長さ約80Mpcの宇宙フィラメントに埋め込まれた二重電波遺物融合銀河団A1240の多波長分析
| Title |
Multiwavelength_Analysis_of_A1240,_the_Double_Radio_Relic_Merging_Galaxy_Cluster_Embedded_in_a_~80_Mpc-long_Cosmic_Filament |
| Authors |
Hyejeon_Cho,_M._James_Jee,_Rory_Smith,_Kyle_Finner,_Wonki_Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06879 |
z=0.195での二重無線遺物クラスターA1240の多波長研究を提示します。私たちのスバルベースの弱いレンズ効果分析は、南北方向に伸びた約4Mpcのフィラメント状構造を形成する3つの塊を検出します。北部（$M_{200}=2.61_{-0.60}^{+0.51}\times10^{14}M_{\odot}$）と中部（$M_{200}=1.09_{-0.43}^{+0.34}\times10^{14}M_{\odot}$）〜1.3Mpcで分離された質量塊は、A1240に関連付けられており、チャンドラとMMT/ヘクトスペックの観測によって明らかにされたX線ピークと銀河団の過密度と同じ場所にあります。それぞれ。南の塊の塊（$M_{200}=1.78_{-0.55}^{+0.44}\times10^{14}M_{\odot}$）、中央の塊の南に約1.5Mpcは、A1237の銀河の過密度、z=0.194のA1240コンパニオンクラスター。LOFAR研究によって測定された二重電波遺物の位置、方向、および偏波の割合を考慮すると、A1240は、衝突からの時間が約1.7Gyrの復帰フェーズにある合併後のバイナリシステムであることが示唆されます。SDSSDR16データ分析では、A1240がはるかに大規模な（〜80Mpc）フィラメント構造に埋め込まれていることもわかりました。その方向は、A1240の仮定された合併軸と著しく一致しています。
赤方偏移$ z> 4 $でのライマン-$ \ alpha $森林パワースペクトルに対する不均一な再電離の影響：熱パラメータ回復への影響
| Title |
The_effect_of_inhomogeneous_reionisation_on_the_Lyman-$\alpha$_forest_power_spectrum_at_redshift_$z>4$:_implications_for_thermal_parameter_recovery |
| Authors |
Margherita_Molaro,_Vid_Ir\v{s}i\v{c},_James_S._Bolton,_Laura_C._Keating,_Ewald_Puchwein,_Prakash_Gaikwad,_Martin_G._Haehnelt,_Girish_Kulkarni,_Matteo_Viel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06897 |
ハイブリッド流体力学および放射伝達シミュレーションのSherwood-Relicsスイートを使用して、赤方偏移$4.2\leqz\leq5$でのライマン$\alpha$森林透過フラックスの1Dパワースペクトルに対する不均一な再イオン化の影響をモデル化します。均一なUVバックグラウンドを想定するモデルと比較して、再電離は、空間的な理由から、小規模なパワースペクトル$k\sim0.1\rm\、km^{-1}\、s$を$\sim10$パーセント抑制します。過圧された銀河間ガスに関連する熱広がり核と発散する固有速度場の変動。大規模な$k<0.03\rm\、km^{-1}\、s$では、代わりに、中性水素分率の大規模な空間変動によって、パワースペクトルが$10$〜$50$パーセント向上します。したがって、不均一な再イオン化の影響は、今後の高精度測定の分析で説明する必要があります。ライマンαの森のパワースペクトルの補正を$4.1\leqz\leq5.4$で、他のパラメーター推論フレームワーク内で簡単に適用できる形式で提供します。この補正を無視した場合に銀河間媒体の測定で発生する可能性のある系統的バイアスの程度を評価するために、模擬データのベイズ分析を実行します。現在の高解像度ライマンによって調査されたスケールで-$z>4$、$0.006\rm\、km^{-1}\、s\leqk\leq0.2\rm\、km^{の$\alpha$森林データ-1}\、s$、不均一な再イオン化は、$\sim10$パーセントの現在の測定の不確かさに対して、熱パラメータの回復に大きなバイアスを導入しないことがわかります。ただし、$5$パーセントの不確実性の場合、推定パラメーターと実際のパラメーターの間で$\sim1\sigma$シフトが発生します。
$ k $の自己相似性-スケールフリーシミュレーションにおける最近傍分布
| Title |
Self-Similarity_of_$k$-Nearest_Neighbor_Distributions_in_Scale-Free_Simulations |
| Authors |
Lehman_H._Garrison,_Tom_Abel,_Daniel_J._Eisenstein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06991 |
$k$最近傍確率分布関数（$k$NN-PDF、Banerjee＆Abel2021）を使用して、スケールフリーの$N$-bodyシミュレーションで収束を評価します。以前の2点分析と比較すると、$k$NN-PDFを使用すると、非ガウス情報を組み込みながら、ハローの言語と粒子数で結果を定量化できます。ハローに典型的な密度では32粒子以上で良好な収束が見られますが、16粒子以下では収束していないように見えます。軟化の長さを半分にすると、収束が高密度に拡張されますが、粒子が少なくなることはありません。私たちの分析はボイドに対する感度が低くなっていますが、限られた範囲の低密度を分析し、まばらなボイドでも16個以上の粒子で収束する証拠を見つけています。
| Title |
Inpainting_hydrodynamical_maps_with_deep_learning |
| Authors |
Faizan_G._Mohammad,_Francisco_Villaescusa-Navarro,_Shy_Genel,_Daniel_Angles-Alcazar_and_Mark_Vogelsberger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.07070 |
それぞれが宇宙論的および天体物理学的パラメーターの値が異なるCAMELSプロジェクトの1,000の流体力学シミュレーションから、15,000のガス温度マップを生成します。最先端の深い畳み込みニューラルネットワークを使用して、これらのマップから欠落データを回復します。各マップの領域の$15\％$または$30\％$のいずれかをカバーする規則的および不規則なバイナリマスクを適用することにより、欠落データを模倣します。2つの要約統計量を使用して、結果の信頼性を定量化します。1）コルモゴロフ-スミルノフ（KS）検定を使用して推定された確率密度関数（pdf）間の距離、および2）2Dパワースペクトル。パワースペクトルを使用すると、モデル予測とマスクされていないマップの間に優れた一致が見られます。不規則なマスクの場合、$k<20h/$Mpcの場合は$1\％$よりも優れています。通常のマスクの場合、マップの$15\％$をカバーする場合は$\sim5\％$の体系的なオフセットが観察されますが、データの$30\％$が欠落している場合は結果の信頼性が低くなります。観測されたKSテストのp値は、不規則なマスクが使用された場合に、再構築されたマップとグラウンドトゥルースマップが同じ基礎となる分布から描画されるという帰無仮説を支持します。一方、規則的な形状のマスクの場合、2つの分布が互いに一致しないという強力な証拠が見つかります。最後に、ガス温度マップでトレーニングされたモデルを使用して、ガス質量、ガス圧力、電子密度などのまったく異なるフィールドのマップに修復を実行し、他のコードで実行されたシミュレーションのガス温度マップにも修復を実行します。要約統計量を使用したパフォーマンスは考慮されるフィールドに大きく依存しますが、視覚的には、モデルはこれらのフィールドのマップから欠落しているピクセルを非常に正確に再構築できることがわかります。
2点相関関数の共分散行列のジャックナイフおよびブートストラップ推定の作成
| Title |
Creating_Jackknife_and_Bootstrap_estimates_of_the_covariance_matrix_for_the_two-point_correlation_function |
| Authors |
Faizan_G._Mohammad_and_Will_J._Percival |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.07071 |
2点相関関数$\xi\left（\mathbf{r}\right）$のデータ共分散行列の偏りのない推定値を復元するためにdelete-oneジャックナイフ法とブートストラップ法を使用できるようにする補正項を示します。それぞれが$1\rm{\left[h^{-1}Gpc\right]^3}$の共動量をカバーする1000個のQUIJOTEシミュレーションの大規模なセットを使用して、この新しい方法の精度と精度を示します。修正されたリサンプリング手法は、主成分によって表されるデータ共分散行列の正しい振幅と構造を正確に復元します。内部リサンプリング方法の修正は、$z=0$と$z=1$の2つのスナップショットを使用して、実空間と赤方偏移空間の両方で宇宙論的トレーサーの固有のクラスタリングに対してロバストであることが示されています。。また、シミュレーションボリュームの2つの異なるスライスを$n_{\rmsv}=64$または$125$サブサンプルに分析し、異なる$n_{\rmsv}$の主な影響が共分散の構造にあることを示します。固定の$n_{\rmsv}$が与えられた場合に作成できる独立した内部実現の数が限られているため、行列。
Euclid：スタック分光法によるアンサンブル測光赤方偏移分布の制約
| Title |
Euclid:_Constraining_ensemble_photometric_redshift_distributions_with_stacked_spectroscopy |
| Authors |
M.S._Cagliari,_B.R._Granett,_L._Guzzo,_M._Bolzonella,_L._Pozzetti,_I._Tutusaus,_S._Camera,_A._Amara,_N._Auricchio,_R._Bender,_C._Bodendorf,_D._Bonino,_E._Branchini,_M._Brescia,_V._Capobianco,_C._Carbone,_J._Carretero,_F.J._Castander,_M._Castellano,_S._Cavuoti,_A._Cimatti,_R._Cledassou,_G._Congedo,_C.J._Conselice,_L._Conversi,_Y._Copin,_L._Corcione,_M._Cropper,_H._Degaudenzi,_M._Douspis,_F._Dubath,_S._Dusini,_A._Ealet,_S._Ferriol,_N._Fourmanoit,_M._Frailis,_E._Franceschi,_P._Franzetti,_B._Garilli,_C._Giocoli,_A._Grazian,_F._Grupp,_S.V.H._Haugan,_H._Hoekstra,_W._Holmes,_F._Hormuth,_P._Hudelot,_K._Jahnke,_S._Kermiche,_A._Kiessling,_M._Kilbinger,_T._Kitching,_M._Kummel,_M._Kunz,_H._Kurki-Suonio,_S._Ligori,_P.B._Lilje,_I._Lloro,_E._Maiorano,_O._Mansutti,_O._Marggraf,_K._Markovic,_R._Massey,_M._Meneghetti,_et_al._(48_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.07303 |
ESAEuclidミッションは、空の15000平方度を超える測光銀河サンプルを生成します。これは、クラスタリングと弱いレンズ効果の統計に適しています。これらの測定から導き出された宇宙論的制約の精度は、測光赤方偏移キャリブレーションに基づく基礎となる赤方偏移分布の知識に依存します。ユークリッドスリットレス分光法からの積み重ねられたスペクトルを使用して広帯域測光情報を増強し、スペクトルエネルギー分布フィッティングで赤方偏移分布を制約するための新しいアプローチが提案されています。積み重ねられたスペクトルで利用可能な高いスペクトル分解能は、測光を補完し、色の赤方偏移の縮退を打ち破り、銀河サンプルの赤方偏移の分布を制限するのに役立ちます。積み重ねられたスペクトルを、スペクトルテンプレートの線形混合としてモデル化します。混合を反転して、制約付き回帰アルゴリズムを使用して、基になるレッドシフト分布を推測することができます。ユークリッドフラッグシップ模擬銀河カタログに基づいて、シミュレートされたヴェラC.ルービン天文台とユークリッド模擬調査データセットでこの方法を示します。角度2点相関関数測定からのバリオン音響スケールの推論を考慮することにより、再構成の精度を評価します。自己組織化マップアルゴリズムを使用して、赤方偏移z>1の模擬測光銀河サンプルを選択します。ダスト減衰のない理想的なケースを考慮すると、これらのサンプルの赤方偏移分布は、バリオン音響スケールで0.5％の精度で回復できることがわかります。サンプルサイズが大きいため、分光測定ノイズによって推定値が大幅に低下することはありません。ただし、ダスト減衰モデルを空けたままにすると、エラーは2％に低下します。減衰によって導入された色の縮退は、ユークリッド近赤外分光法の波長範囲を考慮して精度を制限することがわかります。
PlanckCMBレンズとDESI銀河群の相互相関
| Title |
Cross-correlation_of_Planck_CMB_lensing_with_DESI_galaxy_groups |
| Authors |
Zeyang_Sun_(SJTU),_Ji_Yao_(SJTU),_Fuyu_Dong_(KIAS),_Xiaohu_Yang_(SJTU),_Le_Zhang_(SYSU),_Pengjie_Zhang_(SJTU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.07387 |
16876$\rmdeg^2$の重なり合う空の領域で、DESILegacyImagingSurveyDR8とPlanckCMBレンズから構築された銀河群間の相互相関を測定します。検出は重要であり、さまざまな赤方偏移、質量、および豊かさ$N_{\rmg}$のグループサンプル、およびさまざまなスケールカットにわたって、宇宙の大規模構造の予想される信号と一致しています。全体的なS/Nは、$N_{\rmg}\geq5$の控えめなサンプルでは39でしたが、$N_{\rmg}\geq2$のサンプルでは$48$に増加します。Planck2018宇宙論を採用して、$N_{\rmg}\geq5$のグループの密度バイアスを$b_{\rmg}=1.31\pm0.10$、$2.22\pm0.10$、$3.52\pm0.20として制約します。$0.1<z\leq0.33$、$0.33<z\leq0.67$、$0.67<z\leq1$でそれぞれ。付加価値のあるグループカタログにより、バイアスのグループ質量への依存性を高い有意性で検出できます。また、推定されたグループ質量を使用して、測定されたバイアスを理論的に予測されたバイアスと比較することもできます。2つの高赤方偏移ビンについて優れた一致が見られます。ただし、最も低い赤方偏移ビンの場合、理論よりも$\sim3\sigma$低くなります。もう1つの興味深い発見は、熱スニヤエフゼルドビッチ（tSZ）の重大な影響です。それは銀河群を汚染します-$\sim30\％$レベルでのCMBレンズ相互相関、そしてCMBレンズ再構成で最初に投影を解除する必要があります。
Keck / OSIRIS Pa $ \ beta $高コントラストイメージングとPDS〜70bの更新された制約
| Title |
Keck/OSIRIS_Pa$\beta$_high-contrast_imaging_and_updated_constraints_on_PDS~70b |
| Authors |
Taichi_Uyama,_Chen_Xie,_Yuhiko_Aoyama,_Charles_A._Beichman,_Jun_Hashimoto,_Ruobing_Dong,_Yasuhiro_Hasegawa,_Masahiro_Ikoma,_Dimitri_Mawet,_Michael_W._McElwain,_Jean-Baptiste_Ruffio,_Kevin_R._Wagner,_Jason_J._Wang,_Yifan_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06930 |
Keck/OSIRIS面分光法を使用したPDS〜70システムの原始惑星からのPa$\beta$線放射の高コントラストイメージング検索を提示します。OSIRIS$J$バンドデータに高解像度スペクトル差分イメージング技術を適用しましたが、\cite{Hashimoto2020}のパラメーターを使用して予測されたレベルでPa$\beta$ラインを検出しませんでした。このPa$\beta$放出の欠如は、MUSEベースの研究がH$\alpha$の線幅を過大評価した可能性があることを示唆しています。Pa$\beta$の検出限界を以前のH$\alpha$フラックスおよびH$\beta$の限界と比較し、$A_{\rmV}$をPDS〜70で$\sim0.9$および2.0と推定しました。それぞれ〜bとc。特に、PDS〜70〜bの$A_{\rmV}$は、高コントラストの近赤外線研究によって暗示されるよりもはるかに小さく、これは、赤外線連続光球と水素放出領域がフォーミングの上の異なる高さに存在することを示唆しています。星。
高解像度トモグラフィーに基づくマーチソンからのマトリックスフォルステライト粒子の熱履歴
| Title |
Thermal_history_of_matrix_forsterite_grains_from_Murchison_based_on_high-resolution_tomography |
| Authors |
Giulia_Perotti,_Henning_O._S{\o}rensen,_Henning_Haack,_Anja_C._Andersen,_Dario_Ferreira_Sanchez,_Elishevah_M._M._E._van_Kooten,_Esther_H._R._Tsai,_Kim_N._Dalby,_Mirko_Holler,_Daniel_Grolimund_and_Tue_Hassenkam |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06942 |
原始惑星系円盤は、原始星を取り巻く塵やガスが豊富な構造です。原始星からの距離に応じて、この塵はさまざまな程度に熱処理され、降着してさまざまな化学組成の物体を形成します。コンドリュールの形成や金属の偏析など、初期の原始惑星系円盤で発生する原始降着プロセスはよく理解されていません。それらを制約する1つの方法は、炭素質コンドライトのマトリックスからフォルステライト粒子の形態と組成を研究することです。ここでは、マーチソンCM2.5コンドライトのマトリックスから抽出されたフォルステライト粒子の初期の歴史を明らかにするために、高解像度のタイコグラフィックX線ナノトモグラフィーとマルチモーダル化学マイクロトモグラフィー（X線回折とX線蛍光）を紹介します。3D電子密度マップは、前例のない解像度（64〜nm）で、Fe-Ni、シリカに富むガラスをほとんど含まない球状介在物、およびボイドキャップ（つまり、電子密度が真空に近い条件と一致するボリューム）が閉じ込められていることを明らかにしました。フォルステライト。全体的な組成、岩石学的テクスチャ、および収縮計算とともにボイドの存在は、フォルステライトの融点（$\sim$2100〜K）に近いピーク温度で1つ以上の加熱イベントを経験し、その後冷却され、その後冷却される粒子と一致します。コンドリュール形成条件に同意して契約。
プロキシマbの外気圏モデリング：金星のような大気による光化学的脱出の事例研究
| Title |
Exosphere_Modeling_of_Proxima_b:_A_Case_Study_of_Photochemical_Escape_with_a_Venus-like_Atmosphere |
| Authors |
Yuni_Lee,_Chuanfei_Dong_and_Valeriy_Tenishev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06963 |
ハビタブルゾーン内でM矮星を周回する太陽系外惑星は、太陽系で地球型惑星が経験するよりも極端な恒星環境にさらされます。これは、太陽系外惑星の大気に大きな影響を与え、その居住性と持続可能性に影響を与える可能性があります。この研究は、O2+イオンの解離性再結合が火星や金星のように、中性のO原子と高温のOコロナ（または外圏）の形成。3Dモンテカルロコードを使用して、3D電磁流体力学モデルによってシミュレートされた電離層に基づいてプロキシマケンタウリb（PCb）の外気圏をシミュレートします。私たちのシミュレーション結果は、PCbの1公転周期にわたる恒星風動圧の変動は、高温Oコロナの全体的な空間構造に影響を与えないが、1桁変動する全球高温O脱出率の変化に寄与することを示しています。電離層が地球規模の磁場の存在によってさらに拡張されるにつれて、惑星がその固有の磁場を所有するとき、脱出は劇的に増加します。拡張された高温Oコロナは、熱Hと高温Oの衝突により、より拡張されたH外気圏につながる可能性があります。これは、将来の観測を解釈するために外気圏の非熱集団を考慮することの重要性を示しています。
共鳴苛性チャネルを介して検出された3つのかすかなソースマイクロレンズ惑星
| Title |
Three_faint-source_microlensing_planets_detected_via_resonant-caustic_channel |
| Authors |
Cheongho_Han,_Andrzej_Udalski,_Doeon_Kim,_Yoon-Hyun_Ryu,_Valerio_Bozza,_Michael_D._Albrow,_Sun-Ju_Chung,_Andrew_Gould,_Kyu-Ha_Hwang,_Youn_Kil_Jung,_Chung-Uk_Lee,_In-Gu_Shin,_Yossi_Shvartzvald,_Jennifer_C._Yee,_Weicheng_Zang,_Sang-Mok_Cha,_Dong-Jin_Kim,_Hyoun-Woo_Kim,_Seung-Lee_Kim,_Dong-Joo_Lee,_Yongseok_Lee,_Byeong-Gon_Park,_Richard_W._Pogge,_Przemek_Mr\'oz,_Micha{\l}_K._Szyma\'nski,_Jan_Skowron,_Rados{\l}aw_Poleski,_Igor_Soszy\'nski,_Pawe{\l}_Pietrukowicz,_Szymon_Koz{\l}owski,_Krzysztof_Ulaczyk,_Krzysztof_A._Rybicki,_Patryk_Iwanek,_Marcin_Wrona,_Mariusz_Gromadzki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.07068 |
惑星信号が典型的な短期異常から逸脱しているために見落とされた惑星を見つけることを目的として、ハイケイデンス調査によって収集された2017〜2019年のマイクロレンズデータを再調査するプロジェクトを実施しました。このプロジェクトにより、KMT-2017-BLG-2509Lb、OGLE-2017-BLG-1099Lb、およびOGLE-2019-BLG-0299Lbを含む3つの惑星を見つけることができました。イベントのレンズ光度曲線は、惑星の信号が、ホスト星のアインシュタインの環の近くにある巨大な惑星によって形成された共鳴コースティクス上でのかすかなソース星の交差によって生成されたという共通の特徴を持っています。すべての惑星イベントについて、レンズソリューションは縮退することなく一意に決定されます。ホストの質量は$0.45\lesssimM/M_\odot\lesssim0.59$の範囲にあると推定されます。これは、初期のMから後期のKの矮星に対応し、したがって、ホストの星は太陽よりも質量が小さくなります。一方、質量が$2.1\lesssimM/M_{\rmJ}\lesssim6.2$の範囲にある惑星は、太陽系で最も重い惑星である木星よりも重いです。すべてのシステムの惑星はホストの雪線を越えて位置しているため、発見された惑星系は、他の多くのマイクロレンズ惑星系とともに、巨大なガス巨大惑星が低質量星の周りで一般的であることをサポートしています。非常にかすかな光源を持つ共鳴画像レンズを明確にする上での遅い時間の高解像度画像の役割について議論します。
星のXUVフラックスとPLATOspecプロジェクトのトレーサーとしてのUVライン
| Title |
UV_lines_as_a_tracers_for_the_XUV-fluxes_of_stars_and_the_PLATOspec_project |
| Authors |
Guenther,_E.W.,_Kabath,_P.,_Vanzi,_L |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.07168 |
太陽系外惑星の研究では、UV領域での観測が非常に重要です。これは、恒星の活動を研究するための診断上重要な多くの線がこの領域にあるためです。恒星の活動を研究することは、惑星のパラメータの決定に悪影響を与えるだけでなく、ホスト星からのXUV放射が光化学と惑星大気の侵食に影響を与えるためにも重要です。残念ながら、XUV領域には宇宙からしかアクセスできません。ただし、XUV放射はCaII、HK線と相関しているため、これらの線を使用してXUV放射を間接的に調べることができます。比較的明るい星のCaIIHK線は、LaSillaのESO1.5m望遠鏡用に開発中の新しい高解像度エシェル分光器であるPLATOspecで観測できます。より大きな望遠鏡の機器と比較した1つの利点は、大きなプログラムを実行できることです。正確なRV測定値を取得するには2つのモードがあります。将来的には、VLTのCUBES機器は、同じ線を研究して、はるかに暗いターゲットでXUV放射を探査できるようになるでしょう。
地球近傍小惑星の軌道決定と予測への改善されたアプローチ：コンピュータシミュレーション、モデリングとテスト測定
| Title |
An_Improved_Approach_to_Orbital_Determination_and_Prediction_of_Near-Earth_Asteroids:_Computer_Simulation,_Modeling_and_Test_Measurements |
| Authors |
Muhammad_Farae,_Cameron_Woo,_Anka_Hu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.07397 |
この記事では、現代で採用されている天体物理学の理論ベースの分析方法論を、テスト研究グレードの望遠鏡と一緒に適切に操作して、元の観測、測定、および計算から地球近傍小惑星の軌道を画像化および決定します。その後、その固有の軌道経路が、将来地球に影響を与える可能性を含めて計算されました。より具体的には、このケーススタディは、微惑星の軌道面コンポーネントを操作するために、最も効果的で実行可能で斬新なガウスの方法を取り入れ、選択された地球近傍小惑星（つまり、12538-1998）でプローブをさらに精巧に拡張します。OH）6週間にわたって取得された観測データを介して。キャプチャされたCCD（ChargeCoupledDevice）スナップショットを利用して、非常に詳細な説明で概説されているように、小惑星の軌道をシミュレートおよび計算します。不確実性と期待値からの逸脱は、統計分析に基づく体系的なアプローチに参加することにより、私たちの経験的発見が本当に信頼できる代表的な測定値であるかどうかの判断に到達するために導き出されます。そもそも、そのような調査結果の不一致の原因となった可能性があるものを説明することによって調査を終了し、将来の調査のためにテストケースを改善するために実施できる対策を提案します。モンテカルロ分析を使用して軌道要素とその不確実性を計算した後、さまざまなサンプル天体を使用してシミュレーションを実行し、小惑星1998OHの運命に関するもっともらしい予測を導き出しました。最後に、位置天文と測光のデータは、正確に検証された後、小惑星の潜在的な軌道を追跡するために、小惑星センター（天体物理学センター、ハーバード、スミソニアンによってホストされ、NASAによって資金提供された組織）に正式に提出されました。
高光度赤外線銀河における異常な水素再結合線比
| Title |
Anomalous_Hydrogen_Recombination-Line_Ratios_in_Ultraluminous_Infrared_Galaxies |
| Authors |
Kenichi_Yano,_Shunsuke_Baba,_Takao_Nakagawa,_Matthew_Malkan,_Naoki_Isobe,_Mai_Shirahata,_Ryosuke_Doi,_Vanshree_Bhalotia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06880 |
近くの52個（$z<0.3$）の超高光度赤外線銀河（ULIRG）で、HIBr$\alpha$（4.05$\mu$m）およびBr$\beta$（2.63$\mu$m）線の系統的観測を実施しました。）AKARIと。線が検出された33個のULIRGのうち、3つの銀河は異常なBr$\beta$/Br$\alpha$線比（$\sim1.0$）を示し、ケースB（0.565）よりも大幅に高くなっています。私たちの観測はまた、ULIRGが銀河系HII領域で観測されたものよりも高いBr$\beta$/Br$\alpha$線比を示す傾向があることを示しています。高いBr$\beta$/Br$\alpha$線の比率は、ダストの消滅によって比率が低下するため、ダストの消滅とケースBの組み合わせでは説明できません。高いBr$\beta$/Br$\alpha$線比の考えられる原因を調査し、観察された比が光学的に太いBr$\alpha$線と光学的に細いBr$\betaの組み合わせによって説明できることを示します$行。曇りコードを使用してULIRGのHII領域をシミュレートしました。結果は、Br$\beta$/Br$\alpha$の線比が高いことは、Br$\alpha$線が高密度の条件で説明できることを示しています。光学的に厚くなります。単一のHII領域内でBr$\alpha$線を光学的に太くするのに十分な大きさのカラム密度を実現するには、ガス密度を$n\sim10^8$$\mathrm{cm}^{-3と同じくらい高くする必要があります。}$。したがって、Br$\alpha$線が光学的に太い、HII領域のアンサンブルを提案して、Br$\beta$/Br$\alpha$線の比率が高いことを説明します。
DECam LegacySurveyで発見された小規模の二重クエーサー
デュアルクエーサーは、重力波の研究、銀河の進化、宇宙論にとって重要なオブジェクトである、バイナリの超大質量ブラックホールの前兆です。私は4つの二重クエーサーを報告します。そのうちの1つは、DECamLegacySurveyから選択された1$-$2秒角の間隔で新たに発見されました。ジェミニの光学スペクトルは、両方の光源が同じ赤方偏移のクエーサーであることを確認しています。J0118$-$0104およびJ0932+0722はデュアルクエーサーとして分類されますが、J0037+2058はデュアルクエーサーまたはレンズ付きクエーサーのいずれかです。4つのダブルクエーサーのブラックホール質量やエディントン比などの物性を推定します。新しく発見されたシステムは、$z>0.5$で$\sim$10kpcのデュアルクエーサーの不完全なサンプルを補足します。結果は、既存の分光データを使用した新しい高品質の画像調査により、追加の小規模な二重クエーサーが明らかになる可能性があることを示しています。文献のデュアルクエーサーと組み合わせると、5$-$20kpcの間の分離の関数として、デュアルクエーサーの分布のべき乗則指数が1.45$\pm$0.48であり、力学的摩擦から予想されるよりも急勾配であることがわかります。$<$15kpcの不完全なサンプルが原因である可能性があります。また、ダークエネルギーサーベイや時空のレガシーサーベイなどの新しい画像サーベイを使用して、将来の検索への影響についても説明します。
| Title |
Predictions_for_anisotropic_X-ray_signatures_in_the_circumgalactic_medium:_imprints_of_supermassive_black_hole_driven_outflows |
| Authors |
Nhut_Truong,_Annalisa_Pillepich,_Dylan_Nelson,_Norbert_Werner,_and_Lars_Hernquist |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06884 |
銀河周囲媒体（CGM）は、恒星および超大質量ブラックホール（SMBH）フィードバックによって駆動される銀河流出とガス状ハローとの相互作用を含む、銀河形成過程の特徴をエンコードします。球対称の放射状プロファイルを超えて、IllustrisTNGシミュレーションで$z=0$の巨大な銀河の周りのCGMプロパティの\textit{angular}依存性を研究します。スタッキングを介して、CGMの密度、温度、および金属量の角度信号を、銀河の恒星の質量、ハローの質量、距離、およびSMBHの質量の関数として特徴付けます。TNGは、CGMの熱力学的特性と化学物質含有量が広い質量範囲$M_*\sim10^{10-11.5}M_\odot$で異方性であると予測しています。短軸方向に沿って、ガス密度が希釈され、温度と金属量が向上します。CGMのこれらのフィードバック誘起異方性は、0.1〜0.3$dexの大きさで、ハロービリアル半径まで広がり、天の川のような質量$M_*\sim10^{10.8}M_\odot$でピークになります。TNGでは、この質量スケールは、効率的なSMBHフィードバックの開始と強力な流出の生成に対応します。TNGによって予測された異方性信号と他のシミュレーション（IllustrisおよびEAGLE）を比較することにより、各シミュレーションが異なるシグネチャと質量依存性を生成することがわかります。これは、この現象が基礎となる物理モデルに敏感であることを意味します。最後に、このCGM異方性の観測量として、X線放射を調査し、eROSITA全天観測を含む将来のX線観測で、特にX線の硬度。
中性ガスにおける宇宙金属密度の進化：観測と宇宙論的シミュレーションからの洞察
| Title |
Cosmic_metal_density_evolution_in_neutral_gas:_insights_from_observations_and_cosmological_simulations |
| Authors |
Robert_M._Yates,_Celine_Peroux,_Dylan_Nelson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06888 |
中性ガス（$\rho_{\rmmet、neu}$）の宇宙金属密度の最新の観測結果を、L-GALAXIES2020、TNG100、およびEAGLEの3つの宇宙銀河進化シミュレーションと対比します。これらのシミュレーションでは、中性ガスに含まれる全金属の割合が$3\lesssim{}z\lesssim{}5$で$<40$パーセントであるのに対し、減衰したライマンの観測値-$\alpha$（DLA）システムは$\gtrsim{}85$パーセントを提案します。3つのシミュレーションすべてにおいて、高温の低密度ガスも、赤方偏移が大きい場合でも、宇宙の金属収支の主な要因です。宇宙SFR密度（$\rho_{\rmSFR}$）、中性ガス密度（$\rho_{\rmHI}$）、および平均気相金属性（$[\langle{}{\rmM/H}\rangle{}]_{\rmneu}$）、高レッドシフトでDLAで観測された$\rho_{\rmmet、neu}$をシミュレーションで一致させることができる2つの可能な方法を決定します。（a）$z\gtrsim{}3$での$\rho_{\rmSFR}$が、現在のFUV観測から推測されるよりも大きい、または（b）現在の高レッドシフトDLA金属性サンプルの平均ホスト質量が全体よりも高い銀河の人口。最初のものが正しければ、TNG100はアンサンブルデータに最もよく一致しますが、現在観測されている$\rho_{\rmSFR}$と$\rho_{\rmmet、neu}$の間には顕著な緊張関係があります。2番目が正しければ、L-GALAXIES2020はアンサンブルデータに最もよく一致しますが、サブハロ内の中性ガスの質量を$z\sim{}2.5$以上に増やす必要があります。どちらも正しくない場合、EAGLEはアンサンブルデータに最もよく一致しますが、$[\langle{}$M/H$\rangle{}]_{\rmneu}$を過大評価します。シミュレーションにおける数値分解能とHI質量モデリングに関連するモジュロの詳細。これらの非互換性は、高赤方偏移で観測された主要な宇宙特性間の現在の緊張を浮き彫りにします。
$ z \ sim $ 3.4の塊状銀河における恒星のフィードバック
| Title |
Stellar_feedback_in_a_clumpy_galaxy_at_$z_\sim$_3.4 |
| Authors |
E._Iani,_A._Zanella,_J._Vernet,_J._Richard,_M._Gronke,_F._Arrigoni-Battaia,_G._Rodighiero,_A._Burkert,_M._Behrendt,_E._Emsellem,_J._Fensch,_P._Hibon,_M._Hilker,_E._Le_Floc'h,_V._Mainieri,_A._M._Swinbank,_F._Valentino,_E._Vanzella_and_M._A._Zwaan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06898 |
巨大な星形成領域（塊）は、$z\約1-4$の銀河の広範な特徴です。理論は、それらが50Myrを超える恒星のフィードバックまで生き残った場合、銀河の進化において重要な役割を果たすことができると予測しています。数値シミュレーションは、塊の生存が採用された恒星のフィードバックレシピに依存することを示しています。現在まで、塊の流出強度とガス除去タイムスケールの両方に対する観測上の制約は依然として不確実です。これに関連して、前景銀河団Abell2895によってレンズ化された赤方偏移$z\simeq3.4$での線放出銀河を研究します。サイズが$\lesssim$280pcで、塊の低質量端を表す4つのコンパクトな塊。質量分布（恒星の質量$\lesssim2\times10^8\{\rmM}_\odot$）が銀河の形態を支配します。塊は星形成モードで星を形成している可能性が高く、若い星の種族（$\sim$10Myr）を持っています。ライマン-$\alpha$（Ly$\alpha$）放射と星雲の遠紫外線吸収線の特性は、$\sim$200-300km/sのグローバル流出速度で放出された物質の存在を示しています。検出された流出が星形成フィードバックの結果であると仮定すると、$\sim$1.8〜2.4の塊の平均質量負荷係数（$\eta$）は、塊状銀河の流体力学的シミュレーションから得られた結果と一致します。比較的強い恒星のフィードバックを想定しています。ガスの流入がないと仮定すると（セミクローズドボックスモデル）、$\eta$の推定値は、流出が分子ガスリザーバーを排出するタイムスケール（$\simeq7\times10^8\\text{M}_\検出された4つの低質量の塊のodot$）は$\lesssim$50Myrです。
NGC2992のエディントン比に依存する変化する外観イベント
| Title |
The_Eddington_ratio-dependent_changing_look_events_in_NGC_2992 |
| Authors |
Muryel_Guolo,_Daniel_Ruschel-Dutra,_Dirk_Grupe,_Bradley_M._Peterson,_Thaisa_Storchi-Bergmann,_Jaderson_Schimoia,_Rodrigo_Nemmen,_Andrew_Robinson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06914 |
1978年から2021年までのエポックをカバーする、NGC2992の変化する外観（CL）活動銀河核（AGN）の歴史的な多波長放射の分析、および新しいX線と光学スペクトルを提示します。銀河は、タイプ2から中間タイプへの複数のセイファートタイプの遷移を示し、そのH$\alpha$BELを繰り返し失ったり取り戻したりします。X線では、線源は固有の変動を示し、吸収補正された光度は$\sim$40の係数で変化します。タイプ遷移の原因として潮汐破壊現象または変動する不明瞭化を除外し、広いH$\alpha$輝線は、2-10keVのX線光度（L$_{2-10}$）と直接相関しています。成分はL$_{2-10}\leq2.6\で消えます。times10^{42}$\ergcmsの場合、この値は$\sim$1\％のエディントン比（$\lambda_{\rmEdd}$）に変換されます。BEL遷移が発生する$\lambda_{\rmEdd}$は、放射的に非効率的な降着流（RIAF）と薄い降着円盤の間で状態遷移が発生する臨界値と同じです。このような類似性は、AGNは、2つの降着モード間のしきい値の質量降着率で動作しています。狭いFeK$\alpha$フラックスと$\lambda_{\rmEdd}$の間の相関、およびH$\alpha$BELの半値全幅と$\lambda_{\の間の反相関を見つけます。rmEdd}$、理論的予測と一致。タイプ遷移の2つの可能なシナリオは、私たちの結果と互換性があります。ブロードライン領域（BLR）でガスを励起するために利用できるイオン化光子の供給を減らすAGN連続体の調光、またはBLR構造自体のフェージングのいずれかです。降着率が低いと、ディスク風BLRモデルで必要な雲の流量を維持できないためです。
観測されたコアプロパティの生成における合成観測のロバスト性：TolTECクラウドからコアへのレガシー調査の予測
| Title |
Robustness_of_Synthetic_Observations_in_Producing_Observed_Core_Properties:_Predictions_for_the_TolTEC_Clouds_to_Cores_Legacy_Survey |
| Authors |
S._K._Betti,_R._Gutermuth,_S._Offner,_G._Wilson,_A._Sokol,_R._Pokhrel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06916 |
星のフィードバックとシンク粒子（若い恒星状天体、つまりYSOのプロキシ）を使用した星形成ガスの流体力学的シミュレーションを使用して、さまざまな距離（150〜1000pc）および年齢（0.49〜1.27Myr）での合成1.1mm連続体観測を生成および分析します。）。拡散した出生ガス構造に関する質量、サイズ、クラスター化などの推定コア特性が、距離、雲の進化、YSOの存在によってどのように変化するかを特徴づけます。大気フィルタリングとコアセグメンテーション処理は、それぞれd<300pcと500pcの結果のコア特性に距離依存の影響を及ぼし、進化の違いを支配することがわかります。さらに離れた距離（650〜1000pc）での合成観測に集中すると、シミュレーションでYSOがある場合とない場合のコアの推定サイズと質量の分離が大きくなっていることがわかります。これは、最近の860pcでのMonR2雲の観測では見られません。合成コアはより小さなグループに集まっており、それらの質量密度は、MonR2の観測よりもはるかに狭い範囲でガス柱密度と相関していることがわかります。このような違いは、ここで報告する進化的予測の適用性を制限し、STARFORGEなどの次世代シミュレーションに合成観測および分析フレームワークを適応させるための将来の取り組みを動機付けます。これらの予測と体系的な特性評価は、今後のTolTECCloudstoCoresLegacySurveyontheLargeMillimeterTelescopeAlfonsoSerrano（LMT）のコアの分析をガイドするのに役立ちます。
THORを使用した若いコンパクト銀河超新星残骸の検索と識別
| Title |
Search_for_and_Identification_of_Young_Compact_Galactic_Supernova_Remnants_Using_THOR |
| Authors |
S._Ranasinghe,_D._Leahy_and_J_Stil |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.07003 |
観測の制約と選択効果が原因で、角度サイズが小さい若い超新星残骸（SNR）が既存の無線SNRカタログから欠落している可能性があります。新しいコンパクトな電波SNR候補を見つけるために、銀河の第1象限の高角度分解能（25"）THOR電波調査を検索しました。非熱電波スペクトルのソースを選択しました。HI吸収スペクトルとチャネルマップを使用して、どのソースが銀河系であるかを特定し、それらの距離を推定します。2つの新しいコンパクトSNRが見つかりました：G31.299$-$0.493とG18.760$-$0.072、後者は以前に提案されたSNR候補でした。これらのSNRまでの距離は5.0です。それぞれ$\pm$0.3kpcと4.7$\pm$0.2kpc。銀河のSN率または既知のSNRの統計に基づいて、銀河にはまだ15$-$20のコンパクトなSNRが検出されていないと推定されます。2つのSNR（予想数の半分）の検出は、SNRの統合フラックス密度の分布と比較してTHOR感度限界と一致しています。
修正された動的モデルにおける銀河スケーリング規則
バリオンのタリー・フィッシャー関係を含むSchulz（2017）銀河スケーリング規則は、修正された動的モデルのコンテキスト内でこの作業で調査されました。これらのスケーリング関係は、ビリアル定理を使用し、平衡条件と安定条件を適用することによって導き出されます。スケーリング規則は、円盤銀河の面密度と円速度の間の積分関係の次元分析によっても得られます。観測データに基づくスケーリング関係の妥当性を確認するために、モデルのプロパティに基づいて、システムの適切な平衡サイズ$R_{eq}$と平衡速度$V_{eq}$を定義しました。これらの長さと速度の測定値を使用することにより、SPARCデータ（Lellietal。2016a）を使用して結果を分析します。スケーリング関係の実行可能性がテストされ、長さと速度の他のいくつかの測定値と比較して、$R_{eq}$と$V_{eq}$が理論的予測に最も近い適合を提供することが示されています。結果を以前の研究と比較し、バリオンのタリーフィッシャー関係と質量サイズの関係（または質量速度）のセットがシステムの一般的な特性の適切な説明を提供すると結論付けました。最後に、これらのスケーリング関係が、redshiftによる銀河特性の特定の進化を予測することが示されています。この振る舞いは、将来の研究で現在の修正された力学モデルの宇宙進化を調べる機会を提供します。
分子塊IIIの落下運動を求めて：確認された落下源に向けて観測をマッピングするHCO +（1-0）およびH13CO +（1-0）
| Title |
In_search_of_infall_motion_in_molecular_clumps_III:_HCO+_(1-0)_and_H13CO+_(1-0)_mapping_observations_toward_the_confirmed_infall_sources |
| Authors |
Yang_Yang,_Zhibo_Jiang,_Zhiwei_Chen,_Yiping_Ao,_Shuling_Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.07221 |
落下運動の研究は、私たちが星形成の初期段階を理解するのに役立ちます。この論文では、IRAM30m望遠鏡を使用して、前の研究で確認された24の落下源のマッピング観測を行います。ガスの流入運動を追跡するために使用する線は、HCO+（1-0）とH13CO+（1-0）です。24のソースすべてがHCO+排出量を示し、18のソースがH13CO+排出量を示しています。17のソースのHCO+統合強度マップは、明確な塊状構造を示しています。H13CO+ラインの場合、15のソースが塊状の構造を示しています。RADEX放射伝達コードを使用してHCO+とH13CO+のカラム密度を推定したところ、これらの線源から得られた[HCO+]/[H2]と[H13CO+]/[HCO+]は約10^-11〜10^-7と10です。それぞれ^-3〜1。HCO+のラインプロファイルの非対称性に基づいて、これらのソースを区別します。19のソースは青い非対称プロファイルを示し、他のソースは赤いプロファイルまたは対称ピークプロファイルを示します。二重ピークの青い線プロファイルと10を超える信号対雑音比を持つ8つのソースの場合、RATRANモデルを使用して、HCO^+（1-0）線を適合させ、落下パラメータを推定します。これらのソースの平均Vinは0.3〜1.3km/sであり、Minは約10^-3〜10^-4Msun/yrであり、これは以前の研究における中程度または大規模な星形成の結果と一致しています。マイヤーズモデルから推定されたVinは0.1〜1.6km/sであり、Minは10^-3〜10^-5Msun/年以内です。さらに、いくつかの特定された落下源は、流出やメーザー放出などの他の星形成活動を示しています。特に、二重ピークの青い非対称プロファイルを持つソースの場合、それらのほとんどには、流入と流出の両方の証拠があります。
拡散および半透明の星間雲におけるC60：C60 +比
| Title |
The_C60:C60+_ratio_in_diffuse_and_translucent_interstellar_clouds |
| Authors |
Ga\"el_Rouill\'e_(1_and_2),_Serge_A._Krasnokutski_(1_and_2),_Yvain_Carpentier_(1,_2_and_3)_((1)_Max_Planck_Institute_for_Astronomy,_(2)_Friedrich-Schiller-Universit\"at_Jena,_(3)_University_of_Lille) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.07427 |
環境。星間雲の物理学と化学を駆動する条件への洞察は、それらの成分の存在量と電荷状態を決定することから得られます。目的。あいまいなIR放射測定に依存しないように、電子吸収帯を利用する拡散および半透明の星間雲におけるC60：C60+比の評価を提案します。メソッド。この比率は、アーカイブスペクトルと文献データを分析することによって決定されます。陽イオンの母集団に関する情報は、C60+に起因する主な拡散星間バンドの公開された特性と、陽イオンの振電バンドについてすでに報告されている吸収断面積から取得されます。中性分子の集団は、C60の関連する振電バンドが観測によって引き出されていないため、上限の観点から説明されています。C60について報告された振動子強度を修正し、Ne氷で分離された分子のスペクトルを測定してそれらを完成させます。結果。C60の吸収帯の振動子強度をスケールダウンし、C60：C60+比の上限が約1.3であることを確認します。結論。拡散および半透明の星間雲のバックミンスターフラーレン集団における中性分子の割合は、予想される振電バンドが検出されないにもかかわらず、注目に値する可能性があると結論付けています。より確実にするには、改善された実験データと観察が必要になります。
| Title |
Local_Environments_of_Low-Redshift_Supernovae |
| Authors |
Serena_A._Cronin,_Dyas_Utomo,_Adam_K._Leroy,_Erica_A._Behrens,_Jeremy_Chastenet,_Tyler_Holland-Ashford,_Eric_W._Koch,_Laura_A._Lopez,_Karin_M._Sandstrom,_Thomas_G._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.07453 |
近くの（$d\lesssim50$Mpc）銀河で最近発生した、タイプIa、II、およびIb/c超新星（SNe）のローカル（2kpcサイズ）環境を特徴づけます。359個の銀河の紫外線（UV、GALEXから）および赤外線（IR、WISEから）マップと472SNeのサンプルを使用して、星形成率の面密度（$\Sigma_{\rmSFR}$）と恒星の質量表面を測定します。各SNサイトを中心とする2kpcビームの密度（$\Sigma_\star$）。コア崩壊SNeは、解決された銀河星形成主系列に沿って優先的に配置されるのに対し、タイプIaSNeは、固定$\Sigma_\star$で$\Sigma_{\rmSFR}$の低い値に拡張されます。静止銀河または銀河の静止領域内の場所。また、各SNタイプの動径分布が、各ホスト銀河のUVおよびIR光の動径分布とどの程度一致しているかをテストします。一次的に、すべてのタイプのSNeの分布は、近赤外光（3.4および4.5ミクロン、恒星の質量分布をトレース）と中赤外光（12および22ミクロン、高温からの放射をトレース）の両方の分布を反映していることがわかります。、小さな粒子）、そしてまた私たちの最良の見積もり$\Sigma_{\rmSFR}$に似ています。すべてのタイプのSNeは、それらのホスト銀河のUV放射よりも放射状に集中しているように見えます。より詳細には、タイプIISNeの分布は、近赤外光の分布とはわずかな統計的差異を示しています。この全体的な構造の均一性は、個々の銀河内で、$\Sigma_{\rmSFR}$と$\Sigma_\star$が、$\Sigma_{\rmSFR}/\Sigma_のバリエーションで、互いにうまく追跡しているという事実に起因します。\star$は、銀河間で比較したときに最も目立ちます。
超高輝度超新星2018lfeの光学観測とモデリング
| Title |
Optical_Observations_and_Modeling_of_the_Superluminous_Supernova_2018lfe |
| Authors |
Yao_Yin,_Sebastian_Gomez,_Edo_Berger,_Griffin_Hosseinzadeh,_Matt_Nicholl,_Peter_K._Blanchard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06970 |
SN\、2018lfeの光学イメージングと分光法を提示します。これは、赤方偏移$z=0.3501$、ピーク絶対等級$M_r\upperx-22.1$magでタイプI超高輝度超新星（SLSN-I）として分類されます。発見された最も明るいSLSNeの1つ。SN\、2018lfeは、FLEET機械学習パイプラインを使用したフォローアップのために特定されました。SN\、2018lfeの光度曲線とスペクトルの両方が、SLSNeの幅広い母集団と一致しています。光度曲線をマグネター中央エンジンモデルに適合させ、イジェクタの質量が$M_{\rmej}\約3.8$M$_\odot$、マグネターのスピン周期が$P\約2.9$ms、磁気が$B_{\perp}\約2.8\times10^{14}$Gの磁場強度。磁場強度はSLSNeの分布の最上部近くにあり、スピン周期と噴出物の質量はSLSNeの配布。後期のイメージングと分光法から、SN\、2018lfeのホスト銀河の絶対等級は$M_r\約-17.85$（$L_B\約0.029$$L^*$）であり、推定される金属量は$Z\約0.3$Z$_\odot$、星形成率は$\約0.8$M$_\odot$yr$^{-1}$。
銀河系外宇宙における宇宙の$\gamma$線光子の伝播を調べるために、人工ニューラルネットワーク（ANN）ベースのメソッドインテリジェンスの可能性を探ります。ブレーザーのような遠方の線源から地球の観測者に放出される$\gamma$線の移動は、銀河系外の背景光（EBL）との相互作用による吸収によって妨げられ、電子と陽電子の対生成につながります。このプロセスは、宇宙論的な距離を伝搬する10GeVを超えるエネルギーを持つガンマ線光子を支配します。$\gamma$線の減衰の影響は、\emph{光学的厚さ}と呼ばれる物理量によって特徴付けられます。これは、$\gamma$線の光子エネルギー、光源の赤方偏移、およびEBL光子の密度に強く依存します。3つの異なる最も有望なEBLモデルを使用して、0.01から1の範囲の赤方偏移で線源から放出される10GeVを超える$\gamma$線エネルギーの光学的厚さの値を推定します。これらの光学的厚さの推定値は、エネルギー、入力としての赤方偏移、および出力としての光学的厚さを使用してANNのトレーニングとテストを行うために、ランダムに2つのデータセットに分割されます。各EBLモデルのANNパフォーマンスの最適化では、標準のバックプロパゲーション（BP）および動径基底関数（RBF）アルゴリズムが採用されています。RBFを使用したANNモデルのパフォーマンスは、BP法よりも優れていることがわかります。特に、Finkeらによって提案されたEBLモデルに対応する隠れ層に40個のニューロンを持つRBF-ANN。（2010）は、宇宙での$\gamma$線の伝播に最適なパフォーマンスを示しています。
LIGOとInsight-HXMTの観測を組み合わせて、ブラックホールの成長モデルをテストします
ブラックホールの成長モデルはまだ物議を醸しているトピックです。静止メトリックでは、すべての落下物は、離れた外部の観測者によって計時されるように、ブラックホールの事象の地平線の外側に蓄積されなければなりません。時間依存の測定基準では、落下するすべての物質は、非常に短い時間内に最終的なブラックホールの事象の地平線に入る可能性があります。LIGOとInsight-HXMTの観測を結合することにより、これら2つの成長モデルをテストします。定常モデルは、LIGOおよびInsight-HXMTの観測と矛盾していることがわかります。
NuSTARによって観測された新しいブラックホール候補AT2019weyのスペクトル分析
| Title |
Spectral_Analysis_of_New_Black_Hole_Candidate_AT2019wey_Observed_by_NuSTAR |
| Authors |
Ye_Feng,_Xueshan_Zhao,_Lijun_Gou,_Yufeng_Li,_James_F._Steiner,_Javier_A._Garc\'ia,_Yuan_Wang,_Nan_Jia,_Zhenxuan_Liao,_and_Huixian_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.07357 |
AT2019weyは、2019年12月7日にオーストラリア望遠鏡大面積調査（ATLAS）によって光学的過渡現象として最初に発見された、新しい銀河X線連星です。AT2019weyは、ブラックホール候補と低質量コンパニオンスター（$M_{\text{star}}\lesssim0.8M_{\odot}$）であり、軌道周期が短い可能性があります（$P_{\text{orb}}\lesssim8$h）。AT2019weyは、2020年3月8日の爆発のほぼ全体でX線バンドの活性化を開始しましたが、爆発全体でソフト状態にはなりませんでした。この研究では、核分光望遠鏡アレイ\emph観測に基づいて、X線バースト中の低/硬状態のAT2019weyの詳細なスペクトル分析を示します。最先端の\texttt{relxill}相対論的反射モデルファミリーを適用することにより、その重要な物理パラメータのいくつかに厳しい制約を課します。特に、降着円盤の測定された内側の半径は、最内安定円軌道（ISCO）の半径、つまり$R_{\text{in}}=1.38^{+0.23}_まで伸びている可能性が最も高いと判断します。{-0.16}〜R_{\text{ISCO}}$。したがって、$R_{\text{in}}$=$R_{\text{ISCO}}$と仮定すると、AT2019weyのスピンは$a_{*}\sim$$0.97$であり、これは極端に近い値です。内側のディスクの傾斜角は〜$i\sim$$22^{\circ}$です。さらに、採用したモデルによると、AT2019weyは$A_{\mathrm{Fe}}\sim$5$A_{\mathrm{Fe}、\odot}$の比較的高い鉄の存在量と、高いディスクイオン化状態を持つ傾向があります$\log\xi\sim$3.4の。
Fermi-LAT分析でデータ/モデル比較を実行するための新しい方法
特定の関心領域（RoI）でのフェルミ大面積望遠鏡（LAT）ガンマ線データの分析は、通常、機器の応答との畳み込み後、最良の空モデルを決定するために、ビン化された対数尤度フィットを実行することで構成されます。観測されたカウントの分布を説明します。このような適合を実行するためのツールは利用できますが、適合度を確認するのは簡単ではありません。データ/モデルの合意の評価の難しさは2つあります。まず、観測および予測されたカウントは3次元（2つの空間次元と1つのエネルギー次元）にビニングされ、2つの3Dマップを比較することは簡単ではありません。第二に、ガンマ線源のスペクトルは、一般に、エネルギーの二乗の逆数としてエネルギーとともに減少します。結果として、数GeVを超えるカウント数は、一般にポアソンレジームに分類され、単純な$\chi^2$検定を実行できなくなります。分析されたRoIの各ピクセルでデータとモデルの空間的に統合されたカウントスペクトルを生成および比較することにより、これら2つの障害を克服する方法を提案します。比較は、$\chi^2$検定を統計量の少ないヒストグラムに拡張する対数尤度アプローチに従って実行されます。この方法では、体系的な不確実性を説明するために使用される尤度の重みを考慮に入れることができます。新しい方法を最適化して、Fermi-LATデータの適合度を評価するための高速で信頼性の高いツールを提供し、それを使用して10年以上のデータに関する最新のガンマ線源カタログをチェックします。
| Title |
The_relativistic_Pythagorean_three-body_problem |
| Authors |
Tjarda_C._N._Boekholt,_Arend_Moerman_and_Simon_F._Portegies_Zwart |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.07013 |
不安定な三項系のカオス的性質と動的結果に対する相対性理論の影響を研究します。ピタゴラスの3体問題。この目的のために、ブルータスN体コードを拡張して、ポストニュートンのペアワイズ項を最大2.5次まで含め、1次のテイラー展開をアインシュタイン-インフェルト-ホフマン運動方程式に追加します。私たちのシステムが相対論的である程度は、総質量のスケーリングに依存します（単位サイズは1パーセクでした）。Brutusの収束法を使用して、保守的な体制で時間の可逆性をテストし、相対論的3体問題の決定的な解を得ることができることを示します。また、時間可逆性テストを成功させるために必要な最小限の数値精度は、初期摂動の増幅率と相関していることも確認されています。重力波放出による散逸効果を考慮に入れると、共鳴の持続時間と小さな摂動の指数関数的成長の量が質量スケーリングに依存することがわかります。単位質量<=10MSunの場合、システムの動作はニュートンの場合と区別がつかず、共振は常にバイナリと1つのエスケープボディで終了します。1e7MSunまでの質量スケールでは、相対性理論は徐々に顕著になりますが、システムの大部分は依然として溶解します。最初の合併は約1e5MSunの質量で現れ始め、1e7MSunと1e9MSunの間では、すべてのシステムが合併で時期尚早に終了します。これらの合併の前に、インスパイラルで駆動される重力波があります。質量スケーリング>=1e9MSunの場合、すべてのシステムは、最初の接近時に重力波の合体をもたらします。したがって、相対論的な3体の遭遇は、最終的なパーセク問題を解決するための効率的な経路を提供します。1e7MSunの特徴的な質量スケールでの合併の開始は、超大質量ブラックホールの質量関数に痕跡を残す可能性があります。
NEVOD-EASエアシャワーアレイ
| Title |
The_NEVOD-EAS_air-shower_array |
| Authors |
M.B._Amelchakov,_N.S._Barbashina,_A.G._Bogdanov,_A._Chiavassa,_D.M._Gromushkin,_S.S._Khokhlov,_V.V._Kindin,_R.P._Kokoulin,_K.G._Kompaniets,_A.Yu._Konovalova,_V.V._Ovchinnikov,_N.A._Pasyuk,_A.A._Petrukhin,_I.A._Shulzhenko,_V.V._Shutenko,_I.I._Yashin,_K.O._Yurin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.07145 |
実験用複合体NEVODには、10^10から10^18eVのエネルギー範囲で大規模な空気シャワー（EAS）のさまざまなコンポーネントを研究するためのいくつかの異なるセットアップが含まれています。EAS電子光子成分を検出するためのNEVOD-EASアレイは、2018年にデータの取得を開始しました。これは、約10^4m^2の領域に設置されたシンチレーション検出器の分散システムです。このアレイの際立った特徴は、検出要素の異なる高度のレイアウトを備えたクラスター構成です。NEVOD-EASアレイの主な目標は、実験複合体NEVODのさまざまな検出器によって測定されたイベントの一次粒子エネルギーの推定値を取得することです。このホワイトペーパーでは、NEVOD-EASアレイの設計、動作原理、およびデータ処理について説明します。イベント選択の基準と、シミュレートされたイベントで取得されたEASパラメータの再構築の精度について説明します。半年間の運用中に得られた実験データの予備分析の結果が提示されます。
微分分散の補償：マルチバンド恒星干渉法への応用
| Title |
Compensation_of_differential_dispersion:_application_to_multiband_stellar_interferometry |
| Authors |
Cyril_Pannetier_and_Denis_Mourard_and_Fr\'ed\'eric_Cassaing_and_St\'ephane_Lagarde_and_Jean-Baptiste_Le_Bouquin_and_John_Monnier_and_Judit_Sturmann_and_Theo_Ten_Brummelaar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.07163 |
干渉計の限界の大きさを押し上げることを目的として、広帯域検出チャネルとさまざまな計器の協調動作の必要性が、長基線干渉法の分野でかなり高まっています。このため、6つの望遠鏡のアレイである高角度分解能天文学センター（CHARA）では、85を超える透過率を維持しながら、すべてのスペクトル帯域で同時にフリンジコントラストを95％以上に保つために、縦方向分散補償器の新しい構成が必要です。パーセント。本論文では、マルチバンド観測に適した縦方向分散補償器（LDC）を定義するための新しい方法を提案します。分散残留物に起因するコントラスト損失の文字通りの近似により、複数のバンドで同時にフリンジコントラストを最大化するための一般的な基準を定義できます。この基準の最適化により、アームごとに2つのLDCステージと既存の差動遅延線のみを使用した単純なソリューション、ガラスの選択、およびこれらすべての媒体の厚さ制御のための単純な一次方程式が得られます。洗練された基準では、ガラスの透過率も考慮に入れることができます。この基準を提示した後、CHARAで計画された観測モードに対して最適なソリューション（媒体、構成）とその期待されるパフォーマンスを示します。
MMT-9データベースからの10,628マグニチュードで校正されたVisorSatの双方向反射率分布関数
| Title |
A_Bidirectional_Reflectance_Distribution_Function_for_VisorSat_Calibrated_with_10,628_Magnitudes_from_the_MMT-9_Database |
| Authors |
Anthony_Mallama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.07345 |
Starlink衛星のVisorSatモデルのBRDFについて説明します。パラメータ係数は、MMT-9ロボット天文台によって記録された10,000を超える大きさに適合する最小二乗法によって決定されました。BRDFは、宇宙船の物理的形状と太陽の方向に対応する衛星中心の座標系（SCCS）で定義されます。SCCSのモデルの3つのパラメーターは、太陽とMMT-9の高度、および太陽の方位角に対するMMT-9の方位角です。1,000kmの標準化された距離での平均VisorSatマグニチュードは6.84であり、その平均の周りの分布のRMSは1.05です。マグニチュードがBRDFで調整された後、RMSは0.51に減少します。SCCSに変換されたMMT-9観測のセットは、作成者から入手できます。
3つの検出器ネットワーク構成での第3世代重力波検出器の空の位置特定と早期警告機能の調査
| Title |
Exploring_the_sky_localization_and_early_warning_capabilities_of_third_generation_gravitational_wave_detectors_in_three-detector_network_configurations |
| Authors |
Yufeng_Li,_Ik_Siong_Heng,_Man_Leong_Chan,_Chris_Messenger,_Xilong_Fan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.07389 |
この作業は、北米、ヨーロッパ、オーストラリアのサイトで、アインシュタイン望遠鏡または宇宙エクスプローラー構成の検出器のさまざまな組み合わせで構成される、第3世代重力波検出器のネットワークの空の位置特定と早期警告性能を特徴づけます。地球の回転の影響を含むフィッシャー行列法を使用して、距離$40\text{Mpcでの$1.4\text{M}\odot$-$1.4\text{M}\odot$連星中性子星合体の空の局在化の不確実性を推定します。}$、$200\text{Mpc}$、$400\text{Mpc}$、$800\text{Mpc}$、$1600\text{Mpc}$、および赤方偏移が2までの想定される天体物理集団。連星中性子星観測。$200\text{Mpc}$での連星中性子星合体と、オーストラリアのアインシュタイン望遠鏡、宇宙探査機、および追加のアインシュタイン望遠鏡のような検出器（2ET1CE）で構成されるネットワークの場合、サイズの上限は最適なローカライズされた90％信号の90％信頼できる領域は、$0.51\text{deg}^2$です。シミュレートされた天体物理学的分布の場合、この上限は$183.58\text{deg}^2$です。オーストラリアのアインシュタイン望遠鏡のような検出器がCosmicExplorerのような検出器（1ET2CE）に置き換えられた場合、$200\text{Mpc}$の場合、上限は$0.36\text{deg}^2$ですが、天体物理学的分布の場合、$113.55\text{deg}^2$です。1ET2CEネットワークは、2ET1CEネットワークよりも7.2％多くのシミュレートされた天体物理学的集団を検出できることに注意してください。早期警報性能に関しては、2ET1CEネットワークと1ET2CEネットワークの両方が、30平方度以下の空の位置特定の不確実性と合併する前に1時間程度の早期警報を提供できることがわかりました。私たちの研究は、1ET2CEネットワークは、バイナリ中性子星の検出率、空の位置特定、および早期警告機能の間の適切な妥協点であると結論付けています。
中国の宇宙重力波検出プロジェクトの概念と状況
| Title |
Concepts_and_status_of_Chinese_space_gravitational_wave_detection_projects |
| Authors |
Yungui_Gong_and_Jun_Luo_and_Bin_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.07442 |
宇宙探査機での重力波（GW）検出は、地球からアクセスできないGWスペクトルをプローブします。欧州宇宙機関が主導するLISAプロジェクトと、宇宙航空研究開発機構が提案するDECIGO検出器に加えて、中国の2つの宇宙ベースのGW観測所、天琴と大地が2030年代に打ち上げられる予定です。天琴は、地球中心軌道を備えた設計に独自のコンセプトを持っています。TaijiのデザインはLISAに似ていますが、腕の距離が長いほど野心的です。TianQinはより高い周波数に敏感であり、Taijiは同様の周波数をプローブしますが、より高い感度を備えていることを考えると、両方の機能はLISAを補完します。このパースペクティブでは、両方の施設の概念を説明し、将来の宇宙ベースのGW検出への道を開くために、並外れた技術をテストする際のTianQinおよびTaijiプロジェクトの開発マイルストーンを紹介します。LISA、TianQin、Taijiの科学的目標は類似しており、すべて2030年代頃に発売される予定であり、同時に運用される予定です。GWソースのローカリゼーションと特性評価を改善するために、それらの間で可能なコラボレーションについて説明します。
非常に低い金属量での主系列O型星の遠紫外線スペクトル
| Title |
Far-Ultraviolet_Spectra_of_Main-Sequence_O_Stars_at_Extremely_Low_Metallicity |
| Authors |
O._Grace_Telford,_John_Chisholm,_Kristen_B._W._McQuinn,_Danielle_A._Berg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06885 |
金属の少ない巨大な星は、星形成矮小銀河から観測される光を支配し、高赤方偏移で宇宙を再イオン化するエネルギーの高い光子の大部分を生成した可能性があります。それでも、小マゼラン雲（SMC）の$20\％$太陽金属量（$Z_\odot$）未満の個々のO型星の観測の希少性は、金属の少ない星の種族の電離フラックスをモデル化する私たちの能力を妨げます。銀河レオP（$3\％\、Z_\odot$）、ろくぶんぎ座A（$6\％\、Z_\odot$）の3つのO矮星の新しいハッブル宇宙望遠鏡遠紫外線（FUV）スペクトルを紹介します。およびWLM（$14\％\、Z_\odot$）。光球の金属線の等価幅と風に敏感な特徴の強度を定量化し、両方が金属量と相関していることを確認します。近赤外スペクトルエネルギー分布を介してFUVをモデル化することにより、星の基本的な特性を推測し、各ターゲットと同様の特性を持つSMC内の星を特定します。SMCアナログのFUVスペクトルと比較すると、（1）WLMの星はSMCのような金属量を持ち、（2）LeoPで最も金属の少ない星は、SMCの対応する星よりもはるかに弱い恒星風を駆動していることがわかります。予測される回転速度を測定すると、金属が最も少ない2つの星の$v\、\mathrm{sin}（i）\、\geq\、290\、\mathrm{km}\、\mathrm{s}が高いことがわかります。^{-1}$、そして金属の少ない星が同じ$v\、\mathrm{sin}（i）$分布から引き出された場合、2つの高速回転子を見つける確率を$3-6\％$と推定します。SMCの小人。これらの観測は、近宇宙と遠宇宙の両方での金属の少ない銀河の観測を正確に解釈するために、モデルに電離フラックスに対する回転と弱い風の影響を含めるべきであることを示唆しています。
過度に巨大な褐色矮星を見つける場所：バイナリ進化のための新しいベンチマークシステム
| Title |
Where_to_find_over-massive_brown_dwarfs:_new_benchmark_systems_for_binary_evolution |
| Authors |
Dorsa_Majidi,_John_C._Forbes,_Abraham_Loeb |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06899 |
適切な条件下では、水素燃焼限界を超えるのに十分な質量を人生の後半に獲得する褐色矮星は、低質量の星にはなりませんが、本質的に褐色矮星のようなままです。ベージュの矮星または過度に巨大な褐色矮星と呼ばれるこれらの天体は、原則として存在する可能性がありますが、それらがどのように天体物理的に形成されるかは正確には不明です。ロッシュローブのオーバーフローメカニズムによって支援されたAGB風からの降着は、他のメカニズムがまだもっともらしいものの、観測可能な褐色矮星のかなりの数を生み出す可能性が高いことを示します。具体的には、10AUの準主軸を持つ軌道上に巨大な褐色矮星の伴星とともに生まれた太陽のような星は、今日、ドナー星の残りの白色矮星の伴星として見つかる可能性のある、過度に巨大な褐色矮星を生成する可能性が高いと予測します。褐色矮星の初期質量には確かな上限があるため、このようなオブジェクトの識別と特性評価は、バイナリ進化に固有の制約をもたらします。
星団の二峰性回転速度分布の起源における二元性の役割を探る
| Title |
Exploring_the_role_of_binarity_in_the_origin_of_the_bimodal_rotational_velocity_distribution_in_stellar_clusters |
| Authors |
S._Kamann,_N._Bastian,_C._Usher,_I._Cabrera-Ziri,_S._Saracino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06947 |
多くの若年および中年の大規模な星団は、それらの星の種族の回転速度の二峰性分布をホストし、急速に回転する星の支配的なピークと遅い回転子の二次的なピークを持っています。この二峰性回転分布の起源は現在議論されており、2つの主要な理論が文献で提唱されています。1つ目は、すべて/ほとんどの星が高速回転子として生まれ、相互作用連星が星の一部にブレーキをかけ、2つの集団をもたらすことです。2つ目は、回転分布が前主系列星の初期の進化を反映していることです。特に、最初の数Myrの間に原始惑星系円盤を保持できるか、失うことができるかどうかです。ここでは、LMCの100Myrの大規模クラスターであるNGC1850のマルチエポックVLT/MUSE観測を利用してバイナリチャネルをテストし、低速回転と高速回転の母集団のバイナリ部分の違いを検索します。二元性が回転二峰性の原因である場合、ゆっくりと回転する母集団は、急速な回転子よりもはるかに大きな二元分数を持つはずです。しかし、私たちのデータでは、ゆっくりと回転する集団で連星の同様の割合を検出します（それぞれ5.9+/-1.1％と4.5+/-0.6％）。したがって、連星は支配的なメカニズムではないと結論付けます。観測された二峰性回転分布の形成。
OSPREI：自動生成されたユーザーフレンドリーな出力を使用してCME駆動の宇宙天気をモデル化するための結合アプローチ
| Title |
OSPREI:_A_Coupled_Approach_to_Modeling_CME-Driven_Space_Weather_with_Automatically-Generated,_User-Friendly_Outputs |
| Authors |
C._Kay,_M._L._May,_Y._M._Collado-Vega |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06960 |
コロナ質量放出（CME）は、地球および太陽系全体の宇宙天気活動を促進します。現在のCME関連の宇宙天気予報は、コロナグラフから再構築された情報に依存しており、場合によっては単一の視点からのみ、到着時間または限られた追加情報のみを提供する単純な惑星間伝播モデルを駆動します。3つの確立されたモデルのOSPREI（OpenSolarPhysicsRapidEnsembleInformation）への結合を紹介します。これは、場所、向き、サイズ、形状、速度、到着時間、内部熱など、太陽から地球へのCMEの動作を説明する新しいツールです。予測に必要なタイムスケールでの磁気特性。まず、ForeCATは、CMEが太陽コロナを通過する軌道を記述します。次に、ANTEATRは、惑星間空間でのCMEの伝播（膨張と変形を含む）をシミュレートし、保存則を介して内部特性の進化を決定します。最後に、FIDOは、CMEと合成宇宙船との相互作用のinsituプロファイルを作成します。OSPREIには、各入力パラメーターを変化させて値の不確実性を調査し、すべての出力の確率を算出することによるアンサンブルモデリングが含まれています。標準化された視覚化が自動的に生成され、宇宙天気予報に簡単にアクセスできる重要な情報を提供します。2021年4月22日にコロナで観測されたCMEと4月25日に2021年に地球で観測されたCMEのOSPREI結果を示します。-入力パラメータを調整して、詳細な科学的研究に最適なものを実現します。OSPREIの予測は、到着時間とその場の特性との良好な一致を示しています。
最も近くて最も明るいウォルフ・ライエ星に近い、非常にかすかな仲間のスペックルイメージング検索
| Title |
A_Speckle-Imaging_Search_for_Close_and_Very_Faint_Companions_to_the_Nearest_and_Brightest_Wolf-Rayet_Stars |
| Authors |
Michael_M._Shara,_Steve_B._Howell,_Elise_Furlan,_Crystal_L._Gnilka,_Anthony_F.J._Moffat,_Nicholas_J._Scott,_and_David_Zurek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.06975 |
重力によって星に結合した仲間は、それらの質量の決定を可能にし、それらの形成、進化、および動的な歴史への手がかりを提供します。非常にやる気があり、最も近くて明るいウォルフ・ライエ（WR）星8個のスペックルイメージング調査を実施して、それらの解決可能なコンパニオンの頻度を直接測定し、これまで可能であったよりもはるかに暗いコンパニオンを検索しました。分離範囲0.2"〜1.2"で、WR113、WR115、およびWR120のそれぞれに1つの新しい密接なコンパニオンが見つかりました。私たちの結果は、WR星と同様の明るさ、親しい仲間が一般的であるというより多くの証拠を提供します。さらに注目すべきことに、彼らはまた、最初の例を見つけることによって、WR星の予測された、しかしはるかに暗い、したがってとらえどころのない仲間が、8mクラスの望遠鏡の最新のスペックルカメラの手の届くところにあることを示しています。WR113の新しいコンパニオンは、それからわずか1.16インチ離れており、WR星よりも8等級暗いです。WR113の位置でのかすかなコンパニオンの偶然の視線の経験的確率は<0.5％です。ただし、2つの星が重力によって結合されているかどうかはまだ証明または反証できません。これらの3つの新しい検出が物理的なコンパニオンである場合は、狭帯域の大きさ、色、赤み、およびGAIA距離に基づいて、WR113、WR115、およびWR120のコンパニオンがそれぞれF型矮星、初期B型矮星、WNE型WR星。
TESSのステラフレアを使用して、メインシーケンス全体で自己組織化臨界をテストする
| Title |
Testing_Self-Organized_Criticality_Across_the_Main_Sequence_using_Stellar_Flares_from_TESS |
| Authors |
Adina_D._Feinstein,_Darryl_Z._Seligman,_Maximilian_N._G\"unther,_Fred_C._Adams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.07011 |
星は爆発的なフレアを生成します。これは、冠状磁場構成に蓄積されたエネルギーの放出によって駆動されると考えられています。太陽フレアは、自己組織化された重要なシステムに典型的なエネルギー分布を示すことが示されています。この研究では、NASAのTESSミッションによって取得されたデータに新しいフレア検出技術を適用し、スペクトルタイプ全体で$\sim10^5$星の$\sim10^6$フレアイベントを識別します。我々の結果は、自己組織化された臨界状態で磁場のトポロジーを維持する磁気リコネクションイベントが恒星コロナの間で遍在していることを示唆している。
近赤外干渉法とスペクトルエネルギー分布の組み合わせからカノープスの洗練された基本パラメータ
| Title |
Refined_fundamental_parameters_of_Canopus_from_combined_near-IR_interferometry_and_spectral_energy_distribution |
| Authors |
A._Domiciano_de_Souza,_J._Zorec,_F._Millour,_J.-B._Le_Bouquin,_A._Spang,_F._Vakili |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.07153 |
私たちの太陽系に最も明るく最も近い黄色超巨星であるカノプスは、進化した巨大な星の物理学を理解するためのユニークな実験室を提供します。正確で正確なPIONIERデータにより、さまざまな分析法則を使用して、角直径と周縁減光（LD）プロファイルを同時に測定することができました。べき乗則LDは、恒星大気モデルからの予測とも一致しており、干渉計データをよく再現していることがわかりました。このモデルでは、角直径$7.184\pm0.0017\pm0.029$masとLD係数$0.1438\pm0.0015$を測定しました。これらは、それぞれ$\gtrsim5$と$\sim15-25$で以前よりも正確です。2008年のCanopusに関するA\＆A論文。干渉計データの専用分析から、弱い表面不均一性の推定上の存在に対する新しい制約も提供します。さらに、赤化に関連するパラメーターと恒星の有効温度と重力を同時にフィッティングすることにより、革新的な方法でSEDを分析しました。2つの有効温度に基づくモデルは、SED全体を再現するのにはるかに優れていることがわかり、そこから、新しいボロメータフラックス推定値を含むいくつかのパラメータを導き出しました。PIONIERを使用したこの作業で測定されたカノープスの角直径とLDは、これまでで最も正確であり、いくつかの関連する基本的なパラメーターに直接影響します。さらに、共同分析のおかげで、高精度の干渉計データと高品質のSEDの両方を同時に再現し、同時に恒星進化モデルと一致する一連の基本的なパラメーターを決定することができました。
ソーラーオービター、ベピコロンボ、パーカーソーラープローブ、風力、STEREO-Aの観測を組み合わせた最初の年のマルチポイントICMEイベント
| Title |
Multipoint_ICME_events_during_the_first_year_of_combined_Solar_Orbiter,_BepiColombo,_Parker_Solar_Probe,_Wind_and_STEREO-A_observations |
| Authors |
C._M\"ostl,_A._J._Weiss,_M._A._Reiss,_T._Amerstorfer,_R._L._Bailey,_J._Hinterreiter,_M._Bauer,_D._Barnes,_J._A._Davies,_R._A._Harrison,_J._L._Freiherr_von_Forstner,_E._E._Davies,_D._Heyner,_T._Horbury,_and_S._D._Bale |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.07200 |
2020年4月から2021年4月までの最初のソーラーオービターデータから始まる惑星間コロナ質量放出（ICME）の多点insituおよびイメージング観測の最初の検索結果を報告します。磁場の視覚化を含むデータ探査分析が実行されます。STEREO-Ahead/SECCHIおよびSOHO/LASCOからのコロナグラフおよびヘリオスフィアイメージング観測に関連して、5つの宇宙船ソーラーオービター、BepiColombo、Parkerソーラープローブ、WindおよびSTEREO-Aによって行われたプラズマ観測。前述の宇宙船での衝突への惑星間伝播中にSTEREO-Aヘリオスフィアイメージャで明確に追跡できるICMEイベントを特定し、同じICMEが広く離れた宇宙船によってその場で見られるイベントを探します。2つのイベントを強調します：（1）STEREO-Aによるイメージングによって導かれた、パーカーソーラープローブ、ベピコロンボ、ウィンドによるトリプルラインナップで観測された2020年6月23日の小さなストリーマーブローアウトCME、および（2）太陽周期の最初の高速CMEパーカーソーラープローブとSTEREO-Aによってその場で観測された2020年11月29日の25（$\約1600$kms$^{-1}$）。これらの結果は、ICMEの磁気構造、惑星間進化、フラックスロープと衝撃波の全体的な形状のモデル化、および太陽エネルギー粒子の伝播の研究に役立ちます。これらのミッションからの結合されたデータは、すでに宇宙天気研究の宝庫であることが判明しており、太陽周期の上昇と最大化の間に予想されるICMEイベントの数が増えるにつれて、さらに価値が高まると予想されます25。
TESS宇宙望遠鏡を使ったこと座RR型変光星の最初の結果：モードの内容、色、距離の間のつながりを解き明かす
| Title |
First_results_on_RR_Lyrae_stars_with_the_TESS_space_telescope:_untangling_the_connections_between_mode_content,_colors_and_distances |
| Authors |
L\'aszl\'o_Moln\'ar,_Attila_B\'odi,_Andr\'as_P\'al,_Anupam_Bhardwaj,_Franz-Josef_Hambsch,_J\'ozsef_M._Benk\H{o},_Aliz_Derekas,_Mohammad_Ebadi,_Meridith_Joyce,_Amir_Hasanzadeh,_Katrien_Kolenberg,_Michael_B._Lund,_James_M._Nemec,_Henryka_Netzel,_Chow-Choong_Ngeow,_Joshua_Pepper,_Emese_Plachy,_Zden\v{e}k_Prudil,_Robert_J._Siverd,_Marek_Skarka,_Rados{\l}aw_Smolec,_\'Ad\'am_S\'odor,_Salma_Sylla,_P\'al_Szab\'o,_R\'obert_Szab\'o,_Hans_Kjeldsen,_J{\o}rgen_Christensen-Dalsgaard,_George_R._Ricker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.07329 |
TESS宇宙望遠鏡は、何千ものRRライレ星を含む、空中の星の連続的で高精度な光学測光を収集しています。この論文では、TESSセクター1と2で観測された118個の近くのこと座RR型変光星の初期サンプルの結果を示します。光度曲線を生成し、それらのモード内容と変調特性を分析するために微分画像測光を使用します。TESSの正確な光度曲線パラメーターを、ガイア計画の視差および色情報と組み合わせて、包括的な分類スキームを作成します。他のタイプの脈動星を分離しながら、異常な光度曲線の形をしたRRLyrae星を保存して、きれいなサンプルを作成します。こと座RR型変光星の大部分がさまざまな低振幅モードを示していることがわかりますが、これらのモードの分布はバルジ星の分布とは著しく異なります。これは、物理的パラメータの違いが余分なモードの励起に観察可能な影響を及ぼし、これらの信号の起源を明らかにする方法を提供する可能性があることを示唆しています。ただし、モードの識別は、追加モードの真の脈動周波数を識別する際の不確実性によって妨げられます。古典的なダブルモード星のモード振幅比を、低振幅で余分なモードを持つ星と比較し、それらが2つの異なるグループに分かれていることを確認します。最後に、基本モードのパルセータの中で変調された星の割合が高いことを発見しましたが、それらの少なくとも28％が変調を示さないこともわかり、星のかなりの部分がブラツコ効果を欠いていることを確認しました。
市販のディッシュTVアンテナを使用した太陽の電波干渉観測
| Title |
Radio_Interferometric_Observations_of_the_Sun_Using_Commercial_Dish_TV_Antennas |
| Authors |
G._V._S._Gireesh,_C._Kathiravan,_Indrajit_V._Barve_and_R._Ramesh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.07422 |
インド天体物理学研究所（IIA）の電波天文学グループは、バンガロールの北約100kmにあるガウリビダヌール天文台で低周波数（${\approx}$40-440MHz）の太陽コロナからの電波放射の定期的な観測を行っています。IIAは、コダイカナル太陽観測所（KSO）でも異なる光学望遠鏡を使用して太陽光球と彩層の定期的な観測を行っているため、光学観測を補完する低コストの機器を使用して太陽彩層の2次元ラジオ画像を取得する可能性調査中です。演習の一環として、最近、グループは2つの商用ディッシュTVアンテナを使用して、高周波（${\upperx}$11.2GHz）での太陽彩層からの電波放射の干渉観測用のプロトタイプ機器を開発しました。ハードウェアのセットアップと初期の観察結果が表示されます。
VIIRS常夜灯の時空間特性
スオミNPP衛星のVIIRSDayNightBandセンサーは、ほぼ10年にわたる常夜灯の観測を提供します。年間合成物の時間的平均をとらない毎日のサンプリング頻度では、画像化プロセスに関連する画像化された常夜灯の見かけの変化と、画像化される基本的な光源の実際の変化とを区別する必要があります。この研究は、空間的および時間的スケールの範囲にわたる常夜灯の変動性を特徴づけて、半年ごとおよび年々の時間スケールの両方での変化の解釈のためのコンテキストを提供します。この分析では、時間モーメント、空間相関、および経験的直交関数（EOF）分析を組み合わせて使用します。重要な結果は、VIIRSの月平均常夜灯の広範囲にわたる不均一分散です。具体的には、平均輝度の増加に伴う時間変動の単調減少。人為的常夜灯は、半年ごとの時間スケールで非常に安定しています。時空間共分散行列の固有値から導出された全体的な分散分割は、地球上で最も多様な地理的領域（ユーラシア）の空間的、季節的、および年々の分散に対して88％、2％、および2％です。不均一分散はすべての月のすべての領域に存在し、観測された月ごとの変動のほとんどではないにしても、多くは、時間とともに変化するイメージングプロセスの複数の側面にさらされた安定した光源の輝度に起因する可能性があることを示唆しています。明るい光源の放射状の周辺調光から生じる常夜灯の偏った分布を考えると、しきい値を使用した集計メトリックでさえ、はるかに多くの可変低輝度ピクセルが少数の安定した高輝度ピクセルを統計的に圧倒する可能性があるという事実に照らして解釈する必要がありますイメージングプロセスに関連する明らかな変化を、光源の実際の変化として解釈させます。
液体キセノンの平均電子励起エネルギーの測定
| Title |
A_measurement_of_the_mean_electronic_excitation_energy_of_liquid_xenon |
| Authors |
Laura_Baudis,_Patricia_Sanchez-Lucas_and_Kevin_Thieme |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.07151 |
液体キセノンをターゲットとして使用する検出器は、まれなイベント検索で広く展開されています。相互作用する粒子に関する結論は、蓄積されたエネルギーの正確な再構成に依存しており、放射線源による検出器のエネルギースケールの較正が必要です。ただし、微視的キャリブレーション、つまり励起量子の数から堆積エネルギーへの変換には、液体キセノンで単一のシンチレーション光子またはイオン化電子を生成するために必要なエネルギーについての十分な知識も必要です。これらの励起量子の合計は、ターゲットに蓄積されたエネルギーに正比例します。比例定数は平均励起エネルギーであり、一般に$W$値として知られています。ここでは、ハイブリッド（光電子増倍管とシリコン光電子増倍管）光センサー構成の小さな二相キセノンタイムプロジェクションチェンバーでの電子反跳相互作用による$W$値の測定値を示します。私たちの結果は、内部$^{37}$Arと$^{83\text{m}}$Krソースを使用した$\mathcal{O}（1-10\、\mathrm{keV}）$でのキャリブレーションに基づいています。単一電子イベント。$W=11.5\、^{+0.2}_{-0.3}\、\mathrm{（syst。）}\、\mathrm{eV}$の値を取得しますが、統計の不確かさはごくわずかで、以前よりも低くなっています。これらのエネルギーで測定されます。さらに確認されれば、我々の結果は、粒子相互作用に対する液体キセノン検出器の絶対応答のモデル化に関連するでしょう。
$\nu$セクターで逆シーソーメカニズムを定義する一重項マヨロンモデルを提案します。マヨロン$\phi$の質量は$m_\phi\約0.5$eVで、ニュートリノと同様の$\tau$レプトンへの結合があります。初期の宇宙では、最初は熱平衡状態にあり、次に$T\約500$GeVでデカップリングし、BBN中に$\DeltaN_{\rmeff}=0.026$で寄与します。$T=26$keV（BBNの最終段階）では、原始磁場が共鳴$\gamma\leftrightarrow\phi$振動を引き起こし、光子エネルギーの$6\％$をメジャーロンに伝達します。これは$\DeltaN_{\rmeffを意味します。}=0.55$とバリオン対光子比の$4\％$の増加。$T\closem_\phi$で、マヨロンは最も重いニュートリノと熱的に接触し、最終的に再結合の近くで$\nu\bar\nu$ペアに崩壊し、$\DeltaN_{\rmeff}=0.85$を設定します。ニュートリノとマヨロンの相互作用が$\nu$の自由なストリーミングを抑制し、モデルを大規模な構造観測と一致させる一方で、後の時点での膨張率のこのブーストはハッブル張力を解決します。その寿命と、それが光子の代わりにニュートリノに崩壊するという事実により、このアクシオンのようなマヨロンは、同様の質量と光子への結合の他のアクシオンのような粒子に影響を与える強い境界を回避できます。
GAGG（Ce）/ LFSシンチレータ+ ASICを使用したMPPCアレイ読み出しのパフォーマンス評価
| Title |
Performance_evaluation_of_GAGG(Ce)/LFS_scintillator_+_MPPC_array_readout_with_ASIC |
| Authors |
Daiki_Nobashi,_Kazutaka_Yamaoka,_Hiroyasu_Tajima_and_Kazuya_Ito |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.07362 |
2種類のシンチレータアレイ検出器とMPPCアレイを組み合わせてガンマ線検出器を構築し、ノルウェーのIDEAS製の低電力集積回路（ASIC）でMPPCからの信号を読み取ってスペクトル性能を評価しました。2種類のシンチレータの1つはGAGG（Ce）（Ceドープ$\rm{Gd_3Al_2Ga_3O_{12}}$）シンチレータで、もう1つはLFSシンチレータです。シンチレータアレイのサイズは2.5cm$\times$2.5cmで、GAGG（Ce）用の$\rm{BaSO_4}$ベースの白い塗料と、光学的に結合された側を除いてLFS用の強化された鏡面反射体（ESR）でコーティングされています。MPPCに。アレイから得られたスペクトルは、MPPCの光子飽和と隣接するピクセルからの光漏れの影響を受けます。データ分析では、両方の影響を注意深く補正しました。20$^\circ$Cでの662keVのエネルギー分解能は、GAGG（Ce）シンチレータアレイでは6.10$\pm$0.04\％、LFSシンチレータアレイでは8.57$\pm$0.15\％であり、これは通常のシンチレータアレイと同等です。参考文献にあるエネルギー分解能。エネルギー分解能は温度に依存します。温度が下がるとエネルギー分解能が向上します。MPPCからの熱雑音のエネルギー分解能への寄与は-20〜40$^\circ$Cの範囲内では無視できることがわかり、エネルギー分解能は主に結晶の光収量によって決定されます。
これらのノートでは、読者にアクシオンのトピックを紹介しようとしています。アクシオンの理論的動機と予想される現象学、天体物理学と暗黒物質候補としての役割、およびそれらを検出するための実験手法です。この最後の点に特に重点が置かれ、世界的な取り組みと将来の展望について比較的更新されたレビューが行われます。この資料はトピックの紹介を目的としており、2021年のLesHouchesサマースクールの講義ノートとして作成されました。アクシオン物理学のさまざまな側面に関するより深い洞察を読者に示すために、豊富な参考資料が含まれています。
ホログラフィック暗黒エネルギーの有効場の理論における構造形成
ホログラフィック暗黒エネルギーの有効場の理論における構造形成を調べます。コールドダークマターのエネルギーコントラスト$\delta_m$の運動方程式は、状態方程式が次の場合、小規模限界$k\ggaH$の最上位までの一般相対性理論のものと同じです。クインテセンスのような。状態方程式が幻のようになる間、私たちの有効場の理論は崩壊します。スカラー重力子を排除することにより、この問題の解決策を提案します。
熱フェルミ粒子によって駆動されるコヒーレント状態のボソン暗黒物質
熱的バックグラウンドでクォークまたはレプトンと主に相互作用するスカラーボソン場がある場合、そのコヒーレント振動は熱効果によって生成され、結合と質量の広い範囲で優れた暗黒物質候補になります。このメカニズムの一般的な機能について説明し、分析ソリューションを取得できる漸近限界を考慮して、さまざまな状況でどのように機能するかを分析します。
無衝突プラズマにおける乱流磁気発生
乱流の無衝突プラズマで磁場を生成するための効率的なメカニズムを調査します。最初は磁化されていないプラズマの完全に動的なセル内粒子シミュレーションを使用することにより、非線形領域で磁化の発生を検査します。複雑な運動はテイラーグリーン渦を介して開始され、プラズマは乱流のひずみテンソルのために局所的に強い電子温度異方性を発達させます。その後、ドミノ効果では、異方性がワイベルの不安定性を引き起こし、空間に局在します。このようなアクティブな波動粒子相互作用領域では、磁場シードは指数関数的に成長し、基礎となる攪拌運動との相互作用により、より大きなスケールに広がります。このような自己供給プロセスは、乱流が存在する場合はいつでも、さまざまな天体プラズマの磁気発生を説明する可能性があります。
