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Tue 13 Jul 21 18:00:00 GMT -- Wed 14 Jul 21 18:00:00 GMT

窓関数のない宇宙論:銀河バイスペクトルの3次推定量

Title Cosmology_Without_Window_Functions:_Cubic_Estimators_for_the_Galaxy_Bispectrum
Authors Oliver_H._E._Philcox
URL https://arxiv.org/abs/2107.06287
分光学的調査から測定された銀河のバイスペクトルを分析するときは、不均一な調査ジオメトリの影響を考慮することが不可欠です。従来、これは理論モデルをウィンドウ関数で畳み込むことによって行われます。ただし、これの計算コストは​​、バイスペクトル尤度の完全な調査を禁止します。この作業では、ウィンドウ化されていないバイスペクトルの新しいクラスの推定量を提供します。理論と直接比較できる量。これは、パワースペクトルに関するPhilcox(2021)の作業に基づいており、2つの部分(両方ともエッジワース展開から取得)で構成されます。データに適用される3次推定量と、バイスペクトル成分をデコンボリューションするフィッシャー行列です。弱い非ガウス性の限界では、推定量は最小分散です。さらに、最適に近く、計算が容易なFKPの重みに基づく代替形式を提供します。デモンストレーションとして、従来の推定量とウィンドウなしの同等物の両方を使用して、一連のシミュレーションのビン化されたバイスペクトルモノポールを測定します。計算時間は同等ですが、ウィンドウなしのアプローチではフィッシャー行列が必要であり、追加の$\mathcal{O}(100)$CPU時間で計算できます。私たちの推定量は、赤方偏移空間の歪みと任意の分離可能なベースのバイスペクトルの成分を測定するために簡単に拡張できます。この作業の手法により、バイスペクトルを現在および今後の調査データの宇宙論的分析に直接含めることができます。

銀河-銀河レンズと銀河団における非線形スケールの利用:暗黒エネルギー調査の予測

Title Exploiting_Non-linear_Scales_in_Galaxy-Galaxy_Lensing_and_Galaxy_Clustering:_A_Forecast_for_the_Dark_Energy_Survey
Authors Andr\'es_N._Salcedo,_David_H._Weinberg,_Hao-Yi_Wu,_Benjamin_D._Wibking
URL https://arxiv.org/abs/2107.06314
銀河-銀河レンズ効果(GGL)と銀河団の組み合わせは、特に非線形領域に拡張された場合、低赤方偏移物質のクラスター化の強力なプローブです。この目的のために、arxiv:1907.06293のN体およびハロー占有分布(HOD)エミュレーター法を拡張して、ダークエネルギーサーベイ(DES)で色選択されたパッシブ銀河のredMaGiCサンプルをモデル化し、中心銀河の不完全性を説明するパラメーターを追加します。、銀河集合バイアス、およびスケールに依存しない乗法レンズバイアス$A_{lens}$。このエミュレーターを使用して、GGL面密度プロファイル$\Delta\Sigma(r_p)$および最終(6年目)DESデータの投影銀河相関関数$w_{p、gg}(r_p)$から達成可能な宇宙制約を予測します。スケールを超えて設定$r_p=0.3-30h^{-1}$Mpc。$A_{lens}$より前の$3\%$の場合、$\Omega_m$、$\sigma_8$、および$S_8\equiv\で$1.9\%$、$2.0\%$、および$1.9\%$の精度が予測されます。sigma_8\Omega_m^{0.5}$、すべてのハロー占有分布(HOD)パラメーター、および$A_{lens}$と、$\Delta\Sigma$へのポイントマス寄与に対して周辺化されています。スケールの追加$r_p=0.3-3h^{-1}$Mpcは、大規模($3.0-30.0h^{-1}$Mpc)分析と比較して$\sim1.6$の係数で$S_8$の精度を向上させます、調査領域を${\sim}2.6$の係数で増やすことに相当します。$1\%$の前に$A_{lens}$をシャープにすると、$S_8$の精度がさらに$1.7$($1.1\%$)向上し、非線形スケールを含めることによるゲインが増幅されます。私たちのエミュレーターは、予測されたDES統計的不確実性と同様のパーセントレベルの精度を達成し、完全な非線形分析の実現可能性を示しています。複数の銀河タイプから、および線形および非線形クラスタリングにまたがる測定から正確なパラメーター制約を取得することは、系統学を診断し、宇宙論的結果の頑健性を実証できる内部クロスチェックの多くの機会を提供します。

Mustang2を使用した銀河団内のコンパクトなソースの観測

Title Observations_of_compact_sources_in_galaxy_clusters_using_MUSTANG2
Authors Simon_R._Dicker,_Elia_S._Battistelli,_Tanay_Bhandarkar,_Mark_J._Devlin,_Shannon_M._Duff,_Gene_Hilton,_Matt_Hilton,_Adam_D._Hincks,_Johannes_Hubmayr,_Kevin_Huffenberger,_John_P._Hughes,_Luca_Di_Mascolo,_Brian_S._Mason,_J.A.B._Mates,_Jeff_McMahon,_Tony_Mroczkowski,_Sigurd_Naess,_John_Orlowski-Scherer,_Bruce_Partridge,_Federico_Radiconi,_Charles_Romero,_Craig_L._Sarazin,_Neelima_Sehgal,_Jonathan_Sievers,_Crist\'obal_Sif\'on,_Joel_Ullom,_Leila_R._Vale,_Michael_R._Vissers,_Zhilei_Xu
URL https://arxiv.org/abs/2107.06725
コンパクトなソースは、銀河団の熱スニヤエフ・ゼルドビッチ効果(tSZE)の振幅と銀河団の質量との間のスケーリング関係に散乱を引き起こす可能性があります。このばらつきの重要性の推定値はさまざまです。これは主に、tSZEクラスター調査が実行される頻度でのクラスター内のソースに関するデータが限られているためです。この論文では、グリーンバンク望遠鏡でMUSTANG2機器を使用して観測された30個のクラスターのサンプルからの90GHzコンパクトソース測定値を示します。線源のフラックス密度、スペクトルインデックス、およびクラスターの中心からの角距離が、AtacamaCosmologyTelescope(ACT)によって検出されたクラスターで測定されたtSZEにどのように影響するかについてのシミュレーションを示します。Mustang2測定値をこれらのシミュレーションと比較することにより、無線調査からの1.4GHzフラックス密度とACTtSZE測定値の線源汚染との間の経験的関係を較正します。ACTクラスターの3%ではCompton-yが20%以上減少していますが、クラスターの検索に使用されるフィルターが一致しているため、別の3%ではCompton-yが10%増加しています。ソースは測定されたtSZE信号に影響を与え、クラスターが検出される可能性に影響を与えるため、tSZEで選択されたカタログを使用してtSZE信号のソース汚染レベルをテストすることは本質的に偏っています。これは、ACTtSZEカタログを光学的およびX線で選択されたクラスターカタログと比較することによって確認されます。クラスターの大規模で高解像度の調査が、それらのソース母集団をよりよく特徴付けるための強力なケースがあります。

銀河のパワースペクトルバイスペクトルにおけるローカルPNGバイアスの予測と$ f _ {\ rm NL} $制約の結果

Title Predictions_for_local_PNG_bias_in_the_galaxy_power_spectrum_and_bispectrum_and_the_consequences_for_$f_{\rm_NL}$_constraints
Authors Alexandre_Barreira
URL https://arxiv.org/abs/2107.06887
IllustrisTNGモデルで流体力学的な個別の宇宙シミュレーションを使用して、銀河の力の先頭に入る局所的な原始非ガウス性(PNG)バイアスパラメーター$b_{\phi}$および$b_{\phi\delta}$を予測します。スペクトルとバイスペクトル。$b_{\phi\delta}$が重力のみのシミュレーションまたは銀河形成シミュレーションのいずれかから測定されるのは、これが初めてです。ダークマターハローの場合、普遍性の一般的な仮定は、$1\lesssimb_1\lesssim3$の範囲の$b_{\phi\delta}(b_1)$関係を最大$\Deltab_{\phi\delta}\で過大予測します。sim3$($b_1$は線形密度バイアスです)。普遍性の関係の妥当性は、シミュレートされた銀河の方が悪く、関係$b_{\phi}(b_1)$と$b_{\phi\phi\delta}(b_1)$は一般的に赤方偏移に依存し、銀河の動きに非常に敏感です。選択されます(合計、恒星とブラックホールの質量、ブラックホールの質量降着率と色をテストします)。$b_{\phi}$と$b_{\phi\delta}$の不確実性は、ローカルPNGパラメーター$f_{\rmNL}$の制約に直接、見過ごされがちな影響を及ぼします。$V=100{\rmGpc}^3/h^3$で$z=1$の銀河調査の場合、不確実性$\Deltab_{\phi}\lesssim1$と$\Deltab_{\phi\delta}\lesssim5$は、パワースペクトルとバイスペクトルデータを使用して$f_{\rmNL}$に偏りのない制約を与えるために必要です。また、製品$f_{\rmNL}b_{\phi}$および$f_{\rmNL}b_{\phi\delta}$に適合する分析でも、銀河バイアスの事前分布が役立つ理由を示します。銀河バイアスの不確実性に対処するためにここで説明する戦略は、既存の$f_{\rmNL}$制約分析で簡単に実装できます(バイアス関係の一部に適合します)。私たちの結果はまた、銀河形成シミュレーションを使ったより多くの研究を動機付けて、$f_{\rmNL}$の制約の改善に向けて$b_{\phi}$と$b_{\phi\delta}$の理解を深めます。

架空の遠方の巨大惑星との相互作用による太陽系の近日点ギャップの形成

Title Outer_Solar_System_Perihelion_Gap_Formation_Through_Interactions_with_a_Hypothetical_Distant_Giant_Planet
Authors William_J._Oldroyd_and_Chadwick_A._Trujillo
URL https://arxiv.org/abs/2107.06296
外側の太陽系の小惑星軌道の中で、離心率$e\gtrsim0.65$で、近日点におよそ50〜65auのギャップが観測されています。一連の観測シミュレーションを通じて、ギャップが2つの別々の母集団、極端な太陽系外縁天体(ETNO;ペリヘリア$q\gtrsim40$auおよび準主軸$a\gtrsim150$au)と内部オールトの雲オブジェクトから生じることを示します。(IOC;$q\gtrsim65$auおよび$a\gtrsim250$au)であり、オブジェクトの現実的な単一の連続分布から生じる可能性はほとんどありません。また、動的シミュレーションを使用して、近日点ギャップと、惑星9または惑星Xと呼ばれることが多い仮想の遠方の巨大惑星との関係を調べます。プラネットXを含む一部のシミュレーションでは、太陽系の時代にわたる単純なカイパーベルトのような初期粒子分布から、ETNO、IOC、および近日点ギャップが生成されます。海王星によって高い離心率に散乱された粒子が惑星Xとの永年共鳴に捕らえられ、そこでそれらがギャップを横切り、数百キロ年にわたって近日点と離心率で振動するにつれて、ギャップが形成されます。これらのオブジェクトの多くは、IOC領域内の振動サイクルで最小ペリヘリアに到達し、ギャップ領域全体でIOC領域の平均滞留時間を約5倍に増加させます。私たちの調査結果は、大規模な外部摂動の存在下で、近日点ギャップ内のオブジェクトが発見されることを意味しますが、それらは近くのIOC人口($65$au$\lesssimq\lesssim100$au)。

降着する若いスーパージュピターの13Oの豊かな雰囲気

Title The_13O-rich_atmosphere_of_a_young_accreting_super-Jupiter
Authors Yapeng_Zhang,_Ignas_Snellen,_Alexander_J._Bohn,_Paul_Molli\`ere,_Christian_Ginski,_H._Jens_Hoeijmakers,_Matthew_A._Kenworthy,_Eric_E._Mamajek,_Tiffany_Meshkat,_Maddalena_Reggiani,_Frans_Snik
URL https://arxiv.org/abs/2107.06297
同位体存在比は、天文学と惑星科学で重要な役割を果たし、太陽系の起源と進化、星間化学、および恒星内元素合成に関する洞察を提供します。重水素/水素比とは対照的に、炭素同位体比は太陽系ではほぼ一定(〜89)であることがわかっていますが、現在の局所的な星間物質では12C/13C〜68の銀河スケールで変化します。分子雲や原始惑星系円盤では、12CO/13CO同位体比は、氷とガスの分配、低温同位体イオン交換反応、および同位体選択的光解離によって変化する可能性があります。ここでは、シックスシグマを超える統計的有意性で、若い降着する巨大惑星TYC8998-760-1bの大気中の13COの検出について報告します。惑星の大気温度構造、化学組成、およびスペクトル校正の不確実性をマージナル化すると、12CO/13CO比が31[+17、-10](90%信頼区間)であり、地上標準およびローカル星間値。160auを超えるTYC8998bの現在の位置は、COの雪線をはるかに超えているため、13Cに富む氷から分別によって炭素のかなりの部分が付着したと仮定します。太陽系外惑星の大気における将来のアイソトポログ測定は、惑星が形成される場所、時期、方法に独自の制約を与える可能性があります。

一次3惑星平均運動共鳴の可積分モデル

Title An_integrable_model_for_first-order_three-planet_mean_motion_resonances
Authors Antoine_C._Petit
URL https://arxiv.org/abs/2107.06299
3惑星平均運動共鳴(MMR)に関する最近の研究は、惑星の形成と進化のダイナミクスの詳細を理解するためのそれらの重要性を強調しています。2惑星MMRのダイナミクスはよく理解されており、1自由度のハミルトニアンで近似的に記述されますが、0次MMRの場合、またはボディの1つがテスト粒子。この作業では、1次の3惑星平均運動共鳴の最初の一般可積分モデルを提案します。2惑星の場合に提案された戦略を一般化して、1自由度のハミルトニアンを取得できることを示します。これらの共振のダイナミクスは、共振の2番目の基本モデルによって制御されます。このモデルは、惑星間の任意の質量比およびすべての一次共鳴に対して有効です。分析モデルと数値シミュレーションの一致を示します。アプリケーションの例として、このモデルがMMRへの捕獲と、惑星系の安定性に対するそれらの役割についての理解をどのように改善できるかを示します。

原始惑星系円盤の惑星の観測的特徴:渦巻腕の温度構造

Title Observational_Signatures_of_Planets_in_Protoplanetary_Disks:_Temperature_structures_in_spiral_arms
Authors Dhruv_Muley,_Ruobing_Dong,_Jeffrey_Fung
URL https://arxiv.org/abs/2107.06323
原始惑星系円盤の高解像度イメージングにより、渦巻き構造の多様性が明らかになりました。その一部は、円盤と惑星の相互作用から生じる可能性があります。垂直成層バックグラウンドへの$\beta$冷却を伴う3D流体力学、および放射伝達モデリングを使用して、惑星駆動スパイラルの温度上昇を調査します。急速に冷却する円盤では、温度上昇は恒星の照射による寄与によって支配され、惑星の半径の内側では0.3〜3%ですが、外側では常に<0.5%です。ただし、冷却時間が動的時間以上の場合、これは流体力学的PdV仕事に圧倒され、惑星の軌道半径から2倍以内に10〜20%の摂動が発生します。両方の効果を考慮に入れるために、スパイラル振幅$\Delta(T)$の経験的適合を考案します。冷却が遅い場合、浮力スパイラルからの温度摂動(厳密には3Dの非等温現象)が、2Dおよび等温研究に適したリンドブラッドスパイラルからの温度摂動とほぼ同じになることもわかります。私たちの調査結果は、TWHydraeやCQTauriなどのディスクで観測された熱的特徴を説明するのに役立つ可能性があり、3D効果がディスク構造に質的に重要な影響を与えることを強調しています。

タイタンのアルカ​​ノファーにおける液体炭化水素の垂直組成変化

Title Vertical_compositional_variations_of_liquid_hydrocarbons_in_Titan's_alkanofers
Authors Daniel_Cordier,_David_A.Bonhommeau,_Tuan_H._Vu,_Mathieu_Choukroun,_Fernando_Garcia-Sanchez
URL https://arxiv.org/abs/2107.06348
カッシーニミッションによって残された手がかりによると、水循環を持つ2つの太陽系体の1つであるタイタンは、「アルカノファー」と呼ばれる、私たちの陸域帯水層の液体炭化水素ベースの類似体を抱えている可能性があります。地球上では、石油と天然ガスの貯留層は、地質学的なタイムスケールで確立された化学組成の垂直勾配を示しています。この作業では、Titanのプロセスが同様の状況につながる可能性がある条件を調査することを目的としています。Titanの可能なアルカノファーに関連するN_2+CH_4+C_2H_6液体混合物で、気圧拡散と熱拡散(ソレット効果)を含む数値モデルを構築しました。私たちの主な仮定は、透過性の低い多孔質マトリックスに閉じ込められた液体のリザーバーの存在です。分子のサイズが小さいため、エタンの質量がわずかに大きい場合でも、窒素はエタンよりも重力に敏感であるように見えます。等温地殻で見られるこの振る舞いは、地熱勾配の存在によって強化されます。数分の1メガ年から数十メガ年のタイムスケールで形成される垂直組成勾配は、分子拡散係数の影響を受けません。拡散中のアルカノファーの底にエタンが蓄積しないことがわかり、なぜエタンがタイタンの表面に観察されないのかという疑問が未解決のままになっています。アルカノファー液が水氷と接触している場合、一部の層を除いて、N_2が一般にC_2H_6のクラスレーションを妨げないことを確認しました。興味深いことに、希ガスがアルカノファーの底に容易に蓄積する可能性があることがわかりました。

ELT-METIS Iを使用した太陽系外惑星:6.5パーセク以内の星の周りの直接イメージング太陽系外惑星の収量の推定

Title Exoplanets_with_ELT-METIS_I:_Estimating_the_direct_imaging_exoplanet_yield_around_stars_within_6.5_parsecs
Authors Rory_Bowens,_Michael_R._Meyer,_C._Delacroix,_O._Absil,_R._van_Boekel,_S._P._Quanz,_M._Shinde,_M._Kenworthy,_B._Carlomagno,_G._Orban_de_Xivry,_F._Cantalloube,_P._Pathak
URL https://arxiv.org/abs/2107.06375
直接イメージングは​​、他の技術を補完する強力な太陽系外惑星発見技術であり、30メートルクラスの望遠鏡の時代に大きな期待を寄せています。宇宙ベースのトランジット調査は、太陽のような星の周りの小さな軌道半径での惑星の頻度の理解に革命をもたらしました。次世代の非常に大きな地上望遠鏡は、最も近い星の周りに$R<4R_\oplus$の惑星を直接画像化するための角度分解能と感度を備えています。ここでは、39mのヨーロッパ南天天文台(ESO)の超大型望遠鏡用に計画された中赤外線ELTイメージャおよび分光器(METIS)機器を使用して、太陽のような星の体積が制限されたサンプルの直接イメージング調査から収量を予測します。ELT)は、10年の終わりに向けて運用可能になると予想されています。ケプラーの発生率、6.5pc以内のスペクトルタイプA〜Kの星のサンプル、および補償光学を使用したコロナグラフイメージングから得られるものの高度なモデルに基づいてシミュレートされたコントラスト曲線を使用して、モンテカルロシミュレーションを使用してMETISからの期待収量を推定しました。N2バンド(10.10〜12.40$\mu$m)の惑星のMETIS予想収量は、1.14惑星であり、L(3.70〜3.95$\mu$m)およびM(4.70〜4.90$\mu$m)バンド。また、1時間の統合を想定して、バックグラウンド制限体制で少なくとも1つの木星惑星を検出する可能性が24.6\%であると判断しました。星ごとの収量を計算し、収量を増やすために最適な観測再訪問時間を推定しました。また、この調査の北半球バージョンを分析したところ、検討する価値のある追加のターゲットがあることがわかりました。結論として、限られた望遠鏡の時間で可能な収量を最大化することを目的とした観測戦略を提示し、N2バンドで1.48の予想される惑星をもたらします。

観測されたスーパーアースシステムの多様性に対するステラクラスタリングの影響:ステラフライバイによって開始された軌道ミスアラインメントの外側から内側へのカスケード

Title The_Impact_of_Stellar_Clustering_on_the_Observed_Multiplicity_of_Super-Earth_systems:_Outside-in_Cascade_of_Orbital_Misalignments_Initiated_by_Stellar_Flybys
Authors Laetitia_Rodet_and_Dong_Lai
URL https://arxiv.org/abs/2107.06412
最近の研究では、観測されたスーパーアース(SE)システムの多様性は、恒星のクラスター化と相関していることが示唆されています。高位相空間密度環境の星は、低密度フィールドの星と比較して、単一惑星系が過剰です。恒星のクラスター化は主に惑星系の外側部分に影響を与えると予想されるため、この相関関係は不可解です。ここでは、恒星のフライバイが最初は同一平面上にあるSEの相互傾斜を間接的に励起し、それらの同時通過ジオメトリを破壊する可能性を調べます。フライバイが外部の亜恒星コンパニオンの傾斜を励起し、それが摂動を内部のSEに伝播することを提案します。SEとコンパニオンの間の経年結合の分析計算と、恒星の遭遇の数値シミュレーションを使用して、SEの同時通過ジオメトリの破壊につながる惑星系ごとの「効果的な」フライバイの予想数を推定します。私たちの分析結果は、さまざまなSEおよびコンパニオンプロパティ(質量および準主軸)および星団パラメーター(密度、速度分散、および寿命)に対して簡単に再スケーリングできます。特定のSEシステムに対して、効果的なフライバイの最大数につながる最適なコンパニオンアーキテクチャが存在することを示します。これは、フライバイ断面とコンパニオンの内部システムへの影響との間のトレードオフに起因します。クラスターパラメーターの不確実性を条件として、SEシステムに単一の外部コンパニオンがある場合、このメカニズムは非効率的であると結論付けますが、密な星団で生まれた「SE+2コンパニオン」システムでは重要な役割を果たす可能性があります。

ホットジュピターの夜側の普遍的な雲の構成

Title A_Universal_Cloud_Composition_on_the_Nightsides_of_Hot_Jupiters
Authors Peter_Gao_and_Diana_Powell
URL https://arxiv.org/abs/2107.06417
ホットジュピターの昼と夜の気温は、大気中の熱輸送プロセスの診断になります。最近の観測によると、ホットジュピターの夜側は、3D全球循環モデルによって予測されたものよりも低い、広範囲の平衡温度(T$_{eq}$)に対してほぼ一定の1100Kです。ここでは、エアロゾル微物理モデルを使用して、ホットジュピターの観測された夜側の温度に対する夜側の雲の影響を調査します。ケイ酸塩が雲の組成を支配し、T$_{eq}$$\leq$2100Kのすべてのホットジュピターの夜側に光学的に厚い雲のデッキを形成していることがわかります。したがって、観測された夜側の温度は、の光学的厚さプロファイルによって制御されます。温度-圧力プロファイルに関するケイ酸塩雲。夜側の気温がT$_{eq}$とともに上昇すると、ケイ酸塩雲が上方に押し上げられ、観測によってより低い高度を調査する必要があります。T$_{eq}$による鉛直混合強度の増加と、より高い高度でのより高い堆積速度の競合する影響により、雲の鉛直範囲はほぼ一定のままです。これらの効果は、より高い星座レベルでの放射タイムスケールの減少によるT$_{eq}$による夜側の温度の本質的に微妙な上昇と組み合わされて、観測と一致する低く一定の夜側の光球温度につながります。我々の結果は、夜側の雲が消散すると、昼夜の温度コントラストが劇的に低下し、夜側の発光スペクトルが特徴のないものから特徴の豊富なものに移行することを示唆しています。また、ホットジュピターの夜間放射スペクトルの雲吸収特性は$\geq$100ppmに達するはずであり、JamesWebbSpaceTelescopeで観測できる可能性があると予測しています。

月の地球物理学ネットワークの着陸地点の科学的根拠

Title The_Lunar_Geophysical_Network_Landing_Sites_Science_Rationale
Authors Heidi_Fuqua_Haviland,_Renee_C._Weber,_Clive_R._Neal,_Philippe_Lognonn\'e,_Rapha\"el_F._Garcia,_Nicholas_Schmerr,_Seiichi_Nagihara,_Robert_Grimm,_Douglas_G._Currie,_Simone_Dell'Agnello,_Thomas_R._Watters,_Mark_P._Panning,_Catherine_L._Johnson,_Ryuhei_Yamada,_Martin_Knapmeyer,_Lillian_R._Ostrach,_Taichi_Kawamura,_Noah_Petro,_Paul_M._Bremner
URL https://arxiv.org/abs/2107.06451
月面地球物理ネットワーク(LGN)ミッションは、2030年に月に着陸し、4つの場所にパッケージを展開して、6〜10年間の地球物理測定を可能にすることが提案されています。長寿命の地球物理学的ネットワークで月面に戻ることは、月惑星科学を進歩させるための重要な次のステップです。LGNは、マントルの融解層、コアのサイズと状態を特定して特徴づけることにより、主にアポロに基づく深部月内部の知識を大幅に拡大します。ミッションの目的を達成するために、機器スイートは、補完的な地震、測地、熱流、および電磁気の観測を提供します。ネットワークランディングサイトの要件について説明し、これらの要件を満たすサンプルサイトを提供します。着陸地点の選択は、このミッションの策定を通じて引き続き最適化されます。可能性のあるサイトには、ProcellarumKREEPTerrane(PKT;(lat:$15^{\circ}$;long:$-35^{\circ}$)、SchickardBasin(lat:$-44.3^{\circ}$;long:$-55.1^{\circ}$)、CrisiumBasin(lat:$18.5^{\circ}$;long:$61.8^{\circ}$)、および向こう側のKorolevBasin(lat:$-2.4^{\circ}$;long:$-159.3^{\circ}$)。ネットワークの最適化では、ScSやPKPなどの地震コアフェーズを観測するのに最適な場所が考慮されます。光線経路密度と若い断層崖への近接性また、地震観測の機会を増やすために分析されます。地質学的制約により、ネットワークには最大の肢距離に少なくとも3つの近くのステーションが必要です。熱流と電磁測定は、テレーン境界から離れて、世界的な傾向を表す場所の磁気異常から取得する必要があります。。詳細なケーススタディがCrisiumに提供されています。さらに、最適な場所またはステーション数に満たない場合の科学的リターンの結果についても説明します。

OGLE-2017-BLG-1434Lb:ケック補償光学を使用したコールドスーパーアースの確認

Title OGLE-2017-BLG-1434Lb:_Confirmation_of_a_Cold_Super-Earth_using_Keck_Adaptive_Optics
Authors J.W._Blackman,_J.-P._Beaulieu,_A.A._Cole,_N._Koshimoto,_A._Vandorou,_A._Bhattacharya,_J.-B._Marquette,_D.P._Bennett
URL https://arxiv.org/abs/2107.06510
マイクロレンズイベントOGLE-2017-BLG-1434は、惑星とホストの星の質量比が$q<1\times10^{-4}$の11個のマイクロレンズ惑星の1つである冷たいスーパーアース惑星を特徴としています。Keck/NIRC2の近赤外補償光学測光を使用して、レンズホストに追加の質量距離制約を提供します。$K_L=16.96\pm0.11$を超えるフラックスを決定することができます。これは、おそらく完全にレンズスターに由来します。これを大きなアインシュタインの環半径、$\theta_E=1.40\pm0.09\;mas$およびOGLE視差からの制約と組み合わせると、このイベントが質量$m_p=4.43\pm0.25M_\odot$のスーパーアースであることを確認します。このシステムは地球から$D_L=0.86\pm0.05\、kpc$の距離にあり、レンズの星の質量は$M_L=0.234\pm0.012M_\odot$です。星と惑星の質量比が$q=0.57\times10^{-4}$の場合、OGLE-2017-BLG-1434は惑星とホストの質量比のべき乗則の変曲点の近くにあることを確認します。

化石:I。木星のトロヤ群のスピンレート制限

Title FOSSIL:_I._The_Spin_Rate_Limit_of_Jupiter_Trojans
Authors Chan-Kao_Chang,_Ying-Tung_Chen,_Wesley_C._Fraser,_Fumi_Yoshida,_Matthew_J._Lehner,_Shiang-Yu_Wang,_JJ_Kavelaars,_Rosemary_E._Pike,_Mike_Alexandersen,_Takashi_Ito,_Young-Jun_Choi,_A._Paula_Granados_Contreras,_Youngmin_JeongAhn,_Jianghui_Ji,_Myung-Jin_Kim,_Samantha_M._Lawler,_Jian_Li,_Zhong-Yi_Lin,_Patryk_Sofia_Lykawka,_Hong-Kyu_Moon,_Surhud_More,_Marco_Munoz-Gutierrez,_Keiji_Ohtsuki,_Tsuyoshi_Terai,_Seitaro_Urakawa,_Hui_Zhang,_Hai-Bin_Zhao,_and_Ji-Lin_Zhou._The_FOSSIL_Collaboration
URL https://arxiv.org/abs/2107.06685
53個の小さな(直径$2<D<40$km)木星のトロヤ群(JT)の自転周期は、スバル/ハイパーSuprime-Cam集中プログラムであるFOSSILフェーズI調査によって得られた高ケイデンス光度曲線を使用して導き出されました。これらは、$D<10$kmのJTで測定された最初の報告期間です。以前に公開された5時間の結果(Ryanetal。2017;Szaboetal。2017、2020)がより大きなJTで見つかったのではなく、4時間近くにローテーション期間の下限が見つかりました。JTのラブルパイル構造を想定すると、このスピン速度制限に耐えるには0.9gcm$^{-3}$のかさ密度が必要であり、値$0.8-1.0$gcm$^{-3}$と一致します(Marchisetal。2006;Muelleretal。2010;Buieetal。2015;Berthieretal。2020)バイナリJTシステム(617)Patroclus-Menoetiusシステムから派生。

Sタイプワイドバイナリの歳差運動ディスクにおける惑星移動

Title Planetary_migration_in_precessing_disks_for_S-type_wide_binaries
Authors Arnaud_Roisin_and_Jean_Teyssandier_and_Anne-Sophie_Libert
URL https://arxiv.org/abs/2107.06832
過去数年間に多数の周辺惑星が発見されたことで、連星系における惑星形成の問題が浮き彫りになりました。原始惑星系円盤の段階での、巨大惑星上の連星の重要な動的影響は、以前、幅の広い連星で強調されていました。特に、高度に傾斜した連星コンパニオンは、Lidov-Kozai共鳴を介して、ディスクと惑星に摂動を誘発する可能性があり、形成プロセスを阻害する可能性があります。この研究では、惑星に作用する円盤の重力ポテンシャルと、円盤上の節点歳差運動\textbf{1000AUの分離を伴う広い連星コンパニオンによって引き起こされる}が、移動する際のLidov-Kozai摂動を抑制するように作用する方法を研究することを目的としています。巨大な惑星。$N$-bodyシミュレーションに適した、質量が減少し、幅の広いバイナリコンパニオンによって摂動された、厳密に歳差運動するディスクの場合の、昇交点のディスクの傾きと経度の進化に関する新しい近似式を導き出します。バイナリコンパニオンに対して、いくつかの離心率と傾斜値を使用して3200のシミュレーションを実行します。惑星上のディスクによって及ぼされる重力と減衰力は、後者を前者のミッドプレーンに保持する傾向があり、ディスクフェーズ中に惑星がリドフ-古在共鳴にロックされるのを防ぐことによって、バイナリコンパニオンの効果を抑制します。また、連星によって引き起こされるノードの歳差運動のために、傾斜した連星の伴星を持つ一次惑星の原始的なスピン軌道相互作用が生成される可能性があることも確認します。

オウムアムアの可能な太陽系アナログ組成への応用を伴う細長いマイナーボディのスピンダイナミクスについて

Title On_The_Spin_Dynamics_of_Elongated_Minor_Bodies_with_Applications_to_a_Possible_Solar_System_Analogue_Composition_for_`Oumuamua
Authors Darryl_Seligman,_W._Garrett_Levine,_Samuel_H._C._Cabot,_Gregory_Laughlin_and_Karen_Meech
URL https://arxiv.org/abs/2107.06834
最初の恒星間天体である1I/2017U1(`オウムアムア)は、極端なアスペクト比、典型的な彗星の揮発性物質の欠如、ケプラーの軌道からの逸脱など、いくつかのユニークな特性を示しました。何人かの著者は、非重力加速度が彗星のガス放出または放射圧のいずれかによって引き起こされたと仮定しました。ここでは、高表面積の分数活動と放射圧の作用下でのオウムアムアのスピンダイナミクスを調査します。照射面を横切って移動する一連の一時的なジェットは、スピン速度の経年的な増加をもたらさないことを示します。ジェットを覆う表面のダイナミクスを近似する3Dタンブリングシミュレーションを作成し、結果として得られる合成光度曲線とピリオドグラムが観測結果と合理的に一致していることを示します。さらに、放射圧も安定したスピン状態を生成することを示します。一酸化炭素(CO)は、$\textit{Spitzer}$による放出が検出されなかったため、促進剤の可能性として却下されましたが、CO氷の適度な被覆率を特徴とする表面からのガス放出は、-想定されるかさ密度と表面アルベドのもっともらしい範囲の弾道ダイナミクス。ただし、CO排出量の$\textit{Spitzer}$上限は、加速を提供するために必要なCO生成と一致していません。それにもかかわらず、その場限りの、しかし物理的にもっともらしい説明は、軌道が監視されている間、活動レベルが大きく変化したということです。Michelietal。で発表された位置天文解析を再現します。(2018)、そして非重力加速度がガス放出の確率的変化と一致していたことを確認します。

Ia型超新星光度標準化プロセスの強い前駆体年齢依存性と宇宙論における不一致の発見

Title Discovery_of_strong_progenitor_age_dependence_of_type_Ia_supernova_luminosity_standardization_process_and_discordance_in_cosmology
Authors Young-Wook_Lee,_Chul_Chung,_Pierre_Demarque,_Seunghyun_Park,_Junhyuk_Son,_Yijung_Kang
URL https://arxiv.org/abs/2107.06288
超新星(SN)宇宙論は、Ia型SN光度標準化における幅-光度関係(WLR)および色-光度関係(CLR)が前駆体の年齢によって変化しないという仮定に基づいています。この予想とは異なり、ホスト銀河の星の種族の最近の年代測定は、前駆体の年齢とハッブル残差(HR)の間に有意な相関関係を示しています。しかし、この相関関係がSNの光度標準化プロセスからどのように発生し、これが宇宙論の結果にどのように影響するかは明らかではありませんでした。ここでは、この相関関係が、WLRとCLRの強い前駆体年齢依存性に起因することを示します。つまり、若い前駆体からのSNeは、与えられた光度曲線パラメーター$x_1$と$c$でそれぞれ暗くなります。これは、バードが2つのケフェイド周期-光度関係を発見したことを彷彿とさせます。そのため、SN宇宙論の赤方偏移を伴う深刻な構造的偏りを引き起こします。他のホストプロパティは、同じデータセットのWLRとCLRの違いが大幅に小さく、重要ではないことを示しています。WLRとCLR、および標準化後のHRの高$z$と低$z$SNeの違いは、中間赤方偏移の対応する若いSNeと古いSNeの違いに完全に匹敵することを示しています。赤方偏移を伴うSNeの観測された調光は、光度標準化における過剰補正のアーティファクトである可能性が最も高いです。赤方偏移を伴うこの体系的なバイアスを適切に考慮に入れると、宇宙の加速の証拠がまったくまたはほとんど残っておらず、一致モデルの基礎の1つに深刻な問題を提起しています。

数十億の粒子シミュレーションによる衛星合併のローカルおよびグローバルな運動学的特徴の解決

Title Resolving_local_and_global_kinematic_signatures_of_satellite_mergers_with_billion_particle_simulations
Authors Jason_A._S._Hunt,_Ioana_A._Stelea,_Kathryn_V._Johnston,_Suroor_S._Gandhi,_Chervin_F._P._Laporte_and_Jeroen_Bedorf
URL https://arxiv.org/abs/2107.06294
この作品では、いて座のような矮小銀河と天の川のような円盤銀河の融合の2つの新しい$\sim10^9$粒子の自己無撞着なシミュレーションを提示します。1つのモデルは、厚い円盤を作成する激しい合併と、残骸のようなガイア-エンセラダス/ソーセージです。もう1つは非常に安定したディスクで、位相空間の解像度が向上したことで、$z-v_zなどの天の川の小さな局所ボリュームで観察された構造の形成と進化をよりよく調べることができることを示しています。以前の作品と比較した場合の$v_{\mathrm{R}}-v_{\phi}$平面での$位相スパイラルとクラスタリング。ローカルの$z-v_z$位相スパイラルは、ディスク全体のグローバルな非対称性と明確に関連しています。呼吸と曲げの動作にそれぞれ関連する2アームと1アームの両方の位相スパイラルが見つかります。ヘラクレスのような移動グループは一般的であり、シミュレーションのローカルデータサンプルの$v_{\mathrm{R}}-v_{\phi}$にクラスター化されています。これらのグループは内側の銀河から外側に移動し、銀河の棒がない場合でも観測された金属量の傾向と一致します。現在、比較のために、乱されていない銀河とともに、最適な「現在」の合併スナップショットをリリースしています。

z〜8でのイオン化炭素放出の検出

Title The_Detection_of_Ionized_Carbon_Emission_at_z~8
Authors Michael_W._Topping,_Alice_E._Shapley,_Daniel_P._Stark,_Ryan_Endsley,_Brant_Robertson,_Jenny_E._Greene,_Steven_R._Furlanetto,_Mengtao_Tang
URL https://arxiv.org/abs/2107.06295
AEGIS分野の3つの$z\sim8$銀河候補について、[CIII]、CIII]$\lambda\lambda1907,1909$ダブレットをカバーする深いKeck/MOSFIRE$H$バンド分光観測を提示します。2つの銀河での非検出に加えて、銀河AEGIS-33376の[CIII]$\lambda1907$のこれまでで最も高い赤方偏移検出の1つを取得し、$z_{\rmspec}=7.945\pm0を見つけます。001$。[CIII]$\lambda$1907フラックス$2.24\pm0.71\times10^{-18}\mbox{erg}\mbox{s}^{-1}\mbox{cm}^{-2}$を測定します、1行の残りのフレームの等価幅$20.3\pm6.5\unicode{x212B}$に対応します。強いスカイライン汚染に基づくCIII]$\lambda1909$の上限がそれほど制約されていないことを考えると、[CIII]$\lambda$1907/CIII]$\lambda1909$ダブレット比を1.5と仮定し、合計[CIII]、CIII]$\lambda\lambda1907,1909$等価幅$33.7\pm10.8\unicode{x212B}$。時間と観測条件に基づいて分割された生データの複数のサブセットに対して同じ削減と分析を繰り返し、[CIII]$\lambda1907$放出が観測全体でAEGIS-33376に存在することを確認します。また、データのさまざまなサブセットでの[CIII]$\lambda1907$検出の重要性が、同じマルチスリットマスクで検出されたより明るい発光機能の重要性を追跡していることも確認しました。これらの複数のテストは、観測された輝線が実際のものであり、$z\sim8$ターゲットに関連付けられていることを示唆しています。AEGIS-33376で強く観察された[CIII]、CIII]$\lambda\lambda1907,1909$は、AGNの寄与は可能ですが、低金属量、高イオン化パラメーター、およびハードイオン化スペクトルのISM条件を示している可能性があります。この単一の検出は、$z>7$での現在のサンプル[CIII]、CIII]$\lambda\lambda1907,1909$検出の大幅な増加を表し、$\textit{JWST}$はそのような測定の最初の統計サンプルを提供しますこれらの赤方偏移で。

確率分布関数

Title Probabilistic_distribution_functions
Authors Jun_Yan_Lau_and_James_Binney
URL https://arxiv.org/abs/2107.06298
観測されたクラスターは、分布関数をシステムのノーマルモードの励起の程度を定量化する確率変数と見なしてモデル化する必要があります。DFの空間の正準座標系が識別されるため、DFに一貫した方法で重みを付けることができます。

SkyMapperDR1.1からの最も金属量の少ない候補の高解像度分光学的フォローアップ

Title High_resolution_spectroscopic_follow-up_of_the_most_metal-poor_candidates_from_SkyMapper_DR1.1
Authors D._Yong,_G._S._Da_Costa,_M._S._Bessell,_A._Chiti,_A._Frebel,_X._Gao,_K._Lind,_A._D._Mackey,_A._F._Marino,_S._J._Murphy,_T._Nordlander,_M._Asplund,_A._R._Casey,_C._Kobayashi,_J._E._Norris_and_B._P._Schmidt
URL https://arxiv.org/abs/2107.06430
$-$4.1$<$[Fe/H]$<$$-$2.1にまたがる150の金属量の少ない銀河系の星の21の元素(LiからEuまで)の化学物質の存在量を示します。ターゲットはSkyMapper調査から選択され、[Fe/H]$\le$$-$3の90個のオブジェクトが含まれ、そのうち約15個は[Fe/H]$\le$$-$3.5です。サンプルを以前の研究と組み合わせると、金属量分布関数のべき乗則の傾きが$\Delta$(logN)/$\Delta$[Fe/H]=1.51$\pm$0.01dexperであることがわかります。$-$4$\le$[Fe/H]$\le$$-$3の範囲のdex。サンプルに炭素が強化された金属量の少ない星が7つしかないため、SkyMapperフィルターに基づく金属量の少ない星の選択は、[Fe/H]$>$$-$3.5の炭素量の多い星に対して偏っています。窒素を測定できた20個の天体のうち、11個は窒素で強化された金属量の少ない星です。サンプル内では、高いNEMP比率(55\%$\pm$21\%)は、予測値の上限範囲(12\%〜35\%)と互換性があります。化学物質の存在比[X/Fe]と[Fe/H]は、金属量の少ない星や銀河系の化学進化モデルに関する以前の研究と同様の傾向を示しています。9つの新しいrI星、4つの新しいr-II星の発見を報告します。そのうちの1つは最も金属量が少なく、[$\alpha$/Fe]$\le$0.15の9つの低$\alpha$星です。また、[Zn/Fe]=+1.4および[Sr/Fe]=+1.2であるが、通常の[Ba/Fe]を持つ1つの異常な星もあります。最後に、サンプルを文献データと組み合わせて、天の川銀河の初期の化学的濃縮の最も広範なビューを提供します。

散開星団によって明らかにされた天の川の局所的な渦巻き構造の進化

Title Evolution_of_the_local_spiral_structure_of_the_Milky_Way_revealed_by_open_clusters
Authors C._J._Hao,_Y._Xu,_L._G._Hou,_S._B._Bian,_J._J._Li,_Z._Y._Wu,_Z._H._He,_Y._J._Li,_D._J._Liu
URL https://arxiv.org/abs/2107.06478
私たちの天の川の渦巻腕の構造と進化は、天文学における基本的ですが長年の質問です。特に、渦巻腕の寿命はまだパズルであり、観測から十分に制約されていません。この作業では、散開星団の大規模なカタログを使用してこれらの問題を調査することを目指しています。GaiaEDR3に基づいて3794散開星団のカタログを編集しました。これらのクラスターの大部分は、視差、固有運動、および視線速度を正確に決定しています。これらの散開星団の年齢パラメーターは、参照から収集されるか、この作業で計算されます。近くのスパイラル構造とその進化を理解するために、散開星団のサブサンプルの分布、運動学的特性、垂直分布、および回帰特性を分析しました。近くの渦巻腕は長寿命の渦巻パターンと互換性があり、過去8000万年の間ほぼ安定していた可能性があるという証拠が見つかりました。特に、私たちの太陽が現在位置しているローカルアームも、自然界で長寿命であり、おそらく天の川の主要なアームセグメントであることが示唆されています。近くの渦巻腕の進化的特徴は、動的渦巻メカニズムが私たちの銀河に普及していない可能性があることを示しています。代わりに、密度波理論は散開星団の観測特性とより一致しています。

QuasarUM675のMini-BALシステムに適合するMCMCベースのフォークトプロファイル

Title MCMC-based_Voigt_Profile_fitting_to_a_Mini-BAL_System_in_the_Quasar_UM675
Authors Dai_Ishita,_Toru_Misawa,_Daisuke_Itoh,_Jane_C._Charlton,_Michael_Eracleous
URL https://arxiv.org/abs/2107.06496
マルコフ連鎖モンテカルロ(MCMC)法と組み合わせたベイズアプローチと、クエーサースペクトルの狭い吸収線(NAL)のプロファイルをフィッティングするための最尤統計を紹介します。この方法では、異なる吸収体間のオーバーラップも組み込まれています。モデルを「ミニブロード」(ミニBAL)および4。24年の休止フレーム間隔で取得されたクエーサーUM675の4つのスペクトルの6つのNALプロファイルに適合させることにより、この方法を説明およびテストします。私たちのフィッティング結果は、ハマンらによるこのクエーサーのミニBALシステムの過去の結果と一致しています。(1997b)。また、CIVおよびNVmini-BALの2つの狭いコンポーネントのカバーファクター($C_{\rmf}$)と、広いコンポーネントとのオーバーラップカバーファクターを測定します。$C_{\rmf}$(NV)は、広いコンポーネントでは常に$C_{\rmf}$(CIV)よりも大きいのに対し、mini-BALシステムの狭いコンポーネントでは逆になります。これは、広い成分と狭い成分が異なる半径距離のガスに由来する場合に説明できますが、同じ距離であるが異なるガス密度(つまり、イオン化状態)のガスによって生成されたものである可能性が高いようです。$C_{\rmf}$(CIV)と$C_{\rmf}$(NV)の両方が変動するため、ミニBALシステムの広い吸収成分でのみ検出される変動はおそらくガスの動きによるものです。複数の吸収雲(つまり、広いコンポーネントと2つの狭いコンポーネント)が視線に沿って重なっていることを初めて確認しました。新しい方法は、以前の方法と比較してフィッティング結果を大幅に改善すると結論付けます。

PG 1114 +445の可変イオン化吸収体からのX線不明瞭化

Title X-ray_obscuration_from_a_variable_ionized_absorber_in_PG_1114+445
Authors R._Serafinelli,_V._Braito,_P._Severgnini,_F._Tombesi,_G._Giani,_E._Piconcelli,_R._Della_Ceca,_F._Vagnetti,_M._Gaspari,_F._G._Saturni,_R._Middei,_A._Tortosa
URL https://arxiv.org/abs/2107.06584
流出ガスの光イオン化吸収体は、活動銀河核(AGN)のX線スペクトルによく見られます。これらの吸収体のほとんどが大幅に変動することはめったにありませんが、一部のイオン化された不明瞭化物質は、広範囲の時間スケールでカラム密度を大幅に変化させることがますます見出されています。これらの$N_\text{H}$のバリエーションは、吸収体の不器用な性質の特徴と見なされることがよくあります。ここでは、タイプ1クエーサーPG1114+445の新しいNeilGehrelsSwiftObservatoryキャンペーンの分析を示します。これは、以前にそのスペクトルで検出された多相流出吸収体の時間発展を調査するために観測されました。分析されたデータセットは22の観測値で構成され、合計露出は$\sim90$ksで、約$20$か月に及びます。キャンペーン全体を通して、このクエーサーの以前のすべてのX線観測に関して異常に低いフラックス状態を報告します。積み重ねられたスペクトルの分析から、カラム密度が$\log(N_\text{H}/\text{cm}^{-2})=22.9^{+0.3}_{-0.1の完全に覆われた吸収体が見つかります。}$。これは、以前の観測で測定されたカラム密度よりも1桁高くなっています。これは、既知の吸収体のバリエーション、またはX線放射源を覆っている新しい吸収体によるものです。$\log(\xi/\text{ergcms}^{-1})=1.4^{+0.6}_{-0.2}$のイオン化パラメータも見つかります。不明瞭化がキャンペーンの全期間、つまり$20$か月以上続くと仮定すると、$r\gtrsim0.5$pcにあるイオン化された塊の最小距離を推定します。

Aurigaプロジェクトからのシミュレートされた天の川型銀河の高解像度合成UVサブミリ波画像

Title High-resolution_synthetic_UV-submm_images_for_simulated_Milky_Way-type_galaxies_from_the_Auriga_project
Authors Anand_Utsav_Kapoor,_Peter_Camps,_Maarten_Baes,_Ana_Trcka,_Robert_J.J._Grand,_Arjen_van_der_Wel,_Luca_Cortese,_Ilse_De_Looze,_Daniela_Barrientos
URL https://arxiv.org/abs/2107.06595
SKIRT放射伝達コードで計算された、Aurigaプロジェクトの30個の銀河のダスト減衰とダスト放出を考慮した赤方偏移ゼロの合成観測データを提示します。後処理手順には、星形成領域、恒星源、およびダスト粒子の確率的加熱を考慮した拡散ダストのコンポーネントが含まれます。これにより、紫外線からサブミリメートルの波長まで、リアルな高解像度のブロードバンド画像とフラックスを取得できます。拡散ダスト成分については、シミュレーションでガスセルにダストを割り当てるための2つのメカニズムを検討します。ある場合には、最も密度の高いまたは最も冷たいガスセルのみにほこりを入れることができますが、他の場合には、この条件を緩和して、より多くのほこりを含むセルを許可します。後者のアプローチは、放射状の塵の範囲が大きく、らせん間領域での塵の存在が強化された銀河を生み出します。世界規模で、SEDフィッティングを使用してダストスケーリング関係を導き出すことにより、Auriga銀河を観測と比較します。分解されたスケールで、DustPedia観測データベースからの9つのよく分解された渦巻銀河との多波長形態学的比較を行います。両方のダスト割り当て方法について、ぎょしゃ座銀河は観測されたダスト特性と全体的によく一致しているものの、わずかに高い比ダスト質量を示していることがわかります。多波長形態素解析は、オーリガと光波長で観測された銀河との間の良好な一致を明らかにしています。中赤外線と遠赤外線の波長では、Auriga銀河は、観測された銀河と比較して、より小さく、より中央に集中しているように見えます。一般的に使用されている50個のブロードバンドフィルターでマルチオブザーバー画像とフラックスを公開しています。

ディープラーニングによるセイファート銀河の分類

Title Classifying_Seyfert_galaxies_with_deep_learning
Authors Yen_Chen_Chen
URL https://arxiv.org/abs/2107.06653
セイファート銀河のサブクラスの従来の分類は、目視検査、またはバルマー系列と禁制線の間のフラックス比として定義された量を使用することです。深層学習のアルゴリズムの1つは、畳み込みニューラルネットワーク(CNN)であり、成功した分類結果を示しています。セイファート1.9スペクトルとセイファート2銀河を区別するために、1次元のCNNモデルを構築します。私たちのモデルは、80%を超える精度でセイファート1.9とセイファート2のスペクトルを認識し、目視検査で見逃された追加のセイファート1.9サンプルを選択できることがわかりました。新しいSeyfert1.9サンプルを使用して、モデルのパフォーマンスを向上させ、Seyfert1.9の91%の精度を取得します。これらの結果は、私たちのモデルがセイファート2スペクトルの中からセイファート1.9スペクトルを選択できることを示しています。セイファート1.9銀河のH{\alpha}輝線を、2つのガウス成分をフィッティングすることによって分解し、線幅とフラックスを導き出します。新しいセイファート1.9サンプルの広いH{\alpha}成分の速度分布は、上端に向かって伸びる尾を持ち、新しいセイファート1.9サンプルの光度は元のセイファート1.9サンプルよりもわずかに弱いことがわかります。この結果は、私たちのモデルが比較的弱い広いH{\alpha}成分を持つソースを選択できることを示しています。さらに、セイファート1.9サンプルのホスト銀河形態の分布をチェックし、ホスト銀河形態の分布が大きなバルジ銀河によって支配的であることを発見しました。最後に、H{\alpha}輝線を測定した1297セイファート1.9銀河のオンラインカタログを紹介します。

カリーナ星雲複合体とガム31-IIにおける大規模な星形成。ガム31での雲と雲の衝突

Title Massive_star_formation_in_the_Carina_nebula_complex_and_Gum_31_--_II._a_cloud-cloud_collision_in_Gum_31
Authors Shinji_Fujita,_Hidetoshi_Sano,_Rei_Enokiya,_Katsuhiro_Hayashi,_Mikito_Kohno,_Kisetsu_Tsuge,_Kengo_Tachihara,_Atsushi_Nishimura,_Akio_Ohama,_Yumiko_Yamane,_Takahiro_Ohno,_Rin_I._Yamada,_Yasuo_Fukui
URL https://arxiv.org/abs/2107.06671
ガム31への12CO(J=1-0)、13CO(J=1-0)、および12CO(J=2-1)放出データの分析結果を示します。速度が分離された3つの分子雲がで検出されました。-25、-20、および-10km/s。ガム31の分子雲の速度構造は、膨張運動として解釈することはできません。そのうちの2つ、-25km/sの雲と-20km/sの雲は、12CO(J=2-1)/12CO(J=1-0)の強度比が高いため、ガム31に関連付けられている可能性があります。。これらの2つの雲は、雲と雲の衝突(CCC)の観測シグネチャを示していることがわかりました。位置速度図では、相補的な空間分布とV字型の構造(橋の特徴)です。さらに、それらの形態と速度構造は、以前の研究で実施された数値シミュレーションと非常に似ています。-25km/sの雲と-20km/sの雲が衝突し、ガム31で大質量星系HD92206の形成を引き起こしたシナリオを提案します。このシナリオは、中心からの星のオフセットを説明できます。同時にガム31の形態。衝突の経路長と想定される速度分離の比率を使用して、衝突のタイムスケールは約1Myrと推定されました。これは、以前の研究でのカリーナ星雲複合体のCCCのそれと一致しています。

IBISCO調査:I。セイファート銀河Markarian509の多相円盤と風

Title The_IBISCO_survey:_I._Multiphase_discs_and_winds_in_the_Seyfert_galaxy_Markarian_509
Authors M.V._Zanchettin,_C._Feruglio,_M._Bischetti,_A._Malizia,_M._Molina,_A._Bongiorno,_M._Dadina,_C._Gruppioni,_E._Piconcelli,_F._Tombesi,_A._Travascio_and_F._Fiore
URL https://arxiv.org/abs/2107.06756
アルマCO(2-1)輝線と270pcの空間分解能でMrk509の基礎となる1.2mmの連続体の分析を提示します。光学的に回転楕円体として分類されるこの局所セイファート1.5銀河は、核と銀河の両方のスケールで、イオン化された円盤、スターバーストリング、およびイオン化されたガス風をホストすることが知られています。CO(2-1)から、サイズ5.2kpcのディスク内にある、$M_{dynの分子ガス質量$M_{H_2}=1.7\times10^9\、\rmM_{\odot}$を推定します。}$=(2.0$\pm$1.1)$\times$$10^{10}\、\rmM_{\odot}$は$44\pm10$度で傾斜しています。ディスク内の分子ガスの割合は$\mu_{gas}=5\%$です。r=700pc内の核領域のガス運動学は、歪んだ核ディスクの存在を示唆しています。スターバーストリングで進行中の星形成を伴う分子ディスクの存在と、マイナーな合併の兆候の両方が、銀河の合体がガスの不安定化を引き起こし、星形成とAGN活動の両方を供給するシナリオと一致しています。分子ディスク全体の空間分解されたToomreQパラメータは$Q_{gas}=0.5-10$の範囲にあり、ディスクがスターバーストリング全体でわずかに不安定であり、核および偏ったリングで安定していることを示しています-スターバーストリングの内側にある構造のようなものです。複雑な分子ガス運動学と重大な運動学摂動が2つの場所で見つかります。1つは原子核から300pc以内、もう1つは$Q_{gas}$が高い領域の近くにあります。これは分子風と解釈されます。総分子流出率は6.4-17.0$\rmM_\odot/yr$の範囲です。分子風の総運動エネルギーは、0.06〜0.5の範囲の$\dot{P}_{of}/\dot{P}_{rad}$でAGNによって駆動される多相運動量保存風と一致しています。内部分子風とイオン化風の空間的重なり、およびそれらの同様の速度は、多相AGN駆動風内の冷却シーケンスを示唆しています。

潮汐破壊現象からの流出に対する無線の制約

Title Radio_constraint_on_outflows_from_tidal_disruption_events
Authors Tatsuya_Matsumoto,_Tsvi_Piran
URL https://arxiv.org/abs/2107.06289
潮汐破壊現象(TDE)による電波フレアは、一般に、流出と周囲の核周囲媒体(CNM)との相互作用から生じる放射光として解釈されます。明確なスペクトルピークがない場合、または上限がある場合でも適用できるように、一般的な等分配分析を一般化します。検出されたイベントの場合、流出の速度$v$と立体角$\Omega$、$\simeqv\Omega^{a}$($a\simeq0.5$)の組み合わせに下限があることを示します。)流出のプロパティを制約します。TDEに伴ういくつかの可能な流出コンポーネントを考慮すると、次のことがわかります。$v\sim10^4\、\rmkm\、s^{-1}$および$\Omega=4\pi$のディスク風などの等方性流出は簡単に可能です。観測されたフレアを生成します。束縛されていない破片のバウショックはくさびのような形状をしており、$\Omega\gtrsim1$で厚くなければならず、その質量の一部($\gtrsim0.01\、M_{\odot}$)はで移動する必要があります。$v\gtrsim2\times10^4\、\rmkm\、s^{-1}$;ジェットなどの円錐形のニュートン流出も電波源になる可能性がありますが、速度とCNM密度の両方が、等方性風の流出よりも$\sim(\Omega/4\pi)^{-0.5}$の係数で大きくなる必要があります。CNM密度の制限は、通常、シンクロトロン放射を放出しない非相対論的電子を無視した以前の分析で見つかった制限の30〜100倍です。$v$と$\Omega$が知られていない限り、無線観測だけではCNM密度を決定できないことを示します。また、後期(TDEの数年後)の無線上限は、TDESwJ1644+57で観測されたようなエネルギッシュな$\sim10^{51-52}\、\rmerg$の相対論的ジェットを除外していることもわかりました。、そのようなジェットがまれであることを意味します。

AMS-02データによるパルサー集団からの陽電子放出の抑制

Title Constraining_positron_emission_from_pulsar_populations_with_AMS-02_data
Authors Luca_Orusa,_Silvia_Manconi,_Fiorenza_Donato,_Mattia_Di_Mauro
URL https://arxiv.org/abs/2107.06300
陽電子の宇宙線フラックスは、宇宙搭載粒子分光計AMS-02によって高精度に測定されます。パルサー星雲(PWNe)が、ポジトロン($e^+$)宇宙線フラックスの過剰に大きく寄与する可能性があるという仮説は、数個のTeVエネルギーでの$\gamma$線放出の観測後に統合されました。ゲミンガとモノジェムPWNeの周りの度のサイズ。この作業では、ATNFカタログの不完全性を克服するために、銀河内の位置、固有の物理的特性、ペア放出モデルにさまざまな分布を採用して、銀河パルサー集団の大規模なシミュレーションを行います。$e^+$AMS-02データを、一次宇宙線と星間物質との衝突による二次成分と一緒に適合させます。いくつかの模擬銀河には、観測された$e^+$フラックスを、通常は少数の明るい光源によって説明できるパルサー集団があることがわかります。$e^+$フラックスを支配するパルサーの物理的パラメーターを決定し、動径分布、スピンダウン特性、銀河伝播シナリオ、および$e^+$放出時間に対するさまざまな仮定の影響を評価します。

Insight-HXMTで観察された硬X線モジュレーション状態のMAXIJ1631-479の広帯域変動研究

Title Broadband_variability_study_of_MAXI_J1631-479_in_its_Hard-Intermediate_State_observed_with_Insight-HXMT
Authors Q.C._Bu,_S.N._Zhang,_A._Santangelo,_T.M._Belloni,_L._Zhang,_J.L._Qu,_L._Tao,_Y._Huang,_X._Ma,_Z.S._Li,_S._Zhang,_L._Chen_and_the_Insight-HMXT_collaboration
URL https://arxiv.org/abs/2107.06333
Insight-HardX-rayModulationTelescope(Insight-HXMT)のデータを使用して、2月11日から4月9日までの2019年の爆発時のブラックホールX線過渡MAXIJ1631-479のエネルギー分解ブロードバンドタイミング分析を報告します。これは、ソースをハード中間状態からソフト状態にキャッチしました。高エネルギーでのInsight-HXMTの大きな有効領域のおかげで、最大100keVの高速変動のエネルギー依存性を示すことができます。周波数が4.9Hzから6.5Hzの間で変化するタイプCの準周期的振動(QPO)は、1〜100keVのエネルギー帯域で観察されます。QPOフラクショナルrmsは、光子エネルギーが1keVから約10keVまで増加し、ほぼ一定のまま、約10keVから約100keVまで増加しますが、フラットトップノイズのrmsは、最初に1keVから約8keVまで増加し、その後低下します。〜30keVを超えると0.1%未満になります。30keVを超える広帯域変動の消失は、コンプトン化プラズマの非熱的加速によって引き起こされる可能性があることを示唆しています。同時に、QPOは、小規模ジェットまたはホットインナーフローモデルのいずれかの歳差運動によって生成される可能性があります。

ブレーザーハドロンコード比較プロジェクト

Title The_Blazar_Hadronic_Code_Comparison_Project
Authors Matteo_Cerruti,_Michael_Kreter,_Maria_Petropoulou,_Annika_Rudolph,_Foteini_Oikonomou,_Markus_B\"ottcher,_Stavros_Dimitrakoudis,_Anton_Dmytriiev,_Shan_Gao,_Apostolos_Mastichiadis,_Susumu_Inoue,_Kohta_Murase,_Anita_Reimer,_Joshua_Robinson,_Xavier_Rodrigues,_Walter_Winter,_Andreas_Zech,_Natalia_\.Zywucka
URL https://arxiv.org/abs/2107.06377
ブレーザーハドロンモデルは、レプトンモデルの代替として過去数十年で開発されてきました。ハドロンモデルでは、ガンマ線放射は、陽子によるシンクロトロン放射、および/または陽子-光子相互作用で生成される二次レプトンに関連付けられています。光子とともに、ハドロン放出モデルはニュートリノの放出を予測します。ニュートリノは、したがって、ブレーザージェットの相対論的ハドロンを加速するための喫煙銃です。陽子-光子相互作用および関連するすべての放射プロセスのシミュレーションは複雑な数値タスクであり、問​​題に対するさまざまなアプローチが文献で採用されています。これまでのところ、異なるコード間の体系的な比較は行われておらず、数値シミュレーションの根本的な不確実性を明確に理解することはできません。このギャップを埋めるために、ブレーザーハドロンコードの最初の包括的な比較を実施しました。この取り組みの結果は、この寄稿で紹介されます。

チベットAS-ガンマデータからの高銀河緯度PeVガンマ線フラックスの新しい制限

Title New_limit_on_high_Galactic_latitude_PeV_gamma-ray_flux_from_Tibet_AS-gamma_data
Authors A.Neronov,_D.Semikoz,_Ie.Vovk
URL https://arxiv.org/abs/2107.06541
チベットAS-ガンマコラボレーションは最近、銀河面の一部から最大PeVのエネルギーを持つガンマ線の検出を報告しました。チベットAS-ガンマ実験によるガンマ線フラックスの分析は、100TeV〜1PeVのエネルギー範囲における高銀河緯度(|b|>20度)からの拡散ガンマ線フラックスの上限も意味することに気づきました。この境界は、GRAPES3、KASCADE、およびCASA-MIAの実験から以前に導出された境界よりも桁違いに強力です。近くの宇宙線源からのマルチメッセンジャー(ガンマ線とニュートリノ)放出、暗黒物質の崩壊、および大規模な宇宙線ハローの考えられるメカニズムの文脈で、高銀河緯度ガンマ線フラックスに対する新しいTibetAS-ガンマ制限について説明します。天の川。

XMM-NewtonとNuSTARを使用したMrk110の最初の同時X線ブロードバンドビュー

Title The_first_simultaneous_X-ray_broad-band_view_of_Mrk_110_with_XMM-Newton_and_NuSTAR
Authors D._Porquet,_J._N._Reeves,_N._Grosso,_V._Braito,_A._Lobban
URL https://arxiv.org/abs/2107.06733
(簡略化)2〜10keVの連続べき乗則の形状と比較して、軟X線と硬X線の過剰は、活動銀河核(AGN)のスペクトルで観察される一般的な特徴であり、降着円盤-コロナシステムに関連しています。超大質量ブラックホールの周り。ただし、作業中の主要なプロセスは依然として非常に議論されており、相対論的反映またはコンプトン化のいずれかであることが提案されています。私たちは、明るい裸のブロードラインセイファート1AGNMrk110からの主要なX線スペクトル物理成分と、ほぼ正面から見たディスクコロナシステムで機能している物理プロセスを特徴づけることを目指しています。2019年11月16〜17日と2020年4月5〜6日に行われた2つのXMM-NewtonとNuSTARの同時観測のおかげで、X線広帯域スペクトル分析を実行します。3keVを超えるスペクトル分析にも使用します。Mrk110の広帯域X線スペクトルは、顕著な吸収のない滑らかな軟X線過剰、適度に広いOVIIおよびFeKalpha輝線の存在、および強いコンプトンこぶの欠如によって特徴付けられます。〜3keVを超える連続体は、両方のエポックで非常に似ていますが、軟X線の過剰にはある程度の変動(明るいほど強く)があります。暖かいコロナと熱いコロナによるそれぞれのソフトコンプトン化とハードコンプトン化の組み合わせに加えて、穏やかに相対論的なディスク反射が、広帯域X線連続体を非常によく再現します。推定される暖かいコロナ温度kT_warm〜0.3keVは、他のサブエディントンAGNで見られる値と類似していますが、熱いコロナ温度kT_hot〜21-31keV(主に想定される熱いコロナ形状に依存)は、AGNで測定された値の低い範囲にあること。

二元中性子星合体の併合後の相に対する核対称エネルギーの影響

Title Impact_of_the_nuclear_symmetry_energy_on_the_post-merger_phase_of_a_binary_neutron_star_coalescence
Authors Elias_R._Most_and_Carolyn_A._Raithel
URL https://arxiv.org/abs/2107.06804
核対称性エネルギーは、高密度で中性子に富む物質の状態方程式を決定する上で重要な役割を果たします。これは、地上の核物質と天体物理学の中性子星の両方の特性を支配します。PREXコラボレーションによる中性子スキンの厚さの最近の測定により、核対称エネルギーLの勾配に新しい制約が生じました。これは、最初のバイナリ中性子星合体インスピレーションであるGW170817の重力波観測からの推論と直接比較できます。この論文では、将来の重力波イベントで核対称エネルギーの勾配Lを潜在的に制約するための新しいレジーム、つまり、併合後の段階での二元中性子星合体について調べます。特に、傾斜パラメータLの痕跡が潮汐変形性の測定から推測される可能性がある吸気段階を超えて、合併後のダイナミクス、重力波放出、および動的質量放出の痕跡を検討します。この目的のために、Lを体系的に変化させる新しい有限温度状態方程式を使用して、完全な一般相対性理論で一連のターゲット中性子星合体シミュレーションを実行します。合体後のダイナミクスと重力波放出は、傾斜にほとんど影響されないことがわかります。核対称性エネルギーの。対照的に、動的質量放出にはLの弱いインプリントが含まれており、Lの値が大きいと、体系的に放出が強化されることがわかります。

X線ブラックホールからの準周期的振動を使用した一般相対性理論のテスト:XTEJ1550-564およびGROJ1655-40

Title Testing_General_Relativity_using_Quasi-Periodic_Oscillations_from_X-ray_Black_Holes:_XTE_J1550-564_and_GRO_J1655-40
Authors Katherine_Rink,_Ilaria_Caiazzo,_Jeremy_Heyl
URL https://arxiv.org/abs/2107.06828
相対論的歳差運動モデル(RPM)(Stellaetal。1999a)とロッシX線タイミングエクスプローラーからの準周期的振動(QPO)観測を使用して、これらのソースに電力を供給するブラックホールの特性に対する制約を導き出し、テストします。強磁場レジームにおける一般相対性理論(GR)。Mottaらによって概説された技術を拡張します。(2014a、b)トリプレットではなく、同時に測定されたQPOのペアを使用し、基礎となる時空メトリックを拡張して、天体物理学的ブラックホールのGRの予測からの潜在的な偏差を抑制します。これを行うには、RPMモデルをKerr-Newman-deSitter時空に変更し、半径、黄道、および垂直周波数のモデル変更を行います。ブラックホールのパラメーターとGRからの偏差を制約するためのロバスト統計手法を使用して、モデルをXTEJ1550-564およびGROJ1655-40のX線データと比較します。両方のソースについて、GRからの特定の偏差を1000分の1未満に制限します。

NLS1 Mrk335の光イオン化放出と温吸収特性の体系的研究

Title A_systematic_study_of_photoionized_emission_and_warm_absorption_signatures_of_the_NLS1_Mrk_335
Authors H._Liu,_M._L._Parker,_J._Jiang,_E._Kara,_Cosimo_Bambi,_D._Grupe,_and_S._Komossa
URL https://arxiv.org/abs/2107.06851
\textit{XMM-Newton}に搭載された反射型回折格子分光計(RGS)で得られた、ナローラインセイファート1銀河Mrk〜335のすべてのアーカイブ高解像度スペクトルの分析を示します。スペクトルは、低および中フラックス間隔で豊富な発光および吸収特性を示しています。\textsc{pion\_xs}グリッドを使用して輝線をモデル化し、放出ガスの特性とソースフラックスの間の可能な相関関係を見つけようとします。現在のデータでは、Mrk〜335のX線フラックスに対するライン放出ガスの応答の詳細なトレースはできませんが、X線ラインのフラックスはX線連続体よりも大幅に変動が少ないです。また、ウォームアブソーバーの特性はフラックスの変動性と相関していないこともわかりました。2019年12月の最新の\textit{XMM-Newton}観測から、光イオン化された放射と遠方反射成分は、2018年7月からのMrk〜335のフラックス低下に応答していないことがわかります。ただし、Mrk〜335の2018〜2019年の低状態で部分被覆吸収体が存在する可能性があるため、この応答の欠如を使用して放出ガスの規模を制限することは困難です。

宇宙線相互作用からの反陽子生成とその暗黒物質起源の可能性の複合分析

Title Combined_analyses_of_the_antiproton_production_from_cosmic-ray_interactions_and_its_possible_dark_matter_origin
Authors Pedro_De_La_Torre_Luque
URL https://arxiv.org/abs/2107.06863
最近の宇宙線(CR)研究では、約$10$GeVで、予測モデルを超える反陽子フラックスの過剰の可能性が主張されています。これは、暗黒物質がハドロンの最終状態に消滅し、その後反陽子を形成する兆候である可能性があります。ただし、この過剰は、CRの核破砕相互作用から生成される反陽子スペクトルの評価に関連する多くの不確実性の影響を受けます。この作業では、B、Be、Liの二次比と反陽子対陽子比($\bar{p}/p$)の結合マルコフ連鎖モンテカルロ分析を実装します。破砕断面積に関連する不確実性を考慮してください。この研究により、銀河ハローの高さと残りの伝搬パラメータを制約し、反陽子スペクトルの決定における断面の不確実性の影響を評価し、過剰な反陽子の起源をテストすることができます。このようにして、B、Be、Li、および$\bar{p}$のすべての比率を同時に再現できるようにする、断面のパラメーター化を再正規化するための伝播パラメーターとスケール係数のセットを提供します。$\bar{p}/p$比のエネルギー依存性が純粋な二次起源と互換性があることを示します。評価された$\bar{p}/p$スペクトルのエネルギー依存性は、$\sim3$GeVを超えるエネルギーでAMS-02データと一致することがわかりますが、$\sim10\%$の超過はほぼ一定です。予測を超える\bar{p}$。この不一致は、反陽子につながる暗黒物質の成分ではなく、反陽子生成の断面における$\sim10\%$スケーリングから説明される可能性が高いと説明します。特に、不一致を説明するために必要な最適なWIMP質量($\sim300$GeV)は、暗黒物質のほとんどの間接検索からの制約の上にあり、結果の適合は断面スケーリングよりも劣ることがわかります。

シングルディッシュ望遠鏡を用いた効率的なサブミリ波分光法のためのデータ科学的ノイズ除去法

Title A_data-scientific_noise-removal_method_for_efficient_submillimeter_spectroscopy_with_single-dish_telescopes
Authors Akio_Taniguchi,_Yoichi_Tamura,_Shiro_Ikeda,_Tatsuya_Takekoshi,_Ryohei_Kawabe
URL https://arxiv.org/abs/2107.06290
地上ベースのシングルディッシュ望遠鏡を使用したサブミリ波分光法では、地球の大気と機器からノイズの影響を取り除くことが不可欠です。この目的のために、ここでは、データ科学的アプローチに基づく新しい方法を提案します。重要な手法は、位置切り替え(PSW)観測によって取得された高速サンプリング(1〜10Hz)時系列スペクトルのドリフトノイズ成分から天文輝線の信号を自動的に分離する統計的行列分解です。提案された方法は、ノイズの多い2セットのデータ(つまり、オンソーススペクトルとオフソーススペクトル)間の減算を適用しないため、観測感度が$\sqrt{2}$の係数で向上します。また、スペクトルのベースラインリップルなどの人工信号を低減し、実効感度の向上にも役立つ場合があります。50mのミリメトリコ大望遠鏡(LMT)の2mmの受信機で観測された高赤方偏移銀河への輝線の分光データを使用して、この改善を示します。提案された方法はオフラインで実行され、追加の測定が必要ないため、従来の方法でこれまでに削減されたスペクトルを即座に改善できます。また、機械式アンテナやミラードライブによる高速PSW観測が困難な、将来の50mクラスの大型サブミリ波シングルディッシュ望遠鏡によって駆動される効率的な深部分光法も可能にします。

宇宙線ミューオンに対するスマートフォンセンサーの効率の測定

Title Measurement_of_Smartphone_Sensor_Efficiency_to_Cosmic_Ray_Muons
Authors Jeff_Swaney,_Michael_Mulhearn,_Christian_Pratt,_Chase_Shimmin,_Daniel_Whiteson
URL https://arxiv.org/abs/2107.06332
宇宙線ミューオンに対するスマートフォンカメラのCMOSセンサーの効率の測定が提示されます。外部シンチレータの一致は宇宙線ミューオンの通過を示し、CMOSセンサーの効率の測定を可能にします。観測されたフラックスは十分に確立された値と一致しており、効率はCMOSシリコンフォトダイオードピクセルから収集された光電子の数の関数として表されます。これらの効率は、エアシャワー観測所として動作する大規模なスマートフォンネットワークの実現可能性を理解するために不可欠です。

天文学Iの統合フォトニックスペクトログラフの設計、シミュレーション、および特性評価:標準レイアウトに基づくジェネレーションIAWGデバイス

Title Design,_simulation_and_characterization_of_integrated_photonic_spectrographs_for_Astronomy_I:_Generation-I_AWG_devices_based_on_canonical_layouts
Authors Andreas_Stoll,_Kalaga_V._Madhav,_Martin_M._Roth
URL https://arxiv.org/abs/2107.06342
近赤外天文学における分光学的アプリケーションのためのシリカプラットフォーム上のカスタム開発されたアレイ導波路回折格子(AWG)の第1世代に関する実験的研究を提示します。天文学的なHバンドで15,000〜60,000のスペクトル分解能を目指した、いくつかのAWGデバイスの設計、数値シミュレーション、および特性評価の包括的な説明を提供します。挿入損失と推定スペクトル分解能の観点から、製造されたデバイスのスペクトル特性を評価し、その結果を数値シミュレーションと比較します。出力チャネルの3dB伝送帯域幅から、最大18,900の分解能を推定します。最初の特性評価結果に基づいて、出力導波路アレイを取り外し、交差分散分光器の主要な回折要素として統合することを目的として、出力ファセットを光学品質に研磨することにより、さらに処理する2つの候補AWGを選択します。さらに、直接イメージングモードでのスペクトル分解能、ジオメトリ関連の焦点ぼけ収差、およびスペクトル画像の偏光感度に関して、処理されたAWGのイメージング特性を研究します。天文学における高分解能AWGベースの分光法の分野における将来の研究開発の3つの重要な分野として、位相誤差制御、複屈折制御、および収差抑制を特定します。

水星着陸船:2023年から2032年の10年間の調査のための惑星ミッションの概念研究

Title Mercury_Lander:_Planetary_Mission_Concept_Study_for_the_2023-2032_Decadal_Survey
Authors Carolyn_M._Ernst_(1),_Sanae_Kubota_(1),_Nancy_Chabot_(1),_Rachel_Klima_(1),_Gabe_Rogers_(1),_Paul_Byrne_(2),_Steven_A._Hauck_II_(3),_Kathleen_E._Vander_Kaaden_(4),_Ronald_J._Vervack_Jr._(1),_Sebastien_Besse_(5),_David_Blewett_(1),_Brett_Denevi_(1),_Sander_Goossens_(6),_Stephen_Indyk_(7),_Noam_Izenberg_(1),_Catherine_Johnson_(8),_Lauren_Jozwiak_(1),_Haje_Korth_(1),_Ralph_McNutt_Jr._(1),_Scott_Murchie_(1),_Patrick_Peplowski_(1),_Jim_Raines_(9),_Elizabeth_Rampe_(10),_Michelle_Thompson_(11)_((1)_Johns_Hopkins_University_Applied_Physics_Laboratory,_(2)_North_Carolina_State_University,_(3)_Case_Western_Reserve_University,_(4)_Jacobs,_NASA_Johnson_Space_Center,_(5)_Aurora_Technology_BV_for_ESA,_European_Space_Agency,_(6)_University_of_Maryland_Baltimore_County,_(7)_Honeybee_Robotics,_(8)_Planetary_Science_Institute,_(9)_University_of_Michigan,_(10)_NASA_Johnson_Space_Center,_(11)_Purdue_University)
URL https://arxiv.org/abs/2107.06795
地球型惑星形成の端成分として、水星は太陽系開発の初期段階での元素の元の分布と、惑星と太陽系外惑星がそれらのホスト星のすぐ近くでどのように形成され進化するかについて独自の手がかりを持っています。この水星ランダーミッションのコンセプトは、メッセンジャーの先駆的な水星探査によって提起されたいくつかの基礎科学の質問に対処するその場での表面測定を可能にします。このような測定は、水星のユニークな鉱物学と地球化学を理解するために必要です。比例して巨大なコアの構造を特徴づけるため。表面での惑星の活動的および古代の磁場を測定するため。表面を変化させて外気圏を生成するプロセスを調査する。現在および将来のリモートデータセットにグラウンドトゥルースを提供します。NASAの惑星ミッションコンセプト研究プログラムは、次の10年で水星へのニューフロンティアクラスの着陸ミッションを通じて変革科学を達成する可能性を評価するためにこの研究を授与しました。結果として得られるミッションの概念は、ニューフロンティアのミッションフレームワークによく対応する、野心的で高遺産の着陸した科学ペイロードを使用して、水星の1年間(約88地球日)の地上運用を達成します。11機器の科学ペイロードは、水星の広く分布している低反射率の物質内の着陸地点に配信され、地球化学、地球物理学、水星の宇宙環境、地表地質学を含む科学の目標と目的に対応します。このミッションの概念は、水星への科学的な着陸ミッションを代表することを目的としています。代替のペイロードの実装と着陸場所は、将来の着陸したマーキュリー計画にとって実行可能で説得力があります。

EvryFlare IV:TESSを使用したクールな星からのフレア発生の周期性の検出

Title EvryFlare_IV:_Detection_of_periodicity_in_flare_occurrence_from_cool_stars_with_TESS
Authors Ward_S._Howard,_Nicholas_M._Law
URL https://arxiv.org/abs/2107.06293
段階的なフレアリング、または恒星フレアの周期的な発生は、電磁星惑星相互作用(SPI)、バイナリ相互作用、またはスポット内の磁気条件を調査する場合があります。初めて、閃光星の大規模なサンプルのフレアピリオドグラムを調べて、軌道を回るコンパニオン、磁気リザーバー、または回転位相との磁気相互作用による周期性を特定します。以前の大規模な調査では、恒星の自転周期での周期性が調査されましたが、この作業では、周期が自転周期に対応している必要があるとは想定していません。新しく開発された2つのピリオドグラムを使用して、284個のクールな星の2分間のTESS光度曲線で1〜10日の期間を検索します。フレアはノイズの多い不完全なデータの離散イベントであるため、通常のピリオドグラムは段階的なフレアの検出には適していません。新しいベイズ尤度ピリオドグラムと修正されたLomb-Scargleピリオドグラムを作成してテストします。誤警報の確率が1%未満の候補者が6人見つかりました。3つのターゲットは、フレア周期性の3シグマを超える検出です。その他は、個別に確認できないもっともらしい候補です。周期は1.35から6.7dの範囲であり、すべてではありませんが、いくつかは恒星の自転周期またはその1/2エイリアスと相関しています。2つのターゲットからの周期性は、TESSサイクル1からサイクル3まで持続する可能性があります。他のターゲットでは周期性が持続していないようです。周期性の長期的な変化は、各候補から観察されたスポットの進化に起因する可能性があります。これは、磁気条件が周期性を維持する上で重要な役割を果たすことを示唆しています。

星震学(T'DA)恒星変動分類パイプラインのTESSデータ:セットアップとケプラーQ9データへの適用

Title TESS_Data_for_Asteroseismology_(T'DA)_Stellar_Variability_Classification_Pipeline:_Set-Up_and_Application_to_the_Kepler_Q9_Data
Authors Jeroen_Audenaert,_James_S._Kuszlewicz,_Rasmus_Handberg,_Andrew_Tkachenko,_David_J._Armstrong,_Marc_Hon,_Refilwe_Kgoadi,_Mikkel_N._Lund,_Keaton_J._Bell,_Lisa_Bugnet,_Dominic_M._Bowman,_Cole_Johnston,_Rafael_A._Garc\'ia,_Dennis_Stello,_L\'aszl\'o_Moln\'ar,_Emese_Plachy,_Derek_Buzasi,_Conny_Aerts_and_the_T'DA_collaboration
URL https://arxiv.org/abs/2107.06301
NASAトランジット系外惑星探査衛星(TESS)は、27日から約1年間の連続観測まで、数千万の星を観測しています。この膨大な量のデータには、変動、太陽系外惑星、および恒星の天体物理学の研究に関する豊富な情報が含まれていますが、完全に利用するには、いくつかの処理ステップが必要です。すべてのTESSデータを効率的に処理し、より広い科学コミュニティで利用できるようにするために、TESS星震学コンソーシアムの一部であるTESSDataforAsteroseismologyワーキンググループは、補正された光度曲線を生成する自動オープンソース処理パイプラインを作成しました。短いケイデンスと長いケイデンスの生の測光データからの体系化のために、そしてこれらを恒星の変動タイプに従って分類するために。すべての星をTESSマグニチュード15まで処理します。このペーパーは、パイプラインがどのように機能するかを詳しく説明するシリーズの次のペーパーです。ここでは、メタ分類子に結合された教師あり学習者のアンサンブルを使用して、TESS測光の自動変動分類の方法論を示します。慎重に作成されたKeplerQ9光度曲線のラベル付きサンプルを使用してメソッドの検証に成功しました。タイムスパンは27。4日で、単一セクターのTESS観測を模倣しており、全体の精度は94.9%です。私たちの方法論は、ケプラー宇宙ミッションの第9四半期に観測されたすべての$\sim$167,000の星に適用することで、ラベル付けされたサンプル以外の星をうまく分類できることを示しています。

白色矮星-GaiaEDR3の主系列バイナリ:未解決の100pcボリューム制限サンプル

Title White_dwarf-main_sequence_binaries_from_Gaia_EDR3:_the_unresolved_100pc_volume-limited_sample
Authors A._Rebassa-Mansergas,_E._Solano,_F._M._Jim\'enez-Esteban,_S._Torres,_C._Rodrigo,_A._Ferrer-Burjachs,_L._M._Calcaferro,_L._G._Althaus,_A._H._C\'orsico
URL https://arxiv.org/abs/2107.06303
GaiaEarlyDataRelease3によって提供されたデータを使用して、白色矮星と100pc内の主系列コンパニオン(つまり、WDMSバイナリ)で構成される未解決のバイナリの非常に完全なボリューム制限サンプルを検索します。Hertzsprung-Russellダイアグラム内の位置に基づいて、112個のオブジェクトを選択します。そのうち、97個が新しいIDです。スペクトルエネルギー分布(SED)を、VOSA(VirtualObservatorySEDAnalyser)に実装された2体フィッティングアルゴリズムでフィッティングして、両方のコンポーネントの有効温度、光度、および半径(したがって表面の重力と質量)を導き出します。恒星のパラメータは、スローンデジタルスカイサーベイ(SDSS)の現在最大の近接WDMSバイナリのカタログのパラメータと比較されます。GaiaサンプルとSDSSサンプルのプロパティには重要な違いがあります。特に、Gaiaサンプルには、かなり涼しい白色矮星と主系列星のコンパニオン(褐色矮星であると予想されるものもあります)を含むWDMSバイナリが含まれています。Gaiaサンプルは、SDSSサンプルには存在しない、クールで非常に低質量の白色矮星からなるシステムの重要な集団も示しています。最後に、モンテカルロ人口合成コードを使用すると、ここで特定されたシステムのボリュームが制限されたサンプルは非常に完全であるように見えますが(〜80+-9%)、基礎となる人口全体の〜9%にすぎません。。欠落している約91%には、メインシーケンスコンパニオンがSEDを完全に支配しているシステムが含まれています。また、近接WDMSバイナリの合計スペース密度の上限を〜(3.7+-1.9)x10^{-4}pc{-3}と推定します。

低質量星GSC〜07396-00759の周りの塵円盤の形態を特徴づける

Title Characterizing_the_morphology_of_the_debris_disk_around_the_low-mass_star_GSC~07396-00759
Authors C._Adam,_J._Olofsson,_R._G._van_Holstein,_A._Bayo,_J._Milli,_A._Boccaletti,_Q._Kral,_C._Ginski,_Th._Henning,_M._Montesinos,_N._Pawellek,_A._Zurlo,_M._Langlois,_A._Delboulbe,_A._Pavlov,_J._Ramos,_L._Weber,_F._Wildi,_F._Rigal_and_J.-F._Sauvage
URL https://arxiv.org/abs/2107.06316
環境。塵円盤は、一般的に中間質量星の周りで研究されてきました。それらの強力な放射線場は、衝突によって絶えず補充される小さなダスト粒子を効率的に除去すると考えられています。低質量の星、特にM星の場合、これらの天体によって生成される放射場がはるかに弱いため、ダスト除去メカニズムをさらに調査する必要があります。目的。前主系列星GSC07396-00759の周りのほぼエッジオンの円盤の新しい偏光観測を、VLT/SPHEREIRDISで撮影し、円盤の形態、その塵の特性、そして、恒星の質量損失率を介した星と円盤の相互作用。メソッド。偏光位相関数のHenyey-Greenstein近似を使用して、ダスト粒子の位置と特性を特徴付ける観測をモデル化し、恒星風の強さを評価します。結果。観測結果は、半径$r_{0}\upperx107\を中心とするダスト分布を持つ、拡張された高度に傾斜したディスク($i\upperx84.3\、^{\circ}\pm0.3$)によって最もよく説明されることがわかります。pm2$au。偏光位相関数$S_{12}$は、異方性散乱係数$g\upperx0.6$と、サイズが$s>0.3\、\mathrm{\mu}$mの小さなミクロンサイズのダスト粒子によって最もよく再現されます。さらに、アプローチのいくつかの警告と、粒子サイズと多孔性の間の縮退について説明します。結論。ディスクの半径は過大評価されている可能性がありますが、我々の結果は、与えられた散乱理論を使用するだけでは、位相関数の形状やダストの粒子サイズなどの重要な側面を完全に説明するには不十分である可能性があることを示唆しています。警告を念頭に置いて、GSC07396-00759の平均質量損失率は太陽の平均質量損失率の最大500倍になる可能性があることを発見し、低質量星からの恒星風が小さな塵粒をディスク。

EC 22536-5304:鉛が豊富で金属が少ない長周期バイナリ

Title EC_22536-5304:_a_lead-rich_and_metal-poor_long-period_binary
Authors M._Dorsch,_C._S._Jeffery,_A._Irrgang,_V._Woolf,_U._Heber
URL https://arxiv.org/abs/2107.06340
スペクトル型OおよびB(sdO/B)のヘリウム燃焼準矮星は、さまざまな種類のバイナリ相互作用によって生成されると考えられています。ヘリウムが豊富な準矮星EC22536-5304は、最近、鉛が非常に豊富であることがわかりました。ここでは、EC22536-5304が金属量の少ない準矮星Fタイプ(sdF)コンパニオンを持つ連星であることを示します。高解像度のSALT/HRSおよびVLT/UVESスペクトルの詳細な分析を実行し、高温の準矮星の金属存在量と、両方のコンポーネントの大気パラメーターを導き出しました。sdF星の寄与を考慮するため、sdOBの導出された鉛の存在量、太陽に対して$+6.3\pm0.3$dexは、以前に考えられていたよりもさらに高くなります。$T_\mathrm{eff}=6210\pm70$K、$\logg=4.64\pm0.10$、$\mathrm{[Fe/H]}=-1.95\pm0.04$、および$[\alpha/\mathrm{Fe}]=sdFコンポーネントの場合は+0.40\pm0.04$。視線速度の変動は、現時点では十分にサンプリングされていませんが、バイナリシステムの軌道周期が約457日と長いことを示しています。これは、システムが安定したロッシュローブオーバーフロー(RLOF)によって形成された可能性が高いことを示唆しています。運動学的分析は、EC22536-5304が銀河中心の周りの離心率軌道上にあることを示しています。これは、sdFタイプのコンパニオンの低い金属量と強いアルファ強化と同様に、EC22536-5304が銀河ハローまたは金属の弱い厚い円盤の一部であることを示しています。$\mathrm{[Fe/H]}<-1$での最初の長周期の高温準矮星バイナリとして、EC22536-5304は、低質量、低金属量の赤色巨星分枝からの物質移動のRLOFメカニズムを制約するのに役立つ可能性があります(RGB)星から主系列の仲間へ。

アンドロメダ座ラムダの動的表面イメージング

Title Dynamical_Surface_Imaging_of_lambda_Andromedae
Authors Arturo_O._Martinez,_Fabien_R._Baron,_John_D._Monnier,_Rachael_M._Roettenbacher,_J._Robert_Parks
URL https://arxiv.org/abs/2107.06366
高角度分解能天文学アレイセンターのMIRC機器によって2010年と2011年に取得された干渉計データから再構築された、RSCVnスターラムダアンドロメダ座の温度マップを提示します。このイメージングタスクに必要な恒星パラメータを制約するために、最初にGPUアクセラレーションコードSIMTOIを使用して恒星をモデル化しました。次に、星のパラメータの推定をさらに洗練するプロセスで、オープンソースの干渉画像コードROTIRを使用して星の表面を画像化しました。測定された角直径は2.742+/-0.010masであり、周縁減光係数は0.231+/-0.024であると報告しています。私たちの画像は以前の作品の画像と一致していますが、ラムダアンドロメダ座の更新された物理パラメータを提供します(R_star=7.78+/-0.05R_odot、M_star=1.24+/-0.72M_odot、logL/L_odot=1.46+/-0.04)。

水素欠乏白色矮星の初期-最終質量関係

Title The_Initial-Final_Mass_Relation_for_Hydrogen-Deficient_White_Dwarfs
Authors Joseph_W._Barnett_(1),_Kurtis_A._Williams_(1),_A._B\'edard_(2)_and_Michael_Bolte_(3)_((1)_Texas_A&M_University-Commerce,_(2)_Universit\'e_Montr\'eal,_(3)_UCO/Lick_Observatory)
URL https://arxiv.org/abs/2107.06373
初期-最終質量関係(IFMR)は、ゼロエイジの主系列星から白色矮星の冷却トラックへの進化全体の間に星が失った総質量を表します。半経験的IFMRは、主にDA白色矮星の観測に基づいています。これは、白色矮星の最も一般的なスペクトル型であり、モデル化するのに最も単純な大気です。オープンスタークラスター内の水素欠乏白色矮星(非DA)の半経験的IFMRの最初の導出を提示します。DAと非DAIFMRの間で起こりうる不一致を特定し、非DA白色矮星は与えられた初期質量で$\約0.07M_\odot$質量が小さくなります。このような不一致は、非DA形成の理論モデルと、白色矮星の質量分布の観測に基づくと予想外です。本当の場合、この不一致は、最終的な熱パルス中の質量損失の増加と、AGB後の星の進化の更新による可能性があります。ただし、質量の不一致は物理的なものであり、サンプルサイズが小さいこと、非DAのモデル大気における体系的な問題、およびプロキオンB(スペクトル型DQZ)の不確実な進化の歴史によるものかどうかは疑わしいです。これらのアサーションをテストするには、かなり大きなサンプルサイズが必要です。さらに、初期-最終質量平面におけるDAおよび非DA白色矮星の相関誤差のモンテカルロモデルも提示します。個々の白色矮星の初期-最終質量決定の不確実性は大幅に非対称である可能性がありますが、IFMRの復元された関数形式は相関誤差の影響をほとんど受けません。

M矮星VIのCARMENES入力カタログ。アーカイブデータからの時間分解CaII H&Kカタログ

Title CARMENES_input_catalog_of_M_dwarfs_VI._A_time-resolved_Ca_II_H&K_catalog_from_archival_data
Authors V._Perdelwitz,_M._Mittag,_L._Tal-Or,_J._H._M._M._Schmitt,_J._A._Caballero,_S._V._Jeffers,_A._Reiners,_A._Schweitzer,_T._Trifonov,_I._Ribas,_A._Quirrenbach,_P._J._Amado,_W._Seifert,_C._Cifuentes,_M._Cort\'es-Contreras,_D._Montes,_D._Revilla,_and_S._L._Skrzypinski
URL https://arxiv.org/abs/2107.06376
恒星の磁気活動によって引き起こされる視線速度(RV)ジッターは、CARMENESなどの最先端の太陽系外惑星発見調査における重要な要素です。恒星の自転は、活動によって引き起こされる光球と彩層の不均一性とともに、偽陽性の惑星検出をもたらす可能性があります。したがって、恒星の自転周期を決定し、それを推定上の惑星のRVシグネチャと比較する必要があります。CaIIH&Kラインの彩層放射などの活動指標の長期測定により、磁気活動周期の識別が可能になります。恒星の自転周期を決定し、CARMENES保証時間観測(GTO)サンプルの磁気活動の長期的な振る舞いを研究するには、CARMENESスペクトルグラフがカバーしていないため、アーカイブデータからCaIIH&K時系列を抽出することが有利です。CaIIH&Kラインを含む恒星スペクトルの青い範囲。CaIIH&K体制をカバーする7つの異なる機器(ESPADONS、FEROS、HARPS、HIRES、NARVAL、TIGRE、およびUVES)によって取得された186M矮星の11634アーカイブスペクトルのカタログを集めました。これらの線の相対的な彩層フラックスは、CaiiH&K線コアの周りの狭い通過帯域を介してPHOENIX合成スペクトルで整流することにより、スペクトルから直接抽出されました。さまざまな機器からのアーカイブスペクトルの組み合わせにより、CARMENESGTOサンプルからの186個の星の時系列が得られます。カタログの使用例として、M矮星のこれまで知られていなかった3つの活動サイクルの暫定的な発見を報告します。モデルスペクトルを使用してCaIIH&Kフラックスを抽出する方法は、さまざまな機器で一貫した結果をもたらし、このカタログの編集により、多数のM矮星の長期活動時系列の分析が可能になると結論付けています。

導電性媒体のランダムな流れにおける初期磁気エネルギー成長の有限記憶時間と異方性効果

Title Finite_memory_time_and_anisotropy_effects_for_initial_magnetic_energy_growth_in_random_flow_of_conducting_media
Authors E._A._Illarionov,_D._D._Sokoloff
URL https://arxiv.org/abs/2107.06387
ダイナモメカニズムは、移動する導電性流体内の磁場の自己励起のプロセスです。天体物理学システムに関連するこのメカニズムの最も興味深いアプリケーションの1つは、プラズマのランダムな動きの場合です。プロセスの最初の段階では、支配的なダイナモ方程式を1次常微分方程式のシステムに還元できます。この場合、磁気エネルギーの成長率を計算するための通常の方法を提案します。この方法に基づいて、有限のメモリ時間と伸縮行列の異方性統計分布を使用したランダムフローの成長率を計算し、その結果を等方性の場合と短い相関近似の対応する結果と比較します。中程度のストローハル数と中程度の異方性の場合、分析結果は数値的に推定された成長率をかなりよく再現しますが、より大きな支配パラメータの場合、量的な違いが大きくなることがわかります。特に、分析近似はストローハル数s<0.6に適用可能であり、この領域が関連する可能性のあるいくつかの数値モデルと観測例が見つかります。むしろ意外なことに、ミラーの非対称性の影響はダイナモ作用の後の段階で重要であることが知られていますが、ミラーの非対称性は得られる成長率に寄与しないことがわかりました。

太陽風におけるフラックス保存、放射状スケーリング、マッハ数、および臨界距離:電磁流体力学およびユリシーズ観測

Title Flux_conservation,_radial_scalings,_Mach_numbers,_and_critical_distances_in_the_solar_wind:_magnetohydrodynamics_and_Ulysses_observations
Authors Daniel_Verscharen_(UCL/MSSL,_UNH)_and_Stuart_D._Bale_(UCB/SSL,_ICL,_QMUL)_and_Marco_Velli_(UCLA)
URL https://arxiv.org/abs/2107.06540
太陽および太陽圏物理学における重要な課題の1つは、太陽風の加速を理解することです。超音速、超Alfv\'enicプラズマ流として、太陽風は、質量、運動量、エネルギー、および角運動量を太陽から惑星間空間に運びます。測定場所のヘリオセントリック距離に依存しない宇宙船データに基づいてこれらの量のフラックスを推定するために、2流体電磁流体力学に基づくフレームワークを提示します。この方法をユリシーズのデータ​​セットに適用することで、これらのフラックスの太陽活動周期と太陽周期への依存性を研究することができます。スケーリング則を使用すると、スケーリングされたAlfv\'enicおよびsonicMach数、およびAlfv\'enおよびsonic臨界半径のヘリオラティチュード依存性と太陽周期依存性が得られます。さらに、磁場内の局所的な熱圧力と局所的なエネルギー密度が釣り合う距離を推定します。これらの結果は、現在非常に内側の太陽圏を探索しているパーカーソーラープローブと、ミッションの過程で内側の太陽圏の黄道面の外側の太陽風を測定するソーラーオービターでの観測の予測として役立ちます。

CMEの太陽圏伝搬のための確率的抗力ベースのアンサンブルモデル(DBEM)評価

Title Probabilistic_Drag-Based_Ensemble_Model_(DBEM)_Evaluation_for_Heliospheric_Propagation_of_CMEs
Authors Ja\v{s}a_\v{C}alogovi\'c,_Mateja_Dumbovi\'c,_Davor_Sudar,_Bojan_Vr\v{s}nak,_Karmen_Martini\'c,_Manuela_Temmer_and_Astrid_Veronig
URL https://arxiv.org/abs/2107.06684
抗力ベースモデル(DBM)は、地球または太陽系の他の特定のターゲットへのCMEの到着時間と速度を予測する、楕円面でのコロナ質量放出(CME)の太陽圏伝搬の2D分析モデルです。これは運動方程式に基づいており、初期CMEパラメーター、背景の太陽風速度、$w$、および抗力パラメーター$\gamma$に依存します。DBMの非常に短い計算時間($<$0.01s)により、n個の異なる入力パラメーターのアンサンブルを作成して分布を計算することにより、モデル入力パラメーターの変動性を考慮した抗力ベースのアンサンブルモデル(DBEM)を開発できました。DBM結果の重要性。したがって、DBEMは、最も可能性の高いCMEの到着時間と速度を計算し、予測の不確実性を定量化し、信頼区間を決定することができます。新しいDBEMv3バージョンが詳細に説明され、さまざまなCME-ICMEリストを使用してDBEMv3のパフォーマンスとエラーを初めて評価し、以前のDBEMバージョンと比較します。最適な抗力パラメータ$\gamma$と周囲の太陽風速度$w$を見つけるための分析では、いくらか高い値($\gamma\約0.3\times10^{-7}$km$^{-1}$、これらのDBEM入力パラメーターの両方の$w\upperx$425km\、s$^{-1}$)は、以前に使用されたものと比較して評価に使用する必要があります。146のCME-ICMEペアに対して実行された評価に基づいて、平均誤差(ME)が-11.3時間、平均絶対誤差(MAE)が17.3時間のDBEMv3パフォーマンスが得られました。おそらくモデルの物理的制限と入力エラー(CMEの起動速度など)が原因で、高速CMEの到着が早すぎると予測される負の予測エラーに明確なバイアスがあります。

RS CanumVenaticorumシステムの母集団からのコヒーレント無線放射

Title Coherent_radio_emission_from_a_population_of_RS_Canum_Venaticorum_systems
Authors S._E._B._Toet,_H._K._Vedantham,_J._R._Callingham,_K._C._Veken,_T._W._Shimwell,_P._Zarka,_H._J._A._R\"ottgering,_A._Drabent
URL https://arxiv.org/abs/2107.06690
星からのコヒーレント電波放射は、プラズマ密度や磁場強度などの基本的なコロナプラズマパラメータを制約するために使用できます。また、彩層および磁気圏の加速メカニズムのプローブでもあります。RSCanumVenaticorum(RSCVn)システムなどの近接恒星バイナリは、彩層活動のレベルが高く、直接磁気相互作用の可能性があるため、冠状および磁気圏の加速メカニズムを研究するためのユニークな実験室であるため、特に興味深いものです。RSCVnバイナリは電波が明るいことが知られていますが、コヒーレントな電波放射は1つのシステムで以前に決定的に検出されただけです。ここでは、14のコヒーレント無線放射RSCVnシステムの母集団を紹介します。進行中のLOFAR2メートル空調査で、既知のRSCVnバイナリに天文学的に関連付けられている144MHzの円偏光源として人口を特定しました。観測された放出は、電子サイクロトロンメーザーの不安定性によって駆動されることを示します。メーザーのビームジオメトリの数値計算を使用して、一般的に呼び出される「ロスコーン」メーザーは一部の検出で必要な輝度温度を生成できず、シェルや馬蹄形のメーザーなどのより効率的な不安定性を呼び出す必要があると主張します。。このようなメーザー構成は、惑星磁気圏で動作することが知られています。また、コヒーレントな電波放射を生成する可能性のある2つの加速メカニズムの概要を説明します。1つは彩層で加速が発生し、もう1つは星間の電気力学的相互作用による加速です。これら2つのメカニズムを区別できる無線および光学モニタリング観測を提案します。

白色光とUVライマンアルファコロナグラフ画像を組み合わせて太陽風速度を決定する:クイックインバージョン法

Title Combining_White_Light_and_UV_Lyman-alpha_Coronagraphic_Images_to_determine_the_Solar_Wind_Speed:_the_Quick_Inversion_Method
Authors Alessandro_Bemporad,_Silvio_Giordano,_Luca_Zangrilli,_Federica_Frassati
URL https://arxiv.org/abs/2107.06811
この作業では、白色光(WL)とUV(Ly-alpha)のコロナグラフ画像の組み合わせに焦点を当て、これら2つの画像の比率で内部コロナの太陽風速度を直接測定する機能を示します(「クイックインバージョン」と呼ばれる手法)。方法」)、したがって、データの反転における見通し内(LOS)統合効果を考慮することを回避します。「クイックインバージョン法」の理論的根拠と主要な仮説の説明を導き出した後、データインバージョン手法を最初に1D放射状解析プロファイルでテストし、次に3D数値MHDシミュレーションでテストして、変動の影響を示します。太陽活動周期のさまざまな段階とプラズマパラメータの複雑なLOS分布に関連しています。同じ手法は、太陽活動周期の最小値と最大値の前後でSOHOUVCSおよびLASCO機器によって取得された実際のデータから取得された平均WLおよびUV画像にも適用されます。入力速度と出力速度の比較は、全体的に良好な一致を示しており、WL-UV画像比で太陽風速度を推測できるこの方法は、完全なLOS統合を必要とするより複雑な手法を補完できることを示しています。ここで説明する分析により、流出速度で発生する可能性のあるエラーを定量化し、「クイックインバージョン法」が最高のパフォーマンスを発揮する冠状領域を特定することもできました。実際のUVCSおよびLASCOデータに適用された「クイックインバージョン」により、太陽極小期での高速および低速風の典型的な二峰性分布を再構築し、太陽極大期の周りのより複雑な画像を導き出すこともできました。ここに示す手法の適用は、メティス搭載ソーラーオービター、LST搭載ASO-SなどのマルチチャネルWLおよびUV(Ly-alpha)コロナグラフで取得されたデータの将来の分析にとって非常に重要です。将来のWLおよびUVLy-alphaマルチチャネルコロナグラフ。

ブランス・ディッケ理論における重力波モリー効果:ポストニュートン近似における波形と効果

Title Gravitational-wave_memory_effects_in_Brans-Dicke_theory:_Waveforms_and_effects_in_the_post-Newtonian_approximation
Authors Shammi_Tahura,_David_A._Nichols,_Kent_Yagi
URL https://arxiv.org/abs/2107.02208
重力波(GW)メモリー効果は、GWのバーストの通過後、GWひずみとその時間積分に永続的なシフトを生成します。それらの存在は、漸近的に平坦な時空の対称性と、これらの対称性に共役する保存された電荷のフラックスと密接に関連しています。GWメモリー効果の現象論は一般相対性理論(GR)でよく理解されていますが、GRへの多くの変更ではあまりよく理解されていません。最近、そのような修正された理論の1つであるBrans-Dicke理論で、漸近的に平坦な解、対称性、保存量、およびGWメモリー効果を計算しました。この論文では、この初期の研究の結果を適用して、ポストニュートン(PN)近似でコンパクトなバイナリからGWメモリを計算します。これらの効果のPN制限を採用することに加えて、スカラー放射によるエネルギーと角運動量の損失は、(テンソル)GWによるエネルギーと角運動量の損失と比較して小さいという近似で作業します。ニュートン次数で計算するテンソル(スカラーではなく)GWメモリ効果と、この次数でのスカラー放射によって引き起こされる小さな違いに焦点を当てます。具体的には、Brans-Dicke理論で、準円形の非処理バイナリのインスピレーション中に生成されるテンソル変位とスピンGWメモリ効果の非線形部分を計算します。スカラー双極子モーメントを介して放射されるエネルギーは-1PN次数効果として表示されるため、この近似では、変位メモリはPNパラメータに対数依存し、スピンメモリは相対的な-1PN次数補正を持ちます。これらの補正は、それぞれスカラー場で放射される総エネルギーと角運動量に関連しているため、最終的には小さくなります。ニュートン次数では、スカラー放射は、GRのメモリー効果のそれとは異なる、孤立したソースの周りのメモリー効果の空のパターンも引き起こします。

非磁性惑星伴流の電流によって生成された磁気ねじれによって駆動されるプラズマ渦

Title Plasma_vortices_driven_by_magnetic_torsion_generated_by_electric_currents_in_non-magnetic_planetary_wakes
Authors Hector_Javier_Durand-Manterola,_Alberto_Flandes,_Hector_Perez-de-Tejada
URL https://arxiv.org/abs/2107.06284
非衝突磁化天体プラズマでは、Lundinetal。が行った金星プラズマ後流の場合と同様に、渦が形成される可能性があります。(2013)ビーナスエクスプレス(VEX)宇宙船からの多くの軌道のデータの統合を通して大きな渦を識別しました。一方では、私たちの目的は、非衝突天体プラズマにおける渦の発生と形成を説明するための理論的基礎を開発することです。一方、金星と火星の後流の渦度を研究するために後者を適用すること。渦度を磁場や電流密度などの電磁変数に関連付ける、2つの定理と2つの結果を紹介します。これらは、非衝突プラズマシステムに適用できます。また、磁化されていない惑星体の後流のおもちゃの渦モデルを紹介します。提案された定理とモデルから、VEXとマーズグローバルサーベイヤー(MGS)宇宙船の磁気データを使用して、単一の宇宙船の航跡交差点で金星と火星の航跡の渦を識別します。また、電流密度と渦度の最大値の間の空間的な一致を識別し、定理とモデルの一貫性を確認します。非衝突磁化プラズマの渦は常に電流に関連しており、渦と電流の両方が常に共存していると結論付けます。これは、このタイプの渦を生成するメカニズムが電流と磁場の間の相互作用であることを示唆し、最初の概算では、ゼロ以外の正味電荷密度によるプラズマ電流が磁場を誘導し、既存の磁場であり、らせん軌道に沿って荷電粒子を駆動するらせん磁場構成も生成します。

直接インフラトン結合による暗黒物質の生成と再加熱:集合的効果

Title Dark_matter_production_and_reheating_via_direct_inflaton_couplings:_collective_effects
Authors Oleg_Lebedev,_Fedor_Smirnov,_Timofey_Solomko,_Jong-Hyun_Yoon
URL https://arxiv.org/abs/2107.06292
四次相互作用と三線形相互作用の両方を含む繰り込み可能なインフラトン結合を介して、スカラー暗黒物質の生成と再加熱を研究します。これらのプロセスは、多くの場合、生成された粒子の共鳴、逆反応、再散乱などの集合的な効果に大きく依存します。それらを考慮に入れるために、格子シミュレーションを実行し、正しい(非熱的)暗黒物質密度を生成するパラメーター空間をマッピングします。インフラトン-暗黒物質システムは、すでに非常に小さな結合で予熱中に準平衡状態に達する可能性があることがわかります。この場合、暗黒物質の存在量はインフラトン-暗黒物質の結合とは無関係になり、普遍的な式で表されます。暗黒物質は容易に過剰生成され、直接インフラトン結合の小さな値でさえ、宇宙の正しい構成を得るのに十分である可能性があり、それは宇宙論におけるそれらの重要性を再確認します。

希ガス中の中性制動放射およびエキシマーエレクトロルミネッセンスとその二相暗黒物質検出器との関連性

Title Neutral_bremsstrahlung_and_excimer_electroluminescence_in_noble_gases_and_its_relevance_to_two-phase_dark_matter_detectors
Authors E._Borisova,_A._Buzulutskov
URL https://arxiv.org/abs/2107.06497
比例エレクトロルミネッセンス(EL)は、暗黒物質探索用の2相検出器で使用される物理的効果であり、液相での粒子散乱によって生成されるイオン化信号を(気相で)光学的に記録します。私たちの以前の研究では、新しいELメカニズム、つまり中性制動放射(NBrS)の存在が、エキシマー放出による通常のELメカニズムに加えて、理論的および実験的に2相アルゴン検出器で実証されました。この作業では、同様の理論的アプローチをすべての希ガス、つまり全体的にヘリウム、ネオン、アルゴン、クリプトン、キセノンに適用して、NBrSとエキシマELの両方のEL収率とスペクトルを計算します。得られた結果と二相暗黒物質検出器の開発との関連性について説明します。

回転液柱の線形安定性の再検討

Title Linear_stability_of_a_rotating_liquid_column_revisited
Authors Pulkit_Dubey,_Anubhab_Roy_and_Ganesh_Subramanian
URL https://arxiv.org/abs/2107.06498
この通信では、剛直に回転する液柱の線形安定性というやや古典的な問題を再検討します。この問題に関する文献は1959年にさかのぼりますが、非粘性安定性基準と粘性安定性基準の関係はまだ明らかにされていません。$We=n^2+k^2-1$で与えられる安定性の粘性基準は必要かつ十分ですが、この関係は非粘性の場合にのみ十分であることが示されています。ここで、$We=\rho\Omega^2a^3/\gamma$はウェーバー数であり、遠心力と表面張力の相対的な大きさを測定します。$\Omega$は、厳密に回転する柱の角速度です。$a$カラム半径、$\rho$流体の密度、および$\gamma$表面張力係数。$k$と$n$は、課せられた摂動の軸方向と方位角の波数を示します。非粘性基準と粘性基準の微妙な違いは、$We-k$平面での非粘性安定性の驚くほど複雑な図から生じることを示します。すべての$n>1$について、$We>n^2+k^2-1$に対応する非常に不安定な領域には、カスプで終わる不可視に安定した島の無限の階層が含まれ、主要な先行島があります。$We$軸に沿って範囲が無限になっている支配的な島だけが、$n=1$の間存続します。この図は、基礎となる固有スペクトルに基づいて、逆行モード、つまりゼロドップラー周波数点を横切る逆行表面張力駆動モードの継続と、構成する連続する逆行コリオリモードとの間の合体のカスケードから生じるものとして理解できます。無限の階層。

フリードマン宇宙論における対称性と圧力の意味。 I.形式主義

Title Implications_of_Symmetry_and_Pressure_in_Friedmann_Cosmology._I._Formalism
Authors Kevin_S._Croker_and_Joel_L._Weiner
URL https://arxiv.org/abs/2107.06643
アインシュタイン-ヒルベルト作用からのフリードマン方程式の導出は、変動中の等方性と均一性の要件に注意を払い、通常採用されているものとは異なる圧力の解釈につながることを示します。近似されていないメトリックとアインシュタインテンソルが、十分に大きなロバートソン-ウォーカー座標パッチ上に収束摂動系列表現を持っていると仮定すると、導出は次のようになります。ソースは必然的に、コンパクトオブジェクトの内部を含むあらゆる場所のすべての圧力を平均化することがわかります。考慮事項が(適切に制限された時空領域で)カー解、シュワルツシルト定密度球、および静的ドジッター球に適用されることを示します。応力エネルギーの保存から、平均圧力に寄与する材料はエネルギーが局所的にシフトしなければならないということになります。これらの宇宙論的エネルギーシフトは、非相対論的物質では完全に無視できることを示しています。ただし、相対論的資料では、その影響が大きくなる可能性があります。この研究がダークエネルギー問題に与える影響についてコメントします。

天体物理学シミュレーションのための熱くて密な物質の状態確率分布の方程式

Title Hot_and_Dense_Matter_Equation_of_State_Probability_Distributions_for_Astrophysical_Simulations
Authors Xingfu_Du,_Andrew_W._Steiner,_and_Jeremy_W._Holt
URL https://arxiv.org/abs/2107.06697
原子核の集団を均質な核物質の状態方程式に追加して、コア崩壊超新星と中性子星合体の天体物理シミュレーションに適した新しいモデルのセットを生成します。(i)核質量測定、(ii)陽子-陽子散乱位相シフト、および(iii)中性子星観測からの経験的制約を実装します。私たちのモデルは、量子モンテカルロシミュレーションからのゼロ温度中性子物質状態方程式や有限温度多体摂動理論からの自由エネルギーへの熱寄与など、現実的な核力に基づく微視的な多体理論計算によっても導かれます。熱力学的一貫性と実験データまたは観測データへの接続を維持しながら、モデルのパラメーターを変更できるようにします。これにより、天体物理学の高温および高密度物質の状態方程式の確率分布が得られます。結果を他の利用可能な状態方程式から得られた結果と比較します。私たちの確率分布は確かに多数の可能な状態方程式を表していますが、特に高温で高密度の媒体中の原子核の構造に関して、すべての不確実性を完全に調査したとはまだ言えません。