| Title |
The_Hubble_Tension_Bites_the_Dust:_Sensitivity_of_the_Hubble_Constant_Determination_to_Cepheid_Color_Calibration |
| Authors |
Edvard_Mortsell,_Ariel_Goobar,_Joel_Johansson_and_Suhail_Dhawan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.11461 |
塵による銀河系外の消滅の特性で観察された大きな多様性に動機付けられて、Ia型超新星からハッブル定数$H_0$の局所値を推測するために使用されるCepheidキャリブレーションを再分析します。SH0ESチームとは異なり、近赤外セファイドの大きさを補正するために普遍的な色と光度の関係を強制することはありません。代わりに、データ駆動型の方法に焦点を当てます。この方法では、セファイドの測定された色を使用して、各銀河の色と光度の関係を個別に導き出します。2つの異なる分析を提示します。1つはWesenheitの大きさに基づいており、消滅と固有色の変化の両方からの補正を組み合わせて、$H_0=66.9\pm2.5$km/s/Mpcを一致させようとする分野での一般的な方法です。Planck値を使用します。2番目のアプローチでは、導出された平均固有色に関して過剰な色を使用して較正し、宇宙マイクロ波背景放射から推定された値で$H_0=71.8\pm1.6$km/s/Mpc、$2.7\、\sigma$張力を生成します。。したがって、Cepheidの色-光度キャリブレーション方法の選択に関連する体系的な不確実性により、現在、Planckデータで実質的な張力を主張するために必要な精度で$H_0$を測定することが妨げられていると主張します。
原始的なエキゾチックな恒星泡からの超高エネルギーガンマ線と重力波
| Title |
Ultrahigh-energy_Gamma_Rays_and_Gravitational_Waves_from_Primordial_Exotic_Stellar_Bubbles |
| Authors |
Yi-Fu_Cai,_Chao_Chen,_Qianhang_Ding,_Yi_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.11481 |
原始宇宙で起こった相転移によって生成できる新しいクラスのエキゾチックな天体を提案します。これらのオブジェクトは恒星サイズの泡として現れ、原始ブラックホール（PBH）によって支配される可能性があります。ホーキング放射とこれらの恒星気泡内のPBHのバイナリ進化のプロセスにより、ガンマ線スペクトルと確率的重力波（GW）に特徴的な電磁放射と重力放射の両方が放出される可能性があることを報告します。私たちの結果は、質量分布に応じて、PBHで構成されるエキゾチックな恒星の泡が、最近のLHAASO実験で報告された超高エネルギーガンマ線スペクトルに適切に適合するだけでなく、今後のGW調査でテスト済み。
レーザー干渉計宇宙アンテナによるブラックホール科学
30年代初頭に打ち上げられる宇宙搭載重力波（GW）天文台であるレーザー干渉計宇宙アンテナ（LISA）の科学的可能性をレビューします。ミリHzの周波数範囲での感度のおかげで、LISAは、太陽の近くからビッグバンに至るまで、宇宙全体のさまざまなGWソースを明らかにし、天体物理学の理解におけるゲームチェンジャーになることを約束します。宇宙論と基本的な物理学。このレビューは、銀河中心部での巨大なブラックホールの形成と進化、高密度核のダイナミクスと極端な質量比のインスピレーションの形成、恒星起源の天体物理学など、ブラックホール科学に特に焦点を当てて、LISA宇宙に飛び込みますブラックホール連星。
宇宙膨張率H（z）の複数のプローブを使用して不均一性の信号を検索する
| Title |
Searching_for_signals_of_inhomogeneity_using_multiple_probes_of_the_cosmic_expansion_rate_H(z) |
| Authors |
S._M._Koksbang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.11880 |
宇宙クロノメーターは、宇宙が統計的に均質で等方性であり、均質性の尺度が十分に小さい限り、グローバルFLRWモデルでは十分に説明されていない宇宙でも空間的に平均化された膨張率の推定値をもたらすと主張されています。一方、赤方偏移ドリフトの観測に基づく膨張率の測定は、一般に、空間的に平均化された膨張率の推定値をもたらしませんが、宇宙が大規模な単一のFLRWモデルによって適切に記述されている場合はそうなります。したがって、宇宙クロノメーターとレッドシフトドリフトに基づく膨張率の測定値の不一致は、無視できない宇宙の逆反応の予想される信号です。
DESI LegacySurveyの上部構造周辺のスタックCMBレンズとISW信号
| Title |
Stacked_CMB_lensing_and_ISW_signals_around_superstructures_in_the_DESI_Legacy_Survey |
| Authors |
Qianjun_Hang,_Shadab_Alam,_Yan-Chuan_Cai,_John_Peacock |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.11936 |
宇宙マイクロ波背景放射への大規模構造の痕跡は、重要な宇宙論的プローブであるCMBレンズ効果と統合ザックスヴォルフェ（ISW）信号を介して調べることができます。特に、極端な直径を持つスーパーボイドの周りに積み重ねられたISW信号は、いくつかの研究で異常に高いと主張されています。この研究では、DESILegacySurveyからの$0<z<0.8$の4つの断層撮影赤方偏移ビンを使用して、クラスターとボイドの上部構造を見つけ、これらのオブジェクトの周りの積み重ねられたCMBレンズとISW信号を測定します。測定値を$\Lambda$CDMモデルの予測と比較するために、銀河の数密度とバイアスが一致する模擬カタログを作成し、データと同じ測光赤方偏移の不確実性を適用します。モックとデータの間の一貫性は、上部構造の周りの積み重ねられた銀河密度プロファイル、およびそのようなシステムの数によって検証されます。次に、対応するレンズ収束とISWマップが作成され、比較されます。スタックされたレンズ信号は、密度ピークの最も高い赤方偏移ビンを除いて、データとよく一致します。密度ピークでは、モックからの予測が約1.3倍大きくなります。スタックされたISW信号は、一般に模擬予測と一致しています。ボイドからの有意な信号$A_{ISW}=-0.10\pm0.69$は取得されず、クラスターからの信号$A_{ISW}=1.52\pm0.72$はせいぜい弱く検出されます。ただし、これらの結果は、$\Lambda$CDM予測のレベルの多くの場合、ISW信号の以前の主張と強く矛盾しています。この分野での過去の研究との結果の比較について議論し、この不一致について考えられる説明を調査します。
宇宙論における確率場のフローの正規化
フローの正規化は、宇宙論における幅広い潜在的なアプリケーションで柔軟な確率分布を作成するための強力なツールです。ここでは、パワースペクトルなどの要約統計量のレベルではなく、フィールドレベルで宇宙論的観測量を表す正規化フローを研究しています。密度推定とニアガウスランダムフィールドのサンプリングの両方について、さまざまな正規化フローのパフォーマンスを評価し、パワースペクトルやバイスペクトル推定器などのさまざまな統計を使用してサンプルの品質を確認します。物理的な事前分布からの流れや、分析的に扱いやすい相関ガウスの場合の密度推定結果の評価など、宇宙論に固有のこれらの流れの側面を調査します。
| Title |
Modeling_Redshift-Space_Clustering_with_Abundance_Matching |
| Authors |
Joseph_DeRose,_Matthew_R._Becker,_Risa_H._Wechsler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.12104 |
サブハロアバンダンスマッチング（SHAM）モデルを使用して、スローンデジタルスカイサーベイのメイン銀河サンプル（SDSSMGS）から恒星質量の3つのビンで選択された銀河の投影および赤方偏移空間クラスタリングを共同で適合させるために必要な自由度を調査します。分析を容易にするために、関連するクラスタリング統計にエミュレーターを採用しているため、精度の低下を最小限に抑えながら速度を大幅に向上させることができます。固定SHAMプロキシでの恒星質量の散乱とダークマターハロー濃度へのSHAMプロキシの依存性という、2つの自由パラメーターだけで検討する2つの最も質量の大きい銀河サンプルの投影および赤方偏移空間クラスタリングを同時に適合させることができます。速度バイアスを含むモデルの証拠がいくつか見つかりましたが、孤立した銀河を含めると、質量の小さいサンプルへの適合が大幅に改善されます。また、条件付き存在量マッチング（CAM）を使用して、特定の星形成率（SSFR）で選択されたサンプルのクラスタリング信号をモデル化します。2つのCAMバリアントを使用して、SSFRと恒星の質量の関数として、投影された赤方偏移空間クラスタリングへの許容可能な適合を取得しますが、適合は、恒星の質量が選択されたサンプルのみの場合よりも悪くなります。CAMプロキシとSSFRの間に非単一相関を組み込むことにより、CAM予測と孤立した中央銀河の消光の環境依存性のSDSS観測との間で以前に特定された不一致を解決することができます。
ADDGALS：広視野銀河調査のためのシミュレートされた空のカタログ
| Title |
ADDGALS:_Simulated_Sky_Catalogs_for_Wide_Field_Galaxy_Surveys |
| Authors |
Risa_H._Wechsler,_Joseph_DeRose,_Michael_T._Busha,_Matthew_R._Becker,_Eli_Rykoff_and_August_Evrard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.12105 |
現実的な銀河の光度、広帯域の色、および大規模な宇宙ボリュームにわたる投影されたクラスタリングを使用して、シミュレートされた銀河カタログを作成する方法を紹介します。ADDGALS（光円錐シミュレーションへの密度依存銀河の追加）と呼ばれるこの手法は、経験的アプローチを使用して、宇宙論的シミュレーションの光円錐出力内に銀河を配置します。これは、ハロー占有分布、サブハロー存在量マッチング、半解析モデルなどの一般的に使用される方法よりも大幅に低い解像度のシミュレーションに適用でき、投影された銀河クラスタリング統計をr〜100kpc/のスケールまで正確に再現します。h。\addgals\カタログは、スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）の主な銀河サンプルによって測定された銀河分布のいくつかの統計的特性を再現することを示しています。これには、銀河の数密度、観測された光度と色の分布、および輝度と色に依存します。クラスタリング。また、クラスターと銀河の相互相関と比較します。ここでは、シミュレーションでの人工的なサブハロ破壊に関連している可能性が高いSDSSからの測定値との有意な不一致が見つかります。弱いレンズ効果の統計、測光赤方偏移、銀河団の発見のモデリングなど、深部広域測光調査のシミュレーションへのこのモデルの適用は、DeRoseetal（2019）に示され、ダークエネルギーサーベイの完全な宇宙論分析への適用が示されています。（DES）3年目のようなデータは、DeRoseetlal（2021）に示されています。SDSS、DES、VISTA、WISE、LSSTなど、既存および計画中のいくつかの調査に適した大きさのADDGALSを使用して作成された10,313平方度のカタログを公開する予定です。
断層撮影の大規模構造データからの過去100億ドルの密度摂動の成長
| Title |
The_growth_of_density_perturbations_in_the_last_$\sim$10_billion_years_from_tomographic_large-scale_structure_data |
| Authors |
Carlos_Garc\'ia-Garc\'ia,_Jaime_Ruiz_Zapatero,_David_Alonso,_Emilio_Bellini,_Pedro_G._Ferreira,_Eva-Maria_Mueller,_Andrina_Nicola_and_Pilar_Ruiz-Lapuente |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.12108 |
低赤方偏移での弱いレンズ効果実験によって測定された物質変動の振幅と宇宙マイクロ波背景放射異方性から推定された値との間の進行中の張力の起源を調査するために、既存のものを使用して$z\sim2$からこの振幅の進化を再構築します大規模構造データ。そうするために、密度の不均一性の線形成長をバックグラウンド拡張から切り離し、宇宙せん断、銀河団、CMBレンズを含む6つの異なるデータセットの組み合わせを利用して、その赤方偏移依存性を制約します。一貫した高調波空間角度パワースペクトルベースのパイプラインの下でこれらのデータを分析します。現在のデータが変動の振幅を主に$0.2<z<0.7$の範囲で制約していることを示します。この範囲では、\planckで予測されるよりも低くなっています。異なるデータの組み合わせから再構築された成長履歴は互いに一貫しており、特定の実験で系統的な偏差の証拠は見つかりませんが、この違いは主に現在の宇宙せん断データによって引き起こされます。\planckとの緊張にもかかわらず、データは\lcdmモデルによって十分に記述されていますが、$S_8\equiv\sigma_8（\Omega_m/0.3）^{0.5}$の値は低くなっています。分析の一環として、このパラメーターに$S_8=0.7769\pm0.0095$（68\％信頼水準）の制約があり、CMB測定に匹敵するほぼパーセントレベルのエラーに達しています。
パーセント精度Vへの道：大量のニュートリノとバリオンフィードバックを伴う$ \ Lambda $ CDMを超える非線形パワースペクトル
| Title |
On_the_road_to_percent_accuracy_V:_the_non-linear_power_spectrum_beyond_$\Lambda$CDM_with_massive_neutrinos_and_baryonic_feedback |
| Authors |
Benjamin_Bose,_Bill_S._Wright,_Matteo_Cataneo,_Alkistis_Pourtsidou,_Carlo_Giocoli,_Lucas_Lombriser,_Ian_G._McCarthy,_Marco_Baldi,_Simon_Pfeifer_and_Qianli_Xia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.12114 |
今後の銀河調査の文脈では、非線形構造情報を使用するときに宇宙論と重力に偏りのない制約を確実にするために、パワースペクトルをモデル化するときにパーセントレベルの精度が必要です。これには、$\Lambda$CDMからの逸脱を考慮しながら、関連する物理的効果を正確にキャプチャできるフレームワークが必要です。大規模なニュートリノとバリオン物理学は、そのような最も関連性のある効果の2つです。大規模なニュートリノとそれ以降の$\Lambda$CDM宇宙論のためのハローモデル反応フレームワークの統合を提示します。次に、HMCode2020によってモデル化された疑似パワースペクトルと組み合わされた統合ハローモデル反応が、大規模なニュートリノと重力への$f（R）$修正の両方を含む$N$体シミュレーションと比較されます。重力を$|f_{\rmR0}|\leq10^{-5に変更した場合、フレームワークは少なくとも$k\約3\、h/{\rmMpc}$まで5％正確であることがわかります。}$およびニュートリノの総質量$M_\nu\equiv\summ_\nu\leq0.15$eV。また、フレームワークは、少なくとも$k\約3\、h$/Mpcまでの$\nuw$CDM宇宙論のBacco（EuclidEmulator2）エミュレーターと4（1）％一致していることがわかります。最後に、ハローモデルの反応に加えてHMCode2020のバリオンフィードバックモデリングを採用した流体力学シミュレーションと比較します。$\nu\Lambda$CDM宇宙論の場合、$M_\nu\leq0.48$eVの精度は少なくとも$k\約5h$/Mpcまで2％であることがわかります。$M_\nu=0.06$eVの$\nuw$CDM流体力学シミュレーションと比較すると、同様の精度が見られます。これは、$\Lambda$CDMを超える宇宙論のために、大規模なニュートリノを正確に含める最初の非線形で理論的に一般的な手段を提供し、さらに、大規模なニュートリノや暗黒エネルギーの物理学とは無関係にバリオン効果を確実にモデル化できることを示唆しています。これらの拡張機能は、公開されているReACTコードに統合されています。
カリフォルニアレガシー調査I.30年以上にわたる719個の近くの星の精密視線速度モニタリングからの177個の惑星のカタログ
| Title |
The_California_Legacy_Survey_I._A_Catalog_of_177_Planets_from_Precision_Radial_Velocity_Monitoring_of_719_Nearby_Stars_over_Three_Decades |
| Authors |
Lee_J._Rosenthal,_Benjamin_J._Fulton,_Lea_A._Hirsch,_Howard_T._Isaacson,_Andrew_W._Howard,_Cayla_M._Dedrick,_Ilya_A._Sherstyuk,_Sarah_C._Blunt,_Erik_A._Petigura,_Heather_A._Knutson,_Aida_Behmard,_Ashley_Chontos,_Justin_R._Crepp,_Ian_J._M._Crossfield,_Paul_A._Dalba,_Debra_A._Fischer,_Gregory_W._Henry,_Stephen_R._Kane,_Molly_Kosiarek,_Geoffrey_W._Marcy,_Ryan_A._Rubenzahl,_Lauren_M._Weiss,_and_Jason_T._Wright |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.11583 |
163個の既知の太陽系外惑星と14個の新しく発見または改訂された太陽系外惑星と亜恒星の仲間をホストする719個のFGKM星の高精度視線速度（RV）調査を提示します。このカタログは、既知の太陽系外惑星と長期候補の軌道パラメータを更新しました。そのうちのいくつかは、最初の検出時よりも数十年長い観測ベースラインを持っています。新しく発見された太陽系外惑星は、暖かいサブネプチューンやスーパーアースから冷たいガス巨人までさまざまです。カタログサンプルの選択基準と、Keck-HIRES、APF-Levy、およびLick-Hamilton分光器から得られた100,000を超える視線速度測定値を示します。惑星カタログの生成に使用した新しいRV検索パイプラインRVSearchを紹介し、オープンソースのPythonパッケージとして一般に公開します。この論文は、太陽系外惑星の発生率を測定し、太陽系外惑星の個体数を比較する計画シリーズの最初の研究です。これには、水氷線を超えた巨大惑星の発生と、巨大惑星形成経路を探索するための離心率分布の研究が含まれます。このカタログで使用するすべての視線速度と関連データを公開しました。
カリフォルニアレガシー調査II。氷線を越えた巨大惑星の発生
| Title |
California_Legacy_Survey_II._Occurrence_of_Giant_Planets_Beyond_the_Ice_line |
| Authors |
Benjamin_J._Fulton,_Lee_J._Rosenthal,_Lea_A._Hirsch,_Howard_Isaacson,_Andrew_W._Howard,_Cayla_M._Dedrick,_Ilya_A._Sherstyuk,_Sarah_C._Blunt,_Erik_A._Petigura,_Heather_A._Knutson,_Aida_Behmard,_Ashley_Chontos,_Justin_R._Crepp,_Ian_J._M._Crossfield,_Paul_A._Dalba,_Debra_A._Fischer,_Gregory_W._Henry,_Stephen_R._Kane,_Molly_Kosiarek,_Geoffrey_W._Marcy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.11584 |
FGKM星の高精度視線速度測定を使用して、0.03〜30auに及ぶ軌道分離の関数として巨大惑星の発生を決定しました。巨大惑星は、この範囲の内側または外側の軌道と比較して、1〜10auの軌道距離でより一般的です。$\sim$1auでの惑星の発生が$\sim$4の係数で増加することは、統計的に非常に重要です。より大きな軌道距離での巨大惑星の発生の減少は、発生が平坦または増加しているモデルよりも好まれます。100個の星あたり$14.1^{+2.0}_{-1.8}$の巨大惑星を測定し、準主軸は2〜8auで、範囲内の100個の星あたり$8.9^{+3.0}_{-2.4}$の巨大惑星を測定します。8-32au、$\sim$2$\sigma$レベルで重要な、軌道分離の増加に伴う巨大惑星の発生の減少。木星以下の惑星（木星質量0.1-1）の発生率も1-10au軌道で向上していることがわかります。これは、質量の小さい惑星が、木星の対応する惑星の水氷線の近くで有病率の増加を推進する形成または移動メカニズムを共有している可能性があることを示唆しています。コールドガスジャイアントの発生に関する私たちの測定値は、さまざまな恒星サンプルにもかかわらず、直接イメージング調査と重力レンズ調査からの最新の結果と一致しています。木星型惑星の発生は、恒星の質量と金属量とともに増加するという以前の発見を裏付けています。
準惑星セレスのもろい岩
| Title |
The_brittle_boulders_of_dwarf_planet_Ceres |
| Authors |
Stefan_Schr\"oder,_Uri_Carsenty,_Ernst_Hauber,_Carol_Raymond,_Christopher_Russell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.11841 |
低高度マッピング軌道（LAMO）で取得したドーンフレーミングカメラの画像を使用して、準惑星セレスの表面にある105mを超えるすべての岩をマッピングしました。セレスの巨礫は高緯度に向かってより多く、クレーターの数に基づいて、最大寿命は$150\pm50$Maであることがわかります。これらの特性は、小惑星（4）ベスタ、ドーンの初期のターゲットの岩の特性とは明らかに異なります。これは、セレスの岩が機械的に弱いことを意味します。それらの特性の手がかりは、フィロケイ酸塩と塩が豊富なセレスの複雑な地殻の組成に見られます。水氷は地表からわずか数メートル下にあると考えられているので、巨礫にも氷が潜んでいることをお勧めします。さらに、巨礫のサイズ-度数分布は、ベスタ巨礫の場合のように、通常のべき法則ではなく、ワイブル分布に最もよく適合します。この発見は、考えられるタイプのサイズ測定誤差に照らして確固たるものです。
衛星の$ J_2 $問題の閉じた形の解の解析的反転
| Title |
Analytic_inversion_of_closed_form_solutions_of_the_satellite's_$J_2$_problem |
| Authors |
Alessio_Bocci,_Giovanni_Mingari_Scarpello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.11960 |
このレポートは、$J_{2}$の球形帯球調和関数を考慮した、球形アトラクター（惑星）の赤道面での衛星の有界運動に対するいくつかの閉じた形の解（およびそれらの反転）を提供します。余緯度$\varphi$が$\pi/2$に固定されていると仮定して、衛星運動の赤道軌道が調査されます。関連する時間の法則と軌道は、第1、第2、第3の種類の楕円積分の組み合わせとして評価されます。およびヤコビ楕円関数。このレポートの新機能は次のとおりです。逆$t=t（c）$から、機械的に関心のあるいくつかの関数$c（t）$の期間$T$を取得し、関連する$c（t）$を作成します。反転を実行するような方法で、フーリエ級数の展開。$J_{2}$問題の時間法則の新しい定式化につながったこのようなアプローチは、ケプラー運動の基本的なケースに適用することでベンチマークされ、さまざまな分析パスを通じて古典的な結果が再び見つかります。キーワード：$J_2$問題、有界衛星運動、フーリエ級数、楕円積分、ヤコビ楕円関数。
アウターベルトプリミティブファミリーの比較分析
| Title |
A_comparative_analysis_of_the_outer-belt_primitive_families |
| Authors |
M._N._De_Pr\'a,_N._Pinilla-Alonso,_J._Carvano,_J._Licandro,_D._Morate,_V._Lorenzi,_J._de_Le\'on,_H._Campins,_T._Moth\'e-Diniz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.11994 |
環境。小惑星族は、小惑星帯で起こった激しい衝突進化の目撃者です。家族の物理的特性の研究は、親の体の分化の状態に関する重要な情報を提供し、これらのオブジェクトがどのように形成されたかについての洞察を提供することができます。メインベルト全体で特定されたこれらの小惑星族のいくつかは、低アルベドの原始小惑星によって支配されています。これらの天体は、より弱い熱物理的処理を受け、惑星系の初期状態に関する情報を提供するため、太陽系形成の研究にとって重要です。目的。私たちは、テミス、ヒギエア、ウルスラ、ベリタス、リシャオワの家族の間で物性の多様性を研究することを目指しています。メソッド。アルベドや回転特性など、文献で入手可能なさまざまなデータを使用した包括的な分析と組み合わせて、新しい分光データを提示します。結果。私たちの結果は、この地域で最大の家族であるテミスとヒギエアの家族が同様のレベルの水分補給を示していることを示しています。UrsulaとLixiaohuaの家族は他の家族と比較して赤く、可視スペクトルの分析に基づいて水和したメンバーの兆候を示していません。逆に、Veritasは水和メンバーの割合が最も高いです。結論。この作品は、小惑星集団の動的混合と親体の分化のレベルに関連している可能性がある、原始的な外帯家族の物理的特性の観点から多様なシナリオを示しています。
多くの試みにもかかわらず、これまでのところ、太陽系外衛星はしっかりと確認されていません。CHEOPSのような新しいミッションは、以前に検出された太陽系外惑星の特性を明らかにし、太陽系外惑星を発見することを目的としています。検索戦略を最適化するために、衛星をホストする可能性が最も高い惑星を特定する必要があります。星、1つの惑星、1つのテスト月からなるシステムにおける仮想の月軌道の潮汐進化を調査します。月の軌道の進化が次の3つのシナリオのいずれかに従う、積分時間が100億年のいくつかの特定のケースを研究します。（1）「ロック」。月は長い時間スケールで安定した軌道を持ちます（$\gtrsim$10$^9$年）;（2）月が惑星の重力領域を離れる「脱出シナリオ」。（3）「破壊シナリオ」。月はロッシュローブに到達するまで内側に移動し、強い潮汐力によって破壊されます。太陽系外惑星のカタログからの実際のケースにモデルを適用して、既知の太陽系外惑星の周りの月の軌道の長期的な安定性を研究します。私たちは、月が完全な積分時間（星の年齢、または知られていない場合は太陽の年齢）の間惑星の周りで生き残ったときに調査されたケースの割合である生存率を計算します。最も重要なのは太陽系外衛星の長期生存を決定する要因は、惑星の公転周期です。近接する惑星の大部分（<10日の公転周期）では、衛星の安定した軌道はありません。10日から300日の間に、生存率が約0から70\％に変化することがわかります。私たちの結果は、接近した惑星の太陽系外衛星の発見が成功していないことを説明している可能性があります。潮汐の不安定性により、衛星は脱出するか、現在の検出技術で主に好まれている近くの惑星の周りで潮汐によって破壊されます。
孤立した円盤銀河のわずかに解像されたHII領域からの運動量フィードバック
| Title |
Momentum_feedback_from_marginally-resolved_HII_regions_in_isolated_disc_galaxies |
| Authors |
Sarah_M._R._Jeffreson,_Mark_R._Krumholz,_Yusuke_Fujimoto,_Lucia_Armillotta,_Benjamin_W._Keller,_M\'elanie_Chevance,_J._M._Diederik_Kruijssen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.11457 |
若い星団を取り巻くイオン化ガスの放射圧駆動と熱膨張の両方を説明する、移動メッシュコードArepo内のHII領域フィードバックの新しい物理的に動機付けられたサブグリッドモデルを提示します。このフレームワークを、ガスセルあたり$10^3〜{\rmM}_\odot$から$10^5〜{\rmM}_\odot$の質量分解能を持つ孤立した円盤銀河シミュレーションに適用します。各シミュレーションは、ガスの自己重力、超新星からの運動量と熱エネルギー、恒星風による質量の注入、および水素、炭素、酸素の非平衡化学を説明します。イオン化フロント半径が重複するHII領域をグループ化することにより、モデルの解像度依存性を低減します。グループ化されたHII領域のStr\"{o}mgren半径は、せいぜいわずかに分解されるため、これらの半径内に純粋な熱エネルギーを注入しても、星間物質には影響しません。対照的に、運動量を注入すると、$10^3〜{\rmM}_\odot$の質量分解能で50％以上の低温および分子ガスの割合、およびその乱流速度分散を$\sim10〜{\rmkms}^{-減少させます。1}$。銀河系の流出の質量負荷は1桁減少します。最も質量の小さい分子雲の特徴的な寿命（$M/{\rmM}_\odot<5.6\times10^4$）は$\sim18$Myrから$<10$Myrに減少し、HII領域のフィードバックがこれらの雲の破壊に効果的であることを示しています。逆に、中質量雲の寿命（$5.6\times10^4<M/{\rmM}_\odot<5\times10^5$）は$\sim7$Myrだけ引き伸ばされますが、これはおそらく超新星クラスタリングの減少によるものです。導出された雲の寿命は$10$〜$40$Myrの範囲です。と観察。すべての結果は、運動量が「球形」または「ブリスタータイプのHII領域」のどちらから注入されたかには関係ありません。
| Title |
Magnetic_dynamos_in_white_dwarfs_--_I._Explaining_the_dearth_of_bright_intermediate_polars_in_globular_clusters |
| Authors |
Diogo_Belloni,_Matthias_R._Schreiber,_Maurizio_Salaris,_Thomas_J._Maccarone_and_Monica_Zorotovic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.11459 |
最近、Bahramian等。球状星団（GC）の大規模なサンプルを調査したところ、明るい中間ポーラー（IP）は、銀河系のフィールドよりもGCの方が10分の1の頻度であることがわかりました。ここでは、GC数値シミュレーションに基づいてこの不一致を理論的に調査します。破壊的な動的相互作用のために、平均して明るいIP前駆体の半分しか減少しないことがわかりました。これは、観察された欠陥を説明するには明らかに十分ではありません。ただし、Schreiberetal。によって最近提案された回転および結晶化駆動のダイナモシナリオの場合。シミュレーションに組み込まれているため、GCで観察された明るいIPの希少性を再現できます。これは、GCの明るい激変星は通常、非常に古いシステム（$\gtrsim$10Gyr）であり、物質移動が始まる前にほぼ完全に結晶化した白色矮星があり、強い磁場を生成できないためです。合併によって動的に形成された明るい激変星の約3分の1が、IPと同様の磁場強度を持っている場合、GCで観測された明るいIPの質量密度を回復できます。GCで観察された明るいIPの不足は、新しく提案された回転および結晶化駆動のダイナモシナリオの自然な結果であると結論付けます。
天の川銀河の宇宙論的シミュレーションにおけるガスの流入と放射状輸送
| Title |
Gas_infall_and_radial_transport_in_cosmological_simulations_of_Milky_Way-mass_disks |
| Authors |
Cameron_Trapp,_Dusan_Keres,_T.K._Chan,_Ivanna_Escala,_Cameron_Hummels,_Philip_F._Hopkins,_Claude-Andre_Faucher-Giguere,_Norman_Murray,_Eliot_Quataert_and_Andrew_Wetzel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.11472 |
観測は、大きな円盤状の銀河で観測された星形成率を維持するために、ガスの継続的な供給が必要であることを示しています。星形成に燃料を供給するために、ガスはそのような銀河の内部領域に到達しなければなりません。銀河の進化にとって非常に重要であるにもかかわらず、ガスが銀河に結合する方法と場所は、観測による制約が不十分であり、完全な宇宙論的シミュレーションで調査されることはめったにありません。銀河の近くでのガス降着を調査するために、宇宙線物理学によるシミュレーションに焦点を合わせて、4つの天の川銀河（M_halo〜10E12太陽質量）のFIRE-2宇宙ズームインシミュレーションを分析します。z〜0で、ガスはガス状のディスクエッジと同様の角運動量と低い視線速度でディスクに接近し、エッジの近くに堆積し、完全な回転支持に落ち着くことがわかります。降着ガスは、小さいがゼロ以外の垂直速度成分で主にディスクと平行に移動し、ディスクに「雨が降る」のではなく、主に郊外でディスクに結合します。ディスクに入ると、ガスの軌道は複雑になり、スパイラルアームによって引き起こされる振動とフィードバックが支配的です。しかし、時間と方位角の平均は、銀河の星形成率に匹敵する、1〜3km/sの輸送速度と、ディスクを通過する正味の質量流束が1年に1太陽質量のオーダーである、明確であるが遅い正味の半径方向の落下を示しています。ガスが星形成に沈むにつれて、銀河中心に向かって減少します。これらの速度は、宇宙線を使用しないシミュレーションではわずかに高くなります（1〜7km/s、年間4〜5太陽質量）。私たちは、観測の制約と結果の全体的な一貫性を見つけ、銀河内および銀河周辺のガス流の将来の観測の見通しについて議論します。
観測およびシミュレーションされた冷たい銀河系周辺ガスの塊
| Title |
Clumpiness_of_Observed_and_Simulated_Cold_Circumgalactic_Gas |
| Authors |
Ramona_Augustin,_C\'eline_P\'eroux,_Aleksandra_Hamanowicz,_Varsha_Kulkarni,_Hadi_Rahmani,_Anita_Zanella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.11480 |
銀河の周りの物質の塊を決定することは、銀河周辺媒体（CGM）内の空間的に不均一な多相ガスを完全に理解するために極めて重要です。空間的に分解された高3D観測と流体力学的宇宙論的シミュレーションを組み合わせて、銀河系周辺の冷たいガスの塊を測定します。吸収で観測された2つの前景$z\sim$1銀河のCGMを対象とした、4重レンズクエーサーの新しい補償光学支援VLT/MUSE観測を提示します。さらに、銀河のCGMで絶妙な解像度（$\sim$0.1kpcスケール）のズームインFOGGIEシミュレーションを使用して、Mg\、II吸収体によって追跡された低温ガスの物理的特性を計算します。これらの模擬観測量をVLT/MUSE観測と対比することにより、観測とシミュレーションの両方で、物理的な分離を伴うMg\、II等価幅の部分的な変動の大きな広がりが見つかります。シミュレーションは、Mg\、IIコヒーレンス長が基礎となるガス形態（フィラメントと凝集塊）に依存していることを示しています。$z_{\rmabs}$=1.168Mg\、IIシステムは、$\gtrsim$6kpcを超えるコヒーレンスを示し、89kpc離れた場所にある[O\、II]放出銀河に関連付けられており、SFR$\geq$4.6$\pm${1.5}$\rmM_{\odot}$/yrおよび$M_{*}=10^{9.6\pm0.2}M_{\odot}$。この組み合わせた分析に基づいて、吸収体が流入フィラメントであることと一致していることを確認します。$z_{\rmabs}$=1.393Mg\、IIシステムは、$\lesssim$2kpcの物理的スケールで強度が異なる高密度のCGMガス塊を追跡します。私たちの調査結果は、この吸収剤が流出する塊に関連している可能性が高いことを示唆しています。レンズシステムの3D分光観測とシミュレーションをCGMの極端な解像度と組み合わせた共同アプローチは、バリオンサイクルの重要な診断である冷たいCGMガスの塊に新たな制約を課しました。
SIMBAの無線銀河集団の環境
Simba宇宙論的流体力学シミュレーションを使用して、電波銀河集団の環境特性を調査します。シンバの高励起電波銀河と低励起電波銀河（HERGとLERG）の集団から中央衛星と衛星を特定し、それらのグローバルな特性を研究します。電波銀河の$\sim20\％$は衛星であり、中央/衛星の分類に基づいて、LERGのグローバルプロパティにわずかな違いがあることがわかります。衛星HERGは、星形成、1.4GHzの電波光度、およびエディントン率の低い値を表示します。さらに電波銀河の環境を調査し、HERGは通常、星形成銀河と同様に、密度の低い環境に住んでいることを示しています。高質量のLERGの環境は非電波銀河に似ていますが、低質量のLERGはHERGに似た低密度の環境に住んでいます。すべてのブラックホールの質量で、LERGはクエンチされた通常の銀河と同様の環境に住んでいますが、HERGは星形成銀河と同様の環境に住んでいます。LERGs環境の豊かさは、エディントンの割合が増えるにつれて減少し、すべての電波銀河の環境は、$P_{1.4GHz}$<$10^{24}$WHz$^{-1}$の電波光度に依存しません。これらの結果を補完すると、LERGは銀河の総人口と同じスケールでクラスター化するのに対し、HERGは同じ暗黒物質ハロー内で見つかる可能性は低いことがわかります。最後に、$z=2$の電波銀河には環境上の好みがないことを示します。Simbaは、より感度の高い調査を行うと、銀河の総人口と非常によく似た環境で電波銀河の人口が見つかると予測しています。
ペアで生まれる（？）：魚座IIとペガサスIII
| Title |
Born_in_a_pair_(?):_Pisces_II_and_Pegasus_III |
| Authors |
Alessia_Garofalo,_Maria_Tantalo,_Felice_Cusano,_Gisella_Clementini,_Francesco_Calura,_Tatiana_Muraveva,_Diego_Paris_and_Roberto_Speziali |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.11488 |
大双眼望遠鏡で収集したB、V時系列測光を使用して、天の川超微弱矮星（UFD）衛星であるうお座IIとペガサスIIIの変光星の最初の研究を行いました。うお座IIでは、確認されたRRab星と、ほうおう座SX星の候補、および分類が不確かな変数を特定しました。ペガサスIIIでは、うお座IIの場合と同様に、RRab星と分類が不確かな変数の2つのソースの変動性を確認しました。各銀河の正真正銘のRRab星の強度平均見かけの等級を使用して、距離係数（m-M）0=21.22\pm0.14mag（d=175\pm11kpc）および21.21\pm0.23mag（d=174\pm18kpc）それぞれ魚座IIとペガサスIIIの場合。不確実な分類で変数の実際の性質を解きほぐすために実行されたテストは、それらがそれぞれのホストの明るく、長期間で、非常に金属の乏しいRRabメンバーである可能性が高いと結論付けました。これは、うお座IIとペガサスIIIが、金属量<[Fe=H]>-1.8dexの優勢な古い星の種族（t>12Gyr）と、おそらくはマイナーで金属量の少ない成分を含んでいることを示している可能性があります。2つのUFDとそれらの分光的に確認されたメンバーのV、BV色-マグニチュード図。データサンプルから得られた金属量の広がりは、両方のシステムで0.4dexです。最後に、不規則な形状を示さない等密度等高線図を作成したため、これらのUFD間に物理的な接続が存在する可能性は低くなりました。
乱流混合層からの線吸収と放出のモデル
乱流混合層（TML）は、多相ガスに遍在しています。それらは、短い冷却時間にもかかわらず有意なカラム密度が観察されたOVIなどの高イオンの観察を説明できる可能性があります。以前、TMLによって媒介される相間の全体的な質量、運動量、およびエネルギー伝達は、熱伝導または数値分解能の詳細に敏感ではないことを示しました（Tanetal.2021）。対照的に、ここでは、温度分布、カラム密度、ライン比などの観測量がこのような考慮事項に敏感であることを示します。この違いの理由を説明します。TMLが複雑なフラクタル構造を持っている場合でも、カラム密度とライン比の3D流体力学シミュレーション結果を定量的に再現する単純な1D伝導冷却フロントモデルを適用するための処方箋を開発します。これにより、大規模シミュレーションでのサブグリッドの吸収線と輝線の予測が可能になります。予測された線の比率は観察結果とよく一致していますが、観察されたカラム密度では、視線に沿って多数の混合層を貫通させる必要があります。
$ z = 2-3 $でのLy $ \ alpha
$およびUV光度関数の最初のHETDEX分光法による決定：かすかなAGNと明るい銀河の間のギャップを埋める
| Title |
First_HETDEX_Spectroscopic_Determinations_of_Ly$\alpha$_and_UV_Luminosity_Functions_at_$z=2-3$:_Bridging_a_Gap_Between_Faint_AGN_and_Bright_Galaxies |
| Authors |
Yechi_Zhang,_Masami_Ouchi,_Karl_Gebhardt,_Erin_Mentuch_Cooper,_Chenxu_Liu,_Dustin_Davis,_Donghui_Jeong,_Daniel_J._Farrow,_Steven_L._Finkelstein,_Eric_Gawiser,_Gary_J._Hill,_Ryota_Kakuma,_Viviana_Acquaviva,_Caitlin_M._Casey,_Maximilian_Fabricius,_Ulrich_Hopp,_Matt_J._Jarvis,_Martin_Landriau,_Ken_Mawatari,_Shiro_Mukae,_Yoshiaki_Ono,_Nao_Sakai,_Donald_P._Schneider |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.11497 |
ホビー・エバリーの非標的光学分光調査によって決定された$z=2.0-3.5$で、銀河と活動銀河核（AGN）のLy$\alpha$と紫外線連続体（UV）光度関数（LF）を提示します。望遠鏡ダークエネルギー実験（HETDEX）。深いスバルイメージングとHETDEXスペクトルを組み合わせることで、ファイバースペクトルの空の範囲が$11.4$deg$^2$になり、Ly$\alpha$放射で分光的に識別された$18320$銀河が得られ、そのうち$2126$が広いホストタイプ1AGNを示しています（FWHM$〜>1000$kms$^{-1}$）Ly$\alpha$輝線。$\logL_\mathrm{Ly\alpha}/\mathrm{[erg〜s^{-1}]}=で明るい銀河とAGNをカバーする2桁以上のLy$\alpha$（UV）LFを導出します。$1/V_\mathrm{max}$推定量による43.3-45.2$（$-27<M_\mathrm{UV}<-20$）。私たちの結果は、Ly$\alpha$LFの明るい端のこぶがタイプ1のAGNで構成されていることを明らかにしています。かすかな端での以前の分光学的結果と併せて、最適なSchechter関数の傾きを$\alpha_\mathrm{Sch}=-1.70^{+0.13}_{-0.14}$と測定します。これは、$を示します。\alpha_\mathrm{Sch}$は、$z=2-3$から高赤方偏移に向かって急勾配になります。私たちのUVLFは、以前のAGNUVLFとよく一致しており、かすかなAGNと明るい銀河の領域にまで及びます。Ly$\alpha$を放出するオブジェクト（$X_\mathrm{LAE}$）の数の割合は、タイプ1AGNの寄与により、$M_\mathrm{UV}^*\sim-21$から明るい光度に増加します。以前の研究では、$X_\mathrm{Ly\alpha}$がかすかな大きさから$M_\mathrm{UV}^*$に減少すると主張しており、$X_\mathrm{Ly\alpha}-$magnitudeの関係に谷があることを示唆しています。$M_\mathrm{UV}^*$。$z=2-3$でのタイプ1AGNのUVLFを$z=0$でのUVLFと比較すると、かすかな（$M_\mathrm{UV}>-21$）タイプ1AGNの数密度が増加することがわかります。明るい（$M_\mathrm{UV}<-21$）タイプ1AGNの進化とは対照的に、$z\sim2$から$z\sim0$へ。これは、残りのフレームのUV輝度におけるAGNのダウンサイジングを示唆しています。
宇宙線駆動の流出の開始
宇宙線（CR）は、星形成銀河における重要なフィードバックメカニズムであると考えられています。それらは、圧力サポートの重要なソースを提供し、場合によっては流出を促進することができます。ストリーミングによる輸送と拡散を含む多次元CR電磁流体力学シミュレーションを実行して、CRによる最初の静水圧大気からの風の放出を調査します。CR力が重力を超えるCRフラックスの特徴的なエディントン限界を推定し、シミュレーションシステムと比較します。結果を星形成銀河の条件に合わせてスケーリングすると、CRが広範囲の星形成環境の流出を促進するのに寄与する可能性が高いことがわかります。輸送のためのストリーミングと拡散の相対的な重要性に関するさまざまな仮定の下で、CRとガス間の運動量とエネルギー移動、および関連する質量流出率を定量化します。ストリーミングを使用したシミュレーションでは、CRの音響不安定性の成長と飽和が観察されますが、CRとガスは良好に結合されたままであり、この不安定性が存在する場合でもCRの運動量がガスに効率的に伝達されます。CRフラックスが高いほど、より多くのエネルギーがガスに伝達され、より強い流出が促進されます。ストリーミングが存在する場合、転送されるエネルギーのほとんどは、ガスのAlfv\'{e}n波加熱の形をとり、その圧力と内部エネルギーを上昇させ、流出の運動エネルギーへの寄与率を低くします。また、ガスの温度と圧力のプロファイルを変更する放射冷却を使用した実行も検討しますが、スーパーエディントンCRフラックスの質量流出には大きな影響を与えないようです。
相互作用システムAM1204-292の物理的特性と進化
| Title |
The_physical_properties_and_the_evolution_of_the_interacting_system_AM1204-292 |
| Authors |
Deise_A._Rosa_and_Irapuan_Rodrigues_and_\^Angela_Cristina_Krabbe_and_Andr\'e_Castro_Milone_and_Sarita_Carvalho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.11530 |
NGC4105とNGC4106で構成される相互作用銀河ペアAM1209-292の星とガスの運動学、星の種族、イオン化ガスの特性における相互作用の影響を調査します。データは、3000〜7050{\AA}の範囲のロングスリットスペクトルで構成されています。巨大なE3銀河NGC4105は、イオン化されたガスが強い回転をしている間、平らな恒星速度プロファイルを示し、外部起源を示唆しています。そのコンパニオンであるNGC4106は、おそらく相互作用が原因で、視線速度場に非対称性を示します。相互作用するペアのダイナミクスは、P-Gadget3TreePM/SPHコードを使用してモデル化されました。このコードから、システムが最初の銀河周囲を通過したばかりであり、星形成の発生を引き起こしました。星の種族合成コードSTARLIGHTを使用して星の種族の特性を特徴づけ、平均して、両方の銀河は主に古い星の種族で構成されています。NGC4105は、最も巨大な楕円銀河に匹敵するわずかに負の年齢勾配を持っていますが、より急な金属量勾配を持っています。SB0銀河NGC4106は、中間質量の初期型銀河と比較して、年齢と金属量の両方で半径方向の変動が小さくなっています。これらの勾配は、星形成がごく最近起こっており、質量が広範囲に及んでいないため、相互作用によって妨げられていません。ペアの電子密度の推定値は、孤立した銀河で得られたものよりも体系的に高くなっています。中央のO/H存在量は、輝線比と組み合わせた光イオン化モデルから得られ、12+log（O/H）=9.03+/-0.02および12+log（O/H）=8.69+/-0.05になりました。それぞれNGC4105とNGC4106の場合。
$ z = 2.9 $の重力レンズ銀河群の分子ガス
| Title |
Molecular_gas_in_a_gravitationally_lensed_galaxy_group_at_$z_=_2.9$ |
| Authors |
Jeff_Shen,_Allison_W._S._Man,_Johannes_Zabl,_Zhi-Yu_Zhang,_Mikkel_Stockmann,_Gabriel_Brammer,_Katherine_E._Whitaker,_Johan_Richard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.11572 |
$z>2.5$銀河のほとんどの分子ガス研究は、銀河集団が主に「通常の」銀河であり、極端な星形成率が低いにもかかわらず、本質的に明るい天体に関するものです。高赤方偏移での通常の銀河の観測は、銀河の進化と星形成のより代表的なビューを提供しますが、そのような観測を取得することは困難です。この作業では、$z=2.9$でのサブミリメートルの選択された銀河群のALMA$\rm^{12}CO（J=3\rightarrow2）$観測を提示し、4人のメンバーからの7つの画像の分光学的確認をもたらします銀河。これらの銀河は、MS0451.6-0305前景クラスターによって$z=0.55$で強くレンズ化されており、$\rm10^9-10^{10}\;のレベルで分子ガス含有量を調べることができます。M_\odot$。検出された4つの銀河の分子ガス質量は$\rm（0.2-13.1）\times10^{10}\;です。M_\odot$、および検出されなかった銀河は、$\rm<8.0\times10^{10}\;の分子ガス質量を推測しました。M_\odot$。これらの新しいデータを$z=5.3$までの546個の銀河の編集と比較すると、赤方偏移が増えると枯渇時間が短くなることがわかります。次に、過密環境での銀河の枯渇時間を文献のフィールドスケーリング関係と比較し、過密環境での銀河の枯渇時間発展がフィールドの銀河よりも急であることを発見しました。星形成とガス枯渇の環境依存性を検証するには、より高い赤方偏移（$z>2.5$）での過密環境における通常の銀河のより多くの分子ガス測定が必要です。
銀河面のAKARIスリットレス分光調査で強い氷吸収を持つ2つの赤外線物体の発見
| Title |
Discovery_of_two_infrared_objects_with_strong_ice_absorption_in_the_AKARI_slit-less_spectroscopic_survey_of_the_Galactic_Plane |
| Authors |
Takashi_Onaka,_Tomoyuki_Kimura,_Itsuki_Sakon,_and_Takashi_Shimonishi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.11660 |
2.5〜13ミクロンの銀河面のAKARI/赤外線カメラ（IRC）スリットレス分光調査で、H2O、CO2、およびCO氷の深い吸収特性を示す2つの赤外線オブジェクトを発見しました。両方の天体は、既知の星形成領域にも既知の密な雲にもありません。オブジェクトの1つであるオブジェクト1については、2.5〜13ミクロンのスペクトルを抽出することに成功しました。これは、10ミクロンでの深いケイ酸塩吸収を含む、5〜13ミクロンでのいくつかの吸収特性も示しています。もう1つのオブジェクトであるオブジェクト2の場合、近くに重なり合うオブジェクトとかすかな星雲が存在するため、3.1〜5ミクロンのスペクトルのみが確実に抽出されます。どちらの天体も、氷の吸収機能に加えて、暖かい（>100K）COガス吸収を示しており、若い恒星状天体（YSO）が埋め込まれていることを示唆しています。一方、両方のオブジェクトには、約5ミクロンでピークに達し、より長い波長に向かって減少するスペクトルエネルギー分布（SED）があります。SEDのこれらの特性と深い吸収機能の存在は、標準のYSOモデルでは簡単に説明できません。それらは、密な雲の背後にある背景の星として説明されるかもしれません。オブジェクトの考えられる性質と現在の発見の意味について説明します。
加速のヒッパルコス-ガイアカタログ：ガイアEDR3版
ヒッパルコスとガイアEDR3のクロスキャリブレーションを提示します。これは、天文学的に加速する星を特定し、かすかな、巨大な仲間と一緒に軌道を星に適合させることを目的としています。結果として得られるカタログ、ヒッパルコス-ガイア加速カタログ（HGCA）のEDR3エディションは、EDR3参照フレーム上で較正された不確実性を伴う3つの固有運動を提供します：ヒッパルコス固有運動、ガイアEDR3固有運動、および長期固有運動ヒッパルコスとガイアEDR3の位置の違いによって与えられます。私たちのアプローチは、HGCAのGaiaDR2エディションのアプローチと似ていますが、GaiaEDR3のより長い時間ベースラインと改善されたデータ処理のおかげで、精度が最大3倍向上します。2つのヒッパルコス削減の60/40混合が、個別の削減よりも優れていることを再度確認し、固有運動測定のすべてのペア間で局所的に可変のフレーム回転の強力な証拠を見つけました。DR2の固有運動で見られる実質的なグローバルフレーム回転は、EDR3では削除されました。また、GaiaEDR3では最大50$\mu$as/yrのレベルで色と大きさに依存するフレーム回転を補正します。バイナリコンパニオンのない視線速度標準星のサンプルを使用して、ガイアEDR3の不確実性を較正します。エラーインフレ係数（形式的な不確実性に対する合計の比率）は1.37であることがわかります。これは、GaiaDR2で見つかった位置依存係数〜1.7よりも大幅に低く、EDR3でのデータ処理の改善を反映しています。カタログは注意して使用する必要がありますが、その固有運動の残差は、近くの星のかすかな、巨大な仲間の質量と軌道を測定するための強力なツールを提供します。
古くからの友人の新しい見方。 I.uGMRTとMeerKATを使用した古典的な電波銀河のイメージング
| Title |
A_new_look_at_old_friends._I._Imaging_classical_radio_galaxies_with_uGMRT_and_MeerKAT |
| Authors |
B._Fanaroff_(SARAO),_D._V._Lal_(NCRA-TIFR),_T._Venturi_(INAF-IRA),_O._Smirnov_(Rhodes_Univ._&_SARAO),_M._Bondi_(INAF-IRA),_K._Thorat_(Univ._of_Pretoria_&_IDIA),_L._Bester_(SARAO_&_Rhodes_Univ.),_J._Gyula_(SARAO,_Rhodes_Univ._&_AIfA),_D._Kleiner_(INAF-OAC),_F._Loi_(INAF-OAC),_S._Makhathini_(Univ._of_Witwatersand),_S._V._White_(Rhodes_Univ.) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.11695 |
アップグレードされたGiantMetrewaveRadioTelescope（uGMRT）とMeerKATを使用して、FRIおよびFRII電波銀河の体系的な研究を実施しました。主な目標は、$\sim4^{\prime\prime}-7^{\prime\prime}$の解像度で550-1712MHzの範囲で到達した前例のないいくつかの$\mu$Jy感度が新しいことを明らかにするかどうかを調査することです。古典的な電波銀河の現在の分類スキームを修正する必要があるかもしれない電波放射の特徴。この論文では、4つの電波銀河の最初のセット、つまり4C12.02、4C12.03、CGCG044-046、およびCGCG021-063の結果を示します。ソースは、明確に定義された基準で4Cサンプルから選択され、550〜850MHz（バンド4）の範囲のuGMRTおよび856〜1712MHz（Lバンド）の範囲のMeerKATでイメージングされています。フル解像度の画像は、MeerKATの帯域内スペクトル画像とともに、サンプル内のすべてのソースについて提示されます。さらに、uGMRT-MeerKATスペクトル画像とMeerKATLバンド偏光構造がCGCG044-046用に提供されています。私たちの画像には、ローブからの放射のフィラメント構造、3つのソースのホットスポットを超えた電波放射、ミスアライメントなど、形態学的な詳細が豊富に含まれています。CGCG044-046の全体的な特性についても、ローカル環境に照らして簡単に説明し、確認が必要な4C12.03で再開される可能性のあるアクティビティを示します。少なくともここに提示された情報源については、古典的なFRI/FRIIの形態学的分類は、現在の改善されたイメージング機能でも維持されますが、詳細の豊富さは、感度の低い調査で自動手順で実行される体系的な形態学的分類にも注意が必要であることを示唆していますと角度分解能。
高解像度LAsMA $ ^ {12} $ COおよび$ ^ {13} $ CO G305巨大分子雲複合体の観測：I。分子ガスに関するフィードバック
| Title |
High_Resolution_LAsMA_$^{12}$CO_and_$^{13}$CO_Observation_of_the_G305_Giant_Molecular_Cloud_Complex_:_I._Feedback_on_the_Molecular_Gas |
| Authors |
P._Mazumdar,_F._Wyrowski,_D._Colombo,_J._S._Urquhart,_M._A._Thomson_and_K._M._Menten |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.11703 |
$^{12}$COと$^{13}$COの$J=3\text{-}2$行でG305星形成複合体を観察し、中央の星団を取り巻く分子ガスがどのように影響を受けているかを調べました。フィードバックによる。APEX望遠鏡のLAsMAマルチビーム受信機を使用してこの領域を観測しました。励起温度とカラム密度マップが作成されました。私たちのデータをSEDIGISM調査のデータと組み合わせると、$^{13}$CO$J=3\text{-}2/2\text{-}1$励起マップが得られました。星団からのフィードバックがガスの励起に関与しているかどうかを検証するために、CO励起の分布を、スピッツァーで画像化された8$\、\mu\rm{m}$放射の分布と比較しました。PAH。ガスのダイナミクスに対するフィードバックの影響を調査するために、ライン重心速度とスタックラインプロファイルを調べました。半径方向外向きに沿ったラインプロファイルは、励起温度と$^{13}$CO$J=3\text{-}2/2\text{-}1$比が$\sim\、2の係数で急激に増加することを示しています。-$^{13}$COによってトレースされた、より密度の高いガスの端にある-3$は、複合体の中心にある熱い星に面し、そこから離れるにつれて着実に減少します。カラム密度も前縁で増加しますが、常に外側に向かって着実に減少するとは限りません。8$\、\mu\rm{m}$フラックスが高い領域では、励起温度の中央値、カラム密度、および$^{13}$CO$J=3\text{-}2/2\text{-}1が高くなります。$比率。この領域の重心速度確率分布関数は、強い恒星風によって引き起こされる乱気流を示す指数関数的な翼を示しています。フィードバックが強い領域のスタックスペクトルは、フィードバックが弱い領域と比較して、歪度が高く、翼がはっきりしているピークが狭くなっています。G305の星団からのフィードバックは、巨大な分子雲のダイナミクスだけでなく、励起にも明らかな影響を及ぼします。
へび座南部地域での22GHzウォーターメーザーの発見
| Title |
Discovery_of_22_GHz_Water_Masers_in_the_Serpens_South_Region |
| Authors |
Gisela_N._Ortiz-Le\'on,_Adele_Plunkett,_Laurent_Loinard,_Sergio_A._Dzib,_Carolina_B._Rodr\'iguez-Garza,_Thushara_Pillai,_Yan_Gong,_Andreas_Brunthaler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.11747 |
KarlG.Jansky超大型干渉電波望遠鏡（VLA）を使用して、へび座南部地域に向けて22GHz、6_{1,6}-5_{2,3}H2Oメーザーの調査を実施しました。メーザーは、VLA検出に続いて、VeryLongBaselineArray（VLBA）でも観察されました。へび座南地域で、CARMA-6およびCARMA-7として知られるへび座南クラスターで最も明るい2つの原始星を含む、3つのクラス0-クラスIオブジェクトに関連付けられていることが判明したH2Oメーザーを初めて検出しました。また、流出またはジェット機能のないソースに関連付けられたH2Oメーザーも検出します。このソースは、おそらくへび座南方向に投影された背景のAGB星である可能性があります。放出スポットの空間分布は、3つのクラス0-クラスIオブジェクトのメーザーが原始星の非常に近くに出現し、原始星ジェットと星周物質との相互作用によって引き起こされる衝撃に興奮している可能性が高いことを示唆しています。私たちの観測でカバーされた22GHzH2Oメーザーと162YSOをホストする光源のボロメータ光度の分布の比較に基づいて、水メーザーをホストする光源のL_Bol〜10L_Sunの限界を特定します。ただし、メーザーの放出は、強度と速度の広がりの両方で強い変動を示しているため、低光度の光源に関連するメーザーは、私たちの観測では見落とされている可能性があります。また、22GHzでの無線連続放射を伴う11の新しいソースを報告します。
極薄銀河のスペクトル観測
| Title |
Spectral_Observations_of_Superthin_Galaxies |
| Authors |
Dmitry_Bizyaev,_D._I._Makarov,_V._P._Reshetnikov,_A._V._Mosenkov,_S._J._Kautsch_and_A._V._Antipova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.11855 |
アパッチポイント天文台（APO）の3.5m望遠鏡でデュアルイメージングスペクトログラフ（DIS）を使用して、放射状対垂直の恒星円盤スケール比が高い138個の極薄銀河（STG）のスペクトル観測を行い、イオン化ガスの回転曲線を取得します。R〜5000の解像度で。また、3.5m望遠鏡のNICFPSカメラを使用して、18個の銀河の近赤外線（NIR）HおよびKs測光を実行しました。スペクトル、NIR測光、公開されている光学測光とNIR測光は、恒星円盤の厚さと回転曲線を同時に利用するモデリングに使用されます。投影とダスト消光の影響が考慮されます。自由パラメーターと制約が異なる8つのモデルを評価します。その結果、銀河系のダークハローの質量とスケールの長さを推定しました。赤と青のSTGのプロパティには体系的な違いがあります。青いSTGは、動的に進化が不十分な銀河の大部分を占めており、その鉛直速度分散はガスディスクと恒星ディスクの両方で低くなっています。暗いハローとディスクのスケール比は、赤のSTGの方が青のSTGよりも短いですが、すべてのSTGの大部分では、この比は2未満です。極薄銀河の光学色$（ri）$は、それらの回転と相関しています。曲線の最大値、恒星円盤の鉛直速度分散、および暗いハローの質量。中心面密度のしきい値は50$M_{\odot}$\、pc$^{-2}$であり、それを下回ると、回転支持された非常に薄い銀河円盤は観測されないと結論付けます。
SpheCow：銀河と暗黒物質ハローの柔軟な動的モデル
| Title |
SpheCow:_flexible_dynamical_models_for_galaxies_and_dark_matter_haloes |
| Authors |
Maarten_Baes,_Peter_Camps_and_Bert_Vandenbroucke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.11948 |
単純だが柔軟な動的モデルは、より複雑なモデルの開始点や、銀河、銀河団、暗黒物質ハローの数値シミュレーションなど、多くの目的に役立ちます。SpheCowは、球形モデルの構造とダイナミクスを簡単に探索できる、軽量で柔軟な新しいコードです。コードは、等方性またはOsipkov-Merritt異方性軌道構造を想定して、解析密度プロファイルまたは解析面密度プロファイルのいずれかを開始点とするモデルの動的特性を自動的に計算できます。分析および高精度の数値計算との比較、および逆数式の計算を組み合わせて、SpheCowを広範囲に検証しました。SpheCowには、Plummer、Hernquist、NFW、Einasto、S\'ersic、Nukerモデルなど、多くの標準モデルですぐに使用できる実装が含まれています。このコードは、C++ルーチンのセットおよびPythonモジュールとして公開されており、新しいモデルを簡単に追加できるという意味で、簡単に拡張できるように設計されています。密度勾配または面密度勾配のいずれかが代数シグモイド関数によって記述されるモデルの2つの新しいファミリを追加することにより、これを示します。SpheCowコードを使用して、分布関数を分析的に表現できないモデルの完全な動的構造を調査し、分析モデルのみを使用した場合よりもはるかに広い範囲のモデルを探索することをお勧めします。
| Title |
Rates_and_delay_times_of_type_Ia_supernovae_in_the_Dark_Energy_Survey |
| Authors |
P._Wiseman,_M._Sullivan,_M._Smith,_C._Frohmaier,_M._Vincenzi,_O._Graur,_B._Popovic,_P._Armstrong,_D._Brout,_T._M._Davis,_L._Galbany,_S._R._Hinton,_L._Kelsey,_R._Kessler,_C._Lidman,_A._M\"oller,_R._C._Nichol,_B._Rose,_D._Scolnic,_M._Toy,_Z._Zontou,_J._Asorey,_D._Carollo,_K._Glazebrook,_G._F._Lewis,_B._E._Tucker,_T._M._C._Abbott,_M._Aguena,_S._Allam,_F._Andrade-Oliveira,_J._Annis,_D._Bacon,_E._Bertin,_D._Brooks,_E._Buckley-Geer,_D._L._Burke,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_M._Costanzi,_L._N._da_Costa,_M._E._S._Pereira,_S._Desai,_H._T._Diehl,_P._Doel,_S._Everett,_I._Ferrero,_B._Flaugher,_P._Fosalba,_J._Frieman,_J._Garc\'ia-Bellido,_E._Gaztanaga,_T._Giannantonio,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_J._Gschwend,_G._Gutierrez,_D._L._Hollowood,_K._Honscheid,_B._Hoyle,_D._J._James,_E._Krause,_et_al._(28_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.11954 |
ダークエネルギーサーベイ（DES）によって発見された809個の測光的に分類されたIa型超新星（SNeIa）のサンプルと40415個の散在銀河を使用して、赤方偏移範囲$0.2<z<0.6$の銀河あたりのSNeIaの割合を計算します。SNIa率と銀河の恒星質量との間の既知の相関関係を、広範囲のスケール$8.5\leq\log（M_*/\mathrm{M}_{\odot}）\leq11.25$にわたって回復します。SNIa率は、指数$0.63\pm0.02$のべき乗則として、恒星の質量とともに増加することがわかります。これは、以前の作業と一致しています。恒星の質量集合の経験的モデルを使用して、測定の恒星の質量範囲全体にわたる銀河の平均星形成履歴（SFH）を推定します。モデル化されたSFHをSNIaレートと組み合わせて、SNIa遅延時間分布（DTD）の制約を推定すると、データは、勾配指数$\beta=-1.13\pm0.05$のべき乗則DTDによく適合していることがわかります。正規化$A=2.11\pm0.05\times10^{-13}〜\mathrm{SNe}〜{\mathrm{M}_{\odot}}^{-1}〜\mathrm{yr}^{-1}$、これは全体的なSNIaの生産効率に対応します$N_{\mathrm{Ia}}/M_*=0.9〜_{-0.7}^{+4.0}\times10^{-3}〜\mathrm{SNe}〜\mathrm{M}_{\odot}^{-1}$。光度曲線の特性によってSNサンプルを分割すると、SNの減少率とともにDTDの傾きに強く依存し、ゆっくりと減少するSNeはより急なDTDの傾きを示します。これを固有の光度と前駆細胞の年齢との関係の結果として解釈し、SNIa前駆細胞の文脈で結果の意味を探ります。
チオホルミン酸配座異性体の非調和振動スペクトルと実験的マトリックス分離研究-分子雲と太陽系観測の潜在的な候補？
| Title |
Anharmonic_Vibrational_Spectrum_and_Experimental_Matrix_Isolation_Study_of_Thioformic_Acid_Conformers_--_Potential_Candidates_for_Molecular_Cloud_and_Solar_System_Observations? |
| Authors |
Antti_Lignell,_Irina_Osadchuk,_Markku_Rasanen,_and_Jan_Lundell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.11963 |
チオギ酸（TFA）は、最も単純な有機酸であるギ酸の硫黄類似体です。これには、HCOSH、HCSOH、およびHCSSHの3つの類似体があり、それぞれが2つの回転異性体（回転異性体）を持っています。トランスとシスで、トランス型はエネルギー的により安定しています。この記事では、倍音と組み合わせ振動を含むTFAの計算エネルギーと非調和振動スペクトルを研究します。また、異なる波長のHCOSH分子の実験的な光異化および光分解チャネルについても研究しました。TFAは、星間および惑星の観測のための潜在的な硫黄含有候補分子であることを示唆し、宇宙のさまざまな放射線環境に照らしてこれらについて議論します。より一般的には、赤外線による光異性化反応は、このような環境では一般的な現象であり、有機分子やその他の星間分子の化学反応経路に影響を与える可能性があることを説明します。
シミュレートされた銀河における宇宙線と非熱放射。 II。 $ \ gamma $線マップ、スペクトル、および遠赤外線-$ \ gamma $線の関係
| Title |
Cosmic_rays_and_non-thermal_emission_in_simulated_galaxies._II._$\gamma$-ray_maps,_spectra_and_the_far_infrared-$\gamma$-ray_relation |
| Authors |
Maria_Werhahn,_Christoph_Pfrommer,_Philipp_Girichidis,_Georg_Winner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.11463 |
星形成（SF）銀河の$\gamma$線放出は、宇宙線（CR）陽子と星間ガスとのハドロン相互作用、および制動放射と逆コンプトン（IC）散乱を介したCR電子からの寄与に起因します。さまざまな銀河タイプにおけるこれらのプロセスの相対的な重要性はまだ不明です。動的に結合されたCR陽子を含み、さまざまなCR輸送モデルを採用する、移動メッシュコードAREPOを使用して、孤立した銀河円盤の形成の3次元磁気流体力学（MHD）シミュレーションでこれらのプロセスをモデル化します。定常状態のCRスペクトルを計算し、二次電子と陽電子の出現も考慮します。これにより、さまざまな進化段階でシミュレートされた銀河の詳細な$\gamma$線マップ、光度、およびスペクトルを生成できます。超新星（SNe、$\zeta_{\mathrm{SN}}=0.05$）での異方性CR拡散と低いCR注入効率を使用したシミュレーションでは、観測された遠赤外線（FIR）-$\gamma$線の関係を正常に再現できます。スターバースト銀河は熱量測定の限界に近く、CR陽子はハドロン相互作用のためにエネルギーの大部分を失い、したがって、それらの$\gamma$線放出は中性パイ中間子崩壊によって支配されます。ただし、低SF銀河では、拡散損失の増加により、エネルギー依存拡散のためにCR陽子スペクトルが柔らかくなり、同様にピオニック$\gamma$線スペクトルが急峻になります。次に、IC放射は全スペクトルを硬化させ、低SF銀河の全光度の最大$\sim40$パーセントに寄与する可能性があります。さらに、スターバースト銀河の観測された$\gamma$線スペクトルと一致させるために、天の川銀河と比較して、CR拡散係数$D\propto{E}^{0.3}$のより弱いエネルギー依存性が必要です。銀河のように。
ブラックホールの周りの一般相対論的で磁気的に駆動される流れにおけるジェット、ディスク風および振動
| Title |
Jets,_disc-winds_and_oscillations_in_general_relativistic,_magnetically_driven_flows_around_black_hole |
| Authors |
Indu_K._Dihingia,_Bhargav_Vaidya,_and_Christian_Fendt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.11468 |
相対論的ジェットと円盤風は、通常、BH-XRBとAGNで観測されます。しかし、ジェット発射とその下にある降着円盤からの円盤風の駆動の多くの物理的詳細はまだ完全には理解されていません。この研究では、ジェットとディスク風の発射における磁場の強さと構造の役割をさらに調査します。特に、ジェット、風、および中央のブラックホール周辺の降着円盤の間の関係を調査します。アダプティブメッシュリファインメントを使用して、付加排出システムの軸対称GRMHDシミュレーションを実行します。基本的に、シミュレーションは平衡状態にある薄い降着円盤から開始されます。磁場強度と初期磁場傾斜のさまざまな組み合わせを選択することによる広範なパラメトリック研究も実行されます。私たちの研究では、ブランドフォード・ナエック（BZ）メカニズムによって駆動される相対論的ジェットと、ブランドフォード・ナエック（BP）メカニズムによって駆動されるディスク風が見つかりました。また、再結合イベントによってプラズモイドが形成され、これらのプラズモイドがディスク風で移流することもわかりました。その結果、降着円盤の内部でポロイダル磁場による張力が強まり、降着円盤が切り詰められて振動します。これらの振動は、ジェット質量流量のフレア活動をもたらします。プラズマ$\beta$の値が低いシミュレーションを実行すると、傾斜角パラメーターが低いほど、プラズモイドの形成とそれに続く内部ディスク振動が発生しやすくなります。私たちのモデルは、BH-XRBのスペクトル状態遷移現象を理解するための可能なテンプレートを提供します。
銀河の中心にある巨大なブラックホールは、強力な広角の風を発生させる可能性があり、それが長期間持続すると、銀河の恒星の膨らみからガスを解き放つことができます。これらの風は、中央のブラックホールの質量と銀河バルジ内の星の速度分散との間に観測されたスケーリング関係の原因である可能性があります。銀河を伝播する風は、星間物質と相互作用して、荷電粒子を高エネルギーに加速することができる超新星爆発で観察されるものと同様の強い衝撃を生み出すはずです。この研究では、超高速流出（UFO）を伴う銀河からのガンマ線放出を検索します。高速（v〜0.1c）の高度にイオン化された流出で、近くのいくつかの活動銀河核の硬X線での吸収で検出されます。（AGN）。高感度のスタッキング分析を採用することで、これらの銀河からの平均ガンマ線放出を検出し、それがUFO以外のプロセスによるものであることを除外することができます。さらに、私たちの分析は、ガンマ線の光度がAGNのボロメータの光度に比例し、これらの流出が機械的出力の約0.04％をガンマ線に伝達することを示しています。衝撃波面で加速された宇宙線（CR）によって生成された観測されたガンマ線放出を解釈すると、ガンマ線放出は風とホストの相互作用の開始を証明する可能性があり、これらの流出が遷移層のCRを加速する可能性があることがわかります。銀河系と銀河系外のCRの間の領域。
VLAを使用して8〜10GHzのSgrA *から観測された20分のタイムラグの検出
| Title |
Detection_of_a_20_minute_time_lag_observed_from_Sgr_A*_between_8_and_10_GHz_with_the_VLA |
| Authors |
Joseph_M._Michail,_Farhad_Yusef-Zadeh,_and_Mark_Wardle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.11473 |
2014年4月17日にSgrA*から$9$GHzで観測された無線フレアの検出と分析を、Aアレイ構成でVLAを使用して報告します。これは、$8$から$10$GHzの間の$16$周波数ウィンドウでのSgrA*の最初の同時無線観測です。それぞれ$8.0$と$9.9$GHzを中心とする最低と最高のスペクトルウィンドウを相互相関させ、$9.9$GHzの光度曲線より$18.37^{+2.17}_{-2.18}$分遅れている$8.0$GHzの光度曲線を見つけます。これは、狭い無線周波数帯域幅でSgrA*の光度曲線に見られる最初のタイムラグです。各スペクトルウィンドウでのフラックスオフセットを介して、SgrA*の静止成分とフレア成分を分離します。放出は、断熱的に拡大するシンクロトロンプラズマと一致しており、2つの成分を特徴づけるために光度曲線に適合させます。フレア放射の等分配磁場強度は$2.2$ガウス、サイズは$14$シュワルツシルト半径、平均速度は$12000$kms$^{-1}$、電子エネルギースペクトル指数（$N（E）\proptoE^{-p}$）、$p=0.18$。$10$GHzでのピークフレアフラックスは、静止放射の約$25$％です。推定される磁場の強さとサイズは通常約$10$ガウスであり、シュワルツシルト半径が少ないため、このフレアは異常です。このフレアの特性は、SgrA*から$10$-$100$シュワルツシルト半径の距離にある降着流の一時的なウォームスポットと一致しています。私たちの分析では、可変成分と静止成分の独立した特性評価が可能です。これは、これらの成分の時間的変動を研究するために重要です。
2Dキロノバ放出モデルの幅広いグリッド
| Title |
A_Broad_Grid_of_2D_Kilonova_Emission_Models |
| Authors |
R._T._Wollaeger,_C._L._Fryer,_E._A._Chase,_C._J._Fontes,_M._Ristic,_A._L._Hungerford,_O._Korobkin,_R._O'Shaughnessy,_A._M._Herring |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.11543 |
それらのコンパクトな残骸の特性とモデルに含まれる物理学に応じて、中性子星合体のシミュレーションは広範囲の噴出物特性を生み出すことができます。この噴出物の特性は、次に、キロノバ放出を定義します。噴出物の特性の影響を調査するために、質量、速度、形態、および組成を変化させる2成分2D軸対称キロノバシミュレーションのグリッドを提示します。各成分の質量と速度は、それぞれ0.001から0.1M$_{\odot}$と0.05から0.3$c$まで変化し、中性子星合体の文献からの結果の範囲の大部分をカバーしています。900モデルのセットは、堅牢なrプロセス構成のトロイダル低電子分率（$Y_e$）エジェクタと、2つの可能な構成の球形またはローブの高$Y_e$イジェクタを持つように制約されています。ランタニドの完全なスイートと4行目の要素の不透明度を使用して、モンテカルロ放射伝達コードSuperNuでこれらのモデルをシミュレートします。これらのモデルの傾向をパラメーターの変動とともに調べ、統計ツールでどのように使用できるかを示し、モデルの光度曲線とスペクトルを、GW170817の電磁対応物であるAT2017gfoのものと比較します。
$ z \ geq4.5 $クエーサーのチャンドラ調査
| Title |
A_Chandra_Survey_of_$z\geq4.5$_Quasars |
| Authors |
Jiang-Tao_Li,_Feige_Wang,_Jinyi_Yang,_Joel_N._Bregman,_Xiaohui_Fan,_and_Yuchen_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.11619 |
X線観測は、超大質量ブラックホール（SMBH）の降着円盤コロナのユニークなプローブを提供します。この論文では、152個の$z\geq4.5$クエーサーのサンプルの均一な\emph{チャンドラ}X線データ分析を示します。このサンプルの46個のクエーサーを3〜$\sigma$より上の0.5-2〜keVでしっかりと検出し、残りのX線フラックスの上限を計算します。また、31個のクエーサーのX線スペクトルのべき乗則光子指数を推定します。24個のサンプルクエーサーがFIRSTまたはNVSS無線調査で検出されました。それらはすべてラジオの音量です。$z\geq4.5$クエーサーのX線特性を、さまざまな赤方偏移でのAGNの他のX線サンプルと統計的に比較します。レストフレームのX線光度と、ボロメータ光度、UV光度、SMBH質量などの他のクエーサーパラメータとの関係は、大きな散乱を示しています。これらの大きな散乱は、最高の赤方偏移での狭い光度範囲、比較的貧弱なX線データに基づく大きな測定誤差、およびサンプルに電波の大きいクエーサーが含まれていることに起因する可能性があります。$L_{\rmX}-L_{\rmUV}$の関係は、かなり劣線形です。$L_{\rmX}-L_{\rmUV}$関係の有意な赤方偏移の進化は見られず、この関係の傾き、または最適な$\alpha_からの個々のAGNの逸脱のいずれかで表されます。{\rmOX}-L_{\rmUV}$関係（$\Delta\alpha_{\rmOX}$）。X線フォトンインデックスの中央値は$\Gamma\upperx1.79$であり、これは$z=0$から$z\sim7$への赤方偏移の変化を示していません。最も遠いクエーサーのX線およびUV特性は、宇宙論モデルを制約するための標準光源として使用できる可能性があります。ハッブル図上のサンプルの大きなばらつきは、宇宙論研究でクエーサーを使用する際の将来の大規模な偏りのない深部X線および電波調査の重要性を浮き彫りにしています。
Advanced LIGOとVirgoの3回目の観測の初期に、若い超新星残骸からの連続重力波を検索します。
| Title |
Searches_for_continuous_gravitational_waves_from_young_supernova_remnants_in_the_early_third_observing_run_of_Advanced_LIGO_and_Virgo |
| Authors |
The_LIGO_Scientific_Collaboration,_the_Virgo_Collaboration,_the_KAGRA_Collaboration:_R._Abbott,_T._D._Abbott,_S._Abraham,_F._Acernese,_K._Ackley,_A._Adams,_C._Adams,_R._X._Adhikari,_V._B._Adya,_C._Affeldt,_D._Agarwal,_M._Agathos,_K._Agatsuma,_N._Aggarwal,_O._D._Aguiar,_L._Aiello,_A._Ain,_P._Ajith,_T._Akutsu,_K._M._Aleman,_G._Allen,_A._Allocca,_P._A._Altin,_A._Amato,_S._Anand,_A._Ananyeva,_S._B._Anderson,_W._G._Anderson,_M._Ando,_S._V._Angelova,_S._Ansoldi,_J._M._Antelis,_S._Antier,_S._Appert,_Koya_Arai,_Koji_Arai,_Y._Arai,_S._Araki,_A._Araya,_M._C._Araya,_J._S._Areeda,_M._Ar\`ene,_N._Aritomi,_N._Arnaud,_S._M._Aronson,_K._G._Arun,_H._Asada,_Y._Asali,_G._Ashton,_Y._Aso,_S._M._Aston,_P._Astone,_F._Aubin,_P._Aufmuth,_K._AultONeal,_C._Austin,_S._Babak,_F._Badaracco,_M._K._M._Bader,_S._Bae,_Y._Bae,_et_al._(1528_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.11641 |
3回目のAdvancedLIGOとVirgoの観測実行の前半で、15個の若い超新星残骸からの連続重力波の3つの広帯域指向検索の結果を示します。異なる信号モデルとノイズアーティファクトを特定する方法を備えた3つの検索パイプラインを使用します。これらのソースのエフェメライドがない場合、検索は10〜Hzから2〜kHzの範囲の周波数帯域で実行されます。これらのソースからの継続的な重力放射の証拠は見つかりません。サンプルサブバンドの95\％信頼水準で固有信号ひずみの上限を設定し、フルバンドの感度を推定し、基準中性子星の楕円率と$r$モード振幅の対応する制約を導き出します。信号ひずみに課せられる最良の95\％信頼制約は、超新星残骸G39.2--0.3およびG65の200〜Hz付近で$7.7\times10^{-26}$および$7.8\times10^{-26}$です。それぞれ.7+1.2。楕円率と$r$モードの振幅に対する最も厳しい制約は、$\sim400$〜Hzを超える周波数で、それぞれ$\lesssim10^{-7}$と$\lesssim10^{-5}$に達します。最も近い超新星残骸G266.2--1.2/VelaJr.
MAXI J1820 +070の初期硬質状態における急速な光学/ X線タイミング相関の進化
| Title |
The_Evolution_of_Rapid_Optical/X-ray_Timing_Correlations_in_the_Initial_Hard_State_of_MAXI_J1820+070 |
| Authors |
J._A._Paice,_P._Gandhi,_T._Shahbaz,_A._Veledina,_J._Malzac,_D.A.H._Buckley,_P._A._Charles,_K._Rajwade,_V._S._Dhillon,_S._P._Littlefair,_T._R._Marsh,_P._Uttley,_F._M._Vincentelli_and_R._Misra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.11769 |
ブラックホール低質量X線連星システムであるMAXIJ1820+070の超高輝度2018爆発の高速光学/X線タイミング観測のマルチエポックキャンペーンについて報告します。観測は初期の硬い状態で80日間にわたって行われ、光学系ではNTT/ULTRACAMとGTC/HiPERCAM（8〜300Hzの時間分解能のugrizフィルター）で、X線ではISS/NICERで撮影されました。（i）光学ライトカーブとX線ライトカーブの間の反相関の増大、（ii）0.2秒の光学ラグ（より長い波長でより長いラグ）での安定した正の相関がすべてのエポックに存在することを発見しました。iii）最後のX線ソフトエポックの\textit{negative}光学ラグでの奇妙な正の相関。波長が長いほど、相関が大きく、負のラグが大きくなります。これらを説明するために、2つのシンクロトロン放出成分が存在する可能性があると仮定します。コンパクトなジェットとホットフロー。私たちのモデルでは、ジェットの重要性は爆発とともに減少しますが、ホットフローは静的なままです（したがって、比較的重要性が増します）。また、以前に発見された準周期的振動について説明し、それが少なくとも2つのエポックの間に、より長い波長でより強いコヒーレントな光学的タイムラグをどのように作成するかに注目します。
最新のSwift-BATカタログとFermi-LATカタログ間のクロスマッチ
| Title |
Cross-match_between_the_latest_Swift-BAT_and_Fermi-LAT_catalogs |
| Authors |
Naomi_Tsuji,_Hiroki_Yoneda,_Yoshiyuki_Inoue,_Tsuguo_Aramaki,_Georgia_Karagiorgi,_Reshmi_Mukherjee,_and_Hirokazu_Odaka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.11791 |
最新の105か月のSwift-BATカタログと10年のFermi-LATカタログをそれぞれ利用して、硬X線カタログとGeVガンマ線カタログ間の交差適合試験の結果を報告します。2つのカタログ間の空間的クロスマッチングにより、誤一致ソースの約5％を含む、132個の点状ソースが一致します。さらに、同じIDとして識別された24のソースが照合されます。Fermi-LATカタログの75の拡張ソースのうち、31のソースは、その範囲内で少なくとも1つのSwift-BATソースと空間的に一致しています。一致するすべてのソースは、ブレーザー（>60％）、パルサーとパルサー風星雲（〜13％）、電波銀河（〜7％）、バイナリ（〜5％）などで構成されています。元のカタログと比較して、一致した光源は、二重ピークの光子指数分布、より高いフラックス、およびより大きなガンマ線変動指数によって特徴付けられます。この違いは、発生源の母集団の違い、特にブレーザーの大部分（つまり、FSRQとBLLac）から生じます。また、13のクロスマッチおよび未確認のソースを報告します。この研究で一致した線源は、硬X線とGeVガンマ線観測の間の中間エネルギーバンド、つまり未踏のMeVガンマ線領域で有望です。
MeerKATで検出されたFRB \、121102からのいくつかのバーストの時間-周波数構造の分析
| Title |
An_analysis_of_the_time-frequency_structure_of_several_bursts_from_FRB\,121102_detected_with_MeerKAT |
| Authors |
E._Platts,_M._Caleb,_B._W._Stappers,_R._A._Main,_A._Weltman,_J._P._Shock,_M._Kramer,_M._C._Bezuidenhout,_F._Jankowski,_V._Morello,_A._Possenti,_K._M._Rajwade,_L._Rhodes,_J._Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.11822 |
2019年9月にMeerKAT望遠鏡で検出されたFRB121102の以前に報告されたバーストのサンプルの複雑な時間周波数構造の詳細な研究を提示します。これらの観測の広い連続帯域幅は$1250$でいくつかのバーストの複雑な分岐構造を明らかにしましたMHz。構造が最適化された分散測定値に分散解除されると、バーストの2つは、$1250$MHz未満のコールドプラズマ分散関係からの明らかな偏差を示します。各バーストの低周波数領域と高周波数領域の間で、${\sim}1{-}2$pccm$^{-3}$の微分分散測定値が見つかります。ホスト銀河における${\sim}10$AUのガウスレンズによるプラズマレンズ効果の可能性を調査し、それらが観測されたバースト形態のいくつかを定性的に生成できることを示します。ファラデー遅延など、観測された周波数依存性の他の考えられる原因についても説明します。ただし、バースト内の未解決のサブコンポーネントにより、DMの決定が正しくない可能性があります。したがって、バーストを単独で検討する場合は注意が必要です。2つの見かけのバーストペアの存在を分析します。これらのペアの1つは、上向きの周波数ドリフトの潜在的な例です。バーストペアがエコーである可能性についても説明します。構造が最適化された平均分散測定値は、報告された値と一致して、$563.5\pm0.2（\text{sys}）\pm0.8（\text{stat}）$pccm$^{-3}$$-$であることがわかります。バーストの構造最適化分散測定を決定するために、DM_phaseアルゴリズムと自己相関関数の2つの独立した方法を使用します。パルサー解析用に開発された後者の$-$$-$は、この論文で初めてFRBに適用されます。
PSZ2 G096.88 + 24.18の無線遺物：既存のプラズマとの関係
| Title |
Radio_relics_in_PSZ2_G096.88+24.18:_A_connection_with_pre-existing_plasma |
| Authors |
A._Jones,_F._de_Gasperin,_V._Cuciti,_D._N._Hoang,_A._Botteon,_M._Br\"uggen,_G._Brunetti,_K._Finner,_W._R._Forman,_C._Jones,_R._P._Kraft,_T._Shimwell_and_R._J._van_Weeren |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.11906 |
巨大な電波遺物は、銀河団の合併によって引き起こされた衝撃波を追跡する、拡散した非熱放射光の弧状の構造です。このような電波遺物を生成する粒子（再）加速メカニズムは不明です。主要な未解決の問題の1つは、熱シード電子の母集団から遺物を直接形成できるかどうか、または既存の相対論的シード電子が必要かどうかです。場合によっては、AGNはそのようなサブGeV電子の集団を提供することができます。ただし、この接続がどれほど一般的であるかは不明です。この論文では、LOFAR140MHzとVLALバンドの電波観測、および1対の電波遺物をホストする融合銀河団システムであるPSZ2G096.88+24.18のチャンドラデータを紹介します。拡散放射の大きなパッチは、明るい電波銀河を遺物の1つに接続し、遺物の特性に影響を与える可能性があります。この接続の最も妥当な説明は、合併の衝撃波がAGNローブを通過したことであることがわかります。この電子のシード集団を通過する衝撃は、シード電子で満たされた領域でのみ遺物の明るさを増加させました。
パルサー風モデルの観測上の制約：カニとベラの場合
| Title |
Observational_Constraints_on_the_Pulsar_Wind_Model:_The_Cases_of_Crab_and_Vela |
| Authors |
Jaziel_G._Coelho,_Jos\'e_C._N._de_Araujo,_Samantha_M._Ladislau,_Rafael_C._Nunes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.11957 |
よく知られているように、パルサーは非常に安定した回転子です。しかし、ゆっくりではありますが、ブレーキ機構のおかげでスピンダウンします。ブレーキ機構は、実際にはまだ文献で徹底的な調査の対象となっています。パルサーは通常、それらの磁極から電磁放射のビームを放出する高度に磁化された中性子星としてモデル化されているため、スピンダウンは磁気ブレーキに関係していると考えるのが妥当です。面白くて単純なアイデアですが、純粋な磁気ブレーキではスピンダウン率を適切に説明することはできません。したがって、多くの代替スピンダウンメカニズムが文献に現れています。その中には、パルサー自体から来る粒子の風がその回転運動エネルギーの一部を運ぶことができるパルサー風モデルがあります。このようなスピンダウンメカニズムは、2つのパラメーター、つまり、磁気軸と回転軸の間の角度$（\phi）$と、パルサーの磁気圏の一次粒子の密度$（\zeta）$に大きく依存します。この主題に関する一連の記事とは異なり、私たちは文献で初めて、双極子磁気ブレーキと風ブレーキの組み合わせを含む統計モデリングを検討します。その結果、特にカニパルサーとベラパルサーについて、上記のパラメーターを制限することができます。
宇宙のX線キャンドルとしての3.55keVシリコン異常
エネルギー3.55keVの$^{14}$SiのLy-$\alpha$線は、磁場$6\cdot10^{12}$Gで形成されます。ランダウ地表レベルへの超強磁場再結合レーザー放射の中性子星は、水素のようなイオンから現れるかもしれません。3.55keVのLy-$\alpha$シリコンレーザーが実現すれば、$z\leq100$上の宇宙の任意の距離からこの線を検出することが可能であり、この線は非常に豊富であるためX線キャンドルである可能性があります。これらのバイナリシステムにおけるシリコンの。磁場$4\cdot10^{12}-10^{13}$Gにおける水素のような$^{14}$SiのLy-$\alpha$線のエネルギーが計算されます。この線は、壁の近くの層の磁力柱に垂直な方向からこの放射が見られるため、ユニークなイベントです。（1〜20）keVの範囲の地上レベルへのレーザー放射は、他の水素様イオンから発生する可能性があります。レーザーの存在下では、線の狭まりは避けられません。
風の強い降着円盤の爆発による連星系の公転周期の変化
| Title |
Change_in_the_orbital_period_of_a_binary_system_due_to_an_outburst_in_a_windy_accretion_disc |
| Authors |
A._L._Avakyan,_G._V._Lipunova,_K._L._Malanchev,_N.I._Shakura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.11974 |
X線連星系から角運動量を除去し、その公転周期を変化させるための新しいメカニズム、つまり降着円盤からの風の形での質量損失を検討します。観測とモデルの両方が、X線過渡現象におけるディスクからの強力な風を予測します。爆発時に円盤からの風が吹く連星系の公転周期の増加について分析的推定値を取得し、システムXTEJ1118+480、A0620-00、およびGRS1124-68について定量的推定値を示しています。結果として生じる期間の成長率は、期間中に観察された経年減少率のオーダーです。また、ディスクへの物質の流入と2番目のラグランジュ点からの流出による連星系の周期の予測変化率を観測値と比較します。上記のメカニズムは、3つのX線新星の周期で観測された経年的な減少を説明できないと結論付けられ、バイナリの角運動量を排出する周連星円盤を考慮する必要があります。
銀河間磁気へのガンマ線ウィンドウ
銀河間磁場（IGMF）を精査する最も有望な方法の1つは、銀河間空間で高エネルギーガンマ線または宇宙線によって開始される電磁カスケードで生成されるガンマ線を使用することです。カスケードの帯電成分は磁場に敏感であるため、ブレーザーなどの遠方の物体のガンマ線観測を使用して、IGMFの特性を制約することができます。地上および宇宙搭載のガンマ線望遠鏡は、高エネルギーガンマ線源のスペクトル、時間、および角度の情報を提供します。これは、介在する磁場の痕跡を運びます。これにより、最初の磁場の生成につながったプロセスの性質と、それらの進化に影響を与えた現象についての洞察が得られます。ここでは、ガンマ線観測を使用して宇宙の磁気を調べる方法について詳しく説明します。このトピックの現在の状況を確認し、次世代のガンマ線観測所でIGMFを測定する可能性について話し合います。
AMASEプロジェクトのプロトタイプ望遠鏡と分光器システム
| Title |
The_Prototype_Telescope_and_Spectrograph_System_for_the_AMASE_Project |
| Authors |
Renbin_Yan,_Matthew_A._Bershady,_Michael_P._Smith,_Nicholas_MacDonald,_Dmitry_Bizyaev,_Kevin_Bundy,_Sabyasachi_Chattopadhyay,_James_E._Gunn,_Kyle_B._Westfall,_Marsha_J._Wolf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.11471 |
手ごろな価格の複数開口分光エクスプローラー（AMASE）プロジェクトのプロトタイプ望遠鏡と分光器システムの設計を紹介します。AMASEは、100個の同一のマルチファイバー分光器を多数の望遠レンズと組み合わせて、0.5分角の空間分解能とR=15,000のスペクトル分解能で空の大面積面分光法による調査を実現する計画プロジェクトです。ミルキーウェイ以降のイオン化ガスを研究するための光学系の重要な輝線をカバーしています。このプロジェクトは、各分光器ユニットのコストを大幅に削減することで可能になります。これは、ビーム幅を縮小し、分光器での小ピクセルCMOS検出器、50umコア光ファイバー、および市販の写真レンズの使用によって達成されます。困難な高スペクトル分解能要件によって制約されますが、DESIなどと比較して一定のエタンデュでファイバーあたりのコストを40％削減することを実現します。コストの削減は、ファイバーごとに受け取る光の量の削減よりもはるかに重要であるため、このようなシステムを何度も複製することは、同じ調査速度を達成する単一の大きな分光器を構築するよりも費用効果が高くなります。プロトタイプの望遠鏡と機器システムの設計とその費用対効果の研究を紹介します。
こと座RR型変光星分類器のための有益なベイズモデル選択
| Title |
Informative_Bayesian_model_selection_for_RR_Lyrae_star_classifiers |
| Authors |
F._P\'erez-Galarce,_K._Pichara,_P._Huijse,_M._Catelan,_D._Mery |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.11531 |
機械学習は変光星の自動分類において重要な役割を果たしており、過去10年間にいくつかの分類器が提案されてきました。これらの分類器は、いくつかの天文カタログで印象的なパフォーマンスを達成しています。ただし、一部の科学記事では、その中のトレーニングデータに複数のバイアスの原因が含まれていることも示されています。したがって、トレーニングデータに属していないオブジェクトに対するこれらの分類器のパフォーマンスは不確実であり、誤ったモデルが選択される可能性があります。その上、それは誤解を招く分類器の展開を引き起こします。後者の例は、偏った予測を使用したオープンソースのラベル付きカタログの作成です。この論文では、変光星分類器を評価するための有益な周辺尤度に基づく方法を開発します。こと座RR型変光星の物理的記述子に基づく決定論的ルールを収集し、バイアスを軽減するために、それらのルールを周辺尤度推定に導入します。RRLyraesを分類するようにトレーニングされた一連のベイズロジスティック回帰を使用して実験を実行し、ペナルティ付きモデルが評価された場合でも、この方法が従来の非情報交差検証戦略よりも優れていることを発見しました。私たちの方法論は、天文学の知識を使用して機械学習モデルを評価するためのより厳密な代替手段を提供します。このアプローチから、他のクラスの変光星へのアプリケーションとアルゴリズムの改善を開発できます。
orvara：視線速度、絶対、および/または相対位置天文学を使用して軌道に適合させるための効率的なコード
| Title |
orvara:_An_Efficient_Code_to_Fit_Orbits_using_Radial_Velocity,_Absolute,_and/or_Relative_Astrometry |
| Authors |
Timothy_D._Brandt,_Trent_J._Dupuy,_Yiting_Li,_G._Mirek_Brandt,_Yunlin_Zeng,_Daniel_Michalik,_Daniella_C._Bardalez_Gagliuffi,_and_Virginia_Raposo-Pulido |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.11671 |
オープンソースのPythonパッケージ、視線速度、絶対、および/または相対位置天文学（orvara）からの軌道を提示し、ケプラーの軌道を視線速度、相対位置天文学、およびヒッパルコス-ガイアカタログの絶対位置天文学データの任意の組み合わせに適合させます。加速。これらの3つのデータ型を組み合わせることにより、観測が軌道のごく一部をカバーしている場合でも、正確な質量と、場合によっては軌道パラメータを測定できます。orvaraは、一般的に使用されるアプローチよりも5〜10倍高速な離心近点角ソルバー、Pythonのオーバーヘッドを回避するための低レベルのメモリ管理、視差、重心固有運動、および機器固有の視線速度ゼロ点を分析的にマージナル化することにより、計算パフォーマンスを実現します。。ヒッパルコスとガイアの中間位置天文学パッケージhtofとの統合により、orvaraは、ヒッパルコスのエポック位置天文学測定と、個々のガイアエポックの測定時間とスキャン角度を適切に考慮することができます。特定の恒星系または惑星系に合わせて調整された変更可能な.ini構成ファイルを使用してorvaraを構成します。最近発見された白色矮星/主系列（WD/MS）システムHD159062へのケーススタディアプリケーションでorvaraを示します。文献RVおよび相対位置天文学データに絶対位置天文学を追加することにより、包括的なMCMC分析によりHD〜159062Bの精度が向上します。$0.6083^{+0.0083}_{-0.0073}\、M_\odot$まで1桁以上の質量。また、離心率が低く、半主軸が大きいことを導き出し、HD159062ABをロッシュローブのオーバーフローが発生しなかったシステムとして確立しました。
| Title |
Finding_flares_in_Kepler_and_TESS_data_with_recurrent_deep_neural_networks |
| Authors |
Kriszti\'an_Vida,_B\'odi_Attila,_Tam\'as_Szklen\'ar,_B\'alint_Seli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.11485 |
恒星フレアは、恒星進化論と星周居住性の観点の両方にとって、磁気活動の重要な側面ですが、それらを自動的かつ正確に見つけることは、天文学のビッグデータ時代の研究者にとって依然として課題です。ディープニューラルネットワークを使用して、宇宙での測光データのフレアを検出する実験を紹介します。一連の人工データと実際の測光データを使用して、一連のニューラルネットワークをトレーニングし、最もパフォーマンスの高いアーキテクチャは、長短期記憶（LSTM）層を使用するリカレントニューラルネットワーク（RNN）であることがわかりました。最高のトレーニングを受けたネットワークは、{$5\sigma$で$\gtrsim80$\％の再現率と適合率}を超えるフレアを検出し、典型的な誤った信号（RRLyr星の最大値など）を実際のフレアと区別することもできました。TESS光度曲線のケプラーデータでトレーニングされたネットワークをテストすると、ニューラルネットは、これまでに見られなかったサンプリングと特性を持つまったく新しいデータで、フレアを一般化して、同様の効果で見つけることができることが示されました。
干潟星雲における若い星の多色変動：駆動原因と固有のタイムスケール
| Title |
Multicolor_Variability_of_Young_Stars_in_the_Lagoon_Nebula:_Driving_Causes_and_Intrinsic_Timescales |
| Authors |
Laura_Venuti,_Ann_Marie_Cody,_Luisa_M._Rebull,_Giacomo_Beccari,_Mike_Irwin,_Sowmya_Thanvantri,_Steve_B._Howell_and_Geert_Barentsen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.11588 |
宇宙天文台は、低質量の若い星に典型的な多くの変動性の振る舞いの前例のない描写を提供しました。ただし、これらの研究では、これまでのところ、より大規模なオブジェクト（$\sim$2$M_\odot$から4-5$M_\odot$）が大幅に省略されており、同時の多波長情報がないために制限されていました。$\sim$1-2Myr-oldの巨大な干潟星雲地域における若い星の変動に関する新しい研究を紹介します。私たちのサンプルには、Kepler/K2で監視された、278個の若い後期B型からK型の星が含まれています。補助的な$u、g、r、i、H\alpha$時系列測光は、K2と同時に、パラナル天文台で取得されました。この包括的なデータセットとアーカイブ赤外線測光を使用して、個々の恒星パラメータを決定し、星周円盤の存在を評価し、変動性の振る舞いを内部の円盤のダイナミクスに結び付けました。変動特性に質量に依存する有意な傾向が見られ、B/A星は、光度曲線の形態について、G/K星と比較して大幅に減少したレベルの変動を示しています。これらの特性は、初期型と後期型の星の表面で異なる磁場構造を示唆しています。また、Gより前の星の間で、いくつかのディスク駆動の変動挙動、特にディッパーの不足を検出しました。これは、それらのより高い表面温度とより混沌とした磁場が、星と共回転する内部ディスクダスト構造の形成と生存を妨げることを示しています。最後に、各光度曲線内の特徴的な変動タイムスケールを調べ、日ごとのタイムスケールがK2時系列よりも優勢であることを確認しました。これらは、最も内側のディスク領域の不安定性によって引き起こされる激しい降着から、外側の磁気圏での変動する降着効率まで、内側のディスク環境における明確なプロセスと場所を反映しています。
LAMOST中解像度調査（MRS）DR7からの自己無撞着な恒星視線速度
| Title |
Self-consistent_Stellar_Radial_Velocities_from_LAMOST_Medium-Resolution_Survey_(MRS)_DR7 |
| Authors |
Bo_Zhang,_Jiao_Li,_Fan_Yang,_Jian-Ping_Xiong,_Jian-Ning_Fu,_Chao_Liu,_Hao_Tian,_Yin-Bi_Li,_Jia-Xin_Wang,_Cai-Xia_Liang,_Yu-Tao_Zhou,_Wei-kai_Zong,_Cheng-Qun_Yang,_Nian_Liu_and_Yong-Hui_Hou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.11624 |
視線速度（RV）は、恒星スペクトルから得られる最も基本的な物理量の1つであり、時間領域の現象の分析ではかなり重要です。LAMOST中解像度サーベイ（MRS）DR7には、スペクトル解像度$R\sim7\、500$で500万個の単一露光の恒星スペクトルが含まれています。ただし、複数のエポックからのRVを不整合にする、MRS調査のRVゼロポイント（RVZP）の時間的変動は対処されていません。この論文では、相互相関関数（CCF）法に基づいて、信号対雑音比（SNR）が5を超える380万個の単一露光スペクトル（60万個の星の場合）のRVを測定し、堅牢なものを提案します。\textit{Gaia}DR2RVを使用して、各分光器の露出ごとのRVZPを自己無撞着に決定する方法。このようなRVZPは360万RVと推定され、平均精度$\sim0.38\、\mathrm{km\、s}^{-1}$に達する可能性があります。RVZPの時間的変動の結果は、絶対RVを使用して時間領域分析を実行する前に、アルゴリズムが効率的で必要であることを示しています。APOGEEDR16で結果を検証すると、絶対RVは$50<\mathrm{SNR}<で青/赤のアームで0.84/0.80$\mathrm{km\、s}^{-1}$の全体的な精度に達することができます。100$、1.26/1.99$\mathrm{km\、s}^{-1}$は$5<\mathrm{SNR}<10$です。678個の標準星の複数のRV（$N_\mathrm{obs}\geq8$）の標準偏差の累積分布関数（CDF）は、0.45/0.54、1.07/1.39、および1.45/1.86$\mathrm{km\に達します。、s}^{-1}$は、それぞれ50\％、90\％、および95\％レベルの青/赤のアームにあります。RV、RVZP、および選択された候補RV標準星のカタログは、\url{https://github.com/hypergravity/paperdata}で入手できます。
EUHFORIAとのマルチ宇宙船コロナ質量放出遭遇のモデリング
| Title |
Modelling_a_multi-spacecraft_coronal_mass_ejection_encounter_with_EUHFORIA |
| Authors |
E._Asvestari,_J._Pomoell,_E._Kilpua,_S._Good,_T._Chatzistergos,_M._Temmer,_E._Palmerio,_S._Poedts,_and_J._Magdalenic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.11831 |
コロナ質量放出（CME）は、太陽の噴火性の現れです。それらは地球に大きな影響を与える可能性がありますが、宇宙や地上での人間の活動にも大きな影響を与える可能性があります。したがって、惑星間空間を伝播するときの進化をモデル化することが不可欠です。EUropean太陽圏予測情報資産（EUHFORIA）は、データ駆動型の物理ベースのモデルであり、背景の太陽風条件を通じてCMEの進化を追跡します。スフェロマックフラックスロープを採用しているため、CMEの内部磁場構成を再構築できるという利点があります。これは、これまで宇宙天気予報に使用されていた単純なコーンCMEモデルには含まれていません。この作業は、EUHFORIAに含まれるスフェロマックCMEモデルを評価することを目的としています。スフェロマックCMEモデルを使用して、よく観察されたCMEを再構築し、モデルの出力をその場での観察と比較しました。2013年1月6日から、放射状に整列した2つの宇宙船、ビーナスエクスプレスとSTEREO-Aが遭遇した噴火に焦点を当てます。最初に、このCME噴火の原因の観測された特性を分析し、太陽から持ち上がったときのCME特性を抽出しました。この情報を使用して、イベントをモデル化するEUHFORIA実行を設定します。モデルは、その場で観測されたものよりも半日から1日早く到着時間を予測しますが、同様の研究から確立された誤差の範囲内です。モデリング領域では、CMEは主に南向きに伝播しているように見えます。これは、太陽に近いCME噴火の白色光画像と一致しています。観測された磁場トポロジーを得るために、スフェロマックの対称軸が極性反転線（PIL）の方向に垂直であるスフェロマック回転角を選択することを目的としました。モデル化された磁場プロファイル、それらの振幅、到着時間、およびシース領域の長さはすべて、モデル化されたスフェロマックの半径の選択によって影響を受けます。
静止コロナで伝播するMHDキンク波の弱い減衰
| Title |
Weak_damping_of_propagating_MHD_kink_waves_in_the_quiescent_corona |
| Authors |
Richard_J._Morton,_Ajay_K._Tiwari,_Tom_Van_Doorsselaere,_James_A._McLaughlin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.11924 |
伝播する横波は、太陽の大気全体にわたるポインティングフラックスの重要な輸送体であると考えられています。最近の研究では、伝播する電磁流体力学的キンクモードとして解釈されるこれらの横方向の動きがコロナ全体に広がっていることが示されています。関連するエネルギー推定値は、波が静止太陽における冠状放射損失の要求を満たすのに十分なエネルギーを運ぶことを示唆しています。しかし、波がどのようにそのエネルギーを冠状動脈プラズマに蓄積するのかはまだ不明です。コロナマルチチャネル偏光計（CoMP）からのデータを使用して、静止コロナで伝播するキンク波の大規模な研究の結果を示します。分析により、キンク波は弱く減衰しているように見えます。これは、単乱流または共振吸収のいずれかを介して、大規模な横運動から小規模なエネルギーへのエネルギー伝達率が低いことを意味します。これは、観察されたキンクモードがどのようにそれらのエネルギーを冠状血漿に蓄積するかについての疑問を提起します。さらに、これらの観測結果をモンテカルロシミュレーションの結果と組み合わせると、太陽コロナは、静止コロナループの密度比が小さく（周囲のコロナと比較して）、密度比が高い、密度比のスペクトルを表示することがわかります。アクティブ領域のコロナループで。
ドップラー測定を使用した太陽表面対流の特性評価
ソーラーダイナミクスオブザーバトリー（SDO）に搭載された日震磁気イメージャー（HMI）は、表面の対流の見通し内ドップラーグラム画像を記録します。これらの画像は、マルチスケールの対流スペクトルを取得するために使用されます。生の画像を処理して、回転差、子午面循環、四肢の移動、画像のアーチファクトなどの大規模な特徴を除去するパイプラインを設計します。階層的等面積ピクセル化スキーム（HEALPix）は、クリーンアップされた画像に対して球面調和関数変換を実行するために使用されます。太陽表面の半分の視線速度にしかアクセスできないため、観測されたスペクトルと実際のスペクトルを関連付けるために「混合マトリックス」を定義します。これにより、混合行列を反転することにより、ポロイダルおよびトロイダルのフロースペクトルを1つのステップで推測できます。いくつかのフロープロファイルで反転を実行すると、ポロイダルフローの回復がすべてのコンポーネントの中で最も信頼できることがわかります。また、ポロイダルスペクトルは、顆粒の局所相関追跡（LCT）からの推測と定性的に一致していることがわかります。垂直運動のパワーの割合は波数の関数として増加し、$\ell=1500$の場合は8％レベルです。地震の結果やLCTとは対照的に、流れは時間的周波数依存性をほとんど示しません。ポロイダルフローパワーは、$\ell-|m|の範囲でピークになります。\約150-250$は、対流の緯度方向の好みを示唆する可能性があります。
有限密度と新しい遷移でのSU（N）-スキルミオンモデルの解析的マルチバリオン解
| Title |
Analytic_multi-Baryonic_solutions_in_the_SU(N)-Skyrme_model_at_finite_density_and_a_novel_transition |
| Authors |
Sergio_L._Cacciatori,_Fabrizio_Canfora,_Marcela_Lagos,_Federica_Muscolino,_Aldo_Vera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.10789 |
$SU（N）$-スキルミオンモデル（一般的な$N$の場合）の明示的な分析ソリューションを構築し、有限体積での核パスタのさまざまなフェーズを$（3+1）$次元で記述します。最初のタイプはバリオン管の結晶（核スパゲッティ）であり、2番目のタイプは滑らかなバリオン層（核ラザニア）です。スパゲッティの仮説とラザニア相の仮説の両方が、スキルミオン場の方程式の完全なセットを、任意の高いトポロジカル電荷のセクター内のプロファイルの1つの積分可能な方程式に減らします。フレーバー数、密度、バリオン電荷の観点から、両方の構成の総エネルギーを明示的に計算します。驚くべきことに、私たちの分析結果は、核スパゲッティとラザニア相の間の競争から生じる新しい有限密度遷移を明らかにしています。モデルの妥当性の範囲内で、ラザニア相は高密度でエネルギー的に支持され、スパゲッティは低密度で支持されることがわかります。最後に、構成の大きな$N$制限について簡単に説明します。
D7ブレーンローカルゲージーノアクションの完了
弦理論におけるド・ジッター（dS）真空についての進行中の議論の中で、明示的なdS提案のさまざまな側面が厳しく監視されています。重要な成分の1つは、効果的な4d超重力を使用して簡単に処理できるD7ブレーンゲージーノ凝縮です。ただし、関連するスカラーポテンシャルをローカルの10dラグランジアンから直接導出する方が明らかに望ましいです。このようなローカル10d記述は、4dラグランジアンに塗られたさまざまなローカライズされたソースと背景フィールド間の相互作用をキャプチャします。この取り組みは最近進展しましたが、4ゲージーノの用語に関連する何らかの形の非局所性は、利用可能な提案に隠されたままです。3形式のフラックスを統合するときに発生する発散を取り除くローカルカウンタータームを詳しく説明します。さらに、次元削減時に4d超重力作用の関連部分を再現する明示的に局所的なD7ブレーン四次ゲージーノ項を提案します。これは、10dタイプIIB超重力のより完全な理解に向けたステップであると同時に、特にゲージーノ凝縮を含む弦理論におけるdS構造のより良い制御に向けたステップでもあります。
アフレックダインバリオン数生成からの検出可能な重力波信号
| Title |
Detectable_Gravitational_Wave_Signals_from_Affleck-Dine_Baryogenesis |
| Authors |
Graham_White,_Lauren_Pearce,_Daniel_Vagie_and_Alex_Kusenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.11655 |
Affleck-Dineバリオン数生成では、観測された宇宙のバリオン非対称性は、スカラー凝縮体の真空期待値（VEV）の進化によって生成されます。このスカラー凝縮体は、一般的に非トポロジカルソリトン（Qボール）に断片化します。それらが十分に長寿命である場合、それらは初期の物質支配エポックにつながり、このエポックの間に地平線に入るモードの原始重力波信号を強化します。Qボールのフェルミ粒子への突然の崩壊は、物質から放射支配への急速な移行をもたらし、重力波パワースペクトルに鋭いピークを生成します。グラビティーノの過剰量の問題を回避することは、共鳴のピーク周波数がアインシュタイン望遠鏡および/またはデシゴの範囲内にあるシナリオに有利に働きます。したがって、このシナリオが観測可能な信号を提供し、Affleck-Dineバリオン数生成をテストするメカニズムを提供することを示します。
レーザーアブレーションされた逆流プラズマにおける乱流無衝突衝撃の効率的な生成
| Title |
Efficient_generation_of_turbulent_collisionless_shocks_in_laser-ablated_counter-streaming_plasmas |
| Authors |
Anna_Grassi_and_Frederico_Fiuza |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.11750 |
レーザーアブレーションされた高エネルギー密度（HED）プラズマは、実験室での無衝突衝撃波形成、磁場増幅、および粒子加速の根底にある天体物理学的に関連するプロセスを研究するための有望なルートを提供します。大規模な多次元のパーティクルインセルシミュレーションを使用して、現実的な実験フロープロファイルのためにレーザーアブレーションされたカウンターストリーミングプラズマの相互浸透を調査します。衝撃波の形成とその構造は、より理想的で一般的に考えられている均一な流れのものとは大幅に異なることがわかります。小角散乱から磁気反射への移行により、衝撃波の形成は最大10倍速くなり、衝撃波面は強く発達します。イオンジャイロ半径スケールでの波形。これらの発見は、現在の実験プログラムに重要な結果をもたらし、現在利用可能な高エネルギーレーザーシステムを使用して乱流無衝突衝撃の微物理を研究するための刺激的な展望を開きます。
超自然的なフラックスインフレ
高次元ゲージ場の余分な成分のゼロモードスカラー場がインフラトンで識別される、フラックスコンパクト化の新しいインフレーションシナリオを提案します。スカラー場は、コンパクト化された空間で自発的に破れた並進対称性の疑似南部ゴールドストーンボソンです。インフラトンポテンシャルは非局所的で有限であり、高次元でのゲージ対称性と余分な空間での並進から生じるシフト対称性のおかげで、量子重力補正によって高次元の非微分局所演算子から保護されます。Planck2018データと一致していることが示されている、6次元スカラーQEDで明示的なインフレーションモデルを提供します。
| Title |
Rescaled_Einstein-Hilbert_Gravity:_Inflation_and_the_Swampland_Criteria |
| Authors |
V.K._Oikonomou,_Ifigeneia_Giannakoudi,_Achilles_Gitsis,_Konstantinos-Rafail_Revis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.11935 |
この作業では、大きな曲率レジームであるインフレ時代に、再スケーリングされたアインシュタイン-ヒルベルト項$\alphaを含む効果的なインフレラグランジアンをもたらす$f（R、\phi）$重力モデルのクラスを研究します。正規の最小結合スカラー場が存在する場合のR$。無次元パラメーター$\alpha$は、$0<\alpha<1$の範囲の値を取るように選択され、これらの再スケーリングされたアインシュタイン-ヒルベルト$f（R、\phi）$重力を研究する主な動機は、再スケーリングされたという事実です。アクションは、Swampland基準と互換性があるように、Swampland基準と互換性のない正規スカラー場の理論をレンダリングする可能性があります。これから説明するように、2018年のプランクコラボレーション記事に掲載されているインフレの制約に関する多数のインフレの可能性を調査することで、プランクの制約とスワンプランド基準の両方との同時互換性が、一部のモデルで達成されます。これが可能なモデルは、パラメーター$\alpha$がとらなければならない小さな値です。
