| Title |
CLMM:_a_LSST-DESC_Cluster_weak_Lensing_Mass_Modeling_library_for_cosmology |
| Authors |
M._Aguena,_C._Avestruz,_C._Combet,_S._Fu,_R._Herbonnet,_A._I._Malz,_M._Penna-Lima,_M._Ricci,_S._D._P._Vitenti,_L._Baumont,_H._Fan,_M._Fong,_M._Ho,_M._Kirby,_C._Payerne,_D._Boutigny,_B._Lee,_B._Liu,_T._McClintock,_H._Miyatake,_C._Sif\'on,_A._von_der_Linden,_H._Wu,_M._Yoon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.10857 |
銀河団の弱いレンズ効果の質量を推定するためのオープンソースのPythonライブラリであるCLMMのv1.0リリースを紹介します。CLMMは、LSST-DESCによって実行されるような、今後のクラスター宇宙論分析のためのエンドツーエンド分析パイプライン検証を可能にするビルディングブロックのスタンドアロンツールキットとして設計されています。その目的は、弱いレンズ効果のシミュレーターとオブザーバーの両方に対して、柔軟でインストールが簡単で使いやすいインターフェースとして機能することであり、実際のデータと模擬データに適用して、弱いレンズ効果の質量再構成に影響を与える体系を研究できます。CLMMの中核には、銀河団の基礎となる質量分布と、対応するデータベクトルを準備するための一連のデータ操作を前提として、弱いレンズ効果のせん断信号をモデル化するルーチンがあります。理論上の予測は、コードでバックエンドとして使用され、徹底的にテストおよびクロスチェックされた既存のソフトウェアに依存しています。ソフトウェアに同梱されている一連のJupyterNotebookの例に示されているように、理論的な予測とデータを組み合わせて、銀河団の質量分布を制約することができます。また、広範なオンラインドキュメントでも入手できます。
再結合前および再結合後のエポックにおける初期の暗黒エネルギー
| Title |
Early_dark_energy_in_the_pre-_and_post-recombination_epochs |
| Authors |
Adri\`a_G\'omez-Valent,_Ziyang_Zheng,_Luca_Amendola,_Valeria_Pettorino_and_Christof_Wetterich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.11065 |
多くの典型的なモデルは、暗黒エネルギーの一部が膨張の前のエポックの支配的な成分に従う、または相転移が物質-放射等時間の近くで発生する可能性があるスケーリングまたはアトラクタソリューションを持っています。物質放射の平等に関する無視できない初期暗黒エネルギー（EDE）の割合は、$H_0$の緊張を緩和するのに寄与する可能性があります。2つのアプローチを使用してEDEの割合を制約します。最初に、過去の主要なコンポーネントのプラトーを模倣する流体パラメーター化を使用します。代替の断層撮影アプローチは、ビン化された赤方偏移間隔でEDE密度を制約します。これにより、CMB光子のデカップリングの前後に$\Omega_{de}（z）$を再構築できます。Planckデータ2018、Ia型のパンテオン超新星（SNIa）、銀河団データ、SH0ESによるSNIaの絶対等級に関する事前データ、およびKiDS+VIKING-450とDES-Y1からの弱いレンズ効果（WL）データを採用しました。背景の高原を模倣した最小限のパラメーター化を使用する場合、EDEは現在の宇宙論的緊張にわずかな影響しか与えません。音速を変化させると、EDEの割合に対する制約が大幅に弱まります。ビニングされた分析により、CMBデカップリング時間の前後のEDEの割合に非常に厳しい制約を課しました。$\lesssim0.4\％$at$2\sigma$c.l.放射線が支配的なエポック（RDE）の有意なEDEの割合は、$H_0$の張力を緩めますが、$\sigma_8$の張力を悪化させる傾向があるという以前の結果を確認します。問題が支配的な時代におけるEDEの存在は、この問題を軽減するのに役立ちます。SH0ESの事前データとWLデータを、CMB、SNIa、およびバリオン音響振動からのデータと組み合わせてフィッティング分析で考慮すると、EDEの割合はRDEエポックで$\lesssim2.6\％$、$\lesssim1.5\に制限されます。赤方偏移範囲の％$$z\in（100,1000）$at$2\sigma$cl緊張は$\sim2-3\sigma$c.lのままです。
| Title |
Observational_Consequences_of_Shallow-water_Magnetohydrodynamics_on_Hot_Jupiters |
| Authors |
A._W._Hindle,_P._J._Bushby,_and_T._M._Rogers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.10848 |
浅水電磁流体力学（SWMHD）の結果を使用して、HAT-P-7bを含むホットジュピター（HJ）のデータセットについて、大気の風の変動（したがって西向きのベンチャーホットスポット）を引き起こすために必要な最小磁場強度を推定します。CoRoT-2b、Kepler-76、WASP-12b、およびWASP-33b。これらは、西向きのホットスポットが観測的に推測されています。HAT-P-7bとCoRoT-2bの場合、私たちの見積もりは過去の結果と一致しています。Kepler-76bの場合、観測された風の変化が磁気によって説明できる臨界双極磁場強度は、$4\mbox{G}$と$19\mbox{G}$の間にあることがわかります。WASP-12bとWASP-33bの西向きのホットスポットは、それぞれ$1\mbox{G}$と$2\mbox{G}$の双極子フィールドで説明できます。さらに、将来の観測ミッションを導くために、磁気駆動の大気風変動を示す可能性が高いさらに$61$のHJを特定し、これらの変動が最もホットなHJの$\sim40$にある可能性が高いと予測します。
AAT / IRIS2で観測された木星の南赤道海流帯（SEB）の近赤外線大気モデリング
| Title |
Near-Infrared_atmospheric_modelling_of_Jupiter's_South_Equatorial_Belt_(SEB)_observed_with_AAT/IRIS2 |
| Authors |
Behrooz_Karamiqucham,_Jeremy_A._Bailey,_Lucyna_Kedziora-Chudczer_and_Daniel_V._Cotton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.11169 |
R〜2400の分解能でHおよびKバンドにAAT/IRIS2を備えた木星の南赤道海流帯（SEB）の近赤外スペクトルが得られました。アンモニアとメタンの最新の改良されたスペクトル線データ（HITRAN2016）を使用して行ごとの放射伝達モデルを作成することにより、木星の南赤道海流帯の雲/ヘイズパラメーターの最良のモデルを導き出します。モデル化されたスペクトルは、2.08{\mu}m付近のH2-H2衝突誘起吸収のトラフ領域での小さな孤立した不一致と、Kバンドでの2.16〜2.19{\mu}mのメタン吸収レベルを除いて、観測によく適合します。そして、Hバンドで1.596から1.618{\mu}mの間の高圧メタンウィンドウで。
JunoUVS観測による木星成層圏のC $ _2 $ H $ _2 $の子午線変動
| Title |
Meridional_variations_of_C$_2$H$_2$_in_Jupiter's_stratosphere_from_Juno_UVS_observations |
| Authors |
Rohini_S._Giles,_Thomas_K._Greathouse,_Vincent_Hue,_G._Randall_Gladstone,_Henrik_Melin,_Leigh_N._Fletcher,_Patrick_G._J._Irwin,_Joshua_A._Kammer,_Maarten_H._Versteeg,_Bertrand_Bonfond,_Denis_C._Grodent,_Scott_J._Bolton_and_Steven_M._Levin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.11295 |
JunoミッションのUVS機器は、木星からの遠紫外線反射太陽光を記録します。これらのスペクトルは、上層大気中の化学種の存在量と成層圏ヘイズ層の分布に敏感です。木星の成層圏におけるアセチレン（C$_2$H$_2$）の子午線分布を研究するために、ミッションの最初の30個のペリジョーブからの観測を組み合わせます。中赤外スペクトルの以前の分析と一致して、C$_2$H$_2$の存在量が極に向かって2〜4倍減少することがわかります。この結果は、日射量から予想されます。赤道付近では、UV太陽フラックスが高く、CH$_4$のUV光分解からより多くのC$_2$H$_2$を生成できます。極に向かう存在量の減少は、水平方向の混合速度が緯度分布を均一化するのに十分な速さではないことを示唆しています。
手付かずの矮小銀河調査-IV。矮小銀河の周辺を探るBo \ "otes I
| Title |
The_Pristine_Dwarf-Galaxy_survey_--_IV._Probing_the_outskirts_of_the_dwarf_galaxy_Bo\"otes_I |
| Authors |
Nicolas_Longeard,_Pascale_Jablonka,_Anke_Arentsen,_Guillaume_F._Thomas,_David_S._Aguado,_Raymond_G._Carlberg,_Romain_Lucchesi,_Khyati_Malhan,_Nicolas_Martin,_Alan_W._McConnachie,_Julio_F._Navarro,_Rub\'en_S\'anchez-Janssen,_Federico_Sestito,_Else_Starkenburg,_Zhen_Yuan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.10849 |
アングロオーストラリアン望遠鏡とそのAAOmega分光器からのデータと、2度フィールドマルチオブジェクトシステムを使用して、矮星銀河うしかい座I（BooI）の新しい分光学的研究を紹介します。ガイア初期データリリース3の固有運動とPristine調査からの測光金属量を使用して選択された36個の高確率BooI星を観測しました。そのうち29人がBooIのスターであり、新しいメンバーを見つけるのに80％という優れた成功率をもたらしています。私たちの分析では、ガウスおよびフォークトラインプロファイルフィットからカルシウムトリプレットラインの視線速度と等価幅を推定するために開発された新しいパイプラインを使用します。3つの非常に金属量の少ない星（[Fe/H]<-3.0）を含む、18のメンバーの金属量が導き出されます。これは、PristineとGaiaの組み合わせでそれらを見つけるのに25％という並外れた成功率に相当します。最大4.1の半光半径に及ぶ新しいメンバーの大きな空間範囲と文献からの分光法を使用して、0.15+/-0.10kms-1arcmin-1の全身速度勾配と小さいが検出することができます。-0.007+/-0.003dexarcmin-1の分解された金属量勾配。最後に、BooIが以前に考えられていたよりも長く、楕円率が{\epsilon}=0.68+/-0.15であることを示します。その速度と金属量の勾配、およびその伸びは、BooIが潮汐の影響を受けた可能性があることを示唆しており、その結果は直接的な動的モデリングによって裏付けられています。
化石グループの起源。 XI。銀河軌道のマグニチュードギャップへの依存性
| Title |
Fossil_group_origins._XI._The_dependence_of_galaxy_orbits_on_the_magnitude_gap |
| Authors |
Stefano_Zarattini,_Andrea_Biviano,_J._Alfonso_L._Aguerri,_Marisa_Girardi,_and_Elena_D'Onghia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.10850 |
銀河団内の銀河の軌道が、対応する中央銀河の隆起にどのように依存するかを研究することを目指しています。$\sim$100のクラスターとグループのデータセットを、2つの最も明るいメンバー$\Deltam_{12}$間のマグニチュードギャップに基づいて4つのサンプルに分割しました。次に、4つのスタッククラスターを作成するために、各サンプルのすべてのシステムをスタックし、MAMPOSSt手順を使用してクラスターの4つのグループの質量と速度の異方性プロファイルを導出しました。質量プロファイルがわかれば、Jeans方程式の反転を介して（ノンパラメトリック）速度異方性プロファイルも取得します。$\Deltam_{12}$が最大のシステムでは、銀河の軌道は、軌道が等方性である中心付近（または中心の銀河も分析で考慮される場合は接線方向）を除いて、主に放射状です。$\Deltam_{12}$が小さい他の3つのサンプルでは、銀河の軌道は等方性であるか、わずかに放射状になっています。私たちの研究は、銀河の半径方向の軌道をグループ内の$\Deltam_{12}$の増加の原因として特定する数値シミュレーションの結果をサポートしています。
GaiaEDR3を用いた運動学によって明らかにされた散開星団の初期段階の潮汐構造の証拠
| Title |
Evidence_of_Early-stage_Tidal_Structures_of_Open_Clusters_Revealed_by_Kinematics_with_Gaia_EDR3 |
| Authors |
Yezhang_Li,_Xiaoying_Pang,_Shih-Yun_Tang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.10853 |
太陽の近くにある100Myrの散開星団であるBlanco1は、長さ50pcの2つの潮汐尾でよく知られています。Blanco1を参考にすると、ガイアEDR3データを介して、〜120Myrの他の2つの散開星団であるプレアデス星団とNGC2516に初期段階の潮汐破壊の証拠が見つかります。これらの2つのクラスターの総質量はブランコ1の2〜6倍です。ブランコ1と同じ年齢であるにもかかわらず、プレアデス星団とNGC2516のメンバーの割合は大きく、質量の86％が潮汐半径内にあります。、対ブランコ1の63％。ただし、ブランコ1の50pcの長さの潮汐尾と、速度空間の「運動学的尾」との間の相関は、プレアデス星団とNGC2516でも見られます。この証拠は、プレアデス星団とNGC2516の空間分布は、初期の潮汐破壊の結果です。
NuSTARおよび/またはSwift / BATで観測された局所57個の超/高光度赤外線銀河における活動銀河核の包括的な広帯域X線および多波長研究
| Title |
Comprehensive_Broadband_X-ray_and_Multiwavelength_Study_of_Active_Galactic_Nuclei_in_Local_57_Ultra/luminous_Infrared_Galaxies_Observed_with_NuSTAR_and/or_Swift/BAT |
| Authors |
Satoshi_Yamada,_Yoshihiro_Ueda,_Atsushi_Tanimoto,_Masatoshi_Imanishi,_Yoshiki_Toba,_Claudio_Ricci,_George_C._Privon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.10855 |
核分光望遠鏡アレイおよび/またはSwift/BATで観測された57個の局所超/高光度赤外線銀河システム（84個の個別の銀河を含む）の体系的なX線分光分析を実行します。Chandra、XMM-Newton、Suzaku、および/またはSwift/XRTで取得した軟X線データを組み合わせて、40個の硬（$>$10keV）X線で検出された活動銀河核（AGN）を特定し、それらのトーラスパラメーターをXで制約します。-光線の塊状トーラスモデルXCLUMPY（Tanimotoetal.2019）。サンプルバイアスが最小化されている$z<0.03$のAGNの中で、コンプトン厚（$N_{\rmH}\geq10^{24}$cm$^{-2}$）AGNの割合は後期合併では64$^{+14}_{-15}$％（6/9ソース）、初期合併では24$^{+12}_{-10}$％（3/14ソース）、一貫性Ricciらによって報告された傾向で。（2017）。赤外線データから得られたボロメータAGNの光度は増加しますが、X線とボロメータの光度の比率は合併段階で減少することがわかります。合併後期のX線の弱いAGNは、サブPCからKPCのスケールで大量の流出を遍在的に示しています。その中で、最も明るいAGN（$L_{\rmbol、AGN}\sim10^{46}$ergs$^{-1}$）の列密度は、$\lesssim$10$^{23}と比較的小さくなっています。$cm$^{-2}$およびほぼスーパーエディントン比（$\lambda_{\rmEdd}\sim$1.0）。それらのトーラスカバーファクター（$C_{\rmT}^{\rm（22）}\sim0.6$）は、同様に高いエディントン比を持つSwift/BATで選択されたAGNのものよりも大きくなっています。これらの結果は、合併の最終段階で、無秩序な準球形の流入により多相の強い流出が生じ、AGNが非常にX線に弱くなり、流入および/または流出する物質による不明瞭化により深く埋もれるというシナリオを示唆しています。
ALPINE-ALMA [CII]調査：z〜5での銀河質量集合への主要な合併の貢献
| Title |
The_ALPINE-ALMA_[CII]_survey:_The_contribution_of_major_mergers_to_the_galaxy_mass_assembly_at_z~5 |
| Authors |
M._Romano,_P._Cassata,_L._Morselli,_G._C._Jones,_M._Ginolfi,_A._Zanella,_M._B\'ethermin,_P._Capak,_A._Faisst,_O._Le_F\`evre,_D._Schaerer,_J._D._Silverman,_L._Yan,_S._Bardelli,_M._Boquien,_A._Cimatti,_M._Dessauges-Zavadsky,_A._Enia,_S._Fujimoto,_C._Gruppioni,_N._P._Hathi,_E._Ibar,_A._M._Koekemoer,_B._C._Lemaux,_G._Rodighiero,_D._Vergani,_G._Zamorani,_and_E._Zucca |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.10856 |
銀河の合体は、銀河の集団集合の主要なメカニズムの1つであると考えられています。最近、多くの研究が初期の宇宙における主要な合併の割合の増加の可能性を示唆しており、どのプロセス（例えば、低温降着、星形成、合併）が宇宙時間を通して銀河の大量蓄積に最も寄与するかについての議論を復活させています。この文脈での大規模な合併の重要性を推定するために、ALMA大規模プログラムによって収集された新しいデータを利用して[CII]を早期に調査し（ALPINE）、[CII]158$\mu$mの輝線を観測しました。4.4<z<5.9の75個の主系列星形成銀河のサンプルから。[CII]放出によって提供される形態運動学的情報を初めて使用して、z〜5での主要な合併の割合（$f_{MM}$）を取得しました。合併のタイムスケール（$T_{MM}$）に異なる処方を採用することにより、この割合を銀河ごと（$R_{MM}$）およびボリュームごと（$\Gamma_{MM}$）の合併率に変換しました。次に、私たちの結果を文献からのより低い赤方偏移の結果と組み合わせて、合併率の宇宙進化を計算しました。これは、z〜0からより高い赤方偏移への急速な増加、z〜3でのピーク、および初期のエポックへのゆっくりとした減少によって説明されます。使用されるタイムスケール処方に応じて、この割合は、z〜5で〜0.1〜〜4.0Gyr$^{-1}$の範囲の合併率に変換されます。最後に、特定の星形成と星形成率の密度を、主要な合併による類似の量と比較します。私たちの新しいALPINEデータは、初期の宇宙における重要なマージ活動の存在を明らかにしています。しかし、この合併の集団がこれらの赤方偏移で、そして宇宙の時代を通して銀河の質量集合に関連する貢献を提供できるかどうかは、合併のタイムスケールの仮定に強く依存しています。
| Title |
Formation_of_supermassive_black_holes_in_galactic_nuclei_II:_retention_and_growth_of_seed_intermediate-mass_black_holes |
| Authors |
Abbas_Askar,_Melvyn_B._Davies_and_Ross_P._Church |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.10862 |
多くの銀河核では、核星団（NSC）が超大質量ブラックホール（SMBH）と共存しています。この作業では、中間質量ブラックホール（IMBH）を含む可能性のあるいくつかの星団の合併を通じて、NSCがSMBHの前に形成されるという考えを探ります。これらのIMBHは、その後、合併や付加によって成長し、SMBHを形成する可能性があります。この提案されたSMBHシードメカニズムの観測可能な結果を確認するために、観測的に動機付けられた銀河の模擬集団を作成しました。NSCは、IMBHを含む場合と含まない場合がある星団を集約することによって構築されます。他のIMBHとの重力波（GW）の合併とガス降着を通じて、NSCでのIMBHの成長をモデル化します。GWの合併の場合、合併されたBHは、受け取ったGWの反動キックに応じて保持または排出できます。ガス降着によるNSCでのIMBHの成長を考慮すると、マージされたBHを保持する可能性が高くなります。有核の低質量銀河（$\rmM_{\star}\lesssim10^{9}\M_{\odot}$;例：M33）のSMBHシード占有率は約0.3から0.5であることがわかります。この占有率は、銀河の恒星の質量とともに、より大きな銀河の場合に増加します（$\rm10^{9}\M_{\odot}\lesssim\rmM_{\star}\lesssim10^{11}\M_{\odot}$）、BH成長のモデル化方法に応じて、0.5から0.8の間です。これらの占有率は、観測上の制約と一致しています。さらに、BHの成長を考慮に入れると、$\rmM_{\rmNSC}-M_{\rmBH}$平面でSMBHの質量範囲で観察された多様性を再現することもできます。
目標における高光度および超高光度赤外線銀河の硬X線ビュー：I-合併シーケンスに沿ったAGNの不明瞭化
| Title |
A_hard_X-ray_view_of_Luminous_and_Ultra-luminous_Infrared_Galaxies_in_GOALS:_I_--_AGN_obscuration_along_the_merger_sequence |
| Authors |
C._Ricci,_G._C._Privon,_R._W._Pfeifle,_L._Armus,_K._Iwasawa,_N._Torres-Alba,_S._Satyapal,_F._E._Bauer,_E._Treister,_L._C._Ho,_S._Aalto,_P._Arevalo,_L._Barcos-Munoz,_V._Charmandaris,_T._Diaz-Santos,_A._S._Evans,_T._Gao,_H._Inami,_M._J._Koss,_G._Lansbury,_S._T._Linden,_A._Medling,_D._B._Sanders,_Y._Song,_D._Stern,_V._U,_Y._Ueda,_S._Yamada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.10864 |
2つ以上の銀河の合併は、銀河スケールから活動銀河核（AGN）の近接環境への物質の流入を促進し、超大質量ブラックホール（SMBH）を覆い隠して供給することができます。最近のシミュレーションと合併におけるAGNの観測の両方で、合併が強い核の不明瞭化に関連していることが確認されています。ただし、合併プロセスの最終段階でAGNの不明瞭化がどのように進展するかはまだ不明です。NuSTARによって観測されたGOALSサンプルからの60個の光度および超大光度IR銀河（U/LIRG）のサンプルを研究します。コンプトンの厚さ（CT;$N_{\rmH}\geq10^{24}\rm\、cm^{-2}$）であるAGNの割合は、$74_{-19}^でピークに達することがわかります。{+14}\％$合併後期、合体前、核が$d_{\rmsep}\sim0.4-6$kpcの分離を予測したとき。同様のピークは、中央値$N_{\rmH}$[$（1.6\pm0.5）\times10^{24}\rm\、cm^{-2}$]でも観察されます。最終的な合併段階（$d_{\rmsep}\lesssim10$kpc）のAGNの大部分（$85^{+7}_{-9}\％$）は、かなり隠されています（$N_{\rmH}\geq10^{23}\rm\、cm^{-2}$）、およびサンプルの降着SMBHの中央値$N_{\rmH}$は、ローカルハードX-の中央値よりも体系的に高くなっています。合併の段階に関係なく、レイはAGNを選択しました。これは、これらの天体が非常に不明瞭な核環境を持っていることを意味し、$N_{\rmH}\geq10^{23}\rm\、cm^{-2}$ガスは、合併後期にAGNをほぼ完全に覆っています。CTAGNは、不明瞭でない線源よりも体系的に高い吸収補正X線光度を持つ傾向があります。これは、周囲で利用可能なガスが多いために、より不明瞭なソースがより急速に降着するという進化的影響、または選択バイアスのいずれかが原因である可能性があります。後者のシナリオは、非常に不明瞭で低い光度（$L_{2-10}\lesssim10^{43}\rm\、erg\、s^{-1}$）AGNの大部分がまだ欠落していることを意味します。U/LIRGで。
ハローラグ、風、ジェットを伴う乱流磁気ダイナモ
この論文は、古典的な方程式に基づいたスケール不変/自己相似銀河磁気ダイナモモデルを提示し、それらをエッジオン渦巻銀河で最近観測された磁場と定性的に比較します。軸対称のダイナモ磁場を、その別々のソース、移流フラックス、およびサブスケール乱流によって分類します。もっともらしい物理的条件下での拡散項は無視します。グローバルに保存された量によって決定される時間依存性があります。磁気スケールの高さが半径と風速とともに増加することを示します。サブスケール渦度を増加させるダイナモ作用に基づいて、AGN流出が大規模銀河ダイナモの重要な要素であることを示唆している。これにより、コヒーレント銀河磁場の形態（つまり、拡張された偏光フラックス）とAGNの存在との相関関係が{\it予測}されます。
VIRAC＆Gaiaの天の川バー/バルジのパターン速度
ミルキーウェイバー/バルジ領域での距離分解された絶対固有運動を、明確に定義されたパターン速度を持つオーダーメードの動的モデルのグリッドと比較します。データは、相対VVV赤外線位置天文カタログv1の固有運動をガイアDR2絶対参照フレームと組み合わせることによって取得されます。データとモデルの両方から、比較におけるさまざまなエラーの包括的な分析を行い、外れ値許容尤度関数を使用して最適なモデルを評価することにより、追加の未知の寄与を考慮します。スパイラルアームとのオーバーラップの有無にかかわらず、比較に含まれるデータの領域、モデルからのデータを予測するために使用される合成光度関数とバー角度の選択などの体系的な効果を定量化します。最適なパラメータの結果の変動は、最終的なエラーバジェットに含まれます。バーパターンの速度をOmega_b=35.4+-0.9km/s/kpcと測定し、方位角の太陽速度をV_phi_sun=251.4+-1.7km/sと測定します。これらの値を銀河の回転曲線の最近の測定値と組み合わせると、共回転の距離6.3<R_（CR）[kpc]<6.8、外側のリンドブラッド共鳴（OLR）、10.5<R_（OLR）[kpc]<が得られます。11.5以上、m=4、OLR、8.5<R_（OLR_4）[kpc]<9.0。測定された低パターン速度は、「ロングスロー」バーシナリオの強力な証拠を提供します。
古い星がたどる天の川の小さな箱型/ピーナッツ構造
| Title |
The_small_boxy/peanut_structure_of_the_Milky_Way_traced_by_old_stars |
| Authors |
Marcin_Semczuk,_Walter_Dehnen,_Ralph_Schoenrich,_E._Athanassoula |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.10907 |
天の川銀河の中央部にあること座RR型変光星の位置を解析します。以前に検出された全体的な棒の形状に加えて、$b\sim-3^の$\ell\sim\pm1^{\mathrm{\circ}}$付近の過密度の形でピーナッツ形状の構造の証拠が見つかりました。{\mathrm{\circ}}$。ピーナッツの2つのピーク間の対応する物理的距離は、$\sim0.7\、$kpcであり、近赤外画像（3.3kpc）およびレッドクランプ星から見られる距離よりも大幅に短くなっています。定性的には、これはバー軌道の「分別」から予想されます。これは、その後バーを形成する裏返しに成長するディスクのシミュレーションで一致することを示しています。
吸収されたAGNのNuSTARビュー：$ R-N_ \ text {H} $相関
推定トーラスの性質と活動銀河核（AGN）の外側の形状はまだかなり不明であり、活発な研究の対象となっています。それらの理解を深めることは、AGNの構造の物理的な図を作成するために重要です。この研究の主な目標は、観測された不明瞭な線源の硬X線スペクトルを研究することにより、AGNの外部形状を調査することです。私たちは主に、これらの発生源で反射された放射を研究することを目的としています。そのために、X線放射が大きく吸収されることがわかっている近くのAGNのサンプルのアーカイブされたNuSTAR観測を、$10^{23}<N_\text{H}<2.5\cdot10^{23で分析しました。}\text{cm}^{-2}$;$N_\text{H}$の上限は、私たちが行った分析とデータ品質のために必要でした。それらの発光を現象論的モデルと物理的モデルの両方に適合させて、反射と吸収の関係を調査しました。反射発光の強度、およびFeK$\alpha$線の等価幅は、吸収カラム密度と相関関係があります。これは、これらの光源での反射の塊状のトーラス起源で説明できます。観測された相関の形状は、可変充填率の塊状トーラスの効果をシミュレートすると、よく再現されていることがわかります。反射の同様の増加は、より大きな吸収を持つ光源によっても特徴づけられ、コンプトンの厚い（$N_\text{H}>1.5\cdot10^{24}\text{cm}^{-2}$）体制に達するようです。。
大マゼラン雲の背後にある電波連続源
| Title |
Radio_Continuum_Sources_behind_the_Large_Magellanic_Cloud |
| Authors |
M._D._Filipovi\'c,_I._S._Boji\v{c}i\'c,_K._R._Grieve,_R._P._Norris,_N._F._H._Tothill,_D._Shobhana,_L._Rudnick,_I._Prandoni,_H._Andernach,_N._Hurley-Walker,_R._Z._E._Alsaberi,_C._S._Anderson,_J._D._Collier,_E._J._Crawford,_B.-Q._For_and_T._J._Galvin,_F._Haberl,_A._M._Hopkins,_A._Ingallinera,_P._J._Kavanagh,_B._S._Koribalski,_R._Kothes,_D._Leahy,_H._Leverenz,_P._Maggi,_C._Maitra,_J._Marvil,_T._G._Pannuti,_L._A._F._Park,_J._L._Payne,_C._M._Pennock,_S._Riggi,_G._Rowell,_H._Sano,_M._Sasaki,_L._Staveley-Smith,_V._Trigilio,_G._Umana,_D._Uro\v{s}evi\'c,_J._Th._van_Loon,_E._Vardoulaki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.10967 |
大マゼラン雲の背後にある0.2〜20GHzの電波源の包括的な多周波カタログを提示します。これは、新しい電波源と従来の電波源の調査を組み合わせて収集したものです。このカタログは、45秒角から$\sim$3分角までの角度分解能で$\sim$144〜deg$^2$の領域をカバーしています。合計6434個の個別の電波源が見つかり、そのうち3789個が2つ以上の無線周波数で検出されています。$\alpha=-0.89$のスペクトルインデックスの中央値（$\alpha$;ここで、$S_{v}\sim\nu^\alpha$）と、排他的に検出された3636のソースの平均$-0.88\pm0.48$を推定します。同様の解像度（FWHM$\sim$40-45arcsec）の2つの周波数（0.843および1.384GHz）で。調査の周波数範囲が広いため、サンプル内のギガヘルツピークスペクトル（GPS）、コンパクトスティープスペクトル（CSS）、および赤外線微弱電波源の母集団を調査するための効果的なツールになります。ピーク周波数が5GHzに近いGPS候補が10個見つかり、そこから線形サイズを推定します。カタログの1866のソースは、$\alpha<-0.8$の（CSS）候補です。高周波ピーカー（HFP）ソースの候補が6つ見つかりました。その無線フラックスは、5GHzを超えてピークに達し、制約のないピークと$\alpha〜>0.5$のソースはありません。343個の無線連続光源に対応する光学部品が見つかりました。そのうち128個は赤方偏移測定値を持っています。最後に、この調査で見つかった123の赤外線微弱電波源（IFRS）の母集団を調査します。
既知および仮定の星間陽イオンの構造と特性
| Title |
Structures_and_Properties_of_Known_and_Postulated_Interstellar_Cations |
| Authors |
Lorenzo_Tinacci,_Stefano_Pantaleone,_Andrea_Maranzana,_Nadia_Balucani,_Cecilia_Ceccarelli,_Piero_Ugliengo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.11122 |
陽イオンは、特に化学が主にイオン駆動であると考えられている寒冷環境において、星間化学において基本的な役割を果たします。ただし、中性種とは対照的に、天体化学反応ネットワークに存在する陽イオンのほとんどは、天体化学の文献で完全に特徴付けられていません。このギャップを埋めるために、新しい正確な量子化学計算を実行して、星間化学で役割を果たすと仮定されている最大14個の原子を持つ262個の陽イオンの構造とエネルギーを特定しました。最適化された構造と回転定数はM06-2X/cc-pVTZレベルで得られ、電気双極子と総電子エネルギーはCCSD（T）/aug-cc-pVTZ//M06-2X/cc-pVTZシングルポイントエネルギー計算で計算されました。。現在の研究は、星間化学にも関与する200の中性種の構造とエネルギーを特徴づけたWoon＆Herbst（2009）による研究を補完するものです。まとめると、2つのデータセットを使用して、現在の天体化学反応ネットワークで想定されている反応が熱化学の観点から実行可能かどうかを推定し、その結果、星間化学のシミュレーションに使用される現在のネットワークの信頼性を向上させることができます。陽イオンと中性データセットの潜在的な使用の実際の例を提供します。これは、Si含有イオンを含み、広く使用されている反応ネットワークKIDAとUMISTに存在する2つの反応が、吸熱性のためにコールドISMでは発生しないことを示しています。
近くの星形成円盤銀河における中心分子流出の頻度と性質
| Title |
Frequency_and_nature_of_central_molecular_outflows_in_nearby_star-forming_disk_galaxies |
| Authors |
Sophia_K._Stuber,_Toshiki_Saito,_Eva_Schinnerer,_Eric_Emsellem,_Miguel_Querejeta,_Thomas_G._Williams,_Ashley_T._Barnes,_Frank_Bigiel,_Guillermo_Blanc,_Daniel_A._Dale,_Kathryn_Grasha,_Ralf_Klessen,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Adam_K._Leroy,_Sharon_Meidt,_Hsi-An_Pan,_Erik_Rosolowsky,_Andreas_Schruba,_Jiayi_Sun,_Antonio_Usero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.11227 |
渦巻銀河の中心的な分子流出は、銀河の内部領域からガスを除去することによって、それらのホスト銀河の星形成率を調整すると想定されています。異なる気相からなる流出は、局所銀河では一般的な特徴であるように見えますが、近くの宇宙の主系列銀河での分子流出の頻度についてはほとんど知られていません。銀河の大規模なサンプルにおける流出の信頼性の高い識別を可能にする、厳密な選択基準のセットを開発します。私たちの基準は、中心スペクトル、位置-速度図、および速度積分強度マップ（ライン-ウィングマップ）を利用しています。この方法は、PHANGS-ALMA調査からの高角度分解能CO（2-1）観測で使用されます。この調査では、${\sim}100の分解能で90個の近くの主系列銀河の均質なサンプルの分子ガスの観測が提供されます。\、$pc。割り当てられた流出の信頼度と恒星の質量または全球星形成率（SFR）との間に相関関係があります。核分子の流出の頻度は、すべての流出候補を考慮して$25.0\pm2.1$％、または安全な流出のみの場合は$20\pm2.4$％であると判断します。結果として得られた$16{-}20$銀河の流出候補サンプルは、完全なサンプル（AGNのある銀河：24％、バーのある銀河）と比較して、活動銀河核（AGN）（50％）とバー（89％）の全体的な増加率を示しています。：61％）。大量流出率と高い流出率で知られるSFRの間の傾向を、より低い値に拡張します（$\log_{10}{\dot{\rmM}_{\rmout}}\、[\mathrm{M}_\odot〜\mathrm{yr}^{-1}]<0$）。質量負荷係数は1次であり、これらの流出が主系列銀河のSFRを消光するのに効率的ではないことを示しています。
GUAPOSプロジェクトII。ペプチド様結合分子の包括的な研究
| Title |
The_GUAPOS_project_II._A_comprehensive_study_of_peptide-like_bond_molecules |
| Authors |
L._Colzi,_V._M._Rivilla,_M._T._Beltr\'an,_I._Jim\'enez-Serra,_C._Mininni,_M._Melosso,_R._Cesaroni,_F._Fontani,_A._Lorenzani,_A._S\'anchez-Monge,_S._Viti,_P._Schilke,_L._Testi,_E._R._Alonso,_and_L._Kolesnikov\'a |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.11258 |
原始的な地球環境でタンパク質の形成に関与することができるペプチド様結合分子は、これまで、いくつかのソースに向けてのみ検出されてきました。HNCO、HC（O）NH$_{2}$、CH$_{3}$NCO、CH$_{3}$C（O）NH$_{2}$、CH$_の研究を紹介します{3}$NHCHO、CH$_{3}$CH$_{2}$NCO、NH$_{2}$C（O）NH$_{2}$、NH$_{2}$C（O）CN、およびHOCH$_{2}$C（O）NH$_{2}$をホットコアG31.41+0.31に向けます。ALMA3mmスペクトル調査GUAPOSから得られた、1.2"$\times$1.2"（$\sim$4500au）の角度分解能のスペクトルを使用して、他の0.2"$とともにすべての分子種のカラム密度を導き出しました。\times$0.2"（$\sim$750au）HNCO、HC（O）NH$_{2}$およびCH$_{3}$C（O）NH$_{2}$の形態を研究するためのALMA観測。HNCO、HC（O）NH$_{2}$、CH$_{3}$NCO、CH$_{3}$C（O）NH$_{2}$、およびCH$_{を検出しました3}$NHCHO、銀河中心の外で初めて一緒に。H$_{2}$に関しては10$^{-7}$から数10$^{-9}$まで、CH$_{3}$OHに関しては10$^{-3}$から$\sim$4$\times$10$^{-2}$。他の情報源との比較から、星の前のコアなど、進化の初期段階にある領域は、ホットコア、ホットコリノ、またはショックを受けた領域よりも少なくとも2桁少ない存在量を示すことがわかります。さらに、さまざまなソースに対する分子の存在比は、物理的特性（たとえば、さまざまな質量や光度）や銀河全体のソースの位置に関係なく、$\sim$1桁以内で一貫していることがわかります。分子量のペア間の新しい相関関係も発見されました。これらの結果は、これらすべての種が分子雲の初期進化段階で粒子表面に形成され、その後、熱脱着または衝撃誘発脱着によって気相に放出されることを示唆しています。
HETDEX調査における3.0
| Title |
Detection_of_Lyman_Continuum_from_3.0_ |
| Authors |
Dustin_Davis,_Karl_Gebhardt,_Erin_Mentuch_Cooper,_John_Chisholm,_Robin_Ciardullo,_Daniel_J._Farrow,_Steven_L._Finkelstein,_Caryl_Gronwall,_Eric_Gawiser,_Gary_J._Hill,_Ulrich_Hopp,_Donghui_Jeong,_Martin_Landriau,_Chenxu_Liu,_Maja_Lujan_Niemeyer,_Donald_P._Schneider,_Jan_Snigula,_and_Sarah_Tuttle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.11319 |
何が宇宙の大規模な再電離を引き起こしたのか、その再電離がどのように進行したのか、そしてどのように硬電離放射線が銀河間物質に到達したのかについての質問は未解決のままであり、議論されています。赤方偏移の増加に伴う中性ガスの量の増加によってエポックが大幅に妨げられていることを調査する観測は、少数ですが、プロキシとして星形成銀河（$z\sim3$）を対象とする実験の数が増えています。ただし、これらの研究は素晴らしい詳細を提供しますが、時間がかかり、ターゲットが比較的少なく、選択バイアスに悩まされる可能性があります。補完的な代替案として、すでに膨大な数の低解像度（$\Delta\lambda/\lambda=800$）ライマン-$\alpha$放射（LAE）銀河スペクトルをホビー-から積み重ねるかどうかを調査します。エバリー望遠鏡の暗黒エネルギー実験（HETDEX）を使用して、銀河のホストから逃げる電離光子（レストフレーム880-910\AA）を測定できます。ブラインド調査として、HETDEXは、連続して選択された銀河からのバイアスを回避し、計画された540平方度のカバレッジは、多数の統計的検出力を促進します。この論文では、HETDEX観測のサブセットから\lyccount\高赤方偏移（$z\sim$3）LAEのサンプルを注意深く選択し、それらのスペクトルを積み重ね、$\gtrsim$3$\を測定することにより、ライマン連続体検出の実現可能性を確認します。サンプルスタック全体（$3.0<z<3.5$および$-22.0\lesssimM_{\text{UV}}\lesssim）で、銀河間媒体での減衰が補正されていない、$0.10\mu$Jyレストフレームライマン連続発光のsigma$検出-19.0$）。
高速電波バーストのホスト銀河における星間乱流の測定
乱流は銀河の星間物質（ISM）の重要な部分であり、銀河のエネルギー収支に大きく貢献し、星形成の調節因子として機能します。それにもかかわらず、経験的にISM乱流についてはほとんど理解されていません。天の川では、複数のトレーサーを使用して、膨大な範囲のスケールで密度と速度の変動パワースペクトルを再構築しますが、最小のスケールでのこれらの変動の性質については疑問が残ります。遠方の銀河のISMについては、光再結合線の非熱的広がりなど、乱流のトレーサーにアクセスできるのはごくわずかです。高速電波バースト（FRB）の電波散乱を使用して、銀河系外銀河の乱流の2番目のプローブを、輝線幅でプローブされるスケールよりも数桁小さいスケールで追加する方法を検討します。最初に、FRBの散乱測定値を、ホスト銀河ISMの密度と速度の変動の代替プローブと比較する形式を開発します。次に、この形式を3つのFRBに適用し、文献で詳細なホスト銀河分析を行います。主な動機は、ホスト銀河内でのFRB散乱が、H${\rm\alpha}$で見られるガスと同じ乱流カスケードをプローブするかどうかを判断することです。放出。これらの情報源の1つであるFRB20121102Aでは、乱流エネルギーの電波散乱限界はH${\rm\alpha}$線幅よりもはるかに制約が少ないものの、私たちが考えるすべての場合において、そのような関連性はもっともらしいと思います。将来のFRB調査、特に1GHz未満の周波数での調査では、銀河系外ISMの小規模な特性を明らかにする多くのFRBが見つかると予想されます。
最初のCHIME / FRBカタログでの高速電波バーストの分散と散乱特性のモデリング
| Title |
Modeling_Fast_Radio_Burst_Dispersion_and_Scattering_Properties_in_the_First_CHIME/FRB_Catalog |
| Authors |
P._Chawla,_V._M._Kaspi,_S._M._Ransom,_M._Bhardwaj,_P._J._Boyle,_D._Breitman,_T._Cassanelli,_D._Cubranic,_F._Q._Dong,_E._Fonseca,_B._M._Gaensler,_U._Giri,_A._Josephy,_J._F._Kaczmarek,_C._Leung,_K._W._Masui,_J._Mena-Parra,_M._Merryfield,_D._Michilli,_M._M_\"unchmeyer,_C._Ng,_C._Patel,_A._B._Pearlman,_E._Petroff,_Z._Pleunis,_M._Rahman,_P._Sanghavi,_K._Shin,_K._M._Smith,_I._Stairs,_S._P._Tendulkar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.10858 |
カナダの水素強度マッピング実験高速電波バースト（CHIME/FRB）プロジェクトで検出されたソースの最初のカタログに焦点を当てて、高速電波バースト（FRB）の分散と散乱に関するモンテカルロベースの人口合成研究を紹介します。さまざまなFRB人口モデルの固有の特性と伝播効果をシミュレートし、分散測定（DM）と散乱タイムスケールのシミュレートされた分布をCHIME/FRBカタログの対応する分布と比較します。私たちのシミュレーションは、以前の集団研究の結果を確認します。これは、ホスト銀河の星間物質だけでは、観測されたFRBの散乱タイムスケールを説明できないことを示唆しています。したがって、追加の散乱源、つまり、介在する銀河の銀河周囲媒体（CGM）と、典型的な銀河面環境に基づいて特性がモデル化されたバースト媒体を検討します。これらのメディアによってもたらされた散乱を伴うFRBの集団は、CHIME/FRBカタログとわずかに一致していることがわかります。このシナリオでは、私たちのシミュレーションは、渦巻腕に沿って分布している集団よりも、銀河中心からオフセットされたFRBの集団を支持しています。ただし、CGMを強い散乱の原因として提案しているモデルが正しくない場合、FRBは、天の川のパルサーについて推測されたものよりも極端な特性を持つ環境に生息している必要があると結論付けます。
LMC N132D：若々しいガンマ線スペクトルを持つ成熟した超新星残骸
| Title |
LMC_N132D:_a_mature_supernova_remnant_with_a_youthful_gamma-ray_spectrum |
| Authors |
Jacco_Vink_(1),_Rachel_Simoni_(2),_Nukri_Komin_(3),_and_Dmitry_Prokhorov_(3)_(on_behalf_of_the_HE.S.S._Collaboration,_(1)_Anton_Pannekoek_Institute/GRAPPA,_University_of_Amsterdam,_Netherlands,_(2)_University_of_the_Witwatersrand,_South_Africa) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.10946 |
超新星残骸LMCN132Dは、$\sim$50kpcで、$\sim$2500歳の非常に明るいガンマ線エミッターです。これは、カシオペアA（CasA）ととも座Aを含む酸素に富むSNRの小さなグループに属しています。N132Dは近くの分子雲と相互作用しています。150時間の露光時間で以前に公開されたデータに高エネルギーステレオスコピックシステム（HESS）で102時間の新しい観測を追加することにより、超高エネルギー（VHE）で5.7$\sigma$レベルでN132Dの有意な検出を達成します。）ドメイン。ガンマ線スペクトルは、10TeVを超える単一のべき乗則と互換性があります。指数関数的カットオフエネルギーの下限を、95％CLで8TeVに設定しました。多波長研究は、サブPeV宇宙線陽子の存在を示すVHEガンマ線放出のハドロン起源をサポートしています。TeVの光度はCasAの光度よりも1桁以上高いため、N132Dの検出は注目に値します。その光度は、RXJ1713.7-3946またはHESSJ1640-465の光度に匹敵するか、それを上回っています。さらに、N132DのVHEスペクトルの拡張されたべき乗則テールは、340歳の兄弟であるカシオペアAのスペクトルの3.5TeVでの指数カットオフと、Fermi-LATからのTeV放出の欠如の両方を考えると驚くべきことです。とも座Aに関連する2FHLソース（E>50GeV）。N132Dと分子雲に近い相互作用を介してTeV放出の増強につながる物理シナリオについて説明します。
| Title |
Predicting_the_redshift_of_gamma-ray_loud_AGNs_using_supervised_machine_learning |
| Authors |
Maria_Giovanna_Dainotti,_Malgorzata_Bogdan,_Aditya_Narendra,_Spencer_James_Gibson,_Blazej_Miasojedow,_Ioannis_Liodakis,_Agnieszka_Pollo,_Trevor_Nelson,_Kamil_Wozniak,_Zooey_Nguyen,_and_Johan_Larrson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.10952 |
AGNは非常に強力な銀河であり、中央の巨大なブラックホールから非常に明るい放射が出ているのが特徴です。AGNの赤方偏移を知ることは、初期の星の進化、初期の銀河の構造とともにそれらの形成などの重要な天体物理学的問題を調査するためにそれらの距離を決定する機会を私たちに提供します。赤方偏移の決定は、多くの場合さまざまな天文施設を含む多波長観測の詳細なフォローアップを必要とするため、困難です。ここでは、機械学習アルゴリズムを使用して、観測されたガンマ線特性から赤方偏移を推定し、第4フェルミ-LATカタログからガンマ線ラウドAGNの測光データを取得します。予測は、LASSOで選択された予測子のセットを使用して、Superlearnerアルゴリズムで取得されます。推定された赤方偏移と観測された赤方偏移の間のピアソン相関係数が71.3％で、平均{\Delta}z_norm=11.6x10^-4の緊密な相関が得られます。ガンマ線ラウドAGNのサンプルが少ないにもかかわらず、いくつかの機械学習モデルのアンサンブルであるSuperlearnerを使用して信頼性の高い予測モデルを取得することを強調します。
ASASSN-21auの急速に進化し、途方もない青いスーパーバーストは、長期AMCVnsのバーストの二分法を明らかにします
| Title |
The_Fast_Evolving,_Tremendous_and_Blue_Superoutburst_in_ASASSN-21au_Reveals_a_Dichotomy_in_the_Outbursts_of_Long_Period_AM_CVns |
| Authors |
L._E._Rivera_Sandoval,_C._O._Heinke,_J._M._Hameury,_Y._Cavecchi,_T._Vanmunster,_T._Tordai_and_F._Romanov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.11006 |
周期が約58分の新しいAMCVnシステムASASSN-21auの多波長観測を使用して、超小型降着白色矮星バイナリ（AMCVns）の爆発の振る舞いにおける二分法の発見について報告します。バイナリは、少なくとも82日間続いた約0.8等の静止gレベルに関して最初の明るさの増加を示し、その後2週間続いた追加の0.5等の増加が続きました。その後、ASASSN-21auは初めてスーパーバーストに入りました。このようなスーパーバーストは合計19日間続き、静止状態に対して約7.5等の振幅を示し、プリカーサーとエコーバーストがありました。ASASSN-21auのスーパーバースト中に、AMCVnのX線、UV、および発光の間の最初の相関関係も検出しました。ASASSN-21auの色の変化は、スーパーバースト中の主要なコンポーネントが降着円盤であったことを示しています。スーパーバーストの短い持続時間、大きな振幅、および色の変化は、ディスク不安定性モデルからの期待と一致しますが、SDSS〜J080710+485259の爆発の長い持続時間（1年以上）、小さな振幅、および赤色の進化とは対照的です。およびSDSSJ113732+405458は、それぞれ約53分および約60分の期間です。ASASSN-21auの光度曲線の最初のゆっくりとした明るさの増加とスーパーバースト後の動作は、物質移動速度の変化がディスクの不安定性につながるシナリオを支持しますが、SDSSJ080710+485259およびSDSSJ113732+405458のバーストメカニズムは強化された物質移動のみに起因している。この二分法の起源を理解するには、さらなる観察が必要です。
GRB200716Cの重力レンズ効果の証拠
| Title |
Evidence_for_gravitational_lensing_of_GRB_200716C |
| Authors |
Xing_Yang,_Hou-Jun_L\"u,_Hao-Yu_Yuan,_Zhao_Zhang,_Bin-Bin_Zhang,_and_En-Wei_Liang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.11050 |
観測的には、2つのパルスで構成されるFermi/GBMによって観測されたGRBプロンプト放出のごく一部があります。時折、高質量の天体物理学的物体がGRB源と観測者の間の経路に存在する場合、GRBの宇宙論的距離がレンズ化されることがあります。この論文では、持続時間が数秒の2パルス放射を備えたGRB200716Cを見つけることができて幸運です。時間的特性とスペクトル特性の両方で重力レンズを識別するベイズ分析を提示し、時間的特性に基づいて、これら2つのパルス間の時間減衰（$\Deltat\sim1.92$s）と倍率（$\gamma\sim1.5$）を計算します。フィットします。レンズの質量は、残りのフレームで約$2.38\times10^{5}〜M_{\odot}$であると概算できます。トリガーされた時間に近いこのGRBの最初のパルスが、実際に2番目のパルスによって重力エコーされる場合、GRB200716Cは、放出が延長された短いGRB候補である可能性があります。
大気中のミューオン生成プロファイルのパラメータ化
地下検出器に関連する宇宙線空気シャワーでの高エネルギーミューオンの生成は、一次宇宙線の特性と、荷電パイ中間子とK中間子の崩壊と再相互作用の競合による気温に依存します。一次宇宙線エネルギー、質量および天頂角、ミューオンが検出器に到達するための最小エネルギー、および大気温度プロファイルの関数としてのシミュレーションに基づくミューオン生成プロファイルのパラメーター化を提示します。これを使用して、多重度や横方向のサイズなどのミューオンバンドルのプロパティと、一次宇宙線エネルギーを固定する表面検出器と一致する地下測定のコンテキストでの季節変動を計算する方法を説明します。
| Title |
Anisotropic_neutrinos_and_gravitational_waves_from_black_hole_neutrino-dominated_accretion_flows_in_fallback_core-collapse_supernovae |
| Authors |
Yun-Feng_Wei,_Tong_Liu,_Li_Xue |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.11087 |
コア崩壊超新星（CCSNe）のフォールバックは、中央のコンパクトな残骸の特性を決定する上で重要な役割を果たします。これにより、大規模なCCSNの中央にブラックホール（BH）の過付加システムが生成される可能性があります。降着率が非常に高く、ニュートリノの冷却が支配的である場合、過降着はニュートリノが支配的な降着流（NDAF）の段階にあるはずであり、したがって、多数の異方性MeVニュートリノが強いものとともにディスクから放出されます。重力波（GW）。この論文では、フォールバックプロセスを調査するために、初期爆発エネルギーが$2〜8$Bの範囲で一連の1次元CCSNシミュレーションを実行します。フォールバック付加における中央のBH質量とスピンの進化を考慮することにより、異方性MeVニュートリノのスペクトルとNDAFからのGWの波形に対する、大規模な前駆星の初期爆発エネルギー、質量、および金属量の影響を示します。これらのニュートリノまたはGW信号は、運用中または将来の検出器によって検出される可能性があり、マルチメッセンジャー共同検出は、CCSNeおよび前駆星の特性を制約する可能性があります。
ブレーザージェットによるガス雲のアブレーションとCTA102での長続きするフレア
| Title |
The_ablation_of_gas_clouds_by_blazar_jets_and_the_long-lasting_flare_in_CTA_102 |
| Authors |
Michael_Zacharias,_Jonathan_Heil,_Markus_Boettcher,_Felix_Jankowsky,_Jean-Philippe_Lenain,_Stefan_Wagner,_Alicja_Wierzcholska |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.11108 |
ブレーザージェットの長続きする、非常に明るい多波長フレアは、奇妙な現象です。大きなガス雲とブレーザーの噴流との相互作用は、噴流によって同伴される粒子の貯蔵所として機能する可能性があります。次に、雲のサイズと密度の構造によって、ジェットへの粒子の注入の持続時間と強度、およびその後のブレーザーの放射爆発が決まります。このプレゼンテーションでは、このモデルが提供する豊富な可能性を示す包括的なパラメータ研究が提供されます。さらに、このモデルを使用して、2016年後半のフラットスペクトル無線クエーサーCTA102の4か月の対称フレアを説明します。このフレアの間、CTA102は、$zの大きな赤方偏移にもかかわらず、空で最も明るいブレーザーの1つになりました。=1.032$。
変化する外観の活動銀河核NGC1566の2018年の爆発の広帯域X線観測
| Title |
Broadband_X-Ray_Observations_of_the_2018_Outburst_of_the_Changing-Look_Active_Galactic_Nucleus_NGC_1566 |
| Authors |
Arghajit_Jana,_Neeraj_Kumari,_Prantik_Nandi,_Sachindra_Naik,_Arka_Chatterjeee,_Gaurava_K._Jaisawal,_Kimitake_Hayasaki,_Claudio_Ricci |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.11127 |
2018年6月の爆発の際に、変化する外観の活動銀河核NGC1566の性質を研究します。爆発の間、線源のX線強度は、静止状態の強度と比較して最大25〜30倍に上昇します。XMM-Newton、NuclearSpectroscopicTelescopeArray（NuSTAR）、およびNeilGehrelsSwiftObservatoriesによる半同時観測を使用して、バースト前、バースト、およびバースト後のエポック中にソースのタイミングおよびスペクトル分析を実行します。変動性を研究するために、さまざまなエネルギー帯域で分散、正規化された分散、および分数rms振幅を計算します。広帯域0.5-70keVスペクトルは、現象論的モデルと物理的モデルに適合しています。爆発中のスペクトルでは、強い軟X線過剰が検出されます。ソフト過剰放出は複雑であることがわかり、内側降着円盤の暖かいコンプトン化領域で発生する可能性があります。降着率の増加が光度の突然の上昇の原因であることがわかります。これは、ブラックホールX線連星の爆発で一般的に見られる硬度-強度図のq字型によってサポートされています。私たちの分析から、NGC1566は、スピンパラメータa*〜0.2の低スピンブラックホールを持っている可能性が高いことがわかります。また、NGC1566の中心コアが融合する超大質量ブラックホールである可能性があるシナリオについても説明します。
アインシュタイン望遠鏡のみを使用した低質量マージコンパクト連星システムの制約パラメータ
| Title |
Constraining_parameters_of_low_mass_merging_compact_binary_systems_with_Einstein_Telescope_alone |
| Authors |
Neha_Singh,_Tomasz_Bulik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.11198 |
将来の第3世代重力波検出器であるアインシュタイン望遠鏡（ET）は、1Hzまでの重力波信号に敏感になります。ETのこの改善された低周波感度により、低質量のバイナリを、それらが結合する前の検出帯域で長期間観察できるようになります。現在および高度な2G検出器と比較して感度が向上しているため、検出率も大幅に向上します。コンパクトなバイナリをETとマージする検出率が高いことを考えると、人口調査を実施するための有用な手段となるでしょう。この論文では、ローカリゼーション、チャープ質量、レッドシフト、質量比、ソースの総質量など、さまざまな研究を行うETの能力を推定するために重要な低質量マージコンパクト連星システムのパラメータを推定するアルゴリズムを提示します。コンパクトなバイナリ母集団。共動ボリュームに均一に分布するコンパクトなバイナリ母集団の場合、単一のETで空の90\％のローカリゼーション領域を最小値6.04平方度に制限できますが、500平方度以内にローカライズできるのはバイナリの1\％のみです。チャープ質量と総質量の値は2\％以内に制限できますが、$z$と$D_L$は、単一のETを使用した実効SNR$\sim100$に対して10\％の誤差で推定できます。
IceCubeによる銀河中心の暗黒物質の間接探索
| Title |
Indirect_search_for_dark_matter_in_the_Galactic_Centre_with_IceCube |
| Authors |
Nad\`ege_Iovine_and_Juan_A._Aguilar_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.11224 |
暗黒物質の存在を裏付ける強力な天体物理学的および宇宙論的兆候がありますが、その正確な性質は不明のままです。暗黒物質は、弱く相互作用する巨大粒子（WIMP）で構成されていると仮定すると、消滅または崩壊するときに標準モデル粒子を生成すると予想されます。これらの標準模型粒子は、IceCubeニュートリノ望遠鏡で検出できるニュートリノを生成する可能性があります。天の川は、その中心に向かって密度が増した暗黒物質ハローが浸透すると予想されます。このハローは、あらゆる天体からの地球で最も強い暗黒物質消滅信号を生成することが期待されており、間接的な探索の理想的なターゲットになっています。この寄稿では、IceCubeデータを使用して、銀河中心での暗黒物質の間接検索の感度を示します。この低エネルギーの暗黒物質探索により、5GeVから1TeVの範囲の暗黒物質の質量をカバーすることができます。この分析で得られた感度は、考慮されたエネルギー範囲で以前のIceCubeの結果に比べてかなりの改善を示しています。
8年間のIceCubeデータを使用して、地球の中心から暗黒物質を検索します
| Title |
Search_for_dark_matter_from_the_center_of_the_Earth_with_8_years_of_IceCube_data |
| Authors |
Giovanni_Renzi_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.11244 |
暗黒物質（DM）の性質は、基本的な物理学の最も重要な未解決の問題の1つです。弱相互作用質量粒子（WIMP）を含む多くのモデルは、DMを粒子と見なし、標準模型物質との弱い結合を予測します。DM粒子が星や惑星などの巨大な物体の近くで原子核から散乱する可能性がある場合、それらは運動エネルギーを失い、地球を含むそのような物体の中心に重力で閉じ込められる可能性があります。DMが地球の中心に蓄積すると、WIMPが標準模型粒子に自己消滅するため、地理的な南極にあるIceCubeニュートリノ天文台で検出可能な過剰なニュートリノが発生する可能性があります。これらの消滅からの過剰なニュートリノの検索は、8年間のIceCubeデータを使用して実行され、結果は、いくつかのWIMP消滅チャネル（$\chi\chi\rightarrow\tau^+\tau^-$/$W^+W^-$/$b\bar{b}$）および10GeVから10TeVの範囲の質量。この分析の最新の結果を提示し、その結果をIceCubeや他の実験による以前の分析と比較して、パラメーター空間の一部で世界をリードする競争力のある結果を示します。
IceCubeDeepCoreで低エネルギーニュートリノを使用した重力波のフォローアップ
| Title |
Gravitational_Wave_Follow-Up_Using_Low_Energy_Neutrinos_in_IceCube_DeepCore |
| Authors |
Aswathi_Balagopal_V.,_Raamis_Hussain,_Alex_Pizzuto_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.11285 |
IceCubeDeepCoreは、南極にあるIceCubeNeutrinoObservatoryの高密度インフィルアレイです。IceCubeは、数100GeV以上のエネルギーを持つニュートリノを検出するのに最適ですが、DeepCoreを使用すると、より低いエネルギーのニュートリノをプローブできます。もともと振動実験用に最適化された、約10GeVを超えるエネルギーを持つニュートリノのサンプルに焦点を当てます。最近、それは空の天体物理学的ニュートリノの一時的な発生源の検索を可能にするように適応されました。特に、この低エネルギーデータセットは、LIGO-Virgo機器によって検出された重力波トランジェントのフォローアップ検索を実行するために使用できます。ここでは、高エネルギーニュートリノサンプルを使用した重力波イベントのIceCubeのフォローアップを補完するこの研究について説明します。
IceTopで検出された傾斜空気シャワーの質量組成研究のためのミューオンの識別
| Title |
Discrimination_of_muons_for_mass_composition_studies_of_inclined_air_showers_detected_with_IceTop |
| Authors |
Aswathi_Balagopal_V._(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.11293 |
IceCubeの表面アレイであるIceTopは、1PeVから数EeVのエネルギー範囲内の宇宙線と最大$\約$36$^\circ$の天頂角範囲内の空気シャワーを測定します。この検出器アレイは、20PeVを超えるエネルギーでより大きな天頂角に到達するエアシャワーを測定することもできます。アレイに到着するより軽い原色からの空気シャワーは、より重い宇宙線原色と比較した場合、より少ないミューオンを生成します。したがって、これらのミューオンをシャワーの電磁成分から区別することで、一次質量の測定が可能になります。エネルギー20〜100PeVで、天頂角範囲45$^\circ$-60$^\circ$内のモンテカルロエアシャワーを使用してミューオンを識別する研究が提示されます。識別は、各シャワーでミューオンのような信号を選択できるようにする電荷と時間ベースのカットを使用して行われます。測定されたエアシャワーをイベントごとに軽いまたは重いとして分類することを目的としたこの分析の方法論について説明します。
超大光度X線源としてBeドナーを備えた高質量X線連星
2014年に超大光度X線源（ULX）からのX線パルスが検出されて以来、中性子星はその中心的な対象と見なされてきました。しかし、中性子星がエディントン光度よりもどのように明るくなるかは不明であり、中性子星の磁場とビームの程度に関する統一された見解は存在しません。最近の観測では、一部のX線脈動ULXにはBeタイプのドナーがあり、一部はコルベット図のBeタイプの高質量X線連星（Be-HMXB）と同じ領域を占めていることが示唆されています。スピンと公転周期。これは、少なくとも一部のULXがBe-HMXBの特殊なケースであることを示唆しています。この研究では、Be-HMXBの質量降着モデルのフレームワークを使用して、中性子星がエディントン限界を超える質量降着率を達成し、ULXとして観測可能になる条件を調査します。中性子星の磁場とBe円盤の密度が特定の条件を満たす場合、Be-HMXBがULXになる可能性があることを示します。また、より強い磁場はBeドナーを備えた中性子星ULXの明るさを増加させますが、その明るさはエディントン限界を${\upperx}50$以上超えることはできないことも示しています。最後に、ドナーが巨人に進化するにつれて、いくつかの通常のBe-HMXBがULXに進化する可能性があるシナリオを提案します。
電波パルサー状態の2つの遷移ミリ秒パルサーの光学測光
| Title |
Optical_photometry_of_two_transitional_millisecond_pulsars_in_the_radio_pulsar_state |
| Authors |
James_G._Stringer,_Rene_P._Breton,_Colin_J._Clark,_Guillaume_Voisin,_Mark_R._Kennedy,_Daniel_Mata_S\`anchez,_Tariq_Shahbaz,_Vik_S._Dhillon,_Marten_van_Kerkwijk,_Tom_R._Marsh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.11306 |
2つの遷移ミリ秒パルサーPSRJ1023+0038とPSRJ1227$-$4853の、両方が電波パルサー状態にある間に撮影されたULTRACAMマルチバンド光学測光を紹介します。光度曲線は、観測されたすべてのバンドでフラックスの最大値について有意な非対称性を示しており、システム内の非対称の加熱源を示唆しています。Icarusバイナリコードを使用して光度曲線をモデル化し、追加の「ホットスポット」加熱寄与を伴うモデルと、非対称性を処理するための異方性熱再分布モデルを使用します。私たちのモデリングでは、PSRJ1023+0038とJ1227$-$4853の両方で、ロッシュローブの充填率が$f\sim0.82-0.92$の範囲で、ロッシュローブが充填不足のコンパニオンスターが明らかになっています。体積平均充填係数は1に近くなりますが、tMSPは、数週間または数か月のタイムスケールで発生する質量の移動を開始するためにロッシュローブを急速に過剰充填する必要があるため、大幅な充填不足は予想されません。モデルへの拡張の動機と妥当性、および充填不足のロッシュローブの影響について説明し、tMSPサイクルにおける充填係数の役割をさらに調査するための今後の作業を提案します。
形成後、降着段階で強力なジェットを発射して維持できると仮定して、SKAやngVLAなどの今後の電波望遠鏡によって直接崩壊ブラックホール（DCBH）からの連続電波信号を検出する可能性を探ります。高$z$DCBHは、観測されたラジオラウドAGNと同様のジェット特性を持っていると想定し、ジェットモデルを使用してそれらの電波フラックスの検出可能性を予測します。ジェットパワー$P_{\rmjet}\gtrsim10^{42-43}$ergs$^{-1}$の場合、ジェットの傾斜角に応じて、SKA/ngVLAで検出できます。ジェットパワーとブラックホールの質量およびスピンとの関係を考慮すると、一般に、質量が$\gtrsim10^5〜M_\odot$のジェットDCBHを検出できます。$z=10$での合計噴射DCBH数密度$\sim2.5\times10^{-3}$Mpc$^{-3}$の場合、約100度$^{-2}z^{-1}$DCBHは、SKA1-midの検出しきい値（100時間の統合）を超えると予想されます。無線信号の大部分を放出するジェット「ブロブ」が高密度で相対論的である場合、DCBHは、自己シンクロトロン吸収（SSA）と青方偏移のために、SKA低帯域でわずかに放出するだけです。さらに、DCBHエンベロープでの自由自由吸収により、SKA低帯域の信号がさらに減少する可能性があります。したがって、SKA-lowとSKA-midの観測を組み合わせることで、DCBHを通常の星形成銀河と区別するための潜在的なツールが提供される可能性があります。
拡張ブレーザージェットの放出に対する陽子の痕跡
ブレーザー（ジェットが地球を指している活動銀河）は、すべての電磁波長にわたって放出します。いわゆるワンゾーンモデルは、静止状態とフレア状態の両方を十分に説明していますが、電波放射を説明することはできません。電磁スペクトル全体を自己無撞着に記述するためには、拡張ジェットモデルが必要です。特に、拡張ジェットの速度論的記述は、粒子種の時間的および空間的進化と完全な電磁出力を提供することができます。ここでは、最近開発されたハドロン拡張ジェットコードの初期結果を示します。陽子は電子よりもエネルギーを失うのにはるかに長い時間がかかるため、電子よりもはるかに長い距離にわたってエネルギーを輸送することができ、したがってジェット内のエネルギー輸送に不可欠です。さらに、陽子はパイ中間子とBethe-Heitlerの対生成を通じて追加のレプトンを注入できます。これにより、ニュートリノを生成しながら、支配的なレプトン放射信号を説明できます。詳細なパラメータ研究を提示し、さまざまなブレーザーサブクラスへの洞察を提供します。
ALMAサイエンスアーカイブのレガシーの追加の代表的な画像（ARI-L）プロジェクト
| Title |
The_Additional_Representative_Images_for_Legacy_(ARI-L)_project_for_the_ALMA_Science_Archive |
| Authors |
M._Massardi,_F._Stoehr,_G._J._Bendo,_M._Bonato,_J._Brand,_V._Galluzzi,_F._Guglielmetti,_E._Liuzzo,_N._Marchili,_A._M._S._Richards,_K._L._J._Rygl,_F._Bedosti,_A._Giannetti,_M._Stagni,_C._Knapic,_M._Sponza,_G._A._Fuller,_T._W._B._Muxlow |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.11071 |
レガシーの追加代表画像（ARI-L）プロジェクトは、2019年6月に開始されたALMA合同天文台（JAO）とヨーロッパ南天天文台（ESO）によって承認されたALMAアップグレードのヨーロッパ開発プロジェクトです。レガシー価値の向上を目的としています。サイクル2〜4のALMAデータの削減レベルを、ALMAパイプラインで画像化するために処理された最近のサイクルのデータの削減レベルに近づけることにより、ALMAサイエンスアーカイブ（ASA）の2021年半ばの時点で、150000を超える画像がASAに返送されて公開されています。2022年の完了時に、プロジェクトは、ALMAパイプラインで処理可能なサイクル2〜4の観測データの少なくとも70％に拡張製品を提供します。このホワイトペーパーでは、プロジェクトの理論的根拠、その実装、およびARI-L製品によってASAユーザーに提供される新しい機会について説明します。ARI-Lキューブと画像は、データ品質保証段階（QA2）中に生成される非常に限られた数のアーカイブ画像製品を補完します。これらの製品は、これらのサイクルで利用可能なデータのごく一部しかカバーしていません。ARI-Lイメージング製品は、多くの科学事例に非常に関連しており、アーカイブデータを活用する可能性を大幅に高めます。実際、ARI-L製品は、専門家でないデータマイニング担当者でも、科学目的でのアーカイブアクセスとデータ使用を容易にし、すべてのデータの均一なビューを提供して、データセットの比較とダウンロードの選択を改善し、視覚化および分析ツールがアーカイブにアクセスしやすくします。後続のサイクルで可能なものと同様のプレビュー画像とプロットの生成を有効にします。
APOGEEDR16およびDR17データの二重線分光連星
| Title |
Double-lined_spectroscopic_binaries_in_the_APOGEE_DR16_and_DR17_data |
| Authors |
Marina_Kounkel,_Kevin_R._Covey,_Keivan_G._Stassun,_Adrian_M._Price-Whelan,_Jon_Holtzman,_Drew_Chojnowski,_Pen\'elope_Longa-Pe\~na,_Carlos_G._Rom\'an-Z\'u\~niga,_Jesus_Hernandez,_Javier_Serna,_Carles_Badenes,_Nathan_De_Lee,_Steven_Majewski,_Guy_S._Stringfellow,_Kaitlin_M._Kratter,_Maxwell_Moe,_Peter_M._Frinchaboy,_Rachael_L._Beaton,_Jos\'e_G._Fern\'andez-Trincado,_Suvrath_Mahadevan,_Dante_Minniti,_Timothy_C._Beers,_Donald_P._Schneider,_Rodolfo_H._Barb\'a,_Joel_R._Brownstein,_Domingo_An\'ibal_Garc\'ia-Hern\'andez,_Kaike_Pan,_Dmitry_Bizyaev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.10860 |
APOGEEスペクトルは、恒星の視線速度（RV）の測定において$\lesssim$1kms$^{-1}$の精度を提供します。これは、複数の星が同じスペクトルでキャプチャされた場合でも当てはまります。これは、二重線分光連星（SB2）で最も一般的に発生しますが、無関係な星のランダムな視線調整も発生する可能性があります。APOGEEスペクトルでSB2と高次の倍数を自律的に識別するコードを開発し、7273の候補SB2、813のSB3、および19のSB4を生成します。バイナリの質量比を推定し、十分な数の測定値を持つこれらのシステムのサブセットについて、完全な軌道適合を実行し、期間が$<$10日のほとんどのシステムが循環していることを確認します。全体として、主系列星の矮星の中にSB2の割合（$F_{SB2}$）$\sim$3\％があり、星の温度による$F_{SB2}$の有意な傾向はありません。金属量の低いソースでより高い$F_{SB2}$を回復することもできますが、いくつかの観測バイアスがあります。また、TESSからの光度曲線を調べて、これらの分光連星のどれが食されているかを判断します。このようなシステム、特に主系列の前後のシステムは、質量と温度を決定するためのフォローアップ分析の良い候補です。
X線光度曲線を使用した磁気激変星可変X線スペクトルモデリングの縮退を破る
| Title |
Breaking_the_degeneracy_in_magnetic_cataclysmic_variable_X-ray_spectral_modeling_using_X-ray_light_curves |
| Authors |
Diogo_Belloni,_Claudia_V._Rodrigues,_Matthias_R._Schreiber,_Manuel_Castro,_Joaquim_E._R._Costa,_Takayuki_Hayashi,_Isabel_J._Lima,_Gerardo_J._M._Luna,_Murilo_Martins,_Alexandre_S._Oliveira,_Steven_G._Parsons,_Karleyne_M._G._Silva,_Paulo_E._Stecchini,_Teresa_J._Stuchi,_Monica_Zorotovic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.10861 |
3DCYCLOPSコードのアップグレード版を使用して、磁気激変星の模擬X線スペクトルと光度曲線の分析を示します。降着流のこの3D表現により、白色矮星による衝撃後領域の全体的および部分的な掩蔽と、衝撃前の位相依存の消滅によるX線光度曲線の変調を適切にモデル化できます。領域。白色矮星の質量と磁場の強さ、磁気圏の半径と特定の降着率を変化させることにより、4次元パラメーター空間で詳細な衝撃後領域モデリングを実行しました。衝撃後の領域の温度と密度のプロファイルを計算するために、イオンと電子の間の等分割を仮定し、白色矮星の重力ポテンシャル、磁気圏の有限サイズ、および双極子のような磁場の形状を考慮し、両方の制動放射による冷却を考慮しました。およびサイクロトロン放射プロセス。結果として得られるX線連続体スペクトルに対するパラメーターの影響を調査することにより、ここで調査した4次元パラメーター空間に不可避の縮退があり、X線連続体スペクトルフィッティング戦略が損なわれ、誤ったパラメーター推定につながる可能性があることを示します。。ただし、異なるエネルギー範囲にX線光度曲線を含めると、この縮退が解消される可能性があるため、原則として、X線データを使用して磁気激変星の基本パラメータを導出することは可能です。これは理解に向けた重要なステップです。それらの形成と進化。
7つのかすかなATLAS変光星候補の確認
展望台で実施されたパイロット調査では、小惑星地球衝突最終警報システム（ATLAS）によって最近発見された、ケプラー76bの領域で7つのかすかな（V〜13から17）変数が確認されました。ATLAS調査では、2018年の広域調査で315,000の変数が特定されました。これらの候補に含まれる微弱（r〜18まで）と振幅が小さい（0.02等まで）ため、外部検証が困難です。このような7つの変光星を確認したことで、ATLASリストに信頼性がもたらされました。さらに、さまざまな調査とLOデータの間の合意は、変光星と太陽系外惑星の研究のための私たちの新しい調査の使用を検証します。
V1112 Perseiの高ケイデンスミリマグニチュード測光観測（Nova Per 2020）
| Title |
High_Cadence_Millimagnitude_Photometric_Observations_of_V1112_Persei_(Nova_Per_2020) |
| Authors |
Neil_Thomas,_Kyle_Ziegler,_and_Peter_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.10915 |
プライベートルックアウト天文台（LO）は、2020年11月25日に上田清二によって発見された直後から80日間にわたって37夜、古典的な新星V1112Perseiを監視しました。画像は、最初は2未満の露出長で、高いケイデンスでキャプチャされました。秒と10時間以上続くいくつかのセッションで。測光の標準誤差は、通常、5千分の1の大きさ（5mmag）よりも優れていました。このリズムと精度により、予想される新星の減光の観測だけでなく、0.608±0。005日の周期を持つ変動も可能になりました。このデータは、米国変光星観測者協会（AAVSO）から公開されている測光を補完し、結果のデータを組み合わせてこの測光分析を実行します。この論文は、天体物理学の観点から新星の詳細な物理的分析を試みていません。
大規模なバイナリーにおける付加星の進化：へびつかい座ゼータのモデリングからのより広い意味
| Title |
Evolution_of_accretor_stars_in_massive_binaries:_broader_implications_from_modeling_{\zeta}_Ophiuchi |
| Authors |
M._Renzo_and_Y._Gotberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.10933 |
ほとんどの大質量星は、物質移動エピソードに十分近い連星で生まれます。これらは、両方の星の外観、構造、および将来の進化を変更します。最初は25Mの星と17Mの星で構成され、安定した物質移動を経験する100日間のバイナリの進化を計算します。質量降着が表面組成、内部回転、および降着器の構造に与える影響に焦点を当てます。モデルを固定するために、私たちのアキュレーターが{\zeta}へびつかい座の特性を広く再現していることを示します。これは、コンパニオンが爆発したときに逃走星として放出される前に質量を付加したと長い間提案されてきました。私たちの降着器を単一の回転する星のモデルと比較し、質量降着によって提供される後のより強いスピンアップが大きな違いを生み出すことを発見しました。具体的には、主系列の終わりにアキュレーターのコアがより高いスピンを保持し、対流層が発達してその密度プロファイルが変化します。さらに、アクレタースターの表面は、コンパニオンから寄贈されたCNO処理された物質によって汚染されています。私たちのモデルは、単一の回転する恒星モデルでは捕捉されない連星の質量降着の影響を示しています。これは、さらなる進化（バイナリまたは単一の星として）、最終的な崩壊、および結果として生じるコンパクトオブジェクトのスピンに影響を与える可能性があります。
食変光星HSハイドラの上昇と下降
| Title |
The_Rise_and_Fall_of_the_Eclipsing_Binary_HS_Hydrae |
| Authors |
James_R._A._Davenport,_Diana_Windemuth,_Karen_Warmbein,_Erin_L._Howard,_Courtney_Klein,_Jessica_Birky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.10954 |
HSHydraeは、急速に変化する傾斜を持っていることが観察されたシステムのまれなグループに属する、短期間の食変光星（P_orb=1。57日）です。この進化は、中間軌道上の3番目の星によるものであり、日食の深さとタイミングに年ごとに大きな違いが生じます。Zasche＆Paschke（2012）は、HSHydraeの日食が急速に見えなくなり、2022年頃に止まると予測していることを明らかにしました。トランジット系外惑星探査衛星（TESS）のセクター009からの25日間の測光データを使用すると、2019年3月のHSHydraeの深さはわずか0.00173+/-0.00007等でした。TESSからのこのデータは、HSHydraeから検出された最後の日食を表している可能性があります。また、ハーバード天文プレートコレクションのデジタル化（DASCH）アーカイブで、システムからの履歴データを検索しました。写真乾板から精密な宇宙ベースの測光まで、125年以上の合計ベースラインを持つこのユニークなデータセットの組み合わせにより、HSHydraeからの日食の出現と減衰を追跡し、その進化をさらに制限することができます。セクター035からの最近のTESS観測は、HSHyaの食が止まったことを確認しており、2195年に再び始まると推定しています。
他の世界の天気。 VI。ルーマン16Bの光学分光光度法は、アルカリ線の大振幅変動を明らかにします
| Title |
Weather_on_Other_Worlds._VI._Optical_Spectrophotometry_of_Luhman_16B_Reveals_Large-amplitude_Variations_in_the_Alkali_Lines |
| Authors |
A._N._Heinze,_Stanimir_Metchev,_Radostin_Kurtev,_and_Michael_Gillon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.10995 |
8メートルのジェミニサウス望遠鏡のGMOS分光器を使用した新しいワイドスリット、マルチオブジェクトアプローチを使用して、2夜にわたって光学波長でバイナリ褐色矮星Luhman16の正確な時系列分光光度法を取得しました。このバイナリシステムのB成分は、5時間の周期と、5〜20％の振幅で、赤色光学および近赤外線で可変であることが知られています。私たちの観測では、6000〜10000オングストロームの範囲でスペクトル分解された変動を調べています。中性アルカリ金属の非常に強く広がったスペクトル線（7682オングストローム付近を中心とするカリウムダブレットと5893オングストロームのナトリウムダブレット）の影響を受ける波長では、8000〜10000オングストロームのものとは著しく異なる測光変動が見られます。検出されたフラックスを支配する「赤い連続体」。UT20142月24日では、これらの変動は赤い連続体と反相関していますが、2月25日では、相対的な位相シフトが大きくなっています。波長に依存する測光挙動が赤い連続体のそれから逸脱する程度は、アルカリ吸収の強さと相関しているように見えます。私たちは、私たちの観測が雷またはオーロラ活動によって説明されるモデルを検討しますが、最終的には拒否します。より可能性の高い原因は、褐色矮星大気中の塩化物と化学平衡にあるナトリウムとカリウムの気相存在量の雲相関、高度依存の変動です。雲は、大気温度プロファイルを変更することによって、および/または化学触媒として作用する雲粒子を介して、これらの化学平衡に影響を与える可能性があります。
全太陽放射照度の深層学習ベースの再構築
| Title |
Deep_Learning_Based_Reconstruction_of_Total_Solar_Irradiance |
| Authors |
Yasser_Abduallah,_Jason_T._L._Wang,_Yucong_Shen,_Khalid_A._Alobaid,_Serena_Criscuoli,_Haimin_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.11042 |
地球の主要なエネルギー源は、太陽によって生成される放射エネルギーです。これは、太陽放射照度、またはすべての放射が測定される場合の全太陽放射照度（TSI）と呼ばれます。太陽放射照度のわずかな変化は、地球の気候と大気に重大な影響を与える可能性があります。その結果、太陽放射照度の研究と測定は、気候変動と太陽変動を理解する上で非常に重要です。長期間および短期間の全太陽放射照度を再構築するために、いくつかの方法が開発されました。ただし、それらは物理ベースであり、9、000年を超えないデータの可用性に依存しています。この論文では、物理モデルのデータの可用性を超えた短期および長期の深層学習によって全太陽放射照度を再構築する、TSInetと呼ばれる新しい方法を提案します。利用可能なデータに関して、私たちの方法は、最先端の物理学ベースの再構成モデルとよく一致しています。私たちの知る限り、ディープラーニングが9、000年以上にわたって全太陽放射照度を再構築するために使用されたのはこれが初めてです。
サブストーム開始緯度と磁気圏対流の安定性
| Title |
Substorm_Onset_Latitude_and_the_Steadiness_of_Magnetospheric_Convection |
| Authors |
S._E._Milan,_M.-T._Walach,_J._A._Carter,_H._Sangha,_and_B._J._Anderson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.11062 |
磁気圏の磁束輸送におけるサブストームと定常磁気圏対流（SMC）の役割を、アクティブ磁気圏と惑星電気力学応答実験による磁場整列電流の観測を使用して研究します。65$^{\circ}$磁気緯度の上下で発生する、2つのクラスのサブストームを識別します。これらは、異なる夜間の磁場に沿った現在の形態を示します。低緯度の開始が極方向に拡大するオーロラバルジを発達させることを示し、Grocottetal。によって示唆されているように、これらをオーロラバルジ領域で電離層対流ブレーキングを示すサブストームとして識別します。（2009、https：//doi.org/10.5194/angeo-27-591-2009）。ブレーキングを経験しない高緯度のサブストームは、惑星間磁場が開始後長期間南向きにとどまる場合、SMCイベントに進化する可能性があることを示します。進行中の運転の期間中、磁気圏は、運転速度と開始前の磁気圏の開放磁束含有量に応じて、繰り返されるサブストーム活動またはSMCを示すと結論付けます。鋸歯状のイベントは繰り返し発生する極端なケースであり、惑星間磁場の北向きの方向転換によって引き起こされたサブストームは、SMCの期間の停止を示していると推測されます。私たちの結果は、電離層と大気の間の摩擦を引き起こすことによって、太陽風-磁気圏-電離層の結合に対する地上システムの応答の異なるモードについての新しい説明を提供します。
Cr I5782周辺のスペクトル範囲の磁場を推測するための複数のストークスI反転\ r {A}
| Title |
Multiple_Stokes_I_inversions_to_infer_magnetic_fields_in_the_spectral_range_around_Cr_I_5782_\r{A} |
| Authors |
C._Kuckein_(1),_H._Balthasar_(1),_C._Quintero_Noda_(2,3),_A._Diercke_(1,4),_J._C._Trelles_Arjona_(2,3),_B._Ruiz_Cobo_(2,3),_T._Felipe_(2,3),_C._Denker_(1),_M._Verma_(1),_I._Kontogiannis_(1),_and_M._Sobotka_(5)_((1)_Leibniz-Institut_f\"ur_Astrophysik_Potsdam_(AIP),_(2)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Canarias_(IAC),_(3)_Departamento_de_Astrof\'isica,_Universidad_de_La_Laguna_(ULL),_(4)_Universit\"at_Potsdam,_(5)_Astronomical_Institute_of_the_Czech_Academy_of_Sciences) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.11116 |
太陽光球に形成されたフラウンホーファー線を含むスペクトルウィンドウ、5780.9、5781.1、5781.7、5783.0、および5783.8\r{A}の磁気感受性CrI線の周囲、Land\'eg-factors1.6〜2.5、探求されています。目標は、CrI、CuI、FeI、MnI、およびSiI線を含む15のスペクトル線を偏光測定なしで同時に分析し、反転コードを使用して強磁化プラズマの熱力学的および磁気的特性を推測することです。この研究は、真空塔望遠鏡（VTT、テネリフェ島）の新しいセットアップに基づいており、CrI5781.75\r{A}ライン周辺の波長範囲での高速分光スキャンが含まれています。BifrostコードからのEnhancedNetworkシミュレーションのスナップショット385は、すべてのラインを合成するのに役立ちます。これらのラインは、SIRと同時に反転され、最適な反転戦略を確立します。次に、この戦略は、2018年9月30日のNOAA12723に属する黒点のVTT観測に適用され、その結果は、日震学および磁気イメージャー（HMI）で取得されたフルディスクベクトル場データと比較されます。15の同時に反転した強度プロファイル（ストークスI）は、シミュレーションと比較した場合、正確な温度とドップラー速度を提供しました。導出された磁場と傾斜は、磁場が視線（LOS）に沿って方向付けられている場合に最も正確であり、磁場がLOSを横切る場合には精度が低くなります。一般に、結果はHMIベクトル場データと同様に表示されますが、いくつかの不一致が存在します。分析されたスペクトル範囲は、偏光測定がなくても、細孔や黒点など、太陽の強く磁化された特徴で熱、動的、および磁気情報を提供する可能性があります。線の感度が最も高いのは下部の光球で、平均して$\log\tau=-1$前後です。複数行の反転により、視野全体にわたってスムーズな結果が得られます。
太陽フレアモデルにおける水素ライマン遷移によるCaII光イオン化の重要性について
| Title |
On_the_Importance_of_Ca_II_Photoionisation_by_the_Hydrogen_Lyman_Transitions_in_Solar_Flare_Models |
| Authors |
Christopher_M._J._Osborne,_Petr_Heinzel,_Jana_Ka\v{s}parov\'a,_Lyndsay_Fletcher |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.11145 |
太陽フレア観測と放射流体力学シミュレーションのフォワードフィッティングは、これらの爆発的なイベント中のエネルギー蓄積と大気の進化について学習するための一般的な手法です。このプロセスで頻繁に選択されるスペクトル線は、彩層での形成とかなりの変動性のため、CaII854.2nmです。観測値を正しく解釈するには、この線が正確にモデル化されていることを確認することが重要です。ここでは、水素ライマン遷移によるCaIIからCaIIIへの光イオン化の重要性を調査します。シミュレーションでは、このコンテキストでは通常、ライマン連続体が考慮されますが、関連する境界-境界遷移は考慮されません。この調査では、2つのRADYNフレアシミュレーションを使用し、すべてのアクティブな遷移のオーバーラップを説明するLightweaverフレームワークを使用して放射伝達を再処理します。CaII854.2nmのラインプロファイルは、ライマンラインによる光イオン化により大幅に変化し、著しく異なる形状を示し、非対称性が逆転することさえあります。最後に、これらの影響がシミュレーションのエネルギーバランスをどの程度変更するか、および将来の放射流体力学シミュレーションへの影響を調査します。提示された2つのシミュレーションでカルシウム線に対するこれらの光イオン化効果を考慮することにより、詳細な光学的厚さの放射損失に10〜15％の変化があることがわかり、これらの効果を自己矛盾のない方法で考慮することの重要性を示しています。
WISEA J052305.94-015356.1：新しいEsdT候補
WISEAJ052305.94-015356.1を、その独特の赤外線色と高い固有運動（$\sim500\$mas/yr）に基づいて、非常に金属量の少ないT準矮星（esdT）の新しい候補として提示します。この新たに発見された亜恒星天体のクラスのメンバーであることを確認するために、分光学的フォローアップが必要になりました。
CII吸収による原始惑星系円盤風のプロービング
ハッブル宇宙望遠鏡によって得られたアーカイブ遠紫外線（FUV）スペクトルを使用して、40個の古典的なおうし座T星に向けたCII${\lambda}1335$ダブレットの風吸収の分析を示します。私たちのサンプルでは、速い風または遅い風によって生成される吸収機能が一般的に検出されます（40個のターゲットのうち36個）。高速風の風速はディスクの傾きとともに減少し、コリメートされたジェットの予想と一致します。遅い風の吸収は、主に中程度または高い傾斜のディスクで検出され、風速がディスクの傾斜に大きく依存することはありません。高速および低速の両方の風吸収は、中性または単一イオン化原子のFUVラインで優先的に検出されます。MgII${\lambda}{\lambda}2796,2804$線は、CII線の吸収と一致する風の吸収を示しています。観測ディスク風吸収を解釈するために、簡略化された半分析ディスク/風モデルを開発します。速い風と遅い風はどちらも、熱磁化されたディスク風モデルからの期待と一致しており、一般に純粋な熱風とは一致していません。モデルと観測分析の両方が、風の吸収が内側のディスクから優先的に発生することを示しており、大量の風を追跡する光学的禁制線放射を補完する風診断を提供します。
Orion BN / KLフィンガーのオービタルリリースモデル
「オリオンフィンガー」（BN/KLオブジェクトによって放出される）を生成する弾丸が、超新星爆発を伴う高質量星の周りの軌道にある原始惑星または低質量原始星として解釈される単純なモデルを提示します。SN爆発の残骸は超新星前の星の質量のごく一部しか持っていないので、軌道を回る物体は自由な軌道で離れ、解放時の軌道速度を維持します。ほぼ同一平面上の軌道に配置されたオブジェクトのシステムが、オリオンの指に似た形態学的および運動学的特性を持つ軌道をもたらすことを示します。一定速度の動きの仮定の下で、観察された指の頭の位置を使用して、それらが発生した軌道構造のプロパティを再構築できることを示します。その結果、外半径が$\simのコンパクトディスクになります。2.4$〜AU。
二重縮退バイナリマージ製品HD144941での非常に強い磁場の検出
| Title |
Detection_of_an_extremely_strong_magnetic_field_in_the_double-degenerate_binary_merger_product_HD_144941 |
| Authors |
M._E._Shultz,_O._Kochukhov,_J._Labadie-Bartz,_A._David-Uraz,_and_S._P._Owocki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.11211 |
HD144941は、極端なHe（EHe）星であり、2つの白色矮星（WD）星の合併から形成された準矮星OB星の珍しいクラスです。EHe星の中で独特なことに、その光度曲線は回転によって完全に変調されることが報告されており、磁場の存在を示唆しています。ここでは、HD144941の最初の高解像度分光偏光観測を報告します。ここでは、円偏光の両方で非常に強い磁場を検出します（恒星ディスク$\langleB_z\rangle\simで平均化された視線磁場を使用）-8$kG）およびスペクトル線のゼーマン分割（$\langleB\rangle\sim17$kGの磁気係数を生成）。また、遠心磁気圏（CM）の起源と一致する弱いH$\alpha$放出を初めて報告します。HD144941の大気パラメータは、準矮星または主系列（MS）星のいずれかと一致している可能性があり、その表面の存在量は、他のEHe星やHeに強い磁気星とは似ていません。ただし、そのH$\alpha$放出特性は、その質量が約1M$_\odot$である場合にのみ再現でき、MS後のオブジェクトである必要があることを示しています。二元性の兆候がないので、それは剥ぎ取られた星である可能性は低く、したがって、おそらくWDの合併で生産されました。したがって、HD144941は、合併が化石磁場の生成のための実行可能な経路であることのさらなる証拠です。
2つの時代の精密位置天文学カタログで解決された長周期連星の質量比
| Title |
Mass_ratios_of_long-period_binary_stars_resolved_in_precision_astrometry_catalogs_of_two_epochs |
| Authors |
Valeri_V._Makarov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.11274 |
広く分離された、長周期の分解された連星の質量比は、ESAのヒッパルコスやガイアのミッション結果などの主要な宇宙位置天文学カタログで利用可能なデータから直接推定できます。この方法は、外力がない場合のシステムの重心の慣性運動の普遍的な原理に基づいており、物理的パラメーターや恒星モデルに関する仮定とは無関係です。アプリケーションは、入力された位置天文データの精度、軌道周期とシステムまでの距離、およびトリプルシステムなどの近くに他のアトラクタが存在する可能性によって制限されます。この手法のトリプルへの一般化、および不確実性の推定へのアプローチが提案されています。既知の長周期バイナリHIP473ABをアプリケーション例として説明します。このアプリケーション例では、$m_2/m_1=0.996^{+0.026}_{-0.026}$が取得されます。
自発的に破壊された$SU（2）$暗黒物質に基づく光ベクトルメディエーターを介して相互作用する疑似ゴールドストーン暗黒物質のモデルを提示します。暗黒物質の質量は、暗い$SU（2）$対称性の明白な対称性の破れによって引き起こされます。残余のグローバル$U（1）$対称性は、暗黒物質の崩壊を防ぎます。このモデルの振る舞いは、観測された暗黒物質の熱的残存粒子が熱的凍結によるものであるという仮定の下で研究されています。小規模な構造異常の自己相互作用ターゲットと、ベクトルメディエーターを介して標準モデルと相互作用する可能性を検討します。
ORNLのサミットでHPX + CUDAを使用したOcto-Tigerの新しいHydroモジュールとパフォーマンス
| Title |
Octo-Tiger's_New_Hydro_Module_and_Performance_Using_HPX+CUDA_on_ORNL's_Summit |
| Authors |
Patrick_Diehl_and_Gregor_Dai{\ss}_and_Dominic_Marcello_and_Kevin_Huck_and_Sagiv_Shiber_and_Hartmut_Kaiser_and_Juhan_Frank_and_Dirk_Pfl\"uger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.10987 |
Octo-Tigerは、3次元の自己重力天体物理学流体をモデル化するためのコードです。これは、相互作用する連星間の動的物質移動の研究のために特に設計されました。Octo-Tigerは、非同期メニータスクランタイムシステム、並列処理と並行処理（HPX）用のC++標準ライブラリを使用して分散システム用に並列化され、重力ソルバーにCUDAを利用します。最近、Octo-Tigerのハイドロソルバーを3次元再構成スキームを使用するように改造しました。さらに、CUDAカーネルを使用してハイドロソルバーをGPUに移植しました。Sedov-Taylor爆風問題を使用したORNLのSummitマシンでの新しいハイドロカーネルのスケーリング結果を示します。また、回転星をテスト問題として使用して、Octo-Tigerの新しい水力スキームを古い水力スキームと比較します。
超小型衛星の推進システムの設計：StudSat2
| Title |
Design_of_the_Propulsion_System_of_Nano_satellite:_StudSat2 |
| Authors |
Roshan_Sah,_Prabin_Sherpaili,_Apurva_Anand,_Sandesh_Hegde |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.10992 |
衛星のアプリケーションの増加は、特に低軌道で衛星の数を急増させました。今日の主な懸念は、寿命が尽きた後、これらの衛星が破片になり、宇宙環境に悪影響を与えることです。欧州宇宙機関の国際ガイドラインに従い、寿命が尽きた後25年以内に衛星の軌道を外すことが義務付けられています。2010年7月12日に打ち上げに成功したStudSat1は、南インドの7つの異なる工学部の学部生によってインドで開発された最初のPico衛星です。現在、チームはStudSat2を開発しています。これは、全体の質量が10kg未満の2つの超小型衛星を持つインド初の双子衛星ミッションです。この論文は、StudSat2を元の軌道（600km）からより低い軌道（400km）に軌道から外すための推進システムであるコールドガススラスタを設計することを目的としています。推進システムは、主に貯蔵タンク、パイプ、収束発散ノズル、および電子アクチュエータで構成されています。また、CATIAV5で設計されたコールドガススラスタのコンポーネントに関する情報も提供されており、その構造とフローの分析はANSYSで行われています。ホーマン遷移の概念は衛星の軌道を外すために使用され、STKはそれをシミュレートするために使用されました。
原始ブラックホールの地球との衝突の可能性とその結果
原始ブラックホール（PBH）の存在の文脈では、それらは宇宙の暗黒物質の一部を構成するかもしれません。PBHが銀河ハローと暗い円盤の天の川銀河の暗い内容を満たしていると仮定して、PBHが地球と衝突する確率を計算します。この衝突は、力学的摩擦と降着のプロセスを通じて地球の内部を加熱するため、さまざまな結果をもたらします。この作業では、衝突の割合と、地球の内部に閉じ込められる可能性のあるブラックホールの割合を計算します。最後に、PBH衝突の危険性と地球への小惑星の衝突を比較します。
MeVスケールのサーマルダークセクターのBBNおよびCMB制約に対するLUNAの影響
ごく最近、LUNAの共同研究により、$d+p\to{}^{3}\text{He}+\gamma$反応速度の新しい測定値が報告されました。これは、原始的な重水素の存在量の予測に重要な役割を果たします。BBNの時。この新しい測定により、標準モデルのコンテキスト内で新しい一連のグローバルBBN分析がトリガーされました。JCAP01（2020）004（arXiv：1910.01649）のこの補遺では、MeVスケールのダークセクターに対する制約に対するこれらの新しい結果の影響を検討します。重要なのは、BBNのみとPlanckのみの分析の範囲が、これらの更新の影響を受けないことです。同様に、BBNデータとCMBデータを同時に使用して導出された制約は、好中球性粒子に対して大幅に変更されていないことがわかります。ただし、求電子性のダークセクター状態の境界は、BBNとCMBの観測を組み合わせると適度に変化する可能性があります。標準的なBBN分析を実行する主要なグループによって取得されたレートを使用して計算された、関連するすべての明暗セクターの状態の更新された結果を示します。
