反発自己相互作用を伴うスカラー場暗黒物質における宇宙構造形成：信じられないほどの収縮ジーンズ質量
| Title |
Cosmological_structure_formation_in_scalar_field_dark_matter_with_repulsive_self-interaction:_The_Incredible_Shrinking_Jeans_Mass |
| Authors |
Paul_R._Shapiro,_Taha_Dawoodbhoy,_Tanja_Rindler-Daller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.13244 |
超軽量（$\gtrsim10^{-22}$eV）ボソンで構成されるスカラーフィールドダークマター（SFDM）は、大規模ではCDMに似ているが、小規模ではない標準の無衝突コールドダークマター（CDM）の代替手段です。構造形成。ボーズ・アインシュタイン凝縮として、その自由場（「ファジー」）限界（FDM）は、ドブロイ波長$\lambda_\text{deB}$未満の構造を抑制し、半径$\sim\の中心コアを持つビリアライズされたハローを作成します。CDMのようなエンベロープに囲まれたlambda_\text{deB}$と、小規模で鋭いカットオフを持つハロー質量関数（HMF）。十分に強い反発自己相互作用（SI）を使用すると、構造が抑制され、代わりに、トーマスフェルミ（TF）半径$R_\text{TF}$（SI圧力でサポートされるサイズ（$n=1$）-ポリトロープ）、$R_\text{TF}>\lambda_\text{deB}$の場合。以前、$\lambda_\text{deB}$を超えるスケールでSFDMダイナミクスを記述するツールを開発し、ジーンズによって形成されたSFDM-TFハロー-非宇宙論的初期条件からの不安定な崩壊には$R_\text{TF}$-があることを示しましたCDMのようなエンベロープに囲まれたサイズのコア。宇宙論の文脈でSFDM-TFを再考し、宇宙論の落下と崩壊によるハロー形成をシミュレートし、線形摂動理論からその伝達関数を導き出して、宇宙論の初期条件を生成し、HMFなどの構造形成の統計的尺度を予測します。FDMとSFDM-TFの伝達関数はどちらも小規模なカットオフを持っているため、SFDM-TFのFDMプロキシに観測上の制約を課すように調整して、粒子質量が$1\lesssimm/（10^{-22}のFDMを見つけることができます。\text{eV}/c^2）\lesssim30$は$10のSFDM-TFに対応します\gtrsimR_\text{TF}/（1\text{pc}）\gtrsim1$、銀河系下（sub-kpc）コアサイズ。SFDM-TFHMFは徐々に遮断されますが、より小さな質量のハローが残ります。ジーンズの質量は非常に速く収縮し、早期にろ過されたスケールは回復して成長する可能性があります。
分子冷却は、ブラックホールなどのコンパクトオブジェクトをホストする可能性のある散逸性ダークマターハローの下部構造の形成を研究するために不可欠です。ここでは、結合定数、プロトン質量、電子質量などの物理的パラメーターのさまざまな値を考慮しながら、水素分子の形成、解離、および遷移に関連する反応速度を分析します。すべての場合において、標準的な水素分子の反応速度を再スケーリングするため、暗黒物質が弱く結合し、一方のフェルミ粒子がもう一方のフェルミ粒子よりもはるかに重い限り、結果は有効です。これらの結果は、散逸性暗黒物質のシナリオにおいて、特に分子冷却が重要であるミニハローについて、宇宙構造のロバストな数値処理を可能にします。
銀河の化石群の性質
理論と観測の両方の観点から、化石群と銀河団の形成と進化をレビューします。光学バンドでは、これらのシステムは中央銀河の光によって支配されています。それらは、中央の銀河内のすべてのM*銀河を統合するのに十分な時間があった古いシステムとして解釈されました。過去20年間に、化石システムの古くてリラックスした状態を証明するために多くの観察研究が行われました。これらの研究の大部分は、ハローのグローバルスケーリング関係、動的下部構造、星の種族、銀河の光度関数など、幅広いトピックにまたがっており、このシナリオに挑戦しているようです。すべての観測作業を検討することで得られる全体像は、化石の状態が過渡的である可能性があるということです。確かに、化石システムで観察された大きなギャップの形成は、古い形成ではなく、内部プロセスに関連している可能性があります。
銀河群のスケーリング特性
銀河群と貧しいクラスターは、豊富なクラスターよりも一般的であり、宇宙で物質含有量の最大の部分をホストしています。したがって、彼らの研究は、宇宙物質の大部分の重力と熱の進化を理解するための鍵となります。さらに、重力ポテンシャルが浅いため、銀河群は、非重力過程（冷却、AGNフィードバック、星形成など）が、バリオンの分布や一般的な物理的特性に、より大きな影響を与えると予想されるシステムです。より大規模なオブジェクトでは、予想されるスケーリング関係からの体系的な逸脱を引き起こします。天体物理学と宇宙論の観点からのそれらの最も重要なことにもかかわらず、それらの検出における挑戦は銀河群の研究を制限しました。今後の大規模な調査はこの状況を変え、銀河群に宇宙の構造形成と進化の研究、そして宇宙のバリオン含有量の測定における中心的な役割を再割り当てします。ここでは、観測測定に焦点を当てて、これらのシステムのX線と光学特性の間のさまざまなスケーリング関係に関する最近の文献、およびグループのスケールでの自己相似期待からの逸脱の理解の進展を確認します。これらの偏差の原因のいくつかと、超新星やAGNからのフィードバックが一般的な特性と再構築されたスケーリング則にどのように影響するかについて説明します。最後に、銀河群の研究における将来の展望について議論します。
銀河群の高温大気の金属含有量
| Title |
The_metal_content_of_the_hot_atmospheres_of_galaxy_groups |
| Authors |
Fabio_Gastaldello,_Aurora_Simionescu,_Francois_Mernier,_Veronica_Biffi,_Massimo_Gaspari,_Kosuke_Sato,_Kyoko_Matsushita |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.13258 |
銀河群は、宇宙のすべての銀河の大部分と半分以上をホストしています。彼らの熱い（$10^7$K）、X線放射グループ内媒体（IGrM）は、星や超新星によって合成された多くの元素に典型的な輝線を明らかにします。それらの重力ポテンシャルは豊富な銀河団のものより浅いので、グループはそれらのガスと金属含有量に重要な痕跡を残すフィードバック効果をX線観測を通して研究するための理想的なターゲットです。ここでは、X線分光法によって精査されたIGrMの化学物質の存在量の歴史と現状をレビューします。特にプラズマコードによるFe-Lシェルのモデリングの不確実性、および中央領域を超えたボリュームのカバレッジによる、現在の知識の限界について説明します。さらに、グループの質量スケールでの存在量パターンの制約と、それが化学物質の濃縮の歴史に提供する洞察を要約します。観測の取り組みと並行して、宇宙論的流体力学シミュレーションと制御された高解像度3Dシミュレーションの両方によって行われた進歩をレビューし、IGrM内の金属の半径方向分布、グループからクラスタースケールへのシステム質量への依存、およびAGNの役割を再現します。観察された現象学を生成する際のSNフィードバック。最後に、この分野の将来の展望に焦点を当てます。ここでは、eROSITAで識別されたX線放出グループのはるかに豊富なサンプルと、XRISMに搭載されたマイクロ熱量計から期待されるX線スペクトルの研究の革命の両方によって進歩が促進されます。とアテナ。
初期暗黒エネルギー（EDE）は、ハッブル張力に対して特に興味深い理論的アプローチを提供しますが、物質と放射が等しいときのEDE注入時間に関連する新しい「なぜ」問題や、穏やかな問題など、独自の一連の課題をもたらします。大規模構造（LSS）の緊張の悪化。これらの課題は両方とも、EDE注入で宇宙の主要な構成要素になり、LSSのシードにも関与する暗黒物質の特性に集中しています。これに動機付けられて、カメレオンの初期暗黒エネルギー（CEDE）と見なし、カメレオンの暗黒エネルギー理論と同様のメカニズムに焦点を当てて、これらの課題に対処するためのEDEと暗黒物質間の結合の可能性を探ります。CMB、BAO、超新星、および$H_0$のローカル値に適合させることにより、このような理論の宇宙論的意味を研究します。ハッブル張力は、CEDEによって$H_0=71.19（71.85）\pm0.99$km/s/Mpcで解決されることがわかります。さらに、このモデルは、CMB、BAO、およびSNeのみに適合した$\Lambda$CDMと比較して、CMB$\chi^2$に変更を加えることなく、すべてのデータに優れた適合を提供します（つまり、$H_0$張力を除く）。$\Lambda$CDMの場合）。カメレオン結合定数$\beta>0$には、穏やかな優先度$（\sim2\sigma）$が見つかります。
銀河間文明の探索が人間の生存と移動速度の事前推定に与える影響
地球外文明のある割合が時間とともに均一に拡大して宇宙論的スケールに達するモデルを提示します。次に、空の調査でそのような文明が0、1、またはそれ以上見つかった場合、人類は何を推測できるかを尋ねます。この調査の結果を、自己表示仮定（SIA）と呼ばれる人間原理へのアプローチと組み合わせて、2つの量の事前推定をどのようにシフトするかを示します。1）私たちのような技術文明が生き残ってそのような拡大に着手する可能性、および2）拡張可能な最大実行可能速度。SIAは両方について悲観的な見積もりを出しますが、調査結果（nullの結果でも）は影響の一部を逆転させる可能性があります。
完了したSDSS-IV拡張バリオン振動分光調査Iからの原始的な非ガウス性：カタログの準備と体系的な緩和
| Title |
Primordial_non-Gaussianity_from_the_Completed_SDSS-IV_extended_Baryon_Oscillation_Spectroscopic_Survey_I:_Catalogue_Preparation_and_Systematic_Mitigation |
| Authors |
Mehdi_Rezaie,_Ashley_J._Ross,_Hee-Jong_Seo,_Eva-Maria_Mueller,_Will_J._Percival,_Grant_Merz,_Reza_Katebi,_Razvan_C._Bunescu,_Julian_Bautista,_Joel_R._Brownstein,_Etienne_Burtin,_Kyle_Dawson,_H\'ector_Gil-Mar\'in,_Jiamin_Hou,_Eleanor_B._Lyke,_Axel_de_la_Macorra,_Graziano_Rossi,_Donald_P._Schneider,_Pauline_Zarrouk,_Gong-Bo_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.13724 |
最近完了した拡張バリオン振動分光調査（eBOSS）から、クエーサーの最終的な分光サンプルの大規模なクラスタリングを調査します。サンプルには、赤方偏移範囲$0.8<z<2.2$の$343708$オブジェクトと赤方偏移$2.2<z<3.5$の$72667$オブジェクトが含まれており、有効領域$4699〜{\rmdeg}^{2}$をカバーしています。フォローアップ分光法のターゲットを選択するために使用されるイメージングデータの品質の空間的変動によって引き起こされる密度フィールドのスプリアス変動を軽減するために、ニューラルネットワークベースのアプローチを開発します。シミュレーションは、共分散行列を推定し、エラー分析を実行し、残りの系統的不確実性を評価するために、実際のデータと同じ角および動径分布で使用されます。アルゴリズムの有効性に対処するために、イメージング体系の潜在的なソースのマップに対してeBOSSクエーサーの平均密度コントラストと相互相関を測定し、ニューラルネットワークベースのアプローチが標準の線形回帰よりも優れていることを発見しました。恒星密度は、スプリアス変動の最も重要な原因の1つであり、ガイア宇宙船からのデータを使用して構築された新しいテンプレートは、観測されたクエーサークラスタリングに最適です。この作業の最終製品は、非線形イメージングの系統的効果を補正するために重みが改善された新しい付加価値のあるクエーサーカタログであり、公開されます。私たちのクエーサーカタログは、私たちのコンパニオンペーパーであるMuelleretal。のローカルタイプの原始的な非ガウス性を測定するために使用されます。準備中。
完成したSDSS-IV拡張バリオン振動分光調査における銀河団のクラスター化：フーリエ空間における原始的な非ガウス性
| Title |
The_clustering_of_galaxies_in_the_completed_SDSS-IV_extended_Baryon_Oscillation_Spectroscopic_Survey:_Primordial_non-Gaussianity_in_Fourier_Space |
| Authors |
Eva-Maria_Mueller,_Mehdi_Rezaie,_Will_J._Percival,_Ashley_J._Ross,_Rossana_Ruggeri,_Hee-Jong_Seo,_Hector_Gil-Mar{\i}n,_Julian_Bautista,_Joel_R._Brownstein,_Kyle_Dawson,_Axel_de_la_Macorra,_Nathalie_Palanque-Delabrouille,_Graziano_Rossi,_Donald_P._Schneider,_Christophe_Yeche |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.13725 |
拡張バリオン音響振動分光調査（eBOSS）の最終データリリース（DR16）から4808平方度に分布する赤方偏移0.8<z<2.2の343,708クエーサーのクラスタリングからの局所原始非ガウス性パラメーター\fNLlocの測定値を提示します。、これまでで最大量の分光学的調査。私たちの分析は、スケールに依存するハローバイアスを制約するために非常に大きなスケールでパワースペクトルモノポールを使用して、フーリエ空間で実行されます。系統分類学が測定に与える影響を注意深く評価し、複数の汚染除去方法をテストします。eBOSSDR16ターゲットの選択をシミュレートするEZ-mockカタログを使用して、分析パイプラインの堅牢性を示します。DR16サンプルをクリーニングするための新しいニューラルネットワークスキームを利用した後、赤方偏移が0.8〜2.2のクエーサーを含むメインクラスタリングサンプルの$f_\mathrm{NL}=-12\pm21$（68\％信頼区間）が見つかりました。特に、大規模構造からの非ガウス性測定用に設計された赤方偏移重み付け手法を適用して、分析を最適化し、結果を37\％改善しました。
| Title |
The_Minimum_Testable_Abundance_of_Primordial_Black_Holes_at_Future_Gravitational-Wave_Detectors |
| Authors |
V._De_Luca,_G._Franciolini,_P._Pani_and_A._Riotto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.13769 |
アインシュタイン望遠鏡、コズミックエクスプローラー、LISAなどの次世代の重力波実験では、原始ブラックホールのシナリオをテストします。形成時の非クラスター化空間分布とクラスター化空間分布の両方について、質量の関数としての原始ブラックホールの存在量の最小テスト可能値の予測を提供します。特に、これらの機器は、暗黒物質と比較して、最低$10^{-10}$の存在量をテストできることを示しています。
| Title |
Clustering_in_Massive_Neutrino_Cosmologies_via_Eulerian_Perturbation_Theory |
| Authors |
Alejandro_Aviles,_Arka_Banerjee,_Gustavo_Niz,_Zachary_Slepian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.13771 |
大量のニュートリノの存在下での宇宙論のためのトレーサーのクラスター化を研究するために、オイラー摂動論を紹介します。私たちのアプローチは、最近得られたラグランジアン摂動理論の結果をオイラーフレームワークにマッピングすることに基づいています。有効場の理論のカウンターターム、IR再開、およびバイアススキームを追加して、1ループの赤方偏移空間パワースペクトルを計算します。予測を評価するために、パワースペクトル多重極をQuijoteシミュレーションの合成ハローカタログと比較し、スケール$k\lesssim0.25\、h\text{Mpc}^{-1}$で優れた一致を見つけました。精度の範囲をより高い波数に拡張することは、最適な線形ローカルバイアスでオフセットを生成することを犠牲にして可能です。さらに、ツリーレベルのバイスペクトルへの影響について説明します。最後に、ループ補正の計算には計算コストがかかるため、成長率の変化によって生成されたカーネルの主要な機能のみを保持する正確な近似を導き出します。その結果、FFTLogメソッドを使用して、これらの削減されたカーネルでループ計算をさらに高速化する方法を示します。
ハロー星の周りの通過する惑星を探しています。 II。ホットジュピターの発生率を制限する
| Title |
Searching_For_Transiting_Planets_Around_Halo_Stars._II._Constraining_the_Occurrence_Rate_of_Hot_Jupiters |
| Authors |
Kiersten_M._Boley,_Ji_Wang,_Joel_C._Zinn,_Karen_A._Collins,_Kevin_I._Collins,_Tianjun_Gan_and_Ting_S._Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.13242 |
木星の惑星形成は、ディスク固体の代用であると考えられているホスト星の金属量と強く相関していることが示されています。観察的に、以前の研究は、木星の惑星が太陽と超太陽の金属量を持つ星の周りに優先的に形成されることを示しました。これらの発見を考えると、特に金属量に依存するコア降着を介して形成されると考えられているホットジュピターの場合、金属の少ない環境内で惑星を形成することは困難です。以前の研究では、金属量の少ない星の周りのホットジュピターの惑星探索が行われていましたが、サンプルサイズが小さいために制限されていました。これは、金属量の少ない領域でのホットジュピターの発生を困難にする高品質のデータが不足しているためです。今まで制約します。TESSによって観測されたハロー星の大規模なサンプルを使用して、金属が少ない領域内でのホットジュピターの発生の上限を制限します（-2.0$\leq$[Fe/H]$\leq$-0.6）。ホットジュピターの発生に最も厳しい上限を設定すると、半径0.8-2R$_{\rm{Jupiter}}$および期間$0.5-の平均1-$\sigma$上限は0.18$\％$であることがわかります。10$日。この結果は、それ以下では惑星を形成できない特定の金属量が存在することを示す以前の予測と一致しています。
ハロー星の周りの通過する惑星を探しています。 I.サンプルの選択と検証
| Title |
Searching_For_Transiting_Planets_Around_Halo_Stars._I._Sample_Selection_and_Validation |
| Authors |
Jared_R._Kolecki,_Ji_Wang,_Jennifer_A._Johnson,_Joel_C._Zinn,_Ilya_Ilyin,_Klaus_G_Strassmeier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.13251 |
星の元素の存在量を測定することにより、最初のガス雲の組成、つまり星とその惑星の形成場所についての洞察を得ることができます。惑星の形成には金属が必要であり、その利用可能性は元素の存在量によって決まります。金属が極端に不足している場合、惑星の形成が抑制される可能性があります。このようなシナリオを調査するには、金属量の少ない星の大規模なサンプルとその中の惑星の検索が必要です。この論文は、ハロー星のサンプルの選択と検証に焦点を当てています。銀河系の運動学に基づいて約17,000個の金属量の少ないハロー星を選択し、文献の分光法を使用してそれらの低金属量（[Fe/H]<-0.5）を確認します。さらに、LBT/PEPSIを使用して高解像度の分光観測を実行し、ホットキネマティクスを持つ既知の13個のハロー星のサンプルに対して詳細な金属量（[Fe/H]）分析を実行します。ここに示したハロースターのサンプルを使用して、惑星の頻度を測定し、金属量が非常に少ない環境での惑星形成をテストできます。惑星探索の結果とその意味は、Boleyらによるコンパニオンペーパーで提示され、議論されます。
複数の衛星システムのための太陽系外衛星回廊
最近、キッピング（2021）は、いわゆる「太陽系外衛星回廊」を特定しました。これは、太陽系外衛星をホストするすべての惑星の半分がトランジットタイミング変化（TTV）周期2を示すという観測によって可能になった、太陽系外衛星の可能性のあるホストを特定するための潜在的に強力な新しいツールです。-4エポック。しかし、太陽系外衛星の検索における重要な未解決の問題の1つは、単一衛星の仮定の下で開発した方法が、複数の衛星を持つシステムにどれだけうまく拡張できるかという問題です。この作業では、$N$-bodyシミュレーションを使用して、$N\geq1$衛星のより一般的なケースでの太陽系外衛星の回廊効果を調べ、外側の太陽系で見られるものにより類似した衛星システムによって生成された現実的なTTVを生成します。実際、この関係は、共振チェーン構成と非共振チェーン構成の両方で最大5つの衛星を持つシステムに当てはまることがわかります。私たちの結果は、多数の巨大な衛星を持つシステムを見つけることに対する観測バイアスを示唆しています。衛星の数が増えると、安定性を維持するために衛星の総質量比を大幅に低くする必要があります。そうでない場合は、生き残るためにアーキテクチャをより細かく調整する必要があります。したがって、衝突または捕獲シナリオで生成された衛星は、早期発見を支配する可能性があります。最後に、多数のKeplerObjectsofInterest（KOI）について測定されたTTV期間の分布を調べ、いくつかのケースで同じ特徴的な太陽系外衛星の回廊分布を見つけます。これは、フィールドに豊富な衛星があることの動的な証拠である可能性がありますが、この結果に基づく強い推論には注意が必要です。
回転楕円体とディスクの平面2体問題
回転楕円体または楕円体の2体問題を解くためにConway（2016）によって提案された新しい方法の概要を説明します。この方法は、一方の物体の重力ポテンシャルをもう一方の物体の表面に統合することに基づいています。重力ポテンシャルを解析的に表現できる場合（回転楕円体や楕円体の場合）、重力と相互重力ポテンシャルを体積積分ではなく面積分として定式化し、数値的に解くことができます。2つの物体が無限に薄い円盤である場合、面積分には分析解があります。この方法は、力と相互ポテンシャルが閉じた形の式に現れるので正確であり、その後の切り捨てエラーを伴う級数展開を含みません。この方法をテストするために、慣性系で運動方程式を解き、2つの回転楕円体と2つの無限に薄いディスクを使用して、トルクのない平面運動に制限されたシミュレーションを実行します。結果として得られる軌道は、ケプラー以外のポテンシャルに典型的な歳差運動パターンを示します。エネルギー保存と軌道角運動量を追跡し、面積分を解析的に解くことができる2つのケース、つまり点質量と無限に薄いディスクについて、回転楕円体モデルがどのようにアプローチするかを調査します。
SPICAによる惑星系の形成
| Title |
The_formation_of_planetary_systems_with_SPICA |
| Authors |
I._Kamp,_M._Honda,_H._Nomura,_M._Audard,_D._Fedele,_L.B.F.M._Waters,_Y._Aikawa,_A._Banzatti,_J.E._Bowey,_M._Bradford,_C._Dominik,_K._Furuya,_E._Habart,_D._Ishihara,_D._Johnstone,_G._Kennedy,_M._Kim,_Q._Kral,_S.P._Lai,_B._Larsson,_M._McClure,_A._Miotello,_M._Momose,_T._Nakagawa,_D._Naylor,_B._Nisini,_S._Notsu,_T._Onaka,_E._Pantin,_L._Podio,_P._Riviere_Marichalar,_W.R.M._Rocha,_P._Roelfsema,_F._Santos,_T._Shimonishi,_Y.W._Tang,_M._Takami,_R._Tazaki,_S._Wolf,_M._Wyatt,_N._Ysard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.13782 |
ALMAとVLT、ケック、スバルなどの大型地上望遠鏡を使った微惑星形成ディスクの空間分解観測のこの時代では、惑星を構築している物質の量と組成に関する統計的に関連する情報がまだ不足しています。総円盤ガス質量、塵の氷含有量、および微惑星の水の状態。SPICAは、これらの問題に対処するためにJAXAとESAが共同で開発した赤外線宇宙ミッションのコンセプトです。この研究を可能にするSPICAの主な独自の機能は、（1）広いスペクトルカバレッジ10-220ミクロン、（2）R〜2000-5000で（1-2）10-19Wm-2の高いライン検出感度です。遠赤外線（SAFARI）および10-20Wm-2、中赤外線（SMI、スペクトル分解ラインプロファイル）でR〜29000、（3）0.45mJyの高い遠赤外線連続感度（SAFARI）、および（4）点光源調査の観測効率。この論文では、中赤外線から遠赤外線のスペクトルが、ディスクのガス量と水/氷の含有量を測定する際にどのようにユニークになるか、そしてこれらの量が惑星形成期間中にどのように進化するかについて詳しく説明します。これらの観測は、ディスクがそれらの原始ガスを使い果たし、さらなる惑星形成が微惑星から生成された二次ガスを必要とするときの重要な移行を明らかにするでしょう。高スペクトル分解能の中赤外域は、ディスク内の岩石と氷の塊の貯留層を分割する雪線の位置と、惑星系の構築中に分割がどのように進展するかを決定するためにもユニークです。主要な固体バンドの赤外分光法（中赤外から遠赤外）は、太陽系の歴史の一部である大規模な放射状混合がほとんどの惑星系で発生する一般的なプロセスであるかどうか、および太陽系外惑星が私たちと類似しているかどうかを評価するために重要です太陽系の彗星/小惑星。...（省略形）
天の川の熱い銀河系の媒体：超ビリアル、ビリアル、およびサブビリアル温度、非太陽化学組成、および非熱線の広がりの証拠
| Title |
The_hot_circumgalactic_medium_of_the_Milky_Way:_evidence_for_super-virial,_virial,_and_sub-virial_temperature,_non-solar_chemical_composition,_and_non-thermal_line_broadening |
| Authors |
Sanskriti_Das,_Smita_Mathur,_Anjali_Gupta,_Yair_Krongold |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.13243 |
初めて、Mrk421に向けた深い$\it{Chandra}$観測を使用して、$z=0$吸収における$>10^5$Kでの3つの異なる相の同時検出と特性評価を示します。非常に高い信号スペクトルの対雑音比（$\geqslant60$）により、3.2$^{+1.5}_{-0.5}で天の川銀河系媒体（CGM）の$\it{hot}$相を検出することができました。\times$10$^7$K、1.5$\pm$0.1$\times$10$^6$Kの$\textit{warm-hot}$フェーズおよび3.0の$\textit{warm}$フェーズと共存$\pm$0.4$\times$10$^5$K.$\textit{warm-hot}$フェーズは銀河のウイルス温度にあり、$\textit{warm}$フェーズは$から冷却された可能性があります\textit{warm-hot}$フェーズですが、超ウイルスの$\textit{hot}$フェーズは謎のままです。[C/O]は$\textit{warm}$フェーズと$\textit{warm-hot}$フェーズにあり、[Mg/O]は$\textit{warm-hot}$フェーズと[Ne/O]$\textit{hot}$フェーズはスーパーソーラーであり、$\textit{hot}$フェーズと$\textit{warm-hot}$フェーズは$\alpha-$enhancedです。非熱的な線の広がりは、$\textit{warm-hot}$フェーズと$\textit{hot}$フェーズで明らかであり、線の広がり全体を支配します。私たちの結果は、$>10^5$KCGMが複雑なエコシステムであることを示しています。天の川CGMの熱的および化学的歴史、および銀河の進化の理論に関する洞察を提供します。
商品-ALMA2.0：ソースカタログ、数のカウント、および1.1mm銀河の一般的なコンパクトサイズ
| Title |
GOODS-ALMA_2.0:_Source_catalog,_number_counts,_and_prevailing_compact_sizes_in_1.1_mm_galaxies |
| Authors |
C._G\'omez-Guijarro,_D._Elbaz,_M._Xiao,_M._B\'ethermin,_M._Franco,_B._Magnelli,_E._Daddi,_M._Dickinson,_R._Demarco,_H._Inami,_W._Rujopakarn,_G._E._Magdis,_X._Shu,_R._Chary,_L._Zhou,_D._M._Alexander,_F._Bournaud,_L._Ciesla,_H._C._Ferguson,_S._L._Finkelstein,_C._Finlez,_M._Giavalisco,_D._Iono,_S._Juneau,_J._S._Kartaltepe,_G._Lagache,_E._Le_Floc'h,_R._Leiton,_L._Lin,_H._Messias,_K._Motohara,_J._Mullaney,_N._M._Nagar,_K._Okumura,_M._Pannella,_C._Papovich,_A._Pope,_M._T._Sargent,_J._D._Silverman,_E._Treister,_and_T._Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.13246 |
ALMAによるほこりっぽい星形成銀河のサブ/ミルリミッター観測は、ほこりの連続体の放出が一般に星の分布よりも小さいコンパクトな領域で起こることを示しました。ただし、これらの調査結果は、サンプル選択の均一性に欠けることが多く、感度が不均一な不連続領域をターゲットにし、単一アレイ構成による適度な$uv$カバレッジに悩まされるため、これらの調査結果がどれほど体系的であるかはまだ理解されていません。GOODS-ALMAは、均一な感度で72.42arcmin$^2$の連続領域にわたる1.1mmの銀河調査です。このバージョン2.0では、新しい低解像度データセットと、Francoetalの以前の高解像度データセットとの組み合わせを紹介します。（2018）、$uv$-カバレッジと感度を改善して、平均$\sigma=68.4$$\mu$Jybeam$^{-1}$に到達します。ブラインド検索で合計88個の銀河が検出され（高解像度データセットのみの35個と比較して）、50％が$\rm{S/N_{peak}}\geq5$で、50％が$3.5\leq\rm{S/N_{peak}}\leq5$事前支援。それらの中で、13/88は光学的に暗い/かすかなソースです（$H$または$K$バンドのドロップアウト）。1.1mmのサンプルダスト連続体サイズは一般にコンパクトで、有効半径の中央値は$R_{\rm{e}}=0"10\pm0"05$（物理サイズは$R_{\rm{e}}です。=0.73\pm0.29$kpc、各ソースの赤方偏移で）。塵の連続体のサイズは、赤方偏移と恒星の質量とともに進化しますが、後期型の銀河に比べて正規化は低くなりますが、光の波長で測定された恒星のサイズの傾向に似ています。フラックス密度が$S_{\rm{1.1mm}}>1$mJyのソースの場合、1.1mmでのコンパクトなダスト連続放出が優勢であり、典型的な星形成恒星ディスクのように拡張されたサイズはまれであると結論付けます。$S_{\rm{1.1mm}}<1$mJyのソースは、1.1mmでわずかに拡張されているように見えますが、それでも一般的に、典型的な星形成恒星ディスクのサイズよりもコンパクトです。
グループとグループ内媒体のシミュレーション：クラスターと銀河の間の驚くほど複雑で豊かな中間地
| Title |
Simulating_Groups_and_the_IntraGroup_Medium:_The_Surprisingly_Complex_and_Rich_Middle_Ground_Between_Clusters_and_Galaxies |
| Authors |
Benjamin_D._Oppenheimer,_Arif_Babul,_Yannick_Bah\'e,_Iryna_S._Butsky,_and_Ian_G._McCarthy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.13257 |
銀河群は、個々の銀河をホストするクラスターとハローの間の中間スケール以上のものであり、銀河がどのように形成され進化するかから宇宙論の大規模構造（LSS）統計まで、さまざまな天体物理学をテストできる重要な研究所です。さまざまなスケールでのグループの宇宙論的流体力学シミュレーションは、天体物理学理論の比類のない試験場を提供します。〜（100Mpc）^3ボリュームで広く使用されている宇宙論的シミュレーションには、環境プロセスの影響を受ける銀河の進化の重要なテストを提供するグループの統計サンプルが含まれています。冷却とフィードバックによるバリオンの再分布を追跡しながらLSSを再現できる大容量は、宇宙論的パラメーターを制約するために必要な不可欠なツールです。現在、高解像度のシミュレーションでは、衛星の相互作用、低温（T〜10^4K）の多相ガスの処理、乱流、磁場、宇宙線輸送などの非熱物理学をモデル化できます。グループのガスと恒星の内容、冷却流と中心銀河との関係、混相流ガスの形成と処理、グループ内媒体との衛星相互作用、および宇宙論的パラメータ推定のためのグループの影響に関するシミュレーション結果をレビューします。宇宙論的シミュレーションは、これらの観測的に定義するのが難しいオブジェクトの進化的に一貫した予測を提供し、それらのガス、恒星、および暗黒物質の分布を正確にモデル化するための未開発の可能性を秘めています。
銀河群の活動銀河核からのフィードバック
| Title |
Feedback_from_Active_Galactic_Nuclei_in_Galaxy_Groups |
| Authors |
Dominique_Eckert,_Massimo_Gaspari,_Fabio_Gastaldelo,_Amandine_M._C._Le_Brun,_Ewan_O'Sullivan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.13259 |
超大質量ブラックホールとその環境との共進化は、暗黒物質ハローの高温の大気によって最も直接的に追跡されます。高温の大気を冷却すると、中央領域に新鮮なガスが供給され、活動銀河核（AGN）が長いデューティサイクルで点火されます。セントラルエンジンからの流出は、周囲のガス状媒体と緊密に結合し、空洞を彫り、媒体全体に衝撃を与えることによって暴走冷却を防ぐ主要な熱源を提供します。AGNフィードバックループは、すべての現代の銀河進化モデルの重要な機能です。ここでは、銀河群の特定のコンテキストでのAGNフィードバックプロセスに関する知識を確認します。銀河群は、冷暖房バランスを支配するメカニズムを制約するのに独自に適しています。より大規模なハローとは異なり、中央のAGNによって高温のグループ内媒体に供給されるエネルギーは、ハローガス粒子の重力結合エネルギーを超える可能性があります。フィードバック現象の観測と銀河群の加熱-冷却バランスの理論モデルにおける最新技術について報告します。また、AGNフィードバックプロセスに関する知識が銀河の進化モデルや大規模なバリオン分布にどのように影響するかについても説明します。最後に、新しい計測器がこのトピックに関する主要な未解決の質問にどのように答えるかについて説明します。
天の川、焦点が合う：精密位置天文学はその進化と暗黒物質を精査する
| Title |
The_Milky_Way,_Coming_into_Focus:_Precision_Astrometry_Probes_its_Evolution,_and_its_Dark_Matter |
| Authors |
Susan_Gardner,_Samuel_D._McDermott,_Brian_Yanny |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.13284 |
ガイア宇宙望遠鏡や他の調査からの精密な位置天文観測の増加する山は、これまで以上に精巧な詳細で天の川の構造とダイナミクスを明らかにしています。天の川の構造と特徴についての私たちの理解の現状を要約し、新たな状況をレビューします。天の川は、その体積をちりばめた巨大な伴銀河との相互作用を通じて進化しており、その証拠は大変動の過去を示しています。。また、恒星の小川が織り込まれており、小川、衛星、フィールドスターの観測により、空間分布と基本的な性質の両方で、暗黒物質に新たな制約が与えられます。近年、私たちの銀河のハロー内にある矮小銀河とその内部物質分布の研究に多くの焦点が当てられています。このレビューでは、精密な位置天文測定による小規模な質量スケールでのコールドダークマターパラダイムの予測に焦点を当て、小規模なプローブがこのパラダイムとどの程度一致しているかについての現代のコンセンサスを要約します。これらの研究の発見の見通しと、それらがさまざまな異なる方法で天の川のダイナミクスと進化のプローブとどのように絡み合っているかに注目します。
コンパス座銀河におけるイオン化ガスの流出：運動学と物理的条件
| Title |
The_ionised_gas_outflow_in_the_Circinus_galaxy:_kinematics_and_physical_conditions |
| Authors |
M._A._Fonseca-Faria_(1),_A._Rodr\'iguez-Ardila_(1,2),_M._Contini_(3),_and_V._Reynaldi_(4)_((1)_INPE/MCTI,_(2)_LNA/MCTI,_(3)_Tel_Aviv_University,_(4)_Universidad_Nacional_de_La_Plata) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.13324 |
MUSE/VLTデータを使用して、セイファート2銀河に最も近いコンパス座のフィードバックのイオン化および高度にイオン化された気相を研究します。輝線星雲の分析により、冠状線[FeVII]$\lambda$6089および[FeX]$\lambda$6374によってトレースされた、銀河面を超えた顕著な高イオン化ガスの流出を検出することができました。それぞれ核から350pc北西。AGNの中央エンジンからこのような距離で[FeX]放出が観測されるのはこれが初めてです。ガス運動学は、チャンドラによって検出された顕著な硬X線放射と空間的に一致する数百kms$^{-1}$の速度で膨張するガス殻を明らかにします。密度と温度に敏感な線の比率は、拡張された高イオン化ガスが25000Kに達する温度と>10$^2$cm$^{-3}$を特徴とすることを示しています。我々は、電波ジェットの通過によって生成された衝撃による局所的なガス励起が、この物体の壮大な高イオン化放出につながることを発見しました。この仮説は、中央エンジンとショックの複合効果を説明する光イオン化モデルによって完全にサポートされています。それらは、北西イオン化コーンの内側と外側のさまざまな場所で観測された輝線スペクトルを再現します。ラジオジェットによって生成されたエネルギー流出は、ALMAを使用して最近報告された拡張分子流出の近くに空間的に位置しています。これは、両方がAGNに作用する同じフィードバックプロセスの異なるフェーズを表すことを示唆しています。
マゼラン雲の赤色巨星分枝先端のゼロ点校正について
$I$バンドの赤色巨星分岐先端（TRGB）のゼロ点キャリブレーションは、マゼラン雲（MC）のOGLE測光から決定されます。大量のガスと塵を伴う星形成領域で行われたTRGB測定は、静止領域で行われた同じ測定と比較して、精度が低く、より暗い光度に偏っていることを示しています。これらの低精度フィールドが考慮から除外されると、TRGBを初めて使用して、LMCの3次元平面ジオメトリを制約できます。複合CMDは、明確に定義されたTRGB機能を備えたフィールドのみからSMCおよびLMC用に構築され、これまでで最高精度のTRGBゼロ点キャリブレーションが提示されます。$I$バンドのTRGBの大きさは、$1.45<（VI）_0<1.95$等の色範囲で平坦であると測定され、金属が豊富な場合は緩やかな勾配が導入されます（最大$（VI）_0=2.2$mag）星をフィットに傾けます。平らな青いゼロ点と浅い傾斜のキャリブレーションはどちらも、古い金属の少ないTRGBの標準値$-4.05$magと一致しており、メソッドの絶対キャリブレーションに関する最近の文献の議論を解決しているように見えます。
PHANGS-HST：近くの銀河の星団を識別するための新しい方法
| Title |
PHANGS-HST:_New_Methods_for_Star_Cluster_Identification_in_Nearby_Galaxies |
| Authors |
David_A._Thilker,_Bradley_C._Whitmore,_Janice_C._Lee,_Sinan_Deger,_Rupali_Chandar,_Kirsten_L._Larson,_Stephen_Hannon,_Leonardo_Ubeda,_Daniel_A._Dale,_Simon_C._O._Glover,_Kathryn_Grasha,_Ralf_Klessen,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Erik_Rosolowsky,_Andreas_Schruba,_Richard_L._White_and_Thomas_G._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.13366 |
私たちは、38個の渦巻銀河の$NUV$から$I$バンドイメージングキャンペーンであるPHANGS-HST財務プログラムのために開発された、星団の検出と分類のための革新的で広く適用可能なアプローチを提示します。私たちのパイプラインは、最初に星と候補クラスターの統一されたマスターソースリストを生成し、すべての星形成製品の自己無撞着なインベントリを可能にします。クラスター候補と星を区別するために、MultipleConcentrationIndex（MCI）パラメーターを導入し、内側と外側のMCIを測定して、単一の標準濃度指数（CI）よりも詳細に形態を調べます。合成クラスター集団と公開されたクラスターカタログから導出されたMCIの期待に基づいて、クラスター候補の選択を改善し、モデルと経験的選択領域を（それぞれ）生成します。選択の純度（確認されたクラスターと候補、人間ベースの分類で評価）は、経験的な選択領域内の適度に明るい光源では高く（最大70\％）、全体的にはやや低くなります（領域外または暗い）。候補の数は、光度の低下とともに急激に増加しますが、パイプラインに統合された機械学習（ML）分類により、これが問題になるのを防ぎます。両方の調査に共通する4つの銀河のサンプルについて、LEGUSと比較したPHANGS-HST法のパフォーマンスを定量化し、両方のカタログに表示されている人間が検証した星団の50〜75％と全体的に一致していることを確認しましたが、各プロジェクトで採用された特定の選択肢。PHANGS-HSTMLに分類されたクラス1または2のカタログは、人間の分類よりも$\sim1$マグニチュードが暗く、$\sim2\times$低い恒星質量に達し、数が$2{-}5\times$多くなっています。サンプル。
超微弱な矮小銀河における高度にr過程の強化された星
高度にr過程が強化された金属量の少ない星（MPr-II、$\rm[Eu/Fe]>1$および$\rm[Fe/H]\lesssim-1.5$）が超微弱な矮星で観測されています（UFD）銀河、特にReticulum〜II（Ret〜II）。そのような星を含むUFDがごくわずかであるという事実は、rプロセスサイトが非常にまれであるが、中性子星合体（NSM）などの個別に多産なイベントを反映している可能性があることを意味します。UFDの比較的短い星形成履歴（SFH）を考えると、このようなまれな現象をどのように経験できるかは不可解です。この作業では、孤立したUFD（$M_{vir}\upperx10^7-10^8$太陽質量と$M_{\ast}\upperx10^3-10^4）の宇宙流体力学的ズームインシミュレーションの結果を示します。$z=0$での$太陽質量）は、UFDでのMPr-II星の形成を説明します。NSMイベントには単純なおもちゃモデルを採用し、NSMレート（$M_{\ast}\約10^5$太陽質量あたり1）やユーロピウム（Eu）質量（$M_{Eu}）などの観測と一致するパラメーターを採用しています。\upperx10^{-5}$太陽質量）。シミュレートされた銀河を1つだけ識別します（$M_{vir}\upperx4.6\times10^7$、$M_{\ast}\upperx3.4\times10^3$太陽質量（$z=0$））。$\sim30$UFDアナログをホストするシミュレーションボリュームのRet〜IIは、そのような豊富さが可能であるがまれであることを示しています。さまざまな重要なパラメータを調査することにより、UFDでのMPr-II星の形成を決定する上で最も重要な要素は、rプロセスに富むガスから後続の星をどれだけ迅速に形成できるかということを示します。MPr-II星の最初と2番目のバーストを形成するのに10から100〜Myrかかることがわかります。この期間中、Euで汚染されたガスは、$\rm[Eu/Fe]>1$という必要な高い存在比を維持します。
| Title |
Singly-_and_doubly-deuterated_formaldehyde_in_massive_star-forming_regions |
| Authors |
S._Zahorecz,_I._Jimenez-Serra,_L._Testi,_K._Immer,_F._Fontani,_P._Caselli,_K._Wang,_T._Onishi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.13433 |
重水素化された分子は、星形成コアの進化段階の優れたトレーサーです。星形成過程の間に、重水素化された分子は、冷たくて密度の高い恒星前の核で強化され、原始星の誕生後に枯渇すると予想されます。この論文では、ホルムアルデヒドの重水素化率が進化的トレーサーとして使用できるかどうかを調査するために、さまざまな進化段階での高質量星形成コアにおけるホルムアルデヒドの重水素化率を研究します。APEXSEPIABand5レシーバーを使用して、HDCOとD$_2$COの$J$=3$\rightarrow$2回転線のパイロット研究を、さまざまな進化段階でオブジェクトをホストする11個の高質量星形成領域に拡張しました。。H$_2$CO放出のサイズを明らかにし、重水素化率HDCO/H$_2$COおよびD$_2$COの推定値を与えるために、ALMAバンド6の8つのオブジェクトの高解像度追跡観測が実行されました。/HDCO、スケール$\sim$6"（ターゲットの距離で0.04〜0.15pc）。私たちの観測では、単一および二重に重水素化されたH$_2$COが、高質量の原星星オブジェクト（HMPO）および超小型に対して検出されることが示されています。HII領域（UCHII領域）では、H$_2$COの重水素化率も、初期のHMPOフェーズから最新の進化段階（UCHII）まで、$\sim$0.13から$\sim$0.01まで1桁減少することがわかります。。最年少のソース（高質量スターレスコア、HMSC）からのHDCOおよびD$_2$CO放出は検出されていません。私たちの拡張研究は、以前のパイロット研究の結果をサポートしています。D/H比の重水素に対してより厳しい制約を与えるには、より高い感度の観測が必要です。gHMSCフェーズ。HMSCソースの計算された上限は高いため、HMSCフェーズとHMPOフェーズの間の傾向を制限することはできません。
M82のスターバースト領域におけるX線超新星残骸
チャンドラX線天文台からのアーカイブデータを使用して、M82のスターバースト領域でX線超新星残骸（SNR）を検索し、X線分光法を選択して合計有効露光時間を620ksにしました。6.7keVでのFexxvからの強い線放射は、若いSNRの高温で衝撃を受けたガスの特徴的なスペクトル特性であり、X線連星が存在する領域の離散ソースの中で特徴的です。ライン超過を目的とした狭帯域光観察を使用して候補を選択し、6つ（場合によっては7つ目）のX線SNRを特定しました。以前に知られている2つの例が、私たちの選択によって回収されました。それらのうちの5つには、2008年に無線トランジェントとして発見された無線超新星SN2008izを含む、対応する無線があります。これは、v〜-2700km/sの青方偏移FeK機能を備えた硬X線スペクトルを示しています。その若さ。選択したSNRの4〜8keVの光度は、（0.3〜3）e38erg/sの範囲です。より明るいSNRが若いと仮定して、超新星率の大まかな推定を行い、ラジオ観測によって推定された超新星率と一般に信じられているM82の星形成率と一致して、0.06（0.03-0.13）/年を見つけました。仮定の妥当性には疑問があります。選択されたX線SNRに由来するFexxvの光度の合計は、M82の中央領域で観測された合計Fexxvの光度の半分で構成されます。スターバースト風と、より明るいスターバースト銀河におけるFexxv放出への影響について簡単に説明します。
AMBREプロジェクト：銀河円盤の進化に対する太陽近傍の化学力学的制約
| Title |
The_AMBRE_Project:_Solar_neighbourhood_chemodynamical_constraints_on_Galactic_disc_evolution |
| Authors |
Pablo_Santos-Peral,_Alejandra_Recio-Blanco,_Georges_Kordopatis,_Emma_Fern\'andez-Alvar,_and_Patrick_de_Laverny |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.13677 |
以前の研究からの正確な[Mg/Fe]存在量と正確なガイアデータを使用して、銀河円盤の化学力学的進化を分析しました。この目的のために、PARSEC等時線とガイアDR2の位置天文および測光値を使用して、AMBREプロジェクトから366個のMSTO太陽近傍星の年齢と動的特性を推定しました。[M/H]の場合は-0.099${\pm}$0.031dexkpc$^{-1}$、[Mg/Fe]の存在量の場合は+0.023${\pm}$0.009dexkpcの放射状勾配が見つかります。。文献に見られるよりも急な[Mg/Fe]勾配は、金属が豊富な領域でのAMBRE[Mg/Fe]推定値の改善の結果です。さらに、任意の[Mg/Fe]値で恒星年齢の有意な広がりを見つけ、[Mg/Fe]存在量と特定の年齢での金属量との明確な相関分散を観察します。[M/H]<-0.2の場合、明確な年齢-[Mg/Fe]の傾向が観察されますが、より金属が豊富な星は3〜12Gyrの年齢を示し、[Mg/Fe]のほぼ平坦な傾向を示しています。-年齢関係。さらに、軌道誘導半径の推定変化の振幅の大きな不確実性に注意しますが、広範囲の恒星年齢の放射状に移動した星の存在を報告します。最後に、10〜12Gyr前の外側の円盤に、金属の少ない低[Mg/Fe]テールに存在する2番目の化学シーケンスの出現を観察します。これらの星は、ディスクの内部に共存する星の種族よりも金属が少なく、同じ金属量の以前のディスク星よりも[Mg/Fe]の存在量が少なく、化学的不連続性につながります。私たちのデータは、内部領域に定着した初期の円盤の急速な形成に続いて、外部の金属に乏しいガスの降着を支持しています-おそらくガイア-エンセラダス/ソーセージのような主要な降着イベントに関連しています-薄い円盤集団の形成を引き起こし、初期の円盤の存在量勾配を急勾配にしました。
宇宙の再電離時代の輝輝線調査：z> 6.5宇宙における発光星間物質貯留層の選択と特性化
| Title |
Reionization_Era_Bright_Emission_Line_Survey:_Selection_and_Characterization_of_Luminous_Interstellar_Medium_Reservoirs_in_the_z>6.5_Universe |
| Authors |
R.J._Bouwens,_R._Smit,_S._Schouws,_M._Stefanon,_R._Bowler,_R._Endsley,_V._Gonzalez,_H._Inami,_D._Stark,_P._Oesch,_J._Hodge,_M._Aravena,_E._da_Cunha,_P._Dayal,_I._de_Looze,_A._Ferrara,_Y._Fudamoto,_L._Graziani,_C._Li,_T._Nanayakkara,_A._Pallotini,_R._Schneider,_L._Sommovigo,_M._Topping,_P._van_der_Werf,_L._Barrufet,_A._Hygate,_I._Labbe,_D._Riechers,_J._Witstok |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.13719 |
宇宙の再電離時代の輝線輝線調査（REBELS）は、サイクル7のALMA大規模プログラム（LP）であり、z>6.5宇宙で知られている最も明るい星形成銀河の多くの最初の特性評価を行っています。REBELSは、7度**2の領域（広域COSMOS/UltraVISTAを含む）で識別された最も明るいUV選択（-23.0<M_{UV、AB}<-21.3）銀河の40を体系的にスキャンすることにより、このプローブを提供しています。明るい158ミクロン[CII]および88ミクロン[OIII]の線とダスト連続放射用のVIDEO/XMM-LSS、およびUKIDSS/UDSフィールド）。40個のREBELSターゲットの選択は、独自の測光選択と他の測光選択を組み合わせることによって行われました。各測光は、3つの完全に独立した測光コードとテンプレートフィッティングコードのセットを使用して広範な検査を受けます。2つのパイロットプログラムで展開された観測戦略に基づいて、z>6.5で知られている大規模な星間物質（ISM）貯水池の数を約4-5倍から>30に増やしています。この原稿では、REBELSプログラムで展開された観測戦略を動機付け、初期結果を示します。プログラムの最初の年（2019年11月から2020年1月）に行われた60.6時間のALMA観測に基づいて、18の非常に重要な>〜7sigma[CII]線がすでに発見されており、その大部分（13/18）も示しています。>〜3シグマダスト-連続放出。これらの新しく発見された線は、z>6.5宇宙で知られている明るいISM冷却線の数の3倍以上であり、z>6.5でのALMA由来の赤方偏移の数はすでにLya赤方偏移の発見に匹敵します。検索結果の完全性と星形成率（SFR）の分析は、SFR（UV+IR）が20M_sol/yrを超える場合、[CII]のスキャンで約81％の効率を示しています。これらの新しいLPの結果は、特に再電離の時代における「赤方偏移機」としてのALMAの効率をさらに示しています。
銀河北部の大マゼラン雲からきちんと剥ぎ取られたハロー星
| Title |
Tidally_stripped_halo_stars_from_the_Large_Magellanic_Cloud_in_the_Galactic_North |
| Authors |
Michael_S._Petersen,_Jorge_Pe\~narrubia,_Ella_Jones |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.13770 |
大マゼラン雲（LMC）が現在、天の川（MW）の潮汐によって恒星のハローを失っているかどうかを調べます。進行中のMW-LMC相互作用のライブ$N$-bodyモデルを提示します。これは、前駆体LMCから潮汐的に剥ぎ取られた顕著な星の流れを予測します。このモデルを使用して、運動学的空間で剥離した材料を検索する戦略を定義します。利用可能な恒星トレーサーの中で、こと座RR型変光星のサンプルが現在最も密度の高い運動学的トレーサーを提供していると結論付けています。ガイアEDR3位置天文学でRRライレ星のサンプルを使用して、南銀河半球のLMC恒星ハローが銀河中心から少なくとも$\sim30^\circ$まで伸びていることを示します。さらに、北半球では、ディスク面のはるか上にある$b=+34^\circ$（LMCから68$^\circ$）として、いくつかの主要なアーム候補が見つかります。
Einastoプロファイルの投影質量（カウント）と面密度（明るさ）の高精度分析ソリューション
Einastoプロファイルは、$\Lambda$CDMN体シミュレーションで暗黒物質ハローの密度プロファイルを記述することに成功しています。また、銀河の表面輝度プロファイルの複数の要素を説明することもできました。ただし、予測中の数量を計算するために分析的に予測することは困難です。この論文では、新しい方法論を使用して、Einastoプロファイル（投影質量（またはカウント）とも呼ばれます）の無限に長い円柱に囲まれた質量（またはカウント）の非常に正確な分析近似の開発を確認します。。次に、投影された質量の式から、面密度の自己無撞着な高精度モデルを開発します。どちらのモデルも、幅広い関数ファミリーに対して非常に正確であり、形状パラメーター$\alpha$は$0.05\lesssim\alpha\lesssim5.0$の範囲で100倍変動し、分数誤差$\sim10^{-6}$for$\alpha\lesssim0.4$。$\alpha\lesssim0.4$のプロファイルは、N体シミュレーションの暗黒物質ハローの密度プロファイルと、巨大な銀河の外部成分の光度プロファイルに適合することが示されています。投影された質量と面密度は重力レンズで使用されるため、これらのモデルがEinastoプロファイルによるレンズの関心のあるいくつかの量の分析計算を（初めて）容易にする方法を説明します。ただし、モデルはレンズに限定されず、投影された光度、投影された（円柱状の）数のカウント、投影された密度または表面の明るさなど、投影中の同様の量に適用されます。
低光度クエーサー（SHELLQ）のすばるHigh-z探査。 XIV。 z = 6.1292の候補タイプIIクエーサー
| Title |
Subaru_High-z_Exploration_of_Low-Luminosity_Quasars_(SHELLQs)._XIV._A_Candidate_Type-II_Quasar_at_z=6.1292 |
| Authors |
Masafusa_Onoue,_Yoshiki_Matsuoka,_Nobunari_Kashikawa,_Michael_A._Strauss,_Kazushi_Iwasawa,_Takuma_Izumi,_Tohru_Nagao,_Naoko_Asami,_Seiji_Fujimoto,_Yuichi_Harikane,_Takuya_Hashimoto,_Masatoshi_Imanishi,_Chien-Hsiu_Lee,_Takatoshi,_Shibuya,_and_Yoshiki_Toba |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.13807 |
スバルハイパーシュプライムカム（HSC）調査の画像データからSHELLQSプログラムによって発見された、z=6.1292、HSCJ142331.71-001809.1での強力なライマンアルファ放射源のディープケック/MOSFIRE近赤外分光法を提示します。。このソースは、M1450〜-22等の絶対1450オングストローム連続マグニチュードで未解決（<230kms-1）および顕著な（>10^44ergs-1）ライマンアルファ輝線を示す5つのオブジェクトの1つです。そのレストフレームのライマンアルファ等価幅（EW）は370+/-30オングストロームです。Yバンドの2時間のKeck/MOSFIREスペクトルでは、高イオン化CIV1548,1550ダブレット輝線がFWHM=120+/-20kms-1、合計レストフレームEWが37-5+で明確に検出されました。6オングストローム。また、弱い連続発光の検出、および4時間のJバンドスペクトルでのOIII]1661,1666の暫定的な検出についても報告します。ライマンアルファ線とCIVのUVの大きさ、線幅、光度、およびEWから判断すると、このソースは、古典的なタイプIIAGNの再電離時代のアナログであることが示唆されますが、AGNの新しい集団を表す可能性があります。初期宇宙の/galaxy複合オブジェクト。J1423-0018の特性を、z=6-7銀河サンプルで見られる中間赤方偏移タイプIIAGNおよびCIVエミッターと比較します。残りのフレームのUVまたは光学における他の金属輝線のさらなる観測、およびz=6-7の細線クエーサーのX線追跡観測は、より堅牢な診断とそれらの性質を決定するために必要です。
近くの星形成銀河は、点のようなニュートリノの空を照らすことができますか？
| Title |
Could_nearby_star-forming_galaxies_light_up_the_point-like_neutrino_sky? |
| Authors |
Antonio_Ambrosone,_Marco_Chianese,_Damiano_F._G._Fiorillo,_Antonio_Marinelli,_Gennaro_Miele |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.13248 |
よく知られている宇宙線の貯留層である星形成銀河とスターバースト銀河は、主にハドロン衝突を介してガンマ線とニュートリノを放出すると予想されています。この手紙では、スターバースト核内の高エネルギー陽子輸送を説明し、一次電子と二次電子の寄与を含む物理モデルを使用して、近くの13個の銀河の10年間のFermi-LATスペクトルエネルギー分布を分析します。特に、観測されたガンマ線フラックスは主に星形成活動によるものであり、IRおよびUV観測から得られる利用可能な星形成率と一致しているという仮説を検証します。この観測ベースのアプローチを通じて、星形成銀河とスターバースト銀河から最も可能性の高いニュートリノの対応物を決定し、現在および今後のニュートリノ望遠鏡がそれらを点状の源として検出する能力を定量的に評価します。注目すべきことに、小マゼラン雲とコンパス座銀河のコアは、6年間の観測でKM3NeT/ARCAによって観測できる可能性があることがわかりました。さらに、近くの銀河のほとんどは、KM3NeTおよびIceCube-Gen2の点のような感度よりもわずか数倍低い可能性があります。これらのソースからのTeVエネルギーを超えるガンマ線の検出の見通しを調査した後、高エネルギーニュートリノとガンマ線の今後の望遠鏡との共同観測は、私たちの放出モデルの客観的テストであり、ニュートリノ生成のトレーサーとしての星形成活動。
| Title |
Circumbinary_disc_self-gravity_governing_supermassive_black_hole_binary_mergers |
| Authors |
Alessia_Franchini,_Alberto_Sesana_and_Massimo_Dotti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.13253 |
サブパーセクスケールでは、バイナリが広すぎて重力波の放出が引き継いで2つのブラックホールを結合させることができないため、巨大なブラックホール連星とそれらのガス環境との相互作用を理解することは重要です。ここでは、3D平滑化粒子流体力学シミュレーションを使用して、巨大なブラックホール連星と自己重力周連星円盤の間の相互作用を調査します。ディスクの自己重力が角運動量の輸送を制御する場合、調査した範囲内で、ディスクの質量と温度の選択に関係なく、バイナリの準主軸が減少することがわかります。特に、同じ質量のディスクは同じ温度に向かって自己調整するため、ディスクの初期温度（したがってディスクのアスペクト比）はバイナリの進化にほとんど影響を与えないことがわかります。最初にディスクが温かくなると、ディスクが自己調整平衡温度に達するまで、わずかに短いタイムスケールでバイナリが縮小します。より質量の大きいディスクは、より質量の小さいディスクと比較してより速いペースで減少するようにバイナリの準主軸を駆動し、初期条件に依存する過渡的な進化の後でも、より速いバイナリの離心率の成長をもたらします。最後に、初期キャビティサイズがバイナリディスク相互作用に与える影響を調査し、自己重力レジームでは、最初に小さいキャビティが予想どおり、はるかに高速なバイナリ収縮につながることを発見しました。私たちの結果は、ガスの自己重力を無視できないPTAバンドのような非常に大規模なブラックホール連星にとって特に重要です。
GRS1741.9-2853からの光球半径拡張とダブルピークI型X線バースト
| Title |
Photospheric_Radius_Expansion_and_a_double-peaked_type-I_X-ray_burst_from_GRS_1741.9-2853 |
| Authors |
Sean_N._Pike,_Fiona_A._Harrison,_John_A._Tomsick,_Matteo_Bachetti,_Douglas_J._K._Buisson,_Javier_A._Garc\'ia,_Jiachen_Jiang,_R._M._Ludlam,_Kristin_K._Madsen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.13312 |
2020年5月の爆発期間中に非常に微弱な過渡中性子星低質量X線連星GRS1741.9-2853から発生したNuSTARによって観測された2つのタイプIX線バーストの分析を提示します。相対論的な円盤反射に起因する可能性のあるFeK$\alpha$放出に加えて、吸収されたコンプトン化された黒体としてモデル化されます。$L_{\mathrm{bol}}=7.03^{+0.04}_{-0.05}\times10^{36}\、\mathrm{erg\、s^{-1}の持続的なボロメータの吸収されない光度を測定します}$、7kpcの距離を想定し、$4.5\％$のエディントン比に対応します。この持続的な光度と光度曲線分析を組み合わせることで、バーストは混合H/He燃焼ではなく純粋なHe燃焼の結果であると推測できます。時間分解分光法は、最初のバーストのボロメータフラックスが二重ピーク構造を示し、複数ピークのタイプIX線バーストを示す降着中性子星の小さな集団内に線源を配置することを明らかにしています。2番目の明るいバーストは、光球半径拡張（PRE）の証拠を示し、そのピーク時に、このPREイベントの未吸収のボロメータフラックスが$F_{\mathrm{peak}}=2.94^{+0.28}_{であることがわかります。-0.26}\times10^{-8}\、\mathrm{erg\、cm^{-2}\、s^{-1}}$。これは、これが標準的な中性子星の表面で燃焼する純粋なHeのエディントン限界に対応すると仮定すると、$d=9.0\pm0.5$kpcの新しい距離推定値を生成します。さらに、準周期的振動またはバースト振動の証拠を見つけることができなかった詳細なタイミング分析を実行し、振動が以前に報告された周波数である589Hz付近のrms変動に$16\％$の上限を設定しました。
ガンマ線バイナリシステムLS5039の広帯域高エネルギー放射：NuSTARおよびFermi観測を使用したスペクトルおよび時間的特徴
| Title |
Broad-Band_High-Energy_Emission_of_the_Gamma-ray_Binary_System_LS_5039:_Spectral_and_Temporal_Features_using_NuSTAR_and_Fermi_Observations |
| Authors |
Hiroki_Yoneda,_Dmitry_Khangulyan,_Teruaki_Enoto,_Kazuo_Makishima,_Kairi_Mine,_Tsunefumi_Mizuno,_Tadayuki_Takahashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.13412 |
銀河系で最も明るいガンマ線バイナリシステムの1つであるLS5039の硬X線およびGeVガンマ線スペクトルの詳細な分析について報告します。2016年に全軌道をカバーしたNuSTAR観測により、10keVを超えるスペクトルの軌道変動を初めて研究することができました。硬X線スペクトルは、最大78keVの単一のべき乗則成分で十分に説明されています。X線束は、2007年にすざくで観測されたものとはわずかにずれていた。この観測では、すざくで観測された下側接合部周辺の高速X線増光は観測されなかった。また、LS5039の11年間のフェルミ大面積望遠鏡データを分析しました。下部結合周辺のGeVスペクトルは、2つの非熱成分で十分に説明されていました。光子指数が$\sim3$のべき乗則と、カットオフエネルギーが$\sim2$GeVのカットオフべき乗則。軌道フラックスの変動も数GeV付近で徐々に変化しました。これらの結果は、GeVバンドに2つの放出成分があり、$\sim1$GeVより上の主要な成分が軌道位相に依存しないことを示しています。これらの結果を組み合わせることにより、LS5039のスペクトルエネルギー分布を利用可能な最高の統計で更新します。これまでに提案された理論モデルでは、得られた多波長スペクトル、特に$\sim$1MeVから$\sim$400MeVまでの放出を説明できず、LS5039の粒子加速が衝撃加速と異なる可能性について議論します。
パルサー-ブラックホール連星を介した重力衝突型加速器の物理学II：微細構造と超微細構造が好まれる
| Title |
Gravitational_Collider_Physics_via_Pulsar-Black_Hole_Binaries_II:_Fine_and_Hyperfine_Structures_are_Favored |
| Authors |
Xi_Tong,_Yi_Wang_and_Hui-Yu_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.13484 |
回転するブラックホールは、超放射を介して軽いボソンによって曇ることができ、原子のような構造を獲得します。このような重力原子系がパルサーと組み合わされている場合、パルサーは重力原子のエネルギー準位間の遷移を引き起こす可能性があり、これらの遷移はパルサータイミングによって検出できます。このようなパルサーブラックホールシステムでは、ボーア遷移よりも微細構造と超微細構造の遷移がプローブされる可能性が高いことを示しています。また、これらの微細および超微細構造遷移の計算は、より適切な分析制御下にあります。したがって、これらの微細構造と超微細構造の遷移は、パルサーブラックホールシステムでの重力コライダー信号の検索においてより理想的なプローブです。
パルサー電波放射の原因としての束の拡大
| Title |
Bunch_Expansion_as_a_cause_for_Pulsar_Radio_Emissions |
| Authors |
Jan_Ben\'a\v{c}ek,_Patricio_A._Mu\~noz,_J\"org_B\"uchner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.13525 |
パルサー磁気圏のカスケード過程によって生成された電子-陽電子雲（束）による電磁波は、パルサーの電波放射を説明するために提案されています。この仮説を検証するために、Particle-in-Cell（PIC-）コードシミュレーションを初めて利用して、初期プラズマ上での電子と陽電子の相対ドリフト速度に依存する電子-陽電子バンチの非線形進化を研究しました。温度、および房間の初期距離。このために、相対論的ペアプラズマを記述するのに適した高次フィールドソルバーと粒子重み係数を備えたPICコードACRONYMを利用しました。束の膨張は主に相対的な電子-陽電子ドリフト速度によって決定されることがわかりました。有限のドリフト速度は、最大$E\sim7.5\times10^{5}$V/cm（$E/（m_\mathrm{e}c\omega_\mathrm{p}e^{-1}）\sim4.4$）および強力なプラズマ加熱。その結果、初期運動エネルギーの最大15〜\％が電界エネルギーに変換されます。同じ電子分布と陽電子分布を仮定すると、連続して放出されたバンチの最速の（バンチ参照フレーム内の）粒子が、最終的に運動量（速度）空間でオーバーラップすることがわかりました。このオーバーラップにより、電界振幅が最大$E\sim1.9\times10^{4}$V/cm（$E/（m_\mathrm{e}c\omega_\mathrm{p}e^{-1}）\sim0.11$）。我々は、電子位置バンチの相互作用がプラズマ加熱、強い電場の生成、および原則として電波範囲で観測されたパルサーの電磁放射の背後にある可能性がある強力な超管腔Lモード波の生成につながることを発見しました。
| Title |
The_Gravitational_Wave_Universe_Toolbox:_A_software_package_to_simulate_observation_of_the_Gravitational_Wave_Universe_with_different_detectors |
| Authors |
Shu-Xu_Yi,_Gijs_Nelemans,_Christiaan_Brinkerink,_Zuzanna_Kostrzewa-Rutkowska,_Sjoerd_T._Timmer,_Fiorenzo_Stoppa,_Elena_M._Rossi,_Simon_F._Portegies_Zwart |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.13662 |
環境。重力波（GW）天体物理学の重要性が急速に高まるにつれ、さまざまな分野のさまざまな背景を持つ天文学者は、どのGWソース母集団をどの検出器でどの測定の不確かさで検出できるかをすばやく把握する必要があります。目的。GW-Toolboxは、地上の干渉計（高度なLIGO、高度なVIRGO、KAGRA、Einstein望遠鏡、およびカスタマイズされた設計）、宇宙など、さまざまな検出器を使用してGW宇宙での観測をシミュレートするための使いやすく柔軟なツールです。搭載干渉計（LISAおよびカスタマイズされた設計）、現在動作中の干渉計（EPTA、PPTA、NANOGrav、IPTA）および将来の干渉計を模倣したパルサータイミングアレイ。ブラックホール、中性子星、ブラックホール-中性子星などの恒星の質量コンパクトオブジェクトの合併など、さまざまな情報源が含まれています。そして超大規模なブラックホール連星の合併とインスピレーション、超小型軌道の銀河系の二重白色矮星、極端な質量比のインスピレーションと確率論的GW背景。メソッド。ソース母集団をシミュレートし、さまざまな検出器を使用してそれらの検出可能性を判断する方法を収集します。このペーパーは、GW-Toolboxのアルゴリズムと機能に関する包括的な説明を提供することを目的としています。結果。GW-Toolboxは、さまざまなソースクラスのより詳細な計算と一致する結果を生成し、Webサイトインターフェイス（gw-universe.org）またはpythonパッケージ（https://bitbucket.org/radboudradiolab/gwtoolbox）でアクセスできます。）。将来的には、より多くの機能でアップグレードされる予定です。
有限時系列による推論：窓から重力宇宙を観測する
時系列分析は、重力波天文学を含む多くの科学分野で遍在しています。重力波天文学では、ひずみ時系列を分析して、ブラックホールや中性子星などの重力波源の性質を推測します。重力波過渡現象の研究では、データセグメントの鋭いエッジからのスペクトルアーチファクトの影響を減らすためにテーパーウィンドウ関数を適用するのが一般的です。テーパーデータの従来の分析では、ウィンドウ関数の選択に関係なく、すべての有限時系列で発生する周波数ビン間の共分散を考慮に入れていないことを示します。この共分散の起源について説明し、重力波検出の数が増えるにつれて、またより高い信号対雑音比のイベントにアクセスできるようになると、この共分散が無視できない系統的エラーの原因になることを示します。ウィンドウ関数によって引き起こされる相関をモデル化するフレームワークを導出し、最初のLIGO--Virgoトランジェントカタログからのデータとシミュレートされたガウスノイズの両方を使用してこのソリューションを示します。
3つのK2キャンペーンは、Praesepeで1013個の星の自転周期をもたらします
| Title |
Three_K2_Campaigns_Yield_Rotation_Periods_for_1013_Stars_in_Praesepe |
| Authors |
Rayna_Rampalli,_Marcel_A._Ag\"ueros,_Jason_L._Curtis,_Stephanie_T._Douglas,_Alejandro_N\'u\~nez,_Phillip_A._Cargile,_Kevin_R._Covey,_Natalie_M._Gosnell,_Adam_L._Kraus,_Nicholas_M._Law,_Andrew_W._Mann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.13250 |
K2観測の3つのキャンペーンを使用して、ベンチマークの低質量メンバーである$\upperx$670-Myr-oldオープンクラスターPraesepeのローテーションの国勢調査を完了します。220$\lesssim$1.3〜\Msun\Praesepeメンバーの新しい自転周期（\prot）を測定し、文献に\prot\がある星の$97\％$（793/812）の周期を回復します。\protを回収しなかった19個の星のうち、17個はK2によって観測されませんでした。K2の3つのPraesepeキャンペーンは3年間にわたって行われたため、複数のキャンペーンで観測された星の測定された\prot\の安定性をテストします。$\geq$2の高品質な観測で331個の可能性のある単一の星の$>95\％$について、$10\％$以内で一貫した\prot\を測定します。\prot\の中央値の差は$0.3\％$で、標準偏差は$2\％$です。ほぼすべての例外は、キャンペーン18、K2の最後の\prot\測定値が一致しない星であり、前の2つよりも大幅に短かった（$\約$75〜dではなく$\approx$50〜d）。これは、$38\％$の星の光度曲線で観察される明らかな形態学的進化にもかかわらず、Praesepeの低質量星の\prot\測定値が数年のタイムスケールで安定していることを示唆しています。したがって、\prot\は、一度だけ測定された場合でも、代表的なものと見なすことができます。
熱い準矮星から白色矮星の仲間への物質移動の段階
高温の準矮星B（sdB）星+公転周期が2〜3時間未満の白色矮星（WD）の連星は、重力波によって接触し、sdB星が停止する前にsdB星からWDに質量を移動する可能性があります。核燃焼とWDになるための契約。このカテゴリーで観測されたシステムのクラスの増加に動機付けられて、これらのシステムでの物質移動のフェーズを研究します。残りの外側の水素エンベロープがsdB星の半径の大部分を占めるため、sdB星はこの少量の物質を低速度（$\）で転送するのにかなりの時間（$\sim$10sofMyr）を費やす可能性があることがわかります。sim10^{-10}$-$10^{-9}\M_\odot\、\rmyr^{-1}$）、Heの大部分がはるかに速い速度（$\gtrsim10^{-8}\M_\odot\、\rmyr^{-1}$）。したがって、これらのシステムは、エンベロープのないHeスターモデルに関連する範囲よりも長い軌道周期で、ロシュを充填するsdBドナーと驚くほどの時間を費やします。$P_{\rmorb}=30$-$100$minおよび$T_{\rmeff}=20{、}000$でロシュ充填オブジェクトの楕円体変調を検索することにより、エンベロープ転送フェーズを検出できるはずです。-$30{、}000$K、そしてその多く（$\geq$10）のそのようなシステムは、赤化を考慮した後、銀河面で見つかるかもしれません。また、これらのシステムの多くは、AMCVnシステムのシグネチャと一致するHe転送のフェーズを経る可能性があり、若い星の種族に関連する一部のAMCVnシステムはこのチャネルから派生する可能性が高いと主張します。
メティスコロナグラフによる外側コロナの太陽風の最初の光観測
| Title |
First_light_observations_of_the_solar_wind_in_the_outer_corona_with_the_Metis_coronagraph |
| Authors |
M._Romoli_(1_and_2),_E._Antonucci_(3),_V._Andretta_(3),_G.E._Capuano_(4_and_5),_V._Da_Deppo_(6),_Y._De_Leo_(7_and_4),_C._Downs_(8),_S._Fineschi_(9),_P._Heinzel_(10),_F._Landini_(9),_A._Liberatore_(11_and_9),_G._Naletto_(12),_G._Nicolini_(9),_M._Pancrazzi_(9),_C._Sasso_(3),_D._Spadaro_(5),_R._Susino_(9),_D._Telloni_(9),_L._Teriaca_(7),_M._Uslenghi_(13),_Y.M._Wang_(14),_A._Bemporad_(9),_G._Capobianco_(9),_M._Casti_(15_and_2),_M._Fabi_(16),_F._Frassati_(9),_F._Frassetto_(6_and_2),_S._Giordano_(9),_C._Grimani_(16),_G._Jerse_(17),_E._Magli_(18),_G._Massone_(9),_M._Messerotti_(17),_D._Moses_(19),_M.G._Pelizzo_(20),_P._Romano_(5),_U._Sch\"uhle_(7),_A._Slemer_(6),_M._Stangalini_(21_and_2),_T._Straus_(3),_C.A._Volpicelli_(9),_L._Zangrilli_(9),_P._Zuppella_(6_and_2),_L._Abbo_(2),_F._Auch\'ere_(22),_et_al._(23_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.13344 |
太陽コロナの風の調査は、ドップラー調光診断を適用して風の流出速度を測定するように設計されたUVCS-SOHOで得られたコロナプラズマの共鳴散乱UV放射の観測から始まりました。MetisonSolarOrbiterは、継続的に拡大する外向き速度の高空間および時間分解能マップを取得するために、偏光可視光とHILy-alphaコロナを同時にイメージングすることにより、太陽活動周期23中に実行されるUVCS分光観測を補完します。太陽の雰囲気。2020年5月15日のメティス観測は、拡張コロナの最初のHILy-alpha画像と、太陽活動が最小のときのコロナプラズマ流出速度の最初の瞬間マップを提供し、遅い風の流れが観察されます。静的コロナに対するUV放射の調光を測定するために、2つのメティスチャネルで得られた偏光可視光（580-640nm）とUVHILy-alpha（121.6nm）コロナ放射を組み合わせます。この効果は、冠状中性水素への彩層光子の入射方向に沿った冠状プラズマの外向きの動きによって引き起こされます。次に、プラズマ流出速度は、測定されたドップラー調光の関数として導き出されます。静的コロナUV放射は、偏光可視光から推測されるプラズマ電子密度に基づいてシミュレートされます。この研究は、太陽コロナの速度マップで、最も遅い風が流れる東肢に存在する静かな赤道ストリーマーの延長を中心とした、幅約+/-10度の高密度層の特定につながります。4Rsから6Rsまで約（160+/-18）km/s。高密度層の境界を越えて、風速は急速に増加し、コロナの遅い風と速い風の間の移行を示します。
TESS太陽系外惑星のホスト星のスペックル観測。 II。 1-1000AUの恒星コンパニオンと小惑星検出への影響
| Title |
Speckle_Observations_of_TESS_Exoplanet_Host_Stars._II._Stellar_Companions_at_1-1000_AU_and_Implications_for_Small_Planet_Detection |
| Authors |
Kathryn_V._Lester,_Rachel_A._Matson,_Steve_B._Howell,_Elise_Furlan,_Crystal_L._Gnilka,_Nicholas_J._Scott,_David_R._Ciardi,_Mark_E._Everett,_Zachary_D._Hartman,_and_Lea_A._Hirsch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.13354 |
ジェミニ北と南で`AlopekeとZorroスペックルカメラを使用して、TESS太陽系外惑星候補の517個のホスト星の高角度分解能イメージング観測を提示します。サンプルは主に500pc未満の距離にある明るいF、G、Kの星で構成されています。私たちのスペックル観測は、1.2秒角までの約20masの角度分解能に及び、ほとんどの星で<10〜500AUの空間分解能をもたらし、コントラスト限界は、光波長で一次星より5〜9等級暗いコンパニオン星を検出できます。102個の近い恒星の仲間を検出し、各システムの分離、大きさの違い、質量比、および推定公転周期を決定します。太陽系外惑星のホスト星連星の観測は、それらがフィールド連星よりも広い分離を持ち、平均軌道の準主軸が100AUに近いことを明らかにしています。他の画像研究は、太陽系外惑星をホストするシステムで非常に密接に分離されたバイナリのこの不足を示唆していますが、小さな分離での不完全性は、観察されていないコンパニオンをコンパニオンの真の欠如から解きほぐすことを困難にします。改善された角度分解能と感度により、この太陽系外惑星のホストバイナリの欠如が実際に現実のものであることを確認します。また、惑星の軌道半径と連星の分離との相関関係も調べていますが、TESS惑星の軌道周期が非常に短いため、明確な傾向は見られません。バイナリホスト星を含む太陽系外惑星システムでは、コンパニオンスターによって引き起こされる通過深度の希釈のために、地球サイズの惑星通過の検出に対して観測バイアスがあることに注意してください。
謎めいた褐色矮星WISEAJ153429.75-104303.3（別名「事故」）
| Title |
The_Enigmatic_Brown_Dwarf_WISEA_J153429.75-104303.3_(aka_"The_Accident") |
| Authors |
J._Davy_Kirkpatrick,_Federico_Marocco,_Dan_Caselden,_Aaron_M._Meisner,_Jacqueline_K._Faherty,_Adam_C._Schneider,_Marc_J._Kuchner,_S._L._Casewell,_Christopher_R._Gelino,_Michael_C._Cushing,_Peter_R._Eisenhardt,_Edward_L._Wright,_Steven_D._Schurr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.13408 |
Meisneretal（2020）で発表されたWISEAJ153429.75-104303.3の継続的なフォローアップは、それが異常な一連の特性を持っていることを証明しました。Keck/MOSFIREとHST/WFC3からの新しい画像データは、この天体がJ-ch2>8等で知られている数少ない固有運動源の一つであることを示しており、最新の既知のY矮星と一致する非常に低い温度を示しています。それにもかかわらず、それは典型的なY矮星よりも約1.6等青いW1-W2とch1-ch2の色を持っています。WISE、スピッツァー、およびHST位置天文学の組み合わせによる新しい三角視差測定により、近くの距離が$16.3^{+1.4}_{-1.2}$pcであり、横方向の速度が$207.4{\pm}15.9$km/sであることが確認されています。。J、W2、およびch2の絶対光度は、W1-W2とch1-ch2の色が大きく異なるにもかかわらず、最も冷たい既知のY矮星と一致しています。このオブジェクトのユニークな特徴の考えられる理由を調査し、それが古い、金属の少ない褐色矮星であり、おそらく最初のY準矮星である可能性が高いと結論付けます。オブジェクトのHSTF110Wの光度が24.7等であることを考えると、この仮説をテストするには、JWSTの広帯域分光法と測光が最適なオプションです。
古典的なNovaV5669 Sgr（Nova Sagittarii 2015 No.3）での$ ^ 7 $ BeIIの検出
初期の衰退期（$+24$および$+28$d）のV5669Sgrの紫外線スペクトルで$^7$BeIIが新たに検出されたことを報告します。スペクトルで3つの青方偏移吸収システムを特定しました。低速成分と高速成分と呼ばれる最初の2つは、過渡エネルギーが低い（$<4$eV）HIBalmer、NaID、およびFeIIの間で顕著に識別されました。3番目の吸収成分は、エネルギーレベルが比較的高い（9〜21eV）NII、HeI、およびCIIラインで識別されました。$^7$BeIIの$3130.583${\AA}および$3132.228${\AA}の吸収線は、観測の1番目と2番目の成分として識別されました。速度成分の6708{\AA}にLiIが存在することを示唆する証拠はありません。水素に対するリチウムの推定数密度比。これは、$^7$BeとCaIIKの等価幅、$N（{\rm^{7}Li}）/N（{\rmH}）_{\rmfinal}$は$4.0\pm0.7\times10^{-6}$です。この値は、$^7$Beが検出された古典的な新星の平均観測値よりも桁違いに低く、理論的予測の最も楽観的な値に匹敵します。
サンスポット数観測のノンパラメトリックモニタリング：事例研究
| Title |
Nonparametric_monitoring_of_sunspot_number_observations:_a_case_study |
| Authors |
Sophie_Mathieu,_Laure_Lef\`evre,_Rainer_von_Sachs,_V\'eronique_Delouille,_Christian_Ritter,_Fr\'ed\'eric_Clette |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.13535 |
太陽活動は長期的な気候傾向の重要な推進力であり、気候モデルで説明する必要があります。残念ながら、この量を長期間にわたって直接測定することはできません。記録が17世紀にまでさかのぼる太陽活動に関連する唯一の観測は黒点です。驚くべきことに、黒点の数を時間の経過とともに一貫して決定することは、今日まで困難な統計的問題のままでした。これは、低い信号対雑音比、非定常性、欠測データ、非標準分布、および多くの種類のエラーのコンテキストで、世界中の複数の観測ステーションからのデータを統合する必要性から生じます。したがって、一部の観測所からのデータは、時間の経過とともに深刻でさまざまな偏差を経験します。この論文では、これらの複雑で重要なシリーズを監視するための最初の体系的かつ徹底的な統計的アプローチを提案します。これは、データの処理を成功させるために不可欠な3つのステップで構成されます。複数のタイムスケールでの平滑化、ブロックブートストラップで調整されたCUSUMチャートを使用した監視、サポートベクター技術による制御不能な状況の分類です。このアプローチにより、以前の分析では見られなかった広範囲の異常（突然のジャンプやより進行性のドリフトなど）を検出できます。これは、多くの場合、オブザーバーまたは機器に関連する大きな逸脱の原因を特定するのに役立ちます。それらの検出と識別は、将来の観測の改善に貢献します。過去のデータにおけるそれらの除去または修正は、太陽活動の世界参照指数である国際黒点数のより正確な再構築につながります。
「解析的動的磁気圏」形式を使用した、ゆっくりと回転する大質量星風の紫外線線プロファイル
| Title |
Ultraviolet_Line_Profiles_of_Slowly_Rotating_Massive_Star_Winds_Using_the_"Analytic_Dynamical_Magnetosphere"_Formalism |
| Authors |
C._Erba_and_A._David-Uraz_and_V._Petit_and_L._Hennicker_and_C._Fletcher_and_A.W._Fullerton_and_Y._Naz\'e_and_J._Sundqvist_and_A._ud-Doula |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.13676 |
最近の大規模な分光偏光測定調査は、小さいがかなりの割合の大質量星が、kGのオーダーの強度を持つ安定した表面双極子磁場をホストしていることを確立しました。これらの磁場は、高密度の放射駆動恒星風を恒星周囲磁気圏に導きます。その密度と速度構造は、風に敏感な共鳴線の紫外（UV）分光法を使用して調べることができます。適切な磁気圏モデルと組み合わせると、UV分光法は、風と場の相互作用を調査するための貴重な方法を提供し、磁気の大質量星の風パラメーターの定量的推定値を生成できます。動的磁気圏を持つゆっくりと回転する磁気質量星におけるUV共鳴線の形成の体系的な調査を報告します。解析的動的磁気圏（ADM）形式と単純化された放射伝達技術を組み合わせて、合成UVラインプロファイルを作成します。モデルのグリッドを使用して、磁気圏サイズ、線強度パラメーター、および冷却パラメーターが線プロファイルの構造と変調に及ぼす影響を調べます。磁気の大質量星は、ほとんどの視角と磁気圏サイズで赤方偏移した吸収を独自に示し、さまざまな線強度による線プロファイルの形状と変化の大幅な変化は、ADM形式で説明されている個々の風成分を調べることで説明できることがわかります。最後に、冷却パラメータがラインプロファイルに与える影響はごくわずかであることを示します。
L1688のHAWC + / SOFIA偏光測定：磁場の相対的な向きと細長い雲の構造
| Title |
HAWC+/SOFIA_Polarimetry_in_L1688:_Relative_Orientation_of_Magnetic_Field_and_Elongated_Cloud_Structure |
| Authors |
Dennis_Lee,_Marc_Berthoud,_Che-Yu_Chen,_Erin_G._Cox,_Jacqueline_A._Davidson,_Frankie_J._Encalada,_Laura_M._Fissel,_Rachel_Harrison,_Woojin_Kwon,_Di_Li,_Zhi-Yun_Li,_Leslie_W._Looney,_Giles_Novak,_Sarah_Sadavoy,_Fabio_P._Santos,_Dominique_Segura-Cox,_Ian_Stephens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.13795 |
へびつかい座ロー星分子雲のL1688の$\rho$OphA領域と$\rho$OphE領域の磁場と細長い雲構造の間の相対的な向きの研究を紹介します。偏光熱放射のHAWC+154$\mu$m観測から推定された磁場配向を、ハーシェルサブミリ波観測を使用して作成された列密度マップと組み合わせると、$0.02$pc（$33.6"$at$d\upper$pc）相対配向のヒストグラム（HRO）手法を使用します。これは、Planck偏光測定を使用した以前の作業の結論をサポートし、結果をより高いカラム密度に拡張します。このHAWC+HRO分析をL1688の新しいPlanckHRO分析と組み合わせます。L1688の垂直配向に平行は、約$10^{21.7}$cm$^{-2}$の分子水素カラム密度で発生することが観察されます。配向遷移カラム密度のこの値は、を介して近くの雲で見つかった値とよく一致します。Planck観測のみを使用した以前の研究L1688のモデルとして、衝突する流れによって形成された分子雲の既存の乱流磁気流体力学的シミュレーションを使用、この遷移に関連する水素分子の体積密度は約$\sim10^{4}$cm$^{-3}$であると結論付けます。HAWC+によるL1688の密な領域の不完全なサンプリングなど、分析の限界について説明します。
テレパラレル重力：理論から宇宙論へ
| Title |
Teleparallel_Gravity:_From_Theory_to_Cosmology |
| Authors |
Sebastian_Bahamonde,_Konstantinos_F._Dialektopoulos,_Celia_Escamilla-Rivera,_Gabriel_Farrugia,_Viktor_Gakis,_Martin_Hendry,_Manuel_Hohmann,_Jackson_Levi_Said,_Jurgen_Mifsud_and_Eleonora_Di_Valentino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.13793 |
テレパラレル重力は、ここ数十年で人気が大幅に高まっており、アインシュタインの他の重力理論に注目が集まっています。このレビューでは、この形式のジオメトリを、重力理論を形成するためのより広範なメトリックアフィンアプローチに関連付けます。ここでは、ローカルローレンツ不変性などの特定の物理的条件を尊重する一貫したテレパラレル理論を構築する体系的な方法について説明します。まず、テレパラレル重力を使用して、一般相対性理論と動的に同等であるが、量子重力などの他のシナリオでは異なる動作をする可能性がある一般相対性理論のテレパラレル等価物を定式化します。この基礎を設定した後、文献で提案されている多数の修正されたテレパラレル重力理論について説明します。レビューの第2部では、最初に、この物理学の体制における未解決の質問に焦点を当てた、テレパラレル天体物理学の文献での作業を調査します。次に、テレパラレル重力のさまざまな定式化の宇宙論的影響について説明します。これは、動的システムからネーター対称性など、さまざまなアプローチを使用して作品を探索することにより、バックグラウンドレベルで行います。当然のことながら、摂動理論について説明します。まず、これをテレパラレル重力理論に適用できる簡潔なアプローチを示し、次にそれを文献のいくつかの重要な理論に適用します。最後に、私たちは、多数の提案理論にわたる観測的および精密な宇宙論の研究を調べます。これは、最新の観測のいくつかを使用して行われ、テレパラレル宇宙論で緩和される可能性のある宇宙論的緊張に取り組むために使用されます。また、機械学習を重力に適用する最近の多くの研究を紹介します。これは、深層学習とガウス過程を通じて、文献の他のアプローチについての議論とともに行います。
スペインのカナリア諸島にあるフェルテベントゥラ島の植民地時代のキリスト教会の方向性に関する天文考古学の研究を紹介します。主に15世紀から19世紀のノルマン征服の時代に建てられました。私たちの目標は、これらの教会の方向性に対する天文学的な影響の可能性を分析することです。予備的な結果は、島の宗教的建造物の大部分が、太陽が地元の地平線を横切るときの太陽の年間運動の極端な方位角の間で、太陽の範囲内に軸を向けていることを示唆しています。これは、以前に調査されたランサローテ島とラゴメラ島（カナリア諸島でも）で見つかったものとは異なります。
