第3世代の検出器からの確率的重力波バックグラウンドを使用して太陽直下の原始ブラックホールを発見する見通し
| Title |
Prospects_of_discovering_sub-solar_primordial_black_holes_using_the_stochastic_gravitational_wave_background_from_third-generation_detectors |
| Authors |
Suvodip_Mukherjee,_Matthew_S._P._Meinema,_Joseph_Silk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.02181 |
原始ブラックホール（PBH）は、$10^{-17}$$M_\odot$から$\sim100$$M_\odot$までの広い質量範囲に及ぶ暗黒物質の候補です。確率論的重力波背景は、太陽質量以下のPBHを検出するための強力なウィンドウであり、CosmicExplorerやEinsteinTelescopeなどの第3世代重力波検出器を介してそれらの形成チャネルに光を当てることができることを示します。コンパクトオブジェクトの質量分布と合併率の赤方偏移の進化を使用することにより、天体物理学のソースをPBHから区別でき、太陽質量以下のPBHの割合を制限することができます$\leq1$$M_\odot$in暗黒物質の形$f_{PBH}\leq1\％$at$68\％$CL抑制係数の悲観的な値（$f_{sup}\sim10^{-3}$）の場合でも。$f_{sup}\sim1$の場合、$f_{PBH}$の制約は$0.001\％$未満になります。さらに、PBH合併率の赤方偏移の変化を約$1\％$の精度で測定できるようになり、ポアソンシナリオとクラスター化されたPBHシナリオを一意に区別できるようになります。
スパース分光超新星調査
超新星宇宙論計画は、特に重要な分光データの場合、伝統的に時間がかかります。ただし、最近の開発が当てはまる場合は、最大光での単一スペクトルが正確な距離推定を提供する可能性があります。これは、スペクトル間の有用な相互作用と特定の赤方偏移に焦点を当てた、新しいタイプの超新星宇宙論調査を開く可能性があります。赤方偏移の選択を最適化し、この要約調査が非常に正確な暗黒エネルギー制約を効率的に提供できることを示します。
X線加熱と過剰なラジオバックグラウンドを伴うグローバル21cm信号を使用して、原始ブラックホールを暗黒物質として拘束する
| Title |
Constraining_primordial_black_holes_as_dark_matter_using_the_global_21-cm_signal_with_X-ray_heating_and_excess_radio_background |
| Authors |
Shikhar_Mittal_(TIFR),_Anupam_Ray_(TIFR),_Girish_Kulkarni_(TIFR),_and_Basudeb_Dasgupta_(TIFR) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.02190 |
EDGESコラボレーションによるグローバル21cm信号測定を使用して、$10^{15}$-$10^{の範囲の質量を持つ原始ブラックホール（PBH）の形である暗黒物質の割合に対する制約を導き出します。17}\、$g。以前の分析を改善して、銀河間媒体のX線加熱がこれらの制約に与える影響を検討し、21cmの吸収機能の完全な形状を推論に使用します。異常に深い吸収振幅を説明するために、LWA1とARCADE2の観測によって動機付けられた過剰な電波バックグラウンドも考慮します。PBH蒸発によって誘発される加熱速度はゆっくりと変化するため、データは、PBH誘発加熱がX線加熱を伴うシナリオを支持します。また、同じ理由で、EDGES観測帯域全体で完全な測定を使用すると、吸収の赤方偏移よりもPBHにはるかに強い制約が生じます。21cmの観測では、$M_{\mathrm{PBH}}=10^{15}\、$gの95％CLで$f_{\mathrm{PBH}}\gtrsim10^{-9.7}$が除外されていることがわかります。。この制限は、質量が大きくなるにつれておよそ$M_{\mathrm{PBH}}^4$として弱まり、したがって、質量範囲$10^{15}$-$10^{17}全体にわたって、暗黒物質としての超軽量蒸発PBHに最も強い制約を与えます。\、$g。Press-Schechter形式に基づく単純な球形重力崩壊の仮定の下で、非常に小さなスケール（$k\sim10^{15}\、$Mpc$^{-1}）で曲率パワースペクトルの限界も導き出します。$）。これは、エキゾチックな物理的プロセスを精査するための広い周波数帯域にわたる、非検出を含むグローバルな21cm測定の有用性を強調しています。
宇宙論的リチウム問題、さまざまな定数と$ H_0 $張力
この研究では、基本定数の変化を許容することにより、宇宙論的リチウム問題と$H_0$張力を同時に緩和できることを示しています。微細構造定数、ヒッグスの真空期待値、ニュートン定数を自由パラメータとして、ビッグバン元素合成から生じる軽元素の原始存在量を計算します。存在量の観測データを使用して、基本定数の変動に制約を設定します。有効な相対論的種の数に関する結果の解釈は、$N_{\rmeff}=4.04\pm0.12$を与えます。この$N_{\rmeff}$を考慮して{\sffamilyPlanck}の適合を推定すると、推定されたハッブル定数の値は$H_0=（71.85\pm0.77）\、\text{km}\にシフトします。\text{s}^{-1}\text{Mpc}^{-1}$、現在の直接決定と互換性があります。
カーネル主成分分析を使用した単一皿の21cm強度マップからの前景のクリーニング
| Title |
Cleaning_foregrounds_from_single-dish_21cm_intensity_maps_with_Kernel_Principal_Component_Analysis |
| Authors |
Melis_O._Irfan_and_Philip_Bull |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.02267 |
汚染された前景放射と変動する21cmの輝度温度場の間の高いダイナミックレンジは、21cmの強度マッピングデータの最も問題のある特性の1つです。これらのコンポーネントは通常、独特の周波数スペクトルを持っているため、比較的簡単に分離できますが、機器の効果とキャリブレーションエラーは、それらを変調して混合することにより、問題をさらに複雑にします。フォアグラウンドクリーニング方法の一般的なクラスは、主成分分析（PCA）に関連する教師なし手法です。これは、信号を分離するために、データの共分散に対する各コンポーネントの寄与のさまざまな形状と振幅を利用します。これらの方法は、前景を除去するのに効果的であると同時に、21cmの信号の一部も不可避的にフィルターで除去することが示されています。この論文では、21cmの強度マッピングのコンテキストで初めて、カーネルPCAと呼ばれる一般化された方法を調べます。これは、代わりにデータの非線形変換の共分散を操作します。これにより、より柔軟な機能ベースを構築でき、原則として、前景と21cmの信号をより明確に分離できます。カーネルPCAは、前景モデル、機器効果などに関するさまざまな仮定の下で、シミュレートされた単一皿（自己相関）21cmデータに適用すると効果的であることを示します。これは、PCAに異なる一連の動作を示します。データ解像度と平滑化スケールに対する感度の点で、ほとんどのシナリオで中規模から大規模でそれを上回っています。
| Title |
The_Copernican_principle_in_light_of_the_latest_cosmological_data |
| Authors |
David_Camarena_and_Valerio_Marra_and_Ziad_Sakr_and_Chris_Clarkson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.02296 |
私たちは、FLRWメトリックを超えて任意に不均一な宇宙論で観測に立ち向かうプログラムを追求します。主なアイデアは、コペルニクスの原理を先験的に仮定するのではなく、テストすることです。球形の$\Lambda$LTB不均一性が周囲にある$\Lambda$CDMモデルを検討します。つまり、等方性を仮定し、均一性の仮説を検定します。$\Lambda$LTBモデルに、CMB、BAO、Ia型超新星、ローカル$H_0$、宇宙クロノメーター、コンプトンy歪み、動的スニヤエフゼルドビッチ効果から入手可能な最新のデータを提示します。これらのデータは、この余分な不均一性をほぼ宇宙分散レベルに厳密に制約できることがわかります。スケールでは、$\gtrsim100$Mpc構造は、わずか$\delta_L\sim0.01$の小さな非コペルニクスの有効コントラストを持つことができます。さらに、標準の$\Lambda$CDMパラメーターの制約は、無知の事前分布を割り当てるローカル構造をモデル化するパラメーターをマージナライズした後でも弱められません。言い換えれば、FLRWメトリックの仮定を削除しても、宇宙論的パラメーターに対する制約が悪化することを意味するわけではありません。この肯定的な結果は、現在および将来のデータが不均一宇宙論の枠組みの中で有意義に分析できることを裏付けています。
トレーサーと物質の関係に関するPDFの視点：ラグランジュバイアスと非ポアソニアンショットノイズ
| Title |
The_PDF_perspective_on_the_tracer-matter_connection:_Lagrangian_bias_and_non-Poissonian_shot_noise |
| Authors |
Oliver_Friedrich,_Anik_Halder,_Aoife_Boyle,_Cora_Uhlemann,_Dylan_Britt,_Sandrine_Codis,_Daniel_Gruen,_ChangHoon_Hahn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.02300 |
PDFの観点から物質密度とそのトレーサーの関係を研究します。この接続の1つの側面は、あるスケールでトレーサーと物質密度の両方を平均するときの条件付き期待値$\langle\delta_{\mathrm{tracer}}|\delta_m\rangle$です。この期待値のラグランジュバイアス展開を、密度変動とセル内カウント統計のPDFをモデル化するための標準フレームワークに組み込む新しい方法を紹介します。N体シミュレーションと模擬銀河カタログを使用して、この拡張の精度を確認し、より一般的に使用されているオイラーパラメーター化と比較します。典型的な明るい赤い銀河をホストしているハローの場合、ラグランジアンモデルは、摂動の2次で$\langle\delta_{\mathrm{tracer}}|\delta_m\rangle$の非常に優れた記述を提供します。マタートレーサー接続の2番目の側面は、ショットノイズ、つまり$\langle\delta_{\mathrm{tracer}}|\delta_m\rangle$周辺のトレーサー密度のばらつきです。このノイズは著しく非ポアソニアンである可能性があることはよく知られており、さまざまなトレーサーとシミュレーションに対して、より一般的な2パラメーターのショットノイズモデルのパフォーマンスを検証します。私たちの分析の両方の部分は、データを調査するための今後のアプリケーションへの道を開くことを目的としています。
| Title |
The_GIGANTES_dataset:_precision_cosmology_from_voids_in_the_machine_learning_era |
| Authors |
Christina_D._Kreisch,_Alice_Pisani,_Francisco_Villaescusa-Navarro,_David_N._Spergel,_Benjamin_D._Wandelt,_Nico_Hamaus,_Adrian_E._Bayer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.02304 |
これまでにリリースされた中で最も広範で現実的なボイドカタログスイートであるGIGANTESを紹介します。これには、観測可能な宇宙よりも大きなボリューム、20TBを超えるデータをカバーし、QUIJOTEのハローシミュレーションでボイドファインダーVIDEを実行して作成された10億を超える宇宙ボイドが含まれています。。何千もの宇宙論的モデルにまたがる広大で詳細なGIGANTESスイートは、ボイドの研究を開き、説得力のある質問に答えます。ボイドは固有の宇宙論的情報を持っていますか？この情報は銀河の情報とどのように相関していますか？GIGANTESスイートの多数のボイドを活用して、フィッシャーの制約は、ボイドに追加情報が含まれていることを示しており、宇宙論的パラメーターに対する制約を大幅に強化しています。従来のボイド要約統計量（ボイドサイズ関数、ボイド密度プロファイル）とボイド自己相関関数を使用します。これにより、$\sum\、m_{\nu}$で$0.13\、\mathrm{eV}$のエラーが個別に生成されます。1$h^{-3}\mathrm{Gpc}^3$シミュレーションの場合、CMB事前評価なし。ハローとボイドを組み合わせると、同じボリュームから$0.09\、\mathrm{eV}$のエラーが予測されます。DESI、Euclid、SPHEREx、RomanSpaceTelescopeなどの次世代のマルチGpc$^3$調査に外挿すると、ボイドによってニュートリノの質量が独立して決定されるはずです。重要なのは、GIGANTESは、集中的な機械学習の調査のために特別に構築された最初のvoidカタログスイートです。ボイドサイズ関数で尤度のない推論を実行するようにニューラルネットワークをトレーニングすることで、これを説明します。宇宙論の問題は、物理法則から宇宙全体に埋め込まれた対称性を活用し、モデルを解釈し、エラーを正確に予測する、新しい深層学習技術を開発するための推進力を提供します。GIGANTESを使用すると、機械学習は印象的なデータセットを取得し、新しい技術を刺激する独自の問題を提供します。
1.4GHzのロックマンホールフィールドのかすかな偏光源
| Title |
Faint_polarised_sources_in_the_Lockman_Hole_field_at_1.4_GHz |
| Authors |
A._Berger,_B._Adebahr,_N._Herrera_Ruiz,_A._H._Wright,_I._Prandoni,_and_R.-J._Dettmar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.02492 |
私たちは、電波源の組成と赤方偏移の依存性に、宇宙のタイムスケールにわたる磁場の強さ、形態、進化に関する情報が含まれている、かすかな偏光電波源集団の性質を研究することを目指しています。WSRTのアーカイブデータから生成された、完全偏波で観測されたロックマンホールの15ポインティング無線連続体Lバンドモザイクを使用します。データはRM-Synthesis技術を使用して分析されました。15インチの解像度で、偏光強度で7{\mu}Jy/ビームのノイズを達成しました。赤外線および光学画像とソースカタログを使用して、検出された偏光ソースの3分の1の赤方偏移を相互識別および決定することができました。150の偏光源を検出しましたが、そのほとんどは弱く偏光されており、平均分数偏光は5.4％です。総面積が6.5deg^2で、検出しきい値が6.25{\sigma}の場合、deg^2あたり23個の偏光ソースが見つかります。多波長分析に基づいて、サンプルはAGNのみで構成されていることがわかりました。アーカイブ数のカウントとデータに存在するカウントの間に不一致が見つかりました。これは、サンプルの分散に起因すると考えられます。絶対的な電波輝度を考慮して、弱いソースと強いソースを区別するために、低い赤方偏移で弱いソースを検出し、高い赤方偏移で強いソースを検出する確率が高くなるという一般的な傾向を見つけます。さらに、z{\geq}0.6の強力なソースサンプルについて、分数偏光と赤方偏移の間に反相関があることがわかります。赤方偏移の増加に伴う強い線源の分数分極の減少は、宇宙スケールでの一定の磁場と電子密度では説明できませんが、宇宙時間でのクラスター環境の特性の変化が重要な役割を果たす可能性があります。これらの2つの効果を解きほぐすには、より深く、より広い分極観測と、宇宙磁場の形態と強度のより良いモデルが必要です。
宇宙の再電離の時代21cmバイスペクトル-I：光円錐効果と検出可能性の影響
| Title |
The_Epoch_of_Reionization_21-cm_Bispectrum_--_I:_The_impact_of_light-cone_effects_and_detectability |
| Authors |
Rajesh_Mondal,_Garrelt_Mellema,_Abinash_Kumar_Shaw,_Mohd_Kamran,_Suman_Majumdar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.02668 |
宇宙の再電離の時代（EoR）からの21cm信号の球形に平均化されたバイスペクトルを研究します。このメトリックは、高いと予想される信号の非ガウス性のレベルの定量的測定を提供します。光円錐効果がバイスペクトルに与える影響と、将来のSKA-Low望遠鏡での検出可能性に焦点を当てます。私たちの調査は、半数値の光円錐シミュレーションと、宇宙分散誤差を推定するための21cm信号の50の独立した実現のアンサンブルに基づいています。新しい最適化された直接推定方法であるDviSuktaを使用してバイスペクトルを計算します。これは、考えられるすべての一意の三角形のバイスペクトルを計算します。光円錐効果は、スケール$k_1\lesssim0.1\、{\rmMpc}^{-1}$で重要になることがわかります。ここでは、ほとんどの三角形の形状で、宇宙分散エラーが支配的です。絞られた限界三角形の場合のみ、光円錐効果の影響は宇宙分散を超えます。システムノイズと宇宙分散の影響を組み合わせると、バイスペクトルの$\sim3\sigma$検出は、$k_1\sim0.2\、{\rmMpc}^{-1のスケールの周りのすべての一意の三角形の形状で可能であることがわかります。}$であり、この長さスケールより上では宇宙分散エラーが支配的であり、下ではノイズエラーが支配的です。圧搾された限界三角形のみが、広範囲のスケール、$k_1\lesssim0.8\、{\rmMpc}^{-1}$で$5\sigma$を超える有意性を達成できます。私たちの結果は、バイスペクトルのすべての可能な三角形の組み合わせの中で、絞られた限界が最も測定可能であり、したがって有用であることを示唆しています。
太陽系外縁天体とプルート後のパラダイム
冥王星システムは、海王星を超えて膨大な量の太陽系に存在する多数の氷の準惑星とそれに付随する衛星システムの原型です。ニューホライズンズが冥王星とその5つの衛星を探索したことで、彼らの親族がホストする可能性のあるさまざまな特性を垣間見ることができました。さらに、冥王星とカロンの表面は、小さな太陽系外縁天体による爆撃の数十年を記録しており、それらを証人プレートとして扱うことにより、現在の直接検出限界をはるかに下回るサイズの太陽系外縁天体集団のいくつかの重要な特性を推測できます。この章では、冥王星系から学んだこと、太陽系外縁天体の起源と特性、太陽系の時代を超えてそれらのメンバーに作用したプロセス、そして今日も活動を続ける可能性のあるプロセスについてまとめています。この要約には、小さな太陽系外縁天体のサイズ分布の特性の推測と、小さなサイズで存在する連星系の割合の推定が含まれています。さらに、この章では、太陽系外縁天体の準惑星の衛星の現存する特性と、衛星形成のプロセスおよび太陽系外の微惑星の初期進化に対するそれらの影響を比較します。最後に、この章は、冥王星システムとその特性が太陽系外縁天体の将来の探査をどのように導くことができるかについての私たちの理解をさらに深めることができる短期的な理論的、観測的、および実験室の取り組みの議論で終わります。
過去には、ケプラーは、理解するのが難しく、従うのが難しい技術を使用して、惑星の運動の法則を丹念に導き出しました。1843年、ウィリアムハミルトンは、複素数を拡張し、3次元空間での回転を簡単に記述できるクォータニオンを作成して記述しました。この記事では、このシステムを利用して、ケプラーの法則を導き出すための新しい直感的な方法を提供します。これには、空間ケプラー問題微分方程式の四元数バージョンの使用、および中心体を周回する惑星の運動を記述するための一般解の使用が含まれます。天体力学を正規化するための標準的な方法を使用しますが、この記事では、ケプラーの法則の有効性を示すことにのみ焦点を当てます。
ケプラーK2キャンペーン9：I。惑星マイクロレンズ法に関する最初の宇宙ベースの調査からの候補者の短期間のイベント
| Title |
Kepler_K2_Campaign_9:_I._Candidate_short-duration_events_from_the_first_space-based_survey_for_planetary_microlensing |
| Authors |
I._McDonald,_E._Kerins,_R._Poleski,_M.T._Penny,_D._Specht,_S._Mao,_P._Fouqu\'e,_W._Zhu_and_W._Zang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.02746 |
KeplerK2ミッションからの最初の短期候補マイクロレンズイベントを紹介します。2016年4月下旬から7月上旬にかけて、K2のキャンペーン9は、銀河バルジの3.7平方度の領域で高い時間ケイデンス観測を取得しました。その主な目的は、マイクロレンズを使用して自由浮遊惑星（FFP）集団の証拠を探し、宇宙ベースの惑星マイクロレンズ調査の実現可能性を実証することでした。KeplerK2はマイクロレンズ法に最適とは言えませんが、最近開発されたMCPM測光パイプラインにより、マイクロレンズ法のイベントを特定してモデル化することができます。ブラインドイベント選択パイプラインについて詳しく説明し、それを使用して、OGLEおよびKMTNetの地上調査で以前に発表された10日未満の有効なタイムスケールで22の短期間のイベントを回復します。また、5つの新しい候補イベントを発表します。これらの1つは、結合した惑星と一致し、コンパニオンスタディでそのようにモデル化された、苛性アルカリ交差バイナリイベントです。他の4つは、地球質量FFP集団に典型的な非常に短い期間（0。1日未満の有効なタイムスケール）を持っています。ケプラーは混雑したフィールドの測光用に設計されていませんが、K2C9データセットは、銀河バルジに向けてブラインドスペースベースのマイクロレンズ調査を実施する可能性を明確に示しています。
キエフ彗星ステーションでの6つの最も明るい太陽系外縁天体の位置天文および測光観測
| Title |
Astrometric_and_photometric_observations_of_six_brightest_trans-Neptunian_objects_at_the_Kyiv_comet_station |
| Authors |
Alexander_Baransky,_Oleksandra_Lukina,_Serhii_Borysenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.02771 |
この研究では、見かけの等級が20等より明るい6つの太陽系外縁天体（TNO）の観測に焦点を合わせました。キエフ彗星ステーション（コードMPC585）で得られた（134340）冥王星、（136108）ハウメア、（136472）マケマケ、（136199）エリス、（90482）オルクス、（20000）ヴァルナの位置天文および測光観測の結果を示します。2017-2019年。観測には、FLIPL4710CCDカメラとJohnson-Cousins測光システムのフィルターを備えた0.7mリフレクターAZT-8を使用しました。私たちの画像から、オブジェクトの位置天文位置を測定し、開口測光法を使用してBVRI（主にR）バンドの見かけの等級を計算し、いくつかのバンドのカラーインデックスとともに絶対等級を見つけました。結果を分析し、0.7mの望遠鏡でかすかな物体の位置天文学と測光の限界を調査します。
近くの銀河の整列したダスト粒子からの偏光放出：ぎょしゃ座シミュレーションからの予測
| Title |
Polarised_emission_from_aligned_dust_grains_in_nearby_galaxies:_predictions_from_the_Auriga_simulations |
| Authors |
Bert_Vandenbroucke_and_Maarten_Baes_and_Peter_Camps_and_Anand_Utsav_Kapoor_and_Daniela_Barrientos_and_Jean-Philippe_Bernard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.02180 |
（目的）この研究では、近くの銀河の非球形のダスト粒子から放出される遠赤外線偏光信号を予測します。これらの銀河の磁場構成を研究するために必要な角度分解能と感度を決定します。（方法）モデル磁場と部分的に整列した回転楕円体のダスト粒子からなるダストミックスを想定して、Aurigaプロジェクトの銀河のような天の川のセットを後処理します。天の川のプランク353GHz観測を使用して、ダストモデルを制約します。次に、このモデルは、星間塵の放出のピークをカバーするより短い波長と、銀河のような任意に配向された近くの天の川の観測に外挿されます。（結果）50ミクロンより長い波長の波長で大きく変化しない固有の直線偏光の割合を想定すると、最大$10-15\％$、中央値$\approx{}7の直線偏光の割合を予測します。フェイスオン銀河の場合は\％$、エッジオン銀河の場合は$\upperx{}3\％$。偏光率は、視線密度および視線に垂直な磁場の大規模な次数を表す角度分散関数と反相関します。最大直線偏光率は、ダストモデルの固有の特性とよく一致しています。真の磁場の向きは、視線に沿ってコヒーレントである場合、低密度の視線に沿って追跡できます。これらの結果は、コヒーレント磁場構造がさまざまな広帯域にわたって回復する近くの銀河にも当てはまります。（結論）非球形のダスト粒子からの偏光放出は、銀河のような天の川の銀河磁場の大規模構造を正確に追跡し、予想される最大直線偏光率は$10-15\％$です。この最大値を解決するには、少なくとも1kpcの空間分解能が必要です。
半解析的モデルを用いた宇宙論的文脈における天の川銀河系媒体の探索
| Title |
Exploring_the_Milky_Way_Circumgalactic_Medium_in_a_Cosmological_Context_with_a_Semi-Analytic_Model |
| Authors |
Yakov_Faerman,_Viraj_Pandya,_Rachel_S._Somerville,_and_Amiel_Sternberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.02182 |
銀河の形成と進化のためのサンタクルス半解析モデル（SAM）を、Faermanetal。で発表された銀河周囲媒体（CGM）モデルと組み合わせます。（2020）$L^{*}$銀河のCGM特性を調査する。SAMを使用して、天の川（MW）のハロー$M_{\rmvir}\approx10^{12}〜{\rmM_{sun}}$に似たハロー質量を持つ銀河のサンプルを生成し、サンプルのCGM質量と平均金属量は相関していること。FSM20モデルの入力としてSAM銀河のCGM質量と金属量を使用し、非熱的サポートの量を変化させます。モデルの密度プロファイルは、$0.75<a_n<1.25$の範囲の勾配を持つべき乗則関数で近似でき、非熱圧力が高いほど分布が平坦になります。ガス圧、分散測定、OVI-OVIIIカラム密度、および冷却速度が、ガス分布と総質量に対してどのように動作するかを調べます。$\sim3\times10^{10}〜{\rmM_{sun}}$未満のCGM質量の場合、光イオン化がOVIおよびOVIIIのカラム密度に大きな影響を与えることを示します。異なるMWCGM観測の組み合わせは、熱圧力、磁場/宇宙線、および乱流サポートの割合が類似しており、$M_{\rmgas}\sim3-10\times10^{10}〜{\rmM_{sun}}$。MWOVIカラムには、ガス分布に関係なく、$t_{\rmcool}/t_{\rmdyn}\sim4$が必要です。SAMのAGNジェット駆動加熱速度は、CGM冷却を相殺するのに十分ですが、星形成銀河では正確なバランスは必要ありません。追加の金属イオン（NV、NeVIII、MgX）のカラム密度の予測を提供します。
観測された恒星質量の進化-最も明るい中央銀河のハロー質量関係
| Title |
The_Observed_Evolution_of_the_Stellar_Mass_-_Halo_Mass_Relation_for_Brightest_Central_Galaxies |
| Authors |
Jesse_B._Golden-Marx,_C._J._Miller,_Y._Zhang,_R._L._C._Ogando,_A._Palmese,_T._M._C._Abbott,_M._Aguena,_S._Allam,_F._Andrade-Oliveira,_J._Annis,_D._Bacon,_E._Bertin,_D._Brooks,_E._Buckley-Geer,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_F._J._Castander,_M._Constanzi,_M._Crocce,_L._N._da_Costa,_M._E._S._Pereira,_J._de_Vicente,_S._Desai,_H._T._Diehl,_P._Doel,_A._Drlica-Wagner,_S._Everett,_A._E._Evrard,_I._Ferrero,_B._Flaugher,_P._Fosalba,_J._Frieman,_J._Garcia-Bellido,_E._Gaztanaga,_D._W._Gerdes,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_J._Gschwend,_G._Gutierrez,_W._G._Hartley,_S._R._Hinton,_D._L._Hollowood,_K._Honscheid,_B._Hoyle,_D._J._James,_T._Jeltema,_A._G._Kim,_E._Krause,_K._Kuehn,_N._Kuropatkin,_O._Lahav,_M._Lima,_M._A._G._Maia,_J._L._Marshall,_P._Melchior,_F._Menanteau,_R._Miquel,_J._J._Mohr,_R._Morgan,_F._Paz-Chinchon,_et_al._(16_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.02197 |
赤方偏移範囲$0.03\lez\le0.60$にわたって、2323個のクラスターと最も明るい中心銀河（BCG）を使用して、クラスタースケールの恒星質量-ハロー質量（SMHM）関係のパラメーターの進化を定量化します。推定されたSMHMパラメーターの精度は、SMHM関係の3番目のパラメーターとしてBCGと4番目に明るいクラスターメンバー（M14）の間のマグニチュードギャップ（$\rmm_{gap}$）を含めることによって改善されます。固定ハロー質量では、ストレッチパラメータを介して$\rmm_{gap}$を考慮すると、SMHM関係の固有のばらつきが減少します。この赤方偏移の範囲を調査するために、スローンデジタルスカイサーベイC4とredMaPPerクラスターカタログおよびダークエネルギーサーベイredMaPPerカタログを使用して識別されたクラスター、BCG、およびクラスターメンバーを使用します。この共同分析を通じて、データセット間のBCG恒星質量、$\rmm_{gap}$、およびクラスター質量（豊富さから推測）に系統的な違いは検出されません。パレート関数を使用して、各パラメーターの進化を定量化します。SMHM関係の勾配（3.5$\sigma$）で負の進化の以前の発見を確認し、ストレッチパラメーター（4.0$\sigma$）で負の進化とオフセットパラメーター（5.8$\sigma$）で正の進化を検出します。この観測された進化は、星の質量が50kpc以内で測定されたときに、BCGの成長がないことと相まって、この進化がクラスターの$\rmm_{gap}$の変化に起因することを示唆しています。これが発生するためには、後期の成長は、BCGを取り巻くクラスター内の光の中にある必要があります。また、観測された結果をIllustrisTNG300-1宇宙論的流体力学シミュレーションと比較し、適度な定性的一致を見つけます。ただし、シミュレーションには、実際のデータで検出された進化的特徴が欠けています。
面分光法による銀河内の大規模な逆回転恒星円盤の検出可能性について
| Title |
On_the_detectability_of_large-scale_counter-rotating_stellar_disks_in_galaxies_with_integral-field_spectroscopy |
| Authors |
M._Rubino,_A._Pizzella,_L._Morelli,_L._Coccato,_E._Portaluri,_V._P._Debattista,_E._M._Corsini,_E._Dalla_Bont\`a |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.02226 |
近年、面分光法による調査により、運動学的に分離された恒星成分の存在は、近くの銀河では珍しい現象ではないことが明らかになりました。ただし、これらのオブジェクトの検出限界に依存しているため、完全な統計はまだ不足しています。銀河の特性と機器のセットアップの関数としての検出限界に対処するために、模擬面分光データで2つの大規模な逆回転する恒星円盤の運動学的特徴を調査することを目的としています。マルチユニット分光エクスプローラー（MUSE）で観測されたかのように、2つの大規模な逆回転する恒星円盤の模擬データのセットを作成します。銀河の傾きの関数として、2つの逆回転成分の異なる測光、運動学、および星の種族の特性を説明します。視線速度分布（LOSVD）のガウス-エルミート（GH）パラメータ化を採用することにより、カルシウムトリプレット吸収線の波長領域での星の運動学を抽出します。2つの逆回転する恒星円盤の存在の最も強い兆候は、速度分散マップの対称的な二重ピークであり、すでに$2\sigma$機能として知られていることを確認します。2$\sigma$ピークのサイズ、形状、および傾きは、2つの逆回転する恒星円盤の速度分離と相対的な光の寄与に強く依存します。データの信号対雑音比が低いために$2\sigma$ピークを検出するのが難しい場合、$h_3$マップの大規模構造は、強い逆回転と弱い逆回転の診断として使用できます。逆回転する運動学的特徴は、2つの逆回転するコンポーネント間の投影速度の分離が小さいことの影響として、より低い視角でより暗くなります。$2\sigma$銀河の観測された頻度は、恒星の逆回転現象の下限にすぎないことを確認します。
畳み込みネットワークのアンサンブルを使用したS-PLUSの銀河の形態分類
| Title |
Morphological_Classification_of_Galaxies_in_S-PLUS_using_an_Ensemble_of_Convolutional_Networks |
| Authors |
N._M._Cardoso,_G._B._O._Schwarz,_L._O._Dias,_C._R._Bom,_L._Sodr\'e_Jr.,_C._Mendes_de_Oliveira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.02287 |
宇宙はさまざまな形の銀河で構成されています。銀河の構造が決まれば、その形成と進化に関する重要な情報を得ることができます。銀河を形態学的に分類することは、それらの外観に従ってそれらをカタログ化することを意味し、分類は銀河の物理的特性にリンクされています。目視検査によって行われた形態学的分類は、人間のボランティアによって行われた主観的な観察によって導入されたバイアスの影響を受けます。このため、天文学者のエドウィンハッブルが有名な分類法を作成して以来、体系的で客観的で再現性の高い銀河の分類が重要性を増しています。この作業では、GalaxyZooプロジェクトの正確な視覚的分類を\emph{ディープラーニング}メソッドと組み合わせます。目標は、楕円銀河と渦巻銀河を分類するために、人間のパフォーマンスレベルの分類で、体系的かつ自動的な方法で効率的な手法を見つけることです。このために、ニューラルネットワークモデルは、他の4つの畳み込みモデルのアンサンブルを介して作成され、1人の個人で得られるものよりも分類の精度が高くなりました。個々のモデルの詳細と行われた改善についても説明します。現在の作業は、SouthernPhotometricLocalUniverseSurvey（S-PLUS）のDR1（www.datalab.noao.edu）からの画像（パラメーターテーブルではない）の分析に完全に基づいています。分類に関しては、Ensembleを使用して、テストサンプルで$\約99\％$の精度を達成しました（事前にトレーニングされたネットワークを使用）。
光学およびNIR分光法からのM89の恒星初期質量関数と母集団特性：スペクトルインデックス分析におけるバイアスへの対処
| Title |
The_Stellar_Initial_Mass_Function_and_Population_Properties_of_M89_from_Optical_and_NIR_Spectroscopy:_Addressing_Biases_in_Spectral_Index_Analysis |
| Authors |
Ilaria_Lonoce,_Anja_Feldmeier-Krause_and_Wendy_L._Freedman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.02335 |
初期型銀河における星の初期質量関数（IMF）の制約の複雑さは、非常に高い信号対雑音（S/N）データの必要性と、それらの間で発生する強い縮退を打破することの難しさを考えると、誇張することはできません。年齢、金属量、元素の存在量など、いくつかの星の種族のパラメーター。シリーズの第2回目となるこの論文では、光学的およびNIRIMFに敏感なスペクトル指標の両方を活用して、IMFの形状を取得するときに発生する可能性のあるバイアスの詳細な分析を示します。テストケースとして、ここでは近くの銀河M89のデータを分析します。この銀河については、3500-9000{\AA}スペクトル領域をカバーする高いS/N分光データがあり、星の種族の特性の半径方向の変動を調べることができます。1R_eまで。既知の入力モデルから探索されたすべての恒星パラメータの取得を模倣する並列シミュレーションを実行して、分析の各ステップでのバイアスの量を定量化します。より一般的なシミュレーションから、IMFを正確に取得するには、年齢と金属量の正確な推定値を取得するだけでなく、スペクトルインデックスが適合するすべての元素の存在量も取得する必要があると結論付けます。私たちの分析手法をM89に適用すると、Conroyetal。を使用した場合、中央から半分のR_eへの負の勾配を持つ底部の重いIMFとの整合性が見つかります。2018年およびVazdekisetal。2016EMILES星の種族モデル。同じデータの並列フルスペクトルフィッティングと文献結果の両方に一致が見られます。
多波長観測によるナタール超星団のより複雑な理解に向けて
| Title |
Towards_a_More_Complex_Understanding_of_Natal_Super_Star_Clusters_with_Multiwavelength_Observations |
| Authors |
Allison_H_Costa,_Kelsey_E._Johnson,_Remy_Indebetouw,_Molly_K._Finn,_Crystal_L._Brogan,_Amy_Reines |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.02695 |
ヘニゼ2-10（He2-10）は、近くにある（D=9Mpc）星形成率が高く、光度が低いAGNを誇る青色コンパクト矮小銀河です。彼2-10は、埋め込まれた超星団（SSC）が発見された最初の銀河の1つでもあります。SSCは巨大でコンパクトな星団であり、巨大な星が進化すると、ホスト銀河に劇的な影響を与えます。ここでは、高角度分解能（〜0.3秒角）で1.87ミクロンから6cmまでのHe2-10の電波、サブミリ波、および赤外線観測について説明します。これにより、低解像度で識別された集合体から個々のクラスターを解きほぐすことができます。これらの結果は、SSCの低解像度研究が、進化のさまざまな段階でSSCをホストする可能性のある集合体全体で平均化されるため、SSCを特徴付ける空間解像度の重要性を示しています。親分子雲を劇的に破壊していない出生SSCの全体的なレビューを構築するために、高密度分子トレーサーとともにクラスターに関連する熱、非熱、およびダスト放出を調査します。電離光子の生成率、消滅、総質量、およびクラスターに関連する星形成効率を評価します。特に、いくつかの出生クラスターの星形成効率は高い（>70％）ことがわかりました。これは、ガスが恒星フィードバックメカニズムからシステムから分散された後でも、これらのクラスターが結合したままである可能性があることを示唆しています。それらが束縛されたままである場合、これらのSSCは生き残り、球状星団と区別がつかないオブジェクトになる可能性があります。
銀河系周辺媒体の冷たい雲の周りの冷却流：定常状態モデルとTNG50との比較
| Title |
Cooling_flows_around_cold_clouds_in_the_circumgalactic_medium:_steady-state_models_&_comparison_with_TNG50 |
| Authors |
Alankar_Dutta,_Prateek_Sharma_and_Dylan_Nelson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.02722 |
冷たい、非自己重力の塊は、星間および銀河周囲の媒体（CGM）から、AGNの流出や太陽コロナループに至るまで、さまざまな天体物理学システムで発生します。コールドガスには、乱流混合や高温相からの沈殿など、さまざまな起源があります。発生源に関係なく、冷たい過密度の周りの安定した圧力駆動の1次元冷却流の解析ソリューションを取得します。私たちのソリューションは、雲、シート、フィラメントの非線形熱不安定性の飽和領域における、ゆっくりと安定した放射冷却駆動の局所ガス流入について説明しています。単純な2流体処理を使用して、追加のポリトロープ流体として磁場を含めます。これらの解析ソリューションの適用範囲の限界をテストするために、IllustrisTNGスイートのTNG50宇宙MHDシミュレーションで、大規模なハローのCGM内の小規模な冷たい雲とその周辺で見つかったガス構造と比較します。ガス構造の質的な類似性にもかかわらず、定常状態からの逸脱、複雑な形状、および乱流はすべて、分析ソリューションを超えて複雑さを追加することがわかります。の質量冷却速度（$\dot{\rmM}_{\rmcool}$）と放射冷却速度（$\dot{\rmE}_{\rmcool}$）の間の正確な関係を導き出します。安定した冷却流。TNG50雲との比較は、この冷却流の関係が、等圧冷却時間が最短である$\rm\sim10^{4.5}$K付近の狭い温度範囲に適用されることを示しています。一般に、放射冷却の代わりに乱流と混合が、異なる温度相間のガスの遷移を支配する可能性があります。
観測された宇宙の星形成率密度は、{\ Gamma}（a、bt）分布に似た進化をしており、2つのパラメーターだけでうまく説明できます。
| Title |
The_observed_cosmic_star_formation_rate_density_has_an_evolution_which_resembles_a_{\Gamma}(a,_bt)_distribution_and_can_be_described_successfully_by_only_2_parameters |
| Authors |
Antonios_Katsianis,_Xiaohu_Yang_and_Xianzhong_Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.02733 |
高zでの宇宙星形成率密度（CSFRD）に関するさまざまな研究の最近の一貫性のない結果に関して議論が浮上しています。UVおよびIRデータセットを使用して、${\rmz\sim0-9}$での星形成率関数（SFRF）を調査します。ダスト補正された${\rmUV}$（${\rmUV_{corr}}$）データから得られたSFRFは、さまざまな分布（Schechterとdouble-力の法則）、銀河形成の異なる物理学を意味し（${\rmUV_{corr}}$データは、IRに関して高星形成システムの数密度を減少させるSFR制限/強力なメカニズムを示唆しています）、恒星の質量とは異なる方法で比較しますSEDフィッティングから得られた密度の変化（${\rmUV_{corr}}$は一致していますが、IRは最大0.5dexの張力になっています）。ただし、両方のトレーサーは、${\rmz\sim1-4}$での一定のCSFRDの変化に同意し、ピークではなくプラトーを指します。さらに、両方の指標を使用して、{\itobserved}CSFRDの進化が{\bf2}パラメーターとガンマ分布の形式を持つ関数（${\bf\Gamma（a、bt）}$）。文献で使用されている以前のパラメーター化とは対照的に、私たちのフレームワークは、パラメーターを星形成率の枯渇時間や宇宙バリオンガス密度などの物理的特性に結び付けます。恒星の質量の蓄積は$\Gamma（a、bt）$の分散ステップで発生し、t=${\rm\infty}$でSFに適格なガスがないという限界までのガス消費の結果です。その結果、最終的な宇宙の恒星の質量密度は$\sim0.5\times10^9\、{\rm\frac{M_{\odot}}{Mpc^3}}$になります。
COMBS調査-III。金属に乏しいバルジ星の化学力学的起源
| Title |
The_COMBS_Survey_-_III._The_Chemodynamical_Origins_of_Metal-Poor_Bulge_Stars |
| Authors |
Madeline_Lucey,_Keith_Hawkins,_Melissa_Ness,_Tyler_Nelson,_Victor_P._Debattista,_Alice_Luna,_Thomas_Bensby,_Kenneth_C._Freeman,_Chiaki_Kobayashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.02793 |
銀河バルジの星の種族の特徴は、天の川の形成と進化に情報を与え、制約します。銀河系で最も古い星のいくつかが現在その中心にあると予測する宇宙論的シミュレーションに照らして、金属の少ない集団は特に重要です。金属の少ないバルジは、解きほぐすために動的分析を必要とする複数の星の種族で構成されているように見えます。この作業では、内部銀河の金属量の少ない星の詳細な化学力学的研究を行います。319金属に乏しい（-2.55dex$\leq$[Fe/H]$\leq$0.83dex、$\overline{\rm{[Fe/H]}}のR$\sim$20,000VLT/GIRAFFEスペクトルを使用$=-0.84dex）星の場合、恒星パラメータ分析を実行し、12個の元素の存在量（C、Na、Mg、Al、Si、Ca、Sc、Ti、Cr、Mn、Zn、Ba、Ce）を$の精度で報告します。\およそ$0.10dex。運動学的および空間的特性に基づいて、星を4つのグループに分類し、次の銀河構造に関連付けます：内側のバルジ、外側のバルジ、ハロー、およびディスク。内側と外側のバルジ集団は、ハロー集団よりも化学的に複雑である（つまり、化学的次元が高く、相関量が少ない）という証拠が見つかりました。この結果は、より古いバルジ集団がより多様な元素合成イベントによって濃縮されたことを示唆しています。また、[Ca/Mg]比が理論的な対不安定型超新星の収量と一致する1つの内部バルジ星と、球状星団の星と一致する化学的性質を持つ2つの星が見つかります。
MAVERICサーベイ：移行ミリ秒パルサー候補NGC6652BのチャンドラとVLAの同時観測
| Title |
The_MAVERIC_Survey:_Simultaneous_Chandra_and_VLA_observations_of_the_transitional_millisecond_pulsar_candidate_NGC_6652B |
| Authors |
Alessandro_Paduano,_Arash_Bahramian,_James_C._A._Miller-Jones,_Adela_Kawka,_Jay_Strader,_Laura_Chomiuk,_Craig_O._Heinke,_Thomas_J._Maccarone,_Christopher_T._Britt,_Richard_M._Plotkin,_Aarran_W._Shaw,_Laura_Shishkovsky,_Evangelia_Tremou,_Vlad_Tudor,_and_Gregory_R._Sivakoff |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.02344 |
遷移ミリ秒パルサーは、回転動力のミリ秒パルサー状態と付加動力のX線連星状態を切り替えるミリ秒パルサーであり、中性子星の低質量X線連星とミリ秒パルサーの間の進化段階であると考えられています。これまでのところ、少数の候補に加えて、3つの確認済みシステムのみが特定されています。球状星団NGC6652の低質量X線バイナリNGC6652Bの多波長研究の結果を提示します。これには、カールG.ヤンスキー超大型アレイとチャンドラXによる同時ラジオおよびX線観測が含まれます。-光線観測所、および光学分光法と測光。この線源は、NGC6652で2番目に明るいX線源（$L_{\textrm{X}}\sim1.8\times10^{34}$ergs$^{-1}$）であり、可変であることが知られています。。持続的な電波放射と時折の電波フレアに加えて、X線観測の期間中にいくつかのX線フレアを観測します。ラジオとX線の同時データは、反相関の変動性の明確な証拠を示していません。NGC6652Bの光学スペクトルは、時間スケールの時間スケールで二重ピーク発光から吸収に移行する、可変で幅広いH$\alpha$発光を示しています。線源の振る舞いについて考えられるさまざまな説明を検討し、電波とX線の光度、短い時間スケールの変動とX線のフレアリング、および光学スペクトルに基づいて、NGC6652Bは遷移ミリ秒パルサーとして最もよく説明されると結論付けます。長時間のX線フレアリング挙動を示す候補。ただし、これは、回転駆動のミリ秒パルサー状態への変化を観察することによってのみ確認できました。
氷内無線検出器のニュートリノエネルギーの再構築
| Title |
Reconstructing_the_neutrino_energy_for_in-ice_radio_detectors |
| Authors |
J._A._Aguilar,_P._Allison,_J._J._Beatty,_H._Bernhoff,_D._Besson,_N._Bingefors,_O._Botner,_S._Bouma,_S._Buitink,_K._Carter,_M._Cataldo,_B._A._Clark,_Z._Curtis-Ginsberg,_A._Connolly,_P._Dasgupta,_S._de_Kockere,_K._D._de_Vries,_C._Deaconu,_M._A._DuVernois,_C._Glaser,_A._Hallgren,_S._Hallmann,_J._C._Hanson,_B._Hendricks,_B._Hokanson-Fasig,_C._Hornhuber,_K._Hughes,_A._Karle,_J._L._Kelley,_S._R._Klein,_R._Krebs,_R._Lahmann,_U._Latif,_M._Magnuson,_T._Meures,_Z._S._Meyers,_K._Mulrey,_A._Nelles,_A._Novikov,_E._Oberla,_B._Oeyen,_H._Pandya,_I._Plaisier,_L._Pyras,_D._Ryckbosch,_O._Scholten,_D._Seckel,_D._Smith,_D._Southall,_J._Torres,_S._Toscano,_D._Tosi,_D.J._Van_Den_Broeck,_N._van_Eijndhoven,_A._G._Vieregg,_C.Welling,_S._Wissel,_R._Young,_A._Zink |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.02604 |
2021年夏から、グリーンランドの電波ニュートリノ天文台（RNO-G）は、グリーンランドのサミットステーション周辺の氷中の粒子シャワーからの電波放射を検出することにより、10PeVを超えるエネルギーで天体物理ニュートリノを検索します。RNO-Gがそのような粒子カスケードのエネルギーをどのように測定できるかを示す広範なシミュレーション研究を提示します。これは、それらを引き起こした入ってくるニュートリノのエネルギーを推定するために使用されます。ニュートリノ相互作用の位置は、チャネル間の到着時間の差を使用して決定され、無線信号の電界は、情報フィールド理論に基づく新しいアプローチを使用して再構築されます。これらの特性に基づいて、シャワーエネルギーを推定することができます。この方法は、適度な品質のカット後のシャワーエネルギーの対数で13％の不確実性を達成できることを示し、これがニュートリノのエネルギーをどのように制約できるかを推定します。この論文で提示された方法は、IceCube-Gen2の提案された無線アレイなど、すべての同様の無線ニュートリノ検出器に適用できます。
PKS0903-57の長期ガンマ線光度曲線におけるフレアのスペクトルモデリング
| Title |
Spectral_Modeling_of_Flares_in_Long_Term_Gamma-Ray_Light_Curve_of_PKS_0903-57 |
| Authors |
Sandeep_Kumar_Mondal,_Raj_Prince,_Nayantara_Gupta,_Avik_Kumar_Das |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.02702 |
BLLacertaePKS0903-57の詳細な研究は、12年間のフェルミ大面積望遠鏡データで初めて行われました。2018年と2020年に2つの明るいガンマ線フレアを特定しました。これらのフレアの複数回のビニング中に多くの下部構造が観察されました。すべての下部構造について、詳細な時間的およびスペクトル的研究を個別に実行しました。単一ゾーン発光モデルは、多波長スペクトルエネルギー分布の時間依存レプトンモデリングに使用されます。この研究では、変動時間スケール、放出領域の磁場、PKS0903-57のレプトンモデリングから得られたジェットパワーの推定値を示します。現在、X線やその他のバンドでの観測数は最小限です。したがって、ブレーザーPKS0903-57のジェットで発生する物理プロセスをよりよく理解するには、このソースのより同時の多波長モニタリングが必要です。
| Title |
Measuring_the_contribution_of_neutron_star-black_hole_mergers_to_the_production_of_heavy_metals |
| Authors |
Hsin-Yu_Chen,_Salvatore_Vitale,_Francois_Foucart |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.02714 |
宇宙の重元素の起源は完全には決定されていません。中性子星-ブラックホール（NSBH）と中性子星-中性子星合体は両方とも、急速な中性子捕獲プロセス（r-プロセス）を介して重い元素を生成する可能性があります。NSBHからの重力波の最近の検出、中性子星の状態方程式の改善された測定、および二体衝突から放出された物質の最新の数値シミュレーションを使用して、二体衝突からの重い元素の生成を調査します。噴出物の量は、コンパクトオブジェクトの質量とスピン分布、および中性子星の状態方程式に依存するため、重力波とパルサーのデータに基づいて、これらの量のさまざまなモデルを検討します。最も好ましいモデルでさえ、中性子星とブラックホールの合併が、ローカル宇宙のrプロセス要素の77％以上を占める可能性は低いことがわかりました。ブラックホールのスピンが優先的に小さい場合、この限界は35％に減少します。最後に、ブラックホールのスピンが小さく、NSBHバイナリに低質量（$<5M_{\odot}$）のブラックホールが不足している場合、rプロセス要素へのNSBHの寄与は無視できます。
M3で発見されたパルサーを用いたFASTでの高度にシンチレーションされたパルサーの検索と確認に適用される空間変調検索
| Title |
Spatial_Modulation_Search_Applied_to_the_Search_and_Confirmation_of_Highly_Scintillated_Pulsars_at_FAST_with_A_Pulsar_Discovered_in_M3 |
| Authors |
Lei_Qian,_Zhichen_Pan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.02749 |
パルサー探索観測中の位置切り替えモードに基づくパルサー候補の識別と確認手順を提示します。この方法では、パルサー信号と無線周波数干渉（RFI）のさまざまな空間的特徴を利用することにより、1回の観測でパルサーの同時検索と確認が可能になります。この方法に基づいて、球状星団M3、M15、およびM92でテストパルサー検索観測を実行しました。新しいパルサーM3Fを発見して確認し、既知のパルサーM3B、M15AからG（Cを除く）、およびM92Aを検出しました。
| Title |
Magnetic_fields_in_the_accretion_disks_for_various_inner_boundary_conditions |
| Authors |
Daniela_V._Boneva_(1),_Evgeny_A._Mikhailov_(2,_3,_4),_Maria_V._Pashentseva_(2),_Dmitriy_D._Sokoloff_(2,_3,_5)_((1)_Space_Research_and_Technology_Institute,_Bulgarian_Academy_of_Sciences,_Sofia,_Bulgaria,_(2)_M._V._Lomonosov_Moscow_State_University,_Moscow,_Russia,_(3)_Moscow_Center_of_Fundamental_and_Applied_Mathematics,_Moscow,_Russia,_(4)_P._N._Lebedev_Physical_Institute,_Moscow,_Russia,_(5)_N._V._Pushkov_Institute_of_Terrestrial_Magnetism,_Ionosphere_and_Radio_Wave_Propagation_(IZMIRAN),_Troitsk,_Moscow,_Russia) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.02766 |
降着円盤の磁場は、降着円盤の進化を研究する上で重要な役割を果たします。その生成は、銀河系の円盤と同様のダイナモメカニズムに関連していると考えられます。ここでは、銀河に使用されているのと同じアプローチを使用する降着円盤の磁場のモデルを提案します。ディスクを破壊することなく、等分配値よりも小さいと予想されるフィールドを取得する必要があります。そのためには、イオン化媒体の基本的な特性を定式化し、ダイナモを支配するパラメータを推定する必要があります。薄いディスク用に開発されたno-z近似を使用しました。また、フィールドの値を大幅に変更する可能性のあるさまざまな境界条件を取ります。磁場が境界条件に厳密に依存することを示します。降着円盤の物理的性質に関連するゼロ条件と内部境界の固定磁場条件をとると、等分配場よりも大きい解を避けることができます。
ATLASによるスペースデブリ検出のためのパルス波形の設計
| Title |
Design_of_pulsed_waveforms_for_space_debris_detection_with_ATLAS |
| Authors |
Jo\~ao_Pandeirada,_Miguel_Bergano,_Paulo_Marques,_Domingos_Barbosa,_Jos\'e_Freitas,_Bruno_Coelho,_Val\'erio_Ribeiro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.02311 |
ATLASは、スペースデブリの検出を目的とした最初のポルトガルのレーダーシステムです。この記事では、システムを紹介し、その機能について簡単に説明します。このシステムは、10nsの分解能で任意の振幅変調パルス形状を合成することができます。その自由度を考慮して、私たちは、私たちが開発した振幅変調チャープ信号とネストされたバーカーコードをテストすることにしました。これらの波形と、スペースデブリ検出の長所と短所について説明します。システムレシーバーをテストするために実験セットアップが開発され、波形はデジタル整合フィルタリングによって処理されます。実験では、さまざまな波形形状とノイズレベルを使用してシステムをテストします。実験結果はシミュレーションと一致しており、ネストされたバーカーコードと比較して、チャープ信号はドップラーシフトに対してより弾力性があり、より高い範囲分解能とより低いピーク対サイドローブ比を持っていることを示しています。最後に、検出機能を向上させるための今後の作業について説明します。
パンピリョーザダセラの新しいSST光学センサー：スペースデブリの画像処理アルゴリズムとマルチフィルター特性評価に関する研究
| Title |
New_SST_Optical_Sensor_of_Pampilhosa_da_Serra:_studies_on_image_processing_algorithms_and_multi-filter_characterization_of_Space_Debris |
| Authors |
Bruno_Coelho,_Domingos_Barbosa,_Miguel_Bergano,_A.C.M._Correia,_Jos\'e_Freitas,_Paulo_Marques,_Jo\~ao_Pandeirada,_and_Val\'erio_Ribeiro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.02315 |
ポルトガルの宇宙監視追跡（SST）システムの一部として、2つの新しい広視野（2.3度x2.3度）の小口径（30cm）望遠鏡が、2021年にパンピリョーザダセラ宇宙天文台（PASO）に配備されます。ポルトガル大陸の領土の中心、認定されたダークスカイエリアの中心部に位置しています。これらの光学システムは、ポルトガルのSSTネットワークに付加価値機能を提供し、現在マデイラ諸島とアゾレス諸島で試運転中の光学望遠鏡を補完します。これらの望遠鏡は、GEOおよびMEOの調査運用用に最適化されており、必要なSST運用機能に加えて、ポルトガルのSSTネットワークに重要な開発コンポーネントを提供します。望遠鏡にはフィルターホイールが装備され、白色光、BVRIバンド、H（alpha）やO[III]などの狭帯域フィルターを含むいくつかの光学バンドで観測を実行して、潜在的なさまざまなオブジェクトのアルベドを研究できます。この構成により、スペースデブリの分類のための自動パイプラインに組み込まれる改良されたカラーインデックススキームの作成を目的として、さまざまな色の組み合わせを使用してスペースデブリの分類$/$特性評価に関する研究を行うことができます。この光学センサーは、機械学習技術の適用によるソース抽出および分類ソリューションを含む、画像処理アルゴリズムの研究を実施するためにも使用されます。SST専用望遠鏡は、観測夜ごとに大量のデータを生成するため、高速で効率的な自動画像処理技術が必須です。宇宙監視研究の開発専用のこのようなプラットフォームは、ポルトガルのSSTネットワークを最新の状態に保つための重要な機能を追加し、その結果、ヨーロッパのSSTネットワークにも有用な開発を提供する可能性があります。
| Title |
Inclusive_Astronomy_in_Peru:_Contribution_of_Astronomy_Teaching_for_Visually_Impaired_People |
| Authors |
Alexis_Rodriguez_Quiroz,_Kevin_Vidal_C\'espedes,_Mar\'ia_Argudo-Fern\'andez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.02781 |
私たちの周りの環境について私たちが知っていることはすべて、一種の電磁放射である光のおかげです。天文学は、多くのデバイスの助けを借りて、それとすべての電磁スペクトルを利用して、それらを記録し、それらが宇宙のどの場所から来るかを決定します。これらの信号は、一般に公開される画像を取得するために処理する必要があります。天文学者は、これらの画像がそれらを見る各人に刺激を与え、好奇心を生み出すことを知っています。この科学は包括的であり、宇宙で起こる知識と美しい出来事をすべての人々に伝えたいと考えています。私たちは、視覚障害者のような我が国のマイノリティにこの知識を近づけるために今日利用可能な新しい技術を利用して、他の形式の教育を開発し、示すことによってそれを行おうとしています。この問題のため、AstroBVIプロジェクトは、CentrodeAstronom\'iadelaUniversidaddeAntofagastaから提供され、資金提供を受けた3D銀河の触覚画像の配布のおかげで、初めてペルーに到着しました。国際天文学連合開発天文学局（IAU-OAD）。これにより、2019年に7つのワークショップを開催し、さまざまな施設を訪問し、視覚障害と弱視の160人以上の参加者に利益をもたらし、これらの3D触覚素材がもたらす大きな可能性を示す多くの関心を示しました。
タイプIIn超新星の体系的な再分類
| Title |
A_systematic_reclassification_of_type_IIn_supernovae |
| Authors |
C._L._Ransome,_S._M._Habergham-Mawson,_M._J._Darnley,_P.A._James,_A._V._Filippenko_and_E._M._Schlegel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.02179 |
タイプIIn超新星（SNeIIn）は、測光特性と分光特性が変化するSNeの比較的まれにしか観測されないサブクラスです。SNeIInに共通するのは、複雑な多成分水素バルマー系列です。SNeIInの異質性のために、オンラインデータベースには、古くなった、誤った、または矛盾した分類が含まれています。SNIIn分類は、SN詐欺師と基礎となるHII領域からの汚染によってさらに複雑になります。OpenSupernovaCatalog（OSC）を使用して、近くに体系的に分類された（redshiftz<0.02）SNeIInのカタログをまとめました。以前にSNeIInとして分類された115個のオブジェクトのスペクトル分類を示します。私たちの分類は、複数のガウス分布をH-alphaプロファイルに当てはめることによって得られた結果に基づいています。OSCとTransientNameServer（TNS）によって報告された分類を、SNIDからの最も一致するテンプレートと比較します。28個のオブジェクトがSNeIInとして誤って分類されていることがわかりました。TNSとOSCは信頼できない可能性があります。それらは51個のオブジェクトの分類に同意せず、多くの誤った分類を含んでいます。さらに、OSCとTNSは、SNeIInとして分類するトランジェントの34と12（それぞれ）の誤分類を保持しています。合計で87のSNeIInを分類します。新しいデータや同時期のデータが利用可能になったときに、オンラインデータベースを最新の状態に保つことの重要性を強調します。私たちの仕事は、SNeIInが示す幅広いスペクトル特性と特徴を示しています。これらは、複数の前駆体チャネルと環境の多様性に関連している可能性があります。SNeIInの不均一性に大きく影響されない、H-alphaプロファイルに基づいて、SNeIInの分類スキームを設定しました。
ハンフリーズ-ダビッドソン限界の超断熱性と金属量の独立性
| Title |
Superadiabaticity_and_the_metallicity_independence_of_the_Humphreys-Davidson_limit |
| Authors |
Gautham_N._Sabhahit,_Jorick_S._Vink,_Erin_R._Higgins,_Andreas_A._C._Sander |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.02183 |
ハンフリーズ-デビッドソン（HD）の限界は、赤色超巨星（RSG）として、またはより高温の青色超巨星（BSG）とウォルフライエ星としての寿命を終える巨大な星の進化チャネル間の境界を設定します。エディントン光度の限界に近い巨大な星のエンベロープを混合することは、最もクールな超巨星の光度の上限を調査するために重要です。放射圧が支配的な超断熱層での過剰混合の影響を研究し、金属量の関数として、log（Teff/K）<3.68のRSGの進化に対する混合と質量損失の影響を批判的に調査します。MESAを使用して、銀河系（Zsol）、LMC（1/2Zsol）、SMC（1/5Zsol）の3つの金属量で、大量の星モデルのグリッドを作成します。RSG。主系列星後の大質量星の超断熱層における過剰混合の影響を体系的に研究し、RSGとして費やされたコアヘリウム燃焼時間の割合に対する水素コアと黄色超巨星（YSG）の質量損失率を超えています。超断熱層での過剰混合は、log（Teff/K）〜4での水素バンプの不透明度に依存するため、金属量が低いほど強くなり、金属量が低いほど顕著になることがわかります。これにより、カットオフ光度がより低い金属量でより低い値にシフトし、質量損失の一次効果のバランスがとれます。より高いオーバーシュートを伴う星の主系列後の進化中の質量損失と過剰なエンベロープ混合の反対の効果は、金属量に依存しない光度の上限をもたらす可能性があります。
大質量星で燃焼する対流ヘリウム殻の多次元低マッハ数時間陰解法流体力学シミュレーション
| Title |
Multidimensional_low-Mach_number_time-implicit_hydrodynamic_simulations_of_convective_helium_shell_burning_in_a_massive_star |
| Authors |
L._Horst,_R._Hirschi,_P._V._F._Edelmann,_R._Andrassy,_F._K._Roepke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.02199 |
環境。恒星内部の対流の多次元流体力学シミュレーションは、特にマッハ数が低い流れの場合、数値的に困難です。メソッド。低マッハ流体力学フラックスソルバーを使用する利点を調査し、天体物理学のコンテキストでのシミュレーションに対するその有用性を示します。時間的に暗黙のセブンリーグハイドロ（SLH）コードを使用して、25M$_\odot$スターモデルに基づく対流ヘリウムシェル燃焼の多次元シミュレーションを実行しました。低マッハAUSM$^{+}$-upソルバーで得られた結果を、非低マッハバリアントAUSM$_\mathrm{B}^{+}$-upを使用した場合の結果と比較しました。初期の静水圧バックグラウンド成層を維持するために、重力源項のバランスをうまく適用しました。計算グリッドの解像度は$180\times90^2$から$810\times540^2$セルの範囲であり、原子力エネルギーの放出は$3\times10^3$、$1\times10^4$、および$3\times10^4$は、これらのパラメーターに対する結果の依存性を調査します。結果。ブーストされたエネルギー入力により、マッハ数が$10^{-2}$から$10^{-3}$の範囲で対流が発生します。標準の混合長理論（MLT）は、ブースティングが適用されていない場合、約$1.6\times10^{-4}$の対流速度を予測します。AUSM$^{+}$-upを使用したシミュレーションでは、運動エネルギースペクトルのコルモゴロフのような慣性範囲が、非低マッハバリアントと比較してより小さなスケールに向かってさらに広がっていることが示されています。AUSM$^{+}$-upソルバーの運動エネルギー散逸は、AUSM$^{+}_{\mathrm{B}}$-upと比較してすでに低い解像度で収束しています。対流層の境界で抽出されたエントレインメント率は、バルクリチャードソンエントレインメント法則によってよく表され、対応するフィッティングパラメータはカーボンシェル燃焼の公開された結果と一致しています。
Keplerターゲットの表面回転と測光アクティビティ。 II。 G型とF型の主系列星、そしてクールな準巨星
| Title |
Surface_rotation_and_photometric_activity_for_Kepler_targets._II._G_and_F_main-sequence_stars,_and_cool_subgiant_stars |
| Authors |
A._R._G._Santos_and_S._N._Breton_and_S._Mathur_and_R._A._Garc\'ia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.02217 |
恒星の円盤を横切る暗い磁気スポットは、準周期的な明るさの変動につながり、恒星の表面の回転と測光活動を制限することができます。現在の作業はこのシリーズの2番目であり（Santosetal。2019;PaperI）、132,921個の主系列FおよびG星と後期準巨星のケプラー長周期データを分析します。自転周期の候補は、ウェーブレット解析と自己相関関数を組み合わせることによって得られます。次に、信頼性の高いローテーション期間が、機械学習（ML）アルゴリズム（Bretonetal。2021）、自動選択、および補完的な目視検査によって選択されます。MLトレーニングデータセットは、ペーパーIの26,521個の主系列K星とM星で構成されています。トレーニングを補足するために、ペーパーIと同じ方法で分析します。つまり、自動選択と目視検査、34,100個の追加の星です。最後に、39,592個のターゲットに対して回転周期Protおよび関連する測光アクティビティプロキシSphを提供します。熱い星は一般的に冷たい星よりも速い回転子です。主系列のG星の場合、Sphは有効温度の上昇とともにより広い範囲の値にまたがりますが、F星は、より冷たい星と比較してSph値が小さくなる傾向があります。全体として、G星の場合、高速回転子は低速回転子よりも測光的に活性が高く、Sphは短期間で飽和します。2つの論文を組み合わせた結果は、55,232個の主系列星と準巨星FGKM星（159,442個のターゲットのうち）の平均Prot値とSph値を説明し、McQuillanetal。と比較して24,182個の新しいProt検出があります。（2014）。Prot分布の上端は、以前に見つかったよりも長いProtにあります。
太陽コロナループにおけるフレア誘起減衰のない横振動
フレアによって誘発された、大振幅で減衰のない横振動の証拠が提示されます。AtmosphericImagingAssembly（AIA）で観測されたマルチサーマルコロナループのシステムは、ループのフットポイントの1つ近くでフレアが発生した後、減衰のない横方向の振動を示します。測定された振動周期は4.2分から6.9分の間であり、変位振幅は0.17Mmから1.16Mmの範囲です。動き拡大技術は、フレア前の減衰のない振動を検出するために採用されています。これらの振動は前のものと同様の周期（3.7分から5.0分の間）を持っていますが、それらの振幅（0.04Mmから0.12Mm）はかなり小さいことがわかります。特定のAIAチャネルを介して観察された場合、またはそれらのマルチチャネルシグネチャが比較された場合、ループの振動スレッド間に位相差は見つかりません。これらの特徴は、この場合のフレアの発生がこれらの振動の性質（減衰対減衰なし）も振動周期も変化させなかったことを示唆しています。フレアが持つ唯一の効果は、振動の振幅を増やすことです。
V830タウのチャンドラX線観測：エバネセント惑星をホストしているTタウリ星
Donatiらによる視線速度研究。（2016）は、〜2Myrの古い弱い線のTTauri星V830Tauの周りの4.93d軌道での近接した巨大惑星の検出を報告しました。V830タウのような非常に若いホスト星がホットジュピター形成モデルと内向きの移動メカニズムに課す厳しいタイムスケールの制約のために、惑星の存在の独立した確認が必要ですが、これまでのところ得られていません。V830タウの新しいチャンドラX線観測を紹介します。以前のXMM-Newton観測と組み合わせたチャンドラ観測は、logLx=30.10-30.87ergs/sの範囲に及ぶX線光度を持つ強力な可変X線放射を明らかにしています。チャンドラ高エネルギー透過型回折格子（HETG）スペクトルは、プラズマ温度が約4MK（NeIX）から約16MK（SXV）の範囲で形成された輝線を示しています。報告された惑星の分離（0.057au）では、X線フラックスは木星での太陽のX線フラックスよりも約10$^{6}$-10$^{7}$倍大きくなります。惑星の分離におけるX線イオン化と大気加熱率の推定値を提供し、将来の大気モデルで対処する必要がある不確実性の領域を特定します。
大空域マルチオブジェクトファイバー分光望遠鏡（LAMOST）の5番目のデータリリース（DR5）のビッグステラスペクトルデータセットの外れ値に関する研究
| Title |
Study_on_Outliers_in_the_Big_Stellar_Spectral_Dataset_of_the_Fifth_Data_Release_(DR5)_of_the_Large_Sky_Area_Multi-Object_Fiber_Spectroscopic_Telescope_(LAMOST) |
| Authors |
Yan_Lu,_A-Li_Luo,_Li-Li_Wang,_Li_Qin,_Rui_Wang,_Xiang-Lei_Chen,_Bing_Du,_Fang_Zuo,_Wen_Hou,_Jian-Jun_Chen,_Yan-Ke_Tang,_Jin-Shu_Han,_Yong-Heng_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.02337 |
大空域マルチオブジェクトファイバー分光望遠鏡（LAMOST）の恒星スペクトルの品質と、LASP（LAMOST恒星パラメーターパイプライン）によって導出された対応する恒星パラメーターの正確さを研究するために、外れ値分析法がアーカイブされたAFGKに適用されます。LAMOSTの5番目のデータリリース（DR5）の星。外れ値因子は、DR5ステラパラメータカタログから選択された300万を超える恒星スペクトルをソートするために定義されています。主成分分析とモンテカルロに基づく改良された局所外れ値因子（LOF）法を提案し、複数のコンピューターによって並行して計算されるランダムに選択されたサブサンプルのLOFランキングの計算を可能にし、最終的にデータセット全体の各スペクトル。すべてのスペクトルの約1000分の1である合計3,627の最も外れ値のランク付けされたスペクトルが選択され、10のグループにクラスター化され、それらのパラメーター密度分布はLAMOSTDR5のパラメーター分布に一致します。これは、パラメーター空間全体での確率が悪いスペクトルは均一に分布しています。3,627個のスペクトルをAPOGEEと交差適合試験することにより、122個の一般的なスペクトルが得られます。LASPから計算された公開されたパラメータは、122のスペクトルについて、APOGEEと一致していますが、それらには不良ピクセルまたは不良フラックスキャリブレーションがあります。一方、一部の外れ値スペクトルは、対応するパラメータを注意深く使用する必要があることを警告する強い星雲汚染を示しています。3,627の外れ値すべてのカタログとスペクトルアトラスは、リンクhttp://paperdata.china-vo.org/LY_paper/dr5Outlier/dr5Outlier_resource.zipにあります。
私たちの銀河における漸近巨星分枝星の新しいカタログ
銀河内の11209個のOリッチAGB星と7172個のCリッチAGB星の新しいカタログを提示し、バルジコンポーネント内のより多くのAGB星を識別し、より多くの視覚的炭素星を検討します。オブジェクトごとに、IRAS、AKARI、MSX、WISE、2MASS、およびAAVSOの対応物を相互識別します。新しいカタログは2つの部分に分かれています。1つは明るいまたはより孤立したオブジェクトのIRASPSCに基づいており、もう1つは明るいまたは混雑した地域のオブジェクトのALLWISEソースカタログに基づいています。サンプル星のさまざまな赤外線2色図（2CD）を提示します。理論的なダストシェルモデルは、さまざまなIR2CDでのAGB星の観測を大まかに説明できることがわかります。カタログ内のSiOおよびOHメーザー放射源のIR特性を調査します。サンプル星のミラ型変光星の場合、脈動期間が長くなるとIR色が赤くなることがわかります。また、過去12年間のWISE測光データ（ALLWISEマルチエポックデータと地球近傍天体WISE再活性化（NEOWISE-R）2021データリリース）を使用して、サンプル星の赤外線変動を研究します。W1およびW2バンドのWISEデータを使用して光度曲線を生成し、すべてのサンプル星のLomb-Scargleピリオドグラムを計算します。WISEの光度曲線から、カタログ内の3710個のオブジェクトの有用な変動パラメーターが見つかりました。これらの期間は、以前の作業で既知または未知でした。
重力若い星状天体調査。 VI。サブauスケールでのHD163296の可変内部ディスクのマッピング
| Title |
The_GRAVITY_Young_Stellar_Object_Survey._VI._Mapping_the_variable_inner_disk_of_HD_163296_at_sub-au_scales |
| Authors |
J._Sanchez-Bermudez,_A._Caratti_o_Garatti,_R._Garcia_Lopez,_K._Perraut,_L._Labadie,_M._Benisty,_W._Brandner,_C._Dougados,_P.J.V._Garcia,_Th._Henning,_L._Klarmann,_A._Amorim,_M._Baub\"ock,_J.P._Berger,_J.B._Le_Bouquin,_P._Caselli,_Y._Cl\'enet,_V._Coud\'e_du_Foresto,_P.T._de_Zeeuw,_A._Drescher,_G._Duvert,_A._Eckart,_F._Eisenhauer,_M._Filho,_F._Gao,_E._Gendron,_R._Genzel,_S._Gillessen,_R._Grellmann,_G._Heissel,_M._Horrobin,_Z._Hubert,_A._Jim\'enez-Rosales,_L._Jocou,_P._Kervella,_S._Lacour,_V._Lapeyr\`ere,_P._L\'ena,_T._Ott,_T._Paumard,_G._Perrin,_J._E._Pineda,_G._Rodr\'iguez-Coira,_G._Rousset,_D._M._Segura-Cox,_J._Shangguan,_T._Shimizu,_J._Stadler,_O._Straub,_C._Straubmeier,_E._Sturm,_E._van_Dishoeck,_F._Vincent,_S.D._von_Fellenberg,_F._Widmann,_J._Woillez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.02391 |
原始惑星系円盤は、星や惑星の形成プロセス（降着、ガス散逸、構造の形成など）の一部を駆動します。このような物理的プロセスを理解することは、天体物理学の主要な問題の1つです。HD163296は興味深い若い恒星状天体であり、赤外線およびサブミリメートルの観測により、惑星を形成することによってもっともらしく作成されたギャップのある顕著な星周円盤が示されています。この研究は、超大型望遠鏡干渉計（VLTI）でGRAVITYを使用して実行されたマルチエポック近赤外線干渉計観測により、HD163296の内部ディスクの形態を特徴づけることを目的としています。私たちの目標は、ミリ秒角（サブオー）の角度分解能で内側のリムのKバンド（lambda_0〜2.2um）構造を描写することです。私たちのデータは、ソースのアーカイブPIONIER（Hバンド;lambda_0〜1.65um）データで補完されています。最急降下法のパラメトリックモデルフィッティングを実行して、ソースのサブau形態を復元しました。私たちの分析は、HD163296の中心星を取り巻く円盤に非対称性が存在することを示しています。内側の〜2mas（0.2au）の円盤構造の変動を確認します。このソースの内部ディスク構造の変動性は以前の干渉法研究によって示唆されていますが、閉鎖段階といくつかのエポックにわたる可視性の二乗の完全な分析を使用して、HバンドとKバンドで確認されるのはこれが初めてです。。星からの分離、位置の変化、および数年のタイムスケールでのこの非対称構造の持続性のために、おそらく、ケイ酸塩とディスクの中央面の上に不均一に分布しているカーボンダストおよび/または耐火性粒子。
原始星および前主系列星相における表面光元素の存在量の理論的予測
| Title |
Theoretical_predictions_of_surface_light_element_abundances_in_protostellar_and_pre-Main_Sequence_phase |
| Authors |
E._Tognelli,_S._Degl'Innocenti,_P.G._Prada_Moroni,_L._Lamia,_R.G._Pizzone,_A._Tumino,_C._Spitaleri_and_A._Chiavassa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.02518 |
軽元素（リチウム、ベリリウム、ホウ素）の表面の恒星の存在量の理論的予測は、天体物理学で最も興味深い未解決の問題の1つを表しています。よく知られているように、恒星大気中の7-Li存在量のいくつかの測定は、異なる恒星進化段階での予測と観測の間の不一致を指摘し、現在の恒星モデルが恒星エンベロープ特性を正確に再現する能力について疑問を投げかけています。軽元素は比較的低温（2〜5MK）で燃焼するため、星の進化段階では、恒星の質量に応じて、恒星内部のさまざまな深さで徐々に破壊されます。それらの表面の存在量は、核の断面積、対流層の広がり、およびその底の温度によって強く影響されます。これらは、星の特性（質量と化学組成）、および対流恒星エンベロープ。近年、軽元素燃焼断面積の精度を向上させるために多大な努力が払われてきた。ただし、理論的な予測は、計算で採用された入力物理学の不確実性や、若い星でアクティブないくつかの標準および非標準の物理プロセス（拡散、放射浮上など）の効率にも影響されるため、表面の軽元素の存在量は困難です。、磁場、回転）。さらに、以前の原始星の進化が恒星モデルの特性にどの程度影響し、したがって軽元素の枯渇にどの程度影響するかはまだ完全には明らかではありません。この論文では、原始星とPMS星の最先端の理論的予測を紹介し、恒星進化におけるいくつかの入力物理学の役割について説明します。
ソーラーフィラメントの磁気ツイスト
太陽フィラメントは、磁気伏角に位置する冷たくて密度の高い物質であり、周囲の冠状プラズマと比較して明確な放射特性を示します。それらは、冠状のせん断およびねじれた磁力線に関連付けられています。しかし、フィラメント内部の磁場の日常的な観察がないため、フィラメント材料を支持する正確な磁気構成を確認することは容易ではありません。多くのフィラメントは弱磁場領域の上にあるため、ノイズの多い光球マグネトグラム、特に水平成分に従来の方法を適用して、それらの冠状磁気構造を推定することはほぼ不可能です。この論文では、正則化されたビオ・サバールの法則を使用していくつかのフィラメントの磁気構造を構築し、それらの磁気ねじれを計算します。さらに、力のない磁束ロープのねじれに影響を与える要因を調査するために、Titov-Demoulin修正モデルの磁束ロープのパラメーター調査を行います。力のない磁束ロープのねじれは、その軸方向の長さと小半径の比率に比例し、基本的に、上にある背景磁場の強さに依存しないことがわかります。したがって、長い静止フィラメントは、短いアクティブ領域フィラメントよりもねじれたフラックスロープによってサポートされる可能性が高いと推測されます。これは、観察結果と一致しています。
低コロナから高コロナへの接続：STEREO / COR1画像のトランジェントを分離する方法
| Title |
Connecting_the_Low_to_High_Corona:_A_Method_to_Isolate_Transients_in_STEREO/COR1_Images |
| Authors |
Nathalia_Alzate,_Huw_Morgan,_Nicholeen_Viall_and_Angelos_Vourlidas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.02644 |
コロナグラフとEUV画像から時変成分を分離し、ストリーマー内を伝播するサブストリーマートランジェントを低コロナから高コロナまで追跡できるようにする方法を紹介します。この方法では、送信帯域幅が約2.5〜10時間の時間バンドパスフィルターを使用して、STEREO/SECCHIスイートによる観測の高周波数と低周波数の両方の変動を抑制します。この方法は、磁場が非常に非放射状である低コロナを、磁場がCOR1機器を通る放射状経路をたどる高コロナの対応するものにリンクする上で重要であることが証明されていることを示します。また、SECCHIに搭載されたCOR2およびEUVI機器による観測にこの方法を適用し、ヘルメットストリーマに関連して約1.2Rsから5Rsを超えて伝播する小さな密度の向上を明らかにする高さ-時間プロファイルを作成しました。私たちの処理方法は、これらの特徴がこの研究の太陽極小期の期間中に一般的であることを明らかにしています。特徴は時間のタイムスケールで繰り返され、太陽の非常に近くで始まり、惑星間空間に一貫性を保ちます。機能の速度を測定し、低速（数km/秒から数十km/秒）と高速（約100km/秒）に分類します。両方のタイプの特徴は、そのソース領域への遅い太陽風の可変成分の観測可能なトレーサーとして機能します。私たちの方法論は、COR1を介して小規模な機能を追跡する際の困難を克服するのに役立ちます。その結果、低コロナと高コロナの間の接続性の測定、および小規模な特徴の速度の測定に成功したことが証明されました。
周期ギャップ激変星CzeV404Her：SWセックスとSUUMaシステム間のリンク
| Title |
The_period-gap_cataclysmic_variable_CzeV404_Her:_A_link_between_SW_Sex_and_SU_UMa_systems |
| Authors |
J._K\'ara,_S._Zharikov,_M._Wolf,_H._Ku\v{c}\'akov\'a,_P._Caga\v{s},_A._L._Medina_Rodriguez,_M._Ma\v{s}ek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.02664 |
コンテキスト：周期ギャップにある日食激変星CzeV404Her（Porb=0.098d）の新しい研究を紹介します。目的：このレポートは、オブジェクトの起源とシステムパラメータを決定し、システムの降着フロー構造を調査します。方法：CzeV404Herの時間分解測光および分光観測を同時に実施しました。光度曲線モデリング手法とドップラートモグラフィー法を適用して、システムパラメータを決定し、降着円盤の構造を分析しました。結果：システムには、巨大な白色矮星M_WD=1.00（2）M_sunの質量比q=0.16と、有効温度T_2=4100（50）Kの比較的高温の二次星があることがわかりました。システムの傾きはi=78.8{\deg}。降着円盤は潮汐制限半径まで広がり、ホットスポットまたはライン領域が拡張されています。ホットスポットまたはラインは、静止状態または中間状態のディスクの残りの外側部分よりも高温ですが、（スーパー）バーストのディスクフラックスから完全に目立つわけではありません。結論：このオブジェクトは、SUUMaタイプとSWセックスタイプの激変星の2つの異なるクラス間のリンクを表していると主張します。ディスク内の降着フロー構造はSWセックスシステムに対応していますが、ディスク内の物理的条件はSUUMaタイプのオブジェクトの動作に適合しています。
急速に回転する褐色矮星における安定した水素燃焼限界
| Title |
Stable_Hydrogen_burning_limits_in_rapidly_rotating_brown_dwarfs |
| Authors |
Shaswata_Chowdhury,_Pritam_Banerjee,_Debojyoti_Garain,_Tapobrata_Sarkar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.02691 |
安定した水素燃焼の最小質量に対する均一な急速な恒星の自転の影響を検討します。回転の影響に焦点を当てるために、星のポリトロープモデルを使用し、適切な数値スキームを使用して、球対称の仮定を緩和します。恒星の自転速度の関数としての水素燃焼の最小質量の分析式を取得します。さらに、純粋に回転のアーティファクトである、そのような星での安定した水素燃焼の最大質量の可能性を示します。質量にこの極値が存在すると、恒星の自転速度の最大許容値が得られます。これを超えると、褐色矮星はモデルの範囲内に存在できなくなります。与えられた角速度に対して、褐色矮星が主系列星に進化しない質量範囲を予測します。
$ ^ {3} P_ {2} $超流動における軸対称渦の微視的記述
| Title |
Microscopic_description_of_axisymmetric_vortices_in_$^{3}P_{2}$_superfluids |
| Authors |
Yusuke_Masaki,_Takeshi_Mizushima,_Muneto_Nitta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/1908.06215 |
顕微鏡理論を使用して、${}^{3}P_{2}$超流動の量子化された渦を初めて研究します。この理論は、次数パラメーターを決定するためのEilenberger方程式と、固有エネルギーとコア磁化を取得するためのBogoliubov-deGennes（BdG）方程式に基づいています。軸対称渦構成内で、$^3$He超流動の$v$渦および$o$渦と同様に、磁場の強さに依存するいくつかの安定および準安定渦構成が見つかります。$o$渦が強い磁場の存在下で最も安定した軸対称渦であることを示し、$o$渦コアに2つのゼロエネルギーマヨラナフェルミオン束縛状態を見つけます。BdG方程式を使用して計算されたコア磁化のプロファイルは、以前に知られている秩序パラメータープロファイルのみを使用して計算されたものとは大幅に異なることを示します。
| Title |
Supernova_bounds_on_axion-like_particles_coupled_with_nucleons_and_electrons |
| Authors |
Francesca_Calore,_Pierluca_Carenza,_Maurizio_Giannotti,_Joerg_Jaeckel,_Giuseppe_Lucente,_Alessandro_Mirizzi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.02186 |
核子と電子に同時に結合したアクシオン様粒子（ALP）を拘束するII型超新星（SNe）の可能性を調査します。核子に結合したALPは、核子-核子制動放射を介してSNコアで効率的に生成でき、さまざまなパラメーターについて、SNを妨げずに残し、大きなALPフラックスを生成します。1MeVを超える質量の場合、これらのALPは電子と陽電子のペアに崩壊し、陽電子フラックスを生成します。銀河SNeの場合、銀河に存在する電子による生成された陽電子の消滅は、511keVの消滅線に寄与します。この線のSPI（SPectrometeronINTEGRAL）観測を使用すると、広範囲のアクシオン-電子結合、$10^{-19}\lesssimg_{ae}\lesssim10^{-11}$を除外できます。$g_{ap}\sim10^{-9}$。さらに、銀河系外SNeから電子-陽電子対に崩壊するALPは、宇宙X線背景放射への寄与をもたらします。この場合、ALP-電子結合を$g_{ae}\sim10^{-20}$に制限します。
グローバル渦の内部励起
| Title |
Internal_Excitations_of_Global_Vortices |
| Authors |
Jose_J._Blanco-Pillado,_Daniel_Jim\'enez-Aguilar,_Jose_M._Queiruga_and_Jon_Urrestilla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.02215 |
$2+1$次元のグローバル渦の線形化された励起のスペクトルを調査します。2つの局所的な励起モードの存在を特定した後、それらの減衰時間スケールを計算し、その結果を完全な非線形方程式の数値展開と比較します。渦と外部放射源または他の渦との相互作用がこれらのモードを動的に励起する方法を数値的に示します。次に、相転移における渦の形成と、それぞれの場合のこれらのモードの振幅を推定する熱浴との相互作用をシミュレートします。これらの数値実験は、原則として、渦がこれらの内部励起に大量のエネルギーを蓄えることができるとしても、これは動的には起こらないように思われることを示しています。次に、特に放射線が支配的な宇宙において、拡大する（2+1）次元の背景における渦のネットワークの進化を探求します。宇宙論の進化の過程の後、渦はまだ励起されていることがわかりますが、ここでも励起のレベルは非常に小さいです。これらの宇宙論的シミュレーションにおける渦の余分なエネルギーは、渦のコアの総質量の$1\％$レベルを超えることはありません。
ハイポニック中性子星：核特性とNICERおよびLIGO / VIRGOの結果との調整
QuantumHadrodynamics（QHD）の拡張バージョンを使用して、飽和密度で対称核物質の主な特性を正しく再現し、大量の中性子星と満足のいく結果を生成できる新しい微視的状態方程式（EoS）を提案します。半径と潮汐パラメータ$\Lambda$。ハイペロンが存在する場合でも、このEoSは少なくとも2.00太陽質量の中性子星を再現できることを示しています。$2.00M_\odot$の半径と直接Urca効果を可能にする最小質量に関する制約もチェックされます。
| Title |
A_comparison_of_maximum_likelihood_mapping_methods_for_gravitational-wave_backgrounds |
| Authors |
Arianna_I._Renzini,_Joseph_D._Romano,_Carlo_R._Contaldi,_Neil_J._Cornish |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.02292 |
重力波の確率的背景の検出は、今後数年で発生する可能性があります。SGWBの等方性成分の検索以外にも、異方性の背景をターゲットにするために提案されたさまざまなマッピング方法があります。これらの方法のいくつかは、レーザー干渉計重力波観測所（LIGO）とVirgoによって取得されたデータに適用されています。具体的には、これらの方向性検索は、最尤法を介して空の信号の強度をマッピングすることに焦点を当てています。この強度マッピングアプローチを、以前に提案されたが採用されたことのない振幅位相マッピング方法と比較して、この後者のアプローチが将来の検索で採用されるかどうかを理解します。タイムストリームデータの単純なおもちゃモデルを分析することにより、これら2つのアプローチの違いについての理解を深め、2つの方法の模擬データマッピングテストを実行します。振幅位相法は、大規模で位相コヒーレントであるか、少なくとも検出器の固有コヒーレンススケールよりも大きい固有のコヒーレンススケールを持つバックグラウンドの場合にのみ適用可能であることがわかります。そうしないと、振幅-位相マッピング方法により、位相と振幅の両方に関して全体的な情報が失われます。これらの位相コヒーレント特性が、近い将来に検出したい重力波バックグラウンド信号のいずれにも当てはまるとは思わないため、強度マッピングがそのようなバックグラウンドに適した方法であると結論付けます。
300〜600nmの可視光領域におけるガス状アルゴンエレクトロルミネッセンスの発光スペクトルの測定
| Title |
Measurement_of_emission_spectrum_for_gaseous_argon_electroluminescence_in_visible_light_region_from_300_to_600_nm |
| Authors |
Kazutaka_Aoyama,_Masato_Kimura,_Hiroyuki_Morohoshi,_Tomomasa_Takeda,_Masashi_Tanaka,_Kohei_Yorita |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.02330 |
二相アルゴン検出器は、粒子の識別と位置の再構築に優れています。ただし、気相での二次発光のエレクトロルミネッセンス（EL）プロセスの特性は完全には理解されていません。ELプロセスは、アルゴンエキシマのために通常のELメカニズムを使用して説明されると考えられていましたが、このメカニズムでは可視光（VL）の放出はありませんでした。しかし、最近の測定では、アルゴンガスのエレクトロルミネッセンスに可視成分が含まれていることが示されました。これは、中性制動放射（NBrS）と呼ばれる新しいメカニズムによって可視光成分を説明するために提案されました。この記事では、ガスタイムプロジェクションチェンバー（TPC）を使用して、室温および常圧で300〜600nmのVL領域におけるガス状アルゴンエレクトロルミネッセンスを研究しました。TPC発光領域からの二次電子放出光は、分光計を使用して分散されました。次に、通常のELモデル、NBrSモデルを使用して観測されたスペクトルの解釈、および窒素不純物の影響について説明しました。
衝突のない垂直衝撃波におけるイオンスケールの速度論的不安定性のマッハ数依存性：Weibelが支配的な衝撃波の条件
| Title |
Mach_Number_Dependence_of_Ion-scale_Kinetic_Instability_at_Collisionless_Perpendicular_Shock:_Condition_for_Weibel-dominated_Shock |
| Authors |
Takuro_Nishigai,_Takanobu_Amano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.02404 |
線形理論と非線形Particle-in-Cell（PIC）シミュレーションを使用して、無衝突衝撃波でのイオンスケールの動的プラズマ不安定性を調査します。Alfv\'en-ion-cyclotron（AIC）、ミラー、Weibelの不安定性に焦点を当てます。これらはすべて、厳密に垂直な衝撃の遷移層内の衝撃反射イオンによって引き起こされる有効温度異方性によって不安定になります。均一プラズマモデルを用いて線形分散解析を行い、反射イオンの速度分布を表すために有限の熱拡散を伴うリング分布を採用することにより、衝撃遷移層を模倣します。周囲磁場に平行な波の伝播の場合、低いAlfv\'enマッハ数でのAIC不安定性は、高いAlfv\'enマッハ数でのWeibel不安定性に移行する傾向があることがわかります。ただし、不安定性は、音のマッハ数の影響も強く受けます。Alfv\'enと健全なマッハ数の両方が$\sim20{\rm-}40$を超える強い衝撃での不安定性は、反射イオンが本質的に磁化されていないという意味でワイベルのようなものと見なすことができると結論付けます。。2次元PICシミュレーションは線形理論を確認し、若い超新星残骸ショックの典型的なパラメーターを使用して、リング分布モデルがバックグラウンド磁場のオーダーの磁気変動を生成することを発見します。これは、Weibelの以前のPICシミュレーションで観察されたものよりも小さいです。-支配的なショック。これは、ジャイロトロピック反射イオン分布の仮定が、高マッハ数の衝撃におけるダイナミクスの非線形挙動を定量的に予測するのに適切でない可能性があることを示しています。
重力レンズによる重力波の歪みの分散間の普遍的な関係
| Title |
Universal_relation_between_the_variances_of_distortions_of_gravitational_waves_owing_to_gravitational_lensing |
| Authors |
Makoto_Inamori_and_Teruaki_Suyama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.02443 |
遠方のソースからの重力波は、検出器に到達する前に、介在する物質の不均一性を介して伝播する間に重力レンズで覆われます。レンズ化された波形の分散を使用して、非常に小さなスケールでの物質パワースペクトルおよび低質量のダークハローの情報を抽出できることが文献で提案されています。本論文では、レンズ波形の振幅変動の分散と位相変動の分散が、物質パワースペクトルの形状に関係なく単純な関係に従うことを示した。この関係に違反する可能性のある条件を調査し、関係のいくつかの潜在的なアプリケーションについて説明します。この関係は、重力波の重力レンズ効果の主張された観測のロバスト性と、その後の物質パワースペクトルの再構築を確認するために使用できます。
$ {} ^ {3} P_ {2} $トポロジカル超流動における非アーベル半量子渦
| Title |
Non-Abelian_Half-Quantum_Vortices_in_${}^{3}P_{2}$_Topological_Superfluids |
| Authors |
Yusuke_Masaki,_Takeshi_Mizushima,_Muneto_Nitta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.02448 |
非アーベル半量子渦（HQV）の存在と安定性は、私たちの宇宙で最大のトポロジカル量子物質である強い磁場を持つ中性子星の${}^{3}P_{2}$超流動で確立されます。自己無撞着な微視的フレームワークを使用して、強力なスピン軌道相互作用ギャップ関数のために、1つの整数渦が2つの非アーベルHQVのペアにエネルギー的に不安定化されることを発見しました。各HQVでトポロジー的に保護されたマヨラナフェルミオンを見つけ、それによってマヨラナフェルミオンと非アーベル群の両方を特徴とする2倍の非アーベルエニオンを提供します。
周波数シフトアルゴリズム：X線遷移エッジセンサーマイクロ熱量計の周波数領域多重化読み出しのためのベースバンド位相ロックループの設計
| Title |
Frequency_Shift_Algorithm:_Design_of_a_Baseband_Phase_Locked_Loop_for_Frequency-Domain_Multiplexing_Readout_of_X-ray_Transition-Edge_Sensor_Microcalorimeters |
| Authors |
Paul_van_der_Hulst,_Jan_van_der_Kuur,_Ad_Nieuwenhuizen,_Davide_Vaccaro,_Hiroki_Akamatsu,_Patrick_van_Winden,_Bert-Joost_van_Leeuwen,_and_Jan-Willem_den_Herder |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.02754 |
超伝導転移端センサー（TES）は、個々のX線光子のエネルギーを測定するために使用される非常に感度の高いデバイスです。天文分光分析アプリケーションのために、SRONはそのようなTESのキロピクセルアレイ用の周波数ドメイン多重化（FDM）読み出しシステムを開発しています。各TESは、1〜5MHzの範囲の特定の周波数で電圧バイアスされます。個々のピクセル間の分離は、非常に狭帯域（高Q）のリソグラフィLC共振器を介して行われます。相互変調ラインノイズによるエネルギー分解能の低下を防ぐために、バイアス周波数は規則的なグリッドに分散されます。LC共振周波数の精度に関する要件は非常に高くなっています。製造公差による共振周波数の偏差は帯域幅に関して重要であり、LC直列インピーダンスを補償するためにコントローラが必要です。このような2つのコントローラーを紹介します。単純な直交比例積分（PI）コントローラーとより複雑なインピーダンス推定器です。両方のコントローラーはベースバンドで動作し、TES電流をバイアス電圧と同相にしようとし、フェーズロックループ（PLL）として効果的に動作します。これらは、TESの熱応答とエネルギー分解能を維持しながら、TESピクセルのオフLC共振動作を可能にします。最近コンパニオンペーパーで発表された広範な実験結果は、提案された方法で、これらのコントローラーが多重化操作で単一ピクセルのエネルギー分解能を維持できることを示しています。
重力波タイミングアレイ
| Title |
Gravitational_Wave_Timing_Array |
| Authors |
Mar\'ia_Jos\'e_Bustamante-Rosell,_Joel_Meyers,_Noah_Pearson,_Cynthia_Trendafilova,_Aaron_Zimmerman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.02788 |
重力波タイミングアレイの設計について説明します。これは、より高い周波数で連続的な重力波を監視することにより、低周波数の重力波を検索するために使用できる新しいスキームです。LISAのような宇宙ベースの検出器を使用して銀河のバイナリによって生成された重力波の観測がナノヘルツからマイクロヘルツの帯域で感度を提供することを示します。この提案の期待される感度は他の方法と競合しませんが、現在のパルサータイミングアレイによってプローブされる範囲を超え、LISAの期待される直接周波数カバレッジを下回るマイクロヘルツ領域周辺の周波数空間のギャップを埋めます。感度の低周波拡張は、宇宙ベースの重力波検出器への実験計画変更を必要とせず、それらによってすでに収集されているデータ製品で達成することができます。
