| Title |
The_large-scale_monopole_of_the_power_spectrum_in_a_Euclid-like_survey:_wide-angle_effects,_lensing,_and_the_`finger_of_the_observer' |
| Authors |
Mohamed_Yousry_Elkhashab,_Cristiano_Porciani,_and_Daniele_Bertacca |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.13424 |
固有速度やその他の光円錐効果による放射状の赤方偏移空間の歪みが、私たちが作成する宇宙の地図を形作っています。銀河のパワースペクトルの単極子モーメント$P_0（k）$への影響の未解決の問題に対処します。具体的には、LIGERメソッドのアップグレードされた数値実装を使用して、完全なユークリッドのような調査のために$140$の模擬銀河密度フィールドを生成し、標準の推定量を使用してそれぞれの$P_0（k）$を測定します。さまざまな効果をオンまたはオフにして得られたスペクトルを比較します。我々の結果は、半径方向の固有速度による広角効果が、平面平行近似内で予想されるレベルを超える過剰な電力を生成することを示しています。これらは、$k<0.02\、h$Mpc$^{-1}$の信号対雑音比2.7で検出可能です。弱いレンズ倍率はまた、大規模で追加の電力を生成します。これは、H$\alpha$エミッターの光度関数の現在のお気に入りのモデルが現実的であることが判明した場合、1.3での信号対雑音比でのみ検出できます。一番。最後に、残りのオブザーバーの標準で$P_0（k）$を測定すると、固有速度によって引き起こされる運動学的双極子の過密度を反映する加法成分が生成されることを示します。このコンポーネントは、大規模な減衰振動パターンによって特徴付けられます。この「観察者の指」効果がいくつかの赤方偏移ビンで検出可能であることを示し、その測定が宇宙論的パラメーター、研究中の銀河集団の特性、および双極子の決定に関連して新しい研究の方向性を開く可能性があることを示唆します自体。
300プロジェクト：$ z = 1 $までの銀河団の基本平面を解剖する
| Title |
The_Three_Hundred_Project:_dissecting_the_fundamental_plane_of_galaxy_clusters_up_to_$z=1$ |
| Authors |
Luis_A._D\'iaz-Garc\'ia,_Keiichi_Umetsu,_Elena_Rasia,_Weiguang_Cui,_and_Massimo_Meneghetti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.13498 |
さまざまな温度定義に対する平面の安定性と動的緩和状態への依存性に焦点を当て、300番目のプロジェクトからの約250のシミュレートされたクラスターのサンプルを使用して、最近発見された銀河団の基本平面（CFP）の体系的な研究を実行します。クラスターの。CFPは、$T\proptoM_s^\alphar_s^\beta$の形式で特徴付けられ、ガス温度（$T$）と特徴的なハロースケールの半径と質量（$r_s$と$M_s$）で定義されます。NFWハローの説明。[0.1、1.0]$r_{200}$、[0.15,1.0]$r_{500}$、および[50,500]の3つの半径範囲で、加重温度の2つの定義、つまり質量加重温度と分光法のような温度を調べます。]$h^{-1}$kpc。$z=0$の300番目のクラスターは、パラメーター（$\alpha、\beta$）と分散（0.015--0.030dex）がガス温度の定義に依存する薄い平面上にあることがわかります。質量加重温度のCFPは、分散が小さく、ビリアル平衡の期待値（$\alpha=1、\beta=-1$）に近くなります。ガス温度が$r_s$の中央値に近い500$h^{-1}$kpc内で測定されると、結果のCFPはビリアル定理から最も逸脱し、二次落下モデルの類似性ソリューションにシフトします。（$\alpha=1.5、\beta=-2$）。温度の定義とは関係なく、$z=1$のクラスターがビリアル定理と同様のCFPを形成することがわかります。すべてのエポックで、CFPはクラスター集団の進化を通じて明確に定義されたままです。緩和されたクラスターのCFPは常にビリアル定理に近く、緩和されていない場合よりも穏やかな進化を示します。最後の4Gyrで形成されたシステムだけが、自己相似解に近いCFPを持っていることがわかります。これらの調査結果はすべて、$T_X>12$keVの最もホットなクラスターを除いて、CLASHサブサンプルで取得されたCFPと互換性があります。
CMBのレイリージーンズの尾からの天体物理学的情報
| Title |
Astrophysical_information_from_the_Rayleigh-Jeans_Tail_of_the_CMB |
| Authors |
Raghunath_Ghara,_Garrelt_Mellema,_Saleem_Zaroubi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.13593 |
80〜MHz付近の強い吸収信号の最近のEDGES-LOWバンド21cm測定の説明の1つは、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）に対する過剰な電波バックグラウンドの存在です。このような過剰は、不安定な粒子が電磁気学との混合角がゼロではない小さな質量の暗い光子に崩壊することによって生成される可能性があります。EDGES-LOWバンド測定を使用して、初期銀河の特性と、過剰な電波バックグラウンドに対するそのような素粒子物理学モデルのパラメーターに関するジョイントコンストレイントを導き出します。ベイズ分析は、高い星形成効率と$1-2\times10^{41}\rmerg〜s^{-1}〜Mpc^{-3}$のX線光度がビリアル温度のハローでの星形成の抑制$\lesssim2\times10^4$K.同じ分析は、崩壊する暗黒物質粒子の質量、その寿命、暗光子質量、および混合について、68パーセントの信頼できる間隔も示唆しています。$[10^{-3.5}、10^{-2.4}]$eV、$[10^{1.1}、10^{2.7}]\times\tau_U$、$[の暗くて通常の光子振動の角度それぞれ10^{-12.2}、10^{-10}]$eVおよび$[10^{-7}、10^{-5.6}]$。これは、80〜MHz付近のCMBよりも約5.7ドル強い過剰な無線バックグラウンドを意味します。この値は、21cmの信号に簡略化されたモデルを使用した以前の予測よりも$\sim3$高い係数です。
FIGAROとシンクロトロンコズミックウェブを積み重ねる
| Title |
Stacking_the_Synchrotron_Cosmic_Web_with_FIGARO |
| Authors |
Torrance_Hodgson_and_Franco_Vazza_and_Melanie_Johnston-Hollitt_and_Stefan_W._Duchesne_and_Benjamin_McKinley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.13682 |
最近、Vernstrometal。（2021）は、低周波無線観測で数十万対の近接クラスターを「積み重ね」、クラスター間ブリッジにまたがる残留過剰信号を探すことによって得られた、シンクロトロン宇宙ウェブの最初の決定的な検出を報告しました。FIlamentsおよびGAlacticRadiO（FIGARO;Hodgsonetal。、2021a）シミュレーションからの同様に近接したクラスターを積み重ねることにより、これらの結果を再現しようとします。これらの経験的な宇宙ウェブ検出結果がラジオスカイの現在の最良のモデルと一致しているかどうかを理解し、誤検出信号を導入する可能性のある潜在的な交絡因子を理解して制約するためにそうします。具体的には、宇宙ウェブ自体が過剰なクラスター間放射を生成するかどうかをテストすることに加えて、活動銀河核と星形成銀河の介在する電波集団、電波ハローの低光度集団の存在によってスタッキング信号が汚染されているかどうかもテストします。干渉計の汚れたビームのサイドローブの影響。最終的に、宇宙のウェブまたは追加の汚染要因のいずれかのために、私たち自身のスタックでそれらの過剰なクラスター間放出を再現することができないことがわかります。ただし、クラスターコアを取り巻く非対称の「無線遺物」のような衝撃の結果として、クラスターペアのすぐ内部に過剰な放出が現れることを予測し、それらのスタックでの検出の最前線にあると予測します。スタックされた信号の過剰な放射の位置のこの違いは、スケーリング係数の形での単純な解決を禁止し、これらのシミュレーション結果とVernstromらの経験的観察との間に矛盾を残します。未解決。
単一場のインフレーションと観測の制約による原始ブラックホールの生成
| Title |
Production_of_Primordial_Black_Holes_via_Single_Field_Inflation_and_Observational_Constraints |
| Authors |
Mayukh_R.Gangopadhyay,_Jayesh_C._Jain,_Devanshu_Sharma,_Yogesh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.13839 |
インフレの単一フィールドモデルのクラスでは、原始ブラックホール（PBH）生成のアイデアが研究されています。この場合、小さな宇宙スケールのダイナミクスは、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の観測によって調べられた大きなスケールのダイナミクスとは大幅に異なります。この違いは、PBHを生成するために必要なシードの正しい物理的雰囲気を生成する上での美徳になります。したがって、摂動されたスケールが放射線支配とその後の物質支配の後半の時代に私たちの宇宙の地平線を借りると、これらのシードは崩壊してPBHを生成します。このクラスのモデルでは、モデルパラメータと設定パラメータを定義するクラスに応じて、$10^{-18}$から$10^{-6}$の太陽質量までの広大な質量範囲でPBHを形成できることを示しました。（$M_\odot$）。また、特定のクラスのモデルについて、今日の総暗黒物質密度はPBH密度に起因する可能性があることも示しました。クラスパラメータに応じた質量の広大な範囲は、初期の宇宙のダイナミクスを精査するために、このモデルに関連する豊富な現象論的意味を研究する十分な機会を与えます。
A1367銀河団の暗黒銀河
光学的対応物を欠くA1367銀河団の拡張X線源のサンプルを特徴づけました。源は銀河の大きさであり、平均総質量は$1.3\times10^{11}$太陽質量です。平均高温ガス質量は$3.0\times10^{9}$太陽質量であり、平均X線輝度は$4.3\times10^{41}$ergcm$^{-2}$s$^{-1}$です。複合線源スペクトルの分析は、X線放射が熱であり、温度が1.25〜1.45keVであり、金属量が低く、0.026〜0.067太陽であることを示しています。平均高温ガス半径（12.7kpc）は、公称ストリッピング半径とよく一致しています。この光学的に暗いX線の明るい銀河集団は、一連のストリッピングとそれに続く銀河団ガスとの加熱および混合によって形成されると主張します。
原始惑星系円盤が保持するよりも多くの質量を放出するという予備的証拠
星間天体が原始惑星系円盤に由来する場合、それらを使用して、そのような円盤が放出する質量の割合を較正することができます。恒星間天体1I/`オウムアムアと2I/ボリソフの発見は、不正な惑星の統計と合わせて、サイズ範囲$\sim10^{4}-10^{9}\;の恒星間天体に閉じ込められた質量の較正を可能にします。\mathrm{cm}$。ここでは、星間天体の観測された母集団を生成するために、少なくとも$\sim10\％$の星の質量が必要であり、95\％の信頼区間が$\sim2\％-50\％$に及ぶことを示します。この量を最小駆出率（MEF）と呼びます。これは、最小質量太陽星雲（MMSN）モデルよりも、星ごとに1桁多くの質量を処理する必要がある惑星系形成に対する新しい制約を表しています。ヴェラC.ルービン天文台でのLSSTによる星間天体の将来の発見は、私たちの予測のテストを提供し、統計を改善します。
惑星質量コンパニオンHD106906bに対する傾斜角の制約
| Title |
Obliquity_Constraints_on_the_Planetary-mass_Companion_HD_106906_b |
| Authors |
Marta_L._Bryan,_Eugene_Chiang,_Caroline_V._Morley,_Gregory_N._Mace,_and_Brendan_P._Bowler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.13437 |
HD106906の角運動量アーキテクチャを制約します。これは、コンパクトな中央バイナリ、広く分離された惑星質量の3次HD106906b、およびバイナリ間にネストされた塵円盤で構成されるScoCen複合体の13$\pm$2Myr古いシステムです。および三次軌道面。コンパニオンスピン軸、コンパニオン軌道法線、ディスク法線の3つのベクトルの方向を測定します。Gemini/IGRINSからの近赤外高解像度スペクトルを使用して、HD106906bの予測回転速度$v\sin{i_p}$=9.5$\pm$0.2km/sを取得します。この測定値と公開されている測光回転周期は、コンパニオンがほぼ真っ直ぐに見え、視線のスピン軸の傾きが$i_p$=14$\pm$4度または166$\pm$4度であることを意味します。対照的に、塵円盤はほぼ真正面から見られることが知られています。3つのベクトルすべての不整合の可能性は、ディスクまたは雲の設定のいずれかで、乱流環境での重力の不安定性によって形成されたHD106906bを示唆しています。
グラファイト飽和マグマを伴う始生代の停滞した蓋の低火山ガス放出率
| Title |
Low_volcanic_outgassing_rates_for_a_stagnant_lid_Archean_Earth_with_graphite-saturated_magmas |
| Authors |
Claire_Marie_Guimond,_Lena_Noack,_Gianluigi_Ortenzi_and_Frank_Sohl |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.13438 |
火山ガスは地球の初期の大気の大部分を供給しましたが、それらのフラックスに対する制約はほとんどありません。ここでは、グローバルプレートテクトニクスがまだ開始されておらず、すべてのガス放出が空中であり、グラファイトがメルトソース領域の安定した炭素相である条件下で、C-O-Hガス放出が冥王代後期から始生代初期にどのように進化したかをモデル化します。このモデルは、数値的なマントル対流、揮発性物質の溶融物への分配、および気相での化学種分化を完全に結合します。マントルの酸化状態（冥王代では始生代後期の値に達していない可能性があります）は、玄武岩質マグマの炭素含有量と脱ガスされた揮発性物質のスペシエーションの両方に影響を与えるため、個々の種のガス放出率の支配的な制御です。マントルからの火山ガスは、鉄-ウステイト鉱物レドックスバッファーよりも還元されているため、CO2は実質的に含まれません。これは、（i）炭酸イオンがマグマに非常に限られた量しか溶解せず、（ii）ほとんどすべての脱ガス炭素がCOの形をとるからです。CO2の代わりに。クォーツ-ファヤライト-マグマタイトバッファー近くの酸化マントルの場合、CO2ガス放出速度の中央値は約5Tmol/年未満であり、多くのアルケアン気候研究で使用されているガス放出速度よりも低いと予測しています。グラファイト飽和メルトの酸化還元が制限されたCO2含有量と、停滞した蓋レジームによる上部マントル揮発性物質の非効率的な補充の一部です。太陽。
レーダーと光学観測の組み合わせからの接触連星（68346）2001KZ66に対するYORP効果の検出
| Title |
Detection_of_the_YORP_Effect_on_the_contact-binary_(68346)_2001_KZ66_from_combined_radar_and_optical_observations |
| Authors |
Tarik_J._Zegmott,_S._C._Lowry,_A._Ro\.zek,_B._Rozitis,_M._C._Nolan,_E._S._Howell,_S._F._Green,_C._Snodgrass,_A._Fitzsimmons,_P._R._Weissman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.13494 |
YORP効果は、小さな小惑星が経験する小さな熱放射トルクであり、それらの物理的および動的な進化において重要であると考えられています。理論的枠組みの開発を容易にするために、さまざまな小惑星タイプのYORPの測定値を提供することにより、この効果を理解することが重要です。これをサポートするために、地球近傍小惑星の選択について長期観測研究を行っています。ここでは、（68346）2001KZ66に焦点を当てます。これについては、10年にわたる光学観測とレーダー観測の両方を取得しました。これにより、小惑星の回転進化の包括的な分析を行うことができました。さらに、アレシボ天文台からのレーダー観測により、詳細な形状モデルを生成することができました。（68346）は、経度$170^\circ$および緯度$-85^\circ$の半径$15^\circ$内で、南の日食極の近くに極を持つ逆行回転子であると判断しました。レーダーから導出された形状モデルを光学光度曲線と組み合わせることにより、利用可能なすべてのデータに適合する洗練されたソリューションを開発しました。これには、$（8.43\pm0.69）\times10^{-8}\rm〜rad〜のYORP強度が必要でした。日^{-2}$。（68346）は、鋭いネックラインによって小さな非楕円体コンポーネントに結合された大きな楕円体コンポーネントを含む、明確な分岐形状を持っています。この物体は、連星系の穏やかな融合、またはYORPスピンアップによる瓦礫の山の変形のいずれかから形成された可能性があります。形状は、地形変動の最小値に近い安定した構成で存在し、レゴリスがより高い可能性のある領域から移動する可能性は低いです。
全天のPLATO入力カタログ
| Title |
The_all-sky_PLATO_input_catalogue |
| Authors |
M._Montalto_(1,2),_G._Piotto_(1,2),_P._M._Marrese_(3,4),_V._Nascimbeni_(1,2),_L._Prisinzano_(5),_V._Granata_(1,2),_S._Marinoni_(3,4),_S._Desidera_(2),_S._Ortolani_(1,2),_C._Aerts_(14,15,16),_E._Alei_(6),_G._Altavilla_(3,4),_S._Benatti_(5),_A._B\"orner_(7),_J._Cabrera_(8),_R._Claudi_(2),_M._Deleuil_(12),_M._Fabrizio_(3,4),_L._Gizon_(17,18,19),_M._J._Goupil_(9),_A._M._Heras_(10),_D._Magrin_(2),_L._Malavolta_(1,2),_J._M._Mas-Hesse_(13),_I._Pagano_(11),_C._Paproth_(7),_M._Pertenais_(7),_D._Pollacco_(20,21),_R._Ragazzoni_(1,2),_G._Ramsay_(24),_H._Rauer_(8,22),_S._Udry_(23)_((1)_Dipartimento_di_Fisica_e_Astronomia_"Galileo_Galilei",_Universit\'a_di_Padova,_Italy,_(2)_Istituto_Nazionale_di_Astrofisica_-_Osservatorio_Astronomico_di_Padova,_Padova,_Italy,_(3)_Istituto_Nazionale_di_Astrofisica_-_Osservatorio_Astronomico_di_Roma,_Roma,_Italy,_(4)_Space_Science_Data_Center_-_ASI,_Roma,_Italy,_(5)_Istituto_Nazionale_di_Astrofisica_-_Osservatorio_Astronomico_di_Palermo,_Palermo,_Italy,_(6)_ETH_Z\"urich,_Institute_for_Particle_Physics_and_Astrophysics,_Z\"urich,_Switzerland,_(7)_Deutsches_Zentrum_f\"ur_Luft-_und_Raumfahrt_(DLR),_Institut_f\"ur_Optische_Sensorsysteme,_Berlin-Adlershof,_Germany,_(8)_Deutsches_Zentrum_f\"ur_Luft-_und_Raumfahrt_(DLR),_Institut_f\"ur_Planetenforschung,_Berlin-Adlershof,_Germany,_(9)_LESIA,_CNRS_UMR_8109,_Universit\'e_Pierre_et_Marie_Curie,_Universit\'e_Denis_Diderot,_Observatoire_de_Paris,_Meudon,_France,_(10)_European_Space_Agency_(ESA),_European_Space_Research_and_Technology_Centre_(ESTEC),_Noordwijk,_The_Netherlands,_(11)_Istituto_Nazionale_di_Astrofisica_-_Osservatorio_Astrofisico_di_Catania,_Catania,_Italy,_(12)_Aix-Marseille_Universit\'e,_CNRS,_CNES,_Laboratoire_d'Astrophysique_de_Marseille,_Technop\^ole_de_Marseille-Etoile,_Marseille,_France,_(13)_Centro_de_Astrobiolog\'ia_(CSIC-INTA),_Depto._de_Astrof\'isica,_Madrid,_Spain,_(14)_Institute_of_Astronomy,_KU_Leuven,_Leuven,_Belgium,_(15)_Department_of_Astrophysics,_IMAPP,_Radboud_University_Nijmegen,_Nijmegen,_The_Netherlands,_(16)_Max_Planck_Institute_for_Astronomy,_Heidelberg,_Germany,_(17)_Max-Planck-Institut_f\"ur_Sonnensystemforschung,_G\"ottingen,_Germany,_(18)_Institut_f\"ur_Astrophysik,_Georg-August-Universit\"at_G\"ottingen,_G\"ottingen,_Germany,_(19)_Center_for_Space_Science,_NYUAD_Institute,_New_York_University_Abu_Dhabi,_Abu_Dhabi,_UAE,_(20)_Department_of_Physics,_University_of_Warwick,_UK,_(21)_Centre_for_Exoplanets_and_Habitability,_University_of_Warwick,_UK,_(22)_Zentrum_f\"ur_Astronomie_und_Astrophysik,_TU_Berlin,_Berlin,_Germany,_(23)_Observatoire_de_Gen\`eve,_Universit\'e_de_Gen\`eve,_Sauverny,_Switzerland,_(24)_Armagh_Observatory_&_Planetarium,_College_Hill,_Armagh,_UK) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.13712 |
環境。ESAPLAnetaryTransitsandOscillationsofstar（PLATO）ミッションは、太陽型星のハビタブルゾーンにある地球型惑星を検索します。テレメトリの制限により、PLATOターゲットを事前に選択する必要があります。目的。この論文では、最高のPLATOフィールドと最も有望なターゲット星を選択し、それらの基本的なパラメータを導き出し、機器の性能を分析し、追跡観測を計画および最適化するための基礎となる全天カタログを提示します。このカタログは、通過する惑星の検索用に最適化された恒星サンプルの一般的な定義のための貴重なリソースでもあります。メソッド。ガイアデータリリース2（DR2）の位置天文学と測光、およびローカル星間物質の3Dマップを使用して、FGK（V$\leq$13）とM（V$\leq$16）の矮星と準巨星を分離しました。結果。全天PLATO入力カタログ（asPIC1.1）の最初の公開リリースを提示します。これには、2378177FGK矮星と準巨星および297362M矮星を含む合計2675539個の星が含まれています。サンプルの距離の中央値は、FGK星の場合は428pc、M矮星の場合は146pcです。ターゲットの赤化を導き出し、位置天文および測光測定から恒星の基本パラメータ（Teff、半径、質量）を推定するアルゴリズムを開発しました。結論。本研究で決定された恒星パラメータの全体的な（内部+外部）不確実性は、有効温度に対して$\sim$230K（4％）、$\sim$0.1R$_{\odot}$（9％）であることを示します。）恒星の半径の場合は$\sim$0.1M$_{\odot}$（11％）、恒星の質量の場合は$\sim$0.1M$_{\odot}$（11％）。カタログとクロスマッチしたすべての既知の惑星ホストを含む特別なターゲットリストをリリースします。
光学波長から近赤外波長までのWASP-17bの透過スペクトル：STIS、WFC3、およびIRACデータセットの組み合わせ
| Title |
The_transmission_spectrum_of_WASP-17_b_from_the_optical_to_the_near-infrared_wavelengths:_combining_STIS,_WFC3_and_IRAC_datasets |
| Authors |
Arianna_Saba,_Angelos_Tsiaras,_Mario_Morvan,_Alexandra_Thompson,_Quentin_Changeat,_Billy_Edwards,_Andrew_Jolly,_Ingo_Waldmann,_and_Giovanna_Tinetti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.13721 |
ハッブル宇宙望遠鏡に搭載されたSTIS（グリズムG430L、G750L）およびWFC3（グリズムG102、G141）機器で観測された、膨張したホットジュピターWASP-17bの透過スペクトルを示し、$\からの連続波長カバレッジを可能にします。sim$0.4から$\sim$1.7$\mu$m。スピッツァー宇宙望遠鏡のIRACチャネル1および2で取得された利用可能な観測も含まれており、3.6および4.5$\mu$mでの測光測定が追加されています。HSTスペクトルデータは、STISおよびWFC3の通過および日食観測の削減に特化したオープンソースパイプラインIraclisを使用して分析されました。スピッツァー測光観測は、TLCD-LSTM（トランジットライトカーブトレンド除去LSTM）法で削減されました。このメソッドは、リカレントニューラルネットワークを使用して相関ノイズを予測し、スピッツァートランジットライトカーブをトレンド除去します。削減の結果、STISの訪問1と訪問2の間に互換性のない結果が生じ、G430Lの2つのシナリオを検討することになります。さらに、WFC3データのみをモデル化することにより、対照的なSTISデータセットを処理することなく大気情報を抽出できます。完全なベイジアン検索フレームワークであるTauREx3を使用して、3つのスペクトルシナリオで個別の検索を実行します。考慮されたデータとは無関係に、太陽系外惑星の大気は強い水の特徴、酸化アルミニウム（AlO）および水素化チタン（TiH）を示すことがわかります。ホスト星の極端な光球活動を含む検索が好ましいモデルですが、そのようなシナリオはF6タイプの星ではありそうもないことを認識しています。すべてのSTISスペクトル光度曲線が不完全であるため、JWSTまたはアリエルがオンラインになる前に、この機器でさらに観測するだけで、WASP-17bの大気の肢を適切に拘束することができます。
惑星のような回転楕円体の音響モードと慣性モード
回転する流体で満たされた楕円体の有界振動は、変形した惑星内部の流れのダイナミクスへの物理的な洞察を提供することができます。コリオリの力によって維持される慣性モードは、急速に回転する流体に遍在し、Vantieghem（2014、Proc。R。Soc。A、470、20140093、doi：10.1098/rspa.2014.0093）は、非圧縮性流体でそれらを計算する方法を開拓しました。楕円体。それでも、密度（および圧力）の変動を考慮に入れることは、これまで楕円体モデルではほとんど見過ごされてきた正確な惑星アプリケーションに必要です。非圧縮性理論を超えるために、グローバル多項式記述に基づいて、剛体コアレス楕円体でのガラーキン法を提示します。この方法を適用して、完全に圧縮可能、回転、無拡散の流体のノーマルモードを調査します。地球の液体コアと木星のようなガス状惑星の密度変化を公正に再現する理想化されたモデルを検討します。標準の有限要素計算に対して結果をベンチマークすることに成功しました。特に、準地衡慣性モードは、適度に圧縮可能な内部であっても、圧縮性によって大幅に変更される可能性があることがわかりました。最後に、惑星の流れの縮小された動的モデルを構築するためのノーマルモードの使用について説明します。
ステラストリームと暗い下部構造：拡散レジーム
冷たい暗黒物質の写真は、銀河ハロー内の下部構造の豊富さを予測しています。ただし、ほとんどの下部構造は星をホストしておらず、間接的にしか検出できません。ステラストリームは、この暗い下部構造の有望なプローブを提示します。これらの流れは、きちんと剥ぎ取られた星団や矮小銀河から生じ、それらの低い力学温度と無視できる自己重力は、暗い下部構造を通過することによって引き起こされた重力摂動の鋭い記憶をそれらに与えます。このため、摂動された恒星の流れは、実質的な研究の対象となっています。以前の研究は大部分が数値でしたが、ここでは、流れ星が多くの小さな速度キックにさらされる拡散レジームでは、流れの摂動が完全な分析レベルで理解できることを示しています。特に、下部構造密度フィールドの（3次元）パワースペクトルが、恒星ストリームの（1次元）密度のパワースペクトルをどのように決定するかを導き出します。私たちの分析的説明は、摂動環境に応じたストリーム摂動の振る舞いの明確な図を提供します。これには、暗い下部構造と明るい下部構造の両方からの寄与が含まれる場合があります。特に、ストリームの摂動は最初は振幅が大きくなり、定常状態に落ち着き、最終的には減衰します。恒星の流れの摂動を周囲の物質分布に直接関連付けることにより、この分析フレームワークは、天体物理学的観測を通じて暗黒物質の性質を調査するための多目的な新しいツールを表しています。
KMOS + VANDELSからの1.0
| Title |
The_stellar_metallicities_of_massive_quiescent_galaxies_at_1.0_ |
| Authors |
A._C._Carnall,_R._J._McLure,_J._S._Dunlop,_M._Hamadouche,_F._Cullen,_D._J._McLeod,_R._Begley,_R._Amorin,_M._Bolzonella,_M._Castellano,_A._Cimatti,_F._Fontanot,_A._Gargiulo,_B._Garilli,_F._Mannucci,_L._Pentericci,_M._Talia,_G._Zamorani,_A._Calabro,_G._Cresci,_N._P._Hathi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.13430 |
$1.0<z<1.3$、log$（M_*/\rm{M_\odot}）>10.8$の静止銀河を表すレストフレームUV光学スタックスペクトルを示します。スタックは、新しいKMOS観測と組み合わせたVANDELS調査データを使用して構築されます。2つの独立したフルスペクトルフィッティングアプローチを適用し、一貫した恒星の年齢と金属量を取得します。総金属量[Z/H]=$-0.13\pm0.08$と、鉄の存在量[Fe/H]=$-0.18\pm0.08$を測定します。これは、$\sim0.3$の落下を表します。ローカルユニバースと比較して、それぞれdexと$\sim0.15$dex。また、マグネシウムの存在量を介してアルファ増強を測定し、[Mg/Fe]=0.23$\pm$0.12を取得します。これは、ローカルユニバースの同様の質量の銀河と一致しており、log$（M_*/\rm{M_\odot}）\sim11$過去8Gyrの静止銀河。これは、いくつかの非常に明るい$z\sim1-2$静止銀河について最近報告された非常に高いアルファ増強が、$z\gtrsim1$に典型的なものではなく、よく知られているダウンサイジングの傾向に従って、それらの極端な質量によるものであることを示唆しています。人口。レッドシフトで観察される金属量の変化（[Z/H]、[Fe/H]の低下、[Mg/Fe]の一定）は、最近の研究と一致しています。フォーメーションの赤方偏移$z_\rm{form}=2.4^{+0.6}_{-0.3}$に対応して、平均恒星年齢$2.5^{+0.6}_{-0.4}$Gyrを回復します。最近の研究では、$z\gtrsim1$の大規模な静止銀河のさまざまな平均形成赤方偏移が得られており、これらの研究では一貫した金属量が報告されているため、さまざまな星形成履歴モデルが最も可能性の高い原因として特定されています。今後の地上ベースの機器からのより大きな分光サンプルは、$z\gtrsim1$で年齢と金属量に正確な制約を提供します。これらをJWSTの正確な$z>2$静止銀河恒星質量関数と組み合わせると、スペクトルフィッティングからの形成赤方偏移の独立したテストが提供されます。
強力な化学的タグ付けの（不可能な）可能性
化学のみに基づいて銀河円盤に分散した共生星を特定する可能性は、強力な化学タグ付けと呼ばれます。その実現可能性は、銀河円盤内の大部分の星の詳細な星形成の歴史を再構築することを約束して、長い間議論されてきました。散開星団の既知のメンバー星を使用して、強力な化学的タグ付けの実現可能性を調査します。16の異なる元素の高分解能微分存在量で均一に特徴付けられたクラスターメンバーの最大のサンプルを分析しました。また、18の化学種を含むAPOGEEDR16レッドクランプサンプルで既知のクラスターを見つける可能性についても調査しました。両方の目的で、クラスタリングアルゴリズムと教師なし次元削減手法を使用して、化学空間内の星のグループを盲目的に検索しました。同じクラスター内の恒星の存在量の内部コヒーレンスが高く、通常は0.03dexであっても、クラスターの化学的特徴の重複は大きくなります。最高の精度を持ち、フィールドスターがないサンプルでは、均質性と精度の40％のしきい値で、分析された31個のクラスターのうち9個のみが回復されます。メンバーが7つ以上のクラスターのみを使用すると、この比率はわずかに増加します。APOGEEサンプルでは、フィールドスターが4つのポピュレートされたクラスターとともに存在します。この場合、散開星団の1つだけが適度に回復しました。私たちの最良のシナリオでは、星のグループの70％以上が、実際には、異なる実際のクラスターに属する星を含む統計グループです。これは、最先端のクラスタリング手法を使用しても、フィールドに溶解した出生クラスターの大部分を回復する可能性が低いことを示しています。異なる恒星の出生場所が重複する化学的特徴を持つ可能性があることを示します[要約]
[CII]による再電離の時代までの個々の銀河のHI含有量の測定
| Title |
Measuring_the_HI_content_of_individual_galaxies_out_to_the_epoch_of_reionization_with_[CII] |
| Authors |
Kasper_E._Heintz,_Darach_Watson,_Pascal_Oesch,_Desika_Narayanan_and_Suzanne_C._Madden |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.13442 |
HIガス含有量は銀河の進化の重要な要素であり、その研究は、超微細HI21cm遷移の弱さのために、個々の銀河の中程度の宇宙論的距離に限定されてきました。ここでは、[CII]からHIへの変換の直接測定に基づいて、最大$z\約6$までの個々の銀河のHIガス質量$M_{\rmHI}$を推測できる新しいアプローチを紹介します。$\gamma$線バースト残光を使用して、$z\gtrsim2$で星形成銀河を考慮します。最近の[CII]-158$\mu$m輝線測定値を編集することにより、宇宙時間を通しての銀河のHI含有量の進化を定量化します。HIの質量は$z\gtrsim1$で恒星の質量$M_\star$を超え始め、赤方偏移の関数として増加することがわかります。総バリオン質量のHI部分は、$z=0$での約$20\％$から$z\sim6$での約$60\％$に増加します。さらに、HIガス分率$M_{\rmHI}/M_\star$と、$z\約6$から$z=0$まで保持されると思われる気相金属量との間の普遍的な関係を明らかにします。$z>2$にある銀河の大部分は、HI枯渇時間が観測されています。、$z\sim0$銀河よりも大幅に短い。最後に、[CII]からHIへの変換係数を使用して、銀河内のHIの宇宙質量密度$\rho_{\rmHI}$を、3つの異なるエポックで決定します：$z\upperx0$、$z\約2$、および$z\sim4-6$。これらの測定値は、ローカル宇宙での21cmHI観測に基づく以前の推定値、および$z\gtrsim2$での減衰したライマン-$\alpha$吸収体（DLA）と一致しており、全体の減少が$\approxの係数であることを示しています。再電離エポックの終わりから現在までの$\rho_{\rmHI}（z）$の5$。
$ z = 7.13 $銀河における正確なダスト温度の決定
| Title |
Accurate_dust_temperature_determination_in_a_$z_=_7.13$_galaxy |
| Authors |
Tom_J._L._C._Bakx,_Laura_Sommovigo,_Stefano_Carniani,_Andrea_Ferrara,_Hollis_B._Akins,_Seiji_Fujimoto,_Masato_Hagimoto,_Kirsten_K._Knudsen,_Andrea_Pallottini,_Yoichi_Tamura,_and_Darach_Watson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.13479 |
$z=7.13$での通常のほこりっぽい星形成銀河A1689-zD1のALMAバンド9連続観測を報告します。その結果、$702$GHzで$\sim$4.6$\sigma$が検出されます。これらの観測は、初めて、宇宙の再電離の時代（EoR）の銀河の発光ピークの手前の遠赤外線（FIR）スペクトルを調べます。以前の研究からの補助データと一緒に、従来の修正された黒体スペクトルエネルギー密度フィッティングと、[CII]$158\\mathrm{\mum}$行と基礎となる連続体データのみに依存する新しいメソッド。2つの方法では、$T_{\rmd}=（42^{+13}_{-7}、40^{+13}_{-7}$）K、および$M_{\rmd}=（1.7^{+1.3}_{-0.7}、2.0^{+1.8}_{-1.0}）\、\times{}\、10^{7}\、M_{\odot}$。バンド9の観測により、ダスト温度（質量）の推定精度が$\sim50$％（6倍）向上します。導出された温度は、報告された$T_{\rmd}$の増加傾向を確認します-$z=0$と$8$の間の赤方偏移傾向。塵の質量は超新星の起源と一致しています。A1689-zD1は通常のUV選択銀河ですが、私たちの結果は、その星形成率の$\sim$85％が不明瞭であることを示唆しており、EoR銀河における塵の無視できない影響を強調しています。
| Title |
Bayesian_Inference_of_Globular_Cluster_Properties_Using_Distribution_Functions |
| Authors |
Gwendolyn_M._Eadie,_Jeremy_J._Webb,_and_Jeffrey_S._Rosenthal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.13491 |
星団の空間的および運動学的情報を前提として、球状星団の累積質量プロファイルと平均二乗速度プロファイルを推定するためのベイズ推定アプローチを提示します。さまざまなサイズと濃度の模擬球状星団が、低下した等温動的モデルから生成されます。このモデルから、ベイズ法の信頼性をテストして、繰り返し統計シミュレーションを通じてモデルパラメータを推定します。偏りのない星のサンプルが与えられると、モッククラスターの生成に使用されるクラスターパラメーターと、クラスターの累積質量および平均速度の2乗プロファイルを高い精度で再構築できることがわかります。さらに、制約を観察した結果である可能性のある、強くバイアスされたサンプリングがこのアプローチにどのように影響するかを調査します。私たちのテストは、代わりにサンプルにバイアスをかけた場合、クラスターの形態に依存する特定の方法で推定値がずれている可能性があることを示しています。全体として、私たちの調査結果は、可能な限り偏りのない星のサンプルを取得する動機となっています。これは、複数の望遠鏡（ハッブルやガイアなど）からの情報を組み合わせることで実現できますが、階層モデルによる測定の不確かさの注意深いモデリングが必要になります。これについては、今後の作業で追求する予定です。
天の川の赤い塊の星の3Dパラメータマップ-絶対等級と固有の色
| Title |
3D_Parameter_Maps_of_Red_Clump_Stars_in_the_Milky_Way_--_Absolute_Magnitudes_and_Intrinsic_Colors |
| Authors |
Shu_Wang,_Xiaodian_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.13605 |
レッドクランプ星（RC）は、距離、絶滅、化学物質の存在量、銀河の構造と運動学の有用なトレーサーです。RCパラメータ（絶対等級と固有色）の正確な推定は、高精度のRC距離を取得するための基礎です。Gaiaの位置天文データ、APOGEEとLAMOSTの分光データ、Gaia、APASS、Pan-STARRS1、2MASS、WISE調査のマルチバンド測光データを組み合わせることで、ガウス過程回帰を使用して機械学習者をトレーニングし、マルチ各スペクトルRCのバンド絶対マグニチュード$M_\lambda$および固有色$（\lambda_1-\lambda_2）_0$。$M_\lambda$の金属量への依存性は、光学バンドから赤外線バンドに向かって減少しますが、$M_\lambda$の年齢への依存性は、各バンドで比較的類似しています。$（\lambda_1-\lambda_2）_0$は、年齢よりも金属量の影響を強く受けます。RCパラメータは、単純な定数で表すのには適していませんが、銀河系の星の種族構造に関連しています。空間分布における$M_\lambda$と$（\lambda_1-\lambda_2）_0$の変動を分析することにより、銀河系RCの平均絶対等級と平均固有色の$（R、z）$依存マップを作成します。外部および内部の検証を通じて、3次元（3D）パラメーターマップを使用してRCパラメーターを決定すると、構造的偏りが回避され、定数パラメーターを使用する場合と比較して分散が約20％減少することがわかります。GaiaのEDR3視差、3Dパラメータマップ、および絶滅距離プロファイルの選択に基づいて、距離と絶滅の測定値を持つ1,100万個の星を含む測光RCサンプルを取得します。
M5の複数の集団の形成（NGC 5904）
新しいCa-CN-CH-NH測光を使用して、球状星団（GC）M5を再検討します。M5は、金属量の分散が小さいモノメタリックGCであることがわかります。私たちの炭素の存在量は、炭素が枯渇し、窒素の存在量が増加したM5CN-s集団の$\sigma$[C/Fe]が、単一の星の種族に対して非常に大きいことを示しています。私たちの新しい分析は、M5CN-s集団が、2つの星の集団によって十分に説明されていることを明らかにしています。CN-s$_{\rmI}$は、主要なCN-s成分であり、中間の炭素と窒素の存在量とCN-s$_{\rmE}$は、炭素が最も少なく、窒素が豊富です。CN-s$_{\rmE}$は他のものよりもかなり中央に集中しているのに対し、CN-wとCN-s$_{\rmI}$は同様の累積動径分布を持っていることがわかります。個々の集団の赤色巨星分枝バンプ$V$の大きさ、単金属集団のヘリウム存在量バロメーターは、それらの平均炭素存在量と相関しているようであり、炭素存在量がヘリウム存在量と反相関していることを示しています。CN-s$_{\rmE}$は、高密度の周囲密度環境に存在するM5のプロトGCの最も内側の領域で高温で陽子捕獲プロセスを経験したガスから形成されたことを提案します。その後まもなく、CN-s$_{\rmI}$は、他の人による数値シミュレーションの現在の開発と一致して、より空間的に拡張された領域で元のガスから希釈されたガスから形成されました。
変動ダイナモ作用からの偏極シンクロトロン放射の性質-II。 ICMおよびビーム平滑化における乱流駆動の影響
| Title |
Properties_of_Polarized_Synchrotron_Emission_from_Fluctuation_Dynamo_Action_--_II._Effects_of_Turbulence_Driving_in_the_ICM_and_Beam_Smoothing |
| Authors |
Aritra_Basu,_Sharanya_Sur |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.13945 |
銀河団内の拡散銀河団ガス（ICM）の電波ハローからの偏光シンクロトロン放射はまだ観測されていません。ICMで予想される分極を調査するために、変動ダイナモの高解像度（$1$kpc）電磁流体力学シミュレーションを使用して、さまざまなスケールの乱流駆動（$l_{\rmf}$）に対して、断続的な磁場構造を生成し、合成を生成します。偏光放射の観測。有限の望遠鏡分解能による平滑化により、さまざまな$l_{\rmf}$の推定拡散偏光放射がどのように影響を受けるかに焦点を当てます。平均分数分極$\langlep\rangle$は、$\langlep\rangle\proptol_{\rmf}^{1/2}$のように変化し、$\langlep\rangle>20\％$for$l_{\rmf}\gtrsim60$kpc、周波数$\nu>4\、{\rmGHz}$。$\nu<3$GHzでのファラデー偏光解消は、この関係からの逸脱につながり、ビーム偏光解消と組み合わせて、フィラメント偏光構造が完全に消去され、$\langlep\rangle$が$\nu\で5\％レベル未満に減少します。lesssim1$\、GHz。$30$kpcまでのスケールでの平滑化は、特に$l_{\rmf}\の場合、シミュレーションの$1$kpc解像度で予想されるものと比較して、$4$GHzを超える$\langlep\rangle$を最大で2分の1に削減します。gtrsim100$kpc、$\nu<3$GHzの場合、$\langlep\rangle$は、$l_{\rmf}\gtrsim100$kpcの場合は5倍以上、10倍以上減少します。$l_{\rmf}\lesssim100$kpcの場合。私たちの結果は、$\nu\gtrsim4$GHzでの$\langlep\rangle$の観測的推定、または制約が、ICMの乱流駆動スケールの指標として使用できることを示唆しています。
高密度星周媒体での宇宙線加速の直接数値シミュレーション：ベルの不安定性と最大エネルギーによる磁場増幅
| Title |
Direct_Numerical_Simulations_of_Cosmic-ray_Acceleration_at_Dense_Circumstellar_Medium:_Magnetic_Field_Amplification_by_Bell_Instability_and_Maximum_Energy |
| Authors |
Tsuyoshi_Inoue,_Alexandre_Marcowith,_Gwenael_Giacinti,_Allard_Jan_van_Marle,_and_Shogo_Nishino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.13433 |
銀河宇宙線は超新星残骸で加速されると考えられています。しかし、超新星残骸がペバトロンになることができるかどうかはまだ非常に不明です。この研究では、PeV宇宙線は、高密度赤色超巨星風における超新星爆風膨張の初期段階で加速される可能性があると主張します。電磁流体力学と結合した宇宙線ダイナミクスを処理してガスダイナミクスを追跡する拡散対流方程式を組み合わせたシステムを球面幾何学で解きます。高密度の電離風で拡大する高速衝撃は、日中のタイムスケールで高速の非共鳴ストリーミング不安定性を引き起こす可能性があり、p-p損失の影響下でも宇宙線にエネルギーを与えます。最大エネルギーは風の噴射率や質量損失率などのさまざまなパラメータに依存しますが、そのような環境では爆風がペバトロンになることがわかります。前駆体の質量損失率が$10^{-3}$Msunyr$^{-1}$のオーダーである場合、Multi-PeVエネルギーに到達できます。最近、爆発の前に、水素が豊富な大質量星が質量損失率を高めることができることが呼び出されました。これらの強化された速度は、ショックブレイクアウト後の早い時期にペバトロン相の生成に有利に働きます。
大規模なブラックホール連星の進化におけるガスと星の競合効果
| Title |
The_competing_effect_of_gas_and_stars_in_massive_black_hole_binaries_evolution |
| Authors |
Elisa_Bortolas,_Alessia_Franchini,_Matteo_Bonetti_and_Alberto_Sesana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.13436 |
巨大なブラックホール連星は、宇宙構造の階層的集合の間に形成されると予測され、現在および今後のGW実験によって検出可能な低周波重力波（GW）の最も大きな源を表します。GW主導の体制に入る前は、それらの進化は周囲の星やガスとの相互作用によって推進されています。恒星の相互作用は常にバイナリを縮小することがわかっていますが、最近の研究では、ガス状の円盤の存在によって媒介されるバイナリのアウトスパイラルの可能性が予測されています。ここでは、星とガスの複合効果の下でのバイナリ進化に従う半分析的処理を実装します。バイナリは、エディントン限界の近くまたはそれを超えて降着した場合にのみ、分離がガス状ディスクの自己重力半径に達するまで、スパイラルを超える可能性があることがわかりました。アウトスパイラルの場合でも、バイナリは最終的にGWが引き継いで合体するのに十分な大きさに達します。恒星の硬化、大量成長、GW主導のインスピレーションの複合作用により、バイナリはせいぜい数百Myrで合体します。これは、ガス主導の拡大が今後のGW施設の検出見通しに深刻な影響を与えないことを意味します。
超大光度X線源NGC5408X-1における円盤風のX線残響モデル
| Title |
X-ray_reverberation_models_of_the_disc_wind_in_ultraluminous_X-ray_source_NGC_5408_X-1 |
| Authors |
W._Luangtip_(1_and_2),_P._Chainakun_(3),_S._Loekkesee_(1),_C._Deesamer_(3),_T._Ngonsamrong_(3)_and_T._Sintusiri_(3)_((1)_Srinakharinwirot_University,_(2)_National_Astronomical_Research_Institute_of_Thailand,_(3)_Suranaree_University_of_Technology) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.13452 |
超大光度X線源（ULX）の大部分は超臨界物体であると考えられており、超臨界領域での降着を研究するための近くのプロトタイプを提供します。この作業では、残響マッピング手法を使用したULXNGC5408X-1のタイムラグスペクトルの研究を紹介します。タイムラグデータは、時間平均ベースと光度ベースのスペクトルビンという2つの異なる方法を使用してビニングされました。これらのスペクトルは、2つの提案された幾何学的モデルを使用して適合されました：単一および複数の光子散乱モデル。両方のモデルは同様に、内側降着円盤から放出されたハードフォトンの一部がダウン散乱され、スーパーエディントンの流出風が遅れてソフトフォトンになる可能性があると想定していますが、ハードフォトンが風とともに散乱する数によって異なります。単一対複数回。平均化されたスペクトルの場合、両方のモデルは一貫してULXの質量を$\sim$80-500M$_{\rm\odot}$の範囲に制限しました。ただし、光度ベースのスペクトルからのモデリング結果の場合、BH質量の信頼区間は大幅に改善され、$\sim$75-90M$_{\rm\odot}$の範囲に制限されます。さらに、モデルは、光子が$\sim$10$^{4}$-10$^{6}$$r_{\rmの距離で風とともに下方散乱する可能性がある、風のジオメトリが拡張されることを示唆しています。g}$。結果はまた、ULXの光度の関数としてのラグスペクトルの変動性を示唆していますが、スペクトルの変動性に伴って降着円盤の形状が変化するという明確な傾向は観察されていません。
Vela Pulsar：機械学習技術を使用した単一パルス分析
| Title |
Vela_Pulsar:_Single_Pulses_Analysis_with_Machine_Learning_Techniques |
| Authors |
Carlos_O._Lousto,_Ryan_Missel,_Harsh_Prajapati,_Valentina_Sosa_Fiscella,_Federico_G._L\'opez_Armengol,_Prashnna_Kumar_Gyawali,_Linwei_Wang,_Nathan_Cahill,_Luciano_Combi,_Santiago_del_Palacio,_Jorge_A._Combi,_Guillermo_Gancio,_Federico_Garc\'ia,_Eduardo_M._Guti\'errez,_Fernando_Hauscarriaga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.13462 |
アルゼンチン電波天文学研究所の2つの電波望遠鏡と同時に実行された、3時間以上の毎日の観測（観測ごとに約120,000パルス）から、ベラの個々のパルス（PSR\B0833-45\、/\、J0835-4510）を研究します。2021年1月から3月までの4日間の観測を選択し、機械学習手法を使用してそれらの統計的特性を調査します。まず、密度ベースのDBSCANクラスタリング手法を使用して、主に振幅によってパルスを関連付け、より高い振幅とより早い到着時間との相関関係を見つけます。また、パルスの平均幅との相関が弱い（偏光に依存する）こともわかりました。$\sim10\times$の平均パルス振幅で、いわゆるミニジャイアントパルスのクラスターを識別します。次に、自己組織化マップ（SOM）クラスタリング手法を使用して独立した調査を実行します。パルスのVariationalAutoEncoder（VAE）再構成を使用して、パルスをノイズから明確に分離し、観測日の1つを選択してVAEをトレーニングし、それを残りの3つの観測に適用します。SOMを使用して、電波望遠鏡ごとに1日あたり4クラスターのパルスを決定し、主な結果は堅牢で一貫性があると結論付けています。これらの結果は、パルサー磁気圏のさまざまな高さ（それぞれ約100km離れている）の放出領域のモデルをサポートしています。また、パルス間タイムスケールで星間シンチレーションパターンを使用してパルス振幅分布をモデル化し、特徴的な指数$n_{\mathrm{ISS}}\sim7-10$を見つけます。付録では、異なる1偏波/2偏波構成で2つの電波望遠鏡を同時に使用するハードウェア体系の独立したチェックについて説明します。また、無線干渉のクリーニングと個々のパルスフォールディングのプロセスの詳細な分析も提供します。
GW200115の大きな見かけのブラックホールスピン軌道相互作用角について
GW200115は、中性子星とブラックホールの合体の最初の2つの自信を持って検出された重力波イベントの1つです。この合併の興味深い特性は、ブラックホールが急速に回転している場合、そのスピン軸がバイナリ軌道角運動量ベクトルと負に整列していることです（ミスアライメント角度$>90^{\circ}$）。このような大きなスピン軌道相互作用の角度は、当然、動的原点を指しますが、測定された中性子星とブラックホールの併合率は、動的形成チャネルの理論的予測を上回っています。正規の孤立したバイナリ形成シナリオでは、GW200115の直接の前駆体は、ブラックホールとヘリウム星からなるバイナリである可能性が高く、後者は超新星爆発中に中性子星を形成します。ブラックホールは一般に超新星以前の二元軌道角運動量軸に沿ってスピンすると予想されるため、観測されたミスアライメント角度を生成するには、大きな中性子星の出生キックが必要です。単純な運動学的議論を使用すると、GW200115のようなシステムのミスアライメント角度$>90^{\circ}$は、キック速度$\sim600\、\text{km/s}$、および$\内のキック方向を意味することがわかります。超新星前の軌道面の約30^{\circ}$。非回転ブラックホールを含む、大きな見かけのブラックホールスピン軌道相互作用角度のさまざまな解釈について説明します。
2011年10月のスーパーバースト後のEXO1745 $-$ 248からの強力な6.6keV放出機能の発見
| Title |
Discovery_of_a_strong_6.6_keV_emission_feature_from_EXO_1745$-$248_after_the_superburst_in_2011_October |
| Authors |
Wataru_B._Iwakiri,_Motoko_Serino,_Tatehiro_Mihara,_Liyi_Gu,_Hiroya_Yamaguchi,_Megumi_Shidatsu,_Kazuo_Makishima |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.13568 |
スーパーバーストのピークから40時間後にRXTEによって取得されたEXO1745$-$248のX線スペクトルで、未確認の強い発光の特徴を発見しました。構造は6.6keVを中心とし、4.3keVの大きな等価幅で大幅に広がり、4.7$\times$10$^{-3}$phcm$^{-2}$s$の線光子束に対応します。^{-1}$。3〜20keVのスペクトルは、狭いガウス放射成分と広いガウス放射成分（FWHMでは2.7keV）を含むべき乗則の連続体によって正常に再現されました。あるいは、この特徴は、5.5keV、6.5keV、7.5keV、および8.6keVを中心とする4つの狭いガウス分布によって記述できます。特徴の強度と形状を考慮すると、降着円盤などの光学的に厚い材料による連続体X線の反射に起因する可能性は低いです。さらに、発光構造の強度は、1時間の指数関数的な時間スケールで大幅に減少しました。この特徴は、RXTE観測の10時間前に実行されたINTEGRAL観測では検出されず、ラインフラックスの上限は1.5$\times$10$^{-3}$phcm$^{-2}$s$^{-1}$。観測された放出構造は、Ti、Cr、Fe、Coからの重力赤方偏移された電荷交換放出と一致しています。放出は、高度に金属が豊富なフォールバックイオン化バースト風と付着ディスクの間の電荷交換相互作用に起因することを示唆しています。中性子星から$\sim$60kmの距離。この解釈が正しければ、結果は熱核X線バースト中の核燃焼プロセスの理解に関する新しい情報を提供します。
SN2018agk：ケプラー（K2）でべき乗則がスムーズに上昇する典型的なIa型超新星
| Title |
SN2018agk:_A_prototypical_Type_Ia_Supernova_with_a_smooth_power-law_rise_in_Kepler_(K2) |
| Authors |
Qinan_Wang,_Armin_Rest,_Yossef_Zenati,_Ryan_Ridden-Harper,_Georgios_Dimitriadis,_Gautham_Narayan,_V._Ashley_Villar,_Mark_R._Magee,_Ryan_J._Foley,_Edward_J._Shaya,_Peter_Garnavich,_Lifan_Wang,_Lei_Hu,_Attila_Bodi,_Patrick_Armstrong,_Katie_Auchettl,_Thomas_Barclay,_Geert_Barentsen,_Zs\'ofia_Bogn\'ar,_Joseph_Brimacombe,_Joanna_Bulger,_Jamison_Burke,_Peter_Challis,_Kenneth_Chambers,_David_A._Coulter,_G\'eza_Cs\"ornyei,_Borb\'ala_Cseh,_Maxime_Deckers,_Jessie_L._Dotson,_Llu\'is_Galbany,_Santiago_Gonz\'alez-Gait\'an,_Mariusz_Gromadzki,_Michael_Gully-Santiago,_Ott\'o_Hanyecz,_Christina_Hedges,_Daichi_Hiramatsu,_Griffin_Hosseinzadeh,_D._Andrew_Howell,_Steve_B._Howell,_Mark_E._Huber,_Saurabh_W._Jha,_David_O._Jones,_R\'eka_K\"onyves-T\'oth,_Csilla_Kalup,_Charlie_Kilpatrick,_Levente_Kriskovics,_Wenxiong_Li,_Thomas_B_Lowe,_Steven_Margheim,_Curtis_McCully,_Ayan_Mitra,_Jose_A._Mu\~noz,_Matt_Nicholl,_Jakob_Nordin,_Andr\'as_P\'al,_Yen-Chen_Pan,_Anthony_L_Piro,_Sofia_Rest,_Jo\~ao_Rino-Silvestre,_C\'esar_Rojas-Bravo,_Kriszti\'an_S\'arneczky,_Matthew_R._Siebert,_Stephen_J._Smartt,_Ken_Smith,_\'Ad\'am_S\'odor,_Maximilian_D._Stritzinger,_R\'obert_Szab\'o,_R\'obert_Szak\'ats,_Brad_E._Tucker,_J\'ozsef_Vink\'o,_Xiaofeng_Wang,_J._Craig_Wheeler,_David_R._Young,_Alfredo_Zenteno,_Kaicheng_Zhang,_Gabriella_Zsidi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.13607 |
Ia型超新星（SNIa）SN2018agkの30分のケイデンスケプラー/K2光度曲線を示します。爆発の約1週間前、完全な上昇段階、およびピーク後40日までの下降をカバーしています。さらに、最初のライトから最初の$\sim5$日以内の1日のケイデンスDECam観測を含む、同じ時間範囲内の複数のバンドでの地上観測を提示します。ケプラーの初期の光度曲線は、バンプ機能の証拠がなく、単一のべき乗則の上昇と完全に一致しています。SN2018agkを、文献からの初期の過剰フラックスなしで他のSNeIaのサンプルと比較します。過剰なフラックスのないSNeIaは、最初の$\sim10$日以内に、狭い範囲（$g-i\upperx-0.20\pm0.20$mag）でゆっくりと進化する初期の色を持っていることがわかります。一方、過剰に検出されたSNeIaの中で、SN2017cbvとSN2018ohはより青くなる傾向がありますが、iPTF16abcの進化は、$g-i$に過剰がない通常のSNeIaと同様です。さらに、SN2018agkのケプラー光度曲線をコンパニオン相互作用モデルと比較し、$45^{\circ}$未満の視角でロッシュローブオーバーフローが発生する典型的な非縮退コンパニオンの存在を除外します。
可能性のあるGRB前駆細胞の磁気回転コア崩壊。 IV。より広い範囲の前駆体
| Title |
Magnetorotational_core_collapse_of_possible_GRB_progenitors._IV._A_wider_range_of_progenitors |
| Authors |
M._Obergaulinger_and_M.\'A._Aloy_(U_Val\`encia) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.13864 |
巨大な星のコアの最終的な崩壊は、電磁エネルギーと運動エネルギー、元素合成、および残骸の観点から、さまざまな結果につながる可能性があります。]Eこの広範囲の爆発と残骸のタイプと前駆体の特性Hとの関係は未解決の問題のままですが、超高輝度超新星などの極端なイベントの説明として、太陽下金属量のウォルフ・ライエ星の回転と磁場が示唆されています。そして、プロトマグネターまたはコラプサーを動力源とするガンマ線バースト。詳細なニュートリノ物理学を含む磁気回転コア崩壊の数値研究を続けて、我々は5から39の太陽質量の範囲のゼロ年齢の主系列質量を持つ前駆細胞に焦点を合わせます。崩壊前の星はすべて、回転と磁場の影響の処方を使用して球対称に計算されました。10個の星のうち8個は、回転混合の強化による化学的に均一な進化の結果であると考えられます（Aguilera-Denaetal。2018）。それらの1つを除くすべてが、ニュートリノ加熱（8太陽質量までの低質量前駆体でより可能性が高い）および非球形流または磁気回転応力（26太陽質量を超えるとより頻繁に）によって引き起こされる爆発を生成します。それらのほとんどと1つの非爆発モデルでは、継続的な降着がブラックホールの形成につながります。急速な回転は、その後の崩壊活動をもっともらしくします。ブラックホールが形成されていない場合、原マグネター駆動のジェットが予想され、実際、シミュレーションで見つかります。ニッケルの形成条件は、磁気回転駆動モデルの方が有利ですが、概算では非常に明るいイベントの要件には達していません。
時間対称性がBATSEガンマ線バーストパルス光度曲線の形態をどのように定義するか
ほとんどのガンマ線バースト（GRB）パルス光度曲線は、パルスピークの時間の周りで時間的に対称であるより複雑な発光構造と結合した滑らかな単一ピーク成分によって特徴付けることができるという説得力のある証拠を提示します。このモデルは、構造特性を測定するのに十分な明るさのBATSEGRBパルスの86％にうまく適合します。驚くべきことに、GRBパルスの光度曲線の形態は、パルスの非対称性と、時間ミラーの前の構造コンポーネントをその後の時間反転コンポーネントと位置合わせするために必要な伸縮によって正確に予測できます。このような予測は、GRBパルスが時間対称性を示すためにのみ可能です。時間非対称パルスには、FRED、ジェットコースターパルス、および非対称Uパルスが含まれ、時間対称パルスには、Uパルスとクラウンが含まれます。各形態学的タイプは、特定の非対称性、伸縮パラメーター、持続時間、および滑らかなコンポーネントと構造化されたコンポーネント間の整列によって特徴付けられ、非対称性/伸縮性分布の描写は、対称パルスと非対称パルスが別々の集団に属する可能性があることを示唆しています。さらに、短いGRBクラスに属するパルスは、長いGRBクラスと同様の形態を示しますが、より短いタイムスケールで発生するように見えます。
相対論的プラズマにおける不均衡乱流の速度論的シミュレーション
| Title |
Kinetic_Simulations_of_Imbalanced_Turbulence_in_a_Relativistic_Plasma |
| Authors |
Amelia_Hankla,_Vladimir_Zhdankin,_Gregory_Werner,_Dmitri_Uzdensky,_Mitchell_Begelman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.13940 |
乱流の高エネルギー天体物理学システムは、非対称のエネルギー注入または駆動を特徴とすることがよくあります。たとえば、降着円盤からコロナに伝播するアルフベン波間の非線形相互作用です。このようなシステム（太陽風の相対論的類似物）は「不均衡」です。大規模な磁場に平行および反平行のエネルギーフラックスは等しくないため、プラズマは正味のクロスヘリシティを持っています。過去において、不均衡な乱流の数値研究は、電磁流体力学的領域に焦点を合わせてきました。本研究では、3次元のセル内粒子シミュレーションを使用して、衝突のない、超相対論的に高温の磁化ペアプラズマにおける外部駆動の不均衡な乱流を調査します。シミュレーションでカバーされた不均衡のすべての値に対して乱流カスケードが形成され、注入されたポインティングフラックスがプラズマの正味の運動量に効率的に変換されることがわかります。これは、ディスク風の発射に影響を与える相対論的効果です。驚くべきことに、粒子加速は、非常に不均衡な乱流に対しても効率的です。これらの結果は、無衝突プラズマにおける不均衡な乱流の特性を特徴づけ、ブラックホール降着円盤コロナ、風、およびジェットに影響を及ぼします。
荷電した相互作用するクォーク星の恒星の構造と安定性およびそれらのスケーリング挙動
| Title |
Stellar_Structure_and_Stability_of_Charged_Interacting_Quark_Stars_and_Their_Scaling_Behaviour |
| Authors |
Chen_Zhang,_Michael_Gammon,_Robert_B._Mann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.13972 |
一般的に使用される電荷モデルの3つのクラスで、相互作用するクォーク物質（IQM）で構成される荷電クォーク星の恒星構造と半径方向の安定性を調べます。IQM状態方程式の一般的なパラメーター化を採用します。これには、摂動QCD、色の超伝導、およびストレンジクォークの質量から1つのパラメーター$\lambda$または1つの無次元パラメーター$\bar{\lambda}=\lambda^2への補正が含まれます。/（4B_{\rmeff}）$は、有効なバッグ定数$B_{\rmeff}$で再スケーリングされた後。電荷が増加すると、質量と半径のプロファイルが増加する傾向があり、最大質量点と基本半径振動モードのゼロ固有周波数$\omega^2_0=0$が発生する点との間の質量の分離サイズが拡大することがわかります。中心密度の分離の兆候は、電荷モデルによって異なります。この分離は$\lambda$にも依存しているため、$\lambda$を増やすと（大きな色の超伝導または小さなストレンジクォークの質量のいずれかで発生する可能性があります）、第1および第3クラスの電荷モデルのこの分離サイズが単調に減少する傾向があります。さらに、2番目と3番目のクラスの電荷モデルでは、中心圧力がゼロで半径と質量が有限である新しい種類の恒星構造を数値的および分析的に特定することができます。すべての計算と分析は、一般的な無次元の再スケーリングアプローチで実行されるため、結果は次元パラメーターの明示的な値に依存しません。
LSST-DESC3x2ptトモグラフィー最適化チャレンジ
| Title |
The_LSST-DESC_3x2pt_Tomography_Optimization_Challenge |
| Authors |
Joe_Zuntz,_Fran\c{c}ois_Lanusse,_Alex_I._Malz,_Angus_H._Wright,_An\v{z}e_Slosar,_Bela_Abolfathi,_David_Alonso,_Abby_Bault,_Cl\'ecio_R._Bom,_Massimo_Brescia,_Adam_Broussard,_Jean-Eric_Campagne,_Stefano_Cavuoti,_Eduardo_S._Cypriano,_Bernardo_M._O._Fraga,_Eric_Gawiser,_Elizabeth_J._Gonzalez,_Dylan_Green,_Peter_Hatfield,_Kartheik_Iyer,_David_Kirkby,_Andrina_Nicola,_Erfan_Nourbakhsh,_Andy_Park,_Gabriel_Teixeira,_Katrin_Heitmann,_Eve_Kovacs,_Yao-Yuan_Mao_(for_the_LSST_Dark_Energy_Science_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.13418 |
このホワイトペーパーでは、RubinObservatoryDarkEnergyScienceCollaboration（DESC）の3x2pt断層撮影チャレンジの結果を紹介します。これは、主要なDESC分析の断層撮影ビニング戦略を最適化するための最初のステップとして機能しました。測光プロセスに含まれるバンド（通常はrizおよび潜在的にg）からの測光のみがサンプルで使用できるため、測光調査に最適な断層撮影ビニングスキームを選択するタスクは、メタキャリブレーションされたレンズカタログのコンテキストで特に繊細になります。意味。課題の目標は、現実的に複雑な追跡調査のベースラインを確立するために、高度に理想化された設定で、標準の3x2pt宇宙論分析のさまざまなメトリックの下でビン割り当て戦略を収集および比較することでした。この予備研究では、測光の外れ値と観測条件の変動を無視した単純なノイズモデルの下で、銀河の赤方偏移と測光の2セットの宇宙論的シミュレーションを使用し、貢献したアルゴリズムに代表的で完全なトレーニングセットが提供されました。チャレンジへのエントリを確認および評価し、この限られた測光情報からでも、複数のアルゴリズムが断層撮影ビンを適度に分離し、達成可能な最大値に近い性能指数スコアに到達できることを発見しました。さらに、gバンドをriz測光に追加すると、メトリックのパフォーマンスが約15％向上し、最適なビン割り当て戦略は、最適化する性能指数と観測量（クラスタリング、レンズ効果）の科学的事例に大きく依存することがわかりました。、または両方）が含まれています。
放射伝達問題をシミュレートするための離散陰的モンテカルロ（DIMC）スキーム
統計的モンテカルロアプローチに基づいた放射伝達の新しいアルゴリズムを提示します。これは、一方ではテレポーテーションの影響を受けず、他方ではスムーズな結果をもたらします。放射伝達をモデル化するための暗黙的モンテカルロ（IMC）技術は、70年代から存在します。ただし、光学的に厚い問題では、基本的なアルゴリズムに「テレポート」エラーが発生します。このエラーでは、黒体放射プロセスが原因で、光子が正確な物理的動作よりも速く伝播します。考えられる解決策の1つは、セミアナログのモンテカルロを新しい暗黙の形式（ISMC）で使用することです。これは、光子と離散材料粒子の2種類の粒子を使用します。このアルゴリズムは、テレポーテーションのない優れた結果をもたらしますが、その離散的な性質により、（従来のIMCと比較して）ノイズの多いソリューションでも結果が得られます。ここでは、2種類の離散粒子のアイデアを使用するため、テレポーテーションエラーの影響を受けない、新しいモンテカルロアルゴリズムである離散暗黙モンテカルロ（DIMC）を導出します。DIMCは、ISMCとは異なり、IMC離散化を実装し、タイムステップごとに新しい放射フォトンを作成します。これにより、連続吸収技術により、従来のIMCと同様にスムーズな結果が得られます。アルゴリズムの主要部分の1つは、粒子のマージを使用して、粒子の集団爆発を回避することです。1次元と2次元の両方の円柱問題で新しいアルゴリズムをテストし、スムーズでテレポートのない結果が得られることを示します。最後に、古典的な放射流体力学問題である不透明な放射衝撃波における新しいアルゴリズムの威力を示します。これは、天体物理学のシナリオにおける新しいアルゴリズムの力を示しています。
一致：絶対参照のないX線望遠鏡の飛行中の校正
| Title |
Concordance:_In-flight_Calibration_of_X-ray_Telescopes_without_Absolute_References |
| Authors |
Herman_L._Marshall_(1),_Yang_Chen_(2),_Jeremy_J._Drake_(3),_Matteo_Guainazzi_(4),_Vinay_L._Kashyap_(3),_Xiao-Li_Meng_(5),_Paul_P._Plucinsky_(3),_Peter_Ratzlaff_(3),_David_A._van_Dyk_(6),_Xufei_Wang_(5)_((1)_MIT,_(2)_U._Michigan,_(3)_SAO,_(4)_ESTEC,_(5)_Harvard_U.,_(6)_Imperial_College) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.13476 |
一般的なターゲットを観測するX線望遠鏡の有効領域を相互校正するプロセスについて説明します。ターゲットは、ソースフラックスが明確に定義されていると想定しているという点で、古典的な意味での「標準光源」であるとは想定されていませんが、{\それは先験的に}未知の値です。Chenらによって開発された技術を使用する。（2019、arXiv：1711.09429）{\em収縮推定}と呼ばれる統計的手法を使用して、有効面積の事前知識と一致して、推定フラックスを最良の一致にする各機器の有効面積補正係数を決定します。技術を拡張して、各X線天文学機器の有効領域の体系的な不確実性に関する独自の事前確率を可能にし、異なるエネルギー帯域の有効領域間の相関を可能にします。さまざまなX線望遠鏡からのいくつかのデータセットを使用してこの方法を示します。
SLEDプロジェクトとコロナルフラックスロープのダイナミクス
| Title |
The_SLED_project_and_the_dynamics_of_coronal_flux_ropes |
| Authors |
Malherbe_Jean-Marie,_Mein_Pierre,_Sayede_Frederic,_Rudawy_Pawel,_Phillips_Kenneth,_Keenan_Francis,_Rybak_Jan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.13507 |
高温のコロナプラズマのダイナミクスの調査は、さまざまな宇宙天気現象を理解し、太陽コロナの地球規模の加熱を詳細に分析するために重要です。ここでは、ループに沿ったサイフォンの流れ（単純な半円形フラックスロープ）の観測の数値シミュレーションを示し、イメージング分光法用に建設中の新しい機器であるソーラーラインエミッションドップラーメーター（SLED）の機能を示します。これは、フィルターとスリット分光器の利点を組み合わせたマルチチャネルサブトラクティブダブルパス（MSDP）技術に基づいています。SLEDは、FeX637.4nmおよびFeXIV530.3nmの禁制線の冠状構造を観察し、最大150km/sのドップラーシフトを高精度（50m/s）およびケイデンス（1Hz）で測定します。フレアやコロナ質量放出（CME）などの急速に進化するイベントのダイナミクスの研究、および高周波の検出に最適化されています。観測は、LomnickyStitObservatory（LSO）でコロナグラフを使用して実行されます。また、SLEDはポータブル機器であるため、皆既日食中にも観測が行われます。
マグネティックアイランドマージ：2次元MHDシミュレーションと試験粒子モデリング
| Title |
Magnetic_Island_Merging:_Two-dimensional_MHD_Simulation_and_Test-Particle_Modeling |
| Authors |
Xiaozhou_Zhao,_Fabio_Bacchini,_and_Rony_Keppens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.13508 |
4つの電流チャネルが2次元の周期的な設定で相互作用する理想的なシステムでは、大規模なマージの結果として、チャネル間に形成される電流シート（CS）の詳細な進化を追跡します。中央のX点が崩壊し、徐々に伸びるCSが継続的な磁気リコネクションの場所を示します。グリッド適応型、非相対論的、抵抗性電磁流体力学（MHD）シミュレーションを使用して、ランキスト数が約10の4乗を超えると、低速でほぼ定常的なSweet-Parker再接続がカオス的でマルチプラズモイドの断片化状態に移行することを確認します。、プラズモイド不安定性に関する以前の研究の範囲内にあります。MHD研究で採用された極端な解像度は、重要な磁気島の下部構造を示しています。相対論的テスト粒子シミュレーションを使用して、より大きな「モンスター」島内に埋め込まれた小さな島、またはモンスター島の中心近くのいずれかで、O点の近くで荷電粒子を加速する方法を探ります。平面MHD設定は、無視された3番目の方向に人為的に強い加速を引き起こしますが、加速とOポイントの近くでの粒子の面内投影トラップにつながるすべての側面の完全な分析研究も可能にします。私たちの分析的アプローチは、乱流研究におけるレイノルズ分解と同様に、ゆっくりと変化する成分の粒子速度の分解を使用します。私たちの分析の説明は、いくつかの代表的なテスト粒子シミュレーションで検証されています。モンスター島全体での最初の非相対論的運動の後、粒子は0.7cを超えるO点の近くで加速を経験する可能性があり、その速度で加速が最高の効率になることがわかります。
| Title |
Hot_Degenerates_in_the_MCT_Survey._III._A_Sample_of_White_Dwarf_Stars_in_the_Southern_Hemisphere |
| Authors |
P._Bergeron,_F._Wesemael,_G._Fontaine,_R._Lamontagne,_S._Demers,_A._B\'edard,_M.-J._Gingras,_S._Blouin,_M.J._Irwin,_S.O._Kepler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.13520 |
120DA、12DB、4DO、1DQ、および7DC星を含む、モントリオール-ケンブリッジ-トロロ（MCT）測色調査で検出された144個の白色矮星の光学スペクトルを示します。また、いわゆる分光法、またはDC白色矮星の場合は測光法を使用して、サンプル内のすべてのオブジェクトのモデル大気分析を実行します。この論文の主な目的は、特に南半球で、ガイア調査ですべての白色矮星候補を分光的に確認する継続的な取り組みに貢献することです。すべてのスペクトルは、モントリオール白色矮星データベースで利用できます。
拡張IPHASPNeの最初のディープイメージカタログ
| Title |
First_deep_images_catalogue_of_extended_IPHAS_PNe |
| Authors |
L._Sabin,_M.A._Guerrero,_G._Ramos-Larios,_P._Boumis,_A.A._Zijlstra,_D.N.F._Awang_Iskandar,_M.J._Barlow,_J.A._Toal\'a,_Q.A._Parker,_R.M.L._Corradi_and_R.A.H._Morris |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.13612 |
IsaacNewtonTelescopePhotometricH$\alpha$Survey（IPHAS）で検出された58の真、可能性、可能性のある拡張PNeを含むディープイメージングカタログの最初の記事を紹介します。この目的で使用されるH$\alpha$、[NII]$\lambda$6584\r{A}、および[OIII]$\lambda$5007\r{A}の輝線の3つの狭帯域フィルターにより、星雲の形態と寸法の説明を改善するため。場合によっては、情報源の性質さえも再評価されています。その後、新しいマクロ構造とミクロ構造を発表することができました。これは間違いなく、これらのPNeのより正確な分析に貢献します。イオン化レベルに基づいてターゲットの一次分類を実行することも可能です。ディープラーニング分類ツールもテストされています。新しい拡張惑星状星雲のIPHASカタログからのすべてのPNeは、最終的にこの深いH$\alpha$、[NII]、および[OIII]イメージングカタログの一部になると予想されます。
BM UMa：W型からA型への進化の移行前段階における中間の浅い接触連星
| Title |
BM_UMa:_a_middle_shallow_contact_binary_at_pre-transition_stage_of_evolution_from_W-type_to_A-type |
| Authors |
T._Sarotsakulchai,_B._Soonthornthum,_S._Poshyachinda,_C._Buisset,_T._L\'epine,_A._Prasit |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.13615 |
この研究では、利用可能なアーカイブからのBMUMa（$q\sim$2.0、P=0.2712\、d）のすべての未公開の時系列測光データが、タイ国立天文台のTNT-2.4mから取得された新しいデータとともに再調査されました。天文台（TNO）。期間分析に基づくと、長期的な期間の減少に短期的な変動が重なっています。周期変化の傾向は、$\mathrm{d}P/\mathrm{d}t=-3.36（\pm0.02）\times10^{-8}の割合で周期が減少することを示す下向きの放物線に適合させることができます。$d$\textrm{yr}^{-1}$。この長期的な期間の減少は、より質量の大きいコンポーネント（$M_2\sim0.79M_{\odot}$）からより質量の小さいコンポーネント（$M_1\sim0.39M_{\odot}$）への物質移動の組み合わせによって説明できます。AMLで。測光研究では、バイナリがK0\、V星で構成され、中部の浅い接触段階で、フィルアウト係数が8.8\、\％（2007年）から23.2\、\％（2020年）に進化していることがわかりました。。これらの結果は、連星がW型からA型への進化の移行前の段階にあることを示唆しており、W型接触連星の統計的研究の結果と一致しています。$M_2$の質量は$M_1$の近くまたはそれ以下に減少し、質量比は減少します（$q<1.0$）。このようにして、バイナリは、周期が増加するにつれて、より深い通常のオーバーコンタクトシステムとしてAタイプに進化します。最後に、質量比が臨界値（$q<0.094$）に達すると、バイナリは合併または急速に回転する単一の星として終了し、赤い新星を生成します。
シグマオリEに関するガイアからのニュース：風磁気ブレーキプロセスのケーススタディ
| Title |
News_from_Gaia_on_sigma_Ori_E:_a_case_study_for_the_wind_magnetic_braking_process |
| Authors |
H.F._Song,_G._Meynet,_A._Maeder,_N._Mowlavi,_S.R._Stroud,_Z._Keszthelyi,_S._Ekstrom,_P._Eggenberger,_C._Georgy,_G._A._Wade,_Y._Qin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.13734 |
巨大なヘリウムB型星であるSigmaOriEは、高い表面回転と強い表面磁場を示し、風の磁気ブレーキのプロセスに挑戦する可能性があります。ガイア衛星は、その星までの正確な距離を提供し、オリオン座シグマクラスターへのメンバーシップを確認します。単一星モデルがシグマオリEの観測された特性を再現できるかどうかを調査し、その金属量、質量、および年齢の新しい推定値を提供するために、これら2つの重要な情報を説明します。風の磁気ブレーキと質量損失の磁気消光を考慮した回転恒星モデルを計算します。シグマOriEは、初期質量が約9Msol、表面赤道磁場が約7kG、金属量Z（重元素の質量分率）が約0.020の非常に若い星（1Myr未満）であることがわかります。金属量Z=0.014の現在のモデルでは解は得られません。シグマOriEに適合するモデルの初期回転は、それほど制約されておらず、現在の作業で調査された範囲内のどこにでも配置できます。その非常に若い年齢のために、モデルは、回転混合による表面存在量の観察可能な変化を予測しません。シグマオリEの高い表面回転と高い表面磁場の同時発生は、単にその若い年齢の結果である可能性があります。この若い年齢は、その表面で観察される化学的不均一性を生み出す原因となるプロセスが迅速であるべきであることを意味します。したがって、シグマOriEのプロパティを説明するために、このようなシナリオを破棄することはできませんが、マージイベントを呼び出す必要はありません。シグマオリE（高速回転と強い表面磁場）と同様の特性を示す他の星（HR5907、HR7355、HR345439、HD2347、CPD-50^{o}3509$）も非常に若い星である可能性がありますが、決定はこのような結論を確認するには、ブレーキのタイムスケールを確認する必要があります。
M11の二重線分光連星
バイナリのスペクトル分析のための新しい方法を開発しました。私たちの方法は、高解像度のGaia-ESOスペクトルからSB2候補を正常に識別します。一般的に使用される相互相関関数分析と比較して、高速で回転するコンポーネントを持つバイナリで機能します。散開星団M11の若いホットスターの合成スペクトルと観測スペクトルでこの方法をテストします。以前に検出された5つのSB2候補を確認し、19の新しい候補を見つけます。3つのSB2候補について、円軌道を見つけ、動的質量比を取得します。
UVバーストに関連する太陽サージ：k-means、反転、密度診断による特性評価
| Title |
Solar_surges_related_to_UV_bursts:_Characterization_through_k-means,_inversions_and_density_diagnostics |
| Authors |
D._N\'obrega_Siverio,_S.L._Guglielmino,_A._Sainz_Dalda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.13960 |
サージは、彩層線で通常観察されるクールで高密度の放出であり、UVバーストやコロナルジェットなどの他の太陽現象と密接に関連しています。私たちの目的は、現在の反転モデルの欠如とサージの診断に対処し、それらのプラズマ特性を特徴づけることです。2016年4月にInterfaceRegionImagingSpectrograph（IRIS）で観測されたUVバーストに関連するさまざまなサージを分析しました。サージの中および低彩層は、k-meansアルゴリズムを介してそれらの代表的なMgIIh＆kラインプロファイルを取得し、STiCコードを使用してそれらに対して反転を実行することによって調べられます。OIV1399.8および1401.2\r{A}線に焦点を当てて遠紫外スペクトルを研究し、密度診断を実行してこれらの放出の遷移領域特性を決定しました。また、比較のためにBifrostコードで実行された実験を使用しました。k-meansのおかげで、MgIIh＆kプロファイルの数を43.2倍に減らして反転させます。代表的なプロファイルの反転は、サージの中低彩層の温度が主にT$=6$kK付近で、$-6.0\le\log_{10}（\tau）\le-3.2$であることを示しています。電子数密度$n_e$と視線速度$V_{\mathrm{LOS}}$の場合、反転による最も信頼できる結果は$-6.0\le\log_{10}（\tau）\le-4.8$、$n_e$の範囲は$\sim1.6\times10^{11}$から$10^{12}$cm$^{-3}$、および$V_{\mathrm{LOS}}$数kms$^{-1}$。サージ内でのOIV放出の増強の観測的証拠が初めて見つかりました。これは、これらの現象が、最も弱い遠紫外線ラインでも遷移領域にかなりの影響を与えることを示しています。OIV放出層は、$2.5\times10^{10}$から$10^{12}$cm$^{-3}$までの電子数密度を示します。シミュレーションは、トポロジーとサージのOIV放出の位置に関して理論的なサポートを提供します。
EPIC 228782059：既知の最もクールな脈動するヘリウム-大気白色矮星（DBV）の星震学？
| Title |
EPIC_228782059:_Asteroseismology_of_what_could_be_the_coolest_pulsating_helium-atmosphere_white_dwarf_(DBV)_known? |
| Authors |
R.M._Duan,_W._Zong,_J.-N._Fu,_Y.H._Chen,_J._J._Hermes,_Zachary_P._Vanderbosch,_X.Y._Ma,_and_S.Charpinet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.13988 |
{\emK2}測光の55。1日から発見された新しい脈動ヘリウム大気（DB）白色矮星EPIC〜228782059の分析を提示します。長時間の高品質の光度曲線は、11の独立した双極子モードと四重極モードを明らかにし、そこから星の自転周期$34.1\pm0.4$〜hrを導き出します。最適なモデルは、白色矮星進化コードを使用して構築された一連のグリッドから取得されます。これは、$M_{*}=0.685\pm0.003M_{\odot}$、$T_{\rm{eff}}=21{、}910\pm23$\、Kおよび$\logg=8.14\pm0.01$\、dex。これらの値は、Koester\＆Keplerによる分光法から得られた値（$20{、}860\pm160$\、Kおよび$7.94\pm0.03$\、dex）に匹敵します。これらの値が他の独立した研究によって確認またはより適切に制約されている場合、EPIC〜228782059は最もクールな脈動DB白色矮星の1つとして知られ、対流のさまざまな物理的処理をテストし、理論的不安定帯をさらに調査するのに役立ちます。DB白色矮星の。
チェレンコフ放射は、発生源が生成する波よりも速く移動している場合に発生する可能性があります。状態方程式$w=1/3$の放射が支配的な宇宙では、最近、バーディーンのスカラーメトリック摂動が、波面が音響速度$\で伝播するように線形化されたワイルテンソルに寄与することを示しました。sqrt{w}=1/\sqrt{3}$。この作業では、超音速の点質量（原始ブラックホールに近い）とその長さに垂直に移動する真っ直ぐな南部-後藤線（宇宙ひもに近い）によってそれぞれ生成されるバーディーンチェレンコフ円錐とくさびの形状を明示的に計算します。ブラックホールまたは宇宙ひもが超相対論的速度で移動しているとき、チェレンコフ衝撃波の通過による、テスト粒子のペアに対するスカラーメトリック誘導潮汐力の突然のサージも明示的に計算します。これらの力は、衝撃波面の法線に対する質量の方向に応じて、伸びたり縮んだりする可能性があります。
ガス状の雲の断片化や木星のような惑星の冷却など、亜恒星の進化の一部は、パラティーニ$f（\barR）$重力の影響を受けることが示されています。これらのプロセスを説明する単純なモデルを使用して、木星の惑星の不透明度の質量制限と冷却時間が修正重力で異なることを示します。
冷たいクォーク物質と自己結合星に対する重いクォークの影響
冷たくて密度の高いクォーク物質の状態方程式に対する重いクォークの影響は、摂動QCDから得られ、繰り込みスケールによってのみパラメーター化された観測量を生成します。特に、摂動QCDが原理的にはるかに信頼できる密度の領域で、$\beta$平衡と電荷中性の制約下でのチャームクォーク物質の熱力学を調査します。最後に、超高密度の自己束縛コンパクト星の新しい枝である可能性のあるチャーム星の安定性を分析し、それらが放射状の振動の下で不安定であることを発見します。
MHDの指数積分器：マトリックスフリーのLeja補間と効率的な適応時間ステッピング
| Title |
Exponential_Integrators_for_MHD:_Matrix-free_Leja_interpolation_and_efficient_adaptive_time_stepping |
| Authors |
Pranab_Deka,_Lukas_Einkemmer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.13622 |
電磁流体力学（MHD）方程式の時間積分のための新しいアルゴリズムを提案します。このアプローチは、Leja補間と組み合わせた指数Rosenbrockスキームに基づいています。磁性に関するガウスの法則を自然に保持し、明示的な方法で観察される安定性の制約に邪魔されません。指数積分器の設計と必要な行列関数の効率的な計算において、目覚ましい進歩が達成されました。ただし、現実的なMHDシナリオでそれらを採用するには、最新のコンピューターハードウェアに対応したマトリックスフリーの実装が必要です。微分方程式の右辺のみを使用する（つまり、行列なしの）Leja補間に基づく効率的なアルゴリズムを構築する方法を示します。さらに、磁気リコネクションとケルビン・ヘルムホルツ不安定性のコンテキストで、クリロフベースの指数積分器と明示的な方法に関する以前の研究よりも優れていることを示します。さらに、特に実際のアプリケーションでしばしば重要となる寛容から中程度の許容範囲で、優れた予測可能なパフォーマンスを提供する適応ステップサイズ戦略が採用されています。
フェルミ-LAT、HAWC、H.E.S.S.、MAGIC、VERITASによる矮小楕円体銀河への暗黒物質探索の組み合わせ
| Title |
Combined_dark_matter_searches_towards_dwarf_spheroidal_galaxies_with_Fermi-LAT,_HAWC,_H.E.S.S.,_MAGIC,_and_VERITAS |
| Authors |
Celine_Armand,_Eric_Charles,_Mattia_di_Mauro,_Chiara_Giuri,_J._Patrick_Harding,_Daniel_Kerszberg,_Tjark_Miener,_Emmanuel_Moulin,_Louise_Oakes,_Vincent_Poireau,_Elisa_Pueschel,_Javier_Rico,_Lucia_Rinchiuso,_Daniel_Salazar-Gallegos,_Kirsten_Tollefson,_Benjamin_Zitzer_(on_behalf_of_the_Fermi-LAT,_HAWC,_H.E.S.S.,_MAGIC,_and_VERITAS_collaborations) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.13646 |
宇宙論的および天体物理学的観測は、宇宙の全物質の85\％が暗黒物質（DM）でできていることを示唆しています。ただし、その性質は、素粒子物理学の最も挑戦的で基本的な未解決の質問の1つです。粒子DMを想定すると、このエキゾチックな物質の形態は標準模型（SM）粒子で構成することはできません。最も好まれる粒子候補であるWeaklyInteractingMassiveParticles（WIMP）など、DMの性質を解明するために多くのモデルが開発されています。WIMPの消滅と崩壊により、SM粒子が生成され、ハドロン化と崩壊により、高エネルギーの$\gamma$線などのSM二次線が生成される可能性があります。間接DM検索のフレームワークでは、有望なターゲットの観測を使用して、DM消滅のシグネチャを検索します。これらの中で、矮小楕円体銀河（dSphs）は、予想される高いDM含有量とごくわずかな天体物理学的背景のために、一般的に好まれています。この作業では、DM検索の感度を最大化し、現在の結果を改善するために、Fermi-LAT、HAWC、H.E.S.S.、MAGIC、およびVERITASのコラボレーションによって実行された20dSph観測の最初の組み合わせを紹介します。各実験の個々の分析を組み合わせた共同最尤法を使用して、DM粒子の質量の関数としてWIMPDM自己消滅断面積のより制約のある上限を導き出します。これら5つの異なる$\gamma$線装置の組み合わせのおかげで、これまでに報告された中で最も広い質量範囲にわたって、5GeVから100TeVまでの新しいDM制約を提示します。
原始中性子星からの増強されたアクシオン放出の観測可能なサイン
| Title |
Observable_signatures_of_enhanced_axion_emission_from_proto-neutron_stars |
| Authors |
Tobias_Fischer,_Pierluca_Carenza,_Bryce_Fore,_Maurizio_Giannotti,_Alessandro_Mirizzi_and_Sanjay_Reddy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.13726 |
一般相対論的一次元超新星（SN）シミュレーションを実行して、新しく生まれた原始中性子星（PNS）内のパイ中間子誘起反応$\pi^-+p\rightarrown+a$からの増強されたアクシオン放出の観測可能な兆候を特定します。超新星爆発の開始後の初期の進化に焦点を当てて、最初の10秒間のニュートリノとアクシオンの放出の時間的およびスペクトル的特徴を予測します。パイ中間子は、熱くて密度の高い物質に明確な新しい自由度として含まれています。それらの熱集団とアクシオン生成におけるそれらの役割は両方とも、核子との相互作用による影響を含むように一貫して決定されています。PNS内で遭遇する広範囲の周囲条件では、パイ中間子によって誘発されるアクシオン生成が核子-核子制動放射プロセスよりも支配的であることがわかります。高密度物質の状態方程式とエネルギー損失に対するパイ中間子の役割を一貫して含めることにより、私たちのシミュレーションは、地上の検出器で観察できる銀河系超新星からのニュートリノとアクシオン放出のロバストで識別可能な特徴を予測します。電流境界と互換性のあるアクシオン結合の場合、最初の10秒間のニュートリノ光度の時間による有意な抑制が見られます。これは、SN1987Aからのニュートリノ信号に由来する電流境界を改善できること、そして将来の銀河超新星が著しくより厳しい制約を提供する可能性があることを示唆しています。
このレビューでは、一般相対論的枠組みの中で強く磁化された中性子星の全体的な構造を計算するための自己無撞着な方法について議論します。球対称の解が強く磁化されたコンパクト星に適用できない理由を概説し、回転する磁化された中性子星モデルを計算するための一貫した形式について詳しく説明します。また、マグネターの半径と地殻の厚さに対する強磁場の影響を研究するための上記の完全な数値解法の適用についても説明します。上記の手法は、中性子星内部の「普遍的な」磁場プロファイルを構築するためにも適用されます。これは、原子核物理学の研究に役立つ可能性があります。ここで開発された方法論は、強く磁化された中性子星のマルチメッセンジャー天体物理学データを解釈するのに特に役立ちます。
$ P _ {\ gamma h} ^ {\ alpha} $：大きなガンマ線地上アレイでの$ \ gamma / {\ rm h}
$識別のための新しい変数
| Title |
$P_{\gamma_h}^{\alpha}$:_a_new_variable_for_$\gamma_/_{\rm_h}$_discrimination_in_large_gamma-ray_ground_arrays |
| Authors |
R._Concei\c{c}\~ao,_B._S._Gonz\'alez,_M._Pimenta,_B._Tom\'e |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2108.13954 |
この手紙では、大きな宇宙線の地上アレイにおける巨大な荷電宇宙線の背景からの高エネルギーガンマ線の識別を強化するための新しい戦略が提示されています。この戦略は、新しい単純な変数$P_{\gammah}^{\alpha}$の導入に基づいています。これは、各単一アレイステーションでミューオンや非常にエネルギーの高い粒子にタグを付ける確率を組み合わせたものです。この新しい変数の識別力は、仮想の水チェレンコフ検出器宇宙線アレイの場合、低粒子ステーションと高粒子ステーションの両方の占有率の場合のいくつかの特定の例で示されています。結果は非常に有望であり、うまくいけば、現在および将来のガンマ線天文台で実証されるでしょう。
