宇宙の暗黒セクターにおける相互作用のノンパラメトリック再構成
暗黒物質と暗黒エネルギーの間の非重力相互作用の可能性は、いくつかの最近のデータセットを使用して再構築されました。重要な側面は、相互作用が最初にパラメーター化されるのではなく、ノンパラメトリックな方法でデータから直接再構築されることです。この作業では、宇宙クロノメーターハッブルデータ、HSTによって取得されたCANDELSおよびCLASHMulty-CycleTreasuryプログラムのPantheonSupernovaコンパイル、およびBaryonAcousticOscillationHubbleデータが考慮されています。広く受け入れられているガウス過程が再構築に使用されます。結果は、相互作用のないシナリオがかなりの可能性があることを明確に示しています。また、相互作用があったとしても、現時点ではそれほど重要ではありません。エネルギーの流れの方向は明らかに暗黒エネルギーから暗黒物質へであり、これは熱力学的要件と一致しています。
最古の天体物理学オブジェクトの時代からのハッブル張力への影響
| Title |
Implications_for_the_Hubble_tension_from_the_ages_of_the_oldest_astrophysical_objects |
| Authors |
Sunny_Vagnozzi,_Fabio_Pacucci,_Abraham_Loeb |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.10421 |
赤方偏移範囲$0\lesssimz\lesssim8$の古い天体物理学オブジェクト（OAO）の年代を、後期の宇宙膨張履歴の厳密なテストとして使用します。赤方偏移での宇宙の年齢は$H_0$に反比例するため、赤方偏移で含まれる最も古いオブジェクトよりも宇宙が古い必要があるため、$H_0$に上限があります。CANDELSプログラムから画像化された銀河とさまざまな高$z$クエーサーの組み合わせを使用して、$\gtrsim100$OAOから$z\sim8$までの年齢赤方偏移図を作成します。遅い時間に$\Lambda$CDMモデルを想定すると、95\％〜信頼水準の上限$H_0<73.2\、{\rmkm}/{\rms}/{\rmMpc}$がわずかに見つかります。ローカルの$H_0$測定値のホストとの不一致。額面通りに考えて、OAOの年代が信頼できると仮定すると、これは、宇宙の年代を初期および局所と調和させるために、最終的には再結合前後（$z\lesssim10$）の新しい物理学の組み合わせが必要になる可能性があることを示唆しています$H_0$測定。ハッブルの緊張の文脈で、私たちの結果は、$\Lambda$CDMへの再結合前と再結合後のグローバルな変更、またはローカルの$H_0$測定にのみ影響するローカルの新しい物理学の研究を動機付けます。
初期のISW効果からの$ \ Lambda $ CDMの一貫性テスト：初期の新しい物理学とハッブル緊張への影響
| Title |
Consistency_tests_of_$\Lambda$CDM_from_the_early_ISW_effect:_implications_for_early-time_new_physics_and_the_Hubble_tension |
| Authors |
Sunny_Vagnozzi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.10425 |
再結合の直前に膨張率を増加させる新しい物理学は、ハッブル張力に対する最も可能性の低い解決策の1つであり、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）のソースである初期の統合ザックスヴォルフェ（eISW）効果に重要な兆候を残すことが期待されます。）宇宙が完全に物質に支配されていなかったときの重力ポテンシャルの時間変化から生じる異方性。では、なぜCMBだけからの新しい物理学の明確な証拠がないのでしょうか。また、$\Lambda$CDMモデルがCMBデータに非常によく適合しているのはなぜですか？これらの質問とハッブル張力理論モデル空間の広大さは、$\Lambda$CDMの一般的な一貫性テストを動機付けます。パラメータ$A_{\rmeISW}$を導入して、$\Lambda$CDMのeISWベースの整合性テストを実行します。これにより、CMBパワースペクトルへのeISWの寄与が再スケーリングされます。PlanckCMBデータに適合させると、$A_{\rmeISW}=0.988\pm0.027$が得られ、$\Lambda$CDMの期待値$A_{\rmeISW}=1$と完全に一致し、初期の重要な課題を提起します。-初期の暗黒エネルギー（EDE）に焦点を当てたケーススタディで説明する時間の新しい物理学。EDEがCMBへの適合を維持するために必要な$\omega_c$の増加は、弱いレンズ効果と銀河団の測定への適合を悪化させると主張されており、eISW効果の振幅を下げるために特に必要であることを明示的に示します。そうでなければ$\Lambda$CDMの予測を$\約20\％$超えるでしょう：これはEDEを超えた一般的な問題であり、再結合の周りの拡張率を高めるほとんどのモデルに当てはまる可能性があります。したがって、ハッブルの緊張に対処するために呼び出された初期の新しい物理モデルは、eISW効果について$\Lambda$CDMと同様の予測を行うという重大な課題に直面していますが、そうすることで他の測定への適合性を低下させることはありません。
UNITシミュレーションからのHI強度マッピング相関関数：BAOと観測的に誘発された異方性
| Title |
HI_intensity_mapping_correlation_function_from_UNIT_simulations:_BAO_and_observationally_induced_anisotropy |
| Authors |
Santiago_Avila,_Bernhard_Vos-Gin\'es,_Steven_Cunnington,_Adam_R._H._Stevens,_Gustavo_Yepes,_Alexander_Knebe_and_Chia-Hsun_Chuang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.10454 |
バリオン音響振動（BAO）と、望遠鏡のビーム平滑化と前景のクリーニングによって引き起こされる効果に焦点を当てて、シミュレーションから作成されたHI強度マップのクラスタリングを研究します。まず、UNITシミュレーションに適用された半解析的銀河進化（SAGE）モデルに基づいて、$z=1.321$でHIカタログを作成します。このカタログでは、モデルHIと暗黒物質ハローの関係を調査し、このモデルによって予測されるHIの存在量$\Omega_{\rmHI}$も調査します。次に、Nearest-Grid-Pointアプローチを使用して合成HI強度マップを作成します。望遠鏡のビーム効果をシミュレートするために、視線に垂直な平面にガウス平滑化が適用されます。前景除去法の効果は、半径方向の最大波長フーリエモードを指数関数的に減衰させることによってシミュレートされます。異方性2点相関関数（2PCF）$\xi（r_\perp、r_\parallel）$と、前述の観測効果によってどのように影響を受けるかを調べます。BAO信号をより適切に分離するために、系統的影響に対処するように調整されたいくつかの2PCF$\mu$ウェッジ（方向の制限された範囲$\mu$）を研究し、それらを放射状2PCFのさまざまな定義と比較します。最後に、SKAのような調査のコンテキストで調査結果について説明し、ここで提案されているほとんどの推定量で明確なBAO信号を見つけます。
| Title |
The_clustering_of_the_SDSS-IV_extended_Baryon_Oscillation_Spectroscopic_Survey_quasar_sample:_Testing_observational_systematics_on_the_Baryon_Acoustic_Oscillation_measurement |
| Authors |
Grant_Merz,_Mehdi_Rezaie,_Hee-Jong_Seo,_Richard_Neveux,_Ashley_J._Ross,_Florian_Beutler,_Will_J._Percival,_Eva_Mueller,_H\'ector_Gil-Mar\'in,_Graziano_Rossi,_Kyle_Dawson,_Joel_R._Brownstein,_Adam_D._Myers,_Donald_P._Schneider,_Chia-Hsun_Chuang,_Cheng_Zhao,_Axel_de_la_Macorra,_Christian_Nitschelm |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.10463 |
バリオン音響振動は、さまざまな分類学に対して非常に堅牢な標準定規であると考えられています。この前提は、観測体系学に対してテストされていますが、DarkEnergySpectroscopicInstrument（DESI）やEuclidなどの次世代の銀河調査に必要なレベルには達していません。この論文では、今後の調査のために同様の分析を準備し、磨くために、拡張されたバリオン振動分光調査データリリース16からのクエーサーの最終サンプルのBAO測定に対する観測分類学の影響を調査します。線形およびニューラルネットワークベースの非線形アプローチを使用して、イメージングの系統的効果のさまざまな処理を含むカタログを採用し、BAO測定がどのように変化するかを検討します。また、BAOフィッティングモデルのバリエーションが観測体系にどのように応答するかをテストします。予想どおり、DR16クエーサーサンプルから取得したBAO測定値は、視線BAO信号のシフトが1.1％未満であるわずかに変更された制約を報告しながら、統計誤差の範囲内で画像分類に対してロバストであることを確認します。DR16サンプルと同様の赤方偏移と角度分布を使用した現実的なシミュレーションを使用して、パイプラインを検証し、差異の有意性を定量化し、将来の高精度データセットでBAOスケールで予想されるバイアスを推定するための統計的検定を実行します。eBOSSQSOデータへの影響はわずかですが、ここで紹介する作業は、DESIとEuclidによるビッグデータ宇宙論の新時代のBAO機能でダークエネルギーの性質を制約するために非常に重要です。
散乱光中のMスターTWA7の周りの層状塵円盤
| Title |
A_Layered_Debris_Disk_around_M_Star_TWA_7_in_Scattered_Light |
| Authors |
Bin_Ren,_\'Elodie_Choquet,_Marshall_D._Perrin,_Dimitri_P._Mawet,_Christine_H._Chen,_Julien_Milli,_John_H._Debes,_Isabel_Rebollido,_Christopher_C._Stark,_David_A._Golimowski,_J._B._Hagan,_Dean_C._Hines,_Maxwell_A._Millar-Blanchaer,_Laurent_Pueyo,_Aki_Roberge,_Glenn_H._Schneider,_Eugene_Serabyn,_R\'emi_Soummer,_Schuyler_G._Wolff |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.09949 |
可視光でSTIS装置を使用して、MスターTWA7周辺の星周円盤のハッブル宇宙望遠鏡（HST）コロナグラフ観測を取得しました。F160Wフィルターを使用したHST/NICMOSや偏光の$H$バンドでの超大型望遠鏡/SPHEREなどのアーカイブ観測とともに、散乱光でのシステムの調査を行います。幾何学的ディスクモデルとHenyey--Greenstein位相関数を使用してこのほぼ正面のシステムを研究することにより、3次リングと凝集塊の新しい発見を報告します。階層化されたアーキテクチャを特定します。3つのリング、スパイラル、および${\upperx}150$au$^2$の楕円形の塊です。最も伸びたリングは$28$auでピークに達し、他のコンポーネントはその周辺にあります。私たちの点光源検出限界の計算は、より暗い惑星のイメージングにおけるディスクモデリングの必要性を示しています。形態学的には、時計回りのらせん運動が見られ、その運動パターンは固体と局所ケプラーの両方と一致しています。また、平均運動共鳴または移動する影から生じる可能性のある二次リングの密度の低い領域も観察します。どちらも、その性質を判断するために再観察が必要です。複数の機器の観測結果を比較すると、青色のSTIS-NICMOSの色、3次リングのSTIS-SPHERE放射状分布のピーク差、および高いSPHERE-NICMOS偏光率が得られます。これらの側面は、TWA7が小さなダスト粒子を保持できることを示しています。MスターTWA7の周りの塵円盤をほぼ正面から見た視点で見ることにより、私たちの研究は、システムアーキテクチャとダスト特性の両方で散乱光の中でそのような円盤を理解することを可能にします。
TESSへのPSFベースのアプローチ星団の高品質データ（PATHOS）-IV。散開星団の星の周りの候補太陽系外惑星：頻度と年齢-惑星の動径分布
| Title |
A_PSF-based_Approach_to_TESS_High_quality_data_Of_Stellar_clusters_(PATHOS)_--_IV._Candidate_exoplanets_around_stars_in_open_clusters:_frequency_and_age-planetary_radius_distribution |
| Authors |
D._Nardiello,_M._Deleuil,_G._Mantovan,_L._Malavolta,_G._Lacedelli,_M._Libralato,_L._R._Bedin,_L._Borsato,_V._Granata,_G._Piotto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.09952 |
太陽系外惑星をホストしている星の年齢を知ることで、太陽系外惑星の進化の概要を把握し、それらの生命に影響を与えるメカニズムを理解することができます。銀河の星の年齢の測定は、通常、大きな不確実性の影響を受けます。例外は星団です。同じ分子雲から生まれた同時代のメンバーの場合、年齢は非常に正確に測定できます。これに関連して、プロジェクトPATHOSは、最先端のツールで得られた高精度の光度曲線の分析を通じて、星団と関連のメンバーを周回する太陽系外惑星の候補を提供しています。この作業では、TESSミッションの2年目に収集されたデータを活用しました。候補となる太陽系外惑星を見つけるために、北黄道半球にある散開星団の$\sim90000$星の光度曲線を抽出、分析、モデル化しました。パイプラインの検出効率と候補の誤検出確率を考慮して、さまざまな公転周期と惑星半径の散開星団の候補太陽系外惑星の頻度を測定しました。候補者の年齢-$R_{\rmP}$分布を分析し、期間が$<100$日で、年齢が十分に制約されている太陽系外惑星を確認しました。木星サイズと（スーパー）地球サイズの惑星に特有の傾向は観察されませんが、$4\、R_{\rmEarth}\lesssimR_{\rmP}\lesssim13\、R_{\のオブジェクトが見つかりました。rmEarth}$は$\lesssim200$Myrの年齢に集中しています。観測された年齢-$R_{\rmP}$分布を説明するために、さまざまなシナリオ（大気損失、移動など）が考慮されます。
ROSINA / COPSを使用した67P /チュリュモフゲラシメンココマ粒子から昇華する揮発性物質の検出。 II。ヌードゲージ
| Title |
Detection_of_volatiles_undergoing_sublimation_from_67P/Churyumov-Gerasimenko_coma_particles_using_ROSINA/COPS._II._The_nude_gauge |
| Authors |
Boris_Pestoni,_Kathrin_Altwegg,_Hans_Balsiger,_Nora_H\"anni,_Martin_Rubin,_Isaac_Schroeder,_Markus_Schuhmann,_Susanne_Wampfler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.09965 |
以前の研究では、イオンおよび中性分析用ロゼッタオービター分光計（ROSINA）の3つの機器の1つであるCOmet圧力センサー（COPS）のラムゲージを使用して、の昇華含有量に関する情報を取得できることを報告しました。67P/チュリュモフゲラシメンコ彗星から来る揮発性物質とおそらく耐火物で構成された氷の粒子。この作業では、調査を2番目のCOPSゲージであるヌードゲージに拡張します。特に、コマ粒子の揮発性物質の量を分析し、ヌードゲージの検出率（つまり、氷の粒子がヌードゲージによって検出される率）とロゼッタ宇宙船の位置との間の可能な依存関係を検索します。。また、ヌードゲージの検出率と彗星活動に関連する量との相関関係を調査します。もともとそのような目的のために設計されたわけではありませんが、COPSヌードゲージは、氷の粒子の揮発性成分の昇華によって生成された$\sim$67000の特徴を検出することができました。ヌードゲージの検出率は、地動説の距離に反比例する傾向に従います。この結果は、ヌードゲージの検出率と彗星の活動との関係の可能性を確認したものと解釈されます。したがって、前者を彗星活動に関連するパラメータと比較し、有意な相関関係が得られました。これは、氷粒子検出の頻度が彗星活動によって駆動されることを示しています。さらに、氷の粒子の揮発性部分を1gcm$^{-3}$の密度の同等の球として表すことにより、直径が60〜793ナノメートルの範囲で、小さい方の直径（$<390\）が得られました。、\mathrm{nm}$直径）のサイズ分布パワーインデックスは$-4.79\pm0.26$です。
順序付けられたシーケンスとしての惑星系について
惑星系は、特定の構成に配置されたホスト星と1つ以上の惑星で構成されています。ここでは、3277の惑星系における4286のケプラー惑星の構成または順序にどの情報が属するかを検討します。まず、ニューラルネットワークモデルをトレーニングして、ホスト星の特性と隣接する惑星の半径と周期に基づいて、惑星の半径と周期を予測します。トレーニングされたモデルの予測の平均絶対誤差は、動的に許容される期間と半径からランダムに抽出されるナイーブモデルの予測のMAEよりも2.1倍優れています。次に、計算言語学における教師なし品詞タグ付けに使用されるモデルを採用して、惑星または惑星系が物理的に解釈可能な「文法規則」を備えた自然なカテゴリに分類されるかどうかを調査します。このモデルは、惑星系の2つの堅牢なグループを識別します。（1）コンパクトな多惑星系と（2）巨大な星の周りのシステム（$\log{g}\lesssim4.0$）ですが、後者のグループは選択バイアスによって強く形作られています。トランジット法の。これらの結果は、惑星系がランダムなシーケンスではないという考えを補強します。代わりに、集団として、惑星系の形成と進化への洞察を提供できる予測可能なパターンが含まれています。
太陽系外惑星の夜側の街の明かりの検出可能性
私は、提案されたLUVOIRおよびHabEx天文台アーキテクチャからの直接イメージング観測を使用して、近くの星の周りの居住可能な地球のような太陽系外惑星での夜側の街の明かりの検出可能性を推定します。SoumiNationalPolar-orbitingPartnership衛星からのデータを使用して、地球の大気の上部にある都市の光からの広帯域表面フラックスを決定し、市販の高出力ランプのスペクトルを使用して、都市から放出されたフラックスのスペクトルエネルギー分布をモデル化しました。ライト。また、検出可能性が都市化の割合に応じてどのように変化するかについても検討します。地球の値$0.05\％$から、エキュメノポリスまたは惑星全体の都市の限定的なケースまでです。次に、10個の太陽が存在する星の周りの一般的な地球アナログと近くの既知の潜在的に居住可能な惑星の100時間の観測時間を使用して、検出可能な最小の都市化率を計算します。地球自体はLUVOIRまたはHabExで検出できませんが、太陽に近いM型矮星の周りの惑星は、都市化レベルが$0.4\％$から$3\％$の場合、都市の光から検出可能な信号を示します。太陽のような星は、$\gtrsim10\％$の都市化レベルで検出できます。既知の惑星プロキシマbは、LUVOIRA観測の特に魅力的なターゲットであり、100時間で地球の10倍の都市化レベルで都市の光を検出できます。これは、地球の半ば頃に発生すると予想される都市化のレベルです。-22世紀。エキュメノポリス、つまり惑星全体の都市は、LUVOIRとHabExの両方で約80の近くの星を検出でき、これらすべてのシステムを調査すると、$1\sigma$の上限$\lesssim1.4\％を設定できます。検出されないと仮定した場合のソーラー近隣のエキュメノポリス惑星の頻度に関する$。
超短周期惑星の半径と質量分布
超短周期（USP）惑星は、1日$<$の公転周期を持つことによって定義される太陽系外惑星の謎めいたサブセットです。USP惑星がどのように形成されるか、またはそれらがより長い軌道周期を持つ惑星とどの程度異なるかはまだ理解されていません。ほとんどのUSP惑星の半径は$<$2$R_{\oplus}$ですが、星からさらに軌道を回る惑星は木星のサイズ（$>$10$R_{\oplus}$）まで伸びています。いくつかの理論は、USP惑星の形成と構成を説明しようとしています。それらは、光蒸発またはロッシュローブのオーバーフローのために大気を失った、より大きなガス巨人の残骸のコアである可能性があります。原始惑星系円盤。USP惑星の半径と質量分布は、潜在的な形成メカニズムを区別するための重要な手がかりを提供する可能性があります。この研究では、最初に、USP惑星ホストスタープロパティのKeplerカタログを検証および更新し、該当する場合はガイアミッションによって収集された新しいデータを組み込みます。次に、ケプラーによって測定された通過深度を使用して、USP惑星の半径分布と現在の発生率を導き出します。次に、球形で潮汐的に歪んだ惑星モデルを使用して、USP惑星の質量分布を導き出します。更新されたUSP惑星の質量分布とシミュレートされた惑星系との比較により、USP惑星集団を形成する形成と進化のプロセスについてさらに洞察が得られます。
2つの巨大惑星間の地球型惑星の形成について：かに座55番星の場合
SmoothedParticleHydrodynamics（SPH）シミュレーションに必要な膨大な計算リソースと、完全なマージによる衝突後の材料の過大評価を考慮して、ランダムな材料損失を導入することにより、惑星系の形成中の衝突に対処する統計的手法を開発します。この方法では、すべての合併の唯一の結果によって失われる質量と含水量は、衝突する物体の総質量と含水量に応じた範囲内でランダムに変化します。太陽系の惑星形成へのランダム損失法の適用は、既存のSPHの結果との良好な一貫性を示しています。また、この方法を、（少なくとも）5つの惑星をホストする太陽系外惑星系55カンクリに適用し、最も外側の2つの惑星間の地球型惑星の形成を研究します。後期降着段階の前に動的に冷たい軌道にある500個の火星の質量胚を持つディスクが想定されています。さまざまな量の惑星胚とさまざまな損失パラメータを持つシナリオが、シミュレーションで採用されています。何百ものシミュレーションからの統計結果は、およそ6つの地球の海の水インベントリーを持つ地球のような惑星が55Cncfとdの間に形成される可能性があることを示しています。1.0〜2.6AUの範囲にある可能性がありますが、最も可能性の高い領域は1.5〜2.1AUです。したがって、この惑星が潜在的に居住可能なゾーン（0.59〜1.43AU）にある確率は比較的低く、約10\％にすぎません。かに座55番星とかに座55番星も形作られ、巨大な衝撃から水を得る可能性があり、その結果、それらの軌道もそれに応じて変化する可能性があります。
WASP-33bの昼間の発光スペクトルにおけるFeの検出とTiOの証拠
| Title |
Detection_of_Fe_and_evidence_for_TiO_in_the_dayside_emission_spectrum_of_WASP-33b |
| Authors |
D._Cont,_F._Yan,_A._Reiners,_N._Casasayas-Barris,_P._Molli\`ere,_E._Pall\'e,_Th._Henning,_L._Nortmann,_M._Stangret,_S._Czesla,_M._L\'opez-Puertas,_A._S\'anchez-L\'opez,_F._Rodler,_I._Ribas,_A._Quirrenbach,_J._A._Caballero,_P._J._Amado,_L._Carone,_J._Khaimova,_L._Kreidberg,_K._Molaverdikhani,_D._Montes,_G._Morello,_E._Nagel,_M._Oshagh,_M._Zechmeister |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.10230 |
理論的研究は、高度に照射されたガス巨大惑星の大気中の熱逆転層の存在を予測しています。最近の観察により、これらの逆転層が特定されました。ただし、それらの形成におけるさまざまな化学種の役割は不明なままです。超高温木星WASP-33bの昼間の発光スペクトルで、熱逆転層のTiOとFeの特徴を調べます。スペクトルは、CARMENESとHARPS-Nを使用して取得され、さまざまな波長範囲をカバーしています。地電流および恒星の吸収線は、SYSREMで削除されました。残余スペクトルをモデルスペクトルと相互相関させて、惑星大気から信号を取得しました。CARMENESでは4.9$\mathrm{\sigma}$の有意性でTiOの証拠が見つかりました。TiO信号の強度は、二次日食の近くで低下します。HARPS-NではTiO信号は見つかりません。注入回復テストは、TiO信号がHARPS-Nでカバーされる波長で検出レベルを下回っていることを示唆しています。Feの放出シグネチャは、両方の機器で、それぞれ5.7$\mathrm{\sigma}$と4.5$\mathrm{\sigma}$の有意水準で検出されます。すべての観測値を組み合わせることにより、Feの有意水準7.3$\mathrm{\sigma}$が得られます。$K_\mathrm{p}$=$248.0_{-2.5}^{+2.0}$kms$^{-1}$でTiO信号が見つかります。これは、$K_\mathrmでのFe検出と一致しません。{p}$=$225.0_{-3.5}^{+4.0}$kms$^{-1}$。Feの$K_\mathrm{p}$値は、以前の調査と一致しています。モデルスペクトルでは、観測値と一致させるために、TiOとFeの異なる温度プロファイルが必要です。TiOよりもFeの方が広いラインプロファイルを観察します。我々の結果は、惑星大気における温度逆転層の存在を確認します。観測された$K_\mathrm{p}$オフセットとラインプロファイルのさまざまな広がりの強さは、惑星大気にTiOが枯渇したホットスポットが存在することを示唆しています。
ロッキー太陽系外惑星GJ1132bの特徴のないHST / WFC3透過スペクトル：雲のない原始大気の証拠と恒星黒点汚染の制約
| Title |
The_Featureless_HST/WFC3_Transmission_Spectrum_of_the_Rocky_Exoplanet_GJ_1132b:_No_Evidence_For_A_Cloud-Free_Primordial_Atmosphere_and_Constraints_on_Starspot_Contamination |
| Authors |
Jessica_E._Libby-Roberts_(1),_Zachory_K._Berta-Thompson_(1),_Hannah_Diamond-Lowe_(2),_Michael_A._Gully-Santiago_(3),_Jonathan_M._Irwin_(4),_Eliza_M.-R._Kempton_(5),_Benjamin_V._Rackham_(6),_David_Charbonneau_(4),_Jean-Michel_Desert_(7),_Jason_A._Dittmann_(8),_Ryan_Hofmann_(1_and_9),_Caroline_V._Morley_(3),_Elisabeth_R._Newton_(10)_((1)_Department_of_Astrophysical_and_Planetary_Sciences,_University_of_Colorado_Boulder,_(2)_National_Space_Institute,_Technical_University_of_Denmark,_(3)_The_University_of_Texas_at_Austin_Department_of_Astronomy,_(4)_Center_for_Astrophysics,_Harvard_and_Smithsonian,_(5)_Department_of_Astronomy,_University_of_Maryland,_(6)_Department_of_Earth,_Atmospheric_and_Planetary_Sciences,_and_Kavli_Institute_for_Astrophysics_and_Space_Research,_Massachusetts_Institute_of_Technology,_(7)_Anton_Pannekoek_Institute_for_Astronomy,_University_of_Amsterdam,_(8)_Max_Planck_Institute_for_Astronomy,_(9)_National_Solar_Observatory,_(10)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Dartmouth_College) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.10487 |
トランジット系外惑星GJ1132bは、12個離れたM矮星を周回しており、透過分光法の主要なターゲットです。質量が1.7地球質量、半径が1.1地球半径であるため、GJ1132bのかさ密度は、この惑星が岩だらけであることを示しています。それでも、平衡温度が580Kの場合でも、GJ1132bは大気の類似性を保持している可能性があります。この大気が存在するかどうか、そしてその組成を理解することは、M矮星を周回する地球型惑星の大気がどのように進化するかを理解するために不可欠です。ハッブル宇宙望遠鏡（HST）の広視野カメラ3（WFC3）でGJ1132bの5つの通過を観測します。1.1〜1.7ミクロンの特徴のない透過スペクトルが見つかり、金属量が300xソーラー未満で、信頼度が4.8$\sigma$を超える雲のない大気が除外されます。WFC3の結果を、TESSからの通過深度、アーカイブブロードバンドおよび分光観測と組み合わせて、0.7〜4.5ミクロンの特徴のないスペクトルを見つけます。GJ1132bは、平均分子量の高い大気を持っているか、高高度のエアロゾル層を持っているか、または実質的に大気を持っていません。これらの可能性を区別するには、より高精度の観測が必要です。観測された透過率スペクトルGJ1132bに対する高温および低温の恒星黒点の影響を調査し、スポットによって誘発された通過深度の特徴の振幅を定量化します。単純なポアソンモデルを使用して、GJ1132のスポット温度コントラスト、スポット被覆率、およびスポットサイズを推定します。これらの制限とモデリングフレームワークは、GJ1132bまたは同様に非アクティブなM矮星を通過する他の惑星の将来の観測に役立つ可能性があります。
スターバースト後の合併はすべてありますか？ HSTは、PSBの大部分に隠れた障害を明らかにします
| Title |
Are_all_post-starbursts_mergers?_HST_reveals_hidden_disturbances_in_the_majority_of_PSBs |
| Authors |
Elizaveta_Sazonova,_Katherine_Alatalo,_Kate_Rowlands,_Susana_E._Deustua,_Decker_French,_Timothy_M._Heckman,_Lauranne_Lanz,_Ute_Lisenfeld,_Yuanze_Luo,_Anne_M._Medling,_Kristina_Nyland,_Justin_A._Otter,_Andreea_Petric,_Gregory_F._Snyder,_Claudia_M._Urry |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.09956 |
銀河はどのようにして青い星形成の渦巻きから赤い静止した初期型銀河に変化するのでしょうか？この質問に答えるために、B、I、Hバンドのハッブル宇宙望遠鏡（HST）イメージングと、スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）のiバンドイメージングを使用して、ガスが豊富で衝撃を受けたスターバースト後の銀河26個のセットを分析しました。深さは似ていますが、解像度は低くなります。サンプルのスターバースト後は、ディスクが支配的なものとバルジが支配的なものの中間の形態を持ち（S\'ersicn$=1.7^{+0.3}_{-0.0}$）、おそらく塵の覆いが原因で赤いバルジがあることがわかりました。コアで。私たちのサンプルの銀河の大部分は、HSTで観測された場合、通常の銀河よりも形態学的に乱されており（88％、>3$\sigma$の有意性に対応）、非対称性とS\'ersic残留フラックスの割合が最も成功した乱れの尺度です。ほとんどの外乱は、SDSSイメージングの低解像度では検出されません。〜27％の銀河は明確な合併の残骸ですが、サンプルの別の〜30％の擾乱は、潮汐の特徴ではなく、小規模な摂動や塵の下部構造によって引き起こされた内部的なものであり、検出するには高解像度のイメージングが必要です。非対称機能が〜200Myrのタイムスケールでフェードし、〜750Myr後に完全に消滅する可能性があるという、2.8$\sigma$の証拠が見つかりました。したがって、非対称機能がすでに存在している可能性があることを考えると、すべてのスターバースト後の合併の原因の可能性を除外しません。色あせた。この作品は、遷移銀河の構造進化を理解する上で、高解像度イメージングでのみ検出される小規模な擾乱の重要性を強調しています。
下部構造、共振、破片の流れ
天の川の地元の恒星のハローには、過去のいくつかの降着イベントからの破片が含まれています。ここでは、元々運動空間の積分の過密度として識別された、ヘルミストリームに関連する近くの破片の構造と特性を詳細に研究します。GaiaEDR3からの6D位相空間情報を分光調査と組み合わせて使用し、さまざまな銀河ポテンシャルを使用して、ストリーム内の星の軌道と周波数を分析します。ストリームは、運動空間の積分で下部構造に分割され、特に角運動量空間で2つの塊に分割されることがわかります。塊は一貫した金属量分布と星の種族を持ち、共通の子孫をサポートします。探索されたすべての現実的な銀河系の可能性において、ヘルミストリームの星は異なる軌道ファミリーにあり、複数の共鳴に広がっています。たとえば、ストリームの星の約40％がOmega_z：Omega_R〜1：2の共鳴を密に占め、残りはOmega_z/Omega_R〜0.7に近いより拡散した分布を示しています。同時に、角運動量空間の下部構造の理由は、1：1に近いOmega_z：Omega_phi共鳴によるものと思われます。これらの複数の共振の存在に関連する可能性のある速度空間の下部構造もあります。我々の発見は、銀河ポテンシャルの構造が相混合デブリストリームの特性に明確な痕跡を残し、その結果、これらがこれまで考えられていたよりも複雑であることを示唆している。しかし、特定された特定の共鳴が観察されたように入力されている理由は明らかではありません。
$ z> 6 $での2つのクエーサーホスト-コンパニオン銀河ペアにおけるISMのALMAマルチライン調査
| Title |
An_ALMA_multi-line_survey_of_the_ISM_in_two_quasar_host-companion_galaxy_pairs_at_$z_>_6$ |
| Authors |
A._Pensabene,_R._Decarli,_E._Ba\~nados,_B._Venemans,_F._Walter,_F._Bertoldi,_X._Fan,_E._P._Farina,_J._Li,_C._Mazzucchelli,_M._Novak,_D._Riechers,_H.-W._Rix,_M._A._Strauss,_R._Wang,_A._Wei{\ss},_J._Yang_and_Y._Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.09958 |
2つの$z>6$クエーサー（QSO）ホスト銀河PJ231-20（$z=6.59$）とPJ308-21（$z=6.23$）における星間物質（ISM）の複数行調査を提示します。そしてそれらの2つのコンパニオン銀河。観測は、AtacamaLarge（sub-）MillimeterArray（ALMA）を使用して実行されました。原子微細構造線（FSL）と分子線を含む11の遷移をターゲットにしました：[NII]$_{\rm205\mum}$、[CI]$_{\rm369\mum}$、CO（$J_{\rmup}=7、10、15、16$）、H$_2$O$3_{12}-2_{21}$、$3_{21}-3_{12}$、$3_{03}-2_{12}$、およびOH$_{\rm163\mum}$ダブレット。基礎となる遠赤外線（FIR）連続体は、それぞれのダスト放出のレイリージーンズの尾をサンプリングします。この情報を以前のALMA[CII]$_{\rm158\mum}$の観測と組み合わせることにより、CLOUDY放射伝達モデルを使用して、星形成とブラックホールフィードバックが銀河のISMに及ぼす影響を調べます。FIR連続体から、ダストの質量、スペクトルインデックス、IRの光度、星形成率を推定します。FSLの分析は、[CII]$_{\rm158\mum}$および[CI]$_{\rm369\mum}$の発光は、主に光解離領域（PDR）の中性媒体から発生することを示しています。。線の赤字は、局所的な高光度赤外線銀河の赤字と一致していることがわかります。COスペクトル線エネルギー分布（SLED）は、両方のクエーサーホストで有意な高$J$CO励起を示しています。クエーサーPJ231-20のCOSLEDモデリングは、PDRが$J_{\rmup}\le7$の分子量とCO光度を支配し、$J_{\rmup}\ge10$CO放出が駆動される可能性が高いことを示しています。クエーサーホストの中心にある活動銀河核（AGN）によって生成されたX線解離領域による[要約]。
$ R_e-R_h $と$ M _ {\ rm star} -M_h $の関係から派生したコンパクトで巨大な静止銀河と星形成銀河の進化
| Title |
The_evolution_of_compact_massive_quiescent_and_starforming_galaxies_derived_from_the_$R_e-R_h$_and_$M_{\rm_star}-M_h$_relations |
| Authors |
L._Zanisi,_F._Shankar,_H._Fu,_A._Rodriguez-Puebla,_V._Avila-Reese,_A._Faisst,_E._Daddi,_L._Boco,_A._Lapi,_M._Giavalisco,_P._Saracco,_F._Buitrago,_M._Huertas-Company,_A._Puglisi,_A._Dekel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.09969 |
巨大銀河（MG、$M_{\rmstar}>10^{11.2}M_\odot$）の平均サイズ（有効半径$R_e$）は、宇宙時間とともに着実に増加することが観察されています。この傾向が個々の銀河のサイズの成長（例えば、合併やAGNフィードバックによる）に起因するのか、それとも後の時代に選択に入るより大きな銀河の包含に起因するのか（前駆体バイアス）はまだ不明です。ここでは、MGの構造進化を精査するために、データ駆動型の柔軟な理論的フレームワークを構築します。さまざまな高質量勾配を持つ恒星質量-ハロー質量（SMHM）関係を介して銀河をダークマターハローに割り当て、固定ハロー質量で恒星質量に$\sigma_{\rmSMHM}$を分散させ、経験的に銀河にサイズを割り当てます。-$R_e$とホスト暗黒物質ハロー半径$R_h$の間の、動機付けられた一定の線形関係。1）MGの高速平均サイズ成長は、入力SMHM関係の形状とは無関係に十分に再現されます。2）コンパクトMGの数は、$z\gtrsim2$まで着実に増加し、より低い赤方偏移で減少します。これは、後のエポックでの前駆体バイアスの役割が少ないことを示唆しています。3）時間に依存しない散乱$\sigma_{\rmSMHM}$は、コンパクトな星形MGが数$10^8$yrで静止MGに移行し、コンパクトフェーズ中の構造進化はごくわずかであるシナリオと一致しています。高赤方偏移で増加する散乱は、星形成段階での大幅なサイズの増加を意味します。高赤方偏移でのMGのサイズ関数のロバストな測定は、SMHM関係の分散、ひいては銀河の進化のモデルに強い制約を設定する可能性があります。
宇宙の再電離中の銀河と金属富化ガスに対する連星の影響
連星は近くの銀河に豊富にありますが、通常、高赤方偏移宇宙のシミュレーションでは考慮されていません。バイナリ進化の影響を含む星の種族合成モデルは、水素再電離の時代に周囲の電離バックグラウンドに大きな影響を与える可能性のある電離光子の相対的な存在量を増やし、さらに銀河ガス含有量と星形成の違いにつながります。我々は、その場での多周波放射伝達を含む流体力学的宇宙論的シミュレーションを使用して、初期の銀河間媒体の特性とHIおよびHeII電離光子の存在量に対する再電離時代の銀河の高二元分数の影響を評価します。これをさらに拡張して、濃縮ガスの特性を分析します。単一の星と高い連星の割合を組み込んだ星を想定した基準シミュレーションを使用して生成されたメトリックを比較すると、連星はHIの再イオン化をより早く、加速したペースで完了させると同時に、高イオン化金属の存在量を増加させることがわかります（CIVおよび低イオン化状態（OI、SiII、およびCII）の存在量を減らしながら、シミュレートされた吸収スペクトルでSiIV）。しかし、銀河ガスと銀河周辺ガスの光加熱を増加させることにより、それらは同時に低質量銀河の星形成の速度を低下させ、進行中の濃縮プロセスを遅らせ、それら自身の電離バックグラウンドを抑制します。これは、$z\geq5$でのHeIIの再電離プロセスの遅延に寄与する可能性があり、さらに、バイナリ恒星進化を無視すると、銀河の自己調節が過小評価される可能性があることを示しています。
スバルHSC-SSPプログラムからのデュアルクエーサー候補の光学分光法
| Title |
Optical_Spectroscopy_of_Dual_Quasar_Candidates_from_the_Subaru_HSC-SSP_program |
| Authors |
Shenli_Tang,_John_D._Silverman,_Xuheng_Ding,_Junyao_Li,_Khee-Gan_Lee,_Michael_A._Strauss,_Andy_Goulding,_Malte_Schramm,_Lalitwadee_Kawinwanichakij,_J._Xavier_Prochaska,_Joseph_F._Hennawi,_Masatoshi_Imanishi,_Kazushi_Iwasawa,_Yoshiki_Toba,_Issha_Kayo,_Masamune_Oguri,_Yoshiki_Matsuoka,_Kohei_Ichikawa,_Tilman_Hartwig,_Nobunari_Kashikawa,_Toshihiro_Kawaguchi,_Kotaro_Kohno,_Yuichi_Matsuda,_Tohru_Nagao,_Yoshiaki_Ono,_Masafusa_Onoue,_Masami_Ouchi,_Kazuhiro_Shimasaku,_Hyewon_Suh,_Nao_Suzuki,_Yoshiaki_Taniguchi,_Yoshihiro_Ueda,_and_Naoki_Yasuda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.10163 |
銀河の合体の重要な段階を表すSDSSクエーサーのスバルハイパーSuprime-Cam（HSC）画像を使用してデュアルクエーサーを検索する分光プログラムについて報告します。スバル/FOCASとジェミニ-N/GMOSを使用して、26の観測された候補から、20kpc未満の予測分離を持つ3つの新しい物理的に関連付けられたクエーサーペアを識別します。これらには、分離が$<$10kpcの最高の赤方偏移（$z=3.1$）クエーサーペアの発見が含まれます。これまでに取得したサンプルに基づくと、HSCの色に基づいて星を除外した場合、物理的に関連付けられたデュアルクエーサーを特定する成功率は$19\％$です。分光的に確認された6つのデュアルクエーサーの完全なサンプルを使用すると、これらのシステムのブラックホールは、単一のSDSSと同様のブラックホール質量（$M_{BH}\sim10^{8-9}M_{\odot}$）を持っていることがわかります。クエーサーだけでなく、それらのボロメータの光度とエディントン比。5バンド（$grizy$）発光の2D画像分解に基づいて、それらのホスト銀河の恒星の質量を測定し、超大質量ブラックホール（SMBH）とそれらのホストの間の質量関係を評価します。デュアルSMBHは、それらのホスト銀河に比べて質量が高いように見えます。したがって、Horizon-AGNシミュレーションで示唆されているように、合併は必ずしもそのようなシステムを局所的な質量関係に合わせるとは限りません。この研究は、2つのSMBHが最終的に合体する前に、二重発光クエーサーがトリガーされ、その結果、ホスト銀河に比べてブラックホールが早期に大量に成長することを示唆しています。
SAMI銀河調査：運動学的遷移におけるディスクフェージングと前駆体バイアスの役割
| Title |
The_SAMI_Galaxy_Survey:_The_role_of_disc_fading_and_progenitor_bias_in_kinematic_transitions |
| Authors |
S._M._Croom_(1_and_2_and_3),_D.S._Taranu_(3_and_4_and_5),_J._van_de_Sande_(1_and_2),_C.D.P._Lagos_(2_and_4),_K.E._Harborne_(2_and_4),_J._Bland-Hawthorn_(1_and_2),_S._Brough_(6_and_2),_J.J._Bryant_(1_and_2),_L._Cortese_(2_and_4),_C._Foster_(1_and_2),_M._Goodwin_(7),_B._Groves_(2_and_4_and_8),_A._Khalid_(1),_J._Lawrence_(7),_A.M._Medling_(9),_S.N._Richards_(10),_M.S._Owers_(11_and_12),_N._Scott_(1_and_2),_S.P._Vaughan_(1_and_2),_((1)_University_of_Sydney,_(2)_ASTRO_3D,_(3)_CAASTRO,_(4)_ICRAR,_(5)_Princeton_University,_(6)_University_of_New_South_Wales,_(7)_Australian_Astronomical_Optics_-_Macquarie,_(8)_Australian_National_University,_(9)_University_of_Toledo,_(10)_SOFIA_Science_Center,_(11)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Macquarie_University,_(12)_Astronomy,_Astrophysics_and_Astrophotonics_Research_Centre,_Macquarie_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.10179 |
SAMI銀河調査と平衡銀河モデルの比較を使用して、渦巻きからレンズ状（S0）銀河への遷移における円盤の退色の重要性を推測します。局所的なS0集団は、同等の質量の渦巻銀河よりも高い測光濃度と低い恒星スピンの両方を持っており、この分離が受動的老化だけで説明できるかどうかをテストします。GalactICSコードを使用して、バルジ、ディスク、ハローを備えた、動的に自己無撞着な銀河モデルのスイートを構築します。分散が支配的なバルジには均一に古い星の種族が与えられ、ディスクには現在の星形成率が与えられ、それが主系列星に置かれ、その後突然瞬間的に急冷されます。次に、バルジ/総（B/T）質量比の範囲でクエンチしてからの時間の関数として、模擬観測量（rバンド画像、恒星速度、分散マップ）を生成します。ディスクの退色は、バルジの寄与がより支配的になるにつれて測定されたスピンの低下につながり、また濃度の増加につながります。ただし、5Gyrのディスクフェージング後に観測された量的変化は、観測されたすべての違いを説明することはできません。代わりに、SAMI銀河調査サンプルを星形成（主系列星と比較して）で細分化した場合にも、同様の結果が見られます。EAGLEシミュレーションを使用して、前駆体のバイアスも考慮し、サイズの変化を使用して消光時間を推測します。EAGLEシミュレーションは、現在の受動銀河の前駆体は、通常、同じ質量の現在の星形成円盤銀河よりもわずかに高いスピンを持っていることを示唆しています。その結果、前駆体バイアスはデータをディスクフェージングモデルシナリオからさらに遠ざけ、星形成ディスクからパッシブディスクへの移行において固有の動的進化が重要でなければならないことを意味します。
流入と流出が出会う場所：スターバースト/ AGN銀河群SMMJ02399 $-$ 0136のCH $ ^ + $とLy $ \
alpha $によってz $ \ sim $ 2.8でプローブされた乱流散逸
| Title |
Where_infall_meets_outflows:_turbulent_dissipation_probed_by_CH$^+$_and_Ly$\alpha$_in_the_starburst/AGN_galaxy_group_SMM_J02399$-$0136_at_z$\sim$2.8 |
| Authors |
A._Vidal-Garc\'ia,_E._Falgarone,_F._Arrigoni_Battaia,_B._Godard,_R._J._Ivison,_M._A._Zwaan,_C._Herrera,_D._Frayer,_P._Andreani,_Q._Li,_R._Gavazzi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.10202 |
サブミリ波の分野で、アタカマ大型ミリ波アレイ（ALMA）とケック望遠鏡でそれぞれ観測された$\rmCH^+$（1-0）線と$\rmLy\alpha$線の比較分析を示します。-選択された銀河（SMG）SMM\、J02399$-$0136at$z\sim2.8$は、大きく隠されたスターバースト銀河と広い吸収線クエーサーで構成され、大きな$\rmLy\alpha$星雲に浸されています。この比較は、気相とスケールにエネルギーを送り、銀河系周囲媒体（CGM）の高温/熱相と低温/乱流相の間でエネルギートレイルを分割する際に乱流が果たす重要な役割を強調しています。$\rmCH^+$のユニークな化学的および分光学的特性は、大規模な（$\sim3.5\times10^{10}$${\rmM}_\odot$）、非常に乱流の存在を推測するために使用されます$\rmLy\alpha$星雲のコアと一致する半径$\sim20\、$kpcの拡散分子ガスの貯蔵所。冷たくて冷たいCGM全体が、速度$\sim$400km$\、s^{-1}$で銀河に向かって流入していることが示されています。$\rmCH^+$放出で、いくつかのkpcスケールの衝撃が暫定的に検出されます。高速$\rmLy\alpha$放出に関する空間と速度の特定の位置は、それらが流入するCGMと高速$\rmLy\alpha$放出の境界面にあり、標識を示していることを示唆しています。AGNおよび恒星駆動の流出によるCGM乱流の供給。CGMの質量とエネルギーの収支は、星形成率（SFR）に見合った率での正味の質量降着を必要とします。この類似性から、星形成とブラックホールの成長の合併によるバーストは、最終的には大規模なガス降着によって促進されると推測されます。
MeerKAT-64は、近くのNGC7232銀河群で広範囲に及ぶ潮汐破片を発見しました
| Title |
MeerKAT-64_discovers_wide-spread_tidal_debris_in_the_nearby_NGC_7232_galaxy_group |
| Authors |
Brenda_Namumba,_Baerbel_Silvia_Koribalski,_Jozsa_Gyula,_Karen_Lee-Waddell,_Michael_Gordon_Jones,_Claude_Carignan,_Lourdes_Verdes-Montenegro,_Roger_Ianjamasimanana,_Erwin_W.J.G._de_Blok,_Michelle_Cluver,_Julian_Garrido,_Susana_Sanchez-Exposito,_Athanaseus_Ramaila,_Kshitij_Thorat,_Lexy_A._L._Andanti,_Benjamin_Hugo,_Dane_Kleiner,_Peter_Kamphuis,_Paolo_Serra,_Oleg_Smirnov,_Filippo_Maccagni,_Sphesihle_Makhathini,_Daniel_Csaba_Csaba_Molnar,_Simon_Perkins,_Mpati_Ramatsoku,_Sarah_V._White_and_Francesca_Loi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.10428 |
MeerKATを使用して、近くのNGC〜7232銀河群のコアトリプレット銀河の周囲で、これまで検出されていなかった大量の冷中性原子水素（\HI）が発見されたことを報告します。$\sim$1kpcの物理解像度で、$\sim$1$\times$10$^{19}の4$\sigma$列密度レベルまでの低表面輝度\HI\放射の複雑なウェブを検出します。$cm$^{-2}$（44\kms以上）。新しく発見されたH\、{\sci}ストリームは、射影の140〜kpcに対応する$\sim$20分を超えます。これは、銀河トリプレット（52kpc）の\HI\範囲の$\sim$3倍です。\HI\デブリの\HI\質量は$\sim$6.6$\times10^9$〜M$_{\odot}$で、トリプレットの合計\HI\質量の50\％以上です。銀河トリプレット内では、NGC〜7233とNGC〜7232はかなりの量の\HI\を失いましたが、NGC〜7232Bは\HIを超えているようです。NGC〜7232とNGC〜7233の\HI\の不足は、グループ内の銀河と銀河の相互作用がこの銀河ペアに集中している一方で、他の円盤銀河が時間の経過とともにそれらを訪れたことを示しています。孤立した銀河のAMIGAサンプルと比較すると、その総\HI\質量に関して、NGC〜7232/3銀河トリプレットは\HI\が不足していないことがわかります。トリプレット銀河に関連する多くの相互作用にもかかわらず、\HI\は（まだ）グループから失われていないようです。
M31の熱および非熱放射成分の研究：6.6GHzでのサルデーニャ電波望遠鏡ビュー
| Title |
Study_of_the_thermal_and_nonthermal_emission_components_in_M31:_the_Sardinia_Radio_Telescope_view_at_6.6_GHz |
| Authors |
S._Fatigoni,_F._Radiconi,_E.S._Battistelli,_M._Murgia,_E._Carretti,_P._Castangia,_R._Concu,_P._de_Bernardis,_J._Fritz,_R._Genova-Santos,_F._Govoni,_F._Guidi,_L._Lamagna,_S._Masi,_A._Melis,_R._Paladini,_F.M._Perez-Toledo,_F._Piacentini,_S._Poppi,_R._Rebolo,_J.A._Rubino-Martin,_G._Surcis,_A._Tarchi,_V._Vacca |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.10453 |
アンドロメダ銀河は、私たち自身の天の川以外に最もよく知られている大きな銀河です。ラジオから硬X線までのすべての波長でいくつかの画像と研究が存在します。それにもかかわらず、その平均電波放射が最小に達するマイクロ波範囲で利用できる観測はごくわずかです。この論文では、銀河の電波形態を研究し、熱を非熱放射から切り離し、星形成率を抽出したいと思います。また、マップされた空のパッチの電波源の完全なカタログを導出することも目指しています。アンドロメダ銀河をサルデーニャ電波望遠鏡で6.6GHzで非常に高い感度と角度分解能で観測し、前例のない空をカバーしました。新しい6.6GHzデータとEffelsberg無線望遠鏡の補助データを使用して、全体として、スペクトルインデックスが$\sim0.7-0.8$であるのに対し、星形成領域では$\sim0.5$に減少することを確認します。（ガス）熱放射と非熱放射を解きほぐすことにより、6.6GHzで、熱放射がリング周辺のHII領域の分布に従うことがわかります。リング内の非熱放射は、宇宙線電子がそれらの発祥の地から拡散するため、熱放射よりも滑らかで均一に見えます。これにより、磁場の強度はほぼ一定に見えます。さらに、熱放射のマップに基づいて星形成率のマップを計算しました。$R_{max}=15$kpcの半径内で積分すると、文献の以前の結果と一致して、$0.19\pm0.01$$M_{\odot}$/年の合計星形成率が得られました。最後に、無線データをアンドロメダ銀河の赤外線画像と相関させました。中央領域の非熱データと中赤外線データの間には、相関パラメーター$r=0.93$を使用して、予想外に高い相関が見られます。
| Title |
Trinity_I:_Self-Consistently_Modeling_the_Dark_Matter_Halo-Galaxy-Supermassive_Black_Hole_Connection_from_$z=0-10$ |
| Authors |
Haowen_Zhang,_Peter_Behroozi,_Marta_Volonteri,_Joseph_Silk,_Xiaohui_Fan,_Philip_F._Hopkins,_Jinyi_Yang_and_James_Aird |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.10474 |
暗黒物質のハロー、銀河、超大質量ブラックホール（SMBH）の間の統計的関係を自己無撞着に推測する、柔軟な経験的モデルであるTrinityを紹介します。トリニティは、$0<z<10$からの銀河観測可能物（銀河の恒星質量関数、特定および宇宙SFR、クエンチされたフラクション、およびUV輝度関数）および$0<z<6.5$からのSMBH観測可能値（クエーサー輝度関数、クエーサー確率）によって制約されます。分布関数、アクティブなブラックホールの質量関数、局所的なSMBHの質量とバルジの質量の関係、および高赤方偏移の明るいクエーサーの観測されたSMBHの質量分布）。このモデルには、観測体系学の完全な処理が含まれています（たとえば、AGNの不明瞭化や恒星の質量のエラー）。これらのデータから、トリニティは、平均SMBH質量、SMBH降着率、合併率、およびエディントン比分布を、ハロー質量、銀河恒星質量、およびレッドシフトの関数として推測します。主な調査結果は次のとおりです。1）SMBHの質量とバルジの質量関係の正規化は、$z=0$から$z=3$にわずかに増加しますが、$z=3$から$z=10$にさらに強く減少します。2）AGN放射$+$運動効率は$\sim$0.04-0.07であり、既存のデータ制約を考慮すると、有意な赤方偏移依存性を示しません。3）AGNはダウンサイジングを示します。つまり、より質量の大きいSMBHのエディントン比は、より質量の小さいオブジェクトよりも早く減少し始めます。4）平均SMBH降着率とSFRの平均比率は、主に星形成である低質量銀河の場合、$\sim10^{-3}$です。この比率は、$z\sim1$より下の最も大きなハローの場合、$\sim10^{-1}$に増加します。ここでは、星形成は抑制されますが、SMBHは降着し続けます。
| Title |
Supernova_explosions_in_active_galactic_nuclei_discs |
| Authors |
Evgeni_Grishin,_Alexey_Bobrick,_Ryosuke_Hirai,_Ilya_Mandel,_Hagai_B._Perets |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.09953 |
活動銀河核（AGN）は、恒星の捕獲、成長、形成のための卓越した環境です。これらの環境は、熱核やコア崩壊超新星（SNe）などの恒星の合併や爆発的な過渡現象を触媒する可能性があります。AGNディスクでのSN爆発は強い衝撃を発生させ、独特の観察可能な特徴をもたらします。ディスク内を伝播する衝撃の進展を、最終的に発生するまで追跡する解析モデルを開発します。ピーク光度、ボロメータ光度曲線、およびブレイクアウト時間を導き出します。ピーク光度は$10^{45}$ergs$^{-1}$を超える場合があり、数時間から数日続く場合があります。最も明るい爆発は、密度が低下した領域で発生します。面外、または低質量の中央ブラックホール（$\sim10^6\M_\odot$）の周りのディスク、または飢えた亜発光AGNのいずれか。後者の2つのサイトでの爆発は、AGNの背景光度が低下しているため、観測が容易です。1Dラグランジアン放射流体力学SNECコードシミュレーションのスイートを実行して結果を検証し、さまざまなバンドの光度を取得します。2D軸対称オイラー流体力学コードHORMONEシミュレーションを実行して、噴出物の形態と球対称からの逸脱を研究します。観測されたシグニチャは、最初のショックブレイクアウトからのAGNの光度に加えて、明るい青色、UV、またはX線フレアであると予想されますが、光度曲線の後続の赤色部分はほとんど観測できません。最適な条件では、合計イベント率の上限を$\mathcal{R}\lesssim100\\rmyr^{-1}\Gpc^{-3}$と見積もり、この見積もりの大きな不確実性について説明します。将来の高ケイデンスの一時的な検索により、これらのイベントが明らかになる可能性があります。いくつかの既存の潮汐破壊現象の候補は、AGN超新星に由来する可能性があります。
ブレーザー3C279の光度曲線におけるガンマ線フレアの繰り返しパターン
| Title |
Repeated_pattern_of_gamma-ray_flares_in_the_lightcurve_of_the_blazar_3C_279 |
| Authors |
D._Blinov,_S._G._Jorstad,_V._M._Larionov,_N._R._MacDonald,_T._Grishina,_E._Kopatskaya,_E._Larionova,_L._Larionova,_D._Morozova,_A._Nikiforova,_S._Savchenko,_Y._Troitskaya,_I._Troitsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.09955 |
一部のブレーザーの偏光面は、滑らかな100度の長い回転を示すことがあります。このようなイベントの性質を説明するために、複数の理論モデルが提案されています。ただし、これらのローテーションの決定論的な起源は不明なままです。ブレーザーのガンマ線光度曲線で、偏光面の回転に伴うフレアの繰り返しパターンを見つけることを目指しています。このようなパターンは、この現象を説明するモデルの1つによって発生すると予測されています。複数の偏光面の回転が文献で報告されているブレーザー3C279の場合、フェルミ-LATガンマ線光度曲線を取得し、偏光面の回転に隣接する間隔を分析します。3C279の3つの大振幅EVPA回転イベントに隣接する期間に繰り返される、ガンマ線光度曲線のフレアの複雑な特徴的なパターンを見つけます。相対的なストークスでのみ見られる「隠れたEVPA回転」を発見します。パラメータ平面とそれはパターンの4回目の繰り返しと同時に発生しました。この発見は、光学偏光面の回転の理由として、ジェット内を伝播する放出特徴の仮説を強く支持します。さらに、それは、よりゆっくりと伝播する放出特徴からなるジェット内のシースの仮説と互換性があります。
相対的な光子リングサイズからのスピンの測定
イベントホライズンテレスコープによるM87*の地平線分解画像での明るいリング状の構造の直接検出は、一般相対性理論の印象的な検証です。リングの角度のサイズと形状は、ブラックホールの放出領域、質量、およびスピンの位置の縮退した尺度です。ただし、低次の光子リングに対応する複数のリングを観察すると、この縮退が解消され、リングの形状に関係なく質量とスピンの測定値が生成される可能性があることを示します。スピンを測定する2つの潜在的な実験について説明します。最初に、直接放出と$n=1$光子リングの観測は、異なる放出位置を持つ複数のエポックで行われます。この方法は、時間的変動性を使用して極観測者の放出位置、質量、およびスピン間のほぼ完全な縮退を破るという点で、可変構造（またはホットスポット）から生じる時空制約と概念的に似ています。2番目の例では、直接発光の観測である$n=1$および$n=2$の光子リングが、単一のエポック中に行われます。両方のスキームについて、追加の観測は一般相対性理論のテストを構成します。したがって、2017年と2018年の事象の地平線望遠鏡の観測結果を比較すると、強いレンズだけから推測されるM87*の最初の地平線スケールのスピン推定値を生成できる可能性があります。将来の高周波、地球サイズ、および宇宙ベースの無線干渉計からの追加の観測キャンペーンは、一般相対性理論の高精度テストを生成することができます。
タイプIcSN2020oiの初期の光学的および紫外線過剰
| Title |
An_Early-Time_Optical_and_Ultraviolet_Excess_in_the_type-Ic_SN_2020oi |
| Authors |
Alexander_Gagliano,_Luca_Izzo,_Charles_D._Kilpatrick,_Brenna_Mockler,_Wynn_Vincente_Jacobson-Gal\'an,_Giacomo_Terreran,_Georgios_Dimitriadis,_Yossef_Zenati,_Katie_Auchettl,_Maria_R._Drout,_Gautham_Narayan,_Ryan_J._Foley,_R._Margutti,_Armin_Rest,_D._O._Jones,_Christian_Aganze,_Patrick_D._Aleo,_Adam_J._Burgasser,_D._A._Coulter,_Roman_Gerasimov,_Christa_Gall,_Jens_Hjorth,_Chih-Chun_Hsu,_Eugene_A._Magnier,_Kaisey_S._Mandel,_Anthony_L._Piro,_C\'esar_Rojas-Bravo,_Matthew_R._Siebert,_Holland_Stacey,_Michael_Cullen_Stroh,_Jonathan_J._Swift,_Kirsty_Taggart,_and_Samaporn_Tinyanont_(for_the_Young_Supernova_Experiment) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.09963 |
グランドデザインスパイラルM100内の近くの（$\sim$17Mpc）タイプIc超新星（SNIc）である超新星2020oi（SN2020oi）の測光および分光観測を提示します。SN2020oiの進化を特徴づけ、その前駆体システムを制約するために、包括的な分析を行います。ラス・クンブレス天文台とニール・ゲーレルス・スウィフト天文台からのマルチバンド光学測光とUV測光で、爆発の日から火の玉上昇モデル$\deltat\約2。5$日を超えるフラックスをそれぞれ検出します。導出されたSNボロメータ光度は、$M_{\rmej}=0.81\pm0.03\M_{\odot}$、$E_{k}=1.40\pm0.19\times10^{51}\rmの爆発と一致しています。{erg}\\rm{s}^{-1}$、および$M_{\rmNi56}=0.08\pm0.02\M_{\odot}$。イベントの減少を調べると、これまでにストリップエンベロープイベントで報告された最高の$\Deltam_{15、\rm{bol}}$が明らかになります。イベントピーク付近の光学スペクトルのモデリングは、SN1994Iで観察された噴出物に匹敵する組成の部分的に混合された噴出物を示し、最も初期のスペクトルは、SN前駆体を取り巻く異なる組成の材料との可能な相互作用の兆候を示しています。さらに、ハッブル宇宙望遠鏡（HST）の爆発前のイメージングにより、イベントと一致する星団が明らかになります。クラスター測光から、BPASSライブラリに実装されている恒星進化モデルを使用してSN前駆体の質量と年齢を導き出します。私たちの結果は、SN2020oiが$27\pm7$Myrの年齢に対応する質量$M_{\rmZAMS}\upperx9.5\pm1.0\M_{\odot}$の前駆体からの連星系で発生したことを示しています。SN2020oiは、これまでで最も暗いSNIcイベントであり、初期のフラックス過剰が観測されており、初期の過剰が衝撃冷却に関連する可能性が低い最初のイベントです。
CDF-S XT1：$ z = 2.23 $での中性子星合体の軸外残光
| Title |
CDF-S_XT1:_The_off-axis_afterglow_of_a_neutron_star_merger_at_$z=2.23$ |
| Authors |
Nikhil_Sarin,_Gregory_Ashton,_Paul_D._Lasky,_Kendall_Ackley,_Yik-Lun_Mong,_Duncan_K._Galloway |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.10108 |
CDF-SXT1は、Deep-FieldSouthSurveyの\textit{Chandra}によって検出された急上昇の非熱X線トランジェントです。さまざまな仮説が提案されていますが、この一時的な原因は不明なままです。ここでは、CDF-SXT1の観測が、軸外で見た相対論的構造化ジェットによって生成されたX線残光として十分に説明されていることを示します。ジェットの特性を測定し、宇宙論的な距離ではあるが、GRB170817Aの特性と類似していることを示しています。観測者の視角を$\theta_{\textrm{obs}}=10^{\circ}\pm3^{\circ}$と測定し、超相対論的ジェットのコアを$\theta_{\textrmと測定します。{core}}=4.4^{\circ}\pm0.9^{\circ}$、ここで不確実性は$68\％$の信頼区間です。ハッブル、無線、および光学的非検出と組み合わされた推定特性およびホスト銀河は、CDF-SXT1が二元中性子星合体の軸外残光であるという仮説を支持します。以前に提案された他の仮説では、CDF-SXT1のすべての特性を説明できないことがわかりました。$z=2.23$の赤方偏移では、これは潜在的にこれまでに観測された最も遠い中性子星合体であり、短いガンマ線バーストの最初の孤立した残光です。宇宙初期の星形成率、重元素の元素合成、および他の軸外残光を特定する可能性に対する、このような高い赤方偏移での連星中性子星合体の影響について説明します。
再電離の時代を検出するためのグローバル信号実験における外部キャリブレータ
| Title |
External_Calibrator_in_Global_Signal_Experiment_for_Detection_of_the_Epoch_of_Reionization |
| Authors |
Yan_Huang,_Xiang-Ping_Wu,_Quan_Guo,_Qian_Zheng,_Biying_Li,_Huanyuan_Shan,_Kejia_Lee,_Haiguang_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.10353 |
宇宙の再電離の時代（EoR）の世界的に平均化された放射線の検出に向けた21cmの実験における外部キャリブレータの概念設計研究を提示します。現在のEoR実験で一般的に使用されている内部キャリブレータの代わりに外部キャリブレータを使用すると、従来の3位置スイッチ測定が短い時間間隔で実装されている場合、ビームパターン、受信機ゲイン、システムの不安定性などの機器の影響を取り除くことができます。さらに、新しい設計では、アンテナシステムは、天井が開閉する地下の無響室に配置され、RFIや地上の放射/反射などの環境への影響を最大限に低減します。2つの屋内人工送信機と1つの屋外天体放射（銀河偏光）を含む、この論文で提案された4つの外部キャリブレータのうち3つは、私たちの目的を達成できないようです。銀河の拡散放射の日周運動は、外部キャリブレータとして最も可能性のあるソースになります。そのために、観測戦略とEoR信号を抽出するアルゴリズムについて説明しました。
フラックスの出現とフレア生成活性領域の生成
太陽フレアとコロナ質量放出は、太陽の磁気活動の最も顕著な兆候の1つです。それらの最も強いイベントは、大きく、複雑で、動的に進化するアクティブ領域（AR）で発生する傾向があります。ただし、そのようなARの主要な観測機能が何であるか、およびこれらの機能がどのように生成されるかは明確ではありません。この記事では、フレア生成ARの形態学的および磁気的特性とその進化過程、つまり、観測および理論的研究で明らかにされた大規模なフラックスの出現とその後のAR形成に基づいて、これらの基本的な質問に答えます。また、非常に深い計算領域で最も現実的なフラックス出現シミュレーションを使用して達成されたフレア生産ARの最新のモデリングを紹介します。最後に、このレビューでは、フレア太陽ARと地球規模のダイナモおよび恒星スーパーフレアとの関係に関する将来の展望について説明します。
巨大なバイナリ射手座9番星の動的質量張力を解決する
| Title |
Resolving_the_dynamical_mass_tension_of_the_massive_binary_9_Sagittarii |
| Authors |
M._Fabry_(1),_C._Hawcroft_(1),_A._J._Frost_(1),_L._Mahy_(2,_1),_P._Marchant_(1),_J-B._Le_Bouquin_(3),_H._Sana_(1)_((1)_Institute_of_Astronomy,_Leuven,_Belgium,_(2)_Royal_Observatory_of_Belgium,_Brussels,_Belgium,_(3)_Institute_of_Planetology_and_Astrophysics,_Grenoble,_France) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.09968 |
質量が30M${}_\odot$を超える星の直接的な動的質量測定はまれです。これは、上部の初期質量関数の歩留まりが低く、食変光星におけるそのようなシステムの数が限られているためです。天文学的にも分解される長周期の二重線分光連星は、恒星オブジェクトの絶対質量を取得するための代替手段を提供します。9Sgrは、そのような長周期の高質量バイナリの1つです。残念ながら、視線速度測定から推測される動的質量の合計と位置天文データから推測される動的質量の間に、大量の張力が存在します。VLTI/PIONIERおよびVLTI/GRAVITY干渉測定から位置天文軌道を取得しました。アーカイブと新しい分光法を使用して、視線速度曲線の半振幅を制約するためにグリッドベースのスペクトル解きほぐし検索を実行しました。\textsc{fastwind}大気モデルを調整することにより、大気パラメータと表面存在量を計算し、その結果をBonnEvolutionaryCode（BEC）で計算された進化トラックと比較しました。9Sgrのグリッドスペクトル解きほぐしは、53M${}_\odot$プライマリと39M${}_\odot$セカンダリの存在をサポートします。BECの進化の軌跡との比較は、9Sgrの成分が、およそ1Myrの年齢で同時代である可能性が最も高いことを示しています。私たちの分析は、以前の研究で報告された質量と軌道傾斜角の推定値の間の矛盾を明らかにしています。プライマリの表面に重要なCNO処理された材料の存在を検出し、現在BECモデルに実装されているものと比較して強化された内部混合を示唆しています。現在の測定は、恒星進化モデルを検証し、内部混合プロセスの効率をテストするための高品質の高質量アンカーを提供します。
前主系列星および関連する星におけるディスク放出の変動性。 V. Herbig Ae Star HD163296の最も内側のディスク領域からの掩蔽イベント
| Title |
Variability_of_Disk_Emission_in_Pre-Main_Sequence_and_related_Stars._V._Occultation_Events_from_the_innermost_disk_region_of_the_Herbig_Ae_Star_HD_163296 |
| Authors |
Monika_Pikhartova,_Zachary_C._Long,_Korash_D._Assani,_Rachel_B._Fernandes,_Ammar_Bayyari,_Michael_L._Sitko,_Carol_A._Grady,_John_P._Wisniewski,_Evan_A._Rich,_Arne_A._Henden,_William_C._Danchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.10025 |
HD163296はHerbigAe星で、2001年にV測光バンドで劇的に$\sim$0.8の明るさの低下があり、2002年に近赤外線で明るくなりました。星は流出する双極ジェットで移動するHerbig-Haroオブジェクトを所有しているためです。、明るさの低下は、円盤風に巻き込まれた塵の塊が原因で、星への視線が遮られたことが示唆されました。この仮説を定量化するために、モンテカルロ放射伝達コードHOCHUNK3Dを使用して、HD163296の可視波長での輝度低下と近赤外波長での輝度を調査しました。イベントを理解するために3つのモデルを作成しました。モデル1は、システムの静止状態を示しています。モデル2は、2001年に明るさの低下につながった構造の変化を説明しています。モデル3は、近赤外波長の観測された2002年の明るさを生成するために必要な構造を説明しています。モデル2と3は、ディスク風と中央の双極流の組み合わせを利用します。モデル2と3に充填された双極空洞を導入することにより、円盤風の星のジェットのような構造をうまくシミュレートし、システムの明るさの低下とその後の増加を生み出すことができました。一方、バイポーラキャビティが満たされていない場合、モデル1はシステムの静止状態を複製します。
セフェウスフレアの$ \ textit {Gaia} $ビュー
$\textit{Gaia}$EDR3視差、固有運動、および色$-$マグニチュード図に基づいて、セフェウスフレア星形成領域の前主系列星候補の新しいセンサスを提示します。NGC$\、$7023、L1177、L1217/L1219、L1228、L1235、およびL1251に関連する以前から知られている若い恒星グループの新しい候補メンバーを特定しました。星形成複合体の3D構造と若い星の接線速度の分布を研究しました。若い恒星グループは、太陽から330〜368$\、$pcの間に位置し、3つの運動学的サブグループに分けられ、年齢は1$〜500万年です。結果は、以前の研究によって示唆された、伝播する星形成のシナリオを確認します。330から370$〜$pcの前主系列星の大規模な集団に加えて、150$-$180$\、$pcの周りに散在し、より進化した前主系列星の集団があります。近くのセフェウス協会の新しい候補メンバーを見つけ、A0型の周りの178$\、$pcの距離にある、46、15$-2,000万年前の前主系列星の新しい移動グループを特定しました。スターHD$\、$190833。いくつかの前主系列星は800$-$900$\、$pcにあり、銀河緯度+10$^{\circ}$より上の銀河ローカルアームに関連する星形成領域を示しています。
複雑な活性領域からの相同太陽フレアにおける極紫外線後期
| Title |
Extreme-ultraviolet_Late_Phase_in_Homologous_Solar_Flares_from_a_Complex_Active_Region |
| Authors |
Y._Zhong,_Y._Dai,_M._D._Ding |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.10069 |
極紫外線（EUV）波長での最近の観測により、一部の太陽フレアの新しい後期位相が明らかになりました。これは、ソフトXの数十分から数時間後の暖かい冠状放射（$\sim3$MK）の2番目のピークとして見られます。-光線（SXR）ピーク。EUV後期（ELP）の起源は、長いELPループでの長時間の冷却プロセス、またはメインフレア加熱後のELPループへのエネルギー放出の遅延によって説明されます。\emph{ソーラーダイナミクスオブザーバトリー}（\emph{SDO}）での観測を使用して、複雑な活性領域（AR）NOAA11283に由来する6つの相同フレア（F1--F6）でのELPの生成を調査します。フレアの放出特性に重点を置いています。ELPの主な生成メカニズムは、フレアF1での追加の加熱から、フレアF3〜F6での長期的な冷却に変化し、両方のメカニズムがフレアF2で役割を果たすことがわかります。遷移は、ELPピークのタイムラグの急激な減少によって証明され、フレアの大部分での長期的な冷却プロセスは、フレアリボンフルエンスとELPピーク強度の間の正の相関によって検証されます。ELP生成メカニズムの変化は、AR上のエンベロープ磁場の強化に起因すると考えられます。これにより、ELPループのより迅速でエネルギッシュな加熱が容易になります。さらに、最後で唯一の閉じ込められたフレアF6は、非常に大きなELPを示します。このフレアで明らかになった異なる放出パターンは、ELPループ内の異なるエネルギー分配を反映している可能性があります。これは、異なる磁気リコネクションプロセスによるものです。
太陽彩層の波に対する両極拡散の影響
彩層は、太陽大気の部分的にイオン化された層であり、ガスの動きがガスの圧力によって決定される光球と、磁場によって支配されるコロナとの間の遷移です。太陽彩層と同様の特性を持つ重力成層磁化大気における2D波伝播に対する部分電離の影響を研究します。伝播面には、静かな太陽の領域に適した強度の斜め均一磁場を採用しています。使用される理論モデルは、単一流体の電磁流体力学的近似であり、イオンと中性の相互作用は、両極拡散項によってモデル化されます。磁気エネルギーは、イオンと中性物質の間のドリフトによって生成された電流の散逸によって内部エネルギーに変換できます。数値シミュレーションを使用して、大気の底で高速波を継続的に駆動します。イオンとニュートラルの間の衝突結合は密度の減少とともに減少し、両極効果が重要になります。大気の底で励起された速い波は等分配層に到達し、遅い波として反射または送信します。波が大気中を伝播し、密度が低下する間、波は急降下して衝撃を与えます。両極拡散の主な効果は、波の減衰です。この作業で選択したパラメータの場合、両極拡散は反射する前に高速波に影響を与え、磁場に垂直な方向に発射される波では減衰がより顕著になることがわかります。徐波は両極効果の影響をあまり受けません。減衰は、より短い期間とより大きな磁場強度で増加します。非線形効果によって生成された小さなスケールと、等分配の高さで作成されたさまざまなタイプの波の重ね合わせは、両極拡散によって効率的に減衰されます。
原型的なオリオン座FU型星V1057Cygの測光および分光学的変化の研究
| Title |
A_study_of_the_photometric_and_spectroscopic_variations_of_the_prototypical_FU_Orionis-type_star_V1057_Cyg |
| Authors |
Zs._M._Szab\'o,_\'A._K\'osp\'al,_P._\'Abrah\'am,_S._Park,_M._Siwak,_J._D._Green,_A._Mo\'or,_A._P\'al,_J._A._Acosta-Pulido,_J.-E._Lee,_B._Cseh,_G._Cs\"ornyei,_O._Hanyecz,_R._K\"onyves-T\'oth,_M._Krezinger,_L._Kriskovics,_A._Ordasi,_K._S\'arneczky,_B._Seli,_R._Szak\'ats,_A._Szing,_K._Vida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.10405 |
低質量の前主系列星の中で、FUオリオニス型天体（FUors）と呼ばれる小さなグループは、強力な降着爆発を経験していることで注目に値します。FUorの古典的な例であるV1057Cygは、1969年から1970年頃に爆発し、その後急速に衰退し、既知の最速の衰退FUorになりました。1995年頃、フェードのより急速な増加が発生しました。それ以来、強力な測光変調が存在しています。北欧光学望遠鏡、Bohyunsan光学天文台、トランジット系外惑星探査衛星、成層圏赤外線天文台からの光学/近赤外測光と分光法で補完された、Piszk\'estet\H{o}天文台でのほぼ10年間のソースモニタリングを紹介します。赤外線天文学のために。私たちの光度曲線は、過去10年間の明るさの有意な準周期的変動の継続を示しています。私たちの分光学的観察は、強風の特徴、殻の特徴、および禁止された輝線を示しています。これらのスペクトル線はすべて時間とともに変化します。また、星の[SII]、[NII]、[OIII]線の最初の検出についても報告します。
煙と鏡：ミラーマターに対する中性子星の内部加熱の制約
暗黒物質、バリオン数生成、および中性子寿命異常の問題に対処するために、ミラーセクターが提案されています。この研究では、ミラー中性子の新しい強力なプローブである中性子星温度を研究します。中性子星コアの中性子が衝突中に鏡像中性子に変換されると、核子フェルミ海に残された空孔はよりエネルギーの高い核子によって補充され、その過程で膨大な量の熱を放出します。最も冷たい（サブ40,000ケルビン）中性子星、PSR2144$-$3933の観測から、中性子-ミラー-中性子混合の許容強度に関する新しい制約を導き出します。私たちの限界は、中性子-ミラー-中性子遷移の実験室での検索と競合しますが、19桁大きい中性子とミラー中性子の間の質量分割の範囲に適用されます。この加熱メカニズムは、エキゾチックな中性子崩壊などの他の中性子消失チャネルにも関連しており、冷たい中性子星の熱放出を研究するための今後の紫外線、光学、赤外線望遠鏡の魅力的な物理ターゲットを提供します。
\ emph {r}の感度研究-核質量に対するプロセスの存在量
| Title |
Sensitivity_study_of_\emph{r}-process_abundances_to_nuclear_masses |
| Authors |
Xiao-Fei_Jiang_and_Xin-Hui_Wu_and_Peng-Wei_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.10218 |
核の質量の不確実性が\emph{r}プロセスの存在量に与える影響は、古典的な\emph{r}プロセスモデルを使用して、個々の核の質量を$\pm0.1$から$\pm3.0\\mathrm{MeV}$は、6つの異なる質量モデルに基づいています。\emph{r}プロセスの存在量の不確実性と核質量の不確実性の間の新しい定量的関係が抽出されます。つまり、$\pm0.5\\mathrm{MeV}$の質量の不確実性は、約2.5倍。この結論は、さまざまな質量モデルに当てはまることがわかります。
非線形で高次元の確率分布に含まれる情報に効率的にアクセスすることは、現代の統計における中心的な課題であり続けています。従来、点推定を超える推定量は、変分推論（VI）またはマルコフ連鎖モンテカルロ（MCMC）手法のいずれかに分類されます。連続確率分布の幾何学的特性を利用して効率を高めるMCMC法が提案されていますが、VI法では幾何学を使用することはめったにありません。この作業は、このギャップを埋めることを目的とし、リーマン幾何学とフィッシャー情報計量に基づく方法である幾何変分推論（geoVI）を提案します。これは、メトリックに関連付けられたリーマン多様体をユークリッド空間に関連付ける座標変換を構築するために使用されます。変換によって誘導される座標系で表される分布は、正規分布による正確な変分近似を可能にする特に単純な形式を取ります。さらに、アルゴリズム構造により、geoVIの効率的な実装が可能になります。これは、低次元の実例から数千次元の非線形の階層ベイズ逆問題に至るまで、複数の例で示されています。
