大マゼラン雲の存在下での天の川サブハロ集団に対する暗黒物質とバリオン物理学の影響
| Title |
The_Effects_of_Dark_Matter_and_Baryonic_Physics_on_the_Milky_Way_Subhalo_Population_in_the_Presence_of_the_Large_Magellanic_Cloud |
| Authors |
Ethan_O._Nadler,_Arka_Banerjee,_Susmita_Adhikari,_Yao-Yuan_Mao,_Risa_H._Wechsler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.12120 |
大マゼラン雲（LMC）が天の川（MW）の暗黒物質サブハロ集団に与える影響についての最近の進展を踏まえ、MWシステムのサブハロ上の暗黒物質とバリオン物理学の特徴を現実的なLMCアナログと比較します。。特に、自己相互作用する暗黒物質（SIDM）、ウォームダークマター（WDM）、および銀河系ディスクがピーク最大円速度（$V_{\mathrm{peak}}$）関数、放射状分布に及ぼす影響を研究します。、およびMW-plus-LMCシステムの宇宙論的暗黒物質のみのズームインシミュレーションを使用したMWおよびLMC関連サブハロの空間分布。矮小銀河をホストすると予想される一定量のサブハロ（$V_{\mathrm{peak}}\gtrsim20\\mathrm{km\s}^{-1}$）の場合、SIDMとWDMは同様の質量依存性を生成できますサブハロ$V_{\mathrm{peak}}$関数の抑制。ただし、ディスクの中断は質量に依存しません。MWの内部領域のサブハロは、自己相互作用とディスクの両方によって優先的に中断されますが、WDMでの抑制は放射状に独立しています。LMCに関連するサブハロの相対的な存在量は、ディスクの破壊やWDMの影響を強く受けませんが、初期のLMCとの自己相互作用、および後期のLMCの落下時のMWとの自己相互作用により、SIDMで大幅に抑制され、空間異方性が消去されます。MWサブハロ人口。これらの結果は、伴銀河と恒星の流れの今後の観測によって精査されたMWとLMCのサブハロ集団の特性を組み合わせることにより、暗黒物質とバリオン物理学を区別する手段を提供します。
AdvancedLIGOの前半とおとめ座の3回目の観測実行で太陽直下質量バイナリを検索します
| Title |
Search_for_subsolar-mass_binaries_in_the_first_half_of_Advanced_LIGO_and_Virgo's_third_observing_run |
| Authors |
The_LIGO_Scientific_Collaboration,_the_Virgo_Collaboration,_the_KAGRA_Collaboration:_R._Abbott,_T._D._Abbott,_F._Acernese,_K._Ackley,_C._Adams,_N._Adhikari,_R._X._Adhikari,_V._B._Adya,_C._Affeldt,_D._Agarwal,_M._Agathos,_K._Agatsuma,_N._Aggarwal,_O._D._Aguiar,_L._Aiello,_A._Ain,_P._Ajith,_T._Akutsu,_S._Albanesi,_A._Allocca,_P._A._Altin,_A._Amato,_C._Anand,_S._Anand,_A._Ananyeva,_S._B._Anderson,_W._G._Anderson,_M._Ando,_T._Andrade,_N._Andres,_T._Andri\'c,_S._V._Angelova,_S._Ansoldi,_J._M._Antelis,_S._Antier,_S._Appert,_Koji_Arai,_Koya_Arai,_Y._Arai,_S._Araki,_A._Araya,_M._C._Araya,_J._S._Areeda,_M._Ar\`ene,_N._Aritomi,_N._Arnaud,_S._M._Aronson,_K._G._Arun,_H._Asada,_Y._Asali,_G._Ashton,_Y._Aso,_M._Assiduo,_S._M._Aston,_P._Astone,_F._Aubin,_C._Austin,_S._Babak,_F._Badaracco,_M._K._M._Bader,_et_al._(1574_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.12197 |
2019年4月1日1500UTCから2019年10月1日までに収集されたAdvancedLIGOおよびAdvancedVirgoデータで、少なくとも1つのバイナリコンポーネントの質量が0.2$M_\odot$から1.0$M_\odot$のコンパクトなバイナリ合体の検索について報告します。1500UTC。以前の分析を2つの主な方法で拡張します。Virgo検出器からのデータを含めることと、質量比$q\geq0.1$でより不均等な質量システムを可能にすることです。重力波の候補は報告していません。最も重要なトリガーの誤警報率は0.14$\mathrm{yr}^{-1}$です。これは、太陽直下バイナリのマージ率の上限が$[220-24200]\mathrm{Gpc}^{-3}\mathrm{yr}^{-1}$の範囲であることを意味します。これは、バイナリ。この上限を使用して、太陽直下質量のコンパクトオブジェクトを生成する可能性のある2つの現象論的モデルに対する天体物理学的制約を導き出します。1つは、等質量の原始ブラックホールの等方性分布です。このモデルを使用すると、原始ブラックホールの暗黒物質の割合は$f_\mathrm{PBH}\equiv\Omega_\mathrm{PBH}/\Omega_\mathrm{DM}\lesssim6\％$であることがわかります。もう1つは散逸性暗黒物質モデルで、フェルミ粒子暗黒物質が崩壊してブラックホールを形成する可能性があります。暗黒物質ブラックホールの割合の上限は、形成できるブラックホールの最小質量によって異なります。最も制約のある結果は、$M_\mathrm{min}=1M_\odot$で得られます。ここで、$f_\mathrm{DBH}\equiv\Omega_\mathrm{PBH}/\Omega_\mathrm{DM}\lesssim0.003\％$。これらは、これまでの太陽直下質量バイナリの回転に対する最も厳しい制限です。
自己重力無衝突流の逆質量カスケードとハロー変形、エネルギー、サイズ、密度プロファイルへの影響
逆質量カスケードは、自己重力無衝突流（SG-CFD）の中間の統計的に定常状態の重要な機能です。この論文は、ハローエネルギー、運動量、サイズ、および密度に対する質量カスケードの影響に焦点を当てています。質量降着が速いHaloのコアは拡大しています。質量カスケードは、元のハローを変形させ、ゼロ以外の放射状の流れを誘発する新しい質量層を形成します（コアの場合は外側、外側の領域の場合は内側）。内向き/外向きの流れは、等温プロファイルには存在しない余分な長さスケール（スケール半径）につながります。ハロー濃度$c=3.5$は、急速に成長するハローに対して導き出すことができます。カスプコア論争では、放射状の流れの結果として2乗則密度が提案されます。内側/外側の密度は、それぞれハローの変形速度とハローの成長によって制御されます。中心での変形が遅いほど、密度が急になります。急速に成長するハローの場合、中心の放射状の流れは、中心のコアの存在につながるハッブルの流れです。質量カスケードは、ゼロ以外のハロー表面エネルギー/張力と半径方向の流れにつながり、外側の領域でのランダムな動きを強化します。ハローの表面エネルギーにより、有効な重力指数$n_e=-1.3$（-1ではない）が得られます。ハローサイズの進化は、幾何ブラウン運動と対数正規分布に従います。ランダムに進化するハロー内の粒子のブラウン運動は、放射状および浸透圧の流れに関連する粒子分布のフォッカープランク方程式につながります。粒子分布の完全なソリューションは、浸透流の単純なモデルに基づいて提示されます。提案されたモデルは、広範囲のハローグループサイズのシミュレーションと一致します。中心で定義された参照圧力/密度を使用して、相対圧力/密度の状態方程式を確立できます。中心圧力、密度、および分散が表示されます。コアサイズ$x_c$は、ハッブルフローが支配的な場合に取得されます。自己無撞着なハロー密度のために、単純なクロージャが提案されています。
極端なスピンの原始ブラックホールはどれほどまれですか？PBHスピンの基礎となる分布から、極値統計を使用して、Kerrパラメーターが1に近いスピンPBHの希少性を定量化する方法を示します。Peaks-Over-Thresholdメソッドを使用して、PBHの確率を示します。スピンが十分に高いしきい値を超えるフォームは、一般化パレート分布を使用して計算できます。これにより、PBHの平均数を見積もることができ、その中で、スピンが高いしきい値を超えて形成された単一のPBHを見つけることができます。原始スピン分布は、形成時に非常にまれな近臨界スピンPBHを引き起こすことがわかりました。一般的なパラメーター値の場合、ソーン限界を超えるスピンでおよそ1億分の1のPBHが形成されます。滑らかな変換によるスピン分布の歪度と尖度の変更など、さらに極端なスピンPBHが生成される可能性のある条件について説明します。計算から、質量が約10^{17}gのPBHの蒸発に関する現在の観測限界を超える小惑星質量のPBHが暗黒物質に大きく寄与する場合、それらの一部は近臨界PBHである可能性が高いと推測されます。。
サブミリ波銀河の倍率バイアスを伴う宇宙論：断層撮影分析
| Title |
Cosmology_with_the_sub-millimetre_galaxies_magnification_bias:_Tomographic_Analysis |
| Authors |
L._Bonavera,_M.M._Cueli_M._M.,_J._Gonz\'alez-Nuevo_J.,_T._Ronconi,_M._Migliaccio,_A._Lapi,_J.M._Casas,_D._Crespo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.12413 |
Gonzalez-Nuevoらのように。2017年およびBonaveraetal。2019年、高zサブミリ銀河は、倍率バイアスのおかげで、重力レンズ研究の背景サンプルとして使用できます。特に、Bonaveraetal。2020年には、HaloOccupationDistribution（HOD）モデルの自由パラメーターといくつかの主要な宇宙論的パラメーターを制約するために、倍率バイアスを利用できます。この作業では、倍率バイアスは、断層撮影装置の宇宙論的ツールとして評価されています。相互相関関数（CCF）データは、選択された赤方偏移ビンと$\Omega_{のそれぞれの天体物理パラメータ$M_{min}$、$M_{1}$、および$\alpha$を共同で制約するために使用されています。M}$、$\sigma_{8}$、および$H_0$の宇宙論的なもの（$\Lambda$CDM）。さらに、共同分析で$\omega_0、\omega_a$パラメーター（$\omega_0$CDMおよび$\omega_0\omega_a$CDM）も導入して、暗黒エネルギー密度の可能な時間発展を調査します。CCFは、4つの赤方偏移ビン（0.1-0.2、0.2-0.3、0.3-0.5、0.5-0.8）に分割されたGAMA銀河の前景分光サンプルと、測光赤方偏移のあるH-ATLAS銀河のサンプルの間で測定されました>1.2。CCFは、さまざまなケースでMCMCを使用して推定されたHODおよび宇宙論的パラメーターに依存する記述を使用してモデル化されます。$\Lambds$CDMモデルの場合、分析により、$[0.17,0.41]$68\％C.Iで0.26の最大事後値が得られます。$\Omega_M$の場合、0.87で$[0.75,1]$68\％C.I。$\sigma_8$の場合。現在の結果では、$H_0$はまだ制約されていません。$\omega_0$CDMモデルでは、$\Omega_M$と$\sigma_8$の制約は似ていますが、$[-1.56、-0.47]$68で-1の$\omega_0$の最大事後値が見つかりました。\％CI$\omega_0\omega_a$CDMモデルでは、結果は-1.09で、$[-1.72、-0.66]$68\％C.I。$\omega_0$および-0.19の場合$[-1.88、1.48]$68\％C.I。$\omega_a$の場合。
EBリーク補正後の偏光マップでの効率的なILC分析
| Title |
Efficient_ILC_analysis_on_polarization_maps_after_EB_leakage_correction |
| Authors |
Zirui_Zhang,_Yang_Liu,_Si-Yu_Li,_De-Liang_Wu,_Haifeng_Li,_Hong_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.12619 |
内部線形結合（ILC）は、特に準全天をカバーする衛星実験で、多周波観測マップから宇宙マイクロ波背景放射（CMB）信号を抽出するために広く使用されています。ILCを、部分的な空による漏れのない純粋な$B$マップを提供できるテンプレートクリーニング方法と組み合わせることにより、地上ベースの実験で特に一般的な小さなスカイパッチを使用したCMB偏光マップ分析にILCメソッドを拡張します。カバレッジ。私たちの方法の特徴は、擬スカラー$B$マップでILC分析を行うことです。利点は、$EB$リークがILCに与える影響を完全に回避できるため、コンポーネント分離の効率を劇的に向上させることができることです。。北の空のきれいなパッチの詳細な調査による将来の地上ベースの実験の模擬データを使用して方法を示します。結果は、前景の残差のレベルを適切に制御でき、テンソルとスカラーの比率（$r$）にバイアスをかけることを示しています。）$10^{-3}$のオーダーで、これはノイズによる統計誤差に匹敵します。
| Title |
Consistency_of_Planck_Data_With_Power-Law_Primordial_Scalar_Power_Spectrum |
| Authors |
Marzieh_Farhang,_Muhammad_Sadegh_Esmaeilian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.12807 |
この作業では、単一フィールドのスローロールインフレシナリオによって予測されるように、べき乗則の形状の周りの原始スカラーパワースペクトルの変動の可能性を調査します。宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の空の観測で、モデルに依存しないセミブラインドの方法でこれらの変動の痕跡を検索します。特に、摂動パラメーターの予測または測定された共分散の固有解析から構築された、2セットの摂動パターン、振動、バンプ、遷移などの典型的な機能を備えた特定のパターン、および摂動モードを使用します。これらのモードは、原則として、すべての可能な摂動のパラメーター空間を原始スペクトルにまで広げます。ランク付けされた場合、検出可能性が最も高いモードで、データ駆動型のべき乗則スペクトル周辺の制約可能な特徴を探索できます（理論的に偏っていない）方法。CMB異方性のプランク測定では、この作業で考慮されたすべての摂動パターンの振幅はゼロと一致していることがわかります。この発見は、理論的なバイアスがない場合、原始スペクトルのべき乗則インフレパターンの仮定とのプランクデータの一貫性を確認します。
原始ブラックホールは、冷たい暗黒物質の大きな等曲率摂動の崩壊から生成できることを示しています。物質のみの宇宙の一致した摂動を研究することにより、結果として生じるブラックホールの存在量を計算する新しい手順を開発し、ブラックホールの存在量に関する観測的制約を、広範囲にわたるコールドダークマターの等曲率摂動に対するモデルに依存しない制約に変換するための手順を使用します。スケールの。原始摂動の典型的な振幅に対する制約は、小規模の線形よりもわずかにゆっくりと弱まります。
修正された重力をテストする観測スケーリング
暗黒物質と暗黒エネルギーの一般的な説明に宇宙定数を含む修正重力アプローチをテストするために、さまざまな観測効果を検討します。近くにある12個の銀河団のスケーリング関係、重力波からの放射力、超渦巻銀河のタリー・フィッシャー関係を調べることで、宇宙定数の上限を求めています。私たちの推定では、これらすべての場合について、$\Lambda$の上限は、宇宙論的観測によって予測された実際の値と一致していることが明らかになっています。
2つの非常に不透明なクエーサー視線を取り巻く密度場からの再電離の終わりに対する制約
| Title |
Constraints_on_the_End_of_Reionization_from_the_Density_Fields_Surrounding_Two_Highly_Opaque_Quasar_Sightlines |
| Authors |
Holly_M._Christenson,_George_D._Becker,_Steven_R._Furlanetto,_Frederick_B._Davies,_Matthew_A._Malkan,_Yongda_Zhu,_Elisa_Boera,_Adam_Trapp |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13170 |
$z<6$での銀河間物質のライマン$\alpha$不透明度で観察された大規模な散乱は、再電離が終了したずっと後に予期しない中性水素分率の大きな変動を意味します。Ly$\alpha$の不透明度と密度の関係について検証可能な予測を行うこれらの変動を説明するために、多くのモデルが登場しています。長いLy$\alpha$トラフを持つ2つの非常に不透明なクエーサー視線を囲むフィールドで、$z=5.7$Ly$\alpha$放出銀河（LAE）の選択を提示します。フィールドは、改善された測光選択を使用して以前に公開された結果を再分析する$z=6.0$クエーサーULASJ0148+0600と、結果がここに表示される$z=6.15$クエーサーSDSSJ1250+3130に向かっています。初めて。両方の分野で、クエーサーから20$h^{-1}$Mpc以内のLAEの不足を報告します。不透明度の高い視線とこれら2つのフィールドの銀河の密度との関連は、Ly$\alpha$の不透明度のばらつきが、電離UVバックグラウンドの大規模な変動、または超後期の再電離によって引き起こされるモデルと一致しています。$z=5.7$ではまだ締結されていません。
XXL調査：XLVI。 C1クラスターサンプルの前方宇宙論的分析
| Title |
The_XXL_survey:_XLVI._Forward_cosmological_analysis_of_the_C1_cluster_sample |
| Authors |
Christian_Garrel,_Marguerite_Pierre,_Patrick_Valageas,_Dominique_Eckert,_Federico_Marulli,_Alfonso_Veropalumbo,_Florian_Pacaud,_Nicolas_Clerc,_Mauro_Sereno,_Keiichi_Umetsu,_Lauro_Moscardini,_Sunayana_Bhargava,_Christophe_Adami,_Lucio_Chiappetti,_Fabio_Gastaldello,_Elias_Koulouridis,_Jean-Paul_Le_Fevre,_Manolis_Plionis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13171 |
銀河団の$XMM$で選択されたサンプルの前方宇宙論的分析を1の赤方偏移に提示します。dn/dzの量のみに基づく以前の2018年の調査に続いて、同じXXLC1クラスターカタログ（178個のオブジェクト）のアップグレードされた宇宙論的分析を、体系的なエラーの詳細な説明とともに実行します。ASpiX方法論に従います。クラスター母集団の観測されたX線特性の分布は、3D観測可能空間（カウント率、硬度比、赤方偏移）で分析され、宇宙論の関数としてモデル化されます。従来の方法と比較して、ASpiXでは数十光子までのクラスターを含めることができます。M-T関係の正規化とL-T関係の展開を解放することにより、以前の分析と比較して2倍の改善が得られます。XXLクラスターの2点相関関数とさまざまな調査からのBAOから制約を追加すると、不確実性がそれぞれ23％と53％減少し、両方を追加すると62％減少します。スバル分析からスケーリング関係に切り替えて、より多くのパラメーターを解放すると、最終的な制約は$\sigma_8$=$0.99^{+0.14}_{-0.23}$、$\Omega_m$=0.296$\pm$0.034（XXLサンプルのみの場合は$S_8=0.98^{+0.11}_{-0.21}$）。最後に、XXLASpiX、XXLクラスター2点相関関数、およびBAOを11の自由パラメーターと組み合わせて、近似におけるスケーリング関係の宇宙論的依存性を可能にします。$\sigma_8$=$0.793^{+0.063}_{-0.12}$、$\Omega_m$=0.364$\pm$0.015（$S_8=0.872^{+0.068}_{-0.12}$）が見つかりますが、2.2$\sigma$のPlanckCMBと引き続き互換性があります。ASpiXメソッドによって得られた結果は有望です。2倍の大きさのクラスターサンプルを含む最終的なXXL宇宙論的分析から、さらなる改善が期待されます。このような研究は、eROSITAと将来のアテナ調査の分析への道を開きます。
ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡によるガス準惑星の大気中の生命存在指標の検出
| Title |
Detecting_Biosignatures_in_the_Atmospheres_of_Gas_Dwarf_Planets_with_the_James_Webb_Space_Telescope |
| Authors |
Caprice_Phillips,_Ji_Wang,_Sarah_Kendrew,_Thomas_P._Greene,_Renyu_Hu,_Jeff_Valenti,_Wendy_R._Panero,_Joseph_Schulze |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.12132 |
地球と海王星の半径の間にある太陽系外惑星は、地球よりも強い表面重力を持っており、かなりの水素が支配的な大気を保持することができます。ガスの巨大惑星とは対照的に、私たちはこれらの惑星をガス準惑星と呼びます。ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）は、これらの惑星に対する前例のない洞察を提供します。ここでは、さまざまなJWST機器を使用して、7つの温帯準惑星の大気中のアンモニア（NH$_{3}$、潜在的なバイオシグネチャー）の検出可能性を調査します。petitRadTRANSとPandExoを使用して、惑星の大気をモデル化し、雲の状態、平均分子量（MMW）、およびNH$_{3}$の混合比を変化させることにより、さまざまなシナリオでJWST観測をシミュレートします。メトリックは、検出の重要性を定量化し、ガス準惑星の生命存在指標を検索するJWST観測のランク付けされたリストを提供するために定義されます。光子の存在下でMIRIを使用した日食分光法を使用して10.3〜10.8$\mu$mNH$_{3}$の特徴を検索し、10回の日食に対して12.6ppmのシステムノイズフロアを検索することは非常に困難です。NIRISS、NIRSpec、およびMIRIは、透過分光法で、1.5$\mu$mから6.1$\mu$mまでのNH$_{3}$の特徴を、澄んだ大気や低MMWなどの最適な条件下で検出することができます。ガス準惑星。使用する検出メトリックをさらにサポートするために、検索分析の例を提供します。私たちの研究は、NH$_{3}$などの潜在的なバイオシグネチャーの検索は、最適な大気条件が与えられたガス準惑星にJWST時間を合理的に投資することで実現可能であることを示しています。
低木星ティセランド不変量を持つ地球近傍天体のスペクトル特性
| Title |
Spectral_properties_of_near-Earth_objects_with_low-Jovian_Tisserand_invariant |
| Authors |
N._G._Simion,_M._Popescu,_J._Licandro,_O._Vaduvescu,_J._de_Leon_and_R._M._Gherase |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.12193 |
低木星ティセランド不変量（$T_J$）を持つ地球近傍天体は、地球近傍空間を周回する既知の天体の約9％に相当し、多数の惑星との遭遇と大きな温度変化の影響を受けます。$T_J$$\leq$3.1を使用してNEOの大規模なサンプルのスペクトル特性を作成することを目指しています。その結果、彗星起源の物体の割合を推定することができます。26個の低T$_J$NEOの新しいスペクトル観測を報告します。さまざまな公開データベースから取得した追加のスペクトルにより、150個のオブジェクトのカタログに対して分析を実行できました。Bus-DeMeo分類システムに関して分類しました。結果はそれらの軌道パラメータに関して議論されます。低$T_J$NEOの分類学的分布は、NEOの母集団全体とは異なります。したがって、$T_J$$\sim$3はコンポジションボーダーとしても機能します。低T$_J$NEOの56.2％が彗星のようなスペクトルを持ち、T$_J$$\leq$2.8で豊富（79.7％）になることがわかりました。この母集団では16個のDタイプの天体が特定されており、平均T$_J$=2.65$\pm$0.6の軌道上に分布しています。2つの動的基準を使用し、識別方法として彗星のようなスペクトル分類を使用し、観測バイアス補正を適用することにより、彗星の性質とH$\in$（14、21）magを持つNEOの割合が下限と上限（1.5$\pm$0.15）および（10.4$\pm$2.2）パーセント。さらに、私たちの観測は、低近日点小惑星（q$\leq$0.3au）のすべての極端なケースがS-complexに属することを示しています。
近くを通過するホットジュピターの調査はどの程度完了していますか？
ホットジュピターは、惑星形成のまれで興味深い結果です。500を超えるホットジュピター（HJ）が知られていますが、それらのほとんどは、定量化が困難な選択バイアスを伴う異種の調査コレクションによって発見されました。現在、FGK星の周りのHJ人口統計に関する私たちの最良の知識は、十分に定量化された選択関数を持つ、ケプラーミッションによって検出された$\approx40$オブジェクトのサンプルから得られます。ケプラーの結果を使用して、近くを通過するHJの人口の特性をシミュレートします。近くのHJの既知のサンプルとシミュレートされたマグニチュードが制限されたサンプルを比較すると、次の4つの結論が導き出されます。$、$G\leq12$で$\lesssim50\％$になります。（2）銀河面から10$^\circ$以内に、$G\upperx10$より明るいホスト星を持つ未発見のHJがおそらくいくつかあります。（3）HJの周期と半径の分布は、Fタイプのホスト（近くのサンプルを支配する）とGタイプのホスト（ケプラーのサンプルを支配する）で異なる場合があります。（4）ケプラーサンプルよりも1桁大きいHJのマグニチュード制限サンプルを取得するには、制限マグニチュードは約$G\upperx12.5$である必要があります。このマグニチュード制限は、NASAのトランジット系外惑星探査衛星（TESS）がHJを簡単に検出できる範囲内であり、ホットジュピターの人口統計に関する知識を大幅に拡大する機会を提供します。
太陽-惑星-月系の不安定な秤動点での衛星の安定性について
| Title |
On_the_stability_of_satellites_at_unstable_libration_points_of_sun-planet-moon_systems |
| Authors |
Johannes_Reiff,_Jonas_C._J._Zatsch,_J\"org_Main_and_Rigoberto_Hernandez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.12612 |
太陽惑星システムの5つの秤動点は、衛星または小惑星が2つの軌道体に対して固定されたままでいることができる安定または不安定な固定位置です。惑星の周りを周回する月は、システムに時間依存の摂動を引き起こします。ここでは、不変構造が残るという意味について説明します。化学反応のコンテキストでランク1のサドルを備えた周期的に駆動されるシステム用に以前に開発された遷移状態理論を採用しています。衛星は、いわゆる時間周期遷移状態軌道（秤動点L2の近くに無限に長い時間制限された軌道）に駐車できることを発見し、その軌道の安定性を調査します。
太陽系小天体のミクロ粒子表面とマクロ粒子表面を区別する方法
| Title |
A_method_to_distinguish_between_micro-_and_macro-granular_surfaces_of_small_Solar_System_bodies |
| Authors |
D._Bischoff,_B._Gundlach,_J._Blum |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.12833 |
太陽系小天体の表面の粒度は、さまざまな種類の惑星体によって多様であり、特定の天体でさえ、詳細がわからないことがよくあります。表面構造に強く依存する物性の1つは表面温度です。大きなボイドを持つ高多孔質媒体では、輻射は熱を効率的に輸送できますが、よりコンパクトな微孔質構造は、主に固体材料を介した伝導によって熱を輸送します。この研究では、表面温度を測定するだけで、どのような条件下でマクロ多孔質表面とミクロ多孔質表面を区別できるかを調査します。数値シミュレーションでは、傾斜角がある場合とない場合の円軌道と楕円軌道を含め、検討対象のオブジェクトの自転周期を変化させました。毎日の温度サイクルは、特定の表面の粒度にかなり鈍感であることがわかりました。ただし、日の出時の表面温度は材料構造に大きく依存しており、日射強度が高くなるとこの影響はさらに顕著になります。正午の日射量の関数として日の出温度を測定することにより、ミクロ粒子とマクロ粒子の表面構造を区別することができます。この論文では、リモートセンシングを使用して小さな太陽系小天体の表面構造を導出する方法についての戦略を示します。
ALMAによる冥王星の大気観測：COおよびHCN放出の空間分解マップとHNCの最初の検出
| Title |
Pluto's_atmosphere_observations_with_ALMA:_spatially-resolved_maps_of_CO_and_HCN_emission_and_first_detection_of_HNC |
| Authors |
E._Lellouch,_B._Butler,_R._Moreno,_M._Gurwell,_P._Lavvas,_T._Bertrand,_T._Fouchet,_D.F._Strobel,_A._Moullet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.12866 |
冥王星の大気中のCOとHCNの検出に続いて、冥王星の新しいALMA観測について、2つの主な目標を持って報告します。）CO（3-2）およびHCN（4-3）の（ii）新しい化合物、主にシアン化水素（HNC）をターゲットにします。CO線は、冥王星の冷たい中間圏の直接の特徴である冥王星の円盤内のビーム位置に吸収コアを示しています。分析は、夏の極の緯度が低緯度より7$\pm$3.5K暖かい、低層大気（30km近く）の不均一な温度場の暫定的な証拠を提供します。この予想外の結果は、以前に考えられていたよりも大気中の放射タイムスケールが短いことを示している可能性があります。HCN放出は、COよりもかなり長く、冥王星の四肢を超えた半径方向の距離でピークに達し、2017年に冥王星のHCN垂直プロファイルを決定する新しい方法を提供します。HCNの平均（列平均）位置は690+/-75kmです。高度、上層大気（>800km）の混合比は約1.8x10$^{-4}$です。下層大気にはHCNがほとんどまたはまったく存在せず（65kmで<5x10$^{-9}$）、そこでのHCNの不飽和を意味します。HCNの放出は、低緯度の四肢の上で強化されているように見えますが、HCNの存在量の強化またはそこでのより暖かい上層大気の観点からの解釈は、不確かです。HNCの最初の検出が報告され、（7.0$\pm$2.1）x10$^{12}$cm$^{-2}$カラム密度、冥王星表面を基準とし、HNC/HCN比は0.095+です。/-0.026、タイタンの大気中の値と非常によく似ています。CH3CN（<2.6x10$^{13}$cm$^{-2}$）とCH$_3$CCH（<8.5x10$^{14}$cm$^{-2）の上限も取得します。}$）;後者の値は、NewHorizonsから報告されたCH$_3$CCHの検出と一致していません。これらの上限はまた、下層大気での氷で覆われたエアロゾルの不完全な再昇華を示しています。
| Title |
The_Tidal-Thermal_Evolution_of_the_Pluto-Charon_System |
| Authors |
Amirhossein_Bagheri,_Amir_Khan,_Frederic_Deschamps,_Henri_Samuel,_Mikhail_Kruglyakov,_and_Domenico_Giardini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13206 |
巨大惑星や太陽系外縁天体の衛星に地下海洋が存在することは、しばらく前から予測されていました。氷の世界の海は、氷海システムのダイナミクスにかなりの影響を及ぼし、宇宙生物学の可能性のために、将来のミッションの重要な目的を表しています。冥王星-カロンシステムは、巨大な衝撃の残骸から形成された準惑星を周回する氷の月を表しています。氷の月の進化は、主に、不純物の存在、氷の殻の潮汐散逸、およびコアの放射性元素の収支によって影響を受ける、外側の氷の殻を通る熱伝達のモードと効率によって制御されます。冥王星-カロンシステムの進化に関する以前の研究では、熱進化または潮汐進化のいずれかのみが考慮されており、両方が考慮された場合、液体海洋における不純物の存在の重要な影響は扱われていませんでした。粘弾性潮汐応答を組み込んだ包括的な潮汐モデルと、氷の世界用に開発されたパラメータ化された対流モデルを組み合わせることにより、システムの潮汐と熱の共同進化を検討します。このアプローチにより、現在までの地下の液体海洋の形成と維持に必要な条件の広範な分析が可能になります。私たちの結果は、軌道の高速循環と同期のために、潮汐加熱は進化の初期段階（<1Myr）でのみ重要であることを示しています。初期軌道および熱パラメータに対する結果の感度をテストします。いずれの場合も、冥王星の海は現在まで常に液体のままであり、厚さは40kmから150kmの範囲であると予測されていますが、カロンの海は固化しています。これは、冥王星の伸長断層とカロンの伸長断層と圧縮断層の両方のニューホライズンズ観測によってサポートされています。
ガイアEDR3の惑星状星雲：中央の星の識別、特性、および二元性
| Title |
Planetary_Nebulae_in_Gaia_EDR3:_Central_Star_identification,_properties_and_binarity |
| Authors |
I._Gonz\'alez-Santamar\'ia,_M._Manteiga,_A._Manchado,_A._Ulla,_C._Dafonte,_and_P._L\'opez_Varela |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.12114 |
環境。2020年12月に公開されたガイア初期データリリース3（EDR3）は、以前のDR2ファイルで公開されたものよりも改善された測光と位置天文学を特徴とし、20億のオーダーのかなり多数のソースを含み、ビッグのパラダイムになっています。データ天文学。目的。ガイアのデータマイニングが、中心星の誤認の問題を効果的に解決するのにどのように役立つかを示します。これは、その起源以来、この分野を悩ませてきた問題です。DR2で行ったように、私たちの目的は、EDR3で位置天文および測光情報を含むCSPNeのカタログを提示することです。メソッド。ガイアG（BP）-G（RP）の色により、星雲を電離するのに十分な温度の線源を選択できます。光源の実際の色を推定するためには、星間減光を考慮することが重要であり、コンパクトな星雲の場合は、利用可能な場合は星雲の減光を考慮することが重要です。さらに、EDR3視差から導出された距離（一貫した文献値と組み合わせて）を使用して、観察されたものから星雲固有の特性を取得できます。この情報を使用して、CSPNeをHR図にプロットできます。結果。ガイアEDR3ソースの中から対応するCSIDを含む2035PNeのカタログを提示します。EDR3（1725PNe）で既知の視差を持つものの距離を取得します。さらに、最も正確な距離を持つサブサンプル（405PNe）の場合、銀河系の分布、半径、運動学的年齢、形態など、さまざまな星雲の特性が得られます。さらに、74個のCSPNeのセットについて、進化モデルからの光度と有効温度から導出された進化状態（質量と年齢）を示します。最後に、EDR3位置天文パラメータの分析を通じて、いくつかのワイドバイナリCSPNeの検出に焦点を当て、CSPNeの近接バイナリの関連性に光を当てるのに役立ちます。
| Title |
Population_synthesis_of_black_hole_mergers_with_B-POP:_the_impact_of_dynamics,_natal_spins,_and_intermediate-mass_black_holes_on_the_population_of_gravitational_wave_sources |
| Authors |
Manuel_Arca_Sedda,_Michela_Mapelli,_Matthew_Benacquista,_Mario_Spera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.12119 |
LIGO--Virgo--KAGRAデータの現在の解釈は、赤方偏移$z\lesssim1$で連星ブラックホール（BBH）をマージする主要な質量関数が複数の構造を含み、$M_1>100$M$_を超えて切り捨てられる可能性があることを示唆しています。\odot$、スピンは比較的低いです。さまざまな環境でのBBH形成の理論モデルは、観測された合併の母集団を解釈するための鍵を提供できますが、恒星の進化とダイナミクス、銀河の進化、および一般相対性理論の同時処理が必要です。ここでは、B-POPを紹介します。これは、孤立したバイナリ恒星進化または若い球状星団、球状星団、核クラスターの動的相互作用のいずれかを介して発生するBBH合併の集団合成を可能にするツールです。B-POPを使用して、観測されたBBHが、$\sim34\％\、{}（66\％）$の分離された（動的）BBHで構成される混合母集団のメンバーとして解釈できることを示します。私たちのモデルは、マージするBBHの全体的な一次質量分布が$M_1\simeq200$M$_\odot$を超えていることを示唆しています。BH出生スピンの影響を調査し、効果的なスピンパラメータ分布がシングルブラックホールと連星ブラックホールの異なる出生スピンを示唆している可能性があることを示しています。階層的合併は、参照モデルの模擬合併の$4.6-7.9\％$を表し、$M_1>65$M$_\odot$を超える主要な質量分布を支配します。観測の偏りを考慮に入れると、BBHの合併の約$2.7-7.5\％$には、天体衝突と高密度クラスターでの降着によって形成された中間質量ブラックホール（IMBH）シードが含まれる可能性があることがわかりました。このパーセンテージを観測値と比較すると、BBH合併の形成に対するIMBHの影響を抑えるのに役立つ可能性があります。
z = 0.47での化石クラスターのクラスター内光特性
銀河団には、銀河団の外側に拡散した恒星成分が含まれており、これはかすかな銀河団内光（ICL）として観測されます。赤方偏移$z=0.47$、RXJ105453.3+552102（J1054）での大規模化石クラスターのGemini/GMOS-Nディープイメージングとマルチオブジェクト分光法を使用して、ICLの形成メカニズムに対する観測上の制約を改善します。。検出限界が28.7mag/arcsec$^2$（1$\sigma$、4.8"x4.8";i-band）の最も明るい銀河団（BCG）から155kpcまでのICL表面輝度と色プロファイルを抽出します。）。拡散光の色はBCGの色と似ており、中央の明るい銀河は$\sim$70kpcまで出ており、外側に向かってわずかに青くなっています。ICL分布は、BCGが優勢なクラスター光度分布よりもメンバー銀河の空間分布とよりよく一致していることがわかります。J1054のICLフラクションをBCGから$60\sim155$kpcの範囲で$15.07\pm4.57\％$として報告します。これは、以前の研究のICLフラクション-赤方偏移の傾向よりも高いようです。私たちの発見は、クラスター内の星が1つの支配的な生成メカニズムによって説明されていないように思われることを示唆しています。ただし、J1054のICLのかなりの部分は、クラスターの初期段階のBCGではなく、最近、落下/衛星銀河の周辺から生成された可能性があります。
AGN鳥の超立方体（HYPERCAT）-I。モデルと画像形態
| Title |
Hypercubes_of_AGN_Tori_(HYPERCAT)_--_I._Models_and_Image_Morphology |
| Authors |
R._Nikutta,_E._Lopez-Rodriguez,_K._Ichikawa,_N._A._Levenson,_C._Packham,_S._F._H\"onig,_A._Alonso-Herrero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.12123 |
近赤外線および中赤外線干渉計は、近くの活動銀河核（AGN）の周りのほこりっぽいパーセクスケールの覆い隠し（トーラス）を解決しました。非常に大きな単一開口望遠鏡の登場により、今日の干渉計によって精査された基礎となる輝度分布を直接モデル化することなく、発光形態がまもなく明確に解決できるようになります。シミュレーションでは、代わりに、AGN周辺のほこりの多い物質の3D分布を介した放射伝達の結果として、投影された2D輝度分布を提供する必要があります。このような物理的に動機付けられた3Dダスト分布を、AGNの周囲のトーラスで使用して、塊状媒体のダスト放射伝達コードであるCLUMPYを使用して緊急放出の2D画像を計算します。CLUMPYモデルは、いくつかの近くのAGNでの観測と一致して、いくつかのパーセクのスケールで中赤外線で有意な極伸長を伴う形態を示すことができることを示します（つまり、放出はダスト分布に垂直に広がります）。放出と雲の分布の形態を特徴づけます。近赤外線から中赤外線の波長で観測された放射は、一般に雲の分布の大部分を追跡しません。放射の伸びは、トーラスの開き角度またはスケールの高さに敏感です。平らな半径方向のプロファイルを持つ雲の分布の場合、極の拡張放射は、〜18ミクロンより短い波長でのみ実現され、急なプロファイルの場合は〜5ミクロンよりも短くなります。CLUMPYで計算された分解されたAGNトーラス輝度マップの大きな超立方体であるHYPERCATを介して、完全な結果を利用できるようにします。HYPERCATは、このような大きなデータキューブを処理および分析するためのソフトウェアも備えており、現在および将来のさまざまな望遠鏡での観測をシミュレートするためのツールを提供します。
| Title |
Extremely_efficient_mergers_of_intermediate_mass_black_hole_binaries_in_nucleated_dwarf_galaxies |
| Authors |
Fazeel_Mahmood_Khan_and_Kelly_Holley-Bockelmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.12129 |
$\sim10^4-10^7〜M_\odot$の間のブラックホールをマージすることによって放出される重力波は、赤方偏移20に対して数百の信号対雑音比でレーザー干渉計宇宙アンテナ（LISA）によって検出されます。超大規模ブラックホール（$10^7$〜M$_{\odot}$-$10^{10}$〜M$_{\odot}$）バイナリ形成、合体、大規模銀河内での融合はよく研究されています。ただし、低質量から中質量のブラックホール（IMBH）は、低質量銀河と矮小銀河によってホストされています。大規模な銀河のホストと比較して、ホストの銀河の構造、運動学、および形態が大きく異なるため、ブラックホールの合併のタイムスケールをこのIMBHバイナリレジームに外挿することは簡単ではありません。超高解像度の$N$-bodyシミュレーションを実行して、近くの矮小銀河の観測から構造パラメーターが得られる有核矮小銀河のIMBHダイナミクスを研究します。50パーセクから始めて、IMBHはすぐにバイナリを形成します。その後、核星団（NSC）によって提供される高い中心恒星密度のために、バイナリ軌道は急速に縮小します。IMBHバイナリのスイートには高い離心率（$e\sim0.4-0.99$）が見られ、残りの離心率はLISA体制にとどまる可能性があります。IMBHの合併期間は通常、数億年であり、偏心度が高い場合は非常に短い合併期間がいくつかあります。NSCとIMBHのバイナリ質量比が10より大きい場合、IMBH-恒星の遭遇は主にNSCから発生することがわかります。そうでなければ、バルジ星は大きく貢献します。ただし、IMBHバイナリが星を放出すると、NSCは中断されます。同等の質量のIMBHは、核形成された矮小銀河で非常に効率的に融合し、IMBHの成長のためのチャネルであるだけでなく、有望なLISAソースになると結論付けています。
AGN鳥の超立方体（HYPERCAT）-II。超大型望遠鏡でトーラスを解く
| Title |
Hypercubes_of_AGN_Tori_(HYPERCAT)_--_II._Resolving_the_Torus_with_Extremely_Large_Telescopes |
| Authors |
R._Nikutta,_E._Lopez-Rodriguez,_K._Ichikawa,_N._A._Levenson,_C._Packham,_S._F._H\"onig,_A._Alonso-Herrero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.12130 |
最近の赤外線干渉観測により、活動銀河核（AGN）周辺のサブパーセクスケールのダスト分布が明らかになりました。CLUMPYトーラスモデルとNGC1068の画像を例として使用して、いくつかの近くのAGNの近赤外線および中赤外線核放射が、次世代の30m望遠鏡を使用した直接イメージングで解決可能であり、以前の縮退を壊す可能性があることを示します。未解決のAGNトーラスの統合されたスペクトルエネルギー分布を使用した研究。そのために、ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡、ケック、巨大マゼラン望遠鏡、30メートル望遠鏡、超大型望遠鏡など、さまざまな望遠鏡の瞳孔画像から波長依存の点拡散関数をモデル化します。検出器のピクセルスケールとノイズを考慮し、画像回復にデコンボリューション手法を適用します。また、NGC1068の10ミクロンのケイ酸塩の特徴強度$S_{10}$の2Dマップをモデル化し、観測結果と比較します。トーラスが解決されると、画像全体で$S_{10}$の変動が見つかります。ただし、未解決のトーラスの$S_{10}$測定値を再現するには、$A_V>9$magのほこりっぽい画面が必要です。また、GRAVITYコラボレーションによって最近公開されたNGC1068のKバンド放射の最初に解決された画像を適合させ、基礎となるダスト分布のモデルパラメータを導き出します。1）高度に傾斜した放出リングを示唆する細長い構造、および2）トーラス漏斗のはるか内側にある熱い雲の表面層の狭いストリップから放出が発生する、幾何学的に薄いが光学的に厚いフレアディスクの両方が見つかります。、観察を説明することができます。
ボルチモアオリオールの巣：z = 1.3での星形成銀河の内側と外側の部分からの冷たい風
| Title |
The_Baltimore_Oriole's_Nest:_Cool_Winds_from_the_Inner_and_Outer_Parts_of_a_Star-Forming_Galaxy_at_z=1.3 |
| Authors |
Weichen_Wang,_Susan_Kassin,_S._M._Faber,_David_C._Koo,_Emily_C._Cunningham,_Hassen_M._Yesuf,_Guillermo_Barro,_Puragra_Guhathakurta,_Benjamin_Weiner,_Alexander_de_la_Vega,_Yicheng_Guo,_Timothy_M_Heckman,_Camilla_Pacifici,_Bingjie_Wang,_Charlotte_Welker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.12133 |
強い銀河風は$z\gtrsim1$で至る所にあります。しかし、これらの風が銀河の内部のどこから発生するのかはよくわかっていません。$z=1.3$にある巨大な銀河の2つの空間領域で、冷たい風（$\sim10^4$K）を研究します。これは、「ボルチモアオリオールの巣」というニックネームで呼ばれています。銀河の恒星の質量は$10^{10.3\pm0.3}M_\odot$で、星形成率は$62^{+5}_{-31}$M$_\odot\cdot\mathrm{yr、}^{-1}$星形成の主系列星に配置します。銀河の形態は、最近の合併を示しています。ガス運動学は、0から60$\mathrm{km}\cdot\mathrm{s}^{-1}$の範囲の速度勾配を持つ動的に複雑なシステムを示します。調査した2つの領域は、ほこりが赤くなった中心（中央領域）と、中心から7kpcのところにある青い弧（弧領域）です。2つの領域の深いKeck/DEIMOSスペクトルからFeIIおよびMgII吸収線プロファイルを測定します。450km$\cdot$s$^{-1}$までの青方偏移した翼が両方の地域で見られます。風のFeIIカラム密度は、中央に向かって$10^{14.7\pm0.2}\mathrm{cm}^{-2}$および$10^{14.6\pm0.2}\mathrm{cm}^{-2}$です。それぞれアーク領域。私たちの測定は、風が両方の地域から放出される可能性が最も高いことを示唆しています。風は、空間的に拡張された星形成によって駆動される可能性があり、その表面密度は、両方の領域で約0.2$M_\odot\mathrm{yr}^{-1}\cdot\mathrm{kpc}^{-2}$です。。最後に、大量流出率は、中央およびアーク地域で4$M_\odot\mathrm{yr}^{-1}$および3$M_\odot\mathrm{yr}^{-1}$と計算されます。それぞれ。計算における多数の仮定について説明します。これらの仮定は、流出率に1桁を超える不確実性をもたらします。
アルファルファほぼ暗黒銀河AGC〜229101：表面輝度が非常に低い光学的対応物を備えた20億個の太陽質量HI雲
| Title |
The_ALFALFA_Almost-Dark_Galaxy_AGC~229101:_A_Two_Billion_Solar_Mass_HI_Cloud_with_a_Very_Low_Surface_Brightness_Optical_Counterpart |
| Authors |
Lukas_Leisman,_Katherine_L._Rhode,_Catherine_Ball,_Hannah_J._Pagel,_John_M._Cannon,_John_J._Salzer,_Steven_Janowiecki,_William_F._Janesh,_Gyula_I._G._J\'ozsa,_Riccardo_Giovanelli,_Martha_P._Haynes,_Elizabeth_A._K._Adams,_Laurin_Gray,_and_Nicholas_J._Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.12139 |
ALFALFA調査でv$_{\rmhelio}$=7116km/sで検出された異常なHIソースであるAGC229101のディープHIおよび光学イメージングの結果を示します。SDSSまたはDSS2イメージングで明確な光学的対応物がないため、当初は「暗い」光源の候補として分類されました。AGC229101のHIの太陽質量は$10^{9.31\pm0.05}$ですが、HIの線幅はわずか43$\です。pm$9km/s低解像度のWSRTイメージングと高解像度のVLABアレイイメージングは、光源が大幅に引き伸ばされ、投影された長さが約80kpcに及ぶことを示しています。HIイメージングは、ソースをほぼ等しい質量の2つの部分に分解します。WIYNpODI光学イメージングは、HIの北部と一致するかすかな青色の光学的対応物を明らかにします。光源のピーク表面輝度はわずか$\mu_{g}$=26.6magarcsec$^{-2}$であり、銀河の等光点エッジを定義する典型的なカットオフをはるかに下回っており、推定される恒星の質量はわずかです。$10^{7.32\pm0.33}$太陽質量、M$_{\rmHI}$/M$_*=$〜98$_{+111}\の全体的な中性ガス対恒星質量比をもたらします。^{-52}$の上。このオブジェクトの特性を、ALFALFAおよび文献の他のHIが豊富なソースの特性と比較することにより、このオブジェクトの極端な性質を示します。また、隣接するオブジェクトとの潮汐の遭遇や2つの暗いHI雲の合併など、AGC〜229101の存在を説明する可能性のある潜在的なシナリオについても説明します。
銀河系/銀河間遷移領域における多相OVIおよびOVII吸収体の発見
| Title |
Discovery_of_a_multiphase_OVI_and_OVII_absorber_in_the_circumgalactic/intergalactic_transition_region |
| Authors |
J._Ahoranta,_A._Finoguenov,_M._Bonamente,_E._Tilton,_N._Wijers,_S._Muzahid_and_J._Schaye |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.12146 |
WHIMのバリオン含有量に対する観測上の制約は、ほぼ完全にFUV測定に依存しています。ただし、宇宙論的、流体力学的シミュレーションは、FUVの空間分布とX線吸収WHIMの間の強い相関関係を予測します。この作業では、FUSEおよびHST/STISデータから知られているFUVで検出された銀河間OVI吸収体のXMM-NewtonX線対応物を分析することによってこの予測を調査し、この情報をシミュレーションの予測と比較します。TonS180サイトラインのFUVスペクトルで唯一有意に検出されたOVI吸収体の赤方偏移でのX線吸収を調べます。これは$z=0.04579\pm0.00001$にあります。OVI-OVIII吸収体のスペクトル特性を特徴づけ、測定された吸収の背後にあるイオン化プロセスを調査します。観測結果は、EAGLEシミュレーションで予測された温熱ガス特性と比較され、吸収体の物理的状態が推測されます。OVIとOVIIの両方の吸収を$5\sigma$の信頼水準で検出しますが、OVIIIの吸収は検出されません。CIEモデリングは、X線吸収ガス温度をlog$\、T_{CIE}$（K）$=6.22\pm0.05$に制限し、水素カラムの総密度は$N_H=5.8_{-2.2}^{+3.0}\timesZ_{sun}/Z_{abs}\times10^{19}$cm$^{-2}$。このモデルは、FUVで測定されたものと一致するOVIカラム密度を予測しますが、OVI線幅の制限は、FUVで検出されたOVIが別のより低温の相から発生する可能性が90％を超えることを示しています。観測された吸収体は、EAGLEの同様のシステムの場合よりも、検出された銀河から約2倍離れていることがわかります。この作業で検討されているものと同様のシステムの豊富さを理解することは、将来のX線望遠鏡でのWHIM検索のランドスケープを定義するのに役立ちます。
| Title |
The_first_supermassive_black_hole_mass_measurement_in_active_galactic_nuclei_using_the_polarization_of_broad_emission_line_Mg_II |
| Authors |
{\DJ}or{\dj}e_Savi\'c,_Luka_\v{C}._Popovi\'c,_Elena_Shablovinskaya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.12154 |
過去数年間の分光偏光測定の取り組みは、活動銀河核（AGN）の広い輝線の偏光面位置角のプロファイルに基づく効率的な方法を提供してきました。ここでは、MgIIスペクトルバンドでの分光偏光観測を使用したSBS1419+538のブラックホール測定を示します。観測はSCORPIO-2を使用したSAORASの6m望遠鏡で行われます。他の方法で得られた質量と比較した場合、分光偏光測定法を使用して、このオブジェクトの推定超大質量ブラックホール（SMBH）質量がよく一致していることがわかりました。
K2銀河考古学プログラム：概要、ターゲットの選択、調査のプロパティ
| Title |
The_K2_Galactic_Archaeology_Program:_Overview,_target_selection_and_survey_properties |
| Authors |
Sanjib_Sharma,_Dennis_Stello,_Joel_C._Zinn,_Joss_Bland-Hawthorn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.12173 |
K2はコミュニティ主導のNASAミッションであり、すべてのターゲットがゲストオブザーバープログラムを通じて提案されました。その中で、K2銀河考古学プログラム（K2GAP）は、巨星からの星震信号を測定して銀河の研究に情報を提供することに専念し、観測されたK2ターゲットの約25％がこのプログラムに割り当てられました。ここでは、このプログラムの概要を説明します。ターゲットの選択手順について詳しく説明し、選択関数を実装するPythonコードを提供します。https：//github.com/sanjibs/k2gapを参照してください。さらに、星震学パラメーター$\nu_{\rmmax}$と$\Delta\nu$の検出の完全性についても説明します。大まかに言えば、ターゲットは2MASSカラー$J-Ks>0.5$に基づいて選択され、キャンペーンごとに微調整されています。選択関数を利用して、観測された星震質量の分布を理論的予測と比較します。星震学の質量の中央値は、予測と比較して約4％高くなっています。さらに、地震の検出数は平均して予想より14％少なくなっています。K2GAPデータセットのその後の分析で使用されるコミュニティのために、銀河の合成モデルに基づいた選択関数が一致した星の模擬カタログを提供します。http：//www.physics.usyd.edu.au/を参照してください。k2gap。
ナンシーグレースローマン宇宙望遠鏡からの輝線銀河の特性のシミュレーション
| Title |
Simulating_properties_of_emission_line_galaxies_from_Nancy_Grace_Roman_Space_Telescope |
| Authors |
Zhongxu_Zhai,_Yun_Wang,_Andrew_Benson,_James_Colbert,_Micaela_Bagley,_Alaina_Henry,_Ivano_Baronchelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.12216 |
銀河の形成と進化の半解析モデル（SAM）であるGalacticusを使用して、4度$^{2}$の銀河モックカタログを作成することにより、ナンシーグレースローマン宇宙望遠鏡の輝線銀河特性をシミュレートします。シミュレートされた銀河の特性には、輝線の光度、等価幅（EW）、広帯域測光、およびスペクトルエネルギー分布（SED）が含まれます。この模擬カタログを、WISPおよびMOSDEFからの最新の観測データと比較します。Galacticusモデルは、複数の輝線の広い赤方偏移範囲にわたって、観測データと一致する予測を行うことがわかりました。この検証済みの銀河モックカタログを使用して、ローマとユークリッドのような調査の両方で、ラインフラックスカットとHバンドマグニチュードカットの関数としてH$\alpha$と[OIII]輝線の測光の完全性を予測します。ユークリッドのような調査の測光の完全性に関する私たちの予測は、WISPデータに基づく以前の研究とよく一致しています。ローマ高緯度広域分光調査（HLWASS）の可能な実装の測光の完全性に関する私たちの予測は、そのような調査の計画のための重要な入力を提供します。H=24で、2$\times10^{-16}\、$erg/s/cm$^2$の線束限界に対するEuclidのような調査が97\％完了しているのに対し、ローマ人は$10^{-16}\、$erg/s/cm$^2$のラインフラックス制限までのHLWASSはわずか94.6\％完了です（H=25で98\％完了になります）。
近くにある3つの核星団の星形成履歴を空間的に分解する
| Title |
Spatially_Resolving_the_Star_Formation_Histories_of_Three_Nearby_Nuclear_Star_Clusters |
| Authors |
Christian_H._Hannah,_Anil_C._Seth,_Dieu_D._Nguyen,_Antoine_Dumont,_Nikolay_Kacharov,_Nadine_Neumayer,_Mark_den_Brok |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.12251 |
核星団（NSC）の形成は、未解決の問題のままです。この作業では、3つの近くのNSC（NGC5102、NGC5206、およびNGC205によってホストされている）の空間分解HST/STIS分光観測を使用して、各クラスター内の星の種族の放射状変動を調査することにより、それらの形成履歴を制約します。フルスペクトルフィッティングを利用すると、NGC5102のNSCの中央0."9（16〜pc）内に、かなりの年齢と金属量の勾配が見られます。中央付近の人口は若く/金属が豊富です（年齢〜400〜Myrおよび[M/H]〜-0.4）、半径が大きくなると古くなり、金属が少なくなります（平均年齢〜1〜Gyr、平均[M/H]〜-1.6、半径範囲[0."3、0。"9]）この振る舞いは、中心の若い/金属が豊富な集団がその場で形成された期間から形成されたのに対し、古い/金属が少ない集団はおそらく霊感を受けた球状クラスターによって形成されたことを示唆しています。NGCで観察された2つの広い集団5102NSC（若い/金属が豊富で古い/金属が少ない）は、Nguyenetal。（2018）（arXiv：1711.04314）の表面輝度プロファイルから導出されたNSCの2つの形態学的成分間の遷移に関連しているようです。。NGC5206およびNGC205で調査された半径範囲は、データ品質が低いためにはるかに小さかった。NGC5206では、NGC5102と同様の金属量勾配が見られる（ただし、はるかに低い）r有意性）、NGC205のデータは不十分であり、結論を出すことはできません。全体として、このデータは、NSCの形態学的および星の種族の複雑さとそれらの形成メカニズムとの間の関連を強調しています。
CHANG-ES XXIII：NGC5775における銀河風の影響
| Title |
CHANG-ES_XXIII:_Influence_of_a_galactic_wind_in_NGC_5775 |
| Authors |
G._H._Heald,_V._Heesen,_S._S._Sridhar,_R._Beck,_D._J._Bomans,_M._Br\"uggen,_K._T._Chy\.zy,_A._Damas-Segovia,_R.-J._Dettmar,_J._English,_R._Henriksen,_S._Ideguchi,_J._Irwin,_M._Krause,_J.-T._Li,_E._J._Murphy,_B._Nikiel-Wroczy\'nski,_J._Piotrowska,_R._J._Rand,_T._Shimwell,_Y._Stein,_C._J._Vargas,_Q._D._Wang,_R._J._van_Weeren,_T._Wiegert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.12267 |
LOFAR（140MHz）とKarlG.Jansky超大型アレイCHANG-ES調査（1500MHz）からの、エッジオンスターバースト銀河NGC5775の新しい電波連続体画像を提示します。ディスクから最大13kpcの非熱的無線ハローを追跡し、非熱的スペクトルインデックスを測定し、全等分配磁場強度（ディスク内の$\approx13\mu$Gと$\approx7\mu$G）を推定します。飛行機の上）。電波ハローは両方の周波数で同様の範囲を持ち、顕著なH$\alpha$フィラメントと通常の磁場の垂直方向の広がりと一致する局所的な宇宙線ストリーミングの証拠を示し、特に140MHzで箱型の形態を示します。ディスクハローフローの性質を理解するために、調整可能な「フラックスチューブ」（ほぼ双曲面）ジオメトリを使用して等温風を実装することにより、宇宙線伝搬の以前のモデルを拡張します。この更新されたモデルは、いくつかの自由パラメーターを持つ一貫した概念フレームワークで、非熱電波放射の垂直分布と関連するスペクトルインデックスの垂直急峻化を一致させることに成功しています。私たちの新しいモデルは、星形成プロセスによって引き起こされる質量流出を推定する機会を提供し、$\dot{M}\upperx3-6\、\mathrm{M_{\odot}\、yr^{の暗黙の速度を見つけます。-1}}$（星形成率の$\approx40-80$パーセント）脱出速度に達した場合、垂直流に同伴されたISM物質の分布が十分に理解されていないためにかなりの不確実性が生じます。風は、回転速度の垂直勾配に影響を与える役割を果たす可能性があります。
河川降着によって引き起こされる宇宙線駆動銀河流出の角運動量構造
| Title |
The_angular_momentum_structure_of_cosmic_ray_driven_galactic_outflows_triggered_by_stream_accretion |
| Authors |
Nicolas_Peschken,_Micha{\l}_Hanasz,_Thorsten_Naab,_Dominik_W\'olta\'nski,_Artur_Gawryszczak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.12360 |
超新星によって生成された宇宙線の移流と異方性拡散を含む電磁流体力学シミュレーションを唯一のフィードバック源として使用して、円盤銀河の進化に対するストリーム内のガス降着の影響を調査します。ストリームの降着は、宇宙論的シミュレーションにおける重要な銀河成長メカニズムとして示唆されており、理想的な設定では、それらの方向と角運動量を変化させます。付着流が銀河の輪の形成と星形成の強化を引き起こすことがわかりました。星形成率とその結果としての宇宙線駆動の流出率は、低角運動量降着ストリームの方が高く、その結果、よりコンパクトで低角運動量のディスクも得られます。宇宙線によって生成された流出は、特徴的な構造を示しています。低い流出速度（<50km/s）では、角運動量分布はディスクと同様であり、ガスは噴水流にあります。高い流出速度（>200km/s）のガスは、ハローの奥深くまで浸透し、角運動量がゼロに近く、銀河の中心から発生します。宇宙線駆動の流出の質量負荷係数は1次以上であるため、このプロセスは、進化する円盤銀河からの低角運動量ガスの除去と、銀河中心からの金属に富む可能性のある物質の輸送にとって重要であると結論付けます。銀河系のハローの奥深くまで。
SDSS-IVMaNGAにおける超新星ホスト銀河の空間分解特性
| Title |
Spatially_Resolved_Properties_of_Supernova_Host_Galaxies_in_SDSS-IV_MaNGA |
| Authors |
Hongxuan_Zhang,_Yanmei_Chen,_Yong_Shi,_Min_Bao,_Xiaoling_Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.12366 |
アパッチポイント天文台の近くの銀河のマッピングからの銀河をオープンスーパーノバカタログと交差適合させ、MaNGAバンドル内で合計132のSNeを取得します。これらの132SNeは、67タイプIaと65タイプCCに分類できます。超新星ホスト銀河のグローバルおよびローカルプロパティを統計的に研究します。タイプIaSNeは、星形成銀河と静止銀河の両方に分布していますが、タイプCCSNeは、すべて星形成主系列星に沿って分布しています。恒星の質量が増加するにつれて、タイプIa/CCの数の比率が増加します。（1）Ia型SNeがより膨らんだ銀河に現れる傾向があることを除いて、Ia型SNホストと同様の恒星質量とSFR分布を持つ銀河の対照サンプルとの間の相互作用の可能性と環境に明らかな違いはありません。-彼らのコントロールよりも支配的。タイプCCSNeの場合、銀河の形態、相互作用の可能性、および環境において、ホストと対照銀河の間に違いはありません。（2）SNの位置は、銀河中心よりも速度分散が小さく、金属量が低く、星の種族が若い。これは、これらすべてのパラメータの半径勾配の自然な結果です。SNの位置と銀河の中心に対するその対称的な位置、および同様の有効半径を持つ領域は、非常に類似した[Mg/Fe]、気相金属量、ガス速度分散、および星の種族の年齢を持っています。
小マゼラン雲星団の残留速度
固有運動と視線速度測定を使用して、最大の小マゼラン雲（SMC）クラスターサンプル（32）を分析し、そこから空間速度成分を取得しました。位置角度の関数としてSMCスタークラスターの最近の最適な回転ディスクを参照として採用することにより、それらの残留速度ベクトルを計算し、それらの大きさ（$\Delta$V）を残留速度のあるクラスターのマグニチュードと比較しました。3つの独立したSMC回転ディスクの運動軸に沿った速度分散に等しい成分（$\Delta$V=60km/s）。SMCの潮汐によって誘発された構造に属するクラスターは、$\Delta$V>50km/sであることがわかりました。これは、回転ディスクの運動学を逃れる過程でのクラスターの空間速度が測定可能に異なることを示唆しています。マゼラニックブリッジの北側の支線、メインのマゼラニックブリッジ、カウンターブリッジ、および西のハローに関連する調査されたクラスターは、これらの調査結果をサポートします。最も古い既知のSMCクラスターであるNGC121は、どのSMC潮汐機能にも属しておらず、$\Delta$V=64km/sであり、境界クラスターと運動学的摂動クラスターの境界をわずかに上回っています。
MWISPデータのノイズ特性に関する予備分析
| Title |
Preliminary_Analysis_on_The_Noise_Characteristics_of_MWISP_Data |
| Authors |
Jia-Jun_Cai,_Ji_Yang,_Sheng_Zheng,_Qing-Zeng_Yan,_Shaobo_Zhang,_Xin_Zhou,_Haoran_Feng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.12483 |
ノイズは、ミリ波分子線データキューブ内の重要な部分です。ノイズを分析することで、ノイズ特性の理解が深まり、科学的発見にさらに貢献します。MWISPからの単一のデータキューブのノイズレベルを測定し、統計分析を実行します。不良チャネル、エッジ効果、ベースライン歪み、ライン汚染など、単一のデータキューブのノイズレベルを増加させる主な要因を特定しました。これらのノイズ成分を除去または低減するために、クリーニングアルゴリズムが適用されます。その結果、ノイズが正に歪んだ正規分布に従う、クリーンなデータキューブが得られました。さらに、l=40{\deg}.7〜43{\deg}.3およびb=-2{\deg}.3〜0{\deg}の範囲の3Dモザイクデータキューブのノイズ構造分布を分析しました。3そして、最終的なモザイク化されたデータキューブのノイズは、主にセル間のノイズ変動によって特徴付けられることを発見しました。
銀河ハローで観測された回転非対称性を説明するビリアル雲
| Title |
Virial_clouds_explaining_the_observed_rotational_asymmetry_in_the_galactic_halos |
| Authors |
Asghar_Qadir,_Noraiz_Tahir,_and_Muhammad_Sakhi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.12580 |
銀河系の物体の回転は、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）で見られました。これは、塵の汚染や他のソースからの汚染の有無にかかわらず、水素分子雲に起因する可能性があります。これらの雲の物理的パラメータを制約するために、水素ヘリウムおよび/またはダストの混合物である純粋な分子水素の正準集団を使用して雲をモデル化します。雲は冷たいので、水素分子とCMB光子の間の相互作用を明示的に計算し、熱平衡に達するのに必要な時間を決定することによって、正準集団の使用を正当化し、平衡に達するのに十分な時間があることを示します。
局所銀河のサイズ成長の調節におけるHIの役割
局所銀河のサイズ成長の調節における水素原子（HI）の役割を研究します。銀河のサイズ$D_{\rmr、〜25}$は、$r-$バンドの表面輝度が$\mu_{\rmr}=25.0〜\rmmag〜arcsecに達する直径によって特徴付けられます。^{-2}$。サイズ（$D_{\rmr、〜25}$）$-$恒星の質量（$M_{\ast}$）平面での銀河の位置は、HIと恒星の質量比（$M_{\rmHI}/M_{\ast}$）。HIが豊富な領域では、HIが豊富な銀河はサイズが大きくなる傾向があります。このような傾向はHIの少ない体制では見られず、サイズの成長は、十分に低いレベルに低下した場合、HIの含有量による影響をほとんど受けないことを示唆しています。サイズ、$M_{\rmHI}/M_{\ast}$と星形成率（SFR）の関係を調査すると、サイズは$M_{\rmHI}/M_{\ast}とより本質的に関連していることがわかります。SFRではなく$。さらに、銀河のHIと恒星のディスクサイズ比（$D_{\rmHI}/D_{\rmr、〜25}$）を調べ、log（$M_{\rmHI}/M_{\ast}）>-0.7$、$D_{\rmHI}/D_{\rmr、〜25}$は$M_{\ast}$と弱い相関関係にあります。これらの発見は、HIに富む銀河が、ガスの降着と星形成によって制御された裏返しの円盤成長期に住んでいるという状況を裏付けています。付着した物質の角運動量は、おそらくHIが豊富な銀河のサイズを形作る上で重要なパラメータです。
代理比法による$ ^ {59} $ Fe（n、{\ gamma}）$ ^ {60} $ Fe断面積と$ ^ {60} $ Fe元素合成への影響
| Title |
The_$^{59}$Fe(n,_{\gamma})$^{60}$Fe_Cross_Section_from_the_Surrogate_Ratio_Method_and_Its_Effect_on_the_$^{60}$Fe_Nucleosynthesis |
| Authors |
S._Q._Yan,_X._Y._Li,_K._Nishio,_M._Lugaro,_Z._H._Li,_H._Makii,_M._Pignatari,_Y._B._Wang,_R._Orlandi,_K._Hirose,_K._Tsukada,_P._Mohr,_G._S._Li,_J._G._Wang,_B._S._Gao,_Y._L._Han,_B._Guo,_Y._J._Li,_Y._P._Shen,_T._K._Sato,_Y._Ito,_F._Suzaki,_J._Su,_Y._Y._Yang,_J._S._Wang,_J._B._Ma,_P._Ma,_Z._Bai,_S._W._Xu,_J._Ren,_Q._W._Fan,_S._Zeng,_Z._Y._Han,_W._Nan,_W._K._Nan,_C._Chen,_G._Lian,_Q._Hu,_F._F._Duan,_S._Y._Jin,_X._D._Tang,_and_W._P._Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.12654 |
長寿命の$^{60}$Fe（半減期2.62Myr）は、天の川銀河と太陽系近くの超新星における活発な元素合成の重要な診断です。中性子捕獲反応$^{59}$Fe（n、$\gamma$）$^{60}$Feon$^{59}$Fe（半減期=44。5日）は、生成の重要な反応です。巨大な星の$^{60}$Feの。この反応断面積は、以前はクーロン解離実験によって制約されていました。この実験では、$E$1$\gamma$線強度関数には部分的な制約がありましたが、$M$1および$E$2コンポーネントには無視できる制約がありました。この作業では、初めて、代理比率法を使用して、すべてのコンポーネントが含まれる$^{59}$Fe（n、$\gamma$）$^{60}$Fe断面積を実験的に決定します。。マクスウェル平均断面積は、$kT$=30keVで27.5$\pm$3.5mb、$kT$=90keVで13.4$\pm$1.7mbであり、以前の推定値よりも約10〜20％高くなっています。大質量星の元素合成モデルにおける新しい反応速度の影響を分析し、$^{59}$Fe（n、$\gamma$）$^{からの$^{60}$Feの生成に不確実性があることを発見しました。60}$Feレートは最大で25％です。現在、恒星物理学の不確実性が、$^{60}$Feの恒星生成の正確な評価に大きな役割を果たしていると結論付けています。
低温炭素質粒子類似体でのH2のオルトからパラへの核スピン変換の測定：ダイヤモンドライクカーボンとグラファイト
| Title |
Measurements_of_Ortho-to-para_Nuclear_Spin_Conversion_of_H2_on_Low-temperature_Carbonaceous_Grain_Analogues:_Diamond-like_Carbon_and_Graphite |
| Authors |
Masashi_Tsuge,_Akira_Kouchi,_Naoki_Watanabe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.12734 |
水素分子には、オルト-H2とパラ-H2の2つの核スピン異性体があります。オルト対パラ比（OPR）は、宇宙でのガスのダイナミクスだけでなく、化学の進化にも影響を与えることが知られています。したがって、天体物理学環境におけるOPR変動のメカニズムを理解することは重要です。この作業では、ダイヤモンドライクカーボンとグラファイト表面上のH2分子の核スピン変換（NSC）プロセスを、温度プログラムされた脱着と共鳴増強多光子イオン化法を使用して実験的に調査します。ダイヤモンドライクカーボン表面の場合、NSC時定数は10〜18Kの温度で、10Kで3900プラスマイナス800秒から18Kで750プラスマイナス40秒まで決定されました。同様のNSC時定数と温度依存性がグラファイト表面。結合モチーフ（sp3またはsp2ハイブリダイゼーション）がNSC率にほとんど影響を与えないことを示しています。
AFGL333-Ridgeの物理的特性と断片化の調査
| Title |
Investigating_the_physical_properties_and_fragmentation_of_the_AFGL_333-Ridge |
| Authors |
Xiaolian_Liang,_Jin-Long_Xu,_and_Jun-Jie_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.12745 |
AFGL333-Ridgeの物理的特性と断片化を調査するために多波長データを提示します。速度分散の統計分析は、乱流が尾根の支配的な動きであることを示しています。ただし、AFGL333-Ridgeの線密度（1124.0M/pc）は、臨界値の406.5M/pcをはるかに超えており、フィラメントの半径方向の崩壊を防ぐために追加の動作が必要であることを示しています。getsourcesアルゴリズムを使用して、2つの原始星コアと12の星のないコアを含む、ハーシェルマップから14のコアを特定しました。これらの星のないコアはすべて重力によって結合されているため、星の前のコアと見なされます。それらの半径と質量の関係に基づいて、14個のコアのうち11個が巨大な星を形成する可能性があります。さらに、AFGL333-Ridgeの2つのサブフィラメントの7つのコアは、それぞれ0.51pcと0.45pcの間隔の長さを持つ2つのネックレスのようなチェーンを構成しているようです。間隔の長さをジーンズと円筒形の断片化による理論的な予測の長さと比較して、乱流と熱圧力の組み合わせが2つのサブフィラメントのコアへの断片化につながる可能性があると主張しました。
[NeV] 3426A放射を伴う新しい6つのコンパクト星形成銀河の大双眼望遠鏡による観測
| Title |
Large_Binocular_Telescope_observations_of_new_six_compact_star-forming_galaxies_with_[NeV]_3426A_emission |
| Authors |
Y._I._Izotov_(1),_T._X._Thuan_(2),_N._G._Guseva_(1)_((1)_Bogolyubov_Institute_for_Theoretical_Physics,_National_Academy_of_Sciences_of_Ukraine,_Kyiv,_Ukraine,_(2)_Astronomy_Department,_University_of_Virginia,_Charlottesville,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.12971 |
HeII4686放出に加えて、6つのコンパクト星形成銀河における[NeV]3426放出の発見を報告します。これらの観測は、私たちのグループによって以前に発見された8つのそのような銀河のサンプルをかなり増やします。新しい銀河のうちの4つについては、光学観測は近赤外線スペクトルによって補完されます。1つを除くすべての銀河には、密度の高いHII領域があり、電子数密度は約300〜700cm-3です。それらはすべて、高いHbeta等価幅EW（Hbeta）〜190-520Aと10-30の高いO32=[OIII]5007/[OII]3727比によって特徴付けられ、若いスターバースト年齢と高い電離放射線の存在を示しています。すべてが12+logO/H=7.46-7.88の低金属量オブジェクトです。すべての銀河のスペクトルは、Halpha線の低強度の広い成分を示しており、6つのオブジェクトのうち5つがWolf-Rayetの特徴を示しています。光イオン化モデルとの比較は、大質量星からの純粋な恒星電離放射線は、私たちの銀河でそのような強い[NeV]とHeIIの放出を生み出すのに十分なほど難しくないことを示しています。J1222+3602の[NeV]3426/HeII4686フラックス比が約1.2であることは、活動銀河核電離放射線の寄与と一致しています。ただし、残りの5つの銀河では、この比率はかなり低く、<0.4です。最も妥当なモデルは密度が不均一である可能性が高く、HeIIおよび[NeV]線は流出によって作られた低密度チャネルで放出され、これらのチャネルを伝播する放射衝撃からのより強い電離放射線によって照らされますが、[OIII]放出より柔らかい恒星の電離源にさらされたより密度の高い領域で発生します。
銀河団の等時性フィッティング-III。 NGC \、288、NGC \、362、およびNGC \、6218（M12）
| Title |
Isochrone_fitting_of_Galactic_globular_clusters_--_III._NGC\,288,_NGC\,362,_and_NGC\,6218_(M12) |
| Authors |
George_A._Gontcharov,_Maxim_Yu._Khovritchev,_Aleksandr_V._Mosenkov,_Vladimir_B._Il'in,_Alexander_A._Marchuk,_Sergey_S._Savchenko,_Anton_A._Smirnov,_Pavel_A._Usachev,_Denis_M._Poliakov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13115 |
銀河団NGC\、288、NGC\、362、NGC\、6218（M12）の色と大きさの図に適合する新しい等時線を提示します。{\itHST}、{\itGaia}、unWISE、Pan-STARRS、およびその他の測光ソースからのデータを使用して、紫外線から中赤外線までの多くの測光バンドを利用します。等時線フィッティングでは、ダートマス恒星進化プログラムの理論モデルと等時線、および$\alpha$で強化された存在量[$\alpha$/Fe]$=+0.40$、さまざまなヘリウム存在量、および文献から採用された約[Fe/H]$=-1.3$の金属量。最も可能性の高い距離$8.96\pm0.05$、$8.98\pm0.06$、および$5.04\pm0.05$kpc、年齢$13.5\pm1.1$、$11.0\pm0.6$、および$13.8\pm1.1を導き出します。$Gyr、絶滅$A_\mathrm{V}=0.08\pm0.03$、$0.11\pm0.04$、および$0.63\pm0.03$mag、および赤化$E（BV）=0.014\pm0.010$、NGC\、288、NGC\、362、NGC\、6218の場合、それぞれ$0.028\pm0.011$、$0.189\pm0.010$magです。さまざまなモデルからの距離の推定値は一貫していますが、年齢、絶滅、および発赤の推定値は一貫していません。年齢、絶滅、および発赤の不確実性は、モデル間のいくつかの本質的な体系的な違いによって支配されています。ただし、モデルは相対的な年齢の推定値で一致しています。NGC\、362はNGC\、288よりも$2.6\pm0.5$Gyr、NGC\、6218よりも$2.8\pm0.5$Gyr若いため、2番目のパラメーターとして年齢が確認されます。これらのクラスターの場合。{\itGaia}初期データリリース3から、クラスターメンバーの信頼できるリストと正確なクラスター固有運動を提供します。
MATLASの低密度から中密度のフィールドにおける超拡散銀河
| Title |
Ultra_diffuse_galaxies_in_the_MATLAS_low-to-moderate_density_fields |
| Authors |
Francine_R._Marleau,_Rebecca_Habas,_Melina_Poulain,_Pierre-Alain_Duc,_Oliver_Mueller,_Sungsoon_Lim,_Patrick_R._Durrell,_Ruben_Sanchez-Janssen,_Sanjaya_Paudel,_Syeda_Lammim_Ahad,_Abhishek_Chougule,_Michal_Bilek,_Jeremy_Fensch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13173 |
過去10年間の深部専用画像調査の最近の進歩により、クラスター内、最近では低密度環境で、超拡散銀河（UDG）と呼ばれる大きな物理サイズを持つ驚くほど多数の非常にかすかな低表面輝度銀河が発見されました。カナダ-フランス-ハワイ望遠鏡（CFHT）でのディープイメージング大規模プログラムであるMATLAS調査の一環として、私たちのチームは2210個の矮小銀河を特定し、そのうち59個（〜3％）がUDGとして適格です。調査地域全体を平均すると、1平方度あたり約0.4UDGであることがわかります。サンプルの61％はグループのビリアル半径内にありますが、それらは低密度から中密度の環境の範囲で見られます。測光特性と構造特性の詳細な分析に基づいて、MATLASUDGは、事前定義されたサイズと表面輝度のカットを除いて、従来の矮星との有意差を示さないことがわかりました。それらの中央値の色は、色の範囲は狭いものの、銀河団で測定されたものと同じくらい赤です。UDGの大部分は、対数恒星の質量が約6.5〜8.7の矮小楕円として視覚的に分類されます。有核UDGの割合（〜34％）は、従来の矮星の有核割合とほぼ同じです。5つ（〜8％）のUDGだけが潮汐破壊の兆候を示し、2つだけが潮汐矮小銀河の候補です。CFHT画像で選択された球状星団（GC）候補の研究では、ほとんどのクラスターで見られるものとは対照的に、UDGのGC固有周波数S_Nが古典的な矮星よりも高いという証拠は見つかりません。GCカウントから推定される、UDGのハローと恒星の質量比の分布は、従来の矮星とほぼ同じ値でピークに達しますが、10〜2000のより小さな範囲に及びます。これらの結果は、フィールドからグループへのUDGの大多数が、従来の矮星とは異なる形成シナリオを持っていないことを意味すると解釈します。
最終的な瞬間I：ルミナスII型超新星2020tlfに先行する前駆体放出、エンベロープ膨張、および強化された質量損失
| Title |
Final_Moments_I:_Precursor_Emission,_Envelope_Inflation,_and_Enhanced_Mass_loss_Preceding_the_Luminous_Type_II_Supernova_2020tlf |
| Authors |
Wynn_Jacobson-Gal\'an,_Luc_Dessart,_David_Jones,_Raffaella_Margutti,_Deanne_Coppejans,_Georgios_Dimitriadis,_Ryan_J._Foley,_Charles_D._Kilpatrick,_David_J._Matthews,_Sofia_Rest,_Giacomo_Terreran,_Patrick_D._Aleo,_Katie_Auchettl,_Peter_K._Blanchard,_David_A._Coulter,_Kyle_W._Davis,_Thomas_de_Boer,_Lindsay_DeMarchi,_Maria_R._Drout,_Nicholas_Earl,_Alexander_Gagliano,_Christa_Gall,_Jens_Hjorth,_Mark_E._Huber,_Adaeze_L._Ibik,_Danny_Milisavljevic,_Yen-Chen_Pan,_Armin_Rest,_Ryan_Ridden-Harper,_C\'esar_Rojas-Bravo,_Matthew_R._Siebert,_Ken_W._Smith,_Kirsty_Taggart,_Samaporn_Tinyanont,_Qinan_Wang,_Yossef_Zenati |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.12136 |
Pan-STARRS1望遠鏡を用いたYoungSupernovaExperiment過渡調査によって検出された、前駆体放出が確認された最初の通常のタイプII-P/LSNである超新星（SN）2020tlfのパンクロマティック観測とモデリングを紹介します。爆発前の放出は、SN2020tlfの130日前に$riz-$バンドで検出され、最初の光が当たるまで比較的一定のフラックスで持続しました。発見後すぐに、SN2020tlfの「フラッシュ」分光法により、前駆体に放出された衝撃を受けていない星周物質（CSM）の光イオン化に起因する顕著な狭い対称輝線（$v_w<300$kms$^{-1}$）が明らかになりました。爆発前の最後の数週間から数ヶ月の大量喪失エピソード。驚いたことに、星雲スペクトルから推測されるように、SN前の発光と関連する質量損失のこの新しい表示は、ZAMSの質量がわずか10〜12M$_{\odot}$のRSG前駆体で発生しました。非LTE放射伝達コードCMFGENと放射流体力学（RHD）コードHERACLESを使用した光度曲線とマルチエポックスペクトルのモデリングは、$r\約10^{15}$cmに制限された高密度CSMと質量損失率を示唆しています。$10^{-2}$M$_{\odot}$yr$^{-1}$の。その後の明るい光度曲線のプラトーと持続的な青色の過剰は、$R_{\star}=1100$R$_{\odot}$のRSGモデルと互換性のある拡張された前駆体を示します。衝撃を動力源とするX線と電波の光度の限界からの推論は、これらの結論と一致しており、CSM密度が$\rho<2\times10^{-16}$gcm$^{-3}$であることを示唆しています。$r\約5\times10^{15}$cmの距離、および$\dotM<1.3\times10^{-5}\、\rm{M_{\odot}\の質量損失率、yr^{-1}}$より遠い距離で。観測された前駆体放出の有望な動力源は、ネオン/酸素燃焼またはシリコン燃焼からの核フラッシュのいずれか中に放出された重力波の結果として、エネルギー配置に続く恒星物質の恒星エンベロープへの放出です。
\ textit {Insight} -HXMTの高エネルギーX線望遠鏡でガンマ線バーストと重力波電磁波カウンターパートを検索する
| Title |
Search_for_Gamma-Ray_Bursts_and_Gravitational_Wave_Electromagnetic_Counterparts_with_High_Energy_X-ray_Telescope_of_\textit{Insight}-HXMT |
| Authors |
C._Cai,_S._L._Xiong,_C._K._Li,_C._Z._Liu,_S._N._Zhang,_X._B._Li,_L._M._Song,_B._Li,_S._Xiao,_Q._B._Yi,_Y._Zhu,_Y._G._Zheng,_W._Chen,_Q._Luo,_Y._Huang,_X._Y._Song,_H._S._Zhao,_Y._Zhao,_Z._Zhang,_Q._C._Bu,_X._L._Cao,_Z._Chang,_L._Chen,_T._X._Chen,_Y._B._Chen,_Y._Chen,_Y._P._Chen,_W._W._Cui,_Y._Y._Du,_G._H._Gao,_H._Gao,_M._Y._Ge,_Y._D._Gu,_J._Guan,_C._C._Guo,_D._W._Han,_J._Huo,_S._M._Jia,_W._C._Jiang,_J._Jin,_L._D._Kong,_G._Li,_T._P._Li,_W._Li,_X._Li,_X._F._Li,_Z._W._Li,_X._H._Liang,_J._Y._Liao,_B._S._Liu,_H._W._Liu,_H._X._Liu,_X._J._Liu,_F._J._Lu,_X._F._Lu,_T._Luo,_R._C._Ma,_X._Ma,_B._Meng,_Y._Nang,_J._Y._Nie,_G._Ou,_J._L._Qu,_X._Q._Ren,_N._Sai,_L._Sun,_Y._Tan,_L._Tao,_Y._L._Tuo,_C._Wang,_L._J._Wang,_P._J._Wang,_W._S._Wang,_Y._S._Wang,_X._Y._Wen,_B._B._Wu,_B._Y._Wu,_M._Wu,_G._C._Xiao,_Y._P._Xu,_et_al._(19_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.12270 |
硬X線モジュレーション望遠鏡（\textit{Insight}-HXMT）に搭載された高エネルギーX線望遠鏡（HE）は、高時間分解能（$\mu$s）および大きな有効領域（最大数千cm$^2$）。ブラインド検索には従来の信号対雑音比（SNR）法を使用し、ターゲット検索にはコヒーレント検索法を使用して、ガンマ線バースト（GRB）を検索するパイプラインを開発しました。バーストの位置とスペクトル、および検出器の応答を考慮することにより、ターゲットを絞ったコヒーレント検索は、特に重力波（GW）イベントと時間的に一致する、弱いバーストとサブスレッショルドバーストを明らかにするためにより強力です。文献の元の方法に基づいて、コヒーレント検索をさらに改善し、ガンマ線機器（\textit{Fermi}/GBM、\textit{POLAR}など）で一般的に見られる光度曲線のスパイクによって引き起こされる誤ったトリガーを除外しました。）。改善されたターゲットコヒーレント検索方法により、スパイクによって引き起こされるほとんどすべての誤ったトリガーを排除できることを示します。\textit{Insight}-HXMT/HEデータの最初の2年間に基づいて、ターゲット検索で40個のGRBが復元されました。これらは、\textit{Swift}/BATまたは\textit{Fermi}/GBPのいずれかで検出されましたが、弱すぎて検出できませんでした。ブラインド検索で見つかりました。このコヒーレント検索パイプラインにより、\textit{Insight}-HXMT/HEのGRB検出感度は約1.5E-08erg/cm$^2$（200keV$-$3MeV）に増加します。また、このターゲットコヒーレントメソッドを使用して、\textit{Insight}-HXMT/HEデータで、LIGO-VirgoGWイベント（O2およびO3aの実行を含む）に対応する電磁（EM）を検索しました。ただし、GWイベントに関連する重大なバーストは見つかりませんでした。
一時的なダストメーカーと粒子加速衝突風バイナリの次の周星期通過の探求：WR 125
| Title |
Quest_for_the_upcoming_periastron_passage_of_an_episodic_dust_maker_and_particle_accelerating_colliding_wind_binary:_WR_125 |
| Authors |
Bharti_Arora,_J._C._Pandey,_M._De_Becker,_S._B._Pandey,_N._K._Chakradhari,_Saurabh_Sharma,_Brijesh_Kumar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.12365 |
衝突する風のバイナリWR125（WC7+O9III）の長期赤外線およびX線調査を実施しました。光源は、3.6mのDevathal光学望遠鏡の背面に取り付けられたAstroSat-SoftX線望遠鏡とTIRCAM2を使用して監視されました。WR125は、2017年から2021年の間に、近赤外線Kバンドで明るく見えました。これは、1990年代初頭の恐らく周星期の通過中に報告されたものと同様のダスト形成の別のエピソードに起因します。これは、2018-19年にWISEのW1およびW2バンドで観測された強化された放射によってさらにサポートされます。アーカイブX線データセットを新しい測定値と組み合わせることにより、長期的な変動に気づきました。2020年6月に（最近の赤外線の最大値に近い）より低い放射状態に到達します。これは、離心率軌道のペリアストロンに近いWC恒星風によって衝突する風の領域で生成されたX線の吸収が強化されたためと考えられます。前のX線低状態と最新のX線低状態の間の時間間隔は、一時的なダスト生成の再発時間と公正に一致して、28〜29年の公転周期を示している可能性があります。また、長期間のバイナリシナリオに基づく一般的な画像のコンテキストで公開された無線測定について説明します。これらの結果により、WR125の将来の多波長観測に関連するガイドラインを描くことができます。
一次電子過剰と陽子スペクトルバンプの近くのSNRの説明
| Title |
Explanation_of_nearby_SNRs_for_primary_electron_excess_and_proton_spectral_bump |
| Authors |
Tian-Peng_Tang,_Zi-Qing_Xia,_Zhao-Qiang_Shen,_Lei_Zu,_Lei_Feng,_Qiang_Yuan,_Yi-Zhong_Fan,_and_Jian_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.12496 |
いくつかのグループは、陽電子分数と全電子/陽電子スペクトルの結合フィットにより、高エネルギーで一次電子が過剰になる可能性があることを報告しています。AMS-02によって測定された高精度の電子/陽電子スペクトルの最新リリースでは、$\Delta\Phi$$\rm（ie、\Phi_{e^-}-\Phi_{e^+}）この作業の$データ。次に、一次電子過剰に対する単一の近くの超新星残骸の寄与を調査し、Monogemがこの過剰を合理的に説明できることを発見します。さらに、Velaの寄与により、電子スペクトルが数TeVで再び硬化する可能性があると予測しています。TeVスケールで電子を正確に測定できるDAMPEは、近い将来、この新しいスペクトル機能の堅牢なテストを提供することが期待されています。最後に、DAMPEの陽子スペクトルデータをMonogemまたはLoopIに適合させます。一次電子過剰と陽子スペクトルバンプの両方が、主にMonogemによって生成される可能性があることがわかります。
| Title |
X-ray_signature_of_antistars_in_the_Galaxy |
| Authors |
A.E._Bondar_(Budker_INP),_S.I._Blinnikov_(ITEP),_A.M._Bykov_(Ioffe_PTI),_A.D._Dolgov_(Novosibirsk_University),_K.A._Postnov_(Sternberg_Astronomical_Institute) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.12699 |
バリオン数生成のいくつかのモデルでは、反物質（反星）からの巨視的な物体の存在が想定されています。アンチスターの探索は通常、物質のハドロン消滅を通じてガンマ線で実行されてきました。中性大気またはアンチスターからの風とイオン化された星間ガスとの相互作用の天体物理学的にもっともらしいケースでは、ハドロン消滅の前に、励起された$p\barp$およびHe$\barp$原子が形成されます。これらの原子は、消滅の前に急速に低レベルにカスケードされ、ハドロン消滅のガンマ線放出に関連する可能性のある一連の細い線を生じさせます。最も重要なのは、$p\barp$原子からのL（3p-2p）1.73keVライン（90\％以上の収量）、およびM（4-3）4.86keV（$\sim60\％$の収量）とL（3-2）$^4$He$\barp$原子からの11.13keV（約25\％）線。これらの線は、今後の高感度X線分光ミッションXRISMおよび\textit{Athena}による専用の観測や、SRG/\textit{eROSITA}全天観測などの広視野X線調査で調べることができます。
どれくらい低くなることができますか？低質量Feコア崩壊超新星としてのSN2018zd
| Title |
How_low_can_you_go?_SN_2018zd_as_a_low-mass_Fe_core-collapse_supernova |
| Authors |
E._Callis,_M._Fraser,_A._Pastorello,_Subo_Dong,_S._J._Brennan,_P._Chen,_S._Bose,_T._Reynolds,_L._Salmon,_P._Jonker,_S._Benetti,_M._Berton,_G._Cannizzaro,_E._Cappellaro,_E._Congiu,_S._Dyrbye,_D._Eappachen,_N._Elias-Rosa,_M._Gromadzki,_C._P._Guti\'errez,_S._Holmbo,_T._W._S._Holoien,_K._Itagaki,_E._Kankare,_S._Mattila,_R._Mutel,_P._Ochner,_R._S._Post,_J._Prieto,_A._Reguitti,_T._Roth,_J._Ryon,_A._Sagu\'es-Carracedo,_B._J._Shappee,_A._Siviero,_K._G._Stassun,_M._Stritzinger,_L._Tomasella,_S._Villanueva_Jr.,_T._Wevers,_P._Wiggins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.12943 |
SN2018zdの分光法と測光法を紹介します。これは、II型超新星のコア崩壊超新星であり、初期のスペクトルで状況物質との相互作用の兆候が見られます。ショックブレイクアウトの目印である高イオン化線は、初期のスペクトルエポックでは見られず、爆発後4。9日で単一のスペクトルでのみ見られます。これらの特徴の強さと簡潔さは、前駆体のすぐ近くに閉じ込められた星周物質の殻を意味します。狭い輝線が消えると、SN2018zdはタイプIIPSNと同様に進化しますが、SN2018zdの青色と強化されたプラトーの大きさは、プラトーフェーズ全体での追加の光度源を示唆しています。SN2018zdは以前に電子捕獲SNとして提案されていましたが、低質量赤色超巨星前駆体からのFeコア崩壊であることを示唆しています。SN2018zdの解釈の違いは、ホスト銀河NGC2146までの距離に大きな不確実性があるために部分的に発生します。これは、ここで$15.6^{+6.1}_{-3.0}$Mpcと再導出されます。SN2018zdの放出された$^{56}$Ni質量は0.017M$_{\odot}$であり、ECSNeのモデルが予測するよりも大幅に高いことがわかります。また、SN2018zdのNi/Fe比は、ECSNで予想されるよりもはるかに低いことがわかります。
2000〜 2021年のXMM-Newtonを使用したBlazar 3C273のX線日中変動とパワースペクトル密度プロファイル
| Title |
X-ray_Intraday_Variability_and_Power_Spectral_Density_Profiles_of_the_Blazar_3C_273_with_XMM-Newton_during_2000-2021 |
| Authors |
G._S._Pavana_Gowtami,_Haritma_Gaur,_Alok_C._Gupta,_Paul_J._Wiita,_Mai_Liao,_Martin_Ward |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13118 |
2000年から2021年の間に行われたブレーザー3C273の最長23の尖ったXMM-Newton観測のX線日中変動とパワースペクトル密度（PSD）分析を提示します。日中変動とPSDは3つのエネルギーバンドで推定されています：0.2--2keV（ソフト）、2-10keV（ハード）、および0.2-10keV（合計）。23回の観測のうち16回は、フレアは見られなかったものの、ある程度の変動を示しました。変動の典型的なタイムスケールは約1ksでした。べき乗則モデルは、各PSDに適切に適合し、ほとんどの勾配は-1.7〜-2.7です。H_beta線への適合を使用して、3C273の超大質量ブラックホールの質量について約1.7*10^9M_sunの推定値を取得します。
目的。グラフ理論に由来する開始状態のアプローチを使用して、低レベルの監視でガンマ線バースト（GRB）を分類する試みが行われました。メソッド。$k$最近傍グラフのさまざまなバリアントに依存するグラフベースの分類方法を、持続時間-硬度比パラメーター空間のさまざまなGRBサンプルに適用して、最適な分割を推測しました。結果。ほとんどの場合、2つと3つのグループの両方が実行可能であり、サンプルサイズが大きくなると結果がよりあいまいになることがわかります。結論。3番目のGRBクラスの存在を明確に示すものはありません。ただし、そのような可能性は、採用された方法論で排除することはできません。ただし、3つ以上のクラスについてのヒントはありません。
活動銀河核における残響マッピング分析のためのピクソンベースの方法
| Title |
A_Pixon-Based_Method_for_Reverberation-mapping_Analysis_in_Active_Galactic_Nuclei |
| Authors |
Yan-Rong_Li,_Ming_Xiao_and_Jian-Min_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.12387 |
Pina＆Puetter（1993）によって画像再構成のために最初に提案されたピクソンアルゴリズムに基づいて、残響マッピング（RM）で速度遅延マップを再構成するための代替方法を提示します。ピクソンアルゴリズムでは、可変ピクソンベースで各画像ピクセルの解像度をそのピクセルの情報コンテンツに応じて調整できます。これにより、アルゴリズムは測定データを最大限に活用できます。最終的な最適なピクソン基底関数は、ピクソンの数を最小限に抑えながら、ノイズによって許容される精度内でデータに許容可能な記述を提供する関数です。pixonアルゴリズムをRM分析に適合させ、アルゴリズムを実装するための汎用フレームワークを開発します。シミュレーションテストと広く使用されている最大エントロピー法との比較により、ピクソンベースのRM分析の実現可能性と高性能が実証されています。この論文は、フレームワークの紹介と速度未解決RMへの応用として役立ちます。速度分解されたケースへの拡張は、コンパニオンペーパーで提示されます。
スターリンク衛星のプラスケット1.8メートル観測
ドミニオン天体物理観測所のプラスケット1.8メートル望遠鏡から得られた$g'$バンドパスの23個のスターリンク衛星の観測を提示します。ターゲットには、明るさを軽減する手段（つまり、バイザー）がある衛星とない衛星の混合物が含まれます。観測時（2021年7月16日）、スターリンク衛星は一晩中太陽光であり、厳密な高度と方位角の制限があっても、800を超えるスターリンクアークの候補がありました。衛星全体の絶対輝度の中央値（550km）は$\overline{H}_g^{550}=5.3$magです。ターゲットをバイザーのないものとあるものに分割すると、絶対等級の中央値は$\overline{H}_g^{550}（no〜visor）=5.1$および$\overline{H}^{550}_g（visor）=になります。それぞれ5.7$等。バイザーサンプルは全体として薄暗いが、絶対輝度分布は$H_g^{550}=4.3$等から9.4等の範囲であり、最も明るい衛星はバイザー衛星であり、最も暗い衛星は緩和されていない。完全なサンプル間の固有の明るさの分散は$\sigma_g=0.5$magです。
角度およびスペクトル差分イメージングのためのジョイントアンミキシングとデコンボリューション
| Title |
Joint_unmixing_and_deconvolution_for_angular_and_spectral_differential_imaging |
| Authors |
Olivier_Flasseur,_Lo\"ic_Denis,_\'Eric_Thi\'ebaut,_Maud_Langlois |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.12644 |
角度およびスペクトル微分イメージングは、天文学で星の近接環境を研究するために使用される観測技術です。軸上と軸外の光源間の相対的な角運動とスペクトルスケーリングは、処理技術によって利用され、星からの残留光と星周円盤などの周囲の物体からの光の2つの成分を分離します。このホワイトペーパーでは、これら2つのコンポーネントをアンミックスし、ディスクのイメージをデコンボリューションする方法について説明します。これは、残留星光の統計モデリング、特にその空間的およびスペクトル的相関に基づいています。これらの相関関係は、これまでのところ、標準的な再構築手法では無視されてきました。チリの超大型望遠鏡のSPHERE機器からのいくつかのデータセットで、相関を考慮すると再構成が大幅に改善されることを示します。
CDEEP、コロナグラフの破片、太陽系外惑星探査パイオニア向けの真空高コントラストイメージングテストベッドの設計
| Title |
Design_of_the_vacuum_high_contrast_imaging_testbed_for_CDEEP,_the_Coronagraphic_Debris_and_Exoplanet_Exploring_Pioneer |
| Authors |
Erin_R._Maier,_Ewan_S._Douglas,_Daewook_Kim,_Kate_Su,_Jaren_N._Ashcraft,_James_B._Breckinridge,_Supriya_Chakrabarti,_Heejoo_Choi,_Elodie_Choquet,_Thomas_E._Connors,_Olivier_Durney,_John_Debes,_Kerry_L._Gonzales,_Charlotte_E._Guthery,_Christian_A._Haughwout,_James_C._Heath,_Justin_Hyatt,_Jennifer_Lumbres,_Jared_R._Males,_Elisabeth_C._Matthews,_Kian_Milani,_Oscar_M._Montoya,_Mamadou_N'Diaye,_Jamison_Noenickx,_Leonid_Pogorelyuk,_Garreth_Ruane,_Glenn_Schneider,_George_A._Smith,_Christopher_C._Stark |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.12718 |
コロナグラフの破片太陽系外惑星探査ペイロード（CDEEP）は、星周円盤の高コントラストイメージングのための小型衛星ミッションの概念です。CDEEPは、可視波長の散乱光で、解像度要素ごとに10^-7の生のコントラストレベル（後処理で10^-8）でディスクを観察するように設計されています。この並外れた感度により、輸送が支配的な塵円盤のイメージングが可能になり、これらの低表面輝度ディスクのアルベド、組成、および形態が定量化されます。CDEEPは、軸外望遠鏡、微小電気機械システム（MEMS）変形可能ミラー、およびベクトル渦コロナグラフ（VVC）を組み合わせたものです。このシステムでは、宇宙環境での厳密なテストと特性評価が必要になります。CDEEPミッションのコンセプト、およびアリゾナ大学で現在開発中の真空互換CDEEPプロトタイプテストベッドのステータスについて、設計開発とパフォーマンスを推定するためのシミュレーション結果を含めて報告します。
Large-N干渉計におけるアンテナ故障の自動検出：再イオン化アレイの水素エポックによる事例研究
| Title |
Automated_Detection_of_Antenna_Malfunctions_in_Large-N_Interferometers:_A_Case_Study_with_the_Hydrogen_Epoch_of_Reionization_Array |
| Authors |
Dara_Storer,_Joshua_S._Dillon,_Daniel_C._Jacobs,_Miguel_F._Morales,_Bryna_J._Hazelton,_Aaron_Ewall-Wice,_Zara_Abdurashidova,_James_E._Aguirre,_Paul_Alexander,_Zaki_S._Ali,_Yanga_Balfour,_Adam_P._Beardsley,_Gianni_Bernardi,_Tashalee_S._Billings,_Judd_D._Bowman,_Richard_F._Bradley,_Philip_Bull,_Jacob_Burba,_Steven_Carey,_Chris_L._Carilli,_Carina_Cheng,_David_R._DeBoer,_Eloy_de_Lera_Acedo,_Matt_Dexter,_Scott_Dynes,_John_Ely,_Nicolas_Fagnoni,_Randall_Fritz,_Steven_R._Furlanetto,_Kingsley_Gale-Sides,_Brian_Glendenning,_Deepthi_Gorthi,_Bradley_Greig,_Jasper_Grobbelaar,_Ziyaad_Halday,_Jacqueline_N._Hewitt,_Jack_Hickish,_Tian_Huang,_Alec_Josaitis,_Austin_Julius,_MacCalvin_Kariseb,_Nicholas_S._Kern,_Joshua_Kerrigan,_Piyanat_Kittiwisit,_Saul_A._Kohn,_Matthew_Kolopanis,_Adam_Lanman,_Paul_La_Plante,_Adrian_Liu,_Anita_Loots,_David_MacMahon,_Lourence_Malan,_Cresshim_Malgas,_Zachary_E._Martinot,_Andrei_Mesinger,_Mathakane_Molewa,_Tshegofalang_Mosiane,_Steven_G._Murray,_Abraham_R._Neben,_Bojan_Nikolic,_Chuneeta_Devi_Nunhokee,_Aaron_R._Parsons,_Robert_Pascua,_Nipanjana_Patra,_Samantha_Pieterse,_Jonathan_C._Pober,_Nima_Razavi-Ghods,_Daniel_Riley,_James_Robnett,_Kathryn_Rosie,_Mario_G._Santos,_Peter_Sims,_Saurabh_Singh,_Craig_Smith,_Jianrong_Tan,_Nithyanandan_Thyagarajan,_Peter_K._G._Williams,_Haoxuan_Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.12733 |
大型無線干渉計の誤動作しているアンテナを特定してフラグを立てるためのフレームワークを紹介します。ケーススタディとして再イオン化アレイの水素エポック（HERA）の105アンテナからのデータを使用して、アレイの既知の障害モードに沿って外れ値を検出するように設計されたメトリックの2つの異なるカテゴリの概要を説明します。個々のアンテナのみに基づく自己相関メトリック。使用されるすべてのメトリックの統計フレームワークを定義および動機付けし、新規および既存の体系を明確に識別するのに役立つカスタマイズされた視覚化を提示します。最後に、これらのメトリックを実際のデータセットのフラグツールとして実装するための詳細なアルゴリズムを提供します。
エトナ山での3年間のミュオグラフィ：結果と展望
| Title |
Three_years_of_muography_at_Mount_Etna:_results_and_perspectives |
| Authors |
G._Gallo,_D._Lo_Presti,_D.L._Bonanno,_G._Bonanno,_C._Ferlito,_P._La_Rocca,_S._Reito,_F._Riggi,_and_G._Romeo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13125 |
サミットクレーターシステムは、エトナ火山での持続的な構造活動の最大の表現のポイントを表しています。エトナ火山のミュオグラフィ（MEV）プロジェクトは、恒久的なミュオグラフィ天文台を連続して設置するためのパイロットプロジェクトとして2016年に開始されました。これは、火山の建物内の密度の異常を観察し、それらの時間発展を監視する検出器の機能を実証することを目的としています。2017年8月から2019年10月にかけて北東クレーターの基地に設置された共同研究による最初のミューオン望遠鏡は、すでに大きな成果を上げることができました。この作業では、ミューオン望遠鏡の特性を説明し、得られた主な結果を要約し、プロジェクトの現在の状況と将来の開発について簡単に説明します。
新しい光度曲線分析アルゴリズムを使用してリアルタイムで高速トランジェントを見つける
| Title |
Finding_Fast_Transients_in_Real_Time_Using_Novel_Light_Curve_Analysis_Algorithm |
| Authors |
Robert_Strausbaugh,_Antonino_Cucchiara,_Michael_Dow_Jr.,_Sara_Webb,_Jielai_Zhang,_Simon_Goode,_Jeff_Cooke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13203 |
天文過渡調査の現在のデータ取得率と、今後10年間の大幅に高い率の約束により、天文データセットを分析し、関心のあるオブジェクトを迅速に検出するための新しいアプローチの開発が必要になります。Deeper、Wider、Faster（DWF）プログラムは、高速電波バースト、ガンマ線バースト、超新星衝撃波の発生など、急速に進化する過渡現象の特定に焦点を当てた調査です。それは、数桁にわたる空の同じ部分の多周波数同時カバレッジを採用しています。DWFは、4メートルのブランコ望遠鏡に取り付けられたダークエネルギーカメラを使用して、毎分20秒のgバンド露光をキャプチャします。通常の視界は約1インチ、気団は約1.5です。これらの光学データは、電波からガンマ線までの電磁スペクトル全体にわたって行われる観測、および宇宙線の観測と同時に収集されます。この論文では、DWF光学データの過渡現象を検出するように設計された新しいリアルタイム光度曲線分析アルゴリズムを紹介します。このアルゴリズムは、画像減算とは独立して、または画像減算と組み合わせて機能します。アルゴリズムによって検出された高速トランジェントのサンプルと、誤検知分析を示します。私たちのアルゴリズムはカスタマイズ可能であり、さまざまなタイムスケールとフラックス範囲で進化するトランジェントに敏感になるように調整できます。
eROSITAデータを使用して、空の赤道域の深部調査のX線オブジェクトの中から赤色矮星を検索します
| Title |
Search_for_red_dwarfs_among_X-ray_objects_of_the_deep_survey_of_the_equatorial_region_of_the_sky_using_eROSITA_data |
| Authors |
Aleksey_A._Shlyapnikov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.12110 |
この論文は、SRG軌道天文台でeROSITA望遠鏡によって実行された、空の赤道領域の深部調査の対象の中で、主系列星の下部にある星の識別を示しています。27,910個のX線オブジェクトのうち、110個が赤色矮星との識別の候補である可能性があります。12個の星は以前はX線源として分類されていました。2つの星の識別の領域では、銀河が落下します。いくつかのIDには、間隔の狭いオブジェクトが含まれています。識別されたオブジェクトのリスト、オブジェクトへのコメント、および検索マップは、付録に記載されています。
加速する若いA7星からの土星のような分離での低質量コンパニオンのSCExAO / CHARIS直接イメージング
| Title |
SCExAO/CHARIS_Direct_Imaging_of_A_Low-Mass_Companion_At_A_Saturn-Like_Separation_from_an_Accelerating_Young_A7_Star |
| Authors |
Jeffrey_Chilcote,_Taylor_Tobin,_Thayne_Currie,_Timothy_D._Brandt,_Tyler_D._Groff,_Masayuki_Kuzuhara,_Olivier_Guyon,_Julien_Lozi,_Nemanja_Jovanovic,_Ananya_Sahoo,_Vincent_Deo,_Eiji_Akiyama,_Markus_Janson,_Jill_Knapp,_Jungmi_Kwon,_Michael_W._McElwain,_Jun_Nishikawa,_Kevin_Wagner,_Krzysztof_He{\l}miniak,_Motohide_Tamura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.12124 |
近くの若いA7IV星、HD91312の低質量コンパニオンのSCExAO直接イメージングの発見と特性評価を示します。SCExAO/CHARIS$JHK$（1.1-2.4$\mum$）スペクトルとSCExAO/HiCIAO$H$バンドイメージングは、8auの最大予測分離で、高度に傾斜した軌道で2年間のベースラインにわたってコンパニオンを識別します。コンパニオンであるHD91312Bは、ガイアとヒッパルコスの衛星で見られるように、星に8.8-$\sigma$の位置天文加速度を引き起こし、Borgnietetal。によって以前に特定された長期の視線速度の傾向を引き起こします。（2019）。HD91312Bのスペクトルは、初期から中期のM矮星のスペクトルと一致しています。ヒッパルコスとガイアの絶対位置天文学、視線速度データ、およびSCExAO/CHARIS位置天文学は、その動的質量を$0.337^{+0.042}_{-0.044}$M$_\odot$に制限します。これは、-と一致しますが、-よりもはるかに正確です。質量は分光法から導き出され、$\sim$9.7auの準主軸を持つほぼエッジオンの軌道を優先します。この作品は、直接イメージング、位置天文学、および視線速度法の組み合わせから、太陽系のようなスケールで低質量コンパニオンの特性を正確に特徴づける例です。
2017年と2019年の皆既日食の間に観測されたコロナの偏光
2017年8月21日と2019年7月2日に発生した皆既日食の間に白色光コロナの偏光観測を実施し、両方の日食の2つの異なるサイトでデータを取得することに成功しました。空の背景を取り除いた後、K+Fコロナの明るさ、偏光の明るさ、および偏光度を、手足の真上から約4$R_\odot$まで導き出しました。さらに、Kコロナのもっともらしい偏光度でKコロナとFコロナを分離しました。最大約4$R_\odot$をカバーする視野により、導出された明るさと偏光を他のさまざまな観測と比較することができました。比較の結果は、かなりのばらつきを示しています。いくつかの観察結果は私たちの結果と非常によく一致していますが、他の観察結果は体系的な不一致を示しています。
He星爆発からの超新星Ibcの星雲相特性
| Title |
Nebular_phase_properties_of_supernova_Ibc_from_He-star_explosions |
| Authors |
L._Dessart,_D._J._Hillier,_T._Sukhbold,_S.E._Woosley,_H.-T._Janka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.12350 |
II型超新星（SNe）に関する最近の研究に続いて、詳細な元素合成を備えた最先端の爆発モデルから開始する、星雲相IbcSNeの1D非局所熱力学的平衡放射伝達計算のセットを紹介します。私たちの前駆体モデルのグリッドは、風の質量損失の影響下でその後進化したHe星から派生しています。これらのHe星は、連星の質量交換によって形成される可能性が最も高く、同じゼロエイジ主系列（ZAMS）質量を持つ単一星の対応物よりも少ない酸素を合成します。この減少は、質量損失率が向上したHe-starモデルで大きくなります。200dで幅広いスペクトル特性が得られます。初期質量が6Msunを超えるHe星のモデルでは、[OI]6300、6364は[CaII]7291,7323と同等以上の強度です。[OI]6300、6364の強度はHe星の初期質量とともに増加します。。対照的に、質量の小さいHe星のモデルは、弱い[OI]6300、6364、強い[CaII]7291,7323を示しますが、5500A未満では強いNII線とFeII放射も示します。イジェクタの質量、爆発エネルギー、および凝集によって変調されるイジェクタ密度は、ガスのイオン化、ラインの冷却、およびスペクトル特性に重大な影響を及ぼします。FeIIは、5500A未満の発光を支配し、初期の星雲の時代に強くなります。SNが古くなるにつれて減少しますが、[OI]6300、6364および[CaII]7291,7323のフラクショナルフラックスは、噴出物が再結合するのと同様の速度で増加します。結果は採用された風の質量損失率とSN前の質量に依存しますが、最初は6-8MsunのHe星（23-28MsunのZAMS質量）が標準のSNeIbcの特性と適切に一致することがわかります。予測されたスペクトルは自然界では見られないため、質量の小さいHe星の結果はより複雑です。それらは、現在の調査では見落とされているか、相互作用が崩壊力よりも支配的であるタイプIbnSNeに関連している可能性があります。[要約]
低質量星の星震学：部分電離とクーロン相互作用のバランス
| Title |
Asteroseismology_of_low-mass_stars:_the_balance_between_partial_ionisation_and_Coulomb_interactions |
| Authors |
Ana_Brito_and_Il\'idio_Lopes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.12417 |
外側の対流層を持つすべてのクールな星は、確率的に励起された恒星の振動を示す可能性があります。この作品では、太陽よりも質量の小さい星の外層を探索します。特に、これらの星のエンベロープで発生する2つの物理プロセスの星の振動への影響を決定することを目的として、0.4から0.9$M_\odot$までの範囲の星モデルのセットを計算しました。つまり、化学元素の部分的なイオン化と、外層の粒子間の静電相互作用です。部分的なイオン化に加えて、クーロン効果も音響振動スペクトルに影響を与えることがわかります。星の質量が減少するにつれて、粒子間の静電相互作用が関連するようになるというよく知られた結果を確認します。星の振動への影響は質量の減少とともに増加することがわかりました。質量が最も小さい星（$M\lesssim0.6M_\odot$）の場合、クーロン効果が部分的なイオン化プロセスよりも優勢であり、音響モード。音速勾配プロファイルに対するクーロン相互作用の影響は、将来の診断の可能性を伴う強力な振動挙動を生み出します。
ハートビート星系での軌道減衰の探索KIC3766353
理論は、惑星星連星システムを含む連星システムの大部分の軌道が、形成後に数桁縮小することを示唆しています。しかし、これまでのところ、トランジットタイミングの変動によって、潮汐によって引き起こされる軌道減衰を伴うホットジュピターが1つだけ発見されています。軌道角運動量がホスト星に効果的に伝達されて潮汐散逸を引き起こすため、ハートビート星系で軌道減衰コンパニオンを検索することを提案します。KIC3766353は、潮汐的に励起された振動を伴うハートビート星の1つです。\textit{Kepler}測光光度曲線から一次および二次日食の時間変化を取得しました。タイミング分析は、KIC3766353が、隠れた第3体と、その内側の軌道に赤色矮星（質量$0.35\M_{\odot}$、半径$0.34\R_{\odot}$）を持つ階層的三項系であることを示しています。3番目の物体の最小質量は$\sim0.26\M_{\odot}$であり、内部軌道からの距離は$\sim111.4\R_{\odot}$です。赤色矮星の周期減衰率は約358msyr$^{-1}$です。光の移動時間と軌道減衰の複合効果により、観測されたタイミング変動が発生します。これら2つの影響の寄与を調査するには、長期間のベースライン観測による将来の監視が必要です。
たて座デルタ型星のモード選択問題
9597TESSたて座デルタ型星のピリオドグラムを調べると、H-R図の星の頻度と位置の間に相関関係がほとんどないことがわかります。2つの周波数スペクトルを比較するために使用できる類似性の定量的尺度について説明します。非断熱脈動モデルに適用すると、同様の温度と光度を持つモデルの予測脈動周波数の間に予想される強い相関が見られます。回転分割が含まれている場合、相関関係は維持されます。ただし、同様の有効温度と光度を持つTESSたて座デルタ型星の周波数の間に相関関係は見つかりません。疑われるように、観測された頻度は恒星のパラメータに依存せず、モデルと矛盾しています。この結果は、未知のモード選択プロセスがアクティブであることを示唆しており、脈動駆動または放射大気を伴う星の外層の構造に関する現在の理解に根本的な問題を提示しています。
準巨星の星震学からの非対称暗黒物質制約について
| Title |
On_asymmetric_dark_matter_constraints_from_the_asteroseismology_of_a_subgiant_star |
| Authors |
Jo\~ao_Rato,_Jos\'e_Lopes_and_Il\'idio_Lopes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.12671 |
太陽のような星の星震学モデリングは、暗黒物質を抑制するのに価値があることが証明されています。この研究では、観測データとの直接比較により、準巨星（KIC8228742）の進化における非対称暗黒物質（ADM）の影響を初めて研究しました。分光データと地震データの両方が、恒星キャリブレーション法への新しいアプローチで分析されます。この方法では、DMプロパティも自由入力と見なすことができます。この研究の別のフェーズでは、キャリブレーションされた標準恒星モデル（DMなし）がDMモデルのベンチマークとして使用されます。後者のモデルは一貫して前者を$10^{-40}\leq\sigma_\mathrm{SD}<10^{-38}$cm$^2$で上回っています。これは、この星にADMが存在することを示唆しています。タイプは観察に反しません。さらに、恒星地震学により、直接検出実験によって設定された制約を補完する除外限界を提案できることを示します。DMの特性を研究するために、さまざまな地震観測量が提案されており、$\Delta\Pi_\ell$が最も信頼性が高く、将来のDM除外図を作成する可能性があります。この新しい方法論は、次世代の星震学ミッションからのデータを分析するための強力なツールになる可能性があります。
明るいシングルモードのこと座RR型変光星：ガイアEDR3と脈動および進化モデルのマッチング
| Title |
Bright_single-mode_RR_Lyrae_stars:_matching_Gaia_EDR3_with_pulsation_and_evolutionary_models |
| Authors |
Geza_Kovacs_and_Behrooz_Karamiqucham |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.12675 |
観測された金属量、光学および赤外線の大きさを進化モデルおよび脈動モデルと組み合わせて、156個のシングルモードRRLyrae星の平均光度を導き出します。これらの光度は、ガイアEDR3視差から得られた光度と比較され、高精度のサブサンプル（62個の星、相対視差誤差が2％未満）と非常によく一致しています。使用されている温度と金属量のスケールでは、アルファ強化進化モデルが採用されている場合、視差シフトは必要ないようです。サンプルの約10％は、進化モデルと脈動モデルの間の奇妙な「距離維持」を示しています。この動作の原因は現時点では明らかではありませんが、赤みを過度に増やすことで解決できます。
太陽からの28パーセクでのユニークでクールでコンパクトなソースの発見
| Title |
Discovery_of_a_uniquely_cool_and_compact_source_at_28_parsecs_from_the_Sun |
| Authors |
Kevin_Apps,_R._L._Smart,_Roberto_Silvotti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.12707 |
太陽から30パーセク以内に、独特の涼しさと古い白色矮星の両方のように見えるものの発見を紹介します。DESJ214756.46-403529.3は、銀河面から50度離れた4つの別々の調査で検出されました。その非常に低い光度とスペクトルエネルギー分布の組み合わせは、現在知られている他の天体物理学の物体とは異なる物体を示唆しています。太陽のすぐ近くにある8,000個の最も近い単一のオブジェクトの中で、複数の色と光度の図で完全に分離されているように見えます。データは、ヘリウムが優勢な大気と約0.7-0.8\、\msun\の質量を持つ、非常に古くて涼しい白色矮星と互換性があるようですが、その性質を確認するには分光学的フォローアップが必要です。
パーカーソーラープローブによって観測された内部太陽圏における外向きに伝播する高速磁気音波/ホイッスラー波の成長
内側太陽圏の太陽風は、パーカーソーラープローブ（PSP）によって観測され、豊富な波動活動を示しています。イオンまたは電子の意味でのサイクロトロン波動モードは、最も重要な波動成分の1つです。しかし、太陽に近い内側の太陽圏でのそれらの起源と進化は謎のままです。具体的には、それが太陽大気から放出された信号なのか、プラズマの不安定性のために太陽圏で局所的に成長している固有モードなのかは不明のままです。この論争に対処して解決するには、波動モードのエネルギー変化率の重要な量を調査する必要があります。プラズマ波のエネルギー変化率を測定する新しい手法を開発し、この手法をPSPで測定される波動電磁場に適用します。太陽風フレームに波のポインティングフラックスを提供し、波の性質が太陽に向かって伝播する波ではなく、外向きに伝播する高速磁気音波/ホイスラ波モードであることを確認します。波動周波数の実数部と虚数部の導出スペクトルに基づいて、太陽圏内部での高速磁気音波/ホイスラ波動モードの成長の最初の証拠を提供します。エネルギー変化率は上昇し、電磁界パワースペクトル密度のバンプと同じ波数範囲で正のレベルにとどまり、観測された高速磁気音波/ホイスラ波が局所的に大きな振幅に成長していることを明確に示しています。
原始星の進化における分子の流出によって引き起こされる「降灰」
| Title |
"Ash-fall"_induced_by_molecular_outflow_in_protostar_evolution |
| Authors |
Yusuke_Tsukamoto,_Masahiro_N._Machida,_Shu-ichiro_Inutsuka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.12779 |
塵の成長とそれに関連するダイナミクスは、若い恒星状天体（YSO）の惑星形成の最初の段階で重要な役割を果たします。観測により、非常に若い原始惑星系円盤に塵の成長の兆候が検出されました。さらに、惑星形成の兆候、中央の原始星から数10天文単位（AU）の距離にある円盤のギャップも報告されています。しかし、理論的な観点からは、いわゆるラジアルドリフトバリアと呼ばれるダストの急速な内向きドリフトによる困難にもかかわらず、ディスクの外側領域で惑星がどのように形成されるかは明らかではありません。ここでは、ダスト成長に伴うディスク進化の3次元磁気流体力学シミュレーションに基づいて、ラジアルドリフトバリアを回避する可能性のある磁場によって駆動される強力な分子流出によって引き起こされる「灰落下」現象と呼ばれるメカニズムを提案します。ディスクの内部で$\sim\cm$の大きさに成長する大きなダストは、ディスクからの流出によって同伴され、ガスから分離された大きなダストが遠心力によって流出から放出されることがわかりました。全体的なプロセスは、火山噴火による降灰の振る舞いと同様です。降灰現象では、密度の低いディスクの外縁に再付着することにより、ストークス数のダストが増加します。ダスト粒子が放射状のドリフト障壁を克服する可能性があります。その結果、降灰現象は、ディスクの外側領域での惑星の形成を可能にし、したがって広い形成を可能にするための重要な支援を提供できます。-軌道惑星とギャップの形成。
複数の層の太陽磁場をモデル化するための高速で一貫したアプローチに向けて
| Title |
Toward_a_fast_and_consistent_approach_to_model_solar_magnetic_fields_in_multiple_layers |
| Authors |
Xiaoshuai_Zhu_and_Thomas_Wiegelmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.12789 |
目的。私たちは、太陽大気の複数の層をモデル化するための高速で一貫性のある外挿法の開発を目指しています。メソッド。新しいアプローチは、フラットボックス内の太陽低気圧をモデル化する磁気静水圧（MHS）外挿と、太陽コロナをMHS外挿から推定された彩層ベクトルマグネトグラムでモデル化する非線形力のない場（NLFFF）外挿を組み合わせたものです。太陽フレアの放射電磁流体力学シミュレーションのスナップショットを使用してコードをテストします。比較は、いくつかの指標によって定量的に行われます。結果。多数のテスト実行に基づいて、2つの外挿とMHS外挿用の高さ5.8mmのボックス、およびNLFFF外挿用の高さ1mmのマグネトグラムの組み合わせの最適化された構成を見つけます。この構成での新しいアプローチは、多層の磁場を正確かつ効率的に再構築することができます。さまざまな外挿（NLFFF外挿、MHS外挿、および組み合わせた外挿）のパフォーマンスを評価するために使用される性能指数に基づいて、組み合わせた外挿は、NLFFF外挿よりも優れたMHS外挿の精度に達することがわかります。組み合わされた外挿は、高解像度のマグネトグラムへの適用に適度に効率的です。
X線とマイクロ波で同時に観測された一連の太陽マイクロフレア中の複数の電子加速インスタンス
| Title |
Multiple_electron_acceleration_instances_during_a_series_of_solar_microflares_observed_simultaneously_at_X-rays_and_microwaves |
| Authors |
Marina_Battaglia,_Rohit_Sharma,_Yingjie_Luo,_Bin_Chen,_Sijie_Yu,_S\"am_Krucker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.12847 |
小さな太陽フレアでさえ、それらの形態と時間発展に関して驚くべきレベルの複雑さを示す可能性があります。エネルギー放出や電子加速などのそれらの特性の多くは、X線および電波波長での高度に補完的な観測を使用して研究することができます。2013年に観測された一連のGOESA3.4からB1.6クラスのフレアのReuvenRamaty高エネルギー太陽分光画像装置（RHESSI）からのX線観測とKarlG.Jansky超大型アレイ（VLA）からの電波観測を提示します。4月23日。X線および極限紫外線（EUV）で見られるように、フレアはアクティブ領域NOAA11726内の複数の場所から発生しました。1GHzと2GHzの間のさまざまな電波放射の真の動物園がXと同時期に観測されました。-レイフレア。広帯域の連続発光に加えて、加速された電子を示す広帯域の短命のバーストと狭帯域のスパイクが観察されました。ただし、これらの線源はフレアX線源から最大150秒角離れた場所にありましたが、これらの放出の一部のみが、メインフレアサイトの近くで加速された電子の兆候として説明できました。他のソースについては、メインフレアサイトへの明らかな磁気接続は見つかりませんでした。これらの放出は、フレアによって引き起こされた二次加速サイトから発生する可能性がありますが、同時期に観測されたフレアとはまったく関係のない再接続と加速が原因である可能性があります。現在のX線装置では達成されていないVLAの非常に高い感度のおかげで、粒子加速が頻繁に、フレア活動領域内の複数の場所で発生することが示されています。
フレアリングおよび非フレアリング活性領域の光球磁性元素の経験的スケーリング関係
| Title |
Empirical_Scaling_Relations_for_the_Photospheric_Magnetic_Elements_of_the_Flaring_and_Non-Flaring_Active_Regions |
| Authors |
M.A.Moradhaseli,_M.Javaherian,_N.Fathalian,_H.Safari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.12924 |
ここでは、太陽力学観測所（SDO）/日震および磁気で記録された見通し内マグネトグラム（6173\AA〜Fe\small{I}線）で観測された太陽活動領域（AR）の磁気要素を分析しました。イメージャ（HMI）。さらに別の特徴追跡アルゴリズム（\textsf{YAFTA}）を使用して、180ドル{\small^{\prime\prime}}\times180{\small^{\prime\prime}}$2015年11月3〜5日および2015年11月4〜6日のフレアAR（NOAA12443）および非フレアAR（NOAA12446）内、それぞれ。極性の平均充填率は、フレアARで約0.49であることがわかりました。この値は、フレアのないARでは0.08でした。フレアARの負および正の極性の充填係数の時系列は反相関を示しました（ピアソン値は-0.80）。一方、非フレアARの場合、強い正の相関がありました（ピアソン値は0.95）。べき乗則関数は、フラックス（$F$）、サイズ（$S$）、および寿命（$T$）の度数分布に適合しました。フレアARのフラックス、サイズ、および寿命の分布のべき指数は、それぞれ約-2.36、-3.11、および-1.70であることが得られました。非フレアARの指数のこれらの値は、それぞれ約-2.53、-3.42、および-1.61であることがわかりました。..。
1859年のキャリントンストーム周辺のコラバ天文台における3つの地磁気成分の時間的変動
| Title |
Temporal_Variations_of_the_Three_Geomagnetic_Field_Components_at_Colaba_Observatory_around_the_Carrington_Storm_in_1859 |
| Authors |
Hisashi_Hayakawa,_Heikki_Nevanlinna,_S\'ean_P._Blake,_Yusuke_Ebihara,_Ankush_T._Bhaskar,_Yoshizumi_Miyoshi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13020 |
1859年9月のキャリントン嵐は、これまでに記録された最大の地磁気嵐として間違いなく特定されました。ただし、その正確な大きさと年代は物議を醸すままですが、それらのソースデータはコラバH磁力計から得られています。ここでは、1時間ごとの測定値とスポット測定値を含むColaba1859年鑑を見つけました。キャリントン嵐の頃の水平成分（{\Delta}H）、東向き成分（{\Delta}Y）、および垂直成分（{\Delta}Z）のコラバ地磁気擾乱を再構築しました。それらに基づいて、ICME通過時間を=<17.1時間として時系列に修正し、{\Delta}Hピークを06：20--06：25UTに配置し、時間単位とスポット測定値の間の大きさの不一致を明らかにしました（-1691nT対-1263nT）。さらに、{\Delta}Yと{\Delta}Zの時系列を新たに導出しました。これらの時系列は、{\Delta}Y〜378nT（05:50UT）と377nT（06:25UT）でピークになりました。{\Delta}Z〜-173nT（06:40UT）。また、1時間ごとの平均を計算し、各地磁気コンポーネントから太陽の静穏（Sq）フィールドの変動を削除して、緯度の重み付けを使用して1時間ごとの変動を導き出しました。私たちの計算では、DistY〜328nTおよびDistZ〜-36nTの緯度方向の重み付け、およびDistH〜-918、-979、および-949nTの3つのシナリオで、外乱変動（Dist）が発生しました。最小Dst。これらのデータは、8月の嵐（{\Delta}H=<-570nT）後の地磁気の前処理を示唆している可能性があります。これにより、9月の嵐はさらに地磁気的に効果的になりました。
大食変光星HM18の基本パラメータ
| Title |
Fundamental_parameters_of_the_massive_eclipsing_binary_HM1_8 |
| Authors |
Cinthya_N._Rodr\'iguez,_Gabriel_A._Ferrero,_Omar_G._Benvenuto,_Roberto_Gamen,_Nidia_I._Morrell,_Rodolfo_H._Barb\'a,_Julia_Arias,_Phillip_Massey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13054 |
マルチエポック高分解能分光法、$V$バンド測光、およびアーカイブX線データに基づいた、大規模なバイナリシステムHM1〜8の包括的な研究を紹介します。南O星とWN星の高解像度光学モニタリングであるOWNSurveyのスペクトルを使用して、スペクトル形態を分析し、両方の恒星成分の定量的分光分析を実行します。一次成分と二次成分は、それぞれO4.5〜IV（f）とO9.7〜Vに分類されます。視線速度（RV）の研究から、システムの軌道パラメータのセットを導き出しました。$P=5.87820\pm0.00008$〜daysの周期の離心率（$e=0.14\pm0.01$）が見つかりました。RVと$V$バンドの光度曲線を同時に分析することにより、軌道傾斜角$70.0^{\circ}\pm2.0$と恒星質量$M_a=33.6^{+1.4}_{-1.2}を導き出しました。プライマリの場合は〜\text{M}_{\sun}$、セカンダリの場合は$M_b=17.7^{+0.5}_{-0.7}〜\text{M}_{\sun}$。コンポーネントは、投影された回転速度を示します$v_1\sin{i}=105\pm14〜\text{km〜s}^{-1}$および$v_2\sin{i}=82\pm15〜\text{kmそれぞれ〜s}^{-1}$。潮汐進化解析も実行され、軌道特性と一致していることがわかります。最後に、利用可能なX線観測では、衝突する風の領域の証拠は示されていません。したがって、X線の放出は恒星風に起因します。
標準光源変光星の信頼できる分類に対する観測戦略の影響：LSSTによる振幅、周期、および位相変調（ブラツコ効果）の検出
| Title |
The_Impact_of_Observing_Strategy_on_Reliable_Classification_of_Standard-Candle_Variable_Stars:_Detection_of_Amplitude,_Period,_and_Phase_Modulation_(Blazhko_Effect)_with_LSST |
| Authors |
Nina_Hernitschek,_Keivan_G._Stassun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13212 |
ヴェラC.ルービン天文台は、1回の露出の深さが$r{\sim}24.7$で、予想されるベースラインが10年で、時空のレガシー調査（LSST）を実行し、天の川の古いハローにアクセスできるようにします。深いだけでなく、ベースラインが長く、ケイデンスが優れています。PS13$\pi$（Chambersetal.2016）。これにより、LSSTは、こと座RR型変光星（RRL）などの変光星の集団を研究するのに理想的なものになります。ここでは、調査フットプリントの定義、1回の訪問の露出時間、およびさまざまなフィルターでの繰り返しの訪問のリズムがまだ確定していないため、LSSTの戦略最適化を観察するという問題に対処します。振幅周期の検出、位相変調効果、いわゆるブラツコ効果（Blazhko1907）を含む、標準光源変光星の信頼できる検出可能性と分類に対するさまざまな議論された観測戦略の影響を評価するために使用されるメトリックを提示します。シミュレートされた潜在的な調査設計用。これまでのところ、典型的な全天観測の深さとリズムのために、より大きなサンプルでこの効果を研究することはほぼ不可能でした。適度に長いベースラインでの観測が比較的少ない全天観測では、位相が折りたたまれたRRL光度曲線のフィッティングのみが可能であるため、調査の全長にわたって統合され、調査中の可能な期間または位相変調に関する情報が非表示になります。一方、わずかに変化する光度曲線を検出するためのリズムを使用した調査では、通常、フットプリントが比較的小さくなります。ただし、LSSTの調査戦略では、人口調査を可能にする方法で変光星を調査することができます。
ポストジオメトリックな視点のきらめき
メートル法の場の波動関数が古典的な構成の周りでピークに達しない場合、量子重力効果は低エネルギーで重要になる可能性があります。低エネルギー理論に「観測者の流体」を導入し、それらの間で「等しい時間」に距離演算子を定義することにより、正準量子重力内の古典性からのそのような逸脱を理解しようとします。メトリックフィールドに関連する変動が存在する場合でも、各オブザーバーの近くで局所的に平坦な限界が回復することがわかります。古典性からの逸脱は、ローカルでは特に影響はありません。ただし、間隔が大きくなると、距離演算子の期待値は、標準のリーマン距離とは異なる動作をします。特に、非加法であるため、微分線要素の積分では取得できません。この新たな「リーマンを超えた」幾何学は、周囲空間を貫く弦距離を備えた埋め込みリーマン多様体に似た距離空間です。サイズがゼロになる限界の三角形を調べることにより、フラットスペースからの偏差を調べます。平坦な空間に関するBeyond-Riemannian偏差は、標準のRiemannian偏差と同じオーダーですが、質的に異なります。ホログラフィーおよびブラックホール情報パラドックスとの可能な関係について簡単に説明します。
一般化されたSU（2）プロカ理論における一定ロールインフレ
| Title |
Constant-roll_inflation_in_the_generalized_SU(2)_Proca_theory |
| Authors |
Juan_C._Garnica_(1),_L._Gabriel_Gomez_(2),_Andres_A._Navarro_(3),_Yeinzon_Rodriguez_(1,4)_((1)_Universidad_Industrial_de_Santander,_(2)_Universidad_de_Santiago_de_Chile,_(3)_Universidad_Santo_Tomas,_(4)_Universidad_Antonio_Narino) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.10154 |
一般化されたSU（2）プロカ理論（略してGSU2P）は、よく知られている一般化されたプロカ理論（略してGP）の変形であり、ベクトル場は、グローバル変換のSU（2）グループのリー代数に属します。アクションは不変になります。純粋に非アーベル特性の新しい相互作用の存在と、伝播する自由度によって駆動される空間球対称性と宇宙力学をもたらすベクトル場の新しい構成のために、このフレームワークで新しい興味深い可能性が生じます。フリードマン・ルメートル・ロバートソン・ウォーカー背景で宇宙トライアド構成が採用された場合に生じるシステムの2次元位相空間を研究し、アトラクションベイスンがほぼすべての許容領域をカバーするアトラクター曲線を見つけます。このようなアトラクタ曲線は、次の特徴的な特性を持つ原始的なインフレーションソリューションに対応します。1。）ハッブルパラメータがSU（2）グループ結合定数の一般化バージョンによって制御されるドジッターソリューションです。2。）それは反対の限定的なケースとして、スローロールとウルトラスローロールの種類を含むコンスタントロール、3。）e-foldの数$N>60$に簡単に到達できる、4。）放射への優雅な出口があるベクトル場の正準運動項とEinstein-Hilbert項によって駆動される支配的な期間。アクションの自由パラメーターは、理論のテンソルセクターが少なくとも2次の摂動まで一般相対性理論のセクターと同じになるように選択されます。これにより、テンソルセクターにゴーストとラプラシアンの不安定性が存在することを回避します。重力波は光速で伝播します。これは、結合定数が一般的な結合関数に置き換えられたときに、このシナリオで見つけることができる興味深いプロパティの概念実証です。
高密度QCD物質を輸送するためのホログラフィックアプローチ
| Title |
Holographic_approach_to_transport_in_dense_QCD_matter |
| Authors |
Carlos_Hoyos,_Niko_Jokela,_Matti_J\"arvinen,_Javier_G._Subils,_Javier_Tarrio,_Aleksi_Vuorinen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.12122 |
高密度QCD物質の輸送特性は、中性子星の物理学とそれらの融合において重要な役割を果たしますが、従来の場の量子論ツールで研究することは非常に難しいことで有名です。ベータ平衡状態にある不対クォーク物質の場合に特化して、ホログラフィーの機構、特にV-QCDモデルとD3-D7モデルを介して問題に取り組み、電気伝導率と熱伝導率、せん断粘度とバルク粘度の結果を導き出します。さらに、バルクとせん断の粘度比を音速と比較し、いわゆるビュッヘル限界に違反していることを発見しました。私たちの結果は、摂動QCDの以前の予測とは劇的に異なります。これは、詳細に分析する根本的な原因と影響です。
相対論的非対称再結合
| Title |
Relativistic_Asymmetric_Reconnection |
| Authors |
Rostom_Mbarek,_Colby_Haggerty,_Lorenzo_Sironi,_Michael_Shay,_Damiano_Caprioli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.12125 |
非対称流入条件の一般的な場合の相対論的磁気リコネクションの基本的なスケーリング方程式を導き出し、流出ローレンツ因子と再結合率の予測を取得します。運動論的Particle-in-Cellシミュレーションは、スケーリングの予測と一致して、流出速度と非熱スペクトル指数が、粒子あたりの磁気エネルギーが弱い流入プラズマによって制約されることを示しています。これらの結果は、磁気リコネクションによって生成される非熱放射スペクトルに重要な影響を及ぼします。
歪んだストリング真空プロファイルと宇宙論について、II。非超対称文字列
単一の座標に応じて、タイプM（p+1）xRxT（10-p-2）のフラットジオメトリのワープされた製品における10Dタキオンフリーの非超対称ストリングの主要なオタマジャクシポテンシャルの影響を調査します。フラックスがなく、p<8の場合、オリエンティフォルドディスクレベルのポテンシャルに対してこれらの真空の2つのファミリーがあり、どちらも有限の内部間隔を伴います。それらの漸近解析は、驚くべきことにオタマジャクシのないソリューションによって捉えられ、一方のファミリでは等方性で、もう一方のファミリでは一方の端で異方性です。対照的に、ヘテロティックトーラスレベルのポテンシャルには、4つのタイプの真空があります。それらの漸近は常にオタマジャクシに依存し、一端が有限距離にある等方性であり、他端は有限または無限の距離にある可能性があり、オタマジャクシ依存等方性またはオタマジャクシのない異方性である可能性があります。次に、対称フラックスを含めるための一般的な設定について詳しく説明し、オリエンティフォルドポテンシャルと7つの形式のフラックスの両方が存在する場合に現れる正確な解の3つのファミリーを示します。これらのソリューションには、常に有限の距離で分離されている1対の境界が含まれています。一方の近くでは、それらはすべて共通の超対称限界に近づきますが、もう一方の境界での漸近解析は、オタマジャクシのない等方性、オタマジャクシのない異方性、または再び超対称である可能性があります。また、最初の特異点での上昇または下降の振る舞いに重点を置いて、対応する宇宙論についても説明します。場合によっては、トロイダル寸法は宇宙膨張中に収縮する可能性があります。
一般相対性理論の一般化されたトルマン解を考察し、外部の電場または磁場の存在下での球形のダスト雲の進化を説明します。このソリューションには、3つの任意の関数$f（R）$、$F（R）$、および$\tau_0（R）$が含まれています。ここで、$R$は共動座標系の半径座標です。解は、双曲線（$f>0$）、放物線（$f=0$）、および楕円（$f<0$）タイプのモーションに対応する3つのブランチに分割されます。このようなモデルでは、一定の時点で最小半径の球として定義されるワームホールのどが存在する可能性を調査し、任意の関数に課せられた特定の条件下で楕円形の枝にのどが存在することを証明します。さらに、喉の法線は時間的ベクトルであることが示されています（このベクトルがヌルの場合の最大拡張の瞬間を除く）。したがって、喉は一般に時空のT領域にあります。したがって、そのような塵雲が2つの空の（ライスナーノルドストロームまたはシュワルツシルト）時空領域の間に配置された場合、全体の構成はワームホールではなくブラックホールになります。ただし、喉のある塵雲は閉じた等方性に刻まれます。ダストで満たされた宇宙モデルは、有限期間存在し、対応する宇宙論とともに膨張と収縮を経験するワームホールを形成します。明示的な例と数値推定が提示されます。ワームホールのような進化するダスト層の可能な通過可能性は、数値によって確立されます。放射状ヌルジオデシックの研究。
数値法が磁気リコネクションと粒子加速に与える影響について-I.MHDの場合
| Title |
On_the_Impact_of_the_Numerical_Method_on_Magnetic_Reconnection_and_Particle_Acceleration_--_I._The_MHD_case |
| Authors |
Eleonora_Puzzoni,_Andrea_Mignone_and_Gianluigi_Bodo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.12858 |
グリッド解像度、数値法、および物理抵抗率に関する数値収束の問題に対処するために、非熱試験粒子の集団に結合された引裂き不安定電流シートの2DMHD数値シミュレーションを提示します。数値シミュレーションは、リーマンソルバー、再構成法、さまざまなランキスト数でのグリッド解像度のさまざまな組み合わせを通じて、天体物理学的流体力学のPLUTOコードを使用して実行されます。拘束輸送法は、磁場の発散のない状態を制御するために採用されています。我々の結果は、バックグラウンドの引き裂き不安定プラズマの再結合率が、ランキスト数の有限値と十分に大きなグリッド解像度に対してのみ収束することを示しています。一般に、（2次スキームの場合）線形フェーズ中の数値収束の最小しきい値には、初期の現在のシート幅をカバーする計算ゾーンの数が、おおよそ$\sim\sqrt{\bar{のようにスケーリングする必要があることがわかります。S}}$、ここで$\bar{S}$は、現在のシート幅で定義されているランキスト数です。一方、粒子加速のプロセスは、システムが引き裂き不安定になり、非線形段階に入る限り、基礎となる数値の詳細とはほとんど無関係であることがわかります。大きな$\bar{S}$の制限では、次のべき乗則インデックスは、高速再接続体制と一貫して、すぐに$p\約1.7$に収束します。
| Title |
Phenomenology_of_the_companion-axion_model:_photon_couplings |
| Authors |
Zhe_Chen,_Archil_Kobakhidze,_Ciaran_A._J._O'Hare,_Zachary_S._C._Picker,_Giovanni_Pierobon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.12920 |
2つの結合されたQCDアクシオンからなる「コンパニオンアクシオンモデル」の現象論を研究します。2番目のアクシオンは、色付きの重力インスタントンの影響から強いCP問題に対するペッチェイクインの解を救うために必要です。ここでは、アクシオン-アクシオンとアクシオン-光子の相互作用の複合現象を調査し、現在および将来の単一アクシオン境界をコンパニオンアクシオンパラメーター空間に再キャストします。最も注目すべきことに、ハロスコープとヘリオスコープを使用した将来のアクシオン検索では、おそらく同じ実験内であっても、2つのQCDアクシオンが発見される可能性があると予測しています。
大気ニュートリノの高エネルギースペクトル：予測と測定
| Title |
High-energy_spectra_of_the_atmospheric_neutrinos:_predictions_and_measurements |
| Authors |
A._A._Kochanov_(1_and_2),_A._D._Morozova_(3_and_2),_T._S._Sinegovskaya_(4),_S._I._Sinegovsky,_(2_and_3)_((1)_Institute_of_Solar-Terrestrial_Physics,_SB_Russian_Academy_of_Sciences_&_Irkutsk_State_U._(2)_Irkutsk_State_U._(3)_Joint_Institute_for_Nuclear_Research_(4)_Irkutsk_State_Transport_U.) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13000 |
フレジュス、AMANDA-II、IceCube、ANTARES、およびスーパーカミオカンデの実験のデータと比較して、大気ニュートリノフラックスモデルの統計分析が実行されます。この分析により、大気ニュートリノフラックス測定と比較したフラックスモデルの信頼水準の評価が可能になります。フラックス計算は、Zatsepin＆SokolskayaおよびHillas＆Gaisserによる宇宙線スペクトルのパラメータ化と組み合わせたハドロンモデルのセットを使用して、単一の計算スキームのフレームワークで実行されました。分析は、従来の$\nu_\mu$フラックスモデルと測定値との十分な一致を示しました。一連のチャーム生成モデル（QGSM、SIBYLL2.3c、PROSA、GRRST、BEJKRSS、およびGM-VFNS）で得られた迅速なニュートリノの寄与は、ニュートリノ望遠鏡がカバーするエネルギー範囲では統計的に無視できます。
磁気圏境界面でのイオンスケール電流シートにおける電子のみの再結合
| Title |
Electron-only_Reconnection_in_Ion-scale_Current_Sheet_at_the_Magnetopause |
| Authors |
S._Y._Huang,_Q._Y._Xiong,_L._F._Song,_J._Nan,_Z._G._Yuan,_K._Jiang,_X._H._Deng,_L._Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13051 |
磁気リコネクションの標準モデルでは、イオンと電子の両方が新しく再接続された磁力線に結合し、双方向バーストイオンと電子ジェットの形で再接続拡散領域から放出されます。最近の観測では、新しいモデルが提案されています。電子スケール電流シートでのイオン結合のない電子のみの磁気リコネクションです。磁気圏マルチスケール（MMS）ミッションのデータに基づいて、地上磁気圏境界面でX線から少なくとも40di離れた長い延長内部電子拡散領域（EDR）を観測しました。これは、EDRの延長が予測よりもはるかに長いことを意味します。理論とシミュレーションの。この内部EDRは、イオンスケール電流シートに埋め込まれています（幅4di、diはイオン慣性長さ）。しかし、そのような進行中の磁気リコネクションは、バーストイオンの流出を伴わず、イオンスケール電流シートに電子のみのリコネクションが存在することを意味します。私たちの観察は、電子スケール電流シートの標準的な磁気リコネクションと電子のみのリコネクションモデルのモデルを理解するための新しい課題を提示します。
QCDアクシオンスターはスバルHSCマイクロレンズを説明できますか？
QCDアクシオン暗黒物質の無視できない部分は、重力で結合したボーズアインシュタイン凝縮を形成する可能性があります。これは一般にアクシオン星またはアクシオン塊として知られています。アンドロメダ銀河でのすばるHSCマイクロレンズ探索によって報告された単一の候補イベントの原因として、このような天体物理学的オブジェクトが最近提案されました。ペッチェイクイン対称性の破壊スケールと暗黒物質シナリオの詳細に応じて、QCDアクシオン凝集塊は、放射支配中の重力凝縮を介して、アクシオンミニクラスターの密なコア内、または原始ブラックホール周辺のアクシオンミニハロ内に形成される場合があります。これらすべてのシナリオを分析し、スバルHSC調査で検出されたマイクロレンズ候補は、QCDアクシオン星が原因ではない可能性が高いと結論付けています。
単一フィールドインフレーションバイスペクトルの空間ゲージ依存性
単一フィールドのインフレモデルでは、バイスペクトルは通常$\zeta$ゲージで与えられます。これは、その時間的部分が変動の超水平的保存につながるためです。ただし、このプロパティは{\itSpatial}ゲージの選択とは無関係であるため、このレターではこの自由を探ります。グローバルに定義され、ポイント、方向、スケールのない特権を持つ最も一般的な空間ゲージ変換の下で、バイスペクトルの変動を計算します。次に、スクイーズされた構成で、長いモードがスカラーである場合の古典的な$\zeta$ゲージの一貫性関係の一般化を取得します。この結果は、「大微分同相写像」アプローチによっても導き出されます。最初の効果は傾斜係数のシフトであるため、その寄与の振幅を大幅に減らすことができます。次に、三角形の形状に応じて、固体インフレーションと同じように余分な項があります。これは、3メトリックが一般的な空間ゲージでスカラー異方性を持っているためです。
