相互相関法を用いた銀河間媒体中の大規模磁場に対する制約
| Title |
Constraints_on_Large-Scale_Magnetic_Fields_in_the_Intergalactic_Medium_Using_Cross-Correlation_Methods |
| Authors |
Ariel_Amaral,_Tessa_Vernstrom,_Bryan_M._Gaensler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.11312 |
銀河間媒体中の大規模なコヒーレント磁場は、宇宙の網の形成と進化、および大規模なフィードバックメカニズムにおいて重要な役割を果たすと推定されています。しかし、ナノガウス体制では、それらは非常に弱いと理論づけられています。これらの弱い磁場の統計的特徴を検索するために、$z>0.5$の1742個の電波銀河のファラデー回転測定値と、$0.1<z<0.5$の大規模構造との間の相互相関を実行します（1800万で追跡）。光学および赤外線の前景銀河。不確実性の範囲内で有意な相関信号は検出されませんでした。$1$から$2.5の間のコヒーレンススケールについて、銀河間媒体のフィラメントの平均磁場強度の平行成分のモデル依存の$3\sigma$上限を$\sim30\\mathrm{nG}$で決定できます。\\mathrm{Mpc}$、プローブされたすべての視線に沿ったフィラメントによる$\sim3.8\\mathrm{rad/m^{2}}$の平均上限RM拡張に対応します。これらの上限は、他の手法を使用して以前に見つかった上限と一致しています。私たちの方法は、今後の将来の電波偏波調査で銀河間磁場をさらに制限するために使用できます。
テンソル対スカラー比$ r $とニュートリノ質量$ m_ \ nu $のベイズ証拠：均一対対数の事前分布の影響
| Title |
Bayesian_evidence_for_the_tensor-to-scalar_ratio_$r$_and_neutrino_masses_$m_\nu$:_Effects_of_uniform_vs_logarithmic_priors |
| Authors |
Lukas_T._Hergt,_Will_J._Handley,_Michael_P._Hobson,_Anthony_N._Lasenby |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.11511 |
均一または対数の事前選択の選択がベイズの証拠に、したがってデータがパラメーターの片側の境界のみを提供する場合のベイズモデルの比較に与える影響を確認します。Planck2018の宇宙マイクロ波背景放射と偏光データおよびニュートリノのNuFIT5.0データを使用して、2つの特定の例を調査します。原始摂動のテンソル対スカラー比$r$と個々のニュートリノの質量$m_\nu$振動実験。相対エントロピーとも呼ばれるカルバック・ライブラー発散は、オッカムのペナルティを数学的に定量化すると主張します。さらに、制約のある上限パラメーターの事前の下限を変更しても、ベイズの証拠が不変のままである方法を示します。テンソル対スカラー比の均一な事前分布は、オッズが約1:20のベースLCDMモデルと比較して$r$拡張を嫌いますが、対数事前分布に切り替えると、両方のモデルが本質的に同じようになります。単一の巨大なニュートリノを備えたLCDMは、最も軽いニュートリノ質量の均一なプリノアの場合、オッズが20：1の可変ニュートリノ質量を備えた拡張よりも好まれます。以前の両方のオプションでは、ベイズオッズが最大で約3：2である、逆ニュートリノ階層よりも通常の方がごくわずかしか優先されません。
高速電波バーストによる一貫した等価原理テスト
| Title |
Consistent_equivalence_principle_tests_with_fast_radio_bursts |
| Authors |
Robert_Reischke,_Steffen_Hagstotz_and_Robert_Lilow |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.11554 |
高速電波バースト（FRB）は、まだ議論されている起源の天体物理学的な過渡現象です。これまでに、主に銀河系外の距離で数百のイベントが検出されており、この数は今後数年間で大幅に増加すると予想されています。バーストからの無線信号は、無線パルスの分散測定（DM）によって特徴付けられる見通し線に沿って自由電子を通過するときに、分散を経験します。さらに、各光子は、大規模構造によって生成されたポテンシャルを通過するときに、重力によるシャピロ時間遅延も経験します。等価原理（EP）が成り立つ場合、シャピロ遅延はすべての周波数の光子で同じです。EPが壊れた場合、個々のソースに対して正または負のいずれかになる可能性のある追加の分散が発生すると予想されます。ここでは、DM変動の角度統計を使用して、ポストニュートンパラメーター$\gamma$によってパラメーター化されたEPに制約を設定することをお勧めします。以前の研究は、遅延の原因となる重力ポテンシャルが宇宙論的設定で発散するという問題に苦しんでいますが、私たちのアプローチはそれを避けています。今後数年以内に観測可能なFRBの母集団の予測を実行し、DM角度パワースペクトルの有意な検出により、現在の制限よりも数桁厳しいEPに制約が課されることを示します。
クエーサー吸収モデルの非一意性と微細構造定数の測定への影響
| Title |
Non-uniqueness_in_quasar_absorption_models_and_implications_for_measurements_of_the_fine_structure_constant |
| Authors |
Chung-Chi_Lee,_John_K._Webb,_Dinko_Milakovi\'c,_and_Robert_F._Carswell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.11648 |
クエーサー吸収システムの高解像度スペクトルは、初期宇宙における基本定数の時間的または空間的変化に対する最良の制約を提供します。これまで定量化されたことのない重要な体系は、モデルの非一意性に関するものです。吸収成分の構造は一般に複雑で、多くのブレンドラインで構成されています。この特性は、任意のシステムが、微細構造定数である\alphaの値がそれぞれ異なる、わずかに異なる多くのモデルに等しく適合できることを意味します。AIモンテカルロモデリングを使用して、非一意性を定量化し、公開された測定の大部分で見られる以前は説明されていなかった散乱をどのように説明するかを説明します。広範なスーパーコンピューター計算が報告され、将来の分析を導く新しい系統的効果が明らかになります。（i）系統的誤差は、線幅拡大モデルが乱流の場合は大幅に増加しますが、ガス温度が自由パラメーターとして含まれている場合は最小化されます。乱流広がりを使用したクエーサー吸収システムのモデリングは避ける必要があり、複合広がりが望ましいです。（ii）AICcの一般的な過剰適合傾向は、非一意性を劇的に増加させ、したがって、\alpha変動の推定に関する全体的なエラーバジェットを増加させます。新しく導入されたスペクトル情報量基準（SpIC）統計は、AICcベースのモデルと比較して、より適切であり、非一意性を大幅に低減します。
| Title |
A_Pluto--Charon_Concerto_II._Formation_of_a_Circumbinary_Disk_of_Debris_After_the_Giant_Impact |
| Authors |
Scott_J._Kenyon_and_Benjamin_C._Bromley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.11311 |
一連の数値計算を使用して、冥王星-カロンの巨大な衝撃からの周連星の残骸の長期的な進化を検討します。当初、これらの固体は、カロンの軌道の近くに大きな離心率と周辺中心を持っています。100〜1000年の時間スケールでは、冥王星とカロンとの動的相互作用により、システムからほとんどの固体が排出されます。ダイナミクスが粒子を重心から遠ざけると、衝突減衰によって多くの粒子の軌道離心率が低下します。これらの固体は、冥王星-カロン軌道面の周連星円盤に存在します。この物質の大部分は、Styx、Nix、Kerberos、およびHydraの軌道を含む「衛星ゾーン」内にあります。太陽系外縁天体（TNO）とカロンの衝突の残骸から生成された狭いリングと比較して、巨大な衝撃の後に生成されたディスクははるかに拡張され、小さな周連星衛星を生成するための有望なオプションではない可能性があります。
バリエーションの多様性：短期インパクターの影響位置
| Title |
The_Manifold_Of_Variations:_impact_location_of_short-term_impactors |
| Authors |
Alessio_Del_Vigna_and_Linda_Dimare_and_Davide_Bracali_Cioci |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.11399 |
近年、地球への接近や衝突の直前に観測された小惑星の問題への関心が高まっています。このような天体の観測データセットは非常に限られているため、専用の軌道決定法と危険度評価法に値します。現在利用可能なシステムは、体系的な測距、観測と互換性のある軌道の2次元多様体、いわゆる変動の多様体を提供する手法に基づいています。この論文では、最初に変分法をレビューし、次にこの仮想小惑星のセットを使用して短期インパクターの衝突位置を予測する方法を示し、その結果を既存の方法の結果と比較します。
OGLE-2018-BLG-1428Lb：矮星の雪線を越えた木星質量惑星
| Title |
OGLE-2018-BLG-1428Lb:_a_Jupiter-mass_planet_beyond_the_snow_line_of_a_dwarf_star |
| Authors |
Yun-Hak_Kim,_Sun-Ju_Chung,_Andrej_Udalski,_Andrew_Gould,_Michael_D._Albrow,_Youn_Kil_Jung,_Kyu-Ha_Hwang,_Cheongho_Han,_Yoon-Hyun_Ryu,_In-Gu_Shin,_Jennifer_C._Yee,_Weicheng_Zang,_Sang-Mok_Cha,_Dong-Jin_Kim,_Hyoun-Woo_Kim,_Seung-Lee_Kim,_Chung-Uk_Lee,_Dong-Joo_Lee,_Yongseok_Lee,_Byeong-Gon_Park,_Richard_W._Pogge,_Przemek_Mr\'oz,_Radek_Poleski,_Marcin_Wrona,_Patryk_Iwanek,_Micha{\l}_K._Szyma\'nski,_Jan_Skowron,_Igor_Soszy\'nski,_Szymon_Koz{\l}owski,_Pawe{\l}_Pietrukowicz,_Krzysztof_Ulaczyk,_and_Krzysztof_Rybicki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.11463 |
マイクロレンズイベントOGLE-2018-BLG-1428の分析を提示します。これは、短期間の（$\sim1$日）コースティックス交差異常があります。このイベントは、惑星/ホストの質量比が$q=1.7\times10^{-3}$の惑星レンズシステムによって引き起こされました。コースティックス交差異常の検出のおかげで、有限ソース効果は十分に測定されましたが、マイクロレンズ視差は比較的短いタイムスケール（$t_{\rmE}=24$日）のために制約されませんでした。ベイズ分析から、ホスト星は矮星$M_{\rmhost}=0.43^{+0.33}_{-0.22}\M_{\odot}$で距離$D_{\rmL}=6.22^{+1.03}_{-1.51}\{\rmkpc}$であり、惑星は木星質量惑星$M_{\rmp}=0.77^{+0.77}_{-0.53}\M_{\rmJ}$、予測された分離$a_{\perp}=3.30^{+0.59}_{-0.83}\{\rmau}$。惑星は、ホスト星の雪線を越えて周回しています。$\mu_{\rmrel}=5.58\pm0.38\\rmmas\yr^{-1}$の相対的なレンズ源の固有運動を考慮すると、レンズは将来30m望遠鏡を備えた補償光学によって解決できます。。
火の玉の統計分析：地震サイン調査
| Title |
Statistical_analysis_of_fireballs:_Seismic_signature_survey |
| Authors |
T._Neidhart,_K._Miljkovi\'c,_E.K._Sansom,_H.A.R._Devillepoix,_T._Kawamura,_J.-L._Dimech,_M.A._Wieczorek,_P.A._Bland |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.11534 |
火の玉は、地上の地震センサーによって記録されることはめったにありません。記録された場合、それらは通常、1回限りのイベントとして報告されます。この研究は、2014年から2019年の期間にオーストラリアのDesertFireballNetwork（DFN）によって観測された、最大の単一火球データセットの最初の地震バルク分析です。DFNは通常、cm-mスケールのインパクターからの火の玉を観測します。オーストラリア国立地震計ネットワーク（ANSN）によって記録された地震時系列データで25個の火の玉を特定しました。これは、10$^6$から10$^{10}$Jの運動エネルギー範囲で調査された火の玉の1.8％に相当します。地震時系列データで観察されたピークは、直接電波の計算された到着時間と一致していました。大気中の火の玉による衝撃波によって引き起こされる地上結合レイリー波（断片化またはマッハコーンの通過による）。私たちの研究は、地震時系列データにおける火球イベントの識別は、火球の物理的特性（火球エネルギーや大気中の侵入角度など）と地震計器の感度の両方に依存することを示唆しています。この研究は、ANSNで使用されるセンサーの場合、火の玉が火の玉と地震観測所の間の200kmの直接空気距離内で検出される可能性が高いことを示唆しています。各DFN天文台に同様の感度の地震センサーが付属していた場合、調査対象の火の玉の50％が検出された可能性があります。これらの統計は、DFNカメラネットワークを地震領域に拡大するという将来の検討を正当化します。
通過する高温で岩が多いスーパーアースLHS1478 b（TOI-1640 b）の質量と密度
| Title |
Mass_and_density_of_the_transiting_hot_and_rocky_super-Earth_LHS_1478_b_(TOI-1640_b) |
| Authors |
M._G._Soto,_G._Anglada-Escud\'e,_S._Dreizler,_K._Molaverdikhani,_J._Kemmer,_C._Rodr\'iguez-L\'opez,_J._Lillo-Box,_E._Pall\'e,_N._Espinoza,_J._A._Caballero,_A._Quirrenbach,_I._Ribas,_A._Reiners,_N._Narita,_T._Hirano,_P._J._Amado,_V._J._S._B\'ejar,_P._Bluhm,_C._J._Burke,_D._A._Caldwell,_D._Charbonneau,_R._Cloutier,_K._A._Collins,_M._Cort\'es-Contreras,_E._Girardin,_P._Guerra,_H._Harakawa,_A._P._Hatzes,_J._Irwin,_J._M._Jenkins,_E._Jensen,_K._Kawauchi,_T._Koyati,_T._Kudo,_M._Kunimoto,_M._Kuzuhara,_D._W._Latham,_D._Montes,_J._C._Morales,_M._Mori,_R._P._Nelson,_M._Omiya,_S._Pedraz,_V._M._Passegger,_B._Rackham,_A._Rudat,_J._E._Schlieder,_P._Sch\"ofer,_A._Schweitzer,_A._Selezneva,_C._Stockdale,_M._Tamura,_T._Trifonov,_R._Vanderspek,_D._Watanabe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.11640 |
トランジット系外惑星探査衛星（TESS）ミッションの主な目的の1つは、明るい近くの星の周りにある小さな岩の惑星を発見することです。ここでは、LHS〜1478（TOI-1640）を周回する通過するスーパーアース惑星の確認と特性評価を報告します。星は非アクティブな赤い矮星（$J=9.6$\、magおよびスペクトル型M3.5\、V）で、質量と半径の推定値は$0.20\pm0.01$\、$M_{\odot}$および$0.25\です。それぞれpm0.01$\、$R_{\odot}$であり、有効温度は$3381\pm54$\、Kです。それは4つのセクターで\tessによって観察されました。これらのデータは、1。949日の期間のトランジットのような特徴を明らかにしました。TESSデータを、3つの地上ベースの通過測定、CARMENESからの57の視線速度（RV）測定、およびIRDからの13のRV測定と組み合わせて、信号が$2.33^{+0.20}の質量を持つ惑星によって生成されることを決定しました。_{-0.20}$\、$M_{\oplus}$および半径$1.24^{+0.05}_{-0.05}$\、$R_{\oplus}$。結果として得られるこの惑星のかさ密度は6.66\、g\、cm$^{-3}$であり、FeおよびMgSiO$_3$が優勢な組成の岩石惑星と一致しています。惑星はその表面で液体の水を維持するには熱すぎるでしょうが（その平衡温度は約$\sim$595\、Kです）、次のジェームズウェッブ宇宙望遠鏡の能力に基づく分光学的測定基準、およびホストが星はかなり不活発であり、これが大気の特性評価に最も好ましい既知の岩石系外惑星の1つであることを示しています。
地球の大気進化の24億年にわたる制御としての酸素
| Title |
Oxygen_as_a_control_over_2.4_billion_years_of_Earth's_atmospheric_evolution |
| Authors |
Gregory_Cooke_(1),_Dan_Marsh_(1_and_2),_Catherine_Walsh_(1),_Benjamin_Black_(3),_Jean-Fran\c{c}ois_Lamarque_(2)_((1)_School_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Leeds,_(2)_National_Center_for_Atmospheric_Research,_Boulder,_(3)_Department_of_Earth_and_Atmospheric_Sciences,_The_City_College_of_New_York) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.11675 |
地球型惑星の形成以来、大気の喪失はそれらの大気を不可逆的に変化させ、著しく異なる表面環境をもたらしました-金星と火星が明らかに荒れ果てている間、地球は居住可能であり続けました。居住性の概念は、大気の組成に大きく依存する液体の水の利用可能性を中心としています。地球の大気中の分子状酸素O$_2$の歴史が議論されている間、地質学的証拠は、酸素化の増加の少なくとも2つの主要なエピソードを支持します：大酸化イベントと新原生代酸化イベント。どちらも生命の発達と進化にとって極めて重要であると考えられています。地球上の大気中のO$_2$濃度が、温室効果ガス（O$_3$、H$_2$O、CH$_4$、CO$_2$など）の発生と分布を直接制御していることを3次元シミュレーションで示します。気温構造。特に、$\leq1$％でO$_2$の現在の大気レベル（PAL）で、成層圏は崩壊します。私たちのシミュレーションは、原生代の間に、これまで考えられていたよりも低い生物学的に効果のないオゾンシールドが存在し、顕生代のオゾンシールドが表面生命の出現を可能にする必要があることを示しています。O$_2$は、外気圏を通過する大気中の水素の損失率のバルブとして機能することがわかります。原生代の水素流出の推定レベルはすべて現在よりも低く、地球の水損失のタイムラインを確立することができます。さらに、地球型惑星のO$_2$が理論上の透過スペクトルを決定する方法を示し、地球のような世界の特性評価を容易にする次世代望遠鏡の設計に貢献する信号対鼻比の仮定に挑戦します。
高温および超高温の巨大ガス惑星（WASP-43b、WASP-103b、WASP-121b、HAT-P-7b、およびWASP-18b）の雲の特性の傾向
| Title |
Cloud_property_trends_in_hot_and_ultra-hot_giant_gas_planets_(WASP-43b,_WASP-103b,_WASP-121b,_HAT-P-7b,_and_WASP-18b) |
| Authors |
Ch._Helling,_D._Lewis,_D._Samra,_L._Carone,_V._Graham,_O._Herbort,_K._L._Chubb,_M._Min,_R._Waters,_V._Parmentier,_N._Mayne |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.11688 |
超高温木星は、これまでに発見された中で最も高温の太陽系外惑星です。観測は、それらの拡張された大気の組成とそれらの化学的昼/夜の非対称性への洞察を提供し始めます。どちらも雲の形成の影響を強く受けます。WASP-43b、WASP-18b、HAT-P-7b、WASP-103b、およびWASP-121bの5つの巨大なガス惑星のサンプルの雲の特性の傾向を調査します。これにより、JWSTターゲットWASP-43bおよびWASP-121bのクラウドプロパティの参照フレームが提供されます。さらに、化学的に不活性なトレーサーを調べて、幾何学的な非対称性を観察し、3DGCMの内部境界の位置が形成される雲にとって重要かどうかを調べます。超高温ジュピターの大きな昼/夜の温度差は、大きな化学的非対称性を引き起こします：雲のない日ですが曇りの夜、原子ガスと分子ガス、それぞれ異なる平均分子量、深部熱イオノスフィアと低イオン化大気、枯渇していないものと強化されたものC/O。サンプルで最も重い惑星であるWASP-18bは、グローバルC/Oが最も低くなっています。世界の気候は、超高温の木星の間で類似していると見なされるかもしれませんが、高温ガスの巨人のそれとは異なります。ただし、地域の熱力学的条件、したがって地域の雲とガスの特性が異なるため、地域の天気は惑星ごとに異なります。超高温木星の朝と夕方のターミネーターは、出入りの非対称性が予想されるように、強い化学的非対称性の兆候を示します。C/O比の増加は雲の形成の明らかな兆候であり、惑星形成のトレーサーとしてC/O（または他の鉱物比）を利用する場合、雲のモデリングが必要になります。昼間から夜側への大気の変化する幾何学的な広がりは、ヘリウムのような化学的に不活性な種を通して調査されるかもしれません。超高温木星は、MHDプロセスを通じて大気のダイナミクスに影響を与える可能性のある深い大気電離層を発達させる可能性があります。
自転と公転の惑星における大気循環の回転成分と発散成分
自転と公転の太陽系外惑星は、超回転赤道ジェット、惑星規模の定在波、および熱駆動の転覆循環によって、地球規模の大気循環をホストしている可能性があります。この作業では、ヘルムホルツ分解を使用して、これらの各機能を全循環から分離できることを示します。ヘルムホルツ分解は、循環を回転（発散なし）成分と発散（渦度なし）成分に分割します。この手法は、地球型惑星とガス状のホットジュピターのシミュレートされた循環に適用されます。両方の惑星で、回転成分は赤道ジェットと定在波で構成され、発散成分は転覆循環を含みます。各コンポーネントを分離することで、それらの空間構造と全体の流れに対する相対的な寄与を評価できます。以前の研究とは対照的に、回転速度と比較した場合、発散速度は無視できないこと、および発散する転覆循環は、昼側で上昇し、夜側で下降する単一のほぼ等方性のセルの形をとることを示します。。これらの結論は、地上のケースとホットジュピターの両方について引き出されています。大気プロセスを研究するためのヘルムホルツ分解の有用性を説明するために、昼間から夜間への熱輸送に対する各循環成分の寄与を計算します。驚いたことに、地球の場合、発散循環が昼夜の熱輸送を支配し、ホットジュピターの熱輸送の約半分を占めていることがわかりました。昼夜の熱輸送に対する回転成分と発散成分の相対的な寄与は、複数の惑星パラメータと大気プロセスに敏感である可能性が高く、さらに研究する価値があります。
永遠の陽射しの塔：利用可能な太陽光発電の定量化
| Title |
Towers_on_the_Peaks_of_Eternal_Light:_Quantifying_the_Available_Solar_Power |
| Authors |
Amia_Ross,_Sephora_Ruppert,_Philipp_Gl\"aser,_Martin_Elvis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.11766 |
永遠の陽射しのピーク（PEL）は、主に月の南極にあるほとんど陰影のない領域であり、近くの恒久的に暗い領域で水やその他の揮発性物質を採掘するための太陽光発電源として提案されています。鉱業は電力を大量に消費する活動であるため、PELで生成できる最大太陽光発電量を見積もることは興味深いことです。ここでは、2mから2kmまでの局所的な地形からの高さの範囲の平均パーセンテージ照明マップを使用して、月の日の時間の関数として利用可能な総電力を決定します。（特定の時間に）太陽に向かって配置されたタワーによって高度に照らされた領域を覆い隠すと、総電力が高度に照らされた領域が示唆するよりもはるかに小さい値に制限されます。短期的に実現可能なタワー（最大20m）の場合、利用可能な時間平均電力の上限は、70％を超える照明で約55MW、90％を超える照明で約6MWであることがわかります。より遠い将来には、70％を超える照明で21000MWのオーダーの最大時間平均電力が、高さ2kmまでのタワー、および90％の照明でそれぞれ約5270MWで実現可能になる可能性があります。高さ1kmのタワーは、約2.7分の1の電力しか供給しません。月の時刻による変動は、1.1倍から約3倍の範囲です。
機能的接続の理論を使用した高速2インパルス非ケプラー軌道転送
| Title |
Fast_2-impulse_non-Keplerian_orbit-transfer_using_the_Theory_of_Functional_Connections |
| Authors |
Allan_K._de_Almeida_Junior,_Hunter_Johnston,_Carl_Leake,_and_Daniele_Mortari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.11837 |
この研究では、新しいアプローチである機能的接続の理論（TFC）を適用して、非ケプラー軌道伝達における2点境界値問題（TPBVP）を解決します。考慮される摂動は、抗力、太陽放射圧、高次の重力ポテンシャル調和項、および複数の物体です。提案されたアプローチは、地球から月への転送に適用され、正確な境界条件の満足度を非常に高速に収束させます。この非常に効率的なアプローチのおかげで、地球から月への移動の摂動ポークチョッププロットが生成され、移動のパラメータに関する個々の分析が低計算コストで簡単に実行されます。最小燃料分析は、飛行時間、推力適用点、および月と太陽の相対的な形状の観点から提供されます。得られた転送コストは、文献の最良の解決策と一致しており、場合によってはわずかに優れています。
銀河の恒星とハローの質量の間の形態依存関係の動的証拠
| Title |
Dynamical_evidence_for_a_morphology-dependent_relation_between_the_stellar_and_halo_masses_of_galaxies |
| Authors |
Lorenzo_Posti_and_S._Michael_Fall |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.11282 |
恒星とハローの質量関係（SHMR）、つまり$f_\star\proptoM_\star/M_{\rmh}$と$M_\star$および$M_{\rmh}$を早期に導出します。-近赤外光度（$M_\star$の場合）と球状星団システムの位置-速度分布（$M_{\rmh}$の場合）から銀河をタイプします。$M_{\rmh}$の個々の推定値は、動的モデルを作用角変数で表された分布関数でフィッティングし、濃度-質量関係から$M_{\rmh}$に事前分布を課すことに基づいています。標準の$\Lambda$CDM宇宙論で。初期型銀河のSHMRは、$M_\star\sim5\times10^{10}M_\odot$と$M_{\rmh}\sim10^{12}のピークを超える質量で減少することがわかります。M_\odot$（天の川の質量の近く）。この結果は、銀河の一般的な集団のアバンダンスマッチングによって導出された標準のSHMRと一致しており、初期のタイプのSHMRの以前のそれほど堅牢ではない導出と一致しています。ただし、拡張HI回転曲線から導出された後期タイプの単調に上昇するSHMRと、初期タイプに採用したのと同じ$M_{\rmh}$の前の$\Lambda$CDMとは対照的です。巨大な銀河のSHMRは、上昇から下降まで、ディスクの割合が減少し、ハッブルタイプが減少するにつれて、多かれ少なかれ連続的に変化します。また、後期型と初期型の異なるSHMRが、それらの恒星の速度と質量の間の同様のスケーリング関係（Tully-FisherおよびFaber-Jackson関係）と一致していることも示しています。恒星とハローのビリアル速度の関係の違いは、スケーリング関係の類似性を説明しています。これらの経験的発見はすべて、銀河円盤が主に滑らかで段階的な流入によって構築され、若い星からのフィードバックによって規制されているのに対し、銀河回転楕円体は融合、ブラックホール燃料供給、およびAGNからのフィードバック。
XMM-Newtonを使用して、かみのけ座銀河団のビリアル半径まで超拡散銀河を探査する
スバルの調査で特定された854個のUDG候補のうち779個のXMM-Newton観測を利用して、近くのかみのけ座銀河団の超拡散銀河（UDG）の形成シナリオと活動銀河核（AGN）占有率を調べます。それらの起源は、UDGの積み重ねられたサンプルの暗黒物質ハロー質量と球状星団に存在する低質量X線連星の集団を測定することによって調べられます。私たちの測定によると、平均的なUDGの母集団には、かなりの量の高温ガスや多数の球状星団がありません。これは、UDGが膨らんだ矮小銀河である形成シナリオをサポートし、チャンドラを使用して404個のかみのけ座銀河団で得られたシナリオと一致します。また、UDGの位置をコマで検出された点光源と相互相関させることにより、UDGのAGN占有率を決定します。UDG317、UDG432、およびUDG535の中心から5秒角以内に中心から外れたAGNである可能性のある検出重要度$\sigma\geq5$の3つのX線源を検出します。Xの光学的対応物を特定します。-UDG317に関連する線源。これは、この線源が中心から外れたAGNである可能性が高いことを示唆しています。ただし、現在のデータに基づいて、検出されたAGNがかみのけ座銀河団に存在するかどうかを決定的に制約することはできません。
高速流出を伴うコンパクトなスターバースト銀河：マルチバンドハッブル宇宙望遠鏡イメージングからの中央脱出速度と恒星質量表面密度
| Title |
Compact_Starburst_Galaxies_with_Fast_Outflows:_Central_Escape_Velocities_and_Stellar_Mass_Surface_Densities_from_Multi-band_Hubble_Space_Telescope_Imaging |
| Authors |
Aleksandar_M._Diamond-Stanic,_John_Moustakas,_Paul_H._Sell,_Christy_A._Tremonti,_Alison_L._Coil,_Julie_D._Davis,_James_E._Geach,_Sophia_C._W._Gottlieb,_Ryan_C._Hickox,_Amanda_Kepley,_Charles_Lipscomb,_Joshua_Rines,_Gregory_H._Rudnick,_Cristopher_Thompson,_Kingdell_Valdez,_Christian_Bradna,_Jordan_Camarillo,_Eve_Cinquino,_Senyo_Ohene_Serena_Perrotta,_Grayson_C._Petter,_David_S._N._Rupke,_Chidubem_Umeh,_Kelly_E._Whalen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.11287 |
z=0.4-0.8の12個のコンパクトなスターバースト銀河について、レストフレームの近紫外線から近赤外線の波長（0.3-1.1$\mu$m）にまたがるマルチバンドハッブル宇宙望遠鏡のイメージングを紹介します。これらの巨大な銀河（M_stellar〜10^11M_Sun）は、非常に速い流出（$v_{max}$=1000-3000km/s）を駆動しており、それらの光プロファイルは、非常にコンパクトなスターバースト成分（半光半径〜100個）。私たちの目標は、中央のキロパーセク内の物理的条件を測定することにより、これらの高速流出の開始に関与する物理的メカニズムを制約することです。私たちの星の種族分析に基づくと、中央の成分は通常、全恒星の質量の約25％を占め、中央の脱出速度$v_{esc、central}\upperx900$km/sは、観測された流出の2分の1です。速度。これには、ガスを中央の脱出速度を大幅に超える速度に加速できる物理的メカニズムが必要であり、これらの高速流出が銀河系周辺の媒体に、そして潜在的にはそれを超えて移動できることは明らかです。エディントン限界の理論的推定に匹敵する中心星密度を見つけ、$0.5<z<3.0$のコンパクトな巨大銀河のそれに匹敵する中心kpc内の$\Sigma_1$表面密度を推定します。$z\sim2$の「赤いナゲット」と「青いナゲット」と比較して、与えられた恒星の質量でかなり小さい$r_e$値が見つかります。これは、サンプル内の若い恒星成分の優位性とより良い物理的性質に起因します。$z\sim0.6$対$z\sim2$での静止フレーム光学観測の解像度。大規模な合併と激しい円盤の不安定性を含む理論的なシナリオと比較し、私たちの銀河は、顕著な恒星の尖点を持つ局所宇宙のべき乗則楕円の前駆細胞であると推測します。
クールコアクラスターA1668の最初のチャンドラビュー：オフセット冷却とAGNフィードバックサイクル
| Title |
A_first_Chandra_view_of_the_cool_core_cluster_A1668:_offset_cooling_and_AGN_feedback_cycle |
| Authors |
Thomas_Pasini,_Myriam_Gitti,_Fabrizio_Brighenti,_Ewan_O'Sullivan,_Fabio_Gastaldello,_Pasquale_Temi_and_Stephen_Hamer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.11299 |
新しいEVLAとチャンドラの観測とアーカイブH$\alpha$データによって実行された、銀河団A1668の多波長分析を提示します。無線画像は、L$_{\text{1.4GHz}}$$\sim$6$\cdot$10$^{23}$WHz$^の小さな中央ソース（1.4GHzで$\sim$14kpc）を示しています{-1}$。1.4GHzと5GHzの間の平均スペクトルインデックスは$\sim$-1であり、BCGに見られる通常のインデックスと一致しています。冷却領域は40kpcまで拡張され、ボロメータX線光度L$_{\text{cool}}=1.9\pm0.1\cdot$10$^{43}$ergs$^{-1}$です。クラスターBCGとX線ピークの間で$\sim$6kpcのオフセットを検出し、H$\alpha$とX線ピークの間で$\sim$7.6kpcの別のオフセットを検出します。これらのオフセットの考えられる原因について説明します。これは、最も冷たいガスが最も低いエントロピーのガスから直接凝縮していないことを示唆しています。特に、クールなICMはスロッシングによってコアから引き出されたのに対し、H$\alpha$フィラメントは拡大する電波銀河ローブから押し出されたと主張します。西の電波ローブ（キャビティA）と東の電波ローブ（キャビティB）に空間的に関連付けられた2つの推定X線キャビティを検出します。システムのキャビティパワーと経過時間は、P$_{\text{cav}}\sim$9$\times$10$^{42}$ergs$^{-1}$およびt$_{\text{です。年齢}}\sim$5.2Myr、それぞれ。冷却輝度-キャビティ電力パラメータ空間でのA1668の位置を評価すると、AGNエネルギー注入は現在、関係の分散内で一貫していることがわかり、オフセット冷却がAGNフィードバックサイクルを壊していない可能性が高いことが示唆されます。
銀河円盤内の星間分子水素の遠紫外線分光探査機による調査
| Title |
A_Far_Ultraviolet_Spectroscopic_Explorer_Survey_of_Interstellar_Molecular_Hydrogen_in_the_Galactic_Disk |
| Authors |
J._Michael_Shull,_Charles_W._Danforth,_and_Katherine_L._Anderson_(University_of_Colorado) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.11301 |
銀河円盤内の星間分子水素（H2）のFUSE調査の結果を、銀河緯度の139個のO型および初期B型星に向けて報告します$|b|<10^{\circ}$、測光距離と視差距離が更新されました。H2吸収は、回転レベル$J=0$および$J=1$および励起状態からの強いR（0）、R（1）、およびP（1）線を含む、遠紫外線のライマンおよびウェルナーバンドを使用して測定されます。最大$J=5$（場合によっては$J=6$および7）。各視線について、列密度$N_{H2}$、$N_{HI}$、$N（J）$、$N_H=N_{HI}+2N_{H2}$、および分子分率$f_を報告します。{H2}=2N_{H2}/N_H$。私たちの調査は、1977年のコペルニクスH2調査を$N_H\sim5\times10^{21}$cm$^{-2}$まで拡張します。最も低い回転状態は、平均励起温度とrms分散、$T_{01}=88\pm20$Kおよび$T_{02}=77\pm18$Kを持ち、J=0,1,2が結合されていることを示唆しています。ガスの運動温度。高J状態の母集団は、主にUV放射ポンピングによって生成される平均励起温度$T_{24}=237\pm91$Kおよび$T_{35}=304\pm108$Kを示します。$f_{H2}$とE（BV）およびN_Hとの相関は、$N_H\geq10^{21}$cm$^{-2}$および$で$f_{H2}\geq0.1$への遷移を示しています。E（BV）>0.2$、H2形成-解離平衡の分析モデルと自己遮蔽とダスト不透明度による遠紫外線放射場の減衰で解釈されます。この円盤調査の結果は、半透明の雲、高銀河緯度、およびマゼラン雲におけるH2の以前のFUSE研究と比較されます。更新されたターゲット星までの距離を使用して、平均視線値$\langlef_{H2}\rangle\geq0.20$および$\langleN_H/E（BV）\rangle=（6.07\pm1.01）\times10^{21}$cm$^{-2}$mag$^{-1}$。
AGN活動に対する環境の影響：ボイド銀河、孤立銀河、およびグループ銀河における無線および光学AGNの特性
| Title |
The_effect_of_environment_on_AGN_activity:_the_properties_of_radio_and_optical_AGN_in_void,_isolated_and_group_galaxies |
| Authors |
Halime_Miraghaei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.11331 |
銀河の進化はそれらの環境に依存します。この研究では、さまざまな環境における活動銀河核（AGN）の活動が研究されています。4つの異なる環境での無線および光学AGNの割合は、ボイド、孤立、グループメンバー、および最も明るいグループ銀河（BGG）のサンプルを使用して比較されています。ボイド銀河は、恒星の年齢、濃度、色、表面質量密度が大幅に低く、孤立した銀河やグループ内の銀河と比較して、1対1の相互作用が多く発生します。純粋な環境への影響を研究するために、4000$\AA$の破壊強度によって定量化された恒星の質量と銀河のタイプによって引き起こされるバイアスが取り除かれました。結果は、青い銀河の環境への光学AGN活動の依存性を確認せず、緑の銀河では重要性が低いことを確認していますが、高密度環境の銀河と比較して、ボイドの巨大な赤い銀河では光学AGNの割合が高くなっています。これは、ボイド銀河で観察された1対1の相互作用の量が多いことに関連している可能性があります。または、ホスト銀河やボイドの環境におけるより根本的な違いを反映している可能性があります。電波モードのAGN活動は、赤い銀河の密集した環境で増加します。青銀河と緑銀河では、電波の大きいAGNの割合に変化は見られませんでした。これは、銀河に冷たいガスが存在する場合、AGN活動に対する環境の影響が重要ではないことを示しています。また、ガス降着の効率がホスト銀河の特性に依存するかどうかについても説明します。
| Title |
A_supra_massive_population_of_stellar-mass_black_holes_in_the_globular_cluster_Palomar_5 |
| Authors |
Mark_Gieles_(ICREA,_Barcelona),_Denis_Erkal_(Surrey),_Fabio_Antonini_(Cardiff),_Eduardo_Balbinot_(Groningen),_Jorge_Pe\~narrubia_(Edinburgh) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.11348 |
パロマー5は、銀河ハローで最もまばらな星団の1つであり、空を横切って20度を超える壮大な潮汐尾で最もよく知られています。N体シミュレーションを使用して、両方の際立った特徴が、現在のクラスター質量の約20を構成する恒星質量ブラックホール集団から生じる可能性があることを示します。このシナリオでは、パロマー5は数パーセントの「通常の」ブラックホールの質量分率で形成されましたが、ブラックホールの質量分率が徐々に増加するように、星はブラックホールよりも高い割合で失われました。これによりクラスターが膨張し、潮汐の剥離と尾の形成が促進されました。今からギガ年後、クラスターは100％ブラックホールクラスターとして溶解します。当初、より密度の高いクラスターは、ブラックホールの割合が低くなり、サイズが小さくなり、現在では観測可能なテールがありません。したがって、ブラックホールが優勢で拡張された星団は、銀河ハローで最近発見された薄い恒星の流れの前駆細胞である可能性があります。
NGC253銀河群の距離と質量
| Title |
Distance_and_mass_of_the_NGC_253_galaxy_group |
| Authors |
Igor_D._Karachentsev,_R._Brent_Tully,_Gagandeep_S._Anand,_Luca_Rizzi,_Edward_J._Shaya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.11354 |
ハッブル宇宙望遠鏡の掃天観測用高性能カメラで、近くの発光渦巻銀河NGC253の近くにある2つの矮小銀河WOC2017-07とPGC704814が観測されました。3.62$\pm$0.18Mpcと3.66$\pm$0.18Mpcの距離は、赤色巨星分枝法の先端を使用して導き出されました。これらの距離は、NGC253グループのメンバーである矮小銀河と一致しています。想定される7つの矮星コンパニオンの視線速度と予測される分離に基づいて、NGC253の総質量を$（8.1\pm2.6）10^{11}M_{\odot}$と推定し、総質量-to-$K$-光度比$M_{\rmorb}/L_K=（8.5\pm2.7）M_{\odot}/L_{\odot}$。NGC253の注目すべき特性は、回転曲線の低下です。NGC253は、ローカルボリューム内の他の4つの発光渦巻銀河と、回転曲線が減少した状態（NGC2683、NGC2903、NGC3521、NGC5055）を結合します。これらの銀河は、平均総質量対輝度比が低く、$M_{\rmorb}/L_K=（5.5\pm1.1）M_{\odot}/L_{\odot}$。この値は、天の川とM31の対応する比率の$\sim$1/5にすぎません。
878 {\ mu} mのHH212原始星ディスクでダスト分極を生成するもの：ダストの自己散乱またはダイクロイック消光？
| Title |
What_Produces_Dust_Polarization_in_the_HH_212_Protostellar_Disk_at_878_{\mu}m:_Dust_Self-Scattering_or_Dichroic_Extinction? |
| Authors |
Chin-Fei_Lee,_Zhi-Yun_Li,_Haifeng_Yang,_Zhe-Yu_Daniel_Lin,_Tao-Chung_Ching,_and_Shih-Ping_Lai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.11481 |
ラムダ〜878umの連続体で〜0.035"（14au）の分解能でALMAを使用して得られた、HH212原始星系のほぼエッジオンディスクの新しいダスト分極の結果を報告します。ダスト分極は〜44au以内で検出されます。回転支持された円盤が形成された中央源。偏光放出は、東と西に開いたV字型の構造を形成します。これは、潜在的な渦巻腕が励起されたために、円盤の表面とさらに東と西の腕の構造から生じます。偏光方向は主にディスクの短軸に平行であり、西部の一部は短軸からわずかに離れて傾斜し、中心に対して凹状の形状を形成します。この偏光方向の傾斜は予想されます。ダストの自己散乱から、たとえば、若い円盤の50〜75umの粒子による。偏光強度と偏光度は両方とも、中央の光源の近くでピークに達し、中央の光源でわずかに落ち込み、tが減少します。端に向かって。偏光強度と偏光度のこれらの減少は、ポロイダルフィールドによって整列された粒子による二色性消滅から予想されますが、粒子サイズがエッジに向かって減少する場合、ダストの自己散乱とも一致する可能性があります。観測されたダスト分極を生成するために両方のメカニズムが必要である可能性があり、ディスク内の粒子成長とポロイダルフィールドの両方の存在を示唆しています。
星形成銀河周辺の銀河系媒体のX線スペクトル：シミュレーションと観測の接続
星形成銀河の周りの銀河周囲媒体（CGM）の高温成分は、拡散X線放射として検出されます。CGMからのX線スペクトルは、放出するプラズマの温度と金属量に依存し、銀河の供給とフィードバックに関する重要な情報を提供します。観測されたスペクトルは、通常、単純な1-Temperature（1-T）または2-Tモデルを使用して適合されます。ただし、銀河系の流出とハローガスの相互作用のため、ガスの実際の温度分布は複雑になる可能性があります。ここでは、現実的な流出モデルを使用してCGMの3D流体力学シミュレーションを分析することにより、これを示します。密度、温度、および金属量の広い分布を示すシミュレートされたホットCGMの物理的特性を調査します。シミュレートされたスペクトルを構築してフィッティングすることにより、1-Tおよび2-Tモデルは合成されたスペクトルに適度にフィッティングできる一方で、推定温度はほとんど物理的な意味を持たないことを示します。代わりに、より物理的なモデルとして対数正規分布を提案します。対数正規モデルは、ガスの温度分布を再現しながら、シミュレートされたスペクトルによりよく適合します。また、星形成率が高い場合、流出は一般により高温で金属が豊富であるため、バイコニカル流出の内側のスペクトルは外側のスペクトルとは異なることも示しています。最後に、Athena、Lynx、HUBSなどのeVレベルのスペクトル分解能で将来のミッション用の模擬スペクトルを生成します。
Galaxy And Mass Assembly（GAMA）：法医学的SEDフィッティングによるz = 0から3.5までの推定質量-金属量関係
| Title |
Galaxy_And_Mass_Assembly_(GAMA):_The_inferred_mass--metallicity_relation_from_z=0_to_3.5_via_forensic_SED_fitting |
| Authors |
Sabine_Bellstedt,_Aaron_S._G._Robotham,_Simon_P._Driver,_Jessica_E._Thorne,_Luke_J._M._Davies,_Benne_W._Holwerda,_Andrew_M._Hopkins,_Maritza_A._Lara-Lopez,_\'Angel_R._L\'opez-S\'anchez,_Steven_Phillipps |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.11514 |
進化する金属量の実装を使用して、SEDフィッティングコードProSpectによってモデル化されたz<0.06でのGAMA調査からの約4,500個の銀河の金属量履歴を分析します。これらの金属量の履歴は、関連する星形成の履歴と組み合わせて、推定された気相の質量と金属量の関係を分析することを可能にします。さらに、宇宙史の一連のエポックでの質量と金属量の関係を抽出し、時間とともに進化する質量と金属量の関係を追跡します。広範囲の赤方偏移にわたる気相金属量の観測との比較を通じて、驚くべきことに、私たちの法医学SED分析が、すべてのエポックでの観測と一致する進化する質量-金属量関係を生み出したことを示します。さらに、3次元の質量-金属量-SFR空間を分析し、銀河が明確に定義された平面を占めることを示します。この平面は微妙に進化していることが示され、一般的な濃縮によって時間とともに増加した傾斜を示し、また宇宙時間とともに星形成の減速を示しています。この進化は、7Gyrを超えるルックバック時間で最も明白になります。この作業で回復された金属量の傾向は、SEDフィッティングコードProSpect内で使用される進化する金属量の実装が、銀河の歴史にわたって妥当な金属量の結果を生み出すことを強調しています。これにより、SEDフィッティング出力の精度が大幅に向上することが期待されます。
暗黒物質のさまざまなモデルにおけるろ座球状星団のタイミング問題の評価
| Title |
Assessing_the_Fornax_globular_cluster_timing_problem_in_different_models_of_dark_matter |
| Authors |
Nitsan_Bar,_Diego_Blas,_Kfir_Blum_and_Hyungjin_Kim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.11522 |
ろ座矮小楕円（dSph）銀河の球状星団（GC）の軌道が、暗黒物質（DM）について教えてくれることを調査します。この問題は最近、超軽量暗黒物質（ULDM）について研究されました。2つの追加モデルを検討します。（i）動的摩擦計算でパウリブロッキングを考慮に入れる必要があるフェルミオン縮退暗黒物質（DDM）。（ii）自己相互作用する暗黒物質（SIDM）。力学的摩擦の単純で直接的なフォッカープランク導出を示します。これは、DDMの場合は新しく、ULDMとコールドDMの文献で以前の結果を再現しています。ULDM、DDM、およびSIDMは、これまでdSphのコアにつながると考えられていました。これは、力学的摩擦を抑制し、GC軌道を延長するように機能する機能です。DDMの場合、DM生成メカニズムに依存しない宇宙論的フリーストリーミング制限のバージョンを導出し、Ly-$\alpha$制限に違反せずに、DDMがFornaxでかなりのコアを生成できないことを発見しました。Ly-$\alpha$の制限が何らかの理由で割り引かれる場合、恒星の運動学データは、GC軌道を延長する可能性のあるDDMコアを許可します。SIDMの場合、以前の研究で検討された自己相互作用断面積の値に対して、GC軌道の大幅な延長が得られることがわかりました。更新された観測データを使用してインスピレーション時間を再評価することに加えて、いわゆるGCタイミング問題について新しい視点を示し、カスピーコールドDMプロファイルの力学的摩擦が最も内側のGCの$z=0$動径分布を予測することを示します。初期条件に依存しません。FornaxGCの観測された軌道は、$\sim25\％$のレベルでの穏やかな見かけの微調整により、この予想と一致しています。
高質量星形成領域の物理的および化学的構造。 NOEMA大規模プログラム「CORE」で化学の複雑さを解明
| Title |
The_physical_and_chemical_structure_of_high-mass_star-forming_regions._Unraveling_chemical_complexity_with_the_NOEMA_large_program_"CORE" |
| Authors |
C._Gieser,_H._Beuther,_D._Semenov,_A._Ahmadi,_S._Suri,_T._M\"oller,_M.T._Beltran,_P._Klaassen,_Q._Zhang,_J.S._Urquhart,_Th._Henning,_S._Feng,_R._Galv\'an-Madrid,_V._de_Souza_Magalh\~aes,_L._Moscadelli,_S._Longmore,_S._Leurini,_R._Kuiper,_T._Peters,_K.M._Menten,_T._Csengeri,_G._Fuller,_F._Wyrowski,_S._Lumsden,_\'A._S\'anchez-Monge,_L._Maud,_H._Linz,_A._Palau,_P._Schilke,_J._Pety,_R._Pudritz,_J.M._Winters,_V._Pi\'etu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.11676 |
私たちは、1.37mmのNOEMAでサブ秒分解能（$\sim$0.4$''$）の観測を使用して、18個の高質量星形成領域のダスト放出と分子ガスを研究します。これらの地域の個々のコアの派生した物理的および化学的特性を組み合わせて、それらの年齢を推定します。これらの領域の温度構造は、H2COおよびCH3CN線放出をフィッティングすることによって決定されます。密度プロファイルは、1.37mmの連続体の可視性から推測されます。11種類のカラム密度は、輝線をXCLASSでフィッティングすることによって決定されます。18の観測された領域内で、関連する1.37mmの連続発光と、半径方向に減少する温度プロファイルを持つ22の個別のコアを識別します。数千auのオーダーのスケールで、平均温度べき乗則指数q=0.4$\pm$0.1および平均密度べき乗則指数p=2.0$\pm$0.2が見つかります。これらの結果を文献で導き出されたpの値と比較すると、密度プロファイルは凝集塊からコアスケールまで変化しないままであることが示唆されます。高密度ガストレーサーのペア間のN（C18O）に対するカラム密度は、密接な相関関係を示しています。物理化学的モデルMUSCLEを各コアの導出されたカラム密度に適用し、平均化学年齢が$\sim$60000年、年齢の広がりが20000〜100000年であることを確認します。このペーパーでは、https：//www.mpia.de/coreで入手可能なCOREプロジェクトのすべてのデータ製品をリリースします。COREサンプルは、十分に制約された密度と温度のべき乗則分布を示しています。さらに、物理化学的モデリングによって確認された年齢の広がりによって説明できる分子の豊富さの多様性を特徴づけます。ホット分子コアは最も多くの輝線を示しますが、進化段階で進化したコアも見つかります。この段階では、ほとんどの分子が破壊され、スペクトルが再び線不足になります。
M15の中央運動学のMUSE狭視野モード観測
| Title |
MUSE_narrow_field_mode_observations_of_the_central_kinematics_ofM15 |
| Authors |
Christopher_Usher,_Sebastian_Kamann,_Mark_Gieles,_Vincent_H\'enault-Brunet,_Emanuele_Dalessandro,_Eduardo_Balbinot,_Antonio_Sollima |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.11721 |
狭視野モードで動作するVLTのMUSE面分光器で得られたコア崩壊球状星団M15の中心の恒星運動学の観測を提示します。補償光学の使用により、0.1秒角の空間分解能が得られ、M15の中心から8秒角以内の864個の星の視線速度を確実に測定できるため、最も内側の領域でこれまでに得られた視線速度の最大のサンプルが得られます。このシステムの。広視野モードでMUSEを使用したM15の以前の観測と文献データを組み合わせると、M15の中心運動学は、クラスターのバルクの回転軸からオフセットされたM15のコアの回転軸と複雑であることがわかります。この複雑さは以前の研究で示唆されていますが、より重要でより詳細に確認しています。
フィードバックファクトリ：z = 2のクラスターで複数のかすかなラジオジェットが検出されました
| Title |
Feedback_Factory:_Multiple_faint_radio-jets_detected_in_a_cluster_at_z=2 |
| Authors |
Boris_S._Kalita,_Emanuele_Daddi,_Rosemary_T._Coogan,_Ivan_Delvecchio,_Raphael_Gobat,_Francesco_Valentino,_Veronica_Strazzullo,_Evangelia_Tremou,_David_Elbaz,_Carlos_G\'omez-Guijarro,_and_Alexis_Finoguenov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.11752 |
3GHzVLA観測を使用して、z=2のCLJ1449+0856内で、AGNジェットとして識別される複数のかすかな電波源の検出を報告します。ICMの観測された熱力学的特性を説明するために、低赤方偏移クラスターで重要であることがわかっている、高赤方偏移でのラジオジェットベースの動的フィードバックの効果を研究します。高レベルのAGN活動と、残留低温ガス降着の可能性に関するICMの移行段階を特徴とするエポックでこの相互作用を調査します。検出された6つのジェットからの合計フラックス$\rm30.6\pm3.3〜\muJy$を測定します。彼らの電力貢献は$1.2〜（\pm0.6）〜\times10^{44}〜\rmergs〜s^{-1}$と見積もられていますが、この値は最大$4.7〜\times10^{44}〜\rmergs〜s^{-1}$。これは、AGNの流出と星形成からCLJ1449+0856のICMへの以前に推定された瞬間エネルギー注入の係数$\sim0.25-1.0$であり、クラスターコアの冷却流をグローバルに相殺するのに十分であることがすでにわかっています。。すでに検出された豊富な星形成と一致して、このフィードバックのモードは、低赤方偏移で観測された単一の中央ソースとは対照的に、複数のサイトに分散されており、クラスター中心へのガスの降着を示しています。これは、非クールコアのような動作を特徴とするクラスターの「定常状態」も示唆しています。最後に、クラスターコア内の既知の銀河サンプルのTIR無線光度比も調べ、高密度環境が銀河のIR無線相関へのコンプライアンスに深刻な影響を与えないことを確認します。
$ 3 \、$ GHzのRadioSkyIの概要
| Title |
A_Quick_Look_at_the_$3\,$GHz_Radio_Sky_I._Source_Statistics_from_the_Very_Large_Array_Sky_Survey |
| Authors |
Yjan_A._Gordon,_Michelle_M._Boyce,_Christopher_P._O'Dea,_Lawrence_Rudnick,_Heinz_Andernach,_Adrian_N._Vantyghem,_Stefi_A._Baum,_Jean-Paul_Bui,_Mathew_Dionyssiou,_Isabel_Sander |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.11753 |
超大型干渉電波望遠鏡（VLASS）は、Sバンド（$2<\nu<4\、$GHz）で$-40^{\circ}$の北の空全体を、最高の角度分解能（$2）で観測しています。''.5$）これまでの全天電波連続体調査。VLASSは、3つの異なるエポックにわたってそのフットプリント全体をカバーし、最初のエポックは現在完全に観察されています。この最初のエポックから迅速に作成されたクイックルック画像に基づいて、$S_{\text{peak}}\gtrsim1\、$mJy/beamを使用して確実に検出された$1.7\times10^{6}$の無線コンポーネントのカタログを作成しました。このカタログの作成について説明し、結果のデータの科学的なユーザビリティに対する限定品質のクイックルック画像の影響を定量化します。独立した観測との比較は、$S_{\text{peak}}\gtrsim3\、$mJy/beamでのフラックス密度測定が$\sim10\、\％$によって体系的に過小評価されていることを示しています。$S_\text{peak}<3\、$mJy/beamのコンポーネントでは、多くの場合、信頼性の低い磁束密度の測定値があります。このカタログを使用して、$\nu\sim3\、$GHzラジオスカイの統計分析を実行します。20cmの調査（FIRST）でのラジオスカイのかすかな画像との比較は、典型的な$1.4-3\、$GHzスペクトルインデックスが$\alpha\sim-0.76$であることを示しています。ポイントおよび拡張VLASSコンポーネントの両方の電波色-色分布は、FIRSTおよびLOFAR2メートルスカイサーベイと照合することによって調査されます。VLASS$dN/dS$が提示され、$1.4$と$3\、$GHzの両方での以前の観測と一致していることがわかりました。FIRSTと比較してVLASSの分解能が向上していることは、$\theta\lesssim7''$でのVLASS2点相関関数の過剰なパワーと、単一のFIRSTコンポーネントに関連する活動銀河核の$17\、\％$によって示されます。VLASSによって多成分源として観測されました。
長期軸対称シミュレーションに基づく超新星ニュートリノ信号
$\sim4$〜sまでのバウンス後の位相をカバーする軸対称CCSNシミュレーションを使用して計算されたコア崩壊超新星（CCSN）からの理論的なニュートリノ信号を研究します。イベント率、エネルギースペクトル、一部の地上ニュートリノ検出器でのイベントの累積数など、ニュートリノ信号の基本的な量を提供し、モデルに現れる後期のいくつかの新機能について説明します。一般に信じられていることとは反対に、後期のニュートリノ放出は常に静かであるとは限らず、むしろ時間的変動があり、その勢いはCCSNモデルとニュートリノフレーバーに依存します。時間的変動は、主に原始中性子星（PNS）の対流によって引き起こされるのではなく、爆発モデルにおけるフォールバック降着流によって引き起こされることがわかります。これらの時間的変動の検出可能性を評価し、IceCubeがそれらを解決するための最も有望な検出器であると結論付けます。また、CCSNソースで放出された総ニュートリノエネルギー（TONE）が各検出器でのイベントの累積数から推定される、以前の論文で最初に提案されたフィッティング式を更新します。これは、特に低統計データの場合、実際の観測のデータ分析で非常に強力になります。興味深いデモンストレーションとして、フィッティング式を実際の観測、カミオカンデIIでのSN1987Aの観測に適用します。TONEは$\sim2\times10^{53}$〜ergと見積もられます。状態方程式に関する最近の制約を組み合わせることにより、SN1987Aの残骸におけるPNSの重力質量をさらに推定します。これは$\sim1.2〜M_{\sun}$です。
潮汐破壊現象による遅延無線フレア
潮汐破壊現象（TDE）の電波観測（星が超大質量ブラックホール（SMBH）によって潮汐破壊された場合）は、SMBHの近くでの流出と、SMBHへの降着との関係を研究するための独自の実験室を提供します。これまでのところ、電波放射はほんの一握りのTDEで検出されています。ここでは、光学的に検出されたTDEからの遅延無線フレアの検出を報告します。TDEASASSN-15oiの迅速な電波観測では、6か月後にフレアが検出され、数年後に2番目の明るいフレアが検出されるまで、電波放射は示されませんでした。恒星の崩壊の直後に流出が開始される標準的なシナリオでは、遅延フレアの時間的特性とスペクトル特性の組み合わせを説明できないことがわかりました。フレアは、おそらく降着状態の遷移に続いて、流出の放出の遅延によるものであることを示唆します。私たちの発見は、さまざまなタイムスケールでのTDEの観察を動機付け、新しいモデルの必要性を浮き彫りにします。
| Title |
GRB_191016A:_A_Long_Gamma-Ray_Burst_Detected_by_TESS |
| Authors |
Krista_Lynne_Smith,_Ryan_Ridden-Harper,_Michael_Fausnaugh,_Tansu_Daylan,_Nicola_Omodei,_Judith_Racusin,_Zachary_Weaver,_Thomas_Barclay,_P\'eter_Veres,_D._Alexander_Kann,_Makoto_Arimoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.11295 |
TESS太陽系外惑星ハンティングミッションは、GRB191016Aの上昇と減衰の光学残光を検出しました。これは、Swift-BATによって検出された長いガンマ線バースト（GRB）ですが、月に近いため、XRTまたはUVOTの迅速なフォローアップはありません。残光は、BATトリガーの少なくとも1000秒後に遅いピークがあり、トリガー後2589.7秒で最も明るいTESSデータポイントが検出されます。バーストはFermi-LATによって検出されませんでしたが、おそらく光度曲線の上昇の緩やかな性質のために、トリガーなしでFermi-GBMによって検出されました。地上測光を使用して、$z_\mathrm{phot}=3.29\pm{0.40}$の測光赤方偏移を推定します。TESSから導出された高エネルギー放射と光学ピーク時間と組み合わせると、バルクローレンツ因子$\Gamma_\mathrm{BL}$の推定値は$90-133$の範囲になります。バーストは比較的明るく、地上でのフォローアップのピーク光度は$R=15.1$magです。GRB残光の公開された分布を使用し、TESSの感度とサンプリングを考慮すると、TESSはそのマグニチュード制限を超える年間$\sim1$GRB残光を検出する可能性が高いと推定されます。
| Title |
The_Challenges_Ahead_for_Multimessenger_Analyses_of_Gravitational_Waves_and_Kilonova:_a_Case_Study_on_GW190425 |
| Authors |
Geert_Raaijmakers,_Samaya_Nissanke,_Francois_Foucart,_Mansi_M._Kasliwal,_Mattia_Bulla,_Rodrigo_Fernandez,_Amelia_Henkel,_Tanja_Hinderer,_Kenta_Hotokezaka,_Kamil\.e_Luko\v{s}i\=ut\.e,_Tejaswi_Venumadhav,_Sarah_Antier,_Michael_W._Coughlin,_Tim_Dietrich,_Thomas_D._P._Edwards |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.11569 |
近年、マルチメッセンジャー天文学は、同時電磁（EM）対応物による最初の、そして今のところ確認されているだけの重力波イベントの発見、ならびに数値シミュレーション、重力波の改善により、大きな進歩がありました。（GW）検出器、および一時的な天文学。これにより、GWデータとEMデータの共同分析を実行するというエキサイティングな可能性が生まれ、バイナリー前駆細胞と合併の残骸の基本的な特性に追加の制約が与えられました。ここでは、GWバイナリ前駆体プロパティから測光光度曲線にマッピングするときに発生する体系的なモデリングの不確実性を考慮しながら、これらのプロパティの推論を可能にする新しいベイズフレームワークを提示します。Zackayetal。で提示された相対ビニング方法を拡張します。（2018）GW信号の高速分析のための外部GWパラメーターを含める。私たちのEMフレームワークの焦点は、合併中および合併後の放出された物質のr過程元素合成から生じる光度曲線、いわゆるキロノバ、特にブラックホール-中性子星系にあります。ケーススタディとして、GW190425の最近の検出を調べます。ここで、主要なオブジェクトは、ブラックホール（BH）または中性子星（NS）のいずれかと一致しています。基本的なソースパラメータの縮退を打破するために、バイナリ前駆細胞と流出特性の間の改善されたマッピング、および/またはEMデータの量と質の増加がどのように必要であるかを定量的に示します。
巨大な若い恒星状天体ジェットにおける粒子加速と磁場増幅
| Title |
Particle_acceleration_and_magnetic_field_amplification_in_massive_young_stellar_object_jets |
| Authors |
Anabella_Araudo,_Marco_Padovani,_Alexandre_Marcowith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.11583 |
巨大な原始星を動力源とする非相対論的ジェットからのシンクロトロン電波放射が報告されており、相対論的電子と強度が約0.3〜5mGの磁場の存在を示しています。300〜1500km/sの速度の原始星ジェットにおける拡散衝撃加速と磁場増幅を研究します。シンクロトロンエミッターの磁場は、宇宙線ストリーミングによって励起された非共鳴ハイブリッド（ベル）不安定性によって増幅される可能性があることを示します。シンクロトロンデータをベル不安定性の基本理論と組み合わせることにより、シンクロトロンエミッターの磁場と陽子の最大エネルギーを推定します。陽子は0.04〜0.65TeVの範囲で最大エネルギーを達成し、物質場との相互作用でガンマ線を放出することができます。IRAS16547-5247およびIRAS16848-4603で検出可能なガンマ線レベルを予測します。ガンマ線フラックスは、レイリー・テイラー不安定性によるガス混合によって大幅に強化される可能性があります。GeV領域のフェルミ衛星と今後のチェレンコフ望遠鏡アレイによる高エネルギーでのこの放射の検出は、新しいウィンドウを開いて、大規模な星の形成、ならびに約1000km/s
ジェットを横切る明るい星によるブレーザーのガンマ線スペクトルの吸収効果
| Title |
Absorption_effects_in_the_blazar's_gamma-ray_spectra_due_to_luminous_stars_crossing_the_jet |
| Authors |
W._Bednarek_and_J._Sitarek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.11589 |
活動銀河でのガンマ線放出は、内部ジェット内、またはサブパーセク距離の超大質量ブラックホール（SMBH）のすぐ近くで生成される可能性があります。ガンマ線は周囲の巨大な星団を通過する必要があり、それらの星団は偶然に観測者の視線の近くに現れる可能性があります。このような場合、大質量星の軟放射は、マルチGeVからTeVのエネルギー範囲でガンマ線を一時的に吸収するのに十分なターゲットを作成できます。中央のSMBHを取り巻く巨大な星団内で生成されたガンマ線スペクトルに対するそのような恒星の遭遇の影響を検討します。単一の発光星と恒星のバイナリシステムとの遭遇による、ガンマ線スペクトルに対する特徴的な時間依存の影響を予測します。遭遇中、活動銀河のガンマ線スペクトルは数十GeVで急勾配になり、数百GeVの範囲で硬化するはずであると結論付けます。例として、典型的なブレーザーである1ES\1959+650（アクティブ状態）および電波銀河M87（低状態）から観測されたスペクトルに対するこのような影響を検討します。ブレーザーや電波銀河から観測されたガンマ線スペクトルのこのような過渡的な特徴の観測は、将来のチェレンコフ望遠鏡アレイの感度の範囲内にあることが示されています。
ラジオラウドナローラインセイファート1銀河PKS2004-447の最初のGeVフレア
| Title |
The_first_GeV_flare_of_the_radio-loud_narrow-line_Seyfert_1_galaxy_PKS_2004-447 |
| Authors |
Andrea_Gokus,_Vaidehi_S._Paliya,_Sarah_M._Wagner,_Sara_Buson,_Filippo_D'Ammando,_Philip_G._Edwards,_Matthias_Kadler,_Manuel_Meyer,_Roopesh_Ojha,_Jamie_Stevens,_J\"orn_Wilms |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.11633 |
2019年10月25日、フェルミ-ラージエリア望遠鏡は、ラジオラウドナローラインセイファート1（NLSy1）銀河PKS2004$-$447（$z=0.24$）からの最初のガンマ線フレアを観測しました。ATCA、NeilGehrelsSwift天文台、XMM-Newton、NuSTARによってそれぞれ実行されたラジオ、光UV、X線バンドの追跡観測と、多波長分析について報告します。すべてのエネルギー帯域にわたる変動性を研究し、さらにフレア中の短いタイムスケールでの変動性を研究するために、異なる時間ビニングで$\gamma$線光度曲線を作成します。吸収されたべき乗則でスペクトル形状を記述することにより、0.5$-$50keVのX線スペクトルを調べます。フレアの前、最中、後の多波長データセットを分析し、1ゾーンシンクロトロン逆コンプトン放射モデルでそれぞれのSEDをモデル化することにより、これらをソースの低活動状態と比較します。最後に、私たちの結果を、他の$\gamma$-loudNLSy1銀河から以前に観測されたガンマ線フレアと比較します。ガンマ線エネルギー（0.1$-$300GeV）で、フレアは合計最大フラックス$（2.7\pm0.6）\times10^{-6}$〜ph〜cm$^{-2}$〜s$に達しました。3時間のビニングで^{-1}$。フレア中のフォトンインデックスが$\Gamma_{0.1-300\mathrm{GeV}}=2.42\pm0.09$の場合、これは$（2.9\pm0.8）\times10^の等方性ガンマ線光度に対応します。{47}\、\mathrm{erg}\、\mathrm{s}^{-1}$。9月末から11月中旬までの$\gamma$線、X線、および光UV光度曲線は、大きな変動を示しており、フラックス倍増時間は$\sim2.2$〜時間であることがわかります。$\gamma$線のエネルギー。フレアの間、SEDは大きなコンプトン優位性を示します。光学UV範囲の増加は、放射光の増強によって説明できますが、$\gamma$線フラックスの上昇は、フレアガンマ線ブレーザーで同様に観察されるジェットのバルクローレンツ因子の増加によって説明できます。。
MAXI J1820 +070のハード状態でのスペクトル的に層化された高温降着流
| Title |
A_spectrally_stratified_hot_accretion_flow_in_the_hard_state_of_MAXI_J1820+070 |
| Authors |
Marta_A._Dzie{\l}ak,_Barbara_De_Marco_and_Andrzej_A._Zdziarski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.11635 |
ブラックホールX線連星MAXIJ1820+070の硬状態での降着流の構造をNICERデータで調べます。パワースペクトルを使用して、4つの異なる時間スケールでピークに達する変動成分のエネルギースペクトルを再構築します。スペクトルは時間スケールの関数として変化することがわかります。より長い時間スケールでピークに達する2つの変動成分は類似した形状を持ちますが、より短い時間スケールでピークに達する2つの変動成分は大幅に異なります。特に、最も短い時間スケールに対応するものは、最も難しいスペクトルを持っています。変動スペクトルと時間平均スペクトルはどちらも、ディスク黒体と熱コンプトン化によって適切にモデル化されていますが、温度と光学的厚さが異なる（少なくとも）2つのコンプトン化ゾーンが存在する必要があります。ディスク黒体成分は非常に変動性がありますが、最も長い時間スケール（$\geq1$s）でピークに達する変動性成分のみです。スペクトル的に硬いゾーンのシード光子は、主に柔らかいComptonizationゾーンから発生します。私たちの結果では、このソース内の降着流を構造化する必要があり、ディスクの黒体光子を上方散乱する単一のコンプトン化領域と、ディスクからの反射では説明できません。
2018年と2019年の爆発時の広帯域X線スペクトルと降着駆動ミリ秒パルサーSwiftJ1756.9 $-$ 2508のタイミング
| Title |
Broad-band_X-ray_spectra_and_timing_of_the_accretion-powered_millisecond_pulsar_Swift_J1756.9$-$2508_during_its_2018_and_2019_outbursts |
| Authors |
Z._S._Li,_L._Kuiper,_M._Falanga,_J._Poutanen,_S._S._Tsygankov,_D._K._Galloway,_E._Bozzo,_Y._Y._Pan,_Y._Huang,_S._N._Zhang,_and_S._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.11687 |
降着するミリ秒のX線パルサーSwiftJ1756.9$-$2508は、前の活動期間から8。7年後の2018年4月と2019年6月に爆発しました。NICER、XMM-Newton、NuSTAR、INTEGRAL、Swift、Insight-HXMTのデータを使用して、これら2つの爆発の時間的、タイミング、およびスペクトル特性を調査しました。2つの爆発は、同様の広帯域スペクトルとX線パルスプロファイルを示しました。初めて、2018年の爆発中にInsight-HXMTによって観測された最大$\sim100$keVのパルス放射の検出を報告します。また、2019年の爆発中にNICERとNuSTARによって観測された最大$\sim60$keVの脈動も見つかりました。2つの爆発からのデータを組み合わせてコヒーレントタイミング分析を実行しました。バイナリシステムは、$\sim12$年の期間にわたる一定の軌道周期によってよく説明されます。時間平均された広帯域スペクトルは、電子温度$kT_{\rme}=40$-50keV、トムソン光学的厚さ$\tau\sim1.3$、スラブ形状の吸収熱コンプトン化モデルによく適合しています。黒体シード光子温度$kT_{\rmbb、seed}\sim$0.7-0.8keVおよび$N_{\rmH}\sim4.2\times10^{22}$cm$^{-2}$の水素カラム密度。タイプI（熱核）X線バーストの利用可能なデータを検索しましたが、推定された低いピーク降着率（エディントン率の$\約0.05$）と一般的に低い予想バースト率を考えると驚くことではありません。水素の少ない燃料。これまでの4回の爆発の履歴に基づいて、推定距離での長期平均降着率は約$5\times10^{-12}\M_\odot\、{\rmyr}^{-1}$と推定されます。8kpcの。バイナリの重力放射によって駆動される予想される物質移動速度は、ソースが4kpcより近くないことを意味します。
降着するミリ秒パルサーからの光および紫外線パルス放射
| Title |
Optical_and_ultraviolet_pulsed_emission_from_an_accreting_millisecond_pulsar |
| Authors |
F._Ambrosino,_A._Miraval_Zanon,_A._Papitto,_F._Coti_Zelati,_S._Campana,_P._D'Avanzo,_L._Stella,_T._Di_Salvo,_L._Burderi,_P._Casella,_A._Sanna,_D._de_Martino,_M._Cadelano,_A._Ghedina,_F._Leone,_F._Meddi,_P._Cretaro,_M._C._Baglio,_E._Poretti,_R._P._Mignani,_D._F._Torres,_G._L._Israel,_M._Cecconi,_D._M._Russell,_M._D._Gonzalez_Gomez,_A._L._Riverol_Rodriguez,_H._Perez_Ventura,_M._Hernandez_Diaz,_J._J._San_Juan,_D._M._Bramich,_F._Lewis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.11704 |
ミリ秒の回転する低磁場中性子星は、0.1〜1Gyrの長さの相で高速回転を達成し、その間に低質量のコンパニオンスターから角運動量を与えられた物質を蓄積すると考えられています。広範囲にわたる調査にもかかわらず、中性子星磁気圏の降着に起因するコヒーレント周期性は、X線エネルギーと現在知られているシステムの約10％でのみ検出されています。ここでは、2019年8月に発生した降着爆発中の一時的な低質量X線連星システムSAXJ1808.4-3658のX線周期での光学的および紫外線コヒーレント脈動の検出を報告します。観測時、パルサーは降着円盤に囲まれ、X線脈動を示し、その明るさは、中性子星への磁気的に漏らされた降着と一致していました。現在の降着モデルは、光学的脈動と紫外線脈動の両方の光度を説明できていません。代わりに、これらはパルサー磁気圏内またはそのすぐ外側のシンクロ曲率放射によって駆動される可能性が高くなります。この解釈は、質量降着が起こっているときでも粒子加速が起こり得ることを意味し、低質量X線連星系で高速回転する降着中性子星からのコヒーレント光/UV脈動の研究に新しい展望を開きます。
| Title |
A_fully-kinetic_model_for_orphan_gamma-ray_flares_in_blazars |
| Authors |
Emanuele_Sobacchi,_Joonas_N\"attil\"a,_Lorenzo_Sironi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.11770 |
ブレーザーは、非常に変化しやすい非熱スペクトルを放出します。通常、同じ非熱電子がIR-光学-UV放射（シンクロトロンを介して）とガンマ線放射（逆コンプトンを介して）の原因であると想定されています。したがって、2つのバンドの光度曲線は相関している必要があります。孤立したガンマ線フレア（つまり、発光する低周波のフレアがない）は、ブレーザーの理論的理解に挑戦します。大規模な2次元放射粒子-インセルシミュレーションによって、孤立したガンマ線フレアが乱流磁気優勢ペアプラズマにおける粒子活性化の自己無撞着な副産物である可能性があることを示します。エネルギーを与えられた粒子は、外部放射場を逆コンプトン散乱することによってガンマ線フレアを生成しますが、粒子は局所磁場の方向にほぼ沿って加速されるため、シンクロトロンの光度は大幅に抑制されます。逆コンプトンとシンクロトロンの光度の比率は、乱流変動の初期強度に敏感です（乱流変動の程度が大きいと、エネルギーを与えられた粒子の異方性が弱まり、シンクロトロンの光度が増加します）。私たちの結果は、非熱粒子集団の異方性がブレーザー放出をモデル化するための鍵であることを示しています。
中間ポーラーの連続体の起源としてのコンプトン化
| Title |
Comptonization_as_an_origin_of_the_continuum_in_Intermediate_Polars |
| Authors |
T._Maiolino,_L._Titarchuk,_W._Wang,_F._Frontera,_and_M._Orlandini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.11789 |
この論文では、IPの$\sim$0.3-15keVXMM-NewtonEPICpnスペクトル連続体が熱圧縮compTTモデルで記述できるかどうかをテストします。12個のIP（AEAqr、EXHya、V1025Cen、V2731Oph、RXJ2133.7+5107、PQGem、NYLup、V2400Oph、IGRJ00234+6141、IGRJ17195-4100、V1223Sgr、およびXYアリ）。私たちのモデリングは、これらのソースの平均スペクトル連続体にうまく適合することができることがわかります。このフレームワークでは、おそらく星の表面から来るUV/軟X線シード光子（$<kT_s>$が0.096$\pm$0.013keV）は、光学的に厚いプラズマ（$<kT_e）に存在する電子によって散乱されます。>$3.05$\pm$0.16keVおよび光学的厚さ$<\tau>$9.5$\pm$0.6（平面形状の場合）より中央のシード光子放出領域の近く（上部）にあります。分析された13の観測値のうち5つで、柔らかい黒体（bbody）成分が観測され、平均気温$<kT_{bb}>$は$0.095\pm0.004$keVです。IPのスペクトルは、一般に2つの光子指数$\Gamma$を示し、これらは光源の光度と光学的厚さによって駆動されることがわかりました。低光度IPは$<\Gamma>$が$1.83\pm0.19$であるのに対し、高光度IPは$<\Gamma>$が$1.34\pm0.02$と低くなっています。さらに、PQGemとV2400Ophの良好なスペクトル適合は、CVの極性サブクラスが熱コンプトン化によってもうまく記述できることを示しています。
歪んだ変形したコンパクトオブジェクトを周回する粒子の準周期的な振動運動
| Title |
Quasi-periodic_oscillatory_motion_of_particles_orbiting_a_distorted_deformed_compact_object |
| Authors |
Shokoufe_Faraji,_Audrey_Trova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.11871 |
この作品は、歪んだ、変形したコンパクトオブジェクトを取り巻くテスト粒子の動的特性を調査します。天体物理学の動機は、そのような背景を選択することでした。これは、コンパクトなオブジェクトの近くで発生する実際の状況のより合理的なモデルを構成し、追加の物理的自由度としてパラメーターを持つ可能性があります。これにより、観測データと天体物理学システムとの関連付けが容易になります。この作業の主な目標は、システムのさまざまなパラメーターに応じて、このバックグラウンドでの運動の動的レジームと準周期的振動を研究することです。また、観測された準周期振動周波数比3：2で、ラジアル振動と垂直振動の共振現象を実行します。
ZTFソース分類プロジェクト：I。方法とインフラストラクチャ
| Title |
The_ZTF_Source_Classification_Project:_I._Methods_and_Infrastructure |
| Authors |
Jan_van_Roestel,_Dmitry_A._Duev,_Ashish_A._Mahabal,_Michael_W._Coughlin,_Przemek_Mr\'oz,_Kevin_Burdge,_Andrew_Drake,_Matthew_J._Graham,_Lynne_Hillenbrand,_C._Fremling,_David_Hale,_Russ_R._Laher,_Frank_J._Masci,_Reed_Riddle,_Philippe_Rosnet,_Ben_Rusholme,_Roger_Smith,_Maayane_T._Soumagnac,_Richard_Walters,_Thomas_A._Prince,_S._R._Kulkarni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.11304 |
ZwickyTransientFacility（ZTF）は、2018年の初めから、$g$、$r$、および$i$フィルターで20.5の大きさ（30秒間の露出で$5\sigma$）まで北の空全体を観測してきました。ZTFは、2年間で、10億を超える光度曲線を取得しました。各光度曲線は、$g$と$r$で50〜1000エポックで、$i$ではそれより少なくなっています。可変光源の光度曲線に含まれる情報を新しい科学的発見に使用できるようにするには、それらを分類するための効率的で柔軟なフレームワークが必要です。このホワイトペーパーでは、すべてのZTF光度曲線を分類するために使用される方法とインフラストラクチャを紹介します。私たちのアプローチは、柔軟性とモジュール性を目指しており、動的な分類スキームとラベルの使用、継続的に進化するトレーニングセット、さまざまな機械学習分類器のタイプとアーキテクチャの使用を可能にします。この設定により、新しいデータが利用可能になり、トレーニングサンプルが更新され、新しいクラスを組み込む必要がある場合に、ZTF光度曲線の分類を継続的に更新および改善できます。
アポダイジングおよびビーム整形光学系による直接太陽系外惑星分光法の強化
| Title |
Enhancing_Direct_Exoplanet_Spectroscopy_with_Apodizing_and_Beam_Shaping_Optics |
| Authors |
Benjamin_Calvin,_Nemanja_Jovanovic,_Garreth_Ruane,_Jacklyn_Pezzato,_Jennah_Colborn,_Daniel_Echeverri,_Tobias_Schofield,_Michael_Porter,_J._Kent_Wallace,_Jacques-Robert_Delorme,_Dimitri_Mawet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.11499 |
直接太陽系外惑星分光法は、太陽系外惑星のスペクトルを測定すると同時に、そのホスト星から収集される光を最小限に抑えることを目的としています。惑星の光を星の光から分離すると、星によるノイズが支配的な場合のスペクトルチャネルあたりの信号対雑音比（S/N）が向上し、高スペクトル分解能（>30,000）で前例のない詳細で太陽系外惑星の大気の新しい研究が可能になる可能性があります）。ただし、最適な機器の設計は、検出器のノイズや熱バックグラウンドなどの他のソースによるノイズと比較した、惑星や星からのフラックスレベルによって異なります。ここでは、補償光学機器を使用した直接太陽系外惑星分光法の2つの潜在的なレジームでS/Nを改善するために、特別に設計された光学系の設計、製造、および実験室でのデモンストレーションを紹介します。1つ目は、惑星の既知の位置でシングルモードファイバーへの結合効率を改善することにより、惑星の信号を増加させる1対のビーム整形レンズです。2つ目は、ホスト星からの角度が小さい惑星の回折スターライトを減らすグレースケールアポダイザーです。前者は、検出器ノイズまたは熱バックグラウンドが支配的な場合に特にS/Nを増加させ、後者は恒星ノイズの低減に役立ちます。それぞれの場合の理論的点広がり関数と実験的点像分布関数の間に良好な一致を示し、KeckPlanetImagerとCharacterizerを使用した51Eridanibのシミュレーション観測で各光学セットが提供する露光時間の短縮（$\sim33\％$）を予測します。WMの機器ケック天文台。
構造コンポーネントの分離を使用したソースとフィラメントのマルチスケール、マルチ波長抽出：getsf
| Title |
Multi-scale,_multi-wavelength_extraction_of_sources_and_filaments_using_separation_of_the_structural_components:_getsf |
| Authors |
A._Men'shchikov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.11565 |
現代の地上観測所や宇宙観測所が提供する高品質の天文画像には、宇宙の複雑な物理的プロセスに関する大量の詳細情報を含む、ソース、フィラメント、その他の構造の分析と正確な抽出のための適切で信頼性の高いソフトウェアが必要です。波長帯全体で角度分解能が大きく変動する多波長観測には、貴重な高分解能情報を保存して使用する抽出ツールが必要です。この論文では、複数波長の画像セットと非常に複雑なフィラメント状の背景を処理するように設計された、構造コンポーネントの分離を使用して天文画像のソースとフィラメントを抽出する新しい方法であるgetsfを紹介します。この方法では、元の画像を空間的に分解し、ソースとフィラメントの構造コンポーネントを相互に分離し、背景から分離して、結果の画像を平坦化します。平坦化されたコンポーネントを空間的に分解し、波長全体で結合し、フィラメントのソースとスケルトンの位置を検出し、検出されたソースとフィラメントを測定します。このペーパーでは、ソースとフィラメントの抽出方法の品質を評価するための標準的なベンチマーク問題として役立つ、シミュレートされたベンチマーク画像の現実的な多波長セットを紹介します。この論文では、多波長遠赤外線ハーシェル画像から高解像度の表面密度を導出するための改良されたアルゴリズムである採用について説明します。このアルゴリズムでは、70ミクロンの画像を使用する場合、角度分解能が5.6秒角に達する表面密度を作成できます。getfとhiresはどちらも、X線ドメインからミリメートル波長まで、さまざまな画像へのアプリケーションによって示されています。
$ \ mathbb {Z} ^ n $および$ A_n ^ * $ラティスに基づくテンプレートバンク
整合フィルタリングは、データストリームで信号を検索するために使用される従来の方法です。ソース（したがってその$n$パラメーター）が不明な場合は、多くのフィルターを使用する必要があります。これらは、テンプレートバンクと呼ばれる$n$次元のパラメータ空間でグリッドを形成します。これらのグリッドをラティスとして構築すると便利なことがよくあります。ここでは、$\mathbb{Z}^n$および$A_n^*$ラティスのこれらのテンプレートバンクのプロパティのいくつかを調べます。特に、従来の2次近似と最近提案された球面近似の両方で、不一致関数の分布に焦点を当てます。失われる信号の割合は、この分布の偶数モーメントによって決定されます。これを計算します。私たちが調べるこれらの量の多くには、単純で明確に定義された$n\to\infty$制限があり、小さな$n$でも正確な見積もりが得られることがよくあります。私たちの主な結論は次のとおりです。（i）かなり効果的なテンプレートベースの検索は、2次近似で驚くほど高い不一致値で構築できます。（ii）小さなテンプレート分離で$A_n^*$テンプレートバンクによって提供されるマイナーな利点（$\mathbb{Z}^n$と比較して）は、大きな不一致ではさらに重要性が低くなります。したがって、$A_n^*$ラティスに基づくテンプレートバンクを使用する動機はほとんどありません。
マイクロアークセカンド位置天文学：ガイアからの科学のハイライト
マイクロ秒角の位置天文学へのアクセスは、現在、無線、赤外線、および光学の領域で日常的に行われています。特に、ガイア計画からの2回目のデータリリースの公開により、すべての天文学者が、全天で21の大きさまで、17億のソースに対して簡単にアクセスできる高精度の位置天文学を使用できるようになりました。*Gaiaは素晴らしい位置天文学を提供しますが、データの限界では小さな系統的エラーが存在します。ヒッパルコス/ガイアの位置天文学の概念、およびデータの収集と処理をよく理解することで、体系的なエラーの原因とその影響を軽減する方法についての洞察が得られます。*ガイアから選択された一連の結果は、太陽系から遠方の宇宙、データの創造的な使用に至るまで、刺激的な科学と予期しない結果の幅を強調しています。*GaiaDR2は、高精度の位置天文学、測光、視線速度を備えた銀河位相空間の高密度サンプリングを初めて提供し、位相空間と観測HR図の微妙な特徴を明らかにすることを可能にします。*今後10年間で、より正確で豊富なガイアデータのリリースと、重要な補足データを提供する新しい測光および分光調査がオンラインになることを楽しみにしています。*長期的には、ミルキーウェイの核領域の奥深くにある位相空間の高密度サンプリングを提供するガイアの赤外線バージョンの計画を含め、マイクロ秒角の位置天文学以降の刺激的な新しい機会が約束されます。
NGC300の2019qylで：共生星の非常に速い新星のための初期の流出衝突
| Title |
AT_2019qyl_in_NGC_300:_Early_Outflow_Collisions_for_a_Very_Fast_Nova_in_a_Symbiotic_Binary |
| Authors |
Jacob_E._Jencson_(1),_Jennifer_E._Andrews_(1),_Howard_E._Bond_(2_and_3),_Viraj_Karambelkar_(4),_David_J._Sand_(1),_Schuyler_D._van_Dyk_(5),_Nadejda_Blagorodnova_(6),_Martha_L._Boyer_(3),_Mansi_M._Kasliwal_(4),_Ryan_M._Lau_(7),_Shazrene_Mohamed_(8_and_9_and_10),_Robert_Williams_(11_and_3),_Patricia_A._Whitelock_(8_and_9),_Rachael_C._Amaro_(1),_K._Azalee_Bostroem_(12),_Yize_Dong_(12),_Michael_J._Lundquist_(1),_Stefano_Valenti_(12),_Samuel_D._Wyatt_(1),_Jamie_Burke_(13_and_14),_Kishalay_De_(4),_Saurabh_W._Jha_(15),_Joel_Johansson_(16),_C\'esar_Rojas-Bravo_(11),_David_A._Coulter_(11),_Ryan_J._Foley_(11),_Robert_D._Gehrz_(17),_Joshua_Haislip_(18),_Daichi_Hiramatsu_(13_and_14),_D._Andrew_Howell_(13_and_14),_Charles_D._Kilpatrick_(11),_Frank_J._Masci_(5),_Curtis_McCully_(13_and_14),_Chow-Choong_Ngeow_(19),_et_al._(7_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.11291 |
白色矮星（WD）の表面での熱核爆発であるノヴァ噴火は、現在、最も一般的な衝撃波による過渡現象の1つであると認識されています。NGC300の最近の新星であるAT2019qylの初期の発見と急速な紫外線（UV）、光学、および赤外線（IR）の時間的発達を示します。光度曲線は、$\lesssim1$日続く急速な上昇を示し、ピークに達します。$M_V=-9.2$magの絶対等級、および非常に急速な減少、3。5日間で2magずつ減少します。71日後の光度曲線の急激な低下と急激な減少のタイムスケールは、$M_{\mathrm{WD}}\gtrsim1.2M_{\odot}$の大規模なWDからの低質量放出を示唆しています。そのようなイベントの初期の分光学的進化の前例のないビューを提示します。ピークの前の3つのスペクトルは、He/Nクラスの新星の噴出物に内部衝突と衝撃を引き起こす複雑な多成分流出を明らかにしています。一時的な場所の広範な噴火前のカバレッジで一致するIR変数の対応物を識別し、Oが豊富な漸近巨星分枝ドナー星との共生前駆体システムの存在、および初期のUVの証拠を推測します-2014年の明るい爆発。AT2019qylは、RSOphなどの赤色巨星分枝やV407Cygなどの他の埋め込み新星システムを伴う銀河系再発新星のサブセットに類似していることをお勧めします。私たちの観察は、内部流出衝突がそのようなシステムからの衝撃動力放出を生成するのに重要な役割を果たす可能性が高いという新しい証拠を提供します。
惑星間コロナ質量放出における様々な高イオン化イオンからの太陽風電荷交換放出のすざく検出
| Title |
Suzaku_Detection_of_Solar_Wind_Charge_Exchange_Emission_from_a_Variety_of_Highly-ionized_Ions_in_an_Interplanetary_Coronal_Mass_Ejection |
| Authors |
Kazunori_Asakura,_Hironori_Matsumoto,_Koki_Okazaki,_Tomokage_Yoneyama,_Hirofumi_Noda,_Kiyoshi_Hayashida,_Hiroshi_Tsunemi,_Hiroshi_Nakajima,_Satoru_Katsuda,_Daiki_Ishi,_Yuichiro_Ezoe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.11298 |
太陽風電荷交換（SWCX）によって生成されたX線放射は、X線観測データを汚染することが知られており、その量は、主なターゲットが比較的である場合、特に軟X線バンドでしばしば重要または支配的ですらあります。観測中の宇宙天気に応じて、弱い拡散源。特に、惑星間コロナ質量放出（ICME）によって引き起こされるSWCXイベントは、スペクトルが豊富で、ICMEプラズマ中の金属の存在量に関する重要な情報を提供する傾向があります。X6クラスの太陽フレアの直後の2005年9月11日にすざくで観測されたSN1006バックグラウンドデータを分析しました。そのシグネチャは、関連するICMEと一緒に個別に検出されました。データには、SWCXを介して生成されたさまざまな高イオン化イオンからの輝線が含まれていることがわかりました。検出されたイオンの相対的な存在量は、過去のICME駆動のSWCXイベントの存在量と一致していることがわかりました。したがって、このイベントはICME主導であったと結論付けます。さらに、硫黄XVI線をSWCX発光からの線として初めて検出しました。この事実は、これがこれまでに観測された中で最もスペクトルが豊富なSWCXイベントであることを示唆しています。ICME駆動のSWCXイベントの観測は、現在利用可能なin-situ観測では測定が困難な、プラズマ中の高度にイオン化されたイオンの母集団を研究するための独自のプローブを提供できることを示唆します。
巨大な仲間とのセファイド。 I.二重線のバイナリセファイドの多数の集団を明らかにする
| Title |
Cepheids_with_giant_companions._I._Revealing_a_numerous_population_of_double-lined_binary_Cepheids |
| Authors |
Bogumi{\l}_Pilecki,_Grzegorz_Pietrzy\'nski,_Richard_I._Anderson,_Wolfgang_Gieren,_M\'onica_Taormina,_Weronika_Narloch,_Nancy_R._Evans,_and_Jesper_Storm |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.11302 |
3〜11M$\odot$の古典的なセファイドの質量は理論によって予測されますが、測定されたものは3.6〜5M$\odot$の間に凝集します。その結果、それらの質量光度関係は十分に制約されておらず、基本的な恒星物理学とリービットの法則の理解を妨げています。すべてのCepheid質量は、5つの二重線のみを含む11の連星系の分析から得られ、正確な動的質量決定に最適です。二重線バイナリ（SB2）システムで新しい多数のCepheidのグループを分析して、広い質量間隔で質量を決定し、それらの進化を研究するプロジェクトを紹介します。P-L関係に沿って広がる41個の候補バイナリLMCセファイドのサンプルを分析します。これらは、発光赤色巨星を伴う可能性が高く、それらのバイナリ性の間接的および直接的な指標を示します。18の最も明るい候補のサブサンプルの分光学的研究では、16について、スペクトル内の2つの成分の線を検出し、SB2システムのCepheidの数をすでに4倍にしました。したがって、サンプル全体を観察すると、現在利用可能なすべてのセファイド質量推定値が4倍になる可能性があります。私たちの候補者の大多数にとって、不規則な固有の期間の変化は、二値性のために軽い移動時間の影響よりも支配的です。ただし、後者は4つのセファイドの周期的な位相変調を説明している可能性があります。私たちのプロジェクトは、LMC、天の川、およびその他の銀河におけるセファイドの将来の正確な動的質量決定への道を開きます。これにより、既知のセファイド質量の数が10倍に増える可能性があり、これらの重要な星に関する知識が大幅に向上します。
HfIIのUV線と光学線の原子遷移確率の改善と2つの金属量の少ない星のHf存在量の決定
| Title |
Improved_Atomic_Transition_Probabilities_for_UV_and_Optical_Lines_of_Hf_II_and_Determination_of_the_Hf_Abundance_in_Two_Metal-Poor_Stars |
| Authors |
E._A._Den_Hartog,_J._E._Lawler,_I._U._Roederer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.11308 |
HfIIの199のUVおよび光学遷移の新しい分岐率測定を報告します。これらの遷移は、波長（波数）が2068〜6584A（48322〜15183cm-1）の範囲であり、エネルギーが38578〜53227cm-1の範囲の17の奇数パリティの上位レベルで発生します。分岐率は、以前の研究で報告された放射寿命と組み合わされて、5〜25％の範囲の精度で一連の遷移確率とlog（gf）値を生成します。そのようなデータが存在する文献からの遷移確率と比較されます。これらの新しい遷移確率を使用して、2つの金属量の少ない星の改善されたHf存在量を導き出します。HD196944はsプロセス要素で強化されており、12個のHfIIラインから対数イプシロン（Hf）=-0.72+/-0.03（シグマ=0.09）を導出します。HD222925はrプロセス要素で強化されており、20個のHfIIラインから対数イプシロン（Hf）=0.32+/-0.03（シグマ=0.11）を導出します。これらの測定により、UVおよび光学スペクトルの分析に役立つ可能性のあるHfIIラインの数が大幅に増加します。
コロナループの低速モード磁気音響波
| Title |
Slow-Mode_Magnetoacoustic_Waves_in_Coronal_Loops |
| Authors |
Tongjiang_Wang,_Leon_Ofman,_Ding_Yuan,_Fabio_Reale,_Dmitrii_Y._Kolotkov,_Abhishek_K._Srivastava |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.11376 |
急速に減衰する長周期振動は、小さな（またはマイクロ）フレアに関連するアクティブ領域の高温のコロナループでしばしば発生します。この種の波動活動は、高温輝線のドップラー速度測定からSOHO/SUMER分光計で最初に発見されたため、「SUMER」振動とも呼ばれます。それらは主に、グローバル（または基本モード）の立っている遅い磁気音響波として解釈されました。さらに、増加する証拠は、太陽フレアと恒星フレアの光度曲線で検出された減衰高調波タイプの脈動は、立っている低速モード波によって引き起こされる可能性が高いことを示唆しています。コロナループ内の遅い磁気音響波の研究は、コロナ地震学に関連して特に興味深いトピックになっています。シュメール振動と一致する物理的特性（例えば、振動周期、減衰時間、トリガー）を示すホットフレアループでの定常強度振動と反射強度振動の両方を検出したSDO/AIAおよびHinode/XRT観測からの最近の結果をレビューします。また、波の励起と減衰のメカニズムに焦点を当てて、低速モード波の理論と数値モデリングの最近の進歩を確認します。1D、2D、および3DでのMHDシミュレーションは、衝撃加熱によって反射伝搬波または定在波を生成するための物理的条件を理解することに専念してきました。さまざまな減衰メカニズムとその解析方法を要約します。線形理論に基づく計算は、熱伝導、圧縮粘度、光学的に薄い放射などの非理想的なMHD効果が、さまざまな物理的条件のコロナルループでの低速モード波の減衰に支配的である可能性があることを示唆しています。最後に、輸送係数や加熱機能の決定など、いくつかの重要な地震学的アプリケーションの概要を説明します。
TRAPPIST-1のメガマッスルスペクトルエネルギー分布
| Title |
The_Mega-MUSCLES_Spectral_Energy_Distribution_Of_TRAPPIST-1 |
| Authors |
David_J._Wilson,_Cynthia_S._Froning,_Girish_M._Duvvuri,_Kevin_France,_Allison_Youngblood,_P._Christian_Schneider,_Zachory_Berta-Thompson,_Alexander_Brown,_Andrea_P._Buccino,_Suzanne_Hawley,_Jonathan_Irwin,_Lisa_Kaltenegger,_Adam_Kowalski,_Jeffrey_Linsky,_R._O._Parke_Loyd,_Yamila_Miguel,_J._Sebastian_Pineda,_Seth_Redfield,_Aki_Roberge,_Sarah_Rugheimer,_Feng_Tian,_Mariela_Vieytes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.11415 |
メガマッスル財務調査の一環として得られた超低温矮星TRAPPIST-1の5A-100umスペクトルエネルギー分布（SED）を紹介します。SEDは、ハッブル宇宙望遠鏡で得られた紫外線および青色光学分光法、XMM-Newtonで得られたX線分光法、および恒星の光球、彩層、遷移領域、コロナのモデルを組み合わせたものです。観測されていない極端紫外線スペクトルの新しい微分放射測定モデルが提供され、低質量星からの100-911Aフラックスを推定するためによく使用されるライマンα線とEUVの関係が改善されます。使用した観測とモデル、およびそれらをSEDに組み合わせるためのレシピについて説明します。また、TRAPPIST-1惑星の大気モデリングで使用するための観測に基づいて、恒星の紫外線スペクトルの半経験的でノイズのないモデルを提供します。
自己組織化マップ技術による低太陽大気の分光画像のセグメンテーション
| Title |
Segmentation_of_spectroscopic_images_of_the_low_solar_atmosphere_by_the_Self_Organizing_Map_technique |
| Authors |
Schillir\`o_Francesco_and_Romano_Paolo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.11595 |
自己組織化マップ技術を使用して、DunnSolarの焦点面に設置された干渉計2次元分光計によって656.28nmのH$\alpha$線に沿って取得された高空間およびスペクトル解像度データセットへのセマンティックセグメンテーションの適用について説明します。望遠鏡。この機械学習アプローチにより、太陽の光球と彩層の主要な構造に対応するいくつかの特徴を特定することができました。得られた結果は、低大気での太陽活動を特徴付ける微細構造を特定および分析するためのこの方法の能力と柔軟性を示しています。これは、天体物理学のデータセットへのSOM技術の最初の成功したアプリケーションです。
暗光子超放射の電磁的特徴
ブラックホール超放射は、超軽量ボソンを探すための強力なツールです。このような粒子の存在に対する制約は、高度に回転するブラックホールの観測、連続的な重力波信号の欠如、および関連する確率的背景から導き出されてきました。ただし、これらの制約は、ボソンの相互作用を無視できる限界でのみ厳密に言えば有効です。この作業では、周囲の電子による散乱プロセスを介して、超明暗光子の超放射成長を抑制できる程度を調査します。暗い光子の質量$m_{\gamma^\prime}\gtrsim10^{-17}\、{\rmeV}$の場合、および周囲の電子数密度の妥当な値の場合、抽出する前に超放射をクエンチできることがわかります。ブラックホールスピンのかなりの部分。$m_{\gamma^\prime}$が十分に大きく、電子数密度が小さい場合、動的混合の中間抑制を効率的に除去でき、混合に対してクエンチングが発生します$\chi_0\gtrsim\mathcal{O}（10^{-8}）$;ただし、低質量では、中程度の効果により、効率的な散乱プロセスによるエネルギーの散逸が大幅に抑制されます。興味深いことに、この消光は時間とエネルギーを振動させる電磁特性につながり、光度は潜在的に$\sim10^{57}\、{\rmerg/s}$まで伸び、そのようなイベントは既存のもので検出可能である必要があることを示唆しています望遠鏡。副産物として、超放射を使用して標準模型の光子の小さな質量を拘束することはできないことも示しています。
EDGES異常の複合ソリューション
クーロン相互作用を介してバリオンを冷却するサブコンポーネントのミリチャージ暗黒物質が、EDGESの異常を説明するために呼び出されました。しかし、このモデルは、宇宙論と恒星の放出からの制約により、深刻な緊張状態にあります。この作業では、複合ブロブに存在するこれらのミリチャージ粒子の結果を検討します。高温での関連する自由度は、微小な電気素量であり、低温で融合して、より大きな電荷の塊を構成します。これらのブロブは、EDGESの異常を説明するのに十分なバリオンの冷却に関連する自由度として機能します。このようなモデルでは、宇宙論と恒星の制約（高温プロセスを含む）は、微弱に相互作用する電気素量にのみ適用され、ブロブには適用されません。これにより、EDGESの異常を説明できる、ミリチャージされたブロブの広範囲のパラメータ空間が救われます。また、運動量の伝達が少ない場合でも、直接検出するための新しいパラメーター空間が開かれます。
ミューオン望遠鏡（MuTe）を使用したミュオグラフィ背景の特性評価
| Title |
Characterization_of_the_muography_background_using_the_Muon_Telescope_(MuTe) |
| Authors |
Jes\'us_Pe\~na-Rodr\'iguez,_Luis_A._N\'u\~nez,_Hern\'an_Asorey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.11483 |
この作業では、MuTeを使用してミュオグラフィの背景成分を推定します。2つのサブ検出器（シンチレータホドスコープと水チェレンコフ検出器（WCD））で構成されるハイブリッドミューオン望遠鏡です。ホドスコープは望遠鏡を横切る粒子の軌道を記録し、WCDはそれらのエネルギー損失を測定します。MuTeホドスコープは、パネル間の距離が2.5mの場合、角度分解能32mradで3841の異なる方向を再構築します。ターゲットまでの距離が800mであると仮定すると、空間分解能は$\sim$25.6mに達する可能性があります。WCDは、0.72MeVの分解能で50MeVから1.5GeVまでの蓄積エネルギーを測定します。MuTeは、上向きのミューオン、散乱ミューオン、ExtensiveAirShowers（EAS）のソフトコンポーネント、同時に到着する粒子などのミュオグラフィの背景ソースを識別します。それらは、蓄積エネルギー（WCD）と飛行時間の測定値を使用してフィルタリングされます。WCDは、単一ミューオン、電子/陽電子、および多粒子イベントを区別します。一方、ToF測定では、散乱ミューオンのバックグラウンド寄与を減らすためのエネルギーしきい値を確立するミューオン運動量を推定できます。上向きのミューオンは、ToF記号によって決定される粒子の到着方向によって拒否されます。記録されたイベントの36％近くが電磁成分（電子と陽電子）に属し、約30.4％が100ns未満の時差で到着する複数の粒子イベントによって引き起こされ、最後の34％がミューオンによって引き起こされると結論付けました。ミューオンソフト成分（<1GeV/c）は、シングルミューオンイベントの46％を表します。上向きの粒子は、MuTeを通過する全フラックスの22％を合計します。
不規則な形状のオイラーポアソンが支配的な分子雲の爆発と長期にわたる発達
分子雲からの星形成の天体物理学的問題に動機付けられて、私たちは特定の分子雲の可能な振る舞いの第一歩を踏み出します。この記事$（1）$は、分子雲の進化を説明するためのオイラー-ポアソンシステムの拡散境界問題を確立します。$（2）$は、拡散境界問題の古典的な解の局所的な存在、一意性、および継続原理を証明します。$（3）$は、拡散問題の古典的な解（対称条件なし）が、最初のクラスのグローバル解がなく、データが許容可能（大規模、不規則な形状、拡張および回転）である場合、有限時間で爆発することを証明します。分子雲）;$（4）$は、データが強く許容される場合、特定の特異点を境界から削除できることを証明します。この結果は、対称性のない飼いならされた溶液の有限爆発に関する牧野の予想$[69]$に部分的に答え、ニュートン自己重力を伴う完全流体における星形成、断片化、衝撃形成の可能性、および物理的真空境界を与えます。
線形に振動する銀河の存在について
3次元の重力Vlasov-Poissonシステムの2つのクラスの定常状態を検討します。球対称のアントノフ安定定常状態（ポリトロープとキングモデルを含む）とそれらの平面対称類似体です。これらの定常状態の近傍で線形化されたダイナミクスを支配する自己随伴作用素の本質的なスペクトルを完全に説明します。また、検討中の定常状態では、スペクトルにギャップが存在することも示しています。次に、Mathurが最初に使用したBirman-Schwinger原理のバージョンを使用して、定常状態の線形振動に対応する、本質的なスペクトルの最初のギャップ内に固有値が存在するための一般的な基準を導き出します。特に、私たちの基準を満たす定常状態の近くでは、線形ランダウ減衰は発生しません。この基準を検証するには、各定常状態に関連するいわゆる周期関数を十分に理解する必要があります。平面対称の場合、基準を厳密に検証しますが、球対称の場合、関連する周期関数の自然な単調性の仮定の下で検証します。我々の結果は、数値的に観察されたそのような定常状態の摂動によって引き起こされる脈動挙動を説明しています。
インフレとスケール不変の$ R ^ 2 $-重力
基本的な物理学のスケール不変モデルでは、質量スケールは自発的対称性の破れによって生成されます。この研究では、スケール不変の$R^2$重力でのインフレーションを研究します。この重力では、プランク質量は、スケールの自発的対称性の破れの原因となるスカラー場によって生成されます。スカラー場の自己相互作用がゼロ以外の場合、宇宙定数が生成されます。これは潜在的に非常に大きくなる可能性があります。遅い時間での微調整を避けるために、インフレーション中に古典的な宇宙定数をゼロに駆動する別のスカラー場を導入します。アインシュタインフレームで作業すると、保存されたネーター電流により、対応する3フィールドインフレーションモデル（2つのスカラーフィールドとスカラーロンで構成される）が事実上2フィールドモデルになることがわかります。インフレーションの終わりに古典的な宇宙定数をキャンセルするフィールドを導入するために支払われる賞は、インフレーション中のエントロピー摂動のためにスペクトルインデックスの実行と実行の実行が非常に大きくなる可能性があり、モデルをテスト可能にすることです将来の宇宙実験。
ゆっくりと回転するクインテセンスに対する不均一性の影響：微細構造定数の局所的変動への影響
| Title |
Impact_of_inhomogeneities_on_slowly_rolling_Quintessence:_implications_for_the_local_variations_of_the_fine-structure_constant |
| Authors |
Leonardo_Giani,_Emmanuel_Frion,_Oliver_Fabio_Piattella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.11735 |
ダークエネルギークインテセンス流体の進化が、物質の不均一性の存在によってどのように変化するかを研究します。そのために、ダストとゆっくりと回転するスカラー場を含む平坦なFLRW背景の線形摂動を研究します。球対称性と静的密度コントラスト\textit{i.e。}$\dot{\delta}=0$の仮定の下で、物質と暗黒エネルギーが支配的なエポックの摂動の簡単な解析解を取得します。結果として、結合\textit{\`ala}Bekensteinが仮定された場合、スカラー場の摂動が微細構造「定数」の空間依存性をトリガーし、それが$\Delta\alpha\として変化することを示します。プロプト1/r$。最後に、このような変動は、銀河内からの星の分光学観測によって制約される可能性があることを強調します。したがって、ダークエネルギーの性質の新しいプローブを提供します。
低エネルギー電子反跳を介した新しい物理学に対するLUX-ZEPLIN（LZ）実験の予測感度
| Title |
Projected_sensitivities_of_the_LUX-ZEPLIN_(LZ)_experiment_to_new_physics_via_low-energy_electron_recoils |
| Authors |
The_LZ_Collaboration,_D.S._Akerib,_A.K._Al_Musalhi,_S.K._Alsum,_C.S._Amarasinghe,_A._Ames,_T.J._Anderson,_N._Angelides,_H.M._Ara\'ujo,_J.E._Armstrong,_M._Arthurs,_X._Bai,_J._Balajthy,_S._Balashov,_J._Bang,_J.W._Bargemann,_D._Bauer,_A._Baxter,_P._Beltrame,_E.P._Bernard,_A._Bernstein,_A._Bhatti,_A._Biekert,_T.P._Biesiadzinski,_H.J._Birch,_G.M._Blockinger,_B._Boxer,_C.A.J._Brew,_P._Br\'as,_S._Burdin,_J.K._Busenitz,_M._Buuck,_R._Cabrita,_M.C._Carmona-Benitez,_M._Cascella,_C._Chan,_N.I._Chott,_A._Cole,_M.V._Converse,_A._Cottle,_G._Cox,_O._Creaner,_J.E._Cutter,_C.E._Dahl,_L._de_Viveiros,_J.E.Y._Dobson,_E._Druszkiewicz,_S.R._Eriksen,_A._Fan,_S._Fayer,_N.M._Fearon,_S._Fiorucci,_H._Flaecher,_E.D._Fraser,_T._Fruth,_R.J._Gaitskell,_J._Genovesi,_C._Ghag,_E._Gibson,_S._Gokhale,_M.G.D._van_der_Grinten,_et_al._(133_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.11740 |
LUX-ZEPLIN（LZ）は、原子反跳を介して相互作用する弱く相互作用する質量粒子（WIMP）に対して、約7トンのキセノンターゲット質量と世界をリードする感度を得ることが期待される暗黒物質検出器です。この原稿は、相補的な電子反跳信号タイプのいくつかの低エネルギー信号に対する感度予測を示しています：1）有効なニュートリノ磁気モーメントと2）有効なニュートリノミリチャージ、両方ともppチェーン太陽ニュートリノ、3）によって生成されるアクシオンフラックス太陽、4）銀河系暗黒物質を形成するアクシオン様粒子、5）隠された光子、6）鏡面暗黒物質、7）親油性暗黒物質。いずれの場合も、世界をリードする感度が期待されます。これは、5.6t1000dの大規模な曝露と、100keVドル未満のエネルギーレジームでの電子反跳バックグラウンドの予想率が低いためです。一貫した信号生成、バックグラウンドモデル、およびプロファイル尤度分析フレームワークが全体で使用されます。
内側太陽圏における圧縮性太陽風乱流の進化：PSP、THEMISおよびMAVEN観測
| Title |
The_evolution_of_compressible_solar_wind_turbulence_in_the_inner_heliosphere:_PSP,_THEMIS_and_MAVEN_observations |
| Authors |
N._Andr\'es_and_F._Sahraoui_and_L._Z._Hadid_and_S._Y._Huang_and_N._Romanelli_and_S._Galtier_and_G._DiBraccio_and_J._Halekas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.11781 |
$\sim$0.2AUから$\sim$1.7AUまでの圧縮性エネルギー伝達率の最初の計算は、PSP、THEMIS、およびMAVENの観測値を使用して取得されます。圧縮性エネルギーカスケード率$\varepsilon_C$は、宇宙船が手付かずの太陽風にさらされていた時間間隔で、さまざまな地動説の距離にある数百のイベントに対して計算されます。観測結果は、非圧縮性カスケードレート$\varepsilon_I$に対して$\varepsilon_C$が適度に増加していることを示しています。PSP近日点で最大25$\％$に達するプラズマの圧縮率のレベルに応じて、圧縮率の正確な関係のさまざまな項が、合計カスケードレート$\varepsilon_C$にさまざまな影響を与えることが示されています。最後に、観測結果は、局所的なイオン温度と太陽風の加熱問題に関連しています。
