コンピュータでの宇宙の再電離：フラックスパワースペクトルの進化
CosmicReionizationOnComputers（CROC）シミュレーションでフラックスパワースペクトルの進化を探ります。以前のいくつかの研究とは対照的に、フラックスパワースペクトルの形状は、再電離のタイミングにかなり鈍感であることがわかりました。ただし、フラックスパワースペクトルの振幅は時間とともに強く変化し、その変化は再電離のタイミングとほぼ完全に相関しています。このような相関関係を（未来の）測定で使用して、イオン化された気泡の重なりの赤方偏移を決定する方法を示します。
超軽量アクシオンと動的スニヤエフゼルドビッチ効果
| Title |
Ultra-light_axions_and_the_kinetic_Sunyaev-Zel'dovich_Effect |
| Authors |
Gerrit_S._Farren,_Daniel_Grin,_Andrew_H._Jaffe,_Ren\'ee_Hlo\v{z}ek,_David_J._E._Marsh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13268 |
スニヤエフ・ゼルドビッチ（SZ）効果など、二次宇宙マイクロ波背景放射（CMB）異方性の測定により、ニュートリノとダークセクターの特性の新しいテストが可能になります。動的SZ（kSZ）効果は、宇宙論的な流れ、プロービング構造の成長によって生成されます。超軽量アクシオン（ULA）は、やる気のある暗黒物質の候補です。ここでは、ULA暗黒物質（質量$10^{-27}〜{\rmeV}$から$10^{-23}〜{\rmeV}$）がkSZ観測量に与える影響を判断し、ペアワイズの新しい解析式を適用します。構造抑制モデルにおけるクラスター速度とOstriker-Vishniacシグネチャ。将来のCMB-S4および進行中のDESI銀河調査では、kSZ効果（および一次異方性）により、ULAフラクション$\eta_a=\Omega_{\rm{axion}}/\Omega_{\rmDM}$がプローブされます。$\sim5\％$if$m_{a}\simeq10^{-27}〜{\rmeV}$（at95\％CL）、感度は$m_{a}\simeq10^まで拡張{-25}〜{\rmeV}$。再電離とプライマリCMBを適切にモデル化できる場合、Ostriker-Vishniac測定は$10^{-27}〜{\rmeV}\lesssimm_{の場合、値$\eta_{a}\simeq10^{-3}$をプローブできます。a}\lesssim10^{-24}〜{\rmeV}$、または$m_{a}\simeq10^{-22}〜{\rmeV}$の場合は$\eta_{a}\simeq1$、ファジー暗黒物質ウィンドウ内。
1つのうち、多く：レンズ付き超新星からの時間遅延の区別
| Title |
Out_of_One,_Many:_Distinguishing_Time_Delays_from_Lensed_Supernovae |
| Authors |
Mikhail_Denissenya,_Satadru_Bag,_Alex_G._Kim,_Eric_V._Linder,_Arman_Shafieloo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13282 |
重力レンズ付きのIa型超新星は、暗黒エネルギー、空間曲率、およびハッブル定数を制約する大きな可能性を秘めた新しいプローブです。複数の画像とそれらの時間遅延および拡大フラックスは解決されない場合がありますが、単一の光度曲線にブレンドされます。個々の画像を抽出し、1つ（レンズなし）または2つまたは4つ（レンズ付き）の画像があるかどうかを判断し、貴重な宇宙論的プローブであるそれらの間の時間遅延を測定するための固定ソーステンプレートマッチングなしの方法を示します。$\sim10$日を超える時間遅延の画像数を決定することで100％の成功が見られます。
球形銀河モデルの中心的な振る舞いに対する新しい強い制約-NFWカスプなし
最初に、積分質量プロファイル$M（r）\to0$が$r\to0$である球対称銀河モデルは、円速度$v_c（r）\to0の場合にのみ、中心近くで物理的に一貫していることを強調します。$と重力場$g（r）\to0$as$r\to0$。次に、このようなステートメントを、天体物理学や宇宙論で使用されるもののほとんどを含む、幅広いクラスの5パラメーター球形銀河モデルに適用します。特に、JaffeモデルとHernquistモデルは$r\gtrsimでのみ信頼できることがわかります。0.2\、R_e$ですが、NFWモデルは、通常の銀河団または純粋な暗黒物質ハローのいずれの中央領域も記述できないため、中央のカスプを予測できません。結果として、銀河中心から観測されたガンマ線過剰は、光子への尖点増強WIMP消滅の観点から説明できないことを示しています。
任意のマスクを使用した球上の等方性場の調和解析
銀河調査の最大規模から制約を取得することは、大きな角度モードの部分的な測定しか許可しない調査マスクのために困難です。これにより、高調波空間2点関数からの情報が対角線から離れて分散され、モード間の結合が導入されます。この論文では、すべての情報が対角線上に保持されるように、特定の調査ジオメトリに適合したカスタム固有基準を導き出します。やや複雑なピクセルおよび選択関数ウィンドウを犠牲にして、結果は、単純なショットノイズを伴う対角2点関数、およびガウス確率場の場合の対角共分散行列になります。球の表面に基づいて基礎を導き出し、それを使用して、角度方向と半径方向に分離可能な測量ジオメトリを想定した3D球面フーリエベッセルパワースペクトル推定器を構築します。
初期条件として相対論的および原始的な非ガウス性の寄与を伴う宇宙論的シミュレーション
| Title |
Cosmological_simulations_with_relativistic_and_primordial_non-Gaussianity_contributions_as_initial_conditions |
| Authors |
Miguel_Enr\'iquez,_Juan_Carlos_Hidalgo,_Octavio_Valenzuela |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13364 |
{\Lambda}CDM宇宙の宇宙論的シミュレーションにおいて、暗黒物質構造の進化に対する相対論的補正を実装する方法を提示します。暗黒物質の不均一性のラグランジアン（ニュートン）進化と同期共動（相対論的）物質密度記述の間の非線形対応を取り、それを使用して、構造形成の数値シミュレーションの初期条件として相対論的制約を促進します。この方法では、初期条件として原始非ガウス性（PNG）寄与を組み込むのは簡単です。L-PICOLAコードの初期条件として相対論的、fNL、gNLの寄与を実装し、進化した物質場のパワースペクトルとバイスペクトルを導き出します。Planckによって1{\sigma}で許可されている非ガウス性の最大値の場合に特に焦点を当てます（fNL=-4.2およびgNL=-7000）。検査として、適切なスケールで1ループの摂動処方との整合性を示します。私たちの結果は、相対論的特徴とPNG特徴の両方が非常に大規模で、そして絞られた三角測量で最も顕著であることを確認しますが、バイスペクトルの摂動レジームを超える規模でも小さな相対論的効果があります。物質密度分布のバイスペクトルにおけるこれら2つの寄与を精査するための将来の見通しについて議論します。
銀河ハロー内のバリオン過程における宇宙ボイド進化の痕跡
| Title |
Imprints_of_the_cosmic_void_evolution_on_the_baryon_processes_inside_galaxy_haloes |
| Authors |
Agust\'in_M._Rodr\'iguez_Medrano,_Dante_J._Paz,_Federico_A._Stasyszyn,_Andr\'es_N._Ruiz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13378 |
宇宙のボイドは、銀河の形成と進化を研究するためのユニークな環境を提供します。この論文では、ボイドの流体力学的ズームインシミュレーションのセットを分析して、ボイドの内部構造を詳細に分析します。これらのボイドは、宇宙論的シミュレーションで特定され、非常に大規模な周囲のダイナミクスに従って分類されました。つまり、それらが周辺で膨張しているか収縮しているかです。これらの環境とボイドのダイナミクスがハロー内のバリオンプロセスとその形成と進化のメカニズムにどのように影響するかを研究します。ボイド内に処理済みガスが不足していることがわかりました。これは、大規模なハローの欠如に関連している可能性があります。ハローの動的位相空間図とハロー粒子相関関数を研究することにより、収縮するボイドの内側のハローは、膨張するボイドの内側の領域のハローと比較して、より大きな構造の存在によってわずかに影響を受けることがわかります。暗黒物質とガス粒子の両方を使用すると、一貫した信号が得られます。ハローの集合はボイドの動的状態に依存することを示します。膨張するボイドのハローは、収縮するボイドや一般的な宇宙のハローよりもゆっくりと集合します。アセンブリのこの違いは、ハローのバリオン進化に影響を与えます。分析された全体的な赤方偏移の範囲では、ボイド内のハローは、一般的な宇宙のハローよりもバリオンの含有量が少なく、特にz=0では恒星の含有量が少なくなっています。我々の結果は、大規模なボイド環境がボイドの動的状態に従ってハロー内で発生するバリオンプロセスを変調することを示唆している。
大規模構造形成中の原始磁場の進化
| Title |
Evolution_of_primordial_magnetic_fields_during_large-scale_structure_formation |
| Authors |
Salome_Mtchedlidze,_Paola_Dom\'inguez-Fern\'andez,_Xiaolong_Du,_Axel_Brandenburg,_Tina_Kahniashvili,_Shane_O'Sullivan,_Wolfram_Schmidt,_Marcus_Br\"uggen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13520 |
原始磁場は、宇宙に存在する大規模な磁場を説明することができます。初期の宇宙におけるインフレーションと相転移は、独特の特徴を持つそのような場を生み出す可能性があります。宇宙論的シミュレーションを用いて、これらの磁気発生シナリオの電磁流体力学的進化を調査します。インフレーションによって生成された磁場を（i）均一（均一）または（ii）スケール不変の確率的磁場として、相転移によって生成された磁場を（iii）らせん状または（iv）非らせん状の磁場として進化させます。放射線が支配的な時代。シミュレートされた宇宙ウェブにおける磁場の最終的な分布は、初期強度とシード場のトポロジーへの依存性を示していることがわかります。したがって、観測されたフィールド構成は、フィールド生成時の初期条件に関する情報を保持します。検出された場合、原始磁場観測は初期宇宙の間接探査のための新しいウィンドウを開きます。競合するモデル間の違いは、銀河団、橋、フィラメント、ボイドのスケールで明らかになります。さまざまなシードフィールドの特徴的なスペクトル進化により、今日の相関長に痕跡が生じます。高度にイオン化された領域からの回転測定値の違いを、今後の調査でどのように調査できるかについて説明します。
銀河系外源のマスキングによるCMBレンズ再構成バイアス
| Title |
CMB_lensing_reconstruction_biases_from_masking_extragalactic_sources |
| Authors |
Margherita_Lembo,_Giulio_Fabbian,_Julien_Carron_and_Antony_Lewis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13911 |
観測された宇宙マイクロ波背景放射（CMB）マップは前景によって汚染されており、その一部は通常、宇宙論的分析を実行するためにマスクされています。物質の過密度にある銀河系外の放射を除去するものなど、マスクがレンズ信号と相関している場合、マスクされていない空での測定は偏った推定値を与える可能性があります。再構成されたCMBレンズの自動および相互相関パワースペクトルと外部物質トレーサーに対するこれらのマスク誘発バイアスの影響を定量化します。レンズパワーの変化と、再構成パワースペクトル補正の変更、$N_L^{（0）}$、$N_L^{（1）}$、および$N_L^{（3/）の両方から発生することを示します。2）}$）。CMBレンズフィールドの直接マスキングについては、マスキング効果の単純な分析モデルを導き出し、それが潜在的に大きいことを示します。レンズ再構成におけるCMBマップの最適なフィルタリングにより、マスクに起因するバイアスが大幅に減少することを示します。結果として得られるレンズパワースペクトルバイアスを、数値シミュレーション、電波源のマスキング、および熱スニヤエフゼルドビッチ（tSZ）と宇宙赤外線背景放射（CIB）のピークでテストします。レンズ自動スペクトルの場合、マスキングバイアスは、将来のデータセットの統計的有意性$\lesssim3\sigma$でのみ測定できます。同じことが、バイアスが大きくても（最大30％）、CMBレンズとtSZおよびCIBの間の相互相関パワースペクトルにも当てはまります。tSZで選択された銀河団をマスキングすると、最大のマスクバイアスが発生し、高い有意性で検出できる可能性があることがわかります。特に$z\lesssim0.6$のオブジェクトに対して、CMBレンズを使用したクラスター質量のキャリブレーションは、マスク穴内で復元されたレンズ信号をさらに修正せずに使用した場合、近未来の観測のマスクバイアスの影響を大きく受ける可能性があることがわかりました。。逆に、赤方偏移の大きいオブジェクトの質量キャリブレーションでも、偏りのない結果が得られます。
密集したクラスターにおけるホットジュピターの形成：多惑星系における長期的なカオス
| Title |
Hot_Jupiter_formation_in_dense_clusters:_secular_chaos_in_multi-planetary_systems |
| Authors |
Yihan_Wang,_Rosalba_Perna,_Nathan_W._C._Leigh_and_Michael_M._Shara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13248 |
太陽系外惑星の観測は、ホットジュピターの発生率が星団と相関していることを明らかにしています。星団では、惑星系と近くのフライバイ星との間の相互作用が、原始的に同一平面上にある円形の惑星系の構造を大きく変える可能性があります。密集したクラスター内のフライバイは、Zeipel-Lidov-Kozai（ZLK）効果や惑星-惑星散乱などの高離心率励起メカニズムの活性化を介して、ホットジュピターの形成に大きな影響を与えます。以前の研究では、惑星系に2つの巨大な惑星がある場合、接近したフライバイがZLKメカニズムを効率的にアクティブにして、高い離心率の潮汐移動を引き起こし、最終的に星団にホットジュピターを形成することが示されています。ここでは、以前の研究をマルチプラネット（トリプル）システムで拡張します。コード{\ttSpaceHub}を使用して、摂動された惑星系内での恒星フライバイとそれに続く惑星移動の高精度、高精度の少数体シミュレーションを実行します。私たちのシミュレーションは、クラスター内の多惑星系での単一の接近したフライバイが、経年的なカオスを活性化し、最終的には高い離心率の移動を介してホットジュピターの形成につながる可能性があることを示しています。システムごとのホットジュピター形成率は、惑星系のサイズと外惑星の質量の両方で増加することがわかり、さまざまなパラメーターの相対的な形成率を定量化します。世俗的な混沌によって形成されたホットジュピターは、非常に長い期間の大規模な仲間を伴うと予想されます。私たちの研究はさらに、このフライバイによって引き起こされた経年カオスは、多惑星系が生き残る可能性が高い低密度クラスターで好まれ、フライバイによって引き起こされたものと比較して、星団のホットジュピター形成のかなりの部分に寄与することを示していますZLKメカニズム。
傾斜した周連星惑星系円盤におけるダスト交通渋滞I.形態と形成理論
| Title |
Dust_Traffic_Jams_in_Inclined_Circumbinary_Protoplanetary_Discs_I._Morphology_and_Formation_Theory |
| Authors |
Hossam_Aly,_Jean-Fran\c{c}ois_Gonzalez,_Rebecca_Nealon,_Cristiano_Longarini,_Giuseppe_Lodato,_and_Daniel_J._Price |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13256 |
バイナリの周りの傾斜軌道のガスとほこりは、バイナリの重力トルクによって引き起こされる歳差運動を経験します。ガスとダストの歳差運動の違いは、弱く結合したダストの半径方向のドリフトを変化させ、半径方向のドリフトが最小化される密度の向上につながります。3D流体力学シミュレーションを使用してこの現象を調査し、これらの「ダスト交通渋滞」の卓越性と、さまざまなディスク傾斜およびバイナリ偏心で結果として生じるダスト下部構造の進化を調査します。次に、歪んだダストディスクの角運動量の進化方程式を導き出し、それらを1Dコードで実装し、これらの交通渋滞をさらに説明するための計算を提示します。傾斜した周連星円盤のダスト交通渋滞は、長寿命で微惑星形成に重要な結果をもたらす可能性のある、ダスト密度の大幅な向上をもたらすことがわかりました。
HD 88133bおよびアンドロメダ座ウプシロンbのマルチエポック直接検出の再調査
| Title |
Reinvestigation_of_the_Multi-Epoch_Direct_Detections_of_HD_88133_b_and_Upsilon_Andromedae_b |
| Authors |
Cam_Buzard,_Danielle_Piskorz,_Alexandra_C._Lockwood,_Geoffrey_Blake,_Travis_S._Barman,_Bj\"orn_Benneke,_Chad_F._Bender,_John_S._Carr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13275 |
Piskorzetal。で公開されたHD88133bおよびupsAndbのマルチエポック直接検出を再分析します。2016年およびPiskorzetal。それぞれ2017年。シミュレーションを使用して検出を再現しようとすると、元の作品で分析された6および7$L$バンドのKeck/NIRSPECエポックでは、惑星が不当に大きな半径を持たない限り、惑星は検出できなかったことがわかります。HD88133以上そして両方ともかなり大きな恒星半径を持っており、それが惑星の検出を困難にする一因となっています。この機会に、Buzardetal。が推奨するように、アップグレードされたNIRSPEC機器とほぼゼロの一次速度の両方でシミュレーションを実行することによって最初に提示された少数のエポックで、これらの惑星がどのように検出されたかを検討します。2021.一次速度がほぼゼロの7つの$L$バンドNIRSPEC2.0エポックでは、upsとbの強力な（$10.8\sigma$）検出が可能でしたが、aには6つを超える$L$バンドエポックが必要でした。HD88133bの強力な検出。これは、このシステムの大きな恒星半径と低い恒星温度の両方が原因である可能性があります。この作業は、高解像度の分光データの予想される感度を理解する上で、注意深い分析手順の重要性とシミュレーションの有用性を強調しています。
切り離されたカイパーベルトの傾斜分布に関する遠方の惑星の特徴
| Title |
Signatures_of_a_Distant_Planet_on_the_Inclination_Distribution_of_the_Detached_Kuiper_Belt |
| Authors |
Kalee_E._Anderson_and_Nathan_A._Kaib |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13307 |
最近、太陽系外縁天体（TNO）のいくつかの観測された特徴を説明するために、太陽系外縁天体の遠くにある巨大な惑星が提案されました。ここでは、カイパーベルトとオールトの雲の形成のN体シミュレーションと、調査シミュレーターを使用して、9番目の惑星がある場合とない場合の太陽系のモデルを相互に比較したり、観測したりします。8惑星モデルのカイパーベルトの遠方（$a$>au）、分離（$q$>au）領域にTNOが堆積する主なメカニズムは、平均運動共鳴における物体の古在-リドフ振動です（MMR）とネプチューン。この効果は、低傾斜（$i\lesssim$20{\deg}）オブジェクトをこの領域に配置しません。ただし、9番目の惑星は、8惑星モデルには存在しない、低い傾斜で離れた分離したTNOのグループを生成することがわかります。8惑星モデルと9惑星モデルの間のこの不一致は、カイパーベルトの離れた離れた領域でTNOをさらに検出することで、可能性のある惑星9に強い制約を与える可能性があります。
超高温木星WASP-76bのGCMにおけるアクティブ磁気抗力の影響の調査
| Title |
Exploring_the_Effects_of_Active_Magnetic_Drag_in_a_GCM_of_the_Ultra-Hot_Jupiter_WASP-76b |
| Authors |
Hayley_Beltz,_Emily_Rauscher,_Michael_Roman,_and_Abigail_Guilliat |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13371 |
超高温木星は、極端な物理学をテストし、太陽系には見られない大気循環体制を観察するための刺激的な手段を表しています。それらの高温は、電流を生成し、大量のローレンツ力の抗力を経験することによって、惑星の内部磁場と相互作用する大気風に埋め込まれた熱イオン化粒子をもたらします。超高温木星の3D大循環モデル（GCM）における磁気抗力の以前の処理は、ほとんどが惑星全体に均等に適用される均一な抗力タイムスケールであり、これらの磁気効果の強い空間依存性を無視しています。この作業では、惑星WASP-76bのGCMで、ローカルで計算されたアクティブな磁気抗力処理を適用します。この処理の効果は、昼と夜の循環の間に大きな違いが存在する惑星の上層大気で最も顕著であることがわかります。これらの循環効果は、ホットスポットオフセットを減らし、昼夜のフラックスコントラストを上げることにより、結果の位相曲線を変更します。モデルを、惑星に対して少なくとも3Gの磁場を意味するスピッツァー位相曲線と比較します。さらに、結果を均一なドラッグタイムスケールモデルと対比します。この研究は、高温ガス巨人の大気モデルにおける磁気効果のより注意深い処理の必要性を浮き彫りにしている。
小惑星リュウグウから返還されたサンプルを観測するための、はやぶさ2光学ナビゲーションカメラ（ONC-T）に匹敵するマルチスペクトルステレオカメラシステムの開発
| Title |
Development_of_a_multispectral_stereo-camera_system_comparable_to_Hayabusa2_Optical_Navigation_Camera_(ONC-T)_for_observing_samples_returned_from_asteroid_Ryugu |
| Authors |
Yuichiro_Cho,_Koki_Yumoto,_Yuna_Yabe,_Shoki_Mori,_Jo_A._Ogura,_Toru_Yada,_Akiko_Miyazaki,_Kasumi_Yogata,_Kentaro_Hatakeda,_Masahiro_Nishimura,_Masanao_Abe,_Tomohiro_Usui,_Seiji_Sugita |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13480 |
はやぶさ2は小惑星リュウグウから5.4gのサンプルを集めて地球に持ち帰りました。リモートセンシング観測に使用されるものと同等のカメラシステムを使用してこれらのサンプルを測定することは、収集されたサンプルの特性評価、サンプルの代表性の調査、および小惑星から収集された材料の特定に重要です。この研究では、ステレオイメージングに基づくサンプルの視覚的マルチスペクトルイメージングと3D形状再構成の両方を可能にする機器を構築しました。イメージングシステムのピクセル解像度は1.93{\mu}m/pixで、視野は7.9mmx4.2mmです。私たちの検証測定は、はやぶさ2の伸縮式光学ナビゲーションカメラ（ONC-T）に匹敵するマルチスペクトルイメージングシステムが、3％の精度の反射スペクトルと5％の精度の3Dモデルを生成することを示しています。この装置を使用して、小惑星の2つの場所から取得した2つのリュウグウサンプルのマルチスペクトル測定を実施しました。サンプルの平均スペクトルは一貫してフラットで、vバンド反射率は2.4％で、ONC-Tで観察されたリュウグウの全体的な平均よりも高くなっています。この明らかな違いは、返された穀物サンプルの潜在的に反射する表面に起因する可能性があります。
巨大な衝撃と光蒸発による近接スーパーアースのサイズ進化
| Title |
Size_evolution_of_close-in_super-Earths_through_giant_impacts_and_photoevaporation |
| Authors |
Yuji_Matsumoto,_Eiichiro_Kokubo,_Pin-Gao_Gu,_Kenji_Kurosaki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13487 |
フォローアップ分光観測によるケプラー通過調査は、多数のスーパーアースサイズの惑星を発見し、それらのサイズ、公転周期、および隣接する惑星間の関係の興味深い特徴を明らかにしました。初めて、巨大な衝撃と光蒸発の両方を介して惑星のサイズの進化を調査し、これらの観測された特徴と比較します。原始惑星のサイズは、コアとエンベロープのサイズの合計であり、分析モデルによって計算されます。$N$-bodyシミュレーションは、衝撃衝撃によるエンベロープストリッピングを使用して、巨大な衝撃段階で惑星のサイズを進化させるために実行されます。コア質量の初期半径方向プロファイルと初期エンベロープ質量分率をパラメータとして考慮します。内惑星は巨大な衝撃によってエンベロープ全体を失う可能性がありますが、外惑星は巨大な衝撃を受けないため、最初のエンベロープを維持できます。その後、光蒸発をシミュレートして惑星のサイズを進化させます。我々の結果は、コア質量の初期半径プロファイルが広範囲のべき乗則分布に従い、初期エンベロープ質量分率が$\sim0であるシミュレーションを実行すると、観測された惑星の周期半径分布が再現されることを示唆しています。1ドル。さらに、私たちのモデルは、隣接する惑星のペアが同様のサイズと規則的な間隔を持っていることを示していますが、半径のギャップなどの詳細な観測結果とはわずかに異なります。
JWSTの半解析的予測-V.z = 2-7でのAGN光度関数とヘリウム再電離
| Title |
Semi-analytic_forecasts_for_JWST_--_V._AGN_luminosity_functions_and_helium_reionization_at_z_=_2-7 |
| Authors |
L._Y._Aaron_Yung,_Rachel_S._Somerville,_Steven_L._Finkelstein,_Michaela_Hirschmann,_Romeel_Dav\'e,_Gerg\"o_Popping,_Jonathan_P._Gardner,_Aparna_Venkatesan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13241 |
初期宇宙で形成されている活動銀河核（AGN）は、銀河間ヘリウムの再電離に寄与する硬電離光子の主要な発生源であると考えられています。ただし、高赤方偏移AGNの数密度とスペクトル特性はほとんど制約されていません。この作業では、さまざまな利用可能な観測値で較正された物理的に情報に基づいたモデルを利用して、再電離の時代全体でのAGNの役割の推定値を提供します。ブラックホール降着とAGNフィードバックのモデリングを含む定評のあるSantaCruz半解析モデルによって予測された、z=2から7までのさまざまなバンドでのAGN光度関数を示します。次に、予測されたAGN集団を物理スペクトルモデルと組み合わせて、電離光子生成率の自己無撞着な推定を行います。これは、降着する超大質量ブラックホールの質量と降着率に依存します。次に、予測された共動電離放射率を分析モデルと組み合わせて、銀河間ヘリウムと水素のその後の再電離履歴を計算します。この作品は、物理的に動機付けられた分析または半分析技術を組み合わせて、広範囲のスケール（ここでは、AGN降着円盤から宇宙論的スケールまで）にわたるマルチスケールの物理プロセスをキャプチャする可能性を示しています。私たちの物理モデルは、文献の多くの推定値をはるかに超える固有の電離光子収支を予測します。つまり、ヘリウムの再電離は、比較的低い脱出率でも快適に達成できます。また、将来の\emph{JamesWebbSpaceTelescope}調査で検出されると予想されるAGN集団の予測も行います。
ARTEMISシミュレーションにおける合併によって誘発された銀河変換
| Title |
Merger-induced_galaxy_transformations_in_the_ARTEMIS_simulations |
| Authors |
Adam_M._Dillamore,_Vasily_Belokurov,_Andreea_S._Font_and_Ian_G._McCarthy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13244 |
45の高解像度宇宙論的シミュレーションのARTEMISセットを使用して、天の川のような銀河の合併によって引き起こされた動的変換の範囲を調査します。最初に、天の川の「ガイアソーセージ」と同様に、非常に放射状の軌道上に付着した星の集団を特定します。ARTEMIS銀河の$\upperx1/3$に同様の特徴が含まれていることを示し、それらが通常最も大規模な付着衛星からの恒星の残骸を含んでいることを確認します。これらの15個の銀河を選択して、GSのような合併の頃のそれらの変化を研究します。これらの多くの暗黒物質ハローは、形と向きの全体的な変化を示します。銀河自体に焦点を当てると、角運動量（AM）軸が$\sim60$度Gyr$^{-1}$の急速な速度で向きを変える恒星円盤の複数の例が見つかります。衛星が蓄積される前に衛星の軌道角運動量軸を計算することにより、合併後にディスクのAMがこの軸とより整列する傾向があることを示します。また、天の川の「スプラッシュ」に類似した、その場での逆行性星の起源を調査します。それらを以前のスナップショットにさかのぼると、複数の初期の合併によって極端な軌道にしばしば混乱したことを示しています。また、中央領域の外側にあるこれらの星の総質量は、付着した恒星の総質量と正の相関があることもわかりました。最後に、合併直後にバーが形成されるかどうかについて簡単な調査を行います。いくつかの銀河では、その出現が重要な合併と一致する棒のような特徴を見つけます。
統計的な強いレンズ。 III。レンズの完全なサンプルによる推論
| Title |
Statistical_strong_lensing._III._Inferences_with_complete_samples_of_lenses |
| Authors |
Alessandro_Sonnenfeld_(1)_((1)_Leiden_Observatory) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13246 |
環境。強力なレンズの既存のサンプルは、複雑な選択機能を犠牲にして、サンプルサイズを優先することによって組み立てられています。しかし、次世代の広視野測光調査の出現により、明確に定義された選択基準でレンズ母集団のサブセットを識別し、サンプルサイズを完全性と交換することが可能になる可能性があります。目的。レンズの完全なサンプルを使用することには、2つの主な利点があります。第一に、強いレンズが偏ったサブセットである銀河の一般的な集団の特性を回復することが可能です。第二に、レンズと非検出の相対数を使用して、銀河構造のモデルをさらに制約することができます。この作業は、これらの機能を利用する統計的な強いレンズ分析を実行する方法を示しています。メソッド。既知の選択関数を持つ強力なレンズのサンプルの統計分析のための一般的な形式を導入し、シミュレーションデータでテストしました。シミュレーションは、軸対称のべき乗則密度プロファイルを持つ$10^5$銀河の集団、背景点光源の集団、および観測カットの上に完全な$\sim10^3$強力レンズのサブセットで構成されています。結果。この方法では、アインシュタイン半径と銀河集団の質量密度勾配の分布を偏りのない方法で復元できます。非レンズの数は、倍率データが利用できない場合にモデルを制約するのに役立ちます。結論。レンズの完全なサンプルは、正確な強いレンズの測定値を一般的な銀河集団の特性に関する正確なステートメントに変えるための強力な資産です。
アンドロメダ銀河の大平面に沿った伴銀河の共軌道について：NGC 147、NGC 185、および宇宙論的シミュレーションからの期待
| Title |
On_the_Co-Orbitation_of_Satellite_Galaxies_Along_the_Great_Plane_of_Andromeda:_NGC_147,_NGC_185,_and_Expectations_from_Cosmological_Simulations |
| Authors |
Marcel_S._Pawlowski_and_Sangmo_Tony_Sohn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13253 |
アンドロメダ銀河の半分はアンドロメダ銀河（GPoA）と呼ばれる狭い平面を形成しており、それらの視線速度は回転構造を連想させる相関関係を示しています。最近報告された機内衛星NGC147およびNGC185の最初の固有運動測定は、それらが実際にGPoAに沿って共軌道を回っていることを示しています。これは、M31衛星システムを$\Lambda$CDMの期待値と比較する新しい機会を提供します。天の川を越えた2つの伴銀河の軌道整列の最初の詳細な比較を、平面のコンテキストで、いくつかの流体力学的および暗黒物質のみの宇宙論的シミュレーション（IllustrisTNG-50、TNG-100、ELVIS、PhatELVIS）で実行します。伴銀河問題の。以前の研究と一致して、空間平坦化と視線速度の相関だけで、$\Lambda$CDMとすでにかなりの緊張関係にあり、シミュレートされたアナログのいずれも同時に両方のパラメーターを再現していないことがわかります。シミュレートされたシステムのほとんど（3〜4\％）には、NGC147とNGC185の最も可能性の高い固有運動によって示されるように、軌道極が衛星平面と整列している2つの衛星が含まれていません。ただし、現在の測定の不確実性の範囲内では、シミュレートされたシステムの2つの最適に配置された衛星が軌道の配置と一致していることは一般的（〜70％）です。それでも、シミュレートされた2つの面内衛星が、観測されたとおりに軌道極が整列している可能性は低いです（〜4％）。改善された測定によるこれら2つのオブジェクトのタイトな軌道アライメントの確認、または追加のGPoAメンバーの同様のアライメントの発見は、$\Lambda$CDMの期待で緊張をさらに高める可能性を秘めていると結論付けます。
宇宙の再電離エポックの終わりにOI吸収体に関連する[CII] 158 $ \ mu $ mエミッター
| Title |
A_[C_II]_158$\mu$m_Emitter_Associated_with_an_OI_Absorber_at_the_End_of_the_Reionization_Epoch |
| Authors |
Yunjing_Wu,_Zheng_Cai,_Marcel_Neeleman,_Kristian_Finlator,_Shiwu_Zhang,_J._Xavier_Prochaska,_Ran_Wang,_Bjorn_H.,_C_Emonts,_Xiaohui_Fan,_Laura_C._Keating,_Feige_Wang,_Jinyi_Yang,_Joseph_F._Hennawi,_Junxian_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13257 |
$z\gtrsim6$にある銀河系周辺媒体（CGM）の物理的および化学的特性は、バックグラウンドの準星状物体（QSO）のスペクトルに吸収されることでうまく研究されています。最も重要な質問の1つは、これらの初期の金属吸収体を生み出す源銀河の性質と場所を調査することです。理論モデルは、典型的な星形成銀河からの運動量駆動の流出が、z=5-6でCGMと銀河間媒体（IGM）に金属を放出できることを示唆しています。徹底的な専用の調査では、$z\約6$の強力なCIV吸収体に関連するLy$\alpha$放出が検索されましたが、検出されたLy$\alpha$エミッター候補はごくわずかです。Ly$\alpha$は共鳴線であるため、これらの検出の解釈はさらにあいまいであり、吸収体のホスト銀河を検出するための補完的な技術の必要性が高まっています。ここでは、アタカマ大型ミリ波アレイ（ALMA）を使用して、$z=5.978$の強力な低イオン化吸収体OIに関連する[CII]158$\mu$mエミッターを報告します。OIと[CII]エミッターの間の予測される衝突パラメーターは20.0kpcです。測定された[CII]の光度は、$7.0\times10^7$の太陽の光度です。さらなる分析は、強力なOI吸収体が、期待値より1〜2桁大きい巨大なハローの銀河系周辺の媒体に存在する可能性があることを示しています。
銀河画像への多ガウス拡張モデルのベイズフィッティング
パラメータ化されたモデルを銀河の画像に適合させることは、銀河の形態を測定するための標準になりました。このフォワードモデリング技術により、PSFを説明して半分解銀河を効果的に研究することができます。ただし、銀河の表面輝度プロファイルに特定のパラメーター化を使用すると、正確な表現でない場合に測定にバイアスがかかる可能性があります。さらに、パラメータ化されたプロファイルの体系的なエラーを評価することは難しい場合があります。これらの問題を克服するために、画像をフィッティングするためのベイズフレームワークとともに銀河のプロファイルを表すマルチガウス拡張（MGE）法を採用しています。MGEは、一連のガウス分布を使用して銀河のプロファイルを柔軟に表現します。事前にレンダリングされたガウス成分を使用する新しいベイズ推定アプローチを紹介します。これにより、計算時間が大幅に短縮され、銀河の大規模なサンプルでフィッティングコードを実行できるようになります。一連の検証テストを使用して、この方法を示します。$z\sim1.5$で観測されたものと同様の特性を持つ銀河を、深いHST観測に注入することにより、現実的な銀河の全フラックスと有効半径を正確に回復できることを示します。さらに、局所銀河の劣化画像を使用して、私たちの方法が現実的な銀河表面の明るさと色のプロファイルを回復できることを示しています。私たちの実装は、オープンソースのPythonパッケージ$\texttt{imcascade}$で利用できます。このパッケージには、画像の準備、結果のフィッティング、分析に必要なすべてのメソッドが含まれています。
MgII放出で画像化された39kpcの空間的に拡張された塊状で非対称の銀河流出
| Title |
A_39_kpc_Spatially_Extended_Clumpy_and_Asymmetric_Galactic_Outflow_Imaged_with_Mg_II_Emission |
| Authors |
Ahmed_Shaban,_Rongmon_Bordoloi,_John_Chisholm,_Soniya_Sharma,_Keren_Sharon,_Jane_R._Rigby,_Michael_G._Gladders,_Matthew_B._Bayliss,_L._Felipe_Barrientos,_Sebastian_Lopez,_Nicolas_Tejos,_C\'edric_Ledoux,_Michael_K._Florian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13264 |
VLT/MUSE観測を使用して、重力レンズ付きの星形成銀河の$z\sim1.7$での共鳴MgII放出を伴う冷たい銀河流出の空間的広がりを画像化します。銀河から観測された半径方向の距離$26.5_{-0.4}^{+0.5}$kpcまでのMgII残留（連続体減算）放出を観測し、観測された最大空間範囲は$\approx39_{-0.6}^です。{+0.8}$kpc（$30_{-0.5}^{+0.7}$kpc（表示用に修正した後））。MgIIの残留放出は斑状で、総面積${\rm184_{-10}^{+5}kpc^2}$をカバーし、流出ガスがカバーする最小面積を$13.27_{-1.02}^に制限します。総面積の{+0.55}$％。MgII放出の空間範囲は非対称であり、赤緯に沿って観測された$27.6_{-0.7}^{+0.8}$％（補正を見た後、$20.9_{-0.6}^{+0.7}$％）のより大きな範囲を示しています。方向。半径距離の関数としてMgII放出の被覆率を制約し、インデックス$\gamma=-1.25_{-0.02}^{+0.02}$で畳み込むべき乗則モデルで特徴付けます。運動学的に異なる2つのMgII放出成分（$\Deltav\approx400\{\rmkm\s^{-1}}$）があり、これらは同様の距離に伸びており、流出するガスの2つの異なる殻に対応している可能性があります。画像平面で銀河の倍率が異なる複数の画像を使用することにより、銀河内の3つの個別の星形成領域でのMgII残留放出を$6.0_{-0.2}^{+0.2}$、$7.0_{まで追跡します。-0.2}^{+0.3}$、および$8.5_{-0.1}^{+0.1}$kpc。FeII*の微細構造の放出と、星雲の[OII]の放出はどちらも、恒星の連続体に対して空間的に拡張されていません。これらの発見は、流出するガスの空間的広がりに強い制約を提供し、流出速度とカラム密度の測定と組み合わせることで、銀河の質量流出速度に厳しい制約を与えます。
乱流星形成雲における密度PDFの形状と進化に対する磁場と流出フィードバックの影響
| Title |
The_Effects_of_Magnetic_Fields_and_Outflow_Feedback_on_the_Shape_and_Evolution_of_the_Density_PDF_in_Turbulent_Star-Forming_Clouds |
| Authors |
Sabrina_M._Appel,_Blakesley_Burkhart,_Vadim_A._Semenov,_Christoph_Federrath,_Anna_L._Rosen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13271 |
星形成分子雲の一連の3D流体力学的シミュレーションを使用して、重力、乱流、磁場、原始星の流出と加熱を含めると、密度確率分布関数（PDF）がどのように変化するかを調査します。流出と自己重力を考慮すると、密度PDFは対数正規ではないことがわかります。自己重力は高密度でべき乗則の裾を生成し、原始星の流出と加熱からの恒星のフィードバックを含めると、低密度での対数正規分布からの大幅な時変偏差が生成されます。流出のあるシミュレーションでは、流出のないシミュレーションと比較して拡散ガスが過剰であり、平均音速マッハ数が増加し、実行の全期間にわたってより遅い星形成速度を維持します。PDFの対数正規ピークの拡散ガス、べき乗則テールの崩壊ガス、および星の間の物質移動を研究します。べき乗則テールの質量分率は一定であり、対数正規部分からのガスがべき乗則を補充するのと同じ速度で、べき乗則ガスから星が形成されることがわかります。乱流は、べき乗則のテールに関連する高密度ガスを大幅にサポートしないことがわかります。駆動された乱流に加えて流出と磁場を含めると、対数正規分布からべき乗則、そして星への物質移動の速度が大幅に遅くなり、その結果、星形成速度が遅くなり、枯渇時間が長くなります。
分子雲における普遍的なフィラメント幅の起源
分子雲の遠赤外線観測で特定されたフィラメント構造は、通常、半値全幅が$\sim\！0.1$pcであることがわかります。ただし、この現象の物理的な説明は現在不明です。円筒対称の収束流の流体力学シミュレーションを使用して、結果として得られるフィラメントの面密度プロファイルの半値全幅FWHM$_{\Sigma}$が、降着衝撃の位置と密接に関連していることを示します。流入はフィラメントの境界に達します。流入マッハ数${\calM}$の場合、フィラメントFWHM$_{\Sigma}$sは$0.03$pc$\lesssim$FWHM$_{\Sigma}\lesssim0.3$の範囲になります。pc、${\calM}$が高いほど、フィラメントが狭くなります。フィラメントの大きなサンプルは、さまざまな進化段階で見られ、${\calM}$の値が異なるため、当然、遠赤外線から得られたものと形状が似たFWHM$_{\Sigma}$のピーク分布になります。分子雲の観測。ただし、収束フローが${\calM}\lesssim3$に制限されていない限り、FWHM$_{\Sigma}$sの分布のピークは観測された$\sim0.1$pcを下回ります。
いくつかの最初の星は赤でした：長期の確率的色の変化による大規模な集団III形成の兆候の検出
| Title |
Some_First_Stars_Were_Red:_Detecting_Signatures_of_Massive_Population_III_Formation_Through_Long-Term_Stochastic_Color_Variations |
| Authors |
Tyrone_E._Woods,_Chris_J._Willott,_John_A._Regan,_John_H._Wise,_Turlough_P._Downes,_Michael_L._Norman,_Brian_W._O'Shea |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13279 |
最初の10億年以内に自然のままの環境（ポップIII）で形成された星を特定することは、銀河の初期の成長と化学進化を明らかにするために不可欠です。しかし、ポップIII銀河は、通常、非常に長い積分時間や極端なレンズ効果なしに、今後の機器で検出するには、暗すぎて数が少なすぎると予想されます。しかし、ハローが原子冷却限界を超えるまで星形成が抑制される環境では（たとえば、適度なライマン-ウェルナーフラックス、高いバリオンストリーミング速度、および/または動的加熱効果によって）、原始ハローは実質的により多く形成される可能性がありますそしてもっと大きな星。これらの星のいくつかは、いつでも熱的にリラックスできるよりも速く降着します。高zハローでの大規模な星形成の高解像度宇宙論的ズームインシミュレーションを使用して、そのような急速に降着する星が{\itJWST}によって検出できる顕著なスペクトルの特徴を生成することを発見しました。ハロー内の急速な降着エピソードは、長いタイムスケールにわたって、全恒星放射の0〜20\％の確率的再処理をレストフレームオプティカルにもたらします。これは、深い観測によってそのようなオブジェクトを$z\まで識別できるようにする独自の特徴です。中帯域および広帯域のNIRCamカラーのみを使用したsim10-13$。
活動銀河核からのフィードバックのプローブとしての高速電波バースト
| Title |
Fast_radio_bursts_as_probes_of_feedback_from_active_galactic_nuclei |
| Authors |
Adam_J._Batten,_Alan_R._Duffy,_Chris_Flynn,_Vivek_Gupta,_Emma_Ryan-Weber_and_Nastasha_Wijers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13472 |
高速電波バースト（FRB）は、分散測定（DM）が電子柱密度の非常に感度の高いプローブであるため、低密度宇宙を研究するための有望なツールです。活動銀河核（AGN）は銀河間媒体にエネルギーを注入し、DMとその散乱に影響を与えます。AGNフィードバックのプローブとしてのFRBの有効性を判断するために、EAGLEシミュレーションシリーズの3つの異なるAGNモデルを分析しました。$0\leqz\leq3$の間の131個の赤方偏移（$z$）ビンで$2.56\times10^8$の視線を使用して、平均DM-赤方偏移関係とその周囲の分散を測定しました。DM-赤方偏移の関係自体は、さまざまなAGNフィードバックモデルに対して非常に堅牢ですが、平均値の周りの散布図で有意差が検出されます。フィードバックが弱いほど、散布図が多くなります。標準フィードバックのばらつきと、より強力で断続的なフィードバックモデルを区別するには、$\sim10^4$のローカライズされたFRBが必要であることがわかります。必要なFRBの数は、検出された母集団の赤方偏移分布によって異なります。$z=0.5$での対数正規赤方偏移分布は、$z=1$を中心とする分布よりも約50％少ないローカライズされたFRBを必要とします。SquareKilometerArrayは1日あたり$>10^3$のFRBを検出すると予想されており、将来的にはFRBがAGNフィードバックに制約を与えることができるようになります。
jet-ISM相互作用のスナップショットを撮る：PKS0023-26の場合
| Title |
Taking_snapshots_of_the_jet-ISM_interplay:_The_case_of_PKS0023-26 |
| Authors |
Raffaella_Morganti,_Tom_Oosterloo,_Clive_Tadhunter,_Emmanuel_P._Bernhard,_J._B._Raymond_Oonk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13516 |
若い電波源と発光光学AGNをホストする遠赤外線明るい銀河PKS0023-26の高角度分解能ALMACO（2-1）と1.7mm連続観測を提示します。若いですが、強力な電波源は数kpcのサイズに成長し、ホスト銀河のISMに影響を与えることができるようになりました。CO変換係数に応じて、質量が0.3〜3x10^10Msunの分子ガスの拡張分布を検出します。ガスの最大範囲は約24kpcで、電波銀河全体に非対称に分布しています。全体として、観測された特性は、いくつかの銀河団で観測された分子構造を彷彿とさせます。ただし、内側の数kpcでは、ガスの運動学が電波源の影響を受けているように見えます。中央地域では、最も明るい放射と最も広いプロファイル（FWZI〜500km/s）が観測されます。これは、ジェットと高密度の雲との直接的な相互作用を示しています。より大きなスケールでは、分子ガスは電波ローブを回避しているように見え、速度分散が小さいガス（FWZI〜350km/s）がそれらの周囲で観察されます。そこでは、ガスは電波源を取り巻く繭の拡大、既存の分子雲の分散と加熱の影響を受けているように見えます。データは、無線ジェットとISMの間の結合モードが、内部領域の流出段階からより大きな半径の維持段階に変化することを示唆しています。これは、銀河スケールでは、AGNの影響が流出に限定されないことを示しています。星形成率が25Msun/年の場合、PKS0023-26は星形成銀河のSFR-M*関係にあります。AGNは現在、ホスト銀河の星形成の全体的なレベルに大きな影響を与えているようには見えません。しかし、ジェットとローブが銀河全体に広がるにつれて、それらはそれ以上のガス冷却を防ぎ、および/または乱流を注入して将来の星形成に影響を与えるのに十分なエネルギーを運びます。
平らな銀河の局所環境
平らな銀河または膨らみのない銀河の存在は、現代の宇宙論によって提唱されている階層構造形成シナリオに挑戦をもたらします。改訂されたフラットギャラクシーカタログ（RFGC）から、指定された長さスケールで銀河が存在する宇宙構造の次元を定量化する「ローカル次元」$D$を使用して、$315$フラット銀河のサンプルの幾何学的環境を決定します。埋め込まれています。フィラメント、ノード、シートに存在する銀河の場合、それぞれ$D\sim1$、$D\sim1.5$、$D\sim2$です。$D\sim3$は散在銀河を表します。また、スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）のギャラクシーズープロジェクトで特定された15,622個の非平坦銀河のサンプルの局所的な寸法を決定します。平らな銀河と平らでない銀河の$D$の中央値は、それぞれ$2.2$と$1.8$であることがわかります。これは、平らな銀河が、平らでない銀河と比較して比較的まばらな環境にあることを意味します。コルモゴロフ-スミルノフ（KS）検定は、それらの幾何学的環境が$>99$\％の信頼水準で異なることを示しています。さらに、グループ検索アルゴリズムを使用して、長軸と短軸の比率が$a/b>10$で極薄銀河として識別される$779$の平らな銀河のサブセットのローカル環境を調査します。極薄の平らな銀河$\sim$$2.3$のクラスター化指数の中央値$k_{\rm{min}}$が、他の平らな銀河の$\sim$$1.7$であることがわかり、極薄の銀河が密度の低い環境にあることが確認されました。$>98\％$の信頼水準で他の平らな銀河と比較。したがって、私たちの結果は、宇宙の平らな銀河の形成と進化のモデルに重要な意味を持っているかもしれません。
JCMTビストロ調査：OrionBでのNGC2071IRの850/450 $ \ mu $ m偏光研究
| Title |
The_JCMT_BISTRO_Survey:_An_850/450$\mu$m_Polarization_Study_of_NGC_2071IR_in_OrionB |
| Authors |
A-Ran_Lyo,_Jongsoo_Kim,_Sarah_Sadavoy,_Doug_Johnstone,_David_Berry,_Kate_Pattle,_Woojin_Kwon,_Pierre_Bastien,_Takashi_Onaka,_James_Di_Francesco,_Ji-Hyun_Kang,_Ray_Furuya,_Charles_L._H._Hull,_Motohide_Tamura,_Patrick_M._Koch,_Derek_Ward-Thompson,_Tetsuo_Hasegawa,_Thiem_Hoang,_Doris_Arzoumanian,_Chang_Won_Lee,_Chin-Fei_Lee,_Do-Young_Byun,_Florian_Kirchschlager,_Yasuo_Doi,_Kee-Tae_Kim,_Jihye_Hwang,_Pham_Ngoc_Diep,_Lapo_Fanciullo,_Sang-Sung_Lee,_Geumsook_Park,_Hyunju_Yoo,_Eun_Jung_Chung,_Anthony_Whitworth,_Steve_Mairs,_Archana_Soam,_Tie_Liu,_Xindi_Tang,_Simon_Coud\'e,_Philippe_Andr\'e,_Tyler_L._Bourke,_Huei-Ru_Vivien_Chen,_Zhiwei_Chen,_Wen_Ping_Chen,_Mike_Chen,_Tao-Chung_Ching,_Jungyeon_Cho,_Minho_Choi,_Yunhee_Choi,_Antonio_Chrysostomou,_Sophia_Dai,_C._Darren_Dowell,_Hao-Yuan_Duan,_Yan_Duan,_David_Eden,_et_al._(92_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13543 |
BISTRO（星形成領域観測におけるBフィールド）調査の対象である大質量星形成領域NGC2071IRに向けた450$\mu$mと850$\mu$mの同時偏光観測の結果を提示します。ジェームズクラークマクスウェル望遠鏡に搭載されたPOL-2偏光計とSCUBA-2カメラ。中央の高密度コア領域に挟まれた磁場形態が見つかります。これは、回転するトロイダルディスクのような構造と、中央の若い恒星状天体IRS3から発生する双極流出が原因である可能性があります。修正されたDavis-Chandrasekhar-Fermi法を使用、850$\mu$mの偏光データから、中央の$\sim$0.12pc領域で563$\pm$421$\mu$Gの空面磁場強度を取得します。対応する2.04$\times$10$^{-8}$ergcm$^{-3}$の磁気エネルギー密度は、この地域の乱流および重力エネルギー密度に匹敵します。磁場の方向は、IRS3の双極流出構造全体と非常によく一致していることがわかります。中央の3分角領域の450$\mu$mでの偏光部分の中央値3.0\％は、850$\mu$mでの中央値1.2\％よりも大きいことがわかります。この傾向は、強い放射線環境でのより暖かい塵のより良い整列に起因する可能性があります。また、偏光率は両方の波長で強度とともに減少し、勾配は、Ricianノイズモデルをフィッティングすることによって決定され、450$\mu$mで$0.59\pm0.03$、850$\mu$mで$0.36\pm0.04$であることがわかります。、それぞれ。850$\mu$mの浅い傾斜は、中央の若い恒星状天体からの強い放射によって支援されている中央の粒子配列によるものと考えられます。
高密度環境でのラム圧力ストリッピング
豊かな環境に住む銀河は、その進化に劇的な影響を与える可能性のあるさまざまな摂動に苦しんでいます。これらの中で、ラム圧力ストリッピング、すなわち、クラスター重力ポテンシャル井戸内を高速で移動する銀河に高温で高密度の銀河団ガス（ICM）が及ぼす圧力は、星間物質（ISM）を除去し、それらをクエンチできる重要なプロセスです。星形成の活動。このレビューは、銀河団の豊富なクラスターから緩くコンパクトなグループまで、さまざまな環境におけるこの物理的メカニズムを説明することを目的としています。さまざまな気相（冷たい原子および分子、イオン化、高温）から磁場および宇宙線まで、銀河のバリオニック成分に対するこの摂動プロセスの影響を要約し、さまざまな恒星集団に対するそれらの誘発された影響を説明します。高密度環境で一般的に観察される消光エピソードにおけるその役割に特に注意を払う。また、摂動銀河から除去され、ICMと混合された後の剥ぎ取られた物質の運命についても議論し、周囲の環境の汚染への寄与を推定しようとしています。最後に、局所的および高赤方偏移観測の結果を調整されたモデルおよびシミュレーションの予測と組み合わせて、さまざまな環境およびさまざまな時代における、矮星から巨人まで、さまざまな質量の銀河の進化におけるこのプロセスの重要性を定量化しようとします。。
相対論的ジェットが星形成率に与える影響：乱流制御フレームワーク
| Title |
Impact_of_relativistic_jets_on_the_star_formation_rate:_a_turbulence-regulated_framework |
| Authors |
Ankush_Mandal,_Dipanjan_Mukherjee,_Christoph_Federrath,_Nicole_P._H._Nesvadba,_Geoffrey_V._Bicknell,_Alexander_Y._Wagner,_Moun_Meenakshi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13654 |
ジェット-ISM相互作用のシミュレーションで、星形成の乱流制御モデルを適用して、高密度の星形成雲の星形成率（SFR）を計算します。この方法は、個々の塊を分離し、星形成活動に対する塊のビリアルパラメーターとマッハ数の影響を説明します。これは、ジェットとISMの相互作用のシミュレーションにおけるSFRの他の推定値を改善します。これは、乱流の影響を無視して、局所的なガス密度のみに基づくことがよくあります。このフレームワークを一連のジェット-ISM相互作用シミュレーションの結果に適用して、ジェットがSFRをグローバルに、および個々の星形成雲のスケールでどのように制御するかを研究します。ジェットが銀河の多相ISMに強く影響し、乱流を引き起こし、雲内の速度分散を増加させることがわかります。これにより、ジェットを使用しないシミュレーションと比較して、SFRが全体的に減少します。ジェットによって雲に打ち込まれた衝撃もガスをより高い密度に圧縮し、SFRの局所的な強化をもたらします。しかし、そのような雲の速度分散も比較的高く、その結果、同様のガス質量表面密度を持ち、強力な電波ジェットがない銀河で観察されるよりも低いSFRが得られます。したがって、局所的な負と正の両方のジェットフィードバックが単一のジェットイベント中に単一のシステムで発生する可能性があり、ISMの星形成率がジェット-ISM結合の強度に応じて複雑に変化することを示します。ジェットブレイクアウトのタイムスケール。
速度勾配：超新星残骸W44に向けた磁場トモグラフィー
| Title |
Velocity_Gradients:_Magnetic_Field_Tomography_towards_the_Supernova_Remnant_W44 |
| Authors |
Mingrui_Liu,_Yue_Hu,_Alex_Lazarian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13670 |
星間磁場を追跡するための新しいアプローチとして、速度勾配技術（VGT）は、拡散星間物質（ISM）内の磁場を調べるのに効果的であることが証明されています。この作業では、超新星残骸（SNR）W44と相互作用する分子雲にこの手法を適用することにより、より広いコンテキストでVGTを検証します。CO、$\rmHCO^+$、およびHI輝線を使用してVGTで磁場をプローブし、Planck353GHZダスト分極と比較します。VGTが、特に強い分子ガス放出領域でプランク分極と一致する正確な測定値を提供することを示します。さらに、低強度の分子ガス領域でVGTとプランク測定値の間に不整合が生じる分極への前景の寄与を研究します。W44をさまざまな速度成分に分解することにより、磁場トモグラフィーを実現するためにVGTを進化させます。$v\sim45$kms$^{-1}$でのW44の速度成分が最大のカバレッジを示し、磁場の向きに関してプランク分極と最もよく一致することを示します。
クラスター中央タイプ2クエーサーIRAS09104 +4109の古い電波ジェットに沿った分子ガス
| Title |
Molecular_gas_along_the_old_radio_jets_of_the_cluster-central_type_2_quasar_IRAS_09104+4109 |
| Authors |
Ewan_O'Sullivan,_Fran\c{c}oise_Combes,_Arif_Babul,_Scott_Chapman,_Kedar_A._Phadke,_Gerrit_Schellenberger,_Philippe_Salom\'e |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13756 |
z=0.4418クラスターのNorthernExtendedMillimeterArray（NOEMA）CO（2-1）マップを提示します-中央のQSOIRAS09104+4109は、銀河内およびその周辺の分子ガスの〜4.5x10^10Msolをトレースします。多くの低赤方偏移のクールコアクラスターと同様に、分子ガスは古いラジオジェットとローブに沿って伸びる一連の塊の中にあります。速度分散は比較的低く（336[+39、-35]km/sFWHM）、流出または流入を示す速度勾配はありません。ガスの約半分は銀河の北東側の中央の塊にあり、明るいイオン化ガスフィラメントと過剰なX線放射の拍車と重なり、これが急速な冷却の場所であることを示唆しています。分子ガスは、このシステムのはるかに高い赤方偏移にもかかわらず、ペルセウス座銀河団のフィラメント状星雲のスケールに匹敵する、半径約55kpcまで異常に拡張されています。範囲は銀河団ガス（ICM）の熱不安定半径内にあり、t_cool/t_ff<25およびt_cool}/t_eddy〜1は約70kpc以内です。NOEMAからの159.9GHzおよびJCMTSCUBA-2からの850ミクロンでの連続測定は、過剰な遠赤外線放射を示しています。これは、進行中のスターバーストから生じるフリーフリー放射として解釈されます。これらの観測は、ICMの冷却が埋没したQSOの影響を強く受けず、ICMからの冷却により、クエーサーモードの活動に燃料を供給し、中央AGNの方向を変えるのに十分なガス貯留層を構築できることを示唆しています。
ステファンの五つ子におけるガスと恒星のダイナミクス：密接に相互作用するコンパクトな銀河群における運動学のマッピング
| Title |
Gas_and_stellar_dynamics_in_Stephan's_Quintet:_Mapping_the_kinematics_in_a_closely_interacting_compact_galaxy_group |
| Authors |
M._Yttergren,_P._Misquitta,_\'A._S\'anchez-Monge,_M._Valencia-S,_A._Eckart,_A._Zensus,_T._Peitl-Thiesen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13757 |
ステファンの五つ子（SQ）は、近くのコンパクトな銀河群であり、銀河の嫌がらせと相互作用による銀河の進化の過程を研究するのに最適な実験室です。SQの運動学を分析することにより、グループ、相互作用の歴史、それらの原因と結果、および銀河が相互作用するときに発生する物理的プロセスに関する詳細についての理解を深めることを目指しています。大双眼望遠鏡を使用してイオン化ガスと星の運動学を研究し、IRAM30mを使用してCOを介した分子ガスの運動学を研究しました。グループの大部分がマッピングされ、分析されています。20.1$\pm$0.2x10^10Msunの詳細な分析のために選択された領域の総イオン化ガス質量と、観測された領域の21$\pm$2x10^9Msunの総H2ガス質量を取得します（速度全体で積分されたスペクトルSQの範囲）、星形成（SF）雲は印象的な複雑さを示し、グループ全体で複数の速度でガスが集まっています。NGC7319とその分離されたガスと恒星円盤の大規模な核風をマッピングします。私たちの高解像度データを使用して、NGC7319のセイファート1の性質を初めて明らかにし、狭線領域と広線領域に適合させることができます。12CO（1-0）マップは、NGC7319、橋、およびSF尾根の領域で有意な放出を示していますが、12CO（2-1）放出は、NGC7318ペアの南の領域であるSF尾根への有病率を示しています。NGC7317への拡張-NGC7317をグループの中心に接続し、以前の相互作用を示します。NGC7317は、銀河系の嫌がらせのプロセスを研究するための主要な候補でもあります。さらに、SQの運動構造をグループの歴史とNGC7318Bとの進行中の相互作用に結び付けます。SQの広範な観察を通じて、この近くのインタラクティブグループで発生する複雑なプロセスと構造の運動学と進化を追跡します。[要約]
z = 2.0クエーサーQSOB1312 +7837の周期的変動
| Title |
Periodic_variability_of_the_z=2.0_quasar_QSO_B1312+7837 |
| Authors |
M._Minev_(1_and_2),_V._D._Ivanov_(3),_T._Trifonov_(4),_E._Ovcharov_(1),_S._Fabrika_(5),_O._Sholukhova_(5),_A._Vinokurov_(5),_A._Valcheva_(1),_P._Nedialkov_(1)_((1)_Department_of_Astronomy,_Faculty_of_Physics,_University_St._Kliment_Ohridsky,_Sofia,_Bulgaria,_(2)_Institute_of_Astronomy_and_NAO,_Bulgarian_Academy_of_Sciences,_Sofia,_Bulgaria,_(3)_European_Southern_Observatory,_Munich,_Germany,_(4)_Max_Planck_Institute_for_Astronomy,_Heidelberg,_Germany,_(5)_Special_Astrophysical_Observatory_of_the_Russian_Academy_of_Science,_Karachai-Cherkessia,_Russia) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13817 |
ここでは、z=2.0クエーサーQSOB1312+7837の15年間の変動モニタリングからの最初の結果を報告します。これは、周期P〜6。13年（静止フレームでP〜2.04年）と振幅約0.2等の光度変化を示し、100年あたり約0.55等の割合で徐々に減光します。データウィンドウ関数のパワーピークに関連する2つの誤った期間は破棄されました。測定された期間は、ブートストラップモンテカルロシミュレーションで確認されます。減衰ランダムウォークモデルは、正弦関数モデルよりもデータへの適合性が高くなりますが、通常はクエーサーでは見られない高周波変動を使用するという犠牲が伴います。この変動性を駆動する可能性のあるメカニズムを検討し、2つの超大質量ブラックホールの軌道運動（最近の銀河の合体の結果）が考えられる説明であると結論付けます。
2021星間、星周、銀河系外、原始惑星系円盤、および太陽系外惑星の分子のセンサス
| Title |
2021_Census_of_Interstellar,_Circumstellar,_Extragalactic,_Protoplanetary_Disk,_and_Exoplanetary_Molecules |
| Authors |
Brett_A._McGuire |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13848 |
現在までに、19の異なる元素からなる240の個々の分子種が、天文観測によって星間および星周の媒体で検出されています。これらの分子のサイズは2原子から70原子の範囲であり、cm波長から紫外線までの電磁スペクトル全体で検出されています。この国勢調査では、観測施設、波長範囲、遷移、実験室での分光学的作業の有効化など、各分子種の最初の検出の概要を示し、暫定的な検出と係争中の検出を一覧表示します。星間氷、外部銀河、原始惑星系円盤、および太陽系外惑星の大気で検出された分子の表が提供されています。この集合体データのいくつかの視覚的表現が提示され、文脈の中で簡単に説明されています。
NGC1854、NGC1856、NGC1858周辺の大マゼラン雲の絶滅
| Title |
Extinction_in_the_Large_Magellanic_Cloud_Bar_around_NGC1854,_NGC1856,_and_NGC1858 |
| Authors |
Guido_De_Marchi,_Nino_Panagia,_Antonino_P._Milone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13914 |
大マゼラン雲のバーにあるクラスターNGC1854、NGC1856、NGC1858周辺のフィールドの絶滅特性について報告します。これらすべての領域の星の色と光度の図は、銀河系の前景の絶滅を含む、Av〜0.2からAv〜1.9の範囲で、これらのフィールド全体でさまざまな量の絶滅を明らかにする細長い赤色巨星の塊を示しています。それにもかかわらず、消光特性は非常に均一です。（V-I、V）および（B-I、B）の色の大きさの平面で測定された赤化ベクトルの傾きは、30Dorの郊外で見られるAv/E（B-V）〜5.5の値と完全に一致しています。これは、光学系に追加の灰色の消光成分が存在することを示しており、拡散銀河星間物質（ISM）の約2倍の量の大きな粒子が必要です。絶滅の進んだ領域は、8Msunよりも重い星の数が多いことで測定されるように、より強い星形成の領域と体系的に関連しているように見えます。したがって、SNII爆発によるISMへの大きな粒子の注入は、観測された灰色の消光成分。
| Title |
Neutrino_Echos_following_Black_Hole_Formation_in_Core-Collapse_Supernovae |
| Authors |
Samuel_Gullin,_Evan_O'Connor,_Jia-Shian_Wang,_Jeff_Tseng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13242 |
失敗したコア崩壊超新星の間に、陽子中性子星は最終的にそれ自身の重力場の下で崩壊し、ブラックホールを形成します。この崩壊は、陽子中性子星の力学時$\lesssim$0.5ミリ秒ですぐに起こります。この崩壊の間、過度の回転を除いて、陽子中性子星全体が新しく形成されたブラックホールに付着します。ニュートリノの主な発生源が取り除かれ、この形成タイムスケールで信号が突然遮断されます。ただし、ニュートリノの発生源がオフになっている間、地球ベースの検出器への到着時間はニュートリノの経路に依存します。ここでは、ブラックホールが形成される直前に放出された適度な量のニュートリノが、落下する物質上で私たちの視線に散乱し、ブラックホールの形成後に到着することを示します（モデルでは最大15ミリ秒）。このニュートリノエコーは、モンテカルロシミュレーションと分析モデルで特徴付けられ、メインのニュートリノ信号と比較して大幅に高い平均エネルギー（$\sim$50MeV以上）を持ち、ここで探索された標準的な失敗した超新星については、おそらく検出可能です。$\mathcal{O}$（10kT）で、銀河系の失敗した超新星のための超新星ニュートリノ検出器。この信号の存在は、三角測量のタイムポストとしてブラックホール形成を使用する場合、またはニュートリノ質量測定のポストブラックホールタイミングプロファイルを使用する場合に考慮することが重要です。それ自体で、降着流の構造と性質を特徴付けたり制約したりするためにも使用できます。
スペクトル分解された宇宙線：II-運動量に依存する宇宙線の拡散が強力な銀河風を駆動します
| Title |
Spectrally_resolved_cosmic_rays:_II_--_Momentum-dependent_cosmic_ray_diffusion_drives_powerful_galactic_winds |
| Authors |
Philipp_Girichidis,_Christoph_Pfrommer,_R\"udiger_Pakmor,_Volker_Springel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13250 |
最近、宇宙線（CR）フィードバックが銀河形成の重要なプロセスとして特定されましたが、以前のほとんどのシミュレーションでは、粒子エネルギーが12年以上にわたって大きく広がっているにもかかわらず、CR分布のエネルギー依存性が統合されています。この単純化を改善するために、銀河形成のシミュレーションで電磁流体力学に結合されたスペクトル分解されたCRの実装と最初のアプリケーションを紹介します。CRのスペクトルモデルは、CRのより正確な冷却を可能にし、エネルギーに依存する空間拡散を可能にします。そのために、高度に動的なシステムに不可欠であることが証明された新しい安定した数値アルゴリズムを導入します。この新しいモデルを使用して銀河形成シミュレーションを実行し、その結果を、定常状態のスペクトルを想定した単純化された拡散輸送と効果的な冷却を使用した灰色のCRアプローチと比較します。スペクトル分解されたCRを持つ銀河は、形態、星形成率、および流出の強度と構造が異なることがわかります。興味深いことに、最初の流出フロントは、平均運動量が$\sim200-600\、\mathrm{Gev}〜c^{-1}$のCRによって駆動されます。次数1の質量負荷係数に達するその後の流出の形成は、主に$\sim8-15\、\mathrm{GeV}〜c^{-1}$の徐々に小さくなる平均運動量のCRによって開始されます。銀河中心のCRスペクトルはすぐに定常状態に近づきますが、これは時間の経過とともに大きく変化することはありません。外側の円盤と流出領域では、スペクトル形状は$\sim2\、\mathrm{Gyr}$の進化の後でのみ定常状態に近づきます。さらに、おおよその定常状態スペクトルの形状は銀河の個々の領域で異なり、これは完全なCRスペクトルを積極的に含めることの重要性を強調しています。
非球面ショックブレイクアウトのボロメータ光度曲線
| Title |
Bolometric_light_curves_of_aspherical_shock_breakout |
| Authors |
Christopher_Irwin,_Itai_Linial,_Ehud_Nakar,_Tsvi_Piran_and_Re'em_Sari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13259 |
衝撃ブレイクアウト放出は、超新星から現れる最初の光です。球形の場合、それは短いUVフラッシュによって特徴付けられます。軸対称の非球形の扁長爆発では、衝撃は最初に対称軸に沿って表面を破り、次に大きな角度に剥がれ、球対称の場合とは大幅に異なる可能性のあるブレイクアウト光度曲線を生成します。球形の星からの非相対論的双極衝撃の出現を研究し、関連するボロメータ衝撃波のブレイクアウト信号の基本的な特性を推定します。非球面性の程度に応じて、4つの可能なクラスのブレイクアウト光度曲線を特定します。球形のブレイクアウトと比較して、著しく非球形のブレイクアウトの主な際立った特徴は、1）長くて暗い初期ブレイクアウトフラッシュ、および2）ゆっくりと減少する、または上昇する放出の延長された段階であり、斜めのブレイクアウトが拡大して冷えます。ブレイクアウトフラッシュの最大持続時間はおよそ$\simR_*/v_{\rmbo}$であることがわかります。ここで、$R_*$は恒星の半径で、$v_{\rmbo}$は最速の速度です-イジェクタの移動。標準的なWolf--Rayet前駆体の場合、SN2008Dで見られるX線フラッシュの持続時間はこの制限を超えており、GRB060218などの低光度GRBの迅速なX線放射にも同じことが当てはまります。これらのイベントは、典型的なウォルフ・ライエ星内の非球面爆発では説明できません。これは、それらがより大きなブレイクアウト半径を持つ非標準の前駆体に由来することを意味します。
移行ミリ秒パルサー候補CXOUJ110926.4-650224のX線と無線の同時観測。可変無線対応物の発見
| Title |
Simultaneous_X-ray_and_radio_observations_of_the_transitional_millisecond_pulsar_candidate_CXOU_J110926.4-650224._The_discovery_of_a_variable_radio_counterpart |
| Authors |
F._Coti_Zelati,_B._Hugo,_D._F._Torres,_D._de_Martino,_A._Papitto,_D._A._H._Buckley,_T._D._Russell,_S._Campana,_R._Van_Rooyen,_E._Bozzo,_C._Ferrigno,_J._Li,_S._Migliari,_I._Monageng,_N._Rea,_M._Serylak,_B._W._Stappers_and_N._Titus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13281 |
XMM-Newton衛星とMeerKAT望遠鏡を使用した遷移ミリ秒パルサー（tMSP）候補CXOUJ110926.4-650224の同時観測の結果を示します。線源は、0.3〜10keVの帯域（4kpcの距離を想定）でL_{\rmX}\simeq7\times10^{33}ergs^{-1}の平均X線輝度で検出され、表示されました。X線放射の特異な変動パターン。数十秒のタイムスケールで高、低、フレアモードを切り替えます。無線の対応物が7.9\sigmaの有意性で検出され、平均磁束密度は1.28GHzで\simeq33\muJyでした。それは数時間にわたって変動を示し、複数のX線フレアの短いシーケンスのわずか数分後に\simeq10分の長さのフレアを放出しました。数十分以上のタイムスケールでのX線放射と電波放射の間に、有意な相関または反相関の変動パターンの明確な証拠は見つかりませんでした。CXOUJ110926.4-650224は、オーストラリアテレスコープコンパクトアレイで実行された後続の観測で、光源が以前に観測されたのと同じX線サブルミナス状態にあり、フラックス密度の上限である15まで、より高い無線周波数で検出されませんでした。\muJy、7.25GHz（3\sigma）。CXOUJ110926.4-650224の電波放射特性を、既知および候補のtMSPで観察された特性と比較し、その持続的でフレア状の電波放射を説明する可能性のある物理シナリオについて説明します。
LIGO--VirgoイベントGW190814の候補カウンターパートのSOAR / Goodman分光評価
| Title |
SOAR/Goodman_Spectroscopic_Assessment_of_Candidate_Counterparts_of_the_LIGO--Virgo_Event_GW190814 |
| Authors |
Douglas_Tucker,_Matthew_Wiesner,_Sahar_Allam,_Marcelle_Soares-Santos,_Clecio_de_Bom,_Melissa_Butner,_Alyssa_Garcia,_Robert_Morgan,_Felipe_Olivares,_Antonella_Palmese,_Luidhy_Santana-Silva,_Anushka_Shrivastava,_James_Annis,_Juan_Garcia-Bellido,_Mandeep_Gill,_Kenneth_Herner,_Charles_Kilpatrick,_Martin_Makler,_Nora_Sherman,_Adam_Amara,_Huan_Lin,_Mathew_Smith,_Elizabeth_Swann,_Iair_Arcavi,_Tristan_Bachmann,_Keith_Bechtol,_Federico_Berlfein,_Cesar_Briceno,_Dillon_Brout,_Bobby_Butler,_Regis_Cartier,_Jorge_Casares,_Hsin-Yu_Chen,_Christopher_Conselice,_Carlos_Contreras,_E._Cook,_Jeff_Cooke,_Kristen_Dage,_Chris_D'Andrea,_Tamara_Davis,_Reinaldo_de_Carvalho,_Tom_Diehl,_Joerg_Dietrich,_Zoheyr_Doctor,_Alex_Drlica-Wagner,_Maria_Drout,_Ben_Farr,_David_Finley,_Maya_Fishbach,_Ryan_Foley,_Francisco_Foerster-Buron,_et_al._(93_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13351 |
2019年8月14日21：10：39UTCに、LIGO/VirgoCollaboration（LVC）は、最初に特定された中性子星とブラックホールの合併（NSBH）の可能性を検出しました。CTIOBlanco4m望遠鏡でDECamを使用して、GW190814と呼ばれるこのイベントの光学的対応物の広範な検索が行われました。これらの過渡現象のいずれかがNSBH合併の可能性の光学的対応物である可能性が高いかどうかを評価するために、SOARグッドマンスペクトログラフを使用して11人の候補者を観察するために、臨機目標の中断が8つの別々の夜に発行されました。ここでは、SOARGoodman分光器で観測するプロセス、スペクトルの分析、分光タイピング方法論、およびブラックホールと中性子星の合体に対応する候補はなく、すべて他の一時的なイベントであるという結果の結論について説明します。。最後に、この取り組みから学んだ教訓について説明します。これらのレッスンの適用は、LVCシーズン4（O4）以降のコミュニティ分光フォローアッププログラムを成功させるために重要です。
1997- 2020年の1auでの異常および銀河宇宙線酸素の比較
| Title |
Comparison_of_Anomalous_and_Galactic_Cosmic_Ray_Oxygen_at_1_au_during_1997-2020 |
| Authors |
Shuai_Fu,_Lingling_Zhao,_Xiaoping_Zhang,_Pengwei_Luo,_Yong_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13384 |
1auでのACE宇宙船からのエネルギー範囲7.3--237.9MeVnuc$^{-1}$内の元素酸素の静穏時測定を使用して、異常および銀河宇宙線（ACRおよびGCR）のエネルギースペクトルと強度を比較します。、それぞれ）1997年から2020年の間。私たちの分析によると、ACRが支配的なスペクトルからGCRが支配的なスペクトルへの遷移は、エネルギー$\sim$15から$\sim$35MeVnuc$^{-1}$で発生し、遷移エネルギー$E_t$は良好であることがわかります。さまざまな太陽活動と反相関。これは、太陽周期変動に対するACR-GCR遷移エネルギー依存性の最初の研究です。$E_t$未満のエネルギーでは、べき乗則ACRが支配的なスペクトル（$\gamma_1$）のインデックスは-2.0から-0.5の範囲ですが、GCRが支配的なスペクトルはべき乗則インデックス（$\gamma_2$）を持ちます。$E_t$から237.9MeVnuc$^{-1}$の範囲のエネルギーで0.3から0.8に変化します。$\gamma_1$と$\gamma_2$はどちらも、太陽活動と正の相関があります。さらに、太陽周期24/25の最小期間中、ACE宇宙船によって観測されたピークGCR強度は2009年の値を約8％上回っており、宇宙時代以来の新記録を打ち立てていますが、ピークACR強度はほぼ同じです。太陽磁気極性の同じパターンを持つ前の2つの太陽周期の、ACRとGCRの間の異なる変調メカニズムを示しています。
パルサー放射に対する一般相対論的効果
パルサーの磁気圏とパルサーからの電磁（EM）放射は、通常、古典電磁気学の枠組みで説明されます。ただし、放出高さが中性子星の表面に比較的近い一部のパルサーでは、一般相対論効果によってパルサーからの放出が変更される可能性があります。パルサーからのEM放射に対する一般相対論的効果を調査するために、パルサーの磁気双極子モデルを検討します。私たちの研究には、磁気圏構造やパルスプロファイルなど、パルサー天文学のいくつかの重要な問題に適用できる一般相対論的修正が含まれています。パルサーの周りの強く湾曲した時空で定義されたマクスウェルの方程式の解からパルサー磁気圏の磁場の計算を実行し、磁場が強い重力効果を示すことを発見します。この効果はパルサーの曲率放射を変更し、それが電波放射のパルスプロファイルの変更につながります。パルサーPSRJ1828-1101を例として取り上げ、ストークスパラメーターを計算して、重力効果を明確に示す主パルス放出とパルス間放出のパルスプロファイルを理論的にシミュレートします。ただし、それらのテスト可能性は現在の検出機能を超えており、パルスプロファイルの絶対的な大きさは正確に予測できません。
ピエールオージェ天文台の表面検出器で測定された、約$ 10 ^ {17} $ eVのターンダウンを超える宇宙線のエネルギースペクトル
| Title |
The_energy_spectrum_of_cosmic_rays_beyond_the_turn-down_around_$10^{17}$_eV_as_measured_with_the_surface_detector_of_the_Pierre_Auger_Observatory |
| Authors |
The_Pierre_Auger_Collaboration:_P._Abreu,_M._Aglietta,_J.M._Albury,_I._Allekotte,_A._Almela,_J._Alvarez-Mu\~niz,_R._Alves_Batista,_G.A._Anastasi,_L._Anchordoqui,_B._Andrada,_S._Andringa,_C._Aramo,_P.R._Ara\'ujo_Ferreira,_J._C._Arteaga_Vel\'azquez,_H._Asorey,_P._Assis,_G._Avila,_A.M._Badescu,_A._Bakalova,_A._Balaceanu,_F._Barbato,_R.J._Barreira_Luz,_K.H._Becker,_J.A._Bellido,_C._Berat,_M.E._Bertaina,_X._Bertou,_P.L._Biermann,_P._Billoir,_V._Binet,_K._Bismark,_T._Bister,_J._Biteau,_J._Blazek,_C._Bleve,_M._Boh\'a\v{c}ov\'a,_D._Boncioli,_C._Bonifazi,_L._Bonneau_Arbeletche,_N._Borodai,_A.M._Botti,_J._Brack,_T._Bretz,_P.G._Brichetto_Orchera,_F.L._Briechle,_P._Buchholz,_A._Bueno,_S._Buitink,_M._Buscemi,_M._B\"usken,_K.S._Caballero-Mora,_L._Caccianiga,_F._Canfora,_I._Caracas,_J.M._Carceller,_R._Caruso,_et_al._(320_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13400 |
ピエールオージェ天文台の表面検出器の750m間隔の部分を使用して、100\、PeVを超える宇宙線スペクトルの測定値を示します。スペクトルの変化が観察され、いわゆる\emph{second-knee}機能の存在が確認されます。次に、スペクトルを1500\、mアレイのスペクトルと組み合わせて、フラックスの単一の測定値を生成し、このスペクトルの特徴を最高エネルギーでの3つの追加のブレークとリンクします。蛍光望遠鏡を介して熱量測定で設定されたエネルギースケールと単一の検出器タイプを使用した結合スペクトルにより、これまでに得られたスペクトルブレークの最も統計的かつ体系的に正確な測定が可能になります。これらの測定は、最高エネルギーの宇宙線の理解を深めるために重要です。
| Title |
Ultra-High-Energy_Cosmic_Rays_and_Neutrinos_from_Relativistic_Jets_of_Active_Galactic_Nuclei |
| Authors |
Rostom_Mbarek,_Damiano_Caprioli,_Kohta_Murase |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13437 |
Mbarek＆Caprioli（2019）では、銀河系のCRをUHECRレベルに上げるための再加速メカニズムであるエスプレッソパラダイムCaprioli（2015）を研究するための基礎を築きました。私たちのボトムアップアプローチは、相対論的AGNジェットの現実的な3DMHDシミュレーションを使用し、現実的な環境での噴射、加速、脱出という普遍的な加速理論の重要な要素すべてを説明します。私たちの結果は、UHECRスペクトルの主な特徴、つまりべき乗則の傾き、化学組成、異方性と一致しています。Mbarek＆Caprioli（2021）では、サブグリッド粒子散乱を含めてモデルを改良し、MHDシミュレーションでは解決できない小規模な磁気乱流をモデル化し、重要であるがモデル化が難しい1つの成分を初めて制約します。相対論的ジェットにおけるエスプレッソと確率論的せん断加速の相対的な重要性を確立することを可能にします。私たちのフレームワークはまた、外部光子場の影響を考慮して、加速されたUHECRから生成された高エネルギーニュートリノを分析し、原子核の光崩壊を組み込むことを可能にします。私たちが得たスペクトルは、オーガー、テレスコープアレイ、およびIceCube天文台での観測によって描かれた画像と一致しています。
GRBは、宇宙で最もエネルギッシュな電磁イベントです。通常の持続時間が数秒より長いものは長いGRBと呼ばれ、数秒より短いものは短いGRBです。これらのイベントは、それぞれ非常に大きな星の崩壊と中性子星（NS）のバイナリー合併に関連していることが広く認められています。どちらのシナリオでも、ブラックホール（BH）の前に、高速回転し、強く磁化されたNSが期待できます。この作業で両方のシナリオを区別するために、火の玉の内部を伝播する熱ニュートリノの特定の特性をほのめかします。まず、強磁場と弱磁場の各媒体に関連するニュートリノの有効ポテンシャルを導き出します。3つのフレーバーの振動確率を計算し、最後に、両方のシナリオで予想されるニュートリノ率を取得します。これらの観測量の進化を考えると、前駆体が強く磁化されたNSまたはBHに関連付けられる可能性があるかどうかを判断できます。
ALPACAのプロトタイプ実験であるALPAQUITAによる100TeVを超える南部ガンマ線源の検出可能性
| Title |
Detectability_of_southern_gamma-ray_sources_beyond_100_TeV_with_ALPAQUITA,_the_prototype_experiment_of_ALPACA |
| Authors |
S.Kato_(1),_C.A.H.Condori_(2),_E.dela_Fuente_(1,_3,_4,_5),_A._Gomi_(6),_K._Hibino_(7),_N._Hotta_(8),_I._Toledano-Juarez_(5,_9),_Y._Katayose_(10),_C._Kato_(11),_K._Kawata_(1),_W._Kihara_(11),_Y._Ko_(11),_T._Koi_(12),_H._Kojima_(13),_D._Kurashige_(6),_J._Lozoya_(14),_F._Orozco-Luna_(4),_R._Mayta_(15,_16),_P._Miranda_(2),_K._Munakata_(11),_H._Nakada_(6),_Y._Nakamura_(1,_17),_Y._Nakazawa_(18),_C._Nina_(2),_M._Nishizawa_(19),_S._Ogio_(15,_16),_M._Ohnishi_(1),_T._Ohura_(6),_S._Okukawa_(6),_A._Oshima_(12),_M._Raljevich_(2),_H._Rivera_(2),_T._Saito_(20),_T._Sako_(1),_T._K._Sako_(1),_S._Shibata_(12),_A._Shiomi_(18),_M._Subieta_(2),_N._Tajima_(21),_W.Takano_(7),_M._Takita_(1),_Y._Tameda_(22),_K._Tanaka_(23),_R._Ticona_(2),_H._Torres_(24),_H._Tsuchiya_(25),_Y._Tsunesada_(15,_16),_S._Udo_(7),_K._Yamazaki_(12),_et_al._(1_additional_author_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13490 |
アンデス宇宙線物理学および天文学用の大面積粒子検出器（ALPACA）は、南部の超高エネルギー（VHE）ガンマ線天文学を適用して、膝エネルギー領域周辺の宇宙線の起源を特定する国際的な実験です（$10^{15}\、{\rmeV}-10^{16}\、{\rmeV}$）。この実験は、表面が$83、000\、{\rmm}^2$のエアシャワー（AS）アレイと、$5,400\、{\rmm}をカバーする地下水チェレンコフミューオン検出器（MD）アレイで構成されています。^2$。実験場所はボリビアのラパスにあるチャカルタヤ高原にあり、標高は$4、740\、{\rmm}$は$572\、{\rmg}/{\rmcm}^2$に相当します。大気の厚さ。ALPACAのプロトタイプ実験として、ALPAQUITA実験は2021年後半にデータ取得を開始することを目的としています。ALPAQUITAアレイは、より小さなASアレイ（$18、450\、{\rmm}^2$）と地下MD（$900\、{\rmm}^2$）、現在建設中です。ガンマ線源に対するALPAQUITAの感度は、モンテカルロシミュレーションで評価されます。シミュレーションでは、H.E.S.S。によって観測された5つのガンマ線源が見つかりました。HAWC実験は、ALPAQUITAによって10TeVを超えて検出され、これら5つのうちの1つ（HESSJ1702-420A）が1暦年の観測で300TeVを超えて検出されます。後者の発見は、このプロトタイプ実験の観測結果に基づいて、南部の線源からの100TeVを超えるガンマ線の放出メカニズムについて科学的な議論ができることを意味します。
LATBCUの中の極端なBLラックのモデル駆動型検索
| Title |
A_model-driven_search_for_extreme_BL_Lacs_among_LAT_BCU |
| Authors |
M._Nievas_Rosillo_and_G._Chiaro_and_A._Dominguez_and_G._La_Mura_(for_the_VERITAS_collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13568 |
活動銀河核（AGN）での超高エネルギー光子（VHE、E$>$100GeV）の放出は、超相対論的粒子の生成と密接に関連しています。AGNの中で、極端なBLとかげ座BL星のサブクラスは、これらの宇宙粒子加速器がどのように動作するかについての最先端のモデルに挑戦するため、特に興味深いものです。2つのガンマ線カタログ（つまり、4FGL-DR2と2BIGB）を交差適合試験することにより、測光または分光学的赤方偏移、良好な多波長カバレッジを備えた23の高シンクロトロンピーク（HSP）ブレーザー候補を特定しました。VHE機器。銀河系外の背景光からの減衰の影響を含むフェルミ大面積望遠鏡データの新しい分析を実行し、光学、無線、およびX線アーカイブ観測から多波長データを収集することによってこれらの結果を補完しました。それらの広帯域スペクトルエネルギー分布は、外部コンプトン成分を含むシンクロトロン-自己-コンプトンモデルの観点から解釈され、典型的な極端なHSPブレーザーの特性と比較されました。最後に、大気チェレンコフ望遠鏡（IACT）のイメージングを使用してそれらの検出可能性をテストし、これらの地上望遠鏡のこれらの極端なターゲットを選択するための新しい方法を提案します。
ブラックホールX線連星のための統一された付加-排出パラダイム。 VI。 GX339-4からの4回の爆発時の放射効率と電波X線相関
| Title |
A_unified_accretion-ejection_paradigm_for_black_hole_X-ray_binaries._VI._Radiative_efficiency_and_radio-X-ray_correlation_during_four_outbursts_from_GX339-4 |
| Authors |
G._Marcel,_J._Ferreira,_P-O._Petrucci,_S._Barnier,_J._Malzac,_A._Marino,_M._Coriat,_M._Clavel,_C._Reynolds,_J._Neilsen,_R._Belmont,_and_S._Corbel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13592 |
過渡的なX線連星のスペクトル進化は、半径$R_J$で分離された2つの流れの間の相互作用によって再現できます。外側の部分に標準降着円盤（SAD）、内側の部分にジェット放射円盤（JED）です。。このシリーズのこれまでの論文では、$R_J$と降着率$\dot{M}_{の2つのパラメーターを個別に使用して、GX339-4の4回の爆発についてX線と無線の両方でスペクトルの変化を回復しました。}$で。この論文では、4つの爆発について$R_J$と$\dot{M}_{in}$の時間発展を比較します。各バーストの時間発展の間に否定できない違いがあるにもかかわらず、$\dot{M}_{in}-R_J$平面の固有のパターンの後に、JED-SADモデル内のすべてのサイクルが続くように見えることを示します。このパターンをフィンガープリントと呼び、考慮された「失敗した」爆発でさえそれに続くことを示します。また、サイクル中のX線の放射効率を計算し、電波とX線の相関への影響を検討します。JED-SADパラダイム内では、降着流はハード状態で常に放射効率が高く、降着力の$15\％$から$40\％$がいつでも放射されることがわかります。さらに、JEDの熱構造の重要な変化により、放射効率が降着率とともに変化することを示します。これらの変更により、放射効率が異なる2つの異なるレジームが生まれます。シックディスクとスリムディスクです。これらの2つのレジームの存在は、本質的にJED-SADモデルにリンクされていますが、モデルに依存しない推定であるX線べき乗則スペクトルインデックスの進化を使用して、2つの異なるレジームの存在の直接的な観測証拠を示します。次に、これら2つのレジームが、硬い状態でのX線の明るさのギャップ、電波とX線の相関に見られる小刻みに動くこと、さまざまな傾斜、さらには外れ値の存在の原因である可能性があると主張します。
8年間のIceCubeデータで相対論的磁気単極子を検索する
| Title |
Search_for_Relativistic_Magnetic_Monopoles_with_Eight_Years_of_IceCube_Data |
| Authors |
IceCube_Collaboration:_R._Abbasi,_M._Ackermann,_J._Adams,_J._A._Aguilar,_M._Ahlers,_M._Ahrens,_C._Alispach,_A._A._Alves_Jr.,_N._M._Amin,_R._An,_K._Andeen,_T._Anderson,_G._Anton,_C._Arg\"uelles,_Y._Ashida,_S._Axani,_X._Bai,_A._Balagopal_V.,_A._Barbano,_S._W._Barwick,_B._Bastian,_V._Basu,_S._Baur,_R._Bay,_J._J._Beatty,_K.-H._Becker,_J._Becker_Tjus,_C._Bellenghi,_S._BenZvi,_D._Berley,_E._Bernardini,_D._Z._Besson,_G._Binder,_D._Bindig,_E._Blaufuss,_S._Blot,_M._Boddenberg,_F._Bontempo,_J._Borowka,_S._B\"oser,_O._Botner,_J._B\"ottcher,_E._Bourbeau,_F._Bradascio,_J._Braun,_S._Bron,_J._Brostean-Kaiser,_S._Browne,_A._Burgman,_R._T._Burley,_R._S._Busse,_M._A._Campana,_E._G._Carnie-Bronca,_C._Chen,_Z._Chen,_D._Chirkin,_K._Choi,_B._A._Clark,_K._Clark,_L._Classen,_A._Coleman,_G._H._Collin,_J._M._Conrad,_et_al._(320_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13719 |
2886日間のIceCubeデータを使用して、相対論的磁気単極子の宇宙フラックスの全天90\％信頼水準の上限を示します。分析は、単極子の質量に明示的な制限を加えることなく、0.750$c$から0.995$c$の間の単極子速度に対して最適化されました。相対論的宇宙磁気単極子のフラックスを$2.0\times10^{-19}{\textrm{cm}}^{-2}{\textrm{s}}^{-1}{\textrm{sr}}^{-1}$は、目標速度範囲の大部分にわたっています。この結果は、チェレンコフしきい値を超えて$\beta\sim0.995$までの磁気単極子のこれまでで最も厳しい上限を構成し、非相対論的および超相対論的磁気単極子の宇宙フラックスの既存の制限間のギャップを埋めます。
この会議議事録は、第37回国際宇宙線会議（ICRC2021）で行われたガンマ線間接報告者の講演の要約です。以前のICRCとは対照的に、今年の版は完全に仮想化された形式で開催され、特定の科学的テーマを中心に専用のディスカッションセッションが開催されました。これらのトピックの多くは、ガンマ線間接（GAI）とガンマ線直接（GAD）の2つのカテゴリにまたがっており、それぞれ地上および宇宙ベースの施設によるガンマ線の観測です。この組織をトピックごとに首尾一貫した方法でカバーするために、このGAI報告者の貢献は主に（ただし排他的ではなく）銀河系ガンマ線天文学に焦点を当てていますが、GAD報告者の貢献は主に（ただし排他的ではありません）銀河系外ガンマ線天文学に焦点を当てています。近年、この分野では、特にPeVatron（宇宙線からPeVエネルギーへの加速器）の特定、加速器からの粒子の脱出の研究、およびガンマ線過渡現象、特にガンマ線の検出において、理論と観測の両方で大きな進歩が見られました。バースト。
GRB 160410A：短いGRBの星間物質の最初の化学的研究
| Title |
GRB_160410A:_the_first_Chemical_Study_of_the_Interstellar_Medium_of_a_Short_GRB |
| Authors |
J._F._Ag\"u\'i_Fern\'andez,_C._C._Th\"one,_D._A._Kann,_A._de_Ugarte_Postigo,_J._Selsing,_P._Schady,_R._M._Yates,_J._Greiner,_S._R._Oates,_D._Malesani,_D._Xu,_A._Klotz,_S._Campana,_A._Rossi,_D._A._Perley,_M._Blazek,_P._D'Avanzo,_A._Giunta,_D._Hartmann,_K._E._Heintz,_P._Jakobsson,_C._C._Kirkpatrick_IV,_C._Kouveliotou,_A._Melandri,_G._Pugliese,_R._Salvaterra,_R._L._C._Starling,_N._R._Tanvir,_S._D._Vergani_and_K._Wiersema |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13838 |
短いガンマ線バースト（SGRB）は、巨大な星の残骸であるコンパクトな連星システムの合体によって生成されます。GRB160410Aは、発光が延長された短期間のGRBとして分類され、現在、残光スペクトルから決定された赤方偏移を伴う最も遠いSGRBであり、これまでで最も明るいSGRBの1つでもあります。ニールゲーレルスウィフト天文台の警告に対する迅速な反応により、超大型望遠鏡（VLT）のXシューター分光器を使用して残光のスペクトルを取得することができました。スペクトルは、z=1.7177の赤方偏移でいくつかの吸収特性を示しています。さらに、z=1.581とz=1.444で2つの介在システムを検出しています。スペクトルは、logN（HI）=21.3+/-0.3cm$^{-2}$のカラム密度で吸収されたly-alphaを示しています。これは、FeII、CII、SiII、およびOIとともに、最初の実行を可能にします。SGRBホスト銀河における化学物質の存在量の研究。[Fe/H]=-2.7+/-0.3の金属量を決定します。これは、長いGRBホストで観察されたものよりも大幅に低くなっています。残光スペクトルエネルギー分布（SED）に絶滅の証拠はありません。環境のイオン化度は低く、CIVおよびSiIVラインは完全に存在しません。根底にあるホスト銀河を極限まで検出することはありません。さらに、GRB201221Dのスペクトルを示します。これは、z=1.045で吸収線を示すが、その環境がホスト測光へのSEDフィッティングから導出された短いGRBの環境により類似しているように見える別の高z短いGRBです。
ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡北楕円極時間領域フィールドに関するNuSTAR銀河系外調査
| Title |
The_NuSTAR_Extragalactic_Survey_on_the_James_Webb_Space_Telescope_North_Ecliptic_Pole_Time-Domain_Field |
| Authors |
X._Zhao,_F._Francesca,_F._M._Fornasini,_D._M._Alexander,_N._Cappelluti,_C._T._Chen,_S._H._Cohen,_M._Elvis,_P._Gandhi,_N._A._Grogin,_R._C._Hickox,_R._A._Jansen,_A._Koekemoer,_G._Lanzuisi,_W._P._Maksym,_A._Masini,_D._J._Rosario,_M._J._Ward,_C._N._A._Willmer,_R._A._Windhorst |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13839 |
$JamesWebbSpaceTelescope$（$JWST$）NorthEclipticPole（NEP）Time-DomainFieldの$NuSTAR$銀河系外調査を紹介します。この調査は、$\sim$0.16deg$^2$の領域を対象としており、3つのエポックからの合計9回の観測で取得された合計露出は681ksです。面積の20％での調査感度は、2.39、1.14、2.76、1.52、および5.20$\times$10$^{-14}$ergcm$^{-2}$s$^{-1}$inそれぞれ3-24、3-8、8-24、8-16、および16-24keVバンド。NEP調査は、これまでのところ$NuSTAR$を使用した最も感度の高い銀河系外調査の1つです。5つのバンドの少なくとも1つで、95％を超える信頼性で合計33のソースが検出されました。硬X線8-24および8-16keVバンドで測定された、そのような微弱なフラックスまで$NuSTAR$によって一意にアクセス可能な数カウントlog$N$-log$S$を示します。同じフィールドのXMM-$Newton$および$Chandra$観測でソース検出を実行して、各$NuSTAR$検出の対応する軟X線を検索しました。ソフトバンドの位置は、光学的および赤外線の関連を識別するために使用されました。検出された線源のX線特性（硬度比と光度）と光学対X線特性を示します。硬度比から導き出された候補コンプトン厚（N$\rm_H\ge10^{24}cm^{-2}$）活動銀河核の測定された割合は、3％から27％の間です。この調査は変動性を主な焦点として設計されているため、3〜24keV帯域でのマルチエポックフラックス変動性に関する予備的な結果を示します。
SCExAO、ELT用の高コントラストイメージング技術を開発するためのテストベッド
| Title |
SCExAO,_a_testbed_for_developing_high-contrast_imaging_technologies_for_ELTs |
| Authors |
Kyohoon_Ahn,_Olivier_Guyon,_Julien_Lozi,_S\'ebastien_Vievard,_Vincent_Deo,_Nour_Skaf,_Ruslan_Belikov,_Steven_P._Bos,_Michael_Bottom,_Thanye_Currie,_Richard_Frazin,_Kyle_V._Gorkom,_Tyler_D._Groff,_Sebastiaan_Y._Haffert,_Nemanja_Jovanovic,_Hajime_Kawahara,_Takayuki_Kotani,_Jared_R._Males,_Frantz_Martinache,_Benjamin_A._Mazin,_Kelsey_Miller,_Barnaby_Norris,_Alexander_Rodack,_and_Alison_Wong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13353 |
太陽系外惑星と原始惑星系円盤を直接検出するには、特に地上の超大型望遠鏡（ELT）の場合、高精度の波面検知および制御（WFS＆C）技術の開発が不可欠です。スバルコロナグラフ補償光学（SCExAO）機器は、太陽系外惑星と原始惑星系円盤を発見して特性評価するための高コントラストのイメージングプラットフォームです。また、8メートルクラスの望遠鏡で最新のハードウェアおよびソフトウェアテクノロジーを使用して、ELTの高コントラストイメージングアプローチの新しい概念またはアルゴリズムを検証および展開するためのテストベッドとしても機能します。SCExAOは、600〜2500nmの光を使用し、施設AO188によって提供される低次補正の下流に高いストレールレシオ（Hバンドでの中央値で>80％）を提供するマルチバンド機器です。科学観測は、コロナグラフ、面分光器、または単一開口干渉計を使用して実行されます。SCExAOプロジェクトは、開発とアップグレードのためにコミュニティに継続的に連絡を取ります。SCExAOなどの既存の運用テストベッドも、将来のELTに向けて新しいテクノロジーをテストおよび展開するためのユニークな機会です。SCExAO機能（リアルタイム予測AO制御、フォーカルプレーンWFS＆Cなど）のライブデモンストレーションを、リモートコラボレーターが新しいWFS＆Cの概念またはアルゴリズムをテストおよび展開するためのホストテストベッドとして提示および表示します。また、開発中またはすでに空で実証されているいくつかの高コントラストイメージング技術を紹介します。
マルチオブジェクト分光法のためのグラフニューラルネットワークベースのリソース割り当て戦略
| Title |
Graph_Neural_Network-based_Resource_AllocationStrategies_for_Multi-Object_Spectroscopy |
| Authors |
Tianshu_Wang,_Peter_Melchior |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13361 |
リソース割り当ての問題は、線形計画法でアプローチされることがよくあります。しかし、実験科学および観測科学における多くの具体的な割り当ての問題は、線形目的関数の形で表現できないか、表現すべきではありません。目的が線形であっても、そのパラメータは、割り当てが決定される実験の結果に依存するため、事前にわからない場合があります。これらの課題に対処するために、トレーニング可能なリソース割り当て戦略のための2部グラフニューラルネットワークアーキテクチャを紹介します。値と制約の項目は、可能な割り当てに対応するエッジによって接続された2セットのグラフノードを形成します。GNNは、シミュレーションまたは過去の問題の発生についてトレーニングされ、ユーザーが提供する科学的に動機付けられた目的関数を最大化し、実行不可能なペナルティによって補強されます。実現可能性違反の量は、システムで利用可能なスラックに関連して調整できます。この方法を適用して、高度に多重化されたスバルプライムフォーカス分光器の天文ターゲット選択戦略を最適化します。この方法では、最急降下法の最適化よりも優れた結果が得られ、線形目的関数を使用する現在採用されているソルバーの機能が拡張されます。この方法の開発により、割り当て戦略の迅速な調整と展開、割り当てパターンの統計分析、およびリソース割り当ての問題に対する完全に差別化可能な科学主導のソリューションが可能になります。
モノリシックシリコンピクセルによるガンマ線天体物理学の未来の開発
| Title |
Developing_the_Future_of_Gamma-ray_Astrophysics_with_Monolithic_Silicon_Pixels |
| Authors |
Isabella_Brewer,_Michela_Negro,_Nicolas_Striebig,_Carolyn_Kierans,_Regina_Caputo,_Richard_Leys,_Ivan_Peric,_Henrike_Fleischhack,_Jessica_Metcalfe,_Jeremy_Perkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13409 |
この論文では、次世代の宇宙ベースの高エネルギー天体物理学実験のための相補型金属酸化膜半導体（CMOS）ピクセルを開発するプロジェクトであるAstroPixの可能性を探ります。マルチメッセンジャー天体物理学は急速に発展している分野であり、その次のミッションではAstroPixなどの新しい検出器技術からのサポートが必要です。CERNのATLAS粒子検出器用に最適化されたモノリシックシリコン検出器であるATLASPixは、より大きなAstroPixプロジェクトの始まりです。エネルギー分解能は、ガンマ線イベントの再構築における駆動パラメータであるため、ATLASPixエネルギー分解能の特性評価がこの論文の焦点です。検出器の固有エネルギー分解能は、60keVでベースライン要件の<10％を超えました。ATLASPixのデジタル出力は、ガンマ線天文学を進めるには不十分なエネルギー分解能をもたらします。ただし、固有のエネルギー分解能の結果は、検出器のデジタル機能を再設計できることを示しており、より大規模なAstroPixプロジェクト用の次世代ピクセルがすでに構築されています。AstroPixタイプのピクセルの反復は、新しい宇宙ベースのミッションをサポートするためのエキサイティングなテクノロジー候補です。
ScopeSim：Pythonの柔軟な汎用天文機器データシミュレーションフレームワーク
| Title |
ScopeSim:_A_flexible_general_purpose_astronomical_instrument_data_simulation_framework_in_Python |
| Authors |
Kieran_Leschinski,_Hugo_Buddelmeijer,_Oliver_Czoske,_Miguel_Verdugo,_Gijs_Verdoes-Kleijn,_Werner_Zeilinger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13577 |
ScopeSimは、Pythonで構築された柔軟な多目的計測器データシミュレーションフレームワークです。これにより、生の観測データと削減された観測データの両方を、パーソナルコンピュータ上でさまざまな望遠鏡や機器に対して迅速かつ効率的にシミュレートできます。このソフトウェアは現在、ELTでMICADOおよびMETIS機器のデータ削減パイプラインを開発するためのシミュレートされた生の入力データを生成するために使用されています。ScopeSim環境は、オンスカイターゲットテンプレート（ScopeSim_templates）、さまざまな望遠鏡や機器の光学モデルを構築するためのデータ（機器参照データベース）、およびシミュレーションエンジン（ScopeSim）の提供を担当する3つの主要なパッケージで構成されています。この厳密な責任分担により、ScopeSimを使用して、イメージング機器と分光機器の両方のさまざまな機器および望遠鏡構成の観測データをシミュレートできます。ScopeSimは、可能な限り冗長な計算を回避するように構築されています。そのため、数秒から数分の時間スケールでシミュレートされた観測を提供できます。すべてのコードとデータはオープンソースであり、Githubでホストされています。コミュニティも大歓迎であり、コードのアイデア、ターゲットテンプレート、および機器パッケージに貢献することを実際に奨励されています。
水素強度とリアルタイム分析の実験：256要素アレイのステータスと概要
| Title |
The_Hydrogen_Intensity_and_Real-time_Analysis_eXperiment:_256-Element_Array_Status_and_Overview |
| Authors |
Devin_Crichton,_Moumita_Aich,_Adam_Amara,_Kevin_Bandura,_Bruce_A._Bassett,_Carlos_Bengaly,_Pascale_Berner,_Shruti_Bhatporia,_Martin_Bucher,_Tzu-Ching_Chang,_H._Cynthia_Chiang,_Jean-Francois_Cliche,_Carolyn_Crichton,_Romeel_Dave,_Dirk_I._L._de_Villiers,_Matt_A._Dobbs,_Aaron_M._Ewall-Wice,_Scott_Eyono,_Christopher_Finlay,_Sindhu_Gaddam,_Ken_Ganga,_Kevin_G._Gayley,_Kit_Gerodias,_Tim_Gibbon,_Austin_Gumba,_Neeraj_Gupta,_Maile_Harris,_Heiko_Heilgendorf,_Matt_Hilton,_Adam_D._Hincks,_Pascal_Hitz,_Mona_Jalilvand,_Roufurd_Julie,_Zahra_Kader,_Joseph_Kania,_Dionysios_Karagiannis,_Aris_Karastergiou,_Kabelo_Kesebonye,_Piyanat_Kittiwisit,_Jean-Paul_Kneib,_Kenda_Knowles,_Emily_R._Kuhn,_Martin_Kunz,_Roy_Maartens,_Vincent_MacKay,_Stuart_MacPherson,_Christian_Monstein,_Kavilan_Moodley,_V._Mugundhan,_Warren_Naidoo,_et_al._(50_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13755 |
水素強度およびリアルタイム分析実験（HIRAX）は、現在開発中の電波干渉計アレイであり、最初の256エレメントのアレイは、南アフリカの電波天文観測所（SARAO）のスクエアキロメートルアレイ（SKA）サイトに配備されます。アフリカ。6〜m、$f/0.23$の各ディッシュには、400〜800MHzの周波数範囲で動作する二重偏波フィードが装備されます。HIRAXは、中性水素の21cm輝線の強度マッピングを通じて、南の空の$\sim$15,000平方度にわたる$0.775<z<2.55$の赤方偏移範囲にわたる大規模構造の分布の宇宙論的調査を提供します。このような調査の統計的検出力は、プランク衛星からの測定値と組み合わせた場合に、暗黒エネルギーの状態方程式パラメーターに$\sim$7パーセントの制約を生成するのに十分です。さらに、HIRAXは、多数の相互相関研究を可能にしながら、電波過渡現象およびHI吸収体科学のための非常に競争力のあるプラットフォームを提供します。これらの議事録では、実験の科学的目標、望遠鏡システムのサブコンポーネントの設計とステータスの概要、初期の256要素アレイの期待されるパフォーマンス、および計画されている将来の拡張について説明します。最終的な1024要素の配列。
CHARA干渉法からのベンチマーク星の基本的な恒星パラメータ-III。巨星と準巨星
| Title |
Fundamental_stellar_parameters_of_benchmark_stars_from_CHARA_interferometry_--_III._Giant_and_subgiant_stars |
| Authors |
I._Karovicova,_T.R._White,_T._Nordlander,_L._Casagrande,_M._Ireland,_D._Huber |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13258 |
天の川の大規模な分光学的調査は、大気パラメータの信頼できる決定を確実にするために、ベンチマーク星のサンプルに対して較正される必要があります。ベンチマークとして機能する7つの巨星と準巨星の新しい基本的な恒星パラメータを提示します。目標は、有効温度で1％の精度に到達することです。この精度は、調査によって観測された基本的なパラメータと星の存在量の完全なセットを正確に決定するために不可欠です。高角度分解能の光干渉計PAVO/CHARAを使用して、HD121370（etaBoo）、HD161797（muHer）、HD175955、HD182736、HD185351、HD188512（betaAql）、およびHD189349を観測しました。周縁減光の補正は、STAGGERグリッドに基づく3Dモデルの大気から決定されました。テフは、ボロメータ補正のテーブルを補間するための反復手順を使用して、シュテファン-ボルツマンの関係から直接決定されました。ダートマスの恒星進化モデルトラックとの比較から表面重力を推定しました。分光観測は、ELODIEおよびFIES分光器から収集されました。中性および単一イオン化鉄の非混合線の1D非局所熱力学的平衡（NLTE）存在量分析から金属量（[Fe/H]）を推定しました。7つ星のうち6つについて、テフを1％以上と測定します。1つの星HD189349の場合、ボロメータフラックスが不確実であるため、テフの不確実性は2％です。この測定値が改善されるまで、この星をベンチマークとしてお勧めしません。loggと[Fe/H]}のすべての星の不確実性の中央値は、それぞれ0.034dexと0.07dexです。すべての基本的な恒星パラメータは、干渉計観測、3D周縁減光モデリング、および分光分析を一貫して組み合わせることに基づいていました。この論文は、矮星や金属の少ない星を含む以前の論文に続くものです。
ARMCVnバイナリーにおける白色矮星の物質移動と恒星進化
| Title |
Mass_Transfer_and_Stellar_Evolution_of_the_White_Dwarfs_in_AM_CVn_Binaries |
| Authors |
Tin_Long_Sunny_Wong_and_Lars_Bildsten |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13403 |
公転周期が$P_{\mathrm{orb}}\約5〜70$分のAMCVnバイナリで、両方の白色矮星（WD）の恒星進化論を計算します。ドナーが$M_{\mathrm{He}}<0.2\、M_{\odot}$ヘリウムWDとして始まり、アクリッターが$M_{\mathrm{WD}}>0.6\、M_{\odot}$WD。恒星天体物理学（MESA）の実験用モジュールを使用して、保守的な物質移動と重力放射による角運動量損失を想定して、両方のWDを同時に進化させます。この自己無撞着な進化は、物質移動速度$\dot{M}$に関するドナーの特性の重要なフィードバック、および降着するWDの熱進化をもたらします。以前の研究と一致して、初期の高い$\dot{M}$は、$P_{\mathrm{orb}}<30$分間、ドナーの断熱進化を強制するため、その質量と半径の関係がわかります。主にその初期エントロピーに依存します。ドナーが$P_{\mathrm{orb}}\simeq30$分で$M_{\mathrm{He}}\upperx0.02-0.03\、M_{\odot}$に達すると、完全に対流になり、エントロピーを失う可能性がありますさらなる質量損失の下で、予想よりもはるかに少ない膨張。ただし、ドナーの表面に信頼できる不透明度がないため、この可能性のある冷却の確実な予測が妨げられることを示しています。私たちの計算は、降着の最初の$\約10^7$年の間に発生するコア加熱をキャプチャし、その後のWD冷却のフェーズへの進化を続けます。チェンと孤立したWDの共同研究者が見たように、WDを降着させるための既存のデータと比較すると、降着するWDは、冷却しなければならなかった時間の長さを考えると、予想するほどクールではないこともわかります。
LBV現象と二元性：HRカーの環境
| Title |
LBV_phenomenon_and_binarity:_The_environment_of_HR_Car |
| Authors |
A._Mehner,_S._Janssens,_C._Agliozzo,_W.-J._de_Wit,_H._M._J._Boffin,_D._Baade,_J._Bodensteiner,_J._H._Groh,_L._Mahy,_and_F._P._A._Vogt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13416 |
高光度青色変光星（LBV）は、短期間に非常に高い質量損失のエピソードを経験するため、大質量星の進化に大きな関心を寄せています。HRカーはギャラクシーでこのクラスの有名なメンバーです。大きな星周星雲があり、バイナリー系であることが確認されています。LBVの進化的状態と物理的性質に関する情報を取得する1つの手段は、LBVの環境を研究することです。HRカーの約100個以内の星の内容とその星周星雲を調査しました。超大型望遠鏡（VLT）マルチユニット分光エクスプローラー（MUSE）による、星の周りの2'x2'領域の観測は、V>13等の大きさの星の恒星分類の不完全さを浮き彫りにします。HRカーに空間的に近接している可能性のある8つのB0からB9の星が特定されています。HRカーの周りの半径r=1.2度（4.8kpcの距離で約100pc）の領域の場合、既存のカタログには、いくつかの後期O型星と初期B型星がリストされていますが、初期O型星は1つだけです。HRカーシステムの恒星と星の質量が比較的小さいことを考えると、HRカーに関連して初期のO型星はなく、後期のO型星はごくわずかであると予想されます。代わりに、ポイントベクトル図でのHRカーの位置は、HRカーが孤立していないが、スパイラルアームにB型星の集団がある移動グループの一部であり、超新星爆発からの強いキックを受けていないことを示しています。コンパニオンスターまたは合併イベントの。コンパニオンスターの性質が不明なため、HRカーシステムの潜在的なバイナリ進化経路を完全に調査することはできません。さらに、MUSEの観測では、約400年の間隔で放出された高速の流出と「弾丸」の存在が明らかになっています。これらの機能は、システム内の繰り返しの物質移動によって引き起こされた可能性があります。
太陽フレア予報の性能を向上させることは、太陽物理学の研究分野でホットなトピックです。ディープラーニングは、近年、太陽フレア予測を実行するための有望なアプローチと見なされています。最初に、サンプルデータを拡張する生成的敵対的ネットワーク（GAN）手法を使用して、さまざまなフレアクラスのサンプルのバランスを取りました。次に、太陽周期におけるフレア噴火を予測するためのハイブリッド畳み込みニューラルネットワーク（CNN）モデルMを提案しました。このモデルに基づいて、フレア予測の上昇段階と下降段階の影響をさらに調査しました。太陽周期24の上昇期と下降期の太陽フレア噴火を予測するために、2つのCNNモデル、つまりMrpとMdpが提示されました。一連のテスト結果により、次のことが証明されました。1）サンプルバランスはCNNモデルの安定性にとって重要です。GANによって生成された拡張データは、予測モデルの安定性を効果的に改善しました。2）ソーラーダイナミクスオブザーバトリー（SDO）の見通し内（LOS）マグネトグラムを使用したCクラス、Mクラス、およびXクラスのフレア予測の場合、Mの真のスキル統計（TSS）スコアの平均は0.646、0.653です。以前の研究と比較して20.1％、22.3％、38.0％改善した0.762。3）太陽周期の上昇期と下降期のフレア予測を別々にモデル化することは価値があります。モデルMと比較して、Mrpのフレアなし、Cクラス、Mクラス、Xクラスのフレア予測のTSSスコアの平均は、5.9％、9.4％、17.9％、および13.1％向上し、Mdpは1.5％、2.6％、11.5％、12.2％。
| Title |
Probing_Particle_Acceleration_through_Gamma-ray_Solar_Flare_Observations |
| Authors |
Melissa_Pesce-Rollins,_Nicola_Omodei,_Vahe'_Petrosian_and_Francesco_Longo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13535 |
高エネルギーの太陽フレアには、少なくとも2つの異なる段階があることが示されています。電子とイオンの加速に関与するメカニズムと、これらの2つのフェーズで発生する場所を特定することは、太陽物理学における未解決の問題の1つです。このトピックに光を当てるのに役立つ新しい観測データと洗練されたシミュレーションのおかげで、過去10年間で多くの進歩が見られました。たとえば、フェルミ大面積望遠鏡（LAT）による、目に見える太陽の四肢の後ろから発生する太陽フレアからのGeV放射と、20時間以上続く100MeVを超える放射の検出は、空間的に拡張された加速源の必要性を示唆しています。遅延放出フェーズ。この作業では、24番目の太陽周期のフェルミ-LAT観測からの主要な結果のいくつかと、この新しい観測チャネルを電磁スペクトル全体からの観測と組み合わせて、高エネルギー放出のメカニズムを診断するユニークな機会をどのように提供できるかを確認します。太陽フレアにおける粒子加速。
最初のラングランジュ点を通る物質の流れの性質に関するコメント
| Title |
A_comment_on_the_properties_of_the_matter_flow_through_the_first_Langrangian_point |
| Authors |
Janusz_Ziolkowski_and_Andrzej_A._Zdziarski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13653 |
セミデタッチドバイナリシステムのロッシュローブ充填コンポーネントからの質量流出の特性を分析します。Paczy\'nski\＆SienkiewiczおよびLubow\＆Shuによって公開されたアプローチに従い、他の単純化されたアプローチと比較します。$L_1$での流れの密度は、同じ等電位での密度よりも桁違いに低いが、$L_1$から離れていることがわかります。さらに、運動量密度のプロファイルを平均した後の流れの有効断面積は、平均化を考慮せずに行われたいくつかの公開された推定値よりもはるかに低くなっています。したがって、密度と流れの断面積にいくつかの簡略化された式を使用すると、降着率と$L_1$領域に含まれる質量が、次の方程式の同時積分によってサポートされていない限り、非常に大きな要因で過大評価される可能性があります。ドナーの外層の恒星構造。
ソーラーオービター、パーカーソーラープローブ、STEREO、および風力によるタイプIII電波バースト測定を解釈するための電波異方性散乱のシミュレーション
| Title |
Simulations_of_radio-wave_anisotropic_scattering_to_interpret_type_III_radio_bursts_measurements_by_Solar_Orbiter,_Parker_Solar_Probe,_STEREO_and_Wind |
| Authors |
S._Musset,_M._Maksimovic,_E._Kontar,_V._Krupar,_N._Chrisaphi,_X._Bonnin,_A._Vecchio,_B._Cecconi,_A._Zaslavsky,_K._Issautier,_S._D._Bale,_M._Pulupa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13713 |
電波伝搬の光線追跡シミュレーションの結果と比較し、内部太陽圏のプラズマ特性を調べるために、電波放射の指向性を計算するために、個々のタイプIII電波バーストの複数の宇宙船観測を使用します。密度の不均一性に対する異方性散乱を伴う電波伝搬の光線追跡シミュレーションを使用して、電波放射の指向性を研究します。4つの広く離れた宇宙船によるタイプIII電波バーストの同時観測は、電波源の指向性と位置を計算するために使用されます。個々のイベントに対して推定された指向性パターンの形状は、レイトレーシングシミュレーションから得られた指向性パターンと比較されます。4つの異なるプローブによるタイプラジオIIIバーストの同時観測が、電波源の位置と電波放射の指向性を推定する機会を提供することを示します。指向性の形状はイベントごとに異なり、電波の異方性散乱と一致しています。
南アフリカの大型望遠鏡IIで観測された金属の少ない星。拡張サンプル
| Title |
Metal-Poor_Stars_Observed_with_the_Southern_African_Large_Telescope_II._An_Extended_Sample |
| Authors |
Joseph_Zepeda,_Kaitlin_C._Rasmussen,_Timothy_C._Beers,_Vinicius_M._Placco,_Yang_Huang,_and_\'Eric_Depagne |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13761 |
南アフリカの大型望遠鏡を使用して、主にRAVE調査から選択された、200を超える金属の少ない星の高解像度（R$\sim40,000$）分光観測の結果を示します。合計108個の星の恒星パラメータを導き出すことができました。この同じ努力からの50の星の追加のサンプルは、以前にRasmussenetal。によって報告されました。新しく報告された観測の中で、84の非常に金属が少ない（VMP;[Fe/H]$<-2.0$、53が新しく識別された））星と3つの非常に金属の少ない（EMP;[Fe/H]$<-3.0$、1つは新しく識別された）星。元素の存在量は、炭素、および他のいくつかの$\alpha$元素（Mg、Ca、Sc、Ti）、鉄ピーク元素（Mn、Co、Ni、Zn）、および中性子捕獲元素（Sr）について測定されました。、Ba、Eu）。これらの測定に基づいて、星は、炭素および中性子捕獲の存在量によって、炭素が強化された金属に乏しい（CEMP;[C/Fe]$>+0.70$）、CEMPサブクラス、およびそれらのレベルによって分類されます。$r$-プロセスの存在量。合計17個がCEMP星に分類されます。11個のCEMP-$r$星（8個の新しく識別された）、1個のCEMP-$s$星（新しく識別された）、2個の可能なCEMP-$i$星（1個の新しく識別された）、および3個のCEMP-星なし（すべて新しく識別された）があります識別）この作品で。$r$プロセス要素（$r$-II;[Eu/Fe]$>+0.70$）で強く強化された11個の星（8個の新しく識別された）、中程度に強化された38個の星（31個の新しく識別された）が見つかりました$r$-プロセス要素（$r$-I;$+0.30<$[Eu/Fe]$\leq+0.70$）、および1つの新しく識別された制限付き-$r$スター。
ミリメートル波長の太陽。 III。太陽ALMA観測に対する空間分解能の影響
| Title |
The_Sun_at_millimeter_wavelengths._III._Impact_of_the_spatial_resolution_on_solar_ALMA_observations |
| Authors |
Henrik_Eklund,_Sven_Wedemeyer,_Miko{\l}aj_Szydlarski_and_Shahin_Jafarzadeh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13826 |
ALMAによる太陽の干渉観測は、太陽大気の小規模なダイナミクスを研究するための貴重な診断ツールを提供します。異なる特徴的な磁場トポロジーを持つ領域の空間分解能の関数としての小規模ダイナミクスの可観測性の推定は、太陽のALMA観測のよりロバストな分析を容易にします。MHDコードBifrostからの太陽大気の3Dモデルを使用して、mmおよびsubmmの波長で高ケイデンスの観測量を生成しました。レシーバーバンド3〜10の合成観測量は、最もコンパクトなC1からより拡張されたC7まで、干渉計アレイのさまざまな構成でのALMA観測に対応する角度分解能に低下しました。小規模ダイナミクスの可観測性は、それぞれの場合に分析されました。したがって、分析は、将来の機能の可能性を予測するためにも実行されました。太陽彩層の典型的な小さな空間スケールを研究するために必要な最小解像度は、ターゲット領域の特性に依存します。ここでは、静かな太陽から強化されたネットワークループまでの範囲が考慮されます。限られた空間分解能は、明るさの温度振幅の低下という形で動的な小規模の増光イベントの観察可能な特徴に影響を及ぼし、それらを検出できないままにする可能性があり、ピークが発生する時間のシフトでさえ最大数十秒です。完全に分解されたシミュレーションでの観測可能な輝度振幅と元の振幅の間の変換係数が提供されます。これは、原則として観測データに適用できますが、波長に依存する不確実性の影響を受けます。受信機帯域、アレイ構成、およびターゲット領域のプロパティのさまざまな組み合わせでの典型的な外観の予測が行われます。
Ia型超新星における安定したニッケル生産：前駆体質量のための喫煙銃？
| Title |
Stable_nickel_production_in_Type_Ia_supernovae:_A_smoking_gun_for_the_progenitor_mass? |
| Authors |
St\'ephane_Blondin,_Eduardo_Bravo,_Frank_Timmes,_Luc_Dessart,_D._John_Hillier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13840 |
現在、チャンドラセカール限界（MCh〜1.4Msun）をはるかに下回る質量を持つ白色矮星（WD）星が、SNIa前駆体のかなりの部分に寄与しているという強い兆候があります。爆発で合成された安定した鉄族元素の相対的な割合は、MChイベントとサブMChイベントの間の可能な判別式として示唆されています。特に、ニッケルの安定同位体の合成に有利なMChWDの高密度エジェクタは、後期スペクトルで顕著な[NiII]線をもたらすと考えられています。MChおよびサブMCh前駆体に起因するSNeIaでの安定ニッケルの爆発的元素合成を研究し、爆発の診断として役立つ、7378Aおよび1.94ミクロンでの[NiII]の線の可能性を調査します。CMFGENコードを使用した非局所熱力学的平衡放射伝達シミュレーションを使用したWD質量。放射陽子捕獲反応57Co（p、gamma）58Niは、MChモデルとサブMChモデルの両方で58Niの主要な生成モードであるのに対し、54Feでのアルファ捕獲反応は最終的な58Ni収量にほとんど影響を与えないことがわかります。さらに重要なことは、サブMChイベントの遅い時間スペクトルに[NiII]線がないのは、必ずしも安定したNiが不足しているためではなく、内部エジェクタ内のNiのイオン化が高いためであることを示しています。逆に、1DMChモデルで予測された強い[NiII]線は、56Niが安定した鉄族元素が豊富な最内層と十分に混合されている場合に完全に抑制されます。後期SNIaスペクトルの[NiII]線は、安定したNiの存在量に複雑に依存しているため、MCh前駆体とサブMCh前駆体を区別する際の単独使用が制限されます。しかし、強い[NiII]線を示す低光度SNIaは、チャンドラセカール質量前駆体に起因する可能性が最も高いと主張します。[要約]
前方物理施設：サイト、実験、および物理の可能性
| Title |
The_Forward_Physics_Facility:_Sites,_Experiments,_and_Physics_Potential |
| Authors |
Luis_A._Anchordoqui,_Akitaka_Ariga,_Tomoko_Ariga,_Weidong_Bai,_Kincso_Balazs,_Brian_Batell,_Jamie_Boyd,_Joseph_Bramante,_Mario_Campanelli,_Adrian_Carmona,_Francesco_G._Celiberto,_Grigorios_Chachamis,_Matthew_Citron,_Giovanni_De_Lellis,_Albert_De_Roeck,_Hans_Dembinski,_Peter_B._Denton,_Antonia_Di_Crecsenzo,_Milind_V._Diwan,_Liam_Dougherty,_Herbi_K._Dreiner,_Yong_Du,_Rikard_Enberg,_Yasaman_Farzan,_Jonathan_L._Feng,_Max_Fieg,_Patrick_Foldenauer,_Saeid_Foroughi-Abari,_Alexander_Friedland,_Michael_Fucilla,_Jonathan_Gall,_Maria_Vittoria_Garzelli,_Francesco_Giuli,_Victor_P._Goncalves,_Marco_Guzzi,_Francis_Halzen,_Juan_Carlos_Helo,_Christopher_S._Hill,_Ahmed_Ismail,_Ameen_Ismail,_Richard_Jacobsson,_Sudip_Jana,_Yu_Seon_Jeong,_Krzysztof_Jodlowski,_Kevin_J._Kelly,_Felix_Kling,_Fnu_Karan_Kumar,_Zhen_Liu,_et_al._(33_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.10905 |
前方物理施設（FPF）は、高光度時代の大型ハドロン衝突型加速器での一連の遠方実験をサポートするためのスペースとインフラストラクチャを備えた洞窟を作成する提案です。ビーム衝突軸に沿って配置され、少なくとも100mのコンクリートと岩石によって相互作用点からシールドされたFPFは、既存の大規模LHC実験の許容範囲外の粒子を検出する実験を収容し、非常にまれでエキゾチックなプロセスを観察します。低バックグラウンド環境。この作業では、FPFの有望なサイトを特定する土木工学の最近の進歩や、FPFの物理的可能性を実現するために現在想定されている実験など、FPFの計画の現状を要約します。次に、長寿命の素粒子の検索、暗黒物質と暗黒物質のプローブ、3つのフレーバーすべてのTeVニュートリノの高統計研究、摂動の側面など、FPFによって進められる多くの標準モデルと新しい物理学のトピックを確認します。非摂動的QCD、および高エネルギー素粒子物理学。
レナードジョーンズモデルにおける見知らぬ星の回転と変形
| Title |
Rotation_and_deformation_of_strangeon_stars_in_the_Lennard-Jones_model |
| Authors |
Yong_Gao,_Xiao-Yu_Lai,_Lijing_Shao,_Ren-Xin_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13234 |
低エネルギースケールでの強い相互作用は、パルサーのようなコンパクトオブジェクトの核上物質の状態を決定します。バルクの強い物質は、3つの軽いフレーバーのクォークの数がほぼ等しいクォーククラスターであるストレンジンで構成されている可能性があることが提案されています。この研究では、近距離での強い反発相互作用と見知らぬ人の非相対論的性質を特徴づけるために、レナードジョーンズモデルを使用して、見知らぬ星（SS）の状態方程式（EoS）を記述します。静的SS、ゆっくり回転するSS、および潮汐変形したSSを詳細に調査します。有限の表面密度から生じる補正は、摂動アプローチで決定的に考慮されます。また、慣性モーメント、潮汐変形可能性、および四重極モーメントの間の普遍的な関係を研究します。これらの結果は、天体物理学のさまざまな目的に使用する準備ができており、レナードジョーンズモデルのパラメーター空間に関する現代の観測から考えられる制約について説明します。パルサーの電波信号、星の表面のホットスポットからのX線放射、およびバイナリマージからの重力波（GW）の将来の観測は、より厳しい制約を与えたり、SSの存在を検証または改ざんしたりする可能性があります。
AstroCampで相対性理論を教える
AstroCampは、天文学と物理学の分野における、過去3年間の大学入学前教育の学生向けの優れた学術プログラムであり、相対性理論のコース（またはその重要な部分）が含まれることがよくあります。キャンプの原則、目標、構造を紹介した後、特別相対性理論と一般相対性理論を教えるためのキャンプ講師（私自身と他の人）が従うアプローチと、学生から学んだいくつかの教訓とフィードバックについて説明します。また、ポルトガルと他の国々における物理学と数学の中等学校のカリキュラムの違い、およびこれらのカリキュラムをどのように近代化できるかについてもいくつか考えます。
予熱による凍結
インフレーション後の再加熱過程での暗黒物質の生成を考慮します。フリーズインによる暗黒物質の遺物密度は、放射線浴を構成するインフラトン散乱または崩壊生成物のエネルギー密度とエネルギー分布の両方に依存します。放射のエネルギー密度の摂動計算と非摂動計算を比較します。また、最終状態のスカラー積が不安定である可能性も考慮します。熱または非熱エネルギー分布関数のいずれかを想定して、これらの異なるアプローチに基づいて、結果の遺物密度を比較します。現在のコールドダークマター密度は、広範囲のダークマター質量の予熱からの凍結によって得られることを示しています。
修正ニュートン力学の新しい相対論的理論の線形安定性
| Title |
Linear_stability_of_the_new_relativistic_theory_of_modified_Newtonian_dynamics |
| Authors |
Constantinos_Skordis,_Tom_Zlosnik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13287 |
最近、銀河に適用される弱磁場準静的状況の修正ニュートン力学（MOND）と、$\Lambda$CDMモデルのような宇宙論的振る舞いに還元され、観測に沿った現実的な宇宙論を生み出す単純な相対論的理論を提案しました。。このようなモデルの重要な要件は、ミンコフスキー空間が線形摂動に対して安定していることです。ミンコフスキー背景の摂動における理論アクションを2次に拡張し、それがベクトルとスカラーセクターでの大規模モードの伝播を含む健全な分散関係につながることを示します。ハミルトニアン法を使用して、存在する制約を排除し、大規模モードが正のハミルトニアンを持つことを示し、線形時間依存性を持つ非伝播モードが波数$k<k_*$に対して負のハミルトニアンを持ち、そうでない場合は正になることを示します。スケール$k_*$は、およそ$\lesssim\mathrm{Mpc}^{-1}$であると推定されるため、低運動量の不安定性は宇宙論的スケールでのみ役割を果たす可能性があります。
自発的なスカラー化の現象を伴うスカラーテンソル重力理論における中性子星（NS）は、一般相対性理論からの大幅な逸脱を引き起こす可能性があります。質量のないスカラーのケースは広く研究されました。ここでは、Damour--Esposito-Far{\`e}se理論、Mendes-Ortiz理論、および$\xi$理論のNSスカラー化を大規模なスカラー場と比較します。ゆっくりと回転するNSの数値解が得られます。それらは、NSの表面にある一対の拡張ホットスポットのX線パルスプロファイルを構築するために使用されます。また、大規模なスカラー場で初めて行われる自発的スカラー化を伴うNSの潮汐変形性を計算します。慣性モーメントと潮汐変形性の間の普遍的な関係を示します。X線パルスプロファイル、潮汐変形可能性、および普遍的な関係は、中性子星内部組成エクスプローラー（NICER）衛星、スクエアを含むNSのX線および重力波観測における大規模なスカラーテンサー理論を制約するのに役立つ可能性がありますキロメートルアレイ（SKA）望遠鏡、およびLIGO/Virgo/KAGRAレーザー干渉計。
触媒された中性子星のパスタ相特性の不確実性
| Title |
Uncertainties_in_the_pasta-phase_properties_of_catalysed_neutron_stars |
| Authors |
H._Dinh_Thi,_T._Carreau,_A._F._Fantina,_F._Gulminelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13638 |
中性子星の内部は、さまざまな物質の状態を示すと予想されます。特に、「パスタ」相として知られる複雑な非球形の構成は、内部地殻に最も高い密度で存在する可能性があり、さまざまな中性子星現象に影響を与える可能性があります。パスタ相の特性と、原子力エネルギー汎関数に関する知識が不完全であるために観察可能なパスタの不確実性を研究します。この目的のために、実験的な核質量または理論計算のいずれかで最適化された表面パラメータを使用した圧縮性液滴モデルアプローチを採用しました。モデルの不確実性を評価するために、均一な事前分布を使用してモデルパラメータを大幅に変更し、現在の低密度核物理学の知識と高密度中性子星物理学の制約の両方を説明するフィルターを使用して事後分布を生成することにより、ベイズ分析を実行しました。私たちの結果は、非常に低密度での中性子物質の状態方程式や実験的な質量測定などの核物理学の制約が、地殻とパスタの観測量を決定する上で重要であることを示しています。すべての制約を考慮して、パスタ相の存在が内部地殻の重要な部分で確実に予測されることを示します。パスタ相に関連する相対的な地殻の厚さを$R_{\rmパスタ}/R_{\rm地殻}=0.128\pm0.047$と推定し、相対慣性モーメントを$I_{\rmパスタ}/I_{\rmと推定します。クラスト}=0.480\pm0.137$。私たちの調査結果は、パスタの観測量を説明するために、表面と曲率のパラメーターがバルクパラメーターよりも影響力があることを示しています。また、バルク機能と矛盾する表面張力を使用すると、パスタ特性の平均値と不確実性の両方が過小評価されることを示し、核機能の一貫した計算の重要性を強調します。
ホログラフィーからの効果的な作用と気泡核形成
| Title |
Effective_actions_and_bubble_nucleation_from_holography |
| Authors |
F\"eanor_Reuben_Ares,_Oscar_Henriksson,_Mark_Hindmarsh,_Carlos_Hoyos,_Niko_Jokela |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13784 |
ホログラフィック双対性を使用した強く相互作用する場の理論の量子有効作用の計算、および重力波生成に関連する一次相転移の準平衡パラメーターを決定するためのその使用について説明します。メトリックと自由な大規模スカラー場のみを含む、特に単純なホログラフィックモデルが導入されています。単純さにもかかわらず、モデルには、さまざまなマルチトレース変形による、非ゼロ温度での一次相転移を含む豊富な状態図が含まれています。重力双対の均質な黒ブレーン解とそれらの周りの線形化された摂動から、効果的な作用の主要な項を取得します。次に、効果的なアクションを使用して、場の理論側でバブルと磁壁の解を構築し、それらの特性を研究します。特に、場の量子論の有効自由度数による有効作用のスケーリングが、重力波パラメーターの対応するスケーリングをどのように決定するかを示します。
