| Title |
Multi-band_gravitational_wave_cosmology_with_stellar_origin_black_hole_binaries |
| Authors |
Niccol\`o_Muttoni,_Alberto_Mangiagli,_Alberto_Sesana,_Danny_Laghi,_Walter_Del_Pozzo,_David_Izquierdo-Villalba |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13934 |
対不安定型超新星の質量ギャップより上の星に由来する大規模な恒星起源のブラックホール連星（SBHB）は、マルチバンド重力波（GW）観測の主要な候補です。ここでは、宇宙論的パラメーターを制約するための効果的なダークスタンダードサイレンとしてそれらを使用する可能性を研究します。これらのシステムによって放出される長続きするインスピレーション信号は、将来の$Laser\;からアクセスできます。干渉計\;スペース\;アンテナ$（LISA）、後期のインスピレーションと合併は、最終的には$Einstein\;などの第3世代の地上望遠鏡によって検出されます。望遠鏡$（ET）。光源までの光度距離と空の位置の直接測定は、可能性のあるホスト銀河の不均一な赤方偏移分布とともに、確率論的手段によって宇宙論的パラメーターを推測することを可能にします。この統計的手法の効率は、高いパラメーター推定性能に依存しており、このマルチバンドアプローチにより、検出されたソースが${\calO}（10）$だけのハッブル定数H$_0$を正確に決定できることを示しています。選択したSBHB人口モデルでは、4$（$10$）年のLISA観測を想定すると、H$_0$は$\sim2\％$（$\sim1.5\％$）で決定されるのに対し、$\Omega_m$は、通常の精度$30\％$（$20\％$）でわずかに制約されます。推論手順は、パラメータの後方に偽のピークが現れるため、一貫性のない結果をもたらすことがあります。この問題の原因とそれを軽減する方法について説明します。
動的スニヤエフゼルドビッチ効果を伴う宇宙論：光学的厚さおよび$ \ sigma_8 $とは無関係
動的なスニヤエフ・ゼルドビッチ実験からの宇宙論的制約は、光学的厚さの縮退として一般に知られている光学的厚さの測定によって縮退しています。この作業では、光学的厚さに関係なく宇宙論的パラメーターを制約できるトリプレット内のペア間の相対速度の最初のモーメントに基づく新しい統計と$\sigma_8$を紹介します。Quijoteスイートの22,000ドルの$N$ボディシミュレーションを使用して、Fisher行列予測を使用して新しい統計の情報コンテンツを定量化します。宇宙論的パラメーター、特にニュートリノの質量の合計に対して強い制約を得ることができることがわかります。制約は、平均ペアワイズ速度と赤方偏移空間ハローパワースペクトルから得られたものと比較した場合、すべての宇宙モデルパラメータでそれぞれ6.2-12.9と2.3-5.7の改善があります。したがって、新しい統計は、将来の動的スニヤエフ・ゼルドビッチ実験のみからのデータを使用して、光学的厚さおよび$\sigma_8$とは無関係に宇宙論的パラメーターを制約するための道を開きます。
| Title |
A_fully_Lagrangian,_non-parametric_bias_model_for_dark-matter_halos |
| Authors |
Xiaohan_Wu,_Julian_Munoz,_Daniel_Eisenstein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13948 |
ノンパラメトリックラグランジアンバイアスモデルを提示し、$z=0.5$でのAbacusSummitシミュレーションの質量加重ハローフィールドを使用して、フィールドレベルでハローと質量密度の比率を適合させます。銀河によって追跡された観測された大規模構造の解釈に広く使用されているバイアス拡張法とは異なり、初期ラグランジアン空間の線形過密度$\delta_1$とともに単調に増加する非負のハロー対質量比が見つかります。ただし、バイアスの拡大は、ハローカウントの非負性を保証するものではなく、負の過密度でハロー数カウントが増加する可能性があります。ハロー対質量比の形状は、$\delta_1$やその他の量の多項式関数で記述される可能性は低く、高い$\delta_1$でプラトーを示します。特に$6\times10^{12}\h^{-1}\M_\odot$の大規模なハローの場合、ハローと質量の比率は$\delta_1>0$で急上昇し始め、予測とは大幅に異なります。バイアス拡張。$M>3\times10^{11}\h^{-1}\M_\odot$ハローの場合、$\delta_1$とその局所導関数の関数としての非パラメトリックハロー対質量比であることを示します。$\nabla^2\delta_1$は、適切な平滑化スケールを指定して、波数$k=0.01-0.1\h\{\rmMpc}^{-1}$のハローパワースペクトルをサブパーセントレベルの精度に回復できます。パワースペクトルを直接適合させなくても、初期密度フィールド。ただし、ハローパワースペクトルの回復は、平滑化スケールおよびその他の入力パラメーターにわずかに依存します。$k<0.01\h\{\rmMpc}^{-1}$および$M>6\times10^{12}\h^{-1}\M_\odot$ハローの場合、ノンパラメトリックモデルハローパワースペクトルの数パーセントの過大評価につながり、より大きなまたは複数の平滑化スケールの必要性を示します。得られたハロー対質量比は、拡張されたPress-Schechter理論からの直感と定性的に一致します。フレームワークをバイアス拡張と比較し、可能な拡張について説明します。
中程度の赤方偏移で運動学とイメージングを使用して弱レンズせん断をモデル化するための新しいフレームワーク
| Title |
A_Novel_Framework_for_Modeling_Weakly_Lensing_Shear_Using_Kinematics_and_Imaging_at_Moderate_Redshift |
| Authors |
Brian_DiGiorgio,_Kevin_Bundy,_Kyle_B._Westfall,_Alexie_Leauthaud,_David_Stark |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14044 |
運動学的弱いレンズ効果は、レンズ効果による銀河の投影速度場の歪みを表します。これは、最近Gurrietalによって初めて報告された効果です。$z\sim0.1$にある18個の銀河のサンプルに基づいています。この論文では、イメージング調査からの形状情報と分解分光法からの運動学的情報を組み合わせて、ソース銀河のレンズ歪みをより適切に抑制し、従来の弱いレンズ分析に影響を与える体系的なエラーに対処する可能性のある新しい形式を開発します。模擬銀河観測に適用されたベイズフォワードモデルを使用して、運動学的および測光的主軸間の見かけのせん断誘起オフセットと同時に、ソース銀河の速度場の歪みをモデル化します。この組み合わせにより、推定せん断の統計的不確かさが劇的に減少し、運動学のみと比較して2〜6倍の統計的誤差ゲインが得られることを示します。固有の運動学的不規則性によるエラーは考慮していませんが、私たちのアプローチは、分解分光法がより困難な高赤方偏移への運動学的レンズ研究を開きます。たとえば、$z\sim0.7$の背景銀河の地上ベースの面分光法は、$の銀河団から1分角の間隔でソース銀河ごとにS/N$\sim1$の重力せん断測定を提供できることを示します。z\sim0.3$。これは、既存の機器で観測された適度なサンプルでさえ、改善された銀河団の質量測定と、それらのハロー質量プロファイルの十分にサンプリングされたプローブを大きな半径に提供できることを示唆しています。
シングルフィールドインフレにおける一般的なパワースペクトルからの潜在的な再構築
| Title |
Potential_reconstruction_from_general_power_spectrum_in_single-field_inflation |
| Authors |
Ki-Young_Choi,_Jinn-Ouk_Gong,_Su-beom_Kang,_Rathul_Nath_Raveendran |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14241 |
正規の単一フィールドインフレーション内で、スケール不変性に近いものから大幅に逸脱する可能性のある原始パワースペクトルからインフラトンポテンシャルを直接再構築する新しい方法を提案します。私たちのアプローチは、標準的なものよりも一般化されたスローロール近似に依存しており、インフラトンポテンシャルの特性を確実に調べることができます。ポテンシャルを再構築するためのいくつかの例を示し、私たちの方法の有効性について説明します。
$ z> 1 $での赤い銀河の固有の整列の最初の証拠：CFHTLenSとFastSoundサンプル間の相互相関
| Title |
First_Evidence_of_Intrinsic_Alignments_of_Red_Galaxies_at_$z_>_1$:_Cross-correlation_between_CFHTLenS_and_FastSound_Samples |
| Authors |
Motonari_Tonegawa_and_Teppei_Okumura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14297 |
$z>1$での赤い銀河の固有の整列（IA）の最初の証拠を報告します。FastSound分光調査の銀河位置と、カナダ-ハワイ-フランス望遠鏡レンズ調査データの銀河形状を使用して、$z\sim1.3$で重力せん断固有楕円率（GI）相互相関関数を測定します。非線形アライメントモデルを採用すると、IA振幅の$2.4\sigma$レベルの検出、$A^{\rmLA}=27.48_{-11.54}^{+11.53}$が得られます。これは、から推定された値よりも大きくなります。より低い赤方偏移で得られる制約。測定されたIAは、赤い銀河の弱いレンズ効果スペクトルに対する$\sim20\％$汚染に変換されます。$z>1$での赤い銀河のIAのこの限界検出は、弱いレンズ効果の研究のためのIAの性質の継続的な調査を動機付けます。さらに、私たちの結果は、銀河団とレンズ効果を補完する宇宙論的プローブとして、将来の高$z$調査でIA測定を利用するための最初のステップを提供します。
銀河団のガス質量分率測定を使用した光速の変化の検索
| Title |
A_search_for_the_variation_of_speed_of_light_using_galaxy_clusters_gas_mass_fraction_measurements |
| Authors |
I._E._C._R._Mendon\c{c}a,_Kamal_Bora,_R._F._L._Holanda,_Shantanu_Desai,_S._H._Pereira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14512 |
この論文では、宇宙クロノメーターからの銀河団ガスの質量分率$H（z）$の測定値を組み合わせることにより、赤方偏移の関数として光速$c$の不変性をテストする新しいモデルに依存しない方法を実装します。、およびタイプIa超新星（SNeIa）。私たちの分析では、一定の枯渇係数（普遍的なバリオン平均に対して$f_{gas}$が枯渇する比率に対応）と、赤方偏移によって変化する係数の両方を考慮します。また、さまざまな$H_0$見積もりが結果に与える影響も考慮します。$c（z）=c_0（1+c_1z）$で与えられる$c$のバリエーションを探します。$c$変動に関する最終結果と、ガス質量分率枯渇係数に関する仮定との間に縮退が見られます。私たちの分析のほとんどは、光速のごくわずかな変動を示しています。
金属に富む地球近傍小惑星6178（1986 DA）および2016ED85の物理的特性
| Title |
Physical_Characterization_of_Metal-rich_Near-Earth_Asteroids_6178_(1986_DA)_and_2016_ED85 |
| Authors |
Juan_A._Sanchez,_Vishnu_Reddy,_William_F._Bottke,_Adam_Battle,_Benjamin_Sharkey,_Theodore_Kareta,_Neil_Pearson,_David_C._Cantillo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13950 |
金属が豊富な地球近傍小惑星（NEA）は、NEA人口のごく一部を表しており、ほとんどがS型およびC型小惑星によって支配されています。このため、彼らの特定と研究は、この特定のタイプの体の形成と進化、および地球上で見つかった隕石との関係についてさらに学ぶユニークな機会を私たちに提供します。NEA6178（1986DA）および2016ED85の近赤外線（NIR）分光データを提示します。これらの天体のスペクトル特性は、金属が豊富な小惑星のスペクトル特性と一致しており、赤い傾斜、凸状の形状、および$\sim$0.93$\mu$mでの弱い輝石吸収帯を示しています。組成分析は、それらがFs$_{40.6\pm3.3}$Wo$_{8.9\pm1.1}$の輝石化学と、$\sim$15％輝石と85％金属の鉱物存在比を持っていることを示しました。これらの天体は、木星との5：2平均運動共鳴を介して地球近傍天体に輸送された可能性が高いと判断しました。小惑星のスペクトルは、メソシデライトとベンクビニテスのスペクトルと比較されました。NIRスペクトルと輝石化学の違いは、ベンクビニテスが優れた隕石類似体ではないことを示唆しています。メソシデライトは同様の輝石化学を持ち、金属がケイ酸塩成分に添加されたときに良好なスペクトル一致を生成することがわかりました。1986DAに存在するFe、Ni、Co、および白金族金属の量は、世界中の埋蔵量を超える可能性があると推定しました。
| Title |
Phasing_Parameter_Analysis_for_Satellite_Collision_Avoidance_in_Starlink_and_Kuiper_Constellations |
| Authors |
Jintao_Liang,_Aizaz_U._Chaudhry,_Halim_Yanikomeroglu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13994 |
位相パラメータFは、異なる軌道面にある衛星間の相対位相を決定し、それによってコンステレーション内の衛星の相対位置に影響を与えます。コンステレーション内の衛星間の最小距離が大きい場合、衛星間の衝突を回避できます。コンステレーション内の可能なFの値の中から、衛星間の最小距離の最大値につながるFの値が望まれます。StarlinkPhase1バージョン3とKuiperShell2を含む2つの最大の衛星コンステレーションについて、Fを調査します。既存の作業またはFCCファイリングでは、これら2つのコンステレーションに適したFの値は提供されません。衛星間の衝突をコンステレーション内で確実に回避するために、最小距離の最大値を提供するこれらのコンステレーションでFの最良の値を探します。この目的のために、Fの各値の各コンスタレーションをシミュレートして、ランキングに基づいて最適な値を見つけます。StarlinkPhase1バージョン3とKuiperShell2のそれぞれ22と36の可能なFの値のうち、最高ランクのFの最良の値は17と11であり、衛星間の最大最小距離は61.83になります。これらの星座では、それぞれkmと55.89kmです。
恒星活動の海の下でのダイビング：若いAUマイク惑星系の色の視線速度
| Title |
Diving_Beneath_the_Sea_of_Stellar_Activity:_Chromatic_Radial_Velocities_of_the_Young_AU_Mic_Planetary_System |
| Authors |
Bryson_Cale,_Michael_Reefe,_Peter_Plavchan,_Angelle_Tanner,_Eric_Gaidos,_Jonathan_Gagn\'e,_Peter_Gao,_Stephen_R._Kane,_V\'ictor_J._S._B\'ejar,_Nicolas_Lodieu,_Guillem_Anglada-Escud\'e,_Ignasi_Ribas,_Enric_Pall\'e,_Andreas_Quirrenbach,_Pedro_J._Amado,_Ansgar_Reiners,_Jos\'e_A._Caballero,_Mar\'ia_Rosa_Zapatero_Osorio,_Stefan_Dreizler,_Andrew_W._Howard,_Benjamin_J._Fulton,_Sharon_Xuesong_Wang,_Kevin_I._Collins,_Mohammed_El_Mufti,_Justin_Wittrock,_Emily_A._Gilbert,_Thomas_Barclay,_Baptiste_Klein,_Eder_Martioli,_Robert_Wittenmyer,_Duncan_Wright,_Brett_Addison,_Teruyuki_Hirano,_Motohide_Tamura,_Takayuki_Kotani,_Norio_Narita,_David_Vermilion,_Rena_A._Lee,_Claire_Geneser,_Johanna_Teske,_Samuel_N._Quinn,_David_W._Latham,_Gilbert_A._Esquerdo,_Michael_L._Calkins,_Perry_Berlind,_Farzaneh_Zohrabi,_Caitlin_Stibbards,_Srihan_Kotnana,_Jon_Jenkins,_Joseph_D._Twicken,_Christopher_Henze,_Richard_Kidwell_Jr.,_Christopher_Burke,_Joel_Villase{\~_n}or,_Patricia_Boyd |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13996 |
けんびきょうシステムの更新された視線速度（RV）分析を提示します。けんびきょうは、2つの通過する惑星をホストすることが知られている若い（22Myr）初期M矮星です-$P_{b}\sim8.46$日、$R_{b}=4.38_{-0.18}^{+0.18}\R_{\oplus}$、$P_{c}\sim18.86$日、$R_{c}=3.51_{-0.16}^{+0.16}\R_{\oplus}$。CARMENESからの可視RV-VIS、CHIRON、HARPS、HIRES、{\sc{\textsc{Minerva}}}-Australis、TRES、およびCARMENESからの近赤外線（NIR）RV-NIR、CSHELL、IRD、iSHELL、NIRSPEC、およびSPIRouでは、$M_{c}\leq20.13\M_{\oplus}$のAUMiccの質量に$5\sigma$の上限を設定し、AUMicbの洗練された質量を示します。$M_{b}=20.12_{-1.57}^{+1.72}\M_{\oplus}$。私たちの分析で使用されているのは、波長依存のガウス過程を介してRVに存在する恒星活動の波長依存性を活用するための新しいRVモデリングツールキットです。ほぼ同時の可視および近赤外線RVを取得することにより、RVの時間的進化（「色」）も計算し、将来の作業でRVをモデル化するときに、ケプラーを恒星の活動信号から分離するのに役立つ回帰法を導入します。多波長ガウス過程モデルを使用して、注入された惑星を$5\sigma$の有意性で、既知の既知の$\approx$10\、m\、s$^{-1}$までの半振幅で回復する能力を示します。天体暦、恒星の活動振幅より1桁以上低い。ただし、このモデルでは、このような信号の場合、復元された半振幅の精度は$\sim$50\％であることがわかります。
pyaneti II：分光学的時系列を分析するための多次元ガウス過程アプローチ
| Title |
pyaneti_II:_A_multi-dimensional_Gaussian_process_approach_to_analysing_spectroscopic_time-series |
| Authors |
Oscar_Barrag\'an,_Suzanne_Aigrain,_Vinesh_M._Rajpaul,_Norbert_Zicher |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14086 |
太陽系外惑星を検出するための2つの最も成功した方法は、測光および視線速度の時系列での惑星信号の検出に依存しています。これは、データと理論の相乗効果を利用して、惑星、軌道、および/または恒星のパラメータを推定する数値手法に依存しています。この作品では、太陽系外惑星モデリングコードpyanetiの新しいバージョンを紹介します。この新しいリリースは、視線速度時系列での恒星信号のモデリングに特に重点を置いています。このコードには、さまざまな基礎となる共分散関数を使用して視線速度と活動インジケーターの時系列をモデル化するための多次元ガウス過程アプローチが組み込まれています。この新しいバージョンのコードでは、マルチバンドおよびシングルトランジットモデリングも可能です。Python3で実行され、パフォーマンスが全体的に向上しています。新しい実装について説明し、太陽系外惑星の検出と特性評価に直接適用される新しいルーチンを検証するために、直接適用される新しいルーチンを検証するためのテストを提供します。コードを公開し、https：//github.com/oscaribv/pyanetiで無料で利用できるようにしました。また、惑星および恒星のような信号を使用して、それぞれ合成測光および分光時系列を作成できるようにするコードcitlalicueおよびcitlalatonacを示します。
高倍率および苛性アルカリ交差マイクロレンズイベントにおける恒星の色の変化
| Title |
Variation_of_the_stellar_color_in_high-magnification_and_caustic-crossing_microlensing_events |
| Authors |
Sedighe_Sajadian,_Uffe_G._Jorgensen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14413 |
最初の概算では、マイクロレンズ現象は無彩色であり、無彩色信号の解釈において大きな進歩が達成されました。これは、他の成果の中でも、100ドルをはるかに超える新しい太陽系外惑星の発見と特性評価につながりました。観測の高次精度では、マイクロレンズ法には色成分（色の用語）がありますが、これまであまり検討されていませんでした。ここでは、4ドルのさまざまな物理現象のクロマチックマイクロレンズ効果を分析します。これらの現象は、他の観測方法では簡単に到達できない恒星の特性に関する重要な新しい知識を追加する可能性があります。私たちのシミュレーションは、主系列星の場合に限定されています。マイクロレンズ法は、銀河中心近くの巨星と準巨星に特に敏感です。この個体群は、世界最大の望遠鏡を使用して短いスナップショットで調べることができますが、個体群の一般的な監視と特性評価は、見栄えの良いサイト。既存の2色ラッキーイメージングカメラを使用して、ラシヤ天文台にあるデンマークの$1.54$m望遠鏡から得られる結果を定量化します。中型望遠鏡からのバルジ集団のそのような潜在的な監視プログラムには、恒星黒点の特性評価、周縁減光、近くにある巨大惑星の仲間の頻度、および混合されたソース星の重力減光が含まれます。シミュレーションは、高倍率および苛性交差時に監視された場合に、前述の現象について$\sim60\％$および$\sim30\％$である、オブジェクトごとにこれらのさまざまな現象を検出する可能性を定量化することで終了します。それぞれ。
太陽系の小惑星やその他の小天体は、重力が低いため、不規則な形をしている傾向があります。この不規則性は、トポロジだけでなく、さまざまな密度と材料の領域を含む可能性のある基礎となる地質にも適用されます。トポロジーは光学的観測から導き出すことができますが、物体の質量密度分布は、その重力場である程度しか観測できません。コンパニオンペーパーでは、重力場の測定値からオブジェクトの質量密度分布を推測するニューラルネットワークアプローチであるgeodesyNetsを紹介しました。現在の作業では、オサイリスレックスミッションからの実際のデータを使用して、このアプローチを小惑星ベンヌに適用します。ミッションは、オサイリスレックス宇宙船自体だけでなく、一時的にベンヌを周回した多数の小石サイズの岩石粒子の軌道も測定しました。これらの軌道データから、ベンヌの質量密度の表現を取得し、結果として生じる重力場で、トレーニングプロセスで使用されていない複数の小石を伝播することによってそれを検証します。性能は均一密度の多面体重力モデルの性能に匹敵しますが、形状モデルを必要としません。追加情報はほとんど必要ないため、これは重力場の自律的なオンボードインバージョンに向けたステップと見なされます。
流星物質の流れの質量分布とフラックスの研究から彗星について学ぶ
| Title |
Learning_about_comets_from_the_study_of_mass_distributions_and_fluxes_of_meteoroid_streams |
| Authors |
Josep_M._Trigo-Rodr\'iguez_and_J\"urgen_Blum |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14428 |
流星物理学は、彗星崩壊生成物のサイズ、構造、密度に関する新しい手がかりを提供し、異なる研究分野間の架け橋を確立することができます。流星のマグニチュードデータから、光度とVerniani（1973）によって得られた質量との関係を使用して、さまざまな彗星の流れからの流星物質の質量分布を推定しました。これらの質量分布は、宇宙船から測定した場合、彗星1P/ハレー彗星と81P/ワイルド2彗星から放出されたダスト粒子で観測された範囲内にあります。導出された質量分布から、最も重要な流星群の流入質量を統合しました。収集された惑星間塵粒子（IDP）の質量を、彗星の流星物質から得られた質量と比較することにより、数桁のギャップに遭遇します。ふわふわ粒子の最大の例は、サイズが100マイクロメートル（または質量が5x10^-7g）以下のIDPのクラスターですが、最大の彗星流星物質はセンチメートルサイズの物体です。このようなギャップは、星間物質または元の彗星粒子の大気中の断片化によって説明できます。質量分布計算の応用として、直接的な衝撃よりも揮発性物質を放出するためのより効率的な（そしておそらくより頻繁な）方法として、地球に接近した脆弱な彗星の崩壊の重要性を説明します。最後に、モデルを適用して、さまざまな流星流からの流星物質のフラックスを定量化し、惑星間物質における彗星流星物質の進行性崩壊に寄与する主な物理的プロセスを説明します。
乱流周連星円盤における小石の垂直沈降と周連星惑星のその場形成
| Title |
Vertical_settling_of_pebbles_in_turbulent_circumbinary_discs_and_the_in_situ_formation_of_circumbinary_planets |
| Authors |
Arnaud_Pierens,_Richard_P._Nelson,_Colin_P._McNally |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14466 |
周連星円盤の最も内側の領域は、非線形進化が流体力学的乱流であるパラメトリック不安定性に対して不安定です。これにより、粒子が大幅に攪拌され、ストリーミングの不安定性やペブル集積などの惑星の成長プロセスに影響を与えます。この論文では、1cmサイズの粒子が埋め込まれた周連星円盤の3次元非粘性グローバル流体力学的シミュレーションの結果を示します。流体力学的乱流がディスク内で発生し、垂直方向のダストに対する粒子の逆反応の影響を調べます。固体とガスの比率が高いほど、ガスの垂直方向の速度変動が小さくなり、したがってダストスケールの高さが小さくなることがわかります。金属量$Z=0.1$の場合、潮汐で切り詰められた空洞の端近くのダストスケールの高さはガススケールの高さの$\sim80\％$であり、Ceres-massオブジェクトを10$M_\に成長させます。小石の付着によるoplus$コアは、ディスクの寿命よりも長くかかります。小さな粒子の衝突速度は、断片化の臨界速度よりも速いため、粒子の成長と、ペブル集積のための巨大な微惑星シードを形成する可能性が排除されます。バイナリからの距離が大きくなると、乱流は十分に弱くなり、効率的な小石の付着だけでなく、ストリーミングの不安定性を引き起こすのに必要なサイズまでの粒子の成長も可能になります。これらの地域では、大規模な微惑星を形成するためのストリーミング不安定性とそれに続くこのコアへのペブル集積を含む周連星惑星のその場形成シナリオが実行可能です。その場合、観測された場所に周連星惑星が存在することを説明するために、惑星移動を呼び出す必要があります。
周連星系のマイクロレンズのモデリング
| Title |
Modeling_the_microlensing_of_circumbinary_systems |
| Authors |
Brett_George,_Eleni-Alexandra_Kontou,_Patrycja_Przewoznik,_Eleanor_Turrell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14557 |
重力マイクロレンズ法は、太陽系外惑星を検出する方法の1つです。私たちの太陽系の外の惑星。ここでは、3つのレンズシステム、特に周連星システムの理論的モデリングに焦点を当てます。周連星系は2つの星と惑星を含み、すべての太陽系外惑星のかなりの部分を構成すると推定されています。バイナリレンズ用に開発された方法を3レンズの場合に拡張して、正確な倍率マップと光度曲線を生成する周連星系のパラメータ空間を探索します。
バイナリーの太陽系外惑星（DEB）の人口統計。 I.RVサンプルによって明らかにされたS型惑星システムのアーキテクチャ
| Title |
Demographics_of_Exoplanets_in_Binaries_(DEB)._I._Architecture_of_S-Type_Planetary_SystemsRevealed_by_the_RV_Sample |
| Authors |
Xiang-Ning_Su_and_Ji-Wei_Xie_and_Ji-Lin_Zhou_and_Philippe_Thebault |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14577 |
バイナリーの太陽系外惑星のサンプルは大幅に拡張されていますが、サンプルの不均一性と観測バイアスは、バイナリー環境の太陽系外惑星の人口統計を明確に把握する上での障害となっています。障害を克服するために、視線速度法によって検出されたS型惑星系に焦点を当てた統計的研究を実施します。利用可能なRVデータから、個々のシステムごとの惑星検出効率を推定することにより、観測バイアスを説明しようとします。私たちの主な結果は次のとおりです。（1）単一（複数）の惑星系は、ほとんどの場合、間隔aB<（>）100-300AUの近い（広い）バイナリに見られます。（2）バイナリでは、単一惑星系と複数惑星系は、質量と周期の1次元分布、および離心率（単一星系で見られる「離心率二分法」とは対照的）が似ていますが、2次元では異なります。周期-質量図。具体的には、イングル惑星系の周期-質量図には長方形のギャップがありますが、倍数の場合はありません。このギャップはバイナリの分離にも依存し、近いバイナリでより顕著になります。（3）広いバイナリと単一の星の惑星の周期-質量図には、上昇する上部エンベロープがありますが、近いバイナリにはありません。より具体的には、近いバイナリには巨大な短周期惑星の集団がありますが、広いバイナリや単一の星にはほとんど存在しません。惑星移動、衝突、および/または近接バイナリでの放出の強化が、これら3つの機能の潜在的な根本的な説明である可能性があることをお勧めします。
K2-18b透過スペクトルで検出された大気信号の潜在的な発生源としての恒星表面の不均一性
| Title |
Stellar_surface_inhomogeneities_as_a_potential_source_of_the_atmospheric_signal_detected_in_the_K2-18_b_transmission_spectrum |
| Authors |
Thomas_Barclay,_Veselin_B._Kostov,_Knicole_D._Col\'on,_Elisa_V._Quintana,_Joshua_E._Schlieder,_Dana_R._Louie,_Emily_A._Gilbert,_Susan_E._Mullally |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14608 |
通過する太陽系外惑星の透過分光法は、惑星の大気の組成と構造に関する情報を生み出すことができる実証済みの技術です。ただし、透過スペクトルは、恒星の光球の不均一性によって損なわれる可能性があります。サブネプチューンサイズのハビタブルゾーン惑星K2-18bは、ハッブル宇宙望遠鏡（HST）からのデータを使用して、大気中で吸水を検出しています。ここでは、K2-18bのHST透過分光法から見た報告された惑星大気信号が、代わりに時変星黒点によって誘導されるかどうかを調べます。K2フォトメトリックデータに見られる変動振幅に一致するように設計されたK2-18の時間可変スペクトルモデルを構築し、このモデルを使用して、K2-18b観測戦略に従う1000個のHSTデータセットをシミュレートしました。これらの1％以上は、最適な太陽系外惑星大気モデルよりもデータへの適合性が高くなっています。シミュレーションをリサンプリングして合成HST観測を生成した後、ランダムドローの40％で、K2-18bの実際のHSTデータに見られるレベルと少なくとも同じレベルの大気検出が生成されることがわかりました。この研究は、K2-18bでの大気の推定検出が、K2-18の不均一な光球による恒星のスペクトル汚染によって説明される可能性があることを示しています。私たちは惑星の大気中の水の検出を除外しませんが、考慮されるべきもっともらしい代替案を提供し、恒星の汚染を完全に除外するためにもっと多くの観測が必要であると結論します。
$ 0.3
| Title |
Evolution_of_the_Ultraviolet_Upturn_at_$0.3 |
| Authors |
S._S._Ali_(Subaru_Telescope,_NAOJ),_R._De_Propris_(FINCA,_University_of_Turku),_C._Chung_(CGER,_Yonsei_University),_Steven_Phillipps_(University_of_Bristol),_Malcolm_Bremer_(University_of_Bristol) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13935 |
$0.3<z<1.0$で、12個のクラスターの初期型銀河の近UV（レストフレーム$\sim2400$\AA）から光学色までを測定します。これは、紫外線の上昇を測定するために使用されるより一般的な遠紫外線バンドパスの適切なプロキシであることを示し、以前の作業と一致して、これらのデータで上昇が$z=0.6$まで検出されることを確認します。上昇の強さがこの赤方偏移を超えて弱まり始め、$z=1$で大部分が消えるという証拠が見つかりました。私たちのデータは、初期型の銀河が、私たちの銀河の複数の星の種族球状星団に似た、$z\geq3$で形成された、最大約46\％の非宇宙論的ヘリウム存在量を持つ少数の星の種族を含むモデルと最も一致しています。これは、楕円銀河と球状星団が同様の化学進化と星形成の歴史を共有していることを示唆しています。これらの銀河の恒星の質量の大部分も、$z>3$で配置されていたに違いありません。
6.3
| Title |
Probing_Early_Super-massive_Black_Hole_Growth_and_Quasar_Evolution_with_Near-infrared_Spectroscopy_of_37_Reionization-era_Quasars_at_6.3_ |
| Authors |
Jinyi_Yang,_Feige_Wang,_Xiaohui_Fan,_Aaron_J._Barth,_Joseph_F._Hennawi,_Riccardo_Nanni,_Fuyan_Bian,_Frederick_B._Davies,_Emanuele_P._Farina,_Jan-Torge_Schindler,_Eduardo_Banados,_Roberto_Decarli,_Anna-Christina_Eilers,_Richard_Green,_Hengxiao_Guo,_Linhua_Jiang,_Jiang-Tao_Li,_Bram_Venemans,_Fabian_Walter,_Xue-Bing_Wu,_Minghao_Yue |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13942 |
赤方偏移範囲$6.3<z\le7.64$の37個のクエーサーの近赤外分光観測の結果を報告します。これには、$z>6.5$の32個のクエーサーが含まれ、この赤方偏移で最大のクエーサー近赤外スペクトルサンプルを形成します。Keck、Gemini、VLT、およびMagellanで取得されたスペクトルにより、中央のブラックホールの質量とクエーサーのレストフレームの紫外線スペクトル特性を調査できます。MgII輝線から導出されたブラックホールの質量は$（0.3-3.6）\times10^{9}\、M_{\odot}$の範囲にあり、質量$\gtrsim10^{3-の巨大なシードブラックホールが必要です。4}\、M_{\odot}$、$z=30$以降のエディントン降着を想定。エディントン比の分布は$\lambda_{\rmEdd}\sim0.8$でピークに達し、平均は1.08であり、これらのクエーサーの降着率が高いことを示唆しています。私たちのサンプルのCIV-MgII輝線速度の違いは、より高い赤方偏移に向かってCIV青方偏移の増加を示していますが、このサンプルから観察された進化の傾向は、同様の赤方偏移でのより小さなサンプルからの以前の結果よりも弱いです。異なる赤方偏移での以前の測定と比較して、$z=7.6$までのこれらのクエーサーについて導出されたFeII/MgIIフラックス比は、強い赤方偏移の進化の証拠を示さず、これらのクエーサーの金属が豊富な環境を示唆しています。このクエーサーサンプルを使用して、$z>6.5$クエーサーのクエーサー複合スペクトルを作成し、CIV線の青方偏移を除いて、クエーサーの広い輝線と連続体の傾きの有意な赤方偏移の進展を見つけません。私たちのサンプルは、$\sim$24％の強力で広い吸収線クエーサーの割合を生成します。これは、より低い赤方偏移のクエーサーサンプルの割合よりも高くなりますが、これは小さなサンプル統計と選択効果の影響を受ける可能性があります。
ArtPop：星の種族と画像シミュレーションのPythonパッケージ
星の種族を合成し、完全に配置された星の種族の人工画像を生成するためのオープンソースのPythonパッケージであるArtificialStellarPopulations（ArtPop）を紹介します。このコードは、直感的に使用でき、可能な限りモジュール化できるように設計されているため、各機能を個別に、または一緒に使用できます。ArtPopには、現在および将来の画像調査における検出効率の測定、統合された星の種族パラメータの計算、等時線モデルの定量的比較、天文画像処理アルゴリズムの開発と検証など、幅広い科学的および教育学的な使用例があります。このホワイトペーパーでは、ArtPopパッケージの概要を示し、その実装を示す簡単なコーディング例を示し、コードのいくつかの潜在的なアプリケーションからの結果を示します。ペーパー全体で各例と図を作成したソースコードへのリンクを提供します。ArtPopは活発に開発されており、コミュニティからのバグレポート、機能リクエスト、コードの貢献を歓迎します。
| Title |
Lithium_in_the_lower_red_giant_branch_of_5_Galactic_globular_clusters |
| Authors |
Claudia_Aguilera-G\'omez,_Lorenzo_Monaco,_Alessio_Mucciarelli,_Maurizio_Salaris,_Sandro_Villanova,_Elena_Pancino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13951 |
リチウムは、初期宇宙のビッグバン元素合成中に生成された数少ない元素の1つです。さらに、その脆弱性により、恒星の環境条件の代用として役立ちます。そのため、古いシステムのリチウムの存在量は、さまざまな天体物理学の問題の中心にあります。下部赤色巨星分枝の星は、主系列星が弱すぎて観測できない球状星団の研究を可能にします。これらの星を使用して、クラスターの初期Li含有量を分析し、それを宇宙論的予測と比較し、異なる星の種族間のLiの広がりを測定し、これらの巨人の余分な枯渇の兆候を研究します。GIRAFFEスペクトルを使用して、5つの球状星団の下部赤色巨星分枝星のリチウムとナトリウムの存在量を測定します。これらは、[Fe/H]$\sim-0.7$から[Fe/H]$\sim-2.3$dexまで、幅広い金属量をカバーしています。これらの下部赤色巨星分枝星のリチウム存在量は、$\mathrm{A（Li）_{NLTE}}=0.84$から$1.03$dexの値でプラトーを形成し、金属量との明確な相関関係を示さないことがわかります。恒星進化モデルを使用してこれらのクラスターの原始存在量を計算する場合、値$\mathrm{A（Li）_{NLTE}}=2.1-2.3$dexを回復します。これは、暖かい金属の少ないハロー星で観測された一定値と一致します。、にもかかわらず高原。さらに、各クラスターの第1および第2の集団星のリチウム存在量に違いは見られません。また、クラスターNGC3201でLiが豊富な巨人が発見されたことを報告します。$\mathrm{A（Li）_{NLTE}}=1.63\pm0.18$dexで、濃縮メカニズムはおそらく外部ソースからの汚染です。
ボロノイグリッド上でのSmoothedParticleHydrodynamicsとモンテカルロ放射伝達による電離フィードバックのモデリング
| Title |
Modelling_of_ionising_feedback_with_Smoothed_Particle_Hydrodynamics_and_Monte_Carlo_Radiative_Transfer_on_a_Voronoi_grid |
| Authors |
Maya_A._Petkova,_Bert_Vandenbroucke,_Ian_A._Bonnell,_J._M._Diederik_Kruijssen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13953 |
若い巨大な星の電離フィードバックは、誕生環境のダイナミクスに影響を与えることがよく知られており、したがって、分子雲の星形成プロセスを調節する上で重要な役割を果たします。このため、現代の流体力学コードは、これらの放射効果を説明するさまざまな手法を採用しています。これらの取り組みを妨げる重要な問題は、流体力学が平滑化粒子流体力学（SPH）を使用して解決されることが多いのに対し、放射伝達は通常グリッド上で解決されることです。ここでは、粒子分布を使用してMCRTが実行されるボロノイグリッドを構築し、SPHコードPhantomとモンテカルロ放射伝達（MCRT）コードCMacIonizeを組み合わせた放射流体力学（RHD）スキームを示します。このスキームが、均一密度媒体でのD型HII領域拡張のよく研究された問題をうまく再現することを示します。さらに、このシミュレーションセットアップを使用して、グリッド構造、密度マッピング方法、質量および時間分解能をさまざまに選択して、RHDコードの堅牢性を調査します。より現実的な条件下でこのスキームをテストするために、銀河の中央分子ゾーンにあるものを彷彿とさせるシミュレートされた星形成雲にそれを適用して、単一のソースが生成できるイオン化物質の量を推定します。雲を著しくイオン化するには、数ドルの星の種族$10^3〜\rm{M_{\odot}}$が必要であることがわかります。私たちの結果に基づいて、星形成雲の将来のより複雑なシミュレーションの数値設定を導くための一連の推奨事項を策定します。
TNGを使用した星の種族天体物理学（SPA）：ストック2、eMSTOを使用した少し研究された散開星団
| Title |
Stellar_Population_Astrophysics_(SPA)_with_the_TNG:_Stock_2,_a_little-studied_open_cluster_with_an_eMSTO |
| Authors |
J._Alonso-Santiago,_A._Frasca,_G._Catanzaro,_A._Bragaglia,_G._Andreuzzi,_R._Carrera,_E._Carretta,_G._Casali,_V._D'Orazi,_X._Fu,_M._Giarrusso,_S._Lucatello,_L._Magrini,_L._Origlia,_L._Spina,_A._Vallenari,_R._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13959 |
ストック2は、拡張されたメインシーケンスターンオフ（eMSTO）を示す、ほとんど研究されていない散開星団です。この現象を調査し、クラスター自体の特性を明らかにするために、星の種族天体物理学（SPA）プロジェクトのフレームワークで高分解能分光法を実行しました。TelescopioNazionaleGalileo（TNG）の北半球分光器（HARPS-N）で高精度放射速度惑星サーチャーを採用しました。カターニア天体物理観測所分光器（CAOS）で取得した追加のスペクトルを使用して、観測を完了しました。合計で46個の星（矮星と巨人）を観測しました。これは、これまでにこのクラスターで収集された最大のサンプルを表しています。ほとんどの星について、恒星のパラメーター、絶滅、半径方向および投影された回転速度を提供します。原子番号が56までの21種の化学的存在量も導き出されています。平均値が0.27等のクラスターフィールドに差のある赤みが見られます。他のクラスターで見られるように、異なる回転速度の結果として説明することができないので、それは観察されたeMSTOの主な原因であるように思われます。ストック2の年齢は450$\pm$150Maと推定されます。これは、MSTOの恒星の質量$\upperx$2.8M$_{\odot}$に相当します。クラスターの平均視線速度は約8.0kms$^{-1}$です。クラスターの太陽のような金属量[Fe/H]=$-$0.07$\pm$0.06は、ガラクトセントリック距離と互換性があります。MSの星と巨人は、巨人に明らかに過剰に存在するバリウムとストロンチウム、およびわずかに過剰にしか存在しないコバルトを除いて、エラー内で互換性のある化学的存在量を示します。最後に、ストック2は、銀河系の薄い円盤の他の散開星団で観察されたものと完全に互換性のある化学組成を示しています。
$ z \ geq 3 $での高赤方偏移クエーサー-I。電波スペクトル
| Title |
High-redshift_quasars_at_$z_\geq_3$_--_I._Radio_spectra |
| Authors |
Yu._Sotnikova_(1),_A._Mikhailov_(1),_T._Mufakharov_(1,2,3),_M._Mingaliev_(1,2),_N._Bursov_(1),_T._Semenova_(1),_V._Stolyarov_(1,2,4),_R._Udovitskiy_(1),_A._Kudryashova_(1)_and_A._Erkenov_(1)_((1)_Special_Astrophysical_Observatory_of_RAS,_(2)_Kazan_Federal_University,_(3)_Shanghai_Astronomical_Observatory_of_CAS,_(4)_University_of_Cambridge) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14029 |
光学的に選択されたクエーサーの電波特性を$z\geq3$で示します。完全なサンプルは、赤緯範囲-35$^{\circ}$$\leq$Dec$\leq$+49$^{\circのフラックス密度レベル$S_{1.4}\geq100$mJyの102個のクエーサーで構成されています。}$。観測は電波望遠鏡RATAN-600を使用して2017-2020年に取得されました。磁束密度を1.2、2.3、4.7、8.2、11.2、および22GHzの6つの周波数で準同時に測定し、不確かさは9〜31％でした。検出率は、4.7GHz、11.2GHz、22GHzでそれぞれ100、89、46％です。RATANと文献データに基づいて、クエーサーの平均電波スペクトルを分析しました。無線スペクトルの46％をピークスペクトル、24％をフラット、どれも超急峻なスペクトル（$\alpha\leq-1.1$）として分類します。多周波データは、ピークスペクトル形状（PS）が明るい高赤方偏移クエーサーの一般的な特徴であることを明らかにしています。これは、明るくコンパクトなコア放射の優位性と、観測された電波スペクトルにおける拡張された光学的に薄いkpcスケールの成分のわずかな寄与を示しています。これらの新しい無線データを使用して、中央値3.5の71個のオブジェクトの電波音量$\log〜R$が推定され、クエーサーの大部分が$\log〜R>2.5$で非常に電波音量が高いことが示されました。$z$と$\alpha$の間に有意な相関関係は見つかりませんでした。いくつかの新しいメガヘルツピークスペクトル（MPS）およびギガヘルツピークスペクトル（GPS）の候補が提案されています。それらを正確に分類するには、それらの変動性と追加の低周波観測のさらなる研究が必要です。
Stripe82の光学巻雲のフラクタル次元
| Title |
Fractal_dimension_of_optical_cirrus_in_Stripe82 |
| Authors |
Alexander_A._Marchuk,_Anton_A._Smirnov,_Aleksandr_V._Mosenkov,_Vladimir_B._Il\'in,_George_A._Gontcharov,_Sergey_S._Savchenko,_Javier_Rom\'an |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14034 |
塵の雲の幾何学的特性は、そのような雲を構成する物理的プロセスに関する重要な情報を提供します。そのような特性の1つは、空の平面に投影された雲の$2D$フラクタル次元$D$です。主に赤外線（IR）データに基づいていた以前の研究では、個々の雲のフラクタル次元は1.1から1.7の範囲にあり、好ましい値は1.2から1.4であることがわかりました。本研究では、スローンデジタルスカイサーベイのStripe82のデータを使用して、巻雲のフラクタル次元を測定します。これは、IRデータと比較して大幅に優れた解像度の光学データに対して初めてここで行われます。フラクタル次元を決定するために、周囲面積法が採用されています。また、対応する光学フィールドのIR（IRASおよびHerschel）の対応物を検討して、光学とIRの結果を比較します。光学系のすべての雲の平均フラクタル次元は$\langleD\rangle=1.69^{+0.05}_{-0.05}$であり、IRの対応する$\langleD\のフラクタル次元よりも大幅に大きいことがわかります。rangle=1.38^{+0.07}_{-0.06}$。この不一致のいくつかの理由（マスキングと最小輪郭レベルの選択、画像と角度分解能など）を調べ、フィールドの約半分について、光学データとIRデータの異なる角度分解能（点広がり関数）で説明できることがわかりました。対応するフラクタル次元間の差。フィールドの残りの半分では、IRと視覚データのフラクタル次元に一貫性がなく、雲の物理的特性に関連している可能性がありますが、それを証明するにはさらに物理シミュレーションが必要です。
RM構造の遠方のプローブ-ファラデー回転はマゼランのリーディングアームに向かってどこにありますか？
| Title |
Distant_probes_of_RM_structure_--_Where_is_the_Faraday_Rotation_towards_the_Magellanic_Leading_Arm? |
| Authors |
Seoyoung_Lyla_Jung,_Naomi_M._McClure-Griffiths,_Alex_S._Hill |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14037 |
視線に沿った正味のファラデー回転に寄与する複数の磁気イオン化媒体成分が存在する可能性があるため、ファラデー回転測定（RM）は注意して解釈する必要があります。RM観測で明らかな構造が遠方の銀河系媒体（CGM）または前景の星間物質（ISM）に関連しているかどうかを評価する、銀河拡散偏光放射を使用した簡単なテストを紹介します。RMの明らかな過剰が以前に報告されたマゼランリーディングアーム領域に焦点を当てます。この方向に目立つ2つのガス状の物体があります：遠くのマゼランのリーディングアームと近くのアントリア超新星残骸（SNR）です。$2.3\、\rmGHz$Sバンド偏光全天観測（S-PASS）画像で、報告されたRM超過と重なる狭い脱分極フィラメントを認識しました。AntliaSNRから生じる前景スクリーンのファラデー回転には、急勾配があることをお勧めします。磁場の視線成分の推定強度は$B_{\parallel}\sim5\、\rm\muG$であり、RMの超過が完全に磁化された超新星シェルの結果であると仮定しています。私たちの分析によると、RM超過とマゼランリーディングアームの重複は、注目に値する偶然にすぎません。将来のRMグリッド研究では、銀河の拡散偏光マップをチェックすることが、ローカルのファラデースクリーンを識別する便利な方法であることをお勧めします。
広視野アレシボおとめ座銀河系外調査：既知の暗い源に関する初期の結果
広視野アレシボ天文台銀河外調査（WAVES）は、アレシボ天文台の305mのウィリアムE.ゴードン望遠鏡が構造的に破損したときの乙女座銀河団の継続的なHI調査でした。アレシボ銀河環境調査によってクラスター内の同じ深さで観測された25平方度に加えて、南のフィールドの完全な20平方度と北のフィールドの計画された35平方度のうちの10が完全な深さまで観測されました。ここでは、WAVESが、調査地域で以前に発見された4つの光学的に暗いHI構造について明らかにしていることを確認します。そのうち、検出限界をはるかに超えているにもかかわらず見られない2つも含まれます。
多相グループ内培地の検出：COS-IGrM調査の結果
| Title |
Detection_of_a_Multiphase_Intragroup_Medium:_Results_from_the_COS-IGrM_Survey |
| Authors |
Tyler_McCabe_(1),_Sanchayeeta_Borthakur_(1),_Timothy_Heckman_(2),_Jason_Tumlinson_(3),_Rongmon_Bordoloi_(4),_and_Romeel_Dave_(5)_((1)_School_of_Earth_and_Space_Exploration,_Arizona_State_University,_(2)_Johns_Hopkins_University,_(3)_Space_Telescope_Science_Institute,_(4)_Department_of_Physics,_North_Carolina_State_University,_(5)_Scottish_Universities_Physics_Alliance,_Institute_for_Astronomy,_University_of_Edinburgh,_Royal_Observatory) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14080 |
ハッブル宇宙望遠鏡の宇宙起源分光器を使用して18個のUV明るいクエーサーのサンプルを観測し、それぞれが銀河群のグループ内媒体（IGrM）を探査した、COSグループ内媒体（COS-IGrM）調査の結果を示します。Ly$\alpha$、CII、NV、SiII、SiIII、およびOVIを複数の視線で検出します。私たちのデータで検出された最高のイオン化種はOVIであり、18のクエーサー視線のうち8つで検出されました。観察された広範囲のイオン化状態は、IGrMが斑状で多相であることの証拠を提供します。OVI検出は、一般に$10^{5.8}$から$10^6$Kの間の放射冷却ガスと一致することがわかります。18グループのうち10グループにOVI検出がないことは、OVIがの理想的なトレーサーではない可能性があることを示しています。IGrMのボリューム充填コンポーネント。代わりに、高温のIGrMに微量レベルで存在するか、高温のIGrMと低温のガスの境界で生成されます。
Gaia GraL：ガイアDR2重力レンズシステム。 VII。レンズ付きクエーサーのXMM-Newton観測
| Title |
Gaia_GraL:_Gaia_DR2_Gravitational_Lens_Systems._VII._XMM-Newton_Observations_of_Lensed_Quasars |
| Authors |
Thomas_Connor,_Daniel_Stern,_Alberto_Krone-Martins,_S._G._Djorgovski,_Matthew_J._Graham,_Dominic_J._Walton,_Ludovic_Delchambre,_Christine_Ducourant,_Ramachrisna_Teixeira,_Jean-Fran\c{c}ois_Le_Campion,_Jakob_Sebastian_den_Brok,_Dougal_Dobie,_Laurent_Galluccio,_Priyanka_Jalan,_Sergei_A._Klioner,_Jonas_Kl\"uter,_Ashish_A._Mahabal,_Vibhore_Negi,_Anna_Nierenberg,_Quentin_Petit,_Sergio_Scarano_Jr,_Eric_Slezak,_Dominique_Sluse,_Carolina_Sp\'indola-Duarte,_Jean_Surdej,_Joachim_Wambsganss |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14103 |
Gaia重力レンズプログラムによって識別された$1\lesssimz\lesssim3$での9つの確認されたレンズ付きクエーサーのXMM-NewtonX線観測を提示します。0.3〜8.0keVのフラックスで8つのシステムが強く検出されます$F_{0.3-8.0}\gtrsim5\times10^{-14}\{\rmerg}\{\rmcm}^{-2}\{\rms}^{-1}$。吸収されたべき乗則を使用してX線スペクトルをモデル化し、検出された8つのクエーサーのべき乗則の光子指数と2〜10keVの光度を導き出します。より大きなクエーサー集団研究のためのサンプル特性の提示と将来の苛性交差イベントの計画に使用することに加えて、我々はまた、関心のある3つのクエーサーを特定します：以前のROSAT観測からのフラックス変動の証拠を示すクエーサー、最も密接に分離された個々のレンズXMM-Newtonによって解決されたソース、および$z>3$で知られているX線で最も明るいクエーサーの1つ。これらのソースは、SRG/eROSITAによって可能になる発見のヒントを表しています。
EDGE-CALIFA調査：解決された星形成効率と局所的な物理的条件
| Title |
The_EDGE-CALIFA_survey:_The_resolved_star_formation_efficiency_and_local_physical_conditions |
| Authors |
V._Villanueva,_A._Bolatto,_S._Vogel,_R._C._Levy,_S._F._Sanchez,_J._Barrera-Ballesteros,_T._Wong,_E._Rosolowsky,_D._Colombo,_M._Rubio,_Y._Cao,_V._Kalinova,_A._Leroy,_D._Utomo,_R._Herrera-Camus,_L._Blitz,_Y._Luo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14167 |
近くの81個の銀河で、単位ガス質量あたりの星形成率（SFR）と星形成効率（全ガスの場合はSFE$_{\rmgas}$、分子ガスの場合はSFE$_{\rmmol}$）を測定します。$^{12}$CO（J=1-0）と光学IFUデータを使用して、EDGE-CALIFA調査から選択されました。この分析では、H$\alpha$検出の速度を使用して、COスペクトルをコヒーレントにスタックし、ガラクトセントリック半径$r_{\rmgal}\sim1.2r_{25}$（$\sim3R_{\rme}$）、COからH$_2$への変換に金属量と高い表面密度の影響を含めます。分子成分と恒星成分のスケール長を決定し、それらの間の1：1に近い関係を見つけます。この結果は、CO放出と星形成活動が密接に関連していることを示しています。SFE$_{\rmgas}$の、ガラクトセントリック半径、恒星面密度$\Sigma_{\star}$、動的平衡圧力$P_{\rmDE}$、軌道タイムスケール$などの物理パラメータに対する半径方向の依存性を調べます。\tau_{\rmorb}$、およびToomre$Q$安定性パラメーター（星とガス$Q_{\rmstar+gas}$を含む）。$r_{\rmgal}$によるSFE$_{\rmgas}$の一般的に滑らかで、継続的な指数関数的減少が観察されます。ほとんどの物理量に対するSFE$_{\rmgas}$の依存性は、べき乗則によって十分に説明されているようです。私たちの結果は、$\log[\tau_{\rmorb}]\sim7.9-8.1$でのSFE$_{\rmgas}$-$\tau_{\rmorb}$関係の平坦化と形態学的軌道時間あたりのSFE$_{\rmガス}$の依存性。これは、バルジ成分の存在による星形成の消光を反映している可能性があります。SFE$_{\rmgas}$と$Q_{\rmstar+gas}$の間に明確な相関関係は見つかりません。
$ z \ leq 1 $で進化する暗黒物質プロファイルの観測的証拠
| Title |
Observational_Evidence_of_Evolving_Dark_Matter_Profiles_at_$z\leq_1$ |
| Authors |
Gauri_Sharma,_Paolo_Salucci,_Glenn_van_de_Ven |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14224 |
KMOSredshiftone分光調査（KROSS）を使用して、$z\sim1$で256個の星形成円盤状銀河の暗黒物質ハローを調査します。このサンプルは、赤方偏移$0.6\leqz\leq1.04$、有効半径$0.69\leqR_e[\mathrm{kpc}]\leq7.76$、および総恒星質量$8.7\leqlog（M_{\mathrm{star}}\[\mathrm{M_\odot}]）\leq11.32$。これらの銀河の回転曲線を研究するための質量モデリングアプローチを提示します。これにより、バリオンと暗黒物質ハローに関連する物理的特性を動的に計算できます。前者の場合はフリーマンディスクを想定し、後者の場合はNFWプロファイルとバーカートハロープロファイルを別々に使用します。最後に、両方のケースの結果を最先端の宇宙論的銀河シミュレーション（EAGLE、TNG100、TNG50）と比較します。{\emcoreed}ダークマターハローが、有効半径の1〜3倍の半径から支配的な量として出現したことがわかります。総質量に対するその割合は、流体力学的銀河シミュレーションの結果とよく一致しています。驚くべきことに、$z\sim1$の星形成銀河の暗黒物質のコアは、それらのローカルな銀河よりも小さく、密度が高いことがわかりました。暗黒物質ハローは過去6.5Gyrsにわたって徐々に拡大したと結論付けます。つまり、観測はバリオン過程（フィードバックなど）に対する暗黒物質の応答を捉えることができるため、銀河の内部領域における{\em重力ポテンシャル変動}の最初の経験的証拠を得ることができます。調査と将来のミッション。
オリオン大星雲クラスターとALMAを備えたOMC1の小さな原始惑星系円盤
| Title |
Small_Protoplanetary_Disks_in_the_Orion_Nebula_Cluster_and_OMC1_with_ALMA |
| Authors |
Justin_Otter,_Adam_Ginsburg,_Nicholas_P._Ballering,_John_Bally,_J._A._Eisner,_Ciriaco_Goddi,_Richard_Plambeck,_Melvyn_Wright |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14592 |
オリオン大星雲クラスター（ONC）は、$\sim$400pc離れた場所にある最も近い高密度の星形成領域であり、原始惑星系円盤の進化に対する高星密度と大質量星（台形）への近接性の影響を研究するための理想的なターゲットになります。OMC1分子雲は、台形の背後に位置する高絶滅の領域であり、活発に形成されている星が台形の強い放射線から遮蔽されています。この作業では、0.095\arcsec（3mm;バンド3）、0.048\arcsec（1.3mm;バンド6）、および0.030\arcsec（0.85mm;バンド7）の解像度で3つの波長のALMAを使用して高解像度でディスクを調査します。）電波源Iを中心に。これまでどの波長でも検出されなかった15の新しい線源を含む127の線源を検出します。72個の光源が3mmで空間的に分解され、サイズは$\sim$8〜100AUです。76個の赤外線検出ソースをフォアグラウンドONCディスクとして分類し、残りを組み込みOMC1ディスクとして分類します。2つのサンプルのディスクサイズは似ていますが、OMC1ソースは密で中央に集中した空間分布を持っており、空間的に異なるサブクラスターを構成している可能性があることを示しています。他の近くの星形成領域と比較して、両方のサンプルでディスクサイズが小さく、大きな（>75AU）ディスクがないことがわかりました。これは、環境ディスクの切り捨てプロセスが重要であることを示しています。近くの巨大なトラペジウム星からの光蒸発がONCの小さなディスクの原因である可能性がありますが、OMC1に埋め込まれたソースはこの放射から隠されているため、動的な切り捨てや降着による収縮など、他のメカニズムによって切り捨てる必要があります。
グローバル磁気圏の力のないシミュレーションにおける拡散係数
| Title |
Diffusivity_in_force-free_simulations_of_global_magnetospheres |
| Authors |
J._F._Mahlmann_(1)_and_M._A._Aloy_(2_and_3)_((1)_Department_of_Astrophysical_Sciences,_Princeton_University,_Princeton,_NJ_08544,_USA,_(2)_Departament_d'Astronomia_i_Astrof\'isica,_Universitat_de_Val\`encia,_46100_Burjassot_(Val\`encia),_Spain,_(3)_Observatori_Astron\`omic,_Universitat_de_Val\`encia,_46980_Paterna_(Val\`encia),_Spain) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13936 |
要約：力のない電気力学の制約の違反によって引き起こされる数値拡散率が物理抵抗率の代用であると仮定して、赤道電流シートを備えた力のない整列パルサー磁気圏の全体的なダイナミクスへの影響を調べます。制約違反を拡散係数として評価します。力のない状態を復元するために使用される電場への変更の影響は、赤道海流シートに限定されませんが、パルサーの自転周期よりも短いタイムスケールで磁気圏のダイナミクスを変更します。これらの補正は、特に未踏のチャネル、つまり電荷密度$\rho$に誘導された変化を介して伝播します。さまざまな手法をモデル$\rho$と比較することにより、拡散係数のグローバルな結果を定量化します。デフォルトでは、保守的な$\rho$-evolutionと、マクスウェル方程式の不正確さの双曲線/放物線クリーニングを組み合わせています。別の方法として、$\rho$が電界発散として直接計算される制約付き進化を強制します。保守的なアプローチでは、Y点の位置のシフトによって引き起こされるパルサーの光度の増加とともに、赤道海流シートで散逸するポインティングフラックスが1桁減少します。光度は$L_{\rmY}\propto\alpha^{0.11}$に従って変化します。ここで、$\alpha$は移流のタイムスケールに対する拡散の比率であり、（数値の）拡散係数の量を制御します。私たちのモデルは、Y点の位置に対する光度の依存性を、赤道海流シートで遭遇する抵抗率の違いとして解釈することを提案しています。あるいは、ペア形成の多重度$\kappa$の観点から解釈することもできます。拡散が小さいほど、$\kappa\gg1$と一致します。
スターバースト後および静止バルマー強銀河の中心における過渡現象のタイプ
| Title |
Types_of_Transients_in_the_Centers_of_Post-Starburst_and_Quiescent_Balmer-Strong_Galaxies |
| Authors |
Iair_Arcavi,_Irura_Nyiha,_K._Decker_French |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13945 |
潮汐破壊現象（TDE）は、スターバースト後（PS）と静止状態のバルマーストロング（QBS）銀河の優先度を示すことがわかっています。この設定は、一時的な調査でTDEを見つけるのに役立ちます。しかし、他にどのような一時的なものがそのような検索を「汚染」する可能性があり、どれだけですか？分光的に確認されたPSおよびQBS銀河、および測光的に識別されたPSおよびQBS銀河候補のFrench＆Zabludoff（2018）カタログで、銀河の中心と一致するすべての報告された過渡現象を調べます。TDEとIa型超新星（SNe）は、これらの銀河の中心に分類される唯一のタイプのトランジェントであり（1つのAGNフレアを除く）、Ia型SNeはTDE（1-シグマ）よりも8.3+-0.2倍多く見られます。信頼限界）。この係数は、静止銀河の対照サンプルよりも約2.7倍低くなっています。分光的に確認されたQBS銀河にサンプルを絞り込んでも、これらの統計はあまり変わりません。一方、分光学的に確認されたPS銀河では、TDEがタイプIaSNe2+-0.6から1を上回っています。しかし、カタログにはそのような銀河はほとんどありません。カタログ全体からトランジェントを分類することにより、3倍のTDEが見つかると予想されますが、タイプIaSNの汚染は約16倍になります。公開されているZTF測光アーカイブを使用して、French＆Zabludoff（2018）銀河で見逃されている可能性のあるTDEを検索します。分類されていない明確なトランジェントが3つ見つかりました。どちらも、光度曲線の色に基づいてTDEを見逃している可能性があります。
2019年の爆発中のIGRJ19294 +1816でのmHzQPOおよびサイクロトロンラインのAstroSat検出
| Title |
AstroSat_detection_of_a_mHz_QPO_and_cyclotron_line_in_IGR_J19294+1816_during_the_2019_outburst |
| Authors |
Gayathri_Raman,_Varun,_Biswajit_Paul_and_Dipankar_Bhattacharya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14022 |
2019年10月の最近のタイプI爆発中に\asrを使用して観測されたHMXBX線パルサーIGRJ19294+1816のタイミングとスペクトル分析の結果を示します。AstroSat観測は、爆発ピーク直後の下降段階で爆発をサンプリングしました。AstroSatに搭載された大面積X線比例計数管（LAXPC）機器を使用して得られた光度曲線のタイミング分析を実行し、12.485065$\pm$0.000015秒の自転周期を測定しました。12.48秒のスピン周期に対応するパワー密度スペクトル（PDS）のピークも、ベースが広がっていることを示しています。また、PDSでRMS分数振幅が$\sim$18％の0.032$\pm$0.002Hzで準周期的振動（QPO）機能を検出しました。さらに、軟X線望遠鏡（SXT）とLAXPC機器の両方を使用して共同スペクトル分析を実行し、42.7$\pm$0.9keVでサイクロトロン共鳴散乱機能（CRSF）を検出し、6.4$\pmでFe輝線を検出しました。0.1keVドル。中間スピンパルサーであるIGRJ19294+1816は、最新の2019年の爆発中に多数のスペクトルおよびタイミング機能を示し、QPOとCRSFの両方を示すトランジェントのリストに追加しました。
$ g $-ハドロンからクォークへのクロスオーバー遷移を伴う中性子星のモード
| Title |
$g$-modes_of_neutron_stars_with_hadron-to-quark_crossover_transitions |
| Authors |
Constantinos_Constantinou,_Sophia_Han,_Prashanth_Jaikumar,_Madappa_Prakash |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14091 |
格子QCDに触発されたハドロンからクォークへの遷移のクロスオーバーモデルを利用して、クォーク物質を含むハイブリッド星の主要コア$g$モード振動の最初の研究を実行します。その後の結果は、ギブス構造を使用した一次相転移を伴うハイブリッド星の$g$モード周波数の最近の発見と比較されます。ギブス構造を使用するモデルは、さまざまなモデルの平衡音速と断熱音速の明確な動作により、選択したクロスオーバーモデルの振幅よりも支配的な$g$モードの振幅と関連する重力エネルギーを生成することがわかります。私たちの結果に基づいて、アップグレードされたLIGOおよびVirgo検出器で検出される$g$モードは、ギブス構造に類似した一次相転移を示していると結論付けます。
ラジオラウドvs.ラジオクワイエットガンマ線バースト：バイナリ前駆体の役割
相互作用連星の大質量星の崩壊によって電波の大きいガンマ線バースト（GRB）が発生し、単一の大質量星の崩壊によって電波の静かなGRBが生成される可能性を探ります。バイナリコラプサーシステムは、長いGRBのラジオラウドサブサンプルで見られる、より長いプロンプトガンマ線持続時間とより高い等方性エネルギーを説明するために必要な角運動量とエネルギーバジェットを持つことができます。さらに、連星系の星間の潮汐相互作用は、ラジオラウドシステムで見られる長寿命のラジオ残光の存在を可能にする、豊かで拡張された星周環境につながる可能性があります。最後に、連星系と単一星系の星の相対的な割合は、電波が大きいGRBと電波が静かなGRBの割合と一致しているように見えます。
かに星雲のPeV放出：パルサー風の陽子含有量の制約とその意味
| Title |
PeV_emission_of_the_Crab_Nebula:_constraints_on_the_proton_content_in_pulsar_wind_and_implications |
| Authors |
Ruo-Yu_Liu,_Xiang-Yu_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14148 |
最近、約1PeVのエネルギーを持つ2つの光子が、かに星雲からLHAASOによって検出され、パルサー風星雲（PWNe）を研究するための超高エネルギーウィンドウが開かれました。注目すべきことに、最高エネルギー端のLHAASOスペクトルは、硬化の可能性を示しています。これは、新しいコンポーネントの存在を示している可能性があります。かに星雲の全スペクトルを説明するために、主電子成分と二次陽子成分の2成分シナリオが提案されており、$10^{46}-10^{47}{\rmergs}$の陽子エネルギーが必要です。現在のかに星雲に残っています。本論文では、相対論的陽子の拡散脱出の影響を考慮して、かに星雲のLHAASOデータを用いてパルサー風中の相対論的陽子のエネルギー量を研究した。相対論的陽子の脱出の程度に応じて、パルサー風で失われた陽子の総エネルギーは、現在星雲に残っているものよりも10〜100倍大きくなる可能性があります。現在のLHAASOデータでは、パルサーのスピンダウンエネルギーの最大$（10-50）\％$が相対論的陽子に変換されることがわかります。PWNeから逃げる陽子は、10-100PeVの宇宙線フラックスにかなりの貢献をする可能性があります。また、PeVエネルギーで起こりうるスペクトル硬化のレプトンシナリオについても説明します。
圧縮された火の玉の泡：マグネタージャイアントフレアの物理的起源
| Title |
A_Comptonized_Fireball_Bubble:_Physical_Origin_of_Magnetar_Giant_Flares |
| Authors |
Zhao_Joseph_Zhang,_Bin-Bin_Zhang,_Yan-Zhi_Meng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14252 |
マグネタージャイアントフレア（MGF）は、観測された短いガンマ線バースト（GRB）の少なくともサブサンプルに寄与することが長い間提案されてきました。近くの銀河NGC253での短いGRB200415Aの最近の発見は、これら2つの現象の間に教科書バージョンの関係を確立しました。銀河MGFの以前の観測とは異なり、GRB200415Aの不飽和機器スペクトルは、観測された$\gamma$線光子で理論モデルをテストする機会を初めて提供します。この論文は、光球半径での相対論的マグネター風によって圧縮された拡大する火の玉を呼び出す、MGFのための新しい容易に適合可能なモデルを提案した。このモデルでは、磁気リコネクションや星の表面のスタークエイクによってマグネターの地殻から大量のエネルギーが放出され、閉じ込められた力線に注入されて、閉じ込められた火の玉の泡を形成します。束縛を突破し、光球の半径まで拡大した後、火の玉の熱光子は、マグネター風領域の相対論的な$e^{\pm}$ペアによって最終的にコンプトン化され、追加の高エネルギーガンマ線放出を生成します。このモデルは、レイリー・ジーンズ領域の低エネルギー成分、中間エネルギー範囲のコヒーレントコンプトン散乱の影響を受ける滑らかな成分、および逆コンプトンプロセスによる高エネルギーテールを特徴とする修正された熱のようなスペクトルを予測します。GRB200415Aの観測スペクトルにモンテカルロフィットを実行することにより、バーストの観測がモデルの予測と完全に一致していることがわかりました。
放射駆動、時間依存の双極流出
| Title |
Radiatively_driven,_time_dependent_bipolar_outflows |
| Authors |
Raj_Kishor_Joshi,_Indranil_Chattopadhyay_and_Lallan_Yadav |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14261 |
回転しないブラックホールの周りの放射駆動流体ジェットを研究します。ディスクの内側のコンパクトなコロナと外側のサブケプラー部分から発生する放射は、ジェットを加速します。定常状態の半分析的で放射駆動の流出ソリューションを取得します。流出の熱力学は、可変断熱指数状態方程式によって記述されます。放射駆動の双極流出の時間依存挙動を調査するためのTVDルーチンを開発します。TVDコードに定常状態の流出ソリューションからのフロー変数を注入し、コードを定常状態に落ち着かせ、数値結果を定常状態のソリューションと一致させます。降着円盤から発生する放射線は、円盤の強度、内部コロナの位置などのパラメータに応じて、広範囲のジェットソリューションを提供できます。内部コロナの振動を誘発することにより、放射線場の時間依存性を誘発します。降着円盤。次に、放射場は双極流出時間を時間に依存させます。ディスクの振動から生じる非定常放射場が、ジェットベースの近くで内部衝撃を発生させる可能性があることを示します。ディスクの形状によっては、ジェットに一時的な衝撃が発生したり、ジェットに複数の非定常衝撃が発生したりする場合があります。これらは、ジェットの物理学で非常に重要です。
銀河系外ブラックホールX線連星LMCX-1およびLMCX-3のマルチミッションビュー：広帯域スペクトル機能の進化
| Title |
Multi-mission_view_of_extragalactic_black_hole_X-ray_binaries_LMC_X-1_and_LMC_X-3:_evolution_of_broadband_spectral_features |
| Authors |
Bhuvana_G.R.,_Radhika_D.,_Anuj_Nandi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14287 |
銀河系外ブラックホールX線連星LMCX-1とLMCX-3は永続的な線源であり、通常は軟スペクトル状態で見られます。2014〜2020年に実施されたMAXI、NICER、NuSTAR、およびAstroSatの観測を使用して、これらのソースのスペクトルおよびタイミングの調査結果を示します。長期MAXI光度曲線の研究は、2-10keVのフラックスの部分的変動がLMCX-1では中程度（$\sim$20％）であり、LMCX-3では高い（$\sim$50％）ことを示しています。両方の光源のエネルギースペクトルは、ディスク黒体と、追加のFe線放出機能を備えたLMCX-1を備えたコンプトン化コンポーネントによって特徴付けられます。NICER（0.3-10keV）、NuSTAR（3.0-40keV）、およびAstroSat（0.5-20keV）のスペクトル分析は、LMCX-1がソフト状態のままであることをまとめて示しています（ディスクフラックス寄与$f_{disc}>80$％、フォトンインデックス$\Gamma\sim2.06-4.08$）2014年から2020年まで。質量降着率、ボロメータ光度（0.1-50keV）から計算されたLMCX-1の$\dot{M}$は、$0.07-0.24\dot{M}_{Edd}$（エディントン質量降着率）の範囲内であることがわかります。LMCX-3は、ほとんどの時間、ソフト状態（$f_{disc}>95\％、\Gamma\sim2.3$）のままでしたが、中間（$f_{disc}=47-73）への移行を示しています。\％、\Gamma\sim2.02-2.36$）およびハード状態（$f_{disc}\sim26\％、\Gamma\sim1.6$）。さまざまなスペクトル状態でのLMCX-3の$\dot{M}$は、$0.01-0.42\dot{M}_{Edd}$の範囲内で変化します。時間的研究によると、0.3〜10keVの電力密度スペクトル（PDS）は、LMCX-1のrmsが2％のレッドノイズに従い、LMCX-3の場合、ソフト状態では0.08〜2.35％です。ただし、中間状態（3.05-4.91％）およびハード状態（$\sim$17.06％）では比較的高くなります。連続体フィッティング法から、LMCX-1とLMCX-3のスピンをそれぞれ0.85-0.94と0.16-0.33以内に制限し、Fe-lineフィッティング法から、LMCX-1のスピンは0.93-0.94であることがわかります。。最後に、BH付近の降着円盤ダイナミクスのコンテキストでの調査結果の意味について説明します。
| Title |
Neutrino_Telescope_in_Lake_Baikal:_Present_and_Nearest_Future |
| Authors |
I._Belolaptikov_and_Zh.-A.M._Dzhilkibaev_(for_the_Baikal-GVD_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14344 |
バイカル湖でのバイカルギガトン体積検出器の建設と運用の進捗状況が報告されています。検出器は、発生源がまだ確実に特定されていない高エネルギーニュートリノを検索するように設計されています。現在、64本のストリングに配置された2304個の光モジュールが含まれており、100TeVを超えるエネルギーのカスケードに0.4km3の有効体積を提供します。Baikal-GVDの科学的事例、建設計画、および部分的に構築された実験の最初の結果を確認します。これは現在、北半球で最大のニュートリノ望遠鏡であり、現在も成長しています。
MAXI J1820 +070のブラックホールのスピンのタイミングベースの推定
| Title |
A_timing-based_estimate_of_the_spin_of_the_black_hole_in_MAXI_J1820+070 |
| Authors |
Yash_Bhargava,_Tomaso_Belloni,_Dipankar_Bhattacharya,_Sara_Motta_and_Gabriele_Ponti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14371 |
MAXIJ1820+070（ASSASN-18ey）は、2018年に発見されたブラックホールX線連星です。光源の明るさは、さまざまな観測所からのこの光源の多波長キャンペーンを引き起こしました。ハード状態のソースのNICER高ケイデンス観測から得られたパワー密度スペクトルを分析します。PDSをモデル化することにより、特徴的な周波数の変化を取得します。さまざまなPDSコンポーネント（QPOと広帯域ノイズコンポーネントの両方）の特性周波数を特定の半径で発生する変動として解釈し、相対論的歳差運動モデルのコンテキストで説明します。相対論的歳差運動モデルをフィッティングすることにより、ブラックホールの無次元スピンを$0.799^{+0.016}_{-0.015}$と推定します。
孤立したブラックホールの周りの磁気的に停止したディスクからの多波長放射
| Title |
Multi-wavelength_emission_from_magnetically_arrested_disks_around_isolated_black_holes |
| Authors |
Shigeo_S._Kimura,_Kazumi_Kashiyama,_Kenta_Hotokezaka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14389 |
銀河系で最も近い孤立したブラックホール（IBH）を特定するための見通しについて説明します。星間物質（ISM）からガスを降着させるIBHは、磁気的に停止したディスク（MAD）を形成する可能性があります。MAD内の熱電子がサイクロシンクロトロンプロセスを介して光信号を放出し、磁気再結合を介して加速された非熱電子がX線からMeVのガンマ線範囲でフラットスペクトルシンクロトロン放射を放出することを示します。Gaiaカタログには、ヘルツシュプルングラッセル図の白色矮星（WD）の冷却シーケンスとその周辺に分布する、$\lesssim1$kpc内の最大1,000個のIBHが含まれます。これらのIBH候補は、eROSITAによっても検出される必要があります。これにより、孤立したWDや中性子星と区別することができます。硬X線およびMeVガンマ線衛星による追跡観測は、IBHを明確に識別するのに役立ちます。
7つのエッジオン渦巻銀河における超大光度X線源
| Title |
Ultraluminous_X-ray_Sources_in_Seven_Edge-On_Spiral_Galaxies |
| Authors |
Kristen_C._Dage,_Noah_Vowell,_Erica_Thygesen,_Arash_Bahramian,_Daryl_Haggard,_Konstantinos_Kovlakas,_Arunav_Kundu,_Thomas_J._Maccarone,_Jay_Strader,_Ryan_Urquhart,_Stephen_E._Zepf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14407 |
チャンドラ観測を使用して、7つのエッジオン渦巻銀河のサンプルを調査します。エッジオン渦巻銀河は、星形成領域に関連するソースとシステムの外縁を明確に分離することを可能にします。他のシステムに比べて明らかな利点を提供します。これらの銀河全体で多数のX線点光源を発見し、汚染された前景と背景の光源を排除した後、12の候補となる超大光度X線源を特定します。これらのソースはすべて中央領域に投影されており、この渦巻銀河のサンプルのULXの大部分はディスク/バルジであり、したがってハローソースではないことを意味します。これには、2つの過渡的なULXも含まれます。これらは、長時間の過渡現象と低質量X線連星である可能性があります。この発見は、一時的なULXのさらなる研究の必要性を示しています。
SPHERE-2気球実験結果。パートI：EAS観測条件
| Title |
SPHERE-2_balloon_experiment_results._Part_I:_EAS_observation_conditions |
| Authors |
E.A._Bonvech_(1),_D.V._Chernov_(1),_T.A._Dzhatdoev_(1),_M._Finger_(2,3),_M._Finger_Jr._(2,3),_V.I._Galkin_(4),_D.A._Podgrudkov_(1,4),_T.M._Roganova_(1),_I.A._Vaiman_(1,4)_(_(1)_M.V._Lomonosov_Moscow_State_University_Skobeltsyn_Institute_of_Nuclear_Physics,_(2)_Charles_University_Faculty_of_Mathematics_and_Physics,_(3)_Joint_Institute_for_Nuclear_Research,_(4)_M.V._Lomonosov_Moscow_State_University,_Faculty_of_Physics) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14537 |
SPHEREプロジェクトは、雪に覆われた地球の表面から反射された大規模な空気シャワーのチェレンコフ光を検出することにより、一次宇宙線を研究します。空中ベースの検出器SPHERE-2を使用した測定は、2011年から2013年に実施されました。検出器は、ロシアのバイカル湖の雪面から最大900mの高度で気球によって持ち上げられました。実験の結果は、この記事で始まる一連の論文にまとめられています。SPHERE-2検出器テレメトリ監視システムの概要が、大気プロファイルを含む測定条件の分析とともに提示されます。検出器の状態と環境の大気状態監視の分析により、検出器のキャリブレーション、位置決め、およびパフォーマンスのさまざまなクロスチェックが提供されました。
降着柱モデルのフィッティング戦略とCenX-3の広帯域スペクトルへの応用
| Title |
Fitting_strategies_of_accretion_column_models_and_application_to_the_broadband_spectrum_of_Cen_X-3 |
| Authors |
Philipp_Thalhammer,_Matthias_Bissinger,_Ralf_Ballhausen,_Katja_Pottschmidt,_Michael_T._Wolff,_Jakob_Stierhof,_Ekaterina_Sokolova-Lapa,_Felix_F\"urst,_Christian_Malacaria,_Amy_Gottlieb,_Diana_M._Marcu-Cheatham,_Peter_A._Becker,_and_J\"orn_Wilms |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14565 |
中性子星連星の降着列内の放射伝達のモデル化は複雑であるため、それらのX線スペクトルは、カットオフべき乗則などの現象論的モデルで一般的に記述されています。これらのモデルの動作は十分に理解されており、さまざまなソースの比較とソースの動作の調査が可能ですが、モデルパラメータから基礎となる物理学を導き出すことができる範囲は非常に限られています。近年、これらの制限を克服するために、いくつかの物理的に動機付けられたスペクトルモデルが開発されました。ただし、それらのアプリケーションは一般に計算コストがはるかに高く、制約が難しい多数のパラメーターを必要とします。以前の研究は、光学的厚さで線形である速度プロファイルを仮定して、降着列内の放射伝達方程式の分析解を提示しました。XSPECのモデルとして、観測されたスペクトルに適合させるのに十分な速度と精度の両方を備えたこのソリューションの実装が利用可能です。この実装の主な難しさは、一部のソリューションが省エネに違反しているため、ユーザーが拒否する必要があることです。モデルの適用を大幅に簡素化する$\chi^2$最小化中にエネルギー節約を保証する新しいフィッティング戦略を提案します。このアプローチと、CenX-3のNuSTARとSwift/XRTを組み合わせたデータセットの完全なパラメーター空間の包括的なマルコフ連鎖モンテカルロ分析を使用して、考えられるパラメーターの縮退の研究を示します。導出された降着流構造は、以前の研究と一致して、$\sim$63mの小さなカラム半径と、制動放射シード光子のバルクコンプトン化によって支配されるスペクトルを特徴としています。
剥ぎ取られたエンベロープと超高輝度超新星の間の分光光度レジームにおける遷移イベント
| Title |
Transitional_events_in_the_spectrophotometric_regime_between_stripped_envelope_and_superluminous_supernovae |
| Authors |
S._J._Prentice,_C._Inserra,_S._Schulze,_M._Nicholl,_P._A._Mazzali,_S._D._Vergani,_L._Galbany,_J._P._Anderson,_C._Ashall,_T._W._Chen,_M._Deckers,_M._Delgado_Manche\~no,_R._Gonz\'alez_D\'iaz,_S._Gonz\'alez-Gait\'an,_M._Gromadzki,_C._P._Guti\'errez,_L._Harvey,_A._Kozyreva,_M._R._Magee,_K._Maguire,_T._E._M\"uller-Bravo,_S._Mu\~noz_Torres,_P._J._Pessi,_J._Sollerman,_J._Teffs,_J._H._Terwel,_and_D._R._Young |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14572 |
ストリップエンベロープ超新星（SE-SNe）と超高輝度超新星（SLSNe）の区分は、測光空間でも分光空間でも明確に定義されていません。鋭い光度のしきい値が提案されていますが、SLSNeに共通の分光学的シグネチャなしでこのしきい値に達する遷移オブジェクトの数が増え続けています。この作業では、SE-SNeとSLSNeの間で移行する4つのSNeに関するデータと分析を示します。He-poorSNe2019dwaと2019cri、およびHe-richSNe2019hgeと2019unb。各オブジェクトは、$M_r<-19.8$magのSLSNしきい値付近の光度で長寿命で可変の測光進化を表示します。ただし、分光的には、これらのオブジェクトはSE-SNeに似ており、線速度はSE-SNeおよびSLSNeよりも低いため、まれな遷移イベントの興味深いケースを表しています。
PSI：高次元の非構造化データを補間するためのアドホックシンプレックスの構築
| Title |
PSI:_Constructing_ad-hoc_Simplices_to_Interpolate_High-Dimensional_Unstructured_Data |
| Authors |
Stefan_L\"uders,_Klaus_Dolag |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13926 |
重心座標を使用した非構造化データの内挿は、ドロネー三角形分割を構築するための法外なメモリ要件のため、高次元では実行不可能になります。最近傍ヒューリスティックと射影による反復次元削減に基づいて、ターゲット座標を含むことが経験的に保証されているアドホックシンプレックスを構築するための新しいアルゴリズムを提示します。これらのシンプレックスを使用して、天体物理学的冷却関数$\Lambda$を補間し、この新しいアプローチが以前の実装を高次元で明らかに上回っていることを示します。
自己校正WFS / Cシステムによるフォトンノイズ限界での高コントラストイメージング
| Title |
High_contrast_imaging_at_the_photon_noise_limit_with_self-calibrating_WFS/C_systems |
| Authors |
Olivier_Guyon,_Barnaby_Norris,_Marc-Antoine_Martinod,_Kyohoon_Ahn,_Peter_Tuthill,_Jared_Males,_Alison_Wong,_Nour_Skaf,_Thayne_Currie,_Kelsey_Miller,_Steven_P._Bos,_Julien_Lozi,_Vincent_Deo,_Sebastien_Vievard,_Ruslan_Belikov,_Kyle_van_Gorkom,_Benjamin_Mazin,_Michael_Bottom,_Richard_Frazin,_Alexander_Rodack,_Tyler_Groff,_Nemanja_Jovanovic,_Frantz_Martinache |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13958 |
ハイコントラストイメージング（HCI）システムは、アクティブ波面制御（WFC）に依存して焦点面に深い生のコントラストを提供し、キャリブレーション技術に依存して、残留スペックルハロー内の惑星光を識別することでコントラストをさらに強化します。両方の機能をHCIシステムで組み合わせることができ、光子ノイズによって課せられる基本的なコントラスト限界で残留スターライトを較正できるHCIシステムを設計するためのパスについて説明します。広いスペクトル範囲をカバーし、複数の光学位置にまたがる複数の高効率波面センサー（WFS）を展開することの価値を強調します。これらの組み合わせた情報を活用して、WFSの感度と残留スターライトのキャリブレーションを同時に改善し、理想的には、画像平面のスペックルがWFSテレメトリから隠れることを不可能にする方法を示します。コロナグラフのセットアップとヌル分光干渉計の両方を使用して、実験室と空での残留星光キャリブレーションを示します。どちらの場合も、明るい星の光が残留星の光を較正できることを示しています。
ParSNIP：物理学対応の深層学習による過渡光度曲線の生成モデル
ラベルのない光度曲線のデータセットから、あらゆる種類の天文過渡現象の経験的生成モデルを作成するための新しい方法を紹介します。ParSNIPと呼ばれるハイブリッドモデルは、ニューラルネットワークを使用して、さまざまなトランジェントの未知の固有の多様性と、トランジェントからの光が宇宙をどのように伝播して観測されるかについての明示的な物理ベースのモデルをモデル化します。ParSNIPモデルは、測光観測でのみトレーニングされているにもかかわらず、トランジェントの時変スペクトルを予測します。3次元の固有モデルを使用すると、モデルの不確実性が0.04〜0.06等の、さまざまな種類のトランジェントのサンプル外のマルチバンド光度曲線を適合させることができます。ParSNIPモデルによって学習された表現は、redshiftに対して不変であるため、大幅にバイアスされたトレーニングセットを使用しても、トランジェントの測光分類を実行するために使用できます。私たちの分類手法は、シミュレーション（PLAsTiCC）データセットと実際のデータセット（PS1）の両方で最先端の方法を大幅に上回り、Type〜Ia超新星の分類ではそれぞれ汚染が2.3$\times$と2$\times$少なくなっています。モデルがこれまでに観測されていない種類のトランジェントを識別し、90％純粋なサンプルを生成する方法を示します。ParSNIPモデルは、同じサンプルのSALT2モデルの0.155$\pm$0.008等と比較して、0.150$\pm$0.007等のRMSでPS1データセットのIa型超新星までの距離を推定することもできます。明示的な分類を必要とせずに、モデルを使用して超新星宇宙論の距離推定値を生成する方法について説明します。
幾何学的に焦点を合わせたアンサンブルアプローチを使用したジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡深層シミュレーション
ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）は、ハッブル宇宙望遠鏡（HST）の100倍の感度で、z=15までの物体を観測すると推定されています。以前のいくつかのシミュレーションでは、宇宙の形状、銀河の数密度、および高z銀河の進化の仮定を使用して、JWST深層フィールド画像の特性を予測しました。これらの以前のシミュレーションによって行われた仮定は、最近の観測によって定義された初期条件に基づいていますが、それらの測定における対応する不確実性の範囲は、実質的に異なる結果につながる可能性があります。この研究は、初期条件として使用される測定の不確実性範囲による結果の高い変動性を実証するために、アンサンブルアプローチを使用した新しい幾何学的に焦点を合わせた深視野シミュレーションを提示します。パラメータ感度アンサンブルを実行して、不確実性の範囲全体で各初期条件を個別に摂動させ、結果のシミュレーションに最大の影響を与える不確実性の初期条件範囲を決定しました。1000メンバーのアンサンブルが実行され、最近の推定から得られた不確実性の範囲を通じて初期条件が混乱しました。銀河の被覆率は、アンサンブルメンバーごとに計算され、平均化されました。見かけの銀河壁（AGW）効果が導入され、銀河が占める深視野画像の50％以上として定義されます。一方向の1サンプルt検定を実施して、JWSTが55.12+/-30.30％の推定銀河被覆率でAGW効果を観測する可能性が高いと結論付けました。この研究では、不確実性の範囲内での変化に対して最も敏感なパラメーターは、HUDF内の見えない銀河の推定数であることがわかりました。観測されているAGW効果の潜在的な影響と、将来の天文台の有効性を阻害する可能性のある疑似宇宙論的地平線を形成する可能性についての議論が含まれています。
ウェスターボーク合成無線望遠鏡用のApertif、フェーズドアレイフィード
| Title |
Apertif,_Phased_Array_Feeds_for_the_Westerbork_Synthesis_Radio_Telescope |
| Authors |
W._A._van_Cappellen,_T._A._Oosterloo,_M._A._W._Verheijen,_E._A._K._Adams,_B._Adebahr,_R._Braun,_K._M._Hess,_H._Holties,_J._M._van_der_Hulst,_B._Hut,_E._Kooistra,_J._van_Leeuwen,_G._M._Loose,_R._Morganti,_V._A._Moss,_E._Orr\'u,_M._Ruiter,_A._P._Schoenmakers,_N._J._Vermaas,_A._S._van_Amesfoort,_M._J._Arts,_J._J._Attema,_L._Bakker,_C._G._Bassa,_J._E._Bast,_P._Benthem,_R._Beukema,_R._Blaauw,_W._J._G._de_Blok,_M._Bouwhuis,_R._H._van_den_Brink,_L._Connor,_A._H._W._M._Coolen,_S._Damstra,_G._N._J._van_Diepen,_R._de_Goei,_H._D\'enes,_M._Drost,_N._Ebbendorf,_B._S._Frank,_D._W._Gardenier,_M._Gerbers,_Y._G._Grange,_T._Grit,_A._W._Gunst,_N._Gupta,_M._V._Ivashina,_G._I._G._J\'ozsa,_G._H._Janssen,_A._Koster,_G._H._Kruithof,_S._J._Kuindersma,_A._Kutkin,_D._M._Lucero,_Y._Maan,_F._M._Maccagni,_J._van_der_Marel,_A._Mika,_J._Morawietz,_H._Mulder,_E._Mulder,_M._J._Norden,_A._R._Offringa,_L._C._Oostrum,_R._E._Overeem,_Z._Paragi,_H._J._Pepping,_E._Petroff,_D._J._Pisano,_A._G._Polatidis,_P._Prasad,_J._P._R._de_Reijer,_J._W._Romein,_J._Schaap,_G._W._Schoonderbeek,_R._Schulz,_D._van_der_Schuur,_A._Sclocco,_J._J._Sluman,_R._Smits,_B._W._Stappers,_S._M._Straal,_K._J._C._Stuurwold,_J._Verstappen,_D._Vohl,_K._J._Wierenga,_E._E._M._Woestenburg,_A._W._Zanting,_and_J._Ziemke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14234 |
APERtureTileInFocus（Apertif）システムについて説明します。これは、ウェスターボーク合成電波望遠鏡のフェーズドアレイフィード（PAF）アップグレードであり、この望遠鏡を高感度、広視野のLバンドイメージングおよび過渡測量に変換しました。楽器。新しいPAF技術を使用すると、最大40個の部分的に重なり合うビームを同時に空に形成でき、望遠鏡の調査速度が大幅に向上します。このアップグレードされた機器を使用して、2300deg2の領域をカバーする画像調査が実行され、最初のデータが公開された連続線とスペクトル線の両方のデータセットが提供されます。さらに、15,000deg2をカバーする時間領域の過渡およびパルサー調査が進行中です。アップグレードされた望遠鏡のApertifサイエンスドライバー、ハードウェア、およびソフトウェアの概要が、その主要なパフォーマンス特性とともに提示されます。
CTAの単一の大型望遠鏡からのシミュレーションデータに適用された深層学習主導のイベント再構成
| Title |
Deep-learning-driven_event_reconstruction_applied_to_simulated_data_from_a_single_Large-Sized_Telescope_of_CTA |
| Authors |
Pietro_Grespan,_Mikael_Jacquemont,_Rub\`en_L\'opez-Coto,_Tjark_Miener,_Daniel_Nieto-Casta\~no,_Thomas_Vuillaume |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14262 |
非常に高エネルギーのガンマ線が地球の大気圏の高いところで相互作用すると、それらはチェレンコフ光の閃光を誘発する粒子のカスケードを生成します。イメージング大気チェレンコフ望遠鏡（IACT）は、これらのフラッシュを検出し、それらをシャワー画像に変換して、一次ガンマ線の特性を抽出するために分析することができます。IACTの主な背景は、宇宙ハドロンによって生成されたエアシャワー画像で構成されており、典型的なノイズ対信号比は数桁です。ガンマ線によって開始された画像とハドロンによって開始された画像を区別するために採用された標準的な手法は、画像から抽出された一連の手作りパラメータを操作するランダムフォレストなどの古典的な機械学習アルゴリズムに基づいています。同様に、一次ガンマ線のエネルギーと到達方向の推定は、これらのパラメータを使用して実行されます。畳み込みニューラルネットワーク（CNN）に基づく最先端の深層学習技術は、生の画像から特徴を自律的に抽出し、その間に洗い流されたピクセル単位の情報を活用できるため、イベント再構成のパフォーマンスを向上させる可能性があります。パラメータ化プロセス。ここでは、単一の次世代IACTであるチェレンコフ望遠鏡アレイ（CTA）の大型望遠鏡（LST）からのモンテカルロシミュレーションイベントの再構築にディープラーニング手法を適用して得られた結果を示します。CNNを使用して、ガンマ線によって誘発されたイベントをハドロンイベントから分離し、前者のプロパティを再構築して、それらのパフォーマンスを標準の再構築手法と比較します。この作業では、CNNベースのイベント再構築モデルの3つの独立した実装が利用され、一貫した結果が得られました。
| Title |
Auto-RSM:_an_automated_parameter-selection_algorithm_for_the_RSM_map_exoplanet_detection_algorithm |
| Authors |
Carl-Henrik_Dahlqvist,_Faustine_Cantalloube,_Olivier_Absil |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14318 |
過去15年間に使用された高コントラストイメージング（HCI）データ処理技術のほとんどは、太陽系外惑星検出マップを生成するための参照点広がり関数（PSF）の減算とともに、角度微分イメージング（ADI）観測戦略に依存してきました。。最近、これらの多数のPSF減算手法を利用するために、レジームスイッチングモデル（RSM）マップと呼ばれる新しいアルゴリズムが提案されました。RSMは、これらの手法のいくつかを使用して、単一の確率マップを生成します。これらのPSF減算手法およびRSMマップの最適なパラメーターの選択は簡単ではなく、時間がかかり、基礎となるデータセットに関して行われた仮定によってバイアスがかかる可能性があります。PSF減算手法のそれぞれに単独で、またはRSMフレームワーク全体に適用できる新しい最適化手順を提案します。最適化手順は、（i）パフォーマンスメトリックとしてコントラストを使用するPSF減算手法の最適なパラメータセットの定義、（ii）RSMアルゴリズムの最適化、および（iii）最適なセットの選択の3つの主要なステップで構成されます。最終的なRSM確率マップを生成するために使用されるPSF減算手法とADIシーケンスの組み合わせ。最適化手順は、HCIデータ処理技術のパフォーマンスを比較するためのツールを提供する太陽系外惑星イメージングデータチャレンジ（EIDC）のデータセットに適用されます。データセットは、SPHERE、NIRC2、およびLMIRCamの3つの最先端のHCI機器で取得されたADIシーケンスで構成されています。私たちの分析の結果は、提案された最適化手順の関心を示しており、以前のバージョンのRSMや他のHCIデータ処理技術と比較してパフォーマンスメトリックが優れています。
高解像度地球観測用のマルチスペクトルCCD-in-CMOS時間遅延統合イメージャ
| Title |
Multispectral_CCD-in-CMOS_Time_Delay_Integration_imager_for_high_resolution_Earth_observation |
| Authors |
Swaraj_Bandhu_Mahato,_Steven_Thijs,_Jonas_Bentell,_Linkun_Wu,_Klaas_Tack,_Pierre_Boulenc,_Dorian_Lasnet,_Renaud_Van_Langendonck_and_Piet_De_Moor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14532 |
多くの将来の小型衛星ミッションは、1メートル未満の地上分解能で、前例のない再訪問率で低コストのリモートセンシングデータを提供することを目的としています。これには、低消費電力で動作し、理想的にはスペクトル感度を備えた、高解像度、高速、高感度のラインスキャンイメージャが必要です。このホワイトペーパーでは、ピクセルピッチが5.4umの7バンド裏面照射型（BSI）CCD-in-CMOSセンサーの包括的な特性評価結果を紹介します。量子効率（QE）、フルウェルキャパシティ（FWC）、読み取りノイズ、変換ゲイン、非線形性、暗電流など、CCD-in-CMOSセンサーの主要なパフォーマンスパラメータを幅広く特徴づけています。このデバイスの新規性は、同じイメージャ上の7つのTDIバンドの組み合わせであり、マルチスペクトルTDIの同時キャプチャを可能にします。典型的なバンドパス幅が約100nmのガラスベースのブロードバンドフィルターが開発され、接着されて、6つのバンドパスフィルターと1つのパンクロマティックチャネルのフィルターアセンブリが形成されています。このセンサーのマルチスペクトル機能は、環境モニタリング、精密農業、災害検出、モニタリングなどの低地球観測（LEO）アプリケーションにとって特に興味深いものです。植生観察で使用する利点を強調するために、15kHzで7バンドモードで動作する統合フィルターを備えた7バンドBSIセンサーを使用して、偽の葉と実際の葉のイメージングを示しました。
質量の問題：低質量の塊状巨人における遍在するリチウム生産の証拠はない
| Title |
Mass_Matters:_No_Evidence_for_Ubiquitous_Lithium_Production_in_Low-Mass_Clump_Giants |
| Authors |
Julio_Chanam\'e,_Marc_H._Pinsonneault,_Claudia_Aguilera-G\'omez,_Joel_C._Zinn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13955 |
分光学的調査は、進化した星のリチウム（Li）測定の大きなサンプルを提供しています。この研究からの一見予想外の結果は、発光殻水素燃焼星よりもコアヘリウム燃焼星でより高い割合でLiが明らかに検出されたことであり、これは上部赤色巨星分枝での遍在するLi生成の証拠として解釈されています。ヘリウム点火時。これは「Li-richgiant」問題とは異なり、大量のレッドクランプ星の特性を反映しています。今日観測されたフィールドレッドクランプ星の前駆体質量の分布を説明するGALAHLiデータの分析を提供します。低質量星の主系列後の進化の標準モデルを使用して、フィールドの塊の巨星の大部分の間で観測されたLiの分布は自然であり、フィールドでの塊と赤色巨星の観測は、人口の影響を補正します。典型的な星の種族の分布では、新しいLi生成メカニズムを必要とせずに、大部分のフィールドクランプ巨人の間で中程度のLiの存在量が期待されます。私たちのモデルは、低質量の前駆細胞からの非常に低いLi存在量の大部分を予測し、より高い質量の前駆細胞からのより高いLi存在量を予測します。さらに、レッドクランプ星には多数の上限があり、存在量が多いほど質量が大きくなるはずです。最新のGALAHデータは確かに多数の上限の存在を確認しており、凝集星の平均Li存在量ははるかに低く、これは私たちの解釈と一致しています。
レッドバックシステムPSR1723-2837の軌道進化に対する潮汐の影響
CloseBinarySystemsの恒星進化の標準モデルは、物質移動のエピソードの間、システムが同期して循環した状態にあることを前提としています。注目すべきことに、レッドバックシステムPSRJ1723-2837には、このモデルで説明するには大きすぎる公転周期導関数$\dot{P}_{orb}$があります。この事実に動機付けられて、PSRJ1723-2837のもっともらしい前駆体である照射フィードバック下のシステムの2つの連続する物質移動エピソード間の潮汐力の作用を調査します。私たちは、ドナーを剛体として回転しない可能性のある2層のオブジェクトと見なすことによって一般化された、平衡潮汐進化のハットの扱いに基づいて分析を行います。また、潮汐力の頻度と粘度の3つの異なる関係を分析します。$\dot{P}_{orb}$で測定された大きな値は、物質移動エピソードの直後にドナー星が軌道よりもゆっくりと（数パーセント）回転するシステムによって到達できることがわかりました。VanStaden＆Antoniadisはこのオブジェクトを観察し、観察された$\dot{P}_{orb}$を説明するためにハットの理論で要求されたものとは反対に、同期性の欠如を報告しました。この不一致に動機付けられて、PSRJ1723-2837に存在する期間を特定する目的で、宇宙船ケプラーの2番目のミッションK2によって取得された測光データを分析します。軌道と回転の周期に近いいくつかの周期に気づきます。得られた周期パターンは、より複雑な現象学の存在を明らかにします。これは、平衡潮汐の弱い摩擦モデルのフレームでは十分に説明されていません。
ケプラーDR25短周期データによる矮星と準巨星の太陽のような振動の検出
| Title |
Detections_of_solar-like_oscillations_in_dwarfs_and_subgiants_with_Kepler_DR25_short-cadence_data |
| Authors |
S._Mathur,_R._A._Garc\'ia,_S._N._Breton,_A._R._G._Santos,_B._Mosser,_D._Huber,_M._Sayeed,_L._Bugnet,_A._Chontos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14058 |
ケプラーミッションの調査段階では、数千の星が短い周期で観測され、500を超える主系列星と準巨星の太陽のような振動を検出することができました。その後、KeplerScienceOfficeは、短いケイデンスデータの半分に影響を与えるキャリブレーションの問題を発見し、修正が改善された新しいデータリリース（DR25）につながりました。ケプラー調査フェーズの1か月の時系列を再分析して、新しい太陽のような振動を探します。Keplerからの短いケイデンスデータの星震学的分析により、99個の星（新たに報告された太陽のような振動を伴う46個のターゲット）の地震パラメータを、太陽のような星の既知のサンプルの約8％増加させて研究します。地震のスケーリング関係を使用して質量と半径を計算し、この新しいサンプルが大質量星（1.2M以上2Mまで）と準巨星相に存在することを発見しました。造粒パラメータとモードの振幅を決定します。これは、以前に導出されたスケーリング関係と一致します。ここで研究された星は、星震学で検出された主系列星と準巨星の以前から知られているサンプルよりもわずかに暗いです。また、それらの星の表面回転と磁気活動レベルを研究します。私たちのサンプルは、以前に知られているサンプルと比較して同様のレベルの活動を持ち、その活動周期の最小値と最大値の間の太陽と同じ範囲にあります。7つ星の場合、ブレンドの可能性が以前の非検出の理由である可能性があることがわかりました。スケーリング関係から得られた半径をガイアのものと比較すると、ガイア半径は地震半径と比較して平均4.4％過大評価されており、進化段階とともに減少傾向にあることがわかります。主系列星と準巨星のDR25を、以前に検出された太陽のような振動で再分析し、合計526個の星のグローバルな地震パラメータを提供します。
天体物理学のシナリオにおける放射性$ ^ {134} $ Csと$ ^ {135} $ Csの半減期の理論的推定
| Title |
Theoretical_estimate_of_the_half-life_for_the_radioactive_$^{134}$Cs_and_$^{135}$Cs_in_astrophysical_scenarios |
| Authors |
S._Taioli,_D._Vescovi,_M._Busso,_S._Palmerini,_S._Cristallo,_A._Mengoni,_S._Simonucci |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14230 |
$^{134}_{55}$Cs$\to{}^{134}_{56}$Baと$^{135}_{55}$Cs$\to{}^{135}を分析します_{56}$Ba$\beta^-$崩壊。これは、漸近巨星分枝（AGB）星のBa同位体の重要な生成チャネルです。相対論的量子力学から、親核と娘核の両方について、10keVを超える核および電子励起状態を含む弱い崩壊に対するマルチチャネル散乱の影響を計算します。以前の推奨事項[1、2]と比較して、半減期が大幅に増加している（134Cの場合は3倍以上）ことがわかり、一般的な体系に基づいたこれらの最後の計算を考慮して方法について説明します。半減期への主な影響は、核励起状態の崩壊によるものですが、電子温度を含めると、低質量および中間質量のAGB星（M<=8Msun）に典型的なエネルギーで20％の増加が得られます。私たちの予測は、s過程経路に沿った分岐比を大幅に変更し、元素合成モデルがプレソーラーSiC粒子中のBaの同位体混合を十分に説明できるようにします。
星や惑星で対流結合された赤道トラップ波
この論文では、磁場がある場合とない場合の、回転する星の対流結合された赤道トラップ波を研究しました。赤道トラップされたHDおよびMHDポアンカレ、ロスビー、混合ロスビー-ポアンカレ、およびケルビン波が識別されました。層化と非伝統的なコリオリの力の項の影響が調査されました。流れが強く成層している場合、対流結合モデルの波動周波数は浅水モデルの波動周波数とほぼ同じです。ただし、流れが弱く成層化されている場合、波の周波数は浮力周波数によって制約されます。非伝統的なコリオリの項は、赤道波の幅と位相に影響を与えます。幅は、非従来型のコリオリパラメータの増加とともに増加します。位相シフトは、従来とは異なるコリオリパラメータが含まれている場合に発生します。磁場が強い場合、磁気効果は顕著です。リーガー型の周期性を説明するために、太陽大気と太陽タコクラインでモデルを適用しました。太陽大気の場合、磁気効果を考慮に入れると、磁場は太陽光球の$5G$よりも小さくなければならないことがわかります。そうでなければ、リーガー型の周期性は長いロスビー波にのみ起因する可能性があります。太陽タコクラインの場合、160日間のリーガー期間を観測するには、太陽タコクラインの磁場を$50kG$より小さくする必要があることがわかります。さらに、非伝統的なコリオリ項の影響は太陽光球では明らかではありませんが、タコクラインへの影響は重要であることがわかります。
GTC / CanariCamによる5個以内の北極星の深部中赤外線画像調査
| Title |
GTC/CanariCam_deep_mid-infrared_imaging_survey_of_northern_stars_within_5_pc |
| Authors |
Bartosz_Gauza_(1,_2),_V\'ictor_J._S._B\'ejar_(3,_4),_Rafael_Rebolo_(3,_4,_5),_Carlos_\'Alvarez_(6),_Mar\'ia_Rosa_Zapatero_Osorio_(7),_Gabriel_Bihain_(8,_9),_Jos\'e_A._Caballero_(7),_David_J._Pinfield_(1),_Charles_M._Telesco_(10)_and_Christopher_Packham_(11,_12)_((1)_Centre_for_Astrophysics_Research_University_of_Hertfordshire,_(2)_Janusz_Gil_Institute_of_Astronomy_University_of_Zielona_G\'ora,_(3)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Canarias,_(4)_Departamento_de_Astrof\'isica_Universidad_de_La_Laguna,_(5)_Consejo_Superior_de_Investigaciones_Cient\'ificas,_(6)_W._M._Keck_Observatory,_(7)_Centro_de_Astrobiolog\'ia_CSIC-INTA,_(8)_Max_Planck_Institute_for_Gravitational_Physics,_(9)_Leibniz_Universit\"at_Hannover,_(10)_Department_of_Astronomy_University_of_Florida,_(11)_Department_of_Physics_and_Astronomy_University_of_Texas,_(12)_National_Astronomical_Observatory_of_Japan) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14312 |
この作業では、中赤外線10ミクロンの範囲（$\lambda_{c}$=8.7$\mu$m、$\Delta\lambda$）で最も近い星の周りの褐色矮星の仲間の直接イメージング調査の結果を示します。=1.1$\mu$m）10.4mGranTelescopioCanarias（GTC）でCanariCam機器を使用。赤緯$\delta>-25^{\circ}$（少なくとも半分は視線速度からの惑星を持っています）で太陽から5pc以内にある25個の最も近い恒星系を画像化し、平均検出限界11.3$\pm$0.2等に達しました。（1.5mJy）1〜10秒角の角度間隔の範囲にわたるSi-28.7$\mu$mバンド。これにより、有効温度が600Kまで、質量が30$M_{Jup}$を超え、平均年齢が5Gyr以下である、予測される軌道間隔が$\sim$2から50auの亜恒星コンパニオンを発見できたはずです。年齢が$<$1Gyrのオブジェクトの重水素燃焼質量制限。そのようなコンパニオンが検出されなかったことから、深部イメージングプログラムではまだ調査されていない深さおよび軌道分離でのそれらの発生率の上限を決定しました。サンプルの主成分であるM型矮星の場合、90％の信頼水準で、これらの低質量星の20％未満に、$m\gtrsim30M_{Jup}$のL型およびT型褐色矮星の伴星があることがわかりました。および$T_{eff}\gtrsim$600K、$\sim$3.5--35auの予測軌道分離。
双極磁気領域とその黒点の関係
| Title |
The_relationship_between_bipolar_magnetic_regions_and_their_sunspots |
| Authors |
K._L._Yeo,_S._K._Solanki,_N._A._Krivova,_J._Jiang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14313 |
双極磁気領域（BMR）とその黒点の関係は、太陽磁場の重要な特性ですが、十分に制約されていません。1つの結果は、黒点観測に基づく表面フラックス輸送モデル（SFTM）が、そのようなデータから入力として必要なBMR出現の詳細を決定することが課題であるということです。新たに出現したBMRの磁束量と黒点の面積との関係を確立することを目的とした。BMR磁束を抑制しようとする初期の試みは、現在利用可能な新しく出現したBMRの磁気的および物理的特性の適切なデータベースがないという事実によって妨げられていました。最近の研究で報告された、ディスクに統合された白斑とネットワークの磁束と黒点による全表面被覆率との関係の経験的モデルを利用しました。モデルの構造は、これらのディスク積分量から、適切なBMRデータベースの欠如を回避して、磁束と個々の新しく出現したBMRの黒点面積との間の経験的関係を確立することを可能にするようなものです。ここで導出されたBMR磁束の制約を確立されたSFTMに適用すると、さまざまな独立したデータセットを複製する能力と、各サイクルの終了時のモデル出力極磁場と次のサイクルの観測強度との相関関係が維持されました。SFTMの出力は、以前の研究と同様に、白斑とネットワークの磁束が太陽黒点の磁束の増加に伴ってゆっくりと上昇し、徐々に飽和するように見えることを示しています。白斑と黒点のフラックスに対する白斑とネットワークのフラックスの比率の活動依存性は、最近の研究の発見と一致しています。
通常の剥ぎ取られたエンベロープ超新星の最大光度について-爆発モデルが許容するよりも明るい
| Title |
On_the_maximum_luminosities_of_normal_stripped-envelope_supernovae_--_brighter_than_explosion_models_allow |
| Authors |
J._Sollerman,_S._Yang,_D._Perley,_S._Schulze,_C._Fremling,_M._Kasliwal,_K._Shin,_B._Racine |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14339 |
タイプIbおよびタイプIcのストリップエンベロープ超新星（SESNe）は、外側のエンベロープを失った巨大な星の爆発に起因すると考えられています。好まれる爆発メカニズムはコア崩壊によるものであり、ショックは後にニュートリノ加熱によって復活します。ただし、そのようなモデルが達成できる放射性ニッケル56の量には上限があります。最近の文献は、そのようなシミュレーションと観察からの最大光度の間の緊張を指摘しています。掃天観測（ZTF）の明るい過渡測量（BTS）からのSESNeのよく特徴付けられたサンプルを使用して、分光的に分類された通常のタイプIbcSNeのサンプルを収集し、ZTF光度曲線を使用して最大光度を決定します。データ品質、光度曲線の形状、距離、色に基づいて、サンプルをさらに選別します。このBTSサンプルからのサンプル構築の方法論は、他の多くの将来の調査に使用できます。合計で129のタイプIbまたはタイプIcBTSSNeを使用し、初期の大まかな光度分布はMr=-17.61+-0.72でピークに達し、36％は理論的に予測されたMr=-17.8の最大輝度よりも明らかに明るいです。SNeがハッブルフロー内で良好なLCデータを持つ通常のタイプIbcであることを確認するためにこのサンプルをさらにカリングすると、94個のオブジェクトのサンプルはMr=-17.64±0.54になります。SNeの絶対等級の決定における主な不確実性は、ホスト銀河の絶滅補正ですが、赤くなったオブジェクトは、補正後にのみより明るくなります。赤、異常、または不確実な色のオブジェクトを単純に除外すると、M=-17.90+-0.73で14個のオブジェクトが残ります。そのうちのほんの一握りは、提案された理論上の限界よりも確実に明るいです。したがって、この研究の主な結果は、通常のSNeIbcが実際に$10^{42.6}$erg/sを超える光度に達し、明らかに既存の爆発モデルと矛盾していることです。
太陽観測による若い太陽のような星のX線活動サイクルの特徴づけ
活動サイクルを通して、磁気構造は恒星の表面に上昇し、進化し、崩壊します。恒星コロナでそれらの進化を追跡することで、X線サイクルを特徴づけることができます。ただし、磁気構造を直接マッピングすることは太陽に対してのみ実行可能ですが、そのような構造は、恒星コロナ上の現在のX線装置では空間的に解決されていません。ここでは、恒星のX線スペクトルとその太陽磁気構造による変動を間接的に再現する、私たちが実装した新しい方法を紹介します。この技術は、太陽コロナ観測を恒星X線観測、具体的にはXMM-Newtonスペクトルと同じ形式に変換します。これらの合成スペクトルを対象の星で観測されたものと一致させることから、太陽磁気構造による部分的な表面被覆を各X線観測に関連付けることができます。この方法を2つの若い太陽のような星に適用します：$\epsilon$Eri（$\sim400$Myr）、冠状周期を表示する最も若い星（$\sim3$yr）、およびKepler63（$\sim200$Myr）、X線モニタリングでは周期的な変動は見られませんでした。サイクルの最小値の間でさえ、$\epsilon$Eriのコロナの大部分がアクティブな構造で覆われていることがわかりました。したがって、最大の間に追加の磁気領域のためのスペースはほとんどなく、X線の明るさの観点から観測された小さなサイクル振幅（$\Deltaf\sim0.12$）を説明します。ケプラー63は、$\epsilon$Eriのコロナよりも磁気構造でさらに高いカバレッジを示します。これは、$<400$Myr未満の星の場合、X線サイクルが冠状領域の大量の存在によって抑制されるという仮説を支持します。
2段階のフォーブッシュ減少：コロナ質量放出内の銀河宇宙線を変調する2つの下部構造の物語
| Title |
The_two-step_Forbush_decrease:_a_tale_of_two_substructures_modulating_galactic_cosmic_rays_within_coronal_mass_ejections |
| Authors |
Miho_Janvier,_Pascal_D\'emoulin,_Jingnan_Guo,_Sergio_Dasso,_Florian_Regnault,_Sofia_Topsi-Moutesidou,_Christian_Gutierrez_and_Barbara_Perri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14469 |
惑星間コロナ質量放出（ICME）は、太陽風の構造を変更するだけでなく、惑星系の宇宙環境と相互作用することが知られています。それらの大きな磁気構造は銀河宇宙線と相互作用し、フォーブッシュ減少（FD）現象を引き起こすことが示されています。今回の記事では、FDの駆動における磁気イジェクタの役割をさらに分析するために、17年間のAdvancedCompositionExplorer宇宙船ICME検出と2つの中性子モニター（McMurdoとOulu）を重ね合わせたエポック分析とともに再検討します。以下では、FDの駆動におけるシースと磁気エジェクタの役割を調査し、さらに、シースのないICMEの場合、磁気イジェクタは同等の強度の重要なFDのみを駆動できることを示します。さらに、同様の速度プロファイルを持つシースがある場合とない場合のサンプルの比較により、変動ではなく磁場強度がFDの主な推進力であることがわかります。最後に、孤立した磁気噴出物のFDの回復段階では、GCRのレベルに異方性が見られます。1auでのこの発見を、いくつかの惑星間ミッションからのさまざまな太陽圏距離で発見されたGCRフラックスの勾配に関連付けます。
原始的な調査XIV：2つの超金属の少ない星の化学分析
| Title |
The_Pristine_survey_XIV:_chemical_analysis_of_two_ultra-metal-poor_stars |
| Authors |
C._Lardo,_L._Mashonkina,_P._Jablonka,_P._Bonifacio,_E._Caffau,_D._S._Aguado,_J._I._Gonz\'alez_Hern\'andez,_F._Sestito,_C._L._Kielty,_K._A._Venn,_V._Hill,_E._Starkenburg,_N._F._Martin,_T._Sitnova,_A._Arentsen,_R._G._Carlberg,_J._F._Navarro,_and_G._Kordopatis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14477 |
最も金属の少ない星の元素の存在量は、初期の銀河の状態と最初の星の特性を反映しています。調査{\emPristine}によって特定された2つの超金属欠乏星（[Fe/H]<-4.0）の分光学的フォローアップを提示します：Pristine221.8781+9.7844およびPristine237.8588+12.5660（以下Pr221およびPr237、それぞれ）。データを以前の観測と組み合わせると、Pr221とPr237の視線速度はそれぞれ-149.25$\pm$0.27と-3.18$\pm$0.19km/sであり、2018年と2020年の間に変動の証拠はありません。一次元（1D）局所熱力学的平衡（LTE）分析では、Pr221および[Fe/H]$_{について[Fe/H]$_{\rmLTE}$=-4.79$\pm$0.14を測定します。\rmLTE}$=-4.22$\pm$0.12（Pr237）、以前の研究とよく一致しています。Li、Na、Mg、Al、Si、Ca、Ti、Fe、およびSrの存在量は、非LTE（NLTE）ライン形成計算に基づいて導き出されました。NLTE効果が含まれている場合、わずかに高い金属量を測定します：[Fe/H]$_{\rmNLTE}$=-4.40$\pm$0.13および[Fe/H]$_{\rmNLTE}$=-3.93$\pm$0.12、それぞれPr221とPr237の場合。Gバンドの分析により、Pr221および[C/Fe]$_{\rm1D-LTE}\leq$+2.3および[C/Fe]$_{\rm1D-LTE}\leq$+2.0が得られます。Pr237。両方の星は低炭素バンドに属しています。窒素存在量の上限も導き出されます。他の元素の存在量は、同様のパラメータを持つ星の存在量とよく一致しています。最後に、それらの前駆体の特性への洞察を得るために、NLTEの存在量をゼロ金属量超新星の理論的収量と比較します。これは、超新星の前駆体が10.6〜14.4M$_{\odot}$の範囲の質量と、0.3〜1.2$\times$10$^{51}$ergの低エネルギー爆発を持っていたことを示唆しています。
ASAS J071404 + 7004.3-突風のある近くの明るい新星のような
| Title |
ASAS_J071404+7004.3_--_a_close,_bright_nova-like_with_gusty_winds |
| Authors |
keith_Inight,_Boris_Gaensicke,_Dominic_Blondel,_David_Boyd,_Richard_Ashley,_Christian_Knigge,_Knox_Long,_Tom_Marsh,_Jack_McCleery,_Simone_Scaringi,_Danny_Steeghs,_Tonny_Vanmunster,_Peter_Wheatley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14514 |
明るく（$V=12$）、近く（$d=212$pc）であるにもかかわらず、ASASJ071404+7004.3は、最近、新星のような激変星として識別されました。アイザックニュートン望遠鏡で得られた時間分解光学分光法を$\textit{Swift}$X線および紫外線観測とともに提示します。これらを$\textit{TESS}$測光と組み合わせて、3.27時間の周期と、$4-9\times10^{-9}M_{sun}/yr$の物質移動速度を見つけました。過去の測光は、システムをVYSclスターとして確立する少なくとも1つの低い状態を示しています。私たちの高ケイデンス分光法はまた、降着円盤から発する急速に変化する風を明らかにしました。モンテカルロPYTHONコードを使用してこれらをモデル化し、すべての輝線が風から放出される可能性があることを示しました。これは、このようなシステムに二重ピーク線がないことを説明します。ちなみに、$\textit{Gaia}$Hertzsprung-Russell図の激変星の位置に対する変動の影響について説明します。
連続的に噴出する活性領域の磁気構造：フレアリボンと準セパラトリックス層の比較
| Title |
Magnetic_Structure_in_Successively_Erupting_Active_Regions:_Comparison_of_Flare-Ribbons_with_Quasi-Separatrix_Layers |
| Authors |
P._Vemareddy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14583 |
この論文は、連続的に噴出する活性領域（AR）11429および12371の磁気トポロジーを研究します。HelioseismicおよびMagneticImagerからのベクトル磁場観測を使用して、噴火前の磁気構造は、非線形力のない磁場（NLFFF）のモデルによって再構築されます。）。これらのARからの5つのCMEのすべてについて、噴火前の磁気構造は、EUV観測のコロナプラズマトレーサーと一致する逆Sシグモイドを識別します。すべての噴火の場合において、大きなQ値の準セパラトリックス層（QSL）は、逆S字型のフレアリボンが観察されるコアフィールドの双極領域を連続的に囲んでいます。これらのQSLは基本的に、内側のバイポーラ領域内のツイストコアフラックスのドメインとアーケードのような周囲の電位との間の大きな接続勾配を表しています。これは、主に刈り取られたアーケードで観察されたフィールド構造と一致しています。彩層のQSLマップは、フレアのピーク時に観測されたフレアリボンと比較されます。フレアリボンは主に逆S字型の形態であり、可視性の連続性が観測に含まれていません。AR12371のCMEの場合、QSLは、2つの逆J字型セクションの組み合わせとしてフレアリボンの輪郭を描き、直線部分が分離されています。これらのQSLは、弱くねじれたフラックスロープで一般的です。同様に、AR11429のCMEの場合、QSLは、PILの中央とフックセクションの両方でフレアリボンと共空間的です。噴火の標準モデルのフレームワークでは、観測されたフレアリボンは、コアに弱くねじれたフラックスロープを備えた{\bf}NLFFFモデルによって再現されたシグモイドである噴火前の磁気構造の特徴です。
3番目の髪の毛を分割する：合併リングダウン重力波観測からのカーニューマンブラックホールへの制約
| Title |
Splitting_the_third_hair:_constraints_on_Kerr-Newman_black_holes_from_merger-ringdown_gravitational-wave_observations |
| Authors |
Gregorio_Carullo,_Danny_Laghi,_Nathan_K._Johnson-McDaniel,_Walter_Del_Pozzo_and_Oscar_J.C._Dias,_Mahdi_Godazgar,_Jorge_E._Santos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13961 |
連星ブラックホール合体中に通常支配的なモードについて、スピンと電荷の任意の値を使用して、カーニューマンブラックホールの準ノーマルモード複素周波数を計算します。$（\ell、m、n）=\{（2、2,0）、（2,2,1）、（3,3,0）\}$。ブラックホールスペクトルの分析的適合を構築し、残りの$U（1）$電荷の存在下でのバイナリブラックホール合体の合併後の段階をモデル化するためのテンプレートを構築します。天体物理学的電荷の他に、私たちのテンプレートは、暗い光子などの標準モデルの拡張に対応できます。モデルをLIGO-Virgo検出に適用すると、現在のイベントの純粋な合併後の分析から、有償仮説と非有償仮説を区別できないことがわかります。ただし、質量とスピンを完全な信号の分析と互換性のある値に制限すると、ブラックホールの電荷対質量比で90パーセンタイル限界$\bar{q}<0.33$が得られます。これは、GW150914。同様の仮定の下で、LIGO-Virgoネットワークによって設計感度で観測された典型的な大音量信号をシミュレートすることにより、このモデルが値$\bar{q}\に対してのみ電荷対質量比のロバストな測定を提供できることを評価します。gtrsim0.5$;ここでは、シミュレートされた信号を作成する際に、モード振幅が充電されていない場合と同様であると想定しています。代わりに、合併前と合併後の排出量の一貫性を評価するときに、$\bar{q}\sim0.3$までの低い値を検出できます。
Skyrme-HFB + QRPAモデルと実験的巨大双極共鳴特性を組み合わせたE1光子強度関数の系統的研究
| Title |
Systematical_studies_of_the_E1_photon_strength_functions_combining_Skyrme-HFB+QRPA_model_and_experimental_giant_dipole_resonance_properties |
| Authors |
Y._Xu,_S._Goriely,_E._Khan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13968 |
核チャート全体における核双極子励起の貴重な理論的予測は、特に核天体物理学を含むさまざまなアプリケーションにとって非常に興味深いものです。ここでは、微視的なハートリーフォックボゴリューボフと準粒子ランダム位相近似（HFB+QRPA）モデルを組み合わせた電気双極子（E1）光子強度関数（PSF）と、利用可能な実験的巨大双極子共鳴（GDR）データ。核チャート上の陽子と中性子のドリップラインの間にある8<Z<124の約10000個の原子核について、粒子-正孔強度分布は、球対称を仮定し、BSk27を使用してHFB+QRPAモデルを使用して計算されます。これまでに達成された最も正確なHFB質量モデル（HFB-27）から導出されたSkyrmeの効果的な相互作用。BSk27+QRPAE1PSFの大規模な計算は、特定のフォールディング手順のフレームワークで実行されます。この手順では、3つの現象論的改善が考慮されます。まず、利用可能な実験的GDRデータを最大限に再現するために、2つの干渉要因が導入および調整されます。次に、変形効果を説明する経験式を適用して、強度関数のピーク分割を記述します。第三に、強度関数の幅は、温度に依存する項によって補正されます。これにより、低エネルギーでの脱励起光子強度関数が効果的に増加します。E1PSF、および抽出されたGDRのピークと幅は、利用可能な実験データと比較されます。データとの比較的良好な一致は、計算の信頼性を示しています。最終的に、8<Z<124のすべての10000原子核の天体物理学（n、g）率は、現在のE1PSFを使用して推定されます。結果として得られる反応速度は、以前のBSk7+QRPAの結果およびD1M相互作用に基づくGogny-HFB+QRPAの予測と比較されます。
低エネルギーでの$ np \ leftrightarrow d \ gamma $のカイラル有効場理論計算のためのガウス過程誤差モデリング
| Title |
Gaussian_process_error_modeling_for_chiral_effective-field-theory_calculations_of_$np\leftrightarrow_d\gamma$_at_low_energies |
| Authors |
Bijaya_Acharya_and_Sonia_Bacca |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13972 |
カイラル有効場の理論における$np\leftrightarrowd\gamma$プロセスのエネルギー依存断面積を計算し、理論の不確実性の定量化に最先端のツールを適用します。ビッグバン元素合成に関連する範囲を含め、磁気双極子遷移と電気双極子遷移が交差する低エネルギー領域に焦点を当てます。主要な1体および2体の電磁電流を使用して、核ポテンシャルのカイラル展開で観測可能なこの収束の順序ごとの収束を研究します。ガウス過程誤差モデルは、観測された収束を非常によく説明していることがわかります。これにより、さまざまなエネルギーでの断面間の相関を考慮して、打ち切り誤差のベイズ信頼区間を提示できます。核ポテンシャルの切り捨てからの不確実性について、約0.2\％の1$\sigma$推定値を取得します。これは、軽い原子核が関与する天体物理学的反応の統計的に解釈可能な不確実性を伴う計算に向けた重要なステップです。
ローレンツ対称性の違反、またはローレンツ違反（LV）の検索は、活発な研究分野です。LVの影響は非常に小さいと予想され、特殊なシステムを使用して検索することがよくあります。高エネルギー天体物理ニュートリノは、高ニュートリノエネルギー、長い伝搬距離、および量子力学的干渉の存在という3つの要因により、LVのシグネチャを検索するための独自のシステムを提供します。この簡単なレビューでは、LVのテストを紹介し、大気ニュートリノと天体物理ニュートリノを使用したLVの既存の検索を要約します。
ニュートリノ散乱のボルツマン衝突を考慮して、2つのフレーバーニュートリノの高速変換を計算します。電子-レプトン数が交差するニュートリノの理想的な角度分布では、前の研究と同様に、ニュートリノ散乱の衝突項が高速フレーバー変換の遷移確率を高めることがわかります。振り子運動に類似した円筒座標での偏光ベクトルの運動に基づいて、衝突を伴う高速フレーバー変換のダイナミクスを詳細に分析します。偏光ベクトルの位相は部分的に同期しており、ハミルトニアンからの位相偏差がダイナミクスを支配します。衝突項は閉じた軌道を壊し、徐々に位相空間を小さくします。フレーバー変換は、このリミットサイクル中に強化されます。有意なフレーバー変換の後、ニュートリノの散乱角に関係なく、衝突項の時間スケール内の衝突効果により、すべてのニュートリノ偏光ベクトルがz軸と整列し始めます。私たちの分析は、高速フレーバー変換のダイナミクスを完全には理解していませんが、フレームワークは、さらなる研究でこの複雑な現象への新しい洞察を提供します。
極端な質量比の吸気からの重力波信号の固有空間における非局所パラメータの縮退
| Title |
Non-local_parameter_degeneracy_in_the_intrinsic_space_of_gravitational-wave_signals_from_extreme-mass-ratio_inspirals |
| Authors |
Alvin_J._K._Chua,_Curt_J._Cutler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14254 |
極端な質量比のインスピレーションは、今後の宇宙ベースの重力波観測所LISAの貴重な情報源になります。これらの探求は、ソースモデリングとデータ分析の両方における多くの未解決の理論的および計算上の問題に悩まされています。ここでは、最もよく理解されていないものの1つである、極端な質量比のインスピレーション信号の空間における非局所的な相関の現象に注意を向けます。このような相関関係は、可能な信号の連続体（縮退）に遍在し、LISAデータでの実際の信号の検索を大幅に妨げます。ただし、それらが現実的な一連の推定信号（混乱）に現れる可能性は低いです。縮退の広範な定性的研究（その性質、原因、および影響）を実施するために、新しい分析ツールのインベントリを作成します。以前に提案された極端な質量比のインスピレーションの検索戦略は、私たちの結果に照らしてレビューされ、そのようなソースの科学的分析のための追加のガイドラインが提案されています。
EinsteinフレームとJordanフレームの等価性からの非最小結合スカラーのエネルギー運動量テンソル
| Title |
Energy_momentum_tensor_of_a_non-minimally_coupled_scalar_from_the_equivalence_of_the_Einstein_and_Jordan_frames |
| Authors |
Pradip_Mukherjee,_Anirban_Saha,_Amit_Singha_Roy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14258 |
重力との結合は非最小であるため、スカラーテンソル理論のスカラー場は、エネルギー運動量テンソル（EMT）の複数の選択肢で共変的に保存されます。明らかに、対称EMTの選択におけるこのあいまいさは、そのような非最小結合（NMC）理論における重力場方程式のさまざまな代数操作によって保存されたEMTが識別される方法に起因します。この論文では、％usingを使用して、単なる代数的操作ではなく、ジョーダンフレームのNMC理論とアインシュタインフレームの最小結合理論との同等性を要求することによって、EMTのこれらの異なる選択肢に到達できることを示します。物理法則。
プラントル数が小さい場合の急速に回転するレイリー-ベナール対流における大規模渦
木星と土星の大気の顕著な特徴の1つは、大規模な渦の出現です。しかし、これらの大規模な渦の持続メカニズムは不明なままです。考えられるメカニズムの1つは、これらの大規模な渦が回転する対流によって駆動されることです。ここでは、小さなプラントル数$Pr=0.1$（木星と土星の乱流プラントル数に近い）での急速に回転するレイリー-ビーナード対流の数値シミュレーション結果を示します。シミュレーションでは、複数の小さな渦、共存する大規模なサイクロンと高気圧、大規模なサイクロン、乱流の4つの流れレジームを特定しました。大規模な渦の形成には、垂直レイノルズ数が大きい（$Re_{z}\ge400$）とロスビー数が小さい（$Ro\leq0.4$）という2つの条件を満たす必要があります。大規模なサイクロンは、$Ro$が0.4未満に減少したときに最初に現れます。$Ro$がさらに減少して0.1未満になると、共存する大規模な高気圧が出現します。急速に回転する対流における熱伝達を研究しました。結果は、熱伝達が高気圧性領域よりも高気圧性領域でより効率的であることを明らかにしている。さらに、回転速度が増加するにつれて、対流フラックスの輸送において2D効果が増加し、3D効果が減少することがわかります。アスペクト比は、大規模な渦の出現の臨界ロスビー数に影響を与えることがわかります。私たちの結果は、巨大ガスの大規模渦のダイナミクスを理解する上で役立つ洞察を提供します。
恒星燃焼の直接核反応測定の現状と将来
| Title |
The_Status_and_Future_of_Direct_Nuclear_Reaction_Measurements_for_Stellar_Burning |
| Authors |
M._Aliotta,_R._Buompane,_M._Couder,_A._Couture,_R.J._deBoer,_A._Formicola,_L._Gialanella,_J._Glorius,_G._Imbriani,_M._Junker,_C._Langer,_A._Lennarz,_Yu.A._Litvinov,_W.-P._Liu,_M._Lugaro,_C._Matei,_Z._Meisel,_L._Piersanti,_R._Reifarth,_D._Robertson,_A._Simon,_O._Straniero,_A._Tumino,_M._Wiescher,_Y._Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14418 |
恒星燃焼の研究は100年以上前に始まりました。それにもかかわらず、星内の元素合成と、元素合成が恒星の構造と恒星進化の残骸にどのように影響するかについての詳細な図はまだありません。この理解を達成するには、関与する核反応を正確に直接測定する必要があります。このレポートは、過去数十年の開発に焦点を当て、近い将来の開発の見通しを提供して、恒星燃焼の直接測定の状況を要約しています。
大気中の磁化されたクォークナゲット
| Title |
Magnetised_quark_nuggets_in_the_atmosphere |
| Authors |
T._Sloan,_J._Pace_VanDevender,_Tracianne_B._Neilsen,_Robert_L._Baskin,_Gabriel_Fronk,_Criss_Swaim,_Rinat_Zakirov,_and_Haydn_Jones |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.14480 |
磁化されたクォークナゲット（MQN）の検索は、米国のグレートソルトレイク（GSL）に配置されたハイドロフォンからの音響信号を使用して報告されています。期待される署名を満たすイベントは見られませんでした。この観察により、大気を透過してGSLにエネルギーを蓄積するMQNのフラックスに制限を設定することができます。イベントの予想される特徴は、GSLのさまざまな場所で湖の表面と底の間の爆発性の高いコードによって引き起こされた圧力パルスから導き出されました。この検索から得られた制限は、以前の検索から得られた制限と比較され、MQNの形成のモデルと比較されます。
プラス時代の重力波検出器でブラックホール連星の軸外スピンを測定するための展望
重力波の特徴から推測されるブラックホール連星（BBH）の質量とスピンの特性は、これらのシステムがどのように形成されるかについての重要な手がかりを明らかにします。孤立したバイナリ進化に由来するBBHは、スピンが軌道角運動量と優先的に整列していると予想されますが、動的アセンブリを介して形成されたバイナリにはそのような優先はありません。近未来の重力波検出器が軸外スピンを測定できる忠実度は、BBH形成チャネルの研究に影響を及ぼします。この作業では、AdvancedLIGOPlus（A+）およびAdvancedVirgoPlus（AdV+）干渉検出器が、整列したスピンと整列していないスピンの両方を測定できる程度を調べます。合成検出器ノイズに注入されたシミュレートされたBBH重力波信号を使用して、A+/AdV+（「プラス」）感度または高度な時代の設計（「設計」）感度のいずれかで動作するLIGO-Virgoネットワーク間のスピン分解能を比較します。信号は、歳差運動と高次モードの影響を考慮して、BBHシステムの可能性のあるマススピンパラメータ空間に分散されます。Plusのアップグレードにより、質量が等しくなく、スピンが中程度または大きいシステムのスピン推定が大幅に改善されることがわかりました。さまざまなタイプの階層的BBHマージをモデルにしたシミュレートされた信号を使用して、Plus検出器ネットワークは、設計ネットワークと比較して1G+2Gバイナリのスピン推定値が大幅に改善されると結論付けています。
ユニタリー性違反に対する新しいタウニュートリノ振動と散乱の制約
タウニュートリノは、標準模型で最もよく測定されていない粒子です。最も注目すべきは、ユニタリー性が仮定されていない場合、レプトン混合行列のタウニュートリノ列の制約が非常に弱いことです。この論文では、混合マトリックスのタウニュートリノ部分の理解を向上させるタウニュートリノを含むいくつかの新しく見過ごされているデータセットを特定します。運動学的にアクセス可能な滅菌装置がある場合とない場合のユニタリー性違反の場合の電子列とミューオン列に対する既存の制約を活用した、タウ列のユニタリー性に関する新しい結果を示します。また、今後の実験によって期待される感度を示し、タウニュートリノ列の精度が慎重に組み合わせたフィットでミューニュートリノ列に匹敵すると予想されることを示します。
