時計としての銀河の使用と普遍的な膨張について
私たちは、Simonetal、PRD71（2005）で推定された相対銀河年齢から得られた8つのハッブルパラメータ値を再導出することに着手しました。$H（z）$で主張されている精度のレベルを取得するには、非現実的に小さな銀河の年齢の不確実性を想定する必要があることがわかります。また、いくつかのパラメータ値は相関します。私たちの分析では、モンテカルロサンプリングを使用して8つの独立した$H（z）$が取得された場合、ハッブルパラメータ値の不確実性が大幅に大きくなることがわかりました。ガウス過程を使用すると、より小さな不確実性を得ることができますが、強い相関のある結果が犠牲になります。採用された銀河データから、ハッブルパラメータに関する有用な制約は得られません。
$ z = 1.75 $銀河団IDCSJ1426.5 +3508の熱力学的進化
| Title |
Thermodynamic_evolution_of_the_$z=1.75$_galaxy_cluster_IDCS_J1426.5+3508 |
| Authors |
S._Andreon,_C._Romero,_F._Castanga,_A._Ragagnin,_M._Devlin,_S._Dicker,_B._Mason,_T._Mroczkowski,_C._Sarazin,_J._Sievers,_S._Stanchfield |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.11327 |
40kpcの解像度で$z=1.75$銀河団IDCSJ1426.5+3508の500kpc、約$r_{500}$までの分解された熱力学的プロファイルを提示します。Sunyaev-Zel'dovichとX線データセットの組み合わせのおかげで、IDCSJ1426.5+3508は、熱力学的プロファイルが解決された最も遠いクラスターになります。これらは、ノンパラメトリック圧力プロファイルと電子密度プロファイルの非常に柔軟なモデルを想定して導出されています。圧力プロファイルの形状は、ユニバーサル圧力プロファイルよりもフラットです。IDCSJ1426.5+3508の温度プロファイルは、半径方向に500kpcまで上昇しています。IDCSJ1426.5+3508の将来の進化の可能性を特定するために、数値シミュレーションで$0.65\pm0.12$dexより大規模であることが示されているローカルの子孫と比較しました。30kpcでの変化は見られず、小さな半径での冷却と加熱の間の微調整を示しています。$30<r<300$kpcの場合、エントロピーと熱はほとんど正味のガス移動なしで堆積する必要がありますが、500kpcの場合、理論的な予想と一致して、ガスを大量の低温で低エントロピーのガスに置き換える必要があります。フィラメント状のガス流の場合、低エントロピーガスを500kpcに、さらに小さな半径でエネルギーをもたらします。$r\gtrsim400$kpcでは、ポリトロープ指数は低い値を取ります。これは、大量の非熱圧力が存在することを示しています。私たちの仕事はまた、進化速度の新しい定義を紹介します。これは、スケーリングされていない半径、スケーリングされていない熱力学的量、および異なる赤方偏移での異なる質量を使用して、祖先と子孫を比較します。これには、クラスターの進化、質量への依存、疑似進化を分離するという利点があり、文献で使用されている他の定義とは異なり、一意の解釈で数値を返します。
| Title |
Euclid_Preparation:_XIV._The_Complete_Calibration_of_the_Color-Redshift_Relation_(C3R2)_Survey:_Data_Release_3 |
| Authors |
S._A._Stanford,_D._Masters,_B._Darvish,_D._Stern,_J._G._Cohen,_P._Capak,_N._Hernitschek,_I._Davidzon,_J._Rhodes,_D._B._Sanders,_B._Mobasher,_F._J._Castander,_S._Paltani,_N._Aghanim,_A._Amara,_N._Auricchio,_A._Balestra,_R._Bender,_C._Bodendorf,_D._Bonino,_E._Branchini,_J._Brinchmann,_V._Capobianco,_C._Carbone,_J._Carretero,_R._Casas,_M._Castellano,_S._Cavuoti,_A._Cimatti,_R._Cledassou,_C._J._Conselice,_L._Corcione,_A._Costille,_M._Cropper,_H._Degaudenzi,_M._Douspis,_F._Dubath,_S._Dusini,_P._Fosalba,_M._Frailis,_E._Franceschi,_P._Franzetti,_M._Fumana,_B._Garilli,_C._Giocoli,_F._Grupp,_S._V._H._Haugan,_H._Hoekstra,_W._Holmes,_F._Hormuth,_P._Hudelot,_K._Jahnke,_A._Kiessling,_M._Kilbinger,_T._Kitching,_B._Kubik,_M._Kummel,_M._Kunz,_H._Kurki-Suonio,_R._Laureijs,_S._Ligori,_P._B._Lilje,_I._Lloro,_et_al._(122_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.11367 |
色と赤方偏移の関係の完全なキャリブレーション（C3R2）調査では、銀河の色と赤方偏移の関係を深さi〜24.5（AB）にマッピングするために、分光学的赤方偏移を取得しています。主な目標は、ステージIVの暗黒エネルギープロジェクト、特に弱いレンズ効果によって宇宙パラメータを制約するように設計されたユークリッドとローマ宇宙望遠鏡に対して、十分に正確な測光赤方偏移を可能にすることです。Keck望遠鏡でDEIMOS、LRIS、およびMOSFIREマルチオブジェクト分光器を使用して、2017B-2019B学期のC3R2調査によって得られた676の新しい高信頼性分光赤方偏移を提示します。このプロジェクトによって以前に公開された4454の赤方偏移と組み合わせて、C3R2調査は現在、5130の高品質の銀河スペクトルと赤方偏移を取得して公開しています。ユークリッド宇宙論的目標の対象範囲を0.2<z（phot）<2.6のみに制限すると、現在のデータリリースでは、C3R2によってユークリッド色空間の分光学的赤方偏移カバレッジが51％から増加しました（マスターズの報告による）etal。2015）現在の91％まで。完了し、他の分光調査によって収集された広範なデータと組み合わせると、C3R2は、測光赤方偏移がユークリッドの宇宙論要件を満たし、ローマの問題の解決に向けて大きく前進できるようにするために必要な分光キャリブレーションセットを提供する必要があります。
HectoMAPクラスター調査：分光的に識別されたクラスターとその最も明るいクラスター銀河（BCG）
| Title |
The_HectoMAP_Cluster_Survey:_Spectroscopically_Identified_Clusters_and_their_Brightest_Cluster_Galaxies_(BCGs) |
| Authors |
Jubee_Sohn,_Margaret_J._Geller,_Ho_Seong_Hwang,_Antonaldo_Diaferio,_Kenneth_J._Rines,_Yousuke_Utsumi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.11429 |
銀河団を特定するためにFriends-of-Friends（FoF）アルゴリズムを適用し、カタログを使用してBCGとそのホストクラスター間の進化的相乗効果を調査します。クラスターカタログは、高密度のHectoMAP赤方偏移調査（2000赤方偏移deg$^{-2}$）に基づいています。HectoMAPFoFカタログには、10個以上の分光メンバーを持つ346個のクラスターが含まれています。これらの銀河団とそのメンバー（分光学的赤方偏移を伴う5992個の銀河）をリストします。また、HectoMAPFoFカタログの特徴であるすべてのFoFクラスターBCGの中心速度分散（$\sigma_{*、BCG}$）も含まれています。より高い銀河数密度（80システム）を持つHectoMAPクラスターはすべて、スバル/ハイパーSuprime-Cam画像で強い集中と顕著なBCGを持つ本物のクラスターです。位相空間図は、視線に沿って予想される伸びを示しています。低密度システムには、いくつかの誤検知が含まれます。対照的に、$\sigma_{*、BCG}/\sigma_{cl}$がクラスター速度分散（$\sigma_{cl}$）の関数として減少することを示すことにより、BCGとそのホストクラスター間の接続を確立します。シミュレーションでは、定数$\sigma_{*、BCG}/\sigma_{cl}$が予測されます。2つの異なる赤方偏移でのクラスターのセットは、大規模システムでのBCGの進化が赤方偏移の範囲$z<0.4$で遅いことを示しています。データは、マイナーな合併がこれらのクラスターのBCG進化に重要な役割を果たす可能性があることを強く示唆しています（$\sigma_{cl}\gtrsim300$kms$^{-1}$）。質量の小さいシステム（$\sigma_{cl}<300$kms$^{-1}$）の場合、データは主要な合併が重要な役割を果たす可能性があることを示しています。BCGとそのホストクラスターの協調進化は、宇宙の高密度領域でのシミュレーションの興味深いテストを提供します。
フィッシャー行列予測に対する大規模構造測定のテスト
| Title |
Testing_Large-Scale_Structure_Measurements_Against_Fisher_Matrix_Predictions |
| Authors |
Setareh_Foroozan,_Alex_Krolewski,_Will_J._Percival |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.11432 |
最近の銀河調査からのバリオン音響振動（BAO）と赤方偏移空間歪み（RSD）の測定値を、フィッシャー行列ベースの予測と比較します。BAO信号の位置を測定すると、共動角径距離$D_{M}$とハッブル距離$D_{H}$に制約が生じ、フィッシャー行列ベースの期待値とよく一致します。ただし、RSDベースの成長率$f\sigma_{8}$の測定値は、実際の調査パラメータを使用して予測を繰り返した場合でも、調査が行われる前に行われた予測と一致しません。これは、幾何学的パラメーター$D_{M}$および$D_{H}$による縮退を含む効果と、線形信号を抽出できるスケールに関する楽観的な仮定の組み合わせによるものであることを示しています。現在のデータと大規模なモデリング手法を使用した測定では、$k\simlt0.08\、h\、{\rmMpc}^{-1}$の線形領域と同等の信号が抽出され、非常に独立していることを示します。カバーされたサンプルプロパティと赤方偏移の。
ジョイントヌル弱レンズ確率分布関数の数値の複雑さ
| Title |
Numerical_complexity_of_the_joint_nulled_weak-lensing_probability_distribution_function |
| Authors |
Alexandre_Barthelemy,_Francis_Bernardeau,_Sandrine_Codis_and_Cora_Uhlemann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.11632 |
断層撮影宇宙せん断調査のコンテキストでは、弱いレンズ効果観測のヌル変換（BNT変換とも呼ばれます）が存在します。これにより、断層撮影宇宙せん断観測の相関構造を単純化し、ローカライズされたもののみに依存する観測量を構築できます。赤方偏移の範囲であり、したがって低赤方偏移/小規模モードから独立しています。この手順により、収束と開口質量の1点分布（PDF）の正確で、第一原理からの予測が可能になります。ここでは、ヌルビン間の結合PDFの推定の（削減された）数値の複雑さに対するこの変換の他の結果を調査し、これらの結果を使用して理論的な予測を行う方法を示します。
| Title |
Testing_Einstein's_Equivalence_Principle_and_its_Cosmological_Evolution_from_Quasar_Gravitational_Redshifts |
| Authors |
E._Mediavilla_and_J._Jim\'Enez-Vicente |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.11699 |
周囲の降着円盤にあるクエーサーの中央の超大質量ブラックホールによって引き起こされる重力赤方偏移に基づいて、アインシュタインの等価原理（EEP）の新しいテストを提案して適用します。具体的には、クエーサーで観測されたFeIII$\lambda\lambda$2039-2113輝線ブレンドの重力赤方偏移を、広い未知の宇宙領域（$0\lesssimz_{cosm}\lesssim3$）での予測値と比較します。太陽系外の他の古典的な方法と同等またはそれ以上の統計的不確実性で、観測された重力赤方偏移と$1\lesssimz_{cosm}の10個の独立した宇宙赤方偏移ビンの理論的予測との比率を初めて測定します。\lesssim3$の範囲。この宇宙論的赤方偏移間隔で測定された重力赤方偏移比の平均は$\langlez^m_g/z_g^p\rangle=1.05\pm0.06$であり、散乱$0.13\pm0.05$は、これらの制限内でEEPの宇宙論的進化がないことを示しています。この方法は、より優れたS/N比を備えたより大きな測定サンプルの恩恵を受けることができ、宇宙論的スケールでのEEPの高精度テスト（1\％未満）への道を開きます。
コンパクトな電波源のレンズ効果による巨大な原始ブラックホールの存在量に対する制約
| Title |
Constraints_on_the_abundance_of_massive_primordial_black_holes_from_lensing_of_compact_radio_sources |
| Authors |
Huan_Zhou,_Zhengxiang_Li,_Shuo_Cao,_and_Zhiqi_Huang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.11705 |
原始ブラックホール（PBH）が暗黒物質の一部を形成する可能性は、プランク質量（$10^{-5}〜\rmg$）から超大質量ブラックホールのレベルまでの広い質量範囲にわたって考慮されてきました。銀河の中心。原始起源は、巨大なブラックホールの最も重要な形成チャネルの1つである可能性があります。質量範囲$\sim10^2$-$10^9〜M_{\odot}の銀河間PBHの存在の有望なプローブとして、非常に高い角度分解能を持つコンパクトな電波源の非常に長いベースライン干渉計観測のレンズ効果を提案します。$。十分に測定された543のコンパクトな電波源のサンプルでは、$0.2$ミリ秒角から$50$ミリ秒角の角度間隔でミリレンズの複数の画像は見つかりません。このヌル検索結果から、質量範囲$\sim10^4$-$10^8〜M_{\odot}$のPBHで構成される暗黒物質の割合は$68で$\lesssim0.56\％$であることがわかります。\％$信頼水準。
CARPool共分散：大規模な構造観測量の高速で偏りのない共分散推定
| Title |
CARPool_Covariance:_Fast,_unbiased_covariance_estimation_for_large-scale_structure_observables |
| Authors |
Nicolas_Chartier_and_Benjamin_D._Wandelt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.11718 |
現在および今後の調査で測定される非線形クラスタリング統計の共分散行列$\boldsymbol{\Sigma}$は、宇宙論とデータを比較するための基本的な関心事であり、広く使用されているパラメーターの推論と予測の基礎となる尤度近似の重要な要素です。メソッド。$\boldsymbol{\Sigma}$を十分な精度で推定するために必要なシミュレーションの数が非常に多いため、深刻な問題が発生します。安価であるが偏ったサロゲートを使用して$\boldsymbol{\Sigma}$を近似すると、特に構造成長の非線形領域で、完全なシミュレーションに関してモデルエラーが発生します。この問題に対処するために、回帰とプーリングによる収束加速（CARPool）の行列一般化を開発して、少数のシミュレーションを高速サロゲートと組み合わせ、構造によって偏りのない$\boldsymbol{\Sigma}$の低ノイズ推定値を取得します。数値例では、CARPoolを使用して、GADGET-III$N$-bodyシミュレーションを、COmovingLagrangianAcceleration（COLA）を使用して計算された高速サロゲートと組み合わせています。挑戦的な赤方偏移$z=0.5$でも、の要素に対して少なくとも$\mathcal{O}（10^1）$から最大$\mathcal{O}（10^4）$の分散の減少が見られます。スケール$8.9\times10^{-3}<k_\mathrm{max}<1.0$$h{\rmMpc^{-1}}$の物質パワースペクトル共分散行列。物質バイスペクトルの共分散、物質相関関数、および物質密度フィールドの確率密度関数について、同等のパフォーマンスを示します。CARPool共分散推定量を使用して計算された固有値、尤度、およびフィッシャー行列を標準のサンプル共分散推定量と比較し、$\Sigma$がひどく悪条件の場合を除いて、一般にかなりの改善が見られます。
インフレーション中の曲率摂動の共鳴増幅からの重力波
| Title |
Gravitational_waves_from_resonant_amplification_of_curvature_perturbations_during_inflation |
| Authors |
Zhi-Zhang_Peng,_Chengjie_Fu,_Jing_Liu,_Zong-Kuan_Guo,_Rong-Gen_Cai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.11816 |
ポテンシャルに周期構造を持つ単一場のインフレーションモデルのパラメトリック共振は、小さなスケールで大きな振幅の曲率摂動を引き起こし、曲率摂動によって誘発される観測可能な原始ブラックホール（PBH）と付随する重力波（GW）をもたらす可能性があります。放射線が支配的な時代に。このようなモデルでは、PBH形成に関連するGWの他に、インフレーション中に共鳴的に増幅されたインフラトン摂動によって引き起こされる確率的GWバックグラウンドが存在します。インフレ時と放射線優勢時代の両方で生成された誘導GWのエネルギースペクトルを計算すると、前者のエネルギースペクトルのピークは後者のエネルギースペクトルよりもはるかに高いが、より低い周波数に位置していることがわかります。さらに、インフレーション中に生成された誘導GWのエネルギースペクトルは、紫外線領域で独特の振動特性を示します。両方の確率的GWバックグラウンドは、将来の宇宙ベースのレーザー干渉計によって検出されることが期待されています。
SDSS-III BOSSパワースペクトルのモデルに依存しない解釈とモデルに依存する解釈：分割の橋渡し
| Title |
Model-independent_vs._model-dependent_interpretation_of_the_SDSS-III_BOSS_power_spectrum:_bridging_the_divide |
| Authors |
Samuel_Brieden,_H\'ector_Gil-Mar\'in,_Licia_Verde |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.11931 |
銀河の赤方偏移調査の従来のクラスタリング分析は、モデルに依存しない方法で、クラスタリングデータを一連の遅い時間の物理変数に圧縮します。このアプローチは最近、初期の物理情報をエンコードする追加の形状変数によって拡張されました。この新しい手法であるShapeFitをSDSS-IIIBOSSデータに適用し、宇宙論モデルab-initioを採用してモデルのパラメーターを直接制約する代替のモデル依存アプローチの制約力と一致することを示します。ShapeFitは$\sim30$倍高速で、モデルに依存せず、早い時間と遅い時間の変数を自然に分割し、観測体系のより良い制御を可能にします。
SurRenderソフトウェアを使用した宇宙アプリケーションの画像シミュレーション
| Title |
Image_simulation_for_space_applications_with_the_SurRender_software |
| Authors |
J\'er\'emy_Lebreton,_Roland_Brochard,_Matthieu_Baudry,_Gr\'egory_Jonniaux,_Adrien_Hadj_Salah,_Keyvan_Kanani,_Matthieu_Le_Goff,_Aurore_Masson,_Nicolas_Ollagnier,_Paolo_Panicucci,_Amsha_Proag,_Cyril_Robin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.11322 |
視覚ベースのナビゲーションのための画像処理アルゴリズムには、信頼できる画像シミュレーション能力が必要です。このホワイトペーパーでは、従来のレンダリングエンジンが、宇宙アプリケーションにとって潜在的に重要な制限を提示する理由について説明します。AirbusSurRenderソフトウェアv7を紹介し、非常に強力な宇宙画像シミュレーターにする機能の詳細を提供します。SurRenderがコンピュータービジョンソリューションの開発プロセスの中心にあることを示し、月や太陽系の探査から軌道上でのランデブーや惑星のロボット工学に至るまで、さまざまなユースケースでレンダリングされた画像の一連のイラストを提供します。
暖かい木星の惑星でCHEOPSミッションのタイミング機能を活用する
| Title |
Exploiting_timing_capabilities_of_the_CHEOPS_mission_with_warm-Jupiter_planets |
| Authors |
Borsato_L,_Piotto_G,_Gandolfi_D,_Nascimbeni_V,_Lacedelli_G,_Marzari_F,_Billot_N,_Maxted_P,_Sousa_S_G,_Cameron_A_C,_Bonfanti_A,_Wilson_T,_Serrano_L,_Garai_Z,_Alibert_Y,_Alonso_R,_Asquier_J,_B\'arczy_T,_Bandy_T,_Barrado_D,_Barros_S_C,_Baumjohann_W,_Beck_M,_Beck_T,_Benz_W,_Bonfils_X,_Brandeker_A,_Broeg_C,_Cabrera_J,_Charnoz_S,_Csizmadia_S,_Davies_M,_Deleuil_M,_Delrez_L,_Demangeon_O_D,_Demory_B,_Lecavelier_des_Etangs_A,_Ehrenreich_D,_Erikson_A,_Escud\'e_G,_Fortier_A,_Fossati_L,_Fridlund_M,_Gillon_M,_Guedel_M,_Hasiba_J,_Heng_K,_Hoyer_S,_Isaak_K_G,_Kiss_L_L,_Kopp_E,_Laskar_J,_Lendl_M,_Lovis_C,_Magrin_D,_Munari_M,_Ottensamer_R,_Peter_G,_Ragazzoni_R,_Rando_N,_Simon_A_E,_Steller_M,_Olofsson_G,_Pagano_I,_Palle_E,_Pollacco_D,_Queloz_D,_Rauer_H,_Ribas_I,_Segransan_D,_Santos_N_M,_Scandariato_G,_Smith_A,_Szabo_G_M,_Thomas_N,_Udry_S,_Van_Grootel_V,_Walton_N_A |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.11331 |
特徴的な太陽系外惑星衛星（CHEOPS）で観測された7つの既知の暖かい木星の17の通過光度曲線を示します。光度曲線は、CHEOPS保証時間観測（GTO）プログラムの一部として収集されました。このプログラムは、外部摂動の可能性によって引き起こされたウォームジュピターのトランジットタイミング変化（TTV）を検索して、そのような惑星系の進化経路に光を当てます。計画からデータ分析まで、CHEOPSの観測プロセスについて説明します。この作業では、CHEOPSのタイミングパフォーマンス、トランジットフェーズのサンプリングの影響、および複数のトランジットを組み合わせて得られる改善に焦点を当てました。サンプルの最も明るいターゲット（WASP-38、G=9.2）の通過時間は、約13〜16秒で最高の精度に達しました。G>=11の暗いターゲットの複数のトランジットを組み合わせた分析から、約2分のタイミング精度が得られました。より長い時間ベースラインをカバーするCHEOPSによる追加の観測により、通過時間の精度がさらに向上し、外部摂動によって誘発される可能性のあるTTV信号を検出できるようになります。
TRAPPIST-1b、e、fの上層大気でのヘリウムの非検出
| Title |
Non-detection_of_Helium_in_the_upper_atmospheres_of_TRAPPIST-1b,_e_and_f |
| Authors |
Vigneshwaran_Krishnamurthy,_Teruyuki_Hirano,_Gu{\dh}mundur_Stef\'ansson,_Joe_P._Ninan,_Suvrath_Mahadevan,_Eric_Gaidos,_Ravi_Kopparapu,_Bunei_Sato,_Yasunori_Hori,_Chad_F._Bender,_Caleb_I._Ca\~nas,_Scott_A._Diddams,_Samuel_Halverson,_Hiroki_Harakawa,_Suzanne_Hawley,_Fred_Hearty,_Leslie_Hebb,_Klaus_Hodapp,_Shane_Jacobson,_Shubham_Kanodia,_Mihoko_Konishi,_Takayuki_Kotani,_Adam_Kowalski,_Tomoyuki_Kudo,_Takashi_Kurokawa,_Masayuki_Kuzuhara,_Andrea_Lin,_Marissa_Maney,_Andrew_J._Metcalf,_Brett_Morris,_Jun_Nishikawa,_Masashi_Omiya,_Paul_Robertson,_Arpita_Roy,_Christian_Schwab,_Takuma_Serizawa,_Motohide_Tamura,_Akitoshi_Ueda,_S\'ebastien_Vievard_and_John_Wisniewski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.11444 |
2つの高分散近赤外分光器、すばる8.2m望遠鏡のIRD機器と10mホビーのHPF機器を使用して、惑星「b」の通過中に超低温M矮星TRAPPIST-1の高解像度スペクトルを取得しました。-エバリー望遠鏡。これらの分光観測は、APO/ARCTICを使用した惑星「b」のフォトメトリックトランジット観測によって補完されます。これは、トランジット分光法の正しいトランジット時間をキャプチャするのに役立ちました。新しいIRDとHPFの観測、およびIRDからの惑星「b」、「e」、「f」の以前の通過観測によって得られたデータを使用して、HeIトリプレットを使用して惑星の大気散逸を抑制しようとします。10830{\AA}吸収線。3つの惑星すべてで原始的な拡張H-He大気の証拠は検出されません。惑星に関連する吸収を制限するために、惑星「b」の等価幅<7.754m{\AA}、惑星「e」の<10.458m{\AA}、および<4.143m{\AAに上限を設定します。}IRDデータから95％の信頼度で惑星「f」の場合、HPFデータから95％の信頼度で惑星「b」の<3.467m{\AA}。これらの制限と太陽のような組成の等温パーカー風モデルを使用して、3つの惑星の質量損失率を制限しようとします。TRAPPIST-1bの場合、私たちのモデルは、風温が5000K未満の場合に可能な限り高いエネルギー制限率を除外します。3つの惑星すべてで平均分子量が低い拡張大気が検出されないため、大気中の高分子量種の探索に焦点を合わせます。
酸素含有分子カチオンの彗星スペクトルにおける知識のギャップ
| Title |
Knowledge_Gaps_in_the_Cometary_Spectra_of_Oxygen-Bearing_Molecular_Cations |
| Authors |
Ryan_Fortenberry,_Dennis_Bodewits,_Donna_Pierce |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.11470 |
分子陽イオンは、さまざまな天文環境に存在します。特に、太陽光が非常に明るい近紫外線から可視への遷移を生成する彗星の大気と尾部に存在します。このような陽イオンは通常、対応する中性物質よりも長波長で明るい電子放射を持っています。それらの近紫外線から可視特性への確固たる理解は、これらの陽イオンが局所プラズマ環境を精査するためのツールとして、または彗星環境における中性ガスのトレーサーとして使用されることを可能にするでしょう。ただし、現在利用可能な分子データの本体を考えると、完全なスペクトルモデルは、小さな酸素含有分子カチオンの特性評価には不可能です。このような5つの最も単純な種（H2O+、CO+2、CO+、OH+、およびO+2）は、一部のスペクトル領域で十分に特徴付けられていますが、他の領域では堅牢な参照データが不足しています。このような知識のギャップは、彗星スペクトルの完全な定量的モデルを妨げ、特に、彗星の最も一般的な分子に由来する物理化学的プロセスの正確な推定を妨げます。ここでは、これらの分子の既存のスペクトルデータが収集され、将来の作業が必要な場所、特にそのようなデータの欠如が彗星の進化の理解を大幅に高める場所を強調しています。
8.8mmの典型的および前主系列星（PLATYPUS）の破片ディスクの周りの4つの新しい微惑星
| Title |
Four_new_PLanetesimals_Around_TYpical_and_Pre-main_seqUence_Stars_(PLATYPUS)_Debris_Discs_at_8.8mm |
| Authors |
Brodie_J._Norfolk,_Sarah_T._Maddison,_Jonathan_P._Marshall,_Grant_M._Kennedy,_Gaspard_Duch\^ene,_David_J._Wilner,_Christophe_Pinte,_Attila_Mo\'or,_Brenda_Matthews,_P\'eter_\'Abrah\'am,_\'Agnes_K\'osp\'al,_Nienke_van_der_Marel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.11527 |
デブリディスクのミリメートル連続観測は、これらのディスクがホストする目に見えない微惑星の物理的および動的特性への洞察を提供することができます。微惑星の材料特性と衝突モデルは、ミリメートルスペクトルインデックスを介して追跡できる粒度分布にその特徴を残します。TYpicalPre-mainseqUenceStars（PLATYPUS）調査の一部として、オーストラリア望遠鏡コンパクトアレイ（ATCA）を使用して、デブリディスクHD48370、CPD722713、HD131488、およびHD32297の8.8mmの観測値を示します。5秒角の特徴的なビームサイズで4つのターゲットすべてを検出し、衝突カスケードモデルおよび結合が自己重力によって支配される親微惑星体の理論的予測と一致する粒子サイズ分布パラメーターを導き出します。サンプルを他の19ミリメートル波長で検出された文献の破片ディスクと組み合わせて、古典的な定常状態の衝突カスケードモデルの分析予測に近い加重平均粒径べき乗則指数を計算します。塵円盤サンプルでqが2つ分布する可能性を提案します。「典型的な」デブリディスク（ガスが少ない/検出されない）では広い分布（qは約3.2から3.7）であり、明るいガスが豊富なディスクでは狭い分布（qは3.2未満）です。あるいは、粒子サイズ分布パラメータと絶対フラックスの間に観測バイアスが存在することを提案します。これは、cm波長でのかすかな破片ディスクの検出率に起因する可能性があります。
Exo-FMSによるガス巨大太陽系外惑星大気のシミュレーション：セミグレー、ピケットフェンス、および相関k放射伝達スキームの比較
| Title |
Simulating_gas_giant_exoplanet_atmospheres_with_Exo-FMS:_Comparing_semi-grey,_picket_fence_and_correlated-k_radiative-transfer_schemes |
| Authors |
Elspeth_K.H._Lee,_Vivien_Parmentier,_Mark_Hammond,_Simon_L._Grimm,_Daniel_Kitzmann,_Xianyu_Tan,_Shang-Min_Tsai_and_Raymond_T._Pierrehumbert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.11664 |
放射伝達（RT）は、大循環モデル（GCM）を使用して太陽系外惑星の大気をモデル化するための基本的な部分です。大気エネルギー輸送の推定とモデルスペクトルからの物理的洞察を得るためには、正確なRTスキームが必要です。Exo-FMSには、セミグレー、非グレーの「ピケットフェンス」、および相関kを持つ実在ガスの3つのRTスキームを実装します。これらのRTスキームを使用してExo-FMSGCMのベンチマークを行い、文献からのホットジュピターシミュレーション結果を確認します。3つのスキームを使用してHD209458bのようなシミュレーションを実行し、それらの結果を比較します。次に、これらのシミュレーションを後処理して、観察可能な違いを比較します。セミグレースキームの結果は、GCMモデル間で見られる変動と一致する以前の研究との定性的な一致を示しています。実在気体モデルは、他の研究からの温度と動的構造をよく再現しています。後処理後、グレー以外のピケットフェンススキームは実在ガスモデルと非常によく比較され、同様の透過スペクトル、発光スペクトル、および位相曲線の動作を生成します。Exo-FMSは、高温ガスの巨大な体制で現代のGCMモデルの本質的な機能を確実に再現することができます。私たちの結果は、ピケットフェンスアプローチがセミグレースキームを超えてRTリアリズムを改善する簡単な方法を提供することを示唆しています。
マイクロレンズの矮星と準巨星によって追跡された銀河バルジの化学的進化。 VIII。炭素と酸素
| Title |
Chemical_evolution_of_the_Galactic_bulge_as_traced_by_microlensed_dwarf_and_subgiant_stars._VIII._Carbon_and_oxygen |
| Authors |
T._Bensby,_A._Gould,_M._Asplund,_S._Feltzing,_J._Mel\'endez,_J.A._Johnson,_S._Lucatello,_A._Udalski,_J.C._Yee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.11314 |
コンテキスト：[要約]。天の川の膨らみについては、現在、進化していない星の炭素の測定値が本質的になく、銀河の化学進化モデルをこのまだ謎めいた星の種族の観測データと適切に比較する能力を妨げています。目的：91個のマイクロレンズバルジドワーフと準巨星のサンプルの炭素存在量を決定することを目指しています。酸素の新しい決定とともに、これは、CとOの存在量が測定され、Cの存在量が星内部の核燃焼プロセスによって変更されていないバルジ星の最初の統計的に有意なサンプルを形成します。方法：分析は、星の明るさが非常に拡大されたマイクロレンズイベント中に取得された91個の矮星と準巨星のサンプルの高解像度スペクトルに基づいています。炭素存在量は、9100A付近の5つのCI線のスペクトル線合成、および約7770Aの3つのOI線を使用した酸素存在量によって決定されました。[要約]結果：炭素存在量は、サンプル内の91個の星のうち70個について決定できました。サンプルの91個の星のうち88個の酸素存在量。[C/Fe]比は、本質的に[Fe/H]と歩調を合わせて変化し、すべての[Fe/H]の太陽の値を中心にしています。[O/Fe]-[Fe/H]の傾向は、バルジ内の他のアルファ元素[ABRIDGED]で観察されたものと非常によく似ています。バルジサンプルを2つのサブグループ（1つは8Gyr未満、もう1つは8Gyrより古い）に分割すると、2つのグループの星は、それぞれ太陽近傍の薄いディスクと厚いディスクによって定義される元素存在比の傾向に正確に従います。[C/O]-[O/H]平面における銀河の化学進化の最近のモデルとの比較は、データに最もよく一致するモデルが銀河の薄いディスクと厚いディスクを念頭に置いて計算されたモデルであることを示しています。[要約]...。
最後の大規模な合併からのサブチャンドラセカールIa型超新星の証拠
| Title |
Evidence_for_sub-Chandrasekhar_Type_Ia_supernovae_from_the_last_major_merger |
| Authors |
Jason_L._Sanders,_Vasily_Belokurov_and_Kai_T._F._Man |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.11324 |
天の川銀河の初期の重要な合併イベントの前駆細胞であるガイアソーセージ銀河の化学的濃縮に対するチャンドラセカール以下の質量Ia型超新星の寄与を調査します。Nissen＆Schuster（2010）、3番目のGALAHデータリリース（1DNLTEアバンダンス補正あり）およびAPOGEEデータリリース16のデータの組み合わせを使用して、分析化学進化モデルを9次元の化学アバンダンス空間（Fe、Mg、Si、Ca、Cr、Mn、Ni、Cu、Zn）、特に鉄ピーク元素であるMnとNiに焦点を当てています。低い[Mn/Fe]$\sim-0.15\、\mathrm{dex}$と低い[Ni/Fe]$\sim-0.3\、\mathrm{dex}$タイプIaの収量は、ガイアソーセージの[$\alpha$/Fe]膝を超えて観察された傾向（およそ[Fe/H]$=-1.4\、\mathrm{dex}$）。理論収量計算との比較は、このシステムにおけるサブチャンドラセカール質量Ia型超新星からの有意な寄与を示しています（理論モデルに応じて$\sim60$％から$100$％になり、NLTE補正から系統的に$\pm10$％が追加されます）。矮小楕円銀河、マゼラン雲、天の川の膨らみなど、他のローカルグループ環境の結果と比較すると、Ia型[Mn/Fe]の収量は金属量に依存している必要があります。私たちの結果は、サブチャンドラセカール質量チャネルが、金属量の少ないシステムにおけるIa型超新星への重要な、おそらく支配的な寄与である一方で、より金属量の多いシステムは、金属量に依存するサブチャンドラセカール質量収量によって説明できることを示唆しています。星形成の歴史に関連する前駆体の質量変動、またはより高い金属量でのチャンドラセカール質量チャネルからの寄与の増加。
ZFIRE：z〜2での巨大銀河の終わりの始まりと環境が重要である理由
| Title |
ZFIRE:_The_Beginning_of_the_End_for_Massive_Galaxies_at_z_~_2_and_Why_Environment_Matters |
| Authors |
Anishya_Harshan,_Anshu_Gupta,_Kim-Vy_Tran,_Vicente_Rodriguez-Gomez,_Annalisa_Pillepich,_Leo_Y._Alcorn,_Themiya_Nanayakkara,_Glenn_G._Kacprzak,_and_Karl_Glazebrook |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.11326 |
スペクトルエネルギー分布（SED）フィッティングツールProspectorでZFIREおよびZFOURGE観測を使用して、$z\sim2$でのプロトクラスター銀河と散在銀河の星形成履歴（SFH）を再構築し、その結果をTNG100の実行と比較します。IllustrisTNG宇宙論的シミュレーションスイート。観測では、巨大なプロトクラスター銀河（$\log[{\rmM}_{\ast}/{\rmM}_{\odot}]>$10.5）が$45\pm8\％$を形成していることがわかります。散在銀河で形成された$31\pm2\％$と比較した、宇宙の最初の$2$Gyrにおけるそれらの総恒星質量の。観測とシミュレーションの両方で、大規模なプロトクラスター銀河は、対応するフィールドでのSFHの上昇と比較して、赤方偏移が減少するフラット/減少するSFHを持っています。IllustrisTNGを使用すると、両方の環境の巨大な銀河（$\log[{\rmM}_{\ast}/{\rmM}_{\odot}]\geq10.5$）が平均して$\approx190$であることがわかります。低質量銀河よりも古い（$\log[{\rmM}_{\ast}/{\rmM}_{\odot}]=9-9.5$）。ただし、星の質量の全範囲を考慮すると、クラスター銀河と散在銀河の平均星年齢の差は最小限です（$\log[{\rmM}_{\ast}/{\rmM}_{\odot}]\geq9$）。IllustrisTNGでSFHを推進する上での合併の役割を調査し、ビッグバンから1Gyr後に、他の銀河と比較して、大規模な銀河団が一貫して低ガス分率の合併を経験することを発見しました。巨大な銀河団の前駆体の低ガス分率が星形成の減少の原因であると仮定します。
HH83流出におけるスペクトル的に選択された構造の固有運動
| Title |
Proper_motions_of_spectrally_selected_structures_in_the_HH_83_outflow |
| Authors |
T.A._Movsessian,_T.Yu._Magakian,_A.V._Moiseev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.11362 |
ファブリペロー走査干渉法を使用して、ハービッグハロー流出におけるスペクトル的に分離された構造の固有運動の調査プログラムを継続します。この作業は、主にジェットのさまざまな構造の物理的性質に焦点を当てています。本研究の目的は、HH83コリメート流出の作業面で以前に発見された運動学的に分離された構造の固有運動を測定することです。ファブリペロー走査干渉計を備えた6m望遠鏡で実行された、15年間隔の2つのエポックからの観測を使用しました。2つの別々のエポックの異なる視線速度に対応する画像を取得し、それらを使用して固有運動を測定しました。データ分析の過程で、正の視線速度を持つHH83フローのカウンターバウショックを発見しました。これにより、このフローは比較的対称的な双極システムになります。2番目のエポック観測では、流れの作業面が2つの構造に分割され、視線速度に非常に大きな差（250km\s$^{-1}$）があることが確認されています。これらの構造の固有運動はほぼ等しく、これはそれらが物理的に接続されていることを示唆しています。バウショックの非対称性と固有運動ベクトルの回転は、流出と密な雲の間の衝突を示唆しています。反射星雲内のデータの統合によって得られた、直接目に見えない赤外線源HH83IRSのH$\alpha$線のプロファイルは、それがFUOriのような幅広い吸収成分特性を持つPCygタイプであることを示唆しています。オブジェクト。この物体がFUオリ型の爆発を受けてHH83の作業面ができた場合、その噴火は流出の運動年代に応じて約1500年前に発生しました。
鍵穴星雲の雲破壊における分極と磁場の役割の調査
| Title |
Probing_Polarization_and_the_Role_of_Magnetic_Fields_in_Cloud_Destruction_in_the_Keyhole_Nebula |
| Authors |
Young_Min_Seo,_C._Darren_Dowell,_Paul_F._Goldsmith,_Jorge_L._Pineda,_Liton_Majumdar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.11364 |
成層圏赤外線天文台を使用して実施された、カリーナ星雲複合体の鍵穴星雲の偏光観測を紹介します。らゅうこつ座$\eta$の西にある鍵穴星雲は、星からの恒星風によって乱されていると考えられています。HAWC+装置を使用して、89$\mu$mの波長でキーホール星雲を観測しました。観測は、中央位置RA=10：44：43およびDec=-59：38：04で8$'$x5$'$に及ぶキーホール星雲全体をカバーしています。偏光測定の一般的な不確かさは、強度が5,500MJysr$^{-1}$を超える領域では0.5\％未満です。偏光の平均は2.4\％で、この強度より上の領域の標準偏差は1.6\％です。これは、他の高質量の星形成領域の値と同様です。棒状の構造の磁場の向きは、大規模な磁場の向きに似ています。一方、ループ内の磁場の方向は、大規模な磁場とは整列していませんが、ループ自体とは密接に整列しています。磁場角とガス乱流の分析は、磁場強度がループ内で$\sim$70$\mu$Gであることを示唆しています。磁場張力とりゅうこつ座カリナエの恒星風のラム圧力との単純な比較は、キーホール星雲の磁場が恒星風の影響に対して現在の構造を維持するのに十分な強さではないことを示唆しています。鍵穴星雲の恒星フィードバックに抵抗する磁場の影響は限られています。
タイプ1および2のX線で選択されたAGNの銀河特性と異なる分類基準間の比較
| Title |
Galaxy_properties_of_type_1_and_2_X-ray_selected_AGN_and_comparison_among_different_classification_criteria |
| Authors |
G._Mountrichas,_V._Buat,_I._Georgantopoulos,_G._Yang,_V._A._Masoura,_M._Boquien,_D._Burgarella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.11579 |
XMM-XXLフィールドでタイプ1およびタイプ2のX線選択AGNのホスト銀河特性の分析を提示します。これらは利用可能な光学分光分類を備えています。X-CIGALEコードを使用して、光学から遠赤外線のスペクトルエネルギー分布（SED）をモデル化します。X-CIGALEは、X線フラックスのフィッティングを可能にし、ほこりっぽいトーラスの視角と極地のほこりからの減衰を考慮します。X線の光度と赤方偏移のパラメーター空間で一致するタイプ1と2のサブサンプルを選択することにより、両方のタイプが同様の星形成を持つ銀河に住んでいることがわかります。ただし、タイプ2のAGNは、タイプ1の対応するシステム（$10.57^{+0.20}_{-0.12）と比較して、より大規模なシステム（$10.87^{+0.06}_{-0.12}\、\rmM_\odot$）に存在する傾向があります。}\、\rmM_\odot$）。分析の第2部では、分光学的分類をSEDフィッティングからの分類と比較します。X-CIGALEは、光源を表示したときのエッジに対応する傾斜角を推定するか、これらのシステムで増加した極性ダストを測定することにより、すべての分光タイプ2光源を正常に識別します。SEDフィッティング分析に基づいて、分光タイプ1AGNの$\sim85\％$もそのように識別されます。少数のソース（サンプルの$\sim15\％$）があり、スペクトルに幅の広い線が表示されますが、SED分析に基づいて不明瞭な兆候が強く示されています。これらは、正面から見たシステムであり、極方向に沿ってダスト成分が拡張されている可能性があります。AGNの分類におけるX-CIGALEのパフォーマンスは、十分な測光範囲があるという条件の下で、低赤方偏移と高赤方偏移で同様です。最後に、オプティカルレッドAGN（${\it{u}}-\rmW3$）を識別するためのオプティカル/ミッドIRカラー基準の使用は、これらの基準がIRで選択されたAGNにより適していることを示唆しており、低効率では効率が低下します。X線サンプルに含まれる光度源を緩和します。
北天半球における新しい元OHメーザーの検出
| Title |
New_ex-OH_maser_detections_in_the_northern_celestial_hemisphere |
| Authors |
O._Patoka,_O._Antyufeyev,_I._Shmeld,_V._Bezrukovs,_M._Bleiders,_A._Orbidans,_A._Aberfelds_and_V._Shulga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.11585 |
目的：メタノールおよびヒドロキシルメーザーを含む分子メーザー、特に励起回転状態にあるもの（元OHメーザー）は、星形成領域を研究するための最も有益なツールの1つです。したがって、これらの地域での新しいメーザーソースの発見は非常に重要です。元OHメーザー源の多くの研究と調査が南半球で行われてきましたが、北半球で行われたのはほんのわずかです。この作業の具体的な目的は、このギャップを埋めることです。方法：既知のアクティブなメタノールメーザーを備えた北半球の星形成領域を観察して、Ventspilsの32mおよび16m電波望遠鏡で新しいex-OHメーザーソースを検索しました国際電波天文学センター（VIRAC）結果。北半球の3つの星形成領域で6035MHzの励起状態にある3つのOHメーザーラインが検出されました。メーザー189.030+0.783は以前から知られていましたが、このメーザーが可能であることをお勧めします。変数。他の著者による元OHメーザー85.41+0.00および90.92+1.49の最近の検出を確認します。マセリング領域の磁場強度は、右円偏波（RCP）と左円偏波（LCP）のペア分割を使用して推定されます。高速分解能により、189.030+0.783および90.92+1.49の星形成領域の比較的小さな磁場強度の推定が可能になります。
サブミリ波銀河の観測における配向バイアス
| Title |
An_orientation_bias_in_observations_of_submillimetre_galaxies |
| Authors |
C._C._Lovell,_J._E._Geach,_R._Dav\'e,_D._Narayanan,_K._E._K._Coppin,_Q._Li,_M._Franco,_G._C._Privon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.11588 |
サブミリ波銀河（SMG）の最近の高解像度干渉画像は、魅力的に複雑な形態を明らかにしています。これは多くの疑問を提起します：銀河の相対的な向きはその観測されたサブミリ波放射にどのように影響しますか、そしてこれはフラックス制限宇宙論調査におけるそのような銀河の選択と分析に「向きの偏り」をもたらしますか？これらの質問は、ダスト放射伝達コードPowderdayと組み合わせたSimba宇宙論シミュレーションを使用して調査します。$z=2$で8つのシミュレートされたSMG（$S_{850}\gtrsim2$mJy）を選択し、50のランダムな方向での「観測された」放出の分散を測定します。各銀河は、熱ダスト放出のピーク近くでその放出に大きな散乱を示し、ピークで最大$\sim$50mJyのフラックス密度の変動を示します。これにより、推定される塵の温度と赤外線の光度にかなりのばらつきが生じ（それぞれ$16^{\mathrm{th}}-84^{\mathrm{th}}$パーセンタイル範囲5Kと0.1dex）、したがって基本塵の質量や星形成率などの導出されたパラメータの不確実性（単純なキャリブレーションを使用した後者の場合は$\sim$30％）。モンテカルロシミュレーションを使用して、フラックスが制限された調査に対する方向の影響も評価し、SMGの選択において、赤方偏移が低いものだけでなく、正面向きの方向へのバイアスを見つけます。方向バイアスは、THz周波数で最も顕著に、フラックスが制限された単一皿の調査に影響を与えると予測します。このバイアスは、対象を絞った追跡調査の結果を統計的コンテキストに置くときに考慮に入れる必要があります。
いて座矮小楕円銀河の超金属量の少ない星によって発見されたゼロ金属量極超新星
| Title |
Zero-metallicity_hypernova_uncovered_by_an_ultra_metal-poor_star_in_the_Sculptor_dwarf_spheroidal_galaxy |
| Authors |
\'Asa_Sk\'ulad\'ottir,_Stefania_Salvadori,_Anish_M._Amarsi,_Eline_Tolstoy,_Michael_J._Irwin,_Vanessa_Hill,_Pascale_Jablonka,_Giuseppina_Battaglia,_Else_Starkenburg,_Davide_Massari,_Anna_Helmi,_and_Lorenzo_Posti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.11592 |
真の金属を含まない「種族III」の星は、これまでのところ発見を免れていますが、その性質と超新星の性質は、次世代の星に残された化学製品で明らかにされています。ここでは、ちょうこくし星の矮小楕円銀河AS0039での超金属質の悪い星の検出について報告します。[Fe/H]$_{\rmLTE}=-4.11$で、これは外部銀河でこれまでに発見された中で最も金属量の少ない星です。この金属量での大多数の天の川星とは対照的に、AS0039は明らかに炭素が強化されておらず、[C/Fe]$_{\rmLTE}=-0.75$およびA（C）=+3.60であり、最低です。これまでのどの星でも炭素の存在量が検出されました。さらに、$\alpha$要素の均一性に欠け、[Mg/Ca]$_{\rmNLTE}=-0.60$および[Mg/Ti]$_{\rmNLTE}=-0.86$が非常に低くなっています。天の川銀河内のC-通常の星で観測された太陽に近い比率とは対照的です。独特の存在量パターンは、AS0039が、異常に高い爆発エネルギー$E=10\times10^{51}$ergを持つ$\sim$20$M_\odot$前駆星によって主に濃縮された物質から形成されたことを示しています。したがって、星AS0039は、ゼロ金属量極超新星の最初の観測証拠の1つであり、種族IIIの星の多様な性質を調査するユニークな機会を提供します。
Gaia-ESO調査：iDR6からのリチウムの銀河の進化
| Title |
The_Gaia-ESO_Survey:_Galactic_evolution_of_lithium_from_iDR6 |
| Authors |
D._Romano,_L._Magrini,_S._Randich,_G._Casali,_P._Bonifacio,_R._D._Jeffries,_F._Matteucci,_E._Franciosini,_L._Spina,_G._Guiglion,_C._Chiappini,_A._Mucciarelli,_P._Ventura,_V._Grisoni,_M._Bellazzini,_T._Bensby,_A._Bragaglia,_P._de_Laverny,_A._J._Korn,_S._L._Martell,_G._Tautvaisiene,_G._Carraro,_A._Gonneau,_P._Jofr\'e,_E._Pancino,_R._Smiljanic,_A._Vallenari,_X._Fu,_M._L._Guti\'errez_Albarr\'an,_F._M._Jim\'enez-Esteban,_D._Montes,_F._Damiani,_M._Bergemann,_and_C._Worley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.11614 |
散開星団（OC）とフィールドスターのサンプルのユニークな特性を利用します。これらのサンプルでは、Gaia-ESOサーベイ（GES）によって高精度の7Li存在量と恒星パラメーターが均一に導出されます。ガラクトセントリック距離の広い範囲にわたる若いものから古いものまでの年齢の26個のOCと星形成領域について、おそらく枯渇していない7Liの存在量を導き出します。これにより、リチウムの局所的な後期銀河の進化と、ディスクに沿った現在の存在量の勾配を再構築できます。フィールドスターは、時間をさらに振り返り、他の銀河系コンポーネントの7Li進化を制約するために追加されます。次に、データは、さまざまな7Liフォージを実装する化学進化モデルの理論トラックと比較されます。ほぼ太陽の金属量のフィールドスターで測定された7Li存在量の上部エンベロープは、クラスタースターの観測から推測されるように、ISMによって達成されたリチウム濃縮のレベルを非常によくトレースしていることがわかります。我々は、太陽近傍の7Liの存在量が超太陽金属量で減少しないという以前の発見を確認します。データと化学進化モデルの予測との比較は、隕石中の7Liの存在量の大部分が新星に由来するシナリオを支持します。現在のデータはまた、新星率が後で平らになることを示唆しているようです。この要件は、白色矮星新星の前駆体の質量に影響を与える可能性があり、さらに調査する価値があります。コア崩壊超新星で起こるニュートリノ誘発反応もまた、いくらかの新鮮なリチウムを生成します。これは隕石の存在量にほとんど寄与しない可能性がありますが、アストラクションプロセスを相殺する低金属量システムのISMにおける7Liの存在量の穏やかな増加の原因となる可能性があります。
ろ座3Dプロジェクト：エッジオン銀河におけるPNe集団と恒星の金属量
| Title |
The_Fornax_3D_project:_PNe_populations_and_stellar_metallicity_in_edge-on_galaxies |
| Authors |
P._M._Gal\'an-de_Anta,_M._Sarzi,_T._W._Spriggs,_B._Nedelchev,_F._Pinna,_I._Mart\'in-Navarro,_L._Coccato,_E._M._Corsini,_P._T._de_Zeeuw,_J._Falc\'on-Barroso,_D._A._Gadotti,_E._Iodice,_R._J._J._Grand,_K._Fahrion,_M._Lyubenova,_R._M._McDermid,_L._Morelli,_G._van_de_Ven,_S._Viaene,_L._Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.11657 |
環境。銀河系外惑星状星雲（PNe）は有用な距離指標であり、外部銀河の暗黒物質含有量を追跡するためによく使用されます。同時に、PNeは、ホスト銀河の星の種族のプローブとしても使用でき、星の進化の後期段階を理解するのに役立ちます。以前の研究では、星の光度あたりのPNeの特定の数は、さまざまな銀河間で、星の種族の特性の関数として、たとえば星の金属量の減少とともに増加する可能性があることが示されています。目的。この研究では、ろ座銀河団の3つのエッジオン銀河を使用して、初期型銀河のPNe集団の特性を駆動する上での恒星の金属量の重要性をさらに調査し、主に金属が豊富な領域と金属が少ない領域を明確に示します。赤道面の近く、または赤道面の下と上にそれぞれ。メソッド。VLT-MUSE面分光観測と専用のPNe検出手順を使用して、PNe光度関数を作成し、エッジオンシステムの面内領域と面外領域の両方で光度固有のPNeアルファ数を計算します。結果。これらのアルファ値を同じMUSEデータに基づく金属量測定値と比較すると、金属が豊富な領域と金属が少ない領域の間を移行するときにPNeの比存在量が増加するという証拠は見つかりません。結論。私たちの分析は、PNeとその親星の種族との間のリンクを調査するときに誤解を招く結果を回避するために空間的一貫性を確保することの重要性を強調し、受動的に進化するシステムでは、PNeの特定の数の変動がいずれかに見られるかなり極端な金属量体制に関係する可能性があることを示唆しています銀河の最も内側または最も外側の領域。
弱いレンズ効果の半径方向加速関係：KiDS-1000による修正重力理論とコールドダークマター理論の制約
| Title |
The_Weak_Lensing_Radial_Acceleration_Relation:_Constraining_Modified_Gravity_and_Cold_Dark_Matter_theories_with_KiDS-1000 |
| Authors |
Margot_M._Brouwer,_Kyle_A._Oman,_Edwin_A._Valentijn,_Maciej_Bilicki,_Catherine_Heymans,_Henk_Hoekstra,_Nicola_R._Napolitano,_Nivya_Roy,_Crescenzo_Tortora,_Angus_H._Wright,_Marika_Asgari,_Jan_Luca_van_den_Busch,_Andrej_Dvornik,_Thomas_Erben,_Benjamin_Giblin,_Alister_W._Graham,_Hendrik_Hildebrandt,_Andrew_M._Hopkins,_Arun_Kannawadi,_Konrad_Kuijken,_Jochen_Liske,_HuanYuan_Shan,_Tilman_Tr\"oster,_Erik_Verlinde,_Manus_Visser |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.11677 |
孤立した銀河の周りの半径方向の重力加速度の測定値を提示し、バリオン物質が与えられたときに予想される重力加速度を観測された重力加速度と比較し、キロ度調査の4番目のデータリリースからの弱いレンズ効果の測定値を使用します。これらの測定値は、半径方向の加速度関係（RAR）を20年間拡張して、観測可能な銀河の周辺を超えた低加速度領域にまで拡張します。RAR測定値を、MONDとVerlindeの出現重力という2つの修正重力（MG）理論の予測と比較します。測定されたRARはMGの予測とよく一致していることがわかります。さらに、同じ恒星の質量を持つ初期型と後期型の銀河（S\'{e}rsicインデックスと$u-r$色で分割）のRARの間には、少なくとも$6\sigma$の違いがあります。現在のMG理論には、他の銀河の特性とは独立した重力の修正が含まれているため、この振る舞いを説明することはできません。初期型の銀河だけが有意な（$M_{gas}\upperxM_*$）銀河周囲のガス状ハローを持っている場合、違いは説明されるかもしれません。観測された振る舞いは、銀河とハローの質量の関係が銀河形成の歴史に依存する$\Lambda$CDMモデルでも予想されます。ハイブリッドハロー占有分布モデリングとアバンダンスマッチングを備えた$\Lambda$CDMシミュレーションであるMICEは、観測されたRARを再現しますが、流体力学的宇宙論的銀河形成シミュレーションであるBAHAMASとは大幅に異なることがわかります。私たちの結果は銀河系周辺のガスの量に敏感です。現在の観測上の制約は、結果として生じる修正が中程度である可能性が高いことを示しています。将来の宇宙論的調査によるレンズ化RARの測定は、銀河周辺のバリオン質量分布の体系的な不確実性が減少した場合、MGモデルと$\Lambda$CDMモデルをさらに区別できるようになります。
高温分子コアG10.47 + 0.03での星間グリシンの発見
アミノ酸は、生命の形成の研究に貢献する化学の重要な鍵です。複雑な有機分子であるグリシン（NH$_{2}$CH$_{2}$COOH）は、宇宙と宇宙との潜在的なつながりを探すために星間物質で長期間調査されてきた最も単純なアミノ酸です。生命の起源。過去40年間にいくつかの試みでグリシンの検索に失敗したため、研究者は別のアプローチとして星間物質中のグリシン前駆体を探すようになりました。アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイを使用した$\nu$=158.6$-$160.4GHzの周波数範囲で、高温分子コアG10.47+0.03の確認器IおよびIIを使用した星間グリシンの回転輝線の検出に成功したことを報告します。（ALMA）観察。ホットモレキュラーコアG10.47+0.03では、グリシンの存在量の割合は（4.01$-$4.61）$\times$10$^{-10}$の範囲で見られ、これは「中程度のウォームアップ」の場合を指します。星間物質中のグリシンの検出は非常に複雑ですが、多くの理論的および実験室での研究により、高温の分子コアにグリシンとその前駆体が存在する可能性が示されました。また、複雑な有機分子CHOCHOHCH$_{2}$OH、$^{13}$CH$_{2}$OHCHO、CHD（OH）CHO、CH$_{2}$OH$^の輝線も検出しました。{13}$CHO、cis-CH$_{2}$OHCHO、G$^{\prime}$Gg$^{\prime}$-CH$_{2}$（OH）CH（OH）CH$ホット分子コアG10.47+0.03の_{2}$OH、およびCH$_{2}$DOH。
銀河の色の進化と個体群の特徴づけの法医学的再構築
| Title |
Forensic_reconstruction_of_galaxy_colour_evolution_and_population_characterisation |
| Authors |
Mat\'ias_Bravo,_Aaron_S._G._Robotham,_Claudia_del_P._Lagos,_Luke_J._M._Davies,_Sabine_Bellstedt,_Jessica_E._Thorne |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.11829 |
青い星形成から赤い受動システムまで、銀河の色の進化をマッピングすることは、銀河の進化に関与するプロセスを理解するための基本です。この目的のために、私たちは低赤方偏移銀河の色の進化を再構築し、銀河と質量集合体の調査とサメの半解析モデルからの星形成と銀河の金属量の歴史と星のテンプレートを組み合わせます。これらの色の履歴を使用して、宇宙時間にわたる赤と青の銀河集団の進化をしっかりと特徴付けます。ガウス混合モデルを使用して、任意のエポックと恒星の質量での色分布を特徴付けると、観測とシミュレーションの両方で、2つの母集団（青と赤）のみのモデルが強く支持され、3番目の「緑」の母集団の証拠がないことがわかります。青と赤の個体群の平均、重量、散乱の進化を、恒星の質量とルックバック時間の両方の関数としてマッピングします。シミュレートされた銀河カタログをテストベッドとして使用すると、$\sim6$Gyrのルックバック時間まで銀河の色の履歴を正確に復元できることがわかります。どちらの集団も、低質量銀河の平均色にほとんど変化がないのに対し、大質量端の色は時間とともに大幅に赤くなることがわかります。それを超えると銀河の個体数が主に赤くなる恒星の質量は、最後の$5$Gyrsで$0.3$dex減少します。観測とシミュレーションの間には良い一致が見られます。最大の緊張は、サメの巨大な銀河が青すぎることです（多くの銀河進化モデルで知られている問題）。
近赤外線と中赤外線の測光を組み合わせて銀河中心の熱い星を検出する
| Title |
Detecting_hot_stars_in_the_Galactic_centre_with_combined_near-_and_mid-infrared_photometry |
| Authors |
M._Cano-Gonz\'alez_(1),_R._Sch\"odel_(2),_F._Nogueras-Lara_(3)_((1)_Universidad_de_Granada,_(2)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Andaluc\'ia_(IAA-CSIC),_(3)_Max-Planck_Institute_for_Astronomy_) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.11845 |
{銀河中心（GC）は、星をミリパーセクスケールまで分解できる唯一の銀河核であるため、銀河核の星の種族を研究するためのユニークな天体物理学研究所です。ただし、GCに対する極端で空間的に大きく変動する星間減光は、測光星の分類に深刻な障害をもたらします。}{私たちの目標は、近赤外線（NIR）を組み合わせることにより、核星円盤（NSD）領域の高温で質量の大きい星を特定することです。中赤外線（MIR）測光、したがってこの手法の実現可能性を実証するために、JamesWebbSpaceTelescope（JWST）の登場により非常に重要になる可能性があります。}{GALACTICNUCLEUSNIR調査とIRAC/Spitzerを組み合わせました。GCのMIR調査。いわゆるレイリージーンズの色過剰（RJCE）脱赤法を、組み合わせたNIR-MIRデータに適用して、色の大きさの図（CMD）で潜在的なホットスターを特定しました。}{IRACの角度分解能が非常に低いにもかかわらず、私たちの選択基準を満たす$1\、065$ソースの中から、若い大質量星の12の明確な候補を見つけます。これらの12個の星のうち7個は、ハッブル宇宙望遠鏡/NICMOSPaschen-$\alpha$調査によって検出されたソースと同様に、アーチと五重項クラスターに属する既知の高温で巨大な星です。私たちの巨大な星の候補のうち5つは、これまで文献で報告されていません。}{RJCE法が、測光のみを使用してGC内の熱い星を識別するための貴重なツールであることを示します。JWSTなどの高角度分解能MIRイメージング機能を備えた今後の機器は、この赤みを除去する方法を確実に活用し、GC領域で現在可能なものよりもはるかに完全な若い星の調査を確立するのに役立ちます。}
近くに移動するグループの数は、散開星団を解散する断片である可能性があります
| Title |
A_Number_of_Nearby_Moving_Groups_may_be_Fragments_of_Dissolving_Open_Clusters |
| Authors |
Jonathan_Gagn\'e,_Jacqueline_K._Faherty,_Leslie_Moranta_and_Mark_Popinchalk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.11873 |
Kounkel＆Covey（2019）によって発見された14の共動星団は、既知の近くの移動グループに関連し、それらと近くの散開星団を同じような年齢と空間速度で橋渡しする可能性があることを提案します。これは、既知の近くの移動グループが以前よりも空間的にはるかに拡張されている可能性があり、それらのいくつかは、ヒアデス星団や他のいくつかの近くのクラスターの周りで最近見つかったものを彷彿とさせる、既知の散開星団のコアの周りの潮汐尾の一部である可能性があることを示しています。たとえば、近くのカリーナとコルンバの両方の協会がKounkel＆Covey（2019）のTheia208にリンクされており、一緒になってPlatais8散開星団の周りの大きな潮汐尾の一部を形成していることがわかります。かじき座AB星団とテイア301は、プレアデス星団の後ろに後尾の潮汐尾を形成する可能性があり、テイア369で先行する潮汐尾の可能性を示唆しています。（2021）は、近くのアーガス協会によって拡張される可能性があり、おそらくテイア115によってさらに拡張される可能性があります。クラスター候補。ガイアの色と大きさのシーケンスの予備分析は、これらの構造がもっともらしく関連していることを示唆していますが、それらの一貫した年齢と空間速度を裏付けるには、さらに多くの観測証拠が必要です。これらの観察は、近くの移動グループとそれらが形成できるさまざまな経路についての現在の理解を変える可能性があります。一部の移動グループは、豊富な空間構造を持つ拡張された星形成イベントで緩く形成された可能性がありますが、他のグループは、実際には近くの散開星団の潮汐尾に対応している可能性があります。
非常に偏心した共通外層ジェット超新星（CEJSN）詐欺師のシミュレーション
| Title |
Simulating_highly-eccentric_common_envelope_jets_supernova_(CEJSN)_impostors |
| Authors |
Ron_Schreier,_Shlomi_Hillel,_Sagiv_Shiber,_Noam_Soker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.11601 |
偏心共通外層ジェット超新星（CEJSN）詐欺師、すなわち、高度に偏心した軌道上で赤色超巨星のエンベロープを横切り、質量を降着させるときにジェットを発射する中性子星（NS）の3次元流体力学的シミュレーションを実行します。封筒。数値的な制限があるため、エンベロープ内の2つの反対側の円錐領域に想定されるジェットの力を注入する簡単な処方を適用します。流出形態は非常に複雑で、塊状で、非球形であり、赤道面に関してのみ大規模な対称性を持っていることがわかります。流出形態は、ジェットの出力が異なるシミュレーション間で大幅に異なる可能性があります。簡単な方法で、光度曲線は非常にでこぼこで、立ち上がり時間は1〜数か月で、約1年から数年でゆっくりと減衰すると推定します。これらのエキセントリックなCEJSN詐欺師は、「ギャップ」オブジェクトとして分類されます。つまり、古典的な新星と典型的な超新星の間に光度があります（中間光度の光過渡現象のILOTとも呼ばれます）。CEJSNの詐欺師は、いくつかの特殊なILOT、特に数か月から数年のタイムスケールで繰り返される可能性があるという以前の結論を強化します。
SN Ic2020oi周辺の星周環境からの大規模な星の進化の最後の数ヶ月
| Title |
The_final_months_of_massive_star_evolution_from_the_circumstellar_environment_around_SN_Ic_2020oi |
| Authors |
Keiichi_Maeda,_Poonam_Chandra,_Tomoki_Matsuoka,_Stuart_Ryder,_Takashi_J._Moriya,_Hanindyo_Kuncarayakti,_Shiu-Hang_Lee,_Esha_Kundu,_Daniel_Patnaude,_Tomoki_Saito,_Gaston_Folatelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.11618 |
近くのタイプIc超新星（SN）2020oiのALMAバンド3観測の結果を提示します。SN-円周媒体（CSM）相互作用とシンクロトロン放射に関する標準的な仮定の下で、データは、CSM構造がSNのごく近傍での定常状態の質量損失から予想される滑らかな分布から逸脱していることを示しています（〜10^{15}cm）、次に外側の滑らかな分布（〜10^{16}cm）に接続されます。この構造は、以前に報告されたより低い周波数のデータと組み合わせた無線データセット全体の光度曲線モデリングによってさらに確認されます。強風の裸の炭素-酸素（C+O）星の爆発であるため、最終年のSN2020oiの前駆体の質量損失の履歴をたどることができます。推定された滑らかでないCSM分布は、SN爆発に向けた質量損失履歴のサブ年の時間スケールの変動に対応します。私たちの発見は、SN以前の活動は、大質量星が消滅する直前の最後の瞬間の核燃焼段階の加速された変化によって引き起こされる可能性が高いことを示唆しています。この研究で導き出されたCSMの構造は、光波長での他の方法の適用性を超えており、ALMAおよび他の無線設備によるSNeの迅速な追跡観測の重要性と独自性を強調しています。
Konoplya-Rezzolla-Zhidenko変形パラメータの制約II：恒星質量ブラックホールX線データからの限界
| Title |
Constraining_the_Konoplya-Rezzolla-Zhidenko_deformation_parameters_II:_limits_from_stellar-mass_black_hole_X-ray_data |
| Authors |
Zhibo_Yu,_Qunfeng_Jiang,_Askar_B._Abdikamalov,_Dimitry_Ayzenberg,_Cosimo_Bambi,_Honghui_Liu,_Sourabh_Nampalliwar,_Ashutosh_Tripathi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.11658 |
天体物理学のブラックホールは一般相対性理論によって予測されたカーブラックホールであると考えられていますが、カー解からの巨視的な逸脱は新しい物理学を含む多くのシナリオから予想できます。論文Iでは、銀河MCG-06-30-15の中心にある超大質量ブラックホールのNuSTARおよびXMM-Newtonスペクトルの反射特性を研究し、Konoplya、Rezzolla、およびZhidenko（Phys。Rev.D93、064015、2016）。本研究では、異なる曲率レジームを精査するために、同じ理論的枠組み内の恒星質量ブラックホールのX線データを分析します。2019年の爆発時のX線連星EXO1846-031のNuSTAR観測を検討します。論文Iの場合と同様に、すべての適合はカーブラックホール仮説と一致していますが、一部の変形パラメーターは適切に制約できません。
| Title |
Expediting_DECam_Multimessenger_Counterpart_Searches_with_Convolutional_Neural_Networks |
| Authors |
Adam_Shandonay_and_Robert_Morgan_and_Keith_Bechtol_and_Clecio_R._Bom_and_Brian_Nord_and_Alyssa_Garcia_and_Benjamin_Henghes_and_Kenneth_Herner_and_Megan_Tabbutt_and_Antonella_Palmese_and_Luidhy_Santana-Silva_and_Marcelle_Soares-Santos_and_Mandeep_S._S._Gill_and_Juan_Garcia-Bellido |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.11315 |
光学イメージャを使用したマルチメッセンジャーイベントに対応するものの検索では、差分イメージングを使用して新しい一時的なソースを検出します。ただし、既存のアーティファクト検出アルゴリズムを使用しても、このプロセスは同時にいくつかのクラスの誤検知を返します。低品質の画像減算からの誤検出、低信号からノイズへの画像からの誤検出、および既存の可変ソースの検出です。現在、残っている偽陽性を取り除くための人間の目視検査はマルチメッセンジャーの追跡観測の中心的な部分ですが、次世代の重力波とニュートリノ検出器がオンラインになり、マルチメッセンジャーイベントの発生率が上がると、目視検査プロセスは法外に費用がかかります。差分イメージング出力で動作する2つの畳み込みニューラルネットワークを使用して、この問題にアプローチします。最初のネットワークは、誤検出の除去に重点を置いており、95\％を超える精度を示しています。2番目のネットワークは、ホスト銀河内の一時的なソースである確率によってすべての実際の検出をソートすることに焦点を当て、以前は追加の人間による検査を必要としたさまざまなクラスの画像を区別します。人間による検査が必要な画像の数は、私たちのアプローチのみを使用すると1.5倍、既存のアルゴリズムと組み合わせて使用すると3.6分の1に減少し、天文学コミュニティによるマルチメッセンジャーのカウンターパートの迅速な識別が容易になります。
楕円形のNavarro-Frenk-WhiteおよびHernquist密度プロファイルの重力レンズ特性の高速計算
楕円形のNavarro-Frenk-White（NFW）およびHernquist密度プロファイルのレンズポテンシャル、偏向角、収束、せん断などの重力レンズ特性を、楕円形密度プロファイルの重ね合わせで近似することにより、高速計算するための新しいアプローチを紹介します。重力レンズ特性の簡単な分析式が利用可能です。このモデルは、スケール半径$10^{-4}-10^3$で正規化された半径の範囲で、$10^{-4}$よりも優れた高い分数精度を実現します。これらの新しい近似は、高価な数値積分に頼る従来のアプローチと比較して、点光源のレンズ方程式を解くのに$\sim300$倍速く、{\ttglafic}ソフトウェアで実装されます。
1950年4月12日に同時に発生する9つのトランジェントを調査する
| Title |
Exploring_nine_simultaneously_occurring_transients_on_April_12th_1950 |
| Authors |
Beatriz_Villarroel,_Geoffrey_W._Marcy,_Stefan_Geier,_Alina_Streblyanska,_Enrique_Solano_Marquez,_Vitaly_N._Andruk,_Matthew_E._Shultz,_Alok_C._Gupta,_Lars_Mattsson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.11780 |
歴史的なパロマースカイサーベイの一環として1950年4月に撮影された赤に敏感な写真乾板の$\sim$10分角以内の領域に、30分以内に9つの点光源が現れました。9つのソースはすべて、前の写真画像と後の写真画像の両方に存在せず、数桁深くなるCCD検出器を使用した最新の調査には存在しません。ディープCCD画像を10.4メートルのGranTelescopioCanarias（GTC）で提示し、明るさ$r\sim26$magに達します。これにより、光学的対応物の可能性が明らかになりますが、これらの対応物も同様に偶然の予測である可能性があります。調査した写真乾板での過渡現象の発生率は、光学的対応物の既知の検出率から予想されるよりもはるかに高く、たとえば、フレア矮星、高速電波バースト（FRB）、ガンマ線バースト（GRB）、またはマイクロレンズイベントです。考えられる理由の1つは、プレートが未知のタイプの汚染にさらされ、プレート上で半径$\sim$10分角以内に集中するメカニズムとともに、さまざまな強度の点光源を主に生成していることです。説明としての汚染を完全に排除できる場合、別の可能性は静止軌道の近くの物体からの速い（t$<0.5$s）太陽反射です。後者のシナリオを確認するための代替ルートは、複数のトランジェントが線をたどる最初のパロマースカイサーベイからの画像を探すことです。
NEOWISEによって捜索されたYSOカタログのAGB侵入者
| Title |
AGB_interlopers_in_YSO_catalogues_hunted_out_by_NEOWISE |
| Authors |
Jeong-Eun_Lee,_Sieun_Lee,_Seonjae_Lee,_Kyung-Won_Suh,_Se-Hyung_Cho,_Do-Young_Byun,_Wooseok_Park,_Gregory_Herczeg,_Carlos_Contreras_Pe\~na,_and_Doug_Johnstone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.11518 |
AGBとYSOは、IRの色の大きさや色の図で同じドメインを共有することが多く、誤分類の可能性があります。NEOWISE時系列データのピリオドグラム分析を使用して、公開されたYSOカタログからAGB侵入者のリストを抽出しました。YSOIRの変動は通常確率論的であり、一時的な質量降着に関連しています。さらに、ほとんどの可変YSOは進化の初期段階にあり、周囲に重要なエンベロープやディスク材料があります。対照的に、AGBは、数百日の期間を持つ明確に定義された正弦波変動によって識別されることがよくあります。グールドベルトのすべての既知の低質量YSOのピリオドグラム分析から、85のAGB候補が見つかり、そのうち62は以前に後期クラスIIIYSOとして分類されていました。これらの新しいAGB候補のほとんどは、OリッチAGBと同様のIRカラーを持っています。H2O、CH3OH、およびSiOメーザーラインでこれらのAGB候補のうち73を観察し、それらの性質をさらに明らかにしました。低質量のYSO、特にクラスIIIYSOはそのようなメーザー放出を示さないため、SiOメーザー放出が10のソースで検出され、AGBとして確認されました。H2OおよびCH3OHメーザーラインは、どのターゲットでも検出されませんでした。
黒点傾斜角の再検討：太陽周期強度への依存性
黒点群の傾斜角は、BL型ダイナモでは非常に重要です。いくつかの研究は、傾斜係数がサイクル強度と反相関していることを示しています。反相関が存在する場合、それは太陽周期を変調するためのBLタイプのダイナモの効果的な非線形性として機能することが示されます。ただし、一部の研究では、反相関には統計的有意性がないことが示されています。傾斜角研究の物議を醸す結果の背後にある原因を調査し、傾斜係数が実際にサイクル強度と反相関しているかどうかを確認することを目的としています。まず、DPDから傾斜角を分析しました。以前の研究で適用された方法に基づいて、データを選択するための2つの基準と、ジョイの法則を説明する線形関数と平方根関数、およびサイクル21〜24の傾斜係数を導出するための3つの方法を採用しました。これにより、傾斜係数と傾斜係数の不確実性の違いの比較に基づいて、さまざまな方法を評価することができました。次に、モンテカルロ実験を利用して結果を検証しました。最後に、これらの方法を拡張して、コダイカナルとマウントウィルソンからの個別の半球DPDデータと傾斜角データを分析しました。傾斜角は、その生成と測定誤差の両方に固有のメカニズム、たとえばデータセットに含まれる単極領域のために、非常に広い散乱を示します。不確実性に対処するためのさまざまな方法が、主に以前の結果の物議を醸す性格の原因となっています。データをビニングせずに実行されたサイクルの$\Deltas>2.5$の黒点グループの黒点-緯度関係への線形フィットにより、傾斜係数の不確実性に対する傾斜散乱の影響を最小限に抑えることができます。この方法に基づいて、傾斜角係数は、強い統計的有意性を持つサイクル強度と反相関しています。
直接的な証拠：ねじれたフラックスチューブの出現は太陽活動領域を作り出す
| Title |
Direct_evidence:_twisted_flux_tube_emergence_creates_solar_active_regions |
| Authors |
David_MacTaggart,_Chris_Prior,_Breno_Raphaldini,_Paolo_Romano,_Salvatore_Guglielmino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.11638 |
太陽活動領域の形成の磁気的性質は、太陽活動、特に太陽の噴火を理解することの中心にあります。多くの理論的研究、シミュレーション、および観測の解釈で使用される広範なモデルは、アクティブ領域の基本構造が、事前にねじられた磁場の大きなチューブの出現によって作成されるというものです。もっともらしい理由とこのモデルの信憑性を示唆するさまざまなプロキシの利用可能性にもかかわらず、大きなねじれた磁束管の出現の直接的な観察証拠はまだありません。したがって、基本的な質問は、「アクティブ領域は大きなツイストフラックスチューブによって形成されているのか」ということです。開いたままです。この作業では、この質問に肯定的に答え、これを裏付ける直接的な証拠を提供します。これを行うには、太陽観測で磁気巻線と呼ばれるロバストな位相幾何学的量を調査します。この量は、現在利用可能な他のシグネチャと組み合わされて、大きなツイストフラックスチューブがアクティブ領域を作成するために出現するという最初の直接的な証拠を提供します。
噴火の前駆体としての太陽フィラメント中のプラズマの小規模乱流運動
| Title |
Small-scale_Turbulent_Motion_of_the_Plasma_in_a_Solar_Filament_as_the_Precursor_of_Eruption |
| Authors |
Daikichi_Seki,_Kenichi_Otsuji,_Hiroaki_Isobe,_Giulio_Del_Zanna,_Takako_T._Ishii,_Takahito_Sakaue,_Kiyoshi_Ichimoto,_and_Kazunari_Shibata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.11875 |
太陽コロナの磁場に支えられた高密度の冷たいプラズマであるフィラメントは、しばしば不安定になり、噴火します。フィラメントは、噴火前の乱流運動などのいくつかの活性化を示すことが多いことが経験的に知られています。以前の研究（Sekietal。2017）では、H{\alpha}フィラメントのドップラー速度を分析し、フィラメント内の視線速度（LOSV）分布の標準偏差が噴火が始まる前に増加した小規模な動きの振幅の増加。ここでは、2016年11月5日の03：40UT頃にNOAAAR12605の近くで開始された、このフィラメントの噴火に関する詳細な分析を示します。これには、冠状線の観測と周囲の磁場の外挿が含まれます。フィラメント内の空間的に平均化された微視的乱流と近くの冠状線放出の両方が、噴火の6時間前と10時間前にそれぞれ増加することがわかりました。この場合、過去2日間、噴火前の全球ポテンシャル場構成に大きな変化は見られず、外挿された全球磁気を追跡するだけでは噴火を予測することが難しい場合があることを示しています。田畑。宇宙天気予報の観点から、フィラメントの乱流運動に関する我々の結果は、フィラメント噴火の有用な前兆として使用することができます。
若いバイナリXZタウの不整合な星周円盤と軌道運動
| Title |
Misaligned_Circumstellar_Disks_and_Orbital_Motion_of_the_Young_Binary_XZ_Tau |
| Authors |
Takanori_Ichikawa,_Miyu_Kido,_Daisuke_Takaishi,_Yoshito_Shimajiri,_Yusuke_Tsukamoto,_Shigehisa_Takakuwa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.11924 |
バンド3、4、6でのクラスII連星システムXZタウのマルチエポック（2015-2017）ALMAアーカイブデータの分析を報告します。ミリメートルダスト連続体画像は、コンパクトで未解決の（r<〜15au）星周円盤を示しています。個々の連星の周りのディスク（CSD）。XZタウAおよびB、約39auの分離が予測されます。これらのCSDに関連する12CO（2-1）放射は、回転軸が互いにずれているケプラーの回転をトレースします（XZタウAの場合はP.A.〜-5度、XZタウBの場合は〜130度）。2つのCSDの同様の全身速度（VLSR〜6.0kms-1）は、連星の軌道面が空の面に近いことを示唆しています。マルチエポックALMAデータから、バイナリの相対的な軌道運動も特定しました。以前のNIRデータに加えて、楕円軌道（e=0.742+0.025-0.034、a=0''。172+0''。002-0''。003、および{\omega}=-54.2+2.0-4.7度）は円軌道よりも好ましいです。私たちの結果は、2つのCSDとXZタウシステムの軌道面がすべて互いにずれていることを示唆しており、そのような構成を生成するための可能なメカニズムについて説明します。マルチエポックALMAアーカイブデータの分析は、ALMAを使用した時間領域科学の実現可能性を示しています。
有限密度からの暴走緩和
| Title |
Runaway_Relaxion_from_Finite_Density |
| Authors |
Reuven_Balkin,_Javi_Serra,_Konstantin_Springmann,_Stefan_Stelzl_and_Andreas_Weiler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.11320 |
有限密度効果は、緩和モデルの準安定真空を不安定にする可能性があります。核形成シードとしての星に焦点を当て、真空中よりも最小エネルギーが低い緩和気泡の形成と暴走につながる条件を導き出します。結果として生じる宇宙の遅い時間の相転移により、緩和モデルのパラメーター空間に新しい制約を設定することができます。また、同様の不安定性は、回転する中性子星の周りの大きな電磁場によって引き起こされる可能性があることもわかりました。
非対称暗黒物質とバリオン非対称性のバランスおよびスファレロン遷移による凍結暗黒物質の希釈
| Title |
Balancing_asymmetric_dark_matter_with_baryon_asymmetry_and_dilution_of_frozen_dark_matter_by_sphaleron_transition |
| Authors |
Arnab_Chaudhuri_and_Maxim_Yu._Khlopov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.11646 |
この論文では、バリオン過剰と$4^{th}$世代の過剰安定クォークのバランスをとる際の電弱スファレロン転移または電弱相転移（EWPT）の効果を研究します。すべての量子数と電荷の保存を考慮すると、バリオン、レプトン、およびレプトンとクォークの$4^{th}$ファミリー間のスファレロン遷移が可能です。2次EWPTのフレームワークの下で、バリオン非対称性と比較して、$4^{th}$ファミリーの超過の値と符号の間に明確な関係を確立しようとしました。通りすがりに、スファレロン遷移による既存の暗黒物質密度の小さいが無視できる希釈を示します。
光メディエーターに対する超新星制約における中程度の効果
| Title |
Medium_effects_in_supernovae_constraints_on_light_mediators |
| Authors |
David_G._Cerde\~no,_Marina_Cerme\~no,_M._\'Angeles_P\'erez-Garc\'ia,_Elliott_Reid |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.11660 |
この記事では、新しい光スカラーとベクトルメディエーターを組み込んだ標準模型の拡張ファミリーのニュートリノの拡散時間に対する超新星（SN）の制約を再評価します。ニュートリノ-核子散乱断面積の媒体効果、および陽子中性子星内の密度、エネルギー、温度の半径方向の依存性を考慮して、ニュートリノの平均自由行程を計算し、SN1987Aの制約と互換性のある結合強度を決定します。拡散するニュートリノの持続時間信号について。中程度の効果が、真空計算に関してニュートリノの平均自由行程に桁違いの増強を引き起こす可能性があることを示します。新しい物理学の用語が標準模型の寄与を支配するとき（つまり、小さなメディエーターの質量と大きな結合の場合）、この増加はより重要です。最後に、これらの結果を、ベクトル$U（1）_{B-L}$モデルのパラメーター空間の境界、およびスカラーレプトン数保存およびレプトン数違反シナリオとして解釈し、中程度の効果が無視された文献の以前の結果を改善します。ニュートリノ拡散時間に対するSN制約は、他の実験的制約によってすでに除外されているパラメーター空間の領域内にあることを示します。SN状態方程式の変化または右巻きニュートリノのフリーストリーミングによる潜在的な限界についてもコメントしますが、これらの限界の信頼性を向上させるには詳細な数値シミュレーションが必要であると主張します。
二次重力における暗黒物質としての非シュワルツシルト原始ブラックホール
重力に対する1ループの再正規化された量子有効作用には、曲率の項で2次方程式が含まれます。放射状の球対称変動のみを維持し、4次元（4D）理論をポテンシャルのある2次元（2D）ディラトン重力に次元的に縮小することにより、2次重力におけるおおよその解析的ブラックホール解を見つけました。この解は、アインシュタインの重力の限界にあるシュワルツシルトブラックホールに還元されますが、それ以外の場合は、大幅に異なる可能性のある非負のArnowitt-Deser-Misner（ADM）と正の準局所Misner-Sharp質量を認めます。次に、そのような量子補正されたブラックホールの熱力学を研究し、ホーキング蒸発下でのそれらの寿命を計算します。一部のパラメータ範囲では、ホーキング放射を放出しながらブラックホールの質量が増加することに注意してください。この病理学的挙動は、二次重力に存在する負のエネルギー状態に関連しています。また、シュワルツシルト以外のブラックホールのマイクロレンズは、対応するシュワルツシルトのマイクロレンズから大幅に逸脱する可能性があることもわかりました。これらの発見は、暗黒物質としての原始ブラックホール（PBH）の現象学に重要な影響を及ぼします。特に、マイクロレンズデータから引用されたPBH暗黒物質の制約を完全に回避できるため、質量範囲$\sim10^{-12}-10〜M_{\odot}$のPBHが実行可能な暗黒物質候補になります。
