量子フィッシャー宇宙論：対峙する観測とトランスプランキアン問題
QuantumFisherCosmologyの目的は、純粋なド・ジッター状態に関する量子フィッシャー情報を使用して、ド・ジッター宇宙の加速膨張の原始相の存在によるモデルに依存しない観測結果を導き出すことです。これらの量子機能は、スケールに依存する量子宇宙論的傾斜でエンコードされ、ド・ジッター普遍性類と呼ぶことができるものを定義します。実験的予測は次のとおりです。i）宇宙論的トランスプランキアン問題を自然に解決するスケールオーダー$k=1$Mpc$^{-1}$での赤から青への相転移ii）曲率変動のスペクトルインデックスCMBスケールで$k=0.05$Mpc$^{-1}$は$0.0328$に等しい、iii）スケール$k=0.002$Mpc$^{-1}$で$-0.0019$に等しい傾斜、iv）暗黒物質の源としての原始ブラックホール形成の自然なメカニズムを提供できる非常に高い多重極（$l>10^5$）のCMBピークの振幅の強化、v）$8$のスケールでのパワーの欠如$\sigma_8$の緊張を説明できるCMBスケールに関するMpc。
低質量ハローにおける自己相互作用暗黒物質の強いレンズ特性
| Title |
Strong_lensing_signatures_of_self-interacting_dark_matter_in_low-mass_halos |
| Authors |
Daniel_Gilman,_Jo_Bovy,_Tommaso_Treu,_Anna_Nierenberg,_Simon_Birrer,_Andrew_Benson,_Omid_Sameie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.05259 |
自己相互作用暗黒物質（SIDM）を含むモデルのコア形成と暴走コア崩壊は、崩壊したハローの中心密度プロファイルを大幅に変更します。シミュレートされたデータセットを使用したフォワードモデリング推論フレームワークを使用して、4重画像の強い重力レンズのフラックス比が、SIDMハローの固有の構造特性を検出し、質量が10ドルのハローの相互作用断面積の振幅と速度依存性を統計的に制約できることを示します。^6-10^{10}M_{\odot}$。これらのスケールでの測定は、$30\\rm{km}\\rm{s^{-1}}$未満の速度での自己相互作用を調べます。これは、比較的未踏のパラメーター空間の領域であり、銀河や銀河団からのより高い速度での制約を補完します。$\sigma_{20}$、$20\\rm{km}\\rm{s^{-1}}$での断面積の観点から、相互作用断面積の振幅と速度の依存性に制約を課します。50個のレンズ、近い将来に利用可能なサンプルサイズ、および背景クエーサーの周りの空間的にコンパクトな中赤外放射から測定されたフラックス比を使用して、$\sigma_{20}<11-23\\rm{cm^2}\を予測します。サブハロ質量関数の振幅に応じて、CDMを想定して、$95\％$CIでrm{g^{-1}}$。あるいは、$\sigma_{20}=19.2\\rm{cm^2}\rm{g^{-1}}$の場合、サブハロの振幅を仮定して、尤度比20：1のCDMを除外できます。巨大な楕円銀河と比較して、天の川銀河での二重効率の潮汐破壊から生じる質量関数。これらの結果は、コンパクトで未解決のソースの強いレンズ効果が、宇宙論的距離にわたる銀河系下のスケールでSIDM構造を制約し、宇宙時間の数GyrにわたるSIDM密度プロファイルの進化を制約できることを示しています。
高精度位置天文学によるマッハの原理の制約
ガイアなどの高精度の位置天文調査の分析は、マッハの原理の最新バージョンを暗黙のうちに想定しています。太陽系の局所慣性系は、遠方のクエーサーの枠内で回転しないはずです。それどころか、アインシュタインの一般相対性理論は回転する宇宙を可能にします。したがって、マッハの原理の仮定を緩和することで、クエーサーの高精度位置天文学を十分に測定された太陽系軌道と比較することにより、回転宇宙論のクラスに制約を課すことができます。グローバルローテーションを制限すると、一般相対性理論、インフレーション、および宇宙論的初期条件の等方性がテストされます。
$ \ alpha $ -attractorTモデルについて
ポテンシャル$V=V_0\tanh^p\left（\lambda\phi/M_{pl}\right）$によって定義される$\alpha$-アトラクターTモデルの現象論の完全な分析的研究を実行します。スカラースペクトルインデックス$n_s$に関して、およびテンソル対スカラー比$r$に関して独立して、インフレーション中のe-foldの数$N_{ke}$の式を取得します。これらの式から、既知の式と完全に一致する、$N_{ke}$に関する$n_s$と$r$の両方の正確な解と、大きな$N_{ke}$の展開を取得します。$n_s$と$r$の観点からモデルからパラメーター$\lambda$を削除すると、$n_s$と$N_{ke}$の観点から、$r$の正確な解を得ることができます。これにより、特に再現が可能になります。、単項式の可能性についてプランクコラボレーションによって提示された数値解。これらのソリューションが$\alpha$-attractorsのソリューションにどのように含まれているかを明示的に示し、これらのエンドポイントでもあります。最後に、観測量$n_s$と$r$の観点からグローバルスケール$V_0$を削除することにより、適切な制限で$\alpha$-アトラクターポテンシャルが単項式ポテンシャルに正確に減少する方法を示します。また、アインシュタインフレームのスタロビンスキーポテンシャルを一般化する$\alpha$-attractorEモデルの場合、同様の遷移が発生することも簡単に示します。
宇宙論的リチウム問題に関連する7Li（d、n）24Heの新しい熱核速度
| Title |
New_Thermonuclear_Rate_of_7Li(d,n)24He_relevant_to_the_Cosmological_Lithium_Problem |
| Authors |
S._Q._Hou,_T._Kajino,_T._C._L._Trueman,_M._Pignatari,_Y._D._Luo,_C._A._Bertulani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.05470 |
正確な7Li（d、n）24He熱核反応速度は、リチウムとベリリウムの原始的な存在量を正確に予測し、基本的な物理学と標準的な宇宙論モデルを超えた謎を精査するために重要です。ただし、ビッグバン元素合成（BBN）シミュレーションで広く使用されている7Li（d、n）24Heの現在の反応速度には依然として不確実性が存在します。この作業では、実験測定からの3つのしきい値に近い9Be励起状態に関する最新のデータを使用して、7Li（d、n）24He反応速度を再評価します。実験によって直接制約される不確実性を初めて提示します。さらに、9Beの16.671MeVでのサブスレッショルド共鳴からの寄与を初めて考慮します。原始元素合成の開始の典型的な温度で、以前の推定よりも全体的に約60倍小さい7Li（d、n）24He率が得られます。BBN元素合成計算に新しい速度を実装しました。新しい速度が、均一密度モデルの最終的な軽元素の存在量に与える影響は非常に限られていることを示しています。典型的な存在量の変動は0.002％のオーダーです。不均一密度のBBNモデルの場合、予測される7Li生成は10％増加し、質量数A>7の軽核種の原始生成は約40％増加する可能性があります。私たちの結果は、宇宙論的なリチウムの問題が、原子核物理学の観点から、長年の未解決のパズルのままであることを確認しています。
協定。 II。 PlanckとACTを使用した銀河団の圧力プロファイル
| Title |
PACT._II._Pressure_profiles_of_galaxy_clusters_using_Planck_and_ACT |
| Authors |
E._Pointecouteau,_I._Santiago-Bautista,_M._Douspis,_N._Aghanim,_D._Crichton,_J.-M._Diego,_G._Hurier,_J._Macias-Perez,_T._A._Marriage,_M._Remazeilles,_C._A._Caretta,_H._Bravo-Alfaro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.05607 |
銀河団や銀河団の高温ガスの圧力は重要な物理量であり、ハローの総質量や他のいくつかの熱力学的特性に直接関係しています。大規模なハローの高温ガス圧力分布に関する以前の観測研究をきっかけに、プランクとアタカマ宇宙望遠鏡（ACT）の両方で検出された31個のクラスターのサンプルを調査しました。MBAC調査です。2つのデータセットから再構築され、SZ効果の検出用に調整された、最適化されたSunyaev-Zeldovich（SZ）マップを利用し、大規模なPlanckカバレッジとACTのより高い空間分解能の両方を利用しました。私たちの平均圧力プロファイルは、中央部の0.04xR_500から周辺部の2.5xR_500までの半径範囲をカバーしています。このようにして、SZ測定に基づく以前の圧力プロファイルの再構築を改善します。これは、X線とSZの共同分析から導き出された制約と互換性があり、競争力もあります。この作業は、ACTやPlanckなど、さまざまな空間解像度とスペクトルカバレッジを使用した複数の実験によるSZ効果の大規模な空の調査によって提供される可能性を示しています。
スーパージュピターは外に移動します
最近のシミュレーションでは、木星質量が約1個の巨大惑星が、タイプIIの予測とは異なる速度で内側に移動することが示されています。ここでは、より高い質量で、惑星が外側に移動することを示します。シミュレーション時間が長く、粘度が低く、ディスクが粘性の定常状態に到達できる境界条件があるため、結果は以前の結果とは異なります。内向きから外向きの移動への移行は、いくつかの木星よりも重い惑星で発生する円形から偏心ディスクへの既知の移行と一致することを示します。偏心円盤では、2つの効果により、外側の円盤のトルクが弱まります。惑星が弱い波を発射することと、それらの波が減衰する前にさらに進行することです。その結果、内側の円盤のトルクが支配的になり、惑星はそれ自体を外側に押し出します。私たちの結果は、星から遠い距離で直接イメージングによって観測された多くのスーパージュピターが、外向きの移動によってそこに到達した可能性があることを示唆しています。
新しいタイプの衛星航跡が土星のEリングに存在するかもしれないという証拠
土星のEリングは、その月の地質学的活動によってエンケラドスから発射されたミクロンサイズの粒子で構成されています。Eリングの明るさのさまざまな小規模構造は、エンケラドスから最近発売された材料の巻きひげに起因しています。ただし、これらの機能の1つは、エンケラドスの重力摂動がバックグラウンドのEリング粒子を衛星航跡として知られる構造に集中させるはずの場所で発生します。衛星の伴流は以前に他の衛星を通過して漂流するリング物質で観察されましたが、これらのEリング構造は、エンケラドスの軌道近くの馬蹄形軌道に続く粒子を含む伴流の最初の例です。これらの伴流シグネチャの予測強度は、離心率が低く、エンケラドスの軌道のすぐ外側にある半主軸を持つ軌道上のEリング粒子の割合に特に敏感であるため、これらおよびその他の小規模なEリングの特徴の詳細な分析Eリング粒子の軌道特性と進化に強い制約を課す必要があります。
原始惑星系円盤の降着と分化の速度は、岩石惑星の窒素収支を設定します
| Title |
Rates_of_protoplanetary_accretion_and_differentiation_set_nitrogen_budget_of_rocky_planets |
| Authors |
Damanveer_S._Grewal,_Rajdeep_Dasgupta,_Taylor_Hough,_Alexandra_Farnell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.05313 |
原始惑星系円盤の分化が窒素や炭素などの生命に不可欠な揮発性物質の運命に及ぼす影響と、その後の惑星の成長のダイナミクスへの影響は不明です。マグマオーシャンでの窒素の溶解は、その分圧と酸素フガシティーに依存するため、原始惑星のサイズと成長ゾーンの関数として、揮発性の再分布を追跡するための理想的なプロキシです。グラファイトの不飽和条件での高圧および高温実験を使用して、ここでは、窒素の鉄を愛する特性が、広範囲の酸素フガシティーにわたって以前の推定値よりも1桁高いことを示します。金属、ケイ酸塩、大気の分別モデルと組み合わせた実験データは、小惑星サイズの原始惑星、およびそれらから成長した惑星の胚が窒素を枯渇させたことを示唆しています。しかし、分化する前に惑星の胚のサイズに成長した原始惑星は、窒素が豊富なコアと窒素が不足しているケイ酸塩貯留層を持っていました。惑星のような大きな地球のバルクケイ酸塩貯留層は、後者のタイプの惑星胚のコアから窒素を獲得しました。したがって、成長の主な段階で惑星のような地球の不安定な予算を満たすために、惑星の胚降着のタイムスケールは、それらの分化のタイムスケールよりも短くなければなりませんでした。つまり、月から火星のサイズの惑星の胚は、100万から200万以内で急速に成長しました。太陽系形成の年。
太陽系の原始惑星内部における同位体的に異なる窒素の非常に初期の起源
| Title |
A_very_early_origin_of_isotopically_distinct_nitrogen_in_inner_Solar_System_protoplanets |
| Authors |
Damanveer_S._Grewal,_Rajdeep_Dasgupta,_Bernard_Marty |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.05323 |
太陽系以降のNのような生命に不可欠な揮発性物質の起源を理解することは、岩石惑星の潜在的な居住性を評価するために重要です。しかし、内側の太陽系の惑星が最初からこれらの揮発性物質を付加したのか、それとも外側の太陽系から外因性の放出があったのかはよく理解されていません。鉄隕石中のNi、Mo、W、Ruの核合成異常の以前に公開されたデータと、それらの15N-14N比を使用して、ここでは、内側と外側の原始惑星系円盤に最も早く形成された原始惑星が同位体的に異なるNを降着したことを示します。木星は、星雲ガスからNを捕獲し、同時に内側と外側の円盤で原始惑星を成長させ、有機物やほこりからNを供給した可能性があります。各貯水池は、異なるN同位体組成を持っています。内側の太陽系原始惑星の明確なN同位体特性は、それらの急速な降着と相まって、CAIの形成後、0〜0.3Myrの成長ゾーンに非核の同位体処理されたNが遍在していたことを示唆しています。バルクケイ酸塩地球の15N-14N比は、太陽系の内側と外側の貯留層の比率の間にあるため、現在の岩石惑星のNは、太陽系の内側と外側の両方の物質の混合物を表していると推測されます。
| Title |
The_Pyrat_Bay_Framework_for_Exoplanet_Atmospheric_Modeling:_A_Population_Study_of_Hubble/WFC3_Transmission_Spectra |
| Authors |
Patricio_E._Cubillos,_Jasmina_Blecic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.05598 |
太陽系外惑星の大気モデリング、スペクトル合成、ベイズ検索のためのオープンソースのピラトベイフレームワークを紹介します。コードのモジュラー設計により、ユーザーは、温度、存在量（熱化学平衡または高度と一定）、および静水圧平衡の高度プロファイルの大気1Dパラメトリックモデルを生成できます。カスタム分解能とラインウィングカットオフ値を使用したExoMolおよびHITRANのラインごとの断面のサンプル。分子線遷移、衝突誘起吸収、レイリー散乱、灰色の雲、およびアルカリ共鳴線からの断面積を考慮して、発光または透過スペクトルを計算します。与えられたトランジットまたは日食データセットに対してマルコフ連鎖モンテカルロ大気検索を実行します。ExoMol断面のラインごとの断面サンプリングを再現し、petitRADTRANSモデルと一致する透過および発光スペクトルを生成し、TauRExモデルで生成されたシミュレートされた透過および発光観測の大気特性を正確に取得し、綿密に再現することにより、ピラトベイフレームワークのベンチマークを行いました。HD209458bの宇宙ベースの透過スペクトルのオーラ検索分析。最後に、HSTWFC3/G141グリズムでの透過で観測されたものに焦点を当てて、通過する太陽系外惑星の集団の検索分析を提示します。データセットがH2O吸収機能を示している場合、この機器だけで自信を持って識別できることがわかりました。ただし、ミュートされたH2O機能が雲、高い大気金属量、または低いH2O存在量によって引き起こされているかどうかを区別することはできません。私たちの結果は、以前の検索分析と一致しています。pyratbayコードは、PyPI（pipinstallpyratbay）およびcondaで入手できます。コードは詳細に文書化されており（https://pyratbay.readthedocs.io）、コミュニティへの最大限のアクセシビリティと長期的な開発の安定性を提供するためにテストされています。
ワータネン彗星の6回の爆発
| Title |
Six_Outbursts_of_Comet_46P/Wirtanen |
| Authors |
Michael_S._P._Kelley,_Tony_L._Farnham,_Jian-Yang_Li,_Dennis_Bodewits,_Colin_Snodgrass,_Johannes_Allen,_Eric_C._Bellm,_Michael_W._Coughlin,_Andrew_J._Drake,_Dmitry_A._Duev,_Matthew_J._Graham,_Thomas_Kupfer,_Frank_J._Masci,_Dan_Reiley,_Richard_Walters,_M._Dominik,_U._G._J{\o}rgensen,_A._Andrews,_N._Bach-M{\o}ller,_V._Bozza,_M._J._Burgdorf,_J._Campbell-White,_S._Dib,_Y._I._Fujii,_T._C._Hinse,_M._Hundertmark,_E._Khalouei,_P._Longa-Pe\~na,_M._Rabus,_S._Rahvar,_S._Sajadian,_J._Skottfelt,_J._Southworth,_J._Tregloan-Reed,_E._Unda-Sanzana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.05826 |
彗星の活動は、核の表面での昇華駆動プロセスの現れです。ただし、彗星の爆発は、必ずしも揮発性物質によって引き起こされるとは限らない他のプロセスから発生する可能性があります。核表面とその進化を完全に理解するためには、彗星の爆発の原因を特定する必要があります。その文脈で、我々は彗星46P/ワータネン彗星のミニ爆発の研究を提示します。2018年の近日点通過周辺の彗星の長期光度曲線には6つのイベントが見られます。見かけの強度は、半径5インチの開口部で$-0.2$から$-1.6$等の範囲で、$\の間のダスト質量に対応します。sim10^4$から$10^6$kgですが、粒径分布が不明であるため不確実性が大きくなります。ただし、公称質量推定値は、9P/テンペル1彗星および67P/チュリュモフ彗星でのミニバーストと同じオーダーです。-ゲラシメンコ、103P/ハートレー2彗星で特に欠けていたイベント。4つの彗星での爆発の頻度を比較すると、46Pの表面は中程度の大規模（$\sim$10-100m）の粗さを持っていることが示唆されます。爆発の強さは前回のイベントからの時間と相関しているように見えますが、太陽の日射量に関する物理的な解釈が不足しています。また、ハッブル宇宙望遠鏡の画像を調べます。近日点爆発から約2日後肉眼で見える噴出物の証拠が画像に見られ、限界半径は約2mでした。
高zライマンブレーク銀河の矮星衛星：JWSTの無料ランチ
| Title |
Dwarf_satellites_of_high-z_Lyman_Break_Galaxies:_a_free_lunch_for_JWST |
| Authors |
Viola_Gelli,_Stefania_Salvadori,_Andrea_Ferrara,_Andrea_Pallottini,_Stefano_Carniani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.05252 |
ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡が高$z$のライマンブレーク銀河（LBG）の矮星衛星を検出できることを示します。この目的のために、典型的な$M_\star\simeq10^{10}\rmM_\odot$LBGを$z\simeq6$まで進化させた後の宇宙論的シミュレーションを使用し、5つの衛星矮小銀河の観測特性を分析します。（$10^7{\rmM_\odot}<M_\star<10^9{\rmM_\odot}$）。それらの恒星放射とダスト減衰をモデル化して、$6<z<6.5$のレストフレームUV光学スペクトルを再構築します。JWST/NIRCam合成画像は、衛星がホストから空間的に分解でき、計画された詳細な調査によってそれらの放射が検出可能であることを示しています。さらに、衛星の合成スペクトルエネルギー分布と色-マグニチュード図を作成します。色$\rmF200W-F356W$は、識別された後の物理的特性を理解するための強力な診断ツールであると結論付けています。たとえば、$\rmF200W-F356W〜\lesssim-0.25$を使用して、スターバースト（$\rmSFR\sim5〜M_\odotyr^{-1}$）、低質量（$M_\star\lesssim5\times10^8\rmM_\odot$）システム、星の$\sim80\％$は若く、金属が少ない（$\log（Z_\star/Z_\odot）<-0.5$）。
MUSEQuBES：赤方偏移$ \ upperx3.3 $ Ly $ \ alpha $エミッターの銀河系周辺媒体の特性評価
| Title |
MUSEQuBES:_Characterizing_the_circumgalactic_medium_of_redshift_$\approx3.3$_Ly$\alpha$_emitters |
| Authors |
Sowgat_Muzahid_(IUCAA,_India),_Joop_Schaye,_Sebastiano_Cantalupo,_Raffaella_Anna_Marino,_Nicolas_F._Bouche,_Sean_Johnson,_Michael_Maseda,_Martin_Wendt,_Lutz_Wisotzki,_and_Johannes_Zabl |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.05260 |
マルチユニット分光エクスプローラー（MUSE）で8つの明るい背景クエーサーを中心とするフィールドで検出された96z=2.9-3.8Ly$\alpha$エミッター（LAE）の銀河周辺媒体における拡散ガスと金属の最初の特性評価を示します。MUSEQuBES調査の一環として。LAEのLy$\alpha$の光度は比較的低く（〜$10^{42}$erg/s）、星形成率は〜1$M_\odot$/yrであり、主系列銀河の場合、星の質量はわずか〜$10に相当します。^{8.6}$$M_{\odot}$。LAEとクエーサーの視線の間の中央値の横方向の距離は165適切なkpc（pkpc）です。高解像度のクエーサースペクトルを積み重ね、LAEの近くで500km/sおよび少なくとも250pkpc（約7ビリアル半径に対応）までの有意な過剰HIおよびCIV吸収を測定しました。銀河から30km/s未満では、HIとCIVの光学的厚さの中央値が1桁向上します。Ly$\alpha$吸収の平均静止フレーム相当幅は、z〜2.3のライマンブレーク銀河（LBG）およびz〜0.2の〜L*銀河のそれに匹敵しますが、サブL*/の場合よりもかなり高くなります。低赤方偏移の矮小銀河。CIV相当幅は、低z矮小銀河とz〜2.3LBGで測定されたものに匹敵しますが、z〜2.3クエーサーホスト銀河よりも大幅に低くなっています。「グループ」の一部であるLAEの約1/3付近で吸収が大幅に強くなります。これは、LAEが埋め込まれている大規模な構造に起因すると考えられます。横距離（50〜250pkpcの範囲）、赤方偏移、またはLy$\alpha$輝線の特性（光度、半値全幅、または同等の幅）。ただし、CIVではなくHIの場合、LAEからの100km/s未満での吸収は、星形成率とともに増加します。これは、より中性のガスに囲まれたLAEは、より高い星形成率を持つ傾向があることを示唆しています。
銀河円盤における棒共鳴の化学力学的特徴：現在のデータと将来の展望
| Title |
Chemodynamical_signatures_of_bar_resonances_in_the_Galactic_disk:_current_data_and_future_prospects |
| Authors |
Adam_Wheeler,_Irene_Abril-Cabezas,_Wilma_H._Trick,_Francesca_Fragkoudi,_and_Melissa_Ness |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.05263 |
銀河円盤は、棒、渦巻腕、衛星によって引き起こされると考えられている複雑な化学的および動的な下部構造を示しています。ここでは、作用および速度空間における棒共鳴の化学的特徴を調査し、試験粒子シミュレーションを使用して、共回転の特徴と高次共鳴との違いを特徴付けます。最近の調査のおかげで、太陽の近くの外にある星の金属量と運動学を含む大規模で均質なデータセットができました。シミュレーションをGaiaEDR3およびLAMOSTDR5の観測データと比較し、「帽子」移動グループをその外側のリンドブラッド共鳴に関連付け、「ヘラクレス」を共回転に関連付ける遅いバーの弱い証拠を見つけます。現在のデータからの制約はそれらの空間フットプリントによって制限されますが、太陽よりも方位角がバーの短軸に近い星は、テスト粒子シミュレーションでバーの外側のリンドブラッドと共回転共鳴のはるかに強い化学力学的特徴を示します。最終的なガイアデータリリースを含む、より広い方位角範囲を持つ将来のデータセットは、バー共振の信頼できる化学力学的識別を可能にします。
アタカマ宇宙望遠鏡：銀河中心のマイクロ波強度と偏光マップ
| Title |
The_Atacama_Cosmology_Telescope:_Microwave_Intensity_and_Polarization_Maps_of_the_Galactic_Center |
| Authors |
Yilun_Guan,_Susan_E._Clark,_Brandon_S._Hensley,_Patricio_A._Gallardo,_Sigurd_Naess,_Cody_J._Duell,_Simone_Aiola,_Zachary_Atkins,_Erminia_Calabrese,_Steve_K._Choi,_Nicholas_F._Cothard,_Mark_Devlin,_Adriaan_J._Duivenvoorden,_Jo_Dunkley,_Rolando_D\"unner,_Simone_Ferraro,_Matthew_Hasselfield,_John_P._Hughes,_Brian_J._Koopman,_Arthur_B._Kosowsky,_Mathew_S._Madhavacheril,_Jeff_McMahon,_Federico_Nati,_Michael_D._Niemack,_Lyman_A._Page,_Maria_Salatino,_Emmanuel_Schaan,_Neelima_Sehgal,_Crist\'obal_Sif\'on,_Suzanne_Staggs,_Eve_M._Vavagiakis,_Edward_J._Wollack,_Zhilei_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.05267 |
アタカマ宇宙論望遠鏡（ACT）で作成された銀河中心の分角分解能の強度と偏光マップを提示します。マップは、98、150、および224GHzで32deg$^2$フィールドをカバーし、$\vertl\vert\le4^\circ$、$\vertb\vert\le2^\circ$を使用します。これらのデータを同様の周波数でのPlanck観測と組み合わせて、大きな角度スケールで感度が向上した同時追加マップを作成します。同時追加されたマップを使用すると、中央分子ゾーン（CMZ）の多くの既知の機能を総強度と偏光の両方で解決できます。CMZの偏光角から推測される銀河磁場の空面成分の方向をマッピングし、基礎となる主要な放出メカニズムがシンクロトロンからダスト放出に変化するにつれて、3つの周波数帯域の形態に大きな変化が見られることを発見しました。いて座A*、レンガ分子雲（G0.253+0.016）、マウスパルサー星雲（G359.23-0.82）、竜巻超新星残骸候補（G357.7-0.1）など、選択された銀河中心源は次のとおりです。詳細に調べた。これらのデータは、銀河科学のために地上ベースの宇宙マイクロ波背景放射偏光実験を活用する可能性を示しています。
ファジィ暗黒物質ハローにおける核物体のランダム運動について
| Title |
On_the_Random_Motion_of_Nuclear_Objects_in_a_Fuzzy_Dark_Matter_Halo |
| Authors |
Dhruba_Dutta_Chowdhury,_Frank_C._van_den_Bosch,_Victor_H._Robles,_Pieter_van_Dokkum,_Hsi-Yu_Schive,_Tzihong_Chiueh,_and_Tom_Broadhurst |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.05268 |
超軽量ボソン（$m_{\rmb}\sim10^{-22}\\rmeV$）で構成されるファジーダークマター（FDM）は、コールドダークマターの興味深い代替品です。Schr\"odinger-Poisson（SP）方程式を解く数値シミュレーションは、FDMハローが、干渉する励起状態のエンベロープに囲まれた、SP方程式の基底状態である中央のソリトニックコアで構成されていることを示しています。これらの励起状態も干渉します。ソリトンを使用して、ハローの質量中心に対して限定されたランダムウォークを振動させて実行します。$6.6\times10^9M_{\odot}$FDMハローと$m_{\の高解像度数値シミュレーションを使用します。rmb}=8\times10^{-23}\\rmeV$を単独で使用すると、揺れ動くソリトンが、超巨大なブラックホールや密な星のクラスターなどの核オブジェクトを重力的に乱し、外側に拡散させることを示します。特に、平均して、ソリトン質量（$M_{\rmsol}$）の質量$\lesssim0.3\％$を持つオブジェクトが、$\sim3\\rmGyr$のソリトンから放出されることを示します。その後、それらはソリトンとハローgrとの重力相互作用のために外向きの拡散を続けます肛門。より大きなオブジェクト（$\gtrsim1\％M_{\rmsol}$）は、ランダムウォークを実行している間、力学的摩擦のためにソリトンに大部分が閉じ込められたままになります。また、運動論に基づいて、低質量物体の外向きの動きを正確に再現する拡散の効果的な処理を示し、星団と活動銀河核の観測された変位をホスト銀河の中心からどのように使用できるかについて簡単に説明します。FDMを制約します。
銀河の合体における形態運動学的偏りの起源
| Title |
Genesis_of_morpho-kinematic_lopsidedness_in_minor_merger_of_galaxies |
| Authors |
Soumavo_Ghosh,_Kanak_Saha,_Chanda_J._Jog,_Francoise_Combes,_Paola_Di_Matteo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.05270 |
$m=1$の偏った非対称性は、円盤銀河では一般的です。ここでは、GalMerからマイナーな合併モデル（軌道構成、ホスト銀河の形態が異なる）のセットを選択しながら、マイナーな合併（質量比1:10）中のホスト銀河の$m=1$偏りの励起を調査します。銀河の合体シミュレーションのライブラリ。マイナーな合併が、ホスト銀河の星の顕著な$m=1$偏りを引き起こすことを示します。$m=1$の偏りの強さは、潮汐の遭遇による$m=1$の偏りの励起の過去の発見と一致して、衛星の各近地点通過後に一時的な増幅段階を経ます。ただし、合併が発生し、合併後の残党が再調整されると、偏りは短い時間スケール（$\sim500-850$Myr）で消えていきます。さらに、合併が遅れると、ホスト銀河の偏りが長引く（$\sim2$Gyr）可能性があります。$m=1$の偏りが明確に定義されたパターン速度で回転することを示します。測定されたパターン速度は、$m=2$バーのパターン速度よりもはるかに遅く、バーに対して逆行します。これにより、$m=1$の偏りの内側リンブラッド共鳴（ILR）が$m=2$バーモードの共回転（CR）と外側リンブラッド共鳴（OLR）の間にある動的シナリオが発生します。運動学的な偏りはホスト銀河でも発生し、結果として生じる時間的変化は密度の偏りの変化に厳密に従います。マイナーな合併はまた、衛星との潮汐の遭遇のために、一時的な中心から外れた恒星円盤-暗黒物質ハロー構成を引き起こします。
銀河の性質と集合バイアスに及ぼすハロー質量降着履歴の影響について
ハローアセンブリバイアスは、暗黒物質ハローのクラスター化が、固定ハロー質量でのアセンブリ履歴に二次的に依存していることです。この確立された依存性は、銀河集団のクラスター化、一般に銀河集合バイアスとして知られている潜在的な影響に現れると予想されます。IllustrisTNG300電磁流体力学シミュレーションを使用して、銀河の特性とクラスター化の、それらのホスティングハロー（sMAH）の特定の質量降着履歴の形状への依存性を分析します。最初に、いくつかのハローと銀河の特性が、固定されたハロー質量でのsMAH（$\beta$）の傾きと強く相関していることを示します。つまり、$\beta$がますます急になるハローは、早い時期にハローの質量をより速く増加させ、ホストされている銀河は、より大きな恒星とハローの質量比を示し、ガスをより早く失い、より高い赤方偏移で星形成履歴のピークに達します。早く急冷されます。また、$\beta$は、形成時間など、広く使用されている他のハロープロキシよりも、これらの主要な銀河形成特性に直接関連していることも示しています。最後に、赤方偏移の関数として、固定ハロー質量での銀河団の$\beta$への二次依存性を測定します。個々のハローの進化をさかのぼることにより、$z=0$銀河の前駆体の銀河集合バイアス信号の振幅が赤方偏移とともに増加し、$M_のハローの$z=1$で2倍に達することを示します。\mathrm{halo}=10^{11.5}-10^{12}$$h^{-1}\mathrm{M}_\odot$。合併ツリーに沿ったアセンブリバイアスの進化の測定は、二次バイアスの研究に新しい理論的展望を提供します。ハロー降着と銀河集団のクラスター化および観測特性の両方との密接な関係を示す私たちの発見は、今後の宇宙論的調査のための模擬カタログの生成にも重要な意味を持っています。
銀河は死にますか？ローカルユニバースでのシミュレーションと観測からのさまざまなビュー
| Title |
Do_galaxies_die?_Different_views_from_simulations_and_observations_in_the_Local_Universe |
| Authors |
Pablo_Corcho-Caballero_(UAM,_AAO-MQ),_Yago_Ascasibar_(UAM),_Cecilia_Scannapieco_(UBA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.05298 |
何年もの間、銀河系外のコミュニティは銀河を2つの異なる集団に分けてきました。そのうちの1つは青い色を特徴としており、活発に星を形成しています。もう1つは、星形成がごくわずかな「赤く死んだ」物体で構成されています。しかし、これらの銀河は本当に死んでいるのでしょうか？ここで、いくつかの独立したグループによって以前に報告されたように、最先端の宇宙論的数値シミュレーションが、過去数Gyrにわたって星を形成していない多数の急冷銀河の存在を予測していることを強調したいと思います。対照的に、近くの宇宙での大きな銀河サンプルの観測測定は、最も受動的なシステムでさえ、$sSFR\sim10^{-12}〜\text{yr}^{-1}$に近いいくつかの残留レベルでまだ星を形成していることを示唆しています。残念ながら、極端に低い星形成は、両方のアプローチに課題をもたらします。現在のところ、真に死んだ銀河の割合は、銀河の形成と進化を理解するために対処しなければならない重要な未解決の問題であると結論付けています。
ラマ：超硬X線で選択されたAGNと一致する不活性銀河の核内の星の種族
| Title |
LLAMA:_Stellar_populations_in_the_nuclei_of_ultra_hard_X-ray_selected_AGN_and_matched_inactive_galaxies |
| Authors |
L._Burtscher,_R._I._Davies,_T._T._Shimizu,_R._Riffel,_D._J._Rosario,_E._K._S._Hicks,_M.-Y._Lin,_R._A._Riffel,_M._Schartmann,_A._Schnorr-M\"uller,_T._Storchi-Bergmann,_G._Orban_de_Xivry,_S._Veilleux |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.05309 |
核（$\lesssim$50pc）の星形成と核銀河活動の関係はまだわかりません。理論モデルは2つの間の関連を予測していますが、活動銀河核（AGN）が同時に現れるべきかどうかは不明です。または核星形成活動が進行中の後。この関係の研究を、最も明るい（$\logL_{\rm14-195keV}>10^{42.5}$erg/s）ローカルAGN（LLAMA）の9つの完全なボリューム制限サンプルで示します。サンプル）、ハッブルタイプ、恒星質量（9.5$\lesssim$logM_star/M_sun$\lesssim$10.5）、傾斜、距離に一致する18個の非活動銀河（6個の星形成;12個のパッシブ）のサンプルを含みます。これにより、コントロールサンプルでメソッドをキャリブレーションし、AGNとコントロールサンプル間の差分分析を実行できます。$\upperx$150pcの物理半径に対応するアパーチャ内のVLT/X-SHOOTERスペクトルで星の種族合成を実行します。9つのAGNのうち7つ、および6つの星形成制御銀河のうち4つに、若い（$\lesssim$30Myr）星の種族が見つかります。対照的に、星を形成しない対照集団では、12個の銀河のうち2個だけがそのような集団を示しています。さらに、これらの若い集団が進行中の星形成を示していないことを示し、核星形成の結果としてAGN活動を見るモデルの証拠を提供します。AGNと星形成制御銀河の同様の核星形成の歴史に基づいて、後者はそれらの時間のある部分で前者に変わるかもしれないと推測します。この仮定の下で、サンプルのボリュームの完全性を利用して、AGNフェーズは核スターバーストフェーズの約5％続くと推測します。
IRSF / SIRIUS調査によって明らかにされたLMCHIリッジ領域の3次元ダスト形状
| Title |
Three-dimensional_dust_geometry_of_the_LMC_HI_ridge_region_as_revealed_by_the_IRSF/SIRIUS_survey |
| Authors |
Takuya_Furuta,_Hidehiro_Kaneda,_Takuma_Kokusho,_Yasushi_Nakajima,_Yasuo_Fukui,_Kisetsu_Tsuge |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.05421 |
大マゼラン雲（LMC）HI尾根領域の赤外線調査施設（IRSF）近赤外線（NIR）データを使用して、視線に沿った減光（AV）を評価する新しい方法を紹介します。私たちの方法では、NIRの過剰な色から各星のAV値を推定し、視線ごとに青から赤に並べ替えます。ソートされたAVのパーセンタイル値を使用して、3次元AVマップを新たに作成します。得られたAVマップを、速度分解されたHIおよびCO観測によってトレースされた総水素カラム密度N（H）と比較します。LMCHI尾根地域では、福井ら。（2017、PASJ、69、L5）2つの速度成分とそれらを橋渡しする中間速度成分を見つけます。異なる速度での3次元AVマップとN（H）マップを比較すると、ダストの形状は、前の研究で示唆されているように、2つの速度間で進行中のガス衝突のシナリオと一致していることがわかります。さらに、2つの速度成分のAV/N（H）に2倍の差が見られます。これは、小マゼラン雲（SMC）からの流入ガスがこの領域で混合されていることを示しています。全体として、私たちの結果は、LMCとSMCの間の潮汐相互作用によって引き起こされた大規模なガス衝突による30ドラダスでのトリガーされた星形成をサポートしています。
散開星団SAI44およびSAI45の測光および運動学的研究
| Title |
Photometric_and_Kinematic_study_of_the_open_clusters_SAI_44_and_SAI_45 |
| Authors |
Jayanand_Maurya,_Y.C._Joshi,_W.H._Elsanhoury,_Saurabh_Sharma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.05478 |
\textit{Gaia}eDR3からのアーカイブデータによって補足された地上ベースのBVR$_{c}$I$_{c}$データを使用して、十分に研究されていないまばらな散開星団SAI44およびSAI45の詳細な測光および運動学的研究を実行します。パンスターズ。恒星のメンバーシップは、\textit{Gaia}eDR3運動学的データに基づく統計的手法を使用して決定され、SAI44では204のメンバーが見つかりましたが、SAI45では74のメンバーしか識別されていません。SAI44とSAI45までの平均距離は3670と計算されます。$\pm$184および1668$\pm$47個クラスターの対数年齢は、SAI44およびSAI45で、それぞれ8.82$\pm$0.10および9.07$\pm$0。10年と決定されます。SAI45の色と大きさの図は、拡張された主系列星のターンオフ（eMSTO）をホストします。これは、メンバーの星の回転速度の違いによって発生する可能性があります。質量関数の傾きは、SAI44の質量範囲2.426-0.990M$_{\odot}$および2.167-1.202M$_{\odot}$で-1.75$\pm$0.72および-2.58$\pm$3.20として取得されます。それぞれSAI45。SAI44は質量分離の兆候を示していますが、SAI45では、おそらく潮汐の縞模様が原因で、質量分離の弱い証拠が見つかりました。これらのクラスターの動的緩和時間は、両方のクラスターが動的に緩和された状態にあることを示しています。ADダイアグラム法を使用すると、SAI44および（-56$\fdg22\pm0\fdg13$）の頂点座標は（69$\fdg79\pm0\fdg11$、-30$\fdg82\pm0\fdg15$）であることがわかります。、-56$\fdg62\pm0\fdg13$）SAI45の場合。クラスターSAI44およびSAI45の平均空間速度成分は、kms$^{-1}$の単位で（-15.14$\pm）として計算されます。それぞれ$3.90、-19.43$\pm$4.41、-20.85$\pm$4.57）および（28.13$\pm$5.30、-9.78$\pm$3.13、-19.59$\pm$4.43）。
$ H \ alpha $対$ FUV $の星形成率の極端な比率を持つローカルボリューム後期型銀河
| Title |
Local_Volume_Late-Type_Galaxies_with_an_Extreme_Ratio_of_$H\alpha$-to-$FUV$_Star-Formation_Rates |
| Authors |
I.D._Karachentsev,_E.I._Kaisina,_S.S_.Kaisin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.05522 |
天の川から11Mpc以内にある477個の後期型銀河の現在最も代表的なサンプルを使用して、遠方紫外線（$FUV$）とH$\alpha$輝線フラックスからの星形成率（$SFR$s）を測定しました。$SFR（H\alpha）/SFR（FUV）>2$および$SFR（H\alpha）/SFR（FUV）<1/20$という極端な比率の銀河を選択します。各サブサンプルは総数の$\sim5$\％になり、恒星の質量が$M^*/M_{\odot}=（5.5-9.5）$〜dexの矮小銀河で構成されています。$\sim10$〜Myrのスケールでの$SFR（H\alpha）$活動の大きな違いにもかかわらず、一時的に「励起された」銀河と一時的に「静止した」銀河は、$SFR（FUV）$と$M^*$は、$\sim100$〜Myrのスケールで表示されます。それらの平均特定の星形成率$\log[SFR（FUV）/M^*]=-10.1\pm0.1$（yr$^{-1}$）は、ハッブルパラメーター$\log（H_0）=と一致します。-10.14$（yr$^{-1}$）。$t\sim10$〜Myrのスケールでは、$SFR$のバリエーションは、メインシーケンスより1桁未満の適度なフラッシュ振幅と、平均レベルより2桁低いフェード振幅を持ちます。一般に、一時的に励起された銀河と一時的に静止した銀河はどちらも、通常の主系列銀河とほぼ同様のガス分率を持ち、別のハッブル時間スケールで現在の星形成率を維持できます。最も近い巨大な隣人によって生成された密度コントラストに従って銀河を配置すると、潮汐相互作用によって引き起こされた$SFR$の平均超過はわずかです。
Lenses In VoicE（LIVE）：畳み込みニューラルネットワークを使用したVOICE @VST調査で強い重力レンズを検索する
| Title |
Lenses_In_VoicE_(LIVE):_Searching_for_strong_gravitational_lenses_in_the_VOICE@VST_survey_using_Convolutional_Neural_Networks |
| Authors |
Fabrizio_Gentile,_Crescenzo_Tortora,_Giovanni_Covone,_L\'eon_V._E._Koopmans,_Chiara_Spiniello,_Zuhui_Fan,_Rui_Li,_Dezi_Liu,_Nicola_R._Napolitano,_Mattia_Vaccari_and_Liping_Fu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.05602 |
畳み込みニューラルネットワーク（CNN）を使用したCDFSおよびES1フィールドのVST光学イメージング（VOICE調査）で識別された16個の強い重力レンズのサンプルを示します。VOICEで観測された実際の発光赤銀河にシミュレートされた重力弧を重ね合わせることによって生成された合成画像で2つの異なるCNNをトレーニングします。具体的には、最初のCNNはシングルバンド画像でトレーニングされ、アインシュタイン半径が大きいシステムをより簡単に識別します。一方、合成RGB画像でトレーニングされた2番目のCNNは、アインシュタイン半径が小さいシステムをより正確に取得します。この深い調査の高い限界等級（rバンドで26.1）と低いPSFFWHM（rバンドで0.8"）を利用して、両方のネットワークをVOICE調査からの実際のデータに適用します。$\sim21を分析します。$mag_r<21.5$の200$画像、257個のレンズ候補を識別。信頼性の高いサンプルを取得し、手法の精度を評価するために、9人の著者が目視検査を実行します。システムの約75％は次のように分類されます。最後に、選択したグレーディングしきい値を通過する16のシステムで構成されるLIVEサンプル（LensesInVoicE）を組み立てます。これらの候補のうち3つは、ハッブル宇宙望遠鏡で観察したときにレンズの特徴を示しています。作業は、重力レンズを探している銀河の大きなサンプルを検査するCNNの能力のさらなる確認を表しています。これらのアルゴリズムは、Euclid衛星とVeraRubinObservによる今後の調査の科学的可能性を最大限に活用するために重要です。atory
ヘルプ：ハーシェル銀河系外レガシープロジェクト
| Title |
HELP:_The_Herschel_Extragalactic_Legacy_Project |
| Authors |
R._Shirley,_K._Duncan,_M.C._Campos_Varillas,_P.D._Hurley,_K._Malek,_Y._Roehlly,_M.W.L._Smith,_H._Aussel,_T._Bakx,_V._Buat,_D._Burgarella,_N._Christopher,_S._Duivenvoorden,_S._Eales,_A._Efstathiou,_E.A._Gonzalez_Solares,_M._Griffin,_M._Jarvis,_B._Lo_Faro,_L._Marchetti,_I._McCheyne,_A._Papadopoulos,_K._Penner,_E._Pons,_M._Prescott,_E._Rigby,_H._Rottgering,_A._Saxena,_J._Scudder,_M._Vaccari,_L._Wang,_S.J._Oliver |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.05659 |
ハーシェル銀河系外レガシープロジェクト（HELP）を紹介します。このプロジェクトは、ほとんどのプレミアム多波長銀河系外データセットの派生データ製品を照合、キュレート、均質化、および作成します。最初のデータリリースの空の境界は、ハーシェルSPIRE銀河系外調査フィールドによって定義された1270deg2をカバーしています。特に、ハーシェル多層銀河系外調査（HerMES）とハーシェルアトラス調査（H-ATLAS）です。ここでは、プロジェクトの設計における動機と主要な要素について説明します。指導原則は、再現性と出所の特定に注意を払った透明または「オープン」な方法論です。設計の重要な要素は、キャリブレーション、メタデータの均質化、および統計分析用のデータの選択を定義するために必要な情報の提供に焦点を当てています。従来のカタログのように最尤推定や関連する不確実性ではなく、長波長の画像から直接情報を抽出し、短波長で利用可能な事前情報を活用し、完全な事後分布を提供する確率的手法を適用します。このプロジェクト定義ペーパーでは、HELPの最初のデータリリースへのフルアクセスを提供します。データリリース1（DR1）には、385度2での最大のSPIRE銀河系外フィールドのモノリシックマップと、PACSおよびSPIREフラックスの1800万回の測定が含まれています。また、完全なHELPデータベースにアクセスして分析するためのツールも提供しています。この新しいデータセットには、遠赤外線測光、測光赤方偏移、およびスペクトルエネルギー分布のモデリングから推定された派生物理特性が含まれています。
相対論的ジェットにおける超高エネルギー宇宙線のエスプレッソと確率論的加速
| Title |
Espresso_and_Stochastic_Acceleration_of_Ultra-high-energy_Cosmic_Rays_in_Relativistic_Jets |
| Authors |
Rostom_Mbarek_and_Damiano_Caprioli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.05262 |
エスプレッソシナリオでは、超高エネルギー（UHE）宇宙線（CR）は、活動銀河核の相対論的ジェットにおける銀河様CRのワンショット再加速によって生成されます。Mbarek＆Caprioli（2019）では、高解像度磁気流体力学（MHD）ジェットシミュレーションでテスト粒子CRを追跡し、関連するスペクトル勾配、化学組成、および異方性がUHECR現象学と一致していることを発見しました。この作業では、サブグリッドのピッチ角散乱を含めることでこのような分析を拡張し、MHDシミュレーションでは解決できない小規模な磁気乱流をモデル化します。大きな散乱率が確率的加速を解き放ち、低エネルギーCRの活性化を促進し、最終的にはより硬いUHECRスペクトルにつながることがわかります。それでも、最高のエネルギー（ヒラス限界まで）を達成する粒子は、常にエスプレッソ加速によって生成され、それらのスペクトルは、想定されるサブグリッド散乱率とは無関係です。
不安定な枝の双子の星の運命：双子の星の形成への影響
安定したコンパクト星の第3ファミリーを生み出すハイブリッドハドロン-クォーク状態方程式は、LIGO-VirgoイベントGW170817と互換性があることが示されています。第3族の安定した構成は、ハイブリッドハドロン-クォーク星と呼ばれます。平衡安定ハイブリッドハドロン-クォーク星の枝は、不安定なハイブリッドハドロン-クォーク星の枝を持つ安定中性子星枝によって分離されています。これらの不安定な構成の最終状態はまだ研究されておらず、それは双子の星、つまり中性子星と同じ質量で半径が異なるハイブリッド星の形成と存在に影響を与える可能性があります。一般相対論的流体力学の方程式の適切な初期値問題を保証するために、既存のハイブリッドハドロン-クォーク状態方程式を一次相転移で修正し、非回転または回転する不安定な双星のダイナミクスを完全な一般相対性理論における3次元シミュレーション。不安定な双子の星が自然にハドロンの枝に向かって移動することがわかります。ハドロン体制に落ち着く前に、これらの星は動的なタイムスケールで（準）放射状の振動を受け、コアは2つのフェーズ間で跳ね返ります。私たちの研究は、エネルギー密度の大きなジャンプにわたって相転移が持続する場合、安定した双子星を形成するのは難しいかもしれないことを示唆しています。また、ハイブリッド星の最小質量不安定性を研究し、中性子星の最小質量不安定性とは異なり、これらの構成が爆発しないことを発見しました。さらに、我々の結果は、2つの量子色力学相間の振動が、コア崩壊超新星と白色矮星-中性子星合体におけるそのような相転移に関連する重力波信号を提供する可能性があることを示唆しています。
他の新星と比較した、XMM-Newtonで観測された新星LMC 2009a
| Title |
Nova_LMC_2009a_as_observed_with_XMM-Newton,_compared_with_other_novae |
| Authors |
Marina_Orio,_Andrej_Dobrotka,_Ciro_Pinto,_Martin_Henze,_Jan-Uwe_Ness,_Nataly_Ospina,_Songpeng_Pei,_Ehud_Behar,_Michael_F._Bode,_Sou_Her,_Margarita_Hernanz,_and_Gloria_Sala |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.05346 |
2009年2月の発光再発新星LMC2009aの爆発の4つの高分解能反射格子分光計（RGS）スペクトルを調べます。それらは非常に複雑で、複雑な吸収および放出機能が豊富でした。連続体は、ピーク有効温度が810,000K〜100万Kで、質量が1.2〜1.4M$_\odot$の範囲にある、白色矮星（WD）を燃やす殻の大気に由来する主要な成分と一致していました。数百kms$^{-1}$の吸収特性の適度な青方偏移は、約10$^{-8}$M$_\の割合でWD表面を枯渇させる残留新星風で説明できます。odot$yr$^{-1}$。発光スペクトルは、エジェクタの光イオン化と衝撃イオン化の両方によるものと思われます。超軟X線源は、時間の時間スケールで不規則に変動し、変動の振幅が減少しました。すでに知られている別の33.3秒変調の周期と振幅の両方が、数時間のタイムスケール内で変化することがわかります。NLMC2009aを、噴火後16年以内に観測された13個の超軟X線源（SSS）として偶然発見された4個を含む、他のマゼラン雲新星と比較しました。新たに検出されたターゲットは、予想よりもはるかに明るさが弱かった。降着円盤によって部分的に隠されていたことが示唆される。噴火から5。5年以上経ったマゼラン雲の新星でのSSS検出の欠如は、核燃焼段階の平均期間を制約します。
8つのファナロフ-ライリータイプ0電波銀河のパーセクスケールの特性
| Title |
Parsec-scale_Properties_of_eight_Fanaroff-Riley_Type_0_Radio_Galaxies |
| Authors |
Xiaopeng_Cheng,_Tao_An,_Bong_Won_Sohn,_Xiaoyu_Hong,_Ailing_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.05396 |
公開されているFR0サンプルから選択された、8つのFanaroff-Rileyタイプ0電波銀河（FR0）の高解像度電波観測を報告します。これらの観測は、VeryLongBaselineArray（VLBA）とEuropeanVLBINetwork（EVN）を使用して、周波数5GHzと8GHz、最高解像度0.6masで実行されました。8つのソースはすべて、0.3〜10パーセクの予測物理サイズでコンパクトな構造を示しています。6つのソースは両面構造を示し、2つのソースは片面ジェット構造を示しています。J1025+1022は、X字型のジェット構造を示しています。これは、中央エンジンの再始動または高度に湾曲した内部ジェットの投影によるジェット軸の再配向に起因する可能性がありますが、これらのシナリオを調べるには、さらに調査が必要です。8つのソースの22のジェットコンポーネントの固有運動は、-0.08cから0.51cの間であると決定されます。ほとんどのソースはフラットなスペクトルを示しますが、低振幅のフラックス密度の変動、低ジェットの固有運動速度、対称的な両面ジェット構造など、他の観測された特性は、pcスケールのFR0ジェットが穏やかであることをサポートする傾向があります。バルクローレンツ因子が低く、視角が大きい相対論的。
X線フラッシュのホスト銀河であるXRF020903の電波特性を調査しました。これは、ガンマ線バースト（GRB）の軸外原点を調査するための最良の例です。アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイを使用して、233GHzのダスト連続体とCOが観測されます。金属量に依存するCOからH$_{2}$への変換係数を適用して得られた分子ガスの質量は、GRBホスト銀河の赤方偏移と恒星の質量に沿った世界的な傾向と一致します。推定されたガス枯渇タイムスケール（GRBホスト銀河の潜在的な臨界特性に関連する）は、同じ赤方偏移範囲内のGRBおよび超高輝度超新星ホストのタイムスケールと同等です。ラジオで観測されたXRF020903ホスト銀河のこれらの特性は、GRBホスト銀河の特性に似ているため、XRF020903とGRBの同じ起源をサポートしています。
マグネターは、I型超高輝度超新星（SLSNeI）や幅広のIc型超新星（SNeIc-BL）など、いくつかの高エネルギー超新星爆発の潜在的な電源の1つです。超新星（SNe）のこれら2つのサブクラス間の可能なリンクを調査するために、マグネターの進化とマグネターを動力源とするSNeに対するフォールバック降着円盤の影響を研究します。このシナリオでは、マグネターとフォールバック降着円盤の間の相互作用は、降着レジームでのマグネターのスピンを加速しますが、プロペラレジームでのマグネターの実質的なスピンダウンをもたらす可能性があります。したがって、マグネターの最初の回転は、スピンの進化においてそれほど重要な役割を果たしません。このようなマグネターとディスクの相互作用のシナリオは、SNeIc-BLとSLSNeIの両方の光度曲線をよく説明できます。この場合、観測された違いは、マグネターの初期磁場と、ディスクのフォールバック質量およびタイムスケールに敏感です。SNeIc-BLに電力を供給するマグネターと比較して、より明るいSNeを説明するマグネターは、通常、より速い回転を維持し、ピーク時の周りの有効磁場が比較的低くなります。さらに、SLSNeIと長いガンマ線バーストとの関連は、将来観測された場合、マグネターディスクシステムのコンテキストで説明できます。
| Title |
The_INTEGRAL_view_on_Black_Hole_X-ray_Binaries |
| Authors |
S._E._Motta,_J._Rodriguez,_E._Jourdain,_M._Del_Santo,_G._Belanger,_F._Cangemi,_V._Grinberg,_J._J._E._Kajava,_E._Kuulkers,_J._Malzac,_K._Pottschmidt,_J.P._Roques,_C._Sanchez-Fernandez,_J._Wilms |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.05547 |
INTEGRALは、2002年10月に打ち上げられた基礎天体物理学のESAミッションです。18年以上軌道上にあり、その間、ハードXからの放出をプローブするために特別に設計された一連の機器で高エネルギーの空を観測してきました。-光線および軟ガンマ線源。この論文は、高エネルギーの空に存在する最も重要な源の1つであるブラックホール連星の主題に専念しています。相対論的天体物理学の分野で私たちの知識を大幅に進歩させたINTEGRALデータに基づく科学文献のレビューを提示します。積分科学に近いトピックに特に焦点を当てて、ブラックホール連星の研究の最先端を簡単に要約します。次に、INTEGRALや他の天文台によって、この分野で重要ないくつかの情報源について得られた結果の概要を説明します。最後に、INTEGRALが観測したすべてのブラックホール連星について過去18年間に得られた主な結果を確認します。最後に、INTEGRALのこの分野への主な貢献と今後の展望についてまとめます。
重力レンズエコーとしてのGRB950830の硬さ試験
累積硬度の比較は、ガンマ線バースト（GRB）に重力レンズが存在するかどうかについての単純ですが統計的に強力なテストです。重力レンズは光子エネルギーを変化させないので、すべてのソース画像は同じスペクトル、つまり硬度を持つ必要があります。GRB950830の2つのパルスは同じパルスのレンズ画像であるという最近の主張に適用すると、2つのメインパルス間で測定されたフラックス比はすべてのエネルギーで同じである必要があります。4つのBATSEエネルギーバンドすべてにおけるGRB950830の2つのパルスの両方のすべてのカウントを合計した後、エネルギーチャネル3では、2番目のパルスがやや弱いように見えることがわかりました。他のBATSEエネルギーチャネルと比較して、差は90\％以上で統計的に有意でした。このモデルに依存しないテストは、重力レンズを含むGRB950830のケースが興味深いかもしれないことを示していますが、証明されたと見なされるべきではありません。
BPASSを使用したLIGO / VIRGO O3aGW過渡質量分布のフォワードモデリング
| Title |
Forward_Modelling_the_LIGO/VIRGO_O3a_GW_transient_mass_distributions_with_BPASS |
| Authors |
Sohan_Ghodla,_Wouter_G.J._van_Zeist,_J.J._Eldridge,_H\'elo\"ise_F._Stevance,_Elizabeth_R._Stanway |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.05783 |
3番目のLIGO/VIRGOコンソーシアム（LVC）観測実行（O3a）の前半から観測された重力波（GW）トランジェントの母集団のBPASSコードスイートからのフォワードモデリングを提示します。具体的には、検出器の感度を考慮して、GWトランジェントの予想されるチャープ質量と質量比の分布を予測し、O3aの現在の検出器ネットワークによって検出されるべきイベントの数を決定します。恒星進化モデルと2つの異なる超新星キック処方から最終的な残留質量を推定するための4つの異なるスキームを比較することにより、予測がどのように変化するかを調査します。モデル母集団のいずれも、O3aGWトランジェントカタログ全体と正確に一致しないことがわかりました。ただし、一部のモデルからカタログの一部への合意は、より完全な適合を実現する方法を示唆しています。これらには、質量ギャップに近い低質量ブラックホールの数を減らすと同時に、対不安定型超新星の限界を下回る高質量ブラックホールの数を増やすことが含まれます。最後に、恒星モデルからの残留質量の値と超新星キックの選択との間の相互作用は複雑であり、中性子星またはブラックホールのどちらが形成されるかに応じて異なるキックモデルが必要になる可能性があることがわかります。
レンズ付きクエーサーを観測するためのIRT-THESEUS機能の活用
| Title |
Exploiting_the_IRT-THESEUS_capability_to_observe_lensed_Quasars |
| Authors |
L._Hamolli,_M._Hafizi,_F._De_Paolis,_A.A._Nucita |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.05803 |
THESEUSは、ESAの宇宙ベースのプロジェクトであり、最初の10億年のガンマ線バースト（GRB）人口の完全な調査を発表することにより、初期の宇宙を探索することを目的としています。この目標は、軟X線イメージャー（SXI）、Xおよびガンマイメージング分光計（XGIS）、赤外線望遠鏡（IRT）の3つの機器を組み合わせて観測することで達成されることが期待されています。特に、IRT機器は、SXIおよびXGISによって検出されたGRBの残光を識別、ローカライズ、および調査するのに役立ち、その時間の約$40\％$は、確実に検出される全天測光調査に費やされます。クエーサーを含む銀河系外の関連する情報源の数。この論文では、IRT-THESEUS望遠鏡がクエーサー、特に前景銀河によってレンズ化された天体を観測する機能に焦点を当てています。私たちの分析では、スピッツァー宇宙望遠鏡の画像調査によって得られた赤外線帯域のクエーサー光度関数（QLF）を考慮します。さらに、銀河の質量-光度分布関数と銀河/クエーサーの赤方偏移分布を使用して、モンテカルロシミュレーションを実行し、レンズ付きクエーサーの数を推定しました。IRT-テセウスの空の調査では、最大$2.14\times10^5$のクエーサーが観測され、そのうちの約$140$が前景の銀河によってレンズ化される可能性があると予測しています。これらの出来事の詳細な研究は、クエーサーの物理的性質と銀河の質量分布モデルの強力な調査を提供するでしょう。
AGN STORM 2：I。最初の結果：Mrk817の天候の変化
| Title |
AGN_STORM_2:_I._First_results:_A_Change_in_the_Weather_of_Mrk_817 |
| Authors |
Erin_Kara,_Missagh_Mehdipour,_Gerard_A._Kriss,_Edward_M._Cackett,_Nahum_Arav,_Aaron_J._Barth,_Doyee_Byun,_Michael_S._Brotherton,_Gisella_De_Rosa,_Jonathan_Gelbord,_Juan_V._Hernandez_Santisteban,_Chen_Hu,_Jelle_Kaastra,_Hermine_Landt,_Yan-Rong_Li,_Jake_A._Miller,_John_Montano,_Ethan_Partington,_Jesus_Aceituno,_Jin-Ming_Bai,_Dongwei_Bao,_Misty_C._Bentz,_Thomas_G._Brink,_Doron_Chelouche,_Yong-Jie_Chen,_Elena_Dalla_Bonta,_Maryam_Dehghanian,_Pu_Du,_Rick_Edelson,_Gary_J._Ferland,_Laura_Ferrarese,_Carina_Fian,_Alexei_V._Filippenko,_Travis_Fischer,_Michael_R._Goad,_Diego_H._Gonzalez_Buitrago,_Varoujan_Gorjian,_Catherine_J._Grier,_Wei-Jian_Guo,_Patrick_B._Hall,_Y._Homayouni,_Keith_Horne,_Dragana_Ilic,_Bo-Wei_Jiang,_Michael_D._Joner,_Shai_Kaspi,_Christopher_S._Kochanek,_Kirk_T._Korista,_Daniel_Kynoch,_Sha-Sha_Li,_Jun-Rong_Liu,_Ian_M._Mc_Hardy,_Jacob_N._McLane,_Jake_A._J._Mitchell,_Hagai_Netzer,_Kianna_A._Olson,_Richard_W._Pogge,_Luka_C._Popovic,_Daniel_Proga,_Thaisa_Storchi-Bergmann,_Erika_Strasburger,_Tommaso_Treu,_Marianne_Vestergaard,_Jian-Min_Wang,_Martin_J._Ward,_Tim_Waters,_Peter_R._Williams,_Sen_Yang,_Zhu-Heng_Yao,_Theodora_E._Zastrocky,_Shuo_Zhai,_and_Ying_Zu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.05840 |
発光セイファート1銀河Mrk817の進行中の集中的な多波長モニタリングプログラムからの最初の結果を提示します。このAGNは、歴史的に不明瞭でない性質のために部分的に選択されましたが、X線スペクトルが非常に高いことを発見しました。吸収され、新しい青方偏移した広くて狭いUV吸収線があります。これは、内側の広い線領域にある無塵のイオン化された遮蔽物が中央の線源を部分的に覆っていることを示唆しています。あいまいさにもかかわらず、中央に照らされたシャクラ-スニャーエフの薄い降着円盤と一致するUVおよび光学的連続体の残響ラグを測定し、予想どおり、光学的ブロードライン領域に関連する残響ラグを測定します。ただし、キャンペーンの最初の55日間で、不明瞭化が最も極端になりつつあったときに、UV連続体とUVの広い輝線の変動性の分離が観察されました。Mrk817が目立たない状態になると、キャンペーンの次の42日で相関関係が回復します。短いCIVとLyのアルファラグは、降着円盤がUVブロードライン領域を超えて伸びていることを示唆しています。
火星の宇宙生物学的洞窟と内部居住性エクスプローラー（MACIE）：新しいフロンティアミッションの概念
| Title |
Mars_Astrobiological_Cave_and_Internal_habitability_Explorer_(MACIE):_A_New_Frontiers_Mission_Concept |
| Authors |
Charity_M._Phillips-Lander,_Ali_Agha-Mohammadi,_J._J._Wynne,_Timothy_N._Titus,_Nancy_Chanover,_Cansu_Demirel-Floyd,_Kyle_Uckert,_Kaj_Williams,_Danielle_Wyrick,_Jen_Blank,_Penelope_Boston,_Karl_Mitchell,_Akos_Kereszturi,_Javier_Martin-Torres,_Svetlana_Shkolyar,_Nicole_Bardebelias,_Saugata_Datta,_Kurt_Retherford,_Lydia_Sam,_Anshuman_Bhardwaj,_Alberto_Fairen,_David_Flannery,_Roger_Weins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.05281 |
火星の地下居住性と宇宙生物学は、掘削せずに溶岩洞を介して評価できます。MACIEは、10年調査（2013-2022）の2つの主要な目標と3つのMEPAGの目標に取り組んでいます。ロボットアーキテクチャ、自律ナビゲーション、ターゲットサンプルの選択、および分析の新しい進歩により、MACIEは火星の地下を探索できるようになります。
3D-M3：極端なAOおよび3Dプリントされたマイクロレンズレットを使用した高空間分解能分光法
| Title |
3D-M3:_High-spatial_resolution_spectroscopy_with_extreme_AO_and_3D_printed_micro-lenslets |
| Authors |
Theodoros_Anagnos,_Mareike_Trappen,_Blaise_C._Kuo_Tiong,_Tobias_Feger,_Stephanos_Yerolatsitis,_Robert_J._Harris,_Julien_Lozi,_Nemanja_Jovanovic,_Tim_A._Birks,_S\'ebastien_Vievard,_Olivier_Guyon,_Itandehui_Gris-S\'anchez,_Sergio_G._Leon-Saval,_Barnaby_Norris,_Sebastiaan_Y._Haffert,_Phillip_Hottinger,_Matthias_Blaicher,_Yilin_Xu,_Christopher_H._Betters,_Christian_Koos,_David_W._Coutts,_Christian_Schwab_and_Andreas_Quirrenbach |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.05538 |
IFSとExAOを組み合わせることで、大型望遠鏡の回折限界に近い物体を解像し、新しい科学の事例を探ることができるようになりました。NIR波長のSCExAO施設からSMスペクトログラフに最小限のプレートスケールで光を結合するように設計されたIFUを紹介します。IFUには、カスタムSMMCFの上に3DプリントされたMLAがあり、ファイバーコアへの光の結合を最適化します。8.2mのすばる望遠鏡での最初の空中走行の初期結果と、既製の光学系を使用した分光器を使用して機器の可能性を示し、低コストで迅速な開発を可能にします。
RHAPSODIE：星周環境のための高コントラスト偏光ソースの再構築とデコンボリューション
| Title |
RHAPSODIE:_Reconstruction_of_High-contrAst_Polarized_SOurces_and_Deconvolution_for_cIrcumstellar_Environments |
| Authors |
Laurence_Denneulin,_Maud_Langlois,_\'Eric_Thi\'ebaut_and_Nelly_Pustelnik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.05546 |
偏光イメージングは、星周環境の高コントラストイメージングと特性評価に最も効果的な手法の1つです。これらの環境は、近赤外波長での直接イメージング偏光測定によって特徴付けることができます。超大型望遠鏡にデュアルビーム偏光イメージング（DPI）モードでインストールされたSPHERE/IRDIS機器は、高コントラストと高角度分解能で偏光画像を取得する機能を提供します。ただし、恒星光による汚染、機器の偏光効果、機器の点像分布関数によるぼやけを取り除くには、専用の画像処理が必要です。私たちは、星周環境からの近赤外線偏光信号を再構築し、デコンボリューションすることを目指しています。VLTの高コントラストイメージング赤外線偏光計SPHERE-IRDISで得られたこれらの環境の観測を使用します。検出された信号形成プロセスの追加知識を活用する逆アプローチ法を使用して、偏光信号を抽出する新しい方法を開発しました。この方法には、重み付けされたデータ忠実度の項、スムーズなペナルティが含まれ、機器の分極化が考慮されます。この方法は、ノイズ統計と機器の点広がり関数による観測対象の畳み込みを考慮に入れることにより、恒星円盤の偏光強度と直線偏光の角度を正確に測定することを可能にします。観測の感度を高める不完全な偏光測定サイクルを使用する機能があります。この方法は、標準的な方法と比較して、特に低SNR/小さな偏波フラックスの全体的なパフォーマンスを向上させます。
軟X線での太陽熱プラズマ観測の将来展望
軟X線（SXR：90--150$\r{A}$）は、高温プラズマに関連する現象を温度とともに診断する独自の機能により、次世代のソーラーミッションで調査される最も興味深いスペクトル範囲の1つです。15〜MKまで。多層（ML）コーティングは、これまでのところ、このスペクトル範囲で高効率ミラーを開発するための唯一の実行可能なオプションであるため、SXR計装の開発に不可欠です。ただし、現在の標準MLは、SXR分光計に期待される科学的要件と互換性のない非常に狭いスペクトル帯域を特徴としています。それにもかかわらず、MLテクノロジーの最近の進歩により、非周期的スタックの開発は再現性と信頼性が高くなり、広範囲の波長にわたって価値のある効率でSXRミラーの製造が可能になりました。この作業では、SXR範囲の最先端のMLコーティングを検討した後、マルチバンドSXR分光計の開発にMフォールドおよび非周期スタックを使用する可能性を調査します。主要なスペクトル線の可能な選択肢を選択した後、8バンド分光計のいくつかのトレードオフ研究も提示および説明され、それらの実現可能性と潜在的な性能の評価が行われます。
周波数に依存しない光軸パンチャラトナムベースのアクロマティック半波長板の設計
| Title |
Design_of_frequency_independent_optic-axis_Pancharatnam_based_achromatic_half-wave_plate |
| Authors |
Kunimoto_Komatsu,_Hirokazu_Ishino,_Nobuhiko_Katayama,_Tomotake_Matsumura,_Yuki_Sakurai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.05561 |
Pancharatnamベースのアクロマティック半波長板（AHWP）は、ブロードバンド上で高い偏光効率を実現します。一般に、AHWPの光軸が入射放射線の電磁周波数に依存するという特徴があります。AHWPを使用して、有限の検出帯域幅で入射偏光放射を測定する場合、この周波数依存性により、検出バンド形状とソーススペクトル形状に関する知識が限られているため、偏光角の決定に不確実性が生じます。この問題を軽減するために、帯域幅全体で周波数に依存する光軸を排除し、高い変調効率を維持するAHWPの新しい設計を提案します。5層および9層のAHWPの個々の半波長板間の相対角度を調整することによって最適化を実行しました。相対角度の最適化されたセットは、5層および9層のAHWPについて、それぞれ1.3および1.5の部分帯域幅にわたって周波数に依存しない光軸を実現します。また、偏光効率と周波数に依存しない光軸に対するアライメント精度の影響についても調査します。これにより、各アプリケーションの設計ガイダンスが提供されます。
チェレンコフ望遠鏡アレイの感度の推定に対するハドロン相互作用モデルの不確実性の影響
| Title |
Effect_of_the_uncertainty_in_the_hadronic_interaction_models_on_the_estimation_of_the_sensitivity_of_the_Cherenkov_Telescope_Array |
| Authors |
Michiko_Ohishi,_Luan_Arbeletche,_Vitor_de_Souza,_Gernot_Maier,_Konrad_Bernl\"ohr,_Abelardo_Moralejo_Olaizola,_Johan_Bregeon,_Luisa_Arrabito,_Takanori_Yoshikoshi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.05822 |
イメージング大気チェレンコフ望遠鏡（IACT）は、数十GeVを超えるエネルギーを持つ宇宙ガンマ線用の地上ベースの間接検出器です。IACTでのガンマ線観測の主な背景は、宇宙線荷電粒子です。これらのバックグラウンドを除去する機能は、IACTシステムのガンマ線感度を決定する最も重要な要素です。モンテカルロシミュレーションは、設計および建設段階でのシステムの残留バックグラウンド率と感度を推定するために使用されます。宇宙線と空気中の原子核との高エネルギーハドロン相互作用のモデリングにおける不確実性は、残留バックグラウンド率の推定値に伝播し、続いて推定機器感度に伝播します。4つの相互作用モデル（QGSJET-II-03、QGSJET-II-04、EPOS-LHC、およびSIBYLL2.3c）を使用して、現在のハドロン相互作用モデルの違いがチェレンコフ望遠鏡アレイの推定ガンマ線感度に及ぼす影響を調査します。）エアシャワーシミュレーションツールCORSIKAに実装されています。主に$\pi^0$の生産スペクトルの違いにより、QGSJET-II-03に関して最大2倍のバックグラウンド率の変動がモデル間で観察されます。これらは、ガンマ線の点状の線源の50時間の観測を想定すると、1〜30TeV領域で推定されるガンマ線感度に約30％の違いをもたらします。提示された結果は、IACTがハドロン相互作用モデルの検証において重要な能力を持っていることも示しています。
超低温矮星の均一フォワードモデリング解析。 II。 55のLate-T矮星の大気特性
| Title |
Uniform_Forward-Modeling_Analysis_of_Ultracool_Dwarfs._II._Atmospheric_Properties_of_55_Late-T_Dwarfs |
| Authors |
Zhoujian_Zhang_(1),_Michael_C._Liu_(1),_Mark_S._Marley_(2_and_3),_Michael_R._Line_(4),_William_M._J._Best_(5)_((1)_Institute_for_Astronomy,_University_of_Hawaii_at_Manoa,_Honolulu,_HI,_USA,_(2)_NASA_Ames_Research_Center,_Moffett_Field,_CA,_USA,_(3)_The_University_of_Arizona,_Tuscon_AZ,_USA,_(4)_School_of_Earth_and_Space_Exploration,_Arizona_State_University,_Tempe,_AZ,_USA,_(5)_Department_of_Astronomy,_University_of_Texas_at_Austin,_Austin,_Texas,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.05256 |
低解像度（$R\approx150$）の近赤外線スペクトルと雲ひとつないソノラボブキャットモデルの雰囲気を使用して、55のレイトT（T7-T9）ドワーフの大規模なフォワードモデリング分析を提示します。新しく開発されたベイジアンフレームワークを使用して、オブジェクトの有効温度、表面重力、金属量、半径、質量、および光度を導出し、結果の母集団プロパティを使用してモデルの大気をテストします。（1）オブジェクトの適合金属量は近くの星の金属量より0.3-0.4dex低いことがわかります。（2）分光パラメータから導き出された年齢は信じられないほど若い。（3）それらの適合温度は、特定のスペクトル型での経験的温度尺度と同様の広がりを示しますが、$\geqslant$T8矮星では$\sim100$K高温です。（4）それらの分光学的に推定された質量は非物理的に小さい。これらの結果は、雲ひとつない大気と化学平衡大気のソノラボブキャットの仮定が、T後期の矮星スペクトルを適切に再現していないことを示唆しています。また、重力と金属量の温度依存性も見られます。サンプルの結果のパラメーター事後確率を組み合わせて、表面重力と金属量の間の縮退を定量化し、$Z$の増加と$\log{g}$の$3.4\times$の増加を組み合わせて、同様の近似を持つスペクトルを生成します。パラメーター。1.0〜2.5$\mu$mスペクトルとSonora-Bobcatモデルの系統的な違いは、オブジェクトのピーク$J$バンドフラックスの$\約$2〜4％であることに注意してください。$J$バンドS/N$\gtrsim50$を使用してデータを分析します。大きなサンプルを使用して、波長と大気の特性の関数としてフィッティング残差を調べ、モデルを改善する方法を識別します。私たちの研究は、多金属量モデルを使用した褐色矮星スペクトルの最大の分析と、これまでの超低温モデル大気の最も体系的な調査を構成しています。
三重階層恒星系におけるベイズベースの軌道要素推定
（動的な軌道進化によって駆動される）特定のかなり一般的な条件下では、階層的な三重恒星系は、軌道パラメータ推定の観点から、2つの連星系を組み合わせたものとして十分に近似できます。この単純化された近似の下でさえ、軌道要素の推論は、パラメータ空間の高次元性、およびそれらのパラメータと観測（位置天文学および視線速度）の間の複雑な関係のために、挑戦的な技術的問題です。この作業では、ベイジアンマルコフ連鎖モンテカルロベースのフレームワークを使用して、三重階層システムを研究するための新しい方法論を提案します。特に、動的に自己無撞着な方法でパラメータと観測値の間の確率的関係を記述するために、グラフィカルモデルが導入されています。情報源として、孤立した位置天文学、孤立した視線速度の場合、および両方のタイプの測定を伴う共同の場合を検討します。グラフィカルモデルは、条件付き独立成分（因子）の観点から（パラメーターと観測値の）同時分布の因数分解を実行する新しい方法を提供します。これにより、異なる観測値を順番に組み合わせる2段階のプロセスで推定を実行できます。私たちのフレームワークは、トリプルシステムの3つのよく研究されたベンチマークケースに対してテストされます。ここでは、軌道の相互傾斜、個々の恒星の質量、およびすべての事後確率（密度）分布と組み合わせて、内側と外側の軌道要素を決定します。これらのパラメータ。私たちの結果は、以前の研究と一致していることがわかりました。また、一般的な三重階層恒星系のパラメーター空間の次元を減らすための数学的形式を提供します。
ダルトン極小期のステファン・プラントナーの黒点観測
| Title |
Stephan_Prantner's_Sunspot_Observations_during_the_Dalton_Minimum |
| Authors |
Hisashi_Hayakawa,_Shoma_Uneme,_Bruno_P._Besser,_Tomoya_Iju,_Shinsuke_Imada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.05405 |
通常のシュワベ周期（約11年）に加えて、太陽活動はまた、活動の強化または減少のより長い期間を示します。これらのうち、ダルトン極小期の再構築は、部分的にソースレコードのアクセス可能性が制限されているため、物議を醸す黒点グループ番号と黒点位置の制限を提供します。1804年から1844年までのステファン・プラントナーのサンスポット観測を分析しました。その値は、ダルトン極小期の顕著な年代順の範囲にもかかわらず、推定によってのみ知られていました。私たちは彼のオリジナルの原稿をオーストリアのインスブルック近くのStiftsarchivWiltenで特定しました。私たちは彼の伝記（1782--1873）をレビューし、彼の観測場所をウィルテンとワイドリングに配置しました。これらの観測場所には、初期と後期の観測のための主要な望遠鏡がありました。それぞれ3.5インチの天体望遠鏡とライヘンバッハの4フィートの無彩色直立望遠鏡です。215日間のデータ可能な黒点観測を特定しました。これは、既存のデータベースの推定データの2倍のデータです（=115日）。プラントナーは、1日あたり最大7〜9個の黒点グループを数え、太陽黒点の位置を測定しました。これは、両方の太陽黒点におけるそれらの分布を示しています。これらの結果は、ダルトン極小期とマウンダー極小期の違い、およびダルトン極小期と現代の太陽周期の類似性を際立たせています。
対流ダイナモ作用による太陽タコクラインの構築と維持
30年以上の間、薄い太陽タコクラインの動的維持は、恒星天体物理学の中心的な未解決の問題の1つであり続けています。タコクラインの薄さを説明するために3つの主要な理論が開発されましたが、これまでのところ、太陽内部の極端なパラメータレジームで説得力のある働きをすることは示されていません。ここでは、対流ダイナモ作用によって構築および維持されるタコクラインを実現する、太陽のような対流層と放射層を組み合わせた回転3D球殻シミュレーションを紹介します。数値的な制約のため、ダイナモは、太陽で発生すると考えられているEddington-Sweet-time-scaleの放射拡散ではなく、タコクラインの粘性拡散を防ぎます。それにもかかわらず、私たちのシミュレーションは、周期的な太陽ダイナモを介したタコクライン閉じ込めのシナリオをサポートし、主要な閉じ込めシナリオの1つが、非線形流体運動と自己無撞着に生成されたグローバルな3D球殻ジオメトリで実現されたのは初めてです。ダイナモ。
Oosterhoff-typeIおよびIIRRab星の測光金属量について
JurcsikandKov\'acs（1996）およびSmolec（2005）によって公開された、VバンドおよびIバンドの光度曲線に基づいて、基本モードのRRLyrae（RRab）変数に広く使用されている測光金属量式の一貫性を改訂しています。、それぞれ。この目的のために、10個の球状星団に属する293個のRRab変数が選択され、すべて同時に両方のOosterhoffタイプの星が含まれています。平均して、Vバンド式はIバンド式よりも約0.05dex高い推定金属量をもたらすことがわかります。さらに、両方の式の変数のOosterhoffクラスへの依存関係も検出します。Vバンドの公式を使用すると、OoI星は、同じクラスターのOoII星よりも0.05〜0.10デックス多く金属が豊富です。重要性は低いですが、Iバンドの結果は逆の傾向を示しています。したがって、Vバンド式とIバンド式の間に見つかった平均差は、サンプル全体がOoI変数によって支配されている結果であると推測されます。
大気イメージングアセンブリによって観測された紫外線のフレア誘発太陽地震の特徴
| Title |
Flare_Induced_Sunquake_Signatures_in_the_Ultraviolet_as_Observed_by_the_Atmospheric_Imaging_Assembly |
| Authors |
Sean_Quinn_and_Mihalis_Mathioudakis_and_Christopher_J._Nelson_and_Ryan_O._Milligan_and_Aaron_Reid_and_David_B._Jess |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.05704 |
太陽地震（SQ）は太陽光球で日常的に観測されていますが、これらのイベントの兆候が彩層で検出されたのはごく最近のことです。SQのシグネチャが紫外線（UV）連続体で一般的であるかどうかを調査します。紫外線（UV）連続体は、SQが通常検出される数百km上で太陽プラズマをサンプリングします。ソーラーダイナミクスオブザーバトリーの大気イメージングアセンブリ（SDO/AIA）1600{\AA}および1700{\AA}通過帯域からの観測を、太陽周期24のフレアによって誘発されたSQシグネチャについて分析します。検出された62のSQに基づいて分析します。Sharykin＆Zosovichev（2020）によって提示された最近の統計研究で。62のSQ候補のうち9つが、AIA1600{\AA}チャネルと1700{\AA}チャネルからの差分画像の実行で明確に検出される応答を生成したことがわかります。6mHzを中心とする幅2mHzのバイナリ周波数フィルターがデータに適用されました。各SQの最初のシグネチャは、関連するフレアリボンから5.2Mmから25.7Mmの距離で検出されました。時間距離と回帰分析により、UVデータセット内のSQの見かけの横方向速度を計算し、SQソースから41kms-1、87Mmの最大速度を見つけることができました。私たちの分析は、フレアによって誘発されたSQシグネチャが、SDO/AIA1600{\AA}および1700{\AA}通過帯域で検出できることを示しており、彩層下部に存在することを示唆しています。GOESフレア分類とこれらの高さでのSQの出現との間に明らかな相関関係はありませんでした。
WバンドフィルターIIIを用いた若い亜恒星天体の新しい調査：へび座南とへび座コアにおける非常に低質量の褐色矮星の探索
| Title |
A_Novel_Survey_for_Young_Substellar_Objects_with_the_W-band_filter_III:_Searching_for_very_low_mass_brown_dwarfs_in_Serpens_South_and_Serpens_Core |
| Authors |
Sophie_Dubber,_Beth_Biller,_Katelyn_Allers,_Jessy_Jose,_Lo\"ic_Albert,_Blake_Pantoja,_Cl\'emence_Fontanive,_Michael_Liu,_Zhoujian_Zhang,_Wen-Ping_Chen,_Bhavana_Lalchand,_Belinda_Damian,_Tanvi_Sharma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.05798 |
Wバンド法として知られている測光フィルターの新しい組み合わせを使用して識別されたへび座南とへび座コア（$\sim$430pc、$\sim$0.5Myr）の低質量候補メンバーのCFHT測光とIRTF分光法を提示します。SC182952+011618、SS182959-020335、SS183032-021028を、それぞれM7-M8、M5-L0、M5-M6.5の範囲のスペクトル型を持つ若い低質量のへび座候補メンバーとして報告します。最適な有効温度と光度は、3つの候補クラスターメンバーすべてに対して$<$0.12M$_{\odot}$の質量を意味します。また、へび座南の6つのターゲットのハッブル宇宙望遠鏡の画像データ（F127M、F139M、F850LP）も紹介します。バイナリシステムSS183044-020918ABの発見を報告します。バイナリコンポーネントは$\upperx$45AUで区切られ、スペクトルタイプはM7-M8とM8-M9、質量は0.08-0.1と0.05-0.07M$_{\odot}$です。分析の信頼性に対する高いダスト減衰の影響、および測光サンプル内の赤くなった背景の星の存在について説明します。
NGC6441、NGC6569、NGC6626（M28）、NGC6656（M22）、2MASS-GC02、およびTerzan10
| Title |
Variable_stars_in_the_VVV_globular_clusters._II._NGC6441,_NGC6569,_NGC6626_(M28),_NGC6656_(M22),_2MASS-GC02,_and_Terzan10 |
| Authors |
Javier_Alonso-Garc\'ia,_Leigh_C._Smith,_M\'arcio_Catelan,_Dante_Minniti,_Camila_Navarrete,_Jura_Borissova,_Julio_A._Carballo-Bello,_Rodrigo_Contreras_Ramos,_Jos\'e_G._Fern\'andez-Trincado,_Carlos_E._Ferreira_Lopes,_Felipe_Gran,_Elisa_R._Garro,_Doug_Geisler,_Zhen_Guo,_Maren_Hempel,_Eamonn_Kerins,_Philip_W._Lucas,_Tali_Palma,_Karla_Pe\~na_Ram\'irez,_Sebasti\'an_Ram\'irez_Alegr\'ia_and_Roberto_K._Saito |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.05825 |
天の川銀河の内側にある銀河系球状星団（GGC）は絶滅の危機に瀕しており、観測が困難になっています。VVV調査は、絶滅の影響が大幅に減少している近赤外線でこれらのGGCを調査する方法を提供します。VVV調査で提供された独自のマルチエポック、広視野、近赤外線測光を利用して、いくつかの内部GGCで変光星の検索を行います。特に、これらのGGCの物理的パラメータを制約するのに役立つ古典的なパルセータの検出に関心があります。このペーパーでは、シリーズの2番目で、NGC6656（M22）、NGC6626（M28）、NGC6569、およびNGC6441に焦点を当てます。これらの4つの巨大なGGCには既知の可変ソースがありますが、金属量はまったく異なります。また、このシリーズの最初の論文で研究した2つのGGCである2MASS-GC02とTerzan10を再検討します。GGCの変数候補を効率的に識別する改良された方法と新しいパラメータを提示します。また、これらの検出された変数候補の固有運動と、空および色の大きさの図でのそれらの位置を使用して、GGCにメンバーシップを割り当てます。研究対象のGGCで、近赤外線の多数の変光星を特定してパラメータ化し、これまで検出されていなかった数十個の変光星をカタログ化します。基本モードのこと座RR星の大部分を含む、これらのクラスター内の多くの既知の古典的なパルセータを回復します。これらのパルセータを使用して、これらのオブジェクトに向かう距離と消滅を取得します。RRLyraeの再較正された周期-光度-金属量関係は、NGC6441を除いて、これらのGGCまでの距離をGaiaによって報告されたものとより密接に一致させます。これらのGGCの回復された固有運動は、VVV近赤外線測定がその固有運動のより正確な決定を提供するサンプルで最も赤くなったGGCである2MASS-GC02を除いて、Gaiaによって報告されたものとも一致します。
結晶ターゲットにおける暗黒物質-電子散乱の拡張計算
| Title |
Extended_Calculation_of_Dark_Matter-Electron_Scattering_in_Crystal_Targets |
| Authors |
Sin\'ead_M._Griffin,_Katherine_Inzani,_Tanner_Trickle,_Zhengkang_Zhang,_Kathryn_M._Zurek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.05253 |
一般的な誘電体結晶ターゲットの電子遷移を介した暗黒物質の直接検出率の計算を拡張し、バンドギャップ付近の電子バンド構造と波動関数の最先端の密度汎関数理論計算と、以下を含む半解析的近似を組み合わせます。バンドギャップからさらに離れた追加の状態。特に、電子波動関数の大きな運動量成分を回復するための全電子再構成の重要性を示します。これは、追加の状態を含めることで、特に重いメディエーターモデルの直接検出率に大きな影響を与えます。\mathcal{O}（10\、\text{eV}）$以上のエネルギー蓄積。私たちのフレームワークをシリコンとゲルマニウム（高感度の暗黒物質検出器としてすでに確立されている）に適用すると、拡張された計算によって検出の見通しが大幅に変わる可能性があることがわかります。私たちの計算フレームワークは、オープンソースプログラム$\texttt{EXCEED-DM}$（暗黒物質を直接検出するための電子励起の拡張計算）に実装されており、今後の出版物でリリースされる予定です。
コンパクトオブジェクトの合併による非拡散重力波源の発見は、標準模型を超える物理学の研究の新しい展望を開きます。この手紙では、現在の知識を考えると、ブラックホールと$\sim$2.6$M_\odot$コンパクトオブジェクトの合体を含む、GW190814の観測の意味を考察します。これは、中性子星には大きすぎる可能性があります。核物質の状態方程式の。特に核上密度で、他の文脈で示唆されている、中性子星の状態方程式を修正するクォーク間の新しい力の可能性を検討します。この変更が中性子星の質量と半径にどのように影響して、観測された重いコンパクトオブジェクトをブラックホールではなく中性子星にするかを評価し、さらにそのようなオブジェクトがまだ見つかる可能性があることを示唆します。私たちは、私たちの写真を確認することができる地球と天体物理学の測定に注意します。
非弾性ベクトルの新しい熱遺物ターゲット-ポータル暗黒物質
$1\lesssimm_{A'}である「禁じられた暗黒物質」レジームで、DM質量$m_\chi$と暗黒光子質量$m_{A'}$を持つベクトルポータル非弾性暗黒物質（DM）モデルを調べます。/m_\chi\lesssim2$、フリーズアウト中の暗黒物質の温度を注意深く追跡します。暗いセクターの非弾性の性質は、対称的なDMモデルと比較して、厳しい宇宙マイクロ波背景放射（CMB）と自己相互作用の制約を緩和します。励起状態を含む消滅と$A'$の初期状態放射による$e^+e^-$への消滅の両方のCMB制限、およびDM自己散乱の制限を決定します。1ループレベル。制約のないパラメーター空間は、加速器$A'$検索の理想的なターゲットとして機能し、小規模な構造に目に見える影響を与えるのに十分な大きさのDM自己相互作用断面積を提供します。
スパース性を促進する事前確率を活用して、3Dボール（つまり、固体球）で定義された深刻な不適切な逆問題を解決する変分正則化手法を開発します。私たちの方法は、ボールに固有の問題を解決するため、各球殻が独立して考慮される代替アプローチを悩ます不連続性に悩まされることはありません。さらに、確率密度理論の進歩を活用して、原理的な不確実性の定量化をサポートしながら、高度な凸最適化アルゴリズムの計算効率から利益を得るベイズ変分法を作成します。実例として、これらの変分正則化と不確実性の定量化手法を紹介します。全体を通して説明されているC++コードは、GNUGeneralPublicLicenseの下で提供されています。
一般相対性理論における衝突のない平衡：最初の結合エネルギーの最大値を超える安定した構成
| Title |
Collisionless_equilibria_in_general_relativity:_stable_configurations_beyond_the_first_binding_energy_maximum |
| Authors |
Sebastian_G\"unther,_Christopher_Straub,_Gerhard_Rein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.05556 |
一般相対性理論の文脈で無衝突平衡の安定性を数値的に研究します。より正確には、シュワルツシルトおよび最大面積座標における球対称、漸近的に平坦なアインシュタイン-ウラソフ系を考慮します。私たちの結果は、等方性定常状態のシーケンスに沿った結合エネルギーの最初の極大値が不安定性の開始を示すというよく知られた結合エネルギー仮説に対する強力な証拠を提供します。ただし、定常状態は少なくとも結合エネルギーの最初の極大値まで安定しているという推測を確認します。初めて、特定のモデルで複数の安定性の変化が観察されました。使用される状態方程式は、粒子エネルギーの区分的線形関数であり、さまざまな異なる平衡を提供します。
| Title |
Backreaction_of_the_Mass_and_Angular_Momentum_Accretion_on_Black_Holes:_General_Formulation_and_Application_to_the_Blandford-Znajek_Process |
| Authors |
Masashi_Kimura,_Tomohiro_Harada,_Atsushi_Naruko_and_Kenji_Toma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.05581 |
ブラックホールでの質量と角運動量降着の逆反応を研究します。最初に、一般的な時間依存の問題に対して、エディントン・フィンケルスタイン座標のシュワルツシルトブラックホールの周りのモノポールおよびダイポール線形重力摂動の形式を開発します。ブラックホールの質量と角運動量の時間依存性と降着物質のエネルギー運動量テンサーとの関係を導き出します。具体的な例として、ゆっくりと回転するブラックホールの周りのブランドフォード-ナエックプロセスに形式を適用します。単極子と双極子の摂動の時間依存性は、ブランドフォード-ナエックプロセスのエネルギーと角運動量の抽出率から決定される、時間依存の質量とスピンパラメーターを持つゆっくりと回転するカーメトリックとして解釈できることがわかります。また、コマールの角運動量と見かけの地平線の面積は、それぞれ時間とともに減少と増加を示していますが、時間依存性を考慮すると、ブラックホール力学の観点からのエネルギー抽出に関するブランドフォード-ナエックの議論と一致しています。ブラックホールのエネルギーとしての質量パラメータ。
サブPeV $ \ boldsymbol {\ gamma} $を使用した暗黒物質の検索-チベットAS $ _ {\
boldsymbol {\ gamma}} $によって観測された線
| Title |
A_search_for_dark_matter_using_sub-PeV_$\boldsymbol{\gamma}$-rays_observed_by_Tibet_AS$_{\boldsymbol{\gamma}}$ |
| Authors |
Tarak_Nath_Maity,_Akash_Kumar_Saha,_Abhishek_Dubey,_and_Ranjan_Laha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.05680 |
チベットAS$_\gamma$コラボレーションによる拡散サブPeVガンマ線の発見は、高エネルギー天体物理学宇宙の理解に革命をもたらすことを約束します。このデータは、以前の理論的予想とおおむね一致していることが示されています。この発見が、やる気のある新しい物理シナリオであるPeVスケールの崩壊する暗黒物質（DM）に与える影響を研究します。DM崩壊の幅広い最終状態、多数のDM密度プロファイル、および多数の天体物理学的背景モデルを考慮すると、このデータは、さまざまな標準モデルの最終状態のDM寿命に最も厳しい制限を提供することがわかります。特に、数PeVから数十PeVの間のDM質量に対して最も強い制約が導き出されることがわかります。これらの高エネルギーガンマ線の近い将来のデータは、PeVスケールの減衰DMを発見するために使用できます。
| Title |
Milli-Magnetic_Monopole_Dark_Matter_and_the_Survival_of_Galactic_Magnetic_Fields |
| Authors |
Michael_L._Graesser,_Ian_M._Shoemaker,_and_Natalia_Tapia_Arellano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.05769 |
アーベルゲージ対称性を持つ暗いセクターは、動的混合を介して通常の物質と相互作用することができます。そのようなシナリオでは、壊れた暗い$U（1）$の磁気単極子は、通常の電磁気学の下で閉じ込められたミリ磁気的に帯電した物体として私たちのセクターに現れます。ハロー楕円率の制約は、暗磁気クーロン単極相互作用の強度を大幅に制限することが示されています。真空中では安定しており、磁気電荷やモーメントがない結合単極子基底状態は、外部の通常の磁場の存在下で量子力学的不安定になることが示されています。これらの状態が局所的な暗黒物質密度に大きく寄与する場合、それらの崩壊が銀河のタイムスケール以下で発生すれば、銀河の磁場からかなりのエネルギーを抽出することができます。銀河の磁気エネルギー損失に関するこの「パーカー境界」を修正してミリ単極子に拡張します。これにより、広範囲の単極子質量にわたって、ハロー楕円率の境界を満たす、これらの状態に対する最も強い既存の制約が発生します。
暖かいインフレーション中のペッチェイ・クイン対称性の自発的対称性の破れ
GUTスケールにパラメトリックに近いアクシオン減衰定数の値の場合、ペッチェイ・クイン相転移が暖かいインフレーション中に自然に発生する可能性があることを示します。これは、ペッチェイ・クインのスカラー場と周囲の熱浴との間の相互作用に起因します。これは、散逸効果を通じてインフラトン場によって維持されます。したがって、観測可能なCMBスケールがスーパーホライズンになった後でのみ、アクシオンフィールドが動的な自由度として表示される可能性があります。これにより、このようなモデルを通常悩ませる大規模なアクシオン等曲率摂動を回避できます。それにもかかわらず、これは、数パーセントまでの密度コントラストで、小さなスケールでほぼスケール不変のアクシオン等曲率摂動のスペクトルをもたらし、これは、ミニクラスターなどの重力的に結合したアクシオン構造の形成に重大な影響を与える可能性があります。
