原始ブラックホール（PBH）が高赤方偏移クエーサーの中心に超大質量ブラックホール（SMBH）をシードした場合、これらのブラックホールを取り巻くガスは、それらの原始起源への元素合成の手がかりを明らかにする可能性があります。我々は、z〜6-7.5でSMBHをシードするのに十分な大きさのPBHの周りの変化した原始存在量の予測を提示します。初期質量が〜10^5M$_{\odot}$のPBHがそのようなSMBHの原因である場合、それらは>〜10％向上した原始的な重水素およびヘリウム画分を生成し、>〜10まで減少したリチウム存在量を生成する可能性があることがわかります。％、デカップリング後、ブラックホールから最大〜共動キロパーセクの距離で。約10^8M$_{\odot}$のガスが少なくとも1パーセント増強（または枯渇）すると推定されます。これらの修正された原始重水素、ヘリウム、およびリチウムの存在量の証拠は、このPBH周囲ガスが、SMBHによって、および高赤方偏移クエーサーのホスト銀河内またはその近くに蓄積されないままである場合、依然として存在する可能性があります。存在量の異常を測定することは困難ですが、そのようなSMBHシードの根本的な起源を明らかにするための新しい方法を提供する可能性があります。
スキャン戦略の効果を含む、CMB調査における系統分類学の高速マップベースのシミュレーション
| Title |
Fast_map-based_simulations_of_systematics_in_CMB_surveys_including_effects_of_the_scanning_strategy |
| Authors |
Nialh_McCallum,_Daniel_B._Thomas_and_Michael_L._Brown |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.05038 |
スキャン戦略の効果を含む、CMB観測に影響を与える系統分類を迅速にシミュレートするためのアプローチを提示します。スキャンの要約プロパティを使用して、フルタイム順序データ（TOD）シミュレーションの機能をキャプチャし、マップとパワースペクトルを、多くの系統分類学で大幅に改善された速度で生成できるようにします。マップベースのアプローチを実装するときの大きさ。完全なTODシミュレーションと直接比較することにより、スキャンの顕著な特徴をキャプチャする際のアプローチの有効性を示します。精度のサブパーセントレベルで一致が見られます。微分ゲイン、ポインティング、および楕円率の効果をシミュレートして、アプローチの有効性を示しますが、これらの手法を他の体系に拡張できることに注意してください。最後に、体系的な効果のこれらの高速マップベースのシミュレーションを完全な焦点面に適用する方法を示し、最新のCMB実験で見られるように数千の検出器を組み込む能力を示します。
コヒーレントに振動する大規模なスカラーフィールドとしての軸索は、小規模で特徴的な量子応力を伴うゼロ圧力の非回転流体として動作することが知られています。相対論的摂動理論では、このケースは、完全に非線形で正確な次数までのアクシオン共動ゲージで最も便利に証明されました。私たちの基本的な仮定は、コンプトン波長が地平線スケールよりも小さいということです。ここでは、他のゲージ条件での線形次数に対する相対論的証明を再検討します。共動ゲージ、ゼロせん断ゲージ、および均一曲率ゲージは、{\itall}スケールの非相対論的量子力学的処理で知られている密度摂動の{\itsame}方程式を与えます。一方、同期ゲージでは量子応力項が欠落しており、均一膨張ゲージでは不整合が見られます。量子応力がない場合、ゼロせん断ゲージと均一曲率ゲージのアクシオンの単純な密度摂動方程式は期待されていませんでした。ゼロ圧力流体でも、2つのゲージの方程式は、サブホライズンスケールの移動ゲージ{\itonly}の方程式と一致します。私たちの分析は、宇宙論的スケールと比較して無視できるコンプトン波長よりも大きいスケールに対して有効であることを明確にします。比較のために、非相対論的量子流体力学をレビューし、シュレディンガー方程式を宇宙論の文脈における一次ポストニュートン展開に提示します。
CMB大規模異常からの切り捨てられた原始スペクトルのヒント
| Title |
Hint_of_a_truncated_primordial_spectrum_from_the_CMB_large-scale_anomalies |
| Authors |
Fulvio_Melia,_Qingbo_Ma,_Jun-Jie_Wei_and_Bo_Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.05480 |
いくつかの衛星ミッションは、宇宙マイクロ波背景放射の変動スペクトルにおける一連の潜在的な異常を明らかにしました。これには、次のものが含まれます。（2）角度パワースペクトルC_ellの低い多重極モーメントでパワーが欠落しています。しかし、初期の宇宙における量子ゆらぎの種まきに関する明確さの持続的な欠如のために、それらの起源はまだ議論されています。これらの最初のものの可能性のある説明は、原始パワースペクトルP（k）のカットオフk_min=（3.14+/-0.36）x10^{-4}Mpc^{-1}であるように見えます。この論文での私たちの目標は2つあります：（1）同じk_minが大きな角度で失われたパワーを自己無撞着に説明できるかどうかを調べ、（2）P（k）のこのカットオフが悪影響を及ぼさないことを確認しますPlanck-LCDMの予測とell>30でのPlanck測定値の間の顕著な一貫性。公的に入手可能なコードCAMBを使用して、視線アプローチに基づいて角度パワースペクトルを計算します。コードはわずかに変更され、原始パワースペクトルを特徴付ける追加のパラメーター（つまり、k_min）が含まれています。このカットオフに加えて、コードは通常の標準モデルパラメータのすべてを最適化します。角度パワースペクトルのフィッティングでは、エルの全範囲を使用する場合、最適化されたカットオフ、k_min=2.04^{+1.4}_{-0.79}x10^{-4}Mpc^{-1}、およびk_minが見つかります。=3.3^{+1.7}_{-1.3}x10^{-4}Mpc^{-1}、範囲ell<30のみを近似する場合、ザックス・ヴォルフェ効果が支配的です。これらは、C（theta）から推測される値と完全に一致しており、これらの大角度の異常の両方がP（k）の同じ切り捨てに起因する可能性があることを示唆しています。
二次元における滑らかな確率場の統計的等方性の幾何学的意味
| Title |
The_geometrical_meaning_of_statistical_isotropy_of_smooth_random_fields_in_two_dimensions |
| Authors |
Pravabati_Chingangbam,_Priya_Goyal,_K._P._Yogendran_and_Stephen_Appleby |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.05726 |
2次元の滑らかな確率場のエクスカーションセットに現れる統計的等方性の幾何学的意味を再検討します。等高線ミンコフスキーテンソル$\W_1$を基本ツールとして使用して、最初に単一構造の幾何学的特性を調べます。2次元の単純な閉じた曲線の場合、曲線が$m\ge3$で、$m$倍対称である場合、$\W_1$は単位行列に比例することを示します。次に、$\W_1$が任意の形状の単純な閉じた曲線を、重心の平行移動まで一意の楕円にマップする方法について詳しく説明します。また、$\W_1$を使用して定義された形状パラメーター$\alpha$と$\beta$を、2つのスカラーミンコフスキー汎関数（面積と輪郭の長さ）を使用して定義されたフィラメント性パラメーターと比較します。$\W_1$には構造の方向に関する追加情報が含まれ、補完的な形状情報が含まれていることを示します。次に、確率場のエクスカーションセットの境界にこの方法を適用し、エクスカーションセットのジオメトリに対して統計的等方性が何を意味するかを調べます。ガウス等方性フィールドに焦点を当て、半数値的アプローチを使用して、エクスカーションセットのジオメトリに対するフィールドの有限サンプリングの影響を定量化します。そうすることで、有限サンプリングの効果を考慮に入れた$\alpha$の分析式を取得します。最後に、ガウス異方性確率場の$\W_1$のアンサンブル期待値の解析式を導出します。私たちの結果は、宇宙論的データを使用して統計的等方性のテストを設計するのに役立つ洞察を提供します。
マルチチャネル天体物理学と原始ブラックホールの合併を調査するためのツールとしての確率的重力波背景
| Title |
Stochastic_gravitational-wave_background_as_a_tool_to_investigate_multi-channel_astrophysical_and_primordial_black-hole_mergers |
| Authors |
Simone_S._Bavera,_Gabriele_Franciolini,_Giulia_Cusin,_Antonio_Riotto,_Michael_Zevin_and_Tassos_Fragos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.05836 |
結合する連星ブラックホールの形成は、例えば、孤立した連星進化と動的形成などの複数の天体物理学的チャネルを介して発生する可能性があり、あるいは、原始的な起源を持っています。連星ブラックホール合併のますます大きな重力波カタログは、モデルの不確実性と分岐比のいくつかを制約するために、異なる理論的予測間の最初のモデル選択研究を可能にしました。この作業では、確率的重力波背景を使用して、モデル選択に追加の独立した制約を追加する方法を示します。重力波検出器の範囲（現在、LIGO-Virgoの赤方偏移$z\lesssim1$）までしか識別力がないモデル選択分析とは対照的に、確率的重力波背景は、すべての重力波の赤方偏移統合を説明します。宇宙の波信号。実用的な例として、天体物理学および原始チャネルからの潜在的な寄与を含むモデル選択研究からの分岐比の結果を検討します。検出されたイベントレートに対する各チャネルの相対的な寄与を繰り込み、確率論的重力波バックグラウンドエネルギー密度の合計を計算します。予測された振幅は、LIGO-VirgoによるGWTC-2の現在の観測上限を下回っています。これは、モデル選択分析の結果が現在のバックグラウンド制限によって除外されていないことを示しています。さらに、人口モデルのセットと推定された分岐比を考えると、予測されたバックグラウンドは現世代の重力波検出器では検出できませんが、アインシュタイン望遠鏡や宇宙などの第3世代の検出器ではアクセスできることがわかります。LISAなどのベースの検出器。
非対称銀河団からの重力赤方偏移効果の検出可能性
| Title |
Detectability_of_the_gravitational_redshift_effect_from_the_asymmetric_galaxy_clustering |
| Authors |
Shohei_Saga,_Atsushi_Taruya,_Michel-Andr\`es_Breton,_Yann_Rasera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06012 |
最近、主に不均一な宇宙での光の伝播から生じる観測相対論的効果が、銀河の相互相関関数に双極子の非対称性を引き起こすことが認識されました。特に、小規模での双極子の非対称性は、重力赤方偏移効果によって支配されることが示されています。この論文では、準線形領域で有効な相互相関関数の双極子非対称性の簡単な分析的記述を利用します。以前のモデルとは対照的に、新しい処方は1次元の積分のみを含み、佐賀らによって得られた結果をより速く再現する方法を提供します。（2020）。分析モデルを使用して、今後の銀河調査からの重力赤方偏移効果によって誘発される双極子信号の検出可能性について説明します。小規模での重力赤方偏移効果は、ダイポールの信号対雑音比（S/N）を向上させ、考慮されるほとんどの場合、S/Nは$z\upperx0.5$で最大に達することがわかります。。DESIやSKAなどの現在および将来の調査が理想的なデータセットを提供し、$10\sim20$の大きなS/Nを提供することを示します。中心から外れた銀河から生じる2つの潜在的な系統学（横ドップラー効果と重力赤方偏移効果の減少）についても説明し、それらの影響は2つの競合効果間の部分的なキャンセルによって軽減されることがわかります。したがって、小規模での双極子信号の検出は、重力赤方偏移効果に直接関連しており、重力をテストするための代替ルートを提供する必要があります。
ステライルニュートリノは宇宙の進化に影響を与える可能性があるため、宇宙論的観測を使用してステライルニュートリノを検索できます。この作業では、Planck2018リリースの宇宙マイクロ波背景放射（CMB）異方性データを、最新のバリオン音響振動（BAO）、Ia型超新星（SN）、およびハッブル定数（$H_0$）データと組み合わせて使用します。無菌ニュートリノを考慮して宇宙モデルを制約します。$\Lambda$コールドダークマター（$\Lambda$CDM）モデルに加えて、ステライルニュートリノの検索の制約結果に対する暗黒エネルギーの特性の影響をテストするために、$w$CDMも検討します。モデルとホログラフィックダークエネルギー（HDE）モデル。$H_0$の局所測定値がデータの組み合わせに含まれていない場合、ステライルニュートリノは検出できないことがわかります。$H_0$測定値がジョイントコンストレイントに含まれている場合、$\DeltaN_{\rmeff}>0$は、$\Lambda$CDMモデルの約2.7$\sigma$レベルと約1-$w$CDMモデルの1.7$\sigma$レベル。ただし、$m_{\nu、{\rm{sterile}}}^{\rm{eff}}$はまだ十分に制約できず、上限のみを指定できます。さらに、HDEモデルは現在のデータによって確実に除外されていることがわかります。また、ハッブル張力の問題についても議論し、宇宙論モデルにステライルニュートリノを含めることはハッブル張力を真に解決することはできないと結論付けています。
| Title |
Construction_of_Wave_Dark_Matter_Halos:_Numerical_Algorithm_and_Analytical_Constraints |
| Authors |
Tomer_D._Yavetz,_Xinyu_Li,_Lam_Hui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06125 |
自己無撞着なハローを構築するための古典的なシュワルツシルト法の波の一般化を提示します-そのようなハローは、粒子軌道の代わりに波の適切な重ね合わせで構成され、望ましい平均密度プロファイルを生成するように選択されます。実例として、この方法は球対称ハローに適用されます。粒子分布関数と波の重ね合わせの振幅の間の分析関係を導き出し、それが高エネルギー（WKB）限界でどのように単純化されるかを示します。Schr\"odinger-Poissonシステムを数値的に進化させることにより、このような構築されたハローの安定性を検証します。アルゴリズムは、波動干渉から時間依存のハロー下部構造をシミュレートする効率的かつ正確な方法を提供します。この方法を使用して、さまざまなハローを構築します。コアとハローの関係は標準的なものである必要はありませんが、すべてが基底状態の波動関数からのコアを持っています。
Spi-OPS：スピッツァーとCHEOPSは、マスカラ-1 bの極軌道に近い軌道を確認し、昼間の反射のヒントを明らかにします
| Title |
Spi-OPS:_Spitzer_and_CHEOPS_confirm_the_near-polar_orbit_of_MASCARA-1_b_and_reveal_a_hint_of_dayside_reflection |
| Authors |
M._J._Hooton,_S._Hoyer,_D._Kitzmann,_B._M._Morris,_A._M._S._Smith,_A._Collier_Cameron,_D._Futyan,_P._F._L._Maxted,_D._Queloz,_B.-O._Demory,_K._Heng,_M._Lendl,_J._Cabrera,_Sz._Csizmadia,_A._Deline,_H._Parviainen,_S._Salmon,_S._Sulis,_T._G._Wilson,_A._Bonfanti,_A._Brandeker,_O._D._S._Demangeon,_M._Oshagh,_C._M._Persson,_G._Scandariato,_Y._Alibert,_R._Alonso,_G._Anglada_Escud\'e,_T._B\'arczy,_D._Barrado,_S._C._C._Barros,_W._Baumjohann,_M._Beck,_T._Beck,_W._Benz,_N._Billot,_X._Bonfils,_V._Bourrier,_C._Broeg,_M.-D._Busch,_S._Charnoz,_M._B._Davies,_M._Deleuil,_L._Delrez,_D._Ehrenreich,_A._Erikson,_J._Farinato,_A._Fortier,_L._Fossati,_M._Fridlund,_D._Gandolfi,_M._Gillon,_M._G\"udel,_K._G._Isaak,_K._Jones,_L._Kiss,_J._Laskar,_A._Lecavelier_des_Etangs,_C._Lovis,_A._Luntzer,_D._Magrin,_V._Nascimbeni,_et_al._(23_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.05031 |
高速回転する初期型の星を通過する、自転と公転したホットジュピターの光度曲線は、惑星と星の両方に関する豊富な情報源であり、全相をカバーすることで、惑星の詳細な大気特性を明らかにします。恒星の自転によって引き起こされる重力減光に起因するトランジットの非対称性から、測定が難しいことで有名なパラメーターである真のスピン軌道角$\Psi$を決定することは可能ですが、トランジットパラメーター間に存在する相関関係は大きくなりました。一部のシステムの$\Psi$の公開値の不一致。超高温木星マスカラ-1bの光度曲線でこれらの現象を研究することを目的とした。MASCARA-1bの光学CHEOPS通過および掩蔽光度曲線を取得し、Spitzer/IRAC4.5$\mu$m全相曲線と共同で分析しました。CHEOPSトランジットとスピッツァートランジットを組み合わせると、縮退が大幅に減少し、以前に公開されたドップラートモグラフィーと一致する結果が返されます。トモグラフィーによって通知された事前分布を配置すると、さらに高い精度が達成され、$\Psi=72.1^{+2.5}_{-2.4}$度の決定が可能になります。掩蔽と位相変動から、昼側と夜側の温度をそれぞれ$3062^{+66}_{-68}$Kと$1720\pm330$Kから導き出しました。さらに、幾何アルベド$A_g=0.171^{+0.066}_{-0.068}$と球形アルベド$A_s=0.266^{+0.097}_{-0.100}$を、CHEOPSデータとボンドアルベドから別々に導出できます。スピッツァー位相曲線から$A_B=0.057^{+0.083}_{-0.101}$。マルチカラー測光でも$\Psi$の正確な測定が可能になる場合がありますが、可能であれば、高速回転する星のトランジットをフィッティングするときに、ドップラートモグラフィーによって通知された事前確率を使用する必要があります。さまざまな波長での位相変動をモデル化するための私たちのアプローチは、スペクトル分解されたJWST位相曲線データで反射光から熱放射を分離する方法のテンプレートを提供します。
惑星サイズの物体間の影響は、大きな（$R>500$〜km）太陽系外縁天体を周回する衛星の起源を説明することができます。それらの豊富な組成は、水の複雑な状態図とともに、衝突イベント中および塵円盤内で発生する広範囲の熱力学的条件を正確にモデル化することが重要になります。熱力学の違いがシステムダイナミクスに影響を与える可能性があるため、状態方程式（EOS）の選択がシステムの進化をどのように変化させるかを評価しようとしています。具体的には、単純化された分析記述（Tillotson）または表形式データの補間（Sesame）のいずれかによって、異なるアプローチで構築された2つのEOSを比較します。冥王星-カロンバイナリが形成されると考えられるパラメータ空間で、初期条件は似ていますがEOSが異なる約$50$ペアのSmoothedParticleHydrodynamics衝撃シミュレーションが実行されました（冥王星サイズの水に富む物体間の衝撃が遅い）。一般に、影響の結果（周惑星円盤など）はEOS間で一貫していることを示しています。重要なのは、衝突後の塵円盤に形成される衛星シミュレーション（大きな無傷の塊）の生成に、いくつかの違いが生じることです。分析EOSを使用する場合、衛星シミュレーションの出現は非常に確実ですが、表形式のEOSを使用する場合はあまり一般的ではありません。これは、これらの衝撃で発生する典型的な密度とエネルギーの場合、分析EOSが非常に低い圧力値を予測し、引張不安定性によって粒子が人為的に凝集するためです。
宇宙線によって誘発された質量に依存しない酸素同位体交換：初期の太陽系で$ ^ {16} $ Oの枯渇を引き起こすための新しいメカニズム
| Title |
Cosmic_Ray_Induced_Mass-Independent_Oxygen_Isotope_Exchange:_A_Novel_Mechanism_for_Producing_$^{16}$O_depletions_in_the_Early_Solar_System |
| Authors |
G._Dominguez,_J._Lucas,_L._Tafla,_M.C._Liu_and_K._McKeegan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.05117 |
私たちの太陽系の形成の基本的なパズルは、惑星、彗星、小惑星を含む地球型惑星が太陽と比較して$^{16}$Oで枯渇している理由を理解することです。最も好ましいメカニズムである、$^{16}$Oの枯渇水を生成するためのCOガスの選択的光分解では、$^{16}$Oの枯渇水を冷たい外側の太陽系から輸送して、塵と同位体的に交換するために、微調整された混合タイムスケールが必要です。今日観察された$^{16}$Oの枯渇した惑星体を生成するための粒子。ここでは、SiO$_2$（およびAl$_2$O$_3$）の高エネルギー粒子照射により、10Kという低い温度でH$_2$O氷との異常な同位体交換を受けやすくなることを示します。異常な同位体交換（D$^{17}$O）は、太陽系の地上体に特徴的な$^{16}$Oの枯渇を生成するのに十分です。星間物質と初期の太陽系で観測されたケイ酸塩（SiO2）塵の$^{16}$O枯渇を引き起こすのに必要な宇宙線曝露時間を計算し、放射線損傷によって誘発された酸素同位体交換が急速に起こる可能性があることを発見しました（〜10-100年）太陽のT-タウリ期に$^{16}$Oのダスト粒子が枯渇した。私たちのモデルは、太陽系で見つかった最も古くて最も耐火性の鉱物である、アルミニウム含有物を含む無水カルシウム（CAI）が、コンドリュールやバルクの陸生固体と比較して、一般に$^{16}$Oに富んでいる理由を説明し、$を生成するメカニズムを提供します。^{16}$Oは、太陽系の歴史の非常に早い段階で穀物を枯渇させました。私たちの発見は、太陽系、星間物質、惑星とその構成要素の形成、および質量に依存しない同位体効果の性質における酸素同位体の分布に幅広い影響を及ぼします。
| Title |
Rescuing_Unrecognized_Exoplanet_Candidates_in_Kepler_Data |
| Authors |
Steve_Bryson,_Kylar_Flynn,_Halle_Hanna,_Talia_Green,_Jeffrey_L._Coughlin,_Michelle_Kunimoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.05398 |
主要なケプラーミッションは34,032の通過のような信号を検出し、そのうち8,054は、天体物理学の惑星通過または食変光星が原因である可能性が高いと特定されました。残りの25,978個の検出のうち306個を手動で調べたところ、6個のもっともらしい通過または食のオブジェクトが見つかりました。そのうち5個はもっともらしい惑星候補（PC）であり、1個は恒星の仲間です。私たちの新しいPCの1つは、KOI4302システムの新しい2番目の惑星の可能性です。別の新しいPCは、KOI4246の周りにある可能性のある新しい惑星であり、FalsePositiveWorkingGroupによって救出された別の可能性のある惑星と組み合わせると、KOI4246は以前は認識されていなかった3惑星系である可能性があります。\end{abstract}
火星の扇状地形成のタイミング
火星の川の歴史は、火星の気候の進化に対する重要な制約です。火星のアマゾンの大気は薄すぎて地表の液体の水を一貫して支えることができないと考えられているため、比較的若い扇状地を形成する川のタイミングは特に重要です。以前の地域研究では、扇状地は主に初期ヘスペリアンと初期アマゾンの間で形成されたことが示唆されていました。この研究では、グローバルな衝突クレーターデータベース、グローバルな地質図、グローバルな扇状地データベース、および統計モデルの組み合わせを使用して、火星全体の扇状地形成のタイミングを推定する方法について説明します。私たちのグローバルなアプローチと改善された統計モデリングを使用して、沖積扇状地の形成は、アマゾン時代に至るまで、最後の約2.5Gyrまで持続した可能性が高いことがわかりました。しかし、私たちが分析したデータは、扇状地の形成期間に制約を課すには不十分でした。今後、より多くのクレーターデータにより、モデルで推定されたパラメーターに対するより厳しい制約が可能になり、火星の気候の進化についての理解がさらに深まります。
OSIRIS-REXサンプル収集フェーズの代替サンプル質量測定技術
起源、スペクトル解釈、資源識別、およびセキュリティ-レゴリスエクスプローラー（OSIRIS-REx）宇宙船は、NASAニューフロンティア計画の3番目のミッションであり、2018年12月に地球近傍小惑星（101955）ベンヌに到着しました。2020年10月、別名タッチアンドゴー（TAG）である、OSIRIS-REx宇宙船は、収集されたサンプルの質量要件（>60gの材料）を検証するように設定されました。この検証には、徹底的にテストされたサンプル質量測定（SMM）メソッドを使用しました。タッチアンドゴーサンプル取得メカニズム（TAGSAM）のイメージングは、SMMアクティビティを進める前にメカニズムの正常性を確保することを目的として、TAGイベントの直後に受信されました。これらの画像はサンプルの漏れを示しており、今後の代替パスについての議論を促しました。継続的なサンプル損失のリスクと可能な限り多くの資料を保持したいという願望により、チームは加速されたサンプル収納スケジュールを追求し、計画されたSMM活動を放棄します。サンプルがリターンカプセルに安全に収納されると、代替のSMMメソッドが提案されました。代替のSMM手法では、TAGイベントの前後の同一のTAGSAMの動きからのリアクションホイールの運動量データを利用して、宇宙船の慣性モーメントの変化を推定しました。運動量保存は、この慣性の変化からサンプルの質量を分離するために使用されました。この新しい方法を使用して、宇宙船チームは収集されたサンプルの質量を250.37+/-101gと正常に推定することができました。
火星のハーグレイブスクレーターにおける砂丘の熱物理的および組成的分析
| Title |
Thermophysical_and_Compositional_Analyses_of_Dunes_at_Hargraves_Crater,_Mars |
| Authors |
A._Emran,_L._J._Marzen,_D._T._King_Jr.,_and_V._F._Chevrier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.05711 |
2001年のマーズオデッセイ熱放射イメージングシステム（THEMIS）とマーズグローバルサーベイヤー（MGS）の熱放射分光計（TES）を使用して熱放射スペクトルを分析し、火星のハーグレイブスクレーターの砂丘の粒径と鉱物組成を特徴付けます。砂丘の熱慣性とバルク組成を、表面構成材料の熱赤外線応答から推定された来歴と比較しました。マルコフ連鎖モンテカルロ（MCMC）手法を使用して、砂丘のフィールド構成に対する各推定来歴によってもたらされる鉱物学のバルク量を推定します。238+/-17Jm-2K-1s-0.5の平均熱慣性値は、約391+/-172umの平均有効粒径で構成される表面に対応する砂丘で見つかりました。この有効な粒子サイズは、細粒砂と粗粒砂が混ざった中程度の砂サイズの材料の存在を示唆しています。砂丘は、固まっていない材料と混合された弱く硬化した表面で構成されている可能性があります。組成分析は、砂丘が長石、かんらん石、輝石、および比較的低いバルクシリカ含有量の混合物で構成されていることを示しています。砂丘の物質は、物理的な風化、特に風食に由来する可能性があり、主に火口の火口噴出物ユニットに由来し、火口の床と火口の縁と壁の岩相からの少量と混合されています。
光偏光測定からのダスト粒子サイズの取得：実験的アプローチ
| Title |
Retrieving_Dust_Grain_Sizes_from_Photopolarimetry:_An_Experimental_Approach |
| Authors |
O._Munoz,_E._Frattin,_T._Jardiel,_J._C._Gomez-Martin,_F._Moreno,_J._L._Ramos,_D._Guirado,_M._Peiteado,_A._C._Caballero,_J._Milli,_and_F._Menard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.05764 |
低吸収宇宙塵粒子を代表する一連のフォルステライトサンプルの実験的位相関数、直線偏光度（DLP）、および直線偏光解消（deltaL）曲線を示します。サンプルは、最先端のサイズ分離技術を使用して準備され、散乱サイズパラメータドメインの広い範囲にまたがる狭いサイズ分布を取得します。側方散乱領域と後方散乱領域での位相関数の振る舞いがサイズレジームに関する情報を提供し、DLP曲線の最大値の位置と大きさが粒子サイズに強く依存し、負の分極分岐が主に生成されると結論付けます。約のサイズパラメータを持つ粒子によって。6〜20の範囲であり、deltaLは、正確な逆方向を除いて、測定されたすべての位相角で粒子サイズに強く依存します。実験データと球形粒子の計算を直接比較すると、不規則なダストの位相関数とDLP曲線をシミュレートするために球形モデルを使用すると、取得された散乱粒子の組成とサイズに劇的なエラーが生じることが明らかになります。実験的な位相関数は、屈折率の虚数部の非現実的な高い値を想定することによって再現されます。球形モデルは、共鳴および/または幾何光学サイズ領域のサイズを持つダスト粒子のベル型のDLP曲線を再現しません。したがって、偏光観測を分析するために三重モデルを使用すると、入射光の波長のオーダー以上のサイズのダスト粒子を見つけることができなくなる可能性があります。
完全な非理想的な電磁流体力学の下での普遍的な原始惑星系円盤のサイズ：イオン中性摩擦、ホール効果、およびオーム散逸の間の相互作用
| Title |
Universal_protoplanetary_disk_size_under_complete_non-ideal_magnetohydrodynamics:_The_interplay_between_ion-neutral_friction,_Hall_effect,_and_the_Ohmic_dissipation |
| Authors |
Yueh-Ning_Lee,_Pierre_Marchand,_Yu-Hsuan_Liu,_Patrick_Hennebelle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.05823 |
非理想的な電磁流体力学の役割は、原始惑星系円盤の形成中、特にそのサイズの調整において重要であることが証明されています。両極拡散、ホール効果、およびオーム散逸の間の相互作用の下でディスクサイズを予測するための単純なモデルを提供します。このモデルは、太陽質量以下および中程度の磁化の広範囲の初期条件について、ディスクパラメータに準線形的にのみ依存する約20AUの小さなディスクサイズを予測します。回転と磁場の間の平行および逆平行整列の下でのバイモーダルディスクの振る舞いを含む、既存の数値シミュレーションで明らかになった現象を説明することができます。並列構成では、ディスクサイズが減少し、最終的には消えます。逆平行構成では、ディスクには、平らで収縮し、寿命が短い外側のパーティション（または疑似ディスク）と、質量とともにゆっくりと成長し、寿命が長い内側のパーティションがあります。初期磁化が大きい場合でも、ディスクの垂直磁場は、質量が小さい初期段階でのみ支配でき、トロイダル磁場は最終的にすべてのディスクで支配します。
トランジットタイミング変化法によるHAT-P-16bおよびTrES-3b太陽系外惑星の分析
| Title |
Analysis_of_HAT-P-16b_and_TrES-3b_Exoplanets_by_the_Transit_Timing_Variations_Method |
| Authors |
Y._Alada\u{g},_A._Aky\"uz,_\"O._Bast\"urk,_N._Aksaker,_E.M._Esmer,_S._Yal\c{c}{\i}nkaya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06108 |
この研究では、HAT-P-16bとTrES-3bの太陽系外惑星の通過観測を、50cmのリッチークレチアン型望遠鏡を備えた\c{C}\"UUZAYMER天文台で実施しました。両方の太陽系外惑星の光度曲線を分析することにより、システムパラメータは、許容可能なモデルで取得されています。HAT-P-16システムのこれらのパラメータの一部は、M$_{P}$=4.172$\pm$0.163M$_{J}$、R$_{であることがわかりました。P}$=1.309$\pm$0.111R$_{J}$、a/R$_{*}$=7.1922$\pm$0.0017およびb=0.1003$\pm$0.1533は、\citeで指定された値と一致します。{2010ApJ...720.1118B}。また、TrES-3システムの場合、同じパラメーターがM$_{P}$=1.959$\pm$0.111M$_{J}$、R$_{Pとして計算されました。}$=1.320$\pm$0.169R$_{J}$、a/R$_{*}$=6.0656$\pm$0.4899およびb=0.7892$\pm$0.0700。これらの値も、指定された値と一致しています。\cite{2007ApJ...663L..37O}で。HAT-P-16bのLomb-Scargle（LS）ピリオドグラムの結果として、から得られた通過時間を使用した結果、有意な通過タイミング変動（TTV）は見つかりませんでした。トランジットライトカーブ（Fその他のアラーム確率-FAP）=\％96）。しかし、TrES-3bデータから得られたLSピリオドグラムの結果として、32。38日で有意な周期性が見られ、41。07日で二次周期性が見られました。FAPがそれぞれ3.41\％と1.88\％のこれらの周期は、ホスト星の自転周期に近いと解釈します。したがって、これらの期間は、スポットによって誘発される光の変動の変調に起因する可能性があります。
FIRE-2のドワーフステラ郊外のその場での起源
| Title |
The_In-situ_Origins_of_Dwarf_Stellar_Outskirts_in_FIRE-2 |
| Authors |
Erin_Kado-Fong,_Robyn_E._Sanderson,_Jenny_E._Greene,_Emily_C._Cunningham,_Coral_Wheeler,_T.K._Chan,_Kareem_El-Badry,_Philip_F._Hopkins,_Andrew_Wetzel,_Michael_Boylan-Kolchin,_Claude-Andr\'e_Faucher-Gigu\`ere,_Song_Huang,_Eliot_Quataert,_and_Tjitske_Starkenburg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.05034 |
拡張された、古くて丸い恒星のハローは、観測された宇宙の高質量矮小銀河（$10^{8.5}<M_\star/M_\odot<10^{9.6}$）の周りに遍在しているように見えます。しかし、これらの矮星が、主に付着した星で構成される恒星のハローを形成するのに十分な数のマイナーな合併を経た可能性は低いです。ここでは、FIRE-2（現実的な環境でのフィードバック）の宇宙論的ズームインシミュレーションが、厚い円盤と丸い恒星のハローの両方を含む、現実的な構造を持つ矮小銀河を生成できることを示します。重要なことに、これらの恒星のハローは、主に円盤星の外向きの移動を介して、その場で形成されます。ただし、FIREには、明確に定義されたディスク/ハローがなく、観測された矮星の個体数とは似ていない「非円盤状」の矮星が多数存在します。これらの非円盤状の矮星は、円盤状の矮星よりもガスが少ないか、最近の星形成の履歴がバースト的である傾向があり、星形成のフィードバックが円盤の形成を妨げている可能性があることを示唆しています。両方のクラスの矮星は、シミュレートされた銀河でのフィードバックの実装を調べるために、銀河の固有の形状（銀河の恒星の内容の分布の直接的な定量化）の力を強調しています。
ZTF調査から選択されたAGNの連続残響マッピングベースの降着円盤サイズ
| Title |
Continuum_reverberation_mapping_based_accretion_disk_sizes_for_AGN_selected_from_the_ZTF_survey |
| Authors |
Vivek_Kumar_Jha,_Ravi_Joshi,_Hum_Chand,_Xue-Bing_Wu,_Luis_C._Ho,_Shantanu_Rastogi,_and_Qinchun_Ma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.05036 |
掃天観測（ZTF）調査から得られた光学$g$、$r$、および$i$バンド光度曲線を使用して、19個の活動銀河核（AGN）のサンプルの降着円盤サイズの推定値を示します。すべてのAGNには、以前の残響マッピング測定に基づいた信頼性の高い超大質量ブラックホール（SMBH）質量推定値があります。マルチバンド光度曲線は相互相関されており、残響ラグは、補間相互相関関数（ICCF）法と、{\scjavelin}コードを使用したベイズ法を使用して推定されます。ディスク再処理の引数から予想されるように、$g-r$バンドラグは、このサンプルの$g-i$バンドラグよりも短くなっています。5つのソースを除くすべてのソースのバンド間ラグは、標準のShakuraSunyaev（SS）分析モデルから予測されたサイズよりも大きくなっています。{\scjavelin}コードを介して実装された薄いディスクモデルを使用して光度曲線を直接適合させ、降着円盤のサイズを取得します。このモデルを使用して得られたディスクサイズは、SSディスクモデルに基づく予測の平均3.9倍です。ディスクサイズと既知の物理パラメータ、つまり光度とSMBH質量の間には弱い相関関係があることがわかります。近い将来、大規模な測光調査からの光度とSMBH質量の範囲をカバーする、AGNの大規模なサンプルは、降着円盤の構造と物理学をよりよく理解するのに役立つでしょう。
派生した星形成履歴に対する傾斜依存減衰の影響について：GOODSフィールドの円盤銀河からの結果
| Title |
On_the_Impact_of_Inclination-Dependent_Attenuation_on_Derived_Star-Formation_Histories:_Results_from_Disk_Galaxies_in_the_GOODS_Fields |
| Authors |
Keith_Doore,_Rafael_T._Eufrasio,_Bret_D._Lehmer,_Erik_B._Monson,_Antara_Basu-Zych,_Kristen_Garofali,_Andrew_Ptak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.05039 |
スペクトルエネルギー分布（SED）フィッティングの傾斜に依存する減衰処方を開発および実装し、導出された星形成履歴への影響を研究します。SEDフィッティングコードLightning内の処方を、GreatObservatoriesOriginsDeepSurvey（GOODS）NorthおよびSouthフィールドの82、z=0.21-1.35ディスクが支配的な銀河のクリーンなサンプルに適用します。傾斜に依存する減衰処方をより伝統的なフィッティング処方と比較するために、SEDを傾斜に依存しないCalzettietal。にも適合させます。（2000）減衰曲線。この比較から、Calzettietal。を利用して、サンプル内の58個のz<0.7銀河のサブセットに適合することがわかりました。（2000）処方、FUVバンドの減衰と最近の星形成率の傾きに依存する適合と同様の傾向を傾きとともに回復します。ただし、傾斜と強く相関する光減衰（AV）の処方の違いがわかります（p値<10^-10）。i<50度（エッジオン、i=90度）のより多くの正面銀河の場合、平均導出AVは、傾斜に依存する場合、0.30+/-0.10マグニチュード低く（0.55+/-0.15マグニチュード高く）なります。従来の方法と比較したモデル。さらに、処方間の恒星質量の比率にも、傾斜を伴う有意な（p値<10^-2）傾向があります。i=0-65度の場合、恒星の質量は近似間で体系的に一貫しており、log（Mstar_inc/Mstar_Calzetti）=-0.05+/-0.03dex、散乱は0.11dexです。ただし、i=80〜90度の場合、導出された恒星の質量はCalzettietalの方が低くなります。（2000）0.17+/-0.02dexの平均係数、および0.13dexの分散で適合します。したがって、これらの結果は、Calzettietal。（2000）減衰法則は、高度に傾斜した円盤が優勢な銀河の恒星の質量を潜在的に過小評価しています。
大規模な天の川衛星のAPOGEE化学物質量パターン
| Title |
APOGEE_Chemical_Abundance_Patterns_of_the_Massive_Milky_Way_Satellites |
| Authors |
Sten_Hasselquist,_Christian_R._Hayes,_Jianhui_Lian,_David_H._Weinberg,_Gail_Zasowski,_Danny_Horta,_Rachael_Beaton,_Diane_K._Feuillet,_Elisa_R._Garro,_Carme_Gallart,_Verne_V._Smith,_Jon_A._Holtzman,_Dante_Minniti,_Matthew_Shetrone,_Henrik_J\"onsson,_Maria-Rosa_L._Cioni,_Sean_P._Fillingham,_Katia_Cunha,_Robert_O\'Connell,_Jos\'e_G._Fern\'andez-Trincado,_Ricardo_R._Mu\~noz,_Ricardo_Schiavon,_Andres_Almeida,_Borja_Anguiano,_Timothy_C._Beers,_Dmitry_Bizyaev,_Joel_R._Brownstein,_Roger_E._Cohen,_Peter_Frinchaboy,_D._A._Garc\'ia-Hern\'andez,_Doug_Geisler,_Richard_R._Lane,_Steven_R._Majewski,_David_L._Nidever,_Christian_Nitschelm,_Joshua_Povick,_Adrian_Price-Whelan,_Alexandre_Roman-Lopes,_Margarita_Rosado,_Jennifer_Sobeck,_Guy_Stringfellow,_Octavio_Valenzuela,_Sandro_Villanova,_Fiorenzo_Vincenzo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.05130 |
SDSS-IVアパッチポイント天文台銀河進化実験（APOGEE）調査では、天の川（MW）の巨大な伴銀河（大マゼラン雲と小マゼラン雲（LMC/SMC））に分布する何千もの赤い巨大星の高解像度スペクトルが得られました。）、射手座矮星（Sgr）、フォルナックス（Fnx）、そして今や完全に破壊された\emph{ガイア}ソーセージ/エンセラダス（GSE）システム。複数の元素（C、N、O、Mg、Al、Si、Ca、Fe、Ni、およびCe）、および化学進化モデルを各銀河の[$\alpha$/Fe]-[Fe/H]存在量平面に適合させることによって。結果は、Nideverらによって観察されたMCのスターバーストの化学的特徴を示しています。$\alpha$元素の存在量は、C+N、Al、およびNiにまで及び、SMCの主要なバーストはLMCのバーストの約3〜4Gyr前に発生します。SgrとFnxも、二次星形成エポックを示唆する化学的存在量パターンを示すことがわかりますが、これらのイベントは、MCで観察されたものよりも弱くて早い（$\sim$〜5-7Gyr前）。GSEに2番目のスターバーストの化学的証拠はありませんが、この銀河は他の4つの銀河と比較して最も強い初期の星形成を示しています。すべての矮小銀河は、MWよりもそれらの濃縮に対するAGB星の相対的な寄与が大きかった。これらの化学パターンを比較対照することは、その化学進化における銀河環境の重要性を浮き彫りにします。
天の川銀河の薄い円盤矮星のバイモーダル$ ^ 7 $ Li分布：銀河規模のイベントと恒星進化の役割
| Title |
The_bi-modal_$^7$Li_distribution_of_the_Milky_Way's_thin-disk_dwarf_stars:_The_role_of_Galactic-scale_events_and_stellar_evolution |
| Authors |
Santi_Roca-F\`abrega,_F\'elix_Llorente_de_Andr\'es,_Carolina_Chavero,_Carlos_Cifuentes,_and_Ramiro_de_la_Reza |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.05563 |
恒星大気中のリチウムの存在量A（Li）は、星の寿命の間にさまざまな増強と枯渇のプロセスに苦しんでいます。いくつかの研究は、これらのプロセスが星形成と進化の物理学に関連していることを示していますが、銀河スケールのイベントが銀河のA（Li）進化において果たす役割はまだよく理解されていません。特にFGK-矮星集団で観測されたA（Li）バイモーダル分布は統計的アーティファクトではなく、2つの集団が星の数が少ない領域を介して接続していることを示すことを目的としています。また、薄い円盤内の星のA（Li）分布を形成する上で銀河規模のイベントが果たす役割を調査したいと思います。よく知られている$^7$Liの生成および枯渇チャネルのほとんどを含むA（Li）の銀河化学進化モデルとともに統計的手法を使用します。天の川銀河の薄い円盤に属するFGK主系列星がバイモーダルA（Li）分布を示すことを確認します。このバイモダリティは、特定の天の川の星形成履歴プロファイルと、恒星進化論の$^7$Li枯渇メカニズムを組み合わせることによって生成できることを示しています。A（Li）の進化は、私たちの銀河の星形成の歴史の追加のプロキシとして使用できることを示しています。
銀河系球状星団NGC104（47 Tuc）の赤色巨星の大気中のバリウムの存在量
| Title |
Abundance_of_barium_in_the_atmospheres_of_red_giants_in_the_Galactic_globular_cluster_NGC_104_(47_Tuc) |
| Authors |
V._Dobrovolskas,_E._Kolomiecas,_A._Ku\v{c}inskas,_J._Klevas,_S._Korotin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.05586 |
環境。ほとんどの（すべてではないにしても）タイプI銀河球状星団（GGC）は、豊富な軽化学元素（Li、N、O、Na、Mg、Alなど）の広がりを特徴としていますが、同様の広がりがあるかどうかはまだ十分に確立されていません。sプロセス要素にも存在する可能性があります。目的。きょしちょう座銀河団（GGC）47Tuc（NGC104）の原始（1P）星と汚染（2P）星の間のBa存在量の可能な違いを調査しました。このために、これまでのGGCでNaとBaの存在量分析に使用された最大のサンプルである、261個の赤色巨星分枝（RGB）星のサンプルで、Fe、Na、およびBaの均一な存在量を取得しました。メソッド。NaとBaの存在量は、アーカイブGIRAFFE/VLTスペクトルと1D非局所熱力学的平衡（NLTE）存在量分析手法を使用して決定されました。結果。Grattonらの発見に反して。（2013）、47Tucの261個のRGB星のサンプルでは、有意なBa-Na相関または2P-1PBa存在量の違いは検出されませんでした。これは、D'Oraziらの結果を裏付けています。（2010）このGGCの110個のRGB星で統計的に有意なBa-Na相関を発見しなかった。261個のRGB星のサンプルで得られた平均バリウム対鉄比$\langle{\rmBa/Fe}_{\rm1D〜NLTE}\rangle=-0.01\pm0.06$は、これらとよく一致しています。この金属量で銀河系のフィールドスターで決定され、したがって、クラスターのその後の化学進化の間に変更されていない原始的なプロトクラスターガスの存在量を表す可能性があります。
天の川円盤の星形成環境の経時的均一性
| Title |
The_homogeneity_of_the_star_forming_environment_of_the_Milky_Way_disk_over_time |
| Authors |
Melissa_K._Ness,_Adam_J._Wheeler,_Kevin_McKinnon,_Danny_Horta,_Andrew_R._Casey,_Emily_C._Cunningham,_Adrian_M._Price-Whelan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.05722 |
恒星の存在量と年齢は、化学物質の濃縮を銀河の形成に結び付ける手段を提供します。天の川では、個々の元素の存在量は年齢と密接な相関関係を示し、（[Fe/H]-[$\alpha$/Fe]）全体の傾きが異なります。ここでは、存在量を年齢の尺度として特徴づけることから、存在量が時間の経過とともにディスク内の恒星の誕生環境の特性をどのように追跡するかを理解することから始めます。$\sim$27,000APOGEEスター（R=22,500、SNR$>$200）からの測定値を使用して、元素のサンプル（X=Si、O、Ca、Ti、Ni、Al、Mn、Cr）を予測するための単純なローカル線形モデルを構築します。）超新星生産チャネルの基準トレーサーとして、（Fe、Mg）の存在量のみを使用します。[Fe/H]と[Mg/H]が与えられると、これらの元素[X/H]は、測定の不確かさの約2倍になると予測します。直交位相の測定誤差を差し引いた後の固有の分散は、$\upperx0.015-0.04$〜dexです。各元素の予測（測定$-$モデル）の残差は、各元素が固定（Fe、Mg）での出生特性への個別のリンクを持っていることを示しています。主に大質量星の超新星（すなわち、Si、O、Al）からの残差は、誘導半径と部分的に相関しています。主に超新星Ia（すなわち、Mn、Ni）からの残留物は、部分的に年齢と相関しています。ただし、固定（Fe、Mg）で持続する固有の散乱の一部は、相関関係を考慮した後、現在の測定で追跡できる出生特性をさらに区別するようには見えません。おそらく、これは、残差が、以前は散開星団システムのみを使用して推測されていた、ディスクの恒星の誕生環境の典型的な（不）均一性の尺度でもあるためです。私たちの研究は、固定された出生半径と時間で、超新星源で生成された元素に$\approx0.01-0.015$dexの中央値のばらつきがあることを示唆しています。
NGC2264-Dクラスター形成領域における凝集スケールの化学
| Title |
Clump-scale_chemistry_in_the_NGC2264-D_cluster-forming_region |
| Authors |
Kotomi_Taniguchi,_Adele_Plunkett,_Tomomi_Shimoikura,_Kazuhito_Dobashi,_Masao_Saito,_Fumitaka_Nakamura,_and_Eric_Herbst |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.05723 |
バンド3のアタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）のアタカマコンパクトアレイ（ACA）を使用して、NGC\、2264-Dクラスター形成領域のn3およびn5位置に向けてマッピング観測を実施しました。10000auでの観測スケールビームは、凝集スケールで化学組成を明らかにします。CH$_{3}$OHの観測された低上部状態エネルギー線の空間分布は、CSおよびSOの空間分布と類似しており、HC$_{3}$N放出は主に以下を含む塊に関連しているようです。若い恒星状天体。星形成活動によって引き起こされた乱流ガスは、NGC\、2264-Dに大規模な衝撃領域を生成します。これは、CH$_{3}$OH、CS、およびSOの放出によって追跡されます。CH$_{3}$OHに関してHC$_{3}$N、CH$_{3}$CN、およびCH$_{3}$CHOの存在量を導き出します。n5フィールドと比較して、n3フィールドは隣接するNGC\、2264-Cから（投影された見かけの距離で）遠いですが、n3フィールドの化学組成はNGC\の原始星候補CMM3の化学組成と類似する傾向があります。2264-C。n3フィールドのHC$_{3}$N/CH$_{3}$OH比は、n5フィールドのHC$_{3}$N/CH$_{3}$OH比よりも高くなっています。HC$_{3}$N/CH$_{3}$OH比とそれらの励起温度の間に反相関が見られます。n5フィールドでの低いHC$_{3}$N/CH$_{3}$OH存在比は、n5フィールドがn3フィールドと比較してより活発な星形成を伴う環境であることを意味します。
HIからH2への遷移に対する放射ステラフィードバックの動的効果
| Title |
Dynamical_Effects_of_the_Radiative_Stellar_Feedback_on_the_H_I-to-H2_transition |
| Authors |
Vincent_Maillard,_Emeric_Bron,_and_Franck_Le_Petit |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.05886 |
原子から分子への水素（H/H2）遷移は、星間雲内の分子状態のガスの割合を制御するため、広く研究されてきました。この割合は、シュミット-ケニカットの法則による星形成に関連しています。静的光解離領域（PDR）について、HI層のカラム密度の理論的推定（Sternbergetal。2014）が提案されていますが、ハーシェルと十分に分解されたALMA観測により、星形成領域での動的効果が明らかになりました。光蒸発。H/H2遷移の分析研究を拡張して、特にブリスターHII領域の壁での光蒸発の存在下でのイオン化フロントの伝播の影響を含め、全原子水素カラムへの影響を見つけます。UV場の存在下での雲の表面での密度、およびH/H2遷移の特性。粒子上のH2形成、H2光解離、およびイオン化フロントを通過するガスの移流としてモデル化されたイオン化フロント伝搬ダイナミクスを考慮して、H2カラム密度プロファイルを与える微分方程式を半解析的に解きます。この移流を考慮に入れると、静的モデルと比較して原子領域の幅が狭くなります。イオン化先端速度が特定の値を超えると、原子領域が消失し、H/H2遷移とイオン化先端が融合する可能性があります。分離された構成とマージされた構成の両方について、HIカラムの総密度を決定するための分析式を提供します。私たちの結果は、金属量を考慮に入れています。最後に、我々の結果をO型星によって照らされたPDRの観測と比較しました。そのため、特に低励起PDRの場合、動的効果が強いと結論付けました。
階層的に形成された埋め込まれた星団は、それらの初期条件に応じてガス放出を生き延びていますか？
| Title |
Are_hierarchically_formed_embedded_star_clusters_surviving_gas_expulsion_depending_on_their_initial_conditions? |
| Authors |
R._Dom\'inguez,_J.P._Farias,_M._Fellhauer,_Ralf_S._Klessen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.05944 |
N体シミュレーションによるフラクタル分布を使用して、異なる原始質量分離レベルを持つ若い埋め込まれた星団の溶解プロセスを調査します。ビリアルおよびサブビリアルグローバル状態のいくつかの星団を、ガスを模倣するためにプラマーおよび均一な密度プロファイルと組み合わせます。星団の質量はMstars=500Moで、初期質量関数に従います。ここで、星はr=1.5pcの中心から最大距離にあります。クラスターは、同じ半径で質量がMcloud=2000Moの雲に配置され、星形成効率は0.2になります。非常に早い段階でバックグラウンド電位を瞬時に除去し、ガス放出の最も破壊的なシナリオを模倣します。結合した恒星質量の割合の進化は、恒星進化がある場合とない場合のシミュレーションで合計16Myrで追跡されます。分析物理モデルを使用してガス放出後の結合質量分率を推定した等質量粒子を使用した以前の研究と結果を比較します。初期条件とは関係なく、結合した恒星の質量の割合は、ガス放出の直後に十分に予測できますが、これらのシステムは、現実的な初期質量関数を含める。この不一致は、原始的な質量分離レベルとは無関係です。
ステラ「スネーク」I：全体の構造と特性
| Title |
The_Stellar_"Snake"_I:_Whole_Structure_and_Properties |
| Authors |
Wang_Fan,_Tian_Hai-Jun,_Qiu_Dan,_Xu_Qi,_Fang_Min,_Tian_Hao,_Li_Di,_Sarah_Bird,_Shi_Jian-Rong,_Fu_Xiao-Ting,_Liu_Gao-Chao,_Cui_Sheng,_and_Zhang_Yong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.05999 |
太陽の近くにある若いヘビのような構造の以前の発見を補完し、構造の全範囲を明らかにするために、「ヘビ」領域内およびその周辺の{\ttGaiaEDR3}データを調査します。友達の友達アルゴリズムを使用して、2つのサンプルから2694と9615のスネークメンバー候補を識別します。これらのメンバー候補には、13個の散開星団が埋め込まれています。複数の調査からの分光データを組み合わせることにより、候補者の包括的な特性を調査し、ほとんどのコンポーネントが空間分布で十分に橋渡しされており、年齢とともに単一の星の種族を追跡しているため、候補者が実際に1つの大きな構造に属していることを発見します$30-40$\、Myrと太陽の金属量。このかなり大きな構造は、階層的に原始的な構造である必要があり、おそらく局所領域で異なる形成履歴を持つフィラメント状の巨大な分子雲から形成されます。全体の構造が拡大しています。ヘビのダイナミクスをさらに分析するために、接線方向の運動学に従って構造を5つのグループに分割します。グループが一貫した速度で拡大していることがわかります（$\kappa_X\sim3.0\、\times10^{-2}\、\rmkm\、s^{-1}\、pc^{-1}$）構造の長さに沿って（$X$方向）。1万を超えるメンバーの星を持つスネークは、近くの同時代の星形成、恒星物理学、および環境の進化を広い空間範囲で研究するための理想的な実験室です。
$ 1.6 \ le z \ le3.0 $での星形成銀河の恒星の質量と恒星の金属量の関係および$ \ alpha $-エンハンスメントの進化への影響
| Title |
The_stellar_mass_versus_stellar_metallicity_relation_of_star-forming_galaxies_at_$1.6\le_z\le3.0$_and_implications_for_the_evolution_of_the_$\alpha$-enhancement |
| Authors |
Daichi_Kashino,_Simon_J._Lilly,_Alvio_Renzini,_Emanuele_Daddi,_Giovanni_Zamorani,_John_D._Silverman,_Olivier_Ilbert,_Yingjie_Peng,_Vincenzo_Mainieri,_Sandro_Bardelli,_Elena_Zucca,_Jeyhan_S._Kartaltepe,_and_David_B._Sanders |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06044 |
静止フレームを使用して、$1.6\lez\le3.0$（<z>=2.2）の1336個の星形成銀河について、恒星の質量と恒星の金属量の関係、恒星の質量と金属量の関係（MZR）を測定します。-zCOSMOS-deepsurveyからの紫外線スペクトル。恒星の吸収特性を含む高信号対雑音比の複合スペクトルは、ある範囲の金属量の母集団合成モデルスペクトルに適合します。$（Z_{Fe、\ast}/Z_{Fe、\odot}）=-（0.81\pm0.01）+（0.32+0.03）\log（M_\ast/10^{10}M_\odot）$は、$10^9\lesssimM_\ast/M_\odot\lesssim10^{11}$の質量範囲全体で、ローカルで見られるよりも$\upperx6\times$低くなっています。同じ質量。気相酸素MZRを使用して推定された瞬間的な酸素対鉄比（$\alpha$-enhancement）は、平均して[O/Fe]$\upperx0.47$であり、ローカルの[O/Fe]$\approx0$。[O/Fe]と[Fe/H]で観測された変化は、進化する主系列に続く安定した星形成履歴（SFH）を備えた単純なフロースルーガスレギュレーターモデルで再現されます。私たちのモデルは、[O/Fe]が、SFH、質量、およびシステムのガス調整特性とは無関係に、瞬間的な特定の星形成率のみによってほぼ完全に決定されることを示しています。[O/Fe]のz〜2にある$\sim10^{10}M_\odot$銀河の位置-金属量平面は、私たちの金属量の低い厚い円盤の星のシーケンスと著しく一致していることがわかります。銀河。これは、銀河考古学の結果と高赤方偏移の天の川の前駆体の観測との間の美しい一致を示しています。しかし、そのような星の種族は私たちのデータには見られず、説明するのが難しいため、バルジに見られる古い金属が豊富で低$\alpha$/Feの星がz〜2によっていつどのように形成されたのかという疑問が残ります。私たちのモデルの文脈で。
Galaxy And Mass Assembly（GAMA）：$ \ mathbf {z \ sim 0} $ Galaxy
Luminosity Function down to $ \ mathbf {L \ sim 10 ^ {6} 〜L_ \ odot}
$、クラスタリングベースの赤方偏移推論
| Title |
Galaxy_And_Mass_Assembly_(GAMA):_$\mathbf{z_\sim_0}$_Galaxy_Luminosity_Function_down_to_$\mathbf{L_\sim_10^{6}~L_\odot}$_via_Clustering_Based_Redshift_Inference |
| Authors |
Geray_S._Karademir,_Edward_N._Taylor,_Chris_Blake,_Ivan_K._Baldry,_Sabine_Bellstedt,_Maciej_Bilicki,_Michael_J._I._Brown,_Michelle_E._Cluver,_Simon_P._Driver,_Hendrik_Hildebrandt,_Benne_W._Holwerda,_Andrew_M._Hopkins,_Jonathan_Loveday,_Steven_Phillipps,_Angus_H._Wright |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06136 |
この研究では、クラスタリングベースの赤方偏移推論を使用して、$L\sim10^{11.5}$から$10^までの55。5年間にわたる、進化する銀河の光度関数（GLF）を可能な限り微弱な限界まで測定する新しい実験計画を提示します。6〜\mathrm{L}_\odot$。GalaxyAndMassAssembly（GAMA）調査とKilo-DegreeSurvey（KiDS）のデータを使用します。GAMA-KiDS測光カタログの限界まで見かけの等級のビンで赤方偏移分布を導き出します。$m_r\lesssim23$;クラスタリングベースの赤方偏移推論によるGAMA分光赤方偏移サンプルの限界を10年以上超えています。この手法では、既知の赤方偏移（この場合はメインのGAMAサンプル）を持つ参照セットの空間相互相関統計を使用して、ターゲットアンサンブルの赤方偏移分布を導出します。赤方偏移分布のキャリブレーションでは、$0.005<z<0.48$の間隔で適応正規化係数を使用した単純なパラメーター化を使用して、クラスタリングの赤方偏移の結果を導き出します。GLFは、$-17\lesssimM_r\lesssim-13$に対して比較的一定のべき乗則勾配$\alpha\upperx-1.2$を持ち、$-13\lesssimM_r\lesssim-に対して急激に急勾配になっているように見えます。10ドル。この好転は、球状星団（GC）が引き継いで、光度の関数としてソースカウントを支配する場所であるように見えます。したがって、最も明るい銀河からGCスケールまで、$z\sim0$の散在銀河集団の全範囲にわたってGLFをマッピングしました。
バイナリでの質量流出を伴う降着円盤のスパイラルショックに対する点ごとの自己相似解
| Title |
Point-wise_Self-similar_Solution_for_Spiral_Shocks_in_Accretion_Disk_with_Mass_Outflow_in_Binary |
| Authors |
Ramiz_Aktar_(Department_of_Astronomy,_Xiamen_University),_Li_Xue_(Department_of_Astronomy,_Xiamen_University),_and_Tong_Liu_(Department_of_Astronomy,_Xiamen_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.05020 |
コンパクト星の周りの定常、断熱、非軸対称降着円盤からのスパイラルショックの特性をバイナリで調べます。最初に、基本的な保存方程式にロッシュポテンシャルとコリオリの力を採用することにより、バイナリからのすべての可能な影響を組み込みます。この論文では、スパイラルショックは点ごとに自己相似であると仮定し、研究を単純化するために流れは垂直静水圧平衡にあります。また、衝撃圧縮による質量流出を調べ、降着する白色矮星にバイナリで適用します。私たちのモデルは、超新星Iaの前駆体の研究で一般的に使用される光学的に厚い風のアドホックな仮定を克服するのに有益であることがわかります。
第37回国際宇宙線会議へのVERITASの貢献
| Title |
VERITAS_contributions_to_the_37th_International_Cosmic_Ray_Conference |
| Authors |
C._B._Adams,_A._Archer,_W._Benbow,_A._Brill,_J._H._Buckley,_M._Capasso,_J._L._Christiansen,_A._J._Chromey,_M._Errando,_A._Falcone,_K._A._Farrell,_Q._Feng,_G._M._Foote,_L._Fortson,_A._Furniss,_A._Gent,_G._H._Gillanders,_C._Giuri,_O._Gueta,_D._Hanna,_O._Hervet,_J._Holder,_B._Hona,_T._B._Humensky,_W._Jin,_P._Kaaret,_M._Kertzman,_T._K._Kleiner,_S._Kumar,_M._J._Lang,_M._Lundy,_G._Maier,_C._E_McGrath,_P._Moriarty,_R._Mukherjee,_D._Nieto,_M._Nievas-Rosillo,_S._O'Brien,_R._A._Ong,_A._N._Otte,_S._R._Patel,_S._Patel,_K._Pfrang,_M._Pohl,_R._R._Prado,_E._Pueschel,_J._Quinn,_K._Ragan,_P._T._Reynolds,_D._Ribeiro,_E._Roache,_J._L._Ryan,_I._Sadeh,_M._Santander,_G._H._Sembroski,_R._Shang,_D._Tak,_V._V._Vassiliev,_A._Weinstein,_D._A._Williams,_and_T._J._Williamson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.05119 |
ドイツのベルリンで2021年7月12日から23日（オンライン）に開催された第37回国際宇宙線会議（ICRC）でVERITASコラボレーションによって発表された論文の編集。
Fermi-LATGRB残光で追加の高エネルギー成分を探す
| Title |
Searching_for_an_additional_high-energy_component_in_Fermi-LAT_GRB_afterglows |
| Authors |
Xin-Bo_He,_Pak-Hin_Thomas_Tam,_Guang-Bo_Long,_Partha_Sarathi_Pal,_Yong_Zhang,_Li-Jun_Zhang_(Sun_Yat-sen_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.05177 |
少なくとも2つのGRB、つまりGRB180720BとGRB190114CからのVHE成分が、残光段階で検出されました。2008年から2019年の間にFermi-LATによって検出された199個のGRBを体系的に分析しました。追加の高エネルギー成分がFermi-LATGRBの残光に存在する場合、最適なスペクトルモデルは、破壊エネルギーを超える上昇を伴うべき乗則（BPL）モデルである可能性があります。PL表現とBPL表現を使用して残光スペクトルを比較します。T90の後に到着した>10GeVの光子を持つ30個のGRBのうち、25個のGRBが2*T90の後に0.1〜200GeVで暫定的または有意に検出されます。GRB131231Aのスペクトルは、1.6+-0.8〜GeVのブレークを超える上昇を示しており、BPLモデルをサポートしています。GRB131231Aの場合、X線およびガンマ線スペクトルのモデリングを実行し、SSCモデルが許容可能なパラメーター値で上昇を説明できることを発見しました。GRB190114C、171210A、150902A、130907A、130427A、および090902Bの場合、PLフィットと比較したBPLフィットの改善は、暫定的またはわずかです。上記のFermi-LATGRBのグループを除いて、追加の高エネルギー成分がFermi-LATGRBの残光に一般的に存在するという決定的な証拠はありません。このような追加の高エネルギー成分は、シンクロトロン自己コンプトンメカニズムによって説明される可能性があります。現在および将来のVHEの観察は、この問題に対する重要な制約を提供します。
LHAASOで検出されたUHEガンマ線源のパルサー風星雲起源
| Title |
A_pulsar_wind_nebula_origin_of_the_LHAASO-detected_UHE_gamma-ray_sources |
| Authors |
M._Breuhaus,_B._Reville,_J._A._Hinton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.05296 |
複数の銀河源からの数百TeVまでのガンマ線放出のLHAASOによる最近の測定は、銀河宇宙線の起源の探索における主要な観測の前進を表しています。非常に重要な問題は、この超高エネルギー放出が陽子および/または原子核のPeVエネルギーへの加速に関連しているか、またはPeV電子加速器に関連している可能性があるかということです。これらのエネルギーでの逆コンプトン放出の強力なクライン-仁科抑制は避けられませんが、逆コンプトン放出が測定された放出の自然な説明を提供できること、およびパルサー風の確立されたPeV電子加速源クラスとの関連をここに示します星雲もかなり自然です。ただし、異なるモデルを明確に区別するには、多波長データを考慮し、地域の環境条件について十分な知識を持ち、場合によってはマルチソースモデリングを実行する必要があります。
Swift J011511.0-725611：SMCでの珍しいBe Star / WhiteDwarfバイナリシステムの発見
| Title |
Swift_J011511.0-725611:_Discovery_of_a_rare_Be_Star_/_White_Dwarf_binary_system_in_the_SMC |
| Authors |
J._A._Kennea,_M._J._Coe,_P._A._Evans,_L._J._Townsend,_Z._A._Campbell_and_A._Udalski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.05307 |
白色矮星（WD）コンパクトオブジェクトを備えた珍しいBeX線連星システム（BeXRB）であるSwiftJ011511.0-725611が、小マゼラン雲（SMC）でS-CUBEDによって毎週Xで発見されたことを報告します。-ニールゲーレルスウィフト天文台によるSMCの光線/UV調査。観測によると、SwiftJ011511.0-725611からの約3か月の爆発が示されています。これは、2016年6月に開始されて以来S-CUBEDによって最初に検出されました。SwiftJ011511.0-725611は、白色矮星のコンパクトな物体を示す超軟X線源を示しています。これは、WD大気のOviiiK吸収端に一般的に起因する0.871keVの吸収端の存在によってさらに強化されています。SALTによる分光法は、コンパニオンスターのBeの性質を確認し、OGLEによる長期の光度曲線は、爆発時のシステム内の恒星円盤の特徴と、17。4日の周期性（おそらく公転周期）の存在の両方を検出します。システム。SwiftJ011511.0-725611は、以前に報告されたSMCBeWhiteDwarfバイナリ（BeWD）、SwiftJ004427.3-734801と同様に、タイプIIバーストが発生していることが示唆されています。既知のBeWDの希少性は、その希少性と、中性子星BeXRBの爆発と比較した相対的な弱さの両方のために、そのような爆発を検出するのが難しいことに一部起因している可能性があります。
Gaia EarlyDR3に基づくシグナスループまでの更新された距離
| Title |
An_Updated_Distance_to_the_Cygnus_Loop_based_on_Gaia_Early_DR3 |
| Authors |
Robert_A._Fesen,_Kathryn_E._Weil,_Ignacio_Cisneros,_William_P._Blair,_John_C._Raymond |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.05368 |
ガイア初期データリリース3の視差測定（EDR3）に基づいて、CygnusLoop超新星残骸までの距離を$725\pm15$pcに修正しました。これは、高-の存在に基づいて超新星の内側または後ろにあることが以前に判明したいくつかの星のそれらのスペクトルにおける速度吸収線。この改訂された距離の推定値と誤差は、CygnusLoopの残骸が、その$\simeq$18pc半径の推定距離の不確実性に匹敵する推定距離の不確実性を持っていることを意味します。
MAXI J1348-630のNuSTARモニタリング：高密度ディスク反射の証拠
| Title |
NuSTAR_monitoring_of_MAXI_J1348-630:_evidence_of_high_density_disc_reflection |
| Authors |
Sudip_Chakraborty_(Tata_Institute_of_Fundamental_Research,_India),_Ajay_Ratheesh_(Tor_Vergata_University_of_Rome,_Italy),_Sudip_Bhattacharyya_(Tata_Institute_of_Fundamental_Research,_India),_John_A._Tomsick_(University_of_California_Berkeley,_USA),_Francesco_Tombesi_(Tor_Vergata_University_of_Rome,_Italy),_Keigo_Fukumura_(James_Madison_University,_USA),_Gaurava_K._Jaisawal_(National_Space_Institute,_Denmark) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.05380 |
2019年の最初の爆発の際に、最近発見された一時的なブラックホールX線連星MAXIJ1348-630の6つのハード、中間、およびソフト状態のNuSTAR観測すべての広帯域スペクトル分析を示します。マルチカラーディスクと相対論的なぼやけた反射、そして必要に応じて遠方の反射。この単純なモデルスキームでは、スペクトルを説明するには不十分であり、鉄の存在量が非常に高くなることがわかります。したがって、高密度ディスクからの反射の可能性を探ります。高密度ディスク反射を説明するために、2つの異なるモデルセットを使用します。relxillベースの反射モデルとreflionxベースのモデルです。reflionxベースの高密度ディスク反射モデルは、鉄の存在量を太陽の値のあたりまで下げますが、密度は$10^{20.3-21.4}\rmcm^{-3}$であることがわかります。また、$\sim$7.3keV吸収線の形で高速流出の証拠が見つかりました。さまざまなエポックの最適なパラメーターと対応するモデルの統計的有意性の間の一貫性は、MAXIJ1348-630に高密度のディスク反射が存在することを示しています。
Ia型超新星の光度曲線と偏光に対する星周塵散乱の影響
| Title |
The_Effects_of_Circumstellar_Dust_Scattering_on_the_Light_Curves_and_Polarizations_of_Type_Ia_Supernovae |
| Authors |
Maokai_Hu,_Lifan_Wang_and_Xiaofeng_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.05504 |
Ia型超新星（SNeIa）の周りの星周物質（CSM）の観測シグネチャは、前駆体システムに独自の視点を提供します。SN前駆体の超新星前の進化は、SNIa爆発の一般的なシナリオのほとんどでCSMを自然に放出する可能性があります。この研究では、SNeIaの光度曲線と偏光に対するダスト散乱の影響を調査します。モンテカルロ法は、CSMを介した放射伝達プロセスを数値的に解くために構築されます。CSMの3種類の幾何分布が考慮されます：球殻、軸対称ディスク、および軸対称シェル。SNeまでのダストの距離とダストの幾何分布の両方がSNeの光度曲線と色の変化に影響を与えることを示します。以前の研究とは対照的に、SN2006XやSN〜2014Jなどの最良の観測例でも、測光データだけに基づいて仮想CSダストの幾何学的位置を確実に制約することはできず、時間依存偏光測定は確立するための比類のない方法であることがわかりました。ほこりの多いCSMの幾何学的位置。私たちのモデルの結果は、爆発後数ヶ月から約1年までの適切な時間範囲での広帯域偏光測定の時系列が、SNeIa周辺のCSダストの存在に明確な制限を提供できることを示しています。
中性子星は自然の物理実験室であり、極限状態での多数の現象の研究を可能にします。特に、これらのコンパクトなオブジェクトは、自明ではない起源と進化を伴う非常に強い磁場を持つことができます。多くの点で、その磁場が中性子星の外観を決定します。したがって、フィールドのプロパティを理解することは、観測データの解釈にとって重要です。これを補完するものとして、さまざまな種類の中性子星の観測により、地上の実験室では利用できない規模で電気力学的プロセスのパラメーターを調べることができます。このレビューでは、最初に、中性子星の磁場の形成と進化の理論モデルについて簡単に説明し、磁場の崩壊過程に特別な注意を払います。次に、マグネター、冷却中性子星、静かな中性子星、連星のソースなど、さまざまなタイプのコンパクトオブジェクトの磁場特性に関連する重要な観測結果を示します。その後、どの観測が中性子星磁場のあいまいな特性とその振る舞いに光を当てることができるかについて議論します。未解決の問題の主観的なリストでレビューを終了します。
回転する黒い弦の周りのアルフベン波の一次元力のない数値シミュレーション
| Title |
One-dimensional_force-free_numerical_simulations_of_Alfven_waves_around_a_spinning_black_string |
| Authors |
Shinji_Koide,_Sousuke_Noda,_Masaaki_Takahashi,_Yasusada_Nambu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.05703 |
回転するブラックホールのような物体であるBanados--Teitelboim--Zanelliブラックストリングの周りの磁力線に沿ったアルフベン波の伝播の1次元力のない磁気力学的数値シミュレーションを実行して、波の伝播の動的プロセスを調査しました。アルヴェーン波によるエネルギー輸送。アルフベン波動モードの線形波動方程式を得るために、軸対称および静止磁気圏を検討し、背景磁気圏を摂動させました。数値結果は、ブランドフォードによる黒い弦からのエネルギー抽出の場合、エネルギーが保存されていないように見えるエルゴ球の周りの回転する湾曲した磁力線に沿って波が外側に伝播するにつれて、アルヴェーン波のエネルギーが単調に増加することを示しています。-Znajekメカニズム。省エネの明らかな崩壊は、アルヴェーン波によって引き起こされた追加の波の存在を示唆しています。アルヴェーン波によって引き起こされる追加の高速磁気音波を考慮すると、エネルギー節約が回復します。回転するブラックホールの周りでは、アルヴェーン波の増幅や高速磁気音波の誘導など、同様の相対論的現象が予想されます。
SN1987Aからの非熱放射のモデリング
| Title |
Modeling_non-thermal_emission_from_SN_1987A |
| Authors |
Robert_Brose,_Jonathan_Mackey,_Sean_Kelly,_Nathan_Grin,_Luca_Grassitelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.05784 |
SN1987Aの残骸は、この種の最もよく研究されたオブジェクトです。電磁スペクトル全体にわたる熱放射と非熱放射の豊富なデータセットは、粒子加速理論を詳しく説明するための独自のテストベッドを提供します。超新星爆発の周りの媒体の水力プロファイルを取得するために、前駆体の風の2Dシミュレーションを使用します。次に、周囲媒体の顕著な特徴に沿ったさまざまな円錐が、時間依存の加速コードRATPaCで使用され、SN1987Aの放出の進化をモデル化し、観測データと比較します。宇宙線の輸送と流体力学的流れをテスト粒子の限界で解きます。シミュレーションコードは1Dプロファイルに依存していますが、若い残骸の膨張速度が大きいため、横方向の輸送は重要ではありません。熱X線放射の増加は、低エネルギーガンマ線の明るさの増加よりも数年前であることがわかります。より低いエネルギーでのガンマ線の明るさの増加に続いて、最も高いエネルギーでの滑らかな増加が続きます。最高エネルギーでのガンマ線スペクトルは、増光中は柔らかく見えますが、赤道リング内のより多くの物質が衝撃を受けると硬化します。SNR爆風が赤道面のピーク密度の領域を通過すると、X線とガンマ線の明るさはほぼ一定に保たれます。
フェルミLATの低エネルギー技術を用いたコア崩壊超新星からのアクシオン様粒子の探索
| Title |
Searching_for_Axion-Like_Particles_from_Core-Collapse_Supernovae_with_Fermi_LAT's_Low_Energy_Technique |
| Authors |
Milena_Crnogor\v{c}evi\'c_(1_and_2),_Regina_Caputo_(3),_Manuel_Meyer_(4),_Nicola_Omodei_(5),_Michael_Gustafsson_(6)_((1)_University_of_Maryland,_(2)_Center_for_Research_and_Exploration_in_Space_Science_and_Technology_NASA_Goddard_Space_Flight_Center,_(3)_NASA_Goddard_Space_Flight_Center,_(4)_Institute_for_Experimental_Physics_University_of_Hamburg,_(5)_Stanford_University_and_KIPAC,_(6)_The_Oskar_Klein_Centre_for_Cosmoparticle_Physics_Stockholm_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.05790 |
軽いアクシオンのような粒子（ALP）は、コア崩壊超新星（CCSNe）で豊富に生成され、ALPの$\sim$10秒の長さのバーストをもたらすと予想されます。これらの粒子はその後、外部磁場でガンマ線に変換され、30〜100MeVのエネルギー範囲でピークに達する特徴的なスペクトルを持つ長いガンマ線バースト（GRB）を生成します。同時に、CCSNeは{\it通常}の長いGRBの前駆体として呼び出され、\textit{Fermi}大面積望遠鏡（LAT）での長いGRBの観測を使用して、ALPスペクトルシグネチャの包括的な検索を実行することに関連性を与えます。。データ駆動型感度分析を実行して、標準のLAT分析とは対照的に、エネルギーのより大きな有効領域を可能にするLATの低エネルギー（LLE）技術を使用してALP信号の検出が可能なCCSN距離を決定します。30〜MeVまで。ALP質量$m_a\lesssim10^{-10}$〜eVおよびALP-光子結合$g_{a\gamma}=5.3\times10^{-12}$GeV$^{-1}$、値を想定SN1987AからのALP検索で考慮され、推定されると、距離制限は、空の位置とCCSN前駆体の質量に応じて、$\sim\！0.5$から$\sim\！10$〜Mpcの範囲であることがわかります。さらに、24個のGRBの候補サンプルを選択し、モデル比較分析を実行します。この分析では、ALP信号成分がある場合とない場合のさまざまなGRBスペクトルモデルを検討します。ALPの寄与を含めても、データへの適合度が統計的に有意に改善されることはありません。分析で使用した統計的手法と基礎となる物理的仮定、ALP-光子結合の上限設定の実現可能性について説明し、ALP検索のコンテキストで将来の望遠鏡の見通しを示します。
ソースのカタログから10年間のIceCubeデータでマルチフレアニュートリノ放出を検索する
| Title |
Search_for_multi-flare_neutrino_emissions_in_10_years_of_IceCube_data_from_a_catalog_of_sources |
| Authors |
IceCube_collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.05818 |
110の候補ニュートリノ源のカタログの最近の時間統合分析は、2008年4月6日から2018年7月10日までの間にIceCubeによって収集されたデータの累積ニュートリノ過剰を明らかにしました。$3.3〜\sigma$レベルは、NGC1068、TXS0506+056、PKS1424+240、GB6J1542+6129の4つのソースに関連付けられています。この手紙は、同じデータサンプルとカタログに対する2つの時間依存ニュートリノ放出検索を示しています。イベントの空間、エネルギー、時間情報を組み合わせることにより、カタログの最も重要な時間依存ソースを検索するポイントソース検索と、ソースのサブセットから累積的な時間依存のニュートリノ過剰を探す二項統計に基づく人口検定。以前の時間依存検索と比較して、これらの分析により、機能は、ビン化されていない最尤法を使用して、単一の方向から複数のフレアを見つけることができます。M87は、試行後$1.7〜\sigma$のレベルで、このカタログの最も重要な時間依存ソースであることがわかり、TXS0506+056は、2つのフレアが再構築される唯一のソースです。二項検定は、M87、TXS0506+056、GB6J1542+6129、およびNGC1068の4つのソースに関連する$3.0〜\sigma$のレベルでの北半球における累積的な時間依存ニュートリノ過剰を報告します。
回転コア崩壊超新星のバウンス後初期段階のエディントンテンソルの主軸解析
| Title |
Principal-Axis_Analysis_of_the_Eddington_Tensor_for_the_Early_Post-Bounce_Phase_of_Rotational_Core-Collapse_Supernovae |
| Authors |
Wakana_Iwakami,_Akira_Harada,_Hiroki_Nagakura,_Ryuichiro_Akaho,_Hirotada_Okawa,_Shun_Furusawa,_Hideo_Matsufuru,_Kohsuke_Sumiyoshi,_Shoichi_Yamada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.05846 |
11.2Mおよび15.0M前駆体モデルの完全なボルツマンニュートリノ輸送を使用した1次元（1D）および2次元（2D）コア崩壊超新星シミュレーションを実行して、近似放射伝達で使用されるモーメント法の閉包関係を検証しました。この研究では、回転モデルの場合でも、閉包関係の結果がボルツマン輸送の結果と一致しない領域が見つかりました。1Dシミュレーションでは、流体レストフレーム（FR）で定義されたエディントン係数pを比較して、フェルミディラック分布（MEFD）の最大エントロピークロージャーを評価し、p<1/3の場合、MEFDクロージャーが他のクロージャーよりも優れていることを確認します。位相空間占有率e>0.5。非回転前駆体モデルの2Dシミュレーションでは、FRで測定されたEddingtonテンソルkijの主軸解析から同様の結果が得られます。ただし、回転する前駆体モデルの場合、ボルツマン輸送のkijの主軸は、物質とニュートリノが方位角方向に比較的速く移動する斜め方向に傾斜しますが、MEFD閉鎖のkijの主軸は、常にニュートリノフラックスに平行または垂直です。したがって、閉鎖関係における磁束方向への軸対称角度分布の仮定は、バウンス後の初期段階で強く回転する超新星コアには当てはまりません。実験室フレーム（LB）で評価すると、磁束方向からのkijの主軸の偏差が増加することも示されています。LBの圧力テンソルの光学的に薄い項と厚い項は、それぞれ光学的に厚い領域と薄い領域に悪影響を及ぼします。
ブラックホール磁気圏における相対論的ジェット加速領域
| Title |
Relativistic_jet_acceleration_region_in_a_black_hole_magnetosphere |
| Authors |
Masaaki_Takahashi,_Motoki_Kino,_Hung-Yi_Pu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.05868 |
回転するブラックホール（BH）の磁気圏における定常および軸対称のトランスマグネトソニック流出について議論します。BHの近くにあるプラズマ源から放出されたプラズマは、はるか遠くで加速されて相対論的ジェットを形成します。本研究では、高橋・富松（2008）が導出した超高速磁気音波流解法を用いて、プラズマ加速効率と電磁エネルギーからの流体エネルギーの変換について考察する。電磁流体力学的流れのパラメータ依存性を考慮して、最近のM87ジェット観測に対するトランスマグネトソニック流出ソリューションのパラメータを検索し、磁力線の角速度値と磁化ジェット流の流出の角運動量を取得します。したがって、流れの外側の光面、Alfv\'en面、および分離面の位置を推定します。また、回転するBHからの電磁エネルギーフラックス（つまり、ブランドフォード-ナエックプロセス）についても説明します。これは、エネルギー抽出メカニズムがM87相対論的ジェットに効果的であることを示唆しています。
CHIPS：相互作用を利用した超新星の完全な歴史
高密度の星周円盤（CSM）との相互作用から生じるさまざまな過渡現象をモデル化するのに適した、相互作用を利用した超新星の完全な歴史（CHIPS）コードの公開リリースを紹介します。主に手作業でCSMを取り付ける既存のモデリングとは異なり、CHIPSは、コア崩壊前の大質量星の大量噴火からのCSMの作成と、その後の超新星光度曲線の両方を一貫してシミュレートします。CSMの密度プロファイルと光度曲線の例を示すことにより、CHIPSのパフォーマンスを示します。タイプIIn超新星、急速に進化するトランジェント、最近発見された高速の青色光トランジェントなど、相互作用を利用した推定トランジェントの総光度曲線特性は、CHIPSの出力で包括的に説明できることを示します。
KM3NeTリアルタイムコア崩壊超新星ニュートリノ検索の実装と最初の結果
| Title |
Implementation_and_first_results_of_the_KM3NeT_real-time_core-collapse_supernova_neutrino_search |
| Authors |
KM3NeT_Collaboration:_S._Aiello,_A._Albert,_M._Alshamsi,_S._Alves_Garre,_Z._Aly,_A._Ambrosone,_F._Ameli,_M._Andre,_G._Androulakis,_M._Anghinolfi,_M._Anguita,_M._Ardid,_S._Ardid,_J._Aublin,_C._Bagatelas,_B._Baret,_S._Basegmez_du_Pree,_M._Bendahman,_F._Benfenati,_E._Berbee,_A._M._van_den_Berg,_V._Bertin,_S._Biagi,_M._Boettcher,_M._Bou_Cabo,_J._Boumaaza,_M._Bouta,_M._Bouwhuis,_C._Bozza,_H.Br\^anza\c{s},_R._Bruijn,_J._Brunner,_R._Bruno,_E._Buis,_R._Buompane,_J._Busto,_B._Caiffi,_D._Calvo,_S._Campion,_A._Capone,_V._Carretero,_P._Castaldi,_S._Celli,_M._Chabab,_N._Chau,_A._Chen,_S._Cherubini,_V._Chiarella,_T._Chiarusi,_M._Circella,_R._Cocimano,_J._A._B._Coelho,_A._Coleiro,_M._Colomer_Molla,_R._Coniglione,_P._Coyle,_A._Creusot,_A._Cruz,_G._Cuttone,_R._Dallier,_B._De_Martino,_I._Di_Palma,_A._F._D\'iaz,_et_al._(180_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.05890 |
KM3NeT研究インフラストラクチャは、地中海で建設中です。KM3NeTは、主にGeV-PeVエネルギースケールを目的とした、2つの多目的ニュートリノ検出器ARCAとORCAを使用して、大気ニュートリノと天体物理ニュートリノを研究します。デジタル光モジュールのマルチ光電子増倍管設計のおかげで、KM3NeTは銀河系または銀河系に近いコア崩壊超新星からのニュートリノバーストを検出することができます。この可能性は、海に配備された最初の検出ユニットですでに利用可能です。この論文では、2019年の最初の数か月から2つのKM3NeT検出器で動作する、超新星ニュートリノ検索のリアルタイム実装について説明します。準オンライン天文学分析を導入して、特に重要なイベントについて検出されたニュートリノの時間プロファイルを研究します。アラートの生成と配布のメカニズム、およびSNEWSおよびSNEWS2.0グローバルアラートシステムへの統合について説明します。アーカイブデータ内のニュートリノ過剰の検索による外部アラートのフォローアップのためのアプローチが定義されています。最後に、現在の検出器機能の概要と、最初の2年間の運用後のレポートを示します。
環境。衝突する風のバイナリは、強く相互作用する風を特徴とする巨大な恒星系です。これらのバイナリは実際の粒子加速器である可能性があり、軌道に沿った風の衝突領域の変化により、それらを可変ガンマ線源にします。しかし、これらの巨大な恒星連星システムのうち、高エネルギー源として特定されているのは2つだけです。このクラスの最初の典型的なシステムはりゅうこつ座イータ星です。りゅうこつ座イータは、軌道変動がその周星期の通路の周りでピークに達する明るいガンマ線源です。目的。らゅうこつ座イータの高エネルギー放出の起源はまだ不明であり、レプトハドロンとハドロンの両方のシナリオが議論されています。さらに、ガンマ線放射は、フェルミ大面積望遠鏡で以前に観測された2つのペリアストロン間で異なるように見えました。継続的な観察は、このシステムの放出メカニズムを理解するための非常に貴重な情報を提供するかもしれません。メソッド。フェルミ大面積望遠鏡からのほぼ12年のデータを使用しました。低エネルギー成分と高エネルギー成分の両方を研究し、両方の軌道間の相違点と類似点を検索し、この大きなデータセットを利用して、近くの衝突風バイナリからの放出を検索しました。結果。きゅうこつ座イータの10GeVを超えるエネルギー成分が、2014年のペリアストロンの数か月前にピークに達し、2020年のペリアストロンがこれまでで最も明るいことを示しています。さらに、他の粒子加速衝突風システムにおける高エネルギー放出には上限が設けられています。結論。らゅうこつ座イータの現在のガンマ線観測は、このシステムの風衝突領域が軌道から軌道へと摂動され、衝撃波内の粒子輸送に影響を与えることを強く示唆しています。
超新星残骸の中央コンパクトオブジェクトに脈動がない原因は何ですか？
| Title |
What_causes_the_absence_of_pulsations_in_Central_Compact_Objects_in_Supernova_Remnants? |
| Authors |
Qi_Wu,_Adriana_M._Pires,_Axel_Schwope,_Guang-Cheng_Xiao,_Shu-Ping_Yan_and_Li_Ji |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06036 |
超新星残骸（CCO）の中央コンパクトオブジェクトのクラスに属するほとんどの若い中性子星は、既知の周期性を持っていません。脈動が検出されない一般的な理由を理解するために、このような7つのCCOを調査しました。XMM-Newton、Chandra、NICERの観測を利用して、体系的なタイミングとスペクトル分析を実行し、中性子星表面のホットスポットからの放射に関連する可能性のある周期信号と複数温度スペクトル成分の両方の更新された感度限界を導き出します。次に、これらの制限に基づいて、脈動の欠如を説明できる許可された表示ジオメトリを各ターゲットについて調査しました。5つの考慮されたソースの好ましくない表示ジオメトリに脈動が見られないと考えることはありそうにない（$<10^{-6}$）と推定します。あるいは、表面の均一な温度分布を想定する炭素大気モデルは、スペクトルを同様に適切に記述し、電流制限内に検出された周期性がないことについての合理的な解釈を提供します。他の若い中性子星に関するCCOの異常な特性は、超新星イベントの後に重大なフォールバック降着のエピソードを経験しているソースに対して提案されたものとは異なる進化経路を示唆している可能性があります。
GRB 200826A：WD-NS合体の余波としてのソーン-ジトコウのようなオブジェクトの崩壊
| Title |
GRB_200826A:_Collapse_of_a_Thorne-Zytkow-like_Object_as_the_Aftermath_of_a_WD-NS_Coalescence |
| Authors |
Zong-Kai_Peng,_Zi-Ke_Liu,_Bin-Bin_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06041 |
最近報告されたタイプIIガンマ線バースト（GRB）200826Aは、真に短い期間のイベントをどのように生成できるかを疑問視することにより、崩壊モデルに挑戦します。この論文は、バーストがソーン-ジトコウ様オブジェクト（TZ10）の崩壊から発生する可能性があることを提案しています。TZ10は、WD-NS合体の余波として形成された高密度白色矮星（WD）材料エンベロープとディスクを備えた中央中性子星（NS）で構成されています。このようなTZ10の崩壊は、GRB200826Aの短期間を自然に説明できることがわかりました。さらに、崩壊は中心物体としてマグネターを生成する可能性があり、これは放出されたWD材料に磁気双極子放射を介して追加のエネルギー注入を提供し、光学バンドにバンプのような特徴とX線バンドの浅い減衰を引き起こします。大半径でTZ10によって誘発された円盤風殻も、放出された物質と相互作用します。これは、28日で$\sim$で観測された「超新星バンプ」を説明しています。
| Title |
Ain't_No_Mountain_High_Enough:_Semi-Parametric_Modeling_of_LIGO-Virgos_Binary_Black_Hole_Mass_Distribution |
| Authors |
Bruce_Edelman,_Zoheyr_Doctor,_Jaxen_Godfrey,_Ben_Farr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06137 |
べき乗則に3次スプライン摂動を適用する重力波（GW）で観測された連星ブラックホール（BBH）の一次質量分布のセミパラメトリックモデルを紹介します。このモデルを、2番目の重力波過渡カタログ（GWTC-2）に含まれている46個のBBHに適用します。スプライン摂動モデルは、以前の結果と一貫した一次質量分布を回復し、\textsc{Powerlaw+Peak}モデルで見つかった$35\、M_\odot$（$>97\％$の信頼性）にピークが存在することを裏付けています。ピークは、脈動対不安定型超新星（PPISNe）の結果である可能性があります。スプライン摂動モデルは、TiwariandFairhurst（2021）によって以前に報告されたものと同様に、より低い質量での一次質量分布に追加の特徴の潜在的な兆候を見つけます。ただし、統計の数が少ないために変動があるため、単純な\textsc{Powerlaw+Peak}モデルと\textsc{BrokenPowerlaw}モデルはどちらも観測値と完全に一致しています。私たちのセミパラメトリックアプローチは、BBH質量分布をより正確に測定するために、パラメトリックモデルとノンパラメトリックモデルの間のギャップを埋める方法として機能します。より大きなカタログでは、このモデルを使用して、宇宙論的測定を実行するために使用できる可能性のある追加機能を解決でき、BBH形成、恒星進化、および核天体物理学の理解に基づいて構築されます。
CHIME / FRBVLBIアウトリガー用の候補クロッキングシステムの評価と強化
カナダの水素強度マッピング実験（CHIME）が高速電波バースト（FRB）を検出するための主要な機器になっているため、CHIME/FRBアウトリガーは超長基線干渉法（VLBI）を使用して、ミリ秒の精度でFRBを特定します。CHIMEサイトでは、クロック遅延によるローカリゼーションエラーを最小限に抑えるために、パッシブ水素メーザー周波数標準を使用しています。ただし、すべてのアウトリガーステーションがメーザーにアクセスできるわけではありません。このレポートは、メーザーのないアウトリガーサイトで使用する時計を評価するために使用される手法を示しています。さらに重要なことに、結果として得られるアルゴリズムは、VLBIの安定性要件を最初は満たさないクロックのキャリブレーション方法を提供するため、CHIME/FRBアウトリガーはミリ秒の精度を持つという目標に忠実であり続けることができます。
色から化学へ：中分解能分光法のためのレンズレット/スライサーIFSの組み合わせ
プロトタイプのレンズレット-スライサーハイブリッド積分フィールドスペクトログラフ（IFS）の設計とラボのパフォーマンスを紹介し、SCALES/PSI-Redなどの将来の機器で使用するためのコンセプトを検証します。IFSで太陽系外惑星を画像化することにより、それらの化学組成、温度、および質量を測定することが可能です。多くの太陽系外惑星に焦点を合わせた機器は、レンズレットIFSを使用して、画像化された太陽系外惑星のスペクトル情報を抽出するために使用される空間情報とスペクトル情報を使用してデータキューブを作成します。レンズレットIFSアーキテクチャでは、スペクトルが非常に短くなるため、スペクトル分解能が低くなります。スライサーIFSは、より高いスペクトル分解能を得ることができますが、下流の分光器を介して伝播し、抽出できる空間情報を劣化させる光学収差が増加します。レンズレットIFSの最小収差とスライサーIFSの高スペクトル分解能を組み合わせたレンズレット/スライサーハイブリッドを設計しました。スライサー出力f/\＃は、追加のグレーティングのみを必要とするレンズレットf/\＃と一致します。
プロトタイプのSchwarzschild-Couder望遠鏡カメラの設計と性能
| Title |
Design_and_performance_of_the_prototype_Schwarzschild-Couder_Telescope_camera |
| Authors |
C._B._Adams,_G._Ambrosi,_M._Ambrosio,_C._Aramo,_P._I._Batista,_W._Benbow,_B._Bertucci,_E._Bissaldi,_M._Bitossi,_A._Boiano,_C._Bonavolonta,_R._Bose,_A._Brill,_A._M._Brown,_J._H._Buckley,_R._A._Cameron,_M._Capasso,_M._Caprai,_C._E._Covault,_D._Depaoli,_L._Di_Venere,_M._Errando,_S._Fegan,_Q._Feng,_E._Fiandrini,_A._Furniss,_A._Gent,_N._Giglietto,_F._Giordano,_R._Halliday,_O._Hervet,_T._B._Humensky,_S._Incardona,_M._Ionica,_W._Jin,_D._Kieda,_F._Licciulli,_S._Loporchio,_G._Marsella,_V._Masone,_K._Meagher,_T._Meures,_B._A._W._Mode,_S._A._I._Mognet,_R._Mukherjee,_A._Okumura,_N._Otte,_F._R._Pantaleo,_R._Paoletti,_G._Pareschi,_F._Di_Pierro,_E._Pueschel,_D._Ribeiro,_L._Riitano,_E._Roache,_D._Ross,_J._Rousselle,_A._Rugliancich,_M._Santander,_R._Shang,_L._Stiaccini,_H._Tajima,_L._P._Taylor,_L._Tosti,_G._Tovmassian,_G._Tripodo,_V._Vagelli,_M._Valentino,_J._Vandenbroucke,_V._V._Vassiliev,_J._J._Watson,_R._White,_D._A._Williams,_A._Zink_(on_behalf_of_the_CTA_SCT_Consortium) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.05127 |
チェレンコフ望遠鏡アレイ（CTA）は、超高エネルギーガンマ線天文学のための次世代の地上観測所です。革新的な9.7mの口径、デュアルミラーシュミットカセイル望遠鏡（SCT）設計は、CTA中型望遠鏡の候補設計です。プロトタイプSCT（pSCT）は、米国アリゾナ州のフレッドローレンスホイップル天文台に建設されました。そのカメラは現在、2.7度四方の視野をカバーする1600ピクセルで部分的に装備されています。光学システムのプレートスケールが小さいため、高密度に充填されたシリコン光電子増倍管を使用できます。これを高密度のトリガーおよび波形読み出し電子機器と組み合わせると、高解像度カメラが可能になります。カメラの電子機器は、毎秒10億サンプルの速度でエアシャワーの発達を画像化することができます。トリガーと波形の読み出しパフォーマンス、キャリブレーション、絶対GPSタイムスタンプなど、pSCTカメラの試運転とパフォーマンスについて説明します。また、現在進行中のカメラへのアップグレードもご紹介します。アップグレードにより、焦点面が完全に埋められ、視野が直径8度に拡大し、フロントエンドの電子機器のノイズが低下するため、トリガーのしきい値が低くなり、再構成とバックグラウンド除去が向上します。
AstronomicAL：アクティブラーニングを使用したデータの視覚化、統合、分類のためのインタラクティブなダッシュボード
| Title |
AstronomicAL:_An_interactive_dashboard_for_visualisation,_integration_and_classification_of_data_using_Active_Learning |
| Authors |
Grant_Stevens,_Sotiria_Fotopoulou,_Malcolm_N._Bremer,_Oliver_Ray |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.05207 |
AstronomicALは、ヒューマンインザループのインタラクティブなラベリングおよびトレーニングダッシュボードであり、ユーザーはアクティブラーニングを使用して信頼性の高いデータセットと堅牢な分類子を作成できます。この手法は、高い情報ゲインを提供するデータを優先し、大幅に少ないデータを使用してパフォーマンスを向上させます。このシステムにより、ユーザーはさまざまなソースからのデータを視覚化して統合し、ラベルの誤りや欠落、クラスサイズの不均衡に対処できます。AstronomicALを使用すると、専門家は、さまざまなデータソースから抽出された、より広範なコンテキストと関心のあるポイントの詳細の両方に関連するドメイン固有のプロットと重要な情報を視覚化して、信頼性の高いラベルを確保できます。さらに、AstronomicALは、カスタムモデルやクエリ戦略など、トレーニングプロセスのすべての側面を調査する機能を提供します。これにより、ソフトウェアは、ドメイン固有の分類とより汎用的な機械学習戦略の両方を試すためのツールになります。フィールドの差し迫った必要性のために、天文データセットでシステムを使用することを説明します。ただし、AstronomicALは、あらゆる分野のデータセット用に設計されています。最後に、単純な構成ファイルをエクスポートすることにより、レイアウト全体、モデル、および割り当てられたラベルをコミュニティと共有できます。これにより、完全な透明性が可能になり、結果を再現するプロセスが簡単になります。
私たちは自分たちの街を照らし、（まだ）星を見ることができますか？
| Title |
Can_we_illuminate_our_cities_and_(still)_see_the_stars? |
| Authors |
Salvador_Bar\'a,_Fabio_Falchi,_Raul_C._Lima_and_Martin_Pawley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.05310 |
私たちの街で再び星空を楽しむことができますか？間違いなくそうです。目に見える星の実際の数は、他の要因の中でも、都市全体の発光の空間密度に依存します。この論文では、発光が許容レベル内に保たれ、光源からの直接のまぶしさを回避すれば、大都市圏の中心部であっても、都市環境で適度に暗い空を実現できることを示しています。これらの結果は、私たちの惑星のいたるところにある夜空を考える可能性を取り戻すことを目的として、私たちの自治体での光の使用に関する科学に基づいた民主的な公の決定の採用を支持するかもしれません。
ASTRIミニアレイ用のLoggingUnifieD
| Title |
LOgging_UnifieD_for_ASTRI_Mini_Array |
| Authors |
Federico_Incardona,_Alessandro_Costa,_Kevin_Munari,_Pietro_Bruno,_Andrea_Bulgarelli,_Stefano_Germani,_Alessandro_Grillo,_Joseph_Schwarz,_Eva_Sciacca,_Gino_Tosti,_Fabio_Vitello_and_Giuseppe_Tudisco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.05769 |
ASTRI（AstrofisicaconSpecchiaTecnologiaReplicanteItaliana）ミニアレイ（MA）プロジェクトは、イタリア国立天体物理学研究所（INAF）が主導する国際的なコラボレーションです。ASTRIMAは、1〜100TeVのエネルギー範囲で動作する9つのチェレンコフ望遠鏡で構成されており、明るい星の非常に高エネルギーのガンマ線天体物理学と光強度干渉法を研究することを目的としています。ASTRIMAは現在建設中であり、テネリフェ島（スペイン）のTeide天文台のサイトに設置される予定です。ASTRIMAサイトで実行されるすべての操作の監視と制御を担当するハードウェアおよびソフトウェアシステムは、監視制御およびデータ取得（SCADA）です。LOggingUnifieD（LOUD）サブシステムは、SCADAの主要コンポーネントの1つです。これは、すべてのアレイ要素（望遠鏡、LIDAR、デバイスなど）によって収集されたログイベントの収集、フィルタリング、公開、および保存を担当するサービスを提供します。このホワイトペーパーでは、モノのインターネットテクノロジー（IoT）を活用する分散コンピューティング環境向けに明示的に設計されたLOUDアーキテクチャとソフトウェアスタックを紹介します。
チェレンコフ望遠鏡アレイの監視、ロギング、およびアラームシステム
| Title |
The_Monitoring,_Logging,_and_Alarm_system_for_the_Cherenkov_Telescope_Array |
| Authors |
Alessandro_Costa,_Kevin_Munari,_Federico_Incardona,_Pietro_Bruno,_Stefano_Germani,_Alessandro_Grillo,_Igor_Oya,_Eva_Sciacca,_Ugo_Becciani_and_Mario_Raciti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.05770 |
チェレンコフ望遠鏡アレイ（CTA）のアレイ制御およびデータ取得システム（ACADA）のフレームワークにおける、監視、ロギング、およびアラームサブシステムの現在の開発について説明します。監視システム（MON）は、アレイ要素からの監視およびログ情報の取得を通じて、（各CTAサイトでの）アレイ全体の監視およびログ記録を担当するサブシステムです。MONを使用すると、システムのダウンタイムを最小限に抑えるための修正および予知保全をサポートする、障害の検出と診断に対する体系的なアプローチを実行できます。CTAアレイサイトに配備された望遠鏡やその他のデバイスからのデータ項目を監視するための統合ツールを紹介します。データは、オペレーターインターフェースとクイックルック品質チェックにすぐに利用でき、後で詳細に検査するために保存されます。アレイアラームシステム（AAS）は、ACADAプロセスとACADAシステムによって監視されるアレイ要素の両方によって発生したアラームを収集、フィルタリング、公開、および永続化するサービスを提供するサブシステムです。望遠鏡、アレイ校正、環境モニタリング機器、ACADAシステムからアラームを収集します。AASサブシステムは、システムソフトウェアログの分析と相関、およびすべてのアラームのフィルタメカニズムを提供するシステムハードウェアのステータスに基づいて、新しいアラームも作成します。警報システムからのデータは、ヒューマンマシンインターフェースを介してオペレーターに送信されます。
CTLearnによる深層学習を使用した立体CTAイベントの再構築
| Title |
Reconstruction_of_stereoscopic_CTA_events_using_deep_learning_with_CTLearn |
| Authors |
Tjark_Miener,_Daniel_Nieto,_Aryeh_Brill,_Samuel_Spencer,_Jose_Luis_Contreras |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.05809 |
数十個のイメージング大気チェレンコフ望遠鏡（IACT）のアレイとして考案されたチェレンコフ望遠鏡アレイ（CTA）は、現世代の感度の向上を目的とした、次世代の地上ベースのガンマ線観測所の国際プロジェクトです。計装は5〜10倍で、20GeVから300TeV以上のエネルギーをカバーします。IACTのアレイは、非常に高エネルギーのガンマ線の空を探査します。彼らの動作原理は、非常に高エネルギーのガンマ線と宇宙線と大気との相互作用によって開始される空気シャワーの同時観測で構成されています。与えられたシャワーによって誘発されたチェレンコフ光子は、アレイ内の望遠鏡のカメラ面に焦点を合わせ、イベントのマルチ立体記録を生成します。この画像には、エアシャワーの縦方向の展開と、その空間的、時間的、および熱量測定情報が含まれています。機械学習技術を使用してイベント全体を再構築することにより、これらの画像から、元の非常に高エネルギーの粒子の特性（タイプ、エネルギー、および入力方向）を推測できます。この寄稿では、CTLearnを使用して、シミュレートされた立体IACTイベントの純粋にディープラーニング主導のフルイベント再構成を紹介します。CTLearnは、IACTデータをロードおよび操作するためのモジュールと、ピクセル単位のカメラデータを入力として使用して深層学習モデルを実行するためのモジュールを含むパッケージです。
（H）DPGMM：ブラックホール質量関数の推論のためのディリクレプロセスガウス混合モデルの階層
| Title |
(H)DPGMM:_A_Hierarchy_of_Dirichlet_Process_Gaussian_Mixture_Models_for_the_inference_of_the_black_hole_mass_function |
| Authors |
Stefano_Rinaldi_and_Walter_Del_Pozzo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.05960 |
（H）DPGMMは、ディリクレプロセスガウス混合モデルに基づく階層ベイズノンパラメトリック手法であり、特定の物理モデルにコミットすることなく、天体物理学的オブジェクトのデータ駆動型母集団プロパティを推測するように設計されています。シミュレートされたデータセットに対するモデルの有効性を調査し、アルゴリズムを微調整することなく、さまざまな人口モデルを正しく再構築できることを示します。LIGOとVirgoからの一連の重力波観測を前提として、ブラックホール質量関数を推定する問題にこの方法を適用し、（H）DPGMMが要件なしで以前の推定値と一致するバイナリブラックホール質量関数を推定することを発見しました。理論的に動機付けられたパラメトリックモデルの。観測されたシステムの数はまだロバストな推論には少なすぎますが、（H）DPGMMは、観測されたマージブラックホール質量関数に少なくとも2つの異なるモードが存在することを確認します。したがって、モデルに依存しない方法で、少なくとも2つのクラスのバイナリブラックホールシステム。
ピラミッド単一共役補償光学システムの制御の進歩
| Title |
Advances_in_control_of_a_Pyramid_Single_Conjugate_Adaptive_Optics_system |
| Authors |
Guido_Agapito,_Fabio_Rossi,_Cedric_Plantet,_Alfio_Puglisi,_Enrico_Pinna |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06144 |
補償光学システムは、地上望遠鏡の現代の天文学にとって不可欠な技術です。この分野における最近の革命の1つは、ピラミッド波面センサーの導入です。このデバイスのより高いパフォーマンスは、制御の複雑さが増すことで支払われます。この作品では、大双眼望遠鏡でSOULを使用して得られたAOシステム制御の進歩について報告します。1つ目は、高い時間周波数共振が存在する場合でも公称補正を回復できる、改良されたチップ/チルト時間制御です。2つ目は、空で初めてテストに成功したモーダルゲイン最適化です。ピラミッド波面センサーは、すべてのELTの最初のライトAOシステムの重要なテクノロジーであり、報告された進歩は、そのようなシステムに関連する貢献となる可能性があります。
漸近巨星分枝星Wうみへび座WのCOエンベロープからのメーザー放出
| Title |
Maser_emission_from_the_CO_envelope_of_the_asymptotic_giant_branch_star_W_Hydrae |
| Authors |
W.H.T._Vlemmings,_T._Khouri,_D._Tafoya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.05048 |
漸近巨星分枝（AGB）星の周りのCO放出の観測は、ガスの質量損失率を決定するための主要な方法です。放射伝達モデルは、COの分子レベルが穏やかに反転し、メーザー放出を引き起こす可能性があることを示していますが、COメーザー放出はまだ観測的に確認されていません。AGB星周辺のCO放出の高解像度観測は、弱いCOメーザー放出の可能性を検出するための輝度温度感度を備えています。アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）で行われた高角度分解能の観測を使用して、酸素が豊富なAGB星WHya周辺のCO$J=3-2$放出の小規模構造を観測しました。COメーザーの放出が光学的厚さ$\tau\approx-0.55$で恒星の連続体を増幅していることがわかります。メーザーは主に星の四肢を増幅します。これは、拡張された恒星大気からのCO$J=3-2$の吸収が、星の中心に向かって最も強いためです。COメーザーの速度は、以前に観測された高周波H$_2$Oメーザーの可変成分と、増幅された恒星画像として識別されたOHメーザーに対応します。これは、メーザーが加速領域を超えて発生し、速度プロファイルを制約することを意味します。これは、反転分布が主に星周エンベロープの内側にあるためです。反転は4.6$\mu$mの放射場によって説明でき、COメーザー放出の存在はWHyaの推定質量損失率と一致していることがわかります。ただし、ポンピングメカニズムには、拡張大気における吸収線と輝線の間の複雑な相互作用が必要です。WHyaの星周エンベロープ内の塵からの過剰は、4.6$\mu$mで必要な放射場に大きく寄与するのに十分ではありません。ポンピングを引き起こす分子線間の相互作用は、将来のマルチレベルCO観測によって制約される可能性があります。
皆既日食のノヴァライク変数1RXSJ064434.5 +334451の周期変化のエフェメリスと証拠を更新しました
| Title |
Updated_Ephemeris_and_Evidence_for_a_Period_Change_in_the_Eclipsing_Novalike_Variable_1RXS_J064434.5+334451 |
| Authors |
A._W._Shafter_and_Vladimir_Bautista |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.05114 |
novalike変数1RXSJ064434.5+334451の7つの新しい日食タイミングを報告します。私たちのデータを分析すると、以前に利用可能なすべてのタイミング（36が公開され、16が未公開）とともに、BJD$_\mathrm{ecl}=2,453,403.7611（2）+0.269〜374〜43（2）の最適な線形エフェメリスが得られます。〜\mathrm{E}$。BJD$_\mathrm{ecl}=2,453,403.7598+0.269〜374〜87〜\mathrm{E}-2.0\times10^{-11}〜\mathrm{E}で与えられる、2次エフェメリスとの適合がいくらか改善されていることがわかります。^2$。これは、公転周期が$\dotP\simeq-1.5\times10^{-10}$で与えられる速度で減少している可能性があることを示しています。
AQ〜Col（EC〜05217-3914）システムの軌道特性
| Title |
Orbital_Characteristics_of_the_AQ~Col_(EC~05217-3914)_System |
| Authors |
T._Otani_(1),_A._E._Lynas-Gray_(2_and_3,_4),_D._Kilkenny_(4),_C._Koen_(6),_T._von_Hippel_(1),_M._Uzundag_(7),_M._Vuckovic_(7),_C._M._Pennock_(8)_and_R._Silvotti_(9)_((1)_Department_of_Physical_Sciences_and_SARA,_Embry-Riddle_Aeronautical_University,_(2)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_College_London,_(3)_Department_of_Physics,_University_of_Oxford,_(4)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_the_Western_Cape,_(5)_Department_of_Statistics,_University_of_the_Western_Cape,_(6)_Instituto_de_Fisica_y_Astronomia,_Universidad_de_Valparaiso,_(7)_Lennard-Jones_Laboratories,_Keele_University,_(8)_INAF-Osservatorio_Astrofisico_di_Torino) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.05394 |
AQCol（EC〜05217-3914）は、最初に検出された脈動準矮星B（sdB）星のひとつであり、単一の星と見なされています。ただし、その周期的な脈動タイミングの変動は、AQColが単一の星ではない可能性があることを示しています。24年間にわたって観測された脈動周期の変動と、これらが長周期バイナリの脈動する高温の準矮星であるAQColの結果である場合にこれらが意味する軌道特性を導き出しました。導出された公転周期はP=486。0日です。sdBスターバイナリ進化シナリオでは、ロッシュローブオーバーフローチャネルにより、sdB+メインシーケンス（MS）バイナリの期間が長くなります（450<P<1400d）。ただし、システムの導出された軌道離心率は0.424であり、これは一般的な長期間のsdB+MSシステムには大きすぎます。Skymapperu--zvs.z--WISEW1ダイアグラムは、sdB+MSバイナリシステムと互換性がなく、システムに白色矮星または他の熱くてかすかな物体が含まれていることを示唆しています。この軌道運動によるAQColの予想視線速度振幅は約15km/sです。ただし、分光法から得られた視線速度の振幅の違いは、振幅が約300km/sを超える可能性があることを示しています。これは、AQColにも約1日の公転周期を伴う短い期間がある可能性を示しています。したがって、AQColシステムはトリプルスターシステムである可能性があります。このようなシステムはまだ詳細に研究されていないため、AQColはsdB星の生成について独自の洞察を提供する可能性があり、このシステムは継続的な時系列および分光学的モニタリングに値します。
2020年11月17〜23日にソーラーオービターによって測定された3Heに富む太陽エネルギー粒子の長期間
| Title |
The_Long_Period_of_3He-rich_Solar_Energetic_Particles_Measured_by_Solar_Orbiter_on_2020_November_17-23 |
| Authors |
R._Bucik,_G._M._Mason,_R._Gomez-Herrero,_D._Lario,_L._Balmaceda,_N._V._Nitta,_V._Krupar,_N._Dresing,_G._C._Ho,_R._C._Allen,_F._Carcaboso,_J._Rodriguez-Pacheco,_F._Schuller,_A._Warmuth,_R._F._Wimmer-Schweingruber,_J._L._Freiherr_von_Forstner,_G._B._Andrews,_L._Berger,_I._Cernuda,_F._Espinosa_Lara,_W._J._Lees,_C._Martin,_D._Pacheco,_M._Prieto,_S._Sanchez-Prieto,_C._E._Schlemm,_H._Seifert,_K._Tyagi,_M._Maksimovic,_A._Vecchio,_A._Kollhoff,_P._Kuhl,_Z._G._Xu,_S._Eldrum |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.05570 |
ソーラーオービターによって測定された比較的長期間の3Heに富む太陽エネルギー粒子（SEP）の観測を報告します。この期間は、いくつかの十分に分解されたイオン注入で構成されます。高解像度のSTEREO-Aイメージング観測により、注入は、ソーラーオービターの公称磁気接続からそれほど遠くない東肢近くのEUVジェット/ブライトニングと一致することが明らかになりました。ジェットは、太陽ダイナミクス天文台が地球の視野に向かって回転したときに観測された、2つの隣接する、大きくて複雑なアクティブ領域で発生しました。持続的なイオン注入は、太陽黒点グループの複雑な構成と、分析期間中にグループがカバーした縦方向の範囲での3Heに富むSEPの長期間に関連しているようです。
磁気リコネクションと冠状凝縮による太陽フィラメントの形成
| Title |
Formation_of_a_solar_filament_by_magnetic_reconnection_and_coronal_condensation |
| Authors |
Leping_Li,_Hardi_Peter,_Lakshmi_Pradeep_Chitta,_Hongqiang_Song |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.05669 |
太陽フィラメント形成メカニズムでは、2組のせん断アーケード間の磁気リコネクションが多数の磁気ディップを伴うフィラメントのらせん構造を形成し、らせん構造内に閉じ込められたプラズマの冷却と凝縮がフィラメントに質量を供給します。これらのプロセス、すなわち磁気リコネクションと冠状凝縮のそれぞれが別々に報告されていますが、フィラメント形成のプロセス全体を示す観察はまれです。このレターでは、2セットの冠状ループ間の再接続によるS状結腸の形成と、それに続く新しく形成されたS状結腸内のプラズマの冷却と凝縮によるフィラメントの形成について説明します。2014年8月27日、アクティブ領域12151のループのセットが、東にある別のループのセットに再接続しました。次に、より長いねじれたシグモイド構造と、より短い下にあるループのセットが形成されました。観察結果は、テザー切断モデルとよく一致しています。新しく形成されたシグモイドは安定したままであり、コロナ質量放出として噴出することはありません。東のエンドポイントから、シグモイドへの物質の注入の兆候（増光として）が検出されます。これは、これらの場所での放出測定値の増加の特徴を詳細に示しています。これは、再結合によって引き起こされた彩層蒸発を示している可能性があり、加熱されたプラズマをシグモイドに供給します。シグモイドでは、熱不安定性が発生し、プラズマの急速な冷却と凝縮が起こり、フィラメントが形成されます。次に、凝縮液はフィラメントの終点に双方向に流れます。私たちの結果は、磁気リコネクションと冠状凝縮を介したフィラメント形成の明確な観察証拠を提供します。
巨大な連星からのアルミニウム-26II。単一の星をコア崩壊まで回転させ、それらが初期の太陽系に与える影響
| Title |
Aluminium-26_from_massive_binary_stars_II._Rotating_single_stars_up_to_core-collapse_and_their_impact_on_the_early_Solar_System |
| Authors |
Hannah_E._Brinkman_(1,_2),_J.W._den_Hartogh_(1),_C._L._Doherty_(1,_3),_M._Pignatari_(4,_1,_5,_6),_M._Lugaro_(1,_7,_3)_((1)_Konkoly_Observatory,_Research_Centre_for_Astronomy_and_Earth_Sciences_(CSFK),_E\"otv\"os_Lor\'and_Research_Network_(ELKH),_Budapest,_Hungary_(2)_Graduate_School_of_Physics,_University_of_Szeged,_Hungary_(3)_School_of_Physics_and_Astronomy,_Monash_University,_Australia_(4)_E._A._Milne_Centre_for_Astrophysics,_Department_of_Physics_and_Mathematics,_University_of_Hull,_United_Kingdom_(5)_NuGrid_Collaboration,_(6)_Joint_Institute_for_Nuclear_Astrophysics_-_Center_for_the_Evolution_of_the_Elements_(7)_ELTE_E\"otv\"os_Lor\'and_University,_Institute_of_Physics,_Budapest,_Hungary) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.05842 |
隕石の分析から推測されるように、放射性核は初期の太陽系に存在していました。多くは、彼らの人生または彼らの最後の爆発のいずれかの間、巨大な星で生産されます。このシリーズの最初の論文（Brinkmanetal。2019）では、大規模なバイナリでの$^{26}$Alの生成に焦点を当てました。ここでは、別の2つの短命の放射性核、$^{36}$Clと$^{41}$Caの生成、および初期の太陽系データとの比較に焦点を当てます。拡張された核ネットワークを備えたMESA恒星進化コードを使用し、大規模（10-80M$_{\odot}$）、回転（初期速度150および300km/s）、および太陽での非回転単一星を計算しました。コア崩壊の開始までの金属量（Z=0.014）。放射性同位体$^{26}$Al、$^{36}$Cl、および$^{41}$Caと、安定同位体$^{19}$Fおよび$^{20の風の収量を示します。}$Ne。安定同位体に関連して、最も大規模なモデルである$\geq$60M$_{\odot}$と$\geq$40M$_{\odot}$のみが正の$^{19}$Fを与えることがわかります。と$^{20}$Neは、それぞれ、初期回転速度に応じて生成されます。放射性同位元素に関連して、$^{26}$Alと$^{41}$Caの初期の太陽系の存在量は、初期質量$\geq$40M$_{\odotのモデルと一致する可能性があることがわかります。}$、$^{36}$Clは、最も大規模なモデルである$\geq$60M$_{\odot}$とのみ一致します。$^{60}$Feは、観測で必要とされるように、どの風モデルでも大幅に生成されることはありません。したがって、大規模な星の風は、初期の太陽系における非常に短命の$^{26}$Al、$^{36}$Cl、および$^{41}$Caの起源の好ましい候補です。
歴史的なCaIIK観測からの太陽放射照度の再構築。 I.方法とその検証
| Title |
Reconstructing_solar_irradiance_from_historical_Ca_II_K_observations._I._Method_and_its_validation |
| Authors |
Theodosios_Chatzistergos_(1,2),_Natalie_A._Krivova_(1),_Ilaria_Ermolli_(2),_Kok_Leng_Yeo_(1),_Sudip_Mandal_(1),_Sami_K._Solanki_(1,3),_Greg_Kopp_(4),_Jean-Marie_Malherbe_(5,6)_((1)_Max_Planck_Institute_for_Solar_System_Research,_Justus-von-Liebig-Weg_3,_37077_G\"ottingen,_Germany,_(2)_INAF_Osservatorio_Astronomico_di_Roma,_Via_Frascati_33,_00078_Monte_Porzio_Catone,_Italy,_(3)_School_of_Space_Research,_Kyung_Hee_University,_Yongin,_Gyeonggi_446-701,_Republic_of_Korea,_(4)_Laboratory_for_Atmospheric_and_Space_Physics,_University_of_Colorado_Boulder,_Boulder,_Colorado,_USA,_(5)_LESIA,_Observatoire_de_Paris,_92195_Meudon,_France,_(6)_PSL_Research_University,_Paris,_France) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.05844 |
太陽放射照度の変動性に関する知識は、地球の気候モデルと地球の気候に対する太陽の影響を理解するために重要です。直接太陽放射照度測定は1978年以降のみ利用可能です。過去の変動性の再構築は通常、黒点データに依存しています。これらは、太陽周期以上のタイムスケールでの放射照度変動の決定的な要因である白斑およびネットワーク領域に関する間接的な情報のみを提供します。私たちの最終的な目標は、過去のフルディスクCaIIK観測を使用して過去の太陽放射照度の変動を再構築し、黒点観測とは無関係に白斑の寄与を説明することです。ここでは、最新のCCDベースのCaIIK観測を使用してメソッドを開発し、広範囲にテストし、2つの写真アーカイブで初期テストを実行します。Meudon、MtWilson、Romeの天文台など、13のデータセットから慎重に縮小および調整されたCaIIK画像を使用します。それらを符号なしマグネトグラムに変換し、それらを適合SATIREモデルへの入力として使用して、直接放射照度測定が利用可能な1978年から2019年の期間にわたるTSI変動を再構築します。分析されたCaIIKアーカイブから再構築されたTSIは、直接TSI測定および既存の再構築とよく一致します。このモデルは、さまざまなバンドパスで撮影されたデータや低空間解像度の画像でも良好な結果を返します。過去のCaIIKアーカイブには多くの不整合がありますが、観測が正確に処理されていれば、これらのアーカイブを使用してTSIを妥当な精度で再構築できることを示しています。高品質のCaIIK観測から再構築された太陽の符号なしマグネトグラムをSATIREモデルへの入力として使用することにより、直接記録されたマグネトグラムとほぼ同じ精度で太陽放射照度の変動を再構築できます。
古典的セファイドの周期-年齢-金属量および周期-年齢-色-金属量の関係：ガイアEDR3サンプルへの適用
| Title |
Period-Age-Metallicity_and_Period-Age-Color-Metallicity_relations_for_Classical_Cepheids:_an_application_to_the_Gaia_EDR3_sample |
| Authors |
Giulia_De_Somma,_Marcella_Marconi,_Santi_Cassisi,_Vincenzo_Ripepi,_Adriano_Pietrinferni,_Roberto_Molinaro,_Silvio_Leccia_and_Ilaria_Musella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.05850 |
小マゼラン雲（$Z$=$0.004$および$Y$=$0.25$）、大マゼラン雲（$Z$=$0.008$および$Y$=$0.25$）、およびM31（$Z$=$0.03$および$Y$=$0.28$）、および自己無撞着な更新された進化的予測から、期間-年齢およびマルチバンド期間を導出しました-質量光度関係の変動も考慮した年齢と色の関係。これらの結果は、銀河ケフェイドについて以前に導出された結果と組み合わせて、これらの変数を年齢指標として使用する際の金属量効果を調査するために使用されました。特に、金属存在量の変動は、上記の関係の傾きとゼロ点の両方に影響を与えることがわかりました。新しい関係は、ガイア初期データリリース3古典的セファイドのサンプルに適用されました。個々の年齢の検索された分布は、より明るい質量光度関係がより古い年齢を生み出し、最初の倍音パルセータが固定された質量光度関係で基本的なものに関してより古い年齢に集中していることがわかることを確認します。さらに、Period-AgeおよびPeriod-Age-Colorの関係に金属量の項を含めると、予測される年齢がわずかに変更されます。特に、銀河ケフェイド変光星の選択されたサンプルの年齢分布は、固定された太陽化学組成の場合に関して、Fモードの正準関係を考慮すると、わずかに古い値にシフトしていることがわかります。非標準的なFモードと標準的なFOモードの場合には、わずかに反対の依存関係が見られます。
赤色超巨星のスペクトルの外観に対する風の影響
赤色超巨星の進化段階で質量が失われる速度は、星の見え方に強く影響する可能性があります。RSGが中赤外および遠赤外（IR）で質量損失率の関数としてどのように現れるかを議論する多くの研究がありますが、今日まで、光学および近赤外波長でのそのような調査はありませんでした。予備調査では、風を含むRSGのモデル大気を構築し、これらのモデルを使用して、光学から中赤外線までの合成スペクトルを計算します。風を含めることには2つの重要な効果があります。第一に、質量損失率が高いと、TiOバンドでの吸収が強くなり、有効温度が一定のままであるにもかかわらず、星が後のスペクトル型として表示されます。これは、スペクトルタイプ、進化段階、中赤外過剰の間で観察された関係、および光学と赤外線から得られた温度間の不一致を説明しています。第二に、風は「MOLsphere」の多くの観測された特性を模倣し、近くのRSGの周りに存在すると推測される拡張された分子ゾーンの説明を提供する可能性があります。第三に、風の変動が、ほこりを必要とせずに、最近の調光中のベテルギウスのスペクトル変動を説明できることを示します。
NGC4736のLBVの新しいデータ
NGC4736銀河から確認されたLBV星の新しいスペクトルおよび測光データを提示します。星NGC4736_1（Mbol=-11.5mag）は、2015年から2018年にかけて顕著なスペクトル変動を示し、これには明るさの大幅な変化が伴いました。また、オブジェクトNGC4736_1の可能な初期質量を約130Msunと推定しました。
M矮星の軌道分離分布と二元分数について
軌道分離分布への対数正規適合を使用して、M矮星のバイナリフラクション（単一のコンパニオンを持つ星のフラクション）の新しい推定値を提示します。対数正規関数を軌道分離分布に適合させるために、異なる軌道半径をサンプリングする4つのM矮星調査からのバイナリ分数（特定の分離およびコンパニオン質量比の範囲にわたるバイナリ分数）の点推定を使用します。このモデルは、Reggiani＆Meyer（2013）によって与えられたコンパニオン質量比分布とともに、参照された調査が集合的に敏感であった質量比（q）および軌道分離（a）の範囲にわたるコンパニオンの頻度を計算するために使用されます-[0.60$\leq$q$\leq$1.00]および[0.00$\leq$a$\leq$10,000AU]。次に、この方法を外挿して、[0.10$\leq$q$\leq$1.00]と[0.00$\leq$a<$\infty$AU]のより広い範囲を含むバイナリ分数を計算しました。最後に、これらの計算の結果を他のスペクトルタイプのバイナリ分数と比較しました。[0.60$\leq$q$\leq$1.00]と[0.00$\leq$a$\leq$10,000AU]の制約領域での2進分数は$0.229\pm0.028$と計算されました。次に、この量をq（0.10-1.00）とa（0.00-$\infty$AU）のより広い範囲で外挿し、$0.462^{+0.057}_{-0.052}$であることがわかりました。変換係数を使用してバイナリ分数から多重度分数を推定し、[0.60$\leq$q$\leq$1.00]と[0.00$\leq$a$\leq$10,000]の狭い領域で多重度分数を見つけました。AU]$0.270\pm0.111$になります。最後に、同じ方法を使用してFGKとAの星の多重度の割合を推定します（[0.60$\leq$q$\leq$1.00]と[0.00$\leq$a$\leq$10,000AU]を引き継ぎます）。M、FGK、およびAの星の多重度の割合は、qとaの一般的な範囲で検討した場合、一般的に想定されているよりも類似していることがわかります。
乱流と太陽のような振動の間の結合：結合されたラグランジュPDF / SPHアプローチ。 I-確率的波動方程式
| Title |
Coupling_between_Turbulence_and_Solar-like_Oscillations:_a_combined_Lagrangian_PDF/SPH_approach._I_--_The_stochastic_wave_equation |
| Authors |
J._Philidet,_K._Belkacem_and_M.-J._Goupil |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.05983 |
目的。この一連の論文は、太陽のような星の振動のグローバルモードに対する乱流の影響を研究するために特別に調整された新しい形式を構築することを目的としています。この最初の論文は、モデルへの入力として乱流を直接かつ一貫して含み、したがって方程式の確率性を通じて乱流とモードの間の結合に関する情報を自然に含む線形波動方程式を導出することを目的としています。メソッド。確率密度関数法に基づく乱流のラグランジュ確率モデルを使用して、確率微分方程式を通じて個々の流体粒子の特性の進化を記述します。次に、これらの確率微分方程式をラグランジュフレームからオイラーフレームに転記し、星の振動の分析により適合させます。この方法をSmoothedParticleHydrodynamicsと組み合わせます。ここでは、ラグランジュ確率モデルに表示されるすべての平均場が、任意の近傍に存在する粒子をフィルタリングできる重み付けカーネル関数を使用して、流体粒子のセット自体から直接推定されます。次に、オイラー変数で得られた確率微分方程式が線形化されます。結果。乱流の影響を含みながら、関連する波動変数の時間発展を支配する確率的で線形の波動方程式を取得します。波動方程式は、層状媒体内の音波の古典的な摂動のない伝播を、構造上、モードに対する乱流の影響を一貫した方法で説明する形式に一般化します。乱流の影響は、モードの確率的駆動に関与する不均一な強制項と、モードの減衰とモード表面効果の両方に関与する波動方程式の均一な部分への確率的摂動で構成されます。
HD141569のCO回転振動線放射のモデリング
| Title |
Modeling_of_CO_ro-vibrational_line_emission_of_HD_141569 |
| Authors |
Stanley_K._Jensen_Jr.,_Sean_D._Brittain,_Joan_R._Najita,_John_S._Carr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06128 |
HD141569は、遷移円盤と塵円盤の境界にまたがるハービッグAe/Be星です。それは、若い惑星を指し示す可能性のある多数の構造要素（ギャップやリングなど）を明らかにする低ダスト質量のディスクです。また、ミリメートル波長とIR波長の両方で観測されたCOガスの貯留層を示します。以前の観測（Gotoetal。2006）は、COガス放出の非対称性の可能性を報告しました。ここでは、IR回転振動輝線が分析され、分光学的および分光学的にモデル化されます。13〜60auの半径範囲で約200Kの温度に加熱された12COおよび13COアイソトポログの両方からの発光の特徴が見つかります。以前に報告されたCO放出の非対称性の証拠は見られず、結果はケプラーの軸対称放出領域と一致しています。これは、おそらく惑星などの内部ディスクの軌道機能の結果として、放出プロファイルが時間とともに進化している可能性があるかどうかという問題を提起します。
白色矮星（WD）の進化は、熱プロセスに大きく依存しています。それらのコアのプラズマは、星から逃げるニュートリノを生成することができ、したがって、エネルギー損失に貢献します。磁場がない場合、主な冷却メカニズムは高温でのプラズモン崩壊と低温での光子表面放出ですが、通常のWDでも表面の下に隠れており、分光偏光測定では検出できないコア内の大きな磁場は、潜在的に離れる可能性があります。冷却の痕跡。この論文では、ニュートリノ対シンクロトロン放射に起因するWD冷却への寄与と、プラズモン崩壊に対する磁場の影響を再検討します。私たちの重要な発見は、観測によって恒星表面の磁場強度が制限されている場合でも、WDの内部の強い磁場（表面磁場の有無にかかわらず）は、冷却速度を変更するのに十分な高さである可能性があるということです。ニュートリノペアシンクロトロン放出による磁場値に。
前方LHC検出器の双極子ポータルを介したニュートリノ上方散乱
LHCでの高速での有意なニュートリノフラックスは、専用の前方検出器を動機付けて、TeVエネルギーでのニュートリノの特性を研究します。ATLAS相互作用点の下流にある将来のForwardPhysicsFacility（FPF）に配置される可能性のある、エマルジョンおよび液体アルゴン実験でのアクティブニュートリノと新しい滅菌状態の間の磁気双極子相互作用を調査します。電子からのニュートリノの上方散乱は、特に運動量のしきい値が低いため、液体アルゴン検出器の場合、高輝度LHC（HL-LHC）でパラメーター空間の新しい領域をプローブできる電子反跳シグネチャを生成します。また、双極子演算子によるステライルニュートリノの崩壊も考慮します。これにより、生成頂点から変位する可能性のある光子が発生します。FPF検出器は、双極子ポータルを介して生成された1GeVのステライルニュートリノ状態をテストでき、新しい物理学のプローブとしての高エネルギーLHCニュートリノの使用を強調しています。
中性子星のfモードからの重力放射逆反応
中性子星の基本（$f$）モード振動の重力放射減衰の問題はかなりの注目を集めています。多くの研究は、モード振幅の成長/減衰率を計算して、急速に回転する星におけるそのような振動の安定性に注目しています。この論文では、星のスピンに対する放射反応の比較的無視されている問題に注目します。私たちは、いわゆるケルビンモードに大きく特化しています。これは、（最初は）非回転の非圧縮性星の振動モードです。最初は回転していない星での角運動量$\deltaJ$のモードの励起が、最終的に角運動量$2\deltaJ$を無限大に放射し、星自体に$-\deltaJ$。この結果はそれ自体が興味深いものであり、そのようなモードが励起された場合に、中性子星をスピンダウンする角運動量収支にも影響を及ぼします。
\cite{Ilyas：2020zcb}で提案されているDHOSTGenesisを改善して、ストリングガスのような余分なメカニズムを必要とせずに、モデル自体からニアスケール不変のスカラーパワースペクトルを生成できるようにします。さらに、\cite{Ilyas：2020zcb}で悩まされているスカラー摂動の超輝度問題は、適切なDHOSTアクションを選択することで解決できます。
宇宙定数緩和による熱摂動
| Title |
Thermal_Perturbations_from_Cosmological_Constant_Relaxation |
| Authors |
Lingyuan_Ji,_David_E._Kaplan,_Surjeet_Rajendran,_Erwin_H._Tanin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.05285 |
宇宙定数問題に対して最近提案されたクラスの解の宇宙論的結果を精査します。これらのモデルでは、宇宙は長期間のインフレーションとそれに続く収縮と跳ね返りを経て、ホットビッグバン時代の舞台を設定します。成功した初期宇宙モデルの要件は、CMBスケールで観測されたスケール不変の密度摂動を再現する必要があることです。これらのクラスのモデルは長期間のインフレを伴いますが、観測的に関連する段階でのインフレハッブルスケールは現在のハッブルスケール以下であるため、ドジッター変動が弱すぎてCMB異方性をシードできません。インフラトンとして機能する緩和場が同じ相互作用によって生成および維持できる熱浴と相互作用する場合、十分に強い摂動が依然として熱的に発生する可能性があることを示します。緩和場が非アーベルゲージセクターに派生的に（つまり技術的に自然に）結合され、非線形の自己相互作用のためにタキオニックに励起され、その後熱化する単純なモデルを提示します。このモデルは、宇宙定数の小ささとCMB異方性の振幅の両方を説明しています。
暗黒物質を伴うシーケンシャルU（1）ゲージモデルにおけるミューオンの異常磁気モーメントとヒッグス結合
| Title |
Anomalous_Magnetic_Moment_and_Higgs_Coupling_of_the_Muon_in_a_Sequential_U(1)_Gauge_Model_with_Dark_Matter |
| Authors |
Rathin_Adhikari,_Imtiyaz_Ahmad_Bhat,_Debasish_Borah,_Ernest_Ma,_Dibyendu_Nanda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.05417 |
非普遍的なゲージ電荷を持つフェルミオン族を用いた標準模型のアーベルゲージ拡張を研究します。ゲージ電荷とスカラー含有量は、第3世代フェルミ粒子のみがヒッグス粒子との再正規化可能な結合を介してディラック質量を受け取るような異常のない方法で選択されます。適切な$U（1）$電荷を持つフェルミ粒子やスカラーのような追加のベクトルを組み込むと、最初の2世代の放射性ディラック質量が発生し、中性フェルミ粒子が暗黒物質の候補になります。放射ミューオン質量に焦点を当て、フェルミラボでのE989実験によって最近測定されたミューオン異常磁気モーメントと、大型ハドロン衝突型加速器（LHC）の限界を含む他の実験境界を満たすという要件から、モデルを制約します。ミューオンへの異常なヒッグス結合は、ヒッグスのLHC測定からディムオン崩壊まで制約されます。一重項フェルミオン暗黒物質の現象論が議論され、消滅と共消滅の両方の効果の重要性が示されています。すべての境界を組み込むと、さまざまな実験で調べることができる制約されたパラメーター空間になります。
拡張チャプリギン状態方程式を採用して、暗黒エネルギーでできた等方性でゆっくりと回転する星を研究します。回転しているオブジェクトと回転していないオブジェクトの両方について、星の質量の関数として慣性モーメントを計算します。3つの異なる星の質量の半径座標の関数としての非対角メトリックコンポーネントのソリューションも示されています。i）慣性モーメントは星の質量とともに増加し、ii）回転しない物体の場合、慣性モーメントはより速く成長し、iii）回転に対応する曲線は非回転に対応する曲線より下にあることがわかります。回転する星。
| Title |
Turbulence_in_electromagnetically-driven_Keplerian_flows |
| Authors |
Marlone_Vernet,_Michael_Pereira,_Stephan_Fauve,_Christophe_Gissinger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.05813 |
方位角ローレンツ力の作用下での薄いディスク内の導電性流体の流れが実験的に研究されています。小さな力では、ローレンツ力は粘度または慣性のいずれかによってバランスが取られ、準ケプラー速度プロファイルが生成されます。非常に大きな電流と中程度の磁場の場合、大きな変動とケプラーの平均回転プロファイル$\Omega\sim\frac{\sqrt{IB}}{r^{3/2}を示す、完全に乱れた新しい領域が観測されます。}$。この乱流領域では、ダイナミクスは薄層乱流に典型的であり、小規模へのエネルギーの直接カスケードと大規模への逆カスケードを特徴としています。最後に、非常に大きな磁場では、この乱流は、水平面での大規模な凝縮物の形成を伴う準二次元の乱流に分岐します。これらの結果は、大きなレイノルズ数でのB\"odewadt-Hartmann層の不安定性に起因するものとしてよく理解されており、同様の天体物理学の流れの枠組みで議論されています。
これらの講義ノートは、天体物理学/宇宙論の観点から暗黒物質の紹介を提供することを目的としています。まず、宇宙の進化、その熱履歴、構造形成など、宇宙論の概要を簡単に説明します。次に、銀河、銀河団、宇宙マイクロ波背景放射の異方性、大規模構造の観測から、暗黒物質の観測証拠を調べます。暗黒物質を検出するには、特に天の川で暗黒物質がどのように分布しているかを知る必要があるため、次に、数値シミュレーションと観測からの関連する結果の概要を説明します。最後に、天体物理学と宇宙論の観測が暗黒物質の性質について私たちに何を教えてくれるかを見て、2つの特定のケースに焦点を当てて結論を出します：暖かい暗黒物質と自己相互作用する暗黒物質。
太陽質量以下の超小型天体の検出の可能性は、天体物理学的起源ではない、および/またはエキゾチックな超小型天体の形成シナリオに関係するブラックホールの存在に関する新しい視点につながるでしょう。どちらの可能性も、私たちの宇宙をよりよく理解するための新しい視点を開きます。この作業では、地面の予想される感度の範囲内で、コンポーネントの質量が$10^{-2}M_\odot$から1$M_\odot$までの範囲のサブソーラー質量バイナリの検出の重要性を調査します。第3世代、つまりアインシュタイン望遠鏡（ET）とコズミックエクスプローラー（CE）の重力波検出器に基づいています。検出のための最小振幅信号対雑音比、つまり$\rho=8$と仮定すると、コンポーネントの質量が$10^{-2}\、M_の超小型バイナリシステムの最大地平線距離がわかります。\odot$と1$M_\odot$は、ETの場合はそれぞれ40Mpcと1.89Gpc、CEの場合はそれぞれ125Mpcと5.8Gpcです。他のケースも本文に示されています。合併率を導き出し、原始ブラックホール（PBH）、$f_{\rmPBH}$の存在量への影響について議論します。質量範囲全体[$10^{-2}$-1]$M_\odot$を考慮すると、ET（CE）の場合はそれぞれ$f_{\rmPBH}<0.70$（$<$$0.06$）であることがわかります。
半消滅からのブーストされた暗黒物質の特徴的な信号
ブーストされた暗黒物質は何らかのメカニズムによって生成される可能性があり、それを検出することが暗黒物質の性質を理解するための鍵となります。半消滅$\chi\chi\to\bar{\chi}\nu$は、他の半消滅および標準的な暗黒物質消滅プロセスとは異なる信号を示していることを示します。この半消滅によって生成されたブーストされた暗黒物質は高エネルギーニュートリノと見なされるため、暗黒物質とそれに伴うニュートリノの全フラックスは、暗黒物質の質量に近いエネルギーで二重のピークを生成します。両方の粒子は、大容量のニュートリノ検出器で検出できます。
二次メトリック-親和性重力の宇宙論
宇宙論的過流体の存在下でのねじれと非計量性の二次方程式で最も一般的なパリティ保存メトリック-親和性重力理論の宇宙論的側面を調査します。運動方程式は、メトリックと独立したアフィン接続に関してアクションを変化させることによって得られます。続いて、フリードマン-レマ\^itre-ロバートソン-ウォーカーの背景を考慮して、完全な二次理論の修正フリードマン方程式の最も一般的な形式を導き出します。次に、ねじれベクトルと非計量性ベクトルの観点から与えられた2つの2次寄与のみを含む特徴的なサブケースに焦点を当てます。この設定では、修正されたフリードマン方程式を完全な宇宙論的超流体の保存則とともに研究し、純粋な膨張と純粋なスピン超運動源の両方に対して正確な解を提供します。次に、モデルの物理的影響と、この宇宙論的設定におけるねじれと非計量性の顕著な役割について説明します。
