| Title |
Emulation_of_baryonic_effects_on_the_matter_power_spectrum_and_constraints_from_galaxy_cluster_data |
| Authors |
Sambit_K._Giri_and_Aurel_Schneider |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.08863 |
バリオンフィードバック効果は、今後の弱いレンズ効果と銀河団の調査のための主要な体系的要素で構成されています。この論文では、物質パワースペクトルのバリオン抑制のためのエミュレータを提示します。エミュレーターはバリオニフィケーションモデルに基づいており、ハロー内のガスプロファイルと恒星の存在量に関連する7つの自由パラメーターが含まれています。バリオンエミュレーターを使用すると、流体力学シミュレーションのパワースペクトルをパーセント未満の精度で復元できるだけでなく、パワースペクトルのバリオン抑制とハロー内のガスおよび恒星の割合との関係を確立できることを示します。この接続により、銀河群と銀河団の測定されたX線ガスの割合を使用して、暗黒物質のみのパワースペクトルからの予想される偏差を予測することができます。これらの測定では、抑制を制約して、k=0.1〜0.4h/Mpcでパーセントレベルを超え、k=7h/Mpc付近で最大20〜28パーセントに到達します（68パーセントの信頼水準）。さらなるステップとして、詳細なパラメーター研究も実行し、流体力学シミュレーションで観察されたスケールと赤方偏移依存性を回復するために必要な4つのバリオンパラメーターの最小セットを提示します。バリオンエミュレーターはhttps://github.com/sambit-giri/BCMemuにあります。
恒星の標準光源を使用してハッブル定数を1％に測定するための相対論的補正
| Title |
Relativistic_corrections_for_measuring_Hubble's_constant_to_1%_using_stellar_standard_candles |
| Authors |
Richard_I._Anderson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.09067 |
ハッブル定数$H_0$の将来の偏りのない1％測定を可能にするために、古典的セファイド星と赤色巨星の先端（TRGB星）の相対論的補正が推定されます。4つの効果を検討しました：$K-$補正、時間の遅れ、非共動参照フレームによるホストダストの消滅の明らかな変化、および赤方偏移による観測された色の変化。絶滅に依存する$K-$補正は、HST、JWST、および2MASSフィルターで$0.005<z<0.03$の巨星に適用可能な恒星大気モデルを使用して計算されました。光学NIRWesenheit関数は、フィルターを反対に符号付けされた$K-$補正と有利に組み合わせ、ホストの消滅による複雑さを回避します。TRGB星の場合、JWST/NIRCAMF277Wフィルターは、かみのけ座銀河団の距離で、赤みに対する鈍感性と$K-$補正$<1$％を組み合わせます。CepheidまたはTRGB超新星キャリブレーションに基づく$H_0$の違いを説明するには影響が不十分ですが、銀河系または星周の物質によるホストの絶滅の補正の欠落は、TRGB距離の潜在的な分類学として説明されています。すべての恒星標準光源は、将来、偏りのない1％$H_0$測定を達成するために、相対論的補正を必要とします。$K$、赤方偏移-Leavittバイアス、およびWesenheit関数の赤方偏移依存性を含む組み合わせた相対論的補正により、Cepheidベースの$H_0$が$0.45\pm0.05$km/s/Mpc増加して$73.65\pm1.30になります。$km/s/Mpcで、{\itPlanck}値の張力を$4.2\sigma$から$4.4\sigma$に上げます。TRGB星の場合、Freedmanetalによって報告された$H_0$の$\sim0.5\％$の増加を推定します。（$70.2\pm1.7$km/s/Mpcに）そしてAnandetal。によって報告された$H_0$の$-0.15\％$のわずかな減少。（$71.4\pm1.8$km/s/Mpcまで）。これらの修正の反対の兆候は、異なる赤化体系によるものであり、研究間の差異を$\sim0.46$km/s/Mpc減少させます。[要約]
$ \ Lambda _ {\ rm s} $ CDMモデル：$ \ Lambda $ CDMモデルと符号切り替え宇宙定数
| Title |
$\Lambda_{\rm_s}$CDM_model:_$\Lambda$CDM_model_with_a_sign_switching_cosmological_`constant' |
| Authors |
Ozgur_Akarsu,_Suresh_Kumar,_Emre_Ozulker,_J._Alberto_Vazquez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.09239 |
宇宙が段階的な暗黒エネルギーによって作られた後期宇宙でAdS真空からdS真空に移行したという最近の推測に触発されて、宇宙定数（$\Lambda_{\rms}）によって$\Lambda$CDMモデルを拡張します。$）特定の赤方偏移$z_\dagger$で符号を切り替え、$\Lambda_{\rms}$CDMという名前を付けます。このモデルの構築と理論的特徴について説明し、$\Lambda_{\rms}$CDMとCMBデータの整合性が確保されると、（i）$z_\dagger\gtrsim1.1$が宇宙が単調に膨張するという条件によって暗示されます。（ii）$H_0$は$z_\dagger$と逆相関し、$\approx74.5〜{\rmkm\、s^{-1}\、Mpc^{に到達します。-1}}$for$z_\dagger=1.5$、（iii）$H（z）$は、$z_\dagger\lesssim2.34$の場合、Ly-$\alpha$測定値に非常によく適合します。BAOデータがある場合とない場合の完全なPlanckCMBデータを使用して、モデルの制約をさらに調査します。CMBデータだけでは$z_\dagger$を制約しませんが、CMB+BAOデータセットは$\Lambda_{\rms}$の符号スイッチを優先し、制約を提供します。$z_\dagger=2.44\pm0.29$（68\％CL）。私たちの分析によると、$z_\dagger$の下限と上限はそれぞれGalaxyとLy-$\alpha$BAOの測定値によって制御され、GalaxyBAOデータによって課される$z_{\dagger}$の値が大きくなると最高のローカル$H_0$測定を達成することからのモデル。一般に、$\Lambda_{\rms}$CDMは、（i）TRGB測定と完全に一致しながら$H_0$張力を緩和し、（ii）Ly-$\alpha$測定との不一致を取り除きます。（iii）$S_8$の張力を緩和し、（iv）物理的なバリオン密度のBBN制約とのより良い一致を見つけます。$\Lambda_{\rms}$CDMモデルと$\Lambda$CDMモデルを区別するための強力な統計的証拠は見つかりません。ただし、$\Lambda_{\rms}$CDMの興味深く有望な機能は、$\Lambda$CDMよりも優れた機能を提供します。
SRG / eROSITA全天調査におけるz = 0.76での非常に大規模な銀河団の観測
| Title |
Observation_of_a_very_massive_galaxy_cluster_at_z=0.76_in_SRG/eROSITA_all-sky_survey |
| Authors |
R.A._Burenin,_I.F._Bikmaev,_M.R._Gilfanov,_A.A._Grokhovskaya,_S.N._Dodonov,_M.V._Eselevich,_I.A._Zaznobin,_E.N._Irtuganov,_N.S._Lyskova,_P.S._Medvedev,_A.V._Meshcheryakov,_A.V._Moiseev,_S.Yu._Sazonov,_A.A._Starobinsky,_R.A._Sunyaev,_R.I._Uklein,_I.I._Khabibullin,_I.M._Khamitov,_E.M._Churazov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.09252 |
最初のSRG/eROSITA全天調査中にX線で検出された非常に大規模な銀河団SRGeCL2305.2-2248の多波長観測の結果について説明します。この銀河団は、南極点望遠鏡（SPT-CLJ2305-2248）およびアタカマ宇宙望遠鏡（ACT-CLJ2305.1-2248）の調査で、スニヤエフ・ゼルドビッチ効果の観測を通じてマイクロ波帯で早期に検出されました。分光赤方偏移測定$z=0.7573$は、SAORASのロシアの6mBTA望遠鏡で測定され、機械学習法を使用して得られた非常に正確なものを含め、測光推定値とよく一致しています。さらに、ロシア・トルコの1.5m望遠鏡（RTT150）で深い測光測定が行われ、銀河団の赤いシーケンスと投影された銀河の分布を調べることができます。X線とマイクロ波の観測からのデータの共同分析は、このクラスターが、そのX線フラックスと積分コンプトン化パラメーターの測定のみを使用して、非常に大規模で遠いクラスターとして識別できることを示しています。eROSITAデータに従って推定されたクラスターの質量は$M_{500}=（9.0\pm2.6）\cdot10^{14}\、M_\odot$です。このクラスターは、観測可能な宇宙で最も大規模な数十のクラスターの中に、そして$z>0.6$にある数少ない銀河の最も大規模なクラスターの中に見られることを示しています。
| Title |
Cosmic_birefringence_tomography_and_calibration-independence_with_reionization_signals_in_the_CMB |
| Authors |
Blake_D._Sherwin_and_Toshiya_Namikawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.09287 |
CMBでの宇宙偏光回転子または複屈折の検索は、アクシオンのような粒子など、パリティに違反する新しい物理学に強力な制約を与えることができるため、動機付けられています。この論文では、CMB偏光は2つの非常に異なる赤方偏移で生成されるため（再イオン化と再結合の両方で生成される）、新しいパリティ違反の物理学は、これらの異なるソースからの偏光信号を異なる量だけ一般的に回転させることができることを指摘します。これの2つの意味を探ります。まず、CMB複屈折の測定は、CMB偏光角のキャリブレーションを誤ると効果が縮退するため、困難です。ただし、再イオン化と再結合の複屈折角（異なるCMB角度スケールから測定）の差をとることにより、機器の角度の誤校正の影響を受けない宇宙論的信号を取得できます。第二に、複屈折を精査するための他の方法との組み合わせが断層撮影情報を与えることができ、複屈折を生成する物理学の赤方偏移の起源を制約することに注意してください。LiteBIRDなどの将来のCMB衛星では、再電離と再結合の複屈折角の差を約0.05度以内で競合的に決定できると予測しています。さらに多くの作業が必要ですが、この測定の前景の緩和は、信号が大きく前景が低いため、同様のスケールでのインフレBモード検索よりも難しくないはずです。
V1298タウcのHα線変動
| Title |
H-Alpha_Variability_of_V1298_Tau_c |
| Authors |
Everett_Schlawin,_Ilya_Ilyin,_Adina_D._Feinstein,_Jacob_Bean,_Chenliang_Huang,_Peter_Gao,_Klaus_Strassmeier,_Katja_Poppenhaeger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.08851 |
23MyrシステムV1298Tauは、4つの通過する惑星をホストしており、星形成直後の惑星進化の初期段階を探索するための貴重な実験室です。LBTPEPSIを使用して、輸送中に最も内側の惑星V1298Taucを観測し、Hα線の近くの逃げる物質の高スペクトル分解能の特性を取得します。惑星の軌道速度で大気物質が逃げているという強力な証拠は見つかりません。代わりに、以前の惑星の観測と同様に、数パーセントのレベルで変動する深い恒星の特徴を見つけ、恒星の活動によって説明することができます。LBTMODSを使用してブロードバンド光トランジットを監視しようとしましたが、大気の特性評価や天体暦の改善に必要な精度を達成できませんでした。
微惑星衝突のマージ基準
惑星形成の標準的なシナリオでは、地球型惑星、天王星型惑星、およびガス巨星のコアは、微惑星の蓄積によって形成されます。しかし、微惑星の合体条件を正しく考慮した微惑星降着のN体シミュレーション研究はほとんどありません。微惑星の現実的な降着過程を調べるためには、衝突時の微惑星の合体基準を明らかにする必要があります。平滑化粒子流体力学を使用して数値衝突実験を実行し、未分化の岩石と氷の微惑星と分化した氷の微惑星の微惑星質量と衝突パラメータの関数としてマージ基準を取得します。衝突する微惑星の総質量、それらの質量比、および衝突角度を変化させ、衝突と衝突の衝突を区別する結合基準として臨界衝突速度を取得します。二体表面脱出速度によって正規化された臨界衝撃速度は、衝撃角度の増加とともに減少することがわかります。臨界衝撃速度は総質量に依存しませんが、質量比には弱い正の依存性があります。これらの結果は、微惑星の組成と内部構造にほとんど依存していません。
| Title |
K2,_Spitzer,_and_TESS_Transits_of_Four_Sub-Neptune_Exoplanets |
| Authors |
Alison_Duck,_Caleb_K._Harada,_Justin_Harrell,_Ryan_R._A._Morris,_Edward_Williams,_Ian_Crossfield,_Michael_Werner,_Drake_Deming |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.08889 |
4つのK2通過サブネプチューン（K2-36c、K2-79b、K2-167b、およびK2-212b）の新しいスピッツァー通過観測を提示します。スピッツァー、TESS、およびK2測光の共同分析に基づいて、これらの惑星の更新された軌道天体暦と半径を導き出します。EVERESTパイプラインを使用して、機器のノイズとK2のポインティングジッターを除去することにより、K2測光を改善します。スピッツァー観測でピクセルレベルの非相関法を使用して、機器の体系的な影響を減らしました。トランジットの無彩色（K2対スピッツァー）を介してこれらの惑星を検証しようとして、可能な混合食変光星の効果をモデル化しました。ただし、これらの小さな惑星に対するスピッツァーの信号対雑音比は、無彩色性を介してそれらを検証するには不十分であることがわかります。それでも、K2とスピッツァーの観測値の間に半径を合わせてフィッティングすることにより、K2半径の測定値を個別に確認することができました。K2観測とスピッツァー観測の間のベースラインが長いため、K2観測のみと比較して公転周期の精度を高めることもできました。改善はK2-36cでは3倍であり、残りの惑星では1桁以上です。1/2023でのJWST観測の可能性を考慮すると、これらの惑星の通過時間における以前の1シグマの不確実性は74〜434分ですが、8〜23分の範囲に減らしました。
大量絶滅の温度変化の閾値を見ながら科学者が却下するもの
| Title |
What_scientists_dismiss_while_looking_at_the_thresholds_of_temperature_change_for_mass_extinctions |
| Authors |
Guy_R._McPherson,_Beril_Sirmacek,_Ricardo_Vinuesa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.08933 |
Songetal。（Songetal。、2021）は、2021年8月4日に「大量絶滅の温度変化の閾値」を発表しました。彼らは、世界平均気温の上昇と大量絶滅イベントとの相関関係について説明しました。この応答は、居住可能な惑星を維持するために必要な環境しきい値のより包括的な評価を提供することを目的としています。私たちのアプローチには、持続可能な開発目標（SDGs）の検討が含まれます。
共面バイナリの周りの周連星円盤における地球型惑星の形成
n体シミュレーションを使用して、流体力学的周連星ガスディスクシミュレーションによって動機付けられた初期面密度プロファイルを使用して、地上の周連星惑星（CBP）の形成をモデル化します。バイナリは、ボディの初期分布を形成する上で重要な役割を果たします。ガスディスクが消散した後、バイナリからのトルクは、体と体の相互作用を促進することによって惑星形成プロセスをスピードアップするだけでなく、システムからの惑星建築材料の排出を早期に推進します。単一の星系と比較して、より少ないがより大きな惑星が近い連星の周りに形成されます。十分に広いまたは偏心したバイナリは、地球型惑星の形成を妨げる可能性があります。奇行のバイナリと外部の巨大惑星は両方とも安定した軌道の半径範囲を減らすので、これらの効果を悪化させます。しかし、十分に大きな安定した領域があると、形成される惑星はより大きく、より風変わりで、より傾斜しています。巨大惑星は、すべてのシミュレーションで安定した軌道上にあり、巨大惑星が形成されると、惑星系で長寿命であることを示唆しています。
銀河ハローにおける金属の少ないワイドバイナリの化学力学：セコイアイベントとの関連
| Title |
Chemodynamics_of_metal-poor_wide_binaries_in_the_Galactic_halo:_Association_with_the_Sequoia_event |
| Authors |
Dongwook_Lim,_Andreas_J._Koch-Hansen,_Camilla_Juul_Hansen,_Sebastien_L\'epine,_Jennifer_L._Marshall,_Mark_I._Wilkinson,_Jorge_Pe\~narrubia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.08850 |
最近、ますます多くのワイドバイナリが発見されました。それらの化学的および動的特性は、広範な調査と指摘された観察を通じて研究されています。ただし、いくつかのシナリオが提案されていますが、これらの幅の広いバイナリの形成は明確ではありません。これらのシステムの化学組成を調査するために、銀河ハローに属する3つの広いバイナリペアの高分解能分光法を分析しました。合計で、さまざまな機器でさまざまな解像度で観察された11人の候補者の元のサンプルからの別の3人の候補者は、視線速度が大幅に異なるため、共動ペアとして反駁されました。幅広いバイナリのサンプル内で、動的特性（固有運動と視線速度）および化学組成のペアコンポーネント間に均一性が見られました。それらの金属量は、各ワイド連星ペアの[Fe/H]で-1.16、-1.42、および-0.79dexであり、これらの星は、文献で報告されているワイド連星の金属の少ない側に配置されます。特に、私たちのサンプルで最も金属が少ないペア（WB2=HD134439/HD134440）は、天の川のフィールドスターよりも低い[$\alpha$/Fe]存在比を示しています。これは、付着したオブジェクトの明確な兆候です。また、この幅の広いバイナリが、セコイアイベントに関連する星や球状星団と非常によく似た軌道特性を共有していることも確認しました。したがって、WB2ペアは矮小銀河環境で形成され、その後天の川のハローに溶解したようです。他の2つのワイドバイナリは異なる形成メカニズムから生じているように見えますが、私たちの結果は、ワイドバイナリの形成と天の川の組み立てプロセスを理解するための新しい機会を提供します。
最終的な7000度$^2$からの22832の電波源に基づいて、スペクトル線幅の関数として銀河系外の21cm電波源の数密度（HI速度幅関数（HIWF））をこれまでで最も正確に決定します。AreciboLegacyFastALFA（ALFALFA）調査のデータリリース。中性水素質量の関数としてのソースの数密度（HI質量関数（HIMF））は、ALFALFA中に調査された2つの空の領域で大幅に異なる低質量勾配と「膝質量」を持つことが以前に報告されています。これとは対照的に、同じ2つの空の領域でのHIWFの形状は非常に類似しており、データによって示される信頼区間内で同一であることがわかります（ただし、全体的な正規化は異なります）。HIWFの空間的均一性は、HIMFの測定された変動が原因である環境プロセスにもかかわらず、少なくとも十分な中性水素を含む銀河については、暗黒物質ハローの質量関数の安定したトレーサーである可能性が高いことを意味します。検出されました。銀河の形成と進化に対するHIWFのこの鈍感さは、将来の調査でますます正確な測定値が得られるため、宇宙論モデルに対する強力な制約に変えるために利用できます。また、HIWFに影響を与える、以前は見過ごされていた系統的エラーの影響の可能性についても報告します。これにより、将来のより詳細な調査の分析で、低速の傾斜が$\sim$40％急勾配になる可能性があります。
バースト性星形成と局所矮小銀河のサイズ変動との関係のテスト
| Title |
Testing_the_Relationship_Between_Bursty_Star_Formation_and_Size_Fluctuations_of_Local_Dwarf_Galaxies |
| Authors |
Najmeh_Emami,_Brian_Siana,_Kareem_El-Badry,_David_Cook,_Xiangcheng_Ma,_Daniel_Weisz,_Joobin_Gharibshah,_Sara_Alaee,_Claudia_Scarlata,_Evan_Skillman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.08857 |
矮小銀河における恒星のフィードバックは、銀河規模の風を介して星形成を調節する上で重要な役割を果たします。矮小銀河の最近の流体力学的ズームシミュレーションは、ガスの周期的な外向きの流れが重力ポテンシャルを十分に変化させて、星の放射状の移動を引き起こす可能性があることを予測しています。星の移動に対するバースト性の星形成の影響をテストするために、86個の局所的な矮小銀河の星形成の観測量とサイズを調べます。10$^8$M$_{\odot}$未満の恒星質量について、Rバンド半光半径（R$_e$）と遠紫外線光度（L$_{FUV}$）の間に相関関係があります。R$_e$とH$\alpha$の光度（L$_{H\alpha}$）の間の弱い相関。FIRE-2宇宙シミュレーションから8つの低質量銀河の模擬観測を行い、R$_e$の時系列とさまざまなタイムスケールの星形成指標の類似性を測定します。R$_e$時系列の主要なエピソードは、$\sim$50Myrsの遅延で、星形成の主要なエピソードと非常によく一致しています。この相関は、$R_e$がL$_{FUV}$（10-100Myrタイムスケール）と弱く相関し、L$_{H\alpha}$（数Myr）と完全に無相関になるように、より短いタイムスケールのSFRインジケーターに向かって減少します。タイムスケール）、観察と一致します。FIRE-2に基づく我々の発見は、銀河のRバンドサイズが$\sim50$Myrタイムスケールでの星形成の変化に反応することを示唆しています。新世代の大宇宙望遠鏡（JWSTなど）の出現により、この効果は、バースト性の星形成がより顕著である、より高い赤方偏移の銀河で明確に調べることができます。
| Title |
Chemical_Cartography_with_APOGEE:_Mapping_Disk_Populations_with_a_Two-Process_Model_and_Residual_Abundances |
| Authors |
David_H._Weinberg,_Jon_A._Holtzman,_Jennifer_A._Johnson,_Christian_Hayes,_Sten_Hasselquist,_Matthew_Shetrone,_Yuan-Sen_Ting,_Rachael_L._Beaton,_Timothy_C._Beers,_Jonathan_C._Bird,_Dmitry_Bizyaev,_Michael_R._Blanton,_Katia_Cunha,_Jose_G._Fernandez-Trincado,_Peter_M._Frinchaboy,_D._A._Garcia-Hernandez,_Emily_Griffith,_James_W._Johnson,_Henrik_Jonsson,_Richard_R._Lane,_Henry_W._Leung,_J._Ted_Mackereth,_Steven_R._Majewski,_Szabolcz_Meszaros,_Christian_Nitschelm,_Kaike_Pan,_Ricardo_P._Schiavon,_Donald_P._Schneider,_Mathias_Schultheis,_Verne_Smith,_Jennifer_S._Sobeck,_Keivan_G._Stassun,_Guy_S._Stringfellow,_Fiorenzo_Vincenzo,_John_C._Wilson,_Gail_Zasowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.08860 |
APOGEE-2の最終データリリース（DR17）からの34,410個の天の川円盤星の16個の元素存在量の測定に新しい統計分析を適用します。最近の研究に基づいて、存在比の中央値の傾向[X/Mg]と[Mg/H]を2プロセスモデルで適合させます。このモデルは、存在比パターンをコア崩壊超新星を追跡する「プロンプト」コンポーネントと「遅延」コンポーネントに分解します。タイプIa超新星の追跡。サンプルの星ごとに、これら2つの成分の振幅を近似し、この2つのパラメーターの近似から残差\Delta[X/H]を計算します。rms残差は、最も正確に測定されたAPOGEE存在量の約0.01〜0.03dexからNa、V、およびCeの約0.1dexの範囲です。残差の相関は、Ca、Na、Al、K、Cr、およびCeで構成される相関元素グループと、Ni、V、Mn、およびCoで構成される別のグループを含む複雑な基礎構造を明らかにします。2プロセスモデルは、さまざまな物理的外れ値と、場合によっては微妙な測定誤差を明らかにします。残留量により、金属量と[\alpha/Fe]の違いを制御した個体群を比較できます。メインディスク（R=3-13kpc、|Z|<2kpc）と比較して、外側のディスク（R=15-17kpc）でほぼ同じ存在量パターン、LMCの複数の元素の0.05-0.2dexくぼみが見つかります。ガイアソーセージ/エンケラドゥスの星、および\omegaCenの複数の元素の野生の偏差（0.4-1dex）。残留量分析は、化学的に特徴的な星や星の種族を発見し、元素合成の収量を経験的に制約し、元素の生成と再分布に確率論を含む化学進化モデルをテストするための新しい機会を開きます。
MaNGAの最も明るい銀河団における質量-速度分散関係
最も明るい銀河団（BCG）から銀河団までのバリオニック質量と平坦な速度分散の間の運動学的スケーリング関係、すなわち質量速度分散関係（MVDR）を調査します。私たちの研究では、BCGのバリオン質量は主に測光によって推定されます。速度分散プロファイルは、アパッチポイント天文台（MaNGA）で近くの銀河をマッピングすることにより、統合フィールドユニット（IFU）で調査されます。初めて、54のMaNGABCGで2つの重要な結果を明らかにしました。（1）フラットな速度分散プロファイル。（2）クラスターサンプルと一緒のBCGクラスタースケールでの緊密な経験的関係、すなわち、MVDR、$\log（M_\mathrm{bar}/M_\odot）=4.1^{+0.1}_{-0.1}\log（\sigma_{\mathrm{los}}/\mathrm{km}\、\mathrm{s}^{-1}）+1.6^{+0.3}_{-0.3}$、小さな対数正規固有の分散$10^{+2}_{-1}\％$の。この傾きは、より大きな特徴的な加速スケールではありますが、渦巻銀河を彷彿とさせる銀河団の加速関係と同じです。MVDRの残差はガウス分布を表しており、バリオン質量、スケール長、面密度、赤方偏移の4つのプロパティとの相関関係はありません。特に、BCGクラスタースケールのMVDRは厳密なテストを提供し、暗黒物質モデルの3つの傾きの一般的な予測を嫌います。
銀河の巨大な塊の物理的性質と実際の性質
| Title |
Physical_Properties_and_Real_Nature_of_Massive_Clumps_in_the_Galaxy |
| Authors |
Zu-Jia_Lu,_Veli-Matti_Pelkonen,_Mika_Juvela,_Paolo_Padoan,_Troels_Haugb{\o}lle_and_{\AA}ke_Nordlund |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.08981 |
巨大な星の形成につながる条件を研究するために、巨大な塊の体系的な調査が実施されました。これらの塊は通常、遠距離にあり、未解決であるため、それらの物理的特性を観察だけから確実に導き出すことはできません。観測値を解釈するには、数値シミュレーションが必要です。この目的のために、私たちは大規模な星形成シミュレーションを使用して合成ハーシェル観測を生成します。そこでは、巨大な星が星間物質の乱流を駆動する超新星として爆発します。総合的な観測から、Hi-GALコンパクトソースカタログとまったく同じ手順に従ってコンパクトソースのカタログを編集します。シミュレーションからのソースが、観測と一致する統計的分布を持つ観測特性を持っていることを示します。シミュレーションで合成観測からのコンパクトなソースをそれらの3次元の対応物に関連付けることにより、合成観測は、視線投影のために平均して約1桁過大評価され、投影効果は次のようになります。Hi-GALインナーギャラクシーソースではさらに悪化する可能性があります。また、原始星に分類されるソースの大部分は星がない可能性が高いことを発見し、真と偽の原始星ソースを部分的に区別するための新しい方法を提案します。
アタカマコンパクトアレイによる小マゼラン雲の北部地域に向けた偏りのないCO調査。 I.概要：COクラウドディストリビューション
| Title |
An_Unbiased_CO_Survey_Toward_the_Northern_Region_of_the_Small_Magellanic_Cloud_with_the_Atacama_Compact_Array._I._Overview:_CO_Cloud_Distributions |
| Authors |
Kazuki_Tokuda,_Hiroshi_Kondo,_Takahiro_Ohno,_Ayu_Konishi,_Hidetoshi_Sano,_Kisetsu_Tsuge,_Sarolta_Zahorecz,_Nao_Goto,_Naslim_Neelamkodan,_Tony_Wong,_Marta_Sewi{\l}o,_Hajime_Fukushima,_Tatsuya_Takekoshi,_Kazuyuki_Muraoka,_Akiko_Kawamura,_Kengo_Tachihara,_Yasuo_Fukui_and_Toshikazu_Onishi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.09018 |
ALMAのアタカマコンパクトアレイ（ACA）スタンドアロンモードで得られた小マゼラン雲（SMC）の北部地域に向けた大規模なCO調査からのデータを分析しました。この研究の主な目的は、低金属量環境（$Z\sim0.2〜Z_{\odot}$）でのH$_2$トレーサーとしてのCOの動作を包括的に理解することです。モザイクフィールドの総数は$\sim$8000であり、その結果、フィールドカバレッジは0.26$〜$degree$^{2}$（$\sim$2.9$\times$10$^{5}$$〜$pc$^2$）、銀河の$\sim$10$\％$領域に対応します。敏感な$\sim$2$〜$pc解像度の観測は、単一皿のNANTEN調査で以前に検出された分子雲の詳細な構造を明らかにします。より低いH$_2$列密度（$\sim$10$^{20}$$〜$cm$^{-2}$）領域内で、角度スケールがACAビームに類似している多数のコンパクトなCO雲を検出しました。サイズ。この調査のほとんどの雲は、ピーク輝度温度が$<$1$〜$Kと低いことも示しています。これは、光学的に厚いCO放射の場合、ビームサイズよりもはるかに小さい放射サイズを意味し、ビームの希釈につながります。熱ダスト放出によって追跡された全分子物質の利用可能な推定値と現在のCO調査との比較は、$\sim$90$\％$H$_2$を超えるガスは低$J$CO放出によって追跡できないことを示しています。処理済みのデータキューブと2D画像は公開されています。
青色コンパクト矮小銀河ハロ14のMUSE観測。形態と星の種族に関するデータ分析と最初の結果
| Title |
MUSE_observations_of_the_blue_compact_dwarf_galaxy_Haro_14._Data_analysis_and_first_results_on_morphology_and_stellar_populations |
| Authors |
L._M._Cair\'os_(1),_J._N._Gonz\'alez-P\'erez_(2),_P._M._Weilbacher_(3),_R._Manso_Sainz_(4)_((1)_Institut_f\"ur_Astrophysik,_Georg-August-Universit\"at,_G\"ottingen,_Germany,_(2)_Hamburger_Sternwarte,_Hamburg,_Germany,_(3)_Leibniz-Institut_f\"ur_Astrophysik_(AIP),_Potsdam,_Germany,_(4)_Max_Planck_Institute_for_Solar_System_Research,_G\"ottingen,_Germany) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.09107 |
（Abriged）青色コンパクト銀河（BCG）は、光度が低く、金属が少なく、ガスが豊富な天体で、高率で星を形成します。これは、高赤方偏移の星形成銀河集団との優れた類似物です。低質量のスターバーストであるため、それらはまた、星形成と大規模な恒星フィードバックを調査するための理想的な実験室を構成します。この作品は、マルチユニット分光エクスプローラー（MUSE）で撮影されたBCGハロ14の面分光観測の結果を示しています。MUSEの広い視野により、スターバーストとホスト銀河を同時に観測できます。銀河マップを連続体と輝線で作成し、合成VRI画像を生成し、そこからカラーインデックスマップと表面輝度プロファイルを作成しました。連続体と輝線の両方で銀河全体に広がる多数の塊を検出し、それらの位置、サイズ、および測光を含むカタログを作成しました。この分析により、ハロ14の形態と星の種族を詳細に研究することができました。恒星の分布は、顕著な非対称性を示しています。連続体の強度のピークは、恒星のホストに対して中心に置かれていませんが、南西に約500pcずれています。連続体のピークの位置に、M$_{V}=-12.18$の明るい星団が強力な超星団候補として現れることがわかります。また、銀河の東部のほぼ全体を占める、非常に非対称で青いが非電離の恒星成分も見つかります。ハロ14には少なくとも3つの異なる星の種族があると結論付けています。現在の約6Myrのスターバースト。1000万年から数億年の間の中年の要素;そして数ギガ年の赤くて定期的なホスト。連続体とカラーマップの顕著な偏り、および多数の星団の存在は、ハロ14で作用する合併または相互作用のシナリオと一致しています。
シルバーラッシュ。 XI。スバルHSC-SSPとCHORUSデータを使用して$ z \ sim2-7 $
LAEの周りでkpcを移動する$ 100-1000 $を超えるLyaエミッションの強度マッピング
| Title |
SILVERRUSH._XI._Intensity_Mapping_for_Lya_Emission_Extending_over_$100-1000$_comoving_kpc_around_$z\sim2-7$_LAEs_with_Subaru_HSC-SSP_and_CHORUS_Data |
| Authors |
Shotaro_Kikuchihara,_Yuichi_Harikane,_Masami_Ouchi,_Yoshiaki_Ono,_Takatoshi_Shibuya,_Ryohei_Itoh,_Ryota_Kakuma,_Akio_K._Inoue,_Haruka_Kusakabe,_Kazuhiro_Shimasaku,_Rieko_Momose,_Yuma_Sugahara,_Satoshi_Kikuta,_Shun_Saito,_Nobunari_Kashikawa,_Haibin_Zhang,_Chien-Hsiu_Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.09288 |
強度マッピングを実行して、$z\sim2-7$のLy$\alpha$エミッター（LAE）周辺の拡張拡散Ly$\alpha$放射をプローブし、非常に深い（$5\sigma$の$\sim26$mag）を利用します。大面積（$\sim4.5$deg$^2$）スバル/ハイパーSuprime-Cam狭帯域（NB）画像と$z=2.2$、$3.3$の合計1781個のLAEで構成される大規模LAEカタログHSC-SSPSILVERRUSHおよびCHORUSプロジェクトによって取得された$5.7$、および$6.6$。これらのLAEとNB画像の$\sim1-2$十億ピクセルフラックス値との空間相関を計算し、平均Ly$\alpha$表面輝度（${\rmSB_{Ly\alpha}}$）放射状プロファイルを導き出します。LAEの周り。空の背景の変動や点広がり関数などの体系を注意深く推定することにより、拡散したLy$\alpha$放出（$\sim10^{-20}-10^{-19}$ergs$^{-1}$）を検出します。cm$^{-2}$arcsec$^{-2}$）$100-1000$で、kpcを$z=3.3$LAEの周りで$4.1\sigma$レベルで、暫定的に（$\sim2\sigma$）で移動します。他の赤方偏移、質量$10^{11}\M_\odot$の暗黒物質ハローのビリアル半径を超えています。観測された${\rmSB_{Ly\alpha}}$プロファイルは、不確実性の範囲内で$z=2.2-6.6$で同様の振幅を持っていますが、固有の${\rmSB_{Ly\alpha}}$プロファイル（宇宙論的調光効果）は、高赤方偏移に向かって増加します。この傾向は、宇宙の体積の進化による水素ガス密度の増加によって説明されるかもしれません。理論モデルとの比較は、LAEの周りの拡張されたLy$\alpha$放出は、LAEの内部および/またはLAEの周りの隣接する銀河から発生するCGMおよびIGMの共鳴散乱Ly$\alpha$光子によって駆動されることを示唆しています。
過去の反響：電波銀河によって加速され、スターバースト銀河によって散乱された超高エネルギー宇宙線
| Title |
Echoes_of_the_past:_ultra-high_energy_cosmic_rays_accelerated_by_radio_galaxies,_scattered_by_starburst_galaxies |
| Authors |
Anthony_Bell,_James_Matthews |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.08879 |
テレスコープアレイ（TA）によってM82の方向から検出された超高エネルギー宇宙線（UHECR）のホットスポットは、約20Myr前にケンタウルス座Aによって放出されたUHECRのエコーである可能性があります。他のスターバースト銀河からのエコーは、地球でのUHECRフラックスに寄与する可能性があります。
Multi-TeVガンマ線エネルギーでの銀河中心領域のVERITAS観測
銀河中心地域には、さまざまな強力な天文源と、大量の非熱放射を放出するまれな天体物理学的プロセスがあります。2010年から2018年の間にVERITASイメージング大気チェレンコフ望遠鏡で撮影された125時間のデータを使用して、中央分子ゾーンとして知られる銀河中心周辺の領域の2TeVを超える超高エネルギーガンマ線放出の分析を示します。この分析では、銀河中心のソースなど、大きな天頂角で取得されたデータ用に最適化された新しいシャワー再構成アルゴリズムと機器応答関数を採用しています。点光源VERJ1745-290、G0.9+0.1、およびHESSJ1746-285の位置とスペクトルを、超大質量ブラックの位置と一致する領域で最も明るい光源であるVERJ1745-290の光度曲線とともに報告します。穴サジタリウスA*。また、銀河中心の尾根領域からの拡散放射のスペクトルを測定します。これは、銀河のPeVatronの証拠として主張されています。
FRB20180916Bの16。35日の期間とジェット歳差運動の調整
| Title |
Reconciling_the_16.35-day_period_of_FRB_20180916B_with_jet_precession |
| Authors |
Hao-Yan_Chen,_Wei-Min_Gu,_Mouyuan_Sun,_Tong_Liu,_and_Tuan_Yi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.08982 |
繰り返される高速電波バースト（FRB）、FRB20180916B（以下FRB180916）は、16。35日の期間があると報告されました。この期間は歳差運動期間に関連している可能性があります。この論文では、FRB180916の周期的活動を説明するために、2つの歳差運動モデルを調査します。両方のモデルで、FRB180916の電波放射は歳差運動ジェットによって生成されます。最初のディスク駆動ジェット歳差運動モデルでは、FRB180916の歳差運動を説明するために、非常に低い粘性パラメーター（つまり、無次元粘度パラメーター$\alpha\lesssim10^{-8}$）が必要です。2番目の潮汐力駆動ジェット歳差運動モデルでは、コンパクトな連星が中性子星/ブラックホールと白色矮星で構成されていると考えます。白色矮星がロッシュローブを満たし、物質移動が発生します。円盤と軌道面の間の不整合のために、白色矮星の潮汐力がジェット歳差運動を引き起こす可能性があります。特定の降着率と成分の質量に応じて、関連する歳差運動期間が数日から数百日であることを示します。非常に高い降着率のバイナリでのFRB180916の生成期間は、数千年になります。
低光度超新星の起源：SN2016bkvの場合
| Title |
The_origins_of_low-luminosity_supernovae:_the_case_of_SN_2016bkv |
| Authors |
Maxime_Deckers,_Jose_H._Groh,_Ioana_Boian,_Eoin_J._Farrell_(Trinity_College_Dublin,_the_University_of_Dublin) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.09037 |
低光度超新星SN2016bkvとその特異な初期相互作用を調査します。そのために、CMFGENコードを使用して放射伝達モデルを計算します。SN2016bkvは、その前駆体によって放出された物質との相互作用の兆候を示しているため、低光度の超新星につながる不確実な進化チャネルを制約する絶好の機会を提供します。私たちのモデルは、前駆体の質量損失率が（6.0±2.0）x1e-4Msun/yr（速度が150km/sと仮定）であることを示しています。前駆体の表面存在量は、HeとCNOの太陽含有量と一致しています。SN2016bkvの前駆体が単一の星として進化した場合、それは何らかの理由で予想された浚渫を受けなかった奇妙な赤色超巨星でした。我々は、前駆体がバイナリ相互作用を通じて進化した可能性が高いことを提案します。1つの可能性は、一次星がコンパニオンから未処理の材料を蓄積し、SNが爆発するまでそれ以上の回転および対流混合を回避したことです。もう1つの可能性は、質量の小さい星との合併であり、コアが崩壊するまで、プライマリはNの存在量が少ないままです。利用可能な合併モデルを考えると、10〜20Msun付近の爆発前の質量に緩い制約を課すことができるだけであり、星雲相からの以前の観測制約に基づいて、より低い値が優先されます。
4.8GHzでの20個のブレーザーの日中変動観測
| Title |
Intra-Day_Variability_Observations_of_Two_Dozens_of_Blazars_at_4.8_GHz |
| Authors |
Xiang_Liu,_Xin_Wang,_Ning_Chang,_Jun_Liu,_Lang_Cui,_Xiaofeng_Yang,_Thomas_P._Krichbaum |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.09054 |
日中変動（IDV）を検索するために、ウルムチ25m電波望遠鏡で20個の電波の大きい活動銀河核（AGN）が観測されました。ターゲットソースは、RadioAstronAGNモニタリングキャンペーンの観測リストから主に選択されたブレーザー（つまり、フラットスペクトルラジオクエーサーとBLラックオブジェクト）です。観測は、2014年2月8日から12日と3月7日から9日の2つのセッションでそれぞれ4.8GHzで実行されました。データ削減と観測の最初の結果を報告します。結果は、ブレーザーの大部分が99.9％の信頼水準でIDVを示し、一部は非常に強いIDVを示していることを示しています。blazar1357+769の強力なIDVを初めて見つけました。センチメートル波長でのIDVは、主に、太陽から数百パーセク離れた局所的な星間物質を介したブレーザー放出のシンチレーションによって引き起こされると考えられています。サンプルでは、IDV強度と赤方偏移または銀河緯度との間に有意な相関関係は見られません。IDVのタイムスケールは、光源の構造と輝度温度の分析とともに、次の論文で発表されます。
銀河中心からの暗黒物質信号に対するチェレンコフ望遠鏡アレイの感度
| Title |
Sensitivity_of_the_Cherenkov_Telescope_Array_to_a_dark_matter_signal_from_the_Galactic_centre |
| Authors |
Christopher_Eckner_(for_the_CTA_Consortium) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.09078 |
高エネルギーガンマ線は、暗黒物質、特に弱く相互作用する巨大粒子の性質を抑制または明らかにするための有望なツールです。建設前の段階に入ったチェレンコフ望遠鏡アレイ（CTA）は、間もなく20GeV〜300TeVのエネルギー範囲で空を探査します。エネルギーと角度分解能が向上し、現世代のチェレンコフ望遠鏡と比較して有効面積が大幅に大きいため、CTAは、前例のない感度でより重い暗黒物質を探査し、約1TeVで熱消滅断面積に達することが期待されます。この講演では、銀河中心からの信号に焦点を当てて、CTAで計画されている暗黒物質探索戦略を要約します。低エネルギーのFermiLATで観測されたように、この領域はかなり複雑であり、CTAは、その領域からの大規模な拡散天体物理学的放出に敏感な最初の地上観測所になります。体系的な不確実性のさまざまな原因を考慮に入れて、観測戦略を導くために、フェルミ-LATデータに基づいて、暗黒物質探索に対するそのような拡張された天体物理学的背景の影響を研究するための共同作業について報告します。
TeVを放出するBLラックの光度関数：VERITASを使用したHBLサンプルの観測
| Title |
The_luminosity_function_of_TeV-emitting_BL_Lacs:_observations_of_an_HBL_sample_with_VERITAS |
| Authors |
Manel_Errando_(Washington_University_in_St._Louis)_and_VERITAS_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.09082 |
高周波ピークのBLラック（HBL）が銀河系外のTeVの空を支配し、現世代のTeV天文台によって50を超える天体が検出されています。それでも、集団としてのTeV放出HBLの特性は、チェレンコフ望遠鏡の観測戦略によって導入されたバイアスのために十分に理解されておらず、拡散ニュートリノ、ガンマ線、および宇宙へのTeVブレーザーの潜在的な寄与を推定する能力を制限しています。光線の背景と活動銀河核の後期進化におけるそれらの役割。VERITAS望遠鏡アレイは、36個のHBLのサンプルを選択し、高フラックス状態に重み付けされていない時間にそれらのTeVフラックスを測定することにより、観測バイアスを定量化および最小化するプログラムを設計しました。このような調査は、TeVを放出するHBLの光度関数の測定の基礎を形成する可能性があります。
X線連星の状態遷移のための磁気降着円盤流出モデル
| Title |
A_magnetic_accretion_disk-outflow_model_for_state_transition_in_X-ray_binaries |
| Authors |
Xinwu_Cao_(Zhejiang_Univ.),_Bei_You_(Wuhan_Univ.),_and_Zhen_Yan_(SHAO) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.09110 |
X線連星（XRB）の爆発のハードからソフトへの状態遷移は、ディスクの不安定性による質量降着率の上昇によって引き起こされます。軟X線遷移光度と軟状態での軟X線ピーク光度との間に観測された相関関係を説明するために、XRBの状態遷移の磁気ディスク流出モデルを構築します。外側の薄い円盤の大規模な磁場は、小規模なダイナモ生成磁場の逆カスケードによって形成され、その後、ガスの一部を加速する内部移流支配降着流（ADAF）によって移流されると仮定します。流出に。爆発の間、加熱フロントは内側に移動し、外側ディスクの加熱フロントでの電界強度はディスクの降着率に比例します。内側のADAFの多くの角運動量は、より強い磁場の流出によって運び去られ、ADAFの高い視線速度につながります。これにより、ADAFの臨界質量降着率が電界強度とともに増加するため、遷移光度と熱状態のピーク光度との間に相関関係が生じます。中性子星XRBの粘度パラメーター$\alpha$の値は、ブラックホール（BH）XRBの値よりも体系的に高いことがわかりました（BHの場合は$\alpha\sim0.05-0.15$、BHの場合は$\alpha\sim中性子星の場合は0.15-0.4$）。私たちのモデルは、$\alpha$が十分に高い場合、遷移光度がピーク光度よりも高くなる可能性があると予測します。これは、熱的に支配的な降着状態に達していないBHXRBの爆発のかなりの部分を説明できます。
パルサーの早期発見：エフェルスベルクの追跡調査
| Title |
FAST_early_pulsar_discoveries:_Effelsberg_follow-up |
| Authors |
M._Cruces,_D._J._Champion,_D._Li,_M._Kramer,_W._W._Zhu,_P._Wang,_A._D._Cameron,_Y._T._Chen,_G._Hobbs,_P._C._C._Freire,_E._Graikou,_M._Krco,_Z._J._Liu,_C._C._Miao,_J._Niu,_Z._C._Pan,_L._Qian,_M._Y._Xue,_X._Y._Xie,_S._P.You,_X._H._Yu,_M._Yuan,_Y._L._Yue,_Y._Zhu_(for_the_CRAFTS_collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.09121 |
試運転中に500メートル球面電波望遠鏡（FAST）によって発見された10個のパルサーの追跡調査を報告します。パルサーは、CommensalRadioAstronomyFASTSurvey（CRAFTS）の一環として、ドリフトスキャンモードの超広帯域（UWB）受信機を使用して500MHzの周波数で発見されました。私たちは、1.36GHz付近のLバンドで100mのエフェルスベルク電波望遠鏡を使ってタイミングキャンペーンを実施しました。以前に報告された11個のFASTパルサーに加えて、FASTは、パルサーの死線に隣接して、および/またはそれを越えて、より古いパルサーの集団を発見しているようです。ここでは、注目すべき特徴を持つ2つの情報源を報告します。PSRJ1951$+$4724は、直線偏波磁束密度がほぼ100％で、観測周波数8GHzまで見える若くてエネルギッシュなパルサーです。PSRJ2338+4818、質量関数からの推定に基づく、$\gtrsim1\rm{M}_{\odot}$の炭素-酸素白色矮星（WD）コンパニオンを備えた95.2d軌道の穏やかにリサイクルされたパルサー。このシステムは、これまでに知られている中で最も大規模なコンパニオンを備えた最も幅の広いWDバイナリです。NE2001とYMW16の電子密度モデルに基づく推定値の間に顕著な不一致が見つかりました。これは、銀河の経度$70^o<l<100^o$の間の空の領域でのパルサーの過少表示に起因する可能性があります。この研究は、パルサーサンプルを実質的に濃縮し、銀河の電子密度モデルを改良する可能性を示し始めた初期のCRAFTS結果の1つを表しています。
M31のハローからのガンマ線信号で暗黒物質のミニスパイクを調査する
| Title |
Investigating_the_dark_matter_minispikes_with_the_gamma-ray_signal_from_the_halo_of_M31 |
| Authors |
Zi-Qing_Xia,_Zhao-Qiang_Shen,_Xu_Pan,_Lei_Feng_and_Yi-Zhong_Fan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.09204 |
最近、アンドロメダ銀河（M31）の外側のハローの$Fermi$-LAT観測でガンマ線放出の証拠が見つかりました。暗黒物質（DM）の消滅は、ガンマ線放射についての可能な説明を提供します。この作業では、$100〜\mathrm{M_\odot}$から$10^6〜\mathrm{M_\odot}$の範囲の質量を持つ中間質量ブラックホール（IMBH）の周りのミニスパイク内の暗黒物質消滅に焦点を当てます。熱消滅遺物の断面積が$\left\langle\sigmav\right\rangle=3\times10^{-26}〜\mathrm{cm}^{3}\;\mathrm{s}^{-1}$を採用し、M31の球形ハロー領域のIMBHの個体数を調査します。M31球形ハローの集団III星の残骸として、DMミニスパイクに囲まれた質量$100〜\mathrm{M_\odot}$の65を超えるIMBHが存在する可能性があり、その存在はほとんど不可能であることがわかりました。暗黒物質消滅チャネル$b\bar{b}$と$\tau^の両方で、原始的な低温ガスの崩壊によって形成される可能性のある、質量が$10^4〜\mathrm{M_\odot}$を超えるIMBH周辺のミンスパイクの数。{+}\tau^{-}$。暗黒物質の特性は、IMBH形成のこれら2つのシナリオのシミュレーションでさらに調査されました。
枝のカメレオン：NGC 247ULX-1のスペクトル状態遷移とディップ
| Title |
The_chameleon_on_the_branches:_spectral_state_transition_and_dips_in_NGC_247_ULX-1 |
| Authors |
A._D'A\`i,_C._Pinto,_M._Del_Santo,_F._Pintore,_R._Soria,_A._Robba,_E._Ambrosi,_W._Alston,_D._Barret,_A.C._Fabian,_F._F\"urst,_E._Kara,_P._Kosec,_M._Middleton,_T._Roberts,_G._Rodriguez-Castillo,_D._J._Walton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.09221 |
ソフト超大光度X線（ULX）光源は、ULXのサブクラスであり、ほとんどの光度が1keV未満で放出されるスーパーソフトスペクトル状態から、1keVを超える有意な放出を伴うソフトスペクトル状態に切り替えることができます。いくつかのシステムでは、ディップが観察されています。この状態遷移の背後にあるメカニズムとディップの性質については、まだ議論が続いています。これらの問題を調査するために、このクラスのメンバーであるNGC247ULX-1の長いXMM-Newtonモニタリングキャンペーンを取得しました。データセット全体の硬度-強度図を計算し、2つの異なるブランチを特定しました。通常のブランチとディッピングブランチで、それぞれ4つと3つの硬度-強度分解スペクトルを使用して調査します。7つのスペクトルはすべて、2つの熱成分によって十分に説明されます。放射駆動風の光球からの放射として解釈される、より冷たい（$kT_{\rmbb}$$\sim$0.1-0.2keV）黒体。そして、おそらく最も内側の領域から放出された放射線の再処理のために、より高温の（$kT_{\rmdisk}$$\sim$0.6keV）多色ディスク黒体。さらに、以前の高解像度分光法の結果に基づいて、輝線と吸収線の複雑なパターンが考慮されています。スペクトルパラメータの変化と2つの分岐に沿った2つの熱成分のフラックスを研究し、状態遷移とディッピング現象を結び付ける可能性のある2つのシナリオについて説明します。1つは放出領域の幾何学的掩蔽に基づいており、もう1つはプロペラ効果の開始を引き起こします。
LSIからの非常に高エネルギーのガンマ線放出+61 $ ^ \ circ $ 〜303バイナリ
| Title |
Very_High-energy_Gamma-ray_Emission_from_LS_I_+61$^\circ$_~303_Binary |
| Authors |
D._B._Kieda_(for_the_VERITAS_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.09235 |
LSI+61$^\circ$〜303は、これまでに検出された約10個のガンマ線バイナリの1つであり、MeV-GeV光子が支配的なスペクトルエネルギー分布を持っています。それは2kpcの距離にあり、10-15$M_{\odot}$Be星の周りの離心率軌道にあるコンパクトオブジェクト（ブラックホールまたは中性子星）で構成され、軌道周期は26。496日です。バイナリ軌道は、無線からTeVエネルギーまでの範囲の放射を変調します。1667日の2番目のより長い変調周期（超公転周期）も、電波からTeVの観測で検出されました。VERITASイメージング大気チェレンコフ望遠鏡アレイは、2006年からLSI+61$^\circ$〜303を観測しており、軌道全体を完全にカバーするデータセットを蓄積しています。変調パターン、超軌道周期、および最高エネルギーでの軌道間の変動性についてより多くの結果を提供するために、非常に高エネルギーの帯域でのソースのカバレッジの拡大が現在進行中です。最高エネルギーでのスペクトル測定により、ガンマ線の生成/吸収メカニズム、コンパクトなオブジェクトの性質、および粒子加速メカニズムに関する詳細情報が明らかになります。150時間以上のVERITASデータを使用して、この希少なガンマ線源タイプの非常に高いエネルギーでのスペクトルエネルギー分布と周期的挙動の詳細な研究を紹介します。
ケックII補償光学ベンチでの予測波面制御の状態：空のコロナグラフの結果
| Title |
Status_of_predictive_wavefront_control_on_Keck_II_adaptive_optics_bench:_on-sky_coronagraphic_results |
| Authors |
Maaike_A.M._van_Kooten,_Rebecca_Jensen-Clem,_Sylvain_Cetre,_Sam_Ragland,_Charlotte_Z._Bond,_J._Fowler,_and_Peter_Wizinowich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.08932 |
地上ベースの高コントラストイメージング（HCI）用の補償光学（AO）システムの動作は、機器の達成可能なコントラストを決定します。大気のコヒーレンス時間がAOシステムの速度に比べて短い状況では、サーボラグエラーがAOシステムの主要なエラー項になります。AOシステムが波面誤差を測定し、その後補正を適用している間（合計1〜2ミリ秒かかります）、望遠鏡の上の大気の乱気流が変化しました。ストレールレシオの低下に加えて、サーボラグエラーはコロナグラフ画像の卓越風ベクトルの方向に沿ってスペックルの蓄積を引き起こし、小さな角度間隔でのコントラストを大幅に制限します。この問題を軽減するための1つの戦略は、遅延に対する乱流の進展を予測することです。私たちの予測波面制御アルゴリズムは、平均二乗の意味で遅延を最小限に抑え、KeckIIAOベンチに実装されています。このホワイトペーパーでは、アルゴリズムの最新の結果について報告し、アルゴリズム自体の更新について説明します。日中の実験室テストと空のテストの両方に基づいて、さまざまなフィルターパラメーターを調整する方法を探ります。Keckに実装された漏れのある積分器と比較して、予測子の残余平均二乗波面誤差の減少を示します。最後に、日中のテストと空のテストの両方でコントラストの改善を示します。KeckのNIRC2機器のLバンド渦コロナグラフを使用すると、3〜$\lambda/D$の間隔で2.03のコントラストゲインが得られ、より大きな間隔（4-6〜$\lambda/D$）では最大3のコントラストゲインが得られます。
Aditya-L1に搭載された分光偏光計：偏光変調と復調
| Title |
Spectropolarimeter_on-board_the_Aditya-L1:_Polarization_Modulation_and_Demodulation |
| Authors |
K._Nagaraju,_B._Raghavendra_Prasad,_Bhavana_S._Hegde,_Suresh_Venkata_Narra,_D._Utkarsha,_Amit_Kumar,_Jagdev_Singh,_and_Varun_Kumar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.08997 |
Aditya-L1ミッションに搭載されたVisibleEmissionLineCoronagraph（VELC）ペイロードの主要な科学的目標の1つは、コロナ磁場トポロジーと縦磁場の定量的推定を日常的にマッピングすることです。VELCの赤外線（IR）チャネルには、1074.7nmでFeXIIIラインの完全なストークス分光偏光観測を実行するための偏光計が装備されています。偏光計は、偏光変調器として連続的に回転する波長板を備えたデュアルビームセットアップになっています。ゼーマン効果による円偏光の検出と、Fe〜{\scxiii}線の飽和ハンレ効果による磁場の存在下での直線偏光の偏光解消には、高い信号対雑音比（SNR）が必要です。光子の数が限られているため、必要なSNRを構築するには長い積分時間が予想されます。言い換えると、必要なSNRを達成するために、多数の変調サイクルからの信号を平均化する必要があります。これにはいくつかの問題があります。1つはデータ量の増加であり、もう1つは連続する変調サイクルでの変調行列の変化です。後者の影響は、VELC分光偏光計（VELC/SP）の場合、リターダの回転周期と信号検出時間の長さの不一致が原因で発生します。この論文では、半回転あたりのサンプル数を適切に選択することにより、データ量を最適化できることを示しています。あるサイクルから別のサイクルへの変調行列の変動を説明するための潜在的な解決策が提案されています。
PICASSOマップ作成コード：QUIJOTE北天調査のシミュレーションへの適用
| Title |
The_PICASSO_map-making_code:_application_to_a_simulation_of_the_QUIJOTE_northern_sky_survey |
| Authors |
F._Guidi,_J._A._Rubi\~no-Mart\'in,_A._E._Pelaez-Santos,_R._T._G\'enova-Santos,_M._Ashdown,_R._B._Barreiro,_J._D._Bilbao-Ahedo,_S._E._Harper,_R._A._Watson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.09063 |
マップ作成は、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）実験のデータ分析にとって重要なステップです。これは、通常、長くて複雑でノイズの多い測定値のコレクションであるデータを、観測された空の画像であるマップに変換することで構成されます。この論文では、QUIJOTE（QUIJointTEnerife）CMBのMultiFrequencyInstrument（MFI）から強度および偏光マップを構築するために実装された、PICASSO（スキャンされた空の観測のための偏光および強度カートグラファー）という名前の新しいマップ作成コードを紹介します。分極実験。PICASSOは、デストライピングアルゴリズムに基づいており、マップ作成ステップ中にテンプレート関数を時間領域に適合させることを可能にする手法を使用して、地上ベースのマイクロ波観測の特定の問題に対処するのに適しています。このホワイトペーパーでは、PICASSOコードについて説明し、シミュレーションで検証し、パフォーマンスを評価します。この目的のために、北の空（約$\sim20,000\、$deg$^2$）のQUIJOTE-MFI調査の現実的なシミュレーションを作成し、実空間統計と調和空間統計を使用して、PICASSOで再構築されたマップを分析しました。この空の領域では、PICASSOが注入された信号を忠実に再構築し、TT、EE、BBで$\ell>10$のすべてのスケールを回復できることを示します。信号誤差は、$20<\ell<200$で0.001％よりも優れています。最後に、相互相関分析によるCMB異方性の検出など、実際の広範囲調査データに適用されるいくつかの方法を検証しました。PICASSOの実装はQUIJOTE-MFIデータに固有ですが、他の実験に適合させることができます。
VERITASステラ強度干渉計（VSII）システムのステータス
| Title |
Status_of_the_VERITAS_Stellar_Intensity_Interferometry_(VSII)_System |
| Authors |
D._B_Kieda,_Jonathan_Davis,_Tugdual_LeBohec,_Mike_Lisa_and_Nolan_K._Matthews_(for_the_VERITAS_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.09238 |
VERITASImagingAirCherenkovTelescopearray（IACT）は、2019年に高速焦点面電子機器で拡張され、ステラ強度干渉法（SII）観測にVERITASを使用できるようになりました。それ以来、VERITASStellarIntensityInterferometer（VSII）の感度を高め、夜間のデータ処理の速度を上げるために、いくつかの改善が実施されてきました。このポスターでは、短い可視波長で超高解像度（サブミリ秒）の天文観測を実行するためのIACTアレイの使用について説明します。ポスター発表には、VERITAS-SII焦点面、データ取得、およびデータ分析システムの説明が含まれます。ポスターは、VSII機器の将来のアップグレードの計画の説明で締めくくられています。
近似ベイジアンニューラルドップラーイメージング
回転するアクティブな星の不均一な表面温度分布は、ドップラーイメージング技術で日常的にマッピングされます。表面の不均一性は、可視半球上の位置に応じて波長がシフトする高解像度分光観測の特徴を生み出します。逆問題は、滑らかさまたは最大エントロピーを想定した最大事後正則化法を使用して体系的に解決されています。この作業の目的は、星の表面温度の事後分布へのアクセスを提供することにより、完全なベイズ推定問題を解決することです。償却された神経事後推定を使用して、任意の回転位相でサンプリングされた選択されたスペクトル範囲の分光観測のための高次元事後分布を近似するモデルを作成します。事後分布は、条件付き正規化フローで近似されます。条件付き正規化フローは、柔軟性があり、扱いやすく、任意の分布の近似を簡単にサンプリングできます。分光観測を条件とする場合、それらは事後分布からサンプルを取得する非常に効率的な方法を提供します。観測の条件付けは、任意の波長サンプリングと回転位相を処理できるTransformerエンコーダーを使用して取得されます。私たちのモデルは、毎秒数千の後方サンプルを生成できます。非常に高い信号対雑音比の観測に対するモデルの検証は、広がりをいくらか過大評価しているものの、モデルが後部を正しく近似していることを示しています。モデルを適度に高速な回転子IIペグに適用し、温度の不均一性の最初のベイズマップを作成します。条件付き正規化フローは、磁気特性の制約など、恒星物理学のより複雑な問題で近似ベイズ推定を実行するための非常に有望なツールであると結論付けています。
FORTISホログラフィック回折格子ソリューションからの電子ビームリソグラフィー書き込みパラメーターの生成
| Title |
Generating_Electron_Beam_Lithography_Write_Parameters_from_the_FORTIS_Holographic_Grating_Solution |
| Authors |
Mackenzie_Carlson,_Stephan_McCandliss,_Randall_McEntaffer,_Fabien_Gris\'e,_Nicholas_Kruczek,_Brian_Fleming |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.09297 |
イメージングおよび分光法用の遠紫外線オフローランドサークル望遠鏡（FORTIS）は、遠紫外線で多目的分光法を実行するための技術の成熟に成功しています。大面積マイクロチャネルプレート検出器;非球面の「デュアルオーダー」ホログラフィックルールド回折格子で、層状（長方形）プロファイルの湾曲した可変間隔の溝があります。これらの光学素子は、グレゴリオ暦の構成で効率的で最小限の「2バウンス」分光望遠鏡を構築するために使用されました。ただし、2次設計に固有のライマンアルファ（Ly$\alpha$）散乱に対する感受性は、手に負えないほど問題があることがわかっており、「軸外」設計への移行を動機付けています。OAxFORTISは、光路を囲むことによってLy$\alpha$に対する感受性を軽減するため、検出器はグレーティングからの光のみを受け取ります。新しい設計では、収集領域が2分の1に減少しますが、新しい高効率反射コーティングを使用し、ブレーズド回折格子を使用することで、全体的な有効領域を回復および改善できます。この後者の重要な技術は、結晶シリコンに溝を作成するために電子ビームリソグラフィーと化学エッチングを使用して印象的な滑らかさを備えた非常に高効率のブレーズド回折格子を作成する最近の進歩によって可能になりました。ここでは、OAxFORTISグレーティングソリューションの導出と、FORTISホログラフィックグレーティング記録パラメータ（Nodaetal.1974a、bの形式に従う）を、電子ビームを駆動するために必要な湾曲した可変間隔のルールに変換するために使用される方法について説明します。三次元のリソグラフィー書き込みヘッド。また、結晶面の向きが適切なシリコンウェーハを選択するプロセスについても説明し、製造準備の最新情報を提供します。
分離したシェル炭素星：漸近巨星分枝での熱パルスの追跡
| Title |
Detached_Shell_Carbon_Stars:_Tracing_Thermal_Pulses_on_the_Asymptotic_Giant_Branch |
| Authors |
Joel_H._Kastner_(Rochester_Institute_of_Technology),_Emily_Wilson_(Rochester_Institute_of_Technology) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.08940 |
炭素に富む漸近巨星分枝（AGB）星のサブセットが、分離した拡大する星周殻を示すかどうかを検討します。これらの星の過去の履歴は、AGBでヘリウム殻フラッシュ（熱パルス）を受けたものとして明らかになります。新たに利用可能なガイア視差と測光、およびアーカイブ赤外線測光を利用して、すべての（12）既知の分離シェル炭素星の光度の洗練された推定値を取得します。これらの光度と、$\sim$1000から$\sim$30000年の範囲の12個の星に関連する分離したシェルの推定動的年齢（放出時間）との関係を調べます。分離シェルの動的年代に従って配置すると、既知の分離シェル炭素星の（暗黙の）光度の進化は、AGB星のモデルから得られた個々の熱パルスの予測された「光度曲線」に厳密に従います。データとモデルの比較は、分離した殻の炭素星が$\sim$2.5-4.0$M_\odot$前駆体の子孫であることを示唆しています。分離した殻の炭素星は、AGB熱パルスの光度進化の効果的なトレーサーとして役立つ可能性があると結論付けています。
Keck / HIRESスペクトルからの3つの新しいBa星の化学的存在量
| Title |
Chemical_abundances_of_three_new_Ba_stars_from_the_Keck/HIRES_spectra |
| Authors |
Shuai_Liu,_Liang_Wang,_Jian-Rong_Shi,_Zhen-Yu_Wu,_Hong-Liang_Yan,_Qi_Gao_and_Chun-Qian_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.08969 |
Keck/HIRESからの高分解能、高信号対雑音（S/N）比スペクトルに基づいて、18Ba候補の20元素の存在量を決定しました。これらの星のパラメータ空間は、4880$\leq$$\rm{T_{eff}}$$\leq$6050K、2.56$\leq$log$g$$\leq$4.53dexの範囲にあります。0.27$\leq$[Fe/H]$\leq$0.09dex。それらのうちの4つは[s/Fe]$>$0.25dex（s：Sr、Y、Zr、Ba、La、Ce、およびNd）のBa星として識別でき、そのうちの3つは新たに発見されました。これには、2つのBaジャイアント（HD16178およびHD22233）と1つのBaサブジャイアント（HD2946）が含まれます。私たちの結果は、私たちのプログラムスターの$\alpha$、奇数および鉄ピーク元素（O、Na、Mg、Al、Si、Ca、Sc、Ti、Mn、Ni、およびCu）の存在量が薄いディスクですが、Ba星の[hs/ls]（hs：Ba、La、Ce、Nd、ls：Sr、Y、Zr）比の分布は、既知のBaオブジェクトの分布と似ています。既知のCH準巨星HD4395を含め、4つのBa星のいずれも、炭素の明確な増強を示していません。視線速度データから、3つのBa星が恒星または亜恒星の伴星をホストしているという明確な証拠を示していることがわかります。
太陽フレア硬X線スペクトルをその場電子スペクトルに接続する。 RHESSIとSTEREO / SEPTの観測結果の比較
| Title |
Connecting_solar_flare_hard_X-ray_spectra_to_in_situ_electron_spectra._A_comparison_of_RHESSI_and_STEREO/SEPT_observations |
| Authors |
Nina_Dresing,_A._Warmuth,_F._Effenberger,_K.-L._Klein,_S._Musset,_L._Glesener,_M._Br\"udern |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.09045 |
太陽でのフレア加速された高エネルギー電子の特性を惑星間空間に注入されたものと比較します。ステレオに搭載されたSEPT機器でよく観測された17の高エネルギー電子イベントを特定しました。これは、RHESSI宇宙船で観測された硬X線（HXR）フレアとの明確な関連を示しています。RHESSIHXRスペクトルのスペクトルインデックスを惑星間電子のスペクトルインデックスと比較します。その場の電子スペクトルは頻繁に2乗則の形をしているため、比較に使用するスペクトルインデックスの選択に特別な注意を払いました。電子の開始と関連するタイプIIIおよびマイクロ波バーストとの間の時間差は、電子イベントが1AUで検出され、9〜41分の範囲の見かけの遅延があることを示唆しています。親の太陽活動は明らかに衝動的であり、極紫外線ジェットとの高い相関関係も示していますが、研究されたイベントのほとんどは、コロナ質量放出（CME）と時間的に一致して発生します。観測された開始遅延と低コロナでのCMEの存在にもかかわらず、HXRフレアのスペクトルインデックスとその場の電子の間に約0.8の有意な相関が見られます。有意な異方性を持つイベントのみを考慮した場合、相関は増加します。これは、輸送効果が注入されたスペクトルを変化させ、フレア加速の痕跡を大幅に減少させる可能性があることを示唆しています。太陽エネルギー電子イベントの初期加速を推測する際には、惑星間輸送効果を考慮に入れる必要があると結論付けています。私たちの結果は、分析されたイベントサンプルのフレア加速の明確な痕跡を示唆していますが、観測された遅延の原因となる可能性のある二次加速が存在する可能性があります。ただし、SEPTの限られた可変ピッチ角カバレッジも、観測された遅延の理由である可能性があります。
ASASSN-V J205543.90 + 240033.5：別の白色矮星パルサー？
ツビッキーの公開データリリースを使用して、ASASSN-VJ205543.90+240033.5は、周期が10.803（2）dの大振幅（1.2-1.4等）のほぼ正弦波の変動と、周期が0。0068dの非常に短い周期の変動を示すことがわかりました。一時的な施設の観察。ほぼ正弦波の反射変動と非常に短い周期の大振幅変動の同様の組み合わせを示す唯一の既知の天体は、独特の白色矮星パルサーARScoです。ASASSN-VJ205543.90+240033.5は、ARScoと非常に類似しているようであり、さまざまな波長での観測が望まれます。
TESSによる太陽型星とその惑星の20秒ケイデンスビュー：太陽アナログの星震学とパイメンの再特性化c
| Title |
A_20-Second_Cadence_View_of_Solar-Type_Stars_and_Their_Planets_with_TESS:_Asteroseismology_of_Solar_Analogs_and_a_Re-characterization_of_pi_Men_c |
| Authors |
Daniel_Huber,_Timothy_R._White,_Travis_S._Metcalfe,_Ashley_Chontos,_Michael_M._Fausnaugh,_Cynthia_S._K._Ho,_Vincent_Van_Eylen,_Warrick_Ball,_Sarbani_Basu,_Timothy_R._Bedding,_Othman_Benomar,_Diego_Bossini,_Sylvain_Breton,_Derek_L._Buzasi,_Tiago_L._Campante,_William_J._Chaplin,_Joergen_Christensen-Dalsgaard,_Margarida_S._Cunha,_Morgan_Deal,_Rafael_A._Garcia,_Antonio_Garcia_Munoz,_Charlotte_Gehan,_Lucia_Gonzalez-Cuesta,_Chen_Jiang,_Cenk_Kayhan,_Hans_Kjeldsen,_Mia_S._Lundkvist,_Stephane_Mathis,_Savita_Mathur,_Mario_J._P._F._G._Monteiro,_Benard_Nsamba,_Jia_Mian_Joel_Ong,_Erika_Pakstiene,_Aldo_M._Serenelli,_Victor_Silva_Aguirre,_Keivan_G._Stassun,_Dennis_Stello,_Sissel_Norgaard_Stilling,_Mark_Lykke_Winther,_Tao_Wu,_Thomas_Barclay,_Tansu_Daylan,_Maximilian_N._Guenther,_J._J._Hermes,_Jon_M._Jenkins,_et_al._(8_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.09109 |
TESS宇宙望遠鏡の拡張ミッション中に得られた最初の20秒のケイデンス光度曲線の分析を示します。同じケイデンスにビニングした場合、明るい星の2分データと比較して20秒データの精度が向上し（T<〜8等で約10〜25％向上、T〜13等で同等の精度に達する）、一貫性があります。宇宙線緩和アルゴリズムの違いに基づく飛行前の期待値。この改善によって可能になった2つの結果を示します。まず、20秒のデータを使用して、3つのソーラーアナログ（ガンマパブ、ゼータトゥク、パイメン）の振動を検出し、星震学を使用して、半径、質量、密度、年齢を〜1％、〜3％、〜1％まで測定します。系統的エラーを含めて、それぞれ約20％。星震学の年代と彩層活動の測定値を組み合わせると、活動と年齢の関係の広がりが恒星の質量、したがって対流層の深さに関連しているという証拠が見つかります。次に、20秒のデータと公開された視線速度を組み合わせて、ホスト星の詳細な星震学が可能な最も近いトランジット系外惑星であるpiMencを再特性化します。piMencは、公転周期の間、惑星半径の谷の上端に位置していることを示し、揮発性の大気を保持している可能性があり、「星震学的半径の谷」には惑星がないままであることを確認します。私たちの分析は、piMencの離心率が低いこと（68％の信頼度で<0.1）を支持しており、離心率の高い移動によって形成された場合、効率的な潮汐散逸（Q/k<〜2400）を示唆しています。総合すると、これらの初期の結果は、恒星天体物理学と太陽系外惑星科学のためのTESS20秒ケイデンスデータの強力な可能性を示しています。
太陽風予報におけるCNNベースの深層学習
この記事では、太陽風予測のための畳み込みニューラルネットワーク（CNN）ベースの深層学習モデルを実装します。193\.A波長の大気イメージングアセンブリ（AIA）からの画像がトレーニングに使用されます。太陽風の速度は、ラグランジュL1ポイントにあるAdvancedCompositionExplorer（ACE）から取得されます。提案されたCNNアーキテクチャは、4年間のデータを使用したトレーニング用にゼロから設計されています。太陽風は、AIA画像から対応する冠状動脈強度データを取得するために、伝播中に一定の速度を想定して、弾道的に太陽までさかのぼります。この予測スキームは、2018年のRMSEが76.3km\s、全体的な相関係数が0.57で、太陽風の速度を適切に予測できますが、ベンチマークモデルを大幅に上回っています。モデルの脅威スコアは、誤警報がゼロのHSEを識別する際に約0.46です。
双極惑星前星雲IRAS08005-2356（V510 Pup）のバイナリ中央星
| Title |
The_binary_central_star_of_the_bipolar_pre-planetary_nebula_IRAS_08005-2356_(V510_Pup) |
| Authors |
Rajeev_Manick,_Brent_Miszalski,_Devika_Kamath,_Patricia_A._Whitelock,_Hans_Van_Winckel,_Bruce_J._Hrivnak,_Brad_N._Barlow_and_Shazrene_Mohamed |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.09137 |
現在のモデルは、バイナリ相互作用が双極惑星状星雲（PNe）と前惑星状星雲（PPNe）の形成の主要な成分であると予測しています。何年にもわたる視線速度（RV）モニタリングにもかかわらず、後者のシステムの中で既知のバイナリが不足しているため、この関係を詳細に調べるには不十分です。この論文では、銀河系双極PPN、IRAS08005-2356（V510Pup）の中心で、長期分光法と近赤外法から決定された長期間（P=2654$\pm$124d）のバイナリーの発見について報告します。赤外線時系列データ。分光軌道は、他の長期のAGB後のバイナリと同様の0.36$\pm$0.05の離心率に適合しています。時間分解H$\alpha$プロファイルは、最大231$_{-27}^{+31}$kms$^{-1}$の投影されていない速度を伴う高速流出（ジェット）を明らかにします。発光プライマリはジェットの後ろにあります。H$\alpha$によって追跡された流出は、0.63$\pm$0.13M$_\odot$の質量を計算する主系列コンパニオンへの降着によって生成される可能性があります。この発見は、確認されたバイナリPPNの最初のケースの1つであり、これらのシステム間のバイナリ性を明らかにする上で、大型望遠鏡での高解像度分光モニタリング調査の重要性を示しています。
H、Heのような再結合スペクトルIV; H、Heのような再結合スペクトルIV：$ l $変化する衝突の方法論の明確化と改良
| Title |
H,_He-like_recombination_spectra_IV;_H,_He-like_recombination_spectra_IV:_clarification_and_refinement_of_methodology_for_$l$-changing_collisions |
| Authors |
N._R._Badnell,_F._Guzm\'an,_S._Brodie,_R._J._R._Williams,_P._A._M._van_Hoof,_M._Chatzikos,_and_G._J._Ferland |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.09166 |
H〜{\sci}およびHe〜{\scii}再結合スペクトルの正確なスペクトル診断モデリングは、多くの天体物理学的環境を説明する理論モデルを制約する可能性があります。単純な分析式は、大規模な人口モデリングコードで使用される衝突する$l$変化速度係数にとって重要です。Guzm\'an\etalの修正されたPengelly\＆Seatonの公式を確認、明確化、改善します。Vrinceanu\etalによって示された最近の悪い結果は、その使用法の誤解によるものであることを示しています。また、このような速度係数の完全な量子力学的表現を、コードのモデリングによってはるかに日常的に使用できるようにする効率的な数値アルゴリズムについても詳しく説明します。水素の衝突放射人口モデリングで説明します。
ウォルフ・ライエ星雲の双極性について
| Title |
On_the_bipolarity_of_Wolf-Rayet_nebulae |
| Authors |
D._M.-A._Meyer_(Universitaet_Potsdam,_Institut_fuer_Physik_und_Astronomie,_Karl-Liebknecht-Strasse_24/25,_14476_Potsdam,_Germany) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.09273 |
ウォルフ・ライエ星は、最も希少であるが最も興味をそそる巨大な星の1つです。それらの極端な恒星風は、円やリングから双極形状に至るまで、さまざまな形態の有名な多波長星周ガス星雲を引き起こします。この研究は、若い非対称のウォルフ・ライエガス星雲の形成の調査に専念しており、風と風の相互作用によって生成されたウォルフ・ライエガス星雲のシミュレーションのための2.5次元磁気流体力学的おもちゃモデルを提示します。私たちの方法は、恒星風の非対称性、回転、磁化、進化、および材料の混合を考慮に入れています。青色超巨星の祖先のウォルフ・ライエ星雲の形態は、風の形状と恒星の相転移時間間隔に密接に関連しており、広がったピーナッツのようなまたはコリメートされたジェットのようなガス星雲を生成することがわかります。24µmでのダスト赤外線放射に対するWolf-Rayet星雲の放射伝達計算は、投影された拡散放射が偏平、双極、楕円形、またはリング構造として現れる可能性があることを示しています。観測されたウォルフ・ライエ星雲の形成には、重要な投影効果が働いています。これは、主に観察された形状に基づいている、ウォルフ・ライエシェルのさまざまな分類の改訂を呼び出す可能性があります。特に、私たちのモデルは、単一の赤色超巨星進化チャネルのシナリオ内で、NGC6888のような双極性星雲の原因となるウォルフライエ以前の風の非対称性を生み出す可能性に疑問を投げかけています。双極のウォルフ・ライエ星雲は、赤色超巨星のシナリオ内で、複数の/結合された巨大な恒星システムによって、または追加の、例えば、ウォルフ・ライエ相の前の青色超巨星の進化段階。
一般的な遅い収縮の原因となる変動
ゆっくりと収縮する宇宙と、高速ロールモデルと呼ばれるモデルの絞り込まれたカテゴリの一般的な条件のセットを紹介します。スカラーおよびテンソル摂動のスーパーホライズンフリーズアウトの一般的な条件を提示し、インフレーションの場合のように、任意の高速ロールモデルがそれらを満たすことを示します。摂動がバウンサースカラー場に結合された$U（1）$ゲージ場によって発生する「発生源バウンス」シナリオに関心があります。わずかに赤い傾斜したスカラースペクトルの要件は、スカラーとゲージ場の間で許容される結合を大幅に制限します。実行可能なわずかに赤いスカラースペクトルが達成可能であることを示します。ただし、高速ロール近似内では、テンソルとスカラーの比率は一般に$r\simeq1/9$であり、現在の観測結果と一致していません。「中間収縮」と吹き替えた明確な例を使用して、一般的な結果を示します。グリーン関数を変更しない高速ロールの小さな変更が、eフォールド以上のデータと一致する$r<0.06$をもたらさないことを証明します。したがって、「ソースバウンス」を成功させるには、別のソースまたは高速ロールからの大幅な逸脱が必要です。
相互作用するボソン系の場のモーメント展開法
| Title |
Field_moment_expansion_method_for_interacting_Bosonic_systems |
| Authors |
Andrew_Eberhardt,_Michael_Kopp,_Alvaro_Zamora,_Tom_Abel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.08849 |
数値解法とPythonパッケージhttps://github.com/andillio/CHiMESを紹介します。これは、古典的な場のアプローチの2次拡張を使用して、平均場理論によって最初は十分に近似された量子システムをシミュレートします。これをフィールドモーメント拡張法と呼びます。このようにして、平均場理論が崩壊する場所を超えて、第1および第2の場のモーメントの進化を正確に近似することができます。これにより、理論の外部で計算することなく、古典的な近似の量子ブレークタイムを推定できます。よく研究された多くの量子テスト問題を使用して、フィールドモーメント展開の精度を調査します。スカラーフィールド暗黒物質に類似した相互作用ボソンシステムがテスト問題として選択されます。この方法の適用の成功は、2つの条件に依存することがわかります。量子システムは最初は古典理論によって十分に記述されている必要があり、高次モーメントの成長は階層的である必要があります。
| Title |
Search_for_dark-photon_dark_matter_in_the_SuperMAG_geomagnetic_field_dataset |
| Authors |
Michael_A._Fedderke,_Peter_W._Graham,_Derek_F._Jackson_Kimball,_and_Saarik_Kalia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.08852 |
最近のコンパニオンペーパー[arXiv：2106.00022]で、超軽量動力学的混合暗黒物質の新しい特徴を指摘しました。この特徴は、地球の表面上で特定のパターンをとる準単色の時間振動する地球磁場です。この作業では、地理的に分散した地磁気ステーションによって記録された既存のシールドされていない磁力計データでこの信号の検索を提示します。データセットはSuperMAGコラボレーションからのものであり、1970年以来1分間のリズムで取得された測定値で構成されており、$\mathcal{O}（500）$ステーションがすべてに貢献しています。すべてのステーションからの磁場測定値を、各ステーションでの信号の予想されるベクトルパターンをキャプチャするグローバルベクトル球面調和関数（VSH）の小さなセットに投影することによって集約します。各暗光子コヒーレンス時間内で、データ駆動型手法を使用してデータ内の広帯域バックグラウンドノイズを推定し、このVSHコンポーネントのセットで過剰な狭帯域電力を検索します。異なるコヒーレンス時間で検索を非コヒーレントに積み重ねます。暗黒光子暗黒物質場の確率的性質を説明できるベイジアン分析アプローチに従って、暗黒光子暗黒物質質量範囲$2\times10^{-18の動的混合パラメーターに除外限界を設定します。}\text{eV}\lesssimm_{A'}\lesssim7\times10^{-17}\text{eV}$（周波数$6\times10^{-4}\text{Hz}\lesssimf_に対応{A'}\lesssim2\times10^{-2}\text{Hz}$）。これらの制限は、さまざまな既存の天体物理学的制約を補完します。私たちの主な分析では、SuperMAGデータセット内の多数の候補信号も特定されていますが、これらは失敗するか、それらの候補に適用するさまざまな追加の堅牢性チェックによって強い緊張状態にあるように見えます。暗黒光子暗黒の堅牢で重要な証拠は報告されていません。-SuperMAGデータセットの物質信号。
太陽風における磁気雲の境界層内の磁気リコネクション
| Title |
Magnetic_Reconnection_within_the_Boundary_Layer_of_a_Magnetic_Cloud_in_the_Solar_Wind |
| Authors |
Zolt\'an_V\"or\"os,_Ali_Varsani,_Emiliya_Yordanova,_Yury_L._Sasunov,_Owen_W._Roberts,_Arp\'ad_Kis,_Rumi_Nakamura,_Yasuhito_Narita |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.09049 |
惑星間コロナ質量放出（ICME）に関連する磁気雲（MC）の前部または後部領域でのねじれた局所磁場は、周囲の惑星間磁場（IMF）の方向とほぼ反対であることがよくあります。MCの境界層内で発生する磁気リコネクション（MR）の流出の観測的証拠もあります。この論文では、2000-10-03に発生したMCの西側側面に位置するMRイベントを詳細に研究します。らせん状MCの大規模な形状とMR流出構造の両方が、詳細な多点研究で精査されています。ICMEシースはハイブリッド伝搬-拡張タイプです。ここでは、新たに再接続されたオープンフィールドラインがMC上をゆっくりと滑って、同時にプラズマ混合を引き起こすと予想されます。MRに関しては、ACE-Geotail-WIND宇宙船間の現在のシート形状と流出チャネルの垂直運動が注意深く研究され、テストされました。MRに関する主な調査結果は次のとおりです。（1）流入領域における非ペチェクタイプのスローショックのような不連続性の初めての観察。（2）ローレンツ力偏向電子ジェットに関連する乱流ホール磁場の観測。（3）再結合電場による陽子の加速と遅い衝撃のような不連続性からのそれらの後方散乱。（4）MC流入境界/セパラトリックス付近の相対論的電子の観測。これらの電子集団は、おそらく、非断熱加速、勾配Bドリフトの結果として、およびホール電流システムに関連する静電ポテンシャルの加速を介して現れる可能性があります。（5）MC流入領域におけるドップラーシフトイオン音響波とラングミュア波の観測。
自動選択されたフォーブッシュ減少による銀河宇宙線フラックス変動に対する太陽風パラメータと地磁気嵐指数の影響のテスト
| Title |
Testing_the_Effect_of_Solar_Wind_Parameters_and_Geomagnetic_Storm_Indices_on_Galactic_Cosmic_Ray_Flux_Variation_with_Automated-Selected_Forbush_Decreases |
| Authors |
Jibrin_A._Alhassan.,_Ogbonnaya_Okike_and_Augustine_E._Chukwude |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.09066 |
約80年前にスコットE.フォーブッシュによって発見されたフォーブッシュ減少（FD）は、太陽風の大規模な摂動に関連していると推定される銀河宇宙線（GCR）フラックスの非反復的な短期間の抑制と呼ばれています。惑星間磁場（IMF）。これは、GCR強度の最も壮観な変動であり、太陽と地球の関係を求める研究者にとっての羅針盤であるように見えます。FDイベントの選択と検証の方法は、宇宙線科学者にとって非常に重要です。オウル中性子モニターステーションでの日平均宇宙線（CR）データからFDの振幅とタイミングを決定するために、新しいコンピューターソフトウェアを配備しました。コードは1998年から2002年の間に230のFDを選択しました。新しいFD自動カタログを検証するために、FDの振幅と、IMF、太陽風速度（SWS）、および地磁気嵐指数（Dst、kp、ap）の関係は次のとおりです。ここでテストしました。2次元回帰分析は、現在のサンプルの大きなFD（CR（\％）$\leq-3$）と太陽風データおよび地磁気嵐指数との間に有意な線形関係があることを示しています。これらのパラメータ間の関係の意味について説明します。
無衝突衝撃波における超熱粒子の分布関数について
マクスウェリアンからの粒子分布の逸脱は、一般に宇宙プラズマで観察されます。熱平衡にないプラズマに典型的なこれらの非マクスウェル分布は、$\kappa$-分布でモデル化できます。準平行無衝突衝撃波の速度論的シミュレーションは、陽子分布が熱、超熱、および非熱部分の複合体であることを示しています。粒子内セル衝撃シミュレーションを使用することにより、$\kappa$分布が、初期プロトンスペクトルの単一の連続分布として、熱部分と超熱部分を適切に適合させることを示します。超熱陽子分布は、非拡張統計力学の一般化されたエントロピーから直接導き出され、熱集団と超熱集団の両方が$\kappa$分布に自然に埋め込まれていることを示しています。分布の指数$\kappa$は、超熱部分の減少に続いて、衝撃からの距離とともに増加することがわかります。改質衝撃波障壁で超熱粒子が継続的に濃縮されている非平衡プラズマ分布は、はるか下流で熱平衡に達します。超熱部分はそこで完全にフェードし、陽子分布の形状はマクスウェリアンになり、そこから直接べき乗則が現れます。
密度依存相対論的平均場モデルにおけるハイパーオン化を伴う中性子星変形能
| Title |
Neutron_star_deformability_with_hyperonization_in_density-dependent_relativistic_mean-field_models |
| Authors |
W._Z._Shangguan,_Z._Q._Huang,_S._N._Wei,_and_W._Z._Jiang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.09113 |
重力波データから抽出された中性子星の潮汐変形性は、内部の中性子星構造と関連する核状態方程式（EOS）への新しいプローブを提供します。中性子星の核子とレプトンの一般的な組成の代わりに、ハイペロンを含め、潮汐変形性におけるハイペロンの役割と、密度依存パラメーター化を使用した相対論的平均場アプローチにおける対称エネルギーへの影響を調べます。ハイペロンは、中性子星物質のハイペロンの開始密度と割合と敏感に相関して、変形能に大きな影響を与えることがわかっています。ハイペロンの開始密度が適度に低いと、潮汐の変形可能性にかなりの変更が生じ、核EOSへの推論がシフトする可能性があります。多基準星の質量での潮汐変形性の将来の測定は、ハイペロン成分からの寄与と対称性エネルギーとの間の縮退を持ち上げると予想されます。
| Title |
Gravitational_Wave_and_CMB_Probes_of_Axion_Kination |
| Authors |
Raymond_T._Co,_David_Dunsky,_Nicolas_Fernandez,_Akshay_Ghalsasi,_Lawrence_J._Hall,_Keisuke_Harigaya,_and_Jessie_Shelton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.09299 |
フィールド空間でのアクシオンフィールドの回転は、エネルギー密度が物質支配の初期の時代に先行するアクシオンフィールドの運動項によって支配されるキネーション支配の時代の自然な起源を提供します。注目すべきことに、物質支配の終わりにはエントロピーが生成されないため、ビッグバン元素合成の後でさえ、これらの物質とキネーション支配の時代が発生する可能性があります。宇宙マイクロ波背景放射とビッグバン元素合成の両方から、これらの時代の制約を導き出します。この宇宙論的シナリオが可能な原始重力波のスペクトルにどのように影響するかを調査し、スペクトルが三角形のピークを特徴としていることを発見します。重力波の将来の観測が、速度論的ミスアラインメントメカニズムによってアクシオン暗黒物質を生成する領域や、軸形成によるバリオン非対称性を含む、実行可能なパラメーター空間をどのようにプローブできるかについて説明します。速度論的ミスアラインメントメカニズムによって生成されたQCDアクシオン暗黒物質の場合、インフレーション重力波スペクトルの変更は0.01Hz以上で発生し、インフレーションのエネルギースケールの値が高い場合、発見の見通しは良好です。宇宙の構造形成への影響について簡単にコメントします。
