フィールドレベルでの宇宙論的推論のためのバリオン効果のロバストな周縁化
| Title |
Robust_marginalization_of_baryonic_effects_for_cosmological_inference_at_the_field_level |
| Authors |
Francisco_Villaescusa-Navarro,_Shy_Genel,_Daniel_Angles-Alcazar,_David_N._Spergel,_Yin_Li,_Benjamin_Wandelt,_Leander_Thiele,_Andrina_Nicola,_Jose_Manuel_Zorrilla_Matilla,_Helen_Shao,_Sultan_Hassan,_Desika_Narayanan,_Romeel_Dave,_Mark_Vogelsberger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.10360 |
CAMELSプロジェクトの何千もの流体力学的シミュレーションからの総質量面密度を含む$（25\、h^{-1}{\rmMpc}）^2$2Dマップから、尤度のない推論を実行するようにニューラルネットワークをトレーニングします。ネットワークが、すべての解決されたスケール（$\gtrsim100\、h^{-1}{\rmkpc}$）からワンポイント関数とパワースペクトルを超えた情報を抽出できると同時に、バリオン物理学に対してロバストな周縁化を実行できることを示します。フィールドレベル：モデルは、トレーニングに使用されたものとは完全に異なるシミュレーションから、$\Omega_{\rmm}（\pm4\％）$および$\sigma_8（\pm2.5\％）$の値を推測できます。
ボイド銀河分布：$ \ Lambda $ CDMへの挑戦
スローンデジタルスカイサーベイデータリリース16（SDSSDR16）サーベイと、ミレニアムシミュレーションからボイドカタログを抽出します。ボイド内の$M_r<-18$より明るい銀河の分布に焦点を当て、ボイド銀河の平均分離、ボイド中心からの距離、および半径方向の密度プロファイルを調べます。ボイドが大きいほど両方のサンプルの平均分離が低くなるため、ボイド銀河の平均分離はボイドのサイズに依存することがわかります。しかし、観測サンプルのボイド銀河は、一般に、任意のボイドサイズでシミュレートされた銀河よりも平均距離が大きいようです。さらに、観測されたボイド銀河は、シミュレーションよりもボイド中心の近くに存在する傾向があります。この不一致は、ボイドの密度プロファイルにも示されています。ボイドサイズに関係なく、実際のボイドプロファイルの中心密度は、予測されたシミュレートされたカタログの密度よりも高くなります。
琥珀：再電離の時代のための半数値の豊富なマッチングボックス
| Title |
AMBER:_A_Semi-Numerical_Abundance_Matching_Box_for_the_Epoch_of_Reionization |
| Authors |
Hy_Trac,_Nianyi_Chen,_Ian_Holst,_Marcelo_A._Alvarez,_Renyue_Cen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.10375 |
宇宙の再電離の時代（琥珀）の豊富なマッチングボックスは、宇宙の夜明けをモデル化するための半数値コードです。新しいアルゴリズムは、エクスカーションセットの形式に基づいていませんが、より高い放射強度に遭遇する水素ガスが以前に光イオン化されると仮定して、再電離-赤方偏移フィールド$z_\mathrm{re}（\boldsymbol{x}）$を計算する新しいアプローチを採用しています。。赤方偏移の値は、特定の質量加重イオン化率$\bar{x}_\mathrm{i}（z）$に従って、イオン化された質量の存在量を一致させながら割り当てられます。このコードには、ユーザーが赤方偏移の中点$z_\mathrm{mid}$、期間$\Delta_\mathrm{z}$、および非対称性$A_\mathrm{z}$入力を介して再電離履歴を直接指定できるという独自の利点があります。パラメーター。宇宙の再電離プロセスは、銀河形成の最小ハロー質量$M_\mathrm{min}$と、放射伝達の平均自由行程$l_\mathrm{mfp}$によってさらに制御されます。密度、速度、ハロー、および放射場を構築するための改善された方法を実装します。これらは、再電離観測量をモデル化するために不可欠なコンポーネントです。AMBERを他の2つの半数値的方法と比較すると、コードが放射流体力学シミュレーションの結果をより正確に再現していることがわかります。並列化されたコードは、放射伝達シミュレーションよりも4桁以上高速であり、大容量モデル、全天模擬観測、およびパラメーター空間研究を効率的に可能にします。琥珀は、EoRの研究を促進し、変革するために公に利用可能になります。
現象論的重力相転移：初期および後期の修飾
| Title |
Phenomenological_Gravitational_Phase_Transition:_Early_and_Late_Modifications |
| Authors |
Nima_Khosravi_and_Marzieh_Farhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.10725 |
この作業では、初期の宇宙でも修正された重力シナリオを可能にするために、遅い時間での重力相転移またはGPTの概念を一般化します。元のGPTは、$H_0$と$\sigma_8$の緊張と{\itPlanck}の内部の不整合を同時に緩和することが示されました。ただし、GPT予測からの主な結果は、バリオン音響振動（BAO）からのデータとの不一致を意味しました。ここでは、一般化されたGPTシナリオがBAOデータの存在下でもハッブルの緊張に対処できるかどうかを調査します。重力パラメータ空間が大幅に拡大されているにもかかわらず、BAOデータは、ローカルの$H_0$との緊張関係において、推定ハッブル定数が低い$68.03\pm0.76$km/s/Mpcの$\Lambda$CDMパラダイムを強く好むことがわかります。Riessetal。による測定、$H_0=74.03\pm1.42$km/s/Mpc。P18-BAO-R19トリオをホストする一般化されたGPTシナリオのこの失敗は重要であり、ハッブル張力に対する可能な重力解のスペースを著しく縮小します。
自己相関関数、宇宙論、およびEMU-ASKAP無線連続体調査によるCMBコールドスポットの調査
| Title |
Autocorrelation_Functions,_Cosmology_and_Investigating_The_CMB_Cold_Spot_With_EMU-ASKAP_Radio_Continuum_Survey |
| Authors |
Syed_Faisalur_Rahman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.10734 |
銀河の角度パワースペクトルと自己相関関数（ACF）は、銀河の数をプロキシとして使用することにより、物質の分布に関する情報を提供します。この研究では、EMU-ASKAP5シグマソースの自己相関角度パワースペクトルと角度自己相関関数を推定し、それらをNVSSの結果と比較します。また、SUMSSデータを使用して、Landy-Szalay推定量を使用してACFの結果を比較します。EMU-ASKAPは、高感度で宇宙を観測する絶好の機会を提供し、大規模構造のクラスター化の研究、宇宙論的パラメーターの制約、宇宙の寒さの存在などの謎の探索に役立つ、何百万もの高赤方偏移源を観測する可能性があります。PlanckプローブとWMAPプローブの両方で観察されるスポットまたはCMBコールドスポット。いくつかの可能な方法について説明します。CMBコールドスポットパズルは、銀河団、積分ソースカウント、およびEMU-ASKAPのような高感度の調査による銀河バイアス分析を使用してさらに調査できます。
Abell1837の化学濃縮履歴への相対的な超新星の寄与
この論文では、赤方偏移z$=$0.069でのAbell1837銀河団のICMの金属収支に対する相対的なSNeの寄与を報告します。この目的のために、クラスターのホットICMを分析し、総露出$\sim$100ksのXMM-Newtonアーカイブデータを使用して放射状の金属分布を取得しました。これらの金属測定値は、半径0.7R$_{500}$内のMg、Si、S、Fe、およびNiで構成され、3つの同心円環に分割されます。観測された金属存在量パターンを相対的な超新星の寄与の観点から説明するために、理論的な元素合成モデルを利用する新しく開発されたコードSNeRatioを使用しました。この調査では、最新の3DSNIaおよびSNccの歩留まり表を取り上げています。これらの理論的収量のすべての組み合わせは、測定された存在比に適合し、統計的に許容できるものが選択されました。これらの各モデルは、クラスターの中心から周辺までの合計SNeに対する均一なSNIaパーセンテージの寄与を予測し、平均39$\pm$14$\％$のSNIa比率分布を形成することがわかりました。この均一性は、金属製造プロセスがクラスター形成の初期段階、つまりエポックz$\geq$2のプロトクラスター段階で始まると想定する初期の濃縮シナリオと一致しています。
| Title |
Clustering_of_Gravitational_Wave_and_Supernovae_events:_a_multitracer_analysis_in_Luminosity_Distance_Space |
| Authors |
Sarah_Libanore,_Maria_Celeste_Artale,_Dionysios_Karagiannis,_Michele_Liguori,_Nicola_Bartolo,_Yann_Bouffanais,_Michela_Mapelli,_Sabino_Matarrese |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.10857 |
光度距離空間における宇宙トレーサーとして、重力波（GW）合併イベントと超新星IA（SN）のクラスタリングを研究します。公開されているCAMBコードを変更して、固有速度やレンズの収束によって生成される光度距離空間歪み効果など、さまざまなソースの自動およびクロスパワースペクトルを数値的に評価します。マルチトレーサーフィッシャー分析を実行して、宇宙力学およびGWバイアス係数の予想される制約を予測し、水力学的N体シミュレーションからの出力を使用してバイアス基準モデルを決定し、VeraRubinObservatoryおよびEinsteinTelescope（ET）からの将来の観測を考慮します。3検出器ネットワーク構成で。SNをGWマージデータセットに追加すると、主に重要なパラメータの縮退を解消することにより、予測が大幅に改善され、最終的な制約はEuclidのような調査から得られるものに匹敵することがわかります。GWの合併バイアスは、単一のETの場合でも有意に検出可能であると予測されています。
LSSTで検出可能で、さまざまなミッション設計との$ \ textit {In Situ} $ランデブーでアクセス可能な星間天体の集団
| Title |
The_Population_of_Interstellar_Objects_Detectable_with_the_LSST_and_Accessible_for_$\textit{In_Situ}$_Rendezvous_with_Various_Mission_Designs |
| Authors |
Devin_Hoover,_Darryl_Z._Seligman,_Matthew_J._Payne |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.10406 |
最近発見された星間天体の集団は、太陽系外惑星や恒星系からの物質を間近で特徴づける機会を私たちに与えてくれます。今後のルービン天文台の時空レガシー調査（LSST）は、現在運用されている観測施設の機能と比較して、これらのオブジェクトに対する感度を前例のないほど向上させます。この論文では、銀河の運動学から引き出された星間天体の合成集団を生成し、LSSTで検出可能な天体の衝突パラメータ、離心率、双曲線速度、および空の位置の分布を特定します。この集団は、$\sim90^\circ$の軌道傾斜角を中心とした、太陽向点と反頂点の方向の軌道のクラスター化によって特徴付けられます。黄道または太陽向点を、調査限界等級の関数として将来の星間天体を検索するための最適な空の場所として特定します。さらに、次の$\textit{CometInterceptor}$または提案された$\textit{BRIDGE}$の機能を備えた専用ミッションを使用して、$\textit{insitu}$ランデブーで到達可能な検出可能なオブジェクトの軌道を特定します。コンセプト。推定された空間数密度で母集団統計をスケーリングすることにより、LSSTは$\sim10$年の観測キャンペーンの過程で$\sim50$の星間天体を検出すると推定します。さらに、それぞれ$\textit{BRIDGE}$および$\textit{CometInterceptor}$に匹敵する推進力を備えたミッションには、$\sim10$および$\sim0.05$の到達可能なターゲットが必要であることがわかります。これらの数の推定値は、星間天体の数密度とサイズ度数分布がより適切に制約されている場合に、容易に更新できます。
9つの視線速度太陽系外惑星の正確な質量と軌道
| Title |
Precise_Masses_and_Orbits_for_Nine_Radial_Velocity_Exoplanets |
| Authors |
Yiting_Li,_Timothy_D._Brandt,_G._Mirek_Brandt,_Trent_J._Dupuy,_Daniel_Michalik,_Rebecca_Jensen-Clem,_Yunlin_Zeng,_Jacqueline_Faherty,_Elena_L._Mitra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.10422 |
視線速度（RV）調査では、何百もの太陽系外惑星が発見されましたが、惑星の質量$M_p$と軌道傾斜角$i$の間の根本的な縮退に悩まされています。この論文では、RVを、相互校正された\Hipparcos-\Gaia加速カタログ（HGCA）の\GaiaEDR3バージョンから取得した補完的な絶対位置天文学と組み合わせることでこの縮退を解消します。マルコフ連鎖モンテカルロ軌道コード$\orvara$を使用して、文献のRVとHGCAの絶対位置天文学を同時に適合させます。近くのG星とK星を周回する、9つの単一および大規模なRVコンパニオンの軌道、質量、および傾斜を制約します。6つのコンパニオンの惑星の性質を確認します：HD29021b（$4.47_{-0.65}^{+0.67}\Mjup$）、HD81041b（$7.24_{-0.37}^{+1.0}\Mjup$）、HD87883b（$6.31_{-0.32}^{+0.31}\Mjup$）、HD98649b（$9.7_{-1.9}^{+2.3}\Mjup$）、HD106252b（$10.00_{-0.73}^{+0.78}\Mjup$）、およびHD171238b（$8.8_{-1.3}^{+3.6}\Mjup$）。1つのコンパニオンHD196067b（$12.5_{-1.8}^{+2.5}\Mjup$）を惑星褐色矮星の境界に配置し、2つのコンパニオンを低質量褐色矮星体制に配置します：HD106515Ab（$18.9_{-1.4}^{+1.5}\Mjup$）、およびHD221420b（${20.6}_{-1.6}^{+2.0}\Mjup$）。褐色矮星HD221420b、半主軸が${9.99}_{-0.70}^{+0.74}$AU、周期が${27.7}_{-2.5}^{+3.0}$年、および$0.162_{-0.030}^{+0.035}$の離心率は、高コントラストイメージングの有望なターゲットを表します。HD87883b、HD98649b、HD171238b、およびHD196067bのRV軌道は、RVデータが不十分なため、まだ完全には制約されていません。順行軌道と逆行軌道を区別するのが難しいため、これらの軌道のそれぞれに2つの可能な傾向がありますが、これは将来のGaiaデータリリースで決定的に変化すると予想されます。
可能性のある太陽系外衛星のホストシステムの対象を絞った観測は、近い将来、取得するのが難しく、分析するのに時間がかかるでしょう。そのため、ケプラー、K2、TESSなどの時間領域調査は、候補となる太陽系外衛星システムを特定するための最初のステップとして引き続き重要な役割を果たします。その後、地上または宇宙ベースの最高の望遠鏡で追跡することができます。この作業では、畳み込みニューラルネットワーク（CNN）のアンサンブルをトレーニングして、ケプラーによって観測された単一トランジットイベントの候補太陽系外衛星信号を識別します。私たちのトレーニングセットは、ケプラーの光度曲線に注入された、合成、惑星のみ、および惑星+月の単一トランジットの${\sim}$27,000の例で構成されています。個々のCNNアーキテクチャで最大88\％の分類精度を達成し、CNNアンサンブルが完全に一致している場合に検証セットで月を識別する際に97\％の精度を達成します。次に、CNNアンサンブルを1880ケプラー対象オブジェクトの光度曲線に$>10$日（$\sim$57,000の個別通過）で適用し、惑星通過を各光度曲線に注入することでCNN分類器の精度をさらにテストします。残留恒星活動が偽陽性の分類をもたらす可能性がある程度を定量化する。これらのトランジットのごく一部に月のような信号が含まれていることがわかりますが、この結果から太陽系外衛星の発生率を強く推測することには注意が必要です。最後に、太陽系外衛星の検索にニューラルネットワークを利用する際のいくつかの継続的な課題について説明します。
がか座ベータ星bの軌道運動からのがか座ベータ星cの質量
| Title |
The_mass_of_Beta_Pictoris_c_from_Beta_Pictoris_b_orbital_motion |
| Authors |
S._Lacour,_J._J._Wang,_L._Rodet,_M._Nowak,_J._Shangguan,_H._Beust,_A.-M._Lagrange,_R._Abuter,_A._Amorim,_R._Asensio-Torres,_M._Benisty,_J.-P._Berger,_S._Blunt,_A._Boccaletti,_A._Bohn,_M.-L._Bolzer,_M._Bonnefoy,_H._Bonnet,_G._Bourdarot,_W._Brandner,_F._Cantalloube,_P._Caselli,_B._Charnay,_G._Chauvin,_E._Choquet,_V._Christiaens,_Y._Cl\'enet,_V._Coud\'e_du_Foresto,_A._Cridland,_R._Dembet,_J._Dexter,_P._T._de_Zeeuw,_A._Drescher,_G._Duvert,_A._Eckart,_F._Eisenhauer,_F._Gao,_P._Garcia,_R._Garcia_Lopez,_E._Gendron,_R._Genzel,_S._Gillessen,_J._H._Girard,_X._Haubois,_G._Hei{\ss}el,_Th._Henning,_S._Hinkley,_S._Hippler,_M._Horrobin,_M._Houll\'e,_Z._Hubert,_L._Jocou,_J._Kammerer,_M._Keppler,_P._Kervella,_L._Kreidberg,_V._Lapeyr\`ere,_J.-B._Le_Bouquin,_P._L\'ena,_D._Lutz,_A.-L._Maire,_A._M\'erand,_P._Molli\`ere,_et_al._(36_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.10671 |
私たちは、太陽系外惑星の存在と質量が、別の太陽系外惑星の位置天文学から効果的に導き出せることを実証することを目指しています。以前の$\beta$Pictorisbの位置天文学と、GRAVITY干渉計からの新しい一連の観測を組み合わせました。$\beta$Pictorisbの軌道運動は、ヤコビ座標でのマルコフ連鎖モンテカルロシミュレーションを使用して適合されます。内惑星$\beta$Pictoriscも、96\、masの間隔で再観測され、以前の軌道推定が確認されました。惑星bの位置天文学からのみ、（i）$\beta$Pictoriscの存在を検出し、（ii）その質量を$10.04^{+4.53}_{-3.10}\、M_{\rmJup}に制限することができます。$。$\beta$Pictoriscの位置天文学を追加すると、質量は$9.15^{+1.08}_{-1.06}\、M_{\rmJup}$に絞り込まれます。視線速度の測定値を含めることは、軌道パラメータに大きな影響を与えませんが、質量推定値をわずかに$8.89^{+0.75}_{-0.75}\、M_{\rmJup}$に減らします。$2.68\pm0.02$\、auの準主軸、$1221\pm15$日の周期、および$0.32\pm0.02$の離心率により、$\beta$Pictoriscの軌道パラメーターは正確に制約されるようになりました。$\beta$Pictorisのものとしてb。軌道配置は、高次の平均運動共鳴（7：1）と互換性があります。惑星のダイナミクスに対する共鳴の影響は、外惑星の離心率励起に重要な役割を果たしたかもしれない経年摂動に関しては無視できるでしょう。
小惑星の長期ダイナミクスにおけるヤルコフスキー効果の役割（469219）Kamo'oalewa
地球近傍小惑星（469219）Kamo'oalewa（別名2016HO3）は、地球の共有軌道であり、潜在的な宇宙ミッションのターゲットです。その短期的なダイナミクスは、準衛星構成と馬蹄形構成の間の定期的な切り替えによって特徴付けられます。直径がわずか約36メートルと小さいため、ヤルコフスキー効果は長期的なダイナミクスにおいて重要な役割を果たす可能性があります。この研究では、ヤルコフスキー効果によって引き起こされるカモオアレワの長期運動の変化を研究することによって、この問題に対処しました。異なる表面組成を想定したヤルコフスキー効果の大きさの推定を使用し、公称軌道のクローンを表すテスト粒子の軌道を伝播することによって半主軸ドリフトを導入しました。私たちのシミュレーションは、ヤルコフスキー効果により、純粋な重力モデルと比較した場合、カモオアレワが地球の共有軌道領域から少し速く出る可能性があることを示しました。それにもかかわらず、それは将来、少なくとも0.5Myの間地球の仲間であり続ける可能性があります。私たちの結果は、カモオアレワが、短期的な観点からだけでなく、長期的なスケールでも、これまでに知られている最も安定した地球の共有軌道オブジェクトであることを示唆しています。
HD169142のガスディスクの3D運動構造のマッピング
| Title |
Mapping_the_3D_Kinematical_Structure_of_the_Gas_Disk_of_HD_169142 |
| Authors |
Haochuan_Yu,_Richard_Teague,_Jaehan_Bae_and_Karin_\"Oberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.10822 |
HD169142の周りの円盤は、塵の分布で観察された構造の範囲のために、複数の埋め込まれた惑星をホストすることが示唆されています。$^{12}\mathrm{CO\（2-1）}$、$^{13}\mathrm{CO\（2-1）}$、および$\mathrm{C}^のアーカイブALMA観測値を分析します。{18}\mathrm{O\（2-1）}$は、外側の円盤に埋め込まれた他の惑星に関連する大規模な運動学的構造を検索します。125auで、3つのCOアイソトポログすべてによってトレースされた、ディスク表面からミッドプレーンへのコヒーレントフローを識別し、埋め込まれた惑星によって駆動される可能性のある子午線フローとして解釈します。ガスの回転速度の変化を使用して、この領域全体の物理的構造を特徴付け、125auで、CO放出が、表面密度が最小であるにもかかわらず、ガス圧が上昇した領域をトレースすることを発見しました。簡単な分析モデルを開発して、ギャップの物理的構造が、以前の熱化学モデルと観察的に推測された条件の両方と一致して、表面密度の変化に対して重要な応答を持つことができることを示します。この手法をさまざまなソースに適用することで、原始惑星系円盤のギャップ開口の理論モデルに直接対峙することができます。
地獄の雪玉：TOI-1266cの潜在的な蒸気雰囲気
| Title |
A_Snowball_in_Hell:_The_Potential_Steam_Atmosphere_of_TOI-1266c |
| Authors |
C._E._Harman,_Ravi_Kumar_Kopparapu,_Gu{\dh}mundur_Stef\'ansson,_Andrea_S._J._Lin,_Suvrath_Mahadevan,_Christina_Hedges,_and_Natasha_E._Batalha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.10838 |
TOI-1266cは、初期のM矮星を周回する半径の谷で最近発見された超金星です。ただし、その概念的なかさ密度（$\sim$2.2gcm$^{-3}$）は、揮発性の大きな割合と一致しており、地球の日射量の2倍以上で数十億年も生き残った揮発性の貯留層がある可能性があります。一方、質量の上限は、衝突ストリッピング限界まで転倒した>50\％の鉄心（$\sim$9.2gcm$^{-3}$）が支配的なクールなスーパーマーキュリーの絵を描きます。半径のギャップに。ここでは、新しいおよび更新されたオープンソースの大気散逸、放射対流、および光化学モデルの組み合わせを使用して、TOI-1266cのいくつかの仮想状態を調べます。微量のH$_{2}$とCO$_{2}$を含む水に富む大気は、20時間未満のJWST観測時間で潜在的に検出可能であることがわかります（SNR$>\sim5$）。また、水蒸気スペクトルの特徴は、雲の甲板の上にかなりの量の水が存在するため、高高度の水や氷の雲の存在によって実質的に影響を受けないことがわかりますが、自己無撞着な雲モデルでさらに作業する必要があります。ただし、その質量に関係なく、TOI-1266cは、サブネプチューンと金星のような世界、特に半径の谷の近くの世界の進化に関連するいくつかの仮説のユニークな証明の場を表しています。
銀河の合体における若い大規模クラスターの形成と進化：密輸の見解
| Title |
Formation_and_evolution_of_young_massive_clusters_in_galaxy_mergers:_a_SMUGGLE_view |
| Authors |
Hui_Li,_Mark_Vogelsberger,_Greg_L._Bryan,_Federico_Marinacci,_Laura_V._Sales,_Paul_Torrey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.10356 |
銀河の合体は、その形成メカニズムがまだよく理解されていない豊富な若い大規模クラスター（YMC）集団をホストすることが知られています。ここでは、明示的な星形成と星のフィードバックの処方による高解像度の銀河の合体シミュレーションを提示して、合体が星間物質とYMCの特性にどのように影響するかを調査します。孤立した銀河の制御されたシミュレーションと比較して、高密度で高圧のガスの質量分率は、合併ではるかに高くなります。その結果、分子雲とYMCの両方の質量関数は浅くなり、より高い質量にまで広がります。さらに、クラスター形成効率は大幅に向上し、星形成率の面密度とガス圧と正の相関があります。YMCの軌道を追跡し、合併の過程での潮汐場の時間発展を調査します。合併の初期段階では、潮汐場の強さはYMCの質量$\lambda_{\rmtid}\proptoM^{0.71}$と正の相関があり、YMCの質量関数の形状と年齢分布に体系的に影響します。。その後、ほとんどのYMCは、ホスト銀河の軌道を厳密に追跡し、力学的摩擦のために合併の残骸の中心に徐々に沈み、効率的な潮汐破壊によって急速に溶解します。興味深いことに、最初の通過中に形成されたYMCは、主に潮汐の尾と橋に分布し、ガラクトセントリック半径の広い範囲に分布しており、合併システムの郊外の潮汐場がはるかに弱いため、生存率が大幅に向上しています。これらのYMCは、現在まで存続する球状星団の有望な候補です。
FADOによる自己無撞着な集団スペクトル合成：スペクトル合成法における銀河の平均恒星金属量
| Title |
Self-consistent_population_spectral_synthesis_with_FADO:_mean_stellar_metallicity_of_galaxies_in_spectral_synthesis_methods |
| Authors |
Ciro_Pappalardo_(IA-FCUL,_Lisbon) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.10363 |
この作業では、平均恒星年齢と金属量の推定におけるスペクトル合成法の信頼性を調査し、これらの量を決定するためにどの信号対雑音比（S/N）が必要かという問題に対処します。この問題に対処するために、恒星と星雲の放出を含むシミュレートされたスペクトルを使用し、一定で指数関数的に減少する星形成の法則のために銀河の進化を再現しました。スペクトルは異なるS/Nに分解され、3つの異なるスペクトル合成コード（FADO、STARLIGHT、およびSTECKMAP）で分析され、同様のフィッティング設定と同じスペクトルベースが想定されています。S/N>5の場合、考慮されるすべてのツールは結果に大きな多様性を示します。FADOとSTARLIGHTは、〜0.1dexの軽量平均恒星年齢の中央値の違いを見つけますが、STECKMAPは〜0.2dexのより高い値を示します。S/N>50の場合、FADOの中央値の差は〜0.03dex（〜7％）であり、STARLIGHTおよびSTECKMAPから取得した0.08dex（〜20％）および0.11dex（〜30％）よりも3倍および4倍低くなります。それぞれ。私たちの結果は、銀河における高い比星形成率（sSFR）のフェーズには、フィッティングプロセスでの星雲の連続放出を無視しない分析ツールが必要であることを示しています。高いS/Nスペクトルの存在。これらの差の中央値は、軽量量の場合は7％（FADO）、20％（STARLIGHT）、および30％（STECKMAP）のオーダーであり、20％（FADO）、60％（STARLIGHT）、および20質量加重量の場合は％（STECKMAP）。これは、星雲の連続体からの穏やかな寄与が存在する場合でも、質量光度比と恒星の質量の深刻な過大評価を意味します。私たちの研究は、輝線星雲の自己無撞着な処理の重要性を強調しています。これは、高sSFR銀河の集合を確実に決定するための唯一のルートです。
宇宙の再電離の時代における通常の塵に覆われた銀河
| Title |
Normal,_Dust-Obscured_Galaxies_in_the_Epoch_of_Reionization |
| Authors |
Y._Fudamoto,_P._A._Oesch,_S._Schouws,_M._Stefanon,_R._Smit,_R._J._Bouwens,_R._A._A._Bowler,_R._Endsley,_V._Gonzalez,_H._Inami,_I._Labbe,_D._Stark,_M._Aravena,_L._Barrufet,_E._da_Cunha,_P._Dayal,_A._Ferrara,_L._Graziani,_J._Hodge,_A._Hutter,_Y._Li,_I._De_Looze,_T._Nanayakkara,_A._Pallottini,_D._Riechers,_R._Schneider,_G._Ucci,_P._van_der_Werf,_C._White |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.10378 |
過去数十年にわたって、レストフレーム紫外線（UV）観測は、いわゆる再電離の時代に、赤方偏移（z）が6を超えるUV発光銀河の大規模なサンプルを提供してきました。これらのUVで識別された銀河のいくつかは、重要な塵の貯留層を明らかにしましたが、これらの初期の非常に重く塵で隠された源は、とらえどころのないままでした。それらは、極端なスターバースト銀河のまれな集団と、まれなクエーサーの仲間に限定されています。これらの研究は、$z>6$での宇宙の星形成率密度への塵で覆われた銀河の寄与がサブドミナントであると結論付けています。最近のALMAとスピッツァーの観測では、$z=3-6$で、より豊富で極端ではない、覆い隠された銀河の集団が特定されています。しかし、この人口はこれまでのところ、再電離の時代には確認されていません。ここでは、$z=6.6813\pm0.0005$と$z=7.3521\pm0.0005$にある2つの塵に覆われた星形成銀河の発見を報告します。これらの天体は、既存のレストフレームUVデータでは検出されず、同じ赤方偏移での典型的なUV発光銀河の伴侶としての遠赤外線[CII]線とダスト連続放射によってのみ発見されました。2つの銀河は、$z\sim7$の典型的な星形成銀河と一致して、極端なスターバーストよりも低い赤外線光度と星形成率を示します。ほこりがひどく隠された銀河のこの集団は、$z>6$の宇宙星形成率密度に10-25パーセント貢献しているように見えます。
銀河へのガスの流入不足による星形成の抑制
| Title |
Quenching_of_star_formation_from_a_lack_of_inflowing_gas_to_galaxies |
| Authors |
Katherine_E._Whitaker,_Christina_C._Williams,_Lamiya_Mowla,_Justin_S._Spilker,_Sune_Toft,_Desika_Narayanan,_Alexandra_Pope,_Georgios_E._Magdis,_Pieter_G._van_Dokkum,_Mohammad_Akhshik,_Rachel_Bezanson,_Gabriel_B._Brammer,_Joel_Leja,_Allison_Man,_Erica_J._Nelson,_Johan_Richard,_Camilla_Pacifici,_Keren_Sharon,_Francesco_Valentino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.10384 |
巨大な銀河の半分の星形成は、宇宙が30億年前になるまでに消滅しました。形態学的ガスの安定化、衝撃加熱、または中央の超大質量ブラックホールへの降着に関連する活動が呼び出される場合もありますが、少なくとも場合によっては、非常に少量の分子ガスがこれの原因であるように見えます。ガス枯渇による消光に関する最近の研究は、これを確実に決定するには感度が不十分な上限、または平均化の問題を伴う積み重ねられた放出に基づいています。ここでは、星形成が抑制された6つの強レンズ銀河からの1.3mmのダスト放出の観測を報告します。倍率は最大30倍です。6つの銀河のうち4つはダスト放出で検出されず、ダストの推定上限があります。恒星の質量の0.0001倍の質量、および代理（天の川の分子ガス対ダスト比を仮定）により、分子ガスの恒星の質量の0.01倍。これは、同様の赤方偏移で星形成銀河に見られるよりも、単位恒星質量あたりの分子ガスが2桁少ないです。これらの小さなサンプルから外挿することは依然として困難ですが、これらの観測は、ガスの枯渇が高赤方偏移銀河の一部での星形成の停止の原因であることを立証しています。
NGC4945における銀河系分子流出のALMAイメージング
| Title |
ALMA_Imaging_of_a_Galactic_Molecular_Outflow_in_NGC4945 |
| Authors |
Alberto_D._Bolatto,_Adam_K._Leroy,_Rebecca_C._Levy,_David_S._Meier,_Elisabeth_A._C._Mills,_Todd_A._Thompson,_Kimberly_L._Emig,_Sylvain_Veilleux,_Juergen_Ott,_Mark_Gorski,_Fabian_Walter,_Laura_A._Lopez,_and_Laura_Lenkic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.10437 |
最も近いスターバーストの1つであり、活動銀河核（AGN）の最も近いホストの1つであるNGC4945の中央領域における分子流出ガスのALMA検出を提示します。CO（3-2）で約0.3"の解像度で4つの流出プルームを検出します。これは、既知のイオン化流出コーンのエッジ近くにある分子ガスと、ディスクの背後にあるその（観測されていない）対応物に対応するようです。これらの中で最も速くて明るいプルームの放出は、観測された視線の予測速度に達し、全身を超えて450km/sを超えます。これは、最速の放出の推定物理流出速度v>600km/sに相当します。これらのプルームのほとんどは、HCNまたはHCO+で対応する放出を示します。（4-3）分子ガスがイオン化されたガス円錐の形状を持ち、放出されたときの銀河の回転速度を共有する流出放出の運動学的モデルについて説明します。このモデルを使用して、観測、制約する速度を説明します。放出された物質の物理的速度、および銀河円盤との混同のために検出されない流出ガスの割合を説明します。suを流れる総分子質量流出速度dMmol/dt〜20Msun/yrを推定します。ディスクミッドプレーンから100pc以内の表面。おそらく、中央のスターバーストとAGNの組み合わせによって駆動されます。
アルヴェーン波下からトランスアルヴェーン超音速乱流における密度分布と密度間欠性の物理的起源
| Title |
The_density_distribution_and_the_physical_origins_of_density_intermittency_in_sub-_to_trans-Alfvenic_supersonic_turbulence |
| Authors |
James_R._Beattie,_Philip_Mocz,_Christoph_Federrath_and_Ralf_S._Klessen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.10470 |
流体力学的超音速乱流の対数密度コントラスト$s=\ln（\rho/\rho_0）$、ガス密度$\rho$および平均密度$\rho_0$の確率密度関数（PDF）はよく知られています。乱流マッハ数$\M$とともに単調に増加する間欠性の重要な兆候があります。冷たい星間物質中の分子ガスに関連する、16個のサブからトランスアルフの平均場、超音速、等温乱流シミュレーションのアンサンブルの質量および体積加重$s$-PDFを研究することによって、$s$の間欠性については、より複雑な状況が浮かび上がってきます。間欠性の4つの独立した測定値を使用して、$\mathcal{M}\lesssim4$の高度に磁化されたプラズマで流体力学のような間欠性を見つけます。ただし、$\mathcal{M}\gtrsim4$の場合、間欠性のシグネチャが消え、ほぼ対数正規の$s$統計が残ります。これは、$\mathcal{M}$の上限での流体力学的乱流とは正反対です。$\mathcal{M}\lesssim4$の間欠性を理解するために、1次元（1D）ペンシルビームを使用して、平均磁場$\mathbf{B}_0$に沿ったダイナミクスと全体のダイナミクスを調べます。ペンシルビームからの運動、密度、および磁場の変動について説明し、間欠性の物理的な原因を、$\Bo$に沿って形成され、体積の少ない大きな低密度を生成する高速磁気音速圧縮と結合した単一の強い衝撃として識別します。これらの密度不足は、$s$-PDFの歪度に大きく影響します。この結果は、1D流体衝撃シミュレーションを使用して個別に確認します。$\mathcal{M}\gtrsim4$$s$フィールドのガウス化について、2つの現象論のレンズを通して説明します。$s$フィールドの自己相似性と、オーバーフィールドと圧縮性ガスの密度の低い領域。
PN M2-36の物理的条件と化学的存在量。深いエシェル観測の結果
| Title |
Physical_conditions_and_chemical_abundances_in_PN_M_2-36._Results_from_deep_echelle_observations |
| Authors |
Jos\'e_N._Esp\'iritu_and_Antonio_Peimbert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.10546 |
超大型望遠鏡（VLT）で紫外線と視覚エシェル分光器（UVES）を使用して得られた惑星状星雲M2-36のスペクトルを提示します。446本の輝線が検出されました。複数の電子温度（$T_{e}$）と密度（$n_{e}$）の診断を使用して、化学組成の分析を実行します。$T_{e}$と$n_{e}$は、衝突励起線（CEL）比、O$^{++}$光再結合線（ORL）、強度の測定など、さまざまな方法を使用して計算されます。バルマージャンプ。古典的なCELの存在量に加えて、重元素のORLからの堅牢なイオンの存在量も示します。O$^{++}$のCELとORLから、この星雲の存在量不一致係数（ADF）の新しい値を取得します。ADF（O$^{++}）=$6.76$\pm$0.50。私たちが研究しているすべての異なる線の比率から、オブジェクトは化学的に均質ではないことがわかります。さらに、2相光イオン化モデルでは、重要な\ion{O}{ii}と[\ion{O}{iii}]の線比を同時に再現できないことがわかりました。ただし、このような比率を適切に再現できる3段階モデルが見つかりました。これはおもちゃのモデルであると考えていますが、観測された温度と密度の線の診断を再現することができます。私たちの分析は、その物理的および化学的構造が以前に考えられていたよりも複雑である可能性があるため、高いスペクトル分解能で高いADFPNeを研究することが重要であることを示しています。
Gaia EDR3カタログのデータを使用した、152個の球状星団の軌道特性に対する進化する銀河ポテンシャルの影響の研究
| Title |
Study_of_the_Influence_of_an_Evolving_Galactic_Potential_on_the_Orbital_Properties_of_152_Globular_clusters_with_Data_from_the_Gaia_EDR3_Catalogue |
| Authors |
A._T._Bajkova,_A._A._Smirnov_and_V._V._Bobylev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.10570 |
ガイアEDR3カタログからの固有運動とバウムガルトとヴァシリエフ（2021）からの平均距離で、152個の球状星団の軌道運動に対する天の川銀河の進化する重力ポテンシャルの影響を研究しました。銀河系成分の質量とサイズが変化する半宇宙論的に進化するモデルポテンシャルを構築するために、Haghietal。で説明されているアルゴリズムを使用しました。（2015）。銀河の採用された軸対称3成分モデルポテンシャルには、球形のバルジ、平らな宮本-長井円盤、球形のナバロ-フランク-ホワイトダークマターハローが含まれます。軌道は時間的に後方に統合されます。5Gyrと12Gyrの軌道を後方に統合するときに、静的および進化するポテンシャルで導出された球状星団の軌道パラメーターを比較します。初めて、質量の変化と銀河系の構成要素のサイズの変化の影響を別々に研究しました。コンポーネントの質量とサイズの変化は、反対の方法で軌道パラメータに作用することが示されています。ガラクトセントリック距離が小さい場合、この影響は最大限に補償されます。遠方の球状星団とアポセンター距離が大きい銀河団の軌道が最も大きく変化します。質量と成分のサイズの両方が変化するポテンシャルの場合、平均して、静的ポテンシャルの場合と比較して、球状星団の軌道が$-5$〜Gyrまでの時間スケールでわずかに変化することを示します。。これらの変更は、データのエラーによって引き起こされる統計的不確実性の限界に適合します。したがって、これらの時間スケールでは、銀河のポテンシャルは静的であると見なされる可能性があります。静的ポテンシャルと進化ポテンシャルの両方で導出された球状星団の軌道パラメータを含むテーブルを提供します。
セイファート銀河の化学的存在量-VIII。アルゴン存在量の推定
初めて、セイファート2核のサンプルの細い線領域における水素存在比（Ar/H）に対するアルゴン存在比が導き出されました。これを考慮して、スローンデジタルスカイサーベイDR7から採取され、MPA/JHUグループによって測定された64個の局所セイファート2核（z<0.25）のサンプルの光学的狭い輝線強度が考慮されました。電子温度の直接測定に基づくAGNのTe法と、Cloudyコードで構築された光イオン化モデルの結果のグリッドを採用して、Ar/H存在量の導出方法を取得しました。金属量範囲が0.2<（Z/Zsolar）<2.0の場合、セイファート2核はアルゴン太陽値の0.1〜3倍の範囲のAr/H存在量を示し、log（O/H）=-3.31およびlog（Ar/H）=-5.60。これらの値の範囲は、それぞれ8.0<12+log（O/H）<9.0および5.4<12+log（Ar/H）<6.9に対応します。私たちのサンプルから得られたAr/HとAr/Oの存在量の値の範囲は、4つの渦巻銀河のディスクの中央部分への放射状の存在量勾配の外挿からの推定と一致しています。存在量の結果を、文献から得られたHii銀河のサンプルから得られた推定値と組み合わせたところ、Ar/O存在量比は、O/H存在量が増加するにつれてわずかに減少することがわかりました。
宇宙の現在の年齢の10分の1で生まれたGHzピークスペクトル電波銀河
高赤方偏移電波銀河の研究は、巨大な楕円銀河の活動銀河核（AGN）の活動、および宇宙の銀河団の集合と進化に光を当てることができます。観測された高赤方偏移（$z>4.5$）AGNの大部分はクエーサーであり、銀河はほとんどありません。J1606+3124は、現在の宇宙の年齢の10分の1の時代に、赤方偏移が4.56の電波銀河です。超長基線干渉法（VLBI）画像は、約68パーセクで分離されたエッジが明るくなった末端ホットスポットを備えた両面ジェット構造を示しています。長時間の放射（過去の活動の遺物）の存在の証拠は見つかりませんでした。これは、それが初期の電波源である可能性を示唆しています。電波スペクトル、変動性、コア輝度温度、ジェット固有運動など、J1606+3124の電波特性を研究します。すべての観測は、それがGHzピークスペクトル（GPS）源であることを一貫して示しており、これまでに知られている中で最も高い赤方偏移GPS銀河となっています。ホットスポットの拡大速度と電波スペクトルのターンオーバーは、J1606+3124が若く（運動学的年齢は$\sim$3000歳）、電波源を開発していることを示唆しています。その超高ジェットパワーは、大規模なダブルローブ電波銀河に成長する良いチャンスを与えてくれます。赤外線観測は、ガスとダストが豊富なホスト銀河環境を明らかにし、それがジェットの成長を妨げる可能性があります。
z〜1.5-2個の星形成銀河の多重解像度角運動量測定
| Title |
Multi-resolution_angular_momentum_measurements_of_z~1.5-2_star-forming_galaxies |
| Authors |
Juan_M._Espejo_Salcedo,_Karl_Glazebrook,_Deanne_B._Fisher,_Sarah_M._Sweet,_Danail_Obreschkow,_A._M._Swinbank,_Steven_Gillman_and_Alfred_L._Tiley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.10614 |
高空間分解能と低空間分解能の両方の面分光データを使用して、$z\sim1.5-2$での10個の星形成銀河の詳細な恒星比角運動量（$j_*$）測定値を示します。OSIRIS/SINFONIからの補償光学（AO）支援観測と、それぞれ[$0.1-0.4$]arcsecおよび[$0.6-1.0$]arcsecの空間解像度でのKMOSからの自然観測（NS）対応物を同時にモデル化するコードを開発しました。。AOデータは、2/10システムが合併であり、残りの8つの平均不確実性$\bar\Deltaj_*$が49％（NS）および26.5％（AO）から16％に減少することを示しています。これらの$j_*$の測定値は、ハッブル宇宙望遠鏡の測光とNS運動学から計算された単純な推定値（$\tilde{j_*}$）と20％以内で一致しますが、これらのディスクを最初に識別するには、より高い解像度の運動学が必要です。面密度モデルの選択と測光からの有効半径の測定が、異なる分析間の$j_*$の測定における体系的な効果の主要な原因であることがわかります。$j_*$と$M_*$の関係（Fall、1983）を$\beta=2/3$の固定べき乗則の傾きに当てはめると、$z\geq1での以前のNSの結果と一致するゼロ点が見つかります。$\sim0.3$dex内の$。最後に、AOデータにもかかわらず高いままであるその関係についての$\sim0.38$dex散乱を見つけたので、それは$z>1$の銀河に固有であると結論付けました。これは、$z\simeq0$でのディスクの$\leq0.2$dexのばらつきと比較され、宇宙時間との落下関係の解決を示しています。
ポップIII星の誕生質量関数
人口III（ポップIII）の星は、宇宙の暗黒時代を終わらせ、初期の宇宙の再電離と化学的濃縮を開始しました。しかし、初期の宇宙の進化に対するそれらの重要性にもかかわらず、それらの特性は、以前の数値シミュレーションへの制限と観測上の制約の欠如のために不確実なままです。ここでは、3D放射流体力学的宇宙論シミュレーションを使用して、5つの原始ハローにおけるポップIII星形成を調査します。各ミニハロで複数の星が形成され、それらの数は時間の経過とともに増加し、ハローの1つで最大23個の星が形成されることがわかります。星からの放射フィードバックは、強い流出を生成し、周囲の原始星の円盤を変形させ、星形成を数千年遅らせます。星形成率はハローによって異なり、ディスクへの質量降着、ハロースピン数、およびハロー内の大質量星の割合に依存します。私たちのモデルの恒星の質量は0.1-37\Msの範囲であり、私たちのモデルで形成される55個の星のうち12個は$\rm>10〜\Ms$であり、他のほとんどは1-10\Msです。したがって、私たちのシミュレーションは、ポップIIIの星が1-10\Msの特徴的な質量と、dN/dM$\proptoM_*^{-1.18}$のトップヘビーIMFを持っていることを示唆しています。星の最大70\％は、3体の相互作用によってディスクから放出されます。これは、電離UVフィードバックとともに、最終的な質量を制限します。
赤方偏移1.7の2つの電波の静かなクエーサーにおけるmicroJy電波放射を理解するための強いレンズの使用
| Title |
Using_strong_lensing_to_understand_the_microJy_radio_emission_in_two_radio_quiet_quasars_at_redshift_1.7 |
| Authors |
P._Hartley,_N._Jackson,_S._Badole,_J.P._McKean,_D._Sluse,_H._Vives-Arias |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.10720 |
電波クエーサーの光度関数は、$L_{6\rm\：GHz}=10^{23}$WHz$^{-1}$付近で上昇を示し、星形成のホスト銀河集団によって適切にモデル化されています。この分布により、一部の著者は、いわゆる電波静穏クエーサー（RQQ）の主要な電波放射メカニズムとして星形成を引用しています。RQQ電波放射の起源を理解することは、クエーサーフィードバックメカニズム（ホスト銀河の星形成の調節に関与する）を理解し、銀河の進化全体を理解するために重要です。強い重力レンズによって拡大されたRQQを観察することにより、宇宙正午までRQQ集団に直接アクセスできます。ここでは、最近、サブ\textmuJyRQQでツインミニジェットの証拠が見つかりました。ここでは、5〜GHzでVLAを使用した2つのレンズ付きRQQの電波観測を示します。これは、-30$^{\circ}$を超える4重画像のRQQのサンプルで観測される最新のオブジェクトです。SDSS〜J1004+4112では、ソースの変動性にAGN関連の電波放射の強力な証拠があります。PG〜1115+080では、電波の光度をモデル化されたダスト成分と比較することによって決定された、AGN関連の放射の暫定的な証拠が見つかります。ラジオとFIRの相関関係にあるPG〜1115+080の場合に確認された場合、ジェット活動を除外するために相関関係を適用するとき、およびFIR放出ダストのAGN加熱がないと仮定するとき、結果は注意の必要性を強化します。星形成率を計算するとき。これまでの私たちのプログラムは、これまでに画像化された最も弱い電波源のうちの2つが、AGNが優勢な電波放射の強力な証拠を示していることを示しています。
天の川の中心には何がありますか？ S2星軌道歳差運動からの洞察
| Title |
What_does_lie_at_the_Milky_Way_centre?_Insights_from_the_S2_star_orbit_precession |
| Authors |
C._R._Arg\"uelles,_M._F._Mestre,_E._A._Becerra-Vergara,_V._Crespi,_A._Krut,_J._A._Rueda,_R._Ruffini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.10729 |
最近、古典的なシュワルツシルトブラックホール（BH）と、銀河の中心に配置された高密度の自己重力フェルミオン暗黒物質（DM）の両方が、の正確な位置天文データ（位置と視線速度）を説明できることが実証されました。SgrA*を周回するSスター。この結果には、17個の最もよく解像されたS星が含まれ、S2星の重力赤方偏移などの一般相対論的効果のテストが含まれています。さらに、DMモデルは別の注目すべき結果を特徴としています。フェルミ粒子の密なコアはDMの連続密度分布の中央領域であり、その希釈されたハローが銀河の回転曲線を説明しています。この手紙では、両方のモデルでS2星軌道の相対論的近地点歳差運動を分析することにより、上記の発見を補完します。シュワルツシルトBHシナリオは、S2の固有の順行歳差運動を予測しますが、DMシナリオでは、S2軌道内に含まれるDM質量の量に応じて、逆行または順行のいずれかになります。これは、DMフェルミ粒子の質量の関数です。S2の現在および公開されているすべてのデータで、2つのモデルを区別できないことを示しますが、次のアポセンター通過に近い今後のS2位置天文学は、SgrA*が古典的なBHまたは量子DMシステムによって管理されているかどうかを確立できる可能性があります。
宇宙正午のAGNと星形成：データと理論モデルの比較
| Title |
AGN_and_Star_Formation_at_Cosmic_Noon:_Comparison_of_Data_to_Theoretical_Models |
| Authors |
Jonathan_Florez,_Shardha_Jogee,_Yuchen_Guo,_Sof\'ia_A._Cora,_Rainer_Weinberger,_Romeel_Dav\'e,_Lars_Hernquist,_Mark_Vogelsberger,_Robin_Ciardullo,_Steven_L._Finkelstein,_Caryl_Gronwall,_Lalitwadee_Kawinwanichakij,_Gene_C.K._Leung,_Stephanie_LaMassa,_Casey_Papovich,_Matthew_L._Stevans,_Isak_Wold |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.10828 |
銀河の進化の理論モデルでは、AGNと星形成（SF）の活動は密接に関連しており、銀河の成長を調節するためにAGNフィードバックが定期的に呼び出されます。このようなモデルを制約するために、流体力学シミュレーションIllustrisTNGとSIMBA、および半分析モデルSAGを、Florezetal。で報告された宇宙正午（$0.75<z<2.25$）でのAGNとSFの経験的結果と比較します。（2020）。経験的な結果は、高X線輝度AGN（$L_X\gtrsim10^{44}$ergs$^{-1}$）がある場合とない場合の93,307個の銀河から抽出された大規模な質量完全サンプルに基づいています。11.8度$^2$の面積（$\sim0.18$Gpc$^3$共動体積（$z=0.75-2.25$））。私たちの比較の主な結果は次のとおりです。（i）SAGとIllustrisTNGはどちらも、X線光度AGNが高い銀河は、そのようなAGNがない銀河よりも、特定の恒星質量で平均SFRが高いという経験的結果を定性的に再現しています。ただし、SAGは、高X線輝度AGNの数密度を10〜100倍に大幅に過剰生成しますが、IllustrisTNGは、高恒星質量（$M*>10^{）で高X線輝度AGNが不足していることを示しています。11}\M_{\odot}$）at$z\sim2$。（ii）SIMBAでは、X線輝度AGNが高い銀河の平均SFRは、そのようなAGNがない銀河のSFRよりも低くなっています。データとは反対に、SIMBAの多くの高X線輝度AGNはSFを消光しており、AGNフィードバックまたはそのようなAGNを持つ銀河の他のフィードバックモードがSIMBAでは効率が高すぎる可能性があることを示唆しています。
M31とM33の間の微分RRLyrae視線距離
F606Wフィルターのハッブル宇宙望遠鏡掃天観測用高性能カメラによって各銀河で観測されたab型RRLyrae変数を使用して、M31とM33の間の純粋に微分した視線距離を示します。13個のM31フィールドで1501RRライレ、6個のM33フィールドで181RRライレを使用し、これらすべての星を均一な測光スケールに配置し、金属の存在量と消滅を内部的に一貫して補正すると、D（mM）の相対絶対距離係数がわかります。_o=-0.298+/-0.016（（mM）_{o、M31}-（mM）_{o、M33}の意味で。M31に（m-M）_o=24.46+/-0.10の絶対距離係数を採用すると、見通し内距離でM33をM31より115kpc超えて配置されます。
Z = 0.45の銀河群におけるイオン化ガスのMUSE観測、PKS1610-771への21cmHI吸収
| Title |
MUSE_observations_of_the_ionized_gas_in_a_galaxy_group_at_z_=_0.45_with_21-cm_HI_absorption_towards_PKS_1610-771 |
| Authors |
Simon_Weng,_Elaine_M._Sadler,_Caroline_Foster,_C\'eline_Peroux,_Elizabeth_K._Mahony,_James_R._Allison,_Vanessa_A._Moss,_Renzhi_Su,_Matthew_T._Whiting,_Hyein_Yoon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.10875 |
オーストラリアのスクエアキロメーターアレイパスファインダー電波望遠鏡でクエーサーPKS1610-771に向かって赤方偏移$0.4503$で検出された21cmの\ion{H}{i}吸収システムを追跡したMUSE観測の結果を示します。この\ion{H}{i}吸収体の列密度は$N_{HI}=2.7\pm0.1\times10^{20}\cdot\rm{[T_{s}/100K]}\cdot\rm{cm}^{-2}$、おそらくDampedLyman-$\alpha$（DLA）システムになります。\ion{H}{i}吸収システムと同じ赤方偏移に4つのメンバー（A、B、X、Y）があり、衝突パラメータが10\、kpc未満からほぼ200\の範囲の銀河群を特定します。クエーサーの視線からのkpc。\ion{Ca}{ii}および\ion{Na}{i}の吸収は、バックグラウンドQSOのMUSEスペクトルでも見られ、速度は最初の\ion{H}{i}$21$-cmの検出と一致します。しかし、密度が低く、潜在的に暖かいガスを追跡します。この金属線成分は、銀河Bの回転するイオン化円盤（QSOからの衝突パラメータ$18$kpc）と整列し、銀河円盤と共回転しているように見えますが、流出するガスを直接排除することはできません。対照的に、$21$-cm\ion{H}{i}吸収体は、吸収体に最も近い銀河に対してブルーシフトされ、銀河Bの速度場と反対の符号を持ちます。銀河AとBは$17$だけ離れているためです。空のkpcと速度が$70$kms$^{-1}$の場合、$21$-cmの検出は、それらの相互作用から形成された銀河外のガス雲を追跡する可能性があります。このシステムは、\ion{H}{i}での最初の大規模吸収調査など、将来の大規模な$21$-cm吸収調査によって銀河群で検出された低温ガスの最初のケーススタディを表しています。
スペクトルの内在次元を抽出するための機能データ分析-アプリケーション：散開星団M67の化学的均一性
| Title |
Functional_Data_Analysis_for_Extracting_the_Intrinsic_Dimensionality_of_Spectra_--_Application:_Chemical_Homogeneity_in_Open_Cluster_M67 |
| Authors |
Aarya_A._Patil,_Jo_Bovy,_Gwendolyn_Eadie,_Sebastian_Jaimungal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.10891 |
天の川の高解像度分光調査はビッグデータ体制に入り、銀河考古学の未解決の問題を解決するための道を開きました。ただし、それらの可能性を最大限に活用することは、複雑な系統分類学によって制限されており、その特性評価は、現代の分光分析ではあまり注目されていません。この作品では、系統学によるものから星に固有のスペクトルデータ空間のコンポーネントを解きほぐすための新しい方法を提示します。APOGEEからの$18,933$の巨大スペクトルのサンプルで汎関数主成分分析を使用すると、観測の不確実性のレベルを超える固有の構造には、${\upperx}$10の汎関数主成分（FPC）が必要であることがわかります。私たちのFPCは、スペクトルの次元を減らし、分類学を取り除き、マスクされた波長を代入することができるため、星の種族の正確な研究が可能になります。FPCの適用性を実証するために、FPCを使用して、散開星団M67内の28個の巨人の恒星パラメーターと存在量を推測します。スペクトル尤度に非ガウス効果を組み込むために、神経密度推定量を使用して尤度関数を学習するシミュレーションベースのベイズ推定法であるSequentialNeuralLikelihoodを採用しています。推定された存在量を階層的に組み合わせることにより、M67の次の要素の広がりを制限します。$\mathrm{Fe}\lesssim0.02$dex;$\mathrm{C}\lesssim0.03$dex;$\mathrm{O}、\mathrm{Mg}、\mathrm{Si}、\mathrm{Ni}\lesssim0.04$dex;$\mathrm{Ca}\lesssim0.05$dex;$\mathrm{N}、\mathrm{Al}\lesssim0.07$dex（68％の信頼度）。私たちの制約は、M67のコア崩壊超新星による自己汚染の欠如を示唆しています。これは、星形成の歴史と天の川の動的進化を理解するための化学的タグ付けの将来に有望な意味を持っています。
WR140の無衝突衝撃における競合X線および光学冷却
| Title |
Competitive_X-ray_and_Optical_Cooling_in_the_Collisionless_Shocks_of_WR_140 |
| Authors |
A._M._T._Pollock,_M._F._Corcoran,_I._R._Stevens,_C._M._P._Russell,_K._Hamaguchi,_P._M._Williams,_A._F._J._Moffat,_G._Weigelt,_V._Shenavrin,_N._D._Richardson,_D._Espinoza_and_S._A._Drake |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.10350 |
WR140は、非常によく決定された軌道および恒星パラメータを備えた、長周期で非常に偏心したウォルフ・ライエ星連星システムです。WC7pd+O5.5fcコンポーネントの星の風の衝突によって生成される衝撃で、明るく可変のX線放射が生成されます。20年以上にわたって得られたRXTE、SWIFT、NICER観測所からの広帯域分光分析と、3つの周星期通過を含む3つの連続した7。94年軌道による1000近くの観測を使用して、衝突風モデルのコンテキストの変化について説明します。X線の輝度は、ほとんどの軌道で恒星の分離が逆になると予想どおりに変化します。特にCIII$\lambda5696$で冷却が過剰な発光にシフトすると、ペリアストロン付近の逸脱が発生します。X線吸収を使用して、両方の星の質量損失率を推定し、システムの形態を制約します。吸収極大はWC星の劣った結合と密接に一致し、おそらくワイベル不安定性によって生成された磁場によって支配される無衝突衝撃波の形成の根底にあるイオン反射メカニズムの証拠を提供します。Kバンド放射およびHeI$\lambda$10830吸収との比較は、両方がペリアストロン後に非対称X線吸収と相関していることを示しています。よどみ点近くの衝撃を受けたガス内での形成を示唆する、ペリアストロンの数日以内にほこりが現れます。$\eta$Carinaeで見られたX線フレアはWR140では発生しておらず、大規模な風の不均一性がないことを示唆しています。X線の最小値の間に明らかにされた比較的一定の軟放射は、おそらく、流出する衝撃を受けたガスに同伴されたプラズマを再結合することによるものではありません。
ラジオパルサーとBeX線連星の固有運動と視差測定を使用した中性子星の出生キックの複合分析
| Title |
Combined_analysis_of_neutron_star_natal_kicks_using_proper_motions_and_parallax_measurements_for_radio_pulsars_and_Be_X-ray_binaries |
| Authors |
Andrei_P._Igoshev,_Martyna_Chruslinska,_Andris_Dorozsmai_and_Silvia_Toonen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.10362 |
超新星爆発とそれに関連する中性子星の出生キックは、重力波源、X線連星、またはミリ秒の電波パルサーになる連星の経路上の重要なイベントです。弱い出生キックはしばしばバイナリの生存につながりますが、強いキックはしばしばバイナリを混乱させます。この記事では、連星の中性子星の出生キックをさらに制限することを目指しています。出生キック、残りの質量、および質量降着効率の処方を変えることにより、バイナリ集団合成モデルを調査します。異なる性質の組み合わせた観測を分析するためのロバスト統計手法を紹介します。この手法を使用して、視差と若い孤立した電波パルサーの固有運動測定、および銀河系BeX線連星の同様の測定を使用してさまざまなモデルをさらにテストします。出生キックの最良のモデルは両方の測定値と一致しており、$\sigma_1=45^{+25}_{-15}$km/sの$w=0.2\pm0.1$弱い出生キックの一部が含まれています。残りは出生キックは、前の作品と同じように、高速コンポーネントから描画されます：$\sigma_2=336$km/s。電子捕獲超新星によって生成された中性子星の出生キックに現在使用されているモデル（電子捕獲のマクスウェル$\sigma=265$km/sと$\sigma=30$km/sの組み合わせ）は、一貫性がないか、わずかに一貫していることがわかりました。孤立した電波パルサーについて測定されたパララックスと適切な動き。孤立した電波パルサーとBeX線連星の両方の観測を満たすecSNの出生キックの新しいモデルを提案します。
| Title |
Axion-like_particle_production_in_neutron_star_mergers:_gamma-ray_signal_detectability |
| Authors |
Damiano_F._G._Fiorillo,_Fabio_Iocco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.10364 |
アクシオンのような粒子は、原則として、中性子星合体とコア崩壊超新星の密集した環境で生成され、イベントと地球の間に介在する磁場でガンマ線に変換されます。このプロセスは超新星について研究されてきましたが、中性子星合体から期待されるガンマ線信号の推定値はありません。この作業では、合併のこの新しいエキゾチックなシグネチャを調査し、ALPパラメータ空間の広い領域で、その大きさがSNからの同様の性質の信号の大きさに匹敵することを発見しました。これらのイベントの検出予測を示し、e-ASTROGAM望遠鏡で観測できることを発見しました。これにより、これらの大変動イベントの天体物理学と標準模型を超える新しい粒子の両方に新しいウィンドウが開かれます。
COSI2016超圧気球飛行における$ \ mathrm {^ {26} Al} $の研究
| Title |
Study_of_$\mathrm{^{26}Al}$_in_the_COSI_2016_superpressure_balloon_flight |
| Authors |
Jacqueline_Beechert_(for_the_COSI_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.10365 |
ComptonSpectrometerandImager（COSI）は、気球搭載のコンパクトなCompton望遠鏡で、0.2〜5MeVの$\gamma$線の空を調査するように設計されています。COSIの広い視野（FOV）と高純度ゲルマニウム検出器からの優れたエネルギー分解能により、COSIはこの未踏のエネルギー体制を独自に調査することができます。特に、1.809MeVの放射性同位元素$\mathrm{^{26}Al}$からの拡散放出の研究を通じて、恒星内元素合成の理解を容易にすることができます。2016年、COSIはニュージーランドのワナカからNASAの超高圧気球で打ち上げられ、46日間飛行しました。この飛行は技術的および科学的な成功を収め、GRB160530Aのライブ検出と偏光研究、かに星雲のスペクトル分析と銀河中心での511keV陽電子消滅放出、はくちょう座X-1の検出を誇っていました。この記事では、2016年のデータで銀河系$\mathrm{^{26}Al}$の1.809MeVシグネチャの最初の最尤法検索について詳しく説明します。分析により、3.7$\sigma$の有意性と（17.0$\pm$4.9）$\times$10$の測定フラックスを持つ$\mathrm{^{26}Al}$シグネチャの予想されるエネルギーの周りの有望な超過が明らかになります。^{-4}$phcm$^{-2}$s$^{-1}$。測定を固めるために、現在、さらなる調査が進行中です。
Ia型超新星の正面衝突モデルの偏光シグニチャ：どのくらいの非対称性が大きすぎるか？
| Title |
Polarization_signatures_of_the_head-on_collision_model_for_Type_Ia_supernovae:_How_much_asymmetry_is_too_much? |
| Authors |
Ran_Livneh,_Boaz_Katz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.10371 |
以前の論文では、炭素-酸素白色矮星の（ゼロ衝突パラメータ）正面衝突によって生成された非対称噴出物により、Ia型超新星（SNeIa）のこれらの前駆体モデルが観測された2次元（2D）をカバーできることを示しました。SiII線の深さの分布（分岐プロット）。この論文では、衝突モデルの2D非対称エジェクタに関連する偏光シグネチャと、新しい3Dモンテカルロ偏光コードと組み合わせた球形光球を使用したさまざまな視線に沿った同様のTARDIS放射伝達シミュレーションを使用した二重爆轟モデルを研究します。。偏光$Q$は、モデルの詳細に影響されない放射状構造コンポーネント$Q_{\max}$の積$Q=Q_{\max}Q_{\rm{x}}$としてパラメータ化できることを示します。そして、普遍的に$Q_{\max}\sim5\％$の周りにあり、非対称性の詳細に依存するキャンセルコンポーネント$Q_{\rm{x}}$であることが示されています。連続分極は、$Q\sim0.5\％$の衝突モデルと二重爆轟モデルの両方で低いことがわかります。ただし、2D正面衝突モデルの不規則なSi分布により、SiII線の分極は観測値との張力で$Q\sim3\％$（$Q_{\rm{x}}\lesssim50\％$）に達します。（主に$\lesssim1.2\％$）。対照的に、二重爆轟モデルは分岐プロットもカバーし、それでも低線分極$Q\lesssim0.7\％$（$Q_{\rm{x}}\sim10\％$）の一貫性があることを示します以前の結果とほとんどのSNeIaで。これらの結果は、SNeIaの前駆体としての非対称爆発のケースを強化し、観測された低い線分極を説明するための大きな分極キャンセルの追加要件を強調しています。
軌道を回る小惑星モデルのフレームで説明されている高速電波バーストFRB180916からの定期的な活動
| Title |
Periodic_activity_from_fast_radio_burst_FRB180916_explained_in_the_frameof_the_orbiting_asteroid_model |
| Authors |
Guillaume_Voisin_(LUTH),_Fabrice_Mottez_(LUTH),_Philippe_Zarka_(LESIA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.10577 |
高速電波バースト（FRB）の観測は、特殊な機器や調査の出現により非常に急速に増加しており、最近、それらのいくつかが準周期的に繰り返されることが示されています。特に、FRB180916.J0158+65について、$P=16.35$日の期間の証拠が報告されています。パルサーやマグネターの風に浸された小惑星のプラズマ後流でFRBが生成される、軌道を回る小惑星モデルの枠内で説明を求めます。小惑星群の軌道特性を推測するためにCHIME/FRBコラボレーションによって報告されたデータを使用し、パルサー、その風、および小惑星が残るという制約の下で、パルサー、その風、および小惑星の可能な特性を調査するためにパラメトリック研究を実行しました動的および熱的に安定しています。若いパルサーが、見かけの周期$P$の3倍の周期$3P=49$dのメインの$\sim10^{-3}M_\odot$コンパニオンによって周回しているもっともらしい構成を見つけました。FRBの原因となる小惑星は、太陽系のヒルダ群の小惑星に似た2：3の軌道共鳴で、L3、L4、L5ラグランジュ点の近くの3つの動的な群れに位置しています。さらに、小惑星は、L4およびL5ラグランジュ点のトロイの木馬の群れに存在する可能性があります。これらの群れが一緒になって、見かけの$P$の周期性と分散を説明するカルーセルを形成します。観測されたバーストレートを生成するには、サイズが$\sim20$kmの小惑星が少なくとも数千個存在する必要があると推定しました。風の半径から周波数へのマッピングと乱流による小さな摂動が、下向きにドリフトするサブパルス、微細構造、および狭いスペクトル占有を説明するのにどのように十分であるかを示します。
複数の衝撃による非線形粒子の再加速
衝撃波で加速された粒子の圧力がガスの運動圧力と比較して無視できなくなると、拡散衝撃加速の線形理論は崩壊します。これは特に、衝撃が既存の宇宙線を一掃する場合、または複数の衝撃が同じ粒子を連続して再加速する場合に予想されます。これらのシステムを説明するには、電磁流体力学的流れにおける粒子の非線形逆反応を考慮する必要があります。非線形衝撃での粒子再加速の最新の半解析モデルを使用して、既存のエネルギー粒子の存在が衝撃プロファイルに強く影響し、非熱粒子の再加速または粒子の加速がサーマルバスの効率が低下します。さらに、いくつかの衝撃後の粒子の分布の進化について説明し、漸近解の特性を研究します。同一の衝撃の場合と、中程度またはスーパーバブル環境の加熱を含む、より現実的なシナリオについて詳しく説明します。粒子が加速領域に効率的に閉じ込められると、一般に、スペクトルは数十回の衝撃の後に凹状の解に向かって収束し、最高エネルギーで約3.5のスペクトル指数を持つことがわかります。衝撃後の宇宙線圧力は、1回の衝撃のラム圧力の約4〜5％の漸近値に達します。衝撃圧力のほとんどは、逃げる粒子に伝達されます。
COMPASによる迅速な恒星およびバイナリ集団合成
| Title |
Rapid_stellar_and_binary_population_synthesis_with_COMPAS |
| Authors |
Team_COMPAS:_Jeff_Riley,_Poojan_Agrawal,_Jim_W._Barrett,_Kristan_N._K._Boyett,_Floor_S._Broekgaarden,_Debatri_Chattopadhyay,_Sebastian_M._Gaebel,_Fabian_Gittins,_Ryosuke_Hirai,_George_Howitt,_Stephen_Justham,_Lokesh_Khandelwal,_Floris_Kummer,_Mike_Y._M._Lau,_Ilya_Mandel,_Selma_E._de_Mink,_Coenraad_Neijssel,_Tim_Riley,_Lieke_van_Son,_Simon_Stevenson,_Alejandro_Vigna-Gomez,_Serena_Vinciguerra,_Tom_Wagg,_Reinhold_Willcox |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.10352 |
COMPAS（CompactObjectMergers：PopulationAstrophysicsandStatistics、https：//compas.science）は、公開されている高速バイナリ人口合成コードです。COMPASは、コンパクトな残骸をマージする重力波観測から得られるものなどの観測データセットとの比較を可能にするために、一連のパラメータ化された仮定の下で孤立した恒星バイナリの集団を生成します。これには、コアのバイナリ進化コンポーネントに加えて、母集団処理のための多数のツールが含まれています。COMPASは、githubリポジトリhttps://github.com/TeamCOMPAS/COMPAS/から公開されており、進化モデルの改善に合わせて柔軟に変更できるように設計されています。このホワイトペーパーでは、COMPASの方法論と実装について説明します。これは、COMPASに新しい機能が追加されると更新される生きたドキュメントです。現在のドキュメントでは、COMPASv02.21.00について説明しています。
MeV天文学のためのコンプトン分光計およびイメージャプロジェクト
| Title |
The_Compton_Spectrometer_and_Imager_Project_for_MeV_Astronomy |
| Authors |
John_A._Tomsick,_Steven_E._Boggs,_Andreas_Zoglauer,_Eric_Wulf,_Lee_Mitchell,_Bernard_Phlips,_Clio_Sleator,_Terri_Brandt,_Albert_Shih,_Jarred_Roberts,_Pierre_Jean,_Peter_von_Ballmoos,_Juan_Martinez_Oliveros,_Alan_Smale,_Carolyn_Kierans,_Dieter_Hartmann,_Mark_Leising,_Marco_Ajello,_Eric_Burns,_Chris_Fryer,_Pascal_Saint-Hilaire,_Julien_Malzac,_Fabrizio_Tavecchio,_Valentina_Fioretti,_Andrea_Bulgarelli,_Giancarlo_Ghirlanda,_Hsiang-Kuang_Chang,_Tadayuki_Takahashi,_Kazuhiro_Nakazawa,_Shigeki_Matsumoto,_Tom_Melia,_Thomas_Siegert,_Alexander_Lowell,_Hadar_Lazar,_Jacqueline_Beechert,_and_Hannah_Gulick |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.10403 |
ComptonSpectrometerandImager（COSI）は、天体物理源のイメージング、分光法、偏光測定が可能な0.2-5MeVのコンプトン望遠鏡です。このような機能は、COSIのゲルマニウムクロスストリップ検出器によって可能になります。これは、高効率、高分解能の分光法、および光子相互作用の正確な3Dポジショニングを提供します。COSIの科学的目標には、銀河における反物質消滅からの0.511MeV放出の研究、元素合成からの放射性元素のマッピング、偏光による放出メカニズムと線源形状の決定、およびマルチメッセンジャー源の検出と位置特定が含まれます。ゲルマニウム検出器の瞬間視野（FOV）は、空の25％を超えており、側面と底面がアクティブシールドで囲まれているため、バックグラウンド除去が可能になるだけでなく、ガンマ線バーストやその他のガンマ線の検出も可能になります。-光線は空の50％以上でフレアします。COSIをスモールエクスプローラー（SMEX）衛星ミッションと見なすフェーズAの概念研究を完了しました。ここでは、COSI-SMEXがMeVバンドパスで天体物理学にもたらす進歩について説明します。
Mat \ 'ernおよび減衰単純調和振動子ガウス過程の状態空間表現
| Title |
State-space_representation_of_Mat\'ern_and_Damped_Simple_Harmonic_Oscillator_Gaussian_processes |
| Authors |
Andr\'es_Jord\'an,_Susana_Eyheramendy,_Johannes_Buchner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.10685 |
ガウス過程（GP）は、天文時系列の分析で広く使用されています。有理スペクトル密度を持つGPには、尤度のO（n）評価を可能にする状態空間表現があります。減衰単純調和振動子とMat\'ern1/2、3/2、および5/2プロセスの解析的状態空間表現を計算します。
天文パイプラインの来歴：ユースケース評価
| Title |
Astronomical_Pipeline_Provenance:_A_Use_Case_Evaluation |
| Authors |
Michael_A._C._Johnson,_Marcus_Paradies,_Marta_Dembska,_Kristen_Lackeos,_Hans-Rainer_Kl\"ockner,_David_J._Champion,_Sirko_Schindler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.10759 |
この10年間で、天文学は、スクエアキロメートルアレイ（SKA）やヴェラC.ルービン天文台（LSST）などの次世代天文台からのデータを処理するためのパラダイムシフトを経験しています。最大10TB/sのリアルタイムデータストリームと600Pbytes/年のオーダーのデータ製品を生成するSKAは、これらのデータボリュームの保存方法と分析しました。複雑な自動パイプラインを使用することにより、このリアルタイムデータ処理の来歴は、システム、その最終データ製品、そして最終的にはその科学的結果内の信頼を確立するための鍵となります。このホワイトペーパーの目的は、天文学/データ処理パイプライン用の自動来歴生成ツールを作成するための基礎を築くことです。したがって、信頼性と再現性の問題に対処する天文学のニーズに固有のユースケース分析、および天文学者が関心を持つ他の裏側のユースケースを提示します。この分析は、その後、ツールと関連する来歴モデルの両方の設計に関連する要件、課題、および機会について議論するための基礎として使用されます。
広帯域超伝導オンチップフィルターバンク分光計用のテラヘルツバンドパスフィルター
| Title |
Terahertz_Band-Pass_Filters_for_Wideband_Superconducting_On-chip_Filter-bank_Spectrometers |
| Authors |
Alejandro_Pascual_Laguna,_Kenichi_Karatsu,_David_J._Thoen,_Vignesh_Murugesan,_Bruno_T._Buijtendorp,_Akira_Endo,_Jochem_J._A._Baselmans |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.10800 |
超伝導マイクロストリップ半波長共振器は、テラヘルツ（THz）天文学の広帯域中程度のスペクトル分解能分光法に適したバンドパスフィルターとして提案されています。提案されたフィルタジオメトリは、スプリアス共振を導入することなく帯域幅のオクターブの自由スペクトル範囲を持ち、通過帯域で高い結合効率に達し、他のフィルタとの反射とクロストークを最小限に抑えるために阻止帯域で非常に高い除去を示します。300〜400GHzの帯域のスペクトル的にまばらなプロトタイプフィルターバンクは、これらのフィルターと等価回路モデルを使用して開発され、系統的なエラーを予測します。製造されたチップは、周波数応答の観点から特徴づけられており、平均スペクトル分解能940で27％の平均ピーク結合効率を報告しています。
| Title |
The_NASA_Multi-Messenger_Astrophysics_Science_Support_Center |
| Authors |
Rita_M._Sambruna,_Joshua_E._Schlieder,_Daniel_Kocevski,_Regina_Caputo,_Michelle_C._Hui,_Craig_B._Markwardt,_Brian_P._Powell,_Judith_L._Racusin,_Christopher_Roberts,_Leo_P._Singer,_Alan_P._Smale,_Tonia_M._Venters,_Colleen_A._Wilson-Hodge |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.10841 |
マルチメッセンジャー天体物理学の時代が到来し、重要な新しい発見につながり、地上および宇宙ベースの施設を使用した世界中のコミュニティ間の調整、コラボレーション、およびコミュニケーションの必要性が明らかになりました。これらの重要なニーズを満たすために、NASAのゴダードスペースフライトセンターとマーシャルスペースフライトセンターは、コミュニティ主導のサービスに完全に焦点を当てた仮想マルチメッセンジャー天体物理学科学サポートセンターの設立を共同で提案しています。この記事では、コミュニティとNASAをエージェンシーとして位置付け、マルチメッセンジャーイベントから最大限の科学を抽出し、新たなブレークスルーをもたらし、調整とコラボレーションの強化を促進する仮想サポートセンターのベースライン計画について説明します。
共振対流による偏心ミリ秒パルサー
白い矮星の仲間がいる偏心ミリ秒パルサー（eMSP）は、白い矮星の赤い巨大な前駆体の乱流対流によって予測されるよりも数桁大きい軌道偏心を示します。eMSPの公転周期は$P=20-30$d付近に集まり、赤色巨星の対流乱気流のターンオーバー時間$t_{\rmeddy}$に著しく近い。異常に大きな離心率は、ターンオーバー時間が潮汐力の周期でもある赤色巨星の自転周期と一致するときに、何らかの形でコヒーレントにされた対流によって共鳴的に駆動されることを提案します。回転する赤色巨星の数値シミュレーションと星の磁場研究は、対流ロスビー数$P/t_{\rmeddy}$が1次である場合に、特に秩序だった流れパターンのいくつかの証拠を示しています。共振対流が、従来のMSPを特徴付けるランダムウォーク値よりも$（t_{\rmnuc}/P）^{1/2}\約3\times10^3$の係数で偏心を高めることを示します。観測との一致（$t_{\rmnuc}$は巨人の核燃焼の時間スケールです）。また、赤色巨星の金属量の変動から生じる渦のターンオーバー時間の変動が、観測された共振の有効幅$\DeltaP/P\upperx0.4$をどのように再現できるかを示します。
原始惑星状星雲の変動性：VIII。南半球オブジェクトの新しいサンプル
| Title |
Variability_in_Proto-Planetary_Nebulae:_VIII._A_New_Sample_of_Southern_Hemisphere_Objects |
| Authors |
Bruce_J._Hrivnak_(1,2),_Gary_Henson_(2,3),_Todd_C._Hillwig_(1,2),_Wenxian_Lu_(1),_Matthew_T._Bremer_(1),_David_M._Vogl_(1),_Peyton_J._Grimm_(1),_Sean_M._Egan_(1)_((1)_Valparaiso_University,_(2)_Southeastern_Association_for_Research_in_Astronomy,_(3)_East_Tennessee_State_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.10428 |
原始惑星状星雲（PPNe）の光変動に関する継続的な研究の一環として、南半球の9つの天体の長期研究の結果を紹介します。2010年から2018年までの9年間にわたって、それらの光の変化を監視しました。これらは、ASAS-SNおよびASAS-3調査からのデータによって補足され、2000年から2020年までの複合光度曲線につながりました。脈動期間は7つのオブジェクトで見つかりましたが、最短の3つは暫定的なものと見なす必要があります。期間は24日から73日です。PPNeの光の変化に関する以前の研究の結果と比較すると、温度が高くなると、周期が短くなり、光の変化が小さくなるという同じ傾向が見られます。光度は、スペクトルエネルギー分布、赤化、ガイア距離に基づいて計算されました。これらは、1つを除くすべてがAGB後のオブジェクトとして識別されていることを確認します。星のうちの3つは、5年から19年の長期変動を持っています。これらはおそらく、連星が円盤によって周期的に覆い隠されているためであり、連星と周連星の円盤の存在を示唆しています。
大規模な星形成の初期段階における円盤と流出：磁場と両極拡散の影響
| Title |
Discs_and_outflows_in_the_early_phases_of_massive_star_formation:_influence_of_magnetic_fields_and_ambipolar_diffusion |
| Authors |
Beno\^it_Commer\c{c}on,_Matthias_Gonz\'alez,_Rapha\"el_Mignon-Risse,_Patrick_Hennebelle,_Neil_Vaytet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.10580 |
高解像度（5au）3DAMR数値シミュレーションを使用して、大質量星形成コアの近くでの質量降着と放出を研究します。流出の起源のメカニズムを調査し、巨大な原始星の周りに形成される円盤の特性を特徴づけます。PMS進化トラックを介した原始星の放射フィードバックと磁気両極拡散の両方が含まれています。純粋な電磁流体力学、理想的なMHD、および両極拡散の3つの異なるケースを研究しました。抵抗モデルでは、磁場と回転の両方の初期振幅が大規模な原始星系の特性に与える影響を調査します。単純な基準を使用して、流出と円盤の物質を特定し、中央の星が最大20太陽質量の質量を降着するときのそれらの進化を追跡します。磁場が導入されたときの流出は完全に異なるため、磁気プロセスが最大20太陽質量の恒星質量までの流出の主な推進力になります。ディスクのプロパティは、含まれている物理特性によって異なります。理想的な実行と抵抗性の実行で形成されたディスクは、プラズマベータと磁場トポロジーに関して反対の特性を示します。理想的な場合のディスクは磁場とトロイダル磁場によって支配されますが、抵抗ランで形成されたディスクは熱圧力によって支配され、内部領域に本質的に垂直磁場があります（R<200au）。磁気プロセスが大規模な原始星系（<20太陽質量）の初期進化を支配し、降着/放出とディスク形成を形作ることがわかります。両極拡散は主にディスクスケールで機能し、その特性を調整します。流出と円盤の特性に関する私たちの発見は、低質量の星形成を彷彿とさせ、若い大質量と低質量の原始星の降着と放出が初期段階で同じ物理的プロセスによって規制されていることを示唆しています。
V807タウのディップを超えて、ディッパーの磁気圏の分光偏光研究
| Title |
Beyond_the_dips_of_V807_Tau,_a_spectropolarimetric_study_of_a_dipper_s_magnetosphere |
| Authors |
Kim_Pouilly,_J\'er\^ome_Bouvier,_Evelyne_Alecian,_Silvia_H.P._Alencar,_Ann-Marie_Cody,_Jean-Fran\c{c}ois_Donati,_Konstantin_Grankin,_Luisa_Rebull,_and_Colin_P._Folsom |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.10589 |
おうし座の星形成領域でK2によって明らかにされた最も安定したディッパーの1つである若い恒星状天体V807タウの磁気圏降着過程を特徴づけることを目指しています。いくつかの自転周期にわたる変動を調査するために、CFHT/ESPaDOnSを使用してこのシステムの測光および分光偏光の追跡観測を実行しました。K2光度曲線から4。38日の期間を導き出します。この期間は、スポット変調に起因する視線速度の変動にも見られます。HeI5876{\AA}線の狭い成分、およびH{\beta}とH{\gamma}線のプロファイルの赤い翼も、同じ周期で強度が異なります。前者は恒星表面での降着衝撃を追跡し、後者は視線を横切る降着漏斗の流れの兆候です。光球線とHeI線について、それぞれストークスIとVのプロファイルのモデリングから表面輝度と磁場トポロジーを導き出します。これにより、緯度60度、最大電界強度約2kGの恒星表面に輝点が現れます。恒星表面の磁場トポロジーは、スピン軸に対して約40度傾斜した双極子成分によって支配されています。明確で安定したディッパーの動作にもかかわらず、このシステムでは約50度という比較的低い傾斜が得られます。これは、ディップの原因に疑問を投げかけています。この低い傾斜は、ラインプロファイルに深い逆Pシグニ成分がないこととも一致しています。磁気圏降着はV807タウで進行中であり、強力で傾斜した主に双極磁気トポロジーによって制御される非軸対称降着漏斗流を介して発生すると結論付けます。システムの傾斜が小さいことを考えると、このプロセスから生じる内部ディスクワープがこのソースのディッパー特性を説明できるかどうかはまだわかりません。
W HyaのALMA観測：ベースラインの欠落の影響
| Title |
ALMA_Observations_of_W_Hya:_Impact_of_missing_baselines |
| Authors |
Do_Thi_Hoai,_Pham_Tuan_Anh,_Pham_Tuyet_Nhung,_Pierre_Darriulat,_Pham_Ngoc_Diep,_Nguyen_Bich_Ngoc_and_Tran_Thi_Thai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.10624 |
短い間隔の問題（SSP）と呼ばれる短いベースラインの欠如は、無線干渉計の性能のよく知られた制限であり、ターゲットからの角距離が大きくなると、検出される磁束が減少します。アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）で動作する非常に多数のアンテナは、最大回復可能スケールなどの単一の数値では単純に測定できない、SSPの影響が複雑な形をとる状況を生成します。特に、アレイの中央にある近接アンテナの小さなグループによって補完される拡張アンテナ構成では、2つのグループ間に大きなギャップがあるダブルハンプベースライン分布が発生する可能性があります。このような場合、単一ディッシュまたはACA（AtacamaCompactArray）観測の場合と同様に、拡張アレイに関連する効果的な最大回復可能スケールを採用し、中央アレイのみを使用して欠落したフラックスを回復する必要があります。欠落しているベースラインの影響は非常に重要である可能性があり、簡単に過小評価されたり、見落とされたりする可能性があります。本研究では、AGB星WHyaの$^{29}$SiO（8-7）線放射のアーカイブ観測を例として使用します。星から離れた観測の信頼性についての批判的な議論が、より広い範囲のコメントとともに提示されます。公開された文献には記載されていない、星から15au以内のWHyaの星周エンベロープの特性について簡単に説明し、WHyaと非常によく似た特性を持つAGB星であるRDorと比較します。
ミラセティ、非定型の原型
ミラセティの星周エンベロープ（CSE）の形態運動学の複雑さを解明することを目的として、SiO（5-4）とCO（3-2）の放出のALMAミリメートル観測をレビューし、拡張し、場合によっては再検討します。）光学的に薄い$^{13}$CO（3-2）放出の新しい分析を含む分子線。より短い波長での観測と一致して、我々は、星から$\sim$50au以内の高密度ガス体積の閉じ込め、および$\sim$15au内の広いSiO線幅の証拠を示します。質量損失率は一時的なものであり、SiO/CO存在比が非常に低い凝集塊の形をとることを示します。現在の質量損失率を（8$\pm$4）$\times$10$^{-8}$M$_\odot$yr$^{-1}$と評価します。これは、通常想定されるよりもはるかに小さい値です。南西象限で観測されたSiO放出は、発生期の風の発生メカニズムとは関係がなく、11年に発生した大量放出に関する以前の解釈を支持して、ダスト粒子がSiO分子をガス放出した結果であると主張します。観測の前に。ミラセティは、その風の観点からは良いアーキタイプではないことに注意してください。質量損失率が数10$^{-7}$M$_\odot$yr$^{のレベルで、質量の小さいAGB星です。-1}$、できればコンパニオンは、酸素が豊富なAGB星のCSEで危機に瀕している非常に複雑なガスダスト化学のモデルを開発するのに適しています。
重力モードパルセータの前方星震学モデリングにおける観測の不確実性の体系的な処理に向けて
| Title |
Towards_a_systematic_treatment_of_observational_uncertainties_in_forward_asteroseismic_modelling_of_gravity-mode_pulsators |
| Authors |
Dominic_M._Bowman_and_Mathias_Michielsen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.10776 |
環境。星震学では、星の脈動モード周波数は、星の内部物理学を決定するために理論的予測と比較される基本的なデータです。対流コアを持つ主系列星に適用される数値的、理論的、統計的星震学手法の最近の重要な進歩により、前方星震学モデリングフレームワーク内の観測の不確実性の伝播を調査することへの関心が新たになりました。目的。重力モードを持つ主系列星の脈動モード周波数を抽出する観測的側面全体で行われたさまざまな選択の影響を定量化することを目指しています。メソッド。よく研究されたベンチマークでゆっくりと脈動するB星、KIC7760680を使用して、入力脈動モード周波数の精度に影響を与えるさまざまな観測の不確実性の原因に対する前方星震モデリングの感度を調査します。結果。前方星震学モデリングに含まれる観測の不確実性の伝播の影響を定量化します。ベンチマークスターの不確実性の最大の原因の1つは、周期間隔パターンの手動構築にあることがわかります。そのため、潜在的にあいまいな脈動モード周波数を含めると、質量と年齢で最大10％のモデルパラメータの違いが生じる可能性があります。モードの半径方向の順序によって異なります。結論。対流コアを持つ主系列星の将来の星震学研究は、光度曲線抽出、反復的な事前白色化、および周期間隔パターンの構築によって導入された観測の不確実性を定量化し、含める必要があると結論付けています。これらは最終的なモデリング結果に伝播します。
近くの恒星系のグラフ化：太陽型星のサンプルの銀河宇宙線の強度
| Title |
Charting_nearby_stellar_systems:_The_intensity_of_Galactic_cosmic_rays_for_a_sample_of_solar-type_stars |
| Authors |
D._Rodgers-Lee,_A._A._Vidotto_and_A._L._Mesquita |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.10831 |
宇宙線は惑星の大気を透過して、生命の起源にとって重要なプレバイオティクス分子の形成を促進する可能性があります。近くにあるよく研究された5つの太陽系外惑星のハビタブルゾーンと2つの既知の太陽系外惑星の軌道で銀河宇宙線フラックスを計算します。1.5D恒星風と1D宇宙線輸送モデルを組み合わせて、恒星風を通過する銀河宇宙線の伝播をモデル化します。61CygAのハビタブルゾーンは、現在の地球の値に匹敵する銀河宇宙線フラックスを持っていることがわかります。他の4つのシステム（$\epsilon$Eri、$\epsilon$Ind、$\xi$BooB、$\pi^1$UMa）の場合、フラックスは地球の値よりも桁違いに小さくなります。したがって、ハビタブルゾーンにあるまだ検出されていない地球のような惑星が、地球で受けるよりも高い放射線量を受ける可能性は低いです。$\sim$11auを周回する木星のような惑星である$\epsilon\、$Ind$\、$bは、地球よりも高い銀河宇宙線フラックスを受け取ります。銀河宇宙線の抑制は、拡散または移流がGeVエネルギーで、および風がその終端速度に達した距離で支配的であるかどうかによって影響を受けることがわかります。対流が支配的な風（$\sim$若いシステム）の場合、天球のサイズを変えると抑制に大きく影響します。拡散が支配的なシステム（$\sim$oldシステム）の場合、天球のサイズ、したがってISMプロパティの知識はそれほど重要ではありません。これにより、拡散が支配的なシステムのハビタブルゾーンにおける銀河宇宙線フラックスの不確実性が減少します。システムが移流が支配的であるか拡散が支配的であるかは、恒星風の特性から判断できます。
SCSS-Net：ディープラーニングによる太陽コロナ構造のセグメンテーション
| Title |
SCSS-Net:_Solar_Corona_Structures_Segmentation_by_Deep_Learning |
| Authors |
\v{S}imon_Mackovjak,_Martin_Harman,_Viera_Maslej-Kre\v{s}\v{n}\'akov\'a,_Peter_Butka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.10834 |
太陽コロナの構造は、地球に直接または間接的に影響を与える可能性のある宇宙天気プロセスの主な推進力です。高解像度の画像を継続的に取得する機能を備えた最新の宇宙ベースの太陽観測所のおかげで、太陽コロナの構造を数分の時間解像度で何年にもわたって監視することができます。この目的のために、畳み込みニューラルネットワークを利用した深層学習アプローチに基づいた、EUVスペクトルで観測された太陽コロナ構造の自動セグメンテーションの方法を開発しました。利用可能な入力データセットは、ターゲット構造の手動注釈に基づいて、独自のデータセットと一緒に調べられました。実際、入力データセットは、開発されたモデルのパフォーマンスの主な制限です。\textit{SCSS-Net}モデルは、自動セグメンテーションに一般的に使用される他の方法と比較できるコロナホールとアクティブ領域の結果を提供します。さらに、それは、転移学習技術の助けを借りて、太陽コロナの構造を識別するための普遍的な手順を提供します。モデルの出力は、太陽活動と宇宙天気の地球への影響との関係をさらに統計的に研究するために使用できます。
速度論的に結合されたスカラー場によって支配される収縮時空における動的アトラクター
| Title |
Dynamical_attractors_in_contracting_spacetimes_dominated_by_kinetically_coupled_scalar_fields |
| Authors |
Anna_Ijjas_and_Frans_Pretorius_and_Paul_J._Steinhardt_and_David_Garfinkle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.09768 |
ゆっくりと収縮する時空の非摂動的数値相対論シミュレーションを提示します。ここでは、ゆっくりと収縮するスカラー場が、指数非線形シグマモデルタイプの動的相互作用を介して2番目のスカラー場に結合されます。これらのモデルは、宇宙マイクロ波背景放射の観測と完全に一致するスーパーハッブル密度変動のほぼスケール不変のスペクトルを生成できるため、重要です。非線形進化が、広範囲の不均一で異方性の初期条件に対して、均一で等方性で平坦なフリードマン-ロバートソン-ウォーカー（FRW）ジオメトリに急速に近づくことを示します。最終的に、動的結合により、進化が平坦なFRWから離れて、新しいカスナーのような停留点に向かって偏向することがわかりますが、一般に、これは、観測的に関連するには長すぎる時間スケールで発生します。
非最小結合から重力への極の膨張
正準スカラーをEinsteinフレームに変換すると、フィールドに依存するプランク質量が消失するときに、極膨張のマルチフィールド一般化（つまり、発散運動項を持つスカラー）を得ることができます。ただし、アトラクタを取得するには、スカラーポテンシャルは特定の非ジェネリック条件に従う必要があります。これらは、次元のない結合を持つ場の量子論で自動的に満たされます。結果として得られる極インフレのモデルには、カップリングの完全なRG実行によって決定される特別なインフレ予測があります。テンソル/スカラー比の許容可能な予測は、摂動的であるが適度に大きい結合に対して発生するため、閉じ込め、IR固定点、およびUV固定点への可能なQFT実行を調査します。
恒星進化論はアクシオンモデルに立ち向かう
天体物理学の物体からのアクシオン生成は、恒星の放出率の推定における理論的な進歩のために、そして特に改良された恒星の観測のために、継続的な開発のトピックです。最も有益な天体物理学データの包括的な分析を実行し、光子、核子、および電子へのアクシオン結合の境界を再検討し、異常な恒星エネルギー損失のさまざまなヒントの重要性を再評価します。アクシオン結合の観測限界を遵守しながら、これらのヒントを説明する際に、さまざまな理論的構築のパフォーマンスに直面します。最も好ましいモデルと、グローバルフィットによって優先される質量/結合パラメーター空間内の領域を特定します。最後に、今後のヘリオスコープ、つまりIAXOとそのスケーリングされたバージョンで、このようなモデルの発見の可能性を精査します。
1970年代にRobertWagonerが最初に指摘したように、スカラー場がRicciスカラーに非最小結合され、管腔以下の速度で伝播する場合、移動する粒子からのスカラーチェレンコフ放射の可能性があります。高エネルギー宇宙線の単なる観測は、スカラー摂動よりも速く移動する粒子は、それらよりも遅く移動するまでスカラー波の形でエネルギーを失うため、原則としてそのようなスカラー場の存在を除外することができます。スカラー波に対するエネルギー損失を詳細に計算し、重力の有効場の理論（EFT）の紫外線（UV）カットオフ周波数の2乗に比例することを確認します。ダークエネルギーを利用したEFTの場合、UVカットオフを低くすることができます。その場合、エネルギー損失は常に無視できます。対照的に、すべてのスケールで有効な共変理論またはより高いエネルギーで有効なEFTとして見た場合、量子重力の観点から動機付けられた場合のように、おそらくプランクスケールまでずっと、エネルギー損失スカラー波に発散するか、劇的に大きくなる可能性があります。この場合、銀河系外起源の高エネルギー宇宙線は、非正準運動項で等角結合されたスカラー場を厳密に制約します。
球対称ブラックホールの光子リングと非カーメトリックのロバストなテスト
降着流の形状に関する非常に一般的な仮定の下で、電磁放射によって照らされたブラックホールの画像は、純粋に理論的な臨界曲線（ブラックホールの輪郭）に漸近的に近づく一連の光子リング（直接画像の縮小および回転コピー）を表示しますフォトンシェル。遠くの観察者には、これらの画像は直接放射によって支配されているように見えます。直接放射は、主に放射領域の有効半径によって直径が決定されるリングを形成します。そのため、遠くの観測者が見た画像の直径を基礎となる時空の特性に接続することは、想定される天体物理学的ソースモデルに必然的に依存するキャリブレーションに決定的に依存しています。一方、光子リングの直径は、光源の構造よりも時空の詳細な形状に大きく依存します。そのため、光子リングの検出により、モデルに依存しない方法で時空メトリックをプローブできるようになり、一般相対性理論（GR）とカー仮説のより堅牢なテストが可能になります。ここでは、いくつかの球対称ブラックホール時空の光子リング構造を示し、シュワルツシルト/カーの場合との比較を行います。フォトンリングを使用した時空メトリックの将来のテストに関する展望を提供し、関連する課題と機会について説明します。
