重力波放射と宇宙熱的死に関する予備研究
| Title |
A_preliminary_study_about_gravitational_wave_radiation_and_cosmic_heat_death |
| Authors |
Jianming_Zhang,_Qiyue_Qian,_Yiqing_Guo,_Xin_Wang_and_Xiao-Dong_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.12054 |
宇宙の熱的死における重力波（GW）の役割を研究します。熱的死の％。GWの放出により、非常に長い期間で、宇宙の動的システムは持続的な機械的エネルギー散逸に苦しみ、普遍的な休息と死の状態に進化します。N体シミュレーションでは、GW放出によるエネルギー損失を計算するために、シンプルでありながら代表的なスキームを採用しています。質量が$\sim10^{12}-10^{15}M_\odot$の現在の暗黒物質システムの場合、GW放出のタイムスケールは$\sim10^{19}-10^{25}$年と推定されます。このタイムスケールは、宇宙のどのバリオンプロセスよりも大幅に大きいですが、それでもホーキング放射のタイムスケールよりも$\sim10^{80}$倍短いです。動的カオス、ハローの四重極運動量、角運動量損失、動摩擦、中央ブラックホールの付着、暗黒物質の崩壊または消滅、暗黒物質の性質など、多くの未知数のために分析が無効になる可能性があることを強調しますエネルギーと宇宙の将来の進化。
中赤外線AGNからの太陽系の固有速度とその宇宙論的意味
宇宙原理によれば、宇宙は、共動する観測者には、優先方向がなくても等方性に見えるはずです。しかし、観測者の、または同等に太陽系の特有の動きは、宇宙の観測された特性のいくつかに双極子異方性を導入するかもしれません。宇宙マイクロ波背景放射（CMBR）の双極異方性から決定された太陽系の特異な動きは、l=264{\deg}、b=48{\deg}に沿って370km/sの速度を与えました。ただし、遠方の活動銀河核（AGN）の大規模なサンプルにおける数カウント、空の明るさ、または赤方偏移の分布からの双極子は、CMBRからの値よりも何倍も大きい固有速度の値をもたらしましたが、すべての場合で方向はCMBR双極子と一致しました。ここでは、100万を超えるソースを含む中赤外線活動銀河核（MIRAGN）サンプルから選択された、約28万のAGNのサンプルから固有の動きを決定します。方向はCMBR双極子の〜2{\sigma}以内にあるように見えますが、CMBR値の4倍を超える固有速度が見つかりました。実際の太陽固有速度は、観測のデータや手法が何であれ同じでなければならないので、そのような不一致の双極子は、CMBRのそれを含むこれらの双極子の起源の説明が他の場所にあるかもしれないことを意味するかもしれません。同時に、異なるグループによる完全に独立した調査から決定されたこれらすべての双極子の共通の方向は、これらの双極子が単にいくつかの系統学によるものではなく、代わりに真の異方性を意味する宇宙の好ましい方向を示唆している可能性があります。これは、現代の宇宙論の中核である宇宙原理に違反することになります。
すべての波長と時間にわたる宇宙のエネルギー生産の測定
銀河系外背景光（EBL）の研究はルネッサンスを迎えています。非常に高エネルギーの実験と深宇宙ミッションからの新しい結果は、直接対離散光源推定から生じる光学および近赤外の矛盾した測定間の行き詰まりを打ち破りました。また、改良されたダストモデルとAGN処理により、EBLをガンマ線から電波波長までモデル化する能力が向上しています。深くて広い分光学的および測光的赤方偏移調査の出現により、EBLを赤方偏移間隔に細分化できるようになりました。これにより、いつでも宇宙スペクトルエネルギー分布（CSED）の回復、または宇宙の代表的な部分の放射率が可能になります。新しい施設がオンラインになり、ガンマ線から電波波長までのより統一された研究が進行中であるため、EBLを1％以内の精度で測定することがまもなく可能になります。このレベルでは、再電離の正しいモデリング、失われた集団または光の認識、クラスター内およびハローガスからの放射、および崩壊する暗黒物質からの信号がすべて重要になります。やがて、目標は銀河系外領域から地球の表面に入射するすべての光子の起源を測定して説明することであり、その中に私たちの宇宙でのエネルギー生産の全歴史がコード化されています。
GAMA / DEVILS：0.3-2.2ミクロンの銀河系外背景光の改善された測定から宇宙の星形成の歴史を制約する
| Title |
GAMA/DEVILS:_Constraining_the_cosmic_star-formation_history_from_improved_measurements_of_the_0.3-2.2_micron_Extragalactic_Background_Light |
| Authors |
Soheil_Koushan_(ICRAR,_UWA),_Simon_P._Driver_(ICRAR,_UWA),_Sabine_Bellstedt_(ICRAR,_UWA),_Luke_J._Davies_(ICRAR,_UWA),_Aaron_S._G._Robotham_(ICRAR,_UWA),_Claudia_del_P_Lagos_(ICRAR,_UWA),_Abdolhosein_Hashemizadeh_(ICRAR,_UWA),_Danail_Obreschkow_(ICRAR,_UWA),_Jessica_E._Thorne_(ICRAR,_UWA),_Malcolm_Bremer_(Univ._Bristol),_B.W._Holwerda_(Univ._Lousiville),_Andrew_M._Hopkins_(Macquarie_Univ.),_Matt_J._Jarvis_(Oxford_Univ.),_Malgorzata_Siudek_(IFAE_Barcelona_&_NCBJ,_Warsaw),_and_Rogier_A._Windhorst_(ASU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.12323 |
統合された銀河光（IGL）への分解された銀河の寄与に基づいて、光学銀河外背景光（EBL）の改訂された測定値を提示します。宇宙の光学的バックグラウンド放射線（COB）は、星形成によって生成された光をエンコードし、宇宙の星形成の歴史（CSFH）に関する豊富な情報を提供します。銀河と質量集合体調査（GAMA）と銀河外可視レガシー調査（DEVILS）からの広い銀河と深い銀河の数のカウントを、ハッブル宇宙望遠鏡（HST）アーカイブと他の深い調査データセットとともに9つの多波長フィルターに組み合わせます0.35ミクロンから2.2ミクロンの範囲のCOBを測定します。各バンドの光度密度を個別に導き出し、超高エネルギー（VHE）実験からの光学EBLの最近の補完的な推定値との良好な一致を示しています。私たちのエラー分析は、IGLとガンマ線の測定値が約10％以内で完全に一貫していることを示唆しており、既知の銀河集団を超える拡散光源を追加する必要はほとんどないことを示唆しています。改訂されたIGL測定値を使用して、宇宙の星形成の履歴を制約し、最近のいくつかの推定値に振幅の制約を課します。一貫性のチェックとして、CSFH、恒星の質量成長、および光学EBLが銀河の進化の完全に一貫した画像を提供することを説得力を持って示すことができます。星形成率のピークは、9.1から10.9Gyrsのルックバック時間で、0.066-0.076Msol/yr/Mpc^3の範囲にあると結論付けます。
相互作用する暗黒セクターにおける宇宙論的摂動：観測上の制約と予測
| Title |
Cosmological_perturbations_in_the_interacting_dark_sector:_Observational_constraints_and_predictions |
| Authors |
Joseph_P_Johnson,_Archana_Sangwan,_S._Shankaranarayanan_(IIT_Bombay) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.12367 |
暗黒エネルギー間の相互作用-暗黒物質の相互作用を説明する相互作用場の理論モデルを検討します。特定の相互作用項についてのみ、この相互作用場の理論の記述には、同等の相互作用する流体の記述があります。逆パワー則ポテンシャルと線形相互作用関数について、相互作用する暗セクターモデルが$\textit{4つの宇宙データセット}$と一致していることを示します-ハッブルパラメータ測定（Hz）、バリオン音響振動データ（BAO）、超新星型Iaデータ（SN）、および高赤方偏移HII銀河測定（HIIG）。より具体的には、これらのデータセットは、暗いセクターでの相互作用強度の負の値を好み、ハッブル定数$H_0=69.9^{0.46}_{1.02}$kms$^{-1}$の最適値につながります。Mpc$^{-1}$。したがって、相互作用する場の理論モデル$\textit{ハッブルの緊張を緩和する}$プランクとこれらの4つの宇宙論的プローブの間。この相互作用する場の理論モデルが宇宙論的観測と一致していることを確立したので、相互作用するダークセクターシナリオと相互作用しないダークセクターシナリオを区別するための定量化ツールを入手します。構造形成、弱い重力レンズ効果、および統合されたザックス・ヴォルフェ効果に関連する赤方偏移の関数としてのスカラーメトリック摂動量の変動に焦点を当てます。進化の違いは、すべての長さスケールで$z<20$で顕著になり、違いは小さい赤方偏移値$z<5$でピークに達することを示します。次に、今後のミッションに対する結果の影響について説明します。
今後の高赤方偏移調査に照らした$ H_0 $の宇宙分散
| Title |
Cosmic_variance_of_$H_0$_in_light_of_forthcoming_high-redshift_surveys |
| Authors |
Giuseppe_Fanizza,_Bartolomeo_Fiorini,_Giovanni_Marozzi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.12419 |
今後の調査は、宇宙論的な大規模構造の理解を前例のない赤方偏移まで拡大するでしょう。この観点に従って、ハッブル定数の決定に対する確率的不均一性の影響を評価するための完全に相対論的なフレームワークを提示します。この目的のために、線形摂動理論の範囲内で作業し、宇宙一致モデルの光度距離と赤方偏移の関係の変動を、高赤方偏移調査（$0.15\lez）からの$H_0$の測定に関連する固有の不確実性に関連付けます。\le3.85$）。最初に、光度距離と赤方偏移の関係の2点相関関数の詳細な導出を示し、次に、固有速度、レンズ効果、時間遅延、（統合された）ザックス-ヴォルフェ、およびそれらの角度など、関連するすべての相対論的効果の分析結果を提供します。スペクトル。したがって、最近文献で主張されていることに従って、分析結果を高赤方偏移ハッブル図の研究に適用します。EuclidDeepSurveyとLSSTの詳細に従って、ハッブル定数の測定に関連する宇宙分散は最大で0.1％であると結論付けます。私たちの仕事は、固有速度のみが考慮されている、より近い情報源のためにすでに文献で行われている分析を拡張します。次に、詳細な調査により、少なくとも不均一性の確率的分布に関連する固有の不確実性に関して、ローカルソースから取得したものよりも正確な$H_0$の推定値が提供されると結論付けます。
パルサータイミングアレイを通して、QCD相転移によって生成された重力波を観測できますか？
| Title |
Can_we_observe_the_QCD_phase_transition-generated_gravitational_waves_through_pulsar_timing_arrays? |
| Authors |
Axel_Brandenburg,_Emma_Clarke,_Yutong_He,_Tina_Kahniashvili |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.12428 |
宇宙論的量子色力学（QCD）相転移に存在した可能性のある流体力学的および電磁流体力学的乱流源によって誘発された重力波（GW）の数値シミュレーションを実行します。放射エネルギー密度の約4％の乱流エネルギーの場合、そのような運動の典型的なスケールは、当時のハッブルスケールのかなりの部分であった可能性があります。結果として得られるGWは、今日のnHz範囲の臨界エネルギー密度の約$10^{-9}$のエネルギー分率を持っていることがわかり、NANOGravコラボレーションによってすでに観察されている可能性があります。これは、非らせん状の電磁流体乱流の周波数の平方根に比例する浅いスペクトルの発見によってさらに可能になります。これは、以前に予想されていたより急なスペクトルよりも、低周波数でより多くのパワーを意味します。より高い周波数への振る舞いは、乱流の性質に強く依存します。渦状の流体力学的および電磁流体力学的乱流の場合、ヘリシティが存在する場合はスペクトルGWエネルギーが最大5桁急激に低下し、ヘリシティが存在しない場合はやや低下します。音響流体力学的乱流の場合、傾斜はかなり急ですが、急激な低下はべき乗則の減衰に置き換えられます。私たちの研究は、乱流の磁気エネルギーによるGWエネルギーの二次スケーリングとピーク周波数による逆二次スケーリングの以前の発見をサポートしています。これにより、QCD条件下でGWエネルギーが大きくなります。
TWA3トリプルM矮星系の共面周連星原始惑星系円盤
| Title |
A_coplanar_circumbinary_protoplanetary_disk_in_the_TWA_3_triple_M_dwarf_system |
| Authors |
Ian_Czekala,_\'Alvaro_Ribas,_Nicol\'as_Cuello,_Eugene_Chiang,_Enrique_Mac\'ias,_Gaspard_Duch\^ene,_Sean_M._Andrews,_Catherine_C._Espaillat |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.11875 |
3つの前主系列星M3--M4.5星で構成される、近くの若い（$\sim$10Myr）階層システムであるTWA〜3の高感度ALMA観測を提示します。初めて、TWA〜3A周辺の周連星惑星系円盤からの${}^{12}$COと${}^{13}$CO$J$=2-1の放出を検出しました。原始惑星系円盤の速度場、恒星の位置天文位置、恒星の視線速度を共同で適合させて、システムのアーキテクチャを推測します。Aa星とAb星（それぞれ$0.29\pm0.01\、M_\odot$と$0.24\pm0.01\、M_\odot$）は、タイトな（$P=35$日）エキセントリック（$e=0.63\pm0.01$）分光連星は、他の短周期連星システムと同様に、周連星円盤と同一平面上にあります（68％の信頼度でミスアライメント$<6^{\circ}$）。スペクトルエネルギー分布のモデルから、周連星円盤の内側の半径（$r_\mathrm{inner}=0.50-0.75$au）は、動的切り捨ての理論的予測$r_\mathrm{cav}/a_と一致していることがわかりました。\mathrm{inner}\約3$。三次星Bの外側の軌道（$0.40\pm0.28\、M_\odot$、$a\sim65\pm18$au、$e=0.3\pm0.2$）は、内側の軌道ほど制約されていません。ただし、Aシステムと同一平面上にある軌道が引き続き優先されます（ミスアライメント$<20^{\circ}$）。TWA3A周連星円盤に対するB軌道の影響をよりよく理解するために、システムのSPHシミュレーションを実行し、ガス円盤の外縁（$r_\mathrm{outer}=8.5\pm0.2$au）を見つけました。同一平面上、円形、または適度に偏心した軌道からの切り捨てと最も一致しており、関節軌道適合からの優先度をサポートします。
回転するダンベル形状の表面重力
回転する天体（彗星や小惑星など）の形状を、それ自体の重力場の下で決定する問題を調査します。より具体的には、対称軸に垂直な2番目の軸を中心に回転する1つの軸（ダンベルなど）に関して対称なオブジェクトを検討します。オブジェクトは、一定の質量密度の非圧縮性流体としてモデル化できると仮定します。これは、粒子の集合体の最初の近似と見なされます。文献では、物体の重力場は、球座標を含む多重極展開として説明されることがよくあります（Kaula、1966）。この作品では、体の対称性に最も自然に適応する円筒座標で形状を記述し、回転体によって生成される重力ポテンシャルを楕円積分で簡単な式として表現します。平衡形状は、体の表面での重力ポテンシャルエネルギーと回転運動エネルギーが互いに釣り合うときに発生します。このような平衡形状は、変分法を介して見つけることができる最適化問題の解として導き出すことができます。この方法をダンベル形状の2つのパラメーターのファミリーに適用する例を示し、対応する最適化問題の近似数値解を見つけます。
輸送中の生命の兆候を見つける：FGKMホスト星の周りの地球のような惑星の高解像度透過スペクトル
| Title |
Finding_Signs_of_Life_in_Transit:_High-resolution_Transmission_Spectra_of_Earth-like_Planets_around_FGKM_Host_Stars |
| Authors |
Lisa_Kaltenegger_and_Zifan_Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.12011 |
地球に類似している可能性のある最初の惑星を含む、広範囲のホスト星を周回する何千もの通過する太陽系外惑星がすでに検出されています。今後の超大型望遠鏡とジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡は、トランジット系外惑星の大気中の生命の兆候の最初の検索を可能にします。ここでは、有効温度が2,500〜7,000Kの太陽系外惑星（F0〜M8）を周回する太陽系外惑星上の現代の地球に似た生物圏を示す可能性のある、輸送中のスペクトル特徴の強度を定量化します。輸送深度は約6,000の間で変化します。ホスト星のサイズが異なるため、ppm（M8ホスト）から30ppm（F0ホスト）。CO2は、0.4〜20ミクロンの輸送中に最も強いスペクトル特性を持っています。地球を生きている惑星として識別する大気の生命存在指標のペアO2+CH4とO3+CH4は、現代の地球類似体の通過スペクトルにおいて、太陽のようなより冷たいホスト星で最も顕著です。太陽よりも熱い星を周回するこのような惑星の生命存在指標と水を評価することは、高解像度の観測であっても非常に困難です。すべての高解像度トランジットスペクトルとモデルプロファイルはオンラインで入手できます。これらは、観測者が透過分光法で太陽系外惑星に優先順位を付け、大気検索アルゴリズムをテストし、観測戦略を最適化して宇宙での生命を見つけるためのツールを提供します。宇宙での生命の探索において、通過する惑星は、探索戦略を最適化するための鍵の1つとしてこのデータベースを使用して、私たちが一人であるかどうかを発見する最初の機会を提供します。
| Title |
On_the_stellar_clustering_and_architecture_of_planetary_systems |
| Authors |
V._Adibekyan,_N._C._Santos,_O._D._S._Demangeon,_J._P._Faria,_S._C._C._Barros,_M._Oshagh,_P._Figueira,_E._Delgado_Mena,_S._G._Sousa,_G._Israelian,_T._Campante,_and_A._A._Hakobyan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.12346 |
惑星系の構造を形作るメカニズムを明らかにすることは、それらの形成と進化を理解するために重要です。これに関連して、最近、恒星のクラスター化が太陽系外惑星の軌道構造を形成する鍵となる可能性があることが提案されました。この作業の主な目標は、惑星の軌道を形作る要因を調査することです。RVで検出された惑星を持つ比較的若いFGK矮星の均質なサンプルを使用し、位相空間（位置-速度）の過密度（「クラスター」星）および低密度（「フィールド」星）との関連が影響を与えるという仮説をテストしました。惑星の公転周期。ホスト星の特性を制御する場合、「クラスター」星の周りを周回する52個の惑星と、「フィールド」星の周りを周回する15個の惑星のサンプルで、これら2つの星の集団を周回する惑星の周期分布に有意差は見つかりませんでした。「クラスター」星の周りを周回する73個の惑星と「フィールド」星の周りを周回する25個の惑星の拡張サンプルを検討することにより、惑星周期の分布に大きな違いが現れました。しかし、恒星の低密度に関連するホストは、それらの「クラスター」の対応物よりもかなり古いように見えました。これでは、惑星の構造が年齢、環境、またはその両方に関連しているかどうかを結論付けることはできませんでした。さらに、「クラスター」星を周回する惑星のサンプルを研究して、同様の環境での惑星の軌道の形成に関与するメカニズムを研究しました。おそらく問題の複雑さを示す、巨大な惑星の軌道構造に明確に責任を負うことができるパラメータを特定できませんでした。結論。クラスター内および過密度環境での惑星の数の増加は、大規模で偏りのないサンプルを構築するのに役立ち、惑星の軌道を形成する支配的なプロセスをよりよく理解できるようになります。
星とその岩石惑星の間の化学的リンク
| Title |
The_Chemical_link_between_stars_and_their_rocky_planets |
| Authors |
Vardan_Adibekyan,_Caroline_Dorn,_S\'ergio_G._Sousa,_Nuno_C._Santos,_Bertram_Bitsch,_Garik_Israelian,_Christoph_Mordasini,_Susana_C._C._Barros,_Elisa_Delgado_Mena,_Olivier_D._S._Demangeon,_Jo\~ao_P._Faria,_Pedro_Figueira,_Artur_A._Hakobyan,_Mahmoudreza_Oshagh,_Masanobu_Kunitomo,_Yoichi_Takeda,_Emiliano_Jofr\'e,_Romina_Petrucci,_Eder_Martioli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.12444 |
若い星と惑星は両方とも、原始恒星円盤から物質を降着させることによって成長します。惑星の構造と形成モデルは、ビルディングブロックの共通の起源を想定していますが、これまでのところ、岩石惑星の組成をそれらのホスト星に相関させる直接的な決定的な観測証拠はありません。ここでは、岩石惑星とそのホスト星の間の化学的リンクの証拠を提示します。最も正確に特徴付けられた岩石惑星の鉄の質量分率は、それらのホスト星の大気組成から推測されるように、それらのビルディングブロックのそれと比較されます。2つの間に明確で統計的に有意な相関関係があることがわかります。また、ディスク化学と惑星形成プロセスのために、この相関関係は1対1ではないこともわかりました。したがって、岩石惑星の組成は原始惑星系円盤の化学組成に依存し、惑星形成プロセスに関する特徴が含まれています。
UniverseMachine：ズームインシミュレーションによる70年にわたるハロー質量にわたる銀河星形成の予測
| Title |
UniverseMachine:_Predicting_Galaxy_Star_Formation_over_Seven_Decades_of_Halo_Mass_with_Zoom-in_Simulations |
| Authors |
Yunchong_Wang,_Ethan_O._Nadler,_Yao-Yuan_Mao,_Susmita_Adhikari,_Risa_H._Wechsler_and_Peter_Behroozi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.11876 |
経験的な銀河-ハロー接続モデルUniverseMachineを、孤立した天の川（MW）の暗黒物質のみのズームインシミュレーション-質量ハローとその親宇宙論的シミュレーションに適用します。このアプリケーションは、\textsc{UniverseMachine}の予測を、超微弱な矮小銀河体制（$10^{2}\、\mathrm{M_{\odot}}\leqslantM_{\ast}\leqslant10^{5}\、\mathrm{M_{\odot}}$）そして、ピークハロー質量範囲$10^8\、\mathrm{M_{\odot}}$からの十分に分解された恒星質量-ハロー質量（SMHM）関係を生成します。$10^{15}\、\mathrm{M_{\odot}}$。ズームインシミュレーションによって提供される広範なダイナミックレンジにより、\textsc{UniverseMachine}によって予測された矮小銀河の進化の特定の側面を評価することができます。特に、UniverseMachineは$M_*\lesssim10^{8}\、\mathrm{M_{\odot}}$の矮小銀河に対して制約されていませんが、予測されたSMHM関係は、$のMW衛星銀河について推定されたものと一致しています。存在量マッチングを使用してz=0$。ただし、UniverseMachineは、ほぼすべての銀河が$M_{\ast}\sim10^{7}\、\mathrm{M_{\odot}}$の下で活発に星形成を行っており、これらのシステムは通常、星の半分以上を形成していると予測しています。$z\lesssim4$で、これは早期の消光を支持する局部銀河群の矮小銀河の星形成の歴史と矛盾しています。これは、現在のUniverseMachineモデルが、低質量端での銀河消光物理学を完全に捉えていないことを示しています。矮小銀河の環境および再電離による消光を組み込むために必要な特定の改善点を強調し、銀河をホストするダイナミックレンジ全体にわたって暗黒物質の蓄積を星形成に接続するための新しいツールを提供します。
イオン化および中性ISMにおける宇宙線輸送：MHD-PICシミュレーションと効果的な流体処理
| Title |
Cosmic_Ray_Transport_in_the_Ionized_and_Neutral_ISM:_MHD-PIC_Simulations_and_Effective_Fluid_Treatments |
| Authors |
Christopher_J._Bambic,_Xue-Ning_Bai,_Eve_C._Ostriker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.11877 |
宇宙線（CR）は、多相星間物質（ISM）に重大な影響を及ぼし、低密度プラズマの動的運動を促進し、高密度の原子および分子ガスのイオン化状態、温度、および化学組成を変更します。イオン化されたISMと中性雲の間のCR伝搬の研究を提示します。クラウド内のAlfv$\acute{\text{e}}$n波を減衰させるイオン中性抗力を含む、1次元電磁流体力学のパーティクルインセルシミュレーションを使用して、CRと流体力学の運動物理学を自己無撞着に進化させます。多相ガスの。周期領域にクラウドを導入することで、シミュレーションは並進対称性を破り、CR分布関数に空間構造を出現させることができます。完全にイオン化されたISM領域全体に負の空間勾配が形成され、中性雲全体に正の勾配が形成されます。準線形、流体、およびフォッカープランク理論によって予測された波動粒子散乱率を計算することにより、結果をCR流体力学の定式化と結び付けます。平均自由行程がボックスサイズに比べて短い運動量の場合、すべての散乱率の間で優れた一致が見られます。さまざまな雲のサイズとイオン中性の衝突率を調査することにより、結果が堅牢であることを示しています。私たちの仕事は、粒子が圧力勾配を下って流れるときのCR流体力学の第一原理検証を提供し、CRによる自己生成Alfv$\acute{\text{e}}$n波散乱からの輸送係数の包括的なキャリブレーションへの道を開きます。。
| Title |
Andromeda_XXI_--_a_dwarf_galaxy_in_a_low_density_dark_matter_halo |
| Authors |
Michelle_L._M._Collins,_Justin_I._Read,_Rodrigo_A._Ibata,_R._Michael_Rich,_Nicolas_F._Martin,_Jorge_Pe\~narrubia,_Scott_C._Chapman,_Erik_J._Tollerud_and_Daniel_R._Weisz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.11890 |
アンドロメダXXI（およびXXI）は、標準の$\Lambda$コールドダークマター（$\Lambda$CDM）宇宙論で予想されるよりも低い中心暗黒物質密度を持つ矮小楕円銀河として提案されています。この作業では、この銀河が本当に低密度の外れ値であるかどうかを判断するために、以前の研究を2倍以上に増やして、このシステムの77個のメンバー星の動的観測を示します。$v_r=-363.4\pm1.0\、{\rmkms}^{-1}$の全身速度と$\sigma_v=6.1^{+1.0}_{-0.9}\の速度分散を測定します。{\rmkms}^{-1}$、以前の作業と一致し、修正ニュートン力学フレームワーク内で行われた予測の$1\sigma$以内。また、メンバーの星の金属量をスペクトルから測定し、${\rm[Fe/H]}=-1.7\pm0.1$〜dexの平均値を見つけます。And〜XXIの暗黒物質密度プロファイルを\GravSphereの改良版を使用してモデル化し、$\rho_{\rmDM}（{\rm150pc}）=2.7_{-1.7}^{+の中心密度を見つけます。2.7}\times10^7\、{\rmM_\odot\、kpc^{-3}}$、68\％の信頼度、および2つの半光半径での密度$\rho_{\rmDM}（{\rm1.75kpc}）=0.9_{-0.2}^{+0.3}\times10^5\、{\rmM_\odot\、kpc^{-3}}$、68\％の信頼度。これらは両方とも、$\Lambda$CDMでのアバンダンスマッチングから予想される密度よりも${\sim}3-5$低い係数です。And〜XXIの星形成が少なすぎて内部の暗黒物質密度を大幅に下げることができないため、これは「暗黒物質加熱」では説明できないことを示しますが、暗黒物質加熱は半光半径内のプロファイルにのみ作用します。ただし、And〜XXIの低密度は、極端な潮汐ストリッピング（質量の$>95\％$の損失）が発生した場合、または繰り返し発生した急降下軌道上の低濃度ハローに生息する場合、$\Lambda$CDM内に収容できます。潮汐ショック。
ELAIS-S1フィールドのマルチバンド強制測光カタログ
| Title |
A_Multi-Band_Forced-Photometry_Catalog_in_the_ELAIS-S1_Field |
| Authors |
Fan_Zou,_W._N._Brandt,_Mark_Lacy,_Qingling_Ni,_Kristina_Nyland,_Guang_Yang,_Franz_E._Bauer,_Giovanni_Covone,_Aniello_Grado,_Nicola_R._Napolitano,_Maurizio_Paolillo,_Mario_Radovich,_Marilena_Spavone,_and_Mattia_Vaccari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.11892 |
ELAIS-S1フィールドはLSSTディープドリルフィールドになり、広範囲の多波長カバレッジも備えています。既存のデータの有用性を向上させるために、TheTractorを使用してこの分野で強制測光測定を実行します。DeepDrill、VIDEO、DES、ESIS、およびVOICEの調査から16バンドでデータを編集します。VIDEOの高解像度基準画像からの事前情報を使用して、他のバンドの画像をモデル化し、強制測光カタログを生成します。この手法により、さまざまな調査全体で一貫性が保たれ、低解像度の画像からソースがブレンド解除され、測光測定がより暗いマグニチュードレジームに拡張され、測光赤方偏移の推定が改善されます。私たちのカタログには、ビデオフットプリントの3.4度2の領域をカバーする80万を超えるソースが含まれており、10.5281/zenodo.4540178で入手できます。
宇宙時間にわたるAGNと星形成
赤外線（IR）銀河光度関数（LF）とIRAGNLFの比較に基づいて、宇宙の歴史全体にわたる星とAGNの間の力のバランスを調査します。前者は星やAGNによって加熱された塵からの放出に対応し、後者はAGNによって加熱された塵からの放出のみを含みます。すべての赤方偏移（少なくともz〜2.5まで）で、2つのLFの高光度テールが収束することがわかります。これは、ほとんどの赤外線光度銀河がAGNを動力源としていることを示しています。私たちの結果は、UVや光学系と比較してIR銀河LFで見られるより平坦な高光度勾配に関する数十年前の難問に光を当てています。この違いは、全赤外線光度（L_IR）の増加に伴うAGNが優勢な銀河の割合の増加に起因すると考えられます。L_IR-zパラメータ空間を星形成とAGNが支配的な領域に分割し、すべての時代で最も明るい銀河がAGNが支配的な領域にあることを発見しました。これは、達成可能な星形成率に潜在的な「限界」を設定し、「極端なスターバースト」の豊富さに疑問を投げかけます。AGNが存在しなかった場合、L_IR>10^13Lsun銀河は、現在観測可能な宇宙にあるよりもはるかにまれです。また、AGNが銀河の平均ダスト温度（T_dust）に影響を与え、したがって、よく知られているL_IR-T_dust関係の形状に影響を与えることもわかりました。局所的なULIRGが赤方偏移の高い銀河よりも高温である理由は、前者のグループの中でAGNが優勢な銀河の割合が高いためであると提案します。
高および低{\ alpha}ディスクの普遍的な特性：小さな固有の存在量の散乱と移動する星
| Title |
Universal_properties_of_the_high-_and_low-{\alpha}_disk:_small_intrinsic_abundance_scatter_and_migrating_stars |
| Authors |
Yuxi_(Lucy)_Lu,_Melissa_Ness,_Tobias_Buck,_Joel_Zinn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.12003 |
星の詳細な年齢と化学的存在量の関係は、時間依存の化学進化を測定します。これらの傾向は、元素合成プロセスと星形成ガスの均一性に強い経験的制約をもたらします。Gaia、APOGEE、Keplerなどの調査のおかげで、ごく最近、天の川全体の星の化学的存在量を特徴づけることが可能になりました。低${\alpha}$ディスクの研究は、個々の要素が独特の年齢の豊富な傾向を持っており、これらの関係の周りの本質的な分散が小さいことを示しました。この研究では、高${\alpha}$ディスクの両方にわたる星の年齢分布を調べて比較し、[Fe/H]=0での年齢と存在量の関係の周りの16個の元素の固有分散を定量化します。APOGEEDR16。高${\alpha}$ディスクは、低${\alpha}$ディスクと比較して年齢と存在量の関係が浅いことがわかりますが、固有分散の中央値は約0.04dexであり、高および形成履歴の違いにもかかわらず、低${\alpha}$ディスク。小さな化学セル内の円盤星の時間的および空間的分布を視覚化し、逆さまおよび裏返しの形成の兆候を明らかにします。さらに、金属量の偏りと[Fe/H]-年齢の関係-半径全体で、異なる初期金属量勾配と放射状移動の証拠を示しています。私たちの研究には、すべての年齢で約1.9Gyrの不確実性を持つキャノン（APO-CAN星）を使用して導出されたAPOGEEの64,317星の年齢カタログと、汚染率2.7％の22,031星のレッドクランプカタログが付属しています。
AGNにおける不明瞭な塊状トーラスの動的モデル：I。ALMA観測の解釈のための速度および速度分散マップ
| Title |
Dynamical_model_of_an_obscuring_clumpy_torus_in_AGNs:_I._Velocity_and_velocity_dispersion_maps_for_interpretation_of_ALMA_observations |
| Authors |
E.Yu._Bannikova,_A.V._Sergeyev,_N.A._Akerman,_P.P._Berczik,_M.V._Ishchenko,_M._Capaccioli,_V.S._Akhmetov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.12130 |
活動銀河核（AGN）の塊状トーラスの動的モデルを開発し、最近のALMA観測と比較しました。最大$N=10^5$の重力相互作用する雲でできた、超大質量ブラックホール（SMBH）のフィールドにおけるトーラスの$N$体シミュレーションを提示します。初期条件として、AGNの初期段階で生成された風の円錐形の存在を模倣するために、傾斜がカットオフされた雲の軌道要素のランダムな分布を選択します。トーラスが平衡に達すると、ドーナツの形になります。ボックス軌道の存在について説明します。次に、平衡状態にある雲の結果の分布を使用して、速度および速度分散マップを作成しました。トーラスの傾斜と雲のサイズの影響が適切に分析されています。モデルマップをALMA解像度に一致させるレイトレーシングシミュレーションを使用して、雲の不明瞭化の影響について説明します。モデルをNGC1068の観測マップと比較することにより、トーラス傾斜角$45^\circ-60の範囲でSMBH質量が$M_\text{smbh}=5\times10^6M_\odot$であることがわかります。^\circ$。また、NGC1326とNGC1672の速度分散マップを作成します。これらは、ALMA分散マップのピークがトーラススロートの放出に関連していることを示しています。最後に、NGC1068のモデル速度マップに対応するパラメーターを使用して温度分布マップを取得します。これらは、VLTI/MIDIマップのように高温領域の形状による温度分布の層化を示しています。
初期型銀河の速度分散関数とその赤方偏移の進化：レンズの赤方偏移テストからの最新の結果
| Title |
The_velocity_dispersion_function_of_early-type_galaxies_and_its_redshift_evolution:_the_newest_results_from_lens_redshift_test |
| Authors |
Shuaibo_Geng,_Shuo_Cao,_Yuting_Liu,_Tonghua_Liu,_Marek_Biesiada,_Yujie_Lian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.12140 |
銀河スケールのレンズシステムの赤方偏移分布は、初期型銀河（ETG）の速度分散関数（VDF）を調べ、赤方偏移z〜1での初期型銀河の進化を測定するための実験室を提供します。初期型銀河重力レンズの現在最大のサンプルである我々は、強力なレンズシステムからのみ推測されたVDFは、局所宇宙におけるSDSSDR5データの測定とよく一致していると結論付けています。特に、我々の結果は、レンズの数密度が2分の1に減少し、z〜1での初期型銀河集団の特徴的な速度分散が20％増加することを強く示しています。このようなVDFの進化は、$\Lambda$CDMパラダイム（つまり、宇宙時間にわたる質量構造の階層的構築）であり、多くの銀河調査で得られた「恒星の質量ダウンサイジング」の進化とは異なります。一方、より複雑な進化モデルでVDF形状の進化についても定量的に議論します。これは、初期型銀河の数密度と速度分散の相関との強い相関関係を明らかにしています。最後に、LSSTなどの将来のミッションが、利用可能な重力レンズの赤方偏移分布に基づいて、初期型銀河の赤方偏移の進化に最も厳しい制約を課すのに十分な感度を持つことができるかどうかを評価します。
l $ = $ 104 $。\！\！^ {\ circ} $ 75からl = 119 $。\！\！^ {\ circ} $ 75およびb
= $までの天の川中立面の第2象限の分子雲-$ 5 $。\！\！^ {\ circ} $ 25からb = 5 $。\！\！^ {\
circ} $ 25
| Title |
Molecular_Clouds_in_the_Second_Quadrant_of_the_Milky_Way_Mid-plane_from_l$=$104$.\!\!^{\circ}$75_to_l=119$.\!\!^{\circ}$75_and_b=$-$5$.\!\!^{\circ}$25_to_b=5$.\!\!^{\circ}$25 |
| Authors |
Yuehui_Ma,_Hongchi_Wang,_Chong_Li,_Lianghao_Lin,_Yan_Sun,_Ji_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.12199 |
天の川中面の第2象限の分子雲の特性をl$=$104$。\！\！^{\circ}$75からl$=$119$。\！\！^{\まで研究しました。circ}$75およびb$=-$5$。\！\！^{\circ}$25からb$=$5$。\！\！^{\circ}$25、$^{12}$CO、$^{13}$CO、およびC$^{18}$O$J=1-0$天の川イメージングスクロールペインティングプロジェクト（MWISP）からの輝線データ。DENDROGRAM+SCIMESアルゴリズムを使用して、$^{12}$COおよび$^{13}$COスペクトルキューブでそれぞれ857個および300個の雲を識別しました。分子雲の距離が推定され、雲の質量、サイズ、表面密度などの物理的特性が表にされます。ペルセウス腕の分子雲は、ローカル腕の雲よりも約30ドルから50倍大きく、4ドルから6倍大きい。ただし、この結果は、距離選択効果によってバイアスがかかる可能性があります。雲の表面密度は、ペルセウス腕で平均値$\sim$100M$_{\odot}$pc$^{-2}$で強化されています。$^{12}$COカタログから40個の最も拡張された（$>$0.35arcdeg$^2$）分子雲を選択して、H$_2$列密度確率分布関数（N-PDF）を構築しました。選択された分子雲のN-PDFの約78\％は、対数正規関数によく適合しており、ローカルの$\sim$1-5pcのスケールの星形成領域に対応する高密度での偏差はわずかです。アームとPerseusアームの$\sim$5-10個。選択された分子雲の約18\％は、高密度でべき乗則N-PDFを持っています。これらの分子雲では、べき乗則が適用された領域の大部分は、$\sim$1pcのサイズの分子の塊または$\sim$1pcの幅のフィラメントに対応します。
スペクトルスタッキングによる水素原子とハロ質量の関係の解明
| Title |
Unveiling_the_atomic_hydrogen-halo_mass_relation_via_spectral_stacking |
| Authors |
Garima_Chauhan,_Claudia_del_P._Lagos,_Adam_R._H._Stevens,_Matias_Bravo,_Jonghwan_Rhee,_Chris_Power,_Danail_Obreschkow_and_Martin_Meyer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.12203 |
HI-ハロ質量スケーリング関係（HIHM）を測定することは、銀河形成におけるHIの役割とその構造形成との関係を理解するための基本です。ハロー内のHI質量の直接測定は、HIスペクトルスタッキングを使用して可能ですが、報告される関係の形状は、それを測定するために使用される手法によって異なります（たとえば、質量とともに単調に増加するのに対して、平坦で、質量に依存しません）。SHARKの半解析的銀河形成モデルで作成されたシミュレートされたHIと光学調査を使用して、さまざまな観測手法が固有の理論的に予測されたHIHM関係をどれだけうまく回復できるかを調査します。銀河群ファインダーを実行し、さまざまな調査で採用されたHIスタッキング手順を模倣し、観測から導き出されたHIHM関係を再現できることを発見しました。ただし、採用された手法はいずれも、シミュレーションによって予測された基礎となるHIHM関係を回復しません。銀河群のハロー質量推定における系統的効果は、シミュレーションの固有のものからHIHM関係の推定形状を変更する一方で、グループに関連付けられていないインターロッピング銀河による汚染は、ハロー質量の推定HI質量に寄与することがわかります。ビン、スタッキングに大きな速度ウィンドウを使用する場合。汚染の影響は、Mvir〜10^（12-12.5）Msolで最大になります。グループに属する異なる特性の銀河の平均HI質量を推測するために、HI発光スペクトルを合計することに基づくスタッキング方法は、最小限の汚染しか受けませんが、矮小銀河の寄与を見逃す光学的対応物の使用によって強く制限されます。深い分光学的調査は、高い分光学的完全性を維持しながら、より深く進むことによって大幅な改善を提供します。たとえば、WAVES調査では、GAMAの約21％と比較して、Mvir〜10^（14）Msolのグループの合計HI質量の約52％が回復します。
低銀河緯度での銀河消滅の比較分析
| Title |
A_comparative_analysis_of_Galactic_extinction_at_low_Galactic_latitudes |
| Authors |
A.C._Schr\"oder,_W._van_Driel,_R.C._Kraan-Korteweg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.12244 |
半径7"の開口部内で測定された明るい2MASS銀河の近赤外線（JK）色を使用して、Schlegeletal。（1998）DIRBE/IRAS銀河の低緯度（$|b|<10^{\rmo}$）。広範囲の消滅（最大$A_K$=1.15またはE（BV）〜3.19）をカバーする3460個の銀河を使用して、補正係数$f=0.83\pm0.01$を導出します。線形回帰を色と消光の関係に当てはめ、Schlegeletal。のマップが消光を過大評価していることを確認します。消光の狭い範囲（たとえば、$A_K$<0.4）のみを使用すると、補正の不確実性が増すと主張します。私たちのデータは、JバンドとKバンドのFitzpatrick（1999）の消光法則を裏付けています。また、Planck衛星データに基づいて4つの全天消光マップをテストしました。すべてのマップには補正係数も必要です。3つのケースでは、銀河の色にそれぞれの消光補正を適用すると、カラーエクスチンの散乱が減少します。より信頼性の高い絶滅補正を示す関係。最後に、大きな銀河サンプルは、銀河の経度と緯度の関数としての絶滅マップのキャリブレーションの分析を可能にします。1つを除くすべての絶滅マップで、銀河中心と反中心領域の間に顕著なオフセットが見られますが、宇宙マイクロ波背景放射の双極子では見られません。私たちの分析に基づいて、PlanckCollaboration（2016b）によるGNILC絶滅マップを補正係数$f=0.86\pm0.01$で使用することをお勧めします。
吸収に制約のある最適化された再構成（ORCA）を使用した改良されたライマンアルファトモグラフィー
| Title |
Improved_Lyman_Alpha_Tomography_using_Optimized_Reconstruction_with_Constraints_onAbsorption_(ORCA) |
| Authors |
Zihao_Li,_Benjamin_Horowitz_and_Zheng_Cai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.12306 |
この作業では、観測されたライマン-$\alpha$森林吸収の特徴から3次元銀河間媒体を再構築するための改善されたアプローチを提案します。流体力学シミュレーションから生成された模擬ライマンアルファの森データでテストした場合、現在のベースラインウィーナーフィルター（WF）を上回る、新しい方法である吸収制約付き最適化再構成（ORCA）を紹介します。再構築されたフラックスエラーと宇宙ウェブ分類の両方がORCAで大幅に改善され、標準のWFで30〜40\％の追加視線に相当することがわかりました。この方法を使用して、極値オブジェクト、つまりボイドと（プロト）クラスターを識別および分類し、調査したすべての要約統計量にわたって改善された再構成を見つけます。COSMOSライマンアルファマッピングおよび断層撮影観測（CLAMATO）調査からの既存のライマンアルファ森林データにORCAを適用し、WF再構成と比較します。
FirstLight IV：宇宙の夜明けにおけるサブL $ _ * $銀河の多様性
| Title |
FirstLight_IV:_Diversity_in_sub-L$_*$_galaxies_at_cosmic_dawn |
| Authors |
Daniel_Ceverino,_Michaela_Hirschmann,_Ralf_Klessen,_Simon_Glover,_Stephane_Charlot,_Anna_Feltre |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.12343 |
FirstLightシミュレーションから抽出された、同様のUVマグニチュード、M$_{\rmUV}\simeq-19$at$z\simeq6$のサブL$_*$銀河の大規模なサンプルを使用して、宇宙の再電離の時代の終わりの銀河。特定の星形成率（sSFR）に係数$\sim$40の変動が見られます。これにより、[OIII]$\lambda$5007ラインと同等の幅の$\sim$1dex範囲が駆動されます。HII領域内の星雲の金属量とイオン化パラメータの変動により、固定sSFRで相当幅と[OIII]/H$\alpha$線比が分散します。[OIII]-明るいエミッターは、H$\alpha$-明るい銀河よりも高いイオン化パラメーターおよび/または高い金属量を持っています。[OIII]とH$\alpha$の両方の表面輝度マップによると、[OIII]-明るいエミッターはH$\alpha$-明るい銀河よりもコンパクトです。星形成が拡張領域に分布している場合、H$\alpha$の光度は[OIII]よりも高くなります。OIIIは、コンパクトな塊に集中している場合に優勢になります。どちらの場合も、H$\alpha$を放出するガスは[OIII]よりも大幅に拡張されています。
宇宙線ストリーミング不安定性に対するイオン中性減衰の影響：MHD-PICシミュレーション
| Title |
Influence_of_Ion-Neutral_Damping_on_the_Cosmic_Ray_Streaming_Instability:_MHD-PIC_Simulations |
| Authors |
Illya_Plotnikov,_Eve_C._Ostriker,_Xue-Ning_Bai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.11878 |
イオン中性（IN）減衰の影響を含む、ジャイロ共鳴宇宙線ストリーミング不安定性（CRSI）の物理学を調査します。これは、質量で星間物質（ISM）の主成分である（部分的にイオン化された）原子および分子ガスの主な減衰メカニズムです。IN減衰によるCRSIの制限は、宇宙線を散乱させ、銀河規模の輸送を制御するアルヴェーン波の振幅を設定する上で重要です。私たちの研究では、MHD-PICハイブリッド流体力学数値手法を使用して、線形成長と線形後および飽和段階を追跡します。不安定性の線形段階（シミュレーションと分析理論がよく一致している）では、IN減衰により、短波長と長波長での波の成長が防止され、不安定な帯域幅が低くなり、イオン中性衝突率が高くなります$\nu_{\rmin}$。ポストリニアフェーズ中の純粋なMHD効果は、波のスペクトルをより大きな$k$に向かって拡張します。飽和状態では、宇宙線の分布は、不安定性によって励起されたAlv\'en波の散乱によって、より大きな等方性（より低いストリーミング速度）に向かって進化します。低$k$波がない場合、十分に高い運動量を持つCRは等方性化されません。分布関数の最大波振幅と等方性化率は、$\nu_{\rmin}$が高くなると減少します。IN減衰率がCSRIの最大成長率に近づくと、波の成長と等方性が抑制されます。部分的にイオン化されたISM相でのCR輸送に対する結果の影響について説明します。
潮汐破壊現象は、数か月から数年続く明るい多波長フレアを示すため、遠くの不活性銀河の超大質量ブラックホールの優れたプローブです。AT2019dsgは、このような爆発的なイベントからのニュートリノ放出との最初の潜在的な関連性を示しています。
タンブリングダイス：最大光に近い衝撃を伴うIa型超新星の周りの星周殻の存在に対する電波の制約
| Title |
Tumbling_Dice:_Radio_Constraints_on_the_Presence_of_Circumstellar_Shells_around_Type_Ia_Supernovae_with_Impact_Near_Maximum_Light |
| Authors |
Chelsea_E._Harris,_Laura_Chomiuk,_Peter_E._Nugent |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.11885 |
Ia型超新星（SNeIa）の前駆体、特に爆発する炭素-酸素白色矮星に質量を与えるバイナリコンパニオンの進化状態が議論されています。以前の研究では、新星によって形作られたCSMを表す、CSMの分離された閉じ込められたシェルと相互作用するSNeIaの流体力学モデルと光学的に薄い無線シンクロトロン光度曲線を提示しました。この作業では、シンクロトロンの自己吸収と自由自由吸収の両方を考慮して、これらの光度曲線を光学的に厚い領域に拡張します。シミュレーションで見られる光学的厚さの変化を説明する簡単な式を取得し、光学的に厚い光度曲線を任意のシェル特性で近似できるようにします。次に、公開された無線データを解釈することにより、このツールの使用法を示します。まず、PTF11kx（分離された閉じ込められたシェルを持つことが知られているSNIa）の非検出を検討し、非検出がそのCSMの現在のモデルと一致しており、後で観察することが有用であったことを確認します。このイベントのために。次に、相互作用の兆候のないSNeIaの無線非検出のアンサンブルを統計的に分析し、質量$（10^{-4}-0.3）〜M_\odot$のシェルが$（10^{15}-10^{16}）$cmは、薄暗く、急速に進化する光度曲線のため、現在、無線データセットによって十分に制約されていません。
| Title |
Nonthermal_processes_in_hot_accretion_flows_onto_supermassive_black_holes:_An_inhomogeneous_model |
| Authors |
Eduardo_M._Guti\'errez,_Florencia_L._Vieyro,_Gustavo_E._Romero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.11921 |
環境。多くの低赤方偏移活動銀河核は、低または中程度の速度で物質を降着させる超大質量ブラックホールを抱えています。このような速度では、降着流は通常、光学的に厚い冷たい円盤と、高温で低密度の衝突のないコロナで構成されます。後者の成分では、荷電粒子はさまざまなメカニズムによって高エネルギーに加速することができます。目的。私たちは、広範囲の降着率と光度をカバーする、超大質量ブラックホールへの高温降着流の非熱的プロセスを詳細に調査することを目指しています。メソッド。薄いShakura-Sunyaevディスクと内部の高温降着流またはコロナからなるモデルを開発しました。これは、非熱的プロセスが発生する放射非効率的な降着流としてモデル化されています。相対論的粒子の輸送方程式を解き、さまざまな粒子種とソース内のフィールドとの間の非熱的相互作用から生じるスペクトルエネルギー分布を推定しました。結果。低い降着率からエディントン限界の10％までのさまざまなシナリオを取り上げ、それぞれの場合に関連する冷却メカニズムを特定しました。ホットフロー内のハドロンの存在は、スペクトル形状にとって決定的であり、二次粒子とガンマ線カスケードを生じさせます。モデルをソースIC4329Aに適用し、コロナ内の非熱粒子の証拠を示した以前の結果を確認しました。
Insight-HXMTによって明らかにされたGROJ1008-57の降着トルクの逆転
| Title |
Accretion_Torque_Reversals_in_GRO_J1008-57_Revealed_by_Insight-HXMT |
| Authors |
W._Wang,_Y._M._Tang,_Y._L._Tuo,_P._R._Epili,_S._N._Zhang,_L._M._Song,_F._J._Lu,_J._L._Qu,_S._Zhang,_M._Y._Ge,_Y._Huang,_B._Li,_Q._C._Bu,_C._Cai,_X._L._Cao,_Z._Chang,_L._Chen,_T._X._Chen,_Y._B._Chen,_Y._Chen,_Y._P._Chen,_W._W._Cui,_Y._Y._Du,_G._H._Gao,_H._Gao,_Y._D._Gu,_J._Guan,_C._C._Guo,_D._W._Han,_J._Huo,_S._M._Jia,_W._C._Jiang,_J._Jin,_L._D._Kong,_C._K._Li,_G._Li,_T._P._Li,_W._Li,_X._Li,_X._B._Li,_X._F._Li,_Z._W._Li,_X._H._Liang,_J._Y._Liao,_B._S._Liu,_C._Z._Liu,_H._X._Liu,_H._W._Liu,_X._F._Lu,_Q._Luo,_T._Luo,_R._C._Ma,_X._Ma,_B._Meng,_Y._Nang,_J._Y._Nie,_G._Ou,_X._Q._Ren,_N._Sai,_X._Y._Song,_L._Sun,_L._Tao,_C._Wang,_L._J._Wang,_P._J._Wang,_W._S._Wang,_Y._S._Wang,_X._Y._Wen,_B._Y._Wu,_B._B._Wu,_M._Wu,_G._C._Xiao,_S._Xiao,_S._L._Xiong,_Y._P._Xu,_R._J._Yang,_S._Yang,_J._J._Yang,_Y._J._Yang,_et_al._(16_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.12085 |
GROJ1008-57は、Be/X線過渡パルサーとして、既知の中性子星X線連星系で最も高い磁場を持っていると考えられています。2017年から2020年までのGROJ1008-57のX線爆発の観測データは、Insight-HXMT衛星によって収集されました。この研究では、GROJ1008-57の中性子星のスピン周期は、2017年8月に約93.28秒、2018年2月に93.22秒、2019年6月に93.25秒、2020年6月に93.14秒と決定されました。GROJ1008-57は進化しました。2009年から2018年までの平均レート$-（2.10\pm0.05）\times$10$^{-4}$s/dのスピンアッププロセスで、$のレートのスピンダウンプロセスに変わりました（6.7\pm0.6）\times$10$^{-5}$s/d（2018年2月から2019年6月まで）。2020年のタイプIIの爆発中に、GROJ1008-57は再びスピンアップトルクを示しました。トルク反転中、パルスプロファイルと連続X線スペクトルは大きく変化せず、約80keVのサイクロトロン共鳴散乱機能は2017年と2020年の爆発時にのみ検出されました。観測された平均スピンアップ率に基づいて、磁気中性子星の異なる付着トルクモデルを比較することにより、GROJ1008-57の内部付着ディスク半径（Alfv\'{e}n半径の約1〜2倍）を推定しました。スピンダウンプロセス中、磁気トルクは流入トルクを蓄積する物質よりも支配的であるはずであり、GROJ1008-57の中性子星の表面双極子磁場$B\geq6\times10^{12}$Gを制約しました。、これは、サイクロトロン線のセントロイドエネルギーによって得られる磁場強度と一致しています。
光イオン化の伴流を見る：Chandra / HETGを使用した$ \ varphi_ \ mathrm {orb} \約0.75 $のVelaX-1
| Title |
Looking_through_the_photoionisation_wake:_Vela_X-1_at_$\varphi_\mathrm{orb}_\approx_0.75$_with_Chandra/HETG |
| Authors |
R._Amato,_V._Grinberg,_N._Hell,_S._Bianchi,_C._Pinto,_D._D'A\'i,_M._Del_Santo,_T._Mineo,_A._Santangelo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.12164 |
超巨星X線連星VelaX-1は、降着する中性子星によって照射されたO/B星の風環境を調査するための最良の天体物理学源の1つです。システムの以前の研究と流体力学シミュレーションは、不器用な環境と2つの伴流の存在を明らかにしました：コンパクトオブジェクトを取り巻く降着伴流と軌道に沿ってそれを追跡する光イオン化伴流。私たちの目標は、視線が光イオン化後流を横切っているときに、軌道位相$\varphi_\mathrm{orb}\約0.75$でChandra/HETGデータの高解像度分光法を初めて実施することです。風の構造や形状を推測し、プラズマ診断を行うことを目指しています。ベイジアンブロックアルゴリズムを使用してブラインド検索を実行し、離散スペクトルの特徴を見つけて、最新の実験結果または原子データベースを介してそれらを識別します。プラズマ特性は、経験的手法とCLOUDYおよびSPEX内の光イオン化モデルの両方で推測されます。5つの狭い放射再結合連続体（MgXI-XII、NeIX-X、OVIII）と、4つのHeのようなトリプレット（4つのHeのようなトリプレットを含むFe、S、Si、Mg、Ne、Al、およびNaからのいくつかの輝線）を検出および識別します。SXV、SiXIII、MgXI、およびNeIX）。光イオン化モデルは、Fe、S、およびSiのほぼ中性の蛍光線を除いて、スペクトル全体をよく再現します。プラズマは主に光イオン化されていると結論付けていますが、複数の成分が存在する可能性が高く、コンパニオンスターの高温の光イオン化風に高密度で低温の物質の塊が埋め込まれている多相プラズマシナリオと一致しています。将来のX線衛星AthenaとXRISMを使用したシミュレーションでは、FeK$\alpha$ダブレットとHeのようなFeXXVの線を解きほぐすには、数百秒の曝露で十分であり、一般に、決定が改善されることが示されています。プラズマパラメータの。
NGC1068からの高エネルギーニュートリノ
IceCubeは、NGC1068の方向からの等方性バックグラウンドからの期待を超えるニュートリノイベントの過剰を観測しました。統計的試行を考慮した後、過剰は$2.9\sigma$のレベルでのバックグラウンド期待と一致しません。超過はまだ統計的に有意ではありませんが、実際の信号に対応する可能性を楽しませるのは興味深いことです。単一のべき乗則スペクトルを想定すると、IceCubeコラボレーションは最適なフラックス$\phi_\nu\sim3\times10^{-8}（E_\nu/{\rmTeV}）^{-3.2}を報告しました。〜（{\rmGeV\、cm^2\、s}）^{-1}$、ここで$E_\nu$はニュートリノエネルギーです。新しい物理学と天文学の発展を考慮して、Stecker-Done-Salamon-SommersAGNコアモデルの改訂された高エネルギーニュートリノフラックスを与え、それがIceCube観測に対応できることを示します。
非磁性パルサー放出メカニズム
パルサー磁場は、その回転エネルギー損失のほとんどを放射に変換することが一般的に認められています。本論文では、パルサーの回転エネルギーもその磁場も関与しない代替放出メカニズムを提案する。ここで提案する放出メカニズムは、パルサー物質が周囲の媒体に対してあるしきい値を超える速度で移動する場合にのみ安定しているという仮説に基づいています。このしきい値を下回る速度の低下は、電磁放射の放出に伴う物質の崩壊につながります。パルサー粒子の速度が任意の小さな値に低下するパルサー表面上の崩壊領域が、単純な運転条件下で形成されることが示されている。また、横方向の速度を測定したパルサーの大部分では、このような状態が発生する可能性が非常に高いことも示されています。したがって、パルサー放射はパルサーの回転エネルギーではなくその質量を運び去りますが、回転エネルギーの大きさは何の役割も果たしません。論文の最後に、パルサーの短期間の歳差運動の可能性の理由を考察します。
強い球形電磁波における粒子加速と放射反応
強く磁化され、高速で回転する中性子星は、磁気圏と風の中で効率的な粒子加速器であることが知られています。それらは、レプトン、陽子、そしておそらくイオンを、放射線反応がそれらの運動に著しくフィードバックする極端な相対論的領域に加速することが疑われています。中性子星の近くでは、磁場の強さは$B_{\rmc}\sim4.4\times10^9$Tの臨界値に近く、$\gamma\sim10^9$のオーダーの粒子ローレンツ因子は期待されます。本論文では、光円筒から出発して大振幅の低周波電磁波が発生するパルサー風帯における加速度と放射反作用のフィードバックを調査する。任意の強度パラメータと楕円偏光のヌルのような電磁波のLandau-Lifshits近似で、放射反応を含む粒子の運動方程式を正確に解く半解析的コードを設計します。従来のパルサー条件下では、中性子星から遠い距離で$10^8-10^9$もの漸近ローレンツ因子に到達します。ただし、風のゾーンでは、球面波近似内で、放射反応フィードバックは無視できるままであることを示しています。
孤立した中性子星と合併後の残骸の普遍的な関係における周波数偏差
| Title |
Frequency_deviations_in_universal_relations_of_isolated_neutron_stars_and_postmerger_remnants |
| Authors |
Georgios_Lioutas,_Andreas_Bauswein,_Nikolaos_Stergioulas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.12455 |
孤立した非回転NSの基本的な四重極流体モードと中性子星合体の残骸の支配的な振動周波数を関連付けます。両方の周波数は個別に、半径や潮汐変形能などの特定の恒星パラメータと相関することが知られており、適合式を作成し、それらの関係からデータポイントの分散を定量化することによってさらに調査します。さらに、個々のデータポイントがすべてのデータポイントへの対応する適合からどのように逸脱しているかを比較します。このポイントツーポイントのばらつきを考慮して、孤立したNSの摂動データの周波数偏差と、急速に回転する高温の大規模な合併の残骸の振動周波数との間に著しい類似性があることを明らかにします。これらの非常に異なる恒星系における周波数偏差の対応は、基礎となるメカニズムと周波数偏差にエンコードされているEoS情報を示しています。周波数散乱を追跡して、与えられた恒星のコンパクトさに対する平均潮汐愛数からの潮汐愛数の偏差までさかのぼります。したがって、我々の結果は、NS半径、潮汐変形能、および潮汐愛数の間の縮退を打破する可能性を示しています。また、周波数偏差を、質量に関する潮汐変形能の導関数に関連付けます。私たちの調査結果は、一般に、周波数偏差の体系的な動作を使用して、そのような関係のばらつきを減らし、結果として測定精度を高める、GW星震学関係を改善する可能性を強調しています。さらに、静的星のfモード周波数と合併残骸の支配的なGW周波数を関連付けます。両方の恒星系の質量を接続するための分析マッピングを見つけます。これにより、両方の周波数間、およびマージ後の周波数と潮汐変形能の間で、特に正確な質量に依存しない関係が得られます。
広範囲の空気シャワーのイオン化トレイルにおけるGHz周波数での分子制動放射のコヒーレント抑制
| Title |
Coherent_Suppression_of_Molecular_Bremsstrahlung_Radiation_at_GHz_Frequencies_in_the_Ionization_Trail_of_Extensive_Air_Showers |
| Authors |
Olivier_Deligny |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.11930 |
超高エネルギー宇宙線によって誘発された大規模な空気シャワー（EAS）を検出するいくつかの試みが、大気中に残されたイオン化電子の準弾性衝突からのGHz周波数での分子制動放射（MBR）に基づいて、過去10年間に実施されました。粒子のカスケードの通過。これらの試みは、ほんの一握りの信号の検出につながりました。それらはすべて、シャワー軸に沿って前方に向けられており、したがって、チェレンコフ角に近いGHz周波数に広がる地磁気およびアスカリアン放射に由来することを示唆しています。この論文では、イベントの検出の欠如は、電子の連続する衝突間の光子の放出振幅に影響を与える破壊的な干渉による衝突率より低い周波数範囲でのMBRのコヒーレント抑制によって説明されます。地上レベルでのスペクトル強度は、実験装置の感度よりも数桁低いことが示されています。特に、$10^{17.5}$eVの陽子によって誘発された垂直シャワーのシャワーコアから10〜kmでのスペクトル強度は、スケーリング法則から予想される基準値より7〜8桁低くなります。EASの期待に応える実験室測定。したがって、MBRは、今後数十年間のEASの新しい検出手法の基礎とは見なされません。
月と火星への動力降下中のプルーム効果の理解と軽減
| Title |
Understanding_and_Mitigating_Plume_Effects_During_Powered_Descents_on_the_Moon_and_Mars |
| Authors |
Ryan_N._Watkins,_Philip_T._Metzger,_Manish_Mehta,_Daoru_Han,_Parvathy_Prem,_Laurent_Sibille,_Adrienne_Dove,_Bradley_Jolliff,_Daniel_P._Moriarty_III,_Donald_C._Barker,_Ed_Patrick,_Matthew_Kuhns,_Michael_Laine |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.12312 |
この2020年の10年間の調査に関するホワイトペーパーでは、動力降下中の月と火星の着陸船のプルーム表面相互作用（PSI）について知られていることをレビューします。これには、現象学の概要と、誘発されたハードウェアおよび環境への影響の説明が含まれます。次に、緩和手法の概要と、未解決の質問および戦略的知識のギャップの概要を示します。それは5つの推奨事項で終わります。PSIを地上チームが直接記録およびレビューできるように、すべての地上ミッションに専用の降下イメージャを含めること。可能な限り、PSI効果に関連するすべてのデータを公にアクセス可能にするため。PSIの主要な測定を行うための方法と機器を開発する。主要な飛行データを評価および記録するため。長期的なインフラストラクチャアーキテクチャと緩和技術の研究に資金を投資すること。
モンテフィアスコーネ（VT）の新しい天文学的、気象学的および地質学的研究
TSCorporationSrlの気候学および地質学部のプロジェクト「NGICS-新しいイタリアの都市地質調査」を継続するこの作業では、モンテフィアスコーネ（VT）の自治体に関連する調査を提示します。25年間の天文、地質、気象、気候のデータを分析し、それらを比較して、気候と地質の変化を長期的に理解することを最終目標として、温度、検出、太陽放射、地質イベントの局所的な変動の長期的な傾向を検証しましたこの地理的領域で。分析は統計的アプローチを使用して実行され、データが不足している場合にエラーによって引き起こされる影響を最小限に抑えるために注意が払われます。
熱的に活性化された選択的地形平衡を使用した天文X線反射格子の製作
| Title |
Fabrication_of_astronomical_x-ray_reflection_gratings_using_thermally_activated_selective_topography_equilibration |
| Authors |
Jake_A._McCoy,_Randall_L._McEntaffer,_Chad_M._Eichfeld |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.12359 |
熱活性化選択トポグラフィー平衡（TASTE）により、グレースケール電子ビームリソグラフィーとそれに続く熱処理を使用してレジストに3D構造を作成し、選択的ポリマーリフローを誘導できます。ブレーズド回折格子のトポグラフィは、レジスト内の繰り返し階段パターンをくさび状の構造にリフローすることで作成できます。天文学的なアプリケーションによって動機付けられて、840nmと400nmの周期性を持つそのようなパターンは、X線反射格子のベースを提供するためにTASTEを使用して130nmの厚さのPMMAで製造されました。この代替のブレージング技術をグレーティング製造レシピに統合するための今後の道筋について説明します。
| Title |
GALI:_a_Gamma-ray_Burst_Localizing_Instrument |
| Authors |
Roi_Rahin,_Luca_Moleri,_Alex_Vdovin,_Amir_Feigenboim,_Solomon_Margolin,_Shlomit_Tarem,_Ehud_Behar,_Max_Ghelman,_and_Alon_Osovizky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.12373 |
天体物理学のガンマ線バースト（GRB）の検出は、発生源の方向を特定するという課題と常に絡み合っています。これまで、大型衛星の重い機器と限られた視野でのみ、1度を超える正確な角度位置特定が達成されてきました。GRBと中性子星合体との関連性の最近の発見は、高感度と正確な指向能力で$\gamma$線の空全体を一度に観測するための新しい動機を与えます。GRB方向を再構築するために多くの小さなシンチレータ間の相互掩蔽を利用する新しい$\ガンマ$線検出器の概念を提示します。シリコン光電子増倍管に取り付けられた90（9\、mm）$^3$\csi〜シンチレータキューブを備えた機器を構築しました。60\、keVソースでテストされた実験室のプロトタイプは、$\sim$25ph\、cm$^{-2}$バーストで数度の角度精度を示しています。現実的なGRBと背景のシミュレーションは、$1$lのボリュームを占める同様の機器で達成可能な角度ローカリゼーションの精度が$<2^\circ$であることを示しています。提案された概念は、小さな衛星だけでなく大きなミッションにも適合するように簡単に拡張できます。
Miec：近くの若い散開星団を分析するためのベイズ階層モデル
| Title |
Miec:_A_Bayesian_hierarchical_model_for_the_analysis_of_nearby_young_open_clusters |
| Authors |
J._Olivares,_H._Bouy,_L._M._Sarro,_E._Moraux,_A._Berihuete,_P.A.B._Galli,_and_N._Miret-Roig |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.12386 |
環境。若い星団の光度と質量分布の分析は、星形成過程を理解するために不可欠です。しかし、このプロセスによって残されたガスと塵は、生まれたばかりの星の光を消し、クラスターメンバーの人口調査とその光度分布の両方に深刻なバイアスをかける可能性があります。目的。私たちは、測光による絶滅によるバイアスを最小限に抑えて、埋め込まれた若い星団の候補メンバーと光度分布を推測するベイズ法を開発することを目指しています。メソッド。以前に公開された方法論を改善し、そのアプリケーションを埋め込まれた星団に拡張します。さまざまな程度の絶滅を伴うプレアデス星団の合成的に絶滅したデータセットを使用して、メソッドを検証します。結果。私たちの方法論は、それぞれ99％、80％、および9％を超える精度、真陽性、および汚染率で、Av〜6等まで消滅したデータセットからメンバーを回復することができます。値が欠落していると、マグニチュード分布に汚染物質やアーティファクトが導入されるため、方法論が妨げられます。それにもかかわらず、これらのアーティファクトは、固有運動の分布に有益な事前確率を使用することで消滅します。結論。ここで紹介する方法論は、最小限のバイアスで、欠測値（>96％）を持つソースの割合が高いデータセットから、埋め込まれた星団のメンバーと分布を回復します。
単純な集団の球状星団における赤色巨星の質量損失法則
| Title |
Mass_loss_law_for_red_giant_stars_in_simple_population_globular_clusters |
| Authors |
M._Tailo,_A._P._Milone,_E._P._Lagioia,_F._D'Antona,_S._Jang,_E._Vesperini,_A._F._Marino,_P._Ventura,_V._Caloi,_M._Carlos,_G._Cordoni,_E._Dondoglio,_A._Mohandasan,_J._E._Nastasio,_M._V._Legnardi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.12146 |
赤色巨星分枝（RGB）フェーズ中に星によって失われる質量の量は、恒星進化の後期段階を理解して正しくモデル化するための主要なパラメーターの1つです。それにもかかわらず、RGBの質量損失に関する完全に包括的な知識はまだ不足しています。銀河球状星団（GC）は、質量損失の経験的定式化を導き出すための理想的なターゲットですが、異なる化学組成を持つ複数の母集団の存在は、恒星の質量とRGB質量損失を制限するための主要な課題です。最近の研究により、RGBに沿った個別の星の種族と46個のGCの水平分枝（HB）が解きほぐされ、各星の種族のRGB質量損失を推定できるようになりました。手付かずの化学組成を持つ星の種族（第1世代または1G星と呼ばれる）について推測される質量損失は、クラスターの金属量と密接に相関しています。この発見により、1G星の経験的なRGB質量損失の法則を導き出すことができます。この論文では、複数の母集団の証拠がない7つのGCを調査し、高精度の{\itHubble-SpaceTelescope}測光と正確な合成測光を使用してRGB質量損失を導き出します。$\sim$0.1から$\sim$0.3$M_{\odot}$の範囲の質量損失のクラスター間の変動が見つかります。単純な母集団のGCのRGB質量損失は、ホストクラスターの金属量と相関しています。単純集団GCと複数集団GCの1G星が同様の質量損失対金属量の関係に従うという発見は、結果として生じる質量損失の法則が恒星進化の標準的な結果であることを示唆しています。
2020年4月のステルスコロナ質量放出の放射状進化0.8〜1AU-ソーラーオービターと地球でのフォーブッシュ減少の比較
| Title |
Radial_Evolution_of_the_April_2020_Stealth_Coronal_Mass_Ejection_between_0.8_and_1_AU_--_A_Comparison_of_Forbush_Decreases_at_Solar_Orbiter_and_Earth |
| Authors |
Johan_L._Freiherr_von_Forstner,_Mateja_Dumbovi\'c,_Christian_M\"ostl,_Jingnan_Guo,_Athanasios_Papaioannou,_Robert_Elftmann,_Zigong_Xu,_Jan_Christoph_Terasa,_Alexander_Kollhoff,_Robert_F._Wimmer-Schweingruber,_Javier_Rodr\'iguez-Pacheco,_Andreas_J._Weiss,_J\"urgen_Hinterreiter,_Tanja_Amerstorfer,_Maike_Bauer,_Anatoly_V._Belov,_Maria_A._Abunina,_Timothy_Horbury,_Emma_E._Davies,_Helen_O'Brien,_Robert_C._Allen,_G._Bruce_Andrews,_Lars_Berger,_Sebastian_Boden,_Ignacio_Cernuda_Cangas,_Sandra_Eldrum,_Francisco_Espinosa_Lara,_Ra\'ul_G\'omez_Herrero,_John_R._Hayes,_George_C._Ho,_Shrinivasrao_R._Kulkarni,_W._Jeffrey_Lees,_C\'esar_Mart\'in,_Glenn_M._Mason,_Daniel_Pacheco,_Manuel_Prieto_Mateo,_Ali_Ravanbakhsh,_Oscar_Rodr\'iguez_Polo,_Sebasti\'an_S\'anchez_Prieto,_Charles_E._Schlemm,_Helmut_Seifert,_Kush_Tyagi,_et_al._(1_additional_author_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.12185 |
目的。2020年4月19日にソーラーオービター宇宙船で観測された最初のコロナ質量放出（CME）の観測と、その高エネルギー望遠鏡（HET）によって測定された関連するフォーブッシュ減少（FD）を示します。このCMEは、翌日地球の近くでも見られるマルチスペースクラフトイベントです。メソッド。単一の検出器カウンターを使用して、銀河宇宙線カウント率の小さな短期変動を観測するためのHETの機能を強調します。分析的なForbModモデルをFD測定に適用して、両方の場所でのフォーブッシュ減少を再現します。モデルの入力パラメータは、CMEの現場およびリモートセンシング観測の両方から導出されます。結果。非常に遅い（〜350km/s）ステルスCMEにより、HETでの低エネルギー宇宙線測定で3％、放射線の影響のための宇宙線望遠鏡（CRaTER）の同等のチャネルで2％の振幅のFDが発生しました。）ルナーリコネサンスオービター、および中性子モニター測定値の1％の減少。異なる場所でのCMEの膨張挙動に大きな違いが見られます。これは、次の高速太陽風の影響に関連している可能性があります。特定の仮定の下で、ForbModは、HETおよびCRaTERからの低エネルギー宇宙線測定で観測されたFDを再現できますが、同じ入力パラメーターを使用すると、結果は、上の中性子モニターによって測定された高エネルギーでのFD振幅と一致しません。地球。これらの不一致を調査し、考えられる説明を提供します。結論。この研究は、太陽圏内の宇宙天気の理解を向上させるために、ソーラーオービターの新しい測定値を他の宇宙船と調整できることを強調しています。データベースのモデリングと組み合わせた複数の宇宙船の観測も、CMEの伝播と進化、およびそれらの宇宙天気への影響を理解するために不可欠です。
ケプラー宇宙望遠鏡の打ち上げ前は、高速振動Ap（roAp）星のほとんどの研究は、地上ベースの測光$B$観測で行われ、高分解能時間分解分光法とWIRE、MOSTによるいくつかの宇宙観測が追加されていました。とBRITE衛星。これらの観測モードでは、一度に1つの星に関する情報しか提供されないことがよくありましたが、ケプラーは数十万の星を同時に観測する機会を提供しました。主要な4年間のケプラーミッションとその4年間の再構成されたK2ミッションの期間中、望遠鏡は少なくとも14個の新しい既知のroAp星を観測しました。このホワイトペーパーでは、データセット全体の最初の調査を含む、これらの観測結果の概要を示し、NASAのTESSミッションを楽しみにしています。
数値シミュレーションを用いた太陽細孔における波力エネルギーフラックス減衰のメカニズムの発見
| Title |
Finding_the_mechanism_of_wave_energy_flux_damping_in_solar_pores_using_numerical_simulations |
| Authors |
Julia_M._Riedl,_Caitlin_A._Gilchrist-Millar,_Tom_Van_Doorsselaere,_David_B._Jess,_Samuel_D._T._Grant |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.12420 |
環境。太陽の磁気細孔は、磁場が集中しているため、磁気音響波の適切なガイドです。最近の観察では、細孔内で伝播するエネルギーフラックスは高さとともに強い減衰を受けることが示されています。しかし、その理由はまだはっきりしていません。目的。観測を説明するために、可能な減衰メカニズムを数値的に調査します。メソッド。観測された特性に触発された単一の細孔の平衡モデルから始めて、2D数値電磁流体力学（MHD）シミュレーションを実行しました。エネルギーは、30秒の期間でさまざまな垂直ドライバーを介してドメインの下部に挿入されました。シミュレーションは、理想的なMHDと非理想的な効果の両方で実行されました。結果。平面ドライバーを使用した理想的および非理想的なMHDシミュレーションのエネルギー流束の分析では、観測された減衰を再現できませんが、ローカライズされたドライバーの数値的に予測された減衰は、観測と密接に対応しています。ローカライズされたドライバーを使用したシミュレーションでの強い減衰は、2つの幾何学的効果、発散する力線による幾何学的拡散と横方向の波の漏れによって引き起こされました。
相対論的無衝突プラズマ衝撃におけるフェルミ加速は異方性エネルギー利得と相関する
| Title |
Fermi_acceleration_in_relativistic_collisionless_plasma_shocks_correlates_with_anisotropic_energy_gains |
| Authors |
Roopendra_Singh_Rajawat,_Vladimir_Khudik_and_Gennady_Shvets |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.11975 |
2つの衝突する相対論的電子-陽電子プラズマシェルによって生成される衝突のない衝撃は、パーティクルインセル（PIC）シミュレーションを使用して研究されます。衝撃はワイベル不安定性（WI）によって媒介され、最も速く加速された粒子の運動エネルギーは、WIによって誘発された電場によって異方的に変化することがわかります。具体的には、衝撃と相互作用するすべての粒子が、最終的な相対論的ローレンツ因子$\gamma$に基づいて2つのグループに分岐することを示します：遅い（$\gamma<\gamma_{bf}$）と速い（$\gamma>\gamma_{bf}$）、ここで$\gamma_{bf}$は、最初の（上流の）ローレンツ因子$\gamma_0$の約2倍であることがわかった分岐ローレンツ因子です。遅い粒子のエネルギーは衝撃電場の縦方向と横方向の成分によって等しく影響を受けるのに対し、速い粒子は主に横方向の場の成分によって加速されることがわかりました。
インフレにおける自明でない音速の複雑さ
圧搾された量子状態の方法における宇宙論的複雑さの進化に対する自明でない音速の影響を考察します。標準的な手順では、曲率摂動の真空状態を、ガウス状態を参照するスクイーズド真空状態として扱います。スクイーズド量子状態は、スクイーズド真空状態で角度パラメーター$\phi_k$とスクイーズパラメーター$r_k$によって記述される2モードのスクイーズ演算子を実行することによって取得されます。$Schr\ddot{o}dinger$方程式を介して、$\phi_k$と$r_k$の対応する進化方程式を取得できます。続いて、スクイーズド真空状態とスクイーズド状態の間の量子回路の複雑さが、ある種の自明でない音速を伴うスカラー曲率摂動で評価されます。私たちの結果は、複雑さの進化は、インフレのド・ジッター時空における自明でない音速の影響を考慮することによってのみ、遅い時間に劇的に変化しないことを示しています。ただし、$c^2_S=1$の場合と比較すると、初期の複雑さの進化は急速な振動を示しています。
複数の放射および対流層における波動伝達の強化
| Title |
Enhancement_of_wave_transmissions_in_multiple_radiative_and_convective_zones |
| Authors |
Tao_Cai_and_Cong_Yu_and_Xing_Wei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.12018 |
この論文では、対流的に安定な層と不安定な層が交互に現れる複数の回転流体における波動伝達を研究します。波が各層で伝播する場合と波のトンネリングが発生する場合の2つの異なる状況での波の伝達について説明しました。安定層が強く成層している場合でも、「共鳴伝搬」または「共鳴トンネリング」によって効率的な波動伝達が達成できることがわかり、この現象を「増強波動伝達」と呼びます。強化された波の伝達は、層の総数が奇数の場合にのみ発生します（安定した層の埋め込みは、対流のクランプ層内に交互に埋め込まれます。その逆も同様です）。波動伝搬の場合、強化された波動透過の発生には、クランプ層が同様の特性を持ち、各クランプ層の厚さが対応する伝搬波の半波長の倍数に近く、埋め込まれた層の合計の厚さが対応する伝搬波の半波長の倍数（共振伝搬）。波のトンネリングについては、重力波のトンネリングと慣性波のトンネリングの2つのケースを検討しました。どちらの場合も、効率的なトンネリングには、クランプ層が同様の特性を持ち、各埋め込み層の厚さが対応するe-folding減衰距離よりもはるかに小さく、各クランプ層の厚さが1.5倍に近いことが必要です。半波長の（共鳴トンネリング）。
曲率ベースの拡張重力理論における光子周波数シフト
| Title |
Photon_frequency_shift_in_curvature_based_Extended_Theories_of_Gravity |
| Authors |
Salvatore_Capozziello,_Gaetano_Lambiase,_Arturo_Stabile,_and_Antonio_stabile |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2102.12401 |
曲率に基づく拡張重力理論の枠組みの中で、回転する重力源によって生成される光子の周波数シフトを研究します。議論は、弱場近似を考慮して展開されます。摂動アプローチに従って、地球と特定の衛星の間で光子を交換するプロセスを分析し、重力理論の自由パラメーターを制約する一般的な関係を見つけます。最後に、地球と月のシステムを、原則として火星やその衛星のような他の太陽系小天体にも基づいた将来の実験によって重力理論をテストするための可能な実験室として提案します。
拡張線形シグマモデルからのハイブリッド星の特性
強く相互作用する物質の効果的なモデルによって提供される状態方程式は、コンパクト星に対する現在の天体物理学的観測によって課せられた制限に準拠する必要があります。（軸）ベクトル中間子拡張線形シグマモデルによって与えられる状態方程式を使用して、質量と半径の関係を決定し、星の大部分がクォーク物質で満たされているという仮定の下でこれらの制限が満たされているかどうかを調べます。質量と半径の関係のモデルのパラメータへの依存性を研究します。
