エミュレータベースのハローモデルIからの宇宙論的推論：HSCおよびSDSSモックカタログを使用した検証テスト
| Title |
Cosmological_inference_from_emulator_based_halo_model_I:_Validation_tests_with_HSC_and_SDSS_mock_catalogs |
| Authors |
Hironao_Miyatake,_Yosuke_Kobayashi,_Masahiro_Takada,_Takahiro_Nishimichi,_Masato_Shirasaki,_Sunao_Sugiyama,_Ryuichi_Takahashi,_Ken_Osato,_Surhud_More,_Youngsoo_Park |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.00113 |
銀河の射影相関関数$w_{\rmp}（R）$と銀河-銀河弱レンズ効果$\Deltaの仮想測定を仮定して、宇宙パラメータ推論のためのエミュレータベースのハローモデル法の検証テストを提示します。\！\Sigma（R）$、分光SDSS銀河とHyperSuprime-CamYear1（HSC-Y1）銀河から。これを行うには、西道らで開発された\textsc{DarkEmulator}を使用します。$N$-bodyシミュレーションのアンサンブルに基づいています。これは、フラットジオメトリの$w$CDM宇宙論のハロークラスタリング量の高速で正確な計算を可能にするエミュレーションパッケージです。ハロー占有分布を採用することで、エミュレーターは、パラメーターの入力セットに対して、数CPU秒でSDSSのような銀河の$\Delta\！\Sigma$と$w_{\rmp}$のモデル予測を取得することを可能にします。SDSS銀河とHSC-Y1銀河を模倣したさまざまな模擬カタログから測定された模擬信号のマルコフ連鎖モンテカルロ分析を実行することにより、この方法のパフォーマンスと検証を示します。ハローモデル法は、アセンブリバイアス効果を含むモックを除いて、基礎となる真の宇宙論的パラメーターを68\％の信頼区間内に回復できることを示します（ただし、アセンブリバイアス効果の振幅が非現実的に大きいと考えています）。アセンブリバイアスモックの場合でも、宇宙論的パラメータを回復できることを示します{\itif}分析がスケール$R\gtrsim10〜h^{-1}{\rmMpc}$に制限されている場合。また、ソース銀河の単一の母集団を使用して、異なる赤方偏移での複数のレンズサンプルの$\Delta\！\Sigma$の相対強度を推測することにより、ジョイントプローブ法により、測光赤方偏移エラーと乗法の自己較正が可能になることも示します。せん断バイアス。したがって、エミュレータベースのハローモデルメソッドをHSC-Y1データセットに安全に適用して、$\sigma（S_8）\simeq0.04$の精度を達成できると結論付けます。
フィッシャー予報は、調査計画から新しい宇宙論的プローブの開発に至るまでのアプリケーションを備えた宇宙論の一般的なツールです。頻繁に採用されますが、正確で再現性のある結果を保証するために注意深く調査する必要がある数値の不安定性の影響を受けます。このリサーチノートでは、弱いレンズ効果のデータベクトルの例を使用してこれらの課題について説明し、それらの解決に役立つ手順を提案します。
不安定性のないモデルとしてのタキオン模倣インフレーション
ラグランジュ乗数アプローチで模倣タキオンモデルを検討します。線形摂動と非線形摂動の両方を研究し、この設定で摂動と非ガウス性のパラメーターを見つけます。べき乗則（$a=a_{0}\、t^{n}$）と中間（$a=a_{0}\exp（bt^{\beta}）として2種類のスケールファクターを採用する$）スケールファクター、Planck2018TT、TE、EE+lowE+lensing+BAO+BK14およびPlanck2018TTT、EEE、TTE、EETデータセットに基づくモデルの数値解析を実行します。べき乗則と中間スケールファクターの両方を備えた模倣タキオンモデルが、そのパラメーター空間のいくつかの範囲で不安定性がなく、観測的に実行可能であることを示します。$26.3<n<33.0$のべき乗則模倣タキオンモデルと$0.116<\beta<0.130$の中間模倣タキオンモデルは、観測データと一致しており、ゴーストと勾配の不安定性がありません。
矮小銀河の暗黒物質ハローをモデル化するポリトロープ球
矮小銀河とその暗黒物質（DM）ハローは、大きな銀河とは異なる性質の速度曲線を持っています。それらは、DMハローの物理学への洞察を得ることを可能にしない2つのパラメーターのみを含む単純な疑似等温モデルによってモデル化されます。矮小銀河のDMハローの物理的条件について、DMハローの単純な物理ベースのモデルを使用していくつかの洞察を得たいと思います。統一フレームワークで矮小銀河速度プロファイルの多様性を処理するために、ポリトロープ指数$n$と相対論的パラメーター$\sigma$によって特徴付けられる矮小銀球を、矮小銀河DMハローのモデルとして適用し、LITTLETHINGSアンサンブルからの矮小銀河で観測された速度曲線に対するポリトロープの円形ジオデシックスの速度。速度プロファイルの特性が異なるため、ポリトロープモデルに準拠した3つのクラスのLITTLETHINGS矮小銀河を紹介します。最初のクラスは$n<1$のポリトロープに対応し、プロファイル全体とともに速度が直線的に増加します。2番目のクラスは$1<n<2$で、速度プロファイルは外部領域でフラットになり、3番目のクラスは$n>2$で、速度プロファイルは最大に達し、外部領域での低下を示しました。$\sigma$パラメータは、すべての矮小銀河モデルで強く非相対論的（$\sigma<10^{-8}$）である必要があります。これはクラスごとに異なりますが、これらの変動による影響はごくわずかです。速度プロファイルの特性。私たちの結果は、少なくとも2種類の暗黒物質がDMハローの構成の背後にある可能性を示しています。観測速度曲線の一致は、矮小銀河DMハローの疑似等温コアのようなモデルによって得られたものと同じ品質です。
3D流体力学と自己無撞着な光化学による準安定ヘリウム吸収I：WASP-69b、次元性、XUVフラックスレベル、スペクトルタイプ、およびフレア
| Title |
Metastable_Helium_Absorptions_with_3D_Hydrodynamics_and_Self-Consistent_Photochemistry_I:_WASP-69b,_Dimensionality,_XUV_Flux_Level,_Spectral_Types,_and_Flares |
| Authors |
Lile_Wang,_Fei_Dai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.00042 |
$10830〜{\rmA}$付近の準安定ヘリウム（He*）線は、太陽系外惑星の接近進化の一般的な現象である大気侵食の理想的なプローブです。いくつかの太陽系外惑星の観測では、トランジットで十分に分解されたHe*吸収特性が得られましたが、それらのほとんどは、質量損失率を規定する1D等温モデルで分析されました。この作業は、光線追跡放射伝達および非平衡熱化学と共進化した3D流体力学を考案します。ホストの高エネルギー照射について合理的な仮定を持って観測された恒星/惑星の特性から始めて、第一原理から、質量損失率、温度とイオン化プロファイル、および3D流出運動学を予測します。私たちのシミュレーションは、WASP-69bの観測されたHe*ラインプロファイルと光度曲線をよく再現しています。さらに、He*観測量のシミュレーション条件とホスト放射線への依存性を調査します。主な調査結果は次のとおりです。（1）シミュレーションにより、顕著な彗星のような尾のないWASP-69bの光蒸発流出（$\sim0.5〜M_{\oplus}〜{\rmGyr}^{-1}$）が明らかになりました。対称的なトランジット形状（Vissapragadaetal.2020）。（2）3Dシミュレーションは、コリオリの力、移流、運動学的な線の広がりなどの流体力学的特徴に必須です。（3）EUV（$>13.6〜{\rmeV}$）光子は、光蒸発流出を支配し、再結合によってHe*を生成します。FUVは、He*を破壊することによっても有害です。X線は二次的な役割を果たします。（4）K星はHe*線観測のEUV/FUVバランスのスイートスポットに当たり、G星とM星もターゲットに値します。（5）ステラフレアは、He*ラインプロファイルに特徴的な応答を作成します。
3D流体力学と自己無撞着光化学による準安定ヘリウム吸収II：WASP-107b、恒星風、放射圧、およびせん断不安定性
| Title |
Metastable_Helium_Absorptions_with_3D_Hydrodynamics_and_Self-Consistent_Photochemistry_II:_WASP-107b,_Stellar_Wind,_Radiation_Pressure,_and_Shear_Instability |
| Authors |
Lile_Wang,_Fei_Dai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.00045 |
この論文では、WASP-107bの準安定ヘリウム（He*）観測のシミュレーションを紹介します。これは、3つの異なる機器で確認された最高の信号対雑音比の検出です。共進化する非平衡熱化学と光線追跡放射を組み合わせた完全な3D流体力学を採用し、第一原理から質量損失率、温度プロファイル、合成He*ラインプロファイルと光度曲線を予測します。観測された大きく青方偏移した線プロファイルと非対称の通過光度曲線によって、太陽よりも強い恒星風が要求されることがわかりました。以前の信念に反して、放射圧はLy$\alpha$の観測にとって重要である可能性があるが、{\itnot}He*であると主張します。WASP-107bは$\dot{M}\simeq1.0\times10^{-9}〜M_\oplus〜{\rmyr}^{-1}$の割合で質量を失っています。$\dot{M}$は、一定の風とホストからの照射により$<1〜\％$変動しますが、せん断不安定性は風の影響から発生し、He*通過深度の$\sim10〜\％$変動を生成します1時間のタイムスケール。He*通過深度が$\dot{M}$の変動を示すという一般的な仮定には問題があります。後尾は惑星の隣接よりもせん断不安定性の影響を受けやすいため、青方偏移した翼ではラインプロファイルがより変動しやすく、通過中の光度曲線はより変動しやすくなります。Ly$\alpha$（高高度、低密度）とHe*（低高度、高密度）の通過観測、特に同時観測の相乗効果により、惑星の流出と恒星の風の特性をよりよく理解できることを強調します。
非常に高温の木星、KELT-9bのハッブルWFC3発光スペクトル
超高温木星に関する最近の研究では、TiO、VO、FeH、その他の金属水素化物/酸化物などの光吸収体が存在するため、大気が熱反転する可能性があることが示唆されています。ただし、これらの分子は非常に高温で熱的に解離するため、赤外線で特徴のないスペクトルが生じることが予想されます。これまでに発見された最も熱い太陽系外惑星であるKELT-9bは、この体制に属し、解離および原子/イオン種からの中性水素が支配的な大気をホストしていると考えられています。ここでは、ハッブル宇宙望遠鏡の広視野カメラ3（WFC3）を使用して得られた日食スペクトルを分析し、大気検索コードTauREx3を利用して、スペクトルが分子種の存在と一致し、単純な黒体との適合性が低いことを発見しました。。特に、HST、スピッツァー、TESSのデータセットを一緒に検討する場合、TiO、VO、FeH、H-の組み合わせが最適であることがわかります。機器を組み合わせる際の潜在的なバイアスを認識し、HSTスペクトルのみを分析したところ、この場合はTiOとVOのみが必要であることがわかりました。これらの発見は、以前に考えられていたよりも超高温の惑星の大気のより複雑な絵を描きます
偏光放射と地球上およびそれ以降の生物学的ホモキラリティーの出現
スピン偏極した宇宙線は、生物学的ホモキラリティーの出現を説明する可能性のあるらせん状生体高分子に非対称的な変化を引き起こす可能性があることが提案されています。弱い相互作用におけるパリティ違反は、宇宙線シャワーにおける偏光の輸送に直接的な影響を及ぼします。この論文では、ミューオンがエナンチオ選択的突然変異誘発を開始できるエネルギーまで分極を保持することを示します。したがって、ミューオンは素粒子物理学の標準モデルの対称性の破れと生物に見られる対称性との関係を確立することに成功する可能性が最も高いです。火星、金星、タイタン、氷の月、微惑星など、太陽系の生命を探索するためのさまざまな主要ターゲットで一次および二次宇宙線によって蓄積された放射線量を計算し、ホモキラル化のドライバー。スピン偏極ミューオンがその表面の宇宙線を支配するという点で、地球は珍しいです。
HD \、108236惑星系のCHEOPS観測：第5惑星、改良された天体暦、および惑星半径
| Title |
CHEOPS_observations_of_the_HD\,108236_planetary_system:_A_fifth_planet,_improved_ephemerides,_and_planetary_radii |
| Authors |
A._Bonfanti,_L._Delrez,_M.J._Hooton,_T.G._Wilson,_L._Fossati,_Y._Alibert,_S._Hoyer,_A.J._Mustill,_H.P._Osborn,_V._Adibekyan,_D._Gandolfi,_S._Salmon,_S.G._Sousa,_A._Tuson,_V._Van_Grootel,_J._Cabrera,_V._Nascimbeni,_P.F.L._Maxted,_S.C.C._Barros,_N._Billot,_X._Bonfils,_L._Borsato,_C._Broeg,_M.B._Davies,_M._Deleuil,_O.D.S._Demangeon,_M._Fridlund,_G._Lacedelli,_M._Lendl,_C._Persson,_N.C._Santos,_G._Scandariato,_Gy.M._Szab\'o,_A._Collier_Cameron,_S._Udry,_W._Benz,_M._Beck,_D._Ehrenreich,_A._Fortier,_K.G._Isaak,_D._Queloz,_R._Alonso,_J._Asquier,_T._Bandy,_T._B\'arczy,_D._Barrado,_O._Barrag\'an,_W._Baumjohann,_T._Beck,_A._Bekkelien,_M._Bergomi,_M-D._Busch,_A._Brandeker,_V._Cessa,_S._Charnoz,_B._Chazelas,_C._Corral_Van_Damme,_B.-O._Demory,_A._Erikson,_J._Farinato,_D._Futyan,_A._Garcia_Mu\~noz,_M._Gillon,_et_al._(46_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.00663 |
明るい（$V$=9.2等）星HD108236（TOI-1233としても知られている）を通過するスーパーアースと3つのミニネプチューンの検出は、TESSと地上の光度曲線に基づいて最近報告されました。高精度のCHEOPS測光により、HD108236惑星系の最初の特性評価を実行し、通過天体暦とシステムパラメータを改善します。分光分析によってホスト星の特性を明らかにし、赤外線フラックス法で半径を導き出します。2セットの恒星進化トラックから得られた結果を組み合わせることにより、恒星の質量と年齢を制約します。システム内の既知の惑星ごとに、利用可能なTESS光度曲線と1つのCHEOPSトランジット光度曲線を分析します。HD108236は、$R_{\star}=0.877\pm0.008R_{\odot}$、$M_{\star}=0.869^{+0.050}_{-0.048}M_の太陽のような星であることがわかります。{\odot}$、年齢は$6.7_{-5.1}^{+4.0}$Gyr。CHEOPS光度曲線の1つで、追加の惑星HD108236fが偶然に検出されたことを報告します。この惑星の場合、TESSとCHEOPSの光度曲線を組み合わせて分析すると、約29。5日の暫定的な公転周期が得られます。光度曲線分析から、$1.615\pm0.051$、$2.071\pm0.052$、$2.539_{-0.065}^{+0.062}$、$3.083\pm0.052$、および$2.017_{-0.057の半径が得られます。}^{+0.052}$$R_{\oplus}$は、それぞれ惑星HD108236bからHD108236fの場合です。これらの値は、以前のTESSベースの推定値と一致していますが、精度が約2倍向上しています。システムの安定性解析を実行し、惑星の軌道の離心率が0.1未満である可能性が高いと結論付けました。また、惑星大気進化フレームワークを使用して5つの惑星の質量を制限し、HD108236bとHD108236cは地球のような密度を持ち、外側の惑星は低平均分子量エンベロープをホストする必要があると結論付けています。
VLT / MUSE-NFMによる海王星大気中の雲の上のメタンモル分率の緯度変動：周縁減光の再分析
| Title |
Latitudinal_variation_of_methane_mole_fraction_above_clouds_in_Neptune's_atmosphere_from_VLT/MUSE-NFM:_Limb-darkening_reanalysis |
| Authors |
P._G._J._Irwin,_J._Dobinson,_A._James,_D._Toledo,_N._A._Teanby,_L._N._Fletcher,_G._S._Orton_and_S._P\'erez-Hoyos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01063 |
Irwinetal。、Icarusによって報告された、狭視野補償光学モードの超大型望遠鏡（VLT）でMUSE機器を使用して、2018年に行われた海王星の可視/近赤外線（480-930nm）観測の再分析を提示します。、311、2019。中央子午線観測のみに基づいた以前の分析での緯度によるメタン存在量の推定変動は、海王星の手足の暗化のより完全な評価と比較した場合、検索エラーを過小評価していることがわかりました。さらに、以前の分析では、存在量とその不確実性の両方の偽の緯度変動が導入されました。これをここで再評価します。これらのデータの再分析には、Minnaert近似に基づく周縁減光の効果が組み込まれています。これは、雲の構造とメタンのモル分率にはるかに強い制約を与え、利用可能なデータをより有効に活用し、計算効率を高めます。離散的な雲の特徴から離れて、800-900nmで観測された反射率スペクトルは、緯度方向に変化するが、3.6に基づくH$_2$S雲層からなる帯状対称の背景雲モデルによって非常によく近似されていることがわかります。-不透明度とスケールの高さが変化する4.7バー、および成層圏のヘイズ。背景雲モデルは、すべての波長と緯度で見られる観測された四肢の暗化と一致し、H$_2$S雲より上で、メタン凝縮レベルより下の2〜4バールでのメタンのモル分率が4から変化することがわかります。赤道で6\％から南極付近で2-4\％まで。これは以前の分析と一致しており、想定される雲/メタンモデルの赤道/極比は$1.9\pm0.2$です。離散的な曇り領域のスペクトルは、不透明度が0〜0.75で、圧力が$\sim0.4$bar未満の、垂直方向に薄い単一のメタン氷雲を追加することで、非常によく近似されます。
次の10年の現場地質年代学：月、火星、ベスタのミッション設計
| Title |
In_Situ_Geochronology_for_the_Next_Decade:_Mission_Designs_for_the_Moon,_Mars,_and_Vesta |
| Authors |
Barbara_A._Cohen,_Kelsey_E._Young,_Nicolle_E._B._Zellner,_Kris_Zacny,_R._Aileen_Yingst,_Ryan_N._Watkins,_Richard_Warwick,_Sarah_N._Valencia,_Timothy_D._Swindle,_Stuart_J._Robbins,_Noah_E._Petro,_Anthony_Nicoletti,_Daniel_P._Moriarty,_III,_Richard_Lynch,_Stephen_J._Indyk,_Juliane_Gross,_Jennifer_A._Grier,_John_A._Grant,_Amani_Ginyard,_Caleb_I._Fassett,_Kenneth_A._Farley,_Benjamin_J._Farcy,_Bethany_L._Ehlmann,_M._Darby_Dyar,_Gerard_Daelemans,_Natalie_M._Curran,_Carolyn_H._van_der_Bogert,_Ricardo_D._Arevalo,_Jr,_F._Scott_Anderson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01131 |
地質年代学、または地質学的イベントの絶対年齢の決定は、惑星と太陽系の形成と進化に関する多くの調査を支えています。古代および最近のマグマ製品の絶対年代は、マグマオーシャンと地殻形成のダイナミクス、ならびに内部熱機関と明確なマントル/地殻源領域の寿命と進化に強い制約を与えます。絶対年代はまた、居住性マーカーを地球上の生命の進化のタイムスケールに関連付けます。ただし、太陽系内部の地質年代学的に重要な地形の数は、それらすべてからサンプルリターンを実行する能力をはるかに超えています。次回の10年間調査に備えて、私たちのチームは、太陽系の爆撃、火成活動、居住性を記録するサイトが3つの異なる場所（月、火星、ベスタ）に向けて、中級（ニューフロンティア）ミッションの概念のセットを策定しました独自に保存され、アクセス可能です。惑星表面を直接年代測定するための概念的なペイロードを開発しました。これは、その場で放射年代を測定できる2つの機器、イメージングスペクトロメーター、サイトの地質学的コンテキストとサンプルの特性を提供する光学カメラ、サンプルのコンテキスト化を強化する微量元素アナライザー、およびサンプルで構成されています。取得および処理システム。このペイロードを月、火星、ベスタに運ぶ着陸船は、私たちの研究ではニューフロンティアのコスト上限（約10億ドル）に収まる可能性があります。このタイプのミッションは、惑星の歴史に重大な制約を与えると同時に、基本的な地質学的特性、地形学的分析、リモートセンシング分析のグラウンドトゥルース、メジャー、マイナー、トレース、揮発性要素の分析、大気および揮発性要素などの幅広い調査を可能にします。その他の長期モニタリング、有機分子分析、土壌および地質学的特性。
超微弱矮小銀河のVLT分光法。 1. Bo {\ "o} tes I、Leo IV、Leo V
| Title |
VLT_Spectroscopy_of_Ultra-Faint_Dwarf_Galaxies._1._Bo{\"o}tes_I,_Leo_IV,_Leo_V |
| Authors |
Sydney_Jenkins,_Ting_S._Li,_Andrew_B._Pace,_Alexander_P._Ji,_Sergey_E._Koposov,_Burcin_Mutlu-Pakdil |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.00013 |
2009年から2017年の間に超大型望遠鏡（VLT）のGIRAFFEスペクトログラフで観測された13個の超微弱矮小銀河（UFD）について、一貫した削減と測定を実行します。このシリーズの最初の論文では、新しいメンバーを見つけて、洗練された測定を提供します。Bo{\"o}tesI、LeoIV、LeoV矮小銀河の物理パラメータの比較。9つの新しいLeoIVメンバーと4つの新しいLeoVメンバーを特定し、以前に発見されたメンバーの比較分析を実行します。さらに、LeoIVとLeoVの両方に1つの新しいバイナリスター。バイナリスターを削除した後、Bo{\"o}tesIとLeoIVの速度分散を5.1$^{+0.6}_{-0.7}$に再計算します。それぞれ3.6$^{+1.0}_{-1.1}$kms$^{-1}$。レオV速度分散は解決しません。以前に計算された勾配よりも$\sim$4$\times$小さく、対応する位置角が文献値と$\sim$120度異なるLeoVの弱い速度勾配を特定します。VLTデータを以前の文献と組み合わせて、Bo{\"o}tesIの金属量分布関数を再分析し、Bo{\"o}tesIが星を形成している間の自然ガスの流入を含むモデルがデータに最も適していることを発見しました。。LeoIV、LeoV、およびその他のUFDの分析は、これらの謎めいた星の種族の理解を深め、将来の暗黒物質研究に貢献します。残りの10個のUFDの同様の分析は、今後の論文で発表されます。
光学的に薄いCIII吸収体の物理的条件と赤方偏移の進展：低zサンプル
| Title |
Physical_conditions_and_redshift_evolution_of_optically_thin_C_III_absorbers:_Low-z_sample |
| Authors |
Abhisek_Mohapatra_(1),_R._Srianand_(2),_Ananta_C._Pradhan_(1)_((1)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_National_Institute_of_Technology,_Rourkela,_India_(2)_Inter-University_Centre_for_Astronomy_and_Astrophysics,_Pune,_India) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.00032 |
赤方偏移での99個の光学的に薄いCIII吸収システムの詳細な分析を示します。$0.2\lez\le0.9$は、$15\le{\rmlog}$$N_{\rmH\の範囲の中性水素カラム密度に関連しています。、I}$（$cm^{-2}$）$\le16.2$。光イオン化モデルを使用して、これらのシステムの数密度（$n_{\rmH}$）、C存在量（$[C/H]$）、および視線の厚さ（$L$）を範囲内で推測します。、$-3.4\le$log$n_{\rmH}$（in$cm^{-3}$）$\le-1.6$、$-1.6\le[C/H]\le0.4$、および1.3pc$\leL\le$10kpc、ほとんどのシステムはサブkpcスケールの厚さです。低$-z$と以前に報告された高$-z$（$2.1\lez\le3.3$）の光学的に薄いCIIIシステムを組み合わせて、赤方偏移の進化と導出された物理パラメータ間のさまざまな相関を研究します。$n_{\rmH}$、$[C/H]$、および$L$で大幅な赤方偏移の進化が見られます。CIIIシステムの金属量の赤方偏移の進化をさまざまなタイプの吸収システムのそれと比較します。CIII吸収体の$[C/H]$対$z$の傾きは、減衰した\lya\サンプル（DLA）の宇宙金属量の赤方偏移の進化と比較してステッパーですが、sub$-の傾きと一致していることがわかります。$DLA。有意水準8.39$\sigma$の組み合わせサンプルについて、$L$と$[C/H]$の間に強い反相関が存在することがわかります。2つの異なる$[C/H]$ブランチCIII母集団（低$-[C/H]$ブランチ、$[C/H]$$\le-1.2$および高$-[C/H）の証拠が見られます]$ブランチ、$[C/H]$$>-1.2$）$L$対$N_{\rmC\、III}$平面で適切に分割された場合、結合されたCIIIサンプル。赤方偏移の範囲である$1.0\lez\le2.0$でのCIII吸収体のさらなる研究は、これらの吸収体の赤方偏移の進化をマッピングし、銀河系周辺媒体の時間発展の物理的条件への洞察を得るために重要です。
ガイアEDR3視差に基づく局所スパイラル構造
| Title |
Local_spiral_structure_based_on_the_Gaia_EDR3_parallaxes |
| Authors |
Y._Xu,_L._G._Hou,_S._B._Bian,_C._J._Hao,_D._J._Liu,_J._J._Li,_Y._J._Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.00158 |
環境。位置天文衛星ガイアは、天の川の特性に関する知識を大幅に増やすことが期待されています。GaiaEarlyDataRelease3（GaiaEDR3）は、多くのOB星に最も正確な視差を提供します。これは、銀河の渦巻構造を描写するために使用できます。目的。これまでに利用可能な分光学的に確認された若いOB星の最大のサンプルを使用して、局所的な渦巻構造を調査し、メーザーの視差測定によって追跡されたものと比較します。メソッド。O-B2星、O-B0星、視差精度が10％を超えるO型星など、3つの異なるグループの巨大な若い星からなるサンプルをまとめて分析に使用しました。結果。太陽から約5kpc以内の4つの銀河象限すべての局所的ならせん構造が詳細に明確に描かれています。明らかにされた銀河の渦巻パターンは、特にメーザー視差データがまだ存在しない第3象限と第4象限で、近くの渦巻腕の明確なスケッチの輪郭を描いています。これらのO型星は、超長基線干渉法（VLBI）メーザーデータのみを使用して構築されたスパイラル構造を高密度化し、拡張します。O型星の凝集した分布は、銀河の渦巻構造が不均一であることも示しています。
PKS1830-211：z = 0.89でのOHとHIおよび最初のMeerKATUHFスペクトル
| Title |
PKS1830-211:_OH_and_HI_at_z=0.89_and_the_first_MeerKAT_UHF_spectrum |
| Authors |
F._Combes,_N._Gupta,_S._Muller,_S._Balashev,_G._I._G._Jozsa,_R._Srianand,_E._Momjian,_P._Noterdaeme,_H.-R._Kloeckner,_A._J._Baker,_E._Boettcher,_A._Bosma,_H.-W._Chen,_R._Dutta,_P._Jagannathan,_J._Jose,_K._Knowles,_J-.K._Krogager,_V._P._Kulkarni,_K._Moodley,_S._Pandey,_P._Petitjean,_and_S._Sekhar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.00188 |
大規模調査プロジェクト（LSP）「MeerKAT吸収線調査」（MALS）は、LバンドとUHFバンドでのブラインドHI21cmおよびOH18cm吸収線調査であり、銀河周辺および銀河間媒体中の原子および分子ガス、およびその赤方偏移の進化。ここでは、レンズ銀河での吸収を検出する、強力にレンズ化された電波源PKS1830-211に向けて作成されたUHFバンドを使用した最初の結果を示します。科学検証のためにオンソースで取得され、自動電波望遠鏡イメージングパイプライン（ARTIP）を使用して処理されたわずか90分のデータで、前例のない信号でz=0.89の既知のHI21cmおよびOH18cmメインラインを吸収で検出します-対雑音比（連続体で4000、6km/sチャネル）。OH衛星ラインのz=0.89での検出を初めて報告しますが、これまでのところz$>$0.25では検出されていません。OHラインを熱的寄与と刺激的寄与に分解します。1720MHzラインと1612MHzラインは共役です。OH1720MHz輝線の総光度は6100L_sunです。これは、最も明るい既知の1720MHzメーザーラインです。背景光源のさまざまな画像の吸収成分、レンズ銀河のさまざまな光路のサンプル、および全吸収スペクトルにおけるそれらの重みは、日と月の時間スケールで時間的に変化すると予想されます。正規化されたスペクトルを20年以上前に取得されたスペクトルと比較したところ、変動は見られませんでした。N体の流体力学的シミュレーションから導出されたレンズ銀河モデルの助けを借りて、その光学HST画像に類似した形態で吸収スペクトルを解釈します。中央のガス流出を引き起こすことなく、観測を再現することが可能です。ただし、はっきりとしたかすかな高速の特徴があり、おそらく高速の雲です。これらの雲は、HIおよびOHスペクトルの拡大に寄与する可能性があります。
高赤方偏移SMBHは、カオス的降着を介して恒星の質量の種から成長する可能性があります
質量$M_{\rmBH}>10^9M_\odot$の非常に大きなブラックホールが、これまで以上に高い赤方偏移で観測されています。これらの結果は、初期のブラックホールの形成と成長メカニズムにこれまで以上に厳しい制約を生み出します。ここでは、既知の最も極端なブラックホールであるP\=oniu\=a'enaでさえ、降着がほぼ継続的に進行する場合、$10M_\odot$シードブラックホールからエディントン限定の発光降着を介して成長できることを示します。個別に相関のない初期方向を持つ多数のエピソードで構成されています。この混沌とした降着シナリオは、無次元のスピンパラメータ$a\lesssim0.2$を使用して、成長するブラックホールがゆっくりとスピンすることを保証するため、その放射効率も低く、$\epsilon\simeq0.06$です。降着が部分的に整列していて、降着イベントの$20-40\％$が同じ方向に発生している場合、ブラックホールのスピンと放射効率ははるかに高くなり、成長が大幅に遅くなります。$z\geq9.1$で$10^9M_\odot$ブラックホールが発見された場合にのみ、カオス降着シナリオを完全に改ざんできることをお勧めします。これは、P\=oniu\=a'enaの前の約$150$〜Myrです。極端なクエーサーの空間密度は、観測された極端なクエーサーを生成するために、シードブラックホールのごくわずかな部分、およそ$4\times10^7$に遭遇する必要があることを示唆しています。他のシードブラックホールは、主にデューティサイクルが低いため、効率が大幅に低下するため、検出がはるかに困難になります。
バーナード5の0.5pc亜音速領域に埋め込まれた超臨界フィラメントを解剖する
| Title |
Dissecting_the_super-critical_filaments_embedded_in_the_0.5_pc_subsonic_region_of_Barnard_5 |
| Authors |
Anika_Schmiedeke,_Jaime_E._Pineda,_Paola_Caselli,_H\'ector_G._Arce,_Gary_A_Fuller,_Alyssa_A._Goodman,_Mar\'ia_Jos\'e_Maureira,_Stella_S._R._Offner,_Dominique_Segura-Cox,_Daniel_Seifried |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.00248 |
バーナード5の亜音速領域内に見られる2つの約0.3pcの長さのフィラメント状構造を詳細に特徴付けます。分子線NH$_3$（1,1）および（2,2）のGBTおよびVLA観測を組み合わせて使用します。1800auの観測、および850および450$\mu$mでのJCMT連続観測、それぞれ4400auおよび3000auの解像度。バックグラウンドを差し引いた後、両方のフィラメントが非常に超臨界であり、単位長さあたりの平均質量$M/L$が約80M$_\odot$pc$^{-1}$であり、局所的な増加が達成されていることがわかります。〜150M$_\odot$pc$^{-1}$の値。これには、半径方向の崩壊に対して安定するために、約500$\mu$Gの磁場強度が必要になります。フィラメントのスパインに垂直な等距離のカットを抽出し、修正されたプラマープロファイルとガウス分布を各カットに適合させます。フィラメントの幅（デコンボリューションされたFWHM）は、フィラメントに沿って6500〜7000au（〜0.03pc）の範囲です。これは、平らな内側領域の半径の約2.0倍に相当します。中心密度とこの平坦化半径の間に反相関が見られ、収縮を示唆しています。さらに、大きな半径でのべき乗則指数と平坦化半径の間にも強い相関関係があることがわかります。これらの3つのパラメーターの測定値は平面にあり、それらの経験的関係を導き出すことに注意してください。私たちの高解像度の観測は、超臨界フィラメント内の高密度ガスの分布の直接的な制約を提供し、原始星と原始星の活動を示しています。
MUSE-かすかな調査。 II。超微弱矮小銀河エリダヌス座2の暗黒物質密度プロファイル
| Title |
The_MUSE-Faint_survey._II._The_dark_matter-density_profile_of_the_ultra-faint_dwarf_galaxy_Eridanus_2 |
| Authors |
Sebastiaan_L._Zoutendijk_(1),_Jarle_Brinchmann_(2_and_1),_Nicolas_F._Bouch\'e_(3),_Mark_den_Brok_(4),_Davor_Krajnovi\'c_(4),_Konrad_Kuijken_(1),_Michael_V._Maseda_(1)_and_Joop_Schaye_(1)_((1)_Leiden_Observatory,_Leiden_University,_Leiden,_The_Netherlands,_(2)_Instituto_de_Astrof\'isica_e_Ci\^encias_do_Espa\c{c}o,_Universidade_do_Porto,_CAUP,_Porto,_Portugal,_(3)_Univ._Lyon,_Univ._Lyon1,_ENS_de_Lyon,_CNRS,_Centre_de_Recherche_Astrophysique_de_Lyon,_Saint-Genis-Laval,_France,_(4)_Leibniz-Institut_f\"ur_Astrophysik_Potsdam_(AIP),_Potsdam,_Germany) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.00253 |
目的。恒星の視線速度を使用して、超微弱な矮小銀河であるエリダヌス座2の暗黒物質密度プロファイルを制約します（$M_\mathrm{V}=-7.1$、$M_*\約9\times10^4\、M_\odot$）。さらに、自己相互作用するファジー暗黒物質の基本的な特性に対する制約を導き出します。メソッド。超大型望遠鏡でMUSEを使った超微弱矮小銀河の調査であるMUSE-FaintからのEridanus2の新しい観測を提示し、半光半径内の星の視線速度を決定します。文献データと組み合わせると、半光半径の2倍の範囲に92個の恒星トレーサーがあります。動的分析にCJAMとpyGravSphereを使用して、コールドダークマター、自己相互作用ダークマター、ファジーダークマターのモデルをこれらのトレーサーで制約します。結果。自己相互作用する暗黒物質よりもコールドダークマターの実質的な証拠があり、コールドダークマターよりもファジー暗黒物質の実質的な証拠もあります。ビリアル質量$M_{200}\sim10^8\、M_\odot$と天体物理学的要因$J（\alpha_\mathrm{c}^J）\sim10^{11}\、M_\odot^が見つかります2\、\mathrm{kpc}^{-5}$および$D（\alpha_\mathrm{c}^D）\sim10^2$-$10^{2.5}\、M_\odot\、\mathrm{kpc}^{-2}$。コア（$r_\mathrm{c}\lesssim35\、\mathrm{pc}$、68-％レベル）またはソリトン（$r_\mathrm{sol}\lesssim4.7\、\mathrm{pc）は解決されません}$、68-％レベル）。これらの制限は、有効な自己相互作用係数$f\Gamma\lesssim2.5\times10^{-29}\、\mathrm{cm}^3\、\mathrm{s}^{-1}\、\に相当します。mathrm{eV}^{-1}\、c^2$とファジー暗黒物質-粒子質量$m_\mathrm{a}\gtrsim8.5\times10^{-20}\、\mathrm{eV}\、c^{-2}$。自己相互作用の制約は、ガンマ線検索の制約を補完します。ファジー暗黒物質-粒子の質量に対する制約は、より大きな矮小銀河で得られたものと一致しておらず、これらの銀河の平坦化された密度プロファイルがファジー暗黒物質によって引き起こされていないことを示唆しています。（要約）
小規模ダイナモによって駆動されるローカルHIフィラメント。ほこりっぽい磁化構造の解きほぐし速度ともつれ
| Title |
Local_HI_filaments_driven_by_a_small-scale_dynamo._Unraveling_velocities_and_tangling_of_dusty_magnetized_structures |
| Authors |
P._M._W._Kalberla,_J._Kerp_and_U._Haud |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.00273 |
環境。HIフィラメントは、遠赤外線（FIR）で観察できるほこりっぽい磁化構造と密接に関連しています。最近、速度における配向されたHi構造のコヒーレンスが、見通し内磁場のもつれを追跡することが提案されました。目的。18'の角度スケールで857GHzでのFIR放射とHIの間の速度依存コヒーレンスを研究します。メソッド。HI4PIHIデータとPlanckFIRデータを使用し、ヘッセ演算子を適用してフィラメントを抽出します。コヒーレンスのために、フィラメントに沿った857GHzでのFIRの局所配向角{\theta}がHIと相関していることを要求します。結果。|v_LSR|でHIカラム密度の相関関係が見つかります。<50km/sですが、FIRとHIの方向角{\theta}の間の緊密な一致は、1km/sの狭い速度間隔でのみ存在します。したがって、FIRフィラメントに速度を割り当てます。視線に沿って、これらのHI構造は、速度空間においても、{\theta}との高度な局所的整列を示します。ダスト放出の分極と同様にこれらの整列した構造を解釈することは、HI分極を定義します。最大80％の偏光率が観察され、平均は30％です。視線に垂直に投影されたフィラメントに沿った配向角{\theta}は、系統的に変動しており、フィラメントの曲率の特徴的な分布を決定することができます。結論。ヘッセ解析によって特定された局所的なHIおよびFIRフィラメントは、明確に定義された視線速度を持つコヒーレント構造です。HI構造も、高度な一貫性を備えた視線に沿って編成されています。空の平面で観測されたこれらの構造の曲がりは、銀河系の小規模な乱流ダイナモによって引き起こされた磁場の曲率のモデルと一致しています。
GalaxyM51の超新星残骸の光学的同定と分光法
| Title |
Optical_Identification_and_Spectroscopy_of_Supernova_Remnants_in_the_Galaxy_M51 |
| Authors |
P._Frank_Winkler_(Middlebury_College),_Sadie_C._Coffin_(Middlebury_College),_William_P._Blair_(Johns_Hopkins_University),_Knox_S._Long_(Space_Telescope_Science_Institute_and_Eureka_Scientific,_Inc.),_and_Kip_D._Kuntz_(Johns_Hopkins_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.00283 |
地上ベースのイメージングとHSTイメージングの組み合わせを使用して、近くの渦巻銀河M51に179個の超新星残骸（SNR）とSNR候補のカタログを作成しました。66の候補のフォローアップ分光法はこれらの61をSNRとして確認し、観測されていないオブジェクトの大部分もSNRであることを示唆しています。合計55の候補は、M51のチャンドラの深い観測で特定された（ほとんどが軟らかい）X線源と一致しています。他の軟X線源の位置を検索すると、いくつかの追加の可能な光学候補が得られました。カタログには、既知の電波源と一致する16個のオブジェクトがあります。スペクトルのあるソースはどれも、CasAのような若い噴出物が優勢なSNRに特徴的な高速（>500km/s）を示していません。代わりに、すべてではないにしてもほとんどが中年のSNRであるように見えます。SNRの一般的な特性、サイズ分布、およびスペクトル特性は、同様のサンプルが存在する他の近くの渦巻銀河、特にM33、M83、およびNGC6946の特性に似ています。しかし、分光学的に観測された[NII]：H{\alpha}比は、これらの他の銀河のどれよりもかなり高いように見えます。M51の高い比率を説明するためにさまざまなアイデアを検討しましたが、いずれの説明も満足のいくものではないようです。
ダストの進化に関する近くの銀河の展望。 DustPediaおよびDGSサンプルを使用した銀河内のダスト蓄積に対するスケーリング関係と制約
| Title |
A_Nearby_Galaxy_Perspective_on_Dust_Evolution._Scaling_relations_and_constraints_on_the_dust_build-up_in_galaxies_with_the_DustPedia_and_DGS_samples |
| Authors |
Fr\'ed\'eric_Galliano,_Angelos_Nersesian,_Simone_Bianchi,_Ilse_De_Looze,_Sambit_Roychowdhury,_Maarten_Baes,_Viviana_Casasola,_Letizia,_P._Cassar\'a,_Wouter_Dobbels,_Jacopo_Fritz,_Maud_Galametz,_Anthony_P._Jones,_Suzanne_C._Madden,_Aleksandr_Mosenkov,_Emmanuel_M._Xilouris_and_Nathalie_Ysard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.00456 |
メソッド。広範囲の金属量、ガスの割合、特定の星形成率、ハッブルステージにまたがる、約800個の近くの銀河のサンプルをモデル化しました。各オブジェクトのダスト特性は、そのスペクトルエネルギー分布から導き出されました。追加レベルの分析を通じて、コア崩壊超新星噴出物におけるダスト凝縮、冷たい雲における粒子成長、および衝撃波によるダスト破壊のタイムスケールを推測しました。このホワイトペーパーでは、階層ベイズアプローチを採用し、すべての銀河のすべてのパラメーターの単一の大きな確率分布を作成して、データの最も厳密な解釈を保証します。結果。以前の研究で発見された、ダストと金属の質量比（2桁）の金属量による劇的な進化を確認します。コア崩壊超新星によるダスト生成は、非常に低い金属量でのみ効率的であり、単一の超新星が平均して約0.03Msun/SN未満のダストを生成することを示します。私たちのデータは、太陽の金属量が約1/5を超えると、粒子の成長が支配的な形成メカニズムであり、太陽の金属量が約50Myrよりも短い粒子成長のタイムスケールであることを示しています。衝撃破壊は比較的効率的であり、単一の超新星が平均して少なくとも約1200Msun/SNのガスで塵を取り除きます。これらの結果は、異なる恒星の初期質量関数を仮定した場合に堅牢です。さらに、初期型の銀河がいくつかのスケーリング関係の外れ値であることを示します。この特徴は、高温のX線放出ガスにおける粒子の熱スパッタリングに起因する可能性があります。この仮説は、ダストと恒星の質量比と粒子あたりのX線光子率との間の負の相関によって裏付けられています。最後に、金属量と星間放射場強度の関数として、芳香族の特徴を放出する粒子の質量分率のよく知られた進化を確認します。私たちのデータは、金属量との関係が非常に強いことを示しています。
宇宙の再電離の時代に銀河からの[OIII] 52ミクロンの放出を観測するための見通し
| Title |
The_prospects_for_observing_[OIII]_52_micron_emission_from_galaxies_during_the_Epoch_of_Reionization |
| Authors |
Shengqi_Yang,_Adam_Lidz,_Gerg\"o_Popping |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.00662 |
[OIII]88$\mu$mの微細構造輝線が、赤方偏移$6<z\lesssim9$の星形成銀河からALMAで宇宙の再電離（EoR）のエポックに検出されました。これらの測定値は、これまでに発見された最も高い赤方偏移銀河の星間物質（ISM）の特性に関する貴重な情報を提供します。[OIII]88$\mu$mの線観測では、しかしながら、これらのシステムのガス密度と金属量の間に縮退が残っています。ここでは、[OIII]52$\mu$mラインの将来のALMA観測を使用して、この縮退を打破する見通しを定量化します。$6<z\lesssim9$での10個の[OIII]88$\mu$mエミッターの現在のセットの中で、SXDF-NB1006-2で52個の$\mu$m検出（6-$\sigma$で）を予測します。B14-6566、J0217-0208、およびJ1211-0118は、ガス密度が約$n_{\mathrm{H}}\gtrsim10^2-10^3より大きい場合、2〜10時間のオンソース観測時間内に$cm$^{-3}$。他のターゲットは通常、6-$\sigma$検出のためにはるかに長い積分時間を必要とします。52$\mu$mラインの検出が成功するか、信頼できる上限があると、ISMパラメータの制約が大幅に厳しくなります。予測される改善は、パラメータ空間の一部の領域で、ガス密度が$\sim3$dex、金属量が$\sim1$dexと同じくらい大きいです。52$\mu$mライン測定の有望な最初のターゲットとしてSXDF-NB1006-2をお勧めします。
スタッキングからの角度サイズの関数としてのコンパクトな微弱電波源の特性
| Title |
Properties_of_Compact_Faint_Radio_Sources_as_a_Function_of_Angular_Size_from_Stacking |
| Authors |
Ryan_S._Johnston,_Jeroen_M._Stil,_Ben_W._Keller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.00680 |
活動銀河核（AGN）を動力源とする電波源の偏光特性は、これらの電波源の物理学における磁場の重要性、視線に沿ったプラズマのプローブとしての使用、および汚染物質の可能性があるため、かなりの注目を集めています。コミックマイクロ波背景放射の偏光測定の結果。これらのアプリケーションのそれぞれについて、光源の特性に関連する偏光の統計をよりよく理解することが重要です。この論文では、1.4GHzNVSSを積み重ねることにより、1.4GHz磁束密度$6.6<S_{1.4}<70$mJyの電波源の大きなサンプルの偏波分率中央値$\Pi_{0、\rmmed}$を導出します。最初の調査から導き出された角度サイズの関数としての偏光強度。デコンボリューションされた平均角度サイズが1.8"から8.2"の5つのサンプルと、対称ダブルソースの2つのサンプルが分析されます。これらのサンプルは、mJy電波源母集団の角度サイズの中央値よりも小さいか近いほとんどの信号源を表しています。1.4GHzでの部分分極$\Pi_{0、\rmmed}$の中央値は、〜5"および〜8"までのより大きな光源の角度サイズの弱い関数。我々は、我々の結果を、AGNホスト銀河とその銀河周辺媒体内の脱分極として解釈します。低周波無線スペクトルの曲率は、$\Pi_{0、\rmmed}$と反相関していることがわかります。これは、偏光解消がソースに関連していることを示すさらなる兆候です。
AGNタイプとホスト銀河の特性の関係
| Title |
The_relation_between_AGN_type_and_host_galaxy_properties |
| Authors |
V.A._Masoura,_G._Mountrichas,_I._Georgantopoulos,_M._Plionis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.00724 |
$\it{XMM}$-XXL北部フィールドの3,213個の活動銀河核（AGN）を使用して、AGNタイプとホスト銀河の特性との関係を調査します。ベイジアン法を適用して、硬度比（HR）を導き出し、これらを介して各ソースの水素カラム密度（$\rmN_H$）を導き出します。$\rmN_H>10^{21.5}\、\rm{cm^{-2}}$のソースを吸収ソース（タイプ2）と見なします。吸収されたソースと吸収されていないソースの両方について、星形成率（SFR）と星の質量（M$_*$）の分布を調べます。私たちの研究は、AGNタイプとこれらのホスト銀河の特性との間に有意な関連がないことを示しています。次に、X線の光度$\rmL_X$で表されるAGNパワーが、いわゆる主系列星からのホスト銀河の位置の偏差と相関するかどうかを調査し、これを個別に調べます。不明瞭なAGN集団と不明瞭でないAGN集団。SFRに対するM$_*$と赤方偏移の影響を考慮に入れるために、正規化されたSFR（SFR$_{norm}$）を使用します。$\rmL_X$とSFR$_{norm}$の間の相関は、吸収されたソースと吸収されていないソースの両方でほぼ同じ傾向に従うことがわかります。これは、標準のAGN統合モデルを支持する結果です。最後に、あいまいさ$\rmN_H$とSFRの間の関係を調べます。これらの間に関係がないことがわかり、その不明瞭化が銀河の大規模なSFRに関連していないことを示唆しています。
$ z $ $ \ geq $ 2.9のIGM伝達バイアスライマン連続体で検出された銀河
| Title |
IGM_Transmission_Bias_for_$z$_$\geq$_2.9_Lyman_Continuum_Detected_Galaxies |
| Authors |
R._Bassett,_E.V._Ryan-Weber,_J._Cooke,_U._Me\v{s}tri\'c,_K._Kakiichi,_L._Prichard,_M._Rafelski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.00727 |
銀河から放出されたライマン連続体（LyC）光子（$f_{\rmesc}$）の基礎となる脱出率の関係を理解し、高赤方偏移で観測された$f_{\rmesc}$値の分布を測定することが基本です。再イオン化プロセスの解釈。この論文では、シミュレートされた透過関数のアンサンブルを使用して、銀河間媒体中の中性水素によるLyC光子の減衰の統計的調査を実行します。LyCで検出された銀河は、LyC光子の透過率が平均よりも高い視線で見つかる可能性が高いことを示しています。これは、特定の赤方偏移で平均透過率を採用すると、LyCで検出された銀河の真の$f_{\rmesc}$が過大評価されることを意味します。ただし、平均値は、LyCで検出されていない銀河を含むより大きな親サンプルの$f_{\rmesc}$推定値に適していることに注意してください。文献の測光および分光調査におけるLyC検出のこのIGM透過バイアスを定量化し、バイアスが浅い観測と暗い親サンプルの両方で強いことを示します（つまり、ライマン$\alpha$エミッターとライマンブレーク銀河）。また、$f_{\rmesc}$の基礎となる確率分布関数（PDF）を変化させることによる回復値への影響を調査し、基礎となる$f_{\rmesc}$PDFが観測値と比較してサンプルの選択に依存する可能性があることを示します。調査。この作業は、高赤方偏移銀河からの$f_{\rmesc}$を理解するという文脈で、LyC検出の解釈を改善するための最初のステップを表しています。
クエーサーホスト銀河におけるコンパクトな分子ガス分布
| Title |
Compact_Molecular_Gas_Distribution_in_Quasar_Host_Galaxies |
| Authors |
Molina,_J.,_Wang,_R.,_Shangguan,_J.,_Ho,_L._C.,_Bauer,_F._E.,_Treister,_E.,_and_Shao,_Y |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.00764 |
6つの低赤方偏移のパロマー-グリーンクエーサーのAtacamaLargeMillimeter/submillimeterArrayCO（2-1）観測を使用して、ホスト銀河の分子ガスの分布と運動学をkpcスケールの解像度で研究します。分子ガス含有量、分子ガス分率、および星形成率は、近くの巨大な星形成銀河のものと同様ですが、クエーサーホスト銀河は、半光半径の中央値が1.8kpcで、非常にコンパクトで円盤状の分子ガス分布を持っています。分子ガスの質量表面密度$\gtrsim22$$M_\odot$pc$^{-2}$。分子ガスの全体的な速度場は、回転速度対速度分散比$\gtrsim9$で、大きな半径への規則的な回転によって支配されますが、核領域は、ガスの小規模な下部構造に関連するかなりの運動学的複雑さを示します分布。傾斜リング分析は、運動学的および測光的位置角が平均して$\sim34\pm26^\circ$だけずれていることを明らかにし、運動学的ねじれの証拠を提供します。これらの観測は、活発に降着する超大質量ブラックホールの核周辺環境の詳細な物理的条件への興味をそそる手がかりを提供します。
赤方偏移$ z $ = 0.654のクエーサーホスト銀河における分子ガスの形態運動学
| Title |
Morpho-kinematics_of_the_molecular_gas_in_a_quasar_host_galaxy_at_redshift_$z$=0.654 |
| Authors |
T.T._Thai,_P._Tuan-Anh,_P._Darriulat,_D.T._Hoai,_P.T._Nhung,_P._N._Diep,_N.B._Ngoc_and_N.T._Phuong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.00768 |
前景銀河によってレンズ化された、赤方偏移$z$=0.654でのクエーサーRXJ1131のホスト銀河のCO（2-1）線放射のアーカイブALMA観測の新しい研究を提示します。ハッブル宇宙望遠鏡で得られた光学画像をうまく再現するために、単純なレンズモデルが示されています。銀河に含まれるガスの回転の明確な証拠が得られ、単純な回転ディスクモデルが示され、ソースの形態運動学の優れた全体的な説明が得られます。一部の以前の著者によって示唆されたコンパニオン銀河の存在の可能性は確認されていません。モデルと観測値の詳細な比較により、モデルによって示されるよりも複雑なダイナミクスの証拠が得られます。画像平面のビームサイズ内のドップラー速度分散は、観察された線幅を説明することがわかります。
ベイズアプローチを使用したブロードライン領域のサイズと構造の推定
| Title |
Estimation_of_the_size_and_structure_of_the_broad_line_region_using_Bayesian_approach |
| Authors |
Amit_Kumar_Mandal,_Suvendu_Rakshit,_C._S._Stalin,_R._G._Petrov,_Blesson_Mathew,_Ram_Sagar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.00802 |
活動銀河核（AGN）のブロードライン領域（BLR）の形状と運動学を理解することは、AGNのブラックホールの質量を推定し、降着過程を研究するために重要です。残響マッピング（RM）の手法により、現在100AGNを超えるBLRサイズの推定値が提供されていますが、BLRの構造は、ほんの一握りのオブジェクトについてのみ研究されています。これに向けて、アーカイブRMデータを使用して57AGNの大規模なサンプルのBLRの形状を調査しました。PBMAP（残響マッピングデータの並列ベイズコード）コードに実装されたベイズ統計に基づくマルコフ連鎖モンテカルロ法を使用して、連続体と輝線の光度曲線の体系的なモデリングを実行し、BLR幾何学的パラメーターを制約して速度積分伝達関数を回復しました。復元された伝達関数は、シングルピーク、ダブルピーク、トップハットなどのさまざまな形状を持っていることがわかりました。これは、AGNのBLRジオメトリが大きく異なることを示しています。私たちのモデルラグは、一般に、従来の相互相関法を使用して推定されたものと一致しています。私たちのモデリングアプローチから得られたBLRサイズは、H{\beta}とH{\alpha}の線に基づいて、それぞれ0.583（+/-）0.026と0.471（+/-）0.084の傾きを持つ光度に関連しています。93\％オブジェクトの電離光学連続体に対する輝線フラックスの非線形応答が見つかりました。この研究で研究されたAGNの推定ビリアル因子は、0.79から4.94の範囲であり、平均値は1.78（+/-）1.77であり、文献にある値と一致しています。
赤方偏移2の重力レンズを備えた金属の少ない矮小銀河における超微弱な[CII]放出
| Title |
Ultra-faint_[CII]_emission_in_a_redshift-2_gravitationally-lensed_metal-poor_dwarf_galaxy |
| Authors |
M._Rybak,_E._da_Cunha,_B._Groves,_J._A._Hodge,_M._Aravena,_M._Maseda,_L._Boogaard,_D._Berg,_S._Charlot,_R._Decarli,_D._K._Erb,_E._Nelson,_C._Pacifici,_K._B._Schmidt,_F._Walter,_A._van_der_Wel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.00841 |
赤方偏移z=1-2の極端な輝線銀河（EELG）は、z$\geq6$での宇宙の再電離の推進力となる可能性のある金属の少ないスターバースト源のユニークなビューを提供します。しかし、EELGの分子ガス貯留層（それらの激しい星形成の燃料）は、現在の施設の範囲を超えたままです。z=1.8、強くレンズ化されたEELGSL2S0217、金属量0.05$Z_\odot$の明るいライマン-$\alpha$エミッターのALMA[CII]およびPdBICO（2-1）観測を提示します。[CII]ラインの暫定的な（3-4$\sigma$）検出を取得し、[CII]/SFR比の上限を$\leq1\times10^6$$L_\odot$/（$M_\odot$yr$^{-1}$）、合成された画像と可視性平面分析に基づいています。CO（2-1）排出量は検出されません。光イオン化モデリングは、[CII]放出の最大80％が中性ガスまたは分子ガスから発生することを示していますが、ガスが完全にイオン化されていることを除外することはできません。非常にかすかな[CII]放射は、近くの金属に乏しい矮星と高赤方偏移のライマン-$\alpha$エミッターの両方、および流体力学的シミュレーションからの予測と一致しています。ただし、[CII]線は、DeLoozeetalによって予測されたよりも30$\times$暗いです。（2014）[CII]-局所的な矮星のSFR関係。これは、局所的に較正された関係を高赤方偏移の金属の少ない銀河に外挿する危険性を示しています。
ガスの川I .:高赤方偏移フィラメントの特性を明らかにする
| Title |
Rivers_of_Gas_I.:_Unveiling_The_Properties_of_High_Redshift_Filaments |
| Authors |
Marius_Rams{\o}y,_Adrianne_Slyz,_Julien_Devriendt,_Clotilde_Laigle_and_Yohan_Dubois |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.00844 |
高赤方偏移では、宇宙のウェブは、その中に埋め込まれた銀河の形態、ダイナミクス、星形成率に大きな影響を与えると広く予想されており、そのようなフィラメント状ネットワークの特性の包括的な研究の必要性を強調しています。この目標を念頭に置いて、宇宙スケールからの{\scramses}適応メッシュ細分化（AMR）コードでシミュレートされた天の川のような前駆体の周りの高$z$ガスと暗黒物質（DM）フィラメントの分析を実行します（$\sim$1Mpc）をDMハローホストのビリアル半径まで下げます（$z=4$で$\sim$20kpc）。ガスフィラメントとDMフィラメントの両方の放射状密度プロファイルは、同じ機能形式、つまり、これらのフィラメントが埋め込まれている壁を考慮に入れるように変更されたプランマのようなプロファイルを持っていることがわかります。シミュレーションからの典型的なフィラメントコア半径$r_0$の測定値は、静水圧平衡にある等温シリンダーの測定値と一致しています。このような分析モデルは、DM$（r_0\propto（1+z）^{-3.18\pm0.28}）$の測定値とほぼ一致して、フィラメントのコア半径の赤方偏移の変化も予測します。ガスフィラメントコアは$（r_0\propto（1+z）^{-2.72\pm0.26}）$として成長します。ガスとDMの両方で、温度と渦度はフィラメントのエッジで急激に低下し、フィラメントの外側の半径を制限する優れた方法を提供します。フィードバックが含まれている場合、ガス温度と渦度場は強く摂動され、銀河の近くでのそのような測定を妨げます。ただし、ガス密度フィールドから測定したフィラメントのコア半径はフィードバックの影響をほとんど受けず、中心密度の中央値は約20％しか減少しません。
星間硫黄化学のボトルネック：UV照射ガスおよび粒子中の硫黄含有水素化物
| Title |
Bottlenecks_to_interstellar_sulfur_chemistry:_Sulfur-bearing_hydrides_in_UV-illuminated_gas_and_grains |
| Authors |
J._R._Goicoechea,_A._Aguado,_S._Cuadrado,_O._Roncero,_J._Pety,_E._Bron,_A._Fuente,_D._Riquelme,_E._Chapillon,_C._Herrera,_C._A._Duran |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01012 |
水素化物分子は星間化学の基礎にありますが、硫化水素化物の合成はよくわかっていません。OrionBarPDRの新しい観測に動機付けられています-1''解像度のSH+のALMA画像。H2S、H2S34、およびH2S33のIRAM30m検出。H3S+（上限）;SHのSOFIA観測-S含有水素化物の化学の体系的な研究を行います。結合励起、放射伝達、および化学物質の形成と破壊のモデルを使用して、カラム密度を決定します。化学合成につながる主要な気相反応のいくつかを改訂します。これには、振動状態に依存する反応SH++H2<->H2S++HおよびS+H2<->SH+Hの非経験的量子計算が含まれます。UV励起H2（v>1）とS+の反応がわかります。H2解離フロントに近い高熱圧力ガス成分P_th〜10^8cm^-3KにSH+が存在することを説明します。ただし、SH+、H2S+、およびSと振動励起されたH2とのその後の水素引き抜き反応では、観測されたH2Sカラム密度（〜2.5x10^14cm^-2、オルト対パラ比2.9+/）を最終的に説明できません。-0.3）。これらのボトルネックを克服するために、固体H2S（s-H2S）の形成につながる粒子表面反応の単純なネットワークを含むPDRモデルを構築します。最近の研究によって示唆されたSとSHのより高い吸着結合エネルギーは、S原子がより暖かいダスト温度で分子雲のUV照射エッジに近いところで粒子に吸着する（そしてs-H2Sを形成する）ことを意味します。光脱離と、程度は少ないが化学的脱離により、n_HとG_0にほぼ関係なく、ほぼ同じH2Sカラム密度（数10^14cm-^2）とアバンダンスピーク（数10^-8）が生成されます。これは、元素硫黄の存在量を大幅に減少させることなく、オリオンバーおよび暗い雲の端で観測されたH2Sカラム密度と一致します。
SDSS J1339 +1310の中央の超大質量ブラックホールに向かう内部降着流を解決する
| Title |
Resolving_the_inner_accretion_flow_towards_the_central_supermassive_black_hole_in_SDSS_J1339+1310 |
| Authors |
V._N._Shalyapin,_L._J._Goicoechea,_C._W._Morgan,_M._A._Cornachione_and_A._V._Sergeyev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01116 |
二重に画像化されたレンズ付きクエーサーSDSSJ1339+1310の付加円盤構造を、発見後の最初の11の観測シーズンからの$r$バンド光度曲線とUV-可視から近赤外（NIR）スペクトルを使用して研究しました。2009$-$2019の光度曲線は、さまざまなタイムスケールで顕著なマイクロレンズの変化を示しました。このマイクロレンズ信号により、1930年の\r{A}連続発光領域の半光半径を制限することができました。視線に対して60度傾斜した軸を持つ降着円盤を仮定すると、log$_{10}$（$r_{1/2}$/cm）=15.4$^{+0.3}_{-0.4が得られました。}$。また、分光データから中央のブラックホールの質量を推定しました。Civ、Mgii、およびH$\beta$輝線の幅、および1350、3000、および5100\r{A}での連続光度により、log$_{10}$（$M_{BH}$/M$_{\odot}$）=8.6$\pm$0.4。したがって、1930年の\r{A}連続放出の原因となる高温ガスは、$r_{1/2}$の4.0$\times$10$^8$M$_{\odot}$ブラックホールを周回している可能性があります。シュワルツシルト半径のほんの数十。
銀河磁場の疑似局所測定のための方法
天の川銀河や他の銀河の磁場に関する情報の多くは、ファラデー回転や宇宙線電子の放射光の偏光など、経路積分である測定値から得られます。電波望遠鏡で行われる測定は、長い視線に沿ったボリューム要素の寄与から生じます。したがって、推定される磁場は、長い線分にわたるある種の平均です。与えられた空間位置での磁場測定は、はるかに物理的に重要です。この論文では、HII領域は、磁場の1つの成分にもかかわらず、偶然にもそのような「点」測定を提供し、HII領域全体の視線全体で平均化されることを指摘します。ただし、HII領域を通る視線（LOS）は、銀河円盤全体を通る視線（LOS）よりもはるかに小さいため（たとえば、30〜50pc）、「疑似ローカル」測定を構成します。公開されているHII領域のファラデー回転測定を使用して、銀河内の電磁流体力学（MHD）乱流の大きさに対する新しい制約を提供し、星形成プロセス中の銀河場の変更に関する興味深い推測を提起します。
超新星PTF11qcjのVLBI観測：電波噴出物のサイズに対する直接の制約
| Title |
VLBI_observations_of_supernova_PTF11qcj:_Direct_constraints_on_the_size_of_the_radio_ejecta |
| Authors |
N._T._Palliyaguru,_A._Corsi,_M._P\'erez-Torres,_E._Varenius,_and_H._Van_Eerten |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.00128 |
爆発から$\sim7.5$年後に得られた、ラジオラウドブロードラインタイプIc超新星PTF11qcjの高感度アレイ（HSA）および拡張マルチエレメントリモートリンク干渉計ネットワーク（eMERLIN）観測を紹介します。爆発から5。5年後のこの超新星の以前の観測は、X線での検出を伴う二重ピークの電波光度曲線を示しましたが、広いH$\alpha$スペクトルの特徴の証拠はありませんでした。ここに示した超長基線干渉法（VLBI）の観測結果は、PTF11qcjGHzの電波エジェクタが、爆発後$\約7.5$年のサブミリ秒レベルでわずかに分解されたままであり、非相対論的拡大を示していることを示しています。したがって、私たちのVLBI観測は、PTF11qcj電波光度曲線の2番目のピークが、軸外ジェットの出現ではなく、超新星噴出物と可変密度の星周媒体との強い相互作用に関連しているシナリオを支持します。無線でのPTF11qcjの継続的なVLBI監視は、この結論をさらに強化する可能性があります。
AMS-02データによって明らかにされた宇宙線電子の可能なバンプ構造
| Title |
Possible_bump_structure_of_cosmic_ray_electrons_unveiled_by_AMS-02_data |
| Authors |
Pei-pei_Zhang,_Bing-qiang_Qiao,_Wei_Liu,_Shu-wang_Cui,_Qiang_Yuan_and_Yi-qing_Guo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.00189 |
AMS-02による陽電子スペクトルの正確な測定は、$\sim284$GeVを超える急激な低下を示しています。ただし、AMS-02の電子スペクトルは、重要な機能がなくても、$\sim40$GeVから$\sim1$TeVまでのべき乗則を示しています。電子と陽電子のスペクトルの特徴の違いは、一次電子の近くのソース成分の存在を示していることを提案します。陽電子過剰の観測結果、宇宙線陽子とヘリウム原子核のスペクトル軟化、宇宙線の大規模異方性のエネルギー依存性を考慮して、宇宙線の超新星残骸起源のシナリオを近くのソースからの無視できない寄与は、PeVエネルギー以下の宇宙線の観測のほとんどをうまく説明することができます。ゲミンガパルサーとその過去の超新星残骸は、近くの発生源の適切な候補である可能性があります。
M31銀河の電波束密度プロファイルの分析：暗黒物質の解釈の可能性
| Title |
Analysing_the_radio_flux_density_profile_of_the_M31_galaxy:_a_possible_dark_matter_interpretation |
| Authors |
Man_Ho_Chan,_Chu_Fai_Yeung,_Lang_Cui,_Chun_Sing_Leung |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.00372 |
最近のいくつかの研究では、暗黒物質消滅の信号を決定するために、私たちの銀河のガンマ線フラックスプロファイルを調べました。しかし、結果は物議を醸しており、確認は得られていません。この記事では、M31銀河の電波束密度プロファイルを研究し、暗黒物質消滅の可能性のある信号を明らかにする可能性があることを示します。アーカイブで観測された電波フラックス密度プロファイルデータと、暗黒物質と恒星放射によってもたらされる予測された電波フラックス密度プロファイルとの間の可能性を比較することにより、関連する暗黒物質パラメータを制約できます。具体的には、$b\bar{b}$チャネルを介した熱消滅断面積の場合、暗黒物質の質量の最適値は$\sim30$GeVであり、これは多くの最近の研究の結果と一致しています。この方法は、暗黒物質を抑制するためのもう1つの有用な方法になると期待しています。これは、従来の無線分析やその他の間接的な検出を補完するものです。
高密度にサンプリングされた（5〜15分の積分時間）、高い測光精度（$\lesssim$0.2--0.5\％）Rを使用して、光周波数でのブレーザー変動パワースペクトル密度（PSD）を特徴付ける体系的な調査の最初の結果を報告します。-バンドの夜間光度曲線。数時間から$\sim$15\、分の範囲のタイムスケールをカバーします。私たちのサンプルは、29のモニタリングセッション中に統計的に有意な変動を示した9つのBLLacertaeオブジェクト（BLLacs）と5つのフラットスペクトルラジオクエーサー（FSRQ）を含む14の光学的に明るいブレーザーで構成されています。夜間のPSDを単純なべき乗則としてモデル化し、「べき乗則」法を使用して不確実性とともに最適な勾配を導き出します。主な結果は次のとおりです。（1）29回の監視セッションのうち19回で、夜間のPSDは、棄却信頼度$\leq$90\％で単純なべき乗則に許容できる適合を示します。（2）これらの19のインスタンスでは、PSDスロープは1.4から4.0の広い範囲を示し、赤（slope$\sim$2）と黒（slope$\geq$3）のノイズ確率過程の統計的特性と一致しています。（3）BLラックとFSRQの平均PSD勾配は互いに区別できません。（4）複数回監視された個々のブレーザー源の夜間PSDの正規化は、いくつかの例外を除いて互いに一貫していることが判明しました。平均PSD勾配2.9$\pm$0.3（1$\sigma$不確実性）は、より長いタイムスケール（数十年から数日）で見られる変動のレッドノイズタイプの特性よりも急であり、タイムスケールでの変動スペクトルのカットオフを示しています発光スペクトルのシンクロトロン周波数で約数日。
2つのモードでの中性子星のスピン進化：ミリ秒パルサーへの影響
| Title |
Spin_evolution_of_neutron_stars_in_two_modes:_implication_for_millisecond_pulsars |
| Authors |
Sudip_Bhattacharyya_(TIFR,_India) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.00518 |
低質量X線連星（LMXB）相における中性子星のスピン周波数（$\nu$）の進化を理解することは、観測されたミリ秒パルサー（MSP）の$\nu$分布を説明し、調査するために不可欠です。連続的な重力波放出の可能性を含む、恒星および二元物理学。ここで、数値計算を使用して、$\nu$は、2つの明確に異なるモードで進化する可能性があると結論付けます。これは、$\nu$が、長期平均降着率（$\dot{M}_{\rmav}$）が臨界限界（$\dot{M}_{\rmav、crit}$）を超えており、より高い効果に近づく可能性があります$\dot{M}_{\rmav}<\dot{M}_{\rmav、crit}$の過渡降着のスピン平衡値（$\nu_{\rmeq、eff}$）。たとえば、$\dot{M}_{\rmav}$が最初に永続的なソースの$\dot{M}_{\rmav、crit}$を下回ると、一時的な付加により$\nu$が大幅に増加します。、これは直感に反します。また、提案されたものとは反対に、LMXBフェーズの最後の部分で$\dot{M}_{\rmav}$が急速にまたは突然ゼロに減少することは、スピンパワーの発生に不可欠ではないこともわかりました。MSPと中性子星は、この$\dot{M}_{\rmav}$の減少段階でスピンアップする可能性があります。私たちの調査結果は、$\nu$進化計算の従来の方法は、最初は永続的なソースであっても、ほとんどの場合不十分であり、$\nu$が増加するか減少するかを正しく推定できない可能性があることを意味します。
| Title |
Search_for_GeV_Neutrino_Emission_During_Intense_Gamma-Ray_Solar_Flares_with_the_IceCube_Neutrino_Observatory |
| Authors |
R._Abbasi,_M._Ackermann,_J._Adams,_J._A._Aguilar,_M._Ahlers,_M._Ahrens,_C._Alispach,_A._A._Alves_Jr.,_N._M._Amin,_R._An,_K._Andeen,_T._Anderson,_I._Ansseau,_G._Anton,_C._Arg\"uelles,_S._Axani,_X._Bai,_A._Balagopal_V.,_A._Barbano,_S._W._Barwick,_B._Bastian,_V._Basu,_V._Baum,_S._Baur,_R._Bay,_J._J._Beatty,_K.-H._Becker,_J._Becker_Tjus,_C._Bellenghi,_S._BenZvi,_D._Berley,_E._Bernardini,_D._Z._Besson,_G._Binder,_D._Bindig,_E._Blaufuss,_S._Blot,_J._Borowka,_S._B\"oser,_O._Botner,_J._B\"ottcher,_E._Bourbeau,_J._Bourbeau,_F._Bradascio,_J._Braun,_S._Bron,_J._Brostean-Kaiser,_S._Browne,_A._Burgman,_R._S._Busse,_M._A._Campana,_C._Chen,_D._Chirkin,_S._Choi,_B._A._Clark,_K._Clark,_L._Classen,_A._Coleman,_G._H._Collin,_J._M._Conrad,_P._Coppin,_P._Correa,_D._F._Cowen,_R._Cross,_P._Dave,_C._De_Clercq,_J._J._DeLaunay,_et_al._(301_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.00610 |
太陽フレアは、磁気エネルギーを熱および非熱プラズマエネルギーに変換します。後者は、陽子などの荷電粒子の粒子加速を意味します。陽子は冠状加速領域から注入され、より低い太陽大気の高密度プラズマと相互作用して中間子を生成し、その後、O（MeV-GeV）エネルギーでガンマ線とニュートリノに崩壊します。IceCubeニュートリノ天文台で行われた太陽フレア中に放出されたGeVニュートリノの最初の検索の結果を提示します。実験はもともと10GeVから数PeVのエネルギーを持つニュートリノを検出するように設計されていましたが、O（GeV）エネルギーしきい値を可能にする新しいアプローチが提示されます。結果として生じる限界は、予想されるニュートリノフラックスの理論的推定のいくつかを制約することを可能にします。
超新星2012awのマルチエポックVLT-FORS分光偏光観測は、非対称爆発を明らかにします
| Title |
Multi-epoch_VLT-FORS_spectro-polarimetric_observations_of_supernova_2012aw_reveal_an_asymmetric_explosion |
| Authors |
Luc_Dessart,_Douglas_C._Leonard,_D._John_Hillier,_and_Giuliano_Pignata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.00639 |
爆発後16日から120日までの光球相の7つのエポックで撮影されたII型超新星（SN）2012awのVLT-FORS分光偏光観測を提示します。SN偏光は最強の線の残りの波長の近くではないと仮定することにより、星間偏光を補正します。これは、後でモデリングによって確認されます。SN2012awは固有の分極を示し、ライン間で強い変動があり、7000Aのラインフリー領域で16dの0.1％から120dの1.2％まで大きくなります。この動作は、他のタイプIISNeで収集された観測結果と質的に類似しています。ストークスベクトルの適切な回転は、分極の大部分をqに配置し、SN2012awの噴出物が主に軸対称であることを示唆しています。2D偏光放射伝達コードのアップグレードバージョンを使用して、SN2012awの波長および時間に依存する偏光をモデル化します。重要な観測量は、〜4000km/sで強化された56Niの閉じ込められた領域の存在によって説明される可能性があります。これは、対称軸に対して約50度の開き角と約70度の観測者の傾きを持つ円錐の電子密度を高めます。時間のこの固定された非対称性により、SN2012aw偏光の観測された進化は、イジェクタの光学的厚さ、イオン化、および複数散乱と単一散乱の相対的な重要性の進化から生じます。ただし、分極シグニチャは多数の縮退を示します。初期のキャンセル効果は、非対称性が大きい噴出物に対して低い分極が発生する可能性があることを意味します。緯度に依存する爆発エネルギーを持つ軸対称噴出物も、非対称56Ni分布と同様の分極特性を生み出す可能性があります。これらの不確実性にもかかわらず、SN2012awは、タイプIISNイジェクタの一般的な非対称性の追加の証拠を提供します。その中で、VLT-FORS分光偏光観測は決定的で絶妙なプローブです。
$ AstroSat $軟X線望遠鏡による科学：概要
| Title |
Science_with_the_$AstroSat$_Soft_X-ray_Telescope:_an_overview |
| Authors |
Sudip_Bhattacharyya_(TIFR,_India),_Kulinder_Pal_Singh_(IISER-Mohali,_India),_Gordon_Stewart_(Univ._of_Leicester,_UK),_Sunil_Chandra_(North-West_Univ.,_SA),_Gulab_C._Dewangan_(IUCAA,_India),_Nilima_S._Kamble_(TIFR,_India),_Sandeep_Vishwakarma_(TIFR,_India),_Jayprakash_G._Koyande_(TIFR,_India),_Varsha_Chitnis_(TIFR,_India) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.00696 |
$AstroSat$衛星に搭載された軟X線望遠鏡（SXT）は、宇宙で最初のインドのX線望遠鏡です。これは、焦点面に電荷結合素子（CCD）カメラを備えた適度なサイズのX線望遠鏡であり、$\sim0.3〜8.0$keV帯域のX線画像を提供します。SXTの強みは、比較的明るいX線源の歪みのないスペクトルを提供することであり、現在の大型CCDベースのX線望遠鏡よりも優れています。ここでは、SXTデータを使用して得られた公開されたスペクトルとタイミングの結果のいくつかを強調して、この望遠鏡の機能と全体的なパフォーマンスを示します。
スバル/ハイパースプライムカムを使用したGWイベントS190510gの光学的追跡観測
| Title |
Optical_follow-up_observation_for_GW_event_S190510g_using_Subaru/Hyper_Suprime-Cam |
| Authors |
Takayuki_Ohgami,_Nozomu_Tominaga,_Yousuke_Utsumi,_Yuu_Niino,_Masaomi_Tanaka,_Smaranika_Banerjee,_Ryo_Hamasaki,_Michitoshi_Yoshida,_Tsuyoshi_Terai,_Yuhei_Takagi,_Tomoki_Morokuma,_Mahito_Sasada,_Hiroshi_Akitaya,_Naoki_Yasuda,_Kenshi_Yanagisawa_and_Ryou_Ohsawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.00800 |
2019年5月10日、LIGOとVirgoの共同研究により、予備警報時に二元中性子星合体に分類された重力波イベントS190510gが検出されました。予備警報の発行から1.7時間後、スバル望遠鏡のハイパーシュプリムカム（HSC）を使用して、Yバンドで機会ターゲットのイメージング観測を開始し、光学的対応物を検索しました。観測は118.8度$^2$の空の領域をカバーしており、これは予備アラートでリリースされたローカリゼーションスカイマップの11.6％の信頼度と、更新されたスカイマップの1.2％に相当します。HSC参照画像の可用性に基づいて、観測領域を2つのフィールドに分割しました。HSC参照画像のあるフィールドには、画像減算手法を適用しました。HSC参照画像のないフィールドについては、観測されたオブジェクトのカタログをPS1カタログと照合することにより、個々のHSC画像を探しました。前者の方法では探索深度は22.28等、後者の方法では探索深度の限界は21.3等です。その後、目視検査を行い、前者の方法で83名、後者の方法で50名の候補者を取得しました。1日の測光データしかないため、関連する拡張オブジェクトの測光を使用して距離を推定することにより、3Dスカイマップ内に位置する確率を評価しました。3つの候補が3Dスカイマップ内にある可能性が高く、S190510gに対応する可能性があると結論付けましたが、候補の数密度が予想される超新星検出数と一致していたため、133の候補のほとんどが超新星である可能性がありました。観測深度をAT2017gfoを再現したこのようなキロノバの光度曲線モデルと比較することにより、スバル/HSCによる初期の深度観測が、推定距離S190510g（〜230Mpc）でキロノバの青色成分の上昇位相を捉えることができることを示します。。
食の高質量X線連星パルサーOAO1657-415のAstroSat観測
| Title |
AstroSat_observations_of_eclipsing_high_mass_X-ray_binary_pulsar_OAO_1657-415 |
| Authors |
Gaurava_K._Jaisawal,_Sachindra_Naik,_Prahlad_R._Epili,_Birendra_Chhotaray,_Arghajit_Jana_and_P._C._Agrawal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.00815 |
高質量X線連星パルサーOAO1657-415の2つのAstroSat観測の分析から得られた結果を提示します。観測は、2019年3月と7月に、システムの$\sim$10。4日の軌道周期の0.681-0.818フェーズと0.808-0.968フェーズをそれぞれカバーしました。日食体制の外にあるにもかかわらず、最初の観測からのパワー密度スペクトルは、脈動または準周期的振動の兆候を欠いています。しかし、7月の観測では、37.0375秒周期のX線脈動が光度曲線ではっきりと検出されました。2番目の観測からのパルスプロファイルは、観測されたエネルギー範囲の中央にディップのような構造を持つ広い単一のピークで構成されています。狭い時間およびエネルギーセグメントでのパルスプロファイルの進化を調査しました。0.808〜0.92の軌道位相範囲から得られた光度曲線で脈動を検出しましたが、これは観測の残りの部分にはありません。OAO1657-415のスペクトルは、鉄の蛍光輝線と観測の日食外相の黒体成分とともに、吸収されたべき乗則モデルによって記述できます。私たちの発見は、バイナリの軌道後期における恒星風の降着と降着後流のフレームで議論されています。
中性子星の低エネルギー密度領域の重要性と中性子星特性間の普遍性
| Title |
Significance_of_lower_energy_density_region_of_neutron_star_and_universalities_among_neutron_star_properties |
| Authors |
Wasif_Husain_and_Anthony_W._Thomas_2020 |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.00951 |
ハートルの枠組みの中で、回転する中性子星と奇妙な星のモデルを構築して比較しました。中性子星内部の低エネルギー密度領域と地殻領域の重要性が、エネルギー密度300MeV/fm3を超えるストレンジ物質の存在が中性子星の特性にどの程度影響するかとともに研究されています。無次元慣性モーメントと無次元四重極モーメント、無次元潮汐変形性と無次元慣性モーメント、慣性モーメントパラメータとR/2Mなど、中性子星の特性にいくつかの普遍性があることを確認しました。
星間物質での光の分散は、ローレンツ不変性違反の抜本的な仮定を呼び出すことなく、ガンマ線バーストの遅延を引き起こす可能性がありますか？
| Title |
Can_dispersion_of_light_in_interstellar_medium_cause_the_delays_of_gamma-ray_bursts_without_invoking_the_drastic_assumption_of_Lorentz_invariance_violation? |
| Authors |
Iver_Brevik,_Masud_Chaichian,_Markku_Oksanen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.00954 |
実験的観測は、ガンマ線バースト（GRB）と高エネルギーニュートリノバーストが、数時間または数日のオーダーで測定される典型的な遅延で異なる速度で移動する可能性があることを示しています。星間物質への光の分散によりGRBが遅くなる可能性のある解釈を検討します。電子や光子などの標準的な媒体に加えて、アクシオンプラズマの場合を考えます。検討対象のメディアのいずれも、長いGRB遅延を説明できないことがわかりました。GRBの遅延は、ローレンツ不変性違反の兆候として解釈されることがあります。その解釈には独自の問題があります。分散関係の変更は粒子の種類に依存してはならないため、光子とニュートリノの間の遅延を説明するのは困難です。GRB遅延の前述の2つの解釈は、放射の伝搬速度の周波数依存性が異なるため、観測的に区別できると結論付けます。
太陽大気のモデリングにおける課題と進歩
| Title |
Challenges_and_advances_in_modeling_of_the_solar_atmosphere |
| Authors |
Serena_Criscuoli,_Irina_Kitashvili,_Viacheslav_Sadykov,_Alan_Wray,_Maria_Kazachenko,_Alexander_Kosovichev,_Gelu_Nita,_Valent\'in_Mart\'inez_Pillet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.00011 |
新しい地上および宇宙ベースの機器が太陽大気と太陽圏の前例のない観測を提供するので、次の10年は太陽天体物理学の新しい刺激的な時期になるでしょう。モデリング作業と観察の包括的な分析の間の相乗効果は、観察された現象の背後にある物理的プロセスに光を当てる大きな可能性を秘めています。ただし、モデルと観測でより小さなスケールに近づくと、データ分析と数値モデリングの両方で新しいアプローチの開発を必要とする課題が発生します。このホワイトペーパーでは、光球から低コロナまでの構造、ダイナミクス、観測された現象を再現するための最近の数値的成果を要約し、将来の観測の解釈のために直面すると予想される課題の概要を説明します。
2年間の宇宙学大角度スケールサーベイヤー（CLASS）観測：40GHzのフロントエンド可変遅延偏波変調器で達成された長いタイムスケール安定性
| Title |
Two_Year_Cosmology_Large_Angular_Scale_Surveyor_(CLASS)_Observations:_Long_Timescale_Stability_Achieved_with_a_Front-End_Variable-delay_Polarization_Modulator_at_40_GHz |
| Authors |
Kathleen_Harrington,_Rahul_Datta,_Keisuke_Osumi,_Aamir_Ali,_John_W._Appel,_Charles_L._Bennett,_Michael_K._Brewer,_Ricardo_Bustos,_Manwei_Chan,_David_T._Chuss,_Joseph_Cleary,_Jullianna_Denes_Couto,_Sumit_Dahal,_Rolando_D\"unner,_Joseph_R._Eimer,_Thomas_Essinger-Hileman,_Johannes_Hubmayr,_Francisco_Raul_Espinoza_Inostroza,_Jeffrey_Iuliano,_John_Karakla,_Yunyang_Li,_Tobias_A._Marriage,_Nathan_J._Miller,_Carolina_N\'u\~nez,_Ivan_L._Padilla,_Lucas_Parker,_Matthew_A._Petroff,_Bastian_Pradenas_M\'arquez,_Rodrigo_Reeves,_Pedro_Flux\'a_Rojas,_Karwan_Rostem,_Deniz_Augusto_Nunes_Valle,_Duncan_J._Watts,_Janet_L._Weiland,_Edward_J._Wollack,_Zhilei_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.00034 |
CosmologyLargeAngularScaleSurveyor（CLASS）は、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）偏光の最大の角度スケール（$2\lesssim\ell\lesssim200$）を観測する4つの望遠鏡アレイです。これらのスケールは、初期宇宙における再電離とインフレーションに関する情報をエンコードします。地上からこれらの角度スケールを観測するために必要な機器の安定性は、各CLASS望遠鏡の最初の光学要素として可変遅延偏光変調器（VPM）を使用することによって達成されます。ここでは、CLASSデータから偏波タイムストリームを抽出するために使用される復調スキームを開発し、この方法を40GHzCLASS望遠鏡による最初の2年間の観測から選択したデータに適用します。これらのタイムストリームは、CLASSデータに存在する$1/f$ノイズと温度から分極への（$T\rightarrowP$）リークを測定するために使用されます。15.12mHzのペア差分復調直線偏光と焦点面全体で$<3.8\times10^{-4}$（95\％信頼区間）の$T\rightarrowP$リークの膝周波数の中央値を見つけます。データに存在する$1/f$ノイズの原因を調べ、大気可降水量（PWV）による$1/f$の成分の振幅が$203\pm12\mathrm{\muK_{RJ}\であることを確認します。10mHzで評価した場合の1mmのPWVのsqrt{s}}$;焦点面の中央ピクセルの$1/f$ノイズの$\sim32\％$を占めています。フロントエンド偏光変調器の使用によって達成された低レベルの$T\rightarrowP$リークと$1/f$ノイズにより、CLASS望遠鏡による地上からのCMB偏光の最大スケールの観測が可能になります。
重力波の検出は、今世紀で最も壮大な発見の1つと見なされています。整合フィルタリングパイプラインの計算コストが高いため、代替の強力なシステムが求められています。重力波の検出に1D残余ニューラルネットワークを使用することを初めて紹介します。残余ネットワークは、その堅牢な構造により、画像分類、顔認識、物体検出などの多くの分野を変革しました。LIGO検出器の感度が上がると、宇宙でさらに多くの重力波源が検出されると予想されます。ただし、深層学習ネットワークは1回だけトレーニングされます。分類タスクに使用する場合、ディープニューラルネットワークは、固定数のクラスのみを予測するようにトレーニングされます。したがって、新しいタイプの重力波を検出する場合、これは深層学習の欠点であることがわかります。浅いニューラルネットワークは、単純なパターンでデータを学習するために使用できますが、データの複雑さが増すと、良い結果が得られません。新しいタイプのGWをそれぞれ検出してニューラルネットワークを改造することは非常に不可能です。この手紙では、深層学習法のための重力波の検出におけるそのような変化に適応するために必要な時間を短縮する方法についても説明します。主に、クラス数の増加やデータの複雑さの増加をあきらめることなく、データセットから大量の特徴を学習できる1次元時系列入力用のカスタム残余ニューラルネットワークを作成することを目指しています。LIGOによって検出された2つのクラスのバイナリ合体信号（バイナリブラックホール合体信号とバイナリ中性子星合体信号）を使用して、重力波検出での残留構造のパフォーマンスをチェックします。
VisorSat-DesignStarlink衛星の明るさ
550km（運用高度）の距離に調整されたVisorSatsの430の視覚等級の平均は、5.92+/-0.04です。これは、天頂で観測されたときのこれらの衛星の特徴的な明るさです。VisorSatsは、元の設計のStarlink衛星よりも平均1.29等級暗いため、31％明るいです。
| Title |
Towards_new_servo_control_algorithms_at_the_TNG_telescope |
| Authors |
P._Schipani,_M._Gonzalez,_F._Perrotta,_S._Savarese,_M._Colapietro,_A._Ghedina,_M._Hernandez_Diaz,_H._Ventura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.00402 |
90年代に開発されたTNGのサーボ制御アルゴリズムは、20年以上にわたって機能しており、大きな更新はありません。元のハードウェアは、リアルタイムオペレーティングシステムを実行するVMEバスベースのプラットフォームに基づいていました。これは、当時の同様のアプリケーションでかなり人気のある選択肢でした。最近、ハードウェアの陳腐化とスペアの不足により、天文台の夜間運用を決して停止しないという基本的な要件を尊重し、現在段階的に実装されている電子機器の完全な交換に向けて天文台が押し進められました。この主要なハードウェア作業の枠組みの中で、既存の制御スキームを確認および更新する機会を利用しています。望遠鏡の性能にとって重要なこのサーボ制御の更新は、主軸伝達関数の再識別と2つのネストされた位置と速度のループでの制御フィルターの再設計を含む、制御されたプラントのゼロからの新しい研究を想定しています。。方位軸のケーススタディでの予備的な結果や、可能なさらなる改善の計画など、進行中の作業について説明します。
時系列分析への新しい洞察IV：パンクロマティックおよびフラックスに依存しない期間検出方法
| Title |
New_Insights_into_Time_Series_Analysis_IV:_Panchromatic_and_Flux_Independent_Period_Finding_Methods |
| Authors |
C._E._Ferreira_Lopes,_N._J._G._Cross,_F._Jablonski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.00918 |
天文学、経済学、気象学などの多様な分野では、新しい時系列分析ツールが必要です。特に、複数の波長でのデータ収集率の増加には、これらのデータを処理できる新しいアプローチが必要です。パンクロマティック相関インデックス$K^{（s）}_{（fi）}$および$L^{（s）}_{（pfc）}$は、段階的な光度曲線の滑らかさを定量化するように適合されています。シングルバンドおよびマルチバンドデータに適用可能な期間検出方法。シミュレーションと観測データを使用して、アプローチをテストします。結果を使用して、さまざまな誤警報確率値のピリオドグラム内のノイズの振幅の分析式を確立し、信号対ノイズ比への依存性を判断し、さまざまな方法の歩留まりを計算しました。提案された方法は、文字列長期間法で見られたものと同様の効率を持っています。基本周波数を共有する単一波長帯および複数波長帯でのパンクロマティックおよびフラックスに依存しない周期検出方法の有効性も、実際のデータとシミュレーションデータで示されています。
楕円ケプラー方程式と双曲線ケプラー方程式の二変量無限級数解のクラスについて説明し、何世紀にもわたって見つかった少数の1次元級数に追加します。この結果は、離心率$e$に関する離心近点角の偏導関数の正確な分析計算に基づいており、$（e、M）$平面。$（e_c、M_c）$のさまざまな選択に対応する、このような2変量無限級数の明示的な例が提供され、それらの収束が研究されます。特に、無限級数を5次まで切り捨てることによって得られる多項式は、パラメーター空間$（e、M）$の非常に大きな領域で高レベルの精度に達します。
AstroAccelerateへのCUDAストリームの実装-ケーススタディ
NVIDIAGPUでタスクを非同期で実行できるようにするには、プログラマーはCUDAストリームの構文を使用してコードに非同期実行を明示的に実装する必要があります。ストリームを使用すると、プログラマーは独立した同時実行タスクを起動でき、GPU上のさまざまな機能ユニットを非同期で利用できます。たとえば、異なるタスクを異なるCUDAストリームに配置することにより、入力データnの結果を計算しながら、入力データn-1に対して実行された以前の計算の結果をPCIeバスを介して転送することができます。このようなアプローチの利点は、ホストとデバイス間のデータ転送にかかる時間を計算で隠すことができることです。このケーススタディでは、AstroAccelerateへのCUDAストリームの実装を扱います。AstroAccelerateは、時間領域電波天文学用のGPU高速化リアルタイム信号処理パイプラインです。
原始星降着円盤の形成と進化。 I.角運動量バジェット、重力自己調整、および数値収束
| Title |
Formation_and_evolution_of_protostellar_accretion_discs._I._Angular-momentum_budget,_gravitational_self-regulation,_and_numerical_convergence |
| Authors |
Wenrui_Xu_and_Matthew_W._Kunz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.00131 |
両極性拡散とオーム散逸を含む非理想的な電磁流体力学（MHD）シミュレーションを使用して、磁化されたプレステラコアからの原始星ディスクの形成と初期進化を調査します。両極性拡散が主に中性ガスから磁場を切り離した後、プレステラコアの動的収縮は最終的に最初の静水圧コアの形成につながります。静水圧コアは、落下する材料から角運動量を蓄積し、回転支持されたトーラスに進化します。この「最初の静水圧トーラス」は、降着する原始星と回転支持された円盤を形成します。円盤は重力の不安定性によって広がり、原始星の形成後、$\sim$3kyrで直径$\sim$30auに達します。原始星-円盤系の総質量と角運動量は、主に、磁気ブレーキのために比角運動量が低い、落下する疑似円盤からのガスの降着によって決定されます。流出とディスク磁気ブレーキによる原始星-ディスクシステムからのそれらの除去は、磁場がそこで不十分に結合されていることもあって、無視できる程度です。原始星-円盤系内の角運動量の再分布は、主に重力の不安定性によって促進されます。これにより、落下する物質の比角運動量が低い場合でも、比較的大きなディスクを形成できます。このようなディスクは、成長してもわずかに不安定なままである必要があると主張します（Toomre$Q\sim1$-$2$）。これは、クラス0/Iディスクの最近の観測推定値とほぼ一致しています。結果の数値収束について説明し、許容可能な計算コストで収束を達成するには、内部境界条件を適切に処理することが重要であることを示します。
磁場がある場合とない場合の酸素シェル燃焼の3Dシミュレーション
| Title |
3D_Simulations_of_Oxygen_Shell_Burning_with_and_without_Magnetic_Fields |
| Authors |
Vishnu_Varma,_Bernhard_M\"uller_(Monash_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.00213 |
超新星前駆体における磁場の生成を研究するために、コア崩壊の直前に非回転$18\、M_\odot$星で燃焼する対流酸素とネオンシェルの最初の3D電磁流体力学（MHD）シミュレーションを提示します。また、純粋な流体力学的制御シミュレーションを実行して、対流および対流境界混合に対する磁場の影響を測定します。約17回の対流ターンオーバー時間の後、磁場は酸素シェルの飽和レベルに近づき、平均磁場強度は$\mathord{\sim}10^{10}\、\mathrm{G}$になり、運動論に達しません。等分配。場は中小規模の規模で支配されたままであり、酸素殻の基部での双極子場の強さはわずか$10^{9}\、\mathrm{G}$です。マクスウェル応力テンソルの角度平均対角成分は、レイノルズ応力テンソルの対角成分を反映していますが、約1桁小さくなっています。酸素-ネオンシェル界面でのせん断流は、対流境界に平行な比較的強い場を生成し、酸素シェルへのネオンの乱流エントレインメントを著しく抑制します。ネオンの摂取量が減少すると、酸素殻内の核エネルギー生成率が低下し、それによって対流がわずかに遅くなります。この間接的な影響は別として、磁場は酸素殻内の流れをそれほど変化させないことがわかります。その後のコア崩壊超新星に対する結果の影響について議論し、超新星前駆体の磁場をよりよく理解するために、より長いシミュレーション、解像度の研究、および非理想的な効果の調査の必要性を強調します。
近太陽ストリーマーベルト太陽風：乱気流と太陽風加速
| Title |
The_Near-Sun_Streamer_Belt_Solar_Wind:_Turbulence_and_Solar_Wind_Acceleration |
| Authors |
C._H._K._Chen,_B._D._G._Chandran,_L._D._Woodham,_S._I._Jones-Mecholsky,_J._C._Perez,_S._Bourouaine,_T._A._Bowen,_K._G._Klein,_M._Moncuquet,_J._C._Kasper,_S._D._Bale |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.00246 |
パーカーソーラープローブ（PSP）の4番目の軌道は、27.9Rsまでの太陽周回軌道に到達し、太陽風の乱流と加速のメカニズムを、以前よりも太陽に近い場所で研究できるようになりました。乱流特性は、おそらくアウトバウンド期間の太陽圏電流シート（HCS）に近接しているため、PSPの4回目の太陽遭遇のインバウンド部分とアウトバウンド部分で大幅に異なることがわかりました。HCSの近くで、ストリーマーベルト風では、乱流の振幅が小さく、磁気圧縮率が高く、磁場スペクトルが急で（スペクトルインデックスが-3/2ではなく-5/3に近い）、Alfvが低いことがわかりました。'enicity、および「1/f」ははるかに低い周波数で中断します。これらは1auでの低速風の特徴でもあり、太陽に近いストリーマーベルト風が典型的な低速太陽風であることを示唆しています。プロパティの遷移は、HCSから約4{\deg}の予測角距離で発生し、これらの距離でのストリーマーベルト風の全幅として約8{\deg}を示唆しています。PSPによって測定されたAlfv\'enic乱流エネルギーフラックスの大部分は、太陽風加速の反射駆動乱流モデルに必要なものと一致していますが、ストリーマーベルト内のフラックスはモデル予測よりも大幅に低く、追加のメカニズムがストリーマーベルトの太陽風の加速を説明するために必要です。
逆大気IIに対するFeI系統のNLTE効果の影響。 3DNLTEで形成された6301Aおよび6302Aライン
| Title |
Influence_of_NLTE_effects_in_Fe_I_lines_on_inverted_atmosphere_II._6301_A_and_6302_A_lines_formed_in_3DNLTE |
| Authors |
H._N._Smitha,_R._Holzreuter,_M._van_Noort,_and_S._K._Solanki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.00506 |
この論文は、FeI6301.5Aおよび6302.5Aラインの形成におけるNLTE条件の無視が、LTEでそれらのプロファイルを反転することによって得られる大気にどのように影響するかに関する研究の第2部を形成します。NLTE効果の主な原因は、太陽のUV光子によるFeI原子の過剰なイオン化による線の不透明度の不足です。最初の論文では、上記の光球線は1DNLTEで形成されたと想定され、水平放射伝達（RT）の影響は無視されました。本論文では、鉄線は3DNLTEで計算されます。逆大気に対する水平RTの影響と、1DNLTE効果の無視によるエラーをどのように強化または削減できるかを調査します。アイアンラインはLTE、1DNLTE、3DNLTEで計算されます。これらはすべて、LTE反転コードを使用して反転されます。LTEプロファイルの反転による大気を参照モデルとします。1DNLTEおよび3DNLTEプロファイルの反転によるテスト雰囲気が比較されます。モデル間の違いが分析され、それに応じてNLTEおよび3D効果に起因します。水平RTの影響は、温度の強い水平勾配に囲まれた領域で明らかです。一部の地域では、3D効果が1DNLTE効果を強化しますが、一部の地域では弱まります。3D効果を無視することによる誤差は、温度が5％未満であるのに対し、速度と磁場の強さの両方で誤差はほとんど20％未満です。これらのエラーは、空間的およびスペクトルの劣化に耐えることができます。水平RTを無視すると、派生した雰囲気にエラーが発生することがわかります。誤差の大きさは、局所的な水平勾配の温度の強さによって異なります。1DNLTE効果と比較して、3D効果は大気中の特定の領域により局所化され、全体的に支配的ではありません。
Gaia Early Data Release3の測光光度の補正
| Title |
Correction_to_the_photometric_magnitudes_of_the_Gaia_Early_Data_Release_3 |
| Authors |
Lin_Yang,_Haibo_Yuan,_Ruoyi_Zhang,_Zexi_Niu,_Yang_Huang,_Fuqing_Duan,_and_Yi_Fang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.00750 |
この手紙では、Clem＆Landolt（2013）の約10,000個のLandolt標準星を使用して、ガイアEDR3測光の独立した検証を実行しました。機械学習技術を使用して、UBVRIの光度をガイアの光度と色に変換し、EDR3の光度と比較して、金属量の効果を組み込みます。私たちの結果は、ガイアEDR3のキャリブレーションプロセスの大幅な改善を確認しています。それでも、10<G<19等の範囲のすべての光度と色、特に明るく暗い端では、Gの光度で最大10mmagまでの控えめな傾向が見られます。ガイアEDR3通過帯域を使用してCALSPECスペクトルで計算された合成マグニチュードを使用して、絶対補正がさらに取得され、高精度の調査でガイアEDR3測光を最適に使用するための道が開かれます。
NGC1960およびDOLIDGE14の分野における変光星の検索
散開星団は、同様の物理的および化学的環境でいくつかの同一の星をホストしています。それらは、より低い金属量領域の変光星を識別するための興味深いオブジェクトになります。本論文では、クラスターNGC1960とDOLIDZE14のCCD時系列観測を行い、それらの中の変光星を探索します。脈動変光星を探索するために、微分光度測定と二次標準化変換の包括的な研究が行われます。NGC1960とDOLIDZE14のフィールドでそれぞれ見つかった合計18と4の短い周期変数。高速フーリエ変換技術を利用して脈動を計算します。著者はまた、約99日の周期でNGC1960の太陽系外惑星aorundID900を発見しました。
パーカーソーラープローブによって観測された、内側太陽圏におけるアルフエニック対非アルフブエニック乱流
| Title |
Alfv\'enic_vs._non-Alfv\'enic_turbulence_in_the_inner_heliosphere_as_observed_by_Parker_Solar_Probe |
| Authors |
Chen_Shi,_Marco_Velli,_Olga_Panasenco,_Anna_Tenerani,_Victor_R\'eville,_Stuart_D._Bale,_Justin_Kasper,_Kelly_Korreck,_J._W._Bonnell,_Thierry_Dudok_de_Wit,_David_M._Malaspina,_Keith_Goetz,_Peter_R._Harvey,_Robert_J._MacDowall,_Marc_Pulupa,_Anthony_W._Case,_Davin_Larson,_J._L._Verniero,_Roberto_Livi,_Michael_Stevens,_Phyllis_Whittlesey,_Milan_Maksimovic_and_Michel_Moncuquet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.00830 |
パーカーソーラープローブ（PSP）データを利用して、変動のAlfv\'enic特性とパワースペクトル、および距離とコンテキストへの依存性（つまり、大規模な太陽風特性）に焦点を当てて、太陽風乱流の性質を調査します。乱流状態を決定する際に、ソースプロパティ、太陽風の膨張、ストリームの相互作用などのさまざまな効果が果たす可能性のある役割を理解することを目的としています。PSPの最初の5軌道からのデータの統計調査を実施し、大きなMHDスケールでの変動特性が、太陽風の流れや太陽からの距離によってどのように変化するかに焦点を当てます。いくつかの選択された期間からのより詳細な分析も提示されます。我々の結果は、変動が太陽風によって外側に運ばれるにつれて、磁場スペクトルは急勾配になるが、速度スペクトルの形状は変化しないことを示している。急勾配化プロセスは、半径方向の距離とともに風速によって決定される乱気流の「年齢」によって制御されます。統計的に、より速い太陽風はより高い「Alfv\'enicity」を持ち、より支配的な外向きに伝播する波動成分とよりバランスの取れた磁気/運動エネルギーを持っています。外向きの波の優位性は半径方向の距離とともに徐々に弱まりますが、太陽に近づくにつれて過剰な磁気エネルギーが強くなることがわかります。これらのストリームの速度が同じであっても、乱流特性はストリームごとに大幅に異なる可能性があることを示しています。これは、これらのストリームの起源が大きく異なることを示しています。特に、極コロナホールの近くで発生する低速風は、活動領域/疑似ストリーマーから発生する低速風と比較して、Alfv\'enicityがはるかに低くなります。太陽圏電流シートや速度せん断などの構造が、乱流の特性を変更する上で重要な役割を果たすことができることを示します。
強磁性のOf？p星NGC1624-2の磁場幾何学と磁気圏環境
| Title |
Magnetic_field_geometry_and_magnetospheric_environment_of_the_strongly_magnetic_Of?p_star_NGC_1624-2 |
| Authors |
S._P._J\"arvinen,_S._Hubrig,_M._Sch\"oller,_M._K\"uker,_I._Ilyin,_S._D._Chojnowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.00899 |
NGC1624-2はO7f？p星であり、極磁場強度$\ge$20kGと報告されています。これは、O型星でこれまでに測定された中で最も強い磁場です。平均縦磁場$\langleB_z\rangle$と平均場弾性率$\langleB\rangle$の変動性を調べて、その場の形状に対する制約を取得します。回転サイクル全体で観測できる磁極は1つだけです。$\langleB_z\rangle$のほぼ正弦波の変化と$\langleB\rangle$の極値の比率は、双極であるフィールドの重要なコンポーネントがあることを示しています。回転サイクルで測定された$\langleB_z\rangle$の値は$-0.2$から4.5kGの範囲ですが、$\langleB\rangle$の値は9から12kGの間で変化します。OIII$\lambda$7455輝線を使用して得られた$\langleB_z\rangle$値は、0.4〜2.3kGの範囲にあり、吸収線で検出されたものと同様の変動パターンを示しています。$\langleB_z\rangle$の最小値の位相が、$\langleB\rangle$の最大値の位相と一致するという事実は、フィールド構造が中心の双極子から大幅に離れている必要があることを示しています。さらに、放出HeI線で検出された負の極性の縦磁場に対応する、観測された可変ストークス$V$プロファイルの性質について説明し、この星の磁気圏におけるガス流の最初のMHD数値シミュレーションを示します。
太陽電波放射の波動伝搬に関するパラメトリックシミュレーション研究：ソースサイズ、持続時間、および位置
| Title |
Parametric_simulation_studies_on_the_wave_propagation_of_solar_radio_emission:_the_source_size,_duration,_and_position |
| Authors |
PeiJin_Zhang,_ChuanBing_Wang,_and_Eduard_P._Kontar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.00911 |
電波源の観測された特徴は、太陽電波バーストの波に埋め込まれた複雑な伝搬効果を示しています。この作業では、異方性電子密度変動を伴うコロナおよび惑星間領域での電波輸送の光線追跡シミュレーションを実行します。初めて、周波数35MHzでの基本放射と高調波放射の両方の見かけの光源サイズ、バースト持続時間、および光源位置の変化が、異方性パラメータ$\alpha$と角度散乱率係数$の関数としてシミュレートされます。\eta=\epsilon^2/h_0$、ここで$\epsilon^2={\langle\deltan^2\rangle}/{n^2}$は密度変動レベル、$h_0$は次の相関長です波のエキサイティングなサイト。等方性ゆらぎは、基本放射の異方性の高いゆらぎよりもはるかに長い減衰時間を生成することがわかります。観測された期間とソースサイズをパラメータ空間でのシミュレーション結果と比較することにより、散乱係数と異方性パラメータを推定できます$\eta=8.9\times10^{-5}\、\mathrm{km^{-1}}$および$\alpha=0.719$、ポイントパルスソースの仮定。波の散乱と屈折による位置のオフセットは、いくつかのタイプIII電波バーストの観測で基本波と高調波の共空間を生成する可能性があります。波動伝搬効果による視覚速度は、$\eta=2.4\times10^{-4}\、\mathrm{km^{-1}}$、および$\alpha=0.2の場合に1.5\、$c$に達する可能性があります。ソースサイズの大きな膨張率を伴う、空の平面での基本的な放射の$。視速度方向はオフセット方向とほぼ同じであるため、音源位置の取得を目的とした観測では、始点の音源重心が波の励起点に近くなります。
放射損失に対してMHD波によって加熱された最初の3Dコロナループモデル
| Title |
The_First_3D_Coronal_Loop_Model_Heated_by_MHD_Waves_against_Radiative_Losses |
| Authors |
Mijie_Shi,_Tom_Van_Doorsselaere,_Mingzhe_Guo,_Konstantinos_Karampelas,_Bo_Li,_Patrick_Antolin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01019 |
長年の恒星コロナ加熱問題を解決するための探求において、半世紀前に、恒星コロナループが波によって加熱される可能性があることが示唆されました。冠状波の重要性の可能性についての観測的証拠が蓄積されているにもかかわらず、MHD波による有意な加熱を示す3DMHDシミュレーションはまだ存在しません。ここでは、放射冷却に対してプラズマを加熱する最初の3Dコロナループモデルについて報告します。コロナループは、横方向の振動によってフットポイントで駆動され、その後、誘発されたケルビンヘルムホルツ不安定性がループ断面を変形させ、小規模な構造を生成します。波力エネルギーは、放射による内部エネルギー損失を克服して、散逸する小さなスケールに転送されます。これらの結果は、恒星コロナの加熱問題に対処するための新しい道を開きます。
太陽上でのねじれていないトロイダルフラックスロープの上昇と出現
| Title |
The_Rise_and_Emergence_of_Untwisted_Toroidal_Flux_Ropes_on_the_Sun |
| Authors |
Kalman_J._Knizhnik,_James_E._Leake,_Mark_G._Linton,_Sally_Dacie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01020 |
太陽の対流層を通って浮力で上昇する磁束ロープ（MFR）は、粘性力を受けて、それらがコヒーレントに上昇するのを妨げると考えられています。多くの研究は、MFRが上昇中に一貫性を保つために最小限のねじれを必要とすることを示唆しています。さらに、光球に到達するMFRでさえ、磁気圧力勾配が光球プラズマの重量に打ち勝つ必要があるため、少なくとも適度にねじられていない限り、コロナにうまく出現できない可能性があります。ただし、これまでのところ、MFRが対流層を介してコヒーレントに上昇したり、光球を介して出現したりするために必要な臨界最小ねじれに下限は設定されていません。この論文では、対流層から上昇し、太陽で観測されたものに似た活性領域として光球を通って現れることができる、ねじれていないトロイダルMFRをシミュレートします。ねじれていないMFRは、上昇中もコヒーレントなままで、光球の近くに堆積し、波状の不安定性を引き起こし、MFRが光球から出現することを示します。MFRのトロイダル形状は、そのコヒーレントな上昇にとって重要であることを提案します。出現すると、一対のローブがコロナに上昇し、相互作用して再接続し、局所的な高速ジェットをもたらします。得られた光球マグネトグラムは、観測でよく見られる特徴的な塩とコショウの構造を示しています。私たちの主な結果は、MFRをねじって対流層を介してコヒーレントに上昇し、光球から出現する必要がないことです。
二次DHOST理論の再検討
あるスカラー場の二次導関数でラグランジアンが二次である縮退した高次スカラーテンソル（DHOST）理論の斬新で非常に単純な定式化を提示します。メトリックの非公式変換を使用して、2次DHOST理論のラグランジアンが通常のアインシュタイン-ヒルベルト項に加えて、均一なスカラー場超曲面を特徴付ける単純な幾何学的量に依存するいくつかの項に還元される特別な「フレーム」（またはメトリック）を識別します。。特に、物理的に興味深いクラスIaの2次DHOST理論の場合、ラグランジアンは、アインシュタイン-ヒルベルト項と、均一なスカラー場超曲面の3次元スカラー曲率に比例する項で構成されます。すべての二次DHOST理論の分類は、この幾何学的再定式化で特に透過的になります。これは、ユニタリーゲージでのみ縮退するスカラーテンソル理論にも適用されます。
暗黒物質とバリオンの間の共鳴散乱：改訂された直接検出とCMB制限
| Title |
Resonant_Scattering_between_Dark_Matter_and_Baryons:_Revised_Direct_Detection_and_CMB_Limits |
| Authors |
Xingchen_Xu,_Glennys_R._Farrar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.00142 |
従来の暗黒物質（DM）モデル。WIMPは、暗黒物質が標準モデルに弱く結合していると仮定しているため、DMとバリオンの間の弾性散乱はボルン近似によって摂動的に記述できます。ほとんどの直接検出実験は、その仮定に従って分析されます。相互作用が魅力的で強力な場合、DM原子核散乱は、原子量への非常に重要な依存性を伴う豊富な共鳴挙動を示すことを示します。散乱は、自然なパラメータ範囲の多くで非摂動的であり、完全な数値計算が必要です。また、核の点状ではなく拡張された性質が断面積に大きな影響を与えるため、適切に考慮する必要があることも示しています。これらの効果は、既存の直接検出限界からの除外領域の境界近くにある、GeVスケールの質量を持つ暗黒物質にとって特に重要です。私たちが示すように、それらはCMB制約の解釈にも影響を及ぼします。摂動理論と点のようなソースに基づいていたため、現在は置き換えられている、いくつかの点で以前の限界よりも弱い、他の点では強い、修正された制限を報告します。質量$\lesssim2$GeVのSexaquark（$uuddss$）DMは、QCD中間子をバリオンと交換しますが、対象のパラメーター空間のほとんどで制約を受けません。
次世代の実験では、ニュートリノフレーバー振動モデルを非常に高いレベルの精度でテストする可能性があります。ここでは、現在の宇宙の暗黒物質が、ステライルニュートリノと非常に明るい暗黒物質の2つの粒子でできている可能性を探ります。3+1ニュートリノフレーバー振動モデルを使用することにより、このようなタイプの暗黒物質がどのように太陽ニュートリノフラックス、スペクトル、および電子ニュートリノの生存確率を刻印するかを研究します。現在の太陽ニュートリノ測定では、$G_\phi/m_\phi$のように、明るい暗黒物質粒子の質量$m_\phi$とフェルミ定数$G_\phi$の比率の上限を定義できます。$10^{30}\より小さくする必要があります。G_{\rmF}\;eV^{-1}$は、Borexino、SudburyNeutrinoObservatory、およびSuper-Kamiokande検出器からの現在の太陽ニュートリノデータと一致します。さらに、フェルミ定数が非常に小さいモデルの場合、現在の太陽ニュートリノデータと一致させるには、時間変動の振幅を$3\％$未満にする必要があります。また、低エネルギー範囲のニュートリノフラックスを高精度で測定できるダーウィンのような太陽ニュートリノ検出器は、現在の太陽ニュートリノ検出器から得られたものを補完するこのクラスのモデルに追加の制約を提供することもわかりました。
| Title |
Spherical_inhomogeneous_solutions_of_Einstein_and_scalar-tensor_gravity:_a_map_of_the_land |
| Authors |
Valerio_Faraoni,_Andrea_Giusti,_and_Bardia_H._Fahim_(Bishop's_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.00266 |
アインシュタインの場の方程式とスカラーテンソル重力の球形で不均一な解析解をレビューします。これには、ブランス-ディッケ理論、非最小（おそらくは共形）結合スカラー場、ホルンデスキー重力が含まれます。動物園には、静的ソリューションと動的ソリューションの両方が含まれており、漸近的に平坦であり、漸近的にフリードマン-レマ\^itre-ロバートソン-ウォーカーのソリューションがあります。既存の本やレビューとの重複を最小限に抑え、スカラー場の時空と特定のクラス内で「一般的な」ジオメトリに重点を置きます。過去10年間に主に出現したさまざまなソリューション間の関係が指摘されています。
再加熱予測と遺物重力波を使用したインフレ縮退の修復
| Title |
Curing_inflationary_degeneracies_using_reheating_predictions_and_relic_gravitational_waves |
| Authors |
Swagat_S._Mishra,_Varun_Sahni_and_Alexei_A._Starobinsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.00271 |
インフレシナリオでは、CMBオブザーバブルの予測にさまざまな縮退のセットが表示されることがよくあります。これらの縮退は通常、複数のインフレーションモデルがスカラースペクトルインデックス$n_{_S}$とテンソル対スカラー比$r$の同様の値を予測するため、または同じモデル内で$\lbracen_{の値が原因で発生します。_S}、r\rbrace$はいくつかのモデルパラメータの影響を受けないため、CMB観測だけでインフレーション宇宙論の独自のプローブを構成することは困難です。$N_{_{\rmre}}$の再加熱時間、その温度$T_{_{\rmre}}$、特にその方程式など、インフレ後の再加熱パラメータの制約を考慮することにより、状態方程式（EOS）、$w_{_{\rmre}}$の場合、$\lbracen_{_S}、r\rbrace$の同じ値が対応できる特定のクラスのインフレモデルでは、この縮退を破ることができます。別の再加熱$w_{_{\rmre}}$。特に、再加熱の制約がTモデルとEモデルの$\alpha$-アトラクタのインフレ縮退をどのように解消できるかを示します。非標準的なインフレも研究されています。遺物重力波（GW）スペクトルは、インフレの縮退を打破するための別のツールを提供します。これは、GWスペクトルが宇宙のインフレ後のEOSに敏感であるためです。実際、再加熱中の硬いEOS$（w_{_{\rmre}}>1/3）$は、スペクトルインデックスに青い傾きを生じさせます$n_{_{\rmGW}}=\frac{d\log{\Omega_{_{\rmGW}}}}{d\log{k}}>0$、ソフトEOS$（w_{_{\rmre}}<1/3）$は赤になります傾斜。したがって、遺物GWは、インフレ後の時代に関する貴重な情報を提供し、そのスペクトルを使用して、$\lbracen_{_S}、r\rbrace$のインフレ縮退を治療することができます。
マルチステートファジィ暗黒物質の密度プロファイル
ファジー暗黒物質を形成する弱く自己相互作用するボソンの励起状態の運動方程式は、WKB近似を使用して解かれます。自己相互作用の寄与は、運動方程式では無視されます。励起状態の波動関数は、まだ決定されていない重力ポテンシャルの観点から表されます。平衡状態では、密度分布への状態の寄与は、ボース-アインシュタイン統計を使用して合計されます。ポアソン方程式と組み合わせると、重力ポテンシャルの微分方程式が得られます。これは、励起状態のエネルギースペクトルに有限のビリアル半径に対応する有限のギャップがある場合にのみ、物理的に許容できる解を持ちます。このようなギャップは、自己相互作用ポテンシャルの一次摂動である崩壊プロセスによって作成される可能性があります。得られた密度プロファイルは、Burkertプロファイルと類似していることがわかります。
幾何学的に推定された状態方程式に基づくコンパクト星の異なるクラス
| Title |
Distinct_Classes_of_Compact_Stars_Based_On_Geometrically_Deduced_Equations_of_State |
| Authors |
A._C._Khunt,_V._O._Thomas,_P._C._Vinodkumar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.00415 |
超高密度星のコアエンベロープモデルから推定された状態方程式（EOS）に基づいて、中性子星のようなコンパクトオブジェクトの特性を計算しました。このような超高密度の星は、疑似回転楕円体および球対称時空幾何学に基づいてアインシュタイン方程式を解くことによって研究されてきました。計算された星の特性は、核物質の状態方程式に基づいて得られたものと比較されます。ここで得られた質量半径（$MR$）の関係から、コンパクト星を3つのカテゴリに分類できます。（i）半径が9km未満のエキゾチック物質組成を表す非常にコンパクトな自己結合星（ii）通常の中性子半径が9〜12kmの星、および（iii）半径が12〜20kmの軟質中性子星。ケプラー周波数、表面重力、表面重力赤方偏移などの他のプロパティも、3つのタイプすべてについて計算されます。本研究は、エキゾチック物質の組成を持つ星のような非常にコンパクトな中性子の研究に役立つでしょう。
沼地の一般化：湾曲したマルチフィールド空間への$ P（X、\ varphi）$インフレ理論の埋め込み
| Title |
Generalizing_the_Swampland:_Embedding_$P(X,_\varphi)$_Inflationary_Theories_in_a_Curved_Multi-field_Space |
| Authors |
Wei-Chen_Lin,_Rance_M._Solomon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.00497 |
$P（X、\varphi）$インフレーション理論を、ド・ジッター・スワンプランドの推測と\textit{の関係を調べるための可能な方法として提案された、曲線場空間距離関数を使用した2フィールド理論に一般的に埋め込むことを研究します。k}-インフレ。この埋め込み方法が、ヘビーフィールドをフルアクションレベルで統合できる特殊なタイプの2フィールドモデルに適合することを示します。ただし、この埋め込みは、重いフィールドの有効質量の上限のため、正確ではありません。$P（X、\varphi）$理論を介して計算された音速と、次の主要な次数項への2フィールド画像の埋め込みとの間の偏差を定量化します。特に、2フィールド画像で定義された最初の潜在的なスローロールパラメータに焦点を当て、その上限を取得します。
放射線源としてのミラーモード接合
無衝突高温プラズマのミラーモードは、準線形安定性を超えたイオンモード成長に寄与する熱イオン音ノイズを伴う離散粒子共鳴で電子を跳ね返す巨視的な高温準超伝導体を表します。半古典的GL近似では、相転移の条件が示されています。準超伝導状態は第2の種類であり、磁気的に穴の開いたプラズマテクスチャを引き起こします。ミラーバブルの相互作用に焦点を当てて、半古典的なジョセフソン条件を適用し、ミラー穴あきプラズマが弱い電磁放射を放出することを示します。これは、磁気圏シースではそれぞれサブミリメートルの赤外線範囲にあります。
高エネルギーRS-IIブレーンワールドでタキオンインフレを伴う沼地の一貫した膨張した多元宇宙の希望を活性化させる
| Title |
Rejuvenating_the_hope_of_a_swampland_consistent_inflated_multiverse_with_tachyonic_inflation_in_the_high_energy_RS-II_Braneworld |
| Authors |
Oem_Trivedi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.00638 |
弦理論からの沼地の予想は、宇宙論、特にインフレモデルにいくつかの本当に興味深い影響を及ぼしました。インフレーションのいくつかのモデルはこれらの基準と互換性がないことが示されていますが、いくつかは厳しく微調整されていることが示され、これらの問題のほとんどは一般相対論的宇宙論の単一フィールドインフレーションモデルで発生します。最近の研究は、より一般的な宇宙論における単一フィールドモデルがこれらの予想と一致する可能性があることを楽観的に示していますが、したがって、そのようなモデルのすべてが沼地にあるわけではないという楽観論があります。しかし、推測で完全に大丈夫ではないことが示されているインフレのパラダイムは、永遠のインフレです。したがって、この作業では、沼地の一貫した永遠のインフレーションの可能性も考慮しながら、沼地の推測のコンテキストで高エネルギーRS-IIブレーンワールドシナリオのタキオンインフレーションについて説明します。私たちの関係する政権は、単一のフィールドのインフレが事実上無傷であるというすべての顕著な沼地の問題を回避することを示しています。この後、私たちは、沼地との永遠のインフレーションの主な対立が、考慮されたタキオニックシナリオで簡単に解決できることを示し、特に、沼地の一貫した永遠のインフレーションの概念を促進する一般化された不確定性原理の刺激的な見通しについても議論します。私たちの仕事は全体として、「多元宇宙」の沼地（そしておそらく量子重力）の一貫した絵が存在する可能性を再燃させます。
$ k $-質量のない原始重力子によるインフレ補正されたアインシュタイン-ガウス-ボンネ重力
| Title |
$k$-Inflation-corrected_Einstein-Gauss-Bonnet_Gravity_with_Massless_Primordial_Gravitons |
| Authors |
S.D._Odintsov,_V.K._Oikonomou,_F.P._Fronimos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.00660 |
本論文では、$k$-インフレ補正されたアインシュタイン-ガウス-ボネ理論のインフレ現象学を研究します。非カノニカル運動項は、前述の時代にジャン不安定性または超光速音波速度を生成することで知られていますが、この作業では、ガウス・ボネ文字列補正を追加し、非カノニカル運動項$\omegaX^\gamma$は二次式であり、ゴーストのない記述を取得できます。最近のGW170817イベントとの互換性を要求すると、スカラー結合関数$\xi（\phi）$の関係$\ddot\xi=H\dot\xi$を受け入れる必要があります。その結果、理論のスカラー関数は相互に関連していることが明らかになり、一方に特定の形式をとることにより、もう一方をすぐに指定します。ここでは、ガウス・ボネ結合が適切に選択されると、スカラーポテンシャルが運動方程式から直接導出できると仮定しますが、明らかにその逆も可能です。その結果、運動方程式に入る各項は、スカラー場の観点から記述でき、比較的扱いやすい現象論が生成されます。二次運動項の場合、結果として得られるスカラーポテンシャルは機能的に非常に洗練されています。スカラーポテンシャルのより複雑な解につながるさまざまな指数は、まださらに研究されていない可能性です。また、スローロールおよびコンスタントロール条件下での非ガウス性の問題についても簡単に説明し、$k$インフレのないアインシュタインガウスと比較して非ガウス性の予測量が大幅に向上することを示します。-ボネ理論。
非最小結合スカラー$ k $-インフレダイナミクス
この作業では、$\sim\mathrm{const}\timesX^{の形式の高次運動項のみが存在する場合に、スカラー場と重力の非最小結合を伴う$k$インフレーション理論を研究します。\mu}$、$X=\frac{1}{2}\partial_{\mu}\phi\partial^{\mu}\phi$。研究は、スカラーポテンシャルが含まれるか存在しない場合に焦点を合わせ、スカラー場の進化は、スローロールまたはコンスタントロール条件を満たすと想定されます。スカラーポテンシャルを持つスローロールモデルの場合、スローロールインデックスとそれに対応する理論の観測インデックスを計算し、結果の理論が最新のPlanckデータと互換性があることを示します。少なくともスカラーポテンシャルが存在する場合、一定ロールの場合でも同じ結果が得られます。可能性のないモデルを検討する場合、これらはモデルに強く依存するため、結果はあまり魅力的ではありません。少なくとも、非最小結合のべき乗則の選択では、理論は実行不可能です。最後に、スカラーおよびテンソルパワースペクトルが共形不変量であるという事実により、スカラーポテンシャルを持つ非最小$k$インフレーションモデルのアインシュタインフレーム対応物は、共形のために実行可能な理論である可能性があると主張します。観測指標の不変性。アインシュタインのフレーム理論はより複雑であり、したがって分析的に扱うのがより困難です。したがって、私たちの仕事の1つの意味は、別のクラスの$k$インフレモデルの実行可能性の証拠を提供することです。
かにパルサーのrモードからの重力波の最初の検索
| Title |
First_searches_for_gravitational_waves_from_r-modes_of_the_Crab_pulsar |
| Authors |
Binod_Rajbhandari,_Benjamin_J._Owen,_Santiago_Caride,_and_Ra_Inta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.00714 |
かにパルサーのrモードからの重力波の最初の検索を提示し、F統計を使用してAdvancedLIGOの最初の2回の観測実行の3つのストレッチからのデータをコヒーレントかつ個別に統合します。2回目の実行は、パルサーのグリッチによってほぼ半分で2つに分割されました。検索された周波数と導関数は、Carideetal。、Phys。に記載されているパルサーのスピンダウンパラメータの無線測定に基づいていました。Rev.D100、064013（2019）。重力波の証拠は見つかりませんでした。重力波固有ひずみの90％信頼限界の最高値は、最初の実行で1.5e-25、2番目の実行の最初のストレッチで1.3e-25、2番目の実行の2番目のストレッチで1.1e-25でした。これらは、既知のパルサーのrモードからの重力波がスピンダウン限界を超える最初の上限であり、振幅が1桁以上、または光度が2桁以上大きくなります。
弱衝突プラズマにおける散逸対策
| Title |
Dissipation_measures_in_weakly-collisional_plasmas |
| Authors |
O._Pezzi,_H._Liang,_J.L._Juno,_P.A._Cassak,_C.L._Vasconez,_L._Sorriso-Valvo,_D._Perrone,_S._Servidio,_V._Roytershteyn,_J.M._TenBarge,_and_W.H._Matthaeus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.00722 |
弱衝突プラズマにおけるエネルギー散逸とそれに伴う加熱の物理的基礎はよくわかっていません。ここでは、磁気リコネクションとプラズマ乱流の減衰の両方を説明する一連の運動数値シミュレーションによって、プラズマのエネルギー散逸と運動スケール変換を特徴づけるために使用されてきたいくつかの測定値を比較対照します。粒子間衝突を含む可能性のある3つの異なる数値コードを採用しています。完全に運動論的なパーティクルインセルVPIC、完全に運動論的な連続体Gkeyll、およびオイラーハイブリッドVlasov-Maxwell（HVM）コードです。i）プラズマの流体記述におけるエネルギー伝達に関連する定義を持つ4つのエネルギーベースのパラメーターと、ii）粒子速度分布関数の知識を必要とする4つの分布関数ベースのパラメーターを区別します。PICで得られた散逸測定値と連続体再接続シミュレーションの間には全体的な一致がありますが、2つのシミュレーションでの2次アイランドの有無によるわずかな違いがあります。再接続シミュレーションのシグニチャと乱流で形成される自己無撞着な現在のシートの間にも多くの定性的な類似点がありますが、後者は再接続の結果と比較して大きな変動を示します。すべてのパラメータは、散逸が強い磁気応力の領域の近くで発生することを確認し、したがって局所的な相関を示します。分布関数ベースの測定値は、エネルギーベースのプロキシと比較して幅が広く、エネルギー伝達がコヒーレント構造に共局在していることを示していますが、より広い領域の粒子分布関数に影響を与える可能性があります。これらのパラメータに対する粒子間衝突の影響について、最後に説明します。
PICOLON暗黒物質探索プロジェクト用の高放射線純度NaI（Tl）シンチレータの開発
| Title |
Development_of_highly_radiopure_NaI(Tl)_scintillator_for_PICOLON_dark_matter_search_project |
| Authors |
K._Fushimi,_Y._Kanemitsu,_S._Hirata,_D._Chernyak,_R._Hazama,_H._Ikeda,_K._Imagawa,_H._Ishiura,_H._Ito,_T._Kisimoto,_A._Kozlov,_Y._Takemoto,_K._Yasuda,_H._Ejiri,_K._Hata,_T._Iida,_K._Inoue,_M._Koga,_K._Nakamura,_R._Orito,_T._Shima,_S._Umehara,_and_S._Yoshida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.00759 |
暗黒物質の粒子候補を探すために、高純度のNaI（Tl）が開発されました。最適化された方法を組み合わせて、さまざまな放射性不純物を削減しました。$^{40}$Kは、再結晶法によって効果的に削減されました。ウランとトリウムの崩壊系列の子孫は、適切な樹脂によって還元されました。NaI（Tl）結晶中の天然カリウムの濃度は20ppbまで減少しました。樹脂を適切に選択することにより、アルファ線エミッターの濃度を下げることに成功しました。トリウム系列と226Raの現在の濃度は、それぞれ$1.2\pm1.4$$\mu$Bq/kgと$13\pm4$$\mu$Bq/kgでした。$^{210}$Pbの濃度に有意な過剰は得られず、上限は90％CLで5.7$\mu$Bq/kgでした。NaI（Tl）結晶の放射線純度の達成レベルにより、暗黒物質の構築が可能になります。物質検出器が可能です。
Iテーブルの光度データ回帰のためのハイブリッド適応スプライン
| Title |
Hybrid_adaptive_splines_for_luminous_intensity_data_regression_in_I-tables |
| Authors |
L._Lipnick\'y,_R._Dubni\v{c}ka,_J._Petr\v{z}ala_and_L._K\'omar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.00880 |
Iテーブルには、テクニカルレポートCIE121：1996に従って、道路照明で使用される照明器具の角度範囲にわたる光度値が含まれています。角度の数が限られていると、平均照度、平均輝度、均一性、しきい値の増分などの測光パラメータの計算に影響を与える可能性のある局所的な極値が省略されて、光度図が平滑化されます。光度の計算に使用される内挿法は、計算の精度を大幅に向上させ、より効果的で信頼性の高い道路照明設計に還元することができます。この論文では、これまで使用されてきた標準的な内挿法を、新しく提案されたハイブリッド適応スプラインと比較しています。光度の計算値は、ゴニオフォトメトリック測定によって比較および検証されます。
| Title |
Comparison_of_the_measured_atmospheric_muon_flux_with_Monte_Carlo_simulations_for_the_first_KM3NeT_detection_units |
| Authors |
Piotr_Kalaczy\'nski_and_Rosa_Coniglione_(on_behalf_of_the_The_KM3NeT_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.00907 |
要約KM3NeTコラボレーションは、2015年12月（ARCA）と2017年9月（ORCA）に、最初の検出ユニットを地中海に配備することに成功しました。2016年9月から2017年3月の間に収集されたデータのサンプルは、海面下の2つの異なる深さでの大気ミューオンフラックスの測定に使用されました。ARCAでは約3.5\、km、ORCAでは約2.5\、kmです。大気ミューオンフラックスは、ニュートリノ望遠鏡の豊富な信号を表しており、モンテカルロシミュレーションチェーンの信頼性をテストするために使用できます。この作業では、測定値をMUPAGEおよびCORSIKAコードに基づくモンテカルロシミュレーションと比較します。測定されたイベントとシミュレートされたイベントは同じアプローチを使用して処理されるため、比較の信頼性が高まります。
低エネルギーストリングの有効作用に基づく宇宙論モデルへのWheeler-DeWitt方程式の可能なアプリケーションの簡単なレビューを提示し、漸近的に平坦で低エネルギーの弱い結合進化の初期レジームを特徴とします。特に、双対性に関連する（しかし古典的には切り離された）バックグラウンドソリューションのクラスを考慮して、ビッグバン前とビッグバン後の進化のフェーズ間の量子遷移の可能性について説明します。このような状況で、宇宙の誕生を、ストリングの摂動真空に漸近的に近づく初期状態からのトンネリングまたは「アンチトンネリング」の量子プロセスとして表すことが可能であることを示します。
