インフレーション時代に誘発された重力波に拘束される
インフレーション中のスカラー場変動によって引き起こされる重力波（GW）に上限を設定します。特に、インフレ中に何らかのメカニズムによってスカラー変動がいくつかのサブホライズンスケール内で増幅される場合に焦点を当てます。エネルギー保存の法則はスカラー変動のエネルギー密度の上限につながるため、スカラー変動の振幅は制約され、したがって誘導されるGWも制約されます。これを考慮して、誘導されたGWの上限を導き出します。その結果、GWパワースペクトルは$\mathcalP_h\lesssim\mathcalO（\epsilon^2（k/k_*）^2）$でなければならないことがわかります。ここで、$\epsilon$はスローロールパラメーターであり、$k_*$は、スカラー場変動のピークスケールです。
宇宙論全体の密度確率分布関数の近似
一連の自己類似宇宙シミュレーションを使用して、実空間密度、赤方偏移空間密度、およびそれらの幾何平均の確率分布関数（PDF）を測定します。実空間密度PDFは、スペクトル勾配$n_s$と線形rms密度変動$\sigma_L$の2つのパラメーターの関数によって適切に記述されていることがわかります。赤方偏移空間密度と実空間および赤方偏移空間密度の幾何平均については、3番目のパラメーター$s_L={\sqrt{\langle（dv^L_{\rmpec}/dr）^2\rangle}を導入します。}/{H}$。LCDM宇宙論の密度PDFも、これら3つのパラメーターによって適切にパラメーター化されていることがわかります。その結果、一連の自己相似宇宙論シミュレーションを使用して、さまざまな宇宙論の密度PDFを概算することができます。密度PDFを公開し、分析フィッティング式を提供します。
IllustrisTNGシミュレーションにおける宇宙フィラメント周辺の暗黒物質、ガス、星の相対分布
| Title |
Relative_distribution_of_dark_matter,_gas_and_stars_around_cosmic_filaments_in_the_IllustrisTNG_simulation |
| Authors |
Daniela_Gal\'arraga-Espinosa,_Mathieu_Langer,_Nabila_Aghanim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06198 |
z=0でIllustrisTNGシミュレーションを使用して、フィラメントのさまざまな集団の周りの物質の分布の包括的な研究を提示します。フィラメントの暗黒物質（DM）、ガス、および恒星の放射状密度プロファイルを計算し、これらの構造におけるバリオンの割合の分布を特徴付けます。バリオンは、フィラメントスパインまでr〜7Mpcまでしか、基礎となるDM分布に正確に従うことがわかります。より短い距離（r<7Mpc）では、フィラメントのバリオンフラクションプロファイルは宇宙値Omega_b/Omega_mから逸脱します。r〜0.7-7Mpcの放射状領域では、この逸脱は、フィラメントのコア（r<0.7Mpc）であるフィラメントコアへのWHIMガスの半径方向の降着（宇宙部分に対して過剰なバリオンの生成）によるものです。代わりに、Y_b=0.63-0.68の枯渇係数によって定量化された明確なバリオン枯渇を示します。フィラメント内のAGNフィードバックイベントの効率の分析は、フィラメントの重力ポテンシャル井戸の外にガスを放出するのに十分強力である可能性があることを明らかにしています。大規模な環境（つまり、密度の高い領域と密度の低い領域、高温の領域と低温の領域）が、フィラメント周辺のDM、ガス、および恒星の密度の絶対値に無視できない影響を与えることを示します。それにもかかわらず、基礎となるDM密度フィールドに関するバリオンの相対的な分布は、フィラメントの母集団から独立していることがわかります。最後に、宇宙フィラメントのさまざまな集団のガス密度、温度、および圧力の間のスケーリング関係を提供します。これらの関係を銀河団に関する関係と比較すると、これらの宇宙構造が密度-温度面と密度-圧力面の別々の領域を占めていることがわかります。
構造形成の階層的シナリオでは、銀河団は質量と時間の点で究極のガラス化された生成物です。銀河団ガス（ICM）の熱いバリオンと銀河の冷たいバリオンは、暗黒物質が支配的なハローに生息しています。内部プロセス、降着、および合併は、平衡を乱す可能性があります。平衡は、後でのみ確立されます。しかし、熱化が効果的である宇宙時間はまだ評価されていません。ここでは、観測された宇宙の大規模なクラスターが、赤方偏移$z=0.14\pm0.06$で、宇宙が$11.7\pm0.7のときに、高度な熱平衡$\sim〜1.8〜\text{Gyr}$に到達したことを示します。〜\text{Gyr}$古い。高温ガスは、物質の宇宙密度と暗黒エネルギーが一致した後、ほとんど熱化されます。{\itPlanck}初期のSunyaev-Zel'dovich（ESZ）サンプルからの120クラスターの統計的にほぼ完全で均質なサンプルで、銀河の速度分散によって追跡された運動エネルギーは、少なくとも$\sim5.4〜\text{Gyr}$の時間を振り返りますが、$r_{500内のコア切除領域でのX線観測によって測定された運動エネルギーから熱エネルギーへの変換における高温ガスの効率}$、時間とともに着実に増加します。進化は、$\sim98$パーセントの確率レベルで検出されます。我々の結果は、ハローの質量降着履歴が放射物理学よりもクラスターの熱平衡に大きな役割を果たしていることを示しています。高温ガスの進化は、宇宙構造の形成と厳密に関連しています。
音量を上げる：ホットダークセクターの相転移を聞く
| Title |
Turn_up_the_volume:_Listening_to_phase_transitions_in_hot_dark_sectors |
| Authors |
Fatih_Ertas,_Felix_Kahlhoefer,_Carlo_Tasillo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06208 |
一次相転移からの確率的重力波（GW）バックグラウンドは、将来のGW観測所のエキサイティングなターゲットであり、標準模型との結合が非常に弱い暗いセクターを研究できる可能性があります。この作業では、このような信号が、SMサーマルバスの温度よりも高い温度のホットダークセクターで大幅に強化される可能性があることを示します。ただし、相転移後にエントロピーをダークセクターからSMに転送する必要があると、GW信号が大幅に希釈される可能性があります。ダークセクターでの数変化プロセス（いわゆる共食い）の影響を含め、この希釈を詳細に研究し、パラメーター空間の広い領域で正味の強化が残っていることを示します。暗いヒッグス粒子と暗い光子を含む暗いセクターの特定の例に私たちの発見を適用し、LISAとアインシュタイン望遠鏡の優れた検出の見通しを見つけます。
初期のダークエネルギーとACT：遅い時間の事前確率のないより大きなハッブル定数
| Title |
Dark_Energy_at_early_times_and_ACT:_a_larger_Hubble_constant_without_late-time_priors |
| Authors |
Vivian_Poulin,_Tristan_L._Smith,_Alexa_Bartlett |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06229 |
この論文では、初期暗黒エネルギー（EDE）（再結合前の膨張率の増加）の2つのモデルを、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）のアタカマ宇宙望遠鏡（ACT）測定とWMAPまたはプランク衛星、バリオン音響振動の測定値、および校正されていない超新星の輝度距離。現象論的なアクシオンのようなポテンシャル（「axEDE」）と一次相転移を経験するスカラー場（「NEDE」）を研究します。両方のモデルで、「プランクフリー」分析により、2シグマを超えるゼロ以外のEDEが得られ、$H_0\sim70-74$km/s/Mpcの値が増加し、ローカル測定と互換性があります。$H_0$の以前の値。一方、Planckデータを含めると、EDEの寄与は95％C.Lでのみ上限に制限されます。axEDEの場合、PlanckとACTの組み合わせにより、Planckのみの場合よりも制約が30％弱くなり、ハッブル張力が残りません。一方、NEDEはPlanck+ACT分析でより強く制約され、ハッブル張力は$\sim3\sigma$のままであり、CMBデータがEDEモデルを区別する能力を示しています。PlanckデータとACTデータの間の明らかな不一致を調査し、それが（ほとんど）$\sim1000$と$\sim1500$付近の多重極での温度パワースペクトル間のわずかな張力に起因することを発見しました。最後に、ACTデータの模擬分析を通じて、プランクデータを削除する際の高$\ell$での情報の不足によって、EDEが優先されるのではなく、LCDMが基準EDE宇宙論に適合していることを示します。$\{H_0、\omega_{\rmcdm}\}$に大きな偏りがあります。$\ell\sim2500$を超えるTTパワースペクトルと$\ell\sim300-500$の間のEEのより正確な測定は、EDEモデルを区別する上で重要な役割を果たします。
ハッブル張力、後期$ H（z）$変形モデルの$ M $危機、およびクインテセンスラグランジアンの再構築
| Title |
The_Hubble_Tension,_The_$M$_Crisis_of_Late_Time_$H(z)$_Deformation_Models_and_the_Reconstruction_of_Quintessence_Lagrangians |
| Authors |
Anastasios_Theodoropoulos_and_Leandros_Perivolaropoulos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06256 |
CMB、BAO、SnIa、および$H_0$の最近の局所測定を含む、最近の宇宙論データの詳細で教育学的な分析を提示します。したがって、$\LambdaCDM$、$wCDM$（暗黒エネルギーの一定状態方程式$w$）などの$H（z）$変形モデル、およびCPLを含む標準的な暗黒エネルギーパラメーター化のパラメーターに対する制約を取得します。モデル（進化するダークエネルギーの状態方程式パラメーター$w（z）=w_0+w_a\frac{z}{1+z}$に対応）。適合パラメータには、暗黒物質密度$\Omega_{0m}$、SnIa絶対等級$M$、ハッブル定数$H_0$、および暗黒エネルギーパラメータ（たとえば、$wCDM$の場合は$w$）が含まれます。考慮されたすべてのモデルは、Cepheidキャリブレータによって取得されたローカルで決定された値（$M$張力）と一致しない$M$の最適値につながります。次に、最適な暗黒エネルギーパラメータを使用して、これらの最適なパラメータ化を再現できる典型的なラグランジアンを再構築します。最適な暗黒エネルギー状態方程式パラメーター$w（z）$の導出された後期ファントム動作により、再構築されたクインテッセンスモデルは負の運動項を持ち、したがって不安定性に悩まされます。
$ 5
| Title |
Chasing_the_Tail_of_Cosmic_Reionization_with_Dark_Gap_Statistics_in_the_Ly$\alpha$_Forest_over_$5_ |
| Authors |
Yongda_Zhu,_George_D._Becker,_Sarah_E._I._Bosman,_Laura_C._Keating,_Holly_M._Christenson,_Eduardo_Ba\~nados,_Fuyan_Bian,_Frederick_B._Davies,_Valentina_D'Odorico,_Anna-Christina_Eilers,_Xiaohui_Fan,_Martin_G._Haehnelt,_Girish_Kulkarni,_Andrea_Pallottini,_Yuxiang_Qin,_Feige_Wang_and_Jinyi_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06295 |
ライマンα（Ly$\alpha$）フォレストの「ダークギャップ」を使用して、再電離の終わり近くにある銀河間媒体（IGM）の新しい調査を提示します。XQR-30VLTラージプログラムからの新しいデータを含む、$z_{\rmem}>5.5$での55のQSOのスペクトルを使用して、Ly$\alpha$フォレスト内のギャップを特定します。ここで、伝送は1つの共動$h^で平均化されました。{-1}\、{\rmMpc}$ビンが5％を下回っています。9つの超長（$L>80〜h^{-1}\、{\rmMpc}$）の暗いギャップが$z<6$で識別されます。さらに、赤方偏移の関数として、$30〜h^{-1}\、{\rmMpc}$、$F_{30}$より長いギャップを示すQSOスペクトルの割合を定量化します。$F_{30}\simeq0.9$、0.6、0.15をそれぞれ$z=6.0$、5.8、5.6で測定し、これらの長い暗いギャップの最後は$z\simeq5.3$まで持続します。私たちの結果を流体力学的シミュレーションからの予測と比較すると、データは、再電離が赤方偏移6を大幅に下回るモデルと一致していることがわかります。$z\lesssim6$で電離UVバックグラウンドの大規模な変動を保持するIGMが本質的に完全に再電離されているモデルも、データと一致する可能性があります。全体として、我々の結果は、中性水素の島の形での再電離の兆候および/または電離バックグラウンドの大規模な変動が、少なくとも$z\simeq5.3$までIGMに存在し続けることを示唆しています。
アクシオン-SU（2）モデルにおける重力波トリスペクトル
インフレーション中に軸索観客場とSU（2）ゲージ場のダイナミクスを通じて生成された重力波（GW）のトリスペクトルを研究します。非アーベルゲージ理論では、ゲージ場には4点の自己相互作用があり、ツリーレベルのGWトリスペクトルを誘発します。非動的寄与を含むこのタイプのGWトリスペクトルを定式化し、このモデルの一意の信号として正三角形の限界で評価します。スカラーパワースペクトルの3乗に対するGWトリスペクトルの比率は、CMB観測でキャプチャできる、実行可能なパラメータ空間で$\mathcal{O}（10^6）$と同じくらい大きくなる可能性があることがわかります。
下部構造への正確で包括的なアプローチ：I。付加されたサブハロ
| Title |
An_Accurate_Comprehensive_Approach_to_Substructure:_I._Accreted_Subhaloes |
| Authors |
Eduard_Salvador-Sol\'e,_Alberto_Manrique_and_Ignacio_Botella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06484 |
これは、CUSP形式による階層的宇宙論におけるハロー下部構造の研究に捧げられた一連の3つの論文の最初のものです。本論文では、サブハローとハローとその前駆体に付着した拡散暗黒物質（dDM）の特性を導き出します。具体的には、実際の宇宙のハロー間媒体または宇宙論的シミュレーションにいつでも存在するdDMを、対応するフリーストリーミング質量またはハロー分解能質量とそれぞれ関連付け、サブハローとそのシードの間のリンクを確立します。初期密度フィールド。ハローの崩壊とガラス化を監視することにより、第一原理から導き出され、単一の自由パラメーターなしで、それらに付加されたdDMとサブハローの存在量と動径分布。私たちの予測はシミュレーションの結果と非常によく一致していますが、付着したdDMの予測された割合については、前の作品で報告されたものよりも大きく、その前駆体ではなく、最終的なハローに付着したdDMのみをカウントします。ここで追求される導出は、下部構造のいくつかの重要な特徴の起源を明らかにします。全体として、私たちの結果は、CUSPがハローの下部構造を理解し、シミュレーションの結果を任意の質量、赤方偏移、およびランダムなガウス密度摂動に恵まれた階層宇宙論の形成時間を持つハローに拡張するための強力なツールであることを示しています。
下部構造への正確で包括的なアプローチ：II。剥ぎ取られたサブハロ
| Title |
An_Accurate_Comprehensive_Approach_to_Substructure:_II._Stripped_Subhaloes |
| Authors |
Eduard_Salvador-Sol\'e,_Alberto_Manrique_and_Ignacio_Botella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06490 |
論文Iでは、CUSPフォーマリズムを使用して、第一原理から導き出し、単一の自由パラメーターを使用せずに、以前のすべての時間でハローとその前駆体に付着した拡散DM（dDM）とサブハローの両方の正確な存在量と動径分布を導き出しました。ここでは、これらの結果を、ホストハロー内のサブハローとdDMの進化を監視するための初期条件として使用します。具体的には、力学的摩擦を無視して、サブハローがホストハロー内を周回するときの繰り返しの潮汐ストリッピングと加熱の影響を正確に計算し、それらがハロー内媒体に放出するdDMとサブサブハローの量を推測します。次に、除去されたサブハロとdDMの予想される存在量と動径分布を計算します。この導出により、下部構造におけるハロー濃度の役割が明らかになり、下部構造のハロー質量への依存性など、シミュレーションで見つかったいくつかの重要な特徴の起源が明らかになります。さらに、下部構造に対する力学的摩擦の特定の影響を明らかにします。ここで得られた結果は、純粋に降着するハローに対するものです。論文IIIでは、大規模な合併に苦しんでいる通常のハローにおいて、力学的摩擦の影響を受けない低質量のサブハローの事例に取り組むことによって研究を完了します。
摂動論からの赤方偏移空間物質変動のグリッドベースの計算：フィールドレベルでのUV感度と収束
| Title |
Grid-based_calculations_of_redshift-space_matter_fluctuations_from_perturbation_theory:_UV_sensitivity_and_convergence_at_the_field_level |
| Authors |
Atsushi_Taruya,_Takahiro_Nishimichi,_Donghui_Jeong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06734 |
摂動理論（PT）は、準線形領域で観測された非線形大規模構造統計を解釈するために使用されています。PTベースの分析を容易にするために、GridSPTアルゴリズムを紹介しました。これは、特定の線形パワースペクトルから標準摂動理論（SPT）の非線形密度および速度フィールドを計算するグリッドベースの方法です。ここでは、赤方偏移空間の歪みを考慮に入れて、アプローチをさらに提案します。新しい実装では、初めて、赤方偏移空間密度フィールドを5次まで生成し、次から次への次数（2ループ）のパワースペクトルと次から次へのパワースペクトルを計算しました。赤方偏移空間での物質クラスタリングの次数（1ループ）バイスペクトル。結果を対応する分析SPT計算および$N$-bodyシミュレーションと比較することにより、SPT計算（A）は、微分演算子が高いためにUV感度の影響をはるかに受け、（B）は$N$から逸脱していることがわかります。-ボディは、実空間$k_{\rmmax}$よりも小さいフーリエ波数から生じます。最後に、パデ近似は形態の偽の特徴を除去しますが、パワースペクトルとバイスペクトルのモデリングを改善しないことを示しました。
重力波のエネルギースペクトル
重力波（GW）のエネルギースペクトルは、宇宙の臨界密度に正規化された対数周波数間隔あたりの空間の単位体積あたりのGWのエネルギーを表し、GW検出器の感度と強度を定量化するために広く使用されている方法です。GWは、明確な物理的意味を持つという利点があるためです。線形次数摂動を超えるGWを考慮すると、GWのエネルギースペクトルはゲージに依存することがわかりました。このゲージ依存性の問題は、GWのエネルギーの不適切な説明に起因することを示します。GWのエネルギーを適切に説明することで、ゲージの問題が自然に解消される、明確に定義されたGWのエネルギースペクトルを示します。
誕生クラスターではない：惑星系を形作る恒星のクラスター化は銀河系の動的摂動によって生成される
| Title |
Not_the_Birth_Cluster:_the_Stellar_Clustering_that_Shapes_Planetary_Systems_is_Generated_by_Galactic-Dynamical_Perturbations |
| Authors |
J._M._Diederik_Kruijssen_(1),_Steven_N._Longmore_(2),_M\'elanie_Chevance_(1),_Chervin_F._P._Laporte_(3),_Michal_Motylinski_(2),_Benjamin_W._Keller_(1),_Jonathan_D._Henshaw_(4)_((1)_Heidelberg,_(2)_LJMU,_(3)_ICCUB,_(4)_MPIA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06182 |
最近の研究は、惑星系を高または低位相空間密度（「過密度」および「場」系）のサブサンプルに分割することによって定量化された、6次元恒星位置-速度位相空間における周囲の恒星クラスタリングと強く相関することを示しています。、それぞれ）。位相空間の過密度の物理的起源を調査し、それによって、どの環境メカニズムが惑星系に影響を与えた可能性があるかを調査します。ガイアで観測された天の川の銀河スケールの運動学的構造を考察し、その過密度が、バーとスパイラルアームによって生成されると考えられている銀河円盤のよく知られたkpcスケールの運動学的波紋と流れに対応することを示します駆動される共鳴と伴銀河の通過。また、惑星の人口統計は、物理的な起源や歴史が異なる可能性がある個々の位相空間の過密度間で異なる可能性があることを示しています。「位相空間スパイラル」（銀河円盤の最近の摂動）に関連する惑星系は、フィールドシステムよりも10倍高いホットジュピター対コールドジュピター比を持っています。最後に、過密度内のホットジュピターとコールドジュピターの比率は、Gyrタイムスケールでのホスト恒星の年齢とともに増加する可能性があります。過密度は数Gyrの間持続するので、惑星系の遅い時間の摂動がこれらの傾向を説明する可能性が最も高いと主張しますが、出生時の追加の摂動も寄与している可能性があります。これは、惑星系の特性が、それらのすぐ近くの恒星のクラスター化によって影響を受けるだけでなく、それらの進化を通して銀河規模のプロセスによって影響を受けることを示唆しています。最後に、惑星系のアーキテクチャを一緒に設定する物理プロセスの多様性を理解するための主な未解決の質問について説明します。
微惑星塵円盤からの執拗で複雑なトランジット
| Title |
Relentless_and_Complex_Transits_from_a_Planetesimal_Debris_Disk |
| Authors |
J._Farihi,_J._J._Hermes,_T._R._Marsh,_A._J._Mustill,_M._C._Wyatt,_J._A._Guidry,_T._G._Wilson,_S._Redfield,_P._Izquierdo,_O._Toloza,_B._T._G\"ansicke,_A._Aungwerojwit,_V._S._Dhillon,_A._Swan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06183 |
この記事では、2019年3月から2020年3月までの18夜にわたって、ULTRACAMを使用した同時、高ケイデンス、多波長イメージング測光に基づいて、d=36.2pcおよびV=16.0magでWD1054-226に向かう準連続通過イベントを報告します。主な周期は25.02時間で、黒体Teq=323Kの円軌道に対応し、惑星表面は名目上液体の水を支えることができます。光度曲線は、より長いタイムスケールで変化する、顕著な夜ごとの類似性を明らかにし、遮られていない星の光の通過のないセグメントを欠いています。最も顕著な調光成分は、23.1分ごと（基本周期の正確に65次高調波）に発生し、深さは最大数パーセントで、明らかな色依存性はありません。無数の追加の高調波が存在し、独立した周期を持つ少なくとも2つの通過する特徴があります。1つは基礎となる周期よりも長く、もう1つは短く、両方とも類似しています。高解像度の光学スペクトルは、星周ガスの兆候がなく、複数の高融点金属種による安定した光球吸収と一致しています。スピッツァーの観測は、検出可能なダスト放出の欠如を示しており、WD1054-226を周回する他の方法で隠された星周円盤は、汚染された白色矮星に典型的であり、好ましい形状によってのみ検出される可能性があることを示唆しています。軌道離心率を抑えるには今後の観測が必要ですが、ロッシュ限界に近い場合でも昇華は耐火性母体の質量損失を促進できず、ダスト生成には衝突崩壊が必要です。
惑星形成スケール（MAPS）でのALMAを含む分子II：原始惑星系円盤における分子線放出の画像を合成するためのクリーン戦略
| Title |
Molecules_with_ALMA_at_Planet-forming_Scales_(MAPS)_II:_CLEAN_Strategies_for_Synthesizing_Images_of_Molecular_Line_Emission_in_Protoplanetary_Disks |
| Authors |
Ian_Czekala,_Ryan_A._Loomis,_Richard_Teague,_Alice_S._Booth,_Jane_Huang,_Gianni_Cataldi,_John_D._Ilee,_Charles_J._Law,_Catherine_Walsh,_Arthur_D._Bosman,_Viviana_V._Guzm\'an,_Romane_Le_Gal,_Karin_I._\"Oberg,_Yoshihide_Yamato,_Yuri_Aikawa,_Sean_M._Andrews,_Jaehan_Bae,_Edwin_A._Bergin,_Jennifer_B._Bergner,_L._Ilsedore_Cleeves,_Nicolas_T._Kurtovic,_Fran\c{c}ois_M\'enard,_Hideko_Nomura,_Laura_M._P\'erez,_Chunhua_Qi,_Kamber_R._Schwarz,_Takashi_Tsukagoshi,_Abygail_R._Waggoner,_David_J._Wilner,_Ke_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06188 |
惑星形成スケール大規模プログラム（MAPSLP）でのALMAを使用した分子は、高角度分解能（バンド6および3でそれぞれ0.15"および0.30"ビーム）で40を超える異なるスペクトル線にわたる5つの原始惑星系円盤の化学構造を調査しました。感度（バンド6および3でそれぞれ0.3〜1.3mJy/ビームおよび0.4〜1.9mJy/ビームにまたがる）。この記事では、MAPSLPのコアデータ製品である各スペクトル線の位置-位置-速度画像キューブを生成するために使用した、CASAtclean画像デコンボリューション手順を中心に構築された多段階ワークフローについて説明します。調査の広大な性質のために、私たちはさまざまなイメージングの課題に直面しました。正確なCLEANマスクを使用する利点のように、サブmmの原始惑星系円盤のコミュニティに精通しているものもあれば、Jorsater＆vanMoorsel1995（「JvM効果」）。学んだ教訓を、分子発光のイメージキューブを合成するための推奨ワークフローに抽出します。特に、「JvM補正」を介して正確なフラックスを備えた画像キューブを作成する方法について説明します。これは、CLEANデコンボリューションを介して合成されたすべての画像に一般的に適用できますが、低S/N放射には特に重要です。さらに、可視性テーパーを使用して、一般的な基準ビームサイズを促進し、原始惑星系円盤からの分子放出を検出する際の信号対雑音比の解釈をコンテキスト化する方法について説明します。この論文は、アストロフィジカルジャーナルサプリメントのMAPS特集号の一部です。
惑星形成スケール（MAPS）でのALMAを含む分子XVII：HD163296ディスクの2D熱構造の決定
| Title |
Molecules_with_ALMA_at_Planet-forming_Scales_(MAPS)_XVII:_Determining_the_2D_Thermal_Structure_of_the_HD_163296_Disk |
| Authors |
Jenny_K._Calahan,_Edwin_A._Bergin,_Ke_Zhang,_Kamber_R._Schwarz,_Karin_I._Oberg,_Viviana_V._Guzman,_Catherine_Walsh,_Yuri_Aikawa,_Felipe_Alarcon,_Sean_M._Andrews,_Jaehan_Bae,_Jennifer_B._Bergner,_Alice_S._Booth,_Arthur_D._Bosman,_Gianni_Cataldi,_Ian_Czekala,_Jane_Huang,_John_D._Ilee,_Charles_J._Law,_Romane_Le_Gal,_Feng_Long,_Ryan_A._Loomis,_Francois_Menard,_Hideko_Nomura,_Chunhua_Qi,_Richard_Teague,_Merel_L.R._van'T_Hoff,_David_J._Wilner,_Yoshihide_Yamato |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06202 |
原始惑星系円盤の温度構造を理解することは、観測を解釈し、円盤の物理的および化学的進化を予測し、惑星形成プロセスをモデル化するための鍵です。この研究では、HerbigAe星HD163296の周りのディスクの2次元熱構造を制約します。熱化学コードRAC2Dを使用して、空間的に分解されたALMA観測を再現する熱構造を導き出します（〜0.12arcsec（13au）-COJ=2-1、13COJ=1-0、2-1、C18OJ=1-0、2-1、およびC17OJ=1-0の0.25アーク秒（26au））、HDJ=1-0フラックスの上限、スペクトルエネルギー分布（SED）、および連続体の形態。最終的なモデルには、通常のCO気相化学よりも短い時間スケール（0.01Myr）によって動機付けられたCOの放射状の枯渇と、内部ディスクの表層近くの温度の上昇（z/r<=0.21）の両方が組み込まれています。このモデルは、経験的に導き出された温度と、J=2-1CO観測から導き出された観測された放出面の大部分と一致します。HDJ=1-0およびJ=2-1フラックスの上限を使用して、0.35Msunのディスク質量の上限を見つけます。最終的な熱構造を使用して、解決されたギャップの観察によって制約された温度構造にギャップが与える影響を調査します。ガスに大きなギャップと小さなほこりを追加すると、ギャップ内のガス温度がさらに5〜10％しか上昇しません。この論文は、アストロフィジカルジャーナルサプリメントのMAPS特集号の一部です。
惑星形成スケール（MAPS）でのALMAを含む分子III：放射状化学下部構造の特性
| Title |
Molecules_with_ALMA_at_Planet-forming_Scales_(MAPS)_III:_Characteristics_of_Radial_Chemical_Substructures |
| Authors |
Charles_J._Law,_Ryan_A._Loomis,_Richard_Teague,_Karin_I._\"Oberg,_Ian_Czekala,_Sean_M._Andrews,_Jane_Huang,_Yuri_Aikawa,_Felipe_Alarc\'on,_Jaehan_Bae,_Edwin_A._Bergin,_Jennifer_B._Bergner,_Yann_Boehler,_Alice_S._Booth,_Arthur_D._Bosman,_Jenny_K._Calahan,_Gianni_Cataldi,_L._Ilsedore_Cleeves,_Kenji_Furuya,_Viviana_V._Guzm\'an,_John_D._Ilee,_Romane_Le_Gal,_Yao_Liu,_Feng_Long,_Fran\c{c}ois_M\'enard,_Hideko_Nomura,_Chunhua_Qi,_Kamber_R._Schwarz,_Anibal_Sierra,_Takashi_Tsukagoshi,_Yoshihide_Yamato,_Merel_L._R._van't_Hoff,_Catherine_Walsh,_David_J._Wilner,_Ke_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06210 |
惑星形成スケールでのALMAを備えた分子（MAPS）大規模プログラムは、惑星形成に関連する空間スケールでの5つの原始惑星系円盤における分子線放出の詳細な高解像度（${\sim}$10-20au）ビューを提供します。ここでは、MAPSソース（IMLup、GMAur、AS209、HD163296、およびMWC480）に向けた18の分子ラインの化学下部構造の体系的な分析を示します。ほぼすべての半径で検出される200を超える化学下部構造を識別します。ラインエミッションが検出された場所。リング、ギャップ、プラトーなど、さまざまな放射状の形態が、各ディスク内とMAPSサンプル全体の両方で観察されます。ラインエミッションプロファイルのこの多様性は、最も内側の50auにも存在します。全体として、これは、惑星がディスク全体と同じディスク内の異なる半径の両方でさまざまな化学環境で形成されることを示唆しています。150auの内部では、MAPSディスク全体の化学的下部構造の大部分は、ミリメートル連続体の下部構造と空間的に一致しており、ディスクのミッドプレーンと暖かく上昇した分子放出層の間の物理的および化学的リンクを示しています。内部ディスクの一部の化学的下部構造と150auの外部のほとんどの化学的下部構造は、ダスト下部構造に直接リンクできません。ただし、雪線、UV光子フラックスの勾配、イオン化など、化学的下部構造の他の原因もあることを示しています。放射状に変化する元素比。これは、化学的な下部構造が、惑星が集まる環境に影響を与えることに加えて、さまざまなディスク特性の強力なプローブに発展する可能性があることを意味します。この論文は、アストロフィジカルジャーナルサプリメントのMAPS特集号の一部です。
惑星形成スケールでのALMAを含む分子（MAPS XVIII）：HD163296およびMWC480のディスクの運動学的下部構造
| Title |
Molecules_with_ALMA_at_Planet-forming_Scales_(MAPS_XVIII):_Kinematic_Substructures_in_the_Disks_of_HD_163296_and_MWC_480 |
| Authors |
Richard_Teague,_Jaehan_Bae,_Yuri_Aikawa,_Sean_M._Andrews,_Edwin_A._Bergin,_Jennifer_B._Bergner,_Yann_Boehler,_Alice_S._Booth,_Arthur_D._Bosman,_Gianni_Cataldi,_Ian_Czekala,_Viviana_V._Guzm\'an,_Jane_Huang,_John_D._Ilee,_Charles_J._Law,_Romane_Le_Gal,_Feng_Long,_Ryan_A._Loomis,_Fran\c{c}ois_M\'enard,_Karin_I._\"Oberg,_Laura_M._P\'erez,_Kamber_R._Schwarz,_Anibal_Sierra,_Catherine_Walsh,_David_J._Wilner,_Yoshihide_Yamato,_Ke_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06218 |
惑星形成スケール（MAPS）の大規模プログラムでALMAを使用した分子の一部として、HD163296とMWC480を取り巻く原始惑星系円盤の動的構造を調査します。$\sim0の空間解像度で画像化された$^{12}$CO、$^{13}$CO、およびC$^{18}$Oの$J=2-1$遷移を使用します。^{\prime\素数}15$で、チャネル間隔が$200$${\rmm\、s^{-1}}$の場合、両方のディスク（$\lesssim\！5\）の投影速度場でケプラー回転による摂動が見つかります。局所的なケプラー速度の％$）、大規模（数十auのサイズ）のコヒーレントフローを示唆します。速度場の投影に対する方位角依存性を考慮することにより、速度場は方位角方向に平均化された直交成分、$v_{\phi}$、$v_r$、および$v_z$に分解されました。光学的に厚い$^{12}$CO放出をガス温度のプローブとして使用すると、$\approx\！の局所的な変動が発生します。3$K（$\approx\！5\％$相対変化）が観察され、運動学的下部構造に関連していることがわかりました。MWC480ディスクは、きつく巻かれた渦巻腕のスイートをホストします。らせん状の腕は、ガス速度構造の高度に局所化された摂動（運動学的惑星の特徴）と関連して、巨大な惑星$\sim\！を示しています。1$$M_{\rmJup}$、半径$\upperx245$au。HD163296のディスクでは、運動学的下部構造は、Pinteetal。の以前の研究と一致していました。（2018a）およびTeagueetal。（2018a）複数の$\sim\を提唱！1$$M_{\rmJup}$惑星がディスクに埋め込まれています。これらの結果は、ディスクの動的構造を特徴付ける分子線観測を使用して、埋め込まれた惑星の特徴を検索できることを示しています。この論文は、アストロフィジカルジャーナルサプリメントのMAPS特集号の一部です。
惑星形成スケール（MAPS）でのALMAを含む分子。 VII。惑星供給ガス中の亜恒星O / HとC / Hおよび超恒星C / O
| Title |
Molecules_with_ALMA_at_Planet-forming_Scales_(MAPS)._VII._Sub-stellar_O/H_and_C/H_and_super-stellar_C/O_in_planet_feeding_gas |
| Authors |
Arthur_D._Bosman,_Felipe_Alarc\'on,_Edwin_A._Bergin,_Ke_Zhang,_Merel_L.R._van_'t_Hoff,_Karin_I._\"Oberg,_Viviana_V._Guzm\'an,_Catherine_Walsh,_Yuri_Aikawa,_Sean_M._Andrews,_Jennifer_B._Bergner,_Alice_S._Booth,_Gianni_Cataldi,_L._Ilsedore_Cleeves,_Ian_Czekala,_Kenji_Furuya,_Jane_Huang,_John_D._Ilee,_Charles_J._Law,_Romane_Le_Gal,_Yao_Liu,_Feng_Long,_Ryan_A._Loomis,_Fran\c{c}ois_M\'enard,_Hideko_Nomura,_Chunhua_Qi,_Kamber_R._Schwarz,_Richard_Teague,_Takashi_Tsukagoshi,_Yoshihide_Yamato,_and_David_J._Wilner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06221 |
原始惑星系円盤内のガスと塵の元素組成は、その中に形成される惑星の組成に影響を与えます。惑星形成スケール（MAPS）データでALMAを使用した分子を使用して、惑星を形成する可能性のある場所でのガスの元素組成を制約します。元素の存在量は、ASのディスクの高解像度観測から得られたCOおよびC2Hカラム密度のDALIコードから、可変C/O比および小粒子存在量のソース固有のガス粒子熱化学モデルを比較することによって推測されます。209、HD163296、およびMWC480。ほとんどのペブルディスクで、推定されるC2Hカラム密度と一致させるには、COアイスライン内であっても、高いC/O比（〜2.0）が必要です。これらのシステムのCO存在量の制約と組み合わせると、これは、ガスのO/H比とC/H比の両方が4〜10倍の亜恒星であり、O/Hが20〜50倍枯渇していることを意味します。、結果として高いC/O比が得られます。これは、CO氷線内でさえ、揮発性炭素と酸素のほとんどが依然としてミッドプレーンの粒子に閉じ込められていることを必要とします。したがって、AS209、HD163296、およびMWC480ディスクのギャップにガスを降着させる惑星は、小石の分離質量に達した後、炭素と酸素をほとんど獲得しません。したがって、大気を豊かにするイベントがない場合、これらの惑星は、強く亜恒星のO/HとC/Hおよび超恒星のC/O大気組成を持ちます。
惑星形成スケール（MAPS）でのALMAを含む分子。 XV。 20au以内の原始惑星系円盤構造の追跡
| Title |
Molecules_with_ALMA_at_Planet-forming_Scales_(MAPS)._XV._Tracing_protoplanetary_disk_structure_within_20_au |
| Authors |
Arthur_D._Bosman,_Edwin_A._Bergin,_Ryan_A._Loomis,_Sean_M._Andrews,_Merel_L.R._van_'t_Hoff,_Richard_Teague,_Karin_I._\"Oberg,_Viviana_V._Guzm\'an,_Catherine_Walsh,_Yuri_Aikawa,_Felipe_Alarc\'on,_Jaehan_Bae,_Jennifer_B._Bergner,_Alice_S._Booth,_Gianni_Cataldi,_L._Ilsedore_Cleeves,_Ian_Czekala,_Jane_Huang,_John_D._Ilee,_Charles_J._Law,_Romane_Le_Gal,_Yao_Liu,_Feng_Long,_Fran\c{c}ois_M\'enard,_Hideko_Nomura,_Laura_M._P\'erez,_Chunhua_Qi,_Kamber_R._Schwarz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06223 |
原始惑星系円盤の内側20auでのガスと塵の分布を制限することは困難です。同時に、この地域は、特に3-10auの水氷線の周りで、ほとんどの惑星形成に関与していると考えられています。ガスがケプラーの円盤にあるという仮定の下で、惑星形成スケール（MAPS）ALMA大規模プログラムでALMAを使用した分子の絶妙な感度を使用して、COアイソトポログの有効解像度が約3auの放射状表面輝度プロファイルを構築します。線速度プロファイルを使用したJ=2-1線。IMLupは、13COとC18Oの中枢神経抑制を明らかにします。これは、内側の20auに約500$M_\oplus$のダストが堆積し、ガスとダストの比率が約<10になるためです。このパイルアップは、粒子の効率的なドリフト（$\gtrsim$100$M_\oplus$Myr$^{-1}$）と、ストリーミングの不安定性がアクティブである可能性を示唆する局所的なガス対ダスト比と一致しています。GMAurディスクのCOアイソトポログ放出は、〜40auのダストキャビティ内の小さな（〜15au）、強く枯渇したガスキャビティと一致しています。AS209ディスクとHD163296ディスクの両方の放射状表面輝度プロファイルは、既知のダストリング（〜14au）とギャップ（〜10au）の位置で、それぞれC18O放射の極小値と極大値を示しています。これは、ダストリングのガス対ダスト比が低く（$>$10）、ダストギャップが光学的に厚いC18Oを持つのに十分なガスが豊富であることを示しています。
惑星形成スケール（MAPS）XIXでのALMAを含む分子。 GM Aur Diskの周りのCOによってトレースされた渦巻腕、尾、および拡散構造
| Title |
Molecules_with_ALMA_at_Planet-forming_Scales_(MAPS)_XIX._Spiral_Arms,_a_Tail,_and_Diffuse_Structures_Traced_by_CO_around_the_GM_Aur_Disk |
| Authors |
Jane_Huang,_Edwin_A._Bergin,_Karin_I._\"Oberg,_Sean_M._Andrews,_Richard_Teague,_Charles_J._Law,_Paul_Kalas,_Yuri_Aikawa,_Jaehan_Bae,_Jennifer_B._Bergner,_Alice_S._Booth,_Arthur_D._Bosman,_Jenny_K._Calahan,_Gianni_Cataldi,_L._Ilsedore_Cleeves,_Ian_Czekala,_John_D._Ilee,_Romane_Le_Gal,_Viviana_V._Guzm\'an,_Feng_Long,_Ryan_A._Loomis,_Fran\c{c}ois_M\'enard,_Hideko_Nomura,_Chunhua_Qi,_Kamber_R._Schwarz,_Takashi_Tsukagoshi,_Merel_L._R._van_'t_Hoff,_Catherine_Walsh,_David_J._Wilner,_Yoshihide_Yamato,_and_Ke_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06224 |
ミリメートル連続放射の原始惑星系円盤で一般的に観察される同心のギャップとリングは、惑星形成が一般に秩序だった孤立したシステム内で進行するという印象を与えました。空間的に分解された分子放出の深い観測は比較的限られていますが、惑星の形成が進行している間、いくつかのディスクが周囲と相互作用することをますます示唆しています。$\sim40$auの空間解像度で$^{12}$CO$J=2-1$画像のGMAur周辺で識別された複雑な特徴の分析を提示します。半径$\sim550$auまで伸びるケプラー円盤に加えて、CO放出は、羊毛状渦巻腕を半径$\sim$1200auまで、尾がGMAurの南西に伸びる$\sim1800$auまで、そして拡散構造をトレースします。ディスクの北側から半径$\sim1900$auまで伸びています。拡散構造は、散乱光で以前に識別された「ダストリボン」と一致します。大規模な非対称ガスの特徴は、小石の円盤をトレースするほとんど軸対称のマルチリングミリメートルの連続体とは際立ったコントラストを示します。GMAurの複雑なガス構造は、ディスクへの残留エンベロープまたは雲物質の遅い落下に起因すると仮定します。同じくL1517クラウドにあるSUAurおよびABAurシステムとの形態学的類似性は、環境との相互作用がこれら3つすべての物質の分布と輸送を規制する役割を果たすシナリオに追加のサポートを提供します。クラスIIディスクシステム。この論文は、アストロフィジカルジャーナルサプリメントのMAPS特集号の一部です。
惑星形成スケールでのALMAを含む分子。 XX。 GMアウリガエ周辺の巨大ディスク
| Title |
Molecules_with_ALMA_at_Planet-forming_Scales._XX._The_Massive_Disk_Around_GM_Aurigae |
| Authors |
Kamber_R._Schwarz,_Jenny_K._Calahan,_Ke_Zhang,_Felipe_Alarc\'on,_Yuri_Aikawa,_Sean_M._Andrews,_Jaehan_Bae,_Edwin_A._Bergin,_Alice_S._Booth,_Arthur_D._Bosman,_Gianni_Cataldi,_L._Ilsedore_Cleeves,_Ian_Czekala,_Jane_Huang,_John_D._Ilee,_Charles_J._Law,_Romane_Le_Gal,_Yao_Liu,_Feng_Long,_Ryan_A._Loomis,_Enrique_Mac\'ias,_Melissa_McClure,_Fran\c{c}ois_M\'enard,_Karin_I._\"Oberg,_Richard_Teague,_Ewine_van_Dishoeck,_Catherine_Walsh,_and_David_J._Wilner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06228 |
ガスの質量は、制約するのが最も難しい原始惑星系円盤の特性の1つです。原始惑星系円盤の多くが冷たすぎて主要なガス成分であるH2が放出できないため、ダスト、CO、H2アイソトポログHDなどの代替トレーサーが使用されます。ただし、単一のトレーサーからのディスク質量測定に依存するには、\hh\に対するトレーサーの存在量とディスク温度構造についての仮定が必要です。惑星形成スケール（MAPS）ALMAラージプログラムでのALMAを伴う分子からの新しいアタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）観測と、アーカイブALMA観測を使用して、原始惑星系円盤GMAurの円盤物理/化学モデルを構築します。私たちのモデルは、0.15''から0.46''（159pcで24-73au）の範囲の空間分解能を持つ11の回転遷移からの空間的に分解されたCOアイソトポログ放出、およびからの空間的に分解されていないHDJ=1-0検出とよく一致しています。ハーシェル。私たちの最適なモデルは、総ガス質量が約0.2太陽質量、約100au内でCOガスが10倍減少し、100au外で100倍減少する冷たい原始惑星系円盤を支持します。その大きな質量にもかかわらず、ディスクは、導出されたToomreQパラメータに基づいて、全体的に重力的に安定しているように見えます。ただし、ミリメートルダストリングの1つに対応する70〜100auの領域は、計算されたToomreQ<1.7に基づいて、ほぼ不安定になっています。この論文は、アストロフィジカルジャーナルサプリメントのMAPS特集号の一部です。
惑星形成スケール（MAPS）でのALMAを含む分子V：COガス分布
| Title |
Molecules_with_ALMA_at_Planet-forming_Scales_(MAPS)_V:_CO_gas_distributions |
| Authors |
Ke_Zhang,_Alice_S._Booth,_Charles_J._Law,_Arthur_D._Bosman,_Kamber_R._Schwarz,_Edwin_A._Bergin,_Karin_I._\"Oberg,_Sean_M._Andrews,_Viviana_V._Guzm\'an,_Catherine_Walsh,_Chunhua_Qi,_Merel_van_'t_Hoff,_Feng_Long,_David_J._Wilner,_Jane_Huang,_Ian_Czekala,_John_D._Ilee,_Gianni_Cataldi,_Jennifer_B._Bergner,_Yuri_Aikawa,_Richard_Teague,_Jaehan_Bae,_Ryan_A._Loomis,_Jenny_K._Calahan,_Felipe_Alarc\'on,_Fran\c{c}ois_M\'enard,_Romane_L._Gal,_Anibal_Sierra,_Yoshihide_Yamato,_Hideko_Nomura,_Takashi_Tsukagoshi,_Laura_M._P\'erez,_Leon_Trapman,_Yao_Liu,_Kenji_Furuya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06233 |
ここでは、惑星形成スケール（MAPS）ALMA大規模プログラムでALMAを使用した分子からのCOアイソトポログ線の高解像度（15-24au）観測を示します。私たちの分析では、$^{13}$COとC$^{18}$O（$J$=2-1）、（1-0）、およびC$^{17}$O（1-0）の行を使用しています。5つの原始惑星系円盤の観測。3つの独立した方法を使用して、COガス密度分布を取得します。（1）COデータ、広帯域スペクトルエネルギー分布、およびmm連続放射に基づく熱化学モデリングフレームワーク。（2）光学的に太いCO線に基づく経験的な温度分布。（3）C$^{17}$O超微細線への直接適合。これらの方法の結果は、一般的に優れた一致を示しています。5つのディスクのCOガス柱密度プロファイルは、絶対値と半径方向の形状に大きな変動を示しています。ガスとダストの質量比を100とすると、5つのディスクすべてのグローバルCO対H$_2$の存在量は、ISM比の10〜100分の1になります。150〜400auのCOガス分布は、粘性ディスクのモデルとよく一致しており、長年の理論を裏付けています。COガスギャップは連続体ギャップの位置と相関しているように見えますが、一部の深い連続体ギャップには対応するCOギャップがありません。COとダストギャップの相対的な深さは、一般に惑星とディスクの相互作用の予測と一致していますが、一部のCOギャップは、ダストギャップに基づく予測よりも5〜10倍浅いです。この論文は、アストロフィジカルジャーナルサプリメントのMAPS特集号の一部です。
小惑星IIの跳弾：基板の粒子サイズに対する低速の放牧の影響の実験室実験の感度
| Title |
Ricochets_on_Asteroids_II:_Sensitivity_of_laboratory_experiments_of_low_velocity_grazing_impacts_on_substrate_grain_size |
| Authors |
Esteban_Wright,_Alice_C._Quillen,_Paul_Sanchez,_Stephen_R._Schwartz,_Miki_Nakajima,_Hesam_Askari,_Peter_Miklavcic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06249 |
同じ衝撃速度と衝撃角度で跳ね返る低速衝撃を、かさ密度、気孔率、摩擦係数は似ているが平均粒径が異なる粒状媒体に比較します。発射体の直径と平均粒子長の比率は、最も粗い媒体の4から最も細かい砂の50までの範囲です。高速ビデオと蛍光マーカーを使用して、反発係数と呼ばれる衝撃前と衝撃後の水平および垂直速度成分の比率、および水平面での衝撃によって引き起こされるたわみ角を測定します。反発係数は平均粒径に敏感であり、水平速度成分に関連する比率は、最も粗い砂利の場合、最も細かい砂の場合の約2倍になります。これは、経験的な力の法則で使用される静水圧のような力、抗力のような力、および揚力のような力の係数が、平均粒径に敏感であることを意味します。粒子サイズに最も強く敏感な係数は、最も粗い媒体と最も細かい媒体の間で3分の1に減少する揚力係数です。たわみ角は粗い媒体で最大であり、そのサイズは粒子サイズの3/2乗にほぼ依存します。このスケーリングは、個々の粒子との衝突を介して運動量伝達が行われるモデルと一致します。粒子サイズ分布への衝撃力学の依存性は、粒状小惑星表面に衝撃を与える物体の集団の将来のモデルで考慮されるべきです。
惑星形成スケール（MAPS）でのALMAを含む分子VIII：AS 209のCOギャップ-ガス枯渇または化学処理？
| Title |
Molecules_with_ALMA_at_Planet-forming_Scales_(MAPS)_VIII:_CO_Gap_in_AS_209--Gas_Depletion_or_Chemical_Processing? |
| Authors |
Felipe_Alarc\'on,_Arthur_Bosman,_Edwin_Bergin,_Ke_Zhang,_Richard_Teague,_Jaehan_Bae,_Yuri_Aikawa,_Sean_M._Andrews,_Alice_Booth,_Jenny_Calahan,_Gianni_Cataldi,_Ian_Czekala,_Jane_Huang,_John_D._Ilee,_Charles_J._Law,_Romane_Le_Gal,_Yao_Liu,_Feng_Long,_Fran\c{c}ois_M\'enard,_Karin_\"Oberg,_Kamber_R._Schwarz,_Merel_L._R._Van't_Hoff,_Catherine_Walsh,_David_J._Wilner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06263 |
ガスや塵の放出下部構造は、原始惑星系円盤では一般的です。このような下部構造は、惑星の形成または惑星自体にリンクすることができます。RAC2Dを使用した熱化学モデリングと、惑星形成スケール（MAPS）プログラムでALMAを使用した分子からの高空間分解能データを使用して、AS209で観測されたガス下部構造を調査します。C$^{18}$OJ=2-1放出の観測は、ミリメートルダスト連続放出の複数のギャップの位置と重なる88auでの強い落ち込みを示しています。観測されたCOカラム密度は、ガス表面密度の摂動または化学処理のいずれかと一致しているのに対し、C$_2$Hカラム密度は、H$_2$ガス表面密度ではなくC/O比の変化をトレースしていることがわかります。ただし、このレベルのガス低下を説明するには、巨大な惑星（>0.2M$_{Jup}$）の存在が必要になります。これは、ダスト放出によって設定された制約およびガス運動学によって測定された圧力プロファイルと矛盾します。私たちのモデルに基づいて、COで観測された構造を説明するには、CO存在量の局所的な減少が必要であり、存在する可能性のあるギャップカービング惑星とそのH$_2$面密度への影響を支配していると推測します。この論文は、アストロフィジカルジャーナルサプリメントシリーズのMAPS特集号の一部です。
惑星形成スケール（MAPS）でのALMAを含む分子I：プログラムの概要とハイライト
| Title |
Molecules_with_ALMA_at_Planet-forming_Scales_(MAPS)_I:_Program_Overview_and_Highlights |
| Authors |
Karin_I._Oberg,_Viviana_V._Guzman,_Catherine_Walsh,_Yuri_Aikawa,_Edwin_A._Bergin,_Charles_J._Law,_Ryan_A._Loomis,_Felipe_Alarcon,_Sean_M._Andrews,_Jaehan_Bae,_Jennifer_B._Bergner,_Yann_Boehler,_Alice_S._Booth,_Arthur_D._Bosman,_Jenny_K._Calahan,_Gianni_Cataldi,_L._Ilsedore_Cleeves,_Ian_Czekala,_Kenji_Furuya,_Jane_Huang,_John_D._Ilee,_Nicolas_T._Kurtovic,_Romane_Le_Gal,_Yao_Liu,_Feng_Long,_Francois_Menard,_Hideko_Nomura,_Laura_M._Perez,_Chunhua_Qi,_Kamber_R._Schwarz,_Anibal_Sierra,_Richard_Teague,_Takashi_Tsukagoshi,_Yoshihide_Yamato,_Merel_L._R._van_'t_Hoff,_Abygail_R._Waggoner,_David_J._Wilner,_Ke_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06268 |
惑星は、若い星の周りの塵やガスが豊富な円盤でその組成を形成して取得します。このプロセスの結果は、円盤の化学的性質と密接に関連しています。ディスク全体の分子の分布は、C/N/O/S比や金属量（O/HおよびC/H）、水や生物前に関連する有機物へのアクセスなど、惑星の元素組成を制御します。分子からの放出は、ディスクのイオン化レベル、温度構造、運動学、およびガス表面密度に関する情報もエンコードします。これらはすべて、ディスクの進化と惑星形成モデルの重要な要素です。惑星形成スケールでのALMAを含む分子（MAPS）ALMALargeProgramは、ディスクの化学構造を10auスケールまで探索することにより、惑星形成の化学についての理解を深めるために設計されました。MAPSプログラムは、IMLup、GMAur、AS209、HD163296、MWC480周辺の5つのディスクに焦点を当てています。これらのディスクでは、塵の下部構造が検出され、惑星の形成が進行しているように見えます。これらのディスクを4つのスペクトル設定で観察しました。これらは、20を超える異なる種からの約50本の線をカバーしています。このホワイトペーパーでは、プログラムの動機、ディスクサンプル、観測の詳細、およびキャリブレーション戦略の概要を示して、ApJSMAPS特集号を紹介します。また、ダスト、ガス、化学物質の下部構造間のリンクの発見、ディスク内部領域のニトリルやその他の有機物の大きな貯留層、ほとんどのディスクでのC/O比の上昇などの重要な結果にも焦点を当てています。この結果のコレクションが、惑星形成の化学に対する私たちの見方をどのように変えているかについて説明します。
惑星形成スケール（MAPS）でのALMAを含む分子。 IX。大型有機分子HC $ _3 $ N、CH $ _3 $ CN、および$ c
$ -C $ _3 $ H $ _2 $の分布と特性
| Title |
Molecules_with_ALMA_at_Planet-forming_Scales_(MAPS)._IX._Distribution_and_Properties_of_the_Large_Organic_Molecules_HC$_3$N,_CH$_3$CN,_and_$c$-C$_3$H$_2$ |
| Authors |
John_D._Ilee,_Catherine_Walsh,_Alice_S._Booth,_Yuri_Aikawa,_Sean_M._Andrews,_Jaehan_Bae,_Edwin_A._Bergin,_Jennifer_B._Bergner,_Arthur_D._Bosman,_Gianni_Cataldi,_L._Ilsedore_Cleeves,_Ian_Czekala,_Viviana_V._Guzm\'an,_Jane_Huang,_Charles_J._Law,_Romane_Le_Gal,_Ryan_A._Loomis,_Fran\c{c}ois_M\'enard,_Hideko_Nomura,_Karin_I_\"Oberg,_Chunhua_Qi,_Kamber_R._Schwarz,_Richard_Teague,_Takashi_Tsukagoshi,_David_J._Wilner,_Yoshihide_Yamato,_Ke_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06319 |
より大きな生物学的に関連する分子の前駆体は星間空間全体で検出されますが、惑星形成中にこれらの分子の存在と特性を決定するには、高い角度分解能と感度で原始惑星系円盤を観測する必要があります。ここでは、惑星形成スケールでALMAを使用した分子の一部として観測された、5つの原始惑星系円盤におけるHC$_3$N、CH$_3$CN、および$c$-C$_3$H$_2$の0.3インチの観測結果を示します。（MAPS）大規模プログラム。IMLupで$c$-C$_3$H$_2$とCH$_3$CNを暫定的に検出し、4つのディスク（GMAur、AS209、HD163296、MWC480）のすべての分子を確実に検出します。分子とディスクの間の形態に明確な相関関係がない、さまざまな形態（中央のピーク、単一または二重のリング）が観察されます。放出は一般にコンパクトで、ミリメートルのダスト連続体に匹敵する規模です。ディスク統合と放射状に分解された回転図分析の両方を実行して、カラム密度と回転温度を導き出します。後者は、ディスク統合分析と比較した場合、ディスクの内側50〜100auで5〜10倍のカラム密度を示しています。CH$_3$CNは、HC$_3$Nと比較した場合、ディスクの相対的な高さが低く、場合によってはディスクのミッドプレーンを直接トレースしていることを示しています。最後に、外側の円盤と彗星の小さいニトリルと大きいニトリルの比率がよく一致していることがわかります。私たちの結果は、ここで研究された原始惑星系円盤が大きな有機分子の重要な貯蔵所のホストであり、この惑星と彗星の構築材料が私たち自身の太陽系のものと化学的に類似している可能性があることを示しています。この論文は、アストロフィジカルジャーナルサプリメントシリーズのMAPS特集号の一部です。
低解像度および高解像度の透過分光法によるWASP-69bの大気の調査
| Title |
Probing_the_atmosphere_of_WASP-69_b_with_low-_and_high-resolution_transmission_spectroscopy |
| Authors |
S._Khalafinejad,_K._Molaverdikhani,_J._Blecic,_M._Mallonn,_L._Nortmann,_J._A._Caballero,_H._Rahmati,_A._Kaminski,_S._Sadegi,_E._Nagel,_L._Carone,_P._J._Amado,_M._Azzaro,_F._F._Bauer,_N._Casasayas-Barris,_S._Czesla,_C._von_Essen,_L._Fossati,_M._G\"udel,_Th._Henning,_M._L\'opez-Puertas,_M._Lendl,_T._L\"uftinger,_D._Montes,_M._Oshagh,_E._Pall\'e,_A._Quirrenbach,_S._Reffert,_A._Reiners,_I._Ribas,_S._Stock,_F._Yan,_M._R._Zapatero_Osorio,_and_M._Zechmeister |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06335 |
低解像度と高解像度の両方の透過分光法を考慮することは、太陽系外惑星の大気の包括的な画像を取得するための鍵です。透過スペクトルの研究では、連続体情報は低解像度のスペクトルで十分に確立されていますが、個々の線の形状は高解像度の観測で最もよく制約されます。この作業では、高解像度と低解像度の透過分光法を統合することを目指しています。CARMENES機器のVISチャネルでのWASP-69bの3つの主要なトランジットの分析を提示し、HARPS-N、OSIRIS/GTC、およびWFC3/HSTからの追加データを使用して低解像度と高解像度の組み合わせ分析を実行します。文学。夜を観測する最初のカルメネスの間に、惑星NaD$_{2}$とD$_{1}$の線がそれぞれ$\sim7\sigma$と$\sim3\sigma$の有意水準で検出されました。D$_{2}$/D$_{1}$の強度比を2.5$\pm$0.7と測定しました。これは、以前のHARPS-Nの観測結果と一致しています。WFC3およびOSIRISデータのモデリングは、このターゲットの以前の調査と一致して、強いレイリー散乱、太陽から超太陽への水量、およびこの惑星の大気中の高度にミュートされたNaの特徴を示唆しています。高分解能分光分析では、Na存在量、基準圧力、熱圏温度の間の縮退を解消する前に、低分解能分光法から取得した連続体情報を使用します。NaD$_{1}$行とD$_{2}$行を個別に近似し、モデルパラメーターの事後分布が1$\sigma$内で互いに一致することを確認します。我々の結果は、ヘイズの不透明度の存在が吸収特性をミュートするため、局所的な熱力学的平衡プロセスが観測されたD$_{2}$/D$_{1}$比を説明できることを示唆しています。
惑星形成スケール（MAPS）でのALMAを含む分子VI：小さな有機物HCN、C2H、およびH2COの分布
| Title |
Molecules_with_ALMA_at_Planet-forming_Scales_(MAPS)_VI:_Distribution_of_the_small_organics_HCN,_C2H,_and_H2CO |
| Authors |
Viviana_V._Guzm\'an,_Jennifer_B._Bergner,_Charles_J._Law,_Karin_I._Oberg,_Catherine_Walsh,_Gianni_Cataldi,_Yuri_Aikawa,_Edwin_A._Bergin,_Ian_Czekala,_Jane_Huang,_Sean_M._Andrews,_Ryan_A._Loomis,_Ke_Zhang,_Romane_Le_Gal,_Felipe_Alarc\'on,_John_D._Ilee,_Richard_Teague,_L._Ilsedore_Cleeves,_David_J._Wilner,_Feng_Long,_Kamber_R._Schwarz,_Arthur_D._Bosman,_Laura_M._P\'erez,_Fran\c{c}ois_M\'enard,_and_Yao_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06391 |
C2H、HCN、H2COなどの小さな有機分子は、原始惑星系円盤のC、N、Oバジェットのトレーサーです。惑星形成スケール（MAPS）ALMA大規模プログラムでALMAを使用した分子からの5つの原始惑星系円盤におけるC2H、HCN、およびH2CO線の高角度分解能（10-50au）観測を提示します。HCNとC2Hのカラム密度と励起温度プロファイルを導き出し、HCNの放出はディスクの温帯（20〜30K）層で発生し、C2Hは比較的暖かい（20〜60K）層で発生することを発見しました。HD163296の場合、惑星の配置が提案されている83au付近のダストギャップの1つで、HCNとC2Hのカラム密度が低下していることがわかります。20〜50Kの温度を想定してH2COカラム密度プロファイルを導き出し、HerbigAe星の周りよりもTTauri星の周りの冷たいディスクでわずかに高いカラム密度を見つけます。H2COカラム密度は、CO雪線および/またはミリメートルダストエッジの位置の近くで上昇し、外側のディスクでH2CO氷が効率的に放出されることを示唆しています。最後に、これらの円盤の内側の50auは有機種が豊富で、水に比べて彗星の値に似た量であることがわかります。したがって、彗星は、ここ地球で起こったのと同じように、これらの円盤で将来の惑星に水と主要な有機物を届けることができます。この論文は、アストロフィジカルジャーナルサプリメントのMAPS特集号の一部です。
惑星形成スケール（MAPS）でのALMAを含む分子XIV：多波長連続発光におけるディスク下部構造の解明
| Title |
Molecules_with_ALMA_at_Planet-forming_Scales_(MAPS)_XIV:_Revealing_disk_substructures_in_multi-wavelength_continuum_emission |
| Authors |
Anibal_Sierra,_Laura_M._P\'erez,_Ke_Zhang,_Charles_J._Law,_Viviana_V._Guzm\'an,_Chunhua_Qi,_Arthur_D._Bosman,_Karin_I._\"Oberg,_Sean_M._Andrews,_Feng_Long,_Richard_Teague,_Alice_S._Booth,_Catherine_Walsh,_David_J._Wilner,_Fran\c{c}ois_M\'enard,_Gianni_Cataldi,_Ian_Czekala,_Jaehan_Bae,_Jane_Huang,_Jennifer_B._Bergner,_John_D._Ilee,_Myriam_Benisty,_Romane_Le_Gal,_Ryan_A._Loomis,_Takashi_Tsukagoshi,_Yao_Liu,_Yoshihide_Yamato,_Yuri_Aikawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06433 |
高角度分解能の観測によって惑星形成ディスクのダスト特性を制約することは、固体が下部構造にどのように閉じ込められ、ダストの成長がどのように促進または加速されるかを理解するための基本です。惑星形成スケール（MAPS）ディスクでALMAを使用した分子のALMAダスト連続体観測を使用し、ダスト散乱を含む、または含まない各ディスクの固体質量の半径方向分布と最大粒子サイズを制約するための大きなパラメーター空間を探索します。非散乱モデルでは、ダスト面密度と最大粒径プロファイルは、ダストトラップモデルから予想されるように、内側のディスクから外側のディスクに向かって減少し、明るいリングの位置に極大値があります。内側のディスクから外側のディスクまでの推定最大粒子サイズは、約1cmから1mmに減少します。散乱モデルのIMLup、HD163296、およびMWC480の場合、2つのソリューションが観測された内部ディスク放射と互換性があります。1つのソリューションは数ミリメートルの最大粒子サイズに対応し（非散乱モデルと同様）、もう1つは対応します。数百マイクロメートルのサイズに。推定されたToomreパラメータに基づいて、IMLup（ミリメートルダストで顕著なスパイラル形態を示す）のみが重力的に不安定であることがわかります。すべてのディスクの推定最大ストークス数は0.01から0.3の間にあり、AS209とHD163296のリングの推定乱流パラメーターは、乱流の断片化によってダストの成長が制限されるしきい値に近づいています。この論文は、アストロフィジカルジャーナルサプリメントのMAPS特集号の一部です。
潮汐的に同期した太陽系外惑星のモドンを調査します。モドンは、渦度の反対の兆候を伴う一対の嵐で構成される、非常に動的でコヒーレントな流れ構造です。それらは大規模に流れをそらすので重要です。そして、ホスト星からの強い照射によって動力を与えられて、それらは惑星規模のサイズであり、準周期的なライフサイクルを示します-惑星の周りを無秩序に動き、長期間（例えば数千惑星日）にわたって何度も壊れて再形成します。さらに、モドンは惑星の周りに熱気と冷気の惑星規模のパッチを輸送して混合し、ディスク平均温度フラックスに高振幅で準周期的な特徴をもたらします。したがって、それらは惑星の亜恒星点のいずれかの側に「ホットスポット」経度の変動を引き起こします-異なる時代での観測と一致しています。私たちのシミュレーションにおける変動性の振る舞いは、特に現在の観測を理解する上で、太陽系外惑星の大気モデリングにおいて渦のダイナミクスを正確に捉えることの重要性を広く強調しています。
惑星形成スケール（MAPS）でのALMAを使用した分子XVI：HD163296システムの進化に対する分子風の影響の特性評価
| Title |
Molecules_with_ALMA_at_Planet-forming_Scales_(MAPS)_XVI:_Characterizing_the_impact_of_the_molecular_wind_on_the_evolution_of_the_HD_163296_system |
| Authors |
Alice_S._Booth,_Benoit_Tabone,_John_D._Ilee,_Catherine_Walsh,_Yuri_Aikawa,_Sean_M._Andrews,_Jaehan_Bae,_Edwin_A._Bergin,_Jennifer_B._Bergner,_Arthur_D._Bosman,_Jenny_K._Calahan,_Gianni_Cataldi,_L._Ilsedore_Cleeves,_Ian_Czekala,_Viviana_V._Guzman,_Jane_Huang,_Charles_J._Law,_Romane_Le_Gal,_Feng_Long,_Ryan_A._Loomis,_Francois_Menard,_Karin_I._Oberg,_Chunhua_Qi,_Kamber_R._Schwarz,_Richard_Teague,_Takashi_Tsukagoshi,_David_J._Wilner,_Yoshihide_Yamato,_Ke_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06586 |
原始惑星系円盤の進化の主な段階では、降着によって、温度や質量分布などの円盤内部の特性が調整され、次に、惑星の形成に関連する物理的条件が調整されます。降着の背後にある駆動メカニズムは不確かなままです。ただし、1つの有望なメカニズムは、ディスクの数十の天文単位から発射される電磁流体力学（MHD）ディスク風を介して角運動量の一部を除去することです。この論文では、COアイソトポログ放出を利用して、アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイで得られたHD163296原始惑星系円盤に由来する独特の分子流出を研究しています。HD〜163296は、最もよく研究されているクラスIIディスクの1つであり、複数のガス巨大惑星をホストするために提案されています。12COJ=2-1および13COJ=2-1およびJ=1-0遷移における大規模な回転流出を確実に検出します。運動学、分子ガスの励起温度、および質量損失率を制約します。降着に対する放出速度の高い比率（5〜50）は、流れの回転の特徴とともに、MHDディスク風の確かな証拠を提供します。風による角運動量の除去は、ディスクの内部領域を介して降着を駆動するのに十分であることがわかります。したがって、HD〜163296の降着を説明するために、乱流粘性によって引き起こされる降着は必要ありません。分子風の低温とその全体的な運動学は、MHDディスク風が以前に観測された高速原子ジェットによって摂動され衝撃を受ける可能性があることを示唆しています。この論文は、アストロフィジカルジャーナルサプリメントのMAPS特集号の一部です。
$ z \ sim1 $クラスターのHST / WFC3グリズム観測：空間的に分解されたH $ \ alpha
$マップからの急速な外から中への環境消光の証拠
| Title |
HST/WFC3_grism_observations_of_$z\sim1$_clusters:_Evidence_for_rapid_outside-in_environmental_quenching_from_spatially_resolved_H$\alpha$_maps |
| Authors |
Jasleen_Matharu,_Adam_Muzzin,_Gabriel_B._Brammer,_Erica_J._Nelson,_Matthew_W._Auger,_Paul_C._Hewett,_Remco_van_der_Burg,_Michael_Balogh,_Ricardo_Demarco,_Danilo_Marchesini,_Allison_G._Noble,_Gregory_Rudnick,_Arjen_van_der_Wel,_Gillian_Wilson_and_Howard_K.C._Yee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06186 |
広視野カメラ3（WFC3）で可能になった、星形成クラスター銀河の最初の空間分解H$\alpha$マップを$z\sim1$で提示し、公開します（https://www.gclasshst.com）。ハッブル宇宙望遠鏡（HST）のG141グリズム。フィールド環境で3D-HSTと同様ですが更新された方法を使用して、H$\alpha$マップを恒星の質量のビンに積み重ね、H$\alpha$分布の半光半径を測定し、それを恒星と比較します。連続体。H$\alpha$と恒星の連続体の半光半径の比率$R[\mathrm{H}\alpha/\mathrm{C}]=\frac{R_{\mathrm{eff、H}\alpha}}{R_{\mathrm{eff、Cont}}}$は、クラスター内で$（6\pm9）\％$小さいですが、$1\sigma$の不確実性の範囲内で統計的に一貫しています。$R[\mathrm{H}\alpha/\mathrm{C}]$と環境とのわずかな違いは、フィールドと比較してクラスター内のクエンチされた割合が高いことを考えると、驚くべきことです。環境消光が急速に進行すれば、高消光画分の組み合わせと$R[\mathrm{H}\alpha/\mathrm{C}]$の環境との変化がないことを調整できると仮定します。分光的に確認された最近急冷された銀河団に対して同様の分析を行うことにより、この仮説を調査します。87％がH$\alpha$を検出しており、星形成率は、同様の恒星質量の星形成銀河団よりも$8\pm1$倍低くなっています。重要なことに、これらの銀河の$R[\mathrm{H}\alpha/\mathrm{C}]$は、一定の恒星質量での同時代の星形成散在銀河よりも$（81\pm8）\％$小さくなっています。これは、環境消光プロセスがアウトサイドインで発生したことを示唆しています。ラム圧力ストリッピングによるディスクの切り捨ては、$z\sim1$の銀河団で発生しているが、$z\lesssim0.5$銀河団よりも迅速かつ/または効率的に発生しているため、$R[\mathrm{H}\alpha/\mathrm{C}]$は、銀河団が最近急冷した直後に観測可能になります。
FMRとスターバースト銀河が（低金属量）宇宙の星形成の歴史に与える影響
| Title |
The_impact_of_the_FMR_and_starburst_galaxies_on_the_(low-metallicity)_cosmic_star_formation_history |
| Authors |
Martyna_Chruslinska,_Gijs_Nelemans,_Lumen_Boco_and_Andrea_Lapi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06187 |
宇宙の歴史を通して低金属量でどれだけの星形成が起こっているかという問題は、さまざまなエネルギーの過渡現象の起源、そしておそらくはダブルブラックホールの合併の議論にとって重要であるように思われます。星の出生金属量の観測ベースの分布（f$_{\rmSFR}$（Z、z））を再検討し、その低金属量部分に強く影響するいくつかの要因に焦点を当てます。銀河の金属量分布（レッドシフト依存の質量金属量関係-MZR、またはレッドシフト不変の基本金属量関係-FMR）、（ii）スターバースト銀河の寄与、および（iii）MZRの勾配。低赤方偏移のスケーリング関係に基づいてFMRを経験的に構築します。これにより、金属量と星形成率（SFR）の決定手法の選択によって引き起こされる関係の体系的な違いを捉え、関連するf$_{\rmについて説明できます。SFR}$（Z、z）の不確実性。さまざまな金属量と赤方偏移レジームでf$_{\rmSFR}$（Z、z）の不確実性を支配する要因を示します。分布の低金属量部分は、低赤方偏移でも十分に制約されていません（モデルバリエーション間の$\sim$200の差の係数でさえ）非進化FMRは、外挿されたMZRよりもはるかに浅い金属量進化を意味します。f$_{\rmSFR}$（Z、z）の低金属量部分は、スターバーストの寄与によって相殺されます（FMRに従うと仮定）。最近の高赤方偏移SFR密度の制約を満たすには、モデル内の無視できない割合のスターバーストが必要になる場合があります。
SAMIギャラクシー調査：ギャラクシーダイナミクスの独立した推進力としての質量と環境
| Title |
The_SAMI_Galaxy_Survey:_Mass_and_Environment_as_Independent_Drivers_of_Galaxy_Dynamics |
| Authors |
Jesse_van_de_Sande,_Scott_M._Croom,_Joss_Bland-Hawthorn,_Luca_Cortese,_Nicholas_Scott,_Claudia_D.P._Lagos,_Francesco_D'Eugenio,_Julia_J._Bryant,_Sarah_Brough,_Barbara_Catinella,_Caroline_Foster,_Brent_Groves_Katherine_E._Harborne,_\'Angel_R._L\'opez-S\'anchez,_Richard_McDermid,_Anne_Medling,_Matt_S._Owers,_Samuel_N._Richards,_Sarah_M._Sweet,_and_Sam_P._Vaughan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06189 |
銀河の運動学的形態と密度の関係は、通常、局所環境による銀河の恒星質量の分布の変化に起因します。ただし、初期の研究は主に低速回転子に焦点を合わせていました。環境に関連する人口全体の動的特性はあまり注目されていません。SAMI銀河調査を使用して、平均環境過密度（$\Sigma_）の関数として$\log（M_*/M_{\odot}）>9.5$の$\sim$1800初期および後期型銀河の動的特性を調査します。{5}$）およびグループまたはクラスター内でのそれらのランク。銀河を高速回転子と低速回転子に分類することにより、$\log（M_*/M_{\odot}）>10.5$を超える固定恒星質量で、低速回転子のより高い割合（$\sim3.4\sigma$）を検出します。孤立した中央銀河と比較して、中央銀河と衛星をグループ化およびクラスター化します。高速回転子の母集団に焦点を当てると、銀河の運動学とそれらの恒星の質量、およびそれらが存在する環境との間に有意な相関関係も検出されます。具体的には、傾斜補正または固有の$\lambda_{R_e}$値を使用することにより、次のことがわかります。つまり、固定質量では、衛星銀河の平均$\lambda_{\、R_e、intr}$が最も低く、孤立した中心銀河の$\lambda_{\、R_e、intr}$が最も高く、グループとクラスターの中心が存在します。間に。同様に、高密度環境の銀河は、低環境密度の銀河と比較して、平均$\lambda_{\、R_e、intr}$値が低くなっています。ただし、固定の$\Sigma_{5}$では、低質量銀河と高質量銀河の平均$\lambda_{\、R_e、intr}$の差は、$\Sigma_{5}${（$\Delta\lambda_{\、R_e、intr}\sim0.05$。私たちの結果は、恒星の質量の後、環境が低速回転子の作成に重要な役割を果たし、高速回転子の場合、小さいながらも独立した影響も検出することを示しています。それらの運動学的特性に対する質量と環境の影響。
星形成率に対するGMC衝突の影響
| Title |
The_impact_of_GMC_collisions_on_the_star_formation_rate |
| Authors |
Glen_H._Hunter,_Paul_C._Clark,_Simon_C._O._Glover_and_Ralf_S._Klessen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06195 |
ムービングメッシュ電磁流体力学（MHD）コードAREPOを使用して、2つの巨大分子雲（GMC）の衝突をシミュレートします。GMCの衝突が星形成率（SFR）にどのように影響するかについて、小さなパラメーター空間の研究を行います。私たちが考えるパラメータは、相対速度、磁場の傾き、シミュレーションの解像度です。衝突速度の研究から、衝突が速いと星形成が早く引き起こされることがわかりますが、星形成率の積分時間の全体的な傾向はすべて同じです。これは、雲の衝突の結果としてSFRが大幅に増加するという主張と矛盾します。磁場の傾きを変化させることから、磁場が衝突軸に平行である場合、星形成の開始はより早く起こると結論付けます。解像度テストは、小規模な乱流がより解決されるため、解像度が高いほど星形成の開始が遅れることを示唆しています。
大規模な環境からCGMの角運動量、星形成活動まで-II：急冷された銀河
| Title |
From_large-scale_environment_to_CGM_angular_momentum_to_star_forming_activities_--_II:_quenched_galaxies |
| Authors |
Shengdong_Lu,_Dandan_Xu,_Sen_Wang,_Zheng_Cai,_Chuan_He,_C._Kevin_Xu,_Xiaoyang_Xia,_Shude_Mao,_Volker_Springel,_Lars_Hernquist |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06197 |
銀河の星形成を維持するために必要なガスは、銀河周囲の媒体（CGM）によって供給され、CGMは大規模な降着の影響を受けます。一連の2つの論文では、大規模な環境のコンテキスト内での銀河の周囲のCGMと中心星形成の間の相互作用を調べます。IllustrisTNG-100シミュレーションを使用して、大規模な銀河環境がCGMガスの角運動量に及ぼす影響が、銀河内の星形成を強化（論文I）または抑制（論文II、この論文）することを示します。現在のクエンチされた銀河の場合、大規模な環境と周囲のCGMの両方が、現在の星形成の周りのものと比較して、少なくとも$z=2$以降、進化の歴史を通じて常に高い角運動量を持っていることがわかります。円盤銀河。その結果、中央の星形成ガス貯留層へのガス流入の効率が低下します。したがって、大規模な環境から受け継がれた十分に高いCGM角運動量は、銀河が急冷された後、銀河を急冷し続けるための重要な要素です。上記のプロセスは、2つの重要な観測シグネチャを自然にレンダリングします。（1）大規模な銀河環境から銀河周囲のガス、中央の恒星円盤までの複数の距離にわたって存在するコヒーレントな回転パターン。（2）銀河の星形成率と相互作用する銀河のペアまたはグループの軌道角運動量との間の反相関。
大規模な環境からCGMの角運動量、星形成活動まで-I：星形成銀河
| Title |
From_large-scale_environment_to_CGM_angular_momentum_to_star_forming_activities_--_I:_star-forming_galaxies |
| Authors |
Sen_Wang,_Dandan_Xu,_Shengdong_Lu,_Zheng_Cai,_Maosheng_Xiang,_Shude_Mao,_Volker_Springel,_Lars_Hernquist |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06200 |
銀河周辺媒体（CGM）を介したハローガスの獲得と銀河の星形成との関係は長い間研究されてきました。この一連の2つの論文では、この相互作用を銀河環境のコンテキスト内に大規模（数百kpc）で配置し、ある程度、銀河相互作用のさまざまな経路を示しています。IllustrisTNG-100シミュレーションを使用して、大規模な環境が銀河周辺のガスの角運動量を変調し、銀河内の星形成を強化（紙I）または抑制（紙II）することを示します。この論文（論文I）では、星形成銀河の周りの大規模な環境が、星形成の新しいエピソードを引き起こす原因となることが多いことを示しています。このような一時的な星形成パターンは、銀河系ガスの脈動運動とよく同期しており、一方では大規模環境から角運動量変調を受け取り、星形成リザーバーに燃料を供給するための吸気ガスを生成します。一方、銀河中心からのフィードバック活動の影響を受けます。その結果、現在の星形成銀河は、その進化の歴史の中で、星形成と静止期のいくつかのサイクルを経た可能性があり、銀河周辺のガスは、「息を吸ったり吐いたり」する動きの同期したリズムを実行します。\sim100$kpc。
レミング。 III。 Palomarサンプルのe-MERLINレガシー調査。
[OIII]-無線接続を介したアクティブおよび非アクティブな銀河における核電波放射の起源の調査
| Title |
LeMMINGs._III._The_e-MERLIN_Legacy_Survey_of_the_Palomar_sample._Exploring_the_origin_of_nuclear_radio_emission_in_active_and_inactive_galaxies_through_the_[O_III]_--_radio_connection |
| Authors |
R.D._Baldi_(INAF-IRA,_Bologna,_Italy,_University_of_Southampton,_UK),_D.R.A._Williams,_R.J._Beswick,_I._McHardy,_B.T._Dullo,_J.H._Knapen,_L._Zanisi,_M.K._Argo,_S._Aalto,_A._Alberdi,_W.A._Baan,_G.J._Bendo,_D.M._Fenech,_D.A._Green,_H.-R._Kl\"ockner,_E._K\"ording,_T.J._Maccarone,_J.M._Marcaide,_I._Mutie,_F._Panessa,_M.A._P\'erez-Torres,_C._Romero-Ca\~nizales,_D.J._Saikia,_P._Saikia,_F._Shankar,_R.E._Spencer,_I.R._Stevens,_P._Uttley,_E._Brinks,_S._Corbel,_I._Mart\'i-Vidal,_C.G._Mundell,_M._Pahari,_M.J._Ward |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06205 |
局所銀河の核電波放射を決定するものは何ですか？光学[OIII]線放射、ロバストブラックホール（BH）質量推定、およびLeMMINGs調査からの高解像度e-MERLIN1.5GHzデータを組み合わせて、近くにある280の統計的に完全なサンプルの光学活性（LINERおよびセイファート）および不活性なHIIおよび吸収線銀河[ALG]）銀河。[OIII]の明るさ（$L_{\rm[O〜III]}$）を降着力の代用として使用すると、局所銀河はBH活動の光放射面で異なるシーケンスに従います。これは、核のさまざまな起源を示唆しています。光学クラスの電波放射。パーセクスケールコア（$L_{\rmcore}$）の1.5GHz無線光度は、BH質量（$M_{\rmBH}$）および[O〜III]光度に比例することがわかります。$M_{\rmBH}\sim$10$^{6.5}$M$_{\odot}$の下では、ジェットされていないHII銀河からの恒星プロセスが$L_{\rmcore}\proptoM_{\rmBH}^{0.61\pm0.33}$および$L_{\rmコア}\proptoL_{\rm[O〜III]}^{0.79\pm0.30}$。$M_{\rmBH}\sim$10$^{6.5}$M$_{\odot}$を超えると、降着駆動型プロセスが$L_{\rmcore}\proptoM_{\rmBH}^{1.5で支配されます。-1.65}$および$L_{\rmcore}\proptoL_{\rm[O〜III]}^{0.99-1.31}$は、アクティブな銀河の場合：電波が静かで大きなライナー、セイファート銀河、およびジェットHII銀河は常に表示されます（低いが）$L_{\rm1.5\、GHz}\gtrsim$10$^{19.8}$WHz$^{-1}$および$M_{\rmBH}\gtrsim10を使用した、無線放射BHアクティビティのシグネチャ^{7}$M$_{\odot}$、広範囲のエディントンスケールの降着率（$\dot{m}$）。電波が静かなライナーと電波が大きいライナーは、それぞれ準相対論的ジェットと相対論的ジェットを発射する低$\dot{m}$ディスクを搭載しています。低出力の低速ジェットと、適度に高いから高い$\dot{m}$ディスクまでのディスク/コロナ風が、それぞれセイファートのコンパクトなジェットとエッジを明るくしたジェットを占めています。ジェットされたHII銀河は、弱く活動するBHをホストする可能性があります。燃料が不足しているBHと再発活動がALGの特性を説明しています。[簡略化]
サブキロパーセクスケールでのレンズ付き$ z \ sim 1 $銀河の放射状プロファイル
| Title |
Radial_profiles_of_lensed_$z_\sim_1$_galaxies_on_sub-kiloparsec_scales |
| Authors |
David_Nagy,_Miroslava_Dessauges-Zavadsky,_Johan_Richard,_Daniel_Schaerer,_Fran\c{c}oise_Combes,_Matteo_Messa,_John_Chisholm |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06206 |
MACSJ1206.2-0847のCosmicSnakeアークとAbell0521（A521）のアークの空間的に分解された物理的特性を研究します。これらは、赤方偏移$z=1.036$と$z=1.044$にある2つの強くレンズ化された銀河です。ハッブル宇宙望遠鏡（HST）とアタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）の観測を使用しました。前者は星形成率（SFR）と恒星質量（$M_\star$）にアクセスでき、後者はH$_2$分子ガス質量（$M_{\mathrm{mol}}$）にアクセスできます。HSTとALMAの観測では、同様の角度分解能が$0.15^{\prime\prime}-0.2^{\prime\prime}$であり、強い重力レンズの助けを借りて、$\sim30\までの空間分解能に到達できます。これらの2つの銀河では、それぞれ\mathrm{pc}$と$\sim100\、\mathrm{pc}$です。これらの解像度は、近くの銀河の観測の解像度に近いものです。これらの高赤方偏移銀河のSFR、$M_\star$、および$M_{\mathrm{mol}}$表面密度の放射状プロファイルを研究し、対応する指数スケールの長さを局所銀河のものと比較します。CosmicSnakeのスケールの長さは約$0.5\、\mathrm{kpc}-1.5\、\mathrm{kpc}$であり、A521では3〜10倍大きいことがわかります。これは、2つの銀河が同等の統合された特性を持っていることを知っているという重要な違いです。それにもかかわらず、これらの高赤方偏移のスケールの長さは、広い分布をカバーするローカル銀河の長さに匹敵します。高赤方偏移の放射状プロファイルの特殊性は、$M_{\mathrm{mol}}$面密度プロファイル（$\SigmaM_{\mathrm{mol}}$）の正規化であり、最大で1倍オフセットされます。$z=0$の対応物のプロファイルに関して20の。ケニカット-シュミットの法則から予想されるように、SFR面密度プロファイルも$\SigmaM_{\mathrm{mol}}$と同じ係数でオフセットされます。
$ \ texttt {Stardust} $によって追跡された、星形成銀河の進化する星間物質
| Title |
The_Evolving_Interstellar_Medium_of_Star-Forming_Galaxies,_as_traced_by_$\texttt{Stardust}$ |
| Authors |
Vasily_Kokorev,_Georgios_Magdis,_Iary_Davidzon,_Gabriel_Brammer,_Francesco_Valentino,_Emanuele_Daddi,_Laure_Ciesla,_Daizhong_Liu,_Shuowen_Jin,_Isabella_Cortzen,_Ivan_Delvecchio,_Clara_Gim\'enez-Arteaga,_Carlos_G\'omez-Guijarro,_Mark_Sargent,_Sune_Toft,_John_R._Weaver |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06209 |
GOODS-NおよびCOSMOSフィールドの最も深く、超デブレンドされたカタログから引き出された、$z<4.5$の$\sim$5,000星形成銀河の遠赤外線特性を分析します。エネルギーバランスの仮定に依存することなく、星からの放出、AGN、および赤外線ダスト放出をモデル化する、新しいパンクロマティックSEDフィッティングアルゴリズム$\texttt{Stardust}$を開発します。私たちのコードは、恒星の質量（$M_*$）、ダストの質量（$M_{\rmdust}$）、赤外線の輝度（$L_{\rmIR}など）のUV光学およびFIRの物理パラメータのロバストな推定値を提供します。$）AGNと星形成活動、および星間放射場の平均強度（$\langleU\rangle$）から生じます。一連のシミュレーションを通じて、$M_{\rmdust}$、$L_{\rmIR}$、および$\langleU\rangle$の観点からデータの完全性を定量化し、その後、これらの分布と進化を特徴付けます。赤方偏移のあるパラメータ。塵と星の質量比（$f_{\rmdust}$）に焦点を当てます。これは、宇宙の年齢、星の質量、および特定の星形成率の関数としてパラメータ化されます。$f_{\rmdust}$は、$z=0$から$z=2$に10倍に増加することがわかり、ガスの割合の変化を反映して、より高い$-z$でフラットのままであるように見えます。また、主系列星からの距離が増すにつれて、暖かい星から冷たい星への割合が増加していることがわかります。これは、より強い星間放射場、より高い星形成効率、スターバースト銀河のよりコンパクトな星形成領域を示しています。最後に、ここで導出されたスケーリング関係を通じて恒星の質量関数をDMFに変換することにより、$z=1$までの星形成銀河のダスト質量関数（DMF）を構築します。$f_{\rmdust}$の進化と回収されたDMFは、Horizon-AGNおよびIllustrisTNGシミュレーションの理論的予測とよく一致しています。
おとめ座銀河団のスロッシング、マージ、フィードバック速度の測定
| Title |
Measuring_sloshing,_merging_and_feedback_velocities_in_the_Virgo_cluster |
| Authors |
Efrain_Gatuzz,_J._S._Sanders,_K._Dennerl,_C._Pinto,_A._C._Fabian,_T._Tamura,_S._A._Walker_and_J._ZuHone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06213 |
{\itXMM-Newton}観測を使用して、おとめ座銀河団の速度構造の詳細な分析を示します。CuK$\alpha$インストルメンタルラインを使用してEPIC-pnエネルギースケールを校正する新しい手法を使用すると、$\Deltav\sim100$km/sまでの不確実性のある速度測定値を取得できます。速度、温度、金属量、密度、圧力、エントロピーの2D投影マップを、0.25$$の空間分解能で作成しました。最も内側のガスには高速構造があり、おそらくAGNからの流出の存在を示していますが、RGSデータを使用したクラスタークールコアの分析では、ガスの速度がM87光学赤方偏移と一致していることが示されています。。速度の全体的な勾配が見られ、クラスターコアから離れるにつれて値が大きくなります。西部の電波流内にある高温ガスは赤方偏移され、速度$\sim331$km/sで移動しますが、東部の電波流内にある高温ガスは青方偏移され、速度$\sim258$km/sであることが示唆されます。逆流の存在。私たちの結果は、おとめ座銀河団の複雑な速度場におけるAGN流出とガススロッシングの両方の影響を明らかにしています。
天の川銀河類似体の伴銀河の急冷：理論と観測の調整
| Title |
Quenching_of_satellite_galaxies_of_Milky_Way_analogues:_reconciling_theory_and_observations |
| Authors |
Andreea_S._Font,_Ian_G._McCarthy,_Vasily_Belokurov,_Shaun_T._Brown,_Sam_G._Stafford |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06215 |
天の川銀河とM31の周りの低質量伴銀河の大部分は、実質的に冷たいガスがないように見え、最近または進行中の星形成の兆候を示していません。宇宙論的シミュレーションは、そのような消光が予想され、ローカルグループ（LG）に参加するときに衛星が直面する過酷な環境条件によるものであることを示しています。しかし、SAGA調査での天の川の類似物の最近の観測は非常に異なる状況を示しており、観測された衛星の大部分が活発に星を形成していることを示しており、現在のシミュレーションのリアリズムとLGの典型性に疑問を投げかけています。ここでは、高解像度の宇宙論的流体力学シミュレーションのARTEMISスイートを使用して、LG、SAGA、およびローカルボリューム（LV）調査での矮星衛星の観測との注意深い比較を実行します。SAGAとLGおよびLVの調査の違い、およびSAGAとARTEMISのシミュレーションの違いは、主にホストの質量分布と観測選択効果の違いによって説明できることを示しています。蓄積されたものは、星形成である可能性が高く、光学表面輝度が高いため、SAGA調査に含まれる可能性が高くなります。この写真は、LCDMベースのシミュレーションの予測に従って、低質量で顕著な消光を示す、より深いLV調査からのデータを使用して確認されます。
銀河バルジと円盤の硫黄の存在量
環境。$\alpha$-元素の存在量の測定は、銀河の化学進化と星形成の歴史に制約を課すための強力なツールを提供します。$\alpha$元素の硫黄（S）に関する研究の大部分は、局所的な星に焦点を合わせているため、他の環境でのSの振る舞いは、まだ分析されていない天文学的なトピックになっています。目的。銀河バルジのSの調査は、最近初めて検討されたばかりです。この作品は、天の川のこのコンポーネントにおけるSの振る舞いに関する知識を向上させることを目的としています。メソッド。銀河バルジにある74個の矮星と準巨星のS個の存在量、21個と30個のFとGの厚い円盤と薄い円盤の星を示します。局所的な熱力学的平衡分析を実行し、高解像度および高信号対雑音比のUVESスペクトルで非LTEの補正を適用しました。存在量は、金属量範囲$-2<$[Fe/H]$<$0.6の多重項1、6、および8から、分光合成または線等価幅によって導き出されました。結果。Sが銀河バルジ内の$\alpha$要素のように動作することを確認します。[S/Fe]対[Fe/H]の図では、Sは低金属量でプラトーを示し、その後[S/Fe]$に達するまで、[Fe/H]の増加とともに[S/Fe]が減少します。超太陽金属量での\sim0$。銀河バルジは$-1<$[Fe/H]$<0.3$で厚いディスクと薄いディスクの両方に関してSに富んでおり、ディスクよりも銀河バルジのより迅速な形成と化学的進化をサポートしていることがわかりました。。
惑星形成スケール（MAPS）でのALMAを含む分子IV：放出表面と分子の垂直分布
| Title |
Molecules_with_ALMA_at_Planet-forming_Scales_(MAPS)_IV:_Emission_Surfaces_and_Vertical_Distribution_of_Molecules |
| Authors |
Charles_J._Law,_Richard_Teague,_Ryan_A._Loomis,_Jaehan_Bae,_Karin_I._\"Oberg,_Ian_Czekala,_Sean_M._Andrews,_Yuri_Aikawa,_Felipe_Alarc\'on,_Edwin_A._Bergin,_Jennifer_B._Bergner,_Alice_S._Booth,_Arthur_D._Bosman,_Jenny_K._Calahan,_Gianni_Cataldi,_L._Ilsedore_Cleeves,_Kenji_Furuya,_Viviana_V._Guzm\'an,_Jane_Huang,_John_D._Ilee,_Romane_Le_Gal,_Yao_Liu,_Feng_Long,_Fran\c{c}ois_M\'enard,_Hideko_Nomura,_Laura_M._P\'erez,_Chunhua_Qi,_Kamber_R._Schwarz,_Daniela_Soto,_Takashi_Tsukagoshi,_Yoshihide_Yamato,_Merel_L._R._van't_Hoff,_Catherine_Walsh,_David_J._Wilner,_Ke_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06217 |
惑星形成スケール（MAPS）大規模プログラムでのALMAを備えた分子は、IMLup、GMAur、AS209、HD163296、およびMWC480周辺の原始惑星系円盤におけるガス、化学、および温度の垂直分布を研究するユニークな機会を提供します。ディスクの主軸に対する分子線放出の非対称性を使用することにより、半径（$r$）の関数として中立面からの放出高さ（$z$）を推測します。この方法を使用して、一連のCOアイソトポログ、HCN、およびC$_2$Hの放出面を測定します。$^{12}$COの放出は、$z/r>0.3$で最も高い領域をトレースしますが、量の少ない$^{13}$COおよびC$^{18}$Oからの放出はより深くプローブします。高度$z/r\lesssim0.2$のディスク。C$_2$HとHCNは、不透明度とSNRが低いため、表面のフィッティングがより困難になり、AS209、HD163296、およびMWC480でのみ確実に拘束でき、$z/r\lesssim0.1$、つまり比較的近い惑星を形成するミッドプレーンに。光学的に厚いCOアイソトポログのピーク輝度温度を決定し、これらを使用して2Dディスク温度構造をトレースします。いくつかのCO温度プロファイルと放出面は、温度または垂直高さの低下を示し、それらのいくつかは、ラインおよび/または連続放出のギャップとリングに関連しています。これらの下部構造は、COカラム密度、ガス面密度、またはガス温度の局所的な変化に起因する可能性があり、それらの起源をより適切に制約し、高架ディスク層の化学組成を惑星形成材料の化学組成と関連付けるには、詳細な熱化学モデルが必要です。ディスクミッドプレーンで。この論文は、アストロフィジカルジャーナルサプリメントのMAPS特集号の一部です。
DIISC-I：M100での運動学的に異常なHI雲の発見
| Title |
DIISC-I:_The_Discovery_of_Kinematically_Anomalous_HI_Clouds_in_M_100 |
| Authors |
Hansung_B._Gim,_Sanchayeeta_Borthakur,_Emmanuel_Momjian,_Mansi_Padave,_Rolf_A._Jansen,_Dylan_Nelson,_Timothy_M._Heckman,_Robert_C._Kennicutt_Jr.,_Andrew_J._Fox,_Jorge_L._Pineda,_David_Thilker,_Guinevere_Kauffmann,_Jason_Tumlinson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06247 |
星間物質である星と銀河系周辺物質（DIISC）の相互作用の解読の一環として観測された、M100（NGC4321）での2つの運動学的に異常な原子状水素（HI）雲の発見を報告します。カールG.ヤンスキー超大型アレイを使用した3.3kms$^{-1}$分光法および44arcsec$\times$30arcsec空間分解能でのcm。これらの雲は、M100の回転ディスクからの有意な運動学的オフセットを示す構造として識別されました。これらの雲で観測された40kms$^{-1}$の速度オフセットは、天の川と近くの銀河の銀河系媒体（CGM）の中速雲（IVC）で見られたオフセットに匹敵します。M100の1つの異常な雲が、H$\alpha$および遠紫外線イメージングで検出された星形成領域に関連していることがわかります。私たちの調査によると、M100の異常な雲は、星形成フィードバックによる流出、動圧ストリッピング、伴銀河との潮汐相互作用など、複数のメカニズムに起因している可能性があります。さらに、M100の中心から38.8kpcでクールなCGMは検出されないため、上限はN（HI）$\le$$1.7\times10^{13}$cm$^{-2}$（3$\sigma$）。M100はおとめ座銀河団にあるので、ニュートラル/クールCGMが存在しないことは、それを赤い銀河に変えるための可能性のある経路です。
天の川の拡散星間物質における分子種の存在量の設定における中性水素の役割。 I.ALMAとNOEMAからの観測上の制約
| Title |
The_role_of_neutral_hydrogen_in_setting_the_abundances_of_molecular_species_in_the_Milky_Way's_diffuse_interstellar_medium._I._Observational_constraints_from_ALMA_and_NOEMA |
| Authors |
Daniel_R._Rybarczyk,_Snezana_Stanimirovic,_Munan_Gong,_Brian_Babler,_Claire_E._Murray,_Maryvonne_Gerin,_Jan_Martin_Winters,_Gan_Luo,_T._M._Dame,_Lucille_Steffes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06273 |
HI吸収の既存の観測を、アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）および北部拡張ミリ波アレイ（NOEMA）からのHCO$^+$、C$_2$H、HCN、およびHNC吸収の新しい観測で補完しました。$4^\circ\leq|b|の20のバックグラウンド無線連続ソースの方向\leq81^\circ$は、拡散分子ガスの形成に適した原子ガス条件を制約します。これらの分子種は、$A_V\gtrsim0.25$の視線に沿って形成され、太陽の金属量でのHIからH$_2$への遷移のしきい値と一致していることがわかります。さらに、分子ガスは、HI光学的厚さ$>0.1$、スピン温度$<80$K、および乱流マッハ数$\gtrsim2$を持つ構造にのみ関連付けられていることがわかります。また、大部分の視線でHCO$^+$吸収の広くてかすかな成分を特定します。強くて狭いHCO$^+$吸収が観察される速度と比較して、これらの速度でのHIは、コールドニュートラルメディア（CNM）の割合が低く、CO排出量はごくわずかです。ここで観測されたさまざまな分子種の相対的な列密度と線幅は、銀河緯度の範囲で以前の実験で観測されたものと類似しており、太陽近傍のガスと銀河面のガスが化学的に類似していることを示唆しています。以前に観測された視線の選択されたサンプルについて、HCO$^+$、HCN、HNC、およびC$_2$Hの吸収線プロファイルが$\sim3$年および$\sim25の期間にわたって安定していることを示します。$年、これらの方向の分子ガス構造が少なくとも$\gtrsim100$AUのサイズであることを示している可能性があります
惑星形成スケール（MAPS）でのALMAを含む分子XII：硫黄分子を含む原始惑星系円盤のC / OおよびS / H比の推測
| Title |
Molecules_with_ALMA_at_Planet-forming_Scales_(MAPS)_XII:_Inferring_the_C/O_and_S/H_ratios_in_Protoplanetary_Disks_with_Sulfur_Molecules |
| Authors |
Romane_Le_Gal,_Karin_I._\"Oberg,_Richard_Teague,_Ryan_A._Loomis,_Charles_J._Law,_Catherine_Walsh,_Edwin_A._Bergin,_Francois_Menard,_David_J._Wilner,_Sean_M._Andrews,_Yuri_Aikawa,_Alice_S._Booth,_Gianni_Cataldi,_Jennifer_B._Bergner,_Arthur_D._Bosman,_L._Ilse_Cleeves,_Ian_Czekala,_Kenji_Furuya,_Viviana_V._G\`uzman,_Jane_Huang,_John_D._Ilee,_Hideko_Nomura,_Chunhua_(Charlie)_Qi,_Kamber_R._Schwarz,_Takashi_Tsukagoshi,_Yoshihide_Yamato,_Ke_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06286 |
硫黄含有分子は、プレバイオティクス化学と惑星の居住性において重要な役割を果たします。それらはまた、化学年代、元素C/O比、および粒子化学処理のプローブとして提案されています。太陽系を含む多様な天体物理学の物体で一般的に検出され、それらの分布と化学的性質は残っていますが、惑星形成ディスクではほとんど知られていません。CS（$2-1$）の観測値を$\sim0で提示します。''3$の解像度で、ALMA-MAPSラージプログラム内で、IMLup、GMAur、AS209、HD163296、およびMWC480周辺の5つのディスクに対して実行されます。CSは5つのディスクすべてで検出され、興味深い方位角の非対称性を含む、サンプル全体のさまざまな半径方向の強度プロファイルと空間分布を表示します。C$_2$SとSOの遷移も偶然にカバーされましたが、上限のみが見つかりました。MWC480の場合、CS、$^{13}$CS、C$^{34}$S、H$_2$CS、OCS、およびSO$の$\sim0。''5$で補完的なALMA観測値を提示します。_2$。カラム密度比N（H$_{2}$CS）/N（CS）$\sim2/3$が見つかりました。これは、ディスク内の硫黄貯留層のかなりの部分が有機形態（つまり、C$_x）であることを示唆しています。$H$_y$S$_z$）。MWC480に調整された天体化学ディスクモデリングを使用して、$N$（CS）/$N$（SO）が元素C/O比の有望なプローブであることを示します。観測との比較は、スーパーソーラーC/Oを提供します。また、気相のS/H比が低下していることもわかりました。これは、硫黄貯留層の一部が固相に固定されているか、未確認の気相貯留層に残っていることを示しています。この論文は、アストロフィジカルジャーナルサプリメントのMAPS特集号の一部です。
合併の残骸における冷たい分子ガス。 II。高密度分子ガスの性質
| Title |
Cold_Molecular_Gas_in_Merger_Remnants._II._The_properties_of_dense_molecular_gas |
| Authors |
Junko_Ueda,_Daisuke_Iono,_Min_S._Yun,_Tomonari_Michiyama,_Yoshimasa_Watanabe,_Ronald_L._Snell,_Daniel_Rosa-Gonzalez,_Toshiki_Saito,_Olga_Vega,_and_Takuji_Yamashita |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06290 |
ミリメトリコ大望遠鏡で得られた28個の局所銀河合体残骸の3mm波長スペクトルを提示します。13の異なる分子種とアイソトポログから15の分子系統が特定され、28のソースのうち21が1つ以上の分子系統で検出されました。平均して、HCN（1-0）やHCO$^{+}$（1-0）などの高密度ガストレーサーと$^{13}$CO（1-0）の線比は3です。私たちのサンプルでは、超/高光度赤外線銀河（U/LIRG）の方が非LIRGよりも4倍高くなっています。これらの高いライン比は、$^{13}$COの不足と、高いHCN（1-0）/$^{12}$CO（1-0）比によって示唆される高密度ガスフラクションによって説明できます。高密度ガス星形成効率の代用として、IR対HCN（1-0）の光度比を計算します。IR/HCN比とIR輝度の間に相関関係はありませんが、IR/HCN比はソースごとに異なります（1.1-6.5）$\times10^{3}$$L_{\odot}$/（Kkms$^{-1}$pc$^{2}$）。対照サンプルと比較すると、合併の残骸の平均IR/HCN比は、初期/中期の合併および非合併LIRGの平均IR/HCN比よりも2〜3倍高く、それに匹敵することがわかります。後期合併のIR対$^{12}$CO（1-0）の比率は、IR/HCNの比率と同様の傾向を示しています。これらの結果は、星形成効率が融合プロセスによって強化され、最終的な合体後も高レベルに維持されていることを示唆しています。動的な相互作用と合併は、星形成モードを変化させ、合併後の段階でガスの星形成特性に影響を与え続ける可能性があります。
銀河と活動銀河核のスケーリング関係の過去、現在、未来
| Title |
Past,_present_and_Future_of_the_Scaling_Relations_of_Galaxies_and_Active_Galactic_Nuclei |
| Authors |
Mauro_D'Onofrio,_Paola_Marziani,_Cesare_Chiosi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06301 |
銀河と活動銀河核（AGN）の確立されたスケーリング関係（SR）の特性をレビューし、それらの起源と過去の予想される進化に焦点を当て、これまでに得られた最も重要な進歩の短い歴史を提供し、可能性について議論します将来の研究。また、現在のモデルが観測データをどの程度再現しているかを調べながら、観測されたSRをその背後にある物理的メカニズムと結び付けようとします。新たな図は、銀河の形成と進化のプロセスに固有の複雑さ、およびAGN現象の知識に依然として影響を及ぼしている基本的な不確実性を明らかにしています。しかし同時に、SRの詳細な分析は、銀河とAGNの理解に有益に貢献できることを示唆しています。
高速原始星ジェットは低速流出を促進するのに役立ちますか？
三次元電磁流体力学シミュレーションを使用して、原始星ジェットの駆動が、磁場の強さと質量降着率のパラメーターを使用して、さまざまな星形成コアで調査されます。原始星系への質量降着率が$\dot{M}\lesssim10^{-3}\、{\rmM}_\odot$yr$^未満の場合、強力な高速ジェットが強く磁化された雲に現れます。{-1}$。一方、この質量降着率の範囲でも、$\mu_0\gtrsim5$-$10$のように弱い星前雲の磁場では、ジェットは現れません。ここで、$\mu_0$は質量対フラックス比です。臨界値$（2\piG^{1/2}）^{-1}$で正規化されます。$\dot{M}\gtrsim10^{-3}\、{\rmM}_\odot$yr$^{-1}$の場合、ジェットは通常、磁場の強さに関係なく原始星の形成直後に現れますが、それらはすぐに弱まり、最終的に消えます。したがって、原始星が形成される直前に低速の流れがない場合、それらは低速の流出を促進するのを助けることができません。その結果、星前の雲が弱く磁化されているとき、または質量降着率が非常に高いときのいずれかで、初期の質量降着段階中に有意な質量放出は発生しません。したがって、そのような環境で形成された原始星は、通常の星形成プロセスとは異なる進化経路をたどります。
FASTを使用したM101銀河グループでの平面外HI雲とHIテールの発見
| Title |
Discovery_of_Extra-Planar_HI_Clouds_and_a_HI_Tail_in_the_M101_Galaxy_Group_with_FAST |
| Authors |
Jin-Long_Xu,_Chuan-Peng_Zhang,_Naiping_Yu,_Ming_Zhu,_Peng_Jiang,_Jie_Wang,_Xin_Guan,_Xiao-Lan_Liu,_Xiaolian_Liang_and_the_FAST_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06430 |
500メートル球面電波望遠鏡（FAST）を使用して、近くの渦巻銀河M101とそれに隣接する2$^{\circ}\times$2$^{\circ}$領域に対する新しい高感度HI観測を提示します。。観測から、M101の周りのより拡張された非対称のHIディスクを検出します。M101の光ディスク領域内のHI速度場は規則的ですが、比較的強い外乱がその外側のディスクで発生していることを示しています。さらに、M101のHIディスクの南端にある3つの新しいHI雲を特定します。3つのHI雲の質量は、1.3$\times$10$^{7}$$M_{\odot}$、2.4$\times$10$^{7}$$M_{\odot}$、および2.0$\です。それぞれ$10$^{7}$$M_{\odot}$。ドワーフコンパニオンNGC5477に似たHI雲は、M101のHIディスクと一緒に回転します。NGC5477とは異なり、光学的な対応物はありません。さらに、M101の拡張HIディスクで新しいHIテールを検出します。検出されたHIテールは、ドワーフコンパニオンNGC5474とのM101相互作用の信頼できる証拠を提供します。M101のディスクで検出された面外ガス（3つのHI雲）とHIテールは、NGC5474とのマイナーな相互作用に起因する可能性があると主張します。
FLAMINGOS-2 Split-Kミディアムバンドフィルターの紹介：FENIKSパイロット調査における高z銀河の測光選択への影響
| Title |
Introducing_the_FLAMINGOS-2_Split-K_Medium_Band_Filters:_The_Impact_on_Photometric_Selection_of_High-z_Galaxies_in_the_FENIKS-pilot_survey |
| Authors |
James_Esdaile,_Ivo_Labbe,_Karl_Glazebrook,_Jacqueline_Antwi-Danso,_Casey_Papovich,_Edward_Taylor,_Z._Cemile_Marsan,_Adam_Muzzin,_Caroline_M._S._Straatman,_Danilo_Marchesini,_Ruben_Diaz,_Lee_Spitler,_Kim-Vy_H._Tran,_Stephen_Goodsell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06435 |
深遠近赤外測光調査は、高赤方偏移の銀河を特定するのに効率的ですが、測光赤方偏移で系統的なエラーが発生する可能性があります。これは、銀河のスペクトルエネルギー分布（SED）の主要なスペクトル特徴のサンプリングが限られている場合に特に顕著です。たとえば、予想される年齢に敏感なBalmer/4000Aブレークが$z>で$K$バンドに入る静止銀河の場合などです。4ドル。このスペクトル機能の単一フィルターサンプリングにより、SEDモデルと赤方偏移の間の縮退が発生します。これに対する潜在的な解決策は、$K$バンドを複数のフィルターに分割することです。シミュレーションを使用して、最適なソリューションが2つの中帯域フィルター$K_\mathrm{blue}$（$\lambda_\mathrm{cen}$=2.06$\mu$m、$\Delta\lambda$=0.25$\mu$m）および$K_\mathrm{red}$（$\lambda_\mathrm{cen}$=2.31$\mu$m、$\Delta\lambda$=0.27$\mu$m）、既存の$K_\mathrm{s}$フィルターを補完します。さまざまな年齢と信号対雑音比の銀河で構成されるシミュレートされたカタログを使用して、$K$バンドフィルターの影響をテストします。結果は、$K$バンドフィルターが、$z>4$静止銀河の測光赤方偏移制約を改善し、精度を高め、外れ値を最大90$\％$削減することを示唆しています。$K$バンドフィルターの影響は、信号対雑音比、赤方偏移、銀河のSEDに依存することがわかります。私たちが設計したフィルターは、FLAMINGOS-2銀河系外近赤外線$K$バンド分割（FENIKS）調査のパイロットを実施するために構築および使用されました。限られた領域のパイロットでは、新しい$z>4$の静止銀河は識別されませんが、$K_\mathrm{blue}$および$K_\mathrm{red}$フィルターは、既存の候補の強力なBalmer/4000Aブレークを示します。さらに、$K$バンドフィルターが測光赤方偏移の精度を高め、場合によっては極端な星形成を示す、強い星雲輝線星雲を持つ銀河を特定します。
ALCHEMIからのNGC253でのHCO $ ^ + $ / HOC $ ^ + $放出を通して見られるスターバーストエネルギーフィードバック
| Title |
Starburst_Energy_Feedback_Seen_Through_HCO$^+$/HOC$^+$_Emission_in_NGC_253_from_ALCHEMI |
| Authors |
Nanase_Harada,_Sergio_Mart\'in,_Jeffrey_G._Mangum,_Kazushi_Sakamoto,_Sebastien_Muller,_Kunihiko_Tanaka,_Kouichiro_Nakanishi,_Rub\'en_Herrero-Illana,_Yuki_Yoshimura,_Stefanie_M\"uhle,_Rebeca_Aladro,_Laura_Colzi,_V\'ictor_M._Rivilla,_Susanne_Aalto,_Erica_Behrens,_Christian_Henkel,_Jonathan_Holdship,_P._K._Humire,_David_S._Meier,_Yuri_Nishimura,_Paul_P._van_der_Werf,_and_Serena_Viti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06476 |
分子の存在量は、UV光子束と宇宙線のイオン化率に敏感です。スターバースト環境では、高エネルギーの光子と粒子の効果がより強くなると予想されます。ALMAの大規模プログラムALCHEMIからのデータを使用して、スターバースト銀河NGC253の中心にあるHCO$^+$とその準安定異性体HOC$^+$の複数の遷移を通じてこれらの天体化学的特徴を調べます。HOC$^+$（1-0）積分強度の分布は、「スーパーバブル」、つまり超新星または拡大するHII領域のいずれかによって作成された空洞との関連を示しています。観測されたHCO$^+$/HOC$^+$存在比は$\sim10-150$であり、H$_2$に対するHOC$^+$の存在比は$\sim1.5\times10^{です。-11}-6\times10^{-10}$、これは、NGC253の中心にあるHOC$^+$の存在比が、銀河と銀河中心の雲の静止スパイラルアーム暗い雲よりも大幅に高いことを意味します。。化学モデルとの比較は、最大の視覚的消光が$\gtrsim5$の場合は$G_0\gtrsim10^3$の星間放射場、または$\zeta\gtrsim10^{-14}の宇宙線電離率のいずれかを意味します。$s$^{-1}$（銀河のらせん状の腕の雲の中よりも3〜4桁高い）観測結果を再現します。HOC$^+$の形成経路の違いから、HOC$^+$の低励起線は宇宙線が支配的な領域をトレースし、高励起線は光解離領域をトレースすることを提案します。我々の結果は、NGC253の中心にある星間物質が、エネルギーフィードバックの源であるUV光子と宇宙線からのエネルギー入力の影響を大きく受けていることを示唆しています。
IXPEとのSgrA分子雲複合体の偏光マッピングの見通し
| Title |
Prospects_for_the_polarimetric_mapping_of_the_Sgr_A_molecular_cloud_complex_with_IXPE |
| Authors |
Riccardo_Ferrazzoli,_Laura_Di_Gesu,_Immacolata_Donnarumma,_Paolo_Soffitta,_Enrico_Costa,_Fabio_Muleri,_Melissa_Pesce-Rollins,_and_Fr\'ed\'eric_Marin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06678 |
いて座A*を取り巻く分子雲のX線偏光度は、銀河中心部に広がる非偏光の熱放射と偏光反射放射が混ざり合うため、大幅に低下すると予想されます。したがって、これは今後のイメージングX線偏光計エクスプローラー（IXPE）にとって挑戦的な観察となるでしょう。SgrAの視野の現実的なIXPEポインティングで、SgrA複合体の4つの分子雲（MC）（MC2、ブリッジB2、ブリッジE、およびG0.11-0.11）の検出可能性を判断することを目的としています。MCが軸から外れている場合の最小検出可能分極（MDP）の増加を評価します。データが利用可能になったら、固有の雲の偏光を再構築するための2つの異なる戦略を提供します。モンテカルロツールixpeobssimを使用して、SgrAMC複合体のIXPE観測をシミュレートします。チャンドラマップとスペクトルを使用して、銀河中心領域の拡散放射を、機器の背景と拡散背景の現実的なモデルとともにモデル化します。非偏光発光の合成偏光生成物を作成します。それらを2Msの長さのIXPE観測のシミュレーションからのテストデータセットと組み合わせて、MCの固有の偏光度を取得します。ここで検討したMCの場合、軸上で雲が観測された場合と比較して、MDPが1〜15％増加することがわかります。観測されたものを補正することにより（つまり、2Msの長さのシミュレーションの場合）、4.0〜8.0keV帯域の固有偏光度とその1つであるG0.11〜0.11の視線距離を正常に取得できます。）合成希釈マップまたは非偏光放射のストークス強度マップのいずれかを使用した偏光度マップ。どちらの方法でも、視線に沿った雲の位置は、それぞれ7pcと4pcの不確実性で再構築された偏光度から導き出されます。
高光度赤外線銀河NGC4418およびArp220に深く埋もれた原子核：I。$ \ lambda = $ 1.4-0.4mmでのALMA観測と連続体分析
| Title |
Deeply_Buried_Nuclei_in_the_Infrared-Luminous_Galaxies_NGC_4418_and_Arp_220:_I._ALMA_Observations_at_$\lambda_=_$1.4-0.4_mm_and_Continuum_Analysis |
| Authors |
Kazushi_Sakamoto,_Eduardo_Gonzalez-Alfonso,_Sergio_Martin,_David_J._Wilner,_Susanne_Aalto,_Aaron_S._Evans,_Nanase_Harada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06695 |
ALMAを使用して、NGC4418とArp220の2つの銀河に3つの深く埋め込まれた原子核を、$f_{\rmrest}$=215-697GHzの合計帯域幅67GHzで$\sim$0.2$''$の解像度で観測しました。ここでは、（1）プログラムを紹介し、（2）広帯域、高解像度のイメージング分光法のデータ削減方法を説明し、（3）線の森のあるコンパクトな核を可視性で分析し、（4）連続体ベースの推定を開発します。BGN（埋もれた銀河核）モデルを使用し、$\log（N_{\rmH_2}/{\rmcm}^{-2}）\に敏感な、非常に不明瞭な核のダスト不透明度とガス柱密度の方法sim$25-26at$\lambda\sim1$mm、および（5）連続体データとターゲットの診断を示します。3つの連続核は、分子ガスの回転する核ディスクに整列した$\sim$0.1$''$-0.3$''$（20-140pc）の主軸FWHMを持っています。ただし、各核は、単一のガウス分布よりも2つまたは3つの同心成分でより適切に記述されます。最も内側のコアのサイズは0.05$''$-0.10$''$（8-40pc）で、ピーク輝度温度は350GHzで約100-500Kであり、低周波数ではより多くのフラクショナルフラックスがあります。中間コンポーネントは核ディスクに対応します。それらの軸比は$\approx$0.5であるため、傾斜は$\stackrel{>}{\sim}60$degです。最も外側の要素には、Arp220Wからの双極流出が含まれます。NGC4418、Arp220W、およびArp220Eについて、それぞれ$\tau_{\rmd、1mm}\約2.2$、$1.2$、および$\stackrel{<}{\sim}0.4$の1mmのダスト不透明度を推定します。最初の2つは、従来のダスト不透明度の法則の$\log（N_{\rmH}/{\rmcm}^{-2}）\sim26$に対応するため、原子核は非常にコンプトンの厚さです。
極端な輝線銀河の特徴づけII：それらの電離スペクトルの自己無撞着モデル
| Title |
Characterizing_Extreme_Emission_Line_Galaxies_II:_A_Self-Consistent_Model_of_Their_Ionizing_Spectrum |
| Authors |
Grace_M._Olivier,_Danielle_A._Berg,_John_Chisholm,_Dawn_K._Erb,_Richard_W._Pogge,_and_Evan_D._Skillman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06725 |
高赤方偏移銀河（$z>$5）の観測は、これらの銀河が、それらの局所的な星形成の対応物よりもはるかに大きい等価幅を持つ極端な輝線を持っていることを示しました。近くの宇宙の極端な輝線銀河（EELG）は、宇宙の再電離の時代の銀河に類似している可能性が高く、初期の宇宙にとって重要な物理的プロセスを理解するために近くの研究所を提供します。HST/COSおよびLBT/MODSスペクトルを使用して、近くの2つのEELG、J104457およびJ141851を研究します。FUVスペクトルは、これら2つの銀河に、年齢$<\sim$10Myrと金属量$\leq$0.15Z$_\odot$の星の種族が含まれていることを示しています。光イオン化モデリングを使用して、星形成の単一年齢バーストのモデルからの輝線を観測された輝線と比較し、単一年齢バーストが[OIII]を含む高イオン化線または次のような非常に高いイオン化線を再現しないことを発見します。彼IIまたは[OIV]。同様に、UV連続体から適合した星の種族を使用した光イオン化モデリングでは、非常に高いイオン化ゾーンからの輝線を再現することはできません。黒体をUV連続体から適合した星の種族に追加して、HeIIと[OIV]の非常に高いイオン化線を再現するために必要な高エネルギー光子をモデル化します。低電離中心核輝線と高電離中心核輝線を同時に再現するには、80,000Kの黒体と若い星の種族の光度の$\sim$60-70％が必要であることがわかります。近くにある2つのEELGの電離スペクトルの自己無撞着モデルは、再電離類似体にこれまで説明されていなかった硬電離光子の発生源が存在することを示しています。
いて座矮小銀河の球状星団候補
最近、新しい射手座（Sgr）矮小銀河球状星団が発見されました。これにより、Sgr球状星団の実際のサイズ、したがってSgr銀河の形成と天の川への降着の歴史についての疑問が浮かび上がります。GaiaEDR3およびSDSSIVDR16（APOGEE-2）データセットに基づいて、天の川とSgrの汚染の健全な洗浄から発見された8つの新しいSgr球状星団の色-マグニチュード図（CMD）の分析を実行しました。ミニティらによって補完されたフィールドスター。（2021b）利用可能な運動学的および金属存在比情報。クリーンアップされたCMDと空間的な恒星分布は、広範囲のクラスターメンバーシップ確率を持つ星の存在を明らかにします。Minni332は、Minni342の場合と同様に、核のSgr球状星団であるM54よりも若く（<9Gyr）、金属が豊富な（[M/H]>-1.0dex）球状星団であることが判明しました。348、および349ですが、結果はあまり説得力がありません。Minni341は散開星団の候補（年齢<1Gyr、[M/H]〜-0.3dex）である可能性がありますが、Minni335、343、および344の分析では、それらの物理的現実を確認できませんでした。また、Sgr球状星団の利用可能な年齢を使用してSgrクラスター頻度（CF）を構築し、Sgr星形成履歴から得られたものと比較しました。両方のCFは非常によく一致しています。ただし、Sgrの年齢と金属量の関係に従って分布した年齢と金属量を持つ8つの新しい球状星団を追加すると、CFが著しく異なります。
LOFAR 2メートルの空の調査深部フィールド：ロックマンホール領域の星形成トレーサーとしての低周波電波光度の新しい分析
| Title |
The_LOFAR_Two-metre_Sky_Survey_Deep_fields:_A_new_analysis_of_low-frequency_radio_luminosity_as_a_star-formation_tracer_in_the_Lockman_Hole_region |
| Authors |
M._Bonato,_I._Prandoni,_G._De_Zotti,_P._N._Best,_M._Bondi,_G._Calistro_Rivera,_R._K._Cochrane,_G._G\"urkan,_P._Haskell,_R._Kondapally,_M._Magliocchetti,_S._K._Leslie,_K._Malek,_H._J._A._R\"ottgering,_D._J._B._Smith,_C._Tasse_and_L._Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06735 |
150MHzでのロックマンホールフィールドのLOFAR深部観測を利用して、星形成銀河（SFG）の電波光度とそれらの星形成率（SFR）の関係、および星の質量と赤方偏移への依存性を調査しました。採用されたソース分類、SFR、および恒星の質量は、4つの異なるSEDフィッティング方法の組み合わせに基づくコンセンサス推定です。$\sim1.4$GHz未満のかなり少数のソースの無線スペクトルの平坦化に注意してください。したがって、このようなソースは、平均スペクトルインデックスを使用した1.4GHzからの外挿から予想されるよりも、150MHzでの「ラジオラウドネス」レベルが低くなります。恒星の質量が大きい$M_\star$の場合、$\hbox{SFR}/L_{150\rmMHz}$の比率が低くなる傾向が弱いことがわかりました。このような傾向は、以前の研究と一致して、$L_{150\rmMHz}/\hbox{SFR}$比の見かけの赤方偏移の進化の大部分を説明している可能性があると主張します。私たちのデータは、以前のいくつかの分析で見つかったものよりも進化が弱いことを示しています。また、特定の星形成率の赤方偏移を伴う進化は、以前のいくつかの（すべてではない）研究で見つかったものよりも弱いことがわかりました。私たちの無線選択は、光学/近赤外線選択のそれを補完する$\hbox{SFR}$-$M_\star$平面内の銀河の分布のビューを提供します。これは、光学/近赤外データのいくつかの分析によって暗示されるよりも、銀河の星形成履歴の均一性が高いことを示唆しています。さまざまな赤方偏移で、SFGとRadio-quiet（RQ）AGNの両方の150MHzでの光度関数を導出しました。私たちの結果は、T-RECSシミュレーションおよび文献の推定値と非常によく一致しています。また、無線調査データから得られたいくつかの赤方偏移でのSFGおよびRQAGNのSFR関数の明示的な推定値を示します。
低質量原始星におけるUV放射の特徴I.へび座主領域におけるHCNおよびCN放出の起源
| Title |
Signatures_of_UV_radiation_in_low-mass_protostars_I._Origin_of_HCN_and_CN_emission_in_the_Serpens_Main_region |
| Authors |
A._Mirocha,_A._Karska,_M._Gronowski,_L._E._Kristensen,_{\L}._Tychoniec,_D._Harsono,_M._Figueira,_M._G{\l}adkowski,_M._\.Z\'o{\l}towski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06793 |
コンテキスト：紫外線（UV）は星形成領域の物理学と化学に影響を与えますが、その特性と低質量原始星のすぐ近くでの重要性はまだよくわかっていません。目的：高質量原始星に対してすでに確立されているCN/HCN比の使用を低質量レジームに拡張して、$\sim0.6\times0.6の低質量原始星周辺のUV場を追跡および特性評価することを目指しています。$pcスケール。方法：CN1-0、HCN1-0、CS3-2のIRAM30m望遠鏡でEMIR受信機で観測された10個の原始星を含むへび座メインクラウドの$5'\times5'$マップを提示します。アイソトポログ。放射伝達コードRADEXと化学モデルNahoonを使用して、分子のカラム密度、ガスの温度と密度、およびUV電界強度$G_\mathrm{0}$を決定します。結果：HCNとCSの空間分布は、流出を追跡するCO6-5排出量とよく相関しています。CNの放出は、おそらくHCNの光分解の産物として、中央の原始星からそのすぐ近くまで広がり、流出も追跡します。CNとHCNの合計カラム密度の比率は$\sim$1から12の範囲で、ガス密度と低温度の流出に典型的な温度のG$_0$$\upperx$$10^{1}-10^{3}$に対応します。大量の原始星。結論：原始星とその流出に関連する紫外線は、へび座の主な低質量星形成領域のかなりの部分で間接的に識別されています。その強度は、ハーシェルで観察され、UV照射ショックのモデルと比較されたOHおよびH$_2$O比から得られた値と一致しています。化学的観点から、CNとHCNの比率は、低質量および中間質量の星形成領域周辺のUVフィールドの優れたトレーサーです。
GW170817の深部ハッブル宇宙望遠鏡による観測：完全な光度曲線とNGC4993の銀河の合体の特性
| Title |
Deep_Hubble_Space_Telescope_Observations_of_GW170817:_Complete_Light_Curves_and_the_Properties_of_the_Galaxy_Merger_of_NGC_4993 |
| Authors |
Charles_D._Kilpatrick,_Wen-fai_Fong,_Peter_K._Blanchard,_Joel_Leja,_Anya_E._Nugent,_Antonella_Palmese,_Kerry_Paterson,_Tjitske_Starkenburg,_Kate_D._Alexander,_Edo_Berger,_Ryan_Chornock,_Aprajita_Hajela,_and_Raffaella_Margutti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06211 |
バイナリ中性子星合体GW170817とそれに対応する光学系AT2017gfoの{\itハッブル宇宙望遠鏡}イメージングの完全なセットを紹介します。合併後3。4年のF814W、F110W、F140W、およびF160Wでのディープテンプレートイメージングを含め、合併後5〜1273休憩フレーム日から12バンドにわたるAT2017gfoの完全な光度曲線を再分析します。合併後109〜170休憩フレーム日から、短い$\gamma$線バースト（GRB）170817A残光の4つの新しい検出を取得します。これらの検出は、残光光度曲線で以前に観測された$\beta=-0.6$スペクトルインデックスと一致しており、スペクトルの変化の証拠はありません。また、キロノバの残光や赤外線ダストエコーなど、新しい後期の光学およびIR放射シグネチャの場合の制限を分析しますが、これらのコンテキストでは制限が制約されていないことがわかります。新しいデータを使用して、$M=-6.3$から$-4.6$magの限界に達する深い光学および赤外線スタックを構築し、AT2017gfo周辺のローカル環境とそのホスト銀河NGC4993の低表面輝度機能を分析します。AT2017gfoの位置に球状星団が存在することを$2.3\times10^{4}L_{\odot}$に除外します。これには、最も赤い$VH$色のものも含まれます。最後に、深部残余イメージングでNGC4993の下部構造を分析し、銀河の中心から71.8\arcsec\（14.2kpc）まで伸びるシェルの特徴を見つけます。貝殻の累積恒星質量は$6.3\times10^{8}M_{\odot}$、NGC4993の総恒星質量の約2％、質量加重年齢は$>$3Gyrであることがわかります。銀河の合体で形成されたGW170817前駆体システムは、動的な特徴と殻の星の種族に基づいて、220〜685Myr前に発生した可能性が高いと結論付けています。
ZTF-BTSタイプIa超新星光度関数は、爆発のための単一の前駆チャネルを示唆しています
| Title |
The_ZTF-BTS_Type_Ia_supernovae_luminosity_function_suggests_a_single_progenitor_channel_for_the_explosions |
| Authors |
Amir_Sharon_and_Doron_Kushnir |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06219 |
ZTF掃天観測（BTS）カタログを使用して、Ia型超新星（SNeIa）の光度関数（LF）を構築します。このマグニチュードが制限された調査には前例のない数のオブジェクトがありますが、距離の不確実性が大きく、ホストの絶滅の推定が不足しています。光度曲線の$g$および$r$バンドの形状パラメーターから固有の光度を計算することにより、これらの問題を回避します。光度は、CarnegieSupernovaProjectのよく観察されたSNeIaサンプルから較正され、初めて、SNeIaの固有のLF。次に、カラーストレッチと合成された$^{56}$Ni質量$M_\mathrm{Ni56}$の間の新しい緊密な関係を使用して、SNeIaの$M_\mathrm{Ni56}$分布を決定します。LFは単峰性であり、ピークは以前の結果と一致していますが、薄暗いイベントと明るいイベントの発生率ははるかに低いことがわかります。単峰性のLFから導出された分布の上の特徴はすべて統計的ノイズと一致しており、爆発の単一の前駆チャネルを示唆していることを示します。さらに、初めて、ホスト銀河の絶滅のSNeIa分布を導き出し、$E（BV）\upperx0.1$の平均選択的絶滅と、大きな$>1\、\の無視できない割合を見つけます。text{mag}$、光学バンドの消滅。高い絶滅は明るいSNeに典型的であり、彼らの若い個体群の起源をサポートしています。
若い星団、球状星団、核星団における連星ブラックホールの宇宙進化：速度、質量、スピン、混合率
| Title |
The_Cosmic_Evolution_of_Binary_Black_Holes_in_Young,_Globular_and_Nuclear_Star_Clusters:_Rates,_Masses,_Spins_and_Mixing_Fractions |
| Authors |
Michela_Mapelli,_Yann_Bouffanais,_Filippo_Santoliquido,_Manuel_Arca_Sedda,_M._Celeste_Artale |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06222 |
重力波検出器によって観測された連星ブラックホール（BBH）の増加する人口は、それらの形成チャネルを理解するための潜在的なロゼッタストーンです。ここでは、半解析コードFASTCLUSTERとCOSMO$\mathcal{R}$ATEのアップグレード版を使用して、4つの異なるBBH集団の宇宙進化を調査します。孤立したBBHと、球状星団（NSC）で動的に形成されたBBHです。クラスター（GC）、および若い星団（YSC）。GCとNSCのBBHの合併率密度は、恒星の金属量（$Z$）の影響をほとんど受けませんが、孤立したBBHの率は$Z$で大きく変化します。YSCのBBHは、分離されたBBHとGC/NSCBBHの中間の方法で動作します。GC、NSC、およびYSCの階層的合併を合計することによって得られる、第N世代ブラックホール（BH）のローカル合併率密度は、$\sim{1}$から$\sim{4}$Gpc$^{-の範囲です。3}$yr$^{-1}$であり、ほとんどの場合、スピンパラメータに敏感です。プライマリBHの質量関数は、GCとNSCのレッドシフトに伴って進化し、$z$が高くなるとトップヘビーになることがわかります。対照的に、主要なBH質量関数は、YSCおよびフィールドでのレッドシフトによってほとんど変化しません。BH質量関数のこのシグニチャは、アインシュタイン望遠鏡と宇宙探査機に関連する意味を持っています。最後に、私たちの分析は、複数のチャネルが2番目の重力波過渡カタログのBBH母集団に寄与することを示唆しています。
ブラックホールX線連星の硬状態と高温降着流の崩壊の放射GRMHDシミュレーション
| Title |
Radiation_GRMHD_Simulations_of_the_Hard_State_of_Black_Hole_X-ray_Binaries_and_the_Collapse_of_a_Hot_Accretion_Flow |
| Authors |
Jason_Dexter,_Nicolas_Scepi,_and_Mitchell_C._Begelman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06239 |
サブエディントン速度で回転する恒星質量ブラックホールへの強く磁化された降着の全天放射GRMHDシミュレーションを提示します。コンプトン散乱の周波数依存モンテカルロ手順を使用して、イオン電子流体とその放射場の2つの温度の記述を自己無撞着に進化させます。エディントン比$L/L_{\rmEdd}\gtrsim10^{-3}$の場合、出現スペクトルは、熱コンプトン化から$\simeq100$keVでのカットオフまでの見かけのべき乗則形状を形成します。ブラックホールX線連星系のハードスペクトル状態で見られます。これらの光度では、放射効率が高く（$\約24\％$）、磁場が動的に重要となるより高密度のミッドプレーン領域が得られます。$L/L_{\rmEdd}\sim10^{-2}$の場合、高温の降着流は熱暴走して崩壊しているように見えます。私たちのシミュレーションは、高温降着流が放射効率が高く、最大光度の推定値を提供できることを示しています。
連続重力波観測によるコンパクトオブジェクトの二分法の解決
| Title |
Resolving_dichotomy_in_compact_objects_through_continuous_gravitational_waves_observation |
| Authors |
Surajit_Kalita_(IISc),_Tushar_Mondal_(IISc),_Christopher_A._Tout_(Cambridge),_Tomasz_Bulik_(Warsaw),_Banibrata_Mukhopadhyay_(IISc) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06246 |
これまでに、20を超える軟ガンマ線リピーター（SGR）と異常X線パルサー（AXP）が検出されています。これらは孤立したコンパクトオブジェクトです。それらの多くは超新星残骸に関連していることがわかっているか、それらの表面磁場が直接測定されており、それらが中性子星（NS）であることを確認しています。ただし、一部のSGRおよびAXPは、高度に磁化された白色矮星（WD）であると主張されています。一方、スーパーチャンドラセカールWDの存在はパズルのままです。しかし、そのような巨大なWDは1つも直接観察されていません。さらに、いくつかのWDパルサーは電磁気調査で検出され、それらの質量のいくつかはまだ確認されていません。ここでは、さまざまな磁場構成を考慮して、これらすべてのオブジェクトの信号対雑音比を計算し、それによってさまざまな重力波（GW）検出器によるそれらの検出に必要な時間を推定します。SGRとAXPの場合、これらがNSの場合、GW検出器のいずれでもほとんど検出できないことを示しますが、WDの場合、ビッグバンオブザーバー（BBO）、DECi-hertz干渉計重力波観測所（DECIGO）、および高度なレーザー干渉計アンテナ（ALIA）は、磁場の強さとその構成に応じて、統合から数日から1年以内にそれらを検出することができます。同様に、スーパーチャンドラセカールWDが支配的なトロイダル磁場を持っている場合、レーザー干渉計宇宙アンテナ（LISA）と天琴でさえ統合から1年以内にそれを検出できることを示します。また、GWがWDパルサーの質量を確認する方法についても説明します。
| Title |
Nonequilibrium_thermodynamics_of_accreted_neutron-star_crust |
| Authors |
Mikhail_E._Gusakov,_Elena_M._Kantor,_Andrey_I._Chugunov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06614 |
蓄積する中性子星の内部クラストの状態方程式を決定するために、一般に文献で想定されているギブズの自由エネルギーではなく、異なる熱力学的ポテンシャル$\Psi$を最小化する必要があることを示します。これは、固定圧力と中性子化学ポテンシャルで最小になる傾向があります。このポテンシャルが特定されると、中性子星表面への物質の降着によって引き起こされる非平衡核反応による恒星地殻内の熱放出分布を計算できます。結果は、降着した地殻の適切なモデリングと、低質量X線連星における降着した中性子星の観測の解釈にとって重要です。
ブレーザーを使用した銀河間媒体の物理的特性の調査
| Title |
Probing_the_physical_properties_of_the_intergalactic_medium_using_blazars |
| Authors |
Tony_Dalton,_Simon_L._Morris,_Michele_Fumagalli,_and_Efrain_Gatuzz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06632 |
Swiftブレーザースペクトルを使用して、イオン化プラズマの衝突イオン化平衡（CIE）モデルを使用して、水素柱密度（Nhxigm）、金属量、および0.03leqzleq4.7の赤方偏移範囲にわたる温度の主要な銀河間媒体（IGM）特性を推定します。。固有の変動性を考慮して、ブレーザー連続体モデルに保守的なアプローチを採用し、さまざまなべき乗則モデルを使用しました。結果をいくつかのテストにかけたところ、Nhxigmパラメータは、個々の露光データと各ソースの同時追加スペクトル、およびSwiftとXMM-Newtonソースデータの間で堅牢であることがわかりました。また、Nhxigmと、線源フラックスまたは固有のべき乗則の変動との間に関係は見つかりませんでした。一部のオブジェクトには、吸収を模倣できるバルクComptonisationコンポーネントが含まれている場合がありますが、全体的な結果は変わりませんでした。結合されたブレーザーサンプルからのNhxigmは、（1+z）^1.8+\-0.2としてスケーリングされます。z=0での平均水素密度はn0=（3.2+\-0.5）x10^-7cm^-3です。全赤方偏移範囲にわたる平均IGM温度はlog（T\K）=6.1+\-0.1であり、平均金属量は[X\H]=-1.62+\-0.04（Zsim0.02）結果と組み合わせるとガンマ線バースト（GRB）サンプルを使用すると、0.03leqzleq6.3の拡張赤方偏移範囲にわたって結果が一貫していることがわかります。ブレーザーとGRBのモデルを使用して、IGMはブレーザーとGRBの両方のスペクトルで見られる全吸収に実質的に寄与すると結論付けます。
| Title |
An_Eclipsing_Black_Widow_Pulsar_in_NGC_6712 |
| Authors |
Zhen_Yan,_Zhi-chen_Pan,_Scott_M._Ransom,_Duncan_R._Lorimer,_Lei_Qian,_Pei_Wang,_Zhi-qiang_Shen,_Di_Li,_Peng_Jiang,_Jin-Tao_Luo,_Jie_Liu,_Zhi-peng_Huang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06754 |
NGC6712に関連する最初の電波パルサー、日食の黒い未亡人（BW）パルサー、J1853$-$0842Aの発見を報告します。これは、500メートル球面電波望遠鏡を使用した高感度検索によって発見されました。この2.15ミリ秒のパルサーは、3.56時間のコンパクトな円軌道にあり、質量が0.018〜0.036$M_{\rm\odot}$の可能性が非常に低い質量のコンパニオンを持ち、パルサー信号の食を示します。PSRJ1853$-$0842Aまでの距離は、その分散測定（$155.125\pm0.004$cm$^{-3}$pc）と銀河系の自由電子密度モデルから予測されましたが、星間赤化測定、これはおそらくこの方向のらせん状の腕とたて座の星の雲についての限られた知識によるものです。445日間にわたる追跡タイミング観測により、パルサーの位置をNGC6712の中心から0.14コア半径に特定し、このパルサーの負のスピンダウン率$-2.39（2）\times10^{-21を測定できます。}\rmss^{-1}$。後者はGCの加速なしでは説明できず、PSRJ1853--0842AとNGC6712の間の関連付けを決定的にサポートします。最大GC加速、銀河加速、およびShklovskii効果を考慮して、固有のスピンダウンに上限を設定します。レートは$1.11\times10^{-20}\rm〜s〜s^{-1}$になります。日食観測の分析から、日食領域の電子密度は約$1.88\times10^6\rmcm^{-3}$であると推定されます。また、コンパニオンからの降着率の上限は約$3.05\times10^{-13}〜M_{\rm\odot}\rm〜yr^{-1}$であり、他のBWと同等です。
| Title |
A_maximum_likelihood_estimate_of_the_parameters_of_the_FRB_population |
| Authors |
Siddhartha_Bhattacharyya,_Himanshu_Tiwari,_Somnath_Bharadwaj_and_Suman_Majumdar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06785 |
Parkes、ASKAP、CHIME、およびUTMOSTで検出された82ドルの非反復FRBのサンプルを検討します。これらはそれぞれ、異なる周波数範囲で動作し、異なる検出基準を持っています。シミュレーションを使用して、最尤分析を実行し、このデータに最適なFRB人口モデルを決定します。私たちの分析は、パルス散乱の広がりが赤方偏移（$z$）とともに適度に増加するモデルが、これが非常に急激に増加するモデルや散乱がないモデルよりも好ましいことを示しています。さらに、共動イベントの速度密度が$z$を超えて一定であるモデルは、宇宙論的な星形成速度に従うモデルよりも優先されます。ホスト分散測定（$DM_{\rmhost}$）分布の2つのモデル（固定およびランダム$DM_{\rmhost}$）は、同等の結果を予測するために見つかりました。最適なパラメータ値$\alpha=-1.53^{+0.29}_{-0.19}$、$\overline{E}_{33}=1.55^{+0.26}_{-0.22}$および$を取得します。\gamma=0.77\pm0.24$。ここで、$\alpha$はスペクトルインデックス、$\gamma$はSchechter光度関数の指数、$\overline{E}_{33}$は$10^{33}\、{の単位で表した平均FRBエネルギーです。\rmJ}$2128ドルから2848ドル\;FRBレストフレームの{\rmMHz}$。
CARB磁気ブレーキを使用して観測されたLMXBの前駆体を拘束する
低質量X線連星（LMXB）の物質移動の進化を制約するための新しい方法を提示します-逆集団合成技術。これは、詳細な1D恒星進化コードMESA（恒星天体物理学の実験のためのモジュール）を使用して行われ、初期のドナー質量と公転周期の包括的な範囲にまたがる連星システムの高解像度グリッドを進化させます。最近開発された対流および回転ブースト（CARB）磁気ブレーキ方式を使用します。CARB磁気ブレーキ方式は、十分に研究された永続的なLMXBのサンプル全体を再現できる唯一の磁気ブレーキ処方です。質量比、周期、および物質移動速度が観測的に決定されています。観察されたLMXBを逆方向に正常に再現するシミュレートされたシステムに従う逆母集団合成手法を使用して、観察された十分に研究された永続的なLMXBごとに可能な前駆体を制約しました。また、CygX-2を除外した場合、天の川のLMXBフォーメーションの最小数は1Gyrあたり1500であると判断しました。CygX-2の場合、最も可能性の高い形成率はGyrあたり9000LMXBです。ここで説明する手法は、十分に制約された質量比、周期、および物質移動係数を使用して、観測されたLMXBに適用できます。バイナリシステムに関する情報を含む次のGAIADR3では、この手法をデータリリースに適用して、観測された永続的なLMXBの前駆体を検索できます。
BH-BH合併の起源に対する高BHスピンの影響
LIGO/Virgoのコラボレーションでは、50のBH-BH合併と、検出器のノイズを深く掘り下げて回復した8つの追加候補が報告されています。これらの合併の大部分は、いくつかのモデル（Tayler-Spruit磁気ダイナモまたはFullerモデルなど）によって提案されているように、低いBHスピンを指す低い有効スピンと、大質量星における効率的な角運動量輸送を持っています。ただし、これらの58の合併のうち、7つは高い実効スピンパラメータ（chi_eff>0.3）を持っていることと一致しています。さらに、これらの7つのイベントのうち2つは、プライマリ（より大規模な）BHの高スピンに由来する高有効スピンを持っているようです。最も極端な合併では、プライマリBHの無次元スピンが非常に高くなります（a_1=0.9）。これらの特定の観察結果は、孤立したバイナリと動的な球状星団のBH-BH形成チャネルを区別するために使用される可能性があります。星が効率的な角運動量輸送を持ち、低回転のBHを形成する場合、高BH回転は動的原点を指しているように見えるかもしれません。次に、動的形成が必要であり、通常は高回転のBHを生成する第2世代および第3世代のBH-BH合併を生成します。ここでは、分離されたバイナリBH-BH形成チャネルがそのような高度に回転するBHを自然に再現できることを示します。私たちのモデルは、効果の低いスピンでBH-BHの合併の大部分を再現するために必要な、大質量星における効率的な角運動量輸送から始まります。ただし、一部の大規模なバイナリは、強い潮汐スピンアップの影響を受け、高い有効スピン（chi_eff>0.4-0.5）を伴うBH-BHマージの適度な割合（〜10％）の形成を可能にします。さらに、バイナリの進化により、BH-BHの合併のごく一部（〜1％）が生成され、プライマリBHがほぼ最大に回転します（$a_1>0.9$）。したがって、これらの異常なBH-BH合併の形成シナリオは未解決のままです。
SkyPy：宇宙をモデル化するためのパッケージ
| Title |
SkyPy:_A_package_for_modelling_the_Universe |
| Authors |
Adam_Amara,_Lucia_F._de_la_Bella,_Simon_Birrer,_Sarah_Bridle,_Juan_Pablo_Cordero,_Ginevra_Favole,_Ian_Harrison,_Ian_W.Harry,_William_G._Hartley,_Coleman_Krawczyk,_Andrew_Lundgren,_Brian_Nord,_Laura_K._Nuttall,_Richard_P._Rollins,_Philipp_Sudek,_Sut-Ieng_Tam,_Nicolas_Tessore,_Arthur_E._Tolley,_Keiichi_Umetsu,_Andrew_R._Williamson,_and_Laura_Wolz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06172 |
SkyPyは、天体物理学の空をシミュレートするためのオープンソースのPythonパッケージです。これは、さまざまなオブザーバブルにわたる物理モデルと経験モデルのライブラリと、エンドツーエンドのシミュレーションを実行するためのコマンドラインスクリプトで構成されています。ライブラリは、確率分布からソースの実現とそれに関連するプロパティをサンプリングする関数を提供します。シミュレーションパイプラインは、YAMLベースの構成構文を使用してこれらのモデルから構築されますが、タスクのスケジューリングとデータの依存関係は内部で処理され、モジュラー設計によりユーザーは外部ソフトウェアとインターフェイスできます。SkyPyは、ソフトウェアの持続可能性と相互運用性に重点を置いたドメインエキスパートの多様なコミュニティによって開発および保守されています。開発を促進することにより、銀河集団、大規模構造、宇宙マイクロ波背景放射、超新星、重力波など、さまざまな宇宙プローブの相関シミュレーションのフレームワークを提供します。バージョン0.4は、光度関数、赤方偏移分布、スペクトルエネルギー分布テンプレートからの光学測光など、銀河のさまざまな特性をモデル化する関数を実装しています。将来のリリースでは、たとえば、暗黒物質ハローの集団をシミュレートし、銀河ハロー接続をモデル化するための追加モジュールが提供され、必要に応じて天体物理学コミュニティの既存のソフトウェアパッケージを利用します。
SETIにおける断続的な信号と惑星の日
星間信号は、ターゲットを絞ったシーケンシャルトランスミッション、継続的にオンになっていない等方性ブロードキャストなど、さまざまな理由で断続的になる可能性があります。検索者は最初の検出を達成し、場合によっては期間を決定するのに十分な時間観察する必要があるため、このような信号間の時間間隔は重要です。この記事は、（1）星間送信の電力要件は、断続的な信号をもたらす戦略によって桁違いに削減される可能性があり、（2）惑星の回転は、一部の送信を断続的にし、場合によっては私たちの太陽系の惑星の大部分がガイドとして取られるならば、ソース惑星の周期、および（3）惑星の回転によって制約された信号はしばしば10-25時間の範囲のリズムを持っているかもしれません。断続的な信号を検出するために拡張観測が必要になる場合があり、SETIで使用されることはめったにありませんが、実行可能であり、高濃度の星を観測したり、適切な候補信号をフォローアップしたりする場合に適しているようです。
| Title |
Detection_of_the_Crab_Nebula_by_the_prototype_Schwarzschild-Couder_Telescope |
| Authors |
C._B._Adams,_G._Ambrosi,_M._Ambrosio,_C._Aramo,_P._I._Batista,_W._Benbow,_B._Bertucci,_E._Bissaldi,_M._Bitossi,_A._Boiano,_C._Bonavolont\`a,_R._Bose,_A._Brill,_A._M._Brown,_J._H._Buckley,_R._A._Cameron,_R._Canestrari,_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,_E._Giro,_R._Halliday,_O._Hervet,_J._Holder,_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,_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,_D._A._Williams,_A._Zink |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06225 |
Schwarzschild-CouderTelescope（SCT）は、チェレンコフ望遠鏡アレイ用に提案された中型望遠鏡技術です。これは、視野全体にわたってコマチック収差を除去する新しいデュアルミラー光学設計を使用しています。SCTカメラは、ピクセルサイズが4分角の高解像度シリコン光電子増倍体（SiPM）センサーを採用しています。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。1600ピクセル（2.7度×2.7度の視野）の部分カメラを使用した2020年の観測キャンペーンでは、8.6シグマの統計的有意性でかに星雲が検出されました。pSCTカメラと光学システムの作業は進行中であり、パフォーマンスを改善し、今後のカメラのアップグレードに備えています。pSCTカメラのアップグレードにより、現在のカメラモジュールが改良されたSiPMと読み出し電子機器に置き換えられ、カメラが直径8度（11,328ピクセル）の完全な設計視野に拡張されます。完全にアップグレードされたpSCTは、優れたバックグラウンド除去と角度分解能により、次世代の超高エネルギーガンマ線天体物理学を可能にします。このプレゼンテーションでは、pSCTの運用の成功による最初の結果と将来の計画について説明します。
脈動変光星の半自動検出専用のPythonライブラリであるVarStarDetect
| Title |
VarStar_Detect,_a_Python_library_dedicated_to_the_semi-automatic_detection_of_stellar_variability |
| Authors |
Jorge_Perez_Gonzalez,_Nicolas_Carrizosa_Arias,_Andres_Cadenas_Blanco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06347 |
VarStarDetectは、測光測定内の変動を検出するために最適化されたPyPIで利用可能なPythonパッケージです。最小二乗回帰法に基づいて、VarStarDetectは、星が実際に可変であるかどうかを評価するための変動性の尺度として、データのフーリエ多項式フィットの振幅を計算します。この作業は、パッケージの数学的背景とTESSセクター1データのコードの機能の分析を示しています。
三面ピラミッドウェーブフロントセンサー。 I.天文補償光学のシミュレーションと分析
| Title |
The_Three-Sided_PyramidWavefront_Sensor._I._Simulations_and_Analysis_for_Astronomical_Adaptive_Optics |
| Authors |
Lauren_Schatz,_Jared_R._Males,_Carlos_Correia,_Benoit_Neichel,_Vincent_Chambouleyron,_Johanan_Codona,_Olivier_Fauvarque,_Jean-Fran\c{c}ois_Sauvage,_Thierry_Fusco,_Michael_Hart,_Pierre_Janin-Potiron,_Robert_Johnson,_Joseph_Long,_Mala_Mateen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06386 |
ジャイアントセグメントミラー望遠鏡（GSMT）用のExAO機器の場合、検出器のサイズ、速度、およびノイズの間にGSMT-ExAO波面制御のパフォーマンスを低下させるトレードオフがあるため、WFSの代替アーキテクチャが検討されています。GSMT-ExAO波面センサーで検討中のオプションの1つは、3面PWFS（3PWFS）です。3PWFSは、4つの瞳孔を使用する従来の4面PWFS（4PWFS）と比較して、波面センシング用に望遠鏡の瞳孔の3つのコピーを作成します。3PWFSは4PWFSよりも少ない検出器ピクセルを使用するため、読み取りノイズの影響を受けにくくなります。ここでは、PWFS後の強度パターンを予測するFoucaultナイフエッジテストの回折理論の説明に基づいて、数学的な形式を開発します。私たちの形式は、任意のフーリエモードに対応する位相エラーの存在下でPWFSによって形成された瞳孔画像の強度を計算することを可能にします。次に、オブジェクト指向MATLAB補償光学ツールボックス（OOMAO）を使用して、変調を備えたPWFSを使用して補償光学システムのエンドツーエンドモデルをシミュレートし、3PWFSのパフォーマンスを4PWFSと比較します。低読み取りノイズ検出器の場合、3PWFSと4PWFSのストレールレシオは0.01以内です。シミュレーションに高い読み取りノイズを含めると、10の恒星等級でスロープマップを使用した4PWFSよりもRawIntensityを使用した3PWFSのストレールレシオゲインが0.036であることがわかりました。同じ等級で、4PWFSRIも4PWFSSMを上回りました。、しかしゲインはわずか0.012ストレールでした。スロープマップを使用する4PWFSは、PWFSがAO波面センシングに従来使用されている方法であるため、これは重要です。3PWFSは、波面を完全に再構築し、4PWFSと同等の補正を備えた安定した閉ループを生成し、高い読み取りノイズ検出器のパフォーマンスを適度に向上させる実行可能な波面センサーであることがわかりました。
FASTHI強度マッピングドリフトスキャン実験のための1 / fノイズ分析
| Title |
1/f_Noise_Analysis_for_FAST_HI_Intensity_Mapping_Drift-Scan_Experiment |
| Authors |
Wenkai_Hu,_Yichao_Li,_Yougang_Wang,_Fengquan_Wu,_Bo_Zhang,_Ming_Zhu,_Shifan_Zuo,_Guilaine_Lagache,_Yinzhe_Ma,_Mario_G._Santos,_Xuelei_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06447 |
強度マッピングパイロット調査からのドリフトスキャンデータを使用して、500メートル球面電波望遠鏡（FAST）受信機システムの1/fノイズを調査します。19のビームはすべて、同様の構造を持つ1/fゆらぎを持っています。時間スペクトル密度と2Dパワースペクトル密度の両方が推定されます。低周波数$f$の時系列データに直接見られる相関は、おそらく前景とシステム応答の間の結合のために、空の信号に関連付けられています。特異値分解（SVD）を使用して、前景を減算します。最強の成分を取り除くことにより、測定された1/fノイズパワーを大幅に減らすことができます。20モードを差し引くと、10MHz帯域の1/fノイズのニー周波数は、500秒のタイムスケールで熱ノイズをはるかに下回る$1.8\times10^{-3}\Hz$に減少します。2Dパワースペクトルは、1/fタイプの変動が時間-周波数空間の小さな領域に制限され、周波数の相関がSVDモード減算で抑制できることを示しています。SVDモード減算後の残留1/fノイズは周波数に相関がなく、8秒間隔でのレシーバーゲインの単純なノイズダイオード周波数に依存しないキャリブレーションは結果に影響しません。1/fノイズは、HI強度マッピングにとって重要である可能性があります。1/fノイズのニー周波数は$（f_{k}）\sim$6$\times$10$^{-4}$Hzであると推定されます。30モードのSVD減算後の時間および周波数相関スペクトルインデックス$（\alpha）\sim0.65$、$（\beta）\sim0.8$。これにより、HIパワースペクトル測定に10％のバイアスがかかる可能性があります。
次世代の地上ベースのVHE施設のガンマ線バースト検出の見通し
| Title |
Gamma-Ray_Burst_detection_prospects_for_next_generation_ground-based_VHE_facilities |
| Authors |
G._La_Mura,_U._Barres_de_Almeida,_R._Concei\c{c}\~ao,_A._De_Angelis,_F._Longo,_M._Pimenta,_E._Prandini,_E._Ruiz-Velasco,_B._Tom\'e |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06676 |
ガンマ線バースト（GRB）は、衛星ベースの検出器によって、一時的な$\gamma$線放出の強力な発生源として発見されました。フェルミ衛星は、専用のガンマ線バーストモニター（GBM）でこれらのイベントの数を増やして検出しました。その一部は、大面積で高エネルギー光子$（E>10\、\mathrm{GeV}）$に関連付けられていました。望遠鏡（LAT）。最近では、チェレンコフ望遠鏡による追跡観測で、GRBからの非常に高いエネルギー放出$（E>100\、\mathrm{GeV}）$が検出され、中央エンジンの解釈と宇宙全体での非常にエネルギーの高い光子の伝播。ここでは、第2回フェルミ-LATガンマ線バーストカタログに公開されているデータを使用して、高エネルギーGRB放出の持続時間、光度、赤方偏移、および光度曲線を特徴付けます。これらの特性を非常に高いエネルギー領域に外挿し、その結果を利用可能な観測結果および将来の機器の可能性と比較します。観測およびシミュレーションされたGRB集団を使用して、広視野の地上ベースの$\gamma$線装置での検出の可能性を推定します。私たちの分析は、CTAを補完するために、南半球に設置される南広視野ガンマ線観測所（SWGO）の機会を評価することを目的としています。低エネルギーの観測しきい値$（E_{low}<200\、\mathrm{GeV}）$、良好な点光源感度$（F_{lim}\approx10^{-11}\、\mathrm{erg\、cm^{-2}\、s^{-1}}$in$1\、\mathrm{yr}）$は、GRBトリガー機能として機能し、バーストスペクトルプロパティをプローブするための最適な要件です。IACT機器では利用できない時間領域にアクセスして、$10\、\mathrm{s}$という短い時間スケールに変換します。
htof：ヒッパルコス、ガイア、および将来の位置天文ミッションを分析するための新しいオープンソースツール
| Title |
htof:_A_new_open-source_tool_for_analyzing_Hipparcos,_Gaia,_and_future_astrometric_missions |
| Authors |
G._Mirek_Brandt,_Daniel_Michalik,_Timothy_D._Brandt,_Yiting_Li,_Trent_J._Dupuy,_Yunlin_Zeng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06761 |
ヒッパルコスの1997年と2007年の削減、ガイアの走査法則、およびナンシーグレースローマン宇宙望遠鏡（NGRST）などの将来のミッションからの中間位置天文データ（IAD）を解釈および適合させるためのオープンソースツールであるhtofを紹介します。）。htofは、絶対位置天文ミッションの任意の組み合わせについて、任意のシステムの位置天文パラメーターを解決します。後のガイアデータリリースに備えて、htofは任意の高次位置天文ソリューション（5、7、9パラメータフィットなど）をサポートします。htofを使用すると、Hipparcos2007の6617ソースのIADが、データ破損の問題の影響を受けている可能性があることがわかりました。htofは、これらのソースのIADを公開されているカタログソリューションと調整するアドホック修正を統合します。亜恒星コンパニオンの質量と軌道パラメータを研究するためにhtofを開発し、その実装の概要を1つの軌道フィッティングコード（orvara、https：//github.com/t-brandt/orvara）で説明します。htofを使用して、$\beta$〜Picシステム内の仮想的な追加の惑星の範囲を予測します。これは、NGRST位置天文学をガイアおよびヒッパルコスと組み合わせることで検出できます。htofはpipでインストール可能で、https：//github.com/gmbrandt/htofで入手できます。
| Title |
Fundamental_stellar_parameters_of_benchmark_stars_from_CHARA_interferometry_--_II._Dwarf_stars |
| Authors |
I._Karovicova,_T.R._White,_T._Nordlander,_L._Casagrande,_M._Ireland,_D._Huber |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06203 |
天の川の大規模な恒星調査に適用される恒星モデルは、信頼性の高い基本的な恒星パラメータを持つ星のサンプルに対して適切にテストする必要があります。そのようなサンプルの提供を目的としたプログラムを確立しました。大規模な恒星調査のベンチマークとして使用される9つの小人の新しい基本的な恒星パラメータを提示します。これらの星の1つは、Gaia-ESOベンチマークの1つであるソーラーツイン18Scoです。目標は、Teffで1％の精度に到達することです。この精度は、調査によって観測された基本的なパラメータと星の存在量の完全なセットを正確に決定するために重要です。HD131156（xiBoo）、HD146233（18Sco）、HD152391、HD173701、HD185395（thetaCyg）、HD186408（16CygA）、HD186427（16CygB）、HD190360、HD207978（15Peg）を、高角度分解能の光干渉計PAVO/CHARAを使用して観測しました。3Dモデルの大気から周縁減光の補正を導き出し、ボロメータ補正のテーブルを補間する反復手順を使用して、シュテファン-ボルツマンの関係から直接テフを決定しました。表面重力は、ダートマスの恒星進化モデルトラックとの比較から推定されました。ELODIEスペクトログラフから分光観測を収集し、中性および単一イオン化鉄の非混合線の1D非局所熱力学的平衡（NLTE）存在量分析から金属量（[Fe/H]）を推定しました。9つの星のうち8つについては、テフを1％未満で測定し、1つの星については2％よりも優れています。loggとFe/Hの不確実性の中央値をそれぞれ0.015dexと0.05dexと決定しました。この研究は、ベンチマークの新しいセットとして使用できる9つの矮星の更新された基本的な恒星パラメータを提示します。すべてのパラメーターは、干渉計による観察、3D周縁減光モデリング、および分光分析を一貫して組み合わせることに基づいていました。次の論文では、サンプルを金属が豊富な巨人に拡張します。
高解像度シミュレーションで再現された太陽の差動回転
太陽は、速い赤道と遅い極で異なって回転します。太陽内部の対流は、差動回転を維持すると考えられています。ただし、太陽の差動回転を再現するために多くの数値シミュレーションが実行されていますが、太陽パラメータを使用した以前の高解像度の計算は、反太陽（高速極）の差動回転領域に分類されます。その結果、太陽が高速で回転する赤道を持っている本当の理由はまだわかりません。高速赤道の構築には対流に対する強い回転の影響が必要ですが、以前の計算では、操作なしでは状況を達成できませんでした。この問題は対流の難問と呼ばれます。数値シミュレーションにおける対流と差動回転は、観測とは異なっていました。ここでは、高解像度の計算が太陽のような差動回転を再現することに成功することを示します。私たちの計算は、小規模なダイナモによって生成された強い磁場が熱対流に大きな影響を与えることを示しています。私たちの計算で達成された差動回転、対流、および磁場の正常な再現は、太陽活動の最も基本的な性質、特に太陽黒点活動の11年周期の原因を理解するための重要なステップです。
ペネロペII。 CVSO 104：OriOB1の光学コンパニオンを備えた前主系列星のクローズバイナリ
| Title |
PENELLOPE_II._CVSO_104:_a_pre-main_sequence_close_binary_with_an_optical_companion_in_Ori_OB1 |
| Authors |
A._Frasca,_H._M._J._Boffin,_C._F._Manara,_J._M._Alcal\'a,_P._\'Abrah\'am,_E._Covino,_M._Fang,_M._Gangi,_G._J._Herczeg,_\'A._K\'osp\'al,_L._Venuti,_F._M._Walter,_J._Alonso-Santiago,_K._Grankin,_M._Siwak,_E._Alecian,_S._Cabrit |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06305 |
PENELLOPEレガシープログラム内で取得されたデータに基づいて、OriOB1の前主系列分光連星CVSO104の研究結果を示します。初めて、システムの軌道要素と2つのコンポーネントの恒星パラメータを導き出します。このシステムは2つの初期のM型星で構成されており、公転周期は約5日、質量比は0.92ですが、予想に反して、三次的な伴星はないようです。両方のコンポーネントは（準）同期されていますが、軌道はまだ非常に偏心しています。スペクトルエネルギー分布は、周連星円盤と互換性のあるかなりの赤外線超過を明確に示しています。複合光球スペクトルを除去した後のHeIおよびバルマー系列プロファイルの分析は、両方の成分が同様のレベルで降着していることを明らかにしています。また、H$\alpha$とH$\beta$の過剰放出も観察されます。これは、軌道位相に応じて、システムの重心に対して100km/s以上赤方偏移または青方偏移しているように見えます。この追加の放出は、周連星円盤からの物質の漏斗などの降着構造と関連している可能性があります。また、分光連星から約2".4に位置する光学コンパニオンを分析します。CVSO104Bと名付けたこのコンパニオンは、PMSシステムに物理的に関連付けられておらず、OriOB1に属していない背景の太陽のような星であることがわかります。。
大きな星のまばたきの目。 WR 21aは、TESSによって非常に大規模な食変光星として明らかにされました
| Title |
The_winking_eye_of_a_hefty_star._WR_21a_revealed_as_a_very_massive_eclipsing_binary_by_TESS |
| Authors |
Rodolfo_H._Barba_(1),_Roberto_C._Gamen_(2,3),_Pablo_Martin-Ravelo_(1),_Julia_I._Arias_(1),_Nidia_I._Morrell_(4)_((1)_Departamento_de_Astronomia,_Universidad_de_La_Serena,_Chile,_(2)_Instituto_de_Astrofisica_de_La_Plata_CONICET-UNLP,_Argentina,_(3)_Facultad_de_Ciencias_Astronomicas_y_Geofisicas,_Universidad_Nacional_de_La_Plata,_Argentina,_(4)_Las_Campanas_Observatory,_Carnegie_Observatories,_Chile) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06311 |
WR〜21aは、O2.5If*/WN6haプライマリとO3V（（f*））zセカンダリで構成される大規模な分光連星として知られていました。最小値ではありますが、プライマリーの推定質量は、それを私たちの銀河で見つかった最も重い星の1つとして位置付けました。トランジット系外惑星探査衛星（TESS）によって実施された時系列観測における測光変動の発見を報告します。これらの光の変化は、2つの主要な要素によって形成されていると解釈されます。O2.5/WN6星によるO3の鋭い部分日食と、潮汐によって励起された振動です。光の最小値に基づいて、システムの新しいエフェメリスが計算されます。システム構成は切り離されており、観測された日食は周星期の通過に対応しています。日食の間、光度曲線の形は心拍効果の存在を示唆しています。潮汐的に励起された振動に対して導出された周波数は、軌道周期の高調波です。新しい視線速度測定と以前に公開された視線速度測定を組み合わせることで、新しい分光軌道解も得られます。PHOEBEコードを使用して、TESS光度曲線をモデル化し、R_O2.5/WN6=23.3RsunおよびR_O3=14.8Rsunの恒星半径、および軌道傾斜角i=61.8+/-1.5度を決定します。後者を分光学的最小質量と組み合わせると、M_O2.5/WN6=94.4MsunおよびM_O3=53.6Msunの絶対質量が得られ、WR21aが非常に重い星のまれなグループに属するものとして確立されます。
| Title |
Evolution_of_switchbacks_in_the_inner_Heliosphere |
| Authors |
Anna_Tenerani,_Nikos_Sioulas,_Lorenzo_Matteini,_Olga_Panasenco,_Chen_Shi,_Marco_Velli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06341 |
PSPの最初の6回の遭遇、3つのヘリオス高速ストリーム、および地動説距離$0.1\lesssimR\lesssim3$auをカバーする2つのユリシーズ南極パスからの磁場データを分析します。このデータセットを使用して、太陽からの距離に伴うさまざまな周期と振幅のスイッチバックの進化を統計的に決定します。磁場分散の半径方向の変化をスイッチバックの平均二乗振幅のそれと比較し、kmあたりのスイッチバックの累積カウントの半径方向の変化を定量化します。スイッチバックの振幅は、平均磁場の半径方向の減少と一致する方法で、全体的な乱流変動よりも速く減少することがわかります。これは、振幅の飽和の結果である可能性があり、太陽風の大振幅のAlfv\'enic変動の減衰プロセスの兆候である可能性があります。太陽風におけるスイッチバックの発生の進展はスケールに依存することがわかります。より長いスイッチバックの割合は半径方向の距離とともに増加しますが、より短いスイッチバックでは減少します。これは、スイッチバックダイナミクスが内部太陽圏での崩壊とその場生成の両方を含む複雑なプロセスであることを意味します。太陽の近くで生成された他のタイプのスイッチバックを除外することはできませんが、スイッチバックは拡張によって生成できることを確認します。
ステラ遺伝子座IV。赤色巨星
| Title |
Stellar_loci_IV._Red_giant_stars |
| Authors |
Ruoyi_Zhang,_Haibo_Yuan,_Xiaowei_Liu,_Maosheng_Xiang,_Yang_Huang_and_Bingqiu_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06390 |
このシリーズの4番目の論文では、SDSSStripe82領域の赤色巨星の分光サンプルを使用して、赤色巨星の金属量に依存するスローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）の恒星の色の軌跡を示します。星は、色g-iで0.55〜1.2等、金属量[Fe/H]で-0.3〜-2.5の範囲に広がり、表面重力loggの値は3.5dexより小さくなっています。主系列（MS）星の場合と同様に、赤色巨星の遺伝子座の固有の幅も非常に狭く、最大で数mmagであることがわかります。しかし、赤色巨星と多発性硬化症の星の金属量に依存する恒星座の間には体系的な違いがあります。赤色巨星の色は、MS星の色よりも金属量に敏感ではありません。優れた測光により、赤色巨星の測光金属量は、ug、gr、ri、およびizの色を0.2〜0.25dexの精度で同時にフィッティングすることで確実に決定できます。これは、信号の低解像度分光法で達成可能な精度に匹敵します。対雑音比10。フィッティング結果を赤色巨星とMS星の恒星軌跡と比較することにより、SDSS測光に基づいて赤色巨星とMS星を区別する新しい手法を提案します。この手法は、[Fe/H]$\le$-1.2の金属に乏しい赤色巨星を選択する際に、約70％の完全性と約80％の効率を達成します。したがって、赤色巨星を使用して銀河ハローの構造と集合の歴史を精査するための重要なツールを提供します。
惑星形成スケール（MAPS）でのALMAを含む分子XIII：HCO $ ^ + $およびディスクイオン化構造
| Title |
Molecules_with_ALMA_at_Planet-forming_Scales_(MAPS)_XIII:_HCO$^+$_and_disk_ionization_structure |
| Authors |
Yuri_Aikawa,_Gianni_Cataldi,_Yoshihide_Yamato,_Ke_Zhang,_Alice_S._Booth,_Kenji_Furuya,_Sean_M._Andrews,_Jaehan_Bae,_Edwin_A._Bergin,_Jennifer_B._Bergner,_Arthur_D._Bosman,_L._Ilsedore_Cleeves,_Ian_Czekala,_Viviana_V._Guzm\'an,_Jane_Huang,_John_D._Ilee,_Charles_J._Law,_Romane_Le_Gal,_Ryan_A._Loomis,_Francois_M\'enard,_Hideko_Nomura,_Karin_I._\"Oberg,_Chunhua_Qi,_Kamber_R._Schwarz,_Richard_Teague,_Takashi_Tsukagoshi,_Catherine_Walsh,_David_J._Wilner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06419 |
IMLup、GMAur、AS209周辺の5つの原始惑星系円盤に向けてHCO$^+$$J=1-0$とH$^{13}$CO$^+$$J=1-0$の放出が観測されました。HD163296、およびMAPSプロジェクトの一部としてのMWC480。HCO$^+$は、5つのディスクすべてで0.3\arcsec\、解像度で検出およびマッピングされますが、GMAurおよびHDに対してH$^{13}$CO$^+$が検出されます（SNR$>6\sigma$）。163296であり、整合フィルター分析によって他のディスクに対して暫定的に検出されました（SNR$>3\sigma$）。$R\sim100$auの半径内では、HCO$^+$カラム密度はフラットであるか、中央のディップを示しています。外半径（$\gtrsim100$au）では、HCO$^+$カラム密度は外側に向かって減少しますが、HCO$^+$/COのカラム密度比はほとんど$\sim10^{-5の範囲にあります。}-10^{-4}$。HCO$^+$が主要な分子イオンであると予想される暖かいCOリッチ層でHCO$^+$の存在量を導き出しました。$R\gtrsim100$auでは、HCO$^+$の存在量は$\sim3\times10^{-11}-3\times10^{-10}$であり、これは次のテンプレートディスクモデルと一致しています。X線イオン化。半径が小さいほど、存在量は内側に向かって減少します。これは、特にCOに富む層がミッドプレーンにある、CO雪線の内側では、密度の高いガスのイオン化度が低いことを示しています。テンプレートディスクモデルをHCO$^+$、N$_2$H$^+$、およびN$_2$D$^+$の列密度と比較すると、ミッドプレーンのイオン化率は$\gtrsim10^{-であることがわかります。18}$s$^{-1}$IMLup、AS209、およびHD163296周辺のディスク。AS209、HDのダスト連続体ギャップの位置周辺のHCO$^+$存在量の増加のヒントも見つかります。163296、およびMWC480。この論文は、AstrophysicalJournalSupplementのMAPS特集号の一部です。
惑星形成スケール（MAPS）でのALMAを含む分子。 X.原始惑星系円盤に向けた高角度分解能での重水素化の研究
| Title |
Molecules_with_ALMA_at_Planet-forming_Scales_(MAPS)._X._Studying_deuteration_at_high_angular_resolution_toward_protoplanetary_disks |
| Authors |
Gianni_Cataldi,_Yoshihide_Yamato,_Yuri_Aikawa,_Jennifer_B._Bergner,_Kenji_Furuya,_Viviana_V._Guzm\'an,_Jane_Huang,_Ryan_A._Loomis,_Chunhua_Qi,_Sean_M._Andrews,_Edwin_A._Bergin,_Alice_S._Booth,_Arthur_D._Bosman,_L._Ilsedore_Cleeves,_Ian_Czekala,_John_D._Ilee,_Charles_J._Law,_Romane_Le_Gal,_Yao_Liu,_Feng_Long,_Fran\c{c}ois_M\'enard,_Hideko_Nomura,_Karin_I._\"Oberg,_Kamber_R._Schwarz,_Richard_Teague,_Takashi_Tsukagoshi,_Catherine_Walsh,_David_J._Wilner,_Ke_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06462 |
重水素の分別は、さまざまな物理的および化学的パラメータに依存します。したがって、太陽系における物質の形成位置と熱履歴は、そのD/H比を測定することによってしばしば研究されます。これには、惑星形成の時代に機能していた重水素化プロセスに関する知識が必要です。DCN/HCN（0.3''の解像度）とN$_2$D$^+$/N$_2$H$^+$（0.3〜0.9''）のカラム密度比を放射状に分解することにより、これらのプロセスを研究することを目指しています。惑星形成スケール（MAPS）大規模プログラムでALMAを使用して分子によって観察された5つの原始惑星ディスクに向けて。DCNは、5つのソースすべてで検出され、新たに1つの検出が報告されています。N$_2$D$^+$は4つのソースで検出され、そのうち2つは新しく報告された検出です。DCN/HCNおよびN$_2$D$^+$/N$_2$H$^+$比の空間的変動を高解像度で研究できる列密度プロファイルを導出します。DCN/HCNは、ディスクのさまざまな部分で大幅に異なり、$10^{-3}$から$10^{-1}$の範囲です。特に、内側のディスク領域は、一般に、外側のディスクと比較して、大幅に低いHCN重水素化を示します。さらに、私たちの分析では、2つの重水素分別チャネルがアクティブであることが確認されています。これにより、有機分子のプール内のD/H比が変化する可能性があります。N$_2$D$^+$は、$\sim$50auを超える冷たい外側の領域にあり、N$_2$D$^+$/N$_2$H$^+$は$10^{-2の範囲です。ディスクサンプル全体で}$と1。これは、N$_2$H$^+$重水素化が低温チャネルのみを介して進行するという理論上の予想と一致しています。この論文は、アストロフィジカルジャーナルサプリメントのMAPS特集号の一部です。
太陽の奥深くにある惑星形成の痕跡
星は、塵の成長と内向きのドリフト（小石波）、微惑星と惑星の形成、および円盤風による水素とヘリウムの選択的除去によって進化する組成を持つガスを降着させることによって成長します。太陽系の形成が太陽の構成と構造にどのように影響したか、そしてそれが太陽の存在量の問題を解決するのに何らかの役割を果たすかどうかを調査しました。原始星期から現代までの太陽の進化をシミュレートし、分光学的および日震学的制約の再現を試みました。入力パラメーターを最適化するためにカイ二乗検定を実行しました。現実的なモデルの場合、惑星の形成は太陽の対流層がまだ大きいときに発生することを確認しました。したがって、惑星形成による全体的な変化は小さすぎて、カイ2乗適合を大幅に改善することはできません。最新の存在量の太陽モデルでは、利用可能な観測制約を再現するために、$T=10^{6.4}$Kを中心に12％から18％の不透明度の増加が必要であることがわかりました。これは、より高い鉄の不透明度の最近の測定値よりもわずかに高いですが、質的にはよく一致しています。これらのモデルは、古い存在量を使用するモデルよりも観測によく適合します。したがって、それらは太陽の存在量の問題に対する有望な解決策です。これらの改良されたモデルを使用して、惑星形成プロセスが太陽核に小さな痕跡を残し、その金属量が最大5％向上することを発見しました。この結果は、太陽ニュートリノフラックスを正確に測定することでテストできます。改良されたモデルでは、原始太陽系分子雲コアは、0.0127〜0.0157の範囲の原始金属量と0.268〜0.274の範囲のヘリウム質量分率によって特徴付けられます。（簡略化）
IRAS16293-2422 Bの若い原始星円盤は熱く、重力の不安定性の兆候を示しています
| Title |
The_young_protostellar_disk_in_IRAS16293-2422_B_is_hot_and_shows_signatures_of_gravitational_instability |
| Authors |
Joaquin_Zamponi,_Mar\'ia_Jos\'e_Maureira,_Bo_Zhao,_Hauyu_Baobab_Liu,_John_D._Ilee,_Duncan_Forgan_and_Paola_Caselli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06497 |
深く埋め込まれた原始星は、周囲のエンベロープから原始星の円盤を介して活発に供給されます。このような初期のディスクの物理的構造は、活発な降着のために、より進化したソースの物理的構造とは異なる可能性があります。クラス0ソースIRAS16293-2422Bに向けて、それぞれ6.5\、auおよび12\、auの解像度で1.3および3\、mmALMA連続観測を提示します。分解された輝度温度は$T_{\rmで非常に高く見えます。b}>$100\、Kは$\sim$30\、au内にあり、$T_{\rmb}$は3\、mmで400\、Kを超えてピークに達します。両方の波長は、中央の$\sim$20\、au領域で2未満の値に達するスペクトルインデックスを持つ偏った発光を示しています。これらの観測を、高密度コアの崩壊後に形成された電磁流体力学および放射流体力学の原始星ディスクモデルの一連の放射伝達計算および合成観測と比較します。私たちの結果に基づいて、ディスク内のガス運動学は、原始星の放射よりもディスクの加熱においてより重要な役割を果たす可能性があると主張します。特に、重力の不安定性に関連する熱源を含む、ディスク形成の放射流体力学シミュレーションは、IRAS16293Bで観測された高フラックスを説明するために必要な温度を生成することができます。その上、低いスペクトル指数値は、原始星ディスクモデルの高い光学的厚さと高い内部温度によって自然に再現されます。IRAS16293Bの高温は、揮発性種がほとんど気相にあることを意味し、自己重力ディスクが高温のコリノの起源にある可能性があることを示唆しています。
ガイア-RVS恒星スペクトルのパラメータ化のためのGSP仕様ラインリスト
| Title |
GSP-spec_line_list_for_the_parametrisation_of_Gaia_-RVS_stellar_spectra |
| Authors |
G._Contursi,_P._de_Laverny,_A._Recio-Blanco,_P._A._Palicio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06509 |
ガイア計画は、位置天文、測光、分光のデータを大量に収集する、マグニチュードが制限された全天調査です。搭載されているすべての機器の中で、視線速度分光計（RVS）は、G$_{RVS}\sim16$の大きさまでの数百万のスペクトルを生成します。最も明るいRVSターゲットの場合、恒星の大気パラメータと個々の化学物質の存在量は、GeneralizedStellarParametriser-分光法グループ（GSP-Spec）によって自動的に推定されます。これらのデータは、3回目のガイアデータリリースで公開されます。これらの恒星パラメータの決定のいくつかの主要な要素には、パラメータ化法が依存する参照合成スペクトルを計算するために採用される原子および分子の線リストが含まれます。私たちは、RVS晩期型星のスペクトルの分析に最適化されたそのような特定のラインリストを構築することを目指しています。Gaia-ESOラインリストから始めて、最初に、RVS機器がカバーする波長範囲で6つのよく知られた参照後期型星の観測されたスペクトルと合成スペクトルを比較しました。次に、最大の不一致を示す遷移の原子データの品質を改善しました。新しいラインリストは、テストされた参照星に対して非常に高品質の合成スペクトルを生成することがわかったため、GSP-Spec内で採用されました。
地球の下部電離層に対する太陽フレアの影響
| Title |
Solar_Flare_Effects_on_the_Earth's_Lower_Ionosphere |
| Authors |
Laura_A._Hayes,_Oscar_S.D._O'Hara,_Sophie_A._Murray_and_Peter_T._Gallagher |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06558 |
太陽フレアは、地球の電離層の状態に大きな影響を与えます。特に、フレア中のX線フラックスの突然の増加は、最も低いD領域まで浸透し、これらの高度（60〜100km）でのイオン化を支配します。D領域の高度で反射する超低周波（VLF：3-30kHz）電波の測定は、太陽フレア放射に対するD領域の応答を調査するための独自のリモートセンシングプローブを提供します。ここでは、24kHzでのVLF振幅測定と、静止運用環境衛星（GOES）X線センサーからのX線観測の組み合わせを使用して、334個の太陽フレアイベントとそれらがDに与える影響の大規模な統計的研究を示します。-過去の太陽周期にわたる地域。両方のGOESブロードバンドX線チャネルに焦点を当て、フレアピークフラックスと太陽ディスク上の位置が電離層応答をどのように決定するかを調査し、これを拡張して、入射X線フラックスとD領域応答の間の特徴的な時間遅延を調査します。VLF振幅が1-8Aチャネルと0.5-4Aチャネルの両方と線形に相関し、相関係数がそれぞれ0.80と0.79であることを示します。太陽フレアのフレアの位置が電離層の応答に影響を与える高高度の電離層領域とは異なり、太陽フレアに対するD領域の応答はフレアの位置に依存しないことがわかります。GOESチャネルとVLF振幅の両方のピークX線束の間の時間遅延を比較することにより、D領域応答とX線スペクトルバンドの間に重要な違いがあることがわかります。また、負の時間遅延を示すいくつかのフレアイベントについて、ピークVLF振幅が、RamatyHighEnergySolarSpectroscopicImager（RHESSI）によって測定された衝撃的な25〜50keVの硬X線フラックスと一致することを示します。
惑星形成スケール（MAPS）XIのALMAを含む分子：ディスク内の光化学のトレーサーとしてのCNおよびHCN
| Title |
Molecules_with_ALMA_at_Planet-forming_Scales_(MAPS)_XI:_CN_and_HCN_as_Tracers_of_Photochemistry_in_Disks |
| Authors |
Jennifer_B._Bergner,_Karin_I._Oberg,_Viviana_V._Guzman,_Charles_J._Law,_Ryan_A._Loomis,_Gianni_Cataldi,_Arthur_D._Bosman,_Yuri_Aikawa,_Sean_M._Andrews,_Edwin_A._Bergin,_Alice_S._Booth,_L._Ilsedore_Cleeves,_Ian_Czekala,_Jane_Huang,_John_D._Ilee,_Romane_Le_Gal,_Feng_Long,_Hideko_Nomura,_Francois_Menard,_Chunhua_Qi,_Kamber_R._Schwarz,_Richard_Teague,_Takashi_Tsukagoshi,_Catherine_Walsh,_David_J._Wilner,_Yoshihide_Yamato |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06694 |
原始惑星系円盤の表層におけるUV光化学は、星形成の前の段階と比較してそれらの組成を劇的に変化させます。存在比CN/HCNは、さまざまな天体物理学的オブジェクトのUVフィールドを追跡するために長い間提案されてきましたが、これまでのところ、CN、HCN、およびディスクのUVフィールドの関係はあいまいなままです。ALMAラージプログラムMAPS（惑星形成スケールでALMAを含む分子）の一部として、5つのディスクシステムに向けて0.3インチの解像度でCNN=1-0遷移の観測を提示します。すべてのディスクは、$\sim$50-150au以内の明るいCN放射と、最大600auまでの拡散放射シェルフを示しています。すべての情報源で、CN/HCNカラム密度比は、ディスク半径が約1から100に増加するにつれて増加し、外側のディスクでの選択的HCN光解離を強化するUV浸透の増加を追跡している可能性があります。さらに、複数のミリメートルのダストギャップとリングは、CN/HCN比でそれぞれピークとトラフと一致します。これは、一部のミリメートルの下部構造が、より高いディスク層でのUV透過の変化を伴うことを意味します。CN/HCN比が一般に高い（>1）ということは、ディスクの化学組成を形成する堅牢な光化学を示しており、CNがほとんどのディスク半径で前生物的に興味深いニトリル基の主要なキャリアであることも意味します。また、CNとHCNの局所的なカラム密度は、垂直に層化したディスク領域から放出されているにもかかわらず正の相関関係にあり、異なるディスク層が化学的にリンクしていることを示しています。この論文は、アストロフィジカルジャーナルサプリメントのMAPS特集号の一部です。
光干渉法IIIによる明るい星の調査：古典的なBe星の大きさ制限された多重度調査
| Title |
Surveying_the_Bright_Stars_by_Optical_Interferometry_III:_A_Magnitude-Limited_Multiplicity_Survey_of_Classical_Be-Stars |
| Authors |
D._J._Hutter,_C._Tycner,_R._T._Zavala,_J._A._Benson,_C._A._Hummel,_H._Zirm |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06839 |
海軍精密光学干渉計とマークIIIステラ干渉計で実施された31個の古典的なBe星のマグニチュードが制限されたサンプルの多重度調査の結果を提示します。干渉観測は、10個の既知の連星系でコンパニオンを検出するために使用されました。これらのソースのうちの2つ（66Ophと$\beta$Cep）については、新しい軌道解が得られましたが、3番目のソース（$\upsilon$Sgr）については、観測により、BeのホットsdOコンパニオンの最初の直接的な視覚的検出が提供されます。プライマリスター。干渉計の観測と広範な文献検索を組み合わせると、追加の4つのソース（oCas、15Mon、$\beta$Lyr、および$\beta$Cep）にも、狭いバイナリの物理的なコンパニオンである広いバイナリコンポーネントが含まれていると結論付けられます。、したがって、階層的な複数のシステムを形成します。以前に分光学的または視覚的な連星として確認されていなかった情報源の中で、BKCamは、おそらく物理的な連星を示唆する相対運動で、別の星の物理的に近接した数夜に解決されました。干渉計による観測と広範な文献検索を組み合わせて、サンプル内の各星の周りで知られているコンパニオンの詳細なリストを提供し、サンプル内の多重度の頻度について説明します。また、長いベースライン光干渉法による古典的なBe星の将来の多重度研究の見通しについても説明します。
ローレンツ不変性違反による超高エネルギー宇宙光子の閾値異常
| Title |
Threshold_anomalies_of_ultra-high_energy_cosmic_photons_due_to_Lorentz_invariance_violation |
| Authors |
Hao_Li,_Bo-Qiang_Ma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2105.06647 |
特殊相対性理論から、光子消滅プロセス\HepProcess{{\Pgg}{\Pgg}{\to}{\Pep}{\Pem}}は、しきい値を超えるエネルギーを持つ宇宙光子が、そのために宇宙空間で長距離を伝播するのを防ぎます。低エネルギーの宇宙背景光子による消滅。ただし、ローレンツ不変性違反〜（LIV）による光子分散関係の変更により、特殊相対性理論を超えた新しい現象が発生する可能性があります。この論文では、これらの現象には、光学的透明性、しきい値の低下、宇宙空間での超高エネルギー光子の再現が含まれることを指摘します。LHAASOコラボレーションによるPeV付近およびそれ以上の光子イベントの最近の観測は、しきい値の異常を考慮する必要性を明らかにしています。銀河系外の源からの閾値を超える光子の将来の観測は、光子のLIV特性を証明することができます。
二枚の宇宙、分析性と時間の矢
私たちの宇宙は、初期には放射線が支配的であり、後期には真空エネルギーが支配的であるように思われます。この時空の最大の解析接続を考えると、その対称性と複雑な解析特性は、時空が2枚のシートを持ち、等長写像によって交換され、次に、上の量子場の優先（CPT対称）真空状態を選択する画像を示唆します。時空。以前（arXiv：1803.08928、arXiv：1803.08930）、この考え方が暗黒物質、物質-反物質の非対称性、原始ベクトルとテンソル摂動の欠如、および原始の{\itフェーズ}の新しい説明をどのように提供するかを示しましたスカラー摂動;および追加のテスト可能な予測。この論文では、いくつかの点でこの図を作成し、特に、時間の熱力学的矢印が強打から離れる理由についての新しい説明も提供することを指摘します。
非弾性衝突と光イオン化によって帯電したダスト粒子が恒星風のアルヴェーン波に及ぼす影響
非弾性衝突と光イオン化によって帯電した電子と陽子およびダスト粒子のマクスウェル分布を伴う均一な磁化ダストプラズマの速度論的記述を使用して、波と放射が周囲磁場に正確に平行に伝播する場合を考慮して分散関係を分析します。アルヴェーン波は風の中で起こる加熱と加速のプロセスで重要な役割を果たすと信じられているので、調査は、光イオン化プロセスが恒星風環境での波の伝播と減衰にもたらす変化を強調しています。結果は、負の平衡電荷を持つダストの存在下で、Alfv\'enモードが波数のすべての値に対してホイスラモードとイオンサイクロトロンモードに分離することを示していますが、ダスト粒子が中性または正の電荷値を取得すると、これらはモードは、波数の特定の値に対して結合する場合があります。ホイスラモードとイオンサイクロトロンモードは、小さな波数の間隔でヌル群速度を示し、波が伝播しない波数の最大値は、光イオン化プロセスの存在下で減少することもわかります。波数の値が非常に小さい場合、ダストの電荷の符号が変更されると、モードの減衰率が非常に小さい値から非常に高い値に大幅に変化する可能性があります。
太陽圏における高エネルギー粒子貯留層の形成メカニズムへの新しい洞察
エネルギー粒子リザーバーの概念は、磁気乱流における粒子拡散伝播（確率論的）の効果ではなく、本質的に外部反射境界/磁気ミラーまたは拡散障壁（決定論的）の存在の仮定に基づいて、何十年もの間使用されてきました。宇宙物理学、太陽物理学、プラズマ物理学の分野における高エネルギー粒子イベントの空間拡張減衰フェーズについて説明します。5次元の時間依存フォッカープランク輸送方程式シミュレーションを使用して、この作業では、境界を反射するという仮説を立てることなく、いわゆる粒子リザーバーが乱流磁場内の拡散プロセスによって自然に説明され、定量的に再現されることを示します。私たちの結果は、いわゆる「貯水池」（決定論的構造に基づく）を「洪水」（確率論的拡散に基づく）に改名する必要があることを強く示唆しています。太陽物理学および天体物理学におけるプラズマ現象。
重力波マイクロレンズ法によるコンパクトな暗黒物質への制約
| Title |
Constraints_on_compact_dark_matter_from_gravitational_wave_microlensing |
| Authors |
S._Basak,_A._Ganguly,_K._Haris,_S._Kapadia,_A._K._Mehta,_P._Ajith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06456 |
暗黒物質のかなりの部分がコンパクトな物体の形である場合、それらはLIGOとVirgoによって観測可能な重力波（GW）信号にマイクロレンズ効果を引き起こします。最初の2回の観測実行と3回目の観測実行の前半からのブラックホール連星イベントでのマイクロレンズシグネチャの非観測から、質量範囲$10^2-10^5〜のコンパクトな暗黒物質の割合を制限します。{M_\odot}$は$\simeq50-80\％$未満である必要があります（詳細は、想定されるソース母集団のプロパティとベイズの事前分布によって異なります）。これらの控えめな制約は、数千の連星ブラックホールイベントの検出が期待されることで、今後数年間で大幅に改善され、暗黒物質の性質を調査するための新しい手段を提供します。
バイナリと重力波の双極磁場
| Title |
Dipolar_magnetic_fields_in_binaries_and_gravitational_waves |
| Authors |
Adrien_Bourgoin_(1_and_2),_Christophe_Le_Poncin-Lafitte_(1),_St\'ephane_Mathis_(2),_Marie-Christine_Angonin_(1)_((1)_SYRTE,_Observatoire_de_Paris,_PSL_Research_University,_CNRS,_Sorbonne_Universit\'es,_UPMC_Univ._Paris_06,_LNE,_Paris,_France,_(2)_D\'epartement_d'Astrophysique-AIM,_CEA/DRF/IRFU,_CNRS/INSU,_Universit\'e_Paris-Saclay,_Universit\'e_de_Paris,_Gif-sur-Yvette,_France) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06611 |
LISAミッションは、数万の銀河連星、特に白色矮星連星から放出される重力波を観測します。これらの物体は強い磁場を持っていることが知られています。ただし、これらのフィールドは通常、バイナリの軌道および回転運動への影響が弱すぎると想定されるため、考慮されません。磁場が軌道、特に観測者に対するそれらの幾何学を変更することがわかります。この作業では、静磁気近似を想定して問題を再検討し、連星系内の磁場がどのようにペリアストロンの議論に経年ドリフトを生成し、LISAによって潜在的に検出可能な重力波形の変更につながるかを示します。
SU（2,1）/（SU（2）x U（1））B-Lヒッグスインフレ
超重力内でのヒッグスインフレーションの実現を提示します。これは、インフラトン場の運動項における2次の極の存在に大きく関係しています。この極は、スカラー曲率R_{21}=-6/NのSU（2,1）/（SU（2）xU（1））多様体をパラメーター化する選択されたケーラーポテンシャルによって発生します。関連するスーパーポテンシャルには、ヒッグススーパーフィールドに加えて、スタビライザースーパーフィールドが含まれ、B-LゲージとR対称性を尊重し、最初に許可された再正規化不可能な項が含まれます。この項の係数が約10^-5およびN=2以内で他の項の係数とほぼ等しい場合、インフレ観測量は現在のデータと互換性があります。上記の多様体に関連するケーラーポテンシャルを変更すると、調整を回避できます。この場合、インフレーションは繰り込み可能なスーパーポテンシャル項で実現でき、NがN〜80で最大に近づくにつれて、テンソルとスカラーの比率が高くなります。
回転棒ポテンシャルの分割不変曲線
不変曲線は通常、ポアンカレの断面の表面にある閉じた曲線です。ここでは、Binneyetalによって最初に発見された興味深い動的現象を研究します。（1985）回転ケプラーポテンシャルにおいて、断面の表面の不変曲線は、特定の条件下で2つの切断された線分に分割できます。これは、共鳴軌道の島とは明らかに異なります。最初に、すべての軌道を解析的に記述できるフリーマンバーモデルに分割不変曲線が存在することを示します。分割現象は、軌道がバーポテンシャルの短軸/長軸にほぼ接しているときに発生することがわかります。さらに、不変曲線が互いに交差するのを避けるために、分割現象が必要であるように思われます。このような現象は回転ポテンシャルにのみ現れ、他の一般的な回転バーポテンシャルにも普遍的に存在することを示しています。また、分割が発生した場合、アクションは不変曲線で囲まれた領域に比例しなくなりますが、他の方法で計算することもできます。
| Title |
Equation_of_state_of_neutron_star_matter_and_its_warm_extension_with_an_interacting_hadron_resonance_gas |
| Authors |
Yuki_Fujimoto,_Kenji_Fukushima,_Yoshimasa_Hidaka,_Atsuki_Hiraguchi,_Kei_Iida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06799 |
高温と低バリオン密度および低温と高バリオン密度の2つの極端な領域で現象論的に確立された境界条件を満たす補間状態方程式を提案します。カルナハン-スターリング排除体積効果を伴うハドロン共鳴ガスモデルが、通常の核密度の数倍までの高密度での経験的状態方程式に合理的に適合することができることを確認します。奇妙な粒子の発生を特定し、高密度物質の奇妙な内容を定量化します。最後に、有限温度の影響について説明し、バリオン密度の関数として熱指数$\Gamma_{\rmth}$を推定します。これは、コア崩壊超新星とバイナリ中性子星合体シミュレーションの重要な入力となるはずです。
歪んだストリング真空プロファイルと宇宙論について、I。超対称Strngs
単一の座標に応じて、タイプM（p+1）xRxT（D-p-2）の平坦な形状の反った積を含む超重力の解を詳細に調査します。フラックスがない場合、解決策には、すべての超対称性を破るフラットスペースとカスナーのような真空が含まれます。対称フラックスが存在する場合、境界のペアによって特徴付けられ、そのうちの1つである原点に特異性を持つ3つのソリューションファミリーがあります。最初のファミリーは超対称真空で構成され、原点での普遍的な制限動作をキャプチャします。第1および第2ファミリには、有限または無限の距離にある可能性のある他の境界での動作が非フラックスソリューションによってキャプチャされる非超対称ソリューションも含まれています。3番目のファミリの解には、有限距離に2番目の境界があり、そこで再び超対称背景に近づきます。これらの真空は、有限間隔でのコンパクト化や、ストリング結合に上限がある（p+1）次元の有効理論など、さまざまな興味深いシナリオを示します。また、対応する宇宙論を構築し、それらのいくつかでは、ストリング結合は進化を通して有限である可能性があります。
重力波のエネルギーについて
重力波（GW）のエネルギーは、重力理論の基本的な問題です。よく知られているIsaacsonエネルギー運動量テンソルなど、GWのエネルギーに関する既存の記述には、いくつかの欠陥があります。等価原理により、重力エネルギー運動量は準局所的にのみ定義でき、領域の境界となる閉じた空間のような2面に関連付けられます。準局所重力エネルギーから直接GWのエネルギーを導出するための新しいアプローチを提案します。このようなアプローチは自然であり、重力エネルギー運動量の準局所性と一致しており、任意の波長、任意の摂動順序のGWに有効です。
