宇宙論的物理学のための機械駆動の検索
| Title |
Machine-driven_searches_for_cosmological_physics |
| Authors |
Andrija_Kosti\'c,_Jens_Jasche,_Doogesh_Kodi_Ramanah,_Guilhem_Lavaux |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.00657 |
宇宙物理学に関する宇宙大規模構造の予想される情報量を明らかにする地図を提示します。これらのマップは、対象を絞った宇宙論的検索により、関連する物理情報の最適な検索をガイドできます。このアプローチは、宇宙構造形成の物理学に基づいた因果推論機構の最近の開発を通じて実現可能になりました。具体的には、宇宙論モデルの摂動変化に対する観測された宇宙構造の応答を測定し、フィッシャー情報量へのそれぞれの寄与をグラフ化します。私たちの物理的なフォワードモデリング機械は、統計的要約に基づく現代の分析の限界を超えて、個々の3D構造の詳細な特性を生み出します。かみのけ座銀河団の情報量を研究することにより、私たちのアプローチの可能性を紹介します。重力の落下によって質量が降着するフィラメントとクラスターコアの近くの領域が最も有益であることがわかります。この研究で提示された結果は、その種の最初のものであり、宇宙における宇宙論的情報の不均一な分布を解明しています。この研究は、宇宙の基本的な物理学の効率的なターゲット検索を実行するための新しい道を開きます。そこでは、アクティブラーニングフレームワーク内の新しい宇宙論的データセットで検索戦略が徐々に洗練されます。
星の種族IIIの星による暗黒物質の捕獲と検出に対する星の速度の影響
コンパクトな天体物理学の物体は、捕獲されたDMを全滅させる観測効果を介して、暗黒物質（DM）プローブとして文献で考えられてきました。この点で、PopulationIII（PopIII）星は、非常に高いDM密度環境で、高い赤方偏移で形成されるため、特に興味深い候補です。このような星はDMハローのほぼ中央に形成され、そのため回転速度がないと想定するのが通例です。この論文では、この仮定から脱却し、ハローの中心からある程度離れた場所にポップIII星が形成され、回転速度がゼロ以外の場合に観測できると予想される効果を調べます。そのような星のDMの捕獲率は予測可能な量によって抑制されます。捕獲率抑制係数の解析式を開発および検証し、DM捕獲の結果としてDM-核子断面積に配置された境界を再評価します。DMミニハロの中央10AU内に形成された星の仮定の下で得られた以前の結果は、それらの中央の星の可能な回転速度を考慮しても、本質的に変わらないことがわかります。
パワースペクトルアプローチを使用した$ z = 10 $-$ 100 $の赤方偏移での暗黒物質消滅の宇宙論的ブースト係数
| Title |
Cosmological_boost_factor_for_dark_matter_annihilation_at_redshifts_of_$z=10$-$100$_using_the_power_spectrum_approach |
| Authors |
Ryuichi_Takahashi_and_Kazunori_Kohri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.00897 |
高解像度の宇宙論的$N$体シミュレーションから測定された非線形物質パワースペクトルを統合することにより、$z=10$-$100$の高赤方偏移での宇宙論的ブースト係数を計算します。暗黒物質消滅からのエネルギー注入を推定するには、正確なブースト係数が必要です。これは、宇宙の再電離プロセスに影響を与える可能性があります。さまざまなボックスサイズのシミュレーション（辺の長さが$1\、{\rmkpc}$-$10\、{\rmMpc}$）を組み合わせて、さまざまなスケール、つまり$k=1$-$10^7\をカバーしました。、{\rmMpc}^{-1}$。ブースト係数は、$z\gtrsim50$での線形理論の予測と一致していますが、非線形物質のクラスタリングの結果として、$z\lesssim50$で大幅に強化されています。暗黒物質のフリーストリーミング減衰は、初期パワースペクトルの$k_{\rmfs}=10^6\、{\rmMpc}^{-1}$で課されましたが、減衰は$z\の後の時間で消えます。大規模から小規模への電力伝達の結果としてのlesssim40$。シミュレーションでは、$k>10^7\、{\rmMpc}^{-1}$での非常に小規模なクラスタリングは調査されないため、結果は$z\lesssim40$でのブースト係数の下限になります。ブースト係数の簡単なフィッティング関数も示されています。
暗黒エネルギーのタキオン安定性事前確率について
ダークエネルギー理論には、ゴースト、勾配、およびタキオンの不安定性がないことを要求することに関連する、いくつかの安定性基準が存在します。タキオン不安定性は、ダークエネルギーの文脈でこれらの中で最もよく調査されていないため、ここでは、それらの存在とサイズの基準について詳しく説明し、導き出します。私たちの調査結果は、ゴーストと勾配の不安定性がないことは物理的に実行可能なモデルにとって確かに不可欠であり、そのような不安定性がないことに関連する事前確率は、非物理的なバイアスを導入することなくパラメーター推定の効率を大幅に向上させるが、タキオン不安定性の場合はそうではないことを示唆している。基礎となるモデルの宇宙論的妥当性を損なうことなく、そのような強い不安定性でさえ存在する可能性があります。したがって、宇宙論的パラメーターの制約を導出する際に（強い）タキオン不安定性がないことを要求することに基づいて、除外事前確率を使用しないように注意します。関連するタキオン不安定性のサイズと影響を定量化しながら、ホルンデスキー理論のコンテキスト内でそのような制約を明示的に計算することによって、これを説明します。
67P彗星の小葉：ROSETTA-OSIRISによるWosret領域の特性評価
| Title |
Small_lobe_of_comet_67P:_Characterization_of_the_Wosret_region_with_ROSETTA-OSIRIS |
| Authors |
Sonia_Fornasier,_Jules_Bourdelle_de_Micas,_Pedro_H._Hasselmann,_Van_H._Hoang,_Maria_Antonietta_Barucci,_Holger_Sierks |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.00978 |
近日点通過時に強い加熱を受けた67P/チュリュモフゲラシメンコ彗星の小葉に位置するウスレトを調査しました。この地域には、フィラエ着陸船の最終着陸地点であるアビドスが含まれます。ロゼッタ宇宙船に搭載されたOSIRIS機器によって2015年から2016年の間に取得されたWosret地域の高解像度画像を分析しました。推定総質量が30m、深さ6.5mの空洞の形成に加えて、推定深さ$\sim$1mでの局所的なダストコーティングの除去に関連して、Wosretにいくつかの形態学的変化が観察されました。1.2$\times$10$^6$kgの損失。この領域の分光光度法は、67P彗星の中赤色領域に典型的であり、位相角60$^o$で取得された近日点前のデータのスペクトル勾配値は15-16\％/（100nm）です。ウスレトのスペクトル位相赤化は0.0546$\times10^{-4}$nm$^{-1}deg^{-1}$であり、これは北半球の核について決定されたものよりも約2分の1です。領域は、広範囲のダストコーティングがないために表面の微小粗さが減少していることを示している可能性があります。いくつかの小さな輝点が観察されます。「鳥肌」や土塊などの形態的特徴は広く存在し、大きな葉にある同様の特徴よりもサイズが大きくなっています。近日点通過時に高い日射量にさらされる大きな葉の2つの南半球地域であるアンフルとコンスと比較して、ウスレトは活動イベントによる露出揮発性物質と形態学的変化が少ないことを示しています。私たちの分析によると、小さなローブは大きなローブとは物理的および機械的特性が異なり、少なくとも最上層では揮発性成分が少ないことが示されています。これらの結果は、67P彗星が初期の太陽系における2つの異なる物体の融合に由来するという仮説を支持しています。
20 m / s未満の位置天文信号を探す：$ \ epsilon $ Eriの木星質量惑星の特徴
| Title |
Looking_for_astrometric_signals_below_20_m/s:_A_Jupiter-mass_planet_signature_in_$\epsilon$_Eri |
| Authors |
Valeri_V._Makarov,_Norbert_Zacharias,_Charles_T._Finch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.01090 |
USNOの地上位置天文学プログラムURAT-Brightは、ヒッパルコスのミッションエポック位置天文学と組み合わせて、南半球の1000個の明るい星の正確な固有運動を約25年の時間ベースで提供します。これらの固有運動とガイアEDR3データの間の小さいが統計的に有意な違いは、最も近い恒星系の木星に似た長周期の太陽系外惑星を明らかにすることができます。磁気的に活性な矮星$\epsilon$Eriを周回するそのような惑星の存在は、対応する投影速度$（+5、+8）$のURAT--Hipparcos--EDR3データとHipparcos--EDR3データの両方から確認されます。それぞれ$（+6、+13）$ms$^{-1}$。これらの信号は、0.989および1.0の信頼度で形式的に有意です。最新の位置天文学の結果は、約20年前の精密視線速度測定からわずかに検出された$\epsilon$Eriを周回する長周期太陽系外惑星の存在を確認していると結論付けています。
| Title |
Stars_lensed_by_the_supermassive_black_hole_in_the_center_of_the_Milky_Way:_predictions_for_ELT,_TMT,_GMT,_and_JWST |
| Authors |
Micha{\l}_J._Micha{\l}owski,_Przemek_Mr\'oz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.00659 |
重力レンズは一般相対性理論の重要な予測であり、そのテストと、かすかなが増幅された光源を検出し、レンズの質量を測定するためのツールの両方を提供します。一部のアプリケーション（理論のテストなど）では、点状レンズでレンズ化された点光源の方が有利です。しかし、これまで、重力レンズでレンズ化された星は1つしか解決されていません。将来の望遠鏡は、天の川の中心にある超大質量ブラックホール（SMBH）を周回する星の非常に小さなレンズの特徴を解決するでしょう。ただし、レンズの特徴は、背景の星を検出するのが簡単なはずです。ELT、TMT、およびGMTは、ディスク内の約100（60）の星と、SMBHの背景のバルジ内の30（20）の星のレンズ画像を、28（27）等（ベガ）まで解像すると予測しています。Kバンドでの制限。5時間の積分が必要です。そのような星をいくつか検出するためには、少なくとも24等の限界が必要です。10年間の監視により、レンズ画像の回転を検出することもできます。細長い画像の検出は不可能です。これには、ほぼ完全なソースレンズの位置合わせが必要になるためです。JWSTは、銀河中心近くの星によって引き起こされる混乱によって制限される可能性があります。このようなレンズ画像の検出は、星の軌道運動からのSMBH質量測定、およびSMBH特性の正確な測定と組み合わせると、一般相対性理論の非常にクリーンなテストを提供します。これは、ソースとレンズの両方が点のようなものと見なすことができるためです。。
VANDELS調査：z $ \ sim $ 3で星形成銀河を放出するCIII] $ \ lambda $ 1908 \ r {A}のグローバルプロパティ
| Title |
The_VANDELS_survey:_global_properties_of_CIII]$\lambda$1908\r{A}_emitting_star-forming_galaxies_at_z$\sim$3 |
| Authors |
M._Llerena,_R._Amor\'in,_F._Cullen,_L._Pentericci,_A._Calabr\`o,_R._McLure,_A._Carnall,_E._P\'erez-Montero,_F._Marchi,_A._Bongiorno,_M._Castellano,_A._Fontana,_D._J._McLeod,_M._Talia,_N._P._Hathi,_P._Hibon,_F._Mannucci,_A._Saxena,_D._Schaerer,_G._Zamorani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.00660 |
VANDELS調査で$\sim$750の主系列星形成銀河の親サンプルから選択された、$2<z<4$でのCIII]放出を示す217個の銀河の大規模な代表サンプルの平均特性を研究します。これらのCIII]エミッターは、広範囲のUV光度を持っているため、詳細なスタッキング分析により、UV輝線比、EW、および炭素の関数として、それらの恒星の質量、星形成率（SFR）、および恒星の金属量を特徴付けることができます。対酸素（C/O）存在比。信頼性の高いCIII]検出は、親サンプルの$\sim$30％に相当します。極端なCIII]エミッター（EW（CIII]）$\gtrsim$8\r{A}）は、VANDELSでは非常にまれです（$\sim$3％）。サンプルのUVライン比は、巨大な星以外にイオン化源がないことを示唆しています。EW（CIII]）が大きいスタックは、EW（Ly$\alpha$）が大きく、金属量が低いことを示していますが、すべてのCIII]エミッターがLy$\alpha$エミッターであるとは限りません。CIII]エミッターの恒星の金属量は、親サンプルのそれと有意な差はなく、恒星の質量$\log$（M$_{\star}$/Mの場合、太陽の$\sim$10％から$\sim$40％に増加します。$_{\odot}）\sim$9-10.5。CIII]エミッターの恒星の質量-金属量関係は、$z=0$から$z\sim3$への強力な進化を示した以前の研究と一致しています。サンプルのC/O存在量は、35％〜150％太陽の範囲であり、FUVの光度で顕著に増加し、CIII]およびLy$\alpha$EWで滑らかに減少します。C/O-Fe/HおよびC/O-O/H平面のCIII]エミッターについて説明し、それらがそれぞれ天の川のハローと厚い円盤の星およびローカルHII銀河のそれらと一致する恒星および星雲の存在量の傾向に従うことを発見します。化学進化モデルでも定性的な一致が見られます。これは、$z\sim$3のCIII]エミッターが化学物質濃縮の活発な段階を経験していることを示唆しています。
EDGE：金属量に依存する初期質量関数に対する超微弱な矮星の感度
| Title |
EDGE:_The_sensitivity_of_ultra-faint_dwarfs_to_a_metallicity-dependent_initial_mass_function |
| Authors |
Mateo_Prgomet,_Martin_P._Rey,_Eric_P._Andersson,_Alvaro_Segovia_Otero,_Oscar_Agertz,_Florent_Renaud,_Andrew_Pontzen,_Justin_I._Read |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.00663 |
観測に動機付けられた、金属量に依存する初期質量関数（IMF）が、超微弱な矮小銀河のフィードバックバジェットと観測量にどのように影響するかを研究します。個々の超新星を解像できる宇宙論的ズーム流体力学シミュレーションを使用して、低質量（$\約8\、\times\、10^{8}\、\rmM_{\odot}$）ダークマターハローの進化をモデル化します。爆発。Agertzetal。のEDGE銀河形成モデルを補完します。（2020）Gehaetal。によるIMFバリエーションの新しい処方箋付き。（2013）。かすかな矮小銀河に典型的な低金属量では、IMFはトップヘビーになり、星形成の調節における超新星と光イオン化フィードバックの効率を高めます。これにより、固定された動的質量で、標準的なIMFと比較して、矮星の最終的な恒星の質量が100分の1に減少します。それにもかかわらず、フィードバック予算の増加は、より多くの巨大な星からの金属生産の増加によって満たされ、$z=0$でほぼ一定の鉄含有量につながります。したがって、金属量に依存するIMFは、低質量（$\rmM_{\star}\sim10^3\rmM_{\odot}$）を生成するメカニズムを提供しますが、濃縮されています（$\rm[Fe/H]\約-2$）の矮小銀河であり、質量と金属量の関係の最も弱い端にある$\rm[Fe/H]$の高原に住むための自己矛盾のない道を開きます。
z〜1-2での質量-金属量の関係とその星形成率への依存性
| Title |
The_mass-metallicity_relation_at_z~1-2_and_its_dependence_on_star_formation_rate |
| Authors |
Alaina_Henry,_Marc_Rafelski,_Ben_Sunnquist,_Norbert_Pirzkal,_Camilla_Pacifici,_Hakim_Atek,_Micaela_Bagley,_Ivano_Baronchelli,_Guillermo_Barro,_Andrew_J._Bunker,_James_Colbert,_Y._Sophia_Dai,_Bruce_G._Elmegreen,_Debra_Meloy_Elmegreen,_Steven_Finkelstein,_Dale_Kocevski,_Anton_Koekemoer,_Matthew_Malkan,_Crystal_L._Martin,_Vihang_Mehta,_Anthony_Pahl,_Casey_Papovich,_Michael_Rutkowski,_Jorge_Sanchez_Almeida,_Claudia_Scarlata,_Gregory_Snyder,_Harry_Teplitz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.00672 |
気相の質量-金属量関係（MZR）の新しい測定値と、1.3<z<2.3での星形成率（SFR）への依存性を示します。私たちのサンプルは、宇宙アセンブリ近赤外線深銀河外調査（CANDELS）およびWFC3赤外線分光並列調査（CANDELS）のハッブル宇宙望遠鏡広視野カメラ3（WFC3）グリズム分光法から特定された、平均赤方偏移がz=1.9の1056個の銀河で構成されています。WISP）。このサンプルは、z〜2での以前の金属量調査の4倍の大きさであり、恒星の質量が1桁低くなっています（10^8M_sun）。積み重ねられたスペクトルを使用して、MZRがz〜0.1に対して0.3dexだけ進化することがわかります。さらに、信号対雑音（SNR）スペクトルが高く、赤方偏移が1.3<z<1.5の49個の銀河のサブセットを特定します。ここで、[OIII]および[OII]とともにHアルファ放射が観測されます。これらのオブジェクトのSFRを正確に測定することで、高赤方偏移での質量金属量-SFR（M-Z-SFR）関係の存在を確認します。これらの銀河は、局所的なM-Z-SFR関係とは系統的な違いを示しており、局所的な関係の採用された測定値によって異なります。ただし、ローカルのM-Z-SFR関係は、サンプルの質量とSFRで十分に制約されていないため、これらの違いがレッドシフトの進化によるものかどうかを確認することは依然として困難です。最後に、IllustrisTNG流体力学シミュレーションでサンプルの選択を再現しました。これは、ラインフラックス制限がシミュレートされたMZRの正規化を0.2dex下げることを示しています。IllustrisTNGのM-Z-SFR関係には、約3倍の急勾配のSFR依存関係があることを示します。
サブミリ銀河の性質II：SMGダスト加熱メカニズムのALMA比較
| Title |
The_nature_of_sub-millimetre_galaxies_II:_an_ALMA_comparison_of_SMG_dust_heating_mechanisms |
| Authors |
B._Ansarinejad_(1,_2),_T._Shanks_(1),_R._M._Bielby_(1,_3),_N._Metcalfe_(1),_L._Infante_(4,_5,_6),_D._N._A._Murphy_(7),_D._J._Rosario_(1)_and_S._M._Stach_(1)_((1)_Durham_University,_(2)_The_University_of_Melbourne,_(3)_Department_for_Education,_(4)_Las_Campanas_Observatory,_(5)_Universidad_Diego_Portales,_(6)_Pontificia_Universidad_Catolica_de_Chile,_(7)_University_of_Cambridge) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.00694 |
サブmm銀河（SMG）のダスト加熱メカニズムを調査して、星形成と比較した活動銀河核（AGN）の寄与を検討します。ALMAを$0。''1$の解像度で使用して、星形成銀河テンプレートと同様に不明瞭なAGNによく適合したスペクトルエネルギー分布（SED）を持つことが以前に示された7つのサブmmソースの完全なサンプルを画像化しました。実際、2つのサブmm線源は、吸収されたX線放射からクエーサーであることが知られていました。すべてのSMGのサブmmサイズは小さく（$\upperx1-2$kpc）、一般に近赤外線で検出されたどのホストよりも$>3\times$小さいことがわかりました。すべての場合において、5つのSMGは、サブmmサイズで2つの既知のクエーサーと4つの$z\upperx6$クエーサーに匹敵し、これもALMAで観察されます。この完全なサンプルでは、拡散渦巻腕の証拠は検出されません。次に、遠赤外線（FIR）の光度を星形成率（SFR）の表面密度に変換し、SMGがサンプル内の既知のクエーサーと同じ範囲を占めることを確認します。サブmmサイズ、ホストとSFR密度に対する範囲、および光度と中赤外色に関して、SMGとサブmmの明るいクエーサーの間にほとんど違いはないと結論付けます。これらの結果に照らして、我々は、ダスト+ガス吸収クエーサーがFIRと硬X線バックグラウンドを同時に支配する可能性があることを示唆し続けています。
初期宇宙における超臨界ダストBH成長
超大質量ブラックホール（$\mathrm{M_{BH}\sim10^9M_{\odot}}$）が宇宙の最初の銀河で観測され、それらのホスト銀河には予想外に大量の塵と金属。2つの経験的事実に照らして、ほこりっぽい環境で発生する超臨界降着と初期のブラックホール成長の可能性を探ります。光子トラップの概念をダストガスの場合に一般化し、ダスト光子トラップにつながる物理的条件を分析します。パラメータ空間依存性を考慮すると、ダスト光子トラップレジームは、ブラックホールの質量が大きく、周囲ガス密度が高く、ガス温度が低い場合に、より簡単に実現できることがわかります。降着流内での光子のトラップは、活動銀河核（AGN）が不明瞭になっていることを意味しますが、初期のブラックホールの質量の急速な蓄積を可能にする可能性があります。初期の宇宙における巨大なブラックホールの超臨界成長におけるそのようなダスト光子トラップの潜在的な役割について議論します。
超音速自己重力乱流の密度構造
| Title |
The_density_structure_of_supersonic_self-gravitating_turbulence |
| Authors |
Shivan_Khullar,_Christoph_Federrath,_Mark_R._Krumholz,_Christopher_D._Matzner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.00725 |
数値実験を行って、星形成分子雲に遍在する種類の超音速、等温、自己重力乱流で生成される密度確率分布関数（PDF）を決定します。私たちの実験は、広範囲の乱流マッハ数とビリアルパラメーターをカバーし、これらのパラメーターが変化したときにPDFがどのように応答するかを初めて決定できるようにし、新しい診断、無次元の星形成効率対密度（$\epsilon_{\rmff}（s）$）曲線。これは、PDFの形状とダイナミクスの高感度な診断を提供します。PDFが、低密度での対数正規分布と、高密度での2つの異なるべき乗則の裾からなる普遍的な関数形式に従うことを示します。これらの最初のものは自己重力の開始を表し、2番目は回転サポートの開始を反映します。星形成効率が数パーセントに達すると、PDFは統計的に安定し、約5〜20パーセントの星形成効率での長期的な時間発展の証拠はありません。マッハ数とビリアルパラメーターの両方が、対数正規分布が最初のべき乗則に、そして最初のべき乗則から2番目のべき乗則に取って代わられる特性密度に影響を与えることを示し、拡張（前者の場合）および展開（後者）これらの密度しきい値と乱流媒体のグローバルプロパティとの関係の単純な理論モデル。
星形成のネットワーク：Cygnus-XGMC複合体で明らかにされた大規模なコアへのスケール依存の乱流圧力と降着によって制御される断片化
| Title |
Network_of_Star_Formation:_Fragmentation_controlled_by_scale-dependent_turbulent_pressure_and_accretion_onto_the_massive_cores_revealed_in_the_Cygnus-X_GMC_complex |
| Authors |
Guang-Xing_Li,_Yue_Cao,_Keping_Qiu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.00870 |
分子雲は、乱流や重力などのプロセスによって生成される複雑な密度構造を持っています。分子雲の密度構造を分析し、高密度コアとそれらの環境との間の相互作用を研究するための三角測量ベースの方法を提案します。{アプローチ}では、これらのコアを接続するエッジで構成されるドロネー三角形分割が作成されます。この構造から始めて、隣接する高密度コアと周囲環境との間の物理的接続を体系的に研究します。Cygnus-Xの大規模GMC複合体にこの方法を適用すると、コアの分離が$\Sigma_{\rmedge}\proptol_{\rmcore}^{-0.28}$による平均面密度に関連していることがわかります。{スケールに依存する乱流圧力によって制御されるフラグメンテーション（圧力はスケールの関数、たとえば$p\siml^{2/3}$）}で説明できます。また、低質量コア（$M_{\rmコア}<10\、M_{\odot}$）の質量は断片化によって決定されるのに対し、大質量コア（$M_{\rmコア}>10\、M_{\odot}$）は、主に降着によって成長します。断片化から降着への移行は、対数正規コア質量関数（CMF）からべき乗CMFへの移行と一致します。隣接するコアを接続するエッジに沿って測定された表面密度プロファイルを構築することにより、巨大なコアが周囲からかなりの部分のガスを降着させ、ガスリザーバーを使い果たしたという証拠を見つけます。私たちの分析は、スケールに依存する乱流圧力サポートによって制御される断片化とそれに続く大規模なコアへの降着によってコアが形成される様子を明らかにします{そして、この方法はさまざまな地域に適用して、将来の理解を深めることができます。
塵で覆われた銀河からの電波放射
銀河とその中心にある超大質量ブラックホールの共進化は、熱心な研究の対象です。オブジェクトのクラスである塵に覆われた銀河（DOG）は、ホスト銀河での激しい星形成活動が活動銀河に電力を供給するブラックホールへの物質の降着と共存する可能性がある短い進化段階を表すと考えられているため、この点で特に興味深いものです。核。ここでは、中赤外線スペクトルエネルギー分布によって分類されたさまざまなタイプのDOGを調査して、それらが秒角スケールの無線特性によって区別できるかどうかを明らかにします。電波放射は、塵の覆い隠しの影響を受けず、星形成と活動銀河の両方から発生する可能性があります。文献から編集された661のDOGの大規模なサンプルを分析し、ラジオスカイのかすかな画像でフラックス密度が$\sim1$mJyを超えると、それらのごく一部（$\sim2$パーセント）のみが検出されることを発見しました。20センチメートル（FIRST）の調査で。これらの無線で検出されたオブジェクトは、ほとんどが「べき乗則」のDOGです。個々に電波が検出されないソースの位置を中心とした最初の画像カットアウトのスタッキング分析は、弱い電波放射が「べき乗則」DOGに存在することを示唆しています。一方、「バンプ」DOGからの電波放射は、中央値がスタックされたFIRST画像ではわずかにしか検出されません。
宇宙地上干渉計RadioAstronで測定されたVLBIの電離層効果
| Title |
Ionospheric_effects_in_VLBI_measured_with_space-ground_interferometer_RadioAstron |
| Authors |
M._V._Popov,_N._Bartel,_M._S._Burgin,_V._A._Soglasnov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.00924 |
パルサーB0329+54の観測中の宇宙地上電波干渉計RadioAstronの応答の遅い位相変動について報告します。位相変動は電離層によるものであり、星間シンチレーションの影響と明確に区別できます。2012年11月26日、27日、28日、29日の1時間のセッションで、110mのグリーンバンク望遠鏡と10mのラジオアストロン望遠鏡を使用して316〜332MHzの周波数範囲で観測が行われ、ベースラインの予測は徐々に増加しました。約60、90、180、および24万キロ。干渉計シンクルの準周期的な位相変動は、12分と10分の特徴的な時間スケールと最大6.9ラジアンの振幅を持つ2つの観測セッションで検出されました。この変動は、中規模の移動電離層擾乱の影響によるものと考えられます。測定された振幅は、電離層の垂直全電子数の約$0.1\times10^{16}\、\mathrm{m}^{-2}$の変動に対応します。このような変動は、低周波数でのコンパクトな電波源のVLBI研究におけるコヒーレント積分時間を著しく制約します。
星形成参照調査。 IV。局所的な星形成銀河の恒星質量分布
| Title |
The_Star_Formation_Reference_Survey._IV._Stellar_mass_distribution_of_local_star-forming_galaxies |
| Authors |
Paolo_Bonfini,_Andreas_Zezas,_Matthew_L._N._Ashby,_Steven_P._Willner,_Alexandros_Maragkoudakis,_Konstantinos_Kouroumpatzakis,_Paul._H._Sell,_and_Konstantinos_Kovlakas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.00973 |
近くの星形成銀河の質量分布を、星形成参照調査（SFRS）で制約します。これは、星形成率（SFR）、ダスト温度、および特定の星形成率（ローカルユニバースに存在するsSFR）。SFRS銀河の2MASS/$K_{s}$バンド画像の革新的な2次元バルジ/ディスク分解は、バルジとディスクの個別の質量関数とともに、グローバルな光度と恒星の質量関数を生成します。これらの正確な質量関数は、矮小銀河から大きな渦巻銀河までの全範囲をカバーし、AGNの内容と環境によって偏りのない、赤外線の光度に基づいて選択された星形成銀河を表しています。積分輝度密度を測定します$j$=1.72$\pm$0.93$\times$10$^{9}$L$_{\odot}$$h^{-1}$Mpc$^{-3}$と全恒星質量密度$\rho_{M}$=4.61$\pm$2.40$\times$10$^{8}$M$_{\odot}$$h^{-1}$Mpc$^{-3}$。\emph{average}星形成銀河の恒星の質量はそのサブコンポーネント間で均等に分布していますが、ディスクはバルジに対して4：1の比率で質量密度バジェットをグローバルに支配しています。特に、私たちの関数は、最近の星形成が主に大規模なシステムで起こったことを示唆しており、それらはバルジよりも1デックス以上大きいディスク恒星の質量密度をもたらしました。私たちの結果は、局所的な（$z=0$）星形成銀河のバルジとディスク上の恒星の質量の集合に対処するモデルの参照ベンチマークを構成します。
星形成参照調査-V：H $ \ alpha $放出に基づく星形成率に対する、絶滅、恒星の質量、金属量、および核活動の影響
| Title |
The_Star_Formation_Reference_Survey-V:_the_effect_of_extinction,_stellar_mass,_metallicity,_and_nuclear_activity_on_star-formation_rates_based_on_H$\alpha$_emission |
| Authors |
Konstantinos_Kouroumpatzakis_and_Andreas_Zezas_and_Alexandros_Maragkoudakis_and_Steven_P._Willner_and_Paolo_Bonfini_and_Matthew_L._N._Ashby_and_Paul_H._Sell_and_Thomas_H._Jarrett |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.00974 |
地元の宇宙の星形成銀河の代表的なサンプルである星形成参照調査（SFRS）の新しいH$\alpha$測光を紹介します。これらのデータをSFRSのパンクロマティックカバレッジと組み合わせて、[$\rmN_{^{II}}$]の寄与を補正した場合と補正しない場合の、H$\alpha$ベースの星形成率（SFR）のキャリブレーションを提供します。放出。バルマーの減少、赤外線超過（IRX）、およびスペクトルエネルギー分布（SED）の適合に基づいて、消光補正の効果を検討します。SED適合、多環芳香族炭化水素、24$\mu$m+H$\alpha$、8$\mu$m+H$\alpha$、FIR+FUV、Hなどのハイブリッド指標から得られたSFR推定値を比較します。純粋に星形成銀河のサンプルの$\alpha$放出。H$\alpha$放射と比較することにより、1.4GHzベースのSFRの新しいキャリブレーションを提供し、銀河の恒星の質量に基づいて、無線とH$\alpha$の放射比の依存性を測定します。活動銀河核は、さまざまなSFR指標のキャリブレーションにバイアスを導入しますが、銀河調査から推定されるSFR密度には最小限の影響しか与えません。最後に、銀河の金属量と絶滅の相関関係を定量化します。
スモールギャラクシーシステムのAGN：ペア、トリプレット、グループのアクティブオブジェクトの主なプロパティの比較
| Title |
AGNs_in_Small_Galaxy_Systems:_comparing_the_main_properties_of_active_objects_in_pairs,_triplets_and_groups |
| Authors |
Fernanda_Duplancic,_Diego_G._Lambas,_Sol_Alonso_and_Georgina_V._Coldwell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.01036 |
ペア、トリプレット、グループでAGNの比較研究を行います。この目的のために、Duplancicetalを使用します。小さな銀河系のカタログを作成し、BPTとWHANの診断図を考慮して光学AGNを選択します。また、WISEデータを使用して中赤外線AGNを識別します。さまざまなAGN分類方法を比較し、ペア、トリプレット、および4〜6人のメンバーを持つグループでAGNの割合を調査しました。また、光学および中赤外AGNホストの主な特性と、これらの小さな銀河系の活動銀河現象に対する環境の影響を分析します。私たちの結果は、特に採用された分類スキームに関係なく、ペアとトリプレットのAGNの割合は、グループの対応する割合よりも常に高いことを示しています。さらに、ペアおよびトリプレットの強力なAGNの割合は、通常のAGNの割合の約2倍です。また、WISEAGNのホスト銀河がそれほど大きくなく、集中していて、若い星の種族と青い色をしているグループでは、光学AGNと中赤外線AGNの間に顕著な違いがあります。また、グループ内のすべてのWISEAGNには非常に密接なコンパニオンがあり、中間のグローバル密度環境に存在します。銀河のトリプレットは、最も近い隣人を持つ銀河に対してより大きなAGNの割合を示しますが、ペアは、最も近い仲間までの距離に関係なく、ほぼ一定のAGNの割合を示します。私たちの研究は、地球環境への依存に加えて、小さな銀河系におけるAGN現象の活性化における相互作用の重要な役割を強調しています。
オリオン座分子雲周辺の星間塵の光学的性質
| Title |
Optical_Properties_of_Interstellar_Dust_around_the_Orion_A_Molecular_Cloud |
| Authors |
Hayato_Uehara,_Kazuhito_Dobashi,_Shingo_Nishiura,_Tomomi_Shimoikura,_and_Takahiro_Naoi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.01043 |
オリオン座分子雲の周りの星間塵の光学的性質を調べて、塵の粒子のサイズ分布と組成を調べました。オリオンAは、太陽の近くで最も研究されている分子雲の1つです（$d\simeq400\\rm{pc}$）。この論文では、光学および近赤外測光データを使用しました。光学データは、$BVRI$バンドイメージング観測によって取得されました。$JHK_{S}$バンドで構成される近赤外線データは、2MASSポイントソースカタログから取得されました。オリオンAの周りにいくつかの色過剰マップを作成し、$E（R-I）/E（B-V）$などの比率を測定しました。ダストの性質を調べるために、観測された比率を直井徹らが行ったシミュレーションの結果と比較しました。（2021）標準的なダストモデルに基づいて、光学波長から近赤外波長までの吸光度を計算した人。彼らは、カットオフ半径が上限のべき乗則の粒度分布を想定し、主要な成分として$graphite$と$silicone$を想定しました。その結果、オリオンA周辺の上部カットオフ半径は$\simeq0.3$$\rm{\mu}$mであり、$graphite$と比較して$silicone$が優勢であることがわかりました（$silicone$の割合は$93$％）。さらに、観測された$A_{V}$の消光と色過剰$E（B-V）$から、合計対選択的消光比$R_{V}$をさらに導き出し、モデル計算と比較しました。$R_{V}$から得られたダスト特性（つまり、上限カットオフ半径と$グラファイト/ケイ酸塩$の比率）は、色過剰率から得られたものとほぼ一致しています。
LEGA-CおよびSAMI銀河調査：静止星の種族と6Gyrにわたる質量サイズの平面
| Title |
The_LEGA-C_and_SAMI_Galaxy_Surveys:_Quiescent_Stellar_Populations_and_the_Mass-Size_Plane_across_6_Gyr |
| Authors |
Tania_M._Barone,_Francesco_D'Eugenio,_Nicholas_Scott,_Matthew_Colless,_Sam_P._Vaughan,_Arjen_van_der_Wel,_Amelia_Fraser-McKelvie,_Anna_de_Graaff,_Jesse_van_de_Sande,_Po-Feng_Wu,_Rachel_Bezanson,_Sarah_Brough,_Eric_Bell,_Scott_M._Croom,_Luca_Cortese,_Simon_Driver,_Anna_R._Gallazzi,_Adam_Muzzin,_David_Sobral,_Joss_Bland-Hawthorn,_Julia_J._Bryant,_Michael_Goodwin,_Jon_S._Lawrence,_Nuria_P._F._Lorente,_Matt_S._Owers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.01054 |
LEGA-Cサーベイを使用して、静止銀河の平均星の種族の年齢と金属量（[Z/H]）のスケーリング関係の変化を、LEGA-Cサーベイを使用して中間赤方偏移（$0.60\leqz\leq0.76$）から低赤方偏移（$0.014\）まで調査します。leqz\leq0.10$）SAMIGalaxySurveyを使用します。低赤方偏移の対応物と同様に、$0.60\leqz\leq0.76$での静止銀河の恒星の金属量は、$M_*/R_\mathrm{e}$（重力ポテンシャルまたは脱出の代理）と密接に相関していることがわかります。速度）、ポテンシャル井戸が深い銀河は金属が豊富です。これは、金属が豊富な恒星と超新星の噴出物がシステムを脱出し、後の恒星世代に再利用されるのを避けるために必要な脱出速度を決定することによって、金属の保持を調節する重力ポテンシャルによって関係が生じるという仮説を支持します。一方、LEGA-Cサンプルでは、恒星の年齢と$M_*/R_\mathrm{e}^2$（恒星の質量面密度$\Sigma$）の間に相関関係はありませんが、低赤方偏移。質量サイズ平面における星形成と静止集団の赤方偏移の進化の文脈で、年齢と$\Sigma$の関係のこの変化を考慮し、銀河形成の結果として結果を説明できることを発見しました。より高い赤方偏移でよりコンパクトになり、進化の間ずっとコンパクトのままです。さらに、銀河は、赤方偏移の減少とともに減少する特徴的な表面密度で急冷するように見えます。したがって、$z\sim0$年齢-$\Sigma$の関係は、ある範囲の赤方偏移、つまりある範囲の表面密度で形成された銀河で、静止状態の星形成集団を構築した結果です。
ライマンアルファブローブ1のALMA観測：複数の主要な合併と広く分布している星間物質
| Title |
ALMA_Observations_of_Lyman-alpha_Blob_1:_Multiple_major-mergers_and_widely_distributed_interstellar_media |
| Authors |
Hideki_Umehata,_Ian_Smail,_Charles_C._Steidel,_Matthew_Hayes,_Douglas_Scott,_A._M._Swinbank,_R.J._Ivison,_Toru_Nagao,_Mariko_Kubo,_Kouichiro_Nakanishi,_Yuichi_Matsuda,_Soh_Ikarashi,_Yoichi_Tamura,_and_J._E._Geach |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.01162 |
アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）で撮影した、z=3.1のSSA22プロトクラスター（SSA22-LAB1）の巨大なライマンアルファブローブの観測結果を示します。ダストの連続体、[CII]158um、およびCO（4-3）線の放出が、LAB1で検出されており、約100kpcの中央領域で複雑な形態と運動学を示しています。[CII]とダスト連続放出では、周囲のz=3.0987-3.1016にある7つの銀河が特定されており、そのうちの2つは、最も巨大な銀河に関連する潜在的な伴銀河または潮汐構造です。広く分布している媒体の空間的に分解された[CII]と赤外線の光度比（L[CII]/LIR〜0.01-0.001）は、観測された拡張星間物質が星形成活動と衝撃による寄与に起因している可能性が高いことを示唆していますガスはおそらく支配的ではありません。LAB1は、Ly-alpha放出領域のコア領域に集中している総分子ガス質量Mmol=（8.7+/-2.0）e+10Msunを収容していることがわかります。LAB1コアでの（主に不明瞭な）星形成活動は、Ly-アルファ放射の最も妥当な電源の1つですが、コアで見つかった複数の主要な合併も、LAB1を非常に明るくし、Lyで拡張する役割を果たしている可能性があります。-重力相互作用によって誘発された冷却放射の結果としてのアルファ。
Simbaにおける銀河群X線特性の赤方偏移の進化
Simba銀河形成シミュレーションで、グループサイズのハロー（$M_{500}=10^{12.3-15}M_{\odot}$）のグループ内ガスX線スケーリング関係の進化を調べます。X線光度$L_X$と$M_{500}$は、自己相似性からの偏差が$z=3\から0$に増加し、$M_{500}<10^{13.5}M_{\odot}$ハローがあることを示しています。$L_X$の大幅な減少と、X線光度加重温度$T_X$のわずかな増加を示しています。これらのシフトは、これらのハローの時間とともに$f_{\rmgas}$が大幅に低下することによって引き起こされ、Simbaの$z\sim1.5$でのこれらのシステムでのブラックホールジェットフィードバックの開始と一致します。ブラックホールフィードバックとの関係は、$M_{500}<10^{13.5}M_{\odot}$ハローの$f_{BH}\equivM_{BH}/M_{500}$が強く反相関していることによって裏付けられています。$L_X$と$f_{\rmgas}$を$z\la1.5$で使用します。これは、$L_X-T_X$の分散にさらに反映されます。$f_{BH}$が小さいハローは自己相似性の近くにあり、$f_{BH}$が最も高いハローは最も下にあります。ジェットフィードバックをオフにすると、$z=0$までほとんど自己相似の動作になります。X線加重金属量$Z_X$の場合、恒星のフィードバックはハローガスの濃縮に影響を与えます。最後に、ハロープロファイルは、ジェットフィードバックが電子密度とエントロピープロファイルを平坦化し、特に$M_{500}<10^{13.5}M_{\odot}$でX線表面輝度にコアを導入することを示しています。これは、グループ内のX線の進化は、主にジェットフィードバックによって駆動され、大規模なグループのコアから高温ガスを除去し、大規模でないグループでガスを完全に排出すると主張しています。
コア崩壊超新星の爆発後の進化
| Title |
Post-explosion_evolution_of_core-collapse_supernovae |
| Authors |
M._Witt,_A._Psaltis,_H._Yasin,_C._Horn,_M._Reichert,_T._Kuroda,_M._Obergaulinger,_S._M._Couch,_A._Arcones |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.00687 |
2D流体力学シミュレーションと単純なニュートリノ処理を用いて、コア崩壊超新星の爆発後の段階を調査します。後者を使用すると、46のシミュレーションを実行し、数秒間に32回成功した爆発の進化を追跡できます。3つの前駆体（11.2$M_\odot$、15$M_\odot$、および27$M_\odot$）、異なるニュートリノ加熱効率、およびさまざまな回転速度に基づく広範な研究を提示します。衝撃波の復活後の最初の数秒が、最終的な爆発エネルギー、残留質量、および放出された物質の特性を決定することを示します。我々の結果は、継続的な質量降着が遅い時間でさえ爆発エネルギーを増加させることを示唆している。後期の質量降着を、爆発時の回転強度や衝撃変形などの初期条件に関連付けます。私たちのシミュレーションの一部だけが、数秒間生き残るニュートリノ駆動の風を発生させます。これは、ニュートリノによる風が、爆発が成功するたびに期待される標準的な機能ではないことを示しています。ニュートリノの処理が単純な場合でも、ニュートリノのエネルギーと光度を補正してより現実的な電子の割合を得た後、15$M_\odot$前駆体の爆発モデルの元素合成を推定します。
自己吸収性の高いブレーザー、PKS \、1351 $-$ 018
| Title |
The_Highly_Self-Absorbed_Blazar,_PKS\,1351$-$018 |
| Authors |
Brian_Punsly,_Sandor_Frey,_Cormac_Reynolds,_Paola_Marziani,_Alexander_Pushkarev,_Sina_Chen,_Shang_Li_and_Preeti_Kharb |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.00716 |
$z=3.71$の赤方偏移でのPKS\、1351$-$018は、光度$>10^{47}$\、erg〜s$^{-1}$の最も明るい安定したシンクロトロン源の1つです。シンクロトロンの光度は、35年間で$\sim25\％$以上変化しないようです。この驚くべき振る舞いを理解するために、もしそれが$z=0.5$であったとしたら、それは11年間で$110-137$\、Jyの範囲で15GHzの磁束密度を持つでしょう。この安定した動作にもかかわらず、2011年と2016年に2つの強い$\gamma$線フレア$\lesssim10^{49}$\、erg〜s$^{-1}$が検出されました。ブレーザーのような動作があります。安定した行動と共存します。この研究は、この情報源の二重の性質を解明することを目的としています。電波源は非常にコンパクトで、明るいコアと12\、mas離れた急なスペクトルの二次成分があり、1995年から2018年までの6つのエポックで位置とフラックス密度が一定であるように見えます。$（5.2\pm3.2）\times10^{45}$\、erg〜s$^{-1}$の時間平均パワーは、$\gtrsim0.9c$を前進するこのローブで終了します。中央エンジンから$1-3$\、kpc。これは、ジェット軸から数度の角度で見た若い（$\sim6000$\、yr）非常に強力な電波源のまれなケースです。高速（4000\、km〜s$^{-1}$）の証拠があり、明るいクエーサーから高イオン化風が発生しています。若いラジオジェットは、激しいクエーサー環境をナビゲートするときに、適度な曲がりを経験しているように見えます。
いて座A *のフェルミLAT観測：画像解析
いて座A*（SgrA*）-銀河の中心にある超大質量ブラックホール（SMBH）-は、ラジオからX線までのほとんどの電磁スペクトルで観測されています。SgrA*の周囲で拡散ガンマ線放出が観察され、SMBHの位置と一致するガンマ線点光源が検出されましたが、2つの間に明確な関連性はありません。この作業では、点光源4FGLJ1745.6-2859の約11年間のフェルミ大面積望遠鏡（LAT）観測を使用し、4つのエネルギーバンドにわたって詳細な画像解析を実行しました。私たちの目標は、銀河中心（GC）でのガンマ線放出の性質と、それがSMBHに関連しているかどうかを解明することです。エネルギーが増加するにつれて、放出の重心がSgrA*の位置に近づくことがわかります。ガンマ線点光源がGCにあると仮定すると、100MeV〜500GeVのエネルギー範囲で2.61E36erg/sの光度が推定されます。これは、いて座A*の放射光度と一致しています。点光源の特性に基づいて、その性質のいくつかの潜在的な候補を除外し、SMBHによって加速された（またはその近くで）陽子、電子、またはその両方からの宇宙線起源を支持します。私たちの結果は、GCの点光源が実際にGeV範囲のSgrA*のガンマ線対応物であることを示しています。
ガンマ線で検出された星形成銀河からの非熱放射
| Title |
Non-thermal_emission_from_star-forming_galaxies_detected_in_gamma_rays |
| Authors |
P._Kornecki,_E._Peretti,_S._del_Palacio,_P._Benaglia,_L._J._Pellizza |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.00823 |
星形成銀河（SFG）は、電波からガンマ線への非熱放射を放出します。SFGにおけるグローバルCR輸送と冷却の主なメカニズムを調査することを目的としています。それらが非熱的光度とSFRの間の関係を形作るのに貢献する方法は、それらの性質に光を当てることができます。SFGの生産、輸送、冷却を考慮して、SFGのCR母集団を計算するモデルを開発します。このモデルは、グローバルな銀河の特性によってのみパラメータ化され、電波とガンマ線の両方での非熱放射を記述します。私たちは、乱流または熱の不安定性によって引き起こされる銀河風による拡散および移流輸送の役割に焦点を当てています。モデルの予測を観測と比較します。観測では、これらの無線帯域で均一な光度のセットをコンパイルし、ガンマ線で利用可能なものを更新します。私たちのモデルは、ガンマ線または1.4GHzの電波光度とSFRの間で観測された関係をかなりよく再現します。これは、磁場の単一のべき乗則スケーリングを仮定し、後者はインデックスベータ=0.3であり、風はアルヴェーン速度または典型的なスターバースト風速。CRのエスケープは、30Mo/年を超える場合は無視できます。星間物質の一定のイオン化率は、SFR範囲全体にわたって150MHzの電波光度を再現できません。私たちの結果は、SFRの高い銀河はCR熱量計であり、陽子の脱出を駆動する主なメカニズムは拡散であるのに対し、電子の脱出も風の移流によって進行するという考えを裏付けています。彼らはまた、これらの風は、それぞれ低SFRと中SFRでCRまたは熱駆動されるべきであることを示唆しています。私たちの結果は、電磁流体力学的乱流が磁場強度のSFRへの依存性の原因であり、イオン化率がSFR範囲全体にわたって一定であることが強く嫌われていることを世界的に支持しています。
SN1987Aライトエコーの放射伝達モデリング$-$ AT2019xis
モンテカルロ放射伝達モデル（MCRTM）を使用して、UBVRIの光度曲線、画像、および大マゼラン雲（LMC）内の超新星SN$〜$1987Aからの光エコーの直線偏光を、さまざまなダストクラウドの形状、サイズ、および光学特性。理論的シミュレーションを、SN$〜$1987Aから大きな角距離（4.05$^{'}$）で検出された光エコーであるAT2019xisの観測と比較します。シミュレーション結果と光学重力レンズ実験（OGLE-IV）過渡検出システム（OTDS）のIバンド光度曲線の観測に基づいて、ダストクラウドのサイズと光学的厚さを推定します。ダストクラウドの質量は、推定サイズ、光学的厚さ、および吸光係数を使用して計算されます。ダスト雲が300のガス対ダスト比に対応すると仮定すると、ダスト雲の総質量は約7.8-9.3$M_{\odot}$です。これらの理論モデルに基づいて、光の形態学的形状がUバンド以下の波長範囲でエコーし、長波長バンドのものとは大きく異なることを示します。この違いは、初期UVに関する重要な情報をもたらします。SN$〜$1987Aの放射。
| Title |
Gamma-ray_Observation_of_the_Cygnus_Region_in_the_100_TeV_Energy_Region |
| Authors |
M._Amenomori,_Y._W._Bao,_X._J._Bi,_D._Chen,_T._L._Chen,_W._Y._Chen,_Xu_Chen,_Y._Chen,_Cirennima,_S._W._Cui,_Danzengluobu,_L._K._Ding,_J._H._Fang,_K._Fang,_C._F._Feng,_Zhaoyang_Feng,_Z._Y._Feng,_Qi_Gao,_A._Gomi,_Q._B._Gou,_Y._Q._Guo,_Y._Y._Guo,_H._H._He,_Z._T._He,_K._Hibino,_N._Hotta,_Haibing_Hu,_H._B._Hu,_J._Huang,_H._Y._Jia,_L._Jiang,_P._Jiang,_H._B._Jin,_K._Kasahara,_Y._Katayose,_C._Kato,_S._Kato,_K._Kawata,_M._Kozai,_D._Kurashige,_Labaciren,_G._M._Le,_A._F._Li,_H._J._Li,_W._J._Li,_Y._Li,_Y._H._Lin,_B._Liu,_C._Liu,_J._S._Liu,_L._Y._Liu,_M._Y._Liu,_W._Liu,_X._L._Liu,_Y.-Q._Lou,_H._Lu,_X._R._Meng,_K._Munakata,_H._Nakada,_Y._Nakamura,_Y._Nakazawa,_H._Nanjo,_C._C._Ning,_M._Nishizawa,_M._Ohnishi,_T._Ohura,_S._Okukawa,_S._Ozawa,_L._Qian,_X._Qian,_X._L._Qian,_X._B._Qu,_T._Saito,_M._Sakata,_T._Sako,_T._K._Sako,_J._Shao,_M._Shibata,_A._Shiomi,_H._Sugimoto,_W._Takano,_M._Takita,_Y._H._Tan,_N._Tateyama,_S._Torii,_H._Tsuchiya,_S._Udo,_H._Wang,_Y._P._Wang,_Wangdui,_H._R._Wu,_Q._Wu,_J._L._Xu,_L._Xue,_Y._Yamamoto,_Z._Yang,_Y._Q._Yao,_J._Yin,_Y._Yokoe,_N._P._Yu,_A._F._Yuan,_L._M._Zhai,_C._P._Zhang,_H._M._Zhang,_J._L._Zhang,_X._Zhang,_X._Y._Zhang,_Y._Zhang,_Yi_Zhang,_Ying_Zhang,_S._P._Zhao,_Zhaxisangzhu,_and_X._X._Zhou_(The_Tibet_AS$\gamma$_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.01064 |
銀河のはくちょう座からの100TeVエネルギー領域のエネルギーによるガンマ線放出の観測を報告します。はくちょう座OB1とOB2の関連の方向で2つのソースが有意に検出されます。それらの位置の一致に基づいて、1つをパルサーPSRJ2032+4127に関連付け、もう1つを主にパルサー風星雲PWNG75.2+0.1に関連付け、パルサーが観測されたガンマ線の重心の周りにある元の出生地から離れるように移動します放出。この研究は、これらのガンマ線源での粒子加速メカニズムのさらなる研究を刺激するでしょう。
Sgr A *での粒子加速の抑制と、GRAVITY、Spitzer、NuSTAR、Chandraの同時観測
| Title |
Constraining_particle_acceleration_in_Sgr_A*_with_simultaneous_GRAVITY,_Spitzer,_NuSTAR_and_Chandra_observations |
| Authors |
R._Abuter,_A._Amorim,_M._Baub\"ock,_F._Baganoff,_J.P._Berge,_H._Boyce,_H._Bonnet,_W._Brandner,_Y._Cl\'enet,_R._Davies,_P.T._de_Zeeuw,_J._Dexter,_Y._Dallilar,_A._Drescher,_A._Eckart,_F._Eisenhauer,_G.G._Fazio,_N.M._F\"orster_Schreiber,_K._Foster,_C._Gammie,_P._Garcia,_F._Gao,_E._Gendron,_R._Genzel,_G._Ghisellini,_S._Gillessen,_M.A._Gurwell,_M._Habibi,_D._Haggard,_C._Hailey,_F._A._Harrison,_X._Haubois,_G._Hei{\ss}el,_T._Henning,_S._Hippler,_J.L._Hora,_M._Horrobin,_A._Jim\'enez-Rosales,_L._Jochum,_L._Jocou,_A._Kaufer,_P._Kervella,_S._Lacour,_V._Lapeyr\`ere,_J.-B._Le_Bouquin,_P._L\'ena,_P.J._Lowrance,_D._Lutz,_S._Markoff,_K._Mori,_M.R._Morris,_J._Neilsen,_M._Nowak,_T._Ott,_T._Paumard,_K._Perraut,_G._Perrin,_G._Ponti,_O._Pfuhl,_S._Rabien,_G._Rodr\'iguez-Coira,_J._Shangguan,_T._Shimizu,_S._Scheithauer,_et_al._(20_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.01096 |
SgrA*の明るい近赤外線および中程度のX線フレアの時間分解スペクトル分析を報告します。中赤外線と近赤外線、および$2-8〜\mathrm{keV}$と$2-70〜\mathrmの$M$-、$K$-、および$H$バンドで光度曲線を取得しました。X線の{keV}$バンド。近赤外帯域で観測されたスペクトル勾配は$\nuL_\nu\propto\nu^{0.5\pm0.2}$です。X線バンドで観測されるスペクトル勾配は$\nuL_\nu\propto\nu^{-0.7\pm0.5}$です。シンクロトロンとシンクロトロンセルフコンプトン（SSC）のシナリオをテストしました。観測された近赤外線の明るさとX線の弱さは、観測されたスペクトルの傾きとともに、調査されたすべてのモデルに課題をもたらします。近赤外放射が放射光であり、X線放射がSSCであるシナリオを除外します。近赤外線とX線の両方の光度がSSCによって生成されるワンゾーンモデルと、冷却されたシンクロトロンスペクトルに由来する光度がフレアを説明できるモデル。平均SEDを説明するために、両方のモデルは最大ローレンツ因子$\gamma_{max}$の特定の値を必要としますが、約2桁異なります。SSCモデルは、電子が$\gamma_{maxに加速されることを示唆しています。}\sim500$、冷却シンクロトロンモデルでは最大$\gamma_{max}\sim5\times10^{4}$の加速が必要です。SSCシナリオでは、降着流の通常の周囲密度よりもはるかに大きい$10^{10}〜\mathrm{cm^{-3}}$の電子密度が必要であるため、異常な降着イベントが必要になります。対照的に、ソースサイズを$1R_s$と仮定すると、冷却されたシンクロトロンシナリオは、周囲の降着流に匹敵する密度と磁場で実現できます。どちらのモデルでも、時間発展は最大加速係数$\gamma_{max}$によって調整されます。これは、フレアの時間発展の少なくとも一部を説明するには、持続的な粒子加速が必要であることを意味します。
GRRMHDシミュレーションにおける中性子星ULXからのビーム放出
| Title |
Beamed_emission_from_a_neutron-star_ULX_in_a_GRRMHD_simulation |
| Authors |
David_Abarca,_Kyle_Parfrey,_and_W{\l}odek_Klu\'zniak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.01149 |
中性子星を動力源とする超大光度X線のモデルとして、$2\times10^{10}$Gの双極磁場を伴う中性子星への超臨界降着のグローバル2.5D一般相対論的放射電磁流体力学シミュレーションを実行します。光線源（ULX）。$\sim2.5\、L_\mathrm{Edd}$の総光度の下限を計算し、降着円盤の流出によって放射が高度に放射されることを見つけます。視角の関数である見かけの等方性光度は、ULXで観察された光度と一致して、$100\、L_\mathrm{Edd}$を超える最大値に達します。
深くてケイデンスの高い空への低コストアクセス：Argusオプティカルアレイ
| Title |
Low-Cost_Access_to_the_Deep,_High-Cadence_Sky:_the_Argus_Optical_Array |
| Authors |
Nicholas_M._Law,_Hank_Corbett,_Nathan_W._Galliher,_Ramses_Gonzalez,_Alan_Vasquez,_Glenn_Walters,_Lawrence_Machia,_Jeff_Ratzloff,_Kendall_Ackley,_Chris_Bizon,_Christopher_Clemens,_Steven_Cox,_Steven_Eikenberry,_Ward_S._Howard,_Amy_Glazier,_Andrew_W._Mann,_Robert_Quimby,_Daniel_Reichart,_David_Trilling |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.00664 |
新しい大量生産された広視野の小口径望遠鏡は、収集エリアのコストを大幅に削減することにより、地上の天文学に革命を起こす可能性を秘めています。この論文では、これらの進歩に基づいた新しいクラスの大型望遠鏡を紹介します。全天、秒角の解像度、1000望遠鏡のアレイで、一晩中空全体を観測することにより、高ケイデンスと深部の調査を同時に構築します。具体的な例として、全天視野と低ノイズCMOS検出器を使用して非常に高いケイデンスに到達する機能を備えた5mクラスの望遠鏡であるArgusArrayについて説明します。55GPixArgusの各露出は、空全体の20％をカバーし、毎分g=19.6、毎時g=21.9になります。高速モードでは、1秒未満の調査ケイデンスを短時間で実行できます。深いcoaddsは、空の47％以上で5泊ごとにg=23.6に達します。ルービン天文台の近くにある大口径のアレイ望遠鏡は、5泊でg=24.3に達する可能性があります。これらのアレイは、2色の百万エポックの空の映画を作成でき、高速トランジェント、高速電波バーストの対応物、重力波の対応物、太陽系外惑星のマイクロレンズイベント、遠方の太陽系体による掩蔽の高感度で迅速な検索を可能にします。そして他の無数の現象。ただし、O（1,000）望遠鏡の配列は、これまでに製造された中で最も複雑な天文機器の1つです。数百のトラッキングマウントを備えた標準アレイは、数千の可動部品と露出した光学系を必要とし、メンテナンスコストは、モノリシック大型望遠鏡と比較して、大量生産されたハードウェアのコスト削減を急速に上回ります。すべての光学部品を単一の可動部品を備えた熱制御された密閉ドームに配置することにより、運用コストを大幅に削減する方法について説明します。注意深いソフトウェアスコープ制御と既存のパイプラインの使用と相まって、ArgusArrayは、総コストが2,000万ドル未満で、最も深く最速の北天観測になる可能性があることを示しています。
機械学習ベースのメタ研究に向けて：宇宙論的パラメーターへの応用
| Title |
Towards_Machine_Learning-Based_Meta-Studies:_Applications_to_Cosmological_Parameters |
| Authors |
Tom_Crossland,_Pontus_Stenetorp,_Daisuke_Kawata,_Sebastian_Riedel,_Thomas_D._Kitching,_Anurag_Deshpande,_Tom_Kimpson,_Choong_Ling_Liew-Cain,_Christian_Pedersen,_Davide_Piras,_Monu_Sharma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.00665 |
現代の自然言語処理技術を利用して、天体物理学の文献から報告された測定値を自動抽出するための新しいモデルを開発します。このモデルを使用して、arXivリポジトリから約248,000の天体物理学記事の要約に存在する測定値を抽出し、231,000を超える天体物理学の数値測定値を含むデータベースを作成します。さらに、ユーザーがパラメーター名と記号表現に基づいてこのデータベースを照会および探索し、結果のデータセットをダウンロードして独自の研究に使用できるようにするオンラインインターフェイス（NumericalAtlas）を紹介します。次に、潜在的なユースケースを説明するために、このツールを使用して9つの異なる宇宙論的パラメーターの値を収集します。これらの結果から、過去20年間のこれらの量の報告値の歴史的傾向を明確に観察し、宇宙論の理解に対する画期的な出版物の影響を見ることができます。
自動微分による位相回復と設計
| Title |
Phase_Retrieval_and_Design_with_Automatic_Differentiation |
| Authors |
Alison_Wong,_Benjamin_Pope,_Louis_Desdoigts,_Peter_Tuthill,_Barnaby_Norris,_Chris_Betters |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.00952 |
天文学の多くの分野、特に太陽系外惑星を直接イメージングする場合の主な制限は、望遠鏡と機器によって提供される点像分布関数（PSF）の不安定性から生じます。伝達関数を理解するには、センサーの強度分布のみを考慮して、一連の光学収差を推測する必要があります。これは、位相回復の問題です。これは、既存のデータの後処理、または高コントラスト、角度分解能、または位置天文の安定性を実現するように最適化されたPSFを設計するための光学位相マスクの設計にとって重要です。近年、機械学習による急速な発展を遂げている自動微分のための新たに効率的で柔軟な技術を活用することで、体系的、ユーザーフレンドリー、高速、効果的な方法で位相回復と設計の両方を実行できます。最新の勾配降下法を使用することにより、これは効率的に収束し、制約と正則化を組み込むために簡単に拡張できます。新しいパッケージであるMorphineを使用して、このアプローチの幅広い可能性を説明します。このコードで実行される困難なアプリケーションには、飽和度の高いセンサーデータなどの情報が打ち切られている場合でも、離散位相分布と連続位相分布の両方の正確な位相回復が含まれます。また、同じアルゴリズムが、太陽系外惑星の直接イメージング用のアポダイジングフェーズプレート（APP）コロナグラフと、狭角位置天文学用の回折瞳孔という2つの問題の例について、既存の最良のソリューションと競合する連続またはバイナリフェーズマスクを最適化できることも示します。Morphineのソースコードと例は、人気のある物理光学パッケージPoppyと同様のインターフェイスを備えたオープンソースで入手できます。
相乗的な流星観測のレビュー：カメラ、イオノゾンデ、超低周波音および地震検出器からの結果をリンクする
| Title |
Review_of_synergic_meteor_observations:_linking_the_results_from_cameras,_ionosondes,_infrasound_and_seismic_detectors |
| Authors |
\'A._Kereszturi,_V._Barta,_I._Bond\'ar,_Cs._Czanik,_A._Igaz,_P._M\'onus,_D._Rezes,_L._Szabados,_B._D._P\'al |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.01122 |
さまざまな流星観測タイプの共同評価は、流星現象と地球大気の両方のより良い理解をサポートします。この研究では、電離層効果を特定の流星に関連付ける2種類の例を示します。ここでは、高高度で出現した流星のほぼ3分の1が光学カメラで同時に記録されました。そのような観察はまだほとんど実現されていません。昼間の火の玉で、記録された超低周波音の影響と大気の爆発が衝撃波に関連した小さな地震を引き起こし、地上局のネットワークによって識別されました。これらの観測タイプの概要は、近い将来に大幅な改善と発見が期待される特定のトピックを強調しています。
ASASSN-21co：11。9年の周期を持つ分離した食変光星
| Title |
ASASSN-21co:_A_detached_eclipsing_binary_with_an_11.9_year_period |
| Authors |
D._M._Rowan,_K._Z._Stanek,_Z._Way,_C._S._Kochanek,_T._Jayasinghe,_Todd_A._Thompson,_H._Barker,_F.-J._Hamsch,_T._Bohlsen,_Stella_Kafka,_B._J._Shappee,_T._W.-S._Holoien,_and_J._L._Prieto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.00662 |
ASASVバンドとASAS-SNgバンドの観測を使用して、長周期の分離した食変光星ASASSN-21coをモデル化します。ASASの観測では、2009年4月に深さV〜0.6等の日食が見られます。2021年3月のASAS-SNgバンド観測では、同様の期間と深さの日食が見られ、11。9年の公転周期が示唆されています。gバンド観測と日食中に撮影された追加のBVRI測光を組み合わせて、PHOEBEを使用して日食をモデル化します。このシステムは、二次半径と一次半径の比率が約0.61の2つのM巨人によって最もよく説明されていることがわかります。日食中に取得された光学スペクトルは、バイナリの少なくとも1つのコンポーネントがMジャイアントであることに一致しており、スペクトルの特徴に時間的な変化は見られません。日食自体は非対称であり、おそらく日食の外で観測するには振幅が小さすぎる回転変動が原因で、日食の中央付近で明るさが増加していることを示しています。
最も冷たい褐色矮星の1〜20 umのエネルギー分布の測定と複製：回転、乱流、および非断熱雰囲気
| Title |
Measuring_and_Replicating_the_1-20_um_Energy_Distributions_of_the_Coldest_Brown_Dwarfs:_Rotating,_Turbulent_and_Non-Adiabatic_Atmospheres |
| Authors |
S._K._Leggett,_Pascal_Tremblin,_Mark_W._Phillips,_Trent_J._Dupuy,_Mark_Marley,_Caroline_Morley,_Adam_Schneider,_Dan_Caselden,_Colin_Guillaume,_and_Sarah_E._Logsdon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.00696 |
冷たく、低質量の褐色矮星は、恒星の質量関数の終点を制約するために、また太陽系外惑星の大気研究を最適化するために重要です。2020年に、そのようなオブジェクトの新しいモデルグリッドが利用可能になりました：Sonora-BobcatとATMO2020。また、新しい候補の褐色矮星が発表され、ラムダ〜4.8umでの新しい分光観測が公開されました。この論文では、最も冷たい褐色矮星のいくつかの新しい赤外線測光を提示し、新しいデータとモデルを組み合わせて、これらのオブジェクトの特性を調査します。これらの雰囲気で混合することの重要性を再確認します。これにより、化学平衡値とは桁違いに異なるCOおよびNH_3の存在量が発生します。また、600Kよりも低温の褐色矮星について、2<〜lambdaum<〜4での観測と、新しいモデルが既知の因子>〜3の不一致を保持していることも示します。260<=T_effK<=475の6つの褐色矮星の観測は、不平衡化学と標準の放射/対流平衡値から逸脱する光球温度勾配を含むモデル大気によって初めてよく再現できます。圧力-温度プロファイルのこの変化は、断熱プロセスの影響を受ける回転および乱流の雰囲気では予想外ではありません。修正断熱モデルカラーの限定グリッドが生成され、現在知られているYドワーフの温度と金属量を推定するために使用されます。ここで使用される測光データの編集は、付録に記載されています。
最初に発見された「主系列無線パルスエミッタ」CUVirの超広帯域、マルチエポック無線研究
| Title |
Ultra-Wideband,_Multi-epoch_Radio_Study_of_the_First_Discovered_`Main_sequence_Radio_Pulse_emitter'_CU_Vir |
| Authors |
Barnali_Das_and_Poonam_Chandra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.00849 |
初期型の星に大規模な表面磁場が存在すると、X線から電波帯域への放射を生成するいくつかのユニークな電磁現象が発生します。それらの中で、最もまれなタイプの放射は、周期的な円偏波無線パルスとして観測される電子サイクロトロンメーザー放射（ECME）です。この現象は、高温の磁気星CUVirで最初に発見されました。この星の過去の観測は、星が右円偏光ECMEのみを生成するというコンセンサスにつながり、1つの磁気半球のみがこの現象に関与していることを示唆しています。ここでは、アップグレードされたGiantMetrewaveRadio望遠鏡とKarlG。Jansky超大型アレイを使用した、この星の最初の超広帯域（0.4$-$4GHz）研究を紹介します。これにより、最大2つの円偏波のECMEが驚くほど発見されました。約1.5GHz。GHzの観測により、ECMEの上限カットオフ周波数が$\gtrsim5\、\mathrm{GHz}$にあることも推測できました。サブGHzの観測により、回転サイクルごとに2ペアを超えるECMEパルスが予期せず観測されました。さらに、「巨大パルス」の発見と一時的な増強を報告します。これらは、恒星磁気圏の最も内側の部分からのプラズマの「遠心ブレイクアウト」の最初の観測証拠である可能性があります。GHzとサブGHzの周波数での星の振る舞いの間のはっきりとしたコントラストは、伝播効果、高さの関数としての変化する磁場トポロジーの現れ、または追加の「ECMEエンジン」の特徴のいずれかによる可能性があります。
太陽活動の南北非対称性のダイナモモデル
観測は、いくつかの太陽周期の時間スケールで変化する黒点活動における比較的小さいが統計的に有意な南北（NS）非対称性を明らかにします。本論文は長期NS非対称性の現象のためのダイナモモデルを提案する。このモデルは、双極子と四極子の赤道パリティの磁場のダイナモ方程式を分離します。NSの非対称性は、双極子場と四極子場の重ね合わせに起因します。モデルの計算により、長期的なNS非対称性のメカニズムとして、$\alpha$効果の赤道対称変動によって媒介される支配的な双極子モードによる以前に提案された四重極ダイナモモードの励起が確認されます。$\alpha$のランダムな変動に起因するいくつかの（現在のモデルでは約6）太陽周期の時間スケールでコヒーレントなNS非対称性の数値結果を正当化するために、短期間のランダム強制によって励起される振動の分析的に解決可能な例を示します。-1つの太陽回転の時間スケールへの影響。モデルの計算では、双極子および四重極子場の位相ロック現象が、主に位相（北型非対称）または逆相（南型非対称）で振動し、これら2つの状態間の不規則な遷移が比較的短いことが示されています。シミュレートされたグランドミニマムの大きな非対称性は、ミニマム中の$\alpha$効果の弱い磁気消光によって発見および説明されます。次の活動サイクルにおける黒点非対称性の前兆としての活動最小値における極場非対称性の可能性は、ダイナモモデルと観測に基づいて議論されます。
銀河プローブとしてのこと座RR星の使用について：IV。 Oosterhoffの二分法とその周辺の新しい洞察
| Title |
On_the_use_of_field_RR_Lyrae_as_Galactic_probes:_IV._New_insights_into_and_around_the_Oosterhoff_dichotomy |
| Authors |
M._Fabrizio,_V.F._Braga,_J._Crestani,_G._Bono,_I._Ferraro,_G._Fiorentino,_G._Iannicola,_G.W._Preston,_C._Sneden,_F._Th\'evenin,_G._Altavilla,_B._Chaboyer,_M._Dall'Ora,_R._da_Silva,_E._K._Grebel,_C.K._Gilligan,_H._Lala,_B._Lemasle,_D._Magurno,_M._Marengo,_S._Marinoni,_P.M._Marrese,_C._E._Mart\`inez-V\`azquez,_N._Matsunaga,_M._Monelli,_J._P._Mullen,_J._Neeley,_M._Nonino,_Z._Prudil,_M_Salaris,_P._B._Stetson,_E._Valenti,_M._Zoccali |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.00919 |
これまでに利用可能なフィールドRRLyrae変数（RRL）の最大かつ最も均質な分光データセットについて説明します。基本（RRab）および最初の倍音（RRc）RRLについて、高解像度と低解像度（{\DeltaS}メソッド）の両方のスペクトルを使用して存在量を推定しました。7,941RRLの鉄の存在量は、利用可能な同様の文献推定値で補足され、最終的に9,015RRL（6,150RRab、2,865RRc）になりました。金属量分布は、平均値<[Fe/H]>=-1.51\pm0.01、および{\sigma}（標準偏差）=0.41dexを示し、長い金属量の少ないテールが[Fe/H]=-に近づいています。3と太陽鉄の豊富さに近づく鋭い金属が豊富な尾。RRab変数は、RRc変数（<[Fe/H]>c=-1.58\pm0）よりも金属が豊富です（<[Fe/H]>ab=-1.48\pm0.01、{\sigma}=0.41dex）.01、{\sigma}=0.40dex）。短周期（より金属が豊富）および長周期（より金属が少ない）シーケンスに沿って配置されたベイリー図（視覚的振幅対周期）のRRab変数の相対的な割合は、80％および20\％ですが、RRc変数は反対の傾向、つまり30\％と70\％を表示します。金属が少ない状態から金属が多い状態に移行すると、RRab変数とRRc変数の両方の脈動周期が着実に減少することがわかりました。視覚的な振幅は同じ傾向を示しますが、RRcの振幅はRRabの振幅よりも金属量に対してほぼ2倍敏感です。また、フィールドRRLの母集団比（Nc/Ntot）の金属量への依存性を調査したところ、分布は球状星団よりも複雑であることがわかりました。人口比率は、金属が少ない地域では約0.25から約0.36に着実に増加し、-1.8<[Fe/H]<-0.9の場合は約0.36から約0.18に減少し、太陽鉄に近づくと約0.3の値に増加します。豊富。
銀河プローブとしてのこと座RR星の使用について。 V.光学および視線速度曲線テンプレート
| Title |
On_the_Use_of_Field_RR_Lyrae_as_Galactic_Probes._V._Optical_and_radial_velocity_curve_templates |
| Authors |
V.F._Braga_(1,2),_J._Crestani_(1,3,4),_M._Fabrizio_(1,2),_G._Bono_(1,4),_G.W._Preston_(5),_C._Sneden_(6),_J._Storm_(7),_S._Kamann_(8),_M._Latour_(9),_H._Lala_(10),_B._Lemasle_(10),_Z._Prudil_(11),_G._Altavilla_(1,2),_B._Chaboyer_(12),_M._Dall'Ora_(13),_I._Ferraro_(1),_C.K._Gilligan_(12),_G._Fiorentino_(1),_G._Iannicola_(1),_L._Inno_(14),_S._Kwak_(4),_M._Marengo_(15),_S._Marinoni_(1,2),_P.M._Marrese_(1,2),_C.E._Mart\'inez-V\'azquez_(16),_M._Monelli_(17),_J.P._Mullen_(15),_N._Matsunaga_(18),_J._Neeley_(19),_P.B._Stetson_(20),_E._Valenti_(21),_M._Zoccali_(22,23)_((1)_INAF-Osservatorio_Astronomico_di_Roma,_Monte_Porzio_Catone,_Italy,_(2)_Space_Science_Data_Center,_Roma,_Italy,_(3)_Departamento_de_Astronomia,_Universidade_Federal_do_Rio_Grande_do_Sul,_Porto_Alegre,_Brazil,_(4)_Dipartimento_di_Fisica,_Universit\`a_di_Roma_Tor_Vergata,_Roma,_Italy,_(5)_The_Observatories_of_the_Carnegie_Institution_for_Science,_Pasadena,_CA,_USA,_(6)_Department_of_Astronomy_and_McDonald_Observatory,_The_University_of_Texas,_Austin,_TX,_USA,_(7)_Leibniz-Institut_f\"ur_Astrophysik_Potsdam,_Potsdam,_Germany,_(8)_Astrophysics_Research_Institute,_Liverpool_John_Moores_University,_Liverpool,_UK,_(9)_Institute_for_Astrophysics,_Georg-August-University_G\"ottingen,_Germany,_(10)_Astronomisches_Rechen-Institut,_Zentrum_f\"ur_Astronomie_der_Universit\"at_Heidelberg,_Heidelberg,_Germany,_(11)_Universit\'e_de_Nice_Sophia-antipolis,_CNRS,_Observatoire_de_la_C\^ote_d'Azur,_Laboratoire_Lagrange,_Nice,_France,_(12)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Dartmouth_College,_Hanover,_USA,_(13)_INAF-Osservatorio_Astronomico_di_Capodimonte,_Napoli,_Italy,_(14)_Universit\`a_degli_Studi_di_Napoli_"Parthenope'',_Napoli,_Italy,_(15)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Iowa_State_University,_Ames,_IA,_USA,_(16)_Cerro_Tololo_Inter-American_Observatory,_NSF's_National_Optical-Infrared_Astronomy_Research_Laboratory,_La_Serena,_Chile,_(17)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Canarias,_La_Laguna,_Tenerife,_Spain,_(18)_Department_of_Astronomy,_The_University_of_Tokyo,_Tokyo,_Japan,_(19)_Department_of_Physics,_Florida_Atlantic_University,_Boca_Raton,_FL,_USA,_(20)_Herzberg_Astronomy_and_Astrophysics,_National_Research_Council,_Victoria,_BC,_Canada,_(21)_European_Southern_Observatory,_Garching_bei_Munchen,_Germany,_(22)_Instituto_Milenio_de_Astrof\'isica,_Santiago,_Chile,_(23)_Pontificia_Universidad_Catolica_de_Chile,_Instituto_de_Astrofisica,_Santiago,_Chile) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.00923 |
$\approx$10,000RRLの高解像度、中解像度、低解像度のスペクトルを含むRRLyrae（RRL）の最大の分光カタログを収集しました。視線速度曲線（RVC）テンプレートの分析形式を提供します。これらは、36個のRRL（31個の基本-3つの周期ビンに分割-および5個の最初の倍音パルセータ）と、3つのグループの金属線（Fe、Mg、Na）および4つのバルマー線（H$）に基づく十分にサンプリングされたRVCを使用して構築されました。_\alpha$、H$_\beta$、H$_\gamma$、H$_\delta$）。光度曲線とRVCテンプレートを固定するために、参照エポックの長年の問題に取り組みました。$V$バンドの場合、上昇分岐に沿った平均の大きさの位相に固定されたテンプレートの残差は、の位相に固定されたものよりも$\sim$35\％から$\sim$45\％小さいことがわかりました。最大光。RVCの場合、メタリックラインとバルマーラインに2つの独立した参照エポックを使用し、平均RVのフェーズに固定されたRVCテンプレートの残差が30\％（メタリックライン）から45\％（バルマーライン）までであることを確認しました。最小RVのフェーズに固定されているものよりも小さい。単相と三相の両方のポイントアプローチを使用して、RVCテンプレートを検証しました。RVCテンプレートに基づく重心速度は、文献で利用可能な速度よりも2〜3倍正確であることがわかりました。現在のRVCテンプレートを、VLTのMUSEで収集された球状NGC〜3201のRRLのバルマー系列RVに適用しました。$V_{\gamma}$=496.89$\pm$8.37（error）$\pm$3.43（標準偏差）km/sのクラスター重心RVが見つかりました。これは、文献の推定値とよく一致しています。
太陽コロナを探索するためのツールとしてのHIおよびHeIIのライマン-$ {\ alpha} $線の偏光
| Title |
The_polarization_of_the_Lyman-${\alpha}$_lines_of_H_I_and_He_II_as_a_tool_for_exploring_the_solar_corona |
| Authors |
Supriya_Hebbur_Dayananda,_Javier_Trujillo_Bueno,_\'Angel_de_Vicente,_and_Tanaus\'u_del_Pino_Alem\'an |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.01015 |
地球に近い宇宙天気は、太陽コロナでの磁気自由エネルギーの急速な放出によって推進されます。拡張された太陽大気のこの非常に高温で希薄な領域を精査するには、禁止および許可された冠状線の偏光をモデル化する必要があります。この目的のために、与えられた3次元（3D）コロナルモデルから現れるストークスプロファイルを計算するための効率的なコードを開発することが重要です。これは、磁場と非磁場の存在によって生じる対称性の破れを考慮に入れて行う必要があります。放射状の太陽風速度。私たちは、許可された線と禁止された線での太陽コロナの分光偏光観測を理論的に予測して解釈することを目的として、このようなツールを開発しました。この論文では、1216AのHILy-${\alpha}$線とHeIILy-${\alpha}$線の散乱過程によって生成された直線偏光信号の理論的調査の結果を示します。PredictiveScienceIncによる3Dコロナルモデルを使用した304A。これらのスペクトル線は、ハンレ効果の開始に対して非常に異なる臨界磁場（それぞれ、53Gと850G）を持ち、太陽によって引き起こされるドップラー効果に対する感度も異なります。風速。これらのLy-${\alpha}$線の散乱偏光を同時に観測することで、太陽コロナの磁場と巨視的速度の決定が容易になる状況を調査します。
偏心AGB連星系における風と伴星の相互作用のSPHモデリング
| Title |
SPH_modelling_of_wind-companion_interactions_in_eccentric_AGB_binary_systems |
| Authors |
J._Malfait,_W._Homan,_S._Maes,_J._Bolte,_L._Siess,_F._De_Ceuster_and_L._Decin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.01074 |
低質量および中間質量の星の進化後期は、塵によって引き起こされる恒星風による質量損失を特徴としています。最近の観測は、これらの風の中の複雑な構造を明らかにしています。これらは、主に仲間との相互作用によって形成されると考えられています。これらの複雑さがどのように発生し、どの構造がどのタイプのシステムで形成されるかは、まだよくわかっていません。特に、偏心系の構造形成を調査する研究は不足しています。さまざまな速度のポリトロープ風で発生するさまざまな小規模構造とグローバルな形態の原因となるメカニズムを調査することにより、偏心AGBバイナリシステムの風の形態の理解を深めることを目指しています。SmoothedParticleHydrodynamics（SPH）コードPhantomを使用して、さまざまな風速と離心率の組み合わせを持つ太陽質量コンパニオンを備えたAGB星の9つの異なる高解像度3Dシミュレーションを生成します。モデルは、追加の冷却がないポリトロープガスを想定しています。風速が高いモデルの場合、コンパニオンとの短い相互作用により、平坦化された規則的なスパイラル形態が得られると結論付けます。より低い風速の場合、より強い相互作用は、不安定性が生じた場合に風を不規則な形態に形作ることができる高エネルギー領域とバウショック構造の形成をもたらします。高離心率モデルは、複雑で位相に依存する相互作用を示し、3次元で不規則な風の構造につながります。ただし、コンパニオンとの重要な相互作用は、離心率に関係なく、物質を赤道密度の向上に圧縮します。
LOw Frequency ARray（LOFAR）による電波観測からの惑星状星雲の低温プラズマの証拠
| Title |
Evidence_for_cold_plasma_in_planetary_nebulae_from_radio_observations_with_the_LOw_Frequency_ARray_(LOFAR) |
| Authors |
Marcin_Hajduk,_Marijke_Haverkorn,_Timothy_Shimwell,_Mateusz_Olech,_Joseph_R._Callingham,_Harish_K._Vedantham,_Glenn_J._White,_Marco_Iacobelli,_Alexander_Drabent |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.01112 |
120〜168MHzの低周波数ARray（LOFAR）を使用した惑星状星雲の観測結果を示します。画像は、星雲の殻からの熱のない放出を示しています。空間的に分解された光学的に厚い星雲の電子温度を決定しました。これらの温度は、衝突励起された輝線から推定された温度よりも20〜60％低くなっています。これは、惑星状星雲内の高温プラズマと共存する低温プラズマ成分の存在を強く支持しています。この冷たいプラズマは、衝突励起された線には寄与しませんが、再結合線と電波束には寄与します。冷たいプラズマは惑星状星雲の外半径まで広がっていると推測されますが、どちらのプラズマ成分も画像では空間的に分解されていません。ただし、より小さな半径でより多くの低温プラズマが存在するように見えます。惑星状星雲の電波放射のモデリングでは、冷たいプラズマの存在を考慮に入れる必要があります。電波放射のモデリングでは、通常、衝突励起された光および/または赤外線線から計算された電子温度を使用します。これは、電波フラックスのみから導き出された場合、イオン化された質量の過小評価と惑星状星雲からの絶滅補正の過大評価につながる可能性があります。補正により、バルマー減少フラックス比からの推定値と比較した場合、電波フラックスから導出された消光の一貫性が向上します。
基礎物理学における深層学習のための共有データとアルゴリズム
| Title |
Shared_Data_and_Algorithms_for_Deep_Learning_in_Fundamental_Physics |
| Authors |
Lisa_Benato,_Erik_Buhmann,_Martin_Erdmann,_Peter_Fackeldey,_Jonas_Glombitza,_Nikolai_Hartmann,_Gregor_Kasieczka,_William_Korcari,_Thomas_Kuhr,_Jan_Steinheimer,_Horst_St\"ocker,_Tilman_Plehn_and_Kai_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.00656 |
素粒子物理学、宇宙粒子物理学、ハドロン物理学、核物理学など、教師あり機械学習研究のための基本的な物理学研究からのデータセットのコレクションを紹介します。これらのデータセットには、ハドロンのトップクォーク、宇宙線によって誘発される空気シャワー、ハドロン物質の相転移、および発電機レベルの履歴が含まれており、基礎物理学における学際的な機械学習と転移学習に関する将来の作業を簡素化するために公開されています。これらのデータに基づいて、これらのドメインの教師あり学習タスクの広い範囲に簡単に適用できる、シンプルでありながら柔軟なグラフベースのニューラルネットワークアーキテクチャを紹介します。私たちのアプローチが、すべてのデータセットで最先端の専用メソッドに近いパフォーマンスに到達することを示します。さまざまな問題への適応を簡素化するために、基本的な物理学に関連するデータ構造のグラフベースの表現を構築する方法についてのわかりやすい説明を提供し、それらのいくつかのコード実装を提供します。提案された方法とすべての参照アルゴリズムの実装も提供されます。
事象の地平線望遠鏡の後流におけるブラックホール脱毛定理
M87*超大質量ブラックホール（SMBH）に起因する影の異常なEHT画像のリリースのおかげで、強磁場領域での基本的な物理学の有効性を評価するための新しいウィンドウがあります。これに動機付けられて、質量、スピン、および追加の無次元の毛のパラメータ$\epsilon$によってパラメータ化されたヨハンセン\＆Psaltisメトリックを検討します。これは、高回転領域で、無毛定理のテストに適したフレームワークを提供できます（NHT）EHTデータを使用します。$\epsilon$を標準のカー時空に組み込むと、正と負の値の設定に応じて、変形されたカー裸の特異点とカーBHソリューションという代替のコンパクトオブジェクトを処理するという意味で、それが豊かになります。これらの2つの可能な解決策に関連するシャドウは、変形パラメータ$\epsilon$が標準シャドウのジオメトリ形状に影響を与え、それぞれ$\epsilon<0$と$\epsilon>0$でより扁平になり扁長になることを示しています。扁平率、真円度からの偏差、影の直径の3つの影の観測量に関連付けられたウィンドウをスキャンすることにより、無次元回転パラメーターの$a_*=0.9\mp0.1$の範囲内で数値解析を実行し、両方の可能なソリューションのヘアパラメータ$\epsilon$。$\epsilon$の両方の可能な兆候について、$a_*$と相互作用するさまざまな上限を抽出します。私たちの分析は、回転パラメータが極限に近づくにつれて、両方の毛髪パラメータの許容範囲は狭くなりますが、毛深いカーBHソリューションは、標準のカーBHの代わりに代替のコンパクトオブジェクトの役割を果たすためのより有望な候補であることを示唆しています。毛深いカーBHとM87*SMBHのEHTシャドウの現在の観察との間の緊張の欠如は、NHT違反の可能性が排除されないというこのメッセージを伝えます。
巨視的暗黒物質の相関重力波とマイクロレンズ信号
| Title |
Correlated_gravitational_wave_and_microlensing_signals_of_macroscopic_dark_matter |
| Authors |
Danny_Marfatia,_Po-Yan_Tseng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.00859 |
フェルミオン暗黒物質粒子は、粒子が偽の真空に閉じ込められる一次相転移を介して凝集し、拡張された暗黒物質構造を形成する可能性があります。一般的な四次熱有効ポテンシャルによって引き起こされる相転移で作成されたフェルミボールを研究します。質量のフェルミボールの場合、$3\times10^{-12}M_\odot\lesssimM_{\rmFB}\lesssim10^{-5}M_\odot$の場合、相転移（SKA/THEIA）、およびフェルミボール（スバル-HSC）による重力マイクロレンズ法を行うことができます。
湯川vs.ニュートン：立方宇宙論シミュレーションボックス内の重力
構造形成のN体シミュレーションで一般的に遭遇する完全に周期的な境界を持つ立方体の箱の中の湯川とニュートンの重力の振る舞いを研究します。座標の原点に単一の重力体を配置し、ニュートン近似を使用した場合に湯川の法則から無視できない偏差が発生するスケールを明らかにします。結果については、今日および以前の、問題が支配的な段階に戻って、対応する物理的距離の観点から説明します。自由境界問題を再考し、湯川型相互作用の周期的重力と単純重力を比較します。
相対論的ラージエディシミュレーションへの共変アプローチ：ファイブレーション画像
| Title |
A_covariant_approach_to_relativistic_large-eddy_simulations:_The_fibration_picture |
| Authors |
Thomas_Celora,_Nils_Andersson,_Ian_Hawke_and_Gregory_L._Comer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.01083 |
乱流のモデルには、ラージエディから散逸に直接関連する小規模な特徴まで、広範囲のスケールの解像度が必要です。必要な解像度は大規模な数値シミュレーションの範囲内にないため、標準的な戦略には、時間平均または空間フィルタリングのいずれかによる流体力学の平滑化が含まれます。これらの戦略は、一般相対性理論において形式的な問題を提起します。そこでは、空間と時間の間の分割はオブザーバーに依存します。進歩を遂げるために、流体要素に関連する時空のファイブレーションと、意味のある局所分析を容易にするためのフェルミ座標の使用に基づいて、フィルタリング/平均化のための新しい共変フレームワークを開発します。分解された運動方程式を導き出し、粗視化のために「効果的な」散逸項がどのように発生するかを示し、分解された量の熱力学的解釈に特に注意を払います。最後に、流体力学の平滑化は必然的に閉鎖の問題につながるため、散逸相対論的流体のモデリングの最近の進歩に触発された新しい閉鎖スキームを提案し、決定的に、提案されたモデルの線形安定性を示します。
アクシオン検出実験用のジョセフソン接合ベースの単一光子マイクロ波検出器の開発
| Title |
Development_of_a_Josephson_junction_based_single_photon_microwave_detector_for_axion_detection_experiments |
| Authors |
D_Alesini,_D_Babusci,_C_Barone,_B_Buonomo,_M_M_Beretta,_L_Bianchini,_G_Castellano,_F_Chiarello,_D_Di_Gioacchino,_P_Falferi,_G_Felici,_G_Filatrella,_L_G_Foggetta,_A_Gallo,_C_Gatti,_F_Giazotto,_G_Lamanna,_F_Ligabue,_N_Ligato,_C_Ligi,_G_Maccarrone,_B_Margesin,_F_Mattioli,_E_Monticone,_L_Oberto,_S_Pagano,_F_Paolucci,_M_Rajteri,_A_Rettaroli,_L_Rolandi,_P_Spagnolo,_A_Toncelli,_G_Torrioli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.01118 |
適切な構成のジョセフソン接合は、マイクロ波周波数帯域の単一光子を検出するための優れた候補となります。このような可能性は、銀河系アクシオン検出の枠組みの中で最近取り組まれています。ここでは、ジョセフソン接合単一マイクロ波光子検出器の動的挙動のモデリングとシミュレーションにおける最近の開発について報告します。ジョセフソン接合が十分に敏感であるためには、10mKのオーダーの小さな臨界電流と作動温度が必要です。ゼロ電圧状態からの熱および量子トンネリングも、検出プロセスをマスクする可能性があります。アクシオン検出には、0.001Hzのオーダーのダークカウントレートが必要です。したがって、適切なデバイス製造パラメータと接合動作点を特定することが最も重要です。
湾曲した時空におけるプラズマ-光子相互作用II：衝突、熱補正、および超放射不安定性
| Title |
Plasma-photon_interaction_in_curved_spacetime_II:_collisions,_thermal_corrections,_and_superradiant_instabilities |
| Authors |
Enrico_Cannizzaro,_Andrea_Caputo,_Laura_Sberna_and_Paolo_Pani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.01174 |
蓄積するブラックホールの近くのプラズマによる電磁界の閉じ込めに動機付けられて、プラズマの存在下で湾曲した時空を伝播する電磁界の線形ダイナミクスの調査を続けます。これまでの分析では無視されていた3つの効果を含めます。プラズマ、熱補正、および背景のブラックホール時空の角運動量。（i）プラズマ駆動の長寿命モードは、衝突のタイムスケールが非現実的に小さい場合を除いて、衝突プラズマ内で存続します。（ii）ブラックホール周辺の降着円盤に関連する可能性のある熱効果は、軸方向の長寿命モードに影響を与えません。（iii）回転するブラックホールの場合、プラズマ駆動モードは線形レベルで超放射的に不安定になります。（iv）低周波領域の極セクターは、プラズマの共鳴特性のために反射点を認めます。吸収、プラズマ波の形成、非線形ダイナミクスなどの散逸効果は、この共振点の近くで重要な役割を果たします。
| Title |
Neutrinos_from_charm:_forward_production_at_the_LHC_and_in_the_atmosphere |
| Authors |
Yu_Seon_Jeong,_Weidong_Bai,_Milind_Diwan,_Maria_Vittoria_Garzelli,_Fnu_Karan_Kuma_and_Mary_Hall_Reno |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.01178 |
迅速な大気ニュートリノフラックスの理論的予測には、大気中の迅速なニュートリノの圧倒的な主要な発生源であるチャームハドロン生成に関連する大きな不確実性があります。エネルギースペクトルが急激に低下する宇宙線のフラックスは、高エネルギーでの大気ニュートリノフラックスの評価における魅力の前方生成に重みを付けます。CERNでの現在のLHCb実験は、迅速な大気ニュートリノフラックスに関連する運動学的領域でのチャーム生成を制約します。提案された前方物理施設には、LHCでの前方チャーム生成からのニュートリノフラックスを検出するための追加機能があります。高エネルギー大気ニュートリノフラックスの理論的予測の開発に関する現在および計画された実験の意味を議論します。
