ナンシーグレースローマン宇宙望遠鏡による暗黒物質サブハロの検出
暗黒物質のサブハロ質量関数は、暗黒物質モデルを区別するための有望な方法です。コールドダークマターは地球サイズの質量までのハローを予測しますが、他のダークマターモデルは通常、サブハロ質量関数のカットオフを予測します。したがって、小さな質量でのサブハロの存在の決定的な検出または制限は、暗黒物質の性質への洞察を私たちに与えることができます。これらのサブハロが天の川に存在する場合、それらは背景の星に修正された見かけの位置などの弱いレンズ効果の特徴を生成します。これらのシグニチャは、これらの星の見かけの速度と加速度に相関関係を生成します。これは、十分な位置天文の解像度とケイデンスがあれば観測できます。ナンシーグレースローマン宇宙望遠鏡の太陽系外惑星マイクロレンズ調査は、これらのハローの加速特性を測定するのに完全に適しています。ここでは、これらの加速シグネチャをフォワードモデル化し、レンズプロファイルと母集団に対するローマ宇宙望遠鏡の将来の制約を調査します。ローマ宇宙望遠鏡は、他の提案された方法を補完する点光源、ガウス、およびナバロ-フレンク-ホワイト（NFW）プロファイルレンズに競争力のある限界を設定できることがわかりました。特に、NFW濃度に95％の上限、$c_{200}<10^{2.5}$を設定する可能性があります。これらの努力を妨げる可能性のある体系的な影響について議論しますが、ローマ宇宙望遠鏡が強い制限を課すことを妨げるべきではないと主張します。また、これらの制約を改善するためのさらなる分析方法についても説明します。
散逸性の統一暗黒流体：観測上の制約
統一されたシナリオで標準のFRW宇宙論を採用します。このシナリオでは、通常の暗黒物質と暗黒エネルギーのセクターが単一の散逸性の統一された暗黒流体（DUDF）に置き換えられます。このような流体の状態方程式は、2つのべき乗則の間で漸近する可能性があります。その結果、流体は早い時期の塵から遅い時期の暗黒エネルギーへとスムーズに移行することができます。散逸は一定の係数を持つバルク粘度で表されますが、せん断粘度は宇宙の等方性のために除外されます。BAO、CMB、宇宙クロノメーター測定、およびIa型超新星からの最近の観測データセットを使用して尤度分析を実行し、モデルに宇宙論的制約を課しました。粘度係数はデータによって制約されないことがわかりました。この係数を固定して分析を続行します。このモデルは、$\Lambda$CDMモデルの$1363.34$と比較して、$1357.91$の最小$\chi^2$値を生成します。赤池情報量基準（AIC）を使用して、モデルが$\Lambda$CDMモデルと比較して-1.4の差でAIC値を最小化することを発見しました。これは、DUDFモデルがバックグラウンド観測に従って実行可能であることを示しています。ハッブルパラメータ、距離係数、減速パラメータ、有効状態方程式パラメータ、密度パラメータなどのさまざまな宇宙パラメータの進化を研究することにより、DUDFモデルによる宇宙の進化を研究しました。DUDFモデルは、初期には標準の$\Lambda$CDMモデルから逸脱せず、後期に宇宙を加速することによって宇宙定数の役割を果たすことができることを示しています。
バローエントロピー宇宙論：安定性分析のヒントを伴う観測的アプローチ
| Title |
Barrow_Entropy_Cosmology:_an_observational_approach_with_a_hint_of_stability_analysis |
| Authors |
Genly_Leon,_Juan_Maga\~na,_A._Hern\'andez-Almada,_Miguel_A._Garc\'ia-Aspeitia,_Tom\'as_Verdugo_and_V._Motta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10998 |
この研究では、観測アプローチと力学系分析を使用して、バロー（2020）によって提案されたエントロピー-領域ブラックホール関係の修正に基づく、サリダキス（2020）によって最近提案された宇宙論モデルを研究します。このエントロピー修正の下で宇宙のダイナミクスを支配するフリードマン方程式は、重力-熱力学予想を通して計算することができます。2つのモデルを調査します。1つは物質成分のみを考慮し、もう1つは物質と放射を含みます。これらは、後期宇宙加速を調達する標準モデルと比較して新しい用語を持っています。ベイジアン解析が実行され、5つの宇宙観測（観測ハッブルデータ、Ia型超新星、HII銀河、強いレンズシステム、バリオン音響振動）を使用して、両方のモデルの自由パラメーターを制約します。共同分析から、$2\sigma$信頼水準内の標準的な宇宙論的パラダイムと一致する制約を取得します。さらに、ローカル変数とグローバル変数を使用した補完的な動的システム分析が開発されており、宇宙論の定性的な記述を取得できます。予想通り、動的方程式には遅い時間にド・ジッター解があることがわかりました。
$ {\ it Planck} $宇宙論におけるビリアルハロー質量関数
| Title |
Virial_halo_mass_function_in_the_${\it_Planck}$_cosmology |
| Authors |
Masato_Shirasaki,_Tomoaki_Ishiyama,_Shin'ichiro_Ando |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.11038 |
$\Lambda$CDM宇宙論の下で、高解像度の$N$体シミュレーションを使用してハロー質量関数を研究します。私たちのシミュレーションは、${\itPlanck}$衛星による宇宙マイクロ波背景放射の最近の測定と一致する宇宙モデルを採用しています。$10^{8.5}\lower.5ex\hbox{$\;のハロー質量関数を較正します。\buildrel<\over\sim\;$}M_\mathrm{vir}/（h^{-1}M_\odot）\lower.5ex\hbox{$\;\buildrel<\over\sim\;$}10^{15.0-0.45\、z}$、ここで$M_\mathrm{vir}$はビリアル球形の過密度質量であり、赤方偏移$z$の範囲は$0$から$7$です。。シミュレーションのハロー質量関数は、広範囲のハロー質量と赤方偏移にわたって4パラメーターモデルでフィッティングできますが、フィッティングパラメーターのレッドシフトの進化が必要です。質量関数の新しいフィッティング式は、$z\le7$での最高質量を除いて、5\％レベルの精度を持っています。私たちのモデルは、Sheth$\＆$Tormenの分析予測が、$M_\mathrm{vir}=10^{8.5-10}\、h^{-1}M_で、$z=6$でのハローの存在量を過大評価すると予測しています。\odot$by$20-30\％$。私たちの較正されたハロー質量関数は、高$z$銀河数カウントによってウォームダークマター（WDM）を制約するためのベースラインモデルを提供します。$z=6$での銀河の累積光度関数を、モデルと最近提案されたWDM補正に基づく総ハロー存在量と比較します。質量が$2.71\より軽いWDM、\mathrm{keV}$は、$2\sigma$の信頼水準で観測された銀河の数密度と互換性がないことがわかります。
グローバル21cm信号による原始ブラックホールの降着に関する制約
バリオン物質や暗黒物質粒子の降着を含む銀河間媒体（IGM）の熱履歴に対する原始ブラックホール（PBH）の降着の影響を調査します。PBHの降着によって引き起こされるIGMの熱履歴の変動は、宇宙の夜明けにおけるグローバルな21cmの信号の変化をもたらします。EDGESによるグローバル21cm信号の検出に基づいて、たとえば$\deltaT_{21}\lesssim-100〜（-50）〜\rmmK$のように、輝度差温度を要求することにより、上限を取得します。質量範囲$10\lesssimM_{\rmPBH}\lesssim10^{4}〜M_{\odot}$のPBHの存在量について。以前の作品と比較して、制限は質量範囲$10\lesssimM_{\rmPBH}\lesssim50〜M_{\odot}$の方が強くなっています。
SHARK銀河シミュレーションに基づくLISAとPTAの予測
銀河の進化の最近の半解析的モデル（SHARK）で生成された巨大なブラックホール連星の集団のセットの解析を提示します。現在および将来の検出器、つまりPTA（パルサータイミングアレイ）およびLISA（レーザー干渉計宇宙アンテナ）での検出可能性の観点から、これらの刺激的なバイナリによって生成される重力波放射の研究に焦点を当てています。SHARKの主な利点は、一貫したフレームワーク内でブラックホールと銀河の進化過程の多数の異なるモデルを探索する方法を提供し、EM観測データに対しても正常にテストされたことです。私たちの仕事では、シード形成シナリオが異なる12のモデルを研究し、2つの異なるBH成長およびフィードバックモデルをテストします。すべてのモデルがGWBとBHの質量関数に関する現在の観測上の制約にうまく適合し、補完的なLISAとPTAの検出により、MBHと銀河の共進化プロセスの理解を深めることができることを示します。
大規模構造とマルチトレーサーの有効場の理論
| Title |
The_Effective_Field_Theory_of_Large-Scale_Structure_and_Multi-tracer |
| Authors |
Thiago_Mergulh\~ao,_Henrique_Rubira,_Rodrigo_Voivodic_and_L._Raul_Abramo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.11363 |
マルチトレーサー技術と組み合わせた場合の摂動バイアス拡張のパフォーマンス、および宇宙論的パラメーターの抽出に対するそれらの影響を研究します。大規模構造のトレーサーの2つの母集団を検討し、これら2つのトレーサーに対して一連のマルコフ連鎖モンテカルロ分析を個別に実行します。マルチトレーサーを使用した$\omega_{\rmcdm}$と$h$の制約は、単一のトレーサーで得られた制約よりもバイアスが少なく、約$60\％$優れています。マルチトレーサーアプローチはまた、バイアス拡張パラメーターに対してより強い制約を提供し、それらの間の縮退を壊し、それらのエラーは通常、シングルトレーサーの場合の半分です。最後に、個別のトレーサーの確率的フィールド間の相関を含める場合に、パラメーター抽出で発生する影響を調査しました。
HyceanWorldsの居住性とバイオシグネチャー
| Title |
Habitability_and_Biosignatures_of_Hycean_Worlds |
| Authors |
Nikku_Madhusudhan,_Anjali_A._A._Piette_and_Savvas_Constantinou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10888 |
私たちは、ここではハイセアン世界と呼ばれる、H2に富む大気の下に巨大な海がある、水に富む内部で構成される新しいクラスの居住可能な惑星を調査します。岩だらけのスーパーアースとより拡張されたミニネプチューンの密度の間の密度で、太陽系外惑星は、太陽系外惑星の居住性を探すのに最適な候補であり、太陽系外惑星の個体数に豊富に存在する可能性があります。バルク特性（質量、半径、温度）、居住性の可能性、およびハイセアン惑星の観測可能な生命存在指標を調査します。Hycean惑星は、居住可能な惑星に関する以前の考慮事項と比較して大幅に大きくなる可能性があり、10個の地球質量（5個の地球質量）の質量に対して2.6個の地球半径（2.3個の地球半径）の半径を持つことを示します。M後期から太陽のような星までの恒星のホストを考慮して、Hyceanハビタブルゾーン（HZ）を構築し、それが陸生のようなHZよりもかなり広いことを発見しました。HyceanHZの内側の境界は、後期M矮星の約500Kの平衡温度に対応しますが、外側の境界は、任意の大きな軌道分離に制限されません。私たちの調査には、恒久的な夜側でのみ居住可能な条件を許可する、きちんとロックされた「ダークハイシアン」の世界と、ごくわずかな照射しか見られない「コールドハイシアン」の世界が含まれます。最後に、Hycean大気中の可能性のあるバイオシグネチャーの可観測性を調査します。ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）での適度な観測時間を使用して、ハイセアン大気に存在すると予想される多くの微量の地上バイオマーカーを容易に検出できることがわかりました。太陽系外惑星の生命存在指標を探して、そのような観測の理想的なターゲットとなる可能性のある、近くの潜在的なハイセアン惑星のかなりのサンプルを特定します。
多相観測による直接画像化された太陽系外惑星の半径と大気特性の制約
| Title |
Constraining_the_radius_and_atmospheric_properties_of_directly_imaged_exoplanets_through_multi-phase_observations |
| Authors |
\'Oscar_Carri\'on-Gonz\'alez,_Antonio_Garc\'ia_Mu\~noz,_Nuno_C._Santos,_Juan_Cabrera,_Szil\'ard_Csizmadia,_Heike_Rauer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10918 |
リモートセンシングの理論は、複数の位相角（$\alpha$）で惑星を観測することが、その大気を特徴づける強力な戦略であることを示しています。ここでは、太陽系外惑星の反射星光スペクトルに含まれる情報が位相角にどのように依存するか、および大気特性と惑星半径（$R_p$）をより適切に制約する多相測定の可能性を分析します。$\alpha$=37$^\circ$、85$^\circ$、123$^\circ$のスペクトル（500-900nm）を、スペクトル分解能$R$〜125-225および信号対比でシミュレートします。ノイズ比$S/N$=10。H$_2$-He大気を想定して、大気中のメタンの存在量（$f_{CH_4}$）、雲層の光学特性、および$R_p$を含む7つのパラメーターモデルを使用します。これらのパラメータはすべて、事前に不明であると想定され、MCMC検索方法で調査されます。大気に雲があるかどうかを確実に特定できる単相観測はありません。$\alpha$=123$^\circ$および$S/N$=10での単相観測では、雲量に関係なく、最大誤差35％で$R_p$を制約できます。小さい（37$^\circ$）位相角と大きい（123$^\circ$）位相角を組み合わせることは、複数のパラメーターの縮退を解消するための一般的に効果的な戦略です。これにより、調査したすべてのシナリオで、クラウドとその主要なプロパティである$f_{CH_4}$と$R_p$の有無を判断できます。単相観測で$S/N$を2倍にして20にする、または小さい（37$^\circ$）と中程度（85$^\circ$）の位相角を組み合わせるなど、他の戦略ではこれを達成できません。多相検索の改善は、雲のエアロゾルの散乱位相関数の形状に関連しており、等方的に散乱するエアロゾルの改善はより穏やかであることを示しています。最後に、スーパーアース観測の検索でバックグラウンドガスを誤認すると、吸収ガスの量が体系的に過小評価されることについて説明します。
別のバンドでのフォローアップ測光は、\ emph {Kepler}の偽陽性率を減らすのに役立ちます
| Title |
Follow-up_photometry_in_another_band_benefits_reducing_\emph{Kepler}'s_false_positive_rates |
| Authors |
Mu-Tian_Wang,_Hui-Gen_Liu,_Jiapeng_Zhu_and_Ji-Lin_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.11028 |
ケプラーミッションのシングルバンド測光は、天体物理学的な誤検知に悩まされています。これは、最も一般的な背景食変光星（BEB）とコンパニオントランジット惑星（CTP）です。マルチカラー測光は、誤検知の色に依存する深度の特徴を明らかにし、したがってそれらを除外することができます。この作業では、ケプラーだけでは分類できないが、フォローアップで参照バンド（z、Ks、TESS）が採用された場合、色に依存する深度機能で識別できる誤検出の割合を推定することを目指しています。観察。物理ベースのブレンドモデルを構築して、誤検知のマルチバンド信号をシミュレートします。木星サイズの惑星をホストするBEBのほぼ65〜95％とCTPの80％以上は、参照バンドがケプラーのような精度を達成できる場合、検出可能な深度変動を示します。Ksバンドは、任意の深度サイズを示すBEBを排除するのに最も効果的ですが、zおよびTESSバンドは巨大な候補を識別することを好み、それらの識別率は測光精度により敏感です。バイナリシステムで二次星を通過する惑星の半径分布が提供された場合、CTPの全体的な識別率を計算するための形式を導き出します。BEBモデルと惑星モデルのダブルバンド深度比の尤度分布を比較することにより、典型的なケプラー候補の誤検出確率（FPP）を計算します。さらに、FPP計算が、未解決のバイナリシステムで惑星候補のホスト星を区別するのに役立つことを示します。この論文の分析フレームワークは、他のトランジット調査、特にTESSのマルチカラー測光収量を予測するために簡単に適合させることができます。
マヤ古典時代の記念碑碑文におけるデータブル日食記録の分析
皆既日食の歴史的記録は、現代の測定前のデータを提供することにより、地球の自転を計算し、その長期変動を理解するための重要な情報を提供します。ユーラシア大陸と北アフリカ周辺で何千年もの間記録された日食は、この文脈で考慮されてきましたが、アメリカ大陸での日食記録はほとんど注目されていません。この研究では、サンタエレナポコウイニックのステラ3（N16{\deg}35'、W91{\deg）に記録された、ユリウス暦で790年7月16日に古代マヤによって行われた日食の単独観測記録を分析しました。}44'）。この石碑には日食のグリフがあり、皆既日食に関連しています。最新の地球の自転（{\Delta}T）率を考慮に入れて、私たちの計算では、このサイトを全体の経路からわずかに外して配置しています。SantaElenaPocoUinicからの皆既日食の可視性には、{\Delta}T：4074s<{\Delta}T<4873sが必要です。現代の日食記録と比較すると、これにより、761年から790年の間に{\Delta}T>=800秒が短期的に増加し、873年まで{\Delta}T>=300秒が減少します。790年7月16日の日食は、以前に考えられていたものとは異なり、サンタエレナポコウイニックから見えるとは期待できません。この石碑はおそらく、好ましい気象条件の下で見える大きな大きさ（〜0.946）の部分日食を記録しているか、南部沿岸地域からの伝聞に基づいていると結論付けています。
オウムアムアのようなオブジェクトの発生に関する制約
| Title |
Constraints_on_the_Occurrence_of_'Oumuamua-Like_Objects |
| Authors |
W._Garrett_Levine,_Samuel_H._C._Cabot,_Darryl_Seligman,_Gregory_Laughlin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.11194 |
現在、星間天体1I/2017U1（'オウムアムア）のバルク組成または形成メカニズムのいずれかに関して、天文学界ではコンセンサスは存在しません。オウムアムアの外観と観察された特性を説明するために提案されたさまざまなシナリオのメリットを評価することを目的として、いくつかの新しい分析を報告し、現在の仮説の最新のレビューを提供します。オウムアムアの観測された非ケプラーの軌道を、従来の彗星の揮発性物質の非検出と調和させることができる解釈を検討します。パンスターズによるオウムアムアの検出が統計的に有利になるように、これらの提案された形成経路が銀河に十分な星間天体を配置する能力を調べます。水素と窒素の2つのエキゾチックな氷を検討します。これは、前者の極寒の温度要件と後者の必要な形成効率が、これらの解釈に深刻な困難をもたらすことを示しています。桁違いの議論と流体力学的クレーターシミュレーションを介して、太陽系外カイパーベルト類似体への影響がオウムアムアほどの大きさのN2氷片を生成するとは予想されないことを示します。さらに、将来の星間天体にこれらの氷が存在することを確認するための観測テストについても説明します。次に、オウムアムアの特性を他の組成物に帰する説明を検討します。とりわけ、超多孔質のダスト凝集体と太陽放射圧を動力源とする薄い膜です。これらの仮説はどれも完全に満足のいくものではありませんが、オウムアムアによってもたらされた緊張を解決するためにヴェラルービン天文台によって検証可能な予測を行います。
GIウィグルを使用して原始惑星系円盤の質量を制限する
| Title |
Constraining_protoplanetary_disc_mass_using_the_GI_wiggle |
| Authors |
J.P._Terry,_C._Hall,_Cristiano_Longarini,_Giuseppe_Lodato,_Claudia_Toci,_B._Veronesi,_T._Paneque-Carre\~no,_and_C._Pinte |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.11282 |
太陽系外惑星は原始惑星系円盤に形成されます。原始惑星系円盤の総質量は、惑星形成の質量収支を設定するため、最も基本的なパラメーターです。アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）での観測により、これらの円盤の理解が劇的に向上しましたが、原始惑星系円盤の総質量を測定することは依然として困難です。ディスクが十分に大きい場合（ホスト星の質量の$\gtrsim$10\％）、重力不安定性（GI）を励起する可能性があります。最近、GIが「GIウィグル」として知られるその存在の運動学的痕跡を残すことが明らかになりました。この作業では、数値シミュレーションを使用して、ウィグルの振幅とホストディスクの間のほぼ線形の関係を経験的に決定します。星と星の質量比、および振幅の測定がALMAの空間およびスペクトル機能で可能であることを示しています。したがって、これらの測定値を使用して、ディスクと星の質量比を制限できます。
MaNGA星形成銀河における電離放射線場の硬さ
| Title |
Hardness_of_ionizing_radiation_fields_in_MaNGA_star-forming_galaxies |
| Authors |
Nimisha_Kumari,_Ricardo_Amorin,_Enrique_Perez-Montero,_Jose_Vilchez_and_Roberto_Maiolino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10890 |
MaNGA調査の面分光データを使用して、近くにある67個の（0.02$\lesssim$z$\lesssim$0.06）星形成（SF）銀河の代表的なサンプル内の放射線耐性を調査します。柔らかさパラメータ$\eta$=$\frac{O^{+}/O^{2+}}{S^{+}/S^{2+}}$は、イオン化のスペクトルエネルギー分布に敏感です放射線。観測可能な量$\eta\prime$（=$\frac{[OII]/[OIII]}{[SII][SIII]}$）を介して$\eta$を調べます。$\eta$および$\eta\prime$）および気相金属量、電子温度、密度、イオン化パラメーター、有効温度、およびイオン化集団の年齢に敏感な診断。金属量が低いと、log$\eta\prime$が低くなる、つまり硬い放射線場が伴うことは明らかです。放射線耐性と他の星雲パラメータとの間に直接的な関係は見られませんが、そのような関係を排除することはできません。log$\rm\eta$と強い輝線比N$_2$、O$_3$N$_2$、Ar$_3$O$_3$の間の経験的関係を提供し、SF銀河の放射線耐性の将来の研究を可能にします。弱いオーロラ線が検出されない場所。MaNGAデータの[OIII]/[OII]と[SIII]/[SII]の変動を、文献の渦巻銀河内のSF銀河とHII領域と比較し、異なるデータ間の類似点と相違点を見つけます。セットは主に金属性によるものです。若くて進化した星の種族を電離源として考慮した光電離モデルからの予測は、MaNGAデータとよく一致していることがわかります。この比較はまた、SF領域内またはその周辺の高温および古い低質量星からの硬い放射線場が、観測された$\eta$値に大きく寄与する可能性があることを示唆しています。
AGN SEDモデルの視野角、データ駆動型分析
| Title |
The_viewing_angle_in_AGN_SED_models,_a_data-driven_analysis |
| Authors |
Andr\'es_Felipe_Ramos_Padilla,_Lingyu_Wang,_Katarzyna_Ma{\l}ek,_Andreas_Efstathiou_and_Guang_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10899 |
統一された活動銀河核（AGN）モデルの有効性は、特に異なるタイプのAGNがトーラスに対する視角のみが異なると考えられる場合、過去10年間で異議を唱えられてきました。スペクトルエネルギー分布（SED）モデリングでさまざまなタイプのセイファート銀河を分類する際の視角の重要性を評価することを目的としています。公開されている天文データベース（CDSとNED）から測光データを取得し、レッドシフトの中央値が$z=0$から$z=3.5$の範囲にある13173個のセイファート銀河のサンプルでX-CIGALEを使用してSEDをモデル化します。$z\approx0.2$の。SEDモデルから推定された視角が異なるセイファート分類を反映しているかどうかを評価します。この論文では、滑らかなトーラス構造または塊状のトーラス構造を持つ2つのAGNモデルを採用しています。タイプ1AGNの視角は、タイプ2AGNよりも拘束されていることがわかります。これら2種類のAGNを表す視角を制限しても、星形成率（SFR）やAGNの部分的な寄与（$f_{\rm{AGN}}$）などの物理パラメータの推定値には影響しません。さらに、視角はセイファート銀河の種類を区別するための最も識別力のある物理的パラメータではありません。観測された固有のAGNディスクの光度は、i）$z<0.5$の研究で使用して、タイプ1とタイプ2のAGNを区別し、ii）これらのAGNタイプ間の進化経路の可能性を説明することをお勧めします。最後に、AGN銀河分類タスクにX-CIGALEを使用することを提案します。13173SEDフィットのすべてのデータは、https：//doi.org/10.5281/zenodo.5221764で入手できます。
複合近接ゾーンプロファイルから$ z \ sim6 $クエーサー集団の有効寿命を推定する
| Title |
Estimating_the_effective_lifetime_of_the_$z\sim6$_quasar_population_from_the_composite_proximity_zone_profile |
| Authors |
Karna_A._Morey,_Anna-Christina_Eilers,_Frederick_B._Davies,_Joseph_F._Hennawi,_and_Robert_A._Simcoe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10907 |
クエーサーの寿命は、銀河間ガスのため、高赤方偏移クエーサーの残りのフレームのUVスペクトルで観測されたライマン-$\alpha$輝線の青方向のフラックスが強化された領域である近接ゾーンサイズによって推定できます。クエーサーの放射に対する応答時間は有限です。高赤方偏移クエーサー集団の有効寿命は、正確な全身赤方偏移と同様の光度、すなわち$で$5.8\leqz\leq6.6$の$15$クエーサーのサンプルの近接ゾーン領域内の複合透過フラックスプロファイルから推定します。-27.6\leqM_{1450}\leq-26.4$、したがって同様の瞬間電離力。スペクトルの不確実性のさまざまな原因のロバストな推定を含む、複合スペクトルから有効寿命を推測するベイズ法を開発します。クエーサー集団の有効寿命は、$\log_{10}（t_{Q}/{yr}）=5.7^{+0.5（+0.8）}_{-0.3（-0.5）}$の全体として推定されます。事後確率分布の中央値と$68$th（$95$th）パーセンタイルによって与えられます。私たちの結果は以前のクエーサーの寿命の研究と一致していますが、クエーサーのホスト銀河の中心にある超大質量ブラックホール（SMBH）の成長に関する現在のモデルに重大な課題をもたらします。これには、クエーサーの寿命が1桁以上である必要があります。桁違いに長い。
GMRTによる7つの近くの銀河の低無線周波数観測
$\sim10''$の角度分解能とサブmJyの感度を持つGMRTを使用して、0.33GHzで7つの近くの大きな角度サイズの銀河を観測しました。次に、1.4GHzまたは$\sim$6GHzのアーカイブ高周波データを使用して、空間的に分解された非熱スペクトルを決定しました。一般的な傾向として、スペクトル指数は銀河の中心で比較的平坦であり、銀河中心距離の増加とともに徐々に急勾配になることがわかります。アーカイブ遠赤外線（FIR）MIPS70${\mu}m$データを使用して、無線-FIR相関の指数を推定します。銀河の1つ（NGC4826）は、$\sim1.4$の相関の指数を持っていることがわかりました。残りの銀河の0.33GHzデータからの平均指数は0.63$\pm$0.06であり、1.4GHzデータを使用して得られた指数0.78$\pm$0.04よりも大幅に平坦です。これは、宇宙線電子（CRe）の伝搬が、FIRと0.33GHz無線の間の相関を低下させたことを示しています。CReの単純な等方性拡散のモデルを仮定すると、シナリオは2つの銀河のみの周波数依存宇宙線電子伝搬長スケールを説明できることがわかります。ただし、ストリーミングの不安定性を呼び出すと、残りの大部分の結果を説明できます。
| Title |
Chemical_compositions_in_the_vicinity_of_protostars_in_Ophiuchus |
| Authors |
Kotomi_Taniguchi,_Liton_Majumdar,_Adele_Plunkett,_Shigehisa_Takakuwa,_Dariusz_C._Lis,_Paul_F._Goldsmith,_Fumitaka_Nakamura,_Masao_Saito,_and_Eric_Herbst |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10993 |
へびつかい座の星形成領域にある2つの若い恒星状天体（YSO）、Oph-emb5とOph-emb9に向けて、アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）サイクル4バンド6のデータを分析しました。YSOOph-emb5は比較的静止した領域にありますが、Oph-emb9は近くの明るいHerbigBe星によって照射されています。$cyclic$-C$_{3}$H$_{2}$（$c$-C$_{3}$H$_{2}$）、H$_{2}$COからの分子線、CH$_{3}$OH、$^{13}$CO、C$^{18}$O、およびDCO$^{+}$は両方のソースから検出されましたが、DCNはOph-でのみ検出されます。emb9。Oph-emb5の周辺では、$c$-C$_{3}$H$_{2}$がIRソースに比べて西側で強調されていますが、H$_{2}$COとCH$_{3}$OHは東側に豊富にあります。Oph-emb9のフィールドでは、$c$-C$_{3}$H$_{2}$ラインのモーメント0マップは、視野の東端にピークを示しています。ハービッグビースター。CH$_{3}$OHとH$_{2}$COのモーメント0マップは、明るい星から遠く離れたピークを示しています。$cのピーク位置での$N$（$c$-C$_{3}$H$_{2}$）/$N$（CH$_{3}$OH）列密度比を導き出します各YSOの近くの$-C$_{3}$H$_{2}$とCH$_{3}$OH。これらは、モーメント0マップに基づいて識別されます。$c$-C$_{3での$N$（$c$-C$_{3}$H$_{2}$）/$N$（CH$_{3}$OH）の比率}$H$_{2}$ピークは、CH$_{3}$OHピークよりもOph-emb9の$\sim19$の係数で大幅に高くなっていますが、この2つのカラム密度比の違いはOph-emb5では、位置は$\sim2.6$の係数です。これらの違いは、Oph-emb9の光子支配領域（PDR）化学の効率に起因します。より高いDCO$^{+}$カラム密度とOph-emb9でのDCNの検出についても、UV照射フラックスのコンテキストで説明します。
グローバル検索に基づく分子雲距離の測定の改善
| Title |
Improved_Measurements_of_Molecular_Cloud_Distances_Based_on_Global_Search |
| Authors |
Qing-Zeng_Yan,_Ji_Yang,_Yang_Su,_Yan_Sun,_Ye_Xu,_Hongchi_Wang,_Xin_Zhou_and_Chen_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.11046 |
バックグラウンド除去消光視差（BEEP）法の原理は、雲のオン領域と雲外領域の消光差を調べて、分子雲によって引き起こされる消光ジャンプを明らかにし、それによって複雑なダスト環境での距離を明らかにすることです。BEEP法では、分子雲の高品質画像と高精度の年周視差および絶滅データが必要です。これらのデータは、天の川イメージングスクロールペインティング（MWISP）CO調査とGaiaDR2カタログ、および補足のAV絶滅データによって提供されます。。この作業では、BEEPメソッドがさらに改善され（BEEP-II）、グローバル検索方法で分子雲の距離を測定します。MWISPCO調査によってマッピングされた3つの領域にBEEP-II法を適用して、234個の分子雲について238個の距離をまとめて測定しました。以前のBEEPの結果と比較して、BEEP-II法は、特に大きな角度サイズの分子雲や複雑な環境で距離を効率的に測定するため、大きなサンプルの分子雲の距離測定に適しています。
ガス速度分散が強化された中心から外れたスポットを持つMaNGA銀河
| Title |
MaNGA_galaxies_with_off-centered_spots_of_enhanced_gas_velocity_dispersion |
| Authors |
L.S._Pilyugin,_B._Cedres,_I.A._Zinchenko,_A.M._Perez_Garcia,_M.A._Lara-Lopez,_J._Nadolny,_Y.A._Nefedyev,_M._Gonzalez-Otero,_J.M._Vilchez,_S._Duarte_Puertas,_R._Navarro_Martinez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.11264 |
強化されたガス速度分散の中心から外れたスポットsは、MaNGA調査からのいくつかの銀河で明らかにされています。強化されたsのスポットの起源を明らかにすることを目的として、7つの銀河における表面輝度、視線速度、酸素存在量、ガス速度分散、およびBPTスパクセル分類の分布を調べます。6つの銀河で強化されたsスポットは、衛星との（マイナーな）相互作用に起因する可能性があることがわかりました。私たちのサンプルの3つの銀河は、非常に近い衛星を持っています。これらの銀河の強化されたスポットは、衛星に近い銀河の端にあります。他の3つの銀河の強調されたsのスポットは、銀河内の測光Bバンドの明るいスポットに関連しています。これは、銀河の視線に衛星が投影されていることが原因である可能性があります。これらの3つの銀河のスポットの酸素存在量は減少します。これは、衛星からの低金属量ガスがディスクの星間物質と混合されていることを示唆しています。スポット内のスパクセルのスペクトルは通常HII領域のようなものであり、これらの銀河での相互作用が感知できるほどの衝撃をもたらさないことを示唆しています。対照的に、銀河M-8716-12703の強化されたsのスポットは、中心から外れたAGNのような放射線分布に関連しています。M-8716-12703銀河の強化されたsのスポットは起源が異なるか、この場合のガス流入の特性が他の銀河のそれとは異なることを示唆することができます。
最も明るい銀河団は$ z = 0.3 $から$ z = 1 $まで統計的に特別です
| Title |
Brightest_Cluster_Galaxies_Are_Statistically_Special_From_$z=0.3$_to_$z=1$ |
| Authors |
Roohi_Dalal,_Michael_A._Strauss,_Tomomi_Sunayama,_Masamune_Oguri,_Yen-Ting_Lin,_Song_Huang,_Youngsoo_Park_and_Masahiro_Takada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.11288 |
HyperSuprime-Cam（HSC）スバル戦略プログラムの$\sim5000$銀河団で最も明るい銀河団（BCG）を研究しています。サンプルは830$\textrm{deg}^2$の領域で選択され、$z=0.3-1.0$の範囲で赤方偏移で均一に分散されます。クラスターの恒星の質量は、$10^{11.8}-10^{12.9}M_{\odot}$の範囲です。各クラスターのBCGの恒星の質量を、それらの質量がクラスターの他のメンバー銀河の質量分布から引き出された場合に予想されるものと比較します。BCGは、他の銀河団の質量分布の統計的に極端なものと一致しないという意味で、「特別な」ものであることがわかります。この結果は、サンプル内のクラスターの恒星の質量と赤方偏移の全範囲にわたってロバストであり、BCGが$z=1.0$の赤方偏移まで特別であることを示しています。ただし、クラスターの中心から大きく離れているBCGは、クラスターメンバーの質量分布の統計的な極値と一致していることがわかります。これらの調査結果がBCG形成シナリオに与える影響について説明します。
z = 6.9での2つの塵の多い星形成銀河における分子線観測
| Title |
Molecular_Line_Observations_in_Two_Dusty_Star-Forming_Galaxies_at_z_=_6.9 |
| Authors |
Sreevani_Jarugula,_Joaquin_D.Vieira,_Axel_Wei{\ss},_Justin_S._Spilker,_Manuel_Aravena,_Melanie_Archipley,_Matthieu_B\'ethermin,_Scott_C._Chapman,_Chenxing_Dong,_Thomas_R._Greve,_Kevin_Harrington,_Christopher_C._Hayward,_Yashar_Hezaveh,_Ryley_Hill,_Katrina_C._Litke,_Matthew_A._Malkan,_Daniel_P._Marrone,_Desika_Narayanan,_Kedar_A._Phadke,_Cassie_Reuter_and_Kaja_M._Rotermund |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.11319 |
SPT0311-58は、これまでに宇宙の再電離の時代（EoR）で発見された最も大規模な赤外線発光システムです。この論文では、CO（6-5）、CO（7-6）、CO（10-9）、[CI]の高解像度観測を通じて、z=6.9での分子星間物質の詳細な分析を提示します。（2-1）、およびアタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）によるp-H2O（211-202）線とダスト連続体放出。このシステムは、強く星を形成する重力レンズ銀河（西と東のラベルが付いている）のペアで構成されています。固有の遠赤外線の光度は、西では（16$\pm$4）$\times\rm10^{12}\\rmL_{\odot}$、西では（27$\pm$4）$\times\rmです。東の10^{11}\\rmL_{\odot}$。非局所熱力学的平衡放射伝達モデルを使用してダスト、CO、および[CI]をモデル化し、固有ガス質量を（5.4$\pm$3.4）$\times\rm10^{11}\\rmM_と推定します。西は{\odot}$、東は（3.1$\pm$2.7）$\times\rm10^{10}\\rmM_{\odot}$。西と東のCOスペクトル線エネルギー分布は、高赤方偏移のサブミリメートル銀河（SMG）に典型的であることがわかります。COからH2への変換係数（$\alpha_{CO}$）とモデルから推定されたガス枯渇時間スケールは、不確実性の範囲内で文献の高赤方偏移SMGと一致しています。z>3のSMGで赤方偏移を伴う枯渇時間の進化の証拠は見つかりません。これは、これまでのEoRにおける銀河の分子ガス含有量の最も詳細な研究であり、銀河内のH2Oの最も遠い検出は何もありません。文献における活動銀河核の証拠。
大規模なバイナリの不確実な未来は、LIGO / Virgoソースの起源を覆い隠します
| Title |
The_Uncertain_Future_of_Massive_Binaries_Obscures_the_Origin_of_LIGO/Virgo_Sources |
| Authors |
K._Belczynski,_A._Romagnolo,_A._Olejak,_J._Klencki,_D._Chattopadhyay,_S._Stevenson,_M._Coleman_Miller,_J.-P._Lasota,_P.A._Crowther |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10885 |
LIGO/Virgo重力波観測所は、50個のBH-BH合体を検出しました。このサンプルは十分に大きいので、最近のいくつかの研究で、二重BHの起源としての孤立したバイナリと高密度の星団の間の分岐比について結論を出すことができました。それはまた、人口が原始ブラックホールを含む可能性が高いという刺激的な提案につながりました。ここでは、バイナリ恒星進化のいくつかの重要な側面における現在の大きな不確実性のために、そのような結論はまだ確固たるものではないことを示しています。これらには、共通外層の発達と生存、バイナリ相互作用中の質量と角運動量の損失、恒星内部での混合、対不安定型質量損失、超新星爆発が含まれます。人口合成コードStarTrackやCOMPAS、詳細な恒星進化コードMESAなどの標準ツールを使用して、最も大規模な既知のバイナリスターシステムであるMelnick34の将来の進化の可能性をケーススタディとして調べます。そのよく知られている軌道アーキテクチャにもかかわらず、恒星とバイナリの物理学に関するさまざまな仮定が、近いBH-BHバイナリ（潜在的に検出可能な合体につながる）から広いBH-BHまでのさまざまな結果を予測することを示しますバイナリ（マイクロレンズ観測で見られる可能性があります）、またはThorne-Zytkowオブジェクトは、対不安定型超新星によって両方のオブジェクトを完全に破壊します。したがって、大規模なバイナリの将来は本質的に不確実であるため、BH-BHシステムの特性に関する適切な予測は現時点では非常に困難です。その結果、LIGO/VirgoBH-BH合併集団の形成チャネルについて結論を出すのは時期尚早です。
電波の変動性による変化するジェットの特定
| Title |
Identifying_changing_jets_through_their_radio_variability |
| Authors |
I._Liodakis,_T._Hovatta,_M._F._Aller,_H._D._Aller,_M._A._Gurwell,_A._L\"ahteenm\"aki_and_M._Tornikoski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10892 |
超大質量ブラックホールは、速度が$\Gamma>50$のローレンツ因子に達する非常に相対論的なジェットを発射します。ジェットがどのようにそのような高速に加速するか、そしてジェットに沿ってどこで終端速度に到達するかは、それらの構造、発射および散逸メカニズムに密接に関連している未解決の問題です。ジェットに沿ったビーム係数の変化は、ジェットの加速、減速、または曲げを明らかにする可能性があります。私たちは、（1）複数の無線周波数における相対論的効果を定量化し、（2）可能なジェット速度を研究することを目指しています-パーセクスケールで角度の変化を表示します。最先端のコードマグネトロンを使用して、ミシガン大学電波天文台とMets\"{a}hovi電波天文台の監視プログラムからの光度曲線を、4。8〜37年の約25年間の観測をカバーする5つの周波数でモデル化しました。61ソースの〜GHz範囲。ALMA、CARMA、およびSMAからの100〜340〜GHz範囲の高周波電波観測でデータセットを補足します。各周波数について、可能な変化を定量化するために使用するドップラー係数を推定します。ジェットに沿った相対論的効果私たちのソースの大部分は、周波数間でドップラー係数に統計的に有意な差を示していません。これは、パーセックスケールで予想されるように、円錐ジェットの一定速度と一致しています。ただし、分析では17のソースが明らかになっています。ここで、相対論的ビームは周波数の関数として変化します。ほとんどの場合、ドップラー係数はより低い周波数に向かって増加します。1253-053のみが反対の動作を示します。0420-014のジェットは、4.8-340〜GHzの範囲で曲がっている可能性があります。0212+735の場合、ジェットは放物線状である可能性が高く、4.8〜37GHzの範囲で加速します。残りの情報源で見つかった傾向について考えられる解釈について説明します。
ブラックホールX線連星のジェットパラメータMAXIJ1820 + 070
降着するブラックホール連星MAXIJ1820+070のハード状態でのジェットを研究します。利用可能な無線から光学へのスペクトルおよび変動性データから、ジェットパラメータに強い制約を課します。スペクトル特性と変動特性だけからジェットローレンツ因子を一意に決定することはできませんが、ジェットがシンクロトロン放射を放出し始める距離（$1.5\pm1$deg）であるジェット開口角（$1.5\pm1$deg）を推定できます。\sim$3$\times10^{10}$cm）、そこでの磁場の強さ（$\sim$10$^4$G）、およびシンクロトロン放射電子の最大ローレンツ因子（$\sim$110--150）バルクローレンツ因子に弱く依存するため、不確実性は比較的低くなります。ラジオからサブmmまでの変動パワースペクトルの切れ目は、任意のローレンツ因子でのジェットに沿った移動時間に等しい時間スケールでの変動減衰と一致していることがわかります。この係数は、観測されたX線/軟ガンマ線スペクトルに基づいて計算されるジェットベース内の電子-陽電子対生成率と、降着パワーよりも小さい必要があるジェットパワーによって制約される可能性があります。最小（$\sim$1.5）と最大（$\sim$4.5）のローレンツ因子は、ペアとイオンの優位性、および最小と最大のジェット出力にそれぞれ対応します。ブラックホールを通る磁束を推定し、磁気的に停止した流れの降着流において、ブランドフォード・ナエック機構によってジェットに動力を供給することができることを発見しました。銀河系外の電波源で観察されたコアシフトのそれと私たちの導出された形式の類似性を指摘します。
Baikal-GVDニュートリノ望遠鏡によるミューオン軌道再構成の性能
| Title |
Performance_of_the_muon_track_reconstruction_with_the_Baikal-GVD_neutrino_telescope |
| Authors |
Grigory_Safronov_(for_the_Baikal-GVD_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.11217 |
Baikal-GVDは、バイカル湖に建設中のkm$^3$スケールのニュートリノ望遠鏡です。W$^{\pm}$-ボソン交換による検出器付近のミューオンと部分的にタウ（反）ニュートリノの相互作用には、ミューオントラックが伴います。軌道の再構築された方向は、間違いなく、チェレンコフニュートリノ望遠鏡で達成可能なニュートリノ方向の最も正確なプローブです。Baikal-GVDによって採用されたミューオン再構成技術が本報告書で議論されている。ミューオン再構成の性能は、検出器の現実的なモンテカルロシミュレーションを使用して研究されます。アルゴリズムはBaikal-GVDからの実際のデータに適用され、結果はシミュレーションと比較されます。ブーストされた決定木分類器に基づくニュートリノ選択のパフォーマンスについて説明します。
ChandraACIS粒子によって誘発された背景の空間的および時間的変動とスペクトルモデル生成ツールの開発
| Title |
Spatial_and_Temporal_Variations_of_the_Chandra_ACIS_Particle-Induced_Background_and_Development_of_a_Spectral-Model_Generation_Tool |
| Authors |
Hiromasa_Suzuki,_Paul_P._Plucinsky,_Terrance_J._Gaetz,_Aya_Bamba |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.11234 |
X線観測では、粒子によって誘発されたバックグラウンドの推定は、特にかすかなおよび/または拡散した線源にとって重要です。特定のチャンドラACIS観測に適した合計（空と検出器）のバックグラウンドデータを生成するソフトウェアは存在しますが、粒子によって誘発されたバックグラウンドを個別にモデル化する公開ソフトウェアは存在しません。VFAINTとFAINTの2つのデータモードで得られたチャンドラACISの粒子誘起バックグラウンドの空間的および時間的変動を理解することを目的としています。空から保護された収納位置でACISを使用して実行された観測と、チャンドラディープフィールドサウスのデータセットが使用されます。スペクトルは、Al、Si、Ni、Auの機器ラインと連続体成分の組み合わせでモデル化されています。スペクトル形状の同様の空間的変動がVFAINTおよびFAINTデータに見られます。これは主に、Bartaluccietal。によって説明されているようにフレームストア領域で変換されるイベントの電荷移動非効率の不適切な補正によるものです。2014.スペクトル硬度比の時間的変動は、最大で$\sim10\％$であることがわかりました。これは、主に太陽活動によるものと思われます。合計カウント率に従ってスペクトル硬度を変更することにより、この変動をモデル化します。これらの特性を取り入れて、任意の天体観測に対応する粒子誘起バックグラウンドスペクトルモデルを生成するツール「mkacispback」を開発しました。アプリケーションの例として、CDF-S観測の宇宙X線背景放射の分析でmkacispbackツールによって生成されたバックグラウンドスペクトルを使用します。2で3.10（2.98-$3.21）\times10^{-12}$ergs$^{-1}$cm$^{-2}$deg$^{-2}$の強度が見つかります。-8keVバンド、以前の推定値と一致するか、それよりも低い。ツールmkacispbackは、https：//github.com/hiromasasuzuki/mkacispbackで入手できます。
100MeVを超えるガンマ線のフェルミ/ LAT観測から推測される太陽での粒子加速と輸送
| Title |
Particle_Acceleration_and_Transport_at_the_Sun_Inferred_from_Fermi/LAT_Observations_of_>100_MeV_Gamma-rays |
| Authors |
Nat_Gopalswamy,_Pertti_M\"akel\"a,_and_Seiji_Yashiro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.11286 |
太陽からの持続ガンマ線放出（SGRE）イベントは、超高速（2000km/s以上）のハローコロナ質量放出（CME）と、デカメートル-ヘクトメートル（DH）波長でのタイプIIラジオバーストに関連しています。SGREの持続時間は、タイプIIのバースト持続時間と直線的に関連しており、SGREに必要な300MeVを超える陽子が、タイプIIのバーストを生成する数十keVの電子を加速するのと同じ衝撃によって加速されることを示しています。磁気的にうまく接続されている場合、関連する太陽エネルギー粒子（SEP）イベントはハードスペクトルを持ち、高エネルギー陽子の大量の加速を示します。2014年1月7日にFermi/LATによって観測されたSGREイベントの1つでは、GOESによって検出されたSEPイベントのスペクトルは非常に柔らかく、100MeVを超える粒子は多くありません。これはSGREの存在と矛盾しており、300MeVを超える陽子がかなりの数存在することを意味します。さらに、タイプIIバーストとSGREの持続時間は、それらの間の既知の線形関係と一致します（Gopalswamyetal。2018、ApJ868、L19）。ソフトスペクトルは、地球観測者へのショックノーズの磁気接続が不十分なためであることを示しています。噴火の場所（S15W11）がディスクの中心に近い場合でも、CMEは非放射状に伝播し、CMEの側面が鼻ではなく黄道を横切るようになりました。高エネルギー粒子は機首付近で加速されるため、GOESには到達しませんが、噴火領域付近に沈殿してSGREを生成します。この研究は、SGREが衝撃で加速され、太陽に向かって伝播して大気イオンと相互作用する陽子によって引き起こされるというさらなる証拠を提供します。
流出からの電波放射-雲の相互作用とTDE流出に対するその制約
| Title |
Radio_Emission_from_Outflow-Cloud_Interaction_and_Its_Constraint_on_TDE_Outflow |
| Authors |
Guobin_Mou,_Tinggui_Wang,_Wei_Wang_and_Jingjing_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.11296 |
潮汐破壊現象（TDE）は、超高速の流出を引き起こす可能性があります。ブラックホールが大量の雲に囲まれている場合、流出と雲の相互作用により、バウショックが発生し、電子が加速され、電波が放射されます。ここでは、非相対論的流出と活動銀河の雲との相互作用を調査します。これは、流出-BLR（ブロードライン領域）相互作用として表され、流出-トーラス相互作用に拡張できます。このプロセスはかなりの電波放射を生成する可能性があり、これはTDE爆発の数か月後に現れる電波フレアの原因となる可能性があります。無線観測は、流出-CNM（核周囲媒体）モデルのように電子と磁場のエネルギーを推定することによって流出エネルギーの下限を間接的に提供する代わりに、流出の物理学を直接制約するために使用できます。流出から衝撃への効率的なエネルギー変換と強い磁場の恩恵を受けて、流出と雲の相互作用は無視できないか、CNM密度が100倍以下の場合、曇った核周辺環境で電波フレアを生成する上で支配的な役割を果たす可能性があります。SgrA*のようなもの。
セイファート1銀河の冠状温度の分布
| Title |
The_distribution_of_the_coronal_temperature_in_Seyfert_1_galaxies |
| Authors |
A._Akylas,_I._Georgantopoulos_(IAASARS,_National_Observatory_of_Athens) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.11337 |
活動銀河核（AGN）は、降着円盤の近くにある高温ガスであるコロナを通して大量のX線を生成します。コロナの温度は、X線スペクトルのカットオフシグネチャによって正確に決定できます。コロナの温度が高いため、10keVをはるかに超える観測が必要です。ここでは、118ゲーレル/スウィフトが選択したセイファート1AGNのNuSTAR観測を調査します。中性およびイオン化吸収と反射成分によって変更された指数カットオフを持つ単一のべき乗則を使用して、スペクトルをモデル化します。62のソースで安全なスペクトルカットオフ推定値が見つかりましたが、残りのソースでは下限のみを導き出しました。平均値は103keVで、分散が大きく、大きなエネルギーに向かって偏った分布になっています。生存分析手法を使用して下限を考慮すると、平均カットオフエネルギーは大幅に大きくなり、約200keVになります。さまざまな制限（スペクトル通過帯域の制限、光子統計、モデルの縮退など）があるため、広範なシミュレーションを実行して、基礎となるスペクトルカットオフ分布を調査します。平均値が160〜200keVの範囲のマクスウェル-ボルツマン形状を持つ固有のスペクトルカットオフ分布は、観測を十分に再現できることがわかります。最後に、私たちのスペクトル分析は、セイファート1集団の光子指数（ガンマ=1.77+/-0.01）と反射成分（R=0.69+/-0.04）の両方に非常に厳しい制約を課します。スペクトルカットオフと光子指数の値から、AGNコロナの平均光学的厚さは約tau=1.82+/-0.14であり、その平均温度は約kT=65+/-10keVであると推定されます。
ミリ秒パルサーPSRJ0218 +4232からの非常に高いエネルギー放出を検索します。
| Title |
Search_for_Very_High-Energy_Emission_from_the_millisecond_pulsar_PSR_J0218+4232 |
| Authors |
V._A._Acciari_(1),_S._Ansoldi_(2),_L._A._Antonelli_(3),_A._Arbet_Engels_(4),_M._Artero_(5),_K._Asano_(6),_D._Baack_(7),_A._Babi\'c_(8),_A._Baquero_(9),_U._Barres_de_Almeida_(10),_J._A._Barrio_(9),_I._Batkovi\'c_(11),_J._Becerra_Gonz\'alez_(1),_W._Bednarek_(12),_L._Bellizzi_(13),_E._Bernardini_(14),_M._Bernardos_(11),_A._Berti_(15),_J._Besenrieder_(16),_W._Bhattacharyya_(14),_C._Bigongiari_(3),_A._Biland_(4),_O._Blanch_(5),_G._Bonnoli_(13),_\v{Z}._Bo\v{s}njak_(8),_G._Busetto_(11),_R._Carosi_(17),_G._Ceribella_(16),_M._Cerruti_(18),_Y._Chai_(16),_A._Chilingarian,_S._Cikota_(8),_S._M._Colak_(5),_E._Colombo_(1),_J._L._Contreras_(9),_J._Cortina_(20),_S._Covino_(3),_G._D'Amico_(16),_V._D'Elia_(3),_P._Da_Vela_(17_now_at_21),_F._Dazzi_(3),_A._De_Angelis_(11),_B._De_Lotto_(2),_M._Delfino_(5_and_22),_et_al._(157_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.11373 |
PSRJ0218+4232は、既知の最もエネルギーの高いミリ秒パルサーの1つであり、非常に高エネルギー（VHE;>100GeV）のガンマ線放出の最良の候補の1つと長い間考えられてきました。100MeVから870GeVまでの11。5年間のフェルミ大面積望遠鏡（LAT）データと、20GeVから20TeVの範囲での約90時間のMAGIC観測を使用して、PSRJ0218+からの最高エネルギーのガンマ線放出を検索しました。4232。LATデータの分析に基づいて、25GeVを超えるパルス放射の証拠が見つかりましたが、MAGICでは100GeV（VHE）を超える放射の証拠は見られません。VHE放出の欠如を解釈するために、理論的モデリングとともに、ガンマ線放出の検索結果を提示します。実験的観測と理論的モデリングに基づいて、PSRJ0218+4232からのVHE放射を、現世代のイメージング大気チェレンコフ望遠鏡（IACT）で検出することは、非常に困難なままであると結論付けます。チェレンコフ望遠鏡アレイ（CTA）。
SG-WAS：新しいワイヤレス自律型夜空明るさセンサー
| Title |
SG-WAS:_a_new_Wireless_Autonomous_Night_Sky_Brightness_Sensor |
| Authors |
Miguel_R._Alarcon,_Marta_Puig-Subir\`a,_Miquel_Serra-Ricart,_Samuel_Lemes-Perera,_Manuel_Mallorqu\'in,_C\'esar_L\'opez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10891 |
夜空の明るさ（NSB）を測定するための低コストのデバイスであるSG-WAS（スカイグローワイヤレス自律センサー）の主な機能を紹介します。SG-WASは、TSL237センサー（UnihedronSkyQualityMeter（SQM）やSTARS4ALLTelescopeEncoderandSkySensor（TESS）など）に基づいており、ワイヤレス通信（LoRa、WiFi、またはLTE-M）とソーラーを備えています。電動充電式バッテリー。自律性についてフィールドテストが実施され、直達日射がなくても最大20日間、その後少なくとも\mbox{4か月}は冬眠状態を維持し、再照明されると動作に戻ることが証明されています。平均NSB測定値とその機器の不確かさ（1000分の1のオーダー）を取得するための新しいアプローチが提示されます。さらに、新しいスカイ積分球（SIS）法の結果は、0.02mag/arcsec$^2$未満の不確実性でマスデバイスキャリブレーションを実行する可能性を示しています。SG-WASは、追加のインフラストラクチャなしで、遠隔地で独立したデバイスまたはネットワーク化されたデバイスとして使用される最初の完全自律型およびワイヤレスの低コストNSBセンサーです。
ローマコロナグラフPSFのシミュレーションツールを更新
ナンシーグレースローマン宇宙望遠鏡コロナグラフ機器は、アクティブな波面制御を備えた最初の大規模コロナグラフミッションであり、宇宙で運用され、地球のような惑星を画像化するための将来のミッションに不可欠な技術を実証します。複数のコロナグラフモードで構成されているコロナグラフは、1E-8以上のコントラストレベルで太陽系外惑星を特徴づけ、画像化することが期待されています。POPPYと呼ばれるオブジェクト指向の物理光学モデリングツールは、高コントラストの点拡散関数（PSF）の柔軟で効率的なシミュレーションを提供します。そのため、POPPYでは3つのコロナグラフモードがモデル化されています。このホワイトペーパーでは、モデルの最近のテスト結果を示し、POPPYの結果とPROPER/FALCOなどの既存のツールの結果を定量的に比較します。これらの比較には、PSF計算に必要な計算時間が含まれます。さらに、JWSTPSFで広く使用されているシミュレーションツールであるPOPPYフロントエンドパッケージWebbPSFのPOPPYモデルの将来の実装についても説明します。
適切なプラズマ分析の実践（PPAP）、消滅補正とプラズマ診断の統合手順：NGC6720のHST / WFC3画像セットを使用したデモ
| Title |
Proper_Plasma_Analysis_Practice_(PPAP),_an_Integrated_Procedure_of_the_Extinction_Correction_and_Plasma_Diagnostics:_a_Demo_with_an_HST/WFC3_Image_Set_of_NGC6720 |
| Authors |
Toshiya_Ueta_and_Masaaki_Otsuka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.11007 |
この作業では、適切なプラズマ分析の実践（PPAP）、空間分解分光法の時代のプラズマ診断の更新された手順を提案します。特に、統合プロセスとして、消滅補正とプラズマ診断の直接法の両方を同時に実行することの重要性を強調します。このアプローチは、これらの分析における重要なパラメーター間の相互依存性によって動機付けられています。これは、収束したソリューションを繰り返し求めることで解決できます。PPAPを使用すると、スペクトルイメージングデータの各要素で正確な解を得るのを妨げる不要な仮定を排除できます。惑星状星雲の一連のHST/WFC3狭帯域画像NGC6720を使用して、（1）同時にかつ自己無撞着に消滅c（Hb）と電子密度/温度分布（n_e、T_e）を導出することによってPPAPを検証します。、互いに一貫性のあるマップ、および（2）同一の金属存在量分布マップの取得（n（N^+）/n（H^+）、n（S^+）/n（H^+））、異なる波長/遷移エネルギーでの複数の輝線マップから。また、導出されたc（Hb）はISM成分とサーカムソース成分の両方で構成されており、メインリングのイオン化されたガスとダストの質量比は少なくとも437で、約1600と高いこともわかります。意図的に自己無撞着を求めると、結果に数十パーセントの不確実性が生じやすくなり、同じレベルで発生する実際の空間変動を識別できなくなり、空間分解分光観測を行う目的が損なわれます。
高解像度吸収線モデリング、分析的Voigt導関数、および最適化手法の精度
| Title |
Precision_in_high_resolution_absorption_line_modelling,_analytic_Voigt_derivatives,_and_optimisation_methods |
| Authors |
John_K._Webb,_Robert_F._Carswell,_Chung-Chi_Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.11218 |
この論文では、吸収スペクトルをモデル化するための非線形最小二乗プログラムであるVPFITの基礎となる最適化理論について説明します。精度には特に注意が払われています。フォークト関数の導関数は、以前は数値有限差分近似を使用して計算されていました。代わりに、テイラー級数展開とルックアップテーブルを使用してこれらを分析的に計算する方法を示します。Gauss-NewtonアルゴリズムとLevenberg-Marquardtアルゴリズムの両方で使用される原理を組み合わせて、最適な降下パスへの効率的な降下パスのための新しい最適化手法を紹介します。クエーサー吸収システムをモデル化する際の一般的な問題である、悪条件の簡単で実用的な修正について説明します。また、偏りのないモデリングが、適切な情報量基準を使用して過適合または過小適合を防ぐことにどのように依存するかを要約します。このホワイトペーパーで紹介する方法と新しい実装は、ESPRESSO/VLTやHIRES/ELTなどの施設からの将来のデータを最適に使用することを目的としています。特に、基本定数の時空変動の検索や宇宙論の検出など、最も要求の厳しいアプリケーションを対象としています。赤方偏移ドリフト。
アイルランドのLOFARステーションでのREAL-timeTransient Acquisitionバックエンド（REALTA）からの最初の結果
| Title |
First_Results_from_the_REAL-time_Transient_Acquisition_backend_(REALTA)_at_the_Irish_LOFAR_station |
| Authors |
P._C._Murphy,_P._Callanan,_J._McCauley,_D._J._McKenna,_D._\'O_Fionnag\'ain,_C._K._Louis,_M._P._Redman,_L._A._Ca\~nizares,_E._P._Carley,_S._A._Maloney,_B._Coghlan,_M._Daly,_J._Scully,_J._Dooley,_V._Gajjar,_C._Giese,_A._Brennan,_E._F._Keane,_C._A._Maguire,_J._Quinn,_S._Mooney,_A._M._Ryan,_J._Walsh,_C._M._Jackman,_A._Golden,_T._P._Ray,_J._G._Doyle,_J._Rigney,_M._Burton,_and_P._T._Gallagher |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.11251 |
LOwFrequencyARray（LOFAR）などの最新の無線干渉計は、数百ギガビットからテラビット/秒でデータを生成できます。この高いデータレートにより、無線データの分析が煩雑になり、計算コストが高くなります。大規模な国内および国際的な施設には高性能コンピューティング施設が存在しますが、単一の機関または小規模なコンソーシアムによって運用される機器には当てはまらない場合があります。次世代電波望遠鏡のデータレートは、現在稼働中の電波望遠鏡を凌駕するように設定されているため、データのローカル処理がますます重要になります。ここでは、アイルランドのLOFARステーション（I-LOFAR）のコンピューティングバックエンドであるREAL-timeTransientAcquisitionバックエンド（REALTA）を紹介します。これにより、ほぼリアルタイムで後処理でデータを記録できます。また、パルサー、高速電波バースト（FRB）、回転電波過渡現象（RRAT）、地球外知的生命体（SETI）の探索、木星など、I-LOFARとREALTAによって観測された多くの電波現象の最初の検索と科学的結果を示します。と太陽。
高コントラストイメージングのための強化学習による自己最適化補償光学制御
| Title |
Self-optimizing_adaptive_optics_control_with_Reinforcement_Learning_for_high-contrast_imaging |
| Authors |
Rico_Landman,_Sebastiaan_Y._Haffert,_Vikram_M._Radhakrishnan,_Christoph_U._Keller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.11332 |
現在および将来の高コントラストイメージング機器は、太陽系外惑星を直接イメージングするために必要なコントラストに到達するために、極端な補償光学（XAO）システムを必要とします。望遠鏡の振動と制御ループの待ち時間によって引き起こされる時間誤差は、これらのシステムのパフォーマンスを制限します。これらの影響を減らす1つの方法は、予測制御を使用することです。モデルフリーの強化学習を使用して、閉ループ予測制御用のリカレントニューラルネットワークコントローラーを最適化する方法について説明します。まず、シミュレーションとラボのセットアップでのチップチルト制御の提案されたアプローチを検証します。結果は、このアルゴリズムが、最適なゲイン積分器と比較して、振動を軽減し、べき乗則入力乱流の残差を減らすことを効果的に学習できることを示しています。また、コントローラーが制御則のオンライン更新を必要とせずにランダムな振動を最小化することを学習できることも示します。次に、シミュレーションで、私たちのアルゴリズムが高次の変形可能なミラーの制御にも適用できることを示します。私たちのコントローラーは、定常乱流下の小さな間隔でコントラストを2桁改善できることを示しています。さらに、制御法則のオンライン更新を必要とせずに、さまざまな風速と風向に対してコントラストが1桁以上向上することを示しています。
スローンデジタルスカイサーベイデータリリース16の白色矮星と準矮星
| Title |
White_dwarf_and_subdwarf_stars_in_the_Sloan_Digital_Sky_Survey_Data_Release_16 |
| Authors |
S._O._Kepler,_Detlev_Koester,_Ingrid_Pelisoli,_Alejandra_D_Romero,_Gustavo_Ourique |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10915 |
白色矮星は、すべての星の97％以上の進化の最終状態であり、したがって、それらの光度関数と初期から最終の質量関係を通じて、銀河の構造と進化に関する情報を運びます。スローンデジタルスカイサーベイデータリリース16のすべての白または青の星の新しいスペクトルを調べて、信号対雑音比の識別カットオフが3に達するまで、2410個の星のスペクトル分類を報告します。1404DA、189DZ、103DC、12DB、および9CVを新たに識別します。残りの天体は、炭素星またはL星（dC/L）、狭い線の水素が優勢な星（sdA）、矮星F星、およびはくちょう座PCyg天体の混合物です。白色矮星はSDSSDR16の対象ではなかったため、新しい発見の数は以前のリリースよりもはるかに少なくなっています。また、信号対雑音比が10を超えるスペクトルについて、555個の新しいDA、10個の新しいDB、および85個のDZで構成されるサブセットの大気パラメーターと質量についても報告します。
フレアリボンの微細構造は、フレア電流シートの裂けに関係していますか？
太陽フレアリボンの観測は、砕波のような摂動と渦巻きの形で重要な微細構造を示しています。この構造の起源はよくわかっていませんが、1つの可能性は、フレア電流シートの引き裂きの不安定性に関連していることです。ここでは、その下にフレア電流シートを備えた噴出フラックスロープを表す分析3次元磁場を構築することによってこの接続を研究します。現在の層の引裂き不安定性の間に形成されたものを代表する小規模フラックスロープを紹介し、太陽表面の押しつぶし係数を使用して、推定されるフレアリボンの形状と微細構造を特定します。私たちの分析は、フレアリボンの微細構造とフレア電流シートの引き裂きの間に直接的な関連があり、リボンの微細構造の大部分が斜めの引き裂きモードに関連していることを示唆しています。小規模フラックスロープのサイズ、位置、ねじれに応じて、フックとフレアリボンの直線部分内に砕波状のらせん状の特徴を形成することができます。これは定性的に観察と同様です。また、スパイラル/ウェーブの利き手は、メインリボンのフックの利き手と同じでなければならないことも示しています。フレア電流層の裂け目は、フレアリボンのスパイラルと波状の特徴の説明である可能性が高いと結論付けています。
原因と結果：明滅する明るさを通して研究された恒星の対流、および太陽の輝点の対流によって駆動される運動
| Title |
Cause_and_Effect:_Stellar_Convection_Studied_Through_Flickering_Brightness,_and_the_Convectively-Driven_Motions_of_Solar_Bright_Points |
| Authors |
Samuel_J._Van_Kooten |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10987 |
太陽光球上の磁気の明るい点は、コロナに向かって伸びるキロガウス磁束管の足跡を示しています。これらのチューブの対流バフェッティングは、コロナに伝播して熱を蓄積する可能性のあるMHD波を励起すると考えられています。したがって、輝点運動を介して波動励起を測定すると、冠状および太陽圏モデルを制約する可能性があります。これは、キンクモード波の励起を推定するために重心追跡を使用して広範囲に行われています。DKISTは、これまで研究が困難または不可能であった波動モードを精査できる輝点の形状とサイズをうまく解像する最初の望遠鏡になります。このような調査の最初のステップを実行するための2つの補完的な方法を開発します。これは、将来の観測に備えて、概念実証としてDKISTのような解像度のMURaMシミュレーション画像で示します。これらの追加の波動モードが、この波動加熱モデルのエネルギー収支を2倍にする可能性があることを示します。また、輝点運動を駆動する対流についても調査します。MURaMと一緒に造粒の簡略化モデルを使用して、輝点運動が対流特性にどのように依存するかを調べ、高周波運動に対する乱流の重要性を示します。これとは別に、恒星の対流の特徴であるケプラー光度曲線の高周波で確率的な明るさの変動（「フリッカー」または$F_8$）を調査します。ちらつきの物理モデルとH-R図全体の測定値に直面します。対流マッハ数を決定する際の金属量を含む、測定されたフリッカーに対するケプラーバンドパスの影響を含め、より幅広い数値シミュレーションのスケーリング関係を使用することにより、モデルの観測との一致を改善します。また、将来の研究でモデルをどのように改善できるかについても探ります。そうすることで、対流シミュレーションの恒星制約としてフリッカーを確立するのに役立ちます。これは、恒星対流と太陽対流の両方の将来の進歩をサポートする可能性があります。
連星の詳細な元素の存在量：惑星形成と原子拡散の兆候の検索
| Title |
Detailed_elemental_abundances_of_binary_stars:_Searching_for_signatures_of_planet_formation_and_atomic_diffusion |
| Authors |
Fan_Liu,_Bertram_Bitsch,_Martin_Asplund,_Bei-Bei_Liu,_Michael_T._Murphy,_David_Yong,_Yuan-Sen_Ting_and_Sofia_Feltzing |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.11001 |
バイナリースターシステムは、出生と同時代であると想定されているため、同じ化学組成を持っています。この研究では、観測された元素の存在量パターンと連星を使用した惑星の形成との間に関連があるという仮説を検証することを目的としています。さらに、原子拡散が観測された存在量パターンにどのように影響するかをテストしたいと思います。7つのバイナリシステムの厳密な行ごとの微分化学物質存在量分析を実施します。VLT/UVESおよびKeck/HIRESからの高品質スペクトルを使用して、恒星の大気パラメータと元素の存在量が非常に高い精度（<3.5％）で取得されます。7つのバイナリシステムのうち4つは、2つの惑星とホスティングのペアを含め、凝縮温度との明確な相関関係がなく、微妙な存在量の違い（0.01〜0.03dex）を示していることがわかります。他の3つのバイナリシステムは、凝縮温度と相関する同程度の存在量の違いを示します。存在量の違いと私たちのシステムでの既知の惑星の発生との間に明確な関係は見つかりません。代わりに、バイナリシステム（7の4）で観察された全体的な存在量オフセットは、原子拡散の影響による可能性があります。巨大な惑星の形成は必ずしもホスト星に化学的特徴を刻印するわけではありませんが、一方で、凝縮温度による観測された存在量の傾向の違いは、惑星形成の多様な歴史（例えば、形成場所）に関連している可能性があります。さらに、存在量の違いとバイナリ分離の間に弱い相関関係があることがわかりました。これは、バイナリシステムの形成に新しい制約を与える可能性があります。
TESSIIで観測された脈動する水素欠乏白色矮星と前白色矮星。 2つの新しいGWVir星の発見：TIC333432673とTIC095332541
| Title |
Pulsating_hydrogen-deficient_white_dwarfs_and_pre-white_dwarfs_observed_with_TESS_II._Discovery_of_two_new_GW_Vir_stars:_TIC333432673_and_TIC095332541 |
| Authors |
Murat_Uzundag,_Alejandro_H._C\'orsico,_S._O._Kepler,_Leandro_G._Althaus,_Klaus_Werner,_Nicole_Reindl,_Keaton_J._Bell,_Michael_Higgins,_Gabriela_O._da_Rosa,_Maja_Vu\v{c}kovi\'c,_Alina_Istrate |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.11093 |
この論文では、2つの白色矮星以前の120の短周期モードと、20の超短ケイデンスモードの両方で、拡張された\textit{TESS}ミッションからの2つの新しいGWVir星の観測を示します。水素欠乏を示しています。前駆星の完全な進化を考慮したPG〜1159進化モデルに基づいて、これらの星の星震学的分析を行いました。星の恒星の質量を制限するために、均一な周期間隔のパターンを検索し、個々の観測された周期を使用して、代表的な地震学的モデルを検索しました。TIC\、333432673およびTIC\、095332541の{\itTESS}光度曲線の分析により、典型的な重力（$g$）モードに関連する350〜500秒の範囲の周期を持ついくつかの振動の存在が明らかになります。フォローアップの地上分光法から、両方の星の有効温度（$T_\mathrm{eff}=120,000\pm10,000$\、K）と表面重力（$\logg=7.5\pm0.5$）が類似していることがわかります。）しかし、異なるHe/C組成。PG〜1159の進化の軌跡に基づいて、両方の星について$M_{\star}$=$0.58^{+0.16}_{-0.08}\、M_{\odot}$の分光学的質量を導き出しました。TIC\、333432673の星震学分析により、恒星の質量$M_{\star}\sim0.60-0.61\、M_{\odot}$と互換性のある一定の周期間隔と、この星の星震学モデルを見つけることができました。恒星の質量$M_{\star}$=$0.589\pm0.020$$M_{\odot}$、および$d=459^{+188}_{-156}$pcの地震学的距離。この星については、恒星の質量を推測するためのさまざまな方法の間、および地震学的距離と{\itGaia}（$d_{\rmGaia}=389^{+5.6}_）で測定された距離との間に優れた一致が見られます。{-5.2}$pc）。TIC\、095332541の場合、$M_{\star}\sim0.55-0.57\、M_{\odot}$の恒星の質量を示唆する可能性のある周期間隔が見つかりました。
LAMOSTデータからのO型およびB型星の2進分数
連星は、星の種族の進化において重要な役割を果たします。この研究では、LAMOSTDR5のO型およびB型（OB）星の固有のバイナリ部分（$f_{bin}$）を調査しました。相互相関アプローチを使用して、各恒星スペクトルの相対視線速度を推定しました。\cite{2013A＆A...550A.107S}で記述されたアルゴリズムが実装され、アプローチのパフォーマンスを評価するためにいくつかのシミュレーションが行われました。OB星のバイナリ部分は、観測とシミュレーションの間の単一分布をコルモゴロフ-スミルノフ検定と比較することによって推定されます。シミュレーションは、ほとんどの星が$6,7$と$8$の繰り返し観測を行っている星にとって信頼できることを示しています。二値性の軌道パラメータの不確実性は、観測頻度が減少するにつれて大きくなります。周期分布と質量比分布にそれぞれ$\pi=-0.45$と$\kappa=-1$の固定電力指数を採用することにより、$f_{bin}=0.4_{-0.06}^{+0.05が得られます。3つ以上の観測値を持つサンプルの場合は}$。少なくとも2つの観測値を持つ完全なサンプルを検討すると、2進分数は$0.37_{-0.03}^{+0.03}$であることがわかります。これらの2つの結果は、$1\sigma$で互いに一致しています。
FIP効果に関連する磁気摂動の起源について
| Title |
On_the_Origin_of_Magnetic_Pertubations_associated_with_the_FIP_effect |
| Authors |
M._Murabito,_M._Stangalini,_D._Baker,_G._Valori,_D._B._Jess,_S._Jafarzadeh,_D._H._Brooks,_I._Ermolli,_F._Giorgi,_S._D._T._Grant,_D._M._Long,_L._van_Driel-Gesztelyi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.11164 |
\citet{Stangalini20}と\citet{Deb20}では、大きな黒点の彩層で磁気振動が検出され、最初のイオン化ポテンシャル（FIP）効果が観測された冠状位置にリンクしていることがわかりました。これらの局所波の可能な励起メカニズムに光を当てる試みにおいて、我々は、磁気波力の空間分布と、マルチハイト分光偏光測定から得られた全体的な場の形状およびプラズマパラメータとの間の関係に焦点を当てることによって、同じデータをさらに調査する。IBISデータの非局所熱力学的平衡（NLTE）反転。彩層の高さで磁気波エネルギーが観測される場所に対応して、磁場のスケールハイトが小さくなり、力線の拡大が速くなり、最終的にはより強い鉛直密度成層と波の急峻化がもたらされることがわかります。さらに、磁気摂動が観察される場所での振動の音響スペクトルは、他の場所で観察されるものよりも広く、これは、pモードへの追加の強制ドライバーを示唆している。黒点周辺の光球振動の分析はまた、活性領域の2つの反対の極性（先頭のスポットと末尾の反対の極性のプラージュ）の間、および磁気摂動が傘で観察される同じ側で、より広いスペクトルを明らかにします。2つの極性の間の強い光球摂動が、$p$モードスペクトルに関して、このより広い振動スペクトルの原因であり、等分配層を通過した後、光球の高さでのアンブラ-ペナンブラ境界は、磁気のような波に変換され、強い密度勾配のために急勾配になります。
$ \ chi ^ {1} $ FornacisクラスターDANCe。 Gaia-EDR3を使用したクラスターの星の人口調査、構造、および運動学
| Title |
$\chi^{1}$_Fornacis_cluster_DANCe._Census_of_stars,_structure,_and_kinematics_of_the_cluster_with_Gaia-EDR3 |
| Authors |
P.A.B._Galli,_H._Bouy,_J._Olivares,_N._Miret-Roig,_L.M._Sarro,_D._Barrado_and_A._Berihuete |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.11208 |
コンテキスト：$\chi^{1}$Fornacisクラスター（Alessi13）は、太陽の近隣にあるその年齢と距離の数少ない散開星団の1つであり、多くの将来の基礎として役立つ可能性があるため、より多くの注目を集める必要があります。星と惑星の形成に関連する研究。目的：ガイア宇宙ミッションの3回目のデータリリースの早期インストールを、アーカイブデータと独自の観測と組み合わせて利用して、クラスターメンバーの人口調査を拡大し、クラスターのいくつかのプロパティを再検討します。方法：確率的手法を適用して、1000deg${^2}$を超えるフィールドのメンバーシップ確率を推測し、最も可能性の高いクラスターメンバーを選択し、このサンプルの星の距離、空間速度、および物理的特性を導き出しました。結果：Gバンドで5.1から19.6等のマグニチュード範囲をカバーする164の高確率クラスターメンバー（61の新しいメンバーを含む）を特定します。クラスターメンバーのサンプルは、0.04M$_{\odot}$まで完全です。ベイズ推定から$108.4\pm0.3$pcの距離を導き出し、クラスターがTucana-Horologium、Columba、およびCarinaの若いアソシエーションと共動していることを確認します。視線速度が測定された星のサブサンプルからクラスターの運動学を調査しましたが、クラスター内で有意な膨張または回転の影響は検出されませんでした。私たちの結果は、クラスターが以前に考えられていたよりも幾分若い（約30Myr）ことを示唆しています。分光学的観測に基づいて、クラスターは質量分離されており、スペクトル型の分布は他の若い恒星グループと比較してほとんど変化を示さないと主張します。結論：この調査では、Gaiaデータのみで実行できるクラスターメンバーの最も完全な調査を提供し、この新しいサンプルを使用して、クラスターの6D構造に関する最新の画像を提供します。
高速振動Ap星ガンマEqu：強化された脈動診断としての直線偏光？
| Title |
The_rapidly_oscillating_Ap_star_gamma_Equ:_linear_polarization_as_an_enhanced_pulsation_diagnostic? |
| Authors |
S._Hubrig,_S.P._Jarvinen,_I._Ilyin,_K.G._Strassmeier,_M._Sch\"oller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.11272 |
LBTに設置されたPEPSI偏光計で得られた線形偏光でのroAp星ガンマEquの最初の短時間スケール観測を提示します。これらの観測値は、異なる要素に属するストークスQおよびUラインプロファイルの脈動変動を検索するために使用されます。roAp星の大気は、さまざまな大気の深さを調べるさまざまな元素のスペクトル線で大幅に層化されています。磁場係数が4kGで脈動周期が12.21分のガンマEquなどの強い磁場を持つroAp星は、大気の構造に対する磁場の影響を詳細に調べることができるため、特に興味深いものです。正確さ。我々の結果は、FeIと大きな2次ランデ因子を持つ希土類線の横断磁場成分の変化を検出できることを示しています。このような変動は、横方向の磁場に対する脈動の影響が原因である可能性があり、磁力線の傾斜角の変化を引き起こします。線形偏光におけるroAp星のさらなる研究とその後の詳細なモデリングは、関連する物理学の理解を深めるために必要です。
核反跳とミグダル効果による複合暗黒物質発見の加速
| Title |
Accelerating_Composite_Dark_Matter_Discovery_with_Nuclear_Recoils_and_the_Migdal_Effect |
| Authors |
Javier_F._Acevedo,_Joseph_Bramante_and_Alan_Goodman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10889 |
大きな複合暗黒物質状態は、標準模型の核子と結合すると、核子が反跳し、電離、放射線、および熱核反応が可能なエネルギーに加速する可能性を提供するスカラー結合場を供給します。これらのダイナミクスは、暗黒物質実験で$g_n\sim10^{-17}$の小さな核子結合で検出可能であり、ミグダル効果を考慮することで最大の感度が得られることを示しています。また、このタイプの暗黒物質を発見するための可能な手段として、Ia型超新星と惑星加熱についても調べます。
非周期的低ベータプラズマにおけるAlfv \ 'enic波束のパラメトリック崩壊
| Title |
Parametric_decay_of_Alfv\'enic_wave_packets_in_nonperiodic_low-beta_plasmas |
| Authors |
Feiyu_Li,_Xiangrong_Fu,_and_Seth_Dorfman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.10913 |
非周期的低ベータプラズマにおける有限サイズのアルフベン波のパラメトリック崩壊は、1次元ハイブリッドシミュレーションを使用して調査されます。通常の小さな周期系と比較して、吸収境界条件下の大きな系の波束は、エネルギー伝達の低下、局所的な密度キャビテーション、イオン加熱など、さまざまな減衰ダイナミクスを示します。結果として生じるAlfv\'en波のダイナミクスは、成長率、中心波の周波数、不安定な帯域幅など、不安定性のいくつかの要因の影響を受けます。波束の最終的な定常状態は、不安定性が残りのパケット内で発生するのに十分な時間がなく、パケットサイズが成長率、波の振幅、およびプラズマベータに対して明確に定義されたスケーリング依存性を示す場合に達成される可能性があります。適切な条件下では、強化された二次減衰は、狭い増幅された波束の形で励起されることもあります。これらの結果は、アルヴェーン波の実験室および宇宙船の観測を解釈し、関連するエネルギー輸送およびイオン加熱の理解を深めるのに役立つ可能性があります。
AGILE / MCALによる地上ガンマ線フラッシュの検出
アジャイルは、現在、地上のガンマ線フラッシュ（TGF）を検出している衛星の1つです。特に、AGILEMini-CALorimeterは、独自のサブミリ秒のタイムスケールトリガーロジックと高エネルギー範囲を活用することにより、8年間のアクティビティで2000を超えるイベントを検出しました。オンボード構成の変更により、これらのイベントを検出するためのトリガー機能が強化され、デッドタイムの問題が克服され、これらのイベントの検出率が最大$>$50TGF/月に拡大され、フラッシュの持続時間が短くなりました。アジャイルの準赤道低気圧（2.5$^{\circ}$）軌道は、同じ地理的領域で、同じ軌道通過で、連続する軌道陸橋全体で、同じ嵐から来る繰り返しTGFの検出を可能にします。アジャイルによって検出されたすべてのTGFは、オフライン分析や今後の研究に使用できるデータベースを満たしています。現在、これらの短い地上の閃光を検出しているミッションの数が限られているため、この現象の理解は非常に困難です。この観点から、AGILE衛星は引き続き主要な役割を果たしており、TGF科学の多くの側面に光を当てるのに役立ちます。
$ f（R）$重力原始重力波の定量的予測
この作業では、$f（R）$重力の原始重力波エネルギースペクトルの予測を抽出するための定量的アプローチを開発します。異なる現象論を生み出す2つの異なるモデル、1つは純粋な$f（R）$重力モデル、もう1つは放射線と非存在下でのポテンシャルのない$k$エッセンス$f（R）$重力モデルを検討します。-相対論的完全物質流体。2つの$f（R）$重力モデルは、インフレとダークエネルギーの時代を統一された方法で説明するために慎重に選択されました。どちらの場合も、実行可能であり、最新のPlanckデータと互換性があります。また、両方のモデルは$\Lambda$-Cold-Dark-Matterモデル、特に遅い時間にのみ純粋な$f（R）$モデルを模倣しますが、モデルの進化全体におけるチャーン・サイモンの$k$エッセンスモデルを模倣します。放射線支配の時代まで。さらに、それらはインフレ時代から放射線、物質支配、そしてその後のダークエネルギー時代へのスムーズな移行を保証します。西沢によって関連文献で紹介されたWKBアプローチを使用して、一般相対論的波形の前の「減衰」である乗法係数によって定量化された、修正重力効果をもたらす赤方偏移に応じた式を導き出します。「減衰」係数である修正重力の効果を計算するために、適切な初期条件を使用し、特定のステートファインダー量を導入することにより、フリードマン方程式を数値的に解きます。私たちが示すように、純粋な$f（R）$重力重力波エネルギースペクトルはわずかに強化されていますが、将来の重力波実験の感度曲線をはるかに下回っています。対照的に、チャーン・サイモンズ$k$エッセンス$f（R）$重力モデル重力波エネルギースペクトルは大幅に強化され、将来の重力波実験で検証できる2つの信号が予測されます。
ダークアクシオンポータルを通じた宇宙のリラクゼーション
暗いアクシオンポータルは、アクシオンのような粒子と、目に見える光子と動的に混合された暗い光子との結合です。このポータルを緩和に適用すると、暗光子生成を使用して弱いスケールの宇宙論的緩和にどのようにつながるかを示します。重要な逆反応メカニズムにはシュウィンガー効果が含まれます。電弱対称性が破られない限り、暗いミリ電荷を運ぶ質量のない標準模型フェルミ粒子のシュウィンガー生成は、暗い光子生成を抑制します。電弱対称性が破られると、フェルミ粒子は質量を獲得し、抑制が解除されます。強化された暗光子散逸は、自然に小さな弱いスケールで緩和をトラップします。したがって、私たちのモデルは、現象論的な暗いアクシオンポータル、暗い光子、およびヒッグス質量の階層性問題の間の新しいリンクを提供します。
沼地に関連したクインテッセンス暗黒エネルギーモデルにおける有限時間特異点の発生について
| Title |
On_the_Occurrence_of_Finite-time_Singularities_in_Swampland-related_Quintessence_Dark_Energy_Models |
| Authors |
V.K._Oikonomou,_Achilles_Gitsis,_Maria_Mitrou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.11324 |
この作業では、物質流体の存在下でのインタラクティブな典型モデルの位相空間特異点に焦点を当てます。このモデルは沼地の研究に関連しており、その結果は同じ動的システムを持つこれらすべての沼地関連モデルに影響を及ぼします。最終的に自律的な宇宙論系に対応する力学系を形成し、ドミナントバランス手法を用いて有限時間特異点の発生の有無を調査します。我々の結果は、モデルの力学系が有限時間の特異点を発達させる可能性があることを示していますが、これらは物質流体が存在しない場合のように一般的な特異点ではなく、その場合、特異点は一般的な初期条件で発生しました。したがって、物質流体の存在は宇宙論系の力学系に影響を及ぼし、特異点を一般的な初期条件ではなく初期条件に依存させます。
