Planck-2018CMB温度マップからの局所運動のベイズ推定
| Title |
Bayesian_estimation_of_our_local_motion_from_the_Planck-2018_CMB_temperature_map |
| Authors |
Sayan_Saha,_Shabbir_Shaikh,_Suvodip_Mukherjee,_Tarun_Souradeep,_Benjamin_D._Wandelt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.07666 |
CMBの空の最大の変動は、CMBの双極子です。これは、CMBの静止フレームに対する観測フレームの動きによって引き起こされると考えられています。この運動は、銀河座標の方向（$\ell=264^\circ$、$b=48^\circ$）で、369km/sの最適な振幅を持つ太陽系の重心の既知の運動を説明しています。。CMB双極子信号に加えて、この動きは、CMB温度および分極場の変調と収差のために、より高い多重極で統計的異方性の不可避の兆候も引き起こします。これにより、隣接するCMB多重極間の相関が生じ、共分散行列の非対角項の値がゼロ以外になります。これは、双極球面調和関数（BipoSH）の双極子スペクトルで取得できます。私たちの仕事では、$\textit{Planck}$-2018$\texttt{SMICA}$温度マップを使用して、ベイズフレームワークでCMBパワースペクトルとBipoSHスペクトルを共同で推測します。CMBダイポールから推定された標準値$v=369$km/sと一致する局所運動の振幅と方向を検出し、マスクされた温度からそれぞれ$4.54\sigma$、$4.97\sigma$、および$5.23\sigma$の統計的有意性を示します。利用可能な空の割合$40.1\％$、$59.1\％$、および$72.2\％$でマップし、両方の信号の共通の起源を確認します。正規値を支持するベイズ因子は、マスクの選択に応じて7ドルから8ドルの間です。しかし、ベイズ因子の値が約$10^{-11}$である、広域赤外線サーベイエクスプローラーのデータセットからのクエーサー分布から推測される値とは大きく異なります。
FIGAROシミュレーション：フィラメントと銀河RadiOシミュレーション
| Title |
FIGARO_Simulation:_FIlaments_&_GAlactic_RadiO_Simulation |
| Authors |
Torrance_Hodgson_and_Franco_Vazza_and_Melanie_Johnston-Hollitt_and_Benjamin_McKinley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.07901 |
私たちは、従来の銀河系外電波源とシンクロトロン宇宙ウェブ放射の両方を組み込んだ最初の低周波から中周波の電波シミュレーションを作成します。フィラメント\＆銀河RadiO（FIGARO）シミュレーションには、活動銀河核（AGN）、星形成銀河（SFG）、および$zの赤方偏移へのシンクロトロン宇宙ウェブ放射を組み込んだ10個の固有の\SI{4x4}{\degree}フィールドが含まれています。=0.8$および100〜1400MHzの周波数範囲。これを行うために、シミュレーションは、観測された電波遺物の人口統計と一致するように調整された最近の$100^3$Mpc$^3$電磁流体力学シミュレーション（Vazzaetal。、2019）と、更新された「T-RECS」コードをまとめます。銀河系外の電波源をシミュレートする（Bonaldietal。、2019）。ユニークなことに、AGNとSFGは、宇宙論的シミュレーションの基礎となる物質密度に従って配置され、配置されます。このようにして、シミュレーションは、宇宙ウェブの見かけの形態、角度スケール、明るさ、および埋め込まれた銀河系外の電波集団に関する宇宙ウェブのクラスタリング特性の正確な理解を提供します。シンクロトロン宇宙ウェブは、宇宙ウェブの基礎となる質量分布を厳密には追跡していませんが、代わりに暗黒物質ハローを取り巻く衝撃を受けた放出殻によって支配されており、検出されていない大規模な電波遺物の集団に似ています。また、正確なカーネルを使用すると、宇宙のウェブラジオ放射が相互相関技術によって明確に検出可能であり、この信号が埋め込まれた銀河系外のラジオ集団から分離可能であることも示しています。シンクロトロン宇宙ウェブを検出・測定する技術の開発に向けた公開リソースとしてシミュレーションを提供しています。
HWPの非理想性と、宇宙からのCMB偏光異方性の将来の測定に対するそれらの影響：詳細な研究
| Title |
HWP_non-idealities_and_their_impact_on_future_measurements_of_CMB_polarization_anisotropies_from_space:_a_detailed_study |
| Authors |
Serena_Giardiello,_Martina_Gerbino,_Luca_Pagano,_Josquin_Errard,_Alessandro_Gruppuso,_Hirokazu_Ishino,_Massimiliano_Lattanzi,_Paolo_Natoli,_Guillaume_Patanchon,_Francesco_Piacentini_and_Giampaolo_Pisano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.08031 |
宇宙マイクロ波背景放射（CMB）のBモードパワースペクトルの再構築への特定のクラスの機器分類学の伝播を研究します。半波長板（HWP）の非理想性に焦点を当てます。これは、フェーズA衛星ミッションLiteBIRDなどの将来のCMB実験で展開される偏光変調器です。より詳細には、透過率、位相シフト、交差偏光などの非理想的なHWP特性の影響を研究します。この目的のために、LiteBIRDに適合したシンプルでありながらスタンドアロンのエンドツーエンドシミュレーションパイプラインを開発します。後者を通じて、HWPプロパティの測定された周波数プロファイル（パイプラインのマップ作成段階で使用）と実際のプロファイル（スカイスキャンステップで使用）の間で発生する可能性のある不一致の影響を分析します。BBパワースペクトルに対する非理想性の影響を強調するために、単一周波数のCMBのみの観測をシミュレートします。また、HWP特性の周波数依存性と前景放射の寄与を説明するために、複数周波数観測を検討します。非系統学の理想的なケースに関して、テンソル対スカラー比$r$に対するバイアス$\Deltar$の観点から系統分類学の効果を定量化します。$\Deltar<10^{-5}$（$r$で予想されるLiteBIRD感度の1％）を要求することにより、HWPプロパティの測定の精度要件を導き出します。分析は、ジョーンズとミュラー行列表現の使用を含む、この作業で採用された数学的形式の詳細なプレゼンテーションによって導入されます。
クラスター下部構造における自己相互作用暗黒物質とサブハロ破壊の特徴
| Title |
The_Signatures_of_Self-Interacting_Dark_Matter_and_Subhalo_Disruption_on_Cluster_Substructure |
| Authors |
Souradip_Bhattacharyya,_Susmita_Adhikari,_Arka_Banerjee,_Surhud_More,_Amit_Kumar,_Ethan_O._Nadler_and_Suchetana_Chatterjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.08292 |
銀河団の衛星の存在量、分布、内部構造は、暗黒物質の特性の敏感なプローブになる可能性があります。クラスター質量ホスト内のサブハロの特性を研究するために、速度に依存する断面積を持つ自己相互作用暗黒物質（SIDM）を使用して30回の宇宙論的ズームインシミュレーションを実行します。SIDMシミュレーションで生き残ったサブハロの存在量は、対応するコールドダークマター（CDM）に比べて抑制されていることがわかります。孤立した銀河をホストしている可能性のある破壊されたサブハロの集団を考慮に入れると、CDMおよびSIDMモデルの衛星銀河の集団を調整できます。ただし、この場合でも、2つの暗黒物質モデルではサブハロの内部構造が大きく異なります。サブハロ密度プロファイルからの弱いレンズ効果信号を使用して、孤立した銀河の潜在的な寄与を考慮しながら、冷たい暗黒物質と自己相互作用する暗黒物質を区別することの実現可能性を研究します。孤児が考慮される場合、サブハロの密度プロファイルに対する自己相互作用の影響は、CDMのサブハロ破壊によって縮退しているように見える可能性があることがわかります。スバルハイパースプライムカム戦略プログラムの現在のエラーバーを使用すると、クラスターの郊外にあるサブハロ（破壊があまり一般的ではない）を使用して、暗黒物質の物理を制約できることがわかります。将来的には、VeraC.RubinObservatoryLegacySurveyofSpaceandTimeは、弱いレンズ効果プロファイルの正確な測定値を提供し、$\sim1$cm$^2$gで$\sigma_T/m$を制約するために使用できます。$v\sim2000$kms$^{-1}$での$^{-1}$レベル。
LBTは、K2-22bの大きなダスト粒子と高い質量損失率を明らかにします
| Title |
LBT_Reveals_Large_Dust_Particles_and_a_High_Mass_Loss_Rate_for_K2-22_b |
| Authors |
Everett_Schlawin,_Kate_Y._L._Su,_Terry_Herter,_Andrew_Ridden-Harper,_Daniel_Apai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.07648 |
崩壊する惑星候補K2-22bは、脱出するデブリ雲によって最もよく説明される周期的で確率的な通過を示しています。ただし、デブリクラウドを作成するメカニズムは不明です。破片の粒子サイズとその昇華速度は、惑星を崩壊させる環境を理解するのに役立ちます。ここでは、大双眼望遠鏡を使用して、0.48ミクロンのgバンドと2.1ミクロンのKSバンドの同時測光を紹介します。塵の活動が非常に少ないイベントでは、地球半径0.71または4500kmの惑星のサイズに新しい上限を設定しました。また、ダストの粒子サイズを制限するために使用できる中深度の通過を検出しました。デブリの組成にもよりますが、粒子サイズの中央値は約0.5〜1.0ミクロンより大きくなければならないことがわかります。これにより、約3e8kg/sの高い質量損失率が得られます。これは、ハイドロダイナミックエスケープモデルと一致しています。それらが爆発的火山活動などの代替メカニズムによって生成された場合、それは異常な地質学的活動を必要とします。惑星サイズの上限と高い質量損失率を組み合わせると、惑星の寿命は370Myr未満であることがわかります。流体力学モデルから予測された0.02の地球質量を採用すると、これはわずか21Myrに低下します。
土星の内部をリング地震学で制約する：差動回転と安定した成層の影響
| Title |
Constraining_Saturn's_interior_with_ring_seismology:_effects_of_differential_rotation_and_stable_stratification |
| Authors |
Janosz_W._Dewberry,_Christopher_R._Mankovich,_Jim_Fuller,_Dong_Lai,_Wenrui_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.07659 |
土星のノーマルモード振動は、Cリングの密度と曲げ波を励起し、惑星の内部への貴重な窓を提供します。土星の基本モード（fモード）は観測された波の大部分を励起しますが、深部内部の安定した成層に関連する重力慣性モード（回転修正gモード）は、方位角波数mが低い追加の密度波の説得力のある説明を提供します。ただし、m=3の三重項を含む、ほぼ縮退した周波数を持つ密度波の多重項には、まだ明確な説明がありません。独立して拘束された内部モデルのノーマルモードを計算して、土星の振動に対する急速回転と差動回転の影響を調査します。コリオリの力と遠心力の完全な効果を捉える非摂動的な回転処理を使用し、その結果、セクターのfモードと非常に異なる球面調和関数度を特徴とするgモードの混合を行います。土星の帯状風に関連する差動回転の現実的なプロファイルは、これらのモードの相互作用を強化し、1％未満の周波数で検出可能な振動を生成することができます。私たちの計算は、fモードと2つのgモードを含む3モードの相互作用が、細かく分割されたm=3三重項を実行可能に説明できることを示していますが、そのような相互作用を生成するために必要な微調整は、一般にm=2によって提供される地震学的制約との一致を悪化させます密度波。私たちの計算はさらに、セクターのfモード周波数が土星の対流層の回転差に測定可能に敏感であることを示しています。最後に、土星の差動回転プロファイルに現実的な赤道反対称を含めると、モードが偶数および奇数の赤道パリティと結合し、原理的に密度波と曲げ波の両方を同時に励起できる振動が生成されることがわかります。
惑星の分化に対する非効率的な降着の影響
| Title |
The_Effect_of_Inefficient_Accretion_on_Planetary_Differentiation |
| Authors |
Saverio_Cambioni,_Seth_A._Jacobson,_Alexandre_Emsenhuber,_Erik_Asphaug,_David_C._Rubie,_Travis_S._J._Gabriel,_Stephen_R._Schwartz,_Roberto_Furfaro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.07680 |
地球型胚間のペアワイズ衝突は、惑星形成の最終段階での降着の主要な手段です。したがって、N体研究におけるそれらの現実的な取り扱いは、地球型惑星の形成を正確にモデル化し、望遠鏡および宇宙船の観測の解釈を開発するために重要です。この作業では、地球型惑星のコアマントル分化に対する2つの衝突処方の影響を比較します。衝突が常に完全に付加体であるモデル（「完全なマージ」）と、ニューラルネットワークに基づくより現実的なモデルです。巨大な衝撃の流体力学的シミュレーションについて訓練を受けました。後者のモデルは、ひき逃げ衝突における不完全な降着と非降着発射体の進化による質量の損失を予測することができます。ニューラルネットワークモデルの結果は、完全なマージの仮定よりも広い範囲の最終コア質量分率と金属ケイ酸塩平衡圧力、温度、および酸素フガシティーを特徴としていることがわかります。地球型惑星形成のN体研究で衝突をモデル化するために使用される場合、2つのモデルは、0.1地球の質量よりも重い惑星に対して同様の答えを提供します。ただし、質量の小さい最終ボディの場合、非効率的な降着モデルは、より高度な組成の多様性を予測します。この現象は、衝突の結果を決定するために完全なマージを使用する太陽系の惑星形成モデルには反映されていません。私たちの調査結果は、惑星の多様性の重要な推進力としての巨大な影響の役割を確認し、将来の降着研究における非効率的な降着の現実的な実装を奨励しています。
| Title |
Possibilities_for_an_Aerial_Biosphere_in_Temperate_Sub_Neptune-Sized_Exoplanet_Atmospheres |
| Authors |
Sara_Seager,_Janusz_J._Petkowski,_Maximilian_N._G\"unther,_William_Bains,_Thomas_Mikal-Evans_and_Drake_Deming |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.07729 |
太陽系外惑星の大気の生命存在指標ガスの検出による生命の兆候の探求は勢いを増しています。それでも、計画されている次世代望遠鏡での観測に適しているのは、ほんの一握りの岩だらけの太陽系外惑星の大気だけです。展望を広げるために、我々は、ホスト星から地球のような照射を受けている、サブネプチューンサイズの温帯系外惑星の大気中の空中の液体水雲ベースの生物圏の可能性について説明します。そのような惑星の1つが知られており（K2-18b）、他の候補が追跡されています。サブネプチューンは一般的であり、岩石の太陽系外惑星よりもサイズが大きく、密度が低く、大気やエンベロープが拡張されているため、観測的に研究するのが簡単です。それでも、サブネプチューンは私たちが知っているように固体表面を欠いているので、それらの大気が空中生物圏をサポートできるかどうかを検討する価値があります。私たちは、既存の研究をレビューし、統合し、構築します。受動的な微生物のような生命粒子は、液体の水雲のある地域で、代謝、繁殖、拡散するのに十分な時間、空中に留まらなければなりません。生命粒子の滞留時間の定量的な詳細を具体化するには、動的研究が必要です。隕石物質が栄養素を提供するためには、サブネプチューンは不安定な小惑星帯を持つ惑星系の一部である必要がありますが、生命は金属を効率的に再利用してリサイクルする必要もあります。生命の起源は、最も深刻な制限の課題かもしれません。不確実性に関係なく、サブネプチューン太陽系外惑星の一般的な観測研究の一環として、生命存在指標ガスの探索に心を開いておくことができます。
ALMA 870 $ \ mu $ mのHD100546の連続観測。広い軌道上の巨大惑星の証拠
| Title |
ALMA_870_$\mu$m_continuum_observations_of_HD_100546._Evidence_of_a_giant_planet_on_a_wide_orbit |
| Authors |
D._Fedele_(INAF_OAA_&_INAF_OATO),_C._Toci_(UniMilano),_L._Maud_(ESO),_G._Lodato_(UniMilano) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.07757 |
この論文は、アーカイブALMA$870\、\mu$mダスト連続体観測の新しい分析について報告します。以前に観測された明るい内輪（$r\sim20-40\、$au）に加えて、2つの追加の下部構造が新しい連続体画像で明らかです：広いダストギャップ、$r\sim40-150\、$au、そして、$r\sim150\、$auから$r\sim250\、$auの範囲のかすかな外輪であり、その存在は以前は低角度分解能のALMAサイクル0の観測で仮定されていましたが、これまで観測されたことはありませんでした。特に、外輪のダスト放出は均一ではなく、偏心$e=0.07$の偏心輪に似た2つの顕著な方位角非対称性を示しています。HD100546の特徴的な二重リングダスト構造は、ディスクと複数の巨大な原始惑星との相互作用によって生成される可能性があります。この論文には、2つの巨大な原始惑星（1つは内部のダストキャビティ内、もう1つはダストギャップ内）を使用した新しいSmoothed-Particle-Hydrodynamicシミュレーションが含まれています。シミュレーションは観測を定性的に再現し、シミュレーションにおける2つの惑星の最終的な質量と軌道距離はそれぞれ15auで3.1$M_{J}$、110auで8.5$M_{J}$です。巨大な外側の原始惑星は、ディスクの表面密度分布とガスのダイナミクスを実質的に乱し、その軌道の内側と外側の両方に複数の渦巻腕を生成します。これは、COのALMA観測によって明らかにされた、100auの内側で観測された摂動ガスダイナミクスを説明できます。最後に、$\sim40-150\、$auダストギャップのダスト表面密度の減少は、以前に検出された起源をうまく明らかにすることができます。H$_2$Oのガスと氷の放出。
木星の最速のプログラードジェット付近の対流イベントの余波：雲、ダイナミクス、垂直ウィンドシアへの影響
| Title |
The_aftermath_of_convective_events_near_Jupiter's_fastest_prograde_jet:_implications_for_clouds,_dynamics_and_vertical_wind_shear |
| Authors |
Ramanakumar_Sankar,_Chloe_Klare,_Csaba_Palotai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.07809 |
$24^{\circ}$Nジェットは、北熱帯帯と北熱帯ゾーンに隣接し、木星で最速の順行ジェットであり、$170$m/sを超える速度に達します。この地域では、観測により、おそらく水凝縮からの潜熱放出に起因する、いくつかの周期的な対流プルームが示されています。これは、ジェットの雲と帯状の風の構造に影響を与えます。ジェット領域内の水とアンモニア雲の現象論を研究するために、そのアクティブな微物理スキームを使用して、明示的な惑星ハイブリッド-等エントロピー座標モデルでこの領域をモデル化します。大気を乱すと、ジェット内の雲の構造に直接影響を与える上部対流圏波が発達することがわかります。この波は、モデルでは$\sim75$m/sで伝わり、アンモニア雲デッキに周期的な山形の特徴をもたらします。これらの特徴は波の速度で移動し、その後、雲の甲板での帯状の風よりもはるかに遅くなります。2016年と2020年にこの地域で対流が発生した後、雲の構造とドリフト速度の低下の両方が観察されました。対流の爆発の余波で、これらの雲の特徴の原因は上位レベルの循環であることがわかります。ジェットの風速と比較して、これらの特徴の観測されたドリフト率が比較的遅いことは、雲頂上の垂直方向のウィンドシアに制約を与え、雲の追跡から決定された風速は、$680$hPaの圧力レベル。また、結露による大気の対流ポテンシャルを診断し、波と強く結合していることを発見しました。
| Title |
GRAVITY_K-band_spectroscopy_of_HD_206893_B:_brown_dwarf_or_exoplanet |
| Authors |
J._Kammerer,_S._Lacour,_T._Stolker,_P._Molli\`ere,_D._K._Sing,_E._Nasedkin,_P._Kervella,_J._J._Wang,_K._Ward-Duong,_M._Nowak,_R._Abuter,_A._Amorim,_R._Asensio-Torres,_M._Baub\"ock,_M._Benisty,_J.-P._Berger,_H._Beust,_S._Blunt,_A._Boccaletti,_A._Bohn,_M.-L._Bolzer,_M._Bonnefoy,_H._Bonnet,_W._Brandner,_F._Cantalloube,_P._Caselli,_B._Charnay,_G._Chauvin,_E._Choquet,_V._Christiaens,_Y._Cl\'enet,_V._Coud\'e_du_Foresto,_A._Cridland,_R._Dembet,_J._Dexter,_P._T._de_Zeeuw,_A._Drescher,_G._Duvert,_A._Eckart,_F._Eisenhauer,_F._Gao,_P._Garcia,_R._Garcia_Lopez,_E._Gendron,_R._Genzel,_S._Gillessen,_J._Girard,_X._Haubois,_G._Hei{\ss}el,_T._Henning,_S._Hinkley,_S._Hippler,_M._Horrobin,_M._Houll\'e,_Z._Hubert,_L._Jocou,_M._Keppler,_L._Kreidberg,_A.-M._Lagrange,_V._Lapeyr\`ere,_J.-B._Le_Bouquin,_P._L\'ena,_et_al._(35_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.08249 |
近赤外色とスペクトル形態を研究し、その軌道運動を調査することにより、最も赤い既知の亜恒星コンパニオンHD206893Bの性質を明らかにすることを目指しています。巨大惑星と褐色矮星の大気モデルを適合させ、HD206893Bの観測されたGRAVITY、SPHERE、およびGPIスペクトルでpetitRADTRANSとATMOを使用してスペクトル検索を実行します。その異常なスペクトル特性を回復するために、高高度の塵雲による追加の消滅を含めます。大気モデルのエンスタタイト粒子でできています。また、GRAVITYの$\sim100〜\mu\text{as}$精密位置天文学と文献のデータを組み合わせて、HD206893Bの軌道パラメータを推測し、ガイア固有運動に基づいてHD206893Cの質量と位置を制約します。システムの運動異常。HD206893Bの非常に赤い色と非常に浅い$1.4〜\mu\text{m}$の吸水機能は、適応された大気モデルとスペクトル検索にうまく適合します。全体として、私たちの分析は、HD206893Bの年齢が$\sim3$-$300〜\text{Myr}$で、質量が$\sim5$-$30〜\text{M}_\text{Jup}$であることを示しています。、これは以前の推定値と一致していますが、パラメータ空間をより若くて質量の小さいオブジェクトに拡張します。GRAVITY位置天文学は、システムの塵円盤に対して相互に$<34.4〜\text{deg}$の傾きを持つ離心率（$e=0.29^{+0.06}_{-0.11}$）を指します。HD206893Bは原則として惑星質量コンパニオンである可能性がありますが、この可能性は、$10^{+5}_{-4}〜\text{M}_\textの質量推定値に対する内部コンパニオンの未知の影響に依存します{Jup}$は、視線速度とガイア、および比較的小さいが重要なArgus移動グループのメンバーシップ確率$\sim61\％$からのものです。ただし、HD206893Bの質量が$<30〜\text{M}_\text{Jup}$の場合、内側のコンパニオンHD206893Cの質量は$\sim8$-$15〜である必要があります。\text{M}_\text{Jup}$。
暗黒物質ハローのトレーサーとしての球状星団：E-MOSAICSシミュレーションからの洞察
| Title |
Globular_clusters_as_tracers_of_the_dark_matter_halo:_insights_from_the_E-MOSAICS_simulations |
| Authors |
Marta_Reina-Campos,_Sebastian_Trujillo-Gomez,_Alis_J._Deason,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Joel_L._Pfeffer,_Robert_A._Crain,_Nate_Bastian,_and_Meghan_E._Hughes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.07652 |
球状星団（GC）は、ガラクトセントリック距離の広い範囲にまたがる明るい物体であり、したがって、暗黒物質（DM）ハローの構造のプローブです。この作業では、GCの投影された放射状プロファイルを使用して、ホストDMハローの構造特性を推測できるかどうかを調べます。E-MOSAICSプロジェクトの$（34.4〜\rmcMpc）^3$周期ボリュームからの166個の中央銀河のサンプルでシミュレートされたGC集団を使用します。より大規模な銀河は、より放射状に拡張されたより浅い密度プロファイルを持つ恒星とGCの集団をホストしていることがわかります。さらに、金属に乏しいGCサブポピュレーションは、金属に富むサブサンプルよりも浅く、より拡張されたプロファイルを持つ傾向があります。これは、金属に乏しいGCの優先的に付加された起源に関連しています。GC集団の放射状プロファイルの勾配と有効半径と、べき乗則の勾配、スケール半径、集中度パラメーターなどのDMハローの構造特性との間に強い相関関係があることがわかります。銀河の恒星の質量への依存を説明すると、2次元の関係のばらつきが減少します。これは、GCの予測数が銀河の質量と組み合わされて、ホスト銀河のDMハローの密度プロファイルを追跡していることを示唆しています。銀河系外GCシステムに適用すると、不確実性が$0.2〜\rmdex$未満のETGのサンプルのスケール半径とDMハローの範囲を回復します。したがって、銀河系外GCシステムは、ローカルグループを超えたDMハローの構造を探索するための新しい手段を提供します。
VelaOB2複合体およびGaiaEDR3を使用したクラスターペアコリンダー135およびUBC7における階層的クラスタリングの破壊：超新星クエンチングの証拠
| Title |
Disruption_of_Hierarchical_Clustering_in_the_Vela_OB2_Complex_and_the_Cluster_Pair_Collinder_135_and_UBC7_with_Gaia_EDR3:_Evidence_of_Supernova_Quenching |
| Authors |
Xiaoying_Pang_(1_and_2),_Zeqiu_Yu_(1),_Shih-Yun_Tang_(3_and_4),_Jongsuk_Hong_(5),_Zhen_Yuan_(6),_Mario_Pasquato_(7_and_8),_M.B.N._Kouwenhoven_(1)_((1)_Department_of_Physics,_Xi'an_Jiaotong-Liverpool_University,_(2)_Shanghai_Key_Laboratory_for_Astrophysics,_Shanghai_Normal_University,_(3)_Lowell_Observatory,_(4)_Department_of_Astronomy_and_Planetary_Sciences,_Northern_Arizona_University,_(5)_Korea_Astronomy_and_Space_Science_Institute,_(6)_Universit\'e_de_Strasbourg,_CNRS,_Observatoire_Astronomique_de_Strasbourg,_(7)_Center_for_Astro,_Particle_and_Planetary_Physics,_New_York_University_Abu_Dhabi,_(8)_INFN-_Sezione_di_Padova) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.07658 |
ニューラルネットワーク機械学習アルゴリズムStarGOを使用して、VelaOB2複合体とクラスターペアのColinder135およびUBC7とGaiaEDR3の階層構造を特定します。5つの第2レベルの下部構造は、Huluwa1（GammaVelorum）、Huluwa2、Huluwa3、Huluwa4、およびHuluwa5と呼ばれるVelaOB2で解きほぐされています。Huluwa1-5は、連続した星形成によって発生した可能性があります。クラスターHuluwa1-3は、10-20Myrの年齢の古い世代であり、乱流を引き起こした恒星のフィードバックを生成し、若い世代のクラスターHuluwa4-5（10Myr）の形成を促進しました。クラスターペアのコリンダー135とUBC7は、同じ分子雲から形成された可能性が高く、同年代（40Myr）です。Huluwa1-5の3D形態は、VelaIRASシェルの縁に沿ったシェルのような構造に似ています。VelaIRASシェルの内部にある超新星爆発は、若い世代のHuluwa4-5の星形成を抑制し、残りのガスをクラスターから急速に放出しました。これにより、シェル全体に質量成層が生じ、シェルの内側の縁に沿ってより多くの低質量の星が配置され、シェルの外側の領域により多くの質量の星が配置されました。質量分離は、最も質量の小さいクラスターHuluwa5でのみ観察されます。1D膨張率が$（6.9-7.9）\times10^{-2}$〜km$\rms^{-のVelaOB2で有意な膨張が観察されます。1}pc^{-1}$。クラスターペアの拡張は中程度です。速度分散は、VelaOB2とクラスターペアの両方が超ウイルス性であり、破壊を受けていることを示唆しています。$N$-体シミュレーションは、VelaOB2のHuluwa1-5とクラスターペアが将来100Myrで拡大し続け、最終的には溶解することを予測しています。$N$-bodyシミュレーションは、VelaOB2のHuluwa1-5とクラスターペアが将来100Myrで拡大し続け、最終的には解散すると予測しています。
$ z \ leq 2 $での恒星の質量とサイズの関係の進化をHFFとCANDELからの低恒星の質量銀河に拡張する
| Title |
Extending_the_evolution_of_the_stellar_mass-size_relation_at_$z_\leq_2$_to_low_stellar_mass_galaxies_from_HFF_and_CANDEL |
| Authors |
Kalina_V._Nedkova,_Boris_H\"au{\ss}ler,_Danilo_Marchesini,_Paola_Dimauro,_Gabriel_Brammer,_Paul_Eigenthaler,_Adina_D._Feinstein,_Henry_C._Ferguson,_Marc_Huertas-Company,_Evelyn_J._Johnston,_Erin_Kado-Fong,_Jeyhan_S._Kartaltepe,_Ivo_Labb\'e,_Daniel_Lange-Vagle,_Nicholas_S._Martis,_Elizabeth_J._McGrath,_Adam_Muzzin,_Pascal_Oesch,_Yasna_Ordenes-Brice\~no,_Thomas_Puzia,_Heath_V._Shipley,_Brooke_D._Simmons,_Rosalind_E._Skelton,_Mauro_Stefanon,_Arjen_van_der_Wel,_and_Katherine_E._Whitaker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.07663 |
ハッブルフロンティアフィールド（HFF）の深さと、CANDELSでカバーされる大きな体積を組み合わせることにより、$0.2\leqz\leq2$を超える恒星の質量とサイズの関係を低恒星の質量の銀河に確実に拡張します。銀河は、MegaMorphプロジェクトによって開発されたツールを使用して複数のバンドで同時にモデル化され、小さい、かすかな、および高い赤方偏移銀河に対してもロバストなサイズ（つまり、半光半径）の推定を可能にします。10$^7$M$_\odot$を超えると、星形成銀河は、赤方偏移の全範囲にわたって、質量サイズの平面上の単一のべき乗則によって適切に表されることを示します。逆に、恒星の質量とサイズの関係は、恒星の質量が$\geq10^{10.3}$M$_\odot$の静止銀河では急勾配であり、星形成活動に基づいて静止が選択されているかどうかに関係なく、質量が小さいほど平坦になります。レストフレームの色、または構造的特徴。この平坦化は、$z\leq1$の$\sim1$kpcのサイズで発生します。結果として、静止銀河の恒星の質量とサイズの関係には、少なくとも10$^7$M$_\odot$を超える2乗則が好まれます。星形成銀河と高質量静止銀河の関係の傾きに強い赤方偏移依存性は見られません。また、恒星の質量が$\geq$10$^{9.5}$M$_\odot$の星形成銀河と、恒星の質量が$\geq10^{10.3}$M$_\odot$の静止銀河がかなりの影響を受けていることも示しています。予想どおり、$z\sim2$以降のサイズの増加。しかし、低質量銀河はそうではありません。最後に、ろ座銀河団のコアからの主に静止した矮小銀河でデータを補足します。これは、恒星の質量とサイズの関係が10$^7$M$_\odot$未満で連続していることを示していますが、より複雑な関数形式が必要です。関係を説明します。
ジーンズの磁化された重力不安定性へのMHDスペクトル理論アプローチ
| Title |
An_MHD_spectral_theory_approach_to_Jeans'_magnetized_gravitational_instability |
| Authors |
J.-B._Durrive,_R._Keppens,_and_M._Langer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.07681 |
この論文では、磁化された平面平行な自己重力スラブ内に存在する線形電磁流体力学（MHD）波と不安定性の支配方程式を再検討します。私たちのアプローチは、等温条件から逸脱する完全に不均一に磁化されたスラブを可能にし、その結果、よく知られているAlfv\'enと遅い連続スペクトルが説明に入ります。頻繁に採用されるカウリング近似を超えて、自己重力がMHD波動方程式にどのように入るかを示すことにより、現代のMHD教科書の扱いを一般化します。これは、通常のジーンズの詐欺的アプローチを想定せずに、ジーンズの不安定性が水力から電磁流体力学的条件にどのように一般化するかを明らかにします。私たちの主な貢献は、完全に一般的な支配波動方程式を、結合されたSturm-Liouvilleの定式化から、結合された調和振動子にリンクされたハミルトンの定式化、便利な行列微分形式まで、数学的に同等な形式で再定式化することにあります。後者は、磁化された自己重力の薄いスラブの固有関数を解析的に導き出すことを可能にします。さらに、例として、流体力学的pおよびジーンズ不安定モードの正確な閉形式分散関係を示します。後者は、自己重力の適切な処理によってカウリング近似がどのように変化するかを示しています。MHD波動方程式のさまざまな再定式化は、宇宙フィラメント形成に関連する不安定性の将来のMHDスペクトル研究のための新しい道を開きます。結合されたSturm-Liouvilleまたは調和振動子の問題を解決するために調整された最新の正式なソリューション戦略を使用します。
銀河系の横断可能性：銀河系外SETIの新しい概念
天の川の星間旅行は、長くて危険な企業であると一般に考えられていますが、すべての銀河はとても危険ですか？この問題に対処するために、銀河の横断可能性の概念を紹介します。星の種族は、銀河全体への急速な広がりを助ける、より高い星の密度と速度分散を伴う、通過可能性の1つの要因です。星間物質（ISM）は別の要因です。ガス、塵の粒子、宇宙線（CR）はすべて、スターファーラーに危険をもたらすからです。私は、さまざまなタイプの銀河におけるこれらの成分の現在の理解を検討し、星形成のない赤い静止銀河は好ましい通過可能性を持っていると結論付けています。コンパクトな楕円銀河と球状星団は、星が密集していてISMの危険性が最小限であるため、「超横断可能」である可能性があります。全体として、ISMが星間旅行の主な障害である場合、銀河の通過可能性は、ガスの割合と星形成が減少するにつれて、宇宙時間とともに増加します。通過可能性は、地球外知的生命体（SETI）を検索するための銀河系外調査における考慮事項です。
覆い隠されていないAGNの中央パーセクの塵：トーラスへのさらなる挑戦
| Title |
Dust_in_the_central_parsecs_of_unobscured_AGN:_more_challenges_to_the_torus |
| Authors |
Almudena_Prieto,_Jakub_Nadolny,_Juan_A._Fern\'andez-Ontiveros,_Mar_Mezcua |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.07753 |
パーセクスケールのほこりっぽいトーラスは、1/2タイプの狭い/広い輝線における活動銀河核（AGN）の二分法の原因であると考えられています。以前の研究では、パーセクスケールの解像度の赤外線/光学ダストマップに基づいて、幅が数パーセク、長さが数百パーセクのダストフィラメントがタイプ2AGNの中心を横切る遍在する特徴であり、光学的厚さが十分であることがわかりました。光学核を完全に覆い隠すため。この作品は、タイプ1と中間タイプのAGNの補完的な見方を示しています。同じタイプの細い、コリメートされたダストフィラメントがこれらのAGNの中心に等しく見られます。違いは、タイプ2の場合のように、核に対する位置にありますが、核と交差していません。また、中心に向かって光学的厚さが減少している$A_V\lesssim1.5\rm{mag}$、UV核波長で不明瞭にするのに不十分です。天の川銀河に見られるものを彷彿とさせる、100pcからkpcの長さの大規模なダストフィラメントとレーンは、銀河の中央パーセクに共通の成分であると結論付けられています。それらの光学的厚さはそれらの構造に沿って変化し、タイプ2では核を完全に覆い隠すのに十分な光学的厚さに達します。核に対するそれらの位置と中心に向かう光学的厚さの勾配の増加は、当然、標準的なタイプ1/2AGN分類につながる可能性があり、これらのフィラメントがトーラスの役割を果たすようになります。ダストフィラメントとレーンは、分子ガスで同等の形態を示します。利用可能なガス運動学は、$<〜1M\odot〜yr^{-1}$の速度での大量流入を示します。
| Title |
Probing_the_Wind_Component_of_Radio_Emission_in_Luminous_High-Redshift_Quasars |
| Authors |
Gordon_T._Richards,_Trevor_V._McCaffrey,_Amy_Kimball,_Amy_L._Rankine,_James_H._Matthews,_Paul_C._Hewett,_Angelica_B._Rivera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.07783 |
さもなければ電波が静かなクエーサーの電波放射に対する風に関連した衝撃の寄与の調査について議論します。1）クエーサーのUVとX線の明るさの間の非線形相関、2）そのような相関が、より明るいクエーサーでの放射線駆動の風の可能性を高めること、および3）明るいクエーサーが高い場所でより豊富であることを考えると降着円盤の風による潜在的な寄与を調べるには、高赤方偏移クエーサーの赤方偏移、深部放射観測が必要です。幅広いCIV放射によって追跡された、予想される降着円盤の風の特性の範囲にまたがる、50$z\simeq1.65$の色で選択されたクエーサーのサンプルをターゲットにします。$\approx10\mu$Jyビーム$^{-1}$のrmsに対する超大型アレイによる3GHz観測から、$\approx400\、M_{\rmSun}\、{\rmの星形成率までのプローブyr}^{-1}$、22回の検出につながります。これらの指摘された観測を補足するのは、LOFAR2メートルの空の調査データリリース1からの388のソースの調査データであり、123のソースが検出されます。これらの組み合わされた観測は、\civ\輝線特性の非線形関数である電波検出率を明らかにし、データが電波の静かなクエーサーにおける電波放射の複数の起源を必要とする可能性があることを示唆しています。星形成と降着円盤の風のいずれか（または両方）が光学的に明るいクエーサーで重要な役割を果たし、エディントン比の増加と相関している、低いエディンション比の電波が静かなクエーサーの弱いジェットまたはコロナからの電波放射の証拠を見つけます。電波が静かなクエーサーでの電波放射の性質を完全に確立するには、追加の尖った電波観測が必要です。
薄い分子雲の乱流構造関数に対する傾斜補正とその応用
| Title |
The_Inclination_Correction_to_The_Turbulence_Structure_Function_of_Thin_Molecular_Clouds_and_Its_Application |
| Authors |
Lei_Qian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.07850 |
乱流のエネルギーカスケード率は、構造関数を使用して測定できます。実際には、分子雲内のガスの3D速度を測定することは困難であり、構造関数の測定を困難にします。視線に垂直な薄い分子雲の場合、構造関数$S^2_{tt}$は、コア速度分散（CVD）、${\rmCVD}^2=\frac{1}で測定できます。{2}S^2_{tt}$。この方法は、薄い分子雲が視線に垂直でなく、交差角が$\theta$、${\rmCVD}^2=\frac{1}{2}S^2_{の場合に拡張されました。tt}\left（1-\frac{1}{8}\cos^2\theta\right）R^{2/3}$、ここで$R$は第2種の楕円積分$E（k、\varphi）$as$R=\frac{2}{\pi}E（\cos\theta、\frac{\pi}{2}）$。
| Title |
Deuterated_Polycyclic_Aromatic_Hydrocarbons_in_the_Interstellar_Medium:_The_C--D_Band_Strengths_of_Multi-Deuterated_Species |
| Authors |
X.J._Yang,_Aigen_Li,_C.Y._He,_R._Glaser |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.07883 |
観測的に、重水素（D）の星間気相存在量はかなり枯渇しており、欠落しているD原子は、炭素質固体と多環芳香族炭化水素（PAH）分子に閉じ込められていると仮定されることがよくあります。炭素ダストとPAHに結びついたDの割合（Hと比較して）の正確な知識は、Dがビッグバンと現在のDの存在量にのみ由来しているため、宇宙論的に重要な意味を持っています。銀河の進化は、原始的な元素合成と宇宙論的パラメーターへの本質的な手がかりを提供します。PAHが観測されたD枯渇に対応できる可能性のある範囲を定量的に調査するために、以前に単一重水素化PAHの赤外線振動スペクトルを量子化学的に計算し、3.3$\mu$mC--の平均固有バンド強度を導き出しました。Hストレッチ（A$_{3.3}$）および4.4$\mu$mC--Dストレッチ（A$_{4.4}$）。ここでは、以前の作業を、さまざまな重水素化、サイズ、および構造の複数重水素化PAH種に拡張します。固有のバンド強度A$_{3.3}$とA$_{4.4}$およびそれらの比率A$_{4.4}$/A$_{3.3}$の両方が、異なるPAH間でわずかな変動を示すだけではないことがわかります。重水素化、サイズ、構造は、単重水素化PAHと非常によく似ています。したがって、PAH重水素化レベル（つまり、Dの形でC原子に結合している周辺原子の割合）は、観測された4.4$\mu$mから3.3$\mu$mのバンド比に基づいて以前に推定された約2.4％です。単重水素化PAHのA$_{4.4}$/A$_{3.3}$比は堅牢です。
オリオン分子雲における原始星流出の$ J $中期CO線観測
| Title |
Mid-$J$_CO_Line_Observations_of_Protostellar_Outflows_in_the_Orion_Molecular_Clouds |
| Authors |
Miju_Kang,_Minho_Choi,_Friedrich_Wyrowski,_Gwanjeong_Kim,_John_H._Bieging,_Mi-Ryang_Kim,_Geumsook_Park,_S._T._Megeath,_Yunhee_Choi,_Sung-Ju_Kang,_Hyunju_Yoo_and_P._Manoj |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.07902 |
オリオン分子雲における10個の原始星の流出は、$^{12}$CO/$^{13}$CO${J=6\rightarrow5}$と$^{12}$CO${J=7\にマッピングされました。rightarrow6}$行。これらの中間$J$COラインのマップは、約10$''$の角度分解能と約100$''$の一般的なフィールドサイズを持っています。物質移動速度、動的光度、および流出力を含む、分子流出の物理的パラメーターが導き出された。流出サンプルは、近くの低光度原始星のアーカイブデータを再分析することによって拡張され、広範囲のボロメータ光度をカバーしました。COの他の遷移から導出された流出パラメータが比較されました。中$J$（$J_{\rmup}\upperx6$）と低$J$（$J_{\rmup}\leq3$）のCOラインウィングは、基本的に同じ流出成分をトレースします。対照的に、COの高い$J$（最大$J_{\rmup}\約50$）の線放出光度は、${J=6\rightarrow5}$線からの動的光度とほとんど相関を示しません。これは、それらが別個のコンポーネントをトレースしていることを示唆しています。低/中$J$COラインの翼は長期的な流出行動を追跡しますが、高$J$COラインは短期的な活動に敏感です。流出パラメータと原始星の特性との相関関係が示されています。これは、分子流出の強度がボロメータの光度とエンベロープ質量とともに増加することを示しています。
二重重水素化ジメチルエーテル（CH $ _3 $ OCHD $ _2 $）のねじれ回転スペクトル-星間物質での最初のALMA検出
| Title |
Torsional-rotational_spectrum_of_doubly-deuterated_dimethyl_ether_(CH$_3$OCHD$_2$)_--_First_ALMA_detection_in_the_interstellar_medium |
| Authors |
C._Richard,_J.K._J{\o}rgensen,_L._Margul\`es,_R._A._Motiyenko,_J.-C._Guillemin_and_P._Groner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.07983 |
2013年に、IRAM30m望遠鏡を使用した太陽型原始星IRAS16293-2422における一重水素化ジメチルエーテルの最初の回転解析と検出を公開しました。ジメチルエーテルは、星形成領域で最も豊富な錯有機分子（COM）の1つであり、その化学を理解し、ソース履歴を追跡するには、それらのD対H（D/H）比が重要です。内部ローターを備えた非対称ローター分子の有効ハミルトニアンに基づいて、地面振動状態の二重重水素化ジメチルエーテル（メトキシ-d2-メタン、1,1-ジデューテロメチルエーテル）の最初の分析を示します。分析は0.15〜1.5THzの周波数範囲をカバーします。この種の実験室回転スペクトルは、リールのサブミリ波分光計を使用して150〜1500GHzで測定されました。天文学的検出には、原始星干渉線調査、PILSからのアタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）観測を使用しました。分光パラメータの新しいセットは、対称配座異性体と非対称配座異性体の両方のERHAMコードに適合する最小二乗法によって決定されています。一重水素化種に関しては、これらのパラメーターにより、クラス0原始星IRAS16293-2422のB成分付近の検出により、二重重水素化ジメチルエーテルの両方の配座異性体の空間での最初の同定が可能になりました。
16の未研究の散開星団のメンバーのTNG大気パラメータを使用した星の種族天体物理学（SPA）
| Title |
Stellar_Population_Astrophysics_(SPA)_with_TNG_Atmospheric_parameters_of_members_of_16_unstudied_open_clusters |
| Authors |
R.Zhang,_S._Lucatello,_A._Bragaglia,_R._Carrera,_L._Spina,_J._Alonso-Santiago,_G._Andreuzzi,_G._Casali,_E._Carretta,_A._Frasca4,_X._Fu,_L._Magrini,_L._Origlia,_V._DOrazi,_and_A._Vallenari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.08014 |
恒星進化論の現代的な理解のおかげで、散開星団（OC）の年齢を正確に測定することができます。それらの位置を考えると、それらは銀河円盤の理想的なトレーサーです。ガイアデータリリース2は、正確な視差を提供することに加えて、多くの新しいクラスターの検出につながり、銀河円盤の研究に新しい時代を開きました。ただし、OCの化学的存在量に関する詳細な情報は、OCの正確な日付を付け、ディスクの進化を調査するために効率的に使用するために必要です。OCの正確な化学的情報を組み合わせるためのミルキーウェイ構造のマッピングと調査が主な目的です。星の種族天体物理学（SPA）プロジェクト。この作業の一部には、OCの使用と、その正確で正確な化学組成の導出が含まれます。ここでは、太陽から約2kpc以内にあり、年齢が約50Myrから数GyrのOCのサンプルを分析します。HARPSを使用しました。-TelescopioNazionaleGaileoでNを取得し、18個のOCで40個の赤色巨星/赤色巨星の非常に高解像度のスペクトル（R=115\、000）を収集しました（16個はまったくまたはほとんど研究されておらず、2つの比較クラスター）。視線速度を測定し、恒星パラメータを導き出しました。金属量とガラクトセントリック距離の関係について議論し、結果に文献データを追加してサンプルを拡大し、年齢も考慮に入れました。観察データの結果を化学力学的モデルの結果と比較しました。これらのモデルは一般に、金属量勾配をよく再現します。しかし、若い年齢で、モデルでは再現されない、金属量の大きな分散が見つかりました。導出された金属量の不確実性を含む、いくつかの考えられる説明が検討されています。大気モデルでは簡単に再現できず、パラメータの不確実性に影響を与える固有の要因の組み合わせにより、若い星（年齢<200Myr）のパラメータを決定することの難しさを確認します。
ガイアEDR3データからの視差ゼロ点オフセット
\itGaia\rmの2回目のデータリリースでは、クエーサーに基づく視差ゼロ点オフセットが$-0.029$〜masであることが明らかになりました。値は空の位置に依存し、大きさと色にも依存する可能性があります。オフセットと他のパラメータへの依存性は、例えば、ケフェイド変光星とこと座RR星の周期-光度関係。最近の\itGaia\rmEarlyDataRelease3（EDR3）の分析により、クエーサーに基づく平均視差ゼロ点オフセットが$-0.021$〜masであることが明らかになりました。\itGaia\rmチームは、視差のゼロ点オフセットに詳細に対処し、黄道緯度、$G$バンドの大きさ、および色情報に基づいて、視差のゼロ点オフセットを修正するレシピを提案します。この論文は、クエーサーに基づく補正の空間依存性とワイドバイナリに基づくマグニチュード依存性に焦点を当てた、この問題に対する完全に独立した調査です。空間補正とマグニチュード補正は、$17<G<19$の間のオーバーラップ領域で相互に接続されています。空間補正は、HEALPix形式に基づいたいくつかの空間解像度で表示されます。視差オフセットの色依存性は不明確であり、いずれにせよ、空間的および大きさ依存性に続発します。空間補正とマグニチュード補正は、明るい光源の2つのサンプル、つまり、HST\rmデータからの独立した三角視差測定値を持つ$\sim$100星のサンプルと、フォトメトリック視差を使用した75個の古典的セファイドのサンプルに適用されます。観測されたGEDR3視差と独立した三角視差（外れ値を除く）の間の平均オフセットは約$-39$〜\muasであり、補正を適用した後はゼロと一致します。古典的セファイドサンプルの場合、測光視差は約5\％過小評価される可能性があることが示唆されています。
分子雲の磁場-観測と解釈
ゼーマン効果とダスト粒子配列は、分子雲内の磁場（Bフィールド）を調べるための2つの主要な方法であり、Bフィールドが重力収縮とチャネル乱流速度を制御する可能性があるため、主に星形成の研究によって動機付けられています。このレビューは、過去10年間のBフィールドの観察結果とその解釈をまとめたものです。銀河系のBフィールドは、分子雲を雲のコアに固定します。スケールは約0.1pc、密度は10^4-5H_2/ccです。コア内では、乱気流はわずかに超アルヴェーン波である可能性がありますが、大部分のpa-レンタル雲はサブアルヴェーン波です。これらの大部分が秩序化された雲のBフィールドが断片化と星形成に及ぼす影響が観察されます。上記のパラダイムは、雲の乱流が非常に超アルヴェーン波であると想定されていた世紀の最初の10年間に一般的に受け入れられていた理論とは大きく異なります。したがって、乱流異方性および乱流誘起両極拡散も再検討されます。
0.6と1.2の赤方偏移の間の星形成銀河の紫外線光度関数
| Title |
The_ultraviolet_luminosity_function_of_star-forming_galaxies_between_redshifts_of_0.6_and_1.2 |
| Authors |
M.J._Page,_T._Dwelly,_I._McHardy,_N._Seymour,_K.O._Mason,_M._Sharma,_J.A._Kennea,_T.P._Sasseen,_J.I._Rawlings,_A.A._Breeveld,_I._Ferreras,_N.S._Loaring,_D.J._Walton,_M._Symeonidis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.08200 |
XMM-NewtonOpticalMonitor望遠鏡（XMM-OM）で撮影した紫外線イメージングを使用して、UVW1バンド（有効波長2910オングストローム）で280平方分角をカバーし、赤方偏移zを持つ銀河のレストフレーム紫外線（1500オングストローム）光度関数を測定します。0.6から1.2の間。XMM-OMデータは、測光赤方偏移を提供するために、大量の光学および赤外線画像によって補完されます。XMM-OMデータは、この赤方偏移範囲で以前に使用されたGALEXデータよりも、点像分布関数が大幅に狭くなり（ソースの混乱が少なくなります）、K補正が簡単になります。光度関数が星形成銀河集団に直接関係することを保証するために、紫外線で明るい活動銀河核は除外されています。ビニングされた光度関数とパラメトリックSchechter関数の近似は、0.6<z<0.8と0.8<z<1.2の2つの赤方偏移間隔で導出されます。光度関数は、特徴的な絶対等級M*が0.6<z<0.8よりも0.8<z<1.2の方が明るくなるように進化することがわかります。
ギャラクシーフライバイ：バルジ、ディスク、スパイラルアームの進化
銀河のフライバイは、低赤方偏移の宇宙での合併と同じくらい一般的であり、かなりの量の質量とエネルギーの交換を伴うため、銀河の進化にとって重要です。この研究では、古典的なバルジと箱型/ピーナッツの疑似バルジの2種類のバルジについて、天の川銀河のバルジ、円盤、渦巻腕に対するマイナーフライバイの影響を調査します。私たちのN体シミュレーションは、質量比10：1と5：1の2つの円盤銀河で構成されており、銀河の円盤は軌道面にあり、中心間距離が変化しています。フォトメトリックおよびキネマティックバルジディスク分解を定期的なタイムステップで実行し、ディスクサイズ、スパイラル構造、バルジセルシックインデックス、バルジ質量、およびバルジ角運動量の変化を追跡しました。私たちの結果は、ディスクへの主な影響はディスクの厚みであり、これはディスクのスケールの高さとスケールの半径の比率の増加として見られることを示しています。渦巻構造A2/A0の強度は、疑似バルジホスト銀河の平均時変振幅について小さな振動を示しています。フライバイは、回転しない古典的なバルジに大きな影響を与えません。これは、これらのバルジが銀河相互作用において非常に安定していることを示しています。しかし、疑似バルジはフライバイで動的に熱くなり、フライバイが円盤銀河の経年進化の速度を加速する上で重要な役割を果たす可能性があることを示しています。疑似バルジに対するこの効果は、バーの一部としての回転の性質の結果です。また、フライバイはバーの座屈の時間と強度に影響を与えません。
新しいフレアモード遷移ミリ秒パルサーの多波長証拠
| Title |
Multiwavelength_evidence_for_a_new_flare-mode_transitional_millisecond_pulsar |
| Authors |
Jay_Strader,_Samuel_J._Swihart,_Ryan_Urquhart,_Laura_Chomiuk,_Elias_Aydi,_Arash_Bahramian,_Adam_Kawash,_Kirill_V._Sokolovsky,_Evangelia_Tremou,_Andrej_Udalski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.07657 |
関連付けられていないFermiGeVガンマ線源4FGLJ0540.0-7552の中心近くにある新しい低質量X線連星の発見を報告します。ソースは、光学降着円盤の永続的な存在を示し、極端なX線と光学的変動を示します。また、ガンマ=1.8で、X線とガンマ線のフラックスの比率が高いハードパワーの法則によく適合したX線スペクトルを備えています。総合すると、これらの特性は、サブルミナスディスク状態の遷移ミリ秒パルサー（tMSP）としてのバイナリの分類と一致しています。候補tMSPの中で唯一、4FGLJ0540.0-7552は、状態変化を受け、光学およびX線で大幅に明るくなり、GeVガンマ線で暗くなるという一貫した光学、X線、およびガンマ線の証拠を示しています。2013年半ばに。現在のサブルミナスディスク状態では、銀河系分野の他の1つの候補tMSPと同様に、4FGLJ0540.0-7552は常にX線「フレアモード」にあるように見えます。これは、これがtMSPの一般的な現象である可能性があることを示しています。
Thorne- $ \ dot {\ textrm {Z}} $ ytkowオブジェクトはGW190814タイプのイベントをソースできますか？
| Title |
Can_Thorne-$\dot{\textrm{Z}}$ytkow_Objects_source_GW190814-type_events? |
| Authors |
Ilias_Cholis,_Konstantinos_Kritos_and_David_Garfinkle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.07662 |
LIGOとVirgoのコラボレーションは、3回目の実行で、23$M_{\odot}$ブラックホールを持つ2.6$M_{\odot}$オブジェクトを含む合体イベントGW190814を報告しました。このレターでは、Thorne-$\dot{\textrm{Z}}$ytkowオブジェクト（T$\dot{\textrm{Z}}$Os）がそのタイプのイベントに接続できる条件を調査します。まず、ローカルユニバースでのT$\dot{\textrm{Z}}$Oの出現率を評価します。T$\dot{\textrm{Z}}$Osが最終的に低質量ギャップブラックホールになるという仮定の下で、これらのブラックホールが他の恒星質量ブラックホールとどのようにバイナリになるかを評価し、GW190814タイプの報告されたレートと比較します。イベントの数（1-23$\textrm{Gpc}^{-3}\textrm{yr}^{-1}$）。密集した星団のT$\dot{\textrm{Z}}$Oは、フィールド内のT$\dot{\textrm{Z}}$Osの人口が優勢でないと、LIGO-Virgoレートを説明できないことがわかります。貢献。また、フィールド内の階層的三項系内に形成されたT$\dot{\textrm{Z}}$Oは、恒星質量ブラックホールの前駆細胞である3番目に遠い星であり、に匹敵する速度を与えることができる可能性があることもわかりました。GW190814タイプのイベントのそれ。その場合、将来の観測では、恒星の質量と低質量ギャップのブラックホールの融合が発見され、低質量は低質量ギャップの範囲全体に及ぶはずです。
レプトン駆動の非共振ストリーミング不安定性
磁化プラズマ内の高エネルギー粒子（または宇宙線、CR）の強力な超Alfv\'{e}nicドリフトは、非共鳴ストリーミング不安定性（NRSI）を介して磁場を大幅に増幅する可能性があります。従来の分析はイオン電流に対して行われますが、ここでは、動的なセル内粒子シミュレーションを使用して、電子または電子と陽電子の混合物によって駆動された場合のNRSIの動作を研究します。特に、不安定モードの成長速度、スペクトル、ヘリシティ、および飽和時の磁場のレベルを特徴づけます。私たちの結果は、いくつかの宇宙/天体物理学的環境（たとえば、太陽風、斜めの非相対論的衝撃、パルサー星雲の周り）や実験室での実験に関連する可能性があります。
二元中性子星合体におけるデコンファインドクォーク相の特徴
| Title |
Signatures_of_deconfined_quark_phases_in_binary_neutron_star_mergers |
| Authors |
Aviral_Prakash,_David_Radice,_Domenico_Logoteta,_Albino_Perego,_Vsevolod_Nedora,_Ignazio_Bombaci,_Rahul_Kashyap,_Sebastiano_Bernuzzi_and_Andrea_Endrizzi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.07885 |
（要約）連星中性子星（BNS）の合併の文脈で、クォークの閉じ込め解除相転移を調査します。BNS合併の数値相対論シミュレーションを実行するために、ハドロンと非拘束クォークの間の一次相転移を伴う新しい有限温度組成依存状態方程式（EOS）を採用します。相転移によるEOSの軟化により、合併の残骸はよりコンパクトになり、早い時期にブラックホール（BH）に崩壊します。相転移は、マージ後の重力波（GW）信号の持続時間、振幅、およびピーク周波数に刻印されています。ただし、このインプリントは、十分に長寿命の残骸があるバイナリでのみ検出できます。さらに、相転移は、合併後のGWピーク周波数の準普遍的な関係からの有意な逸脱をもたらさない。また、動的噴出物、残留降着円盤の質量、rプロセス元素合成収量および関連する電磁（EM）の対応物に対する相転移の影響を研究します。純粋なハドロンモデルと相転移のあるモデルの間には、EMの対応物と元素合成の収率に違いがありますが、これらは主に、2つの間の残留崩壊時間の違いに起因する可能性があります。例外は、動的噴出物の最速成分と星間物質の相互作用によって引き起こされる非熱的残光であり、それらが経験するより激しい合併の結果として、相転移を伴うバイナリで体系的にブーストされます。
巨大分子雲ポラリスフレアに向けたガンマ線観測を報告しました。ダストカラム密度マップとともに、この雲の宇宙線密度とスペクトルを導き出しました。局所的に測定されたCRと比較して、ポラリスフレアのCR密度は大幅に低く、スペクトルはよりソフトです。このような異なるCRスペクトルは、銀河面に垂直な方向のCR分布のかなり大きな勾配、または分子雲内のCRの抑制のいずれかを明らかにします。
大マゼラン雲のEMUビュー：サブTeVWIMPの問題
| Title |
The_EMU_view_of_the_Large_Magellanic_Cloud:_Troubles_for_sub-TeV_WIMPs |
| Authors |
Marco_Regis,_Javier_Reynoso-Cordova,_Miroslav_D._Filipovi\'c,_Marcus_Br\"uggen,_Ettore_Carretti,_Jordan_Collier,_Andrew_M._Hopkins,_Emil_Lenc,_Umberto_Maio,_Joshua_R._Marvil,_Ray_P._Norris_and_Tessa_Vernstrom |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.08025 |
大マゼラン雲（LMC）におけるWIMP暗黒物質の無線検索を紹介します。オーストラリアのスクエアキロメーターアレイパスファインダー（ASKAP）の観測から得られ、宇宙の進化地図（EMU）調査の一部として処理された、LMCの最近の深い画像を利用します。LMCは、Jファクターが大きく、かなりの磁場が存在するため、無線周波数でのWIMP検索の非常に有望なターゲットです。WIMPの消滅から生じる放出の証拠は検出されず、厳しい範囲が導き出されます。この作業では、480GeV未満の質量の熱断面積とクォークへの消滅は除外されています。
国際宇宙ステーションの高エネルギー電子望遠鏡を使用した、10 GeV $ / n $から2.0TeV $ / n $までの宇宙線の鉄スペクトルの測定
| Title |
Measurement_of_the_Iron_Spectrum_in_Cosmic_Rays_from_10_GeV$/n$_to_2.0_TeV$/n$_with_the_Calorimetric_Electron_Telescope_on_the_International_Space_Station |
| Authors |
O._Adriani,_Y._Akaike,_K._Asano,_Y._Asaoka,_E._Berti,_G._Bigongiari,_W._R._Binns,_M._Bongi,_P._Brogi,_A._Bruno,_J.H._Buckley,_N._Cannady,_G._Castellini,_C._Checchia,_M.L._Cherry,_G._Collazuol,_K._Ebisawa,_H._Fuke,_S._Gonzi,_T._G._Guzik,_T._Hams,_K._Hibino,_M._Ichimura,_K._Ioka,_W._Ishizaki,_M._H._Israel,_K._Kasahara,_J._Kataoka,_R._Kataoka,_Y._Katayose,_C._Kato,_N._Kawanaka,_Y._Kawakubo,_K._Kobayashi,_K._Kohri,_H._S._Krawczynski,_J._F._Krizmanic,_J._Link,_P._Maestro,_P._S._Marrocchesi,_A._M._Messineo,_J._W._Mitchell,_S._Miyake,_A._A._Moiseev,_M._Mori,_N._Mori,_H._M._Motz,_K._Munakata,_S._Nakahira,_J._Nishimura,_G._A._de_Nolfo,_S._Okuno,_J._F._Ormes,_N._Ospina,_S._Ozawa,_L._Pacini,_P._Papini,_B._F._Rauch,_S._B._Ricciarini,_K._Sakai,_T._Sakamoto,_M._Sasaki,_Y._Shimizu,_A._Shiomi,_P._Spillantini,_et_al._(15_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.08036 |
2015年から国際宇宙ステーションで運用されている高エネルギー電子ガンマ線（CALET）は、広いエネルギー間隔で宇宙線鉄の大量のサンプルを収集しました。この手紙では、鉄スペクトルの測定値が10GeV$/n$から2.0TeV$/n$までの核子あたりの運動エネルギーの範囲で示され、宇宙によって前例のない精度で研究された元素のリストに鉄を含めることができます-搭載された楽器。この測定は、2016年1月から2020年5月までに実施された観測に基づいています。CALET装置は、鉄をはるかに超える動的範囲（原子数$Z$=40まで）で電荷を測定することにより、個々の核種を識別できます。エネルギーは、追跡とエネルギーサンプリングを提供する薄い（3つの放射長）イメージングセクションが先行する1.2陽子相互作用長の合計等価厚さを持つ均一な熱量計によって測定されます。データの分析と体系的な不確実性の詳細な評価について説明し、結果を以前の実験の結果と比較します。観測された微分スペクトルは、以前の実験の誤差内で一貫しています。50GeV$/n$から2TeV$/n$の領域では、現在のデータは、スペクトルインデックス-2.60$\pm$0.03の単一のべき乗則と互換性があります。
ミリ秒パルサーでの対生成J0030 + 0451
ミリ秒パルサーに適用されるTimokhin-Arons極冠モデルの電場加速電子は非常に高いため、電子のローレンツ因子は放射反応またはブライトウィーラープロセスのいずれかによって制限されます。前者の場合、磁束線の曲率半径に依存しない、局所磁場に垂直な曲率放射運動量成分の上限を取得することが可能です。ペアへの単一光子変換のしきい値は高いですが、J0030+0451で到達する可能性があります。ただし、報告されている極冠温度が高いため、Breit-Wheelerプロセスによる直接対生成がおそらくより重要です。ミリ秒パルサーでのコヒーレント電波放射の存在が高多重度ペアプラズマを必要とすると仮定すると、一次電子も磁気圏が完全に透明なフェルミ-LATエネルギー帯でガンマ線を生成することになります。これらが存在しないことは、電波放射と同相であり、超高エネルギー電子とアクティブなティモキン-アロンズ極冠がJ0030+0451に存在しないことを即座に示しています。
| Title |
Artificial_Neural_Network_Classification_of_4FGL_Sources |
| Authors |
S._Germani,_G._Tosti,_._Lubrano,_S._Cutini,_I._Mereu,_A._Berretta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.08222 |
Fermi-LATDR1およびDR24FGLカタログには、5000を超えるガンマ線源があり、そのうちの約4分の1は既知の物体に関連付けられておらず、約3分の1は不確実な性質のブレーザーに関連付けられています。パルサー（PSR）、BLラックタイプのブレーザー（BLL）、またはフラットスペクトルラジオクエーサー（FSRQ）。関連付けられていないソースの中から候補PSR、BLL、およびFSRQを特定し、3つのカテゴリ間でほぼ等分配し、追跡調査で潜在的に興味深いものとして10の分類外れ値を選択します。
白色矮星の空間密度を実際の例として使用した、天文データモデリングの選択関数
| Title |
Selection_Functions_in_Astronomical_Data_Modeling,_with_the_Space_Density_of_White_Dwarfs_as_Worked_Example |
| Authors |
Hans-Walter_Rix,_David_W._Hogg,_Douglas_Boubert,_Anthony_G.A._Brown,_Andrew_Casey,_Ronald_Drimmel,_Andrew_Everall,_Morgan_Fouesneau,_and_Adrian_M._Price-Whelan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.07653 |
天文データセット、特に離散オブジェクトのカタログ化されたプロパティの統計的研究は、天体物理学の中心です。これらのオブジェクトがカタログまたはサンプル、つまりサンプルの選択関数に含まれる条件を定量的に理解しない限り、これらのオブジェクトの母集団の特性または発生率をモデル化することはできません。このトピックへの体系的で教訓的な紹介は天体物理学の文献ではほとんどないので、私たちは一般的に次の質問に対処するものを提供することを目指しています：選択関数とは何ですか？選択関数はどの引数$\vec{q}$に依存する必要がありますか？どのドメインで選択関数を定義する必要がありますか？どのような近似と簡略化を行うことができますか？そして、「モデリング」で選択関数はどのように使用されますか？ボリュームが最も薄いオブジェクトによって大幅に削減された完全なサンプルは、サンプル内の明るく通常はまれなオブジェクトの数を不必要に減らす、非常に最適ではない選択関数を反映していると主張します。これらの点を実際の例で説明し、銀河系の近傍の白色矮星（WD）の空間密度を、光度とガイア色の関数として導き出します。$\Phi_0（M_G、BR）$in[mag$^{-2}$pc$^{-3}$]。ガイアEDR3カタログのマグニチュード、色、視差、および位置天文の忠実度の簡単な選択カットを通じて、$10^5$と推定されるWDのサンプルを作成します$\vec{q}=（m_G、BR、\varpi、p_{af}）$。次に、$\Phi_0$の単純なモデルを、この選択関数$S_C（\vec{q}）$から導出された有効な調査量と組み合わせて、$\Phi_0（M_G、B-R）$の詳細でロバストな推定値を導出します。この結果として得られる白い矮性の輝度色関数$\Phi_0（M_G、B-R）$は、輝度色平面の初期の数密度分布とは劇的に異なります。密度が桁違いに、密度のピーク位置が4桁異なります。
大規模なデータセットで変化する状態のAGNを検索する-I：ディープラーニングと異常検出技術を適用して、異常な変動性のあるAGNを見つける
| Title |
Searching_for_changing-state_AGNs_in_massive_datasets_--_I:_applying_deep_learning_and_anomaly_detection_techniques_to_find_AGNs_with_anomalous_variability_behaviours |
| Authors |
P._S\'anchez-S\'aez,_H._Lira,_L._Mart\'i,_N._S\'anchez-Pi,_J._Arredondo,_F._E._Bauer,_A._Bayo,_G._Cabrera-Vives,_C._Donoso-Oliva,_P._A._Est\'evez,_S._Eyheramendy,_F._F\"orster,_L._Hern\'andez-Garc\'ia,_A._M._Mu\~noz_Arancibia,_M._P\'erez-Carrasco_and_J._R._Vergara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.07660 |
活動銀河核（AGN）の古典的な分類スキームは、いわゆる変化状態（変化する外観）AGN（CSAGN）の発見によって最近挑戦されました。この現象の背後にある物理的メカニズムはまだオープンな議論の問題であり、サンプルは小さすぎて偶然の性質であり、確固たる答えを提供することはできません。この問題に取り組むためには、状態変化の過程でAGNを正しく検出できる方法を設計する必要があります。ここでは、大規模なデータセットで異常な動作をするAGN光度曲線を識別するように設計された異常検出（AD）手法を紹介します。この手法の主な目的は、移行のさまざまな段階でCSAGNを特定することですが、AGN変動分析用の大規模なデータセットのクリーニングなど、より一般的な目的にも使用できます。掃天観測データリリース5（ZTFDR5）の光度曲線を使用しました。これには、さまざまなクラスの230,451個のAGNのサンプルが含まれています。ZTFDR5光度曲線は、VariationalRecurrentAutoencoder（VRAE）アーキテクチャでモデル化されました。これにより、サンプルの一般的な動作を説明するVRAE潜在空間から一連の属性を取得できました。次に、これらの属性は、「1つのクラス」の種類の問題の異常検出器であるIsolationForest（IF）アルゴリズムの機能として使用されました。VRAE再構成エラーとIF異常スコアを使用して、8,809個の異常のサンプルを選択しました。これらの異常は偽の候補によって支配されていますが、75の有望なCSAGN候補を特定することができました。
シーブを備えた超解像星団
この記事では、焦点面アレイの光子数に基づいて、小さなクラスター内の星を数え、位置を特定するための最適化ベースのアプローチについて説明します。アレイを特定の方法で配置する必要はなく、収束を確実にするために必要なフォトンの数は比較的少なくなります。間隔が$0.2$レイリー半径よりも大きい場合、位置と明るさのエラーが低いことがわかったため、星は互いに近くに配置できます。私たちのアプローチの一般性を確保するために、それは、層の数学を使用したトポロジー信号処理に基づいて構築された一般理論の特別なケースとして構築されました。
StelNet：ステラ特性評価における自動推論のための階層型ニューラルネットワーク
| Title |
StelNet:_Hierarchical_Neural_Network_for_Automatic_Inference_in_Stellar_Characterization |
| Authors |
Cecilia_Garraffo,_Pavlos_Protopapas,_Jeremy_J._Drake,_Ignacio_Becker,_and_Phillip_Cargile |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.07655 |
観測から星の基本的なパラメータを特徴づけることは、星自体、それらの惑星、そして銀河全体を研究するために重要です。恒星の年齢と質量の関数として星の特性を予測する恒星進化論は、観測されたデータを合成等時線に当てはめることによって、観測量を物理的な恒星パラメータに変換することを可能にします。ただし、重複する進化トラックの複雑さにより、このタスクは数値的に困難になることが多く、観測が存在するパラメーター空間の領域に応じて、精度が大きく変動する可能性があります。この作業では、恒星でトレーニングされたディープニューラルネットワークであるStelNetを紹介します。太陽の金属性に近い星の絶対光度と有効温度から質量と年齢を迅速かつ正確に予測する進化の軌跡。基礎となるモデルは、進化の段階を想定しておらず、前主系列星の段階を含んでいます。ブートストラップを使用し、モデルの不確実性を定量化するために多くのモデルをトレーニングします。重複する進化経路に起因するモデルの固有の縮退を打破するために、恒星の質量と年齢の現実的な事後確率分布を取得する階層モデルも構築しました。さらに、文献から質量と年齢が明確に決定された星のサンプルを使用して、StelNetをテストおよびトレーニングします。
M-矮星紫外線分光サンプルI.フィールドスターの恒星パラメータの決定
| Title |
The_M-dwarf_Ultraviolet_Spectroscopic_Sample_I._Determining_Stellar_Parameters_for_Field_Stars |
| Authors |
J._Sebastian_Pineda,_Allison_Youngblood,_and_Kevin_France |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.07656 |
正確な恒星の特性は、正確な恒星の天体物理学と太陽系外惑星の科学にとって不可欠です。M-矮星体制では、物理的な恒星の特性を評価するために容易にアクセス可能な観測量を使用できる経験的関係を定義することに多くの努力が注がれています。多くの場合、関心のある量に対するこれらの関係は、利用可能なデータの非線形関数としてキャストされます。ただし、ベイジアンモデリングでは、その逆が必要です。この記事では、新しいベイジアンフレームワークを紹介し、複数の経験的キャリブレーションを自己無撞着に同時に適用して、フィールドエイジM-矮星の質量、輝度、半径、および有効温度を完全に特徴付けます。このフレームワークには、固定質量で3.1％の散乱を持つ新しいM-矮星の質量-半径の関係が含まれています。さらに、M-矮星紫外線分光サンプル（MUSS）を紹介し、私たちの方法論を適用して、紫外線で利用可能な分光データがあると選択された、これらの近くの低質量星に一貫した恒星パラメーターを提供します。これらのターゲットは、主に太陽系外惑星のホストまたは多波長恒星活動のベンチマークとして興味深いものです。フィールドMUSS星を使用して、ガウス過程（GP）回帰を通じて太陽近傍の低質量主系列星を定義します。これらの結果により、$\mathcal{M}_{b}=0.337\pm^{0.013}_{0.026}$$M_{\odot}$でGP導関数の特徴を経験的に測定できます。矮星紫外線分光サンプルは、完全に対流性の内部から部分的に対流性の内部に移行します。
ガイアEDR3の白色矮星のカタログ
| Title |
A_catalogue_of_white_dwarfs_in_Gaia_EDR3 |
| Authors |
N._P._Gentile_Fusillo,_P.-E._Tremblay,_E._Cukanovaite,_A._Vorontseva,_R._Lallement,_M._Hollands,_B._T._G\"ansicke,_K._B._Burdge,_J._McCleery_and_S._Jordan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.07669 |
ガイア初期データリリース3（EDR3）から選択された白色矮星候補のカタログを提示します。絶対等級、色、ガイア品質フラグのいくつかの選択基準を適用して、ヘルツシュプルングラッセル図の白色矮星座と互換性のあるほとんどの星を維持しながら、信頼性の低い測定値を持つオブジェクトを削除しました。次に、スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）からの30000を超える分光的に確認された白色矮星と汚染物質のサンプルを使用して、ガイアの絶対等級-色空間におけるこれらのオブジェクトの分布をマッピングしました。最後に、以前のGaiaDR2の作業で示したのと同じ方法を採用して、品質の選択に合格した$\simeq$130万のソースの白色矮星（Pwd）である確率を計算します。Pwd値を使用して、マグニチュード範囲8<G<21の$\simeq$359000の高信頼性白色矮星候補のサンプルを選択できます。ガイアの位置天文学と測光を合成モデルに当てはめることにより、これらすべての星の恒星パラメーター（有効温度、表面重力、質量）を計算しました。高銀河緯度（|b|>20{\deg}）で、G$\leq$20等、有効温度（Teff）>7000Kの白色矮星のカタログの全体的な完全性について、93％の上限を見積もっています。。メインカタログに加えて、信頼性の低い視差測定値を持つ$\simeq$10200個の白色矮星候補を含む固有運動を減らした拡張機能が含まれていますが、固有運動に基づいて識別できます。また、カタログとSDSSDR16分光法とのクロスマッチを実行し、結果として得られたすべてのマッチの目視検査に基づいてスペクトル分類を提供しました。
「極端な」ハービッグBe星のKバンド重力/ VLTI干渉法。サイズと光度の関係の再検討
| Title |
K-band_GRAVITY/VLTI_interferometry_of_"extreme"_Herbig_Be_stars._The_size-luminosity_relation_revisited |
| Authors |
P._Marcos-Arenal,_I._Mendigut\'ia,_E._Koumpia,_R._D._Oudmaijer,_M._Vioque,_J._Guzm\'an-D\'iaz,_C._Wichittanakom,_W.J._de_Wit,_B._Montesinos,_J.D._Ilee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.07675 |
（要約：）Kバンド干渉法から推測される内部ディスク半径（r$_{in}$）と恒星の光度との間の経験的関係内のハービッグAe/Be星（HAeBes）の位置が仮定されています。（L$_*$）は、最も内側のガスの存在、ディスクから星への降着メカニズム、スペクトルエネルギー分布（SED）から推測されるダストディスクの特性、またはこれらの効果の組み合わせに関連しています。この作業は、以前に提案された仮説が実際にサイズ-光度図でのHAeBesの分布の一般的な説明として役立つかどうかをテストすることを目的としています。$\sim$2.2$\mu$mでのGRAVITY/VLTI分光干渉観測は、最も内側のガスと降着モードの存在に関する2つの極端なケースを表す5つのHBについて取得されました。V590Mon、PDS281、およびHD94509は、スペクトルの近紫外線バルマー領域（$\Delta$D$_B$）に過剰を示さず、ごくわずかな量の内部ガスとディスクから星への降着を示しています。一方、DGCirとHD141926は、磁気圏の降着からは再現できないような強い$\Delta$D$_B$値を示していますが、おそらく代替の境界層メカニズムに由来しています。Kバンド干渉法によって解決されたこれらおよびすべてのHAeBの追加データは、文献から編集され、ガイアEDR3距離を使用して更新され、サイズと光度の関係を分析するために使用された以前のサンプルのほぼ2倍になります。ダスト破壊半径内のガスの存在または降着メカニズムを、サイズ-光度図のHAeBesの位置と関連付ける一般的な傾向は見つかりません。根底にある傾向が存在し、サイズと光度の相関関係を解釈する際に考慮に入れる必要があります。それでも、距離への依存性に関する以前の統計的警告にもかかわらず、サイズと光度の相関関係は物理的に関連している可能性が最も高いと主張されています。
太陽フレア、CME、宇宙天気の磁気起源の測定
| Title |
Measuring_the_magnetic_origins_of_solar_flares,_CMEs_and_Space_Weather |
| Authors |
Philip_Judge,_Matthias_Rempel,_Rana_Ezzedine,_Lucia_Kleint,_Ricky_Egeland,_Svetlana_Berdyugina,_Thomas_Berger,_Joan_Burkepile,_Rebecca_Centeno,_Giuliana_de_Toma,_Mausumi_Dikpati,_Yuhong_Fan,_Holly_Gilbert_and_Daniela_Lacatus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.07786 |
私たちは、宇宙天気の磁気太陽の原因を特定する問題を広く見ていきます。光球での磁場測定に基づく外挿のパフォーマンスが低いため、スペクトルの近紫外線部分の領域を、アクティブ領域での磁気自由エネルギーの発生を研究するのに最適であると特定します。SORCE、ハッブル宇宙望遠鏡、スカイラブのデータに加えて、近紫外線（NUV）スペクトルの1D計算と、MURaM放射-MHDおよびHanleRT放射伝達コードに基づく数値実験を使用して、複数の課題に対処します。これらの課題は、明るい\ion{Mg}{2}の近UV線と、\ion{Fe}{2}および\ion{Fe}{1}の線（主に$4s以内）の組み合わせによって最もよく解決されます。4p$遷移配列）は、彩層で最大$2\times10^4$Kまで形成されます。原則として、Hanle効果とZeeman効果の両方を使用して、ベクトル磁場を導出できます。ただし、任意のスペクトル線に対して、$\tau=1$表面は、フィブリルやスピキュールなどの微細構造のために、一般に幾何学的に波形になっています。異なる光学的厚さにまたがる複数のスペクトル線を使用することにより、ほぼ水平な表面を横切る磁場を低プラズマ$\beta$の領域で推測でき、そこから自由エネルギー、磁気トポロジー、およびその他の量を導き出すことができます。最近報告されたCLASP2機器による磁場の軌道下空間測定の成功に基づいて、適度な宇宙搭載望遠鏡が太陽の噴火を予測する試みを大幅に進歩させることができると主張します。混合線に関連する問題は、付録に軽微であることが示されています。
連星系における大量降着によるバリウム巨星の形成
漸近巨星分枝（AGB）コンパニオンからの物質移動のコンテキストでバリウム星の組成を調べます。2.5、3、4M$_のAGB星の寿命の終わりに予想される年齢で、[Fe/H]=-0.25の低質量コンパニオンに0.01〜0.5M$_\odot$のAGB噴出物を蓄積します。\odot$。いずれの場合も、典型的なバリウム星の質量であると考えられている2.5M$_\odot$の星を形成します。星が進化するにつれて付着した物質の希釈の程度について議論し、表面の存在量への影響について説明します。2.5\ms\プライマリからの降着の場合、セカンダリの初期質量が2.45M$_\odot$以上の場合、セカンダリがコアヘリウム燃焼を受けているときに降着が発生します。DeCastroetal。のサンプルからのデータを使用して、計算したモデルを使用して、74個のバリウム巨人の観測された特性を適合させようとします。これらのオブジェクトのうち6つを除くすべてが、2.5M$_\odot$（32オブジェクト）または3M$_\odot$（36オブジェクト）のAGB星からの噴出物を使用して最適であることがわかります。より低い質量のコンパニオンから降着する場合、通常、より高い降着質量が必要です。降着効率はこれらのシミュレーションで見つかった上限に向かっていますが、風の物質移動の最近の流体力学的シミュレーションとほぼ一致する降着質量が見つかります。公転周期が報告されている18個の星については、周期と降着質量の間に強い相関関係は見られません。
AGB星における磁気浮力による混合：異なる金属量でのフッ素元素合成
| Title |
Magnetic-buoyancy-induced_mixing_in_AGB_Stars:_fluorine_nucleosynthesis_at_different_metallicities |
| Authors |
D._Vescovi,_S._Cristallo,_S._Palmerini,_C._Abia,_M._Busso |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.08241 |
漸近巨星分枝（AGB）星は、私たちの銀河のフッ素収支に最も重要な貢献者の1つであると考えられています。太陽に近い金属量の観測と理論は一致しますが、金属量が低い場合、恒星モデルは重元素に関してフッ素生成を過大評価します。磁気浮力が${}^{13}$C中性子源の形成の駆動プロセスとして機能する、質量と金属量が異なる一連のAGBモデルの${}^{19}$F元素合成の結果を示します（いわゆる${}^{13}$Cポケット）。${}^{19}$Fは主に、対流熱パルス中の二次${}^{14}$Nを含む元素合成の結果として生成され、${}^{14}$からの寄与はごくわずかであることがわかります。Nは${}^{13}$Cポケット領域に存在します。したがって、大量の${}^{19}$Fの生成が防止され、フッ素表面の存在量が低下します。結果として、対流層の基部で磁気浮力によって誘発された混合を伴うAGB恒星モデルは、低金属量と太陽に近い金属量の両方で利用可能なフッ素分光測定とよく一致します。
| Title |
X-ray_Super-Flares_From_Pre-Main_Sequence_Stars:_Flare_Modeling |
| Authors |
Konstantin_V._Getman_(1),_Eric_D._Feigelson_(1),_Gordon_P._Garmire_(2)_((1)_Pennsylvania_State_University,_(2)_Huntingdon_Institute_for_X-ray_Astronomy) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.08262 |
Getmanetal。（2021）は、X線エネルギー$E_X\sim10^{34}-10^{38}$〜ergからの$>1000$X線スーパーフレアの発見、エネルギー、周波数、および環境への影響を報告します。ChandraMYStIXおよびSFiNCsの調査で特定された前主系列（PMS）星。ここでは、これらのイベントからの55個の明るいMYStIX/SFiNCスーパーフレアの詳細なプラズマ進化モデリングを実行します。これは、均一な方法で分析された非常にエネルギーの高いフレアの最大のサンプルです。それらは、オリオン大星雲クラスターの若い星、古い活動的な星、そして太陽からの公開されたX線スーパーフレアと比較されます。いくつかの結果が出てきます。まず、PMSスーパーフレアの特性は、原始惑星系円盤の有無に依存せず、両方のフットポイントが恒星表面に固定されたPMSフレア磁気ループの太陽型モデルをサポートします。第二に、ほとんどのPMSスーパーフレアは、コロナ質量放出に関連する太陽の長時間のイベントに似ています。スローライズPMSスーパーフレアは興味深い例外です。第三に、スーパーフレアのピーク放射測定値とプラズマ温度と恒星の質量との強い相関関係は、多数の小さなフレアで構成されている可能性が高いPMSX線放射の確立された相関関係と類似しています。第四に、ループ幾何学の新しい相関関係は恒星の質量にリンクされています。より重い星はより厚いフレアループを持っています。最後に、X線の光度とさまざまな太陽星の磁気要素の磁束との間の長年の関係の傾きは、太陽イベントよりもPMSスーパーフレアで急勾配に見えます。
スライディングナチュラルネス
電弱階層性問題と強いCP問題を同時に解決するための新しいフレームワークを提示します。ペッチェイ・クインメカニズムや他の従来のソリューションに依存することなく、QCD相転移後に、小さいが有限のヒッグス真空期待値と小さい$\theta$角度が選択されます。ハドロンEDM、ファジー暗黒物質、アクシオン実験で相関信号の特徴的なパターンを予測します。
分子バイオシグネチャーをモデル化するための大規模アプローチ：二原子分子
この作業は、新しいコードPrometheusを使用して、天体物理学的に関心のあるすべての分子の合成振動スペクトルをモデル化するための最初のステップを示しています。目標は、第一原理分子スペクトルの新しい包括的なソースを作成することです。これにより、欠落データのギャップを埋めて、将来の高解像度研究を推進するのに役立ちます。私たちの主なアプリケーションドメインは、惑星大気中の生命のサイン（生命存在指標）として識別される分子にあります。出発点として、この作業では、よく知られているスペクトルを持つ二原子分子H$_2$、O$_2$、N$_2$、およびCOを研究することにより、メソッドの精度を評価します。Prometheusは、遷移最適化シフトエルミート（TOSH）理論を使用して、基本的な$\nu=0\rightarrow\nu=1$バンドの非調和性と、回転遷移の熱プロファイルモデリングを説明します。回転定数に関するTOSH理論の新しい新しいアプリケーションを紹介します。私たちの結果は、この方法が基本的な高調波法によって生成されたものよりも良い近似の結果を達成できることを示しています。この方法の現在の制限について説明します。特に、結果を高解像度のHITRANスペクトルデータと比較します。バンドの原点から離れる振動遷移では、モデリングの精度が低下する傾向があることがわかり、理論をさらに適応させる必要性が浮き彫りになります。
FLバウンドとその現象論的意味
| Title |
The_FL_bound_and_its_phenomenological_implications |
| Authors |
Miguel_Montero,_Cumrun_Vafa,_Thomas_Van_Riet,_Gerben_Venken |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.07650 |
（準）ド・ジッター空間の荷電ナライブラックホールが超極値になることなく崩壊することを要求することは、FestinaLente（FL）境界として知られる荷電粒子の質量の下限を意味します。この論文では、境界内の$\mathcal{O}（1）$定数を修正し、そのさまざまな側面、および$d>4$の拡張、およびスカラーポテンシャルとディラトン結合のある状況について説明します。また、ヒッグスポテンシャルが原点で極小値を持つことができない理由の説明を含むFLの現象論的意味について説明し、弱い力を壊さなければならない理由を説明します。反ブレーン隆起シナリオを含む準安定dSの構築の場合、スロート領域がFLと一致していても、境界は、コンパクト化されたジオメトリの遠方の領域からの光荷電物質フィールドが存在しないことを意味します。これらは通常、これらのシナリオで発生すると予想されるという事実。これは、喉への反ったアンチブレーンの導入が、一般的に想定されているようにバルクダイナミクスから切り離すことはできないことを強く示唆しています。最後に、特定の状況では、重力が分離されている場合でもFL境界が影響を与える可能性があるといういくつかの証拠を提供し、コンパクトでないスロートのコンテキストでこれを説明します。
| Title |
Neutrino_spin_oscillations_in_conformally_gravity_coupling_models_and_quintessence_surrounding_a_black_hole |
| Authors |
Leonardo_Mastrototaro_and_Gaetano_Lambiase |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.07665 |
この論文では、重力場との相互作用によって引き起こされるニュートリノのスピン遷移を研究します。物質とニュートリノに等角結合されたスカラー場（スクリーニング効果を説明する）を持つモデルを検討します。スクリーニング効果の存在は、一般相対性理論の予測と比較して、ニュートリノのスピンフリップ確率を抑制します。このような結果は、ニュートリノ天文学と組み合わせて、修正された重力理論をテストし、次に、太陽系とラボのテストをバイパスするために呼び出された効果をスクリーニングするために使用できます。このような分析は、ブラックホールを取り巻く典型的な場の場合にも拡張されています。ここでは、フレーバーとスピンの遷移を調査し、そのような場合にも一般相対性理論の予測と比較して効果の抑制が存在することを示します。
シュワルツシルト幾何学におけるレンズ効果に特に重点を置いて、湾曲した時空におけるニュートリノフレーバー振動のデコヒーレンス効果を研究します。ニュートリノのガウス波束を仮定すると、フレーバー遷移確率の指数関数的抑制から得られるデコヒーレンス長は、一般的な重力設定での生成と検出のイベントを接続する測地線の適切な時間に依存すると主張します。弱い重力限界では、与えられた適切な距離の2つのイベント間の適切な時間は、平坦な時空のそれよりも短くなります。したがって、シュワルツシルト物体が存在する場合、ニュートリノ波束は、デコヒーリングする前に同じ量の固有時を経過するために、空間内で比較的長い物理距離を移動する必要があります。レンズ現象に適用可能な非放射状伝搬の場合、デコヒーレンスは、一般に、ニュートリノの質量の絶対値と、ニュートリノの空間幅とともに、ニュートリノがソースと検出器の間で取る古典的な軌道に敏感であることを示します。波束。デコヒーレンス長を超える距離では、レンズ効果によるニュートリノフレーバー遷移の確率は、レプトン混合パラメーターのみに依存する値に達します。したがって、ニュートリノレンズの可観測性はこれらのパラメータに大きく依存し、次にレンズは後者に関する有用な情報を提供することができます。
正午の議論：細粒度、指標、およびコペルニクス的転回の性質
典型的な議論は、コペルニクスの原理を使用して、宇宙とその中の現在未知の意識的存在について結論を導き出そうとします。最も悪名高いのは終末論法であり、これは人類の未来を現在の寿命だけから制約することを目的としています。これらの議論は、識別可能なオブザーバーの数に比例してモデルにペナルティを課す尤度計算に基づいています。私は、そのような推論が独我論、つまり世界で唯一の存在であり、したがって受け入れられないという信念につながると主張します。「眠れる森の美女」の思考実験の変形をガイドとして使用して、私は大きな宇宙での観測を評価するためのフレームワークを提示します：補助指標による細粒化（FGAI）。FGAIは、物理的な結果と観察の特定のモデルの構築を必要とします。次に、有効な典型性の議論は、第三者の物理的微小仮説の組み合わせ特性から明らかになります。指標的（オブザーバー相対）事実は、物理理論を直接制約しません。代わりに、それらは信用の異なる暫定評価に重みを付けるのに役立ちます。これらの重みは、場所の確率的参照クラスを定義します。指標知識が変化すると、重みが変化します。自己適用された終末論法は、外部のオブザーバーに対しては機能しますが、FGAIでは失敗することを示します。また、ボルツマン脳を使って、FGAIが大きな宇宙での観測をどのように処理できるかについても説明します。
この修士論文では、その間、宇宙は放射線とは異なる新しい種類の流体によって支配されていたと考えて、いわゆるミスアラインメントメカニズムによるアクシオン暗黒物質の生成を研究しています。今日、振動温度と遺物密度の非常に詳細な分析を分析的および数値的に実行します。私たちの調査結果は、一方では振動温度が非標準宇宙論の影響を強く受けて遺物密度に影響を及ぼし、他方では新しい流体が最終的に崩壊して注入するため、軸のエネルギー密度が希釈されることを示しています熱浴へのエントロピー。さまざまな非標準宇宙論のアクシオン暗黒物質の予測されたパラメーター空間を見つけ、2つの光子へのアクシオンの結合に対するその影響を示します。
長寿命の残骸との連星中性子星合体のための普遍的な関係
| Title |
Universal_Relations_for_Binary_Neutron_Star_Mergers_with_Long-lived_Remnants |
| Authors |
Praveen_Manoharan,_Christian_J._Kr\"uger,_Kostas_D._Kokkotas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.08023 |
連星と長寿命の中性子星の残骸との新しい普遍的な関係を提示します。数値相対論シミュレーションに基づく最近の研究に触発され、合併前の中性子星のバイナリ潮汐を関連付けることを可能にする摂動計算を使用した新しいアプローチを提案します。合併後の残骸の効果的なコンパクトさへの変形性。私たちの結果は、合併前の段階で放出された重力波の研究から、長寿命の残留中性子星の恒星パラメータの予測を可能にします。
S2スターの軌道と事象の地平線望遠鏡を使用したワームホールの形状の制約
| Title |
Constraining_Wormhole_Geometries_using_the_Orbit_of_S2_Star_and_the_Event_Horizon_Telescope |
| Authors |
Kimet_Jusufi,_Saurabh_K.,_Mustapha_Azreg-A\"inou,_Mubasher_Jamil,_Qiang_Wu,_Cosimo_Bambi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.08070 |
この論文では、SgrA$^\star$中心オブジェクトの候補としてワームホール（WH）を持つ可能性を研究し、S2星の動きと再構成された影の画像を使用してジオメトリを制約することによってこのアイデアをテストします。特に、アインシュタイン理論、ブレーン世界重力、アインシュタイン-ディラック-マクスウェル理論のWHを含む3つのWHモデルを検討します。この目的のために、S2星の動きを使用してWHスロートを拘束し、フレアアウト条件が満たされていることを示しました。また、落下ガスモデルの降着を考慮し、降着率と電磁放射の強度、および影の画像を調べます。
相対論的領域におけるスカラー暗黒物質からの力学的摩擦
| Title |
Dynamical_friction_from_scalar_dark_matter_in_the_relativistic_regime |
| Authors |
Dina_Traykova,_Katy_Clough,_Thomas_Helfer,_Pedro_G._Ferreira,_Emanuele_Berti,_Lam_Hui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.08280 |
軽いボソンスカラー（アクシオンなど）は、超放射不安定性を介して、または暗黒物質の一部の成分を形成する場合は降着を介して、ブラックホールの周りに雲を形成する可能性があります。それらの存在は、小さなコンパクトな物体がより大きなブラックホールに渦巻くときに、重力波信号の特徴的なディフェージングにつながる可能性があることが示唆されています。これに動機付けられて、漸近的に均一なエネルギー密度を持つバックグラウンドスカラー場で相対論的速度で移動するブラックホールの動摩擦力を数値的に研究します。速度とスカラー質量に依存する圧力補正の近似式を仮定して、相対論的スケーリングが超音速衝突流体で見られるものと類似していることを示します。複雑なスカラー場に焦点を当てている間、私たちの結果は、実際のスカラーが、スカラーの質量によって設定された周波数で時間内に正の値と負の値の間で振動する力を発揮するという予想を確認します。複素数フィールドは、この力の時間平均値を表しますが、実際のスカラーでは、急速な力の振動は、原則として軌道に痕跡を残す可能性があります。得られた近似値を使用して、極端な質量比のインスピレーションの最終段階での位相緩和の推定値を通知できます。
