ビッグバン元素合成によるバイメトリック重力の制約
バイメトリック重力は、一般相対性理論のゴーストフリーで観測的に実行可能な拡張であり、質量のない重力子と質量のある重力子の両方を示します。観測された豊富な軽元素は、ビッグバン元素合成の期間における宇宙の膨張履歴を制約するために使用できます。バイメトリック重力に適用すると、他の観測プローブを補完する理論パラメーターの制約を簡単に取得できます。たとえば、2つの重力子間の混合角度は、重力子の質量範囲$m_\mathrm{FP}\gtrsim10^{-16}\、\mathrm{eV}/で$\theta\lesssim18^\circ$を満たす必要があります。c^2$は、他の宇宙論的プローブと比較して2倍の改善を表しています。
逆反応効果を伴う超低速ロールインフレーション中の原始摂動のパワースペクトル
| Title |
Power_spectrum_of_primordial_perturbations_during_ultra-slow-roll_inflation_with_back_reaction_effects |
| Authors |
Shu-Lin_Cheng,_Da-Shin_Lee,_and_Kin-Wang_Ng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.09275 |
空間的に平坦なFRW宇宙論的時空における単一場インフレーションモデルに対する量子ゆらぎの影響を調べるために、ハートリー因数分解を通じて非摂動法を開発します。バックグラウンド場の方程式と量子場の変動を補正したフリードマン方程式とは別に、量子スカラー場のモード関数の修正されたムハノフ-佐々木方程式も、非ゼロの$\Delta_B$項を導入することによって導出されます。宇宙がスローロール（SR）-ウルトラスローロール（USR）-スローロール（SR）インフレーションを受けていると考えます。特に、USRインフレーションの存在が、$\Delta_B$の巨大な成長を引き起こし、それがブースト効果をもたらします。インフレの初期に地平線を離れるモードの曲率摂動に。ただし、ハッブルパラメータで与えられるモード方程式の宇宙摩擦項は、おそらくブースト効果を禁止します。ここでは、これら2つの競合する用語を説明するために、2つの代表的なモデルを提案します。
DHOSTインフレの規模依存性
ド・ジッター背景での縮退高次スカラーテンソル（DHOST）理論のインフレの結果を研究します。縮退条件、つまりスコルダトゥーラDHOST、またはスカラー場のシフト対称性のいずれかを破る演算子によって、ド・ジッター背景を混乱させます。最初に微分scodurataを検討し、すべての場合において、曲率摂動のパワースペクトルがスケール不変であることを発見します。次に、アクシオンのようなポテンシャルによる小さな摂動を調査し、このシナリオではパワースペクトルがスケールに依存するようになることを示します。スペクトルインデックスとその最初の2つの導関数への変更は、最新のインフレ制約と互換性があります。さらに、これらのモデルのテンソル対スカラー比および非ガウス性は、将来の実験の範囲内にある可能性があります。
ハッブル張力の再検討：追加の局所距離梯子の不確実性
| Title |
The_Hubble_Tension_Revisited:_Additional_Local_Distance_Ladder_Uncertainties |
| Authors |
Edvard_Mortsell,_Ariel_Goobar,_Joel_Johansson_and_Suhail_Dhawan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.09400 |
最近の論文で、Cepheidの色-光度キャリブレーションの選択に関連する体系的な不確実性が、Ia型超新星までの距離から推測されるハッブル定数とプランクで測定される宇宙マイクロ波背景放射との間の張力に大きな影響を与える可能性があると主張しました衛星。ここでは、ケフェイド変光星の温度と金属量の変動、超新星の大きさ、GAIA視差距離など、超新星距離梯子の他の不確実性の原因の影響を調査します。視差キャリブレーションの不確実性に基づく天の川セファイドを除くと、色過剰キャリブレーションでは、プランク値で$1.6\、\sigma$張力で$H_0=70.8\pm2.1$km/s/Mpcが得られます。
ダークエネルギーが宇宙のダイナミクスを支配してきたのは$z\upperx0.7$以降だけですが、そのエネルギー密度は$z\upperx2.5$までの合計の$\gtrsim5\％$でした。将来の銀河調査から、その割合に関するモデルに依存しない制約を計算し、暗黒エネルギーの上昇が$3\sigma$でほぼ$z\upperx2.5$まで検出できることを発見しました。
CMBデータと$ S_8 $張力に照らした大重力の最小理論
| Title |
Minimal_theory_of_massive_gravity_in_the_light_of_CMB_data_and_the_$S_8$_tension |
| Authors |
Jose_C._N._de_Araujo,_Antonio_De_Felice,_Suresh_Kumar,_Rafael_C._Nunes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.09595 |
$\Lambda$CDM宇宙論の中で緊張しているさまざまな観測データセットに照らして、最小質量理論（MTMG）を調査します。特に、Planck-CMBデータを使用して、MTMGモデルを初めて分析し、これらの正確な測定値が理論の自由パラメーターにどのように影響するかを分析します。MTMGモデルは、大きな角度スケールでCMBパワースペクトルに影響を与え、物質パワースペクトルの振幅を抑制する可能性があります。Planck-CMBデータを追加すると、重力子の質量は68\％の信頼水準で小さく、正であるがゼロではないことがわかります。この観点から、赤方偏移空間歪み測定とPlanck-CMBデータの間の張力を示します。パラメトリック空間では、$S_8-\Omega_m$はMTMGシナリオ内で解決できます。堅牢で正確な分析を通じて、CMBとローカル距離ラダー測定値の間の$H_0$張力はまだ残っていますが、MTMG理論内で$\sim3.5\sigma$に減らすことができることがわかります。MTMGはCMBの観測結果と非常によく一致しており、間違いなく、他の修正された重力理論の中で実行可能な候補として役立つ可能性があります。
Planck2018データと対峙するスーパーポテンシャルを伴うタキオンインフレのいくつかの側面
| Title |
Some_Aspects_of_the_Tachyon_Inflation_with_Superpotential_in_Confrontation_with_Planck2018_Data |
| Authors |
Narges_Rashidi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.09618 |
インフレポテンシャルとしてのスーパーポテンシャルの存在下でのタキオンインフレを研究します。正三角形の構成における原始摂動とそれらの非ガウス特徴を研究します。Planck2018TT、TE、EE+lowE+lensing+BK14+BAOジョイントデータを$68\％$CLおよび$95\％$CLで使用して、スカラー摂動の数値解析を実行し、タキオンインフレーションの観測的実行可能性を探します超ポテンシャルで。また、摂動のテンソル部分を調べ、その結果をPlanck2018TT、TE、EE+lowE+lensing+BK14+BAO+LIGO$\＆$Virgo2016ジョイントデータと$68\％$CLで比較することにより、モデルの観測の実行可能性を確認します。および$95\％$CL。モデルのパラメーターの位相空間を調べることにより、このモデルの正三角形の非ガウス性の振幅を予測します。インフレ後の再加熱段階は、このホワイトペーパーで検討するもう1つの問題です。モデルのパラメーターのいくつかの範囲で、スーパーポテンシャルを持つ観測的に実行可能なタキオンモデルを持つことが可能であることを示します。
気泡の有無にかかわらず過冷却からの脱出：重力波の特徴
| Title |
Escape_from_supercooling_with_or_without_bubbles:_gravitational_wave_signatures |
| Authors |
Marek_Lewicki,_Oriol_Pujol\`as,_Ville_Vaskonen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.09706 |
準共形モデルは、初期の宇宙で強く過冷却された相転移と熱膨張の期間を自然に提供できる魅力的なシナリオです。これらのモデルの実行可能性の重要な側面は、宇宙が過冷却状態からどのように脱出するかです。1つの可能性は、熱膨張段階が真の真空気泡の核形成とパーコレーションによって終了することです。ただし、このルートは常に効率的であるとは限りません。そのような場合、最終的に偽の真空を不安定にするスカラー場の量子ゆらぎの成長に基づく別の脱出メカニズムが関連するようになります。シンプルでありながら代表的なモデルで、これらの両方のケースを詳細に調査します。熱インフレーションの持続時間、熱インフレーション中に地平線を出るスケールに対して生成された曲率パワースペクトル、および相転移からの確率的重力波バックグラウンドを決定します。これらの重力波が、関心のあるパラメータ空間のほぼ全体で熱インフレーションからの観測可能な信号を提供することを示します。さらに、重力波スペクトルの形状を使用して、宇宙が過冷却からどのように脱出したかを確認することができます。
高赤方偏移での宇宙論-基本的な物理学のプローブ
| Title |
Cosmology_at_high_redshift_-_a_probe_of_fundamental_physics |
| Authors |
Noah_Sailer,_Emanuele_Castorina,_Simone_Ferraro,_Martin_White |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.09713 |
高赤方偏移（$2<z<6$）宇宙に焦点を当てた観測プログラムには、標準的な宇宙モデルとその拡張の両方の測定に関する今後のLSSおよびCMB調査を劇的に改善する機会があります。ラグランジアン摂動理論の最近の進歩に基づいたフィッシャー行列形式を使用して、標準的な宇宙モデル、曲率、ニュートリノ質量、相対論的種、原始的特徴、原始的非ガウス性、動的暗黒に関する将来の分光および21cm調査の制約を予測します。エネルギー、および重力スリップ。これらの制約を、DESIやEuclidなどの現在または近い将来の調査で達成可能な制約とすべて同じ予測形式で比較し、形式を従来の線形手法と比較します。完全な形状のパワースペクトル、CMBレンズ、CMBレンズと銀河の相互相関、およびそれらの組み合わせのフィッシャー情報を計算するために使用されるPythonコードFishLSS$-$は、公開されています。
ガスが豊富な白色矮星の惑星塵円盤での衝突
| Title |
Collisions_in_a_gas-rich_white_dwarf_planetary_debris_disc |
| Authors |
Andrew_Swan,_Scott_J._Kenyon,_Jay_Farihi,_Erik_Dennihy,_Boris_T._G\"ansicke,_J._J._Hermes,_Carl_Melis,_and_Ted_von_Hippel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.09025 |
WD0145+234は、惑星物質の星周円盤から金属を降着させている白色矮星です。2018年以降、3〜5ミクロンのフラックスの大幅かつ持続的な増加を示しています。フォローアップスピッツァー測光は、ディスクからの放射が2019年後半までに減少し始めたことを明らかにしています。明るさの低下に重ね合わされた確率的な増光イベントは、塵の解放を示唆しています星周固体の衝突進化中。単純なモデルを使用して、観測が実際に進行中の衝突と一致していることを示します。このシステムでは、星周ガスからのまれな輝線が検出されており、衝突ガスとダストの生成場所としての白色矮星の破片ディスクの新たな画像をサポートしています。
原始太陽系星座の影における木星の「冷たい」形成：惑星の均一に濃縮された大気の説明
| Title |
Jupiter's_"Cold"_Formation_in_the_Protosolar_Disk_Shadow:_An_Explanation_for_the_Planet's_Uniformly_Enriched_Atmosphere |
| Authors |
Kazumasa_Ohno_and_Takahiro_Ueda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.09084 |
大気組成は、惑星の形成と進化への貴重な手がかりを提供します。木星は、その大気の点で最もよく研究されている巨大惑星です。しかし、他の元素と同じくらい多くの窒素と希ガスが非常に寒い環境からしか発生しないため、木星の大気組成の起源は謎のままです。木星の大気組成を説明するための斬新なアイデアを提案します。H$_2$Oの雪線に堆積した塵が影を落とし、木星の軌道を冷却して、N$_2$と希ガスが凍結できるようにします。微惑星または影の領域に形成されたコアは、エンベロープに溶解することにより、他の元素と同じくらい窒素と希ガスを濃縮することができます。放射伝達計算を使用して、シャドウイングされた原始太陽系星座の温度構造を計算します。次に、放射状の揮発性分布を調査し、凝縮計算を使用して木星の大気組成を予測します。現在の木星の軌道の近くである約$3$-$7〜{\rmAU}$は、小さな塵の面密度が次の係数で変化する場合、$30〜{\rmK}$と同じくらい冷たい可能性があることがわかります。H$_2$O雪線を横切る$\gtrsim30$。以前の粒子成長シミュレーションによると、この条件は、ケイ酸塩粒子が氷粒子よりも壊れやすい場合、弱いディスク乱流によって達成される可能性があります。影は、ほとんどの揮発性物質、つまりN$_2$とArの凝縮を引き起こす可能性があります。影付きの固体の溶解は、たとえ原木星が木星の現在の軌道の近くに形成されたとしても、木星大気の元素存在比パターンを説明できることを示しています。ディスクシャドウは、大気組成を制御する上で重要な役割を果たす可能性があります。影の影響は、JWSTによる太陽系外惑星の今後の観測の解釈にも影響を与えます。
まれなイベントのサンプリングにより、水銀の不安定性の統計が改善されます
| Title |
Rare_Event_Sampling_Improves_Mercury_Instability_Statistics |
| Authors |
Dorian_S._Abbot_and_Robert_J._Webber_and_Sam_Hadden_and_Jonathan_Weare |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.09091 |
惑星のダイナミクスの混沌とした性質のために、水星の軌道が将来不安定になる可能性はゼロではありません。これまでの取り組みでは、N体コードを用いた直接数値シミュレーションを多数用いて、今後30〜50億年の確率を推定してきましたが、マーキュリーのため、30億年前までは正確な推定ができませんでした。不安定なイベントは非常にまれです。この論文では、新しいまれなイベントのサンプリング手法であるQuantileDiffusionMonteCarlo（QDMC）を使用して、REBOUNDN-bodyコードで将来20〜30億年の水銀不安定イベントの確率の正確な推定値を取得します。QDMCが、直接数値シミュレーションの最大100分の1の計算コストで偏りのない確率推定を提供することを示します。QDMCは実装が簡単で、まれなイベントの確率を推定する必要がある惑星のダイナミクスの多くの問題に適用できます。
GOESGLM用の自動火球検出パイプライン
| Title |
An_Automated_Bolide_Detection_Pipeline_for_GOES_GLM |
| Authors |
Jeffrey_C._Smith,_Robert_L._Morris,_Clemens_Rumpf,_Randolph_Longenbaugh,_Nina_McCurdy,_Christopher_Henze_and_Jessie_Dotson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.09189 |
GOES16および17衛星に搭載された静止雷マッパー（GLM）機器は、地球の大気中の火球（明るい流星）を検出できることが示されています。GLMは、その広い継続的な視野と即時の公開データの可用性により、直径0.1〜3mの範囲のものを含む多種多様な火球を検出するユニークな機会を提供し、現在の地上ベースの火球検出システムを補完します。通常、小さなイベントに敏感です。NASAの小惑星脅威評価プロジェクト（ATAP）の一環として、NASAエイムズ研究センターで開発されている機械学習ベースの火球検出および光度曲線生成パイプラインを紹介します。究極の目標は、較正された火球光度曲線の大規模なカタログを生成して、前例のないデータセットを提供することです。これは、流入する物体が地球の大気とどのように相互作用するかについて流星侵入モデルに通知し、衝突する物体の侵入前の特性を推測するために使用されます。データセットは、他の小惑星研究にも役立ちます。このペーパーでは、この究極の目標の最初の部分、つまり自動化された火球検出パイプラインの進捗状況について報告します。トレーニングセットの開発、MLモデルのトレーニング、および検出パフォーマンスの反復的な改善について説明します。パイプラインは自動化された方法で実行され、他の測定されたプロパティとともに火球の光度曲線は、NASAがホストする公的にアクセス可能なWebサイトhttps://neo-bolide.ndc.nasa.govですぐに公開されます。
太陽系外惑星から反射された光のディスク分解およびディスク統合位相依存直線偏光の一般モデル
| Title |
Generic_Models_for_Disk-Resolved_and_Disk-Integrated_Phase_Dependent_Linear_Polarization_of_Light_Reflected_from_Exoplanets |
| Authors |
Aritra_Chakrabarty_and_Sujan_Sengupta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.09434 |
太陽系惑星の場合と同様に、太陽系外惑星からの反射星光は、大気散乱のために偏光されると予想され、惑星系円盤の非対称照明のために、正味の円盤積分偏光はゼロ以外になるはずです。ディスク積分反射フラックスとその偏光状態の計算には、局所反射行列の計算手法と、惑星ディスク上での積分の数値レシピが含まれます。この論文では、グリッドに分割された惑星系円盤上の各位置で方位角に依存する反射強度ベクトルを計算するための新しいアプローチを提示します。これは、直線偏光を表すベクトル放射伝達方程式を解くことによって実現されます。私たちの計算には、平衡温度、表面重力、大気組成、雲の構造の広い範囲にわたる太陽系外惑星の自己無撞着な大気モデルが組み込まれています。単一散乱と多重散乱の両方を考慮して計算されたフラックスと偏光量の比較は、大気の散乱アルベドに応じた光の多重散乱による偏光解消の効果を示しています。基本的な計算を既存のモデルのいくつかに対してベンチマークしました。また、ホットジュピターHD189733bのモデルも紹介しました。これは、光学および近赤外波長領域でこの惑星の偏光を検出するために将来の観測で必要とされる精度のレベルを示しています。私たちのモデルによって提供される一般的な性質と精度は、太陽系外惑星から反射された偏光の将来の観測をモデル化するための効果的なツールになります。
原始惑星系円盤の粒子成長に対する磁気回転不安定性の影響：II。粒子衝突速度の増加
| Title |
Impact_of_magneto-rotational_instability_on_grain_growth_in_protoplanetary_disks:_II._Increased_grain_collisional_velocities |
| Authors |
Munan_Gong,_Alexei_V._Ivlev,_Vitaly_Akimkin,_Paola_Caselli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.09525 |
乱流は、原始惑星系円盤のさまざまなサイズの粒子の衝突速度の主な原因です。これまでのところ、原始惑星系円盤の乱流が非コルモゴロフである可能性があるという証拠にもかかわらず、粒子衝突速度の計算にはコルモゴロフ乱流のみが考慮されてきました。この作業では、パワーロースペクトルによって特徴付けられ、運動エネルギースペクトルの勾配、自己相関時間の勾配、およびレイノルズ数の3つの無次元パラメーターによって決定される任意の乱流モデルの粒子衝突速度の計算を示します。私たちの結果の意味は、さまざまな乱流モデルの粒径変化の数値シミュレーションによって示されています。Iroshnikov-Kraichnan乱流と磁気回転不安定性によって引き起こされる乱流のモデル化されたケースでは、小さな粒子の衝突速度は標準のコルモゴロフ乱流の場合よりもはるかに大きいことがわかります。これにより、原始惑星系円盤の外側領域での粒子の凝固が速くなり、mm波長での塵の不透明度が急速に増加し、非常に若い円盤での惑星形成が促進される可能性があります。
放出中の冷たい銀河系周辺媒体：TNG50のMgIIハロー
| Title |
The_cold_circumgalactic_medium_in_emission:_MgII_halos_in_TNG50 |
| Authors |
Dylan_Nelson,_Chris_Byrohl,_Celine_Peroux,_Kate_H._R._Rubin,_Joseph_N._Burchett |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.09023 |
高解像度TNG50宇宙論的磁気流体力学的シミュレーションで、星形成銀河の銀河周囲媒体（CGM）内の冷たい〜10^4Kガスを追跡し、MgIIからの拡張放出の理論的予測の概要を説明します。この強力なレストフレーム紫外線金属放出ダブレット（2796、2803）の表面輝度マップを合成し、MgIIの共鳴散乱を無視できるという仮定を採用し、Keck/KCWI、VLT/MUSE、およびBlueMUSE光学積分フィールドユニット分光器。赤方偏移z=0.3、0.7、1、2で恒星質量7.5<log（M*/M_sun）<11の銀河を研究すると、ライマンα線の対応物と同様に、放出された拡張MgIIハローが銀河集団全体に遍在していることがわかります。。表面輝度プロファイルの中央値は、kpcの中央の約10秒で10^-19erg/s/cm^2/arcsec^2を超え、星形成銀河の質量とともに総ハローMgII光度が増加し、M*〜10^9.5ムスン。MgIIハローのサイズは、最大質量で数kpcから>20kpcに増加し、密度の高い環境ではハローのサイズが大きくなります。MgIIハローは高度に構造化され、塊状で非対称であり、等光軸比は銀河の質量とともに増加します。同様に、MgII放出の量と分布は、中央銀河の星形成活動に依存します。運動学的には、流入ガスと流出ガスがそれぞれ高銀河質量と低銀河質量でMgIIの光度を支配しますが、z〜0.7でのMgIIハロー放出の大部分は、急速に流出する銀河ではなく、ほぼ平衡の噴水流と無視できない回転支持を持つガスをトレースします。風。
天の川衛星速度関数は、小規模な構造問題の鋭いプローブです
20年前、観測された天の川の伴銀河の数と予測されたコールドダークマターのサブハロの数の不一致は、「衛星の欠落の問題」と呼ばれていました。光度空間での衛星数の観点からはほとんどフレーム化されていますが、衛星の欠落の問題は元々速度空間で提起されていました。恒星の速度分散関数は、衛星の密度プロファイルとその存在量に関する情報をエンコードします。完全性が補正されたMW衛星速度関数を、その超微弱な矮星（L>340L$_\odot$）まで、銀河とハローのスケーリング関係に基づく意欲的な半経験的予測と比較します。最も保守的な完全性補正については、大規模で古典的な衛星（M$_{\rmvir}\gtrsim10^9〜$M$_\odot$）がバリオン駆動のコアを持つ単純なCDMモデルとよく一致しています。、低質量で超微弱な衛星（M$_{\rmvir}\lesssim10^9〜$M$_\odot$）は、強く整然と剥ぎ取られていないカスピーハローに生息しています。この分岐は、$\sigma_{\rmlos}^*\約10$km/sでの速度関数のべき乗則以外の機能を説明するために必要です。興味深いことに、この機能は、恒星-質量-ハロ-質量の関係の平坦化を示している可能性があります。天の川の円盤による衛星の潮汐破壊は最小限でなければなりません。さもないと、補正された速度関数がもっともらしい予測を超えます。これは「衛星が多すぎる」問題です。一定の断面積$\gtrsim$0.3cm$^2$/gを持つ非コア崩壊自己相互作用暗黒物質モデルを除外します。ウォームダークマターに対する制約は、サブハロの中心密度に対する速度関数の追加の感度のために、光度関数に基づく制約よりも強力です。あまりにも多くの衛星の問題の重大度を判断するには、運動星団の不確実性と、最も弱い矮星が経験する潮汐ストリッピングの量を減らすことが重要です。
ALMAレンズクラスター調査：レンズ付き$ z \ sim6 $銀河における[CII]のスペクトルスタッキング分析
| Title |
ALMA_Lensing_Cluster_Survey:_A_spectral_stacking_analysis_of_[CII]_in_lensed_$z\sim6$_galaxies |
| Authors |
Jean-Baptiste_Jolly,_Kirsten_Knudsen,_Nicolas_Laporte,_Johan_Richard,_Seiji_Fujimoto,_Kotaro_Kohno,_Yiping_Ao,_Franz_E._Bauer,_Eiichi_Egami,_Daniel_Espada,_Miroslava_Dessauges-Zavadsky,_Georgios_Magdis,_Daniel_Schaerer,_Fengwu_Sun,_Francesco_Valentino,_Wei-Hao_Wang,_Adi_Zitrin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.09085 |
赤方偏移$z>6$の銀河の特性は、銀河の進化の初期段階を理解するための鍵を握っており、再電離の時代を引き起こす紫外線の発生源を特定できる可能性があります。[CII]の158$\mu$mの遠赤外線冷却線は明るく、低赤方偏移銀河の星形成率（SFR）と相関していることが知られており、したがって、星の重要なトレーサーであることが示唆されています。非常に高赤方偏移の銀河の形成と星間物質の特性。$z>6$で重力レンズ銀河の星間物質特性を研究することを目的として、ALMAレンズクラスター調査（ALCS）によって観測された52個の$z\sim6$銀河のサンプルで[CII]と熱ダスト放出を検索します。）。\textsc{LineStacker}を使用して分析を実行し、[CII]と連続発光の両方をスタックします。ターゲットサンプルは複数のカタログから選択され、サンプル銀河は9つの銀河団に分光学的赤方偏移または低不確実性の測光赤方偏移（$\sigma_z<0.02$）を持っています。ターゲット銀河のソースプロパティは、文献から抽出されるか、スペクトルエネルギー分布（SED）フィッティングを使用して計算されます。フルサンプルと3つのサブサンプルの両方で、加重平均と中央値の両方のスタッキングが使用されます。私たちの分析では、[CII]または連続体のいずれも検出されません。$L_{\rm[CII]}$の上限が導き出され、[CII]は低SFR$z>6$銀河に対してわずかに一貫性を保っていますが、ローカルの$L_{\rmと比較して明るさが不足している可能性があります。[CII]}$-SFRの関係。潜在的なバイアスと、検出されない原因となる可能性のある物理的影響について説明します。さらに、塵の連続体の上限は、星形成の半分未満が隠されていることを意味します。
2つの新しい銀河バルジ球状星団の確認：FSR19とFSR25
天の川（MW）の膨らみにある球状星団（GC）は、次の理由で研究が非常に困難です。i）深刻な混雑と銀河の減光に苦しんでいる。これらの銀河系の内側の領域の特徴であるii）それらは動的プロセスの影響を受けやすい。したがって、それらは比較的かすかで、マッピングが困難です。ただし、ViaL\'acteaExtendedSurvey（VVVX）のVISTA変数によって提供されるような深近赤外測光により、この重要であるが比較的未知の領域にGCをマッピングすることができます。私たちの結果は、FSR19とFSR25の両方が本物のMWバルジGCであることを高い信頼性で確認しています。実行された各テストと結果のパラメーターは、これらのターゲットのGCの性質に関する明確な証拠を提供します。FSR19とFSR25について、それぞれ7.2$\pm$0.7kpcとD=7.0$\pm$0.6（距離係数14.29$\pm$0.08と14.23$\pm$0.07に対応）の距離を導き出します。それらの年齢と金属量は、ダートマスとPARSECの等時性フィッティングから決定された両方のクラスターで11Gyrと[Fe/H]=-0.5dexです。統合された光度はM$_{Ks}$（FSR19）=-7.72magおよびM$_{Ks}$（FSR25）=-7.31magであり、GC光度関数のかすかな尾に配置されます。それらの数の分布にキングプロファイルを採用することにより、それらのコア半径と潮汐半径（$r_c$、$r_t$）を決定します。FSR19の場合、r$_{c}$=2.76$\pm$0.36pcおよびr$_{t}$=5.31$\pm$0.49pcですが、FSR25はr$_{c}$=1.92でさらに拡張されているように見えます。$\pm$0.59pcおよびr$_{t}$=6.85$\pm$1.78pc。最後に、（GaiaEDR3からの）平均GCPMは$\mu_{\alpha^\ast}$=-2.50$\pm$0.76mas$yr^{-1}$、$\mu_{\delta}$=-5.02です。$\pm$0.47mas$yr^{-1}$および$\mu_{\alpha^\ast}$=-2.61$\pm$1.27mas$yr^{-1}$、$\mu_{\delta}FSR19とFSR25の場合、それぞれ$=-5.23$\pm$0.74mas$yr^{-1}$。}
荷電および中性ダスト流体の単一流体近似を正当化するための条件およびダスト-ガス混合物の平滑化粒子電磁流体力学法
| Title |
Conditions_for_justifying_single-fluid_approximation_for_charged_and_neutral_dust_fluids_and_a_smoothed_particle_magnetohydrodynamics_method_for_dust-gas_mixture |
| Authors |
Y._Tsukamoto,_M._N._Machida,_and_S._Inutsuka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.09217 |
平滑化された粒子の電磁流体力学を拡張することにより、ダストガス混合物の電磁流体力学シミュレーションの数値スキームについて説明します。単一種粒子アプローチを使用して、以前の研究からいくつかの変更を加えたダストガス混合物を記述します。帯電したダストと中性のダストは単一流体として扱うことができ、電磁力はガスに作用し、帯電したダストには無視できると仮定します。原始星形成の文脈におけるこれらの仮定の妥当性は明らかではなく、広く評価されています。終端速度近似で電磁力と電流を調べることにより、ダストのサイズが大きくなるにつれて、それらへのダストの寄与は小さくなり、無視できることがわかります。ダストへの電磁力の仮定は無視できると結論付け、d＆10{\mu}mのダストサイズに対して有効です。一方、それらはダストadの数値アーティファクトを生成しません。ガスとほこりの間の完全な結合が実現する封筒とディスクの10{\mu}m。しかし、私たちの仮定は、ダストadの流出（または非常に強い磁場と低密度の環境下）で崩壊する可能性があることもわかりました。10{\mu}m。私たちの仮定は、原始星形成の文脈で巨視的なダストダイナミクスが重要であるほとんどすべての場合に有効であると結論付けます。シミュレーションコードを用いて、磁化された雲のコアのほこりの多い波、ほこりの多い電磁流体力学の衝撃、および重力崩壊の数値テストを実施します。結果は、我々の数値スキームが磁化された媒体のダストダイナミクスをよく再現していることを示しています。
高温のコリノにおける重水素化ギ酸メチルの形成について
ギ酸メチル、HCOOCH$_3$、およびそのアイソトポログの多くは、かなりの量の天体物理学領域で検出されています。ただし、この分子とそのアイソトポログの形成のレシピはまだ知られていません。この作業では、理論的に、星間HCOOCH$_3$とその重水素化アイソトポログの形成に成功したレシピを調査しようとします。ガス粒子化学モデルUCLCHEMを使用して、粒子表面および低質量星形成領域の気相でのギ酸メチルの形成の可能な経路を調べました。私たちのモデルは、原始星IRAS〜16293--2422で観測されたDCOOCH$_3$の存在量を説明するために、粒子上のラジカル-ラジカル会合が必要であることを示しています。穀物のH-D置換反応は、HCOOCHD$_2$、DCOOCHD$_2$、およびHCOOCD$_3$の存在量を大幅に向上させます。IRAS16293--2422で観察されたHCOOCHD$_2$の存在量は、H-D置換反応を考慮した場合にのみ再現できます。ただし、HCOOCH$_2$Dは、すべてのモデルで過小評価されたままです。ギ酸メチルの重水素化は、当初考えられていたよりも複雑であるように思われます。これらの種の星間形成をよりよく理解するには、実験的および理論的の両方で、追加の研究が必要です。
冷たいガスのX線吸収：実験室での星間分子雲のシミュレーション
銀河系および銀河系外の線源は、巨大分子雲（GMC）内の分子や原子に吸収されることが多いX線を生成し、それらの組成や物理的状態に関する貴重な情報を提供します。この現象は、中性分子ガスに衝突する実験室のZピンチX線源で模倣します。この新しい技術は、パルス電流発生器を使用して軟X線疑似連続体を生成します。吸収ガスは、視線に沿って窓や容器なしで、長さ1cmの平面ガスパフから注入されます。天体物理学の宇宙機器に匹敵する分解能$\lambda/\Delta\lambda\sim$420のX線分光計は、吸収されたスペクトルを記録します。この解像度は、原子線から分子線を明確に解決します。したがって、天体物理学のX線スペクトルにおける分子シグネチャーの検索を動機付けます。実験のセットアップにより、さまざまなガス組成とカラム密度が可能になります。CO$_2$、N$_2$、およびO$_2$のKシェルスペクトルは、$\sim$10$^{16}$cm$^{の間の分子カラム密度で測定された多数の吸収線と光電エッジを示しています。-2}$-10$^{18}$cm$^{-2}$一般的なGMC。エッジに寄与する励起状態の母集団は、ガス密度とともに増加することがわかります。
KISSRサンプルのダブルピーク輝線AGNにおけるジェットの性質
| Title |
The_Nature_of_Jets_in_Double-Peaked_Emission_Line_AGN_in_the_KISSR_Sample |
| Authors |
P._Kharb_(NCRA-TIFR),_S._Subramanian_(IIA),_M._Das_(IIA),_S._Vaddi_(Arecibo),_Z._Paragi_(JIVE) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.09304 |
二重ピーク輝線AGN（DPAGN）は、ブラックホール連星の候補と見なされてきました。ここでは、輝線銀河のKISSRサンプルに属する5つのDPAGNのVeryLongBaselineArray（VLBA）を使用したパーセクスケールの電波観測の結果を示します。この作業は、KISSRサンプルからの9つのタイプ2セイファートとLINERDPAGNのパイロット研究を終了します。9つのソースでは、デュアルコンパクトコアは「オフセットAGN」であるKISSR102でのみ検出されます。ただし、VLBAで検出された8つのソースでは、ジェットの全体的な発生率は$\ge$60％です。セイファート銀河とライナーの間で、超大型干渉電波望遠鏡（VLA）からVLBAスケールへの「欠落フラックス密度」に違いがあり、ライナーはパーセクスケールで欠落フラックス密度が少ないことを示しています。輝線モデリングコードMAPPINGSIIIを使用すると、輝線は5/9ソースのジェットの影響を受ける可能性が高いことがわかります。ジェットと媒体の相互作用は、これらの光源のSDSSスペクトルで観察される輝線分裂の原因である可能性があります。したがって、電波が静かなAGNのジェット機は、パーセクおよびkpcスケールの環境にエネルギー的に影響を与えることができ、電波が大きいAGNと同様に「無線AGNフィードバック」のエージェントになります。
天の川衛星銀河には球状星団の前駆体はありません
天の川球状星団の可能な前駆体を見つけるために、軌道統合を実行して、天の川プラス衛星ポテンシャルで11Gyrの時間に遡って151個の銀河球状星団と11個の古典的な天の川衛星銀河の軌道を追跡します。衛星への力学的摩擦の影響を含みます。過去の関連の可能性を評価するために、衛星の潮汐半径と脱出速度に基づいて球状星団と衛星の結合基準を考案し、いて座矮星と大マゼラン雲に関連する球状星団と衛星でテストします。これらについては、以前の研究で強調された動的な関連性をうまく回復し、銀河によるそれらの降着時間を導き出します。天の川銀河団は暗黒物質がなく、したがって星だけで構成されていると仮定すると、それらの大部分が付着する。これは、球状星団と矮小銀河の間の同様の金属量によって示唆されるように、球状星団が現在破壊された伴銀河の一部として入ったか、球状星団が過去に暗黒物質ハローを持っていた可能性があることを意味します。
低質量原始星IRAS16293 $-$ 2422での水蒸気のALMA検出
低質量の原始星IRAS16293$-$2422は、へびつかい座のL1689N分子雲で観測される有名な若い恒星系です。星間物質や太陽系の水域では、水は生命の形成に必要な種です。アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）バンド5観測を使用して、低質量原始星IRAS16293$-$2422からの水（H$_{2}$O）蒸気の回転輝線の分光学的検出を示します。H$_{2}$Oの輝線は、周波数$\nu$=183.310GHzで検出され、遷移J=3$_{1,3}$$-$2$_{2,2}$です。水蒸気の輝線の統計的カラム密度は$N$（H$_{2}$O）=4.2$\times$10$^{16}$cm$^{-2}$で、励起温度（$T_{ex}$）=124$\pm$10K.H$_{2}$に対するH$_{2}$Oの存在量の割合は、1.44$\times$10$^{-7}$です。$N$（H$_{2}$）=2.9$\times$10$^{23}$cm$^{-2}$。
北銀河面のGALANTE測光調査：プロジェクトの説明とパイプライン
| Title |
The_GALANTE_photometric_survey_of_the_northern_Galactic_plane:_Project_description_and_pipeline |
| Authors |
J._Ma\'iz_Apell\'aniz,_E._J._Alfaro,_R._H._Barb\'a,_G._Holgado,_H._V\'azquez_Rami\'o,_J._Varela,_A._Ederoclite,_A._Lorenzo-Guti\'errez,_P._Garc\'ia-Lario,_H._Garc\'ia_Escudero,_M._Garc\'ia,_and_P._R._T._Coelho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.09451 |
GALANTE光学測光調査では、合計1618平方度をカバーする、7つの狭フィルターと中間フィルターを使用して、北銀河面といくつかの隣接領域を観測しています。この調査は、ガイアの測光ダイナミックレンジに匹敵する測光ダイナミックレンジを最大化し、測光キャリブレーションの精度を確保するために、複数の露光時間とフィールドごとに少なくとも2つの異なる気団を使用して設計されています。目標は、信号対雑音比の値が低い暗い星を検出しながら、ABマグニチュード17より明るいすべての星について、7つのバンドで少なくとも1％の精度と精度を達成することです。GALANTEの主な目的は、識別と研究です。消滅したO+B+WR星の数、それらの消滅特性の導出、および太陽近傍のF星とG星のカタログ。そのデータは、他のさまざまな恒星研究や、銀河面でのH{\alpha}放射の高解像度の連続体のないマップを生成するためにも使用されます。GaiaDR2および2MASS測光に基づく革新的なキャリブレーションシステムの基礎を含め、データの処理に使用されている手法とパイプラインについて説明します。
SRG / eROSITAが大きな円形のSNR候補G116.6-26.1を発見：天の川のハローのガスを探査するSN Ia爆発？
| Title |
SRG/eROSITA_discovery_of_a_large_circular_SNR_candidate_G116.6-26.1:_SN_Ia_explosion_probing_the_gas_of_the_Milky_Way_halo? |
| Authors |
E.M.Churazov,_I.I.Khabibullin,_A.M.Bykov,_N.N.Chugai,_R.A.Sunyaev,_and_I.I.Zinchenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.09454 |
\textit{SRG}/eROSITA全天観測のデータで見つかった新しいX線選択超新星残骸（SNR）候補SGRe〜J0023-3633=G116.6-26.1の発見を報告します。線源は、大きな角度範囲（直径$\sim4$deg）、ほぼ円形、およびヘリウムおよび水素のような酸素の輝線によって支配されるX線放射のソフトスペクトルを特徴とし、推定吸収カラムを備えていますその方向の視線積分と一致する密度。それは、他の波長で同様の程度の明るい対応物を欠いており、それらは明確に関連している可能性があります。ソースの銀河緯度が比較的高い$b\upperx-26$degであるため、これらの観測特性は、このSNR候補のディスク外の場所を示すものとして解釈されます。つまり、この天体は、約40000年前に低密度（$\sim10^{-3}\、{\rmcm^{-3}}$）で爆発したIa型超新星に由来することを提案します。（$\sim（1-2）\times10^6\、{\rmK}$）太陽から$\sim3\、{\rmkpc}$の距離にある天の川のハローのガス。ハローガスの密度が低いということは、さまざまな衝突時間スケール、特に前方衝撃波の下流のガスの冷却時間と衝突イオン化平衡（CEI）時間がSNRの経過時間よりもはるかに長いことを意味します。これにより、ガスの衝撃前のイオン化状態を反映する比較的ソフトなスペクトルと、電子温度の上昇による衝突励起の強化によるプラズマ放射率の強力なブースト（CEIと比較して）の特定の組み合わせが得られるはずです。確認された場合、そのようなまれなオブジェクトは、天の川の円盤とハローの間の境界面の近くの物理的条件（密度、温度、および金属量）のユニークな「その場」プローブを提供します。
ガイアEDR3データによる円盤星の運動学に対する銀河棒の影響
| Title |
Influence_of_the_Galactic_bar_on_the_kinematics_of_the_disc_stars_with_Gaia_EDR3_data |
| Authors |
A._M._Melnik,_A._K._Dambis,_E._N._Podzolkova_and_L._N._Berdnikov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.09531 |
外輪R1R2を備えた銀河のモデルは、ガイアEDR3データから導出された、ガラクトセントリック距離Rに沿った半径方向（VR）および方位角（VT）の速度成分の観測された分布を説明できます。信頼できる視差、適切な動き、視線速度が銀河面の近くにあり、|z|<200pcで、ガラクトセンティック角のセクター|theta|<15度の星を、GaiaEDR3カタログから選択して計算しました。距離Rに沿った小さなビンの速度VRとVTの中央値。観測された速度の分布にはいくつかの特定の特徴があるようです。視線速度VRは、R=R0-1.5の距離で+5kms-1からスムーズに降下します。R=R0+1.0kpcでkpcから-3kms-1、視線速度VTは距離間隔R0<R<R0+1.0kpcで7kms-1の急激な低下を示します。ここで、R0は太陽のガラクトセントリック距離です。。バルジ、バー、ディスク、ハローの各コンポーネントを含む銀河のモデルを構築します。これは、銀河中心距離間隔|R-R0|<1.5kpcで観測された速度分布の特定の特徴を再現します。最良の一致は、シミュレーション開始後の1.8+/-0.5Gyrの時間に対応します。バーのOLRをR0-0.5+/-0.4kpcの距離に設定する、Omega_b=55+/-3kms-1kpc-1の角速度で回転するバーを備えた銀河のモデルは次のようになります。モデルと観測された速度の間の最良の一致。モデルと観測された速度の間の最良の一致に対応するバーの位置角度theta_bは、theta_b=45+/-15度です。
巨大な若い恒星状天体G18.88MMEからの二重の密なおそらく回転する流出のALMA発見
| Title |
ALMA_discovery_of_a_dual_dense_probably_rotating_outflow_from_a_massive_young_stellar_object_G18.88MME |
| Authors |
I._I._Zinchenko_(1),_L._K._Dewangan_(2),_T._Baug_(3),_D._K._Ojha_(4)_and_N._K._Bhadari_(2,5)_((1)_Institute_of_Applied_Physics_of_the_Russian_Academy_of_Sciences,_(2)_Physical_Research_Laboratory,_Ahmedabad,_India,_(3)_Satyendra_Nath_Bose_National_Centre_for_Basic_Sciences,_Kolkata,_India,_(4)_Tata_Institute_of_Fundamental_Research,_Mumbai,_India,_(5)_Indian_Institute_of_Technology_Gandhinagar_Palaj,_Gandhinagar,_India) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.09626 |
巨大な若い恒星状天体（MYSO）G18.88MME（恒星質量$\sim$8M$_{\odot}$）の電力供給において、広角風に囲まれた非常に高密度のジェットのような高速分子流出の発見を報告します。拡張グリーンオブジェクトG18.89$-$0.47。4つのコアMM1-4は、アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）の1.3mm連続マップ（解像度$\sim$0。$"$8）でG18.88MMEに向かって識別され、放出構造の中心に見られます（範囲$\sim$0.3pc$\times$0.2pc）がALMAマップで検出されました。G18.88MMEはコアMM1（質量$\sim$13-18M$_{\odot}$）に埋め込まれており、無線連続放射はありません。MM1を中心とする分子流出は、SiO（5-4）、HC$_{3}$N（24-23）、および$^{13}$CO（2-1）ラインで調査されます。流出におけるHC$_{3}$Nの割合は、MYSOではまれであり、その密度が非常に高いことを示しています。位置速度図は、高速で狭い流出（範囲$\sim$28000AU）と、低速で広角でより拡張された流出を示しています。MM1に向かって、これらのコンポーネントは両方とも、回転の可能性を示す横方向の速度勾配を示します。これらすべての観測された機能により、G18.88MMEは、分子のジェット駆動シナリオと風駆動シナリオの統合を研究するためのユニークなオブジェクトになりますMYSOの流出。
シアノミジルラジカル（HNCN）の検出：NCNバックボーンを持つ新しい星間種
| Title |
Detection_of_the_cyanomidyl_radical_(HNCN):_a_new_interstellar_species_with_the_NCN_backbone |
| Authors |
V._M._Rivilla,_I._Jim\'enez-Serra,_J._Garc\'ia_de_la_Concepci\'on,_J._Mart\'in-Pintado,_L._Colzi,_L._F._Rodr\'iguez-Almeida,_B._Tercero,_F._Rico-Villas,_S._Zeng,_S._Mart\'in,_M._A._Requena-Torres,_P._de_Vicente |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.09652 |
ここでは、星間物質でのシアノミジルラジカル（HNCN）の最初の検出について報告します。Yebes40m望遠鏡とIRAM30m望遠鏡を使用して、HNCNの$N$=2$-$1、4$-$3、5$-$4、6$-$5、および7$-$6遷移のダブレットをターゲットにしました。分子雲G+0.693-0.027。HNCNの3つのブレンドされていないラインが検出されました。これらは、$N$=6$-$5ダブレットと$N$=4$-$3遷移の1つのラインです。さらに、他の種からの放出と部分的にブレンドされた$N$=5$-$4遷移の1行を示します。データに最適な局所熱力学的平衡は、H$_2$に対して（0.91$\pm$0.05）$\times$10$^{-10}$の分子量を与えます。G+0.693-0.027におけるこの種の存在量が比較的少なく、その反応性が高いことは、HNCNが気相化学によって生成される可能性があることを示唆しています。私たちの研究は、この反応性の高い分子が星間空間に存在することを示しています。したがって、シアナミド（NH$_2$CN）、カルボジイミド（HNCNH）、ホルムアミジン（NH$_2）などのNCNバックボーンを持つより大きなプレバイオティクス分子のもっともらしい前駆体を表しています。$CHNH）。
天の川の恒星ハロー個体群の運動学的性質
$Gaia$の時代には、星の運動学は、銀河ハローの星の種族を研究し、ハローの構造を検索し、ハローとホットディスクの種族の間の境界面を特徴づけるために広く使用されています。銀河ハローの研究で一般的に使用されるさまざまな運動学的空間を定性的に記述するために、6D位相空間データを使用した最新のデータセットの分布関数ベースのモデルを使用します。さらに、各運動学的空間が放射状に異方性のハロー集団を等方性のハロー集団からどれだけうまく分離できるかを定量的に評価します。スケーリングされたアクションスペース（「アクションダイアモンド」）は、このタスクで一般的に使用される他のキネマティックスペースよりも優れていることがわかります。放射状に異方性の$Gaia$-Enceladus合併の残骸のメンバーに対して、新しい、実装が容易な選択基準を提示します。これにより、より等方性のハローからの汚染に関して、モデルで82％のサンプル純度が達成されます。この基準を文献の基準と比較すると、完全性がわずかに低下する代わりに、結果のサンプルで最高の純度が得られることがわかります。また、ほぼすべての現代の分光データセットの根底にある選択バイアスが、実際の下部構造と混同される可能性のある方法で、サンプルの$E-L_{z}$分布に著しく影響を与える可能性があることも示します。銀河系の星のハローを研究するために、著者が将来どのように星の運動学を使用すべきかについての推奨事項を提供することによって結論を下します。
渦巻構造が円盤銀河の星形成を促進
近くにある2226個の明るい円盤銀河のサンプルを使用して、渦巻構造が全球星形成に与える影響を調査します。渦巻腕、星形成率（SFR）、星の質量の関係を調べると、腕の強さは星の質量の関数としてのSFRの変動とよく相関していることがわかります。腕は、星形成銀河の主系列星（MS）の上では強く、下では弱くなります。腕の強さは、$\log\、（{\rmSFR}/{\rmSFR}_{\rmMS}）$、ここで、${\rmSFR}_{\rmMS}$はMSに沿ったSFRです。同様に、より強い腕はより高い特定のSFRに関連付けられています。青い雲上の位置もらせん状の腕の強さに体系的に依存する4378個の円盤銀河のより大きなサンプルの光学色を使用してこの傾向を確認します。このリンクは、他の銀河の構造パラメーターとは無関係です。コールドガス測定のある銀河のサブセットでは、$\log\、（{\rmSFR}/{\rmSFR}_{への相互依存を取り除いた後でも、腕の強さはHIおよびH$_2$の質量分率と正の相関があります。\rmMS}）$、スパイラルアームはガスダンピングによって提供される動的冷却によって維持されるという概念と一致しています。特定のガスの割合について、アームが強いほど$\log\、（{\rmSFR}/{\rmSFR}_{\rmMS}）$が高くなり、ガスの枯渇時間が短くなるとアームの強度が高くなる傾向があります。。ガスダンピングによって提供される散逸プロセスが渦巻構造を維持し、それが次にガス貯留層の星形成効率を高める物理的画像を提案します。
ブラックホール連星形成チャネルに対する奇行観測の意味
| Title |
Implications_of_Eccentric_Observations_on_Binary_Black_Hole_Formation_Channels |
| Authors |
Michael_Zevin,_Isobel_M._Romero-Shaw,_Kyle_Kremer,_Eric_Thrane,_Paul_D._Lasky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.09042 |
軌道離心率は、LIGOやVirgoなどの重力波観測所を使用して、ブラックホール連星の結合の動的な形成シナリオと孤立した形成シナリオを区別するための最も堅牢な識別器の1つです。最先端のクラスターモデルを使用して、選択効果がクラスターからのエキセントリックな合併の検出可能な分布にどのように影響するかを示します。偏心連星ブラックホールの併合の観測（またはその欠如）が、密な星団などの動的環境に由来する検出可能なシステムの割合を大幅に制限できることを示します。およそ150回の観測の後、偏心したバイナリ信号が観測されなかった場合、クラスターがローカル宇宙のマージされたバイナリブラックホール集団の大部分を占めることができないことを示します（95％の信頼性）。ただし、高密度の星団が偏心合併の割合を支配し、単一のシステムが第1および第2重力波過渡カタログで測定可能なほど偏心していることが確認された場合、クラスターは検出可能なブラックホール連星の併合の少なくとも14％を占める必要があります。密集した星団からの検出可能なシステムの割合に対する制約は、偏心観測の数が増えるにつれて著しく厳しくなり、10個の偏心バイナリブラックホールが観測されると0.5dex以内に制約されます。
ブラックホールを周回する中性子星の力のないシミュレーションを実行し、そのようなバイナリの最内安定円軌道に向かう主な磁気圏の特性を明らかにすることを目的としています。軌道分離、個々のスピン、および磁気軸と軌道軸の間のミスアラインメント角度を変化させて、いくつかの構成が検討されています。かなりの電磁光度が見つかります、$L\sim10^{42-46}\、[B_{\rmpole}/10^{12}{\rmG}]^2\、{\rmerg/s}$（特定の設定に応じて）、主に軌道運動エネルギーによって駆動され、単極誘導から予想されるものよりも約1桁高い。システムは通常、渦巻腕構造に従って長距離に伸びる現在のシートを開発します。ブラックホールの激しい曲率は、軌道に沿って移動するときに特定の磁力線のセットに極端な曲がりを生じさせ、地平線の近くで磁気リコネクションを引き起こします。最も対称的なシナリオ（整列したケース）の場合、これらの再接続イベントは、ポインティングフラックスの大部分を運ぶ大規模なプラズモイドを放出する可能性があります。一方、位置がずれている場合は、代わりに、光度の大部分が大振幅のAlfv{\'e}n波の乱れによって外側に運ばれます。数値解法に基づいて可能性のある前駆体電磁放射を推定し、SquareKilometerArrayなどの今後の施設によって$\lesssim200$\、Mpcの距離内で検出可能な最も有望な候補として無線信号を見つけます。
アレシボ327MHzによる矮小不規則銀河レオAとTの電波パルサーとバーストの検索
| Title |
An_Arecibo_327_MHz_Search_for_Radio_Pulsars_and_Bursts_in_the_Dwarf_Irregular_Galaxies_Leo_A_and_T |
| Authors |
Fronefield_Crawford,_Kohei_Hayashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.09134 |
アレシボ327MHzで、ローカルグループの2つの矮小不規則銀河、レオAとTについて、高速電波バーストやその他の巨大なパルスエミッターからの電波パルサーと単一パルスを検索しました。この検索では天体物理学的信号は検出されませんでした。また、周期的放出とバースト放出の両方でフラックス密度の限界を推定します。私たちが導き出した光度の限界は、銀河とマゼラン雲（MC）で知られている最も明るい電波パルサーだけが、レオAとTの距離にある場合、私たちの検索で検出できたであろうことを示しています。天の川やMCと比較したレオAとTの星形成率では、これらの銀河には非常に明るいパルサーが（あるとしても）ほとんどない可能性があります。したがって、検索でパルサーが検出されなかったことは驚くべきことではありません。
イオン対電子の温度比の処方の比較：電子熱力学によるGRMHDシミュレーション
| Title |
Comparison_of_the_ion-to-electron_temperature_ratio_prescription:_GRMHD_simulations_with_electron_thermodynamics |
| Authors |
Yosuke_Mizuno,_Christian_M._Fromm,_Ziri_Younsi,_Oliver_Porth,_Hector_Olivares,_Luciano_Rezzolla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.09272 |
地球サイズのサブミリ波電波干渉計であるイベントホライズンテレスコープ（EHT）のコラボレーションは、最近、M87の中央の超大質量ブラックホールの最初の画像をキャプチャしました。これらの画像は、ブラックホールの周りを周回する高温プラズマからの重力レンズ放射光として解釈されました。M87のような低光度の活動銀河核の周りの降着流では、電子とイオンは熱平衡にありません。したがって、230GHzのEHT周波数での熱放射光にとって重要な電子温度は独立して決定されません。この作業では、一般的な相対論的磁気流体力学から得られた電子加熱処方と比較することにより、230GHzでの画像を考慮して、一般的に使用されるパラメータ化されたイオン対電子温度比処方、いわゆるR-$\beta$モデルを調査します。電子熱力学のさまざまなレシピを使用した、磁気停止ディスク（MAD）レジームでの磁化降着流のGRMHD）シミュレーション。230GHzで画像を比較すると、R-$\beta$処方で生成された画像と、乱流および磁気リコネクション加熱処方で生成された画像との間に非常に良い一致が見られます。実際、この一致は、R-$\beta$処方で作成された画像のセットを、ランダムに選択された画像または時間平均された画像と比較した場合に得られるものよりも平均してさらに優れています。画像、可視性、広帯域スペクトル、光度曲線など、さまざまな物理的側面のこの比較研究から、MAD降着に関連する230GHzの画像のコンテキスト内で、超大質量ブラックホールの周りを流れると結論付けます。単純なR-$\beta$モデルは、ここで検討したさまざまでより複雑な電子加熱処方をうまく再現できます。
LHAASO-KM2Aによって観測されたPSRJ0622 +3749を取り巻く拡張された超高エネルギーガンマ線放出
| Title |
Extended_Very-High-Energy_Gamma-Ray_Emission_Surrounding_PSR_J0622_+_3749_Observed_by_LHAASO-KM2A |
| Authors |
LHAASO_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.09396 |
大高高度エアシャワー天文台（LHAASO）を備えた中年（207.8kyr）パルサーPSRJ0622+3749の位置周辺で、拡張された超高エネルギー（VHE）ガンマ線源が発見されたことを報告します。ソースは、ガウステンプレートを想定して、$E>25$〜TeVに対して$8.2\sigma$の有意性で検出されます。最適な場所は（RA、12月）$=（95^{\circ}\！。47\pm0^{\circ}\！。11、\、37^{\circ}\！。92\pm0^{\circ}\！。09）$で、拡張子は$0^{\circ}\！。40\pm0^{\circ}\！。07$です。エネルギースペクトルは、インデックスが${-2.92\pm0.17_{\rmstat}\pm0.02_{\rmsys}}$のべき乗則スペクトルで表すことができます。LHAASOソースの明確な拡張多波長対応物は、無線からサブTeV帯域まで見つかりませんでした。LHAASOの観測は、VHE電子がパルサーから逃げ出し、星間物質に拡散し、星間放射場を散乱させたというシナリオと一致しています。パルサーハローシナリオとして解釈すると、エネルギーの中央値が$\sim160$〜TeVの電子について推定される拡散係数は、ゲミンガとモノジェム周辺の拡張ハローから得られる拡散係数と一致し、宇宙線の二次エネルギーから得られる拡散係数よりもはるかに小さくなります。したがって、このソースのLHAASOの発見は、いわゆるパルサーハローのクラスを豊かにする可能性があり、高エネルギー粒子が一般にパルサーの周りの擾乱媒体内で非常にゆっくりと拡散することを確認します。
SN 2020cpg：タイプIIbとIb超新星の間のエネルギーリンク
| Title |
SN_2020cpg:_an_energetic_link_between_type_IIb_and_Ib_supernovae |
| Authors |
K._Medler,_P._A._Mazzali,_J._Teffs,_S._J._Prentice,_C._Ashall,_M._Amenouche,_J._P._Anderson,_J._Burke,_T._W._Chen,_L._Galbany,_M._Gromadzki,_C._P._Guti\'errez,_D._Hiramatsu,_D._A._Howell,_C._Inserra,_E._Kankare,_C._McCully,_T._E._M\"uller-Bravo,_M._Nicholl,_C._Pellegrino,_J._Sollerman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.09505 |
ストリップエンベロープ超新星（SE-SNe）は、さまざまな測光および分光特性を示します。これは、異なる潜在的な形成チャネルと、前駆体の外側エンベロープ組成内での大きな多様性を可能にするストリッピングメカニズムによるものです。ここでは、爆発日から$\sim130$日をカバーするSN2020cpgの測光および分光観測が提示されます。SN2020cpg（$z=0.037$）は明るいSE-SNeで、$B$バンドのピークは$M_{B}=-17.75\pm0.39$magで、最大疑似放射光度は$L_\mathrm{です。max}=6.03\pm0.01\times10^{42}\mathrm{ergs^{-1}}$。分光的には、SN2020cpgは、その進化の光球段階で弱い高速および低速のH$\alpha$機能を示し、爆発前に分離した水素エンベロープを含んでいたことを示唆しています。スペクトルモデルとの比較から、外側のエンベロープ内の水素の質量は$\sim0.1\mathrm{M}_{\odot}$に制限されました。SN2020cpgの疑似ボロメータ光度曲線から、$M_\mathrm{Ni}\sim0.27\pm0.08$$\mathrm{M}_{\odot}$の$^{56}$Ni質量がアーネットのようなモデル。SN2020cpgのイジェクタ質量と運動エネルギーは、SN2020cpgといくつかのモデル化されたSE-SNeの光度曲線を比較する別の方法を使用して決定され、$M_\mathrm{ejc}\sim5.5\pm2.0$のイジェクタ質量が得られました。$\mathrm{M}_{\odot}$および$E_\mathrm{K}\sim9.0\pm3.0\times10^{51}\mathrm{erg}$の運動エネルギー。放出された質量は、18〜25ドルの前駆体質量を示します\mathrm{M}_{\odot}$。比較光度曲線法の使用は、SE-SNeの物理的特性を決定するために一般的に使用されるArnettのようなモデルの代替プロセスを提供します。
SwiftJ1626.6-5156での5keVサイクロトロンラインとそれに続く3つの高調波の発見
| Title |
Discovery_of_the_5_keV_cyclotron_line_followed_by_three_harmonics_in_SwiftJ1626.6-5156 |
| Authors |
S._Molkov,_V._Doroshenko,_A._Lutovinov,_S._Tsygankov,_A._Santangelo,_I._Mereminskiy_and_A._Semena |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.09514 |
MAXIモニターとSpektrum-Roentgen-Gamma（SRG）天文台による検出に続いて、2021年3月の短い爆発の間にNuSTARで実行されたBe/X線連星システムSwiftJ1626.6-5156の観測について報告します。線源の広帯域X線スペクトルの分析により、以前に文献で報告され、基本的なサイクロトロン共鳴散乱特徴（CRSF）とその第1高調波（RXTEデータに基づく）。NuSTARのより優れた感度とエネルギー分解能は、NICERの低エネルギーカバレッジと相まって、約4.9keVと約13keVで2つの追加の吸収のような特徴を検出することを可能にしました。したがって、SwiftJ1626.6-5156のスペクトルでは合計4つのサイクロトロン線が観測されていると結論付けます。約4.9keVの基本CRSFと3つのより高い間隔の高調波です。この発見により、SwiftJ1626.6-5156は4U0115+63に続く2番目の降着パルサーになります。そのスペクトルは、サイクロトロニック起源の3つ以上の線によって特徴付けられ、すべてのX線パルサーB〜の中で最も弱い確認済み磁場を持っていることを意味します。4E11G.この発見により、SwiftJ1626.6-5156は、IXPEやeXTPなどの軟X線バンドをカバーする今後のX線偏光測定ミッションの主要なターゲットの1つになります。
中性子星は1967年にパルサーとして最初に検出されました。これは、半径10kmのオーダーで、2つの太陽質量に達することができる質量を持つ宇宙で最も神秘的なコンパクトオブジェクトの1つです。実際、中性子星は星の残骸であり、一種の恒星ゾンビです（それらは死にますが、消えることはありません）。過去数十年で、天文観測は中性子星の質量にさまざまな制約をもたらし、最後に、2017年に重力波が検出されました（GW170817）。その源は、私たちから1億4000万光年離れた銀河であるNGC4993から来る2つの中性子星の合併として特定されました。まったく同じイベントが$\gamma$線、X線、UV、IR、無線周波数、さらには電磁スペクトルの光学領域でも検出され、マルチメッセンジャー天文学の新時代が始まりました。中性子星を理解して説明するには、バルク核物質の特性を満たす適切な状態方程式が必要です。GW170817の検出は、それを決定するための追加の制約に寄与しました。一方、マグネターは同じ種類のコンパクトオブジェクトですが、通常の10$^{12}$Gと比較して、表面で最大10$^{15}$Gに達する可能性のあるはるかに強い磁場を持っています。通常のパルサーで。通常のパルサーの説明は完全には確立されていませんが、マグネターの説明には追加の課題があります。この論文では、中性子星の歴史と核モデルの開発について概説し、原子核物理学の小さな世界の記述が宇宙、特に中性子星の理解にどのように役立つかを示します。
最近のLIGO-Virgoの発見
LIGOとVirgoの重力波検出器は、2019年4月から10月までの3回目の観測の前半を実施しました。この期間中に、ブラックホールまたは中性子星の合体から39個の新しい信号を検出し、その総数は4倍以上になりました。検出されたイベント。これらの検出には、質量が等しくないブラックホールのペア（GW190412）、中性子星の巨大なペア（GW190425）、超新星対不安定型質量ギャップにある可能性のあるブラックホール（GW190521）など、前例のないソースが含まれていました。ブラックホールまたはこれまでに知られている最も重い中性子星（GW190814）。集合的に、信号の完全なセットは、コンパクトオブジェクトの分布と宇宙の歴史を通してのそれらの進化についての天体物理的に価値のある情報を提供しました。それはまた、ブラックホールの基本的な性質の新しいプローブを含む、一般相対性理論のより制約的で多様なテストを可能にしました。このレビューは、これらの結果のハイライトとその影響をまとめたものです。
高速電波バーストの速い残光
メインのFRBイベントは、高い「自由エネルギー」密度を持つ相対論的プラズマの塊を残す可能性があります。プラズマが無衝突緩和を受けると、コヒーレント電磁波を放出します。これらの電磁波は、周波数と強度が低下する高速電波残光として観測できる可能性があります。数値実験で高速コヒーレント残光を示します。ピーク残光周波数が時間とともに減少することを$\nu\proptot^{-3/2}$として暫定的に予測します。
FRB20201124Aのホスト銀河と永続的な無線の対応物
| Title |
The_host_galaxy_and_persistent_radio_counterpart_of_FRB_20201124A |
| Authors |
Vikram_Ravi,_Casey_J._Law,_Dongzi_Li,_Kshitij_Aggarwal,_Sarah_Burke-Spolaor,_Liam_Connor,_T._Joseph_W._Lazio,_Dana_Simard,_Jean_Somalwar,_Shriharsh_P._Tendulkar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.09710 |
高速電波バースト（FRB）のホスト銀河の物理的特性は、FRBソースの性質に向けた重要な手がかりを提供します。これまでに特定された16個のFRBホストは、質量と特定の星形成率が3桁に及び、遍在的に発生する前駆体オブジェクトを示唆しています。〜秒角の精度でローカライズされたFRBは、FRB20121102Aに関連付けられた永続的な電波源など、関連付けられたマルチ波長およびマルチタイムスケールの対応物の効果的な検索も可能にします。ここでは、繰り返しソースFRB20201124Aのローカリゼーション、およびホスト銀河（SDSSJ050803.48+260338.0、z=0.098）および永続的な電波ソースとの関連付けを示します。銀河は巨大で（$\sim3\times10^{10}M_{\odot}$）、星形成（年間太陽質量が少ない）で、ほこりっぽいです。永続的な電波源の超大型アレイおよび超大型ベースラインアレイの観測では、$1.2\times10^{29}$ergs$^{-1}$Hz$^{-1}$の光度が測定され、それが$\gtrsim50$masをスケーリングします。この電波放射を、SDSSJ050803.48+260338.0で進行中の星形成活動と関連付けます。欧州VLBIネットワークから報告されたFRB20201124Aのミリ秒スケールのローカリゼーションをより有効に活用し、寄与した大分散測定値（$150-220$pccm$^{-3}$）の起源を特定するには、より深く、より詳細な観測が必要です。ホストによって。SDSSJ050803.48+260338.0は、以前に繰り返しFRBソースに関連付けられていた銀河や恒星系よりも桁違いに大きいですが、これまで繰り返されていないFRBのホストに匹敵し、2つの見かけの集団間のリンクをさらに構築します。。
複雑なシステムによるより高速なイメージングシミュレーション：コロナグラフの例
観測されたシーンに対する光学トレインの影響のエンドツーエンドシミュレーションは、光学全体で重要であり、天体望遠鏡の科学的収量を予測するために特に重要です。星の光を抑制するという彼らの目標の結果として、高コントラストのイメージングのためのコロナグラフ機器は、特に複雑なフィールド依存の点像分布関数（PSF）を持っています。ローマコロナグラフ機器（CGI）、ハイブリッドリヨコロナグラフ（HLC）はその一例です。HLCの目的は、太陽系外惑星と太陽系外惑星の塵を画像化して、太陽系のダイナミクスを理解することです。このホワイトペーパーでは、CGIHLCイメージングモード用に生成された最新のPSFのいくつかを使用して、太陽系外惑星と太陽系外惑星のダストの画像をシミュレートする方法について詳しく説明します。まず、PSFは物理光学伝搬技術を使用して生成されます。次に、外生動物のダストモデルなどの画像シーンのピクセルの角度オフセットを使用して、補間および回転技術を使用して補間されたPSFのライブラリを作成し、補間されたPSFがピクセルの角度オフセットに対応するようにします。これは、内挿を1回だけ実行する必要があり、モデルの天体物理シーンのベクトル配列に内挿されたPSFデータの行列配列を乗算することで画像をシミュレートできることを意味します。これにより、プロセスが行列乗算に短縮され、画像シミュレーションの生成に必要な時間が大幅に短縮され、シーン分析が高速化されます。コロナグラフシーンを生成するために必要な手順を詳しく説明し、他の実装と比較したマトリックスアプローチの高速化を定量化し、公開されているHLCPSFを使用して独自のシーンをシミュレートしたいユーザー向けのサンプルコードを提供します。
| Title |
An_Open-Source_Gaussian_Beamlet_Decomposition_Tool_for_Modeling_Astronomical_Telescopes |
| Authors |
Jaren_N._Ashcraft_and_Ewan_S._Douglas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.09162 |
太陽系外惑星を直接イメージングするために、高コントラストのイメージングコミュニティは、セグメント化された開口望遠鏡でコロナグラフのパフォーマンスをシミュレートするための多数のツールを開発しました。望遠鏡の規模が大きくなり、科学の事例がより短い波長に移行するにつれて、高コントラストのイメージング機器を最適化するために必要な物理光学伝搬は計算上法外になります。ガウスビームレット分解（GBD）は、任意の波面を近軸光線に分解する物理光学伝搬の代替方法です。これらの光線は、ABCD行列を使用して迅速に伝播し、対応するガウスビームレットに変換して、回折積分を必要とせずに物理光学現象を正確にモデル化できます。GBD手法は、商用ソフトウェア（FRED、CODEV、ASAPなど）で最近開発および実装されていますが、オープンソースプラットフォームが不足しているようです。複雑なアパーチャ、多要素システムをモデル化するための計算負荷を軽減し、ミスアライメントエラーをモデル化する機能を導入することを目的として、物理光学現象をモデル化するためにPythonで開発された新しいGBDツールを紹介します。この研究は、GBD技術によって利用される光学の幾何学的および物理的レジームの相乗効果を実証し、セグメント化された開口望遠鏡コロナグラフの設計と分析のためのオープンソース物理光学伝搬関数を進歩させる必要性によって動機付けられています。この作業は、ポアソンのスポット計算を使用したGBDを示し、多要素システムのフレネルプロパゲーターに対するGBDの実行時の大きな利点を示しています。
ドリフトスキャンイメージングIIIを使用したハイケイデンス光過渡探索：安価なドライブ制御システムの開発とドライブシステムの周期的エラーの特性評価と修正
| Title |
High_Cadence_Optical_Transient_Searches_using_Drift_Scan_Imaging_III:_Development_of_an_Inexpensive_Drive_Control_System_and_Characterisation_and_Correction_of_Drive_System_Periodic_Errors |
| Authors |
S._J._Tingay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.09406 |
ミリ秒の光過渡現象に対する広視野で高時間分解能の調査を実施するための新しいドリフトスキャンイメージング実験をさらに開発および実装するには、適切な望遠鏡駆動システムが必要です。このホワイトペーパーでは、望遠鏡のドライブエラー、ドライブとギアチェーンの欠陥による定期的なエラーの主要なカテゴリを監視、特性評価、および修正するための、シンプルで安価なハードウェアおよびソフトウェアシステムの開発について説明します。周期誤差のモデルは、望遠鏡のドライブシャフトの回転の直接測定から生成され、周期誤差の天文測定との比較によって検証されます。予測モデルが生成され、ドライブレートの修正という形でリアルタイムに適用されます。システムのデモンストレーションは、ピークツーピーク振幅〜100''の固有の周期誤差が〜3''の視界限界未満に減少することを示しています。このデモンストレーションでは、Tingay＆Joubert（2021）のプロトタイプ調査の過渡感度タイムスケールの不確実性を推定でき、21ミリ秒の公称タイムスケール感度は20〜22ミリ秒の範囲に修正されましたが、これは大きな影響はありません。実験の結果。補正システムは、現在建設中のハイケイデンスイメージング実験の最終バージョンに採用されます。補正システムは安価（<$A100）で、すぐに利用できるハードウェアで構成されており、他のアプリケーションにも簡単に適応できます。したがって、設計の詳細とコードは公開されます。
海王星のためのLクラスマルチロール天文台と科学プラットフォーム
| Title |
An_L-class_Multirole_Observatory_and_Science_Platform_for_Neptune |
| Authors |
James_McKevitt,_Sophie_Bulla,_Tom_Dixon,_Franco_Criscola,_Jonathan_Parkinson-Swift,_Christina_Bornberg,_Jaspreet_Singh,_Kuren_Patel,_Aryan_Laad,_Ethan_Forder,_Louis_Ayin-Walsh,_Shayne_Beegadhur,_Paul_Wedde,_Bharath_Simha_Reddy_Pappula,_Thomas_McDougall,_Madalin_Foghis,_Jack_Kent,_James_Morgan,_Utkarsh_Raj,_Carina_Heinreichsberger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.09409 |
超重量打ち上げロケットの今後の復活は、有人宇宙飛行の将来、さらには将来の植民地化の取り組みに大きな関心を呼び起こしました。商業ベンチャーと古い宇宙開発国の再燃した関心、そして新しい国の参加によって推進される明るい未来がこのセクターを待っていることは事実ですが、この注目のほとんどはこれらのランチャーの科学中心のアプリケーションに予約されていません。アルカナムミッションは、これらの車両を使用して、Lクラスの天文台を海王星の周りの非常に偏心した軌道に送り、太陽系科学、惑星科学、カイパーベルトオブジェクト、太陽系外惑星システムに取り組む幅広い科学目標と機器を提供する提案です。。
タイタン上の生物に触発された空中水生宇宙船のための流体力学的SPH-FEMモデルの最適化
土星最大の衛星であるタイタンは、その表面に多数の液体が密集した大気を支えており、豊かな有機世界として、生命の発達を支えるプロセスを理解するための主要な焦点となっています。ホイヘンスプローブの探査に続く現場探査は、NASAドラゴンフライミッションの形で行われ、月面での動力飛行のデモンストレーターとして機能し、大気、表面、居住性の可能性に関するいくつかの重要な質問に答えることを目的としています。。クワッドコプターはこれまでで最も野心的な太陽系外部ミッションプロファイルの1つを提示しますが、この論文は、その場での液体サンプリングも可能な航空機の事例を提示し、この宇宙船。
TESS時系列データから計算された振幅スペクトルの検出しきい値
時系列データシミュレーションの結果を示します。最大1年間のTESS測光のシミュレーションから計算された、振幅スペクトルの信号の検出に使用されるしきい値を推定することを目的としました。誤警報確率FAP=0.1％でしきい値を選択し、データのリズムとカバレッジに応じて4.6〜5.7のS/N比を導き出しました。また、採用されたFAPのしきい値と特定の数のデータポイントを推定する式も提供します。私たちの結果は、スプリアス検出を回避するために、宇宙ベースの測光は、地上ベースのデータに通常使用されるものよりも大幅に高いS/Nを必要とする可能性があることを確認しています。
結合されたデータセットを使用した未検出の恒星コンパニオンの特性評価
| Title |
Characterizing_Undetected_Stellar_Companions_with_Combined_Datasets |
| Authors |
Mackenna_L._Wood,_Andrew_W._Mann,_Adam_L._Kraus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.09040 |
バイナリは、惑星、星、およびアソシエーションの形成、進化、および基本的な特性において重要な役割を果たします。これらの領域での観測研究には、多くの場合、恒星の仲間の存在を検出または除外することを目的とした観測の組み合わせが含まれます。検出されない場合、考えられるすべてのバイナリ構成が除外されることはめったにありません。ここでは、位置天文学、画像、速度の情報を使用して、目に見えない仲間の特性の範囲を制限するためのフレームワークであるMOLUSCを紹介します。HIP67522bおよびDSTucAbの信号で恒星の誤検知を排除し、多くのシステムでのMOLUSCの使用を紹介します。また、若い惑星ホストのZEITサンプルを使用して、MOLUSCを使用して恒星サンプル内の欠落しているコンパニオンの数を予測する方法も示します。私たちの結果は重要ではありませんが、より大きなサンプルでは、MOLUSCを使用して、古い連星に見られるように、近くの惑星が若い連星系であまり一般的でないかどうかを確認できます。
ASASSN-14lp：観察されたUV抑制のための2つの可能な解決策
| Title |
ASASSN-14lp:_two_possible_solutions_for_the_observed_UV_suppression |
| Authors |
Barnab\'as_Barna,_Talytha_Pereira,_Stefan_Taubenberger,_Mark_Magee,_Markus_Kromer,_Wolfgang_Kerzendorf,_Christian_Vogl,_Marc_E._Williamson,_Andreas_Fl\"ors,_Ulrich_M._Noebauer,_Ryan_J._Foley,_Michele_Sasdelli_and_Wolfgang_Hillebrandt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.09053 |
Ia型超新星（SN）イジェクタの外部構造を特徴づけるための紫外線（UV）スペクトルの妥当性をテストします。この目的のために、ASASSN-14lpの分光分析を実行します。これは、中紫外線領域で低い連続性を示す通常のSNIaです。強力なUV抑制を説明するために、2つの考えられる原因が、それらの噴出物のかなりの部分にわたって化学プロファイルをマッピングすることによって調査されました。スペクトル時系列を、HSTによる最大光の前後で取得された中紫外線カバレッジに適合させ、初期のエポックの地上ベースの光学観測を補足します。合成スペクトルは、自己無撞着な噴出物モデルからの1次元MC放射伝達コードTARDISを使用して計算されます。いくつかの物理的パラメータの中で、9つの化学元素の存在量プロファイルを制約します。最高速度に向かって伸びる$^{56}$Ni（および他の鉄族元素）の分布は、観測されたUVフラックスをよく再現していることがわかります。確認された場合、噴出物の外層に放射性物質が存在することは、起こりうる爆発シナリオに対する強い制約を意味します。推定された$^{56}$Ni分布が放射伝達コードTURTLSを使用して初期の光度曲線に与える影響を調査し、その結果をASASSN-14lpの観測された光度曲線と比較します。推定された存在量は、観測された測光と矛盾していません。また、光球での放射が純粋なプランク関数よりもUV領域で大幅に低い場合に、UV抑制を再現できるかどうかをテストします。この場合、太陽の金属量は、UV抑制を再現するのに最高速度で十分である可能性があります。
CALLISTOスペクトロメータによって検出された高周波タイプIIバーストの傾向と特性
| Title |
Trends_and_Characteristics_of_High-Frequency_Type_II_Bursts_Detected_by_CALLISTO_Spectrometers |
| Authors |
A.C.Umuhire_(1),_J.Uwamahoro_(2),_K._Sasikumar_Raja_(3),_A.Kumar_(4),_C.Monstein_(5)_(1)_University_of_Rwanda,_College_of_Science_and_Technology,_Kigali,_Rwanda_(2)_University_of_Rwanda,_College_of_Education,_Rwanda_(3)_Indian_Institute_of_Astrophysics,_II_Block,_Koramangala,_Bengaluru_-_560_034,_India_(4)_Department_of_Physics,_University_of_Helsinki,_P.O._Box_64,_FI-00014_Helsinki,_Finland_(5)_Istituto_Ricerche_Solari_(IRSOL),_Universit_della_Svizzera_italiana_(USI),_CH-6605_Locarno-Monti,_Switzerland |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.09310 |
ソーラーラジオタイプIIバーストは、コロナ質量放出（CME）などの地球効果の高い宇宙天気イベントの初期の指標として機能します。高周波タイプIIバースト（HFタイプIIバースト）の起源を調査するために、地上ベースの複合天文学的低コスト低で観測された51個（SWPCレポートからの180個のタイプIIバーストのうち）を特定しました。分光法および可搬型天文台（CALLISTO）分光計用の周波数機器であり、その上限周波数カットオフ（基本波または高調波放射のいずれか）は、2010〜2019年の間に150MHz〜450MHzの間にあります。HFタイプIIバーストの60％が、その上限周波数カットオフ$\geq$300MHzが西経に由来することがわかりました。さらに、私たちの研究では、無線動的スペクトルから得られた平均衝撃速度とCMEデータから得られた対応する速度との間に良好な相関関係$\sim$0.73が見つかりました。また、分析されたHFタイプIIバーストは、ソーラーディスクの近くにある広くて速いCMEに関連していることがわかりました。さらに、これらの高周波タイプIIバーストのうちの2つの時空間特性を分析し、無線観測から得られたものを、SOHO/LASCOおよびSTEREOコロナグラフからの複数宇宙船CME観測から得られたものと比較しました。
太陽の向こう側の活動領域の神経検出の性能
環境。遠方日震学は、近半球で測定された振動の解釈に基づいて、太陽の遠半球に活動領域が存在することを推測するために使用される手法です。ニューラルネットワークは、遠方の活動領域の存在に対する地震マップの感度を改善するために最近開発されました。目的。私たちの目的は、新しいニューラルネットワークアプローチのパフォーマンスを評価し、地震測定から遠方の活動領域を予測するために一般的に適用される標準的な方法と徹底的に比較することです。メソッド。ニューラルネットワークと、検出のシグネチャで選択されたしきい値の関数としての5年間の遠方地震マップからの標準的なアプローチを使用して、アクティブ領域の予測を計算しました。結果は、SolarTerrestrialRelationsObservatory（STEREO）で取得された遠半球の直接極紫外線観測と比較されています。結果。向こう側のアクティブ領域の存在に対するニューラルネットワークの感度の向上を確認しました。以前の分析で一般的に使用されたしきい値を超える強度を持つ標準的な方法で識別されたアクティブ領域の約96％は、極端紫外線放射が強化された場所に関連しています。このしきい値の場合、偽陽性率は3.75％です。同等の偽陽性率の場合、ニューラルネットワークは47％多くの真の検出を生成します。弱い活動領域は、それらの地震サインのしきい値を緩和することによって検出できます。結論。ニューラルネットワークは、局所的な日震技術によって提供される地震マップの解釈を改善するための有望なアプローチです。
Insight-HXMTによって明らかにされたX9.3フレアの衝撃段階中の非熱的電子エネルギー化
| Title |
Non-thermal_electron_energization_during_the_impulsive_phase_of_an_X9.3_flare_revealed_by_Insight-HXMT |
| Authors |
P._Zhang,_W._Wang,_Y._Su,_L.M._Song,_C.K._Li,_D.K._Zhou,_S.N._Zhang,_H._Tian,_S.M._Liu,_H.S._Zhao,_S._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.09506 |
X9.3フレアSOL20170906T11：55は、最初の中国のX線天文台硬X線モジュレーション望遠鏡（Insight-HXMT）に搭載されたCsI検出器によって観測されました。ウェーブレット法を使用して、インパルス相中の約22秒の準周期的脈動（QPP）を報告します。そして、100keVから800keVまでのスペクトルは、ピーク前の$\sim1.8$、フレアピークの周りの$\sim2.0$から$\simへのべき乗則光子指数のガンマ線束による進化を示しました。再び1.8ドル。ジャイロシンクロトロンマイクロ波スペクトル分析により、平均横磁場が約608.2ガウスの$36.6\pm0.6\arcsec$半径のジャイロシンクロトロン源が明らかになり、浸透した$\ge$10keVの非熱電子密度は約$10^{6.7}\mathrm{ピーク時のcm}^{-3}$。磁場の強さは、高周波電波束の進化に追随しました。さらなるジャイロシンクロトロン源モデリング分析は、非常に安定したジャイロシンクロトロン源が存在することを意味し、非熱的電子密度と横磁場の発生は高周波光度曲線に類似しています。時間的スペクトル分析は、それらの非熱的電子が、おそらくより低いコロナ源からの繰り返しの磁気リコネクションによって加速されることを明らかにしている。
巨視的な暗黒物質は、広い「小惑星のような」質量範囲にわたってほとんど拘束されておらず、幾何学的断面を持つバリオン物質上に散乱する可能性があります。そのような物体が星を通過するとき、それが恒星の表面に到達する衝撃波を生成し、独特の一時的な光学、UV、およびX線の放出につながることを示します。このシグネチャは、さまざまな恒星のタイプと場所で検索できます。高密度の球状星団では、このようなイベントはフレアの背景よりもはるかに頻繁に発生し、既存のUV望遠鏡は、1週間の専用観測で暗黒物質の質量を桁違いに調べることができます。
初期の宇宙には、標準模型から切り離された内部的に熱化された暗いセクターが含まれていた可能性があります。このようなシナリオでは、暗黒物質の中で最も明るい粒子で構成される遺物の暗黒熱浴は、ビッグバン元素合成の前に初期の物質支配の時代を引き起こす可能性があり、これは最小の暗黒物質構造に潜在的に観察可能な影響を及ぼします。この最も明るい暗黒粒子は、簡単かつ一般的に、「共食い」行動を引き起こす数が変化する自己相互作用を持つ可能性があります。最初はサブドミナントの共食い種が一時的に宇宙の膨張を促進する宇宙論を検討し、共食い種の粒子特性とそのような宇宙論における強化された暗黒物質摂動成長の重要な特徴との間の単純なマップさらに、共食いの自己相互作用が、共食いの自己の場合でも物質パワースペクトルの小規模なカットオフを決定できることを示します-相互作用は、人食い支配の前に凍結します。
| Title |
Spherically_symmetric_exact_vacuum_solutions_in_Einstein-aether_theory |
| Authors |
Jacob_Oost,_Shinji_Mukohyama,_and_Anzhong_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.09044 |
等方性、Painlev\`e-Gullstrand、およびSchwarzschild座標の3つの異なる座標系で、Einstein-aether理論の球対称時空を研究し、時間依存および時間非依存の両方の正確な真空解を示します。特に、等方座標では、閉じた形式の単一パラメーター$c_{14}$によって特徴付けられる正確な静的解のクラスが見つかります。これは、理論の現在のすべての観測制約を満たし、シュワルツシルト真空ブラックホール解になります。デカップリング限界（$c_{14}=0$）。ただし、$c_{14}\not=0$である限り、有限の非ゼロ半径を持つわずかにトラップされた喉が常に存在し、その一方の側では時空は漸近的に平坦であり、もう一方の側では時空は次のようになります。幾何学的領域は特異点で無限に大きいが、喉から有限の適切な距離内で特異点。さらに、特異点は強く時空の曲率特異点であり、RicciとKretschmannの両方のスカラーが無限に大きくなります。
高度な弦理論計算を使用して、マルダセナとサスキンドは、近極値ブラックホールが対応するゼロ温度（極値）ブラックホール構成より上の{\it有限}質量ギャップによって特徴付けられることを興味深く示しました。現在のコンパクトな論文では、最小エネルギーギャップ${\calE}_{\text{gap}}=\hbar^2/M^3$を明示的に証明しています。これは、近臨界帯電ライスナーの質量スペクトルを特徴付けるものです。Nordstr\"omブラックホールは、単純な半古典的分析から推測できます。
潮汐変形性とスピン誘起四重極モーメントを測定することによるGWTC-2イベントの重力波制約}
| Title |
Gravitational-wave_constraints_on_GWTC-2_events_by_measuring_tidal_deformability_and_spin-induced_quadrupole_moment} |
| Authors |
Tatsuya_Narikawa,_Nami_Uchikata,_Takahiro_Tanaka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.09193 |
コンパクトなバイナリ合体からの重力波は、コンパクトなオブジェクトの特性をテストするためのユニークな実験室を提供します。一般相対性理論における通常のブラックホールの代替として、さまざまなエキゾチックなコンパクトオブジェクトが提案されてきました。それらのいくつかは、ブラックホールのものとは大きく異なる潮汐変形性とスピン誘起四重極モーメントの値を持っており、それらのバイナリは、高度にモデル依存の合併を除いて、それらのインスピレーション体制中に放出された重力波を使用することによってバイナリブラックホールと区別できます。とリングダウン体制。AdvancedLIGOとAdvancedVirgoによって検出された、GWTC-2の低質量合併イベントからの重力波を再分析します。インスパイア波形における潮汐変形性とスピン誘起四重極モーメントの影響に焦点を当て、標準的な連星ブラックホールの場合からの偏差に対するモデルに依存しない制約を提供します。私たちが分析したすべてのイベントは、一般相対性理論における連星ブラックホールの波形と一致していることがわかります。ベイジアンモデルの選択は、バイナリがエキゾチックなコンパクトオブジェクトで構成されているという仮説がすべてのイベントで嫌われていることを示しています。
Burgによって開発された最大エントロピースペクトル分析（MESA）法は、時系列のスペクトル推定を実行するための強力なツールを提供します。この方法は、ジェインズの最大エントロピー原理に依存しており、$p$次の自己回帰プロセスAR（$p$）の係数に関して確率過程のスペクトルを推測する手段を提供します。閉形式の再帰解は、自己回帰係数とプロセスの次数$p$の推定値を提供します。すぐに使用できるアルゴリズムの実装を、Pythonパッケージ\texttt{memspectrum}の形式で提供します。（既知のパワースペクトル密度を持つ）合成データに対してパワースペクトル密度分析を実行することによって実装を特徴付け、再帰を停止するためのさまざまな基準を比較します。さらに、LIGOとVirgoのコラボレーションによってリリースされたスペクトルから生成された合成データを使用して、コードのパフォーマンスをユビキタスウェルチアルゴリズムと比較します。ウェルチ法と比較した場合、バーグ法は、体系的に低い分散とバイアスでパワースペクトル密度（PSD）推定を提供することがわかります。これは、データポイントの数が少ない場合に特に顕著であり、Burgの方法がこの体制での作業に最も適しています。
異方性確率的重力波背景の複数の成分に共同で上限を設定する
| Title |
Jointly_setting_upper_limits_on_multiple_components_of_an_anisotropic_stochastic_gravitational-wave_background |
| Authors |
Jishnu_Suresh,_Deepali_Agarwal,_Sanjit_Mitra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.09593 |
重力波検出器の感度が高まり、国際ネットワークに参加する検出器が増えるにつれ、確率的GWバックグラウンド（SGWB）が検出される可能性が次第に高まっています。異なる天体物理学的および宇宙論的プロセスは、明確なスペクトルの特徴と空の分布を持つ背景を生み出す可能性があります。したがって、観測された背景は、これらのコンポーネントの重ね合わせになります。したがって、SGWBの最初の検出後に出てくる最初の質問の1つは、主要なコンポーネントとそれらの空での分布を特定することに関するものである可能性があります。これらの質問は両方とも、文献で別々に扱われていました。つまり、等方性バックグラウンドの成分を分離する方法と、単一成分の異方性を調べる方法です。ここでは、（十分に）異なるスペクトル形状を持つ異なる異方性背景をどのように分離するかという問題に対処します。最初に、ピクセルとスペクトルインデックス間の共分散を組み込んだ効率的な分析パイプラインPyStochを使用して、折りたたまれたデータから結合されたフィッシャー情報行列を取得します。これは、検出統計を推定し、上限を設定するために必要です。ただし、最近の研究に基づいて、検出器の現在の感度レベルでの結果に大きな影響を与えないピクセル間のノイズ共分散を無視します。注射研究を使用して、形式主義の妥当性を確立します。共同分析は、大きなバイアスなしに、さまざまなスペクトル形状とさまざまな空の分布を持つ背景を正確に分離して推定することを示しています。これには、分散が大きくなるという犠牲が伴います。したがって、個々の分析ほど厳密ではありませんが、ジョイントの上限をより安全にします。最後に、3回目の観測実行の前半までに取得されたaLIGOデータを使用して、多成分異方性バックグラウンドにジョイントの上限を設定しました。
重力子質量の新しいプローブとしての重力波のレンズ化
レンズ付き重力波の回折パターンは、それらの伝播速度に関する情報をエンコードします。重力子に質量がある場合、重力波の分散関係と速度は周波数に依存して影響を受け、波がレンズ化されている場合、回折パターンに検出可能な痕跡が残る可能性があります。この論文では、質量重力子によって引き起こされる代替分散関係が、中間質量ブラックホールなどの点質量レンズによってレンズ化された重力波にどのように影響するかを研究します。単一のレンズ付き重力波信号を検出することにより、$\mathcal{O}（10^2）$のレンズなし信号全体の組み合わせ測定よりも優れた精度で重力子質量を測定できます。私たちの方法は、他のレンズタイプ、重力波源、および検出器ネットワークに一般化することができ、重力波検出を通じて重力子の質量を測定する新しい方法を開きます。
