| Title |
Discovering_new_forces_with_gravitational_waves_from_supermassive_black_holes |
| Authors |
Jeff_A._Dror,_Benjamin_V._Lehmann,_Hiren_H._Patel_and_Stefano_Profumo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.04559 |
超大規模ブラックホール連星の合併は、パルサータイミングアレイによって検出可能な確率的重力波バックグラウンドを生成します。このバックグラウンドの振幅は重大な不確実性の影響を受けますが、周波数依存性は一般相対性理論のロバストな予測です。標準模型を超える新しい力の影響がこの予測を修正し、スペクトル形状に独特の特徴を導入できることを示します。特に、バイナリのブラックホールが新しい長距離の力で帯電する可能性を考慮し、パルサータイミングアレイがそのような力を確実に検出できることを発見しました。超大質量ブラックホールとその環境は、高エネルギー粒子の生成またはダークセクターの相互作用によって電荷を獲得する可能性があり、スペクトル形状の測定を基本的な物理学の強力なテストにします。
ハミルトンの天体-銀河団の重力苛性アルカリにまたがる塊状の銀河：暗黒物質の凝集に対する制約
| Title |
Hamilton's_Object_--_a_clumpy_galaxy_straddling_the_gravitational_caustic_of_a_galaxy_cluster_:_Constraints_on_dark_matter_clumping |
| Authors |
Richard_E._Griffiths,_Mitchell_Rudisel,_Jenny_Wagner,_Timothy_Hamilton,_Po-Chieh_Huang,_Carolin_Villforth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.04562 |
AGNSDSSJ223010.47-081017.8（$z=0.62$）の近くのフィールドのHST画像で見つかった、「折りたたまれた」重力レンズ画像「ハミルトンのオブジェクト」の発見を報告します。レンズ化された画像は、0.8200$\pm0.0005$の分光学的赤方偏移の銀河によって供給され、対応する0.526$\pm0.018$の光度的赤方偏移の前景銀河団によって引き起こされた苛性アルカリ上に折り畳み構成を形成します。Pan-STARRSPS1画像であり、かすかなROSATAll-SkySurveyX線源としてわずかに検出されました。レンズ画像は、元の銀河が銀河団の苛性アルカリに非常に近いか、またがっている他の折り目と同様の特性を示します。折りたたまれた画像は、臨界曲線にほぼ直交する方向に引き伸ばされますが、構成は接線方向の尖点の構成です。形態学的特徴、公開されたシミュレーション、および文献での同様の褶曲観察に基づいて、分光法によって確認された3番目の画像またはカウンター画像を特定します。折り畳み構成は非常に特徴的な表面輝度の特徴を示すため、マイクロレンズの追跡観察またはより高い解像度での個々の表面輝度の特徴の詳細な調査により、kpcスケールの暗黒物質の特性にさらに光を当てることができます。Wagneretal。の観測ベースのレンズ再構成に従って、複数の画像の位置での局所レンズ特性を決定します。（2019）。分析は、複数の画像でカバーされている領域全体でアーク秒スケール（6kpc）でほとんど変化しない質量密度に従って行われます。
共変f（T）重力のたわみ角とレンズ特性
| Title |
Deflection_angle_and_lensing_signature_of_covariant_f(T)_gravity |
| Authors |
Xin_Ren,_Yaqi_Zhao,_Emmanuel_N._Saridakis,_Yi-Fu_Cai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.04578 |
共変量$f（T）$重力の場合、偏向角、レンズ画像の位置と倍率を計算します。結果がフレーム依存のアーティファクトに悩まされないようにするために、球面解を考慮することは後者への拡張が重要であるため、最初に、理論の純粋な四面体と共変定式化の両方の球面対称解を抽出します。弱い場の摂動近似を適用して、一般相対性理論と比較した解の偏差を抽出します。さらに、偏向角を計算してから、レンズフレームワークの位置と倍率の差を計算します。レンズの特徴に対する一貫した$f（T）$重力のこの効果は、一般にレンズのスケールが制限されていないため、$f（T）$が一般相対性理論からわずかに逸脱すると予想される現実的なケースで観察可能なシグネチャとして機能します。太陽系のデータの場合と同様に、したがって一般相対性理論からの逸脱をより簡単に観察することができます。
固有速度のガウス化とバルクフロー測定
視線特有の速度は、密度場の重力変動の良い指標です。宇宙論的モデルをテストするために、固有速度から宇宙論的情報を抽出する技術が開発されました。これらの手法には、宇宙の流れの測定、固有速度場の2点相関とパワースペクトルの測定、固有速度を使用した密度場の再構築が含まれます。ただし、これらの手法からの一部の測定値は、推定された固有速度の非ガウス性のために偏っています。したがって、2MTF調査を使用して、推定された固有速度をガウス化できる電力変換を調査します。変換パラメータと対数距離比の測定誤差の間には密接な線形関係があります。宇宙論におけるガウス化された固有速度の実装の例を示すために、バルクフロー推定器を開発し、ガウス化された固有速度からバルクフローを推定します。2MTFモックを使用してアルゴリズムをテストすると、アルゴリズムによって偏りのない測定値が得られることがわかります。また、この手法では、他の手法と比較して測定誤差が小さいことがわかります。銀河座標の下で、$30$$h^{-1}$Mpcの深さで、$（l、b）=の方向に$332\pm27$kms$^{-1}$のバルクフローを測定します。（293\pm5^{\circ}、13\pm4^{\circ}）$。測定値は$\Lambda$CDM予測と一致しています。
高赤方偏移クエーサーの複数の測定による修正重力理論のプロービング
| Title |
Probing_modified_gravity_theories_with_multiple_measurements_of_high-redshift_quasars |
| Authors |
Yujie_Lian,_Shuo_Cao,_Marek_Biesiada,_Yun_Chen,_Yilong_Zhang,_Wuzheng_Guo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.04992 |
この論文では、修正ニュートン力学のいくつかの理論を制約する高赤方偏移クエーサー（QSO）の複数の測定の能力を定量化します。これには、Dvali-Gabadadze-Porratiブレーンワールドシナリオ、一般化されたChaplyginガス、$f（T）$修正重力、修正ニュートン力学モデル。最近リリースされた1598クエーサーのサンプルで、赤方偏移の範囲が$0.036\leqz\leq5.1003$のX線およびUVフラックス測定値と、赤方偏移が$0.46<z<2.76$の120個の中間光度の電波クエーサーをまとめたものです。それぞれ、より高い赤方偏移で標準プローブとして使用されます。考えられるすべての修正重力理論について、私たちの結果は、標準の$\Lambda$CDMシナリオが現在のクエーサー観測で好まれる最良の宇宙論モデルではない可能性があることを示しています。宇宙論的制約を改善するために、クエーサーデータはまた、制約を強力に補完するバリオン音響振動（BAO）の最新の観測と組み合わされます。最後に、赤池情報量基準（AIC）、ベイズ情報量基準（BIC）、イェンセン・シャノン発散（JSD）などのさまざまな情報理論手法を適用して、修正ニュートン力学へのデータによるサポートについて説明します。
初期宇宙における宇宙論と星形成に対する銀河集団の制約
$\sigma_8$、$\Omega_{\rmm}$、平均銀河星形成効率、および赤方偏移$z=4-での銀河UV光度散乱に関する最初の宇宙マイクロ波背景放射初期宇宙観測制約を提示します。10ドル。赤方偏移$z>4$銀河のUV光度と相関関数データを使用して、新しいコードGalaxyMCを使用して、11パラメーターの宇宙論と星形成物理学の適合を同時に実行します。以前の研究と一致して、ハローアセンブリによって規制されている、レッドシフトに依存しない星形成物理学の証拠を見つけました。低赤方偏移のハッブル定数とIa型超新星$\Omega_{\rmm}$が事前にあるフラットな$\Lambda$CDM宇宙の場合、$\sigma_8=0.81\pm0.03$と平均星形成を制約します。ハロー質量$\log_の場合、$\log_{10}{\rmSFE}=-[（0.09\pm0.20）+（0.58\pm0.29）\times\log_{10}（1+z）]$でピークに達する効率{10}M_{\rmp}/h^{-1}M_{\odot}=11.48\pm0.09$。フィードバックによる星形成の抑制は、指数$\alpha=0.56\pm0.08、\beta=-1.03\pm0.07$のハロー質量の2乗則によって与えられます。固定ハロー質量の銀河UVマグニチュードのばらつきは、$\sigma_M=0.56\pm0.08$です。$\Omega_{\rmm}$の事前設定がないと、$\sigma_8=0.78\pm0.06$、$\Omega_{\rmm}=0.33\pm0.07$、その他すべてで最大$1\sigma$の差が得られます。パラメータ値。私たちの最適な銀河の光度関数は、プランク2018の値と一致する、再電離の光学的厚さ$\tau\約0.048$をもたらします。
死亡記事、ジョンD.バロウ教授1952-2020。最も鋭い心
9月26日土曜日の午前4時頃、ジョン・バロウは妻のエリザベスと息子のロジャーを傍らに置いて67歳で亡くなりました。科学的な観点から、より時期尚早な終わりを想像するのは難しいです。封鎖中だけで、化学療法を受けている間、そして彼の癌が手術不能であるという完全な知識の中で、ジョンはなんとか11の科学論文を共著し、新しい本（「OnePlusOne」）を書きました。彼自身の生産性の基準によってさえ、これは驚くほど印象的であり、彼が公然と誇りに思っていた成果です。より広い観点から、妻、3人の子供と5人の若い孫、多くの強い友情、そして世界に提供するためにもっとたくさんのことで、彼はあまりにも早く出発しました。
タイプIaおよびIIの超新星による固有速度宇宙論
| Title |
Peculiar-velocity_cosmology_with_Types_Ia_and_II_supernovae |
| Authors |
Benjamin_E._Stahl_and_Thomas_de_Jaeger_and_Supranta_S._Boruah_and_WeiKang_Zheng_and_Alexei_V._Filippenko_and_Michael_J._Hudson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.05185 |
超新星の民主的サンプル（DSS）を紹介します。これは、775個の低赤方偏移タイプIaおよびII超新星（SNeIaおよびII）をまとめたもので、そのうち137個のSNIa距離は新しく開発されたスナップショット距離法によって導出されます。DSS内のオブジェクトを固有速度フィールドのトレーサーとして使用して、2M++銀河赤方偏移調査からの対応する再構成と比較します。各DSSサブカタログに適切な重みを付け、それらの間の相対距離スケールを相互校正するために特別な注意を払う私たちの分析では、宇宙パラメータの組み合わせ$f\sigma_8=0.390_{-0.022}^{+0.022が測定されます。}$および$195_{-23}^{+22}$kms$^{-1}$の方向の外部バルク流速$（\ell、b）=（292_{-7}^{+7}、-6_{-4}^{+5}）$deg、これは2M++再構成を超えて発生します。同様に、$245_{-31}^{+32}$kms$^{-1}$から$（\ell、b）=（294_{-7}^{+7}、3_{-5}^{+6}）$deg、$\sim30h^{-1}$Mpcのスケールで、再構築された固有速度フィールドを完全に無視した場合。$f\sigma_8$に対する私たちの制約-これまでにSNeから導き出された最も厳しいもの（統計的エラーバーのみを考慮）、およびSNeIIを利用する唯一のもの-は、文献の他の結果と概ね一致しています。私たちは、データの蓄積と処理の手法が、今後の広範囲にわたる調査からの前例のないデータ量を活用する将来の研究のプロトタイプになることを目指しています。
$ \ Lambda $ CDMの課題：更新
宇宙論的観測の精度が向上するにつれて、過去数年間に標準の$\Lambda$CDMモデルの多くの課題が浮上してきました。このレビューでは、Planck18パラメーター値によって定義された標準の$\Lambda$CDMモデルで、ある程度の緊張（$2\sigma$以上）にあるように見える宇宙論的および天体物理学的データの多くの既存の信号について統一された方法で説明します。\lcdmの主要なよく研究された$5\sigma$チャレンジ（ハッブル$H_0$危機）およびその他のよく知られた緊張（成長張力およびレンズ振幅$A_L$異常）に加えて、他のさまざまな$H_0$張力（データでは「好奇心」としても知られています）よりも低い統計的有意水準で現れる標準性の低い信号について説明しました。これは、新しい物理学へのヒントにもなります。たとえば、そのような信号には、宇宙双極子（微細構造定数$\alpha$、速度およびクエーサー双極子）、CMB非対称性、BAOLy$\alpha$張力、宇宙の年齢問題、リチウム問題、コアのような小規模な好奇心が含まれます。-カスプと欠落した衛星の問題、クエーサーハッブル図、振動する短距離重力信号など。この教育レビューの目的は、ハッブル危機に重点を置いて、これらの信号の現在の状態とその重要性のレベルをまとめて提示し、最近の各信号の詳細が記載されているリソース。また、これらの信号の一部の非標準的な性質を説明できる可能性のある理論的アプローチについても簡単に説明します。
新世代の惑星集団合成（NGPPS）。 IV。低質量星の周りの惑星系
| Title |
The_New_Generation_Planetary_Population_Synthesis_(NGPPS)._IV._Planetary_systems_around_low-mass_stars |
| Authors |
Remo_Burn,_Martin_Schlecker,_Christoph_Mordasini,_Alexandre_Emsenhuber,_Yann_Alibert,_Thomas_Henning,_Hubert_Klahr,_Willy_Benz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.04596 |
低質量星の周りの惑星形成に関するこれまでの研究は、しばしば大きな惑星と個々のシステムに限定されていました。現在の調査では、これらのシステムで地球サイズまでの惑星が日常的に検出されているため、それらの多様なアーキテクチャを反映するより包括的なアプローチはタイムリーです。ここでは、低質量星の周りの惑星形成を調査し、惑星の統計的分布の違いを特定します。合成惑星の個体数を観測された太陽系外惑星と比較します。惑星の形成と進化の第3世代ベルンモデルを使用して、中心星を太陽のような星から超後期のM矮星まで変化させる合成集団を計算しました。このモデルには、惑星移動、胚間のN体相互作用、微惑星とガスの降着、およびガス状大気の長期的な収縮と喪失が含まれます。温帯の地球サイズの惑星は、初期のM矮星の周りで最も頻繁に見られ、太陽型の星や後期のM矮星ではよりまれであることがわかります。惑星の質量分布は、ディスクの質量に比例しません。その理由は、M*>0.5Msolの巨大惑星の出現であり、これはより小さな惑星の放出につながります。M*>0.3Msolの場合、大部分のシステムには地球のような惑星を形成するのに十分な質量があり、MからGの矮星に同じ量のExo-Earthが発生します。対照的に、スーパーアースやより大きな惑星の数は、恒星の質量とともに単調に増加します。さらに、TRAPPIST-1などの観測されたM-矮星システムを再現するディスクパラメータの体制を特定します。ただし、GJ3512bなどの後期M矮星の周りの巨大惑星は、タイプIの移動が大幅に減少した場合にのみ形成されます。惑星の形成と進化のグローバルシミュレーションを使用して、多惑星系の恒星の質量依存性を定量化します。結果は現在の観測データとよく比較され、将来の観測でテストできる傾向を予測します。
友人と敵：太陽系外惑星の仲間の条件付き発生率と視線速度追跡調査へのそれらの影響
| Title |
Friends_and_Foes:_Conditional_Occurrence_Rates_of_Exoplanet_Companions_and_their_Impact_on_Radial_Velocity_Follow-up_Surveys |
| Authors |
Matthias_Y._He,_Eric_B._Ford,_Darin_Ragozzine |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.04703 |
ケプラーの多惑星系の人口調査により、基礎となるアーキテクチャに驚くほどの構造があることが明らかになりました。検出された通過惑星からの情報を人口モデルと組み合わせて、システム内の追加の惑星の存在と特性に関する予測を行うことができます。惑星系の分布の統計モデル（Heetal。2020;arXiv：2007.14473）を使用して、Keplerで検出可能な惑星の周期と半径の関数として惑星の条件付き発生を計算します。時間の約半分（$0.52\pm0.03$）で、検出された惑星はシステム内で最大の半振幅$K$を持つ惑星ではないため、RVフォローアップで通過する惑星の質量を測定する努力はデータ内の追加の惑星信号と戦うため。RV観測をシミュレートして、通過する惑星の$K$を測定するために単一惑星モデルを想定すると、目に見えない惑星の仲間からの系統的なエラーのために、追加の惑星がない理想的な場合よりも大幅に多くの観測が必要になることがよくあります。私たちの結果は、$K$が単一測定のRV精度（$\sigma_{1、\rmobs}$）に近い約10日間の惑星は、通常、$K$を測定するために$\sim100$の観測を必要とすることを示しています。20％以内の誤差。$\sigma_{1、\rmobs}=10$cm/sを達成する次世代のRV機器の場合、ケプラーで通過する金星の$K$を測定するには、約$\sim200$（$600$）の観測が必要です。-システムのように20％（10％）を超えるエラーが発生します。これは、惑星の仲間がいない金星に必要な数の2.3$倍の$\simです。
金星の夜側の下層雲における大気重力波の特徴づけ：系統的分析
| Title |
Characterising_atmospheric_gravity_waves_on_the_nightside_lower_clouds_of_Venus:_a_systematic_analysis |
| Authors |
J.E._Silva,_P._Machado,_J._Peralta,_F._Brasil,_S._Lebonnois,_M._Lef\`evre |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.04931 |
ヨーロッパのビーナスエクスプレス宇宙ミッションに搭載された可視赤外線熱画像分光計と日本の宇宙ミッションに搭載された2$\mu$mカメラ（IR2）機器からの画像を使用して、金星の下層雲のメソスケール波の検出と特性評価を示します。あかつき。コントラスト強調と幾何学的投影に基づく画像ナビゲーションと処理技術を使用して、水平波長や山と谷の間の相対的な光学的厚さの低下など、検出された波の形態学的特性を特徴付けました。さらに、波束の位相速度と軌道追跡を実行しました。これらの観測結果を組み合わせて、検出されたパケットの垂直波長など、波の他の特性を導き出しました。私たちの観測には、2007年8月から2008年10月までの13か月のデータと、2016年1月から11月までのIR2の利用可能なデータセット全体が含まれています。私たちの結果は、幅広い特性を示しており、以前の観測と一致しているだけでなく、複数の期間にわたって金星の同じ雲層をターゲットとする2つの機器を利用してそれらを拡張しています。一般に、夜側の下層雲で観測された波は、上層雲で報告された重力波よりも大きなスケールです。この論文は、下層雲の大気重力波のより詳細なビューを提供し、金星の大循環におけるそれらの影響に関する追跡調査を可能にすることを目的としています。
$ z \ sim4.5 $での星形成率関数：残りのUVから光学への分析
| Title |
Star_Formation_Rate_Function_at_$z\sim4.5$:_An_Analysis_from_rest_UV_to_Optical |
| Authors |
Y._Asada_(1),_K._Ohta_(1),_F._Maeda_(1_and_2)_((1)_Department_of_Astronomy_Kyoto_University,_(2)_Institute_of_Astronomy_The_University_of_Tokyo) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.04557 |
スペクトルエネルギー分布（SED）フィッティングを使用して、CANDELSGOODS-Southフィールドの銀河の静止UVから光学までの測光データに基づいて、$z\sim4.5$で星形成率関数（SFRF）を提示します。サンプルの不完全性を評価し、他のプローブに基づいて推定されたものとこの研究でSFRFに適切に対峙するように修正します。SFRFは$\sim10\M_\odot\\mathrm{yr}^{-1}$まで取得され、UV光度関数とUVスペクトル勾配に基づくダスト補正から推定されたものを大幅に上回っています。UVベースのSFRFと比較すると、固定SFRで数密度が$\sim1$dexだけ大きくなるか、$\mathrm{SFR}^*$の最適なSchechterパラメーターが$\sim1$dexだけ大きくなります。。SEDフィッティングに関するいくつかの仮定を徹底的に調べて、結果のロバスト性を確認し、星形成履歴、減光法則、1成分モデルまたは2成分モデルなどの仮定が変わっても過剰が存在することを確認します。SFRFを$0.22\M_\odot\\mathrm{yr}^{-1}$に統合することにより、このエポックでの宇宙の星形成率密度は$4.53^{+0.94}_{-0.87}\times10^と計算されます。{-2}\M_\odot\\mathrm{yr}^{-1}\\mathrm{Mpc}^{-3}$、これはUV観測に基づく以前の測定よりも$\sim0.25$dex大きい。また、集中的な星形成（$>10\M_\odot\\mathrm{yr}^{-1}$）を持つ銀河が、宇宙の星形成率密度（$\sim80\％$）の大部分を占めていることもわかりました。この時代の星形成活動は、集中的に星を形成する銀河によって支配されています。
高度に分解された宇宙論的流体力学シミュレーションにおける天の川-質量ハローの完全な衛星集団の決定
| Title |
Determining_the_full_satellite_population_of_a_Milky_Way-mass_halo_in_a_highly_resolved_cosmological_hydrodynamic_simulation |
| Authors |
Robert_J._J._Grand,_Federico_Marinacci,_R\"udiger_Pakmor,_Christine_M._Simpson,_Ashley_J._Kelly,_Facundo_A._G\'omez,_Adrian_Jenkins,_Volker_Springel,_Carlos_S._Frenk,_Simon_D._M._White |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.04560 |
非常に高解像度の電磁流体力学的宇宙ズームインシミュレーション（バリオン質量分解能$m_b=$800$\rmM_{\odot}$）で、天の川の質量ハローの伴銀河集団の形成を調査します。放射状の星の表面密度プロファイルや星形成の履歴など、中央の星形成銀河の特性が次のとおりであることを示します。i）いわゆる「バタフライ効果」に関連する確率的変動に対してロバストです。ii）質量分解能が3.5桁以上収束している。同じシステムの標準（$m_b\sim10^{4-5}\、\rmM_{\odot}$）解像度シミュレーションと比較して、この高解像度では約5倍の衛星銀河が存在することがわかります。これは主に、高解像度衛星の3分の2が標準解像度で形成されないためです。衛星のごく一部（1/6）が高解像度で存在し、標準解像度で中断します。これらのオブジェクトは、衝突パラメータ$\lesssim30$kpcを使用して、中程度から低離心率の軌道にある低質量衛星を優先します。その結果、衛星の動径分布は、より高い解像度で実質的により中央に集中するようになり、天の川の周りの衛星の最近の観測とよりよく一致します-質量ハロー。最後に、私たちの銀河形成モデルが超微弱銀河をうまく形成し、観測された天の川銀河と局部銀河群の矮小銀河の星の速度分散、半光半径、および$V$バンドの光度を7桁の光度で再現することを示します。（$10^3$-$10^{10}$$\rmL_{\odot}$）。
MMT /ヘクトスペック分光法によるM49の球状星団システムの運動学に関する新鮮な洞察
| Title |
Fresh_Insights_on_the_Kinematics_of_M49's_Globular_Cluster_System_with_MMT/Hectospec_Spectroscopy |
| Authors |
Matthew_A._Taylor,_Youkyung_Ko,_Patrick_C\^ot\'e,_Laura_Ferrarese,_Eric_W._Peng,_Ann_Zabludoff,_Joel_Roediger,_Rub\'en_S\'anchez-Janssen,_David_Hendel,_Igor_Chilingarian,_Chengze_Liu,_Chelsea_Spengler,_Hongxin_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.04569 |
おとめ座Bサブクラスターを支配するおとめ座銀河団の中で最も明るい銀河であるM49周辺の球状星団（GC）の運動学を測定するためのMMT/Hectospecキャンペーンの最初の結果を示します。データには、M49の95kpc（〜5.2有効半径）を超えるキネマティックトレーサーが初めて含まれており、ここで報告されている3つの重要な洞察を得ることができます。まず、〜20'-30'（〜100-150kpc）を超えると、M49の短測光軸に沿ってサンプリングされたGC運動学がますます熱くなり、M49に関連するGCから乙女座B銀河団ガスを表すGCへの移行を示します。。第二に、運動学が冷えるM49からの環〜10-15'（〜50-90kpc）の視線半径方向速度分散（$\sigma_{r、los}$）プロファイルに異常があります。内外のそれらと比較して$\Delta\sigma_{r、los}〜150$kms$^{-1}$で。以前の降着イベントの運動学的フィンガープリントは、投影された位相空間で示唆されており、両方ともこの機能を生じさせ、M49のハロー内の2つの顕著な恒星シェルと空間的に同じ場所にあるGCを分離します。第三に、現在M49と相互作用している矮小銀河VCC1249を表す速度を持つGCのサブサンプルを見つけます。これらのGCの空間分布は、VCC1249のアイソフォットの形態に非常に似ており、これらのGCのいくつかは、M49のハローを通過する間に矮星から剥ぎ取られる可能性が高いことを示しています。まとめると、これらの結果は、クラスター環境の深部で進行中の巨大なハローアセンブリを目撃する機会を示しています。
$ \ Lambda $ CDMユニバースにおけるHI速度プロファイルの分布
| Title |
The_distribution_of_HI_velocity_profiles_in_a_$\Lambda$CDM_universe |
| Authors |
Aseem_Paranjape_(IUCAA),_R._Srianand_(IUCAA),_Tirthankar_Roy_Choudhury_(NCRA-TIFR),_Ravi_K._Sheth_(UPenn/ICTP) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.04570 |
ラムダコールドダークマターフレームワークのローカル宇宙の統計的に代表的な模擬カタログから選択された中央銀河における中性水素（HI）からの21cm線放射の観測されたプロファイルの分布をモデル化します。これらのHI速度プロファイル（具体的には、それらの幅$W_{50}$）の分布は、観測的に制約されていますが、理論的に体系的に研究されていません。私たちのモデルプロファイルは、N体シミュレーションで現実的にバリオン化されたハローの回転曲線から導き出されます。これには、バリオンに応じた各ハローの暗黒物質プロファイルの準断熱緩和が含まれます。アルファルファのような調査ジオメトリと赤方偏移の選択により、光度が完全なモックカタログから抽出されたノイズの多いプロファイルに適用される現実的なパイプラインを使用して、予測される$W_{50}$分布を調査します。デフォルトのモックは、$W_{50}\gtrsim700$km/sで観測されたALFALFAの結果とよく一致しており、$M_r\leq-19$の固有のしきい値のため、幅が狭いと不完全です。デフォルトモデル周辺の変動は、$W_{50}\gtrsim300$km/sでの速度幅関数が、銀河の傾きとホスト濃度の間の可能な相関に最も敏感であり、準断熱緩和の物理学がそれに続くことを示しています。また、ノイズのない速度プロファイルの過剰尖度を調べて、乱流HIディスクの特性に依存する形状と散乱を伴う$W_{50}$と密接に相関する分布を取得します。私たちの結果は、バリオンと暗黒物質の関係の新しい統計的プローブとして、HI速度プロファイルの形状を使用することへの扉を開きます。
$ \ Lambda $ CDMフレームワークにNGC3109に類似したバックスプラッシュがない場合
| Title |
On_the_absence_of_backsplash_analogues_to_NGC_3109_in_the_$\Lambda$CDM_framework |
| Authors |
Indranil_Banik_(Bonn),_Moritz_Haslbauer_(Bonn),_Marcel_S._Pawlowski_(Potsdam),_Benoit_Famaey_(Strasbourg),_Pavel_Kroupa_(Bonn,_Prague) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.04575 |
矮小銀河NGC3109は、8Mpc以内の局部銀河群と外部銀河群の$\Lambda$CDMタイミング引数分析で、予想よりも105km/s速く後退しています（Banik\＆Zhao2018）。この少数体モデルが$\Lambda$CDMでの長距離相互作用を正確に表す場合、この高速は、NGC3109がかつて天の川のビリアル半径内にあり、そこからパチンコで飛ばされたバックスプラッシュ銀河であることを示唆しています。ここでは、IllustrisTNG300宇宙論的流体力学シミュレーションとそのマージツリーを使用して、バックスプラッシュ銀河を特定します。NGC3109のように巨大な（$\geq4.0\times10^{10}M_\odot$）バックスプラッシャーと離れた（$\geq1.2$Mpc）バックスプラッシャーは非常にまれであり、彼らの前のホスト。これはおそらく力学的摩擦によるものです。天の川やM31に似た13225のホスト銀河を特定したので、NGC3109がバックスプラッシュ銀河であると仮定すると、$\Lambda$CDMでのバックスプラッシャーの予想される分布で$>3.96\sigma$の緊張が生じると結論付けます。TNG300の暗黒物質のみのバージョンがほぼ同じ結果をもたらすことを示し、バリオン物理学がどのようにモデル化されるかに対するそのロバスト性を示しています。代わりにNGC3109がバックスプラッシャーではない場合、$\Lambda$CDMとの整合性により、このかなり孤立した矮星の3Dタイミング引数分析が105km/sずれている必要があります。天の川とM31が$7-10$Gyr前に過去に接近したフライバイを持っていた、MONDのコンテキストで、NGC3109とローカルグループ衛星飛行機の可能な代替シナリオについて説明します。
天の川銀河の中央分子帯の原子状炭素：SNR射手座東部に関連する宇宙線誘起化学または時間依存化学の可能性
高密度分子ガスで観察される最も豊富な原子/分子種の1つである原子状炭素（$\mathrm{C}^0$）は、多くの化学的/物理的環境で分子ガス質量の潜在的な優れたトレーサーですが、$\mathrm{C^0}$銀河系の円盤領域外の存在量の変動は、まだ完全にはわかっていません。この論文は、ASTE10m望遠鏡で得られた銀河中心分子帯（CMZ）の広視野500GHz[CI]マップを示しています。主成分分析と非LTEマルチトランジション分析により、[CI]放出は、主に20〜50Kの温度と$\sim10^3\\mathrm{cm}^{の低励起ガス成分から発生することが示されています。-3}$密度、一方$\mathrm{C^0}$の存在量は、高励起ガス成分で抑制される可能性があります。CMZの平均$N（\mathrm{C}^0）$/$N（\mathrm{CO}）$存在比は0.3-0.4で、銀河円盤の2-3倍です。$N（\mathrm{C}^0）$/$N（\mathrm{CO}）$の比率は、最も内側の10pc領域で0.7に増加し、核周囲ディスクで$\sim2$に増加します。超新星残骸（SNR）SgrA東を囲むリング状に分布する$\mathrm{C^0}$に富む領域を発見しました。これは、中央の10個の$\mathrm{C}^0$に富むことを示しています。領域は、分子雲とSNRの相互作用の結果です。主成分分析（PCA）に含まれる15の原子/分子の中で、CNは[CI]-明るい環で増加する唯一の他の種です。[CI]-明るい環の起源は、おそらくSgrによって加速された低エネルギー宇宙線粒子によって作成された宇宙線支配領域またはSNRによって収集された原始分子ガスであり、$\mathrm{C}^0$からCOへの変換は平衡に達していません。
| Title |
A_Search_for_Wandering_Black_Holes_in_the_Milky_Way_with_Gaia_and_DECaLS |
| Authors |
Jenny_E._Greene,_Lachlan_Lancaster,_Yuan-Sen_Ting,_Sergey_E._Koposov,_Shany_Danieli,_Song_Huang,_Fangzhou_Jiang,_Johnny_P._Greco,_Jay_Strader |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.04581 |
ガイアとダークエネルギーカメラレガシーサーベイ（DECaLS）の組み合わせを使用して、天の川の「超コンパクト」星団の検索を提示します。サイズが約1個で、500〜5000個の星を含むこのような推定クラスターは、天の川に降着する可能性のある中間質量ブラックホール（Mbh〜10^3-10^5M-sun）に結合したままであると予想されます。矮星衛星内のハロー。半解析モデルSatGenを使用して、落下するすべての衛星がブラックホールをホストしている場合、予想される約100個のさまよう中間質量ブラックホールを見つけます。検索でそのようなクラスターは見つかりませんでした。私たちの上限は100％の占有を除外しますが、占有率に厳しい制約を課しません。もちろん、想定されるサイズやコンパクトな残骸となる星の割合など、推定上の星団の特性には、より強い制約が必要です。
銀河の中赤外線から遠赤外線のスペクトル線のキャリブレーション
| Title |
Calibration_of_mid-_to_far-infrared_spectral_lines_in_galaxies |
| Authors |
Sabrina_Mordini,_Luigi_Spinoglio,_and_Juan_Antonio_Fern\'andez-Ontiveros |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.04584 |
中赤外線から遠赤外線（IR）の線は、銀河のほこりが隠れている領域の研究に適しています。IR分光法を使用すると、非常に隠れた星形成や超大質量ブラックホールへの降着が発生する最も隠れた領域を探索できるからです。これは、銀河のバリオン質量のほとんどが集まっている1<z<3の赤方偏移で最も重要です。中赤外から遠赤外のイオン微細構造線、最も明るいH2純粋回転線、および多環芳香族炭化水素（PAH）機能の信頼性の高いキャリブレーションを提供します。これらは、mm/submm範囲の現在および将来の観測を分析するために使用されます。地上、および今後のジェームズウェッブ宇宙望遠鏡からの中赤外分光法。地元の宇宙で観測された銀河の3つのサンプルを使用します：星形成銀河、AGNおよび低金属量矮小銀河。各母集団について、観測された線の光度と総IR光度の異なるキャリブレーションを導き出します。中赤外および遠赤外の微細構造線、H2純粋回転線、およびPAH機能を使用して、SFRおよびBHARの分光測定値を導き出します。[CII]158$\mu$mラインに基づいて、堅牢な星形成トレーサーを導出します。[OI]63$\mu$m行と[OIII]88$\mu$m行の合計。ネオンと硫黄の中赤外線の組み合わせ。明るいPAHは6.2および11.3$\mu$mにあり、H2回転線は9.7、12.3および17$\mu$mにあります。[CII]158$\mu$m線、2つのネオン線の組み合わせ、およびAGNを含む可能性のある太陽のような金属量銀河の場合、PAH11.3$\mu$m機能を最高のSFRトレーサーとして提案します。BHARの信頼できる測定値は、[OIV]25.9$\mu$mと[NeV]14.3および24.3$\mu$mの線を使用して取得できます。遠赤外線で最も一般的に観測される微細構造線について、キャリブレーションを高赤方偏移銀河の既存のALMA観測と比較し、全体的にローカルの結果とよく一致していることを確認します。
ガイアEDR3の散開星団からの天の川渦巻腕について
| Title |
On_the_Milky_Way_spiral_arms_from_open_clusters_in_Gaia_EDR3 |
| Authors |
A._Castro-Ginard,_P.J._McMillan,_X._Luri,_C._Jordi,_M._Romero-G\'omez,_T._Cantat-Gaudin,_L._Casamiquela,_Y._Tarricq,_C._Soubiran_and_F._Anders |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.04590 |
環境。銀河渦巻腕の形成を推進する物理的プロセスはまだ議論中です。散開星団を使った研究は、古典的な密度波理論に従った長寿命の構造としての天の川渦巻腕の記述を支持しています。太陽近傍のガイアDR2フィールドスターの運動学的情報をシミュレーションと比較する現在の研究では、一時的な振る舞いを伴う短命の腕とのより良い一致が見られます。目的。私たちの目的は、散開星団を主なトレーサーとして使用して、天の川の渦巻構造とそのダイナミクスの観測データ駆動型ビューを提供し、シミュレーションベースのアプローチと対比することです。天の川の散開星団の最も完全なカタログを使用し、位置天文学的なGaiaEDR3の更新されたパラメーター、推定された天体物理学的情報、および視線速度を使用して、銀河の渦巻きパターンの性質を再検討します。メソッド。ガウス混合モデルを使用して、ペルセウス座、ローカル、射手座、スクトゥムの渦巻腕にそれぞれ対応する30Myr未満の散開星団の過密度を検出します。80Myr未満の散開星団の発祥の地を使用して、さまざまな渦巻腕の進化を追跡し、それらのパターン速度を計算します。渦巻腕全体の散開星団の年齢分布を分析して、星と渦巻腕の回転速度の違いを調べます。結果。現在の渦巻腕が描かれている銀河方位角の範囲を広げることができ、これまでに使用された84個の高質量星形成領域に264個の若い散開星団を追加することで、そのパラメーターをより正確に推定できます。トレーサーの数。散開星団の誕生位置からの進化を使用して、渦巻腕が任意の半径でフィールドスターとほぼ共回転し、探索された渦巻腕の一般的な渦巻パターン速度を破棄することを見つけます。[要約]
銀河団における金属の欠落の問題：初期の濃縮集団の特徴づけ
| Title |
The_Missing_Metal_Problem_in_Galaxy_Clusters:_Characterizing_the_Early_Enrichment_Population |
| Authors |
Anne_E_Blackwell,_Joel_N_Bregman_and_Steven_L_Snowden |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.04638 |
豊富な銀河団と貧弱な銀河団は、恒星の割合$M_*/M_{gas}$で桁違いに離れているにもかかわらず、同じ測定されたハロー金属量0.35-0.4$Z_\odot$を持っています。星は総ガス質量の5％しか占めていないため、豊富なクラスターで測定されたICM金属量は、目に見える星の種族では説明できません。$M_*/M_{gas}$からの金属量の独立性は、EarlyEnrichmentPopulation（EEP）などの外部の普遍的な金属源を示唆しています。銀河団RXJ1416.4+2315は、既知の最低の恒星分数$M_*/M_{gas}=0.015\pm0.003$を持っています。ここでは、アーカイブ$\textit{Chandra}$と$を使用してハロー金属量の決定を改善します。\textit{XMMNewton}$観測。RXJのICM金属量は、中央銀河を除いて、$0.3<R/R_{500}<0.75$以内の$0.336\pm0.058$$Z_\odot$であると決定します。この測定値を$M_*/M_{gas}$の範囲が広い他のクラスターと組み合わせると、$Z_{tot}=（0.37\pm0.01）+（0.13\pm0.17）（M_*/M_{gas}）$。この適合は、$M_*/M_{gas}$とはほとんど無関係であり、$M_*/M_{gas}$の低いシステムでは、観測された星の種族が全金属の10〜20％しか生成できないことを示しています。目に見える星の種族の標準的なFe収量を採用することにより、EEPのFeの寄与をさらに定量化し、$Z_{EEP}=（0.36\pm0.01）-（1.44\pm0.17）（M_*/M_{ガス}）$。観測されたFeの質量を説明するために、$6.6\pm3.0$SNeyr$^{-1}$（タイプIa）および$5.0\pm2.5$SNeyr$^{-1}$（コア崩壊）の超新星率）は、z=0で質量$\sim3\times10^{14}$$M_\odot$を持つ単一の銀河団の場合、赤方偏移範囲$3<z<10$で必要です。これらの超新星は、高赤方偏移クラスターとプロトクラスターのJWST観測で見ることができます。
M4-M5星の周りのディスクの化学のALMA調査
| Title |
An_ALMA_Survey_of_Chemistry_in_Disks_around_M4-M5_Stars |
| Authors |
Jamila_Pegues,_Karin_I._Oberg,_Jennifer_B._Bergner,_Jane_Huang,_Ilaria_Pascucci,_Richard_Teague,_Sean_M._Andrews,_Edwin_A._Bergin,_L._Ilsedore_Cleeves,_Viviana_V._Guzman,_Feng_Long,_Chunhua_Qi,_David_J._Wilner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.04681 |
M星は、銀河系で最も一般的な惑星系のホストです。したがって、M星の周りの原始惑星系円盤は、惑星形成環境の化学を研究する絶好の機会を提供します。M4-M5星（FPTau、J0432+1827、J1100-7619、J1545-3417、およびSz69）の周りの5つの原始惑星系円盤のサンプルに対する分子線放出のALMA調査を提示します。これらの観察結果は、数十AUまでの化学構造を解明することができます。$^{12}$CO、$^{13}$CO、C$^{18}$O、C$_2$H、およびHCNの分子線が5つのディスクすべてに対して検出されます。H$_2$COとDCNのラインは、それぞれ2/5と1/5のディスクに向かって検出されます。C$^{18}$O、C$_2$H、HCN、およびH$_2$COの放出が解決されたディスクの場合、太陽型の星の周りのディスクで以前に見つかったものと同様の下部構造（リング、穴など）が観察されます。、およびプラトー）。明るい円盤J1100-7619の小石円盤の端の内側で推定されたC$_2$HとHCNの励起条件は、太陽型の星の周りの以前の測定値と一致しています。ソーラータイプディスクのC$_2$HとHCNフラックスの間に以前に見つかった相関関係は、M4-M5ディスクサンプルにも及びますが、通常のC$_2$H/HCN比はM4-M5ディスクサンプルの方が高くなっています。この後者の発見は、M-starディスクの最も内側（$<$10AU）の領域での以前の観測赤外線調査によって発見された炭化水素の強化を彷彿とさせます。これは、ディスク平均フラックスが最も外側のディスクのフラックスレベルに大きく影響されるため興味深いものです。、小石ディスクの端の外側。全体として、10-100AUで観測可能な化学的性質のほとんどは、太陽型とM4-M5ディスクで類似しているように見えますが、炭化水素はより冷たい星の周りにより豊富である可能性があります。
銀河ハローとステラバーの結合
共鳴トルクは、恒星のバーを暗黒物質のハローに結合します。ここでは、高解像度の数値シミュレーションを使用して、恒星の棒とさまざまな方向の暗黒物質の軌道との間の長期的な角運動量の伝達を示します。暗黒物質の軌道方向のバー駆動の逆転は、バーパターン速度の進化において驚くほど大きな役割を果たすことができることを示します。主に順行（共回転）ハローでは、暗黒物質の軌道が恒星のバーに閉じ込められ、平行な暗黒物質のバーを形成します。この暗黒物質バーは、恒星バーの垂直方向の高さの2倍以上に達します。逆行軌道が支配的なハローでは、暗黒物質の伴流が恒星のバーに垂直に向けられて形成されます。これらの暗黒物質の過密度は、暗黒物質の消滅または崩壊信号を探すための新しい空間を提供します。％天の川は、恒星のバーと整列した暗黒物質バーと、その手前側が銀河中心から銀河経度$l\approx323^\circ$まで伸びる暗黒物質ウェイクをホストしていると予測しています。
分子雲間の衝突-III：正面衝突に対する雲の初期密度プロファイルの影響
クラウド衝突シリーズのこの3番目の論文では、$\rm\rho\proptoR^{-2}$の強く中央に凝縮された初期密度プロファイルを使用した正面衝突のシミュレーションの結果を示します。シミュレーションの全体的な進化に対するこれらの密度プロファイルの影響を調査します：形成された構造、それらの動的進化、およびそれらの星形成活動。グローバルにバインドされたクラウドとグローバルにバインドされていないクラウドを検討します。これにより、バインドされたクラウドとバインドされたクラウドの衝突、2つのバインドされていないクラウドの衝突、または各タイプの1つのクラウドの衝突という3つの異なるシナリオが発生します。すべてのシミュレーションで、衝突が発生する前に密な星団が形成され、星形成はこれらのシステムに限定されたままであり、衝突の影響をほとんど受けないことがわかります。雲が両方とも最初に束縛されている場合、衝突はフィラメント状の構造を形成しますが、そうでない場合、これは発生しません。回転構造がクラスターの周りに形成されることを観察しますが、衝突しない制御シミュレーションでも形成されるため、衝突の結果ではありません。これらのシミュレーションでの運動エネルギーの散逸は、衝突前の乱流によって雲の中に作成された下部構造のため、非効率的です。その結果、COMフレーム内にいくらかのガスが束縛されたままになっていますが、シミュレーションで形成された星団は互いに束縛されません。
| Title |
Refining_the_mass_estimate_for_the_intermediate-mass_black_hole_candidate_in_NGC_3319 |
| Authors |
Benjamin_L._Davis_and_Alister_W._Graham |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.04717 |
江らによる最近のX線観測。は、わずか$14.3\pm1.1\、$Mpc離れた場所にあるバルジレス渦巻銀河NGC3319で活動銀河核（AGN）を特定し、中間質量ブラックホール（IMBH;$10^2\leqM_\bullet/\mathrm{M_{\odot}}\leq10^5$）エディントン比が3〜$3\times10^{-3}$と高い場合。この（現在）まれなクラスのオブジェクトのブラックホール質量を改良するために、（以前は使用されていなかった）速度分散、対数スパイラルアームピッチ角、合計など、複数のブラックホール質量スケーリング関係を調査しました。銀河の恒星の質量、核の星のクラスターの質量、回転速度、NGC3319の色。精度の異なる、10個の質量の推定値を取得します。$3.14_{-2.20}^{+7.02}\times10^4\、\mathrm{M_\odot}$の質量を計算し、84％の信頼度で$\leq$$10^5\、\mathrm{M_\odot}$、これらの個々の推定値の7つからの結合確率密度関数に基づきます。私たちの保守的なアプローチでは、上限である2つのブラックホール質量の推定値（核星団の質量と、降着率の低いブラックホールにのみ適用されるブラックホール活動の基本平面$\unicode{x2014}$を介して）を除外しました。sim$$10^5\、{\rmM}_{\odot}$であり、$M_\bullet\unicode{x2013}L_{\rm2-10\、keV}$関係の$の予測を使用しませんでした\sim$$10^5\、{\rmM}_{\odot}$。このターゲットは、AGNモードでIMBHを研究し、ブラックホールの人口統計学的知識を向上させるための特別な機会を提供します。さらに、銀河がIMBHを保有する確率を定量化することにより、新しいIMBH候補を特定するための有益な手法として、メタ分析の新しい方法を紹介します。
Spitzer / IRSによって観測された非常に不明瞭なAGNにおけるケイ酸塩吸収特性の体系的な研究
| Title |
A_systematic_study_of_silicate_absorption_features_in_heavily_obscured_AGNs_observed_by_Spitzer/IRS |
| Authors |
T._Tsuchikawa,_H._Kaneda,_S._Oyabu,_T._Kokusho,_H._Kobayashi,_M._Yamagishi_and_Y._Toba |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.04792 |
非常に不明瞭な活動銀河核（AGN）は、10〜20〜$\mu$mの中赤外線（IR）波長範囲で深いケイ酸塩吸収特性を示すことが知られています。特徴の詳細なプロファイルは、ケイ酸塩ダストの特性を反映しており、大量のダストによって隠されたAGN活動に関する情報が含まれている可能性があります。大量のダストによって隠されたAGN活動を明らかにするために、スピッツァー/IRSによって観測された非常に隠されたAGNの115の中赤外スペクトルを選択し、10〜$\mu$mを使用したスペクトルフィッティングによってケイ酸塩ダストの組成を体系的に分析します。アモルファスおよび23〜$\mu$mの結晶バンド。AGNを覆い隠すケイ酸塩ダストの主成分はアモルファスかんらん石であり、その中央質量柱密度はアモルファス輝石と結晶性フォルステライトの微量成分のそれよりも1桁高いことがわかります。アモルファス輝石の質量分率の中央値$\sim$2\％は、銀河の拡散星間物質（ISM）ダストの質量分率よりも大幅に低く、結晶性フォルステライトの質量分率の中央値$\sim$6\％、拡散ISMダストのそれよりも高い。また、アモルファス輝石と結晶性フォルステライトの質量分率は正の相関関係にあることもわかりました。アモルファス輝石の質量分率が低いことは、スターバースト活動に起因して、不明瞭なケイ酸塩ダストが新たに形成されたことを示唆しています。結晶性フォルステライトの質量分率が比較的高いということは、ケイ酸塩ダストが核に近い高温環境で処理され、分子の流出によって外側のより冷たい領域に輸送されることを意味します。質量分率間の正の相関は、アモルファス輝石がイオン衝撃によって結晶性フォルステライトから変換されることを考慮すると、自然に説明できます。
HE1003 +0149に向かって$ z \約0.8 $でグループ内ガスを追跡する部分的なライマン制限システム
| Title |
A_partial_Lyman_limit_system_tracing_intragroup_gas_at_$z_\approx_0.8$_towards_HE1003+0149 |
| Authors |
Anand_Narayanan,_Sameer,_Sowgat_Muzahid,_Sean_D._Johnson,_Purvi_Udhwani,_Jane_C._Charlton,_Valentin_Mauerhofer,_Joop_Schaye,_Mathin_Yadav |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.04841 |
赤方偏移空間（$|\Deltav|\約400$km/s）で背景に向かって密接に分離されたHIと金属線成分を含むz=0.83718での部分的なライマン限界システムの銀河環境と物理的特性の分析を提示します。クエーサーHE1003+0149。HST/COS遠紫外線スペクトルは、OIからOVまでの酸素イオンのラインをカバーします。観測されたスペクトル線をベイジアンイオン化モデリングから生成された合成プロファイルと比較すると、吸収媒体に2つの異なる気相が存在することがわかります。吸収体の低イオン化相は、太陽直下の金属量（1/10太陽）を持ち、各コンポーネントで[C/O]<0を示します。OIVとOVは、より拡散した高イオン化媒体をトレースし、予測されるHIカラム密度は$\約2$dex低くなります。VLT/MUSEで観測されたクエーサー場は、星の質量が$M^*\sim10^{8}-10^{9}$M$_\odot$で、星形成率が$\approxの3つの矮小銀河を示しています。0.5-1$M$_\odot$yr$^{-1}$、吸収体からの$\rho/R_{\mathrm{vir}}\約1.8-3.0$の予測分離で。$\leq5$Mpcの適切な分離と$|\Deltav|の視線速度オフセットが予測されるより広いフィールド上\leq吸収体から1000$km/s、$VLT$/VIMOSとマゼランの深銀河赤方偏移調査でさらに21個の銀河が特定され、そのうち8個は$1$Mpcと$500$km/sの範囲内にあり、銀河群を貫通する光景。吸収体はおそらく、クールな（$T\sim10^4$K）光イオン化グループ内媒体の複数のフェーズをトレースします。推定された[C/O]<0は、コア崩壊超新星からの優先的な濃縮を示唆しており、そのようなガスは1つ以上の近くの銀河から追い出され、グループ媒体に閉じ込められています。
銀河運動学からの天の川ハローの最も外側の端
天の川（MW）ハローの最も外側のエッジの最初の測定値を、枯渇とターンアラウンド半径の観点から示します。最大の落下位置で識別される内側の枯渇半径$r_\mathrm{id}$は、成長するハローを排水環境から分離し、ターンアラウンド半径$r_\mathrm{ta}$は、落下の最も外側の端を示します。ハローに向かう材料。どちらもビリアル半径のかなり外側にあります。$3\mathrm{Mpc}$内の近くの矮小銀河の動きを使用して、最大速度$v_\mathrm{inf、max}=-46_{-39}^でMW周辺の落下ゾーンの限界検出を取得します。{+24}\mathrm{kms^{-1}}$。これにより、$r_\mathrm{id}=559\pm107\mathrm{kpc}$および$r_\mathrm{ta}=839\pm121\mathrm{kpc}$を測定できます。測定された枯渇半径は、内部ダイナミクスから測定されたMWビリアル半径（$R_\mathrm{200m}$）の約1.5倍です。宇宙論的シミュレーションIllustrisTNG100のハローと比較すると、係数1.5は、MWと同様の質量と動的環境を持つハローのハローと一致していますが、局部銀河群のアナログの典型的な値よりもわずかに小さく、MWのユニークな進化の歴史を示している可能性があります。ハローエッジのこれらの測定は、MW外側ハローの進行中の進化を直接定量化し、内部ダイナミクスから独立したMWの現在のダイナミクス状態に対する制約を提供します。
MgIIの広い吸収線遷移のマルチエポック分光法
Yietal。による\mgii-BAL変動の体系的な研究に捧げられた134個のクエーサーのサンプルに基づいて構築されました。（2019a）、観測されたフレームで15年以上サンプリングされた少なくとも3つのエポック光学スペクトルの助けを借りて、\mgii-BALの消失または出現を示すこれらのクエーサーを調査します。自然のままの/暫定的なBAL変換を受けている3/3のクエーサーを特定しました。したがって、サンプル内の元のBAL変換の発生率は、2.2$_{-1.2}^{+2.2}$\％であると導出され、文献からの高イオン化BAL変換の発生率と一致します。6つのクエーサーの中で静止フレーム6。89年の平均\mgii-BAL消失タイムスケールを採用すると、サンプル内の\mgii\BALの平均特性寿命は視線に沿って$>$160年に制限されます。6つのクエーサーで観察されたBALプロファイルの変動性には多様性があり、おそらく作業中のさまざまなメカニズムを反映しています。文献からのBAL遷移の観察研究と組み合わせた、\mgii-BAL遷移の調査は、赤みの減少とともに、全体的なFeLoBAL/LoBAL$\rightarrow$HiBAL/非BAL変換シーケンスを意味します。このシーケンスは、LoBALクエーサーが短命の爆発段階にある、一般的に見られる青いクエーサーの起源の避難モデルと一致しています。
天の川中赤外スピッツァー分光学的消光曲線：連続体とケイ酸塩の特徴
| Title |
Milky_Way_Mid-Infrared_Spitzer_Spectroscopic_Extinction_Curves:_Continuum_and_Silicate_Features |
| Authors |
Karl_D._Gordon,_Karl_A._Misselt,_Jeroen_Bouwman,_Geoffrey_C._Clayton,_Marjorie_Decleir,_Dean_C._Hines,_Yvonne_Pendleton,_George_Rieke,_J._D._T._Smith,_D._C._B._Whittet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.05087 |
紫外線消光曲線を測定した天の川の視線（主に）のサンプルについて、スピッツァー測光と分光法（3.6〜37ミクロン）を使用して中赤外線（MIR）消光を測定しました。ペア法を使用してMIRの消滅を決定し、それを連続体のべき乗則に適合させ、ケイ酸塩の特徴のDrudeプロファイルを変更しました。A（V）（1.8-5.5）とR（V）の値（2.4-4.3）の範囲を持つ16の消光曲線を導き出しました。私たちのサンプルには、3ミクロンの氷の特徴が検出され2175Aの弱いバンプがある2つの密な視線が含まれています。私たちが計算する平均A（ラムダ）/A（V）拡散視線減光曲線は、以前のほとんどの文献測定よりも低くなっています。これは、多少高いものの、文献の拡散ダスト粒子モデルとよく一致します。10ミクロンのケイ酸塩の特徴は2175Aの隆起とは相関せず、これら2つの特徴が異なる粒子集団から生じることを直接観察的に確認できるようになりました。10ミクロンのケイ酸塩フィーチャの強度は$\sim$2.5によって異なり、A（V）またはR（V）とは相関していません。これは、中心波長、幅、および非対称性の間に強い相関が見られる修正されたDrudeプロファイルによく適合します。0.0026（5〜10ミクロン）、0.004（10〜20ミクロン）、および0.008（20〜40ミクロン）のA（ラムダ）/A（V）単位の制限を持つ他の機能は検出されません。C×E（K_s-V）/E（B-V）からR（V）を推定する標準的な処方は、C=-1.14であり、$\sim$7％のばらつきがあることがわかります。K_sの代わりにIRAC5.6ミクロンバンドを使用すると、C=-1.03になり、$\sim$3\％のばらつきが最小になります。
HI質量関数のかすかな端の銀河の性質
| Title |
Galaxy_Properties_at_the_Faint_End_of_the_HI_Mass_Function |
| Authors |
Kristen_B._W._McQuinn,_Anjana_K._Telidevara,_Jackson_Fuson,_Elizabeth_A._K._Adams,_John_M._Cannon,_Evan_D._Skillman,_Andrew_E._Dolphin,_Martha_P._Haynes,_Katherine_L._Rhode,_John._J._Salzer,_Riccardo_Giovanelli,_and_Alex_J._R._Gordon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.05100 |
超低質量矮星におけるHIの調査（SHIELD）には、ALFALFA調査から選択されたM_HI〜<10^7.2Msunの82個のガスに富む矮星の体積的に完全なサンプルが含まれています。SHIELD銀河のガス、恒星、化学物質の含有量を研究し、HI質量関数のかすかな端での銀河の進化をよりよく理解するために、SHIELD銀河の広範な追跡観測を取得しています。ここでは、分解された星のハッブル宇宙望遠鏡イメージングと中性水素のウェスターボーク合成電波望遠鏡観測を使用して、30個のSHIELD銀河の特性を調査します。赤色巨星の先端（TRGB）の距離、星形成活動、およびガス特性を測定します。TRGB距離は、フローモデルからの推定値の最大4倍であり、近くの宇宙における速度に依存しない距離インジケーターの重要性を強調しています。SHIELD銀河は密度の低い領域にあり、23％がボイドにあります。1つの銀河がより巨大な矮星と対になっているように見えます。恒星とHIの質量、SFR、sSFR、SFE、出生率パラメーター、ガスの割合など、低質量での銀河の特性を定量化します。最も低い質量のシステムは、恒星の質量集合が再電離によって影響を受けると予測される質量しきい値より下にあります。それでも、星形成の特性は、正規化は異なりますが、質量の大きいガスが豊富なシステムと同じ傾向に従うことがわかります。HIディスクは小さい（<r><0.6kpc）ため、標準的な手法を使用してHI回転を測定することは困難です。新しい方法論を開発し、速度範囲とそれに関連する空間範囲を、確実な不確実性とともに報告します。
M101グループにおける外れ星形成の深い国勢調査
| Title |
A_Deep_Census_of_Outlying_Star_Formation_in_the_M101_Group |
| Authors |
Ray_Garner_III_(1),_J._Christopher_Mihos_(1),_Paul_Harding_(1),_Aaron_E._Watkins_(2,3)_((1)_Case_Western_Reserve_University,_(2)_Liverpool_John_Moores_University,_(3)_University_of_Hertfordshire) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.05167 |
星形成矮小銀河とその周辺のHII領域を検索するために、近くの渦巻銀河M101とそのグループ環境の深く狭帯域のイメージングを提示します。BurrellSchmidt望遠鏡を使用して、星形成領域の最も明るい輝線H$\alpha$、H$\beta$、および[OIII]をターゲットにして、潜在的な範囲外の星形成領域を検出します。私たちの調査はM101の周りの$\sim$6平方度をカバーし、$5.7\times10^{-17}$ergs$^{-1}$cm$のH$\alpha$フラックスレベルまで放出されているオブジェクトを検出します。^{-2}$（M101の距離で$1.7\times10^{-6}$$M_\odot$yr$^{-1}$の制限SFRに相当）。背景の汚染物質と前景のM星を注意深く除去した後、3つのバンドすべてで19個の天体が検出され、H$\alpha$と[OIII]で8個の天体が検出されました。11HUGSとSINGGの調査で、検出されたソースの構造的および測光的特性を、局部銀河群の矮小銀河および星形成銀河と比較します。ほとんどの情報源（93％）がM101外側ディスクHII領域であることに一致しているため、M101グループには離れたHII領域や未発見の星形成矮星の大きな集団は見つかりません。他の銀河に関連したのは2つの源だけでした。背景銀河NGC5486のかすかな星形成衛星と、M101コンパニオンNGC5474の近くのかすかな周辺HII領域です。最近発見された超拡散銀河と星のないHIに関連する狭帯域放射も見つかりません。M101の近くの雲。M101の周りに低光度の星形成矮星の隠れた集団がないことは、M101グループの星形成光度関数のかなり浅いかすかな端の傾斜（$\alpha\sim-1.0$のように平坦）を示唆しています。潮汐によって引き起こされた星形成モデルとM101グループの相互作用の歴史の文脈で私たちの結果を議論します。
生まれ変わったエピソードによる惑星状星雲IRAS18061--2505の水メーザー放出の再活性化
| Title |
The_reactivation_of_water_maser_emission_in_the_planetary_nebula_IRAS_18061--2505_through_a_born-again_episode |
| Authors |
L.F._Miranda,_O._Su\'arez,_L._Olgu\'in,_R._V\'azquez,_L._Sabin,_P.F._Guill\'en,_J.F._G\'omez,_L._Uscanga,_P._Garc\'ia-Lario,_I._de_Gregorio-Monsalvo,_A._Aller,_A._Manchado,_P._Boumis,_H._Riesgo,_J.M._Mat\'ias |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.05186 |
惑星状星雲（H$_2$O-PNe）を放出する水メーザーは、最年少のPNeの1つであると考えられています。H$_2$O-PNIRAS18061--2505の新しい光学的狭帯域および広帯域画像、中解像度および高解像度のロングスリットスペクトル、およびアーカイブ光学画像を紹介します。いくつかの点対称領域を持つ節のあるローブ、各ローブの先端近くのバウショック、および5つのコンポーネントが運動学的および放出特性によってスペクトルで識別される非常にコンパクトな内部星雲からなるピンチウエストバイポーラPNのように見えます。ウォーターメーザーは、おそらく双極葉の赤道領域をトレースする酸素が豊富なリングに存在します。これらの2つの構造は、おそらく共通外層の進化に加えて、ローブを歪めたいくつかの双極および非双極のコリメートされた流出に起因します。バウショックは、共通外層の前の段階に関連している可能性があります。内側の星雲は、POSSI-Blue画像で検出できなかった1951.6より前に発生した遅いまたは非常に遅い熱パルスに起因する可能性があります。化学物質の存在量やその他の特性は、3〜4M$_{\odot}$の前駆体に有利ですが、共通外層相が中心星の進化を加速した場合、質量<1.5M$_{\odot}$は破棄できません。双極葉の年齢は、IRAS18061--2505の水メーザーの存在と互換性がありません。これは、熱パルスによって生成される酸素リッチリングの衝撃によって最近再活性化された可能性があり、このPNがそうではないことを意味します。非常に若い。IRAS18061--2505の結果に照らして、H$_2$O-PNeおよびおそらく関連するオブジェクトについて説明します。
電磁スペクトル全体にわたるGRB残光の直線偏光のモデリング
光学帯域での直線偏光測定は、遅い時間に数パーセントの偏光度を示します。最近、サブパーセントレベルの偏光もALMAによって無線で検出され、多波長偏光測定のウィンドウが開かれ、EMスペクトル全体のGRB残光の偏光を適切にモデル化することの重要性が強調されました。相対論的に移動する表面を均一な磁場の小さなパッチに離散化し、シンクロトロン放射を想定して各セルからの偏光放射を計算し、それを合計して全偏光度を取得することにより、相対論的に移動する表面からの偏光を計算できる数値ツールを紹介します。このツールは、電子放射冷却を考慮して、衝撃面に限定されたランダムな磁場を伴う残光衝撃に適用します。冷却周波数より上で最小シンクロトロン周波数より下のいくつかの波長で観測された偏光曲線を分析し、それらの間の特性の違いを指摘します。モデルのコンテキスト内でジェット開口角と視野角を制限する方法を示します。それをGRB021004に適用すると、それぞれ10度と8度の角度が得られ、バーストの3。5日後に観測された1％の分極レベルを説明するには、放射状磁場の無視できない成分が必要であると結論付けます。
バイポーラNi-56イジェクタを備えたタイプIIPSN2017gmrの巨大な爆発エネルギー
| Title |
Enormous_explosion_energy_of_Type_IIP_SN_2017gmr_with_bipolar_Ni-56_ejecta |
| Authors |
V._P._Utrobin_(1,2,3),_N._N._Chugai_(3),_J._E._Andrews_(4),_N._Smith_(4),_J._Jencson_(4),_D._A._Howell_(5,6),_J._Burke_(5,6),_D._Hiramatsu_(5,6),_C._McCully_(5,6),_K._A._Bostroem_(7) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.04606 |
異常なタイプIIPSN2017gmrを再検討して、約100日後の特異な光度曲線などの異常な特徴の原因を特定します。流体力学的モデリングは、約10^52ergの巨大な爆発エネルギーを示唆しています。プラトー/テール遷移が延長された光度曲線は、内部噴出物と大量の放射性Ni-56に水素が豊富に存在するモデル、または追加の中央エネルギー源が関連付けられたモデルのいずれかで再現できることがわかります。プロペラ体制におけるフォールバック/マグネター相互作用を伴う。後期H-アルファ放射の非対称性と報告された直線偏光は、双極Ni-56エジェクタのモデルによって再現されます。酸素分布の同様の双極構造は、[OI]6360、6364A発光の2ホーン構造の原因です。高い爆発エネルギーを伴う双極Ni-56構造は、磁気回転爆発を示しています。H-alphaおよびHeI10830A線の狭い高速吸収特性を特定し、それらの起源は、閉じ込められた星周シェルの外側の噴出物の減速によって形成された断片化された冷たい高密度シェルにあります。
大規模物理プロジェクトのカーボンフットプリントを評価する方法
| Title |
How_to_Assess_the_Carbon_Footprint_of_a_Large-Scale_Physics_Project |
| Authors |
Clarisse_Aujoux,_Odile_Blanchard,_Kumiko_Kotera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.04610 |
大規模な実験は、物理学コミュニティの構成要素です。それらは、複数の国で働く科学スタッフの大部分を含み、科学予算のかなりの量を吸収します。それらはまた、炭素排出源と慣行のコレクションでもあります。そのため、環境への影響を評価することが不可欠です。ここでは、透明なオープンデータを使用して、大規模な天体物理学コラボレーションプロジェクトの主な温室効果ガス（GHG）排出量を推定する方法について説明します。目標は、プロジェクトの考えられるすべての排出源を考慮することでも、正確な値を計算することでもありません。むしろ、プロジェクトの最大の排出源を特定し、それらの桁数を取得して、それらの相対的な重みを分析することです。コラボレーションによって制御できる3つの典型的な最大排出源である旅行、デジタル、ハードウェアについて、GHG生成活動とそれに関連する排出係数を定量化する方法について説明します。
100TV以下で観測された宇宙線スペクトルの起源について
宇宙線（CR）研究の重要な進歩は、過去10年間で達成されました。特に重要なのは、TV剛性ドメインの1次および2次種の正確な測定であり、0.5〜50TVのCR種のスペクトルに隆起が見られます。この手紙では、それは、磁力線に沿って太陽にさらに伝播する既存のCRを再加速する、恒星の弓または風の終了ショックによって引き起こされる可能性が高いと主張します。この単一の普遍的なプロセスは、100TV未満の剛性範囲ですべてのCR種の観測されたスペクトルに関与します。実行可能な候補は、太陽から3.2pcのエリダヌス座イプシロン星であり、これは局所磁場の方向とよく一致しています。陽子データから一意に導出された、調整不可能な衝撃パラメータを2つだけ使用して、すべてのCR種のスペクトルを再現する簡単な式を提供します。私たちの形式がヘリウムと炭素のスペクトルとB/C比をどのように予測するかを示します。
一般相対性理論は、理論と観測の両方の観点から、多くの問題があるため、おそらく重力の決定的な理論ではありません。一般相対性理論を拡張し、そのような問題を説明するために、重力の代替理論が考案されました。最も有望なものの中には、中性子星のようなコンパクトオブジェクトの現象学の濃縮を予測するスカラーテンソル理論があります。十分にテストされたXNSコードを更新して、自発的なスカラー化現象を含むスカラーテンソル理論のクラスで、静止した磁化された中性子星のアインシュタイン-マクスウェル方程式を数値的に解きました。一般相対性理論とスカラーテンソル理論の両方で、状態方程式とは無関係に真である中性子星の質量、半径、スカラー電荷、および磁気変形の間に「準普遍的関係」が存在することがわかりました。この結果は、スカラーテンソル理論と中性子星内の磁場幾何学をテストするための新しいツールを提供する可能性があります。
大規模な星のコア崩壊からの特異な短期間のガンマ線バースト
| Title |
A_Peculiarly_Short-duration_Gamma-Ray_Burst_from_Massive_Star_Core_Collapse |
| Authors |
B.-B._Zhang,_Z.-K._Liu,_Z.-K._Peng,_Y._Li,_H.-J._L\"u,_J._Yang,_Y.-S._Yang,_Y.-H._Yang,_Y.-Z._Meng,_J.-H._Zou,_H.-Y._Ye,_X.-G._Wang,_J.-R._Mao,_X.-H._Zhao,_J.-M._Bai,_A._J._Castro-Tirado,_Y.-D._Hu,_Z.-G._Dai,_E.-W._Liang,_B._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.05021 |
ガンマ線バースト（GRB）は、観測された持続時間の二峰性分布に基づいて、現象論的に長い集団と短い集団に分類されています。近年の多波長およびマルチメッセンジャーの観測により、一般に長いGRBは大規模な星のコア崩壊イベントに由来するのに対し、短いGRBは二元中性子星合体に由来することが明らかになりました。持続時間の基準は信頼できない場合があり、特定のGRBの物理的な起源を特定するには多波長の基準が必要であることが知られています。いくつかの明らかに長いGRBは、中性子星合体の起源を持っていることが示唆されていますが、いくつかの明らかに短いGRBは、短くて明るい放射が検出器の感度しきい値をわずかに上回っている真に長いGRBに起因しています。ここでは、明るい短いGRB200826Aの多波長データの包括的な分析を報告します。鋭いパルスを特徴とするこのバーストは、1秒間の持続時間を示し、基礎となるより長い持続時間のイベントの証拠はありません。ただし、スペクトルの振る舞い、総エネルギー、ホスト銀河オフセットなどの他の観測特性は、バイナリ中性子星合体に由来すると考えられている他の短いGRBの特性と一致していません。むしろ、これらのプロパティは長いGRBのプロパティに似ています。このバーストは、恒星の核崩壊の起源を持つ短期間のGRBの存在を確認し、既存のモデルにいくつかの課題を提示します。
| Title |
Discovery_and_confirmation_of_the_shortest_gamma_ray_burst_from_a_collapsar |
| Authors |
Tomas_Ahumada,_Leo_P._Singer,_Shreya_Anand,_Michael_W._Coughlin,_Mansi_M._Kasliwal,_Geoffrey_Ryan,_Igor_Andreoni,_S._Bradley_Cenko,_Christoffer_Fremling,_Harsh_Kumar,_Peter_T._H._Pang,_Eric_Burns,_Virginia_Cunningham,_Simone_Dichiara,_Tim_Dietrich,_Dmitry_S._Svinkin,_Mouza_Almualla,_Alberto_J._Castro-Tirado,_Kishalay_De,_Rachel_Dunwoody,_Pradip_Gatkine,_Erica_Hammerstein,_Shabnam_Iyyani,_Joseph_Mangan,_Dan_Perley,_Sonalika_Purkayastha,_Eric_Bellm,_Varun_Bhalerao,_Bryce_Bolin,_Mattia_Bulla,_Christopher_Cannella,_Poonam_Chandra,_Dmitry_A._Duev,_Dmitry_Frederiks,_Avishay_Gal-Yam,_Matthew_Graham,_Anna_Y._Q._Ho,_Kevin_Hurley,_Viraj_Karambelkar,_Erik_C.Kool,_S._R._Kulkarni,_Ashish_Mahabal,_Frank_Masci,_Sheila_McBreen,_Shashi_B._Pandey,_Simeon_Reusch,_Anna_Ridnaia,_Philippe_Rosnet,_Benjamin_Rusholme,_Ana_Sagues_Carracedo,_Roger_Smith,_Maayane_Soumagnac,_Robert_Stein,_Eleonora_Troja,_Anastasia_Tsvetkova,_Richard_Walters,_Azamat_F._Valeev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.05067 |
ガンマ線バースト（GRB）は、宇宙で最も明るく最もエネルギッシュなイベントの1つです。GRBの持続時間と硬度の分布には2つのクラスターがあり、現在は（少なくとも）2つの異なる前駆体を反映していると理解されています。ショートハードGRB（SGRB;T90<2s）は、コンパクトなバイナリマージから発生しますが、ロングソフトGRB（LGRB;T90>2s）は、特有の大質量星（コラプサー）の崩壊に起因します。SN1998bw/GRB980425の発見は、LGRBとコラプサーの最初の関連付けを示し、AT2017gfo/GRB170817A/GW170817は、SGRBとバイナリ中性子星合体の最初の関連付けを示し、重力波（GW）も生成しました。ここでは、フェルミ衛星とGRB200826AのInterPlanetaryNetwork（IPN）ローカリゼーション領域での高速フェージング光トランジェントであるZTF20abwysqy（AT2020scz）の発見を紹介します。X線および電波放射は、これが残光であることをさらに確認します。フォローアップ画像（静止フレーム16。5日）は、基礎となるキロノバ（KN）として説明できない残光を超える過剰な放出を明らかにしますが、超新星（SN）であることと一致しています。GRBの持続時間は短い（レストフレームT90は0.65秒）にもかかわらず、パンクロマティックフォローアップデータは崩壊の起源を確認しています。GRB200826Aは、関連するコラプサーで見つかった最短のLGRBです。それは成功した崩壊と失敗した崩壊の間の瀬戸際に座っているように見えます。私たちの発見は、ほとんどのコラプサーが超相対論的ジェットを生成できないという仮説と一致しています。
超高密度物質に対するマルチメッセンジャーの制約
| Title |
Multimessenger_constraints_for_ultra-dense_matter |
| Authors |
Eemeli_Annala,_Tyler_Gorda,_Evangelia_Katerini,_Aleksi_Kurkela,_Joonas_N\"attil\"a,_Vasileios_Paschalidis,_Aleksi_Vuorinen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.05132 |
中性子星（NS）のマルチメッセンジャー観測における最近の急速な進歩は、最も極端な条件下で強く相互作用する物質の特性を制約する大きな可能性を提供します。現在の観測入力を十分に活用し、将来の観測の影響を研究するために、準普遍的な関係を使用せずに、ランダムに生成されたモデルに依存しない状態方程式（EoS）と対応する回転恒星構造の大規模なアンサンブルを分析します。GW170817の合併製品、GW190814のバイナリ合併コンポーネント、PSRJ0740+6620の半径測定など、さまざまな仮説と測定の互換性とEoSへの影響について説明します。剛直に回転するNSの無次元スピンの上限|chi|を取得します。<0.84であり、GW170817の残骸が最終的にブラックホールに崩壊したという保守的な仮説は、EoSとNSの最大質量を強く制約し、M_TOV<2.53M_sol（または超質量NSが作成した）。さらに、大規模なNS星の半径測定は、EoSを劇的に制限する可能性があり、12km以上の厳密な下限は、特に効率的な制約を提供することがわかります。最後に、11〜13km付近の2太陽質量NSの半径値は、質量NS内のクォーク物質の存在と完全に互換性があることがわかります。
タイプIのX線バースターのガイアEDR3視差とタイプIのX線バーストのモデルに対するそれらの影響
光球半径拡張（PRE）バーストとしても知られるタイプIX線バーストの光度曲線は、PREバーストが球対称であると仮定して、PREバースト（バースト）の63％の「公称PRE距離」を推定するための標準キャンドルとして使用されています。対称。バースターのモデルに依存しない幾何学的パララックスは、PREバーストのモデル（PREモデル）をテストする貴重な機会を提供し、場合によっては、バースターのドナー星のガイア位置天文学によって提供することができます。GaiaEarlyDataRelease3で115個の既知のバースターに対応するものを検索し、視差を検出した（>3シグマ、ゼロ点補正前の）Gaia対応物で4個のバースターを確認しました。ガイア視差ゼロ点への一般的なアプローチと、ターゲットごとに個別に決定されたガイアクエーサーのアンサンブルを使用したその不確実性について説明します。球対称PREモデルが正しいと仮定して、3つのバースター（つまり、CenX-4、CygX-2、および4U0919-54）の結果の公称PRE距離を調整し、バーストに電力を供給する核燃料の組成に制約を課しました。。最後に、視差測定を使用して球対称PREモデルの正確性をテストする方法を説明し、予備的な結果を提供します。
近地球超新星とキロノバからのr過程放射性同位元素
| Title |
r-Process_Radioisotopes_from_Near-Earth_Supernovae_and_Kilonovae |
| Authors |
Xilu_Wang,_Adam_M._Clark,_John_Ellis,_Adrienne_F._Ertel,_Brian_D._Fields,_Zhenghai_Liu,_Jesse_A._Miller,_Rebecca_Surman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.05178 |
r過程元素が合成される天体物理学的サイトは謎のままです。中性子星合体（キロノバ、KNe）が寄与していることは明らかであり、コア崩壊超新星（SNe）のいくつかのクラスも少なくともより軽いr-の源である可能性があります。プロセス種。地球と月での生きた同位体Fe60の発見は、1つ以上の天体物理学的爆発が最後の数Myr、おそらくSN内で地球の近くで起こったことを意味します。興味深いことに、いくつかのグループがPu244の堆積の証拠を報告しており、一部はFe60パルスと重複しています。しかし、推定上のPu244フラックスは、少なくとも12ミリ前まで伸びており、別の起源を示しているようです。この観測に動機付けられて、我々は、KNからの噴出物が、太陽が存在する局所泡を生じさせた巨大な分子雲を豊かにしたことを提案します。Pu244の加速器質量分析（AMS）測定と他の生きた同位体の検索は、例えばデボン紀の終わりに、大量絶滅の引き金を含む、r過程の起源と太陽近傍の歴史を精査することができます。ここで紹介するSNeとKNeで生成されたライブrプロセス放射性同位元素の存在量の計算。Pu244が存在する場合、Zr93、Pd107、I129、Cs135、Hf182、U236、Np237、Cm247などの他のrプロセス種が存在するはずです。それらの存在量はSNシナリオとKNシナリオを区別する可能性があり、深海堆積物と月のレゴリスでのそれらの検出の見通しについて説明します。Fe-MnクラストでのAMSI129測定が、近くのKNシナリオの可能性をすでに制約していることを示します。
胚の超新星残骸からのシンクロトロン星雲放出と電波-ガンマ線接続に対するALMAとNOEMAの制約
| Title |
ALMA_and_NOEMA_constraints_on_synchrotron_nebular_emission_from_embryonic_superluminous_supernova_remnants_and_radio-gamma-ray_connection |
| Authors |
Kohta_Murase,_Conor_M._B._Omand,_Deanne_L._Coppejans,_Hiroshi_Nagai,_Geoffrey_C._Bower,_Ryan_Chornock,_Derek_B._Fox,_Kazumi_Kashiyama,_Casey_Law,_Raffaella_Margutti,_Peter_Meszaros |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.05239 |
超高輝度超新星（SLSNe）と高速電波バーストの中心的なエンジンとして、高速回転するパルサーとマグネターが提案されています。このシナリオでは、発生期のパルサー星雲（PWNe）からの非熱放射光を自然に予測します。3つのSLSNe（SN2015bn、SN2016ard、およびSN2017egm）のALMAおよびNOEMAによる高周波電波観測の結果を報告し、約1〜3歳のPWNeからの非熱放射を計算するための詳細な理論モデルを提示します。年ALMAデータは、SN2015bnおよびSN2017egmのかに星雲によって動機付けられたPWNモデルを嫌うことがわかり、星雲の磁化が非常に高いか非常に低い場合にこの張力を解決できると主張します。このようなモデルは、AMEGOなどの将来のMeV-GeVガンマ線望遠鏡でテストできます。
シミュレーション観測によるLOFAR2.0の電離層キャリブレーションの調査
| Title |
Investigating_ionospheric_calibration_for_LOFAR_2.0_with_simulated_observations |
| Authors |
H._W._Edler,_F._de_Gasperin,_D._Rafferty |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.04636 |
Low-FrequencyArray（LOFAR）の多くのハードウェアアップグレードが現在開発中です。これらのアップグレードは、まとめてLOFAR2.0アップグレードと呼ばれます。LOFAR2.0の最初のステージでは、分散クロック信号が導入され、アレイのすべての低帯域アンテナと高帯域アンテナで同時に観測できるようになります。私たちの目的は、LOFAR2.0の正確なシミュレーションのためのツールを提供することです。LOFARおよびLOFAR2.0の観測をシミュレートするソフトウェアを紹介します。これには、1次および2次電離層の破損、時変一次ビーム減衰、ステーションベースの遅延、バンドパス応答など、すべての重要な系統的影響の現実的なモデルが含まれます。電離層は、凍結した乱流の薄層として表されます。さらに、熱雑音を予想されるレベルでシミュレーションに追加できます。LOFAR2.0機器を使用して、キャリブレータソースとターゲットフィールドの完全な8時間の同時低帯域および高帯域アンテナ観測をシミュレートします。シミュレートされたデータは、再調整されたLOFARキャリブレーション戦略を使用してキャリブレーションされます。LOFARの方向依存電離層キャリブレーションを改善するために、溶液移動とジョイントキャリブレーションの新しいアプローチを検討します。シミュレートされたデータのキャリブレーションは、実際の観測と非常によく似た動作をし、現実的なソリューションや画質など、LOFARデータの特徴的なプロパティを再現することがわかります。LOFAR2.0の方向依存キャリブレーションの戦略を分析し、共同キャリブレーションアプローチで高帯域と低帯域の情報を組み合わせると、電離層パラメーターを最も正確に決定できることを発見しました。対照的に、高帯域から低帯域への全電子含有量溶液の移動は、良好な収束を示しますが、データ内の非電離層位相エラーの存在に非常に敏感です。
ハイパースペクトルデータにおける太陽系外惑星の直接検出のためのスペクトルアンミキシング
| Title |
Spectral_unmixing_for_exoplanet_direct_detection_in_hyperspectral_data |
| Authors |
Julien_Rameau,_Jocelyn_Chanussot,_Alexis_Carlotti,_Mickael_Bonnefoy,_and_Philippe_Delorme |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.04973 |
高コントラストの機器を使用した太陽系外惑星の直接検出は、高いスペクトル分解能で強化できます。ハイパースペクトルデータを生成する面分光器の場合、これは、視野が回折された星の光スペクトルと空間的に局在化した惑星で構成されていることを意味します。分析は通常、理論スペクトルとの相互相関に依存しています。純粋なブラインド検索のコンテキストでは、この教師あり戦略は、モデルの不一致によってバイアスがかけられたり、計算効率が低下したりする可能性があります。リモートセンシングコミュニティに触発されたアプローチを使用して、データを個々のスペクトルとそれに対応する空間分布のセットに分解する、完全にデータ駆動型の相互相関の代替案を提案することを目指しています。この戦略は、スペクトルアンミキシングと呼ばれます。直交部分空間射影を使用して、視野内で最も明確なスペクトルを識別しました。次に、データを反転することにより、それらの空間分布マップを取得しました。次に、これらのスペクトルを使用して、元のハイパースペクトル画像を非負の最小二乗を介して対応する空間分布マップに分割しました。私たちの方法の性能を評価し、ELT/HARMONI面分光器からの中程度の解像度でシミュレートされたハイパースペクトルデータを使用して相互相関と比較しました。スペクトルのアンミキシングは、計算コストを大幅に削減しながら、スペクトルの非類似性のみに基づいて惑星を効果的に検出できることを示しています。抽出されたスペクトルは、惑星の重要な特徴を保持していますが、残りの星の光から完全に分離されていません。教師なし相互相関の感度は、教師なしスペクトルアンミキシングの場合よりも3〜4倍高く、注入されたスペクトルと相関スペクトルが完全に一致するため、ギャップは前者に偏っています。アルゴリズムはさらに、ベータPictorisシステムのVLT/SINFONIで取得された実際のデータで精査されました。
ルービン天文台LSSTサイエンスパイプラインIIを使用したGOTOデータの処理：強制測光と光度曲線
| Title |
Processing_GOTO_data_with_the_Rubin_Observatory_LSST_Science_Pipelines_II:_Forced_Photometry_and_light_curves |
| Authors |
L._Makrygianni,_J._Mullaney,_V._Dhillon,_S._Littlefair,_K._Ackley,_M.J._Dyer,_J._Lyman,_K._Ulaczyk,_R._Cutter,_Y.-L._Mong,_D._Steeghs,_D._K._Galloway,_P._O'Brien,_G._Ramsay,_S._Poshyachinda,_R._Kotak,_L._Nuttall,_E._Pall\'e,_D._Pollacco,_E._Thrane,_S._Aukkaravittayapun,_S._Awiphan,_R._Breton,_U._Burhanudin,_P._Chote,_A._Chrimes,_E._Daw,_C._Duffy,_R._Eyles-Ferris,_B._Gompertz,_T._Heikkil\"a,_P._Irawati,_M._Kennedy,_T._Killestein,_A._Levan,_T._Marsh,_D._Mata-Sanchez,_S._Mattila,_J._Maund,_J._McCormac,_D._Mkrtichian,_E._Rol,_U._Sawangwit,_E._Stanway,_R._Starling,_P._A._Str{\o}m,_S._Tooke,_K._Wiersema |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.05128 |
VeraC.RubinObservatoryLegacySurveyofSpaceandTime（LSST）SciencePipelinesを、重力波光学過渡観測器（GOTO）プロトタイプからのデータを処理するように適合させました。この論文では、ルービン天文台LSSTサイエンスパイプラインを使用して、夜間のGOTOデータに対して強制測光測定を実行する方法について説明します。複数の夜に撮影された光源の測光測定値を比較することにより、16等より明るい光源の場合、測光の精度は通常20μmよりも優れていることがわかります。また、測光測定値を色補正されたPanSTARRS測光と比較し、明るい（つまり、$\sim14^{\rmth}$〜mag）ソースの場合、2つが10〜mmag（1$\sigma$）以内で一致することを確認します。かすかな（つまり、$\sim18^{\rmth}$〜mag）ソースの場合は200〜mmagになります。さらに、GOTO独自の社内パイプライン{\scgotophoto}で得られた結果と比較し、同様の結果を得ています。再現性の測定に基づいて、観測条件に応じて、19〜20マグニチュードの$5\sigma$Lバンド調査深度を測定します。不変の標準SDSS星の繰り返し観測を使用して、不確実性の精度を評価します。これは、通常、明るい光源の場合、約2倍過大評価されています（つまり、$<15^{\rmth}$〜mag）。）が、より暗いソース（$>17^{\rmth}$〜mag）ではわずかに過小評価されています（約1.25倍）。最後に、選択した可変光源の光度曲線を示し、それらをZwickyTransientFactoryおよびGAIAで取得した光度曲線と比較します。ルービン天文台LSSTサイエンスパイプラインはまだ活発に開発されていますが、私たちの結果は、GOTOデータからの堅牢な強制測光測定をすでに提供していることを示しています。
確率的に励起された内部重力波の表面兆候
| Title |
Surface_Manifestation_of_Stochastically_Excited_Internal_Gravity_Waves |
| Authors |
Daniel_Lecoanet,_Matteo_Cantiello,_Evan_H._Anders,_Eliot_Quataert,_Louis-Alexandre_Couston,_Mathieu_Bouffard,_Benjamin_Favier,_Michael_Le_Bars |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.04558 |
巨大な星の最近の測光観測は、内部重力波（IGW）として解釈されている、遍在する低周波の「レッドノイズ」変動を示しています。対流によって生成されたIGWのシミュレーションは、観測されたレッドノイズと定性的に一致する滑らかな表面波スペクトルを示しています。一方、Shiodeetal（2013）およびLecoanetetal（2019）による理論計算では、IGWは、立っているgモードに関連する規則的な間隔のピークとして表面に現れるはずであると予測しています。この作業では、これらの理論的アプローチを簡略化された2D数値シミュレーションと比較します。シミュレーションでは、表面にgモードのピークが見られ、Lecoanetetal（2019）とよく一致しています。Shiodeetal（2013）の振幅推定は、gモードピークの有限幅を考慮していませんでした。この有限の幅を補正した後、シミュレーションとの良好な一致が見つかりました。ただし、ピークが表示されるようにするには、シミュレーションを数百回の対流ターンオーバー時間実行する必要があります。これはシミュレーションを実行するのに長い時間ですが、星の寿命の中で短い時間です。最終的なスペクトルは、はるかに短いシミュレーションで波力エネルギーフラックススペクトルを計算し、Shiodeetal（2013）またはLecoanetetal（2019）の理論を適用することによって予測できます。
準巨星の中心構造の星震学的推論
| Title |
Asteroseismic_inference_of_central_structure_in_a_subgiant_star |
| Authors |
Earl_P._Bellinger,_Sarbani_Basu,_Saskia_Hekker,_J{\o}rgen_Chrisensen-Dalsgaard,_and_Warrick_H._Ball |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.04564 |
星震学の測定により、星の内部のさまざまなポイントでの音の密度や速度など、基礎となる恒星の構造を推測することができます。これは、星の予測された構造が測定された構造と一致するかどうかを評価することによって、恒星進化論をテストする機会を提供します。これまでのところ、この種の逆解析は、太陽と3つの太陽のような主系列星にのみ適用されてきました。ここでは、この手法を準巨星の枝の星に拡張し、ケプラーミッションの最も特徴的な準巨星の1つであるHR7322に適用します。この星の混合振動モードの観測により、不活性ヘリウムコアの状態の推測が容易になります。、核燃焼水素シェル、およびその放射エンベロープのより深い部分。モード周波数に大きな違いがあるにもかかわらず、この星の中心に近い構造は、予測された構造と大きく異ならないことがわかります。
SPLUSJ210428.01-004934.2：狭帯域測光から特定された超金属量の少ない星
| Title |
SPLUSJ210428.01-004934.2:_An_Ultra_Metal-Poor_Star_Identified_from_Narrowband_Photometry |
| Authors |
Vinicius_M._Placco,_Ian_U._Roederer,_Young_Sun_Lee,_Felipe_Almeida-Fernandes,_Fabio_R._Herpich,_Helio_D._Perottoni,_William_Schoenell,_Tiago_Ribeiro,_Antonio_Kanaan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.04573 |
SDSSストライプでの南方測光ローカルユニバースサーベイ（S-PLUS）データリリース1の狭帯域測光から最初に特定された超金属量の少ない（UMP）星であるSPLUSJ210428.01-004934.2の発見について報告します。82地域。フォローアップの中解像度および高解像度分光法（それぞれジェミニサウスとマゼラン望遠鏡を使用）により、S-PLUS狭帯域測光を使用した低金属量星の検索の有効性が確認されました。[Fe/H]=-4.03で、SPLUSJ2104-0049は、文献で以前に知られている34個のUMP星と比較した場合、検出された炭素量が最も少なく、A（C）=+4.34であり、これはその恒星に対する重要な制約です。前駆体であり、最低の金属量での恒星進化モデルでも。その化学的存在量パターンに基づいて、SPLUSJ2104-0049は、単一の金属を含まない約30Moの星によって汚染されたガス雲から形成された真正な第2世代の星である可能性があると推測します。この発見は、狭帯域測光調査から直接追加のUMP星を見つける可能性を開きます。これは、銀河内のそのような特異な天体の目録を完成させるのに役立つ潜在的に強力な方法です。
ガイアはTESSの関心のあるオブジェクトの恒星の仲間を探すII
ESA-ガイアミッションからの天体および測光データを使用して、これらの星の恒星の仲間を検出し、それらの特性を特徴づけるために、（コミュニティ）TESS対象物の進行中の多重度研究の最新の結果を提示します。調査した585個のターゲットから合計113個のバイナリ、5個の階層型トリプルスターシステム、および1個のクアッドシステムが検出されました。これらはすべて、太陽の周囲約500pcよりも近い距離にあります。正確なガイアEDR3位置天文学で証明されているように、コンパニオンとターゲットは同じ距離にあり、重力によって束縛された恒星系のコンポーネントに期待されるように、共通の固有運動を共有しています。コンパニオンは、約0.09$M_\odot$から4.5$M_\odot$の範囲の質量を示し、0.15から0.6$M_{\odot}$の範囲の質量で最も頻繁に見られます。コンパニオンは、ターゲットから約120〜9500au離れており、その頻度は約500au内で最も高く一定ですが、間隔が大きくなると継続的に減少します。この調査では、主に初期から中期のM矮星に加えて、5つの白色矮星の仲間も特定されました。その真の性質は、測光特性によって明らかになりました。
KeplerとLAMOSTDR5に基づくAm星と非CP星の回転速度
| Title |
Rotational_Velocities_of_Am_and_Non-CP_Stars_based_on_Kepler_and_LAMOST_DR5 |
| Authors |
Li_Qin,_A-Li_Luo,_Wen_Hou,_Yin-Bi_Li,_Kai-Ming_Cui,_Fang_Zuo,_Shuo_Zhang,_Rui_Wang,_Jin-Shu_Han,_Li-Li_Wang,_Yan_Lu,_and_Xiang-Lei_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.04741 |
回転は、Am星の形成で機能する重要な物理的プロセスです。低速回転と化学的特異性の間には強い相関関係があります。しかし、多くの非CP低速回転子の存在は、Am星の理解に挑戦します。私たちの仕事の目的は、低速で回転する非CPA型星とAm星を探し、比較分析を行うことです。この論文では、LAMOST-Keplerプロジェクトから、21Am星、125個の非CP低速回転子、53個の非CP高速回転子を含むサンプルを選び出します。不均一な恒星表面によって引き起こされる光度曲線の周期的な変化を通して回転周波数を計算し、次に回転速度を取得します。遅い回転子の場合、Am星の年齢は、同じ温度ビン内の非CP星の年齢より統計的に若いです。Am星と非CP星の周期、平均振幅、恒星質量の比較では、Am星と非CP星の間で測光変動に違いがないことを発見しました。これは、表面の同様の不均一性を意味します。非CP星の平均振幅は、有効温度と恒星質量の増加とともに減少傾向にあり、これは、A型星の弱いダイナモ生成磁場によって引き起こされる理論的予測と一致しています。さらに、FOV画像、24ピクセル画像、ピクセルレベルの光度曲線をチェックすることにより、フレアのある4つの非CP星を確認します。
| Title |
X-ray_Super-Flares_From_Pre-Main_Sequence_Stars:_Flare_Energetics_And_Frequency |
| Authors |
Konstantin_V._Getman_and_Eric_D._Feigelson_(Pennsylvania_State_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.04768 |
太陽型の星は、進化の初期の対流前主系列（PMS）段階で最高レベルの磁気活動を示します。最も強力なPMSフレア、スーパーフレア、メガフレアは、ピークX線光度が$\log（L_X）=30.5-34.0$〜erg〜s$^{-1}$で総エネルギーが$\log（E_X）=34-38$〜erg。以前の$Chandra$MYStIXおよびSFiNCs調査から、40の近くの星形成領域の$>24,000$X線で選択された若い（$t<5$〜Myr）メンバーの中から、1,086Xの明確に定義されたサンプルを特定して分析します。-レイスーパーフレアとメガフレア、これまでに研究された最大のサンプル。ほとんどは、主系列星で検出された光学/X線スーパーフレアよりもかなり強力です。この研究は、これらのX線フレアのエネルギー推定値とそれらのホスト星の特性を示しています。これらのイベントは、原始星から円盤のない星に至るまでの進化段階にわたるすべての質量の若い星によって生成され、発生率は恒星の質量と正の相関があります。フレア特性は、ディスクを持っている星とディスクのない星で区別できず、星とディスクの磁場が関与していないことを示しています。フレアエネルギー分布$dN/dE_X\proptoE_X^{-\alpha}$の傾き$\alpha\simeq2$は、古い星や太陽からの光学/X線フレアの傾きと一致しています。太陽質量星からのメガフレア（$\log（E_X）>36.2$〜erg）は、発生率が$1.7_{-0.6}^{+1.0}$フレア/星/年で、少なくとも$10-20$を寄与します。合計PMSX線エネルギーに対する\％。これらの爆発的な出来事は、原始惑星系円盤の光蒸発、円盤ガスのイオン化、円盤固体中のスパラゲン放射性核種の生成、および若い惑星大気の流体力学的脱出に重要な天体物理学的影響を与える可能性があります。次の論文では、$>50$の最も明るいX線メガフレアのプラズマおよび磁気ループモデリングについて詳しく説明します。
Gaia-ESO調査：クラスター星とフィールド星のリチウム存在比によって追跡された低質量星の混合プロセス
| Title |
The_Gaia-ESO_survey:_Mixing_processes_in_low-mass_stars_traced_by_lithium_abundance_in_cluster_and_field_stars |
| Authors |
L._Magrini,_N._Lagarde,_C._Charbonnel,_E._Franciosini,_S._Randich,_R._Smiljanic,_G._Casali,_C._Viscasillas_Vazquez,_L._Spina,_K._Biazzo,_L._Pasquini,_A._Bragaglia,_M._Van_der_Swaelmen,_G._Tautvaisiene,_L._Inno,_N._Sanna,_L._Prisinzano,_S._Degl'Innocenti,_P._Prada_Moroni,_V._Roccatagliata,_E._Tognelli,_L._Monaco,_P._de_Laverny,_E._Delgado-Mena,_M._Baratella,_V._D'Orazi,_A._Vallenari,_A._Gonneau,_C._Worley,_F._Jimenez-Esteban,_P._Jofre,_T._Bensby,_P._Francois,_G._Guiglion,_A._Bayo,_R._D._Jeffries,_A._S._Binks,_A._Korn,_G._Gilmore,_F._Damiani,_E._Pancino,_G._G._Sacco,_A._Hourihane,_L._Morbidelli,_S._Zaggia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.04866 |
主系列星の後のLi表面存在量の振る舞いを調査することにより、低質量星の混合プロセスを制約することを目指しています。Gaia-ESOの6番目の内部データリリースであるidr6、およびGaiaEarlyDataRelease3、edr3からのデータを利用します。主系列星、準巨星、巨星のサンプルを選択します。これらの星は、ガイア-ESO調査によってLiの存在量が測定され、120〜Myrから約7Gyrまでの年齢の57の散開星団と、天の川のフィールドに属します。[Fe/H]の範囲は-1.0〜+0.5dexです。恒星パラメータの関数としてのLi存在量の振る舞いを研究します。フィールド巨星と個々のクラスターに属する巨星で観測されたLiの振る舞いを、一連の古典的なモデルと、回転と熱塩不安定性によって引き起こされた混合を伴うモデルの予測と比較します。恒星進化モデルとの比較により、古典的なモデルでは、データでカバーされている金属量と質量レジームで観察されたリチウムの存在量を再現できないことが確認されています。回転による混合と熱塩不安定性の両方の影響を含むモデルは、すべての金属量と質量範囲で、サンプルで観察されたLiの存在量の傾向を説明しています。古典的なモデルと回転モデルの結果の違いは大きく異なり（最大2dex）、リチウムを低質量星の恒星混合プロセスを制約するための最良の元素にします。質量が明確に決定された星の場合、観測された表面存在量と、回転によって引き起こされた熱塩混合を伴うモデルとの間のより良い一致が見られます。前者は主系列星と後の主系列進化の最初の段階で支配的であり、後者は光度関数のバンプ。
ガイアと仮想天文台のMとLの準矮星の幅広い仲間
| Title |
Wide_companions_to_M_and_L_subdwarfs_with_Gaia_and_the_Virtual_Observatory |
| Authors |
J._Gonz\'alez-Payo,_M._Cort\'es-Contreras,_N._Lodieu,_E._Solano,_Z._H._Zhang,_M.-C._G\'alvez-Ortiz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.04894 |
プロジェクトの目的は、分光的に確認されたMおよびLの金属量の少ない矮星（準矮星とも呼ばれる）のサンプルに広く共通する固有運動の伴侶を特定して、低質量の金属量の少ないバイナリのバイナリ部分に対する金属量の影響を調査することです。そして、より高質量のバイナリからのそれらの金属量の決定を改善すること。仮想天文台ツールと大規模な公開調査を利用して、ガイアで、M5より後のスペクトル型と$-$0.5dex以下の金属量を持つ超低温準矮星の明確に定義されたサンプルの一般的な固有運動コンパニオンを探しました。$\sim$1,360auにある1つのsdM1.5準矮星と1つのsdM5.5準矮星で構成されるバイナリである最良のシステムと115,000au以上離れた別の2つの可能性のあるシステムについて、低解像度の光学分光法を収集しました。M準矮星の1つの広い仲間を確認し、最大743,000auの予測される物理的分離に対して、M準矮星（sdMs）の多重度が$1.0_{-1.0}^{+2.0}$％であることを推測します。また、4つのM$-$Lシステムがあり、そのうち3つは新しい検出です。主にガイアによるかすかな光源の検出に制限があるため、サンプルの219MおよびL準矮星のいずれにも冷たいコンパニオンは識別されませんでした。1,360au（最大142,400au）を超える予測物理的分離の場合、sdM5$-$9.5の$0.60_{-0.60}^{+1.17}$％のワイドシステムの頻度を推測します。この研究は、sdMで$1.0_{-1.0}^{+2.0}$％、極端なM準矮星（esdM）で$1.9_{-1.9}^{+3.7}$％の多重度を示しています。サンプルのウルトラM準矮星（usdMs）のコンパニオンは見つかりませんでした。これらのオブジェクトの二値性には、5.3％の上限が設定されています。
タイプIb中間光度SN2015apおよび高度に消滅したSN2016bauの前駆体質量の制約
| Title |
Progenitor_mass_constraints_for_the_type_Ib_intermediate-luminosity_SN_2015ap_and_the_highly_extinguished_SN_2016bau |
| Authors |
Amar_Aryan,_S._B._Pandey,_WeiKang_Zheng,_Alexei_V._Filippenko,_Jozsef_Vinko,_Ryoma_Ouchi,_Isaac_Shivvers,_Heechan_Yuk,_Sahana_Kumar,_Samantha_Stegman,_Goni_Halevi,_Timothy_W._Ross,_Carolina_Gould,_Sameen_Yunus,_Raphael_Baer-Way,_Asia_deGraw,_Keiichi_Maeda,_D._Bhattacharya,_Amit_Kumar,_Rahul_Gupta,_Abhay_P._Yadav,_David_A._H._Buckley,_Kuntal_Misra_and_S._N._Tiwari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.05088 |
中輝度タイプIb超新星（SN）2015apおよび高度に赤くなったタイプIbSN〜2016bauの測光および分光分析について説明します。色の変化、ボロメータの光度、光球の半径、温度、速度の変化など、2つのSNeの測光特性も制約されます。イジェクタの質量、合成ニッケルの質量、およびイジェクタの運動エネルギーは、それらの光度曲線分析から計算されます。また、SN〜2015apとSN〜2016bauの進化のさまざまな段階でのスペクトルをモデル化し、比較します。スペクトルに存在するさまざまな線のP〜Cygniプロファイルは、噴出物の速度変化を決定するために使用されます。2つのSNeの観測された測光および分光特性を説明するために、12\、$M_\odot$ゼロエイジメインシーケンス（ZAMS）星モデルを計算し、公的に利用可能な恒星を使用してコア崩壊の開始までそれらを進化させました。進化コード{\ttMESA}。合成爆発は、{\ttSTELLA}の公開バージョンと{\ttMESA}モデルを利用した別の公開コード{\ttSNEC}を使用して生成されました。{\ttSNEC}と{\ttSTELLA}は、ボロメータの光度や速度の変化など、さまざまな観測可能なプロパティを提供します。{\ttSNEC}/{\ttSTELLA}によって生成されたパラメータと私たちの観測は互いに密接に一致していることを示しており、SN〜2015apの可能な前駆体として12\、$M_\odot$ZAMS星をサポートしています。SN〜2016bauの質量はわずかに小さく、最終製品としてSNと非SNの境界に近いです。
スペクトル線プロファイルのフーリエ解析に基づくベガの回転速度の決定
鋭い線の星ベガ（vsini〜20km/s）は実際には、低いi（<10度）でほぼ極上に見られる高速回転子であることが知られていますが、その固有の回転速度（v_e）、これまでにかなり異なる値が報告されています。方法論的には、スペクトル線プロファイルの詳細な分析は、v_eに依存する重力減光効果を多かれ少なかれ反映するため、この目的に役立ちます。ただし、実際には、観測されたラインプロファイルと理論的にシミュレーションされたラインプロファイルを直接比較することは必ずしも効果的ではありません。ソリューションはさまざまな条件の影響を受けやすく、多くのラインを組み合わせる範囲が不足しています。この研究では、K（ラインごとに異なる温度感度パラメーター）とv_eに依存する、各ラインプロファイルのフーリエ変換の最初のゼロ（q_1）を利用する代替アプローチに基づいて、Vegaのv_eの決定を試みました。v_eとvsiniは、異なるKの多数のラインについて観測されたq_1^obsと計算されたq_1^cal値を比較することにより、別々に確立できることが判明しました。実際には、2つのラインセット（49FeIラインと41FeIIライン）は、互いに合理的に一致する結果をもたらしました。ベガの回転の最終的なパラメーターは、vsini=21.6（+/-0.3）km/s、v_e=195（+/-15）km/s、およびi=6.4（+/-0.5）度として結論付けられました。
銀河系OH / IR星の赤外線研究。 III。アレシボサンプルの変動特性
| Title |
An_infrared_study_of_Galactic_OH/IR_stars._III._Variability_properties_of_the_Arecibo_sample |
| Authors |
F._M._Jim\'enez-Esteban,_D._Engels,_D.S._Aguado,_J.B._Gonz\'alez,_P._Garc\'ia-Lario |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.05122 |
OH/IR星のアレシボ天文台の変動特性を決定するために1999年から2005年の間に実施された近赤外線（NIR）モニタリングプログラムの結果を提示します。サンプルは、385個のIRASで選択された漸近巨星分枝（AGB）候補で構成されており、1612MHzOHメーザー放射の検出によってOリッチな化学的性質が証明されています。モニタリングデータは、公共の光学およびNIR調査から収集されたデータによって補完されました。光学バンドとNIRバンドで得られた光度曲線を、非対称余弦関数を使用したモデルに適合させ、345個の光源（サンプルの90％）の周期を導き出しました。それらの変動特性に基づいて、ほとんどのアレシボソースは長周期大振幅変光星（LPLAV）として分類され、4％は（候補）AGB後の星として分類され、3％はAGB後の星である可能性が高いものの未分類のままです。または非常に不明瞭なAGB星。LPLAVの期間分布は、400日でピークに達し、ほとんどのソースで300〜800日の期間であり、2100日までのロングテールがあります。通常、振幅はNIRでは1〜3等、光学系では2〜6等です。周期と振幅の間に相関関係があり、振幅が大きいほど周期が長くなり、周期と赤外線の色の間に相関関係があり、周期が長いほど赤い光源に関連付けられます。AGB後の星の中で、IRAS19566+3423の光度曲線は例外的であり、7年間でKバンドの明るさが大幅に体系的に増加したことを示しています。
暗い光子の限界：料理本
| Title |
Dark_photon_limits:_a_cookbook |
| Authors |
Andrea_Caputo,_Ciaran_A._J._O'Hare,_Alexander_J._Millar_and_Edoardo_Vitagliano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.04565 |
暗い光子は、目に見える光子と動的に混合することによって標準模型と相互作用する巨大な仮想粒子です。混合パラメータの値が小さい場合、暗黒光子は宇宙論的境界を回避して、実行可能な暗黒物質候補になる可能性があります。アクシオンによって生成される電磁信号との類似性のため、暗い光子信号のいくつかの境界は、アクシオンハロスコープによって設定された過去の境界の単純な再解釈です。ただし、暗い光子には、アクシオンにはない特性があります。それは、固有の偏光です。地球の自転のため、この分極を正確に説明することは重要であり、実験に大きく依存します。この偏光と地球の自転を考慮に入れると、暗光子の運動混合パラメータに対する実験的感度が1桁以上向上する可能性があることを示します。ダークフォトン検索を適切に最適化するために実行する必要のある戦略について詳しく説明します。これらには、実験の場所と方向を慎重に選択することや、繰り返される測定のタイミングを戦略的に設定することが含まれます。また、アクシオンのいくつかのよく知られた検索では、信号をテストする手法を採用しているため、暗い光子に除外制限を設定できないため、そのように再解釈するべきではないことも指摘します。
超大質量ブラックホールM87 $ ^ \ star $の事象の地平線望遠鏡偏光測定によるアクシオン-光子結合に対する厳しい制約
| Title |
Stringent_constraints_on_axion-photon_coupling_with_Event_Horizon_Telescope_polarimetric_measurements_of_supermassive_black_hole_M87$^\star$ |
| Authors |
Yifan_Chen,_Yuxin_Liu,_Ru-Sen_Lu,_Yosuke_Mizuno,_Jing_Shu,_Xiao_Xue,_Qiang_Yuan,_Yue_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.04572 |
前例のない角度分解能を備えた事象の地平線望遠鏡（EHT）は、粒子標準模型を超える新しい物理を探索するための刺激的な機会を開きます。最近、超大質量ブラックホールM87$^\star$付近の放射線の偏光特性が4日間で測定されています。これはまさに、超放射メカニズムによってブラックホールの回転エネルギーを抽出することによって生成された高密度のアクシオン雲の存在をテストするために必要なものです。アクシオン雲の存在は、直線偏光放射の電気ベクトル位置角（EVPA）に周波数に依存しない振動をもたらします。ほぼ正面を向いているM87$^\star$の場合、このようなEVPAの振動は、空の方位角に沿って伝播する波として現れます。この論文では、EHTによって測定されたEVPAの方位角分布を適用し、アクシオン-光子結合を研究します。天体物理学的背景を最小限に抑え、アクシオンパラメータに対する厳しい制約を導き出すための新しい微分解析手順を提案します。EHTデータは、アクシオン質量ウィンドウ$\sim（10^{-21}-10^{-20}）$〜eVのアクシオンパラメーター空間のかなりの部分を除外できます。これは、以前の実験では調査されていませんでした。
GW170817以降の中性子星観測量を使用した核対称エネルギーの抑制の進歩
| Title |
Progress_in_Constraining_Nuclear_Symmetry_Energy_Using_Neutron_Star_Observables_since_GW170817 |
| Authors |
Bao-An_Li,_Bao-Jun_Cai,_Wen-Jie_Xie_and_Nai-Bo_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.04629 |
GW170817以降の中性子星の新しい観測データは、特に高密度での核対称エネルギーに関する知識の向上に役立っています。特に次のことを学びました。（1）24の新しい分析からの核物質の飽和密度$\rho_0$での核対称エネルギーの勾配パラメーター$L$は、68\％の信頼レベルで約$L\約57.7\pm19$MeVです。その基準値と一致して、（2）16の新しい分析からの曲率$K_{\rm{sym}}$は約$K_{\rm{sym}}\approx-107\pm88$MeV、（3）$2\rho_0$での核対称エネルギーの大きさ、つまり$E_{\rm{sym}}（2\rho_0）\約51\pm13$MeV、68\％の信頼レベルで、9つの新しい中性子解析から抽出されました。重イオン反応の以前の分析と最先端の核多体理論の最新の予測からの結果と一致する星の観測可能性（4）一方で、標準的な中性子星からの利用可能なデータは核に厳しい制約を提供しません密度が約$2\rho_0$を超える場合の対称エネルギー、質量$2.08\pm0.07$$M_{\odot}$および半径のNICERによるPSRJ0740+6620の最近の観測からの半径の下限$R_{2.01}=12.2$km$R=12.2-16.3$km、68\％の信頼レベルでは、$2\rho_0$を超える密度で核対称エネルギーの厳密な下限が設定されます。（5）1次ハドロンクォークをカプセル化したモデルを使用した核対称エネルギーのベイズ推論正準中性子星の観測可能なものからの位相遷移は、位相遷移が$L$と$K_{\rm{sym}}$の両方をかなり高い値にシフトするが、不確実性が大きいことを示しています。（6）核対称性の高密度挙動エネルギーは、GW190814の質量の二次成分（2.50-2.67）$M_{\odot}$を、これまでに発見された最速かつ最も質量の大きいパルサーとして回転支持するために必要な最小周波数に大きく影響します。
確率的重力波の背景から制約される文字列の長さ
| Title |
String_length_constraining_from_stochastic_gravitational_waves_background |
| Authors |
Hongguang_Zhang,_Xilong_Fan,_Yufeng_Li,_Minglei_Tong,_and_Hongsheng_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.05027 |
弦の長さは弦理論の基本的なパラメータです。実験を通してそれを決定する方法に関する戦略が提案されている。私たちの仕事は、ストリングガス宇宙論からの確率論的重力波に焦点を合わせています。ランベルトのW関数の助けを借りて、非ハゲドルン相が宇宙マイクロ波背景放射のBモード偏光によって除外されていることがわかります。対数項を持つHagedornフェーズからのスペクトルは一意であることがわかります。確率的重力波によってストリングの長さを制限する方法に関する戦略を提案します。現在の検出器と今後の検出器の感度を考慮すると、ストリングの長さはプランクスケールの7$\sim$オーダーよりも短いことがわかります。
情報の調査-確率論的説明
情報保存の原理は、ハッブル球やブラックホールなど、地平線全体でのエンタングルメントエントロピーの上昇が予想される古典的に孤立したシステムについて調査されます。エンタングルメント情報は、この量子挙動を破壊する測定の正のエネルギーに対応する負のポテンシャルエネルギーを導入する必要があるというランダウアーの原理の類似物を受け入れます。これらの暗黒エネルギーのような寄与を推定し、それらが宇宙の暗黒エネルギーを説明でき、ブラックホールについて観測された超光速運動と赤方偏移論争を解決できることを発見しました。
4D-Einstein-Gauss-Bonnetブラックホールの電荷を、それぞれ地平線r-とr+上の粒子-反粒子ペアの負電荷と正電荷によって調べます。シュワルツシルトブラックホールには2つのタイプがあることを示します。また、アインシュタイン-ガウス-ボネのブラックホール電荷が定量化された値を持っていることも示しています。2つの対数補正を使用してホーキング-ベッケンシュタインの公式を取得します。2番目の補正は宇宙定数とブラックホール電荷に依存します。最後に、EGB-AdSブラックホールの熱力学を研究します。
確率的重力波の背景からプロービングする重力子
量子重力は物理学の課題であり、重力子の存在が主要な問題です。重力子によって引き起こされる量子雑音の検出可能性を研究します。スクイーズド係数が適切に固定されていると、$\Omega_0\sim\nu^{4+a_0\beta+b_0}$の形式のスクイーズド状態の量子ノイズのスペクトルが見つかります。いくつかの重力波検出器の感度と比較して、量子ノイズは将来検出される可能性があると結論付けています。
摂動されたブラックホールからのマルチモード準正規スペクトルの観測
| Title |
Observation_of_a_multimode_quasi-normal_spectrum_from_a_perturbed_black_hole |
| Authors |
Collin_D._Capano,_Miriam_Cabero,_Jahed_Abedi,_Shilpa_Kastha,_Julian_Westerweck,_Alexander_H._Nitz,_Alex_B._Nielsen,_Badri_Krishnan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.05238 |
重力波イベントGW190521を使用して、マルチモードブラックホールリングダウンスペクトルの強力な観測証拠を提供します。少なくとも2つのリングダウンモードが存在するという強力な証拠を示しています。ベイズ因子は$43.4^{+8.1}_{-6.8}$で、1つよりも2つのモードが優先されます。ドミナントモードは基本波$\ell=m=2$高調波であり、サブドミナントモードは基本波$\ell=m=3$高調波に対応します。最終的なブラックホールの赤方偏移した質量と無次元スピンは、それぞれ$332^{+31}_{-35}\、M_\odot$と$0.871^{+0.052}_{-0.096}$と推定されます。2つのモードの検出は、質量が等しいバイナリ前駆体を嫌い、質量比は$0.45^{+0.22}_{-0.29}$に制限されます。一般相対性理論は、スペクトルの各モードの周波数と減衰時間が、ブラックホールの質量と角運動量の2つのパラメーターにのみ依存することを予測しています。したがって、異なるモード間の一貫性は、一般相対性理論のテストを提供します。ブラックホール脱毛定理のテストとして、サブドミナントモード周波数のカー予測からの分数偏差を$\deltaf_{330}=-0.010^{+0.073}_{-0.121}$に制限します。
