人工知能を使ってサブハロ特性の普遍的な関係を見つける
| Title |
Finding_universal_relations_in_subhalo_properties_with_artificial_intelligence |
| Authors |
Helen_Shao,_Francisco_Villaescusa-Navarro,_Shy_Genel,_David_N._Spergel,_Daniel_Angles-Alcazar,_Lars_Hernquist,_Romeel_Dave,_Desika_Narayanan,_Gabriella_Contardo,_Mark_Vogelsberger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.04484 |
高次元空間の関係を検索するように設計された一般的な形式を使用して、サブハロの総質量が速度分散、半径、星形成率などの他の内部プロパティから予測できるかどうかを判断します。宇宙論と天体物理学と機械学習シミュレーション（CAMELS）プロジェクトのデータを使用してニューラルネットワークをトレーニングし、モデルがサブハロの総質量を高精度で予測できることを示します。サブハロの99％以上が0.2dex以内の予測質量を持っていますそれらの真の価値の。ネットワークは驚くべき外挿特性を示し、さまざまな宇宙論、天体物理学モデル、サブグリッド物理学、体積、および解像度を使用したシミュレーションから、任意の赤方偏移で任意の種類の銀河を含む任意のタイプのサブハロの総質量を正確に予測できます。普遍的な関係を見つけました。次に、さまざまな方法を使用して、ネットワークによって検出された関係を近似する方程式を検索し、半径、速度分散、および最大円速度からサブハロの総質量を予測する新しい分析式を導き出します。一部のレジームでは、分析式がニューラルネットワークよりも正確であることを示します。ニューラルネットワークによって検出され、分析方程式によって近似された関係は、ビリアル定理に関連していると解釈します。
| Title |
An_analytic_model_for_the_sub-galactic_matter_power_spectrum_in_fuzzy_dark_matter_halos |
| Authors |
Hiroki_Kawai,_Masamune_Oguri,_Alfred_Amruth,_Tom_Broadhurst,_Jeremy_Lim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.04704 |
質量範囲が$m\sim10^{-24}-10^{-20}\\rm{eV}$である、自己相互作用なしに重力場に結合されたスカラー粒子であるファジー暗黒物質（FDM）は1つです。コールドダークマターの有望な代替暗黒物質候補の。FDMのユニークな構造である量子干渉パターンは、宇宙論的FDMシミュレーションのハローで見ることができます。この論文では、最初に、FDMハローの量子凝集塊に由来する銀河系下物質のパワースペクトルの分析モデルを提供します。ここで、FDMの密度分布は、サイズがドブロイ波長に対応する量子凝集塊の重ね合わせによって表されます。FDMの。これらの塊は、アンサンブル平均密度がNavarro-Frenk-Whiteプロファイルなどのハロープロファイルに従うようにランダムに分布していると想定されます。次に、アインシュタイン半径の周りの視線に沿って投影された銀河系下の物質のパワースペクトルを、強レンズシステムSDSSJ0252+0039で測定されたものと比較します。現在の観測ではFDMの質量に有用な制約がないことがわかりましたが、強力なレンズシステムの将来の深く高空間分解能の観測では、質量が約$10^{-22}\\rm{eV}のFDMを厳しく制約できることを示しています。$。
弱いレンズ効果の「生まれた後」の効果は、純粋なレンズとレンズのカップリングと同等です。
| Title |
Weak_lensing_"post-Born"_effects_are_equivalent_to_pure_lens-lens_couplings |
| Authors |
Oliver_Denton-Turner,_Eugene_A._Lim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.04774 |
4次の弱いレンズ効果のいわゆる「ポストボーン」効果は、ボルン近似のレンズレンズ結合と同等であることを示します。これは、異方性リマッピング法を使用した4次の正規弱レンズ効果アプローチと、[Phys。改訂D89、123006]。さらに、真の「ポストボーン」効果を組み込むには、つまり、非直線の光子経路を考慮に入れるには、正規形式やボルツマン法では考慮されていない光子偏向項を追加する必要があると主張します。
完全な数値相対論を伴う原始ブラックホールの形成
| Title |
Primordial_black_hole_formation_with_full_numerical_relativity |
| Authors |
Eloy_de_Jong,_Josu_C._Aurrekoetxea,_Eugene_A._Lim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.04896 |
3+1D数値相対論シミュレーションを用いて、物質が支配的な宇宙におけるサブホライズンとスーパーホライズンの摂動からのブラックホールの形成を研究します。初期の摂動の質量と形状に応じて、形成の2つの主要なメカニズムがあることがわかります-初期の過密度の$\textit{直接崩壊}$と周囲の暗黒物質の$\textit{崩壊後の降着}$を介して。特に後者の場合、初期摂動はブラックホールが形成されるためのフープ推測を満たす必要はありません。どちらの場合も、形成プロセスの期間はハッブル時間前後であり、ブラックホールの初期質量は$M_\mathrm{BH}\sim10^{-2}H^{-1}M_\mathrmです。{Pl}^2$。形成後、少なくとも最初は、PBHが自己相似限界$M_\mathrm{BH}\proptoH^{-1}$を超えて急速に質量成長することがわかります。これは、PBHの最終的な質量のほとんどが、形成後に周囲の環境から付着していることを意味すると主張します。
プランクPSZ1カタログの270個の銀河団の速度分散と動的質量
| Title |
Velocity_dispersion_and_dynamical_mass_for_270_galaxy_clusters_in_the_Planck_PSZ1_catalogue |
| Authors |
A._Ferragamo,_R._Barrena,_J._A._Rubi\~no-Mart\'in,_A._Aguado-Barahona,_A._Streblyanska,_D._Tramonte,_R._T._G\'enova-Santos,_A._Hempel_and_H._Lietzen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.04967 |
最初のPlanckSunyaev-Zeldovich（SZ）ソースカタログであるPSZ1に含まれている270個の銀河団の速度分散と動的質量の推定値を示します。ここに示した結果の一部は、ロケデロスムチャチョス天文台（スペイン、ラパルマ）で開発された2年間の観測プログラムであるITPの間に達成されました。ITPでは、赤緯が$-15^\circ$を超え、カタログの発行時点で対応するものが不明な、北の空にある212の未確認のPSZ1ソースすべてに対して体系的な光学フォローアップキャンペーンを実施しました。。これらのITPPSZ1クラスターの58の速度分散と動的質量に加えて、PSZ1カタログに関連付けられていない35の新たに発見されたクラスターを初めて提示します。スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）のアーカイブデータを使用して、このサンプルを拡張します。これには、北の空ですでに確認されている212個のPSZ1クラスターが含まれます。これらの銀河団の207のサブセットを使用して、$M_{\rmSZ}$-$M_{\rmdyn}$スケーリング関係を制約し、$（1-B）=0.83\pm0の質量バイアスを見つけました。07$（stat）$\pm0.02$（sys）。この値は、さまざまな方法（X線、動的質量、または弱いレンズ効果の質量プロキシ）で得られた文献の他の結果と一致していることを示しています。この結果は、原始宇宙マイクロ波背景放射の異方性と$\Omega_{\rmM}$-$\sigma_8$平面のクラスター数カウントとの間の緊張を解消することはできません。
| Title |
FORGE_--_the_f(R)_gravity_cosmic_emulator_project_I:_Introduction_and_matter_power_spectrum_emulator |
| Authors |
Christian_Arnold,_Baojiu_Li,_Benjamin_Giblin,_Joachim_Harnois-D\'eraps_and_Yan-Chuan_Cai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.04984 |
宇宙シミュレーションの大規模なスイートであるFORGE（F-of-RGravityEmulator）シミュレーションスイートを紹介します。これは、$f（R）$重力モデル。合計200のシミュレーションで、$\bar{f}_{R0}$、$\Omega_m$、$\sigma_8$、$hの50の組み合わせについて、ラテン超立方体を使用したPlanck（2018）宇宙論の周りの宇宙論的パラメーター空間を探索します。$他のすべてのパラメータが修正されています。パラメータの組み合わせまたはノードごとに、4つの独立したシミュレーションを実行しました。1つのペアは$500h^{-1}Mpc$シミュレーションボックスで$1024^3$粒子を使用して小規模をカバーし、もう1つのペアは$512^3$シミュレーション粒子を使用して大規模な場合は$1500h^{-1}Mpc$ボックス。初期条件の各ペアは、大規模なサンプル分散が平均して最小化されるように選択されます。この作業では、FORGEでトレーニングされた$f（R）$重力の物質パワースペクトルの正確なエミュレーターを紹介します。相互検証手法を使用して、エミュレータの精度が大部分のノード、特に探索されたパラメータ空間の中心付近で、$k=10hMpc^{のスケールまで$2.5\％$よりも優れていることを確認しました。-1}$。また、トレーニングセットに含まれていないシミュレーションに対してパワースペクトルエミュレータをチェックし、優れた一致を確認しました。小規模での精度が高いため、FORGE物質パワースペクトルエミュレーターは弱いレンズ効果の分析に最適であり、現在および将来の観測データを使用して$f（R）$重力を制限する重要なツールとして機能します。
テンプレートバンクでの信号対雑音比およびSNR-max検出統計は、量子センサーのネットワークを使用してエキゾチックな物理トランジェントを検索します
| Title |
Signal-to-noise-ratio_and_SNR-max_detection_statistics_in_template_bank_searches_for_exotic_physics_transients_with_networks_of_quantum_sensors |
| Authors |
Tyler_Daykin,_Chris_Ellis,_Andrei_Derevianko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.05011 |
信号対雑音比（SNR）の検出統計には、幅広い用途があります。特定のテンプレートからのSNRが、目的の偽陽性率によって設定されたしきい値を超えると、潜在的なイベントが記録されます。テンプレートバンク検索では、SNR統計の一般化は、SNR-max統計であり、個々のテンプレートマッチングからのSNRの絶対値の最大値として定義されます。個々のSNRの実現はガウス分布ですが、SNR-max確率分布は非ガウス分布です。さらに、個々のテンプレートバンクのSNRは同じネットワークデータストリームを使用して計算されるため、SNRはテンプレート間で相関関係になります。クロステンプレート相関は、SNR-max確率分布としきい値SNR-max値に大きな影響を及ぼします。大規模な銀行のしきい値SNR-max値を計算することは計算上法外であり、SNR-max統計のプロパティを計算するための分析的アプローチを開発します。これは、ほぼ直交するテンプレートバンクと、最も可能性の高いクロステンプレート相関値について「スクイーズ」されたクロステンプレート相関係数を持つバンクに対して行われます。クロステンプレート相関係数はテンプレートの類似性を定量化するため、相関を増やすと、偽陽性率の特定の値のSNR-maxしきい値が減少します。バンク内のテンプレートの数を増やすと、SNR-maxのしきい値が上がります。私たちの導出は、カラードノイズとノード間の相関を示す可能性のあるネットワークに対して実行されます。特定のアプリケーションは、原子時計を使用した暗黒物質検索と、周期的な回転対称性を備えた「おもちゃ」の平面ネットワークで示されています。
WASP-160バイナリシステムの独特の化学的パターン：惑星の形成と進化の兆候？
| Title |
The_peculiar_chemical_pattern_of_the_WASP-160_binary_system:_signatures_of_planetary_formation_and_evolution? |
| Authors |
Emiliano_Jofr\'e,_Romina_Petrucci,_Yilen_G\'omez_Maqueo_Chew,_Ivan_Ram\'irez,_Carlos_Saffe,_Eder_Martioli,_Andrea_Buccino,_Martin_Ma\v{s}ek,_Luciano_Garc\'ia,_Eliab_Canul_and_Mercedes_G\'omez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.04590 |
惑星をホストしている同様のコンポーネントを持つ広い連星は、星と惑星の化学的接続を探索するための好機を提供します。WASP-160バイナリシステムで太陽型星の詳細な特性評価を行います。WASP-160Aの周りの惑星はまだ報告されていませんが、WASP-160Bは通過する土星の質量の惑星WASP-160Bをホストしていることが知られています。この惑星については、文献と新しい観測の両方から更新されたプロパティも導き出します。さらに、TESS測光を使用して、WASP-160Aの周りの通過惑星とWASP-160Bの周りの追加の惑星の存在を制限します。恒星の特性評価には、初めて、高品質のジェミニ-GRACESスペクトルに基づいた25元素の高精度の大気および化学物質の存在量の計算が含まれます。私たちの分析は、元素の存在量の差と凝縮温度の間の相関関係の証拠を明らかにしています。特に、WASP-160Aと比較して、WASP-160Bには、揮発性物質の小さいながらも重大な不足と耐火性元素の強化の両方が見られます。WASP-94に続いて、これはこの種の独特の化学パターンを示す惑星をホストするバイナリの候補リストの中で2番目の恒星のペアです。観測された化学パターンを説明できるWASP-160AとBのいくつかのもっともらしい惑星形成と進化のシナリオについて説明しますが、それらのどれも決定的に受け入れたり拒否したりすることはできません。WASP-160AおよびBの将来の高精度測光および分光学的フォローアップ、および高コントラストのイメージング観測は、検出された化学的差異の実際の起源にさらなる制約を与える可能性があります。
マーズ2020パーセビアランスローバーに搭載されたMEDA機器によって観測された渦と塵旋風
| Title |
Vortices_and_Dust_Devils_As_Observed_by_the_MEDA_Instruments_onboard_Mars_2020_Perseverance_Rover |
| Authors |
Brian_Jackson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.04601 |
火星の大気中の重要でおそらく支配的な塵の発生源である塵旋風は、火星の気候において重要な役割を果たしています。以前に着陸したミッションからのデータセットは、塵旋風の活動を明らかにし、それらの構造を制約し、それらの塵を持ち上げる能力を解明しました。ただし、各着陸地点と観測シーズンは、塵旋風の活動を形作り、周囲条件への依存を明らかにするのに役立つ独自の気象特性を示します。マーズ2020パーセベランスローバーに搭載された火星環境動力学アナライザー（MEDA）機器スイートからのデータの最近のリリースは、塵旋風研究のための新しい宝庫を約束します。この研究では、MEDAの圧力センサー（PS）と放射およびダストセンサー（RDS）から時系列をふるいにかけて、通過する渦と塵旋風の信号を探します。ミッションの最初の89ソルで309の渦の遭遇を検出しました。予測と一致して、これらの遭遇率は、InSightおよびCuriosityの遭遇率を数倍上回っています。RDS時系列では、通過する渦がほこりっぽい（したがって真の塵旋風である）か、ほこりがないかを評価することもできます。渦の約3分の1がダストロフトの兆候を示していることがわかりましたが、不利な遭遇形状により、他の渦のダストを検出できなかった可能性があります。これらの結果に加えて、火星2020からの追加データが処理されて利用可能になるため、渦研究の見通しについて説明します。
SWEET-Cat 2.0：猫はSWEETerを手に入れました。 GAIAeDR3の高品質スペクトルと正確な視差
| Title |
SWEET-Cat_2.0:_The_Cat_just_got_SWEETer;_Higher_quality_spectra_and_precise_parallaxes_from_GAIA_eDR3 |
| Authors |
S._G._Sousa_(1),_V._Adibekyan_(1),_E._Delgado-Mena_(1),_N._C._Santos_(1,2),_B._Rojas-Ayala_(3),_B._M._T._B._Soares_(1,2),_H._Legoinha_(1,2),_S._Ulmer-Moll_(4,1),_J._D._Camacho_(1,2),_S._C._C._Barros_(1),_O._D._S._Demangeon_(1,2),_S._Hoyer_(5),_G._Israelian_(6),_A._Mortier_(7,8),_M._Tsantaki_(9),_M._Monteiro_(1),_(1_-_Instituto_de_Astrofisica_e_Ciencias_do_Espaco,_Universidade_do_Porto,_2_-_Departamento_de_Fisica_e_Astronomia,_Faculdade_de_Ciencias,_Universidade_do_Porto,_3_-_Instituto_de_Alta_Investigacion,_Universidad_de_Tarapaca,_4_-_Department_of_Astronomy,_University_of_Geneva,_5_-_Aix_Marseille_Univ,_CNRS,_CNES,_LAM,_6_-_Instituto_de_Astrofisica_de_Canarias,_7_-_Astrophysics_Group,_Cavendish_Laboratory,_University_of_Cambridge,_8_-_Kavli_Institute_for_Cosmology,_University_of_Cambridge,_9_-_INAF,_Osservatorio_Astrofisico_di_Arcetri) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.04781 |
目的。太陽系外惑星の星表（SWEET-Cat）は、もともと2013年に導入されました。それ以来、さらに多くの太陽系外惑星が確認され、そこにリストされているホスト星の数が大幅に増加しています。これらの新しい世界を包括的に理解するための重要なステップは、それらのホスト星の正確で均質な特性評価です。GaiaeDR3からの新しい結果とともに、より優れた分光学的恒星パラメータは、発見された惑星の更新された正確なパラメータを提供します。パラメータの導出における均一性が星と惑星の接続を解明するための鍵となるカタログの新しいバージョンが、コミュニティで利用可能です。メソッド。私たちは、私たちのチームによって観測された、または公開アーカイブを通じて収集された、惑星ホスト星の高解像度スペクトルを利用しました。分光学的恒星パラメータは、以前のSWEET-Catリリースと同じARESおよびMOOG（ARES+MOOG）を使用した均一プロセスに従ってスペクトルに対して導出されました。より高品質のスペクトルを使用して、および/またはコードの最新バージョンを使用して、カタログ内の星のパラメーターを再導出しました。さらに、新しいSWEET-Catテーブルは、太陽系外惑星エンサイクロペディアとNASA太陽系外惑星アーカイブの両方にリストされている惑星のプロパティとより簡単に組み合わせて、太陽系外惑星の統計分析を実行できるようになりました。また、最近のGAIAeDR3視差とそれぞれの測光を利用して、ホスト星の一貫した正確な表面重力値を導き出しました。結果。均一なパラメータを持つ星の数を40\％以上増やしました（645から928に）。低質量惑星（<30M$_{\oplus}$）と高質量惑星を比較して、質量レジームの異なる惑星をホストしている星の金属量分布を確認および更新しました。新しいデータは、低質量惑星の金属量-周期-質量図の可能な傾向を示す以前の結果を強化します。
MOLAプロファイルの同時登録による火星極での季節的なCO2雪/氷冠の時間的高さ変動のマッピングの見通し
| Title |
Prospects_for_Mapping_Temporal_Height_Variations_of_the_Seasonal_CO2_Snow/Ice_Caps_at_the_Martian_Poles_by_Co-registration_of_MOLA_Profiles |
| Authors |
Haifeng_Xiao_and_Alexander_Stark_and_Gregor_Steinbr\"ugge_and_Robin_Thor_and_Fr\'ed\'eric_Schmidt_and_J\"urgen_Oberst |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.04899 |
実現可能性を調査し、火星オービターレーザー高度計（MOLA）プロファイルを使用して、同時登録戦略を適用することにより、火星の極域におけるCO2雪/氷冠の季節的な高さの変動を取得するメリットを示します。残りの南極キャップにある[85.75{\deg}S、86.25{\deg}S、300{\deg}E、330{\deg}E]の研究領域のプロトタイプ分析を提示します。私たちの方法は、更新されたマーズグローバルサーベイヤー（MGS）エフェメリスと改訂された火星回転モデルを使用したMOLAフットプリント座標の再計算で構成されています。次に、火星の南極（78{\deg}Sの極方向）で再処理されたMOLAデータセットが自己登録され、コヒーレント参照数値地形モデル（DTM）が形成されます。再処理されたMOLAプロファイルのセグメントを自己登録されたMOLA参照DTMに同時登録して、フットプリントまたはクロスオーバーのいずれかでの時間的な高さの差を取得します。続いて、2段階の地域疑似クロスオーバー調整（RPCA）手順が提案され、適用されて、時間的系統的バイアスおよびその他の残余誤差について前述の時間的高さの差が後補正されます。これらの疑似クロスオーバーは、必ずしも交差する必要はないが、下にあるDTMを介して接続されているプロファイルペアによって形成されます。最後に、CO2雪/氷の時間的高さの変動は、これらの補正後の時間的高さの差を中央値でフィルタリングすることによって取得されます。導出された高さ変化時系列の精度は約4.9cmです。ピーク間の高さの変動は約2mと推定されます。さらに、南春のLs=210{\deg}を中心とするマグニチュード約0.5mの顕著な「ピット」（一時的な高さの蓄積）が観察されます。提案された方法は、火星の北極と南極の全地域における季節的なCO2雪/氷の高さの変動をマッピングする可能性を開きます。
| Title |
Modelling_type_1_quasar_colours_in_the_era_of_Rubin_and_Euclid |
| Authors |
Matthew_J._Temple,_Paul_C._Hewett_and_Manda_Banerji |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.04472 |
観測されたSDSS-UKIDSS-WISEクエーサーの平均色を広範囲の赤方偏移$（0<z<5）$と光度$（-22>）にわたって10分の1以内に再現できるパラメトリックSEDモデルを構築します。M_i>-29）$。このモデルは、モデルパラメータのキャリブレーションに使用されるものよりも光度が低い既知のクエーサーの色、およびより高い赤方偏移$z>5$の色の正確な予測を提供することが示されています。単一のパラメーターを使用して、モデルは、発光クエーサーの残りのフレームの紫外線および光輝線における母集団内分散の最新の理解をカプセル化します。固定赤方偏移では、見かけのiバンドの大きさで平均クエーサーの色に系統的な変化があります。これは、ホスト銀河からの寄与と輝線特性のパラメーター化によって十分に説明できることがわかります。追加の自由パラメーターとして赤方偏移を含めることにより、モデルを使用して、個々のオブジェクトに測光赤方偏移を提供できます。母集団全体では、平均輝線とホスト銀河の寄与は、$18.1<i_\textrm{AB}<21.5$全体で観測された平均クエーサー色の変化を説明する光度の単純な関数によって十分に説明できることがわかります。これらの傾向を使用して、光度と赤方偏移でのクエーサーの色の予測を提供します。これは、ルービン天文台LSSTとESA-ユークリッド全体の調査によって調査されます。モデルコードは、今後のさまざまな測光および分光調査に適用可能であり、一般に公開されています。
光化学力学的分析とバルジ球状星団の起源、パロマー6
| Title |
Photo-chemo-dynamical_analysis_and_the_origin_of_the_bulge_globular_cluster,_Palomar_6 |
| Authors |
Stefano_O._Souza,_Marica_Valentini,_Beatriz_Barbuy,_Angeles_P\'erez-Villegas,_Cristina_Chiappini,_Sergio_Ortolani,_Domenico_Nardiello,_Bruno_Dias,_Friedrich_Anders,_and_Eduardo_Bica |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.04483 |
Palomar6は、銀河バルジに向かって投影された、適度に金属の少ない球状星団です。クラスターの完全な分析は、銀河の初期の化学的濃縮とクラスターのもっともらしい起源についてのヒントを与えることができます。この研究の目的は3つあります。ESOの超大型望遠鏡（VLT）でUVES分光器を使用して得られた高解像度分光データの詳細な分析、ハッブル宇宙望遠鏡（HST）からのパロマー6の年齢と距離の導出です。）測光データ、およびクラスターの推定起源を決定するための軌道分析。Palomar6の方向にある6つの赤色巨星の高解像度スペクトルは、FLAMES$+$UVES構成のUVESスペクトログラフを備えた$8$mVLTUT2-Kueyen望遠鏡で取得されました。分光パラメータは、\ion{Fe}{I}および\ion{Fe}{II}線の励起およびイオン化平衡によって導き出され、存在量はスペクトル合成から得られました。HST測光データから、年齢と距離は統計的等時線フィッティングによって導き出されました。最後に、2つの異なる銀河ポテンシャルを仮定してクラスターの動的解析を実行しました。サンプルでは、Pal〜6のメンバーである4つの星が特定されました。これにより、平均視線速度は$174.3\pm1.6$km\、s$^{-1}$、平均金属量は[Fe/H]$になります。クラスターの場合は\、=-1.10\pm0.09$。$\alpha$-elements$0.29<\、$[O、Mg、Si、Ca/Fe]$\、<0.38$および[Ti/Fe]$\、\の鉄ピーク元素Tiの強化が見つかりました。sim+0.3$。奇数Z要素は、[Na、Al/Fe]$\、\sim（+0.3、+0.2）$の穏やかな強化を示しています。第1ピークと第2ピークの両方の重元素の存在量は比較的高く、$+0.4<\、$[Y、Zr/Fe]$\、<+0.60$および$+0.4<\、$[Ba、La/Fe]$\、<+0.5$、それぞれ。r要素のEuも比較的高く、[Eu/Fe]$\、\sim+0.6$です。1つのメンバースターは、[Al/Fe]$\、>+0.30$、...$\mathbf{\left[Truncated\right]}$でNとAlの拡張を示します。
遺物：$ z = 0.566 $マージクラスターのICL分析WHLJ013719.8-08284
| Title |
RELICS:_ICL_Analysis_of_the_$z=0.566$_merging_cluster_WHL_J013719.8-08284 |
| Authors |
Yolanda_Jim\'enez-Teja,_Jose_M._V\'ilchez,_Renato_A._Dupke,_Paulo_A._A._Lopes,_N\'icolas_O._L._de_Oliveira,_and_Dan_Coe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.04485 |
HSTを使用したRELICSプロジェクトで観測された銀河団WHLJ013719.8-08284の$z=0.566$クラスターのイメージングを使用して、大規模クラスター内のクラスター内光（ICL）のパイロット研究を紹介します。4つの光ACS/WFCフィルター（F435W、F475W、F606W、およびF814W）と5つの赤外線WFC3/IRバンド（F105W、F110W、F125W、F140W、およびF160W）でICLの割合を測定します。ICLマップは、事前仮定アルゴリズムCICLEを使用せずに計算され、クラスターメンバーシップは測光特性から推定されます。$\sim$6\％から19\％の範囲の光学ICLの割合は、クラスターをマージするための以前の作業で見つかった値とよく一致しています。また、3800\AAと4800\AAの間のICLフラクションの超過も観察されます。これは、以前は$0.18<z<0.55$でクラスターをマージしたことのシグニチャとして識別されていました。この過剰は、ICLに若い/低金属量の星の人口が増加していることを示唆しています。したがって、すべての指標は、WHLJ013719.8-08284が、クラスターメンバーによってホストされている平均的な星よりも青く、現在のマージイベント中に落下する銀河から剥ぎ取られた可能性のある、最近注入されたかなりの量の星を伴う乱れたクラスターであることを示しています。赤外線ICLの割合は、光学の割合よりも$\sim$50\％高くなっています。これは、若い星の受動的な進化であるBCGの蓄積に関連する可能性のある古いおよび/またはより高い金属量のICL集団の兆候である可能性があります。、以前に注入された、または落下するグループでの前処理。最後に、クラスターメンバーの測光を調査して、WHLJ013719.8-08284が化石システムの前駆体に期待される条件を満たすと暫定的に結論付けました。
かみのけ座銀河団の超拡散銀河による半径方向の加速関係と強い等価原理の調査
| Title |
Probing_the_radial_acceleration_relation_and_the_strong_equivalence_principle_with_the_Coma_cluster_ultra-diffuse_galaxies |
| Authors |
J._Freundlich,_B._Famaey,_P.-A._Oria,_M._B\'ilek,_O._M\"uller,_and_R._Ibata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.04487 |
回転支持された円盤銀河が従う緊密な半径方向加速度関係（RAR）は、銀河スケールでの修正ニュートン力学（MOND）パラダイムの最も成功した先験的予測の1つです。重力の古典的な修正としてのMONDのもう1つの重要な結果は、強力な等価原理（SEP）（小さな自由落下自己重力システムのダイナミクスが、それが埋め込まれている外部重力場に依存しないことを要求する）が必要であるということです。壊れる。MONDのこのいわゆる外部磁場効果（EFE）の複数の暫定的な検出は過去に行われていますが、それに最も敏感であるはずのシステムは、強い外部磁場内の銀河団に存在する低い内部重力加速度を持つ銀河です。。ここでは、かみのけ座銀河団の超拡散銀河（UDG）がRAR上にあること、およびそれらの速度分散プロファイルが、特にある程度の半径方向の異方性を含む場合に、孤立したMOND予測と完全に一致することを示します。ただし、EFEを介したSEPの違反を含めると、この合意は大幅に悪化します。潮汐加熱とより高いバリオン質量の組み合わせを含む、MONDのコンテキスト内でこれを説明するためのさまざまな可能性について説明します。また、私たちの結果は、EFEがクラスターUDGでスクリーニングされることを意味する可能性があると推測しています。これが古典的なMONDが失敗する銀河団内で正確に起こるという事実は、銀河団の残留MOND欠落質量の性質に特に関連している可能性があります。
遅れた恒星フィードバックによって引き起こされる宇宙の夜明けの間のバースト性の星形成
| Title |
Bursty_star_formation_during_the_Cosmic_Dawn_driven_by_delayed_stellar_feedback |
| Authors |
Steven_R._Furlanetto_and_Jordan_Mirocha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.04488 |
近年、いくつかの分析モデルは、ハローの成長とフィードバックによって調整された星形成についての単純な仮定が、z>6の銀河に関する（限られた）既存の観測データと一致する可能性があることを示しています。このようなモデルを拡張することにより、（超新星爆発の場合に必然的に発生するように）恒星のフィードバックに時間遅延を課すことは、小さな銀河に破裂を引き起こすことを示しています。超新星の前駆体は寿命が短い（〜5-30Myr）が、そのような高い赤方偏移では、遅延は銀河の動的時間を超えます。その結果、星形成は数サイクルのフィードバックによって妨げられることなく進行し、フィードバックによって調整された星形成モデルの期待を「オーバーシュート」します。このようなオーバーシュートは、z>6で最大10^10.5Msunの質量を持つ原子冷却ハローでも予想されることを示しています。ただし、これらのバーストサイクルは、大規模な銀河では急速に減衰します。これは、大きなハローはフィードバックに対してより耐性があり、継続的なガス供給を維持するためです。小さな銀河のバースト（主に既存の観測の範囲を超えている）は、これらのハローの光度のばらつきを引き起こし（約1等）、時間平均された星形成効率を最大1桁増加させます。この種の破裂は、星形成と再電離の初期段階に大きな影響を与える可能性があります。
近くの銀河のPHANGSサンプル全体の恒星構造、分子ガス、星形成
| Title |
Stellar_structures,_molecular_gas,_and_star_formation_across_the_PHANGS_sample_of_nearby_galaxies |
| Authors |
M._Querejeta,_E._Schinnerer,_S._Meidt,_J._Sun,_A._K._Leroy,_E._Emsellem,_R._S._Klessen,_J._C._Munoz-Mateos,_H._Salo,_E._Laurikainen,_I._Beslic,_G._A._Blanc,_M._Chevance,_D._A._Dale,_C._Eibensteiner,_C._Faesi,_A._Garcia-Rodriguez,_S._C._O._Glover,_K._Grasha,_J._Henshaw,_C._Herrera,_A._Hughes,_K._Kreckel,_J._M._D._Kruijssen,_D._Liu,_E._J._Murphy,_H.-A._Pan,_J._Pety,_A._Razza,_E._Rosolowsky,_T._Saito,_A._Schruba,_A._Usero,_E._J._Watkins,_T._G._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.04491 |
近くにある74個の銀河のPHANGSサンプルで恒星の構造を特定し、スピッツァー3.6ミクロン画像に基づいて銀河系下の環境の形態学的マスクを構築します。最も単純なレベルでは、強力なスパイラルのないセンター、バー、スパイラルアーム、インターアーム、ディスクを区別します。少し洗練されたマスクには、リングとレンズが含まれます。これらは公開されていますが、このホワイトペーパーでは明示的に使用されていません。PHANGS-ALMACO（2-1）強度マップと星形成のトレーサーを使用して傾向を調べます。強いらせんのない腕間領域と円盤が面積を支配しているのに対し、分子ガスと星形成は5つの基本的な環境に非常に均等に分布しています。分子ケニカット-シュミットの関係を、環境間で大きな傾きの違いがなく、不確実性の範囲内で1と互換性のある傾きで再現します。初期の研究とは対照的に、バーは必ずしもガスや星形成のない砂漠ではなく、大きな多様性を示していることがわかりました。同様に、渦巻銀河は円盤銀河のガスと星形成の大部分を占めておらず、それらは腕間領域よりも短い枯渇時間を持っていません。渦巻腕は、星形成の効率を体系的に高めることなく、ガスと星形成を蓄積します。センターは、他の環境よりも著しく高い表面密度と平均して短い枯渇時間を抱えています。棒渦巻銀河の中心は、外側の円盤と比較して、より高い表面密度とより広い分布を示しています。それでも、枯渇時間は非棒状渦巻銀河に似ており、中央の星形成効率を恒久的に高めることなく、バーが一時的にガスの流入を促進する、非常に断続的な星形成の期間を示唆しています。結論として、銀河の恒星構造が分子ガスの組織化と星形成に強く影響するという定量的な証拠を提供しますが、星形成効率への影響はより微妙です。
$ z = 3.212 $で活動銀河核を放出する極端な[OIII]の分光法：再電離時代への影響
| Title |
Spectroscopy_of_an_extreme_[OIII]_emitting_active_galactic_nucleus_at_$z=3.212$:_implications_for_the_reionisation_era |
| Authors |
Mengtao_Tang,_Daniel_P._Stark,_Richard_S._Ellis,_St\'ephane_Charlot,_Anna_Feltre,_Alice_Shapley_and_Endsley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.04493 |
宇宙の再電離時代の銀河は、静止フレーム光学（[OIII]+H$\beta$）と紫外線（UV;CIII]、CIV）の両方で強い星雲輝線を表示することがよくあります。このような強い星雲の放出がどのように行われるかは不明であり、活動銀河核（AGN）と熱い星の両方が同等に実行可能であると考えられています。これらの初期のシステムのUV連続体の傾斜は、非常に青い傾向があり（$\beta<-2$）、ほこりの覆い隠しが最小限で、年齢が若く、金属量が少ないことを反映しています。これは、$z\sim2-3$の細い線のAGNとは対照的です。このAGNのUV勾配は、再電離時代の典型的な星形成システムよりも大幅に赤くなっています（$\beta>-1$）。再電離時代のAGNの特性を調査するために、中間赤方偏移（$z\sim2-3$）で青い連続体を持つまれな類似体の潜在的な例を検索しました。私たちの目標は、強い線放射と青い連続体を持つAGNが存在するかどうかを判断し、それによってこの母集団のレストフレームUVと光線比の範囲を確立することです。この論文では、極端な[OIII]+H$\beta$線放射（EW$=1300$\r{A}）を伴う$z=3.21$（UDS-24561）でのX線発光AGNの検出を報告します。青色のUV連続スロープ（$\beta=-2.34$）。MMT/BinospecおよびKeck/MOSFIREスペクトルは、AGN光イオン化モデルと一致するレストフレームUVライン比と、狭いコンポーネント（FWHM$=154$km$/$s）と拡張された広いウィング（FWHM$=977$km$/$s）、流出ガスと一致します。宇宙の再電離の時代における将来のJWST輝線調査でそのような物体を特定する方法を説明し、それによって$z>6$でのAGN活動の貴重な国勢調査を提供し、宇宙の再電離へのそれらの寄与を理解します。
宇宙線による氷の星間天体の侵食と `オウムアムアへの影響
| Title |
Erosion_of_Icy_Interstellar_Objects_by_Cosmic_Rays_and_Implications_for_`Oumuamua |
| Authors |
Vo_Hong_Minh_Phan,_Thiem_Hoang,_and_Abraham_Loeb |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.04494 |
宇宙線とガスの衝突による氷の星間天体の破壊を研究しています。局所的な星間物質で測定された宇宙線フラックスと、さまざまなガラクトセントリック半径でのガンマ線観測から推測された宇宙線フラックスを使用して、一般的なタイプの氷でできた星間天体にとって宇宙線侵食が重要であることがわかります。興味深いことに、宇宙線加熱は氷の星間天体を非常に効率的に破壊する可能性があるため、Jackson＆Desch（2021）が「オウムアムアの組成を説明するためにN$_2$フラグメントの初期サイズは、少なくとも10kmのサイズである必要があります。ISMで約0.5Gyrの旅を生き残るために、宇宙線フラックスが強化された領域から発生した場合はさらに大きくなる可能性があります。宇宙線の加熱とガスの衝突による侵食時間により、他のタイプの氷の星間天体の初期サイズにおよその制限を設定することもできます。CO、CO$_2$、またはCH$_4$で構成されます。与えられた初期サイズに対して、異なる速度の星間天体の誕生サイトまでの最大距離を制限します。
プロトクラスターコアSPT2349 $-$ 56の$ z \、{=} \、4.3 $での恒星コンテンツの調査
| Title |
A_census_of_the_stellar_content_in_the_protocluster_core_SPT2349$-$56_at_$z\,{=}\,4.3$ |
| Authors |
Ryley_Hill,_Scott_Chapman,_Kedar_A._Phadke,_Manuel_Aravena,_Melanie_Archipley,_Matthieu_Bethermin,_Rebecca_E._A._Canning,_Anthony_Gonzalez,_Thomas_R._Greve,_Gayathri_Gururajan,_Christopher_C._Hayward,_Yashar_Hezaveh,_Sreevani_Jarugula,_Daniel_P._Marrone,_Tim_Miller,_Cassie_Reuter,_Kaja_Rotermund,_Douglas_Scott,_Justin_Spilker,_Joaquin_D._Vieira,_George_Wang,_Axel_Weiss |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.04534 |
$z\、{=}\、4.3$のプロトクラスターコアSPT2349$-$56は、既知の最も活発な星形成領域の1つですが、このシステムの総恒星質量に対する制約は非常に不確実です。そのため、このシステムの詳細な光学および赤外線観測を実施し、レストフレームの紫外線から赤外線の波長を調べました。分光的に確認されたプロトクラスターメンバーの位置を使用して、対応するものを識別し、詳細なソースデブレンディングを実行して、恒星の質量を推定するためにスペクトルエネルギー分布を適合させることができます。SPT2349$-$56の銀河は、他のプロトクラスター銀河やレッドシフト4付近のフィールドサブミリ波銀河（SMG）と一致して、高い星形成率に比例した恒星の質量を持っていることを示します。SPT2349$-$56の銀河は平均して低分子です。かなりのばらつきはあるものの、フィールドSMGよりもガスから恒星への質量の割合と枯渇のタイムスケール。SPT2349$-$56の恒星質量関数を作成し、それを$z\、{=}\、1$銀河団の恒星質量関数と比較して、両方がSchechter関数によって最もよく記述されていることを確認します。{\itHST\/}-F160Wイメージングから静止フレームの紫外線半光半径を測定し、サンプル内の銀河のサイズが、同じ赤方偏移の周りの典型的な星形成銀河と平均して類似していることを発見しました。ただし、サンプルで最も明るい{\itHST\/}で検出された銀河は、プロトクラスターコアの光度加重中心の近くにあり、この波長では未解決のままです。流体力学的シミュレーションは、コア銀河がすぐに最も明るい銀河団に融合することを予測しているため、私たちの観測は、このクラスの天体の初期形成メカニズムの直接的な見方を提供します。
セイファート銀河の化学物質の存在量-VII。光学および赤外輝線に基づくネオンの直接存在量決定
| Title |
Chemical_abundances_in_Seyfert_galaxies_--_VII._Direct_abundance_determination_of_neon_based_on_optical_and_infrared_emission_lines |
| Authors |
Mark_Armah,_O._L._Dors,_C._P._Aydar,_M._V._Cardaci,_G._F._Hagele,_Anna_Feltre,_R._Riffel,_R._A._Riffel,_A._C._Krabbe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.04596 |
初めて、セイファート〜2核のサンプルから、細い線の領域でネオンの存在量が導き出されました。これを考慮して、我々は文献から、局所宇宙（$z<0.06$）の35個のセイファート2核の光学および赤外線（IR）の狭い輝線のフラックスをまとめました。輝線の相対強度を使用して、電子温度推定（$T_{e}$-メソッド）を通じてイオンおよび総ネオンと酸素の存在量を導き出しました。ネオンの場合、存在量の推定値は$T_{e}$メソッドとIRメソッドの両方を使用して取得されました。光イオン化モデルの結果に基づいて、Ne$^{2+}$が配置されている気相の電子温度[$t_{e}（[NeIII]）$]は、$t_{3}と比較して低いことがわかりました。O$^{2+}$イオンの場合は$。IR法と$T_{e}-$法から計算されたNe$^{2+}$/H$^{+}$イオン存在量の差（D）がわかります（$t_{3}$がNe$^{2+}$/H$^{+}$の導出）は、星形成領域（SF）の導出に類似しており、$t_{eの場合、平均係数$\sim3$だけ減少します。}（[NeIII]）$が考慮されます。[NeII]12.81$\mu$m、[\ion{Ne}{iii}]15.56$\mu$m、および酸素イオン存在比に基づいて、ネオンの半経験的イオン化補正係数（ICF）を提案します。。Seyfert2sサンプルの平均Ne/H存在量は、SFの同様の推定値のほぼ2倍であることがわかります。最後に、非常に高い金属量レジーム（つまり、[$12+log（O/H）>8.80$]）の場合、O/Hに伴うNe/Oの増加が見られます。これは、ネオンの二次恒星生成を示している可能性があります。
近くの雲の高精度な星形成効率測定
| Title |
High-precision_star_formation_efficiency_measurements_in_nearby_clouds |
| Authors |
Zipeng_Hu,_Mark_R._Krumholz,_Riwaj_Pokhrel_and_Robert_A._Gutermuth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.04665 |
平均して、分子雲は、自由落下時間ごとに質量のごく一部のepsilon_ffのみを星に変換しますが、星形成理論が異なると、この低い平均効率がどのように達成されるかについて対照的な主張がなされます。これらの理論をテストするには、epsilon_ffの平均値と散乱の両方を正確に測定する必要がありますが、自由落下時間を計算できる雲の体積密度を決定する必要があるため、高精度の測定は困難でした。最近まで、ほとんどの密度推定では雲を均一な球体と見なしていますが、実際の構造はフィラメント状で非常に不均一であることが多く、epsilon_ff推定で系統的なエラーが発生し、実際の雲ごとの変動が不鮮明になります。最近、雲の列密度分布を使用してより正確な体積密度推定値を生成することにより、このエラーを減らすための理論モデルを開発しました。この手紙では、このモデルを近くの12個の分子雲の最近の観測に適用します。以前の分析と比較して、私たちの方法は、個々の雲内のepsilon_ffの典型的な分散を0.35dexから0.31dexに減らし、すべての雲のepsilon_ffの中央値を〜0.02から〜0.01に減らします。ただし、epsilon_ffの〜0.2dexの雲から雲への分散に有意な変化は見られず、測定された分散が雲間の実際の構造の違いを反映していることを示唆しています。
散開星団の形態学的進化の解読
{\itGaia}の2回目のデータリリースと、ノンパラメトリック2変量密度推定と最小二乗楕円フィッティングの組み合わせに基づいて、サンプルクラスターの形状パラメーターを導出します。サンプルクラスターの転位を分析することにより、転位$d$は、銀河中心を指すX軸、銀河回転方向を指すY軸、およびZ軸（log（|H|/）に関連付けられます。pc））それは銀河の北極に向かって正です。この発見は、天の川の外部環境を追跡する上でのクラスターの転位の重要な役割を強調しています。$e_{pm}$〜$\geq$〜0.4のクラスターの方向（$q_{pm}$）は、-45$\degr$から45$\degr$の範囲、約74の集計分布を示します。\％そのうちの。これはおそらく、これらの銀河団が銀河面の方向に大きく変形する傾向があることを示唆しています。NGC〜752は、2次元空間でわずかに膨張する段階にあり、他のイベントが発生しなければ、将来、元の伸縮方向に垂直な方向に沿って形態を変形させます。短軸方向のサンプルクラスターの相対的な変形の程度は、それらの年齢が増加するにつれて減少します。平均して、各グループのひどく歪んだサンプルクラスターは約26\％〜$\pm$〜9\％を占めます。これは、各グループのサンプルの完全性が考慮されていない場合、$|$H$|$〜$\leq$〜300〜pcの範囲の均一な外部環境を意味する可能性があります。
ガイアEDR3の天の川渦巻腕の運動学的フットプリント
| Title |
Kinematic_footprint_of_the_Milky_Way_spiral_arms_in_Gaia_EDR3 |
| Authors |
Luis_Martinez-Medina,_Angeles_P\'erez-Villegas,_Antonio_Peimbert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.04696 |
天の川の渦巻腕は、星の数だけでなく、分子雲や他の若い天体の軌跡からも確立されていますが、運動学の観点から研究が始まったのはごく最近のことです。拡張された太陽近傍の周りのガイアEDR3の薄い円盤星の運動学を使用して、半径方向、残留回転、および垂直方向のガラクトセントリック速度（$U、\DeltaV、W$）によって色付けされたx-y投影を作成します。マップは下部構造が豊富で、銀河円盤の摂動状態を明らかにしています。回転速度と円速度の局所的な違い$\DeltaV$は、少なくとも5つの大規模な運動学的スパイラルを表示することがわかります。それらのうちの2つは、射手座-カリーナとペルセウスのスパイラルアームの軌跡を厳密にたどり、ピッチ角は9.12$^{\circ}$と7.76$^{\circ}$、垂直方向の厚さは$\sim400$pcと$それぞれ\sim600$pc。別の運動学的スパイラルはペルセウス腕の後ろにあり、この巨大な腕によって残された回転速度の歪みとして現れますが、ガス/星の過密度に対応するものは知られていません。太陽の位置に近い弱い信号が3つの速度マップに存在し、ローカルアームに関連付けられているように見えます。銀河円盤の恒星速度の分析では、腕と腕の間の運動学的な違いが示されています。これは、円盤と共回転しない天の川渦巻腕に有利です。さらに、キネマティックスパイラルが塊状で羊毛状であることを示し、天の川スパイラルアームの根底にある性質を明らかにします。
強い等価原理のテスト。 II。銀河の回転曲線における外部磁場効果と宇宙の大規模構造との関係
| Title |
Testing_the_Strong_Equivalence_Principle._II._Relating_the_External_Field_Effect_in_Galaxy_Rotation_Curves_to_the_Large-Scale_Structure_of_the_Universe |
| Authors |
Kyu-Hyun_Chae,_Harry_Desmond,_Federico_Lelli,_Stacy_S._McGaugh,_James_M._Schombert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.04745 |
修正重力の理論は一般に強い等価原理に違反しているため、自由落下中の自己重力システムの内部ダイナミクスは外部重力場の強さに依存します（外部重力場効果）。SPARCデータベースの回転曲線（RC）を、ミルグロミアンダイナミクス（MOND）に触発されたモデルに適合させます。このモデルは、RCの外形を、無次元パラメーター$e_{を介して大規模なバリオン物質分布から外部ニュートン場に関連付けます。\rmN}$。外部電界効果の$>4\sigma$統計的検出（つまり、平均$e_{\rmN}>0$）を取得し、以前の結果を確認します。次に、近くの宇宙の宇宙ウェブでSPARC銀河を見つけ、密度の低い領域と密度の高い領域の銀河の適合$e_{\rmN}${values}に顕著なコントラストを見つけます。北の空の天軸から22〜45Mpcの低密度領域にある銀河は、$e_{\rmN}\simeq0$と一致するRCフィットを持っていますが、CfA2万里の長城とペルセウス座に隣接する過密領域にある銀河はスーパークラスターは、SPARC銀河の中央値より2倍大きい$e_{\rmN}$を返します。また、銀河調査データから$e_{\rmN}$の独立した推定値を計算し、不確実性の範囲内でRCから推測された$e_{\rmN}$と一致することを発見しました。主な不確実性は、バリオンの空間分布です。銀河やクラスターには含まれていません。
高質量星形成におけるディスクの断片化。 AFGL 2591-VLA3に向けた高解像度観測
| Title |
Disk_fragmentation_in_high-mass_star_formation._High-resolution_observations_towards_AFGL_2591-VLA_3 |
| Authors |
S._Suri,_H._Beuther,_C._Gieser,_A._Ahmadi,_\'A._S\'anchez-Monge,_J._M._Winters,_H._Linz,_Th._Henning,_M._T._Beltr\'an,_F._Bosco,_R._Cesaroni,_T._Csengeri,_S._Feng,_M._G._Hoare,_K._G._Johnston,_P._Klaasen,_R._Kuiper,_S._Leurini,_S._Longmore,_S._Lumsden,_L._Maud,_L._Moscadelli,_T._M\"oller,_A._Palau,_T._Peters,_R._E._Pudritz,_S._E._Ragan,_D._Semenov,_P._Schilke,_J._S._Urquhart,_F._Wyrowski,_H._Zinnecker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.04751 |
増加する証拠は、それらの低質量の対応物と同様に、高質量の星がディスクを介した降着プロセスを通じて形成されることを示唆しています。同時に、高質量の星の形成は依然として高い降着率を必要とし、したがって高いガス密度を必要とし、それは次に、重力による断片化に対してディスクを不安定にする可能性があります。複数の流出方向を示す観測に基づいて断片化すると仮定された高質量星形成領域AFGL2591-VLA3の周りのディスクの運動学と断片化を研究します。私たちは、VLA3に向かって843ミクロンで高解像度（0.19秒角）のIRAM/NOEMA観測の新しいセットを使用します。これにより、ディスクを解決し、断片化を特徴付け、運動学を研究することができます。843ミクロンの連続発光に加えて、当社のスペクトル設定は、HCN、HC$_3$N、SO$_2$などの温かい高密度ガスと流出トレーサー、および振動励起されたHCNラインを対象としています。高解像度の連続体と線放射マップは、VLA3の内側1000AU内に太陽直下質量を持つ複数のフラグメントを明らかにします。さらに、843ミクロンで観測された内側ディスクの速度場は、1.37mmのCOREプロジェクト。単一の高質量コアであると考えられていたソースであるAFGL2591-VLA3に向けたディスク断片化の最初の観測証拠を提示します。フラグメント自体は低質量ですが、ディスクの回転は、10.3$\pm1.8〜M_{\odot}$の質量を持つ原始星によって支配されています。これらのデータはまた、NOEMAバンド4が、強い北の線源の観測において、（サブ）mmの波長で現在達成可能な最高の空間分解能を得ることができることを示しています。
| Title |
Gravitational_microlensing_constraints_on_primordial_black_holes_by_Euclid |
| Authors |
Lindita_Hamolli,_Mimoza_Hafizi,_Francesco_De_Paolis_and_Achille_A._Nucita |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.04857 |
原始ブラックホール（PBH）は、高密度の摂動の崩壊を介して宇宙の初期段階で形成される可能性があります。形成メカニズムに応じて、PBHは存在し、今日銀河ハローに存在し、約10^{-14}Msunから数千以上の太陽質量までの広い範囲の質量を持っている可能性があります。重力マイクロレンズ法は、レンズオブジェクトが直接見える必要がないため、原始ブラックホール（PBH）を制約するための最も堅牢で強力な方法です。光学的厚さと、天の川のハローに最終的に分布するPBHによって引き起こされるマイクロレンズイベントの割合を、いくつかの選択された観測方向に向けて計算します。次に、銀河ハローのPBH集団を探査するために、その名目上の任務の終わりにマイクロレンズ観測を実行する可能性のある宇宙ベースの望遠鏡であるユークリッドの能力について説明します。
MIGHTEE-HI：過去10億年にわたるバリオンのタリーフィッシャー関係
| Title |
MIGHTEE-HI:_The_baryonic_Tully-Fisher_relation_over_the_last_billion_years |
| Authors |
Anastasia_A._Ponomareva_(Oxford),_Wanga_Mulaudzi,_Natasha_Maddox,_Bradley_S._Frank,_Matt_J._Jarvis,_Enrico_M._Di_Teodoro,_Marcin_Glowacki,_Ren\'ee_C._Kraan-Korteweg,_Tom_A._Oosterloo,_Elizabeth_A._K._Adams,_Hengxing_Pan,_Isabella_Prandoni,_Sambatriniaina_H._A._Rajohnson,_Francesco_Sinigaglia,_Nathan_J._Adams,_Ian_Heywood,_Rebecca_A._A._Bowler,_Peter_W._Hatfield,_Jordan_D._Collier,_Srikrishna_Sekhar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.04992 |
MIGHTEESurveyEarlyScienceデータからの67個の銀河のサンプルを使用して、HIベースのバリオンタリーフィッシャー関係（bTFr）を研究し、$\sim$10億年（$0\leqz\leq0.081$）の期間をカバーします。2つの異なる回転速度測定値に基づいてbTFrを検討します。グローバルHIプロファイルの幅と、解決されたHI回転曲線から最も外側の回転速度として測定された$\rmV_{out}$です。両方の関係は、$z\simeq0$のSPARCサンプルに匹敵する、最適な関係（$\sigma_{\perp}=0.07\pm0.01$）に直交する非常に低い固有散乱を示します。関係の傾きは類似しており、$z\simeq0$の調査と一致しています（$\rmW_{50}$および$3.47^{+0.37}_{-の場合は$3.66^{+0.35}_{-0.29}$$\rmV_{out}$の場合は0.30}$）。bTFrが過去10億年にわたって進化したという証拠は見つかりません。また、サンプル内のすべての銀河は、赤方偏移や回転速度の測定値に関係なく、同じ関係と一致しています。私たちの結果は、進行中の深いSKAパスファインダー調査で実施される赤方偏移の関数としてのHIベースのbTFrのすべての将来の研究のための参照を設定しました。
| Title |
Insights_into_the_Milky_Way_pulsar--black_hole_population_using_radio_and_gravitational_wave_observations |
| Authors |
Nihan_Pol,_Maura_McLaughlin,_Duncan_Lorimer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.04512 |
LIGO-Virgoによる2つのNS--BH合併の検出は、宇宙におけるこのタイプのシステムの存在の最初の直接確認を提供しました。これらの検出は、パルサー-ブラックホール（PSR-BH）システムの存在も意味します。この分析では、現在の無線調査でPSR--BHシステムが検出されないことを使用して、天の川で地球に向かってビームしている$\sim$150PSR--BH連星システムの95\％上限を推定します。。これは、範囲距離にスケーリングされたLIGO-Virgoネットワークの合併検出率の$\mathcal{R}_{\rmLIGO}=7.6$〜yr$^{-1}$の95\％上限に対応します。100〜Mpcであり、これはLIGO-Virgoによって導出されたレートと一致しています。さらに、初めて、LIGO-Virgoによる合併検出率の推定値を使用して、天の川で検出可能なPSR--BHシステムの数を予測します。$\left<N_{\rmobs、NSBH、e}\right>=2^{+5}_{-1}$と$\left<N_{\rmobs、NSBH、p}があることがわかります\right>=6^{+7}_{-4}$検出可能なPSR--天の川のBHシステムは、それぞれLIGO-Virgoによって推定されたイベントベースおよび人口ベースの合併検出率に対応します。現在の電波パルサー調査でこれらのPSR--BHシステムを検出する確率を推定し、アレシボPALFA調査がPSR--BHシステムを検出する確率が最も高いことを示していますが、最近委託および計画された望遠鏡を使用した調査では、ほぼ確実に検出されます。これらのシステムの1つ。最後に、PSR--BHシステムを検出する際のハードルと、これらを将来どのように克服できるかについて説明します。
Insight-HardX線変調望遠鏡の軌道上タイミング校正
| Title |
In-orbit_timing_calibration_of_the_Insight-Hard_X-ray_Modulation_Telescope |
| Authors |
Youli_Tuo,_Xiaobo_Li,_Mingyu_Ge,_Jianyin_Nie,_Liming_Song,_Yupeng_Xu,_Shijie_Zheng,_Fangjun_Lu,_Shuang-Nan_Zhang,_Congzhan_Liu,_Xuelei_Cao,_Yong_Chen,_Jinlu_Qu,_Shu_Zhang,_Haisheng_Zhao,_Shuo_Xiao,_Baiyang_Wu,_Xiangyang_Wen,_Weichun_Jiang,_Bin_Meng,_Weiwei_Cui,_Wei_Li,_Yifei_Zhang,_Xufang_Li,_Yanji_Yang,_Ying_Tan,_Bing_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.04709 |
Insight-HardX-rayModulationTelescope（Insight-HXMT）に搭載されている3つのペイロードのタイミングシステムとパフォーマンスを紹介します。Insight-HXMTは、高エネルギーX線望遠鏡（HE、20〜250keV）、中エネルギーX線望遠鏡（ME、5〜30keV）、および低エネルギーX線望遠鏡（LE）の3つの主要なペイロードを搭載しています。、1-10keV）。かにパルサーの長期モニタリングデータを用いて、時間累積パルスプロファイルと周期進化の結果を報告しました。かにパルサーの到着時間（ToAs）の測定値を比較するために、中性子星内部組成エクスプローラー（NICER）に搭載されたX線タイミング計器（XTI）を使用した準同時カニ観測を使用します。タイミングシステムの系統誤差は、HE、ME、LEでそれぞれ12.1{\mu}s、8.6{\mu}s、15.8{\mu}sと決定されます。タイミングオフセットは、NICERに対して、HE、ME、およびLEでそれぞれ約24.7{\mu}s、10.1{\mu}s、および864.7{\mu}s遅延します。
熱吸収モデルを使用したGPSのフィッティングパラメータの推定
| Title |
Estimating_the_fitting_parameters_for_the_GPS_using_the_thermal_absorption_model |
| Authors |
K._Ro\.zko,_R._Basu,_J._Kijak_and_W._Lewandowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.04816 |
J1741-3016、J1757-2223、J1845-0743の3つのパルサーの広い周波数範囲にわたる詳細なスペクトル測定を、GiantMetrewaveRadioTelescopeを使用して報告します。これにより、これらを新しいギガヘルツピークのスペクトルパルサーとして識別できます。私たちの結果は、それらのスペクトルがそれぞれ620MHz、640MHz、および650MHzの周波数でターンオーバーを示していることを示しています。私たちの分析は、広帯域観測がフリーフリー熱吸収モデルを使用したスペクトルの性質の推定を改善し、したがってスペクトルの最大エネルギーのより正確な近似を可能にすることを証明しています。これらの天体が超新星残骸やパルサー星雲に関連しているという証拠はまだありませんが、将来のより敏感な空の調査で興味深い環境を探すための良いターゲットです。
シュワルツシルト計量における降着流の偏光イメージングのための分析技術
| Title |
Analytical_techniques_for_polarimetric_imaging_of_accretion_flows_in_Schwarzschild_metric |
| Authors |
Vladislav_Loktev,_Alexandra_Veledina,_Juri_Poutanen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.04827 |
中性子星やブラックホールなどのコンパクトオブジェクトの周りの降着円盤からの放出は、大幅に分極化されると予想されます。偏光は、コンパクトなソースの幾何学的および物理的パラメータ（半径、質量、スピン）に制約を課すため、および軌道パラメータを決定するために使用できます。ディスクの最も内側の部分から逃げる放射は、コンパクトな物体の重力場と物質の相対論的速度の影響を強く受けます。観測された偏光シグニチャの簡単な計算には、計算コストの高いレイトレーシング技術が含まれます。同時に、事象の地平線望遠鏡によるM87の超大質量ブラックホール周辺の付着流の現在観測されている画像、SgrA*からの赤外線偏光シグネチャなどに照らして、直接データフィッティングのための高速計算ルーチンを持つことがますます重要になっています。ImagingX-rayPolarimetryExplorerによる今後のX線偏光測定と強化されたX線タイミングおよび偏光測定ミッションについて。この作業では、光の曲がりと相対論的収差の影響を考慮したシュワルツシルトメトリックの偏光面の回転角の正確な分析式を取得します。エネルギーの関数として観測されたフラックス、偏光度、偏光角の計算は、近似光曲げ式を使用して高精度で分析的に実行できることを示し、フィッティングルーチンで事前に計算された表形式モデルの必要性を取り除きます。
密集した星周環境における若い超新星残骸からの非熱放射
| Title |
Non-thermal_emission_from_young_supernova_remnants_in_dense_circumstellar_environments |
| Authors |
Robert_Brose,_Jonathan_Mackey,_Iurii_Sushch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.04828 |
超新星残骸は、電波、X線、ガンマ線の非熱放射のために宇宙線（CR）を加速することが知られています。ただし、CRをPeVエネルギーまで加速する能力はまだ実証されていません。いくつかの若いSNRのガンマ線スペクトルにカットオフが存在することから、PeVエネルギーはレムナントの進化のごく初期の段階でのみ達成される可能性があるという考えが生まれました。時間依存の加速コードRATPaCを使用して、現在および将来の実験によるガンマ線の検出への道を提供する可能性のある、大規模な星の周りの高密度環境に拡大する超新星の宇宙線の加速を研究します。球対称の1次元シミュレーションを実行しました。このシミュレーションでは、宇宙線、磁気乱流、およびテスト粒子の限界における熱プラズマの流体力学的流れの輸送方程式を同時に解きます。赤色超巨星（RSG）と高光度青色変光星（LBV）の周りの自由に拡大する風の中の星周円盤（CSM）の典型的なパラメーターを調査しました。カスケードによって乱流減衰を強化する前駆星の近くの強い磁場にもかかわらず、達成可能な最大エネルギーはサブPeVエネルギーに制限される可能性があります。爆発後1か月以内に到達する最大CRエネルギーは100〜200TeVであることがわかります。LBV前駆体のピーク光度はGeV（TeV）エネルギーで1e43erg/s（1e42erg/s）であり、RSG前駆体の場合は1e41erg/s（1e40erg/s）です。計算されたすべてのSNeは、<〜1か月後にピークガンマ線光度に達し、その後、SNショックが前駆体の自由に拡大する風に残っている限り、〜1/tの速度でフェードします。潜在的に検出可能なガンマ線信号は、自由に拡大する風への爆発後、数週間から数か月のフェルミ-LAT波長帯で期待できます。
MOJAVE XIX：ブレーザージェットの輝度温度と固有の特性
| Title |
MOJAVE_XIX:_Brightness_Temperatures_and_Intrinsic_Properties_of_Blazar_Jets |
| Authors |
D._C._Homan_(Denison_U),_M._H._Cohen_(Caltech),_T._Hovatta_(FINCA_Turku,_Aalto_U),_K._I._Kellermann_(NRAO),_Y._Y._Kovalev_(Lebedev,_MIPT,_MPIfR),_M._L._Lister_(Purdue_U),_A._V._Popkov_(MIPT,_Lebedev),_A._B._Pushkarev_(CrAO,_Lebedev,_MIPT),_E._Ros_(MPIfR),_T._Savolainen_(Aalto_U,_MPIfR) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.04977 |
1994年から2019年までの15GHzでのMOJAVEおよび2cmサーベイプログラムからの447AGNジェットのマルチエポック、パーセクスケールのコア輝度温度観測を提示します。各ジェットの輝度温度は、その中央値と変動性によって特徴付けられます。サンプルのAGNジェットの輝度温度の中央値の範囲は、個々のジェット内の変動よりもはるかに大きいことがわかりました。これは、中央値の状態のジェットの輝度温度の主な違いがドップラーブーストであることと一致しています。観測された輝度温度の中央値を見かけのジェット速度測定値と組み合わせて、（4.1+-0.6）*10^10Kの典型的な固有ガウス輝度温度を見つけます。これは、ジェットコアが粒子と磁場エネルギーの間で等分割以下にあることを示唆しています。状態の中央値。この値を使用して、サンプル内のすべてのソースのドップラー係数の推定値を導き出します。見かけの速度と明るさの温度データの両方を備えた309ジェットについて、ローレンツ因子と視線に対する視角を推定します。BLLac光学クラス内では、高シンクロトロンピーク（HSP）BLラックは、中間および低シンクロトロンピーク（LSP）BLラックよりもドップラー因子が小さく、ローレンツ因子が低く、視線に対する角度が大きいことがわかります。。パーセクスケールの電波コアで測定されたドップラー係数が大きいAGNジェットは、ガンマ線で検出される可能性が高いことを確認し、検出された線源のガンマ線光度とドップラー係数の間に強い相関関係があることを確認します。
アストロツーリズムは持続可能な開発目標にどのように役立つことができますか？ナミビアの例
| Title |
How_can_astrotourism_serve_the_sustainable_development_goals?_The_Namibian_example |
| Authors |
Hannah_Dalgleish,_Getachew_Mengistie,_Michael_Backes,_Garret_Cotter,_Eli_Kasai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.04790 |
アストロツーリズムは、持続可能な社会経済的発展を生み出し、文化遺産を保護し、世界中の市民に刺激を与え、教育するための新しい機会をもたらします。この形態の観光には、天文台を訪れたり、遠く離れた場所に旅行して、手付かずの暗い夜空の下で夜を体験したりするなど、さまざまな活動が含まれる可能性があります。一緒に、私たちの英国とナミビアのコラボレーションは、ナミビアでアストロツーリズムを開発して紹介し、世界中のアストロツーリズムの可能性を高めるために取り組んでいます。
位置センサーデータを使用したKM3NeT検出ユニットラインフィット再構成
| Title |
KM3NeT_Detection_Unit_Line_Fit_reconstruction_using_positioning_sensors_data |
| Authors |
D\'idac_D.Tortosa,_Chiara_Poir\`e_(and_on_behalf_of_the_KM3NeT_collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.04914 |
KM3NeTのコラボレーションにより、地中海に2つの大型ニュートリノ検出器が構築されています。シシリーの近くにありニュートリノ天文学を目的としたARCAと、トゥーロンの近くにありニュートリノ振動研究用に設計されたORCAです。2つの検出器は、一緒になって、浮力によって垂直に維持される18個のデジタル光学モジュール（DOM）を備えた数百の検出ユニット（DU）を備え、ニュートリノ相互作用後に生成されるチェレンコフ光を検出するための大きな3D光学アレイを形成します。入ってくるニュートリノの方向を適切に再構築するには、DOMの位置を10cm未満の精度で正確に知る必要があります。この目的のために、DOM内に音響センサーと方向センサーがあります。姿勢方位基準システム（AHRS）チップは、DOMの加速度と磁場のコンポーネント値を提供し、そこからラインの各フロアのヨー、ピッチ、およびロールを計算することができます。ピエゾセンサーは、海底に固定された音響エミッターからの信号を検出し、三辺測量によって位置を決定します。これらのセンサーからのデータは、DULineFit機械モデルに基づいてライン全体の形状を再構築するための入力として使用されます。この手順では、KM3NeT監視システムの概要、ラインフィットモデル、および結果の選択について説明します。
大小のフレア：ASAS-SNスーパーフレアのK2およびTESSビュー
| Title |
Flares_Big_and_Small:_a_K2_and_TESS_View_of_ASAS-SN_Superflares |
| Authors |
Jesse_Zeldes,_Jason_T._Hinkle,_Benjamin_J._Shappee,_Ellis_A._Avallone,_Sarah_J._Schmidt,_Jennifer_L._van_Saders,_Zachary_Way,_Christopher_S._Kochanek,_Thomas_W.-S._Holoien |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.04501 |
ASAS-SNによって検出された$10^{33}$ergを超えるエネルギーでスーパーフレアを経験した5つのM矮星のフレア頻度分布を調査します。K2とTESSの短いケイデンスの観測と、アーカイブASAS-SNデータを使用して、さまざまなフレアエネルギーにわたるこれらの星のフレア挙動を分類します。4つの星の自転周期を抽出することができました。それらはすべて高速回転子（$P_{\mathrm{rot}}\leq6\textrm{d}$）であり、比較的若いことを意味します。各星のフレア度数分布は、$\alpha=1.22$と$\alpha=1.82$の間の傾きで、べき乗則によく適合していることがわかります。これらの傾斜は、超フレア活動のために選択されていない高速回転M矮星の傾斜よりも大幅に平坦であり、高エネルギーフレアの数の増加に対応しています。フレアレート分布が浅く、高エネルギーフレアでより多くのパワーを持つスーパーフレア星の特定の選択にもかかわらず、これらの星の周りの居住可能ゾーンにある地球サイズの惑星のオゾンを枯渇させるには、暗黙のUVフラックスが不十分であることがわかります。さらに、サンプルの星で検出されたフレアは、生物起源のプロセスに燃料を供給するために必要なUVフラックスを生成するには不十分であることがわかりました。これらの結果は、利用可能なモデルが与えられた場合、極端なフレア特性のために選択されたM矮星でさえ、M矮星の周りの居住可能ゾーンにある地球サイズの惑星のエキソライフに影響を与えるにはフレアからのUV放射が不十分である可能性があることを意味します。
エネルギー粒子の境界としてのらせん構造のパーカーソーラープローブ観測
| Title |
Parker_Solar_Probe_Observations_of_Helical_Structures_as_Boundaries_for_Energetic_Particles |
| Authors |
F._Pecora,_S._Servidio,_A._Greco,_W._H._Matthaeus,_D._J._McComas,_J._Giacalone,_C._J._Joyce,_T._Getachew,_C._M._S._Cohen,_R._A._Leske,_M._E._Wiedenbeck,_R._L._McNutt_Jr.,_M._E._Hill,_D._G._Mitchell,_E._R._Christian,_E._C._Roelof,_N._A._Schwadron,_S._D._Bale |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.04571 |
惑星間物質中のエネルギー粒子輸送は、磁気構造の影響を受けることが知られています。これは、地球に近い軌道の研究で太陽エネルギー粒子について、またよりエネルギーの高い宇宙線についても実証されています。この論文では、太陽エネルギー粒子の強度変化がらせん磁束管とその境界の発生と相関している可能性があるという観測的証拠を示しています。分析は、2020年5月24日から6月2日までの期間にパーカーソーラープローブ軌道5からのデータを使用して実行されます。パーカーの太陽の統合科学調査（\isois）スイートからのFIELDS磁場データとエネルギー粒子測定を使用します。ソーラープローブ。磁気ヘリシティの実空間評価を採用することにより磁束ロープを特定し、増分の部分分散法を使用してそれらの潜在的な境界を特定します。我々は、エネルギー粒子がらせん状フラックスチューブ内に閉じ込められているか、らせん状フラックスチューブの外側に局在していることを発見し、後者が以前に開発された視点と一致して、粒子の輸送境界として機能することを示唆している。
巨大な星とブラックホールが開いた星団とその潮流の運命に与える影響
| Title |
The_impact_of_massive_stars_and_black_holes_on_the_fate_of_open_star_clusters_and_their_tidal_streams |
| Authors |
Long_Wang_(1_and_2)_and_Tereza_Jerabkova_(3)_((1)_Department_of_Astronomy,_School_of_Science,_The_University_of_Tokyo,_7-3-1_Hongo,_Bunkyo-ku,_Tokyo,_113-0033,_Japan,_(2)_RIKEN_Center_for_Computational_Science,_7-1-26_Minatojima-minami-machi,_Chuo-ku,_Kobe,_Hyogo_648-0047,_Japan,_(3)_European_Space_Agency_(ESA),_European_Space_Research_and_Technology_Centre_(ESTEC),_Keplerlaan_1,_2201_AZ_Noordwijk,_The_Netherlands) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.04592 |
コンテキスト：現在の観測を見て、大規模なOB星の内容が、若い散開星団とその潮流の長期的な進化にどのように影響するか、およびそのような影響が初期条件の制約にどのように影響するかを調査します。目的：OB星は通常連星にあり、最初の数Myrの間に強い風の質量損失があり、多くはブラックホールになります。これらは散開星団の動的進化に影響を与え、与えられた銀河系ポテンシャルへのその溶解に影響を与えます。OB星の質量と散開星団の観測特性との相関を調べます。ヒアデス星団のような星団は太陽の近くでよく表されているので、観測データとの比較が可能です。方法：高性能の$N$-bodyコード\textsc{petar}と\textsc{galpy}を組み合わせて使用することにより、ヒアデス星団のような星団の星ごとの数値$N$-bodyシミュレーションを多数実行します。。また、シミュレーションデータをガイアの模擬観測に転送するツールも開発しました。結果：OB星とブラックホールが星団の進化に大きな影響を与えることがわかりました。初期条件は同じですが、OB星の初期含有量が異なる星団は、非常に異なる進化経路をたどります。したがって、観測された星団の初期の総質量と半径は、OB星の初期の内容がわからない限り、明確に決定することはできません。ガイア計画で特定できる、対応する潮汐尾の恒星数がこの問題の解決に役立つことを示します。したがって、星団だけでなく、それに対応する潮汐尾も探索することの重要性を強調します。これらの発見は、巨大な星の形成の研究に関連しています。
アトミウム：S型AGB星Wわし座の周りのハロゲン化物分子
| Title |
ATOMIUM:_Halide_molecules_around_the_S-type_AGB_star_W_Aquilae |
| Authors |
T._Danilovich,_M._Van_de_Sande,_J._M._C._Plane,_T._J._Millar,_P._Royer,_M._A._Amor,_K._Hammami,_L._Decock,_C._A._Gottlieb,_L._Decin,_A._M._S._Richards,_E._De_Beck,_A._Baudry,_J._Bolte,_E._Cannon,_F._De_Ceuster,_A._de_Koter,_S._Etoka,_D._Gobrecht,_M._Gray,_F._Herpin,_W._Homan,_M._Jeste,_P._Kervella,_T._Khouri,_E._Lagadec,_S._Maes,_J._Malfait,_I._McDonald,_K._M._Menten,_M._Montarg\`es,_H._S._P._M\"uller,_B._Pimpanuwat,_R._Sahai,_S._H._J._Wallstr\"om,_L._B._F._M._Waters,_K._T._Wong,_J._Yates,_and_A._Zijlstra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.04747 |
S型漸近巨星分枝（AGB）星は、酸素から炭素に富むAGB星の進化の中間体であると考えられています。それらの星周エンベロープの化学組成も中間的ですが、それらの炭素と酸素に富む対応物ほど詳細には研究されていません。S型AGB星WAqlに向けて初めて観測された回転線からAlClとAlFの存在量を決定することを目指しています。PACS観測に基づくモデルと組み合わせて、これらの結果に基づいて化学反応速度ネットワークを更新することを目指しています。地面と最初の2つの振動励起状態のAlClのWAqlと地面の振動状態のAlFに対するALMA観測を分析します。放射伝達モデルを使用して、Al$^{35}$Cl、Al$^{37}$Cl、およびAlFの存在量と空間存在量分布を決定します。また、HClおよびHF発光をモデル化し、これらのモデルをPACSスペクトルと比較して、これらの種の存在量を制限します。AlClは星に非常に近い塊に見られ、放出は星の0.1$^{\prime\prime}$以内に制限されています。AlF放出はさらに拡張され、微弱な放出は連続体のピークから0.2$^{\prime\prime}$から0.6$^{\prime\prime}$に拡張されます。H$_2$と比較して、Al$^{35}$Clの場合は$1.7\times10^{-7}$、Al$^{37}の場合は$7\times10^{-8}$のピーク存在量が見つかります。AlFの場合は$Clおよび$1\times10^{-7}$。PACSスペクトルから、HClとHFについて、H$_2$に対してそれぞれ$9.7\times10^{-8}$と$\leq10^{-8}$の存在量が見つかります。AlFの存在量は太陽のFの存在量を超えており、AGB星で合成されたフッ素がすでに星の表面まで浚渫され、星周エンベロープに放出されていることを示しています。風の化学反応の分析から、AlFはダスト形成プロセスに関与している可能性があると結論付けていますが、風で見られるAlClの急速な枯渇を完全に説明することはできません。
分子線の3DLTE分析からの太陽炭素、窒素、および酸素の存在量
| Title |
The_solar_carbon,_nitrogen,_and_oxygen_abundances_from_a_3D_LTE_analysis_of_molecular_lines |
| Authors |
A._M._Amarsi,_N._Grevesse,_M._Asplund,_R._Collet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.04752 |
炭素、窒素、および酸素は、太陽で4番目、6番目、および3番目に豊富な元素です。それらの豊富さは、ほぼ20ドル年の間続いている、いわゆるソーラーモデリングの問題のために熱く議論され続けています。太陽強度スペクトルで観察された、12ドルの診断グループ全体で408ドルの分子線の均一な分析を提示することにより、この問題を再検討します。現実的な3D放射流体力学モデルの太陽光球とLTE（局所熱力学的平衡）線の形成を使用して、$\log\epsilon_{C}=8.47\pm0.02$、$\log\epsilon_{N}=7.89\pm0が見つかります。.04$、および$\log\epsilon_{O}=8.70\pm0.04$。規定された不確実性は、主にモデルの大気に対する結果の感度を反映しています。この感度は、さまざまな診断グループ間で相関しており、すべて平均結果と一致して$0.03$dex以内です。炭素と酸素の場合、分子の結果は、原子線の3D非LTE分析と非常によく一致しています。ただし、窒素の場合、分子インジケーターは原子インジケーターよりも$0.12$dex大きい存在量を示し、太陽窒素存在量の最良の推定値は平均値$7.83$dexで示されます。ここで提唱されている太陽酸素の存在量は、以前の$8.69$dexの決定に近いため、現在の結果は太陽モデリングの問題を大幅に軽減するものではありません。
HARPSGTO惑星検索プログラムIVからの1111個のFGK星の化学的存在量。銀河系の星の種族と惑星のホストの炭素とC / Oの比率
| Title |
Chemical_abundances_of_1111_FGK_stars_from_the_HARPS_GTO_planet_search_program_IV._Carbon_and_C/O_ratios_for_Galactic_stellar_populations_and_planet_hosts |
| Authors |
E._Delgado_Mena,_V._Adibekyan,_N._C._Santos,_M._Tsantaki,_J._I._Gonz\'alez_Hern\'andez,_S._G._Sousa,_S._Bertr\'an_de_Lis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.04844 |
[ABRIDGED]私たちは2つの目的で炭素の存在量を研究しています。一方では、銀河系の化学進化の文脈で炭素の振る舞いを評価したいと思います。一方、私たちは、惑星の存在に対する炭素存在量の依存の可能性と、C/O元素比の決定に対するさまざまな要因（異なる酸素線など）の影響に焦点を当てています。HARPS-GTOサンプルの757個のFGK星の2つの原子線から炭素の化学的存在量を導き出しました。存在量は、自動的に測定されたEWとKuruczATLAS9大気のグリッドを使用してコードMOOGで導出されました。さまざまな線を使用して導出された酸素存在量は、このシリーズの以前の論文から取得され、新しい恒星パラメータで更新されました。厚い円盤と薄い円盤の星は、それらが共通して持っている全金属量範囲にわたって[C/Fe]に対して化学的に分離していることがわかります。さらに、高$\alpha$の金属に富む星の集団は、[Fe/H]\、$\sim$\、0.2\、まで、薄いディスクの星よりも高く、明確に分離された[C/Fe]比を示します。dex。[C/O]比は、[O/H]の関数として一般的にフラットな傾向を示しますが、同様の金属量の星を考慮すると、この傾向は負になります。以前に$\alpha$元素で見つかったのと同じように、金属量の低い低質量の惑星を持つ星は、同じ金属量の惑星のない星よりも[C/Fe]比が高いという暫定的な証拠が見つかりました。最後に、6158Aの酸素ラインを使用した場合、大多数の星の元素C/O比は0.8未満ですが、6300Aの禁止酸素ラインは体系的に高いC/O値を提供します。さらに、異なる大気モデルを使用することにより、C/O比は冷たい星に対して無視できない違いを持つことができます。したがって、C/O比は、その動作を正しく評価するために、一般的な太陽基準に合わせてスケーリングする必要があります。
冠状ループにおける非対称ナノジェットのモデリング
太陽コロナの再結合ジェットの観測は、非常にとらえどころのないコロナ加熱を研究するための可能な診断として浮上しています。このようなナノジェットは、コロナループで観察でき、ナノフレアにリンクされています。ただし、モデルはジェットにつながる両側の再接続後の磁気スリングショット効果をうまく説明していますが、観測により、ナノジェットは一方向または高度に非対称であり、コロナルループの曲率に対してジェットのみが内側に移動することが明確に観察されます。この作業の目的は、非対称再接続ジェットにおけるコロナルループの曲率の役割に対処することです。そのために、最初に簡略化された分析モデルを使用します。ここでは、再接続前の磁力線間の局所的な交差角度と、新しい平衡に向かう再接続後の収縮長に基づいて、再接続後の張力を推定します。次に、簡略化された数値電磁流体力学（MHD）モデルを使用して、2つの反対の伝搬ジェットが湾曲した磁力線でどのように進化するかを研究します。私たちの分析モデルは、再接続後の再編成された磁場では、内向きの磁気張力が外向きの磁気張力よりも本質的に強く（最大3桁）、十分に大きい収縮長さで、外向きの張力がなくなり、大きな観測可能なスケールで外向きのジェットが発生しなくなります。私たちのMHD数値モデルは、これらの結果をサポートし、次の時間の進化において、内向きのジェットが一貫してよりエネルギッシュであることも証明しています。非対称性の程度は、小角度の再接続およびより局所的な再接続領域でも増加することがわかっています。この作業は、冠状ループの曲率が再結合ジェットの非対称性に影響を及ぼし、内向きジェットが発生する可能性が高く、よりエネルギーが高いことを示しています。
0.5AUでパーカーソーラープローブによって検出されたステルスCMEの磁場の予測
| Title |
Predicting_the_Magnetic_Fields_of_a_Stealth_CME_Detected_by_Parker_Solar_Probe_at_0.5_AU |
| Authors |
Erika_Palmerio,_Christina_Kay,_Nada_Al-Haddad,_Benjamin_J._Lynch,_Wenyuan_Yu,_Michael_L._Stevens,_Sanchita_Pal,_Christina_O._Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.04933 |
ステルスコロナ質量放出（CME）は、太陽からの噴火であり、感知できるほどの低コロナの兆候とは関係ありません。それらは太陽の明確に定義されたソース領域にリンクできないことが多いため、それらの初期の磁気構成と噴火のダイナミクスの分析は特に問題があります。この原稿では、2020年6月に地球に面した太陽から噴出したステルスCMEの磁場を予測する最初の試みを行うことにより、この問題に対処します。二次的な視点からのオフリム観測と光球磁場外挿の助けを借りて、そのソース領域を推定します。次に、OpenSolarPhysicsRapidEnsembleInformation（OSPREI）モデリングスイートを使用して、その初期の進化を評価し、地動説の距離0.5AUでCMEをその場で検出したパーカーソーラープローブまで磁場をフォワードモデリングします。後発予測をその場測定および一連のフラックスロープ再構成と比較し、到着時間、宇宙船の交差位置、および磁場プロファイルに関する有望な合意を得ます。この作業は、ステルスCMEの磁気構成と低速のストリーマーブローアウトイベントの信頼できる理解と予測に向けた最初のステップを表しています。
| Title |
Directional_Detection_of_Light_Dark_Matter_in_Superconductors |
| Authors |
Yonit_Hochberg,_Eric_David_Kramer,_Noah_Kurinsky_and_Benjamin_V._Lehmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.04473 |
超伝導検出器は、keVという低い質量で散乱する明るい暗黒物質を直接検出するための優れたターゲットとして提案されています。材料で生成された励起の角度分布から、等方性超伝導ターゲット内の暗黒物質の指向性検出の見通しを研究します。暗黒物質の散乱が異方性分布を持つ初期励起を生成することを発見し、さらに、初期励起が緩和するときにこの方向情報を保存できることを示しています。私たちの結果は、方向性のある検出が広範囲の暗黒物質の塊に対して可能であることを示しており、バルク超伝導ターゲットによる明るい暗黒物質の発見への道を開いています。
スカラー暗黒物質の従来のミスアラインメントメカニズムは、振動振幅と現在の存在量を支配する初期フィールド値に依存します。暗黒物質の熱平衡状態でのフェルミ粒子への微弱な（プランク抑制）結合が、大きな場の値でスカラーをその高温温位の最小値に向かって駆動し、振動が始まる前に動的にミスアライメントを生成するメカニズムを提示します。従来のミスアラインメント生成とは異なり、暗黒物質の存在量は、初期条件ではなく微物理によって決定されます。一般的なメカニズムの応用として、暗黒物質がミューオンに結合する現実的なシナリオについて説明します。
極値回転する電気真空ブラックホールからのエネルギーの抽出：赤道面での粒子衝突
| Title |
Extraction_of_energy_from_an_extremal_rotating_electrovacuum_black_hole:_Particle_collisions_in_the_equatorial_plane |
| Authors |
Filip_Hejda,_Jos\'e_P._S._Lemos,_Oleg_B._Zaslavskii |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.04477 |
衝突ペンローズ過程は、Banados、SilkandWest（BSW）が、極端に回転するブラックホールの地平線の近くで任意に高い重心エネルギーとの試験粒子衝突の可能性を指摘したときに大きな注目を集めました。しかし、BSW効果と呼ばれる、この有望な、単純化されたシナリオのブラックホールから抽出できるエネルギーは、無条件の上限の影響を受けることが判明しました。そして、そのような境界はプロセスの静電的変形には見られませんでしたが、このバージョンは、最大に帯電したブラックホールを必要とするため、天体物理的にも実行不可能です。これらの欠陥に対処するために、回転する電気真空ブラックホール時空の赤道面での荷電粒子の衝突に関するBSW効果の統合バージョンを再検討します。このプロセスを通じてエネルギー抽出の一般的な分析を実行し、一見互換性のない制限ケースがどのように発生するかを詳細に説明します。さらに、ブラックホール電荷の任意の小さな値に対して、抽出されたエネルギーの無条件の上限がないことを示します。したがって、私たちのセットアップは、天体物理学のブラックホールの周りで発生する可能性のある非常にエネルギーの高いプロセスの興味深い単純化されたモデルを表しています。
| Title |
Bubble_Clustering_in_Cosmological_First_Order_Phase_Transitions |
| Authors |
Dalila_Pirvu_and_Jonathan_Braden_and_Matthew_C._Johnson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.04496 |
量子力学的一次相転移における偽の真空崩壊は、宇宙論に幅広い影響を与える現象であり、興味深い理論的課題を提示します。標準的なアプローチでは、偽の真空崩壊は、時空のランダムな位置で核形成し、その後膨張する気泡の形成を通じて進行すると想定されています。この論文では、最近提案された真空崩壊の半古典的確率論的記述を使用して、気泡核形成サイト間の相関関係の存在を調査します。この手順では、真空のゆらぎをサンプリングします。真空のゆらぎは、古典的な格子シミュレーションを使用して展開されます。シミュレーションのアンサンブルからバブル核生成サイトの2点関数を計算し、ランダムなガウス場のピークと質的に類似した方法で核生成サイトがクラスター化することを示します。確率論的重力波のパワースペクトルの特徴や、永遠の膨張シナリオで気泡衝突を観測する確率の強化または抑制を含む、初期の宇宙相遷移における気泡クラスター化の現象論的影響を定性的に評価します。
| Title |
Scattering_searches_for_dark_matter_in_subhalos:_neutron_stars,_cosmic_rays,_and_old_rocks |
| Authors |
Joseph_Bramante,_Bradley_J._Kavanagh,_Nirmal_Raj |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.04582 |
多くの宇宙論では、暗黒物質はキロパーセク以下のスケールでクラスター化し、銀河系の暗黒物質の大部分が存在する可能性のあるコンパクトなサブハロを形成します。40年前の出現以来、直接検出実験での帰無仮説は、地球とこれらのサブハロとの間の非常にまれな遭遇の結果である可能性があります。標準模型粒子と相互作用するサブハロ暗黒物質を特定するための代替の有望な手段を調査します。（1）古い中性子星とのサブハロ衝突は運動エネルギーを伝達し、差し迫った赤外線、光学、および紫外線望遠鏡の到達範囲内の光度に後者を明るくすることができます。単一星の測定と銀河円盤の調査を含む新しい検出戦略を特定し、最も冷たい既知のパルサー、PSRJ2144-3933からサブハロ内の自己相互作用する暗黒物質の最初の境界を取得します。（2）宇宙線の結果によるサブハロ暗黒物質の散乱検出可能な効果では、（3）歴史的な地球とサブハロの遭遇は、地下深くの古岩石鉱物に暗黒物質の痕跡を残す可能性があります。これらの検索は、ギガトンと太陽質量の間の重さの暗黒物質サブハロを発見する可能性があり、対応する暗黒物質の断面積と質量は数十桁に及びます。
帯電した超巨大な双子の星
超高密度中性子星は電荷の分布に恵まれていると仮定し、閉じ込められたハドロン相から閉じ込められていないクォーク相への一次遷移から生じる双星の解とそれらの特性を研究します。相転移の2つの異なる現象論的処理が考慮され、ハドロン構成とハイブリッド構成の最大重力質量の値が、総電荷の異なる値に対して推定されます。安定したコンパクトな荷電双子星が存在し、荷電星は中性星よりも重いこと、および電荷の値が大きい場合は標準の${2.2}{M_{\odot}}$制約を超えることを示します。特に、我々の結果は、GW190814イベントで測定された$\approx{2.6}{M_{\odot}}$の未知のコンパクトオブジェクトが帯電した星である可能性があることを示唆しています。
最初に、重力的に相互作用する大規模な整数スピン場（特にスピン-$0$、$1$、および$2$）の効果的な非相対論的理論が$2s+1$成分Schr\"{o}によって記述されることを示します。dinger-Poissonアクション、ここで$s$はフィールドのスピンです。次に、この非相対論的理論で、同じ分極平面波から$s+1$の異なる、重力でサポートされたソリトンを構築します。このようなソリトンは極度に分極され、巨視的に大きくなります。スピンしますが、軌道角運動量はありません。これらの$s+1$ソリトンは基本セットを形成し、そこから部分分極ソリトンを構築できます。このようなソリトンはすべて基底状態であり、球対称のエネルギー密度を持ちますが、場の構成はありません。高スピン場のソリトンをスカラーソリトンと区別する方法、およびそれらの潜在的な重力および非重力プローブ。
シミュレートされた磁気圏領域の教師なし分類
| Title |
Unsupervised_classification_of_simulated_magnetospheric_regions |
| Authors |
Maria_Elena_Innocenti,_Jorge_Amaya,_Joachim_Raeder,_Romain_Dupuis,_Banafsheh_Ferdousi,_and_Giovanni_Lapenta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.04916 |
磁気圏ミッションでは、バーストモードのデータサンプリングは、科学的または運用上の関心のあるプロセスの存在下でトリガーする必要があります。対象の磁気圏プロセスを自動識別するためのマルチステップ法の最初のステップを構成する可能性のある、磁気圏領域の教師なし分類法を提示します。私たちの方法は自己組織化マップ（SOM）に基づいており、OpenGGCM-CTIM-RCMコードで取得したグローバル磁気圏シミュレーションからのデータポイントで事前にテストします。データの次元は、分類前に主成分分析で削減されます。分類は、選択されたデータポイントでの局所的なプラズマ特性のみに依存し、それらの近傍や時間発展に関する情報はありません。SOMノードを自動的に選択された数のクラスに分類し、明確に定義された磁気圏領域にマップするクラスターを取得します。分類されたデータをシミュレートされた空間にプロットし、K-means分類と比較することにより、分類結果を検証します。結果の解釈可能性のために、SOM特徴マップ（磁気圏変数は分類のコンテキストでは特徴と呼ばれます）を調べ、それらを使用してクラスター上の情報のロックを解除します。さまざまな特徴のセットを使用して分類実験を繰り返し、さまざまな分類結果を定量的に比較し、どの磁気圏変数が教師なし分類に対してより効果的な特徴を作成するかについての洞察を得ます。
