還元相対論的ガス（RRG）モデルを使用して、ウォームダークマター（WDM）の物質パワースペクトルを小規模な$k>1\h\text{/Mpc}$で分析的に決定します。RRGは、理想的な相対論的ガスの単純化されたモデルですが、宇宙論の文脈では非常に正確です。別の研究では、暗黒物質粒子の一般的な許容質量について、アインシュタイン-ボルツマン連立方程式の高次多重極$\ell>2$である$m>5\\text{keV}$を示しました。$k<10\h\text{/Mpc}$のスケールでは無視できます。したがって、RRGモデルによって与えられる摂動の状態方程式と音速を使用して、理想的な流体フレームワークを使用してWDMの摂動を追跡できます。WDMのM\'esz\'arosのような方程式を導き出し、放射、物質、暗黒エネルギーが支配的な時代に分析的に解きます。これらのソリューションを結合すると、赤方偏移と波数の関数としてWDM摂動の値を決定する式が得られます。次に、WDMの物質パワースペクトルと伝達関数を小規模に構築し、ライマン-$\alpha$森林観測から得られたいくつかの結果と比較します。WDM摂動の進化を理解するための明確で教育学的な分析開発であることに加えて、私たちのパワースペクトルの結果は、考慮された観測および暗黒物質粒子の暖かさの程度の他の決定と一致しています。
銀河系外視差によるH0の抑制
宇宙マイクロ波背景放射の静止フレームに対する私たち自身の動きによる他の銀河の経年視差の観測を通じて、ハッブルパラメータ$H_0$の測定の見通しを調べます。固有速度は個々の銀河までの距離測定を非常に不確実にしますが、多くの銀河をサンプリングする調査はそれでも正確な$H_0$測定をもたらすことができます。フィッシャー情報形式とシミュレーションの両方を使用して、このような調査から$H_0$の誤差を予測し、未知の固有速度を無視します。最適な調査では、赤方偏移$z_\mathrm{max}=0.05$内の$\sim10^2$銀河が観測されています。固有運動に必要な誤差は、ガイアや将来の位置天文機器で達成できる誤差に匹敵します。視差による$H_0$の測定は、$H_0$の異なる測定間の張力に光を当てる可能性があります。
eROSITA最終赤道深度調査（eFEDS）：eFEDSフットプリント内のスバルハイパーSuprime-Cam弱レンズ効果せん断選択クラスターのX線特性の完全な調査
| Title |
The_eROSITA_Final_Equatorial-Depth_Survey_(eFEDS):_A_complete_census_of_X-ray_properties_of_Subaru_Hyper_Suprime-Cam_weak_lensing_shear-selected_clusters_in_the_eFEDS_footprint |
| Authors |
Miriam_E._Ramos-Ceja,_M._Oguri,_S._Miyazaki,_V._Ghirardini,_I._Chiu,_N._Okabe,_A._Liu,_T._Schrabback,_D._Akino,_Y._E._Bahar,_E._Bulbul,_N._Clerc,_J._Comparat,_S._Grandis,_M._Klein,_Y.-T._Lin,_A._Merloni,_I._Mitsuishi,_H._Miyatake,_S._More,_K._Nandra,_A._J._Nishizawa,_N._Ota,_F._Pacaud,_T._H._Reiprich,_J._S._Sanders |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.07836 |
eFEDS調査は、SRG/eROSITAの調査科学機能を実証するために設計された概念実証ミニ調査です。それは、赤方偏移1.3まで542個の銀河団が検出された140平方度の領域をカバーしています。eFEDSフィールドは、約3,600万個の銀河を含む、510平方度をカバーするHyperSuprime-CamSubaruStrategicProgram（HSC-SSP）S19Aデータリリースに部分的に組み込まれています。この銀河カタログは、180個のせん断選択された銀河団のサンプルを作成するために使用されます。両方の調査に共通する領域である約90平方度で、選択されたX線eFEDSとせん断選択されたHSC-SSPS19A銀河団サンプルを比較することにより、銀河団検出における選択方法の影響を調査します。eFEDSフットプリントには25のせん断選択クラスターがあります。X線ボロメータ光度と弱レンズ質量の関係を調査し、X線選択サンプルとせん断選択サンプルのボロメータ光度と質量関係の正規化が$1\sigma$内で一貫していることがわかりました。さらに、せん断選択されたクラスターの動的状態と合体率は、X線で選択されたクラスターと変わらないことがわかりました。4つのせん断選択されたクラスターはX線で検出されません。綿密な検査により、1つは投影効果の結果であり、他の3つは最終的なeROSITA検出限界を下回るX線束を持っていることがわかります。最後に、せん断選択されたクラスターの43％がスーパークラスターにあります。私たちの結果は、X線ボロメータの光度とせん断選択されたクラスターサンプルの真のクラスター質量との間のスケーリング関係がeFEDSサンプルと一致していることを示しています。X線の低輝度クラスターの有意な集団はなく、X線で選択されたクラスターサンプルが完全であり、正確な宇宙論的プローブとして使用できることを示しています。
位相統計の新しい推定量
弱いレンズ効果の収束場$\kappa$について、2次元（2D）のフーリエモードの位相の統計を調べるための新しい統計を紹介します。この統計には、観測されたパワースペクトルに含まれる情報と比較して、完全に独立した情報が含まれています。ソースの赤方偏移の関数として、結果を最新の数値シミュレーションと比較し、理論的な予測との良好な一致を見つけます。線相関関数（LCF）として知られている一般的に使用される統計と比較して、推定器がより優れた信号対雑音比を達成できることを示します。2点統計であるため、複雑なノイズやマスクが存在する場合でも、推定器は簡単に実装でき、高次に一般化することもできます。レンズ付きCMBマップの研究にこの推定量を適用する一方で、位相の統計の研究に生まれた後の補正を含めることが重要であることを示します。
超対称ブレーンワールドインフレーションにおける予熱と再加熱の制約
| Title |
Preheating_and_Reheating_Constraints_in_Supersymmetric_Braneworld_Inflation |
| Authors |
K._El_Bourakadi,_M._Bousder,_Z._Sakhi,_M._Bennai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.08112 |
宇宙の進化を初期段階で研究し、結合定数$\lambda$と$g$\に条件を設定して、$\chi$粒子を効果的に生成することにより、ハイブリッドブレーンワールドインフレーションのフレームワークでの予熱についても説明します。観測可能なCMBスケールが地平線を横切った時間と現在の時間との間の位相を考慮して、スカラースペクトルインデックスの観点から再加熱および予熱パラメーター$N_{re}$、$T_{re}$、および$N_{pre}$を記述します。$n_{s}$であり、再加熱の場合とは異なり、予熱時間は状態方程式$\omega^{\ast}$の値に依存しないことを証明します。D項ハイブリッドポテンシャルのパラメーターを制約するために、高エネルギー限界でスローロール近似を適用します。また、一部のインフレパラメータ、特にスペクトルインデックス$n_{s}$は、潜在的なパラメータ$\alpha$が$Planck$のデータと一致するように$\alpha\geq1$として制限されることを要求することも示しています。一方、比率$r$は、高インフレのe-foldを考慮した$\alpha\leq1$の観測値と一致しています。また、再加熱温度に対するブレイン張力の影響の調査を提案します。結果を最近のCMB測定と比較して、$0.8\leq\alphaの範囲のハイブリッドD項インフレモデルで予熱および再加熱パラメーター$N_{re}$、$T_{re}$、および$N_{pre}$を調べます。\leq1.1$\であり、$T_{re}$と$N_{re}$には$\alpha\leq1$が必要であると結論付けますが、$N_{pre}$の場合、条件$\alpha\leq0.9$は$Planck$の結果と互換性があることを確認しました。
長期間の彗星運動の銀河と恒星の摂動-実際的な考慮事項
| Title |
Galactic_and_stellar_perturbations_of_long_period_comet_motion_--_practical_considerations |
| Authors |
Piotr_A._Dybczy\'nski_and_S{\l}awomir_Breiter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.07549 |
環境。太陽系の銀河系と恒星の近傍に関する知識が増えているため、現代の長周期彗星運動の研究では、恒星の摂動と銀河系全体のポテンシャルの両方を考慮に入れる必要があります。目的。私たちの目的は、太陽系小天体の運動方程式の数値積分をはるかに高速かつ同時により高い精度で実行するためのアルゴリズムと方法を提案することです。メソッド。太陽系の重心フレームで定式化された運動方程式の新しい定式化を提案しますが、銀河ポテンシャルによって引き起こされる摂動の差異を正確に説明します。これらの方程式を効果的に使用するために、太陽の銀河系の位置の数値天体暦と潜在的な恒星摂動体のセットを提供します。結果。提案された方法は、数桁高い精度を提供し、同時に必要なCPU時間を大幅に削減します。このアプローチの適用は、彗星C/2015XY1の過去の動きの詳細な動的研究の例で提示されます。
中程度の分解能の分光法による惑星HR8799 b、c、およびdの詳細な調査
| Title |
Deep_exploration_of_the_planets_HR_8799_b,_c,_and_d_with_moderate_resolution_spectroscopy |
| Authors |
Jean-Baptiste_Ruffio,_Quinn_M._Konopacky,_Travis_Barman,_Bruce_Macintosh,_Kielan_K._Wilcomb,_Robert_J._De_Rosa,_Jason_J._Wang,_Ian_Czekala,_Christian_Marois |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.07614 |
星HR8799を周回する4つの直接画像化された惑星は、大気物理学と形成モデルを精査するための理想的な実験室です。これらの惑星の10年以上のKeck/OSIRIS観測を紹介します。これは、その解像度と信号対雑音比によって、これまでの大気の最も詳細な観察を表しています。Keck/OSIRIS（Kバンド;R〜4,000）を使用して、中程度のスペクトル分解能で、星に2番目に近い既知の惑星であるHR8799dの最初の直接検出を示します。さらに、HR8799b、c、およびdの新しいアーカイブOSIRISデータ（HおよびKバンド）を均一に分析します。最初に、3つの惑星での水（H2O）と一酸化炭素（CO）の検出を示し、HR8799bの大気中のメタン（CH4）のあいまいなケースについて説明します。次に、3つの惑星のそれぞれの視線速度（RV）測定値を報告します。HR8799dのRV測定は、HR8799惑星系の共面性と軌道安定性を想定して行われた予測と一致しています。最後に、OSIRISデータ、公開された測光ポイント、および低解像度スペクトルに対して均一な大気分析を実行します。3つの惑星の炭素対酸素比（C/O）の恒星値からの有意な偏差を推測することはありません。したがって、形成の場所や方法に関する明確な情報はまだ得られていません。ただし、すべてのHR8799惑星のC/O比を制限することは、あらゆる多惑星システムにとって画期的な出来事であり、形成プロセスが不確実な、大きくて広く分離された巨大ガスにとって特に重要です。
ターミナル爆発で捕らえられたSOHOのようなクロイツ群としての1882年の大彗星への謎めいた曖昧な仲間
| Title |
Enigmatic_Nebulous_Companions_to_the_Great_September_Comet_of_1882_As_SOHO-Like_Kreutz_Sungrazers_Caught_in_Terminal_Outburst |
| Authors |
Zdenek_Sekanina |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.07695 |
グレート9月彗星として知られるサングレーザー彗星C/1882R1の一時的な曖昧な伴星の性質を調査します。特徴は彗星の頭の南西数度に位置し、近日点通過後ほぼ1か月の10日間、彗星が0.7AUから1AUであったときに、JFJシュミットとEEバーナードを含む4人の観測者によって独立して報告されました。太陽。私は、漠然とした仲間の誰も一度も目撃されたことはなく、彼の信念に反して、シュミットは4つの連続した朝に無関係の物体を観察したと結論付けます。それぞれの漠然とした仲間は、最大で数十メートルの直径の破片によって引き起こされ、近日点通過後に彗星の核から放出され、その質量が突然粉砕されたときに、たまたま短い終末爆発に巻き込まれたためにのみ見られたと提案されています昇華トルクによって引き起こされた回転バーストによる可能性のある、ほとんどが微視的な破片の雲。フラグメントの動きは、かなりの面外成分を伴う強力なガス放出駆動の非重力加速の影響を受けました。断片化イベントは一般的でしたが、一時的な性質のため、あいまいなコンパニオンのごく一部しか検出されませんでした。あいまいな仲間の観測された明るさは、主にC2放出によるものであり、微視的な塵による太陽光の散乱によるものであると提案されています。その性質上、漠然とした仲間の原因となる断片は、SOHO宇宙探査機に搭載されたコロナグラフで検出されたドワーフのクロイツ群に非常によく似ています。それらの断片化の履歴のみが異なり、後者は、太陽のコロナ内の昇華する氷と耐火物の寿命が非常に短い結果として、最終的な爆発を示しません。
惑星形成
私たちの銀河は惑星でいっぱいです。私たちは今、惑星と惑星系が多様であり、さまざまなサイズ、質量、組成、およびさまざまな軌道構造を備えていることを知っています。過去数十年の間に、観測的にも理論的にも惑星形成の理解に大きな進歩がありましたが、いくつかの基本的な問題は未解決のままです。これは、さまざまな物理的および化学的プロセスを含み、長さスケール、質量、およびタイムスケールの膨大な範囲にわたるプロセスの複雑さを考えると、驚くべきことではないかもしれません。さらに、惑星の形成を直接観察することはできませんが、さまざまな情報を1つの一貫した画像にまとめることによって推測する必要があります。「惑星はどのように形成されますか？」現代の天体物理学では依然として根本的な問題です。このレビューでは、惑星形成理論の主要な未解決の質問のいくつかと、課題および今後の機会をリストします。
銀河ハローと潮汐構造のLBTイメージング（LIGHTS）調査の紹介。 LSSTが発表する低表面輝度宇宙のプレビュー
| Title |
Introducing_the_LBT_Imaging_of_Galactic_Halos_and_Tidal_Structures_(LIGHTS)_survey._A_preview_of_the_low_surface_brightness_Universe_to_be_unveiled_by_LSST |
| Authors |
Ignacio_Trujillo,_Mauro_D'Onofrio,_Dennis_Zaritsky,_Alberto_Madrigal-Aguado,_Nushkia_Chamba,_Giulia_Golini,_Mohammad_Akhlaghi,_Zahra_Sharbaf,_Raul_Infante-Sainz,_Javier_Roman,_Carlos_Morales-Socorro,_David_J._Sand,_Garreth_Martin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.07478 |
銀河ハローと潮汐構造のLBTイメージング（LIGHTS）調査の最初の結果を提示します。LIGHTSは、2x8.4mの大双眼望遠鏡（LBT）を使用した継続的な観測キャンペーンであり、深さmuV〜31mag/arcsec^2（10インチで3シグマ）までの衛星の恒星のハローと低表面輝度の集団を探索することを目的としています。近くの銀河のx10"ボックス）。大型双眼カメラ（LBC）を使用して、gおよびrスローンフィルターで同時にディープイメージングを収集しました。結果として得られる画像は、スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）の画像よりも60倍（つまり、約4.5等）深く、将来の時空のレガシー調査で期待されるものと同等の特性（深度と空間分解能）を持っています。（LSST）。ここでは、NGC1042（13.5Mpcの距離にあるM33アナログ）とその周辺を対象としたパイロットプログラムの最初の結果を示します。画像の深さにより、この銀河の周辺で、質量（1.4+-0.4x10^8Msun）がラムダコールドダークマター（LambdaCDM）の予想と一致する非対称の恒星ハローを検出することができました。さらに、LBTからの深いイメージングにより、中心表面の輝度が非常に弱いmuV（0）〜27mag/arcsec^2の低質量衛星（10^5Msunの数倍）が明らかになることを示します（つまり、ローカルグループの矮小楕円体に似ています。アンドロメダXIVまたはろくぶんぎ座として、しかしローカルボリュームをはるかに超えた距離で）。LIGHTS調査によって提供された深さと空間分解能は、私たちのローカルグループを超えて、理論と観測（もしあれば）の違いがあるはずの質量に至るまで、多種多様な銀河の「衛星の欠落」問題を調査するユニークな機会を開きます。重要。
NIHAO-LG：ローカルグループの矮小銀河の独自性
| Title |
NIHAO-LG:_The_uniqueness_of_Local_Group_dwarf_galaxies |
| Authors |
Nikhil_Arora,_Andrea_V._Macci\'o,_St\'ephane_Courteau,_Tobias_Buck,_Noam_I._Libeskind,_Jenny_G._Sorce,_Chris_B._Brook,_Yehuda_Hoffman,_Gustavo_Yepes_and_Eduardo_Carlesi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.07487 |
局所銀河群（LG）の矮小銀河の最近の観測的および理論的研究は、それらの独特の星形成の歴史、恒星の金属量、ガス含有量、および運動学を浮き彫りにしました。NIHAOプロジェクトで制約付きLGとフィールド中央ドワーフハローシミュレーションを比較することにより、これらの食欲をそそる機能の共通性を調査します。初めて、ローカルグループの約100人の小人と一緒にMWとM31の進化を追跡するNIHAO流体力学で実行された制約付きLGシミュレーションが提示されます。現在のLG矮星の総ガス質量と恒星特性（速度分散、進化の歴史など）は、フィールドシステムに類似していることがわかります。全体として、シミュレートされたLGの矮星は、宇宙の他の矮星に代表的な恒星の特性を示しています。ただし、フィールドと比較して、LGの矮星は、MW/M31との相互作用および/またはフィードバックに起因して、中央部分でより多くの低温ガスを持ち、ハローでより多くの金属に富むガスを持っています。LG矮星のガス金属含有量が多いと、初期の星形成イベントが発生し、強いフィードバックとその後の消光につながります。また、LGの矮星の化学的進化に対する金属の拡散の影響をテストし、金属の拡散が野外の矮星と比較してLGの恒星またはガスの含有量に影響を与えないことを発見しました。最大の違いは、ガスの金属量（〜0.1dex）に見られます。私たちの結果は、LGの矮星の特性が、宇宙の矮星の集団全体を研究するための一般的な制約として使用され、銀河形成のテストと比較のための強力なローカルラボを提供する可能性があることを示しています。
ハブフィラメントシステムのALMA研究I.最も質量の大きいコア内の凝集塊の質量濃度について
| Title |
An_ALMA_study_of_hub-filament_systems_I._On_the_clump_mass_concentration_within_the_most_massive_cores |
| Authors |
Michael_Anderson,_Nicolas_Peretto,_Sarah_E._Ragan,_Andrew_J._Rigby,_Adam_Avison,_Ana_Duarte-Cabral,_Gary_A._Fuller,_Yancy_L._Shirley,_Alessio_Traficante,_and_Gwenllian_M._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.07489 |
パーセクスケールの塊から大規模な星形成コアへの質量移動の背後にある物理的プロセスは、とらえどころのないままです。クランプの形態と、赤外線の明るさの関数として最も質量の大きいコア（MMC）に到達する質量分率、つまりクランプの進化的トレーサーとの関係を調査します。ALMA12mとACAを使用して、2.9mmの連続体で$\sim$3"の解像度で6つの赤外暗黒雲を調査しました。サンプルをコンテキストに入れるために、29の高質量面密度のサンプルから公開されたALMAデータも再分析しました。ATLASGALの情報源。ハーシェルとスピッツァーのデータを使用して、塊のサイズ、質量、形態、赤外線の明るさを特徴づけます。新しく観測された6つのハブ内で、67個のコアを特定し、MMCの質量が15〜911$\mathrmであることがわかりました。{M}_{\odot}$、半径0.018〜0.156pc内。各ハブのMMCには、塊の質量（$f_\mathrm{MMC}$）の3〜24％が含まれ、コアになると5〜36％になります。質量はコア半径の中央値に正規化されています。35個の塊全体で、ハブシステムと非ハブシステムの$f_\mathrm{MMC}$値の中央値に有意差は見られません。これは、サンプルバイアスの結果である可能性があります。$f_\mathrm{MMC}$は、赤外線が明るい塊と比較して、赤外線が暗い塊の場合、$\sim$7.9倍大きいことがわかります。この係数は比較すると$\sim$14.5まで増加します。6つの赤外線暗黒ハブから赤外線明るい塊までのサンプル。ハブフィラメントシステムは、進化の早い段階でMMC内に効率的に質量を集中させると推測されます。塊が進化するにつれて、それらは大量に成長しますが、そのような成長は、より大規模なMMCの形成にはつながりません。
軸対称恒星系における規則的で混沌とした軌道
現実的な銀河モデルの重力ポテンシャルは、運動の3つの独立した分離積分を持たないため、無秩序である軌道を認めるという意味で、一般に積分不可能です。ただし、混沌とした軌道が恒星系の少数派である場合、それらがシステムの主要な動的特性に与える影響はごくわずかであると予想されます。この論文では、簡単にするために、軸対称系に焦点を当てて、恒星系におけるカオス軌道の重要性を定量化する問題に取り組んでいます。混沌とした軌道は、それらが探求された本質的にすべての（非スタッケル）軸対称重力ポテンシャルで発見されました。断面の表面の分析に基づいて、混沌とした軌道を見つけるために、文献の例に新しい例を追加します。、および通常の軌道の中で共鳴的にトラップされた軌道、宮本長井では、対数が平坦化され、プランマーの軸対称ポテンシャルがシフトしました。カオスの質量（$\xi_{\rmc}$）と共鳴的にトラップされた（$\xi_{\rmt}$）は、与えられた分布関数の恒星系への軌道を回っています。これは、たとえば銀河衛星の恒星の流れの分散の研究で非常に有用な量です。ケーススタディとして、$\xi_{を測定します。\rmc}$と$\xi_{\rmt}$は、平坦化された対数ポテンシャルにエバンスのエルゴディック分布関数を入力し、$\xi_{\rmc}\sim10^{-4}を見つけて得られた、2つの軸対称恒星系です。-10^{-3}$および$\xi_{\rmt}\sim10^{-2}-10^{-1}$。
雲の動きと磁場：セフェウスフレア領域の4つの雲
セフェウスフレア領域は、現在星形成で活動している暗い雲の複合体のグループで構成されています。この作業の目的は、セフェウスフレアの比較的高い銀河緯度（b$\gt$14$^{\circ}$）にある4つの雲、L1147/1158、L1172/1174、L1228、およびL1251の動きを推定することです。領域。磁場に対する雲の動きと、磁場と動きの両方に関する塊の向きとの関係を研究します。固有運動を使用して分子雲の運動を推定し、ガイアEDR3データを使用してそれらに関連する若い恒星状天体（YSO）の距離推定を行いました。YSOが雲に関連付けられており、同じ速度を共有していると仮定することにより、雲の予測される運動方向が推定されます。L1228の場合は371$\pm$22pc、L1251の場合は340$\pm$7pcの距離を推定しました。これは、4つの複合体すべてがほぼ同じ距離にあることを意味します。雲とYSOの両方が運動学的に結合していると仮定して、YSOの固有運動を使用して、雲の予測される運動方向を推定しました。動いているすべての雲は、オフセットが$\sim$45$^{\circ}$であるL1172/1174を除いて、周囲の磁場に対して$\sim$30$^{\circ}$のオフセットを作成しています。。L1147/1158では、星のない塊は主に磁場に平行に配向しているのに対し、星の前の塊はランダムな分布を示しています。L1172/1174、L1228、およびL1251では、塊は磁場に対してランダムに配向されます。雲の動きに関しては、L1147/1158とL1172/1174では星のない塊がより平行に向いているというわずかな傾向があります。L1228では、凝集塊の主軸はよりランダムに方向付けられます。L1251では、星のない塊の場合に二峰性の傾向が見られます。
超微弱矮小銀河網状組織IIにおけるワイドバイナリシステムの統計的検出
| Title |
A_Statistical_Detection_of_Wide_Binary_Systems_in_the_Ultra-Faint_Dwarf_Galaxy_Reticulum_II |
| Authors |
Mohammadtaher_Safarzadeh,_Joshua_D._Simon,_Abraham_Loeb |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.07522 |
連星は、超微弱な矮小銀河（UFD）などの暗黒物質が支配的なシステムで観測された星の速度分散を膨らませることができます。ただし、UFDのバイナリの母集団は、観測による制約が不十分であり、個々の銀河に適したバイナリの割合は、数パーセントからほぼ1までの範囲です。最近傍（NN）統計（または2点相関関数）を介してワイドバイナリを検索することが文献で提案されており、UFDでワイドバイナリを検出するためにこの方法を初めて適用します。ハッブル宇宙望遠鏡の画像からReticulum〜II（Ret〜II）の星の位置を分析することにより、Ret〜IIの角度分解されたワイドバイナリを検索します。それらのNN距離の分布は、バイナリを含まないモデルと比較して、$\lesssim8$アーク秒の予測された間隔での強化を示していることがわかります。このような強化は、$f_b\approx0.07^{+0.04}_{-0.03}$の2進分数で説明できることを示しています。これは、太陽の近隣で見られるよりも平均分離が小さいことを示す適度な証拠です。また、Ret〜IIで観測された星のマグニチュード分布を使用して、質量範囲$0.34-0.78〜M_{\odot}$にわたって初期質量関数を制約し、$\alpha=1.10^{の浅いべき乗則勾配を見つけます。+0.30}_{-0.09}$はデータと一致します。
MUSEの非常に深いフィールド：z = 1の暗黒物質が支配的な銀河におけるSFRによって誘発されたコアの証拠
| Title |
The_MUSE_Extremely_Deep_Field:_Evidence_for_SFR-induced_cores_in_dark-matter_dominated_galaxies_at_z=1 |
| Authors |
Nicolas_F._Bouch\'e,_Samuel_Bera,_Davor_Krajnovi\`c,_Eric_Emsellem,_Wilfried_Mercier,_Joop_Schaye,_Beno\^it_\'Epinat,_Johan_Richard,_Sebastiaan_L._Zoutendijk,_Valentina_Abril-Melgarejo,_Jarle_Brichman,_Roland_Bacon,_Thierry_Contini,_Leindert_Boogaard,_Lutz_Wisotzki,_Michael_Maseda,_Matthias_Steinmetz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.07545 |
$z>1$で回転支持された星形成銀河（SFG）でのディスクハロー分解は、多くの場合、巨大な銀河（$M_\star>10^{10}〜M_\odot$）に限定され、いずれかの深い面分光器に依存します。分光データまたはスタッキング分析。これまでで最も深いマルチユニット分光器エクスプローラー（MUSE）フィールド、つまり140時間のMUSE極度に深いフィールドで最も明るい[OII]エミッターを使用して選択された9つの$z\upperx1$SFGの暗黒物質（DM）含有量の研究を提示します。、新しい3Dモデリングアプローチを使用して、9つの低質量SFG（$10^{8.5}<M_\star<10^{10.5}〜M_\odot$）でディスクハロー分解を実行します。Nを使用すると、個々の回転曲線を$3\timesR_e$まで測定できます。DMコンポーネントは、主にDiCintioetal。の一般化された$\alpha、\beta、\gamma$プロファイル、またはNavarro-Frenk-White（NFW）プロファイルを使用します。[OII]ディスクハロー分解から得られたディスク恒星の質量$M_\star$は、スペクトルエネルギー分布から推測された値と一致します。回転曲線は、大きな半径で上昇から下降までさまざまな形状を示していますが、半光半径$f_{\rmDM}（<R_e）$内のDMの割合は、60\％から95\％であることがわかります。$M_\star>10^{10}〜M_\odot$のSFGで低いDMフラクションを発見した、Genzeletal。の結果をより低い質量（密度）に拡張します。DMハローは、$\sim100〜M_\odot$pc$^{-2}$の一定の表面密度を示します。サンプルの半分は、カスピーDMプロファイルよりもコアリングを強く好むことを示しています。DMコアの存在は、恒星からハローへの質量が$\logM_\star/M_{\rmvir}\approx-2.5$の銀河に関連しているようです。さらに、DMプロファイルの尖度は、最近の星形成活動の強力な機能であることがわかっています。これらの結果は両方とも、コールドダークマターのコンテキストでフィードバックによって誘発されたコア形成の証拠として解釈されます。
W51北：熱的に抑制された断片化する雲から出現するプロトクラスター？
| Title |
W51_North:_a_protocluster_emerging_out_of_a_thermally_inhibited_fragmenting_cloud? |
| Authors |
Mengyao_Tang,_Aina_Palau,_Luis_A._Zapata,_Sheng-Li_Qin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.07658 |
大規模な星形成領域での断片化プロセスは、天体物理学における現代の問題の1つであり、乱流、磁場、回転、恒星フィードバック、重力など、断片化を制御するためのいくつかの物理的プロセスが提案されています。ただし、断片化プロセスは、1000AUをはるかに下回る小さな空間スケールでは十分に研究されていません。ALMA（AtacamaLargeMillimeterandSubmillimeterArray）の高角度分解能データを使用して、W51IRS2のフラグメントを識別し、200AUの空間スケールでフラグメンテーション特性を研究することを目指しています。3つのプロジェクトからのW51IRS2のALMAデータを使用しました。これにより、ミリメートル波長で0.028$^{\prime\prime}$（144AU）の角度分解能が得られます。{\ituv}範囲に制約された1.3mmの連続体データを使用してコンパクトフラグメントを識別しました。コンパニオンの平均面密度（MSDC）分析は、フラグメント間の分離を研究するために実行されました。合計33の連続体ソースが特定され、そのうち29が調査地域のフラグメントとして定義されています.MSDC分析により、1845AUと7346AUの空間販売に対応する2つのブレークが明らかになり、2レベルのクラスタリング現象が示されています。1845AU未満の線形レジームで、主にW51Northに関連付けられており、その傾きは、銀河系の他のクラスターのような領域のクラスター化レジームの傾きと一致しています。フラグメントの典型的な質量と分離、およびフラグメントの密度と数の関係は、この地域の温度の以前の測定値と一致する、200〜400Kの高温で動作するサーマルジーンズプロセスによって説明できます。近くの巨大な星によって生成されます。したがって、W51IRS2は熱的に抑制された断片化段階を経ているように見えますが、これはW51Northに関連するプロトクラスターの形成を妨げているようには見えません。
粒子成長とダスト凝集体の構造に及ぼす磁場との粒子配列の影響
ダスト粒子は星間磁場と整列し、星間物質（ISM）を通ってドリフトします。星間塵の進化は、粒子の動きによって引き起こされます。この論文では、分子雲の粒子成長に及ぼす磁場と粒子運動による粒子配列の影響を研究します。最初に、内部整列（つまり、粒子軸とその角運動量${\bfJ}$の整列）と外部整列（つまり、${\bfJ}$と磁場の整列）の特徴的なタイムスケールについて説明します。効率的な整列を持つ粒子サイズの範囲を見つけます。次に、ガス中を漂うそのような整列した粒子の粒子成長を研究します。磁場に沿って整列した粒子の動きにより、ガスの降着は、ランダムな配向の場合のように、粒子の伸びを減少させるのではなく増加させます。粒子の凝固はまた、粒子の伸びを徐々に増加させ、粒子サイズとともに伸びの増加をもたらす。整列した粒子の凝固は、平行な短軸を持つ粒子のペアを含む細長いバイナリを含むダスト凝集体を形成する可能性があります。ダスト粒子内に超常磁性鉄クラスターが存在すると、内部配列が強化され、$n_{\rmH}\sim10の高密度雲の場合、整列粒子の最大サイズが$\sim2$から$\sim10\mum$に増加します。^{5}\rmcm^{-3}$。ダスト骨材内の平行軸を持つそのような整列した粒子のサイズを決定することは、粒子成長の位置および鉄含有物のレベルを制約するために重要であろう。{\itRosetta}によって得られた67P/Churyumov-Gerasimenkoのダスト凝集体内の粒子は、粒子半径とともに粒子の伸びが増加することがわかります。これは、ブラウン運動による凝固からは予想されませんが、整列した粒子からの粒子成長と一致します。
静止銀河の割合が高い$ z = 3.37 $でのプロトクラスターの分光学的確認
| Title |
Spectroscopic_Confirmation_of_a_Protocluster_at_$z=3.37$_with_a_High_Fraction_of_Quiescent_Galaxies |
| Authors |
Ian_McConachie,_Gillian_Wilson,_Ben_Forrest,_Z._Cemile_Marsan,_Adam_Muzzin,_M._C._Cooper,_Marianna_Annunziatella,_Danilo_Marchesini,_Jeffrey_C._C._Chan,_Percy_Gomez,_Mohamed_H._Abdullah,_Paolo_Saracco,_Julie_Nantais |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.07696 |
MAGAZ3NEJ095924+022537の発見を報告します。これは、分光的に確認された$UVJ$静止超巨大銀河（UMG;$M_{\star}=2.34^{+0.23}_{-0.34}\times10^{11}{\rmM}_\odot$）COSMOSUltraVISTAフィールド。UMGを含む合計38のプロトクラスターメンバー（14の分光および24の測光）を提示します。特に、この時代に以前に報告された、主に星形成メンバーを含むことがわかっているプロトクラスターとは著しく対照的に、我々は、同時代のフィールドと比較して静止銀河の高い割合を測定します（$73.3^{+26.7}_{-16.9}\％$対$11.6^{+7.1}_{-4.9}\％$は、恒星の質量が$M_{\star}\geq10^{11}{\rmM}_\odot$）の銀河です。この高度にクエンチされた部分は、$z>2$のプロトクラスターにおける星形成銀河の見かけの遍在性に対する印象的で重要な反例を提供し、むしろ、プロトクラスターが初期宇宙の多様な進化状態に存在することを示唆しています。「早期の大量消光」または非古典的な「環境焼入れ」のいずれかが観察されている可能性について説明します。また、$z=3.3801^{+0.0213}_{-0.0281}$の非常に類似した赤方偏移で、2番目の分光的に確認されたプロトクラスターであるMAGAZ3NEJ100028+023349の発見を提示します。合計20のプロトクラスターメンバーを提示します。そのうち12は測光で、8はスターバースト後のUMG（$M_{\star}=2.95^{+0.21}_{-0.20}\times10^{11}{\rmM}_\odot$）。プロトクラスターMAGAZ3NEJ0959とMAGAZ3NEJ1000は、この時代の「コマ」タイプのクラスター前駆体のサイズのシミュレーションからの予測とよく一致して、空上で18分角離れています（35共動Mpc）。2つのUMGは、赤方偏移の低い大規模なガラス化クラスターに見られる最も明るいクラスター銀河（BCG）の前駆体である可能性が高いです。
CALIFA調査における星形成は銀河を混乱させました。 II。星形成の歴史と酸素の存在量
| Title |
Star_Formation_in_CALIFA_survey_perturbed_galaxies._II._Star_Formation_Histories_and_Oxygen_Abundances |
| Authors |
A._Morales-Vargas,_J._P._Torres-Papaqui,_F._F._Rosales-Ortega,_M._Chow-Mart\'inez,_J._J._Trejo-Alonso,_R._A._Ortega-Minakata,_A._C._Robleto-Or\'us,_F._J._Romero-Cruz,_D._M._Neri-Larios |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.07731 |
銀河の進化は、一般的に潮汐の相互作用の影響を受けます。まず、このシリーズでは、潮汐相互作用が星形成（SF）の調節に寄与することを示唆するいくつかの効果を報告しました。そのことを確認するために、我々は今、CALIFA調査の潮汐と非潮汐で摂動された銀河の間で恒星の質量集合履歴とSFルックバック時間の環状プロファイルを比較します。恒星の質量の影響を減らすために、最も近い恒星の質量表面密度でそれぞれの星形成領域をペアにします。集合の歴史と環状のプロファイルは統計的に有意な違いを示しているので、より高い星形成率は、潮汐的に摂動された銀河の領域を特徴づけます。これらの地域は、最後の1GyrでSFのより激しい（再）活性化を受けました。環状プロファイルのさまざまな形状は、SFの抑制と（再）活性化の間の変動も反映しています。気相の存在量は、あまり活発ではない星形成銀河よりも活発に低いため、そのような存在量を希釈できる金属の少ないガス流入のもっともらしい存在をさらに調査します。恒星の質量密度と総ガス分率との酸素（O）存在比の分解された関係は、潮汐摂動銀河の領域でわずかに低いO存在比を示しています。O存在量の単一分布は、それを統計的に検証します。さらに、恒星のフィードバックに基づく金属量モデルから、質量流量の差（流入$-$流出）は、潮汐摂動銀河の領域に対して統計的に有効なより高い値を示しています。これらの差異、および集団合成からの金属画分は、これらの銀河への支配的なガス流入を示唆しています。この優位性、および経時的なSFの違いは、SFに対する潮汐相互作用の以前に報告された影響を確認します。
ランダウモードは、衝突がゼロの限界にある恒星系の固有モードです。
衝突がゼロの限界で重力によって支配される恒星系の固有モードのスペクトルを検討します。Lenard-Bernstein衝突演算子を使用して、厳密に無衝突のシステムでは真の固有モードではないランダウモード（ジーンズの不安定モードを除く）が、衝突がゼロの限界で真の固有モードスペクトルの一部になることを分析的および数値的に示します。これらの条件下では、Case-vanKampenモードとしても知られる無衝突システムの真の固有モードの連続スペクトルが排除されます。さらに、弱い衝突システムのバックグラウンド分布関数は、マクスウェル分布関数からの大幅な偏差を長期間にわたって示す可能性があるため、マクスウェル分布からのわずかな偏差が存在する場合でも、主にマクスウェル分布では大きく減衰する可能性のある、弱く減衰するモードの出現。私たちの結果は、現在、N体シミュレーションや重力系の観測で大きな関心を集めている恒星系の熱ゆらぎを説明するための統計理論を開発するための重要な洞察を提供します。
半透明雲におけるCHメーザー放出とその存在量の正確な測定
| Title |
Precise_Measurements_of_CH_Maser_Emission_and_Its_Abundance_in_Translucent_Clouds |
| Authors |
Ningyu_Tang,_Di_Li,_Gan_Luo,_Carl_Heiles,_Sheng-Li_Qin,_Junzhi_Wang,_Jifeng_Xia_and_Longfei_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.07822 |
アレシボ望遠鏡によるミレニアム調査でOH18cm吸収で検出された、18個の銀河系外連続体源に対する高感度CH9cmON/OFF観測を提示します。CH放出は、18の発生源のうち6つに向かって検出されました。CHの励起温度は、検出されたすべてのオンおよびオフ速度成分を分析することによって直接導き出されました。CH3335MHz遷移の励起温度は$-54.5$から$-0.4$Kの範囲であり、[$-$5,0]K内でピークに達する対数正規分布に従います。これは、20％から10倍以上の過大評価を意味します。従来の値$-60$または$-10$Kを想定してCHカラム密度を計算する場合。さらに、ローカル熱平衡（LTE）の仮定を採用すると、CHのカラム密度は$1.32\pm0.03$の係数で過小評価されます。CHを使用する代わりに、3つの超微細遷移。log$N$（CH）=（1.80$\pm$0.49）log$N$（OH）$-11.59\pm6.87$に従って、CHとOHのカラム密度の間に相関関係があることがわかりました。CHのカラム密度とH$_2$の間の線形相関は、可視波長研究から得られたものと一致しており、CHが拡散分子ガス中のH$_2$成分の最良のトレーサーの1つであることを確認しています。
巨大電波クエーサー：複合光学スペクトル
巨大な電波クエーサー（GRQ）の最大のサンプルの複合光スペクトルを提示します。それらは、0.7Mpcを超える無線構造の投影された線形サイズが大きいため、無線クエーサーのまれなサブクラスを表しています。複合スペクトルを構築するために、スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）からの216個のGRQの光学スペクトルを組み合わせました。その結果、1400{\AA}から7000{\AA}の波長範囲をカバーする複合スペクトルが得られました。GRQのコンポジットのべき乗則スペクトル勾配を計算し、$\alpha_{\lambda}=-1.25$を取得して、小さいサイズの電波クエーサーのスペクトルと比較しました。また、の大きなサンプルで得られたクエーサーコンポジットスペクトルと比較しました。SDSSクエーサー。GRQの連続体は、比較クエーサーサンプルの連続体よりも平坦（赤）であることがわかりました。また、連続体の傾きが1.4GHzでのコアと総電波光度に依存し、電波光度が高いビンほど急になることも示しています。さらに、電波クエーサーの投影線形サイズの増加に伴い、連続体が平坦化することがわかりました。$\alpha_{\lambda}$は方向に依存し、AGN統合モデルの予測と一致するより高い無線コア対ローブフラックス密度比に対してより急勾配であることを示します。2つのGRQについて、X-CIGALEコードを使用してスペクトルエネルギー分布を適合させ、電磁スペクトルの光学部分で得られた結果の一貫性を広帯域放射と比較します。SEDフィッティングから得られたパラメータは、より赤い光学連続体のより大きなダスト光度を確認しました。
JVLAで狭線セイファート1銀河の拡張電波放射の起源を解明
| Title |
Unravelling_the_origin_of_extended_radio_emission_in_narrow-line_Seyfert_1_galaxies_with_the_JVLA |
| Authors |
Emilia_J\"arvel\"a,_Rohan_Dahale,_Luca_Crepaldi,_Marco_Berton,_Enrico_Congiu,_Robert_Antonucci |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.07841 |
細線セイファート1（NLS1）銀河は、進化の初期段階では活動銀河核（AGN）であると考えられています。それらの数十は相対論的ジェットをホストすることがわかっていますが、大部分は無線でさえ検出されておらず、このバンドのクラスの不均一性を強調しています。この論文では、5.2GHzでの拡張kpcスケールの無線形態に基づいて選択された、44個のNLS1のサンプルにおける主な無線放射源を特定することを目的としています。これは、5.2GHzを中心とする空間的に分解された無線スペクトルインデックスマップを分析することで実現します。さらに、中赤外線放射に基づくいくつかの診断を利用して、それらのホスト銀河の星形成活動を推定します。これらのデータは、各ソースのより完全な図を描くためにアーカイブデータによって補完されます。サンプルには並外れた多様性が見られます。私たちの情報源のほぼ等しい割合は、AGNが優勢、複合、およびホストが優勢であると識別できます。AGNが優勢なソースの中には、非常に拡張されたジェットを備えたいくつかのNLS1があり、核から数十kpcの距離に達します。これらの1つであるJ0814+5609は、これまでにNLS1で見つかった最も拡張されたジェットをホストします。また、コンパクトな急峻なスペクトルソースとして分類できる5つのNLS1を特定します。さらに、NLS1に見られる多様性のために、この論文でも採用されている星形成診断などの単純なプロキシ、および無線ラウドネスパラメータは、NLS1を特徴付ける理想的なツールではないと結論付けます。NLS1を分類に基づいて仮定するのではなく、個人として検討する必要性を強調します。これらの問題が適切に考慮されると、NLS1は、ホスト銀河の相互作用と、ジェットや流出などのいくつかのAGN関連の現象を研究するための優れた環境を提供します。[要約。]
IZw18の非常に弱いCO排出量
局所的な金属の少ない銀河は、星間物質（ISM）がほとんど金属に富んでいない、原始銀河の理想的な類似物です。ただし、一酸化炭素が低金属量で分子ガスの優れたトレーサーおよび冷却剤であり続けるかどうかは不明です。アップグレードされたNorthernExtendedMillimeterArray（NOEMA）での観測に基づいて、IZw18でのCO$J$=2-1放出の限界検出を報告し、検出限界を$L^\prime_{\rmCO（2-1）}$=3.99$\times$10$^3$Kkm$^{-1}$pc$^{-2}$、これは以前の研究の少なくとも40分の1です。最も金属の少ない銀河の1つであるIZw18は、その活発な星形成活動にもかかわらず、非常に低いCO含有量を示します。他の銀河と比較して、その赤外線光度、星形成率、および[CII]光度と比較して、このような低いCO含有量は、太陽の金属量の数パーセントでISM特性に大きな変化があることを示しています。特に、COに比べて[CII]の光度が高いということは、IZw18のCOエミッターよりも分子リザーバーが大きいことを意味します。また、1.3mmの連続体の上限を取得します。これには、IZw18の1ミリメートル未満の超過分は含まれません。
ISMでのC $ _2 $ H $ _5 $ NCOの最初の検出、およびG + 0.693-0.027分子雲に向けた他のイソシアネートの検索
| Title |
First_detection_of_C$_2$H$_5$NCO_in_the_ISM_and_search_of_other_isocyanates_towards_the_G+0.693-0.027_molecular_cloud |
| Authors |
L.F._Rodr\'iguez_Almeida,_V.M._Rivilla,_I._Jim\'enez-Serra,_M._Melosso,_L._Colzi,_S._Zeng,_B._Tercero,_P._de_Vicente,_S._Mart\'in,_M._A._Requena-Torres,_F._Rico-Villas,_J._Mart\'in-Pintado |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.07889 |
星間媒体中のイソシアネート（官能基RN=C=Oの化合物）の化学的性質についてはほとんど知られていません。これまでに検出されたのは、イソシアネートラジカル（NCO）、イソシアン酸（HNCO）、N-の4つだけです。プロトン化イソシアン酸（H$_2$NCO$^+$）およびメチルイソシアナート（CH$_3$NCO）。銀河中心にある分子雲G+0.693-0.027は、最も単純なものであるHNCOとCH$_3$NCOが豊富に存在するため、新しいイソシアナートを探すのに最適な候補です。CH$_3$NCOの後、次の複合イソシアネートはエチルイソシアネート（C$_2$H$_5$NCO）とビニルイソシアネート（C$_2$H$_3$NCO）です。ISMでのそれらの検出は、宇宙でのこれらの化合物の形成についての私たちの理解を高めるでしょう。C$_2$H$_5$NCOとH$_2$NCO$^+$がG+0.693-0.027（星間物質で初めて）に向かって検出され、分子量は（4.7$-$7.3）でした。それぞれ$\times$10$^{-11}$と（1.0$-$1.5）$\times$10$^{-11}$。比率CH$_3$NCO/C$_2$H$_5$NCO=8$\pm$1が得られます。したがって、HNCO：CH$_3$NCO：C$_2$H$_5$NCOに対して決定された相対存在量は、1：1/55：1/447です。これは、HNCOからCH$_3$NCOおよびC$_2$H$_5$NCOへ。これは、たとえば、アルコールとチオールであり、C$_2$H$_5$NCOがダスト粒子の表面に形成されている可能性が高いことを示唆しています。さらに、HNCO/NCO>269、HNCO/H$_2$NCO$^+$$\sim$2100およびC$_2$H$_3$NCO/C$_2$H$_5のカラム密度比を取得しました。$NCO〜<〜4。イソシアネート（-NCO）、アルコール（-OH）、ギ酸塩（HCOO-）、ニトリル（-CN）、およびチオール（-SH）のメチル〜/〜エチル比の比較が行われ、エチル誘導体がOおよびS含有分子よりもN含有分子の方が効率的に形成されます。
大きなX線テール
| Title |
The_BIG_X-ray_tail |
| Authors |
Chong_Ge,_Ming_Sun,_Masafumi_Yagi,_Matteo_Fossati,_William_Forman,_Pavel_J\'achym,_Eugene_Churazov,_Irina_Zhuravleva,_Alessandro_Boselli,_Christine_Jones,_Li_Ji,_and_Rongxin_Luo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.07964 |
銀河団は、主にグループ規模のハローの継続的な降着によって成長します。グループ銀河は、銀河団への旅の間に前処理を経験します。星が爆発するコンパクトグループであるBlueInfallingGroup（BIG）が、近くの銀河団A1367に突入しています。以前の光学観測は、BIGメンバーの豊富な潮汐の特徴と、背後にある長いH$\alpha$の軌跡を明らかにしています。ここでは、チャンドラとXMM-Newtonの観測を使用して、BIGの背後に投影された$\sim250$kpcX線テールの発見を報告します。尾部の高温ガスの総質量は$\sim7\times10^{10}\{\rmM}_\odot$で、X線ボロメータの光度は$\sim3.8\times10^{41}$です。ergs$^{-1}$。尾に沿った温度は$\sim1$keVですが、見かけの金属量は非常に低く、ガスの複数の$T$の性質を示しています。BIGテールの前部のX線とH$\alpha$の表面輝度は、近くのクラスターのストリップされたテールのサンプルから確立された緊密な相関関係に従います。これは、多相ガスがストリップされた星間物質の混合に由来することを示唆しています（ISM）ホットクラスター内媒体（ICM）を使用。熱伝導と流体力学的不安定性が大幅に抑制されるため、剥ぎ取られたISMは長寿命であり、ICMの塊を生成する可能性があります。BIGは、銀河の変換と前処理を研究するための珍しい実験室を提供してくれます。
発光する曖昧な核過渡現象ASASSN-17jzの性質の調査
| Title |
Investigating_the_Nature_of_the_Luminous_Ambiguous_Nuclear_Transient_ASASSN-17jz |
| Authors |
Thomas_W.-S._Holoien,_Jack_M._M._Neustadt,_Patrick_J._Vallely,_Katie_Auchettl,_Jason_T._Hinkle,_Cristina_Romero-Ca\~nizales,_Benjamin_J._Shappee,_Christopher_S._Kochanek,_K._Z._Stanek,_Ping_Chen,_Subo_Dong,_Jose_L._Prieto,_Todd_A._Thompson,_Thomas_G._Brink,_Alexei_V._Filippenko,_WeiKang_Zheng,_David_Bersier,_Adam_J._Burgasser,_Sanyum_Channa,_Thomas_de_Jaeger,_Julia_Hestenes,_Benjamin_Jeffers,_Richard_S._Post,_Timothy_W._Ross,_Kevin_Tang,_Stefano_Valenti,_Sameen_Yunus,_Keto_D._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.07480 |
オブジェクトの進化の約1200日間にわたる、非常に明るいがあいまいな核過渡現象（ANT）ASASSN-17jzの観測結果を示します。ASASSN-17jzは、2017年7月27日にUT2017で銀河SDSSJ171955.84+414049.4の全天自動捜索システム（ASAS-SN）によって発見されました。過渡現象は$M_{の絶対$B$バンドの大きさでピークに達しました。B、{\rmピーク}}=-22.81$、$L_{\rmbol、peak}=8.3\times10^{44}$ergss$^{-1}$のボロメータの明るさに対応し、遅れて展示されました-総放出エネルギーが$E_{\rmtot}=（1.36\pm0.08）\times10^{52}$ergsの時間紫外線放出。この遅い時間の光は、明るくなるにつれて柔らかくなるX線放射の増加を伴います。ASASSN-17jzは、活動銀河核（AGN）で最も一般的に見られる多数のスペクトル輝線を示しましたが、バルマー系列は時間の経過とともに暗くなり、幅が広くなりました。超新星（SNe）、潮汐破壊現象（TDE）、AGN爆発、ANTを含む、過渡現象の起源に関するさまざまな物理的シナリオを検討します。最も可能性の高い説明は、ASASSN-17jzが既存のAGNのディスク内またはその近くで発生するSNIInであり、遅延放出はAGNがよりアクティブな状態に移行することによって引き起こされることであることがわかります。
マグネター（若い、非常に磁化された中性子星、NS）の起源と運命は未解決のままです。したがって、それらの進化を精査することは、X線薄暗いNS（XDINS）や回転無線過渡現象（RRAT）などの他の種の孤立したNSへの可能なリンクを調査するために重要です。ここでは、マグネターのスピン進化を調べます。進化の2つの方法が考慮されます。1つは指数関数的に減衰するBフィールドを持ち、もう1つは指数関数的および超指数関数的に減衰します。モンテカルロ法を使用して、初期スピン周期、その時間微分、B磁場減衰タイムスケールなど、さまざまな入力分布と物理パラメーターを使用してマグネター集団を合成します。さらに、古いマグネターの退色を説明できるフェードアウェイ手順を紹介し、B磁場とスピン軸の整列の影響について簡単に説明します。マグネター出生率の厳密な上限として銀河系のコア崩壊超新星率〜20kyr^-1を課し、入力パラメーター研究の手動および自動最適化アルゴリズムの両方を使用して、合成集団を観測された集団と比較すると、Bフィールドは、0.5〜10kyrの特徴的な減衰タイムスケールで指数関数的または超指数関数的に減衰する必要があります（最適値は約4kyr）。さらに、最初のスピン期間は2秒未満である必要があります。これらの制約が守られている場合、観測されたマグネター集団を合理的にうまく再現できる入力物理学の選択肢は複数あると結論付けます。また、マグネターはXDINSの個体群に進化的に関連している可能性がありますが、一般にRRATに進化する可能性は低いと結論付けています。
極値ブラックホールスピン-X線連星の軌道相互作用MAXIJ1820 + 070
| Title |
Extreme_black_hole_spin--orbit_misalignment_in_X-ray_binary_MAXI_J1820+070 |
| Authors |
Juri_Poutanen,_Alexandra_Veledina,_Andrei_V._Berdyugin,_Svetlana_V._Berdyugina,_Helen_Jermak,_Peter_G._Jonker,_Jari_J.E._Kajava,_Ilia_A._Kosenkov,_Vadim_Kravtsov,_Vilppu_Piirola,_Manisha_Shrestha,_Manuel_A.P._Torres,_Sergey_S._Tsygankov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.07511 |
X線連星系におけるブラックホールの観測的外観は、それらの質量、スピン、降着率、およびブラックホールスピンと軌道角運動量の間のミスアライメント角度に依存します。高精度の光学偏光観測を使用して、ブラックホールX線連星MAXIJ1820+070の軌道軸の位置角を制限しました。以前に得られた相対論的ジェットの向きと軌道の傾きとともに、これにより、ミスアラインメント角度の下限である40度を決定することができました。このような大きなミスアライメントは、ブラックホールX線連星で観測される準周期的振動のモデルに挑戦し、ブラックホール形成メカニズムに強い制約を課し、X線データからブラックホールの質量とスピンを測定するときに考慮する必要があります。。
赤方偏移への電波発光クエーサーの割合の依存性とその理論的意味
| Title |
The_dependence_of_the_fraction_of_radio_luminous_quasars_on_redshift_and_its_theoretical_implications |
| Authors |
Katarzyna_Rusinek-Abarca,_Marek_Sikora |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.07523 |
クエーサーでの電波放射は、さまざまなプロセス（星形成領域、降着円盤のコロナと風、およびジェットを含む）によってもたらされる可能性がありますが、電波が最も大きいクエーサーの電力供給には、おそらくブランドフォード・ナエックによって発射された非常に強力なジェットが必要です。磁気降着円盤（MAD）シナリオを組み込んだメカニズム。後者に焦点を当て、それらの割合の赤方偏移への依存性を調査します。また、範囲を狭めて赤方偏移バイアスを除外しながら、BH質量（$M_{\rmBH}$）とエディントン比（$\lambda_{\rmEdd}$）に対するラジオラウドフラクション（RLF）の依存性を調べます。。これらの調査の両方で、以下に関連するバイアスを取り除きます。（1）クエーサーの2つの明確に定義された均質なサンプルを構築することにより、ソース選択の多様性（最初は$0.7\leqz<1.9$以内、2番目は$0.5\leqz<0.7$以内））;（2）BH質量が$10^{8.5}M_{\odot}$より大きいクエーサーを選択することにより、小さいBH質量でのクエーサーのRLFが大幅に低下します。宇宙時間に伴う電波大音量クエーサーの割合の増加を示すいくつかの以前の結果を確認し、RLFのBH質量への依存によって導入されたバイアスを考慮すると、この傾向はさらに急になる可能性があることを確認します。エディントン比に対するRLFの影響は無視できることが示されています。クエーサーの活動が銀河の合体によって引き起こされると仮定すると、そのような増加は、湿潤な合体よりも混合された合体の宇宙時間によるゆっくりとした低下に起因する可能性があると私たちは主張します。
CHIME FRBの人口は、宇宙の星形成の歴史を追跡していません
高速電波バースト（FRB）の赤方偏移分布は十分に制約されていません。銀河系FRB200428と若いマグネターSGR1935+2154との関連は、FRBソースが宇宙の星形成の歴史を追跡しているという作業仮説を提起します。一方、近くの銀河M81の球状星団に関連するFRB20200120Eの発見は、そのような仮定に疑問を投げかけています。以前の作業で開発されたモンテカルロ法を適用して、特定のフルエンス、推定等方性エネルギー、および外部分散測定値（$\rmDM_E$）での分布に関して、最近リリースされた最初のCHIMEFRBカタログに対してさまざまなFRBredshift分布モデルをテストします。。私たちの結果は、すべてのFRBが宇宙の星形成の歴史を追跡しているという仮説が除外されていることを明確に示しています。すべてのFRBが履歴全体で蓄積された星を追跡するという仮説は、データをより適切に説明しますが、それでもエネルギーと$\rmDM_E$基準の両方に合格することはできません。データは、星形成に関して有意な遅延を引き起こす赤方偏移分布モデル、または優勢な遅延集団とわずかな星形成集団の両方を呼び出すハイブリッドモデルのいずれかでより適切にモデル化されているようです。この発見がFRBソースモデルに与える影響について説明します。
| Title |
Impact_of_Dynamical_Tides_on_the_Reconstruction_of_the_Neutron_Star_Equation_of_State |
| Authors |
Geraint_Pratten,_Patricia_Schmidt,_Natalie_Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.07566 |
刺激的な中性子星からの重力波（GW）は、核上密度での冷たいハドロン物質の今のところ未知の状態方程式を推測するユニークな機会を私たちに与えてくれます。支配的な物質の影響は、伴星の潮汐場に対する星の応答によるものであり、放出されたGW信号に特徴的な痕跡を残します。この独自の特徴により、中性子星の状態方程式を制約することができます。ただし、$\gtrsim800$Hzを超えるGW周波数では、動的潮汐として知られる主流の潮汐効果が重要になります。この手紙では、基本（$f$-）モードに関連する動的な潮汐効果を無視すると、測定された星の潮汐変形可能性、したがって推定される中性子星の状態方程式に大きな系統的偏りが生じることを示します。重要なのは、$f$モードの動的潮汐がAdvancedLIGOとVirgoの5回目の観測実行（$\sim2025$）にすでに関連していることです。動的潮汐を無視すると、$\mathcal{Oの中性子半径にエラーが発生する可能性があります。}（1{\rmkm}）$、状態方程式の測定に劇的な影響を与えます。私たちの結果は、断熱限界を超えるサブドミナント潮汐効果の正確なモデリングが、今後のGW観測で中性子星の状態方程式の正確な測定を実行するために重要であることを示しています。
拡散した$ \ gamma $線の背景は、星形成銀河によって支配されています
フェルミガンマ線宇宙望遠鏡は、0.1GeVから1TeVのエネルギーで拡散した$\gamma$線のバックグラウンドを明らかにしました。これは、銀河系の放射と等方性の銀河系外の成分に分けることができます。後者を理解するための以前の努力は、多くの候補源、主に活動銀河核と星形成銀河によって生成される$\gamma$線放出を予測できる物理モデルの欠如によって妨げられており、それらの寄与は十分に制約されていません。ここでは、経験的なスケーリングに依存せず、代わりに宇宙線のときに生成される$\gamma$線放出の物理モデルに基づく$\gamma$線背景への星形成銀河の寄与の計算を示します。超新星残骸で加速された光線は、星間物質と相互作用します。局所観測に対してモデルを検証した後、観測された宇宙の星形成銀河集団にモデルを適用し、$\gamma$線背景の全強度とスペクトル勾配の両方に優れた一致を回復し、星形成銀河を示します単独で、完全な拡散、等方性の$\gamma$線の背景を説明できます。
若いパルサーの回転進化に対するグリッチの影響
| Title |
The_impact_of_glitches_on_young_pulsar_rotational_evolution |
| Authors |
Marcus_E._Lower,_Simon_Johnston,_Liam_Dunn,_Ryan_M._Shannon,_Matthew_Bailes,_Shi_Dai,_Matthew_Kerr,_Richard_N._Manchester,_Andrew_Melatos,_Lucy_S._Oswald,_Aditya_Parthasarathy,_Charlotte_Sobey,_Patrick_Weltevrede |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.07612 |
過去10年間にパークスの64m電波望遠鏡で観測された74個の若いパルサーのタイミングプログラムについて報告します。最新のベイジアンタイミング手法を使用して、これらのパルサーのうち52個の124個のグリッチの特性を測定しました。そのうち74個は新しいパルサーです。グリッチサンプルは、$\Delta\nu^{90\％}_{g}/\nu\approx9.3\times10^{-9}$を超えるスピン周波数のわずかな増加に対して完全であることを示しています。33個のパルサーでブレーキングインデックス$n$の値を測定します。これらのパルサーのほとんどでは、それらの回転進化は、大きなグリッチ時のスピンダウン率の段階的変化によって中断された、$n>10$のスピンダウンのエピソードによって支配されています。ステップの変化は、グリッチ全体で平均すると、長期的な$n$が小さくなるようなものです。グリッチ間の値$n$と、グリッチ間の時間間隔で割った前のグリッチのスピンダウンの変化との間には、ほぼ1対1の関係があります。さまざまな物理モデルのコンテキストで結果について説明します。
ミリ秒X線パルサーの降着におけるスピンアップエピソードのモデリング
降着するミリ秒のX線パルサーは、爆発と静止の連続した状態の間に豊富な物理的情報を提供することが知られています。これらの天体の観測されたスピンアップとスピンダウン率に基づいて、とりわけ、恒星磁場の強さを推測し、降着円盤の流れのモデルをテストすることが可能です。この論文では、3つの降着X線パルサー（XTEJ1751-305、IGRJ00291+5934、およびSAXJ1808.4-3658）を利用可能な最良のタイミングデータで検討し、それらの観測されたスピンアップ率を磁気圏半径で切り詰められた磁気ねじ降着円盤を説明する標準トルクモデルのコレクション。これらのモデルのいずれも観測データを説明することはできませんが、磁気圏半径の位置の不確実性を制御する物理的に動機付けられた現象論的パラメーター$\xi$を含めると、ディスク統合降着トルクが向上することがわかります。。これらの「新しい」トルクモデルは、観測されたスピンアップ率、および$\xi\approx0.1-0.5$の場合、これらのオブジェクトの推定磁場と互換性があります。私たちの結果は、多極磁場と一般相対論的重力の存在を含む追加の物理効果の関連性の議論で補足されます。
内部衝撃からのガンマ線バーストプロンプト放出の低エネルギースペクトル指数
ほとんどのガンマ線バースト（GRB）の迅速な放出は、通常、非熱バンド成分を示します。一般的な内部衝撃モデルの放射光は、このような非熱的成分を説明するために一般的に提唱されています。ただし、シンクロトロン放射によって予測された低エネルギー光子指数$\alpha\sim-1.5$は、観測値$\alpha\sim-1$と一致していません。ここでは、超相対論的流出内の内部衝撃の伝播中の磁場の進化を調査し、この進化磁場のシンクロトロン放射を介した衝撃加速電子の高速冷却を再検討します。磁場は最初はほぼ一定で、次に$B'\proptot^{-1}$として減衰することがわかります。これにより、低エネルギー光子指数の妥当な範囲$-3/2<\alpha<-2/3$。さらに、GRB中に上昇する電子注入率が導入されると、$\alpha$が$-2/3$に到達しやすくなることがわかります。したがって、GRB080916cおよびGRB〜080825cの即発発光スペクトルを適合させます。
4U1636-53のミリヘルツ準周期振動の高調波成分
| Title |
The_harmonic_component_of_the_millihertz_quasi-periodic_oscillations_in_4U_1636-53 |
| Authors |
Zhenyan_Fei,_Ming_Lyu,_Mariano_Mendez,_D._Altamirano,_Guobao_Zhang,_G._C._Mancuso,_Fu-Yuan_Xiang,_and_X.J._Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.07686 |
ロッシX線タイミングエクスプローラーの観測を使用して、中性子星低質量X線連星4U1636-53のミリヘルツ準周期振動（mHzQPO）の高調波を研究しました。73データ間隔でmHzQPOの高調波を検出し、それらのほとんどは遷移スペクトル状態にありました。高調波のrms振幅と基本波のrms振幅の比率は、基本周波数の広い範囲で一定のままであることがわかりました。さらに重要なことに、2〜5keVの範囲で4U1636-53の高調波のrms振幅とエネルギーの関係を初めて調査しました。高調波と基本波の両方のrms振幅は、エネルギーが増加するにつれて減少傾向を示すことがわかりました。これは、特定のブラックホールシステムのQPOで報告された動作とは異なります。さらに、我々の結果は、mHzQPOでのすべての観測が高調波成分を持っているわけではないことを示唆していますが、その背後にある理由はまだ不明です。
熱電子とシンクロトロン自己コンプトン放出を伴う半解析的残光
| Title |
A_semi-analytic_afterglow_with_thermal_electrons_and_synchrotron_self-Compton_emission |
| Authors |
Donald_C._Warren,_Maria_Dainotti,_Maxim_V._Barkov,_Bjorn_Ahlgren,_Hirotaka_Ito,_Shigehiro_Nagataki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.07687 |
衝撃で加速された尾の基部での高温の熱電子を含むガンマ線バースト（GRB）の残光に関する以前の研究を拡張します。第一原理シミュレーションに基づく物理的に動機付けられた電子分布を使用して、無線からTeVガンマ線への広帯域放射を計算します。初めて、シンクロトロン自己コンプトン（SSC）放出に対する電子の熱分布の影響を示します。熱電子の存在は、観測可能な残光全体にわたって時間的およびスペクトル構造を引き起こします。これは、電子の純粋なべき乗則分布を想定するモデルとは実質的に異なります。電子の純粋なべき乗則では発生しない時間変化するスペクトルインデックスを使用して、初期のTeV放出が基準パラメータで1桁以上強化されることを示します。さらに、熱電子が存在する場合、X線の「閉鎖関係」が非常に異なり、時間に依存する形をとることを示します。X線の残光によってトレースされた形状は、従来の崩壊段階の観測と定性的に一致しています。
中性子星連星の超高速合併からのキロノバ
| Title |
A_kilonova_from_an_ultra-quick_merger_of_a_neutron_star_binary |
| Authors |
Zhi-Ping_Jin,_Hao_Zhou,_Stefano_Covino,_Neng-Hui_Liao,_Xiang_Li,_Lei_Lei,_Paolo_D'Avanzo,_Yi-Zhong_Fan,_Da-Ming_Wei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.07694 |
GRB060505は、2秒より長い持続時間を持つが、非常に厳しい限界まで超新星の関連がない、最初のよく知られた近くの（赤方偏移0.089での）「ハイブリッド」ガンマ線バーストでした。$\sim4$秒続くプロンプト$\gamma-$rayフラッシュは、固有の短いバーストとそのテール放出で構成されている可能性がありますが、かなりの時間的遅れ（$\sim0.35$秒）と環境特性により、長期間のガンマ線バーストの広く受け入れられている分類は、巨大な星の崩壊に端を発しています。ここでは、最初の$回で、初期の残光放射のスペクトルエネルギー分布における熱のような光放射成分の説得力のある証拠を報告します。AT2017gfoと比較すると、熱放射は$\sim2$倍明るく、温度は同様のエポックで同等です。光学的衰退はX線よりもはるかに速く、これも火の玉の残光モデルとは相容れませんが、青いキロノバの存在については非常に自然です。私たちの発見は、ハイブリッドGRB060505の中性子星合体の起源を明らかにし、周囲の領域がまだ非常に星であるときに、いくつかのバイナリ中性子星が形成後に超迅速に（$\sim1$Myr以内に）合体できるという理論的推測を強く支持します。成形し、金属量は低いままです。重力波と電磁結合観測は、近い将来、そのようなシナリオを確認することが期待されています。
Westerlund2に関連するガンマ線放出のハドロン的性質の調査
| Title |
Probing_the_hadronic_nature_of_the_gamma-ray_emission_associated_with_Westerlund_2 |
| Authors |
Emma_de_Ona_Wilhelmi,_Enrique_Mestre,_Diego_F._Torres,_Tim_Lukas_Holch,_Ullrich_Schwanke,_Felix_Aharonian,_Pablo_Saz_Parkinson,_Ruizhi_Yang_and_Roberta_Zanin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.07823 |
星形成領域は、何十年もの間、潜在的な銀河宇宙線加速器として提案されてきました。宇宙線の加速は、GeVおよびTeVエネルギーでの非弾性陽子-陽子衝突で生成されたガンマ線の観測を通じて調べることができます。私たちは、銀河系で最も大規模で最もよく研究されている星形成領域の1つであるウェスターランド2の方向から、11年以上のFermi-LATデータを分析します。LAT線源のスペクトルおよび形態学的特性は、TeVレジーム（HESSJ1023-575）の特性と一致しており、数百MeVから数十TeVまでのガンマ線源の記述が可能です。結果を提示し、星団との識別の意味と関連する放射メカニズムについて説明します。
電磁流体力学的乱流と宇宙線の伝播：観測に直面した理論
| Title |
Magnetohydrodynamic_turbulence_and_propagation_of_cosmic_rays:_theory_confronted_with_observations |
| Authors |
Huirong_Yan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.07847 |
宇宙線の伝播は、星間乱流の特性によって決定されます。星間物質（ISM）の多相性と駆動メカニズムの多様性は、乱流特性の空間的変動を引き起こします。一方、精密な宇宙素粒子実験は、宇宙線（CR）の均一で等方性の輸送という従来の状況に課題をもたらします。粒子輸送と星間乱流の研究が対峙するとき、私たちはCR伝搬研究の新しい章を始めています。ここでは、電磁流体力学（MHD）乱流の理解と、宇宙線伝搬、粒子輸送のさまざまなレジームを支配する基本的なプロセスとの関係についての最近の進展をレビューします。これらは、多波長観測からの観測発見と分析によって強化されます。
重力波天文学の目覚ましい出現により、私たちは以前に覆い隠されていたイベント、つまりコンパクトな連星合体に光を当てました。中性子星は有望な（そして確認された）重力放射源であり、これらの星が変形する方法を検討することは時宜を得ていることが証明されています。重力波は、中性子星の内部を調べ、超高密度核物質の状態方程式についてさらに学ぶための独自のウィンドウを提供します。この作業では、重力波放出に関連する2つのシナリオを研究します。（軸対称ではない）山をホストする中性子星と、バイナリパートナーの潮汐場によって変形した中性子星です。それらはまだ重力波で見られていませんが、回転する中性子星は長い間潜在的な源と考えられてきました。降着する中性子星の観測されたスピン分布をスピン進化の現象論的モデルで検討することにより、これらのシステムにおける重力放射の証拠を見つけます。ニュートン重力と相対論的重力の両方で山がどのようにモデル化されているかを研究し、この問題に対する以前のアプローチの問題を解決するための新しいスキームを紹介します。このスキームの重要な要素は、星に非球形を与える変形力です。力（星の形成履歴の代用）と状態方程式が、山を支える上で極めて重要な役割を果たしていることがわかります。重力波で観測されたシナリオを考慮して、地殻の影響に焦点を当てて、潮汐変形した中性子星の構造を計算します。潮汐変形能への影響はごくわずかであることがわかりますが、地殻は合併するまでほとんど無傷のままです。
SN 2018bsz：近くの超高輝度超新星における重大な塵の形成
| Title |
SN_2018bsz:_significant_dust_formation_in_a_nearby_superluminous_supernova |
| Authors |
T.-W._Chen,_S._J._Brennan,_R._Wesson,_M._Fraser,_T._Schweyer,_C._Inserra,_S._Schulze,_M._Nicholl,_J._P._Anderson,_E._Y._Hsiao,_A._Jerkstrand,_E._Kankare,_E._C._Kool,_T._Kravtsov,_H._Kuncarayakti,_G._Leloudas,_C.-J._Li,_M._Matsuura,_M._Pursiainen,_R._Roy,_A._J._Ruiter,_P._Schady,_I._Seitenzahl,_J._Sollerman,_L._Tartaglia,_L._Wang,_R._M._Yates,_S._Yang,_D._Baade,_R._Carini,_A._Gal-Yam,_L._Galbany,_S._Gonzalez-Gaitan,_M._Gromadzki,_C._P._Gutierrez,_R._Kotak,_K._Maguire,_P._A._Mazzali,_T._E._Mueller-Bravo,_E._Paraskeva,_P._J._Pessi,_G._Pignata,_A._Rau,_and_D._R._Young |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.07942 |
近くの超高輝度超新星（SLSN）2018bszに関連するダストからの熱放射と消滅を調査します。私たちのデータセットには、毎日のリズムと、最大100日までの光学および近赤外線の同時カバレッジがあり、遅い時間（+1。7年）のMIR観測もあります。光度曲線のピークから230日後、SNは光学系で検出されませんが、r-J>3等、r-Ks>5等の驚くほど強い近赤外過剰を示しています。赤外線光度曲線の時間発展により、中赤外線放射がSN噴出物内に新しく形成された塵からのものか、既存の星周エンベロープからのものか、SNからの放射によって加熱された星間物質からのものかを調べることができます。後者の2つのシナリオは除外でき、200日を超えるエポックでSN噴出物に新しいダストが形成されるシナリオは、SNフラックスの進化を一貫して再現できることがわかります。スペクトルエネルギー分布は、+230dで5x10^-4の太陽質量の炭素ダストにうまく適合し、その後の数百日で+535dだけ10^-2の太陽質量に増加します。SN2018bszは、SN噴出物内でのダスト形成の証拠を示す最初のSLSNであり、同様の時期に通常のコア崩壊SNeよりも10倍多くのダストを形成するように見えます。低質量、低金属量のホスト銀河に対する彼らの好みとともに、SLSNeが初期の宇宙における塵の形成に重要な貢献をしているかもしれないことを示唆します。
$ \ gamma $線ブレーザーの長期光学変動特性の特性評価
AAVSO、SMARTS、カタリナ、スチュワード天文台の4つの光学データアーカイブからの12個の$\gamma$線の明るいブラザールのサンプルの光学観測は、10年以上にわたる高密度にサンプリングされた光度曲線を作成するためにコンパイルされます。ブレーザー多波長研究の一環として、いくつかの分析方法、e。たとえば、フラックス分布とRMS-フラックス関係は、結果をBhatta＆Dhital2020で提示された\gama-rayバンドの同様の結果と比較することを目的として観測で実行されます。$\と同様であることがわかります。ガンマ$線バンド、ブラザーは、対数正規フラックス分布とRMSのフラックスへのべき乗則依存性で特徴付けることができる光学バンドの有意な変動を示します。これは、固有の線形RMS-フラックス関係の可能性を示している可能性がありますが、データのばらつきにより、他の可能性を排除することはできません。2つのバンドの変動特性を比較すると、\gama-raysのブレーザーは、より急な線形RMS-フラックス関係と、より高いフラックスに向かってより歪んだフラックス分布で、より強い変動を示すことがわかります。相互相関研究は、線源3C273を除いて、線源全体の光学と$\gamma$線の放出が高度に相関していることを示しており、光学と$\の両方に関与する粒子の共空間的存在を示唆しています。ガンマ$線の放出。さらに、ソースS50716+714、Mrk421、Mrk501、PKS1424-418、およびPKS2155-304は、特徴的なタイムスケールでの発光の準周期的振動の可能性のある証拠を明らかにしました。前の仕事で検出されたガンマ$線バンド。
最初の倍音のRRLyraeパルセータにおける衝撃のさらなる証拠：衝撃によって引き起こされたマグネシウム放出の最初の検出
| Title |
Further_evidence_of_shocks_in_the_first-overtone_RR_Lyrae_pulsators:_first_detection_of_shock-triggered_magnesium_emissions |
| Authors |
Xiao-Wei_Duan,_Weijia_Sun,_Xiaodian_Chen,_Licai_Deng,_Huawei_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.07486 |
非基本モードRRLyraeパルセータの大気中の衝撃波の振る舞いは謎のままです。この作業では、最初に、LAMOST中解像度スペクトルを使用した非BlazhkoRRcパルセータ（Catalina-1104058050978）の連続分光観測における青方偏移Mgトリプレット発光を報告します。このRRcパルセータのカタリナスカイサーベイからの測光観測をプレホワイトニングシーケンス法で分析し、天体暦と位相を提供します。$P_1/P_x=0.69841$の追加の周波数信号が検出され、議論されます。スペクトルの赤方偏移と視線速度は、$S\acute{e}rsic$関数と相互相関法を使用したフィッティングプロセスによって提供されます。さらに、脈動と共動するシステムでH$\alpha$とMg線の変化をプロットします。共動する青方偏移した水素とMgの放出の明確な進展が観察され、これはRRcパルセータにおける衝撃波の存在をさらに確認します。衝撃によって引き起こされた放出は、脈動サイクルの$15\％$を超えて持続します。これは、以前の観測よりもはるかに長いものです。
シグナスOB協会の再考
OBの関連性は銀河の進化において重要な役割を果たしますが、その起源とダイナミクスは十分に研究されておらず、詳細に分析されているシステムはごくわずかです。この論文では、CygnusOB協会の存在とメンバーシップを再検討します。過去のOBアソシエーションのうち、CygOB2とOB3のみが実際のグループとして際立っていることがわかります。測光、位置天文学、進化モデル、SEDフィッティングプロセスの組み合わせを使用して新しいOB星を検索し、$>$90\％の信頼性で4680個の可能性のあるOB星を特定します。このサンプルから、新しい柔軟なクラスタリング手法を使用してOBアソシエーションを検索し、6つの新しいOBアソシエーションを識別します。これらのうちの2つは、CygOB2およびOB3の関連付けに似ていますが、他の2つは既存のシステムとは関係がありません。速度分散や全恒星質量など、新しい関連の特性を特徴づけます。これらはすべて、OB関連の一般的な値と一致しています。私たちは拡大の証拠を探し、銀経の経度の方向に、より強く、より重要な拡大を伴って、異方性ではあるが、すべてが拡大していることを発見しました。また、シグナス地域全体で2つの大規模（160pcおよび25kms$^{-1}$）の運動学的拡張パターンを特定し、それぞれに3つの新しい関連付けが含まれています。これは、前世代からのフィードバックの影響によるものです。星の。この作業は、それらがそれらの特性とダイナミクスを研究するために使用される場合、歴史的なOB協会の存在とメンバーシップを再検討する必要性を強調しています。
ヒッパルコスとガイアEDR3を使用した6つの褐色矮星コンパニオンの動的質量の改善
| Title |
Improved_Dynamical_Masses_for_Six_Brown_Dwarf_Companions_Using_Hipparcos_and_Gaia_EDR3 |
| Authors |
G._Mirek_Brandt,_Trent_J._Dupuy,_Yiting_Li,_Minghan_Chen,_Timothy_D._Brandt,_Tin_Long_Sunny_Wong,_Thayne_Currie,_Brendan_P._Bowler,_Michael_C._Liu,_William_M._J._Best,_Mark_W._Phillips |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.07525 |
亜恒星コンパニオンGl〜229〜B、Gl〜758〜B、HD〜13724〜B、HD〜19467〜B、HD〜33632〜Ab、HD〜72946〜Bの包括的な軌道解析と動的質量を示します。当社の動的適合には、視線速度、相対位置天文学、および最も重要なキャリブレーション済みのヒッパルコス-ガイアEDR3加速度が組み込まれています。HD〜33632〜AおよびHD〜72946の場合、外側の恒星のコンパニオンを考慮した3体フィットを実行します。Keck/NIRC2を使用したGl〜229〜Bの新しい相対位置天文学を紹介し、観測されたベースラインを25年に延長します。最初のT矮星Gl〜229〜Bの$<$1\％質量測定値$71.4\pm0.6\、M_{\rmJup}$と、そのホスト星の1.2\％質量測定値（$0.579\pm0.007\、M_{\odot}$）は、M矮星の質量光度関係の高質量端と一致します。私たちは、ホスト星の年齢の均一な分析を実行し、それらを仲間の測定された質量と光度とともに使用して、亜恒星の進化モデルをテストします。Gl〜229〜Bは最も矛盾しています。モデルは、この巨大なオブジェクトがハッブル時間内にそのような低光度に冷却できないと予測しているため、未解決のバイナリである可能性があることを意味します。他のコンパニオンは、亜恒星の冷却年齢よりも3.8$\sigma$古いホストスター活性年齢を持つHD〜13724〜Bを除いて、一般的にモデルと一致しています。他の質量-年齢-光度ベンチマークとの関連で結果を調べると、スペクトルタイプの傾向は見つかりませんが、代わりに、モデルと比較して、より若いまたはより低い質量の褐色矮星が過剰に発光し、より古いまたはより高い質量の褐色矮星が不足していることに注意してください。-明るい。一部のコンパニオンについて提示された質量測定値は非常に正確であるため、質量ではなく恒星のホストの年齢が分析を制限します。
原始星降着円盤の形成と進化。 II。 3Dシミュレーションからクラス0 / Iディスクの単純な半解析モデルまで
| Title |
Formation_and_evolution_of_protostellar_accretion_discs._II._From_3D_simulation_to_a_simple_semi-analytic_model_of_Class_0/I_discs |
| Authors |
Wenrui_Xu_and_Matthew_W._Kunz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.07535 |
3D放射非理想電磁流体力学（MHD）シミュレーションを使用して、磁化された原始星コアからの若い原始星ディスクの形成と進化を調査します。シミュレーションは、原始星形成後の最初の${\sim}10〜{\rmkyr}$をカバーし、半径が最初に成長してから${\sim}30〜{\rmauで飽和する巨大で弱く磁化された円盤を示しています。}$。ディスクは重力的に不安定で、顕著な大振幅の渦巻腕があります。シミュレーション結果と一連の物理的議論を使用して、クラス0/I原始星ディスクの進化の予測的かつ定量的な物理的画像を、（i）重力の不安定性によって自己調整された、ディスク内の角運動量の再分布を含むいくつかの側面から構築します。ディスクの大部分をわずかに不安定にする。（ii）ディスクの熱プロファイル。放射冷却と付着加熱のバランスによって十分に近似されています。（iii）理想的ではない磁気拡散によって調整された、ディスク内部の磁場強度と磁気ブレーキ速度。これらの物理的洞察を使用して、ディスク進化の単純な1D半分析モデルを構築します。この1Dモデルを、周囲の疑似ディスクの進化に関する計算コストの低いシミュレーションと組み合わせると、クラス0/Iフェーズでのディスクの進化を確実に予測できることを示します。${\sim}30〜{\rmau}$で飽和し、最終的には縮小する、予測されるディスクサイズの長期的な変化は、クラス0/Iディスクの最近の観測調査と一致しています。ディスク進化のこのような階層モデリングは、直接的な数値収束シミュレーションを使用して、クラス0/Iフェーズを通じてディスク進化を追跡するという計算上の困難を回避します。
高度に偏心した、クロロモスフィア的にアクティブなバイナリの発見：ASASSN-V J192114.84 + 624950.8
| Title |
Discovery_of_a_Highly_Eccentric,_Chromospherically_Active_Binary:_ASASSN-V_J192114.84+624950.8 |
| Authors |
Zachary_S._Way,_T._Jayasinghe,_C._S._Kochanek,_K._Z._Stanek,_Patrick_Vallely,_Todd_A._Thompson,_Thomas_W.-S._Holoien,_Benjamin_J._Shappee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.07586 |
全天自動捜索システム（ASAS-SN）によるフラックスの減少が大きいソースの検索の一環として、静止状態の恒星ソースであるASASSN-VJ192114.84+624950.8のフラックスが急速に$減少する過渡現象を発見しました。gバンドの\sim55\％$（$\sim0.9$mag）。\textit{TESS}の光度曲線は、光源が非常に偏心した食変光星であることを明らかにしました。\textsc{phoebe}を使用して光度曲線に適合し、バイナリ軌道が$e=0.79$、$P_{\rmorb}=18.462〜\text{days}$、および$i=88.6^{\circ}になるようにします。$と、恒星の半径と温度の比率は$R_2/R_1=0.71$および$T_{e、2}/T_{e、1}=0.82$になります。両方の星は色球的に活動しており、それぞれ$P_1=1.52$日と$P_2=1.79$日の自転周期を決定することができます。LBT/MODSスペクトルは、主系列が後期G型または初期K型の矮星であることを示しています。SEDに当てはまると、2つの星の光度と温度は$L_1=0.48〜L_{\sun}$、$T_1=5050〜K$、$L_2=0.12〜L_{\sun}$、および$T_であることがわかります。{2}=4190〜K$。ASASSN-VJ192114.84+624950.8は、高度に楕円形の食軌道にある2つの色球的に活動的な回転変光星で構成されていると結論付けます。
EUVループの収縮とその後の安定したフィラメントの上の拡張を駆動するフィラメントの噴火
| Title |
Filament_Eruption_Driving_EUV_Loop_Contraction_then_Expansion_above_a_Stable_Filament |
| Authors |
Ramesh_Chandra,_Pascal_Demoulin,_Pooja_Devi,_Reetika_Joshi,_Brigitte_Schmieder |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.07821 |
活性領域の境界に位置するフィラメントの噴火に関連するEUVループの進化の観察結果を分析します。イベントSOL2013-03-16T14：00は、ソーラーダイナミクス天文台とソーラーダイナミクス天文台-宇宙船によって、大きな視点の違いで観測されました。フィラメントの高さは、線形関数と指数関数の合計に適合します。これらの2つのフェーズは、テザー切断の再接続や磁気の不安定性など、さまざまな物理的メカニズムを示しています。X線放射は報告されていませんが、このイベントは、二重リボンの分離やフレアループの成長などの古典的な噴火の特徴を示しています。隣接するARの遭遇した磁気ループとの交換再接続による噴火フィラメントフラックスロープの南足の移動を報告します。噴出するフィラメントと平行して、安定したフィラメントが活性領域のコアに残ります。この噴火の特異性は、2つのフィラメントのほぼ結合する端の上にあるコロナループが、最初に同相で収縮し、次に膨張して、噴火の開始時に存在するものに近い新しい安定した構成に到達することです。収縮段階と拡張段階の両方が約20分続きます。以前のケースとの主な違いは、磁気構成が少なくとも3極であるため、PILが噴出するフィラメントの端の周りで約180度曲がったことです。これらの観察は、バイポーラ構成内のループ収縮の以前のケースを解釈したモデルにとっては挑戦的です。調査する構成の複雑さを広げるには、新しいシミュレーションが必要です。
太陽風時系列を評価する手段としての動的タイムワーピング
| Title |
The_Dynamic_Time_Warping_as_a_means_to_assess_solar_wind_time_series |
| Authors |
Evangelia_Samara,_Brecht_Laperre,_Rungployphan_Kieokaew,_Manuela_Temmer,_Christine_Verbeke,_Luciano_Rodriguez,_Jasmina_Magdalenic,_Stefaan_Poedts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.07873 |
過去数十年の間、太陽と惑星間環境の状態を予測することを目的とした現実的な宇宙天気予報ツールの開発において、継続的な国際的な努力があります。これらの取り組みにより、これらのツールのパフォーマンスを評価するために適切なメトリックを開発する必要が生じました。モデルを検証し、さまざまなモデルを比較し、特定のモデルの調整または改善を経時的に監視するには、メトリックが必要です。この作業では、モデルを検証するための代替方法として、特に宇宙天気の目的で観測された時系列と合成（モデル化された）時系列の違いを定量化するための代替方法として、動的タイムワーピング（DTW）を紹介します。この方法の長所と短所、およびWIND観測とL1でのEUHFORIAモデル化出力への適用について説明します。DTWが、速い太陽風と遅い太陽風の両方の評価を可能にする便利なツールであることを示します。その特徴は、動的計画法を使用してシーケンスを最小コストに揃えることを目的として、シーケンスを時間内にワープすることです。これは、モデル化された太陽風時系列の評価に2つの異なる方法で適用できます。最初の方法は、いわゆるシーケンス類似度係数（SSF）を計算します。これは、最良および最悪の場合の予測シナリオと比較して、予測がどの程度良好であるかを定量化する数値です。2番目の方法は、2つのシーケンス間で最もよく一致するポイント間の時間と振幅の差を定量化します。結果として、それは、連続測定（例えば、相関係数など）とポイントごとの比較との間のハイブリッドメトリックとして機能することができます。DTWは、他の指標にはない機能を提供する太陽風プロファイルを評価するための有望な手法であるため、モデルの最も完全な評価プロファイルを一度に提供できると結論付けています。
無線領域でのソーラーオービター/ RPWアンテナの校正とそのタイプIIIバースト観測への応用
| Title |
Solar_Orbiter/RPW_antenna_calibration_in_the_radio_domain_and_its_application_to_type_III_burst_observations |
| Authors |
A._Vecchio,_M.Maksimovic,_V._Krupar,_X._Bonnin,_A._Zaslavsky,_P._L._Astier,_M._Dekkali,_B._Cecconi,_S.D._Bale,_T._Chust,_E._Guilhem,_Yu._V._Khotyaintsev,_V._Krasnoselskikh,_M._Kretzschmar,_E._Lorf\`evre,_D._Plettemeier,_J._Sou\v{c}ek,_M._Steller,_\v{S}._\v{S}tver\'ak,_P._Tr\'avn\'i\v{c}ek,_A._Vaivads |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.07947 |
他のアンテナシステムからの測定値との比較を可能にするために、ソーラーオービターに搭載された無線およびプラズマ波受信機（RPW）によって測定された電圧電力スペクトル密度は、この研究の主な目的は、受信機の入力で測定された電圧電力スペクトル密度を入力磁束密度に変換できるようにするRPWダイポールアンテナシステムのキャリブレーションを実行することです。熱雑音受信機（TNR）と高周波受信機（HFR）からの空間観測を使用して、RPWダイポールアンテナシステムのキャリブレーションを実行しました。風力宇宙船によるタイプIIIバーストの観測は、RPWダイポールアンテナを相互校正するための基準電波束密度を取得するために使用されます。TNR-HFRデータの分析と共同で、アンテナの展開前に実行されたHFR観測の大規模なサンプル（約10か月以上）の分析により、TNR-HFR受信機の基準システムノイズを推定することができました。アンテナとプリアンプが太陽風プラズマに埋め込まれている宇宙空間で、RPWダイポールの有効長とTNR-HFRの参照系ノイズを取得しました。得られた$l_{eff}$値は、地上で実行されたシミュレーションと測定と一致しています。ソーラーオービターとウィンドによって同時に観測された35のタイプIIIバーストの電波強度を調査することにより、周波数の関数としての減衰時間のスケーリングは波とRPW機器で同じであるが、それらの中央値はより高いことがわかりました。前者のために。これは、タイプIIIの電波が、ソースから伝搬する場合でも、プラズマ周波数が自身の放射周波数よりもはるかに低い媒体で密度散乱を受けるという最初の観測証拠を提供します。
$ \ eta $ Carinaeの変化した状態：HSTの測光記録1998--2021
| Title |
The_Altered_State_of_$\eta$Carinae:_HST's_Photometric_Record_1998--2021 |
| Authors |
John_C._Martin,_Kris_Davidson,_Roberta_M._Humphreys,_and_Kazunori_Ishibashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.08012 |
$\eta$Carinaeのハッブル宇宙望遠鏡測光は23年間にわたり、5つの分光イベントを含みます。2010年以降、急激な増光率は低下し、2014年と2020年の分光イベントでは、前任者とは異なる光度曲線が見られました。他の指標とともに、これらの開発はおそらく$\eta$車の状態変化の結論を予言します。
ライマンアルファヘリオグローに対する太陽FUV / EUV放射のヘリオラチダナル異方性の影響：SOHO / SWAN観測とWawHelioGlowモデリング
| Title |
Influence_of_Heliolatitudinal_Anisotropy_of_Solar_FUV/EUV_Emissions_on_Lyman-alpha_Helioglow:_SOHO/SWAN_Observations_and_WawHelioGlow_Modeling |
| Authors |
Marek_Strumik,_Maciej_Bzowski,_Marzena_A._Kubiak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.08095 |
太陽の表面の観測は、明るい活動領域と暗いコロナホールの存在に関連して、不均一な放射フラックスを示唆しています。FUV/EUV光源放射の変動は、宇宙搭載機器によって測定されたライマンα後方散乱グローに影響を与えることが予想されます。特に、太陽FUV/EUV放射の太陽緯度構造が太陽圏グローのモデリングに適切に含まれていない場合、空のヘリオグロー変動から太陽風のヘリオ緯度構造を推測することは非常に困難な場合があります。ヘリオグロー強度のSOHO/SWAN衛星観測と最近開発されたWawHelioGlowモデルから得られたモデリング結果との比較から推測される、太陽ライマンα線のヘリオ緯度構造の分析結果を提示します。太陽風の時間依存のヘリオ緯度異方性に加えて、太陽ライマンα線の強度の時間依存のヘリオ緯度変動と光イオン化放出も考慮に入れて、観測された空のヘリオグロー変調を再現する必要があることがわかります。我々は、我々の分析の結果として得られた太陽ライマンアルファフラックスの特定の緯度と時間の依存性を提示します。また、太陽表面に近い極赤道異方性と、太陽から遠く離れた観測者から見た異方性の違いも分析します。これらの発見が太陽圏グロー観測の解釈に与える影響について議論します。
ブレーン/ストリングに触発された時空間フォームによる光速変動
最近、高エネルギーガンマ線バースト〜（GRB）光子に関する一連の研究により、ローレンツ違反スケールが$3.6\times10^{17}〜\mathrm{GeV}$で、管腔下で線形エネルギー依存性の光速変動が示唆されています。宇宙空間における高エネルギー光子の伝播。この光速変動の可能な解釈として、ストリング状の時空間フォームを提案します。このような弦に触発されたシナリオでは、ボソニック光子のオープンストリングは、時空の泡状の構造により、ストリングの質量スケールの1乗によってエネルギー依存性が抑制され、管腔内速度で\textit{invacuo}移動します。弦理論のDブレーンオブジェクトによって記述されるスケール。赤外線（IR）領域での光子場のこの変形した伝播速度の導出を提示します。GRBの時間遅延データに関する以前の研究で明らかにされた光速の変動は、時空間泡へのそのようなストリングアプローチ内で十分に説明できることを示します。また、このフレームワークで有効な量子重力質量の値を導き出し、理論に依存する係数に関する定性的研究を行います。補完的な天体物理学的観測からの光子セクターにおけるローレンツ違反に対する厳格な制約も、時空泡の文脈で説明および理解できるとコメントします。
初期の宇宙における暗黒物質の一過性消滅
宇宙論の進化は、初期の宇宙の暗黒物質（DM）の特性を、今日の特性とは大きく異なるものに変更する可能性があります。したがって、今日の熱的残存粒子とDM制約との関係を再検討する必要があります。DMヌル検出結果からの圧力を軽減するのに役立つDMの新しい\textit{transient}消滅を提案します。具体的な例として、ベクトルポータルDMを検討し、暗い光子の質量進化に焦点を当てます。宇宙が冷えると、ゲージボソンの質量は単調に増加し、いくつかの重要なしきい値を超える可能性があります。初期の宇宙で新しい一時的な消滅チャネルを開きます。これらのチャネルは、間接的な検索を回避するのに役立つ後期宇宙で禁止または弱体化されています。特に、過渡共振チャネルは、DMを暗光子質量の半分に調整することなく直接検出（DD）に耐えることができ、将来のDDまたはコライダー実験ですぐにテストできます。シナリオの特徴は、明暗のスカラーの存在です。
2D電磁流体力学における抵抗率勾配によって誘発される高速磁気リコネクション
| Title |
Fast_Magnetic_Reconnection_induced_by_Resistivity_Gradients_in_2D_Magnetohydrodynamics |
| Authors |
Shan-Chang_Lin,_Yi-Hsin_Liu,_and_Xiaocan_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.07526 |
2次元（2D）電磁流体力学（MHD）シミュレーションを使用して、Petschekタイプの磁気リコネクションが、再接続流出方向の単純な抵抗率勾配を使用して誘導できることを示し、衝突限界での安定した高速再接続の重要な要素を明らかにします。拡散領域は、抵抗率の特定の勾配スケールに合うように、その半分の長さを自己調整することがわかります。誘導された再結合x線と流れのよどみ点は、常に抵抗率の高い方の端に近い抵抗率遷移領域内に存在します。この抵抗率勾配による一方の排気口の開口部は、均一な抵抗率の領域内で、x線の反対側にあるもう一方の排気口の開口部につながります。再接続ベースのスラスターとソーラースピキュールへのこのセットアップの潜在的なアプリケーションについて説明します。別の一連の数値実験では、x線で大きく、空間的に局所化された抵抗率を使用して、もっともらしい再接続率の最大値を調べます。興味深いことに、x線で結果として生じる電流密度は大幅に低下するため、正規化された再接続率は、理論的な予測と一致して、値$\simeq0.2$によって制限されたままになります。
黒サイレンでハッブル定数を測定する
電磁的対応物のないブラックホール連星合体の重力波検出からハッブル定数を測定するために最近提案された方法を調査します。直接の赤方偏移測定がない場合、ハッブル-レマ\^itre法則の左側に欠落している情報は、ソースの赤方偏移分布に関する統計的知識によって提供されます。Redshiftでのソース分布は、1つの未知のハイパーパラメータにのみ依存し、天体物理学の連星ブラックホール分布の無知をモデル化すると仮定します。これらの「ブラックサイレン」（第3世代の検出器であるアインシュタイン望遠鏡とコズミックエクスプローラーの現実的な数値）が数万個あると、パーセントレベルでのハッブルパラメーターの値に対する観測上の制約を得ることができます。この方法には、重力波検出のごく一部に付随する電磁的対応物や、しばしば利用できない、または不完全な銀河カタログに依存しないという利点があります。
エネルギー粒子の垂直拡散：完全な分析理論
過去20年間で、科学者は平均磁場を横切る高エネルギー粒子の輸送についての私たちの理解の大幅な改善を達成しました。テスト粒子シミュレーションと強力な非線形分析ツールにより、このタイプの輸送についての理解はほぼ完了しています。ただし、以前に開発された非線形解析理論は、シミュレーションと完全に一致するとは限りません。したがって、不正確さのバランスを取ることを目的として、補正係数$a^2$がそのような理論に組み込まれました。この論文では、垂直輸送の新しい分析理論が提示されています。この理論には、久保数の乱流が小さいという限界で、これまでに開発された統一非線形輸送理論、これまでで最も進んだ理論が含まれています。二次元乱流の場合、新しい結果が得られます。この場合、新しい理論では、垂直拡散は、粒子が磁力線をたどる間、準拡散するプロセスとして説明されています。乱流の横方向の複雑さが重要になるとすぐに、拡散が回復します。長い平行平均自由行程の場合、垂直拡散係数は減少した力線のランダムウォーク限界であることがわかります。一方、短い平行平均自由行程の場合、衝突のないRechester＆Rosenbluthと流体限界の混合であるハイブリッド拡散係数が得られます。全体として、現在の論文で開発された新しい分析理論は、ヒューリスティックな議論と一致しています。さらに、新しい理論は、前述の補正係数$a^2$やその他の自由パラメーターを必要とせずに、以前に実行されたテスト粒子シミュレーションとほぼ完全に一致します。
パルサータイミング実験のための重力波タイミング残差モデル
パルサータイミング実験は現在重力波を探索しており、この論文は連続波探索に使用されるパルサータイミング残差モデルの開発と研究に焦点を当てています。この作業の最初の目標は、パルサータイミングで使用される計算と理論の背後にある基本的な物理学と数学の概念の多くを再現することです。文献には多くの参考資料がありますが、読者の皆様のお役に立てれば幸いですが、この研究の基礎について完全に自己完結した説明を提供するよう努めています。大まかに言えば、次の目標は、パルサータイミング実験で重力波を検出するために現在使用されているパルサータイミングモデルの背後にある数学をさらに発展させることでした。タイミング残差モデルに組み込まれた周波数の変化と波面の曲率効果によって支配される、関心のある4つのレジームを分類します。これらの4つのレジームのうち、平面波モデルは以前の文献で十分に確立されています。重力波面の曲率を表す重要なフレネル数にとって重要になることを示すため、「フレネル」というラベルを付けた新しいレジームを追加します。次に、2つの詳細な調査を行います。最初のものは、これらのフレネル効果を精査して測定する将来のパルサータイミング実験の能力を予測します。2つ目は、モデルを宇宙膨張宇宙にさらに一般化し、最も一般化されたパルサータイミング残差モデルでハッブル定数を直接測定する方法を示します。これは、将来のパルサータイミング実験に、ハッブル定数の純粋な重力波ベースの測定値を取得できる可能性を提供します。最後の章では、ドップラー追跡実験に向けてこの作業を将来拡張するために取られる最初のステップを示します。
一般相対性理論の重力波試験に対する非ガウス雑音過渡現象とその緩和の影響に関する調査
| Title |
Investigation_on_the_Effects_of_Non-Gaussian_Noise_Transients_and_Their_Mitigations_on_Gravitational-Wave_Tests_of_General_Relativity |
| Authors |
Jack_Y._L._Kwok,_Rico_K._L._Lo,_Alan_J._Weinstein_and_Tjonnie_G._F._Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.07642 |
AdvancedLIGOとAdvancedVirgoによるコンパクトなバイナリ合体からの重力波の検出は、強磁場で相対論的な重力レジームを研究する機会を提供します。一般相対性理論（GR）の重力波テストは、通常、ガウスおよび定常検出器ノイズを想定しているため、非ガウスの過渡ノイズの特徴（グリッチ）は考慮されていません。明らかに異なる形態を持つ3つのクラスの頻繁に発生する機器グリッチとオーバーラップしたバイナリブラックホール合体からのシミュレートされた信号に対してパラメータ化された重力波テストを実行することによって得られた結果を提示します。次に、3つのグリッチ軽減方法を確認して適用し、GRからの誤った逸脱を減らす効果を評価します。シミュレートされた信号と重複するグリッチの9つのケースを検討することにより、検討中の短期間の広帯域ブリップおよびトムテグリッチがGRの誤った違反を引き起こし、修復フィルターとグリッチモデルの減算を使用することで、追加の導入なしにそのような誤った違反を一貫して排除できることを示します。効果。
天文台の来歴管理システムに向けて
| Title |
Towards_a_Provenance_Management_System_for_Astronomical_Observatories |
| Authors |
Mathieu_Servillat,_Fran\c{c}ois_Bonnarel,_Catherine_Boisson,_Mireille_Louys,_Jose_Enrique_Ruiz,_Mich\`ele_Sanguillon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.07751 |
ここでは、天文学プロジェクトのニーズに適合した来歴管理システムを紹介します。さまざまな天文学プロジェクトからユースケースを収集し、IVOA（InternationalVirtualObservatoryAlliance）によって開発されたエコシステムのデータモデルを定義しました。これらのユースケースから、一部のプロジェクトではすでにデータコレクションが生成およびアーカイブされており、そこから来歴を抽出する必要があります（来歴は「上」）。また、一部のプロジェクトは、データ処理中に来歴情報を自動的にキャプチャする複雑なパイプラインを構築しています。（「内部」をキャプチャします）。さまざまなツールとプロトタイプが開発され、プロバンス情報をキャプチャ、保存、アクセス、視覚化するためにテストされました。これらは、詳細なプロバンス情報を処理できる完全なプロバンス管理システムの形成に参加します。
新しい物理学に向けた最高エネルギーの光子のLHAASO発見
中国の新しい宇宙線望遠鏡では、最大1.4ペタ電子ボルトの超高エネルギー光子が観測されています。これは、ローレンツ不変性がプランクスケールレベルで崩壊する可能性があることを示唆しています。
ガンマ線バーストからの量子重力と光子質量に対する制約
| Title |
Constraints_on_Quantum_Gravity_and_the_Photon_Mass_from_Gamma_Ray_Bursts |
| Authors |
Deaglan_J._Bartlett,_Harry_Desmond,_Pedro_G._Ferreira,_Jens_Jasche |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.07850 |
量子重力（QG）モデルでのローレンツ不変性違反またはゼロ以外の光子質量$m_\gamma$は、光子のエネルギー依存伝搬速度につながり、離れたソースからの異なるエネルギーの光子が異なるに到達するようになります。それらが同時に放出されたとしても、回。ガンマ線バーストからのそのような時間遅延のためのソースごとのモンテカルロベースのフォワードモデルを開発し、時間遅延への他の寄与を説明する経験的ノイズモデルを無視することによって、$m_\gamma$とQG長さの制約を導き出しますスケール、$\ell_{\rmQG}$、BATSE衛星からのスペクトルラグデータを使用。$m_\gamma<4.0\times10^{-5}\、h\、{\rmeV}/c^2$および$\ell_{\rmQG}<5.3\times10^{-18}が見つかります\、h\、{\rm\、GeV^{-1}}$は95％の信頼度であり、これらの制約がノイズモデルの選択に対してロバストであることを示しています。QG制約は、複数のガンマ線バーストを考慮した研究の中で最も厳しいものの1つであり、$m_\gamma$の制約は、無線データを使用する場合よりも弱いものの、電子による分散の影響にあまり敏感ではない独立した制約を提供します。
干渉計の読み出しを備えたコンパクトな6自由度地震計
| Title |
A_compact_six_degree_of_freedom_seismometer_with_interferometric_readout |
| Authors |
Amit_Singh_Ubhi,_Jiri_Smetana,_Teng_Zhang,_Sam_Cooper,_Leo_Prokhorov,_John_Bryant,_David_Hoyland,_Haixing_Miao,_Denis_Martynov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.07880 |
地面の振動は、aLIGOテストマスの縦方向および角方向の動きと結合し、観測所の感度を30\、Hz未満に制限します。新しい慣性センサーは、この帯域のaLIGO感度を改善し、検出器のロック取得を簡素化する可能性があります。本論文では、単線で吊り下げられた質量からなるコンパクトな6D地震計を実験的に研究した。質量の位置は、地震計をサポートするプラットフォームに対して干渉計で読み取られます。実験結果を提示し、金属プロトタイプの限界について議論し、溶融シリカで作られており、溶融シリカファイバーで吊り下げられたコンパクトな6D地震計がaLIGO低周波ノイズを改善する可能性があることを示します。
10年間の公開IceCubeデータを使用して、新しい暗黒物質ホットスポット分析を実行します。この分析では、暗黒物質がニュートリノペアに自己消滅し、生産サイトを個別の点光源として扱うと仮定します。ニュートリノ望遠鏡の場合、これらのサイトは空のホットスポットとして表示され、他の標準モデルのニュートリノソースよりも優れている可能性があります。銀河中心の分析と比較すると、このアプローチは強力なツールであり、10TeV〜100PeVの暗黒物質の質量に対してニュートリノ検出器の上限を設定できることを示しています。これは、分析で一般的に使用されるエネルギー蓄積に加えて、空間情報が含まれているためです。
