個々の自由行程の制限を使用した、$ z \ sim6 $でのイオン化光子の平均自由行程の制約
$z=6$でのイオン化平均自由行程$\lambda_{\text{mfp}}<1$pMpcの最近の測定は、再電離終了時の銀河間媒体（IGM）の小規模構造の理解に挑戦しています。。クエーサーの周りのイオン化の個々の自由経路に下限を使用することにより、\mfpを$z=6$に制限する新しい方法を紹介します。イオン化光子を停止するのに十分な密度のライマン限界吸収体は、6つの最低エネルギーのライマン遷移で強い吸収を生成します。これがない場合は、個々の自由行程に堅牢な下限を設定できます。この方法を$5.5<z<6.5$の$26$クエーサーのセットに適用すると、明るいクエーサー（$M_{1450}<-26.5$）の$80\％$には、$2$pMpcより大きい個々のフリーパスが必要であることがわかります。不透明度$\kappa$と光イオン化率$\Gamma$の関係を、パラメータ$\xi$を介して、$\kappa\propto\Gamma^{-\xi}$となるようにモデル化し、\mfpに共同制限を課します。および$\xi$。$\xi=2/3$の公称値の場合、$\lambda_{\text{mfp}}>0.31\（0.18）$pMpcを$2\sigma\（3\sigma）$に制約します。従来のスタッキング方法で得られるよりもバインドされています。$\xi$の値が低いほど、制約は大幅に強くなります。\mfpと$\xi$に対する新しい制約は、再電離時代のIGMを理解する上で非常に重要です。
| Title |
Signals_of_primordial_black_holes_at_gravitational_wave_interferometers |
| Authors |
Jonathan_Kozaczuk,_Tongyan_Lin,_Ethan_Villarama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.12475 |
原始ブラックホール（PBH）は、小規模での原始スカラー摂動の結果として形成される可能性があります。このPBH形成シナリオには、原始曲率摂動によって誘発された2次GWからの重力波（GW）シグネチャと、PBHが支配的な初期の時代に生成されたGWからの重力波（GW）シグネチャが関連付けられています。BBO、LISA、CEなどの次世代GW実験が、このPBH形成シナリオを広い質量範囲（10〜1e27g）でプローブできるかどうかを調査します。GW観測所で確率的GWバックグラウンドを測定すると、蒸発する前に軽いPBH（<1e9g）が一時的に宇宙のエネルギー密度を支配する、以前は制約されていなかった領域を含むPBHの許容パラメーター空間を制約できます。また、PBHの形成が、GW観測所の原始パワースペクトルへの到達範囲にどのように影響するかを示し、既存のPBH境界によって暗示される制約を提供します。
超新星Ia型からの異方性膨張に対する新しい制約
| Title |
New_Constraints_on_Anisotropic_Expansion_from_Supernovae_Type_Ia |
| Authors |
W._Rahman,_R._Trotta,_S._S._Boruah,_M._J._Hudson_and_D._A._van_Dyk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.12497 |
Ia型超新星（SNIa）からの異方性膨張に対する制約の論争の的となる問題を、距離$\lesssim200/h$Mpcまでの超新星との等方性をテストするために重要な固有速度の新しい決定に照らして再検討します。ジョイントライトカーブ分析（JLA）超新星（SNe）データを再分析し、独自に制約された最先端のフローモデルを採用することにより、固有速度補正とその不確実性（統計的および体系的の両方）の以前の処理を改善します。2M$++$銀河の赤方偏移のコンパイル。また、色ベースの選択効果を説明するための新しい手順を紹介し、改善された固有速度モデルに照らして、低$z$SNeの赤方偏移を自己無撞着に調整します。ベイズ階層モデル\texttt{BAHAMAS}を採用して、$\Lambda$CDMモデルと現象論的宇宙展開の減速パラメーターのコンテキストで、距離係数の双極子を制約します。異方性膨張の証拠は見つからず、双極子の振幅に厳密な上限を設定します、$|D_\mu|<5.93\times10^{-4}$（95\％信頼区間）$\Lambda$CDM設定、および$|D_{q_0}|コスモグラフィック拡張アプローチでは<6.29\times10^{-2}$。ベイズモデルの比較を使用して、$\Lambda$CDM（コスモグラフィック展開）の赤方偏移定数ダイポールに対して900：1（640：1）を超える事後オッズを取得します。等方性の場合、加速宇宙は減速宇宙に対して$\sim1100：1$のオッズで支持されます。
脱出速度場の大規模ニュートリノに対する感度試験
| Title |
Sensitivity_Tests_of_Cosmic_Velocity_Fields_To_Masive_Neutrinos |
| Authors |
Shuren_Zhou,_Zhenjie_Liu,_Qinglin_Ma,_Yu_Liu,_Le_Zhang,_Xiao-Dong_Li,_Yang_Wang,_Yu_Yu,_Xin_Wang,_Haoran_Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.12568 |
情報最適化されたCUBEコードによって提供される高解像度の宇宙N体シミュレーションを使用して、宇宙ニュートリノが宇宙速度場に与える影響を調査します。宇宙ニュートリノは、衝突のない流体力学を使用して進化し、その摂動を正確に解決できます。この研究では、初めて、速度の大きさ、発散、渦度、分散のさまざまな宇宙速度場成分における大規模ニュートリノ誘発抑制効果の分析に焦点を当てます。ニュートリノの質量和$M_\nu$を0〜0.4eVの範囲で変化させることにより、シミュレーションは、渦度と分散のパワースペクトル（大量のニュートリノの影響を大きく受ける非線形構造形成によってのみ発生する）が質量和に非常に敏感であり、大量のニュートリノを検出する際に新しい兆候を提供する可能性があります。さらに、カイ2乗統計を使用して、ニュートリノの質量和に対する密度および速度パワースペクトルの感度を定量的にテストします。実際、渦度スペクトルの感度が最も高く、$M_\nu=0.1$eVからの渦度スペクトルと分散スペクトルの両方に対する質量のないニュートリノの帰無仮説を高い有意性で棄却できることがわかりました。これらの結果は、ニュートリノの質量と質量階層の決定における、特に渦度と分散成分の固有速度場測定の重要性を明確に示しています。
再電離後のHIパワースペクトルをプローブするためのレンズ付き推定器の組み合わせ
宇宙の再電離後の時代には、バリオンが原始銀河に集まり、最終的には現在の銀河の個体数が合併と進化によって進化しました。この作業では、再電離後の時代におけるHI密度の統計的分布と進化の可能なプローブについて説明します。近くの銀河団の強い重力レンズを通して観測することにより、再電離後の宇宙からのHIパワースペクトルの推定量を紹介します。また、説明した推定量のEoR後のパワースペクトルの推定に関連する不確実性を分析的に計算します。レンズの可能性がさまざまな著者によって以前に推定された19個の銀河団のコンテキストでこの推定量の有効性にアクセスします。これらのクラスターレンズの8つを介してレンズ化されたパワースペクトルを組み合わせることにより、赤方偏移1.25から16MHz帯域幅のuGMRT観測で、4000未満の角度多重極の5シグマ有意性での再電離後のHIパワースペクトルを推定できることがわかります。、1.5、合計400時間の観測。同じ設定で、赤方偏移が3.0の場合、合計200時間の観測時間が必要です。推定器はまた、拡散した銀河の前景を抑制しますが、後者は依然として全体的な信号の主要な要因であるため、推定して軽減する必要があります。推定量の長所と短所について説明します。
| Title |
Evolution_mapping:_a_new_approach_to_describe_matter_clustering_in_the_non-linear_regime |
| Authors |
Ariel_G._Sanchez,_Andr\'es_N._Ruiz,_Jenny_Gonzalez_Jara,_Nelson_D._Padilla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.12710 |
Mpcで表される場合、線形物質パワースペクトル$P_{\rmL}（k）$に対するさまざまな宇宙パラメータの影響の縮退を利用する非線形物質密度フィールドの統計を記述するための新しいアプローチを提示します。ユニット。すべての宇宙論的パラメーターを、$P_{\rmL}（k）$の形状を決定する形状パラメーターと、特定の赤方偏移での振幅にのみ影響する進化パラメーターの2つのグループに分類します。$\sigma_の同じ値に対応する赤方偏移にラベルを付け直すことにより、形状パラメーターは同じであるが異なる進化パラメーターを持つモデルでの$P_{\rmL}（k）$の時間発展をマッピングできることを示します。{12}（z）$、半径$12\、{\rmMpc}$の球のRMS線形分散として定義されます。N体シミュレーションを使用して、同じ進化マッピング関係を非線形パワースペクトル、ハロー質量関数、または全密度場に高精度で適用できることを示します。正確な縮退からの逸脱は、$\sigma_{12}（z）$の同じ値に到達するために各モデルが経験したさまざまな構造形成履歴の結果です。この関係を使用して、パワースペクトルの宇宙論依存性を記述するために必要なパラメータの数を大幅に減らすことができます。この縮退を利用して、宇宙論的観測からのパラメーター制約の推論を高速化する方法を示します。また、非線形パワースペクトルのエミュレーターの新しい設計を提示します。その予測は、進化パラメーターと赤方偏移の任意の選択に適合させることができます。
CMB双極子方向のより大きな$ H_0 $値について
クエーサー（QSO）とガンマ線バースト（GRB）が標準化可能なキャンドルを表すという仮定に基づいて、ハッブル定数$H_0$がCMB双極子方向に整列した半球でより大きな値を採用するという証拠を提供します。この観測は、強いレンズの時間遅延、Ia型超新星（SN）の同様の傾向、および宇宙の双極子における十分に文書化された不一致と一致しています。したがって、強いレンズの時間遅延を行うだけでなく、タイプIaSN、QSO、およびGRBは、一貫した異方性宇宙をトレースしているように見えるだけでなく、空全体の$H_0$の変動は、ハッブル張力がより深い宇宙論的倦怠感の症状であることを示唆しています。
原始ブラックホールの回転に対する21cmの制約
原始ブラックホール（PBH）からのホーキング放射は、宇宙の暗黒時代に中性ガスをイオン化して加熱し、中性水素のグローバル21cm信号に痕跡を残す可能性があります。グローバル21cm信号を使用して、$[2\times10^{13}、10^{18}]$グラムの質量範囲で回転するPBHの量を制限します。いくつかの拡張PBH分布モデルを検討します。私たちの結果は、21cmがマスウィンドウで最も厳しいPBH境界を設定できることを示しています。{\it{Planck}}宇宙マイクロ波背景放射（CMB）データによって設定された制約と比較して、21cmの制限は約2桁厳しくなります。スピンが高いPBHは、通常、より強く拘束されます。単色質量分布の21cmの制約により、初期質量が$1.4\times10^{17}\{\rm{g}}$未満のスピンレスPBHが除外されますが、初期スピンが$a_0=0.999$に減少した極端なカーPBHは除外されます。$6\times10^{17}\{\rm{g}}$未満の質量の主要な暗黒物質成分として。また、対数正規分布、べき乗則、および臨界崩壊分布の制限を導き出しました。
| Title |
Using_a_Neural_Network_Classifier_to_Select_Galaxies_with_the_Most_Accurate_Photometric_Redshifts |
| Authors |
Adam_Broussard_and_Eric_Gawiser |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.13260 |
VeraC.RubinObservatoryLegacySurveyofSpaceandTime（LSST）は、数十億の測光赤方偏移（photo-$z$）を生成し、宇宙論的分析で最も正確なphoto-$z$を持つ銀河のサブセットを選択できるようにします。$（z_\mathrm{phot}-z_で銀河を選択するように調整されたカスタムニューラルネットワーク分類器（NNC）を適用する前に、TreesforPhoto-Z（TPZ）を使用して、深い$grizy$測光でスバル戦略プログラム銀河に初期赤方偏移フィットを実行します。\mathrm{spec}）/（1+z_\mathrm{spec}）<0.10$。理想的なケースから、トレーニングセット内の薄暗い銀河の表現を増やすためのデータ拡張の使用まで、トレーニングとテストセットの4つのケースを検討します。NNCを使用して行われた選択は、典型的な写真$z$の不確実性で行われたものよりも、外れ値の割合と写真-$z$の散乱（$\sigma_z$）を大幅に改善します。例として、銀河サンプルの最良の3分の1を選択すると、NNCは、TPZからの不確実性を使用する場合と比較して、外れ値率が35％向上し、$\sigma_z$が23％向上します。宇宙論と銀河の進化の研究では、この方法を調整して、特定のサンプルサイズを保持したり、目的の写真$z$の精度を達成したりできます。私たちの結果は、LSSTのような銀河サンプルの3分の1以上を保持しながら、$\sigma_z$を完全なサンプルと比較して2分の1に減らし、写真の$z$の外れ値を5分の1にすることができることを示しています。ショットノイズによって制限されないLSSTのような調査の場合、この方法により、より多くの断層撮影赤方偏移ビンが可能になり、銀河の角度パワースペクトルの合計信号対ノイズ比が大幅に増加します。
ハッブル張力に照らして相互作用する暗黒エネルギーアクシオン
| Title |
Interacting_dark_energy_axions_in_light_of_the_Hubble_tension |
| Authors |
Ennis_Mawas,_Lauren_Street,_Richard_Gass,_and_L.C.R._Wijewardhana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.13317 |
{\Lambda}CDMフレームワーク内の現在の問題は、今日のハッブルパラメーターH0の遅い時間と早い時間の測定の間の緊張です。複数の相互作用するアクシオンのような粒子種としてモデル化されたダークエネルギーが現在のハッブル張力を緩和できる可能性を楽しませます。次に、CMBと{\sigma}8の大規模構造（LSS）観測値の間のより穏やかな張力に対してこれらのパラメーターをテストし、これらのモデルが張力を悪化させないことを確認します。ハッブル張力と{\sigma}8張力を潜在的に緩和できる、2つおよび3つのアクシオンのような粒子のモデルのパラメーター空間が存在することがわかります。
暗黒物質、回転曲線、および銀河の形態
この論文では、暗黒物質の現象学のいくつかの側面と、遠距離での銀河の回転曲線の平坦化を説明する際のその予測力を調査します。素粒子物理学の標準モデル、その対称性、および可能な拡張について第2章で概説した後、第3章で暗黒物質とさまざまなタイプの暗黒物質モデルに関する重要な事実を確認します。第4章では、以下を含む、冷暗黒物質のいくつかの代替案について説明します。修正されたニュートンダイナミクス（MOND）、超流動暗黒物質、および出現重力、およびこれらのフレームワークを本格的な相対論的設定に拡張する試みで遭遇する困難を強調します。第5章では、まったく異なるオプションを検討します。つまり、平坦化された回転曲線は、重力の赤外線修正を必要とせずに、銀河の周りの扁平な暗黒物質の膨らみやひも状の物体の存在を反映します。このモデルをテストするために、いくつかの銀河の回転曲線を当てはめ、ひも状のフィラメントの存在が場合によっては約40〜70％の適合品質の改善をもたらす一方で、暗いハローの変形はわずかな改善しかもたらさないことを発見しました。約6〜7％。第6章では、いくつかの結論をまとめます。
乾燥した岩石準惑星における複数の湿った気候平衡状態：最後の飽和トレーサー分析
近くの赤色矮星（M矮星）を周回する地球型外惑星は、近い将来、大気の特性評価に適した最初の潜在的に居住可能な太陽系外惑星です。このような惑星のコールドトラップ領域における水の安定性を理解することは、透過分光法の観測、世界的なエネルギー収支、および長期的な地表水の進化に直接影響を与えるため、重要です。ここでは、地球型外惑星の理想化された大循環モデル（GCM）シミュレーションで湿度分布を診断します。「最後の飽和のトレーサー」手法を使用して、空気粒子の飽和統計を調べます。同期して回転する惑星では、夜側の上部対流圏の水蒸気量は惑星の回転に弱く依存し、高速回転する惑星の夜側の下部対流圏ではより多くの水蒸気が蓄積することがわかります。次に、最後の飽和統計が、同期的および非同期的に回転する乾燥惑星上の複数の湿った気候平衡状態をどのように解明できるかについて説明します。複数の湿った気候状態が、亜恒星上層大気と冷たい表面領域の間のコールドトラップ競争から生じることを示します。高速で同期して回転する惑星は、低速で回転する場合と比較して、弱い大気と強い表面のコールドトラップの結果として、夜側に地表水をトラップする傾向があることがわかります。これらの結果は、乾燥した岩石系外惑星の水循環の性質を解明し、将来の大気観測の解釈に役立ちます。
大気観測を使用して、火星の繰り返し傾斜線の起源を制約できますか？
| Title |
Can_we_constrain_the_origin_of_Mars'_recurring_slope_lineae_using_atmospheric_observations? |
| Authors |
H._Kurokawa,_T._Kuroda,_S._Aoki,_H._Nakagawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.12524 |
流れる水と塩水は、火星の急な暖かい斜面に、水を伴わない他の形成メカニズムとともに、繰り返し斜面線（RSL）と呼ばれる季節的に再現する暗い縞を引き起こすことが提案されています。この研究は、淡水または塩水からのRSLからの水蒸気の蒸発が、水蒸気および/または雲を観察することによって検出可能かどうかを調べることを目的としています。この研究では、さまざまなシナリオでRSLからの水蒸気放出の可能な速度と期間を要約し、放出された水蒸気が全球気候モデルでどのように動作するかをシミュレートし、既存および将来の探査中の最下点観測における水蒸気の検出可能性について説明します。。通常、水蒸気の放出に続く大気境界層（PBL）内の急速な水平散逸は、雲の形成を妨げ、過剰な水蒸気が既存の観測で背景と区別されないことを発見しました。したがって、RSL活動とその上にある水蒸気カラム密度との間に相関関係がないからといって、RSLの湿った起源が必ずしも除外されるわけではないと結論付けます。それにもかかわらず、地形と低PBLの複合効果により、場合によっては水蒸気が盆地や谷に蓄積する傾向があることもわかりました。地球上のRSLの形成メカニズムを解明するために、（RSLに関連する）水蒸気放出の定量化に専念する火星の将来の大気研究のターゲットなどの構成の場所を提案します。
ARIEL透過スペクトルに対する恒星スポットの影響の修正II。周縁減光効果
| Title |
Correcting_the_effect_of_stellar_spots_on_ARIEL_transmission_spectra_II.The_limb_darkening_effect |
| Authors |
G._Cracchiolo,_G._Micela,_G._Morello_and_G._Peres |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.12526 |
この論文は、アクティブな星を周回する通過する惑星の透過スペクトルを修正する取り組みの一部です。論文I（Cracchioloetal。2020）では、充填率と温度によってパラメータ化されたスポットモデルを想定して、透過スペクトル上の隠されていない恒星黒点によって引き起こされる潜在的なバイアスを最小限に抑える方法を示しました。この作品では、周縁減光効果を紹介します。したがって、恒星円盤内のスポットの位置と通過する惑星の衝突パラメータが重要な役割を果たします。この方法は、ARIELの解像度で、3つの代表的な種類の惑星系の惑星通過のシミュレーションでテストされています。スポットパラメータと通過する惑星の透過スペクトルの両方を確実に推定するには、周縁減光の現実的な処理が必要であることがわかります。さらに、惑星の透過スペクトルの検索に対するスポットの影響は、星の中心に近く、0.05を超える割合をカバーし、温度コントラストが500Kを超えるスポットで重要であり、これらの場合はそれを示します。私たちの方法は、恒星パラメータの正確な特性と機器性能の信頼できるシミュレータがあれば、掩蔽されたスポットと掩蔽されていないスポットの両方の場合について、通過する惑星の透過スペクトルと衝突パラメータを自信を持って抽出できます。
Sz 91周辺のリング内のダスト含有量の特性化：微惑星形成の兆候？
| Title |
Characterization_of_the_dust_content_in_the_ring_around_Sz_91:_indications_for_planetesimal_formation? |
| Authors |
Karina_Mauc\'o,_Carlos_Carrasco-Gonz\'alez,_Matthias_R._Schreiber,_Anibal_Sierra,_Johan_Olofsson,_Amelia_Bayo,_Claudio_Caceres,_Hector_Canovas,_and_Aina_Palau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.12548 |
惑星形成の分野で最も重要な問題の1つは、mm-cmサイズのダスト粒子が半径方向のドリフトと断片化の障壁をどのように克服してキロメートルサイズの微惑星を形成するかです。原始惑星系円盤、特に遷移円盤または下部構造の明確な兆候のある円盤のALMA観測は、粒子成長と微惑星形成の理論に新しい制約を与える可能性があり、したがってこの問題を進展させる1つの可能性を表しています。ここでは、トランジションディスクシステムSz91のALMAバンド4（2.1mm）の観測結果を示し、以前に取得したバンド6（1.3mm）および7（0.9mm）の観測値と組み合わせます。明確に定義されたmmリング、より拡張されたガスディスク、および星の近くの小さなダスト粒子の証拠を備えたSz91は、ダストフィルタリングとガス圧力バンプ内のmmサイズの粒子の蓄積の明らかなケースです。多波長ALMA観測から、ダストリングのスペクトル指数（$\sim$3.34でほぼ一定）、光学的厚さ（わずかに光学的に厚い）、および最大粒径（$\sim\、0.61$mm）を計算して比較しました。最近公開されたディスク下部構造の粒子成長のシミュレーションによる結果。私たちの観測結果は、ストリーミング不安定性による断片化と微惑星形成を含むダストリングの粒子成長のモデルの予測と非常によく一致しています。
星周地球のミランコビッチサイクル-$ \ alpha $ケンタウリのようなバイナリ内のアナログ
| Title |
Milankovitch_Cycles_for_a_Circumstellar_Earth-analog_within_$\alpha$_Centauri-like_Binaries |
| Authors |
Billy_Quarles_and_Gongjie_Li_and_Jack_J._Lissauer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.12650 |
$\alpha$CentauriBのハビタブルゾーン内を周回する地球アナログは、その傾斜角または軸傾斜角に大きな変動があり、特定の緯度の放射フラックスを変更することで惑星の気候に影響を与えることが示されました（Quarlesetal.2019）。氷床を用いたエネルギーバランスモデルを使用して、ミランコビッチサイクルを通じて気候に対するこれらの傾斜変動の潜在的な影響を調べます。以前の研究と同様に、スピン軌道相互作用からの最大振幅傾斜角の変動は、ハビタブルゾーン内で雪玉状態を誘発しますが、中程度の変動は、永続的な氷冠または氷帯を可能にします。世界的な氷の分布の特定の結果は、惑星の軌道、赤道傾斜角、スピン歳差運動、連星軌道、および地球アナログ軌道を主演するものに依存する可能性があります。バイナリ軌道に対して傾斜した軌道を持つ地球アナログは、いくつかの世界的な氷の分布状態を定期的に移行し、氷冠と氷河帯の期間が重なると氷河期が暴走するリスクがあります。ステラルーメンの惑星の潜在的な居住可能性を決定するときは、軌道とスピンのダイナミクスのためにもっと注意を払う必要があります。
非生物的分子状酸素生成-二酸化硫黄からのイオン経路
| Title |
Abiotic_molecular_oxygen_production_--_ionic_pathway_from_sulphur_dioxide |
| Authors |
M{\aa}ns_Wallner,_Mahmoud_Jarraya,_Saida_Ben_Yaghlane,_Emelie_Olsson,_Veronica_Ideb\"ohn,_Richard_J._Squibb,_Gunnar_Nyman,_John_H.D._Eland,_Raimund_Feifel,_and_Majdi_Hochlaf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.12672 |
分子状酸素O$_2$は、地球やおそらく他の惑星での生活に不可欠です。地球の大気中に蓄積する生体プロセスはよく理解されていますが、その非生物的起源はまだ完全には確立されていません。ここでは、多くの惑星大気の主要な化学成分であり、大酸化イベントで地球上で重要な役割を果たしたSO$_2$からのO$_2$の電子状態選択的生成に関する実験的および理論的証拠の組み合わせを報告します。O$_2$の生成には、SO$_2$の解離性二重イオン化が含まれ、電子中和によって非生物的O$_2$に変換できるO$_2^+$イオンが効率的に形成されます。この形成プロセスは、惑星大気、特に異なるメカニズムによってO$_2$の生成につながる可能性のあるCO$_2$が支配的でない大気中の、O$_2$および関連するイオンの存在量に大きく寄与する可能性があることを示唆します。成分。
凝縮性に富む太陽系外惑星の大気をシミュレートするための複数種の疑似断熱材
| Title |
A_multispecies_pseudoadiabat_for_simulating_condensable-rich_exoplanet_atmospheres |
| Authors |
R.J._Graham,_Tim_Lichtenberg,_Ryan_Boukrouche,_Ray_Pierrehumbert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.12902 |
岩だらけの、潜在的に居住可能な惑星の進化の中心的な段階は、非希釈の凝縮可能な成分の大量の在庫がある大気条件下で展開する可能性があります。コンデンセートの保持の変動とそれに伴う気温減率の変化は、惑星の気候と地表の状態に大きな影響を与える可能性がありますが、現在、そのような大気を効果的に説明する一般的な理論はありません。この記事では、Liらによる作業を拡張します。（2018）、Pierrehumbert（2010）の単一成分の湿った疑似アディアバットの導出を一般化して、任意の希釈度と保持された凝縮物の割合の複数の凝縮成分を可能にします。自由に調整可能な保持された凝縮液フラクションの導入により、非希釈の凝縮性成分を含む雰囲気の柔軟で自己無撞着な処理が可能になります。さまざまな気候をシミュレートするための疑似アディアバットの能力をテストするために、地球型惑星の進化における凝縮性の豊富な大気を伴う重要な段階を表す組成、表面圧力、および温度を備えた惑星大気に式を適用します：暴走中のマグマオーシャン惑星温室状態;複雑な大気組成を持つ、衝突後のベニヤアナログ惑星。そして、古典的なハビタブルゾーンの外縁近くの始生代の地球のような惑星。複数の非希釈凝縮性種の保持の変動が、解約失効率に大きく影響し、次に、放射と惑星大気のスペクトル特性に大きな影響を与える可能性があることがわかりました。提示された定式化は、岩石の太陽系外惑星と初期の地球類似体の気候進化のより包括的な処理を可能にします。
タイタンの電離層におけるカッシーニRPWS / LPデータの再分析：1。いくつかの電子集団の検出
| Title |
Re-Analysis_of_the_Cassini_RPWS/LP_Data_in_Titan's_Ionosphere:_1._Detection_of_Several_Electron_Populations |
| Authors |
A._Chatain,_J.-E._Wahlund,_O._Shebanits,_L.Z._Hadid,_M._Morooka,_N.J.T._Edberg,_O._Guaitella_and_N._Carrasco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.12907 |
タイタン電離層の現在のモデルでは、観測された電子密度や温度を説明するのが困難です。新しい洞察を得るために、電波およびプラズマ波科学（RPWS）機器の一部であるカッシーニラングミュアプローブ（LP）によってタイタンの電離層で取得されたデータを再分析しました。これは、新しい分析方法（現在の論文）とデータセット全体の統計を提示する2つの論文の最初のものです。データを適合させるには、2〜4個の電子集団が必要であることをお勧めします。各母集団は、ポテンシャル、電子密度、および電子温度によって定義され、電子エネルギー分布関数に物理的に関連する電子電流の2次導関数の不明瞭なピークによって簡単に視覚化されます（Druyvesteyn法）。検出された人口は、太陽の照明と高度によって異なります。4つの電子集団は、それぞれ、光イオン化、磁気圏粒子、ダストプラズマ、およびプローブブームからの電子放出によるものであることが示唆されています。
タイタンの電離層におけるカッシーニRPWS / LPデータの再分析：2。57のフライバイに関する統計
| Title |
Re-Analysis_of_the_Cassini_RPWS/LP_Data_in_Titan's_Ionosphere:_2._Statistics_on_57_Flybys |
| Authors |
A._Chatain,_J.-E._Wahlund,_O._Shebanits,_L.Z._Hadid,_M._Morooka,_N.J.T._Edberg,_O._Guaitella_and_N._Carrasco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.12908 |
タイタンの電離層は、1200km未満で有機ダストの形成につながる複雑なイオン化学をホストしています。現在のモデルでは、このほこりっぽい環境で観測された電子温度を完全に説明することはできません。新しい洞察を達成するために、電波およびプラズマ波科学パッケージの一部であるカッシーニラングミュアプローブ（LP）によってタイタンの電離層で取得されたデータを再分析しました。最初の論文（Chatainetal。、2021）は、新しい分析方法を紹介し、さまざまなイオン化メカニズムによって生成された4つの電子集団の識別について説明しています。この2番目の論文では、1200km未満のLPデータセット全体の統計的研究を示し、4つの母集団の起源に関する手がかりを提供します。1つの小さな集団は、プローブブームの表面から放出された光電子または二次電子に起因します。2番目の集団は、一定の密度（〜500cm-3）で体系的に観察され、周囲の磁気圏から粒子を沈殿させるイオン化プロセスからのバックグラウンドの熱化電子に起因します。最後の2つの母集団は、圧力、太陽照明、およびEUVフラックスとともに密度が増加します。3番目の集団は、遠い夜側（SZA>〜140{\deg}）を除いて、すべての高度と太陽天頂角でさまざまな密度で観測され、最大密度は2700cm-3です。したがって、それは確かに大気分子の光イオン化に関連しています。最後に、昼間で1200km未満で最大2000cm-3に達する4番目の集団は、ダスト粒子から光または熱放出される可能性があります。
GASP XXXV：ガスが剥ぎ取られた銀河における拡散イオン化ガスの特性
| Title |
GASP_XXXV:_Characteristics_of_the_diffuse_ionised_gas_in_gas-stripped_galaxies |
| Authors |
Neven_Tomicic,_Benedetta_Vulcani,_Bianca_M._Poggianti,_Ariel_Werle,_Ancla_Muller,_Matilde_Mingozzi,_Marco_Gullieuszik,_Anna_Wolter,_Mario_Radovich,_Alessia_Moretti,_Andrea_Franchetto,_Callum_Bellhouse,_Jacopo_Fritz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.12433 |
拡散イオン化ガス（DIG）は、銀河内のガスに影響を与えるさまざまな物理的プロセスへの洞察を提供できる星間物質の重要なコンポーネントです。高密度イオン化ガスとDIGのガス特性（金属量、イオン化パラメータlog（q）など）を分析するために、銀河内ガスストリッピング現象（GASP）調査からの71個のガスストリッピング銀河と制御銀河の光学IFU観測を利用します。そして、測定されたlog[OIII]/H$\beta$（$\Deltalog[OI]/Hが与えられた場合、測定された$\log[OI]/H\alpha$と星形成モデルによって予測された値との差\alpha$）。これらの特性を、さまざまな空間スケールで、さまざまなガスストリッピング段階の銀河間で、およびストリッピングされた銀河の円盤と尾の間で比較します。金属量は、与えられたガラクトセントリック半径での高密度ガスとDIGの間で類似しています。密度の高いガスと比較して、DIGのlog（q）は低くなります。log（q）の中央値は恒星の質量と最もよく相関し、最も重い銀河は銀河中心に向かってlog（q）の増加を示します。DIGは、高密度ガスと比較して高い$\Deltalog[OI]/H\alpha$値を明確に示しており、多くのスパクセルはLIER/LINERのような発光を示します。高度に剥ぎ取られた銀河の尾のDIG領域は、最高の$\Deltalog[OI]/H\alpha$を示し、高い値のlog（q）を示し、星形成領域からの大きな投影距離（最大10kpc）まで広がっています。）。尾部のDIGは、星形成以外のプロセスによって、おそらくクラスター間および星間中ガスの混合、衝撃、降着によって、少なくとも部分的にイオン化されていると結論付けています。
BPT星形成シーケンスを超えた基本的な金属量関係の拡張：ガス降着と飢餓の両方の証拠
| Title |
The_extension_of_the_Fundamental_Metallicity_Relation_beyond_the_BPT_star-forming_sequence:_evidence_for_both_gas_accretion_and_starvation |
| Authors |
Nimisha_Kumari,_Roberto_Maiolino,_James_Trussler,_Filippo_Mannucci,_Giovanni_Cresci,_Mirko_Curti,_Alessandro_Marconi_and_Francesco_Belfiore |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.12437 |
銀河の基本的な金属量関係（FMR）は、気相の金属量、恒星の質量、星形成率（SFR）の間の3D関係です。これまでのところ、BPT図（BPT-SF）で星形成（SF）として識別された銀河についてのみ研究されており、LI（N）ER/AGN分類（BPT-非SF）の銀河については研究されていません。後者の場合、気相の金属量を推定するための診断が不足している。FMRをBPT-非SF銀河に拡張します。この目的のために、BPT図で非SFとして分類された銀河のために特別に導出された最近の星雲線の経験的キャリブレーションを利用します。さらに、主系列（MS）銀河に関する金属量とSFRのオフセットを考慮するFMRの代替表現を研究します。MSよりもSFRが高い銀河は、MSの銀河よりも金属が少ないことがわかります。これは、ガスの降着、星形成の促進、金属量の希釈の観点から解釈されます。MSの下の（すなわち静止に向かう）低質量銀河は、MSの対応する銀河よりも高い金属量を持っています。これは、飢餓（つまり、フレッシュガス供給の抑制）の観点から解釈され、星形成を妨げ、希釈効果を減らします。内部の化学的濃縮のレベル。MSの下にある巨大な銀河は、ガスの金属量がMSの対応する銀河にはるかに近く、恒星の金属量から予想されるよりもはるかに低くなっています。この結果は、LI（N）ERのような輝線星雲を伴う巨大なほぼ静止している銀河が最近銀河間/銀河間物質からガスを降着させたシナリオを示唆しています。
星雲のHeII放射は、超大光度X線源によって説明できますか？
銀河のイオン化スペクトルの形状は、銀河の物理的特性を明らかにし、イオン化するバックグラウンド放射線を理解するための重要な要素です。長年の未解決の問題は、多くの低金属量の星形成銀河に輝線星雲が存在することです。この放出には、エネルギー$>54$eVのイオン化光子が必要ですが、これらは通常の星の種族では十分な量で生成されません。高質量X線連星と超大光度X線源（HMXB/ULX）が、観測された輝線星雲の放出と、それらの存在が他の輝線をどのように変化させるかを説明できるかどうかを調べるために、そのような源を含む銀河の光イオン化モデルを計算します。統合された星の種族のスペクトルエネルギー分布（SED）とULXの制約付きSEDを組み合わせて、$L_X/$SFRでパラメーター化されたさまざまな量のX線輝度を持つ複合スペクトルを取得します。これらを使用して、光イオン化モデルを計算し、HとHe+の光再結合線、および\oiii、\oii、\oi、\niiの主要な金属線の輝線束を予測します。次に、予測は低金属量銀河の大規模なサンプルと比較されます。星雲の\Heii\やその他の線の観測を、観測と互換性のある$L_X/$SFRの量のスペクトルで再現できることがわかりました。私たちの研究は、HMBX/ULXが観測された星雲の\heii\放出の原因である可能性があることを示唆しています。ただし、\heii\や\Oiなどの高および低イオン化線の強度は、X線の寄与と高エネルギー源の想定されるSEDに強く依存します。後者はあまり知られていません。
矮小銀河を運動学的トレーサーとして使用した銀河の質量推定
| Title |
Galactic_Mass_Estimates_using_Dwarf_Galaxies_as_Kinematic_Tracers |
| Authors |
Anika_Slizewski,_Xander_Dufresne,_Keslen_Murdock,_Gwendolyn_Eadie,_Robyn_Sanderson,_Andrew_Wetzel,_Mario_Juric |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.12474 |
銀河系質量推定器（GME）コードと矮小銀河（DG）の運動学的データを使用して、天の川（MW）のベイズ信頼できる領域（c.r.）の新しい質量推定値と累積質量プロファイルが見つかります。GMEは、階層ベイズアプローチを使用して、DGの真の位置と速度、それらの速度異方性、および銀河の総重力ポテンシャルのモデルパラメーターを同時に推定します。この研究では、過去の研究とシミュレーションからの有意義な事前情報を取り入れています。物理モデルの事前分布は、DGの代わりに球状星団を使用したEadie＆Juric（2019）の結果と、FeedbackInRealisticEnvironments-2（FeedbackInRealisticEnvironments-2）のAnankeGaiaのような調査のサブハロ分布によって通知されます。火-2）宇宙シミュレーション（Sandersonetal.2020を参照）。45kpcを超えるDGを使用して、$r_{200}$=212.8（191.12,238.44）kpc、および囲まれた総質量$M_{200}$=1.19（0.87,1.68）$の中央値と95％crの推定値を報告します。\times10^{12}M_{\odot}$（$\Delta_c=200$を採用）。特定の半径での質量推定値の中央値も報告されます（たとえば、$M（<50\text{kpc}）=0.52\times10^{12}M_{\odot}$および$M（100\text{kpc}）=0.78\times10^{12}M_{\odot}$）。推定値は、GAIADR2およびDGを使用した他の最近の研究と同等ですが、Eadie＆Juric（2019）の推定値とは著しく異なります。感度分析を実行して、個々のDGおよび/または$10^{11}M_{\odot}$のオーダーのより大規模な大マゼラン雲（LMC）が質量推定に影響を与えているかどうかを調査します。一部のDGは大規模なLMCの影響を受けており、MWと平衡状態にないという考えを裏付ける可能性のある証拠が見つかりました。
AbellクラスターA85 / A496 / A2670でのHIガス、環境、およびSFクエンチング
| Title |
HI_gas,_environment,_and_SF-quenching_in_the_Abell_clusters_A85/A496/A2670 |
| Authors |
Martha_M._L\'opez-Guti\'errez,_Hector_Bravo-Alfaro,_Jacqueline_H._van_Gorkom,_Forence_Durret,_C\'esar_A._Caretta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.12495 |
A85（$z=\、$0.055）、A496（$z=\、$0.033）、A2670の3つのエイベルクラスターでM$_{\mathrm{B}}\sim$-18.4より明るい渦巻銀河の完全なサンプルを研究します。（$z=\、$0.076）。この作業は、大量に制限されたブラインドHi-survey（21cm、NRAO-VLA）、光学イメージング（CFHT）、および動的下部構造の検索に基づいています。私たちの目標は、HIガスの特性に対する局所環境の影響を調査することであり、これが次に、個々の銀河の星形成活動と消光に及ぼす影響を調査することです。これらのクラスターのHI特性間の有意差を報告し、大規模構造と観測証拠を説明する各クラスターの動的進化が果たす役割について説明します。
グループ中心半径の関数としての銀河の原子水素含有量
| Title |
The_Atomic_Hydrogen_Content_of_Galaxies_as_a_function_of_Group-Centric_Radius |
| Authors |
Wenkai_Hu,_Luca_Cortese,_Lister_Staveley-Smith,_Barbara_Catinella,_Garima_Chauhan,_Claudia_del_P._Lagos,_Tom_Oosterloo_and_Xuelei_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.12712 |
ウェスターボーク合成電波望遠鏡の観測にスペクトルスタッキング技術を適用して、$z<0.11$の銀河群内およびその周辺の近くの銀河の中性原子水素含有量（HI）を測定します。私たちのサンプルには、10$^{10}$から10$^{11.5}$M$_{\odot}$の間の恒星の質量をカバーする、光学的に選択された577個の銀河（120個の孤立した銀河と457個の衛星）が含まれています。スローンデジタルスカイサーベイからの角度と赤方偏移の位置を含むカタログ。グループの中心にある衛星は、より大きな半径の衛星と比較して、固定された恒星の質量と形態（逆濃度指数によって特徴付けられる）でより低いHI質量を持っていることがわかります。これらの傾向は、高質量（$M_{\rmhalo}>10^{13.5}h^{-1}$M$_{\odot}$）と低質量（$M_{\rm）の両方の衛星で持続します。halo}\leqslant10^{13.5}h^{-1}$M$_{\odot}$）グループですが、局所密度が低い（$\Sigma<$5gal/Mpc$）グループメンバーのみを考慮すると消えます。^{-2}$）環境。特定の星形成率についても同様の傾向が見られます。興味深いことに、グループ中心の半径が減少するにつれてHI質量が減少するという放射状の傾向は、グループのビリアル半径を超えて広がっていることがわかります。最も近いグループの中心から離れて。また、後期型サブサンプルでこれらの傾向を測定し、同様の結果を取得します。我々の結果は、銀河がグループ衛星になる前に、銀河のHI貯留層が影響を受ける可能性があることを示唆しており、落下する孤立した銀河に前処理が存在することを示しています。
楕円銀河の磁場：電波銀河でのLaing-Garrington効果とバックグラウンド電波源からの偏光放射の使用
| Title |
Magnetic_fields_in_elliptical_galaxies:_Using_the_Laing-Garrington_effect_in_radio_galaxies_and_polarized_emission_from_background_radio_sources |
| Authors |
Hilay_Shah_and_Amit_Seta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.12793 |
楕円銀河の磁場は、それらからの有意な放射光がないため、十分に拘束されていません。この論文では、2つの方法で楕円形の磁場の特性を調べます。まず、赤方偏移が最大$0.5$の55個の銀河について、Laing-Garrington効果（電波銀河ジェット間で観測された偏光率の非対称性）を利用します。ジェットとカウンタージェットの間の分極率と回転測定値の違いを使用して、楕円形（銀河系周辺の媒体を含む）内およびその周辺の小規模および大規模な磁場を推定します。小規模フィールド（乱流の駆動スケールよりも小さいスケールで、約$300〜{\rmpc}$）は、$0.1〜\text{-}〜1.5〜\mu{\rmG}の範囲にあることがわかります。$。大規模フィールド（$100〜{\rmkpc}$のスケール）は、小規模フィールドよりも1桁小さくなります。2番目の方法では、数百（$3098$のうち）の銀河外電波源のファラデー回転測定値（RM）を銀河カタログと交差適合させて、観測されたRM分布に対する介在する銀河の数と形態の影響を調べます。ガウス関数と非ガウス関数の両方を使用して、RM分布を記述し、その統計的特性を導き出します。最後に、介在する渦巻きと楕円の間で観測された分極率の差を使用して、楕円の中心での小規模磁場を$\sim6〜\mu{\rmG}$と推定します。異なる観測と分析技術を用いた両方の方法は、以前の研究（$\leq10\mu{\rmG}$）と一致する磁場強度を与え、その結果はダイナモ理論と銀河進化シミュレーションを制約するために使用できます。
1〜5ドルのPAH分光法$ \ mu $ m
PAHモデルは、1〜5$\mu$m領域の多くの弱い放出機能を予測し、80年代半ばの開始以来直面してきた重要な問題を解決できます。これらの機能には、5〜20$\mu$m領域のはるかに強力なPAHバンドを介してアクセスできないPAH人口に関する基本的な情報が含まれています。3.3$\mu$mのバンドとプラトーを除けば、1-5$\mu$m領域のほとんどにわたるPAH分光法は、その固有強度が低いために調査されていません。ISOとAkariはこの波長範囲の一部をカバーしていましたが、十分な忠実度で予測された帯域を測定するための感度と解像度の組み合わせが不足していました。JWSTに搭載されたNIRSpec機器の分光機能により、この地域で期待されるPAH機能の多くを測定して完全に特性化することが可能になります。これらには、重水素化PAH、シアノ-PAH（PAH-C$\equiv$N）の基本的な倍音と組み合わせのCDおよびC$\equiv$Nストレッチバンド、および5を支配する強いPAHバンドの倍音と組み合わせが含まれます。-20$\mu$mリージョン。これらのバンドは、PAHに結合したDの量、PAHD/H比、PAH脂肪族と芳香族サブコンポーネント間のD分布を明らかにし、PAHの形成と進化の重要な段階をオブジェクトごとに拡張した範囲で示します。オブジェクト。シアノ-PAHが存在する場合、これらのバンドはPAHに結合したシアノ基の量も明らかにし、そのPAHサブセット内のN/C比を決定し、CDとCDから生じる4.5$\mu$m付近のバンドを区別します。C$\equiv$N。
名前って何？ ROMULUSシミュレーションを使用して、UDGの定義、方向、および形状間の相互作用を定量化する
| Title |
What's_in_a_name?_Quantifying_the_interplay_between_definition,_orientation_and_shape_of_UDGs_using_the_ROMULUS_Simulations |
| Authors |
Jordan_D._Van_Nest_(1),_F._Munshi_(1),_A._C._Wright_(2_and_3),_M._Tremmel_(4),_A._M._Brooks_(3),_D._Nagai_(4_and_5),_T._Quinn_(6)_((1)_Homer_L._Dodge_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Oklahoma,_(2)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Johns_Hopkins_University,_(3)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Rutgers,_The_State_University_of_New_Jersey,_(4)_Department_of_Astronomy,_Yale_University,_(5)_Department_of_Physics,_Yale_University_(6)_Astronomy_Department,_University_of_Washington) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.12985 |
Romulus25およびRomulusCシミュレーションを使用して、孤立した衛星およびクラスター環境での超拡散銀河（UDG）の集団を調査します。これには、UDGの定義や表示方向によって集団がどのように変化するかが含まれます。UDGの基準定義を使用すると、分離されたUDGは、非UDGの対応するものよりも著しく大きいセミメジャー（b/a）軸比と小さいセミマイナー（c/a）軸比を持っていることがわかります。円盤状。これは、同じUDG定義を採用し、初期の高スピン合併によって孤立したUDGが形成されることを示した以前の結果と一致しています。ただし、UDG定義の選択は、ドワーフ集団のどのサブセットがUDGとして分類されるかに大きく影響し、UDGの数をドワーフ集団の最大45％まで変化させる可能性があります。また、銀河のUDGとしての分類は、その視線方向に依存しており、この依存性は、環境密度が増加するにつれて減少することもわかりました。全体として、文献で使用されているUDGのいくつかの定義は、孤立した矮星の特定の形成メカニズムを分離することができますが、制限の少ない定義は形成メカニズムへのリンクを消去すると結論付けます。したがって、UDGの形成と進化を理解したい場合は、UDG母集団をどのように定義するかを検討する必要があります。
惑星状星雲の原子データと密度構造
惑星状星雲内のさまざまな領域をサンプリングする4つの診断によって暗示される惑星状星雲の密度構造を研究します：[SII]$\lambda6716/\lambda6731$、[OII]$\lambda3726/\lambda3729$、[ClIII]$\lambda5518/\lambda5538$、および[ArIV]$\lambda4711/\lambda4740$。これらの4つの診断から電子密度の計算を可能にする深いスペクトルを持つ46個のオブジェクトのサンプルを使用し、さまざまな原子データが結果に与える影響を調査します。観測結果を、3つの異なる密度構造を特徴とする光イオン化モデルから得られた結果と比較します。電子密度の計算に使用される原子データは、オブジェクトに対して導出される密度構造を完全に決定すると結論付けます。モデルで調査された3つの異なる密度構造のそれぞれと互換性のある観測結果につながる原子データの3つの組み合わせを選択することにより、これを説明します。
宇宙の正午の間の明るいサブミリメートル銀河の巨大な分子ガス貯蔵所
| Title |
Massive_molecular_gas_reservoir_in_a_luminous_sub-millimeter_galaxy_during_cosmic_noon |
| Authors |
Bin_Liu,_N._Chartab,_H._Nayyeri,_A._Cooray,_C._Yang,_D.A_Riechers,_M._Gurwell,_Zong-hong_Zhu,_S._Serjeant,_E._Borsato,_M._Negrello,_L._Marchetti,_E.M._Corsini,_P._van_der_Werf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.13016 |
$z=2.553$で、非常にほこりっぽい星形成レンズ銀河（HERS1）のマルチバンド観測を提示します。\textit{HST}/WFC3、SMA、およびALMAの高解像度マップは、半径$\sim$3$^{\prime\prime}$の部分的なアインシュタイン環を示しています。より深いHST観測は、ALMAによる[NII]205$\mu$m輝線の検出に基づいて、明るいアークと同じ赤方偏移にあると識別された、2番目のレンズソースに関連付けられたレンズアーク機能の存在も示しています。。レンズシステムの詳細なモデルは、高解像度のHST/WFC3画像を使用して構築されます。これにより、光源面の特性を調べ、残りのフレームの発光をサブミリメートルおよびミリメートルの波長で見られる銀河の特性と関連付けることができます。レンズ倍率を補正すると、スペクトルエネルギー分布フィッティングの結果は、約$1000\pm260$${\rmM_{\odot}}$yr$^{-1}$、恒星の質量${\rmの固有の星形成率をもたらします。M_*}=4.3^{+2.2}_{-1.0}\times10^{11}{\rmM_{\odot}}$、およびダスト温度${\rmT}_{\rmd}=35^{+2}_{-1}$K.固有のCO輝線（$J_{\rmup}=3,4,5,6,7,9$）フラックス密度とCOスペクトル線エネルギー分布が導出されます速度に依存する拡大率に基づいています。ガス特性を研究するために、2つの励起成分を使用した大速度勾配法を使用した放射伝達モデルを適用します。低励起成分のガス密度は$n_{\rmH_2}=10^{3.1\pm0.6}$cm$^{-3}$で運動温度は${\rmT}_{\rmk}=19^{+7}_{-5}$Kで、高励起成分には$n_{\rmH_2}=10^{2.8\pm0.3}$cm$^{-3}$と${\rmT}_{\rmk}=550^{+260}_{-220}$K.さらに、HERS1のガス分率は約$0.4\pm0.2$で、250Myr続くと予想されます。これらの特性は、星形成活動のピークエポックの間の典型的なサブミリメートル銀河の詳細なビューを提供します。
8620 {\ AA} II周辺の拡散星間バンド。 DIBキャリアの運動学と距離
| Title |
The_diffuse_interstellar_band_around_8620_{\AA}_II._Kinematics_and_distance_of_the_DIB_carrier |
| Authors |
H._Zhao,_M._Schultheis,_A._Rojas-Arriagada,_A._Recio-Blanco,_P._de_Laverny,_G._Kordopatis,_F._Surot |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.13085 |
キリン内部バルジ調査（GIBS）とガイア$-$ESO調査（GES）の測定値を利用して、DIB$\、\lambda$8620などのキャリアの運動学と距離を調査することを目指しています。プロパティ。4117GESスペクトルのうち760でDIB$\、\lambda$8620の検出と測定に成功しました。GIBSスペクトルで測定されたDIBと組み合わせて、EWと$E（J-K_{\rmS}）$、および$A_{\rmV}$の間に密接な関係があり、以前の作品。より正確なサンプルと太陽の動きを考慮して、DIB$\、\lambda$8620の残りのフレームの波長は8620.83\r{A}として再決定され、平均適合誤差は0.36\r{A}でした。局所静止系（$V_{\rmLSR}$）とガラクトセントリックフレーム（$V_{\rmGC}$）の各フィールドでの視線速度の中央値をそれぞれ追跡することにより、DIBキャリアの運動学を研究しました。、銀河の経度の関数として。中央値$V_{\rmLSR}$と2つの銀河回転モデルに基づいて、9つのGIBSフィールドと10のGESフィールドのDIBキャリアの有効な運動学的距離を取得しました。また、この作業で測定されたDIB$\、\lambda$8620と、$1.5273\、\mum$のAPOGEEスペクトルの近赤外線DIBとの間に線形関係があることもわかりました。以下の議論に基づいて、DIBキャリアが背景の星よりも観測者の近くに配置できることを示します。（i）定性的に、キャリアは銀河の経度$-$速度図で、ローカル銀河の星の典型的な回転速度を占めます。ディスク、GIBS調査の背景の星は主に銀河バルジにあります。（ii）定量的に、DIBキャリアのすべての導出された運動学的距離は、各フィールドの背景の星までの距離の中央値よりも小さい。
IllustrisTNGにおけるドワーフAGNの合併の歴史と環境
| Title |
Merger_Histories_and_Environments_of_Dwarf_AGN_in_IllustrisTNG |
| Authors |
Mikkel_T_Kristensen,_Kevin_Pimbblet,_Brad_Gibson,_Samantha_Penny,_Sophie_Koudmani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.13100 |
活動銀河核の活動と環境との関係は長い間議論されてきましたが、これらの関係が矮小銀河の質量レジームにまで及ぶかどうかは不明です。これは、観測とシミュレーションの両方に限界があるためです。宇宙論的シミュレーションにおいて、AGNと非AGNの矮小銀河の間で合併の歴史と環境が著しく異なるかどうか、そして矮小銀河のAGN活動にとってこれらの重要性を示しているかどうか、そしてこれらの結果が観測と一致しているかどうかを調査することを目指しています。。IllustrisTNGフラッグシップTNG100-1ランを使用すると、6\、771個の矮小銀河が見つかり、3\、863（$\sim$57パーセント）がある程度のAGN活動を持っています。「環境」を定量化するために、2つの測定値が使用されます。1）6つの赤方偏移での銀河の10番目に近い隣人までの距離、および2）3つの異なる最小合併質量比の最後の合併からの時間。同様の分析がTNG50-1とIllustris-1で実行され、調査結果の堅牢性がテストされます。どちらの測定でも、AGN銀河と非AGN銀河の間で大幅に異なる分布が得られます。AGN銀河よりも非AGNの方が密集した環境に長期間存在しますが、最近の（$\leq4\text{Gyr}$）マイナーな合併は中間のAGN活動でより一般的です。これらの結果からミクロ物理学またはマクロ物理学については何も述べられていませんが、それでも合併と環境の無視できない役割を示しています。
カリフォルニア分子フィラメントに向けた広視野CO調査
| Title |
A_wide-field_CO_survey_towards_the_California_Molecular_Filament |
| Authors |
Weihua_Guo,_Xuepeng_Chen,_Jiancheng_Feng,_Li_Sun,_Chen_Wang,_Yang_Su,_Yan_Sun,_Yiping_Ao,_Shaobo_Zhang,_Xin_Zhou,_Lixia_Yuan,_and_Ji_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.13111 |
$^{12}$CO/$^{13}$CO/C$^{18}$O（J=1-0）の161.75$の領域内のカリフォルニア分子雲（CMC）に対する調査を提示します。^{\circ}\leqslantl\leqslant$167.75$^{\circ}$、-9.5$^{\circ}\leqslantb\leqslant$-7.5$^{\circ}$、パープルマウンテン天文台を使用（PMO）13.7mミリメトリコ大望遠鏡。470pcの距離を採用すると、$^{12}$CO、$^{13}$CO、およびC$^{18}$Oから推定される観測された分子雲の質量は約2.59$\times$10$^です。{4}$M$_\odot$、0.85$\times$10$^{4}$M$_\odot$、および0.09$\times$10$^{4}$M$_\odot$。$^{13}$COの画像から、約72個の大規模な連続フィラメントが明らかになっています。主軸に垂直な系統的な速度勾配が現れ、$\sim$0.82kms$^{-1}$pc$^{-1}$と測定されます。フィラメントに沿った運動学は、断片化波長が$\sim$2.3pc、速度振幅が$\sim$0.92kms$^{-1}$の振動パターンを示しています。これは、コア形成流に関連している可能性があります。さらに、空の平面に対する傾斜角を45$^{\circ}$とすると、クラスターの推定平均降着率は$\sim$101M$_\odot$Myr$^{-1}$です。他の地域では、LkH$\alpha$101および$\sim$21M$_\odot$Myr$^{-1}$。C$^{18}$Oの観測では、大規模なフィラメントを複数の下部構造に分解することができ、それらのダイナミクスは、収束する流れからのフィラメント形成のシナリオと一致しています。約225個のC$^{18}$Oコアが抽出され、そのうち181個がスターレスコアです。スターレスコアの約37$\％$（67/181）の$\alpha_{\text{vir}}$は1未満です。フィラメントに沿って、20の流出候補が識別されます。私たちの結果は、CMC領域の大規模フィラメントに沿った活発な初期段階の星形成を示しています。
DUVET調査：Mrk1486における金属に富む流出と金属に乏しい流入の直接$ T_e $ベースの金属量マッピング
| Title |
The_DUVET_Survey:_Direct_$T_e$-based_metallicity_mapping_of_metal-enriched_outflows_and_metal-poor_inflows_in_Mrk_1486 |
| Authors |
Alex_J._Cameron,_Deanne_B._Fisher,_Daniel_McPherson,_Glenn_G._Kacprzak,_Danielle_A._Berg,_Alberto_Bolatto,_John_Chisholm,_Rodrigo_Herrera-Camus,_Nikole_M._Nielsen,_Bronwyn_Reichardt_Chu,_Ryan_J._Rickards_Vaught,_Karin_Sandstrom,_and_Michele_Trenti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.13211 |
エッジオンシステムMrk1486の電子温度（$T_e$）マップを提示し、$5。\！\！^{\prime\prime}8$（4.1kpc）にわたる「直接法」気相金属量測定を提供します。短軸に沿って$9。\！\！^{\prime\prime}9$（6.9kpc）長軸に沿って。これらのマップは、Mrk1486の広い空間範囲にわたる[OIII]$\lambda$4363オーロラ輝線の強力な検出によって可能になり、ディスク面からの距離が増すにつれて温度が低下する明確な負の短軸$T_e$勾配を明らかにします。最も低い金属量のスパクセルは長軸の両端近くにあり、最も高い金属量のスパクセルは短軸に沿った大きな空間オフセットにあることがわかります。これは、低金属量の流入がディスクの長軸の端の金属量を希釈し、星形成が短軸に沿って金属に富む流出を促進するという図と一致しています。Mrk1486の流出金属量は平均ISM金属量より0.20dex（1.6倍）高く、金属の少ない流入ガスより0.80dex（6.3倍）高く、5％未満であることがわかります$Z_\odot$。これは、一貫した$T_e$ベースの方法論を使用して、流入、流出、および内部ディスクISMガスに対して同時に行われた金属量測定の最初の例です。これらの測定値は、バリオンサイクルプロセスがMrk1486のような銀河の集合にどのように寄与するかについてのユニークな洞察を提供します。
z $ \ sim $ 1.6でのFMOS-COSMOS輝線銀河のスペクトルエネルギー分布のフィッティング：星形成率、ダスト減衰、および[OIII]
$ \ lambda $ 5007輝線光度
| Title |
Fitting_spectral_energy_distributions_of_FMOS-COSMOS_emission-line_galaxies_at_z$\sim$1.6:_Star_formation_rates,_dust_attenuation,_and_[OIII]$\lambda$5007_emission-line_luminosities |
| Authors |
J._A._Villa-V\'elez,_V._Buat,_P._Theul\'e,_M._Boquien,_D._Burgarella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.13321 |
FMOS調査からの輝線でUVからFIRの波長をカバーするCOSMOSサンプルでSEDフィッティング分析を実行します。H$\alpha$および[OIII]$\lambda5007$放出を伴う182個のオブジェクトのサンプルは、$1.40<\rm{z}<1.68$の範囲に及びます。恒星の質量（$10^{9.5}-10^{11.5}〜\rm{M_\odot}$）とSFR（$10^1-10^3〜\rm{M_\odot}〜\rm）のロバストな推定値を取得します{yr}^{-1}$）CIGALEフィッティング連続測光とH$\alpha$を使用したベイズ分析から。減衰の中央値はA$_\rm{H\alpha}=1.16\pm0.19$magおよびA$_\rm{[OIII]}=1.41\pm0.22$magです。H$\alpha$および[OIII]$\lambda5007$の減衰は、恒星の質量とともに増加することがわかり、以前の発見を確認しています。輝線と連続体が経験する減衰の$57$％の違いは、輝線が連続体よりも減衰していることと一致しています。CIGALEの新しいCLOUDYHII領域モデルにより、H$\alpha$、H$\beta$、[OIII]$\lambda5007$輝線を、$0.2$dex未満の差で適切に適合させることができます。[NII]$\lambda6584$の線を合わせるのは、中間の赤方偏移でのBPT図の銀河の軌跡のよく知られた不一致のために困難です。SFRとダスト補正されたL$_\rm{[OIII]\lambda5007}$の正の相関を見つけ、線形関係$\log_{10}\rm{（SFR/\rm{M}_\odot〜\rm{yr}^{-1}）}=\log_{10}（\rm{L}_{[\rm{OIII]}}/\rm{ergs〜s^{-1}}）-（41.20\pm0.02）$。勾配を自由パラメーターのままにしておくと、$\log_{10}\rm{（SFR/\rm{M}_\odot〜\rm{yr}^{-1}）}=（0.83\pm0.06）になります。\log_{10}（\rm{L}_{[\rm{OIII]}}/\rm{ergs〜s^{-1}}）-（34.01\pm2.63）$。気相の金属量とイオン化パラメータの変動は、それぞれ分散液の$0.24$dexと$1.1$dexを占めます。このサンプルでは、$\log\rm{U}\upperx-2.85$の平均値が測定されます。MOONSやPFSなどの調査からの将来のデータを分析するには、測光と輝線フラックスを同時に適合させるためにHII領域モデルを含めることが最も重要です。
Blazar PKS0027-426の多波長光学およびNIR変動分析
| Title |
Multi-wavelength_Optical_and_NIR_Variability_Analysis_of_the_Blazar_PKS_0027-426 |
| Authors |
E._Guise,_S._F._H\"onig,_T._Almeyda,_K._Horne,_M._Kishimoto,_M._Aguena,_S._Allam,_F._Andrade-Oliveira,_J._Asorey,_M._Banerji,_E._Bertin,_B._Boulderstone,_D._Brooks,_D._L._Burke,_A._Carnero_Rosell,_D._Carollo,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_M._Costanzi,_L._N._da_Costa,_T._M._Davis,_J._De_Vicente,_P._Doel,_S._Everett,_I._Ferrero,_B._Flaugher,_J._Frieman,_P._Gandhi,_M._Goad,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_J._Gschwend,_G._Gutierrez,_S._R._Hinton,_D._L._Hollowood,_K._Honscheid,_D._J._James,_M._A._C._Johnson,_K._Kuehn,_G._F._Lewis,_C._Lidman,_M._Lima,_M._A._G._Maia,_U._Malik,_F._Menanteau,_R._Miquel,_R._Morgan,_R._L._C._Ogando,_A._Palmese,_F._Paz-Chinch\'on,_M._E._S._Pereira,_A._Pieres,_A._A._Plazas_Malag\'on,_E._Sanchez,_V._Scarpine,_S._Serrano,_I._Sevilla-Noarbe,_N._Seymour,_M._Smith,_M._Soares-Santos,_E._Suchyta,_M._E._C._Swanson,_G._Tarle,_C._To,_and_B._E._Tucker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.13386 |
2013年から2018年までのDES（ダークエネルギーサーベイ）と2018年から2019年までのVOILETTE（銀河外過渡現象のVEILS光度曲線）からの光学グリズ観測を使用したPKS0027-426の多波長スペクトルおよび時間変動分析を提示します（NIR）2017年から2019年までのVEILS（VISTAExtragalacticInfraredLegacySurvey）からのJKの観測。光度曲線の各組み合わせの相互相関の複数の方法は、各観測シーズンおよび観測期間全体について、光学光学、光学NIR、およびNIR-NIR放射間の可能なラグの測定を提供します。バンド間タイムラグ測定は、観測のリズムよりも小さいタイムスケールでの同時放出または放出領域間の遅延のいずれかを一貫して示唆しています。フィルタの各組み合わせ間の色と大きさの関係も、PKS0027-426のスペクトル挙動を決定するために研究されました。私たちの結果は、光学フィルターのさまざまな組み合わせを使用して、さまざまなタイムスケールで、明るいときは青（BWB）、明るいときは安定（SWB）、明るいときは赤（RWB）の間で変化する複雑な色の動作を示しています。この複雑なスペクトルの振る舞いをさらに理解するために、光学スペクトルの追加分析が実行されます。
発生期のミリクエーサーVTJ154843.06 + 220812.6：潮汐破壊現象または極端な降着状態の変化？
| Title |
The_nascent_milliquasar_VT_J154843.06+220812.6:_tidal_disruption_event_or_extreme_accretion-state_change? |
| Authors |
Jean_J._Somalwar,_Vikram_Ravi,_Dillon_Dong,_Matthew_Graham,_Gregg_Hallinan,_Casey_Law,_Wenbin_Lu,_and_Steven_T._Myers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.12431 |
核無線フレア、VTJ154843.06+220812.6、以下VTJ1548の詳細な多波長フォローアップを提示します。VTJ1548は、VLASkySurvey（VLASS）からの3GHz観測で${\sim}1$mJy無線フレアとして選択されました。これは、過去のAGN活動が弱いか、まったくない低質量（$\logM_{\rmBH}/M_\odot\sim6$）のホスト銀河の核にあります。VTJ1548は、WISE調査でゆっくりと上昇し（複数年）、明るい中間IRフレアに関連付けられており、ピークは${\sim}10\％L_{\rmedd。}$です。利用可能なデータが限られているため、短い初期の光学フレアを除外することはできませんが、関連する光学的過渡現象は検出されません。一定の遅い時間（フレア後${\sim}3$年）のX線放射は${\sim}10^{42}$ergs$^{-1}$で検出されます。無線SEDは、非対称媒体に入射する流出からのシンクロトロン放射と一致しています。フォローアップの光スペクトルは、一時的で明るい高イオン化コロナル線放射を示しています（$[{\rmFe\、X}]\、\lambda6375、[{\rmFe\、XI}]\、\lambda7894、[{\rmS\、XII}]\、\lambda7612$）。一過性の広いH$\alpha$も検出されますが、対応する広いH$\beta$放出はなく、高い核絶滅を示唆しています。このイベントは、潮汐破壊イベントまたは活動銀河核の極端なフレアのいずれかとして解釈されます。どちらの場合も、ほこりっぽいトーラスによって隠されています。これらの個々の特性は以前の過渡現象で観察されていますが、この組み合わせは前例のないものです。このイベントは、観測可能な特性と考えられるトリガーの範囲にまたがる核フレアのサンプルを組み立てるために、すべての波長帯にわたる検索の重要性を強調しています。
| Title |
Effects_of_anisotropy_on_strongly_magnetized_neutron_and_strange_quark_stars_in_general_relativity |
| Authors |
Debabrata_Deb_(IISc),_Banibrata_Mukhopadhyay_(IISc),_Fridolin_Weber_(SDSU/UCSD) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.12436 |
強く磁化された物質でできた異方性の球対称コンパクト星、特に中性子星や奇妙なクォーク星の性質を調べます。中性子星はSLyの状態方程式で記述され、ストレンジクォーク星はMITバッグモデルに基づく状態方程式で記述されます。恒星モデルは、磁場の事前に仮定された密度依存性、したがって異方性に基づいています。私たちの研究は、強い磁場と異方性の存在だけでなく、磁場自体の向きも星の物理的性質に重要な影響を与えることを示しています。局所磁場が半径方向を指す半径方向と、局所磁場が半径方向に垂直である横方向の２つの可能な磁場配向が考慮される。興味深いことに、磁場の横方向の向きでは、反発的で有効な異方性力が増加するため、異方性と磁場の強さが増し、サイズが大きくなると、星はより大きくなることがわかります。しかし、放射状に配向された磁場の場合、有効異方性力が減少するため、星の質量と半径は磁場強度の増加とともに減少します。重要なことに、磁化された物質の静水圧平衡構成を達成するためには、局所的な異方性効果と強い磁場によって引き起こされる異方性効果の両方を考慮することが不可欠であることも示しています。そうしないと、磁化された恒星モデルの静水圧平衡が達成されません。
GaiaDR2を使用した暴走高質量X線連星HD153919 / 4U1700-37の親クラスターとしてNGC6231を確認
| Title |
Confirming_NGC_6231_as_the_parent_cluster_of_the_runaway_high-mass_X-ray_binary_HD_153919/4U_1700-37_with_Gaia_DR2 |
| Authors |
Vincent_van_der_Meij,_Difeng_Guo,_Lex_Kaper,_and_Mathieu_Renzo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.12918 |
最も重い星のかなりの部分が高速で宇宙を移動します。考えられる物理的説明の1つは、コンパクトな連星系の超新星がシステムの高い反跳速度をもたらすということです。システムが束縛されたままの場合、その後、分光連星（SB1）、高質量X線連星、コンパクト連星、そして最後に重力波イベントとして観測できます。そのようなシステムがその親クラスターにまでさかのぼると、バイナリ進化モデルを非常に詳細にテストできます。ガイア固有運動と視差は、高質量X線連星HD153919/4U1700-37がOBアソシエーションScoOB1の核であるNGC6231に由来することを示すために使用されます。物理的性質（中性子星またはブラックホール）が不明なO超巨星とそのコンパクトな伴星は、NGC6231に対して63km/sの空間速度で移動します。システムの運動年齢は2.2Myrです。ガイアDR2の視差と正確な固有運動を使用して、NGC6231のメンバーシップ分析を実行しました。NGC6231までの距離は1.63kpcです。等時性フィッティングの結果、年齢は4.7Myrになります。NGC6231が親クラスターとして特定されたため、超新星爆発の瞬間の4U1700-37の前駆体の年齢の上限は3.0Myrです。これらの制約により、システムの進化の歴史は、60Msunを超えるコンパクトオブジェクトの前駆体の初期質量で再構築できます。現在の高い空間速度と派生した進化の歴史を考えると、システム内のコンパクトなオブジェクトは、大きな出生キックを受けた可能性が高く、ブラックホールよりも中性子星である可能性が高いことを示唆しています。HD153919/4U1700-37は、GW190412などの重力波イベントの前駆体の天の川のプロトタイプである可能性があります。
3HWC J1928 +178からのガンマ線放出
HAWCによって発見されたガンマ線源3HWCJ1928+178は、4kpc離れた場所にある82kyrパルサーPSRJ1928+1746と一致しています。イメージング大気チェレンコフ望遠鏡（IACT）は、拡張ソースに適合した分析を使用してH.E.S.S.がこの領域からの放射を最近検出するまで、報告されていません。フェルミ-LATデータからのGeVガンマ線またはX線の対応物はこれまで報告されていません。この寄稿では、3HWCJ1928+178を取り巻く領域の多波長コンテキストを示し、マルチミッション最尤フレームワーク（3ML）を使用して導出されたマルチコンポーネントモデルを提示します。3HWCJ1928+178のガンマ線放出を、連続拡散放出を伴う拡張光源によってモデル化する可能性を探ります。パルサーの年代とその拡張された性質とともに、それはパルサー風星雲からハローへの移行を示している可能性があり、そこでは電子が冷えて源から離れて拡散し始めています。
NICER PSR J0740 +6620半径測定に照らした相対論的ハイブリッド星
核物質からクォーク物質への強い一次相転移を伴うハイブリッド星の構造について、NICER実験とPREX-II実験による中性子皮膚測定を組み合わせたPSRJ0740+6620の最近の半径決定の意味を調査しました。クォーク物質の共変密度汎関数ヌクレオニック状態方程式（EoS）と一定速度の音速EoSを組み合わせます。低質量コンパクト星にクォーク物質への相転移がある場合、GW170817から得られた半径と潮汐変形能の範囲がPREX-IIの結果と一致する可能性があることを示します。高質量セグメントでは、質量$M\simeq2M_{\odot}$および$M\simeq1.4M_のPSRJ0740+6620およびJ0030+0451の大半径推論に準拠するために、EoSを剛性にする必要があります。{\odot}$。双子の星が除外されていないことを示しますが、質量と半径の範囲（$M\geqM_\odot$を使用）は狭いドメイン$\DeltaM_{\rmtwin}\lesssim0.05M_\odot$と$\に制限されていますデルタR_{\rmツイン}\sim1.0$〜km。また、音速二乗$s\simeq0.6$の値の場合、ツイン構成の存在がハイブリッドスターであるGW190814イベントのライトコンパニオンと互換性があることも示します。
MOJAVE：XVIII。明るいラジオラウドアクティブ銀河の運動学と内部ジェット進化
| Title |
MOJAVE:_XVIII._Kinematics_and_Inner_Jet_Evolution_of_Bright_Radio-Loud_Active_Galaxies |
| Authors |
M._L._Lister_(Purdue_U),_D._C._Homan_(Denison_U),_K._I._Kellermann_(NRAO),_Y._Y._Kovalev_(ASC_Lebedev,_MIPT,_MPIfR),_A._B._Pushkarev_(CrAO,_ASC_Lebedev,_MIPT),_E._Ros_(MPIfR),_T._Savolainen_(Aalto_U,_MPIfR) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.13358 |
1994年8月31日から2019年8月4日までに取得された15GHzVLBAデータに基づいて、447個の明るいラジオラウドAGNのパーセクスケールのジェット運動学を分析しました。これらのAGNの143に対して4。419ジェットで5エポック以上の1923年の明るい特徴を追跡しました。十分にサンプリングされたジェット機能の大部分（60％）は、加速または非放射状の動きを示します。47ジェットには、見かけの速度が異常に遅い非加速機能が少なくとも1つあります。ほとんどのジェットは、時間の経過とともに内部ジェット位置角（PA）に10〜50度の変動を示しますが、全体的な分布には200度までの連続的なテールがあります。より低い周波数でピークに達したSEDを持つAGNは、より変動性の高いPAを持つ傾向があり、BLラックはクエーサーよりも変動性が低くなります。フェルミLATガンマ線関連AGNは、サンプルの非LATAGNよりも変動するPAが多い傾向があります。これらの傾向は、スペクトルのピークが低く、LATに関連するジェットの視野角が小さいことに起因すると考えられます。体系的に増加または減少するPAで、10年以上にわたって複数の機能が出現する13のAGNを特定しました。放出されたフィーチャはジェット断面全体を埋めないため、この動作は、ジェットベースの近くで歳差運動する流れの不安定性を示しています。一部のジェットは振動性PAの進化の兆候を示していますが、適合期間はVLBAの総時間範囲に匹敵するため、周期性の真正なケースはないと主張します。
分子雲射手座B2のX線観測を使用した銀河中心での宇宙粒子集団に対する新しい制約
| Title |
New_Constraints_on_Cosmic_Particle_Populations_at_the_Galactic_Center_using_X-ray_Observations_of_the_Molecular_Cloud_Sagittarius_B2 |
| Authors |
Field_Rogers,_Shuo_Zhang,_Kerstin_Perez,_Ma\"ica_Clavel,_and_Afura_Taylor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.13399 |
天の川の動的中心から$\sim100$pcに位置する、分子雲射手座B2（SgrB2）は、銀河中心領域で最も巨大なそのような天体です。X線では、SgrB2は6.4keVで顕著な中性FeK$\alpha$線を示し、10keVを超える連続放出を示しています。これは、雲内の高エネルギーの非熱プロセスを示しています。SgrB2複合体は、超大質量ブラックホール射手座A*からの過去のエネルギー爆発の可能性が高いものを再処理するため、2001年以降総排出量が減少し続けているX線反射星雲です。X線反射モデルは、FeK$\alpha$の観測された時間変動と硬X線放射を説明し、最も近い超大質量ブラックホールの明るい進化の歴史への窓を提供します。銀河中心における宇宙粒子集団の上昇の証拠に照らして、最近の関心は、低エネルギー（サブGeV）宇宙粒子のプローブとしてのSgrB2からのX線にも焦点を合わせています。時変X線反射とは対照的に、この場合、低エネルギー宇宙粒子の相互作用からのX線フラックスの寄与は時間的に一定であると仮定できます。そのため、低エネルギー宇宙粒子集団の上限は次のようになります。雲から観測された最低のフラックスレベルを使用して取得されます。ここでは、2018年からのSgrB2の最新の対応する最も暗いNuSTARおよびXMM-Newton観測を示します。これらは、増光機能を含む、SgrB2複合体の低密度部分内の小規模な変動を明らかにしますが、それでも最高の上限を有効にします。SgrB2の低エネルギー宇宙粒子からのX線で。また、異なる密度の雲領域からのFeK$\alpha$フラックスを提示し、雲全体の周囲の低エネルギー宇宙粒子相互作用のモデルとの比較を容易にします。
LUCI：SITELLEスペクトル分析用のPythonパッケージ
| Title |
LUCI:_A_Python_package_for_SITELLE_spectral_analysis |
| Authors |
Carter_Lee_Rhea,_Julie_Hlavacek-Larrondo,_Laurie_Rousseau-Nepton,_Benjamin_Vigneron,_Louis-Simon_Guit\'e |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.12428 |
高分解能光学面分光ユニット（IFU）は、銀河や銀河団における銀河外輝線星雲の知識を急速に拡大しています。古典的なHII領域、超新星残骸、惑星状星雲、クラスターフィラメントなど、これらのオブジェクトのスペクトルを調べることで、それらの運動学（速度と速度分散）を制限することができます。BPTダイアグラムなどの追加ツールと組み合わせて、強い輝線フラックス比に基づいて輝線領域をさらに分類できます。LUCIは、IFUスペクトルの迅速な分析を容易にすることを目的とした使いやすいPythonモジュールです。LUCIは、astropyやscipyなどの十分に開発された既存のPythonツールを、スペクトル分析用の新しい機械学習ツールと統合することでこれを実現します（Rheaetal.2020）。さらに、LUCIには、SITELLEデータキューブにアクセスして適合させるための使いやすいツールがいくつか用意されています。
IQRM：無線トランジェントおよびパルサー検索用のリアルタイム適応RFIマスキング
時間領域データでの短いタイムスケールの天体物理学的過渡現象の検索では、無線周波数干渉（RFI）により、大量の誤検知候補と、正しく軽減されない場合の感度の大幅な低下の両方が発生します。ここでは、短時間（$\sim$1s）のデータブロックから時間可変周波数チャネルマスクを直接推測するアルゴリズムを提案します。この方法は、RFIの存在とよく相関するスペクトル統計を計算し、高値を見つけることで構成されます。結果の値の外れ値。後者のタスクでは、四分位範囲緩和（IQRM）と呼ばれる外れ値検出アルゴリズムを提案します。これは、ノンパラメトリックであり、シーケンシャルデータの傾向の存在に対してロバストです。この方法はトレーニングを必要とせず、原則として望遠鏡やRFI環境に適応できます。その効率は、MeerKATとLovellの76m電波望遠鏡の両方からのデータに示されています。IQRMは、ストリーミング検索で使用するのに十分な速度であり、MeerTRAPリアルタイム一時検索パイプラインに統合されています。オープンソースのPythonおよびC++の実装が提供されています。
サンタクルス極限補償光学実験室テストベッドでの高速大気自己コヒーレントカメラ技術の最初の実験結果：残留大気スペックルの高速焦点面波面制御の実証
| Title |
First_Experimental_Results_of_the_Fast_Atmospheric_Self-coherent_Camera_Technique_on_the_Santa_cruz_Extreme_Adaptive_optics_Laboratory_Testbed:_Demonstration_of_High_Speed_Focal_Plane_Wavefront_Control_of_Residual_Atmospheric_Speckles |
| Authors |
Benjamin_L._Gerard_and_Daren_Dillon_and_Sylvain_Cetre_and_Rebecca_Jensen-Clem_and_Thomas_D_Yuzvinsky_and_Holger_Schmidt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.12462 |
現在および将来の高コントラストイメージング機器は、地球質量のハビタブルゾーンの太陽系外惑星を直接検出することを最終的な目標として、以前の太陽系外惑星よりも軌道間隔が近い、質量が小さい、および/または年齢が古い太陽系外惑星を検出することを目的としています。ただし、コロナグラフ科学画像の継続的に進化するスペックルは、最先端の地上ベースの太陽系外惑星イメージング機器を、この目標を達成するために必要なものよりも少なくとも2桁悪いコントラストに制限します。地上ベースの補償光学（AO）機器の場合、ほとんどのスペックル抑制技術では、動的な大気スペックルと準静的な機器スペックルの両方を減衰させることが依然として困難です。この課題に対処するために、高速大気自己コヒーレントカメラ（SCC）技術（FAST）と呼ばれる焦点面波面センシングおよび制御アルゴリズムを提案しました。これにより、SCCは、わずかな光子しか検出されない場合でもミリ秒のタイムスケールで動作できます。スペックルあたり。ここでは、サンタクルスエクストリームAOラボラトリー（SEAL）テストベッドでのFASTの予備実験結果を示します。特に、「第2段階」のAOベースの焦点面波面制御の利点を示し、ミリ秒のタイムスケールで発生する残留大気乱流の高速閉ループ補償を示します。
| Title |
Gamma-_and_Cosmic-Ray_Observations_with_the_GAMMA-400_Gamma-Ray_Telescope |
| Authors |
N.P._Topchiev,_A.M._Galper,_I.V._Arkhangelskaja,_A.I._Arkhangelskiy,_A.V._Bakaldin,_R.A._Cherniy,_I.V._Chernysheva,_E.N._Gudkova,_Yu.V._Gusakov,_O.D._Dalkarov,_A.E._Egorov,_M.D._Kheymits,_M.G._Korotkov,_A.A._Leonov,_A.G._Malinin,_V.V._Mikhailov,_A.V._Mikhailova,_P.Yu._Minaev,_N.Yu._Pappe,_M.V._Razumeyko,_M.F._Runtso,_A.I._Smirnov,_Yu.I._Stozhkov,_S.I._Suchkov,_Yu.T._Yurkin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.12609 |
将来の宇宙ベースのGAMMA-400ガンマ線望遠鏡は、銀河面、銀河中心、フェルミバブル、カニ、ベラ、シグナスX、ゲミンガ、太陽、および他の地域では、ガンマ線と宇宙線のフラックスを測定します。観測は点光源モードで長時間（〜100日）継続して行われます。GAMMA-400は、宇宙ベースおよび地上ベースのガンマ線望遠鏡よりも5〜10倍優れた前例のない角度およびエネルギー分解能を備えています。宇宙線のバックグラウンドからのガンマ線、および陽子からの電子+陽電子の優れた分離により、約20MeVから数TeVのエネルギー範囲のガンマ線と最大数十TeVの宇宙線電子+陽電子を測定できます。GAMMA-400の観測により、暗黒物質粒子の消滅または崩壊からのガンマ線の分解、多くの個別の線源の特定、拡張された線源の構造の明確化、宇宙線電子+陽電子スペクトルのデータの指定が可能になります。
HyperSuprime-Camスバル戦略プログラムの3回目のデータリリース
| Title |
Third_Data_Release_of_the_Hyper_Suprime-Cam_Subaru_Strategic_Program |
| Authors |
Hiroaki_Aihara,_Yusra_AlSayyad,_Makoto_Ando,_Robert_Armstrong,_James_Bosch,_Eiichi_Egami,_Hisanori_Furusawa,_Junko_Furusawa,_Sumiko_Harasawa,_Yuichi_Harikane,_Bau-Ching_Hsieh,_Hiroyuki_Ikeda,_Kei_Ito,_Ikuru_Iwata,_Tadayuki_Kodama,_Michitaro_Koike,_Mitsuru_Kokubo,_Yutaka_Komiyama,_Xiangchong_Li,_Yongming_Liang,_Yen-Ting_Lin,_Robert_H._Lupton,_Nate_B_Lust,_Lauren_A._MacArthur,_Ken_Mawatari,_Sogo_Mineo,_Hironao_Miyatake,_Satoshi_Miyazaki,_Surhud_More,_Takahiro_Morishima,_Hitoshi_Murayama,_Kimihiko_Nakajima,_Fumiaki_Nakata,_Atsushi_J._Nishizawa,_Masamune_Oguri,_Nobuhiro_Okabe,_Yuki_Okura,_Yoshiaki_Ono,_Ken_Osato,_Masami_Ouchi,_Yen-Chen_Pan,_Andr\'es_A._Plazas_Malag\'on,_Paul_A._Price,_Sophie_L_Reed,_Eli_S._Rykoff,_Takatoshi_Shibuya,_Mirko_Simunovic,_Michael_A._Strauss,_Kanako_Sugimori,_Yasushi_Suto,_et_al._(17_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.13045 |
この論文は、スバル8.2m望遠鏡を用いた広視野マルチバンド画像調査であるHyperSuprime-CamSubaruStrategicProgram（HSC-SSP）の3番目のデータリリースを示しています。HSC-SSPには、さまざまな天体物理学の質問に対処するように設計された、異なるエリアカバレッジと深度を持つ3つの調査レイヤー（Wide、Deep、およびUltraDeep）があります。HSC-SSPからのこの3番目のリリースには、278夜の観測時間のデータが含まれ、ワイドレイヤーの全深度（$\sim26$〜magat$5\sigma$）の5つのブロードバンドフィルターすべてで約670平方度をカバーします。部分的に観測された領域を含めると、リリースは1,470平方度をカバーします。DeepレイヤーとUltraDeepレイヤーには、当初計画された積分時間の$\sim80\％$があり、さまざまな時間損失を補うために観測戦略をわずかに変更したため、完了したと見なされます。画像処理パイプラインには多くの更新があります。特に重要なのは、空の減算アルゴリズムの変更です。検出と測定の段階の前に、小さなスケールで空を差し引きます。これにより、誤検出が大幅に減少しました。これと他の更新のおかげで、処理されたデータの全体的な品質は前のリリースから改善されました。ただし、データには制限があり（たとえば、パイプラインが混雑したフィールド用に最適化されていない）、データを活用する前に、品質保証プロットと既知の問題のリストを確認することをお勧めします。データリリースのウェブサイトはhttps://hsc-release.mtk.nao.ac.jp/です。
サブチャンドラセカール質量白色矮星の二重爆轟の多次元放射伝達計算
| Title |
Multi-Dimensional_Radiative_Transfer_Calculations_of_Double_Detonations_of_Sub-Chandrasekhar-Mass_White_Dwarfs |
| Authors |
Ken_J._Shen,_Samuel_J._Boos,_Dean_M._Townsley,_and_Daniel_Kasen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.12435 |
ヘリウム殻爆発がチャンドラセカール限界以下の白色矮星で炭素コア爆発を引き起こす二重爆発Ia型超新星シナリオの研究は、過去10年間に復活を経験しました。新しい進化のシナリオとどの核反応が不可欠であるかについてのより良い理解により、二重爆発シナリオの元の数十年前の化身よりもはるかに薄いヘリウム殻を持つ白色矮星での爆発の成功が可能になりました。この論文では、白色矮星とヘリウムの殻の質量の範囲を調査しながら、薄い殻の二重爆轟モデルの多次元放射伝達計算からの光度曲線とスペクトルの最初のスイートを提示します。観測された光度曲線と非特異なIa型超新星のスペクトルと、サブルミナスからオーバールミナスのサブタイプまで幅広い一致が見られ、チャンドラセカール質量の白色矮星の二重爆発が観測されたIa型超新星の大部分を生成するという証拠を提供します。スペクトル速度と色のいくつかの不一致は存続しますが、これらは、より正確な初期条件と放射輸送物理学を含む将来の計算によって一致する可能性があります。
CARMENESはM矮星の周りの太陽系外惑星を検索します：クールスタースペクトルのそれほど微細ではない超微細分割バナジウム線
| Title |
The_CARMENES_search_for_exoplanets_around_M_dwarfs:_Not-so-fine_hyperfine-split_vanadium_lines_in_cool_star_spectra |
| Authors |
Yutong_Shan,_Ansgar_Reiners,_Damian_Fabbian,_Emilio_Marfil,_David_Montes,_Hugo_M._Tabernero,_Ignasi_Ribas,_Jose_A._Caballero,_Andreas_Quirrenbach,_Pedro_J._Amado,_Jesus_Aceituno,_Victor_J._S._Bejar,_Miriam_Cortes-Contreras,_Stefan_Dreizler,_Artie_P._Hatzes,_Thomas_Henning,_Sandra_V._Jeffers,_Adrian_Kaminski,_Martin_Kurster,_Marina_Lafarga,_Juan_Carlos_Morales,_Evangelos_Nagel,_Enric_Palle,_Vera_M._Passegger,_Cristina_Rodriguez_Lopez,_Andreas_Schweitzer,_Mathias_Zechmeister |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.12442 |
（簡略化）CARMENES調査から得られた、高信号対雑音比、高解像度、地電流補正されたM-矮星スペクトルの800〜910nm波長領域における一連の中性バナジウム原子吸光線の特性を示します。これらの線の多くは目立ち、超微細構造（HFS）の結果である独特の広くて平底の形状を示します。クールな星の存在量分析のために、これらのHFSスプリットラインの可能性と影響を調査します。分光ソフトウェアiSpecおよびVALD3データベースから入手可能な最新の原子データ（HFSを含む）によって提供される標準的なスペクトル合成ルーチンを使用して、これらの印象的なラインプロファイルをモデル化しました。それらを使用して、クールな矮星のV存在量を測定しました。CARMENES保証時間観測サンプルで135個の初期M矮星（M0.0VからM3.5V）のV存在量を決定しました。それらは、近くのFG矮星に由来する傾向と一致する[V/Fe]-[Fe/H]傾向を示します。[V/H]と[Fe/H]の間の緊密な（$\pm$0.1dex）相関は、M矮星の代替金属量指標としてのVの潜在的なアプリケーションを示唆しています。また、HFSのモデル化を怠ると、$T_{\rmeff}\lesssim5300$Kの矮星を含むサンプルの以前の研究で観察されたV存在量測定の温度相関を部分的に説明できるというヒントも示します。私たちの研究は、HFSが太陽のようなものよりも冷たい光球の特定の吸収線に深刻な影響を与える可能性があることを示唆しています。したがって、$\sim5000$Kよりも涼しい星での豊富な研究では、HFSを注意深く扱う必要があることを提唱します。一方、高解像度スペクトルの強いHFS分割線は、冷たい星の大きなサンプルの精密な化学分析の機会を提供します。地元のM矮星によって示されたVからFeへの傾向は、銀河におけるV生成の理論モデルに挑戦し続けています。
特異星の表面磁場の20年間のモニタリング
| Title |
Twenty-year_monitoring_of_the_surface_magnetic_field_of_peculiar_stars |
| Authors |
F._Leone,_M._Giarrusso,_M._Cecconi,_R._Cosentino,_M._Munari,_A._Ghedina,_F._Ambrosino,_W._Boschin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.12527 |
主系列星の磁気化学的に特異な星は、何十年にもわたる回転周期を示す可能性があります。ここでは、Fe{\scii}\、6149.258\、\AA\のZeeman分割から測定された、表面磁場の変動からこれらの非常に長い期間を確立することを目的とした2001年に開始された観測キャンペーンの結果を報告します。スペクトル線。36個の星が、さまざまな望遠鏡でいくつかの高解像度分光器を使用して監視され、合計412個の新しいスペクトルが収集されました。最適な時間枠を延長して埋めるために、高解像度のスペクトルを含むすべての公開アーカイブも活用しましたが、その多くはまだ公開されていません。キャンペーンの開始時には、ほとんどの変動期間は不明であり、スペクトル線の鮮明さのみを目的として星が選択され、13個の星が週単位で変動期間を示していることがわかりました。磁場の強さ対回転周期の最終的なプロットが与えられます。
M17 MIR：複数の降着爆発を伴う巨大な原始星
| Title |
M17_MIR:_A_massive_protostar_with_multiple_accretion_Outbursts |
| Authors |
Zhiwei_Chen,_Wei_Sun,_Rolf_Chini,_Martin_Haas,_Zhibo_Jiang,_Xuepeng_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.12554 |
M17の高温分子コアに埋め込まれた巨大な原始星M17MIRの発見を報告します。1993年から2019年までのM17MIRの多波長データは、有意な中赤外（MIR）変動を示しています。これは、1993.03から2004年半ばまでの減少段階、2004年半ばから2010年半ばまでの静止段階、および3つの段階に分けることができます。2010年半ばから現在までの再明るくなる段階。M17MIRへのH2Oメーザー放出変動は、MIR変動とともに、減少および再増光段階でのM17MIRへのディスク降着率の向上を示しています。H2Oメーザースポットの運動学によれば、降着率は再増光期の初期段階で〜7x10^-4Msun/yrと推定され、後の段階でより高い率〜2x10^-3Msun/yrが得られます。2005年（静止）および2017年のエポック（降着爆発）におけるM17〜MIRのSEDの放射伝達モデリングは、中間質量のプロトスターであるM17MIRの基本的な恒星パラメータを制約します。（M〜5.4Msun）降着率が低く、静止状態で〜1.1x10^-5Msun、爆発で2桁高い率〜1.7x10^-3Msun/年。爆発中の降着率の向上は、光度の爆発$\DeltaL\upperx7600$Lsunを引き起こし、観測と一致する降着率を生成するには、より大きな星の半径が必要です。減少および再明るくなる段階は、2等のバーストマグニチュードを持つ2つの降着バースト（$\Deltat\sim9-20$yr）を反映し、$\sim6$yr続く静止段階によって分離されます。私たちのバストの降着の割合は、26年間で約83\％です。M17MIRは、降着バーストを伴う6つの確認されたソースの中で最年少のものです。M17MIRの極端な若さは、大規模な星形成の初期段階でマイナーな降着バーストが頻繁に発生することを示唆しています。
太陽対流層における放射の乱流輸送
太陽対流層における放射の乱流輸送が調査されます。照射強度の平均場方程式が導き出されます。乱流効果により、放射線の有効透過長は、放射線の平均透過長（逆平均吸収係数として定義される）と比較して数倍に増加する可能性があることが示されています。放射の平均浸透長が通常乱流相関長よりもはるかに小さい混合長理論に基づく太陽対流層のモデルを使用して、放射の平均浸透長に対する有効浸透長の比率が実証されます。太陽の表面の近くで2.5倍に増加します。主な理由は、温度と密度の変動が太陽表面に向かって増加する太陽表面の近くで重要になる圧縮率効果であり、放射吸収係数の変動を高め、放射の有効透過長を増加させます。
ケプラー測光から進化したコンパクトパルセータの振動モード変動II。生フラックスと補正フラックスの変調パターンの比較
| Title |
Oscillation_mode_variability_in_evolved_compact_pulsators_from_Kepler_photometry._II._Comparison_of_modulationpatterns_between_raw_and_corrected_flux |
| Authors |
Weikai_Zong,_Stephane_Charpinet,_and_Gerard_Vauclair |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.12859 |
元の{\slKepler}ミッションで観測されたコンパクトパルセータの振動モード変動のアンサンブルおよび体系的な調査の2番目の結果を示します。振動モードが振幅（AM）で変調するときのパターンの違いを評価することを目的として、2つのホットB準矮星、KIC\、2438324およびKIC\、11179657で収集された、生と補正の2種類のフラックスキャリブレーションが徹底的に調べられます。周波数（FM）。代表的な周波数として、各星の7つの多重成分で発生するAMとFMに焦点を当てます。分析は、FM測定が選択したフラックスキャリブレーションとは無関係であることを示しています。ただし、近くの星によるフラックス汚染が大きい場合、AMは生フラックスと補正フラックスで大幅に異なる可能性があります。さらに、AMは、ある程度、機器の効果によって引き起こされる可能性が最も高い体系的な変調パターンに悩まされています{そして}は星ごとに異なります。私たちの結果は、光害は実際の振幅変調パターンを破壊するため、汚染のない星は変調パターンを理論と定量的に比較するためのより良い候補であり、そのような研究にはより高い優先順位を与える必要があることを示しています。
太陽周期23および24中のDHタイプII電波バースト：周波数依存分類とそれらのフレア-CME関連
| Title |
DH_Type_II_Radio_Bursts_During_Solar_Cycles_23_and_24:_Frequency-dependent_Classification_and_their_Flare-CME_Associations |
| Authors |
Binal_D._Patel_(USO/PRL),_Bhuwan_Joshi_(USO/PRL),_Kyung-Suk_Cho_(SSD/KASI),_and_Rok-Soon_Kim_(DASS/UST) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.12990 |
太陽周期23および24のDHタイプIIバーストの特性を示します。バーストは、終了周波数に従って3つのカテゴリに分類されます。つまり、低周波数グループ（LFG;20kHz$\leq$$f$$\leq$200kHz）、中周波数グループ（MFG;200kHz$<$$f$$\leq$1MHz）、および高周波グループ（HFG;1MHz$<$$f$$\le$16MHz）。LFG、MFG、およびHFGイベントのソースは、アクティブ領域ベルト全体に均一に分布していることがわかります。私たちの分析は、太陽周期24の間にDHタイプIIイベントが劇的に減少したことを示しています。これには、イベント全体の35％しか含まれていません（つまり、514のうち179）。太陽周期24のDHタイプIIイベントの数は少ないにもかかわらず、前の周期と比較してLFGイベントの割合が大幅に高くなっています（32％$対$24％）。ただし、LFGグループ内では、サイクル23は50kHz未満に広がるタイプIIバーストの有意な優位性を示しており、太陽と地球の距離の半分を超えて移動する強力なCMEの豊富な集団を示唆しています。LFGグループのイベントは、より高速で幅の広い（82％以上のイベントがハロー）CMEと最も強い関連性を示しますが、ソースの場所では、主に大きなM/Xクラスのフレアを引き起こします（83％以上の場合）。私たちの分析はまた、CMEの初速度またはフレアエネルギーがタイプIIバーストの持続時間と部分的に関連しており、CMEに関連するショックの生存は、CME、フレア、およびコロナおよび惑星間物質の状態に関連する複数の要因/パラメーターによって決定されることを示しています。DHタイプIIバーストの終了周波数に関するCMEの高さに関連するプロファイルは、HFGおよびMFGカテゴリの場合、CMEの大部分（$\約$65％-70％）の位置が10倍のLeblancコロナによく準拠していることを示しています。密度モデル。LFGイベントの場合、密度乗数の低い値（$\upperx$3）は互換性があるようです。
LAMOSTとケプラーによって観測された巨星のリチウム進化
| Title |
Lithium_Evolution_of_Giant_Stars_Observed_by_LAMOST_and_Kepler |
| Authors |
Jinghua_Zhang,_Jian-Rong_Shi,_Hong-Liang_Yan,_Yaguang_Li,_Qi_Gao,_Chun-Qian_Li,_Xianfei_Zhang,_Shuai_Liu,_Shaolan_Bi,_Gang_Zhao,_Yan_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.13030 |
進化した星のリチウム進化をマッピングすると、基本的な恒星内部の物理的プロセスに制限と制約が与えられ、恒星の構造と進化の理論の理解にさらに光が当てられます。LAMOST-\kepler{}およびLAMOST-\emph{K}2フィールドからの既知の進化段階とリチウム存在量を持つ1,848の巨人のサンプルに基づいて、リチウムの進化的特徴を特徴付ける質量半径図を作成します。赤色巨星分枝（RGB）相の星は、恒星進化とともに自然の枯渇を示しています。特に、隆起の近くに異常に高いLiの存在量を持つ明らかな群集星はありません。コアヘリウム燃焼（ZAHeB）のゼロエイジシーケンスに到達する低質量星のほとんどは、$\sim1.0$\、dex付近にLiの存在量があり、Liの存在量が$\sim0.6$増加していることを示しています。\、dexはRGBのバンプの上の星と比較されます。これは、ヘリウムフラッシュが中程度のLi生成の原因である可能性があることを示唆しています。超Liに富む星の場合、ヘリウムフラッシュ中にいくつかの特別なメカニズムを考慮する必要があります。合併などの他のシナリオも、コアHe燃焼の定常状態段階でいつでもLiに富む星が見つかることを考えると、解釈である可能性があります。コアHe-burning（HeB）フェーズでは、明らかなリチウムの枯渇の兆候はありません。
紅炎におけるイオンと中性物質の速度差
| Title |
Velocity_difference_of_ions_and_neutrals_in_solar_prominences |
| Authors |
Eberhard_Wiehr,_Goetz_Stellmacher,_Horst_Balthasar,_Michele_Bianda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.13103 |
ニュートラルに比べてイオンの速度超過が顕著であるのは、静止状態で突出している隣接する輝線HeI5015とFeII5018の2つの時系列から得られます。それらのドップラーシフトは、イオンがニュートラルよりも速い準周期特性の時間変化を示しています-シリーズAでは1.0<V_macro（FeII）/V_macro（HeI）<1.35、シリーズBではそれぞれ<1.25。この「比率超過」は、1.22イオン速度超過という以前の発見を裏付けていますが、本研究では、通常5Mmと5分の空間と時間の制限が示されています。超過率は、時間と速度に依存しない「差超過」-0.3<V_macro（FeII）-V_macro（HeI）<+0.7km/sのシリーズA（シリーズBでも示されています）によって重ね合わされます。3.9秒の高い繰り返し率により、シリーズAで22秒の減衰周期がいくつかある高周波振動の検出が可能になります。これらは、最大1.7の超過比率を示しています。Feイオンに関してHeニュートラルの有意な位相遅延がないことを確認します。
重力子とゲージ場の原始相関について
重力子とアーベルゲージ場との原始相関を、初期宇宙のインフレーション中に動的ディラトン場または体積係数を介して非最小結合して計算します。特に、2つのゲージ場モードを持つテンソルモードの相互相関と、関連する磁場および電場の対応する相関関数を、in-in形式を使用して計算します。さらに、半古典的方法を使用して、3点相互相関関数が圧搾限界で新しい一貫性関係（ソフト定理）を満たすことを示します。私たちの調査結果は、新しい一貫性の関係との完全なインイン結果の完全な一致を示しています。私たちのシナリオの興味深い結果は、原始テンソルモードと原始曲率摂動との新しい相関関係の可能性です。最後に、これらの相関関数が今日の宇宙論的観測量にどのように刻印されているか、およびインフレーション磁気発生のシナリオへの応用について説明します。
最近の2つの記事\cite{ashtekar2015general、moncrief2019could}は、真空アインシュタイン流（または正の宇宙定数$\Lambda$が含まれている場合はEinstein-$\Lambda$流）の枠組み内で興味深い動的メカニズムを示唆しており、多くが閉じていることを示唆しています（均一で等方性のメトリックをサポートしない多様体\textit{まったく}は、それにもかかわらず、物理的宇宙の観測されたおおよその均一性と等方性と漸近的に互換性があるように進化します。しかし、これらの研究には物質源は含まれていませんでした。したがって、本研究の目的は、適切な物質源を含め、同様の結論を導き出すことができるかどうかを調査することです。
リアルタイム重力波天文学のためのハードウェアアクセラレーションによる推論
| Title |
Hardware-accelerated_Inference_for_Real-Time_Gravitational-Wave_Astronomy |
| Authors |
Alec_Gunny,_Dylan_Rankin,_Jeffrey_Krupa,_Muhammed_Saleem,_Tri_Nguyen,_Michael_Coughlin,_Philip_Harris,_Erik_Katsavounidis,_Steven_Timm,_Burt_Holzman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.12430 |
突発的な天文学の分野は、最初の重力波検出とそれらが可能にしたマルチメッセンジャー観測の到来で革命を遂げました。連星ブラックホールと連星中性子星合体の最初の検出によって変換され、重力波天文学の計算要求は、キロメートルスケールの干渉計のグローバルネットワークがもたらされるにつれて、今後5年間で少なくとも2倍に増加すると予想されます。設計感度。検出器の感度の向上に伴い、重力波アラートのリアルタイム配信は、マルチメッセンジャーのフォローアップを可能にするものとしてますます重要になります。この作業では、リアルタイムの重力波データのノイズ除去と天体物理学的ソースの識別のための深層学習推論の新しい実装と展開を報告します。これは、重力波データ分析の将来のニーズに適応できる一般的なサービスとしての推論モデルを使用して実現されます。私たちの実装により、ハードウェアアクセラレータをシームレスに組み込むことができ、商用またはプライベート（専用）のサービスとしてのコンピューティングを使用することもできます。私たちの結果に基づいて、重力波天文学における低遅延およびオフラインコンピューティングのパラダイムシフトを提案します。このようなシフトは、ピーク使用量、スケーラビリティ、および信頼性における主要な課題に対処し、ディープラーニングアプリケーション用に特に最適化されたデータ分析プラットフォームを提供します。達成されたサブミリ秒スケールの遅延は、フロントエンドコレクションだけでなく、近未来および次世代の地上ベースのレーザー干渉計の操作で呼び出される可能性のある機械学習ベースのリアルタイム制御システムにも関連します。、そのような機器からのデータの配布および処理。
ミューオン$ g-2 $と暗黒物質のゲージ$ U（1）_ {L_ \ mu-L_ \ tau} $モデルでの一般的な速度論的混合
| Title |
General_Kinetic_Mixing_in_Gauged_$U(1)_{L_\mu-L_\tau}$_Model_for_Muon_$g-2$_and_Dark_Matter |
| Authors |
Timothy_Hapitas,_Douglas_Tuckler,_Yue_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.12440 |
標準模型の測定された$U（1）_{L_\mu-L_\tau}$拡張は、最近のフェルミラボ測定によって強化された、ミューオン異常磁気双極子モーメントの張力を緩和できる非常に単純なフレームワークです。$Z'$ゲージボソンと光子の間の動的混合の一般的な処理を使用して、$（g-2）_\mu$ターゲットの実験的プローブを探索します。動的混合の物理的値は、モデルの自由パラメーターとプロセスのエネルギースケールに依存します。Borexino、CE$\nu$NSを含む$（g-2）_\mu$ターゲットのニュートリノ制約が見つかり、白色矮星はこの自由に敏感であり、運動混合が低でゼロの近くにある場合は解除できます運動量の伝達。さらなるステップとして、熱起源の$L_\mu-L_\tau$荷電暗黒物質を探索し、運動混合の同じシナリオが既存の直接検出制約を緩和し、今後の検索で新しい反跳エネルギー依存性を予測できることを示します。ニュートリノと暗黒物質の実験と精密なスペクトル測定の将来の共同の努力は、そのような理論をテストするための鍵となるでしょう。
量子重力は周期的な進化を制限するかもしれない
一般に、非特異宇宙論モデルでは、進化のある時点で再崩壊を引き起こす負のポテンシャルまたは負の宇宙定数を持つスカラー場の適切な選択を導入すると、循環進化が簡単に得られると予想されます。この従来の知識に対する反例を示します。非摂動的量子重力修正を伴うループ宇宙論モデルの領域で作業し、一般的に非特異である一方で、ティーマンのハミルトニアン制約の正則化に基づく標準ループ量子宇宙論の修正バージョンは、いくつかの非常に制限的な条件がない限り、周期的進化を許可しないことを示します所有。他の物質場のエネルギー密度に関係なく、再崩壊、したがって周期的進化は、スカラー場のほぼプランクサイズの負のポテンシャルまたは負の宇宙定数を選択した場合にのみ可能です。さらに、存在する場合のサイクルは、古典的な体制では発生しません。驚いたことに、特異点解消ではなく、周期的進化に必要な条件は、弱いエネルギー条件の違反であることが判明しました。これらの結果は、大容量での再崩壊と周期的進化の取得が簡単で、弱いエネルギー条件の違反がない標準的なループ量子宇宙論とは際立って対照的です。一方で、私たちの研究は、非特異でバウンスしているにもかかわらず、いくつかの量子宇宙論モデルが周期的進化と両立しないことを示し、他方で、ループ宇宙論におけるさまざまな量子化処方の違いがかすかになり、事前に埋もれている必要がないことを示しています。バウンス体制ですが、バウンス後の体制でも印象的で深遠な場合があります。
マルチスケール再接続におけるプラスモイドの分布に対するガイドフィールドの影響
| Title |
Guide_Field_Effects_on_the_Distribution_of_Plasmoids_in_Multiple_Scale_Reconnection |
| Authors |
Stephen_Majeski,_Hantao_Ji,_Jonathan_Jara-Almonte,_Jongsoo_Yoo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.12676 |
大きなプラズマで磁気リコネクションを受ける高ランキスト数の電流シートのプラズモイドの分布に対する有限ガイド場の影響を統計モデルで調査します。プラズモイドのマージは、ガイドフィールドフラックスが保存されて一般に非力のないプロファイルが得られると仮定するか、磁気ヘリシティが保存されてテイラー緩和が発生し、合計されたガイドフィールドフラックスの一部が再接続フィールドフラックスに変換されると仮定して考慮されます。力のないプロファイルをもたらす最小エネルギー状態。再結合場フラックスに関するプラズモイド分布は、合流周波数が流出速度に対する相対速度に依存しないか依存するかに応じて、それぞれ指数7/4または1のべき乗則に従うことがわかります。この結果は、力のないモデルと力のないモデルでほぼ同じであり、力のないモデルは、同じ速度依存性に対して2と1のインデックスを示します。速度依存性に関係なく、非力モデルのガイドフィールドフラックス降伏指数に関する分布は3/2です。これは、速度に依存しない、または速度に依存する力のないモデルの11/8および1のインデックスとは特に異なります。低いガイドフィールドフラックスでは、力のないモデルは、フラックスの成長率が一定でないため、1/2の2乗則指数を示します。速度依存の力のないモデルは、わずかに速く移動する大きなガイドフィールドフラックスプラズモイドの生成を予測します。これは、強いコアフィールドを持つフラックスロープの観測証拠によってサポートされています。フェルミプロセスによる粒子加速への影響について説明します。
超弦理論が量子レベルで自然のすべての力を統合する基本理論であると仮定すると、初期宇宙宇宙論を記述する際の有効場の理論技術の適用性には重要な制限があると私は主張します。
重力波検出におけるSMパラメータとヒッグスポテンシャルの真空の影響
| Title |
Impact_of_SM_parameters_and_of_the_vacua_of_the_Higgs_potential_in_gravitational_waves_detection |
| Authors |
Felipe_F._Freitas,_Gabriel_Louren\c{c}o,_Ant\'onio_P._Morais,_Andr\'e_Nunes,_Jo\~ao_Ol\'ivia,_Roman_Pasechnik,_Rui_Santos,_Jo\~ao_Viana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.12810 |
この作業では、標準模型（SM）の複雑な一重項拡張の2つの異なるフェーズと、新しいフェルミオン場も含む拡張について説明します。すべてのモデルは、強力な一次電弱相転移を可能にし、LISAなどの計画された実験での原始重力波（GW）の検出は、一重項拡張のフェーズの1つで、また追加のフェルミ粒子を含むモデルでも可能であることが示されています。。追加のフェルミ粒子を含まない一重項拡張では、GWの検出は、ゼロ温度でのヒッグスポテンシャルの位相に強く依存します。SMパラメータの決定における精度がGWスペクトルの強度に与える影響を初めて研究しました。許容される実験範囲でのヒッグス質量やトップクォーク湯川相互作用などのSMパラメータの変動は、GWの検出可能性の見通しに顕著な影響を与えることがわかりました。
角度平均感度曲線の重力波バックグラウンドノイズと統計的損失の相関
重力波のバックグラウンドは、分離された検出器に相関ノイズを生成します。この相関関係は、理想的なノイズに依存しないネットワークと比較して、実際の検出器ネットワークに統計的損失を引き起こす可能性があります。バックグラウンドが等方性であると仮定して、特に角度平均感度曲線の統計的損失を調べ、オーバーラップ低減関数と機器ノイズに対するバックグラウンドノイズの強度に依存する簡単な式を導き出します。ETやLISAなどの将来の三角干渉計については、潜在的な統計的損失を抑制するための好ましいネットワークジオメトリについても説明します。
いて座A *の周りの時空の非円形性を軌道パルサーでテストする
| Title |
Testing_the_Non-circularity_of_the_Spacetime_around_Sagittarius_A*_with_Orbiting_Pulsars |
| Authors |
Yohsuke_Takamori,_Atsushi_Naruko,_Yusuke_Sakurai,_Keitaro_Takahashi,_Daisuke_Yamauchi,_Chul-Moon_Yoo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.13026 |
不定形カーブラックホール解は、修正重力理論における回転ブラックホール解であり、カー時空の場合とは異なる方法で時空の循環条件を破ります。この論文では、いて座A*（SgrA*）が不定形のカーブラックホールであると仮定して、軌道要素がS2/S02星のものと類似している仮想パルサーで時空幾何学をテストする可能性を調べます。パルサーとそこから放出される光子の運動方程式を数値的に解くことにより、パルサーの見かけの位置と放出されたパルス信号の到着時間（TOA）を計算します。私たちの分析によると、カー時空からの偏差が大きい場合、TOAの差の大きさは$10\>{\rmms}$のオーダーに達します。時間差は主に、ニュートン後の$1.5$オーダーでの時空の非円形性によって引き起こされます。スクエアキロメートルアレイ（SKA）と呼ばれる将来の電波望遠鏡によるTOA測定の精度は、通常のパルサーの場合、約$0.1\>{\rmms}$から$10\>{\rmms}$の間です。したがって、SKAは、いて座A*の周りの時空の非円形性を通じて、非公式のカーブラックホールとカーブラックホールを区別できると期待しています。
黒体放射の存在下での水素再結合断面積に対する最低次の熱補正
| Title |
Lowest_order_thermal_correction_to_the_hydrogen_recombination_cross_section_in_presence_of_blackbody_radiation |
| Authors |
J._Triaskin,_T._Zalialiutdinov,_A._Anikin,_D._Solovyev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.13079 |
本論文では、水素原子の再結合およびイオン化プロセスに対する2つの電荷の熱相互作用による補正について考察します。この評価は、摂動論の枠組み内での厳密な量子電磁力学（QED）アプローチに基づいています。再結合/イオン化断面積に対する最低次の放射補正は、実験室および天体物理学的条件に対応する広範囲の温度について調べられます。見つかった熱的寄与は、特定の状態と、総再結合およびイオン化係数の両方について説明されています。
可視セクターにおける長寿命粒子からの初期物質支配
我々は、サブTeVの可視セクター粒子によって駆動される初期の物質支配の期間を伴う非標準的な宇宙史がかなり自然に発生する可能性があることを示しています。このシナリオには、SM電荷を持つ親粒子の崩壊と逆崩壊から高温での熱量を取得し、その後、凍結種として宇宙のエネルギー密度を支配する、長寿命の標準モデル一重項が含まれます。初期の物質支配の終わりにエントロピーが生成されると、危険な遺物（グラビティーノなど）の量が$10^4$ほど希釈されます。シナリオは、$\langle\sigma_{\rmann}v\rangle_{\rmf}\lessgtr3\times10^{-26}$cm$^3$s$の場合の正しい暗黒物質の熱的残存粒子に対応できます。^{-1}$。さらに重要なことに、許可されたパラメーター空間は、エネルギーフロンティアで中性の長寿命粒子の提案された検索によって直接プローブでき、ビッグバン元素合成の直前の宇宙史を再構築するために素粒子物理学実験を使用できます。
ランタンの学習：ブロードバンドフォトニックランタンモデリングへのニューラルネットワークアプリケーション
| Title |
Learning_the_Lantern:_Neural_network_applications_to_broadband_photonic_lantern_modelling |
| Authors |
David_Sweeney,_Barnaby_R._M._Norris,_Peter_Tuthill,_Richard_Scalzo,_Jin_Wei,_Christopher_H._Betters,_Sergio_G._Leon-Saval |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.13274 |
フォトニックランタンは、高度にマルチモーダルな光を、シングルモードおよび/または少数モードなどの単純化されたモーダルベースに分解することを可能にします。彼らはますます天文学、光学、電気通信での用途を見つけています。従来のアルゴリズムを使用してフォトニックランタンを介した伝搬を計算するには、最新のCPUでのシミュレーションごとに$\sim1$時間かかります。この論文は、ニューラルネットワークが異種のオプトエレクトロニクスシステムを橋渡しすることができ、訓練されると5桁以上のスピードアップを達成できることを示しています。このアプローチを使用して、製造上の欠陥があるフォトニックランタンをモデル化し、多色データにうまく一般化できることを示します。これらのニューラルネットワークモデルの2つの使用法を示します。フォトニックランタンを通してのシーイングの伝播と、フォトニックランタンファンネルやフォトニックランタンナラーなどの目的のためのグローバル最適化の実行です。
弱教師ありガンマハドロン分類のためのノイズの多いラベル
ガンマ線天文学の中心的な機械学習タスクであるガンマハドロン分類は、従来、教師あり学習で取り組んでいます。ただし、教師ありアプローチでは、高度でコストのかかるシミュレーションで注釈付きのトレーニングデータを生成する必要があります。代わりに、実際の望遠鏡によって記録されたラベルのないデータのみを使用するノイズの多いラベルアプローチでガンマハドロン分類を解決することを提案します。この目的のために、この形式の弱い監視に対処する学習基準として、検出の重要性を採用します。検出の重要性に基づくモデルは、ノイズの多いラベルのみでトレーニングされているにもかかわらず、最先端の結果を提供することを示します。言い換えると、私たちのモデルは、天文学者が分類器のトレーニングに使用するような、コストのかかるシミュレートされたグラウンドトゥルースラベルを必要としません。弱く監視されたモデルは、他のさまざまなアプリケーションドメインに起因する不均衡なデータセットでも競争力のあるパフォーマンスを示します。クラス条件付きラベルノイズに関する既存の作業とは対照的に、クラスごとのノイズレートの1つだけがわかっていると仮定します。
二次タウニュートリノを使用して地球の重い暗黒物質の崩壊を調査する
暗黒物質の粒子は、天体によって重力によってトラップされる可能性があり、局所的な消滅または崩壊の探索を動機付けます。ニュートリノが崩壊生成物の中にある場合、IceCubeや他のニュートリノ天文台がそれらを検出することができます。タウニュートリノ信号を生成する$m_{\chi}\gtrsim$PeVを超える暗黒物質粒子についてこのシナリオを調査します。これらのエネルギーでは、タウニュートリノの再生は地球を伝播する際の重要な効果であり、1つの相互作用の長さよりはるかに長い距離での検出を可能にします。$\sim$PeVを超えるタウレプトンの大きなエネルギー損失が、検出器での「二次」タウニュートリノの同じ最終エネルギースペクトルに広範囲の初期エネルギーをどのように駆動するかを示します。これにより、非常に高いエネルギーで発生する崩壊を抑制する実験が可能になり、トラップされた暗黒物質の消滅とPeVを超える崩壊のパラメーター空間でのIceCube高エネルギー開始イベント（HESE）の到達範囲を調べます。その結果、重い暗黒物質の崩壊という観点から、地球の出現するタウスを説明するのは難しいことがわかります。
