赤方偏移での21cmパワースペクトルの新しいMWA制限$ \ sim $ 13 $-$ 17
| Title |
A_new_MWA_limit_on_the_21_cm_Power_Spectrum_at_Redshifts_$\sim$_13_$-$_17 |
| Authors |
S._Yoshiura,_B._Pindor,_J.L.B._Line,_N._Barry,_C._M._Trott,_A._Beardsley,_J._Bowman,_R._Byrne,_A._Chokshi,_B._J._Hazelton,_K._Hasegawa,_E._Howard,_B._Greig,_D._Jacobs,_C._H._Jordan,_R._Joseph,_M._Kolopanis,_C._Lynch,_B._McKinley,_D._A._Mitchell,_M._F._Morales,_S._G._Murray,_J._C._Pober,_M._Rahimi,_K._Takahashi,_S._J._Tingay,_R._B._Wayth,_R._L._Webster,_M._Wilensky,_J._S._B._Wyithe,_Z._Zhang,_Q._Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.12888 |
$75-100$MHzの間の最低MWAバンドでの観測は、赤方偏移$\sim13-17$で銀河間媒体中の中性水素の分布を制約する可能性があります。15時間のMWAデータを使用して、無線周波数干渉（RFI）、電離層、広視野効果など、この帯域の系統分類を分析します。点源の位置を更新することにより、電離層オフセットによる方向に依存しないキャリブレーションエラーを軽減します。当社のキャリブレーション戦略は、方向に依存するキャリブレーターの数を減らし、より広い視野内の電波源を考慮に入れることにより、最低周波数帯域用に最適化されています。RFIの占有率と電離層の条件に基づいて、系統分類学によって汚染されたデータを削除し、最終的に5.5時間の最もクリーンなデータを選択します。これらのデータを使用して、$0.1\lessapproxk\lessapprox1〜\rm〜h〜Mpc^{-1}$の範囲と$z$=14.2、15.2、および16.5、下限は$6.3\times10^6〜\rmmK^2$、$\rmk=0.14\rm〜h〜Mpc^{-1}$および$z=15.2$で、方向に依存しないキャリブレーションによる信号損失の数\％。
| Title |
Exploring_the_Redshift-Space_Peculiar_Velocity_Field_and_its_Power_Spectrum |
| Authors |
Lawrence_Dam,_Krzysztof_Bolejko,_Geraint_F._Lewis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.12933 |
赤方偏移空間歪み（RSD）は、一般に、赤方偏移情報を使用してマッピングされた、空間に依存する観測可能なものに影響を与えます。観測された銀河団への影響は、この主な例です。このホワイトペーパーでは、別の例について説明します。赤方偏移空間での位置（つまり、観測された距離）から推測される、トレーサーの見かけの固有の動きに対するRSDの影響です。私たちの理論的研究は、実際的な考慮事項、主に速度パワースペクトルの直接推定によって動機付けられています。これは、トレーサーの赤方偏移空間の位置を使用して実行することが望ましいです（距離測定の不確実性を回避するため）。赤方偏移空間の速度場を定式化し、RSDが高次効果として入ることを示します。物理的には、この効果は、暗黒物質の通常の完全流体の記述に対する散逸的な修正として解釈される可能性があります。パワースペクトルへの影響は、説明されていないが$で観察されたように、比較的大きな準線形スケール（$k>0.01\、h\、{\rmMpc}^{-1}$）での減衰であることを示します。他の場所でのN$-bodyシミュレーション。この論文では、赤方偏移空間における固有速度場の2つのパワースペクトルモデルを紹介します。どちらも、既存のクラスタリングモデルの速度アナログと見なすことができます。特に、「Finger-of-God」効果は、速度フィールドにも存在しますが、シミュレーションで観測された減衰を完全に非難することはできないことを示しています。私たちの仕事は、密度-速度マルチトレーサー分析に必要な不足しているモデリング要素のいくつかを提供します。これは、今後の赤方偏移調査のために提案されています。
ガウス過程によるホルンデスキー重力のデータ駆動型再構成
| Title |
A_data-driven_Reconstruction_of_Horndeski_gravity_via_the_Gaussian_processes |
| Authors |
Reginald_Christian_Bernardo,_Jackson_Levi_Said |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.12970 |
ハッブル関数を宇宙クロノメーター、超新星、バリオン音響振動でコンパイルされたデータセットからガウス過程（GP）法で再構築し、それを使用して、拡張履歴データに完全に固定されたホーンデスキー理論を引き出します。特に、拡張データを通じてポテンシャルを特定する、ホルンデスキー重力の3つの確立された形式、つまり、典型的なポテンシャル、デザイナーのホルンデスキー、およびホルンデスキーの調整について検討します。各方法について詳しく説明し、GPで再構築されたハッブル関数で補完して、ポテンシャルと暗黒エネルギーの状態方程式に関する予測制約を取得します。
LIGOとおとめ座の3回目の観測実行からのデータを使用した暗黒光子暗黒物質の制約
| Title |
Constraints_on_dark_photon_dark_matter_using_data_from_LIGO's_and_Virgo's_third_observing_run |
| Authors |
The_LIGO_Scientific_Collaboration,_the_Virgo_Collaboration,_the_KAGRA_Collaboration:_R._Abbott,_T._D._Abbott,_F._Acernese,_K._Ackley,_C._Adams,_N._Adhikari,_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,_S._Albanesi,_A._Allocca,_P._A._Altin,_A._Amato,_C._Anand,_S._Anand,_A._Ananyeva,_S._B._Anderson,_W._G._Anderson,_M._Ando,_T._Andrade,_N._Andres,_T._Andri\'c,_S._V._Angelova,_S._Ansoldi,_J._M._Antelis,_S._Antier,_S._Appert,_Koji_Arai,_Koya_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,_M._Assiduo,_S._M._Aston,_P._Astone,_F._Aubin,_C._Austin,_S._Babak,_F._Badaracco,_M._K._M._Bader,_et_al._(1567_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.13085 |
AdvancedLIGOとVirgoの3回目の観測からのデータを使用して、重力波干渉計に結合する可能性のある暗黒光子暗黒物質の検索を紹介します。この分析を実行するために、2つの方法を使用します。1つは2つのほぼ整列したLIGO検出器のひずみチャネルの相互相関に基づいており、もう1つはLIGOおよびVirgo検出器のひずみチャネルの過剰電力を探します。過剰べき乗法は、周波数の関数としてフーリエ変換コヒーレンス時間を最適化し、ドップラー変調による予想される信号幅を考慮します。周波数に対応する$m_{\rmA}\sim10^{-14}-10^{-11}$eV/$c^2$の質量を持つ暗黒光子暗黒物質の証拠は見つかりません。10〜2000Hzであるため、暗黒光子とバリオンの最小結合の2乗、つまり$U（1）_{\rmB}$暗黒物質の上限を提供します。相互相関法の場合、二乗結合の最適な中央値制約は、$m_{\rmA}\sim4.2\times10^{-13}$eVでの$\sim1.31\times10^{-47}$です。/$c^2$;他の分析の場合、最適な制約は$m_{\rmA}\sim5.7\times10^{-13}$eV/$c^2$で$\sim1.2\times10^{-47}$です。これらの制限は、直接暗黒物質検出実験で得られた制限を、$m_{\rmA}\sim[2-4]\times10^{-13}$eV/$c^2に対して$\sim100$の係数で改善します。$。
確率的重力波背景における余分な偏波に対する第3世代干渉計の感度
| Title |
Sensitivity_of_third-generation_interferometers_to_extra_polarizations_in_the_Stochastic_Gravitational_Wave_Background |
| Authors |
Loris_Amalberti,_Nicola_Bartolo,_Angelo_Ricciardone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.13197 |
修正された重力理論を考慮すると、最大6つの重力波偏光モードが許可され、テンソルモードに分類されます。これは、一般相対性理論（GR）によって予測される唯一のモードであり、追加のベクトルモードとスカラーモードがあります。したがって、重力波は、重力の代替理論をテストするための強力なツールを表しています。この論文では、確率的重力波の背景に焦点を当てた非GR偏光モードに対する、第3世代の地上干渉計であるアインシュタイン望遠鏡とコズミックエクスプローラーの感度を予測します。地球上のいくつかの場所と方向の確率的背景におけるすべての偏光モードに対する最適な信号対雑音比と検出可能なエネルギー密度限界の両方を推定するために、2つの独立した検出器と完全なネットワークの最新の技術仕様を検討します2つの天文台の。最適な検出器構成を検討することにより、5年間の観測で、テンソルおよび追加の偏光モードの検出限界が$h_0^2\Omega^{T、V、S}_{GW}\約10^{-12に達する可能性があることがわかりました。}-10^{-11}$、ネットワーク構成と確率的背景に応じて（つまり、ベクトルモードとスカラーモードの1つだけが存在するか、両方が存在するか）。これは、さまざまな偏光モードに対するネットワークの感度を、第2世代の干渉計と比較して約$10^3$改善できることを意味します。最後に、十分に高い重力波周波数に対する両方の検出器の角度応答を考慮することにより、スカラーモードの縮退を破る可能性について説明します。
新世代の惑星集団合成（NGPPS）。 VI。
KOBEの紹介：ケプラーはベルンの太陽系外惑星を観測します。惑星系のアーキテクチャに関する理論的展望：さやの中のエンドウ豆
| Title |
The_New_Generation_Planetary_Population_Synthesis_(NGPPS)._VI._Introducing_KOBE:_Kepler_Observes_Bern_Exoplanets._Theoretical_perspectives_on_the_architecture_of_planetary_systems:_Peas_in_a_pod |
| Authors |
Lokesh_Mishra,_Yann_Alibert,_Adrien_Leleu,_Alexandre_Emsenhuber,_Christoph_Mordasini,_Remo_Burn,_St\'ephane_Udry,_Willy_Benz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.12745 |
環境。太陽系外惑星の観測は、惑星系の構造にいくつかの相関関係が存在することを示しています。システム内の太陽系外惑星は、同じようなサイズと質量である傾向があり、等間隔であり、サイズと質量が順序付けられていることがよくあります。小さな惑星はしばしば密集した構成で詰め込まれますが、大きな惑星はしばしばより広い軌道間隔を持っています。一緒に、これらの相関関係は、惑星系のアーキテクチャにおけるポッドトレンドのエンドウ豆と呼ばれます。目的。この論文では、これらの傾向を理論的にシミュレートされた惑星系で調査し、観測結果と比較します。これらの相関関係が天体物理学的プロセスから生じるのか、トランジット法の検出バイアスから生じるのかを調べます。メソッド。ジェネレーションIIIベルンモデルを使用して、合成惑星系がシミュレートされます。新しいコンピューターコードであるKOBEは、トランジット法の幾何学的制限をシミュレートし、Kepler調査の検出バイアスと完全性を適用します。これにより、シミュレートされた惑星系を観測に直面させることができます。結果。神戸で観測された合成惑星系の構造は、観測結果とよく一致して、さやの傾向にあるエンドウ豆を示しています。これらの相関関係は、ベルンモデルの理論上の基礎となる母集団にも存在し、これらの傾向がおそらく天体物理学的起源であることを示しています。結論。惑星の形成に関与する物理的プロセスは、同じようなサイズと質量を持つ等間隔の惑星の出現に責任があります。サイズ/質量の類似性の傾向は原始的であり、原始惑星系円盤の寡頭的成長と初期の惑星の均一な成長に由来します。惑星形成の後の段階では、システム内の惑星がさまざまな速度で成長し、それによってこれらの相関関係が減少します。間隔とパッキングの相関関係は初期には存在せず、動的な相互作用から生じます。
大気質量損失による土星以下の発生率の彫刻
土星以下（$\sim$4--8$R_{\oplus}$）の発生率は、公転周期が少なくとも$\sim$300日になると上昇します。この研究では、星へのそれらの発生の減少が大気の質量損失の結果であるという仮説を採用してテストします。これは、サブ土星をサブネプチューン（$\lesssim$4$R_{\oplus}$）に変換する可能性があります。より短い期間で効率的に。質量損失仮説の下で、土星以下の発生率を利用して、それらの基礎となるコア質量関数、ひいてはガス巨人のそれを推測できることを示します。$\sim$10--20$M_{\oplus}$の近くでピークに達した対数正規コア質量関数は、土星下周期分布、観測的に推定された土星下コアの分布、およびガス降着理論と互換性があると判断します。私たちの理論は、近くの土星以下はあまり一般的ではなく、急速に回転する星の周りで$\sim$30\％より大きくなるはずだと予測しています。これは、$\lesssim$1Gyrより若い星に対して直接テスト可能である必要があります。また、太陽型の星と比較して、木星下の砂漠は目立たなくなり、M星の周りのより小さな公転周期で開くと予測しています（$\sim$0。7日対$\sim$3日）。非常に低密度のサブサターンである「スーパーパフ」は、現在よりもさらに大きな大気で生まれた場合、現在までの激しいハイドロダイナミックエスケープに耐えることができることを示しています。この写真では、ケプラー223dは、コアの質量$\sim$1.5$\times$のエンベロープで始まり、現在、$\sim$2$\times10^{-3}M_{\oplusの割合でエンベロープを失っています。}〜\mathrm{Myr}^{-1}$。私たちの理論からの予測が観測によって確認された場合、私たちが予測するコア質量関数は、ガスが豊富な惑星のコア形成理論を制約するのにも役立ちます。
ホットジュピター大気の観測は、ホットスポットの位置とスペクトルの特徴の振幅に大きな変動があることを示しています。一般的に採用されている強制と初期化を使用した大気流シミュレーションは、一般に、$\sim3\！\times\！の亜恒星点の東に位置する静止した高温領域の大きなモノリシックパッチを生成しました。10^{-3}$MPaの圧力レベル。ここでは、高解像度（T682まで）の疑似スペクトルシミュレーションを実行します。これは、年齢天体栄養によるホットジュピター大気に固有の小規模な渦と波を正確に捉えます。大気には、惑星規模を含む幅広い規模にわたる多数の激しい嵐が含まれています。後者のサイズの嵐は、惑星上の高温および低温の領域の大規模な空間分布と時間的変動を決定します。さらに、大きな嵐は、複数の平衡状態内で準周期的なライフサイクルを示します。これらはすべて、温度フラックスのディスク統合時系列で識別できます。
| Title |
Oort_cloud_Ecology_II:_The_chronology_of_the_formation_of_the_Oort_cloud |
| Authors |
Simon_Portegies_Zwart_(Leiden_Observatory),_Santiago_Torres_(UCLA),_Maxwell_Cai_(SURF),_Anthony_Brown_(Leiden_Observatory) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.12816 |
オールトの雲の形成と初期進化に関する年表を提示し、その後の統合されたステップで形成プロセスをシミュレートすることにより、その形成の一連のイベントをテストします。これらのシミュレーションは、銀河中心を周回する星団の惑星と小惑星で生まれる太陽系から始まります。誕生環境から放出されると、太陽系が孤立した惑星系として銀河に滞在している間、私たちは太陽系の進化を追跡し続けます。$\sim100$\、auといくつかの$\sim10^3$\、auの間の準主軸の範囲には、$\apgt1000$\、\で生まれた太陽の特徴がまだ残っていると結論付けます。Msun/pc$^3$星団、そして太陽系が脱出した後に形成された外側のオールトの雲のほとんど。脱出は、太陽系の誕生後、$\sim20$\、Myrと$50$\、Myrの間で起こったと私たちは主張します。今日、オールトの雲の物質の大部分（$\sim70$\％）は、$\sim15$\、auと$\sim35$\、auの間にある星周円盤の領域から発生しています。天王星型惑星と小惑星のCentaurファミリーの現在の場所の近く。天王星型惑星が軌道共鳴で生まれた場合、この集団は根絶されます。太陽系がまだクラスターメンバーである間に発生する惑星移動または無秩序な軌道再編成は、私たちのモデルによれば、オールトの雲の存在と矛盾しています。内側のオールトの雲の約半分、$100$から$10^4$\、au、および外側のオールトの雲の材料の4分の1$\apgt10^4$\、auは、太陽系に固有ではない可能性がありますが、クラスター内の浮遊性のダービスから、または誕生クラスター内の他の星の星周円盤からキャプチャされました。この人口を特徴づけることは、私たちが太陽系の歴史を再構築するのに役立ちます。
HR8799システムでの最初の動的質量測定
| Title |
The_First_Dynamical_Mass_Measurement_in_the_HR_8799_System |
| Authors |
G._Mirek_Brandt,_Timothy_D._Brandt,_Trent_J._Dupuy,_Daniel_Michalik,_and_Gabriel-Dominique_Marleau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.12820 |
HR8799は、直接画像化された4つの巨大惑星をホストしていますが、第一原理から測定された質量を持っているものはありません。この惑星系で最初の動的質量測定を提示し、最も内側の惑星HR〜8799〜eの質量が$9.6^{+1.9}_{-1.8}\、M_{\rmJup}$であることを発見しました。この質量は、4つの惑星すべてのよく特徴付けられた軌道を、ヒッパルコス-ガイア加速度カタログのガイアEDR3バージョンからの新しい位置天文加速度検出（5$\sigma$）と組み合わせた結果です。HR〜8799〜eが重水素核融合の質量制限である$13\、M_{\rmJup}$を下回っていることが95\％の信頼度でわかります。$42^{+24}_{-16}$\、MyrforHR〜8799〜eのホットスタート冷却年齢を導き出します。これは、Columba協会の仮定されたメンバーシップとよく一致しますが、代替の推奨メンバーシップとも一致します。$\beta$〜Pictoris移動グループで。HR〜8799〜eの内部にある追加の$\gtrsim$5-$M_{\rmJup}$惑星の存在を除外し、準主軸は$\upperx$3-16\、auの間にあります。固有運動異常と行列方程式を提供して、惑星間の質量比のみを使用して、HR〜8799の任意の惑星の質量を解きます。
エキセントリックウォームジュピターK2-232bの整列軌道
| Title |
The_Aligned_Orbit_of_the_Eccentric_Warm_Jupiter_K2-232b |
| Authors |
Songhu_Wang,_Joshua_N._Winn,_Brett_C._Addison,_Fei_Dai,_Malena_Rice,_Bradford_Holden,_Jennifer_A._Burt,_Xian-Yu_Wang,_R._Paul_Butler,_Steven_S._Vogt,_and_Gregory_Laughlin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.12902 |
暖かい木星をホストしている星の傾斜分布を測定することは、私たちが接近軌道を回る巨大ガスの形成を理解するのを助けるかもしれません。暖かい木星の比較的まれで長期間の通過の観測をスケジュールすることの実際的な困難のために、そのような測定はほとんど実行されていません。ここでは、離心率0.26の11。17日の軌道での暖かい木星（M_P=0.39M_Jup）であるK2-232bのロシター-マクラフリン効果の測定値を報告します。データは、2つの別々のトランジット中に自動惑星検出望遠鏡で取得されました。惑星の軌道は、ラムダ=-11.1+/-6.6度の投影されたスピン軌道角度で、ホスト星のスピン軸とよく整列しているように見えます。他の利用可能なデータと組み合わせると、赤道傾斜角が高いのは、軌道間隔が10恒星半径を超える惑星、または有効温度が6,000Kを超える軌道星にほぼ独占的に関連していることがわかります。このパターンは、より冷たい星の周りの最も近い軌道を回る巨大惑星の傾斜が潮汐効果によって弱められたことを示唆しています。
神経密度場を介した不規則な小天体の測地学：geodesyNets
人工ニューラルネットワーク、いわゆるgeodesyNetsに基づく新しいアプローチを提示し、身体に関する最小限の事前情報を使用して、非常に不規則な身体の正確な測地モデルとして機能する能力の説得力のある証拠を提示します。このアプローチは体型情報に依存しませんが、利用可能な場合はそれを利用できます。GeodesyNetsは、体の密度を表す3次元の微分可能な関数を学習します。これを、神経密度フィールドと呼びます。体型やその他の測地特性は簡単に回復できます。近接調査で開発された形状モデルが利用できる、101955ベンヌ、67Pチュリュモフゲラシメンコ、433エロス、25143イトカワの6つの異なる形状を調査します。不均一な質量分布と均一な質量分布の両方が考慮されます。訓練されたgeodesyNetsモデルから計算された重力加速度、および推定された体型は、すべての場合で優れた精度を示し、小惑星表面に近い場合でも、予測加速度の相対誤差は1\％未満です。体型情報が利用可能になると、geodesyNetsはそれをシームレスに活用し、体の内部構造への洞察を与えることができる忠実度の高い神経密度フィールドを表すようにトレーニングできます。この作業では、測地学への新しい未踏のアプローチを紹介し、球面調和関数、マスコンモデル、および多面体重力に基づいて統合されたものに強力なツールを追加します。
磁気降着する原始惑星系円盤における水雪線の進化
| Title |
Evolution_of_the_Water_Snow_Line_in_Magnetically_Accreting_Protoplanetary_Disks |
| Authors |
Shoji_Mori,_Satoshi_Okuzumi,_Masanobu_Kunitomo,_Xue-Ning_Bai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.13101 |
太陽系の地球型惑星の含水率が低いことは、原始惑星が水雪線内に形成されたことを示唆しています。時間とともに移動する雪線の位置を正確に予測することで、惑星の形成プロセスを制約する手がかりが得られます。この論文では、さまざまな非理想的な電磁流体力学（MHD）シミュレーションによって提案された、層流磁場によって降着が制御される原始惑星系円盤の雪線の移動を調査します。非理想的なMHDシミュレーションに基づいて、ディスク温度の経験的モデルを提案します。これは、降着加熱が乱流ディスクよりも大幅に効率が悪いことを示し、時間の経過とともに雪線の位置を計算します。磁気的に降着する層流円盤の雪線は、星形成後1Myr以内に現在の地球の軌道内を移動するのに対し、従来の乱流円盤の時間は1Myrよりはるかに長いことがわかります。この結果は、このような円盤進化の初期段階で形成された岩石の原始惑星か、原始惑星が原始惑星の近くに形成された後、現在の軌道に向かって外側に移動したことを示唆しています。
彗星ダストの偏光特性と熱特性の間の相関関係の更新
| Title |
An_Update_of_the_Correlation_between_Polarimetric_and_Thermal_Properties_of_Cometary_Dust |
| Authors |
Yuna_G._Kwon,_Ludmilla_Kolokolova,_Jessica_Agarwal,_Johannes_Markkanen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.13182 |
ダストからの散乱および熱放射の特性と、この関係の原因となる主要なダスト特性との間の可能な相関関係を提示します。この目的のために、赤（0.62--0.73$\mu$m）およびK（2.00--2.39$\mu$m）ドメインの彗星ダストに関するNASA/PDSアーカイブ偏光データを使用して、塵の散乱光特性の測定基準としての、与えられた位相角（$P_{\rm超過}$）での平均傾向に対する彗星の偏光度。ダストのMIR機能の測定基準として、以前の研究から、約10$\mu$m（$F_{\rmSi}/F_{\rmcont}$）の連続体へのケイ酸塩放出のフラックス過剰が採用されています。$P_{\rm超過}$がKドメインで測定された場合、2つのメトリックは正の相関を示します。Redドメインでは有意な相関関係は確認されませんでした。ガスが豊富な彗星は、ダストが豊富な彗星よりも体系的に弱い$F_{\rmSi}/F_{\rmcont}$を持っていますが、両方のグループは、異なる勾配値で同じ全体的な傾向を保持しています。2つの測定基準の間に観察された正の相関関係は、組成がダストの偏光測定およびケイ酸塩放出特性を特徴付ける周辺要因であることを示しています。ガスが豊富な彗星とダストが豊富な彗星の$F_{\rmSi}/F_{\rmcont}$の体系的な違いは、むしろそれらのダストサイズ分布の違いに対応します。したがって、我々の結果は、彗星ダストの現在のMIRスペクトルモデルは、組成よりもダストのサイズと多孔性を優先する必要があることを示唆しています。光散乱は2つの波長帯の異なるサイズスケールに敏感であるため、Kドメイン偏光測定は、進化過程の影響を受けた可能性のあるサイズや多孔性などのダスト凝集体の特性に敏感であると予想されます。一方、レッドドメイン偏光測定は、集合体のサブ$\mu$m成分の特性を反映しています。
漂流して蒸発する小石がどのように巨大惑星を形作るかI：重元素含有量と大気C / O
太陽系外惑星の最近の観測は、惑星大気における超恒星のC/O比を示唆していますが、観測された太陽系外惑星の内部モデルは、さらに高い重元素含有量を示唆しています。さらに、原始惑星系円盤の最近の観測は、超太陽のC/H比を明らかにしました。これは、小石の内向きの漂流と蒸発によって説明され、円盤の揮発性成分を高めます。この研究では、揮発性の豊富な小石の内向きのドリフトと蒸発が、小石とガスの降着によって成長する巨大惑星の大気中のC/O比と重元素含有量にどのように影響するかを調査します。この目標を達成するために、原始惑星系円盤の半解析的1Dモデルを実行します。これには、粘性の進化と加熱、小石のドリフト、単純な化学の処理が含まれ、小石とガスが移動する間に惑星の胚から木星質量オブジェクトまでの惑星の成長をシミュレートします。ディスクを通して。私たちのシミュレーションは、惑星ガス大気の組成が、内向きに漂う蒸発する小石に由来する蒸気の降着によって支配されていることを示しています。このプロセスにより、小石の蒸発を考慮しないモデルとは対照的に、巨大な惑星は大きな重元素の含有量を保持することができます。さらに、私たちのモデルは、中心の星からさらに離れて発生する巨大な惑星は、外側の円盤内のメタンに富む小石の蒸発のために、平均してより高いC/O比を持っていることを明らかにしています。ただし、外側の円盤に形成された惑星は、内側の円盤に比べて外側の円盤の蒸気濃縮が少ないため、重元素の含有量が少なくなっています。私たちのモデルは、大気中のC/Oが低い/大きい巨大惑星は、重元素の総含有量が多い/少ないと予測しています。さらに、小石の蒸発を含めることは、重元素の含有量と巨大惑星の組成を決定するための重要な要素であると結論付けています。
隣人と一緒に暮らす。 IV。ダークマターハローのスピン$-$軌道相互作用の分析：相互作用する隣人と局所的な大規模構造
| Title |
Living_with_Neighbors._IV._Dissecting_the_Spin$-$Orbit_Alignment_of_Dark_Matter_Halos:_Interacting_Neighbors_and_the_Local_Large-scale_Structure |
| Authors |
Sung-Ho_An,_Juhan_Kim,_Jun-Sung_Moon,_Suk-Jin_Yoon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.12741 |
スピン$-$軌道相互作用（SOA;つまり、ハロースピンと隣接するハローの軌道角運動量との間のベクトル整列）は、銀河の角運動量がどのように発達するかについての重要な手がかりを提供します。この研究では、一連の宇宙論的な$N$-bodyシミュレーションから、質量比が1/10から10のビリアル-半径方向の接触ハローペアを抽出します。スピン軌道相互作用の角度分布では、52.7％$\pm$0.2％の近傍が順行軌道上にあるという重要なSOAが見つかります。サンプルのSOAは、主に低質量のターゲットハロー（$<10^{11.5}h^{-1}M_{\odot}$）によって駆動され、隣接するものが密接にマージされており、潮汐の相互作用が1つであるという概念を裏付けています。SOAの物理的な起源。また、SOAと隣接するフィラメントとの相関関係を調べ、フィラメントに近いハローがより強いSOAを示すことを発見しました。最も興味深いことに、フィラメントに平行なスピンを持つハローが最も頻繁に順行-極相互作用（すなわち、かなり垂直であるが順行相互作用;スピン-軌道相互作用$\sim$70$^{\）を経験することを初めて発見しました。circ}$）。これにより、スピンフリップイベントが即座に呼び出され、順行-極相互作用により、ハローのスピンがすぐにフリップされ、隣接する軌道角運動量と整列します。SOAは、異方性の大規模構造に沿った局所的な宇宙の流れ、特にフィラメントに沿った流れに由来し、近隣との相互作用によってさらに成長することを提案します。
SIMBA宇宙論シミュレーションにおける急冷とUVJ図
| Title |
Quenching_and_the_UVJ_diagram_in_the_SIMBA_cosmological_simulation |
| Authors |
Hollis_B._Akins,_Desika_Narayanan,_Katherine_E._Whitaker,_Romeel_Dav\'e,_Sidney_Lower,_Rachel_Bezanson,_Robert_Feldmann,_Mariska_Kriek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.12748 |
過去10年間で、レストフレームのカラーカラー図は、高い赤方偏移で静止銀河を選択するための人気のあるツールになり、静止銀河と塵で赤くなった星形成銀河の間の色の縮退を解消しました。この作業では、宇宙論的銀河形成シミュレーションの模擬観測を使用して、そのような色-色選択ツールの1つであるレストフレーム$U-V$対$V-J$図を研究します。特に、UVJ空間での銀河特性の傾向と、赤方偏移$z\sim1-2$で急冷する巨大銀河の色-色の変化の両方を評価する数値実験を実施します。私たちのモデルは、$z=1-2$で観測されたUVJ図を広く再現していることがわかります。ただし、主にSIMBAの緑の谷の人口過多が原因で、モデルはUVJ空間で明確なバイモダリティを生成しません。銀河がより赤い$U-V$と$V-J$の色に向かって移動するにつれて、$A_V$が増加し、質量が増加するにつれて減衰曲線がより平坦（灰色）になると予測します。この後者の傾向は、推定されたsSFRと$U-V$および$V-J$の色の間の比較的落ち着いた傾向と、最も大規模なシステムで最も赤い色の欠如の両方をもたらします。UVJダイアグラムで銀河の時間発展を調査すると、UVJダイアグラムの消光経路は消光のタイムスケールとは無関係であり、代わりに消光開始前の1Gyrの平均sSFRに主に依存していることがわかります。私たちの結果は、スターバースト後の銀河とグリーンバレー銀河の分岐進化に対応するものとして、さまざまな消光経路の解釈を支持しています。
暗黒物質の降着と銀河の成長の間の相関関係の観察：II。銀河の質量、星形成インジケーター、および隣接する色の影響のテスト
| Title |
Observing_Correlations_Between_Dark_Matter_Accretion_and_Galaxy_Growth:_II._Testing_the_Impact_of_Galaxy_Mass,_Star_Formation_Indicator,_and_Neighbour_Colours |
| Authors |
Christine_O'Donnell,_Peter_Behroozi,_Surhud_More |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.12749 |
銀河形成における重要な問題は、星形成において新しい降着がどのような役割を果たしているかということです。理論モデルは、ハロー降着と銀河星形成の間の幅広い相関強度を予測しています。以前に、ハロー降着と隣接する銀河の密度プロファイルとの相関に基づいて、孤立した天の川銀河のこの相関強度を$z\sim0.12$で観測的に制約する手法を示しました。この手法をスローンデジタルスカイサーベイの観測データとUniverseMachineのシミュレーションデータの両方に適用することで、さまざまな相関強度をテストできるため、暗黒物質の降着と最近の星形成活動との正の相関を除外しました。この作業では、（1）異なる落下集団を追跡する赤と青の隣接する銀河に別々に手法を適用し、（2）暗黒物質の降着率を$D_{n}4000$の測定値とより長く相関させることによって分析を拡張します。瞬間的な星形成率よりも長期の静止指標、および（3）$10^{11.0}<M_*/M_\odot<10^{11.5}$から$z\sim0.18$までの高質量の孤立した中心銀河の分析。すべての場合において、私たちの結果は、$\gtrsim85$パーセントの信頼度で非正の相関強度と一致しており、ガスリサイクルなどのプロセスが巨大な$z=0$銀河の星形成を支配していることを示唆しています。
質量サイズの平面上の$ z \ sim0.7 $静止銀河の元素の存在量と年齢：化学物質の濃縮と星形成の急冷への影響
| Title |
Elemental_Abundances_and_Ages_of_$z\sim0.7$_Quiescent_Galaxies_on_the_Mass-Size_Plane:_Implication_for_Chemical_Enrichment_and_Star-Formation_Quenching |
| Authors |
Aliza_G._Beverage,_Mariska_Kriek,_Charlie_Conroy,_Rachel_Bezanson,_Marijn_Franx,_Arjen_van_der_Wel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.12750 |
LEGA-C調査から、68個の巨大な静止銀河の元素の存在量と星の種族の年齢を$0.59\leqz\leq0.75$で示します。フルスペクトルモデリングから導き出された存在量のパターンと年齢は、恒星の質量（$M_*$）とサイズ（つまり、半光半径;$R_e$）の関数として調べられます。[Mg/H]と[Fe/H]はどちらも恒星の質量によって変化しないが、$M_*>10^{10.5}M_\odot$の静止銀河の$M_*/R_e$と相関していることがわかります。したがって、固定質量では、コンパクトな静止銀河は平均してより金属が豊富です。この結果は、超新星のフィードバックと重力ポテンシャルが化学物質の濃縮を調節しているという状況を裏付けています。[Mg/Fe]は$M_*$または$M_*/R_e$によって変化しませんが、年齢と質量の間にはわずかな正の関係があります。私たちの結果は、より大きな銀河がより早い時期にそれらの星を形成するという低赤方偏移の発見を支持しています。ただし、低赤方偏移の研究とは対照的に、星形成のタイムスケールは質量やサイズに依存していないようです。また、質量-[Fe/H]と質量-[Mg/H]の関係を、$z\sim0$にある静止銀河のスタックと比較すると、過去7Gyrで両方の関係が$\sim0.2$dex増加することがわかります。。さらに、$z\sim0.7$では、年齢とともに明確な傾向が見られ、古い静止銀河は金属量が低くなっています。両方の結果は、銀河がガス除去によってクエンチする化学進化モデルによって説明することができます。特にJWST/NIRSpecを使用した将来の作業では、この分析をより高い赤方偏移に拡張し、豊富なパターンを十分に活用して静止銀河の形成履歴を研究できるようにします。
電波ローブと60個の電波銀河の環境に関連する拡張X線放射
| Title |
Extended_X-ray_emission_associated_with_the_radio_lobes_and_the_environments_of_60_radio_galaxies |
| Authors |
Ajay_Gill,_Michelle_M._Boyce,_Christopher_P._O'Dea,_Stefi_A._Baum,_Preeti_Kharb,_Neil_Campbell,_Grant_R._Tremblay,_Suman_Kundu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.12753 |
この論文は、電波銀河のサンプルについて、銀河団ガス（ICM）環境における電波ローブと高温ガスに関連するかすかな拡散拡張X線放射を研究しました。3CRカタログで特定された298個の銀河系外電波源から選択された$0.0222\lez\le1.785$を使用して、60個の電波銀河（7FRIおよび53FRII）に対して浅い（$\sim10$ks）アーカイブチャンドラ観測を使用しました。ベイズ統計を使用して、ICM内の電波ローブを含む領域と高温ガスを含む領域の間の拡張X線放射の非対称性を探しました。検出されたX線束が最も高く、信号対雑音比が最も高いチャンドラブロードバンド（$0.5〜7.0$keV）では、電波ローブからの非熱X線放射が熱Xを支配していることがわかりました。-サンプルのソースの$\sim77\％$の環境からの線放射。また、電波ローブからのオンジェット軸の非熱放射の相対量は、環境からのオフジェット軸の熱放射と比較して、赤方偏移とともに増加する傾向があることもわかりました。これは、電波ローブでの非熱X線放射の主なX線メカニズムが、電波ローブでの相対論的電子による宇宙マイクロ波背景放射（CMB）シード光子の逆コンプトン上方散乱によるものであることを示唆しています。観測されたフラックスは、赤方偏移の増加に伴ってCMBエネルギー密度が増加するため、ほぼ赤方偏移に依存しません。
| Title |
The_Atomic_Gas_Mass_of_Green_Pea_Galaxies |
| Authors |
N._Kanekar_(1),_T._Ghosh_(2),_J._Rhoads_(3,4),_S._Malhotra_(3,4),_S._Harish_(4),_J._N._Chengalur_(1),_K._M._Jones_(5)_((1)_National_Centre_for_Radio_Astrophysics,_India,_(2)_Green_Bank_Observatory,_USA,_(3)_NASA_Goddard_Space_Flight_Center,_USA,_(4)_Arizona_State_University,_USA,_(5)_University_of_Kansas,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.12756 |
アレシボ望遠鏡とグリーンバンク望遠鏡を使用して、グリーンピー銀河の大規模なサンプルからのH{\sci}〜21\、cm放射の詳細な検索を実行し、19個の検出と、Hの21個の上限を生成しました。{\sci}質量。中央値H{\sci}を使用して、検出用に$\rmM_{HI}\approx（4-300）\times10^8\、\rmM_\odot$のH{\sci}質量を取得します。$\約2.6\times10^9\、\rmM_\odot$の質量;非検出の場合、H{\sci}質量の中央値$3\sigma$上限は$\約5.5\times10^8\、\rmM_\odot$です。これらは、グリーンピー銀河の原子ガス含有量の最初の推定値です。グリーンピースのH{\sci}と恒星の質量比は、ローカル宇宙の星形成銀河で確認された傾向と一致していることがわかります。ただし、グリーンピースのH{\sci}枯渇タイムスケールの中央値は、$\約0.6$〜Gyrであり、局所的な星形成銀河で得られるものよりも1桁低くなっています。これは、グリーンピースが非常に短いタイムスケールで原子ガスを消費することを意味します。サンプルのグリーンピースのかなりの部分は、ローカルの$\rmM_{HI}-M_B$関係の上に$\gtrsim0.6$〜dex（$2\sigma$）あり、最近のガスの降着を示唆しています。さらに、グリーンピースの$\約30$\％は、この関係から$\pm2\sigma$以上逸脱しており、グリーンピースの個体群に二峰性がある可能性を示唆しています。グリーンピースではH{\sci}〜21\、cmの検出率が低く、O32〜$\equiv$〜[O{\sciii}]$\lambda$5007/[O{\scii}]$\lambda$3727の光度比、O32〜$>10$、これらの銀河からの高い予想されるライマン連続体の漏れと一致しています。
極度の輝線銀河の特徴I：超高電離放出のための4ゾーン電離モデル
| Title |
Characterizing_Extreme_Emission_Line_Galaxies_I:_A_Four-Zone_Ionization_Model_for_Very-High-Ionization_Emission |
| Authors |
Danielle_A._Berg,_John_Chisholm,_Dawn_K._Erb,_Evan_D._Skillman,_Richard_W._Pogge,_Grace_M._Olivier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.12765 |
星の種族モデルは、酸素をO+2までイオン化する放射線場を生成し、標準のHII領域モデル（<54.9eV）の限界を定義します。それでも、いくつかの極端な輝線銀河、またはEELGは、はるかに高いイオン化ポテンシャルに起因する驚くほど強い発光を持っています。非常に高いイオン化輝線を持つ2つの近くのEELG（HeII1640,4686CIV1548,1550、[FeV]4227、[ArIV]4711,4740など）のUV-HST/COSおよび光学LBT/MODSスペクトルを示します。）。He+2（>54.4eV）によって特徴付けられるように、非常に高いイオン化ゾーンによって拡張される4ゾーンイオン化モデルを定義します。4ゾーンモデルは、測定された総星雲存在量にほとんどまたはまったく影響を与えませんが、他のEELGプロパティの解釈を変更します。より急な中央イオン化勾配、より高い体積平均イオン化パラメータ、およびより高い中央T_e、n_e、およびlogUを測定します。値。イオン化パラメータの従来の3ゾーン推定では、平均logUを最大0.5dex過小評価する可能性があります。さらに、アバンダンスパターンにモデルに依存しない二分法があり、アルファ/Hアバンダンスは一貫していますが、N/H、C/H、およびFe/Hは比較的不足しており、これらのEELGがアルファ/Feに富んでいることを示唆しています。>3回。ただし、高エネルギーの電離光子生成の問題（HEIP^3）がまだあります。このようなアルファ/鉄濃縮と非常に高いlogUsの場合でも、光イオン化モデルでは、EELGで観察される非常に高いイオン化輝線を再現することはできません。
Million Quasars（Milliquas）v7.2カタログ、現在はVLASSアソシエーション付き。
SDSS-DR16Qクエーサーの包含について詳しく説明します
| Title |
The_Million_Quasars_(Milliquas)_v7.2_Catalogue,_now_with_VLASS_associations._The_inclusion_of_SDSS-DR16Q_quasars_is_detailed |
| Authors |
Eric_Wim_Flesch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.12985 |
Milliquas（MillionQuasars）カタログのリリースv7.2を発表し、VLASS無線協会を含む2021年4月30日までに公開されたすべてのクエーサーを初めて提示し、SDSS-DR16Q以前のSDSSリリースからのクエーサーの監査を終了します。合計は、829666に分類されたタイプIQSO/AGN、60％-100％pQSOの703348クエーサー候補、および合計カウントを1573824にするタイプIIオブジェクトとブレーザーです。ラジオローブは、333638エントリに対して表示されます。Gaia-DR2位置天文学は、利用可能な場合、ほとんどのオブジェクトに適用されます。カタログは複数のサイトで入手できます。SDSS-DR16Qクエーサーを含めることは、緊急の問題を伴う複雑なタスクであり、その結果、13443個のDR16Qエントリが削除され、全体の1.79％になりました。以前のビジュアルSDSSリリースからの1701クエーサー、およびSDSS-DR16パイプラインカタログからの14232クエーサーも含まれています。ここでは、DR16Qに含まれていなかった677個の追加の高赤方偏移（z>=3.5）SDSSクエーサーの検証を含め、これらすべてについて説明します。
TMC-1の硫黄の物語：HCSCNとHCSCCHの発見
| Title |
The_sulphur_saga_in_TMC-1:_Discovery_of_HCSCN_and_HCSCCH |
| Authors |
J._Cernicharo,_C._Cabezas,_Y._Endo,_M._Agundez,_B._Tercero,_J._R._Pardo,_N._Marcelino,_P._de_Vicente |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.12996 |
宇宙で初めて、星のないコアTMC-1に向けたシアノチオホルムアルデヒド（HCSCN）とプロピネチアル（HCSCCH）の検出を報告します。シアノチオホルムアルデヒドは、一連の顕著なa型およびb型の線を示します。これらは、TMC-1のQバンド線調査でこれまで割り当てられていなかった最も強力な特徴です。驚くべきことに、HCSCNはシアノホルムアルデヒド（HCOCN）の4倍の量です。一方、HCSCCHはプロピナール（HCOCCH）の5分の1の量です。驚くべきことに、CCH含有種がCN含有種よりも豊富である他のほとんどのエチニル-シアン化物ペアの分子とは対照的に、存在比HCSCCH/HCSCNは0.25であることがわかります。これらの分子の形成について、S原子とCH2CCHおよびCH2CNラジカル、およびCCHおよびCNラジカルとH2CSとのニュートラルニュートラル反応の観点から説明します。ただし、硫黄含有種の計算された存在量は、観測値を大幅に下回っています。これは、モデル内の原子硫黄の存在量が過小評価されているか、イオン中性反応などの形成反応が欠落していることを示しています。
UVITによって明らかにされた2つの近くの矮小不規則銀河WLMとIC2574の物語
| Title |
A_tale_of_two_nearby_dwarf_irregular_galaxies_WLM_and_IC_2574_--_as_revealed_by_UVIT |
| Authors |
Chayan_Mondal,_Annapurni_Subramaniam,_Koshy_George |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.13048 |
紫外線イメージング望遠鏡（UVIT）からの遠紫外線および近紫外線データを使用して、2つの近くの矮小不規則銀河WLMおよびIC〜2574の紫外線研究を提示します。F148WバンドのFar-UV画像を使用し、WLMとIC〜2574でそれぞれ180個と782個の若い星形成の塊を特定しました。識別された凝集塊のサイズは、WLMでは7〜30pc、IC〜2574では26〜150pcです。IC〜2574では、WLMよりも異なるフラックスレベルでの星形成領域の構造において、より顕著な階層的分裂に気づきました。塊の大部分は、両方の銀河で0.6より大きい楕円率（$\epsilon$）で、空の平面で細長い形状をしていることがわかりました。同定された塊の主軸は、IC〜2574で特定の方向の傾向を示さないことがわかりますが、WLMでは、大部分が南西から北東の方向に沿って整列しています。WLMで特定された塊の色を（F148W$-$N242W）と推定し、若いもの（（F148W$-$N242W）$<-0.5$）はサイズが小さく（$<10$pc）、主に銀河の南半分のガラクトセントリック半径0.4〜0.8kpcの間にあります。
P \ lowercase {an} -STARRS 3 $ \ pi $調査における銀河の測光赤方偏移推定-I。方法論
| Title |
Photometric_redshift_estimation_of_galaxies_in_the_P\lowercase{an}-STARRS_3$\pi$_survey-_I._Methodology |
| Authors |
A.Baldeschi,_M.Stroh,_R.Margutti,_T.Laskar,_A.Miller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.13223 |
P\lowercase{an}-STARRS1（PS1）$3\pi$調査で、銀河の測光赤方偏移（photo-$z$）推定手法を紹介します。具体的には、光学PS1データリリース2（PS1-DR2）およびAllWISE/unWISEからの測光機能（放射強度の大きさ、色、およびモーメント）を使用して、回帰および分類のランダムフォレスト（RF）モデルをトレーニングおよびテストします。赤外線源カタログ。分類RFモデル（$RF_{clas}$）は、ローカルユニバース（$z\lesssim0.1$）でのパフォーマンスが優れていますが、2番目のモデル（$RF_{reg}$）は、平均して$0.1\lesssimz\の方が優れています。lesssim1$。スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）データリリース16（SDSS-DR16）からの銀河の分光学的赤方偏移をラベルとして採用します。AllWISE/unWISE機能とPS1-DR2機能の組み合わせにより、平均バイアスが$\overline{\Deltaz_{norm}}=1\times10^{-3}$、標準偏差$\sigma（\Deltaz_{norm}）=0.0225$、（ここで、$\Deltaz_{norm}\equiv（z_{phot}-z_{spec}）/（1+z_{spec}）$）、および外れ値$RF_{clas}$モデルのテストセットの$P_0=1.48\％$。多くの天文学的過渡研究で主に関心のある低赤方偏移宇宙（$z<0.1$）では、私たちのモデルは、テストの87\％で$\le$1等の天体の推定マグニチュードに関する誤差推定値を生成します。サンプル。
C IV吸収体のCOSレガシー調査：介在システムの特性と起源
| Title |
The_COS-Legacy_Survey_of_C_IV_absorbers:_properties_and_origins_of_the_intervening_systems |
| Authors |
Aditya_Manuwal_(1,2),_Anand_Narayanan_(2),_Purvi_Udhwani_(2),_Raghunathan_Srianand_(3),_Blair_D._Savage_(4),_Jane_C._Charlton_(5)_and_Toru_Misawa_(6)_((1)_International_Centre_for_Radio_Astronomy_Research,_University_of_Western_Australia,_Crawley,_WA,_Australia,_(2)_Department_of_Earth_and_Space_Sciences,_Indian_Institute_of_Space_Science_&_Technology,_Thiruvananthapuram,_Kerala,_India,_(3)_Inter-University_Centre_for_Astronomy_and_Astrophysics,_Pune,_India,_(4)_Department_of_Astronomy,_The_University_of_Wisconsin-Madison,_Madison,_WI,_USA,_(5)_The_Pennsylvania_State_University,_University_Park,_State_College,_PA,_USA,_(6)_School_of_General_Education,_Shinshu_University,_Matsumoto,_Nagano,_Japan) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.13253 |
ここでは、ハッブル分光レガシーアーカイブの223の視線を使用して実施された、$z<0.16$で介在するCIV吸収体の調査結果を示します。69の全サンプルのうちほとんどのシステム（83％）は、1つまたは2つのCIVコンポーネントを備えた単純な運動学を備えています。十分に制約されたHIカラム密度を持つ22CIVシステムでは、$b$値からの温度は、主に光イオン化プラズマ（$T\leq10^5$K）と非熱力学を意味します。これらのシステムはまた、太陽またはより高い金属量を持っています。$\log[N（C〜IV）〜（cm^{-2}）]\geq12.9$に対して$d\mathcal{N}/dX=5.1\pm1.0$のCIV線密度を取得します。および$\Omega_{C〜IV}=（8.01\pm1.62）\times10^{-8}$for$12.9\leq\log[N（C〜IV）〜（cm^{-2}）]\leq15.0ドル。$z<0.16$宇宙のCIVベアリング拡散ガスは、$（2.07〜{\pm}〜0.43）〜\times〜10^{-3}$Z$_{\odot}$の金属量を持っています。高赤方偏移（$z\gtrsim5$）でのIGMの金属量よりも桁違いに多く、宇宙時間とともに拡散した銀河間/銀河間空間での金属のゆっくりとした蓄積と一致しています。$z<0.015$（$L>0.01L^\star$より上で完了）の場合、SloanDigitalSkySurveyは、強いCIV（$N>10^{13.5}〜cm^{）のカバー率が低下しているという暫定的な証拠を提供します。-2}$）と$\rho$（衝突パラメータ）および$\rho/R_\mathrm{vir}$。しかし、高い分離での増加は、強いシステムが必ずしもそのような銀河と一致するとは限らないことを示唆しています。また、$z<0.051$での強いCIV吸収は、$L>0.13L^\star$で完成した銀河の過密領域と一致しないこともわかりました。
若い大質量星団での3体の遭遇によるGW190521の形成
| Title |
GW190521_formation_via_three-body_encounters_in_young_massive_star_clusters |
| Authors |
Marco_Dall'Amico,_Michela_Mapelli,_Ugo_Niccol\`o_Di_Carlo,_Yann_Bouffanais,_Sara_Rastello,_Filippo_Santoliquido,_Alessandro_Ballone,_Manuel_Arca_Sedda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.12757 |
GW190521は、これまでに観測された中で最も大規模な連星ブラックホール（BBH）の合併であり、その主要な構成要素は、対不安定型（PI）の質量ギャップにあります。ここでは、若い大規模な星団での3体の遭遇を介したGW190521のようなシステムの形成を調査します。BBHと大規模な$\geq{60}\、$M$_{\odot}$ブラックホール（BH）の間のバイナリ-単一相互作用の$10^5$シミュレーションを実行しました。これには、$2.5までのポストニュートン項が含まれます。$注文と相対論的キックの処方箋。私たちの初期条件では、天体衝突を介してPI質量ギャップにBHを形成する可能性を考慮に入れています。第1世代のBHのスピンが低いと仮定すると、シミュレートされたすべてのBBHマージの$\sim{0.17}\％$には、コンポーネントの質量、効果的で歳差運動するスピン、および残りの質量とスピンが$90\％$の信頼区間内にあります。GW190521。これらのシステムの半分は第1世代の交換バイナリであり、残りの半分は第2世代のBBHです。形成されたGW190521のようなバイナリの合併率密度$\mathcal{R}_{\rmGW190521}\sim{0.03}\、$Gpc$^{-3}\、$yr$^{-1}$を推定します若い星団におけるバイナリ-単一相互作用を介して。この速度は、第1世代のBBHのスピン分布に非常に敏感です。天体衝突、第2世代の合併、動的交換は、若い星団でGW190521のようなシステムを生成するための重要な要素です。
ミリ秒パルサーの空間分布に対するキック速度の影響と銀河中心過剰への影響
| Title |
The_effect_of_kick_velocities_on_the_spatial_distribution_of_millisecond_pulsars_and_implications_for_the_Galactic_center_excess |
| Authors |
Harrison_Ploeg_and_Chris_Gordon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.13034 |
最近、銀河中心過剰（GCE）が銀河バルジの恒星分布と空間的に相関していることが明らかになりました。これは、GCEのミリ秒パルサー（MSP）の説明の未解決の母集団に追加の動機を与えました。しかし、「リサイクル」チャネルでは、爆発の非対称性のためにランダムな「キック」を受けるコア崩壊超新星から中性子星が形成されます。これは、MSPの空間分布の平滑化を意味します。N体シミュレーションを使用して、MSPの空間分布がどのように変化するかをモデル化します。分解されたガンマ線MSP固有運動を使用して、出生時のキック速度の確率分布を推定します。ここで、MSPは、77+/-6km/sの円運動に対する速度を持っています。出生時のキックにより、バルジMSPの空間分布の各次元が約10％増加し、バルジMSPの分布は箱型ではなくなりますが、球形にはほど遠いことがわかります。
高速電波バーストを繰り返す周期的な活動は、中性子星のスピンを表していますか？
| Title |
Do_the_periodic_activities_of_repeating_fast_radio_bursts_represent_the_spins_of_neutron_stars? |
| Authors |
Kun_Xu,_Qiao-Chu_Li,_Yuan-Pei_Yang,_Xiang-Dong_Li,_Zi-Gao_Dai,_Jifeng_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.13122 |
高速電波バースト（FRB）は、ミリ秒の持続時間を持つ不思議な無線トランジェントです。最近、FRB180916.J0158+65とFRB121102から、それぞれ$\sim$16日の周期的活動と$\sim$159日の周期性の可能性が検出され、低速回転マグネターのスピン周期はさらに長くなりました。繰り返されるFRBの定期的な活動を説明する可能性の1つであると考えられています。孤立した中性子星の場合、スピンの進化は、数時間に達するのが難しいことを示唆しています。この研究では、主に、星の磁場とディスクの間の相互作用によって支配される孤立したNS/マグネターの可能な最大自転周期に焦点を当てます。ディスク風がスピン進化において重要な役割を果たしていることがわかります。スピン進化の影響により、質量流量の進化方程式のべき乗則指数が変化します。ディスク風のないマグネターの場合、最長の自転周期は数十時間です。古典的なパラメータを持つディスク風が含まれる場合、最大スピン周期は数百時間に達する可能性があります。しかし、ディスク風または他の角運動量抽出プロセスによる非常に大きな質量流量の指標の場合、$\sim$（16-160）日の自転周期は依然として可能です。
GRB 140102A：迅速なスペクトル進化と初期の光学残光放射への洞察
| Title |
GRB_140102A:_Insight_into_Prompt_Spectral_Evolution_and_Early_Optical_Afterglow_Emission |
| Authors |
Rahul_Gupta,_S._R._Oates,_S._B._Pandey,_A._J._Castro-Tirado,_Jagdish_C._Joshi,_Y.-D._Hu,_A._F._Valeev,_B._B._Zhang,_Z._Zhang,_Amit_Kumar,_A._Aryan,_A._Lien,_B._Kumar,_Ch._Cui,_Ch._Wang,_Dimple,_D._Bhattacharya,_E._Sonbas,_J._Bai,_J._C._Tello,_J._Gorosabel,_J._M._Castro_Cer\'on,_J._R._F._Porto,_K._Misra,_M._De_Pasquale,_M._D._Caballero-Garc\'ia,_M._Jel\'inek,_P._Kub\'anek,_P._Yu._Minaev,_R._Cunniffe,_R._S\'anchez-Ram\'irez,_S._Guziy,_S._Jeong,_S._N._Tiwari,_S._Razzaque,_V._Bhalerao,_V._C._Pintado,_V._V._Sokolov,_X._Zhao,_Y._Fan_and_Y._Xin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.13145 |
逆衝撃（RS）シグネチャが観測された光学的明るいGRBである\thisgrbの多波長観測の詳細な分析を提示して実行します。このGRBの観測は、BOOTES-4ロボット望遠鏡、\fermi、および\swiftミッションで取得されました。即発発光の時間分解分光法は、ピークエネルギー（\Ep）の変化が強度を追跡し、低エネルギースペクトルインデックスが最初のエピソードの強度に従うように見えるのに対し、この追跡動作は2番目のエピソードではあまり明確ではないことを示しています。残光光度曲線への適合は、初期の光学残光がRS発光で説明でき、一定の周囲媒体の薄いシェルシナリオと一致していることを示しています。遅い時間の残光減衰は、外部前方衝撃（FS）モデルの予測とも一致しています。衝撃の特性、ローレンツ因子、磁化パラメーター、および\thisgrbの周囲密度を決定し、これらのパラメーターを別の12個のGRBと比較します。これは、ISMのような媒体で薄いシェルによってRSが生成されることと一致します。磁化パラメータの値（$R_{\rmB}\約18$）は、\thisgrbの適度に磁化されたバリオン優勢ジェット組成を示します。また、10.4mGTC、3.5mCAHA、および3.6mDOT望遠鏡で得られた\thisgrbのホスト銀河の測光観測を報告し、ホストを見つけます（写真$z$=$2.8^{+0.7}_{-0.9}$）星形成率が$20\pm10\msun$$\rmyr^{-1}$の、質量の大きい星形成銀河であること。
IceCubeニュートリノ天文台とのコンパクトなバイナリ合併からのGeVエネルギーでのニュートリノ放出のプロービング
| Title |
Probing_neutrino_emission_at_GeV_energies_from_compact_binary_mergers_with_the_IceCube_Neutrino_Observatory |
| Authors |
R._Abbasi,_M._Ackermann,_J._Adams,_J._A._Aguilar,_M._Ahlers,_M._Ahrens,_C._Alispach,_A._A._Alves_Jr.,_N._M._Amin,_R._An,_K._Andeen,_T._Anderson,_I._Ansseau,_G._Anton,_C._Arg\"uelles,_Y._Ashida,_S._Axani,_X._Bai,_A._Balagopal_V.,_A._Barbano,_S._W._Barwick,_B._Bastian,_V._Basu,_S._Baur,_R._Bay,_J._J._Beatty,_K.-H._Becker,_J._Becker_Tjus,_C._Bellenghi,_S._BenZvi,_D._Berley,_E._Bernardini,_D._Z._Besson,_G._Binder,_D._Bindig,_E._Blaufuss,_S._Blot,_F._Bontempo,_J._Borowka,_S._B\"oser,_O._Botner,_J._B\"ottcher,_E._Bourbeau,_F._Bradascio,_J._Braun,_S._Bron,_J._Brostean-Kaiser,_S._Browne,_A._Burgman,_R._S._Busse,_M._A._Campana,_C._Chen,_D._Chirkin,_K._Choi,_B._A._Clark,_K._Clark,_L._Classen,_A._Coleman,_G._H._Collin,_J._M._Conrad,_P._Coppin,_P._Correa,_D._F._Cowen,_R._Cross,_P._Dave,_C._De_Clercq,_et_al._(305_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.13160 |
マルチメッセンジャー天文学の出現により、ニュートリノ検出器による新しいタイプのソース検索が可能になりました。LIGOとVirgoの干渉計によって検出された、すべてのコンパクトな連星合体、つまり連星ブラックホール、中性子星黒、質量ギャップ、連星中性子星合体から放出された0.5〜5GeVの天体物理ニュートリノの最初の検索結果を示します。観測の最初の実行。エネルギーしきい値を約10GeVから約0.5GeVに下げる革新的なアプローチを使用し、天体物理学的な一時的なイベント中に過剰なGeVスケールのイベントを検索します。研究された合併から有意な過剰は発見されず、現在、IceCubeデータで発見されたGeVニュートリノエミッターの集団のヒントはありません。
放射光、逆コンプトン散乱、制動放射、パイ中間子生成などの非熱過程の研究は、銀河宇宙線集団の特性を理解し、それらの起源と閉じ込めメカニズムに光を当て、おそらく新しい物理学に関連するエキゾチックな信号。無線領域から高エネルギーガンマ線およびニュートリノ生成に至るまで、さまざまなマルチメッセンジャーおよびマルチ波長放射プロセスに関連する星図を生成することを目的としたHERMESと呼ばれる公開コードを提示します。検討中の物理プロセス、コードの概念と構造、およびユーザーインターフェイスについて、特にPythonベースのインタラクティブモードに焦点を当てて説明します。特に、ユーザーのニーズに応じて数値パッケージをさらに簡単に拡張できるモジュール式で柔軟な設計を紹介します。コードの機能を示すために、コードに含まれるすべての物理プロセスに関連する星図とスペクトルの包括的なセットについて詳しく説明します。特にラジオ、ガンマ線、ニュートリノの地図についてコメントし、暗黒物質の消滅に起因する信号を研究する可能性について言及します。HERMESは、銀河宇宙線集団の特性を制約し、拡散銀河ラジオ、ガンマ線、およびニュートリノ放出の理解を向上させ、粒子の暗黒物質の消滅または崩壊に関連する信号を検索するためにうまく適用できます。
中性子星星震学と核飽和パラメータ
さまざまな統一状態方程式（EOS）を採用して、冷たい中性子星からの重力波の準ノーマルモードを調べます。基本（$f$-）、第1圧力（$p_1$-）、および第1時空（$w_1$-）モードに焦点を当て、これらのモードの周波数と減衰率の実験式を導き出します。結果として得られる経験式を使用すると、核飽和パラメータの特定の組み合わせである$\eta$の値は、$f$モード周波数がこの推定は低質量の中性子星にのみ適用可能ですが、質量がわかっている中性子星が観測されるか、$f$モードと$p_1$モードの周波数が同時に観測される場合です。さらに、$f$モードと$w_1$モードの周波数を同時に観測することで、標準的な中性子星の質量と半径を数パーセントの精度で推定できることがわかりました。また、$f$-、$p_1$-、および$w_1$モードの周波数が同時に観測される場合、正準中性子星の質量は$2\％$の精度で推定でき、半径は次のようになります。$M\ge1.6M_\odot$の中性子星の場合は$1\％$以内、またはGW170817イベントを介して制約されたEOSで構築された$M\ge1.4M_\odot$の中性子星の場合は$0.6\％$以内と推定されます。さらに、最大$f$モード周波数と最大質量の中性子星半径の間、最小$w_1$モード周波数と最大質量の間、および$w_1の最小減衰率の間には強い相関関係があることがわかります。$モードと最大質量の中性子星の恒星のコンパクトさ。
重力波は、宇宙の最も暗い深さを覗き込むための根本的に新しい方法です。パルサーは、正確なタイミングで重力波を直接検出するために使用できます。重力波がパルサーと地球の間を通過すると、重力波が伸びて中間時空を圧迫し、測定されたパルス到着時間がモデルの予想から外れることになります。多くの銀河パルサーからのデータを組み合わせると、そのような信号を裏付け、その検出の重要性を高めることができます。この手法は、パルサータイミングアレイ（PTA）として知られています。ここでは、精密重力波検出器としてのPTAの概要を説明し、次に、典型的なパルサーデータ分析で遭遇する信号およびノイズプロセスのタイプを確認します。私は実用的なアプローチを取り、実際の生活で検索がどのように実行されるかを示し、可能な場合は、読者が自分で探索できるコードや手法を紹介します。目標は、読者が超低周波重力波の刺激的な狩りに参加できるようにする、データ探索の理論的背景と実用的なレシピを提供することです。
SN2013ejおよびSN2017ahnの分光偏光測定からの急速に衰退するII型超新星の複数の起源の証拠
| Title |
Evidence_for_multiple_origins_of_fast_declining_Type_II_supernovae_from_spectropolarimetry_of_SN_2013ej_and_SN_2017ahn |
| Authors |
T._Nagao,_F._Patat,_S._Taubenberger,_D._Baade,_T._Faran,_A._Cikota,_D._J._Sand,_M._Bulla,_H._Kuncarayakti,_J._R._Maund,_L._Tartaglia,_S._Valenti_and_D._E._Reichart |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.13315 |
II型超新星（SNe）の多様な光度曲線形状の起源、およびそれらが類似または別個の前駆体に由来するかどうかは、何十年にもわたって活発に議論されてきました。ここでは、2つの急速に低下するタイプII（タイプIIL）SNeの分光偏光測定を報告します：SN2013ejとSN2017ahn。SN2013ejは、爆発直後から放射性テール相まで、時間的に変化する偏光角で高い連続偏光を示しました。この偏光挙動の起源は、2つの異なる非球面構造の組み合わせ、つまり、SN噴出物と星周物質（CSM）との非球面相互作用、および本質的に非球面の爆発として解釈できます。非球面爆発は、ゆっくりと減少するタイプII（タイプIIP）SNeの一般的な特徴です。対照的に、SN2017ahnは、光球相だけでなく放射性テール相でも低い偏光を示しました。他のタイプIIP/LSNeでこれまで観察されたことのない、テール相でのこの低い分極は、SN2017ahnの爆発がほぼ球形であったことを示唆しています。これらの観測は、タイプIILSNeが少なくとも2つの異なる起源を持っていることを意味します：それらは異なる爆発特性および/または異なる質量損失プロセスを持っている星から生じます。この事実は、13ejのようなタイプIILSNeが、非球面CSM相互作用を伴うタイプIIPSNeと同様の前駆体に由来するのに対し、17ahnのようなタイプIILSNeは、エンベロープ内の水素が少ない、より重い前駆体に由来することを示している可能性があります。
かにパルサーからの狭帯域の巨大パルス
アルゴンキンラジオ天文台の46mディッシュを使用した400〜800MHzのカニ巨大パルスデータセットに対する新しいスペクトルフィッティング手法により、1578個の巨大パルスのうち6個の狭帯域のサブポピュレーションが発見されました。狭帯域の巨大パルスは、メインパルスとインターパルスの両方で検出されるため、伝播効果ではなく、固有の放射メカニズムによって引き起こされる可能性が高くなります。高速電波バースト（FRB）は同様の狭帯域の振る舞いを示しましたが、パルサーの巨大なパルスではほとんど観察されていません。ここで報告されている狭帯域の巨大パルスは、0.1のオーダーの$\Delta\nu/\nu$を生成します。これは、リピーターFRB20190711Aで報告されている0.05の値に近い値です。したがって、FRBとパルサーの巨大なパルスの間の接続がさらに確立されます。
3800〜6900 \ AAのウラン線を使用した視線速度測定用の高精度波長校正
| Title |
Precision_wavelength_calibration_for_Radial_Velocity_measurements_using_Uranium_lines_between_3800-6900_\AA |
| Authors |
Rishikesh_Sharma,_Abhijit_Chakraborty |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.12942 |
ここでは、太陽系外惑星の検出または関連する天体物理学の正確な視線速度測定のために、3809〜6833\AAの波長範囲のウラン線を使用した高解像度スペクトルの正確な波長キャリブレーションを紹介します。スペクトルは、インドのマウントアブ天文台にある1.2メートルの望遠鏡に取り付けられたPARAS分光器（R=67,000）を使用して取得されます。前述の波長範囲のPARAS分光器を使用して、UArホローカソードランプ（HCL）の高分解能スペクトルから十分に分解された1540U線を識別します。既知のエネルギーレベルからUのリッツ波長を計算し、観測された中心波長と比較します。比較では、絶対波長スケールのラインリストに有意なオフセットは示されていません。最終的なUラインリストの平均測定の不確かさは0.28m\AAです。これらの線をPARASデータ分析フレームワークに含めて、波長キャリブレーションを実行してから、PARASスペクトルの多次視線速度を計算しました。U線を使用したUArスペクトルの波長解の周りの残差の典型的な分散は、0.8m\AAであることがわかります。結果を、オンスカイソース（RV標準星）と、PARASとUArHCLで観測されたオフスカイソース（AHCL）の正確な視線速度で示します。6.5時間のスパンでの2つのファイバー間の絶対ドリフト差（ファイバー間ドリフト）の分散を88cms$^{-1}$と測定し、RVの場合は${\sigma_{RV}}$を測定します。標準スター、450日間のHD55575は3.2ms$^{-1}$になります。これらの結果をThArHCLを使用して測定された以前の結果と比較すると、通常は正確な波長キャリブレーションに使用される、純粋なThが約99\％のThArHCLが、分光器（R$\leq$67,000）1〜3ms$^{-1}$の視線速度精度を達成します。
「ケプラー方程式を解くための効率的なコード。楕円の場合」へのコメント
最近のMNRASの記事で、Raposo-PulidoandPelaez（RPP）は、古典的および修正されたNewton-Rapshon法を使用して楕円ケプラー方程式を解くための非常に近いシードを取得するためのスキームを設計しました。これは、特定の精度に到達するために必要な反復回数の重要な削減を意味しました。ただし、RPPは、メソッドのエラーが正しくないことについても強い主張をしました。特に、精度は常にレベル$\sim5\varepsilon$に達する可能性があると主張しています。ここで、$\varepsilon$はマシンイプシロン（たとえば、倍精度の$\varepsilon=2.2\times10^{-16}$）です。この結果は、離心率$e<1$と平均近点角$M\in[0、\pi]$のすべての値で達成されます。これには、$1$と$0に任意に近い$e$と$M$も含まれます。それぞれ$。ただし、RPPで記述されたものを含め、ケプラー方程式の古典的または修正されたニュートンラプソン法の実装には、$\sim\varepsilon/\sqrt{2（1-e）}$。したがって、これらの実装のエラーは$e\to1$の制限で発散し、RPPによって与えられた誤った結果とは劇的に異なります。これらの欠点にもかかわらず、RPP法は、そのような制限精度に到達するための非常に効率的なオプションを提供できます。また、導関数を使用しない二分法などのスキームを含め、ケプラー方程式を解くためのアルゴリズムの精度に有効な制限を提供します。さらに、双曲線ケプラー方程式についても同様の結果が示されています。この作業で説明されている方法は、楕円および双曲線ケプラー方程式のより正確な解を設計するためのガイドラインを提供できます。
彼は太陽黒点傘内の超音速冠状降下流の分光偏光測定
| Title |
He_I_spectropolarimetry_of_a_supersonic_coronal_downflow_within_a_sunspot_umbra |
| Authors |
Thomas_A._Schad,_Gabriel_I._Dima,_Tetsu_Anan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.12853 |
大きな黒点傘内の下層大気に影響を与える超音速下降流の分光偏光観測を報告します。この作品はSchadらの拡張です。2016年、FacilityInfraredSpectropolarimeterによってHeI10830オングストロームトリプレットで取得された観測値を使用。冷却されたコロナループに沿って加速する下降流物質は、200kms$^{-1}$付近でピーク速度に達し、傘内で高速放出と吸収の両方を示します。これは、放射の強い高さ依存性の結果であると判断されます。黒点の陰影の上の制御されたソース機能。残りの波長に近いが、長い赤方偏移の尾を持つ強い発光プロファイルも、ダウンフローの終点で観察されます。偏光スペクトルから、HeIの強い発光のコア部分で${\sim}2.4$kGの縦磁場強度を推測します。これは、この行でこれまでに報告された中で最も強いと考えられます。同じ視線に沿った光球の電界強度は、CaI10839オングストロームスペクトル線を使用して推測される${\sim}2.8$kGです。最高速度のHeI吸収とニアレストエミッションの温度は類似していますが（${\sim}$10kK）、SDO/AIAデータを使用した差分エミッション測定分析では、$\sim$0.5の間の温度で放射冷却が大幅に増加することが示されています。ダウンフロー末端に関連する1つのMKプラズマ。組み合わせて、これらの観測を、黒点の低い大気に影響を与える超音速の下降流によって引き起こされる強い放射衝撃の文脈で解釈します。
おうし座T星とハービッグAe / Be星の角運動量の進化を理解する
| Title |
Understanding_the_angular_momentum_evolution_of_T_Tauri_and_Herbig_Ae/Be_stars |
| Authors |
Giovanni_Pinz\'on,_Jes\'us_Hern\'andez,_Javier_Serna,_Alexandra_Garc\'ia,_Ezequiel_Manzo-Mart\'inez,_Alexandre_Roman-Lopes,_Carlos_G._Rom\'an-Z\'u\~niga,_Maria_Gracia_Batista,_Julio_Ram\'irez-V\'elez,_Yeisson_Osorio_and_Ronald_Avenda\~no |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.12884 |
オリオンOB1アソシエーションに属する6つのHerbigAe/Be星のサンプルと、$\sigma$Orionisクラスターのメンバーである73の低質量オブジェクトを調査して、進化の初期段階での角運動量の進化を調査します。主系列のAp/Bp磁気星との接続の可能性。FIESおよびHECTOCHELLEスペクトルを使用して、2つの独立した方法で投影された回転速度を取得します。個々の質量、半径、および年齢は、進化モデル、距離、およびクラスターの絶滅を使用して計算されました。おうし座T星とハービッグAe/Be星の両方で同様の物理的プロセスが機能するという仮定の下で、可変ディスク寿命を含む回転モデルを使用して、最初の10Myrの間に質量に対する原始星の回転のスナップショットを作成します。恒星の慣性モーメント、可変強度の双極磁場、降着によって動力を与えられた恒星風による角運動量の損失。これらのスナップショットと回転データを使用して、角運動量の進化のもっともらしいシナリオを推測します。両方の星のグループの回転速度を一致させるには、3Myrで数k$G$の磁場強度が必要であることがわかります。質量が2〜3$M_{\odot}$のモデルは、主系列星の同様のスペクトルタイプの星と比較して、$\sim3$の係数でより大きな角運動量を表示します。年齢とともにこの劇的な減少に関するいくつかの定量的推定が提示されているとしても、Ap/Bp磁気主系列星については、角運動量の進化について得られた結果はそれらの低回転を説明していません。
2つの超低質量比接触バイナリシステムの測光分析
| Title |
Photometric_analysis_of_two_extreme_low_mass_ratio_contact_binary_systems |
| Authors |
Surjit_S_Wadhwa,_Nick_F_H_Tothill,_Ain_Y_DeHorta,_Miroslav_Filipovic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.12927 |
2つの新しく認識された接触バイナリシステム、TYC6995-813-1とNSVS13602001のマルチバンド測光と光度曲線分析が提示されます。両方とも、それぞれ0.11と0.17の極端に低い質量比であることがわかりました。両方のシステムの二次コンポーネントは、密度が高く、主系列星の対応物をはるかに超える光度と半径の両方でかなりの進化の証拠を示しています。少なくとも1つのシステム、TYC6995-813-1に有意なスポット活動がない場合でも、磁気および彩層活動の特徴を示しています。TYC6995-813-1はまた、理論上の不安定性の分離に近い現在の分離を伴う潜在的な合併候補であると決定されています。
II型超新星としての9 $-$ 29 $ M_ \ odot $星の爆発：爆発から1年後の放射伝達モデリングの結果
| Title |
The_explosion_of_9$-$29$M_\odot$_stars_as_Type_II_supernovae_:_results_from_radiative-transfer_modeling_at_one_year_after_explosion |
| Authors |
Luc_Dessart,_D._John_Hillier,_Tuguldur_Sukhbold,_Stan_Woosley,_and_H.-T._Janka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.13029 |
詳細な元素合成で計算された最先端の爆発モデルから開始して、1年前のII型超新星（SNe）の放射伝達の非局所熱力学的平衡定常状態計算のセットを提示します。このグリッドは、初期質量が9〜29$M_{\odot}$の単一星の前駆体をカバーし、すべて太陽の金属量で回転を無視してKEPLERで進化しました。[OI]$\lambda\lambda$$6300,6364$の線フラックスは、一般に前駆体の質量とともに増加し、H$$alpha$も同様に強く反対の傾向を示します。[CaII]$\lambda\lambda$$7291、\、7323$の強度は、$^{56}$Niの質量が小さい場合、爆発エネルギーが小さい場合、または凝集すると増加します。主に爆発的に生成されたSi/Sゾーンで形成されるこのCaIIダブレットは、前駆体の質量にほとんど依存しませんが、Ca$^+$がHに富む発光ゾーンで優勢である場合、またはCaがO-に豊富にある場合は強化される可能性があります。リッチゾーン。確かに、コア崩壊の前にマージするSi-Oシェルは、OIダブレットを犠牲にしてCaIIダブレットをブーストする可能性があり、したがって、低質量前駆体の金属線強度を模倣する可能性があります。$^{56}$Niバブル効果の影響は弱いことがわかります。おそらく、弱すぎてさまざまな放出ゾーンでイオン化シフトの多くを誘発できないためです。私たちのシミュレーションは、SN2008bk（たとえば、9$M_{\odot}$モデル）、SN2012aw（12$M_{\odot}$モデル）、SN1987A（15$M_{\odot}$モデル）を含む、観測されたSNeIIと比べて遜色ありません。、またはSN2015bs（25$M_{\odot}$モデル、Si-Oシェルのマージなし）。細い線と低い$^{56}$Ni質量を持つSNeIIは、9$-$11$M_{\odot}$前駆体の弱い爆発とよく一致します。標準SNeIIの星雲位相スペクトルは、SN2015bsの1つの注目すべき例外を除いて、質量範囲12$〜$15$M_{\odot}$の前駆体で説明できます。中間の質量範囲では、これらの質量推定値は、Oに富む材料の凝集またはCO分子の冷却を考慮して、数$M_{\odot}$増加する可能性があります。
電波放射を使用した太陽コロナの半径方向の差動回転
| Title |
Radial_Differential_Rotation_of_Solar_Corona_using_Radio_Emissions |
| Authors |
Vivek_Kumar_Singh,_Satish_Chandra,_Sanish_Thomas,_Som_Kumar_Sharma_and_Hari_Om_Vats |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.13169 |
本研究は、1994年7月から1999年5月までの15の異なる周波数（275-1755MHz）での太陽電波放射データを分析することにより、太陽コロナ回転の半径方向の変動の可能性を調査する取り組みです。クラコウのジャゲロニア大学の天文台にある電波望遠鏡を通して、これらの周波数で毎日記録されたディスク統合電波フラックス。異なる周波数の放射は、太陽コロナの異なる高さから発生します。既存のモデルは、ほぼ$\sim12,000$km（275MHzでの放射の場合）から最大$\sim2,400$km（1755MHzでの放射の場合）までの高さ範囲でその起源を示しています。調査に使用された時系列にはいくつかのデータギャップがあるため、Lomb-Scargleピリオドグラム（LSP）を使用した統計分析を使用しました。この方法は、このようなデータのギャップがあっても、時系列に存在する周期性をうまく推定することができました。LSPによって推定された自転周期は、自転周期の変動を示します。これは、自己相関手法を使用して以前に報告された推定と比較されます。本研究は、以前に報告された研究との類似性と矛盾を示しています。太陽の自転周期の半径方向および時間的変動が提示され、分析された全周期について議論されます。
2分のケイデンスデータによるroAp星のTESSサイクル1観測
| Title |
TESS_Cycle_1_observations_of_roAp_stars_with_2-min_cadence_data |
| Authors |
D._L._Holdsworth,_M._S._Cunha,_D._W._Kurtz,_V._Antoci,_D._R._Hey,_D._M._Bowman,_O._Kobzar,_D._L._Buzasi,_O._Kochukhov,_E._Niemczura,_D._Ozuyar,_F._Shi,_R._Szab\'o,_A._Samadi-Ghadim,_Zs._Bogn\'ar,_L._Fox-Machado,_V._Khalack,_M._Lares-Martiz,_C._C._Lovekin,_P._Miko{\l}ajczyk,_D._Mkrtichian,_J._Pascual-Granado,_E._Paunzen,_T._Richey-Yowell,_\'A._S\'odor,_J._Sikora,_T._Z._Yang,_E._Brunsden,_A._David-Uraz,_A._Derekas,_A._Garc\'ia_Hern\'andez,_J._A._Guzik,_N._Hatamkhani,_R._Handberg,_T._S._Lambert,_P._Lampens,_S._J._Murphy,_R._Monier,_K._R._Pollard,_P._Quitral-Manosalva,_A._Ram\'on-Ballesta,_B._Smalley,_I._Stateva,_R._Vanderspek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.13274 |
トランジット系外惑星探査衛星（TESS）のサイクル1観測中に収集された、2分間のケイデンスデータを使用して、新しい高速振動Ap（roAp）星を体系的に検索した結果を示します。12個の新しいroAp星を特定します。これらの星の中で、脈動周期が最も長いroAp星、自転周期が最も短い別の星、および多周期変動を伴う6つの星を発見しました。これらの新しいroAp星に加えて、サイクル1の間にTESSによって観測された44個の既知のroAp星の分析を提示し、既知のroAp星のかなりの部分の最初の高精度で均質なサンプルを提供します。TESSの観測によると、私たちの星のサンプルのほぼ60％（33）は多周期であり、roAp脈動のモデルをテストするための優れたケースを提供し、そこから最も価値のある星震学の結果を収集できます。同じ星の同じ次数モードの異なるモードジオメトリを意味する回転分割周波数マルチプレットの発生の4つのケースを報告します。これは、斜めのパルセータモデルをroAp星に適用する際の難問を提供します。最後に、主モードの高調波周辺の$\alpha$Cir（TIC402546736、HD128898）での非線形モード相互作用の発見を報告します。これは、このような現象の2番目のケースにすぎません。
弱く反った変形コニフォールドを備えた新しいデシッターソリューション
| Title |
A_New_de_Sitter_Solution_with_a_Weakly_Warped_Deformed_Conifold |
| Authors |
Bruno_Valeixo_Bento,_Dibya_Chakraborty,_Susha_L._Parameswaran,_Ivonne_Zavala |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.03370 |
反D3ブレーンが先端にある、反った変形コニフォールドに対応する反ったスロート領域を含むタイプIIBフラックスコンパクト化の弾性率安定化を再検討します。反りは、コニフォールドの変形係数とカーラーポテンシャルのバルク体積係数との間に結合を引き起こします。以前の研究では、この結合項が支配的であるような強い反りを想定したスカラーポテンシャルを研究し、反D3ブレーンを発見しました。喉内のフラックス数が大きくない限り、隆起はコニフォールド弾性率および/または体積弾性率を不安定にする可能性があり、それがおたまじゃくしのキャンセルを困難にします。コニフォールドと体積係数の間が支配的であるため、4次元有効場理論内で新しい準安定デシッター解を発見します。ストリング理論の風景と沼地におけるこのデシッター真空の位置について説明します。
ニュートリノの発見以来、1つの質問が私たちを悩ませてきました、ニュートリノはそれ自身の反粒子ですか？注目すべき可能性の1つは、ニュートリノが疑似ディラックの性質を持っていることです。真にマヨラナニュートリノは、すべての実用的な目的で、ディラックフェルミオンのように振る舞い、小さな質量の2乗の違いによってのみ区別できます。そのような質量の違いは、天体物理学のベースライン上でのみ目立つ可能性のある振動を誘発します。これらのアクティブな滅菌振動に照らしてSN1987Aからのニュートリノデータを分析し、ゼロ以外の2次質量差$\deltam^2=6.31に対する穏やかな優先度（$\Delta\chi^2\約3$）を見つけます。\times10^{-20}〜{\rmeV}^2$。特に、同じデータで$\deltam^2\sim[2.55,3.01]\times10^{-20}〜{\rmeV}^2$を$\Delta\chi^2>9$で除外できます。、これまでに制約された最も小さな質量差。さらに、DeepUndergroundNeutrinoExperiment（DUNE）やHyper-Kamiokande（HK）などの次世代実験の将来の感度を検討し、$10〜{\rmkpc}$で発生する将来の銀河SNについて、質量の2乗を示します。$\sim10^{-20}〜{\rmeV}^2$という小さな違いを調べることができます。
原始磁場における単極子-反単極子対生成
単極子は、初期宇宙の宇宙論的磁場によってペア生成できることを示します。対生成は、遺物の単極子を生じさせると同時に、磁場の自己スクリーニングを引き起こします。これらの効果を研究することにより、単極子の質量、および原始磁場の初期振幅の限界を導き出します。原始磁場が十分に高い赤方偏移で存在する場合でも、GUTスケールの質量の単極子を生成することができます。
超高エネルギー光子による超重い暗黒物質の狩猟
| Title |
Hunting_super-heavy_dark_matter_with_ultra-high_energy_photons |
| Authors |
Luis_A._Anchordoqui,_Corinne_Berat,_Mario_E._Bertaina,_Antonella_Castellina,_Olivier_Deligny,_Ralph_Engel,_Glennys_R._Farrar,_Piera_L._Ghia,_Dan_Hooper,_Oleg_Kalashev,_Mikhail_Kuznetsov,_Marcus_Niechciol,_Angela_V._Olinto,_Philipp_Papenbreer,_Lorenzo_Perrone,_Julian_Rautenberg,_Andres_Romero-Wolf,_Pierpaolo_Savina,_Jorge_F._Soriano,_Tonia_M._Venters |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.12895 |
どの時代においても、素粒子物理学は完全に予期しない発見に開かれている必要があり、それが超高エネルギー（UHE）光子の探索範囲を拡大するのに十分な理由です。エネルギー$E\gtrsim100$EeVの光子の集団の観測は、たとえば、まったく新しい物理現象、またはこれまで見られなかった、または想像もされなかった粒子加速メカニズムの存在を意味します。しかし、このレター・オブ・インタレストで概説しているように、パラメータ範囲内の超重暗黒物質（SHDM）についても、特にUHE光子への崩壊を介して発見できるような良い議論があります。超高エネルギー宇宙線天文台だけがUHE光子を検出する能力を持っています。最初に、現在および将来の観測がSHDMモデルを重要な方向に調査および制約する方法を調査し、次にそのような検索を動機付けるいくつかのシナリオの概要を説明します。また、SHDMの制約と宇宙論モデルのパラメーター値の関係についても説明します。
| Title |
Anomalies_in_the_Cosmic_Microwave_Background_and_their_Non-Gaussian_Origin_in_Loop_Quantum_Cosmology |
| Authors |
Ivan_Agullo,_Dimitrios_Kranas_and_V._Sreenath |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.12993 |
宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の異常は、主に大きな角度スケールで観測された特徴を指し、標準の$\Lambda$CDMモデルの統計的予測との緊張を示しています。この作業では、電力抑制、双極変調、奇数パリティの優先度、およびレンズパラメータ$A_L$の張力に注目します。個々の異常の統計的有意性は決定的ではありませんが、集合的に有意であり、$\Lambda$CDMモデルを超えた新しい物理学を示している可能性があります。この記事では、CMB異常についての簡潔で教育学的な紹介を示し、ループ量子宇宙論の文脈における共通の起源を提案します。
一般的な（非真空）バックグラウンドジオメトリのメトリック変動の線形化された伝播方程式
| Title |
Linearized_propagation_equations_for_metric_fluctuations_in_a_general_(non-vacuum)_background_geometry |
| Authors |
G._Fanizza,_M._Gasperini,_E._Pavone_and_L._Tedesco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.13041 |
完全に一般的な非真空の背景ジオメトリにおけるメトリック摂動の線形化された動的方程式は、2次までのアクションに適用されるハミルトン変分原理から取得されます。結果をトレースレスおよび横方向のメートル法の変動の場合に特化し、物質応力テンソルの固有の特性が、（たとえば）のようなほとんどの従来の幾何学的シナリオでも重力波伝播のプロセスにどのように影響（および変更）できるかについて説明します。FLRWメトリックの背景によって記述されたもの。流体、スカラー場、電磁界源の明確な例を示します。
シュウィンガー予熱はいつ発生しますか？
インフラトンが光子に結合して電場を増幅すると、シュウィンガー効果によって生成された荷電粒子が、シュウィンガー予熱と呼ばれる膨張後に宇宙を支配する可能性があります。ボルツマン方程式の流体力学的アプローチを使用して、2つのケース、運動結合を伴うスタロビンスキーインフレーションモデルと異方性インフレーションモデルを数値的に研究します。シュウィンガーの予熱は後者のモデルでは観察されませんが、最初のモデルでは十分に大きなインフラトン-光子結合で発生します。その状態を解析的に扱い、電場の一般的なアトラクター解を導き出します。最初のモデルでのシュウィンガー予熱の発生は、インフレーション中に電界がアトラクタソリューションに入るかどうかによって決まります。
| Title |
What_Sustained_Multi-Disciplinary_Research_Can_Achieve:_The_Space_Weather_Modeling_Framework |
| Authors |
Tamas_I._Gombosi,_Yuxi_Chen,_Alex_Glocer,_Zhenguang_Huang,_Xianzhe_Jia,_Michael_W._Liemohn,_Ward_B._Manchester,_Tuija_Pulkkinen,_Nishtha_Sachdeva,_Qusai_Al_Shidi,_Igor_V._Sokolov,_Judit_Szente,_Valeriy_Tenishev,_Gabor_Toth,_Bart_van_der_Holst,_Daniel_T._Welling,_Lulu_Zhao_and_Shasha_Zou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.13227 |
MHDベースの全球宇宙天気モデルは、主に学術機関で開発および保守されてきました。学界の「自由な精神」アプローチは、新しいアイデアや方法の迅速な出現とテストを可能にしますが、長期的な安定性とサポートの欠如は、この取り決めを非常に困難にします。この論文では、宇宙天気モデリングフレームワーク（SWMF）とそのコア要素であるBATS-R-を開発および保守した、ミシガン大学の宇宙環境モデリングセンター（CSEM）という大学ベースのグループの成功例について説明します。米国の拡張MHDコード。この機能を開発し、現在の成熟度に達するまでに四半世紀かかりました。これにより、CommunityCoordinatedModelingCenter（CCMC）を介した宇宙物理学コミュニティによる研究用途や、NOAA宇宙天気予報による運用用途に適しています。センター（SWPC）。
ホルンデスキー重力のテレパラレルアナログにおける重力波伝搬と偏波
| Title |
Gravitational_Wave_Propagation_and_Polarizations_in_the_Teleparallel_analog_of_Horndeski_Gravity |
| Authors |
Sebastian_Bahamonde,_Maria_Caruana,_Konstantinos_F._Dialektopoulos,_Viktor_Gakis,_Manuel_Hohmann,_Jackson_Levi_Said,_Emmanuel_N._Saridakis,_Joseph_Sultana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.13243 |
重力波（GW）は、いくつかの重要な方法で基本的な物理学に関する新しいウィンドウを開きました。次世代のGW検出器は、GWの偏光構造に関するより多くの情報を明らかにする可能性があります。さらに、GRを超えた重力理論への関心が高まっています。GWの伝播速度の最近の測定のコンテキスト内で実行可能なままであるそのような理論の1つは、ホルンデスキー重力のテレパラレルアナログです。この作業では、ホルンデスキー理論のこの新しく提案された定式化の分極構造を調査します。曲率ベースの重力では、ホルンデスキー理論は、これらの可能な拡張の大部分に及ぶため、GRの拡張とほぼ同義です。ミンコフスキー背景に関する摂動をとることによってこの計算を実行し、どのモードが伝播するかを検討します。その結果、分極構造は、最大7つの伝播自由度を持つテレパラレルHorndeskiラグランジアンのモデルパラメーターの選択に依存します。曲率ベースのHorndeskiの結果は、この設定内の特定の制限として続きますが、スカラー-ベクトル-テンソルの伝播自由度を生成する、質量のある場合と質量のない場合の両方のはるかに豊富な構造が見つかります。また、ホルンデスキー重力のテレパラレルアナログから出現するGW分極は、質量のないセクターで最大4つの分極、質量のあるセクターで最大2つのスカラー分極をとる類似の質量および質量のないモードをもたらすこともわかります。いずれの場合も、ベクトル分極は見つかりません。
日食中の大気圏上部の反射率の復元：TROPOMIによって測定されたUV吸収エアロゾル指数による概念実証
| Title |
Restoring_the_top-of-atmosphere_reflectance_during_solar_eclipses:_a_proof_of_concept_with_the_UV_Absorbing_Aerosol_Index_measured_by_TROPOMI |
| Authors |
Victor_Trees,_Ping_Wang_and_Piet_Stammes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.13311 |
日食の間、大気圏上部（TOA）に到達する太陽放射照度は月の影で減少します。太陽放射照度は通常、日食が始まる前に地球観測衛星によって測定され、この減少に対して補正されないため、計算されたTOA反射率が減少します。その結果、紫外線（UV）吸収エアロゾルインデックス（AAI）などのTOA反射スペクトルから導出された大気質製品は、月の陰で歪んでいるか、定義されていません。しかし、日食中の半影と前庭の影での大気質衛星データの利用可能性は、日食に対する大気の応答を研究しているユーザーにとって特に興味深いものです。地球の表面上の点の時間と位置を考慮して、波長に依存する太陽の周縁減光を考慮に入れて、日食中の不明瞭さを計算する方法を説明します。計算された不明瞭化率を使用して、TROPOMI/S5P機器によって測定された2019年12月26日と2020年6月21日の金環日食中の半影のTOA反射率とAAIを復元します。修正された製品では、月の影の特徴が消えましたが、波長に依存する太陽の周縁減光が考慮されている場合に限ります。この論文の補正方法は、日食中の実際のAAI上昇現象を検出するために使用でき、TOA反射スペクトルから導出された他の製品を復元する可能性があると結論付けています。これにより、衛星の大気質測定における日食の異常が解決され、宇宙からの地球の大気の組成に対する日食の不明瞭化の影響を研究することが可能になります。
密度による真空の不安定性
| Title |
Density_Induced_Vacuum_Instability |
| Authors |
Reuven_Balkin,_Javi_Serra,_Konstantin_Springmann,_Stefan_Stelzl_and_Andreas_Weiler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.13354 |
誤った基底状態を持つ理論における物質密度の影響を考慮します。星のような大きくて密度の高いシステムは、準安定最小値を不安定にし、真の最小値の泡の形成を可能にする可能性があります。これらの気泡が形成される条件と、気泡が密集した領域に閉じ込められたままになるか、無限に逃げる条件を導き出します。後者の場合、星形成時に宇宙の相転移につながります。このようなシードされた相転移の現象論的結果を調査します。
