| Title |
Neutrino-electron_magnetohydrodynamics_in_an_expanding_Universe |
| Authors |
L._M._Perrone_(1_and_2),_G._Gregori_(2),_B._Reville_(3),_L._O._Silva_(4),_R._Bingham_(5_and_6)_((1)_Department_of_Applied_Mathematics_and_Theoretical_Physics,_University_of_Cambridge,_(2)_Department_of_Physics,_University_of_Oxford,_(3)_Max-Planck-Institut_f\"ur_Kernphysik,_(4)_GoLP/Instituto_de_Plasmas_e_Fus\~ao_Nuclear,_Instituto_Superior_T\'ecnico,_Universidade_de_Lisboa,_(5)_Rutherford_Appleton_Laboratory,_(6)_Department_of_Physics,_University_of_Strathclyde_) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14892 |
ニュートリノのプラズマ成分への集合的効果を組み込んだ、膨張宇宙におけるニュートリノ-プラズマ相互作用の新しいモデルを導き出します。粒子が弱い相互作用の荷電電流および中性カレントの形を介してニュートリノに結合される、フラットなフリードマン-ロバートソン-ウォーカーメトリックでの複数種プラズマの速度論的記述から始めます。次に、流体方程式を導き出し、モデルを（a）電子（反）ニュートリノと相互作用する対電子-陽電子プラズマを検討するレプトンエポック、および（b）電子-陽電子消滅後のモデル化に特化します。電子-陽電子プラズマであり、低速イオンと慣性のない電子の限界を取り、一連のニュートリノ-電子磁気流体力学（NEMHD）方程式を取得します。どちらのモデルでも、プラズマのダイナミクスは、ポンデロモーティブ力によるニュートリノ運動の影響を受け、その結果、初期宇宙での磁場生成のソースとして機能できる新しい項が誘導方程式に現れます。私たちのモデルの可能なアプリケーションについての簡単な議論が提案されています。
インフレーション中に一時的に回転する観客アクシオン-$\rmU（1）$ゲージ場モデルのダイナミクスによって生成されるスカラー-テンソル-テンソルおよびテンソル-スカラー-スカラーの3点相互相関を研究します。このフレームワークでは、テンソルとスカラーの変動は、重力相互作用による非線形レベルのゲージフィールドによって発生し、CMBスケールで観測的に実行可能なレベルのスカラー変動のレベルを維持しながら、重力波のキラルバックグラウンドを提供します。観測可能なセクターとゲージ場の間の重力結合もスカラーとテンソルの変動の間の強い相関を仲介し、インフレーションの単一場の実現と比較してパラメトリックに大きい混合型3点関数の振幅を生成できることを示します。ゲージ場のソースの増幅は地平線の出口の時間の周りに局所化されるので、結果として生じる混合バイスペクトルは正三角形の構成の近くでピークに達します。形状依存性は、スケール依存性および混合バイスペクトルのパリティ違反の性質とともに、基礎となるアクシオンゲージ場のダイナミクスの際立った特徴として役立ち、温度T間の相互相関を含むCMB観測量でのそれらの特徴の注意深い調査を示唆します。およびE、B偏光モード。
CO線強度マッピング観測からの宇宙分子ガス密度の推定について
| Title |
On_estimating_the_cosmic_molecular_gas_density_from_CO_Line_Intensity_Mapping_observations |
| Authors |
Patrick_C._Breysse,_Shengqi_Yang,_Rachel_S._Somerville,_Anthony_R._Pullen,_Gerg\"o_Popping,_and_Abhishek_S._Maniyar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14904 |
ミリ波強度マッピング実験（mmIME）は最近、3mmの波長での過剰な空間変動の検出を報告しました。これは、$z\sim1-5$間のいくつかのCO回転遷移の未解決の放出に起因する可能性があります。関連する赤方偏移範囲全体で他の多くのサブミリメートル線観測を首尾よく再現した一連の最先端の半解析的シミュレーションを使用して、高赤方偏移星間物質に対するこのデータの影響を研究します。半解析的予測はmmIMEの結果と穏やかに緊張しており、予測されたCOパワーは観測されたものより$\sim3.5\sigma$低いことがわかります。この緊張を解消できるモデルへのいくつかの簡単な変更を検討します。関連する赤方偏移での分子ガスの存在量を$\sim10^8\M_\odot\\rm{Mpc}^{-3}$に増やすと、直接画像化されたソースから得られた値をはるかに上回り、不一致が解決されます。CO-$H_2$変換係数$\alpha_{\rm{CO}}$を$\sim1.5\M_{\odot}$K$^{-1}$$（\rm{km}/\rm{s}）^{-1}$pc$^{2}$、一般的に想定されている値よりもいくらか低い値。さらに、これらの結論がシミュレーションの詳細な仮定に非常に敏感であることを示し、より多くの強度マッピングデータが利用可能になるにつれて、より注意深いモデリング作業の必要性を強調します。
完成したSDSS-IV拡張バリオン振動分光調査：明るい赤色銀河サンプルの小規模なクラスター化からの構造の成長速度の測定
| Title |
The_completed_SDSS-IV_extended_Baryon_Oscillation_Spectroscopic_Survey:_measurement_of_the_growth_rate_of_structure_from_the_small-scale_clustering_of_the_luminous_red_galaxy_sample |
| Authors |
Michael_J._Chapman,_Faizan_G._Mohammad,_Zhongxu_Zhai,_Will_J._Percival,_Jeremy_L._Tinker,_Julian_E._Bautista,_Joel_R._Brownstein,_Etienne_Burtin,_Kyle_S._Dawson,_H\'ector_Gil-Mar\'in,_Axel_de_la_Macorra,_Ashley_J._Ross,_Graziano_Rossi,_Donald_P._Schneider,_Gong-Bo_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14961 |
データリリース16拡張バリオン振動分光調査ルミナスレッドギャラクシーサンプルの小規模クラスタリングを測定し、ペアワイズ逆確率重みを使用してファイバー衝突を補正します。これにより、すべてのスケールでバイアスのないクラスタリング測定が可能になります。Aemulus宇宙論エミュレーターに基づくモデルを使用して、単極子モーメントと四重極子モーメント、および分離範囲$7-60\、h^{-1}$Mpcにわたる予測相関関数に適合し、パラメーター化された宇宙構造の成長率を測定します。$f\sigma_8$によって。$f\sigma_8（z=0.737）=0.408\pm0.038$の測定値を取得します。これは、フラットな$\Lambda$CDMモデルの2018Planckデータから予想される値よりも$1.4\sigma$低く、それ以上です。最近の弱いレンズ効果の測定と一致しています。達成される精度のレベルは、同じサンプルの大規模モードのみを使用して行われるより標準的な測定よりも1.7倍優れています。また、Aemulus宇宙論エミュレーターによってモデル化されたスケール$0.1-60\、h^{-1}$Mpcの全範囲を使用してデータに適合し、Planck+を使用したハロー速度場の振幅に$4.5\sigma$の張力を見つけます。$\Lambda$CDMモデル、非線形スケールの不一致によって駆動されます。これは宇宙論的なものではない可能性があり、エミュレーターで使用されているHaloOccupationDistributionモデルの故障が原因である可能性があります。最後に、小規模なクラスタリング測定に適合する以前の分析には含まれていなかった、赤方偏移の不確実性やターゲット選択による不完全性の影響など、系統分類の考えられる原因の堅牢な分析を実行します。
eROSITA最終赤道深度調査（eFEDS）：銀河群と銀河団の形態学的特性の特性評価
| Title |
The_eROSITA_Final_Equatorial-Depth_Survey_(eFEDS):_Characterization_of_Morphological_Properties_of_Galaxy_Groups_and_Clusters |
| Authors |
V._Ghirardini,_E._Bahar,_E.Bulbul,_A._Liu,_N._Clerc,_F._Pacaud,_J._Comparat,_T._Liu,_M.E._Ramos-Ceja,_D._Hoang,_J._Ider-Chitham,_M._Klein,_A._Merloni,_K._Nandra,_N._Ota,_P._Predehl,_T._Reiprich,_J._Sanders,_T._Schrabback |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.15086 |
銀河団のクラスター集団を理解することは、天体物理学と宇宙論の両方の研究でクラスターサンプルを使用するために最も重要です。eROSITA最終赤道深度調査（eFEDS）で検出された銀河団とグループのX線形態学的パラメーターの詳細な分析を提示します。eFEDSフィールドで有意に検出された325個のクラスターとグループのサンプルのeROSITAS線イメージングデータを調査します。濃度、中心密度、カスピネス、楕円率、パワー比、光子非対称性、ジニ係数など、いくつかの動的推定値を測定することにより、それらの動的特性を特徴付けます。eFEDSで検出された銀河団とグループは、3桁を超える光度範囲と、1.2までの大きな赤方偏移範囲をカバーしており、形態学的パラメーターの赤方偏移と光度の進化を研究し、標本、見本。これらの測定値に基づいて、サンプル内のすべてのクラスターに対して、新しい動的インジケーターである緩和スコアを作成します。クラスターの形態学的パラメーターの分布に二峰性の証拠は見つかりません。むしろ、クールコアから非クールコアへ、および緩和状態から乱れた状態へのスムーズな移行を観察します。赤方偏移と光度の有意な進化は、選択効果を注意深く考慮した後、この研究で調べた形態学的パラメーターでも観察されます。eFEDSで選択されたクラスターサンプルは、ROSATベースのクラスターサンプルとは異なり、緩和されたクラスターに偏っていないが、SZ調査と同様の妨害の割合が含まれていると判断します。
非線形銀河数カウントとそれらの単極の共変分解
| Title |
Covariant_Decomposition_of_The_Nonlinear_Galaxy_Number_Counts_and_Their_Monopole |
| Authors |
Yonadav_Barry_Ginat,_Vincent_Desjacques,_Donghui_Jeong_and_Fabian_Schmidt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.15139 |
観測された銀河密度のコントラストについて、完全に非線形で相対論的に共変な式を示します。宇宙論的観測者の過去の光円錐に合わせて調整されたヌルテトラッドに基づいて、非線形銀河の過密度が明らかにゲージ不変の量に分解され、それぞれが宇宙論的観測量として明確な物理的解釈を持っていることがわかります。これにより、銀河の過密度場の単極子が適切に考慮されます。この分解は、銀河のバイスペクトルの相対論的表現を導出するなど、銀河の数のカウントにおける非線形性に関する将来の作業に役立つと予想されます。次に、結果をコンフォーマルなニュートンゲージに特化し、ハッブルパラメータをグローバルに定義するか、ローカルで測定して、銀河密度の観測された単極へのさまざまな寄与の重要性を示します。
異なる赤方偏移での光速の不変性の一貫性テスト：強いレンズ効果とIa型超新星観測からの最新の結果
| Title |
Consistency_testing_for_invariance_of_the_speed_of_light_at_different_redshifts:_the_newest_results_from_strong_lensing_and_type_Ia_supernovae_observations |
| Authors |
Tonghua_Liu,_Shuo_Cao,_Marek_Biesiada,_Yuting_Liu,_Yujie_Lian,_Yilong_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.15145 |
遠方の宇宙における光速の不変性は、基本的な物理学にとって非常に重要です。この論文では、強い重力レンズ（SGL）システムとIa型超新星（SNeIa）の観測を組み合わせることにより、さまざまな赤方偏移での光速$c$の不変性をテストする新しいモデルに依存しない方法を提案します。$c$の偏差をテストするために使用されるすべての量は、直接観測から得られ、SNeIaの絶対等級を較正する必要はありません。私たちの結果は、遠方の宇宙の光速は、現在の観測に基づく不確実性の範囲内で、定数値$c_0$からの明らかな偏差ではないことを示しています。さらに、現在コンパイルされているSGLおよびSNeIaPantheonサンプルは、以前に検討されたすべてのアプローチよりも、$c$の偏差に対してはるかに高い精度の$\Deltac/c\sim10^{-2}$を達成する可能性があると結論付けています。時空および広視野赤外線宇宙望遠鏡のレガシー調査からの今後のデータは、以下を使用することにより、SOLの偏差（$\Deltac/c\sim10^{-3}$のレベルで）のより厳格なテストを達成します。モデルに依存しない方法。最後に、体系的な不確実性の考えられる原因の処理に焦点を当てて、私たちの技術が改善される可能性のある潜在的な方法について説明します。
ハッブルの緊張に対する成功した解決策が持つべき主な特徴を定義する努力の中で、再結合の前後の両方で宇宙の膨張（そしておそらく熱）の歴史を修正できるモデルの必要性を示す証拠が増えています。それにより、プロセスに他の宇宙論的緊張を導入したり悪化させたりすることなく、初期と後期の観測の間の全体的な一致を回復することができます。まさにこの精神で、ここでは、2つの補完的な相互作用チャネルを持つマルチ相互作用ダークエネルギーモデルを検討します。1つは暗黒物質を使用し、もう1つは光子を使用します。前者は、物質が支配する時代と非常に遅い宇宙に最も大きな影響を及ぼし、$S_8$の緊張を大幅に解決できることが示されています。後者は、テキストで広く説明されているように、主に放射が支配的なエポックと光子の温度スケーリングに影響を与えるため、宇宙の進化のより大きく自然な時間依存性を可能にするためにこの作業で導入されました。その結果、Planck+BAO+Pantheon+KV450+DESのデータ（弱いレンズ効果のデータを無視しても$S_8$の値が下がるので組み合わせることができます）を考慮すると、$H_0$の張力の重要性は次のように減少するだけであることがわかります。$S_8$の張力は2$\sigma$レベルを下回りますが、約3.5$\sigma$です。また、私たちが実行する統計分析は、考慮されるすべてのケースで$\Lambda$CDMを強く支持します。全体として、ここで検討した特定のマルチ相互作用ダークエネルギーモデルは、その幅広い一般性と非常に豊富な宇宙論的現象学にもかかわらず、初期と後期の観測間の前述の全体的な一致をうまく復元できないと結論付けます。
ここでは、最新の宇宙論的データセットを利用した最新のニュートリノ質量制限を紹介します。宇宙マイクロ波背景放射の温度変動と偏光測定、超新星Iaの光度距離、バリオン音響振動の観測、および成長率パラメーターの決定を利用することにより、これまでで最も制約の厳しい境界を設定できます。$\summ_\nu<$95\％$〜CLで0.09$〜eV。この非常に厳しい限界は、ハッブル定数の値を事前に仮定することなく得られ、自然界の基礎となるニュートリノ質量パターンとしての逆質量秩序の実行可能性を大きく損ないます。ここで得られた結果は、ニュートリノなどの宇宙遺物のユニークな実験室としての非常に大規模なマルチトレーサー分光調査のケースをさらに強化します。これは、ダークエネルギー分光機器（DESI）調査とユークリッドミッションの場合です。
宇宙論的な加速-減速相のモデルに依存しない再構築
| Title |
Model_independent_reconstruction_of_cosmological_accelerated-decelerated_phase |
| Authors |
Salvatore_Capozziello,_Peter_K._S._Dunsby,_Orlando_Luongo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.15579 |
遷移と等価赤方偏移$z_{tr}$、$z_{eq}$の制約を取得するために、2つのモデルに依存しない方法を提案します。特に、$z_{tr}$を宇宙の加速の開始と見なしますが、$z_{eq}$は、暗黒エネルギーと無圧力物質の密度が等しくなる赤方偏移です。この処方箋を使用して、ハッブルと減速のパラメーターを2つの階層次数まで拡張し、遷移と等価性の間の線形相関を示します。そこから、$z_{eq}$がスパンできない除外プロットを提案します。この目的のために、$z_{tr}$の観点から宇宙線の展開を構築し、光度と角距離、およびハッブル率を宇宙データに直接当てはめる対応する観測可能な量を計算する方法について説明します。Ia型超新星、バリオン音響振動、ハッブルの最新のデータカタログを含むモンテカルロフィットを使用して計算を行います。$1\sigma$の信頼水準では、$z_{tr}$と$z_{eq}$の$\Lambda$CDM予測がわずかに確認されていますが、$2\sigma$の信頼水準ではダークエネルギーの期待を除外することはできません。最後に、私たちは理論的に私たちの結果を解釈し、私たちの全体的なアプローチの可能な制限について議論します。
超大規模近似と銀河団：宇宙論的パラメーターの制約を取り除く
| Title |
Ultra-large-scale_approximations_and_galaxy_clustering:_debiasing_constraints_on_cosmological_parameters |
| Authors |
Matteo_Martinelli,_Roohi_Dalal,_Fereshteh_Majidi,_Yashar_Akrami,_Stefano_Camera,_Elena_Sellentin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.15604 |
今後の銀河調査では、現在のミッションと比較して感度が向上した宇宙の大規模構造の成長を調査することができ、空のより広い領域をマッピングすることもできます。これは、観測の精度の向上に加えて、将来の調査では、銀河の位置の相関関数を計算するために、レンズ効果、赤方偏移歪み、相対論的補正などの一般的に無視される効果が重要になる超大規模レジームにもアクセスすることを意味します。同時に、リンバー近似など、これらの計算で通常行われるいくつかの近似は、これらのスケールで分解されます。これらの近似を放棄し、大規模な仮定を単純化する必要性は、パラメータ推定方法に深刻な問題を引き起こします。一方では、理論的な角度パワースペクトルの正確な計算は計算コストが高くなり、宇宙論的パラメーターの事後確率分布を再構築するためにそれらを数千回実行する必要があるため、アプローチは実行不可能になります。一方、相対論的効果を無視し、近似に依存することは、宇宙論的パラメーターの推定に大きなバイアスをかける可能性があります。この作業では、このバイアスを定量化し、超大規模でのさまざまな効果の不完全なモデリングが、標準の$\Lambda$CDMモデルを超える新しい物理の誤検出につながる可能性があることを調査します。さらに、正確な理論計算で完全なパラメータ推定パイプラインを実行することなく、真の宇宙論を回復できる単純なバイアス除去方法を提案します。したがって、この方法は、超大規模観測から宇宙論的パラメータの正確な値と正確な事後確率分布の推定値を取得するための高速な方法を提供できます。
ベクトルアポダイジングフェーズプレートコロナグラフを使用した褐色矮星コンパニオンHR2562Bの高コントラスト観測
| Title |
High-contrast_observations_of_brown_dwarf_companion_HR_2562_B_with_the_vector_Apodizing_Phase_Plate_coronagraph |
| Authors |
Ben_J._Sutlieff,_Alexander_J._Bohn,_Jayne_L._Birkby,_Matthew_A._Kenworthy,_Katie_M._Morzinski,_David_S._Doelman,_Jared_R._Males,_Frans_Snik,_Laird_M._Close,_Philip_M._Hinz,_David_Charbonneau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14890 |
ベクトルアポダイジングフェーズプレート（vAPP）は、点像分布関数（PSF）を変更して、PSFコアに隣接する深いフラックス抑制の暗い穴を作成することにより、高コントラストのイメージングを可能にする瞳孔面コロナグラフのクラスです。ここでは、vAPPコロナグラフをマゼラン補償光学（MagAO）システムと組み合わせて使用し、あまり研究されていないLバンド領域でS/N=3.04の信号対雑音比で、既知の褐色矮星HR2562Bを復元します。データには、フィールドと瞳孔が安定した観察の組み合わせが含まれていたため、vAPPデータ用に新しく考案された主成分分析（PCA）ベースの方法であるFlippedDifferentialImaging（FDI）を含む、コンパニオンを抽出するための3つの異なる処理手法を検討しました。部分的なフィールド安定化にもかかわらず、コンパニオンは十分に回復され、（3.05$\pm$1.00）$\times$10$^{-4}$（$\Delta$）の3.94$\mu$m狭帯域コントラストを測定します。m$_{3.94{\mu}m}$=8.79$\pm$0.36等）。アーカイブGPIおよびSPHERE観測と組み合わせると、大気モデリングは、質量M=29$\pm$15M$_{\text{Jup}}$のL/T遷移でのスペクトル型を示し、文献の結果と一致します。ただし、有効温度と表面重力は、考慮される波長帯によって大幅に異なります（1200$\leq$T$_{\text{eff}}$（K）$\leq$1700および4.0$\leq$log（g）（dex）$\leq$5.0）、L/T遷移でのオブジェクトのモデリングの課題を反映しています。2.4-3.2$\mu$mの間の観測は、この領域での吸収帯の開始により、より涼しい褐色矮星を区別するのにより効果的です。機器の散乱光と風によるハローはFDI+PCAに悪影響を与える可能性があるため、この処理手法を使用するには十分に軽減する必要があることを説明します。したがって、最適ではない条件でも、高コントラストの亜恒星コンパニオンの特性評価におけるvAPPコロナグラフの可能性を示し、HR2562Bの新しい補完的な測光を提供します。
TOI-942b：約60Myrの古いマルチトランジットシステムのプログレードネプチューン
| Title |
TOI-942b:_A_Prograde_Neptune_in_a_~60_Myr_old_Multi-transiting_System |
| Authors |
Christopher_P._Wirth,_George_Zhou,_Samuel_N._Quinn,_Andrew_W._Mann,_Luke_G._Bouma,_David_W._Latham,_Johanna_K._Teske,_Sharon_X._Wang,_Stephen_A._Shectman,_R.P._Butler,_Jeffrey_D._Crane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14968 |
若い惑星の軌道傾斜角分布をマッピングすることは、惑星系のアーキテクチャを形作るメカニズムを理解するための1つの方法です。TOI-942は、60Myrまでの若いフィールドスターであり、4。3日と10。1日の公転周期で2つの海王星サイズの惑星を通過する惑星系をホストしています。内側のネプチューンTOI-942bの分光学的通過を観察して、その投影された軌道傾斜角を決定しました。2回の部分通過により、惑星は順行軌道にあり、予測される赤道傾斜角は|lambda|であることがわかります。=1/+41-33度さらに、光度曲線と恒星の自転周期を組み込むと、真の3次元赤道傾斜角は2/+27-23度であることがわかります。私たちは、若い活動的な星の周りの惑星の分光学的通過に特有の不確実性のさまざまな原因を調査し、報告された赤道傾斜角の不確実性がこれらの影響を完全に包含していることを示しました。TOI-942bは、その傾斜角が特徴づけられている最年少の惑星の1つであり、複数の惑星系に存在するさらに少ない惑星の1つです。TOI-942bの順行軌道幾何学は、同様の年代のシステムと一致しており、それらのいずれも、強くずれた軌道にあることがまだ確認されていません。
小惑星帯での2つのTNO様体の発見
| Title |
Discovery_of_two_TNO-like_bodies_in_the_asteroid_belt |
| Authors |
Sunao_Hasegawa,_Michael_Marsset,_Francesca_E._DeMeo,_Shelte_J._Bus,_Jooyeon_Geem,_Masateru_Ishiguro,_Myungshin_Im,_Daisuke_Kuroda,_Pierre_Vernazza |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14991 |
2つの非常に赤いメインベルト小惑星：203ポンペヤと269ジャスティタは、IRTFとSAOの天文台で収集された可視および近赤外分光観測の組み合わせから特定されました。これらの2つの小惑星は、小惑星帯で最も赤い天体であり、太陽系外縁天体とケンタウロスの中で太陽系外縁天体に見られるRRおよびIRクラスの天体と同様に、他のどのDタイプの天体よりもスペクトル勾配が赤くなっています。分光学的結果は、これらの小惑星の表層に複雑な有機物質が存在することを示唆しており、それらが海王星の近くで形成され、惑星移動の段階で主帯領域に移植された可能性があることを示唆しています。203ポンペヤは、小惑星帯に見られる直径110kmを超える（おそらく構造的に無傷の）約250体の中で、これまでに知られている唯一の非常に赤い小惑星です。これらの発見は、主な小惑星帯が太陽系の郊外で形成された物体の集団をホストしているという別の証拠を追加します。
直接画像化された太陽系外惑星における磁気活動のパイロット無線検索
| Title |
A_Pilot_Radio_Search_for_Magnetic_Activity_in_Directly_Imaged_Exoplanets |
| Authors |
Yvette_Cendes,_Peter_K._G._Williams,_Edo_Berger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14994 |
惑星をそれらのホスト星から分離するのに十分な角度分解能の超大型アレイ（VLA）観測を使用して、直接画像化された太陽系外惑星からのGHz周波数無線放射の最初の体系的な検索を提示します。新しい観測（Ross458、GUPsc、51Eri）とアーカイブデータ（GJ504とHR8799）を通じて、$\lesssim50$pcにある5つのシステムと8つの太陽系外惑星の結果を取得しました。$3\sigma$の光度の上限が$（0.9-23）\times10^{21}$ergs$^{-1}$であるため、どの太陽系外惑星からの電波放射も検出されません。これらの限界は、T型矮星を含むいくつかの超低温矮星で検出された電波放射のレベルに匹敵します。T型矮星の質量は、直接画像化された太陽系外惑星の質量の2倍にすぎません。このパイロット研究では検出が不足していますが、$\mu$Jyレベルの感度で近くの太陽系外惑星のGHz周波数無線観測を継続する必要があることを強調しています。
二重小惑星システムの同期状態の崩壊
この論文は、著者の以前の研究を継続し、同期二重小惑星システム（BAS）と熱および潮汐効果の共面平均楕円体-楕円体モデルを提示します。このモデルを使用して、同期BASの分割メカニズムを分析します。回転運動が軌道運動に与える影響を無視する古典的なスピン軌道相互作用モデルとは異なり、私たちのモデルは軌道運動と回転運動を同時に考慮します。私たちの調査結果は次のとおりです。（1）セカンダリの同期状態の安定領域は、主にセカンダリの形状に依存します。プライマリの形状はそれにほとんど影響を与えません。（2）安定領域は、セカンダリの形状パラメータ$a_B/b_B$の値が増加するにつれて連続的に縮小します。$a_B/b_B=\sqrt{2}$の値を超えると、セカンダリの同期回転の平面安定領域は小さくなりますが、ゼロにはなりません。（3）BYORPトルクを考慮すると、私たちのモデルは、外向きの移動プロセスにおける1自由度の断熱不変理論との一致を示していますが、内向きの移動プロセスには明らかな違いがあります。特に、私たちの研究は、BYORPトルクと潮汐トルクの間のいわゆる「長期」安定平衡は決して実際の平衡状態ではないことを示していますが、二重小惑星システムはこの状態でかなり長い間捕捉できます。（4）YORP効果により一次角速度が徐々に低下する場合、一次回転運動がいくつかの主要なスピン軌道相互作用と交差すると、二次同期状態が崩れる可能性があります。
太陽系外惑星システム$ \ tau $ Bo \ "otisとかに座55番星のGMRT観測
| Title |
GMRT_observations_of_the_exoplanetary_systems_$\tau$_Bo\"otis_and_55_Cancri |
| Authors |
Mayank_Narang_(TIFR),_Manoj,_P._(TIFR),_C._H._Ishwara_Chandra_(NCRA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.15246 |
2つの太陽系外惑星$\tau$Bo\"otisと55CancriのアーカイブGiantMetrewaveRadioTelescope（GMRT）観測を、それぞれ610MHzと150MHzで提示します。理論モデルでは、これらのシステムが予想される最高のいくつかを持っていると予測しています。電波波長でのフラックス密度。$\tau$Bo\"otisと55Cancriはどちらも、低周波アレイ（LOFAR）を使用して低周波数（$\sim$30MHz）で以前に観測されています（Turneretal.2020）。$\tau$Bo\"otisは、かに座55番星からの放射は検出されなかったが、30MHzでの円偏波放射の暫定的な兆候を示しています。両方のシステムからの電波放射は検出されませんが、GMRT観測では$3\sigma$の上限が設定されています。$\tau$Bo\"otisの場合は610MHzで0.6mJy、かに座55番星の場合は150MHzで4.6mJyです。これらの観測で610MHzで達成された感度は、太陽系外惑星のフィールドの最も深い画像のいくつかに匹敵します。
複数の粒子種のストリーミングの不安定性II-粒子数の増加に伴う数値収束
| Title |
Streaming_instability_of_multiple_particle_species_II_--_Numerical_convergence_with_increasing_particle_number |
| Authors |
Noemi_Schaffer,_Anders_Johansen_and_Michiel_Lambrechts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.15302 |
ストリーミングの不安定性は、惑星形成プロセスの初期段階で成長障壁を克服する効率的な方法を提供します。粒子サイズ分布の現実的なケースを考慮すると、システムのダイナミクスは、単一サイズモデルの結果と比較して変更されます。複数種のストリーミング不安定性の結果を詳細に理解するために、粒子数、粒子サイズ分布、粒子サイズ範囲、初期金属量、および初期粒子スケール高さの観点から大規模なパラメーター研究を実行します。垂直成層システムを研究し、フィラメント形成の金属量しきい値を決定します。これらを、初期の粒子分布が層化されていないシステムと比較すると、その進化は層化された対応物の進化に従うことがわかります。粒子数の変化は、フィラメント形成の効率とタイミングに大きな変化をもたらさないことがわかります。また、粒子サイズの範囲と組み合わせてサイズ分布を変化させると、複数種のストリーミングの不安定性の結果がどのように変化するかについて明確な傾向がないこともわかります。最後に、$Z_{\rm{init}}=0.005$と$Z_{\rm{init}}=0.01$の両方の初期金属量が、フィラメント形成の開始に対して同様の臨界金属量値をもたらすことがわかります。私たちの結果は、単分散システムと比較してダイナミクスを変更しながら、ストリーミング不安定性シミュレーションに粒子サイズ分布を含めることは、固体成長にとって全体的に不利な条件をもたらさないことを示しています。複数の種のサブドミナントな役割は、ミッドプレーンの高密度条件に起因すると考えられます。この条件では、線形安定性分析でも単一種と複数種の違いがほとんど予測されません。
WASP-121busingUVES高分解能分光法の大気中の原子種の目録
| Title |
An_inventory_of_atomic_species_in_the_atmosphere_of_WASP-121busing_UVES_high-resolution_spectroscopy |
| Authors |
Stephanie_R._Merritt,_Neale_P._Gibson,_Stevanus_K._Nugroho,_Ernst_J._W._de_Mooij,_Matthew_J._Hooton,_Joshua_D._Lothringer,_Shannon_M._Matthews,_Thomas_Mikal-Evans,_Nikolay_Nikolov,_David_K._Sing_and_Chris_A._Watson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.15394 |
超高温木星（UHJ）は、大気特性評価の優れたターゲットを提示します。それらの暑い昼間の温度（T$\gtrsim$2200K）は、凝縮物の形成を強力に抑制し、透過分光法を非常に助長する透明で高度に膨張した雰囲気をもたらします。光学的高分解能スペクトルを使用した最近の研究により、UHJで多数の中性およびイオン化原子種が発見され、それらの大気構造と組成に制約が課せられています。私たちの最近の研究は、VLT/UVES透過分光法を使用したUHJWASP-121bの分子的特徴の検索とFeIの検出を示しています。ここでは、相互相関法を使用して、大気中の原子種の体系的な検索を提示します。1回のトランジットで、さらに調査する17の原子種の潜在的な信号を明らかにし、5つを強力な検出、3つを暫定的な検出、9つをさらに調査する価値のある弱い信号として分類します。HARPSとESPRESSOで作成されたCrI、VI、CaI、KI、外気圏HIおよびCaIIの以前の検出を確認し、青と赤の両方のアームを使用して、8.8$\sigma$でのFeIの以前の検出を個別に復元します。UVESデータの。また、4.2$\sigma$にScIIの新しい検出を追加します。私たちの結果は、光学高分解能分光法のためのUHJの豊富さをさらに示しています。
ケプラー二分法の非二分法による解決策の証拠：通過時間の変動によるケプラー惑星系の相互傾斜
| Title |
Evidence_for_a_Non-Dichotomous_Solution_to_the_Kepler_Dichotomy:_Mutual_Inclinations_of_Kepler_Planetary_Systems_from_Transit_Duration_Variations |
| Authors |
Sarah_C._Millholland,_Matthias_Y._He,_Eric_B._Ford,_Darin_Ragozzine,_Daniel_Fabrycky,_Joshua_N._Winn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.15589 |
ケプラーミッションからの太陽系外惑星統計の初期の分析は、相互傾斜が低い複数惑星系のモデル集団（${\sim1^{\circ}-2^{\circ}}$）が複数通過システムを適切に記述していることを明らかにしましたしかし、単一通過システムの数を過小予測しています。このいわゆる「ケプラー二分法」は、より大きな相互傾斜を有する多惑星系の亜集団の存在を示しています。ただし、これらの傾向の詳細は不明なままです。この作業では、ケプラー惑星集団のトランジット期間変動（TDV）を統計的に利用することにより、固有の相互傾斜分布に対する制約を導き出します。惑星の軌道が相互に傾斜している場合、惑星と惑星の相互作用は軌道歳差運動を引き起こし、それが通過期間の検出可能な長期変化につながる可能性があります。これらのTDV信号は傾斜に敏感であり、およそ20のケプラー惑星で検出されています。ケプラーで観測されたTDV検出の特性を、相互傾斜分布について異なる仮定を持つ2つの人口モデルから構築されたシミュレートされた惑星系のTDV検出と比較します。相互傾斜の中央値（$\tilde{\mu}_{i、n}$）と固有の多重度（$）の間のべき法則の関係によってよく特徴付けられる、比較的低い相互傾斜の連続分布の強力な証拠が見つかりました。n$）：$\tilde{\mu}_{i、n}=\tilde{\mu}_{i、5}（n/5）^{\alpha}$、ここで$\tilde{\mu}_{i、5}=1.10^{+0.15}_{-0.11}$および$\alpha=-1.73^{+0.09}_{-0.08}$。これらの結果は、後期の惑星の集合とおそらく恒星の扁平率が、ケプラー惑星の相互傾斜の励起の主要な物理的起源であることを示唆しています。
LDN1172 / 1174クラウドコンプレックスの磁場形態の追跡
| Title |
Tracing_the_magnetic_field_morphology_of_the_LDN_1172/1174_cloud_complex |
| Authors |
Piyali_Saha,_Maheswar_G,_Ekta_Sharma,_Chang_Won_Lee,_Tuhin_Ghosh,_and_Shinyoung_Kim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14887 |
セフェウスフレア領域のLDN1172/1174雲複合体は、反射星雲NGC7023を備えたハブフィラメント構造を示し、HerbigBeスターHD200775で照らされています。それに取り付けられたフィラメント。現在、ハブ内で低質量星と中間質量星のまばらなクラスターの形成が行われています。この作業の目的は、LDN1172/1174の磁場形状をマッピングして、分子雲の形成において力線が果たす役割を理解することです。この領域の磁場の形状をマッピングするために、LDN1172/1174クラウドコンプレックス全体に投影された249個の星のRバンド偏光測定を行いました。Rバンド偏光測定から構築された磁場ジオメトリは、ハーシェル画像を使用して生成された雲の列密度分布から推測される細長い構造に平行であることがわかります。私たちのRバンド偏光測定値は、Planckから得られた測定値とよく一致していることがわかりました。HD200775までに、雲の北西部に向かって磁場が歪む可能性があるという証拠があります。磁場の強さは$\sim$30$\mu$Gと推定されます。LDN1172/1174および隣接する星形成率（SFR）/質量2.0$\pm$1.3\％Myr$^{-1}$および0.4$\pm$0.3\％Myr$^{-1}$雲の複合体、LDN1147/1158は、それぞれ、細長い構造に平行および垂直な磁場の向きを持つ雲で見つかった平均SFR/質量と一致していることがわかります。これらの結果は、長軸に平行な磁力線を持つ雲は、雲の離角に垂直な磁場配向を持つ雲と比較して、より高いSFRを持っているように見えるという以前の発見を裏付けています。
銀河系媒体の運動学に対する宇宙線の影響
| Title |
The_Impact_of_Cosmic_Rays_on_the_Kinematics_of_the_Circumgalactic_Medium |
| Authors |
Iryna_S._Butsky,_Jessica_K._Werk,_Kirill_Tchernyshyov,_Drummond_B._Fielding,_Joseph_Breneman,_Daniel_Piacitelli,_Thomas_R._Quinn,_N._Nicole_Sanchez,_Akaxia_Cruz,_Cameron_B._Hummels,_Joseph_N._Burchett,_Michael_Tremmel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14889 |
2つの天の川銀河の流体力学的シミュレーションを使用して、宇宙線の圧力が冷たい銀河系ガスと暖かい銀河系ガスの運動学に与える影響を示します。以前の研究と一致して、宇宙線圧力が銀河周囲媒体（CGM）の内部50kpcの熱圧力を支配し、宇宙線なしで実行された同様の銀河シミュレーションよりも全体的に冷たいCGMを作成できることがわかりました。シミュレートされた銀河のCGMの合成視線を生成し、フォークトプロファイルフィッティング法を使用して、個々の吸収体のイオンカラム密度、ドップラーbパラメーター、および速度重心を抽出します。これらの合成スペクトル線の適合をHST/COSCGM吸収線データ分析と直接比較します。これは、広範囲のイオン化ポテンシャルエネルギーを持つ金属種がしばしば運動学的に整列していることを示す傾向があります。宇宙線なしで実行された天の川シミュレーションと比較して、内部CGMに宇宙線圧力が存在すると、OVI吸収特性が狭くなり、SiIII吸収特性が広くなります。これは、観測データとより一致する品質です。さらに、冷ガスは非熱宇宙線圧力のサポートにより浮力があるため、冷ガスと温ガスの両方の速度重心は、シミュレートされた天の川で宇宙線からのフィードバックと整列する傾向があります。私たちの研究は、ガス運動学に焦点を当てたシミュレーションと観測の間の詳細で直接的な比較が、CGMを形作る主要な物理的メカニズムを明らかにする可能性があることを示しています。
宇宙クロノメーターのより良い理解に向けて：中間赤方偏移での受動銀河の星の種族特性
| Title |
Towards_a_Better_Understanding_of_Cosmic_Chronometers:_Stellar_Population_Properties_of_Passive_Galaxies_at_Intermediate_Redshift |
| Authors |
Nicola_Borghi,_Michele_Moresco,_Andrea_Cimatti,_Alexandre_Huchet,_Salvatore_Quai_and_Lucia_Pozzetti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14894 |
公開されているLEGA-C分光調査を利用して、$z\sim0.7$にある140個の個々の巨大で受動的な銀河の星の種族の特性を測定します。UVから近IRのスペクトルインデックスを測定するための柔軟なPythonコードであるPyLickを開発し、公開しています。PyLickを使用して、疑似LickCaIIHおよびKインデックスに基づく新しい診断としてH/K比を調査し、${\rmH/K}<1.1$の削減を他の基準と組み合わせて使用できることを発見しました。パッシブ銀河のサンプルを選択（または純度を確認）します。測光基準と分光基準を組み合わせることにより、受動的に進化する銀河の信頼できるサンプルを選択します。シングルバースト恒星の年齢、金属量$\mathrm{[Z/H]}$、および$\mathrm{[\alpha/Fe]}$を、最適化された一連のリックインデックスで制約し、測定のロバスト性を詳細に調査します。さまざまな組み合わせに対して。宇宙論的優先順位を課さなくても、導出された年齢は、宇宙の予想される宇宙論的老化と互換性のある明確な傾向に従います。中央値$\mathrm{[Z/H]}=0.08\pm0.18$および$\mathrm{[\alphaで、$z=0$で導出された値に関して、金属存在量の有意な赤方偏移の変化は観察されません。/Fe]}=0.13\pm0.11$。最後に、$\log\mathrm{age}$、$\mathrm{[Z/H]}$、$\mathrm{[\alpha/Fe]}$と恒星の速度分散との間に正の相関があり、傾きはそれぞれ（$0.48\pm0.14$）、（$0.26\pm0.17$）、および（$0.23\pm0.11$）;$<0.2$dexの小さなばらつきは、かなり均質で短い星形成の歴史を示しています。全体として、これらの結果は、大規模なダウンサイジングの進化の低赤方偏移の発見を確認および拡張します。この作業は、独立した宇宙論的制約を課すための宇宙クロノメーターとして確実に利用される受動銀河の純粋なサンプルを選択する可能性をさらに強化します。
天の川の紫外線をガウス過程回帰による赤外線SEDに制約する
| Title |
Constraining_the_Milky_Way's_Ultraviolet_to_Infrared_SED_with_Gaussian_Process_Regression |
| Authors |
Catherine_E._Fielder,_Jeffrey_A._Newman,_Brett_H._Andrews,_Gail_Zasowski,_Nicholas_F._Boardman,_Tim_Licquia,_Karen_L._Masters,_Samir_Salim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14900 |
天の川（MW）のグローバルな特性に関する知識を向上させることは、私たち自身の銀河内でのみ可能な詳細な測定値を、より広い銀河集団の理解に結び付けるために重要です。これを行うために、ガウス過程回帰（GPR）を利用します。これは、ローカルと大規模の両方の傾向をキャプチャできる、まばらにサンプリングされた多次元データセットから予測を行う方法です。GPRモデルをトレーニングして、MW銀河と外部銀河の両方で十分に測定された銀河の特性から、さまざまな測光帯域の広帯域フラックスにマッピングします。測光特性を予測するために使用する銀河の特性は、恒星の質量、見かけの軸の比率、星形成率、バルジと全体の比率、ディスクスケールの長さ、およびバーの投票率です。これらのモデルを使用して、MWのグローバルUV（GALEX$FUV/NUV$）、光学（SDSS$ugriz$）、およびIR（2MASS$JHKs$およびWISE$W1/W2/W3/W4$）測光特性を次のように推定します。それらは外部から測定され、完全なUVからIRへのスペクトルエネルギー分布（SED）が得られます。MWは、光学色-質量図の緑の谷の位置とは対照的に、標準のUVおよびIR診断図の星形成領域になければならないことを初めて示しました。これは赤い渦巻銀河の集団の特徴であり、MWがそのクラスのメンバーである可能性があることを示唆しています。各GPRモデルは一度に1つのバンドしか予測しませんが、結果として得られるMWUV-IRSEDは、MWとほぼ同様の特性を持つローカルスパイラルのSEDとよく一致しており、個々のバンドフラックスを自信を持って組み合わせることができることを示唆しています。。私たちのMWUV-IRSEDは、外部銀河に使用されているのと同じツールを介して天の川の星形成履歴を再構築するための貴重なツールとして機能し、$\textit{insitu}$測定の結果を使用された方法の結果と比較できます。銀河系外の天体用。
ラジオAGNをホストしている赤い間欠泉銀河に流入するガスの特徴
| Title |
Signatures_of_inflowing_gas_in_red_geyser_galaxies_hosting_radio-AGN |
| Authors |
Namrata_Roy,_Kevin_Bundy,_Kate_H._R._Rubin,_Kate_Rowlands,_Kyle_Westfall,_Rogerio_Riffel,_Dmitry_Bizyaev,_David_V._Stark,_Rogemar_A._Riffel,_Ivan_Lacerna,_Preethi_Nair,_Xuanyi_Wu,_Niv_Drory |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14901 |
140個の局所（$\rmz<0.1）$初期型「赤い間欠泉」銀河におけるNaD吸収によって追跡された冷たい中性ガスを研究します。これらの銀河は、大規模な活動銀河核によって駆動されるイオン化された風として解釈されている、空間的に分解された輝線放出マップに固有の特徴を示しています。これらの風の可能な燃料源を調査するために、赤い間欠泉のNaID吸収から推測される低温ガス（$\rmT\sim100-1000K$）の存在量と運動学、およびSDSS-IVMaNGAから抽出された対応する対照サンプルを調べます。。赤い間欠泉は、より多くのNaD関連物質をホストしていることがわかります。かなりの冷たいガス成分が$\rm50\％$以上の赤い間欠泉で検出され（対照サンプルの25\％と比較して）、無線で検出された赤い間欠泉では最大78$\％$になります。私たちの重要な結果は、赤い間欠泉の冷たいガスが主に落下しているということです。私たちの30の無線検出された赤い間欠泉の中で、86$\％$は$\rm40-50〜km〜s^{-1}$の間で（全身速度に関して）後退するNaD吸収速度を示しています。この結果を検証するには、各サンプルでNaDプロファイルを積み重ねて、対照サンプルで速度オフセットが検出されていない赤い間欠泉（$\sim\rm40〜km〜s^{-1}$）内に落下するNaD速度の存在を確認します。観測結果を流入する冷たい中性雲の兆候として解釈すると、おおよその質量流入率は$\rm\dot{M}_{in}\sim0.1M_{\odot}yr^{-1}$になります。マイナーなマージと内部リサイクルから期待されます。一部の赤い間欠泉は、進行中の降着イベントを示している可能性があるはるかに高い率（$\rm\dot{M}_{in}\sim5M_{\odot}yr^{-1}$）を示しています。
High-zクエーサーで検出された多相の強力な流出
| Title |
Multiphase_Powerful_Outflows_Detected_in_High-z_Quasars |
| Authors |
George_Chartas,_Massimo_Cappi,_Cristian_Vignali,_Mauro_Dadina,_Vincent_James,_Giorgio_Lanzuisi,_Margherita_Giustini,_Massimo_Gaspari,_Sarah_Strickland,_and_Elena_Bertola |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14907 |
AGNと星形成活動のピーク近くの赤方偏移範囲1.41〜3.91で、12個のクエーサーが重力レンズで覆われている14個のクエーサーのサンプルで検出された超高速流出（UFO）の包括的な研究の結果を示します。新しいXMM-Newton観測は、レンズ用に選択され、UVスペクトルに狭い吸収線（NAL）を含む6つについて提示されています。UFOが検索されなかったため、すでに研究されていましたが、別のレンズ付きクエーサーがサンプルに追加されました。サンプルの残りの7つのクエーサーには、UFOが含まれていることがわかっています。私たちの研究の主な目標は、高zクエーサーの流出特性を推測し、それらの流出誘導フィードバックを抑制し、流出特性と電離源の特性との関係を研究し、これらの結果を近くのAGNの結果と比較することです。私たちの研究では、z>1.4でUFOの6つの新しい検出（>99％の信頼度）が追加され、現在のケース数がほぼ2倍になりました。NALを含むように選択されXMM-Newtonで観測された6つのクエーサーの調査に基づいて、固有のUVNALとUFOの共存は、これらのクエーサーの83％以上で有意であることがわかり、メソの多相AGNフィードバック特性間のリンクを示唆しています-そしてマイクロスケール。私たちの高zサンプルのUFOの運動学的光度は、それらのボロメータ光度と比較して大きいです（L_K/L_Bolの中央値〜50％）。これは、それらがそれらのホスト銀河の進化に影響を与えるために効率的なフィードバックを提供し、磁気駆動がそれらの加速に重要な貢献をしているかもしれないことを示唆しています。
非球形の暗黒物質構造の検出
球対称の質量分布に当てはまる回転曲線の不等式が導き出され、SPARC銀河の回転曲線データセットに対してテストされます。より正確な測定によって検出できる非球形の暗黒物質構造をホストする候補である、NGC7793やUGC05253などのいくつかの銀河を特定します。
恒星の質量-低密度環境における矮小銀河の物理的有効半径の関係
恒星の質量（$M_{*}$）と物理的有効半径（$r_{e}$）の間のスケーリング関係は、幅広い分光学的調査を使用して十分に研究されています。しかし、これらの調査は、関係が十分に制約されていない矮小銀河体制における深刻な表面輝度の不完全さに苦しんでいます。この研究では、ベイズの経験的モデルを使用して、後期型の矮星（$10^{7}$$）の$M_{*}$-$r_{e}$関係のべき乗指数$\beta$を制約します。\leq$$M_{*}$/$M_{\odot}$$\leq$$10^{9}$）188個の孤立した低表面輝度（LSB）銀河のサンプルを使用して、観測の不完全性を説明しています。驚いたことに、最適なモデル（$\beta$=0.40$\pm$0.07）は、標準モデルを矮小銀河体制に外挿することから予想されるよりも、関係が大幅に急であることを示しています。それにもかかわらず、最適な$M_{*}$-$r_{e}$の関係は、既知の矮小銀河の分布に厳密に従います。これらの結果は、外挿された標準モデルが、超拡散銀河（UDG）を含む大きな矮星（つまりLSB）銀河の数を過大に予測していることを示しており、一部の半解析モデルによって過剰に生成されている理由を説明しています。最適なモデルは、UDGの物理サイズ分布のべき乗指数を$n\mathrm{[dex^{-1}]}\propto$$〜r_{e}^{3.54\pm0.33に制約します。}$、クラスター環境の対応する値の1$\sigma$以内に一致し、UDGが通常の矮小銀河集団の高スピンテールを占めるという理論的シナリオと一致します。
Mrk1172の隣にある金属の少ない矮小不規則銀河候補
| Title |
The_metal-poor_dwarf_irregular_galaxy_candidate_next_to_Mrk_1172 |
| Authors |
Augusto_E._Lassen,_Rogerio_Riffel,_Ana_L._Chies-Santos,_Evelyn_Johnston,_Boris_H\"au{\ss}ler,_Gabriel_M._Azevedo,_Daniel_Ruschel-Dutra,_Rogemar_A._Riffel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14925 |
この作業では、オブジェクトSDSSJ020536.84-081424.7のプロパティを特徴付けます。これは、前例のないものを使用して、ETGMrk1172の視線で$14\times14$kpc$^{2}$の拡張が予測される拡張された星雲領域です。MUSEからの分光データ。空間的に分解された星の種族合成を実行し、Mrk1172（$1\times10^{11}M_{\odot}$）と調査対象（$3\times10^{9}M_{\）の両方の星の質量を推定します。odot}$）。Mrk1172の星の内容は、古い（$\sim10$Gyr）星の種族によって支配されていますが、輝線星雲の拡張は、若いから中年の集団（$\sim100$Myrから$\sim1）によって支配されています。$Gyr）であり、次のような強い輝線を示します：H${\beta}$、[OIII]${\lambda}{\lambda}$4959,5007、H${\alpha}$、[NII]${\lambda}{\lambda}$6549,6585および[SII]${\lambda}{\lambda}$6717,6732。これらの輝線を使用すると、金属が少なく（$Z\sim$1/3$Z_{\odot}$、LMCに匹敵）、活発に星を形成していることがわかります（$0.70$M$_{\odot}$yr$^{-1}$）、特にH${\alpha}$ですぐに見えるいくつかの明るい塊状の結び目。オブジェクトには、イオン化されたガスの質量$\geq3.8\times10^{5}$M$_{\odot}$があります。さらに、ガスの動きは、ディスクの平面内の円軌道にあるガスによってよく説明されており、Mrk1172との相互作用の影響を受けています。SDSSJ020536.84-081424.7は、矮小不規則銀河（dIGal）。
XMM-Newton初期型ギャラクシーアトラス
| Title |
An_XMM-Newton_Early-type_Galaxy_Atlas |
| Authors |
Nazma_Islam,_Dong-Woo_Kim,_Kenneth_Lin,_Ewan_O'Sullivan,_Craig_Anderson,_Giuseppina_Fabbiano,_Jennifer_Lauer,_Douglas_Morgan,_Amy_Mossman,_Alessandro_Paggi,_Ginevra_Trinchieri_and_Saeqa_Vrtilek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14937 |
初期型銀河における高温の星間物質の分布は、その進化の間に受けたさまざまな天体物理学的プロセスの痕跡を持っています。これらの銀河のX線観測により、AGNと恒星のフィードバック、および合体やスロッシングなどの環境への影響に関連するさまざまな構造的特徴が特定されました。XMM-NewtonGalaxyAtlas（NGA）プロジェクトでは、XMM-Newtonの高感度と広い視野を利用して、38個のETGのアーカイブ観測を分析し、高温ガスハローの空間分解2Dスペクトルマップを作成します。チャンドラギャラクシーアトラス（Kimetal。2019）と組み合わせたNGAデータ製品を説明するために、NGC4636とNGC1550の2つの異なる銀河について詳しく説明します。スロッシングとAGNによる隆起によって引き起こされる、金属に富む低エントロピーガスの非対称分布に特に焦点を当てて、それらの進化の歴史について説明します。NGAデータ製品を専用のWebサイトにリリースし、ユーザーがダウンロードしてさらに分析を実行できるようにします。
銀河中心のスーパーバブルとガス状ディスクとの相互作用
銀河中心（GC）スーパーバブル（GSB）と天の川のガス状ディスクおよびハローとの相互作用は、電波連続体、X線、HIおよびCOライン調査を使用して調査されます。ラジオノースポーラースパー（NPS）は、GSBの最も明るい東の尾根を構成し、銀河面に向かって明るくなり、最も鋭い端で$l=22\deg、\b=+2\deg$に達し、3kpcの拡張リングとクレーター。スパーリッジを調べると、NPSとそのカウンタースパーを含むGSB全体が、GC対称の$\Omega/$\rotatebox[origin=c]{180}{$\Omega$}形状を構成していることがわかります。HIディスクとCOディスクの厚さとガス密度は、3kpcクレーターの内側（経度が低い）から外側に向かって急激に増加することが示されています。クレーターの形成は、爆発によるGCからの衝撃波によるディスクガスの上層の掃引によって説明されます$\sim10$私の前に数$10^{55}$ergsの放出エネルギーで。議論に基づいて、GSBの構造と形成メカニズムに関する統一された見解が提示されます。
NGC253の中心にあるクラスター化された星形成はイオン化された核風の駆動に貢献します
| Title |
Clustered_Star_Formation_in_the_center_of_NGC_253_Contributes_to_Driving_the_Ionized_Nuclear_Wind |
| Authors |
E._A._C._Mills,_M._Gorski,_K._L._Emig,_A._D._Bolatto,_R._C._Levy,_A._K._Leroy,_A._Ginsburg,_J._D._Henshaw,_L._K._Zschaechner,_S._Veilleux,_K._Tanaka,_D._S._Meier,_F._Walter,_N._Krieger,_and_J._Ott |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14970 |
近くの（D〜3.5Mpc）銀河NGC253の核スターバーストに向かうイオン化ガスの新しい3mm観測を提示します。ALMAを使用して、この中央の200pcでH40-alphaおよびHe40-alpha線からの放出を検出します。〜4pcの空間スケールの銀河。再結合線の放出は、主に、形成の初期段階にある約12個の埋め込まれた超星団の集団から発生します。これらのクラスターからの発光は、7000〜10000Kの範囲の電子温度によって特徴付けられ、単一イオン化ヘリウムの平均存在量<Y+>=0.25+/-0.06を測定します。これらは両方とも、ミルキーウェイの中心。また、埋め込まれたクラスターの7つから発生する異常に広い線幅の再結合線放射の発見を報告します。これらの銀河団は、中央のスターバーストから発生することが観察された大規模な熱風の放出に寄与することを示唆している。最後に、測定された再結合線フラックスを使用して、クラスター質量の分布や、クラスター化された星形成の全スターバーストへの寄与率など、埋め込まれたクラスター全体の特性の特性評価を改善します。これは、少なくとも50％と推定されます。
Arp142およびArp238でのCO放出のNOEMA観測
以前の研究では、渦巻銀河と渦巻楕円銀河の合併の間で、星形成率（SFR）と星形成効率（SFE=SFR/M_mol）の向上に大きな違いがあることが示されています。これらの違いの物理的メカニズムに光を当てるために、2つの代表的な近接メジャーマージャー星形成ペアでの分子ガス分布と運動学（約2kpcの線形分解能）のNOEMA観測を提示します：スパイラル-楕円ペアArp142とスパイラルスパイラルペアArp238。Arp142のCOは、核が集中することなく、大きく歪んだディスク上に広く分布しており、チャネルマップで中心から外れたリング状の構造が発見されています。SFEはArp142内で大きく異なり、歪んだディスクの東端近くのスターバースト領域（領域1）は、孤立した銀河の対照サンプルの平均よりも約0.3dex高いSFEと、メインディスクのSFE（領域4）を示しています。）対照サンプルの平均より0.43デックス低い。対照的に、Arp238のCO放出は、銀河中心の2つのコンパクトなソースでのみ検出されます。コントロールサンプルと比較して、Arp238-Eは1dexを超えるSFEの向上を示していますが、Arp238-Wは約0.7dexの向上を示しています。Arp142のCO分布の拡大とSFEの大きな変動は、渦巻銀河と楕円銀河の間の最近の高速正面衝突によって引き起こされた大規模なリングの拡大と、Arp238のSFEは、低速の同一平面相互作用における重力潮汐トルクによって引き起こされる核スターバーストに関連しています。
中間質量タイプII球状星団NGC1261における固有の金属量変動
| Title |
Intrinsic_Metallicity_Variation_in_the_Intermediate_Mass_Type_II_Globular_Cluster_NGC_1261 |
| Authors |
C\'esar_Mu\~noz,_Douglas_Geisler,_Sandro_Villanova,_Ata_Sarajedini,_Heinz_Frelijj,_Carolina_Vargas,_Lorenzo_Monaco,_Julia_O'Connell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.15052 |
球状星団（GC）は現在、ほぼ普遍的に複数の集団（MP）を示すことがよく知られています。MPを探索するために最適化されたUVフィルター内の多数の銀河系GCのHSTUVレガシー調査では、タイプIIと呼ばれるGCのごく一部も、より複雑で異常な動作を示すことがわかりました。いくつかのよく研究されたタイプIIGCは、固有のFe存在量の変動を示し、他のあまり研究されていないタイプIIGCも同様の動作を示すはずであることを示唆しています。私たちの目的は、このオブジェクトが固有のFe変動を示すかどうかを判断するために、中間質量タイプIIGCであるNGC1261の最初の詳細な金属量分析を実行することです。Magellan-MIKEおよびUVES-FLAMES高分解能、高S/N分光法を使用して、8つの赤色巨星メンバーのFe存在量を決定しました。スペクトルからのサンプル全体の[Fe/H]の全範囲は、-1.05〜-1.43dexであり、観測された広がりsigma_obs=0.133dexです。Sigma_tot=0.06の全内部誤差と比較すると、これはSigma_int=0.119dexの有意な固有の金属量の広がりを示しています。近赤外測光に基づいて大気パラメータを導出するための独立した方法を使用して、[Fe/H]に非常に類似した変動が見られました。さらに重要なことに、5つの推定される正常な金属量の星の平均金属量は-1.37+/-0.02であり、3つの推定される異常な/高金属量の星の平均金属量は-1.18+/-0.09です。この違いは、$\pm$2.4Sigmaレベルで重要です。他のタイプIIGCの既存のデータから、実際の金属量の広がりがあると推定されるそれらのいくつかは実際には何も持っていない可能性があるという兆候が見られます。GCが固有のFeスプレッドを取得するために必要な最小質量は、$\pm$10^5Msunのようです。タイプIIGCのnmassと金属量の変動の間に強い相関関係は見つかりません。金属量の広がりは、タイプIIGC内の異常な星の割合やGCの起源にも依存しません。
密度が均一な多層球形星団
二次重力ポテンシャルと重力の半径への線形依存性を持つ均一密度の重力球の平衡に関する運動方程式のさまざまな解を調べます。新しい解析解は、中空の球形の体積と球の内部の中心質量を持つ均一な球に対して得られます。解は、密度は同じで平衡分布関数が異なる任意の数の球面層に対しても取得されます。
はくちょう座Aの中央部における強力な混相流
はくちょう座銀河の内部3.5$\times$3.5kpc$^2$のジェミニ近赤外面分光器（NIFS）観測を使用して、200pcの空間分解能でガス励起と運動学をマッピングします。イオン化ガスの放出は、45$^\circ$の半開き角を持ち、無線ジェットの位置角に沿って配向されたバイコニカル形態を示します。冠状線の放出は、核から最大1.75kpcの円錐内で見られ、東側ではより高いイオン化ガスが観察されます。H$_2$および[FeII]輝線は、中央のAGNによる励起と一致しており、核の南西への衝撃の寄与があります。ガスの視覚的消光と電子密度は、光学ベースの測定からのものよりも大きく、近赤外観測がガス放出構造に深く浸透し、より高密度でより不明瞭な領域を調査するという事実と一致しています。ガスの運動学は、2つの要素を示しています。（i）イオン化ガスと分子ガスの両方で見られる運動学的位置角$\Psi_0=21^\circ\pm2^\circ$の回転ディスク、および（ii）速度が上向きの流出イオン化ガスではイオン化コーン内で600kms$^{-1}$まで観測され、分子ガスでは内側0.5秒角に制限されます。イオン化ガスの質量流出速度は$\sim100-280{\rmM_\odotyr^{-1}}$の範囲にあり、流出の運動力はAGNボロメータ光度の0.3-3.3パーセントに相当します。はくちょう座Aの流出が星形成の抑制に効果的である可能性があることを示しています。
ガイア、基礎物理学、暗黒物質
ガイア宇宙位置天文学の使命は、私たちの銀河全体とそれ以降の20億個以上の星の正確な距離と宇宙運動を測定することです。これは、ガイアが基本的な物理学、特に暗黒物質の理解にどのように貢献しているかを初めて見たものであり、現在の文献からいくつかの例が示されています。私たちの目標の1つは、この新しくて巨大な高精度の恒星データセットから、基本的な物理学の非常に多様な領域への深く、そしてしばしば驚くべき洞察を抽出できることを説明することです。この精神で、私たちは、太陽系の場合に暫定的に提案されたように、星の活動、暗黒物質の流れ、および近くの太陽系外惑星系の惑星構成の間の関係の調査を提案することで終わります。
強いレンズ銀河団の解剖MS0440 $ + $ 0204II。より広い領域とクラスターの動的状態での新しい光学分光観測
| Title |
Dissecting_the_strong_lensing_galaxy_cluster_MS_0440$+$0204_II._New_optical_spectroscopic_observations_in_a_wider_area_and_cluster_dynamical_state |
| Authors |
E._R._Carrasco_(Gemini_Observatory/NFS's_NOIRLab,_Chile),_T._Verdugo_(UNAM,_M\'exico),_V._Motta_and_G._Fo\"ex_(U._Valparaiso,_Chile),_E._Ellingson_(U._Colorado,_USA),_P._L._Gomez_(W._M._Keck_Observatory,_USA),_E._Falco_(CfA,_USA)_and_M._Limousin_(LAM,_France) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.15583 |
CFHT/MegaCamg'、r'-測光、GMOS/Gemini、CFHT/MOS/SIS分光法に基づいて、強いレンズ銀河団MS0440.5$+$0204（$z=0.19593$）の光学的研究を紹介します。前作と比べて。クラスター内の中央銀河を取り巻く最も顕著な重力弧の新しい分光学的赤方偏移を決定しました。新しい赤方偏移と測光カタログによって提供される情報により、クラスターの詳細な弱いレンズ効果と強いレンズ効果の質量再構成を実行できます。多数のメンバー銀河と私たちの観測でカバーされた領域は、クラスターの速度分散と質量をより正確に推定し、クラスターと周囲の構造の性質を詳細に調べることを可能にします。動的質量は、レンズ分析およびX線推定から推定された質量とよく一致しています。銀河の約$\sim$68\％は、クラスターの内側の$\lesssim$0.86h$^{-1}_{70}$Mpc領域にあります。クラスターの内部領域における銀河の赤方偏移の分布は、視線に沿って少なくとも3つの下部構造を持つ複雑な構造を示しています。他の下部構造も銀河密度マップと弱いレンズ効果の質量マップで識別されます。北東の過密度のメンバー銀河は、MS0440.5$+$0204クラスターとZwCL0441.1$+$0211クラスターの間のフィラメントに分布しており、これら2つの構造が接続されている可能性があることを示唆しています。MS0440$+$0204は動的にアクティブであるように見えます。クラスターコアはマージプロセスを経験している可能性が高く、他の近くのグループは予測距離$\lesssim$1h$^{-1}_{70}$Mpcである可能性があります。クラスターによって付加されています。
E + A銀河の精製：SDSS-IV MaNGA（MPL-5）の近くのスターバースト後のシステムの空間分解分光光度サンプル
| Title |
Refining_the_E+A_Galaxy:_A_Spatially_Resolved_Spectrophotometric_Sample_of_Nearby_Post-starburst_Systems_in_SDSS-IV_MaNGA_(MPL-5) |
| Authors |
Olivia_A._Greene,_Miguel_R._Anderson,_Mariarosa_Marinelli,_Kelly_Holley-Bockelmann,_Lauren_E._P._Campbell,_and_Charles_T._Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.15613 |
スターバースト後の銀河は、銀河の人口統計に対する星形成と消光の影響を解きほぐすために重要です。ただし、それらは、さまざまな方法で記述された、異種のオブジェクトの母集団で構成されます。明確で汚染されていないサンプルを取得するために、空間分解分光法を利用して、E+A銀河の明確なサンプルを構築します。これは、進行中の星形成が観察されないスターバースト後のシステムです。スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS-IV）の第4世代で、アパッチポイント天文台（MaNGA）サーベイでの近くの銀河のマッピングからのデータを使用して、カラーステラの緑の谷内にある30個のE+A銀河を特定しました。マススペース。最初に、SDSSDR15からの中央の単一ファイバースペクトルと（u-r）色によって、E+A候補を特定し、さらに、各銀河がシステム全体で3つの有効半径までE+A特性を示すことを要求しました。選択基準を詳細に説明し、E+A識別の一般的な落とし穴に注意し、サンプルの基本的な特性を紹介します。このE+Aサンプルを使用します。このサンプルは、厳格な基準で組み立てられているため、スターバースト後の銀河のより広いカテゴリ内で明確に定義されたサブポピュレーションを再確立し、ちょうどその時期の銀河とその星の種族の進化を研究します。それらの中の星形成が完全にクエンチされた後。
MACH HI吸収調査I：銀河面外の冷たい原子ガスの物理的条件
| Title |
The_MACH_HI_absorption_survey_I:_Physical_conditions_of_cold_atomic_gas_outside_of_the_Galactic_plane |
| Authors |
Claire_E._Murray,_Sne\v{z}ana_Stanimirovi\'c,_Carl_Heiles,_John_M._Dickey,_N._M._McClure-Griffiths,_M.-Y._Lee,_W._M._Goss,_Nicholas_Killerby-Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.15614 |
拡散原子星間物質（ISM）と冷たい高密度ガスの間の遷移を追跡することは、銀河の星形成サイクルを解読するために重要です。ここでは、カールG.ヤンスキー超大型アレイによる$21\rm\、cm$での冷中性水素（HI）吸収の新しい調査であるMACHを紹介します。$60<l<110^{\circ}$、$30<b<62^{\circ}$の42の明るい背景ソースをターゲットにして、外部で公開されている高感度の$21\rm\、cm$吸収のサンプルを大幅に拡大します。銀河面。EBHIS調査からの$21\rm\、cm$排出量データを照合して、総カラム密度とコールドHIフラクションを測定し、自律ガウス分解を介して各視線に沿った個々のHI構造の特性を定量化します。MACHサンプルを最近のHI吸収調査の結果と組み合わせることで、銀河系の高緯度と中緯度での冷たい原子媒体のロバストな特性評価を行います。MACHHIは、同様の緯度のサンプルに比べてカラム密度が大幅に小さく、検出されたコールドHI構造の線幅、温度、乱流マッハ数が小さいことがわかります。これは、MACHが特に静止領域をプローブしていることを示しています。利用可能なすべての観測値を使用して、ディスクの外側の局所速度でのコールドHIの累積被覆率（$c$）を計算します。$\tau>0.001$の構造は遍在します（$c\sim100\％$）が、光学的厚さは高くなります。（$\tau>1$）は非常にまれです（$c\sim0\％$）。
天の川円盤の進化の解読：銀河モデルのガイアAPOGEEケプラー巨星とベサン\ c {c}
| Title |
Deciphering_the_evolution_of_the_Milky_Way_discs:_The_Gaia_APOGEE_Kepler_giant_stars_&_Besan\c{c}on_Galaxy_Model |
| Authors |
N._Lagarde,_C._Reyl\'e,_C._Chiappini,_R._Mor,_F._Anders,_F._Figueras,_A._Miglio,_M._Romero-G\'omez,_T._Antoja,_N._Cabral,_J.-B._Salomon,_A.C._Robin,_O._Bienaym\'e,_C._Soubiran,_D._Cornu,_J._Montillaud |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.15616 |
[$\alpha$/Fe]と[Fe/H]の図に表示されている天の川銀河の二重シーケンスの特性を調査します。銀河の形成と進化の枠組みの中で、年齢、金属量、[$\alpha$/Fe]、および速度成分の間の複雑な関係について説明します。APOGEE調査、ケプラー衛星、ガイア衛星からそれぞれ測定された化学的、地震学的、位置天文学的特性を持つ星を研究します。[$\alpha$/Fe]-[Fe/H]ダイアグラムを、薄い円盤、高$\alpha$の金属量の少ない厚い円盤、および高$\alpha$の金属量の多い厚い円盤の3つの星の種族に分けます。そして、これらのそれぞれを年齢-化学-運動学パラメータ空間で特徴付けます。さまざまなAPOGEEデータリリースから得られた結果を、最近の2つの年齢測定を使用して比較します。Besan\c{c}onGalaxyモデル（BGM）を使用して、モデルに含まれていない選択バイアスとメカニズムを強調します。薄い円盤は平坦な年齢と金属量の関係を示しますが、[$\alpha$/Fe]は恒星の年齢とともに増加します。[Fe/H]、[$\alpha$/Fe]、および各星の種族の年齢との半径方向および垂直方向の速度の間に相関関係がないことを確認します。両方のサンプルを考慮すると、V$_\varphi$は薄い円盤では年齢とともに減少しますが、h$\alpha$mp厚い円盤では反対方向になります。h$\alpha$mrシックディスクの年齢分布は、7〜14Gyrのh$\alpha$mpシックディスクの年齢分布に非常に近いですが、その運動学は、シンディスクの運動学に従っているようです。この特徴は、BGMに含まれている仮説では予測されていませんが、この集団の起源と歴史が異なることを示唆しています。最後に、垂直速度の分散の最大値$\sigma_Z$を示し、h$\alpha$mpの厚いディスクの年齢は約8Gyrです。BGMシミュレーションとの比較は、この機能を説明するためのより複雑な化学力学的スキームを示唆しています。これには、合併や放射状の移行効果が含まれる可能性があります。
7億VVV光度曲線のマイクロレンズ検索
| Title |
A_microlensing_search_of_700_million_VVV_light_curves |
| Authors |
Andrea_Husseiniova,_Peter_McGill,_Leigh_C._Smith,_N._Wyn_Evans |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.15617 |
ViaLactea（VVV）調査とその拡張におけるVISTA変数は、ほぼ10年間、銀河バルジと内側の円盤を中心とした約560平方度の空を監視してきました。測光カタログには、2010年から2019年までの数百エポックにわたって18等までのK$_s$バンドで監視された10$^9$のオーダーのソースが含まれています。これらのデータを使用して、マイクロレンズイベントを識別するための決定木分類器を開発します。ツリーへの入力として、いくつかの物理的に動機付けられた特徴と単純な統計を抽出し、イベント増幅のオンとオフの両方でマイクロレンズモデルに適切に適合できるようにします。これにより、VVVデータからランダムに選択されたフラットなベースライン光度曲線とともに、シミュレートされたマイクロレンズイベントとカタシルスミック変数のセットでトレーニングされた高速で効率的な分類器が生成されます。分類器は、検証セットでシミュレートされたマイクロレンズイベントを識別する際に97％の精度を達成します。VVVデータセットに対して分類子を実行し、結果を視覚的に検査して、1,959個のマイクロレンズイベントのカタログを作成します。これらのイベントについて、ベイズ分析を介してアインシュタイン半径の交差時間を提供します。分類器の回復効率への空間依存性は十分に特徴付けられており、これにより、VVVフットプリント上のアインシュタイン交差時間の関数として空間的に分解された完全性マップを計算できます。私たちのアプローチを、VVVの以前のマイクロレンズ検索と比較します。スパースデータを使用したVVVなどの調査で、イベントのマイクロレンズパラメータを決定するためのベイズフィッティングの重要性を強調します。
合併かどうか：銀河の合体の署名を特定する際の人間のバイアスの説明
| Title |
Merger_or_Not:_Accounting_for_Human_Biases_in_Identifying_Galactic_Merger_Signatures |
| Authors |
Erini_Lambrides,_Duncan_J._Watts,_Marco_Chiaberge,_Kirill_Tchernyshyov,_Allison_Kirkpatrick,_Eileen_T._Meyer,_Timothy_Heckman,_Raymond_Simons,_Oz_Amram,_Kirsten_R._Hall,_Arianna_Long,_Colin_Norman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.15618 |
宇宙時代を通しての重要な銀河の合体は、銀河の進化の理論において基本的な役割を果たします。銀河が融合システムにあるかどうかを視覚的に評価するための人間の分類器の広範な使用は、多くの形態研究の基本的な要素のままです。人間の分類器を使用する研究は通常、対照サンプルを作成し、人間を使用することによって導入されたバイアスがすべてのサンプルに均等に適用されるという仮定に依存しています。この作業では、この仮定をテストし、それを修正する方法を開発します。多くの形態研究で採用されている標準的な二項統計手法を使用して、2つのサンプル間の合併率、誤差、および差の有意性は、特定のサンプルの固有の合併率に依存することがわかります。個々の人間の分類器の合併バイアスを定量化する方法を提案し、これらのバイアスを完全な確率モデルに組み込んで、合併の割合と個々の銀河が合併する確率を決定します。14のシミュレートされた人間の応答と精度を使用して、銀河を「合併」または「孤立」として、真実の1\％以内に正しくラベル付けすることができます。現実的な模擬銀河シミュレーションスナップショットのセットで14の実際の人間の応答を使用して、私たちのモデルは、事前に合体した合併の割合を10\％以内に回復することができます。私たちの方法は、宇宙正午の銀河の合体状態を調べる研究の精度を高めるだけでなく、人間が分類したデータセットを使用する機械学習研究でより正確なトレーニングセットを構築するためにも使用できます。
O型ドナー星からの固有のX線放射とその最も弱い状態の間の超巨大高速X線過渡現象における残留降着の検出
| Title |
Detecting_the_intrinsic_X-ray_emission_from_the_O-type_donor_star_and_the_residual_accretion_in_a_Supergiant_Fast_X-ray_Transient_during_its_faintest_state |
| Authors |
L._Sidoli,_K._Postnov,_L._Oskinova,_P._Esposito,_A._De_Luca,_M._Marelli_and_R._Salvaterra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14909 |
2020年6月に実施された超巨大高速X線トランジェント（SFXT）IGRJ08408-4503のXMM-Newton観測の結果を報告します。ソースは、O8の周りを周回するコンパクトオブジェクト（おそらく中性子星）で構成されています。5Ib-II（f）pスター、LMVel。X線光度曲線は、非常に低いレベルの放射を示しており、単一のかすかなフレアによって中断されています。フレア中および静止中に測定されたスペクトルの分析が実行されます。静止状態は、3つのスペクトルモデルに十分にデコンボリューションされた連続スペクトルを示しています。2つの成分は、衝突イオン化プラズマ（温度kT1=0.24keVおよびkT2=0.76keV）と、べき乗則モデル（光子指数2.55）からのものです。2keV以上を支配します。この最低レベルで放出されるX線フラックスは3.2$\times10^{-13}$erg/cm2/s（0.5-10keV、星間吸収を補正）であり、1.85$\times10のX線光度を意味します。^{32}$erg/s（2.2kpc）。2つの温度で衝突イオン化されたプラズマは、ドナー星の恒星風に固有のものですが、べき法則は、コンパクトオブジェクトへの残留低レベル降着による放出として解釈できます。べき乗則コンポーネントのみが寄与するX線の光度は、最低の状態では（4.8$\pm{1.4}）\times10^{31}$erg/sであり、コンパクトオブジェクトから検出された最低の静止光度です。SFXT。XMM-Newtonによって捕らえられたこの非常にかすかなX線状態のおかげで、ドナー星LMVelの風からのX線放射は、初めて十分に確立され、詳細に研究されました。コンパクトオブジェクトへの降着。IGRJ08408-4503のコンパクトオブジェクトへの残留降着率は、準球形放射駆動沈降での超巨星ドナー風からの低ボンダイ捕獲率で中性子星磁気圏に入る（おそらく磁化された）プラズマのボーム拡散として解釈できます。降着段階。
ガンマ線バースト（GRB）は、超相対論的コリメートされた流出であり、環境と相互作用すると、電磁スペクトル全体に放射光を放出します。この残光放出により、相対論的爆風のダイナミクス、衝撃加速の微物理、およびGRBの環境を調べることができます。2D相対論的流体力学シミュレーションに基づく残光モデル「scalefit」を使用して、22個の長いGRBと4個の短いGRBで構成されるGRB残光データセットのサンプルに対してベイズ推定を実行します。ガウス過程を利用して、データセットの系統的な偏差を説明します。これにより、モデルパラメーターのロバストな推定値を取得できます。GRBのサンプルの推定パラメータを提示し、一定密度の恒星風のような環境で短いGRBと長いGRBを比較します。エネルギーや開き角など、ほぼすべての点で、短いGRBと長いGRBは統計的に同じであることがわかります。ただし、短いGRBは、長いGRBよりもプロンプト$\gamma$線の放出効率が著しく低くなります。また、ISMのような周囲媒体の長いGRBの場合、磁場内の熱エネルギーの割合$\epsilon_B$とビーム補正された運動エネルギーの間に有意な反相関があることもわかりました。さらに、前駆星の質量損失率が典型的なウォルフ・ライエ星の質量損失率よりも低いという証拠は見つかりません。
NGC3227でキャプチャされた一時的な不明瞭化イベント。I。広帯域スペクトルエネルギー分布の連続体モデル
| Title |
Transient_obscuration_event_captured_in_NGC_3227._I._Continuum_model_for_the_broadband_spectral_energy_distribution |
| Authors |
M._Mehdipour,_G._A._Kriss,_J._S._Kaastra,_Y._Wang,_J._Mao,_E._Costantini,_N._Arav,_E._Behar,_S._Bianchi,_G._Branduardi-Raymont,_M._Brotherton,_M._Cappi,_B._De_Marco,_L._Di_Gesu,_J._Ebrero,_S._Grafton-Waters,_S._Kaspi,_G._Matt,_S._Paltani,_P.-O._Petrucci,_C._Pinto,_G._Ponti,_F._Ursini,_D._J._Walton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14957 |
活動銀河核（AGN）のサンプルのスウィフトモニタリングから、セイファート銀河NGC3227で一時的なX線不明瞭化イベントが見つかり、XMM-Newton、NuSTAR、およびハッブル宇宙望遠鏡（HST）の共同観測がトリガーされました。このイベントを研究してください。このシリーズの最初の論文では、近赤外線（NIR）から硬X線までのNGC3227のスペクトルエネルギー分布（SED）の広帯域連続体モデリングを紹介します。NGC3227のさまざまなスペクトル成分を解きほぐし、基礎となるものを回復するために、2019年にXMM-Newton、NuSTAR、およびHST/COSで取得した新しいスペクトルを、アーカイブされた隠されていないXMM-Newton、NuSTAR、およびHST/STISデータとともに使用します。連続体。観測されたNIR-光学-UV連続体は、降着円盤黒体成分（Tmax=10eV）によって十分に説明され、小マゼラン雲（SMC）の消滅法則によりE（B-V）=0.45によって内部的に赤くなります。熱ディスク放出をモデル化することにより、ディスクの内側半径（12Rg）と降着率（年間0.1太陽質量）を導き出します。NGC3227の内部の赤みは、ほこりっぽいAGNトーラスからの流出に関連している可能性が最も高いです。さらに、赤くなっていない連続体成分も明らかです。これは、NGC3227の拡張狭線領域（NLR）に関連する散乱放射線から発生する可能性があります。極紫外線（EUV）連続体、および「軟X線過剰」、「ウォームコンプトン化」コンポーネントで説明できます。硬X線はべき乗則と中性反射成分と一致しています。NGC3227のAGNの固有の放射輝度は、2019年に約2.2e+43erg/sであり、これは3％のエディントン光度に相当します。NGC3227の新しいトリガーデータの連続体モデリングでは、X線源（Cf=0.6）を部分的にカバーするカラム密度NH=5e+22cm^-2の新しい覆い隠しガスの存在が必要です。
若いマグネターの磁場進化によって引き起こされた地殻の動的イベントとしての高速電波バースト
| Title |
Fast_Radio_Bursts_as_crustal_dynamical_events_induced_by_magnetic_field_evolution_in_young_magnetars |
| Authors |
J.E._Horvath_(1),_P.H.R.S._Moraes_(1),_M.G.B._de_Avellar_(2)_and_L.S._Rocha_((1),_(1)_IAG-USP,_S\~ao_Paulo_SP,_Brazil,_(2)_UNIFESP,_Diadema_SP,_Brazil) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.15030 |
この研究では、マグネターの地殻に影響を与える磁場のダイナミクスによって引き起こされるエネルギーの放出に基づいて、高速電波バーストを繰り返すためのモデルを再検討します。伝播を近似的に解くことによってそのようなモデルの基本的なニーズに対処し、磁気圏のいわゆる{\it電荷不足}領域の電荷の束によるエネルギーと放射を定量化します。SGR1935+2154から新たに検出されたX線の（ほぼ）同時放出は、伝播の背後にある再接続に暫定的に関連付けられています。イベントによって励起された$f$モードの重力放射の強度が定量化され、非線形（とがった）ソリトン解のより詳細な研究が示唆されています。
O3で発見された重力波源のDDOTI観測
| Title |
DDOTI_Observations_of_Gravitational-Wave_Sources_Discovered_in_O3 |
| Authors |
R._L._Becerra,_S._Dichiara,_A._M._Watson,_E._Troja,_N._R._Butler,_M._Pereyra,_E._Moreno_M\'endez,_F._De_Colle,_W._H._Lee,_A._S._Kutyrev_and_K._O._C._L\'opez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.15075 |
AdvancedLIGOおよびAdvancedVirgoO3の観測実行中に検出された重力波イベントのDDOTI望遠鏡による光学的追跡観測を提示します。DDOTIは数分でアラートに応答でき、約69度$^{2}$の瞬間フィールドを持ち、$w_{\rmlim}=18.5$から20.5ABの$10\sigma$上限を取得します。条件にもよりますが、1000秒の露光でマグニチュード。引き込まれていない重力波アラートの54\％（48のうち26）を観察しましたが、電磁的な対応物は見つかりませんでした。上限を、キロノバAT〜2017gfo、放射性およびマグネターを動力源とするキロノバのモデル、短いガンマ線バースト残光、AGNフレアなどのさまざまな対応物と比較します。GWソースの大きな位置の不確実性により、O3中に強い制約を課すことはできませんが、O4以降で十分にローカライズされたGWイベントのDDOTI観測は、コンパクトなバイナリマージのモデルを有意義に制約する可能性があります。DDOTIは、AT〜2017gfoと同様のキロノバを最大約200〜Mpcまで、マグネター駆動のキロノバを最大1〜Gpcまで検出できることを示しています。近くの（$\lesssim$200Mpc）残光は、軸上で観測された場合、迅速な（$\lesssim$3時間）DDOTI観測によって検出される可能性が高い（$\upperx$70\％）と計算されますが、軸外の残光は見られそうにない。最後に、DDOTIによる大規模なBBHイベントの長期モニタリングにより、これらのイベントに関連する後期AGNフレアを確認または除外できることをお勧めします。
タコス：TESS AM〜CVn爆発調査
TESSを使用して、AM〜CVnシステムのバーストについて体系的な調査を行い、現在のバーストモデルにいくつかの制限を設けています。スーパーバースト（SO）と通常のバースト（NO）の両方を示す9AM〜CVnsのTESS光度曲線（LC）を示します。TESSによる爆発の継続的なカバレッジにより、SOとNOの期間と構造に厳しい制限を設けることができます。少なくともいくつかのシステムでは、SOの観測されたLCとSO後の再増光段階を説明するために、強化された物質移動（EMT）を考慮に入れる必要があるという証拠を提示します。他の人にとっては、ZTFを使用した$g$と$r$の同時観測からの色の変化は、EMTがSOの原因であるより長い期間のAM〜CVnsの以前に報告された色の変化とは異なります。また、十分に高いケイデンスカバレッジがないため、以前の地上調査では期間の多くが過大評価されていた可能性があり、午前6時からCVnsのSO期間が報告されています。また、前駆体はAM〜CVnsのSOの一般的な特徴であり、報告された6つのSOのうち5つのLCに見られることもわかりました。最後に、TESSからの10分と2分のケイデンスLCにより、AM〜CVnsの2つの新しい候補軌道周期を見つけることもできました。どちらも、過去の爆発履歴に基づく周期の予測とかなりよく一致しています。
AstroSatのSXTおよびLAXPC観測を使用して、環礁ソース4U1705-44の内部ディスク領域を探索する
| Title |
Exploring_the_inner-disk_region_of_the_atoll_source_4U_1705-44_using_AstroSat's_SXT_and_LAXPC_observations |
| Authors |
Malu_S,_K._Sriram,_S._Harikrishna,_Vivek_K._Agrawal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.15143 |
初めて、環礁源4U1705-44のブロードバンドスペクトルとタイミングの同時研究が、AstroSat軟X線望遠鏡（SXT）と大面積X線比例計数管（LAXPC）データ（0.8-70keV）を使用して実行されました。HIDに基づくと、これらの観測中、ソースはソフトバナナ状態でした。スペクトルモデリングは、完全な反射フレームワークを使用して実行され、14Rgの内部ディスク半径が得られました。柔らかい状態でハードなべき乗則のテールが見られ、高温の成分フラックスとさまざまなべき乗則のインデックスがさまざまなコロナ/サブケプラーの流れを示しています。スペクトルフィットに基づいて、境界層の半径と磁気圏の半径は、それぞれ$\sim$14〜18kmと$\sim$9〜19kmに制限されました。相互相関関数の研究は、0.8〜3keVのソフトSXT光度曲線と10〜20keVのハードLAXPC光度曲線の間で実行され、相関および反相関のラグが見つかりました。これは、冠の高さを0.6〜20kmに制限するために使用されました（\b{eta}=0.1）。内側の円盤の半径は観測中に変化していないので、検出された遅れはおそらく降着円盤の内側の領域のコロナ/境界層の変化する構造によって引き起こされていると結論付けます。観測に基づいて、環礁源4U1705-44で検出されたラグを説明するための幾何学的モデルが提案されています。
| Title |
Observation_of_gravitational_waves_from_two_neutron_star-black_hole_coalescences |
| Authors |
The_LIGO_Scientific_Collaboration,_the_Virgo_Collaboration,_the_KAGRA_Collaboration:_R._Abbott,_T._D._Abbott,_S._Abraham,_F._Acernese,_K._Ackley,_A._Adams,_C._Adams,_R._X._Adhikari,_V._B._Adya,_C._Affeldt,_D._Agarwal,_M._Agathos,_K._Agatsuma,_N._Aggarwal,_O._D._Aguiar,_L._Aiello,_A._Ain,_P._Ajith,_T._Akutsu,_K._M._Aleman,_G._Allen,_A._Allocca,_P._A._Altin,_A._Amato,_S._Anand,_A._Ananyeva,_S._B._Anderson,_W._G._Anderson,_M._Ando,_S._V._Angelova,_S._Ansoldi,_J._M._Antelis,_S._Antier,_S._Appert,_Koya_Arai,_Koji_Arai,_Y._Arai,_S._Araki,_A._Araya,_M._C._Araya,_J._S._Areeda,_M._Ar\`ene,_N._Aritomi,_N._Arnaud,_S._M._Aronson,_K._G._Arun,_H._Asada,_Y._Asali,_G._Ashton,_Y._Aso,_S._M._Aston,_P._Astone,_F._Aubin,_P._Aufmuth,_K._AultONeal,_C._Austin,_S._Babak,_F._Badaracco,_M._K._M._Bader,_S._Bae,_Y._Bae,_et_al._(1538_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.15163 |
LIGOとおとめ座の3回目の観測で、中性子星ブラックホール（NSBH）バイナリと一致する特性を持つ2つのコンパクトなバイナリ合体からの重力波の観測を報告します。2つのイベントの名前はGW200105_162426およびGW200115_042309で、GW200105およびGW200115と省略されます。1つ目はLIGOLivingstonとVirgoによって観測され、2つ目は3つすべてのLIGO-Virgo検出器によって観測されました。GW200105のソースにはコンポーネントの質量$8.9^{+1.2}_{-1.5}\、M_\odot$と$1.9^{+0.3}_{-0.2}\、M_\odot$がありますが、GW200115のソースにはコンポーネントがあります質量$5.7^{+1.8}_{-2.1}\、M_\odot$および$1.5^{+0.7}_{-0.3}\、M_\odot$（すべての測定値は90％の信頼できるレベルで引用されています）。二次質量が中性子星の最大質量を下回る確率は、GW200105とGW200115でそれぞれ89％-96％と87％-98％であり、範囲はさまざまな天体物理学的仮定から生じています。ソースの光度距離は、それぞれ$280^{+110}_{-110}$Mpcと$300^{+150}_{-100}$Mpcです。GW200105の一次スピンの大きさは90％の信頼できるレベルで0.23未満であり、その方向は制約されていません。GW200115の場合、一次スピンは88％の確率で軌道角運動量に負のスピン射影を持ちます。どちらのイベントでも、二次コンポーネントのスピンまたは潮汐変形を制限することはできません。GW200105とGW200115が代表的であると仮定すると、NSBHの合併率密度は$45^{+75}_{-33}\、\mathrm{Gpc}^{-3}\mathrm{yr}^{-1}$であると推測されます。NSBHの母集団、または$130^{+112}_{-69}\、\mathrm{Gpc}^{-3}\mathrm{yr}^{-1}$は、コンポーネントの質量の分布が広いと仮定しています。
| Title |
A_Dyson_Sphere_around_a_black_hole |
| Authors |
Tiger_Yu-Yang_Hsiao,_Tomotsugu_Goto,_Tetsuya_Hashimoto,_Daryl_Joe_D._Santos,_Alvina_Y._L._On,_Ece_Kilerci-Eser,_Yi_Hang_Valerie_Wong,_Seong_Jin_Kim,_Cossas_K.-W._Wu,_Simon_C.-C._Ho_and_Ting-Yi_Lu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.15181 |
地球外知的生命体（SETI）の検索は、60年近くにわたって行われてきました。ダイソン球は、星を取り囲み、その放射エネルギーを高度な文明のエネルギー源として外側に輸送する球形の構造であり、SETIの主なターゲットの1つです。この研究では、ブラックホールの周りにダイソン球を構築することが効果的かどうかについて議論します。6つのエネルギー源を検討します：（i）宇宙マイクロ波背景放射、（ii）ホーキング放射、（iii）降着円盤、（iv）ボンディ降着、（v）コロナ、および（vi）相対論的ジェット。将来の文明（たとえば、タイプII文明）を開発するには、$4\times10^{26}\、{\rmW}$（$1\、{\rmL_{\odot}}$）が必要になると予想されます。（iii）から（vi）の中で、最大の光度は降着円盤から収集でき、タイプII文明を維持するのに十分な$10^{5}\、{\rmL_{\odot}}$に達します。さらに、ダイソン球が電磁放射だけでなく、ジェットから他の種類のエネルギー（運動エネルギーなど）も収集する場合、収集されるエネルギーの合計は約5倍になります。ダイソン球からの放出を考慮すると、私たちの結果は、ミルキーウェイ（私たちから$10\、\rmkpc$）の恒星質量ブラックホールの周りのダイソン球が紫外線$（\rm10-400）で検出可能であることを示しています\、{\rmnm）}$、オプティカル$（\rm400-760\、{\rmnm）}$、近赤外線（$\rm760\、{\rmnm}-5\、{\rm\mum}$）、およびGalaxyEvolutionExplorerUltravioletSkySurveysなどの現在の望遠鏡を使用した廃熱放射による中赤外線（$\rm5-40\、{\rm\mum}$）波長。観測されたスペクトルエネルギー分布にモデルフィッティングを実行し、視線速度の変動を測定することは、これらの可能な人工構造を特定するのに役立つ可能性があります。
| Title |
Pre-merger_localization_of_compact-binary_mergers_with_third_generation_observatories |
| Authors |
Alexander_H._Nitz_and_Tito_Dal_Canton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.15259 |
第二世代の重力波観測所との二元中性子星合体の合併前の検出と局在化の見通しを提示します。2030年代以降に運用される可能性のあるさまざまな重力波ネットワークを検討します。これらのネットワークには、最大2つのCosmicExplorerサイト、アインシュタイン望遠鏡、および既存の第2世代地上ベースの検出器による継続的な観測が含まれます。300Gpc$^{-3}$yr$^{-1}$の基準合併率の場合、アインシュタイン望遠鏡はそれ自体で5（30）分前に年間6（2）のソースを検出できることがわかります。合併し、$<10〜\textrm{deg}^2$のローカリゼーションを提供します。単一のCosmicExplorerは、それ自体でソースを検出しますが、ローカライズすることはできません。ただし、2つの検出器を持つCosmicExplorerネットワークは、同じ基準を使用して、年間22（0.4）の合併を検出します。デュアルコズミックエクスプローラーとアインシュタイン望遠鏡の操作を備えた完全な3検出器ネットワークでは、合併の5分前に$<1〜\textrm{deg}^2$のソースのローカリゼーションが可能になり、年間$\sim7$のソースが可能になります。ローカリゼーションと検出機能の劇的な増加を考えると、第3世代の天文台は、ガンマ線、X線、光学望遠鏡を含む幅広い天文台による合併の迅速な放出の定期的な観測を可能にします。さらに、合併の数分前のサブディグリーの位置特定は、狭視野の高エネルギー望遠鏡と組み合わされて、過去10年間に提案された高エネルギーの合併前の放出モデルを強く制約する可能性があります。
それらの組成によって明らかにされた銀河宇宙線の起源
| Title |
The_Origin_of_Galactic_Cosmic_Rays_as_Revealed_by_their_Composition |
| Authors |
Vincent_Tatischeff,_John_C._Raymond,_Jean_Duprat,_Stefano_Gabici_and_Sarah_Recchia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.15581 |
銀河宇宙線（GCR）は、星間物質を一掃する大規模な星風と超新星爆発によって引き起こされる強い衝撃で加速されると考えられています。しかし、CRが抽出される星間物質の位相は、これまでとらえどころのないままでした。ここでは、AMS-02、Voyager1、SuperTIGERの実験による最近の測定から推定された、GCRソースの組成を詳細に調べて、GCRソースリザーバーの組成、イオン化状態、ダスト含有量に関する情報を取得します。CR物質の揮発性元素は、主に約2MKを超える温度のプラズマから加速されることを示しています。これは、大規模な星風と超新星爆発の活動によってエネルギーを与えられた銀河系スーパーバブルに見られる高温媒体に典型的です。$^{22}$Neの過剰の原因となる別のGCRコンポーネントは、おそらく、それらの終了ショックでの大規模な星風の加速から生じます。天の川銀河のCR関連のガンマ線光度から、超新星衝撃波と風終結衝撃波の両方のイオン加速効率は$10^{-5}$のオーダーであると推定されます。GCR源の組成は、星間塵に含まれる耐火性元素の優先的な加速の証拠も示しています。GCR耐火物は、衝撃加速とそれに続く、埋め込まれた分子雲の熱蒸発によって高温プラズマに連続的に組み込まれたダスト粒子のスパッタリングから、スーパーバブルでも生成されることをお勧めします。私たちのモデルは、$^{22}$Neの過剰量を含む、HからZrまでのすべてのプライマリおよびほとんどプライマリCRの測定された存在量をよく説明しています。
| Title |
Cosmic-CoNN:_A_Cosmic_Ray_Detection_Deep-Learning_Framework,_Dataset,_and_Toolkit |
| Authors |
Chengyuan_Xu,_Curtis_McCully,_Boning_Dong,_D._Andrew_Howell,_Pradeep_Sen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14922 |
CCDでキャプチャされたデータを科学的に解釈するには、宇宙線（CR）を拒否することが不可欠ですが、単一露光画像でCRを検出することは依然として困難です。従来のCR検出アルゴリズムでは、複数のパラメータを実験的に調整する必要があるため、さまざまな機器や観測要求間で自動化することは困難です。ディープラーニングを使用してCR検出モデルをトレーニングする最近の研究は、有望な結果を示しています。ただし、機器固有のモデルでは、トレーニングデータに含まれていない地上施設からの画像のパフォーマンスが低下します。この作業では、一般的なCR検出モデルを生成するために設計された深層学習フレームワークであるCosmic-CoNNを紹介します。ラスクンブレス天文台のグローバル望遠鏡ネットワークからの数千の画像を活用して、大規模で多様な地上ベースのCRデータセットを構築し、99.91％の真陽性検出率を達成し、96.40％を超える真陽性率を維持する一般的なCR検出モデルを作成します。GeminiGMOS-N/Sからの目に見えないデータで、偽陽性率は0.01％です。オープンソースのフレームワークとデータセットとは別に、コンソールコマンド、Webベースのアプリケーション、PythonAPIを含む一連のツールを構築して、天文学者のコミュニティが広くアクセスできる自動で堅牢なCR検出を実現します。
人気のないパッケージ：TESSフルフレーム画像の光度曲線をトレンド除去するためのデータ駆動型アプローチ
| Title |
The_unpopular_Package:_a_Data-driven_Approach_to_De-trend_TESS_Full_Frame_Image_Light_Curves |
| Authors |
Soichiro_Hattori,_Daniel_Foreman-Mackey,_David_W._Hogg,_Benjamin_T._Montet,_Ruth_Angus,_T._A._Pritchard,_Jason_L._Curtis,_Bernhard_Sch\"olkopf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.15063 |
トランジット系外惑星探査衛星（TESS）で観測されたピクセルの大部分は、フルフレーム画像（FFI）の形式で配信されます。ただし、FFIには、ポインティングジッターや地球と月からの散乱光などの体系的な影響が含まれており、ダウンストリーム分析の前に削除する必要があります。因果ピクセルモデル法に基づいてTESSFFI光度曲線の傾向を取り除く、人気のないオープンソースのPythonパッケージを紹介します。複数の離れたピクセル間で共有されるフラックス変動が系統的である可能性が高いという仮定の下で、不人気は、特定のピクセルの光度曲線の系統を他の多くの離れたピクセルからの光度曲線の線形結合としてモデル化することによって、これらの一般的な（つまり人気のある）傾向を取り除きます。過剰適合を防ぐために、リッジ回帰と、トレンド除去されるデータポイントをモデル係数の取得に使用されるデータポイントから分離するトレインアンドテストフレームワークを採用しています。また、多項式モデルとの同時フィッティングを可能にして、長期的な天体物理学的傾向をキャプチャします。さまざまなソース（超新星、潮汐破壊現象、太陽系外惑星をホストする星、高速回転する星など）のトレンドを取り除き、必要に応じて他のパイプラインで得られた光度曲線と比較することで、メソッドを検証します。また、不人気がセクター長の天体物理学的信号を保存できることを示し、FFIデータからマルチセクターの光度曲線を抽出できるようにします。人気のないソースコードとチュートリアルは、オンラインで無料で入手できます。
BO Ceti：IWとSUUMaタイプの機能の両方を示す矮新星
| Title |
BO_Ceti:_Dwarf_Nova_Showing_Both_IW_And_and_SU_UMa-Type_Features |
| Authors |
Taichi_Kato,_Yusuke_Tampo,_Naoto_Kojiguchi,_Masaaki_Shibata,_Junpei_Ito,_Keisuke_Isogai_(Kyoto_U),_Hiroshi_Itoh,_Franz-Josef_Hambsch,_Berto_Monard,_Seiichiro_Kiyota,_Tonny_Vanmunster,_Aleksei_A._Sosnovskij,_Elena_P._Pavlenko,_Pavol_A._Dubovsky,_Igor_Kudzej,_Tomas_Medulka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.15028 |
IWと星は、矮新星の最近認識されたサブグループであり、明るくなることによって終了する（しばしば反復的な）ゆっくりと上昇する停止を特徴としますが、この変動の正確なメカニズムはまだ特定されていません。2019-2020年の行動に基づいて、新星のような激変星と見なされていたBOCetを、IWAndstarsの新しいメンバーとして特定しました。これに加えて、この天体は2020年から2021年に矮新星型の爆発を示し、少なくとも1回の長い爆発の間に発達した軌道よりも7.8％長い周期のスーパーハンプを示しました。この天体は、公転周期が非常に長い（0.1398d）SUUMa型矮新星であることが確認されています。したがって、BOCetは、SUUMaタイプとIWAndタイプの両方の機能を示す最初の激変星です。成長期のスーパーハンプ（ステージAスーパーハンプ）から0.31〜0.34の質量比（q）が得られました。このqでは、潮汐の不安定性とスーパーハンプの原因となる3：1共振の半径と、潮汐の切り捨て半径は非常に似ています。ディスクサイズが十分に大きくない場合、このオブジェクトはIWAndタイプの変動を示す場合がありましたが、熱的不安定性の結果として3：1共振の半径に達する可能性があると解釈します。また、q=0.30を超えるSUUMa型矮新星があり、これは数値シミュレーションから導き出された以前に考慮された限界（q〜0.25）を超えており、3：1共鳴の半径が内側にあるためこれが可能であることも説明します。潮汐打ち切り半径。白色矮星の質量を1.0Msolより大きく制限しました。これは、IWAndタイプの動作とHeII放出の観測された強度の原因である可能性があります。ただし、SUUMaタイプとIWAndタイプの両方の機能を表示するという点でこのオブジェクトが一意である正確な理由はまだ解決されていません。
非常に低い質量比の接触連星NSVS5029961の最初の測光および分光分析
| Title |
The_first_photometric_and_spectroscopic_analysis_of_the_extremely_low_mass_ratio_contact_binary_NSVS_5029961 |
| Authors |
Shu-Yue_Zheng,_Kai_Li,_Qi-Qi_Xia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.15036 |
NSVS5029961の測光および分光学的調査を初めて実施しました。新しいBV（RI）$_c$バンドの光度曲線は、山東大学の威海天文台にある1.0mの望遠鏡で取得されました。Wilson-Devinneyプログラムを適用すると、NSVS5029961は、質量比が非常に低いAサブタイプの浅い接触連星であることがわかりました（q=0.1515、f=19.1\％）。LAMOSTによって6つのスペクトルが取得され、多くの彩層活動輝線インジケーターがスペクトルで検出され、ターゲットが強い彩層活動を示していることが明らかになりました。測光解とガイア距離を使用して絶対パラメータを計算し、2つの成分の初期質量とバイナリの年齢を推定しました。進化の状態は、質量半径図と質量光度図を使用して議論されました。結果は、一次成分が少し進化した星であり、二次成分が主系列星から離れて進化したことを示しています。NSVS5029661の形成と進化の調査は、磁気ブレーキとケースAの物質移動による角運動量損失により、短周期で質量比の低い分離バイナリから進化した可能性があり、現在安定した接触段階にあることを示しています。
ランベルトの$ W $関数を使用した、高温の大質量星の線駆動風に対する新しい流体力学的ソリューション
| Title |
New_hydrodynamic_solutions_for_line-driven_winds_of_hot_massive_stars_using_Lambert_$W$-function |
| Authors |
Alex_C._Gormaz-Matamala,_Michel_Cur\'e,_D._John_Hillier,_Francisco_Najarro,_Brankica_Kub\'atov\'a_and_Ji\v{r}\'i_Kub\'at |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.15060 |
高温の大質量星は、大気のイオンによる光子の吸収、散乱、および再放出によって駆動される強い恒星風を示します（\textit{線駆動風}）。この現象をよりよく理解し、流体力学と放射加速度をより正確に計算して、スペクトルフィッティングの自由パラメーターの数を減らし、質量損失率や速度プロファイルなどの正確な風パラメーターを決定する必要があります。非LTEモデル大気コードCMFGENを使用して、恒星大気の放射伝達方程式を数値的に解き、放射加速度$g_\text{rad}（r）$を計算します。放射加速度が半径座標のみに依存するという仮定の下で、ランベルトの$W$関数を使用して運動方程式を解析的に解きます。放射伝達の解と運動方程式の間の反復手順を実行して、$\beta$の法則に基づかない最終的な自己無撞着な速度場を取得します。ランバート手順を3つのO超巨星（$\zeta$-Puppis、HD〜165763および$\alpha$-Cam）に適用し、速度プロファイルのランバートソリューションについて説明します。質量損失率を再計算しなくても、ランバート手順により、CMFGENを使用したスペクトルフィッティングが実行されるときに自由パラメーターの数を減らす一貫した速度プロファイルの計算が可能になることがわかります。ランバートソリューションから計算された合成スペクトルは、初期の$\beta$-lawCMFGENモデルと比較して有意差を示しています。結果は、CMFGENコードでの一貫した速度プロファイル計算の重要性と、フィッティング手順および観測されたスペクトルの解釈でのその使用法を示しています。
長時間の噴火フレアのデータ制約付き電磁流体力学シミュレーション
| Title |
Data-constrained_Magnetohydrodynamic_Simulation_of_a_Long_Duration_Eruptive_Flare |
| Authors |
Yang_Guo,_Ze_Zhong,_M._D._Ding,_P._F._Chen,_Chun_Xia,_Rony_Keppens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.15080 |
メッセージパッシングインターフェイスアダプティブメッシュリファインメント多用途移流コード（MPI-AMRVAC）を使用して、2011年6月21日の01：18UTに開始されたC7.7クラスフレアのゼロ$\beta$電磁流体力学シミュレーションを実行します。シミュレーションの初期条件には、正規化されたビオサバールの法則によって実現されるフラックスロープが含まれます。この法則のパラメーターは、ソーラーダイナミクスオブザーバトリー（SDO）の大気イメージングアセンブリ（AIA）と極紫外線イメージャー（EUVI）からの観測によって制約されます。）ツインソーラーダイナミズオブザーバトリー（STEREO）について。このデータに制約のある初期状態は、MPI-AMRVACの磁気摩擦モジュールによって力のない状態に緩和されます。さらに時間発展するシミュレーション結果は、SDO/AIA94A、304A、およびSTEREO/EUVI304Aの観測によって得られた噴火特性をかなりよく再現しています。シミュレートされたフラックスロープは、観測と同様の噴火方向、高さ範囲、および速度を持っています。特に、フィラメント材料の排出プロセスに照らして密度分布を変化させることにより、遅い進化と速い噴火の2つのフェーズが再現されます。データに制約のあるシミュレーションでは、広い視野（約0.76太陽半径）などの他の利点も示されています。磁束ロープのねじれと上にある磁場の減衰指数を調べたところ、この場合、磁気ストラップ力と磁気張力の両方が磁気フープ力よりも十分に弱く、フラックスロープ。また、噴出するフラックスロープの正しい形態を維持するには、異常な抵抗率が必要であることがわかります。
セジョン散開星団調査（SOS）。 VII。若い散開星団IC1590の測光研究
| Title |
The_Sejong_Open_Cluster_Survey_(SOS)._VII._A_Photometric_Study_of_the_Young_Open_Cluster_IC_1590 |
| Authors |
Seulgi_Kim,_Beomdu_Lim,_Michael_S._Bessell,_Jinyoung_S._Kim,_and_Hwankyung_Sung |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.15129 |
若い散開星団は、星形成過程を理解するための理想的な実験室です。HII領域NGC281の中央にある若い散開星団IC1590の深いUBVIおよびHalpha測光を示します。初期型のメンバーはUBV測光図から選択され、低質量の前主系列（PMS）メンバーはHalpha測光を使用して識別されます。さらに、公開されているX線源リストとガイアの位置天文データも、可能性のあるメンバーを分離するために使用されます。合計408個の星がメンバーとして選ばれました。初期型のメンバーから得られた平均赤みは<E（B-V）=0.40+/-0.06（s.d。）です。銀河団ガスの異常減光則を確認します。ゼロエイジ主系列フィッティング法から決定されたクラスターまでの距離係数は12.3+/-0.2mag（d=2.88+/-0.28kpc）であり、距離d=2.70^+0.24_-0.20と一致しています。最近のガイア視差からのkpc。また、恒星進化モデルを用いて、個々のメンバーの年齢と質量を推定します。月経前症候群の星の年齢の最頻値は約0.8Myrです。IC1590の初期質量関数が導出されます。高質量領域（m>1M_sun）のSalpeter/Kroupa初期質量関数よりも急な形状（ガンマ=-1.49+/-0.14）に見えます。質量分離の兆候は、このクラスターの内側（r<2.'5）と外側の領域の初期質量関数の傾きの違いから検出されます。最後に、NGC281での星形成の歴史について説明します。
SN Ia2016jaeでの星雲Halpha放射
| Title |
Nebular_Halpha_emission_in_SN_Ia_2016jae |
| Authors |
N._Elias-Rosa,_P._Chen,_S._Benetti,_Subo_Dong,_J._L._Prieto,_E._Cappellaro,_J._A._Kollmeier,_N._Morrell,_A._L._Piro_and_M._M._Phillips |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.15340 |
Ia型超新星（SNIa）は、CO白色矮星（WD）の熱核爆発に由来し、観測されたスペクトルに水素がないことが特徴的であるという幅広いコンセンサスがあります。ここでは、発見直後に得られたスペクトルからタイプIaSNに分類されたSN2016jaeを紹介します。SNは-17.93±0.34等のBバンドピークに達し、その後、sBV0.56±0.06で急速に光度が低下し、推定Dm15（B）は1.88±0.10等でした。全体として、SNは、「通常の」SNeIaと91bgのようなSNeなどの非常に暗いSNeIaとの間の「移行」イベントとして表示されます。その特徴は、ピークから+84日と+142日後に取得された2つの遅い時間のスペクトルが、Halphaの細い線を示していることです（半値全幅はそれぞれ約650kmと1000km-1です）。これは、SN2018cqj/ATLAS18qtdおよびSN2018fhw/ASASSN-18tbに続く3番目の低光度で急速に低下するタイプIaSNであり、100IAS調査で発見されました。星雲のHalpha放出は、膨張する水素に富むシェル（速度<1000kms-1）で発生すると主張します。水素シェルの速度は、共通外層の段階で生成するには高すぎますが、単一縮退した前駆体システムでHに富むコンパニオンスターから剥ぎ取られたいくつかの物質と一致している可能性があります。ただし、このストリッピングされた水素の導出質量は約0.002〜0.003Msunであり、これらのシナリオの標準モデルで予想される質量（>0.1Msun）よりもはるかに小さくなっています。もう1つのもっともらしい一連のイベントは、光学的厚さの風によって放出されたHシェルとの弱いSNイジェクタ相互作用、または超新星爆発の数年前のC/OWD前駆体での新星のような噴火です。
Cepheidsのモード切り替えに対する金属量の影響
Cepheidsのモード切り替えは、主系列質量$M_0$とヘリウム$Z$より重い元素の存在量に応じて、脈動変光星の非線形理論の方法を使用して研究されます。コア-ヘリウム燃焼セファイドの進化モデルと流体力学モデルのグリッドは、初期質量が$5.7M_\odot\leM_0\le7.2M_\odot$および$Z=0.014$、0.018、0.022の30個の星の進化シーケンスで表されます。$Z$の考慮された値について、基本モードの周期と振動モード切り替えでの最初の倍音は、恒星物質の平均密度に依存することが示されています。最初の倍音の期間の上限は、$Z$が$Z=0.014$の$\約6.9$日から$Z=0.022$の$\約4.1$日に増加するにつれて減少します。理論上の周期-半径の関係は$Z$に依存せず、バーデ-ウェッセリンク法に基づく最近のセファイド半径の測定値とよく一致します（2.5\％以内）。短期間のCepheidCGCasの基本的なパラメータは、期間と期間の変化率の観測的推定値を適用して導き出されました。この星は最初の倍音パルセータであることが示されています。
2019年国際女性デーイベント：複数の噴火の兆候と地球への影響が少ない2段階の太陽フレア
| Title |
The_2019_International_Women's_Day_event:_A_two-step_solar_flare_with_multiple_eruptive_signatures_and_low_Earth_impact |
| Authors |
Dumbovic,_M.,_Veronig,_A._M.,_Podladchikova,_T.,_Thalmann,_J._K.,_Chikunova,_G.,_Dissauer,_K.,_Magdalenic,_J.,_Temmer,_M.,_Guo,_J.,_and_Samara,_E |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.15417 |
2019年3月8日初頭に活動地域AR12734で発生した噴火イベントの詳細な分析を示します。これを国際女性デーイベントと呼びます。調査中のイベントは、いくつかの側面で興味深いものです。1）低コロナの噴火サインは「ペア」（ダブルピークフレア、2つのコロナル調光、および2つのEUV波）で提供されます。2）イベントは噴火シグニチャの完全なチェーンによって特徴付けられますが、対応するコロナグラフシグニチャは弱いです。3）噴火の発生源領域は太陽円盤の中心近くに位置しているため、噴火はおそらく地球に向けられていると思われますが、太陽圏の特徴は非常に弱く、地球への影響はほとんどありません。軟X線、（極紫外線（E）UV）、電波、白色光の放射、および白色光の放射を含む、多数のマルチ宇宙船およびマルチ機器（リモートセンシングとその場の両方）の観測を分析します。プラズマ、磁場、粒子の測定。3DNLFFモデリングを使用して、アクティブ領域内およびその周辺の冠状磁場構成を調査し、GCSモデルを使用してCMEジオメトリを3D再構築し、3DMHD数値モデルEUHFORIAを使用して太陽圏の背景状態をモデル化します。私たちの結果は、せん断およびねじれた磁場の2つのシステムの2つのその後の噴火を示しています。これらはすでに上部コロナで融合し、単一のエンティティとしてさらに進化し始めています。大規模な磁場は、構造の初期進化と惑星間進化の両方に大きな影響を与えます。最初の噴火の間に、上にあるフィールドの安定性が破壊され、2回目の噴火が可能になりました。惑星間空間での伝播中に、大規模な磁場、つまりARと地球の間の太陽圏電流シートの位置が伝播と噴火した構造の進化に影響を与える可能性が高いことがわかります。
NGC2243およびNGC104のリチウム
私たちの目的は、金属量は似ているが年齢が大きく異なる2つのクラスター、古い散開星団NGC2243と金属が豊富な球状星団NGC104の初期Li含有量を決定することでした。各クラスターの赤色巨星分枝へのターンオフ）。NGC2243の場合、Liの存在量は、Gaia-ESOPublicSpectroscopicSurveyによってリリースされたカタログからのものですが、NGC104の場合、アーカイブデータと新しい観測を含むFLAMES/GIRAFFEスペクトルを使用してLiの存在量を測定しました。NGC2243の最初のLiを、Liディップの高温側の星で測定されたリチウムと見なしました。初期存在量とNGC2243の最初のドレッジアップ後のLi値の差を使用し、この量をNGC〜104の最初のドレッジアップ後の星に追加することで、このクラスターの最初のLiを推測することができました。さらに、観測結果を理論的な恒星モデルの予測と比較して、最初のLiの存在量と最初のドレッジアップ後の存在量の違いを調べました。NGC2243の初期リチウム含有量は、リチウム存在量が最も高い5つの最も高温の星から測定された平均Li存在比をとることにより、A（Li）_i=2.85dexであることがわかりました。この値は、最初のドレッジアップ後の星で得られたリチウムの存在量よりも1.69dex高くなっています。この数をNGC〜104の最初のドレッジアップ後の星で得られたリチウム存在量に加えることにより、A（Li）_i=2.30dexの初期リチウム含有量の下限を推測します。ステラモデルは同様の値を予測します。したがって、私たちの結果は、さらなる理論的発展のための重要な洞察を提供します。
弱線TTauri星からのコヒーレント低周波電波バーストの検出
| Title |
Detection_of_coherent_low-frequency_radio_bursts_from_weak-line_TTauri_stars |
| Authors |
A._Feeney-Johansson,_S._J._D._Purser,_T._P._Ray,_A._A._Vidotto,_J._Eisl\"offel,_J._R._Callingham,_T._W.Shimwell,_H._K._Vedantham,_G._Hallinan,_C._Tasse |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.15445 |
近年、高感度観測が可能なLOFARなどの新設備のおかげで、低周波での恒星電波放射の検出に多くの研究がなされてきました。このような発光は、一般に電子サイクロトロンメーザー発光に起因するコヒーレント発光であることが一般的に示されており、通常、主系列のM矮星から検出されています。ここでは、高レベルの恒星活動に関連することが知られているおうし座T星からの低周波でのコヒーレント放射の最初の検出を報告します。LOFARを使用して、2つの弱線TTauri星から150MHzでいくつかの明るい電波バーストを検出しました：KPNO-Tau14とLkCa4。すべてのバーストは高い輝度温度を持っています（$10^{13}-10^{14}\\mathrm{K}$）および高い円偏光率（60〜90\％）は、コヒーレント放射メカニズムによるものである必要があることを示しています。これは、プラズマ放射または電子サイクロトロンメーザー（ECM）放射のいずれかである可能性があります。バーストの少なくとも1つで見られる非常に高い輝度温度（$\geq10^{14}\\mathrm{K}$）と高い円偏光レベルのため、プラズマ放出が原因である可能性は低いようです。そのため、ECMが最も可能性の高い放出メカニズムとして支持されています。これが事実であると仮定すると、放出領域で必要な磁場は40〜70Gになります。ECM放出を生成する最も可能性の高い方法は、恒星磁気圏でのプラズマ共回転破壊であると判断します。可能性は残っていますが、それは軌道を回る太陽系外惑星との相互作用が原因である可能性があります。
Barker and Astoul（2021）へのコメント
公転周期が主星の対流時間スケールと比較して短い場合の相互作用連星の潮汐進化は、長年の問題です。Terquem（2021）は、この時間的順序付けスキームに従うと、潮汐から対流へのエネルギー伝達率（$D_R$で示される）は、潮汐速度と平均せん断に関連する平均レイノルズ応力の積によって与えられると主張しています。対流に関連しています。最近の回答で、BarkerandAstoul（2021、以下BA21）は、$D_R$（この形式）が潮汐散逸に寄与できないことを示していると主張しています。彼らの分析は、ブシネスクと非弾性モデルの研究に基づいています。ここでは、BA21が潮汐と対流の間のエネルギー伝達に関与する正しい用語を誤認していることを示しています。結果として、彼らの非弾性計算は、$D_R$定式化が潮汐と対流の間のエネルギー損失結合として無効になっていることを証明していません。BA21は、ブシネスク近似の計算も実行します。ここで、$D_R$が再び寄与しないという彼らの主張は、その表面からエネルギーを放射する星や惑星には適用されない境界条件に基づいています。これは、私たちが検討する問題の重要な散逸プロセスです。
マルチスリットソーラーエクスプローラー（MUSE）を使用した太陽大気の物理学の調査：I。コロナ加熱
| Title |
Probing_the_physics_of_the_solar_atmosphere_with_the_Multi-slit_Solar_Explorer_(MUSE):_I._Coronal_Heating |
| Authors |
Bart_De_Pontieu,_Paola_Testa,_Juan_Martinez-Sykora,_Patrick_Antolin,_Konstantinos_Karampelas,_Viggo_Hansteen,_Matthias_Rempel,_Mark_C._M._Cheung,_Fabio_Reale,_Sanja_Danilovic,_Paolo_Pagano,_Vanessa_Polito,_Ineke_De_Moortel,_Daniel_Nobrega-Siverio,_Tom_Van_Doorsselaere,_Antonino_Petralia,_Mahboubeh_Asgari-Targhi,_Paul_Boerner,_Mats_Carlsson,_Georgios_Chintzoglou,_Adrian_Daw,_Ed_DeLuca,_Leon_Golub,_Takuma_Matsumoto,_Ignacio_Ugarte-Urra,_Scott_McIntosh,_and_the_MUSE_team |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.15584 |
マルチスリットソーラーエクスプローラー（MUSE）は、現在フェーズAにあるNASAMIDEXミッションの提案であり、マルチスリットEUV分光器（171A、284A、および108Aを中心とする3つの狭いスペクトル帯域）とEUVコンテキストイメージャー（195Aと304Aの周りの2つの狭い通過帯域で）。MUSEは、革新的なマルチスリット設計のおかげで、高空間（<0.5秒角）および時間分解能（最大0.5秒）での太陽コロナの前例のないスペクトルおよび画像診断を提供します。広範囲の遷移領域と37のスリットに沿ったコロナ温度を同時にカバーする4つの明るいEUVライン（FeIX171A、FeXV284A、FeXIX-FeXXI108A）でスペクトルを取得することにより、MUSEは初めて「凍結」できるようになります。"（10秒という短いケイデンスで）分光ラスターを使用すると、エネルギーが放出される空間スケール（〜0.5秒角）から大規模でしばしばアクティブになるまで、幅広いスケールにわたる動的コロナプラズマの進化-領域サイズ（170秒角x170秒角）の大気応答。高度な数値モデリングを使用して、MUSEが太陽大気の特性を時空間スケール（約0.5秒角、約20秒）でどのように制約するか、およびさまざまな最先端のモデルが存在する広い視野を示します。コロナ加熱、太陽フレア、コロナ質量放出（CME）を駆動する物理的プロセスの分析により、識別可能でテスト可能な予測が行われます。MUSE、シングルスリット、高解像度のSolar-CEUVST分光器、および地上の天文台（DKISTなど）の間の相乗効果が、太陽大気へのエネルギー供給方法にどのように対処できるか、およびMUSEが果たす重要な役割について説明します。関連する物理プロセスのマルチスケールの性質。この最初の論文では、MUSEの観測と理論モデルの比較が、冠状動脈の加熱メカニズムの理解をどのように大幅に促進するかに焦点を当てています。
マルチスリットソーラーエクスプローラー（MUSE）による太陽大気の物理学の調査：II。フレアと噴火
| Title |
Probing_the_Physics_of_the_Solar_Atmosphere_with_the_Multi-slit_Solar_Explorer_(MUSE):_II._Flares_and_Eruptions |
| Authors |
Mark_C._M._Cheung,_Juan_Mart\'inez-Sykora,_Paola_Testa,_Bart_De_Pontieu,_Georgios_Chintzoglou,_Matthias_Rempel,_Vanessa_Polito,_Graham_S._Kerr,_Katharine_K._Reeves,_Lyndsay_Fletcher,_Meng_Jin,_Daniel_N\'obrega-Siverio,_Sanja_Danilovic,_Patrick_Antolin,_Joel_Allred,_Viggo_Hansteen,_Ignacio_Ugarte-Urra,_Edward_DeLuca,_Dana_Longcope,_Shinsuke_Takasao,_Marc_DeRosa,_Paul_Boerner,_Sarah_Jaeggli,_Nariaki_Nitta,_Adrian_Daw_Mats_Carlsson,_Leon_Golub,_and_the_MUSE_team |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.15591 |
現在の最先端の分光器は、太陽フレアと噴火現象のコロナダイナミクスの基本的な空間（サブ秒）と時間スケール（数十秒未満）を解決することはできません。これまでの最高解像度の冠状データは、冠状エネルギーとダイナミクスを駆動するプロセスの多くを知らないイメージングに基づいています。低太陽大気についてIRISが示したように、主要なプロセスを理解するには、同時イメージングを伴う高解像度の分光測定が必要です。この論文では：（1）マルチスリットソーラーエクスプローラー（MUSE）を紹介します。これは、アクティブ領域サイズが太陽遷移領域とコロナ;（2）高度な数値モデルを使用して、太陽コロナのダイナミクスを調査し、太陽フレアと噴火のモデルを制約および識別するためのMUSEの独自の診断機能を示します。（3）MUSEが次世代太陽物理学ミッション（NGSPM）の科学目的に取り組む際に行う主な貢献と、MUSE、高スループットEUV太陽望遠鏡（EUVST）、およびダニエルK井上太陽望遠鏡（他の地上観測所）は、NGSPMの分散実装として動作できます。これは、DePontieuetal。のコンパニオンペーパーです。（2021a）、MUSEによるコロナ加熱の調査に焦点を当てています。
一過性の天体物理学源からの相対論的アクシオンのプロービング
| Title |
Probing_Relativistic_Axions_from_Transient_Astrophysical_Sources |
| Authors |
Joshua_Eby,_Satoshi_Shirai,_Yevgeny_V._Stadnik,_Volodymyr_Takhistov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.14893 |
暗黒物質（DM）を構成するアクシオンは、非相対論的振動場を形成すると考えられることがよくあります。アクシオン星の爆発など、ソースが最初は非相対論的である一時的な天体物理学的ソースからの相対論的アクシオンのバーストを調査します。QCDアクシオンの場合、崩壊するアクシオン星からのバーストは、広範囲のアクシオン質量にわたって潜在的に検出可能な信号につながります$10^{-15}\、\textrm{eV}\lesssimm\lesssim10^{-7}\、\textrm{eV}$は、ABRACADABRA、DMRadio、SHAFTなどの将来の実験で使用されます。従来のコールドアクシオンDM検索とは異なり、アクシオンバーストに対する感度は、大きな減衰定数$f$の場合は$1/f$として必ずしも抑制されません。アクシオンバーストの検出は、基本的なアクシオンの可能性に対する新しい洞察を提供する可能性があります。ニュートリノと直接の類似性で、遠い過去のバーストのアンサンブルは、通常の冷たいアクシオンDMとは異なる拡散アクシオンバックグラウンドを生じさせるでしょう。電磁波や重力波の放出などの他の特徴との一致は、マルチメッセンジャー天文学への新しい標準模型を超える窓を提供するでしょう。
相対論的気泡壁を介したバリオン数生成
強力な一次相転移中にバリオン非対称性の生成につながる新しいメカニズムを提示します。気泡壁が超相対論的速度で伝播する場合、遷移のスケールよりもはるかに重い状態を生成する可能性があり、それらの状態は平衡状態から外れることが示されています。この論文では、生成メカニズムが1ループレベルでもCP対称性の破れを引き起こす可能性があることを示します。重粒子生成中のCP対称性の破れの影響を計算し、バリオン数の破れの相互作用と組み合わせると、バリオン数生成の成功につながる可能性があることを示します。このメカニズムに基づく2つのモデルが構築され、それらの現象論が議論されます。確率的重力波信号は、このタイプのモデルの一般的な特徴であることがわかります。
大規模ゲージスペクトルと擬スカラー結合
ゲージ結合の変化によって生成されるスーパーホライズン超磁気スペクトルの傾きは、パリティ分割項の相対強度の影響をほとんど受けないことが示されています。膨張中の擬スカラー相互作用の存在下でのゲージパワースペクトルの推定のための新しい方法が提案されています。一般的な結果を裏付けるために、さまざまな具体的な例を明示的に分析します。大規模なゲージスペクトルも遅い時間の磁場を決定するので、擬スカラーの寄与は磁気発生の要件にほとんど影響を与えないことがわかります。逆に、パリティを破る項は、特定のモデルでは、宇宙のバリオン非対称性をシードする可能性のあるジャイロトロピックスペクトルに決定的に影響します。磁気発生シナリオの有効場の理論の説明の観点から、これらの考慮事項は、インフラトンが基礎となる対称性によって制約されていないインフレーションモデルのクラス全体に一般的に当てはまります。
本質的なインフレーションは、単一のスカラー場を利用して、宇宙のインフレーションと暗黒エネルギーの両方の観測を説明します。典型的なインフレーションをモデル化するための要件が説明され、2つの明示的な成功モデルが$\alpha$-アトラクターとPalatini修正重力のコンテキストで提示されます。
高純度NaI（Tl）シンチレータによる暗黒物質探索
| Title |
Dark_matter_search_with_high_purity_NaI(Tl)_scintillator |
| Authors |
K._Fushimi,_Y._Kanemitsu,_K._Kotera,_D._Chernyak,_H._Ejiri,_K._Hata,_R._Hazama,_T._Iida,_H._Ikeda,_K._Imagawa,_K._Inoue,_H._Ishiura,_H._Ito,_T._Kisimoto,_M._Koga,_A._Kozlov,_K._Nakamura,_R._Orito,_T._Shima,_Y._Takemoto,_S._Umehara,_Y._Urano,_K._Yasuda,_and_S._Yoshida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.15235 |
暗黒物質の予想されるイベント率は、検出器の質量1トンで1年間に数イベント未満であるため、暗黒物質検索プロジェクトには、非常に低いバックグラウンド放射線検出器が必要です。著者らは、暗黒物質を探索するために、高放射能のNaI（Tl）結晶を開発しました。精製方法の最良の組み合わせが開発され、$^{\mathrm{nat}}$Kと$^{210}$Pbはそれぞれ20ppbと5.7$\mu$Bq/kg未満でした。著者らは、高純度のNaI（Tl）結晶を使用して大容量検出器システムを構築します。この記事では、プロトタイプの検出器モジュールの設計と性能について報告します。
| Title |
Constraints_on_Equivalence_Principle_Violation_from_Gamma_Ray_Bursts |
| Authors |
Deaglan_J._Bartlett,_Dexter_Bergsdal,_Harry_Desmond,_Pedro_G._Ferreira,_Jens_Jasche |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.15290 |
弱い等価原理に従う重力理論は、すべてのエネルギーですべての粒子に対して同じパラメータ化されたポストニュートンパラメータ$\gamma$を持っています。銀河系外のソースの大きなシャピロ時間遅延により、スペクトルラグデータからの異なる周波数の光子間の$\gamma$の違いに厳しい制約を課すことができます。これは、ゼロ以外の$\Delta\gamma$が周波数に依存する到着をもたらすためです。時間。以前の制約の大部分は、シャピロ時間遅延がいくつかのローカルの巨大なオブジェクトによって支配されていると想定していましたが、これは遠方のソースの近似としては不十分です。この作業では、BORGアルゴリズムを使用した局所密度場の制約付き実現と制約なしの大規模モードを組み合わせることにより、シャピロ時間遅延のソースごとのモンテカルロベースのフォワードモデルを開発することにより、これらのソースの宇宙論的コンテキストを検討します。。密度場の再構築における不確実性を伝播し、時間遅延への他の寄与を説明する経験的モデルをマージナル化するために、BATSE衛星からのガンマ線バーストのスペクトルラグデータを使用して、$\Delta\gamma<3.4\times10^{-15を制約します。}$$1\sigma$で、$25{\rm\、keV}$と$325{\rm\、keV}$の光子エネルギー間の信頼度。
| Title |
Magnetized_accretion_disks_around_Kerr_black_holes_with_scalar_hair_-_Nonconstant_angular_momentum_disks |
| Authors |
Sergio_Gimeno-Soler,_Jos\'e_A._Font,_Carlos_Herdeiro,_Eugen_Radu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.15425 |
同期したスカラーヘアを持つカーブラックホールの周りの磁化された厚いディスク（またはトーラス）の静止モデルの新しい平衡解を提示します。ここで報告されたモデルは、赤道面に沿った比角運動量の一定の動径分布に基づいて、以前の結果を大幅に拡張しています。以前の2つの提案の組み合わせに基づいてディスクの角運動量の分布を規定し、フォンツァイペルシリンダーの構築に頼ることによって赤道面の外側の角運動量分布を計算する新しい方法を紹介します。ブラックホール時空に対するスカラーヘアの影響は、時空が純粋にカーである場合に見られるものと比較して、ディスクの形態と特性に大きな違いをもたらす可能性があることがわかります。私たちのサンプルの最も極端な背景の毛深いブラックホール時空内に構築されたトーラスのいくつかは、ディスクの熱力学的量の半径方向のプロファイル分布に影響を与える重力エネルギー密度の2つの最大値の出現を示します。このホワイトペーパーで報告されているモデルは、GRMHDコードを使用した数値進化の初期データとして使用して、安定性の特性を調べることができます。さらに、それらを照明源として使用して、スカラーヘアでカーブラックホールの影を構築することができます。これは、新しい観測データが収集されるときに、ヘアなしの仮説をさらに制約するのに役立つ可能性があります。
彗星67Pでのプラズマ密度、流量、太陽EUVフラックス-クロスキャリブレーションアプローチ
| Title |
Plasma_densities,_flow_and_Solar_EUV_flux_at_comet_67P_-_A_cross-calibration_approach |
| Authors |
F._L._Johansson_and_A._I._Eriksson_and_E._Vigren_and_L._Bucciantini_and_P._Henri_and_H._Nilsson_and_S._Bergman_and_N._J._T._Edberg_and_G._Stenberg_Wieser_and_E._Odelstad |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.15491 |
ロゼッタは、67P彗星での2年間の任務中に、核までの距離が数kmから数百kmの範囲で、3桁以上変化するガス生成率について内部コマプラズマ環境をほぼ継続的に監視しました。可能な限り最良の測定を達成するには、プラズマ機器の相互校正が必要です。相互インピーダンスプローブ（MIP）で測定された電子密度を、ロゼッタラングミュアプローブ（LAP）で測定されたイオン電流と宇宙船ポテンシャルに相互校正するために、2つの異なる物理モデルを使用して構築します。後者は、イオン組成アナライザーで検証されます。（ICA）。彗星ミッション全体の連続プラズマ密度データセットを取得し、プラズマ機器のみと比較して動的範囲が大幅に改善され、時間分解能が0.24〜0.74〜Hzから57.8〜Hzに改善される場合があります。新しい密度データセットは、既存のMIP密度データセットと一致しており、密度が低すぎてMIPで測定できない長期間をカバーします。物理モデルは、3時間の時間分解能で、イオンの流速と、ラングミュアプローブからの光電子放出からの太陽EUVフラックスのプロキシも生成します。ICAによって測定されたバルクH$_2$O$^+$イオン速度と一致する、イオン流速の2つの独立したミッション全体の推定値について報告します。ミッション全体を通して、イオンの流れは中性ガスよりも一貫してはるかに速いことがわかり、イオンがコマの中性から衝突的に分離されているというさらなる証拠が得られます。したがって、イオン速度のRPC測定は、ミッションの開始時と終了時に以前に公開された電離層彗星のプラズマ密度モデルで行われた仮定と一致していません。また、測定されたEUVフラックスは、Johanssonetal。から以前に公開された独立して導出された値と完全に一致しています。（2017）そしてそこに描かれた結論を支持します。
液体アルゴン検出器におけるPENおよびTPB波長シフターの直接比較
| Title |
Direct_comparison_of_PEN_and_TPB_wavelength_shifters_in_a_liquid_argon_detector |
| Authors |
M._G._Boulay,_V._Camillo,_N._Canci,_S._Choudhary,_L._Consiglio,_A._Flammini,_C._Galbiati,_C._Ghiano,_A._Gola,_S._Horikawa,_P._Kachru,_I._Kochanek,_K._Kondo,_G._Korga,_M._Ku\'zniak,_M._Ku\'zwa,_A._Leonhardt,_T._{\L}\k{e}cki,_A._Mazzi,_A._Moharana,_G._Nieradka,_G._Paternoster,_T._R._Pollmann,_A._Razeto,_D._Sablone,_T._Sworobowicz,_A._M._Szelc,_C._T\"urko\u{g}lu,_H._Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.15506 |
多くの粒子検出器は、シンチレーション収率が高く、イオン化電荷を長距離ドリフトさせる能力があるため、ターゲット材料として液体アルゴンを採用しています。アルゴンからのシンチレーション光は128nmでピークに達し、効率的な検出には波長シフターが必要です。この作業では、2つの同一の液体アルゴンチャンバーで達成された光収量を直接比較します。1つはポリエチレンナフタレート（PEN）を備え、もう1つはテトラフェニルブタジエン（TPB）波長シフターを備えています。両方のチャンバーは、強化された鏡面反射板で裏打ちされ、約1％の被覆率のSiPMが装備されています。これは、将来の大規模検出器に匹敵する形状を表しています。PENチャンバーの光収量はTPBチャンバーの収量の39.4$\pm$0.4（stat）$\pm$1.9（syst）％であると測定しました。モンテカルロシミュレーションを使用して、この結果を使用して、47.2$\pm$5.7％に等しいTPBに対するPENの波長シフト効率を抽出します。この結果は、波長シフターとして簡単に入手できるPENフォイルの使用への道を開き、将来の液体アルゴン検出器の構造を大幅に簡素化することができます。
Tsallis修正重力に対する観測上の制約
熱力学-重力予想は、熱力学の第1法則を使用して重力場方程式を導き出すことができ、その逆も可能であることを示しています。非拡張ツァリスエントロピーの形で地平線に関連付けられたエントロピーを考慮して、ここで$S\simA^{\beta}$は、最初に、クラウジウス関係$\deltaQ=T\deltaを適用することによって対応する重力場方程式を導出します。地平線へのS$。次に、Tsallis修正重力（TMG）に基づいて、フリードマン-レマ\^itre-ロバートソン-ウォーカー（FLRW）宇宙のフリードマン方程式を作成します。さらに、TMGモデルの宇宙パラメータを制約するために、プランク宇宙マイクロ波背景放射（CMB）、弱いレンズ効果、超新星、バリオン音響振動（BAO）、赤方偏移歪み（RSD）データなどの観測データを使用します。数値結果は、$\Lambda$CDMモデルに対して構造成長パラメーター$\sigma_8$の値が低いことを予測することにより、TMGモデルが低赤方偏移の観測データとより互換性があることを示しています。これは、TMGモデルが$\sigma_8$の緊張をわずかに緩和することを意味します。
