| Title |
Cosmology_with_the_moving_lens_effect |
| Authors |
Selim_C._Hotinli_and_Kendrick_M._Smith_and_Mathew_S._Madhavacheril_and_Marc_Kamionkowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02207 |
速度場は、宇宙マイクロ波背景放射と大規模構造との相関への影響から、宇宙論的スケールで再構築することができます。このような相関関係を誘発する効果には、動的スニヤエフゼルドビッチ（kSZ）効果と移動レンズ効果があり、どちらも今後の宇宙論実験で高精度に測定されます。ギャラクシー測定は、赤方偏移空間歪み（RSD）の影響から速度を測定するためのウィンドウも提供します。ただし、kSZまたはRSDからアクセスできる情報は、天体物理学的な不確実性と体系的な影響によって制限され、$f\sigma_8$などの宇宙論的パラメーターを制約する能力が大幅に低下する可能性があります。この論文では、移動レンズ効果の測定から再構築できる大規模な横方向速度場を使用して、$f\sigma_8$を高精度で測定する方法を示します。
HERAフェーズIの最初の結果：再電離のエポックの上限21cmパワースペクトル
| Title |
First_Results_from_HERA_Phase_I:_Upper_Limits_on_the_Epoch_of_Reionization_21_cm_Power_Spectrum |
| Authors |
The_HERA_Collaboration,_Zara_Abdurashidova,_James_E._Aguirre,_Paul_Alexander,_Zaki_S._Ali,_Yanga_Balfour,_Adam_P._Beardsley,_Gianni_Bernardi,_Tashalee_S._Billings,_Judd_D._Bowman,_Richard_F._Bradley,_Philip_Bull,_Jacob_Burba,_Steve_Carey,_Chris_L._Carilli,_Carina_Cheng,_David_R._DeBoer,_Matt_Dexter,_Eloy_de_Lera_Acedo,_Taylor_Dibblee-Barkman,_Joshua_S._Dillon,_John_Ely,_Aaron_Ewall-Wice,_Nicolas_Fagnoni,_Randall_Fritz,_Steven_R._Furlanetto,_Kingsley_Gale-Sides,_Brian_Glendenning,_Deepthi_Gorthi,_Bradley_Greig,_Jasper_Grobbelaar,_Ziyaad_Halday,_Bryna_J._Hazelton,_Jacqueline_N._Hewitt,_Jack_Hickish,_Daniel_C._Jacobs,_Austin_Julius,_Nicholas_S._Kern,_Joshua_Kerrigan,_Piyanat_Kittiwisit,_Saul_A._Kohn,_Matthew_Kolopanis,_Adam_Lanman,_Paul_La_Plante,_Telalo_Lekalake,_David_Lewis,_Adrian_Liu,_David_MacMahon,_et_al._(29_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02263 |
赤方偏移7.9および10.4での再電離エポック（EoR）21cmパワースペクトルの上限を、水素再電離アレイ（HERA）のフェーズIからの18夜のデータ（$\sim36$時間の積分）で報告します。フェーズIデータは、ピーク前景電力に関して$\sim10^9$のダイナミックレンジまで系統的モデルで大幅に抑制できる系統的証拠を示しています。これにより、$k=0.192\h\{\rmで$\Delta^2_{21}\le（30.76）^2\{\rmmK}^2$の21cmパワースペクトルに95％の信頼上限が得られます。Mpc}^{-1}$at$z=7.9$、および$\Delta^2_{21}\le（95.74）^2\{\rmmK}^2$at$k=0.256\h\{\rmMpc}^{-1}$at$z=10.4$。$z=7.9$の場合、これらの制限は、これまでで1桁以上最も敏感です。低視線フーリエ$k_\parallel$モードでは残余の系統分類学の証拠が見つかりますが、高$k_\parallel$モードでは、データが熱雑音とほぼ一致していることがわかります。これは、システムが恩恵を受ける可能性があることを示しています。より深い統合。観察された系統分類は、無線周波数干渉、ケーブルの副反射、または残留機器のクロスカップリングが原因である可能性があり、さらなる研究が必要です。この分析では、パイプラインに関連する小さな形式の損失またはバイアスについてのコンパニオンペーパーで注意深い説明を行っていますが、固有の信号損失が最小限のアルゴリズムを強調しています。全体として、これらの結果は、特に実験の完全な感度に到達する途中でフェーズIIの構築が完了するため、HERA用の調整された機器固有の分析パイプラインの開発における有望な最初のステップです。
Disperse cosmicwebのクラスター
暗黒物質シミュレーションの銀河団は、Disperseを介して見つかったいくつかの異なる宇宙ウェブのノードと照合されます。これらのWebは、シミュレーションの平滑化と分散の永続性を変化させることによって作成されます。分散ノード-クラスターマッチングには、いくつかの方法が使用されます。通常、クラスターよりもはるかに多くの分散ノードがあり、複数のクラスターが同じ分散ノードに一致する可能性があります。ほとんどのマッチング方法と2.5Mpc/h以下の平滑化では、クラスターの約3/4に常に対応する分散ノードがあります。互いに平滑化する長さの2倍以内にある最も近いクラスターと分散ノードは、クラスターの質量と分散ノードの密度の関係に従います。分散ノードが一致するクラスターには、対応する分散ノードに基づいて分散フィラメントを割り当てることもできます。このようなクラスターペアの約1/10のみが、異なる分散ウェブ間でフィラメントを頻繁に持っています。<60Mpc/hで分離されたクラスターペアを結ぶ線に沿った平均密度プロファイルが強化され、分散ノードを介してフィラメントが割り当てられたペアの（平均）カウントと質量が強化されます。一致する分散ノードがないことが多いクラスターは、クラスターの大部分と比較して、局所的なせん断、およびおそらく履歴に異なる傾向があります。観察特性など、他の方法でこれらのクラスターが異なることを確認するのは興味深いかもしれません。ここでのアプローチは、固定された基礎となるクラスター分布を使用して対応を作成し、多くの宇宙Web構造全体でノードを比較するのにも役立ちます。
スカラーテンソル理論の新しいプローブとしての2次固有速度場
縮退した高次スカラーテンソル（DHOST）理論を制約するための可能なプローブとして、非線形重力進化によって誘発された銀河バイスペクトルを調査します。二次密度変動の主要な核から得られた信号は、非線形銀河バイアスの不確実性によって部分的に隠されており、代わりに二次速度場の核が重力理論の修正に関する偏りのない情報を提供することがわかります。この事実に基づいて、高次の成長履歴を追跡することが期待される、2次カーネルの係数の組み合わせとして記述された新しい現象論的時間依存関数を提案します。次に、DHOST理論を特徴付けるパラメーターの観点から、これらの変数の近似式を示します。また、結果の式がDHOST理論のパラメーター空間に新しい制約を提供することも示します。
宇宙論における自己相互作用暗黒物質：正確な数値実装と観測的制約
| Title |
Self-Interacting_Dark_Matter_in_Cosmology:_accurate_numerical_implementation_and_observational_constraints |
| Authors |
Rafael_Yunis,_Carlos_R._Arg\"uelles,_Claudia_G._Sc\'occola,_Diana_L\'opez_Nacir,_Gast\'on_Giordano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02657 |
この論文は、相対論的でありながら原始プラズマから分離した粒子について、自己相互作用する暗黒物質モデルにおける宇宙論的摂動の進化の体系的かつ正確な取り扱いを提示します。以前の論文[JCAP、09（2020）041]で開発されたボルツマン階層の数値実装を公開されているボルツマンコードで提供し、共鳴または非共鳴下のステライルニュートリノなどの現実的なDM候補にどのように適用できるかを示します。共鳴生成メカニズム、およびさまざまなフィールドメディエーター用。従来の流体近似（$c_{\rmeff}-c_{\rmvis}$パラメータ化とも呼ばれます）とは異なり、私たちのアプローチは、さまざまな相互作用モデルの弾性DM相互作用の下での位相空間摂動の進化に従います。後期動的デカップリングの影響を含みます。最後に、線形構造形成に関するさまざまな自己相互作用モデルによって残された痕跡を分析します。これは、ライマン-$\alpha$の森と衛星の数を使用して制約できます。以前の制約よりも制限が少ない、粒子質量の新しい下限を見つけます。
再結合とハッブル張力での小規模な凝集
| Title |
Small-scale_Clumping_at_Recombination_and_the_Hubble_Tension |
| Authors |
Michael_Rashkovetskyi,_Julian_B._Mu\~noz,_Daniel_J._Eisenstein,_and_Cora_Dvorkin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02747 |
宇宙論の標準的な$\Lambda$CDMモデルの成功にもかかわらず、最近のデータの改善により、ハッブル定数$H_0$と（再スケーリングされた）クラスタリング振幅$の決定において、低赤方偏移と高赤方偏移の観測量の間に緊張が生じています。S_8$。宇宙マイクロ波背景放射（CMB）からの高赤方偏移データは、その解釈を再結合物理学に決定的に依存しています。ここでは、小規模なバリオンの不均一性（つまり、凝集）が組換えにどのように影響するかを研究し、それらが$H_0$と$S_8$の両方の緊張を緩和できるかどうかを検討します。このような小規模な凝集は、原始磁場またはkpcスケール未満のバリオンの等曲率によって引き起こされる可能性があり、より大きなスケールで平均した場合でも再結合率を高め、再結合を以前の時間にシフトします。自由密度と体積分率を持つ3つの空間ゾーンを介してパラメーター化された柔軟な凝集モデルを紹介し、それを使用してCMB観測量に対する凝集の影響を研究します。$H_0$を増やすと、$\Omega_m$と$S_8$の両方が減少し、$S_8$の緊張が緩和されることがわかります。一方、$\Omega_m$のシフトは、低$z$のバリオン音響振動測定によって嫌われます。$H_0$張力を説明するのに十分なCMBサウンドホライズンを変更できるクランピングパラメータもダンピングテールを変更するため、現在の{\itPlanck}2018データには不利であることがわかりました。最初に{\itPlanck}データの$\ell>1000$多重極を削除することにより、CMBダンピングテール情報が再結合への変更を除外する方法をテストします。ここで、凝集によって$H_0$張力が解決されることがわかります。さらに、ダンピングテールの精度が向上しているため、標準的な再結合からの逸脱をより適切に制限できるため、将来のCMB実験の予測を行います。{\itSimonsObservatory}とCMB-S4はどちらも、$H_0$の緊張の解決策として、凝集の賛成または反対の決定的な証拠を提供します。
TESS-Keck Survey IX：HD 191939を周回する3つの亜恒星の質量と、暖かい木星と遠方の亜恒星の仲間の発見
| Title |
TESS-Keck_Survey_IX:_Masses_of_Three_Sub-Neptunes_Orbiting_HD_191939_and_the_Discovery_of_a_Warm_Jovian_Plus_a_Distant_Sub-Stellar_Companion |
| Authors |
Jack_Lubin,_Judah_Van_Zandt,_Rae_Holcomb,_Lauren_M._Weiss,_Erik_A_Petigura,_Paul_Robertson,_Joseph_M._Akana_Murphy,_Nicholas_Scarsdale,_Konstantin_Batygin,_Alex_S._Polanski,_Natalie_M._Batalha,_Ian_J._M._Crossfield,_Courtney_Dressing,_Benjamin_Fulton,_Andrew_W._Howard,_Daniel_Huber,_Howard_Isaacson,_Stephen_R._Kane,_Arpita_Roy,_Corey_Beard,_Sarah_Blunt,_Ashley_Chontos,_Fei_Dai,_Paul_A._Dalba,_Steven_Giacalone,_Michelle_L._Hill,_Andrew_Mayo,_Teo_Mocnik,_Molly_R._Kosiarek,_Malena_Rice,_Ryan_A._Rubenzahl,_David_W._Latham,_S._Seager,_Joshua_N._Winn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02208 |
複数の通過する惑星を持つ太陽系外惑星システムは、惑星の天体物理学をテストするための自然の実験室です。そのようなシステムの1つは、HD191939（TOI-1339）、明るい（V=9）および太陽のような（G9V）星であり、TESSは3つの通過する惑星（b、c、およびd）をホストすることを発見しました。惑星の期間は9日、29日、38日で、それぞれ3〜3.4$R_{\oplus}$の同様のサイズです。システムをさらに特徴づけるために、Keck/HIRESおよびAPF/Levyを使用して415日間にわたってHD191939の視線速度（RV）を測定しました。$M_b=10.4\pm0.9M_{\oplus}$および$M_c=7.2\pm1.4M_{\oplus}$であることがわかります。これらは、同等の半径のほとんどの既知の惑星と比較して低いです。RVは、$M_d$の上限のみを生成します（2$\sigma$で<5.8$M_{\oplus}$）。RVはさらに、最小質量が$0.34\pm0.01M_{Jup}$で、公転周期が101.4$\pm$0。4日の4番目の惑星（e）を明らかにします。その非通過幾何学にもかかわらず、惑星eと内部通過惑星の間の経年相互作用は、惑星eが通過惑星と同一平面上にあることを示しています（$\Delta$i<10$^{\circ}$）。$Gaia$と$HipparcosからのRVと位置天文学の共同分析に基づいて、質量が8〜59$M_{Jup}$で期間が9〜46年の2番目の非通過亜恒星コンパニオン（f）を特定します。$。十分に測定された質量を持つ複数の惑星をホストする明るい星として、HD191939は、JWSTによる特性評価を含む、比較惑星天文学のための多くのオプションを提示します。
金星の大気中の有機炭素循環
コミュニティは一般的に、金星の大気には有機（還元）炭素が不足していると想定しています。これは文献に反映されており、現在、ほぼ半世紀の間、金星の大気に関連する有機炭素については言及されていません。この仮定は、金星の大気の多くの確立された観測された特徴を説明するために有機炭素を除外するモデルの失敗にもかかわらず持続します。ここでは、金星の大気中でほぼ確実に発生している反応を要約したモデルを紹介します。このモデルは、濃硫酸（CSA）で、高圧および高温下で発生することが知られている還元炭素化合物の反応に依存しており、その多くは工業プロセスで使用されています。この既知の化学を金星大気のモデルに含めることは、まだ説明されていないいくつかの観測を説明しています。これらには、上部ヘイズ、下部ヘイズ、および「神秘的な」UVブルー吸収剤が含まれます。この記事はまた、歴史的な観点から、長い間忘れられていた論争が、金星の雲の中に興味深い有機化学が存在しないという永続的な仮定の原因であることを示唆しています。
| Title |
$\textit{TESS}$_Giants_Transiting_Giants_I:_A_Non-inflated_Hot_Jupiter_Orbiting_a_Massive_Subgiant |
| Authors |
Nicholas_Saunders,_Samuel_K._Grunblatt,_Daniel_Huber,_Karen_A._Collins,_Eric_L._N._Jensen,_Andrew_Vanderburg,_Rafael_Brahm,_Andr\'es_Jord\'an,_N\'estor_Espinoza,_Thomas_Henning,_Melissa_J._Hobson,_Samuel_N._Quinn,_George_Zhou,_R._Paul_Butler,_Lisa_Crause,_Rudi_B._Kuhn,_K._Moses_Mogotsi,_Coel_Hellier,_Ruth_Angus,_Soichiro_Hattori,_Ashley_Chontos,_George_R._Ricker,_Jon_M._Jenkins,_Peter_Tenenbaum,_David_W._Latham,_Sara_Seager,_Roland_K._Vanderspek,_Joshua_N._Winn,_Chris_Stockdale,_Ryan_Cloutier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02294 |
確認された太陽系外惑星の個体数は増え続けていますが、進化した星の周りの確認された通過惑星のサンプルはまだ限られています。大規模に進化した準巨星（$M_\star=1.53\pm0.12M_\odot$、$R_\star=2.90\pm0.14R_\odot）であるTOI-2184（TIC176956893）を周回するホットジュピターの発見と確認を紹介します。$）$\textit{TESS}$南部連続視聴ゾーン。惑星は、$\textit{TESS}$クイックルックパイプラインによって誤検知としてフラグが立てられました。これは、周期的な体系が偶数と奇数のトランジットの間に偽の深度差を導入したためです。新しいパイプラインを使用して$\textit{TESS}$フルフレーム画像（FFI）データの背景散乱光を除去し、空間ベースの$\textit{TESS}$測光、地上ベースの測光、および地上ベースの半径速度を組み合わせます$R_p=1.017\pm0.051R_J$の惑星半径と$M_p=0.65\pm0.16M_J$の質量を報告するための測定。星に非常に近い惑星の場合、TOI-2184bの質量と半径は、木星のものと非常によく一致しています。TOI-2184bの半径は、その質量と入射フラックスに基づいて理論的に予測されたものよりも小さく、主系列星後の惑星インフレーションのタイムスケールに貴重な新しい制約を提供していることがわかります。TOI-2184bの発見は、主系列星の後のかすかな（$\textit{TESS}$マグニチュード$>12$）の周りの惑星を検出する可能性を示し、さらに多くの同様のシステムが$\textitで検出されるのを待っていることを示唆しています。{TESS}$FFI、その確認は惑星系の進化の最終段階を解明するかもしれません。
$ \ epsilon $ Eridani bの軌道と質量を視線速度、ヒッパルコスIAD-
{Gaia〜DR2}位置天文学、およびマルチエポック渦コロナグラフィーの上限で制約する
| Title |
Constraining_the_Orbit_and_Mass_of_$\epsilon$_Eridani_b_with_Radial_Velocities,_Hipparcos_IAD-{Gaia~DR2}_Astrometry,_and_Multi-epoch_Vortex_Coronagraphy_Upper_Limits |
| Authors |
Jorge_Llop-Sayson,_Jason_J._Wang,_Jean-Baptiste_Ruffio,_Dimitri_Mawet,_Sarah_Blunt,_Olivier_Absil,_Charlotte_Bond,_Casey_Brinkman,_Brendan_P._Bowler,_Michael_Bottom,_Ashley_Chontos,_Paul_A._Dalba,_B.J._Fulton,_Steven_Giacalone,_Michelle_Hill,_Lea_A._Hirsch,_Andrew_W._Howard,_Howard_Isaacson,_Mikael_Karlsson,_Jack_Lubin,_Alex_Madurowicz,_Keith_Matthews,_Evan_Morris,_Marshall_Perrin,_Bin_Ren,_Malena_Rice,_Lee_J._Rosenthal,_Garreth_Ruane,_Ryan_Rubenzahl,_He_Sun,_Nicole_Wallack,_Jerry_W._Xuan,_Marie_Ygouf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02305 |
$\epsilon$〜Eridaniは、複雑なマルチベルト塵円盤と、ホスト星から3.48AUで周回している木星のような惑星をホストしている若い惑星系です。したがって、その時代と建築は初期の太陽系を彷彿とさせます。Mawetらの最新の研究。視線速度（RV）データとMsバンド直接イメージングの上限を組み合わせた2019年は、惑星の軌道パラメーターと質量を制約し始めましたが、それでも大きなエラーバーと縮退の影響を受けています。ここでは、3つの異なる手法からの最新のデータ編集を利用して、$\epsilon$〜Eridani〜bのプロパティをさらに洗練します：RV、ヒッパルコスとガイアのミッションからの絶対位置天文学測定、および新しいKeck/NIRC2Msバンド渦コロナグラフ画像。このデータをベイジアンフレームワークで結合します。新しい質量$M_b$=$0.66_{-0.09}^{+0.12}$〜M$_{Jup}$と、傾斜角$i$=$77.95_{-21.06}^{\circ+28.50}$、以前の不確実性に比べて少なくとも2倍の改善。また、昇交点黄経の更新された制約、ペリアストロンの引数、およびペリアストロンの通過時間についても報告します。これらの更新されたパラメータを使用すると、過去および将来のエポックでの惑星の位置をより正確に予測できます。これは、将来の観測の戦略と計画を定義し、その後のデータ分析を行うのに大いに役立ちます。特に、これらの結果は、JWSTとナンシーグレースローマン宇宙望遠鏡のコロナグラフ機器（CGI）を使用した直接検出の検索に役立ちます。
TOI-431 / HIP 26013：スーパーアースとサブネプチューンが明るい初期のK型矮星を通過し、3番目のRV惑星があります
| Title |
TOI-431/HIP_26013:_a_super-Earth_and_a_sub-Neptune_transiting_a_bright,_early_K_dwarf,_with_a_third_RV_planet |
| Authors |
Ares_Osborn,_David_J._Armstrong,_Bryson_Cale,_Rafael_Brahm,_Robert_A._Wittenmyer,_Fei_Dai,_Ian_J._M._Crossfield,_Edward_M._Bryant,_Vardan_Adibekyan,_Ryan_Cloutier,_Karen_A._Collins,_E._Delgado_Mena,_Malcolm_Fridlund,_Coel_Hellier,_Steve_B._Howell,_George_W._King,_Jorge_Lillo-Box,_Jon_Otegi,_S._Sousa,_Keivan_G._Stassun,_Elisabeth_C._Matthews,_Carl_Ziegler,_George_Ricker,_Roland_Vanderspek,_David_W._Latham,_S._Seager,_Joshua_N._Winn,_Jon_M._Jenkins,_Jack_S._Acton,_Brett_C._Addison,_David_R._Anderson,_Sarah_Ballard,_David_Barrado,_Susana_C._C._Barros,_Natalie_Batalha,_Daniel_Bayliss,_Thomas_Barclay,_Bj\"orn_Benneke,_John_Berberian_Jr.,_Francois_Bouchy,_Brendan_P._Bowler,_C\'esar_Brice\~no,_Christopher_J._Burke,_Matthew_R._Burleigh,_Sarah_L._Casewell,_David_Ciardi,_Kevin_I._Collins,_Benjamin_F._Cooke,_et_al._(80_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02310 |
測光と視線速度を特徴とする明るい（V$_{mag}=9.12$）、多惑星系TOI-431を紹介します。アーカイブ測光と視線速度を使用して、恒星の回転周期を$30.5\pm0.7$日と推定します。TOI-431bは、周期が0。49日、半径が1.28$\pm$0.04R$_{\oplus}$、質量が$3.07\pm0.35$M$_{\oplus}$のスーパーアースです。密度は$8.0\pm1.0$gcm$^{-3}$;TOI-431dは、周期が12。46日のサブネプチューンで、半径は$3.29\pm0.09$R$_{\oplus}$、質量は$9.90^{+1.53}_{-1.49}$M$_{\oplus}$、密度$1.36\pm0.25$gcm$^{-3}$。HARPSの視線速度データに3番目の惑星TOI-431cがありますが、TESSの光度曲線を通過することはありません。$M\sini$は$2.83^{+0.41}_{-0.34}$M$_{\oplus}$で、期間は4。85日です。TOI-431dは大気が拡張されている可能性が高く、大気の特性評価に最も適したTESSの発見の1つですが、スーパーアースTOI-431bは剥ぎ取られたコアである可能性があります。これらの惑星は半径のギャップにまたがっており、大気の進化に関する興味深い事例研究を示しています。TOI-431bは、岩石惑星の位相曲線を研究するための主要なTESSの発見です。
深い非検出による2006QV89の仮想インパクターの排除
| Title |
Elimination_of_a_virtual_impactor_of_2006_QV89_via_deep_non-detection |
| Authors |
Olivier_R._Hainaut,_Marco_Micheli,_Juan_Luis_Cano,_Javier_Mart\'in,_Laura_Faggioli_and_Ramona_Cennamo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02695 |
発見された地球近傍天体の数が多い（そして増え続けている）結果として、それらのいくつかは、長期的な回復を確実にするために軌道がしっかりと確立される前に失われます。これらのごく一部は、地球に影響を与える無視できない可能性を示しています。衝突軌道上にある場合に、物体が存在する領域の深い画像を取得することにより、そのリスクを排除することを可能にするターゲットを絞った観測の方法を提示します。2006QV89は、これらのオブジェクトの1つであり、2019年9月9日に地球に影響を与える可能性がありました。直接回復。ただし、仮想インパクターの位置は非常に正確に決定できます。2019年7月、2006QV89の仮想インパクターは特に適切に配置され、不確実性領域は非常に小さく、予想されるマグニチュードはV$<$26でした。この領域は、ESOの超大型望遠鏡を使用して、地球近傍天体でのESA/ESOコラボレーションのコンテキストで画像化されたため、非検出が非常に制限されていました。これにより、2006QV89を効果的に回復しなくても、仮想インパクターが排除され、脅威ではないことが示されました。仮想インパクターを深く非検出するこの方法は、地球近傍天体を回復するのが難しいという脅威を排除する大きな可能性を示しました。
120億年以上前の強い星形成円盤銀河の渦巻き形態
| Title |
Spiral_morphology_in_an_intensely_star-forming_disk_galaxy_more_than_12_billion_years_ago |
| Authors |
Takafumi_Tsukui,_Satoru_Iguchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02206 |
渦巻銀河は、恒星の膨らみ、円盤、渦巻腕など、明確な内部構造を持っています。宇宙の歴史の中でこれらの構造がいつ形成されたかは不明です。赤方偏移4.41で、遠方の宇宙で強く星を形成する銀河であるBRI1335-0417の観測を分析します。[CII]ガス運動学は、銀河中心近くで急激な速度上昇を示し、半径約2〜5パーセクに及ぶ2本の腕を持つらせん形態を持っています。これらの特徴は、バルジ、回転するガスディスク、渦巻腕または潮汐尾などの中央のコンパクトな構造によるものと解釈されます。これらの特徴は、ビッグバンから14億年以内、宇宙の星形成のピークのずっと前に形成されていました。
ステラストリームに沿ったステラ質量関数の変動
恒星の流れは、星団の進化の必然的な最終産物であり、与えられた流れの特性はその前駆体に関連しています。その恒星質量関数の進化によって追跡された前駆体クラスターの動的履歴が、結果として生じるストリームにどのように反映されるかを検討します。直接N体シミュレーションを介して、初期の半質量緩和時間と溶解時間の範囲で星団を進化させることにより、モデルストリームを生成します。急速に溶解する恒星の流れは、流れに沿った恒星の質量関数の変化を示しません。ただし、変動は、数回の緩和時間後に溶解する前駆細胞クラスターを伴うストリームに沿って観察されます。ストリームの端にある質量関数は、分離が発生する前にクラスターから脱出する最初の星が存在するため、ほぼ原始的です。内側に移動すると、ストリームの中間部分が、何らかの分離が発生した後にクラスターから脱出した低質量の星で構成されているため、質量関数が急勾配になります。ストリームの中心は、より平坦な質量関数によってマークされます。これは、この領域が、前駆体クラスターの中心にすばやく分離し、最後に束縛されなくなった星である高質量星によって支配されているためです。さらに、流れに沿った質量関数の最大勾配と、溶解した前駆体からの距離とともに減少する速度が、溶解前に前駆体クラスターが到達する動的状態の代理として機能することを発見しました。これは、近い将来の観測で観測されたストリームに適用できる可能性があります。
Gaia-RVSスペクトルの天体物理学的分散
大規模な調査は、銀河全体に数百万のCa三重項領域スペクトルを提供するように設定されたガイアだけで、多様な分光観測を提供しています。Gaia-RVSデータの化学物質存在比情報の次元を理解して、銀河考古学の追求に情報を提供することを目指しています。$T_{\rmeff}$、$\logg$、[Fe/H]、および[$\alpha$/Fe]のラベルで表される、4つの主要な変動源の2次モデルを正規化されたものに適合させます。Gaia-RVSのようなARGOS調査からの10,802個のレッドクランプ星のフラックス。ARGOSスペクトルとモデルの間の残差を調べ、モデルが波長領域の$85\％$にわたるフラックス変動をキャプチャしていることを確認します。残りの残差分散は、正規化されたフラックスの最大$12\％$の振幅で、Ca-トリプレットの特徴に集中します。残差の主成分分析を使用して、Ca-トリプレットコアとウィングの直交相関を見つけます。私たちのモデルでは捉えられていないこの変動性は、おそらく1D-LTEラベルの説明の完全性からの逸脱を示しています。低次元性の兆候をテストするために、アバンダンススペースを使用して、測定された[Si/H]、[O/H]、[Ca/H]、[Ni/H]、および[Al/H]$T_{\rmeff}$、$\logg$、[Fe/H]、および[Mg/Fe]のモデルを使用したGaia-RVSのようなRAVE調査からの存在量。これらの存在量をほぼ完全に予測できることがわかりました。高精度のAPOGEEの存在量を使用して、これらの元素から追加情報を取得するには、$<$0.03dexの測定の不確かさが必要であると判断します。これは、4ラベルモデルが、Gaia-RVSスペクトルで、ピクセルあたり$\approx$S/N$<$200の化学物質量の分散を十分に記述していることを示しています。
グリズムで選択された輝線銀河の$ z \ sim 2 $ $ \ rm {[O \ III]} $光度関数
| Title |
The_$z_\sim_2$_$\rm{[O\_III]}$_Luminosity_Function_of_Grism-selected_Emission-line_Galaxies |
| Authors |
William_P._Bowman,_Robin_Ciardullo,_Gregory_R._Zeimann,_Caryl_Gronwall,_Donghui_Jeong,_Gautam_Nagaraj,_Cullen_Abelson,_Laurel_H._Weiss,_Mallory_Molina,_Donald_P._Schneider |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02222 |
ユークリッドやナンシーグレースローマ宇宙望遠鏡（ローマ）などの今後のミッションでは、輝線で選択された銀河を使用して、$z>1$宇宙の宇宙論と銀河の進化に関するさまざまな質問に対処します。これらのプログラムの最適な観測戦略は、発見される銀河の数と銀河集団の偏りを知ることに依存しています。ここでは、1951年の$m_{\rmJ+JH+H}<26$銀河の精査されたサンプルの$\rm{[O\III]}\\lambda5007$光度関数を測定します。2.35$は、3D-HSTプログラムによって利用可能になったHST/WFC3G141グリズムフレームを使用して選択されました。これらのシステムは、ユークリッドとローマのミッションによって識別される銀河に直接類似しています。これらのミッションは、グリズム分光法を利用して、$0.8\lesssimz\で$\rm{[O\III]}\\lambda5007$を放出する銀河を見つけます。lesssim2.7$と$1.7\lesssimz\lesssim2.8$、それぞれ。私たちは、これらの今後のミッションで予想される数のカウントのコンテキストで結果を解釈します。最後に、ダスト補正された$\rm{[O\III]}$の光度をレストフレームの紫外線星形成率と組み合わせて、$1.90<z<2.35$$\rm{[に関連するSFR密度の最初の推定値を示します。O\III]}$を放出する銀河。これらのグリズムによって選択された銀河には、$z\sim2$での全星形成活動の約半分が含まれていることがわかります。
QUIJOTEライン調査によるTMC-1でのベンザインo-C6H4の発見
| Title |
Discovery_of_benzyne,_o-C6H4,_in_TMC-1_with_the_QUIJOTE_line_survey |
| Authors |
J._Cernicharo,_M._Agundez,_R._I._Kaiser,_C._Cabezas,_B._Tercero,_N._Marcelino,_J._R._Pardo,_P._de_Vicente |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02308 |
宇宙で初めて、TMC-1の方向にある新しい非官能化炭化水素サイクルの検出を報告します：o-C6H4（オルトベンザイン）。この炭化水素サイクルのカラム密度は（5+/-1）e11cm-2です。この種の存在量は、シクロペンタジエンやインデンの約30分の1です。ベンザインの存在量を他の純粋な炭化水素、サイクル、または鎖の存在比と比較すると、C2H+CH2CHCCHやC+C5H5などの中性ラジカル反応から、おそらくC4H+C2H4、C3H+CH2CCH2を介して形成される可能性があることがわかります。およびC3H2+C3H3。したがって、TMC-1で観察された炭化水素サイクルの豊富な含有量は、QUIJOTEライン調査によって最近明らかにされた豊富な炭化水素とのいくつかのラジカルの反応を含むボトムアップシナリオを通じて発生する可能性があります。
VALES VIII：VLT / MUSEで追跡された$ z \ sim 0.15 $での星形成銀河における弱いイオン化ガスの流出
| Title |
VALES_VIII:_Weak_ionized_gas_outflows_in_star-forming_galaxies_at_$z_\sim_0.15$_traced_with_VLT/MUSE |
| Authors |
Guilherme_S._Couto,_Thomas_M._Hughes,_M\'ed\'eric_Boquien,_Eduardo_Ibar,_S\'ebastien_Viaene,_Roger_Leiton_and_Yongquan_Xue |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02334 |
MUSE面分光法とGAMA測光ブロードバンドデータを使用して、15個の低赤方偏移星形成銀河であるValpara\'isoALMALineEmissionSurvey（VALES）サブサンプルにおけるイオン化ガスの流出を特徴づけます。二重成分プロファイルをフィッティングすることによって輝線スペクトルを測定します。2番目以降の成分は流出ガスに関連しています。この解釈は、観測された星形成率の面密度（$\Sigma_{\mathrm{SFR}}$）と2次成分の速度分散（$\sigma_{\mathrm{2nd}}$）の間の相関と一致しています。、フィードバックコンポーネントをトレースするときに予想されます。スペクトルエネルギー分布（SED）フィッティングで広帯域スペクトルをモデル化し、サンプルの星形成履歴を取得することにより、流出H$\alpha$の光度の寄与が増加すると、銀河のSFRが100〜10Myrの間でわずかに減少することがわかります。、フィードバックがこれらのタイムスケール内の星形成をいくらか阻害することを示しています。観測された輝線比は、衝撃イオン化と比較した場合、光イオン化モデルによって最もよく再現されます。これは、若い星の種族からの放射が支配的であり、バーストイベントではなく継続的な星形成活動の結果であるようです。質量流出率（$\sim0.1\、$M$_\odot$yr$^{-1}$）、流出運動力（$\sim5.2\times10^{-4}\％）などの流出特性L_{\mathrm{bol}}$）と質量負荷係数（$\sim0.12$）は、測定されたフィードバックが強くなく、一般に銀河の進化に与える影響が少ないシナリオを示しています。
星形成領域の空間統計：星形成は列密度だけによって駆動されますか？
| Title |
Spatial_Statistics_in_Star_Forming_Regions:_Is_Star_Formation_Driven_By_Column_Density_Alone? |
| Authors |
Brendan_Retter,_Jennifer_Hatchell_and_Tim_Naylor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02466 |
星形成は、より多くの原材料が利用できる場合に、より容易に発生することが知られています。これは多くの場合、「ケニカット-シュミット」関係で表されます。この関係では、若い恒星状天体（YSO）の面密度は、列密度のあるべき乗$\mu$に比例します。この作業の目的は、列密度だけで、へび座南、へび座コア、へびつかい座、NGC1333、IC348内のクラス0/IYSOの位置を説明するのに十分かどうか、または追加の影響を示す凝集または回避があるかどうかを判断することでした。星形成について。要約統計量としてOリングテストを使用して、ハーシェル列密度マップを使用して作成された確率モデルから、$\mu$のさまざまな値に対して95％の信頼度エンベロープが生成されました。YSOは、4つの分布モデルに対してテストされました。領域の$\mu$の最良推定値、最小列密度しきい値を超える$\mu=0$、他の場所での確率ゼロ、$\mu=1$、およびべき乗則-5つの領域を集合として最もよく表す法則$\mu=2.05\pm0.20$。結果は、$\mu=2.05$モデルが大部分の領域と一致しており、それらの領域では、特定の列密度でのYSOの空間分布がランダムであることと一致していることを示しました。SerpensSouthとNGC1333は、$\sim0.15\mathrm{pc}$の小規模で$\mu=2.05$モデルを拒否しました。これは、モデルを改善するために小規模な相互作用が必要になる可能性があることを意味します。0.15pcを超えるスケールでは、5つの領域すべてのYSOの位置は、カラム密度のみを使用して十分に説明できます。
ベイズ推定による球状星団の潮汐拡張の検出：I。GaiaEDR3を使用した$ \ omega $ Centauriの分析
| Title |
Detecting_Globular_Cluster_Tidal_Extensions_with_Bayesian_Inference:_I._Analysis_of_$\omega$_Centauri_with_Gaia_EDR3 |
| Authors |
Pete_B._Kuzma,_Annette_M._N._Ferguson,_Jorge_Pe\~narrubia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02531 |
球状星団（GC）の周辺領域は、表面輝度が低く、視線に沿って天の川の汚染物質が優勢であるため、研究が非常に困難です。クラスター、潮汐外、汚染物質の星の種族を別々にモデル化する空間的および固有運動空間での混合モデルを利用することにより、この問題に対する確率論的アプローチを開発しました。銀河緯度（$b\約15^{\circ}）のために非常に挑戦的なターゲットであるNGC5139（$\omega$Cen）の方向で、ガイアEDR3測光および位置天文学に適用することにより、この方法の有効性を示します。$）と周囲のフィールドとの低い固有運動のコントラスト。以前の研究で見られた、ここで探索された空の$10^{\circ}$にまたがる壮大な潮汐の広がりを回復し、システムの星数プロファイルと楕円率をクラスター中心の半径$4^{\circまで定量化します。}$。こと座RR星と、$\omega$Cenに属することと一致する青い水平分枝星の両方が潮汐尾に見られることを示し、これらの拡張には、システム内の全恒星質量の少なくとも$\約0.1$パーセントが含まれていると計算します。。私たちの高い確率のメンバーは、前例のない半径までの$\omega$Cenの将来の分光学的研究のための主要なターゲットを提供します。
H.E.S.S.による新しいExtremeBLLacオブジェクトの検出およびSwiftXRT
| Title |
Detection_of_new_Extreme_BL_Lac_objects_with_H.E.S.S._and_Swift_XRT |
| Authors |
Mathieu_de_Bony_de_Lavergne,_Tomas_Bylund,_Manuel_Meyer,_Angel_Priyana_Noel,_David_A._Sanchez_(for_the_H.E.S.S._and_Fermi-LAT_Collaborations) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02232 |
極端に高いシンクロトロンピークブレーザー（EHBL）は、自然界で見られる最も強力な加速器の1つです。通常、EHBLのシンクロトロンピーク周波数は$10^{17}\、$Hzを超えます。つまり、中程度から硬いX線の範囲にあるため、粒子の加速と放射プロセスを研究するための理想的な光源になります。EHBLオブジェクトは通常、数TeVを超えるエネルギーで観測されるため、銀河間媒体でのガンマ線吸収の強力なプローブにもなります。過去10年間に、TeVエネルギーで検出されるEHBLの数を増やし、それらのスペクトル特性を調べるために、いくつかの試みが行われました。ここでは、高エネルギーステレオスコピックシステム（H.E.S.S.）による、それぞれ0.2未満の赤方偏移でのTeVエネルギーレジームでのEHBLの新しい検出を報告します。また、SwiftXRTを使用したこれらのEHBL候補のX線観測についても報告します。非常に高エネルギーの観測と併せて、これにより、放射メカニズムとその根底にある粒子加速プロセスを調べることができます。
H.E.S.S. BBH合併イベントのフォローアップ
| Title |
H.E.S.S._follow-up_of_BBH_merger_events |
| Authors |
Halim_Ashkar,_Francois_Brun,_Clemens_Hoischen,_Ruslan_Konno,_Stefan_Ohm,_Heike_Prokoph,_Fabian_Sch\"ussler,_Monica_Seglar_Arroyo,_Sylvia_J_Zhu_(on_behalf_of_the_H.E.S.S._Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02282 |
ここでは、2回目と3回目のLIGO/乙女座観測の実行中に、超高エネルギー（VHE）ガンマ線領域で高エネルギーステレオスコピックシステム（H.E.S.S.）を使用して実行された4つのバイナリブラックホールBBHイベントの追跡観測を示します。得られたデータの詳細な分析は、有意なVHE放出を示さなかった。1〜10TeVの範囲の最も感度の高いH.E.S.Sエネルギー間隔での一般的な$E^{-2}$ソーススペクトルを考慮して、積分上限マップを導出します。また、銀河系外の背景光吸収効果を考慮し、アクセス可能なエネルギー範囲全体にわたって積分上限を導き出します。最後に、各イベントのVHE光度の上限を導き出し、それらをGRBからの予想されるVHE放出と比較します。これらの比較により、H.E.S.Sを評価することができます。重力波の追跡戦略。4回目のGW観測ランO4については、観測戦略を根本的に変えることは期待しておらず、前回のランと同様に空のカバレッジを優先し続けます。
PALFA調査での72個のパルサーの発見：タイミング分析、グリッチ活動、放出変動、および偏心バイナリーのパルサー
| Title |
Discovery_of_72_pulsars_in_the_PALFA_survey:_Timing_analysis,_glitch_activity,_emission_variability,_and_a_pulsar_in_an_eccentric_binary |
| Authors |
E._Parent,_H._Sewalls,_P._C._C._Freire,_T._Matheny,_A._G._Lyne,_B._B._P._Perera,_F._Cardoso,_M._A._McLaughlin,_B._Allen,_A._Brazier,_F._Camilo,_S._Chatterjee,_J._M._Cordes,_F._Crawford,_J._S._Deneva,_F._A._Dong,_R._D._Ferdman,_E._Fonseca,_J._W._T._Hessels,_V._M._Kaspi,_B._Knispel,_J._van_Leeuwen,_R._S._Lynch,_B._M._Meyers,_J._W._McKee,_M._B._Mickaliger,_C._Patel,_S._M._Ransom,_A._Rochon,_P._Scholz,_I._H._Stairs,_B._W._Stappers,_C._M._Tan,_W._W._Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02320 |
アレシボ天文台の調査で発見された72個のパルサーの長期的なタイミングの結果を示します。これには、位置天文とスピンのパラメーターの正確な決定、1.4GHzでのフラックス密度と散乱の広がりの測定が含まれます。注目すべき発見には、明らかな超新星残骸の関連性のない2つの若いパルサー（特徴的な年齢$\sim$30kyr）、3つのモード変化、13のヌル、2つの断続的なパルサーが含まれます。5つのパルサーで8つのグリッチが検出されました。これらの1つであるPSR〜J1954+2529は古く（特徴的な年齢$\sim$1Gyr）、おそらく新たに出現した連星パルサーのクラスに属しています。孤立していないように見える72個のパルサーの中で唯一のパルサーです：コンパニオンとの偏心（$e=0.114$）幅（$P_b=82.7$d）軌道で931msの自転周期を持つ非リサイクル中性子星最小質量が$0.61M_{\odot}$の未定の性質のもの。アレシボでの運用は2020年8月に終了したため、PALFAの空の範囲の最終的な集計を行い、その207個のパルサーの発見を既知の母集団と比較します。平均して、それらは他の銀河面の電波パルサーよりも50％離れています。PALFAミリ秒パルサー（MSP）は、平面内の既知のMSPの母集団の2倍の単位スピン周期あたりの分散測定値を持っています。PALFAによって発見された4つの断続的なパルサーは、そのような天体の人口を2倍以上にします。これは、パルサー磁気圏の物理学の理解を深めるのに役立つはずです。これら、RRATS、およびヌルパルサーの統計は、銀河内に以前に考えられていたよりもはるかに多くのこれらのオブジェクトがあることを示唆しています。
SRG / eROSITAによって発見された最初の潮汐破壊現象：Z <0.6でのX線/光学特性とX線光度関数
| Title |
First_tidal_disruption_events_discovered_by_SRG/eROSITA:_X-ray/optical_properties_and_X-ray_luminosity_function_at_z<0.6 |
| Authors |
S._Sazonov,_M._Gilfanov,_P._Medvedev,_Y._Yao,_G._Khorunzhev,_A._Semena,_R._Sunyaev,_R._Burenin,_A._Lyapin,_A._Mescheryakov,_G._Uskov,_I._Zaznobin,_K.A._Postnov,_A.V._Dodin,_A.A._Belinski,_A.M.Cherepashchuk,_M._Eselevich,_S.N._Dodonov,_A.A._Grokhovskaya,_S.S._Kotov,_I.F._Bikmaev,_R.Ya._Zhuchkov,_R.I._Gumerov,_S._van_Velzen,_S._Kulkarni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02449 |
SRG全天調査中に発見されたTDEの最初のサンプルを紹介します。これらの13のイベントは、eROSITAが2回目の空のスキャン（2020年6月10日から12月14日）中に0<l<180半球で検出したX線トランジェントから選択され、光学的追跡観測によってTDEとして確認されました。最も遠いイベントはz=0.581で発生しました。1つのTDEは、発見後、少なくともさらに6か月間明るくなり続けました。X線スペクトルは、kTが0.05〜0.5keVの標準降着円盤からの放出によって説明できます。これは、数10^3〜10^8Msunのブラックホールへの近臨界降着と一致しますが、超臨界降着はおそらく起こっている。2つのTDEでは、発見から6か月後にスペクトル硬化が観察され、降着円盤コロナの形成を示している可能性があります。4TDEは、X線バーストと同時またはその前に光学的増白を示します。13個のTDEはすべて光学的に弱く、ほとんどの場合Lg/Lx<0.1であり、LgとLxはそれぞれ固有のgバンドと0.2〜6keVの光度です。したがって、このサンプルは、光波長で選択されたTDEとは大幅に異なります。10^42.5-10^45erg/sの範囲でTDEX線光度関数を作成しました。TDEの体積流量は、X線の光度が増加すると、アルファ=-0.6+/-0.2のべき乗則とほぼ同じように減少します。これは、光学的に選択されたTDEで観察される傾向に似ています。z<0.6での総速度は、（1.1+/-0.5）10^-5TDE/銀河/年であり、光学研究から以前に推定されたものよりも1桁低くなっています。これは、X線の明るいイベントがすべてのTDEの少数派を構成していることを示している可能性があります。これは、視角への強い依存性を予測するモデルをサポートします。現在のTDE検出しきい値は約2分の1に下げることができます。これにより、全天のSRG調査の終わりまでに約700のTDEを見つけることができるはずです。
| Title |
A_two-zone_emission_model_for_Blazars_and_the_role_of_Accretion_Disk_MHD_winds |
| Authors |
Stela_S._Boula,_Apostolos_Mastichiadis_and_Demosthenes_Kazanas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02467 |
ブレーザーは、相対論的ジェットが観測者に向かっている、ラジオラウド活動銀河核のサブカテゴリーです。それらは非熱的可変発光を示し、これは実際には電磁スペクトル全体に及びます。多数の多波長観測にもかかわらず、ブレーザージェットの放出の起源は未解決の問題のままです。この作業では、2ゾーンレプトンモデルを構築します。粒子は小さな領域で加速し、シンクロトロン放射と逆コンプトン散乱によってエネルギーを失います。その結果、相対論的電子は、降着円盤MHD風に関連する周囲光子場が、ガンマ線放出において中心的な役割を果たす可能性がある、より広い領域に逃げます。このモデルは、中央のブラックホールへの質量降着率という1つのパラメーターのみを変化させることにより、フェルミ観測によって決定されたブレーザーシーケンスとブレーザーのより広い特性を説明します。フラットスペクトルラジオクエーサーは強い周囲光子場を持ち、それらのガンマ線放出はより広いゾーンによって支配されますが、BLLacオブジェクトの場合、無視できる周囲光子はより小さく、つまり加速、ゾーンを支配します。
この研究では、放射状振動方程式を解くことにより、陽子中性子星（PNS）の安定性を調べます。この目的のために、一般相対論的ニュートリノ放射流体力学を用いたコア崩壊超新星の球対称数値シミュレーションによって得られたブラックホール形成に向けた大規模PNSの数値結果を採用します。PNSは基本的に半径方向の摂動に対して進化が安定しているのに対し、PNSは、見かけの地平線がPNS内に現れる前に最終的に不安定になることがわかります。また、相対論的カウリング近似を使用して、PNSからの重力波周波数を調べます。次に、PNSモデルに弱く依存する$f$モード周波数の実験式を導き出します。この種の普遍性は、$f$モードの重力波を観測すると、この研究におけるPNSの質量と半径の組み合わせであるPNSプロパティを示します。
2020年のジャイアントバースト中にInsight-HXMTによって観測された1A0535 +262のサイクロトロン線エネルギーの光度依存性
| Title |
Luminosity_dependence_of_the_cyclotron_line_energy_in_1A_0535+262_observed_by_Insight-HXMT_during_2020_giant_outburst |
| Authors |
L._D._Kong,_S._Zhang,_L._Ji,_P._Rei,_V._Doroshenko,_A._Santangelo,_R._Staubert,_S._N._Zhang,_R._Soria,_Z._Chang,_Y._P._Chen,_P._J._Wang,_L._Tao_and_J._L._Qu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02485 |
2020年11月から12月にかけてこの線源で記録された中で最も明るい巨大爆発を経験した過渡X線パルサー1A〜0535+262の詳細なスペクトル分析について報告し、ピーク光度は$1.2$$\times10^{38}\\rmerg\s^{-1}$。Insight-HXMTによって提供された前例のないエネルギーカバレッジと高いケイデンス観測のおかげで、降着体制の移行の証拠を初めて見つけることができました。臨界光度$6.7\times10^{37}$ergs$^{-1}$を超える高光度では、サイクロトロン吸収線エネルギーは光度と反相関します。臨界光度より下では、正の相関が観察されます。したがって、1A〜0535+262は、V〜0332+53に続く2番目のソースになります。これは、上記の反相関と、臨界光度周辺の相関と反相関の間の遷移を明確に示しています。バースト全体で観測されたCRSFラインエネルギーと広帯域X線連続スペクトルの両方の変化は、立ち上がりフェーズとフェージングフェーズで大きな違いを示します。つまり、同様の光度の場合、スペクトルパラメータは異なる値を取り、いくつかのスペクトルのヒステリシスパターンになります。サイクロトロン線エネルギーを含むパラメータ。V〜0332+53と同様に、これらの変化は、おそらく降着円盤構造の変化とその磁気圏との相互作用のために、爆発の上昇部分と下降部分の放出領域の異なる形状に関連している可能性があると主張します。中性子星。
リサイクルされたパルサーの最大付着質量
中性子星（NS）の最大質量は、NSの状態方程式を制約し、NSと恒星質量ブラックホールの間の質量ギャップを理解するために非常に重要です。X線連星のNSは、仲間から物質を降着させることによって質量が増加し（リサイクルプロセスとして知られています）、降着プロセスの不確実性により、出生時のNS質量を研究することが困難になります。{この作業では、NSスピン進化の影響を考慮してNS付着質量を調査し、リサイクルプロセスにおけるNSの最大付着質量を示します。一連のバイナリ進化計算を調査することにより、NSの特定の出生質量と物質移動効率に対する最終的なNS質量と最大付着質量を取得します。私たちの結果は、NSが$1.8\sim2.4M_\odot$の範囲のドナー質量を持つバイナリシステムに対して比較的多くの材料を蓄積できることを示しています。残りのWD質量が$\simの範囲にある場合、NSは比較的多くの質量を蓄積します。0.25-0.30M_\odot$であり、最大付着質量は初期NS質量と正の相関があります。中程度の物質移動効率0.3の出生時の$1.4M_\odot$NSの場合、最大付着質量は$0.27M_\odot$になる可能性があります。結果は、観測で大量のNSを持つシステムの最小出生質量を推定するために使用できます。
H.E.S.Sによるゲミンガパルサー周辺の拡張TeV放出の検出
| Title |
Detection_of_extended_TeV_emission_around_the_Geminga_pulsar_with_H.E.S.S |
| Authors |
A._M._W._Mitchell,_S._Caroff,_J._Hinton,_L._Mohrmann,_for_the_H.E.S.S._collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02556 |
ゲミンガパルサー周辺の高度に拡張されたガンマ線放出は、ミラグロによって発見され、HAWCによって検証されました。ImagingAtmosphericCherenkovTelescopes（IACT）で多くの観測が行われているにもかかわらず、IACTの視野を超える角度スケールでのガンマ線放出の検出は困難であることが証明されています。分析技術の最近の開発により、H.E.S.S。のアーカイブデータでゲミンガ周辺の有意な放出を検出できるようになりました。2019年には、適応した観測戦略を使用して、ゲミンガ地域に関するさらなるデータが取得されました。アーカイブデータでゲミンガ周辺の重要なTeV放出の検出が発表された後、この寄稿では、独立したデータセットで検出を提示します。新しい分析結果が提示され、IACTによる高度に拡張されたガンマ線放出の観測に伴う技術的課題に重点が置かれます。
再結合線放射場におけるペアカスケードからのガンマ線シグネチャ
| Title |
Gamma-ray_signatures_from_pair_cascades_in_recombination-line_radiation_fields |
| Authors |
Christoph_Wendel,_Josefa_Becerra_Gonz\'alez,_Amit_Shukla,_David_Paneque_and_Karl_Mannheim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02649 |
ブレーザージェット内の超相対論的電子のビームは、周囲のソフトフォトンと相互作用するペアカスケードを発達させます。エスケープ項を使用した結合反応速度式を使用して、不飽和ペアカスケードスペクトルをモデル化します。ガンマ線は主に降着円盤とジェットからの照射によって光イオン化された雲からの再結合線光子から散乱すると仮定します。カスケードスペクトルは、ブレーザーの短時間変動に関連するハード電子スペクトルの注入にかなり鈍感です。Markarian501と3C279をそれぞれ表す物理パラメータを採用して、再結合線光子によって刻印された明確な特徴を示すスペクトルエネルギー分布を数値的に取得します。2014年7月の強いX線フラックス活動中にMAGIC望遠鏡で検出されたMarkarian501のスペクトルの約3TeVでの特異な特徴のヒントは、このシナリオでは、線の上方散乱の結果として説明できます。ビーム電子による光子と低い対生成光学的厚さ。2018年1月の3C279の高忠実度Fermi-LATスペクトルを調べると、再結合線光子との衝突でペアを生成するガンマ線のしきい値エネルギーと一致するスペクトルの谷があり、指数関数的な減衰がないことがわかります。私たちの発見は、3C279のガンマ線が広い輝線領域の端から逃げることを意味します。
ULTRASAT宇宙望遠鏡のセンサー特性評価
| Title |
Sensor_characterization_for_the_ULTRASAT_space_telescope |
| Authors |
Benjamin_Bastian-Querner,_Nirmal_Kaipachery,_Daniel_K\"usters,_Julian_Schliwinski,_Shay_Alfassi,_Arooj_Asif,_Merlin_F._Barschke,_Sagi_Ben-Ami,_David_Berge,_Adi_Birman,_Rolf_B\"uhler,_Nicola,_De_Simone,_Amos_Fenigstein,_Avishay_Gal-Yam,_Gianluca_Giavitto,_Juan_M._Haces_Crespo,_Dmitri_Ivanov,_Omer_Katz,_Marek_Kowalski,_Shrinivasrao_R._Kulkarni,_Ofer_Lapid,_Tuvia_Liran,_Ehud_Netzer,_Eran_O._Ofek,_Sebastian_Philipp,_Heike_Prokoph,_Shirly_Regev,_Yossi_Shvartzvald,_Mikhail_Vasilev,_Dmitry_Veinger,_Jason_J._Watson,_Eli_Waxman,_Steven_Worm,_Francesco_Zappon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02521 |
紫外線過渡天文衛星は、天体望遠鏡を搭載した科学的な宇宙ミッションです。ミッションはイスラエルのワイツマン科学研究所とイスラエル宇宙局が主導し、焦点面のカメラはドイツのDeutschesElektronenSynchrotronが設計および製造しています。ミッションの2つの重要な科学目標は、重力波源と超新星に対応するものを検出することです。静止軌道への打ち上げは2024年に計画されています。視野が$\approx200$deg$^2$の望遠鏡は、$220$〜$280$nmの近紫外線帯域で動作するように最適化されています。焦点面アレイは、合計アクティブ領域が90x90mm$^2$の4つの$22.4$メガピクセルの裏面照射型CMOSセンサーで構成されています。センサーの製造前に、最終的な飛行センサーの重要な設計上の決定をサポートするために、より小さなテストセンサーがテストされています。これらのテストセンサーは、エピタキシャル層と反射防止コーティング（ARC）の設計をフライトセンサーと共有しています。ここでは、これらのテストセンサーの特性を示します。暗電流と読み取りノイズは、デバイス温度の関数として特徴付けられます。温度に依存しないノイズレベルは、オンダイの赤外線放射と読み出し電子機器の自己発熱に起因します。高精度のフォトメトリックキャリブレーションセットアップを利用して、PTB/NISTでキャリブレーションされた転送標準（$220$-$1100$nm）と比較したテストセンサーの量子効率（QE）、$\lambda<300$nmの量子収率を取得します。システムの非線形性、および変換ゲイン。不確実性は、セットアップのパフォーマンスパラメータに関する最新の結果との関連で説明されています。Tstd、T1、T2の3つのARCオプションから、後者は帯域外除去を最適化し、ULTRASAT運用波長帯の中央でピークに達します（最大QE$\upperx80\％$at$245\mathrm{nm}$）。最終的なULTRASATUVセンサーにはARCオプションT2をお勧めします。
空間偏光変調器：回折効果と空間偏光変調の区別
| Title |
Spatial_polarization_modulators:_distinguishing_diffraction_effects_from_spatial_polarization_modulation |
| Authors |
Willeke_Mulder,_David_S._Doelman,_Christoph_U._Keller,_C.H._Lucas_Patty_and_Frans_Snik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02538 |
私たちは一人ですか？地球の向こうにある生命を見つけるための私たちの探求では、私たちは自分の惑星を使用して、生命を遠隔で検出するための新しい方法と技術を開発および検証します。当社のライフシグネチャー検出偏光計（LSDpol）は、フィールドおよび宇宙に配備されるスナップショットのフルストークス分光偏光計であり、反射光の直線偏光状態と円偏光状態を感知することにより、地球上の生命の信号を探します。これらのバイオシグネチャーの例は、O2-Aバンドと植生に起因する直線偏光です。赤のエッジと緑のバンプ、および生物分子のホモキラリティーに起因する円偏光。LSDpolは、円偏光を検出するために最適化されています。この目的のために、LSDpolは、分光器の入口スリットに空間光変調器を採用しています。これは、スリット位置の関数として速軸が回転する液晶1/4波長リターダーです。LSDpolの元の設計では、1/4波長板と偏光格子を組み合わせてデュアルビーム分光偏光計を実装しました。残念ながら、この設計では、線形から円形への重大なクロストークが発生します。さらに、それは偽の偏光変調効果を明らかにした。ここでは、フレネル回折効果がこれらのスプリアス変調をどのように作成できるかを示す数値シミュレーションを示します。ラボでは、100％の直線偏光と円偏光を使用して、正確な偏光状態の測定でシミュレーションを検証しました。
H.E.S.S.のアップグレードされたデータ取得システムテレスコープアレイ
| Title |
The_upgraded_Data_Acquisition_System_of_the_H.E.S.S._telescope_array |
| Authors |
Sylvia_J._Zhu,_Tim_Lukas_Holch,_Thomas_Murach,_Stefan_Ohm,_Matthias_Fuessling,_Mathieu_de_Naurois,_Fabian_Krack,_Klemens_Mosshammer,_Rico_Lindemann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02580 |
高エネルギーステレオスコピックシステム（H.E.S.S.）は、ナミビアのホマス高原にある5つのイメージング大気チェレンコフ望遠鏡のアレイです。H.E.S.S.非常に高エネルギーのガンマ線が地球の大気と相互作用するときに生成されるチェレンコフ光を検出することにより、数十GeVを超えるガンマ線を観測します。H.E.S.S.データ取得システム（DAQ）は、夜間の望遠鏡の操作を調整し、さまざまなコンポーネントが適切に通信し、意図したとおりに動作するようにします。それはまた望遠鏡と操作を導くシフトの人々の間のインターフェースを提供します。DAQはハードウェアとソフトウェアの両方で構成されており、H.E.S.S。の開始以来、両方の要素は、アレイのデータ取得機能を改善し、H.E.S.S。の限界を押し上げるために継続的に適応されてきました。が可能です。最近では、これにはDAQソフトウェアをホストするコンピューティングクラスター全体のアップグレードと、28mの大型H.E.S.S.への新しいカメラの収容が含まれます。望遠鏡。アップグレードされたDAQのパフォーマンスと、これらのアクティビティから学んだ教訓について説明します。
H.E.S.Sの28m望遠鏡における新しいFlashCamベースのカメラの科学的検証
| Title |
Science_verification_of_the_new_FlashCam-based_camera_in_the_28m_telescope_of_H.E.S.S |
| Authors |
Gerd_P\"uhlhofer,_Konrad_Bernl\"ohr,_Baiyang_Bi,_German_Hermann,_Jim_Hinton,_Ira_Jung-Richardt,_Fabian_Leuschner,_Vincent_Marandon,_Alison_Mitchell,_Lars_Mohrmann,_Daniel_Parsons,_Simon_Sailer,_Heiko_Salzmann,_Simon_Steinmassl,_Felix_Werner,_for_the_H.E.S.S._collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02596 |
2019年10月、H.E.S.S。の中央28m望遠鏡実験は新しいカメラでアップグレードされました。このカメラは、チェレンコフ望遠鏡アレイ（CTA）の中型望遠鏡での将来の実装の可能性を考慮して開発されたFlashCam設計に基づいています。ここでは、新しいカメラの試運転後に実行された科学検証プログラムの結果について報告し、カメラとソフトウェアのパイプラインが期待どおりに機能していることを示します。
等方性および点源ニュートリノに対するトリニティの感度
| Title |
Trinity's_Sensitivity_to_Isotropic_and_Point-Source_Neutrinos |
| Authors |
Andrew_Wang,_Chaoxian_Lin,_Nepomuk_Otte,_Michele_Doro,_Eliza_Gazda,_Ignacio_Taboada,_Anthony_Brown,_and_Mahdi_Bagheri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02751 |
10PeVを超えるニュートリノバンドは、開かれた最後のマルチメッセンジャーウィンドウの1つであり、いくつかのグループが取り組んでいる課題です。提案された機器の1つは、$10^6$GeVから$10^{10}$GeVのエネルギーで地球をスキミングするニュートリノを検出するためのエアシャワーイメージング望遠鏡のシステムであるTrinityです。更新された感度計算を提示し、IceCubeで測定された拡散天体物理ニュートリノフラックスを検出するだけでなく、IceCubeと重複するエネルギーバンドで検出するTrinityの機能を示します。トリニティは、天体物理学的ニュートリノフラックスのさまざまなカットオフシナリオを区別します。これは、それらの発生源を特定するのに役立ちます。また、数時間から数年までのタイムスケールで、一時的なソースに対するTrinityの感度についても説明します。
冠状ドップラー速度の立体測定
| Title |
Stereoscopic_Measurements_of_Coronal_Doppler_Velocities |
| Authors |
O._Podladchikova,_L._Harra,_K.Barczynski,_C.H._Mandrini,_F._Auchere,_D._Berghmans,_E._Buchlin,_L._Dolla,_M._Mierla,_S._Parenti,_and_L._Rodriguez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02280 |
太陽地球線の外側に軌道があり、黄道面を離れるソーラーオービターミッションは、ソーラーイメージャーと分光計によって得られた測定値を組み合わせて分析する機会を開きます。初めて、異なる宇宙分光計が互いに広角に配置され、太陽大気の3次元（3D）分光法が可能になります。この作業の目的は、ソーラーオービターと地球近傍天体計に搭載されたコロナル環境のスペクトルイメージング（SPICE）を使用して、2つの立体LOSドップラー速度測定から3Dベクトル速度の再構築を容易にする方法を準備することです。宇宙で。STEREOミッション用に以前に設計されたライブラリを使用して方法論を開発しますが、Hinodeミッションとソーラーダイナミクス天文台からの分光データに適用されます。静的および動的太陽回転立体視のよく知られた方法と、光学的に薄いコロナルEUVプラズマ放射のためのEUV立体三角測量の方法を使用します。宇宙空間の解析幾何学を使用して、冠状ループの3D速度を決定する新しいアルゴリズムを開発します。「開いた」および「閉じた」磁気ループに沿ったプラズマ流の3D速度ベクトルの再構築によるアプローチを示します。この手法は、太陽軌道フェーズ中に分光計（SPICE対インターフェース領域イメージング分光器（IRIS）およびHinodeイメージング分光計）を搭載した、異なる間隔の2つの宇宙船の実際の状況に適用されます。これらの観察結果をどのように調整できるかを要約します。
KeckおよびShaneAO位置天文学による2つのT矮星の三角視差
| Title |
Trigonometric_parallaxes_of_two_T_dwarfs_with_Keck_and_ShaneAO_astrometry |
| Authors |
Jayke_Nguyen,_S._Mark_Ammons,_Kaitlin_Dennison,_E._Victor_Garcia,_Jessica_R._Lu,_Stephen_McMillan,_Maissa_Salama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02321 |
2つのT型褐色矮星の三角視差と固有運動の測定値を示します。私たちは、シェーン望遠鏡とケック望遠鏡のそれぞれシェーンAO/SHARCSとNIRC2/ミディアムカム機器からの5年間にわたる赤外線レーザーガイド星補償光学観測から測定値を導き出します。位置天文の精度を向上させるために、両方の機器のフィールドを測定して歪み補正を適用します。また、ガイアDR2の背景参照星の5パラメータ視差と固有運動ソリューションを使用して、KeckとShaneAOの位置天文参照フレームをICRSに変換します。視差と固有運動に合わせて、WISEJ19010703+47181688（WISE1901）とWISEJ21543294+59421370（WISE2154）で、それぞれ$73.5\pm9.2$masと$70.1\pm6.7$masの視差を測定します。モンテカルロ法を利用して、過剰適合と大気差の差を考慮に入れて、スパースフィールド法の誤差を推定します。文献の以前の測定値と比較すると、視差と固有運動の値はすべて、公開されている測定値の$2\sigma$以内にあり、6つの測定値のうち4つは$1\sigma$以内にあります。これらのデータは、これらのT矮星の最初の視差測定値のひとつであり、星形成モデルを較正するための正確な測定値として機能します。これらの2つのオブジェクトは、リック天文台でKeck/NIRC2とシェーン補償光学システムを使用してTドワーフを継続的に調査した最初の結果です。
太陽彩層におけるホール誘起磁気音響からAlfv \ 'enモードへの変換のベンチマーク
| Title |
Benchmarking_Hall-Induced_Magnetoacoustic_to_Alfv\'en_Mode_Conversion_in_the_Solar_Chromosphere |
| Authors |
Abbas_Raboonik,_Paul_Cally |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02396 |
ホール効果によって誘発された部分的にイオン化された低太陽大気における磁気音響-Alfv\'en線形モード変換の2.5D数値モデルが調査され、磁場の強さと傾き、波の周波数と水平波数が変化します。波エネルギーの磁気成分のみが、偏光回転のプロセスを介して、ホールを介したAlfv\'en波エネルギーへの変換の対象となることがわかっています。これにより、mHzの周波数でも、静かな低彩層で低速の磁気音響波とアルヴェーン波の間の直接モード変換が大幅に促進されます。ただし、その性質上主に音響である高速波は、間接的な2段階プロセスを介したホール誘導変換の対象となるだけです。（i）Alfv\'en-音響等分配の高さ付近の形状誘導高速-低速変換$z_{\rmeq}$;（ii）$z>z_{\rmeq}$での高速波のホール回転。したがって、2段階のプロセスで上昇するアルヴェーン波を生成するには、$z_{\rmeq}$がホール有効ウィンドウ$0\lesssimz\lesssim700$kmの下または中にある必要があります。これを実現するには、100Gを超える磁界強度が必要です。このホール効果の効力は、電界強度に反比例しますが、波の周波数に直接変化するため、約100mHzを超える周波数のみが2段階プロセスの影響を大きく受けます。磁場の傾き$\theta$を大きくすると、一般にホールの兌換性が強化されますが、水平波数$k_x$はほとんど効果がありません。直接的および間接的なホールメカニズムは両方とも、光球で励起されたMHD波が上部彩層に到達する能力に影響を及ぼし、コロナに影響を及ぼします。
ソース固有運動を使用した地上視差の検証：OGLE-2019-BLG-1058
| Title |
Using_Source_Proper_Motion_to_Validate_Terrestrial_Parallax:_OGLE-2019-BLG-1058 |
| Authors |
In-Gu_Shin,_Jennifer_C._Yee,_Kyu-Ha_Hwang,_Andrzej_Udalski,_Andrew_Gould,_Michael_D._Albrow,_Sun-Ju_Chung,_Cheongho_Han,_Youn_Kil_Jung,_Hyoun-Woo_Kim,_Yoon-Hyun_Ryu,_Yossi_Shvartzvald,_Weicheng_Zang,_Sang-Mok_Cha,_Dong-Jin_Kim,_Seung-Lee_Kim,_Chung-Uk_Lee,_Dong-Joo_Lee,_Yongseok_Lee,_Byeong-Gon_Park,_Richard_W._Pogge,_Przemek_Mr\'{o}z,_Micha{\l}_K._Szyma\'{n}ski,_Jan_Skowron,_Radek_Poleski,_Igor_Soszy\'{n}ski,_Pawe{\l}_Pietrukowicz,_Szymon_Koz{\l}owski,_Krzysztof_Ulaczyk,_Krzysztof_A._Rybicki,_Patryk_Iwanek,_Marcin_Wrona,_and_Mariusz_Gromadzki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02499 |
OGLE-2019-BLG-1058として指定されたシングルレンズ/シングルソースマイクロレンズイベントを報告します。このイベントでは、短いタイムスケール（$\sim2.5$日）と非常に高速なレンズソースの相対的な固有運動（$\mu_{\rmrel}\sim17.6\、{\rmmas\、yr^{-1}}$）は、この孤立したレンズが、Galaxyのディスクにある自由浮遊惑星（FFP）の候補であることを示唆しています。これは近くのレンズで発生する可能性のある高倍率のイベントであるため、地上のマイクロレンズ視差（TPRX）を測定する機会があります。TPRX信号はディスクFFPと一致していますが、重要性は低いことがわかります。ソースの固有運動（$\mathbf{\mu}_{\rmS}$）を直接測定すると、大きな$\mu_{\rmrel}$は極端な$\mathbf{\mu}_によるものであることがわかります。{\rmS}$、したがって、レンズはバルジ内の非常に低質量の星であることに一貫しており、TPRX測定はおそらく偽物です。バルジ固有運動分布の平均特性を使用して$\mathbf{\mu}_{\rmS}$を正確に測定すると、逆の結果が得られることを示します。つまり、ディスク内のFFPの裏付けとなる証拠を提供します。TPRX測定。TPRXを生成するための条件（つまり、近くのディスクレンズ）も大きな$\mu_{\rmrel}$を生成する傾向があるため、このケースは、$\mathbf{\mu}_{\rmS}$の測定値を示しています。一般に、TPRX信号の強力なテストを提供します。（2013）FFP候補の重要な調査であることが示されました。
YSOの輝線分析用のSTAR-MELTPythonパッケージ
| Title |
The_STAR-MELT_Python_package_for_emission_line_analysis_of_YSOs |
| Authors |
Justyn_Campbell-White,_Aurora_Sicilia-Aguilar,_Carlo_F._Manara,_Soko_Matsumura,_Min_Fang,_Antonio_Frasca,_and_Veronica_Roccatagliata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02552 |
若い恒星状天体の時間分解輝線分光法の分析を容易にするために開発したSTAR-MELTPythonパッケージを紹介します。STAR-MELTは、輝線を自動的に抽出、識別、適合します。高解像度の恒星スペクトルの時間領域を利用して、ラインプロファイルと対応する放出領域の変動を調査する分析方法を要約します。これにより、YSOの最も内側のディスクと降着構造を調べることができます。局所的な温度と密度は、ボルツマン統計、サハ方程式、およびソボレフ大速度勾配近似を使用して決定できます。STAR-MELTを使用すると、アーカイブデータから新しい結果を取得できるだけでなく、取得した新しいデータをタイムリーに分析できます。UVES、XSHOOTER、FEROS、HARPS、およびESPaDOnSのスペクトルを使用して、STAR-MELTを3つのYSOに適用した結果を示します。異なる傾斜と変動タイプを持つ星について、異なる時間サンプリングのデータで何が達成できるかを示します。EXLupiの場合、降着柱のフットプリントに関連する、局所的で安定した恒星表面のホットスポットの存在を確認します。GQLupiAの場合、降着カラムからの最大落下率は、最低温度で生成された線と相関していることがわかります。CVSO109の場合、赤方偏移した放出翼の急速な時間的変動を調査します。これは、内側の円盤内の物質が回転して落下していることを示しています。私たちの結果は、STAR-MELTがそのような分析や輝線の他のアプリケーションに役立つツールであることを示しています。
ラジオおよびX線観測からの閉じ込められた太陽フレアのエネルギーおよびスペクトル分析
| Title |
Energy_and_spectral_analysis_of_confined_solar_flares_from_radio_and_X-ray_observations |
| Authors |
Chengming_Tan,_Karl-Ludwig_Klein,_Yihua_Yan,_Satoshi_Masuda,_Baolin_Tan,_Jing_Huang,_Guowu_Yuan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02601 |
電波バーストのエネルギーとスペクトル形状は、太陽フレア、CME、噴火フィラメント、さまざまなスケールのジェットなど、太陽噴火の生成メカニズムを理解するのに役立つ可能性があります。フレアの種類が異なれば、エネルギーとスペクトル分布の特性も異なる可能性があります。この作業では、2014年10月に主に限定された10個のフレアイベントを選択し、マイクロ波から惑星間電波までの電波観測、およびGOES、RHESSI、Fermi/のX線観測を使用して、マイクロ波で放出される全体的なスペクトル挙動とエネルギーを調査しました。GBM。すべての閉じ込められたフレアイベントは、9.4〜15.4GHzの周波数に及ぶマイクロ波連続バーストに関連付けられており、すべての閉じ込められたフレアイベントのピーク周波数は4.995GHzより高く、17GHz以下であることがわかりました。中央値は約9GHzです。マイクロ波バーストエネルギー（またはフルエンス）とピーク周波数は、太陽フレアのパワーを推定するための有用な基準を提供することがわかっています。観測は、閉じ込められたフレアの磁場が、ニタらによって研究された412フレアの磁場よりも強い傾向があることを意味します。2004.調査された10のイベントすべてで、300keVを超えるエネルギーの検出可能な硬X線は生成されませんでした。これは、閉じ込められたフレアで電子が高エネルギーに効率的に加速されないことを示しています。
SDO / AIAデータのスパイクの分析
ソーラーダイナミクスオブザーバトリー（SDO）の大気イメージングアセンブリ（AIA）は、7つの極紫外線波長チャネルで太陽大気の高解像度画像を返します。画像は地上で処理され、機器に衝突するエネルギー粒子から生じる強度スパイクが除去され、スパイクが除去された画像がコミュニティに提供されます。この作業では、2017年2月28日に取得された171Aチャネルからの3時間の一連の画像を調査して、太陽大気のコンパクトな増光によって引き起こされる誤検知の頻度を調査しました。後者は、3つの連続するフレームの同じ検出器ピクセルに現れるスパイクによって識別され、900の画像フレームから1096の例が見つかりました。これらの「3つのスパイク」は126の動的な太陽の特徴に割り当てられ、3つのスパイクの方法は、スパイクの影響を受ける特徴の総数の25％を識別すると推定されます。したがって、AIA171A画像の10分間のシーケンスには、スパイク除去によって強度が変更された約28の太陽の特徴があります。特徴は、活動領域、静かな太陽とコロナホールに見られ、太陽の表面積に関連して、コロナホール内でより大きな割合があります。ケースの96％で、スパイクのない構造はサイズ2秒角以下のコンパクトな増光であり、残りの4％は狭く細長い構造です。すべての場合において、イベントはAIA処理パイプラインによって非表示にされませんが、イベントの存続期間中の合計強度は最大67％削減できます。科学者は、微細な構造を示す短命または急速に進化する特徴を研究するときは、常に元の強度をAIAデータに復元することをお勧めします。
角運動量の内部輸送を制約するための進化した星の星震学。 IV。回転分割のMCMC分析からのケプラー56の内部回転
| Title |
Asteroseismology_of_evolved_stars_to_constrain_the_internal_transport_of_angular_momentum._IV._Internal_rotation_of_Kepler_56_from_an_MCMC_analysis_of_the_rotational_splittings |
| Authors |
L._Fellay,_G._Buldgen,_P._Eggenberger,_S._Khan,_S._J._A._J._Salmon,_A._Miglio,_J._Montalb\'an |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02670 |
宇宙ベースの測光ミッションによる主系列星後の全球星の振動の観測は、それらの内部回転を直接決定することを可能にしました。これらの制約は、理論モデルでは説明されていない角運動量輸送プロセスの存在を示しています。したがって、それらの内部回転の特性を制約することは、これらの欠落している動的プロセスの物理的性質を決定するための黄金の道として現れます。大域的最適化手法と組み合わせたパラメトリック回転プロファイルを使用して、主系列星の後の内部回転を研究するための新しいアプローチの堅牢性を判断したいと思います。ケプラーミッションで観測された赤色巨星であるケプラー56で方法論をテストします。まず、グローバルおよびローカルの最小化手法と地震の反転を使用して、星の広範なモデリングを実行します。次に、最良のモデルを使用して、その内部回転プロファイルを詳細に調査し、ベイジアンアプローチを採用して、混合モードの回転分割のモンテカルロマルコフ連鎖分析を使用して恒星のパラメトリックな所定の回転プロファイルを制約します。回転分割のモンテカルロマルコフ連鎖分析により、ケプラー56のコアとエンベロープの回転を決定できるだけでなく、ゆっくりと回転するエンベロープと高速で回転するコアの間の遷移の位置についてのヒントを得ることができます。放射領域の剛体回転プロファイルとそれに続く対流層のべき乗則を破棄し、乱流の性質に由来するプロセスによって予測されるように、データが放射領域にある遷移を支持することを示すことができます。ケプラー56の分析では、化学勾配によって輸送効率が低下する乱流プロセスが好まれ、角運動量輸送の欠落の解決策として大規模な化石磁場が好まれないことが示されています。
エラーマン爆弾とUVバーストのスペクトル特性の再検討。 I.放射流体力学シミュレーション
| Title |
Revisiting_the_Spectral_Features_of_Ellerman_Bombs_and_UV_Bursts._I._Radiative_Hydrodynamic_Simulations |
| Authors |
Jie_Hong,_Ying_Li,_M._D._Ding,_Qi_Hao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02699 |
エラーマン爆弾（EB）とUVバーストはどちらも、アクティブな領域で発生する小規模な太陽活動です。それらは現在、低層大気のさまざまな高さで形成されると考えられています。この論文では、1次元の放射流体力学シミュレーションを使用して、さまざまな大気層での加熱に応じたさまざまなラインプロファイルを計算します。上部の光球から下部の彩層への加熱が典型的なEBのスペクトルの特徴を生成できる一方で、中部から上部の彩層への加熱が典型的なUVバーストのスペクトルの特徴を生成できることを確認します。EBのH$\alpha$ラインウィングの強度変化は上昇-プラトーパターンを示し、UVバーストのSiIV1403\r{A}ラインセンターの強度変化は上昇-下降パターンを示します。ただし、EBの1400\r{A}付近で予測されるFUV連続体の強化が報告されることはめったになく、それを確認するにはさらに観察する必要があります。大気中に2つの熱源または拡張熱源を使用すると、EBバースト機能とUVバースト機能の両方を同時に再現できます。
接近した準矮星の最終的な運命-白色矮星連星：He / C / O白色矮星を含む合併と、C / Oが支配的なエンベロープを持つ異常な巨星の形成
| Title |
The_final_fates_of_close_hot_subdwarf_-_white_dwarf_binaries:_mergers_involving_He/C/O_white_dwarfs_and_the_formation_of_unusual_giant_stars_with_C/O-dominated_envelopes |
| Authors |
Josiah_Schwab_and_Evan_B._Bauer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02734 |
最近、熱い準矮星と1時間未満の周期を持つ白色矮星からなるロッシュローブを埋める連星のクラスが発見されました。現在、熱い準矮星はシェルのHe燃焼段階にあり、残りの薄いHエンベロープの一部を白色矮星の仲間に移しています。高温の準矮星の進化が続くにつれて、それは分離し、厚いHe層を持つ二次的な低質量のC/Oコア白色矮星を残すと予想されます。次に、$\sim10$Myrのタイムスケールで、重力波放射によってシステムが再び接触します。物質移動が不安定で合併が発生し、壊滅的な熱核爆発が引き起こされない場合、C/Oが優勢なエンベロープを持つ残骸が作成されますが、かんむり座Rコロナのようなシェル燃焼をサポートするのに十分なHeが豊富です。段階。このフェーズの進化的計算を提示し、残りの白色矮星の冷却に対するその潜在的な影響について説明します。
Rかんむり座R星の表面存在量を修正
| Title |
Revised_surface_abundances_of_R_Coronae_Borealis_stars |
| Authors |
Gajendra_Pandey_(1),_B._P._Hema_(1),_and_Arumalla_B._S._Reddy_(1),_(1)_Indian_Institute_of_Astrophysics,_Bangalore,_Karnataka,_560034,_India |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02736 |
14個の表面存在量（11個の多数派クラスと3個の少数派クラス）Rかんむり座R星（RCB）と、最終的なフラッシュオブジェクトであるV4334Sgr（桜井天体）は、観測されたC2バンドから測定された炭素存在量に基づいて修正されます。以前に報告された存在量は、よく知られている「炭素問題」のために想定された炭素存在量を使用して導き出されたことに注意してください。ホットRCBMVSgrはカーボンの問題の影響を受けません。MVSgrの炭素存在量が、多数派および少数派のRCBで測定された範囲内にあることに注目することは注目に値します。RCBの修正された鉄の存在量は、logE（Fe）=3.8からlogE（Fe）=5.8の範囲にあり、この範囲の下限は少数派クラスRCBV854Cen、上限は多数派クラスRCBRCrBです。。改訂されたRCBの金属量範囲は、バルジ内に含まれる金属の貧弱な人口とほぼ一致していることが示されています。次に、RCBの修正された存在量が、RCBのより高温の親族である極端ヘリウム星（EHe）と比較されます。RCBとEHeの間には、金属量分布、炭素存在量、および主要元素で観察された存在量の傾向に明らかな違いが見られます。これらの存在量は、それらの形成シナリオに照らしてさらに説明されています。
対称テレパラレル重力とその宇宙論的摂動における単純なパリティ違反モデル
| Title |
A_simple_parity_violating_model_in_the_symmetric_teleparallel_gravity_and_its_cosmological_perturbations |
| Authors |
Mingzhe_Li_and_Dehao_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.01337 |
対称テレパラレル重力に基づくパリティ違反重力モデルは文献で検討されていますが、宇宙論、特に宇宙論的摂動への修正におけるそれらの応用は十分に調査されていません。この論文では、対称テレパラレル重力の枠組みの中で、パリティ非保存結合によって一般相対性理論を修正するそのような単純なモデルを検討します。その宇宙論的応用を詳細に研究し、その宇宙論的摂動理論に焦点を当てます。テンソル摂動における既知のパリティ違反に加えて、このモデルのベクトル摂動は動的自由度に促進され、左手と右手のベクトルモードは異なる速度で伝播することがわかります。さらに重要なことに、ベクトルモードの1つが高運動量スケールのゴーストであり、宇宙論的摂動の量子論における真空不安定性の問題を引き起こすことがわかりました。
$ R ^ 2 $ -2つのヒッグスダブレットによるヒッグスインフレ
2つのヒッグスダブレットを持つモデルで$R^2$-ヒッグスインフレを研究します。コンテキストは、標準モデルのヒッグスセクターが追加のヒッグスダブレットによって拡張された一般的な2つのヒッグスダブレットモデルです。最初に、4つのスカラー場を含むこの2つのヒッグスダブレットモデルで必要なインフレダイナミクスについて、ヒッグス二乗とリッチスカラー$R$、および$R^2$の間の非最小結合を可能にする共変形式で説明します。期間。$R^2$が好むパラメータ空間-ヒッグスインフレーションには、ほぼ縮退した$m_\mathsf{H}$、$m_A$、および$m_{\mathsf{H}^\pm}$が必要であることがわかります。ここで、$\mathsf{H}$、$A$、および$\mathsf{H}^\pm$は、パラメーターのくりこみ群の進化を考慮した、一般的な2つのヒッグスダブレットモデルの追加のCP偶数、CP奇数、および荷電ヒッグスボソンです。大型ハドロン衝突型加速器でこのような重いスカラーを発見できるのは、それらがTeV未満の質量範囲にある場合です。LHCbおよびBelle-II実験でも間接的な証拠が明らかになる可能性がありますが、準縮退質量スペクトルを調べるには、国際リニアコライダーや未来の円形衝突型加速器などの将来のレプトン衝突型加速器が必要になる可能性があります。
重力波と超軽量暗黒物質に対する原子干渉計の予想される感度
| Title |
Prospective_Sensitivities_of_Atom_Interferometers_to_Gravitational_Waves_and_Ultralight_Dark_Matter |
| Authors |
Leonardo_Badurina,_Oliver_Buchmueller,_John_Ellis,_Marek_Lewicki,_Christopher_McCabe,_Ville_Vaskonen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02468 |
宇宙論的および天体物理学的源によって生成された重力波（GW）、および超軽量暗黒物質に対する地上および宇宙搭載原子干渉計（AI）の予想される感度を調査します。地上の検出器の重力勾配ノイズ（GGN）からのバックグラウンド、および宇宙搭載の検出器の連星パルサーと小惑星のバックグラウンドについて説明します。LIGOとLISAの感度を、AION地上AIプロジェクトの100mおよび1kmステージの感度と比較します。また、考えられる原因として、宇宙船の内側または外側に冷たい原子雲があるAEDGEAI宇宙ミッションの2つのオプションを比較します。ブラックホールと中性子星の融合、超新星、初期宇宙の位相遷移、宇宙ひも、原始ブラックホールを生成した可能性のある初期宇宙の量子ゆらぎ。また、超軽量スカラー暗黒物質のコヒーレント波を検出するためのAIONとAEDGEの機能についても確認します。
テレパラレルホルンデスキー理論における十分に強化されたミンコフスキー解
| Title |
Well-Tempered_Minkowski_Solutions_in_Teleparallel_Horndeski_Theory |
| Authors |
Reginald_Christian_Bernardo,_Jackson_Levi_Said,_Maria_Caruana,_Stephen_Appleby |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02500 |
十分な焼き戻しは、真空エネルギーをスクリーニングして、後期の低エネルギー真空状態を実現する数少ない古典的な方法の1つです。テレパラレルホルンデスキー理論ではるかに大きなモデルファミリーを取得するために、任意に大きな真空エネルギーが存在するにもかかわらずミンコフスキー真空状態を認めるホルンデスキーモデルのクラスに基づいて構築します。これらのモデルを取得するためのルーチンを設定し、さまざまなケースを提示します。これらはすべて、場の方程式の縮退を使用して、自然素粒子物理学スケールの真空エネルギーをスクリーニングできます。ウェルテンパリングは、ホルンデスキースカラーテンソル重力の縮退とそのテレパラレル一般化を利用する独自の方法であり、アクションの明示的なスカラー場依存性が最小の場合に、自己調整されたフラットミンコフスキー解に対応できることを確立します（aおたまじゃくしとRicciスカラーへの共形結合）。最後に、平均律クラヴィーア曲集ガリレオンのダイナミクスを研究します。その位相ポートレートを生成し、線形摂動下および真空エネルギーの相転移を通じてミンコフスキー真空のアトラクターの性質を評価します。
中性子星IIIにおける暗黒物質捕獲の改善された処理：核子とエキゾチックターゲット
| Title |
Improved_Treatment_of_Dark_Matter_Capture_in_Neutron_Stars_III:_Nucleon_and_Exotic_Targets |
| Authors |
Filippo_Anzuini,_Nicole_F._Bell,_Giorgio_Busoni,_Theo_F._Motta,_Sandra_Robles,_Anthony_W._Thomas,_Michael_Virgato |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02525 |
中性子、陽子、ハイペロンなどのハドロンターゲットでの散乱による中性子星の暗黒物質（DM）の捕獲を検討します。バリオンを遊離フェルミガスとしてモデル化するのではなく、ハドロン構造を説明する運動量依存のフォームファクターを含め、バリオンの強い相互作用の効果を高密度の中性子星内部に組み込むことによって、以前の分析を拡張します。これらの効果の組み合わせにより、広い質量範囲でDM捕捉率が抑制されるため、捕捉率が幾何学的限界を飽和させる断面積が増加します。さらに、中性子星の状態方程式の選択に関連する捕獲率の変動が減少します。陽子ターゲットの場合、相互作用するバリオンアプローチを使用して正しいフェルミエネルギーを取得することは、パウリブロック領域での捕獲率を正確に評価するために不可欠です。エキゾチック物質を含むと予想される重い中性子星については、ハイペロンでのDM散乱が総捕獲率に大きく寄与する場合を特定します。既存の分析と比較して、中性子星の捕獲率が小さいにもかかわらず、予測されるDM-核子散乱感度は、広いDM質量範囲での原子反跳実験の感度を大幅に上回っています。
2次元の多周波数陰的セミアナログモンテカルロ（ISMC）放射伝達ソルバー（テレポートなし）
| Title |
Multi-Frequency_Implicit_Semi-analog_Monte-Carlo_(ISMC)_Radiative_Transfer_Solver_in_Two-Dimensions_(without_Teleportation) |
| Authors |
Elad_Steinberg_and_Shay_I._Heizler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02612 |
灰色問題と多周波数問題の両方で、ISMCスキームを使用して多次元放射伝達現象を研究します。暗黙のモンテカルロ（IMC）スキームは、50年間使用されてきました。基本的なアルゴリズムでは、テレポーテーションエラーが発生し、フォトンは正しいヒートフロント速度よりも速く伝播します。最近[Po\"etteandValentin、J。Comp。Phys。、412、109405（2020）]、セミアナログスキームに基づく新しい暗黙のスキームが提示され、いくつかの1次元灰色問題でテストされました。このスキームでは、セルの材料エネルギーは材料粒子によって運ばれ、光子は既存の材料粒子からのみ生成されます。その結果、スキームの無限の離散空間精度により、テレポーテーションエラーがなくなります。カルテシアンと円筒形状の両方の2次元問題における新しいスキームさらに、多周波数問題に対する新しいスキームの拡張を紹介します。ISMCスキームが、多数のベンチマークでテレポーテーションエラーなしで優れた結果を示すことを示します。、特に遅い古典的なIMC収束に対して。
BlackHawkv2.0の標準模型を超える物理
ブラックホールのホーキング放射を計算するように設計された公開コードBlackHawkの新しいバージョンv2.0を、一次スペクトルとハドロン化スペクトルの両方で提示します。この新しいバージョンは、ホーキング放射の標準模型（BSM）を超える物理学への道を開くことを目的としています。バージョンv1.0以降、いくつかの主要な追加が行われました。暗黒物質/暗黒放射放出、スピン$3/2$グレイボディ因子、宇宙論研究用のスクリプト、関連するグレイボディ因子を伴うBSMブラックホールメトリック、および低エネルギーシャワーの注意深い処理二次粒子の;バグ修正だけでなく。いずれの場合も、BlackHawkの新機能の例を紹介します。
LISAの機器ノイズモニターとしての時間遅延干渉法の組み合わせ
| Title |
Time_Delay_Interferometry_combinations_as_instrument_noise_monitors_for_LISA |
| Authors |
Martina_Muratore,_Daniele_Vetrugno,_Stefano_Vitale_and_Olaf_Hartwig |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.02738 |
LISAの使命は、信号が支配的な検出器である可能性が高いため、1つの課題は、さまざまな天体物理学的発生源を分離し、それらと機器のノイズを区別することです。LISAの目標の1つは、確率的なGWバックグラウンドを検出することによって初期の宇宙を調査することです。LISAでは他の検出器との相関が不可能であるため、このようなGWバックグラウンドを機器のノイズから区別するには、後者を適切に推定する必要があります。この目的のために、時間遅延干渉法（TDI）を再検討して、レーザー周波数ノイズ抑制要件を満たす新しいTDI信号の組み合わせを探しました。これらのTDIチャネルの線形結合を実行して、重力波を抑制し、主に機器のノイズに関する情報を伝達する特別なヌルの組み合わせを見つけることが可能であることを示します。重力波に対して異なる感度を示す多くのヌルの組み合わせが存在することがわかります。そのうちのいくつかは、テスト質量加速ノイズの推定に従来のTの組み合わせよりも適しているようです。理想的なLISA構成では、これらはすべて、LISA三角形の剛体回転と同様に、6つのテスト質量加速度の特定の線形結合に敏感です。次の記事では、これらの干渉信号を監視することによって抽出できるノイズ特性とは何かを説明し、確率的GWバックグラウンドの検出に対するこれらの調査結果の影響について説明します。
