輝線銀河（ELG）のパワースペクトルの有効場の理論に基づくフルシェイプ分析からの宇宙論的パラメーター測定を提示します。まず、シミュレーションで広範なテストを実行し、ELGパワースペクトルの摂動記述に適したスケールカットを決定します。このサンプルの非線形赤方偏移空間歪み（「神の指」）を詳細に調べ、それらが明るい赤銀河の歪みよりもいくらか弱いことを示しています。この違いは現在のデータでは重要ではありませんが、Euclid/DESIのような将来の調査では重要になる可能性があります。次に、$\nu\Lambda$CDMモデル内の拡張バリオン音響振動分光調査（eBOSS）からのELGパワースペクトルの最近の測定値を分析します。以前のBBNバリオン密度と組み合わせると、ELGパワースペクトルだけで物質密度$\Omega_m=0.287_{-0.061}^{+0.04}$と質量変動振幅$\sigma_8=0.73_{-0.13}^{が制約されます。+0.09}$。他のフルシェイプおよびBAOデータと組み合わせて、$\Omega_m=0.320_{-0.016}^{+0.014}$、$\sigma_8=0.700_{-0.044}^{+0.04}$、およびハッブル定数$を測定します。H_0=69.14_{-1.1}^{+1.0}$km/s/Mpc。ニュートリノの総質量は、BBN、フルシェイプ、およびBAOデータのみから$M_{\rmtot}<0.61$eV（95％CL）に制限されています。
z〜1でのVIPERSPDR2カタログの2点および3点共同クラスタリング分析：宇宙論的パラメーターの縮退を破る
| Title |
A_joint_2-_and_3-point_clustering_analysis_of_the_VIPERS_PDR2_catalogue_at_z~1:_breaking_the_degeneracy_of_cosmological_parameters |
| Authors |
A._Veropalumbo,_I._Saez_Casares,_E._Branchini,_B._Granett,_L._Guzzo,_F._Marulli,_M._Moresco,_L._Moscardini,_A._Pezzotta,_S._de_la_Torre |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.12581 |
VIPERS調査（PDR2）の最終データリリースから、銀河の2点および3点相関関数を$z=[0.5,0.7]$および$z=[0.7、0.9]$で測定します。2点関数の非線形1ループモデルと3点関数のツリーレベルモデルを含む2つの統計をモデル化し、結合尤度分析を実行します。プロセス全体と非線形補正は、153の非常にリアルなVIPERSモックカタログを使用してテストおよび検証され、10$h^{-1}\、\mathrm{Mpc}$という小さなスケールまで堅牢であることを示しています。モックは、2点と3点の結合分析に使用する共分散行列の計算にも採用されています。分析された2つの（ボリュームが制限された）サブサンプルの統計が限られているにもかかわらず、このような組み合わせが、クラスタリング振幅$\sigma_8$、線形バイアス$b_1$、および線形成長の間の2ポイントレベルに存在する縮退をうまく破壊することを示します。変動率$f$。特に後者の場合、クラスタリングの振幅を測定しながら、$f（z=0.61）=0.64^{+0.55}_{-0.37}$および$f（z=0.8）=1.0\pm1.0$を測定します。$\sigma_8（z=0.61）=0.50\pm0.12$および$\sigma_8（z=0.8）=0.39^{+0.11}_{-0.13}$であることがわかります。これらの値は、プランク宇宙論の外挿と非常によく一致しています。
畳み込みニューラルネットワークを備えた高速で忠実度の高いライマン$ \ alpha $フォレスト
| Title |
Fast,_high-fidelity_Lyman_$\alpha$_forests_with_convolutional_neural_networks |
| Authors |
Peter_Harrington,_Mustafa_Mustafa,_Max_Dornfest,_Benjamin_Horowitz,_Zarija_Luki\'c |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.12662 |
完全物理宇宙論的シミュレーションは、宇宙の構造の形成と進化を研究するための強力なツールですが、極端な計算リソースを必要とします。ここでは、畳み込みニューラルネットワークをトレーニングして、より安価なN体のみのシミュレーションを使用して、ライマンに関連するスケールでバリオンの流体力学変数（密度、温度、速度）を再構築します-$\alpha$（Ly$\alpha$）Nyxシミュレーションからのデータを使用したフォレスト。私たちの方法が$\sim$20kpcの解像度でこれらのフィールドの迅速な推定を可能にし、既存の近似よりもはるかに高い精度でLy$\alpha$フォレストの統計をキャプチャすることを示します。モデルは完全に畳み込みであるため、小さいシミュレーションボックスでトレーニングし、はるかに大きいシミュレーションボックスにデプロイして、計算量を大幅に節約できます。さらに、私たちの方法は、Ly$\alpha$フラックスの代わりに流体力学的場の近似値を直接生成するため、電離バックグラウンドまたは平均透過フラックスの特定の選択に限定されません。
HyPhy：流体力学的物理学の深い生成的条件付き事後マッピング
| Title |
HyPhy:_Deep_Generative_Conditional_Posterior_Mapping_of_Hydrodynamical_Physics |
| Authors |
Benjamin_Horowitz,_Max_Dornfest,_Zarija_Luki\'c,_Peter_Harrington |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.12675 |
宇宙論的観測量の大量の流体力学的シミュレーションを生成することは、次世代の観測に必要な計算量の多いタスクです。この作業では、N体シミュレーションから暗黒物質場を条件とする流体力学的場を合成するための新しい完全畳み込み変分オートエンコーダー（VAE）を構築します。単一の流体力学的シミュレーションでモデルをトレーニングした後、新しい暗黒物質のみのシミュレーションを対応する完全な流体力学的出力に確率的にマッピングすることができます。VAEの潜在空間をサンプリングすることにより、事後サンプルを生成し、マッピングの分散を調べることができます。再構築されたフィールドは、ターゲットの流体力学的フィールドの正確な表現と、妥当な分散推定値を提供することがわかります。このアプローチは、モックの迅速な生成と、観測データの完全なベイズ逆モデルでの実装を約束します。
ザックス・ヴォルフェ効果を介して確率的重力波バックグラウンドによって引き起こされる赤方偏移空間の変動を研究します。赤方偏移空間の変動は、CMB異方性への短波長重力波の痕跡を研究するのに役立つだけでなく、パルサーのペア間の正確な赤方偏移変動の相関関係を提供するのに役立つ視線積分にカプセル化できます。パルサータイミング測定で。
予測されるせん断および膨張率の変動の局所的なキャンセルの結果としてのDyer-Roeder近似の理解
| Title |
Understanding_the_Dyer-Roeder_approximation_as_a_consequence_of_local_cancellations_of_projected_shear_and_expansion_rate_fluctuations |
| Authors |
S._M._Koksbang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.12913 |
いくつかの具体的な例で、Dyer-Roeder近似が、光線に沿った膨張率の変動が赤方偏移へのせん断の寄与で局所的に相殺されるという条件を満たす時空で有効であることが示されています。これは、摂動されたFLRW時空、N体シミュレーション、スイスチーズモデルなどの標準的な宇宙論的シナリオの場合です。次に、別の具体的な例を使用して、条件を満たさない統計的に均質で効果的に統計的に等方性の宇宙論モデルを構築することが可能であることを示します。この場合、Dyer-Roeder近似は無効です。代わりに、平均赤方偏移-距離関係は、時空の透明部分の空間平均に基づく関係を使用して記述できます。
21cmの変動源としての星形成効率のショットノイズと散乱
| Title |
Shot_noise_and_scatter_in_the_star_formation_efficiency_as_a_source_of_21-cm_fluctuations |
| Authors |
Itamar_Reis,_Rennan_Barkana,_and_Anastasia_Fialkov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.13111 |
宇宙の夜明けと再電離の時代（EoR）からの21cmの信号は、高赤方偏移銀河集団の特性を調べます。高赤方偏移での銀河の天体物理学的特性の多くは、現在、観測が不足しているために制約されていません。これにより、将来の観測を計画し、最終的には適合させるために21cmの信号をモデル化する必要がある、考えられる天体物理学的シナリオの広大なスペースが作成されます。これは、基礎となる物理プロセスの近似を単純化する高速数値手法を使用して行われます。この研究では、ポアソン変動と星形成効率のばらつきの影響を定量化します。ポアソン変動は一部の作品に含まれ、他の作品には含まれていませんが、星形成効率のばらつきは通常無視され、特定の質量のすべての銀河は同じ特性を持っていると見なされます。信号が巨大な銀河によって支配されているシナリオで最も重要なのは、両方の機能が21cmのパワースペクトルに大きな影響を与える可能性があることを示しています。星形成効率のばらつきは、ポアソン変動の影響を単純に高めるだけではありません。たとえば、宇宙の夜明けのパワースペクトルの形には、銀河の輝度分布の幅に対応する特徴があることを示しています。また、21cmイメージングの結果のいくつかと、密度と放射線場の間の相関が低下していることの兆候についても説明します。
赤方偏移空間銀河団からの相互作用する暗黒エネルギー
| Title |
Interacting_dark_energy_from_redshift-space_galaxy_clustering |
| Authors |
Pedro_Carrilho,_Chiara_Moretti,_Benjamin_Bose,_Katarina_Markovi\v{c},_Alkistis_Pourtsidou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.13163 |
$\Lambda$CDMの魅力的な代替手段として、相互作用するダークエネルギーモデルが提案されています。今後のステージIV銀河団調査はこれらのモデルを制約しますが、それらは穏やかに非線形のスケールで銀河パワースペクトル多重極の正確なモデリングを必要とします。この作業では、$w$CDMへの単純な1パラメーター拡張を使用した暗黒散乱モデルを検討します。$A$のみを追加します。これは、暗黒エネルギーと暗黒物質の間の純粋な運動量交換を表します。次に、このダークセクター結合の影響を含めながら、非線形性をモデル化する3つのアプローチの包括的な比較を提供します。非線形性のモデリングは、最も一般的な2つの摂動理論アプローチであるTNSとEFTofLSSに基づいています。モデリングの有効性と精度をテストするために、$\Lambda$CDM基準宇宙論とステージIV調査の仕様に対応するシミュレーションデータを使用して、2つの赤方偏移ビン$z=0.5$と$z=1$でMCMC分析を実行します。。調査した最も複雑なEFTofLSSベースのモデルは、モックデータをより小さなスケールで記述し、最も多くの情報を抽出することで、両方に適していることがわかりました。このモデルを使用して、暗黒エネルギーの状態方程式$w$と相互作用パラメーター$A$の不確実性を予測し、での分析のために$\sigma_w=0.06$と$\sigma_A=1.1$b/GeVを見つけます。$z=1$での分析の場合は$z=0.5$および$\sigma_w=0.06$および$\sigma_A=2.0$b/GeV。さらに、非線形モデリングが正しくない場合、最大3$\sigma$のエキゾチックな暗黒エネルギーの誤検出が発生することを示し、測定値を正確に解釈するための検証段階の重要性を示しています。
CMB温度勾配の分散：多重接続された宇宙の新しい特徴
| Title |
The_variance_of_the_CMB_temperature_gradient:_a_new_signature_of_a_multiply_connected_Universe |
| Authors |
Ralf_Aurich,_Thomas_Buchert,_Martin_J._France_and_Frank_Steiner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.13205 |
この作業では、宇宙の多重接続された性質の署名として、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の温度勾配場の標準偏差を調査します。標準的な宇宙論モデルのパラダイム内の空間的に無限の宇宙モデルのCMBシミュレーションは、任意の角度スケールで非ゼロの2点相関を示します。これは、観測されたCMBマップの$60^{\circ}$を超えるスケールでの相関の極端な抑制と矛盾しています。空間的に多重接続されたトポロジーを持つ宇宙モデルは、通常、特定の波長カットオフを持つラプラシアンの離散スペクトルを含み、したがって、CMBで観察されるように、大きな角度スケールでの相関の抑制につながります（一般に、追加の連続スペクトル）。最も単純な例の中には、離散スペクトルのみを持つ3次元トーラスがあります。現在まで、トロイダル空間などの重要なトポロジーを持つ宇宙モデルは、観測されたPlanckCMBマップから導出されたものと同様の動作を示す2点相関関数を持つ唯一のモデルです。この研究では、CMB温度勾配場の正規化された標準偏差が、立方体の3トーラスのサイズの変化を階層的に検出することが示されています。プランクマップの温度勾配の分散が、標準的な宇宙論モデル内のシミュレーションの中央値とわずかに異常であることも示されています。すべてのフラットトーラスはグローバルに均質ですが、グローバルに異方性です。ただし、この研究では、標準的な宇宙モデルでCMBによって明らかにされた異方性の弱いレベルとほぼ同じであると見なされる、さまざまなトーラスサイズのすべてのCMBマップアンサンブルの均一性と等方性のレベルを示すテストも示しています。
一般的なフィルターの改訂された密度分割統計モデル
| Title |
A_revised_density_split_statistic_model_for_general_filters |
| Authors |
Pierre_Burger,_Oliver_Friedrich,_Joachim_Harnois-D\'eraps,_and_Peter_Schneider |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.13214 |
弱い重力レンズ効果を伴う宇宙の大規模構造の統計的特性を研究することは、現在および今後のいくつかの銀河調査の主要な目標です。弱いレンズ効果が宇宙パラメータを制約しなければならない力は、二次せん断相関関数または力スペクトルを超えた統計を考慮することによって強化することができます。観測データで成功したことが証明されているそのような高次プローブの1つは、密度分割統計（DSS）です。この統計では、前景の銀河密度に従って分類されたポイント周辺の平均シアープロファイルを分析します。この論文では、最も正確なDSSモデルを一般化して、さまざまな局所密度領域の分類に使用される幅広いクラスの角度フィルター関数を可能にします。このアプローチは、最適化されたフィルターが標準のトップハットの場合と比較してモデルパラメーターに対してより厳しい制約を提供できることを示す以前の調査結果によって動機付けられています。大偏差理論アプローチとその近似に基づいて、物質密度PDFをモデル化し、密度場の高次モーメントの摂動計算に基づいています。新規の追加は、これらの以前に採用された計算の一般化に依存して、一般的なフィルター関数を可能にし、数値シミュレーションのいくつかのセットで検証されます。改訂されたモデルは、現在の弱いレンズ効果の調査の統計的精度と比較して小さい残留系統的オフセットで、シミュレーション測定によく適合します。モデルの精度は、非負のフィルター関数よりも補正フィルターの方がわずかに低く、フィルターのサイズとともに増加します。フィッシャー行列アプローチを使用して、一般的に使用される2点宇宙せん断測定に匹敵する制約を見つけます。したがって、私たちのDSSモデルは、現在の宇宙せん断データの競合分析に使用できますが、今後のレンズ調査のために改良が必要になる場合があります。
非線形領域における宇宙ウェブの構造：最近傍および球形接触分布
| Title |
Structure_of_cosmic_web_in_non-linear_regime:_the_nearest_neighbour_and_spherical_contact_distributions |
| Authors |
Mohammad_Ansari_Fard,_Zahra_Baghkhani,_Laya_Ghodsi,_Sina_Taamoli,_Farbod_Hassani,_Shant_Baghram |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.13216 |
非線形スケールでは、物質密度分布はガウス分布ではありません。その結果、広く使用されている2点相関関数は、物質密度フィールドの全体的な動作をキャプチャするのにもはや十分ではありません。相関関数を超えたすべての統計の中で、球形接触と最近傍分布関数は、非線形領域での物質分布を調査するための有望なツールのようです。この作業では、宇宙論的な$N$-bodyシミュレーションのハローと、体積が制限された銀河群カタログの銀河群を使用して、球形の接触分布関数を最も近い隣接銀河分布関数と比較します。また、さまざまなサンプルのJ関数を計算します。さらに、シミュレーションでの統計の赤方偏移の進化と質量スケールの依存性、およびグループカタログのボリュームが制限されたサンプルの大きさへの依存性を考慮します。球面接触確率分布関数の形状はほぼ歪度正規分布であり、歪度と尖度はそれぞれ約0.5と3です。一方、最近傍確率分布関数はほぼ対数正規分布であり、対数歪度と尖度はそれぞれ約0.1と2.5です。したがって、球形の接触分布関数は、構造の詳細に影響される最も近い隣接分布関数と比較して、より大きなスケールをプローブします。また、シミュレーションでは、球形接触確率分布関数の1次モーメントと2次モーメントの間に線形関係があり、宇宙論モデルの識別プローブとして使用できます。
HD \、179218の最初のMATISSELバンド観測。内側の10〜au領域はカーボンダスト粒子が豊富ですか？
| Title |
First_MATISSE_L-band_observations_of_HD\,179218._Is_the_inner_10~au_region_rich_in_carbon_dust_particles? |
| Authors |
E.Kokoulina,_A._Matter,_B._Lopez,_E.Pantin,_N.Ysard,_G.Weigelt,_E.Habart,_J.Varga,_A.Jones,_A.Meilland,_E.Dartois,_L.Klarmann,_J.-C._Augereau,_R.van_Boekel,_M.Hogerheijde,_G.Yoffe,_L.B.F.M.Waters,_C.Dominik,_W.Jaffe,_F.Millour,_Th.Henning,_K.-H.Hofmann,_D.Schertl,_S.Lagarde,_R.G.Petrov,_P.Antonelli,_F.Allouche,_P.Berio,_S.Robbe-Dubois,_P.Abraham,_U.Beckmann,_A.Bensberg,_F.Bettonvil,_P.Bristow,_P.Cruzal\`ebes,_W.C.Danchi,_M.Dannhoff,_U.Graser,_M.Heininger,_L.Labadie,_M.Lehmitz,_C.Leinert,_K.Meisenheimer,_C.Paladini,_I.Percheron,_Ph.Stee,_J.Woillez,_S.Wolf,_G.Zins,_M.Delbo,_J.Drevon,_J.Duprat,_V.G\'amez_Rosas,_V.Hocd\'e,_J.Hron,_C.A.Hummel,_J.W.Isbell,_J.Leftley,_A.Soulain,_F.Vakili,_M.Wittkowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.12947 |
炭素は宇宙で最も豊富な成分の1つです。ケイ酸塩は原始惑星系円盤（PPD）の固相研究の主な焦点でしたが、特に惑星形成領域（$\sim$0.1〜10au）の固体炭素含有量についてはほとんど知られていません。幸いなことに、いくつかの難治性炭素質種はC-H結合（水素化ナノダイヤモンドやアモルファスカーボン、多環芳香族炭化水素（PAH）など）を示し、固体炭素貯留層の追跡に使用できる赤外線（IR）機能を生成します。超大型望遠鏡干渉計（VLTI）に設置された新しい中赤外線機器MATISSEは、PPDの内部領域（$\sim$1〜10au）を空間的に分解し、auスケールまでの放射を特定できます。炭素粒子から。私たちの目的は、放射状構造からauスケールに至るまで、基本的な物理的特性と、HD179218周辺の内部ディスク領域でのIR連続放射の原因となる材料の性質に関する一貫したビューを提供することです。広帯域スペクトルエネルギー分布（SED）と、低スペクトル分解能で取得されたVLTIH、L、およびNバンド干渉測定データを含む多波長データセットに基づいて、ディスクIR連続放射を解釈するための温度勾配モデル。次に、中赤外干渉法を採用した将来の高スペクトル分解能観測での検出可能性を評価するために、炭素質Lバンド特徴発光領域を表すリング状コンポーネントを追加しました。
メインベルト彗星のダスト環境P / 2019 A4（PANSTARRS）およびP / 2021 A5（PANSTARRS）
| Title |
Dust_environment_of_active_asteroids_P/2019_A4_(PANSTARRS)_and_P/2021_A5_(PANSTARRS) |
| Authors |
Fernando_Moreno,_Javier_Licandro,_Antonio_Cabrera-Lavers,_David_Morate,_and_Daniel_Guirado |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.13094 |
イメージングと分光法の両方を使用して10.4mGTCで観測された、2つのかすかなメインベルト彗星P/2019A4とP/2021A5のダスト活動と動的進化の特性評価について報告します。小惑星P/2019A4の活動は、おそらく衝突または回転の混乱が原因で、近日点の周りに約$\pm$10日発生する衝動的なイベントに関連していることがわかっています。その軌道は100Myrのタイムスケールで安定しています。ダストテールモデルは、最大粒子半径rmax=1cmで、（2.0$\pm$0.7）$\times$10$^6$kgのダストを生成する短期バーストを示しています。P/2019A4のスペクトルは特徴がなく、太陽よりわずかに赤いです。P/2021A5は、近日点通過後50日でアクティブになり、$\sim$5から$\sim$60日間続き、rmax=1で（8$\pm$2）$\times$10$^6$kgのダストを放出しましたCM。軌道シミュレーションは、P/2021A5の動的クローンの数パーセントが20〜50Myrのタイムスケールで不安定であることを示しています。したがって、P/2021A5は、JFC領域またはそれ以降から埋め込まれたオブジェクトである可能性があります。これらの事実は、活性化メカニズムとして水氷の昇華を示しています。このオブジェクトも特徴のないスペクトルを表示しますが、太陽よりわずかに青いです。原子核のサイズは、両方の小惑星で数百メートルの範囲と推定されています。粒子の放出速度（$\sim$0.2m/s）は、これらの小さなサイズのオブジェクトからの脱出速度と一致しています。
低解像度分光法に基づくNGC2808の複数の星の種族の新しいサブグループ化
| Title |
New_sub-grouping_of_multiple_stellar_populations_in_NGC_2808_based_on_low-resolution_spectroscopy |
| Authors |
Seungsoo_Hong,_Dongwook_Lim,_Chul_Chung,_Jaeyeon_Kim,_Sang-Il_Han,_Young-Wook_Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.12583 |
極端なヘリウムと軽元素の存在量を持つ亜集団をホストする、興味をそそる球状星団（GC）NGC2808の赤色巨星分枝星に対して低解像度分光法を実行しました。サブポピュレーション間のN、C、およびCaの存在量の違いを追跡するために、CN、CH、およびCaIIH＆Kスペクトルインデックスをそれぞれ測定しました。CNおよびCHの強度から4つのサブポピュレーション（G1、G2、G3、およびG4）を識別し、CN-weak/CH-strongG1、CN-intermediate/CH-strongG2、CN-strong/CH-intermediateG3、およびCN-強い/CH-弱いG4。高分解能分光法の[Na/O]と比較して、CNインデックスがG1とG2をより明確に分離できることを示しています。CNはGCでNの存在量を追跡するため、化学進化モデルによって予測されるように、G1とG2は[Na/Fe]と比較して[N/Fe]の差が大きいことを意味します。しかし、後の世代の星G3とG4は、高分解能分光法でよりよく分離されます。また、G4はG1と比較して強いCaIIH＆K線強度を示すこともわかりましたが、これは、このGCのG4での異常に強いHe増強および/またはMg枯渇の結果であると考えられます。この作業は、低解像度と高解像度の分光学的研究を組み合わせることで、GCの亜集団の分離を改善できることを示しています。
グローバル磁気イオン媒体調査（GMIMS）：75cmの南の空で最も明るい分極領域とその無線ループIIへの影響
| Title |
The_Global_Magneto-Ionic_Medium_Survey_(GMIMS):_The_brightest_polarized_region_in_the_Southern_sky_at_75cm_and_its_implications_for_Radio_Loop_II |
| Authors |
Alec_J._M._Thomson,_T._L._Landecker,_N._M._McClure-Griffiths,_John_M._Dickey,_J._L._Campbell,_Ettore_Carretti,_S._E._Clark,_Christoph_Federrath,_B._M._Gaensler,_J._L._Han,_Marijke_Haverkorn,_Alex._S._Hill,_S.A._Mao,_Anna_Ordog,_Luke_Pratley,_Wolfgang_Reich,_Cameron_L._Van_Eck,_J._L._West,_M._Wolleben |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.12595 |
グローバル磁気イオン媒体調査（GMIMS）低帯域南（LBS）南極偏光調査を使用して、81分角の分解能で300〜480MHzをカバーし、これらの周波数で南極偏光空の最も明るい領域を明らかにします。領域G150-50は、（l、b）〜（150度、-50度）の近くで、ほぼ20度$^2$をカバーします。GMIMS-LBSとより高い周波数（〜0.6--30GHz）の補完データを使用して、ファラデートモグラフィーとストークスQUフィッティング技術を適用します。G150-50に関連する磁場は、コヒーレントであり、主に空の平面にあることがわかります。これは、この領域がRadioLoopIIに関連していることを示しています。G150-50全体のファラデー深度スペクトルは広く、大規模な空間勾配が含まれています。この領域の磁場を膨張シェルとしてモデル化し、観測されたファラデー回転とGMIMS-LBSバンドの放射光の両方を再現できます。QUフィッティングを使用すると、ファラデースペクトルは、視線に沿ったいくつかのファラデー分散ソースによって生成されることがわかります。あるいは、モデル化できない偏光水平線効果により、高周波偏光スペクトルが複雑になっています。ループIIの磁場構造は空の大部分を支配しており、大規模な偏極した空の研究ではこのオブジェクトを説明する必要があります。高角度分解能でのG150-50の研究は、偏光水平線効果を軽減し、G150-50の性質を明らかにする可能性があります。
星形成領域における磁場の整列となぜ観測が難しいのか
| Title |
Alignment_of_the_magnetic_field_in_star_forming_regions_and_why_it_might_be_difficult_to_observe |
| Authors |
Philipp_Girichidis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.12596 |
磁場は星間物質（ISM）の重要な要素であり、大きく変化する磁場強度とガス密度との重要な相関関係を示します。その動的な影響は、ISMの個々の領域間で異なり、ガス構造に関するフィールドの方向と相関します。ISMの高解像度磁気流体力学シミュレーションを使用して、磁場の方向とガスの動的状態との関係を調べます。$\rho\sim10^{-21}\、\mathrm{g\、cm^{-3}}$$（n\sim400\、\mathrm{cm^{-3}}）$は、磁力線とガスの流れの整列と一致します。この遷移で、密度の勾配は、主に垂直から力線に優先的に平行に変化します。視線に沿った磁場の向きが大きく分散しているため、3次元の位置合わせと投影された2次元の観測量との関係は重要です。乱流相関の長さは、一般的な積分の長さに比べて小さくすることができます。結果として、方向の小規模な信号は、視線または雲の動的状態に敏感に依存する可能性があり、確率的に変動するか、完全に平均化される可能性があります。より高い空間分解能で、より小規模な構造が解像され、磁気流体力学的量と投影された観測量との間のリンクが悪化します。
天体物理学環境における小規模乱流ダイナモ：部分的にイオン化されたプラズマにおける非線形ダイナモとダイナモ
小規模な乱流ダイナモは、多様な天体物理学媒体における乱流の駆動スケールよりも小さいスケールでの磁場の増幅に関与しています。初期のダイナモ理論のほとんどは、運動学的レジームと小規模な磁場増幅に関するものです。ここでは、部分的にイオン化されたプラズマにおける非線形ダイナモとダイナモレジームの理論開発における最近の進歩をレビューします。磁場の再結合拡散の重要性は、重力収縮中の非線形ダイナモと磁場増幅の両方で識別されます。部分的にイオン化されたプラズマ内のダイナモの場合、中性イオンとイオンの間の結合状態とイオン中性衝突減衰は、ダイナモの動作と結果として生じる磁場構造に大きな影響を与える可能性があります。このレジームのダイナモ機能に関する2流体ダイナモシミュレーションを使用して、解析的予測と数値テストの両方を提示します。さらに、天体物理学的な意味を説明するために、ダイナモ理論を適用して、超新星残骸の衝撃前と衝撃後の両方の領域、弱く磁化された分子雲、（原始）星形成中の磁場の進化を研究するためのいくつかの例について説明します。最初の銀河形成の間。
ソロ矮小銀河IV：ローカルグループの衛星銀河と孤立した矮小銀河の比較と対比
| Title |
Solo_dwarfs_IV:_Comparing_and_contrasting_satellite_and_isolated_dwarf_galaxies_in_the_Local_Group |
| Authors |
Clare_Higgs_and_Alan_McConnachie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.12649 |
最も古い星の種族によって追跡された、孤立した局所銀河群の矮小銀河の恒星構造を、天の川やM31の衛星矮小銀河と比較対照します。Mv<-6および表面輝度<26.5等のすべての局所銀河群の矮星。1平方秒あたり。同様の観察と分析技術を使用する調査からの測定値を利用して、考慮されます。孤立した矮小銀河については、独房（ソロ）矮小銀河調査の結果を使用します。まず、2つの衛星集団の構造的および動的な特性が統計的に明らかに異ならないことを確認しますが、M31の周囲には、天の川周辺よりも同等の大きさと表面輝度の限界まで多くの衛星があることに注意してください。巨大な銀河に近接している矮星は、一般に、孤立している銀河よりも、コルメンディの関係においてより多くの散乱を示していることがわかります。具体的には、孤立した局所銀河群の矮小銀河は、衛星の母集団よりも光度に対して半光半径の傾向が強く、関連するパラメーターについても同様の影響が見られます。矮小銀河集団の構造的および動的特性には、天の川銀河とM31から約400kpcの遷移があり、最も小さく、最も薄く、最も円形の矮小銀河がこの分離よりも近くにあるように見えます。選択効果が分析に与える影響について議論し、結果は、MWおよびM31から約400kpc以内のシステムの個体群に対する潮汐相互作用の重要性を示していると主張します。
サザンステラストリーム分光調査（S5）からのポンプ座2とクレーター2の運動学
| Title |
Kinematics_of_Antlia_2_and_Crater_2_from_The_Southern_Stellar_Stream_Spectroscopic_Survey_(S5) |
| Authors |
Alexander_P._Ji,_Sergey_E._Koposov,_Ting_S._Li,_Denis_Erkal,_Andrew_B._Pace,_Joshua_D._Simon,_Vasily_Belokurov,_Lara_R._Cullinane,_Gary_S._Da_Costa,_Kyler_Kuehn,_Geraint_F._Lewis,_Dougal_Mackey,_Nora_Shipp,_Jeffrey_D._Simpson,_Daniel_B._Zucker,_Terese_T._Hansen,_Joss_Bland-Hawthorn,_S5_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.12656 |
南ステラストリーム分光調査（S5）の一環として行われた、拡散天の川衛星銀河ポンプ座2とクレーター2の新しい分光観測を紹介します。新しい観測は、各銀河で確認されたメンバー星の数を約2倍にし、Antlia2での分光観測の空間範囲を2倍以上にします。GaiaEDR3の適切な動きを含む完全な運動学的分析により、Antlia2と暫定的な速度勾配が検出されます。クレーター2の速度勾配。速度勾配の大きさと方向は、潮汐破壊の粒子流シミュレーションと一致しています。さらに、ポンプ座2の軌道と運動学には、大マゼラン雲によって引き起こされる天の川の反射運動を含むモデルが必要です。また、Antlia2の金属量は以前は過大評価されていたため、経験的な光度と金属量の関係にあり、現在ではかなりの質量損失が発生している可能性があります。この低い恒星の質量損失は、Antlia2のサイズと速度分散の現在の動的モデルとは対照的であり、潮汐によって星の90％以上を失っている必要があります。全体として、新しい運動学的測定は、これらの大きくて拡張された矮小楕円体銀河の起源に関する潮汐破壊シナリオをサポートします。
Haloマージャーツリーの比較：銀河形成モデルへの影響
| Title |
Halo_Merger_Tree_Comparison:_Impact_on_Galaxy_Formation_Models |
| Authors |
Jonathan_S._G\'omez,_Nelson_D._Padilla,_John_C._Helly,_Cedric_G._Lacey,_Carlton_M._Baugh,_Claudia_del_P._Lagos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.12664 |
高解像度、大容量の暗黒物質シミュレーションで実行されたGALFORM半分析モデルを使用して予測された銀河特性に対する、さまざまなハローファインダーとマージツリー構築アルゴリズムの使用の影響を調べます。ハローファインダー/ツリービルダーHBT、ROCKSTAR、SUBFIND、およびVELOCIRAPTORは、ハロー質量の定義、空間情報と位相空間情報のどちらのみを使用するか、衛星ハローとメインハローを区別する方法が異なります。これらの機能はすべて、GALFORMによって木が後処理され、均質化された後でも、モデル銀河にいくらかの影響を及ぼします。恒星の質量関数は、採用されたハローとマージツリーファインダーの影響を受けません。ただし、GALFORMの中央銀河と伴銀河の数は、ハローファインダー/ツリービルダーにわずかに依存していることがわかります。サブハロが分解されていない銀河の数は、ツリービルダーに強く依存し、位相空間ファインダーであるVELOCIRAPTORは、そのような銀河の最大の集団を示しています。恒星の質量、冷たいガスと熱いガスの質量、星形成率の分布は、異なるハローファインダー/ツリービルダー間でよく一致しています。ただし、VELOCIRAPTORには初期の前駆体ハローが多いため、これらの木では、GALFORMは、赤方偏移が大きく、銀河のサイズが小さく、回転楕円体コンポーネントの星の質量が大きい場合に、わずかに高い星形成率密度を生成します。すべての場合でこれらの違いは小さいので、すべてのツリーが処理されて主要な前駆体の質量が単調に増加する場合、予測されるGALFORM銀河の個体数は安定しており、これら4つのハローファインダー/ツリービルダーで一貫していると結論付けます。
高速雲複合体Cにおける冷たいHIフィラメントの形成の解決
| Title |
Resolving_the_formation_of_cold_HI_filaments_in_the_high_velocity_cloud_complex_C |
| Authors |
Antoine_Marchal,_Peter_G._Martin,_and_Munan_Gong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.12683 |
銀河ハローガスの物理的性質は、銀河のライフサイクルに大きな影響を及ぼします。ガスが銀河ハローを通過するとき、ガスは動的相互作用を受け、星形成と銀河円盤の化学的進化への影響に影響を与えます。天の川銀河では、大部分が大きな複合体の形をしている中性ガスの空間分布を理解するためにかなりの努力が払われてきました。ただし、それらの物理的特性の内部変動は不明なままです。この研究では、HVCの中性ガスの熱的および動的状態を調査します。DHIGLSHI調査のENフィールドでの21cm線放射の高解像度観測（1.'1）を使用して、複合体Cのエッジにある明るい濃度CIBの物理的特性を分析します。ガウス分解を使用します。ROHSAをコーディングしてマルチフェーズコンテンツをモデル化し、パワースペクトル分析を実行してマルチスケール構造を分析します。樹状図を使用して抽出された約200の構造の物理的特性が調べられます。2つの異なる領域を特定します。そのうちの1つは、複合体Cのエッジから伸びる顕著な突起を持ち、暖かい拡散ガスから冷たい高密度ガスおよびフィラメントへの進行中の相転移を示します。温かいガスが不安定になって熱凝縮するスケールは約15pcで、これは約1.5Myrの冷却時間に相当します。亜音速乱流から遷音速乱流への遷移が熱凝縮に関連していることがわかります。複合体Cの大規模な視点は、流体力学的不安定性が構造化された濃度CIBとその中の相転移の生成に関与していることを示唆しています。ただし、動的および熱プロセスの詳細は不明なままであり、観測と数値シミュレーションの両方を通じて、さらに調査する必要があります。（arxivでは短縮）
位置天文学と元素の存在量の組み合わせ：候補のプレガイアハロー移動グループG03-37、G18-39、およびG21-22の場合
| Title |
Combining_Astrometry_and_Elemental_Abundances:_The_Case_of_the_Candidate_Pre-Gaia_Halo_Moving_Groups_G03-37,_G18-39,_and_G21-22 |
| Authors |
S.C._Schuler,_J.J._Andrews,_V.R._Clanzy_II,_M._Mourabit,_J._Chanam\'e,_and_M.A._Ag\"ueros |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.12734 |
ほとんどの移動するグループは若くて近くにいますが、銀河ハローで少数が確認されています。これらのグループの起源と進化を理解することは、ハローの形成履歴を再構築するための重要な部分です。ここでは、3つの推定ハロー移動グループG03-37、G18-39、およびG21-22の分析について報告します。GaiaEDR3データに基づくと、各グループに関連付けられた星は、移動グループの星の期待に反して、速度のばらつき（Toomre図など）と運動の積分（エネルギー、角運動量）空間を示します。6つの推定メンバーの高分解能分光法に基づくフォローアップ化学分析のために、3つのグループの最良の候補であるG21-22を選択します。ベイジアン法を使用して恒星大気解からの不確定性を自己無撞着に伝播する新しいPythonコードを使用して、個々の存在量とスペクトル合成を計算し、$\alpha$-（Mg、Si、Ca、Ti）、Fe-の存在量を導き出します。各星のピーク（Cr、Sc、Mn、Fe、Ni）、奇数-$Z$（Na、Al、V）、および中性子捕獲（Ba、Eu）要素。G21-22の星は化学的に均質ではないことがわかります。3つのグループすべての運動学的分析とG21-22の化学分析に基づいて、3つは本物の移動グループではないと結論付けます。G21-22の事例は、どちらか一方だけでは不十分な場合に、運動学的情報と化学的情報を組み合わせて出生集団を特定することの利点を示しています。6つのG21-22星の運動と速度の積分をハロー内の既知の構造のものと比較して、それらをガイア-エンセラダス降着イベントと暫定的に関連付けます。
おうし座における拡散分子ガスから分子雲物質への移行
| Title |
The_Transition_from_Diffuse_Molecular_Gas_to_Molecular_Cloud_Material_in_Taurus |
| Authors |
S._R._Federman_(1),_Johnathan_S._Rice_(1),_A._M._Ritchey_(2),_Hwihyun_Kim_(3),_John_H._Lacy_(4),_Paul_F._Goldsmith_(5),_Nicolas_Flagey_(6_and_7),_Gregory_N._Mace_(4),_and_David_L._Lambert_(4)_((1)_University_of_Toledo,_(2)_Eureka_Scientific,_(3)_Gemini_Observatory,_(4)_University_of_Texas_at_Austin,_(5)_Jet_Propulsion_Laboratory,_(6)_Canada_France_Hawaii_Telescope,_(7)_Space_Telescope_Science_Institute) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.12748 |
おうし座の拡散分子ガスから分子雲物質への遷移を調べる4つの視線を研究します。原子および分子吸収の測定値は、おうし座分子雲（TMC）の背後にある星に向かう種の分布と物理的条件を推測するために使用されます。HD28975およびHD29647に向けた星間CaII、CaI、KI、CH、CH^+、C2、CN、およびCOの可視および近赤外波長での新しい高解像度スペクトルは、可視波長でのデータおよび紫外線からの公開されたCO結果と組み合わされます。HD27778およびHD30122の測定。ガスの密度と温度は、C2、CN、COの励起とCNの化学的性質から推測されます。HD29647の結果は注目に値します。これは、COカラム密度が10^{18}cm^{-2}であるのに対し、C2およびCO励起では、温度が10K、密度が約1000cm^{-3}であり、暗い分子雲。同様の結果は、CH、C2、およびNHの観察を含む反応によるCNの化学分析からも生じます。カリウムの枯渇が促進され、CH/H2カラム密度比が低下していることも、暗い雲の存在を示唆しています。HD27778およびHD30122に向かう方向は、分子が豊富な拡散雲をプローブします。これはCOダークガスと見なすことができますが、HD28975に向かう視線は中間のケースを表しています。ダスト温度のマップは、4つの視線に沿った材料の説明を洗練し、HD29647とTMCの塊との間の距離の推定値を提供するのに役立ちます。付録は、HD26571への方向性の結果を提供します。この星はまた、拡散分子ガスを探査します。
S254-S258星形成領域におけるガスと星の間のリンク
| Title |
The_link_between_gas_and_stars_in_the_S254-S258_star-forming_region |
| Authors |
D._A._Ladeyschikov,_M._S._Kirsanova,_A._M._Sobolev,_M._Thomasson,_V._Ossenkopf-Okada,_M._Juvela,_S._A._Khaibrakhmanov,_E._A._Popova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.12789 |
この論文は、異なる年齢の若い恒星状天体（YSO）の分布と、S254-S258星形成複合体のガスダスト成分との関係を研究することを目的としています。これは、若い星の誕生の原因となるガスとダストの化合物に関するYSO分布の時間発展を研究するために必要です。この目的のために、さまざまなガス、ダスト、およびYSOトレーサー間の相関分析を使用します。大規模なCO、HCO$^+$、近赤外消光、および遠赤外{\itHerschel}マップを、さまざまな進化クラスのYSOの密度と比較しました。これらのマップ間の直接相関分析は、ウェーブレットベースの空間相関分析と一緒に使用されました。この分析により、ガスダストトレーサーとクラスIIYSOの分布との相関は、クラスIIYSOの分布との相関よりもはるかに緊密であることが明らかになりました。クラスIIステージ（$\sim$2Myr）への進化中に中央の明るいクラスターS255-IR（N部分とS部分の両方）で最初に生まれたクラスIYSOには、S254-S258全体を移動するのに十分な時間があったと主張します。星形成領域。領域にいくつかの孤立したYSOクラスターが含まれていることを考えると、これらのクラスターと明るい中央のS255-IR（NおよびS）クラスターの間の進化的リンクを考慮することができます。不均一な媒体でのYSOクラスター形成の複雑さにもかかわらず、S254-258星形成領域のクラスIIYSOのクラスターには、複合体のさまざまな場所で生まれたオブジェクトが含まれている可能性があります。
散開星団と外れ値の金属量勾配からの放射状移動
| Title |
Radial_Migration_from_Metallicity_Gradient_of_Open_Clusters_and_Outliers |
| Authors |
Haopeng_Zhang,_Yuqin_Chen,_Gang_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.12841 |
放射状の移動は、銀河円盤の進化における重要なプロセスです。散開星団とその外れ値の金属量勾配は、このプロセスを精査する効果的な方法を提供します。この作業では、225の散開星団の金属量、年齢、および運動学的パラメーターをコンパイルし、計算された移動距離を介して放射状の移動の定量分析を実行します。年齢が$<0.5$Gyrのクラスターに基づいて、現在の金属量勾配$-0.074\pm0.007$dex/kpcが得られます。この勾配に沿って3つのシーケンスが分布し、上部、中央、下部のグループのクラスターは、それぞれ古い外向きの移動者、その場のクラスター、および内向きの移動者であることがわかります。移動距離は年齢とともに増加しますが、その最も効果的な時間はおそらく3Gyr未満です。金属量勾配は$R_g$（ガイド中心半径）$\sim11.5$kpcで発生します。これは、外側のディスクに若い散開星団がないことと、上のシーケンスに古い外向きの移動子が存在することが原因です。これは、この境界が内側ディスクと外側ディスクの間の放射状の移動のさまざまな影響に関連していることを示しています。また、$R>11$kpcの外側の円盤とその近くに多くの特別な散開星団があり、$R_g<7$kpcの内側の円盤からのより急な金属量勾配が見つかりました。これは、さまざまな効果による銀河円盤の複雑な進化の歴史を示しています。恒星の放射状の移動の。
ほこりっぽいガスのための超エディントン光度を備えたブラックホール降着円盤へのHoyle-Lyttleton降着
中心源がブラックホール降着円盤である場合のダストガスのHoyle-Lyttleton降着を調査します。塵の吸収によって減衰する放射力を考慮して運動方程式を解くことにより、中心物体の周りの流れの安定した構造を明らかにします。質量降着率は、流れの光学的厚さが増すにつれて増加する傾向があり、ディスクの光度がダストガスのエディントン光度を超えても、放射力は減衰による減衰によって弱くなるため、ガスが降着する可能性があることがわかります。ほこりの吸収。${\Gamma}^{'}=3.0$でディスクの回転軸の方向からガスが流入する場合、${\tau}_の場合、降着率はHoyle-Lyttleton降着率の約93％になります。{\rm{HL}}=3.3$および${\tau}_{\rm{HL}}=1.0$の場合はゼロ、ここで${\Gamma}^{'}$はダストガスのエディントン比です${\tau}_{\rm{HL}}$は、Hoyle-Lyttleton半径の典型的な光学的厚さです。ディスク面方向の放射フラックスが小さいため、放射力はディスク面に近い方向からのガス降着を妨げない傾向があります。${\tau}_{\rm{HL}}=3.3$および${\Gamma}^{'}=3.4$の場合、${\Theta}=0$の場合は降着は不可能ですが、${\Theta}=90$の場合、降着率はHoyle-Lyttletonの28％です。ここで、${\Theta}$は、ガスの発生方向とディスクの回転軸との間の角度です。また、BHへのディスクの降着率が、放射線の影響を考慮したHoyle-Lyttletonメカニズムによる降着率と一致する場合に実現される、比較的高い降着光度も得られます。これは、高密度のダストガス内を移動する中間質量ブラックホールが、赤外線帯域の発光物体として識別されることを意味します。
最も明るい中央銀河とそれらのホスト銀河団およびグループの間の可能な関係
| Title |
Possible_Relations_between_Brightest_Central_Galaxies_and_Their_Host_Galaxies_Clusters_and_Groups |
| Authors |
R._M._Samir,_A._A._Shaker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.12906 |
0.02z0.20以内のクラスターおよびグループ内の17,924個の最も明るいクラスター銀河（BCG）のスローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）のrバンドを使用して、これらの銀河の性質に影響を与える可能性のある環境関係を研究します。BCGの物理的特性（有効半径（Re）、絶対等級、中心速度分散（{\sigma}0））と、それらのホストグループおよびクラスター速度分散（{\sigma}cl）との間に相関関係があります。このタイプの関係は、最も大規模なグループまたはクラスターがより大きな中央銀河をホストしていることを示唆しています。一方、{\sigma}clの関数としての{\sigma}0/{\sigma}cl比は、[10]と一致しています。
Q0454-220に向けて$ z = 0.5 $での超低金属量銀河系ガスの発見
| Title |
Discovery_of_extremely_low-metallicity_circumgalactic_gas_at_$z_=_0.5$_toward_Q0454-220 |
| Authors |
Jackson_M._Norris,_Sowgat_Muzahid,_Jane_C._Charlton,_Glenn_G._Kacprzak,_Bart_P._Wakker,_Christopher_W._Churchill |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.12927 |
QSOQ0454-220に向けて$z_\mathrm{abs}=0.48$で吸収システムの新しい観測値を取得しました。これは、その化学的および物理的条件を制約するために使用します。このシステムは、金属富化ガスと、これまで知られていなかった低金属量ガスが金属富化ガスの青方向に検出された$\sim200\、\mathrm{km\、s^{-1}}$を特徴としています。低金属量ガスは、複数のライマン系列ラインで検出されますが、どの金属ラインでも検出されません。私たちの分析には、低イオン化（FeII、MgIIなど）金属線、高イオン化（CIV、OVI、NVなど）金属線、およびいくつかのライマン系列線が含まれます。HST/COSで取得した新しいUVスペクトルと、HST/STIS、Keck/HIRES、およびVLT/UVESから取得したデータを使用します。吸収システムは、$\mathrm{[Fe/H]}\sim-0.5$および$n_\mathrm{H}\sim10^{-2.3}\を使用した光イオン化低イオン化相で説明できることがわかります。\mathrm{cm}^{-3}$、控えめな下限$-3.3<\mathrm{[Fe/H]}$および$n_\mathrm{H}\sim10^の光イオン化高イオン化相{-3.8}\、\mathrm{cm}^{-3}$、および光イオン化または衝突する可能性のある控えめな上限$\mathrm{[Fe/H]}<-2.5$の低金属量コンポーネントイオン化。低イオン化段階は、大規模なフィラメント構造を介したコールドフロー降着によるものか、リサイクルされた降着によるものである可能性があり、高イオン化段階は、近くの銀河からの古代の流出物質の結果である可能性があります。低金属量成分は、自然のままの降着に由来する可能性があります。吸収システムの構成要素間の速度の広がりと異なる条件は、銀河の近くで発生するガスとグループ間物質から発生するガスの組み合わせを示唆しています。
Abell2626以降のMeerKAT21 cmHIイメージング
| Title |
MeerKAT_21-cm_HI_imaging_of_Abell_2626_and_beyond |
| Authors |
J._Healy,_T._Deb,_M.A.W._Verheijen,_S-L._Blyth,_P._Serra,_M._Ramatsoku,_and_B._Vulcani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.13018 |
形態と密度の関係は、銀河が宇宙の網を通ってこれまで以上に密度の高い環境に継続的に移動するときに、銀河の形成と進化の環境依存性を明らかにします。ガスが豊富な銀河が銀河団の周辺と内部の領域を横断するとき、それらはそれらのガス含有量と星形成活動の突然のそして根本的な変化を経験します。この研究の目標は、適度に巨大な銀河団によって蓄積されている銀河と銀河群に作用するガス枯渇メカニズムについてのH$\、$Iの視点を獲得することです。私たちは、ラム圧力ストリッピングや潮汐相互作用などのプロセスの相対的な重要性と効率、およびクラスターコアとその周辺の銀河のローカルおよびグローバル環境への依存性を研究することを目指しています。銀河団エイベル2626を中心とする2$^\circ$$\times$2$^\circ$領域のMeerKAT電波望遠鏡を使用して、ブラインド電波連続体とH$\、$Iスペクトル線イメージング調査を実施しました。CARAcalパイプラインを使用してデータを削減し、SoFiAを使用してH$\、$Iデータキューブ内のソースを検出し、GIPSYを使用してH$\、$Iの形態とH$\の運動学に関する空間的に分解された情報を構築しました。$私は銀河を検出しました。調査されたボリューム全体の中で、光学的対応物を含む219個の銀河でH$\、$Iが検出されました。検出された各銀河のH$\、$Iプロパティを、データカタログとして、およびH$\、$I列密度マップ、速度フィールド、位置-速度図、グローバルを含む各銀河のアトラスページとして表示します。H$\、$Iプロファイル。これらのデータは、H$\、$Iの直接検出の形態学的分類、およびH$\、$Iスタッキング手法を使用した、識別された「クラゲ」銀河のケーススタディおよび銀河集団研究にも使用されます。
| Title |
From_downtown_to_the_outskirts:_a_radio_survey_of_the_Orion_Nebula_Cluster |
| Authors |
Jaime_Vargas-Gonz\'alez,_Jan_Forbrich,_Sergio_A._Dzib,_and_John_Bally |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.13025 |
合計$\sim30からの高感度連続マップ（3-10$\mu$Jybm$^{-1}$）を使用して、オリオン大星雲クラスター（ONC）に向けて新しく拡大された電波人口のセンサスを提示します。KarlG.Jansky超大型アレイ（VLA）を高解像度で使用して、Cバンド（4$-$8GHz）で取得された$\sim$20$'\times20'$の領域にわたる$hセンチメートル波長の観測A-構成。したがって、ONCの最も内側の領域に関する以前の詳細な調査を補完し、現在はチャンドラオリオン超深度プロジェクト（COUP）の視野をカバーしています。私たちのカタログには521のコンパクトな電波源が含まれており、そのうち198は新しい検出です。全体として、（ほとんどが恒星の）COUPソースの17％に対応する電波があり、53％の電波ソースに対応するCOUPがあることがわかります。最も注目すべきことに、X線源の電波検出率は内部クラスターで高く、$\theta^1$OriCからの$r>3'$（0.36pc）でほぼ一定であり、これらの源と、例えば星周円盤の光イオン化の増加による、クラスターの中心にある最も重い星からのそれらの距離。4年前の以前の観測との組み合わせにより、OMC1爆発の噴出物に関連するかすかな電波源から最大$\sim$373kms$^{-1}$の高速固有運動が発見されました。最後に、強い電波変動を探します。観測の範囲内でフラックス密度が$\lesssim$5の変化を示し、数年の長いタイムスケールで$>$10の変化を伴ういくつかのソースが見つかりました。
クラスターAbell3376の磁場によって曲げられたMRC0600-399からのジェット
| Title |
Jets_from_MRC_0600-399_bent_by_magnetic_fields_in_the_cluster_Abell_3376 |
| Authors |
James_O._Chibueze,_Haruka_Sakemi,_Takumi_Ohmura,_Mami_Machida,_Hiroki_Akamatsu,_Takuya_Akahori,_Hiroyuki_Nakanishi,_Viral_Parekh,_Ruby_van_Rooyen_and_Tsutomu_T._Takeuchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.13049 |
銀河団は磁場を宿すことが知られています。クラスター内磁場の性質は未解決の問題のままです。クラスター内磁場は、高温の周囲プラズマに流れ込む低温で高密度のプラズマによって形成される密度接触の不連続性で観察でき、不連続性は、合体する銀河団Abell3376（z=0.0461、以下、z=0.0461）の2番目のBCGMRC0600-399の近くに存在します。A3376として）。彗星のような構造を持つ東西方向の細長いX線画像はMpcスケールに達します（図1（a））。以前の電波観測では、MRC0600-399からの曲がったジェットが検出され、ラム圧力に対するサブクラスターの動きと同じ方向に移動しました。ここでは、電波銀河MRC0600-399の3.4倍と11倍高い新しい電波観測を報告します。以前の結果よりも解像度と感度。通常のジェットとは異なり、MRC0600-399は接触の不連続性で90度の曲げを示し、コリメートされたジェットは曲げ点からさらに100kpcを超えて伸びます。「ダブルサイス」構造と呼ばれる拡散した細長い発光が初めて検出されました。スペクトルインデックスはベンドポイントの下流で平坦になり、宇宙線の再加速を示します。高解像度の数値シミュレーションは、不連続性に沿った秩序化された磁場がジェット方向の変化に重要な役割を果たしていることを明らかにしています。「ダブルサイス」の形態は、シミュレーションとの顕著な類似性を持っており、相対論的電子とクラスター内磁場との間の相互作用の理解を強化します。
IRAM-30mで観測された12個の強い銀河バー内の分子ガスと星形成
| Title |
Molecular_gas_and_star_formation_within_12_strong_galactic_bars_observed_with_IRAM-30m |
| Authors |
Sim\'on_D\'iaz-Garc\'ia,_Ute_Lisenfeld,_Isabel_P\'erez,_Almudena_Zurita,_Simon_Verley,_Fran\c{c}oise_Combes,_Daniel_Espada,_St\'ephane_Leon,_Vicent_Mart\'inez-Badenes,_Jos\'e_Sabater,_Lourdes_Verdes-Montenegro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.13099 |
いくつかの銀河のバーはそれらに沿って最近の大規模な星形成（SF）を示していますが、他のいくつかはそれの欠如を示しています。低レベルのSFを持つバーが、低星形成効率（SFE）、低ガス流入速度、または動的効果の結果であるかどうかは、依然として議論の余地があります。ガス含有量に関する事前の条件なしに、バーの主軸に沿ってさまざまな程度のSFをホストするように選択された、12個の強く禁止された巨大銀河の多波長分析を実行します。分子ガス量の推定に使用するIRAM-30m望遠鏡を使用して、バー内のCO（1-0）およびCO（2-1）の放出を観察します。SFレート（SFR）は、GALEXの近紫外線および遠紫外線（UV）と、バーの全範囲をカバーするビームポインティング内のWISE12および22ミクロン画像から計算されます。探査されたすべての銀河の棒に沿って分子ガスを検出します。バーのSFEは、銀河間で最大1桁異なります。平均して、SFEはバーに沿ってほぼ一定です。SFEは、文献で報告されている渦巻銀河の平均値と有意な差はありません。興味深いことに、ホスト銀河の総恒星質量が高いほど、それらのバー内のSFEは低くなります。特に、SFEとSFRの表面密度が最も低いサンプルの2つの銀河（NGC4548とNGC5850）は、近くの仲間との過去の相互作用の大きな膨らみと兆候をホストしている銀河でもあります。強いバーのSFEは、体系的に抑制されません（バーの中央、中央、または端の部分のいずれかで）。この研究で報告された最低のSFEの原因は、環境と内部の両方の消光である可能性があります（要約）。
REFINE調査におけるDETECTIFz銀河群-1。$ z <2.5 $でのグループ検出とクエンチされたフラクション進化
| Title |
DETECTIFz_galaxy_groups_in_the_REFINE_survey_--_1._Group_detection_and_quenched_fraction_evolution_at_$z_ |
| Authors |
Florian_Sarron_and_Christopher_J_Conselice |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.13101 |
REFINE調査からの299,961個の銀河のKで選択された大規模なサンプルを使用します。これは、UKIDSSUDS、COSMOS/UltraVISTA、CFHTLS-D1/VIDEOの3つの最も深い近赤外線調査からのデータの組み合わせで構成されています。フォトメトリック赤方偏移と恒星の質量を取得します。$S/N>1.5$で$z=3.15$までの2588個の候補銀河群を検出します。$z=2.5$までの448の候補グループの非常に純粋な（$>90\％$）サンプルを作成し、それらのプロパティのいくつかを調査します。クラスターの検出は、説明するphoto-z（DETECTIFz）アルゴリズムを使用したDElaunayTEssellationClusTerIdentiFicationを使用して行われます。この新しいグループファインダーアルゴリズムは、レッドシフトと銀河の恒星質量の同時確率分布関数（PDF）を使用して、重複するレッドシフトスライス内の恒星質量の過密度としてグループを検出します。密度は、DelaunayTessellationFieldEstimator（DelaunayTessellationFieldEstimator（DTFE）。宇宙論的N体シミュレーションライトコーンから取得した模擬銀河カタログを使用して、アルゴリズム選択関数を計算します。これらのシミュレーションに基づいて、$zで$\sim90\％$の純度で、クラスター（$M_{200}>10^{14}M_{\odot}$）の完全性$\sim80\％$に到達します。<2.5$。403の最も大規模な候補グループを使用して、$10.25<\logM_\star/M_{\odot}<11$in$0.5\の銀河について、グループ銀河消光率の赤方偏移の進化を$0.12\lez<2.32$に制限します。R_{200}$を掛けます。グループコアのクエンチされた割合は、考慮された全赤方偏移範囲のフィールドよりも高く、赤方偏移の減少とともに差が大きくなることがわかります。これは、より低い赤方偏移でのグループコアのより効率的な消光メカニズムまたは宇宙フィラメントによる前処理のいずれかを示しています。
DR9 Legacy ImagingSurveysを使用したDESIBGS明るいターゲットの予備的なクラスタリングプロパティ
| Title |
Preliminary_clustering_properties_of_the_DESI_BGS_bright_targets_using_DR9_Legacy_Imaging_Surveys |
| Authors |
Pauline_Zarrouk,_Omar_Ruiz-Macias,_Shaun_Cole,_Peder_Norberg,_Carlton_Baugh,_David_Brooks,_Enrique_Gazta\~naga,_Ellie_Kitanidis,_Robert_Kehoe,_Martin_Landriau,_John_Moustakas,_Francisco_Prada,_Gregory_Tarl\'e |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.13120 |
レガシーイメージングサーベイ（DR9）の9番目のデータリリースを使用して、ダークエネルギー分光装置（DESI）のブライトギャラクシーサーベイ（BGS）の一部である、マグニチュードが制限された明るい銀河のサンプルの選択カットとクラスタリングプロパティを特徴付けます。。Ruiz-Maciasetal。で調査された、DR8と比較したDR9選択の変更について説明します。（2021年）。また、北銀河キャップ（NGC）のBASS/MzLS、NGCのDECaLS、南銀河キャップ（SGC）のDECaLSの3つの異なる領域でDR9の選択を比較します。選択に関連する体系を調査し、BGSターゲットをGalaxyandMassAssembly（GAMA）調査と照合することにより、その完全性を評価します。明るいサンプル全体（r$\leq$19.5）の角度クラスタリングを、見かけの等級と色の関数として測定します。これにより、このトレーサーの正確なモックカタログを生成するために使用できるべき乗則モデルをフィッティングすることにより、クラスタリングの強度と勾配を決定できます。赤方偏移を使用したクラスタリングの進化と、クラスタリング-赤方偏移を使用したBGSターゲットの赤方偏移分布を確認するために、セル内カウント手法を使用して、高次統計量と外部分光データセットとの相互相関を調べます。この作業ではBGSの明るいターゲットのプロパティを検証しますが、DESIBGS全体の最終的なターゲット選択パイプラインとクラスタリングプロパティは完全に特徴付けられ、SurveyValidationの分光データで検証されます。
このレビューでは、天の川のモデル結果と観測データの比較、そのようなモデルの予測力、およびそれらの限界について説明します。銀河考古学として知られるこのような比較により、恒星内元素合成とさまざまな銀河成分（ハロー、バルジ、シックディスク、シンディスク）の形成のタイムスケールに制約を課すことができます。
ロックマンホールフィールドの残留電波銀河の多周波特性
| Title |
Multi-frequency_characterisation_of_remnant_radio_galaxies_in_the_Lockman_Hole_field |
| Authors |
N._Jurlin,_M._Brienza,_R._Morganti,_Y._Wadadekar,_C._H._Ishwara-Chandra,_N._Maddox,_and_V._Mahatma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.13161 |
残りの電波銀河は、活動銀河核のライフサイクルにおける重要な段階を表しています。この段階では、ジェットがオフになり、延長された放出が急速に衰退していることが示唆されています。低周波数と高周波数の両方で観測された統計サンプルが不足しているため、このフェーズは十分に研究されていません。この作業では、ロックマンホールフィールドで150MHzの低周波アレイを使用して以前に選択された23個の候補電波銀河のサンプルを研究します。それらの形態を調べ、それらのスペクトル特性を研究して、それらの残存する性質を確認し、初期サンプルを定義するために使用される形態学的およびスペクトル基準を改訂します。KarlG.Jansky超大型アレイを使用して、高解像度と低解像度の両方で6000MHzの新しい観測結果を示します。これらの観察により、コアの有無を観察し、残りの候補についてこれらの高周波で予想される全発光のスペクトルの曲率と急峻さを研究することができました。23の候補のうち13が残りの電波源であることを確認します。これは、LockmanHoleフィールドからのアクティブ、再起動、および残りの候補の完全なサンプルの7％に相当します。驚いたことに、少数の残党だけがクラスターに住んでいます（23％）。残りの電波銀河は、さまざまな特性と形態を示しています。大部分は6000MHzでのコアの検出を示さず、それらの拡張された放射はしばしば超急峻なスペクトル（USS）を示します。ただし、USSの総放射と6000MHzでのコアの検出を伴う残骸もあり、残骸段階のさまざまな進化段階を示している可能性があります。形態学的基準とスペクトル基準の組み合わせの重要性を確認し、残りの電波源のサンプルを選択する際にこれを考慮する必要があります。
天の川円盤に向かうCO放出のフィラメント構造
| Title |
The_filamentary_structures_in_the_CO_emission_toward_the_Milky_Way_disk |
| Authors |
Soler,_J.D.,_Beuther,_H.,_Syed,_J.,_Wang,_Y.,_Henning,_Th.,_Glover,_S._C._O.,_Klessen,_R._S.,_Sormani,_M._C.,_Heyer,_M.,_Smith,_R._J.,_Urquhart,_J._S.,_Yang,_J.,_Su,_Y.,_Zhou,_X |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.13206 |
$25.8\deg<l<49.7\deg$、$|b|の範囲で天の川イメージングスクロールペインティング（MWISP）調査で得られたCO放出観測におけるフィラメント構造配向の統計的研究を提示します。\leq1.25\deg$、および$-100<v_{\rmLSR}<135$km/s。$^{12}$COおよび$^{13}$CO放出のフィラメント構造のほとんどは、銀河面に平行または垂直のいずれかでグローバルな優先配向を示さないことがわかりました。ただし、銀河の経度と視線速度には、$^{12}$COと$^{13}$COのフィラメント構造が銀河面に平行である範囲が見つかりました。これらの優先的な方向は、HI放出で見られる方向とは異なります。これは、分子構造が親の原子雲からこれらの特性を単純に継承しているのではないことを示していると考えられます。代わりに、それらは、恒星のフィードバック、磁場、銀河の渦巻銀河などの局所的な物理的条件によって形作られます。
スピンダウンによって引き起こされた中性子スタークエイクの再考
パルサーは回転数の着実な減少を示し、時折グリッチと呼ばれる突然のスピンアップによって中断されますが、その物理的起源はまだ謎です。少なくとも小さなグリッチの1つの提案された説明は、スタークエイク、つまり、遠心力の漸進的な減少がスターを変形させ、それが壊れるまで固体にストレスを与える、固体中性子星クラストの故障です。これにより、スピンアップが発生し、星の内部でエネルギーが散逸します。スタークエイクの起こりうる結果、特に少なくとも小さなグリッチを説明できるかどうかを理解するために、主に分析モデルを分析することによって、この提案を調査します。遠心力の減少によって生じる変形とひずみを分析し、流体コアと固体クラストを備えた中性子星をモデル化します。それぞれの密度は均一で、コアはクラストよりも密度が高い可能性があります。コアと地殻の密度が非常に異なる星の変形は、以前に研究された同じ密度の場合とは質的に異なります。前者は、コアと地殻の境界面が一定の重力と遠心力のポテンシャルの表面である流体星の振る舞いに、よりよく似ています。不確実な破壊ひずみに関係なく、このモデルのグリッチアクティビティは、小さなグリッチのみが考慮されている場合でも、観察されたものよりも数桁小さくなっています。シミュレーションによって示唆された大きな破壊ひずみの場合、スタークエイクによるグリッチはおおよそ正しいサイズである可能性がありますが、観測されたグリッチよりもはるかに頻度が低くなります。このような各グリッチで放出されるエネルギーは、内部地殻内でより速く回転する超流動からの角運動量伝達の標準モデルよりもはるかに大きくなります。また、地殻内の応力は、原則として、パルサータイミングと連続重力波探索からのいくつかの観測上限よりもはるかに大きな楕円率をサポートできることを確認します。
ガンマ線バースト（GRB）の典型的なモデルは、それらが孤立した中央エンジンシステムで発生することを前提としており、ほとんどの星（GRB前駆体として進化する星を含む）がバイナリまたはマルチボディシステムにあるという事実にはほとんど注意が払われていません。この論文は、GRBが連星系で発生するときの観測効果を詳細に研究します。コンパニオンスターによる閉塞は、GRB放出サイトが$10^{15}$cmであると仮定して、典型的なGRBジェット開口角（たとえば10度）内で軌道67auにある場合、無視できなくなることを示します。半径。このような場合、軸上の観測者は、同様の時間的振る舞いをしますが、25％暗くなるGRBを見るでしょう。一方、ジェット開口角の外側の軸外の観測者（したがって元のGRBを見逃した）は、遅延した「反射」GRBを見ることができます。これは、明るさがはるかに暗く、時間プロファイルがはるかに広く、エネルギーがわずかに柔らかくなります。私たちの研究は、いくつかの低光度GRBの起源を自然に説明することができます。さらに、コンパニオンスターがGRB放出サイト内にある場合、ショックを受ける可能性があることも指摘します。これにより、X線トランジェントまたはGRBが発生し、X線の上にX線バンプが遅延する可能性があります。残光。
中性子星のマクロ物理量と普遍的な関係に対する地殻の影響
| Title |
Influence_of_the_crust_on_the_neutron_star_macrophysical_quantities_and_universal_relations |
| Authors |
Lami_Suleiman,_Morgane_Fortin,_Julian_Leszek_Zdunik,_Pawel_Haensel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.12845 |
マルチメッセンジャー観測による中性子星のマクロ物理特性の測定は、核物質の特性を制約する可能性を提供します。確かに、中性子星の内部、特にそのコアに見られる冷たくて密度の高い物質は、地上の実験室にはアクセスできません。中性子で一貫して計算されていないコアとクラストのモデルを使用する状態方程式を使用した場合の結果を調査します。-星のマクロ物理的性質、いわゆる普遍的な関係のいくつか、および重力波観測から得られた制約。文献にあるさまざまな処理を使用して、一貫性のないコアとクラストの状態方程式を結び付けます。次に、各モデルの質量、半径、潮汐変形可能性、および慣性モーメントを計算します。最後に、星全体の一貫性のあるモデルと一貫性のないモデルを使用した場合に得られる中性子星のマクロ物理的特性の不一致を評価します。コアと矛盾する地殻モデルを使用すると、現在および次世代の望遠鏡の推定精度と同じくらい大きくなる可能性のあるマクロ物理パラメータにエラーが発生します。文献で報告されているいくつかの普遍的な関係の精度は過大評価されていることがわかります。地殻の方程式がマクロ物理的特性に与える影響は限定的であることを確認します。完全に一貫性のある状態方程式と一貫性のない状態方程式で得られた結果の不一致は、バリオン密度が約0.08〜0.1fm$^{-3}$でコアモデルとクラストモデルを接続すると、減らすことができます。地殻の方程式は、現在のマルチメッセンジャー天文学と近い将来の観測では精査できません。
$ \ gamma $線のX線放射LoudYoung Radio Galaxy NGC 3894
| Title |
X-ray_Emission_of_the_$\gamma$-ray_Loud_Young_Radio_Galaxy_NGC_3894 |
| Authors |
K._Balasubramaniam,_L_.Stawarz,_C.C._Cheung,_M._Sobolewska,_V._Marchenko,_R._Thimmappa,_D.L._Krol,_G._Migliori,_A._Siemiginowska |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.13193 |
電波源1146+596は、低光度の活動銀河を備えた楕円/S0銀河NGC\、3894によってホストされています。無線構造はコンパクトであり、システム内のジェットの非常に若い時代を示唆しています。最近、{\itFermi}大面積望遠鏡（LAT）データの最新の蓄積で、線源が高エネルギー（HE、$>0.1$\、GeV）$\gamma$線エミッターとして確認されました。。ここでは、銀河の中心部のアーカイブ{\itChandra}X線天文台データの分析について報告します。これは、40\、ksecの単一の露出で構成されています。コアスペクトルは、$\simeq0.8$\、keVの温度のイオン化熱プラズマと適度に吸収されたべき乗則成分（光子指数$\Gamma\simeq1.4\pm）の組み合わせによって最もよく適合することがわかりました。0.4$、水素カラム密度$N_{\rmH}/10^{22}$\、cm$^{-2}$\、$\simeq2.4\pm0.7$）。また、$\simeq6.47\pm0.07$\、keVで、EW\、$\simeq1$\、keVの大きな等価幅を持つ鉄のK$\alpha$線を検出しました。{\itChandra}の点像分布関数（PSF）のシミュレーションに基づいて、銀河のホストのスケールで軟質の熱成分が拡張されている一方で、狭い光子内での硬いX線放射がエネルギー範囲6.0--7.0\、keVは、未解決のコア内で発生します（事実上、中央の$<5^{\prime\prime}\simeq1.2$\、kpc半径）。したがって、この線は、NGC\、3894の中央領域にある冷たい中性ガスからのX線反射を示しています。X線ボールドウィン効果のコンテキストでの調査結果の影響、およびシステムの全体的なエネルギーについて説明します。NGC\、3894は、K$\alpha$鉄線が検出された最初のHE$\gamma$線源になることに注意してください。
ファイルレベルの無制限スライディングウィンドウ技術に基づく強化されたリモート天文アーカイブシステム
| Title |
Enhanced_Remote_Astronomical_Archive_System_Based_on_the_File-Level_Unlimited_Sliding-Window_Technique |
| Authors |
Cong-Ming_Shi,_Hui_Deng,_Feng_Wang,_Ying_Mei,_Shao-Guang_Guo,_Chen_Yang,_Chen_Wu,_Shou-Lin_Wei,_Andreas_Wicenec |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.12769 |
データのアーカイブは、現代の天文観測にとって最も重要な問題の1つです。新世代の電波望遠鏡の開発に伴い、大量のリモートデータの転送とアーカイブは解決すべき緊急の問題になっています。ここでは、TCPプロトコルの古典的なフロー制御方法を参照することにより、無制限スライディングウィンドウ（USW）と呼ばれる実用的で堅牢なファイルレベルのフロー制御アプローチを紹介します。USWとマーチソン広視野アレイ望遠鏡用に開発された次世代アーカイブシステム（NGAS）に基づいて、ZeroMQミドルウェアを使用して拡張アーカイブシステム（ENGAS）をさらに実装しました。ENGASは、転送パフォーマンスを大幅に向上させ、転送されたファイルの整合性を保証します。テストでは、ENGASはNGASよりも約3〜12倍高速であり、ネットワークリンクの帯域幅を十分に活用できます。したがって、無線観測データをアーカイブするために、ENGASは通信時間を短縮し、帯域幅の使用率を改善し、ミンガンツスペクトルラジオヘリオグラフなどの観測所からのデータのリモート同期アーカイブを解決します。また、スクエアキロメートルアレイ（SKA）サイエンスリージョナルセンターの将来の建設のためのより良いリファレンスを提供します。
JavalambreのSTAR-GALAXY-QSO分類に適用される機械学習-測光ローカル宇宙調査
| Title |
Machine_Learning_Applied_to_STAR-GALAXY-QSO_Classification_of_The_Javalambre-Photometric_Local_Universe_Survey |
| Authors |
Cunshi_Wang,_Yu_Bai,_Haibo_Yuan,_Song_Wang,_Jifeng_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.12787 |
現代の天文学では、データ分析の領域としての機械学習が、最新の望遠鏡からビッグデータをマイニングするのに効率的かつ効果的であることが証明されています。サポートベクターマシン（SVM）を使用して、教師あり機械学習アルゴリズムを構築し、Javalambre-PhotometricLocalUniverseSurvey（J-Plus）でオブジェクトを分類します。サンプルは12波長帯で特徴づけられ、マグニチュードは、スローンデジタルスカイサーベイ分光データ、大空域マルチオブジェクトファイバー分光望遠鏡、およびVERONCAT-クエーサーとAGNのベロンカタログを含むスペクトルベースのカタログでラベル付けされています。分類器の性能は、視線速度拡張、ケプラー入力カタログ、2MASS赤方偏移調査、およびUV明るいクエーサー調査に基づくブラインドテスト検証のアプリケーションで提示されます。分類器の精度は、ブラインドテストで96.5％、トレーニングクロス検証で97.0\％です。F_1スコアは、STARで95.0％、GALAXYで92.9％、QSOで87.0％です。J-Plusカタログの分類では、潜在的な外挿を制約する新しい方法を開発します。
地下実験室でのまれなイベント探索実験のためのガンマ線、宇宙ミューオンおよび残留中性子バックグラウンドフラックスの測定
| Title |
Measurements_of_gamma_ray,_cosmic_muon_and_residual_neutron_background_fluxes_for_rare_event_search_experiments_at_an_underground_laboratory |
| Authors |
Sayan_Ghosh,_Shubham_Dutta,_Naba_Kumar_Mondal_and_Satyajit_Saha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.12980 |
浸透する宇宙線粒子と岩石材料に存在する放射性核種によってもたらされる周囲放射線バックグラウンドは、555mの深さの鉱山内にある地下実験室で測定されました。実験室は、直接暗黒物質探索、ニュートリノレス二重ベータ崩壊、アクシオン探索、超新星ニュートリノ検出など、放射線環境の性質と範囲に関する特定の知識を順番に必要とするまれなイベント探索プロセスを調査するために設立されています。感度の到達範囲を評価し、対象となる実験の感度の低下を計画します。主に原始放射性核種とその崩壊系列生成物によってもたらされるガンマ線バックグラウンドは、実験室内で測定され、$E_\gamma\lesssim3\、{\rmMeV}$の岩石放射能によって支配されていることがわかりました。実験のためのこれらの残留ガンマ線の遮蔽も評価された。大面積のプラスチックシンチレータ望遠鏡を使用して実験室内で測定された宇宙ミューオンフラックスは、次のようになりました：$（2.051\pm0.142\pm0.009）\times10^{-7}\、{\rmcm}^{-2}。{\rmsec}^{-1}$、これはシミュレーション結果とかなりよく一致します。中性子バックグラウンドフラックスは、放射性中性子について測定され、次のようになっています。$（1.61\pm0.03）\times10^{-4}\、{\rmcm}^{-2}。{\rmsec}^しきい値カットなしの場合は{-1}$。放射性中性子と宇宙線起源核種の詳細なGEANT4シミュレーションが実行されました。周囲の岩石と洞窟壁内の両方のタイプの中性子の多重散乱の影響が研究され、放射性中性子の結果は実験結果と合理的に一致していることがわかりました。宇宙線起源のこれらの中性子によってもたらされる中性子束は、エネルギー閾値の関数として報告されています。
QUBRICS調査でのクエーサー候補の選択に適用された確率的ランダムフォレスト
| Title |
The_Probabilistic_Random_Forest_applied_to_the_selection_of_quasar_candidates_in_the_QUBRICS_Survey |
| Authors |
Francesco_Guarneri,_Giorgio_Calderone,_Stefano_Cristiani,_Fabio_Fontanot,_Konstantina_Boutsia,_Guido_Cupani,_Andrea_Grazian,_Valentina_D'Odorico |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.12990 |
南半球の既知の明るい（$i<18$）、高赤方偏移（$z>2.5$）QSOの数は、北半球での多波長調査がないため、対応する数よりもかなり少なくなっています。$\delta<0$。QUBRICS調査などの最近の研究では、大規模な測光データセットに適用された機械学習アプローチによって、南部の新しい高赤方偏移QSOを特定することに成功しました。QUBRICSの成功に基づいて、従来のランダムフォレストアルゴリズムの改良版である確率的ランダムフォレスト（PRF）に基づく新しいQSO選択方法を紹介します。PRFは測定誤差を考慮し、入力データを確率分布関数として扱います。これにより、より高い精度と堅牢な予測モデルを取得できます。SkyMapperDR1、GaiaDR2、2MASS、WISE、GALEXデータベースに基づいて、QUBRICSで使用されているのと同じ測光データセットにPRFを適用しました。結果の候補リストには、$i<18$の$626$ソースが含まれます。提案されたアルゴリズムでは、テストデータセットで$\sim84\％$の完全性と$\sim78\％$の純度を推定します。予備的な分光キャンペーンにより、41の候補を観察することができ、そのうち29は$z>2.5$QSOであることが判明しました。現在CCAのパフォーマンスに匹敵するPRFのパフォーマンスは、トレーニングサンプルで利用可能な高zQSOの数が増えるにつれて向上すると予想されます。ただし、これはこの方法の最初のアプリケーションの1つであるにもかかわらず、結果はすでに有望です。天体物理学の文脈に。
LAMOST低解像度シングルエポックスペクトルの最初のデータリリース
| Title |
The_First_Data_Release_of_LAMOST_Low_Resolution_Single_Epoch_Spectra |
| Authors |
Zhong-Rui_Bai,_Hao-Tong_Zhang,_Hai-Long_Yuan,_Dong-Wei_Fan,_Bo-Liang_He,_Ya-Juan_Lei,_Yi-Qiao_Dong,_Si-Cheng_Yu,_Yong-Heng_Zhao,_Yong_Zhang,_Yong-Hui_Hou,_Yao-Quan_Chu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.12715 |
赤緯で$-10^{\circ}$から$80^{\circ}$までの$\sim$17,000$deg^2$をカバーするLAMOSTデータリリース5には、それぞれ900万個の天体の低解像度スペクトルが同時に追加されています。2011年10月から2017年6月までの2回から数十回の繰り返し露光から組み合わせたスペクトル。この論文では、LAMOSTデータリリース5のすべてのオブジェクトの個々の露光のスペクトルを示します。各スペクトルについて、11から60ラインの等価幅さまざまな要素は、実際のラインコアと取り付けられたラインウィングを組み合わせた新しい方法で計算されます。Fタイプより前の星の場合、2つの成分が検出されると、バルマー系列に発光プロファイルと吸収プロファイルの両方が適合します。個々の露出の視線速度は、スペクトルとその最良のテンプレートの間の${\chi}^2$を最小化することによって測定されます。スペクトル線の等価幅と個々のスペクトルの視線速度のデータベースはオンラインで入手できます。異なる恒星タイプと信号対雑音比での視線速度の不確実性は、同じオブジェクトの異なる露出を比較することによって定量化されます。視線速度の不確実性は、観測間のタイムラグに依存することがわかります。同じ日に観測され、信号対雑音比が20を超える星の場合、視線速度の不確実性は5km/s未満であり、異なる夜に観測された星の場合は10km/sに増加します。
低質量集団III星の冠状特性と初期宇宙における放射フィードバック
電磁流体力学シミュレーションにより、さまざまな恒星の質量と磁場を持つ金属を含まない星のコロナルループの加熱を体系的に調査しました。コロナル特性は、Alfv\'{e}nic波の非線形性の違いに影響を与えるため、コロナル磁場強度$B_{\rmc}$に依存することがわかります。$B_{\rmc}$が弱いと、非線形性が大きくなるため、入力波のほとんどが低層大気で散逸するため、コロナの密度が低くなり、冷たくなります。したがって、EUVおよびX線の光度も$B_{\rmc}$と相関しますが、それらは広範囲の電界強度で放出されます。最後に、我々の結果を、低質量の人口IIIコロナから宇宙の再電離への寄与を評価することに拡張します。磁場とループ長に関するパラメータの限られた範囲内で、EUVおよびX線放射は、高赤方偏移でのガスのイオン化と加熱に弱い影響を与えます。しかし、長い磁気ループを含むエネルギーフレアからの再電離への寄与の可能性はまだ残っています。
非線形矮星の彩層、コロナ、および非線形Alfv \ 'en波を介した風の接続
| Title |
M-dwarf's_Chromosphere,_Corona_and_Wind_Connection_via_the_Nonlinear_Alfv\'en_Wave |
| Authors |
Takahito_Sakaue_and_Kazunari_Shibata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.12752 |
M矮星の大気は高度に磁化されると予想されます。磁気エネルギーは、恒星の彩層とコロナを加熱し、恒星風を駆動する役割を果たします。Alfv\'en波の非線形伝搬は、恒星大気の加熱と恒星風の駆動の両方にとって有望なメカニズムです。このAlfv\'en波のシナリオに基づいて、1次元の圧縮電磁流体力学（MHD）シミュレーションを実行し、TRAPPIST-1、プロキシマケンタウリ、YZCMi、ADレオ、AXマイクの恒星大気と風を再現しました。太陽。恒星光球から彩層、コロナ、惑星間空間へのAlfv\'en波の非線形伝搬は、私たちの研究で直接解決されています。シミュレーション結果は、Alfv\'en波の非線形モード結合によって生成された遅い衝撃が、恒星彩層（恒星針状体）のダイナミクスと恒星風加速の両方に決定的に関与していることを特に示しています。私たちのパラメータ調査はさらに、恒星大気と風の物理量の以下の一般的な傾向を明らかにしました。（1）M矮星のコロナは、太陽コロナよりも冷たく、密度が高い傾向があります。（2）M矮星の恒星風は、太陽風に比べて比較的速い速度とはるかに小さい質量損失率で特徴付けることができます。これらの傾向の背後にある物理的メカニズムは、M矮星の大気のより強い成層と、M矮星の光球からの比較的小さいAlfv\'en波エネルギー入力が注目に値するこの論文で明らかにされています。
弱いタイプIノイズストームのスナップショット分光ラジオ観測からの洞察
| Title |
Insights_from_snapshot_spectroscopic_radio_observations_of_a_weak_Type_I_noise_storm |
| Authors |
Surajit_Mondal_and_Divya_Oberoi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.12779 |
他の点では非常に静かな時間に発生した弱いタイプIの太陽ノイズストームの忠実度の高いスナップショット分光ラジオイメージング研究を紹介します。マーチソン広視野アレイからの忠実度の高い画像を使用して、バーストソースの観察された形態を70分間追跡し、その統合されたフラックス密度と面積が互いに強く反相関している複数のインスタンスを識別します。タイプIの電波放射は、磁気リコネクション活動中に励起された電子ビームが原因で発生すると考えられています。観測された反相関は、これらの電子ビームが伝播している磁気ループとストランドにMHDソーセージ波モードが存在する証拠として解釈されます。私たちの観察は、これらの小規模な再接続のサイトが磁束管に沿って分布していることを示唆しています。小規模な再接続により、衝突によって急速に減衰する電子ビームが生成されると仮定します。したがって、それらによって生成されるプラズマ放射は狭い帯域幅にしか及ばず、数MHz離れていても見られる特徴は独立した電子ビームから生じなければなりません。
ライトブリッジは冠状ループの形成を抑制することができます
| Title |
Light_Bridges_Can_Suppress_the_Formation_of_Coronal_Loops |
| Authors |
Yuhu_Miao,_Libo_Fu,_Xian_Du,_Ding_Yuan,_Chaowei_Jiang,_Jiangtao_Su,_Mingyu_Zhao,_Sergey_Anfinogentov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.12833 |
ライトブリッジは太陽黒点への磁気侵入であり、主磁場と相互作用し、さまざまな動的プロセスを励起します。手紙の中で、私たちは光の橋と黒点に根ざした冠状ループの間の磁気的接続性を研究しました。ソーラーダイナミクスオブザーバトリー（SDO）に搭載された大気イメージングアセンブリのデータを使用して、光の橋がある黒点の特徴を研究しました。軽い橋が傘と半影の境界に固定されている場合、固定点の周りに冠状ループを形成できないことがわかります。ライトブリッジが半影から外れると、冠状ループが再び形成され始めます。SDOに搭載された日震磁気イメージャによって提供されるベクトルマグネトグラムは、ライトブリッジのアンカー領域が通常、反対の副極性を伴うことを示しています。磁力線がこれらの反対の極性に接続し、短距離の磁気ループを形成する可能性があることを共役します。したがって、長距離に伸びるコロナループを形成することはできませんでした。ライトブリッジとコロナルループの間の磁気接続を説明するために、ライトブリッジのモデルが提案されています。このモデルは、ライトブリッジに関連する多くの物理的プロセスを説明できます。
| Title |
Space_Photometry_with_BRITE-Constellation |
| Authors |
Weiss_W.W,_Zwintz_K.,_Kuschnig_R.,_Handler_G.,_Moffat_A.F.J.,_Baade_D.,_Bowman_D.M.,_Granzer_T.,_Kallinger_T.,_Koudelka_O.F.,_Lovekin_C.C.,_Neiner_C.,_Pablo_H.,_Pigulski_A.,_Popowicz_A.,_Ramiaramanantsoa_T.,_Rucinski_S.M.,_Strassmeier_K.G._and_Wade_G.A |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.12952 |
BRITE-コンステレーションは、赤や青の通過帯域で天の川全体に分布する明るい星の高精度な光学測光モニタリングに専念しています。宇宙からの測光は、乱流で吸収性のある地球大気を回避し、高い時間分解能で非常に長く継続的な観測を可能にするため、星の内部（星震学など）やその周辺のさまざまなプロセスを理解するために必要なデータを提供します。地上からアクセスできないスペクトル領域に焦点を当てた宇宙からの最初の天文観測が、1970年頃にすぐに明らかになり、乱れた陸域大気を回避することで測光の精度が大幅に向上し、高品質の測光専用の衛星が打ち上げられました。完璧な例は、オーストリア、カナダ、ポーランド間の非常に成功した協力の結果であるBRITE-Constellationです。HRDのほぼ全体に分布しているターゲットの研究ハイライトが提示されていますが、主に大質量で熱い星に焦点を当てています。
Nova噴火を引き起こす進化する連星システムの詳細な分析
この研究は、ヒルマンらで行われた研究の直接の継続です。（2020）フィードバックが支配的な数値シミュレーションを使用して、白色矮星（WD）の質量が0.7および1.0M_Solarで、赤色矮星（RD）の質量が0.45および0.7M_Solarの4つの初期モデルの進化をモデル化しました。RDが0.1M_Solar未満に侵食されるまで、10^9年の数回にわたってドナーRD。この研究は、1.25M_Solarのより高いWD質量を持つ3つのモデルによって補完された4つのモデルの詳細な分析を示し、そのうちの1つは酸素-ネオン（ONe）コアを含みます。共通の特徴は、経年的な時間スケールと周期的な時間スケールで7つのモデルすべてに見られました。一方、WDまたはRDの質量に強く依存しているが、2つの他の質量には無関心である特定の機能が見つかりました。さらに、ONeコアで構成されるWDを備えたモデルは、対応する炭素酸素（CO）コアWDモデルと比較され、エジェクタ組成の重元素の存在量に大きな影響を与えることがわかりました。
より深く、より広く、より高速なプログラム：機械学習を介した、深く、高速なリズムのDECamイメージングによる恒星のフレア活動の調査
| Title |
The_Deeper,_Wider,_Faster_Program:_Exploring_stellar_flare_activity_with_deep,_fast_cadenced_DECam_imaging_via_machine_learning |
| Authors |
Sara_Webb,_Chris_Flynn,_Jeff_Cooke,_Jielai_Zhang,_Ashish_Mahabal,_Tim_Abbott,_Rebecca_Allen,_Igor_Andreoni,_Sarah_Bird,_Simon_Goode,_Michelle_Lochner,_Tyler_Pritchard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.13026 |
より深く、より広く、より速いプログラムの一部としてダークエネルギーカメラを使用した恒星運賃の500pc距離制限研究を紹介します。データは、連続20秒ケイデンスgバンドイメージングを介して収集され、銀河緯度の範囲にわたって12、約3平方度のフィールド内でガイアDR2から正確な距離を持つ19,914のソースを識別します。1回の訪問で各フィールドに平均約74分が費やされます。すべての光度曲線は、異常検出用に設計された新しい教師なし機械学習技術を介してアクセスされました。80個の星にまたがって発生する96個のフレアイベントを特定します。その大部分はM型矮星です。統合されたエネルギーは$\sim10^{31}-10^{37}$ergの範囲であり、銀河面からの距離が増加したエネルギーとの間に比例関係が存在します。イベント。以前の研究と一致して、M0->M6スペクトルタイプからのフレア率の増加が観察されます。さらに、銀河面からの垂直距離が増加するにつれて、星のフレア部分が減少し、約100pcで急激な減少が見られます。識別されたフレアの約70％が、約8分の短いタイムスケールで発生することがわかりました。最後に、関連するレートを示し、$2.9\pm0.3\times10^{-6}$フレアpc$^{-3}$hr$^{-1}$の体積レートを見つけます。
さそり座上部協会における2MASSJ16111534-1757214のフレア活動
| Title |
The_Flare-Activity_of_2MASSJ16111534-1757214_in_the_Upper_Scorpius_association |
| Authors |
E.W._Guenther,_D._Woeckel,_P._Chaturvedi,_V._Kumar,_M.K._Srivastava,_P._Muheki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.13172 |
フレアは、若い惑星の大気の進化に重要な役割を果たすことが知られています。したがって、惑星の進化を理解するためには、若い星のフレア活動を研究することが重要です。彼らは非常に活発であるため、これは特に若いMスターに当てはまります。測光および分光的に高活性M-star2MASSJ16111534-1757214を研究します。5〜10Myrsの年齢のUpperScoOBアソシエーションのメンバーであることを示します。また、この地域の他の真正なMスターのステータスを再評価し、42人のメンバーを特定します。K2光度曲線を分析すると、2MASSJ16111534-1757214には、平均して、620時間ごとにE>1.0E35ergのスーパーフレアが1つ、52時間ごとにE>1.0E34ergのスーパーフレアが1つあることがわかります。これはUpperSco協会で最も活発なM星ですが、そのフレア分布のべき乗則指数は、この地域の他のM星の指数と類似しています。2MASSJ16111534-1757214と、この領域の他のMスターは、フレア周波数図でべき乗則の分布が壊れていることを示しています。E>3E34ergより大きいフレアは、べき乗則指数beta=-1.3+/-0.1を持ち、そのbeta=-0.8+/-0.1より小さいフレアを持ちます。さらに、若いM星のフレアエネルギー分布は、太陽のような星とそれほど変わらないと結論付けています。
恒星の変動を説明するための太陽パラダイムの調査
| Title |
Exploring_the_solar_paradigm_to_explain_stellar_variability |
| Authors |
Nina-Elisabet_N\`emec_(1,2)_(_(1)_Max-Planck-Institut_f\"ur_Sonnensystemforschung,_G\"ottingen,_Germany,_(2)_Institut_f\"ur_Astrophysik,_Georg-August-Universit\"at_G\"ottingen,_G\"ottingen,_Germany) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.13183 |
惑星ハンティングミッションCoRoTと\textit{Kepler}で達成された前例のない精度の広帯域恒星測光は、数十万の星の磁気駆動の明るさの変化を調べる新しい時代を開始しました。このような明るさの変化は、太陽についてよく研究され、理解されています。大量のデータにより、太陽と恒星の明るさの変化を正確に比較できます。興味深い質問は、太陽のパラダイム、特に太陽から学んだ明るさの変化の物理的概念を利用することによって、星の測光変動の観測された傾向（たとえば、変動の星の回転周期への依存性）を説明できるかどうかです。この作業の目的は、観測データとシミュレーションデータの比較を通じて、太陽のような星の変動の分布を再現するために、太陽の明るさの変動の物理的概念を変更する必要があるかどうかを調べることです。
私たちの宇宙で観測されたバリオン非対称性を説明するために、新しいメカニズム「触媒によるバリオン数生成」が提案されています。このメカニズムでは、ボール状の触媒の動きが必要な非平衡状態を提供し、その外壁は標準模型粒子とのCP対称性の破れの相互作用を持ち、その内部はバリオン数の違反の相互作用を持ちます。このような触媒の例として、電弱対称ボールモデルを使用します。このモデルでは、ボール内の電弱スファレロンがアクティブで、バリオンをレプトンに変換します。観測されたバリオン数の非対称性は、ボールの質量が軽く、ボールの半径が大きい場合に発生する可能性があります。遺物ボールの直接検出の制約により、ボールが蒸発し、テスト可能なレベルで暗い放射線が発生するシナリオを検討します。
神経後方推定によるリアルタイム重力波科学
| Title |
Real-time_gravitational-wave_science_with_neural_posterior_estimation |
| Authors |
Maximilian_Dax,_Stephen_R._Green,_Jonathan_Gair,_Jakob_H._Macke,_Alessandra_Buonanno,_Bernhard_Sch\"olkopf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.12594 |
ディープラーニングによる迅速な重力波パラメータ推定の前例のない精度を示します。ベイズ事後分布の代理としてニューラルネットワークを使用して、最初のLIGO-Virgo重力波過渡カタログからの8つの重力波イベントを分析し、標準の推論コードと非常に密接な定量的一致を見つけますが、推論時間はO（日）からイベントごとに1分。私たちのネットワークは、イベント付近の検出器ノイズ特性の推定を含むシミュレーションデータを使用してトレーニングされています。これにより、数百万のニューラルネットワークパラメータ内の信号モデルとノイズモデルがエンコードされ、トレーニング分布と一致する観測データの推論が可能になり、イベントごとのノイズの非定常性が考慮されます。「DINGO」と呼ばれる私たちのアルゴリズムは、検出された重力波イベントの物理的パラメータの高速かつ正確な推論に新しい標準を設定します。これにより、精度を犠牲にすることなくリアルタイムのデータ分析が可能になります。
| Title |
Cosmic_Birefringence_and_Electroweak_Axion_Dark_Energy |
| Authors |
Gongjun_Choi,_Weikang_Lin,_Luca_Visinelli,_Tsutomu_T._Yanagida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.12602 |
最近報告された宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の直線偏光の非ゼロ回転角$\beta=0.35\pm0.14{\rm\、deg}$を、疑似南部ゴールドストーンボソンの典型的な暗黒エネルギーのヒントとして取り上げます（DE）、我々は、アクシオン質量がEWインスタントンによって生成される電弱（EW）アクシオンクインテッセンスDEモデルを研究します。DE状態方程式の現在の制約も考慮に入れると、$\beta$の観測値は、自明ではない$U（1）$電磁異常係数（$c_{\gamma}$）を意味することがわかります。。実験的に推測された$c_{\gamma}$に触発されたモデルの仮想的な高エネルギー構造の助けを借りて、モデルは現在の状態方程式（$w_{\rmDE、0}$）の典型的なDE。これにより、私たちのシナリオが宇宙定数（$w=-1$）と比較して区別可能になり、$w_{\rmDE、0}$の将来の測定の誤差が$\mathcalに減少したときに将来テスト可能になることが期待されます。{O}（1）\％$レベル（$\deltaw=\mathcal{O}（10^{-2}）$）。
銀河への完全な一般相対論的アプローチに向けて
一般相対性理論の観点から、単一の渦巻銀河のダイナミクスを分析します。バルジの外部のハローをモデル化するために、ダストと結合したアインシュタイン重力に対する静止軸対称ソリューションの既知のファミリーを採用しています。特に、BalasinとGrumillerの既知の結果を一般化し、共回転の状態を緩和して、共回転しないダストを含めます。これはさらに、ニュートンの重力理論と低速およびエネルギー密度での一般相対性理論との間の不一致を浮き彫りにします。暗黒物質の影響をシミュレートする際のドラッグの役割を調査します。特に、非共回転は、渦巻銀河の回転曲線を説明するために必要なエネルギー密度の量をさらに減らすことを示しています。
ビッグバン前からビッグバン後まで:(ほぼ）自己双対宇宙論の歴史
弦理論の双対対称性によって動機付けられた非標準の宇宙論的シナリオの簡単な紹介を示します。ビッグバンの特異点は、高いが有限の曲率で「ビッグバウンス」に置き換えられます。跳ね返るエポックは、ストリングの摂動真空に漸近的に近づく初期状態から始まる、宇宙進化の長い（おそらく無限に拡張された）フェーズによって準備されます。
| Title |
Scalar_Gravitational_Wave_Signals_from_Core_Collapse_in_Massive_Scalar-Tensor_Gravity_with_Triple-Scalar_Interactions |
| Authors |
Da_Huang,_Chao-Qiang_Geng,_Hao-Jui_Kuan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.13065 |
大規模なスカラーテンソル重力理論における恒星の核崩壊中の自発的なスカラー化は、重力波に（プラスモードとクロスモードに加えて）余分な分極を導入し、その振幅はいくつかのモデルパラメーターによって決定されます。したがって、そのようなスカラー化によって誘発された重力波形の観測は、これらの重力理論への貴重な調査を提供します。このような理論でのトリプルスカラー相互作用を考慮すると、自己結合効果がスカラー化の大きさを抑制し、関連する重力波信号の振幅を減少させることがわかります。さらに、重力波形の自己相互作用の影響は、天体物理的に離れた伝播全体に分散しているため、無視できることが示されています。結果として、地球上で観測された重力波は、特徴的な逆チャープパターンを特徴としています。進行中の地上ベースの検出器ではありませんが、スカラー化によって誘発された重力波は、次のような将来の検出器で${\calO}（100）$の信号対雑音比レベルで検出できる可能性があることを示します。アインシュタイン望遠鏡と宇宙探査機。
H + D_2 ^ +電荷移動反応の量子力学における振動効果
| Title |
Vibrational_effects_in_the_quantum_dynamics_of_the_H_+_D_2^+_charge_transfer_reaction |
| Authors |
O._Roncero,_V._Andrianarijaona,_A._Aguado_and_C._Sanz-Sanz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.13190 |
H+D_2^+（v=0,1および2）電荷移動反応は、最近提案された結合された非断熱ポテンシャルエネルギー面を使用して、正確な波束法を使用して研究されます。状態間の断面積は、非反応性電荷移動、反応性電荷移動、交換反応の3つの異なるチャネルで得られます。3つのプロセスは、最初の励起状態から基底電子状態への電子遷移を介して進行します。3つのプロセスの断面積は、最初の振動励起とともに増加します。非反応性電荷移動プロセスが支配的なチャネルであり、その分岐比は衝突エネルギーとともに増加し、約0.5eVの衝突エネルギーでの実験測定とよく比較されます。より低いエネルギーの場合、実験断面積はかなり高く、D_2^+（v）反応物のより高い振動励起に対応することを示唆しています。D_2^+試薬の振動効果のより良い分析を得るために条件が制御されている場合、この反応と同位体変異体のさらなる実験的研究が必要です。
