_Ben_Yelverton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.12049 |
古いフィールドスターの20\％だけが検出可能なデブリディスクを持っており、残りの80\％の周りにどのディスクが存在するかという疑問が残ります。ディスクは早い段階で明るくなっていると予想されるため、若い移動グループはこの集団を調査することができます。この論文では、9/12のターゲットがディスクを所有していることがわかった23〜Myr-oldBPMGのF〜starの集団について考察します。また、アーカイブALMAデータを分析して、4枚のディスクの半径を導き出し、HD〜164249の63au半径のディスクの最初の画像を提示します。BPMGの結果を$\sim45$〜Myrおよび$\sim150$〜Myr-oldmoving〜groupsのディスクサンプル、およびフィールドスターの周りにあるディスクと比較すると、若いmoving〜groupsのディスク発生率はそれに匹敵することがわかります。BPMGのそれとfield〜starsのそれよりかなり高い。BPMGディスクは、フィールドスターの周りのディスクよりも小さい傾向があります。ただし、ターゲットの数が少ないため、この違いは統計的に有意ではありません。それでも、部分光度対ディスク半径パラメータ空間を分析することにより、考慮される母集団の部分光度が最初の100〜Myr内で2桁低下することがわかります。これは、衝突進化によって予想されるよりもはるかに高速であり、$1/\text{age}^2$と同等の減衰を意味します。この枯渇は、適切なタイムスケールで枯渇を引き起こすために約170〜$M_\text{earth}$である埋め込まれた惑星に起因すると考えられます。しかし、近くの若いクラスターの異なる誕生環境が、より密度の高い環境で形成された可能性が高いフィールドスターの前駆体よりも明るいデブリディスクをもたらすことを除外することはできません。
アーカイブの視線速度を使用したHD183579bの検証：明るい太陽アナログを周回する暖かい海王星
| Title |
Validation_of_HD_183579b_using_archival_radial_velocities:_a_warm-neptune_orbiting_a_bright_solar_analog |
| Authors |
Skyler_Palatnick_(1),_David_Kipping_(2),_Daniel_Yahalomi_(2)_((1)_University_of_Pennsylvania,_(2)_Columbia_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.12137 |
太陽系外惑星の科学が30年に成熟するにつれ、新たに検出された候補について、既存のアーカイブ観測の可能性がますます提供されています。これは、調査が両方の半球の明るく近くの矮星にまたがるTESSミッションにとって特に心に訴えるものであり、これはまさに以前の視線速度（RV）調査の対象となるタイプのソースです。これに基づいて、TESS対象オブジェクト（TOI）のいずれかがそのような観測と一致するかどうかを調査し、そこから18個の単一惑星候補システムを見つけました。これらのうち、1つは、1％未満の誤警報確率で通過する惑星候補と一致する正しい周期と位相を持つRVシグネチャを示します。さらにチェックした後、この事実を利用してHD183579b（TOI-1055b）を検証します。この惑星は4地球半径未満であり、33％を超える惑星の質量測定値を持っているため、50のそのような世界を見つけるというTESSの主な目的を前進させます。この惑星は、大気の特性評価のために最もアクセスしやすい小さな通過惑星の1つであることがわかります。私たちの仕事は、新しい通過する惑星候補の質量を確認し、さらに正確に測定する努力は、必ずしも新しい観測の取得に依存する必要はないことを強調しています-場合によっては、これらのタスクは既存のデータで完了することができます。
67P彗星/チュリュモフゲラシメンコ彗星の南半球における遠紫外線オーロラの多機器解析
| Title |
Multi-instrument_analysis_of_far-ultraviolet_aurora_in_the_southern_hemisphere_of_comet_67P/Churyumov-Gerasimenko |
| Authors |
P._Stephenson,_M._Galand,_P._D._Feldman,_A._Beth,_M._Rubin,_D._Bockel\'ee-Morvan,_N._Biver,_Y.-C_Cheng,_J._Parker,_J._Burch,_F._L._Johansson,_A._Eriksson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.12139 |
目的。電子衝撃による彗星中性物質の解離励起が、静かな状態と共回転相互作用の影響の両方で、南半球の67P/チュリュモフゲラシメンコ彗星の大きなヘリオセントリック距離での遠紫外線（FUV）放出の主な原因であるかどうかを判断することを目的としています。2016年の夏に観測された地域。方法。ロゼッタミッションからの複数のデータセットを複数の機器の分析を通じて組み合わせて、67P彗星の南半球におけるFUV放射の最初のフォワードモデリングを完了し、モデル化された明るさをアリスFUVイメージング分光器による観測と比較しました。OI1356、OI1304、Lyman-$\beta$、CI1657、およびCII1335の放出の明るさをモデル化しました。これらは、コマの4つの主要な中性種の解離生成物に関連付けられています：CO$_2$、H$_2$O、CO、およびO$_2$。超熱電子集団はRPC/IESによってプローブされ、中性カラム密度はROSINA、MIRO、VIRTISなどのいくつかの機器によって制約されました。結果。FUV輝線のモデル化および観測された輝度は、直下を見ると密接に一致し、電子衝撃による解離性励起が近日点から離れた主要な放出源であることが示されています。CII1335の排出量は、ROSINAに由来するCOの体積混合比と一致していることが示されています。共回転相互作用領域の衝撃中に手足を見ると、モデルはOI1356とCI1657の明るさをよく再現しますが、拡張コマでの共鳴散乱は、観測されたライマン-$\beta$とOI1304の放出に大きく寄与する可能性があります。彗星の四肢を見たときに観測された超熱電子フラックスの変動と観測されたFUV線の明るさの間の相関関係は、電子が大規模に加速され、それらが太陽風に由来することを示唆しています。これは、FUV放射が本質的にオーロラであることを意味します。
深いチャンドラ観測によるコンプトン厚AGNの拡張X線放射
| Title |
Extended_X-ray_Emission_in_Compton_Thick_AGN_with_Deep_Chandra_Observations |
| Authors |
Mackenzie_L_Jones_(Center_for_Astrophysics_ |
_Harvard_&_Smithsonian),_K._Parker,_G._Fabbiano,_M._Elvis,_W._P._Maksym,_A._Paggi,_J._Ma,_M._Karovska,_A._Siemiginowska,_J._Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11625 |
MKN573、NGC1386、NGC3393、NGC5643、およびNGC7212を含む5つのコンプトン厚（CT）活動銀河核（AGN）の空間分析を示します。これらについては、高解像度のチャンドラ観測が利用可能です。各線源について、イオン化コーンに沿って〜kpcスケールに及ぶ硬X線放射（>3keV）が見つかり、一部の線源では、クロスコーン領域にあります。このコレクションは、拡張された硬X線放射を伴うCTAGNの最初の高信号サンプルを表しており、この新しいAGN集団のより完全な全体像を構築し始めることができます。ホスト銀河とAGNの特性への依存の可能性を含め、拡張X線放射のエネルギー依存性を調査し、過剰放射と不明瞭化の相関関係を見つけます。これは、核の不明瞭化物質と銀河分子雲の関係を示唆しています。さらに、軟X線放射はイオン化コーンに沿って硬X線よりも遠くに広がることがわかります。これは、イオン化コーンの配向による分子雲の密度への銀河中心の半径方向の依存性によって説明できます。銀河円盤。これらの結果は、観測された拡張硬X線放射を伴う他のCTAGN（ESO428-G014やMaetal。2020CTAGNサンプルなど）と一致しており、CTAGNにおける拡張硬X線放射の遍在性をさらに示しています。
銀河の回転曲線をベイジアン手法でフィッティングする際の注意事項：ニュートンの定数は銀河ごとに異なりますか？
| Title |
A_cautionary_tale_in_fitting_galaxy_rotation_curves_with_Bayesian_techniques:_does_Newton's_constant_vary_from_galaxy_to_galaxy? |
| Authors |
Pengfei_Li,_Federico_Lelli,_Stacy_McGaugh,_James_Schombert,_Kyu-Hyun_Chae |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11644 |
天文データへのベイズ手法の適用は、フィッティングパラメータが大幅に縮退する可能性があり、形式的な不確実性自体が不確実であるため、一般的に重要です。例は、回転曲線へのベイズフィットに基づく銀河の普遍的な加速スケール（g$_\dagger$）の有無に関する矛盾した主張によって提供されます。状況を説明するために、最近議論されたベイジアンの$g_{\dagger}$と同様に、SPARCデータベースから回転曲線をフィッティングするときに、ニュートンの重力定数$G_N$が銀河ごとに変化することを許可する分析を示します。分析。$G_N$にフラットな事前確率を課すと、$G_N$の幅広い分布が得られます。これは、額面どおりに計算すると、統計的信頼性の高いユニバーサル定数として$G_N$を除外します。ただし、経験的に動機付けられた対数正規事前分布を課すと、適合品質を犠牲にすることなく、実質的に一定の$G_N$が返されます。これは、変数$G_N$（またはg$_{\dagger}$）の推論が、パラメーターの縮退とエラーモデルの避けられない不確実性の複合効果の結果であることを意味します。これらの影響を考慮に入れると、SPARCデータは定数$G_{\rmN}$（および定数$g_\dagger$）と一致します。
AGN主導の銀河流出：モデルと観測の比較
活動銀河核（AGN）の銀河流出に動力を与える実際のメカニズムは、まだ議論の余地があります。文献では、少なくとも2つの物理モデルが検討されています。風の衝撃と粉塵への放射圧です。ここでは、AGN放射フィードバックシナリオと銀河流出の観測との最初の定量的比較を提供します。放射圧駆動のシェルモデルを、銀河スケールでの分子流出の最新の編集からの観測データと直接比較します。銀河流出の観測されたダイナミクスとエネルギーは、放射トラッピングおよび/または光度の進化を含めて、AGN放射フィードバックによって再現できることを示します。AGNの光度を伴う流出エネルギーの予測されたスケーリングは、観測的なスケーリング関係を定量的に説明することもできます。さらに、超高速検出と分子流出検出の両方を備えたソースは、$N_\mathrm{H}-\lambda$平面の「禁止」領域にあることがわかります。全体として、有望な合意は、広範囲のAGNとホスト銀河パラメーターにわたって得られます。最近の観測結果と数値シミュレーションのコンテキストで結果について説明します。結論として、AGN放射フィードバックは、将来の観測データの解釈において、風フィードバックと並んで考慮されるべき銀河流出を推進するための有望なメカニズムです。
その分子ガス特性によって明らかにされたNGC7465の進化
| Title |
The_Evolution_of_NGC_7465_as_Revealed_by_its_Molecular_Gas_Properties |
| Authors |
Lisa_M._Young_(New_Mexico_Tech),_David_S._Meier_(New_Mexico_Tech),_Martin_Bureau_(Oxford_University),_Alison_Crocker_(Reed_College),_Timothy_A._Davis_(Cardiff_University),_and_Sel\c{c}uk_Topal_(Van_Y\"uz\"unc\"u_Y{\i}l_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11652 |
最近、低温ガスを獲得した異常にガスが豊富な初期型銀河であるNGC7465で、COアイソトポログと高密度分子トレーサー（HCN、HCO+、CNなど）のALMA観測を示します。内側の300個のPCでは、分子ガスの運動学が他のすべての銀河成分に対してずれています。ガスが内側に向かって進むにつれて、ガスは恒星の運動学的に分離されたコア（KDC）の周りの極軌道にトルクをかけられ、恒星のKDCが現在のガス降着イベントに関連していないことを示します。銀河はまた、その核内で異常に高い12CO/13CO線比を示しますが、典型的な13CO/C18O比を示します。私たちの計算によると、この結果は必ずしも異常な[12CO/13CO]存在比を示しているわけではなく、高温および/または内部の分離した不整列分子構造に関連する大きな線幅のために、12CO（1-0）が光学的に薄いことを示しています。高密度トレーサーの線比は、NGC7465の分子ガスの最も密度の高い相が、おそらく最近のガス降着の結果として、近くの銀河に典型的な密度よりも低いことを示唆しています。NGC7465で観察されたすべての分子特性は、渦巻銀河から分子（および原子）ガスを取得したことと一致しています。他の初期型銀河におけるCOアイソトポログのさらに詳細な研究は、矮星からガスを獲得した可能性のある銀河の歴史を調査するために価値があります。最後に、これらのALMAデータは、ブラインドCO調査でz=1-3で見つかったものとおそらく類似した背景銀河である未確認の線源も示しています。
落下する高速雲複合体Aに沿った流体力学的不安定性の調査
| Title |
Exploring_Hydrodynamic_Instabilities_along_the_Infalling_High-Velocity_Cloud_Complex_A |
| Authors |
Kathleen_A._Barger,_David_L._Nidever,_Cannan_Huey-You,_Nicolas_Lehner,_Katherine_Rueff,_Paris_Freeman,_Amber_Birdwell,_Bart_P._Wakker,_Joss_Bland-Hawthorn,_Robert_Benjamin,_Drew_A._Ciampa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11746 |
複合体Aは、銀河ハローを通過して天の川の円盤に向かっている高速雲です。新しいグリーンバンク望遠鏡の観測とアーカイブのグリーンバンク望遠鏡の観測の両方を組み合わせて、この複合体全体の分光的に分解されたHI〜21cmマップを$17.1\lesssim\log{\left（{N_{\rmHI}、\、1\sigma}/{\rmcm}^{-2}\right）}\lesssim17.9$${\rmFWHM}=20〜{\rmkm}\、{\rms}^{-1}$の感度lineおよび$\Delta\theta=9.1\、{\rmarcmins}$または$17\lesssim\Deltad_{\theta}\lesssim30〜\rmpc$空間分解能。複合体Aは、静止フレーム速度勾配の銀河標準が$\Delta\rmv_{GSR}/\DeltaL=25〜{\rmkm}\、{\rms}^{-1}であることがわかります。/{\rmkpc}$の長さに沿って、$\langlea\rangle_{\rmGSR}=55〜{\rmkm}/{\rmyr}^2$の速度で減速していること、および旅を生き残ることができれば、$\Deltat\lesssim70〜{\rmMyrs}$で銀河面に到達します。私たちは、ガス破壊の多くの兆候を特定しました。複合体Aの細長いマルチコア構造は、熱力学的不安定性または衝撃カスケードプロセスのいずれかがこの流れを断片化していることを示しています。このHVCの低緯度エッジにレイリーテイラー指があります。多くは、ラム圧力ストリッピングによって後方に押し出されています。複合体の高緯度側では、ケルビン・ヘルムホルツ不安定性により、複合体Aから接線方向に伸びる2つの大きな翼が生成されました。これらの翼の先端は、運動方向にわずかに前方に湾曲し、\hi\列密度が高くなっています。これらの翼がその先端でレイリー・テイラー小球を形成していること、そしてこのガスが周囲の冠状ガスの目に見えない渦と絡み合っていること。これらの観測は、$L_\star$銀河に降着している低金属量ガス流の生存可能性に関する新しい洞察を提供します。
アンドロメダ銀河（M31）の惑星状星雲の調査III。 M31の内部ハロー下部構造の起源に対する深い惑星状星雲の光度関数からの制約
| Title |
The_survey_of_planetary_nebulae_in_Andromeda_(M31)_III._Constraints_from_deep_planetary_nebula_luminosity_functions_on_the_origin_of_the_inner_halo_substructures_in_M31 |
| Authors |
Souradeep_Bhattacharya,_Magda_Arnaboldi,_Ortwin_Gerhard,_Alan_McConnachie,_Nelson_Caldwell,_Johanna_Hartke_and_Kenneth_C._Freeman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11860 |
アンドロメダ（M31）銀河は、その内部ハローにいくつかの下部構造を示しています。その起源は、衛星の残骸または既存の円盤の摂動として、星の種族（SP）の特性にエンコードされており、深い[OIII]5007に痕跡を残しています。\AA惑星状星雲の光度関数（PNLF）。PNLFの形態を特徴づけることにより、それらの起源を制約します。私たちの54平方度からM31の深部狭帯域[OIII]調査では、M31ディスクの惑星状星雲（PNe）と、6つの主要な内部ハロ下部構造（ジャイアントストリーム、北東シェルフ、G1-クランプ、ノーザンクランプ、ウエスタンシェルフ、ストリーム）を特定します。D。累積フィットからPNLFパラメータを測定し、各下部構造とディスクのPNLFを統計的に比較します。PNLFパラメーターと大マゼラン雲のパラメーターを、公開されている金属量とその親SPの年齢測定値にリンクします。これらのサブ母集団のPNLFブライトカットオフ（$M^{*}$）の絶対等級は、同様の距離と視線の消滅があるにもかかわらず、かなりの等級範囲に及びます。GiantStream、W-shelf、およびStream-DPNLFの$M^{*}$は、親SPの金属量のPN進化モデルによって予測されたものよりも暗いです。PNLFのかすかな端の傾きは、M31領域とLMC全体で5Gyr未満の恒星質量の割合が減少するにつれて直線的に増加します。彼らのPNLFから、ジャイアントストリームとNEシェルフは、落下する衛星からの恒星の破片であることに一致していますが、G1クランプは合併前のディスクとリンクしているように見えます。下部構造のSPは、M31で2〜3Gyr前に発生した単一の大規模な合併イベントのシミュレーションによって予測されたものと一致しています。Stream-Dには、無関係で明確な起源があります。さらに、この研究は、PNLFのかすかな端が古い星から進化したPNeによって優先的に占められているという独立した証拠を提供します。
サイズ、色合い、形は？ SDSS-IVMaNGAからの宇宙の星形成の歴史への異なるタイプの銀河の貢献
| Title |
Size,_shade_or_shape?_The_contribution_of_galaxies_of_different_types_to_the_star-formation_history_of_the_Universe_from_SDSS-IV_MaNGA |
| Authors |
Thomas_Peterken,_Alfonso_Arag\'on-Salamanca,_Michael_Merrifield,_Vladimir_Avila-Reese,_Nicholas_F._Boardman,_Helena_Dom\'inguez_S\'anchez,_Dmitry_Bizyaev,_Niv_Drory,_Kaike_Pan,_Joel_R._Brownstein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11945 |
星の種族を約7000個の適切に重み付けされた個々の銀河のSDSS-IVMaNGA調査観測に適合させることにより、宇宙の星形成の歴史を再構築します。これは以前の研究と合理的に一致していることがわかります。銀河を現在の恒星の質量で割ると、ダウンサイジング現象が示されます。これにより、より質量の大きい銀河が、以前に最も多くの星形成をホストしていました。銀河のサンプルを色と形態でさらに分割すると、銀河の現在の色は、現在の形態よりも、宇宙の星形成の歴史への歴史的な貢献についてより多くのことを教えてくれることがわかります。ダウンサイジング効果は現在青い雲にある銀河の中で最大であることを示しますが、異なる形態の銀河のダウンサイジングのレベルは、主に小さな低質量銀河をそれらから分類するのが難しいため、使用される形態学的分類に非常に敏感に依存します地上の画像。それにもかかわらず、恒星の質量が$M_{\star}>6\times10^{9}\、M_{\odot}$の銀河の中で、スパイラルではダウンサイジングが最も重要であるという合意が見られます。ただし、複雑な要因があります。たとえば、より質量の大きい銀河の場合、色と形態は、質量の小さいシステムよりも長い時間スケールでの過去の星形成の予測因子であることがわかります。おそらく、この効果は、これらのより大きな銀河の物理的特性を変更するために必要なより長い進化期間を反映していますが、単一の特性に基づく結論が完全な話をしていないことを示しています。
NGC4030での超新星残骸の検出
| Title |
Detection_of_supernova_remnants_in_NGC_4030 |
| Authors |
Roberto_Cid_Fernandes_(1),_Maiara_S._Carvalho_(1),_Sebastian_F._Sanchez_(2),_Andre_L._de_Amorim_(1),_Daniel_Ruschel-Dutra_(1)_((1)_Universidade_Federal_de_Santa_Catarina,_Brazil,_(2)_Universidad_Nacional_Autonoma_de_Mexico) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.12022 |
渦巻銀河NGC4030のMUSEベースの輝線マップは、それ自体のHII領域で見られるものよりも強化された禁制線放出を伴う未解決の光源の存在を明らかにしています。この調査では、これらのオブジェクトを検出して分離し、その性質を特定するための取り組みについて報告します。候補は、Hbの第2主成分、[OIII]5007、Ha、[NII]6584、[SII]6716、6731輝線データキューブの画像上で未解決のソースとして最初に検出され、両方に対して明確に目立ちます。支配的なHII領域の人口と広範囲の拡散放出。次に、視野全体で非常に不均一な輝線の「背景」を考慮して、固有の輝線が抽出されます。[SII]/Ha、[NII]/Ha、[OI]/Haのような衝突線と再結合線の比率は、バックグラウンド発光を補正すると増加する傾向があります。主成分分析で検出された多くの（すべてではない）ソースが、超新星残骸（SNR）と互換性のあるプロパティを持っていることがわかります。[SII]/Haと[NII]/Haの分類基準を組み合わせて適用すると、SNRのような輝線を持つ59のソースのリストが表示されます。それらの多くは、約7300AngsのSNRの顕著なスペクトルシグネチャを示し、スタッキング分析は、他の場合に弱いことを除いて、これらの機能も存在することを示しています。30Mpc近くで、これらはこれまで光学的手段によって検出された最も遠いSNRです。さらに、超新星の詐欺師に関連している可能性のある、発光（M_V〜-12.5）、青色、および可変光源の偶然の発見を報告します。
静止雲LDN1512の多波長観測とモデリング
| Title |
Multi-wavelength_observations_and_modelling_of_a_quiescent_cloud_LDN1512 |
| Authors |
M._Saajasto,_M._Juvela,_C._Lefevre,_L._Pagani,_and_N._Ysard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.12032 |
近赤外波長での光散乱は、星間ダスト粒子の光学特性を研究するために使用されてきましたが、これらの研究は、放射場の強さに関する仮定によって制限されています。一方、熱ダスト放出は、放射フィールドの特性を制約するために使用できますが、これはダスト放射率に関する不確実性によって妨げられます。現在のダストモデルで、近赤外線（NIR）と遠赤外線（FIR）の波長で分子雲を同時にモデル化できるかどうかをテストし、その結果を観測結果と比較します。私たちの目的は、ダスト粒子の特性と放射場の強度に制約を課すことです。静止分子雲LDN1512のダスト放出と散乱光の計算を提示します。異方性放射場と3次元雲モデルを含むLDN1512の放射伝達モデルを構築します。テストしたすべてのダストモデルを使用して、DIRBE観測から導出された放射場を使用して、観測されたFIR観測を再現することができます。ただし、同じ密度分布と想定される放射場では、凝固とマントル形成によるダストの進化を考慮したモデルを除いて、モデルはすべての場合に観測されたNIR散乱を再現できません。放射伝達モデリングから得られた列密度は、修正された黒体フィットを使用した観測から得られた列密度と比較して、最大2倍異なる可能性があることがわかりました。カラム密度の不一致は、修正された黒体フィットと実際のスペクトルとの間の温度差が原因である可能性があります。観測されたダスト放出は、ダスト粒子の特性に関するいくつかの異なる仮定で再現できることを示します。ただし、観測された散乱表面輝度を再現するには、ダストの変化を考慮に入れる必要があります。
明るい埋め込み活動銀河核の特徴を持つ近くの超高光度赤外線銀河の電波特性
| Title |
Radio_properties_of_nearby_ultraluminous_infrared_galaxies_with_luminous_buried_active_galactic_nuclei_signatures |
| Authors |
Takayuki_J._Hayashi,_Yoshiaki_Hagiwara,_and_Masatoshi_Imanishi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.12058 |
KarlG.Jansky超大型アレイによって1.4、5.5、9.0、および14.0GHzで作成された10個の超高光度赤外線銀河（ULIRG）の多周波観測の結果を示します。私たちのサンプルは、活動銀河核（AGN）が光学では見られない（ULIRG全体の約70％）が、中赤外線またはサブミリ波での存在が示唆されているULIRGから選択されました（非AGNULIRGの>50％光学）。ターゲットの統計的特性はULIRGサンプル全体の特性と類似しています。つまり、ULIRGは、光学AGNの存在に関係なく共通の放射プロセスを持っているため、AGNはすべてのULIRGの電波放射に等しく寄与する可能性があります。それらのスペクトルは主にスターバーストによって説明されますが、いくつかの個々の情報源はAGNからの寄与を示唆しています。IRAS00091-0738、IRAS00188-0856、およびIRAS01298-0744は、高周波でのスペクトルブレークを示しています。これは、AGNから放出された非熱プラズマのシンクロトロンエージングによって説明できます。さらに、IRAS01004-2237に関連する100kpcスケールの拡張放出が見つかりました。両側の形態と拡張されたX線放射の欠如は、このシステムがクラスター内の合併によって誘発されたのではなく、AGN活動に由来することを示唆しています。
シミュレートされたLCDM銀河団の銀河-銀河の強いレンズ断面
観測された銀河団が、LCDM宇宙論でシミュレートされた銀河団よりも、1桁多い銀河-銀河強いレンズ（GGSL）を生成するという最近の主張を調査します。C-EAGLE流体力学シミュレーションから銀河団を取得し、さまざまな赤方偏移で銀河団の背後に配置されたソースのGGSLの予想量を計算します。最も大規模なC-EAGLEクラスターの1つによってレンズ化された光源が、個々のクラスターメンバーによって多重に画像化される確率は、観測されたクラスターについて推測された確率とよく一致しています。GGSL確率の数値的に収束した結果には、以前に使用されていたよりも高い解像度のシミュレーションが必要であることを示します。これに加えて、さまざまな銀河形成モデルがさまざまな中心密度のクラスター下部構造を予測するため、LCDMのGGSL確率はまだ確実に予測できません。全体として、クラスター内の銀河-銀河の強いレンズ効果は、現在LCDM宇宙論モデルと緊張関係にないことがわかります。
光学収差のモデリングによる重力位置天文精度の向上
| Title |
Improved_GRAVITY_astrometric_accuracy_from_modeling_of_optical_aberrations |
| Authors |
GRAVITY_Collaboration,_R._Abuter,_A._Amorim,_M._Baub\"ock,_J.P._Berger,_H._Bonnet,_W._Brandner,_Y._Cl\'enet,_R._Davies,_P.T._de_Zeeuw,_J._Dexter,_Y._Dallilar,_A._Drescher,_A._Eckart,_F._Eisenhauer,_N.M._F\"orster_Schreiber,_P._Garcia,_F._Gao,_E._Gendron,_R._Genzel,_S._Gillessen,_M._Habibi,_X._Haubois,_G._Hei{\ss}el,_T._Henning,_S._Hippler,_M._Horrobin,_A._Jim\'enez-Rosales,_L._Jochum,_L._Jocou,_A._Kaufer,_P._Kervella,_S._Lacour,_V._Lapeyr\`ere,_J.-B._Le_Bouquin,_P._L\'ena,_D._Lutz,_M._Nowak,_T._Ott,_T._Paumard,_K._Perraut,_G._Perrin,_O._Pfuhl,_S._Rabien,_G._Rodr\'iguez-Coira,_J._Shangguan,_T._Shimizu,_S._Scheithauer,_J._Stadler,_O._Straub,_C._Straubmeier,_E._Sturm,_L.J._Tacconi,_F._Vincent,_S._von_Fellenberg,_I._Waisberg,_F._Widmann,_E._Wieprecht,_E._Wiezorrek,_J._Woillez,_S._Yazici,_A._Young,_G._Zins{\i}nst{9} |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.12098 |
ESOVLTIのGRAVITY機器は、$10-100\、\mu$asレベルで位置天文学を提供することにより、高精度の近赤外線干渉法の分野を開拓します。このような高精度での測定は、体系的な効果の制御に大きく依存します。ここでは、望遠鏡から検出器までの経路に沿った小さな光学的欠陥によって導入された収差が位置天文学にどのように影響するかを調査します。複雑な視程の測定に対するそのような収差の影響を説明する分析モデルを開発します。私たちの形式は、瞳孔面と焦点面の収差、および静的収差と乱流収差の相互作用を説明し、連星のキャリブレーション測定を正常に再現します。SgrA*と星S2の両方が単一のファイバーポインティングでターゲットにされた2017年と2018年のGRAVITYによる銀河中心の観測は、0.5mas未満のレベルでこれらの収差の影響を受けます。これらの影響を取り除くことで、これらの収差の影響を受けない2019年と2020年のデュアルビーム観測と調和した測定が可能になります。これはまた、以前に報告された銀河中心までの導出距離$R_0$間の小さな体系的な不一致を解決します。
強くレンズ化されたクラスター下部構造は、$ \ Lambda $ CDMと緊張関係にありません
強い重力レンズ観測は、巨大な銀河団のサブハロの質量と濃度を制約することにより、構造形成モデルをテストすることができます。最近の研究では、クラスターサブハロは$\Lambda$CDMシミュレーションで予測されたものよりも豊富および/または集中していると結論付けています。この発見は、シミュレーションの未確認の問題または暗黒物質の性質の誤った理解から生じていると解釈されています。観測されたサブハロ質量と最大円速度$v_\mathrm{max}$を、成功したEAGLE銀河形成モデルに基づく高解像度アジサイ銀河団シミュレーションスイートからの予測と比較することにより、これらの仮説をテストします。シミュレートされたサブハロ質量分布と質量-$v_\mathrm{max}$の関係は、潮汐ストリッピング中にバリオンが存在するため、観測結果とよく一致しています。低解像度のIllustris-TNG300シミュレーションでも同様の一致が見られます。組み合わせて、我々の結果は、クラスター下部構造の存在量と濃度が$\Lambda$CDMと緊張関係にないことを示唆していますが、シミュレーションでバリオン物理モデルを改良するための有用な制約を提供する可能性があります。
H $ \ alpha $放出における大マゼラン雲の超新星駆動風のマッピングI
| Title |
Mapping_the_Supernovae_Driven_Winds_of_the_Large_Magellanic_Cloud_in_H$\alpha$_Emission_I |
| Authors |
Drew_A._Ciampa,_Kathleen_A._Barger,_Nicolas_Lehner,_Madeline_Horn,_Michael_Hernandez,_L._Matthew_Haffner,_Brianna_Smart,_Chad_Bustard,_Sam_Barber,_Henry_Boot |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.12129 |
大マゼラン雲（LMC）の銀河風の最初の分光学的に分解された\ha\放出マップを提示します。新しいウィスコンシンH-アルファマッパー（WHAM）観測（$I_{\rmH\alpha}\gtrsim10〜{\rmmR}$）を既存の\hicm\放出観測と組み合わせることにより、（1）LMCの近距離をマッピングしました。$+50\le\rmv_{LSR}\le+250〜{\rmkm}〜{\rms}^{-1}$の局所静止系（LSR）速度範囲での銀河側の風、（2）その形態と範囲を決定し、（3）その質量、流出速度、および質量負荷係数を推定しました。この風からの\ha\放出は、LMCの\hi\ディスクから通常1度離れていることがわかります。運動学的には、この風の温イオン化相の拡散ガスは、低（$\lesssim100〜{\rmkm}〜{\rms}^{-1}$）と高（$\gtrsim100）の両方で持続することがわかります。〜{\rmkm}〜{\rms}^{-1}$）LMCの\hi\ディスクを基準とした速度。さらに、高速成分が最も強い星形成領域である30〜ドラダスと空間的に整列していることがわかります。したがって、この高速材料は活発な流出を追跡していると結論付けます。ニアサイドLMC流出の暖かい（$T_e\upperx10^4〜\rmK$）イオン化相の質量は$\log{\left（M_{\rmionized}/M_\odot\right）=7.51\pm0.15}$低速成分と高速成分の組み合わせ。イオン化率が75\％で、風がLMCディスクに対して対称であると仮定すると、その合計（中性およびイオン化）質量は$\log{\left（M_{\rmtotal}/M_\odot\right）=7.93}$、その質量流量は$\dot{M}_{\rmoutflow}\upperx1.43〜M_\odot〜\rmyr^{-1}$であり、その質量負荷係数は$\eta\upperx4.54$。私たちの平均質量負荷係数の結果は、以前の\ha\イメージングおよびUV吸収線の研究よりも約2.5倍大きく、これらの研究では流出ガスのほぼ半分が欠落していることを示唆しています。
球状星団ストリームの$ N $ -bodyシミュレーションについて
恒星の潮流は、それらが軌道を回る重力ポテンシャルの特性の敏感なトレーサーであり、それらの密度構造の詳細な観察を使用して、たとえば、標準的なコールドダークマターパラダイム（CDM）。しかし、低質量の暗黒物質サブハロのない生きた$N$体のハローにおける恒星の流れの進化のシミュレーションは、下部構造がない場合でも、流れが小規模で有意な摂動を示すことを示しています。ここでは、高解像度の$N$-bodyシミュレーションを高度な半解析モデルと単純な解析モデルと組み合わせて使用して、$10^4$-$10^5\、\rm{M}_{\odotの質量分解能を示します。このようなシミュレーションを実行するために一般的に使用される}$は、CDMのようなサブハロ集団から予想されるものと同様の大きさの大規模なスプリアスストリーム密度変動を引き起こし、小さいながらも観測可能なスケールでは1桁大きくなります。偽の数値密度の変動が大規模（小規模）でのCDMサブハロの期待をはるかに下回っています。ストリームがシミュレーションの粒子質量からそのような小さな質量まで敏感であることは、暗黒物質のかなりの部分がこのようにクラスター化または集中している場合、たとえばMACHOモデルで、ストリームがこれらの低質量までクラスター化する暗黒物質に敏感であることを示します質量は$10$-$100\、\rm{M}_{\odot}$です。
Caに富む超新星と短いGRBの長距離オフセットを説明するために速度キックは必要ありません
| Title |
No_velocity-kicks_are_required_to_explain_large-distance_offsets_of_Ca-rich_supernovae_and_short-GRBs |
| Authors |
Hagai_B._Perets_and_Paz_Beniamini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11622 |
爆発的な過渡現象の環境は、それらの前駆体を基礎となる星の種族に結び付け、それらの起源の重要な手がかりを提供します。ただし、一部のCaに富む超新星（SNe）と短いガンマ線バースト（sGRB）は、それらのホスト銀河の星の種族から遠く離れた遠隔地にあるように見え、それらの起源や物理的進化の理解に挑戦しています。これらの発見は、いずれかの大きな速度キックがそれらの前駆体に与えられ、それらが長距離に伝播し、それらの遠隔位置に到達することを可能にすることを示唆するモデルを引き起こした。または、それらがハローに存在する高密度の球状星団で形成されたこと。ここでは、代わりに、これらのトランジェントの大きな空間オフセットが、（ほとんどが初期のタイプの）銀河ハローの高度に拡張された基礎となる星の種族の観測によって自然に説明されることを示します。。したがって、これらの過渡現象の原因を説明するために、大きな速度キックやハロー球状星団環境は必要ありません。これらの発見は、Caに富むSNe前駆体の起源について、白色矮星での熱核爆発、およびsGRB前駆体に与えられたノー/スモールナタルキックをサポートします。初期型の銀河には古い星の種族が含まれているため、古い星の種族から生じる過渡現象は、初期型の銀河ホストの割合が大きくなり、その結果、大きなオフセットで過渡現象の割合が大きくなります。これは、初期型銀河と後期型銀河で異なるオフセット分布を示すsGRBとCaリッチSNeの結果によって検証されています。さらに、初期型と後期型の銀河に分割されると、さまざまなトランジェントのオフセットの分布は互いに一致します。最後に、他のトランジェントのオフセット分布（Ia-SNeやFRBなど）の研究でも、同様にホスト銀河タイプを考慮する必要があることを指摘します。
4U1608-52から観測された後期二次ピークを伴う熱核X線バースト
| Title |
Thermonuclear_X-ray_Bursts_with_late_secondary_peaks_observed_from_4U_1608-52 |
| Authors |
Tolga_Guver,_Tugba_Boztepe,_Ersin_Gogus,_Manoneeta_Chakraborty,_Tod_E._Strohmayer,_Peter_Bult,_Diego_Altamirano,_Gaurava_K._Jaisawal,_Tugce_Kocabiyik,_Christian_Malacaria,_Unnati_Kashyap,_Keith_C._Gendreau,_Zaven_Arzoumanian,_Deepto_Chakrabarty |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11637 |
2020年に発生源から観測された爆発の最中および直後にNeutronStarInteriorCompositionExplorer（NICER）によって観測された、4U1608-52からの3つの熱核X線バーストの時間およびスペクトル分析を報告します。光線バーストでは、最初のピークの30秒後と18秒後に2次ピークが検出されます。二次ピークは、熱核X線バーストに似た急速に上昇する指数関数的減衰のような形状を示します。時間分解X線スペクトル分析により、初期ピークのピークフラックス、黒体温度、および見かけの放出半径の値は、4U1608-52で以前に観察されたX線バーストと一致し、2次ピークの値は同じであることが明らかになりました。このソースから観測されたバーストの分布の下端に向かう傾向があります。はるかに低い降着率の間に発生した3番目のX線バーストは、指数関数的減衰からの逸脱の証拠を示さず、前のバーストよりも大幅に明るかった。二次ピークの特性を提示し、短い再発時間バーストまたは二次ピークを伴うバーストのフレームワーク内のイベントについて説明します。現在の観察結果は標準的なシナリオに適合しないことがわかり、火炎の広がりの理解に異議を唱えています。
GRS 1915 + 105のブラックホールスピン、再考
このソースまでの距離の非常に長いベースライン干渉視差測定に基づいて、質量と傾斜の制約を修正した連続体フィッティング法を使用して、GRS1915+105のブラックホールスピンパラメータを推定します。McClinotcketal。で説明されているように、降着円盤が支配的なスペクトル状態として選択されたロッシX線タイミングエクスプローラーの観測を適合させます。（2006）およびMiddletonetal。（2006）、これは以前にこの方法で矛盾したスピン推定を与えました。新しいシステムパラメータを使用すると、両方のデータセットのスピンが増加し、ミドルトンらに$a_*=0.86$の最適なスピンが提供されることがわかりました。データとMcClintockらへの適合性の低さ。データセット。BHSPECモデルの制限である$a_*=0.99$に固定されます。システムパラメータの不確実性の影響を調査し、ミドルトンらの最適なスピンが$a_*=0.4$から0.99の範囲であることを示しています。データセットとMcClintockらへの合理的な適合を可能にします。$\sim10$kpcを超えるシステム距離でほぼ最大のスピンを持つデータセット。これらの見積もりの不確実性と影響について説明します。
GRS 1915 +105とIGRJ17091-3624の降着流特性の類似点と相違点：ケーススタディ
| Title |
Similarities_and_Differences_in_Accretion_Flow_Properties_between_GRS_1915+105_and_IGR_J17091-3624:_a_Case_Study |
| Authors |
Anuvab_Banerjee,_Ayan_Bhattacharjee,_Dipak_Debnath,_Sandip_K._Chakrabarti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11854 |
GRS1915+105とIGRJ17091-3624の変動性クラスで比較分光時間分析を実行して、基礎となる降着流メカニズムに関する推論を導き出します。$\nu$、およびC2クラスのRossiX-RayTimingExplorerの観測が分析の対象として検討されました。降着流のさまざまな成分に対応するさまざまなエネルギー領域でのソースの強度変動を調査し、ディップ/フレアイベント中のこれらの流れ成分の相対的な優位性を推測します。動的光子指数（$\Theta$）の依存性をさまざまなエネルギー帯域の強度と相関させ、ソフトディップ/フレア中のソースからハード/ソフトフェーズへの遷移についてコメントします。また、GRS1915+105の$\nu$変動クラスの場合、ソフトドメインとハードドメインの両方に対応する\sim7.1Hzでの鋭いQPOの存在を報告し、それが示唆する可能な降着フロー構成について説明します。\sim20mHz付近の鋭いQPOは、低および中エネルギー帯域（2.0-6.0keVおよび6.0-15.0keV）のIGRJ17091-3624の$\nu$およびC2クラスで観察されますが、高エネルギー（15.0-60.0keV）では検出されません。）。2.5〜25.0keVのバックグラウンド減算スペクトルには、コンプトン反射成分とともにTCAFも適合しています。観測された変動性を説明するためのもっともらしい降着流メカニズムが提案された。
ガンマ線バースト（GRB）は、最高のエネルギーで検出される天文現象です。ガンマ線光子はメガ電子ボルトのオーダーのエネルギーを運び、空に均一に分布している点のような源から私たちに到着します。典型的なバーストは、約1分間続くパルスの形をしています。地球の大気は非常に高いエネルギーの放射線を透過しないため、バーストは軌道上に配置された衛星に搭載された望遠鏡によって検出されます。検出器ユニット領域による統合されたエネルギーフラックスによって与えられるGRBイベントの総エネルギーは、非常に強力な爆発を目撃していることを意味します。そこでは、非常に大きな電力が短時間で放出されます。宇宙でそのような巨大なエネルギーを得る唯一の方法は、星の崩壊です。
天王星と海王星への将来のミッションによるドップラー追跡を介した重力波の検索
| Title |
Searching_for_gravitational_waves_via_Doppler_tracking_by_future_missions_to_Uranus_and_Neptune |
| Authors |
Deniz_Soyuer,_Lorenz_Zwick,_Daniel_J._D'Orazio,_and_Prasenjit_Saha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11975 |
昨年は、今後10年間の天王星型惑星への宇宙ミッションの重要性を強調する多くの出版物を見てきました。提案されたミッション計画には、木星のスイングバイとそれに続く天王星型惑星への$\sim$10年のクルーズ時間が含まれます。巡航時間は、地球と宇宙船の無線リンクで発生するドップラーシフトを観測することにより、低周波の重力波を検索するために利用できます。重力波に対する将来の天王星型惑星ミッションの感度を計算します。次に、定常状態のブラックホール連星母集団を採用して、極端な質量比のインスピレーション（EMRI）、超大質量（SMBH）、および恒星の質量バイナリブラックホール（sBBH）のマージの検出率の控えめな推定値を導き出します。SMBHの母集団を、SMBHをバイナリにペアリングする銀河の合体から生じるクエーサー$f_\rm{bin}$の割合にリンクします。単一の宇宙船の巡航中の合計10回の40日間の観測では、カッシーニ時代のアラン偏差の場合、SMBH合併の$\mathcal{O}（f_\rm{bin}）\sim0.5$検出が行われる可能性があります。ノイズは$\sim10^2$によって改善されます。EMRIの場合、この数は$\sim\mathcal{O}（0.1）-\mathcal{O}（100）$の間にあり、sBBHの場合は$\sim\mathcal{O}（0.01）$前後であると推定されます。
銀河団A2163の合体における衝撃波面の発見
| Title |
Discovery_of_a_shock_front_in_the_merging_cluster_of_galaxies_A2163 |
| Authors |
Nceba_Mhlahlo,_Loic_Guennou,_Luigina_Feretti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.12163 |
ACO2163は、最も高温（平均$kT=12-15.5$keV）で、$z=0.203$にある非常にX線の過光の合体銀河団の1つです。このクラスターは、ほとんどのマージクラスターで観測される最大の巨大な電波ハローの1つと、候補となる電波遺物をホストしています。最近、このクラスターで3つの合併ショックフロントが検出され、その極端な温度と複雑な構造を説明しています。さらに、以前のXMM-NewtonとChandraの観測は、ガスの「弾丸」が主クラスターを西方向に横切ることに関連し、銀河団ガスを加熱して断熱圧縮をもたらす衝撃波面の存在を示唆していました。「弾丸」の後ろのガスの。この論文の目的は、X線XMM-Newton画像の温度の不連続性と超大型干渉電波望遠鏡（VLA）の電波画像のエッジによって明らかにされたこの衝撃波面の検出について報告することです。また、KAT-7データで、電波ハローの北東部での遺物源の検出について報告し、このクラスターに拡張された遺物が存在することを確認します。X線の輝度エッジは、クラスターの中心から0.2Mpcの距離にある、マッハ数$M=2.2\pm0.3$の衝撃波面に対応します。光度ジャンプからの推定値は$M=1.9\pm0.4$を与えます。衝撃波面の電子、および電波ハロー放射の平均スペクトル指数と「弾丸」に先行する$M=2.2$衝撃波によって予測されたスペクトル指数との間に観測された不一致について簡単に説明します。
Karhunen-Lo \ `eve
eigenimagesを効率的に更新することにより、フルデータレートの太陽系外惑星イメージングでスターライト減算のロックを解除します
| Title |
Unlocking_starlight_subtraction_in_full_data_rate_exoplanet_imaging_by_efficiently_updating_Karhunen-Lo\`eve_eigenimages |
| Authors |
Joseph_D._Long_and_Jared_R._Males |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11634 |
Karhunen-Lo\`eve固有画像の方法に基づく星光減算アルゴリズムは、太陽系外惑星の直接画像化に非常に貴重であることが証明されています。ただし、差分イメージング技術と組み合わせると、実行時のスケーリングが不十分になります。このような観測では、参照フレームとスターライト減算されるフレームは同じデータセットから描画されるため、対象の信号の自己減算を回避するために、処理される各フレームの参照（および固有画像）の新しいサブセットが必要になります。極端な補償光学機器のデータレートは、これを計算上実行可能にする唯一の方法がデータをダウンサンプリングすることであったようなものです。完全なデータセットの事前に計算された特異値分解を更新して、完全な再計算なしでフレーム（つまり「ダウンデート」）を削除し、変更された固有画像を生成する手法を開発します。これにより、同じ時間ではるかに大量のデータを分析できるだけでなく、観測数が増えるにつれて実行時にほぼ線形のスケーリングが示されます。この手法をアーカイブデータに適用し、非常に多数のフレーム$N$に対するスケーリング動作を調査します。結果として得られるアルゴリズムは、$2.6\times$（$N=300$で200の固有画像の場合）から$140\times$（$N=10^4$で）の速度を向上させ、$N$が大きくなるにつれて増加するという利点があります。このアルゴリズムにより、適度な$N$でもKLIPを大幅に加速でき、KLIPパラメーターが大きな$N$データセットの太陽系外惑星の特性にどのように影響するかをすばやく調べることができます。
ガイアEDR3のスプリアス位置天文ソリューションの分類子
| Title |
A_classifier_for_spurious_astrometric_solutions_in_Gaia_EDR3 |
| Authors |
Jan_Rybizki,_Gregory_Green,_Hans-Walter_Rix,_Markus_Demleitner,_Eleonora_Zari,_Andrzej_Udalski,_Richard_L._Smart_and_Andy_Gould |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11641 |
ガイア計画は、天文学の多くの分野に革命をもたらしている14.7億のソースの絶妙な位置天文データを提供することです。これらの情報源のごく一部では、位置天文の解決策は不十分であり、報告された値と不確実性は当てはまらない可能性があります。多くの分析では、これらの偽の結果を認識して切り取ることが重要です。これは通常、ガイアカタログの品質フラグを使用して行われます。ここでは、単一のフラグよりも桁違いにクリーンな「良い」と「悪い」の位置天文ソリューションを分離するためのパスを考案して適用します。テストで検証されたように、99.7％の純度と97.6％の完全性を達成します。データ。明らかに悪い位置天文解の広範なサンプルを考案します。推定視差が4.5シグマ以上で「負」であるソース。おそらく良い解決策の対応するサンプル：極端に負の視差を含まない空のHEALPixパッチのソース。次に、14個の関連するガイアカタログエントリを使用して、単一の「位置天文忠実度」パラメータでキャプチャされたこれら2つのサンプルを区別するニューラルネットをトレーニングします。広範で多様な一連の検証テストは、位置天文の忠実度を評価するための私たちのアプローチが、負の視差が含まれていない体制でも非常にきれいに機能することを示しています。その主な制限は、非常に低いS/N体制にあります。すべてのEDR3の位置天文の忠実度は、仮想天文台を介して照会できます。オープンサイエンスの精神で、コードとトレーニング/検証データを公開し、結果を簡単に再現できるようにします。
2回目と3回目の観測実行におけるLIGO検出器の特性評価
| Title |
LIGO_Detector_Characterization_in_the_Second_and_Third_Observing_Runs |
| Authors |
D._Davis,_J._S._Areeda,_B._K._Berger,_R._Bruntz,_A._Effler,_R._C._Essick,_R._P._Fisher,_P._Godwin,_E._Goetz,_A._F._Helmling-Cornell,_B._Hughey,_E._Katsavounidis,_A._P._Lundgren,_D._M._Macleod,_Z._M\'arka,_T._J._Massinger,_A._Matas,_J._McIver,_G._Mo,_K._Mogushi,_P._Nguyen,_L._K._Nuttall,_R._M._S._Schofield,_D._H._Shoemaker,_S._Soni,_A._L._Stuver,_A._L._Urban,_G._Valdes,_M._Walker,_R._Abbott,_C._Adams,_R._X._Adhikari,_A._Ananyeva,_S._Appert,_K._Arai,_Y._Asali,_S._M._Aston,_C._Austin,_A._M._Baer,_M._Ball,_S._W._Ballmer,_S._Banagiri,_D._Barker,_C._Barschaw,_L._Barsotti,_J._Bartlett,_J._Betzwieser,_R._Beda,_D._Bhattacharjee,_J._Bidler,_G._Billingsley,_S._Biscans,_C._D._Blair,_R._M._Blair,_N._Bode,_P._Booker,_R._Bork,_A._Bramley,_A._F._Brooks,_D._D._Brown,_A._Buikema,_C._Cahillane,_T._A._Callister,_et_al._(224_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11673 |
2回目と3回目の観測実行でのAdvancedLIGO検出器の特性評価により、機器の感度が向上し、検出可能な重力波信号の数が増え、観測されたすべての重力波イベントの確認が可能になりました。この作業では、LIGO検出器の特性を明らかにし、LIGOひずみデータやデータ品質製品などの公開されているデータセットをキュレートするために使用される方法を紹介します。一時的なソースと永続的なソースの両方からの重力波のLIGO-VirgoCollaboration分析におけるこれらのデータセットの重要な役割について説明し、より広範なコミュニティによるLIGOデータの分析をサポートするために、これらのデータセットの出所の詳細を含めます。最後に、検出器の特性評価の役割で予想される変化と、将来の観測実行での高率の重力波アラートとイベントに備えるための現在の取り組みについて説明します。
極低温大口径マッピング実験EXCLAIMの概要と状況
| Title |
Overview_and_status_of_EXCLAIM,_the_experiment_for_cryogenic_large-aperture_intensity_mapping |
| Authors |
Giuseppe_Cataldo,_Peter_Ade,_Christopher_Anderson,_Alyssa_Barlis,_Emily_Barrentine,_Nicholas_Bellis,_Alberto_Bolatto,_Patrick_Breysse,_Berhanu_Bulcha,_Jake_Connors,_Paul_Cursey,_Negar_Ehsan,_Thomas_Essinger-Hileman,_Jason_Glenn,_Joseph_Golec,_James_Hays-Wehle,_Larry_Hess,_Amir_Jahromi,_Mark_Kimball,_Alan_Kogut,_Luke_Lowe,_Philip_Mauskopf,_Jeffrey_McMahon,_Mona_Mirzaei,_Harvey_Moseley,_Jonas_Mugge-Durum,_Omid_Noroozian,_Trevor_Oxholm,_Ue-Li_Pen,_Anthony_Pullen,_Samelys_Rodriguez,_Peter_Shirron,_Gage_Siebert,_Adrian_Sinclair,_Rachel_Somerville,_Ryan_Stephenson,_Thomas_Stevenson,_Eric_Switzer,_Peter_Timbie,_Carole_Tucker,_Eli_Visbal,_Carolyn_Volpert,_Edward_Wollack,_and_Shengqi_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11734 |
極低温大口径マッピングの実験（EXCLAIM）は、宇宙の時間スケールで星形成の履歴を調査し、赤方偏移z<2で星形成率が低下した理由の理解を深める、バルーン搭載の遠赤外線望遠鏡です。暗黒物質のクラスター化。具体的には、EXCLAIMは、強度マッピングとして知られる革新的なアプローチに従って、赤方偏移範囲0<z<3.5にわたるウィンドウ内の赤方偏移一酸化炭素と単一イオン化炭素線の放出をマッピングします。強度マッピングは、個々の銀河を検出する代わりに、累積線放射の輝度変動の統計を測定します。これにより、放出ガスのブラインドで完全な調査が可能になります。この放出を明確に検出するために、EXCLAIMは分光銀河カタログと相互相関します。EXCLAIMミッションは、極低温設計を使用して望遠鏡の光学系を約1.7Kに冷却します。望遠鏡は、90cmの主鏡を備えており、線形領域からショットノイズが支配的なスケールまでの空の空間スケールをプローブします。望遠鏡の光学素子は、6つの{\mu}-Spec分光計モジュールに結合し、周波数帯域420〜540GHzで動作し、スペクトル分解能は512で、マイクロ波動的インダクタンス検出器を備えています。無線周波数システムオンチップ（RFSoC）は、ベースライン設計の検出器を読み取ります。極低温望遠鏡と高感度検出器により、EXCLAIMは上層大気の低放射のスペクトルウィンドウで高感度に到達できます。ここでは、2019年初頭にEXCLAIMプロジェクトが開始されてからのミッションの設計と開発状況の概要を紹介します。
DESIスカイコンティニュアムモニターシステム
| Title |
The_DESI_Sky_Continuum_Monitor_System |
| Authors |
Suk_Sien_Tie,_David_Kirkby,_Paul_Martini,_Claire_Poppett,_Daniel_Pappalardo,_David_Schlegel,_Jonathan_Shover,_Julien_Guy,_Kevin_Fanning,_Klaus_Honscheid,_Michael_Lampton,_Patrick_Jelinsky,_Robert_Besuner,_Kai_Zhang,_David_Brooks,_Peter_Doel,_Yutong_Duan,_Enrique_Gastanaga,_Robert_Kehoe,_Martin_Landriau,_Michael_Levi,_Francisco_Prada,_Gregory_Tarle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11736 |
ダークエネルギー分光計（DESI）は、ダークエネルギーの状態方程式を前例のない精度で測定するための継続的な分光調査です。分光露光時間を動的に調整してより均一なデータ品質を生成し、観測効率を最大化するシステムの一部として夜空の明るさを追跡するDESISkyContinuumMonitorSystemについて説明します。DESI動的露光時間計算機（ETC）は、スカイモニターからの空の明るさの測定値とガイダーシステムからのデータを組み合わせて露光時間を計算し、さまざまな観測条件下でスペクトルの均一な信号対雑音比（SNR）を実現します。DESI設計には20本のスカイファイバーが含まれており、これらは冗長性を提供するために2つの同一のスカイモニターユニットに分割されています。各スカイモニターユニットはSBIGSTXL-6303eCCDカメラを使用し、8ポジションフィルターホイールをサポートします。両方のユニットが完成し、キットピーク国立天文台のメイオール望遠鏡に届けられました。試運転の結果は、スカイモニターがETCに必要なパフォーマンスを提供することを示しています。
{\ mu} -EXCLAIM機器のスペック分光計
| Title |
{\mu}-Spec_Spectrometers_for_the_EXCLAIM_Instrument |
| Authors |
Mona_Mirzaei,_Emily_M._Barrentine,_Berhanu_T._Bulcha,_Giuseppe_Cataldo,_Jake_A.Connors,_Negar_Ehsan,_Thomas_M._Essinger-Hileman,_Larry_A._Hess,_Jonas_W._Mugge-Durum,_Omid_Noroozian,_Trevor_M._Oxholm,_Thomas_R._Stevenson,_Eric_R.Switzer,_Carolyn_G._Volpert,_and_Edward_J._Wollack |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11741 |
EXperimentforCryogenicLarge-ApertureIntensityMapping（EXCLAIM）は、強度マッピングアプローチを使用して、0から3.5までの赤方偏移にわたって一酸化炭素と単一イオン化炭素輝線をマッピングする極低温バルーン搭載機器です。EXCLAIMは、これらの元素ガスと分子ガス、およびそれらが宇宙の時間スケールにわたる星形成プロセスで果たす役割についての理解を広げます。EXCLAIMの極低温望遠鏡の焦点面には、6つの{\mu}スペック分光計が搭載されています。{\mu}-Specは、コンパクトな統合型グレーティングアナログ分光計であり、単結晶シリコン誘電体上の蛇行した超伝導ニオブマイクロストリップ伝送ラインを使用してグレーティングを合成します。また、マイクロストリップアーキテクチャの超伝導アルミニウムマイクロ波動的インダクタンス検出器（MKID）を備えています。EXCLAIMの分光計は、シリコンレンズレットに結合されたハイブリッド平面アンテナを介して望遠鏡の光学系に結合します。分光計は420〜540GHzで動作し、分解能R={\lambda}/{\Delta}{\lambda}=512で、各分光計に355MKIDのアレイを採用しています。分光計の設計は、極低温望遠鏡によって可能になる2x10-18W/\sqrt{Hz}（分光計のレンズレットビームのメインローブへの入力で定義され、9度の半値幅内）のノイズ等価電力（NEP）を目標としています。環境、高感度MKID検出器、および単結晶シリコンの低誘電損失。EXCLAIM用に開発中のこれらの分光計について報告し、分光計とコンポーネントの設計、分光計の製造プロセス、以前のプロトタイプのデモンストレーション以降の製造開発、およびEXCLAIMミッション用の開発の現状について説明します。
データ収集のためのAMIGA組み込みシステムの設計と実装
| Title |
Design_and_implementation_of_the_AMIGA_embedded_system_for_data_acquisition |
| Authors |
The_Pierre_Auger_Collaboration:_A._Aab,_P._Abreu,_M._Aglietta,_J.M._Albury,_I._Allekotte,_A._Almela,_J._Alvarez-Mu\~niz,_R._Alves_Batista,_G.A._Anastasi,_L._Anchordoqui,_B._Andrada,_S._Andringa,_C._Aramo,_P.R._Ara\'ujo_Ferreira,_J._C._Arteaga_Vel\'azquez,_H._Asorey,_P._Assis,_G._Avila,_A.M._Badescu,_A._Bakalova,_A._Balaceanu,_F._Barbato,_R.J._Barreira_Luz,_K.H._Becker,_J.A._Bellido,_C._Berat,_M.E._Bertaina,_X._Bertou,_P.L._Biermann,_V._Binet,_T._Bister,_J._Biteau,_J._Blazek,_C._Bleve,_M._Boh\'a\v{c}ov\'a,_D._Boncioli,_C._Bonifazi,_L._Bonneau_Arbeletche,_N._Borodai,_A.M._Botti,_J._Brack,_T._Bretz,_P.G._Brichetto_Orchera,_F.L._Briechle,_P._Buchholz,_A._Bueno,_S._Buitink,_M._Buscemi,_K.S._Caballero-Mora,_L._Caccianiga,_F._Canfora,_I._Caracas,_J.M._Carceller,_R._Caruso,_A._Castellina,_F._Catalani,_et_al._(329_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11747 |
AugerMuonInfillGroundArray（AMIGA）は、PierreAugerObservatoryのAugerPrimeアップグレードの一部です。これは、23.5km$^2$の大きな充填アレイを形成する、水チェレンコフステーションの隣の地下2.3mに埋められたパーティクルカウンターで構成されています。この密度の高い領域で検出器間の距離が短くなると、一次宇宙線再構成のエネルギーしきい値を約10$^{17}$eVまで下げることができます。2.3mの深さでは、宇宙線シャワーの電磁成分がほぼ完全に吸収されるため、埋め込みシンチレータは、エアシャワーのミューオン含有量を独立して直接測定します。この作業では、AMIGA組み込みシステムの設計と実装について説明します。このシステムは、検出器に集中制御、データ収集、および環境監視を提供します。提示されたシステムは、2017年に終了したエンジニアリングアレイフェーズで最初にテストされ、最近、生産フェーズのすべての新しい検出器にインストールされる最終設計として選択されました。このシステムは堅牢で信頼性が高いことが証明されており、最初の導入以来安定して機能しています。
Mayall4メートル望遠鏡への暗黒エネルギー分光計器の設置
| Title |
Installation_of_the_Dark_Energy_Spectroscopic_Instrument_at_the_Mayall_4-meter_telescope |
| Authors |
Robert_Besuner,_Lori_Allen,_Charles_Baltay,_David_Brooks,_Pierre-Henri_Carton,_Peter_Doel,_John_Donaldson,_Yutong_Duan,_Patrick_Dunlop,_Jerry_Edelstein,_Matt_Evatt,_Parker_Fagrelius,_Enrique_Gazta\~naga,_Derek_Guenther,_Gaston_Gutierrez,_Michael_Hawes,_Klaus_Honscheid,_Pat_Jelinsky,_Richard_Joyce,_Armin_Karcher,_Martin_Landriau,_Michael_Levi,_Christophe_Magneville,_Robert_Marshall,_Paul_Martini,_Daniel_Pappalardo,_Claire_Poppett,_Francisco_Prada,_Ashley_J._Ross,_Michael_Schubnell,_Ray_Sharples,_William_Shourt,_Joseph_Silber,_David_Sprayberry,_Bob_Stupak,_Gregory_Tarle,_Kai_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11794 |
ダークエネルギー分光計器（DESI）は、バリオン音響振動技術を使用して宇宙の膨張履歴を測定するステージIVの地上ベースのダークエネルギー実験です。実験期間中、14000平方度を超える3500万個の銀河とクエーサーのスペクトルが測定されます。2019年後半に完成したMayall4m望遠鏡での機器の主要要素の設置について説明します。以前のプライムフォーカスコレクター、スパイダーベーン、および上部リングは、MayallのSerrurierトラスから削除され、新しく構築されたDESIリングに置き換えられました。、ベーン、ケージ、ヘキサポッド、および光学補正装置。新しい補正装置は、レーザートラッカーシステムを使用して主鏡と光学的に位置合わせされました。DESIフォーカルプレーンシステムはコレクターに統合され、カスタムインストールハードウェアとレーザートラッカーを使用して、10個の500ファイバーポジショナーペタルセグメントのそれぞれがインストールされました。ラージクードルームの新しく組み立てられたクリーンルームに、30個のクライオスタットを備えた10個のDESIスペクトログラフが設置されました。焦点面のポジショナーから5000本の光ファイバーを運ぶ10本のケーブルは、赤緯軸と時角軸のケーブルラップを介して望遠鏡に配線され、それらの一体型スリットヘッドは10個の分光器と統合されました。ファイバービューカメラアセンブリは、Mayallのプライマリミラーセルに取り付けられました。機器制御システム用のサーバーは、既存のコンピューター機器に取って代わりました。完全に統合された機器が試運転され、運用フェーズを開始する準備が整いました。
低周波数でのソースノイズの測定：最新の干渉計への影響
| Title |
A_Measurement_of_Source_Noise_at_Low_Frequency:_Implications_for_Modern_Interferometers |
| Authors |
John_Morgan_and_Ron_Ekers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11851 |
MurchisonWidefieldArrayを使用した162MHzでの時間領域でのソースノイズの検出について報告します。観測中、ターゲットソースのVirgoA（M87）のフラックスは、単一のアンテナによって検出される総電力に$\sim$1\％しか寄与しません。したがって、このソースノイズの検出は、アレイ全体は、単一のアンテナからのノイズに匹敵します。検出されたソースノイズの大きさは、予測と正確に一致しています。この適度に強い体制でのソースノイズが、現在および将来の機器での観測に与える影響を検討します。
サイモンズ天文台小口径望遠鏡の概要
| Title |
Simons_Observatory_Small_Aperture_Telescope_overview |
| Authors |
Kenji_Kiuchi,_Shunsuke_Adachi,_Aamir_M._Ali,_Kam_Arnold,_Peter_Ashton,_Jason_E._Austermann,_Andrew_Bazako,_James_A._Beall,_Yuji_Chinone,_Gabriele_Coppi,_Kevin_D._Crowley,_Kevin_T._Crowley,_Simon_Dicker,_Bradley_Dober,_Shannon_M._Duff,_Giulio_Fabbian,_Nicholas_Galitzki,_Joseph_E._Golec,_Jon_E._Gudmundsson,_Kathleen_Harrington,_Masaya_Hasegawa,_Makoto_Hattori,_Charles_A._Hill,_Shuay-Pwu_Patty_Ho,_Johannes_Hubmayr,_Bradley_R._Johnson,_Daisuke_Kaneko,_Nobuhiko_Katayama,_Brian_Keating,_Akito_Kusaka,_Jack_Lashner,_Adrian_T._Lee,_Frederick_Matsuda,_Heather_McCarrick,_Masaaki_Murata,_Federico_Nati,_Yume_Nishinomiya,_Lyman_Page,_Mayuri_Sathyanarayana_Rao,_Christian_L._Reichardt,_Kana_Sakaguri,_Yuki_Sakurai,_Joseph_Seibert,_Jacob_Spisak,_Osamu_Tajima,_Grant_P._Teply,_Tomoki_Terasaki,_Tran_Tsan,_Samantha_Walker,_Edward_J._Wollack,_Zhilei_Xu,_Kyohei_Yamada,_Mario_Zannoni,_and_Ningfeng_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11917 |
サイモンズ天文台（SO）は、チリのアタカマ砂漠からの宇宙マイクロ波背景放射（CMB）実験で、3つの小口径望遠鏡（SAT）と1つの大口径望遠鏡（LAT）で構成されています。合計で、SOは、多数の宇宙論的量を測定または制約するために必要な感度を達成するために、27〜280GHzを中心とする6つのスペクトルバンドで60,000を超える遷移エッジセンサー（TES）ボロメータをフィールドします。この作業では、CMBの次数スケールでBモードと呼ばれるパリティ奇数偏波パターンとして検出される原始重力波を検索するように最適化されたSATに焦点を当てます。各SATは、100mKで動作するTESアレイを備えた単一の光学チューブを採用しています。ハイスループット光学システムは、42cmの開口部と、直径36cmの焦点面に結合された35度の視野を備えています。光学系は、3つのメタマテリアル反射防止コーティングされたシリコンレンズで構成されています。迷光を最小限に抑えるために、設計された黒体吸収体を備えた極低温リングバッフルが光学チューブに取り付けられています。光学管全体が1Kに冷却されます。開口絞りの空側近くにある極低温の連続回転半波長板は、大気変動の影響を最小限に抑えるのに役立ちます。望遠鏡のウォームバッフルは、フォアバッフル、エレベーションステージに取り付けられた共動シールド、および固定されたグラウンドシールドで構成されており、これらが一緒になって反対側のサイドローブを制御し、地上同期の系統分類を緩和します。SAT開発の状況をご紹介します。
DESI用の10個の分光器ユニットのテスト：アプローチと結果
| Title |
Testing_the_10_spectrograph_units_for_DESI:_approach_and_results |
| Authors |
S._Perruchot,_P.-E._Blanc,_J._Guy,_L._Le_Guillou,_S._Ronayette,_X._R\'egal,_G._Castagnoli,_A._Le_Van_Suu,_E._Sepulveda,_E._Jullo,_J.-G._Cuby,_S._Karkar,_P._Ghislain,_P._Repain,_P.-H.Carton,_C._Magneville,_A._Ealet,_S._Escoffier,_A._Secroun,_K._Honscheid,_A._Elliot,_P._Jelinsky,_D._Brooks,_P._Doel,_Y._Duan,_J._Edelstein,_J._C._Estrada,_E._Gasta\~naga,_A._Karcher,_M._Landriau,_M._Levi,_P._Martini,_P.,_N._Palanque-Delabrouille,_F._Prada,_G._Tarle,_K._Zhang_(for_the_DESI_collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.12181 |
最近委託された暗黒エネルギー分光計器（DESI）は、バリオン音響振動技術を使用して宇宙の膨張履歴を測定します。実験期間中、14000平方度を超える3500万個の銀河とクエーサーのスペクトルが測定されます。KPNOMayall望遠鏡用の新しいプライムフォーカスコレクターは、5000個の光ファイバーポジショナーに光を送ります。次に、ファイバーは10個の広帯域分光器に給電します。エクスマルセイユ大学（AMU）とCNRS研究所（LAM、OHP、CPPM）のコンソーシアム、LPNHE（CNRS、IN2P3、ソルボンヌ大学、パリ大学）、ペルテュイに本拠を置くWINLIGHTSystems社（フランス）は、クライオスタット、シャッター、その他のメカニズムを備えた10台のフルスペクトログラフの性能要件の統合と検証を担当していました。短時間のスケジュールでシステムの効率的な検証を可能にした活動の概要を示します。主な結果について詳しく説明します。私たちは、私たちのアプローチの利点とその限界を強調します。
こと座RR星の遅延時間分布：古い星の種族のモデルに関する新しい展望
| Title |
The_RR_Lyrae_Delay-Time_Distribution:_A_Novel_Perspective_on_Models_of_Old_Stellar_Populations |
| Authors |
Sumit_K._Sarbadhicary,_Mairead_Heiger,_Carles_Badenes,_Cecilia_Mateu,_Jeffrey_Newman,_Robin_Ciardullo,_Na'ama_Hallakoun,_Dan_Maoz,_and_Laura_Chomiuk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11618 |
遅延時間分布（DTD）は、星形成の仮想バースト後の時間の関数としてのオブジェクトのクラスの発生率です。DTDは主に、超新星前駆体の恒星進化シナリオの統計的検定として使用されますが、他の多くのクラスの天体に適用できます。OGLE-IV調査の29,810RRLyraeと大マゼラン雲（LMC）の恒星年齢分布（SAD）のマップを使用して、RRLyrae変数の最初のDTDを計算します。OGLE-IVRRLyraeの$\sim46\％$は、8Gyrより古い遅延時間（主系列の前駆体の質量が1M$_{\odot}$未満）に関連付けられており、既存のものと一致していることがわかります。年齢に制約がありますが、驚くべきことに、RRLyraeの約$51\％$には、遅延時間$1.2-8$Gyrがあります（LMC金属量での主系列質量は$1〜2$M$_{\odot}$です）。この中年の信号は、混雑の心配が少ないバー地域の外でも持続します。この信号がないと、OGLE-IVRRLyraeの空間分布がLMCのSADマップと一致しないことを確認しました。中年のRRLyraeチャネルは、中年のクラスターにRRLyraeがないこと（少数の統計の問題に注意）、およびLMC星の年齢-金属量の制約と緊張しているため、DTDの結果はおそらく体系的な不確実性を示していますおそらく、構築方法や使用されている恒星進化モデルに起因する、古い星の種族のSAD測定にまだ存在している可能性があります。この問題をさらに調査するためのテストについて説明しました。
球状星団のAPOGEE観測を使用した3DおよびNLTEモデルのプロービング
| Title |
Probing_3D_and_NLTE_models_using_APOGEE_observations_of_globular_cluster_stars |
| Authors |
T._Masseron,_Y._Osorio,_D.A.Garc\'ia-Hern\'andez,_C._Allende_Prieto,_O._Zamora,_Sz._M\'esz\'aros |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11643 |
流体力学的（または3D）および非局所的な熱力学的平衡（NLTE）効果は、存在量分析に影響を与えることが知られています。ただし、3DおよびNLTEモデルの観測量テストはほとんどありません。大規模な分光調査データを利用して、3DおよびNLTEモデルの存在量予測をテストする新しい方法を開発しました。アパッチポイント天文台銀河進化実験（APOGEE）スペクトル（Hバンド）の行ごとの分析を、高精度スペクトルを特徴付けるブリュッセル自動コード（BACCHUS）で使用します。APOGEE調査では、多数の球状星団K巨人について、Mg、Si、Ca、およびFeの行ごとの存在量を計算します。この行ごとの分析をNLTEおよび3D予測と比較します。1D-NLTEモデルは正しい方向に修正を提供しますが、異なるモデル間には量的な不一致があります。信頼できる衝突断面積を含むモデルのデータとのより良い一致を観察します。LTEで3Dスペクトルを計算する場合、データとモデルの一致は必ずしも満足できるものではありません。ただし、公正な比較のために、3D補正は、同一の恒星パラメータを持つ1Dモデルではなく、自己無撞着に導出された恒星パラメータを使用して計算する必要があることに注意してください。最後に、HバンドのFe線に対する3DおよびNLTEの影響に焦点を当てます。ここでは、光学系の値に対する存在量の系統的な違いを観察します。我々の結果は、Hバンドから得られた金属量が金属の少ない巨人でより正確であることを示唆している。より多くの原子データと拡張された自己無撞着な3D-NLTE計算を行う必要があります。3DおよびNLTEモデルをテストするために開発した方法は、他の線や要素に拡張でき、特に大規模な分光学的調査に適しています。
星と惑星の形成をつなぐ。 I--TIGREによるホスト星の分光学的特性評価
| Title |
Connecting_the_formation_of_stars_and_planets._I_--_Spectroscopic_characterization_of_host_stars_with_TIGRE |
| Authors |
L._M._Flor-Torres,_R._Coziol,_K.-P._Schr\"oder,_D._Jack,_J._H._M._M._Schmitt,_and_S._Blanco-Cuaresma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11666 |
星の形成と惑星の形成の関係を探るために、メキシコのグアナファトに設置されたTIGRE望遠鏡用に、\textsf{iSpec}を使用した新しい半自動スペクトル分析法が開発されました。TIGREは、解像度R$\simeq20000$のエシェル分光器（HEROS）を備えた1.2mのロボット望遠鏡です。\textsf{iSpec}は、星の基本的なパラメータ（有効温度、$T_{\rmeff}$、表面重力、$\logg$、金属量、$[）を均一に決定できる星の合成スペクトルフィッティングプログラムです。M/H]$と$[Fe/H]$、および回転速度、$V\sini$。この最初の記事では、TIGREで得られた太陽系外惑星のホストである46個の星のスペクトルを分析することによって私たちの方法をテストします。
黒点陰影の境界上の垂直磁場
12の安定した単一黒点が2つの側面で調査されました。黒点の陰影の外側の境界は、独立した数学的方法によって決定され、これらの境界での磁場の垂直成分が見つかりました。連続体と磁場のセグメントを使用して、SDOステーションからのデータを分析しました。広範囲の黒点場において、輪郭に沿った磁場平均は弱く変化するが、特定のスポットにおける磁場自体の垂直成分は、半影の繊維構造を反映する定義された輪郭に沿って著しく変化することが示されている。フィールド。
星と惑星の形成をつなぐ。 II：星の角運動量と惑星の角運動量を結合する
| Title |
Connecting_the_formation_of_stars_and_planets._II:_coupling_the_angular_momentum_of_stars_with_the_angular_momentum_of_planets |
| Authors |
L._M._Flor-Torres,_R._Coziol,_K.-P._Schr\"oder,_D._Jack,_and_J._H._M._M._Schmitt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11676 |
太陽系外惑星のホストである46個の星のサンプルを使用して、それらの形成プロセスとそれらの周りを回転する惑星の形成との間の関係を検索します。サンプルを2つの星に分けて、高質量の太陽系外惑星（HME）と低質量の太陽系外惑星（LME）をホストしていると、前者の方が質量が大きく、後者よりも速く回転することがわかりました。また、HMEはLMEよりも高い軌道角運動量を持ち、移動によってより多くの角運動量を失っていることもわかりました。これらの結果は、星の質量が大きく回転が大きいほど、その原始惑星の円盤と回転が大きくなり、惑星からの角運動量の抽出がより効率的になるという見解と一致しています。
$ \ tau ^ {9} $ Eri：5。95日二重線分光連星の明るい脈動磁気Bp星
| Title |
$\tau^{9}$_Eri:_A_bright_pulsating_magnetic_Bp_star_in_a_5.95-day_double-lined_spectroscopic_binary |
| Authors |
K._Woodcock_(1),_G._A._Wade_(1),_O._Kochukhov_(2),_J._Sikora_(3),_A._Pigulski_(4)_((1)_Royal_Military_College_of_Canada,(2)_Uppsala_University,(3)_Bishop's_University,(4)_University_of_Wroclaw) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11732 |
$\tau^{9}$Eriは、単一線の分光連星であると以前に報告されたBp星です。17個のESPaDOnS分光偏光（ストークス$V$）観測を使用して、二次成分の弱いスペクトル線を特定し、一次成分に強い磁場を検出しました。両方のコンポーネントの視線速度の軌道解析を実行して、$5.95382（2）$日の周期でわずかに偏心した軌道（$e=0.129$）を見つけました。一次磁場の縦磁場（$B_\ell$）は、ストークス$V$プロファイルのそれぞれから測定され、典型的なエラーバーは10G未満でした。Fe線のみに対応するLSDプロファイルの相当幅（EW）はまた、測定されます。$B_\ell$とEWの両方の測定値、およびヒッパルコス、SMEI、TESSの測光データの周波数分析を実行しました。測光観測のすべてのセットは、Bp星の自転周期の2つの明確で強力な候補を生成します：1。21日と3。82日。$B_\ell$およびEWの測定値は、3。82日の期間のみと一致しています。HD25267は、後期型のBp星（M=$3.6_{-0.2}^{+0.1}M_\odot$、T=$12580_{-120}^{+150}$K）で構成されていると結論付けます。自転周期3.82262（4）日、周回5.95382（2）日、後期A/初期Fタイプの二次コンパニオン（M=$1.6\pm0.1M_\odot$、T=$7530_{-510}^{+580}$K）。Bp星の磁場はほぼ双極であり、$i=41\pm2^{\circ}$、$\beta=158\pm5^{\circ}$、$B_{\rmd}=1040\pm50$G.すべての証拠は、測光で検出された強い$1.209912（3）$の日周期と、プライマリの$g$モードの脈動から生じる他のいくつかの弱い測光信号を示しています。
LAMOST調査からの2つの炭素星のHCT / HESP研究
炭素および中性子捕獲元素が強化された炭素星は、銀河の元素合成の歴史に関する豊富な情報を提供します。この作業では、炭素星LAMOSTJ091608.81+230734.6の初めての詳細な存在量分析と、オブジェクトLAMOSTJ151003.74+305407.3の中性子捕獲元素の詳細な存在量分析を紹介します。LAMOSTJ151003.74+305407.3の元素C、O、Mg、Ca、Cr、Mn、およびNiの存在量に関する最新情報も示されています。私たちの分析は、ハンレのIAOにあるヒマラヤチャンドラ望遠鏡（HCT）に取り付けられたハンレエシェル分光器（HESP）を使用して得られた高分解能スペクトルに基づいています。恒星の大気パラメータ（T$_{eff}$、logg、微小乱流${\zeta}$、金属量[Fe/H]）は、（4820、1.43、1.62、$-$0.89）および（4500、1.55、1.24、$-$1.57）、これら2つのオブジェクトそれぞれ。いくつかの元素、C、N、O、Na、$\alpha$元素、Feピーク元素、および中性子捕獲元素の存在量の推定値Rb、Sr、Y、Zr、Ba、La、Ce、Pr、Nd、SmとEuが表示されます。私たちの分析は、星LAMOSTJ151003.74+305407.3がCEMP-r/s星であり、LAMOSTJ091608.81+230734.6がCH巨人であることを示しています。重元素のiプロセスモデルの収量（[X/Fe]）が、パラメトリックモデルベースの分析に基づいて、CEMP-r/s星の観測された存在量を説明できるかどうかを調べました。中性子密度に依存する[Rb/Zr]比で得られた負の値は、両方の星の以前の低質量AGBコンパニオンを確認します。運動学的分析は、LAMOSTJ151003.74+305407.3が銀河ハロー集団に属し、LAMOSTJ091608.81+230734.6が円盤集団に属することを示しています。
CHおよび炭素-強化金属-貧弱（CEMP）星における中性子捕獲元素の存在量
| Title |
Abundances_of_neutron-capture_elements_in_CH_and_Carbon-Enhanced_Metal-Poor_(CEMP)_stars |
| Authors |
Meenakshi_Purandardas_and_Aruna_Goswami |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11823 |
Feより重い元素はすべて、低速（-s）または高速（-r）の中性子捕獲プロセスによって生成されます。恒星サイトで優勢な中性子密度は、中性子捕獲プロセスのタイプを決定する主要な要因の1つです。CH星とCEMPの両方を含む6つの星の高解像度スペクトル分析から得られた絶対炭素存在量、[C/N]比、炭素同位体比、および[hs/ls]比の補正値の推定に基づいた結果を提示します。出演者。すべての星は、中性子捕獲元素の増強を示しています。A（C）対[Fe/H]の図におけるこれらのオブジェクトの位置は、それらがグループIのオブジェクトであり、炭素および中性子捕獲元素の外部起源を持っていることを示しています。これらのオブジェクトについて推定された炭素同位体比の低い値は、いくつかの外部ソースに起因する可能性もあります。炭素同位体比は混合の良い指標であるため、12C/13C比の推定値を使用して、星の混合の発生を調べました。オブジェクトHD30443は、log（L/L0）>2.0の星の赤色巨星分枝（RGB）バンプの後に通常発生する追加の混合プロセスを経験した可能性がありますが、残りのオブジェクトは、そのような混合プロセスを経たという証拠を示していません。。これらのオブジェクトで得られた[C/N]比の値が高いことは、これらのオブジェクトのいずれも強力な内部混合プロセスを経験していないことも示しています。炭素と中性子捕獲元素の推定存在量、および存在比に基づいて、オブジェクトをさまざまなグループに分類しました。オブジェクトHE0110-0406、HD30443、およびCD-382151はCEMP-s星であることがわかっていますが、HE0308-1612およびHD176021は、中程度の炭素増強を伴うCH星の特徴的な特性を示しています。rプロセス要素とsプロセス要素の両方が強化されたオブジェクトCD-281082は、CEMP-r/sグループに属していることがわかります。
大規模な原始星系NGC6334I-MM1の異常な爆発：同時フレアイベント中の水メーザーの空間運動学
| Title |
The_Extraordinary_Outburst_in_the_Massive_Protostellar_System_NGC6334I-MM1:_Spatio-kinematics_of_Water_Masers_during_a_Contemporaneous_Flare_Event |
| Authors |
James_O._Chibueze,_Gordon_C._Macleod,_Jakobus_M._Vorster,_Tomoya_Hirota,_Crystal_L._Brogan,_Todd_R._Hunter_and_Ruby_Van_Rooyen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11913 |
NGC6334I-MM1での噴火降着イベントに続いて、水メーザーを含むさまざまなメーザー種のフレアが引き起こされました。巨大な星形成領域NGC6334Iに関連する高度に変動する水メーザーの観測された相対的な固有運動を報告します。高速H$_2$Oメーザー固有運動が、CM2-W2（バウショック構造）、MM1-W1、MM1-W3、UCHII-W1、およびUCHII-W3の5つのメーザークラスターで検出されました。導出された相対固有運動の全体的な平均は85kms$^{-1}$です。これは、固有運動がVLAマルチエポック観測からの以前の結果と一致していることを意味します。メーザー固有運動の位置と速度の分散および共分散行列分析は、その主軸が$-$79.4$^\circ$の位置角を持ち、MM1Bの周りのダストキャビティを切断し、北西-南東方向に整列していることを示しています。。これを、CM2ショックとメーザー運動を駆動するジェットの軸として解釈します。MM1-W1の複雑な固有運動は、MM1の北東南西の双極流出、CS（6-5）南北のコリメートされた双極流出、および無線ジェットの複合的な影響によって説明できます。UCHII-W1のH$_2$Oメーザーの相対的な固有運動は、MM1B原始星のジェットではなく、MM3-UCHIIによって駆動される可能性があります。全体として、H$_2$Oメーザーの降着後のバーストの相対的な固有運動は、ジェット運動の衝撃を追跡します。
太陽プラージュ領域で観測された磁気音響振動
| Title |
Magneto-acoustic_oscillations_observed_in_a_solar_plage_region |
| Authors |
Haisheng_Ji,_Parida_Hashim,_Zhenxiang_Hong,_Zhe_Xu,_Jinhua_Shen,_Kaifan_Ji,_and_Wenda_Cao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11998 |
太陽プラージュ領域（光球の白斑に対応）の10x10サブエリアにおける視線（LOS）磁場の時間プロファイルに関する準周期的摂動について広範な研究を行いました。摂動は、百万度のプラズマを伴うループに接続されているコケ領域でのHeI10830A吸収の増強に関連していることがわかっています。摂動に対するFFT分析では、ドップラー速度と同様の種類のスペクトルが得られます。これは、約5分の離散周期の数です。磁気摂動の振幅は、これらのサブエリア全体の磁場強度に比例することがわかります。さらに、磁気摂動は、pモードのドップラー速度に関して同相で4分の1サイクル遅れています。この関係は、高\b{eta}プラズマの電磁流体振動のMHDソリューションで十分に説明できることを示しています。観測分析はまた、磁場が強い領域と弱い領域の2つの領域では、摂動が常に逆位相であることを示しています。すべての発見は、磁気摂動が実際には太陽表面、光球上の磁気音響振動であり、pモード振動によって動力を供給されていることを示しています。調査結果は、磁気音響振動と太陽上層大気の加熱との関係、および日震学におけるそれらの役割を調査するための新しい診断ツールを提供する可能性があります。
$ \ rho $ Oph地域がGaiaEDR3で再訪
| Title |
The_$\rho$_Oph_region_revisited_with_Gaia_EDR3 |
| Authors |
Natalie_Grasser,_Sebastian_Ratzenb\"ock,_Jo\~ao_Alves,_Josefa_Gro{\ss}schedl,_Stefan_Meingast,_Catherine_Zucker,_Alvaro_Hacar,_Charles_Lada,_Alyssa_Goodman,_Marco_Lombardi,_John_C._Forbes,_Immanuel_M._Bomze,_Torsten_M\"oller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.12200 |
環境。若くて埋め込まれた星の種族は、星形成プロセスの重要なプローブです。逆説的ですが、わずかに進化した光学的に見える若い個体群よりも、近くに埋め込まれた若い個体群の人口調査が優れています。ガイアデータの高精度測定と全天カバレッジは、この状況を変えようとしています。目的。この作業は、$\rho$Oph地域のYSOのこれまでで最も完全なサンプルを構築することを目的としています。メソッド。文献から761個のへびつかい座YSOのカタログを編集し、ガイアEDR3、ガイア-ESO、およびAPOGEE-2調査とクロスマッチさせます。このカタログに多変量分類アルゴリズムを適用して、新しい共動人口候補を特定します。結果。$\rho$Oph地域に属するガイアEDR3カタログで173の新しいYSO候補が見つかりました。新しいソースは主にクラスIIIのM星と亜恒星天体であるように見え、既知のメンバーよりも消滅していません。ディスクを使用して、これまで知られていなかった19のソースが見つかりました。サンプル全体の固有運動分布を分析すると、明確に定義されたバイモダリティが明らかになり、2つの異なる母集団が同様の3Dボリュームを共有していることがわかります。最初の集団は、へびつかい座ロー星とへびつかい座の主な雲（L1688、L1689、L1709）の周りの若い星団で構成されています。対照的に、2番目の母集団はより古く（$\sim$10Myr）、分散しており、明確な固有運動をしており、Upper-Scoグループの一部である可能性があります。2つの個体群は約3.8km/sで互いに離れており、約4Myrで重なり合うことはありません。最後に、文献の47のソースを詐欺師としてフラグを立てます。これは、$\rho$Oph母集団の平均距離と固有運動特性からの大きな偏差を示すソースです。私たちの結果は、星の種族分析を改善するための正確な3D空間と運動情報の重要性を示しています。（要約）
アクシオンに関連するペッチェイ・クイン対称性がインフレーション後に復元されたことがあれば、アクシオンストリングは必然的に確率的重力波バックグラウンドへの寄与を生み出します。有効場の理論解析と数値シミュレーションを組み合わせることで、結果として得られる重力波スペクトルが、低周波数で大幅に強化された振幅を持つスケール不変形式からの対数偏差を持っていることを示します。その結果、減衰定数が$10^{14}〜{\rmGeV}$を超え、質量が$10^{-18}〜{\rmeV}$から$10^{の間の、単一の超軽量アクシオンのような粒子になります。-28}〜{\rmeV}$は、観測可能な重力波スペクトルにつながり、暗黒物質の過剰生成、等曲率、および暗黒放射による膨張後のシナリオの制約と互換性があります。スペクトルは広範囲の周波数に及ぶため、結果として得られる信号は複数の実験で検出できます。このような減衰定数について、インフレーション後にペッチェイ・クイン対称性を復元できる簡単な方法について説明します。また、私たちの結果に照らして、最近考えられるNANOgrav信号についてコメントします。
重力波による丘の上の超自然的な膨張のテスト
小磁場インフレーションのスケールは、テンソル対スカラー比$r$の測定による原始重力波を介して制約することはできません。この研究では、丘の上の超自然的なインフレーションの終わりに対称性の破れの後に宇宙ひもが生成される場合、この小磁場インフレーションモデルは宇宙ひもからの重力波の生成を通じてテストできることを示します。重力波検出器の将来の実験では、モデル内のパラメーター空間を決定するか、さらに制約します。
LISA-Taijiネットワークからの重力波標準サイレンによる宇宙論的パラメータ推定
| Title |
Cosmological_parameter_estimation_with_gravitational-wave_standard_sirens_from_the_LISA-Taiji_network |
| Authors |
Ling-Feng_Wang,_Shang-Jie_Jin,_Jing-Fei_Zhang,_Xin_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.11882 |
LISAとTaijiは、将来、宇宙ベースの重力波（GW）検出ネットワークを形成することが期待されています。この作業では、LISA-TaijiネットワークからのGW標準サイレン観測を使用して、宇宙論的パラメーター推定の予備予測を行います。LISAとTaijiの間の構成角度$40^{\circ}$に基づいて、標準のサイレンデータをシミュレートします。大規模なブラックホール連星（MBHB）の母集団の3つのモデル、つまりポップIII、Q3nod、およびQ3dは、MBHB合併のイベントを予測すると見なされます。分析を行うための代表として、$\Lambda$CDM、$w$CDM、およびCPLモデルを選択します。動的暗黒エネルギーモデルの場合、LISA-太極拳ネットワークは、単一の太極拳ミッションと比較して、暗黒エネルギーの状態方程式パラメーターの制約を大幅に改善できることがわかりました。LISA-TaijiネットワークからのGW標準サイレンは、将来、暗黒エネルギーの性質を理解する上で有用な宇宙論的プローブになると結論付けられています。
グローバルミューオン検出器ネットワークで観測された2018年8月の特異なICMEイベント
| Title |
A_Peculiar_ICME_Event_in_August_2018_Observed_with_the_Global_Muon_Detector_Network |
| Authors |
W._Kihara,_K._Munakata,_C._Kato,_R._Kataoka,_A._Kadokura,_S._Miyake,_M._Kozai,_T._Kuwabara,_M._Tokumaru,_R._R._S._Mendon\c{c}a,_E._Echer,_A._Dal_Lago,_M._Rockenbach,_N._J._Schuch,_J._V._Bageston,_C._R._Braga,_H._K._Al_Jassar,_M._M._Sharma,_M._L._Duldig,_J._E._Humble,_P._Evenson,_I._Sabbah,_and_J._K\'ota |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.12009 |
高エネルギー宇宙線の地球規模の観測が、2018年8月に磁気嵐を引き起こす大規模な磁束ロープの固有の特性の理解に貢献することを示します。2018年8月25日の弱い惑星間衝撃の後、磁束ロープは予想外に大きなものを引き起こしました地磁気嵐。フラックスロープは共回転相互作用領域を伴い、フラックスロープに続く高速太陽風によって圧縮されたため、このイベントは地理的に有効になった可能性があります。実際、予想通り、フラックスロープ内の宇宙線データでフォーブッシュ減少が観察され、衝撃がフラックスロープの後縁近くでも観察される前に、変調されていないレベルを超える有意な宇宙線密度の増加が観察されました。宇宙線密度の増加は、共回転相互作用領域がフラックスロープの自由な膨張を防ぎ、後縁近くで圧縮をもたらすため、フラックスロープの後縁近くの宇宙線の断熱加熱の観点から解釈することができます。宇宙線密度の北東方向の空間勾配も宇宙線密度の増加中に導き出され、後縁近くの加熱の中心が地球の北東に位置していることを示唆している。これは、高エネルギー宇宙線の観測が、コロナ質量放出と周囲との相互作用の3次元巨視的画像を観測的に制約するために、宇宙線測定からのみ導き出せる情報を提供することを示す最良の例の1つです。大きな磁気嵐の予測に不可欠な太陽風。
| Title |
Some_aspects_of_the_cosmological_dynamics_in_Einstein-Gauss-Bonnet_gravity |
| Authors |
Dmitry_Chirkov_and_Sergey_A._Pavluchenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.12066 |
ガウス・ボネ項の存在と非ゼロの空間曲率のために余分な次元の安定化が発生する動的コンパクト化シナリオのいくつかの側面を研究します。検討中のモデルのフレームワークには、宇宙の進化の2段階のシナリオが存在します。最初の段階では、空間は完全に異方性の状態から3次元の状態に進化します（私たちの「現実の」世界に対応）等方性部分空間の拡大と$D$次元の縮小。第2段階では、追加の寸法の一定の曲率が役割を果たし始め、追加の寸法のコンパクト化を提供します。このようなシナリオは、余分な次元の一定の曲率が負の場合に実現可能であることはすでに知られています。ここでは、3次元の拡張および$D$次元の収縮等方性部分空間を伴う指数解が安定している結合定数の範囲が、正に湾曲した余分な空間を伴うコンパクト化解が不安定なゾーンにあることを示します。上記のシナリオに類似したシナリオは、実現可能ではありません。また、余分な次元の任意の一定曲率の場合のレジームである「ほぼフリードマン」を研究し、パラメーター空間上の存在領域を記述するエレガントな方法を提供する、検討中のモデルの一般解の新しいパラメーター化について説明します。
高度なLIGOと高度なVirgoの3回目の観測実行からの等方性重力波背景の上限
| Title |
Upper_Limits_on_the_Isotropic_Gravitational-Wave_Background_from_Advanced_LIGO's_and_Advanced_Virgo's_Third_Observing_Run |
| Authors |
The_LIGO_Scientific_Collaboration,_the_Virgo_Collaboration,_the_KAGRA_Collaboration:_R._Abbott,_T._D._Abbott,_S._Abraham,_F._Acernese,_K._Ackley,_A._Adams,_C._Adams,_R._X._Adhikari,_V._B._Adya,_C._Affeldt,_D._Agarwal,_M._Agathos,_K._Agatsuma,_N._Aggarwal,_O._D._Aguiar,_L._Aiello,_A._Ain,_T._Akutsu,_K._M._Aleman,_G._Allen,_A._Allocca,_P._A._Altin,_A._Amato,_S._Anand,_A._Ananyeva,_S._B._Anderson,_W._G._Anderson,_M._Ando,_S._V._Angelova,_S._Ansoldi,_J._M._Antelis,_S._Antier,_S._Appert,_Koya_Arai,_Koji_Arai,_Y._Arai,_S._Araki,_A._Araya,_M._C._Araya,_J._S._Areeda,_M._Ar\`ene,_N._Aritomi,_N._Arnaud,_S._M._Aronson,_H._Asada,_Y._Asali,_G._Ashton,_Y._Aso,_S._M._Aston,_P._Astone,_F._Aubin,_P._Aufmuth,_K._AultONeal,_C._Austin,_S._Babak,_F._Badaracco,_M._K._M._Bader,_S._Bae,_Y._Bae,_A._M._Baer,_S._Bagnasco,_et_al._(1527_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.12130 |
AdvancedLIGOとAdvancedVirgoの3回目の観測実行（O3）のデータを、以前のO1とO2の実行の上限と組み合わせて使用して、等方性重力波バックグラウンド（GWB）の検索結果を報告します。高度な検出器時代の以前の観測とは異なり、GWBの検索にはおとめ座が含まれています。結果は無相関ノイズと一致しているため、GWBの強度に上限を設けています。平坦な（周波数に依存しない）GWBの95％の信頼できるレベルで、無次元のエネルギー密度$\Omega_{\rmGW}\leq5.8\times10^{-9}$が、GWBの強度のログ。感度の99％は20〜76.6Hzの帯域からのものです。$\leq3.4\times10^{-9}$、スペクトルインデックスが2/3のべき乗則GWBの場合（コンパクトなバイナリ合体の期待と一致）、20〜90.6Hzの帯域。20〜291.6Hzの帯域で、スペクトルインデックスが3の場合、25Hzで$\leq3.9\times10^{-10}$。これらの上限は、フラットGWBの場合、以前の結果より6.0倍向上します。また、重力の代替理論によって予測されるスカラーモードとベクトルモードから生じるGWBを検索します。これらの分極を伴うGWBの強度に上限を設定します。GWBと地球物理学的シューマン共振から生じる効果的な磁気バックグラウンドの両方の存在を可能にするベイズ分析を実行することにより、磁気起源の相関ノイズの証拠がないことを示します。コンパクトバイナリのマージによるGWBの基準モデルと上限を比較します。最後に、私たちの結果を個々の合併の観察と組み合わせ、設計の感度で、この共同アプローチは、個別に解決された合併だけで達成できるよりも、$z\lesssim2$でのバイナリブラックホールの合併率に強い制約をもたらす可能性があることを示します。[要約]
ANTARESニュートリノ望遠鏡による大気$ \ nu_e $および$ \ nu_ \ mu $エネルギースペクトルの測定
| Title |
Measurement_of_the_atmospheric_$\nu_e$_and_$\nu_\mu$_energy_spectra_with_the_ANTARES_neutrino_telescope |
| Authors |
A._Albert,_S._Alves,_M._Andr\'e,_M._Anghinolfi,_G._Anton,_M._Ardid,_J.-J._Aubert,_J._Aublin,_B._Baret,_S._Basa,_B._Belhorma,_M._Bendahman,_V._Bertin,_S._Biagi,_M._Bissinger,_J._Boumaaza,_M._Bouta,_M.C._Bouwhuis,_H._Br\^anza\c{s},_R._Bruijn,_J._Brunner,_J._Busto,_A._Capone,_L._Caramete,_J._Carr,_V._Carretero,_S._Celli,_M._Chabab,_T._N._Chau,_R._Cherkaoui_El_Moursli,_T._Chiarusi,_M._Circella,_A._Coleiro,_M._Colomer-Molla,_R._Coniglione,_P._Coyle,_A._Creusot,_A._F._D\'iaz,_G._de_Wasseige,_A._Deschamps,_C._Distefano,_I._Di_Palma,_A._Domi,_C._Donzaud,_D._Dornic,_D._Drouhin,_T._Eberl,_N._El_Khayati,_A._Enzenh\"ofer,_P._Fermani,_G._Ferrara,_F._Filippini,_L._Fusco,_R._Garc\'ia,_Y._Gatelet,_P._Gay,_H._Glotin,_R._Gozzini,_K._Graf,_C._Guidi,_S._Hallmann,_H._van_Haren,_A.J._Heijboer,_Y._Hello,_J.J._Hern\'andez-Rey,_et_al._(77_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.12170 |
この手紙は、ANTARESニュートリノ望遠鏡を使用した$\sim$100GeV〜$\sim$50TeVのエネルギー範囲における大気$\nu_e$と$\nu_\mu$のエネルギースペクトルの組み合わせ測定を示しています。分析では、2007年から2017年の期間に3012日間の検出器のライブタイムを使用し、検出器の計測されたボリューム内（またはそれに近い）で相互作用する1016個のニュートリノを選択し、シャワーのようなイベントを生成します（主に$\nu_e+\overline\nu_e$帯電電流とすべてのニュートリノ中性カレント相互作用）および開始トラックイベント（主に$\nu_\mu+\overline\nu_\mu$帯電電流相互作用から）。最終サンプルの大気ミューオンによる汚染は、BoostedDecisionTree分類子を含む選択分析のさまざまなステップによって、ミルあたり数個のレベルで抑制されます。再構成されたイベントの分布は、電子とミューニュートリノのフラックスの観点から展開されます。導出されたエネルギースペクトルは、100GeVを超えると、極地の氷での実験に限定され、$\nu_\mu$の場合はスーパーカミオカンデに限定される以前の測定値と比較されます。
