ウェーブレット散乱変換による宇宙論的パラメータの最適推定に向けて
| Title |
Towards_an_Optimal_Estimation_of_Cosmological_Parameters_with_the_Wavelet_Scattering_Transform |
| Authors |
Georgios_Valogiannis_and_Cora_Dvorkin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.07821 |
宇宙の大規模構造（LSS）にエンコードされた非ガウス情報の最適な抽出は、現代の精密宇宙論の最前線にあります。ウェーブレット散乱変換（WST）を使用してこのタスクを達成することを提案します。これは、生成されたWST係数のセットを通じて、空間密度分布の非ガウス性に敏感な非線形変換のレイヤーに入力フィールドを適用します。LSS調査のコンテキストでの適用性を評価するために、Quijoteシミュレーションによって取得された3D過密度フィールドにWSTを適用し、そこから6つの宇宙論的パラメーターでフィッシャー情報を抽出します。その後、通常の3Dコールドダークマター+バリオンパワースペクトルから得られた対応するものよりも$1.2〜4\times$タイトな範囲で、すべてのパラメーターのマージナルエラーが大幅に改善され、$50\％であることがわかりました。マークされたパワースペクトルによって与えられるニュートリノ質量制約に対する$の改善。この3D宇宙論分野での最初のアプリケーションを通じて、この新しい統計が持つ大きな期待を示し、実際の銀河観測への将来のアプリケーションの準備を整えます。
$M_\mathrm{vir}\sim2\timesに対応する赤方偏移ゼロの質量を持つ1つの非常に大規模な銀河団の磁場と（異方性）熱伝導による銀河団形成の非放射宇宙ズームシミュレーションを提示します。10^{15}M_{\odot}$。クラスターを3つの解像度レベル（1X、10X、25X）で実行し、有効質量解像度$2\times10^8M_{\odot}$から始めて、粒子数を増やして$4\times10^6M_{\odot}$。シミュレーションで得られた最大空間分解能は、最高の分解能レベルで$\epsilon=1.0$kpcに達する重力軟化によって制限され、構造の階層的アセンブリを非常に詳細に解決できます。提示されたすべてのシミュレーションは、大幅に更新されたSPMHD処方を使用したSPMHDコードガジェット-3を使用して実行されました。主な焦点は、銀河団ガス（ICM）での磁場増幅を調査することです。主な増幅メカニズムは、再結合拡散の限界における小規模な乱流ダイナモであることを示します。2つの最高解像度モデルでは、このプロセスによって駆動される磁場増幅の解決を開始し、ダイナモ理論と一致する磁力線の曲がりを制限する磁力スペクトルと磁気張力を使用してこれを明示的に定量化します。さらに、シミュレーション内で$\nabla\cdot\mathbf{B}=0$制約を調査し、Enzoなどのコードで使用される最先端のAMRまたは移動メッシュ手法と同等の結果が得られることを示しています。とアレポ。私たちの結果は、銀河団の完全な宇宙シミュレーションで初めて、ダイナモ作用が現代のラグランジュ電磁流体力学（MHD）法の枠組みで解決できることを示しています。これは、現在文献に欠けている研究です。
| Title |
Probing_Ultra-light_Axion_Dark_Matter_from_21cm_Tomography_using_Convolutional_Neural_Networks |
| Authors |
Cristiano_G._Sabiu,_Kenji_Kadota,_Jacobo_Asorey,_Inkyu_Park |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.07972 |
宇宙の再電離（EoR）の時代の周りの将来の21cmの電波観測からの超軽量アクシオン様粒子（ULAP）の検出可能性に関する予測を提示します。主要な暗黒物質成分としてのアクシオンは、初期宇宙における小規模な密度摂動の抑制により、再電離の歴史に大きな影響を与えることを示しています。この振る舞いは、アクシオン粒子の質量に強く依存します。広い赤方偏移範囲にわたる中性水素の輝度温度場の数値シミュレーションを使用して、一連のトレーニングデータを構築します。このデータは、輝度温度フィールドの空間構造と入力アクシオン質量の間の接続を直接構築できる畳み込みニューラルネットワークをトレーニングするために使用されます。将来のSquareKilometerArray調査SKA1-Lowの模擬観測を構築し、現実的なノイズと解像度の制約が存在する場合でも、ネットワークが入力アクシオン質量を予測できることを発見しました。アクシオンの質量は、約20\％の精度で広い質量範囲にわたって回復できることがわかります。また、DMの寄与全体として、アクシオンの質量が$M_Xの場合、68\％のSKA1-Lowを使用してアクシオンを検出できます。<1.86\times10^{-20}$eVですが、これらの天体物理パラメータを妨害パラメータとして扱うことで天体モデリングの仮定を緩和すると、これは$M_X<5.25\times10^{-21}$eVに減少する可能性があります。
ボリューム重み付けを使用して固有速度相関関数を推定するための改善された方法
| Title |
Improved_Methods_for_Estimating_Peculiar_Velocity_Correlation_Functions_Using_Volume_Weighting |
| Authors |
Yuyu_Wang,_Sarah_Peery,_Hume_A._Feldman,_Richard_Watkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.08036 |
加重最尤推定量を使用して、固有速度調査から直接平行および垂直速度相関関数を計算するための改善された方法を提示します。新しい方法の中心的な機能は、ほとんどの調査でより遠い銀河に比べて通常は過大評価されている近くの銀河の影響を減らす、位置に依存する重み付けスキームの使用です。この方法で計算された相関関数は、宇宙内の特定の場所に起因するバイアスの影響を受けにくく、したがって線形理論や調査間でより簡単に比較できることを示しています。我々の結果は、平行速度相関関数が他の速度相関関数よりもガウス分布のより良い近似を提供し、そのバイアスが重み付けによってより簡単に最小化されることを考えると、有望な宇宙論的プローブであることを示唆している。位置加重平行速度相関関数は統計的不確かさを増加させますが、宇宙分散を減少させ、将来、より正確な速度調査と組み合わせて、他の相関方法よりも安定した、より厳しい宇宙論的パラメーター制約を提供することが期待されます。
赤方偏移した21cmのバイスペクトルを使用した宇宙の夜明け中のIGM物理学の調査
| Title |
Probing_IGM_Physics_during_Cosmic_Dawn_using_the_Redshifted_21-cm_Bispectrum |
| Authors |
Mohd_Kamran,_Suman_Majumdar,_Raghunath_Ghara,_Garrelt_Mellema,_Somnath_Bharadwaj,_Jonathan_R._Pritchard,_Rajesh_Mondal,_Ilian_T._Iliev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.08201 |
CosmicDawn（CD）での最初の光源の出現により、銀河間媒体（IGM）の中性水素からの赤方偏移された21cm信号は、CMBに対して吸収から放出に移行すると予測されています。シミュレーションを使用して、符号の赤方偏移の進化と21cmのバイスペクトルの大きさが、この遷移を駆動する2つの最も支配的なプロセスであるIGMのLy$\alpha$結合とX線加熱からの寄与を解きほぐすことができることを示します。。これにより、CDで最初の光源とIGM物理学を精査するための新しい道が開かれます。
宇宙ひも覚醒のネットワークのグローバル21cm信号
以前の作品では、単一の宇宙ひもの航跡の21cmの特徴について説明しました。ただし、21cmの明るさの温度は、単一の航跡ではなく、宇宙ひもの航跡のネットワークの影響を受けます。この作品では、物質の時代に敷設された航跡のネットワークからの信号を検討します。また、単一のウェイクシグネチャの以前の計算を改善します。最後に、伴流のネットワークによる全体的な21cmの輝度温度の向上を計算し、Wouthuysen-Field吸収トラフで測定された信号の影響について説明します。$10^{-8}$から$10^{-7}$の間のストリング張力の場合、信号の10％から2倍の増強があると推定しました。
降着する星と惑星の末端スピンについて：境界層
巨大惑星のスピンの起源は、天体物理学の未解決の問題です。惑星や星が円盤から降着するとき、降着する比角運動量が物体の表面のケプラー軌道の角運動量に対応する場合、惑星や星は崩壊に近い速度まで回転する可能性があります。ただし、降着がディスクを通過するのと同じように、惑星や星に降着を進めることはできません。たとえば、磁気回転不安定性は、角速度勾配の符号のために、ほぼケプラーの円盤とよりゆっくりと回転する表面との間の領域では動作できません。角速度が急激に変化するこの境界層を通して、質量と角運動量の輸送は、グローバルな超音速せん断不安定性と渦によって生成された音波によって駆動されると考えられています。理想的な流体力学の2D垂直統合移動メッシュシミュレーションを使用して、回転する星や惑星の周りの角運動量輸送に関するこのメカニズムの最初の研究を紹介します。ガスの音速に応じて、表面でのケプレリアン速度の$\sim0.4-0.6$倍の回転速度を超えると、角運動量が波によって境界層を通って内側に輸送される速度が$\sim1減少することがわかります。-3$桁。また、境界層を通過する降着率はそれに比例して減少し、回転の速いオブジェクトでは変動が少なくなることもわかりました。私たちの結果は、降着する惑星や星のスピンを分裂速度よりも数倍遅い速度に制限するための純粋な流体力学的メカニズムを提供します。
連星とその周辺の惑星の長期安定性
| Title |
Long-term_stability_of_planets_in_and_around_binary_stars |
| Authors |
Harry_A._Ballantyne_(1,2),_Tore_Espaas_(1),_Bethan_Z._Norgrove_(1),_Bethany_A._Wootton_(1),_Benjamin_R._Harris_(1),_Isaac_L._Pepper_(1),_Richard_D._Smith_(3),_Rosie_E._Dommett_(1)_and_Richard_J._Parker_(1)_((1)_University_of_Sheffield,_UK,_(2)_University_of_Bern,_Switzerland,_(3)_Queen's_University,_Belfast,_UK) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.07815 |
惑星は、いわゆる周連星または周連星軌道上で恒星連星系の構成星を周回すること、およびいわゆる周連星軌道上で連星全体の周りを周回することが観測されています。バイナリシステムの軌道パラメータに応じて、惑星が周連星の場合は準主軸の臨界分離内で、または周連星の場合は臨界分離を超えて軌道を回る場合、惑星は動的に安定します。さまざまな準主軸で安定した惑星をホストできる連星システムの割合と、安定したシステムのこの割合が時間の経過とともにどのように進化するかを決定するために、原始連星の集団を含む星形成領域のN体シミュレーションを提示します。星形成領域での動的な遭遇は、いくつかの連星系の軌道を変える可能性があり、惑星系に長期的な動的不安定性を引き起こし、構成星のハビタブルゾーンのサイズを変えることさえあります。ただし、安定した惑星系をホストできるバイナリの全体的な割合は、想定されるバイナリの母集団や星形成領域の密度のいずれによっても大きな影響を受けません。代わりに、銀河に存在する安定した惑星系の数を決定する重要な要素は、恒星のバイナリの割合です。恒星の保育園でシングルとして生まれる星が多いほど、安定した惑星系の割合が高くなります。
原始惑星系円盤の内側への漂流II：温度上昇時の付着特性に対する水の影響
| Title |
Drifting_inwards_in_protoplanetary_discs_II:_The_effect_of_water_on_sticking_properties_at_increasing_temperatures |
| Authors |
C._Pillich,_T._Bogdan,_J._Landers,_G._Wurm,_H._Wende |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.08034 |
以前の実験室での実験では、コンドライト組成のマイクロメートル粒子間の付着力の温度依存性を測定しました。データは、温度の上昇に伴い、表面エネルギーが約5分の1に減少することを示しました。ここでは、穀物に対する地表水の影響に焦点を当てます。実験室の周囲条件下では、複数の水層が存在します。原始惑星系円盤の低圧で中程度の温度では、粒子は単層しか保持しない可能性があります。ほこりが内側に漂うと、この単分子層でさえ、最終的には高温領域で完全に蒸発します。これを説明するために、以前の作業で通常の実験室条件下で準備および測定したものと同じ軟骨材料の引張強度を測定しましたが、現在、空気中でのダストシリンダーの乾燥（乾燥サンプル）とダストの加熱という2つの新しい準備方法を導入しています真空中でシリンダーに押し込まれます（超乾燥サンプル）。1000Kまでのすべての温度で、乾燥サンプルのデータは、湿潤サンプルに比べて付着力が約10倍増加するという単純な増加と一致しています。最大900Kのスーパードライサンプルは、ドライサンプルのように動作します。ただし、付着力は、約1200Kで約100倍まで指数関数的に増加します。湿潤から乾燥への付着の増加は、アモルファスケイ酸塩から多鉱物混合物で知られている傾向を拡大します。超乾燥ダストの発見は、微惑星形成のスイートスポットである可能性がある1200K付近の小さな空間高温領域で凝集体の成長が促進されることを意味します。
2つの明るい歴史的な月の閃光に関連する衝突クレーターの可能性のある識別
| Title |
Probable_identification_of_the_impact_craters_associated_with_two_luminous_historical_lunar_flashes |
| Authors |
William_Bruckman_and_Abraham_Ruiz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.08148 |
1787年のこと座流星群のピーク時のウィリアムハーシェルと1953年のしし座流星群のピーク近くのレオンスチュアートによる月の発光イベントの観測をレビューおよび分析し、これらのイベントがおそらく形成した衝突クレーターを探しました。予想される候補として2つのコールドスポットの新鮮なクレーターを特定する証拠が提示されます。
星形成による寄与の除去後のSDSSセイファート2とライナーの輝線多様性の物理的推進力
| Title |
Physical_Drivers_of_Emission_Line_Diversity_of_SDSS_Seyfert_2s_and_LINERs_After_Removal_of_Contributions_by_Star_Formation |
| Authors |
Christopher_J._Agostino,_Samir_Salim,_S._M._Faber,_St\'ephanie_Juneau,_David_C._Koo,_Yimeng_Tang,_Yifei_Luo,_Sofia_Quiros,_Pin-Song_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.07812 |
HII領域以外のイオン化源は、セイファート2とライナーが配置された標準（[NII]）BPT図の右側の分岐を生じさせます。ただし、セイファート/ライナーホストの大部分は星形成（SF）であるため、HII領域は観測された線をある程度汚染し、分岐に沿った位置が純粋なセイファート/ライナーとSF、またはそれがセイファート/LINER電離源の固有の多様性を反映しているかどうか。この研究では、ドッペルゲンガー法を使用して、SDSSから約100,000セイファート/ライナーのSF寄与を経験的に除去します。混合は、観察された枝の拡張された形態の主な原因ではないことがわかります。むしろ、セイファート/ライナーは本質的に広範囲の線比を持っています。イオン化パラメータと金属量の変動は、セイファート/ライナー線比の多様性の多くを説明できますが、イオン化場の硬度も大幅に変動します。さらに、7つの除染された輝線のk-means分類により、LINERは2つの母集団で構成されていることがわかります。これをソフトライナーとハードライナーと呼びます。セイファート2は、主にイオン化パラメータが高いという点で両方のタイプのLINERとは異なりますが、2つのLINERタイプは、主に放射場の硬度が互いに（および星形成領域と）異なります。[NII]BPTダイアグラムは、[SII]および[OI]診断よりも効率的にLINERを識別することを確認します。後者では、SFが実行された後でも、多くのLINER、特にソフトなLINERが純粋なスターフォーマーと同じ場所を占めるためです。LINERエミッションから削除。
銀河の超新星残骸集団NGC45、NGC 55、NGC 1313、NGC 7793：光度と励起関数
| Title |
The_Supernova_Remnant_Populations_of_the_galaxies_NGC_45,_NGC_55,_NGC_1313,_NGC_7793:_Luminosity_and_Excitation_Functions |
| Authors |
M._Kopsacheili,_A._Zezas,_I._Leonidaki,_P._Boumis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.07819 |
深部Haと[SII]イメージングに基づいて、近くの銀河NGC45、NGC55、NGC1313、NGC7793の超新星残骸（SNR）集団の体系的な研究を紹介します。[SII]/Ha>0.4基準に基づいて、42の候補SNRと54の候補SNRが見つかり、そのうち84が新しい識別です。不完全性の影響を考慮した後、Haとジョイント[SII]-Haの光度関数を導出します。サンプル全体のHa光度関数は、平均がlog（LHa/10^（36）ergs^（-1））=0.07およびm（log（LHa/10^）に等しい歪んだガウス分布で記述されていることがわかります。（36）ergs^（-1））））=0.58。ジョイント[SII]-Ha関数は、log（[SII]/10^（36）ergs^（-1））=0.88xlog（LHa/10^（36）ergに沿って歪んだガウス分布によってパラメーター化されます。s^（-1））-0.06行およびm（log（L[SII]/10^（36）））=0.024およびs（log（L[SII]/10^（36））の切り捨てられたガウス分布））=0.14、垂直方向。また、励起関数を、[SII]/Ha比の関数としてのSNRの数密度として定義します。この関数は、平均が-0.014の切断正規ガウス分布で表されます。劣線形[SII]-Haの関係は、より明るい物体の励起が低いことを示しています。
IRAS改訂ブライトギャラクシーサンプルの南部ソースのMeerKAT1.28GHzアトラス
| Title |
A_MeerKAT_1.28_GHz_Atlas_of_Southern_Sources_in_the_IRAS_Revised_Bright_Galaxy_Sample |
| Authors |
J._J._Condon,_W._D._Cotton,_T._Jarrett,_L_Marchetti,_A._M._Matthews,_T._Mauch,_and_M._E._Moloko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.07891 |
IRAS改訂ブライトギャラクシーサンプル（RBGS）は、銀河の緯度が$\vertb\vert>5^\の$\lambda=60〜\mu\mathrm{m}$で$S=5.24$Jyよりも強い銀河と未解決の合併で構成されています。circ$。ほぼすべてがほこりっぽい星形成銀河であり、その電波連続体と遠赤外線の光度は現在の星形成率に比例しています。64皿のMeerKATアレイを使用して、外部銀河で識別された298の南部（J2000$\delta<0^\circ$）RBGSソースすべてをカバーする$\nu=1.28$GHzで$5\times3$分のスナップショット観測を行いました。結果として得られる画像は、$\theta\upperx7.5$arcsecFHWM解像度とrms変動$\sigma\upperx20〜\mu\mathrm{Jy〜beam}^{-1}\upperx0.26$Kであり、かすかに見えるほど低くなっています。ディスクエミッション。rms位置の不確実性は、正確な近赤外線位置に対して$\sigma_\alpha\approx\sigma_\delta\approx1$arcsecであり、画像のダイナミックレンジはDR$\gtrsim10^4：1$です。
ローカル（$ z <0.1 $）QSOの未解決のNIR-MIRSEDのモデリング
| Title |
Modeling_the_unresolved_NIR-MIR_SEDs_of_local_($z<0.1$)_QSOs |
| Authors |
M._Mart\'inez-Paredes,_O._Gonz\'alez-Mart\'in,_K._HyeongHan,_S._Geier,_I._Garc\'ia-Bernete,_C._Ramos_Almeida,_A._Alonso-Herrero,_I._Aretxaga,_M._Kim,_B._W._Sohn,_and_J._Masegosa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.08043 |
近くの（$z<0.1$）タイプ1準恒星オブジェクト（QSO）の核（$\lesssim1\、$kpc）ダストを研究するために、新しい近赤外線（NIR）高角度分解能（$\sim0.3$）を取得しました。arcsec）HおよびKsバンドでの測光、利用可能な中赤外線（MIR）高角度分解能分光法（$\sim7.5-13.5\、\mu$m）を使用した13のQSO。ほとんどのQSOで、NIR放射が未解決であることがわかります。NIR（$\sim35\％$）からMIR（$\sim2.4\％$）に減少する降着円盤から寄与を差し引きます。また、より青い降着円盤を想定してこれらのパーセンテージを推定し、MIRの寄与がほぼ7倍大きいことを発見しました。オブジェクトの大部分（$64\％$、9/13）は、Disk+WindH17モデル\citep[][]{Hoenig17}に適合し、その他のオブジェクトはSmoothF06\citep[$14に適合できることがわかりました。\％$、2/13、][]{Fritz06}、ClumpyN08\citep[$7\％$、1/13、][]{Nenkova08a、Nenkova08b}、ClumpyH10\citep[$7\％$、1/13、][]{Hoenig10b}、および2相メディアS16\citep[$7\％$、1/13、][]{Stalev16}モデル。ただし、より青い降着円盤を想定すると、モデルは2/13オブジェクトにしか適合しません。2つのNIRからMIRへのスペクトルインデックス$\alpha_{NIR-MIR（1.6,8.7\、\mu\text{m}）}$と$\alpha_{NIR-MIR（2.2,8.7\、\mu\text{m}）}$、および2つのMIRスペクトルインデックス$\alpha_{MIR（7.8、9.8\、\mu\text{m}）}$および$\alpha_{MIR（9.8、11.7\、\mu\text{m}）}$、モデルと観測から。観察から、NIRからMIRへのスペクトルインデックスは$\sim-1.1$であり、MIRスペクトルインデックスは$\sim-0.3$であることがわかります。合成値と観測値を比較すると、測定されたNIRとMIRおよび$7.8-9.8\、\mu$mの傾きに同時に一致するモデルはないことがわかります。ただし、スターバーストを差し引いた{\itSpitzer}/IRSスペクトルで$\alpha_{MIR（7.8、9.8\、\mu\text{m}）}$を測定すると、傾きの値（$\sim-2$）は、モデルから取得した合成値に類似しています。
HI吸収動物園：$ z \ sim 0.4 $へのJVLA拡張
| Title |
The_HI_absorption_zoo:_JVLA_extension_to_$z_\sim_0.4$ |
| Authors |
Suma_Murthy,_Raffaella_Morganti,_Tom_Oosterloo,_Filippo_M._Maccagni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.08122 |
KarlG.Jansky超大型アレイで実施された$0.25<z<0.4$の26個の放射性大声活動銀河核（AGN）のサンプルのHI21cm吸収研究を紹介します。私たちの目的は、さまざまなクラスの電波AGNにおけるHIの発生率、HIの形態と運動学、およびHIと電波源の間の相互作用の性質を研究することでした。このサンプルは、無線電力範囲10$^{25.7}$W/Hz$〜-〜10^{26.5}$W/Hzの14個の拡張ソースと12個のコンパクトソースで構成されています。より低い赤方偏移での検出率と同様に、$\sim$19％の検出率で5つのソースでHIを検出します。すべての検出を含む、サンプル内のほとんどの光源のレストフレームUV光度は、HIがイオン化されたと思われるしきい値を下回っています。光輝線スペクトルは、高い電波出力にもかかわらず、2つの検出を含むサンプルの3分の1が低イオン化源であることを示しています。HI検出からの電波連続放射は、kpcスケールでは解決されませんが、パーセクスケールで拡張されます。検出には、60km/sから700km/sの範囲のFWZIを持つ複雑なHI21cm吸収プロファイルがあり、10$^{21}$cm$^{-2}$から10$^の範囲で非常に高いHIカラム密度を示します。{22}$cm$^{-2}$forT$_{\rmspin}=$100Kおよびユニットカバーファクター。HI21cm吸収プロファイルのモデリングは、2つのソースでガスが乱され、HIが乱されたケースを含む3つのケースで、吸収の大部分がHIディスクから発生することと一致していることを示しています。HIの高速流出は検出されませんが、HI検出の輝線は、核領域に非常に乱れたガスが存在することを示しています。私たちの検出のいくつかは低イオン化AGNであるため、この妨害は電波ジェットによって引き起こされる可能性があります。全体として、私たちの調査結果は、無線AGNでのHIの発生率が$z\sim0.4$まで低い$z$傾向が続くことを示しています。
LEGA-Cの797 $ z \ sim 0.8 $銀河の恒星力学モデル
| Title |
Stellar_Dynamical_Models_for_797_$z\sim_0.8$_Galaxies_from_LEGA-C |
| Authors |
Josha_van_Houdt,_Arjen_van_der_Wel,_Rachel_Bezanson,_Marijn_Franx,_Francesco_D'Eugenio,_Ivana_Barisic,_Eric_F._Bell,_Anna_Gallazzi,_Anna_de_Graaff,_Michael_V._Maseda,_Camilla_Pacifici,_Jesse_van_de_Sande,_David_Sobral,_Caroline_Straatman,_Po-Feng_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.08142 |
LEGA-C調査から選択された797$z=0.6-1$銀河の空間的に分解された運動星団を提示し、それらの動的質量と回転支持の程度を定量化するために軸対称ジーンズモデルを構築します。調査は、色や形態のタイプに関係なく、$K_s$バンドが選択されており、大規模なルックバック時間での一般的な$L^*$銀河集団の恒星の動的構造の最初の評価を可能にします。ハッブル宇宙望遠鏡イメージングからの光プロファイルをトレーサーとして使用して、私たちのアプローチは、観測効果（畳み込みとスリットジオメトリを参照）を修正し、傾斜、異方性、および非発光質量成分に関する十分な情報に基づいた事前情報を使用します。表形式のデータには、一連の球形アパーチャ（1、5、および10kpc、1$\times$および2$\times$\re）の総質量推定値、および回転速度、速度分散、異方性が含まれます。ほぼすべての星形成銀河と静止銀河の$\sim$50\％が回転によって支配されており、$V/\sigma\sim1-2$が投影されていないことを示しています。銀河の進化の複雑さを明らかにすると、最も質量の大きい星形成銀河が最も回転が支配的な銀河の1つであり、最も質量の大きい静止銀河が最も回転が支配的でない銀河の1つであることがわかります。これらの測定値は、大きなルックバック時間で銀河の恒星の動的構造を使用して、銀河の進化を研究するための新しいベンチマークを設定します。LEGA-Cスペクトルからの星の種族の特性に関する追加情報とともに、ここに示されている動的質量と$V/\sigma$の測定値は、大きなルックバック時間で銀河の進化を研究するための新しい道を作成します。
コヒーレント曲率放射：最大光度と高エネルギー放射
パルサーや高速電波バーストなどの高輝度温度の電波トランジェントには、粒子のコヒーレント放射が必要です。コヒーレント放射モデルのアンテナクラスでは、同相で放射する多数の荷電粒子が必要です。したがって、粒子は空間的に閉じ込められ、速度が適切に調整されている必要があります。これらの必要な条件を前提として、コヒーレントに放出される加速粒子に関連する電流によって誘導される磁場を調べ、放射粒子と誘導磁場の間の相互作用を検討します。表面磁場や中性子星の自転周期などのソースパラメータに依存するコヒーレント曲率放射の最大光度を見つけます。すべての光度にわたるコヒーレント電波放射は、コヒーレント曲率放射によって説明できることがわかり、FRBと極端な銀河源の両方に普遍的に関与している可能性があることを示唆しています。例としてかにパルサーを使用して、コヒーレントな曲率放射を想定して、放出パラメータと最も極端なナノショットの起源をパルサー表面から60km以内に制限します。最近の観測と一致して、我々はまた、誘導場による小規模粒子の旋回からの同時X線放出を予測します。
VERITASを使用して拡張ガンマ線源を検出するための最尤法に基づく手法
数百MeVから数十TeVの範囲のガンマ線観測は、銀河内の粒子の加速と拡散を研究するための貴重なツールです。超新星残骸、パルサー星雲、星形成領域は、私たちの地元の銀河の主要な粒子加速器です。これらの天体物理学的オブジェクトのコヒーレントな物理画像を構築するには、ガンマ線放出の拡張領域を区別する機能、これらの領域内の小規模な空間変動を分析する機能、および複数の波長帯にわたる複数の観測所からのデータを合成する方法が必要です。イメージング大気チェレンコフ望遠鏡（IACT）は、100GeVを超えるガンマ線に対して細かい角度分解能（<0.1度）を提供します。典型的なデータ削減方法は、宇宙線のバックグラウンドを推定するために視野内のソースのない領域に依存しています。これは、範囲が不明なソース、またはIACTの視野の大部分（VERITASの場合は3.5度）を含むソースには問題があります。最尤法に基づく手法は、複数の重複するソース、拡散した背景コンポーネント、および複数の観測所からのデータの組み合わせを含むフィールドの分析に最適です。このような方法は、IACT宇宙線バックグラウンドを推定するための代替アプローチも提供し、その結果、大幅に拡張されたソースに対する感度が向上します。この手順では、IACTVERITASの最尤法の現在のステータスとパフォーマンスについて報告します。特に、拡張ソースの感度を向上させるために、メソッドフレームワークがガンマハドロン分離パラメータの次元をどのように採用するかに焦点を当てています。
強力な電波バーストはマグネターの磁気圏から逃れることができますか？
高速電波バースト（FRB）がマグネターの磁気圏の内部で放出される可能性を調べます。電波は、その途中で、半径$10^9$-$10^{10}\、$cmで外部磁気圏の低密度$e^\pm$プラズマと相互作用する必要があります。この領域では、磁気圏粒子は波を散乱させるための大きな断面積を持っています。その結果、波は磁気圏と強く相互作用して磁気圏を圧縮し、FRBエネルギーを圧縮場と散乱放射線に蓄積します。散乱スペクトルは$\gamma$線バンドまで広がり、$e^\pm$アバランシェを引き起こし、不透明度をさらに高めます。これらのプロセスは、半径$R\ll10^{10}\、$cmからの観測されたバーストの放出を除いて、FRBを窒息させます。
天体物理学におけるストレンジネス：理論的発展
この会議の議事録では、天体物理学におけるストレンジネスの生成に関連する重要な理論的進展をレビューします。これには、超新星爆発、中性子星、コンパクト星の合併におけるその影響が含まれます。また、正味のストレンジネスの存在が、高密度および/または温度で発生すると予想されるクォーク物質への閉じ込め解除にどのように影響するかについても詳細に説明します。ハイペロンとストレンジクォークを含む高密度物質の完全な記述は、現代の高エネルギー天体物理学を理解するための基本であると結論付けます。
AqlX-1でのスーパーバースト後のわずかに安定した燃焼から不安定な燃焼への移行の発見
| Title |
Discovery_of_transition_from_marginally_stable_burning_to_unstable_burning_after_a_superburst_in_Aql_X-1 |
| Authors |
Zhaosheng_Li,_Yuanyue_Pan,_Maurizio_Falanga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.07941 |
スーパーバーストは、不安定な炭素点火が原因であると提案されている、中性子星低質量X線連星（NSLMXB）の長時間にわたる、まれで非常にエネルギーの高い熱核爆発です。NICER、MAXI、Swift、Insight-HXMTがMJD59130.7で観測したAqlX-1からのスーパーバースト特性とその結果を報告します。スーパーバーストの9。44日後に2つのかすかなタイプIX線バーストがあり、繰り返し時間は7.6分と短いことがわかります。これは、スーパーバーストが観測されたすべてのNSLMXBの消光時間の最も正確な測定値です。また、スーパーバーストの直後、NICER、Swift、Insight-HXMTの観測からの最初のタイプIX線バーストの再開の前後に、周波数範囲2.7〜11.3mHzのmHz準周期振動を発見しました。NSLMXBで、わずかに安定した燃焼から不安定な燃焼へのスーパーバーストからの移行を初めて観察します。タイプIのX線バーストの消光時間と再発時間をシミュレーションと比較します。
AstroSatデータを使用した微弱な低/ハード状態の観測におけるGX339-4のパワー密度スペクトルの低周波ブレークの検出
| Title |
Detection_of_low-frequency_breaks_in_power_density_spectrum_of_GX_339-4_in_faint_low/hard_state_observations_using_AstroSat_data |
| Authors |
Nazma_Husain,_Ranjeev_Misra,_Somasri_Sen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.08024 |
2017年と2019年の爆発の開始時に抽出されたAstroSatデータを使用したブラックホール連星システムGX339-4の分光タイミング分析を提示します。LAXPCとSXTデータの共同スペクトルフィッティングにより、ソースがかすかに低い/2017年と2019年の両方の観測で、ほぼ等しい光子指数$\sim$1.57と$\sim$1.58、およびエディントン比$L/L_{Edd}$がそれぞれ0.0011と0.0046のハード状態。スペクトルモデリングに反射成分を追加すると、適合が改善され（2017年は$\Delta\chi^2$$\approx〜6$、2019年は$\Delta\chi^2$$\approx〜7$）、降着円盤の照射によって生じる弱い反射特徴の存在に向けて。パワー密度スペクトル（PDS）は、低周波数でのブレークを伴う強い帯域制限ノイズで構成され、ブレークされたべき乗則モデルといくつかのゼロ中心のローレンツの組み合わせで記述されます。ローレンツフィッティングでは、2017年の$\sim$6〜mHzと2019年の観測の$\sim$11〜mHzでブレークが検出されました。これは、べき乗則フィッティングのブレークで得られたものよりもほぼ2倍高くなっています。この特徴的な周波数の検出は、独立した検出器（LAXPCおよびSXT）からの結果によって検証されます。遮断周波数は、切り捨てられたディスクモデルに準拠した、磁束による周波数の変化を示した以前の観測結果とほぼ一致しています。ブレーク周波数を降着円盤の粘性時間スケールと関連付けると、切り捨て半径は、2017年の重力半径$\sim$93、2019年の観測の重力半径$\sim$61と推定されました。
3つの硬X線源の本質を調査する
| Title |
Investigating_the_true_nature_of_three_hard_X-ray_sources |
| Authors |
Manuela_Molina_(INAF/OAS_Bologna,_Italy),_Angela_Malizia_(INAF/OAS_Bologna,_Italy),_Nicola_Masetti_(INAF/OAS_Bologna,_Italy_and_Departamento_de_Ciencias_F\'isicas,_Universidad_Andr\'es_Bello,_Santiago,_Chile),_Loredana_Bassani_(INAF/OAS_Bologna,_Italy),_Angela_Bazzano_(INAF/IAPS_Rome,_Italy),_Anthony_J._Bird_(Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Southampton,_UK),_Mariateresa_Fiocchi_(INAF/IAPS_Rome,_Italy),_Eliana_Palazzi_(INAF/OAS_Bologna,_Italy)_and_Pietro_Ubertini_(INAF/IAPS_Rome,_Italy) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.08039 |
INTEGRAL/IBISとSwift/BATの両方によって発見された新しい高エネルギー源の多くは、大規模なマルチバンドフォローアップキャンペーンのおかげで特徴付けられていますが、その性質が主張されていないオブジェクトがまだあります。この論文では、NIRからX線までの多波長データを使用して、IGRJ12134-6015、IGRJ16058-7253、およびSwiftJ2037.2+4151の3つの高エネルギー源の本質を調査します。ガイアとESO-VLTの測定、およびSwift/XRTX線スペクトル分析を通じて、IGRJ12134-6015の分類を再評価し、ソースが銀河系の物体、特に激変星であると主張します。NuSTARの観測のおかげで、IGRJ16058-7253からINTEGRAL/IBISとSwift/BATによって検出された硬X線放射が、両方ともこのソースの対応物である2つのセイファート2銀河から来ていることを確認できました。SwiftJ2037.2+4151の光学およびX線スペクトル分析を通じて、この線源は、共生X線連星のまれで独特なクラスの一部である可能性が高く、フラックスとスペクトルの変動性、および次のような興味深いスペクトル特性を表示することがわかります。鉄線複合体の周りのいくつかの輝線の混合。
ブレーザージェットのウォブリングタイムスケールに関する観測上の制約
ブレーザーは、電波が大きい活動銀河核（AGN）のサブクラスであり、ジェットは視線の近くに配置されます。ブレーザー放出は、ドップラーブースト放射がジェット内の荷電粒子の相対論的集団から発生する非熱プロセスによって支配されます。ラジオからTeVエネルギーまで、ブレーザーは数分から数か月までのタイムスケールで大きく変動します。降着円盤の回転軸に沿って伝播するジェットの視角の変化を含む、変動性を説明するために提案されたいくつかのメカニズムがあります。超大質量ブラックホール（SMBH）スピンの不整合と降着円盤の角運動量は、そのような傾斜した円盤のレンス・ティリング歳差運動につながり、ドップラービームの変動につながります。このようなシナリオは、一部のAGNで観測されたジェット歳差運動の電波観測によってサポートされています。ただし、電波放射領域は中央エンジンから遠く離れているため、この帯域で観測された時間スケールは、たとえば次の影響を受ける可能性があります。ジェットに沿ったバルクローレンツ因子の変化。この貢献では、SMBH質量を使用してジェットウォブリングの予想時間スケールを導き出し、Swift-XRTによって観測された明るいブレーザーの長期（15年以上）X線光度曲線のフレア間の時間間隔と比較します。Mrk421、Mrk501、および3C273の場合、導出された時間スケールは観測の制約と一致しますが、1ES1959+650の場合、ドップラービーム係数の不確実性によってほとんど制限されることがわかりました。
Markarian421のGeV-無線相関
Markarian421（Mrk421）は、高シンクロトロンピークのブレーザーであり、ラジオからガンマ線までの電磁スペクトル全体で絶え間ない変動を示します。7年以上の無線およびGeV観測を使用して、無線およびGeV帯域の相関と関連する変動を研究します。電波データは、OVRO40m電波望遠鏡によって15GHz帯域で取得され、GeVデータはフェルミ大面積望遠鏡から取得されました。Mrk421のガンマ線放出領域の位置を決定するために、GeVと電波の光度曲線を相関させます。GeVの光度曲線は独立して変化し、ラジオで観測された変化を正確にリードしていることがわかりました。円錐ジェット内の衝撃波伝播のために導出された高速上昇-低速減衰プロファイルを使用して、GeV変動から電波光度曲線を再現することができます。プロファイルの立ち上がり時間はフェルミ-LATビニングに匹敵し、減衰時間は約7。6日です。応答プロファイルの最適値は、GeVと無線の間の44日間の遅延も特徴としており、相関から得られる広いラグ範囲と互換性があります。このような遅延は$10^{17}$cm/cに相当し、これはMrk421無線コアの見かけの光交差時間に匹敵します。一般に、観測された変動はレプトンモデルの予測と一致し、物理的条件がジェット内で変化することを示唆しています。放出領域はジェットの下流に移動しますが、環境は最初にガンマ線に対して透過的になり、後で無線に対して透過的になります。
Mrk421およびMrk501の容赦ない多波長変動
| Title |
Relentless_multi-wavelength_variability_of_Mrk_421_and_Mrk_501 |
| Authors |
Vitalii_Sliusar,_Axel_Arbet-Engels,_Dominik_Baack,_Matteo_Balbo,_Adrian_Biland,_Thomas_Bretz,_Jens_Buss,_Daniela_Dorner,_Laura_Eisenberger,_Dominik_Elsaesser,_Dorothee_Hildebrand,_Roman_Iotov,_Adelina_Kalenski,_Karl_Mannheim,_Alison_Mitchell,_Dominik_Neise,_Maximilian_Noethe,_Aleksander_Paravac,_Wolfgang_Rhode,_Bernd_Schleicher,_Roland_Walter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.08130 |
Mrk421とMrk501は、明るく持続的なGeVとTeVの放出を特徴とする、2つの近くで明るく、よく研究された高シンクロトロンピークのブレーザーです。FACTとFermi-LATを使用して5年間にTeVとGeVのエネルギーで取得された、これら2つのソースの偏りのない観測の最長で最も密度の高いデータセットを使用します。変動性を特徴づけ、放出メカニズムの制約を導き出すために、ラジオからX線までの同時多波長観測でデータセットを補強します。光度曲線を相関させ、TeVエネルギーとX線の個々のフレアを特定し、ジェット内の衝撃伝播から予想されるバンド間接続を探します。Mrk421の場合、X線とTeVエネルギーはゼロに近いラグとよく相関しており、SSC放出シナリオをサポートしていることがわかります。Mrk421のTeV、X線フレア間のタイミングは、降着円盤のレンス・ティリング歳差運動の場合に予想される期間と一致しています。長期にわたるMrk501の変動性も、X線とTeVエネルギーの間に1日未満の遅れがあり、SSCと一致しています。両方のブレーザーの分数変動は、X線およびTeVバンドで最も変動が大きい2つのバンプ構造を示しています。
最近、整列した外部磁場内で回転するブラックホールドによる電荷の降着が「死んだ」真空磁気圏をもたらし、電場が完全に遮蔽され、真空破壊が不可能であり、ブランドフォード-ナエックメカニズムが生じると主張されました。操作できません（King＆Pringle2021）。ここでは、その論文で検討された、帯電したブラックホールに対するWaldソリューションの特性を詳細に研究します。私たちの結果は、この解決策では、対称軸と一致するものを除くすべての磁力線に沿って静電ポテンシャルの低下が存在するため、主張が誤っていることを示しています。また、非荷電ブラックホールのマイスナー効果とは対照的に、荷電ブラックホールは、ブラックホール磁気圏の以前の無力およびPICシミュレーションで観察されたように、磁力線を事象の地平線に引き寄せることができます。これは、電荷の蓄積が実際にブラックホール電気力学の特徴である可能性があることを示唆しています。また、帯電したブラックホールと空間的に分布した外部電荷を持つ定常状態の軸対称磁気圏のより一般的な問題でも、磁気圏電場をスクリーニングできないことも示されています。したがって、ブラックホールの充電はブランドフォード-ナエックメカニズムを無効にしません。
SNRとその環境との相互作用のトレーサーとしての熱無線吸収
| Title |
Thermal_radio_absorption_as_a_tracer_of_the_interaction_of_SNRs_with_their_environments |
| Authors |
G._Castelletti,_L._Supan,_W._M._Peters,_N._E._Kassim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.08178 |
74MHz超大型アレイ低周波空調査Redux（VLSSr）から選択された14個の分解された銀河SNRの新しい画像と連続スペクトル分析を提示します。VLSSrからの新しい統合測定と、GLEAMから抽出されたフラックス密度、および文献からの測定を組み合わせて、改善された連続スペクトルを生成します。VLSSr画像を1.4GHzで公開されている画像と組み合わせて、各SNR全体の分解された形態とスペクトルインデックス分布を分析します。SNRの3つ、Kepler、G28.6-0.1、およびTychoには、単純なべき乗則に適切に適合できる統合スペクトルがあります。Tychoの分解されたスペクトルインデックスマップは、LOFARによって以前に検出された内部吸収を確認しますが、統合されたスペクトルへの適合に影響を与えるには不十分です。パルサー風星雲G21.5-0.9と3C58については、それぞれ38GHzと12GHzでの高周波スペクトルブレークを識別します。低周波スペクトルターンオーバーは、残りの9つのSNRのデータに適切に適合します。Kes67、Kes69、Kes75、および3C397の場合、吸収は、おそらく拡張されたHII領域エンベロープからの視線に沿ったイオン化ガスに起因すると考えられます。W41の場合、吸収はそのすぐ近くにあるHII領域に起因する可能性があります。SNR前方衝撃と周囲の媒体との間のイオン化された界面での相互作用からの熱吸収は、SNR3C391の低周波ターンオーバーの原因であると以前に特定されていました。私たちの統合されたスペクトルは、以前の結果と一致しています。3つの追加のSNR、Kes73、W49B、および3C396で同じ現象の証拠を提示し、相互作用の物理的特性に対する制約を導き出します。この結果は、SNRとその周辺との間の相互作用は、感度と分解能が向上したSNRの将来の低周波観測による熱吸収によって容易に検出できるはずであることを示しています。
銀河星雲のLAMOST中解像度スペクトル調査（LAMOST-MRS-N）：ジオコロナHα線放射の減算
| Title |
LAMOST_Medium-Resolution_Spectral_Survey_of_Galactic_Nebulae_(LAMOST-MRS-N):_Subtraction_of_Geocoronal_Halpha_Emission |
| Authors |
Wei_Zhang,_Hong_Wu,_Chaojian_Wu,_Juanjuan_Ren,_Jianjun_Chen,_Chih-Hao_Hsia,_Yuzhong_Wu,_Hui_Zhu,_Jianrong_Shi,_Zhongrui_Bai,_Zhaoxiang_Qi,_Yongheng_Zhao,_Yonghui_Hou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.08021 |
銀河星雲のLAMOST中解像度スペクトル調査（LAMOST-MRS-N）のスペクトルからジオコロナHα線放出を差し引く方法を紹介します。隣接するOHlambda6554単一線に対するHalphaスカイラインのフラックス比は、プレート内のパターンまたは勾配分布を示していません。さらに興味深いことに、この比率は、地球の地平線に対する太陽の角度である太陽高度とよく相関しています。太陽高度が-17度から-73度に減少すると、比率は0.8から0.2に減少することがわかります。一次関数で記述されるこの関係に基づいて、Halpha空成分を作成し、それを科学スペクトルから差し引くことができます。この方法はLAMOST-MRS-Nデータに適用されており、星雲へのHalpha空の汚染レベルは40％から10％未満に減少しています。新しく生成されたスペクトルは、銀河星雲の分類と物理パラメータの測定の精度を大幅に向上させます。
分散法を使用したチェレンコフカメラを使用したASTRI-Horn望遠鏡の効果的なポインティング
| Title |
Effective_pointing_of_the_ASTRI-Horn_telescope_using_the_Cherenkov_camera_with_the_Variance_method |
| Authors |
Simone_Iovenitti,_Giorgia_Sironi,_Alberto_Segreto,_Osvaldo_Catalano,_Teresa_Mineo_(for_the_ASTRI_Project) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.08028 |
チェレンコフ望遠鏡カメラは、空の画像を生成するように設計されていないため、天体測定ポインティングキャリブレーションの実行には適していませんが、非常に高エネルギーの宇宙線によるナノ秒の大気フラッシュを検出するように設計されています。実際、これらの機器は中程度の角度分解能（度の端数）しか示さず、星の光の定常的またはゆっくりと変化する光信号をほとんど認識していません。このため、望遠鏡のポインティングを校正するために、通常、補助光学機器が採用されます。ただし、二次機器は体系的なエラーの原因となる可能性があります。さらに、チェレンコフカメラは、調査中の空の部分を正確にフレーミングする唯一のカメラであるため、ポインティングキャリブレーションの目的での活用が望まれます。この寄稿では、革新的なチェレンコフカメラを使用してASTRI-Horn望遠鏡のポインティング精度を評価する手順を紹介します。この機器は、ロジックボードに実装された統計的手法、いわゆる分散手法を備えており、補助出力として夜空の背景光の画像を提供することができます。光学点広がり関数とピクセル分布の間の畳み込みを考慮に入れると、分散画像を使用して、サブピクセル精度で星の位置を評価できます。さらに、観測中の視野の回転を利用して、チェレンコフカメラと望遠鏡の光軸との位置合わせを数分角の精度で検証することができます。この情報は、望遠鏡の効果的なポインティングを評価し、システムの科学的精度を高めるために不可欠です。
アウトリーチと教育のための効果的なツールとしての天体写真：博覧会でのIACT
| Title |
Astro-photography_as_an_effective_tool_for_Outreach_and_Education:_IACT_in_exposition |
| Authors |
Simone_Iovenitti,_Chiara_Righi,_Stefano_Orsenigo,_Riccardo_Sgarro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.08032 |
私たちの時代では、画像は多くの聴衆にメッセージを伝えるための強力な方法です。驚くべき天文写真を使用することで、科学はさまざまなレベルで、あらゆる年齢の非常に多様な聴衆に効果的に伝えることができます。実際、天体写真は、美的魅力と天文現象の背後にある科学の実例を組み合わせています。これは、2020年10月にイタリアで文化団体PhysicalPubの協力を得て開催された展示「AchePunto\`elaNOTTE-天体写真の科学的展示会」の目的です。一人の個人とプロまたはアマチュアの天文台の両方の多くの異なる著者が、彼らの最高の写真を送るように頼まれました。科学委員会が選んだ54の天体画像は、3つの異なるトピック（夜景、深空、計装）に分類され、2000人以上の訪問者と11の学校グループに見られました（COVIDパンデミックによる困難な時期にもかかわらず）。意図的に開発されたWebアプリケーションを介してオンラインで利用できる無料のオーディオガイドは、セルフガイドツアーの画像の科学的な説明を提供しました。会議やガイド付きツアーも開催されました。展示のハイライトは、MAGIC望遠鏡の4つのミラーと、VHE宇宙線の科学を紹介するイメージング大気チェレンコフ望遠鏡（IACT）の仕組みを詳細に説明できるASTRIスケールモデルでした。このイベントを開催する上での主な困難と、訪問者からのフィードバックを要約します。展示は引き続きオンラインで利用でき、ウェブサイトmostrascientifica.itにアクセスするか、ウェブオーディオガイド（英語およびイタリア語）（guida.mostrascientifica.it）から入手できます。
高コントラストのダークゾーンのための広帯域焦点面推定器の実装
| Title |
Implementation_of_a_broadband_focal_plane_estimator_for_high-contrast_dark_zones |
| Authors |
Susan_F._Redmond,_Laurent_Pueyo,_Leonid_Pogorelyuk,_James_Noss,_Scott_D._Will,_Iva_Laginja,_N._Jeremy_Kasdin,_Marshall_D._Perrin,_Remi_Soummer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.08200 |
直接イメージング分光法を使用した太陽系外惑星の大気の特性評価には、広い波長範囲にわたる高コントラストが必要です。電界を推定するために広帯域画像のみを使用する最近提案された焦点面波面推定アルゴリズムを研究します。したがって、このアプローチは、従来の単一波長アプローチと比較して、複雑さと観測のオーバーヘッドを削減します。電界は、ペアワイズプロービング技術を使用して単色強度のインコヒーレントな合計として推定されます。このホワイトペーパーでは、アルゴリズムの詳細な実装と、ブロードバンドと従来の狭帯域フィルターのアプローチのパフォーマンスを比較することを目的とした、複雑な開口望遠鏡用の高コントラストイメージャー（HiCAT）テストベッドへの適用について説明します。
CubeSatプラットフォームでのガンマ線バースト検出用のコンパクトな機器I：設計ドライバーと期待される性能
| Title |
A_compact_instrument_for_gamma-ray_burst_detection_on_a_CubeSat_platform_I:_Design_drivers_and_expected_performance |
| Authors |
David_Murphy,_Alexey_Ulyanov,_Sheila_McBreen,_Maeve_Doyle,_Rachel_Dunwoody,_Joseph_Mangan,_Joseph_Thompson,_Brian_Shortt,_Antonio_Martin-Carrillo,_Lorraine_Hanlon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.08203 |
EducationalIrishResearchSatellite1（EIRSAT-1）は、ESAのFlyYourSatelliteの下で開発されている2UCubeSatです。プログラム。このプロジェクトには多くの側面があり、主に教育的ですが、ガンマ線天文学用の新しい検出器技術の宇宙認定やガンマ線バースト（GRB）の検出も含まれています。主なミッションペイロードであるガンマ線モジュール（GMOD）は、16個のシリコン光電子増倍管のアレイに結合された25mm$\times$25mm$\times$40mmの臭化セリウムシンチレータで構成される小型ガンマ線スペクトロメータです。読み出しは、低電力で耐放射線性の読み出しASICであるIDE3380（SIPHRA）によって提供されます。GMODはガンマ線を検出し、数十keVから数MeVの範囲でそれらのエネルギーを測定します。モンテカルロシミュレーションは、中エネルギーガンマ線天文学ライブラリを使用して実行され、低軌道でGRBを検出するためのGMODの機能を評価しました。シミュレーションでは、非常に忠実な3DCADモデルから導出された完全な宇宙船の詳細な質量モデルを使用しました。EIRSAT-1に搭載されたGMODの空平均有効面積は、120keVで10cm$^2$であることがわかりました。この機器は、名目上の1年間の任務中に、10$\sigma$を超える有意性（および5$\sigma$で最大32）で11〜14のGRBを検出することが期待されています。GMODのシンチレータの形状により、全方向性の感度が得られ、ほぼ全天の視野が可能になります。
高コントラスト空間コロナグラフにおけるセグメント化された開口波面誤差ドリフトのダークゾーン維持結果
| Title |
Dark_zone_maintenance_results_for_segmented_aperture_wavefront_error_drift_in_a_high_contrast_space_coronagraph |
| Authors |
Susan_F._Redmond,_Laurent_Pueyo,_Leonid_Pogorelyuk,_Emiel_Por,_James_Noss,_Keira_Brooks,_Iva_Laginja,_Scott_D._Will,_Marshall_D._Perrin,_Remi_Soummer,_N._Jeremy_Kasdin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.08216 |
光子の数が限られているため、惑星を直接イメージングするには、コロナグラフ機器との長い積分時間が必要です。波面は同じ時間スケールで安定している必要がありますが、熱変動やその他の機械的不安定性のために空間では困難なことがよくあります。この論文では、ダークゾーンメンテナンス（DZM）アルゴリズムの最近の実験室でのデモンストレーションの将来の宇宙ミッション観測条件への影響について説明します。実験は、宇宙望遠鏡科学研究所（STScI）の複合開口望遠鏡（HiCAT）用の高コントラストイメージャーで実行されます。テストベッドには、セグメント化されたアパーチャ、1対の連続変形可能ミラー（DM）、およびリオットコロナグラフが含まれています。セグメント化されたアパーチャは、高次の波面収差ドリフトをシステムに注入し、DZMアルゴリズムを介してダウンストリームのDMによって補正されます。セグメント化されたアパーチャドリフト、3つのDMすべてが同時にドリフトする、複数の波長でのドリフト補正など、さまざまなドリフトモードを調査します。
銀河系の若い散開星団NGC6231で観測されたB型星の多重度特性
| Title |
The_observed_multiplicity_properties_of_B-type_stars_in_the_Galactic_young_open_cluster_NGC_6231 |
| Authors |
G._Banyard,_H._Sana,_L._Mahy,_J._Bodensteiner,_J.I._Villase\~nor,_C.J._Evans |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.07814 |
大規模なO型星がバイナリまたは高次の複数のシステムで頻繁に（常にではないにしても）見つかることはよく知られていますが、この事実は、B型で表される大規模な星のより低い質量範囲についてはあまりしっかりと調査されていません。出演者。B型星の二元分数と軌道パラメータの分布を取得することは、コア崩壊超新星の典型的な前駆体に対する多重度の影響を理解し、重力波前駆体の形成チャネルを適切に調査するために重要です。この作品は、80個のB型星のマルチエポック光学分光法を通じて、若い散開星団NGC6231のB型星集団の多様性を特徴づけることを目的としています。80個のB型星の31個のFLAMES/GIRAFFE観測を分析し、それらの視線速度（RV）を監視し、最小二乗スペクトル分析（Lomb-Scargle）を実行して、RVに統計的に有意な変動がある星の周期性を検索します。NGC6231のB型星について観測された$33\pm5$％の分光連星分数を制約し、1次バイアス補正により$52\pm8$％の真の分光連星分数を与えます。27個のBタイプの連星候補から、20個のシステムの軌道解を取得しました。15個のシングルライン（SB1）と5個のダブルラインの分光連星（SB2）です。これらの軌道解とそれに関連する軌道パラメータ分布を示します。私たちの結果は、銀河系のB型星は、より大規模なO型星よりも連星系で見つかる頻度が低いことを示していますが、それらの軌道特性は一般に、銀河と大マゼラン雲の両方のB型星とO型星の軌道特性に似ています。
前主系列星から主系列星への遷移期にある輝線星の同定
| Title |
Identification_of_emission-line_stars_in_transition_phase_from_pre-main_sequence_to_main_sequence |
| Authors |
Suman_Bhattacharyya,_Blesson_Mathew,_Gourav_Banerjee,_R._Anusha,_KT_Paul,_Sreeja_S_Kartha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.07866 |
前主系列星（PMS）の星は、ある期間にわたって主系列星（MS）の段階に進化します。興味深いことに、PMSからMSへの移行期の星を調べてよりよく理解しようとする既存の文献の研究が不足していることがわかりました。本研究の目的は、私たちが「移行期」（TP）候補と名付けたそのような希少な星を検出することです-PMSからMS期に進化する星。2167個の古典的なBe（CBe）と225個のHerbigAe/Be（HAeBe）星のサンプルの測光分析を使用して、98個のTP候補を特定しました。この識別は、近赤外および中赤外の超過分と、光学色-マグニチュード図でのそれらの位置を分析することによって行われます。これらのTP候補の58歳と体重は、それぞれ0.1-5Myrから2-10.5M$_\odot$の間であると決定されています。TP候補は、CBe星とHAeBe星の間に回転速度と色過剰の値を持っていることがわかります。これは、機械学習アプローチを使用して一連の合成サンプルを生成することによって再確認されます。
2005年の古典的な新星V1047Cenの2019年の爆発：記録破りの矮新星の爆発または新しい現象？
| Title |
The_2019_outburst_of_the_2005_classical_nova_V1047_Cen:_a_record_breaking_dwarf_nova_outburst_or_a_new_phenomenon? |
| Authors |
E._Aydi,_K._V._Sokolovsky,_J._S._Bright,_E._Tremou,_M._M._Nyamai,_A._Evans,_J._Strader,_L._Chomiuk,_G._Myers,_F-J._Hambsch,_K._L._Page,_D._A._H._Buckley,_C._E._Woodward,_F._M._Walter,_P._Mr\'oz,_P._J._Vallely,_T._R._Geballe,_D._P._K._Banerjee,_R._D._Gehrz,_R._P._Fender,_M._Gromadzki,_A._Kawash,_C._Knigge,_K._Mukai,_U._Munari,_M._Orio,_V._A._R._M._Ribeiro,_J._L._Sokoloski,_S._Starrfield,_A._Udalski,_and_P._A._Woudt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.07868 |
2005年に古典的な新星の噴火を引き起こした激変星V1047Cenの2019年の爆発の詳細な研究を提示します。独特の爆発は、古典的な新星イベントの14年後に発生し、400日以上続き、約の振幅に達しました。光学で6つの大きさ。初期のスペクトル追跡調査により、古典的な新星システムにおける矮新星（降着円盤の不安定性）の爆発が何であるかが明らかになりました。ただし、爆発の持続時間、光線プロファイルの高速（$>$2000kms$^{-1}$）の特徴、発光発光、および顕著な長続きする電波放射の存在は、一緒になってよりエキゾチックな現象を示唆しています矮新星の爆発よりもエネルギッシュです。このV1047Cenの爆発と、古典的な共生星の「組み合わせ新星」の爆発との間には、著しい類似点があります。爆発は矮新星として始まり、それが巨大な円盤の降着につながり、それが白色矮星での核殻燃焼の強化を引き起こし、最終的に風/流出の生成につながった可能性があることを示唆します。光学測光から、8。36日の\bf{possible}公転周期が見つかります。これは、コンビナティオノバシナリオをサポートし、システムを典型的な激変星と古典的な共生星の中間のケースにします。もしそうなら、そのような現象は、古典的な新星の噴火を受け、激変星と共生星の中間にあるシステムで発生するその種の最初のものになるでしょう。
太陽プラージュ領域での彩層加熱に関連する光球および彩層磁場構造の測定
| Title |
Measurements_of_Photospheric_and_Chromospheric_Magnetic_Field_Structures_Associated_with_Chromospheric_Heating_over_a_Solar_Plage_Region |
| Authors |
Tetsu_Anan,_Thomas_A._Schad,_Reizaburo_Kitai,_Gabriel_I._Dima,_Sarah_A._Jaeggli,_Lucas_A._Tarr,_Manuel_Collados,_Carlos_Dominguez-Tagle_and_Lucia_Kleint |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.07907 |
磁気構造とプラージュ領域の加熱の兆候との関係を調査するために、GREGOR赤外線分光器の積分フィールドユニットモードを使用して、2018年10月3日にHeI1083.0nmとSiI1082.7nmの線を持つプラージュ領域を観察しました。（GRIS）GREGOR望遠鏡に搭載。GRISの観測中に、インターフェイス領域イメージングスペクトログラフ（IRIS）は、同じ領域から放出された紫外線MgIIダブレットのスペクトルを取得しました。プラージュ領域の周辺では、GRISから見た限られた視野内で、MgII放射フラックスが彩層の磁場とともに増加し、比例係数は2.38\times10^4ergcm^{であることがわかります。-2}s^{-1}G^{-1}。正の相関関係は、磁束管がアルフベン波の乱流によって、またはアルフベン波に関連するイオンと中性原子との衝突によって加熱される可能性があることを意味します。プラージ領域自体の中で、放射フラックスは、光球内の強い磁場強度のパッチ間、または磁気パッチのエッジで大きかった。一方、増強された放射フラックスと彩層磁場強度または電流との間に有意な空間的相関は見られません。アルフベン波の乱流またはアルフベン波に関連するイオンと中性原子間の衝突に加えて、磁束管の相互作用によって生成される磁場摂動に関連する他の加熱メカニズムがプラージュ彩層で機能している可能性があります。
SMARPとSHARP：アクティブ領域データの2つの太陽周期
| Title |
SMARPs_and_SHARPs:_Two_Solar_Cycles_of_Active_Region_Data |
| Authors |
Monica_G._Bobra,_Paul_J._Wright,_Xudong_Sun,_and_Michael_J._Turmon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.07918 |
太陽と太陽圏天文台（SoHO）に搭載されたMichelsonDopplerImager（MDI）によって取得された太陽表面磁場のマップから導出された、宇宙天気MDIアクティブ領域パッチ（SMARP）と呼ばれる新しいデータ製品を紹介します。ソーラーダイナミクス天文台に搭載された日震磁気イメージャ（HMI）によって取得された同様のマップから派生した、宇宙天気HMIアクティブ領域パッチ（SHARP）とともに、これらのデータは、すべてのアクティブを説明するマップとキーワードの連続的でシームレスなセットを提供します1996年から現在までの過去2回の太陽周期で観測された地域。この論文では、SMARPデータについて説明し、それをSHARPデータと比較します。
LAMOSTDR5からの2716個のホットエミッションライン星の発見
| Title |
Discovery_of_2716_hot_emission-line_stars_from_LAMOST_DR5 |
| Authors |
Shridharan_B,_Blesson_Mathew,_Nidhi_S,_Anusha_R,_Arun_R,_Sreeja_S._Kartha_and_Yerra_Bharat_Kumar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.08025 |
LAMOSTDR5リリースによって提供された、451,695個のO、B、およびAタイプのスペクトルから識別された3339個のホットエミッションラインスター（ELS）のカタログを提示します。6561と6568〜\AAの間にピークを持つ5437のスペクトルを識別する自動化されたPythonルーチンを開発しました。誤検出と不良スペクトルが削除され、3339個の固有のELSの4138個の良好な輝線スペクトルが残りました。LAMOSTステラパラメータパイプライン（LASP）はこれらの輝線スペクトルの正確なスペクトルタイプを提供しなかったため、3307スペクトルのスペクトルタイプを再推定しました。HerbigAe/Be星は、古典的なAe/Be星よりも近赤外線および中赤外線の波長で高い過剰を示すため、2MASSおよびWISE測光を使用してそれらを区別しました。最後に、LAMOSTDR5から特定された1089個のClassicalBe、233個のClassicalAe、および56個のHerbigAe/Be星を報告します。さらに、928個のB[em]/A[em]星と240個のCAe/CBe候補が特定されています。3339個の高温輝線星のサンプルから、この作業で特定された2716ELSは、SIMBADデータベースに記録がなく、新しい検出と見なすことができます。このような大きく均一な輝線スペクトルのセットを特定することで、コミュニティは、さまざまなソースからコンパイルする際の固有のバイアスを心配することなく、輝線現象を詳細に研究することができます。
ELEvoHIとSTEREO-HIビーコンデータを使用したCMEの予測
| Title |
Predicting_CMEs_using_ELEvoHI_with_STEREO-HI_beacon_data |
| Authors |
Maike_Bauer,_Tanja_Amerstorfer,_J\"urgen_Hinterreiter,_Andreas_J._Weiss,_Jackie_A._Davies,_Christian_M\"ostl,_Ute_V._Amerstorfer,_Martin_A._Reiss,_Richard_A._Harrison |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.08072 |
コロナ質量放出（CME）の地球への到着を正確に予測できることは、宇宙天気の研究と運用において長年の問題でした。この研究では、太陽圏画像（ELEvoHI）に基づく楕円進化モデルを使用して、2010年から2020年の間にHEREO-A宇宙船でHIによって観測された10個のCMEイベントの到着時間と速度を予測します。さらに、Pythonを紹介します。STEREO-HIデータをダウンロードして準備し、CMEを追跡するためのツール。以前のほとんどの研究とは対照的に、比較的高い空間的および時間的解像度を持つ科学データだけでなく、科学データとは対照的に、STEREOによってリアルタイムで提供される低品質のビーコンデータも使用します。宇宙船。STEREO-B宇宙船のデータは使用していません。科学データと11.36$\pm$8.69h/106$\を使用した到着時間/速度予測では、平均絶対誤差8.81$\pm$3.18h/59$\pm$31kms$^{-1}$が得られます。ビーコンデータの場合はpm$61kms$^{-1}$。科学データを使用すると、一般により正確な予測が得られることがわかりますが、ELEvoHIモデルでビーコンデータを使用することは、高解像度のリアルタイムデータがない場合に確かに実行可能な選択肢です。すでに利用可能なデータの品質を向上させるか、HI機器を搭載した新しいミッションから取得することにより、より高品質のリアルタイムデータが利用可能であれば、これらの違いを完全に排除しなくても最小限に抑えることができると提案します。
正面変形を組み込んだ太陽圏画像を使用した抗力ベースのCMEモデリング：ELEvoHI 2.0
| Title |
Drag-based_CME_modeling_with_heliospheric_images_incorporating_frontal_deformation:_ELEvoHI_2.0 |
| Authors |
J._Hinterreiter,_T._Amerstorfer,_M._Temmer,_M._A._Reiss,_A._J._Weiss,_C._M\"ostl,_L._A._Barnard,_J._Pomoell,_M._Bauer,_U._V._Amerstorfer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.08075 |
惑星間空間におけるコロナ質量放出（CME）の進化と伝播はまだよく理解されていません。結果として、正確な到着時間と到着速度の予測は、宇宙天気研究では未解決の問題です。この研究では、HI観測に基づく楕円進化モデル（ELEvoHI）を提示し、このモデルに変形可能なフロントを導入します。ELEvoHIは、ヘリオスフィアイメージャー（HI）の観測に依存して、CMEの運動学を取得します。新しく開発された変形可能なフロントにより、モデルは、伝播全体の間、およびCMEのフロント全体に沿って、周囲の太陽風条件に反応することができます。周囲の太陽風条件の推定値を取得するために、3つの異なるモデルを使用します：太陽圏風上外挿モデル（HUX）、時間依存モデルを使用した太陽圏風上外挿（HUXt）、およびEUropean太陽圏予測情報資産（EUHFORIA）。2010年2月3日14：49UTにSTEREO-A/HIで最初に観測されたCMEで変形可能なフロントをテストします。このケーススタディでは、変形可能なフロントは、楕円形のフロントを使用した元のバージョンのELEvoHIよりも、到着時間と到着速度のより良い推定値を提供します。新しい実装により、頂点だけでなく前面全体のCMEの伝播に影響を与えるパラメータを調査できます。特に側面でのCMEフロントの進化は、使用される周囲の太陽風モデルに大きく依存しています。新しい実装の追加の利点は、CME質量の推定値を提供する可能性によって与えられます。
| Title |
Heavy_elements_in_barium_stars |
| Authors |
M._P._Roriz,_M._Lugaro,_C._B._Pereira,_C._Sneden,_S._Junqueira,_A._I._Karakas_and_N._A._Drake |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.08132 |
中性子捕獲元素Sr、Nb、Mo、Ru、La、Sm、およびEuの新しい元素存在量は、スペクトルの向上を示す化学的に特異なオブジェクトのクラスである180個のバリウム（Ba）巨大星の大規模なサンプルに対して提示されます。バイナリシステムのコンポーネント間の物質移動の結果として、$s$プロセスによって作成された要素の。実際、これらの星の重元素の含有量は、以前の漸近巨星分枝（AGB）の仲間、現在は目に見えない白色矮星内で起こった元素合成メカニズムを示しています。光学系の高解像度（$R=48000$）スペクトルから、等価幅測定または合成スペクトル計算のいずれかによって存在量を導き出し、同じ範囲の金属量のフィールド巨人および矮星の利用可能なデータと比較しました。Laの存在量を再決定した結果、[La/Fe]比は以前に文献で報告された値よりも最大1.2dex低くなりました。プログラムBa星は、観測データセットがフィールド星と同様に動作するEuを除いて、中性子捕獲要素が過剰に存在することを示しています。モデル予測との比較は、2番目から1番目の$s$プロセスのピーク比（[La/Sr]など）および主に$r$プロセス要素のEuとLaの比については十分です。ただし、観測された[Nb、Mo、Ru/Sr]および[Ce、Nd、Sm/La]比は、モデル予測の範囲の上限または上限の中央値を示します。この説明のつかない特徴は、新しい中性子捕獲モデルを調査することを要求します。
いっかくじゅう座V838における粉塵の赤外線進化
| Title |
The_Infrared_Evolution_of_Dust_in_V838_Monocerotis |
| Authors |
C._E._Woodward,_A._Evans,_D._P._K._Banerjee,_T._Liimets,_A._A._Djupvik,_S._Starrfield,_G._C._Clayton,_S._P._S._Eyres,_R._D._Gehrz,_R._M._Wagner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.08149 |
ルミナスレッド変数（LRV）は、恒星の合併の結果である可能性が最も高い噴火です。V838Monは、このクラスで最もよく研究されているメンバーの1つであり、B型星から生じる恒星の合併の原型を表しています。合併イベントの結果として、新星のような噴火が発生し、システムからの大量損失を引き起こします。ガスが冷えると、かなりの星周塵が形成されます。V838Monは、2002年に噴火し、そのダスト組成、形状、および赤外線光度の非常に動的な変化を受けており、恒星の合併や進化のシナリオにおける鉱物学的凝縮シーケンスを検証するためのリアルタイムの実験室を提供しています。最近のNASA成層圏赤外線天文台SOFIA5〜38ミクロンの観測と、V838月の周辺で新たに形成された（過去20年以内の）恒星周辺物質の時間的進化を記録するアーカイブNASAスピッツァースペクトルとの組み合わせについて説明します。10ミクロンのスペクトル領域の変化は、温度が下がるとアルミナの形成に続いてケイ酸塩の形成が続く酸素が豊富な環境で発生すると予想される古典的なダスト凝縮シーケンスを目撃していることの強力な証拠です。
磁場誘起遷移理論を用いた恒星コロナの基部での磁場強度の測定
| Title |
Measurements_of_the_magnetic_field_strengths_at_the_bases_of_stellar_coronae_using_the_magnetic-field-induced_transition_theory |
| Authors |
Yajie_Chen,_Xianyu_Liu,_Hui_Tian,_Xianyong_Bai,_Meng_Jin,_Wenxian_Li,_Yang_Yang,_Zihao_Yang,_Yuanyong_Deng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.08155 |
恒星コロナの磁場の測定は非常に困難です。最近、FeX257{\AA}線の磁場誘起遷移（MIT）を使用して、太陽の冠状磁場を測定できることが提案されました。この方法を他の後期型星に拡張する可能性を調査するために、一連のグローバルな恒星電磁流体力学モデルを使用してフォワードモデリングを実行しました。まず、各恒星モデルのいくつかのFeX線の放射を合成し、次にMIT理論に基づいて他のいくつかのFeX線に対するFeX257{\AA}の強度比を使用して磁場強度を計算しました。最後に、導出された磁場強度をモデルのものと比較し、この方法を使用して、少なくとも、平均表面磁束密度が約1桁高い星の冠状基部での磁場強度を測定できると結論付けました。太陽のそれ。私たちの調査は、恒星コロナ磁場の日常的な測定を実行するために極紫外線分光計の必要性を示唆しています。
リンクがありませんか？窒素が豊富なPG1159スターPG1144 +005での脈動の発見
| Title |
The_Missing_Link?_Discovery_of_Pulsations_in_the_Nitrogen-rich_PG_1159_Star_PG_1144+005 |
| Authors |
Paulina_Sowicka,_Gerald_Handler,_David_Jones,_Francois_van_Wyk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.08167 |
すべての単一の星の最大98％が最終的に白色矮星になります。これは、銀河の歴史と将来の進化を結び付け、その前の進化が内部に刻まれている星です。これらの内部は、星震学を使用して、脈動変光星を地震波として利用して研究することができます。DAおよびDB白色矮星の脈動不安定帯は純粋であり、それらの内部構造がすべてのDAおよびDB白色矮星の内部構造を表すという重要な一般化を可能にします。これは、最も高温の脈動白色矮星であるGWVir星には当てはまりません。この領域の白色矮星の約50％だけが脈動します。GWVir不安定帯の不純物について、さまざまな元素の存在量、金属量、およびヘリウム含有量に基づいて、いくつかの説明が提案されています。驚いたことに、それ自体では脈動駆動を引き起こすことができない、窒素が豊富な星だけが脈動するという二分法があります-唯一の以前の例外は、窒素が豊富な非パルセータPG1144+005です。ここでは、新しい観測に基づいて、PG1144+005での脈動の発見を報告します。4つの周波数領域を特定しました：40、55、97、および112日$^{-1}$、振幅が約3〜6mmagの低振幅で可変であるため、窒素の二分法を確認します。窒素は、高温白色矮星での非常に遅い熱パルス（VLTP）の以前の発生を明らかにする微量元素であるため、GWVirパルセータを作成するために必要な内部構造を提供するのはこのVLTPであると推測されます。
CMaOB1関連の殻のような構造の周りのガスと若い星の空間的および運動学的分布の比較
| Title |
Comparing_the_spatial_and_kinematic_distribution_of_gas_and_young_stars_around_the_shell-like_structure_in_the_CMa_OB1_association |
| Authors |
Jane_Gregorio-Hetem,_Bertrand_Lefloch,_Annibal_Hetem,_Thierry_Montmerle,_Beatriz_Fernandes,_Edgar_F._Mendoza,_and_Marta_De_Simone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.08192 |
若い星団とそれぞれの親分子雲との関係はまだ未解決の問題です。たとえば、雲と銀河団の下部構造の類似性は単なる偶然ですか？それとも、それらは物理的な関係の指標でしょうか？これらの問題に対処するために、複雑な星形成の歴史の証拠を示すCMaOB1/R1領域を研究しました。IRAM-30メートル望遠鏡で分子雲マッピングを取得し、雲の形態を若い恒星状天体（YSO）の分布と比較することを目的として、CMa領域の未踏の側の物理的状態を明らかにしました。また、さまざまな星形成シナリオを追跡できる勾配とジェットの特徴を探して、雲の運動学を研究します。YSOは、移動するグループを特徴付けるガイアEDR3からの位置天文データに基づいて選択されました。平均誤差加重視差に基づいて、サンプルの距離1099$_{-24}^{+25}$pcが取得されました。光学および近赤外測光は、YSOの進化の状態と星周特性を検証するために使用されます。選択された候補の中に、クラウドに関連付けられた40のメンバーが見つかりました：1つのクラスI、11のクラスII、および28のクラスIIIオブジェクト。星の種族の空間分布を13COマップによって明らかにされたコアと比較して、放出のピークがYSOの位置と一致することを確認し、これらのオブジェクトとそれらの高密度の出生ガスとの関連を確認します。私たちの観測は、連続する超新星イベントの遺物として形成されたCMaシェルのような構造の大規模なシナリオをサポートしています。
巨大な白色矮星の構造と安定性
放射状振動、ピクノ核反応、および逆白色矮星の崩壊に対する構造と安定性を調査します。流体物質は、自由光子に囲まれたウィグナーザイツセルに閉じ込められた核子と電子で構成されていると考えられます。等温コアの存在を考慮すると、温度は質量密度に依存すると考えられます。温度が白色矮星の平衡と半径方向の安定性に顕著な影響を与えることがわかります。安定した平衡構成の結果は、ExtremeUltravioletExplorerSurveyおよびSloanDigitalSkySurveyから推定された白色矮星と比較されます。調査で報告された表面重力と有効温度に基づいて、最も質量の大きい白色矮星の質量、半径、および中心温度を導き出します。これらの巨大な星は、一般相対性理論の効果が重要な質量領域にあることに注意してください。これらの星は、放射状振動、ピクノ核反応、および逆$\beta$崩壊による不安定性のしきい値に近づいています。温度の関数としてのこれらの星の半径方向の安定性に関して、半径方向の安定性は中心温度の増加とともに減少することがわかります。また、基本モードの最大質点とゼロ固有周波数が同じ中心エネルギー密度で決定されることもわかります。低温の星に関しては、ピクノ核反応はほぼ同様の中心エネルギー密度で発生し、逆$\beta$崩壊の中心エネルギー密度のしきい値は変更されません。$T_c\geq1.0\times10^{8}\、[\rmK]$の場合、放射状不安定性の開始は、ピクノ核反応と逆$\beta$崩壊の前に達成されます。
| Title |
Long-wavelength_non-linear_perturbations_of_a_complex_scalar_field |
| Authors |
Luis_E._Padilla,_Juan_Carlos_Hidalgo,_and_Dar\'io_N\'u\~nez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2107.01187 |
複雑なスカラー場が支配的な宇宙における非線形スーパーホライズン摂動の進化を研究します。分析は、一定の平均曲率スライスで、勾配拡張アプローチを採用して実行されます。任意の正準ポテンシャルに従うサイズ$L$のスカラー場の不均一性について、比率$H^{-1}/L$で2次に有効な一般解を導き出します。二次ポテンシャルと四次ポテンシャルの明示的な解を計算し、原始ブラックホール形成のシミュレーションに必要な初期条件を設定する際のそれらの関連性について説明します。
太陽風でトリガーされたイオン音波
2021年1月18日から12時間以上、パーカーソーラープローブで20太陽半径近くの連続的な狭帯域静電放出が観測されました。観測された<1000Hzの周波数は、局所的なイオンプラズマ周波数をはるかに下回っていました。驚いたことに、放出は衝撃のようなエンベロープを持つ静電波束で構成され、約1.5Hzのレートで繰り返し現れました。この反復性は相関しており、低周波の電磁変動と同相でした。放出は、同時に観測されたイオンビームと、イオン音波励起に有利な条件、つまりTe/Ti〜5に関連していました。この情報と約100km/sの速度推定に基づいて、これらの静電放出はイオン音波として解釈されます。彼らの観察は、理論や実験でこれまで報告されていなかった、斜めのイオン音響波の不安定性と進化の新しい体制を示しています。
シカゴ公立学校との教育と公的支援の20年
| Title |
Two_Decades_of_Education_and_Public_Outreach_with_Chicago_Public_Schools |
| Authors |
Vikram_V._Dwarkadas_(University_of_Chicago) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.07874 |
過去20年間、私はシカゴ公立学校（CPS）の生徒とその教師に、さまざまなグループと協力して、また私自身で、天文学と天体物理学を教えることに積極的に関わってきました。私たちが学校向けに作成した貴重なリソースには、赤外線、光学、紫外線、X線、ガンマ線天文学のモジュールを備えた多波長天文学のWebサイトがあります。各レッスンの内容は、科学者へのインタビュー、アーカイブされたオーラルヒストリー、および/または回想録から導き出されます。レッスンは、ウェブ用に作成される前に、科学教育者と少なくとも1人の対象分野の専門家によって評価されます。これらは、NASAメディア、シカゴ大学図書館のアーカイブ資料、その他のアーカイブによって補完され、参加者は写真、光度曲線、およびスペクトルを提供しました。夏のプログラムでは、CPSの教師が教室のリソースを使用するためのトレーニングを提供しました。現在、私はシカゴ地域研究メンタリング（CHARM）イニシアチブを率いています。昨年、私はシカゴ大学チャータースクール、ウッドローンで17人の多様な11年生の優等生のクラスで働きました。頻繁な講義（4週間ごとに$\sim$）を通じて、これらの学生は、通常は学校のカリキュラムではカバーされない天体物理学のトピックや概念に触れました。CHARMは、学生の批判的思考を発達させ、天体物理学の研究方法と手法を紹介し、科学、技術、工学、数学（STEM）、特に研究指向のキャリアに備えることを目的としています。この記事では、いくつかのプロジェクト、教育リソース、達成された結果、およびその過程で学んだ教訓に焦点を当てます。
Horava重力における標準宇宙論のテスト
ゴースト問題のない繰り込み可能で高微分のローレンツ違反量子重力モデルとして提案されている、時空のスケーリング次元が異なるホラバ重力の文脈での標準宇宙論のいくつかのバックグラウンドテストを検討します。一般相対性理論に基づく標準の空間的に平坦なLCDM宇宙論モデルに対して、Horava重力に基づくパラメーター化の選択に応じて、2つの宇宙論モデルAおよびBの「非常に強い」および「強い」ベイズ証拠をそれぞれ取得します。。BAOを含む観測データを使用したMCMC分析は、（a）曲率密度パラメーターOmega_k=-0.005+-0.0007、-0.004+0.003-0.001を使用した「閉じた」宇宙の選好、および（b）ハッブル張力の減少を示しています。モデルA、Bのハッブル定数H_0=71.4+1.2-0.9、69.5+1.6-0.9kms^{-1}Mpc^{-1}。「宇宙張力問題」のいくつかの可能なさらなる改善についてコメントします。「ホラバの曲率と一貫して、異方性の時空間スケーリングを伴うローレンツ違反の標準モデルと、閉じた宇宙に適切に採用された観測データに基づいて、より完全な初期宇宙物理学を検討することによって。
BECの臨界温度の解析からワームホール時空に形成されたジョセフソン接合
この研究では、モリスとソーンの通過可能なワームホール時空のガスを考慮して、喉の近くのボーズ・アインシュタイン凝縮の臨界温度を分析します。その結果、ゼロという結果が得られます。次に、この結果から、ジョセフソン接合の類似体状態は、スロート付近のゼロを除いて、どの温度でも常に形成されることを指摘します。これは、普遍的な重力現象学として興味深いでしょう。
高次高調波宇宙ひもと重力波
この論文では、一般相対論的文脈での高次高調波宇宙ひもループについて説明し、宇宙ひもネットワークからの予測重力波信号に対する高次高調波成分の影響を研究します。最初に、次の章で、計算に必要な変分原理、時空の概念、およびその他の数学ツールを紹介します。FLRWユニバースと$\LambdaCDM$ユニバースを紹介します。次に、湾曲した時空における南部-後藤宇宙ひも、その運動方程式、およびそのエネルギー運動量テンソルについて説明します。時空を平らに固定し、ゲージを固定して、宇宙ひもの動きを見つけ、特別な解決策を提示して議論します。宇宙ひもループの奇数次高調波ファミリーを使用して、周期ごとのカスプの数と、カスプでの左右に移動する高調波モードの2次導関数の値を計算し、高調波次数への依存性を調べます。次に、ループチョッピングの二分木記述に基づく統計的アプローチを使用して、親ループから生成された安定した娘ループを計算するおもちゃモデルを開発します。また、おもちゃのモデルを使用して、存在の過程で自己交差するループのシステムから生成された尖頭の平均数を計算します。観測方向を問わず、尖点から離れて観測された尖点から放出される重力波形を導き出します。次に、この結果をFLRW時空に伝播して、地球上での振幅の表現に到達します。2つの異なる宇宙ひもネットワークモデルを想定して、信号の振幅とこれらの信号が地球上の観測者に到達する速度を見つけるために、上記の高次高調波の結果を実装します。
