超新星Iaのハッブル図からの太陽系の固有運動とその宇宙論への影響
| Title |
Peculiar_motion_of_Solar_system_from_the_Hubble_diagram_of_supernovae_Ia_and_its_implications_for_cosmology |
| Authors |
Ashok_K._Singal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.11968 |
宇宙マイクロ波背景放射（CMBR）の双極異方性から決定された太陽系の特異な動きは、RA$=168^{\circ}$に沿って$370$kms$^{-1}$の速度を与えました。$=-7^{\circ}$。遠方の電波銀河やクエーサーの大規模なサンプルで観測された数カウント、空の明るさ、または赤方偏移の双極子からのその後の固有速度の決定では、CMBRの2〜10倍の固有速度が得られましたが、すべての場合で方向はCMBR双極子と一致していました。ここでは、利用可能な最高の標準光源の1つであるIa型超新星（SNIa）のマグニチュード-赤方偏移（$m_{\rmB}-z$）ハッブル図から固有の動きを決定するための新しい手法を紹介します。RA$=173^{\circ}\pm21^{\circに沿って、CMBR値の約4倍の固有速度$1.6\pm0.4\times10^3$kms$^{-1}$が見つかります。}$、Dec$=10^{\circ}\pm19^{\circ}$、方向はCMBRダイポールの$\sim1\sigma$以内です。本物の太陽の動きは、使用する方法やデータセットに依存しないため、さまざまな双極子の振幅に大きな不一致が見られる場合は、CMBRを含むこれらの双極子が、観測者の固有の動きに関係しない可能性があります。しかし、さまざまな双極子の共通の方向は、宇宙の優先方向を示している可能性があり、現代の宇宙論の基礎である宇宙原理に違反して、固有の異方性を暗示しています。
重力に最小限に結合されていない波の暗黒物質
暗黒物質であると推測される軽いスカラー場（質量$\lesssim30\、{\rmeV}$）が重力への非最小結合を持っているモデルを考えます。非相対論的限界では、この新しい結合により、スカラー場の運動方程式に自己相互作用項が導入され、重力場のソース項が変更されます。さらに、観測された暗黒物質密度によって正当化される小さな結合限界では、システムはさらにグロス-ピタエフスキー-ポアソン方程式に還元されます。これは、自己重力および自己相互作用のボーズ-アインシュタイン凝縮系からも著しく生じます。この予期しない接続を利用して、線形および非線形構造形成に関するモデルの予測を導き出します。
宇宙の夜明けの間に21cmの信号で補償された等曲率を精査する
| Title |
Probing_Compensated_Isocurvature_with_the_21-cm_Signal_during_Cosmic_Dawn |
| Authors |
Selim_C._Hotinli_and_Thomas_Binnie_and_Julian_B._Mu\~noz_and_Bikash_R._Dinda_and_Marc_Kamionkowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.11979 |
中性水素の21cm線の今後の測定は、構造成長の初期段階への新しい観測ウィンドウを開き、最初の星からの小規模な信号を使用して大規模な宇宙論的特徴を精査するためのユニークな機会を提供します。この論文では、宇宙の夜明けの時代の21cmの水素線の観測から、補償された等曲率摂動（CIP）の検出の重要性を評価します。CIPは、相対的なバリオンと暗黒物質の密度の変調であり、総物質密度は変化しません。フィードバックと前景のさまざまな仮定の下で、進行中のHERAと今後のSKA1-low実験により、$\sigma（A_{\rmCIP}）=10^{-3}-のレベルで無相関CIPに制約が与えられることがわかりました。10^{-4}$、今後のCMB実験の感度に匹敵し、宇宙分散が制限されたBAO調査からの制約を超える可能性があります。
H0の緊張の解決に向けて：支払う価格
Planckデータを使用した現在の膨張率H$_0$と、ローカルユニバースでのモデルに依存しない直接測定との間の張力は、$\Lambda$CDMモデルのコンテキストで5$\sigma$を超える張力に達しました。H$_0$の初期の測定値と局所的な測定値の間の緊張の高まりは改善されておらず、宇宙論における重要で未解決の問題のままです。この緊張を理解するための解決策は、観察可能な測定値または一致$\Lambda$CDMモデルの変更における系統的エラーの潜在的な隠れた原因です。この作業では、$\Lambda$CDMを変更することにより、H$_0$張力の解決策を調査し、早い段階で相対論的エネルギー密度$\rho_{ex}$を追加します。ある文脈では、この$\rho_{ex}$はEDEまたはBoundDarkEnergyに対応します。モデルをCAMBに実装し、完全なCOSMO-MC（MCMC）を実行して、CMB異方性からの最新データとH$_0=74.03\pm1.42、\mathrm{km\、s^{-1の値を同時に適合させることができます。}Mpc^{-1}}$fromA.Riess[R-19]\ci{Riess：2019cxk}。$\rho_{ex}$を含めると、早い時間と遅い時間の測定値の間の緊張がわずかに改善され、ローカル測定値とまだ矛盾する値H$_0=（68.70\pm0.45$\ksm）が得られます[R-19]。ローカル距離測定H$_0=（74.03\pm\sigma_H）$\ksmに対して、2つの予測標準偏差$\sigma_H=1$と$\sigma_H=0.5$（\ksmの単位）を提案することにより、分析をフォローアップします。MCMCから、$\sigma_H=0.5$の68\％信頼水準でH$_0=（72.83\pm0.47）$\ksm\の値を取得します。これは、[R-19]と完全に一致しますが、支払う価格はCMB$\chi_{cmb}^2$で$0.12\％$の増加率です。最後に、余分なエネルギー密度$\rho_{ex}$は、スケール$k\simk_c$の物質パワースペクトルと$k_c=a_cH（a_c）$、およびCMBパワースペクトルに特徴的な痕跡を残し、私たちの分析。
銀河団内の拡散した急峻なスペクトル源の低周波積分電波スペクトル：MWAとASKAPによる古生物学
| Title |
Low-frequency_integrated_radio_spectra_of_diffuse,_steep-spectrum_sources_in_galaxy_clusters:_palaeontology_with_the_MWA_and_ASKAP |
| Authors |
S._W._Duchesne,_M._Johnston-Hollitt,_I._Bartalucci |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.12281 |
銀河団は、一般に急勾配のべき乗則スペクトルを持つ、さまざまな拡散非熱放射成分をホストすることがわかっています。この作業では、マーチソン広視野アレイ、オーストラリアの正方形キロメートルアレイパスファインダーを使用して、サザンスカイ銀河団内の電波ハロー、遺物、残骸電波銀河、およびその他の化石電波プラズマの検出と追跡について報告します。2つの無線干渉計間の周波数範囲（88〜$\sim900$MHz）を利用して、この周波数範囲内のこれらのソースの統合スペクトルを特徴付けます。サンプルのハイライトには、Abell3186の二重遺物システム、RXCJ0137.2-0912のミニハロー、Abell3399の候補ハローと遺物、およびAbellの複雑なマルチエピソードヘッドテール電波銀河の検出が含まれます。3164.このソースと候補の選択を文献サンプルと比較し、確立された電波パワークラスターの質量スケーリング関係と一致するソースを見つけます。最後に、クラスターの残骸と化石源の検出されたサンプルの低周波統合スペクトルインデックス$\alpha$（$S_\nu\propto\nu^\alpha$）を使用して、既知のハロー、遺物のサンプルと比較します。、残骸と化石は、それらの電子集団間の可能なリンクを調査します。$\alpha$の分布は、化石または残留源から発生したシード電子によって生成された遺物およびハローの放出と一致していることがわかります。ただし、現在のサンプルサイズは、他のシナリオを除外するには不十分です。
パラティーニ定式化における$ R _ {（\ alpha \ beta）} $項によるインフレ
重力のパラティーニ定式化におけるスカラー場に結合されたリッチテンソルの対称部分に依存する最も一般的な非縮退重力作用によるインフレーションを研究します。フィールドの再定義を使用して、Ricci項の効果を重力からスカラー場にシフトし、その結果をスローロールインフレーションに適用します。例として、リッチテンソルの2次および3次のアクションを検討します。二次の場合、結果は以前に研究された$R+\alphaR^2$の場合と同様です。スカラースペクトルは影響を受けませんが、テンソルとスカラーの比率$r$は任意の量だけ抑制できます。立方体の場合、$r$は最大で$2/9$の係数で抑制でき、スカラースペクトルインデックス$n_s$の変化は大きくなる可能性があります。
Atacama CosmologyTelescopeのSunyaev-Zel'dovich銀河団によるCMB温度進化の抑制
| Title |
Constraining_CMB_temperature_evolution_with_Sunyaev-Zel'dovich_galaxy_clusters_from_the_Atacama_Cosmology_Telescope |
| Authors |
Yunyang_Li,_Adam_D._Hincks,_Stefania_Amodeo,_Elia_S._Battistelli,_J._Richard_Bond,_Erminia_Calabrese,_Mark_J._Devlin,_Jo_Dunkley,_Simone_Ferraro,_Vera_Gluscevic,_Yilun_Guan,_Mark_Halpern,_Matt_Hilton,_Renee_Hlozek,_Tobias_A._Marriage,_Jeff_McMahon,_Kavilan_Moodley,_Sigurd_Naess,_Federico_Nati,_Michael_D._Niemack,_John_Orlowski-Scherer,_Lyman_Page,_Bruce_Partridge,_Maria_Salatino,_Emmanuel_Schaan,_Alessandro_Schillaci,_Neelima_Sehgal,_Cristobal_Sifon,_Suzanne_T._Staggs,_Alexander_van_Engelen,_Edward_J._Wollack,_Zhilei_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.12467 |
スニヤエフ・ゼルドビッチ（SZ）効果は、銀河団内の高温ガスを散乱させるときに、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）放射の黒体スペクトルに特定の歪みをもたらします。歪みの周波数依存性は、CMB放射の進化が断熱的である場合にのみ、クラスターの赤方偏移とは無関係です。AtacamaCosmologyTelescopeからのこれまでの最大のSZ選択クラスターサンプルからの赤方偏移範囲$0.07\lesssimz\lesssim1.4$内の370クラスターを使用して、標準モデル$\alphaからのCMB温度進化の偏差に対する新しい制約を提供します。=0.017^{+0.029}_{-0.032}$、ここで$T（z）=T_0（1+z）^{1-\alpha}$。この結果は、標準の断熱モデルからの逸脱がないことと一致しています。これを以前の独立したデータセットと組み合わせると、$\alpha=-0.001\pm0.012$のジョイントコンストレイントが得られます。
| Title |
Global_3D_Radiation_Hydrodynamic_Simulations_of_Proto-Jupiter's_Convective_Envelope |
| Authors |
Zhaohuan_Zhu,_Yan-Fei_Jiang,_Hans_Baehr,_Andrew_N._Youdin,_Philip_J._Armitage,_and_Rebecca_G._Martin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.12003 |
1D準静的モデルから開発された、巨大惑星形成の従来のコア降着モデルは、惑星エンベロープとディスクの間のリサイクルフローの発見によって挑戦されてきました。更新された不透明度のコンパイルを使用して3D放射流体力学シミュレーションを実行し、原木星のエンベロープをモデル化します。対流とリサイクルの3D効果を分離するために、分離された球形エンベロープとディスクに埋め込まれたエンベロープの両方をシミュレートします。エンベロープは一定の速度で加熱されて定常状態になり、1Dモデルとの比較が可能になります。エンベロープのプロパティを変化させて、放射解と対流解の両方を取得します。パッシブスカラーを使用して、軌道タイムスケールでの有意な質量リサイクルを観察します。放射エンベロープの場合、リサイクルは$\sim$0.1-0.2ヒル半径までしか浸透できませんが、対流エンベロープの場合、対流運動はエンベロープのより深い部分を「浚渫」できるため、シミュレートされたエンベロープ全体が効率的にリサイクルされます。。ただし、このリサイクルは、エンベロープの熱構造に限定的な影響しか与えません。ディスクに埋め込まれた放射エンベロープは、分離されたエンベロープと同じ構造を持っています。対流エンベロープも同様ですが、断熱に続いて、エンベロープがディスクに埋め込まれている場合の密度がわずかに高くなる点が異なります。放射限界と対流限界の両方で3Dシミュレーションを完全に再現できる修正された1Dアプローチを紹介します。更新された不透明度、状態方程式、および1Dモデルを使用して、木星のエンベロープ降着を10$M_{\oplus}$コアで再計算します。以前の研究と一致して、暴走降着までのタイムスケールはディスクの寿命よりも短いです。
NIIネレイド上の複雑な水氷混合物：NIR反射率からの制約
| Title |
Complex_Water_Ice_Mixtures_on_NII_Nereid:_Constraints_from_NIR_Reflectance |
| Authors |
Benjamin_N._L._Sharkey,_Vishnu_Reddy,_Juan_A._Sanchez,_Matthew_R._M._Izawa,_Walter_M._Harris |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.12084 |
海王星で3番目に大きい衛星であるネレイドは、不規則な軌道にあり、現世代の地球ベースの望遠鏡で分光学的に特徴付けることができる、システム内で唯一の外部衛星です（トリトンを除く）。0.8〜2.4$\mum$の反射スペクトルを使用して、Nereidのスペクトル特性に関する結果を報告し、0.8〜1.4$\mum$の範囲で最初の測定値を提供します。以前の測定と密接に一致して、結晶性水氷のスペクトル吸収特性を検出します。スペクトルの連続性を考慮すると、水氷を含む単純な親密な混合物のモデル適合では、1.5および2.0$\mum$の吸収帯の深さに同時に一致しないことを示します。考えられる解決策には、結晶性と非晶性の両方の水氷を含む、より複雑な連続体の呼び出し、およびサブミクロンサイズの粒子の使用が含まれます。マグネタイトとCM2コンドライトマーチソンを含む混合物が、ネレイドのような中立傾斜スペクトルを持つ物体のスペクトル変動を解釈するための柔軟なフレームワークを提供することを示します。特にマグネタイトは、ソリンのような有機物の存在を必要とせずに、スペクトルの連続体によく一致します。炭素質コンドライトとその成分は、Fraseretal。による最近の発見と一致して、太陽系外体の非氷成分の有用な類似体である可能性があることに注意してください。（2019）。天王星の大きなTNOと衛星のスペクトルとの比較は、ネレイドの低アルベド、深海帯、および中間色が他の多くの氷の物体とは異なることを示していますが、そのような比較は$\sim$100kmサイズ間のスペクトル変動の不完全な理解によって制限されています氷のような体。
| Title |
Understanding_the_Effects_of_Systematics_in_Exoplanetary_Atmospheric_Retrievals |
| Authors |
Jegug_Ih_and_Eliza_M.-R._Kempton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.12358 |
太陽系外惑星の大気特性をそれらの透過スペクトルから取得することは、一般に、データの誤差がガウス分布で独立していることを前提としています。ただし、非ガウスノイズは、機器または恒星の系統分類学と離散データセットのマージが原因で発生する可能性があります。相関ノイズの影響を調査し、取得された事後確率で発生する潜在的なバイアスを抑制します。合成データの複数のノイズインスタンスをシミュレートし、検索を実行して、さまざまなノイズモデルの検索の良さの統計を取得します。相関ノイズはスペクトルの過剰適合を可能にし、それによって平均してより良い適合度をもたらしますが、検索の全体的な精度を低下させることがわかります。特に、相関ノイズは、光学範囲内の明らかな非レイリー勾配として現れる可能性があり、雲/ヘイズパラメータの誤った推定につながります。また、精度が高いと、相関結果が推定誤差の点で入力値からさらに離れることがわかります。そのため、取得した事後確率の分析には注意が必要であり、推定されたパラメーターの不確実性は下限として最もよく理解されることを強調します。最後に、相関ノイズはHST観測では確実に区別できませんが、JWST観測ではその存在と強度を推測できる可能性があることを示します。
放射レイリー・テイラー不安定性と惑星大気中の雲の構造
| Title |
Radiative_Rayleigh-Taylor_Instability_and_the_structure_of_clouds_in_planetary_atmospheres |
| Authors |
P._Tremblin,_H._Bloch,_M._Gonz\'alez,_E._Audit,_S._Fromang,_T._Padioleau,_P._Kestener,_and_S._Kokh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.12448 |
雲は、太陽系外惑星の大気中で、考えられる凝縮可能な種の範囲が広いことを考えると、さまざまな条件で形成されると予想されます。ただし、この多様性は、さまざまな熱条件での放射伝達に応じて、非常に異なる小規模なダイナミクスにつながる可能性があります。これらのダイナミクスレジームにいくつかの洞察を提供することを目指しています。組成に依存する熱源項を使用して、組成の不連続性の分析線形安定性分析を実行します。また、コードARKを使用して、層状媒体の不透明度の不連続性の理想的な2次元（2D）シミュレーションを実行します。放射伝達に2ストリームの灰色モデルを使用し、褐色矮星と地球のような体制を調査します。層状媒体に不透明度の不連続性が存在する場合、放射性レイリー・テイラー不安定性（以下、RRTI、非断熱レイリー・テイラー不安定性の特定のケース）の存在を明らかにします。この不安定性は、本質的に非断熱対流に似ており、放射伝達の加熱と冷却による浮力のみに依存しています。気温が大気中の高さとともに低下している場合、不透明度の高い媒体の上に不透明度の低い媒体が動的に不安定になり、不透明度の低い媒体の上に不透明度の高い媒体が安定します。温度が高さとともに上昇している場合、この安定性/不安定性の動作は逆になります。RRTIの存在は、広範囲の惑星大気の雲量の安定性に重要な影響を与える可能性があります。私たちの太陽系では、地球大気中の乳房雲の形成と金星雲デッキの存在を説明するのに役立つ可能性があります。同様に、安定した大規模な雲の覆いは、強く照射された太陽系外惑星に遍在する可能性がありますが、褐色矮星や直接画像化された太陽系外惑星などの低照射または孤立した物体ではより斑状になる可能性があります。
LMCの静止分子リッジの物理的条件：非LTEモデルのCO放出への適合
| Title |
Physical_Conditions_in_the_LMC's_Quiescent_Molecular_Ridge:_Fitting_Non-LTE_Models_to_CO_Emission |
| Authors |
Molly_K._Finn,_Remy_Indebetouw,_Kelsey_E._Johnson,_Allison_H._Costa,_C._H._Rosie_Chen,_Akiko_Kawamura,_Toshikazu_Onishi,_J\"urgen_Ott,_Kazuki_Tokuda,_Tony_Wong,_and_Sarolta_Zahorecz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.11973 |
LMCのモレキュラーリッジは30ドラダスから南に数キロパーセク伸びており、銀河全体の分子ガスの約30％を含んでいます。しかし、モレキュラーリッジの南端は静止しています-それは大規模な星形成をほとんど含んでおらず、これは非常に活発な大規模な星形成領域30Doradus、N159、およびN160から劇的に減少しています。分子線12CO（1-0）、13CO（1-0）、12CO（2-1）を使用して、最大16''（〜3.9pc）の解像度で分子リッジの新しいALMAおよびAPEX観測を提示します。13CO（2-1）、およびCS（2-1）。新しいマルチライン非LTEフィッティングツールを使用してこれらの輝線を分析し、RADEXのモデルに基づいて、地域全体のT_kin、n_H2、およびN_COのマップを作成します。これらの変数のそれぞれのパラメーター空間の範囲のシミュレーションデータを使用して、フィッティング方法が特定の分子線のセットに対してこれらの物理パラメーターをどれだけうまく回復できるかを評価します。次に、このフィッティングの結果を、質量推定値を取得するLTEおよびX_COの方法と比較し、ライン比が物理的条件にどのように対応するかを比較します。このフィッティングツールを使用すると、ガスの物理的状態をより直接的に調査し、以前の方法よりも光学的厚さや見通し内投影の影響を受けにくいT_kin、n_H2、およびN_COの値を推定できることがわかります。適合したn_H2値は、YSOの存在、および関連するYSOの総質量と平均質量との強い相関関係を示しています。平均密度、高密度ガス分率、ビリアルパラメータなどの典型的な星形成診断は、YSO特性との強い相関関係を示していません。
宇宙論的ズームインシミュレーションのための観測テストベッド：星震学を使用した太陽シリンダー内の恒星移動の抑制
| Title |
An_observational_testbed_for_cosmological_zoom-in_simulations:_constraining_stellar_migration_in_the_solar_cylinder_using_asteroseismology |
| Authors |
Kuldeep_Verma,_Robert_J._J._Grand,_V\'ictor_Silva_Aguirre,_Amalie_Stokholm |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.11975 |
大規模な恒星の調査は、天の川銀河の形成の磁気流体力学的シミュレーションの最近の開発と相まって、銀河の進化を推進する物理的プロセスを明らかにする比類のない機会を提供します。恒星調査の選択関数を考慮して、さまざまなパラメータをシミュレーションからの対応する予測と偏りのない方法で比較するためのフレームワークを開発しました。このフレームワークを、星震学、分光法、および位置天文学のデータが利用可能な7000を超える星のサンプルに、Aurigaプロジェクトからの6つのシミュレーションとともに適用しました。一部のシミュレーションでは、$[{\rmFe}/{\rmH}]-[\alpha/{\rmFe}]$平面で、観測と質的に類似した存在量の二分法を生成できることがわかりました。それらの速度分布のピークは、観測されたデータとかなりよく一致しますが、分布のテールと垂直方向の速度分散の観点から、より高温の運動学を予測します。私たちのシミュレーションサンプルが天の川のような銀河を代表していると仮定すると、若い（$<4$Gyr）と古い（$\in[4、8]$Gyr）星の種族の放射状移動に2.21と3.70kpcの上限を設定します。ソーラーシリンダーで。年齢の関数としての観測された金属量分散とシミュレーションされた金属量分散の比較は、若い集団と古い集団の移動をさらに約1.97および2.91kpcに制限します。これらの結果は、数値シミュレーションを高次元データセットと比較する私たちの手法の力を示しており、乱流、星形成、フィードバックプロセスのサブグリッドモデルを制約するために、より広いフィールドのTESS星震学データを次世代のシミュレーションと一緒に使用する道を開きます。。
天の川サイズの銀河における円盤形成の夜明け：$ z> 4 $の薄い恒星円盤
| Title |
The_Dawn_of_Disk_Formation_in_a_Milky_Way-sized_Galaxy:_Thin_Stellar_Disks_at_$z_>_4$ |
| Authors |
Tomas_Tamfal,_Lucio_Mayer,_Thomas_R._Quinn,_Arif_Babul,_Piero_Madau,_Pedro_R._Capelo,_Sijing_Shen_and_Marius_Staub |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.11981 |
\textsc{GigaEris}の結果を提示します。これは、宇宙論的な$N$体の流体力学的「ズームイン」シミュレーションで、前例のない解像度で天の川サイズの銀河が形成され、精製された粒子内に10億個の粒子が含まれています。領域。シミュレーションでは、金属線冷却や金属および熱拡散など、Smoothed-ParticleHydrodynamicsの最新の実装を採用しています。赤方偏移$z=4.4$まで、銀河の初期の組み立てに焦点を当てます。シミュレートされた銀河は、星形成銀河の主系列のより高い赤方偏移への外挿と一致する特性を持ち、$\sim$60$\、M_{\odot}$yr$^{-1}$の星形成率まで横ばいになります。$z=4.4$で。低赤方偏移システムの特性に類似した特性を持つコンパクトで薄い回転恒星円盤は、すでに$z\sim8$-9で発生しています。銀河は急速に多成分構造を発達させ、ディスクは、少なくともこれらの初期段階では、文献で頻繁に報告されているように逆さまに成長することはありません。むしろ、いつでも、新しく生まれた星は薄い円盤を維持するのに貢献しますが、厚い円盤は主に降着と合併によって追加された星から成長します。$v_\phi/\sigma_R$が1より大きい恒星円盤コンポーネントが$z\sim9$-10にすでに存在するため、運動学は薄い円盤の初期の遍在的な存在を反映しています。我々の結果は、非常に高赤方偏移の銀河の高解像度分光測光観測が、ALMAによる最近の低温回転ガスディスクの発見と一致して、薄い回転ディスクを見つけるはずであることを示唆している。最後に、JWSTNIRCamカメラの合成画像を示し、初期のディスクが$z\sim7$ですでに簡単に検出できることを示します。
ガウス混合法による角運動量空間の射手座ストリームメンバーの識別
この論文では、ガウス混合法を使用して、角運動量空間で天の川（MW）の恒星ハローを分析します。GaiaEDR3とSEGUEによって提供される完全な6D位相空間座標を持つ射手座（Sgr）ストリームの平面近くの5389星のカタログへの適用は、4つの独立した動的コンポーネントを返します。最も広く、最も人口の多いのは、「スムーズな」MWハローに対応します。最も狭くて最も暗いのは、孤児の流れの40個の星を含んでいます。GSE下部構造に関連している可能性が高い角運動量がほとんどまたはまったくないコンポーネントが見つかりました。また、Sgrストリームのメンバーである確率が$>90\％$の925個の星と7個の球状星団を特定します。$N$-bodyモデルとの比較は、これらのメンバーの一部が南/北半球のリーディング/トレーリングテールの継続をトレースしていることを示しています。新しい検出は空の$\sim800^\circ$にまたがっており、Galaxy{\itを2回}ラップしています。
S-PLUS DR2による南半球の星、クエーサー、銀河の発見について
| Title |
On_the_discovery_of_stars,_quasars,_and_galaxies_in_the_Southern_Hemisphere_with_S-PLUS_DR2 |
| Authors |
L._Nakazono,_C._Mendes_de_Oliveira,_N._S._T._Hirata,_S._Jeram,_C._Queiroz,_Stephen_S._Eikenberry,_A._H._Gonzalez,_R._Abramo,_R._Overzier,_M._Espadoto,_A._Martinazzo,_L._Sampedro,_F._R._Herpich,_F._Almeida-Fernandes,_A._Werle,_C._E._Barbosa,_L._Sodr\'e_Jr.,_E._V._Lima,_M._L._Buzzo,_A._Cortesi,_K._Men\'endez-Delmestre,_S._Akras,_Alvaro_Alvarez-Candal,_A._R._Lopes,_E._Telles,_W._Schoenell,_A._Kanaan,_T._Ribeiro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.11986 |
この論文は、ストライプ82地域の南測光ローカル宇宙調査データリリース2（S-PLUSDR2）の星、クエーサー、および銀河のカタログを提供します。12バンドフィルターシステム（5つのスローンのようなバンドと7つの狭いバンド）により、（赤外線情報に関係なく）広帯域のみに基づく通常の分析よりもオブジェクト分類のパフォーマンスが向上することを示します。さらに、分類が欠測値に対してロバストであることを示します。スローンデジタルスカイサーベイDR16およびDR14Qから取得した分光的に確認されたソースを使用して、12のS-PLUSマグニチュード+4の形態学的特徴を備えたランダムフォレスト分類器をトレーニングします。2番目のランダムフォレスト分類器は、広域赤外線サーベイエクスプローラー（WISE）からのW1（3.4$\mu$m）およびW2（4.6$\mu$m）の大きさを追加してトレーニングされます。カタログの44％にはWISEに対応するものがあり、両方のモデルからの分類が提供されています。クエーサーの純度95.76％（52.47％）、クエーサーの完全性95.88％（92.24％）、星の純度99.44％（98.17％）、星の完全性98.22％（78.56％）、銀河の98.04％（81.39％）を達成しています。純度、および最初の（2番目の）分類器の銀河の完全性の98.8％（85.37％）。これについては、WISEの対応物がある（ない）オブジェクトでメトリックが計算されました。分光サンプルに含まれていない合計2,926,787個の天体にラベルが付けられ、335,956個のクエーサー、1,347,340個の星、および1,243,391個の銀河が得られました。これらのうち、7.4％、76.0％、および58.4％が80％を超える確率で分類されました。Stripe82S-PLUSDR2の分類と確率のカタログをダウンロードできます。
注目に値する繰り返しFRB20201124Aのホスト銀河特性の記録
| Title |
Chronicling_the_Host_Galaxy_Properties_of_the_Remarkable_Repeating_FRB_20201124A |
| Authors |
Wen-fai_Fong_(Northwestern/CIERA),_Yuxin_Dong,_Joel_Leja,_Shivani_Bhandari,_Cherie_K._Day,_Adam_T._Deller,_Pravir_Kumar,_J._Xavier_Prochaska,_Danica_R._Scott,_Keith_W._Bannister,_Tarraneh_Eftekhari,_Alexa_C._Gordon,_Kasper_E._Heintz,_Clancy_W._James,_Charles_D._Kilpatrick,_Elizabeth_K._Mahony,_Alicia_Rouco_Escorial,_Stuart_D._Ryder,_Ryan_M._Shannon,_Nicolas_Tejos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.11993 |
オーストラリアのスクエアキロメーターアレイパスファインダー（ASKAP）の位置特定と、ホストが特定された5番目の銀河系外高速電波バースト（FRB）であるFRB20201124Aの繰り返しのホスト銀河の追跡観測を示します。6.5mMMT天文台を使用した分光法から、$z=0.0979\pm0.0001$、SFR（H$\alpha$）$\approx2.1M_{\odot}$yr$^{-1}$の赤方偏移を導き出します。、および12+log（O/H）$\約9.0$のグローバルな金属量。ホストの12フィルター光学MIR測光と分光法を共同でモデル化することにより、星の種族の質量の中央値が$\approx2\times10^{10}M_{\odot}$、内部の塵の減光が$A_V\approxであると推測します。1〜1.5ドルのマグ、および$\約5〜6$Gyrの質量加重星の種族の年齢。これらのデータを電波とX線の観測に結び付けると、広帯域の振る舞いと強いAGN活動を調和させることはできず、代わりに、恒星形成に起因する可能性のある恒星形成の主な発生源であると考えられます。モデリングはまた、$\約10-30\％$のレベルで中赤外光度に寄与するホットダスト成分を示しています。ホスト銀河の星形成と質量集合の履歴を構築し、ホストが1Gyr前までにその質量の$>90\％$を組み立て、その存在の大部分でかなり一定の星形成率を示したことを発見しました。スターバースト活動。
ASKAP-EMU初期科学プロジェクト：大マゼラン雲の888MHz無線連続体調査
| Title |
The_ASKAP-EMU_Early_Science_Project:_888_MHz_Radio_Continuum_Survey_of_the_Large_Magellanic_Cloud |
| Authors |
Clara_M._Pennock,_Jacco_Th._van_Loon,_Miroslav_D._Filipovic,_Heinz_Andernach,_Frank_Haberl,_Roland_Kothes,_Emil_Lenc,_Lawrence_Rudnick,_Sarah_V._White,_Claudia_Agliozzo,_Sonia_Ant\'on,_Ivan_Bojicic,_Dominik_J._Bomans,_Jordan_D._Collier,_Evan_J._Crawford,_Andrew_M._Hopkins,_Kanapathippillai_Jeganathan,_Patrick_J._Kavanagh,_B\"arbel_S._Koribalski,_Denis_Leahy,_Pierre_Maggi,_Chandreyee_Maitra,_Josh_Marvil,_Micha{\l}_J._Micha{\l}owski,_Ray_P._Norris,_Joana_M._Oliveira,_Jeffrey_L._Payne,_Hidetoshi_Sano,_Manami_Sasaki,_Lister_Staveley-Smith,_Eleni_Vardoulaki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.12013 |
大マゼラン雲（LMC）の新しい120度$^{2}$無線連続画像の分析を提示します。帯域幅は288MHz、ビームサイズは$13\rlap{。}^{\prime\です。Prime}9\times12\rlap{。}^{\prime\prime}1$、AustralianSquareKilometerArrayPathfinder（ASKAP）から、EvolutionaryMapoftheUniverse（EMU）調査の一部として処理されました。二乗平均平方根ノイズの中央値は58$\mu$Jyビーム$^{-1}$です。フィールド全体で均一に0.5mJyまで完全なGOLDリスト（30,866ソース）、$<$0.2mJyまで到達するSILVERリスト（22,080ソース）、およびBRONZEリスト（1,666ソース）に分割された54,612ソースのカタログを提示します。高ノイズおよび/または明るい複雑な放射の近くの領域で視覚的に検査された光源の。惑星状星雲とその電波光度関数の検出、電波光度とガス温度の相関関係を示す若い恒星状天体、LMCの新星とX線連星、銀河系の前景にある活動的な星について説明します。フラックスレベル。LMC（HII領域、超新星残骸、気泡）と遠方の銀河における拡散放出の例を示し、ジェットと銀河団ガスの間の壮大な相互作用を示します。主にバックグラウンドの電波源集団の14,333の赤外線対応物の中で、活動銀河核と比較して、星形成銀河が3mJy未満でより顕著になることがわかります。新しい888MHzデータを1.4GHzのアーカイブオーストラリアテレスコープコンパクトアレイデータと組み合わせて、スペクトルインデックスを決定します。大多数はシンクロトロン放射を表示しますが、より平坦なスペクトルも発生します。最も極端なスペクトル指標値は変動性によるものであると私たちは主張します。
イラクリオン銀河系外カタログ（HECATE）：マルチメッセンジャー天体物理学のための付加価値銀河カタログ
| Title |
The_Heraklion_Extragalactic_Catalogue_(HECATE):_a_value-added_galaxy_catalogue_for_multi-messenger_astrophysics |
| Authors |
Konstantinos_Kovlakas,_Andreas_Zezas,_Jeff_J._Andrews,_Antara_Basu-Zych,_Tassos_Fragos,_Ann_Hornschemeier,_Konstantinos_Kouroumpatzakis,_Bret_Lehmer,_Andrew_Ptak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.12101 |
イラクリオン銀河系外カタログ、またはHECATE、全天の付加価値銀河カタログを提示し、ローカル宇宙での現在および将来の多波長およびマルチメッセンジャー研究を促進することを目的としています。赤方偏移0.047（D<200Mpc）までの204,733個の銀河が含まれており、0〜170Mpcの範囲の距離でのBバンド光度密度に関して>50％完全です。カタログは、天文データベースと多波長調査からのデータを組み込んで均質化することにより、位置、サイズ、距離、形態学的分類、星形成率、恒星の質量、金属量、および核活動の分類を提供します。この豊富な情報により、（i）銀河系外天体の人口統計学的研究、（ii）一時的なイベントの初期特性評価、（iii）重力波イベントの電磁的対応物の検索などの幅広いアプリケーションが可能になります。カタログは、専用ポータルでコミュニティに公開されています。このポータルでは、対象ボリュームとデータ製品に関する将来の拡張機能もホストされます。
OTELO調査：低質量銀河の星形成率の進化
| Title |
The_OTELO_survey:_the_star_formation_rate_evolution_of_low-mass_galaxies |
| Authors |
Bernab\'e_Cedr\'es,_Ana_Mar\'ia_P\'erez-Garc\'ia,_Ricardo_P\'erez-Mart\'inez,_Miguel_Cervi\~no,_Jes\'us_Gallego,_\'Angel_Bongiovanni,_Jordi_Cepa,_Roc\'io_Navarro_Mart\'inez,_Jakub_Nadolny,_Maritza_A._Lara-L\'opez,_Miguel_S\'anchez-Portal,_Emilio_J._Alfaro,_Jos\'e_A._de_Diego,_Mauro_Gonz\'alez-Otero,_J._Jes\'us_Gonz\'alez,_J._Ignacio_Gonz\'alez-Serrano,_Carmen_P._Padilla_Torres |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.12213 |
\otelo\調査からの\ha\、、\hb\および\oii\輝線銀河のサンプルの分析を示します。質量は通常、$log（M_*/M_\sun）\sim9.4$未満で赤方偏移です。$z\sim0.4$と1.43の間。星形成率、星形成率密度、数密度、および赤方偏移によるそれらの進化を研究します。これまでに発表された最低質量のサンプルに基づいて、特定の星形成率、つまり恒星の質量関係のロバストな推定値を取得します。また、赤方偏移による星形成率密度と数密度のフラットな傾向を決定します。私たちの結果は、銀河の質量に関係なく、赤方偏移$z\sim1.4$まで銀河の数密度が進化しないシナリオを示唆しています。これは、赤方偏移が減少するにつれて、高質量銀河から低質量銀河への星形成プロセスの相対的な重要性が徐々に変化することを意味します。また、$0.4<z<1.43$の赤方偏移範囲では、星形成率密度の変動はほとんどまたはまったくありません。
近くの銀河の若い星団の半径
LegacyExtragalacticUVSurvey（LEGUS）から、31個の銀河の若い星団の投影された半光半径を測定します。汚染に対して堅牢になるように特別に設計されたカスタムパイプラインを実装します。これにより、6097クラスターの半径を測定できます。これは、現在利用可能な若い星団の半径の最大のサンプルです。ほとんどの（すべてではない）銀河が共通のクラスター動径分布を共有しており、ピークは約3pcであることがわかります。$R_{\mathrm{eff}}\proptoM^{0.24}$の形式の明確な質量と半径の関係が見つかります。この関係は、1Gyr未満のすべてのクラスター年齢に存在しますが、10Myr未満のクラスターでは傾斜が浅くなります。これらの年齢傾向を解釈するための簡単なおもちゃモデルを提示し、高質量クラスターが潮汐的に制限されて拡大しない可能性が高いことを発見しました。また、LEGUSのほとんどのクラスターは、特に高齢者や質量が大きい場合に、重力によって拘束されていることがわかります。最後に、クラスター密度と面密度の分布を示し、クラスターの年齢とともに減少するように見える大きな散乱を見つけます。最も若いクラスターの典型的な面密度は100$M_\odot$pc$^{-2}$です。
NGC7733-7734マージグループのトリプルAGN
| Title |
A_Triple_AGN_in_the_NGC_7733-7734_Merging_Group |
| Authors |
Jyoti_Yadav_(IIA),_Mousumi_Das_(IIA),_Sudhanshu_Barway_(IIA)_and_Francoise_Combes_(Observatoire_de_Paris) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.12441 |
コンテキスト：銀河の相互作用と合併は、超大質量ブラックホール（SMBH）バイナリにつながる可能性があり、SMBHが質量を降着し始めると、活動銀河核（AGN）ペアになります。相互作用に関与する第3の銀河がある場合、トリプルAGNシステムが形成される可能性があります。目的：私たちの目標は、アーカイブVLT/MUSE面分光器データを使用して、相互作用するペアNGC\、7733--NGC\、7734の銀河からの核放出の性質を調査し、によって追跡された恒星の質量分布との関係を研究することです。南アフリカ天文台（SAAO）からの近赤外線（NIR）観測。方法：SAAOを使用して近赤外観測を行い、各銀河のバルジの形態的特性を特定しました。MUSEデータを使用して、各銀河から一連のイオン化輝線を取得し、イオン化メカニズムを研究しました。また、UVITを使用した遠紫外線観測により、銀河ペアと近くの仲間との関係を調べました。結論：NGC\、7733およびNGC\、7734の中央領域からの輝線分析は、セイファートおよびライナータイプのAGN活動を示しています。銀河のペアNGC\、7733--34は、セイファートのような放射を持つ3番目の成分の証拠も示しています。したがって、銀河ペアNGC\、7733--34はトリプルAGNシステムを形成します。また、NGC\、7733の核に関連する拡張狭線領域（ENLR）も検出しました。
LSSTデータの準備-$ z <2.5 $主系列銀河の物理的特性の推定
| Title |
Getting_ready_for_the_LSST_data_-_estimating_the_physical_properties_of_$z<2.5$_main_sequence_galaxies |
| Authors |
Gabriele_Riccio,_Katarzyna_Ma{\l}ek,_Ambra_Nanni,_Mederic_Boquien,_Veronique_Buat,_Denis_Burgarella,_Darko_Donevski,_Mahmoud_Hamed,_Peter_Hurley,_Raphael_Shirley,_Agnieszka_Pollo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.12573 |
この作業では、今後の時空レガシー調査（LSST）データを使用して、通常の星形成銀河の物理的特性を制約する方法を研究します。シミュレートされたLSSTデータと既存の実際の観測を使用して、星形成率（SFR）、星の質量（$M_{star}$）、ダストの光度（$L_{dust}$など）などの銀河の物理的特性の推定をテストします。）。宇宙の銀河集団の大部分を形成し、したがってLSSTによって観測される可能性が高いため、通常の星形成銀河に焦点を当てます。赤方偏移範囲$0<z<2.5$内の50,385個の実際の銀河のLSST観測と不確実性のシミュレーションを実行します。この目標を達成するために、私たちはハーシェル銀河系外レガシープロジェクト（HELP）調査からのユニークな多波長データを使用しました。私たちの分析は、ELAIS-N1とCOSMOSの2つの分野に焦点を当てています。銀河の物理的特性を取得するために、銀河放射を調査するコード（CIGALE）を使用して、スペクトルエネルギー分布（SED）を適合させます。観測された銀河の多波長測光（UVからFIRまで）の適合から得られた主な銀河の物理的特性を、シミュレートされたLSST光学測定のみから得られたものと比較します。LSST測定に基づいて推定された恒星の質量は、主にUVと発光に依存し、考慮された赤方偏移範囲でLSSTによって十分にカバーされるため、完全なUV-FIRSED推定と一致します。赤方偏移と高い相関がある、LSSTのみで推定されたSFR、$L_{dust}$、$M_{dust}$の明らかな過大評価が得られます。この過大評価の原因を調査し、UVとNIRの両方のダスト減衰の過大評価に関連していると結論付けました。過大評価を修正するには、補助的なレストフレーム中赤外線観測、シミュレートされたUV観測、またはFUV減衰（AFUV）-Mstar関係を使用する必要があることがわかります。
混合形態超新星残骸W49BのALMACO観測：衝撃雲相互作用を介した再結合プラズマ線とハドロンガンマ線の効率的な生成
| Title |
ALMA_CO_Observations_of_the_Mixed-Morphology_Supernova_Remnant_W49B:_Efficient_Production_of_Recombining_Plasma_and_Hadronic_Gamma-rays_via_Shock-Cloud_Interactions |
| Authors |
H._Sano,_S._Yoshiike,_Y._Yamane,_K._Hayashi,_R._Enokiya,_K._Tokuda,_K._Tachihara,_G._Rowell,_M._D._Filipovic,_Y._Fukui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.12009 |
アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）を使用して、混合形態超新星残骸（SNR）W49Bに向けて新しいCO（$J$=2-1）観測を実施しました。$\sim$10kms$^{-1}$のCO雲は、シンクロトロン電波連続体およびX線変形シェルとの良好な空間的対応を示していることがわかりました。分子雲のバルク質量は、近赤外線H$_2$放出が検出される東部シェルではなく、シェルの西部を占めています。$\sim$10kms$^{-1}$の分子雲は、$\sim$20-60Kのより高い運動温度を示しており、適度な衝撃加熱が発生したことを示唆しています。$\DeltaV\sim$6kms$^{-1}$による雲の拡大運動は、前駆体システムからの強風によって形成されました。鉄に富む噴出物の樽状構造は、非対称爆発だけでなく、高密度の分子雲との相互作用によっても形成された可能性があると我々は主張する。また、CO強度と再結合プラズマの電子温度との間に負の相関関係があることもわかりました。これは、W49Bの高温再結合プラズマの起源が熱伝導モデルとして理解できることを意味します。加速された宇宙線陽子$W_\mathrm{p}$の総エネルギーは、平均ガス密度$\sim$$650\pm200$を採用することにより、$\sim$$2\times10^{49}$ergと推定されます。cm$^{-3}$。SNR年齢-$W_\mathrm{p}$ダイアグラムは、W49Bがガンマ線の明るいSNRで$W_\mathrm{p}$の最高の現場値の1つを示していることを示しています。
静止状態に戻る：パルサーJ1119-6127とその風星雲の爆発後の進化
| Title |
Back_to_quiescence:_post-outburst_evolution_of_the_pulsar_J1119-6127_and_its_wind_nebula |
| Authors |
Harsha_Blumer,_Samar_Safi-Harb,_Alice_Borghese,_Jonatan_Mart\'in,_Maura_A._McLaughlin,_Diego_F._Torres,_and_George_Younes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.12018 |
発生源が爆発してから3年後の2019年10月に撮影された高磁場パルサー（PSR）J1119-6127とそのコンパクトパルサー風星雲（PWN）のチャンドラ深部観測の分析について報告します。パルサーの爆発後（2019）の0.5〜7keVのスペクトルは、温度が0.2\pm0.1keV、光子指数が1.8\pm0.4、X線の2成分黒体とパワーローモデルによって最もよく説明されます。〜1.9e33ergs^{-1}の光度で、バースト前の静止段階と一致しています。パルサーが静止状態に戻ったことがわかります。コンパクトな星雲は、バースト前の段階と同様に、南北方向に伸びたジェットのような形態を示しています。バースト後のPWNスペクトルは、2.3\pm0.5の光子指数と約3.2e-14ergcm^{-2}s^{-1}（0.5-7keV）のフラックスを持つ吸収されたべき乗則に最もよく適合します。。PWNスペクトルは、バースト後のフェーズでスペクトルが軟化する証拠を示しています。バースト前の光子指数は1.2\pm0.4から2.3\pm0.5に変化し、バースト前の光度は〜1.5e32ergs^{-1}0.5〜7keVバンドで2.7e32ergs^{-1}に変更され、マグネターの爆発がPWNeに影響を与える可能性があることを示唆しています。わずか数年の静止状態に戻るために観察されたタイムスケールは、かなり速い冷却プロセスを意味し、J1119がそのスピンダウンエネルギーに加えて、マグネター爆発に続く磁気エネルギーによって一時的に電力を供給されるシナリオを支持します。
TeV観測時代のGRB残光パラメータ：GRB〜190114Cの場合
GRB〜190114Cの残光は、{MAGICCherenkov}望遠鏡による{sub-TeV範囲}のバースト後、{60-1200〜s}で観測されています。シンクロトロン起源であると推定されるX線範囲と、放出が逆コンプトンであると推定されるサブTeV範囲での同時観測は、放出領域内の条件に新しい厳しい制約を提供します{およびそれらの進化時間内に}。追加データには多くの新しい情報が含まれていますが、X線とTeV放射の両方のフィッティングは、当初の予想よりもはるかに複雑であることがわかりました。磁束測定は、TeV測定と組み合わせてパラメータ空間の縮退を壊す重要な補足情報を提供することがわかります。ここでは、正確なクライン-仁科の断面積と高吸収による対生成を考慮して、自己コンプトン発光を含む単一ゾーンシンクロトロンを計算する新しいコードを使用して、多波長観測スペクトルへの数値適合を示します。-放出ゾーン内のエネルギー光子と、結果として生じる二次ペアからの放出。また、単一ゾーンパラメータの改訂セットと、データを観測値に適合させる方法についても説明します。光学データポイントからサブTeV範囲まで、すべての観測に適合するGRB〜190114Cのモデルは、それが急速冷却体制にあることを示唆しています。{2つの別々の時点での}観測の推定パラメータは、残光モデリングの一般的な期待のいくつかからの大幅な逸脱を示していますが、すべて{ペアバランス}モデルの予測と一致しています。
SN 2017fgc：大規模なシェルギャラクシーNGC474で爆発した急速に拡大するIa型超新星
| Title |
SN_2017fgc:_A_Fast-Expanding_Type_Ia_Supernova_Exploded_in_Massive_Shell_Galaxy_NGC_474 |
| Authors |
Xiangyun_Zeng,_Xiaofeng_Wang,_Ali_Esamdin,_Craig_Pellegrino,_Jamison_Burke,_Benjamin_E._Stahl,_WeiKang_Zheng,_Alexei_V._Filippenko,_D._Andrew_Howell,_D._J._Sand,_Stefano_Valenti,_Jun_Mo,_Gaobo_Xi,_Jialian_Liu,_Jujia_Zhang,_Wenxiong_Li,_Abdusamatjan_Iskandar,_Mengfan_Zhang,_Han_Lin,_Hanna_Sai,_Danfeng_Xiang,_Peng_Wei,_Tianmeng_Zhang,_D._E._Reichart,_Thomas_G._Brink,_Curtis_McCully,_Daichi_Hiramatsu,_Griffin_Hosseinzadeh,_Benjamin_T._Jeffers,_Timothy_W._Ross,_Samantha_Stegman,_Lifan_Wang,_Jicheng_Zhang,_Shuo_Ma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.12164 |
高速（HV）タイプIa超新星（SNIa）2017fgcの広範な光学測光および分光観測を提示し、最大輝度の12日前の$\sim$12日から後の$\sim389$dまでのフェーズをカバーします。SN2017fgcは通常のSNeIaに似ていますが、絶対ピークの大きさは$M_{\rmmax}^{B}\upperx$$-19.32\pm0.13$magで、ピーク後の減少は${\Delta}m_です。{15}（B）$=$1.05\pm0.07$mag。そのピークボロメータ光度は、$1.32\pm0.13）\times10^{43}$ergs$^{-1}$として導出され、$^{56}$Niの質量$0.51\pm0.03M_{\odotに対応します。}$。SN2017fgcの光度曲線は、初期の星雲相の$UBV$バンドで過剰な放射を示し、$RrIi$バンドで顕著な二次肩/最大の特徴を示すことがわかります。そのスペクトルの変化はHVSNeIaのそれと似ており、最大光SiII速度は$15,000\pm150$kms$^{-1}$で、ピーク後の速度勾配は$\sim$$120\pmです。10$kms$^{-1}$d$^{-1}$。4300{\AA}付近でブレンドされたFeIIおよびMgIIライン、および4800{\AA}付近でブレンドされたFeII、SiII、およびFeIIIラインは、通常のSNeIaよりも明らかに強力です。大きなサンプルを調べると、スペクトルの2つのブレンドの強度、および$i/r$バンドの光度曲線の2番目のピークが、最大光のSiII速度と正の相関関係にあることがわかります。このような相関関係は、HVSNe〜Iaが噴出物でより完全な燃焼を経験する可能性があること、および/またはそれらの前駆細胞がより高い金属量を有することを示しています。SN2017fgcの発祥の地の環境を調べると、それは若くて金属量の多い個体群のある恒星の環境から生じた可能性が高いことが示唆されています。
大気中のエネルギッシュなミューオンのプロファイル
大気中の深さの関数としての高エネルギーミューオンの生成スペクトルは、深部検出器のイベント率の特性を理解するために関連しています。与えられた大気プロファイルに対して、重い原子核のカスケードは陽子シャワーよりも高い高度で発達し、深さでミューオンのより大きな分離を引き起こします。与えられたタイプの一次宇宙線について、ミューオン率の季節変動は、より高い温度がより低い密度に対応し、親中間子の再相互作用に対する崩壊の比率の相対的な増加に対応するという事実を反映しています。この論文では、一次宇宙線核の軌道に沿ったミューオンへの中間子崩壊を追跡するエルバート公式の一般化を提示します。変化する大気プロファイルによる生産スペクトルの畳み込みは、イベント率とミューオン束のサイズの温度と一次質量への依存性を提供します。IceCubeや、MINOSのコンパクトな地下検波器とNOvA近検波器の複数のミューオンイベントへの応用を検討しています。
LHAASOによって観測された超高エネルギーガンマ線からのローレンツ不変性違反の調査
| Title |
Exploring_Lorentz_Invariance_Violation_from_Ultra-high-energy_Gamma_Rays_Observed_by_LHAASO |
| Authors |
The_LHAASO_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.12350 |
最近、LHAASOコラボレーションは、100TeVを超える12個の超高エネルギーガンマ線源の検出を発表しました。最高エネルギーの光子は1.4PeVに達します。天体物理学源からのPeVガンマ線の最初の検出は、超光速シナリオで高エネルギーガンマ線の崩壊をもたらし、したがってエネルギーの急激なカットオフをもたらす、ローレンツ不変性違反（LIV）の影響の非常に感度の高いプローブを提供する可能性がありますスペクトラム。この研究では、2つの最高のエネルギー源が研究されています。それらのエネルギースペクトルにはLIVの存在の兆候は見られず、LIVエネルギースケールの下限が導き出されます。私たちの結果は、一次LIVエネルギースケールがプランクスケールM_{pl}の約10^5倍より高くなければならず、二次LIVスケールが>10^{-3}M_{pl}であることを示しています。両方の制限は、以前の結果から少なくとも1桁改善されます。
ブラックウィドウパルサーJ2051 $-$ 0827における大規模プラズマレンズの発見とモデリング
| Title |
Discovery_and_modelling_of_broad-scale_plasma_lensing_in_black-widow_pulsar_J2051$-$0827 |
| Authors |
F._X._Lin,_R._A._Main,_J.P.W._Verbiest,_M._Kramer,_G._Shaifullah |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.12359 |
エフェルスベルク100m望遠鏡によるブラックウィドウパルサーシステムの定期的な監視キャンペーン中に記録されたPSRJ2051$-$0827の異常に明るい観測について報告します。幸運な偶然の一致により、特に明るいシンチレーションの最大値は、コンパニオンによる日食と同時に発生し、日食全体のフラックス密度、分散測定（DM）、および散乱強度の変動を正確に測定できます。フラックス密度は日食全体で大きく変動し、日食から離れると平均の1.7倍のピークがありますが、平均して大幅に減少することはありません。幾何光学を使用して、測定されたDM変動から磁束密度変動を回復します。相対速度は、唯一の自由パラメーターです。コンパニオンの相対軌道運動と一致する470$\pm$10km/sの有効速度を測定します。これは、レンズ材料の流出速度が遅いか、視線に直接沿っていることを示しています。実効速度の2％の不確実性は、形式的なエラーです。私たちの現在のモデルに関連する分類学が支配的である可能性が高く、レンズの完全な治療で考慮されるモデルへのいくつかの拡張について詳しく説明します。これは、DMとレンズの間の因果関係のデモンストレーションです。磁束密度の変動は、DMの導関数を介して直接予測できます。今後、このアプローチは、他の食システムのダイナミクスを調査し、イオン化された星間物質におけるシンチレーションとレンズ効果の物理的性質を調査するために適用できます。
静かな中性子星の重いバイナリの形成とGW190425の起源
| Title |
The_formation_of_heavy,_radio-quiet_neutron_star_binaries_and_the_origin_of_GW190425 |
| Authors |
Alejandro_Vigna-G\'omez,_Sophie_L._Schr{\o}der,_Enrico_Ramirez-Ruiz,_David_R._Aguilera-Dena,_Aldo_Batta,_Norbert_Langer_and_Reinhold_Wilcox |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.12381 |
異常に重い連星中性子星合体GW190425の検出は、中性子星連星と重力波源GW170817の既知の銀河ミリ秒パルサーからの質量分布とはまったく対照的でした。ここでは、共通外層の後に組み立てられた巨大なヘリウム星がコンパクトなままで、中性子星コンパニオンへの物質移動を回避し、パルサーのリサイクルを回避する、重い連星中性子星の形成チャネルを提案します。特に、大規模な剥ぎ取られたヘリウム星の超新星爆発の3次元シミュレーションを提示し、大規模なフォールバックの進化とそれに続く中性子星の伴星への降着を追跡します。フォールバックにより、新しく形成された中性子星の質量が大幅に増加し、コンパニオンがミリ秒パルサーになるのに十分な質量を降着しないことがわかります。これは、GW190425のような重い連星中性子星系の形成を説明するだけでなく、中性子星の集合を予測することができます-軽いブラックホールシステム。さらに、これは、私たちの銀河にかなりの数の電波が静かな二重コンパクト天体が存在することを示唆しています。最後に、この形成経路は、天の川で観測された連星中性子星の質量離心率相関と一致しています。
銀河系外爆発に関するスピッツァーの最後の見方：相互作用する超新星の長期的進化
| Title |
Spitzer's_Last_Look_at_Extragalactic_Explosions:_Long-Term_Evolution_of_Interacting_Supernovae |
| Authors |
Tam\'as_Szalai,_Ori_D._Fox,_Richard_G._Arendt,_Eli_Dwek,_Jennifer_E._Andrews,_Geoffrey_C._Clayton,_Alexei_V._Filippenko,_Joel_Johansson,_Patrick_L._Kelly,_Kelsie_Krafton,_A._P._Marston,_Jon_C._Mauerhan,_Schuyler_D._Van_Dyk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.12427 |
ここでは、スピッツァー宇宙望遠鏡での測定に基づいた、超新星（SNe）の新しい（それでも最後の）中赤外線（中赤外線）データを紹介します。最近の3.6および4.5$\mu$m測光を、以前に公開された中赤外およびさらに多波長のデータセットと比較すると、これらのSNeまたはその環境、ならびにそれらの環境におけるダストの起源と加熱メカニズムについていくつかの結論を引き出すことができました。前駆星の爆発前の質量損失イベントに起因する星周物質（CSM）との関連の可能性について。また、特定のSNクラスと単一オブジェクトの両方に関する新しい結果も示します。SNeIa-CSMの中赤外均一性を強調します。これは、それらの一般的な前駆細胞タイプと基本的に均一な星周環境のヒントである可能性があります。単一のオブジェクトに関しては、他の波長範囲で検出された進行中のCSM相互作用の手がかりと一致しているように見える、史上初の中赤外データを提示する、遅い時間の相互作用タイプIbSNe2003gkおよび2004dkを強調する価値があります。私たちの現在の研究は、長期的な中赤外追跡観測が、SNeとその環境における爆発前と爆発後の両方のプロセスをよりよく理解する上で重要な役割を果たすことを示唆しています。スピッツァーはもう利用できませんが、ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡から期待される独自のデータと、ほこりっぽいSNeの長期近赤外線追跡観測により、このトピックの隠された詳細に近づくことができます。
謎めいた細線セイファート1銀河PKS2004-447の性質を探る
| Title |
Hunting_the_nature_of_the_enigmatic_narrow-line_Seyfert_1_galaxy_PKS_2004-447 |
| Authors |
M._Berton,_G._Peluso,_P._Marziani,_S._Komossa,_L._Foschini,_S._Ciroi,_S._Chen,_E._Congiu,_L.C._Gallo,_I._Bj\"orklund,_L._Crepaldi,_F._Di_Mille,_E._J\"arvel\"a,_J._Kotilainen,_A._Kreikenbohm,_N._Morrell,_P._Romano,_E._Sani,_G._Terreran,_M._Tornikoski,_S._Vercellone,_A._Vietri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.12536 |
狭線セイファート1（NLS1）銀河は、活動銀河核（AGN）のクラスであり、場合によっては、強力な相対論的ジェットを収容することができます。そのうちの1つであるPKS2004-447はガンマ線放出を示し、2019年に最初に記録された多周波フレアを受けました。しかし、過去の研究では、この線源はコンパクトな急峻スペクトル源（CSS）として分類できることが明らかになりました。他のガンマ線源とは異なり、PKS2004-447の相対論的ジェットは視線に対して大きな傾斜を持っています。ここでは、ブラックホールの質量とエディントン比を注意深く測定し、輝線の特性を決定し、長期的な変動性を特徴づけることを目的とした、このオブジェクトの一連の分光観測を紹介します。ブラックホールの質量は$（1.5\pm0.2）\times10^7$M$_\odot$であり、エディントン比は0.08であることがわかります。どちらの値もNLS1の一般的な範囲内です。スペクトルはまた、2019年のフレアが主に相対論的ジェットによって引き起こされたのに対し、降着円盤はイベント中に小さな役割を果たしたことを示唆しています。結論として、PKS2004-447がガンマ線放出CSS/NLS1ハイブリッドのまれな例の1つであり、これら2つのクラスのオブジェクトがAGN進化のフレームワークで接続されている可能性が高いことを確認します。
恒星のコンパクト性を使用したバイナリ集団合成における超新星爆発の結果のモデリング
| Title |
Modeling_the_outcome_of_supernova_explosions_in_binary_population_synthesis_using_the_stellar_compactness |
| Authors |
Maciej_Dabrowny,_Nicola_Giacobbo,_Davide_Gerosa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.12541 |
それらのコアの崩壊に続いて、私たちの宇宙に住む巨大な連星のいくつかは、ブラックホールと中性子星からなる合体連星を形成すると予想されます。得られたコンパクトバイナリの重力波観測は、超新星メカニズムの内部の働きとそれに続くコンパクトオブジェクトの形成に関する貴重な詳細を明らかにすることができます。人口合成コードMOBSEのフレームワーク内で、崩壊する星のコンパクトさに依存する新しい超新星モデルの実装を提示します。モデルには2つの自由パラメーターがあります。つまり、ブラックホールの形成と中性子星の形成を分離するコンパクト性のしきい値と、新しく形成されたブラックホールにフォールバックするエンベロープの割合です。このモデルを、バイナリ母集団合成で一般的に使用される他の処方と広範囲に比較します。超新星以前の恒星のコンパクトさの役割の最もクリーンな特徴は、（i）主にコンパクト性のしきい値パラメーターに依存するさまざまな種類のコンパクトなバイナリの相対的な形成率、および（ii）上部の位置であることがわかります。最も軽いブラックホールと最も重い中性子星の間の質量ギャップの端。これは主にフォールバック率に依存します。
10年間の運用後のフェルミ大面積望遠鏡の性能
| Title |
Fermi_Large_Area_Telescope_Performance_After_10_Years_Of_Operation |
| Authors |
The_Fermi_LAT_Collaboration:_M._Ajello,_M._Axelsson,_R._Bagagli,_M._Bagni,_L._Baldini,_D._Bastieri,_F._Bellardi,_R._Bellazzini,_E._Bissaldi,_E._D._Bloom,_R._Bonino,_J._Bregeon,_P._Bruel,_R._Buehler,_S._Buson,_R._A._Cameron,_P._A._Caraveo,_E._Cavazzuti,_M._Ceccanti,_S._Chen,_C._C._Cheung,_S._Ciprini,_I._Cognard,_J._Cohen-Tanugi,_S._Cutini,_F._D'Ammando,_P._de_la_Torre_Luque,_F._de_Palma,_S._W._Digel,_F._Dirirsa,_N._Di_Lalla,_L._Di_Venere,_A._Dom\'inguez,_D._Fabiani,_E._C._Ferrara,_A._Fiori,_G._Foglia,_Y._Fukazawa,_P._Fusco,_F._Gargano,_D._Gasparrini,_M._Giroletti,_T._Glanzman,_D._Green,_S._Griffin,_M.-H._Grondin,_J._E._Grove,_L._Guillemot,_S._Guiriec,_M._Gustafsson,_E._Hays,_D._Horan,_G._J\'ohannesson,_T._J._Johnson,_T._Kamae,_M._Kerr,_M._Kuss,_S._Larsson,_L._Latronico,_M._Lemoine-Goumard,_J._Li,_I._Liodakis,_F._Longo,_F._Loparco,_M._N._Lovellette,_P._Lubrano,_S._Maldera,_A._Manfreda,_G._Mart\'i-Devesa,_M._N._Mazziotta,_N._Menon,_I._Mereu,_M._Meyer,_M._Minuti,_W._Mitthumsiri,_T._Mizuno,_M._Mongelli,_M._E._Monzani,_I._V._Moskalenko,_M._Negro,_E._Nuss,_R._Ojha,_M._Orienti,_E._Orlando,_A._Paccagnella,_V._S._Paliya,_D._Paneque,_Z._Pei,_J._S._Perkins,_M._Pesce-Rollins,_M._Pinchera,_F._Piron,_H._Poon,_T._A._Porter,_R._Primavera,_G._Principe,_J._L._Racusin,_S._Rain\`o,_R._Rando,_B._Rani,_E._Rapposelli,_M._Razzano,_S._Razzaque,_A._Reimer,_O._Reimer,_J._J._Russell,_N._Saggini,_P._M._Saz_Parkinson,_N._Scolieri,_D._Serini,_C._Sgr\`o,_E._J._Siskind,_D._A._Smith,_P._Spinelli,_D._J._Suson,_H._Tajima,_J._G._Thayer,_D._J._Thompson,_L._Tibaldo,_D._F._Torres,_G._Tosti,_J._Valverde,_L._Vigiani,_G._Zaharijas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.12203 |
フェルミガンマ線宇宙望遠鏡（Fermi）ミッションの主要機器である大面積望遠鏡（LAT）は、30MeVのエネルギー範囲をカバーする、イメージング、広視野、高エネルギーガンマ線望遠鏡です。300GeV以上に。10年のマイルストーンでの計測器の性能について説明します。LATのパフォーマンスは、計画段階で定義された仕様の範囲内に十分収まり、設計の選択を検証し、Fermiミッションの期間を延長するための説得力のあるケースをサポートします。ここで提供される詳細は、次世代の高エネルギーガンマ線観測所を設計するときに役立ちます。
Event HorizonImagerの局部発振器の概念の実験室でのデモンストレーション
| Title |
Laboratory_demonstration_of_the_local_oscillator_concept_for_the_Event_Horizon_Imager |
| Authors |
V._Kudriashov,_M._Martin-Neira,_E._Lia,_J._Michalski,_P._Kant,_D._Trofimowicz,_M._Belloni,_P._Jankovic,_P._Waller,_M._Brandt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.12316 |
ブラックホールイメージングは、第3世代の宇宙VLBIである超長基線干渉法に500GHz帯域での動作を要求します。ここで必要なコヒーレント積分のタイムスケールは450秒ですが、利用可能なスペースオシレータは10秒を超えることはできません。自己校正法は、3アンテナ/衛星システムによって形成された干渉計でこの問題を解決する可能性がありますが、3番目の衛星の必要性はミッションコストを増加させます。周波数転送は、パフォーマンスとコストの両方の問題を軽減するために特に重要です。宇宙から宇宙への干渉法を可能にするためのその適合性を調査するために、特に、宇宙からのブラックホールの「影」を画像化するために、双方向光周波数伝達の概念が調べられます。紙の上で有望なこの概念は、テストによって実証されています。ラボテストのセットアップが提示され、TimePodとして標準の分析ツールを使用した時間的安定性の検証が行われます。結果として生じるアラン偏差は、対象の周波数転送タイムスケールが0.2秒より短いため、1/$\tau$位相ノイズの傾向によって支配されます。この傾向は、数時間にわたる最長のテストで証明されているように、より長い積分時間まで続きます。導出された103.2GHz発振器間のアラン偏差は10ミリ秒以内に$1.1\times10^{-14}/\tau$であり、<$\tau$<1,000秒であり、最長の遅延0.2秒に向かって2回劣化します。最悪の場合は、1桁のマージンで要件を満たします。得られた0.997〜0.9998の範囲のコヒーレンスは、557GHzの宇宙VLBIに有益です。その結果は、宇宙からのブラックホールイメージングのための将来の科学ミッションにとって特に興味深いものです。
超低多重度天体物理ニュートリノバーストをリアルタイムで認識するための新しい統計手法について
| Title |
On_a_new_statistical_technique_for_the_real-time_recognition_of_ultra-low_multiplicity_astrophysical_neutrino_burst |
| Authors |
Marco_Mattiazzi_and_Mathieu_Lamoureux_and_Gianmaria_Collazuol |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.12345 |
マルチメッセンジャー天文学を実行するには、特に次世代の大規模な超新星でアクセス可能な遠方のコア崩壊超新星の場合に、偽警報率が非常に低く、待ち時間が短い天体物理学の物体からのニュートリノ信号をリアルタイムで認識することが重要です。スケールニュートリノ望遠鏡。オンラインモニターの操作に実装されている現在の時間ベースの選択アルゴリズムは、主に、ポアソン分布のバックグラウンドの仮説の下で、固定された時間ウィンドウで検出されたイベントの数（多重度）に依存します。ただし、これらの方法では、予想される超新星ニュートリノバーストと定常バックグラウンドの間の時間プロファイルの不一致を利用することはできません。この論文では、クラスターの多重度-持続時間平面上に特定の決定境界を提供し、分析的な方法で望ましい誤警報率を保証する、新しい一般的で柔軟な手法（ベータフィルター法）を提案します。性能は、電流検出器の現実的なバックグラウンドレートに加えて、汎用SNのような信号の注入を使用して評価されます。標準的な手法と比較して、最大$\sim80\％$の効率の絶対的な向上が達成され、新しい超低多重度領域が発表されました。
INTEGRALリロード：宇宙船、計器、地上システム
| Title |
INTEGRAL_reloaded:_spacecraft,_instruments_and_ground_system |
| Authors |
Erik_Kuulkers,_Carlo_Ferrigno,_Peter_Kretschmar,_Julia_Alfonso-Garzon,_Marius_Baab,_Angela_Bazzano,_Guillaume_Belanger,_Ian_Benson,_Anthony_J._Bird,_Enrico_Bozzo,_Soren_Brandt,_Elliott_Coe,_Isabel_Caballero,_Floriane_Cangemi,_Jerome_Chenevez,_Bradley_Cenko,_Nebil_Cinar,_Alexis_Coleiro,_Stefano_De_Padova,_Roland_Diehl,_Claudia_Dietze,_Albert_Domingo,_Mark_Drapes,_Eleonora_D'uva,_Matthias_Ehle,_Jacobo_Ebrero,_Mithrajith_Edirimanne,_Natan_A._Eismont,_Timothy_Finn,_Mariateresa_Fiocchi,_Elena_Garcia_Tomas,_Gianluca_Gaudenzi,_Thomas_Godard,_Andrea_Goldwurm,_Diego_Gotz,_Christian_Gouiffes,_Sergei_A._Grebenev,_Jochen_Greiner,_Aleksandra_Gros,_Lorraine_Hanlon,_Wim_Hermsen,_Cristina_Hernandez,_Margarita_Hernanz,_Jutta_Huebner,_Elisabeth_Jourdain,_Giovanni_La_Rosa,_Claudio_Labanti,_Philippe_Laurent,_et_al._(40_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.12446 |
ESAの国際ガンマ線天体物理学研究所（INTEGRAL）は、2002年10月17日06：41CESTに発足しました。それ以来、広い視野（完全にコード化：100deg^2）、ミリ秒の時間分解能で、長く途切れることのない観測（2。7日の衛星軌道あたり最大約47時間、つまり170ksec）を提供してきました。、keVエネルギー分解能、偏光測定、および光学系の追加カバレッジ。これは、15keVから10MeVの範囲の2つの主要な機器、分光計SPI（1.8MeVでスペクトル分解能3keV）とイメージャIBIS（角度分解能12分角FWHM）によって実現され、X線（JEM-X;3-35keV）および光学（OMC;JohnsonVバンド）モニター。すべての機器は、ターゲット領域を同時に観察するように調整されています。粒子放射線モニター（IREM）は、宇宙船の近くの荷電粒子フラックスを測定します。主要機器の不一致防止サブシステムは、効率的な全天ガンマ線検出器でもあり、75keVを超える全方向性モニタリングを提供します。INTEGRALは、ターゲットオブオポチュニティの観察を迅速に（数時間以内に）再ポイントして実施することもできます。INTEGRALは印象的な遺産を築き上げました。600を超える新しい高エネルギー源の発見。Ia型超新星からの56Niおよび56Co放射性崩壊線の初めての直接検出。銀河バルジと円盤における陽電子消滅に関する新しい洞察。先駆的なガンマ線偏光研究。INTEGRALは、マルチメッセンジャー天文学でも成功しています。INTEGRALは、バイナリ中性子星合体と同時に最初の迅速な電磁放射を発見しました。INTEGRALデータに基づく1750以上の論文が、査読付きジャーナルに掲載されています。ここでは、過酷な宇宙環境で18年以上運用された後の衛星の状態の包括的な更新と、成功した地上セグメントについて説明します。
コロナ質量放出駆動シース領域の分類：STEREOイベントの特性
| Title |
Categorization_of_Coronal_Mass_Ejection_Driven_Sheath_Regions:_Characteristics_of_STEREO_Events |
| Authors |
T._M._Salman,_N._Lugaz,_R._M._Winslow,_C._J._Farrugia,_L._K._Jian,_and_A._B._Galvin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.12076 |
コロナ質量放出（CME）によって駆動され、1AU付近で測定された106のシース領域の包括的な統計分析を提示します。この拡張分析は、STEREOプローブからのデータを使用して、2つの個別の分類に焦点を当てています。最初の分類では、シースの一般的な特徴が潜在的な形成メカニズム（伝播および膨張シース）、つまり主に太陽風で膨張または伝播している磁気噴出物（ME）との関連によってどのように変化するかを調査します。伝播シースはより高密度で、より強力なMEによって駆動されるのに対し、拡張シースはより高速であることがわかります。重ね合わせたエポック技術を使用してこれらのシースの時間プロファイルを調査すると、磁場とプラズマのシグネチャのほとんどが、膨張シースと比較して伝播シースでより高くなっていることがわかります。2番目の分類は、シース間の速度変動に基づいています。線形最小二乗回帰を使用して、シースプラズマの4つの異なる速度プロファイルを分類します。関連する衝撃特性と太陽周期の位相は、そのような変動の発生に影響を与えないことがわかります。我々の結果はまた、駆動MEの特性がシース特性の変動の主な原因であることを強調しています。ロジスティック回帰により、太陽風のフレーム内の磁場強度とME速度が、これらの速度変動の要因である可能性が高いと結論付けています。
カーネギー超新星プロジェクト：「スーパーチャンドラセカール質量」/ 2003fgのようなIa型超新星の最初の均質サンプル
| Title |
Carnegie_Supernova_Project:_The_First_Homogeneous_Sample_of_"Super-Chandrasekhar_Mass"/2003fg-like_Type_Ia_Supernova |
| Authors |
C._Ashall,_J._Lu,_E._Y._Hsiao,_P._Hoeflich,_M._M._Phillips,_L._Galbany,_C._R._Burns,_C._Contreras,_K._Krisciunas,_N._Morrell,_M._D._Stritzinger,_N._B._Suntzeff,_F._Taddia,_J._Anais,_E._Baron,_P._J._Brown,_L._Busta,_A._Campillay,_S._Castell\'on,_C._Corco,_S._Davis,_G._Folatelli,_F._Forster,_W._L._Freedman,_C._Gonzal\'ez,_M._Hamuy,_S._Holmbo,_R._P._Kirshner,_S._Kumar,_G._H._Marion,_P._Mazzali,_T._Morokuma,_P._E._Nugent,_S._E._Persson,_A._L._Piro,_M._Roth,_F._Salgado,_D._J._Sand,_J._Seron,_M._Shahbandeh,_B._J._Shappee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.12140 |
13個の「スーパーチャンドラセカール質量」/2003fgのようなタイプIa超新星（SNeIa）の多波長測光および分光分析を提示します。これらのオブジェクトのうち9つは、カーネギー超新星プロジェクトによって観測されました。2003fgのようなSNeはゆっくりと減少しています。光曲線（$\Deltam_{15}$（B）$<$1.3mag）、および-19$<M_{B}<$-21magのピーク絶対Bバンドマグニチュード。多くの2003fgのようなSNeが通常のSNeIaと同じ輝度幅関係の部分。光学BおよびVバンドでは、2003fgのようなSNeは通常のSNeIaのように見えますが、より赤い波長では通常の物体から発散します。他の明るいSNeIaとは異なり、2003fgのようなSNeは一般にBバンド最大のエポックの後にピークに達するiバンド最大を1つだけ持っていますが、それらのNIR光曲線の立ち上がり時間は通常のSNeIaよりも$>$40日長くなる可能性があります。通常のSNeIaよりもNIRバンドで、$M_{H}<$-19等を超えてピークに達し、一般に負のハッブル残差があります。理論的には、2003fgのようなSNeは、最大光をはるかに超えた未燃炭素、SiII$\lambda$6355の速度の大きな広がり（8000-12000kms$^{-1}$）などの特性を示します。低下、+10dでの明確なHバンドの切れ目なし、および星雲相の低電離線。最大光でのCIIの疑似等価幅が大きいSNeは、SiII$\lambda$6355の速度が低く、光度曲線の下降が遅いことがわかります。2003fgのようなSNeのピーク光度に寄与する複数の要因もあります。炭素に富むエンベロープ内のC-O縮退コアの爆発は、これらの観察結果と一致しています。このような構成は、コアの縮退シナリオに由来する場合があります。
V2491 Cygの光度曲線モデル：クールで巨大な白色矮星での古典的な新星の爆発
| Title |
A_light_curve_model_of_V2491_Cyg:_Classical_nova_outburst_on_a_cool_and_massive_white_dwarf |
| Authors |
Mariko_Kato,_Hideyuki_Saio,_Izumi_Hachisu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.12202 |
古典的な新星V2491Cygは、かつて再発性の新星であることが示唆されていました。低温の$1.36〜M_\odot$白色矮星（WD）での新星爆発モデルによって、V2491Cygの光度曲線を広く再現しました。これは、V2491Cygが、低温の非常に大規模なWDではなく古典的な新星爆発であることを強く示唆しています。再発する新星RSOphのような暖かいWDで爆発する再発する新星。大変動バイナリの長期的な進化において、降着するWDは、重力エネルギー放出とニュートリノ損失のバランスをとった熱平衡状態に落ち着きました。WDの中心温度は、エネルギーバランスによって一意に決定されます。WDは、高い（低い）質量降着率のために高温（低温）です。さまざまなWD質量と質量降着率の中心温度、点火質量、点火半径、および再発期間を示します。低い質量降着率に対応する古典的な新星では、WDは冷たく、強く縮退し、点火質量が大きいため、強い新星の爆発が発生します。再発する新星では、質量降着率が高いため、WDは比較的暖かく、爆発は比較的弱いです。重力エネルギーの放出は、再発する新星の爆発の間の光度に実質的に貢献します。古典的な新星と再発する新星の物理的性質を比較し、それらの間の本質的な違いについて議論します。
冠状ループ振動の非線形減衰モデルのベイズ証拠
最近の観測的および理論的研究は、太陽コロナループ振動の減衰が振動振幅に依存することを示しています。線形共振吸収と非線形減衰モデルの2つのメカニズムを検討します。これらのモデルからの理論的予測を、減衰比と振動振幅によって定義される観測量の平面での観測データと対峙させます。この平面のベイズ証拠の構造は、各モデルが他のモデルと比較してより妥当である領域間の明確な分離を示しています。非線形減衰モデルと観測データの配置については、周辺尤度の高い領域とベイズ因子の間に定性的な一致があります。SDO/AIAで観測された101のループ振動のケースに定量的に適用すると、非線形モデルの周辺尤度がそれらの大部分で大きくなります。非線形減衰モデルの決定的な証拠があるケースは、線形共振吸収を支持するケースをかなり上回っています。
バイナリ相互作用によって生成されるBe星の留分の厳しい上限
| Title |
A_stringent_upper_limit_on_Be_star_fractions_produced_by_binary_interaction |
| Authors |
B._Hastings,_N._Langer,_C._Wang,_A._Schootemeijer,_and_A._P._Milone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.12263 |
環境。バイナリ進化は、物質移動段階での角運動量の降着を通じて、Be星として観測可能であると予測される高速回転星をもたらす可能性があります。これがおそらく支配的なBe形成チャネルであることを示す多くの観測証拠にもかかわらず、現在のモデルはBe星の種族の満足のいく記述を作成するのに苦労しています。目的。詳細なバイナリ進化計算における明確な不確実性を考慮して、バイナリ相互作用によるBe星の生成の厳密でモデルに依存しない上限を調査し、この限界を若い星団のBe星の観測と対峙させることを目指します。メソッド。極端な仮定を使用して、相互作用後のバイナリシステムと相互作用前のバイナリシステムの数の比率を計算します。これは、物質移動によるBe星形成の上限を示しています。導出された上限とBe星の関連する観測値との間で詳細な比較が行われ、連星物理学のいくつかの側面を精査することができます。結果。同時代の集団では、バイナリ相互作用は、主系列星の3分の1がBe星であるとせいぜい3分の1を占める可能性があることがわかります。クラスターのターンオフ領域の近くでは、この制限は調査対象のクラスターで実現されているようです。ターンオフとは別に、どのシステムが不安定な物質移動を受けるかについての単純な仮定を適用すると、質量の関数として観測されたBeの割合によく適合します。結論。異なる物理学を仮定すると、バイナリ進化だけで、散開星団で観測された多数のBe星と原則的に一致する可能性があることがわかります。必要なバイナリ物理学が自然界で実現されているかどうかはまだ調査されていません。
LCDMフレームワークは現代の宇宙論で信じられないほど成功していますが、パラダイムの一部として2つの神秘的な物質、ダークエネルギーとダークマターを認める必要があります。このフレームワークは、宇宙の大規模な特性のほとんど（つまり、CMBの存在と構造、銀河の大規模な構造、軽元素の豊富さ、加速膨張）を適切に説明していますが、重要なことはできていません。銀河の運動学やその形成など、小規模な特徴に関する予測。特に、円盤銀河の回転曲線（暗黒物質の最初の観測的発見）は、低加速度領域での運動の理解に挑戦する非ニュートン重力モデルによってよりよく表されます（一般相対性理論が重力の拡張を提供したのと同じように）高加速領域、例えばブラックホール）。現在のコールドダークマターシナリオと低エネルギー体制で提案されている新しい重力の定式化との間の緊張は、宇宙論における今後のパラダイムシフトを示唆しています。そして、歴史がガイドであるならば、観察は道を導くでしょう。
| Title |
Absorption_from_Primordial_Black_Holes_as_source_of_baryon_asymmetry |
| Authors |
Antonio_Ambrosone,_Roberta_Calabrese,_Damiano_F._G._Fiorillo,_Gennaro_Miele,_Stefano_Morisi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.11980 |
バリオン数を運ぶ新しい粒子$X$が原始ブラックホール（PBH）に吸収されることにより、バリオン非対称性が生成される、バリオン数生成の新しいメカニズムを提案します。PBHを取り巻くプラズマによる$X$および$\overline{X}$散乱のCP対称性の破れにより、2つの共役粒子はPBHによって異なる方法で吸収され、$X$セクターで非対称性が生じます。生産はPBH蒸発によって停止され、その後、非対称性は$X$減衰を介してバリオンセクターに転送されます。このメカニズムが、PBH濃度に関する既知の制約に違反することなく、正しい量の非対称性を生み出すことができることを示します。さらに、パラメータ空間の体系的な研究を提供し、正しいバリオン非対称性の生成につながる領域を特定します。
宇宙論と機能的QCDの出会い：大きなレプトンの非対称性によって引き起こされる一次宇宙QCD遷移
| Title |
Cosmology_meets_functional_QCD:_First-order_cosmic_QCD_transition_induced_by_large_lepton_asymmetries |
| Authors |
Fei_Gao,_Isabel_M._Oldengott |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.11991 |
宇宙のレプトンフレーバーの非対称性は、ニュートリノ振動が始まる前に観測的にほとんど制約されていません。大きなレプトンフレーバーの非対称性が存在する場合の宇宙QCDエポック中の宇宙軌道を計算します。機能的QCD法から導出されたQCD熱力学量を計算に含めることにより、私たちの研究は、一次宇宙QCD遷移の可能性を初めて明らかにしました。いくつかの異なるベンチマークシナリオで一次遷移が発生するレプトンフレーバー非対称性の必要な値を指定します。
原子核乾板を用いた直接暗黒物質探索のための深層学習
| Title |
Deep_Learning_for_direct_Dark_Matter_search_with_nuclear_emulsions |
| Authors |
Artem_Golovatiuk,_Andrey_Ustyuzhanin,_Andrey_Alexandrov,_Giovanni_De_Lellis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.11995 |
指向性暗黒物質探索で使用される細粒原子核乾板の機器背景からサブミクロン原子反跳トラックを区別するための新しい方法を提案します。提案された方法は、ディープラーニングアプローチに基づいており、ベイズ検索によって最適化されたパラメーターを使用した3D畳み込みニューラルネットワークアーキテクチャを使用します。方向情報の抽出に焦点を当てた以前の研究とは異なり、局在表面プラズモン共鳴現象の偏光依存性を利用した信号/バックグラウンド分離に焦点を当てています。提案された方法を従来のカットベースのアプローチと比較すると、信号効率を同じレベルに保ちながら、除去パワーが大幅に向上することがわかります。
14インチの天体望遠鏡追跡用のハイブリッド遺伝的ファジーコントローラー
| Title |
A_Hybrid_Genetic-Fuzzy_Controller_for_a_14-inches_Astronomical_Telescope_Tracking |
| Authors |
Doaa_Eid,_Abdel-Fattah_Attia,_Said_Elmasry_and_Islam_Helmy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.12075 |
望遠鏡の性能は、その動作条件に大きく依存します。ポインティング中、望遠鏡は比較的高速で移動でき、システムは追跡中よりも高い軌道位置エラーに耐えることができます。それどころか、追跡中、Alt-Az望遠鏡は一般にゆっくりと動きますが、それでも広いダイナミックレンジにあります。この場合、位置誤差は可能な限りゼロに近くなければなりません。追跡は、天文観測の質に影響を与える重要な要素の1つです。この論文では、2リンクダイレクトドライブセレストロン望遠鏡の動きを制御するためのハイブリッド遺伝的ファジーアプローチを紹介します。提案されたコントローラーは、遺伝的アルゴリズム（GA）を使用して、ファジー論理コントローラー（FLC）を最適化し、コッタミア天文台（KAO）の14インチセレストロン望遠鏡の追跡を改善します。ファジー論理入力は位置誤差とその変化率のベクトルであり、出力はトルクです。ここで使用されるGA目的関数は、積分時間絶対誤差（ITAE）です。提案された方法は、従来の比例微分（PD）コントローラー、GAを備えた最適化されたPDコントローラー、およびファジーコントローラーと比較されます。結果は、システム全体の動的応答を改善するための提案されたコントローラーの有効性を示しています。
低密度の熱い恒星物質における軽いハイパークラスターとハイペロン
| Title |
Light_hyperclusters_and_hyperons_in_low-density_hot_stellar_matter |
| Authors |
Tiago_Cust\'odio,_Helena_Pais_and_Constan\c{c}a_Provid\^encia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.12245 |
超新星やバイナリー合併などの恒星環境で生成される軽い原子核とハイペロンの存在量は、低密度物質の密度依存結合を持つ相対論的平均場モデル内で計算されます。3つの軽い超核とともに5つの軽い核が考慮されます。ハイペロンの存在により、クラスターの溶解がより大きな密度にシフトし、クラスターの量が増加することを示します。この効果は、電荷の割合が小さいほど大きくなり、温度が高くなります。ハイペロンの存在量は、クラスター形成の影響も受けます。中性および正に帯電したハイペロンは減少し、負に帯電したハイペロンは増加します。また、パウリブロッキング効果が小さいため、密度の低いクラスターの溶解がより大きな密度で発生することも観察されます。全体として、超核は25MeVを超える温度で設定され、温度と化学組成に応じて、$\alpha$粒子よりも豊富であるか、他のより重いクラスターよりもさらに豊富である可能性があります。
| Title |
Construction_of_explicit_symplectic_integrators_in_general_relativity._IV._Kerr_black_holes |
| Authors |
Xin_Wu,_Ying_Wang,_Wei_Sun,_Fuyao_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.12356 |
以前の論文では、明示的なシンプレクティック積分器は、シュワルツシルトブラックホールなどの非回転ブラックホール用に設計されていました。ただし、すべての変数を分離できるわけではないため、またはすべての分割部分が固有時の明示的な関数として分析ソリューションを持っているわけではないため、カー時空では機能しません。この困難に対処するために、カー幾何学のハミルトニアンに時間変換関数を導入して、5つの分割部分からなる時間変換されたハミルトニアンを取得します。その分析解は新しい座標時間の明示的な関数です。選択した時間変換関数により、時間ステップを適応させることができますが、これは主に、時間変換されたハミルトニアンの目的の分割を実装するために使用されます。このようにして、新しい明示的なシンプレクティックアルゴリズムを簡単に利用できます。ルンゲクッタ積分器とは異なり、新しく提案されたアルゴリズムは、適切な固定座標時間ステップが考慮される場合、ハミルトニアン量の保存において良好な長期動作を示します。それらは、計算効率において、同次の暗黙的および明示的な混合シンプレクティックアルゴリズムおよび拡張位相空間明示的シンプレクティックのような方法よりも優れています。明示的なシンプレクティック積分器の構築に関する提案されたアイデアは、カーメトリックだけでなく、磁場に浸されたカーブラックホール、軸対称の外部磁場を持つカーニューマンブラックホールなど、他の多くの相対論的問題にも適しています。コアシェルシステム、および5次元ブラックリングメトリック。
コアノイズ要件、およびAMIGOのGW感度
AMIGO-天体力学中周波干渉GW（重力波）天文台は、高周波GW検出器と低周波空間GW検出器の間の感度ギャップを埋める第1世代の中周波GWミッションです。これまでの研究では、周波数ノイズ低減要件を満たす第1世代の時間遅延構成で、公称アーム長10,000kmの適切な太陽周回軌道形成を取得しました。また、燃料消費率に優しい一定アームの太陽周回軌道形成も行いました。このホワイトペーパーでは、ノイズ要件を確認および調査し、対応するGW感度を示します。設計ホワイトポジションノイズと加速ノイズから、b-AMIGO（ベースラインAMIGO）、AMIGO、およびe-AMIGO（拡張AMIGO）の第1世代MichelsonXTDI構成のGW感度を取得します。現在の技術開発を考慮して、AMIGOミッションコンセプトを実装するためのステップを研究し、示します。
機械学習による強くレンズ化された重力波イベントの迅速な識別
| Title |
Rapid_Identification_of_Strongly_Lensed_Gravitational-Wave_Events_with_Machine_Learning |
| Authors |
Srashti_Goyal,_Harikrishnan_D.,_Shasvath_J._Kapadia_and_Parameswaran_Ajith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.12466 |
第2世代および第3世代の検出器によって検出される重力波（GW）信号のごく一部は、銀河や銀河団によって強くレンズ化され、複数の観測可能なコピーを生成すると予想されます。レンズ信号を識別するために最適なベイズモデル選択方法が開発されていますが、第2世代（第3世代）の検出器で検出された数万（数十億）のイベントのペアを処理することは、計算量と時間がかかります。この問題を軽減するために、機械学習を使用して、候補レンズペアの大部分を迅速に除外することを提案します。原理の証明として、ガウスノイズに追加された非回転のバイナリブラックホールイベントをシミュレートし、時間周波数マップ（Q変換）とローカリゼーションスカイマップ（Bayestarを使用）でマシンをトレーニングします。これらは両方ともで生成できます。秒。訓練されたマシンが、既存のベイズ法に匹敵する効率でレンズペアを正確に識別できることを示します。
動的磁気リコネクションの放射線天文学的診断を可能にする電子速度空間分布関数の形成
| Title |
Formation_of_electron_velocity_space_distribution_functions_allowing_radioastronomical_diagnostics_of_kinetic_magnetic_reconnection |
| Authors |
Xin_Yao,_Patricio_Alejandro_Mu\~noz,_J\"org_B\"uchner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.12558 |
磁気リコネクションは、磁気エネルギーを非熱電子ビームの運動エネルギーに変換することができます。ACRONYMパーティクルインセル（PIC）コードを利用した数値シミュレーションによって得られた3D動的磁気リコネクションによって生成されたEVDFと、3D不安定波であるため、2D動的磁気リコネクションとは異なるプラズマ不安定性への影響を特徴付けました。すべての方向に伝播できます。（1）拡散領域と再結合の分離の両方で、局所磁場に平行な方向に正の速度空間勾配を持つEVDFが形成されることがわかりました。これらの勾配は、カウンターストリーミングとバンプオンテールの不安定性を引き起こす可能性があります。（2）磁場強度が弱い領域、すなわち現在のシートミッドプレーンに近い領域では、局所磁場に垂直な方向に正の速度空間勾配を持つEVDFが生成されます。特に、局所磁場に垂直な速度空間における三日月形のEVDFは、主に再結合の拡散領域で形成されます。EVDFのこれらの垂直勾配は、電子サイクロトロンメーザーの不安定性を引き起こす可能性があります。（3）ガイドフィールドの強度が増加するにつれて、現在のシートでは、EVDFで垂直な速度空間勾配を特徴とする領域が少なくなります。平行（磁場整列）方向に正の勾配を持つEVDFの形成は、主に磁化された断熱電子によるものですが、局所磁場に垂直な方向に正の勾配を持つEVDFは、拡散における非磁化の非断熱電子に起因します。再接続ミッドプレーンの近くの流出領域。
静的および球対称のワームホール形状における遊星周波数
| Title |
Epicyclic_frequencies_in_static_and_spherically_symmetric_wormhole_geometries |
| Authors |
Vittorio_De_Falco,_Mariafelicia_De_Laurentis,_Salvatore_Capozziello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.12564 |
遊星周波数の測定は、特定の自己重力システムおよび関連する重力背景に関する情報を推測するために広く使用されている天体物理学的手法です。静的および球対称のワームホール時空でそれらの明示的な式を導き出します。これらの理論的結果を次の目的に適用する方法について説明します。（1）ワームホールの存在を検出し、ブラックホールで区別します。（2）ワームホールの解を取得したら、観測データを当てはめて再構築します。最後に、提案された遊星歯車法の物理的意味について説明します。
