銀河団を使用して重力をテストするための一般的なフレームワークIV：DGP重力におけるクラスターとハローの特性
| Title |
A_general_framework_to_test_gravity_using_galaxy_clusters_IV:_Cluster_and_halo_properties_in_DGP_gravity |
| Authors |
Myles_A._Mitchell_(1),_C\'esar_Hern\'andez-Aguayo_(2,3,1),_Christian_Arnold_(1),_Baojiu_Li_(1)_((1)_ICC,_Durham,_(2)_MPA,_Garching,_(3)_Excellence_Cluster_ORIGINS) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.13815 |
ヴァインシュテインのスクリーニングメカニズムを示す幅広いクラスの理論の代表である、重力の通常分岐Dvali-Gabadadze-Porrati（nDGP）モデルで、銀河団の特性を研究およびモデル化します。完全なバリオン物理学とnDGPの両方を組み込んだ最初の宇宙論的シミュレーションを使用すると、クラスター内で効率的にスクリーニングされているにもかかわらず、5番目の力がクラスター内ガスの温度を上昇させ、クラスターの質量と3つの観測可能なガスとのスケーリング関係に影響を与えることがわかります。質量プロキシ：ガス温度、スニヤエフ・ゼルドビッチ効果のコンプトン$Y$パラメータ、および$Y$パラメータのX線アナログ。したがって、適切に説明されていない限り、これは、重力を調べるためにクラスター数カウントなどのクラスター観測を利用するテストで、クラスター質量の偏った測定につながる可能性があります。さまざまなボックスサイズと解像度にまたがり、第5の力の強度が大きく異なる一連の暗黒物質のみのシミュレーションを使用して、nDGPハロー濃度をパーセント精度で再現できる一般的なフィッティング式も調整します。$0\leqz\leq1$、および$0\leqz\leq1$で$\lesssim3\％$の精度のハロー質量関数（$1\leqz\leq2$の場合は$\lesssim5\％$に増加）、4桁にわたるハロー質量範囲。濃度のモデルは、ハロー質量の過密度間の変換や、非線形物質のパワースペクトルなどの統計の予測に使用できます。この作業の結果は、進行中および今後のクラスター調査からのデータを使用して、重力の偏りのない制約のためのフレームワークの一部を形成します。
さまざまな基本定数を持つ原始元素合成：リチウム問題と重水素の不一致の解決策
| Title |
Primordial_nucleosynthesis_with_varying_fundamental_constants:_Solutions_to_the_Lithium_problem_and_the_Deuterium_discrepancy |
| Authors |
M._Deal,_C._J._A._P._Martins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.13989 |
原始元素合成の成功は、長年のリチウム問題によって制限されてきました。自然の基本定数の変化を含む、原始元素合成に対する関連する理論的パラメーターの影響の自己無撞着な摂動解析を使用して、最新の観測と理論的モデリングのコンテキストで、問題とその可能な解決策を調査します。リチウムの問題を解決するために必要な枯渇の量を定量化し、星の化学元素の輸送プロセスがそれを説明できることを示します。具体的には、原子の拡散、回転、および浸透対流の組み合わせにより、原始的なリチウムの存在量から始めて、種族IIの星のリチウム表面の存在比を再現することができます。また、この枯渇係数を使用しても、このエポックでの微細構造定数の値が、2〜3標準偏差で、現在の実験室よりも数ppmの相対変動で大きいことが優先されることも示しています。統計的有意性のレベル。この選好は、宇宙マイクロ波背景放射と原始核合成分析から推測されるバリオン対光子比（または同等に重水素存在比）の最適値の間の最近注目された不一致によって引き起こされ、ヘリウム4存在比にほとんど影響されません。。したがって、重水素の不一致が新しい物理学の可能性のあるヒントを提供する一方で、リチウムの問題には天体物理学的な解決策がある可能性が高いと結論付けます。
| Title |
Cosmological_consequences_of_a_scalar_field_with_oscillating_equation_of_state._III._Unifying_inflation_with_dark_energy_and_small_tensor-to-scalar_ratio |
| Authors |
S._X._Tian_and_Zong-Hong_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14002 |
Ti\'an[\href{https://doi.org/10.1103/PhysRevD.101.063531}{Phys。Rev.D{\bf101}、063531（2020）}]、これは、多重加速宇宙（MAU）との宇宙論的一致問題を解決することを目的としています。インフレのダイナミクスはスローロールインフレに属することを指摘します。スカラー摂動のスペクトルインデックスとテンソル対スカラー比$r$は、現在の\textit{Planck}測定値と一致していることが示されています。特に、このモデルは$r\sim10^{-7}$を予測しますが、これは観測限界をはるかに下回っています。この結果は、一般的なMAUでの$r$の小ささを探求する動機になります。元のモデルの典型的な一般化を提案し、一般に$r<0.01$を証明します。これまでの原始重力波のヌル検出は、MAUの状況証拠を提供します。インフレーションの終了後、スカラー場は極小値ではなく無限大に向かって回転し、その間、その状態方程式は$1/3$より大きい平均値で振動しています。この枠組みでは、インフレーションの終わりに重力粒子が生成され、宇宙を再加熱できることを示しています。
初期宇宙における均質性のスケールの測定
均一性と等方性は、摂動の振幅とは無関係に、時空の距離の幾何学的特性であり、フラクタル（またはハウスドルフ）次元を使用して特徴付けることができます。空のプランクCMB温度変化を使用して、初期宇宙でそのような測定値を提示します。等方性スケールのこの新しい測定は、モデルに依存せず、純粋に幾何学的です。$\pi/3\simeq60$度を超えるスケールの均一性の強力な証拠が見つかりました。驚いたことに、この発見は$\Lambda$CDM予測と矛盾しています。これは、スケール不変（つまりフラクタル）宇宙をより大きなスケールに仮定します。空のサンプリング変動から主成分分析を使用して、発見の重要性を推定します。Planckマップは、$\pi/3$より大きいスケールでの等方性のヌル仮説とよく一致しています。最適な$\LambdaCDM$予測には、20倍の$\chi^2$があります。並進不変性（およびフラットスペース$k=0$）を仮定すると、等方性スケール$\pi/3$を最後の散乱面までの距離に近い$3.3c/H_0$の均一性スケールに変換できます。
Ly $ \ alpha $フォレストパワースペクトルからの再電離の天体物理学の抽出：最初の予測
| Title |
Extracting_the_astrophysics_of_reionization_from_the_Ly$\alpha$_forest_power_spectrum:_a_first_forecast |
| Authors |
Paulo_Montero-Camacho_and_Yi_Mao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14492 |
最近、宇宙の再電離がLy$\alpha$の森林パワースペクトルに与える影響は、赤方偏移が小さい場合でも重要であることが示されています（$z\sim2$）。この再電離の記憶は、高エントロピーの平均密度ガスが不均一な再電離とそれに続く高密度領域からの衝撃によって$\sim3\times10^4$Kに加熱されるため、宇宙の時間スケールを乗り越えます。近い将来、Ly$\alpha$フォレストの3Dパワースペクトルの最初の測定は、DarkEnergySpectroscopicInstrument（DESI）などの今後の観測作業によって達成される可能性が非常に高くなります。豊富な宇宙論的情報に加えて、これらの観測は、Ly$\alpha$森林から再電離の天体物理学を抽出する可能性を秘めています。Ly$\alpha$フォレストの3Dパワースペクトルの測定が、DESIを使用して再電離パラメータに制約を課すことができる精度を初めて予測します。具体的には、イオン化効率の制約$\zeta$と、イオン化源をホストするハローのしきい値質量$m_{\rmturn}$で、$のレベルで$1\sigma$エラーが発生することを示します。\zeta=25.0\pm11.9$および$\log_{10}（m_{\rmturn}/{\rmM}_\odot）=8.7^{+0.35}_{-0.70}$、それぞれ。したがって、Ly$\alpha$フォレストの3Dパワースペクトルは、DESIによる検出の初期の段階で、再イオン化アレイの水素エポックを使用した今後の21cmパワースペクトル測定よりもわずかに悪い感度で、独立した再イオン化プローブを提供します（HERA）。
eROSITA最終赤道深度調査（eFEDS）：銀河団と銀河団のカタログ
| Title |
The_eROSITA_Final_Equatorial-Depth_Survey_(eFEDS):_The_Catalog_of_Galaxy_Clusters_and_Groups |
| Authors |
A._Liu,_E._Bulbul,_V._Ghirardini,_T._Liu,_M._Klein,_N._Clerc,_Y._Oezsoy,_M._E._Ramos-Ceja,_F._Pacaud,_J._Comparat,_N._Okabe,_Y._E._Bahar,_V._Biffi,_H._Brunner,_M._Brueggen,_J._Buchner,_J._Ider_Chitham,_I._Chiu,_K._Dolag,_E._Gatuzz,_J._Gonzalez,_D._N._Hoang,_G._Lamer,_A._Merloni,_K._Nandra,_M._Oguri,_N._Ota,_P._Predehl,_T._H._Reiprich,_M._Salvato,_T._Schrabback,_J._S._Sanders,_R._Seppi,_Q._Thibaud |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14518 |
eROSITA最終赤道深度調査は、SRG/eROSITA望遠鏡のPVフェーズ中に実施され、2019年11月に完了しました。この調査は、eROSITAが選択した最初の銀河団と銀河団のサンプルを提供し、銀河団を使った宇宙論的研究の文脈での全天調査。eFEDSでカバーされる140度$^2$の領域では、542個の候補クラスターとグループが拡張X線源として検出され、フラックスは$\sim10^{-14}$erg/s/cm$^2$になります。1'以内のソフトバンド（0.5-2keV）で。この作業では、eFEDSの候補銀河団とグループのカタログを提供します。eROSITAX線データを使用してeFEDSクラスターのイメージングとスペクトル分析を実行し、サンプルの特性を調べます。クラスターは赤方偏移の範囲[0.01、1.3]に分布しており、赤方偏移の中央値は0.35です。$>2\sigma$c.lでICM温度測定値を取得します。サンプルの$\sim$1/5（102/542）の場合。これらのクラスターの平均温度は$\sim$2keVです。フラックス、光度、電子密度、およびガス質量の放射状プロファイルは、イメージングデータの正確なモデリングから測定されます。選択機能、カタログの純度と完全性が詳細に調べられ、議論されます。このサンプルの汚染率は$\sim1/5$であり、誤認された点源が支配的です。クラスターのX線光度関数は、他の最近のX線調査から得られた結果とよく一致しています。また、eFEDSには19個のスーパークラスター候補があり、そのほとんどは0.1から0.5の間の赤方偏移にあります。eFEDSクラスターおよびグループカタログは、eROSITAAll-SkySurveyの拡張ソース検出および特性評価のベンチマーク概念実証を提供します。クラスター科学に対するeROSITAの優れたパフォーマンスを確認し、最終的な全天観測の打ち上げ前の期待から大きな逸脱はないと予想しています。
eROSITA最終赤方偏移-深さ調査（eFEDS）：光学的確認、赤方偏移、およびクラスターとグループカタログのプロパティ
| Title |
The_eROSITA_Final_Equatorial-Depth_Survey_(eFEDS):_Optical_confirmation,_redshifts,_and_properties_of_the_cluster_and_group_catalog |
| Authors |
M._Klein,_M._Oguri,_J.J._Mohr,_S._Grandis,_V._Ghirardini,_T._Liu,_A._Liu,_E._Bulbul,_J._Wolf,_J._Comparat,_M._E._Ramos-Ceja,_J._Buchner,_I._Chiu,_N._Clerc,_A._Merloni,_H._Miyatake,_S._Miyazaki,_N._Okabe,_N._Ota,_F._Pacaud,_M._Salvato_and_S._P._Driver |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14519 |
約140平方度をカバーするeROSITA最終赤道深度調査（eFEDS）は、ロシア-ドイツの衛星Spectrum-Roentgen-Gamma（SRG）に搭載されたeROSITA望遠鏡の性能検証フェーズの一部として実行されました。この論文では、542個のX線範囲で選択された銀河群とクラスター候補の光学的フォローアップを提示し、完全なサンプルの赤方偏移とクラスター確認を提供します。HyperSuprime-CamSubaruStrategicProgramおよびLegacySurveyの光学イメージングデータを使用して、X線候補の位置でクラスター赤方偏移および確認ツールMCMFと光学クラスターファインダーCAMIRAを実行します。542の候補すべての赤方偏移の推定値を提供する一方で、残留汚染が6％の477のクラスターとグループの光学的に確認されたサンプルを作成します。これらのうち、470（98.5％）はMCMFを使用して確認され、7つのシステムが分光グループカタログとのクロスマッチングによって追加されます。観察可能なスケーリングから観察可能なスケーリング、および適用された確認しきい値を使用して、この低汚染サンプルを構築するために必要なMCMFカットにより、8+/-2の実際のシステムが除外されたと予測します。この数は、クロスマッチングによって回収された7つのシステムとよく一致しています。したがって、これらの477システムでは、候補リストにすべての真のクラスターの99％以上が含まれると予想されます。MCMFに依存しない方法を使用して、確認されたサブサンプルのカタログ汚染が6+/-3％であることを確認し、完全なX線サンプルで17+/-3％の汚染を見つけます。フルサンプルの推定汚染は、MCMFに依存する約17％の推定値、および専用X線シミュレーションからの約20％の予測値と一致しています。さらに、光学的に選択されたマージクラスター候補のサンプルを示します。
eROSITA最終赤道深度調査（eFEDS）：最も明るい銀河団のLOFARビューとAGNフィードバック
| Title |
The_eROSITA_Final_Equatorial-Depth_Survey_(eFEDS):_LOFAR_view_of_brightest_cluster_galaxies_and_AGN_feedback |
| Authors |
T._Pasini,_M._Br\"uggen,_D._H._Hoang,_V._Ghirardini,_E._Bulbul,_M._Klein,_A._Liu,_T._W._Shimwell,_M._J._Hardcastle,_W._L._Williams,_A._Botteon,_F._Gastaldello,_R._J._van_Weeren,_A._Merloni,_F._de_Gasperin,_Y._E.Bahar,_F._Pacaud_and_M._Ramos-Ceja |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14524 |
SRG/eROSITA望遠鏡の性能検証段階で、eROSITA最終赤道深度調査（eFEDS）が実施されました。126$^\circ<$R.A。にある140deg$^2$フィールドをカバーします。$<146^\circ$および-3$^\circ<$12月$<+6^\circ$、2.2ksのフィールドでの公称露出。0.5-2keVバンドのフラックス限界$F_X\sim10^{-14}$ergs$^{-1}$cm$^{-2}$まで、542個の候補クラスターがこのフィールドで検出されました。銀河団の電波モードフィードバックを理解するために、eFEDS銀河団の最も明るい銀河団の電波放射を研究し、それをホスト銀河団のX線特性に関連付けます。LOFARを使用して、eFEDSで検出された542個の銀河団とグループのBCGでホストされている227個の電波銀河を特定します。非検出は無線の上限として扱います。赤方偏移や光度分布など、クラスターの中心からオフセットされた電波銀河の特性、最大の線形サイズ、電波パワーを分析します。ホストクラスターの銀河団ガスとの関係を研究します。無線光度の上限に対処するために統計的検定を実行します。電波が大きいAGNを備えたBCGは、電波が静かなBCGよりもクラスターの中心近くにある可能性が高くなります。クラスターのX線光度とBCGの電波パワーの間には明確な関係があります。統計的検定は、この相関関係が無線帯域の選択効果によって生成されないことを示しています。電波銀河の最大線形サイズとホストクラスターの中心密度との間に明らかな関連性は見られません。電波光度を動的光度に変換すると、銀河団ガスの放射損失は、中央のAGNによって提供される加熱と全体的にバランスが取れていることがわかります。最後に、オブジェクトを一時的に乱れたものとリラックスしたものに分類し、クラスターの動的状態に関係なく、AGNとICMの間のリンクが明らかに保持されていることを示します。
銀河団Abell3266とeROSITAの統合の研究
| Title |
Studying_the_merging_cluster_Abell_3266_with_eROSITA |
| Authors |
J._S._Sanders,_V._Biffi,_M._Br\"uggen,_E._Bulbul,_K._Dennerl,_K._Dolag,_T._Erben,_M._Freyberg,_E._Gatuzz,_V._Ghirardini,_D._N._Hoang,_M._Klein,_A._Liu,_A._Merloni,_F._Pacaud,_M._E._Ramos-Ceja,_T._H._Reiprich,_J._A._ZuHone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14534 |
銀河団エイベル3266は、空で最も明るいX線の1つであり、よく知られている融合システムです。SRG（SpectrumR\"ontgenGamma）に搭載されたeROSITA望遠鏡の機能を使用して、単一のポインティングで広いフィールドを観測し、半径R_200までのクラスターの新しい観測を分析します。X線画像は、存在する下部構造を強調しています。以前のASCA、チャンドラ、XMM-ニュートンのデータで見られた北東-南西の合併、北西に向かう合併グループ、コアと西に向かう1つ以上のグループの間のフィラメント構造を含むクラスター内。空間分解された分光マップを計算します。結合するサブクラスターは、クラスター内の低エントロピー物質として見られます。フィラメント状の構造は、強力なAGN爆発の縁、または西側のグループから剥ぎ取られた物質である可能性があります。クラスターコアを通過するとき。2つの方向に見られるのは、半径1.1Mpcでの圧力ジャンプであり、マッハ数が約1.5〜1.7の衝撃と一致しています。eROSITAデータにより、クラスターは単純なマージシステムではなく、マージ中またはまもなくマージされる複数のサブクラスターで構成されていること。GLEAMデータで検出されたシステムに関連する無線ハローを初めて発見しました。eROSITAデータから静水圧質量を計算し、以前のXMM-Newtonの結果とよく一致していることを確認します。このポインティングにより、いくつかの拡張ソースが検出され、そのうちの7つでz=0.36-1.0間の安全な関連付けが見つかります。つまり、背景の銀河群と銀河団は、そのようなシステムを見つけるためのeROSITAの力を強調しています。
Abell 3391/95フィールドのeROSITAビュー：Magneticum宇宙論シミュレーションからのケーススタディ
| Title |
The_eROSITA_view_of_the_Abell_3391/95_field:_a_case_study_from_the_Magneticum_cosmological_simulation |
| Authors |
Veronica_Biffi,_Klaus_Dolag,_Thomas_H._Reiprich,_Angie_Veronica,_Miriam_E._Ramos-Ceja,_Esra_Bulbul,_Naomi_Ota,_Vittorio_Ghirardini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14542 |
シミュレーションによる予測をAbell3391/95フィールドのSRG/eROSITAX線観測に接続するために、シミュレートされた銀河団ペアの起源とガス特性を調査しました。シミュレートされたシステムは、z=0.07でのMagneticumPathfinder宇宙論シミュレーションの（352cMpc/h）^3ボリュームから抽出されました。システムの組み立て履歴とその進化を研究するために、ペアクラスターとその周辺のグループの主な前駆体を過去にさかのぼって追跡しました。観測されたA3391/95システムと同様に、シミュレートされたペアはガスフィラメントの複雑なネットワークに埋め込まれ、構造は20を超える投影Mpcに整列し、領域全体が中央の過密ノードに向かって崩壊します。2つの主要なクラスターの勢力圏（3*R200）は、z=0.07ですでにオーバーラップしていますが、それらのビリアル境界は依然として物理的に分離されています。相互接続ブリッジにある拡散ガスは、WHIMを厳密に反映しており、宇宙の平均バリオン密度に関して、通常の温度は約1keV、過密度は$\sim100$であり、クラスター内のICMと比較して濃縮レベルが低くなっています。ブリッジガスのほとんどは、銀河団ガスの降着方向にほぼ直交する方向から崩壊し、その起源は2つのクラスター前駆体とはほとんど関係がないことがわかります。暗黒物質と比較した有意な視線速度やガスの減速など、ペアに向かう落下運動の周囲のグループに明確な兆候が見られます。これらの発見は、宇宙ガスフィラメントに沿ってエイベル3391に向かって落下し、おそらくそれと融合するノーザンクランプ（MCXCJ0621.7-5242）クラスターの画像をさらに裏付けています。このような構成では、A3391/95のようなシステムのペアクラスターは合併前の段階にあり、まだ相互作用していないと結論付けます。相互接続ブリッジ内の拡散ガスは、潮汐によって除去されたクラスターガスではなく、ほとんどが暖かいフィラメントガスです。
エイベル3391/95フィールドのeROSITAビュー：北部の塊-eROSITA、XMM-Newton、Chandraで観測された最長の既知のガスフィラメントで最大の落下構造
| Title |
The_eROSITA_View_of_the_Abell_3391/95_Field:_The_Northern_Clump_--_The_Largest_Infalling_Structure_in_the_Longest_Known_Gas_Filament_Observed_with_eROSITA,_XMM-Newton,_Chandra |
| Authors |
Angie_Veronica,_Yuanyuan_Su,_Veronica_Biffi,_Thomas_H._Reiprich,_Florian_Pacaud,_Paul_E._J._Nulsen,_Ralph_P._Kraft,_Jeremy_S._Sanders,_Akos_Bogdan,_Melih_Kara,_Klaus_Dolag,_J\"urgen_Kerp,_B\"arbel_S._Koribalski,_Thomas_Erben,_Esra_Bulbul,_Efrain_Gatuzz,_Vittorio_Ghirardini,_Andrew_M._Hopkins,_Ang_Liu,_Konstantinos_Migkas,_and_Tessa_Vernstrom |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14543 |
SRG/eROSITAPV観測により、A3391/95クラスターシステムとノーザンクランプ（MCXCJ0621.7-5242銀河団）が、以前のシミュレーションで見られたものと同様に、軟X線で宇宙フィラメントに沿って整列していることが明らかになりました。A3391の大気（$3\timesR_{200}$）に入るときのNorthernClumpの動的状態を理解することを目的としています。eROSITA、XMM-Newton、Chandraの共同観測を分析して、ノーザンクランプの中心から半径1077kpc（$1.1\timesR_{200}$）までの形態学的、熱的、化学的特性を調べました。ASKAP/EMU電波データ、DECam光学画像、およびPlanckyマップを利用して、WAT電波源がNorthernClump中央ICMに与える影響を調査しました。Magneticumシミュレーションから、A3391/95システムのアナログと、NorthernClumpに似た落下グループを特定しました。ノーザンクランプは、WAT電波銀河を中心としたWCCクラスターです。$0.2-0.5R_{500}$を超えるガス温度は、$k_BT_{500}=1.99\pm0.04$keVです。$MT$スケーリング関係を採用し、$M_{500}=（7.68\pm0.43）\times10^{13}M_{\odot}$および$R_{500}=（636\pm12）$kpc。その雰囲気は箱型で、球対称から外れています。フィラメントガスに対する亜音速運動によって引き起こされた可能性が高い、南側の表面輝度エッジを特定します。$\sim\で！R_{500}$、南の大気は北の大気より42％暑いようです。予測される長さが$\sim318$kpcで、北を向いている下流の尾を検出します。これは、おそらくラム圧力ストリッピングの結果です。Magneticumシミュレーションのアナロググループは、メインクラスターペアに近づきながら、ガス特性の変化と、ハロー中心の位置と結合ガスの位置の間のシフトを経験しています。
Abell3408銀河団のEROSITA分光画像解析
| Title |
EROSITA_Spectro-Imaging_Analysis_of_the_Abell_3408_Galaxy_Cluster |
| Authors |
J._Iljenkarevic,_T._H._Reiprich,_F._Pacaud,_A._Veronica,_B._Whelan,_J._Aschersleben,_K._Migkas,_E._Bulbul,_J._S._Sanders,_M._E._Ramos-Ceja,_T._Liu,_V._Ghirardini,_A._Liu,_and_T._Boller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14544 |
新たに打ち上げられたSRGミッションに搭載されたX線望遠鏡eROSITAは、AGN1H0707-495のPV観測中に、偶然に銀河団A3408（$z=0.0420$）を観測しました。その明るさと広い範囲にもかかわらず、それは現代のX線天文台によって観測されていません。北西方向の隣接クラスターA3407（$z=0.0428$）は、少なくとも射影では近いように見えます（$\sim1.7$Mpc）。このクラスターペアは、マージ前またはマージ後の状態である可能性があります。A3408の詳細なX線分析を実行します。さまざまなセクターで、粒子バックグラウンドを差し引いて露出補正した画像と表面輝度プロファイルを作成します。スペクトル分析は$1.4r_{500}$まで実行されます。さらに、ICM温度の分布を示す温度マップが表示されます。さらに、RASSのデータを利用して、成長曲線分析法とスケーリング関係を使用して、A3408とA3407のいくつかのバルク特性を推定します。画像解析は、SE-NW方向に強い伸長を伴うA3408の複雑な形態を示しています。これは、NW、SW、SE、およびNE方向の表面輝度プロファイルを比較することによって定量化されます。ここで、NWおよびSE方向は、他の方向と比較して大幅に高い表面輝度を示します。ガス温度${\rmk_B}T_{500}=（2.23\pm0.09）$keVを決定します。Tプロファイルは、放出ピークの$2'$以内のホットコア${\rmk_B}T=3.04^{+0.29}_{-0.25}$keVを示しています。M-T関係を使用して、$M_{500}=（9.27\pm0.75）\times10^{13}M_{\odot}$を繰り返し取得します。A3407とA3408の$r_{200}$は射影で重複していることがわかり、進行中の相互作用がもっともらしくなります。2dTマップは、E方向よりもWの方が高い温度を示しています。A3407とA3408は合併前の状態である可能性が高く、ICMの特性に影響を与えます。つまり、A3407の方向の温度上昇は、相互作用による断熱圧縮または衝撃を示します。
eROSITAを使用したAbell3158銀河団のX線研究
| Title |
X-Ray_Studies_of_the_Abell_3158_Galaxy_Cluster_with_eROSITA |
| Authors |
B._Whelan,_T._H._Reiprich,_F._Pacaud,_E._Bulbul,_M._E._Ramos-Ceja,_J._S._Sanders,_J._Aschersleben,_J.Iljenkarevic,_A._Veronica,_K._Migkas,_M._Freyberg,_K._Dennerl,_M._Kara,_A._Liu,_V._Ghirardini,_and_N._Ota |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14545 |
最も近くにある銀河団は、かすかな銀河団の周辺で物理的効果と濃縮効果を研究するのに最適な場所です。z=0.059にあるA3158は、特徴的な半径r$_{200}$=23.95分角でかなり拡張されています。2019年、SRGミッションに搭載されたeROSITA望遠鏡を使用した先の尖った観測で、A3158がキャリブレーションターゲットとして観測されました。eROSITAおよびXMM-NewtonおよびChandraデータから1d温度、存在量、および正規化プロファイルを決定し、eROSITAデータから温度分布の2dマップを決定しました。速度分散が決定され、クラスター質量が計算されました。全体の温度は4.725$\pm$0.035keVと測定されました。eROSITAのプロファイルはすべて、XMM-NewtonおよびChandraデータで決定されたプロファイルと約10％のレベルで一致しています。温度マップから、前述のように、クラスターにはクールなコアがないことがわかります。中央クラスター領域の西側で、以前に検出された中心から外れた冷たい塊の存在が観察されます。さらに、クラスター中心の西側の冷たいガス塊の位置の近くに弓形のエッジがあります。ガスの広がりは、西部のさらに外側で初めて検出されました。クラスターの速度分散は、1058$\pm$41kms$^{-1}$と測定されました。総質量は$M_{200}$=1.38$\pm$0.25x10$^{15}$$M_{\odot}$として決定されました。M-T関係からの質量推定値は、M$_{200}$=5.09$\pm$0.59x10$^{14}M_{\odot}$で大幅に低くなっています。クラスターの南に位置する拡張X線源も、0.05<z<0.07の範囲の赤方偏移を伴う銀河の過密度と一致します。これらは、クラスターがマージアクティビティを実行している可能性があることを示しています。クラスターの北に位置する別の拡張ソースがX線で検出され、0.070<z<0.077の範囲の赤方偏移を伴う銀河の過密度と一致します。これは、A3158に関連しないバックグラウンドクラスターである可能性があります。さらに、z=0.53の既知のSPTクラスターが検出されました。
| Title |
Assembly_bias_in_quadratic_bias_parameters_of_dark_matter_halos_from_forward_modeling |
| Authors |
Titouan_Lazeyras,_Alexandre_Barreira,_Fabian_Schmidt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14713 |
銀河団へのフォワードモデリングアプローチを大規模構造の有効場の理論からの可能性と組み合わせて使用して、線形（$b_1$）でアセンブリバイアス、つまり総質量を超える特性へのハローバイアスの依存性を測定します。$N$-bodyシミュレーションにおけるダークマターハローの2次バイアスパラメーター（$b_2$および$b_{K^2}$）。潮汐バイアスパラメータ$b_{K^2}$のアセンブリバイアスが測定されるのはこれが初めてです。3つの標準的なハロープロパティに焦点を当てます。濃度$c$、スピン$\lambda$、球形度$s$で、$b_{K^2}$のアセンブリバイアス信号は$のそれと反対です。b_1$。具体的には、固定質量では、$b_1$でより多くの（より少ない）正のバイアスがかかるハローは、$b_{K^2}$でより少ない（より多くの）負のバイアスがかかります。また、アセンブリバイアスが$b_2（b_1）$および$b_{K^2}（b_1）$関係に与える影響を調査し、$b_2（b_1）$関係はほぼ変化しないが、アセンブリバイアスが強く影響することを確認しました。$b_{K^2}（b_1）$関係。この影響は、銀河の対応する関係にも及ぶ可能性があります。これは、銀河団データからの宇宙論的制約で使用するために、$b_{K^2}（b_1）$のより良い事前設計を設計する将来の研究を動機付けます。
原始惑星系円盤の自立渦：惑星系形成の段階を設定する
| Title |
Self-Sustaining_Vortices_in_Protoplanetary_Disks:_Setting_the_Stage_for_Planetary_System_Formation |
| Authors |
Zsolt_Regaly,_Kundan_Kadam,_and_Cornelis_P._Dullemond |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14047 |
惑星形成のコア降着シナリオは、微惑星と惑星胚が原始惑星系円盤の原始の気相の間に形成されることを前提としています。ただし、ダスト粒子が従来の成長障壁をどのように克服するかはよく理解されていません。最近提案された粘性リング不安定性は、ダスト粒子がガス伝導率を低下させ、磁気回転不安定性を弱める可能性があると仮定することにより、原始惑星系円盤で観察された同心リングを説明するかもしれません。薄いディスクの限界で結合されたガスとダストのGPUベースの数値流体力学シミュレーションの助けを借りて、このモデルの分析を提示します。ディスクの進化の間に、ほこりっぽいリングはロスビー不安定になり、小規模な渦のカスケードに分裂します。渦は、経年的に安定したほこりっぽい構造を形成します。これは、流れの不安定性と直接的な重力崩壊による微惑星形成の場所である可能性があります。自立した渦の現象は、太陽系外惑星の観測上の制約と一致しており、惑星系の形成に適した環境を設定します。
$ CHEOPS $を使用した長期の揮発性物質に富むスーパーアース$ \ nu ^ 2 $ Lupidのトランジット検出
| Title |
Transit_detection_of_the_long-period_volatile-rich_super-Earth_$\nu^2$_Lupi_d_with_$CHEOPS$ |
| Authors |
Laetitia_Delrez,_David_Ehrenreich,_Yann_Alibert,_Andrea_Bonfanti,_Luca_Borsato,_Luca_Fossati,_Matthew_J._Hooton,_Sergio_Hoyer,_Francisco_J._Pozuelos,_S\'ebastien_Salmon,_Sophia_Sulis,_Thomas_G._Wilson,_Vardan_Adibekyan,_Vincent_Bourrier,_Alexis_Brandeker,_S\'ebastien_Charnoz,_Adrien_Deline,_Pascal_Guterman,_Jonas_Haldemann,_Nathan_Hara,_Mahmoudreza_Oshagh,_Sergio_G._Sousa,_Val\'erie_Van_Grootel,_Roi_Alonso,_Guillem_Anglada_Escud\'e,_Tam\'as_B\'arczy,_David_Barrado,_Susana_C._C._Barros,_Wolfgang_Baumjohann,_Mathias_Beck,_Anja_Bekkelien,_Willy_Benz,_Nicolas_Billot,_Xavier_Bonfils,_Christopher_Broeg,_Juan_Cabrera,_Andrew_Collier_Cameron,_Melvyn_B._Davies,_Magali_Deleuil,_Jean-Baptiste_Delisle,_Olivier_D._S._Demangeon,_Brice-Olivier_Demory,_Anders_Erikson,_Andrea_Fortier,_Malcolm_Fridlund,_David_Futyan,_et_al._(32_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14491 |
近くの明るい星を通過する太陽系外惑星は、惑星の形成と進化に関する知識を深めるための重要なオブジェクトです。ホスト星からの豊富な光子は、惑星の仲間の大気、内部、および軌道特性への詳細なアクセスを提供します。$\nu^2$Lupi（HD136352）は肉眼（$V=5.78$）の太陽のような星で、視線速度が11。6、27。6、107。6日の3つの低質量惑星をホストすることが発見されました。速度モニタリング（Udryetal.2019）。最近、2つの内惑星（bとc）が通過することが判明し（Kaneetal。2020）、新しい$CHaracterising\：ExOPlanets\：Satellite\:(CHEOPS）$による測光フォローアップが促されました。ここでは、外側の惑星dも通過していることを報告し、その半径と質量をそれぞれ$2.56\pm0.09$$R_{\oplus}$と$8.82\pm0.94$$M_{\oplus}$と測定します。。明るい太陽のような星、長期間、穏やかな照射（$\sim$5.7倍の地球照射）により、$\nu^2$Lupidは、詳細な特性評価に適した太陽系外惑星のパラメーター空間のまったく新しい領域のロックを解除します。3つの惑星すべての特性を改良します。惑星bは岩の多いほとんど乾燥した組成を持っている可能性がありますが、惑星cとdは小さな水素-ヘリウムエンベロープとおそらく大きな水の割合を保持しているようです。この惑星組成の多様性により、$\nu^2$Lupiシステムは、低質量惑星の形成および進化モデルをテストするための優れた実験室になっています。
eROSITAによる太陽系外惑星のX線照射と蒸発速度
高エネルギー照射は、太陽系外惑星の大気蒸発と質量損失の推進力です。この作業は、SRG（SpectrumRoentgenGamma）ミッションに搭載された軟X線装置であるeROSITAからのデータ、および他のミッションからのアーカイブデータに基づいており、既知の太陽系外惑星の高エネルギー環境を特徴付け、それらの質量損失を推定することを目的としています。料金。eROSITA、XMM-Newton、Chandra、ROSATのX線源カタログを使用して、太陽系外惑星のホスト星のX線光度を0.2〜2keVのエネルギー帯で導き出し、その下にある冠状動脈、つまり光学的に薄い熱スペクトルを導き出します。恒星のX線とEUVの光度、惑星外X線とEUVの照射フラックス、合計287の太陽系外惑星の推定質量損失率のカタログを提示し、そのうち96は新しいeROSITA検出から初めて特徴付けられます。他の太陽系外惑星で観測可能な蒸発サインを引き起こすことが知られている照射レベルの影響を受ける通過する太陽系外惑星の14回の初めてのX線検出を特定します。これにより、それらは追跡観測の適切なターゲットになります。
VLT FORS2による透過分光法：低密度トランジット系外惑星WASP-88bの特徴のないスペクトル
| Title |
Transmission_spectroscopy_with_VLT_FORS2:_a_featureless_spectrum_for_the_low-density_transiting_exoplanet_WASP-88b |
| Authors |
Petros_Spyratos,_Nikolay_Nikolov,_John_Southworth,_Savvas_Constantinou,_Nikku_Madhusudhan,_Aarynn_L._Carter,_Ernst_J._W._de_Mooij,_Jonathan_J._Fortney,_Neale_P._Gibson,_Jayesh_M._Goyal,_Christiane_Helling,_Nathan_J._Mayne_and_Thomas_Mikal-Evans |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14808 |
超大型望遠鏡のFORS2分光器を使用して、波長範囲4413-8333{\AA}をカバーする低密度ホットジュピターWASP-88bの地上ベースの光透過分光法を紹介します。FORS2の白色光度曲線は、ガウス過程を使用してモデル化し、分光光度曲線から波長に依存しない成分として除去する、有意な時間相関ノイズを示します。トランジット系外惑星探査衛星からの補完的な測光観測を分析し、システムの特性と天体暦を改良します。より短い波長に向かって吸収が増加する特徴のない透過スペクトルが見つかります。AURAコードを使用して大気検索分析を実行し、上層大気層の煙霧の暫定的な証拠と、密集した雲のデッキの可能性が低いことを見つけます。私たちの検索分析結果は雲と霞を示していますが、晴天のシナリオを明確に拒否するには、さらなる証拠が必要です。
制限された3体問題の平均運動共鳴の場合の平均化された問題の再検討。グローバルな厳密な処理と共有軌道運動への応用
| Title |
Revisiting_the_averaged_problem_in_the_case_of_mean-motion_resonances_of_the_restricted_three-body_problem._Global_rigorous_treatment_and_application_to_the_co-orbital_motion |
| Authors |
Alexandre_Pousse,_Elisa_Maria_Alessi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14810 |
制限された3体問題への古典的なアプローチは、シノディック参照フレーム内の質量のない物体のダイナミクスを分析することです。別のアプローチは、摂動処理によって表されます。特に、平均運動共鳴の平均化された問題により、位相空間の特定の領域に焦点を当てた適切な近似を通じて、解の長期的な動作を調査できます。この論文では、平均運動共振ダイナミクスの特定のケースにおける2つのアプローチ間のギャップを埋め、平均化された問題の有効性の限界を確立し、その結果を利用して、シノディックリファレンスの軌道を計算する予定です。フレーム。各アプローチの説明の後、平均化プロセスの厳密な処理を開発し、変換のサイズを推定し、解がヒルの外側にある限り、平均化された問題が制限された3体問題の適切な近似であることを証明します。二次の球。このような場合、有限であるが大きなタイムスケールでの安定性の厳密な定理を証明できます。平均化された問題の解は、セカンダリのヒル球までの最小距離に依存する有限時間内のシノディック参照フレーム上の軌道の正確な近似を提供することを確立します。この作業の最後の部分は、円形平面の場合の共軌道運動（つまり、1：1の平均運動共鳴のダイナミクス）に専念します。この場合、シノディック参照フレーム内の平均化された問題の解の解釈が詳細に示され、共軌道軌道を計算できる方法が表示されます。
地球のような惑星の居住性の時間的開始
私たちが知っているように生命の鍵である地表水を維持する惑星の能力は、太陽エネルギーと惑星エネルギーに依存しています。星が老化するにつれて、それは惑星により多くのエネルギーを届けます。惑星が老化するにつれて、それはより少ない内部熱を生成し、それは冷却につながります。地球の場合、内部冷却はプレートテクトニクスにつながります。これは、地球内部の対流の表面的な兆候です。このプロセスは、惑星の気候に影響を与える表面と内部の貯水池の間で揮発性物質（CO2と水）を循環させます。循環速度はプレートテクトニクス冷却の効率に依存します。その効率については議論が続いており、複数の仮説が立てられています。地質学的代理データにより、モデルとデータの不確実性を説明するこれらの仮説を検証できます。複数のモデルが検証テストに合格します。これらのモデルは、地球に似た地球型外惑星の分布を定義し、構造効率の変動を説明します。この分布を気候モデルに与えることは、居住可能な条件が確立される時期が数十億年変動する可能性があることを示しています。同じ絶対年齢と軌道距離の惑星は、プレートテクトニクスの冷却効率の違いにより、古典的なハビタブルゾーン内に存在する場合と存在しない場合があります。完全なモデル母集団により、居住可能な条件が確立された時間の確率分布を構築できます。この分布は、同じ年齢の地球のような太陽系外惑星が異なる進化段階にある可能性があることを示しています。それはまた、初期の進化が生命にとって不利である星の周りの惑星が、彼らのエネルギッシュな歴史の後半で居住可能になる可能性があることを示しています。
コンパクトでエキセントリックな多惑星システムにおけるカオスの開始の基準
| Title |
A_Criterion_for_the_Onset_of_Chaos_in_Compact,_Eccentric_Multiplanet_Systems |
| Authors |
Daniel_Tamayo,_Norman_Murray,_Scott_Tremaine,_Joshua_Winn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14863 |
コンパクトでエキセントリックな多惑星系におけるカオスの存在についての半解析的基準を導き出します。ダイナミクスがすべての離心率でカオスになる最小の半主軸分離を超えて、（i）カオスの開始は、2体の平均運動共鳴（MMR）の重なりによって決定されることを示します。惑星系;（ii）経年進化により、MMRの幅が断熱的に膨張および収縮するため、MMRが最大幅で重なる場所にカオス境界が確立されます。間隔の狭い2惑星系の場合、対称性に近いとこの経年変調が強く抑制され、2惑星系の長期安定性が3つ以上の惑星の場合と質的に異なる理由が説明されます。これらの結果を使用して、改善された角運動量欠損（AMD）安定性基準、つまり、それ以下では安定性が保証される重要なシステムAMDを導き出します。これにより、惑星間分離で指数関数的なLaskarandPetit（2017）の式に追加の要素が導入され、密集した構成の場合、AMDのしきい値が数倍低い偏心に修正されます。オープンソースのSPOCKパッケージを通じて、混沌とした境界を評価するためのルーチンをコミュニティで利用できるようにします。
AutoProf-I。現代の銀河調査のための自動化されたノンパラメトリック光プロファイルパイプライン
| Title |
AutoProf_--_I._An_automated_non-parametric_light_profile_pipeline_for_modern_galaxy_surveys |
| Authors |
Connor_Stone,_Nikhil_Arora,_St\'ephane_Courteau,_Jean-Charles_Cuillandre |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.13809 |
AutoProfと呼ばれる自動化されたノンパラメトリック光プロファイル抽出パイプラインを紹介します。表面輝度プロファイルを抽出するためのすべてのステップがAutoProfに含まれているため、銀河画像の合理化された分析が可能になります。AutoProfは、機械学習手法を応用した適合安定化手順を使用して、以前のノンパラメトリック楕円適合の実装を改善します。代替の輝度プロファイル（放射状または軸方向のスライスに沿った）の抽出、滑らかな軸対称モデル、および任意に複雑なパイプラインの決定木の実装のために、追加の高度な分析方法が柔軟なパイプラインに含まれています。広く使用されている測光アルゴリズム（photutils、XVISTA、およびGALFIT）との詳細な比較が示されています。これらの比較は、PROBES調査からの最新タイプの銀河画像の大規模なコレクションに依存しています。表面輝度プロファイルを直接比較すると、AutoProfは、同じ画像で他の方法よりも暗いアイソフォットを確実に抽出できることがわかります（通常は>2mag/arcsec^2）。単純なパラメトリックモデルとノンパラメトリック楕円アイソフォットフィッティングを対比すると、2成分フィッティング（たとえば、S\'ersicと指数関数）は、忠実度の高い後期型銀河を説明するには不十分であることも示しています。楕円形のアイソフォットフィッティング、特にAutoProfは、幅広い自動アイソフォタル分析タスクに最適であることが確立されています。AutoProfは、https：//github.com/ConnorStoneAstro/AutoProfのコミュニティで無料で利用できます。
空間分解分光法による高赤方偏移での輝線比オフセットの物理的起源のもつれを解く
| Title |
Disentangling_the_physical_origin_of_emission_line_ratio_offsets_at_high_redshift_with_spatially_resolved_spectroscopy |
| Authors |
Jessie_Hirtenstein,_Tucker_Jones,_Ryan_L._Sanders,_Crystal_L._Martin,_M._C._Cooper,_Gabriel_Brammer,_Tommaso_Treu,_Kasper_Schmidt,_Alice_Shapley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.13810 |
DEEP2調査から引き出された$z\sim0.8$で、15個の銀河の空間分解ハッブル宇宙望遠鏡グリズム分光法を提示します。KpcスケールでH$\alpha$+[NII]、[SII]、および[SIII]の放出を分析して、どのメカニズムが高赤方偏移で輝線に電力を供給しているかを調査し、どのプロセスがよく知られたオフセットの原因であるかをテストします。[OIII]/H$\beta$対[NII]/H$\alpha$BPT（Baldwin-Phillips-Terlevich）励起図の$z\sim0$軌跡からの高赤方偏移銀河の比較。空間的に分解された輝線マップを研究して、活動銀河核（AGN）、衝撃、拡散電離ガス（DIG）、または脱出電離放射線の証拠を調べます。これらはすべて、サンプルで観察されたBPTオフセットに寄与する可能性があります。サンプルにAGNの有意な証拠は見当たらず、観測されたBPTオフセットを引き起こすには、平均して、AGNが中央解像度要素のH$\alpha$フラックスの$\sim$25％に寄与する必要があることを定量化します。低い表面輝度でのDIG放出の弱い（$2\sigma$）証拠が見つかり、$\sim$20％の暗黙の総DIG放出率が得られます。これは、サンプルの主要な輝線ドライバーになるほど重要ではありません。一般に、観測された発光は、星形成HII領域によって支配されていることがわかります。人口統計学的特性の傾向と、高赤方偏移銀河の発光スペクトルにおける$\alpha$で強化された存在量パターンの可能な役割について説明します。私たちの結果は、星の種族合成入力を使用した光イオン化モデリングが、BPTオフセットを引き起こす可能性のある特定の星形成特性を調査するための有効なツールであり、将来の作業で調査されることを示しています。
| Title |
The_Star_Formation_Rates_of_Elliptical_Galaxies_from_Core-Collapse_Supernovae |
| Authors |
Thomas_M._Sedgwick,_Ivan_K._Baldry,_Philip_A._James,_Sugata_Kaviraj_and_Garreth_Martin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.13812 |
楕円銀河の星形成のレベルは、AGNや古い星の種族などの無関係な現象からの星形成のフラックスベースの推定値の汚染を定量化するのが難しいため、あまり制約されていません。ここでは、コア崩壊超新星（CCSNe）を、宇宙ボリューム内の楕円形の最近の星形成の明確なトレーサーとして利用します。まず、SDSS-II超新星調査から421z<0.2、r<21.8magCCSNeのサンプルを分離します。次に、赤方偏移によって偏りがなく、GalaxyZoo1からの手動分類と一致する方法で、色と形態を介して楕円を識別するベイズ法を紹介します。Stripe82領域でz<0.2r<20等の銀河の約25％が見つかります。楕円形（〜28000銀河）です。合計で、36個のCCSNeが楕円形に存在することがわかります。このような初期型は、11.2$\pm$3.1（stat）$^{+3.0}_{-4.2}$（sys）％で、現在の宇宙予算に無視できない星形成の割合をもたらしていることを示しています。。この結果を楕円の銀河恒星質量関数と組み合わせると、これらのシステムの平均比星形成率（SSFR;$\overline{S}$）が導き出されます。最適な勾配は、log（$\overline{S}（M）$/yr）=-（0.80$\pm$0.59）log（$M/10^{10.5}\rm{M}_{で与えられます。\odot}$）-10.83$\pm$0.18。すべての対数（$M/\rm{M}_{\odot}$）>10.0楕円の平均SSFRは、$\overline{S}=9.2\pm2.4$（stat）$^{+2.7}であることがわかります。_{-2.3}$（sys）$\times10^{-12}$yr$^{-1}$、これはSEDフィッティングによる最近の推定値と一致しており、11.8$\pm$3.7（統計）です。$^{+3.5}_{-2.9}$（sys）メインシーケンスの平均SSFRレベルの％（これもCCSNeから導出）。楕円形のCCSNホストの光学スペクトルの中央値は、CCSNeをホストしない楕円形のコントロールサンプルの光学スペクトルと統計的に一致していることがわかります。これは、これらのSNから得られた結果が低z楕円形の母集団全体をよく表していることを意味します。
CANDELSフィールドにハッブル宇宙望遠鏡とスピッツァー宇宙望遠鏡を備えた明るいz = 8.5-11宇宙の国勢調査
| Title |
A_Census_of_the_Bright_z=8.5-11_Universe_with_the_Hubble_and_Spitzer_Space_Telescopes_in_the_CANDELS_Fields |
| Authors |
Steven_L._Finkelstein_(UT_Austin),_Micaela_Bagley_(UT_Austin),_Mimi_Song_(UMass_Amherst),_Rebecca_Larson_(UT_Austin),_Casey_Papovich_(TAMU),_Mark_Dickinson_(NOIRLab),_Keely_Finkelstein_(UT_Austin),_Anton_M._Koekemoer_(STScI),_Norbert_Pirzkal_(STScI),_Rachel_S._Somerville_(CCA),_L._Y._Aaron_Yung_(NASA_GSFC),_Peter_Behroozi_(Arizona),_Harry_Ferguson_(STScI),_Mauro_Giavalisco_(UMass_Amherst),_Norman_Grogin_(STScI),_Nimish_Hathi_(STScI),_Taylor_Hutchison_(TAMU),_Intae_Jung_(NASA_GSFC),_Dale_Kocevski_(Colby),_Lalitwadee_Kawinwanichakij_(Kavli_IPMU),_Sofia_Rojas-Ruiz_(MPIA),_Russell_Ryan_Jr._(STScI),_Gregory_F._Snyder_(STScI)_and_Sandro_Tacchella_(Harvard_CfA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.13813 |
CosmicAssemblyNear-InfraredDeepExtragalacticLegacySurvey（CANDELS）によって調査された850arcmin^2領域で発見された、z〜8.5-11の候補銀河の新しい検索の結果を示します。ハッブル宇宙望遠鏡とスピッツァー宇宙望遠鏡の両方の測光を含む測光赤方偏移選択を使用して、F160W<26.6のこの時代の銀河を確実に識別します。持続性、恒星汚染のスクリーニング、地上ベースのイメージングの包含、および追跡宇宙ベースのイメージングを含む詳細な検証手順を使用して、11個の候補銀河の堅牢なサンプルを構築します。3個はここで初めて提示されます。選択プロセスにスピッツァー/IRAC測光を含めると、汚染が減少し、ハッブル単独よりもロバストな赤方偏移の推定値が得られます。事前のマグニチュードビンサイズを選択せずに、観測された数密度を計算する新しい方法を介して、レストフレームの紫外線光度関数の進化を制約します。最も明るいプローブ光度（M_UV=-22.3）での存在量は、この時代の銀河のガス枯渇時間が少なくとも近くのスターバースト銀河のそれと同じくらい短いと仮定したシミュレーションからの予測と一致していることがわかります。ポアソン分布と宇宙分散の不確実性が大きいため、z=4-8から続く光度関数の滑らかな進化、またはz>8での加速低下のいずれかを決定的に除外することはできません。単一のフィールドに7つの銀河が存在すると計算します。（EGS）は、2シグマの有意水準での外れ値であり、有意な過密度の発見を意味します。これらのシナリオは、ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡の観測の最初の1年以内に高い信頼性ですぐにテスト可能になります。
$ z = 3.1 $ SSA22プロトクラスターにおけるAGNと星形成の強化の性質について：HST WFC3IRビュー
| Title |
On_the_Nature_of_AGN_and_Star_Formation_Enhancement_in_the_$z_=_3.1$_SSA22_Protocluster:_The_HST_WFC3_IR_View |
| Authors |
Erik_B._Monson,_Bret_D._Lehmer,_Keith_Doore,_Rafael_T._Eufrasio,_Brett_Bonine,_David_Alexander,_Chris_M._Harrison,_Mariko_Kubo,_Kameswara_B._Mantha,_Cristian_Saez,_Amber_Straughn,_and_Hideki_Umehata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.13846 |
SSA22フィールドのハッブルWFC3F160W（$\sim1.6\\rm\mum$）観測を使用して、$z=3.09$SSA22プロトクラスターにおける強化された星形成と活動銀河核（AGN）活動の考えられる環境源を調べます。、8つのX線で選択されたプロトクラスターAGNを中心とした新しい観測を含みます。観測されたAGNと星形成の強化における合併の役割を調査するために、定量的（S\'ersic-fitとGini-$M_{20}$）と視覚的形態学的分類の両方をプロトクラスターライマンブレーク銀河（LBG）のF160W画像に適用します。）SSA22およびGOODS-NのX線AGNおよび$z\sim3$フィールドLBGのフィールド。プロトクラスター内の少数の統計によって制限されていますが、プロトクラスターとフィールドLBGの形態とマージフラクションの間に統計的に有意な差は見つかりません。また、F160Wで検出されたプロトクラスターとフィールドLBGのUVから近IRへのスペクトルエネルギー分布（SED）を適合させて、それらの恒星の質量と星形成履歴（SFH）を特徴付けます。平均プロトクラスターLBGは、平均$z\sim3$フィールドLBGよりも$\sim2$倍大きく、減衰していることがわかります。私たちの結果は、プロトクラスターLBGはより大規模であるように見えますが、進行中の合併はフィールドLBGよりもプロトクラスターLBGの間で一般的ではないことを示唆しています。プロトクラスターLBGの質量が大きいほど、プロトクラスター内のSMBH質量と降着率が向上し、観測されたプロトクラスターAGNの向上が促進されると推測されます。
| Title |
Accessing_Intermediate-Mass_Black_Holes_in_728_Globular_Star_Clusters_in_NGC\,4472 |
| Authors |
J._M._Wrobel,_T._J._Maccarone,_J._C._A._Miller-Jones_and_K._E._Nyland |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.13862 |
中間質量ブラックホール（IMBH）の質量は、定義上、$M_{\rmIMBH}\sim10^{2-5}〜M_\odot$であり、観測上の制約がほとんどない範囲です。球状星団（GC）でIMBHを見つけると、初期宇宙の巨大なブラックホールシードの形成チャネルが検証されます。ここでは、おとめ座銀河団NGC\、4472にある728個のGC候補の次世代超大型アレイ（ngVLA）を使用した60時間の観測をシミュレートします。無線検出しきい値をIMBHへの降着の兆候として解釈し、3つのシナリオでIMBH質量しきい値をベンチマークし、次のことを見つけます。（1）ESO\、243-49HLX-1の無線アナログ。$M_{\の強力なIMBH候補星団のrmIMBH}^{\rmHLX}\sim10^{4-5}〜M_\odot$は、728個のGC候補すべてで簡単にアクセスできます。（2）現存するX線検出を備えた30のGC候補について、ブラックホールの質量とX線および電波の光度を含む経験的な基本平面の関係は、$M_{\rmIMBH}^{\rmFP}\simへのアクセスを示唆しています。10^{1.7-3.6}〜M_\odot$、0.44dexの不確実性。（3）基準ボンディ降着モデルが728個のGC候補すべてとGC候補の無線スタックに適用されました。このモデルは、0.39dexの統計的不確かさで、個々のGC候補の$M_{\rmIMBH}^{\rmB}\sim10^{4.9-5.1}〜M_\odot$および$のIMBH質量へのアクセスを示唆しています。M_{\rmIMBH}^{\rmB、stack}\sim10^{4.5}〜M_\odot$は、約100〜200のGC候補の無線スタック用です。基準ボンダイモデルは初期ガイダンスを提供しますが、追加の体系的な不確実性の影響を受けるため、GC内のガス流の流体力学的シミュレーションに置き換える必要があります。
VVV調査からの銀河バルジの興味をそそる球状星団
| Title |
An_Intriguing_Globular_Cluster_in_the_Galactic_Bulge_from_the_VVV_Survey |
| Authors |
D._Minniti,_T._Palma,_D._Camargo,_M._Chijani-Saballa,_J._Alonso-Garc\'ia,_J._J._Clari\'a,_B._Dias,_M._G\'omez,_J._B._Pullen,_R._K._Saito |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.13904 |
最近の近赤外線調査では、さらに調査する必要のある新しいバルジ球状星団（GC）の候補がいくつか発見されています。私たちの主な目的は、ガイアミッション、VVV、2MASS、WISEの公開データを使用して、銀河の内側の膨らみにあるl=359.35度、b=2.79度の新しい候補GCであるMinni48の物理パラメータを測定することです。。フィールドを汚染している明るい前景の星がありますが、クラスターは近赤外線および中赤外線の画像では非常に明るく見えます。このクラスターの深部除染された光学および近赤外色-マグニチュード図（CMD）を取得します。地動説のクラスター距離は、近赤外CMDの赤色巨星分枝（RC）と赤色巨星分枝（RGB）の先端の大きさから決定され、クラスターの金属量はRGB勾配と理論上の等時線への適合から推定されます。GCサイズはr=6'+/-1'であることがわかりますが、赤化と消滅の値はE（J-Ks）=0.60+/-0.05mag、A_G=3.23+/-0.10mag、A_Ks=0.45+です。/-0.05等結果として得られる平均ガイア固有運動は、PMRA=-3.5+/-0.5mas/yr、PMDEC=-6.0+/-0.5mas/yrです。RCのIRの大きさは、（m-M）_0=14.61等の正確な距離係数の推定値をもたらします。これは、距離D=8.4+/-1.0kpcに相当します。これは、光学距離の推定値：（m-M）_0=14.67等、D=8.6+/-1.0kpc、およびRGB先端距離：（m-M）_0=14.45等、D=7.8+/-1.0kpcと一致しています。導出された金属量は[Fe/H]=-0.20+/-0.30dexです。Age=10+/-2Gyrを使用すると、すべてのCMDでPARSEC恒星等年齢線への良好な適合が得られます。このGCの絶対等級の合計は、M_Ks=-9.04+/-0.66等と推定されます。その位置、運動学、金属量、および年齢に基づいて、Minni48は、他のよく知られている金属が豊富なバルジGCと同様に、本物のGCであると結論付けます。これは、銀河中心に最も近いGCの1つである、投影された銀河中心角距離2.9度（0.4kpcに相当）にあります。
セイファート銀河の細い線の領域のガス雲はそれらの核から来ていますか？
狭線領域（NLR）は、活動銀河核（AGN）からの強い放射によってイオン化されたガス雲で構成され、AGNホスト銀河の空間スケールに分布しています。NLRからの強い輝線は、AGNホスト銀河の星間物質の物理的および化学的特性を診断するのに役立ちます。ただし、NLRの起源は不明です。NLRのガス雲は、もともとホスト内にあり、AGN放射によって光イオン化されるか、AGN駆動の流出によって核から移動する可能性があります。NLRの起源を研究するために、スローンデジタルスカイサーベイから取得した大規模な分光データセットを使用して、NLRガス雲のガス密度と速度分散を体系的に調査します。[SII]輝線フラックス比と[OIII]速度幅9,571タイプ2セイファート銀河と110,041星形成銀河は、セイファート銀河（ne〜194cm-3とシグマ（[OIII]）〜147kms-1）は、星形成銀河のHII領域（ne〜29cm-3とシグマ（[OIII]）〜58km）の雲よりも系統的に大きいs-1）。興味深いことに、NLRガス雲の電子密度と速度分散は、[OIII]/Hbetaフラックス比が高い、つまりAGNがより活発なセイファート銀河の方が大きくなっています。また、90個のセイファート銀河と801個の星形成銀河について、アパッチポイント天文台（MaNGA）の調査データで、近くの銀河のマッピングを使用して、イオン化ガス雲の空間分解運動学を調査します。セイファート銀河のNLRガス雲の速度分散は、中央領域と非中央領域の両方で、固定された恒星質量の星形成銀河の速度分散よりも大きいことがわかります。これらの結果は、NLRのガス雲が、おそらくAGNの流出を介して核から来ていることを示唆しています。
ALMAを使用したプロトバイナリシステムNGC2264CMM3の100auスケール構造の調査
| Title |
Exploring_the_100_au_Scale_Structure_of_the_Protobinary_System_NGC_2264_CMM3_with_ALMA |
| Authors |
Yoshiki_Shibayama,_Yoshimasa_Watanabe,_Yoko_Oya,_Nami_Sakai,_Ana_L\'opez-Sepulcre,_Sheng-Yuan_Liu,_Yu-Nung_Su,_Yichen_Zhang,_Takeshi_Sakai,_Tomoya_Hirota_and_Satoshi_Yamamoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14009 |
ALMAで約0.1$"$（70au）の解像度で1.3mmと2.0mmのバンドで若い原始星システムNGC2264CMM3を観測しました。CMM3AとCMM3Bの2つの異なるコンポーネントの構造は、連続体で解決されます。両方のバンドの画像。CMM3Aは既知の流出にほぼ垂直な方向に沿って伸びる楕円構造を持ち、CMM3Bは丸い形を示します。2つの2Dガウス成分をCMM3AとCMM3Bの楕円構造に適合させ、ディスクを分離しました。2.0mmから0.8mmの間のスペクトルインデックス$\alpha$は、CMM3AとCMM3Bでそれぞれ2.4-2.7と2.4-2.6になり、光学的に厚いダスト放出や粒子成長を示します。。ディスク/エンベロープ方向の速度勾配は、1.3mm帯域で検出されたCH$_3$CN、CH$_3$OH、および$^{13}$CH$_3$OHラインのCMM3Aで検出されます。ディスク/エンベロープシステムの回転として解釈されます。この結果から、pCMM3Aの回転星の質量は、ケプラーの回転を仮定することにより、大まかに$0.1-0.5$$M_\odot$と評価されます。したがって、質量降着率は$5\times10^{-5}$-4$\times$$10^{-3}$$M_\odot$yr$^{-1}$と推定され、通常よりも高くなります。低質量原始星の質量降着率。OCS輝線は、流出方向とディスク/エンベロープ方向の両方の速度勾配を示しています。流出回転のヒントが見つかり、流出の比角運動量はディスクのそれに匹敵すると推定されます。これらの結果は、バイナリ/マルチプルシステムの初期段階に関する新しい情報を提供します。
DESIイメージングレガシー調査DR8における銀河団のクラスタリング：I。光度と色に依存する固有のクラスタリング
| Title |
The_clustering_of_galaxies_in_the_DESI_imaging_legacy_surveys_DR8:_I._the_luminosity_and_color_dependent_intrinsic_clustering |
| Authors |
Zhaoyu_Wang,_Haojie_Xu,_Xiaohu_Yang,_Yipeng_Jing,_Kai_Wang,_Hong_Guo,_Fuyu_Dong,_Min_He |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14159 |
最近の研究では、2点相関関数（2PCF）に対する測光赤方偏移の不確実性の影響をモデル化する方法を開発しました。この方法では、視線に沿って2つの積分深度で投影された2PCFをフィッティングすることにより、固有のクラスタリング強度と測光赤方偏移エラーの両方を同時に取得できます。ここでは、この方法を、現在利用可能な最大の銀河サンプルであるDESILegacyImagingSurveysDataRelease8（LSDR8）に適用します。銀河を$z=0.1$から$z=1.0$までの8つの赤方偏移ビンと、$M_{\rmz}\le-20$のいくつかの$\rmz$バンド絶対等級ビンの20個のサンプルに分割します。。これらの銀河は、$M^{0.5}_{\rmr}-M^{0.5}_{\rmz}$の色に応じて、さらに赤と青のサブサンプルに分けられます。これらすべての銀河（サブ）サンプルの投影された2PCFを測定し、測光赤方偏移2PCFモデルを使用してそれらを適合させます。測光赤方偏移エラーは、母集団全体よりも赤のサブサンプルの方が小さいことがわかります。一方、青いサブサンプルには系統的な測光赤方偏移エラーがある可能性があるため、一部のサブサンプルは大規模で大幅に強化された2PCFを示します。したがって、赤とすべての（サブ）サンプルのみに焦点を当てると、これらの（サブ）サンプルの銀河の偏りは、明確な色、赤方偏移、および輝度の依存性を示し、赤方偏移が高い赤の明るい銀河は、より偏りが大きいことがわかります。それらのより青くて低い赤方偏移の対応物。この最先端の測光赤方偏移調査から、最適なパラメータのセット$\sigma_{z}$と$b$とは別に、これらの40個の赤とすべての銀河（サブ-）サンプル。大小のスケールでのこれらの測定は、宇宙論と銀河形成に関する重要な情報を保持しており、このシリーズの後続のプローブで使用されます。
Gaiaおよび無線/光偏光データを使用した無線ループIおよびIVまでの距離の再検討
| Title |
Revisiting_the_distance_to_radio_Loops_I_and_IV_using_Gaia_and_radio/optical_polarization_data |
| Authors |
G._V._Panopoulou,_C._Dickinson,_A._C._S._Readhead,_T._J._Pearson,_M._W._Peel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14267 |
銀河シンクロトロン放射は、ラジオスプリアスおよびループとして知られる大角度の特徴を示します。これらの構造の物理的サイズを決定することは、局所的な星間構造を理解し、銀河磁場をモデル化するために重要です。ただし、これらの構造物までの距離は議論されているか、完全に不明です。距離の関数として光偏光角をシンクロトロン放射光の偏光角と比較することにより、電波スプリアスの位置を見つける古典的な方法を再検討します。磁場の3つのトレーサーを検討します：恒星偏光、偏光シンクロトロン電波放射、および偏光熱ダスト放射。光学スターライト偏光とガイア距離のアーカイブ測定を採用し、WMAPとプランクデータから偏光シンクロトロン放射の新しいマップを構築します。シンクロトロン、ダスト放出、および恒星偏光角はすべて、銀河緯度が高いときに統計的に有意な整列を示すことを確認します。ループIに向かう3つの領域で、112$\pm$17pc、122$\pm$32pc、および$<105$pcの距離制限を取得します。我々の結果は、$b>30^\circ$での北極スパーへの偏極シンクロトロン放射が局所的であることを強く示唆している。これは、恒星の偏光と絶滅に基づく以前の研究の結論と一致していますが、X線データに基づいて最近再検討された銀河中心の起源とはまったく対照的です。また、ループIVの一部（177$\pm$17pc）に向かう距離の測定値を取得し、そのシンクロトロン放射が異なる距離にある構造の偶然の重なりから生じるという強力な証拠を見つけました。将来の光偏光調査では、この分析を他の無線スプリアスに拡張することができます。
アインシュタインの環GAL-CLUS-022058s：z = 1.4796のレンズ付き超高輝度サブミリ波銀河
| Title |
The_Einstein_ring_GAL-CLUS-022058s:_a_Lensed_Ultrabright_Submillimeter_Galaxy_at_z=1.4796 |
| Authors |
A._D\'iaz-S\'anchez,_H._Dannerbauer,_N._Sulzenauer,_S._Iglesias-Groth,_R._Rebolo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14281 |
$z_{spec}=1.4796$の超高輝度レンズ付きサブミリ銀河を報告します。これは、$z\で明るいサブミリ銀河を検索することを目的としたAllWISEとPlanckのコンパクトなソースカタログの全天相互相関の結果として特定されました。シム1.5-2.8$。候補銀河のAPEX/LABOCA観測は、フラックスのある源を明らかにします（S$_{870\mum}=54\pm8$mJy）。APEXソースの位置は、AllWISE中赤外線ソースの位置、およびHSTで観測されたアインシュタインリングGAL-CLUS-022058sと一致します。アーカイブVLT/FORS観測は、このアインシュタイン環の赤方偏移、$z_{spec}=1.4796$を明らかにし、APEX/nFLASH230で$z_{spec}=1.4802$でCO（5-4）線を検出すると、の赤方偏移が確認されます。サブミリ波放射。レンズ付きの光源は、$z=0.36$の巨大な前景銀河団レンズによって重力的に拡大されているように見えます。Lenstoolを使用して、重力レンズをモデル化します。重力レンズは、中央のハローの楕円形の質量分布の「フォールドアーク」構成に近く、レンズ付き銀河の4つの画像が表示されます。平均倍率は$\mu_{\rmL}=18\pm4$です。$L_{IR}\約10^{12}L_\odot$の固有の静止フレーム赤外線光度と、$\sim70-170$$M_\odot\yr^{-の可能性のある星形成率を決定しました。1}$。分子ガスの質量は$M_{mol}\sim2.6\times10^{10}M_\odot$であり、ガスの割合は$f=0.34\pm0.07$です。また、恒星の質量log$（M_\ast/M_\odot）=10.7\pm0.1$と特定の星形成率log$（sSFR/Gyr^{-1}）=0.15\pm0.03$を取得します。この銀河は、この赤方偏移でのいわゆる星形成銀河の主系列星にあります。
A2A：APOGEEスケールの恒星パラメータを使用したARGOS調査からの21,000個のバルジ星
データ駆動型の方法であるTheCannonを使用して、ARGOSバルジ調査から21,000個の星（10,000個のレッドクランプ星を含む）を銀河間調査APOGEEのパラメーターと存在量のスケールに取り込み、rms精度を0.10dex、0.07にします。[Fe/H]、[Mg/Fe]、Teff、およびlog（g）の場合、それぞれdex、74K、および0.18dexです。再較正されたARGOS調査（A2A調査と呼びます）をAPOGEE調査と組み合わせて、銀河バルジの存在量構造を調査します。X字型の[Fe/H]と[Mg/Fe]の分布がバルジ内にあり、ディスクの起源の特徴であるバルジ密度よりも挟まれています。バーの主軸に沿った平均存在量は、星が長いバー/外側のバルジ領域よりも銀河中心近くで[Fe/H]が少なく、[Mg/Fe]が豊富になるように変化します。垂直方向の[Fe/H]と[Mg/Fe]の勾配は、内側のバルジと長いバーの間で異なり、内側のバルジは、長いバーにはない平面の近くで平坦化を示しています。[Fe/H]-[Mg/Fe]分布は、「[Fe/H]が少ない[Mg/Fe]が豊富な」最大値と、「[Fe/H]が豊富な[Fe/H]が豊富な[Mg/Fe]-貧弱な''最大値。バルジ内の位置によって強度が異なります。特に、銀河面に近い外側の長いバーは、超太陽[Fe/H]、[Mg/Fe]-通常の星によって支配されています。[Fe/H]が豊富な最大値を構成する星は、[Fe/H]への運動学的依存性をほとんど示しませんが、[Fe/H]が低い場合、バルジの回転と分散はゆっくりと増加します。[Fe/H]<-1dexの星は、[Fe/H]が高い星とは運動学的構造が大きく異なります。銀河バルジの最近のモデルと比較すると、存在量の勾配と分布、および[Fe/H]と運動学の関係は、各最大値を構成する星が「[Fe/H]-「[Fe/H]に富む[Mg/Fe]に乏しい」星よりも厚い円盤に由来する、貧弱な[Mg/Fe]に富む」星。
M51の過渡超大光度X線源ULX-4
| Title |
The_Transient_Ultra-luminous_X-ray_Source,_ULX-4,_in_M51 |
| Authors |
S._Allak,_A._Akyuz,\.I._Akkaya_Oralhan,_S._Avdan,_N._Aksaker,_A._Vinokurov,_F._Soydugan,_E._Sonbas,_and_K._S._Dhuga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14322 |
銀河M51の過渡源ULX-4の時間的およびスペクトル分析の結果を提示します。使用されたデータは、2000年から2019年にかけて、{\itChandra}、{\itXMM-Newton}、および{\itXRT}アーカイブから取得されました。線源のX線束は1か月以内に2桁変化するように見えますが、短期間の変動は観察されませんでした。ULX-4のフラックス分布にバイモダリティ機能が存在することを示すいくつかの証拠が見つかりました。ほとんどのデータからのX線スペクトルは、1.44〜2.0の範囲の光子指数を持つ単純な{\itべき乗則}でフィッティングできます。これは、光源が非熱放射を特徴とする硬い状態にあることを示しています。2つの{\itXMM-Newton}観測におけるソフト成分の存在は、拡散したバックグラウンドソースからの寄与を示唆するメカル成分の追加によって最もよく説明されます。アーカイブ{\itHST}/ACSおよび{\itHST}/WFC3データに基づいて、ULX-4の95％信頼水準で0.18秒角の誤差半径内の可能な対応物として2つの光源を特定しました。これらの対応物の絶対等級は-6.6等です。スペクトルエネルギー分布の黒体適合は、スペクトル型がB型星であることを示しています。これらの対応物の1つは、F606Wフィルターで264$\pm$37日の低振幅の光周期性を示します。この見かけの周期性がドナーの軌道運動に関連していると仮定すると、ドナーはロッシュローブオーバーフローを介した長い周期性と降着を満たす赤色超巨星である可能性が高くなります。したがって、SEDは、コールドドナーとホットフローコンポーネントからの放出の重ね合わせとして解釈する必要があります。おそらく降着円盤からの放出です。一方、周期性が本質的に超軌道である場合、つまりコンパクトオブジェクトと星周円盤との相互作用の可能性があるため、ドナーは中性子星をホストするBe/X星である可能性があります。
KMTNet近くの銀河調査III。渦巻銀河の拡張ディスクにおけるH $ \ alpha $フラックスの不足
| Title |
KMTNet_Nearby_Galaxy_Survey_III._Deficient_H$\alpha$_flux_in_the_Extended_Disks_of_Spiral_Galaxies |
| Authors |
Woowon_Byun,_Yun-Kyeong_Sheen,_Kwang-Il_Seon,_Luis_C._Ho,_Joon_Hyeop_Lee,_Hyunjin_Jeong,_Sang_Chul_Kim,_Byeong-Gon_Park,_Yongseok_Lee,_Sang-Mok_Cha,_Jongwan_Ko,_and_Minjin_Kim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14363 |
H$\alpha$と広帯域フィルターを使用して、近くの銀河の深部広視野イメージング調査を実行し、銀河の星形成の特性を調査します。矮小銀河のH$\alpha$フラックスから導き出された星形成率（SFR）が、遠紫外線（FUV）フラックスから推測されたものよりも体系的に低いという発見に動機付けられて、同じ傾向が拡張ディスクに存在するかどうかを判断しようとします。2つの星形成銀河の。グリッド状のアパーチャを使用して空間分解能の測光を実行し、星形成領域のFUVおよびH$\alpha$フラックスを測定します。また、文献からのデータを含む11の測光データ（FUVからMIR）を使用して、スペクトルエネルギー分布（SED）フィッティングを実行し、個々の星形成塊の内部減衰などの局所特性を推定します。ローカルプロパティに対して補正されたH$\alpha$およびFUVフラックスから変換されたSFR$_\mathrm{FUV}$とSFR$_\mathrm{H\alpha}$を比較すると、SFR$_\mathrmであることがわかります。{H\alpha}$/SFR$_\mathrm{FUV}$は、SFRが減少するにつれて減少する傾向があります。SEDフィッティングのパラメーターを制限することにより、2つのSFR間のこの不一致の考えられる原因を評価し、銀河の拡張ディスクにおける不十分なH$\alpha$フラックスが最近のスターバーストと密接に相関していると結論付けます。過去10マイルにわたって急速に抑制されている強くて短いスターバーストは、SFR$_\mathrm{H\alpha}$とSFR$_\mathrm{FUV}$の間に重大な不一致を引き起こしているようです。さらに、銀河の拡張ディスクでの最近のバーストは方位角対称に発生したようであり、これらが外部摂動ではなくガス降着または内部プロセスによって引き起こされた可能性が高いことを意味します。
eROSITA最終赤道深度調査（eFEDS）：通常の銀河からのX線放射の人口統計の提示
| Title |
The_eROSITA_Final_Equatorial-Depth_Survey_(eFEDS):_Presenting_The_Demographics_of_X-ray_Emission_From_Normal_Galaxies |
| Authors |
N._Vulic,_A._E._Hornschemeier,_F._Haberl,_A._R._Basu-Zych,_E._Kyritsis,_A._Zezas,_M._Salvato,_A._Ptak,_A._Bogdan,_K._Kovlakas,_J._Wilms,_M._Sasaki,_T._Liu,_A._Merloni,_T._Dwelly,_H._Brunner,_G._Lamer,_C._Maitra,_K._Nandra,_A._Santangelo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14526 |
$\it{Spectrum\、Roentgen\、Gamma}$での$\it{eROSITA}$機器の校正および性能検証フェーズ中に完了した、$\it{eROSITA}$最終赤道深度調査（eFEDS）は、4年間の$\it{eROSITA}$全天観測（eRASS：8）の最終深度以降のデータ、$f_{0.5-2\、\text{keV}}$=$1.1\times10^{-14}$ergs$^{-1}$cm$^{2}$、140度以上$^{2}$。これは、X線連星（XRB）からの通常の銀河X線放射とeRASS：8の全深度での高温の星間物質の最初のビューを提供します。銀河のイラクリオン銀河系外カタログ（HECATE）を使用して、eFEDSX線源と相関させ、94個のX線で検出された正常な銀河を特定します。SDSSと6dF光学分光法を使用して、銀河を星形成、初期型、複合、およびAGNとして分類します。eFEDSフィールドには、37個の通常の銀河があります。36個の後期型（星形成）銀河と1個の初期型銀河です。SIXTEシミュレーションによるスケーリング関係によって予測されたものの1.9倍の通常の銀河があり、後期型銀河が過剰であり、初期型銀河が不足しています。特定の星形成率（SFR）が高い矮小銀河は、特定のSFRおよび金属量と比較してL$_{\text{X}}$/SFRが高く、低金属量によるXRB放出の増加を示しています。eRASS：8は、12,500個の通常の銀河を検出し、その大部分は星形成であると予想しています。ただし、eFEDSには未分類のソースがあり、銀河カタログの不完全性の問題により、これらの現在の推定値を超えて実際に検出される銀河の数が増える可能性があります。。eFEDSの観測では、既知のスケーリング関係に従わない、まれな銀河の集団（金属の少ない矮星のスターバースト）が検出されました。eRASSは、高赤方偏移での銀河間媒体の加熱を研究するために重要な、これらの高赤方偏移類似体のかなりの数を発見することが期待されています。
eROSITA最終赤道深度調査（eFEDS）：WISE中赤外線銀河/活動銀河核の多波長ビュー
| Title |
The_eROSITA_Final_Equatorial-Depth_Survey_(eFEDS):_A_multiwavelength_view_of_WISE_mid-infrared_galaxies/active_galactic_nuclei |
| Authors |
Yoshiki_Toba,_Teng_Liu,_Tanya_Urrutia,_Mara_Salvato,_Junyao_Li,_Yoshihiro_Ueda,_Marcella_Brusa,_Naomichi_Yutani,_Keiichi_Wada,_Atsushi_J._Nishizawa,_Johannes_Buchner,_Tohru_Nagao,_Andrea_Merloni,_Masayuki_Akiyama,_Riccardo_Arcodia,_Bau-Ching_Hsieh,_Kohei_Ichikawa,_Masatoshi_Imanishi,_Kaiki_T._Inoue,_Toshihiro_Kawaguchi,_Georg_Lamer,_Kirpal_Nandra,_John_D._Silverman,_Yuichi_Terashima |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14527 |
観測された140度$^2$のフィールドで$z<4$のMIR銀河とAGNの物理的特性（恒星の質量、SFR、IRの光度、X線の光度、水素柱密度など）を調査します。eFEDS調査によるSRG/eROSITAによる。WISE22$\mu$m（W4）で検出されたサンプルとeFEDSX線点光源カタログをクロスマッチングすることにより、692個の銀河系外天体がeROSITAによって検出されていることがわかります。多波長データセットを編集しました。また、（i）X線スペクトル分析、（ii）X-CIGALEを使用したSEDフィッティング、（iii）スバルHSC画像を使用した2D画像分解分析、（iv）QSFitを使用した光学スペクトルフィッティングを実行してAGNを調査しました。とホスト銀河のプロパティ。eROSITAによって検出されない7,088WISEW4オブジェクトについて、X線スタッキング分析を実行して、これらのX線のかすかなオブジェクトやおそらく不明瞭なオブジェクトの典型的な物理的特性を調べました。（i）eFEDS-W4ソースの82％が$\log\、L_{\rmX}>$42ergs$^{-1}$のX線AGNとして分類されていることがわかります。（ii）オブジェクトの67％と24％は、それぞれ$\log\、（L_{\rmIR}/L_{\odot}）>12$と13です。（iii）$L_{\rmX}$と6$\mu$mの光度の関係は、以前の研究で報告されたものと一致しています。（iv）eFEDS-W4サンプルのエディントン比と$N_{\rmH}$の関係、および銀河の合体シミュレーションからのモデル予測との比較は、eFEDS-W4ソースの約5％が私たちのサンプルは、AGNからの強い放射圧が核領域から周囲の物質を吹き飛ばす、AGNフィードバック段階にある可能性があります。eFEDSの広範囲にわたるカバレッジのおかげで、AGNのWISEW4サンプルの物理的特性の範囲を$z<4$に制限することができ、から選択されたMIR銀河の完全な国勢調査に関する今後の研究のベンチマークを提供します。完全なeROSITA全天調査。
銀河団の銀河環境の特性CL0024 $ + $ 1654およびRXJ0152.7 $-$ 1357
| Title |
Properties_of_the_Environment_of_Galaxies_in_Clusters_of_Galaxies_CL_0024$+$1654_and_RX_J0152.7$-$1357 |
| Authors |
Premana_W._Premadi,_Dading_H._Nugroho,_Anton_T._Jaelani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14581 |
赤方偏移$z=0.395$と$z=0.830$で、それぞれCL0024$+$1654とRXJ0152.7$-$1357の2つの銀河団のX線データと光学データを組み合わせた分析の結果を報告します。2つのクラスターの全体的な物理的記述。X線分析により、銀河団ガス（ICM）内のガスの温度と密度のプロファイルが得られます。重力レンズ研究からの質量分布で補完された光学測光および分光データを使用して、銀河メンバーの物理的特性、すなわち、それらの色、形態、およびそれらの環境との星形成率（SFR）の間の可能な相関関係を調査します。銀河の数密度、ICM温度、質量密度によって、各銀河の環境の特性を定量化します。私たちの結果は、2つのクラスターが緩和されたクラスターと比較して弱い相関を示すことを示していますが、それでも銀河のSFRに対するICMの有意な効果を確認しています。銀河の性質とその環境との関係を説明するために、さまざまな物理的メカニズムが提案されています。
High-z AGNに関連する拡張ガス星雲の電子エネルギー分布：マクスウェル-ボルツマン対カッパ分布
| Title |
Electron_Energy_Distributions_in_the_Extended_Gas_Nebulae_associated_with_High-z_AGN:_Maxwell-Boltzmann_vs._kappa_distributions |
| Authors |
S._G._Morais,_A._Humphrey,_M._Villar_Mart\'in,_L._Binette,_M._Silva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14627 |
輝線観測と光イオン化モデルは、AGNイオン化ガスのイオン化メカニズム、密度、温度、および金属量に関する重要な情報を提供します。光イオン化モデルは通常、マクスウェル-ボルツマン（MB）電子エネルギー分布（EED）を想定していますが、カッパ分布を使用する方が適切であり、HII領域と惑星状星雲（PNe）で見られる温度と存在量の不一致を解決できる可能性があることが示唆されています。。AGNに関連する光イオン化星雲におけるカッパ分布の存在の影響を検討し、これがそのような領域のスペクトルモデリングと存在量分析にどのように影響するかを研究します。光イオン化コードMAPPINGS1eを使用して、電子エネルギーのM-Bおよびカッパ分布を採用するモデルを計算し、カッパ、ガス金属量、密度、イオン化パラメーター、およびSED勾配のさまざまな値に対する輝線比の動作を比較します。EEDの選択は、AGNに関連する光イオン化星雲によって放出される一部のUVおよび光輝線に大きな影響を与える可能性があり、カッパ分布を採用することの影響は、ガスの金属量とイオン化パラメーターに強く依存することがわかります。143タイプ2AGNのライン比のサンプルを編集し、モデルを観測されたライン比と比較します。98個のオブジェクトの場合、カッパ分布はM-B分布よりも観測された線比によりよく適合していることがわかります。さらに、カッパ分布の電子エネルギーを採用すると、かなりの割合のオブジェクトで、推定されるガスの金属量とイオン化パラメータが大幅に変化することがわかります。
クラスター集団から決定されたスターバースト後の銀河の星形成の歴史
| Title |
The_Star_Formation_History_of_a_Post-Starburst_Galaxy_Determined_From_Its_Cluster_Population |
| Authors |
Rupali_Chandar,_Angus_Mok,_K._Decker_French,_Adam_Smercina,_and_John-David_T._Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14883 |
スターバースト後の銀河の最近の星形成履歴（SFH）は、それらの複合星光の詳細なモデリングからほぼ独占的に決定されています。これは、星形成のバーストの数、強さ、および持続時間に関する重要ですが限られた情報を提供しました。この作業では、星団の母集団からのS12の最近のSFH（SDSS623-52051-207のplate-mjd-fiber;Smercinaetal。2018でEAS12と指定）の直接かつ独立した測定値を提示します。高解像度のHSTからの$UBR$光学観測からクラスターを検出し、それらの光度と色を星の種族モデルと比較して、クラスターの年齢と質量を推定します。$\sim$70Myrより若いクラスターは見つかりませんでした。これは、この時点で星形成が停止していることを示しています。$\sim$120マイル前に形成されたクラスターは、最大$\sim\mbox{few}\times10^7〜M_{\odot}$の質量に達します。これは、アンテナやNGC3256のような活発に融合する銀河で形成された同様の年齢の銀河よりも数倍高い値です。。最も大規模なクラスター$M_{\rmmax}$の質量から銀河の星形成率（SFR）を推定するために、8つの近くの銀河の既知の特性に基づいて新しいキャリブレーションを開発します。クラスターの母集団は、S12が$\sim$120Myr前に非常に激しいが短命のバーストを経験し、推定ピークが$500^{+500}_{-250}〜M_{\odot}〜\mbox{yr}であることを示しています。^{-1}$と期間$50\pm25$Myrは、近くの宇宙の銀河で推定される最高のSFRの1つです。最近の激しいバーストの前に、S12は渦巻銀河に典型的な$\sim3{-}5〜M_{\odot}〜\mbox{yr}^{-1}$の適度な速度で星を形成していました。ただし、システムは約$1{-}3$Gyr前に以前のバーストも経験しました。かなり不確かですが、この初期のバースト中のSFRは$\sim20{-}30〜M_{\odot}〜\mbox{yr}^{-1}$であり、アンテナとNGCの現在のSFRと同様であると推定されます。3256。
GW190521の可能性を多様な質量およびスピン事前確率でマッピングする
| Title |
Mapping_the_Likelihood_of_GW190521_with_Diverse_Mass_and_Spin_Priors |
| Authors |
Seth_Olsen,_Javier_Roulet,_Horng_Sheng_Chia,_Liang_Dai,_Tejaswi_Venumadhav,_Barak_Zackay,_Matias_Zaldarriaga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.13821 |
情報量が少ないように設計されたさまざまな質量とスピンの事前確率の下でサンプリングすることにより、最も重い検出されたバイナリブラックホール（BBH）の合併であるGW190521の可能性をマッピングします。$\sim$$150M_{\odot}$のソースフレームの総質量が一貫してサポートされていることがわかりますが、質量比とスピンの事後確率は事前確率の選択に大きく依存します。尤度は、非常に異なる天体物理学的シナリオを表す質量比の領域にピークを持つマルチモーダル構造を持っていることを確認します。不等質量領域（$m_2/m_1<0.3$）の平均尤度は、等質量領域（$m_2/m_1>0.3$）の$\sim$$e^6$倍であり、最尤$\です。sim$$e^2$大きい。事前分布全体のサンプルのアンサンブルを使用して、データに適合する質的に異なるBBHソースの影響を調べます。等質量解は、スピンの制約が不十分であり、対不安定性のために恒星崩壊を介して形成するのが難しい少なくとも1つのブラックホール質量を持っていることがわかります。不等質量ソリューションは、この質量ギャップを完全に回避できますが、負の有効スピンと歳差運動するプライマリが必要です。これらのシナリオのいずれも、フィールドバイナリ共進化よりも動的形成チャネルによって簡単に生成されます。質量ギャップソリューションの敏感な共動体積時間は、ギャップ回避ソリューションよりも$\mathcal{O}（10）$倍大きくなります。この距離効果を考慮した後でも、質量とスピンの優先順位を検討する前に、ギャップ回避シナリオを$\mathcal{O}（100）$の係数で優先するという利点が逆転します。事後確率は、情報を提供しないことを意図した一般的な事前選択によって、この可能性の高い領域から簡単に追い出され、GW190521パラメータの推論をソースの天体物理チャネルでの合併の想定される質量とスピン分布に敏感にします。これは、電流検出器の感度と波形の縮退を考えると、同様に重いイベントの一般的な問題である可能性があります。
M \、87における内部ジェットのバルク流速と加速
原点から0.65mas以内のジェット速度を推定するために、M\、87の高感度7mmベリーロングベースラインアレイ画像が分析されます。この画像は、核から$\sim1$masに伸びる、ノイズに対する高信号、二重隆起、カウンタージェットをキャプチャしました。おおよその時間平均両側対称性を正当化する条件と要件を定義した後、ダブルリッジカウンタージェット強度プロファイルをダブルリッジジェット強度プロファイルにマッピングするローレンツ変換の連続セットが見つかります。マッピングは、0.4mas（0.38lt-yrsの非投影距離）で$\sim0.27$cの固有速度で0.65mas（0.61ltの非投影距離）で$0.38$cへの均一に加速する流れによって実現されます。-年）核から。速度場はグローバルな表面輝度プロファイルから導出され、強化されたフィーチャの動きに依存しないため、パターン速度ではなくバルク流速である可能性があります。この解釈は、核の0.65mas以内の（文献からの）以前に特定された個々の特徴の見かけの速度の分布が、局所的なバルク流速で移流される局所的な流体力学的衝撃と一致するという事実によって裏付けられます。目に見える内部ジェットのバルク流速は、イベントホライズン望遠鏡によって画像化された環と内部ジェットのベースの両方を複製するように設計された数値シミュレーション間の縮退を壊す可能性がある制約です。
宇宙の距離指標としての標準化された長いガンマ線バースト
| Title |
Standardized_long_gamma-ray_bursts_as_a_cosmic_distance_indicator |
| Authors |
F._Y._Wang_(NJU),_J._P._Hu,_G._Q._Zhang,_Z._G._Dai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14155 |
ガンマ線バースト（GRB）は最も明るい爆発であり、宇宙の端まで検出できます。ハッブル図を非常に高い赤方偏移に拡張できると長い間考えられてきました。GRBを宇宙論的ツールにするために、時間的またはスペクトル特性とGRB光度の間のいくつかの相関関係が提案されています。ただし、これらの相関関係は適切に標準化できません。この論文では、中央の新生マグネターからの電磁双極子放出によって生成されたX線プラトー相を持つ長いGRBサンプルを選択します。プラトーの光度とX線のプラトーの終了時間との間に密接な相関関係が見られ、赤方偏移$z=5.91$になります。これらの長いGRBのX線光度曲線を、この相関関係によって初めて、0.5dexの光度分散で普遍的な動作に標準化します。GRBの導出された距離と赤方偏移の関係は、低赤方偏移と高赤方偏移の両方で標準の$\Lambda$CDMモデルと一致しています。このGRBサンプルから宇宙が加速している証拠は$3\sigma$であり、これはこれまでのGRBからの最高の統計的有意性です。
SGR J1935 +2154バーストフォレストのフェルミGBM観測
| Title |
Fermi-GBM_Observations_of_the_SGR_J1935+2154_Burst_Forest |
| Authors |
Yuki_Kaneko,_Ersin_Gogus,_Matthew_G._Baring,_Chryssa_Kouveliotou,_Lin_Lin,_Oliver_J._Roberts,_Alexander_J._van_der_Horst,_George_Younes,_Ozge_Keskin_and_Omer_Faruk_Coban |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14172 |
2020年4月から5月にかけて、SGRJ1935+2154は何百もの短いバーストを放出し、最も多作な過渡マグネターの1つになりました。アクティブバースト期間の開始時に、独特の時間プロファイルを持ついくつかのバーストを含む130秒のバースト「フォレスト」が$Fermi$/ガンマ線バーストモニターで観察されました。この論文では、結果を示します。2020年4月27日に発生したこのバースト「森」エピソードの時間分解スペクトル分析の結果。130秒のエピソード全体で流行している熱スペクトル成分を特定します。高エネルギーの最大値は、光源の自転周期によって変調される光子束のピーク中に現れます。さらに、光度曲線のピーク内の$\nuF_{\nu}$スペクトル硬度（$E_{\rmピーク}$または黒体温度で表される）の変化は、内部で観測された脈動から推定されたパルス位相と反相関しています。6時間後の線源の持続的な軟X線放射。エピソード全体を通して、高エネルギー（高温）成分の放出面積は、低エネルギー成分の放出面積よりも1〜2桁小さくなっています。これを幾何学的な視野角のシナリオで解釈し、高エネルギー成分は、閉じたトロイダル磁力線内にある低高度のホットスポットに由来する可能性が高いと推測します。
MeVエネルギーの超新星ニュートリノに対する南極氷中のマルチPMT光学モジュールの感度
| Title |
Sensitivity_of_multi-PMT_Optical_Modules_in_Antarctic_Ice_to_Supernova_Neutrinos_of_MeV_energy |
| Authors |
Cristian_Jes\'us_Lozano_Mariscal,_Lew_Classen,_Martin_Antonio_Unland_Elorrieta,_Alexander_Kappes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14199 |
サウスポールの次世代ニュートリノ望遠鏡のために、セグメント化された感光領域を備えた新しい光学センサーが開発されています。これらのセンサーは、高エネルギーの天体物理ニュートリノだけでなく、コア崩壊時に超新星で生成されるニュートリノなど、MeVエネルギー範囲のニュートリノに対する検出器の感度を大幅に向上させます。これらの低エネルギーニュートリノは、恒星の核の崩壊に続くイベントの詳細な画像を提供することができ、したがって、これらの大規模な爆発の理解を検証および改善することができます。新しいセンサー設計は、バックグラウンドを効果的に抑制しながら、単一のセンサーでMeVニュートリノのイベントベースの検出を可能にする可能性を秘めています。この論文は、MeVニュートリノに対するそのようなセグメント化されたセンサーの感度と、銀河系外のコア崩壊超新星の検出のための南極の深氷における対応する検出器の可能性に関する研究の結果を提示します。（CCSN）。センサー内の光電陰極セグメント間の一致条件を使用すると、距離$370\、\mathrm{kpc}$までの前駆体質量が$27\\mathrm{M}_{\odot}$のCCSNを検出できることがわかります。誤検出率は年間0.4ドルです。到着バースト時間が$\deltat=1\、\mathrm{h}$の独立した観測からわかっている場合、そのようなCCSNは[407、341]$\、$で$50\％$の確率で検出できます。信号がバックグラウンド変動によって生成されなかったことを[3.2、4.9]$\、\sigma$の確実性でkpc距離。
X線パルサーV0332 + 53の放出における脈動鉄スペクトルの特徴
| Title |
Pulsating_iron_spectral_features_in_the_emission_of_X-ray_pulsar_V0332+53 |
| Authors |
S.D._Bykov,_E.V._Filippova,_M.R._Gilfanov,_S.S._Tsygankov,_A.A._Lutovinov,_S.V._Molkov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14261 |
アーカイブRXTE/PCAデータを使用して、2004年のタイプII爆発中のBe/X線過渡パルサーV0332+53の放出における鉄スペクトルの特徴の位相および時間分解研究の結果を提示します。{\approx}6.4keVの蛍光鉄線と{\approx}7.1keVの中性鉄K吸収端の両方のコヒーレント脈動が爆発全体を通して検出されました。脈動する鉄のK-edgeは、このオブジェクトで初めて報告されました。爆発のピーク近くで、3〜12keVのパルスプロファイルは、2つの深いF_max/F_min〜2と、ほぼ同じ形状の狭いディップを示し、位相が正確に{\Delta}{\phi}=0.5離れています。ディップスペクトルは互いにほぼ同一であり、ディップの外側のスペクトルと形状が非常に似ています。鉄のK吸収端は、光学的厚さ{\tau}_K〜0.05ではディップを説明するにははるかに不十分ですが、ディップに対応する位相間隔でピークに達します。鉄の線は、Kエッジの全フラックスまたは光学的厚さとの明らかな相関関係がなく、複雑なパルスプロファイルの脈動を示しています。ドナー星と星周物質の表面によるパルサー放出の再処理に関連する成分を考慮すると、鉄線フラックスの非常に高い脈動振幅F_max/F_min〜10が見つかります。V0332+53のこれらの特性を示します。X線パルサーを蓄積するための現代の放出モデルでは説明できず、観測された鉄のスペクトルの特徴の起源について推測することはできません。
中性子星クラストの磁気弾性平衡
磁化された中性子星クラストの平衡を調べます。弾性力がローレンツ力によって駆動されるソレノイド運動のバランスをとる軸対称モデルを計算します。弾性せん断変形を組み込むことにより、多種多様な平衡モデルが可能になります。さらに、トロイダル磁場が支配的なモデルが利用可能です。これらの結果は、順圧流体星の結果とは著しく異なります。磁気エネルギーが弾性エネルギーを超えるいくつかのモデルを示します。過剰は、大量の磁気エネルギーが磁力の非回転部分に関連しているという事実から来ています。そして、それは重力と圧力とバランスが取れています。平衡モデルでは、マイナーソレノイド部分が弱い弾性力によってバランスが取れていれば十分です。地殻の弾力性が磁場の閉じ込めに重要な役割を果たしていることがわかります。さらに、弾性限界でのせん断応力の空間分布を示します。これにより、地殻破壊の場所を特定できます。この結果は、現実的な地殻地震モデルに役立つ影響を及ぼします。
宇宙ジェットの内容
ジェット、粒子とフィールドのコリメートされた流出は、さまざまなタイプの活動銀河核、マイクロクエーサー、ガンマ線バースト、若い恒星状天体など、さまざまな天体物理学システムで観察されます。数十年にわたる観測的および理論的研究に沿った集中的な努力にもかかわらず、ジェットがどのように生成され、それらの組成は何であるかに関して、依然として多くの不確実性と未解決の質問があります。このレビューでは、宇宙ジェットの内容と基本的な特性に関するいくつかの現在の見解の概要を提供します。
OJ287のブラックホール連星系における潮汐破壊現象の可能性のある候補
| Title |
A_possible_tidal_disruption_event_candidate_in_the_black_hole_binary_system_of_OJ_287 |
| Authors |
Shifeng_Huang,_Shaoming_Hu,_Hongxing_Yin,_Xu_Chen,_Sofya_Alexeeva,_Dongyang_Gao,_and_Yunguo_Jiang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14368 |
BLLacertaeOJ287は、不規則なフレアの複雑な物理学を備えた超大質量ブラックホールバイナリ（SMBHB）システムです。2016年10月から2017年4月の期間中に、X線、UV、および光学バンドの驚くべき爆発が検出されましたが、$\gamma$線の光度曲線に変動は見られませんでした。爆発の間、X線の光度曲線は軟X線で支配され、その光度のピークは$\sim$$10^{46}\text{erg}〜\text{s}^{-1}$、それは爆発前の平均レベルの10倍以上であり、「より明るくなると柔らかくなる」現象が示されます。硬度比は、フレア時間と軟X線の光度で無視できるほどの変化を示します。軟X線は、ほとんどの潮汐破壊イベント（TDE）で発生する$t^{-5/3}$の光度曲線に従って減衰し、同様の傾向が軟X線中のUVおよび光学バンドで見られます。ヘリウムと酸素の狭い輝線は、爆発後のエポックの光スペクトルで顕著に強化されます。これは、TDEによって発生した周囲のガスに起因する可能性があります。ジェットの進行を含む、イベントの3つの考えられる原因について説明します。ブラックホールの事後効果-ディスクインパクションとTDE。私たちの結果は、TDEがthを説明する可能性が高いシナリオであることを示していますe爆発。
ブラックホール候補4U1630-472の爆発の異常な性質
| Title |
Anomalous_nature_of_outbursts_of_the_black_hole_candidate_4U_1630-472 |
| Authors |
Kaushik_Chatterjee,_Dipak_Debnath,_Riya_Bhowmick,_Sujoy_Kumar_Nath,_Debjit_Chatterjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14445 |
銀河系ブラックホール候補（BHC）4U〜1630-472は、RXTE時代から現在に至るまで、過去2年半の間にいくつかの爆発（特に13回）を経験しました。他の一時的なBHCの爆発と同様に、この線源の爆発は、持続時間、ピーク数、最高ピークフラックスなどの変動を示します。ただし、他の軟X線過渡現象とは異なり、この線源は、通常と素晴らしい。期間$\sim100-200$〜日の通常の爆発は、$\sim500$〜日の平均再発/休止期間でほぼ定期的に観察されます。期間$\sim1.5-2.5$〜yearsのスーパーバーストには、1つのメガバースト以外の1つ以上の通常のバーストが含まれます。法線爆発とメガ爆発のフラックス寄与をスーパー爆発から分離するように努力し、爆発前の静止期間に基づいて、両方のタイプ（法線とメガ）の爆発の進化の性質を理解しようとしました。1996年1月から2011年6月までのRXTE/ASM、および2009年8月から2020年7月までのMAXI/GSCのアーカイブデータを使用して調査を行います。両方のタイプの爆発について、静止期間と爆発期間の間に可能な線形関係が観察されます。これにより、BHCは特別なソースになり、2つのコンパニオンバイナリが含まれる場合があります。2人の仲間が2種類の爆発の原因である可能性があります。
| Title |
Twin_stars:_probe_of_phase_transition_from_hadronic_to_quark_matter |
| Authors |
T._Deloudis,_P.S._Koliogiannis,_Ch.C._Moustakidis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14488 |
絶えず増加している重力波イベントと一致して、コンパクト星の内部構造の新しい側面が明らかになりました。これらの星の内部で一次遷移が発生するシナリオは、条件下で3番目の重力的に安定した分岐（白色矮星と中性子星を除く）につながる可能性があるため、特に興味深いものです。これは、ツインスターシナリオとして知られています。新しいブランチは、通常のコンパクト星と同じ質量で、半径がまったく異なる星を生成します。現在の研究では、ハドロンからクォークへの相転移をコアの近くで受けたハイブリッド星と、この新しい安定した構成がどのように発生するかに焦点を当てています。特に相転移とそのパラメータ化の側面では、マクスウェル構造とギブス構造の2つの異なる方法で重点を置く必要があります。これらの星の質量と半径の関係の定性的な発見も提示されます。
eROSITA最終赤道深度調査（eFEDS）：X線カタログ
| Title |
The_eROSITA_Final_Equatorial_Depth_Survey_(eFEDS):_The_X-ray_catalog |
| Authors |
H._Brunner,_T._Liu,_G._Lamer,_A._Georgakakis,_A._Merloni,_M._Brusa,_E._Bulbul,_K._Dennerl,_S._Friedrich,_A._Liu,_C._Maitra,_K._Nandra,_M._E._Ramos-Ceja,_J._S._Sanders,_I._M._Stewart,_T._Boller,_J._Buchner,_N._Clerc,_J._Comparat,_T._Dwelly,_D._Eckert,_A._Finoguenov,_M._Freyberg,_V._Ghirardini,_A._Gueguen,_F._Haberl,_I._Kreykenbohm,_M._Krumpe,_S._Osterhage,_F._Pacaud,_P._Predehl,_T._H._Reiprich,_J._Robrade,_M._Salvato,_A._Santangelo,_T._Schrabback,_A._Schwope,_J._Wilms |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14517 |
環境。Spectrum-Roentgen-Gamma（SRG）天文台に搭載されたeROSITAX線望遠鏡は、$\sim$0.2〜$\sim$8.0keVのエネルギー範囲の広い視野と収集領域を、大規模な均一なスキャン観測を実行する機能と組み合わせています。空の領域。目的。SRG/eROSITAは、パフォーマンス検証フェーズの一環として、$\sim$140平方度のeROSITA最終赤道深度調査（eFEDS）フィールドのスキャン観測を実行しました。観測時間は、eROSITA全天観測終了後、赤道の深さをわずかに超えるように選択されました。eFEDSフィールドで検出されたX線源のカタログを提示し、線源の位置と範囲の情報、および複数のエネルギーバンドのフラックスを提供し、eROSITAデータの処理と分析のために開発された一連のツールと手順を文書化します。eFEDSは機能します。メソッド。eROSITAeFEDS観測の現実的なシミュレーションを実行することにより、多段階の線源検出手順が最適化および較正されました。eROSITAeFEDSソースカタログを以前のXMM-ATLAS観測とクロスマッチングし、eROSITAとXMM-ATLASソースフラックスの優れた一致を確認しました。結果。0.2〜2.3keVのエネルギー範囲で検出された27910個のX線源のプライマリカタログを提示します。検出の可能性は$\ge6$で、点光源のフラックス制限は$\約7\です。0.5〜2.0keVのエネルギー帯域で10^{-15}$erg/cm$^2$/sを掛けます。補足カタログには、検出の可能性が5〜6の4774個の重要度の低いソース候補が含まれています。さらに、検出の可能性が10を超える2.3〜5.0keVのエネルギー範囲で検出された246個のソースのハードバンドサンプルが提供されます。専用のデータ分析ソフトウェア、キャリブレーションデータベース、および標準のキャリブレーション済みデータ製品の説明は、付録に記載されています。
eROSITA最終赤道深度調査（eFEDS）：点状のソースに対応するものの識別と特性評価
| Title |
The_eROSITA_Final_Equatorial-Depth_Survey_(eFEDS):_Identification_and_characterization_of_the_counterparts_to_the_point-like_sources |
| Authors |
M._Salvato,_J._Wolf,_T._Dwelly,_A._Georgakakis,_M._Brusa,_A._Merloni,_T._Liu,_Y._Toba,_K._Nandra,_G._Lamer,_J._Buchner,_C._Schneider,_S._Freund,_A._Rau,_A._Schwope,_A._Nishizawa,_M._Klein,_R._Arcodia,_J._Comparat,_B._Musiimenta,_T._Nagao,_H._Brunner,_A._Malyali,_A._Finoguenov,_S._Anderson,_Y._Shen,_H._Ibarra-Mendel,_J._Trump,_W._N._Brandt,_C._M._Urry,_C._Rivera,_M._Krumpe,_T._Urrutia,_T._Miyaji,_K._Ichikawa,_D.P._Schneider,_A._Fresco,_J._Wilms,_T._Boller,_J._Haase,_J._Brownstein,_R.R._Lane,_D._Bizyaev,_C._Nitschelm |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14520 |
2019年秋、SRG天文台に搭載されたeROSITAが全天をX線でマッピングし始めました。4年間の調査プログラムの後、ROSATの約25倍の深さのフラックス限界に達します。SRGパフォーマンス検証フェーズ中に、eROSITAは、eROSITA全天調査（「eROSITA最終赤道深度調査」：eFEDS）の最終深度まで、連続する140deg^2の空の領域を観測しました。空全体で発見されるX線放射集団の人口調査。このホワイトペーパーでは、Brunneretal。で説明されているメインサンプルとハードサンプルのeFEDSで検出された点源に対応するものの識別と、赤方偏移を含むそれらの多波長特性について説明します。対応するものを特定するために、DESILegacyImagingSurveyDR8で検出された23kXMM-Newtonソースのサンプルの多波長特性でトレーニングされた2つの独立したメソッドNWAYとASTROMATCHの結果を組み合わせました。次に、分光学的赤方偏移と補助調査からの測光が、測光的赤方偏移の計算のために照合されます。信頼できる対応物を持つeFEDSソースは、メインサンプルで24774/27369（90.5\％）、ハードサンプルで231/246（93.9\％）であり、2番目の対応物が同じように発生する可能性が高い2514（3）ソースを含みます。信頼できるスペクトル、ガイア視差、および/または多波長特性によって、両方のサンプルの対応物を「銀河系」（2822）および「銀河系外」（21952）として分類しました。銀河系外の約340の天体については、それらが未解決のクラスターであるか、クラスターに属している可能性を排除することはできません。さまざまな光学/IR色-マグニチュード空間でのX線源の分布を調べると、多種多様なクラスのオブジェクトが明らかになります。測光赤方偏移は、KiDS/VIKINGエリア内で最も信頼性が高く、深い近赤外線データも利用できます。（要約）
eROSITA最終赤道深度調査（eFEDS）：AGNカタログとそのX線スペクトル特性
| Title |
The_eROSITA_Final_Equatorial-Depth_Survey_(eFEDS):_The_AGN_Catalogue_and_its_X-ray_Spectral_Properties |
| Authors |
Teng_Liu,_Johannes_Buchner,_Kirpal_Nandra,_Andrea_Merloni,_Tom_Dwelly,_Jeremy_S._Sanders,_Mara_Salvato,_Riccardo_Arcodia,_Marcella_Brusa,_Julien_Wolf,_Antonis_Georgakakis,_Thomas_Boller,_Mirko_Krumpe,_Georg_Lamer,_Sophia_Waddell,_Tanya_Urrutia,_Axel_Schwope,_Jan_Robrade,_J\"orn_Wilms,_Thomas_Dauser,_Johan_Comparat,_Yoshiki_Toba,_Kohei_Ichikawa,_Kazushi_Iwasawa,_Yue_Shen,_Hector_Ibarra_Medel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14522 |
コンテキスト：2019年7月にSpectrum-Roentgen-Gamma（SRG）ミッションの開始が成功した後、SRGに搭載された軟X線装置であるeROSITAは、大きな隣接フィールド、つまりeROSITA最終赤道深度調査（eFEDS）のスキャン観測を実行しました。）、計画されている4年間の全天観測に先立って。eFEDSは、非常に豊富なマルチバンド測光および分光カバレッジを備えたX線源の大規模なサンプルを生成しました。目的：ここでは、eFEDS活動銀河核（AGN）カタログとeFEDS線源のeROSITAX線スペクトル特性を紹介します。方法：ベイジアン法を使用して、すべてのeFEDSソースに対して体系的なX線スペクトル分析を実行します。適切なモデルは、ソース分類とスペクトル品質に基づいて選択され、AGNの場合は、固有の（レストフレーム）吸収および/またはソフト過剰放射の可能性を含みます。階層ベイズモデリング（HBM）は、サンプルのスペクトルパラメーター分布を推定するために使用されます。結果：すべてのeFEDSX線源のX線スペクトル特性が表示されます。eFEDSサンプルの79％を構成する21952の候補AGNがあります。光子数が少ないかすかな光源が多数あるにもかかわらず、当社のスペクトルフィッティングは、大部分の光源のフラックス、光度、およびスペクトル形状の有意義な測定を提供します。このAGNカタログは、HBMによって得られた10％の不明瞭な（logNH>21.5）部分で、X線の不明瞭でない線源によって支配されています。カタログのべき乗則の傾きは、1.94+-0.22のガウス分布で表すことができます。フォトンカウントのしきい値である500を超えると、50個のAGNのうち9個でソフト過剰が検出されます。青色のUVから光学色（タイプIAGN）の光源の場合、X線放射はUV放射とよく相関しており、X線とUVのスペクトル勾配{\alpha}_{OXの間の通常の反相関があります。}とUV輝度。
eROSITA最終赤道深度調査（eFEDS）：変動性カタログとマルチエポック比較
| Title |
The_eROSITA_Final_Equatorial-Depth_Survey_(eFEDS):_The_variability_catalogue_and_multi-epoch_comparison |
| Authors |
Th._Boller,_J.H.M.M._Schmitt,_J._Buchner,_M._Freyberg,_A._Georgakakis,_T._Liu,_J._Robrade,_A._Merloni,_K._Nandra,_A._Malyali,_M._Krumpe,_M._Salvato,_and_T._Dwelly |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14523 |
スペクトル-レントゲン-ガンマ（SRG）ミッションに搭載されたイメージング望遠鏡アレイ（eROSITA）を使用した拡張レントゲン調査で観測された140平方度の最終赤道深度調査（eFEDS）フィールドは、可変eROSITA空の最初の外観を提供します。eFEDS光源の固有のX線変動を分析し、X線光度曲線と表に0.2〜2.3keV（ソフト）および2.3〜5.0keV（ハード）バンドの変動テスト結果を提供します。それぞれ。2RXSカタログで実行された正規化された超過分散と最大振幅変動の方法を使用して変動テストを実行し、ベイズ超過分散とベイズブロック法の結果を追加します。合計65のソースが、ソフトバンドで大幅に変動することが確認されています。ハードバンドでは、1つのソースのみが大幅に変化することがわかります。ほとんどの変動するソースについては、恒星のフレアイベントに適合し、極端なフレア特性を明らかにします。いくつかの非常に変動性の高いAGNも検出されています。可変eFEDSソースの約半分がeROSITAを使用したX線で初めて検出されました。2RXSおよびXMM観測との比較により、数年から数十年のタイムスケールでの変動情報が提供されます。
eROSITA最終赤道深度調査（eFEDS）：eROSITAによって発見されたフィードバックフェーズの最初の典型的なクエーサー
| Title |
The_eROSITA_Final_Equatorial-Depth_Survey_(eFEDS):_The_first_archetypal_Quasar_in_the_feedback_phase_discovered_by_eROSITA |
| Authors |
M._Brusa,_T._Urrutia,_Y._Toba,_J._Buchner,_J.-Y._Li,_T._Liu,_M._Perna,_M._Salvato,_A._Merloni,_B._Musiimenta,_K._Nandra,_J._Wolf,_R._Arcodia,_T._Dwelly,_A._Georgakakis,_A._Goulding,_Y._Matsuoka,_T._Nagao,_M._Schramm,_J.D._Silverman,_and_Y._Terashima |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14525 |
銀河-AGN共進化の理論モデルは、フィードバックプロセスの重要な役割を、SMBHの降着率が最大であると予想される、短く、明るく、覆い隠された、塵に覆われた段階に帰します。駆動風も最大限に発達すると予測されています。このシナリオをテストするために、SpectrumRoentgenGammaに搭載されたeROSITA望遠鏡のパフォーマンスおよび検証プログラム内で取得されたeROSITA最終赤道深度調査（eFEDS）から教科書候補を分離しました。eROSITAおよびHyperSuprime-Camコンソーシアム内で利用可能な測光および分光情報と一致する246の硬X線選択ソースの初期カタログから、フィードバックフェーズの3つの候補クエーサーがBrusaetal。で提案された診断を適用して分離されました。（2015）。1つのソース（eFEDSUJ091157.5+014327）のみがすでに利用可能なスペクトルを持っており（SDSS-DR16、z=0.603から）、[OIII]5007に幅広い成分（FWHM〜1650km/s）が存在することを明確に示しています。ライン。関連する観測されたL_[OIII]は〜2.6x10^{42}erg/sであり、ローカルセイファートで観測されたものより1〜2桁大きく、z〜0.5タイプ1クエーサーのサンプルで観測されたものに匹敵します。利用可能な多波長データから、約0.25のエディントン比（L_bol/L_Edd）と、同様のボロメータ光度のオブジェクトで観察されたものよりも低いk_bol〜10の硬X線のボロメータ補正を導き出します。流出の存在、高いX線光度、中程度のX線不明瞭化（L_X〜10^44.8erg/s、N_H〜2.7x10^22cm^-2）、および赤色の光学色はすべて、合併主導モデルからのフィードバック段階のクエーサー。分光学的フォローアップを伴う完全なeROSITA全天調査を予測すると、2024年の終わりまでに、z=0.5-2で数百のそのようなオブジェクトのサンプルが得られると予測します。
eROSITAの変動性検出方法の体系的な評価
| Title |
Systematic_evaluation_of_variability_detection_methods_for_eROSITA |
| Authors |
Johannes_Buchner,_Thomas_Boller,_David_Bogensberger,_Adam_Malyali,_Kirpal_Nandra,_Joern_Wilms,_Tom_Dwelly,_Teng_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14529 |
まばらにおよび不規則にサンプリングされたX線光度曲線における線源の変動を検出する信頼性が調査されます。これは、SRGに搭載されたeROSITAの前例のない調査機能によって動機付けられており、最終的な赤道深部調査で数千の光源に光度曲線を提供します。変動性を検出するための4つの方法が評価されます：過剰分散、振幅最大偏差、ベイズブロック、および過剰分散の新しいベイズ定式化。一定の光源のシミュレートされたポアソン光度曲線に基づいて変動の誤検出率を判断し、有意性のしきい値を較正します。フレアを注入したシミュレーションでは、誤検出が少ない場合に最も感度が高いため、振幅の最大偏差が優先されます。白と赤の確率的ソース変動を伴うシミュレーションは、ベイズ法を支持します。この結果は、eROSITAの全天観測で予想される数百万の情報源にも当てはまります。
eROSITAによる大マゼラン雲の拡散X線放射の最初の研究
| Title |
First_studies_of_the_diffuse_X-ray_emission_in_the_Large_Magellanic_Cloud_with_eROSITA |
| Authors |
Manami_Sasaki,_Jonathan_Knies,_Frank_Haberl,_Chandreyee_Maitra,_J\"urgen_Kerp,_Andrei_M._Bykov,_Konrad_Dennerl,_Miroslav_D._Filipovi\'c,_Michael_Freyberg,_B\"arbel_S._Koribalski,_Sean_Points,_Lister_Staveley-Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14530 |
2019年7月の打ち上げ後の最初の数か月で、Spektr-RG（SRG）に搭載されたeROSITAは、大マゼラン雲（LMC）のSN1987AおよびSNRN132D周辺の領域で長時間露光観測を実行しました。観測されたフィールドでの拡散X線放射の分布とスペクトルを分析して、星間物質（ISM）の高温相の物理的特性を決定します。eROSITAデータは、天の川とLMCの新しく導出された列密度マップ、オーストラリアの正方形キロメートルアレイパスファインダー（ASKAP）からの888MHz無線連続マップ、および大マゼラン雲放射線調査（MCELS）の光学画像によって補完されます。すべての領域でkT=0.2keVの熱プラズマからの有意な放出を検出します。kT=0.7keVのプラズマからの追加の高温放出成分もあります。さらに、非熱的X線放射がスーパーバブル30DorCで有意に検出されます。eROSITAで取得されたX線スペクトルの分析から得られたLMCの吸収カラム密度NHは、放射から得られたNHと一致しています。地域全体の冷たい媒体の。ネオンの存在量は、30ドルとSN1987Aの周辺の地域で強化されており、ISMが若い星の種族によって化学的に濃縮されていることを示しています。星団RMC136とウォルフライエ星RMC139およびRMC140からの放出は、高温（kT>1keV）の非平衡イオン化プラズマ放出と光子指数が{の非熱成分で最もよくモデル化されます。\Gamma}=1.3。さらに、光学SNR候補J0529-7004もeROSITAで検出されるため、ソースがSNRであることを確認します。
SN 1987A：SRG / eROSITAとXMM-Newtonの観測の比較によるフラックスの低下とスペクトルの進化の追跡
| Title |
SN_1987A_:_Tracing_the_flux_decline_and_spectral_evolution_through_a_comparison_of_SRG/eROSITA_and_XMM-Newton_observations |
| Authors |
C._Maitra,_F._Haberl,_M._Sasaki,_P._Maggi,_K._Dennerl,_and_M._J._Freyberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14532 |
SN1987Aは、過去4世紀で最も観測された超新星であり、超新星残骸の誕生と進化を目撃するユニークな機会を提供します。ソースは、2007年から2020年までXMMNewtonEPIC-pnによって監視されています。SRG/eROSITAはまた、試運転段階で光源を観測し、2019年9月と10月に最初の光を観測しました。XMM-を使用して、2020年11月までの過去14年間のX線におけるSN1987Aのスペクトルとフラックスの変化を調査しました。ニュートンとeROSITAの観測。3成分平面平行衝撃モデルを使用して詳細なスペクトル分析を実行し、EPIC-pnモニタリングとeROSITA観測を一貫した方法で分析およびモデル化しました。この論文は、軟（0.5-2keV）および硬（3-10keV）X線バンドにおけるSN1987Aの完全で最新のフラックス進化を報告します。ソフトバンドのフラックスは、9424日頃に平坦になり、その後10142-10493日の間にターンオーバーを示し、その後、継続的な減少を示しました。同じ頃、ハードバンドフラックスの時間発展勾配の破れが検出されました。これは、爆風が赤道リングの密な構造を超えて通過し、さらに希薄な星周円盤に拡大していることを意味します。3つの衝撃成分の正規化の時間的進化は、青色超巨星の前駆体シナリオを予測する流体力学的シミュレーションの結果とよく一致します。最近の時代の傾向は、赤道リングを離れた後の順方向の衝撃と噴出物の逆方向の衝撃によって引き起こされる放出が現在より支配的になっていることを示しています。高温プラズマ成分の元素存在量は、「より冷たい」成分の元素存在量よりも大幅に高く、噴出物に伝播する逆衝撃からの起源を示しています。
SRG / eROSITAおよびXMM-Newtonを使用したPSRB0656 +14の位相分解X線分光法
| Title |
Phase-resolved_X-ray_spectroscopy_of_PSR_B0656+14_with_SRG/eROSITA_and_XMM-Newton |
| Authors |
Axel_Schwope_and_Adriana_M._Pires_and_Jan_Kurpas_and_Victor_Doroshenko_and_Valery_F._Suleimanov_and_Michael_Freyberg_and_Werner_Becker_and_Konrad_Dennerl_and_Frank_Haberl_and_Georg_Lamer_and_Chandreyee_Maitra_and_Alexander_Y._Potekhin_and_Miriam_E._Ramos-Ceja_and_Andrea_Santangelo_and_Iris_Traulsen_and_Klaus_Werner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14533 |
（簡略版）キャリブレーションおよび性能検証中にeROSITAおよびXMM-Newtonと同時に取得された、明るいラジオからガンマ線を放出するパルサーPSRB0656+14のX線観測の詳細な分光分析およびタイミング分析を示します。100ksのSpektrum-Roentgen-Gammaミッション（SRG）のフェーズ。XMM-NewtonとNICERを使用して、2015年から2020年までの期間のX線エフェメリスを最初に確立しました。これは、サイクルカウントエイリアスや位相シフトなしで、この期間のすべてのX線観測を接続します。平均eROSITAスペクトルは、570eVの星に由来する吸収特性を明確に示しており、ガウスシグマは約70eVであり、長いXMM-Newton観測で暫定的に特定されています（Arumugasamyetal.2018）。ここでは吸収端として説明されている2番目の吸収機能は、260〜265eVで発生します。それは大気または機器起源のものである可能性があります。これらの吸収特性は、光球起源の高温（120eV）と低温（65eV）の黒体成分の合計、および光子指数Gamma=2のべき乗則として現象論的に記述される、さまざまな放出成分に重ね合わせられます。位相分解分光法は、570eVのガウス吸収線がスピンサイクルの約60％を通して明らかに存在することを明らかにしています。線の強さの可視性は、高温の黒体の最大フラックスと同相で一致します。また、モデル大気の3つのファミリ、つまり、磁化大気、凝縮表面、および混合モデルを示します。これらは、平均観測スペクトルに適用され、その連続体は観測データによく適合します。ただし、大気モデルでは、距離が短すぎると予測されます。混合モデルの場合、ガウス吸収は、10^14Gの高さの磁場での陽子サイクロトロン吸収として解釈される可能性があります。これは、中程度の観測されたスピンダウンから得られたものよりも大幅に高くなります。
きょしちょう座47〜Tucanae球状星団のEROSITA研究
| Title |
EROSITA_study_of_the_47~Tucanae_globular_cluste |
| Authors |
Sara_Saeedi,_Teng_Liu,_Jonathan_Knies,_Manami_Sasaki,_Werner_Becker,_Esra_Bulbul,_Konrad_Dennerl,_Michael_Freyberg,_Andrea_Merloni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14535 |
Spektrum-Roentgen-Gamma（Spektr-RG、SRG）に搭載されたeROSITA（イメージングレントゲンアレイを使用した拡張レントゲン調査）を使用した、球状のきょしちょう座47きょしちょう座（47Tuc）の5つの観測結果を示します。この研究の目的は、私たちの天の川で最も巨大な球状星団の1つの分野でのX線集団の研究です。私たちは47Tucの分野で点状のソースの分類に焦点を合わせました。47〜Tuc（半径1'.7）の未解決の高密度コアと、拡張放出を示すソースも、この研究では除外されています。47Tucの分野におけるX線源の分類のために、多波長研究とともにX線スペクトルおよびタイミング分析のさまざまな方法を適用しました。0.2〜5.0keVのエネルギー範囲で888個の点状の線源を検出しました。92個の背景AGNと26個の前景星を特定しました。前景の星の1つは、可変M〜dwarfとして分類されます。また、23個のX線源を47個のTucのメンバーとして分類しました。これには、13個の共生星、3個の静止低質量X線連星、1ミリ秒パルサー候補、および1個の激変星が含まれます。4つのX線源もあり、激変星または接触連星のいずれかです。さらに、半径18'.8内の47個のTucX線源のX線光度関数を計算しました。これは、47TucのX線源の主な母集団が、0.5〜2.0keVのエネルギー範囲で<10$^{32}$ergs$^{-1}$の光度を持っていることを示しています。これらのソースは、主に静止状態の低質量X線連星や、さまざまな種類の白色矮星、特に共生星の候補になる可能性があります。
SMC Be / X線連星XMMUJ010429.4-723136からの164秒の脈動のSRG / eROSITA発見
| Title |
SRG/eROSITA_discovery_of_164_s_pulsations_from_the_SMC_Be/X-ray_binary_XMMU_J010429.4-723136 |
| Authors |
S._Carpano,_F._Haberl,_C._Maitra,_M._Freyberg,_K._Dennerl,_A._Schwope,_A._H._Buckley,_and_I._M._Monageng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14536 |
環境。小マゼラン雲（SMC）は、多くの既知の高質量X線連星をホストしており、1つ（SMCX-1）を除くすべてがBeコンパニオンスターを持っています。SRG宇宙船に搭載されたeROSITAのキャリブレーションおよび検証フェーズを通じて、Be/X線連星XMMUJ010429.4-723136は、キャリブレーション標準として使用される超新星残骸1E0102.2-7219の観測中に視野に入っていました。目的。ここでは、2019年11月7〜9日に実行されたフィールドの2つのeROSITA観測に基づいて、XMMUJ010429.4-723136の時間とスペクトル分析を報告します。また、公転周期を決定するために、その光源のOGLE光度曲線を再分析します。メソッド。脈動（X線データから）および公転周期（OGLEデータから）の検索は、Lomb-Scargleピリオドグラム分析を介して行われます。X線スペクトルパラメータとフラックスは、最適なモデルから取得されます。結果。XMMUJ010429.4-723136の脈動を164秒の周期で初めて検出したため、ソースをSXP164と指定します。スペクトルフィッティングから、1x10e-12ergs-1のソースフラックスを導き出します。両方の観測でcm-2、SMCの距離での4x10e35ergs-1の光度に対応します。さらに、最新の観測を含むOGLE光度曲線を再分析すると、22.3dでの有意な周期信号が、以前に報告された値よりも短い公転周期である可能性が高いことがわかりました。
SRGA J124404.1-632232 / SRGU J124403.8-632231：SRGによる全天観測で発見された新しいX線パルサー
| Title |
SRGA_J124404.1-632232/SRGU_J124403.8-632231:_a_new_X-ray_pulsar_discovered_in_the_all-sky_survey_by_SRG |
| Authors |
V._Doroshenko,_R._Staubert,_C._Maitra,_A._Rau,_F._Haberl,_A._Santangelo,_A._Schwope,_J._Wilms,_D.A.H._Buckley,_A._Semena,_I._Mereminskiy,_A._Lutovinov,_M._Gromadzki,_L.J._Townsend,_I.M._Monageng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14539 |
スペクトラムレントゲンガンマ（SRG）ミッションに搭載されたeROSITAおよびミハイルパブリンスキーART-XC望遠鏡による進行中の全天調査により、すでに100万を超えるX線源が明らかになっています。そのうちの1つであるSRGAJ124404.1-632232/SRGUJ124403.8-632231は、ART-XCによる3回目（計画された8回）の連続X線調査で新しい線源として検出されました。識別された光学的対応物の特性に基づいて、それは候補X線連星（XRB）として分類されました。核分光望遠鏡アレイ（NuSTAR）、ニールゲーレルスウィフト天文台（Swift）、および南部アフリカ大型望遠鏡（SALT）を使用したこのソースの追跡観測について報告します。これにより、最初の識別を明確に確認し、SRGUを確立することができました。J124403.8-632231は、スピン周期が約538秒の新しいX線パルサーであり、Be-starコンパニオンであり、SRGによって発見された最初の銀河系X線パルサーの1つです。
Be / X線連星A0538-66からのフレアのeROSITA検出
| Title |
eROSITA_detection_of_flares_from_the_Be/X-ray_binary_A0538-66 |
| Authors |
L._Ducci,_S.Mereghetti,_A._Santangelo,_L._Ji,_S._Carpano,_S._Covino,_V._Doroshenko,_F._Haberl,_C._Maitra,_I._Kreykenbohm,_A._Udalski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14541 |
2018年、XMM-Newtonは、Be/X線連星（Be/XRB）A0538-66のX線での目覚めを観察しました。それは、他のBe/XRBでこれまで観察されたことのない特性を備えた、ペリアストロンに近い明るく速いフレアを示しました。Spektrum-Roentgen-Gamma（SRG）衛星に搭載されたX線望遠鏡（0.2-10keV）であるeROSITAの最初の全天観測中に収集されたA0538-66の観測結果を報告します。eROSITAは、軌道位相$\phi=0.29$および$\phi=0.93$（$\phi=0$はペリアストロンに対応）で1つの軌道サイクル内に2つのフレアを捕捉し、ピーク光度は$\sim2-4\times10^{36}$erg/s（0.2-10keV）および$42\leq\Deltat_{\rmfl}\leq5.7\times10^4$sの期間。$\phi\upperx0.29$で観測されたフレアは、中性子星が星周円盤の外側にあると予想されるものの、中性子星が星周円盤からかなり遠くに降着する可能性があることを示しています。また、1993年1月から2020年3月までREM、OGLE、MACHO望遠鏡で実施されたA0538-66の測光モニタリングの結果を報告します。光学系の軌道変調を特徴付ける2つの鋭いピークが非対称に発生することがわかりました。ドナー星の位置を基準にした軌道。
Insight-HXMTによって観測された軌道相にわたる高質量X線パルサーGX301--2のタイミングとスペクトル変動
| Title |
Timing_and_spectral_variability_of_high_mass_X-ray_pulsar_GX_301--2_over_orbital_phases_observed_by_Insight-HXMT |
| Authors |
Y._Z._Ding,_W._Wang,_P._R._Epili,_Q._Liu,_M._Y._Ge,_F._J._Lu,_J._L._Qu,_L._M._Song,_S._Zhang,_S._N._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14603 |
高質量X線連星（HMXB）GX301--2の軌道X線変動を報告します。GX301--2は、2018年から2020年にスピンアッププロセスを経て、期間は$\sim$685秒から670秒に進化しました。1〜60keVのパルサーのエネルギー分解パルスプロファイルは、単一のピークと正弦波の形状から、さまざまな軌道位相にわたってマルチピークまで変化しました。軌道上で進化するパルス分率は、X線束と負の相関関係がありました。パルサーの広帯域X線エネルギースペクトルは、部分的にカバーする負の正のカットオフべき乗則連続体モデルで記述できます。パルサーの周星期の通過の近くで、フラックスの変動と相関する追加のカラム密度（$NH_{2}$）の強い変動を発見しました。中性子星の周りの物質の分布を調査するために、FeK$\alpha$とFeK$\beta$の両方の線の成長曲線がプロットされました。また、GX301--2の位相平均スペクトルに2つのサイクロトロン吸収線の証拠があり、一方の線は30〜42keVで、もう一方の線は48〜56keVで変化しています。2つの線の重心エネルギーは、X線の光度と同様の関係を示しています。低い光度範囲では正の相関があり、臨界光度$10^{37}$ergs$^{-1}$を超えると負の関係があります。GX301--2の中性子星の表面磁場を〜$（0.5-2）\times10^{13}$Gと推定しました。2つのサイクロトロン線エネルギーの比率は約1.63にほぼ固定されていますが、強度は低くなっています。比率（〜0.05）は、これら2つの特徴が実際には1行である可能性があることを示唆しています。
APEXのCONCERTO：設置と技術試運転
| Title |
CONCERTO_at_APEX:_installation_and_technical_commissioning |
| Authors |
A._Monfardini,_A._Beelen,_A._Benoit,_J._Bounmy,_M._Calvo,_A._Catalano,_J._Goupy,_G._Lagache,_P._Ade,_E._Barria,_M._Bethermin,_O._Bourrion,_G._Bres,_C._De_Breuck,_F.-X._Desert,_G._Duvauchelle,_A._Fasano,_T._Fenouillet,_J._Garcia,_G._Garde,_C._Hoarau,_W._Hu,_J.-C._Lambert,_F._Levy-Bertrand,_A._Lundgren,_J._Macias-Perez,_J._Marpaud,_G._Pisano,_N._Ponthieu,_L._Prieur,_S._Roni,_S._Roudier,_D._Tourres,_C._Tucker,_M._Cantzler,_P._Caro,_M._Diaz,_C._Duran,_F._Montenegro,_M._Navarro,_R._Olguin,_F._Palma,_R._Parra,_J._Santana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14028 |
広い視野（18.6arc-min）のスペクトルイメージング機器であるSkyofCONCERTOの展開と最初のテストについて説明します。この機器は、5100ma.s.lにあるAPEX12メートル望遠鏡から130〜310GHzの範囲で動作します。Chajnantor高原に。R=1-300のスペクトルは、高速（2.5Hzの機械的周波数）フーリエ変換分光計（FTS）を使用して、ベース温度60mKの連続希釈クライオスタットに接続して取得します。集中定数キネティックインダクタンス検出器（LEKID）の2つの2152ピクセルアレイがクライオスタットに取り付けられており、コールドオプティクスとフロントエンド電子機器も含まれています。2021年4月に設置されたCONCERTOは、観測中に1秒あたり2万を超えるスペクトルを生成します。Skyで得られた最終的な開発フェーズ、インストール、および最初の結果について説明します。
星間天体とのランデブーへの高速応答ミッション
| Title |
A_Fast_Response_Mission_to_Rendezvous_with_an_Interstellar_Object |
| Authors |
Darren_Garber,_Louis_D._Friedman,_Artur_Davoyan,_Slava_G._Turyshev,_Nahum_Melamed,_John_McVey_and_Todd_F._Sheerin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14319 |
新しく発見された星間天体（ISO）を傍受し、潜在的にランデブーするためのソーラーセイル推進小型衛星ミッションの概念について説明します。ミッションのコンセプトは、太陽系を高速で出て、最終的に太陽重力レンズ（SGL）の焦点領域に到達するための技術デモンストレーションミッション（TDM）の提案に由来しています。ISOミッションのコンセプトは、太陽の周りの保持軌道に向かって太陽帆を内側に飛ばすことであり、ISO軌道が確認されたら、6\、AU/年を超える脱出速度に到達するように帆船をターゲットにします。これにより、新しいISOの発見への迅速な対応と、太陽から10AU以内の傍受が可能になります。このようなミッションを可能にするために、2つの新しい実証済みの惑星間技術が利用されています。i）MarCOミッションで実証された惑星間小型衛星、およびii）LightSailおよびIKAROSミッションで実証され、NEAスカウトおよびソーラークルーザーミッション用に開発されたソーラーセイル。現在の技術研究は、そのような使命が飛んで、この10年以内に太陽系を移動するISOに到達する可能性があることを示唆しています。そのような使命は、ISOとの最初の出会いを可能にし、イメージングと分光法、サイズと質量の測定を可能にし、オブジェクトの起源と組成に関する固有の情報を提供する可能性があります。
| Title |
The_Deep_Neural_Network_based_Photometry_Framework_for_Wide_Field_Small_Aperture_Telescopes |
| Authors |
Peng_Jia,_Yongyang_Sun,_Qiang_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14349 |
広視野小口径望遠鏡（WFSAT）は、主に、点のような天体や縞のような天体の科学情報を取得するために使用されます。ただし、WFSATによって取得される画像の品質は、バックグラウンドノイズと可変点広がり関数の影響を大きく受けます。高速かつ高効率のデータ処理方法を開発することは、さらなる科学的研究にとって非常に重要です。近年、天体の検出と分類のためにディープニューラルネットワークが提案されており、従来の方法よりも優れたパフォーマンスを示しています。この論文では、ディープニューラルネットワークベースの天文ターゲット検出フレームワークの機能をさらに拡張して、測光と位置天文学に適したものにします。ディープニューラルネットワークに新しいブランチを追加して、さまざまな天体のタイプ、大きさ、位置を同時に取得します。シミュレートされたデータでテストしたところ、ニューラルネットワークの測光性能は従来の方法よりも優れていることがわかりました。測光と位置天文学は回帰アルゴリズムであり、大まかな分類結果ではなく高精度の測定値を取得するため、測光と位置天文学の結果の精度は、さまざまな観測条件の影響を受けます。この問題を解決するために、観測条件が変化したときに、参照星を使用して深層ニューラルネットワークを転移学習戦略でトレーニングすることをさらに提案します。この論文で提案されている測光フレームワークは、WFSATのエンドツーエンドの迅速なデータ処理フレームワークとして使用でき、WFSATの応答速度と科学的出力をさらに向上させることができます。
シミュレーションによるeROSITAのX線源検出戦略の確立
| Title |
Establishing_the_X-ray_Source_Detection_Strategy_for_eROSITA_with_Simulations |
| Authors |
Teng_Liu,_Andrea_Merloni,_Johan_Comparat,_Kirpal_Nandra,_Jeremy_S._Sanders,_Georg_Lamer,_Johannes_Buchner,_Tom_Dwelly,_Michael_Freyberg,_Adam_Malyali,_Antonis_Georgakakis,_Mara_Salvato,_Hermann_Brunner,_Marcella_Brusa,_Matthias_Klein,_Vittorio_Ghirardini,_Nicolas_Clerc,_Florian_Pacaud,_Esra_Bulbul,_Ang_Liu,_Axel_Schwope,_Jan_Robrade,_J\"orn_Wilms,_Thomas_Dauser,_Miriam_E._Ramos-Ceja,_Thomas_H._Reiprich,_Thomas_Boller,_Julien_Wolf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14528 |
コンテキスト：Spectrum-Roentgen-Gamma（SRG）衛星に搭載されたeROSITAX線望遠鏡は、前例のない速度で全天にわたって新しいX線源を観測し始めました。ソース検出の選択機能を理解することは、eROSITAカタログのその後の科学的分析にとって重要です。目的：シミュレーションを通じて、eROSITAソース検出手順をテストおよび最適化し、検出されたカタログを定量的に特徴付けます。方法：eROSITA最終赤道深度調査（eFEDS）を例にとると、機器の特性、背景スペクトル、および天文X線源の母集団に関する最善の知識を使用して広範な光子イベントシミュレーションを実行します。各光子の起源に基づいて光源の検出結果を分析します。結果。ソース検出手順は、ソース検出効率に応じて最適化されます。eFEDSX線カタログを作成するために2つの戦略を選択し、最も感度の高いバンド（0.2〜2.3keV）のみを使用してメインカタログを作成し、最大範囲のマルチバンド検出を使用して独立したハードバンド選択カタログを作成します。5keV。模擬カタログ（このペーパーで利用可能）から、カタログの完全性と純度を測定します。これは、サンプル選択のしきい値の選択と、AGNおよびクラスター人口統計のさらなる研究の両方で使用できます。
介入または関連？赤方偏移したHI 21cm吸収の機械学習分類
以前の論文では、機械学習を適用して、HI21cm吸収スペクトルが、より遠い電波源への視線に介在する電波源で発生するのか、電波源自体のホスト内で発生するのかを分類した結果を示しました。これは通常、ソースの赤方偏移を与える光学スペクトルから決定されます。ただし、これは、スクエアキロメートルアレイで検出されると予想される多数の光源に対して実用的でないだけでなく、明るい光源は、高赤方偏移で最も紫外線が発光するため、低温の中性ガスの検出に対してバイアスがかかります。前のサンプル92にさらに44個の、ほとんどが新しく検出された吸収体を追加して、4つの異なる機械学習アルゴリズムをテストします。ここでも、線のプロパティ（幅、深さ、ガウスフィットの数）を特徴として使用します。これらのアルゴリズムのうち、3つは前のサンプルよりもいくらか改善され、ロジスティック回帰モデルが最良の結果をもたらしました。これは、新しい吸収体が検出されたときにさらにトレーニングデータを含めると、予測精度が現在の80％を超えてさらに向上することを示唆しています。ロジスティック回帰モデルを使用して、PKS1657-298へのz=0.42吸収を分類し、これが関連していることを確認します。これは、Kバンドの大きさと赤方偏移の関係から同様の赤方偏移を決定した以前の研究と一致しています。
SimonsObservatoryマイクロ波SQUID多重化検出器モジュールの設計
| Title |
The_Simons_Observatory_microwave_SQUID_multiplexing_detector_module_design |
| Authors |
Heather_McCarrick,_Erin_Healy,_Zeeshan_Ahmed,_Kam_Arnold,_Zachary_Atkins,_Jason_E._Austermann,_Tanay_Bhandarkar,_Jim_A._Beall,_Sarah_Marie_Bruno,_Steve_K._Choi,_Jake_Connors,_Nicholas_F._Cothard,_Kevin_D._Crowley,_Simon_Dicker,_Bradley_Dober,_Cody_J._Duell,_Shannon_M._Duff,_Daniel_Dutcher,_Josef_C._Frisch,_Nicholas_Galitzki,_Megan_B._Gralla,_Jon_E._Gudmundsson,_Shawn_W._Henderson,_Gene_C._Hilton,_Shuay-Pwu_Patty_Ho,_Zachary_B._Huber,_Johannes_Hubmayr,_Jeffrey_Iuliano,_Bradley_R._Johnson,_Anna_M._Kofman,_Akito_Kusaka,_Jack_Lashner,_Adrian_T._Lee,_Yaqiong_Li,_Michael_J._Link,_Tammy_J._Lucas,_Marius_Lungu,_J.A.B._Mates,_Jeffrey_J._McMahon,_Michael_D._Niemack,_John_Orlowski-Scherer,_Joseph_Seibert,_Maximiliano_Silva-Feaver,_Sara_M._Simon,_Suzanne_Staggs,_Aritoki_Suzuki,_Tomoki_Terasaki,_Joel_N._Ullom,_Eve_M._Vavagiakis,_Leila_R._Vale,_Jeff_Van_Lanen,_Michael_R._Vissers,_Yuhan_Wang,_Edward_J._Wollack,_Zhilei_Xu,_Edward_Young,_Cyndia_Yu,_Kaiwen_Zheng,_Ningfeng_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14797 |
宇宙マイクロ波背景放射（CMB）科学の進歩は、空を観測する高感度の検出器の数を増やすことにかかっています。新しい機器は、超伝導転移端センサー（TES）ボロメータの大規模なアレイを、これまで以上に大きな焦点面に密に並べて配置します。多重化係数が高いと、極低温レシーバーの熱負荷が軽減され、設計が簡素化されます。TESボロメータで以前に達成されたよりも1桁高い多重化係数を備えた焦点面モジュールの設計を提示します。マイクロ波SQUID多重化（$\mu$mux）を採用した新しいコールド読み出しコンポーネントに焦点を当てます。SimonsObservatoryは、60,000ボロメータを含む49個のモジュールを使用して、CMBの非常に高感度な測定を行います。焦点面モジュールの設計を検証し、フィードホーンに結合された1728偏光感度ボロメータのプロトタイプ検出器アレイがある場合とない場合の読み出しコンポーネントの測定値を示します。読み出しコンポーネントは、$95\％$の歩留まりと910の多重化係数を実現します。各読み出しチャネルのホワイトノイズの中央値は65$\mathrm{pA/\sqrt{Hz}}$です。これは、予測されるSOマッピング速度に$<8\％$の影響を与えます。これは、感度の予測で想定される速度よりも遅くなります。結果は、モジュールの全機能を検証します。超過しているSOサイエンス要件のコンテキストで測定されたパフォーマンスについて説明します。
カメレオン座II領域における原始惑星系円盤の進化の調査
| Title |
Probing_protoplanetary_disk_evolution_in_the_Chamaeleon_II_region |
| Authors |
M._Villenave,_F._Menard,_W._R._F._Dent,_M._Benisty,_G._van_der_Plas,_J._P._Williams,_M._Ansdell,_A._Ribas,_C._Caceres,_H._Canovas,_L._Cieza,_A._Hales,_I._Kamp,_C._Pinte,_D._A._Principe,_and_M._R._Schreiber |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.13847 |
環境。原始惑星系円盤の進化を特徴づけることは、惑星形成の理解を向上させるために必要です。主要なディスク散逸メカニズムを決定するには、ダストとガスの両方に対する制約が必要です。目的。カメレオン座II（ChaII）の星形成領域の円盤ダストの質量を、1〜10Myrの年齢の他の領域と比較することを目的としています。メソッド。ALMAバンド6の観測（1.3mm）を使用して、ChaIIの29個の原始惑星系円盤を調査します。ダスト質量の推定値は、連続体データから導き出されます。結果。29個のディスクの最初のサンプルから、連続体で22個のソース、12COで10個、13COで3個、C18Oでは検出されません（J=2-1）。さらに、連続体と12CO排出量で2つのコンパニオン候補を検出します。光学的に薄いダストからの熱放射を想定すると、ほとんどのディスクダストの質量は10Mearth未満です。ChaIIのディスクダスト質量の分布とディスクと恒星の質量比の一貫した推定値を、1〜10Myrの年齢範囲の他の6つの低質量で孤立した星形成領域と比較します：UpperSco、CrA、IC348、ChaI、Lupus、およびTaurus。ダストと恒星の質量比を比較すると、ChaIIのディスクの質量は、UpperScoやTaurusのディスクの質量と統計的に異なることがわかり、サンプルの最も古い領域であるUpperScoのディスクが統計的に異なることが確認されました。他のすべての地域よりも質量が小さい。同様の質量ビンからのダスト質量分布の2番目の統計的検定を実行すると、これらの領域とChaIIの間に統計的差異は見つかりません。結論。これらの傾向は、最も簡単に言えば、時間またはダストの進化に伴うディスクダストの質量の減少の兆候として解釈されます。星形成領域における異なるグローバルな初期条件も役割を果たす可能性がありますが、ディスク集団の特性に対するそれらの影響を、近くに巨大な星がない星形成領域で分離することは困難です。
古典的な新星の13の新しい公転周期の発見
TESS、AAVSO、およびその他の公開アーカイブからの光度曲線に基づいて、13個の古典的な新星の新しい公転周期（P）を報告します。これらの新しい新星期間は現在、すべての既知の新星期間のほぼ7分の1を構成しています。私のシステムのうち5つはP>1日であり、これはコンパニオンスターを進化させたに違いないそのようなシステムの数を2倍にします。（これは、地上の時系列に、これらの小振幅の長い周期を発見するために必要なカバレッジも安定性もないためです。）V1016Sgrは、周期ギャップより下にまれなPを持ち、新星の進化に関する現在の議論に突然役立ちます。。新星のうちの5つ（FMCir、V399Del、V407Lup、YZRet、およびV549Vel）は、遷移段階後の噴火の尾部に軌道変調があります。遷移後すぐに、YZRetは、非周期的な減少する振動のユニークなセットを示します。さらに、YZRetは、スーパーハンプ現象の場合と同様に、軌道周期より1.1％および4.5％長い2つの非常に重要な過渡周期を示します。また、V407Lupの光学的な591.27465秒の周期性についても報告します。これはコヒーレントであり、白色矮星の自転周期に関連付けられている必要があります。日単位の新しい公転周期は、V1405Casの場合は0.1883907+-0.0000048、FMCirの場合は3.4898+-0.0072、V339Delの場合は0.162941+-0.000060、V407Lupの場合は3.513+-0.020、V2109Ophの場合は1.32379+-0.00048、3.21997+-です。V392Perの場合は0.00039、V598Pupの場合は0.1628714+-0.0000110、YZRetの場合は0.1324539+-0.0000098、V1016Sgrの場合は0.07579635+-0.00000017、V5583Sgrの場合は7.101+-0.016、V1534Scoの場合は0.61075+-0.00071、V1534Scoの場合は0.40319+-0.00005V549Vel、およびNQVulの場合は0.146501+-0.000058。
多視点観測によるEUV波イベントの微細構造
| Title |
Fine_Structures_of_an_EUV_Wave_Event_from_Multi-Viewpoint_Observations |
| Authors |
Ramesh_Chandra,_P._F._Chen,_Pooja_Devi,_Reetika_Joshi,_Brigette_Schmieder,_Yong-Jae_Moon_Wahab_Uddin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14024 |
本研究では、2010年2月11日の極紫外線（EUV）波イベントを調査します。これは、地球の観点からのリムイベントとSTEREO--Bの観点からのディスクイベントとして発生しました。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（AIA）によって取得されたデータをさまざまなEUVチャネルで使用します。EUV波イベントは、部分的な隆起噴火によって開始されました。以前の作品のいくつかのEUV波イベントと同様に、このEUV波イベントには、速度が$\sim$445$\pm$6kms$^{-1}$の高速波が含まれています。これは、コロナルモートン波と呼ばれます。$\sim$298$\pm$5kms$^{-1}$の速度の波。これを「EIT波」と呼びます。冠状モートン波は高速モード波として識別され、「EIT波」は連続する力線の伸長による見かけの伝播として識別されます。また、高速モードEUV波に関連する停滞前線も観測されます。この停滞前線は、冠状モートン波からストリーマー近くの低速モード波へのモード変換として説明されます。
対流層からコロナへの活動領域スケールのフラックス出現の包括的な放射電磁流体力学シミュレーション
| Title |
A_Comprehensive_Radiative_Magnetohydrodynamics_Simulation_of_Active_Region_Scale_Flux_Emergence_from_the_Convection_Zone_to_the_Corona |
| Authors |
Feng_Chen,_Matthias_Rempel_and_Yuhong_Fan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14055 |
静かな太陽と大きな太陽活動領域の包括的な放射電磁流体力学シミュレーションを提示します。197Mm幅のシミュレーション領域は、最上部の対流層から太陽コロナの100Mm以上に及びます。放射伝達と伝導輸送の洗練された処理は、太陽のリモートセンシング観測と比較するために観測量を合成するために必要なリアリズムを提供します。このモデルは、静かな太陽、出現および発達した活動領域、およびMクラスまでの太陽フレアの観測された特徴を自己無撞着に再現します。ここでは、最初の結果の概要を報告します。表面の磁気対流は、コロナで放散され、プラズマを100万K以上に加熱する上向きのポインティングフラックスを生成します。静止コロナは、2Mmまでのサイズの遍在する伝播波、ジェット、および輝点も示します。太陽対流ダイナモで生成された磁束束は光球に現れ、$10^{23}$Mxを超える磁束を持つ強力で複雑な活動領域を生じさせます。総磁気エネルギーの約18\％である冠状自由磁気エネルギーは、約$10^{33}$ergに蓄積されます。ローレンツ力は圧力と粘性応力のバランスを取り、磁場の発生を促進する必要があるため、冠状磁場は無力ではありません。$\log_{10}T=4.5$から$\log_{10}T>7$までの放出測定値は、さまざまな長さと温度のコロナルループ、質量循環など、アクティブ領域コロナの構造とダイナミクスに関する包括的なビューを提供します。蒸発と凝縮、およびジェットから大規模な大量放出への噴火によって。
アルマによって明らかにされたFUオリオン座型変光星の周りの巨大なコンパクトディスク
| Title |
Massive_compact_disks_around_FU_Orionis-type_young_eruptive_stars_revealed_by_ALMA |
| Authors |
\'A._K\'osp\'al,_F._Cruz-S\'aenz_de_Miera,_J._A._White,_P._\'Abrah\'am,_L._Chen,_T._Csengeri,_R._Dong,_M._M._Dunham,_O._Feh\'er,_J._D._Green,_J._Hashimoto,_Th._Henning,_M._Hogerheijde,_T._Kudo,_H._B._Liu,_M._Takami,_E._I._Vorobyov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14409 |
オリオン座FU型天体（FUors）は、一時的ではあるが、星周円盤から原始星への質量降着率が大幅に増加する、低質量の前主系列星です。何が降着バーストを引き起こすのか、そしてFUorsのディスクがバーストしていない若い恒星状天体のディスクと何らかの形で異なっているかどうかはまだ明らかではありません。これに動機付けられて、2つの異なる構成で7mアレイと12mアレイの両方を使用して、10個のFUorとFUorのようなオブジェクトの1.3mm連続調査を実施し、可能な限り広い範囲の空間スケールで放射を回復しました。すべてのターゲットソースといくつかの近くのオブジェクトも検出しました。ディスク構造を制約するために、2Dガウスから放射伝達まで複雑さが増すモデルにデータを適合させ、同様の方法でモデル化された他のサンプルとの比較を可能にします。放射伝達モデリングは、光学的に薄い放射を想定して測定されたミリメートルフラックスから得られるものよりも大幅に大きいディスク質量を与え、FUorディスクがこの波長で光学的に厚いことを示唆しています。通常のクラスIIおよびクラスIオブジェクトのサンプルと比較すると、FUorのディスクは通常、2.9〜4.4倍大きく、1.5〜4.7倍小さくなっています。それらのかなりの部分（65-70％）は重力的に不安定である可能性があります。
eROSITA最終赤道深度調査（eFEDS）。機械学習とベイズアルゴリズムによって識別されたeROSITAソースの優れた対応物
| Title |
The_eROSITA_Final_Equatorial-Depth_Survey_(eFEDS)._The_stellar_counterparts_of_eROSITA_sources_identified_by_machine_learning_and_Bayesian_algorithms |
| Authors |
P._C._Schneider,_S._Freund,_S._Czesla,_J._Robrade,_M._Salvato,_J._H._M._M._Schmitt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14521 |
星は遍在するX線放射体であり、SpectrumRoentgenGamma（SRG）天文台に搭載されたeROSITA機器によって実行されている進行中の全天調査で検出されたX線源のかなりの部分になります。SRG性能検証フェーズで観測されたeROSITA最終赤道深度調査（eFEDS）フィールドのX線源を使用して、他の線源カテゴリの中で星を特定するためのさまざまな戦略を調査します。ここでは、サポートベクターマシン（SVM）とベイジアンアプローチに焦点を当てます。アプローチは、Gaiaカタログとのクロスマッチに基づいており、最終的には、事実上すべての恒星eROSITAソースに対応するものが含まれます。幾何学的一致距離分布に基づいて、2060個の星がeFEDSソースの中にあると推定し、SVMおよびベイズ法を使用して2060個の最も可能性の高い恒星ソースを特定します。後者は、eROSITAコンテキストではHamStarsと呼ばれます。どちらの方法も、ほぼ90％の完全性と信頼性のパーセンテージに達し、偶然にも、両方の方法間の一致は約90％です。恒星源の真の数を知ることで、ベイズ法と同様のSVM法の関連確率$p_{ij}$を導き出すことができ、$p_{ij}$の適切なカットを使用して定義された完全性と信頼性のプロパティを持つサンプルを構築できます。。このように識別された恒星源は、磁気的に活動する星で知られている典型的な特性を示します。具体的には、それらは一般に飽和レベルと互換性があり、スペクトルFからGの星の活動に大きな広がりを示し、後のスペクトル型。
etaChamaeleontisクラスターのeROSITAX線スキャン
近くの若い散開星団etaChamaeleontisは、150ksのCalPVフェーズ中にeROSITA/SRGによって観測されました。eROSITAデータは、フィールドスキャンモードで取得されました。これは、長方形のグリッド状のパターンに従うSpectrum-Roentgen-Gamma（SRG）の観測モードで、ここでは、露出深度が約5ksの5x5度のフィールドをカバーしています。X線で既知のメンバーを研究し、予想される分散した低質量クラスター集団の潜在的な新しいメンバーを検索します。検出された線源は、X線源をガイアおよび2MASSと交差適合試験によって識別され、若い星は、X線放射能、色-マグニチュード図の位置、および位置天文学的および運動学的特性によって識別されました。クラスターメンバーのX線光度、光度曲線、およびスペクトルが取得され、以前のX線データと比較されました。他のメンバー検索の文献結果を使用して、観察された分野での新しいメンバー候補を検証しました。事実上すべての既知のetaChaメンバーのX線特性を決定し、基本的に同じ特性を示すが、より分散している5つの追加の恒星系を特定します。それらのうちの4つは、以前に潜在的なメンバーとして提案されました。このステータスは、X線検査によって裏付けられています。それらの空間分布に基づいて、調査した空の領域を超えてさらに多くのメンバーが予想されます。識別された恒星系は、放出されたハロー集団に属している可能性が非常に高く、これにより、etaChaクラスターメンバーの総数は少なくとも23になります。
かじき座AB星のeROSITAとTESSの同時観測
| Title |
Simultaneous_eROSITA_and_TESS_observations_of_the_ultra-active_star_AB~Doradus |
| Authors |
J.H.M.M._Schmitt,_P._Ioannidis,_J._Robradel,_P._Predehl,_S._Czesla,_P.C._Schneider |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14537 |
ロシア-ドイツのスペクトル-レントゲン-ガンマミッション（SRG）に搭載されたeROSITA機器を使用してX線範囲で取得された超活性星AB〜Doradusと、トランジット系外惑星探査衛星（TESS）。南の日食極の近くの偶然の場所のおかげで、AB〜Dorはこれらのミッションによってほぼ20日間同時に観察されました。これまでに得られたデータを用いて、AB〜DorからのX線フラックスの長期的な変化と、この観測量とそのスポットの光球活動との関係を研究します。1。5年間のeROSITA調査観測の間、AB〜Dorの「静止」X線フラックスは変化しておらず、さらにTESSによって観測された光球変調とは無関係のように見えます。eROSITAとTESSの同時カバレッジ中に、光学系で少なくとも4$\times$10$^{36}$ergの総エネルギー放出を伴う非常に大きなフレアイベントが観察されました。これは、AB〜Dorでこれまでに見られた最大のものです。このフレアの総X線出力がこれよりはるかに小さかったことを示し、これが後期型星のフレアの一般的な特徴であるかどうかを議論します。
SRGt 062340.2-265715を、明るく、強く変化する、新星のような激変星として特定
| Title |
Identification_of_SRGt_062340.2-265715_as_a_bright,_strongly_variable,_novalike_cataclysmic_variable |
| Authors |
Axel_Schwope_and_David_A.H._Buckley_and_Adela_Kawka_and_Ole_K\"onig_and_Alexander_Lutovinov_and_Chandreyee_Maitra_and_Ilya_Mereminskiy_and_James_Miller-Jones_and_Manuel_Pichardo_Marcano_and_Arne_Rau_and_Andrei_Semena_and_Lee_J._Townsend_and_J\"orn_Wilms |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14538 |
Spektrum-Roentgen-Gammaミッションに搭載された両方の機器で検出された一時的なSRG062340.2-265715の識別とフォローアップを報告します。G=12.5の対応物の光学分光法は、オブジェクトを495pcの距離にある新星のような激変星（CV）としてしっかりと分類します。2年後に天体をTESSで再観測したところ、バイナリの公転周期で暫定的に特定された3.941時間という非常に重要なTESS期間は見つかりませんでした。新しい高ケイデンスのTESSデータは、約25分で準周期的な振動を示しましたが、地上の測光では32分で周期的な変動が示されました。X線と光学の大きさと色を含む色の大きさの図の非常にまばらに配置された領域に位置する新しいオブジェクトは、X線の低輝度磁気CV、中間極、または過発光非磁性CVである可能性があります。一意に識別されたスピンおよび軌道周期の欠如は、最終的な分類を妨げます。システム内のX線生成の場所、L（X、bol）=4.8x10^{32}erg/sは、長い時間スケールと短い時間スケールでの変動性が高いことを考えると、まだ理解されていません。
eRASSt J192932.9-560346の発見：明るい2極降着、食極
| Title |
Discovery_of_eRASSt_J192932.9-560346:_a_bright,_two-pole_accreting,_eclipsing_polar |
| Authors |
Axel_Schwope,_David_A.H._Buckley,_Adam_Malyali,_Stephen_Potter,_Ole_K\"onig,_Riccardo_Arcodia,_Mariusz_Gromadzki,_and_Arne_Rau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14540 |
eROSITAおよびGaiaトランジェントeRASSt192932.9-560346およびGaia21bxoの対応物として、明るい（V〜15）、食、2極降着磁気激変星（CV）、極の発見を報告します。X線および光学波長での輝度の4マグニチュードを超える頻繁な大きな振幅変化は、光源のCVの性質を示していました。10mSALT望遠鏡で得られた識別スペクトルは、青い連続体に重ねられた磁気CV、強くて広いHeI、HeII、および水素バルマー輝線の典型的な特徴を明らかにしました。時間分解光電偏光測定では、円偏光が-20％から+20％まで変化し、直線偏光が0％から10％まで変化することが明らかになり、システムが極性サブクラスの磁気CVであることが確認されました。高ケイデンス測光により、深く構造化された日食が明らかになり、システムが2極のアキュレーターであることを示しています。日食時間から決定される公転周期は92.5094±0.0002分です。X線スペクトルは熱のみであり、暗黙の光度は376pcのガイアで決定された距離でL_X=2.2x10^（31）erg/sです。
eROSITAとTIGREの同時観測で研究されたコロナ-彩層接続
| Title |
The_corona_--_chromosphere_connection_studied_with_simultaneous_eROSITA_and_TIGRE_observations |
| Authors |
B._Fuhrmeister,_J._Robrade,_J._N._Gonzalez-Perez,_C._Schneider,_M._Mittag,_J._H._M._M._Schmitt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14546 |
恒星の活動は本質的に時間変数であるため、異なる活動指標間の相関関係を研究するには、同時測定が必要です。この研究では、拡張レントゲン調査によって実施された最初の全天調査で測定されたX線フラックスを、スペクトル-レントゲン-ガンマ（SRG）天文台に搭載されたイメージング望遠鏡アレイ（eROSITA）機器とCaIIH＆Kと比較します。、ロボットTIGRE望遠鏡で行われた観測を使用した過剰フラックス測定R+。これまでに得られた後期型星のX線と分光によるCaIIH＆Kの同時観測の最大のサンプルを作成し、さらに、すべてのサンプル星のCaIIH＆Kの以前の測定値を取得しました。log（L_X/L_bol）とlog（R+）の測定値の間には予想される相関関係がありますが、恒星のアンサンブル全体を考慮すると、同時に測定されたデータを使用しても、冠状および彩層活動指標間の相関関係は改善されません。より詳細な分析では、疑似同時データのlog（L_X/L_bol）とlog（R+）の測定値の相関は、長時間の非同時測定のランダムなセットよりも優れている可能性が高いことが示されています。観測間のベースライン。したがって、活動フラックス-フラックス相関への「ノイズ」の追加に関して、より長いタイムスケールでの周期的変動は、回転変調またはフレアの形での短期変動よりも、活動フラックス-フラックス関係にとってはるかに重要です。最後に、地上の彩層指数を使用した必然的に空間ベースのlog（L_X/L_bol）測定の予測可能性の問題に関して、R+値からlog（L_X/L_bol）を推定するための関係を示し、計算されたマイナス観測（CO）log（L_X/L_bol）値は0.35dexです。
超低温矮星の最初のeROSITAビュー
| Title |
A_first_eROSITA_view_of_ultracool_dwarfs |
| Authors |
B._Stelzer_(1,2),_A._Klutsch_(1),_M._Coffaro_(1),_E._Magaudda_(1),_M._Salvato_(3)_((1)_Universit\"at_T\"ubingen,_(2)_INAF_-_OAPa,_(3)_MPE_Garching) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14547 |
ロシアのSpektrum-Roentgen-Gamma（SRG）ミッションに搭載されたイメージング望遠鏡アレイ（eROSITA）を使用した拡張レントゲン調査の最初の全天調査からの超低温矮星（UCD）の最初のX線検出を紹介します。分光的に確認されたUCDとガイアが選択したUCD候補の3つの公開されている入力カタログを使用します。これらは、合わせて20000近くのオブジェクトで構成されます。最初に、最初のeROSITA調査のカタログであるeRASS1から、位置の不確実性の3倍以内にUCDまたは候補があるすべてのX線源を抽出しました。次に、これらの96個のX線源の近くにあるすべてのガイアオブジェクトを調べ、X線位置への空間的分離と多波長特性に基づいて、それらを最も妥当な対応物に関連付けました。このようにして、X線源との安全な識別を備えた40個のUCDと18個のもっともらしいUCDX線エミッターを見つけます。これらのX線放射UCDの21は分光学的確認があり、他はガイア測光に基づいて選択され、G-Jカラーからスペクトルタイプを計算しました。X線放射UCDと候補のスペクトル型はM5からM9の範囲であり、距離は3.5から190pcの範囲です。eRASS1サンプルのUCDの大部分は、logの標準飽和限界（Lx/Lbol）〜-3をはるかに超えるX線とボロメータの光度の比率を示しています。最も極端な2つの外れ値について、eRASS1光度曲線の分析を通じて、これらの高い値はフレアリング活動によるものであることを示しました。2つの最も明るい物体のX線スペクトルは両方とも、kT〜0.75keVの発光測定加重プラズマ温度を示しています。これらの観測は、平均X線輝度、フレア、および冠状動脈温度を導き出すことができる統計サンプルを構築することにより、UCDからのかすかな冠状X線放射に関する知識を進歩させるeROSITAの可能性を示しています。
近くのM矮星とTESSと組み合わせた回転-活動関係の最初のeROSITA研究
| Title |
First_eROSITA_study_of_nearby_M_dwarfs_and_the_rotation-activity_relation_in_combination_with_TESS |
| Authors |
E._Magaudda,_Stelzer_B.,_St._Raetz,_Klutsch_A |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14548 |
ロシアのSpektrum-Roentgen-Gammaミッション（SRG）に搭載されたイメージング望遠鏡アレイ（eROSITA）を使用したROentgenサーベイを使用して、近くのM矮星の最初の研究を紹介します。この目的のために、スーパーブリンク固有運動カタログで約9000個の近くのM矮星のガイアDR2データを抽出し、光学IR色との経験的関係からそれらの恒星パラメーターを計算しました。このカタログをeROSITA最終赤道深度調査（eFEDS）および最初のeROSITA全天調査（eRASS1）と交差適合試験しました。私たちのサンプルは704個の星で構成されています（SpT=K5-M7）。X線を放出するM矮星のこの前例のないデータベースは、X線の光度の質量依存性を定量的に制約し、前主系列星に関する活動レベルの変化を決定することを可能にしました。また、これらのデータを、704個のX線で検出されたM矮星のうち501個で利用可能なトランジット系外惑星探査衛星（TESS）の観測と組み合わせ、180個の自転周期を決定しました。eROSITA-TESSの共同サンプルを使用し、それをM矮星の過去のX線および回転データと組み合わせて、回転と活動の関係の飽和領域における質量依存性を調べました。eROSITA硬度比とスペクトルの最初の比較は、X線で検出されたM矮星の65％が$\sim0.5$keVの冠状温度を持っていることを示しています。eRASS1とROSAT全天観測（RASS）の測定値を比較することにより、彼らの長期的なX線変動を調査しました。X線フレアの証拠は、分析のさまざまな部分に見られます。eFEDSの光度曲線の検査から直接、RASSとeRASS1のX線光度の関係、およびX線放射の大部分よりも高温である星に見られます。硬度比に応じたサンプル。最後に、我々は、eFEDSの結果によって十分に制約されていない、冠状動脈の温度と光度の関係を研究するために、より多くのM矮星のためのX線分光法の必要性を指摘します。
Sco-Cen OBアソシエーションのX線撮影：eROSITAによって明らかにされた低質量の星の種族
| Title |
X-raying_the_Sco-Cen_OB_association:_The_low-mass_stellar_population_revealed_by_eROSITA |
| Authors |
J._H._M._M._Schmitt,_S._Czesla,_S._Freund,_J._Robrade,_P.C._Schneider |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14549 |
Sco-CenOB協会のSpectrum-Roentgen-Gamma（SRG）天文台に搭載されたeROSITA機器によって実行された最初のX線全天調査（eRASS1）の結果を提示します。正真正銘のSco-Cenメンバーの星は若いため、飽和レベルでX線を放出することが期待されています。eRASS1の感度限界により、これらの星は太陽質量の約10分の1まで検出可能になります。eRASS1ソースカタログをガイアEDR3カタログと相互相関させることにより、Sco-Cen協会のeROSITA\の恒星（すなわち冠状）ソースコンテンツの完全な識別に到達し、特に初めて3Dを取得します。検出された恒星X線源のビュー。低質量集団に焦点を当て、このように識別された光学的対応物を色-マグニチュード図に配置することで、検出されたX線源から若い星を分離し、さまざまなSco-Cen集団の年齢推定値を取得できます。2Dと3Dの空間運動の共同分析（後者は検出された恒星X線源のより小さなサブセットでのみ利用可能）は、選択された集団の空間運動が高度の平行性を示すことを明らかにしますが、速度空間でより拡散しているように見える、若い、X線を放出する本質的に空間的な星の追加の集団。その性質は現在不明です。私たちの手順では、この10年の終わりまでに最終的なガイアとeROSITAのカタログが利用可能になると、Sco-Cen協会のほぼすべての恒星の内容の識別が可能になると主張します。さらに、純粋に運動学的な選択基準に依存するソース母集団分類スキームに疑問を投げかけます。
コロナルループの断面形状と高さの拡大：AR 12712の高解像度コロナルイメージャー（Hi-C）分析
| Title |
The_cross-sectional_shape_and_height_expansion_of_coronal_loops:_High-resolution_Coronal_Imager_(Hi-C)_analysis_of_AR_12712 |
| Authors |
Thomas_Williams,_Robert_W._Walsh,_Huw_Morgan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14579 |
コロナループの観測は何十年も前から存在していますが、これらの基本的なコロナ構造の正確な形状は、足元と頂点の間でごくわずかな膨張しか受けていないように見えるという発見以来、依然として広く議論されています。この作業では、NASAの高解像度コロナルイメージャ（Hi-C2.1）の2回目の飛行に成功したことから、8つのEUVループとその22のサブエレメントストランドの選択が研究されています。ループのうち4つはオープンファン構造に対応し、他の4つは磁気的に閉じたループと見なされます。幅分析は、複数のガウスプロファイルを断面強度スライスにフィッティングする方法を使用して、ループとそのサブ解像度ストランドに対して実行されます。磁気的に閉じたループとそのサブエレメントストランドは観察可能な長さに沿って拡張しませんが、開いたファン構造は初期幅のさらに150％拡張する可能性があることがわかります。最近の研究に続いて、ピーク強度とループ/ストランド幅の間のピアソン相関係数は、ループ（〜88％）とそのサブエレメントストランド（〜80％）で主に正の相関があることがわかりました。これらの結果は、ループし、それらのサブエレメントストランドがほぼ円形の断面プロファイルを持っているというKlimchuk＆DeForestの仮説と一致しています。
熱核爆発の物理学：爆燃前線と観測可能な結果に対する磁場の影響
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Physics_of_Thermonuclear_Explosions:_Magnetic_Field_Effects_on_Deflagration_Fronts_and_Observable_Consequences |
| Authors |
Boyan_Hristov,_Peter_Hoeflich,_and_David_C._Collins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14589 |
Ia型超新星における磁場の強さと形態の影響とそれらの遅い時間の光度曲線とスペクトルの研究を提示します。自己無撞着な磁場トポロジーをキャプチャし、モデルを後期に進化させるために、2段階のアプローチが採用されています。さまざまな磁場強度を使用して初期爆燃段階（1s）を調査し、磁場のトポロジーが初期強度とは無関係に燃焼によって設定されることを発見しました。さまざまな磁場トポロジーを用いて、遅い時間（〜1000日）の光度曲線とスペクトルを研究し、観測された超新星から磁場強度を推測します。下限は106Gであることがわかります。これは、磁場に結合している陽電子の脱出またはその欠如によって決定されます。最初の段階では、3dMHDと局所燃焼近似を採用し、コードEnzoを使用します。第2段階では、3D放射と陽電子輸送、および球形流体力学を使用したハイブリッドアプローチを採用しています。第2段階では、コードHYDRAを使用します。私たちのモデルでは、爆燃の初期段階では磁場の増幅は小さいままです。遅い時間のスペクトルは、磁場の強さと形態の両方の痕跡を持っています。代替の爆発シナリオへの影響について説明します。
NLFFFモデリングとMHDシミュレーションを使用したステルスCMEの発生源と噴火のダイナミクスの決定
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Determining_the_source_and_eruption_dynamics_of_a_stealth_CME_using_NLFFF_modelling_and_MHD_simulations |
| Authors |
Stephanie_L._Yardley,_Paolo_Pagano,_Duncan_H._Mackay,_Lisa_A._Upton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14800 |
ステルスCMEとして知られる、低コロナで弱いまたはまったく噴火の兆候を示さないコロナ質量放出（CME）は、地球に到着すると、宇宙天気予報では予測されなかった地磁気擾乱につながる可能性があるため、問題があります。2015年1月3日に発生したステルスイベントの起源と噴火を調査します。このイベントは、地球に到着したときに強い地磁気嵐の原因となりました。噴火の冠状磁場とプラズマパラメータをシミュレートするために、結合アプローチを使用します。このアプローチは、グローバルコロナの進化的非線形力のないフィールドモデルとMHDシミュレーションを組み合わせたものです。組み合わせたシミュレーションアプローチは、ステルスイベントを正確に再現し、交感神経の噴火が発生することを示唆しています。組み合わせたシミュレーションでは、3本のフラックスロープが形成されてから噴火することがわかりました。東肢の背後にある大きなAR複合体に接続されている最初の2本のフラックスロープが最初に噴火し、2つのほぼ同時のCMEを生成します。これらのCMEのすぐ後に、AR12252の周辺と南極コロナホールの間で発生した、シミュレーションでの3番目の弱いフラックスロープの噴火が続きます。3回目の噴火は、SDO/AIA211Aの観測に現れるかすかな冠状の減光と一致します。これは、ステルスイベントとその後の1AUでの地磁気擾乱の原因であると考えられています。LASCO/C2によって観測された単一の部分的なハローCMEの発生に関連するステルスイベントの誤った解釈は、主にCMEの時点で利用可能なSTEREO観測の欠如によるものです。シミュレーションは、LASCOCMEが単一のイベントではなく、2つのほぼ同時のCMEであることも示しています。これらの結果は、噴火の解釈における結合データ駆動型シミュレーションアプローチの重要性と、運用中のL5ミッションが宇宙天気予報に不可欠であることを示しています。
コロナルベール
太陽のコロナ画像に見られるコロナループは、コンパクトな断面を持つ磁束管からの放射を表すと考えられています。放射磁気流体力学シミュレーションでアクティブ領域上のプラズマの3D構造を調べて、コロナルループの対応するボリュームを特定します。多くの場合、ループはボリューム内の個々の細いストランドにリンクできません。合成画像には多くの細いループが存在しますが、ボリューム内の明るい構造は少なく、複雑な形状です。この複雑さは、細い明るいプラズマストランドがない場合でも、細い明るいループの印象を形成する可能性があることを示しています。特定のループがボリューム内のストランドに対応するのか、投影アーティファクトに対応するのかを観察から識別することの難しさを示します。複数の視野角からの観測が利用可能な場合でも、明らかに孤立したループがどのように観測者を欺くことができるかを示します。シミュレーションに基づいて分析を行いますが、主な調査結果は特定のシミュレーションセットアップから独立しており、光学的に薄いプラズマでの見通し内統合から生じる観測の解釈に伴う本質的な複雑さを示しています。コロナのEUV画像に見られるストランドの代替解釈を提案します。「冠状ベール」仮説は数学的にはより一般的であり、一定の断面積や異常に高密度のスケールハイトなど、他の方法では対処が難しいループの特性を自然に説明します。私たちは、細い磁束管としてのコロナループのパラダイムに挑戦し、太陽コロナ、ひいては他の磁気的に閉じ込められた明るく高温のプラズマについての新しい理解を提供します。
LISAによる巨大なブラックホールの形成と進化のさまざまなシナリオを区別する
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Discriminating_between_different_scenarios_for_the_formation_and_evolution_of_massive_black_holes_with_LISA |
| Authors |
Alexandre_Toubiana,_Kaze_W.K._Wong,_Stanislav_Babak,_Enrico_Barausse,_Emanuele_Berti,_Jonathan_R._Gair,_Sylvain_Marsat,_Stephen_R._Taylor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.13819 |
電磁気観測は、銀河の中心に巨大なブラックホールが存在することの強力な証拠を提供しましたが、それらの起源はまだよくわかっていません。巨大なブラックホールの形成と進化のさまざまなシナリオは、それらの特性と合併率のさまざまな予測につながります。巨大なブラックホール連星の合体に関するLISAの観測は、問題をリバースエンジニアリングし、これらのメカニズムに光を当てるために使用できます。この論文では、階層的ベイズ推定に基づくパイプラインを紹介し、大規模なブラックホール連星のLISA観測と比較することにより、異なる理論モデル間の混合率を推定します。シミュレートされたLISAデータに対してこのパイプラインをテストすることにより、理論モデルが宇宙の信頼できる記述を提供する限り、大規模なブラックホール集団の特性を正確に推測できることを示します。また、機器ノイズと弱いレンズ効果の両方を含む測定誤差が推論にほとんど影響を与えないことも示しています。
スカラー場と物質の間の相互作用からの動的グラバスター
| Title |
Dynamical_gravastars_from_the_interaction_between_scalar_fields_and_matter |
| Authors |
Alejandro_Cabo_Montes_de_Oca,_Duvier_Suarez_Fontanella_and_David_Valls-Gabaud |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.13824 |
グラバスターは、コンパクトな特異点のない重力オブジェクトの構成であり、強力な重力場レジームにおける古典的なソリューションの興味深い代替手段です。実数スカラー場に対するEinstein-Klein-Gordon方程式の静的な星のような解はありませんが、動的なグラバスター解はスカラー場と物質との直接相互作用によって生じることを示しています。ここに示した2つの構成は、内部ゾーン内で、スカラー場が宇宙定数と同様の役割を果たしているのに対し、スカラー場は湯川ポテンシャルとして遠距離で崩壊することを示しています。古典的なグラバスターのように、これらの解は、遷移放射状値の近くで時間メトリック成分の小さな値を示しますが、この動作は、内部時空のドジッターの性質ではなく、ゆっくりと変化するスカラー場によって決定されます。スカラー場と物質の相互作用は、ポリトロープガスを球の内部に厳密に閉じ込めるトラップ力を定義することができます。これらの球の表面では、場と物質の相互作用によって生成される圧力が、物質の流出を防ぐ「壁」の役割を果たします。これらの解は、シュワルツシルトブラックホールに関して降着物質のより強い散乱を予測します。
Simpson-Visserブラックバウンスジオメトリの観測光学的制約
この作業では、シンプソン-ビサーブラックバウンスモデルを表す最近の新しい通常のブラックホールソリューションを検討し、光子球、事象の地平線、およびブラックホールの影の半径の間の関係を見つけるために円形ヌルジオデシックを調査します。また、このジオメトリのエネルギー放出率を研究し、モデルのパラメータがブラックホール周辺の粒子の放出にどのように影響するかについて説明します。さらに、この通常のブラックホールの結果として生じる影を事象の地平線望遠鏡の観測データと比較し、得られた影がデータと一致するモデルパラメータの許容領域を見つけます。最後に、アイコナール限界の準法線モードと影の半径の間の対応を使用して、このバックグラウンドでのスカラー場の摂動を研究します。
| Title |
Effect_of_the_cubic_torus_topology_on_cosmological_perturbations |
| Authors |
Maxim_Eingorn,_Ezgi_Canay,_Jacob_M._Metcalf,_Maksym_Brilenkov_and_Alexander_Zhuk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14004 |
重力ポテンシャルを定義するスカラー宇宙論的摂動に対する宇宙の立方トーラストポロジーの影響を研究します。点状の質量によって生成される重力ポテンシャルと対応する力の両方について、3つの代替形式の解を取得します。最初の解決策には、周期境界条件を利用した、デルタ関数のフーリエ級数への拡張が含まれます。2つ目は、元の質量とその画像のヘルムホルツ方程式の合計解で構成されます。これらの合計されたソリューションのそれぞれが湯川ポテンシャルです。3番目の式では、湯川ポテンシャルをEwaldの合計で表します。現在の宇宙では、湯川ポテンシャルの裸の合計と湯川-エヴァルトの合計の両方が、ポテンシャルと力の数値を望ましい精度まで生成するために必要な項の数が少ないことを示します。それにもかかわらず、湯川の式は、その構造がはるかに単純であるため、依然として好ましい。
バイカッパ分散プラズマにおける不安定な陽子ファイアホースモードの新しい低ベータレジーム
| Title |
A_new_low-beta_regime_for_unstable_proton_firehose_modes_in_bi-Kappa_distributed_plasmas |
| Authors |
S.M._Shaaban,_M._Lazar,_R._F._Wimmer-Schweingruber,_H._Fichtner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14291 |
太陽風プラズマでは、並列プラズマのベータパラメータが十分に高い場合、つまり$\beta_{p\parallel}\gtrsim1$の場合、バックグラウンド磁場に沿った過剰な運動温度が陽子ファイアホースモードを刺激して成長させます。この不安定性は、膨張による異方性が無期限に増加するのを防ぎ、観察結果を説明することができます。さらに、そのような運動不安定性は、太陽風に遍在する超熱カッパ分布集団の存在下でさらに効果的であると予想され、コア集団よりも衝突の影響を受けにくいが、追加の自由エネルギーに寄与する。この作業では、線形および拡張準線形（QL）フレームワークの両方を使用して、超熱陽子の影響下で不安定な周期的陽子消火ホースモード（磁場に平行に伝播）を特徴付けます。線形理論は、不安定性の体系的な刺激を予測し、超熱が成長速度を増幅し、不安定性のしきい値を下げて異方性を下げ、プラズマベータを下げます（$\beta_{p\parallel}<1$）。これらの結果と完全に一致して、QLアプローチは、陽子に対するより強い逆反応を伴う飽和までの結果として生じる電磁変動の大幅な強化を明らかにし、温度異方性のより速くより効率的な緩和にもつながります。
ミューオン$（g-2）$に照らした$ L _ {\ mu} -L _ {\ tau} $ゲージ対称性によるTeVスケール共鳴レプトン数生成
| Title |
TeV_Scale_Resonant_Leptogenesis_with_$L_{\mu}-L_{\tau}$_Gauge_Symmetry_in_the_Light_of_Muon_$(g-2)$ |
| Authors |
Debasish_Borah,_Arnab_Dasgupta,_Devabrat_Mahanta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14410 |
フェルミラボのミューオン$（g-2）$測定の最初の結果の後、レプトンフレーバーの普遍性違反の証拠が増えていることに動機付けられて、標準モデルの最も広く研究されている異常のない拡張の1つ、つまりゲージ$L_{\mu}を再検討します。-L_{\tau}$モデル、ミューオン$（g-2）$の一般的な説明と、レプトン数生成による宇宙のバリオン非対称性を見つけます。最小限の設定により、軽いニュートリノデータを満たすTeVスケールの共鳴レプトン数生成が可能になり、軽い$L_{\mu}-L_{\tau}$ゲージボソンの存在は、右巻きニュートリノがその下で帯電するため、レプトン数生成のスケールに影響を与えます。GeVスケール以上の$L_{\mu}-L_{\tau}$ゲージボソン質量の場合、ミューオン$（g-2）$が優先するパラメーター空間は、質量をサブに下げる一方で、他の実験データによってすでに除外されています。-GeVレジームは、レプトン数生成のスケールでのレプトン質量行列の非常に制限された構造のために、レプトン非対称性の消失につながります。最小モデルを2つの追加のHiggsダブレットで拡張すると、関連するすべての実験データを満たしながら、共鳴レプトン数生成とミューオン$（g-2）$の成功と一致するシナリオにつながる可能性があります。
ドレスアップされたブラックホールの潮汐変形能と拡張質量範囲での超軽量ボソンのテスト
| Title |
Tidal_deformability_of_dressed_black_holes_and_tests_of_ultralight_bosons_in_extended_mass_ranges |
| Authors |
V._De_Luca,_P._Pani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14428 |
潮汐摂動の存在下でのコンパクトオブジェクトの変形能は、真空中の孤立したブラックホールで消滅する潮汐ラブ数（TLN）でエンコードされます。物質場に囲まれたブラックホールのTLNは消えず、連星ブラックホール周辺の環境を調べるために使用できることを示します。特に、スカラー場とベクトル潮汐摂動の存在下でスカラー凝縮体に囲まれたブラックホールの場合のTLNを計算し、スカラー場の質量に関してTLNの強いべき乗則の振る舞いを見つけます。この結果を重力潮汐摂動の代用として使用して、アインシュタイン望遠鏡やLISAのような将来の重力波検出器が、降着や超放射によってブラックホールの周りに凝縮する超軽量ボソンの質量に厳しい制約を課す可能性があることを示します。興味深いことに、LISAは、恒星質量（$\約10^2M_\odot$）から超大質量（$\約10^7M_\odot$）オブジェクトまでの範囲で、ドレスアップしたブラックホールの潮汐変形性を測定でき、測定値を提供します。$（10^{-17}-10^{-13}）\、{\rmeV}$の範囲の超軽量ボソンの質量を$10\％$未満の精度で計算し、他の超放射間のギャップを埋めます-地上および宇宙干渉計から来る駆動制約。全体として、LISAとアインシュタイン望遠鏡は、結合された質量範囲$（10^{-17}-10^{-11}）\、{\rmeV}$のドレスされたブラックホールからの潮汐効果を調べることができます。
修正された重力のコンパクトな恒星モデル
| Title |
Compact_stellar_models_in_modified_gravity |
| Authors |
Ines_G._Salako,_Chayan_Ranjit,_M._Khlopov,_Saibal_Ray_and_Utpal_Mukhopadhyay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14645 |
現在の調査では、コンパクトな恒星モデルは、特に$f（\mathbb{T}、\mathcal{T}）$タイプの修正重力理論の枠組みで扱われています。コンパクトオブジェクトは球対称の静的メトリックに従っていると見なし、$f（\mathbb{T}、\mathcal{T}）$の時空でアインシュタイン場の方程式を取得しました。アインシュタイン方程式を解けるようにするために、等角キリングベクトルの方法論を採用しています。その後、コンパクト星にMITバッグ状態方程式を使用することにより、星がストレンジクォークによって形成されていることを考慮して、解集合を見つけます。解決策は、モデルの実行可能性を示すいくつかの物理的な試飲によって調べられます。
Einstein-Gauss-Bonnet重力におけるコンパクトオブジェクトの周りの薄い降着円盤の画像
| Title |
Image_of_the_thin_accretion_disk_around_compact_objects_in_the_Einstein-Gauss-Bonnet_gravity |
| Authors |
Galin_Gyulchev,_Petya_Nedkova,_Tsvetan_Vetsov,_Stoytcho_Yazadjiev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14697 |
アインシュタイン-ガウス-ボンネ重力内のコンパクトな物体の周りの薄い降着円盤の光学的外観を研究します。静的な球対称ブラックホールと裸の特異点を考慮して、一般相対性理論の変更により観測可能な画像で発生する可能性のある特徴的なシグネチャを検索します。ガウス・ボネのブラックホールの画像はシュワルツシルトのブラックホールによく似ていますが、裸の特異点には独特の特徴があります。一連の明るいリングが画像の中央部分に形成され、観測可能な放射は残りのフラックスよりも$10^3$倍大きく、観測的に重要です。中央のリングの出現を引き起こす物理的メカニズムを解明し、時空の軽いリング構造によって画像が決定されることを示します。パラメトリック空間の特定の領域では、ガウス・ボネの裸の特異点は安定した光の輪と不安定な光の輪を持っています。さらに、重力場は特異点の特定の近傍で反発します。この特徴の組み合わせは、効果がアインシュタイン-ガウス-ボンネ重力に固有ではなく、光子ダイナミクスの同じ特性を持つ他のコンパクトオブジェクトにも現れることを意味する中央リングの形成につながります。
Chemulator：エミュレーションによる動的モデルの高速で正確な熱化学
| Title |
Chemulator:_Fast,_accurate_thermochemistry_for_dynamical_models_through_emulation |
| Authors |
J._Holdship,_S._Viti,_T._J._Haworth,_J._D._Ilee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14789 |
化学モデリングは、動的モデルで2つの目的を果たします。1つは、ダイナミクスに対する微物理の影響を説明すること、もう1つは観察可能なシグネチャを提供することです。理想的には、前者は流体力学シミュレーションの一部として実行する必要がありますが、これには法外な計算コストが伴い、実際に多くの簡略化が使用されます。ガスの温度と存在量を経時的に解くことができる完全な化学モデルを複製する統計エミュレーターを作成すること。このエミュレーターは、動的モデルに完全な化学ソルバーを含めるよりも精度がわずかに低下するだけですが、計算コストはわずかです。ガス粒子化学コードUCLCHEMは、加熱および冷却プロセスを含むように更新され、可能な開始条件からのモデル出力の大規模なデータセットが作成されました。次に、入力から出力に直接マッピングするようにニューラルネットワークをトレーニングしました。Chemulatorは、1000年の単一のタイムステップで0.0002の全体的な平均二乗誤差（MSE）でUCLCHEMの出力を複製し、1つのタイムステップ後のログスケール温度0.003とその後の0.006のMSEで1000回の反復にわたって安定していることが示されています。1000タイムステップ。Chemulatorは、エミュレートする時間依存モデルよりも約50,000倍高速であることがわかりましたが、一部のモデルでは重大なエラーが発生する可能性があります。
磁気の暖かい膨張
この研究では、新しいインフレーション型ポテンシャルを伴うグローバルな超対称性に基づいて、基礎となるモデルとして暖かいインフレーションシナリオを採用し、可能な原始磁場がインフラトンの有効ポテンシャルに及ぼす影響を調査します。インフラトン場の壊変図式は、放射線生成の2段階のプロセスであり、インフラトンは重い中間スーパーフィールドに結合し、次に軽い粒子と相互作用します。この文脈では、重いセクターと軽いセクターの両方が帯電しており、ライトフィールドの強磁場近似で機能すると考えています。任意の磁場強度に対する1ループの有効ポテンシャルの解析式を見つけ、磁気の寄与の傾向がポテンシャルをより平坦にし、インフレーションプロセスを成功させるための条件を維持することであることを示します。
