重力的自己相互作用によるアクシオンのような暗黒物質の非古典性
| Title |
Nonclassicality_of_axion-like_dark_matter_through_gravitational_self-interactions |
| Authors |
Michael_Kopp,_Vasileios_Fragkos,_Igor_Pikovski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.13451 |
アクシオン様粒子（ALP）は、暗黒物質の有望な候補です。大きな位相空間占有数に動機付けられて、古典的な場の記述が通常使用されます。ここでは、そのような記述が量子効果を伴うことを示します：重力の自己相互作用による圧迫。今日の典型的なQCDアクシオンの場合、圧搾の開始はマイクロ秒スケールで到達し、数千年にわたって成長します。したがって、グロス-ピタエフスキー方程式の一種である古典的なシュロディンガー-ポアソン方程式に基づく通常のモデル内では、実行可能なALPは非古典的です。また、スクイーズがアクシオンハロースコープのスケールまたは銀河のソリトニックコア内に関連する可能性があることも示します。逆に、私たちの結果は、ALPの一般的に採用されている古典的な単一フィールド記述の不完全性と制限を強調しています。
ダークエネルギーサーベイ3年目の結果：湾曲した空の弱いレンズ効果の質量マップの再構築
| Title |
Dark_Energy_Survey_Year_3_results:_curved-sky_weak_lensing_mass_map_reconstruction |
| Authors |
N._Jeffrey,_M._Gatti,_C._Chang,_L._Whiteway,_U._Demirbozan,_A._Kovacs,_G._Pollina,_D._Bacon,_N._Hamaus,_T._Kacprzak,_O._Lahav,_F._Lanusse,_B._Mawdsley,_S._Nadathur,_J._L._Starck,_P._Vielzeuf,_D._Zeurcher,_A._Alarcon,_A._Amon,_K._Bechtol,_G._M._Bernstein,_A._Campos,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_R._Cawthon,_R._Chen,_A._Choi,_J._Cordero,_C._Davis,_J._DeRose,_C._Doux,_A._Drlica-Wagner,_K._Eckert,_F._Elsner,_J._Elvin-Poole,_S._Everett,_A._Fert\'e,_G._Giannini,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_I._Harrison,_W._G._Hartley,_K._Herner,_E._M._Huff,_D._Huterer,_N._Kuropatkin,_M._Jarvis,_P._F._Leget,_N._MacCrann,_J._McCullough,_J._Muir,_J._Myles,_A._Navarro-Alsina,_S._Pandey,_J._Prat,_M._Raveri,_R._P._Rollins,_A._J._Ross,_E._S._Rykoff,_C._S\'anchez,_L._F._Secco,_I._Sevilla-Noarbe,_E._Sheldon,_T._Shin,_et_al._(66_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.13539 |
ダークエネルギーサーベイ（DES）の3年目（Y3）の弱い重力レンズ効果データセットから再構築された収束マップ\textit{質量マップ}を提示します。質量マップは、観測された銀河の前景にある密度場（主に暗黒物質）の重み付き投影です。4つの再構成方法を使用します。それぞれは、マップの事前確率の異なるモデルを使用した\textit{maximumapostiori}推定です。カイザー-スクワイア、ヌルBモード事前、ガウス事前、およびスパース性事前です。すべてのメソッドは、DESY3データの広い空の範囲に対応するために、天球に実装されています。現実的な$\Lambda$CDMシミュレーションを使用した方法を、DESY3データに厳密に一致するモックデータと比較します。マップレベルでメソッドのパフォーマンスを定量化してから、再構築メソッドをDESY3データに適用して、系統的なエラー効果のテストを実行します。マップは、光学的な前景の宇宙ウェブ構造と比較され、宇宙ボイドプロファイルからのレンズ信号を評価するために使用されます。回収された暗黒物質マップは、これまでの銀河の弱いレンズ効果マップの中で最大の空の割合をカバーしています。
| Title |
Dark_Energy_Survey_Year_3_Results:_Galaxy_clustering_and_systematics_treatment_for_lens_galaxy_samples |
| Authors |
M._Rodr\'iguez-Monroy,_N._Weaverdyck,_J._Elvin-Poole,_M._Crocce,_A._Carnero_Rosell,_F._Andrade-Oliveira,_S._Avila,_K._Bechtol,_G._M._Bernstein,_J._Blazek,_H._Camacho,_R._Cawthon,_J._De_Vicente,_J._DeRose,_S._Dodelson,_S._Everett,_X._Fang,_I._Ferrero,_A._Fert\'e,_O._Friedrich,_E._Gaztanaga,_G._Giannini,_R._A._Gruendl,_W._G._Hartley,_K._Herner,_E._M._Huff,_M._Jarvis,_E._Krause,_N._MacCrann,_J._Mena-Fern\'andez,_J._Muir,_S._Pandey,_Y._Park,_A._Porredon,_J._Prat,_R._Rosenfeld,_A._J._Ross,_E._Rozo,_E._S._Rykoff,_E._Sanchez,_D._Sanchez_Cid,_I._Sevilla-Noarbe,_M._Tabbutt,_C._To,_E._L._Wagoner,_R._H._Wechsler,_M._Aguena,_S._Allam,_A._Amon,_J._Annis,_D._Bacon,_E._Baxter,_E._Bertin,_S._Bhargava,_D._Brooks,_D._L._Burke,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_F._J._Castander,_A._Choi,_C._Conselice,_M._Costanzi,_et_al._(43_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.13540 |
この作業では、2つのDESレンズ銀河サンプルの銀河団測定を示します。宇宙パラメータの測定用に最適化された大きさが制限されたサンプルMagLimと、redMaGiCアルゴリズムで選択された明るい赤い銀河のサンプルです。MagLim/redMaGiCサンプルには、1,000万/250万を超える銀河が含まれており、$z\in[0.20,1.05]$/$z\in[0.15,0.90]$の範囲にまたがる6/5の測光赤方偏移ビンに分割されています。両方のサンプルは4143deg$^2$をカバーし、その上でブラインド分析を実行し、両方のサンプルのS/N$\sim63$を使用して角度相関関数を測定します。コンパニオンペーパー（DESCollaborationetal。2021））では、銀河団のこれらの測定値を、各サンプルの宇宙せん断および銀河-銀河レンズ効果の相関関数と組み合わせて、3$\times$2pt分析で宇宙論的制約を設定しています。空間的に変化する調査特性によって引き起こされる体系的な影響の緩和について徹底的な調査を実施し、測定値を修正して人工的なクラスタリング信号を削除します。補正の堅牢性を確保し、最終的な宇宙論分析で考慮する必要のある体系的な不確実性を判断するために、さまざまな構成のいくつかの除染方法を採用しています。対数正規モックを使用して基準方法を検証し、除染手順が$（\Omega_m、b）$平面で$0.5\sigma$以下のバイアスを誘発することを示します。ここで、$b$は銀河バイアスです。人工的なクラスタリングを削除しないと、$\Omega_m$で最大$\sim7\sigma$に、銀河バイアスで$4\sigma$を超える強いバイアスが発生することを示します。
| Title |
Dark_Energy_Survey_Year_3_Results:_High-precision_measurement_and_modeling_of_galaxy-galaxy_lensing |
| Authors |
J._Prat,_J._Blazek,_C._S\'anchez,_I._Tutusaus,_S._Pandey,_J._Elvin-Poole,_E._Krause,_M._A._Troxel,_L._F._Secco,_A._Amon,_J._DeRose,_G._Zacharegkas,_C._Chang,_B._Jain,_N._MacCrann,_Y._Park,_E._Sheldon,_G._Giannini,_S._Bocquet,_C._To,_A._Alarcon,_O._Alves,_F._Andrade-Oliveira,_E._Baxter,_K._Bechtol,_M._R._Becker,_G._M._Bernstein,_H._Camacho,_A._Campos,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_R._Cawthon,_R._Chen,_A._Choi,_J._Cordero,_M._Crocce,_C._Davis,_J._De_Vicente,_H._T._Diehl,_S._Dodelson,_C._Doux,_A._Drlica-Wagner,_K._Eckert,_T._F._Eifler,_F._Elsner,_S._Everett,_X._Fang,_A._Farahi,_A._Fert\'e,_P._Fosalba,_O._Friedrich,_M._Gatti,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_I._Harrison,_W._G._Hartley,_K._Herner,_H._Huang,_E._M._Huff,_D._Huterer,_M._Jarvis,_N._Kuropatkin,_P.-F._Leget,_P._Lemos,_A._R._Liddle,_J._McCullough,_et_al._(75_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.13541 |
4132deg$^2$をカバーするダークエネルギーサーベイ（DESY3）からの最初の3年間のデータを使用して測定された銀河-銀河レンズ信号を提示し、特徴づけます。これらの銀河-銀河測定は、弱いレンズ効果と銀河団の情報を組み合わせたDESY33$\times$2pt宇宙論的分析で使用されます。2つのレンズサンプルを使用します。マグニチュード制限サンプルとredMaGicサンプルで、それぞれ10.7M銀河と2.6M銀河の赤方偏移範囲$\sim0.2-1$にまたがっています。ソースカタログには、4つの断層撮影ビンに分割された$\simeq$100M銀河で構成されるメタキャリブレーション形状サンプルを使用します。私たちの銀河-銀河レンズ推定量は平均接線せん断であり、MagLimの場合は$\sim$148（redMaGicの場合は$\sim$120）、適用後は$\sim$67（$\sim$55）の合計S/Nが得られます。6Mpc/$h$のスケールカット。したがって、パーセントレベルの統計精度に到達します。これには、モデリングと系統的エラー制御が同等の精度である必要があります。3$\times$2ptの宇宙解析で使用される接線せん断モデルには、レンズ倍率、5パラメーター固有アライメントモデル（TATT）、小規模から情報を削除するための点質量の周辺化、およびで検証された線形銀河バイアスモデルが含まれます。高次の用語。これらの選択が観測可能な接線方向のせん断に与える影響を調査し、せん断の減少、光源の倍率、光源のクラスタリングなど、モデルに含まれていない影響の重要性を調査します。また、観測条件の影響、レンズソースクラスタリング、ランダムポイント減算、スケール依存メタキャリブレーション応答、PSF残差、Bモードなど、さまざまな観測および系統的影響に対する測定の堅牢性をテストします。
ダークエネルギーサーベイ3年目の結果：レンズせん断比による小規模情報の活用
| Title |
Dark_Energy_Survey_Year_3_Results:_Exploiting_small-scale_information_with_lensing_shear_ratios |
| Authors |
C._S\'anchez,_J._Prat,_G._Zacharegkas,_S._Pandey,_E._Baxter,_G._M._Bernstein,_J._Blazek,_R._Cawthon,_C._Chang,_E._Krause,_P._Lemos,_Y._Park,_M._Raveri,_J._Sanchez,_M._A._Troxel,_A._Amon,_X._Fang,_O._Friedrich,_D._Gruen,_A._Porredon,_L._F._Secco,_S._Samuroff,_A._Alarcon,_O._Alves,_F._Andrade-Oliveira,_K._Bechtol,_M._R._Becker,_H._Camacho,_A._Campos,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_R._Chen,_A._Choi,_M._Crocce,_C._Davis,_J._De_Vicente,_J._DeRose,_E._Di_Valentino,_H._T._Diehl,_S._Dodelson,_C._Doux,_A._Drlica-Wagner,_K._Eckert,_T._F._Eifler,_F._Elsner,_J._Elvin-Poole,_S._Everett,_A._Fert\'e,_P._Fosalba,_M._Gatti,_G._Giannini,_R._A._Gruendl,_I._Harrison,_W._G._Hartley,_K._Herner,_E._M._Huff,_D._Huterer,_M._Jarvis,_B._Jain,_N._Kuropatkin,_P.-F._Leget,_N._MacCrann,_J._McCullough,_J._Muir,_J._Myles,_et_al._(76_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.13542 |
ダークエネルギーサーベイの最初の3年間のデータを使用して、同じレンズサンプルの周りの小規模な銀河-銀河レンズ測定の比率を使用して、モデルのソースの赤方偏移の不確実性、固有のアライメント、およびその他の厄介なパラメータを制約します。比率に単純な幾何学的アプローチを使用する代わりに、パワースペクトル全体の対応する積分、固有のアライメントとレンズ倍率からの寄与を含む、銀河-銀河レンズ測定の完全なモデリングを使用します。バリオン物理学、非線形バイアス、ハロー占有分布の説明、レンズ倍率などのさまざまな効果の影響を調査し、現実的な$を使用して、小規模せん断比（SR）モデリングの広範なテストを実行します。N$-ボディシミュレーション。2つの独立したレンズサンプルを使用し、モデリングがより単純な対応する大規模な比率を使用して制約を導出することにより、データの制約の堅牢性を検証します。DESY3の結果は、特にソースの赤方偏移のキャリブレーションと固有のアライメント（IA）で、比率がモデル内のいくつかの厄介なパラメーターの拘束力を大幅に改善する方法を示しています。ソースの赤方偏移の場合、SRは、一部の赤方偏移ビンで以前の制約を最大38\％改善します。このような改善、特にそれがIAに提供する制約は、SRが宇宙せん断および他の2pt関数と組み合わされた場合、より厳しい宇宙論的制約に変換されます。特に、DESY3データの場合、SRは宇宙せん断からの$S_8$制約を最大31\％改善し、プローブの完全な組み合わせ（3$\times$2pt）では最大10\％改善します。この研究で提示されたせん断比は、基準DESY3宇宙論的分析において、宇宙せん断の追加の可能性、2$\times$2ptおよび完全な3$\times$2ptとして使用されます。
| Title |
Dark_Energy_Survey_Year_3_Results:_Cosmology_from_Cosmic_Shear_and_Robustness_to_Data_Calibration |
| Authors |
A._Amon,_D._Gruen,_M._A._Troxel,_N._MacCrann,_S._Dodelson,_A._Choi,_C._Doux,_L._F._Secco,_S._Samuroff,_E._Krause,_J._Cordero,_J._Myles,_J._DeRose,_R._H._Wechsler,_M._Gatti,_A._Navarro-Alsina,_G._M._Bernstein,_B._Jain,_J._Blazek,_A._Alarcon,_A._Fert\'e,_M._Raveri,_P._Lemos,_A._Campos,_J._Prat,_C._S\'anchez,_M._Jarvis,_O._Alves,_F._Andrade-Oliveira,_E._Baxter,_K._Bechtol,_M._R._Becker,_S._L._Bridle,_H._Camacho,_A._Campos,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_R._Cawthon,_C._Chang,_R._Chen,_P._Chintalapati,_M._Crocce,_C._Davis,_H._T._Diehl,_A._Drlica-Wagner,_K._Eckert,_T._F._Eifler,_J._Elvin-Poole,_S._Everett,_X._Fang,_P._Fosalba,_O._Friedrich,_G._Giannini,_R._A._Gruendl,_I._Harrison,_W._G._Hartley,_K._Herner,_H._Huang,_E._M._Huff,_D._Huterer,_N._Kuropatkin,_P.-F._Leget,_A._R._Liddle,_J._McCullough,_et_al._(84_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.13543 |
この作品は、そのコンパニオンペーパー、SeccoとSamuroffらと一緒に。（2021）は、1億個を超える銀河源の分析に基づいて、ダークエネルギーサーベイの3年目の宇宙せん断測定と宇宙論的制約を示しています。空の4143deg$^2$にまたがるデータを使用して、4つの赤方偏移ビンに分割し、信号対雑音比40で、これまでの宇宙せん断の最も重要な測定値を生成します。コンテキストでブラインド分析を実行します。$\Lambda$CDMモデルの3％の制約を見つけ、クラスタリング振幅の3％制約を見つけます。$S_8\equiv\sigma_8（\Omega_{\rmm}/0.3)^{0.5}=0.759^{+0.025}_{-0.023}$。$\Lambda$CDM-最適化された分析は、より小さなスケールの情報を安全に含み、基準の場合と一致する$S_8=0.772^{+0.018}_{-0.017}$の2％の精度の測定値を生成します。2つの低赤方偏移測定値はPlanckCosmicMicrowaveBackgroundの結果と統計的に一致していますが、復元された$S_8$値は両方とも、高赤方偏移予測よりも$2.3\sigma$および$2.1\sigma$（$p$-の値それぞれ0.02および0.05）。測定値は、赤方偏移ビン、角度スケール、および相関関数全体で内部的に一貫していることが示されています。分析は、赤方偏移のキャリブレーションサンプルの選択、赤方偏移の不確実性のモデリング、および方法論を変更するときに$S_8$の事後一貫性があり、キャリブレーション体系に対して堅牢であることが実証されています。同様に、銀河の混合を説明するために含まれている修正により、不確実性が大幅に増加することなく、最適な$S_8$が$0.5\sigma$シフトすることがわかります。宇宙論的制約の精度の制限要因を調べ、観測分類学が天体物理学のモデリングに従属していることを発見します。具体的には、バリオン効果と固有のアラインメントをモデル化する際の不確実性を制限体系として特定します。
| Title |
Dark_Energy_Survey_Year_3_Results:_Cosmology_from_Cosmic_Shear_and_Robustness_to_Modeling_Uncertainty |
| Authors |
L._F._Secco,_S._Samuroff,_E._Krause,_B._Jain,_J._Blazek,_M._Raveri,_A._Campos,_A._Amon,_A._Chen,_C._Doux,_A._Choi,_D._Gruen,_G._M._Bernstein,_C._Chang,_J._DeRose,_J._Myles,_A._Fert\'e,_P._Lemos,_D._Huterer,_J._Prat,_M._A._Troxel,_N._MacCrann,_A._R._Liddle,_T._Kacprzak,_X._Fang,_C._S\'anchez,_S._Pandey,_S._Dodelson,_P._Chintalapati,_K._Hoffmann,_A._Alarcon,_O._Alves,_F._Andrade-Oliveira,_E._J._Baxter,_K._Bechtol,_M._R._Becker,_A._Brandao-Souza,_H._Camacho,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_R._Cawthon,_J._P._Cordero,_M._Crocce,_C._Davis,_E._Di_Valentino,_A._Drlica-Wagner,_K._Eckert,_T._F._Eifler,_M._Elidaiana,_F._Elsner,_J._Elvin-Poole,_S._Everett,_P._Fosalba,_O._Friedrich,_M._Gatti,_G._Giannini,_R._A._Gruendl,_I._Harrison,_W._G._Hartley,_K._Herner,_H._Huang,_E._M._Huff,_M._Jarvis,_N._Jeffrey,_et_al._(90_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.13544 |
この作品とその関連論文、Amonetal。（2021）、ダークエネルギーサーベイ（DES）の3年目のデータで、1億を超えるソース銀河からの宇宙せん断測定と宇宙論的制約を示します。レンズ振幅パラメーター$S_8\equiv\sigma_8\sqrt{\Omega_\textrm{m}/0.3}$を$\Lambda$CDMの3％レベルに制約します：$S_8=0.759^{+0.025}_{-0.023}$（68％CL）。$\Lambda$CDM分析用に最適化された角度スケールカットを使用する場合、制約は2％レベルになります：$S_8=0.772^{+0.018}_{-0.017}$（68％CL）。宇宙せん断のみでは、現在の統計的検出力でダークエネルギーの状態方程式パラメーターに統計的に有意な制約は見つかりません。ブラインド分析を実行し、測定値を、他の2つの現代的な弱レンズ実験（Kilo-DegreeSurvey（KiDS）とHyper-SuprimeCameraSubaruStrategicProgram（HSC））の制約と比較します。さらに、データと宇宙マイクロ波背景放射（CMB）からの外部制約との間の一致を定量化します。$\Lambda$CDMを想定したDESY3の結果は、Planck2018と統計的に一致していることがわかりましたが、CMBで推定された値よりも$2.3\sigma$（$p$値の0.02）。この論文は、内在的整列、物質パワースペクトルおよびバリオン物理学のモデリングに対するこれらの宇宙せん断結果のロバスト性を調査します。さらに、さまざまな複雑さの固有のアライメントモデルに対するデータの統計的優先度を調査します。基準宇宙せん断モデルは合成データを使用してテストされ、理論モデルの不確実性によって引き起こされた$S_8\times\Omega_\textrm{m}$の平面で0.3$\sigma$を超えるバイアスは報告されていません。
ダークエネルギーサーベイ3年目の結果：redMaGiCサンプルを使用した銀河団と銀河-銀河レンズ効果からの宇宙パラメータと銀河バイアスモデルへの制約
| Title |
Dark_Energy_Survey_Year_3_Results:_Constraints_on_cosmological_parameters_and_galaxy_bias_models_from_galaxy_clustering_and_galaxy-galaxy_lensing_using_the_redMaGiC_sample |
| Authors |
S._Pandey,_E._Krause,_J._DeRose,_N._MacCrann,_B._Jain,_M._Crocce,_J._Blazek,_A._Choi,_H._Huang,_C._To,_X._Fang,_J._Elvin-Poole,_J._Prat,_A._Porredon,_L._F._Secco,_M._Rodriguez-Monroy,_N._Weaverdyck,_Y._Park,_M._Raveri,_E._Rozo,_E._S._Rykoff,_G._M._Bernstein,_C._S\'anchez,_M._Jarvis,_M._A._Troxel,_G._Zacharegkas,_C._Chang,_A._Alarcon,_O._Alves,_A._Amon,_F._Andrade-Oliveira,_E._Baxter,_K._Bechtol,_M._R._Becker,_H._Camacho,_A._Campos,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_R._Cawthon,_R._Chen,_P._Chintalapati,_C._Davis,_E._Di_Valentino,_H._T._Diehl,_S._Dodelson,_C._Doux,_A._Drlica-Wagner,_K._Eckert,_T._F._Eifler,_F._Elsner,_S._Everett,_A._Farahi,_A._Fert\'e,_P._Fosalba,_O._Friedrich,_M._Gatti,_G._Giannini,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_I._Harrison,_W._G._Hartley,_E._M._Huff,_D._Huterer,_P.-F._Leget,_et_al._(77_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.13545 |
ダークエネルギーサーベイ3年目のデータからの銀河団と銀河-銀河レンズ測定の組み合わせを使用して、宇宙パラメータと銀河バイアスパラメータを制約します。モデリングフレームワークと分析されたスケールの選択について説明し、シミュレーションデータを分析することにより、小規模クラスタリングの理論的不確実性に対するロバスト性を検証します。線形銀河バイアスモデルとredMaGiC銀河サンプルを使用して、宇宙の物質含有量に対する制約を$\Omega_{\rmm}=0.325^{+0.033}_{-0.034}$として取得します。また、非線形摂動理論に基づくパラメーター化を含むより小さなスケールを精査するために非線形銀河バイアスモデルを実装し、それが宇宙論的拘束力の17％の増加につながることを発見しました。redMaGiC銀河サンプルを前景レンズ銀河として使用すると、銀河団と銀河-銀河レンズ測定が、現在のモデルでは予想されていない、銀河と質量の間の無相関に似た重要な信号を示すことがわかります。この可能性のある体系的な測定誤差は、銀河バイアスと$S_8$パラメーターに対する制約にバイアスをかけます。スケール、赤方偏移、および空域に依存しない現象論的無相関パラメータが、銀河団と銀河-銀河レンズの間のこの不一致を効果的に捉えることができることがわかりました。方法論パイプラインの堅牢性テストを実行し、理論モデルの変更に対する制約の安定性を示します。この無相関を考慮した後、大規模なバイアス制約からredMaGiC銀河の平均ホストハロー質量の制約を推測し、銀河が約$1.5\times10^{13}M_{\odot}/の質量のハローを占めることを見つけます。h$。
ダークエネルギーサーベイ3年目の結果：MagLimレンズサンプルを使用した銀河団と銀河-銀河レンズ効果による宇宙論的制約
| Title |
Dark_Energy_Survey_Year_3_results:_Cosmological_constraints_from_galaxy_clustering_and_galaxy-galaxy_lensing_using_the_MagLim_lens_sample |
| Authors |
A._Porredon,_M._Crocce,_J._Elvin-Poole,_R._Cawthon,_G._Giannini,_J._De_Vicente,_A._Carnero_Rosell,_I._Ferrero,_E._Krause,_X._Fang,_J._Prat,_M._Rodriguez-Monroy,_S._Pandey,_A._Pocino,_F._J._Castander,_A._Choi,_A._Amon,_I._Tutusaus,_S._Dodelson,_I._Sevilla-Noarbe,_P._Fosalba,_E._Gaztanaga,_A._Alarcon,_O._Alves,_F._Andrade-Oliveira,_E._Baxter,_K._Bechtol,_M._R._Becker,_G._M._Bernstein,_J._Blazek,_H._Camacho,_A._Campos,_M._Carrasco_Kind,_P._Chintalapati,_J._Cordero,_J._DeRose,_E._Di_Valentino,_C._Doux,_T._F._Eifler,_S._Everett,_A._Fert\'e,_O._Friedrich,_M._Gatti,_D._Gruen,_I._Harrison,_W._G._Hartley,_K._Herner,_E._M._Huff,_D._Huterer,_B._Jain,_M._Jarvis,_S._Lee,_P._Lemos,_N._MacCrann,_J._Mena-Fern\'andez,_J._Muir,_J._Myles,_Y._Park,_M._Raveri,_R._Rosenfeld,_A._J._Ross,_E._S._Rykoff,_S._Samuroff,_et_al._(81_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.13546 |
宇宙の大規模構造の最も感度の高いプローブの2つは、銀河団と、それらの前景銀河によって生成された背景銀河形状の接線方向のずれ、いわゆる銀河銀河レンズです。これらの2つの2点関数の測定値を組み合わせると、銀河のバイアス係数に依存しない宇宙論的制約が生じます。前景またはレンズの銀河の最適な選択は、ジョイントによって決まりますが、正確な赤方偏移情報と大規模な統計を取得するための要件は矛盾しています。5000平方度全体からの宇宙論的結果を提示します。ダークエネルギーサーベイの最初の3年間の観測（Y3）で、これらの2点関数を組み合わせ、そのような組み合わせを最適化するために特別に選択された1,100万個の銀河のマグニチュード制限レンズサンプル（MagLim）と1億個の背景形状を初めて使用しました。。フラットな$\Lambda$CDMと$w$CDMの2つの宇宙モデルを検討します。$\Lambda$CDMでは、物質密度$\Omega_m=0.320^{+0.041}_{-0.034}$と、クラスタリング振幅$S_8=0.778^{+0.037}_{-0.031}$について次のように取得します。68\％CL後者は、プランク衛星による宇宙マイクロ波背景放射の測定によって通知されたこのモデルの予測よりもわずか1$\sigma$小さいです。$w$CDMには、$\Omega_m=0.32^{+0.044}_{-0.046}$、$S_8=0.777^{+0.049}_{-0.051}$、および暗黒エネルギーの状態方程式$w=-があります。1.031^{+0.218}_{-0.379}$。非線形銀河バイアスをマージナル化しながらより小さなスケールを含めると、$\Omega_m-S_8$平面で$31\％$、$\Omega_m-w$平面で$41\％$の拘束力が向上し、一貫性が得られることがわかります。線形バイアスの場合の宇宙論的パラメータ。これらの結果は、コンパニオンペーパーの宇宙せん断の結果と組み合わされて、3つの2点関数（3x2pt）からの完全なDES-Y3制約を示します。
| Title |
Dark_Energy_Survey_Year_3_results:_cosmology_from_combined_galaxy_clustering_and_lensing_--_validation_on_cosmological_simulations |
| Authors |
J._DeRose,_R._H._Wechsler,_M._R._Becker,_E._S._Rykoff,_S._Pandey,_N._MacCrann,_A._Amon,_J._Myles,_E._Krause,_D._Gruen,_B._Jain,_M._A._Troxel,_J._Prat,_A._Alarcon,_C._S\'anchez,_J._Blazek,_M._Crocce,_G._Giannini,_M._Gatti,_G._M._Bernstein,_J._Zuntz,_S._Dodelson,_X._Fang,_O._Friedrich,_L._F._Secco,_J._Elvin-Poole,_S._Everett,_A._Choi,_I._Harrison,_J._Cordero,_M._Rodriguez-Monroy,_J._McCullough,_R._Cawthon,_A._Chen,_O._Alves,_H._Camacho,_A._Campos,_H._T._Diehl,_A._Drlica-Wagner,_T._F._Eifler,_P._Fosalba,_H._Huang,_A._Porredon,_M._Raveri,_R._Rosenfeld,_A._J._Ross,_J._Sanchez,_E._Sheldon,_B._Yanny,_B._Yin,_M._Aguena,_S._Allam,_F._Andrade-Oliveira,_J._Annis,_S._Avila,_D._Bacon,_K._Bechtol,_S._Bhargava,_D._Brooks,_E._Buckley-Geer,_D._L._Burke,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_C._Chang,_M._Costanzi,_et_al._(52_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.13547 |
ダークエネルギーサーベイ3年目（DESY3）の$3\times2$ポイント分析の選択肢の検証を、結合銀河団のテストと検証用に調整された新しい宇宙シミュレーションスイートであるBuzzardv2.0でテストすることによって提示します。弱いレンズ効果の分析。Buzzardv2.0シミュレーションは、測光赤方偏移やマグニチュード分布、関連する2点クラスタリングと弱いレンズ効果の統計など、DESY3データの多くの重要な側面を正確に再現することを示しています。次に、$3\times2$ポイントのデータベクトルのモデルが、ソースサンプルとレンズサンプルの真の赤方偏移分布を想定したシミュレートされた調査で真の宇宙論を回復するのに十分正確であることを示し、非線形のモデリングにおける不確実性に対するロバスト性を示します。線形物質パワースペクトル、非線形銀河バイアス、および高次レンズ補正。さらに、測光、分光法、クラスタリング相互相関、銀河-銀河レンズ比からの情報を含む、測光レッドシフトキャリブレーション手法が、現実的な存在下でのシミュレートされた調査で真の宇宙論を回復するのに十分正確であることを初めて実証します。測光レッドシフトの不確実性。
| Title |
Dark_Energy_Survey_Year_3_Results:_Multi-Probe_Modeling_Strategy_and_Validation |
| Authors |
E._Krause,_X._Fang,_S._Pandey,_L._F._Secco,_O._Alves,_H._Huang,_J._Blazek,_J._Prat,_J._Zuntz,_T._F._Eifler,_N._MacCrann,_J._DeRose,_M._Crocce,_A._Porredon,_B._Jain,_M._A._Troxel,_S._Dodelson,_D._Huterer,_A._R._Liddle,_C._D._Leonard,_A._Amon,_A._Chen,_J._Elvin-Poole,_A._Fert\'e,_J._Muir,_Y._Park,_S._Samuroff,_A._Brandao-Souza,_N._Weaverdyck,_G._Zacharegkas,_R._Rosenfeld,_A._Campos,_P._Chintalapati,_A._Choi,_E._Di_Valentino,_C._Doux,_K._Herner,_P._Lemos,_J._Mena-Fern\'andez,_Y._Omori,_M._Paterno,_M._Rodriguez-Monroy,_P._Rogozenski,_R._P._Rollins,_A._Troja,_I._Tutusaus,_R._H._Wechsler,_T._M._C._Abbott,_M._Aguena,_S._Allam,_F._Andrade-Oliveira,_J._Annis,_D._Bacon,_E._Baxter,_K._Bechtol,_G._M._Bernstein,_D._Brooks,_E._Buckley-Geer,_D._L._Burke,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_et_al._(62_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.13548 |
このホワイトペーパーでは、モデリングパイプラインについて詳しく説明し、銀河団と弱いレンズ効果のDES3年目の共同分析（いわゆる「3$\times$2pt」分析）のベースライン分析の選択肢を検証します。これらの分析の選択肢には、宇宙論的プローブの特定の組み合わせ、宇宙論的および系統的パラメーターの事前確率、系統的効果および関連する近似のモデルパラメーター化、およびモデルの仮定が検証される角度スケールが含まれます。ベースライン分析のロバスト性をテストするために、合成データベクトルを使用して多数のシミュレートされた尤度分析を実行します。キャリブレーションされたスケールカットを含むDESYear3モデリングパイプラインは、DESYear3分析の制約力と比較して十分に正確であることを示しています。私たちの系統分類学戦略は、銀河バイアス、固有のアライメント、光源とレンズの倍率、バリオン効果、光源のクラスタリングなどの天体物理学的系統学、および物質のパワースペクトル、減少したせん断、推定量効果のモデリングにおける不確実性を考慮に入れています。さらに、2つの独立して開発されたモデリングパイプライン間の優れた一致を示し、数値の実装による残りの不確実性を排除します。
| Title |
Dark_Energy_Survey_Year_3_Results:_Cosmological_Constraints_from_Galaxy_Clustering_and_Weak_Lensing |
| Authors |
DES_Collaboration:_T._M._C._Abbott,_M._Aguena,_A._Alarcon,_S._Allam,_O._Alves,_A._Amon,_F._Andrade-Oliveira,_J._Annis,_S._Avila,_D._Bacon,_E._Baxter,_K._Bechtol,_M._R._Becker,_G._M._Bernstein,_S._Bhargava,_S._Birrer,_J._Blazek,_A._Brandao-Souza,_S._L._Bridle,_D._Brooks,_E._Buckley-Geer,_D._L._Burke,_H._Camacho,_A._Campos,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_F._J._Castander,_R._Cawthon,_C._Chang,_A._Chen,_R._Chen,_A._Choi,_C._Conselice,_J._Cordero,_M._Costanzi,_M._Crocce,_L._N._da_Costa,_M._E._da_Silva_Pereira,_C._Davis,_T._M._Davis,_J._De_Vicente,_J._DeRose,_S._Desai,_E._Di_Valentino,_H._T._Diehl,_J._P._Dietrich,_S._Dodelson,_P._Doel,_C._Doux,_A._Drlica-Wagner,_K._Eckert,_T._F._Eifler,_F._Elsner,_J._Elvin-Poole,_S._Everett,_A._E._Evrard,_X._Fang,_A._Farahi,_E._Fernandez,_I._Ferrero,_et_al._(108_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.13549 |
5000度$^2$に及ぶダークエネルギーサーベイ（DES）の大規模構造からの最初の宇宙論の結果を提示します。3つの2点相関関数（3$\times$2pt）を組み合わせた分析を実行します：（i）1億個のソース銀河を使用した宇宙せん断、（ii）銀河団、および（iii）ソース銀河せん断との相互相関レンズ銀河の位置。分析は、確認またはオブザーバーのバイアスを軽減するように設計されました。結果の非盲検化に続いてレンズ銀河サンプルに加えられた特定の変更について説明します。フラットな$\Lambda$CDMおよび$w$CDM宇宙論モデル内でデータをモデル化します。3つの2点相関関数の間で一貫した宇宙論的結果が見つかりました。それらの組み合わせにより、$\Lambdaでクラスタリング振幅$S_8=0.776^{+0.017}_{-0.017}$と物質密度$\Omega_{\mathrm{m}}=0.339^{+0.032}_{-0.031}$が得られます。$CDM、68％の信頼限界を意味します。$S_8=0.775^{+0.026}_{-0.024}$、$\Omega_{\mathrm{m}}=0.352^{+0.035}_{-0.041}$、およびダークエネルギーの状態方程式パラメーター$$w$CDMのw=-0.98^{+0.32}_{-0.20}$。このDESデータの組み合わせは、Planck2018宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の一次異方性データが好むモデルの予測と一致しています。このデータは、$p=0.13$から$0.48$を超える確率で定量化されています。DES3$\times$2ptデータを、利用可能なバリオン音響振動、赤方偏移空間歪み、およびIa型超新星データと組み合わせると、$p=0.34$が見つかります。これらすべてのデータセットをPlanckCMBレンズと組み合わせると、$S_8=0.812^{+0.008}_{-0.008}$、$\Omega_{\mathrm{m}}=0.306^{+0.004}_{のジョイントパラメータ制約が得られます。-0.005}$、$h=0.680^{+0.004}_{-0.003}$、および$\summ_{\nu}<0.13\;\mathrm{eV\;（95\％\;CL）}$in$\Lambda$CDM;$S_8=0.812^{+0.008}_{-0.008}$、$\Omega_{\mathrm{m}}=0.302^{+0.006}_{-0.006}$、$h=0.687^{+0.006}_{-0.007}$、および$w$CDMの$w=-1.031^{+0.030}_{-0.027}$。（要約）
巨視的暗黒物質に関する更新された宇宙論的制約
マクロスコピックダークマター（MDM）候補の宇宙論的現象学を改訂します。これは一般にマクロとも呼ばれます。MDMの考えられる特徴は、再結合前のエポックでの宇宙プラズマからのバリオンの捕獲であり、その結果、バリオン-光子プラズマに高エネルギー光子が注入されます。現象論的アプローチを維持することにより、マクロが通常の物質または反物質のいずれかで構成されている2つの広いクラスのMDMを検討します。どちらのシナリオでも、マクロによって運ばれる消失しない電荷の影響を分析します。ビッグバン元素合成（BBN）の終わりと宇宙マイクロ波背景放射（CMB）のデカップリングの間のバリオン密度の変化、CMBでのスペクトル歪みの生成、および再結合時の荷電MDMとバリオン間の動的結合。ニュートラルマクロの場合、最も厳しい制約は、ほとんどのパラメーター空間のバリオン密度条件によって設定されることがわかります。通常の物質で構成され、結合エネルギーが$I$のマクロの場合、これにより、断面積が減少して次の境界が生じます。$\sigma_X/M_X\lesssim6.8\cdot10^{-7}\left（I/\mathrm{MeV}\right）^{-1.56}\、\text{cm}^2\、\text{g}^{-1}$。代わりに、表面ポテンシャルが$V_X$の荷電マクロは、主にバリオンとの密結合によって制約され、$\sigma_X/M_X\lesssim2\cdot10^{-11}\left（|V_X|/\mathrm{MeV}\right）^{-2}\text{cm}^2\、\text{g}^{-1}$。最後に、PIXIEやSuperPIXIEなどの将来のCMBスペクトル歪み実験では、パラメーター空間のより広い領域をプローブする感度があることを示します。これにより、可能性のある証拠、または暗黒物質としてのマクロの現在の境界の改善が可能になります。候補者。
X線の宇宙の大規模構造（CLASSIX）クラスター調査II：ローカル宇宙で半径100Mpcのパンケーキ構造を発表
| Title |
The_Cosmic_Large-Scale_Structure_in_X-rays_(CLASSIX)_Cluster_Survey_II:_Unveiling_a_pancake_structure_with_a_100_Mpc_radius_in_the_local_Universe |
| Authors |
Hans_Boehringer,_Gayoung_Chon,_Joachim_Truemper |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.13999 |
局所宇宙における銀河と銀河団の分布に関する以前の研究では、半径190h_70^-1Mpcまでの局所超銀河団の大きな拡張の兆候が見つかりました。私たちは、ROSATAllSkySurveyで検出されたX線発光銀河団の大規模で非常に完全なCLASSIX調査を使用して、ローカルユニバースの物質分布を追跡し、ローカルスーパークラスターに関連する平坦化されたローカル密度構造のサイズを調査しています。ローカルスーパークラスターは、銀河面にほぼ垂直に向けられています。銀河の消滅は銀河面に向かって増加するため、オブジェクトは平均して、平面に近いよりも平面に垂直に見えやすく、ローカル超銀河団に沿ってオブジェクトの見かけの集中を生み出します。調査選択関数を注意深く処理することで、このバイアスを修正できます。超銀河平面に沿って、厚さが約50Mpc、半径が約100Mpcの平坦な構造で、クラスターの密度が大幅に高くなっていることがわかります。100Mpcを超える距離にある構造は、ローカルスーパークラスターと相関しなくなります。局所的な上部構造と周囲の物質密度のコントラストは、約1.3〜2.3倍です。超銀河面内では、物質は主に2つの超銀河団、ペルセウス座-魚座連鎖とうみへび座-超銀河団に集中しています。以前の研究で、半径100〜170Mpcの領域にあるローカル宇宙は、宇宙平均よりも密度が低いことを示しました。このため、おとめ座超銀河団は宇宙平均密度に関して過密ではありません。したがって、この局所的な上部構造は、将来全体として崩壊するのではなく、断片化するでしょう。
宇宙フィラメントに埋め込まれた大規模クラスターシステムAbell3016 / 3017の相互作用
| Title |
Interaction_of_the_massive_cluster_system_Abell_3016/3017_embedded_in_a_cosmic_filament |
| Authors |
Gayoung_Chon,_Hans_Boehringer,_Sarthak_Dasadia,_Matthias_Kluge,_Ming_Sun,_William_R._Forman,_Christine_Jones |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.14000 |
2つのサブクラスターA3016とA3017を備えた銀河団システムRXCJ0225.9-4154は、フィラメント状の降着の兆候を示す大規模構造のフィラメントに埋め込まれています。このシステムのチャンドラ観測は、2つのクラスターと、それらを接続するX線放射のフィラメントとその中の銀河群を示しています。メインクラスターA3017は、おそらく最近のフィラメント軸に沿ったクラスターコンポーネントとの相互作用および寒冷前線からの衝撃の兆候を示しています。2つのクラスター間のフィラメントは、クラスターの降着衝撃によって加熱される可能性があり、このX線フィラメントの起源に関する2つのシナリオについて説明します。このホワイトペーパーでは、観察された構成の解釈を支援するために使用されるクラスターマージシステムのコンポーネントの多くのプロパティについて説明します。
若いアクティブな太陽型星の周りの惑星：安定化されていない分光器からの検出能力の評価
| Title |
Planets_around_young_active_Solar-type_stars:_Assessing_detection_capabilities_from_a_non_stabilised_spectrograph |
| Authors |
A._Heitzmann,_S.C._Marsden,_P._Petit,_M._W._Mengel,_D._Wright,_M._Clerte,_I._Millburn,_C.P._Folsom,_B._C._Addison,_R._A._Wittenmyer,_I.A._Waite |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.13537 |
短軌道ガスの巨大惑星の形成/進化のメカニズムはまだよく理解されていません。メカニズムを区別するための1つの有望な経路は、システムの寿命の初期段階でこれらの特異な太陽系外惑星の発生率を制限することです。しかし、生まれたばかりの星を研究する際の主な制限は、恒星の活動です。特に非常に若い星に存在する、速い回転、強い磁場、および複雑な内部ダイナミクスによって引き起こされるこの現象のカクテルは、太陽系外惑星を検出する私たちの能力を危うくします。この論文では、安定化されていない分光器で取得された視線速度データのみを使用して、すでに取得されたデータのコンテキストでそのような検出の制限を調査しました。ドップラーイメージングとガウス過程の2つの戦略を採用し、恒星の活動に埋もれている100$m.s^{-1}$の半振幅のホットジュピターを自信を持って検出できました。この場合、ガウス過程アプローチの利点も示しました。この研究は、追跡観測の潜在的な候補を特定したり、コミュニティで利用可能なレガシーデータセットでそのような惑星を発見したりするための概念実証として機能します。
天王星の通常の衛星は、岩だらけの巨大なインパクターを介して形成されましたか？
| Title |
Did_Uranus'_regular_moons_form_via_a_rocky_giant_impactor? |
| Authors |
Jason_Man_Yin_Woo,_Christian_Reinhardt,_Marco_Cilibrasi,_Alice_Chau,_Ravit_Helled,_Joachim_Stadel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.13663 |
天王星の通常の衛星の形成は、その巨大なスピン軸傾斜角（〜98o）の起源に関連していることが示唆されています。天王星原始と2-3M_Earthインパクターの間の巨大な衝撃は、大きな傾きと塵円盤の形成につながる可能性があり、そこでは、順行衛星と円形衛星が付着します。現在の通常のウラン衛星システムの最も興味深い特徴は、質量距離分布とおそらくかさ密度にも正の傾向があることです。これは、巨大な衝撃の後の塵円盤の粘性拡散が成形に重要な役割を果たすことを意味します。最終システムのアーキテクチャ。本論文では、巨大衝突のSPHシミュレーション、衝突後の塵円盤の粘性拡散の1D半解析的円盤モデル、およびの組み立てのためのN体シミュレーションの結果を組み合わせることにより、天王星の衛星の形成を調査します。月の円盤からの衛星。凝縮した岩石（すなわち、ケイ酸塩）が小さく、比較的急速に成長する凝縮した水氷に付着できると仮定すると、天王星の衛星システムの観測された質量とバルク組成を再現する最良のケースは、純粋な岩石の衝突径数であることがわかります3M_Earthが衝突パラメータb=0.75で若い天王星と衝突します。そのような斜めの衝突はまた、天王星の大きな傾きと、おそらくその低い内部熱流束を自然に説明することができます。ジャイアントインパクトシナリオは、天王星とその通常の衛星の主要な特徴を自然に説明することができます。したがって、周惑星円盤からではなく、衝撃の結果として形成されたウラン衛星システムを提案します。水の雪線を越えた物体は、冥王星やトリトンに似た岩の多い物体によって支配される可能性があります。天王星とその衛星システムへの将来のミッションは、天王星とその衛星の特性をさらに制約し、それらの形成過程に関するさらなる洞察を提供するでしょう。
CARMENESは、M矮星の周りの太陽系外惑星を検索します。 G264-012を周回する2つの地球型惑星とGl393を周回する1つの地球型惑星
| Title |
The_CARMENES_search_for_exoplanets_around_M_dwarfs._Two_terrestrial_planets_orbiting_G_264-012_and_one_terrestrial_planet_orbiting_Gl_393 |
| Authors |
P.J._Amado,_F.F._Bauer,_C._Rodr\'iguez_L\'opez,_E._Rodr\'iguez,_C._Cardona_Guill\'en,_M._Perger,_J.A._Caballero,_M._J._L\'opez-Gonz\'alez,_I._Mu\~noz_Rodr\'iguez,_F.J._Pozuelos,_A._S\'anchez-Rivero,_M._Schlecker,_A._Quirrenbach,_I._Ribas,_A._Reiners,_J._Almenara,_N._Astudillo-Defru,_M._Azzaro,_V.J.S._B\'ejar,_R._Bohemann,_X._Bonfils,_F._Bouchy,_C._Cifuentes,_M._Cort\'es-Contreras,_X._Delfosse,_S._Dreizler,_T._Forveille,_A.P._Hatzes,_Th._Henning,_S.V._Jeffers,_A._Kaminski,_M._K\"urster,_M._Lafarga,_N._Lodieu,_C._Lovis,_M._Mayor,_D._Montes,_J.C._Morales,_N._Morales,_F._Murgas,_J.L._Ortiz,_F._Pepe,_V._Perdelwitz,_D._Pollaco,_N.C._Santos,_P._Sch\"ofer,_A._Schweitzer,_N.C._S\'egransan,_Y._Shan,_S._Stock,_L._Tal-Or,_S._Udry,_M.R._Zapatero_Osorio,_M._Zechmeister |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.13785 |
2つの惑星系、つまりG264-012、2つの地球型惑星を持つM4.0ドワーフ（$M_{\rmb}\sin{i}=2.50^{+0.29}_{-0.30}$）の発見を報告します。M$_{\oplus}$および$M_{\rmc}\sin{i}=3.75^{+0.48}_{-0.47}$M$_{\oplus}$）、およびGl393、明るい1つの地球型惑星を持つM2.0ドワーフ（$M_{\rmb}\sin{i}=1.71\pm0.24$M$_{\oplus}$）。両方の星は若い運動星団に属することが提案されましたが、私たちはそれらの年齢が約700Maより古いと推定しています。G264-012周辺の2つの惑星は、CARMENES太陽系外惑星調査からの視線速度（RV）データのみを使用して発見され、推定軌道周期はそれぞれ$2.30$dと$8.05$dです。測光モニタリングと活動指標の分析により、恒星の自転によって引き起こされた、約100日でのRV測定に存在する3番目の信号が明らかになります。惑星Gl393bは、HARPS、CARMENES、およびHIRES機器からのRVデータで発見されました。その識別は、ガウス過程（GP）を使用して、星の磁気活動によって生成される変動をモデル化した後にのみ可能でした。初期の観測では、この変動性により、{\emKepler}データから決定された34日間の自転周期付近で、RVのピリオドグラムにピークの森が生成されました。これは最新のエポックで消失しました。このGPモデルでそれらを補正した後、$7.03$dの期間で有意な信号が示されました。私たちのスペクトル活動指標または同時測光のいずれにおいても、惑星のどの期間においても有意な信号は見つかりませんでした。軌道と恒星の特性を考えると、3つの惑星の平衡温度はすべて地球の平衡温度よりも高くなっています。現在の惑星形成理論は、これら2つのシステムが一般的なタイプのアーキテクチャを表していることを示唆しています。これは、コア降着パラダイムに従った形成と一致しています。
原始惑星系円盤のギャップとリング構造の起源としての熱波の不安定性
| Title |
Thermal_Wave_Instability_as_an_Origin_of_Gap_and_Ring_Structures_in_Protoplanetary_Disks |
| Authors |
Takahiro_Ueda,_Mario_Flock_and_Tilman_Birnstiel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.13852 |
最近のミリメートルと赤外線の観測は、ギャップとリング状の構造が、原始惑星系円盤の塵の熱放射と散乱光の両方で一般的であることを示しています。ディスクのミリメートルおよび赤外線散乱光画像に対するいわゆる熱波不安定性（TWI）の影響を調査します。TWIの1+1Dシミュレーションを実行し、ディスクが恒星の光に対して十分に光学的に厚い場合、つまり、粒子とガスの質量比が$\gtrsim0.0001$の場合にTWIが動作することを確認します。波が伝播するにつれて中央面の温度が変化するため、ミリメートル放射と赤外線放射の両方でギャップとリングの構造を見ることができます。ミリメートルの下部構造は、ディスクが温度変化によって引き起こされるため、ディスクが完全に光学的に厚い場合でも観察できますが、密度によって引き起こされる下部構造は、光学的に厚い領域では消えます。TWIによって誘発されたリングとギャップの間の部分的な分離は、$\sim$10-50auで$\Deltar/r\sim$0.2-0.4であり、これはALMAによって検出されたものに匹敵します。温度変化により、揮発性種の雪線は放射状に移動し、単一の種でも複数の雪線が観察されます。波の伝播速度は$\sim$0.6${\rmau〜yr^{-1}}$と同じくらい速く、これは数年の時間間隔でのマルチエポック観測で潜在的に検出できます。
地球との2029年の接近中の宇宙船に対するアポフィスのスピン軸変動の影響
| Title |
Influence_of_Apophis'_spin_axis_variations_on_a_spacecraft_during_the_2029_close_approach_with_Earth |
| Authors |
S._Aljbaae,_J._Souchay,_V._Carruba,_D._M._Sanchez,_A._F._B._A._Prado |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.14001 |
タンブリング小惑星は、角速度ベクトルがその主慣性軸のいずれとも整列していないオブジェクトの小さなグループに属しています。これは、これらの物体を周回するように設計された宇宙船の軌道をモデル化するための挑戦的な取り組みにつながります。この作業では、2029年に地球と接近した小惑星（99942）アポフィスについて、このトピックに関する以前の研究を深めます。このイベント中に小惑星を周回する宇宙船の軌道挙動を、2セットの初期条件に応じた、小惑星のスピン軸の向きの変化。ターゲット周辺の宇宙船のグローバルダイナミクスは、MEGNO、PMap、および時系列予測の3つのアプローチを使用して分析されます。自然軌道を持つ宇宙船は、私たちの惑星との接近遭遇によって引き起こされた高い摂動に耐えることができないことを確認します。
$ R_e-R_h $および$ M_ {star} -M_h $関係からの大規模衛星のサイズ関数：環境の役割の制約
| Title |
The_size_function_of_massive_satellites_from_the_$R_e-R_h$_and_$M_{star}-M_h$_relations:_constraining_the_role_of_environment |
| Authors |
Lorenzo_Zanisi_(1),_Francesco_Shankar_(1),_Mariangela_Bernardi_(2),_Simona_Mei_(3),_Marc_Huertas-Company_(4)_((1)_University_of_Southampton,_(2)_University_of_Pennsylvania,_(3)_Universit\'e_de_Paris,_CNRS,_Astroparticule_et_Cosmologie,_(4)_Instituto_de_Astrofisica_de_Canarias) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.13363 |
以前の研究では、ホスト暗黒物質ハローの銀河が恒星質量-ハロー質量（SMHM）の関係を介して恒星質量に割り当てられ、線形でタイトな$R_e-R_hを介してサイズ（$R_e$）が割り当てられる半経験的モデルを示しました。$関係は、ローカルSDSS中央銀河のサイズ関数と巨大銀河（MG、$M_{\rmstar}>10^{11.2}M_\odot$）の強力なサイズ進化を忠実に再現できます。このシリーズの3番目の論文では、衛星MGの母集団に焦点を当てます。追加のキャリブレーションなしで、正確なSMHM関係、クエンチされた銀河の割合、または恒星ストリッピングのレベルに関係なく、同じモデルがSDSSで静止衛星MGのローカルサイズ関数を再現できることがわかります。さらに、同じモデルは、中央銀河と伴銀河の両方について、平均サイズのホストハロー質量への不可解な弱い依存性を再現できます。このモデルは、グループ/クラスター環境に陥った後、いくつかの衛星MGが数Gyrで巨大なレンチキュラーに変化すると仮定した後、衛星MGのサイズ関数とも一致します。ただし、衛星レンチキュラーの大部分は、落下する前に形成されると予測されています。$R_e-R_h$は、銀河とそのホストハローを接続するための基本であるように見えます。
中央銀河への宇宙ウェブクエンチングの痕跡
| Title |
The_Imprint_of_Cosmic_Web_Quenching_on_Central_Galaxies |
| Authors |
Nico_Winkel,_Anna_Pasquali,_Katarina_Kraljic,_Rory_Smith,_Anna_R._Gallazzi,_Thomas_M._Jackson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.13368 |
スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）で、宇宙のウェブ環境が中央銀河の平均的な特性にどのように影響するかを調査します。SDSS中央銀河の平均特定星形成率、恒星年齢、金属量、元素存在比[$\alpha$/Fe]が、DisPerSEによって識別された宇宙のウェブノード、壁、フィラメントからの距離にどのように依存するかを分析します。私たちのアプローチでは、フィールド環境とグループ環境の間で区別される銀河の恒星の質量と局所密度を制御します。私たちの結果は、銀河が宇宙のウェブの特徴までの距離が短くなるにつれて、より低い特定の星形成率を示すという既知の傾向を確認しています。さらに、ノード、壁、またはフィラメントのいずれかに近い中央部は、より遠い距離にある同等の質量の対応物と比較して、平均して古く、金属が豊富で、$\alpha$が強化されていることを示します。同定された特性勾配は、散在銀河の中心銀河とグループ銀河の振幅が同じであるように見えます。私たちの調査結果は、ラム圧ストリッピングや絞扼などの育成効果、および/または宇宙ウェブの固有の特性に関連する自然効果から生じる宇宙ウェブの急冷をサポートしています。
ガイアEDR3は、おうし座分子雲星形成複合体の下部構造と複雑な星形成の歴史を明らかにします
| Title |
Gaia_EDR3_Reveals_the_Substructure_and_Complicated_Star_Formation_History_of_the_Greater_Taurus-Auriga_Star_Forming_Complex |
| Authors |
Daniel_M._Krolikowski,_Adam_L._Kraus,_Aaron_C._Rizzuto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.13370 |
おうし座-オーリガ複合体は、典型的な低質量の星形成領域であり、星形成プロセスのユニークなテストベッドを提供し、星の種族の空間的、運動学的、時間的構造に観察可能な痕跡を残しました。おうし座の豊富な観測の歴史は、分子雲から遠く離れたメンバーや年齢の広がりの証拠など、複雑な星形成イベントを示唆する特異性を明らかにしました。ガイアを使用すると、おうし座の国勢調査の詳細な調査により、メンバーシップを確認し、下部構造を特定し、その星形成の歴史を再構築することができます。おうし座地域の広大な国勢調査をまとめ、空間サブグループを特定し、おうし座が恒星密度全体で下部構造化されていることを確認しました。サブグループには2つの集団があります。雲の近くのクラスター化されたグループと、地域全体に広がるまばらなグループです。スパースグループは、おうし座の分散した母集団で構成されます。これは、平均して雲の近くの母集団よりも古く、15Myrまでのサブ母集団をホストします。クラスター化されたグループの年齢は距離とともに増加し、現在の星形成が背後から引き起こされたことを示唆しています。それでも、この領域は運動学的にコヒーレントであり、その速度構造は、動的緩和によって修正されたラーソンの法則と同様の初期乱流スペクトルを反映しています。全体として、おうし座には複雑な星形成の歴史があり、クラスター化モードと分散モードの両方を特徴とする星形成の少なくとも2つのエポックがあります。年齢と空間分布の相関関係を考えると、おうし座は、ガイア時代にのみ理解され始めることができる銀河規模の星形成イベントの一部である可能性があります。
OTELO調査：z $ \ sim0.9 $で低光度の電流/アクティブな星形成銀河の集団を明らかにする
| Title |
The_OTELO_survey:_Revealing_a_population_of_low-luminosity_current/active_star-forming_galaxies_at_z$\sim0.9$ |
| Authors |
Roc\'io_Navarro_Mart\'inez,_Ana_Mar\'ia_P\'erez-Garc\'ia,_Ricardo_P\'erez-Mart\'inez,_Miguel_Cervi\~no,_Jes\'us_Gallego,_\'Angel_Bongiovanni,_Laia_Barrufet,_Jakub_Nadolny,_Bernab\'e_Cedr\'es,_Jordi_Cepa,_Emilio_Alfaro,_H\'ector_O._Casta\~neda,_Jos\'e_A._de_Diego,_Mauro_Gonz\'alez-Otero,_J._Jes\'us_Gonz\'alez,_J._Ignacio_Gonz\'alez-Serrano,_Maritza_Lara-L\'opez,_Carmen_P._Padilla_Torres,_and_Miguel_S\'anchez-Portal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.13374 |
GTCの機器OSIRISの赤色調整可能フィルターを使用して、OTELOフィールドの輝線源の疑似スペクトルを取得します。これらの疑似スペクトルから、H$\beta$放射のあるオブジェクトを識別します。疑似スペクトルの分解能により、[OIII]からH$\beta$を分離できるため、隣接する線から汚染されることなくH$\beta$フラックスを導出できます。拡張されたOTELOカタログからのデータを使用して、AGNを識別し、星形成率、星の質量、および星形成銀河の形態を研究します。私たちのサンプルは、星形成銀河の主系列星にあることがわかります。ソースは形態学的に主に円盤状の銀河（76％）として分類され、サンプルの90％は低質量銀河（$M_*<10^{10}\;\mathrm{M}_\odot$）として分類されます。OTELOによって検出された$z\sim0.9$の低質量星形成銀河は、局所宇宙の低質量星形成銀河と同様の特性を示し、この種の天体が形成と星形成の好きな時代を持っていないことを示唆しています$z\sim1$から現在までの拡張。40個のH$\beta$星形成銀河のサンプルには、これまでに検出された最も弱いH$\beta$エミッターが含まれています。これにより、H$\beta$ラインの光度関数のかすかな端だけを、最小光度$\logL=39\;\mathrm{erg\、s}^{-1}$で制約できます。以前の調査よりも100倍暗い。ダスト補正されたOTELOH$\beta$光度関数は、かすかな端の傾きを$\alpha=-1.36\pm0.15$として確立しました。文献からの補助データを追加することにより、分析の範囲を明るい方向に拡大しました。この場合は、ほこりを補正していません。この拡張された光度関数で得られた傾きは$\alpha=-1.43\pm0.12$です。
15個の局所的な星形成銀河における星形成の多波長研究
| Title |
A_Multi-Wavelength_Study_of_Star_Formation_in_15_Local_Star-Forming_Galaxies |
| Authors |
Madison_V._Smith,_L._van_Zee,_S._Salim,_D._Dale,_S._Staudaher,_T._Wrock,_A._Maben |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.13394 |
いくつかの近くの銀河（$<$20Mpc）について、遠紫外線（FUV）から中赤外線（MIR）のスペクトルエネルギー分布（SED）に適合させました。SEDから派生した星形成履歴（SFH）と古典的な星形成率（SFR）トレーサーがさまざまなスケールでどのように現れるかをよりよく理解するために、グローバル、ラジアル、およびローカルの測光測定が調査されます。表面輝度プロファイルと放射状SEDフィッティングは、星の円盤とハローの星の種族勾配への洞察を提供します。二重指数SFHモデルは、これらの銀河全体の若い集団と古い集団の分布をよりよく理解するために、SEDフィッティングで使用されます。銀河のさまざまな領域は、強度、速度、タイミング、またはこれらすべての要因の組み合わせのいずれかで、非常に異なるSFHを経験していることがよくあります。これらの銀河内の個々の星団の分析は、星団の年齢とこれらの星団が銀河全体にどのように分布しているかとの関係を示しています。これらの星形成特性は、以前に公開されたHI観測と一緒に提示され、近くの星形成銀河の小さなサンプルの全体像を提供します。ここに示した結果は、$\Lambda$CDM宇宙に現れる可能性のある、さまざまな星形成勾配と平均的な恒星年齢分布があることを示しています。
| Title |
Evidence_for_Black_Holes_in_Green_Peas_from_WISE_colors_and_variability |
| Authors |
Santosh_Harish,_Sangeeta_Malhotra,_James_E._Rhoads,_Tianxing_Jiang,_Huan_Yang,_and_Kendrick_Knorr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.13400 |
光学スペクトルにHeIIや[NeIII]などの高電離輝線が存在することを動機として、グリーンピース銀河（GP）に活動銀河核（AGN）/ブラックホール（BH）が存在するかどうかを調べます。AGN候補を特定するために、全天広域赤外線サーベイエクスプローラー（WISE）ミッションからの516GPのサンプルに対する中赤外線（MIR）測光観測を使用しました。厳格な3バンドWISEカラー診断に基づいて、候補AGNとして58GPを選択します。WISE/NEOWISE-R観測からのW1およびW2バンドのマルチエポック測光を使用すると、両方のWISEバンドで有意な変動を示す38個のGPが見つかります。これらのうちの4つは、WISE3バンドカラー診断によってもAGNとして選択されました。興味深いことに、GPの中でMIR変数ソースの割合が高いことがわかりました。これは、これらの極端なオブジェクトを研究することの独自性と重要性を示しています。この作業を通じて、測光変動が、星形成が支配的な低質量、低金属量の他の選択手法（光輝線比やX線放射を含む）では見逃される可能性のあるAGNを選択するための有望なツールであることを示します。銀河。
分子雲およびフィラメントスケールでの90GHzダスト放射率の研究
| Title |
A_study_of_90_GHz_dust_emissivity_on_molecular_cloud_and_filament_scales |
| Authors |
Ian_Lowe,_Brian_Mason,_Tanay_Bhandarkar,_S._E._Clark,_Mark_Devlin,_Simon_R._Dicker,_Shannon_M._Duff,_Rachel_Friesen,_Alvaro_Hacar,_Brandon_Hensley,_Tony_Mroczkowski,_Sigurd_Naess,_Charles_Romero,_Sarah_Sadavoy,_Maria_Salatino,_Craig_Sarazin,_John_Orlowski-Scherer,_Alessandro_Schillaci,_Jonathan_Sievers,_Thomas_Stanke,_Amelia_Stutz,_Zhilei_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.13432 |
グリーンバンク望遠鏡のMUSTANG2機器からの最近の観測により、25インチ（$\sim$0.1pc）のオリオン分子雲（OMC）2/3フィラメントのダストスペクトルエネルギー分布（SED）における長波長放射の強化の証拠が明らかになりました。）スケール。ここでは、データを使用して、より大きな空間スケール（マップサイズ0.5〜3度または約3〜20pc）で、やや低い解像度（120"、400pcの距離で0.25pcに対応）でのダストSEDの測定値を示します。ハーシェル衛星とアタカマ宇宙望遠鏡（ACT）から。次に、これらの120"スケールの調査を、ハーシェルグールドベルト調査（HGBS）でカバーされている他の地域に拡張します。具体的には、オリオンAとその尾部の南部地域の高密度フィラメント、オリオンB、へび座-Sです。は約10deg$^2$をカバーし、連続測光は160umから3mmに及びます。これらのデータは、高解像度で見られるものと比較してやや弱い（8.5％過剰）ものの、3mmでの過剰な放射も示しています。ラムダ$\leq$2mmデータに適合した標準のMBBと比較して、平均24.9％の増強で、ターゲットにした他のフィラメントにさらに強く増強が存在することがわかります。この分析を他の標的領域に適用することにより、最後に、Planckの結果に基づいた2成分ダストモデルとアモルファス粒子ダストモデルについても検討します。これらは両方とも、からの放出の偏差を説明するために提案されています。一般的な修正黒体の場合、SEDのフィッティングに関してMBBスペクトルよりも大幅に優れたパフォーマンスを発揮しないことがわかります。
流出をホストする4つのタイプ1アクティブ銀河における冷たい分子ガスの特性
| Title |
Properties_of_cold_molecular_gas_in_four_type-1_active_galaxies_hosting_outflows |
| Authors |
Jessie_C._Runnoe,_Kayhan_G\"ultekin,_David_Rupke,_Ana_L\'opez-Sepulcre |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.13460 |
活動銀河核（AGN）からのフィードバックは、銀河の集合と成長の現在の状況において重要な要素であることが証明されています。ただし、AGN駆動の流出に関する観測上の制約は技術的な課題に直面しており、その結果、タイプ1AGNの低温分子ガス流出特性はよく知られていません。F07599+6508、Z11598$-$0112、F13342+3932、およびPG1440+356、すべての近くのタイプ1AGNおよび超高光度赤外線銀河（ULIRG）におけるCO（1-0）の新しいIRAMNOrthernExtendedMilimeterArray（NOEMA）観測を提示します。）。2〜8〜kpcの物理スケールに対応する1〜3秒角の空間分解能と15〜60kms$^{-1}$のスペクトル分解能を達成し、更新されたCO（1-0）赤方偏移と詳細な形態を可能にします。これらのソースの冷たい分子ガスのビュー。CO（1-0）の光度$L_{CO}^{\prime}$は、2〜12$\times10^9$Kkms$^{-1}$pc$^{2の範囲にあります。}$および推定分子ガス質量$M$（H$_2$）は、2〜9$\times10^9$M$_{\odot}$の範囲にあります。速度場とガス分布は、これらの発生源のいずれかが流出していることを明確に識別しません。ただし、Z11598$-$0112には材料の落下の兆候があり、回転ディスクモデルの減算後、PG1440+356は、流出または歪んだディスクを示す可能性のある残差の複雑な運動学を示しています。
C IVの歴史的収量の吸収によるHeII再電離ERaの調査（HIERACHY）I：z〜4.7クエーサーからの強い流出
| Title |
Probing_the_He_II_re-Ionization_ERa_via_Absorbing_C_IV_Historical_Yield_(HIERACHY)_I:_A_Strong_Outflow_from_a_z~4.7_Quasar |
| Authors |
Xiaodi_Yu,_Jiang-Tao_Li,_Zhijie_Qu,_Ian_U._Roederer,_Joel_N._Bregman,_Xiaohui_Fan,_Taotao_Fang,_Sean_D._Johnson,_Feige_Wang_and_Jinyi_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.13498 |
超大質量ブラックホール（SMBH）からの流出は、それら自体、それらのホスト銀河、およびより大規模な環境の共進化において重要な役割を果たします。このような流出は、多くの場合、ホストクエーサーの系統的な赤方偏移から青方偏移されたさまざまな帯域および広い速度範囲の輝線と吸収線によって特徴付けられます。この論文では、6.5mマゼランに設置されたマゼラン稲森京セラエシェル（MIKE）分光器で撮影された高解像度光スペクトルに基づいて、z〜4.7クエーサーBR1202-0725からの強いブロードライン領域（BLR）の流出を報告します。/粘土望遠鏡、「CIV歴史的収量の吸収によるHeII再電離ERaの調査」（HIERACHY）プロジェクトから取得。このレストフレーム紫外線（UV）スペクトルは、高イオンからのいくつかの大幅に青方偏移した幅広い輝線によって特徴付けられます。最も重要なものは、H{\alpha}輝線に対して-6500km/sの速度のCIV線であり、これはz>4で観測されたクエーサーで最も速い速度のBLR流出の1つです。UVの測定された特性OIとLy{\alpha}を除く、さまざまなイオンからの輝線も、より高いイオンがより広く、より高い平均速度で流出する傾向があるという明確な傾向に従います。対応する輝線の青い翼に識別された複数のCIVおよびSiIV吸収成分があり、これらは流出または介在する吸収体のいずれかによって生成される可能性があります。
積み重ねられたHI測定からの中央銀河の星形成と急冷
| Title |
Star_Formation_and_Quenching_of_Central_Galaxies_from_Stacked_HI_Measurements |
| Authors |
Hong_Guo,_Michael_G._Jones,_Jing_Wang,_Lin_Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.13505 |
中心銀河のHI質量（$M_{\rmHI}$）の恒星質量（$M_\ast$）、ハロー質量（$M_{\rmh}$）、星形成率（SFR）への依存性を定量的に調査します。）、および1kpc（$\Sigma_1$）以内の中心星表面密度、AreciboFastLegacyALFASurveyとSloanDigitalSkySurveyの両方を使用したHIスペクトルスタッキング技術を利用します。$M_{\rmHI}$-$M_{\rmh}$と$M_{\rmHI}$-$M_\ast$の関係の形は、星形成銀河と急冷銀河の両方で著しく類似していることがわかります。、約0.6dexのHI質量が絶えず低い大規模な急冷銀河を伴う。この類似性は、ハロー質量も恒星質量も消光の直接の原因ではなく、HI貯留層の枯渇であることを強く示唆しています。$M_\ast<10^{10.5}M_\odot$の低質量銀河のHIリザーバーは$M_{\rmh}$とともに大幅に増加しますが、より質量の大きい銀河は$M_{\rmHIの有意な依存性を示しません。}$on$M_{\rmh}$は、滑らかな低温ガス降着を決定するためのハローの効果を示しています。中心銀河の星形成と消光は、利用可能なHI貯水池によって直接制御されており、平均関係は${\rmSFR}\proptoM_{\rmHI}^{2.75}/M_\ast^{0.40であることがわかります。}$は、星形成の準定常状態を意味します。さらに、銀河が星形成の主系列星から脱落すると、HIリザーバーが枯渇し、このフェーズの$M_{\rmHI}$と$\Sigma_1$の間には、$と非常に緊密で一貫した相関関係があることを確認します。M_{\rmHI}\propto\Sigma_1^{-2}$。この結果は、銀河が低温ガスの降着、圧縮と圧縮後、および急冷の3つの進化段階を経る、圧縮によって引き起こされる急冷シナリオと一致しています。
Mrk 1239：狭線セイファート-1のタイプ2対応物？
| Title |
Mrk_1239:_a_Type-2_Counterpart_of_Narrow-line_Seyfert-1? |
| Authors |
Xiang_Pan,_Hongyan_Zhou,_Chenwei_Yang,_Luming_Sun,_Paul_S._Smith,_Tuo_Ji,_Ning_Jiang,_Peng_Jiang,_Wenjuan_Liu,_Honglin_Lu,_Xiheng_Shi,_Xuejie_Dai,_Shaohua_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.13672 |
タイプ1の狭線セイファート銀河（NLS1）を定義する8つのプロトタイプの1つであるMrk1239の新しい分光光度および分光偏光観測を紹介します。ただし、他の一般的なNLS1とは異なり、高度な偏光（$P\sim$5.6％）と赤色の光学IR（$g-W_4$=12.35）の色は、Mrk1239がタイプ2の活動銀河核に類似していることを示しています。NGC1068。UV-光学IRのスペクトルエネルギー分布の詳細な分析により、核から2つの成分が得られます。1つは非常に不明瞭な直接成分と透過成分（$E_{BV}\約1.6$）、もう1つは間接的で散乱した成分です。軽度の消滅（$E_{BV}\sim$0.5）。このような2つの光路のシナリオは、X線データに基づく以前のレポートにも見られます。輝線の比較と[-3000、-1000]kmでのHe\、{\footnotesizeI}*$\lambda$10830BALの検出s$^{-1}$は、不明瞭な雲が昇華半径と狭い輝線領域の昇華半径。オブスキュラーとスキャッターの両方が流出しているため、強力な流出が存在する可能性があります。他の多くのタイプ2と同様に、無線帯域のジェットのような構造がMrk1239に見られ、偏光角に垂直であり、極性散乱を示唆しています。Mrk1239はおそらくNLS1のタイプ2の対応物であると私たちは主張します。タイプ2の対応物として8つのプロトタイプNLS1のうち1つが識別されたことは、光帯域でタイプ1と誤認されたMrk1239の類似体がかなりの量存在する可能性があることを意味します。これらの誤認されたオブジェクトのプロパティは、今後の作業で調査される予定です。
z〜1星形成銀河の暗黒物質の割合
星の質量範囲が$9.0\leqlog（M_*\\mathrm{M_\odot}）\leq11.0である$z\約0.9$の225回転支持星形成銀河における暗黒物質の割合の観測研究を提示します。$と星形成率：$0.49\leqlog\left（SFR\\mathrm{[M_{\odot}\yr^{-1}]}\right）\leq1.77$。これは、\citet{GS20}によって以前に研究されたKMOSレッドシフト1分光調査（KROSS）のサブサンプルです。これらの天体の恒星の質量（$M_*$）は、銀河のスペクトルエネルギー分布のフィッティングから導き出された質量光度比を使用して以前に推定されていました。星形成率は、H$_\alpha$の光度から導き出されました。総ガス質量（$M_{gas}$）は、分子ガスと原子ガスの関係をスケーリングすることによって決定されます\citep[][それぞれ]{Tacconi2018、Lagos2011}。動的質量（$M_{dyn}$）は、さまざまなスケール長（有効半径：$R_e$、$\sim2\R_e$および$\sim3\R_e$）での回転曲線（RC）から直接導出されます。次に、これらの半径での暗黒物質の割合（$f_{DM}=1-M_{bar}/M_{dyn}$）が計算されます。$z\sim1$では、サンプルのごく一部（$\sim5\％$）のみが$\sim$2-3$R_e$内のDMの割合が低い（$<20\％$）ことを報告します。。私たちのサンプルのSFGの大部分（$>72\％$）は、ローカルSFGと一致して、暗黒物質が優勢な外部ディスク（$\sim5-10$kpc）を持っています。さらに、局所的なSFGに関して、与えられた恒星の質量（または円速度）で暗黒物質の割合に大きなばらつきが見られます。これは、$z\sim1$の銀河が、a）のさまざまな段階にまたがっていることを示唆しています。恒星円盤の形成、b）バリオンと結合した多様なDMハロー特性を持っています。
銀河の絶滅：それはいくつの新星を隠し、それは銀河の新星率にどのように影響しますか？
| Title |
Galactic_Extinction:_How_Many_Novae_Does_it_Hide_and_How_Does_it_Affect_the_Galactic_Nova_Rate? |
| Authors |
A._Kawash,_L._Chomiuk,_J._A._Rodriguez,_J._Strader,_K._V._Sokolovsky,_E._Aydi,_C._S._Kochanek,_K._Z._Stanek,_K._Mukai,_K._De,_B._Shappee,_T._W.-S._Holoien,_J._L._Prieto,_and_T._A._Thompson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.13893 |
観測された銀河系の古典的な新星の速度$\sim10$yr$^{-1}$と、銀河系モデルから予測された$\sim30$-50yr$^{-1}$の間には長年の不一致があります。。この不一致の1つの説明は、多くの新星が星間減光によって隠されているが、塵が新星を覆い隠すことができる程度は十分に制約されていないということです。新しく利用可能な全天の3次元ダストマップを使用して、既知の新星の明るさと空間分布を、新星が銀河系の恒星の質量をトレースする比較的単純なモデルから予測されたものと比較します。全天自動捜索システム（ASAS-）などの現在の全天自動調査では、新星の半分（$\sim48$\％）のみが簡単に検出できると予想されます（$g\lesssim15$）。SN）。この割合は以前に推定されたものよりはるかに低く、ほこりが光学系の新星検出に実質的に影響を与えることを示しています。ASAS-SN、OGLE-IV、およびPalomarGattiniIR調査からの補足的な調査結果をモデリングのコンテキストで比較することにより、$\sim40$yr$^{-1}$の暫定的な銀河新星率を見つけます。ただし、これは、銀河内の新星の想定される分布に応じて、$\sim30$yr$^{-1}$まで減少する可能性があります。これらの予備的な推定値は、ASAS-SNやその他の調査での新星検出のより洗練されたモデリングを通じて、将来の作業で改善される予定です。
赤方偏移7で、ハローのような天の川につながる宇宙論的ズームインシミュレーションが開始されます。初期の暗黒物質分布は、4つのM_sun星団で構成される球形の星団で補強され、3つの異なるセットのサブハローに配置されます。軌道：サブハローのウイルス半径の10\％から1\％の範囲で、サブハローの正確な中心。星団の3つのセットは、軌道半径の中央値が30、5、16kpcで終わり、それぞれ質量の約2、50、15％を失い、約3つの半分の質量半径を超えると非常に大きく異なる星の運動学を持ちます。より大きなサブハロ半径で開始されたクラスターの速度分散は、外側の5〜20の半質量半径領域の中心値の15〜25\％に低下します。サブハロ中心で開始されたクラスターは、速度分散が3〜5の半質量半径を超えて上昇し、10の半質量半径で中心速度分散の2倍の値に達するものもあります。サブハロ中心のクラスターは、大きな半径で等方性の速度分布を持つ傾向がありますが、孤立したクラスターは、半径方向の速度楕円体の領域を持ちます。
超大質量星の最大降着率について
高赤方偏移で観測された最も大規模なクエーサーの形成には、中央のコンパクトオブジェクトの長さスケールまでの極端なガスの流入が必要です。ここでは、これらの超大質量ブラックホールの可能な前駆体である超大質量星の表面までの重力によって許容される最大流入速度を推定します。連続の方程式と自由落下の仮定を使用して、さまざまな密度プロファイルの最大許容流入速度を導き出します。急速に降着する超大質量星の質量半径関係に私たちのアプローチを適用して、これらの天体の形成中に許容される降着率の上限を推定します。最大許容レート$\dotM_{\rmmax}$は、アキュレーターのコンパクトさによって一意に与えられることがわかります。急速に降着する超大質量星のコンパクトさのために、$\dotM_{\rmmax}$は、べき乗則$\dotM_{\rmmax}\proptoM^{3/4によって恒星の質量$M$に関連付けられています。}$。原子的に冷却されたハローの速度（0.1〜10M$_\odot$yr$^{-1}$）は、$M\gtrsim1$M$_\odot$ですぐに許可されます。銀河の合体で予想される最大のレート（$10^4-10^5$M$_\odot$yr$^{-1}$）は、アキュレーターが超大質量になると（$M\gtrsim10^4$M$_\）アクセス可能になります。odot$）。これらの結果は、超大質量星が一般相対論的不安定性によって崩壊する前に、質量$>10^6$M$_\odot$まで降着する可能性があることを示唆しています。このような質量では、崩壊により、金属が豊富なガス内でも超大質量ブラックホールが直接形成され、原子冷却ハローの従来の直接崩壊モデルよりも大幅に重いブラックホールシードが生じると予想されます。
| Title |
A_hot_spot_in_the_neutrino_flux_created_by_cosmic_rays_from_the_Cygnus_Loop |
| Authors |
M.Bouyahiaoui,_M.Kachelriess,_D.V.Semikoz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.13378 |
高エネルギーの開始イベントサンプルの7。5年間のデータの分析が、IceCubeコラボレーションによって最近公開されました。ニュートリノ源の探索で最もホットな場所は銀河面のはるか上で発見されたため、一見したところ、銀河の起源と一致させるのは困難です。この作業では、異方性拡散を想定して、近くの若い超新星残骸の周りの宇宙線（CR）密度を計算します。得られたCR密度と絶滅マップから推定された物質分布を組み合わせると、2つの顕著なホットスポットが見つかります。そのうちの1つは、点光源のIceCube検索で最も重要なポイントに近く、強度は2つのニュートリノイベントに対応します。
無衝突システムにおける非線形爆発性磁気リコネクション
磁気リコネクションによる高速磁気エネルギー散逸をめぐる議論は、半世紀以上の間、地球の磁気圏だけでなく、パルサー磁気圏やマグネターなどの天体物理学の物体においても、プラズマ宇宙の基本的なトピックであり続けています。最近、再結合中の非熱的粒子加速とプラズマ加熱が広く研究されており、粒子のジャイロ半径のオーダーの厚さの無衝突の「薄い」電流シートで急速なエネルギー散逸が発生する可能性があると主張されています。ただし、粒子のジャイロ半径よりも厚い「厚い」電流シートで高速エネルギー散逸がどのように発生するかについては、興味深い謎です。ここでは、ペアプラズマの高解像度のパーティクルインセルシミュレーションを使用して、再接続磁場による曲がりくねった粒子の磁化との収縮による慣性抵抗率の向上により、爆発的な再接続が発生する可能性があることを示します。現在のシート。さらに、現在のシートの初期の厚さに関係なく、非線形爆発再接続の時間スケールは、Alfv\'{e}n通過時間の数十です。
歴史に依存する雪崩によるパルサーグリッチの長期統計
パルサーグリッチの応力蓄積-緩和メタモデルは、既存および将来のタイミングデータによって改ざんされる可能性のある長期グリッチ統計の正確で微物理にとらわれない予測を行います。以前のメタモデルは、グリッチが雪崩プロセスによってトリガーされることを前提としています。超流動渦を含み、雪崩サイズの確率密度関数（PDF）は履歴に依存せず、外因的に指定されます。ここでは、時間の関数として占有された渦ピン止めサイトのしきい値を追跡することにより、履歴に依存する方法で内因的に雪崩サイズを生成するレシピが提案されています。渦は、しきい値がグローバルな時間依存ストレスを下回るサイトから散発的に固定を解除し、しきい値がグローバルストレスを超えるサイトで再固定し、システムに長期記憶を吹き込みます。メタモデルは、PDF、グリッチサイズと待機時間の自動相関と相互相関を予測します。これらは、予測が一貫している以前のメタモデル（状態依存のポアソン過程など）とは異なり、現在の観測と暫定的に矛盾しています。歴史に依存する雪崩は、渦の固定解除が駆動された確率過程としてどのように機能するかについての文献で人気のある理想的な理解を忠実に体現しているため、理論的な意味は興味深いものです。メタモデルは、システムをリセットする最大のグリッチの後、平均サイズよりも長く、平均待機時間よりも長い余震を予測します。次世代のパルサータイミングキャンペーンによってさらにデータが生成されたら、この予測がテストされます。
最初のOGLEで発見された超小型X線連星は中間ポーラーです
可変光源OGLE-UCXB-01は、最初にOGLEで発見された超小型X線連星（UCXB）です。この光源の12年間の長期OGLE光学測光は、P=12.8分の周期と、周期の速い減少率Pdot=-9.2E-11ss^-1を示しています。L_X〜4E33ergs^-1の光度では、そのX線放射も変動し、光学的変動と相関します。この可変ソースの性質、特にそのバイナリコンポーネントの質量とタイプを決定するために、まず、光学的変動が2次の楕円体変動によるものであり、強い重力波放射が軌道減衰を駆動するという魅力的な可能性を検討します。しかし、超タイトな軌道、明るい絶対等級、明るさの変化の大きな振幅という3つの制約を同時に満たす二次的な解決策を見つけることはできません。さらに、推定される物質移動係数が高すぎます。したがって、このシナリオは除外されます。次に、システムが「中間ポーラー」モデルと完全に一致していることがわかります。このモデルでは、光学およびX線放射は、低質量（<〜0.7M_sun）の主系列二次から降着する磁化白色矮星（WD）から発生します。。観測された周期減衰は、WDの降着駆動スピンアップです。WDの自転周期は12.8分で、公転周期は10時間より短いです。ここで紹介する方法は、時間領域データのみが利用可能な他のUCXB候補または詐欺師に適用できます。
構造化ジェットは、GW170817などのガンマ線バーストの複雑な放出を説明するために最近呼び出されました。降着シミュレーションに基づいて、ジェットは単純なシルクハットよりも複雑な構造を持つと予想されます。また、ブレーザージェットの発射領域の構造は、それらの大規模な進化に影響を与えるはずです。これは最近、TXS0506+056のジェットコンポーネントの相互作用によって明らかになりました。ジェットは、ゼロに近い視角で観測されます。観測研究はまた、ジェットの変動性の間の反相関を示しました。その最小変動時間スケールと、数桁にまたがり、ブレーザーとGRBサンプルの両方をカバーするローレンツ因子によって。ブラックホール源のこれらの観測特性に動機付けられて、数値GRMHDシミュレーションによって、降着の流入と流出の特性を調査します。不均一なジェットを発射しているカーブラックホールの周りの磁化されたトーラスで構成された中央エンジンの構造と進化の軸対称計算を実行します。視線に沿ったさまざまなポイントでジェットエネルギーを調べ、これらの特定の領域に局在するジェット時間の変動を測定します。最小変動タイムスケールと電力密度スペクトルを計算することにより、結果を定量化します。MTS-$\Gamma$の相関関係を再現し、それをエンジンの主要な駆動パラメーターとしてのブラックホールスピンに起因すると考えています。また、PDSの傾きはブラックホールのスピンの影響を強く受けませんが、さまざまな視野角で異なります。
10GeVを超え20度を超える銀河緯度でのガンマ線源候補のMSTカタログの12年間の更新
| Title |
Twelve-year_update_of_the_MST_catalogue_of_gamma-ray_source_candidates_above_10_GeV_and_at_Galactic_latitudes_higher_than_20_degrees |
| Authors |
R._Campana,_E._Massaro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.13679 |
10GeVを超えるエネルギーで12年間のフェルミ-LAT空（パス8）で最小スパニングツリー（MST）アルゴリズムを使用して選択された、ガンマ線源候補の更新バージョンカタログ12Y-MSTを提示します。20度を超える絶対銀河緯度での高エネルギーの空は、かなり制限された選択基準を使用して調査され、1664個の光子クラスターまたは候補ソースの合計サンプルが得られました。これらのうち、230は新しい検出、つまり他のガンマ線カタログに関連のない候補ソースです。それらの大部分は興味深い対応物、おそらくブレーザーを持っています。カタログの選択とカウンターパートの検索に関する主な結果について説明します。また、より弱い選択基準を適用して抽出したクラスターである224の候補ソース（12Y-MSTw）の追加サンプルを示します。それらの約57％は他のカタログで報告されていません。
連続重力波検索をサポートする蠍座X-1およびシグナスX-2からのX線脈動の詳細検索
| Title |
Deep_searches_for_X-ray_pulsations_from_Scorpius_X-1_and_Cygnus_X-2_in_support_of_continuous_gravitational_wave_searches |
| Authors |
Shanika_Galaudage,_Karl_Wette,_Duncan_K._Galloway,_Chris_Messenger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.13803 |
低質量X線連星の中性子星は、地上の天文台で検出できる可能性のある連続的な重力波を放出すると仮定されています。トルクバランスモデルは、降着率が高いほど重力波の振幅が大きくなることを予測しているため、X線フラックスの高い低質量X線連星が重力波探索の有望なターゲットです。X線脈動の検出は、これらの中性子星のスピン周波数を識別し、それによって、探索パラメータ空間の体積を減らすことによって、連続的な重力波探索の感度を改善します。\textit{ロッシX線タイミングエクスプローラー}比例計数管アレイからのX線データを使用して、2つの低質量X線連星さそり座X-1とシグナスX-2の脈動のセミコヒーレント検索を実行します。脈動の明確な証拠は見つからず、分数パルス振幅の上限（$90\％$の信頼度）を取得します。最も厳しいのは、さそり座X-1では$0.034\％$、さそり座X-2では$0.23\％$です。これらの上限は、Vaughanらの上限を改善します。（1994）それぞれ$\sim8.2$と$\sim1.6$の係数で。
sGRBの中央エンジン周辺の風におけるニュートリノの伝播
ニュートリノは偏向することなく密集した領域から逃げることができるので、それらはそれらを生成する源で新しい物理学を研究するための有望な候補です。今後数年間でより感度の高い検出器の開発が進むにつれ、入射ニュートリノからいくつかの固有の特性を推測します。特に、短いガンマ線バースト（sGRB）の熱プロセスによって生成されたものと、中央エンジンの異方性媒体内でのそれらの相互作用に研究を集中させます。一方では、強い磁気の寄与で生成されたバリオン風を考慮し、他方では、ニュートリノによって駆動される風のみを扱います。まず、中央エンジン周辺の両方のバリオン密度プロファイルを考慮して、有効なニュートリノポテンシャルを取得します。次に、この媒体での3つのフレーバーの振動確率を取得して、予想されるニュートリノ比を最終的に計算します。予想されるニュートリノ比へのより強い角度依存性が見つかります。これは、偶然にも、風の追加の寄与を考慮せずに、予想される理論比とは対照的です。この観測可能なものの共同分析は、sGRBの放出されたジェット角とともに、重力への追加の検出チャネルとして機能する、関与する合併前駆体（ブラックホール-中性子星または中性子星-中性子星）を区別する効果的なメカニズムにつながる可能性があります波。
| Title |
Tidal_Deformability_of_Strange_Quark_Planets_and_Strange_Dwarfs |
| Authors |
Xu_Wang,_Abudushataer_Kuerban,_Jin-Jun_Geng,_Fan_Xu,_Xiao-Li_Zhang,_Bing-Jun_Zuo,_Wen-Li_Yuan,_Yong-Feng_Huang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.13899 |
u、d、sのクォークで構成されるストレンジクォーク物質は、物質の真の根拠となる可能性があります。この仮説によれば、コンパクト星は実際にはストレンジクォーク星である可能性があり、安定したストレンジクォークの矮星やストレンジクォークの惑星さえ存在する可能性があります。バイナリ中性子星合体イベントGW170817の検出は、コンパクト星の状態方程式に関する新しい手がかりを提供します。この研究では、ストレンジクォーク惑星とストレンジクォーク矮星の潮汐変形能が計算されます。ストレンジクォークの物体の潮汐変形能は、通常の物質のそれよりも小さいことがわかります。典型的な0.6M$_\odot$コンパクト星の場合、奇妙な矮星の潮汐変形能は、通常の白色矮星の約1.4分の1です。ストレンジクォーク惑星と通常の物質惑星の間の違いはさらに重要です。さらに、ストレンジクォークの惑星が裸の惑星である場合（つまり、通常の物質の呪いで覆われていない場合）、潮汐の変形可能性は非常に小さくなります。つまり、ストレンジクォークの裸の惑星は潮汐力によってほとんど歪められません。私たちの研究は、重力波の観測を通してストレンジクォークの惑星を探すことによって、ストレンジクォークの物体を特定することの有効性を明確に証明しています。
VERITASによるパルサーテールからのTeVガンマ線放出の検索
| Title |
A_Search_for_TeV_Gamma-ray_Emission_from_Pulsar_Tails_by_VERITAS |
| Authors |
Wystan_Benbow,_A._Brill,_James_Buckley,_M_Capasso,_A_Chromey,_M._Errando,_Abraham_Falcone,_K._A._Farrell,_Qi_Feng,_J_Finley,_G.M._Foote,_Lucy_Fortson,_Amy_Furniss,_Alasdair_Gent,_C_Giuri,_David_Hanna,_Tarek_Hassan,_Olivier_Hervet,_Jamie_Holder,_G_Hughes,_T.B._Humensky,_Weidong_Jin,_Philip_Kaaret,_Oleg_Kargaltsev,_Mary_P._Kertzman,_David_Kieda,_Noel_Klingler,_Sajan_Kumar,_M_Lang,_M_Lundy,_Gernot_Maier,_C._E._McGrath,_Patrick_Moriarty,_Reshmi_Mukherjee,_D_Nieto,_M_Nievas-Rosillo,_S_O'Brien,_Rene_A._Ong,_A.N._Otte,_S._Patel,_Konstantin_Pfrang,_Martin_Pohl,_Raul_Prado,_John_Quinn,_Kenneth_J._Ragan,_P.,_T._Reynolds,_D_Ribeiro,_G._T._Richards,_Emmet_Thomas_Roache,_James_Ryan,_Marcos_Santander,_Glenn_H_Sembroski,_R_Shang,_Igor_Volkov,_S.P_Wakely,_Amanda_Weinstein,_P._Wilcox,_and_D._A._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.13911 |
長いX線テールを示す3つの近くの超音速パルサー（PSRB0355+54、PSRJ0357+3205およびPSRJ1740+1000）の周りの領域からの超高エネルギーガンマ線放出の検索について報告します。今日まで、X線またはラジオで目立つパルサーテールからのTeV放出の明確な検出はありません。TeVフラックスと光度の上限を提供し、これらの限界をX線およびテールエミッションモデルの予測で検出された他のパルサー風星雲と比較します。3つのテールのうち少なくとも1つは、2〜3倍感度の高い観測で検出される可能性が高いことがわかります。ここで紹介する分析は、TeVで尾を検出できたパルサーのパルサー尾の特性を導き出すことにも影響を及ぼします。
タイプIのX線バーストに対する核状態方程式の影響：GS1826-24からのX線バーストの解釈
| Title |
Effects_of_Nuclear_Equation_of_State_on_Type-I_X-ray_Bursts:_Interpretation_of_the_X-ray_Bursts_from_GS_1826-24 |
| Authors |
A._Dohi,_N._Nishimura,_M._Hashimoto,_Y._Matsuo,_T._Noda,_S._Nagataki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.13958 |
タイプIのX線バーストは、コンパニオンスターからの質量降着による中性子星（NS）表面での熱核爆発です。X線バーストの観測は、X線連星システムに関する貴重な情報を提供します。たとえば、連星パラメーター、降着物質の化学組成、NSの核状態方程式（EOS）などです。X線バースターの物理を制約するためのいくつかの理論的研究があります。しかし、それらは主にNS表面上の燃焼層に焦点を合わせていました。EOSとNS内の加熱および冷却プロセスの影響はまだ不明です。この研究では、いくつかのNSEOSを備えた一般相対論的恒星進化コードを使用して一連のX線バーストを計算しました。X線バーストモデルをGS1826-24に関連付けられたクロックバースターのバーストパラメータと比較しました。NS半径と光度曲線プロファイルの間に単調な相関関係があることがわかりました。半径が大きいほど、再発時間が長くなり、ピーク光度が大きくなります。対照的に、光度曲線のNS質量への依存性はより複雑になり、ニュートリノ冷却が核点火の効率を抑制します。また、GS〜1826-24のEOSと質量を制限しました。つまり、ピーク光度が高すぎるため、より大きなNS半径に対応するより硬いEOSは好ましくありません。EOSとNSの冷却と加熱は、X線バーストの理論的および観測的特性を議論するために重要です。
大阪1.85mmm-submm望遠鏡用の新しい広帯域ヘテロダイン受信機システムの開発-210-375GHz帯域をカバーする波形ホーンと光学
| Title |
Development_of_a_new_wideband_heterodyne_receiver_system_for_the_Osaka_1.85-m_mm-submm_telescope_--_Corrugated_horn_&_Optics_covering_210-375_GHz_band |
| Authors |
Yasumasa_Yamasaki,_Sho_Masui,_Hideo_Ogawa,_Hiroshi_Kondo,_Takeru_Matsumoto,_Masanari_Okawa,_Koki_Yokoyama,_Taisei_Minami,_Ryotaro_Konishi,_Sana_Kawashita,_Ayu_Konishi,_Yuka_Nakao,_Shimpei_Nishimoto,_Sho_Yoneyama,_Shota_Ueda,_Yutaka_Hasegawa,_Shinji_Fujita,_Atsushi_Nishimura,_Takafumi_Kojima,_Keiko_Kaneko,_Ryo_Sakai,_Alvaro_Gonzalez,_Yoshinori_Uzawa,_Toshikazu_Onishi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.13605 |
コルゲートホーンは、電波望遠鏡でよく使用される高性能フィードです。ミリ波およびサブミリ波受信機の広帯域光学系および波形ホーンに対する需要が高まっています。観測効率が向上し、複数の励起状態のCOなどの重要な輝線を同時に観測することができます。しかし、ミリ波/サブミリ波帯では、波長が非常に短く、狭い波形を作ることが難しいため、帯域幅が約60％の円錐形の波形ホーンを作成することは困難でした。この研究では、波形の寸法を最適化することにより、反射減衰量が良好で、交差偏波が低く、210〜375GHz帯域（56％の部分帯域幅）で対称ビームパターンを備えた円錐波形ホーンを設計しました。波形ホーンは、周波数に依存しない光学系を組み合わせた大阪1.85mmm-submm望遠鏡に設置され、12CO、13CO、C18O（J=2-1、3-2）の同時観測に成功しました。本稿では、コルゲートホーンの新しい設計について説明し、光学系を含む性能評価結果を報告します。
Robo-AOを使用した、若い、近くの、低質量の星の周りの亜恒星天体（LASSO）の大規模補償光学調査
| Title |
Large_Adaptive_Optics_Survey_for_Substellar_Objects_(LASSO)_Around_Young,_Nearby,_Low-mass_Stars_with_Robo-AO |
| Authors |
Maissa_Salama,_James_Ou,_Christoph_Baranec,_Michael_C._Liu,_Brendan_P._Bowler,_Paul_Barnes,_Morgan_Bonnet,_Mark_Chun,_Dmitry_A._Duev,_Sean_Goebel,_Don_Hall,_Shane_Jacobson,_Rebecca_Jensen-Clem,_Nicholas_M._Law,_Charles_Lockhart,_Reed_Riddle,_Heather_Situ,_Eric_Warmbier,_Zhoujian_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.13364 |
亜恒星天体の大規模補償光学調査（LASSO）の結果を示します。ここでの目標は、若い周りの広い軌道間隔（$\gtrsim$50AU）で新しい亜恒星コンパニオン（<70M$_{Jup}$）を直接画像化することです。（$\lesssim$300Myrs）、近く（<100pc）、低質量（$\upperx$0.1-0.8M$_{\odot}$）の星。キットピーク2.1m望遠鏡、後にハワイ大学マウナケア大学2.2m望遠鏡で、Robo-AOと同時に可視（i'）および近赤外線（JまたはH）で画像化された427個の若い星について報告します。観測を行うために、低ノイズ高速SAPHIRAアバランシェフォトダイオード検出器を使用するRobo-AO用の新しい赤外線カメラを委託しました。111個の星の周りに121個のコンパニオン候補が検出され、そのうち62個のコンパニオンはガイアDR2視差と固有運動に基づいて物理的に関連付けられ、別の45個は物理的な関連付けを確認するために追跡観測が必要で、14個は背景オブジェクトです。コンパニオンセパレーションの範囲は2〜110AUで、プライマリと比較して近赤外線で7.7マグニチュードのコントラスト比に達します。確認済みおよび保留中の候補者の大多数は恒星の仲間であり、〜5は潜在的に亜恒星であり、確認のために追跡観測が必要です。また、以前に報告された43$\pm$9M$_{Jup}$と81$\pm$5M$_{Jup}$のコンパニオンも検出しました。34のターゲットで、ヒッパルコスガイアの固有運動を使用して加速度測定値が検出されていることがわかりました。それらのうち、画像化されたコンパニオン候補を持つ12個の星の58$^{+12}_{-14}$％は、23$^{+11}_{だけであるのに対し、かなりの加速（$\chi^2>11.8$）を持っています。-コンパニオンが検出されない残りの22個の星の-6}$％は、かなりの加速があります。加速の重要性は、コンパニオンの分離が増えるにつれて減少します。コンパニオンと一緒にこれらの若い加速する低質量星は、将来の軌道監視で最終的に動的質量を生み出すでしょう。
白色矮星-主系列星からの太陽近傍の年齢-金属量関係の制約
| Title |
Constraining_the_solar_neighbourhood_age-metallicity_relation_from_white_dwarf-main_sequence_binaries |
| Authors |
A._Rebassa-Mansergas,_J._Maldonado,_R._Raddi,_A._T._Knowles,_S._Torres,_M._Hoskin,_T._Cunningham,_M._Hollands,_J._Ren,_B._T._Gaensicke,_P.-E._Tremblay,_N._Castro-Rodriguez,_M._Camisassa,_D._Koester |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.13379 |
年齢と金属量の関係は、銀河円盤の化学的進化を制約するための基本的なツールです。この研究では、白色矮星（システムの総年齢を導き出すことができる）と主系列星（金属量を次のように導き出すことができる）からなる相互作用していない連星を使用して、この関係の観測特性を分析します。[Fe/H]の存在量によって追跡されます。私たちのサンプルは、スローンデジタルスカイサーベイで特定された46の広く分離されているが未解決の分光連星と、ガイアの2番目のデータリリースで特定された189の白色矮星と主系列の固有運動ペアで構成されています。これは現在、それらの前駆体の金属量が決定された最大の白色矮星サンプルです。すべての年齢で太陽の金属量の周りに約0.5dexの[Fe/H]存在量のばらつきを示す平坦な年齢と金属量の関係が見つかります。これは独立して、単一の主系列星と散開星団の分析に焦点を合わせた以前の研究で見つかった太陽近傍の年齢と金属量の間に相関関係がないことを確認しています。
ケフェイド変光星のX線：$ \ eta $ AqlのXMM-Newton観測
| Title |
X-rays_in_Cepheids:_XMM-Newton_Observations_of_$\eta$_Aql |
| Authors |
Nancy_Remage_Evans,_Ignazio_Pillitteri,_Pierre_Kervella,_Scott_Engle,_Edward_Guinan,_H._Moritz_G\"unther,_Scott_Wolk,_Hilding_Neilson,_Massimo_Marengo,_Lynn_D._Matthews,_Sofia_Moschou,_Jeremy_J._Drake,_Joyce_A._Guzik,_Alexandre_Gallenne,_Antoine_M\'erand,_and_Vincent_Hocd\'e |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.13382 |
X線バーストは、脈動サイクルによって変調されたCepheids$\delta$Cepおよび$\beta$Dorで最近発見されました。XMM-Newton衛星を使用して、最大半径の位相、つまり$\delta$CepにX線のバーストが発生する位相でのCepheid$\eta$Aqlの観測を取得しました。この段階では、Cepheid$\eta$AqlからのX線は見られず、Cepheid上層大気への影響について説明します。また、X線源とガイアおよび2MASSデータの組み合わせを使用して、若い中間質量セファイドの周りの可能なグループを検索しました。そのようなグループの兆候は見つかりませんでした。
タイプIIIの太陽電波バーストの検出と分類：深層学習アプローチ
| Title |
Type_III_solar_radio_burst_detection_and_classification:_A_deep_learning_approach |
| Authors |
Jeremiah_Scully,_Ronan_Flynn,_Eoin_Carley,_Peter_Gallagher_and_Mark_Daly |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.13387 |
太陽電波バースト（SRB）は一般に動的スペクトルで観測され、周波数と時間の形状と範囲に応じてタイプIからタイプVのラベルが付けられた5つの主要なスペクトルクラスがあります。それらの複雑な特性のために、太陽電波物理学における課題は、そのような電波バーストの自動検出と分類です。近年、LOw-FrequencyARray（LOFAR）などの高度な電波望遠鏡によって生成されるデータレートが大きいため、SRBの分類が基本的になっています。現在の最先端のアルゴリズムは、画像内の事前定義されたパラメトリック形状を検出する手段として、ハフ変換またはラドン変換を実装しています。これらのアルゴリズムは、分類される電波バーストのタイプに応じて、最大84％の精度を達成します。他の手法には、Constant-FalseAlarm-Rate検出に依存する手順が含まれます。これは、基本的に、動的スペクトルのノイズ除去および適応しきい値を使用した電波バーストの検出です。さまざまな種類の電波バーストに対応し、最大70％の精度を実現します。この研究では、太陽電波バースト分類のためのYouOnlyLookOncev2（YOLOv2）という名前の方法論を紹介します。タイプIIIのシミュレーション手法を使用することで、アルゴリズムをトレーニングして、実際のタイプIIIの太陽電波バーストをリアルタイムで正確に分類できます。
$ \ nu $ Gem：外側のBe星を持つ階層的なトリプルシステム
| Title |
$\nu$_Gem:_a_hierarchical_triple_system_with_an_outer_Be_star |
| Authors |
Robert_Klement,_Petr_Hadrava,_Thomas_Rivinius,_Dietrich_Baade,_Mauricio_Cabezas,_Marianne_Heida,_Gail_H._Schaefer,_Tyler_Gardner,_Douglas_R._Gies,_Narsireddy_Anugu,_Cyprien_Lanthermann,_Claire_L._Davies,_Matthew_D._Anderson,_John_D._Monnier,_Jacob_Ennis,_Aaron_Labdon,_Benjamin_R._Setterholm,_Stefan_Kraus,_Theo_A._ten_Brummelaar,_Jean-Baptiste_le_Bouquin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.13437 |
分光学的、スペックル干渉法、および光学的ロングベースライン干渉法による観測の時系列は、$\nu$Gemが階層的なトリプルシステムであることを確認します。これは、2つのB型星と外側の古典的なBe星で構成される内側の連星で構成されています。内部成分のいくつかの光球スペクトル線が解きほぐされ、回転の広がりが非常に異なる2つの星（それぞれ$\sim$260と$\sim$140kms$^{-1}$）が明らかになりましたが、Be星の光球線は残っています検出されません。分光学的および位置天文学的軌道ソリューションの組み合わせから、内部の位置天文学的コンポーネントを分光学的コンポーネントと明確に相互識別することは不可能です。解きほぐされた線プロファイルのモデリングに基づく好ましい解決策では、内側の連星は、3.3M$_\odot$のほぼ同一の質量を持つ2つの星で構成され、より速く回転する星はより暗い星です。これらの2つの星は、53.8dの周期で、互いにわずかに楕円軌道（$e$=0.06）にあります。3番目の星も3.3M$_\odot$の質量を持ち、19。1年の周期でより偏心した（$e$=0.24）軌道をたどります。2つの軌道は同一方向であり、内側軌道と外側軌道のそれぞれ79$^{\circ}$と76$^{\circ}$の傾斜で、同一平面上にあります。Be星自体が2倍であるという位置天文学的または分光学的証拠は見つかりませんでした。システムは動的に安定しているように見え、偏心したLidov-Kozai振動の影響を受けません。もつれを解いた後、内側のバイナリの成分のスペクトルは、過去の相互作用を示す特異性を示しません。幅広い追跡調査の動機が示唆されています。
CARMENESは、M矮星の周りの太陽系外惑星を検索します。 M矮星領域全体での恒星活動指標のマッピング
| Title |
The_CARMENES_search_for_exoplanets_around_M_dwarfs._Mapping_stellar_activity_indicators_across_the_M_dwarf_domain |
| Authors |
M._Lafarga,_I._Ribas,_A._Reiners,_A._Quirrenbach,_P._J._Amado,_J._A._Caballero,_M._Azzaro,_V._J._S._B\'ejar,_M._Cort\'es-Contreras,_S._Dreizler,_A._P._Hatzes,_Th._Henning,_S._V._Jeffers,_A._Kaminski,_M._K\"urster,_D._Montes,_J._C._Morales,_M._Oshagh,_C._Rodr\'iguez-L\'opez,_P._Sch\"ofer,_A._Schweitzer,_M._Zechmeister |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.13467 |
恒星の活動は、惑星の仲間の存在を隠したり模倣したりできる視線速度（RV）信号を誘発する可能性があるため、冷たい星の周りの小さな太陽系外惑星の検出と特性評価にとって主要な障害の1つです。恒星活動のいくつかの指標は、RVの活動関連信号を識別するために日常的に使用されますが、すべての指標がまったく同じ活動効果を追跡するわけではなく、すべての星で常に有効であるとは限りません。指標と恒星の特性との関係を見つけることを目的として、質量と活動レベルが異なるM型矮星の一連の分光活動指標の性能を評価します。CARMENESで観測された98Mの矮星のサンプルで、RVの時間的挙動と9つの分光活動指標（相互相関関数（CCF）半値全幅（FWHM）、コントラスト、および二等分逆勾配）を分析します。（BIS）、彩層指数（CRX）、微分線幅（dLW）、および彩層線H$\alpha$とカルシウム赤外線トリプレットの指数。初期サンプルの合計56個の星は、これらの10個のパラメーターの少なくとも1つで活動に関連する周期的な信号を示しています。RVは、ほとんどのターゲットがアクティビティ関連の信号を示すパラメータです。CRXとBISは、サンプル内で最も活動的な星、特に比較的質量の大きい星に対して効果的な活動トレーサーですが、活動性の低い星については、彩層線が最も効果的です。FWHMとdLWは、すべての質量および活動レジームで同様の動作を示し、低質量、高活動レジームで最も多くの活動検出が行われます。活動に関連する信号を特定できないターゲットのほとんどは、サンプルの低質量端にある星です。これらの低質量星はまた、最も低いRV散乱を示します。これは、超低温M矮星が、より大きなRVジッターを示す以前のタイプよりも惑星探索のより良い候補であることを示しています。
$ \ delta $ 〜Scuti星と振動する赤色巨星を持つバイナリ：KIC9773821の軌道と星震学
| Title |
A_binary_with_a_$\delta$~Scuti_star_and_an_oscillating_red_giant:_orbit_and_asteroseismology_of_KIC9773821 |
| Authors |
Simon_J_Murphy,_Tanda_Li,_Sanjay_Sekaran,_Timothy_R._Bedding,_Jie_Yu,_Andrew_Tkachenko,_Isabel_Colman,_Daniel_Huber,_Daniel_Hey,_Tinatin_Baratashvili,_Soetkin_Janssens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.13577 |
$\delta$Scuti-赤色巨星バイナリKIC9773821、この種の最初のダブルパルセータバイナリを研究します。それは、4年間の任務中に\textit{Kepler}によって観察されました。私たちの目的は、偶然の一致ではなく、システムが拘束されているかどうかを確認し、星震学を介して赤色巨星の進化状態を特定することです。これらの目的の拡張は、$\delta$Sct星の動的質量と前の年齢を決定することです。これにより、さらなる星震学モデリングによるモード識別が可能になる場合があります。HERMES@Mercator分光法を使用して、赤い巨大成分の分光パラメータと視線速度（RV）を決定します。$\delta$Sct脈動からの軽い到着時間遅延は、赤色巨星RVで使用され、システムがバインドされていることを判別し、バイナリ質量比を含むその軌道パラメーターを推測します。星震学を使用して赤色巨星の個々の周波数をモデル化し、質量$2.10^{+0.20}_{-0.10}$M$_{\odot}$と年齢$1.08^{+0.06}_{-0.24}$Gyr。ヘリウムを燃焼する二次クランプスターであることがわかり、標準の$\nu_{\rmmax}$スケーリング関係に従っていることを確認し、観測された周期間隔がモデリングコードMESAの理論上の対応物と一致することを確認します。私たちの結果はまた、$\delta$Sct星の質量と年齢を制約します。これらの制約を利用して、縮小されたパラメーター空間で$\delta$Sctモデルを構築し、5つの脈動モードのうち4つを識別します。
MPS-ATLAS：恒星スペクトルを合成するための高速オールインワンコード
| Title |
MPS-ATLAS:_A_fast_all-in-one_code_for_synthesising_stellar_spectra |
| Authors |
V._Witzke,_A._I._Shapiro,_M._Cernetic,_R._V._Tagirov,_N._M._Kostogryz,_L._S._Anusha,_Y._C._Unruh,_S._K._Solanki,_R._L._Kurucz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.13611 |
環境。ステラスペクトル合成は、ステラパラメータの決定から包括的なステラ変動計算に至るまで、さまざまなアプリケーションに不可欠です。放射電磁流体力学計算からの3次元（3D）効果を考慮に入れた、新しい観測リソースと高度な恒星大気モデリングには、より効率的な放射伝達が必要です。目的。不透明度分布関数（ODF）、恒星大気、恒星スペクトルを正確、高速、柔軟に計算するために、定評のあるATLAS9コードに基づいて効率的なコードを開発しました。新しいコードはまた、恒星の計算でさまざまな元素組成に簡単かつ迅速にアクセスするための道を開きます。メソッド。ODFテーブルを生成するために、追加機能を実装することで定評のあるDFSYNTHEコードをさらに開発し、並列計算スキームを採用することで高速化しました。さらに、使用される行リストは、Kuruczの最近のリストから変更できます。特に、VALD3ラインリストを実装しました。結果。新しいコードであるMergedParallelizedSimplifiedATLASが表示されます。これは、ODFの効率的な生成、大気モデリング、および局所的な熱力学的平衡におけるスペクトル合成を組み合わせているため、オールインワンコードです。このオールインワンコードは、より多くの数値機能を提供し、他の利用可能なコードと比較して大幅に高速です。完全にポータブルなMPS-ATLASコードは、以前のATLAS9計算、PHOENIXコード計算、および高品質の観測に対して検証されます。
太陽放射スパイクへの適用を伴う馬蹄形分布の高エネルギー電子によって駆動される調和電子-サイクロトロンメーザー放出
| Title |
Harmonic_elctron-cyclotron_maser_emissions_driven_by_energetic_electrons_of_the_horseshoe_distribution_with_application_to_solar_radio_spikes |
| Authors |
Hao_Ning,_Yao_Chen,_Sulan_Ni,_Chuanyang_Li,_Zilong_Zhang,_Xiangliang_Kong,_Mehdi_Yousefzadeh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.13631 |
コンテンツ。電子サイクロトロンメーザー放射（ECME）は、太陽放射スパイクに好まれるメカニズムであり、1980年代から広く研究されてきました。太陽スパイクに関連するほとんどの研究は、エネルギー電子の損失円錐型分布を採用しており、プラズマ振動周波数と電子ジャイロ周波数の比（${\omega}）で、主に基本X/Oモード（X1/O1）で波を生成します。_{pe}/{\Omega}_{ce}$）1未満。この理論は大きく進歩しましたが、大きな問題の1つは、基本放射がコロナの第2高調波吸収層をどのように通過して逃げるかです。これは一般的に理論の脱出の難しさとして知られています。目的。太陽スパイクに対するECMEの脱出の難しさを解決するために、馬蹄形分布を持つ高エネルギー電子によって駆動されるECMEによって生成される高調波放射を研究します。メソッド。${\omega}_{pe}/{\Omega}_{ce}$=0.1で、完全に動的な電磁PICシミュレーションを実行しました。これは、フレア領域の強く磁化されたプラズマ条件に対応し、馬蹄形のエネルギー電子を特徴としています。分布。また、シミュレーションでは、全電子に対する高エネルギー電子の密度比（$n_e/n_0$）を変化させました。結果。O1とX3の成長が比較的弱い、ZモードとX2モードの波の効率的な増幅が得られます。密度比が高くなると、X2放出はより激しくなり、高エネルギー電子からX2モードへのエネルギー変換率は$\sim$0.06％および0.17％に達し、$n_e/n_0$=5％および10％になります。それぞれ。結論。馬蹄形のECMEは、${\omega}_{pe}/{\Omega}_{ce}$の低い値で、X2とX3の効率的な励起につながる可能性があり、エスケープを解決するための新しい手段を提供することがわかります。ソーラーラジオスパイクに適用した場合のECMEの難しさ。X2とX3の同時成長は、太陽スパイクで観察されるいくつかの調和構造を説明するために使用できます。
高速磁気音響波列：オタマジャクシからブーメランまで
| Title |
Fast_magnetoacoustic_wave_trains:_from_tadpoles_to_boomerangs |
| Authors |
Dmitrii_Y._Kolotkov,_Valery_M._Nakariakov,_Guy_Moss,_Paul_Shellard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.13696 |
磁場に沿ったプラズマの不均一性によって導かれる急速に伝播する高速磁気音響波列は、太陽のコロナで自信を持って観察されます。大きな高さでの観測は、高速波列が励起位置から長距離を移動できることを示唆しています。線形領域の磁場整列ゼロ$\beta$プラズマスラブにおける完全に発達した分散性の高速磁気音響波列の特徴的な拍子記号を研究します。高速波列は、空間的に局所化されたインパルスドライバによって励起され、導波管によって引き起こされる分散によって規定されるように、導波管に沿って伝播します。より急な横方向密度プロファイルを持つスラブでは、発達した波列は3つの異なるフェーズで構成されることが示されています：振動周期が時間とともに短くなる長周期準周期フェーズ、明らかに異なる周期が-存在し、短命の周期的なエアリーフェーズ。これらの位相の出現は、導波路の分散による平行波数への高速波群速度の非単調依存性に起因し、軸対称（ソーセージ）モードと非軸対称（キンク）モードで異なることが示されています。ウェーブレット解析では、これは、以前から知られているオタマジャクシの形状から波列スペクトルの新しいブーメラン形状への遷移に対応し、2つのよく発音されるアームがより短い周期とより長い周期になります。オタマジャクシからブーメランへのウェーブレットスペクトルの変化を強く示唆する、コロナ高速波列の以前に公開された特定の電波観測について説明します。これは、モデリングとほぼ一致しています。導波路冠状プラズマの横方向の構造化を精査するためのこれらのブーメラン形の高速波列の適用可能性が議論されている。
低質量白色矮星周辺のパルサーコンパニオンの検索
| Title |
A_Search_for_Pulsar_Companions_Around_Low-Mass_White_Dwarfs |
| Authors |
Tilemachos_M._Athanasiadis,_Marina_Berezina,_John_Antoniadis,_David_J._Champion,_Marilyn_Cruces,_Laura_Spitler,_Michael_Kramer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.13712 |
100mのエフェルスベルク電波望遠鏡を用いた低質量白色矮星8個と高質量白色矮星1個の位置でのパルサーの探索について報告します。これらのシステムには軌道パラメータがあり、それらの見えない仲間が巨大な白色矮星または中性子星のいずれかであることを示唆しています。私たちの観測は1.36GHzで実行され、0.1〜0.2mJyの感度に達しました。軌道運動によるパルサー信号の加速とジャークの可能性を考慮してデータを検索しましたが、有意なパルサー信号は見つかりませんでした。グリーンバンク望遠鏡による同様のシステムの20の非検出と一緒に私たちの結果を考慮して、これらの白色矮星を周回するNSの割合について$f_{\rmNS}\leq0.10$を推測します。基礎となる仮定に対するこの結果の感度について説明し、ミリ秒パルサーを発見するための対象を絞った調査の見通しについて簡単に説明します。
若くて急速に進化する惑星状星雲のパンクロマティックHST / WFC3イメージング研究。 I. NGC 6302
| Title |
Panchromatic_HST/WFC3_Imaging_Studies_of_Young,_Rapidly_Evolving_Planetary_Nebulae._I._NGC_6302 |
| Authors |
Joel_H._Kastner_(Rochester_Institute_of_Technology),_Paula_Moraga_(Rochester_Institute_of_Technology),_Bruce_Balick_(University_of_Washington),_Jesse_Bublitz_(Rochester_Institute_of_Technology,_NRAO_Green_Bank_Observatory),_Rodolfo_Montez_Jr._(Center_for_Astrophysics_ |
_Harvard_and_Smithsonian),_Adam_Frank_(University_of_Rochester),_Eric_Blackman_(University_of_Rochester) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.13953 |
極端なバイローブ、ピンチウエストPNeのクラスの原型である、若い惑星状星雲（PN）NGC6302の包括的な近UVから近IRハッブル宇宙望遠鏡WFC3イメージング研究の結果を示します。ほこりや分子ガスが豊富です。新しいWFC3輝線画像スイートは、NGC6302の極ローブを二分するほこりっぽいトロイダル赤道構造と、ローブ内の微細構造（塊、結び目、フィラメント）を明確に定義します。新しいWFC3画像スイートの最も印象的な側面は、明るいS字型の1.64ミクロン[FeII]放射であり、東葉の縁の南側の内部と西葉の縁の北側の内部を点対称にトレースします。この[FeII]放出領域は、NGC6302の中心星からの進行中の高速（〜100km/s）のコリメートされた軸外風によって引き起こされる衝撃のゾーンとして解釈されます。[FeII]の放出と、星雲の対称軸の近くにあるほこりっぽいNおよびSに富む塊のゾーンは、コアの反対側にくさび形の構造を形成し、境界は鋭い方位角イオン化勾配によってマークされます。私たちの新しい画像を以前のHST/WFC3画像と比較すると、以前にNGC6302の中心星として識別された天体が前景のフィールド星であることがわかります。代わりに、殻のような内葉の特徴は、星雲のほこりっぽい中央トーラス内の不明瞭な中央の星の実際の位置を正確に示すかもしれません。NGC6302のこのHST/WFC3イメージング研究で明らかにされた構造の並置は、双極PNeの起源と進化のモデルにとって困難な課題を提示します。
異常なプレソーラー炭化ケイ素のTEM分析：星周塵凝縮条件の範囲への洞察
| Title |
TEM_analyses_of_unusual_presolar_silicon_carbide:_Insights_into_the_range_of_circumstellar_dust_condensation_conditions |
| Authors |
Sheryl_A._Singerling,_Nan_Liu,_Larry_R._Nittler,_Conel_M._O'D._Alexander,_and_Rhonda_M._Stroud |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.13960 |
隕石サンプル中のプレソーラー炭化ケイ素（SiC）粒子は、Cが豊富な星やコア崩壊超新星の星周凝縮プロセスと条件を制約するのに役立ちます。この研究は、AGB星からの8つのプレソーラーSiC粒子（4つの主流と1つのY粒子）とコア崩壊超新星（3つのX粒子）に関する発見を示しています。異常な非3Cポリタイプおよび/または高度の結晶無秩序を有する。元素の組成および構造情報を提供する分析透過型電子顕微鏡（TEM）は、粒子の複雑な履歴の証拠を示しています。私たちのTEM結果は、非3C、2H結晶ドメインの存在を確認しています。微量元素の不均一性および/またはサブグレインは、それらの組成について分析されたすべてのグレインで観察されました。親星について推定されたC/O比は、0.98から1.03以上まで変化しました。私たちのデータは、SiC凝縮は、温度以外の環境要因（圧力、ガス組成、事前凝縮相での不均一な核形成など）が重要な役割を果たす幅広い条件下で発生する可能性があることを示しています。以前の{\mu}-Ramanの研究に基づくと、SiC粒子の約10％は、結晶欠陥、多孔性、および/またはサブ粒子の影響を受ける赤外線（IR）スペクトルの特徴を持っている可能性があります。複雑なSiC粒子の将来のサブ回折限界IR測定は、特徴的なIR11-{\mu}mSiC特徴の形状と位置に対するこれらの特徴のそれぞれの相対的な寄与にさらに光を当て、IRスペクトルの解釈を改善する可能性があります。プレソーラーSiC粒子を生成したもののようなAGB星の。
スタロビンスキーインフレーションからの隠された暗黒物質
スタロビンスキーインフレーションモデルは、宇宙マイクロ波背景放射の観測と一致する最も単純なインフレーションモデルの1つです。宇宙の暗黒物質を説明するために、重力相互作用を介してのみ可視セクターと通信するダークセクターを導入することで、スタロビンスキー膨張モデルの最小限の拡張を検討します。スタロビンスキー膨張モデルでは、インフラトンの崩壊によってかなりの量のダークセクター粒子が生成される可能性があります。したがって、暗黒物質のスカラー、フェルミ粒子、またはベクトルボソンは暗黒物質になる可能性があります。暗いグルーボールを暗黒物質の候補にするために、暗い非アーベルゲージ相互作用の場合に特に注意を払います。最小限の設定では、暗黒物質の冷たさと自己相互作用に関する観測上の制約と矛盾することなく、観測された暗黒物質の存在量を説明することは困難であることを示しています。インフラトン崩壊からの暗黒グルーボールや他の暗黒物質粒子が実行可能な暗黒物質候補になるシナリオを提案します。また、そのようなシナリオをテストする可能性についても説明します。
非相対論的電子イオン制動放射：すべてのパラメータの近似式
| Title |
Non-relativistic_electron-ion_bremsstrahlung:_an_approximate_formula_for_all_parameters |
| Authors |
Josef_Pradler_and_Lukas_Semmelrock |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.13362 |
クーロンポテンシャルのすべての次数に正確な電子-イオン制動放射断面積の評価は、超幾何関数の出現のために計算コストがかかります。したがって、表は広く使用されています。ここでは、適用可能なすべての相対速度と光子エネルギーに有効な非相対論的双極子プロセスの近似式を提供します。その有効性は、Born-から古典的な体制まで、そしてソフトフォトン放出から運動学的エンドポイントまで及びます。量子から古典へのクロスオーバーでのハードフォトン放出の孤立した領域を除いて、誤差は3％未満（および大幅に1％未満）のままです。この式を使用して、マクスウェルプラズマの熱平均発光スペクトルと冷却関数を取得し、それらが2％を超える精度であることを示します。
対流、絶対および全体的な方位角磁気回転不安定性
| Title |
Convective,_absolute_and_global_azimuthal_magnetorotational_instabilities |
| Authors |
A._Mishra,_G._Mamatsashvili,_V._Galindo,_F._Stefani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.13470 |
方位角磁場が課されたテイラー・クエット（TC）流における方位角磁気回転不安定性（AMRI）の対流および絶対形態を研究します。対流AMRIの定義域が絶対AMRIの定義域よりも広いことを示します。実際、磁気TCフロー実験に最も関連し、重要なのは絶対的な不安定性です。絶対AMRIは、対流のものとは異なり、デバイス内にとどまり、実験的に検出できる持続的な成長を示します。また、DNSを使用して有限の高さのTCフローでグローバルAMRIを調査し、その出現する蝶型構造（上向きおよび下向きの進行波の形での時空間変動）が、線形安定性分析。これは、このグローバルバタフライパターンを引き起こすフロー内の2つの主要な絶対AMRIモードの存在を示します。
| Title |
Xenoscope_--_a_full-scale_vertical_demonstrator_for_the_DARWIN_observatory |
| Authors |
L._Baudis,_Y._Biondi,_M._Galloway,_F._Girard,_A._Manfredini,_N._McFadden,_R._Peres,_P._Sanchez-Lucas,_K._Thieme |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.13829 |
ダーウィン天文台は、粒子の暗黒物質やその他のまれな相互作用を探すために提案された次世代の実験です。タイムプロジェクションチェンバー（TPC）に40トン、50トンの液体キセノン検出器を作動させます。最終的な検出器の設計と技術的な選択を通知するには、最初に一連の技術的な質問に対処する必要があります。ここでは、ダーウィンTPCのスケールである2.6mの距離で電子ドリフトを達成することを主な目的として、垂直方向の実物大のデモンストレーターであるXenoscopeについて説明します。私たちは、クライオスタット、極低温および浄化システム、キセノン貯蔵および回収システム、ならびに低速制御システムを含む施設インフラストラクチャを設計および構築しました。キセノン純度モニターとTPCも設計し、前者の製造はほぼ完了しています。内部検出器のない施設の最初の試運転では、Xenoscopeの公称動作範囲を示し、極低温および低速制御システムのコンポーネントのベンチマークを行い、40日間にわたるすべてのサブシステムの信頼性の高い継続的な動作を示しました。したがって、インフラストラクチャは、純度モニターとそれに続くTPCの統合の準備ができています。この施設のさらなる用途には、DARWINの高電圧フィードスルーの研究開発、電子雲拡散の測定、および液体キセノンの光学特性の測定が含まれます。将来的には、Xenoscopeは、新しい検出器テクノロジーを特徴付けるDARWINコラボレーションのテストプラットフォームとして利用できるようになります。
実データ検索からの連続重力波候補に対する階層的マルコフ連鎖モンテカルロ（MCMC）フォローアップの最初のアプリケーションを提示します。フォローアップでは、MCMCサンプラーを使用して、F統計量に続くパラメーター空間ポイントを描画します。外れ値が絞り込まれると、コヒーレンス時間が増加し、より制限的な位相進化テンプレートが課せられます。さまざまな段階の結果を比較するために、新しいベイズ因子を紹介します。信号仮説は第一原理から導出され、ノイズ仮説は極値理論を使用してバックグラウンドモデルを導出します。私たちの提案の有効性は、偽のガウスデータで評価され、O2AdvancedLIGOデータのさまざまな連続波検索によって生成された30個の外れ値のセットに適用されます。私たちの分析の結果は、3つを除くすべての外れ値が、標準的な連続波信号モデルの下での天体物理学的起源と矛盾していることを示唆しています。生き残った外れ値のうちの2つは、データに存在する機器のアーティファクトと強力なハードウェアインジェクションに起因することに成功しました。3番目の外れ値の動作は、機器の起源も示唆していますが、既知の機器の原因と関連付けることはできませんでした。
CNの完全な分光モデルとトリハイブリッド実験-摂動-変動ラインリスト
| Title |
Full_Spectroscopic_Model_and_Trihybrid_Experimental-Perturbative-Variational_Line_List_for_CN |
| Authors |
Anna-Maree_Syme_and_Laura_K._McKemmish |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.13917 |
小分子の分光学的性質を説明するには、正確なラインリストが重要です。CN（化学および天体物理学にとって重要な分子）のラインリストは存在しますが、プロトン対電子の質量比の変化に対する遷移の感度を考慮するために必要な、基礎となるエネルギー分光モデルは公開されていません。ここでは、Duoエネルギー分光モデルと、CNとそのアイソトポログの新しいハイブリッドスタイルラインリストを開発しました。これは、実験的に導出されたエネルギーレベル（Marvel）を組み合わせ、従来の/摂動アプローチ（Mollist）と変分アプローチ（Mollist）を使用しています。標準のExoMol方法論を使用したDuo分光モデルから）。12C14Nの最終的なTrihybridExoMolスタイルのラインリストは、28,004のエネルギーレベル（6,864の実験、1,574の摂動、残りは変動）と、3つの最低電子状態（X2Sigma+、A2Pi、B2Sigma+）間で最大60,000cm-1の遷移で構成されます。作成された分光モデルは、プロトン対電子の質量比の変動を抑制する分子プローブとしてCNを評価するために使用されます。銀河系外研究のための過度に有望な敏感な遷移は確認されませんでした。
頻度論的計算のためのネストされたサンプリング：小さな$ p $値の高速推定
| Title |
Nested_sampling_for_frequentist_computation:_fast_estimation_of_small_$p$-values |
| Authors |
Andrew_Fowlie,_Sebastian_Hoof,_Will_Handley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.13923 |
ベイズ計算での使用とは対照的に、問題のパラメーター空間ではなくサンプリング空間に適用されるネストされたサンプリング（NS）に基づいて$p$値を計算するための新しい方法を提案します。NSの計算コストは$\log^2{1/p}$としてスケーリングされます。これは、モンテカルロ（MC）シミュレーションの$1/p$スケーリングと比べて遜色ありません。トイプロブレムと単純化された共鳴検索の両方で約$4\sigma$を超える有意性については、NSが通常のMC推定よりも桁違いに少ないシミュレーションを必要とすることを示します。これは、発見に$5\sigma$ゴールドスタンダードを採用している高エネルギー物理学に特に関係があります。最後に、ベイジアン計算と頻度主義計算の間の新しい接続、およびこの設定でさらに優れたパフォーマンスを得るためにNS実装を調整する可能性について説明します。
バイナリ中性子星重力波イベントGW170817からの光アクシオンに対する最初の制約
| Title |
First_Constraints_on_Light_Axions_from_the_Binary_Neutron_Star_Gravitational_Wave_Event_GW170817 |
| Authors |
Jun_Zhang,_Zhenwei_Lyu,_Junwu_Huang,_Matthew_C._Johnson,_Laura_Sagunski,_Mairi_Sakellariadou,_Huan_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.13963 |
軽いアクシオン場が存在する場合、それらは核物質と結合しているため、中性子星から供給され、二元中性子星合体で役割を果たすことができます。連星中性子星インスパイアGW170817からの重力波を分析することにより、そのようなアクシオンの探索について報告します。サンプリングされたパラメーター空間にアクシオンの証拠は見つかりません。nullの結果により、減衰定数が$1.6\times10^{16}{\rmGeV}$から$10^の範囲のアクシオンを除外することにより、質量が$10^{-11}{\rmeV}$未満のアクシオンに制約を課すことができます。{18}{\rmGeV}$、$3\sigma$信頼水準。私たちの分析は、中性子星の吸気からのアクシオンに対する最初の制約を提供し、既存の実験によって精査されていないパラメーター空間の広い領域を除外します。
| Title |
Post-Newtonian_Gravitational_and_Scalar_Waves_in_Scalar-Gauss-Bonnet_Gravity |
| Authors |
Banafsheh_Shiralilou,_Tanja_Hinderer,_Samaya_Nissanke,_N\'estor_Ortiz,_Helvi_Witek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.13972 |
ブラックホール連星のインスピレーションと合併によって放出される重力波は、前例のない重力の強磁場テストを可能にし、一般相対性理論の拡張で期待される信号の正確な理論的モデリングを必要とします。この論文では、スカラーガウスボンネのインスピレーションバイナリの重力波放出をモデル化します。重力理論。弱結合近似を超えて、重力波形を四重極近似を超えた最初のポストニュートン次数に導き、非線形曲率項から新しい寄与を計算します。これらの項の影響を定量化し、すぐに実装できる重力波とスカラー波形、および準円形バイナリのフーリエドメイン位相を提供します。また、ブラックホールのスカラー電荷の値が一般相対性理論からの逸脱の検出可能性に重要な役割を果たすことを示すパラメーター空間研究を実行します。また、スカラー波形を数値相対論シミュレーションと比較して、スカラー放射に対する相対論的補正の影響を評価します。私たちの結果は、重力の将来の精密試験のための重要な基盤を提供します。
重力波検出における観測バイアスの特性評価と構造化された母集団特性の発見
| Title |
Characterizing_the_observation_bias_in_gravitational-wave_detections_and_finding_structured_population_properties |
| Authors |
Do\u{g}a_Veske,_Imre_Bartos,_Zsuzsa_M\'arka,_Szabolcs_M\'arka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.13983 |
重力波検出から観測されたソースプロパティの分布は、マルムクイストバイアスと同様に、検出における選択効果と検出基準のためにバイアスされます。この作業では、この観測バイアスは、その基本的な統計的および物理的起源を通じて調査されます。その推定のための効率的な半分析的定式化が導き出されます。これは、数値シミュレーションの標準的な方法と同じくらい正確で、計算コストはわずか100万分の1です。次に、推定されたバイアスは、ブラックホール連星の母集団に関するモデルに依存しない推論に使用されます。これらの推論は、追加の構造、具体的には、モデル化された推論では検出されなかった、ジョイントの質量分布における2つの潜在的な質量ギャップを示しています。すぐに使用できるスクリプトの例と、このメソッド用に作成されたいくつかのデータセットは、オンラインリポジトリで共有されます。
非線形恒星振動と重力崩壊における速度論的スクリーニング
| Title |
Kinetic_screening_in_non-linear_stellar_oscillations_and_gravitational_collapse |
| Authors |
Miguel_Bezares,_Lotte_ter_Haar,_Marco_Crisostomi,_Enrico_Barausse,_Carlos_Palenzuela |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.13992 |
宇宙論的スケールで一般相対性理論からのかなりの偏差を考慮しながら、スカラー第5の力から局所スケールをスクリーニングできる1次微分自己相互作用を持つスカラーテンソル理論であるk-essenceを検討します。このスクリーニングメカニズムの存在を示す完全に非線形の静的恒星解を構築し、それらを球対称の恒星振動と重力崩壊のシミュレーションの初期データとして使用します。宇宙論に関連するk-エッセンス理論の場合、スクリーニングメカニズムは恒星振動の場合に機能し、単極子スカラー放出を検出できないレベルに抑制することがわかります。崩壊する星では、コーシー問題は局所的に適切な位置にありますが、スカラー場の特徴的な速度の発散につながる可能性があることがわかります。J.Cayuso、N。Ortiz、L。Lehnerの精神で「固定方程式」を導入することによって[Phys。Rev.D96、084043（2017）]、散逸的な相対論的流体力学に触発されて、特徴的な速度の発散を超えて崩壊する中性子星を進化させることができます。これらのシステムでは、崩壊する星がブラックホールを形成する前にそのスカラーの毛をすべて落とさなければならないため、スクリーニングメカニズムは振動する静止した星よりも効率が悪いことを示します。宇宙論に関連するkエッセンス理論の場合、結果として得られるスカラー単極信号の特性周波数は、地上の検出器には低すぎますが、LISAなどの宇宙搭載干渉計は、銀河で超新星が爆発した場合にそれを検出する可能性があると推測します。
Einselection、Equilibrium and Cosmology
私たちが観測した宇宙には、その低いエントロピーの開始点に根ざした非常に強い時間の矢があります。この低いエントロピーの開始は、宇宙の初期状態に関するさまざまな「調整パズル」に関連している可能性があります。ここでは、宇宙論の初期条件への洞察を最終的に得ることを期待して、時間の矢と量子からの古典の出現との関係を探ります。私たちの焦点は、環境との相互作用が量子システムの優先状態を選択するプロセスであるeinselectionにあります。このプロセスは、量子から古典の出現に不可欠な役割を果たします。これまでのところ、einselectionの研究は、時間の矢を示すケースに限定されてきました。ここでは、平衡システムが選択を示す能力を研究し、詳細釣り合いがこれを防ぐかどうかを調査します。これは、古典性に時間の矢が必要かどうかという問題に動機付けられています。適応されたCaldeira-Leggettモデルで計算を提示します。これは、einselectionが実際に平衡システムで発生する可能性があることを示し、グローバルな平衡にもかかわらず、この現象が時間の矢を表す履歴にどのように関連付けられるかを示します。宇宙論と宇宙論の初期条件に対する私たちの結果のいくつかの興味深い意味について議論します。私たちは、一貫した歴史の形式主義が私たちの分析で果たした役割に興味をそそられ、少し驚いています。
