Simbaによる再電離：宇宙の再電離のモデル化において天体物理学はどのくらい重要ですか？
| Title |
Reionization_with_Simba:_How_much_does_astrophysics_matter_in_modeling_cosmic_reionization? |
| Authors |
Sultan_Hassan,_Romeel_Dav\'e,_Matthew_McQuinn,_Rachel_S._Somerville,_Laura_C._Keating,_Daniel_Angl\'es-Alc\'azar,_Francisco_Villaescusa-Navarro,_David_N._Spergel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03840 |
従来の大規模な再電離モデルでは、通常、ハローの質量と光度の間の単純な決定論的関係を使用して、再電離がどのように進行するかを予測します。ここでは、後処理された放射伝達と組み合わせて、$100〜{\rmMpc/h}$宇宙流体力学シミュレーションSimba内で特定された電離源のより詳細なモデルを使用することによる再電離のモデリングへの影響を調べます。単純な（1対1の）モデルと比較すると、Simbaソースを使用する主な違いは、暗黒物質のハローと星形成の関係のばらつき、つまり電離放射率です。パワースペクトルレベルでは、イオン化形態は、ソースの数やエスケープ率の変動に関係なく、ほとんど変化しないことがわかります。我々の結果は、再電離の正確な進行には天体物理学的効果によって引き起こされる散乱を考慮する必要があるが、電離源の単純化されたモデルが宇宙論的スケールで再電離の構造を効率的にモデル化するために実行可能であり続けることを示している。
DESI銀河団とプランクによるペアワイズkSZ効果の検出
| Title |
Detection_of_pairwise_kSZ_effect_with_DESI_galaxy_clusters_and_Planck |
| Authors |
Ziyang_Chen_(SJTU),_Pengjie_Zhang_(SJTU),_Xiaohu_Yang_(SJTU),_Yi_Zheng_(SYSU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.04092 |
DESIイメージング調査とプランク温度マップで銀河団を組み合わせた、ペアワイズ運動学的スニヤエフゼルドビッチ（kSZ）効果の$5\sigma$検出を報告します。検出は、データと分析方法の両方の改善によって容易になります。データには、最近リリースされた銀河グループカタログ（Y20：\cite{yang2020extended}）と$\sim10^6$の確実に識別されたグループを採用し、kSZ測定用のさまざまな銀河クラスターサンプルを作成します。Y20カタログは、ハロー質量の推定も提供します。これにより、kSZ測定が$\sim10\％$さらに向上します。分析方法については、最尤分析を通じてペアワイズkSZの最適推定量を導き出します。また、潜在的な体系的なエラーを一貫して処理します。ベースラインクラスターサンプルは、典型的な赤方偏移$0.2$-$0.5$で典型的な質量〜$10^{14}M_{\odot}/h$の$1.2\times10^5$の最も豊富な銀河団を含み、帰無仮説を除外します。$5\sigma$。シミュレーションからのペアワイズkSZテンプレートを使用してフィッティングすると、信号は$4.7\sigma$で検出され、平均光学的厚さは$\bar{\tau}_e=（1.66\pm0.35）\times10^{-4}として制約されます。$。さまざまなクラスター選択基準、さまざまな空の範囲と赤方偏移範囲、さまざまなCMBマップ、さまざまなフィルターサイズ、潜在的な分類学と共分散行列のさまざまな処理を使用して、さまざまな内部チェックを実行します。kSZ効果は、さまざまなクラスターサンプルにわたって、$2.5\leq$S/N$\leq5.6$および許容可能な$\chi^2_{\rmmin}$で一貫して検出されます。S/Nは、Planckの解像度とphoto-zの精度の両方によって制限されるため、DESI分光赤方偏移情報や他のCMB実験によって大幅に改善できます。
散逸のない宇宙論的シミュレーションにおけるパワースペクトル測定の精度
| Title |
Accuracy_of_power_spectrum_measurements_in_dissipationless_cosmological_simulations |
| Authors |
Sara_Maleubre,_Daniel_Eisenstein,_Lehman_H._Garrison,_Michael_Joyce |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.04397 |
物質パワースペクトルの収束をよりよく理解して定量化するために、Abacusで実行された一連の大規模なN体シミュレーション（最大N=$4096^3$）を活用し、スペクトルインデックス$n$の範囲を持つスケールフリーモデルを使用します。暗黒物質では、宇宙論的なN体シミュレーションのみ。自己相似性を使用して収束領域を識別することにより、特定のレベルの精度で解決された最大波数が時間の関数として単調に増加することを示します。$1\％$レベルでは、初期グリッドのナイキスト波数である$k_\Lambda$の一部から開始し、力の軟化が十分に小さい場合は最大で$\sim2k_\Lambdaに到達します。$は、私たちが進化する最新の時期に。$5\％$レベルでは、精度はわずかに大きい波数まで拡張され、遅い時間には$5k_\Lambda$のオーダーになります。スケールファクターの適切な関数として表される精度は、非常に単純な$n$依存性を示し、LCDMのような非スケールフリーモデルのN体シミュレーションの精度に控えめな限界を設定するための簡単な外挿を可能にします。定量的に、私たちの調査結果は、穏やかな非線形体制を制約することを目的とした大規模な宇宙論的シミュレーション（EuclidFlagshipなど）を使用した最近の研究で採用された解像度に関する保守的な仮定と概ね一致しています。一方、文献の物質パワースペクトルの研究では、物理的な結果への収束が不十分な、より大きな波数のデータが使用されることが多いことに注意してください。小規模なクラスタリングに関する定性的な結論、たとえば安定したクラスタリング近似の有効性に関する結論でさえ、私たちの結果に照らして修正が必要な場合があります。
ハッブル張力またはCepheidSnIaキャリブレータパラメータの遷移？
| Title |
Hubble_tension_or_a_transition_of_the_Cepheid_SnIa_calibrator_parameters? |
| Authors |
Leandros_Perivolaropoulos_and_Foteini_Skara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.04406 |
SnIaを較正することにより、$H_0$の値を推測するために使用されるCepheidデータを再分析します。経験的なCepheidキャリブレーションパラメーター$R_W$（CepheidWesenheit色-光度パラメーター）および$M_H^{W}$（CepheidWesenheitHバンド絶対等級）の普遍的な値を強制しません。代わりに、個々の銀河ごとにこれらのパラメーターのいずれかを変化させることができます。また、これらのパラメーターに2つの普遍的な値がある場合も検討します。1つは銀河系の距離が小さい場合の$D<D_c$で、もう1つは銀河系の距離が大きい場合の$D>D_c$で、$D_c$は臨界遷移距離です。低銀河距離パラメータ値と高銀河距離パラメータ値の間の$3\sigma$レベルの不一致のヒントが見つかりました。次に、AICおよびBIC基準を使用して、次のタイプのモデルを比較およびランク付けします。基本モデル：$R_W$および$M_H^{W}$のユニバーサル値（パラメーターの変動なし）、I個々の銀河系$R_W$にユニバーサルを適合適合$M_H^{W}$、IIユニバーサル固定$R_W$と個別適合銀河$M_H^{W}$、IIIユニバーサル適合$R_W$と個別適合銀河$M_H^{W}$、IV2つのユニバーサル適合$R_W$（近くと遠く）と1つのユニバーサルフィット$M_H^{W}$、Vユニバーサルフィット$R_W$と2つのユニバーサルフィット$M_H^{W}$（近くと遠く）、VI2つのユニバーサルフィット$R_W$と2つのユニバーサルフィット$M_H^{W}$（近くと遠く）。AICおよびBIC基準は、Cepheidの経験的パラメーターの変動が許可されていない一般的に使用されるベースモデルではなく、モデルIVを一貫して支持していることがわかります。SnIaの絶対等級$M_B$と優先モデルIVによって示される$H_0$の最適値は、CMBサウンドホライズン$H_0=67.4\pm0.5\、km\、sに基づく逆距離ラダーキャリブレーションと一致しています。^{-1}\、Mpc^{-1}$。したがって、好まれたモデルIVのコンテキストでは、ハッブル危機は存在しません。このモデルは、$100\、Myrs$よりも最近の時間に発生する基本的な物理遷移の存在を暗示している可能性があります。
アタカマ宇宙論望遠鏡：再結合前の初期暗黒エネルギーに対する制約
| Title |
The_Atacama_Cosmology_Telescope:_Constraints_on_Pre-Recombination_Early_Dark_Energy |
| Authors |
J._Colin_Hill,_Erminia_Calabrese,_Simone_Aiola,_Nicholas_Battaglia,_Boris_Bolliet,_Steve_K._Choi,_Mark_J._Devlin,_Adriaan_J._Duivenvoorden,_Jo_Dunkley,_Simone_Ferraro,_Patricio_A._Gallardo,_Vera_Gluscevic,_Matthew_Hasselfield,_Matt_Hilton,_Adam_D._Hincks,_Renee_Hlozek,_Brian_J._Koopman,_Arthur_Kosowsky,_Adrien_La_Posta,_Thibaut_Louis,_Mathew_S._Madhavacheril,_Jeff_McMahon,_Kavilan_Moodley,_Sigurd_Naess,_Umberto_Natale,_Federico_Nati,_Laura_Newburgh,_Michael_D._Niemack,_Bruce_Partridge,_Frank_J._Qu,_Maria_Salatino,_Alessandro_Schillaci,_Neelima_Sehgal,_Blake_D._Sherwin,_Cristobal_Sifon,_David_N._Spergel,_Suzanne_T._Staggs,_Emilie_R._Storer,_Alexander_van_Engelen,_Eve_M._Vavagiakis,_Edward_J._Wollack,_Zhilei_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.04451 |
初期の暗黒エネルギー（EDE）シナリオは、新しい形式のエネルギーの導入により、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）データから推定されるハッブル定数（$H_0$）の値を$\Lambda$CDMで検出される値よりも増やすことを目的としています。初期宇宙の密度。EDEコンポーネントは、再結合の直前に宇宙膨張を一時的に加速します。これにより、CMBに刻印された音の地平線の物理的なサイズが小さくなります。以前の研究では、ゼロ以外のEDEは、PlanckCMBパワースペクトルデータだけでは好ましくないことがわかりました。これにより、EDEの最大部分寄与に対して95％の信頼水準（CL）の上限$f_{\rmEDE}<0.087$が得られます。宇宙エネルギー予算へのフィールド。この論文では、EDEモデルをAtacamaCosmologyTelescope（ACT）データリリース4のCMBデータに適合させます。ACT、大規模PlanckTT（WMAPに類似）、PlanckCMBレンズ、およびBAOデータの組み合わせが見つかりました。$>99.7$％CLでEDEの存在を優先します：$f_{\rmEDE}=0.091^{+0.020}_{-0.036}$、$H_0=70.9^{+1.0}_{-2.0}$km/s/Mpc（両方とも68％CL）。モデル選択の観点から、EDEは$\Lambda$CDMよりも、およそ$3\sigma$の有意性でこれらのデータによって支持されていることがわかります。対照的に、PlanckとACTの完全なデータを共同で分析しても、Planckだけで以前に見つかったように、EDEの証拠は得られません。ACTのみでのEDEの優先度は、TEおよびEEの電力スペクトルデータによって決定されることを示します。PlanckだけからのEDEに対する厳しい制約は、その高$\ell$TTパワースペクトルデータによって推進されています。これらの異なる制約が、体系的な理由で物理的な性質のものであるのか、それとも単にまれな統計的変動であるのかを理解することは、優先度が高くなります。ACTとPlanckに最適なEDEモデルは、TEとEEの幅広い多重極にわたって一貫した違いを示し、ACTやその他の地上実験からの近い将来のデータでこのシナリオの強力なテストが期待されることを示しています。
宇宙論とバリオンフィードバックの影響に対する共同制約：KiDS-1000レンズとプランクおよびACTからの熱スニヤエフゼルドビッチ効果の組み合わせ
| Title |
Joint_constraints_on_cosmology_and_the_impact_of_baryon_feedback:_combining_KiDS-1000_lensing_with_the_thermal_Sunyaev-Zeldovich_effect_from_Planck_and_ACT |
| Authors |
Tilman_Tr\"oster,_Alexander_J._Mead,_Catherine_Heymans,_Ziang_Yan,_David_Alonso,_Marika_Asgari,_Maciej_Bilicki,_Andrej_Dvornik,_Hendrik_Hildebrandt,_Benjamin_Joachimi,_Arun_Kannawadi,_Konrad_Kuijken,_Peter_Schneider,_HuanYuan_Shan,_Ludovic_van_Waerbeke,_Angus_H._Wright |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.04458 |
Kilo-DegreeSurvey（KiDS-1000）からの弱いレンズ効果データの1000deg$^2$と測定された熱スニヤエフゼルドビッチ（tSZ）効果の間の断層撮影相互相関の疑似$C_\ell$分析を実行しますPlanckとAtacamaCosmologyTelescope（ACT）による。ガス、星、暗黒物質の成分を一貫してモデル化するハローモデルベースのアプローチであるHMxを使用して、このデータから初めて宇宙論とバリオンフィードバックの両方に対する制約を導き出し、赤方偏移の不確実性、固有の整列を無視することができます。銀河の、そして宇宙赤外線背景放射（CIB）による汚染。結果はCIBの影響を受けないことがわかりましたが、固有のアライメントは、レンズ効果（tSZ相互相関）に小さいながらも重要な貢献を提供します。宇宙論的制約は他の低赤方偏移プローブの制約と一致しており、強いバリオンフィードバックを好みます。$\sigma_8（\Omega_\mathrm{m}/0.3)^{0.2}$としてスケーリングされる、レンズ効果の推定振幅--tSZ相互相関信号は、$\sim2\、\sigma$と比較して低くなっています。Planckによる主要な宇宙マイクロ波背景放射の制約に。次に、レンズ効果-tSZ測定値をKiDS-1000宇宙せん断の疑似$C_\ell$測定値と組み合わせて新しいジョイント分析を行い、プローブ間の完全な相互共分散を考慮して、固有のパラメーター縮退を破ることにより、厳密な宇宙論的制約を提供します。両方のプローブに。共同解析では、宇宙せん断のみの場合よりも$S_8=\sigma_8\sqrt{\Omega_\mathrm{m}/0.3}$の制約が40％向上し、流体力学シミュレーションと一致するバリオンフィードバックの制約が提供されます。tSZ効果のようなバリオントレーサーとのそのような共同分析の可能性。これらのバリオンプローブが将来の精密宇宙論分析に含まれる場合に対処する必要がある残りのモデリングの課題について説明します。
TESS観測によるけんびきょうシステムのフレア、回転、惑星
| Title |
Flares,_Rotation,_and_Planets_of_the_AU_Mic_System_from_TESS_Observations |
| Authors |
Emily_A._Gilbert,_Thomas_Barclay,_Elisa_V._Quintana,_Lucianne_M._Walkowicz,_Laura_D._Vega,_Joshua_E._Schlieder,_Teresa_Monsue,_Bryson_Cale,_Kevin_I._Collins,_Eric_Gaidos,_Mohammed_El_Mufti,_Michael_Reefe,_Peter_Plavchan,_Angelle_Tanner,_Robert_A._Wittenmyer,_Justin_M._Wittrock,_Jon_M._Jenkins,_David_W._Latham,_George_R._Ricker,_Mark_E._Rose,_S._Seager,_Roland_K._Vanderspek,_and_Joshua_N._Winn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03924 |
AUMicは、トランジット系外惑星探査衛星（TESS）の科学観測の最初の月に観測され、2年後に再観測された、若い（$\sim$24Myr）前主系列星の矮星です。このターゲットには、TESS光度曲線ですぐにわかるさまざまな光源からの測光変動があります。スポットは光度曲線の変調を誘発し、フレアは全体に存在し（指数関数的減衰フェーズが遅い急激な上昇として現れます）、AUMicbの通過は光度曲線のディップとして目で見ることができます。TESS3年目の新しい20秒ケイデンスデータを含む、TESSセクター1とセクター27AUマイク光度曲線の両方の組み合わせ分析を提示します。両方の観測間のフレア率を比較し、スポットの進化を分析して、活動レベルがわずかに増加することを示しますさらに、20秒のデータ収集により、2分のデータ収集モードと比較して、より多くのフレア、より小さなフレアを検出し、白色光でのフレア形態をより適切に解決できます。また、恒星の活動を含むモデルを使用して、セクター27からのAUMicbの3つの追加トランジットをフィッティングすることにより、AUMicbのパラメーターを改良します。トランジットが$\sim$80秒の振幅で明確なトランジットタイミング変動（TTV）を示すことを示します。また、2.8$R_\oplus$惑星、AUMiccの3回の通過を検出します。これは、18。86日の期間です。
原始惑星系円盤の分散。 II：観測的に得られた照射スペクトルによる光蒸発モデル
| Title |
The_dispersal_of_protoplanetary_discs._II:_Photoevaporation_models_with_observationally_derived_irradiating_spectra |
| Authors |
Barbara_Ercolano_(LMU),_Giovanni_Picogna_(LMU),_Kristina_Monsch_(LMU,_CfA),_Jeremy_J._Drake_(CfA),_Thomas_Preibisch_(LMU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.04113 |
若い太陽型の星は強いX線エミッターであることが知られており、それらのX線スペクトルは広く研究されてきました。中心星からのX線は、星周物質の熱力学と化学、および若い惑星の大気進化において重要な役割を果たす可能性があります。この論文では、チャンドラオリオン超深層プロジェクト（COUP）のオリオン大星雲クラスターの若い星の観測から得られたスペクトルパラメータに基づいたモデルスペクトルを提示します。次に、スペクトルを使用して、ディスクおよび惑星の人口合成モデルで使用できる新しい光蒸発処方を計算します。私たちのモデルは、ディスクの風の質量損失率が、軟X線バンド（100eV-1keV）の恒星の光度によって制御されていることを明確に示しています。軟X線バンドの光度の関数としての光蒸発風の質量損失率とプロファイルの新しい分析関係が提供されます。観測された遷移ディスク統計と予測された遷移ディスク統計の間の一致は、新しいスペクトルを使用して適度に改善されましたが、強く降着する大きな空洞ディスクの観測された集団は、これらのモデルではまだ再現できません。さらに、私たちのモデルは、観測されていない非降着遷移ディスクの集団を予測します。これは、外側のディスクからのミリメートルサイズのダスト粒子の枯渇を考慮することの重要性を強調しています。これは、そのようなディスクがまだ検出されていない理由である可能性があります。
HIP 67522 bの傾斜角：17Myrの古い通過するホットジュピターサイズの惑星
| Title |
The_obliquity_of_HIP_67522_b:_a_17_Myr_old_transiting_hot_Jupiter-sized_planet |
| Authors |
Alexis_Heitzmann,_George_Zhou,_Samuel_N._Quinn,_Stephen_C._Marsden,_Duncan_Wright,_Pascal_Petit,_Andrew_M._Vanderburg,_Luke_G._Bouma,_Andrew_W._Mann_and_Aaron_C._Rizzuto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.04174 |
HIP67522bは、17マイル古い、近接（$P_{orb}=6.96$d）、木星サイズ（$R=10\、R_{\oplus}$）の通過惑星で、太陽のような星の周りを周回しています。さそりケンOB協会。CHIRON分光設備を使用した2つの分光トランジット観測により、システムの予測軌道傾斜角の測定値を示します。分光トランジット観測中にそのような若い星に典型的な大きな表面輝度の特徴を説明するグローバルモデルを提示します。$|\lambda|の値で=5.1^{+2.5\、\circ}_{-3.7}$度の場合、この適切に調整されたシステムは、離心率の高い移行履歴の結果ではあり得ないことを示しています。HIP67522bは、赤道傾斜角が知られている最年少の惑星であるため、巨大惑星の形成と進化の理解に貢献する特別な場所を占めています。私たちの分析は、若くて非常に活発な星に対するそのような測定の実現可能性を示しています。
ネダゴラ鉄隕石から推定された内側と外側の太陽系微惑星間の衝突混合
| Title |
Collisional_mixing_between_inner_and_outer_solar_system_planetesimals_inferred_from_the_Nedagolla_iron_meteorite |
| Authors |
Fridolin_Spitzer,_Christoph_Burkhardt,_Jonas_Pape,_Thorsten_Kleine |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.04224 |
グループ化されていない鉄隕石Nedagollaは、非炭素質（NC）と炭素質（CC）の隕石貯留層の中間にあるバルクのMo、Ru、およびNi同位体組成を持つ最初の隕石です。NedagollaのHf-W年代学は、この混合NC-CC同位体組成が、太陽系の形成から700万年以上後の比較的遅い時期に確立されたことを示しています。混合NC-CC同位体組成は、ネダゴラの化学組成と一致しています。ネダゴラは、CC体に特徴的な、より酸化性の条件下での金属偏析の特徴（MoとWの相対的な枯渇）、およびより還元性の条件（SiとCrの含有量が高い）を組み合わせています。）、単一のサンプルで、一部のNCボディに特徴的です。これらのデータを組み合わせると、NCコア材料とCCコア材料の衝突混合の結果としてネダゴラが形成され、主にNC本体に由来するケイ酸塩マントル材料と部分的に再平衡化したことが示唆されます。これらの混合プロセスは、2つの分化した物体間のひき逃げ衝突中に発生した可能性があります。これは、ネダゴラの極端な揮発性元素の枯渇の可能性のある経路も提供します。このように、ネダゴラは、木星の成長の結果として予想される、NC体とCC体の初期の衝突混合の最初の同位体証拠を提供します。
近未来の衛星メガコンステレーションの視程予測：50度近くの緯度では最悪の光害が発生します
| Title |
Visibility_Predictions_for_Near-Future_Satellite_Megaconstellations:_Latitudes_near_50_Degrees_will_Experience_the_Worst_Light_Pollution |
| Authors |
S._M._Lawler,_A._C._Boley,_and_H._Rein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.04328 |
数千から数万の人工衛星（サトコン）のメガコンステレーションが急速に開発され、打ち上げられています。これらのサトコンは、観測天文学の研究に悪影響を及ぼし、緩和努力が失敗した場合、世界中の肉眼での星空観察を大幅に妨害する態勢を整えています。ここでは、Starlink、OneWeb、Kuiper、StarNet/GWなど、いくつかの衛星の光学的明るさと空中分布の予測を、提出または予測された軌道上の合計65,000個の衛星について提供します。公開されたスターリンク観測を使用して較正された衛星反射率の単純なモデルを開発します。このモデルを使用して、地球上のさまざまな場所、さまざまな季節、さまざまな夜の時間から見た、これらの衛星の可視光度と空中分布を推定します。北と南の50度近くの緯度では、夏至の近く、および分点の日の出と日の入りの近くで、サトコン衛星が一晩中すべての可視点光源の数パーセントを占めます。衛星の高度を変更すると、問題の特定の影響のみが変更されます。反射率を大幅に低下させたり、軌道上の衛星の総数を大幅に減らしたりすることなく、サトコンは世界中の夜空を大きく変えるでしょう。
超高温木星WASP-76bの大気中のイオン化カルシウムの検出
| Title |
Detection_of_Ionized_Calcium_in_the_Atmosphere_of_the_Ultra-Hot_Jupiter_WASP-76b |
| Authors |
Emily_K._Deibert,_Ernst_J._W._de_Mooij,_Ray_Jayawardhana,_Jake_D._Turner,_Andrew_Ridden-Harper,_Luca_Fossati,_Callie_E._Hood,_Jonathan_J._Fortney,_Laura_Flagg,_Ryan_MacDonald,_Romain_Allart,_and_David_K._Sing |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.04373 |
超高温の木星WASP-76bの最近の観測により、大気種の多様性が明らかになりました。ここでは、ジェミニ北天文台でGRACESを使用したWASP-76bの新しい高解像度トランジット分光法を紹介します。これは、大規模で長いプログラム「高スペクトル解像度での太陽系外惑星の大気の多様性の調査」（ジェミニ分光法による太陽系外惑星、または略してExoGemS）。$400〜1050$nmの広いスペクトル範囲で、これらの観測により、一連の原子種を検索できます。中性ナトリウム（NaI）による吸収特性を回復し、WASP-76bの大気中の約$850$nmでのイオン化カルシウム（CaII）トリプレットの新しい検出を報告し、CaIIH＆の以前の検出を補完します。Kライン。トリプレットの線の深さは、〜$849.2$nmで$0.295\pm0.034$％、〜$854.2$nmで$0.574\pm0.041$％、〜$866.2$nmで$0.454\pm0.024$％であり、（に近い有効半径に対応します。しかし）惑星のロッシュ半径内。これらの測定された線の深さは、放射平衡を仮定して計算された圧力-温度プロファイルに基づいて取得されたモデルLTEおよびNLTEスペクトルによって予測されたものよりも大幅に大きくなっています。この不一致は、私たちの観測によって調査された層が、放射平衡によって予測されたものよりも大幅に高温であるか、および/または流体力学的状態にあることを示唆しています。私たちの結果は、この超暑い世界のエキゾチックな雰囲気に光を当て、ExoGemS調査からの将来の分析に情報を提供します。
ライマンα線通過は検出されないままでした：K2-25bの環境と大気の振る舞い
| Title |
A_Lyman-alpha_transit_left_undetected:_the_environment_and_atmospheric_behavior_of_K2-25b |
| Authors |
Keighley_E._Rockcliffe_(1),_Elisabeth_R._Newton_(1),_Allison_Youngblood_(2),_Vincent_Bourrier_(3),_Andrew_W._Mann_(4),_Zachory_Berta-Thompson_(5),_Marcel_A._Ag\"ueros_(6),_Alejandro_N\'u\~nez_(6),_and_David_Charbonneau_(7) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.04376 |
K2-25bは、海王星サイズの太陽系外惑星（3.45地球半径）で、M4.5ホストを3。48日間周回します。ヒアデス星団のメンバーであるため、システムの年齢は既知です（727+/-75Myr）。K2-25bの若さとGl436bとの類似性は、K2-25bが強力な大気散逸を受けている可能性があることを示唆していました。逃げる中性水素を探すために、HST/STISを使用してライマンアルファでK2-25bの2つの通過を観察しました。外気圏の特徴を検出することはできませんでしたが、ライマンアルファ線の光度曲線をフィッティングすることにより、95％の信頼度で（R_p/R_s）<0.56、または青翼で<1.20の上限を設定しました。K2-25の固有のライマンアルファプロファイルを再構築してライマンアルファフラックスを決定し、XMM-Newton観測を分析してX線フラックスを決定しました。惑星の総X線および極紫外線照射（8763+/-1049erg/s/cm^2）に基づいて、K2-25bの最大エネルギー制限質量損失率を10.6x10^10と推定しました。g/s（1Gyrあたり0.56地球質量）、同様に推定されたGl436bの質量損失率（2.2x10^10g/s）の5倍。光イオン化時間は約3時間で、Gl436bの14時間よりも大幅に短くなっています。ライマンαトランジットが検出されない場合は、K2-25bが大気を大幅に失っていないか、システムの要因によって質量損失が観測できないことを示している可能性があります（たとえば、大気組成やシステムの大きな高エネルギーフラックス）。さらなる観察は、より厳しい制約を提供する可能性があります。
ワイドバイナリテストの詳細な数値実装
| Title |
Detailed_numerical_implementation_of_the_wide_binary_test |
| Authors |
Indranil_Banik,_Charalambos_Pittordis,_Will_Sutherland |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03827 |
観測された銀河の平坦な回転曲線は、検出されたバリオンのニュートン重力によって提供できるよりも大きな加速を必要とする多くの天体物理学的現象の1つです。提案されている主な解決策は、暗黒物質の形で検出されない追加の質量、またはミルグロミアンダイナミクス（MOND）として知られるニュートン重力への低加速度修正です。これらのシステムは、銀河の大部分を構成している場合でも、動的にわずかな量の暗黒物質を含むはずなので、太陽の近くで広い連星を使用してMONDを直接テストすることが可能です。ただし、MONDのローカルワイドバイナリは、ニュートンダイナミクスよりも$\約20\％$速く互いに軌道を回る必要があります。このワイドバイナリテストの実施方法の詳細な計画について、特に数値コストの高いステージに焦点を当てて説明します。計算コストとメモリ要件は、計画の主要な段階で見積もられています。私たちの全体的な評価では、非常に重要なコスト関数を数秒の限界費用で決定論的に評価でき、モデルの絶対二項尤度が得られます。これにより、コスト関数をマルコフ連鎖モンテカルロサンプラー、または最適なモデルパラメーターを明らかにするように設計されたより安価な勾配降下ステージに埋め込むことができます。したがって、ワイドバイナリテストは、現在利用可能なテクノロジを使用して実行可能である必要があります。
非常に巨大な渦巻銀河の回転曲線とスケーリング関係
| Title |
Rotation_curves_and_scaling_relations_of_extremely_massive_spiral_galaxies |
| Authors |
Enrico_M._Di_Teodoro,_Lorenzo_Posti,_Patrick_M._Ogle,_S._Michael_Fall,_Thomas_Jarrett |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03828 |
恒星の質量が$10^{11}$$M_\odot$を超える43個の巨大渦巻銀河と半径80kpcまでの光ディスクのサンプルの運動学とスケーリング関係を研究します。ハイブリッド3D-1Dアプローチを使用して、3D運動モデルをH$\alpha$-[NII]輝線のロングスリット観測に適合させ、これらの大規模システムのロバストな回転曲線を取得します。サンプル内のすべての銀河は、最も外側の光学半径内の回転曲線の平坦な部分に到達しているように見えることがわかります。導出された運動学を使用して、渦巻銀河の2つの最も重要なスケーリング関係の高質量端を研究します。恒星/バリオン質量のタリーフィッシャー関係と落下（質量-角運動量）関係です。私たちのサンプルのすべての銀河は、2つの最速の回転子を除いて、低質量で決定されたこれらのスケーリング関係の両方に快適にあり、高質量領域で明らかな破損や曲がりはありません。高質量サンプルをスピッツァー測光と正確な回転曲線カタログの低質量データと組み合わせると、恒星のタリーフィッシャー関係の傾きが$\alpha=4.25\pm0.19$であることがわかります。落下関係の場合は\gamma=0.64\pm0.11$。私たちの結果は、これらのまれな巨大渦巻銀河のほとんどが、質量の小さい円盤のスケールアップバージョンであり、渦巻銀河は、非常に質量の大きい端まで自己相似の物体の集団であることを示しています。
宇宙の再電離の原因の評価：Ly {\ alpha}、CIV、MgII、および[NeIII]を使用した$ z \ sim 5 $での30
$ \ times $レンズ付き銀河の分光学的ケーススタディ
| Title |
Assessing_the_sources_of_reionisation:_a_spectroscopic_case_study_of_a_30$\times$_lensed_galaxy_at_$z_\sim_5$_with_Ly{\alpha},_CIV,_MgII,_and_[NeIII] |
| Authors |
Joris_Witstok,_Renske_Smit,_Roberto_Maiolino,_Mirko_Curti,_Nicolas_Laporte,_Richard_Massey,_Johan_Richard,_and_Mark_Swinbank |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03829 |
$z\simeq4.88$にある銀河の詳細な分光分析を示します。これは、偶然にも、重力レンズによって$\sim30\times$に拡大されたものです。$z\gtrsim5$の3つのソースだけが、このような高倍率で知られています。この特定のソースは、広範囲にわたる高い等価幅のCIV$\lambda$1549{\AA}放射を示すことが示されています。これは、硬い放射線場を持つ金属の少ない銀河のユニークな例であり、おそらく銀河集団の原因となっていることを示しています。宇宙の再電離。UV星雲線比診断を使用して、VLT/Xシューター観測は強いAGN活動を除外し、代わりに硬い放射場の恒星の起源を示します。[NeIII]$\lambda$3870{\AA}の新しい検出を提示し、[NeIII]/[OII]ライン比を使用してイオン化パラメーターと気相金属量を制約します。一般的に使用される[OIII]/[OII]比と密接に関連して、私たちの[NeIII]/[OII]測定は、このソースがローカルの「グリーンピー」銀河とライマン連続体漏出者に類似していることを示しています。さらに、この銀河は、おそらく金属量を希釈する過剰なガス降着の結果として、基本的な金属量関係から予想されるよりも金属量が少ないことを示唆しています。最後に、主にMgII吸収を示すより進化したシステムとは対照的に、発光の高い等価幅で観察された、MgII$\lambda$2796{\AA}の最高の赤方偏移検出を示します。強いMgII放出は、既知のほとんどの$z\sim0$Lyman-continuumリーカーで観察されており、最近、電離放射線を逃がす間接トレーサーとして提案されています。結論として、この強くレンズ化された銀河は、再電離が終了してからわずか300Myrで観測され、$\mathit{JWST}$/ELT時代に遠方の銀河の物理的特性を制約するために提案された観測診断のテストを可能にします。
銀河考古学のための新しいノミのセット：付着した球状星団のタガーとしてのSc、V、およびZn
| Title |
A_new_set_of_chisels_for_Galactic_archaeology:_Sc,_V_and_Zn_as_taggers_of_accreted_globular_clusters |
| Authors |
Alice_Minelli,_Alessio_Mucciarelli,_Davide_Massari,_Michele_Bellazzini,_Donatella_Romano,_and_Francesco_R._Ferraro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03837 |
化学的タグ付けは、特にダイナミクスだけでは確実な答えが得られない場合に、星や球状星団（GC）の起源を明らかにするための強力なツールです。これまでのところ、ほとんどの$\alpha$-および中性子捕獲元素は、天の川（MW）で生まれた星と、矮小銀河などの外部環境で生まれた星を区別するために使用されてきました。ここでは、代わりに、鉄ピーク元素の存在量を使用して、金属が豊富な球状星団のサンプルの起源を調査します。4つの金属に富むGC（つまり、NGC5927、NGC6388、NGC6441、NGC6496）に属する巨大星の高解像度UVESスペクトルを均一に分析することにより、$\alpha$元素のSiとCaが同様の存在量を持っていることがわかります。4つのGCすべての比率、およびTiと中性子捕獲元素（La、Ba、Eu）はわずかな不一致しか示さず、一部の鉄ピーク元素（Sc、V、およびZn）の存在量を考慮すると大きな違いが見られます。特に、NGC6388およびNGC6441は、NGC5927およびNGC6496で測定されたものよりも大幅に低い（約0.5dex）これらの鉄ピーク元素の存在比を持っています。それらの軌道特性。これらの測定値は、これらのクラスターが形成された環境が異なることを示しており、NGC6388とNGC6441の同じ前駆体からの付着起源を裏付ける確固たる証拠を提供します。
遠方の星形成銀河の冷たい星間物質に対する活動銀河核の影響
| Title |
The_effect_of_active_galactic_nuclei_on_the_cold_interstellar_medium_in_distant_star-forming_galaxies |
| Authors |
Francesco_Valentino_(1),_Emanuele_Daddi_(2),_Annagrazia_Puglisi_(3),_Georgios_E._Magdis_(1),_Vasily_Kokorev_(1),_Daizhong_Liu_(4),_Suzanne_C._Madden_(2),_Carlos_Gomez-Guijarro_(2),_Min-Young_Lee_(5),_Isabella_Cortzen_(1),_Chiara_Circosta_(6),_Ivan_Delvecchio_(7),_James_R._Mullaney_(8),_Yu_Gao_(9_and_10),_Raphael_Gobat_(11),_Manuel_Aravena_(12),_Shuowen_Jin_(1,_13_and_14),_Seiji_Fujimoto_(1),_John_D._Silverman_(15),_Helmut_Dannerbauer_(13_and_14) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03842 |
IRで選択された主系列星とスターバースト銀河のz〜1-1.7、典型的な〜1インチの解像度の体系的なALMA研究の枠組みの中で、中赤外およびX線で検出された活動銀河核の影響について報告します。（AGN）55個の物体のサンプルの貯留層と分子ガスの励起サンプルの約30％で検出可能な核活動が見つかります。ほこりっぽいトーラスの存在は、銀河のIRSEDに影響を与えます。これは、総IR輝度バジェット（fAGN=LIR、AGN/LIR）へのAGNの寄与、その硬X線放射、およびレイリージャンから中赤外（S1.2mm/S24um）の観測された色、経験に影響SFRの推定値。それでも、CO（J=2,4,5,7）または中性炭素（[CI]（1-0）、[CI]（2-1））線の輝度に対するAGNの影響はごくわずかです。そして、線比と完全なSLEDによって測定される、導出された分子ガス励起について。したがって、J=5,7までの[CI]およびCO放出は、主に、典型的なIRにおけるホストの特性を追跡します。明るい銀河。ただし、均一な選択にもかかわらず、多種多様な線の光度と比率の存在を強調します。特に、L'CO（5-4）-LIR、SFRの関係。これは、核活動の結果である可能性があります。一般の人々にとって、私たちの調査結果は、ガスやダストの割合やSFEなどの量への影響が最小限であるAGNに変換されます。どちらかといえば、AGNホストの限界傾向のヒントは、遠赤外線波長でコンパクトであり、1.8倍大きいダスト光学的厚さを表示することがわかります。一般に、これは、クエーサーやSMGの調査では通常過小評価されている、LIR>5e11Lsunの平均的な星形成AGNホストのガス貯留層と星形成に対する核活動のわずかな影響と一致しています。
MOSDEF調査：$ z \ sim2 $でのSFRとサイズに対するH $ \ alpha $対UVSFR比の依存性
| Title |
The_MOSDEF_Survey:_The_Dependence_of_H$\alpha$-to-UV_SFR_Ratios_on_SFR_and_Size_at_$z\sim2$ |
| Authors |
Tara_Fetherolf,_Naveen_A._Reddy,_Alice_E._Shapley,_Mariska_Kriek,_Brian_Siana,_Alison_L._Coil,_Bahram_Mobasher,_William_R._Freeman,_Ryan_L._Sanders,_Sedona_H._Price,_Irene_Shivaei,_Mojegan_Azadi,_Laura_de_Groot,_Gene_C.K._Leung,_Tom_O._Zick |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03843 |
MOSFIREDeepEvolutionField（MOSDEF）調査からの分光学的赤方偏移$1.36<z_\text{spec}<2.66$を伴う303個の星形成銀河を使用して、ダスト補正されたH$\alpha$とUVSFRのアパーチャマッチング分析を実行します。H$\alpha$およびH$\beta$輝線測定と多波長帯分解CANDELS/3D-HSTイメージングを組み合わせることにより、固定減衰曲線形状を想定して推定された、ダスト補正されたH$\alpha$およびUVSFRを直接比較します。分光アパーチャ内の一定のSFH。以前の研究では、これらの仮定で推論されたH$\alpha$とUVSFRは、一般的な星形成銀河では一般的に一致しますが、SFRが高い銀河（$\gtrsim$100M$_\odot$yr$^{-1}$）、これらの銀河ではH$\alpha$とUVのSFR比が大きくなっています。私たちの分析は、H$\alpha$とUVベースのSFR（および星雲と恒星の連続体の赤化）が導き出される開口部を注意深く考慮した後でも、この傾向が続くことを示しています。さらに、私たちの結果は、H$\alpha$SFRが、銀河の裏返しの成長を示している可能性がある、それらの周辺と比較して、大きな銀河の中心（つまり、分光学的開口によるカバレッジがある場所）で高い可能性があることを意味します。全体として、大きな銀河の中心での星雲と恒星の連続体の赤化と高いH$\alpha$対UVSFR比の間の永続的な違いは、高いSFRを持つ銀河における塵のよりパッチ状の分布を示している可能性があることを示唆します。
AGN変動性研究の調査期間
減衰ランダムウォーク（DRW）プロセスは、活動銀河核（AGN）の変動性を説明するために最も一般的に使用されている最も単純な確率モデルの1つです。AGN光度曲線は、信号無相関タイムスケール$\tau$と漸近振幅${SF}_{\infty}$の2つのDRWモデルパラメーターに変換できます。シミュレーション手段により、最近、非相関タイムスケールを正確に測定するために、実験または光度曲線の長さが、基礎となる非相関タイムスケールの少なくとも10倍でなければならないことを示しました。この論文では、この要件の起源を調査し、典型的なAGN光度曲線が固有の定常過程を十分に表していないことを発見しました。DRWを使用して非常に長い（10,000$\tau$）AGN光度曲線をシミュレートし、1〜1000$\tau$にまたがる短い光度曲線の分散と平均を測定しました。これらの光度曲線をDRWでモデル化して、信号の無相関化タイムスケール$\tau$と漸近振幅${SF}_{\infty}$の両方を取得しました。$\upperx30\tau$より短い光度曲線の分散は、光度曲線からの単純な計算とDRWモデリングの両方によって推定されるように、入力プロセスの分散よりも小さくなります。これは、シミュレートされた確率過程が本質的に定常である一方で、短い光度曲線が定常過程を適切に表していないことを意味します。分散とタイムスケールは相関しているため、短い光度曲線の分散を過小評価すると、入力プロセスと比較してタイムスケールが過小評価されます。シミュレートされたAGN光度曲線は、その長さが$\upperx30$の無相関タイムスケールに達するまで、基礎となるDRWプロセスを完全には表していないようです。DRWを使用して短いAGN光度曲線をモデル化すると、モデルの測定パラメーターにバイアスが生じます。振幅が小さすぎ、タイムスケールが短すぎます。
フェニックスの恒星の流れに刻印された巨大な回転する金属の乏しい星の署名
| Title |
Signature_of_a_massive_rotating_metal-poor_star_imprinted_in_the_Phoenix_stellar_stream |
| Authors |
Andrew_R._Casey,_Alexander_P._Ji,_Terese_T._Hansen,_Ting_S._Li,_Sergey_E._Koposov,_Gary_S._Da_Costa,_Joss_Bland-Hawthorn,_Lara_Cullinane,_Denis_Erkal,_Geraint_F._Lewis,_Kyler_Kuehn,_Dougal_Mackey,_Sarah_L._Martell,_Andrew_B._Pace,_Jeffrey_D._Simpson,_and_Daniel_B._Zucker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03948 |
フェニックスの星団は、速度と金属量の固有の分散が低く、これは、前駆体がおそらく低質量の球状星団であったことを意味します。この作業では、このシナリオを確認するために、8つのフェニックスストリーム赤色巨星のマゼラン/MIKE高分散分光法を使用します。特に、金属量の固有のばらつきはごくわずかであり（$\sigma（\mathrm{[Fe〜II/H]}）=0.04^{+0.11}_{-0.03}$）、ピークツーピークの範囲が広いことがわかります。[Na/Fe]および[Al/Fe]の存在比で、最も金属の少ない球状星団に見られる軽元素の存在パターンと一致しています。ただし、他の球状星団とは異なり、[SrII/Fe]には$\sim$1dexにまたがる固有の広がりがありますが、[BaII/Fe]には固有の広がりはほとんどありません（$\sigma（\mathrm{[Ba〜II/H]}）={0.03}^{+0.10}_{-0.02}$）。この存在量の特徴は、高速で回転する巨大な金属の少ない星（$15-20\mathrm{M}_\odot$、$v_\mathrm{ini}/v_\mathrm{crit}）からの遅い中性子捕獲元素の生成として最もよく解釈されます。=0.4$、$[\mathrm{Fe/H}]=-3.8$）。推定されるクラスターの質量が小さいことは、システムが超新星の噴出物を保持できなかったことを示唆しており、星間物質を濃縮した高速回転する金属の少ない巨大な星は、球状星団が形成される前に形成され進化したに違いありません。漸近巨星分枝星からの中性子捕獲元素の生成またはコア崩壊超新星の磁気回転不安定性は、観測への適合性が低い。また、1つのフェニックスストリームスターがリチウムに富む巨人であると報告します（$A（\mathrm{Li}）=3.1\pm0.1$）。$[\mathrm{Fe/H}]=-2.93$で、それは知られている中で最も金属が少ないリチウムが豊富な巨人の1つです。
イオン化の限界-HII領域の光学的厚さの診断としてのパラメータマッピング
| Title |
Limits_to_Ionization-Parameter_Mapping_as_a_Diagnostic_of_HII_Region_Optical_Depth |
| Authors |
Amit_N._Sawant,_Eric_W._Pellegrini,_M._S._Oey,_Jes\'us_L\'opez-Hern\'andez,_Genoveva_Micheva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03967 |
イオン化パラメータマッピング（IPM）を使用して、M33の北半分のHII領域の光学的厚さを推測します。この方法で連続減算された狭帯域画像から、[OIII]$\lambda5007$/[OII]$\lambda3727$および[OIII]$\lambda5007$/[SII]$\lambda6724$比率マップを作成します。、そこから、電離構造に基づいて、電離放射線に対する光学的厚さによってHII領域を分類します。この方法は、[OIII]$\lambda\lambda4949,5007$が強い低金属量レジーム$12+\log（\rmO/H）\leq8.4$で比較的うまく機能します。ただし、金属量が高くなると、[OIII]$\lambda\lambda4959,5007$輝線が星雲の温度に強く依存するため、この方法は機能しなくなります。したがって、O$^{++}$は金属が豊富なHII領域に存在する可能性がありますが、これらの一般的に使用される輝線は、その存在、したがってOイオン化状態の有用な指標としては機能しません。さらに、光学的厚さの診断としてのIPMは、空間分解能によって制限されます。また、非常に励起された[OIII]の領域が$\sim$1kpcの領域に広がり、[OIII]$\lambda5007$の光度が$4.9\pm1.5\times10^{38}$erg/sであることが報告されています。銀河のこの部分の潜在的な発生源の電離収支の倍です。最後に、この作業では、拡散光束分布のモード周辺のピクセルの分散に基づいて、狭帯域画像を連続的に減算するための新しい方法を紹介します。M33に加えて、Haro〜11、ESO338-IG004、およびMrk〜71のCIII]$\lambda$1909イメージングの方法を示します。
乱流駆動パラメータの最初の銀河系外測定：大マゼラン雲の星形成領域N159EのALMA観測
| Title |
First_extragalactic_measurement_of_the_turbulence_driving_parameter:_ALMA_observations_of_the_star-forming_region_N159E_in_the_Large_Magellanic_Cloud |
| Authors |
Piyush_Sharda,_Shyam_H._Menon,_Christoph_Federrath,_Mark_R._Krumholz,_James_R._Beattie,_Katherine_E._Jameson,_Kazuki_Tokuda,_Blakesley_Burkhart,_Roland_M._Crocker,_Charles_J._Law,_Amit_Seta,_Terrance_J._Gaetz,_Nickolas_M._Pingel,_Ivo_R._Seitenzahl,_Hidetoshi_Sano,_and_Yasuo_Fukui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03983 |
乱流の駆動モードを研究することは、さまざまな天体物理学的環境における乱流の影響を特徴づけるために重要です。乱流の駆動モードは$b$によってパラメータ化されます。これは、ガス密度PDFの幅を乱流マッハ数に関連付けます。$b\upperx1/3$、$1$、および$0.4$は、それぞれソレノイド、圧縮、および2つの自然な混合である駆動に対応します。この作業では、高解像度（サブPC）ALMA$^{12}$CO（$J$=$2-1$）、$^{13}$CO（$J$=$2-1$）を使用します。、および大マゼラン雲（LMC）の星形成領域N159E（パピヨン星雲）のフィラメント状分子雲のC$^{18}$O（$J$=$2-1$）観測による最初の測定銀河系外領域における乱流駆動パラメータの計算。COアイソトポログの非局所熱力学的平衡（NLTE）分析を使用して、ガス密度PDFを作成します。これは、対数正規性からの逸脱を示すいくつかの断続的な特徴を備えた、形状がほぼ対数正規であることがわかります。密度PDFの対数正規部分の幅は、超音速乱流マッハ数に匹敵し、結果として$b\upperx0.9$になることがわかります。これは、N159Eの乱流の駆動モードが主に圧縮性であることを意味します。圧縮乱流は、分子ガスの重力乱流フラグメンテーションによって、またはこの領域でALMAによって観測された分子フィラメントの発達につながった\ion{H}{i}フローによって駆動された圧縮によって引き起こされた可能性があると推測します。。私たちの分析は、ローカルおよび高赤方偏移宇宙の分解された星形成領域での乱流駆動の性質を研究するために簡単に適用できます。
GALAH調査：GALAH + DR3および$ Gaia $ eDR3による付着ハロー星の化学的タグ付けと時間化学力学
| Title |
The_GALAH_Survey:_Chemical_tagging_and_chrono-chemodynamics_of_accreted_halo_stars_with_GALAH+_DR3_and_$Gaia$_eDR3 |
| Authors |
Sven_Buder,_Karin_Lind,_Melissa_K._Ness,_Diane_K._Feuillet,_Danny_Horta,_Stephanie_Monty,_Tobias_Buck,_Thomas_Nordlander,_Joss_Bland-Hawthorn,_Andrew_R._Casey,_Gayandhi_M._De_Silva,_Valentina_D'Orazi,_Ken_C._Freeman,_Michael_R._Hayden,_Janez_Kos,_Sarah_L._Martell,_Geraint_F._Lewis,_Jane_Lin,_Katharine._J._Schlesinger,_Sanjib_Sharma,_Jeffrey_D._Simpson,_Dennis_Stello,_Daniel_B._Zucker,_Tomaz_Zwitter,_Ioana_Ciuca,_Jonathan_Horner,_Chiaki_Kobayashi,_Yuan-Sen_Ting,_Rosemary_F._G._Wyse,_and_The_GALAH_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.04059 |
$Gaia$位置天文学の出現以来、銀河内の大規模な付着システムを、それらの固有の動的シグネチャを通じて識別することが可能です。そのようなシステムの1つである$Gaia$-Sausage-Enceladus（GSE）は、落下時のビリアル質量$>10^{10}\、\mathrm{M_\odot}$を考えると、初期の「ビルディングブロック」のようです（$z\sim1-3$）。前駆体の母集団を背景の星から分離するために、GALAH+サーベイデータリリース3（DR3）から最大30の元素が存在するその化学的性質を調査します。付着した星を純粋に化学的に選択するための元素の選択を知らせるために、$\alpha$の存在量が少なくハロー運動学の4164個の星を分析します。これらは、Mg、Si、Na、Al、Mn、Fe、Ni、およびCuの存在量について、天の川の星と最も異なります。存在比の違いと検出率の重要性に基づいて、ガウス混合モデルをさまざまな元素の存在比の組み合わせに適用します。GSEを表すことが確認されている、最も人口が多く汚染が最も少ないコンポーネントには、GALAH+DR3の[Na/Fe]と[Mg/Mn]で選択された1049個の星が含まれています。私たちは私たちの選択の表を提供し、時間化学力学的特性（年齢、化学、およびダイナミクス）を報告します。$30<\sqrt{J_R〜/〜\mathrm{kpc\、km\、s^{-1}}}<55$を含む、以前に報告されたGSE星のクリーンな動的選択を通じて、前例のない24の存在量を特徴付けることができます。GALAH+DR3を使用したこの構造。私たちの化学的選択により、循環論法を防ぎ、GSEの動的特性を特徴付けることができます。たとえば、平均$\sqrt{J_R〜/〜\mathrm{kpc\、km\、s^{-1}}}=26_{-14}^{+9}$。クリーンな動的選択領域内にあるGSE星は$（29\pm1）\％$のみです。したがって、化学力学的選択（[Na/Fe]の偏心や上限など）について説明します。
検出しきい値を下回るバリオンタリーフィッシャー関係の測定
| Title |
Measuring_the_baryonic_Tully-Fisher_relation_below_the_detection_threshold |
| Authors |
Hengxing_Pan,_Matt_J._Jarvis,_Anastasia_A._Ponomareva,_Mario_G._Santos,_James_R._Allison,_Natasha_Maddox,_Bradley_S._Frank |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.04273 |
公称検出しきい値を下回るバリオンタリーフィッシャー関係を測定するために、ベイジアンスタッキング手法と組み合わせた観測HI輝線の新しい2Dフラックス密度モデルを提示します。ガウス関数プロファイルまたはビジー関数プロファイルのいずれかで記述されたHIライン、およびMeerKATInternationalGiga-HertzTieredExtragalacticExploration（MIGHTEE）調査と同様のさまざまなノイズおよび調査領域を持つHIデータキューブを含む銀河カタログをシミュレートします。渦巻銀河の赤方偏移、恒星の質量、傾斜についての事前の知識により、私たちのモデルは、ローカル宇宙から$z=までの比較的広い赤方偏移範囲で、入力バリオンタリーフィッシャーパラメーター（勾配とゼロ点）を最も正確に再構築できることがわかります。考慮されるすべてのレベルのノイズと調査領域で0.3$、5度以上の公称ノイズが$90\、\mu$Jy/チャネルの場合は最大$z=0.55$$^{2}$。私たちのモデルは、ローカル宇宙を超えた渦巻銀河の$M_{\rmHI}-M_{\star}$関係を決定し、渦巻銀河のダイナミクスを理解するために重要なHI輝線の詳細な形状を説明することもできます。銀河。したがって、我々は、低恒星および/またはHI質量の銀河、および/または高赤方偏移の銀河のバリオンタリーフィッシャー関係を測定するためのベイズスタッキング技術を開発しました。
ダスト粒子上の氷のマントル：粒子サイズによる厚さの劇的な変化
ダスト粒子上の氷のマントルの脱着速度を、粒子とマントルの両方のサイズと組成の関数として計算します。宇宙線（CR）関連の脱着現象の既存のモデルをCR輸送のモデルと組み合わせて、分子雲の暗い領域での脱着率を正確に計算します。さまざまな脱着メカニズムが、さまざまなサイズの粒子、および雲のさまざまな領域で支配的であることを示します。次に、これらの計算を使用して、粒径の分布が与えられた場合のマントルの成長の単純なモデルを調査します。粒子サイズによる脱着速度の適度な変化は、粒子サイズに対するマントルの厚さの強い依存性につながることがわかります。さらに、CRで生成されたUVからの光脱離を考慮した場合でも、外部UVフィールドがない場合はフリーズアウトがほぼ完了することを示します。ガス密度が$10^4$${\rmcm^{-3}}$の場合でも、CRの標準値で$3\times10^5$年後に、COの30\％未満が気相のままになります。イオン化率。
偏った銀河の棒
観測およびシミュレートされた銀河バーのほとんどは、正面から見て対称です。ただし、実際には、ディスクに対して中心からずれている、または非対称の形状のバーの場合があります。これらの両方の機能を示す唯一のよく知られた例は、大マゼラン雲です。過去に研究された細長い棒状の銀河のサンプルの中で見つかったIllustrisTNG100シミュレーションで、いくつかの偏った銀河の棒が特定されたことを報告します。バーは、フットプリントの形をした正面図で明確な非対称性を示しています。バーの形状と非対称性のさまざまなパラメーターの変化を時間の関数として測定し、非対称性が数Gyrの間維持されることを発見しました。それは、バーと一緒に成長するか、バーの形成後に後で現れる可能性があります。制御されたシミュレーションを使用して、偏ったバーの形成につながる2つのシナリオを検討しました。最初の方法では、天の川のような銀河が、円盤の平面の動径軌道上に配置され、最初の通過時にバーの方向に垂直に配置された巨大な仲間と相互作用します。第二に、銀河は最初は中心から外れた円盤を持ち、棒の成長とその非対称性は、非対称円盤の存在が先行するIllustrisTNG銀河に見られるものとより似ています。したがって、偏ったバーが偏ったディスクで発生する可能性がありますが、場合によっては、2つのコンポーネントでの非対称性の発生間の時間差が非常に大きくなります。
PHz G237.01 + 42.50の分光観測：コスモスフィールドのz = 2.16にある銀河プロトクラスター
| Title |
Spectroscopic_observations_of_PHz_G237.01+42.50:_A_galaxy_protocluster_at_z=2.16_in_the_Cosmos_field |
| Authors |
M._Polletta,_G._Soucail,_H._Dole,_M._D._Lehnert,_E._Pointecouteau,_G._Vietri,_M._Scodeggio,_L._Montier,_Y._Koyama,_G._Lagache,_B._L._Frye,_F._Cusano,_and_M._Fumana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.04396 |
プランク衛星は、極端な星形成率（SFR）を持つ2000を超えるプロトクラスター候補を特定しました。ここでは、コスモスフィールド、PHzG237.01+42.50（G237）にあるプランク選択プロトクラスターの分光学的同定を示します。G237には、10'x11'領域のz〜2.16（5.4シグマで有意）に31個の分光学的に識別された銀河の銀河過密度が含まれています。過密度には、<z>〜2.16と2.195に2つのサブ構造またはプロトクラスターが含まれ、z=0での推定ハロー質量は〜（5-6）x10^14Msunです。過密度の合計SFR、約4000Msun/年は、シミュレーションによって予測されたものよりも高いですが、Planckデータから導出されたSFRよりもはるかに小さいです。ハーシェルデータの分析は、利用可能な補助データと組み合わせて、そのような違いは、フィールドで赤いハーシェルソースの5シグマの過密度を生成する視線に沿ったソースアライメントの影響によるものであることを示しています。メンバーのUVスペクトルとUV-遠赤外線スペクトルエネルギー分布を分析して、メンバーのSFR、恒星の質量、および金属量を導き出します。銀河のメンバーには、主系列星と一致するSFRと恒星の質量を持つ青い星形成銀河とAGNが含まれます。光学分光法またはX線データによって識別されたAGNは、z=2.16のプロトクラスターのすべてのメンバーのかなりの部分（20+/-10％）を表し、放射フィードバックを生成するのに十分強力です。このプロトクラスターのコアは、密度が高いことに加えて、平均してより質量が大きく、星を形成し、完全なサンプルよりもAGNおよびハーシェルで検出された銀河の割合が高いメンバーを含み、銀河の成長に対する環境の影響を示唆しています。同様の赤方偏移でのG237と文献の他のプロトクラスターとの比較により、観測バイアスとまだ完全には理解されていない固有の特性の多様性の両方を反映するいくつかの共通の特徴と違いが明らかになります。
フェルミバブル：前方衝撃波のエッジを説明するために必要なコリメートされた爆発
| Title |
Fermi_bubbles:_the_collimated_outburst_needed_to_explain_forward-shock_edges |
| Authors |
Santanu_Mondal,_Uri_Keshet,_Kartick_C._Sarkar,_and_Ilya_Gurwich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03834 |
フェルミバブル（FB）として知られる双極の非熱的高緯度ローブは、銀河中心（GC）付近の大量のエネルギー放出に起因すると考えられています。最近の観測から推測されるように、FBエッジを強い前方衝撃として分析的および数値的にモデル化することにより、FBエンジンと銀河系媒体（CGM）を制約します。無指向性エネルギー放出は、最大に巨大な銀河円盤、臨界CGM回転、またはGCから効果的にオフセットされた注入を考慮しても、観測を説明するには球形すぎる衝撃を生成します。対照的に、流体力学シミュレーションによって検証された単純な重層進化モデルを使用して示すように、ディスクにほぼ垂直なコリメート注入は、弾道（自由膨張）と減速レジームの両方での観測を説明できます。まだ弾道レジームにあるFBは、半開き角$\theta\simeq4^\circ$、正規化された速度$\beta_{-2}\equivvでの注入（モデルでは$z\simeq100$pcの高さ）が必要です。/(0.01c)\gtrsim0.4$、およびエネルギー$E\gtrsim2\beta_{-2}^2\times10^{55}$ergは、$\mathbb{T}\simeq3.3\beta_{-2を起動しました}^{-1}$何年も前、バブルヘッドの後ろに特徴的な低圧領域を示しています。減速（質量蓄積）FBには、より速い噴射、より薄いジェット、より小さな$E/（\beta_{-2}\theta）^{2}$、および同等の$\mathbb{T}$が必要です。高さ$z_{s}\gtrsim5$kpcに到達する必要がある弾道ステージに従います。
磁気単極子回転子からの相対論的風
単極子（または分割単極子）磁場を持つ回転星は、回転駆動される恒星風の最も単純なプロトタイプモデルを提供します。コンパクトオブジェクト、特に中性子星からの風は、適度なプラズマ負荷で強い磁場を運び、超相対論的速度を発達させます。星の表面の高密度で重力によって束縛された大気から放出された相対論的風を調査します。最初に問題を分析的に調べ、次にグローバルな動的プラズマシミュレーションを実行します。私たちの結果は、問題のパラメータに応じて、風の加速メカニズムが遠心力（電磁流体力学）から静電力（電荷分離）にどのように変化するかを示しています。2つのレジームは、磁化パラメータを使用して、角度分布とスケーリングが異なる風を与えます。
軸対称パルサー磁気圏の再考
自己無撞着な$e^\pm$対生成を伴う軸対称パルサー磁気圏のグローバルな動的プラズマシミュレーションを提示します。グリッドサイズが$4096\times4096$の、パーティクルインセル法と対数球座標を使用します。これにより、パルサーの回転によって引き起こされる高電圧を達成し、死の線から遠く離れた若いパルサーでのペアの作成を調査することができます。以下が見つかります。（1）エネルギー放出と$e^\pm$の生成は、薄いY字型の電流シートに強く集中しており、ピークはY点の小さな体積に局在しています。（2）Yポイントはライトシリンダーから$\sim15\％$だけ内側にシフトし、小さな振幅で「呼吸」します。（3）Y点の密集した$e^\pm$雲は、星との共回転を超えているため、超相対論的回転と呼ばれています。雲は、星からポロイダル磁力線に沿って流れる角運動量を受け取ります。（4）ガンマ線放出は、Y点でピークに達し、Y点の円に接する方位角方向にコリメートされます。（5）閉じた磁気圏と開いた磁力線の間のセパラトリックス電流シートは、Y点群からの電子の逆流によって維持されます。その厚さは、限界電荷不足に合わせて自己調整されます。（6）Yポイントの内側のセパラトリックスで発生する散逸のごく一部のみ。赤道面では、特に作成された高密度の$e^\pm$プラズマがスピンアップされ、2つの開いた磁束の間でノズルから断続的に放出されるY点で、はるかに高い電力が放出されます。
II型超新星残骸の暗黒時代
超新星残骸（SNR）は、超新星（SN）の爆発メカニズム、前駆星、宇宙線の加速との関係という点で重要なオブジェクトです。SNRからの非熱放射は、周囲の星周円盤（CSM）の構造の効果的なプローブであり、これにより、巨大な星のとらえどころのない質量損失のメカニズムと歴史に光を当てることができます。この作業では、前駆体の質量損失履歴にリンクされたCSM環境に埋め込まれたタイプIISNeから発生するSNRからの広帯域非熱放射の時間発展を計算します。私たちの結果は、タイプIISNRが、主系列星風によって生成された低密度と高温の空間的に拡張されたバブルに遭遇した場合、長期間の弱い電波と$\gamma$線の放出を経験すると予測しています。平均的な星間物質（ISM）内で進化した典型的な赤色超巨星の前駆体の場合、この「暗黒年齢」は、約1000〜5000歳の範囲のSNR年齢に対応します。この結果は、タイプIISNRの大部分が微弱すぎて検出できないことを示唆しており、既知の銀河SNRの数が銀河のSN率から予想される数よりも大幅に少ない理由を説明するのに役立つ可能性があります。
数値相対論シミュレーションによるGW190425の調査
| Title |
Investigating_GW190425_with_numerical-relativity_simulations |
| Authors |
Reetika_Dudi,_Ananya_Adhikari,_Bernd_Br\"ugmann,_Tim_Dietrich,_Kota_Hayashi,_Kyohei_Kawaguchi,_Kenta_Kiuchi,_Koutarou_Kyutoku,_Masaru_Shibata,_Wolfgang_Tichy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.04063 |
LIGO-Virgoコラボレーションの3回目の観測実行により、バイナリ中性子星合体GW190425を含む約100個の重力波トリガーが発生しました。ただし、これらのイベントのいずれも、広範な追跡調査中に発見された電磁過渡現象を伴うものではありませんでした。この記事では、連星とブラックホールの新しい数値相対論シミュレーションを実行します。これは、GW190425と一致するチャープ質量を持つ中性子星系です。電磁追跡調査中にGW190425の空の位置が十分な精度でカバーされたと仮定して、キロノバの非検出が重力波分析によって推定されたソースパラメータと互換性があるかどうか、およびこの情報をどのように使用できるかを調査します。システムのプロパティに制約を課します。私たちのシミュレーションは、バイナリが正面向きで観測によってカバーされている場合、硬いまたは中程度に硬い状態方程式を検討するときに、GW190425が質量比$q<0.8$の不等質量バイナリ中性子星合体と互換性がないことを示唆しています。私たちの分析は、キロノバの詳細な観測結果が、将来のイベントで連星の質量比を制約するのに役立つことを示しています。
| Title |
Photon-axion_mixing_in_thermal_emission_of_isolated_neutron_stars |
| Authors |
Aleksei_Zhuravlev,_Sergei_Popov,_Maxim_Pshirkov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.04077 |
熱を放出する中性子星は、アクシオンのような粒子の特性を調べるための有望な環境を表しています。これらのソースの強い磁場のために、表面光子は、星を取り巻く大きな磁気圏領域でそのような粒子に部分的に変換される可能性があり、その結果、それらのスペクトルに独特の特徴が生じます。ただし、相互作用は放射の偏光状態に依存し、結合定数$g_{\gammaa}$の実験的に許容される値が低いため、かなり弱いです。この作業では、100％Oモード偏光の場合の光子-アクシオン遷移の程度と、均一な表面温度を持つ等方性黒体のスペクトルエネルギー分布を計算します。恒星磁場は双極であると仮定されます。磁場$\sim10^{13}$-$10^{14}$G（X線で薄暗い孤立した中性子星に典型的）と$g_{\gammaa}=2\で最大の効果が得られることを示します。10^{-11}$GeV$^{-1}$の倍で、光フラックスは30〜40％減少しますが、スペクトルの高エネルギー部分は影響を受けません。低エネルギーの減少は、$g_{\gammaa}\geq2\times10^{-12}$GeV$^{-1}$および$m_a\leq2\times10^{-6}で5％を超えます。$eV、これはアクシオンパラメータの現在の実験的および天体物理学的限界を下回っています。実際の観測上の制約を得るには、放射表面層の厳密な処理が必要です。
フェルミガンマ線宇宙望遠鏡大面積望遠鏡（4LAC）源からの高エネルギーニュートリノ放出のテスト
| Title |
Testing_high_energy_neutrino_emission_from_the_Fermi_Gamma-ray_Space_Telescope_Large_Area_Telescope_(4LAC)_sources |
| Authors |
Antonio_Galv\'an,_Nissim_Fraija,_Edilberto_Aguilar-Ruiz,_Jagdish_C._Joshi,_Jose_Antonio_de_Diego_Onsurbe,_Antonio_Marinelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.04088 |
ブレーザーTXS0506+056との空間的（エラー領域内）および時間的フレア活動相関における高エネルギーニュートリノIC-170922Aの検出により、これらのオブジェクトをニュートリノの前駆源と見なすことができました。これに加えて、この種の検出はこれ以上報告されていません。IceCubeによって検出された他のいくつかのニュートリノは、他のフェルミ-LATで検出されたソースからの空間相関（エラー領域内）を示しています。ただし、これらのオブジェクトはTXS0506+056のようなフレアアクティビティを示しませんでした。p$\gamma$相互作用によるレプトハドロンシナリオを想定して、この作業では、フェルミガンマ線宇宙望遠鏡大面積望遠鏡（4LAC）ソースによって検出された活動銀河核（AGN）の4番目のカタログからのいくつかのオブジェクトのSEDについて説明します。これらはIceCubeによって検出されたニュートリノと空間的に相関しています。さらに、これらのソースから対応するニュートリノフラックスの対応物を推定します。
大気中のチェレンコフ望遠鏡アレイのイメージングにおけるバックグラウンド除去のツールとしてのミューオン
| Title |
Muons_as_a_tool_for_background_rejection_in_imaging_atmospheric_Cherenkov_telescope_arrays |
| Authors |
Laura_Olivera-Nieto,_Alison_M._W._Mitchell,_Konrad_Bernl\"ohr,_James_A._Hinton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.04110 |
宇宙線の陽子と原子核によって開始された空気シャワー内のミューオンの存在は、そのようなシャワーをガンマ線によって開始されたものから分離するための強力なツールとして十分に確立されています。ただし、これまでのところ、このアプローチは地上レベルの粒子検出アレイにのみ十分に活用されています。この寄稿では、ミューオンからのチェレンコフ光を、最高エネルギーで大気中のチェレンコフ望遠鏡アレイを画像化するためのバックグラウンド除去ツールとして使用することの実現可能性を探ります。個々のミューオンからのチェレンコフ光の分析モデルを採用して、ハイブリッドモードでの多数のシャワーの迅速なシミュレーションを可能にします。これにより、計算時間の観点から許容可能なコストで、非常に高いバックグラウンド除去電力レジームの調査が可能になります。非常に大きな望遠鏡（直径$\gtrsim$20m）の場合、ミューオンの効率的な識別により、数十TeVを超えるエネルギーでの標準的なバックグラウンド除去技術に比べて大幅な改善が見られます。
ベイズ分析からの空間依存宇宙線伝搬モデルに対する制約
一次および二次宇宙線（CR）のエネルギースペクトルは、一般に数百GeVで硬化します。これは、伝播効果によって自然に解釈できます。空間に依存するCR伝搬モデルを採用して、スペクトル硬化に適合させます。ここでは、銀河面の近くで低速拡散ディスク（SDD）が想定されています。マルコフ連鎖モンテカルロサンプリングアルゴリズムに基づくベイズパラメーター推定を使用して、伝播パラメーターを制約することを目的としています。ベイズ分析では、炭素スペクトルとB/C比の最新の正確な測定値が採用されています。$\rm{^{10}Be/^{9}Be}$とBe/Bの比率も含まれており、パラメーターの縮退を解消します。フィッティングの結果は、すべてのパラメーターが適切に制約されていることを示しています。特に、SDDの厚さは銀河面の上下で0.4〜0.5kpcに制限されており、これは同様の作業の中で拡散の遅い領域の最良の制約となる可能性があります。SDDモデルによって予測されたCR異方性の$\bar{p}/p$比と振幅は観測値と一致していますが、予測された高エネルギー電子と陽電子フラックスはそれぞれ観測値よりもわずかに大幅に低く、追加のソースの必要性。
プレリオニック超新星残骸G21.5 $-$ 0.9の磁場構造とファラデー回転
| Title |
Magnetic_Field_Structure_and_Faraday_Rotation_of_the_Plerionic_Supernova_Remnant_G21.5$-$0.9 |
| Authors |
Paul_C._W._Lai,_C.-Y._Ng,_Niccolo'_Bucciantini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.04156 |
超新星残骸G21.5$-$0.9のパルサー風星雲（PWN）の偏光測定研究を、アーカイブの超大型干渉電波望遠鏡（VLA）データを使用して提示します。PWNの回転測定（RM）マップは、推定されるパルサーのスピン軸方向と一致する対称パターンを示しており、星雲からのRMの重要な寄与を示唆しています。内部RMの空間的変動は、主に超新星噴出物に由来する電子の不均一な分布によって引き起こされることを示唆している。私たちの高解像度電波偏波マップは、全体的な放射状の$B$フィールドを明らかにします。全体的な放射状の$B$磁場と乱流を小規模に持つ単純なモデルを構築します。モデルは、偏光パターンや偏光率など、PWNの観察された特徴の多くを再現できます。結果はまた、大規模なトロイダル$B$フィールドを拒否します。これは、内側のPWNで観測されたトロイダルフィールドが星雲全体に伝播できないことを意味します。
SPEXの低密度で光学的に薄いプラズマにおける衝突励起の更新からの新しい放射損失曲線
| Title |
New_radiative_loss_curve_from_updates_to_collisional_excitation_in_the_low-density,_optically_thin_plasmas_in_SPEX |
| Authors |
L._\v{S}tofanov\'a,_J._Kaastra,_M._Mehdipour,_and_J._de_Plaa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.04184 |
高分解能X線分光法の進歩に伴い、さまざまな仮定（たとえば、衝突イオン化平衡または光イオン化平衡）を考慮しながら、原子レベルで天体プラズマを理解してモデル化することが不可欠になりました。XRISMやAthenaなどの今後のX線分光法ミッションに備えるために、プラズマコードとそのモデルおよび原子データベースは最新かつ正確である必要があります。プラズマコードSPEXのそのような更新の1つをこの論文で紹介します。ここでは、低密度で光学的に薄い領域での衝突励起による放射損失に焦点を当てています。また、中性水素の原子データを更新し、二電子再結合の寄与を含めます。これらすべての更新がSPEXに実装されたので、ついに新しい冷却曲線を提示します。他のプラズマコード（MEKAL、APEC、Cloudy）および他の原子データベース（CHIANTI、ADAS）との比較が含まれています。更新された冷却が光イオン化プラズマの安定性曲線にどのように影響するかを示し、新しい安定した分岐を見つけます。
NICERの方法で双子の星の存在を確認する
NICERミッションの将来の半径測定は、質量は同じで半径が異なる、いわゆるツインスター、コンパクトスター構成の存在を確認することにより、高密度中性子星物質の強い相転移の存在を明らかにする可能性があることを示しています。パルサーJ0740+6620およびJ0030+0451に対するNICERからの最新の半径制約は、クォーク物質への一次相転移に関連する、さまざまな剛性を持つ相対論的平均場状態方程式を使用して説明されています。ツインスターソリューションは新しい半径制約と互換性がありますが、中性子星物質の強い相転移の煙を吐く銃として機能するNICERからの現在の制約の半径\emph{下}にあることを示します。このシナリオは、質量が$2\、M_\odot$を超える最初の分岐の中性子星で強い相転移が発生した場合に実現されます。
FACT、H.E.S.S.、MAGIC、およびVERITASを使用して、IceCubeニュートリノアラートに関連するVHEガンマ線放出を検索する
| Title |
Searching_for_VHE_gamma-ray_emission_associated_with_IceCube_neutrino_alerts_using_FACT,_H.E.S.S.,_MAGIC,_and_VERITAS |
| Authors |
Konstancja_Satalecka,_Elisa_Bernardini,_Daniela_Dorner,_Ga\v{s}per_Kukec_Mezek_and_Weidong_Jin_(for_the_MAGIC,_IceCube,_FACT,_H.E.S.S._and_VERITAS_Collaborations) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.04350 |
ニュートリノイベントのリアルタイムフォローアップは、天体物理学的ニュートリノ源を検索するための有望なアプローチです。これまでのところ、ニュートリノ点光源の説得力のある証拠を提供しています。IceCubeによって検出された高エネルギーニュートリノIceCube-170922Aと同時に観測されたフレアガンマ線ブレーザーTXS0506+056です。このソースからの非常に高エネルギーのガンマ線（VHE、$\mathrm{E}>100\、\mathrm{GeV}$）の検出は、一致を確立するのに役立ち、IceCubeイベント。4つの主要なイメージング大気チェレンコフ望遠鏡アレイ（IACT）（FACT、H.E.S.S.、MAGIC、およびVERITAS）は、IceCubeによって送信されたニュートリノアラートの機会ターゲット観測のアクティブなフォローアッププログラムを運用しています。このプログラムには2つの主要なコンポーネントがあります。1つは、既知のガンマ線源の観測であり、その周りで候補ニュートリノイベントのクラスターがIceCube（Gamma-rayFollow-Up、GFU）によって識別されています。2つ目は、IceCube-170922Aなどの潜在的な天体物理学的起源の単一の高エネルギーニュートリノ候補イベントのフォローアップです。GFUは最近、IACTグループと協力してIceCubeによってアップグレードされました。ここでは、IceCubeニュートリノアラートのIACTフォローアッププログラムからの最近の結果と、アップグレードされたIceCubeGFUシステムの説明を示します。
すべてのエネルギーで宇宙線を加速する遍在するメカニズム
天の川銀河と銀河団の宇宙線を加速するメカニズムが特定され、説明されています。宇宙線の加速は純粋に静電的なプロセスであり、銀河団で最大エネルギー$10^{23}$eVまで動作します。銀河宇宙線は、例えば太陽系が占める領域のように、星間プラズマや星間プラズマによって遮蔽された制限された領域を除いて、銀河全体で活動する広範囲の静電界で加速されます。太陽系が存在する領域の天の川銀河の宇宙線のエネルギースペクトルは、2.64-2.68の間に含まれる一定のスペクトル指数を持ち、銀河陽子の最大エネルギーは$3.0\times10^{であることが証明されています。19}$eV。これらの結果と実験データとの一致について詳しく説明し、下線を引きます。天の川銀河の静電構造の安定性を維持するさまざまな物理的プロセスは、銀河の磁場を生成するものと同じです。したがって、銀河磁場の強度、方向、および方向が評価されます。計算結果は、観測データ、光学データ、主に電波天文学データと比較されます。観測された磁場の強度、方向、方向と計算の一致は優れています。
銀河からの宇宙線のあふれと宇宙物質の膨張について
宇宙線の粒子である電子と原子核は、支配的な正電荷を輸送します。非常に高いエネルギーのこれらの粒子のごく一部が、好ましい条件で銀河から溢れ出します。正に帯電した宇宙核が銀河間空間に溢れ出すと、親銀河の同量の負の電荷が明らかになります。負電荷は主に静止電子によって蓄積されます。適切な粒子の伝播の後、銀河にある負の電荷も、あふれた宇宙核の正の電荷も、距離が非常に長いために中和することができません。いくつかの方法で、適切な時間間隔の後に銀河団によって保持された総電荷が、重力を圧倒する銀河団間に反発力を生成することが証明されています。数十億年の静電反発の後、周辺クラスターは相対論的速度に達し、それに応じてそれらの相互距離が増加します。いくつかの事実は、1世紀以来の光学観測によって決定された宇宙の膨張が、銀河団から溢れた正に帯電した宇宙核の静電反発によって引き起こされたことを示唆しています。
Athena ++の共同スケーリンググリッド
電磁流体力学コードAthena++で、共スケーリンググリッド形式とその実装を示します。形式主義は、膨張、収縮、および重心運動を含む天体物理学の問題における流れの対称性に依存しています。グリッドは、流体変数と同じ時間順序で展開されます。ユーザーは、流体の動きとは独立したグリッド進化の法則を指定します。標準の流体力学的テストケースに実装を適用すると、固定グリッドソリューションと比較して、結果が向上し、効率が向上します。
HAWC天文台データに適用されるガンマ線分析の標準化されたフォーマット
| Title |
Standardized_Formats_for_Gamma-Ray_Analysis_Applied_to_HAWC_Observatory_Data |
| Authors |
Laura_Olivera-Nieto,_Vikas_Joshi,_Harm_Schoorlemmer,_Axel_Donath_(on_behalf_of_the_HAWC_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.04097 |
ガンマ線天文学では、通常、単一の特定のミッションまたは実験のために開発された、さまざまなデータ形式と独自のソフトウェアが伝統的に使用されてきました。しかし、近年、天文データをオープンで簡単にアクセスできるようにするための取り組みが増えています。ガンマ線コミュニティ内では、これは、さまざまなガンマ線観測所にまたがる共通のデータ形式である「ガンマアストロデータ形式」（GADF）の作成に変換されています。同様の前提に基づいて、Gammapyなどのオープンソース分析パッケージが開発されており、一度に多くの実験のニーズに適合する単一の堅牢なツールを提供することを目指しています。この寄稿では、高高度水チェレンコフ（HAWC）天文台からのデータを、GADFと互換性を持たせることができ、地上ベースの広視野機器のイベントリストと機器応答関数の最初のGADFベースの作成を提示できることを示します。これらのデータ製品を使用して、Gammapyを使用して公開されているHAWCカニのスペクトルを非常によく一致して再現します。共通のデータ形式と分析ツールを使用すると、さまざまな実験間の共同分析と効果的なデータ共有が容易になります。これは、提案されている南部広視野ガンマ線天文台（SWGO）や計画されているチェレンコフ望遠鏡アレイ（CTA）などの次世代機器にとって特に重要です。
JWSTMIRI中分解能分光計の波長校正と分解能
| Title |
Wavelength_Calibration_and_Resolving_Power_of_the_JWST_MIRI_Medium_Resolution_Spectrometer |
| Authors |
A._Labiano,_I._Argyriou,_J._Alvarez-Marquez,_A._Glasse,_A._Glauser,_P._Patapis,_D._Law,_B._R._Brandl,_K._Justtanont,_F._Lahuis,_J.R._Martinez-Galarza,_M._Mueller,_A._Noriega-Crespo,_P._Royer,_B._Shaughnessy,_and_B._Vandenbussche |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.04254 |
JWSTに搭載された中赤外線機器（MIRI）は、中赤外線波長範囲の前例のない感度レベルで、イメージング、コロナグラフ、低解像度分光法、および中解像度分光法を提供します。MIRIの中分解能分光計（MRS）は、13〜56"の正方形のFOV内で、4.9〜28.3umの回折限界分光法を提供する面分光器です。地上試験から、一般に不可欠な物理パラメータを計算します。観測者とMRSの波長解と分解力の較正は、機器の科学的性能を最大化するために重要です。波長解とスペクトル分解を特徴づけるために、Fabry-Perotエタロンスペクトルと組み合わせて離散スペクトル特徴の地上観測を使用しました。MRSのパワー。各MRSサブバンドの正確な波長範囲、波長の関数としての分解パワーの計算、スライスに依存するスペクトル歪みの測定など、MRSスペクトル特性を導出するために使用される方法論を紹介します。分解能は、チャネル1のR3500からチャネル4のR1500まで変化します。地上試験データに基づいて、波長キャリブレーションの精度は、ピクセルの10分の1未満と推定され、最大振幅が約0.25のスペクトル分解能要素を持つ未解決のソースのスライス内のターゲット位置による小さな系統的なシフトがあります。地上試験データに基づいて、MRSは、設計されたRと波長の両方の精度のスペクトル要件に準拠しています。また、MRSのスペクトル特性を更新するために従うコミッショニング戦略とターゲットについても説明します。
日食システムの近点移動と物理パラメータV490Sct
高度に偏心した12。04日の分離食変光星V490Sct（V=13.1、B9.5+A0、e=0.40）の長期UBVRIRcIc測光を報告します。これを使用して、相対パラメーターと絶対パラメーターを決定します。絶対質量、半径、および温度は、プライマリでMa=2.33+/-0.1Msun、Ra=1.91+/-0.04Rsun、およびTa=9960+/-60K、Mb=2.24+/-0.1Msun、Rbです。=1.86+/-0.04Rsun、およびセカンダリのTb=9700+/-80K。システムは、一般相対性理論（GR）によって支配される遅い周星期の前進を表示します。私たちの測定値dw/dt=0.86deg/Centuryは、GRから83％の寄与がある予想レートdw/dt=1.24deg/Centuryよりも32％低くなっています。現在の恒星進化モデルとの比較は、約130百万歳で測定された特性との良好な一致を示しています。年と太陽の豊富さ。システムの測光視差pi=0.77+/-0.02masは、GAIADR2値、pi=0.76+/-0.04masと非常によく一致します。
白色矮星パルサー候補の軌道およびスピン周期ASASSN-VJ205543.90 + 240033.5
| Title |
Orbital_and_spin_periods_of_the_candidate_white_dwarf_pulsar_ASASSN-V_J205543.90+240033.5 |
| Authors |
Taichi_Kato_(Kyoto_U),_Franz-Josef_Hambsch_(GEOS,_BAV,_VVS),_Elena_P._Pavlenko,_Aleksei_A._Sosnovskij_(CrAO) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.03979 |
ASASSN-VJ205543.90+240033.5は、加藤（2021、arXiv：2108.09060）によって白色矮星パルサーであることが示唆されています。時間分解測光を取得し、軌道とスピンの周期がそれぞれ0.523490（1）dと0.00678591（1）d=9.77分であることを確認しました。これらの値は、このオブジェクトとARScoの類似性を強化します。スピンパルスの強さはARScoの3.6分の1であると推定しました。
| Title |
Flux_rope_merging_and_the_structure_of_switchbacks_in_the_solar_wind |
| Authors |
O._Agapitov,_J._F._Drake,_M._Swisdak,_S._D._Bale,_T._S._Horbury,_J._C._Kasper,_R._J.MacDowall,_F._S._Mozer,_T._D._Phan,_M._Pulupa,_N.E.Raouafi,_and_M._Velli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.04016 |
パーカーソーラープローブ（PSP）の主な発見は、太陽風の半径方向の速度の局所的な増加と、それに伴う磁場の急激な偏向（スイッチバック（SB））の存在でした。SBの可能な生成メカニズムは、太陽風への磁束ロープ（FR）の放出につながる交換再接続と呼ばれる、太陽表面近くの開いた磁束と閉じた磁束の間の磁気リコネクションによるものです。観測はまた、これらの構造のFR画像と一致して、SBがマージを受けることを示唆しています。太陽風のSBの構造を制御する上で融合するFRの役割は、直接観測、分析分析、および数値シミュレーションを通じて調査されます。分析分析により、FRの構造の重要な特徴と、地動説の距離Rによるスケーリングが明らかになります。これは、観測結果と一致し、SB構造の制御におけるマージの重要な役割を明らかにします。FRの併合は、ラッピング磁場の強度を低下させ、観察されたSBの伸びを促進するためにエネルギー的に有利であることが示されています。さらなる結果は、観測で明らかにされるSB境界での軸方向への磁場の特徴的な鋭い回転につながるSB内の軸方向磁場の結果としての優位性です。最後に、SBのFRモデルにおけるSB領域の半径方向のスケーリングは、SB識別の観測確率がRに鈍感であるべきであることを示唆しており、これはPSPからのSB観測の最新の統計分析と一致しています。
ガイアEDR3とLAMOSTDR5に基づくG型とK型の矮星のバイナリフラクション：化学物質の存在量の影響
| Title |
Binary_fractions_of_G_and_K_dwarf_stars_based_on_the_Gaia_EDR3_and_LAMOST_DR5:_impacts_of_the_chemical_abundances |
| Authors |
Zexi_Niu,_Haibo_Yuan,_Song_Wang,_Jifeng_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.04031 |
大量の\textit{Gaia}初期データリリース3およびLAMOSTデータリリース5データに基づいて、フィールド後期Gおよび初期K矮星のバイアス補正されたバイナリフラクションを推定します。この作業では、恒星軌跡の外れ値法が使用されます。これは、単一のエポックデータを持つさまざまな周期と傾斜角のバイナリに適しています。幅広い星の化学物質の存在量をカバーする約9万GKの矮星の厳選された距離制限されたサンプルを使用して、さまざまな星の種族のバイナリフラクションの変動を調査できます。サンプル全体の平均バイナリ分数は0.42$\pm$0.01です。薄い円盤の星は0.39$\pm$0.02のバイナリの割合を持ち、厚い円盤の星は0.49$\pm$0.02の高い方を所有し、内側のハローの星はおそらく最も高いバイナリの割合を所有します。薄い円盤と厚い円盤の両方の星について、バイナリの割合は、[Fe/H]、[$\alpha$/H]、および[M/H]の存在量が高くなるにつれて減少します。ただし、[Fe/H]、[$\alpha$/H]、および[M/H]の抑制効果は、厚い円盤の星よりも薄い円盤の星の方が重要です。与えられた[Fe/H]について、[$\alpha$/Fe]とバイナリフラクションの間に正の相関が薄い円盤の星で見られます。ただし、この傾向は厚い円盤の星ではなくなります。これは、薄いディスクと厚いディスクの異なる形成履歴に関連している可能性が高いと思われます。私たちの結果は、バイナリ形成に関する理論的研究の新しい手がかりを提供します。
GMRTを使用した8つの「主系列電波パルスエミッター」の発見：高温の磁気星におけるコヒーレント電波放射の開始への手がかり
| Title |
Discovery_of_eight_'Main-sequence_Radio_Pulse_emitters'_using_the_GMRT:_clues_to_the_onset_of_coherent_radio_emission_in_hot_magnetic_stars |
| Authors |
Barnali_Das,_Poonam_Chandra,_Matt_E._Shultz,_Gregg_A._Wade,_James_Sikora,_Oleg_Kochukhov,_Coralie_Neiner,_Mary_E._Oksala,_and_Evelyne_Alecian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.04043 |
「主系列電波パルスエミッター」（MRP）は、電子サイクロトロンメーザー放射（ECME）を介して生成される周期的な電波パルスが観測される磁気初期型星です。これらの星がECMEをトリガーするための適切な条件を自然に提供できるという事実にもかかわらず、20年以上のスパン内でこれまでに報告されたそのような星は7つだけです。このホワイトペーパーでは、さらに8つのMRPが発見されたことを報告します。これにより、このようなオブジェクトのサンプルサイズは2倍以上になります。これらの発見は、2015年から2021年にかけてGiantMetrewaveRadioTelescopeを使用したサブGHz観測プログラムの結果です。これらの星を既知のMRPに加えると、磁気ホットスターの少なくとも32％がこの現象を示していると推測され、ECMEの観測は珍しい現象ではないことが示唆されます。MRPのサンプルが大幅に多いため、初めてMRPの物理的特性を比較する統計分析を実行できます。磁気ホットスターがECMEを生成する可能性があるかどうかを予測するために使用できる経験的関係を提示します。私たちの予備的な分析は、現象の効率に主要な役割を果たす物理的パラメータが最大表面磁場強度と表面温度であることを示唆しています。さらに、ECMEパルスプロファイルに対するプラズマ密度分布の影響の強力な証拠を提示します。この種の結果は、観測されたECME特性と恒星の物理的パラメータとの関係のロバストな特性評価が大きなサンプルでのみ達成できるため、MRPの検索をさらに動機付けます。
マゼラン雲のダスト含有量に対する高光度青色変光星の寄与
| Title |
The_contribution_by_luminous_blue_variable_stars_to_the_dust_content_of_the_Magellanic_Clouds |
| Authors |
C._Agliozzo,_N._Phillips,_A._Mehner,_D._Baade,_P._Scicluna,_F._Kemper,_D._Asmus,_W.-J._de_Wit,_G._Pignata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.04093 |
（短縮）高光度青色変光星（LBV）は、一時的な激しい質量損失の結果として塵を形成します。マゼラン雲におけるダスト生産者としての彼らの貢献を調査するために、最近の国勢調査からの31のLBVを分析します。近赤外からミリメートル波長までのアーカイブデータから、これらのソースの最大限に完全な多波長データセットを構築しました。IRSEDに基づいてLBV分類を確認します。特徴的なダストパラメータを導出するために、スタッキング分析から得られた測光を適合させました。比較のために、LMCで低質量および中間質量の進化した星の画像も積み重ねました。4つのクラスのソースが見つかります。1）中赤外線ダスト放出とイオン化恒星風からの近赤外線フリーフリー放出（クラス1a）または中赤外線ダスト放出のみを示すLBV（クラス1b）。2）フリーフリーエミッションのみによる近赤外過剰のLBV（クラス2）。3）sgB[e]分類のオブジェクト。4）SEDに恒星風が検出されておらず、星周物質がない天体。LMC内の18個のクラス1および2オブジェクトのスタッキング分析から、$0.11^{+0.06}_{-0.03}M_\odot$の統合ダスト質量を導き出しました。これは、1342個の極端なAGB星の積み重ねから推測される値よりも2桁大きいです。個々のLBVのダスト質量は恒星パラメータと相関しておらず、ダスト生成メカニズムが初期の恒星質量とは無関係であるか、星が異なる進化の歴史を持っていることを示唆している可能性があります。LMCの時代を超えたLBVからの総ダスト収量は、$\sim10^4-10^5M_\odot$です。LBVは、通常の銀河で2番目に重要な塵の発生源である可能性があります。その後のSN爆風の可能性によるLBV星雲のダスト破壊の役割はまだ決定されていません。SNショックによるダスト処理の分野における最近の理論的発展は、既存の星周星雲からのダストの潜在的な生存を浮き彫りにしている。
太陽活動領域の長周期振動の固有スペクトル
| Title |
Eigenspectra_of_solar_active_region_long-period_oscillations |
| Authors |
G._Dumbadze,_B.M._Shergelashvili,_S._Poedts,_T.V._Zaqarashvili,_M._Khodachenko,_and_P._De_Causmaecker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.04189 |
活性領域（AR）の低周波$\lesssim0.5\;$h$^{-1}$（長周期$\gtrsim2\;$h）振動を調べました。この調査は、ソーラーダイナミクスオブザーバトリー/日震および磁気イメージャー（SDO/HMI）の光球マグネトグラムから構築された時系列の分析に基づいており、いくつかのタイプのAR構造のケーススタディで構成されています。主な目標は、ARが統一された振動エンティティとして長周期振動に関与できるかどうかを調査し、関与できる場合は、そのような振動のスペクトルパターンを決定することです。総面積、総符号なし半径方向磁束、傾斜角などのARの特性パラメータの時系列が、イメージモーメント法を使用して測定および記録されました。パワースペクトルは、ガウスアポダイズおよびゼロパッドデータセットから構築されました。ARの総面積と半径方向の磁束のデータセットからそれぞれ決定された、超造粒の特徴的な寿命と同様に、2〜20時間の範囲の長周期振動があります。ただし、傾斜角データに周期性は見られませんでした。これらの振動の性質が何であれ、それらは太陽表面下の対流運動によってエネルギー的にサポートされなければなりません。考えられる解釈は、AR磁場のマルチスケール構造のさまざまなタイプの電磁流体力学（MHD）振動に関連している可能性があります。これは、おそらく超造粒セルの特徴的なターンオーバータイムスケールに関連しています。ラジアル磁束データの振動の存在は、周期的な磁束の出現またはキャンセルプロセスに関連している可能性があります。
IRISで観測されたコロナホールとクワイエットサンのCII 1334 {\ AA}線の特性
| Title |
Properties_of_the_C_II_1334_{\AA}_line_in_Coronal_Hole_and_Quiet_Sun_as_observed_by_IRIS |
| Authors |
Vishal_Upendran_(1),_Durgesh_Tripathi_(1)_((1)_IUCAA,_Pune,_India) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.04287 |
コロナホール（CH）は、コロナ温度でのクワイエットサン（QS）と比較すると、強度と正味の青方偏移が抑えられています。遷移領域の温度では、このような差は、同じ光球絶対磁束密度（$\vert$B$\vert$）を持つ領域で得られます。この作業では、彩層温度で形成されたInterfaceRegionImagingSpectrograph（IRIS）の\car1334〜{\AA}線の分光測定を使用して、強度、ドップラーシフト、線幅、スキュー、および過剰な尖度の変動を調査します。$\vert$B$\vert$で。CHとQSの場合、強度、ドップラーシフト、および線幅が$\vert$B$\vert$とともに増加することがわかります。CHは、同一の$\vert$B$\vert$を持つ領域で、QSを超える強度の不足と過剰な合計幅を示します。アップフローのみのピクセルの場合、CHはQSを超える過剰なアップフローを示し、ダウンフローのみのピクセルの場合、CHはQSを超える過剰なダウンフローを示し、$\vert$B$\vert$$\le$40で存在しなくなります。最後にスペクトルプロファイルは、CHとQSの間に違いがなく、ガウス分布よりも歪んでいて平坦であることがわかります。これらの結果は、太陽風の形成を含む、CHおよびQSの大気の加熱を理解する上で重要であり、太陽大気のモデリングにさらなる制約を与えます。
距離指標としての半規則型赤色巨星I.半規則型変数の周期-光度関係の再検討
| Title |
Semi-regular_red_giants_as_distance_indicators_I._The_period-luminosity_relations_of_semi-regular_variables_revisited |
| Authors |
Michele_Trabucchi_(1),_Nami_Mowlavi_(1),_Thomas_Lebzelter_(2)_((1)_University_of_Geneva,_(2)_University_of_Vienna) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.04293 |
半規則型変光星（SRV）は、明るさがミラに似ており、PLRにも従いますが、必ずしもミラと同じである必要はありません。潜在的な標準光源として、変動の振幅が小さく、光度曲線が規則的でないため、ミラよりも挑戦的ですが、かなり多く、特に古い星の種族を調査するのに有望です。距離指標としての可能性を調査するための土台を整えるために、ミラとの関係に焦点を当てて、SRVの変動性を特徴づけることを目指しています。ガイアと2MASSのデータを使用して、OGLE-III観測からマゼラン雲のSRVとミラを調べます。脈動とは関係のない変動期間からサンプルを洗浄した後、化学物質の種類と脈動モードの組み合わせによって各ソースを分類します。全体的な測光および脈動特性の観点から結果を調べます。理論によって予測された一般的な進化シナリオに適合する4つのSRVグループを特定します。基本モードの脈動が支配的なSRVは、特に単周期の場合、ミラと非常によく似ています。それらはさらに2つのサブグループに分割され、そのうちの1つは、不連続性なしに、周期-光度および周期-振幅図のミラと同じシーケンスに従います。MirasとSRVの類似点は、後者を前者の補完的な距離インジケーターとして採用できることを示唆しています。これにより、距離インジケーターとしての使用に適したLPVの利用可能な数が少なくとも2倍になります。MirasとSRVの間の従来の振幅ベースの分離は必ずしも適切ではなく、より物理的に適切な基準には脈動期間も含まれる必要があります。これには比較的長い時系列が必要ですが、現在および将来の大規模な調査のおかげで、弱い情報源でも今後数年間でアクセスできるようになると予想されます。再分類されたLPVの表が公開されます。
定常非順圧電磁流体力学の3関数変分原理
電磁流体力学（MHD）の変分原理は、以前の著者によってラグランジアンとオイラーの両方の形式で導入されました。この論文では、より単純なオイラー変分原理を紹介します。この原理から、特定のフィールドトポロジに対して非順圧定常電磁流体力学のすべての関連方程式を導き出すことができます。変分原理は、静止した非順圧流の3つの独立した関数の観点から与えられます。これは、磁場$\vecB$速度場$\vecv$、エントロピー$s$、密度$である非バロトロピック電磁流体力学の標準方程式に現れる8つの変数よりも少ない数の変数です。\rho$。磁力線に沿った流れが理想的ではない場合をさらに調査します。
2光子電磁異常によってアクシオン暗黒物質を検索する最も感度の高いハロスコープは、アクシオンと大きなDC磁場の混合によってアクシオンを光子に変換します。この作業では、ポインティング定理を結果のアクシオン修正電気力学に適用し、2つの可能なポインティングベクトルを特定します。1つはアブラハムポインティングベクトルに類似し、もう1つは電気力学のミンコフスキーポインティングベクトルに類似しています。後者は余分な非保守的な用語を取り上げますが、前者はそうではありません。検出システムのエネルギー変換とパワーフローのソースを理解するために、共鳴空洞と広帯域低質量アクシオン検出器の両方について、2つのポインティング定理をアクシオン修正電気力学に適用します。両方のポインティング定理が共鳴空洞アクシオンハロスコープに対して同じ感度を与えるが、低質量広帯域容量性ハロスコープに対して著しく異なる感度を予測することを示します。したがって、私たちは質問をします、どれがアクシオン暗黒物質検出のための正しいものであるかを理解することは、アブラハム-ミンコウスキー論争の枠組みの下で考慮されることができますか？実際には、これはアクシオンが検出されたときに実験によって確認する必要があります。ただし、多くの電気力学的実験では、誘電体媒体の標準的な運動量を考慮するときに、ミンコフスキーポインティングベクトルを支持することが決定されています。これに照らして、準静的限界における低質量アクシオンハロースコープ検出器の感度計算のために、アクシオン修正ミンコウスキーポインティングベクトルを実際に真剣に受け止め、同等のアブラハムポインティングベクトルよりも桁違いに優れた感度を予測する必要があることを示します。
テレパラレルリズムにおける宇宙論の再考
重力場を記述するよく知られた一般的な計量だけでなく、アフィンも含む、非計量スカラーとねじれスカラーの非線形拡張に基づく重力理論における宇宙時空の最も一般的な場の方程式について説明します。それぞれ、平坦性とメトリック互換性または対称性の条件に従う接続。最も単純なケースでは、接続はフィールド方程式から消え、一般相対性理論のフリードマン方程式が得られますが、より一般的な関数の場合、接続はメートル法の運動方程式を変更し、独自の運動方程式を伴います。ここでは、メートル法と接続の両方について最も一般的なAns\"atzeを導出し、場の方程式を導出します。また、既知の接続を復元しながら、新しい接続も取得します。特に、非メートル法スカラーの非線形拡張では、接続真に動的になり、宇宙論的接続ヘアにつながります。また、一般相対性理論の解と動的接続の使用を超えた時空の例をいくつか示します。このような動的接続は、ねじれスカラーの非線形拡張の宇宙論には現れません。いくつかの特定の限界では、両方の宇宙論は、空間的に平坦な場合のバックグラウンドレベルで一致します。
有限レンズおよび光源サイズ効果を含むアクシオン星に対するマイクロレンズの制約
| Title |
Microlensing_constraints_on_axion_stars_including_finite_lens_and_source_size_effects |
| Authors |
Kohei_Fujikura,_Mark_P._Hertzberg,_Enrico_D._Schiappacasse,_Masahide_Yamaguchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.04283 |
軽いスカラー暗黒物質の一部、特にアクシオンは、ボーズ・アインシュタイン凝縮、重力的に結合した塊、「ボソン星」に組織化され、今日の銀河ハローに多数存在する可能性があります。通常のQCDアクシオンとアクシオン様粒子で構成される凝集塊の重力マイクロレンズイベントの予想数を計算し、EROS-2調査とすばるハイパーSuprime-Cam観測からマイクロレンズ制約を導き出します。分析では、有限レンズと光源サイズの影響を含む詳細なレンズ計算を実行します。凝集塊に崩壊した暗黒物質の割合、個々の凝集塊の密度、およびアクシオンの自己結合の観点から、アクシオンの質量を制限します。また、反発する自己相互作用を持つ一般的なスカラー暗黒物質候補で構成される凝集塊を考慮して制約します。私たちの分析は、暗黒物質の潜在的な発見のための新しいウィンドウを開きます。
