測光赤方偏移の不確実性の下での推論のための複合尤度アプローチ
| Title |
A_Composite_Likelihood_Approach_for_Inference_under_Photometric_Redshift_Uncertainty |
| Authors |
M._M._Rau,_C._B._Morrison,_S._J._Schmidt,_S._Wilson,_R._Mandelbaum,_Y._Y._Mao_(for_the_LSST_Dark_Energy_Science_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01184 |
測光サンプルの正確に校正された赤方偏移分布を取得することは、LSST、Euclid、HSC、KiDS、DESなどの測光調査における大きな課題の1つです。銀河測光からの赤方偏移情報を2点関数からの制約と組み合わせ、空間的に重なり合う分光サンプルとの相互相関を利用します。私たちの尤度フレームワークは、典型的な大規模構造と2点関数に基づく弱いレンズ効果分析に直接統合するように設計されています。LSSTで期待される銀河の大きなサンプルにメソッドをスケーリングすることを可能にする効率的で正確な推論手法について説明します。赤方偏移体系のパラメーター化などの統計的課題を検討し、サンプルの赤方偏移分布を正規化する手法について説明および評価し、事後予測チェックを使用して系統的エラーの原因を検出および調整するのに役立つ手法を調査します。CosmoDC2シミュレーションからのデータを使用して、フォトメトリック赤方偏移のパフォーマンスを評価および予測します。このシミュレーションでは、相互相関のDESIのような分光キャリブレーションサンプルを模倣します。空間相互相関と測光の組み合わせを使用して、サンプルのレッドシフト分布の平均を少なくとも0.002（1+z）$の精度でキャリブレーションできることを示します。これは、弱いためのLSST-Y1科学要件と一致します。レンズ効果と大規模構造プローブ。
次世代の宇宙マイクロ波背景放射（CMB）調査から期待される精度は、宇宙論への特徴的な新しい洞察の機会を生み出します。CMBの二次異方性は、それらがエンコードする宇宙論的情報と一次変動の私たちの見方を曖昧にする役割の両方のために、今後の調査でますます重要になるでしょう。二次推定量は、一次CMBを歪め、二次異方性を生成するフィールドを再構築するための標準ツールになりました。現在のデータを使用したレンズの再構成には成功しますが、2次推定器は、今後のCMB調査の予想される感度で、レンズの再構成やその他の効果には最適ではありません。この論文では、二次CMB異方性の2つの原因である重力レンズ効果と斑状の再イオン化を同時に再構築できる畳み込み神経ネットワークResUNet-CMBについて説明します。ResUNet-CMBネットワークは、低ノイズレベルで二次推定量を大幅に上回り、二次推定量の直接的な適用で存在するパッチ状の再イオン化再構成に対するレンズ誘起バイアスの影響を受けないことを示します。
初期および後期の両方のソースからのハッブルパラメータの観測が改善されるにつれて、これらの間の緊張は5$\sigma$しきい値をはるかに超えるように増加しました。これを考えると、そのような緊張の説明の必要性が高まっています。このホワイトペーパーでは、7つの仮定のセットを調査し、ハッブルの緊張を緩和するために、モデルがこれらの7つのうち少なくとも1つを破る必要があることを示し、新しいモデルの提案をすばやく簡単にチェックできるようにします。また、このフレームワークを使用して、現在提案されているモデルの大まかな分類を行い、ハッブルの緊張を緩和するための少なくとも1つの未踏の道の存在を示します。
マスピークパッチアルゴリズムによるハロー異方性クラスタリングと固有のアラインメントの統計的調査
| Title |
Statistical_exploration_of_halo_anisotropic_clustering_and_intrinsic_alignments_with_the_mass-Peak_Patch_algorithm |
| Authors |
Bruno_Regaldo-Saint_Blancard,_Sandrine_Codis,_J._Richard_Bond,_George_Stein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01455 |
巨大な暗黒物質ハローの異方性または三軸性は、宇宙ウェブの構造、特にハローを結合するフィラメントを主に定義します。ここでは、球形のプロトハロー領域の初期ひずみテンソルを使用してハローを方向付けることにより、質量ピークパッチハローカタログでこのような方向付けられた相関を調査します。ハローの球形平均2点相関関数を超えるために、方向付けスタックを使用して方向付け2点相関を計算します。隣接するハローをスタックする前に、参照ハローのひずみテンソルによって設定されたローカルフレームを課すことにより、等方性を明示的に破ります。参照ハローの除外ゾーンを超えると、予想どおり、ひずみテンソルの主方向に沿ってクラスタリングが大幅に強化されることがわかります。フィラメントに沿ったハローのこの異方性クラスタリングは、球面調和関数分解を使用してさらに定量化されます。さらに、クラスタースケールのハローの主方向の進化を隣接するものと比較して計算し、非常に大規模にまで及ぶ強い相関関係があることを示します。観測の対立により適した計算を提供するために、いくつかの同等の相関関数の2D投影バージョンも利用します。最後に、質量ピークパッチハローの異方性クラスタリングの多重極構造が、ピーク理論に基づく分析処理で定性的にキャプチャできることを示します。非常に有益ですが、分析的評価にはモンテカルロ法の広範な使用が含まれます。これは、質量ピークパッチの質量階層の適応性と除外に関連するすべての非局所的な複雑さを考慮に入れて、シミュレートされたカタログでも使用されます。大きなハローと重なる小さなハローの比較：質量ピークパッチシミュレーションに基づく配向相関と異方性相関の決定に代わるものはありません。
Cosmicflows-4に向けて：\ hiデータカタログ
この研究では、21cmの波長での中性原子水素（HI）銀河スペクトルの線幅測定の編集の更新を提示します。AllDigitalHI（ADHI）カタログは、新しいHI観測とアーカイブデータの分析で補強された以前のリリースで構成されています。この研究は、タリー・フィッシャー（TF）関係を適用することにより、渦巻銀河の距離を測定するために必要なHI情報を提供します。グリーンバンク望遠鏡（GBT）で観測を行い、ナンセ電波望遠鏡でナンセ星間バリオンレガシー銀河外調査（NIBLES）とローカルユニバースの運動学（KLUN）のコラボレーションによって得られたスペクトルを再処理し、最近公開された完全なアレシボレガシーを分析しました。高速アルファ（ALFALFA）高品質のHI線幅測定で銀河を特定するための100％調査。この論文では、GBTで観測された385個の銀河、アーカイブのナンセスペクトルからの889個の銀河、および1,515個の再スケーリングされたアレシボALFALFAスペクトルのTF使用に適した新しいHIデータを追加します。このリリースでは、合計で1,274の新しい高品質の測定値がADHIカタログに追加されます。現在、ADHIデータベースには18,874個の銀河が含まれており、そのうち15,433個がTFで使用するための高品質のデータを持っています。最終的な目標は、渦巻銀河までの正確な距離を計算することです。これは、次世代の固有速度カタログであるCosmicflows-4に含まれます。
非ガウス宇宙論的情報を抽出し、宇宙論的パラメーターを推測するのに適した、2次よりも高い弱いレンズ効果の観測量の新しい要約統計量を提示します。この統計は、弱いレンズ効果マップのスターレット（ウェーブレット）分解係数の絶対値の合計を介して計算されるため、「スターレット$\ell_1$-norm」と名付けます。最先端の高次統計（弱いレンズ効果のピークカウントと最小カウント、またはその2つの組み合わせ）と比較すると、$\ell_1$-normは完全なの高速マルチスケール計算を提供しますボイドとピークの分布。ピークとは何か、ボイドとは何かを定義する問題を回避します。$\ell_1$ノルムは、極大値と極小値だけでなく、マップのすべてのピクセルでエンコードされた情報を伝達します。MassiveNusシミュレーションによって提供される弱いレンズ効果の収束マップに適用して、ニュートリノの質量の合計、物質密度パラメーター、および原始パワースペクトルの振幅に対する制約を取得することにより、その可能性を示します。さらなる体系化のない理想的な設定では、スターレット$\ell_1$-ノルムは、パワースペクトルやピークカウントとボイドカウントの組み合わせなど、一般的に使用される要約統計量を、パワーの制約に関して著しく上回り、有望であることがわかります。ピークカウントとボイドにエンコードされた情報を同時に説明する新しい統合フレームワーク。スターレット$\ell_1$-normは、M$_{\nu}$で$72\％$、$\Omega_{\rmm}$で$60\％$、$75\％$だけパワースペクトルを上回っています。考慮されるEuclidのような設定の$A_{\rms}$。また、単一の平滑化スケールのピークとボイドの最先端の組み合わせを、M$_{\nu}$で$24\％$、$\Omega_{\rmm}で$50\％$改善します。$、および$A_{\rms}$の$24\％$。
75個の銀河団の質量選択されたサンプルの電波ハロー。 I.サンプルの選択とデータ分析
| Title |
Radio_halos_in_a_mass-selected_sample_of_75_galaxy_clusters._I._Sample_selection_and_data_analysis |
| Authors |
V._Cuciti,_R._Cassano,_G._Brunetti,_D._Dallacasa,_R._J._van_Weeren,_S._Giacintucci,_A._Bonafede,_F._de_Gasperin,_S._Ettori,_R._Kale,_G._W._Pratt,_T._Venturi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01640 |
電波ハローは、銀河団の一部の中心にあるシンクロトロン拡散源です。電波ハローの起源と、それらのクラスターダイナミクスおよび形成履歴との関係を調査するには、適切な電波およびX線データを含むクラスターの大規模なサンプルの研究が必要です。この論文の目的は、銀河団の厳選されたサンプルを、深い電波観測で編集して、電波ハローの特性の偏りのない統計的研究を実行することです。PlanckSunyaev-Zel'dovichカタログから、z=0.08-0.33でM>=6e14Msunの75個のクラスターを選択しました。適切な電波データのないクラスターを巨大メートル波電波望遠鏡（GMRT）および/またはヤンスキー超大型アレイ（JVLA）で観測して、拡散放射の存在の可能性に関する情報を完成させました。アーカイブのチャンドラX線データを使用して、クラスターの動的状態に関する情報を導き出しました。この観測キャンペーンは、将来の追跡観測に値するいくつかのクラスター規模の拡散電波源と候補の検出につながりました。ここでは、それらのプロパティを要約し、新しい観測から得られた情報を追加します。拡散放出の兆候が検出されなかったクラスターについて、拡散フラックスの新しい上限を導き出しました。私たちは、これまでに利用可能な深い電波観測を使用して、銀河団の最大の質量選択された（質量で80％以上完了した）サンプルを構築しました。無線ハローとクラスターの合併との関係、無線電力と質量の相関、およびクラスター質量の関数としての無線ハローの発生を含むサンプルの統計分析は、論文IIに示されます。
75個の銀河団の質量選択されたサンプルの電波ハロー。 II。統計分析
| Title |
Radio_halos_in_a_mass-selected_sample_of_75_galaxy_clusters._II._Statistical_analysis |
| Authors |
V._Cuciti,_R._Cassano,_G._Brunetti,_D._Dallacasa,_F._de_Gasperin,_S._Ettori,_S._Giacintucci,_R._Kale,_G._W._Pratt,_R._J._van_Weeren,_T._Venturi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01641 |
多くの銀河団は、電波ハローと呼ばれるMpcスケールの拡散電波源をホストしています。それらの起源は、クラスター自体の形成につながるプロセスに関連しています。この関係を明らかにするためには、電波ハローの統計的研究が必要です。PlanckSZカタログから、M500>6e14Msunおよびz=0.08-0.33の銀河団のサンプルを選択しました。論文Iでは、これらのクラスターで実行した無線およびX線データ分析を紹介しました。ここでは、クラスターの質量と動的状態に関連して、サンプルの無線特性を研究します。X線データから得られた動的情報を使用して、無線ハローの起源における合併の役割を評価しました。電波パワー-質量図におけるクラスターの分布と、電波ハローの電波光度と放射率に対するダイナミクスの役割を研究しました。クラスター質量の関数として電波ハローの発生を測定し、乱流加速モデルの予想と比較しました。無線ハローの90％以上がクラスターのマージにあり、それらの無線電力はホストクラスターの質量と相関していることがわかりました。相関は大きな分散を示しています。興味深いことに、我々は、クラスターのダイナミクスがこの分散に大きく寄与し、より乱れたクラスターがより放射光を発することを示しました。電波ハローのないクラスターは一般に緩和されており、拡散放出の上限は相関を下回っています。クラスターの放射率は明らかな二峰性を示し、無線ハローの放射率は、より緩和されたクラスターに関連する非放射よりも少なくとも5倍大きいことを示しました。電波ハローの割合が、サンプルの高質量クラスターの約70％から低質量システムの約35％に低下することを発見し、この結果が乱流再加速モデルからの期待とよく一致していることを示しました。
SPT-3G2018データからのCMBのEモード偏光と温度-Eモード相関の測定
| Title |
Measurements_of_the_E-Mode_Polarization_and_Temperature-E-Mode_Correlation_of_the_CMB_from_SPT-3G_2018_Data |
| Authors |
D._Dutcher,_L._Balkenhol,_P._A._R._Ade,_Z._Ahmed,_E._Anderes,_A._J._Anderson,_M._Archipley,_J._S._Avva,_K._Aylor,_P._S._Barry,_R._Basu_Thakur,_K._Benabed,_A._N._Bender,_B._A._Benson,_F._Bianchini,_L._E._Bleem,_F._R._Bouchet,_L._Bryant,_K._Byrum,_J._E._Carlstrom,_F._W._Carter,_T._W._Cecil,_C._L._Chang,_P._Chaubal,_G._Chen,_H.-M._Cho,_T.-L._Chou,_J.-F._Cliche,_T._M._Crawford,_A._Cukierman,_C._Daley,_T._de_Haan,_E._V._Denison,_K._Dibert,_J._Ding,_M._A._Dobbs,_W._Everett,_C._Feng,_K._R._Ferguson,_A._Foster,_J._Fu,_S._Galli,_A._E._Gambrel,_R._W._Gardner,_N._Goeckner-Wald,_R._Gualtieri,_S._Guns,_N._Gupta,_R._Guyser,_N._W._Halverson,_A._H._Harke-Hosemann,_N._L._Harrington,_J._W._Henning,_G._C._Hilton,_E._Hivon,_G._P._Holder,_W._L._Holzapfel,_J._C._Hood,_D._Howe,_N._Huang,_K._D._Irwin,_O._B._Jeong,_et_al._(59_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01684 |
最新のSPT-3Gによって収集されたデータを使用して、宇宙マイクロ波背景放射の$E$モード（$EE$）偏光パワースペクトルと温度-$E$モード（$TE$）クロスパワースペクトルの測定値を示します。南極点望遠鏡に設置された機器。この分析では、2018年の4か月間に取得した、95、150、および220GHzでの1500deg$^2$領域の観測を使用します。角度多極範囲にわたる$EE$および$TE$パワースペクトルのビン値を報告します。$300\le\ell<3000$、多周波数データを使用して、各パワースペクトルとそれらの最小分散の組み合わせの6つの半独立推定値を作成します。これらの測定値は、$EE$の場合は$300\le\ell\le1400$、$TE$の場合は$300\le\ell\le1700$の多重極範囲にわたるSPTpolの以前の結果を改善し、それらに匹敵する宇宙論的パラメーターの制約をもたらします。他の現在の主要な地上ベースの実験から。SPT-3Gデータセットは、PlanckおよびSPTpolデータのパラメーター制約と一致するパラメーター制約を持つ$\Lambda$CDM宇宙論モデルによく適合していることがわかります。SPT-3Gデータのみから、$H_0=68.8\pm1.5\mathrm{km\、s^{-1}\、Mpc^{-1}}$および$\sigma_8=0.789\pm0.016$が見つかります。$\Lambda$CDM予測と一致する重力レンズ振幅（$A_L=0.98\pm0.12$）。SPT-3GとPlanckデータセットを組み合わせて、$\Lambda$CDMモデルのジョイントコンストレイントを取得します。6次元の$\Lambda$CDMパラメーター空間の68％信頼領域のボリュームは、Planckのみの制約と比較して、1.5分の1に減少し、中央の値はわずかにシフトします。ここに示す結果は、焦点面の一部のみが動作可能な典型的な観測シーズンの半分の間に収集されたデータから得られたものであり、2018年以降にSPT-3Gで行われた観測ではアクティブ検出器の数がほぼ2倍になっていることに注意してください。
不均一なサブグリッドの凝集が宇宙の再電離に与える影響II：確率論のモデル化
| Title |
The_impact_of_inhomogeneous_subgrid_clumping_on_cosmic_reionization_II:_modelling_stochasticity |
| Authors |
Michele_Bianco,_Ilian_T._Iliev,_Kyungjin_Ahn,_Sambit_K._Giri,_Yi_Mao,_Hyunbae_Park_and_Paul_R._Shapiro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01712 |
小規模な密度変動は再電離に大きな影響を与える可能性がありますが、通常はかなり大雑把にモデル化されます。数値シミュレーションと分析計算の未解決の変動は、ガスの\textit{凝集係数}を使用して含まれます。これは通常、ローカル環境から独立していると見なされます。\cite{Mao2019}（PaperI）で、サブグリッドガス凝集の改良された局所密度依存モデルを提示しました。ここでは、関連するすべての変動を完全に解決する高解像度の数値シミュレーションの結果に基づいて、\textit{経験的確率モデル}を使用してこれを拡張します。私たちのモデルは、平均密度-凝集関係とその分散の両方をよく再現しています。確率論的モデルを平均凝集モデルおよびPaperI決定論的モデルとともに適用して、凝集場の大量の実現を作成し、これらを宇宙の再電離の放射伝達シミュレーションに使用しました。我々の結果は、単純化された平均凝集モデルは、全体的に再結合が少ないにもかかわらず、局所的な密度依存モデルと比較して再電離を遅らせることを示しています。これは、凝集の空間分布が非常に異なるためであり、後者の場合、光イオン化率がはるかに高くなります。平均凝集モデルは、ほとんどの再電離を通してより小さなH〜II領域を生成しますが、それらは遅い時間に速く浸透します。また、21cmの変動ピークに大幅な遅延が発生し、非ガウス性が低くなり、PDF分布の明るいピクセルがはるかに少なくなります。確率的密度依存モデルは、決定論的モデルとは比較的小さな違いを示し、主にオーバーラップの周りに集中し、21cmの変動を大幅に抑制し、21cmPDFの明るいテールでは、著しく明るいピクセルを生成します。
ディスク分散段階での巨大惑星移動
| Title |
Giant_planet_migration_during_the_disc_dispersal_phase |
| Authors |
Kristina_Monsch,_Giovanni_Picogna,_Barbara_Ercolano_and_Wilhelm_Kley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01179 |
遷移ディスクは、光蒸発（PE）と巨大惑星形成の間の相互作用の自然な結果であると予想されます。巨大な惑星は、外側から内側の円盤への物質の流入を減らします。したがって、惑星誘導光蒸発（PIPE）として知られるプロセスを通じて、PEによる円盤の分散の早期開始を引き起こします。この場合、惑星軌道内の物質がPEによって除去されるときに空洞が形成され、巨大惑星の移動を駆動するために外側の円盤だけが残ります。PEが巨大惑星移動に与える影響を調査し、特に惑星位置内に空洞が空になっている遷移ディスクの場合に焦点を当てます。これは、どのような状況下でPEが巨大惑星の移動を停止するのに効率的であり、したがって惑星の集団の最終的な軌道分布に影響を与えるかを決定するために重要です。この目的のために、2DFARGOシミュレーションを使用して、PEの対象となる一連の原始円盤および遷移円盤における巨大惑星の移動をモデル化します。次に、結果は、1D惑星人口合成モデルで惑星の移動トラックを計算するために使用される標準的な処方と比較されます。FARGOシミュレーションは、惑星位置内のディスクがガスを使い果たすと、惑星移動が停止することを示しています。これは、惑星軌道内でクリアされたディスク内の惑星の加速された内向き移動を予測するインパルス近似によって得られた結果と矛盾します。これらの結果は、インパルス近似が遷移ディスクに埋め込まれた惑星には適していない可能性があることを示唆しています。1Dモデルで使用できるより良い近似は、惑星軌道内の物質がガスを使い果たし、外側の円盤の3：2平均運動共鳴位置での面密度が0.01ドルのしきい値に達したら、惑星移動を停止することを含みます。、\mathrm{g\、cm^{-2}}$。
ケプラーフィールドのフォローアップ：通過タイミングと大気特性評価のためのターゲットの質量
| Title |
Following_up_the_Kepler_field:_Masses_of_Targets_for_transit_timing_and_atmospheric_characterization |
| Authors |
Daniel_Jontof-Hutter,_Angie_Wolfgang,_Eric_B._Ford,_Jack_J._Lissauer,_Daniel_C._Fabrycky_and_Jason_F._Rowe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01202 |
\textit{Kepler}によって観測された一連の惑星系を特定します。これは、通過する惑星の公転周期、通過時間の不確実性、および\textit{Kepler}中に観測された通過数を考慮して、通過タイミング変動（TTV）分析に値します。ミッション。複数候補システム内の4つのKOIの惑星の性質を確認します。識別された各惑星系をフォワードモデル化して、追跡輸送観測で大幅に改善される可能性のある質量制約をもたらす可能性のあるシステムを決定します。予測されたTTVは、軌道周期が25日を超える22の惑星を含む、27のシステムで6000日後に90分以上分岐していることがわかります。このようなターゲットは、追加の通過タイミングデータから最も恩恵を受けるでしょう。TTVのフォローアップは、\textit{Kepler}データセットだけから現在可能であるよりも、より大きな軌道周期とより低い平衡温度で、太陽系外惑星の特性評価をより低い質量に押し上げる可能性があります。TTVと最近改訂された恒星パラメータを組み合わせて、均一に選択された惑星のアンサンブルを特徴付け、JWSTによる大気の特徴付けに十分な大きさの推定透過環を持つ\textit{Kepler}フィールドの惑星を識別します。
古代の惑星地殻のトレーサーとしての白色矮星大気中のアルカリ金属
| Title |
Alkali_metals_in_white_dwarf_atmospheres_as_tracers_of_ancient_planetary_crusts |
| Authors |
Mark_A._Hollands,_Pier-Emmanuel_Tremblay,_Boris_T._G\"ansicke,_Detlev_Koester,_Nicola_P._Gentile-Fusillo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01225 |
潮汐によって破壊された小惑星の残骸を蓄積する白色矮星は、太陽系外惑星の構成要素または断片のバルク組成を測定する機会を提供します。この技術は、太陽系で観察されるものに匹敵する組成の多様性を確立しており、岩石惑星の形成が一般的なプロセスであることを示唆しています。惑星の残骸内の親油性元素と親鉄性元素の相対的な存在量は、太陽系外惑星が分化するかどうかを調査するために使用できますが、これまでに実施された組成研究には、惑星クラストの明確なトレーサーがありません。ここでは、4つの冷たい（<5,000K）および古い（冷却年齢5-10Gyr）金属汚染白色矮星の大気中のリチウムの検出を報告します。1つは光球カリウムも表示します。ナトリウムとカルシウムに関するこれらの2つの元素の相対的な存在量は、4つの白色矮星すべてが惑星の地殻の断片を降着させたことを強く示唆しています。いずれかのシステムで赤外線超過を検出しました。これは、星周円盤からの降着が進行中であることを示しています。この星の主系列の前駆体の質量は$4.8\pm0.2M_\odot$であり、岩が多く分化した惑星が短命のB型星の周りに形成される可能性があることを示しています。
低質量太陽系外惑星の可能な大気の多様性、いくつかの中心的な側面
| Title |
Possible_Atmospheric_Diversity_of_Low_Mass_Exoplanets,_some_Central_Aspects |
| Authors |
John_Lee_Grenfell,_Jeremy_Leconte,_Fran\c{c}ois_Forget,_Mareike_Godolt,\'Oscar_Carri\'on-Gonz\'alez,_Lena_Noack,_Feng_Tian,_Heike_Rauer,_Fabrice_Gaillard,\'Emeline_Bolmont,_Benjamin_Charnay,_Martin_Turbet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01277 |
太陽系外惑星の科学は、その豊かな多様性で興奮と驚きを続けています。ここでは、自然界に存在する可能性のある太陽系外惑星型の大気の範囲に影響を与える可能性のあるいくつかの重要な側面について説明します。私たちは、新たに出現した観測、データの縮退に対処するための洗練されたアプローチ、大気の進化に影響を与える主要なプロセスの理論の改善、および物理プロセスを深部内部から外気圏に結合し、惑星星系を次のように見なす新世代の大気モデルに動機付けられています。全体。太陽系をガイドとして使用して、最初に大気の進化を形作る主なプロセスを要約し、次に太陽系外惑星環境の文脈でそれらの潜在的な相互作用について議論します。重要な不確実性を要約し、太陽系外惑星の文脈でのそれらの潜在的な発生について議論する多様な範囲の大気組成を検討します。
磁気的に制御されたディスクの断片化による中質量惑星の形成
| Title |
Formation_of_intermediate-mass_planets_via_magnetically-controlled_disk_fragmentation |
| Authors |
Hongping_Deng_(Cambridge),_Lucio_Mayer_(UZH),_Ravit_Helled_(UZH) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01331 |
スーパーアースから海王星サイズの天体までの中間質量惑星は、銀河系で最も一般的なタイプの惑星です。惑星形成の一般的な理論であるコア降着は、観測されたよりもかなり少ない中間質量の巨大惑星を予測します。惑星形成の競合メカニズムであるディスクの不安定性は、原始惑星系円盤を直接断片化することにより、HR8799などの広い軌道上に巨大なガス巨大惑星を生成する可能性があります。以前は、磁化された原始惑星系円盤の断片化は、磁気回転不安定性が磁場成長の駆動メカニズムである場合にのみ考慮されていました。しかし、より現実的で理想的ではないMHD条件を考慮すると、この不安定性はスパイラル駆動のダイナモに自然に取って代わられます。ここでは、スパイラル駆動のダイナモが存在する場合のディスクフラグメンテーションのMHDシミュレーションについて報告します。断片化は、従来のディスク不安定性モデルよりも少なくとも1桁小さい質量を持つ長寿命の結合原始惑星の形成につながります。これらの軽い塊はせん断に耐え、磁場の遮蔽効果のためにそれ以上成長せず、それによって磁気圧力が物質の局所的な流入を抑制します。結果は、中間の質量を持つガスが豊富な惑星の集団ですが、太陽系外惑星の観測された質量分布と定性的に一致して、ガス巨人はよりまれであることがわかります。
NGTS-14Ab：砂漠の海王星サイズの通過惑星
| Title |
NGTS-14Ab:_a_Neptune-sized_transiting_planet_in_the_desert |
| Authors |
A._M._S._Smith,_J._S._Acton,_D._R._Anderson,_D._J._Armstrong,_D._Bayliss,_C._Belardi,_F._Bouchy,_R._Brahm,_J._T._Briegal,_E._M._Bryant,_M._R._Burleigh,_J._Cabrera,_A._Chaushev,_B._F._Cooke,_J._C._Costes,_Sz._Csizmadia,_Ph._Eigm\"uller,_A._Erikson,_S._Gill,_E._Gillen,_M._R._Goad,_M._N._G\"unther,_B._A._Henderson,_A._Hogan,_A._Jord\'an,_M._Lendl,_J._McCormac,_M._Moyano,_L._D._Nielsen,_H._Rauer,_L._Raynard,_R._H._Tilbrook,_O._Turner,_S._Udry,_J._I._Vines,_C._A._Watson,_R._G._West,_and_P._J._Wheatley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01470 |
コンテキスト：サブジョビアンまたはネプチュニアン砂漠は、短い軌道周期で中間質量の惑星が比較的不足しているパラメータ空間の以前に特定された領域です。目的：ネプチュニアン砂漠内の新しいトランジット惑星系、NGTS-14の発見を紹介します。方法：NGTS-14Abのトランジットは、次世代トランジットサーベイ（NGTS）の測光で発見されました。フォローアップトランジット測光は、いくつかの地上施設から実施され、TESSフルフレーム画像から抽出されました。HARPS分光器からの視線速度をグローバル分析の測光と組み合わせて、システムパラメータを決定します。結果：NGTS-14Abの半径は海王星の半径（$0.444\pm0.030〜\mathrm{R_{Jup}}$）よりも約30％大きく、海王星の半径（$0.092\pm0.012）よりも約70％大きくなっています。〜\mathrm{M_{Jup}}$）。主系列のK1スターであるNGTS-14Aを、3。54日の周期で通過します。これは、その原始大気の少なくとも一部を維持するのに十分な距離です。また、システムに付随する可能性のある長周期恒星質量NGTS-14Bを特定し、ガイアを使用してネプチュニアン砂漠の内外の太陽系外惑星のホスト星の二元性を調査します。
近くのM矮星L231-32（TOI-270）とM矮星半径谷を周回する3つの小さな惑星の質量と組成
| Title |
Masses_and_compositions_of_three_small_planets_orbiting_the_nearby_M_dwarf_L231-32_(TOI-270)_and_the_M_dwarf_radius_valley |
| Authors |
Vincent_Van_Eylen,_N._Astudillo-Defru,_X._Bonfils,_J._Livingston,_T._Hirano,_R._Luque,_K._W._F._Lam,_A._B._Justesen,_J._N._Winn,_D._Gandolfi,_G._Nowak,_E._Palle,_S._Albrecht,_F._Dai,_B._Campos_Estrada,_J._E._Owen,_D._Foreman-Mackey,_M._Fridlund,_J._Korth,_S._Mathur,_T._Forveille,_T._Mikal-Evans,_H._L._M._Osborne,_C._S._K._Ho,_J._M._Almenara,_E._Artigau,_O._Barrag\'an,_F._Bouchy,_J._Cabrera,_D._A._Caldwell,_D._Charbonneau,_P._Chaturvedi,_W._D._Cochran,_S._Csizmadia,_M._Damasso,_X._Delfosse,_J._R._De_Medeiros,_R._F._D\'iaz,_R._Doyon,_M._Esposito,_G._F\H{u}r\'esz,_P._Figueira,_I._Georgieva,_E._Goffo,_S._Grziwa,_E._Guenther,_A._P._Hatzes,_J._M._Jenkins,_P._Kabath,_E._Knudstrup,_D._W._Latham,_B._Lavie,_C._Lovis,_R._E._Mennickent,_S._E._Mullally,_F._Murgas,_N._Narita,_F._A._Pepe,_C._M._Persson,_et_al._(12_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01593 |
L231-32（TOI-270）、近くのM矮星（$d=22$pc、$M_\star=0.39$M$_\odot$、$R_\star=0.38$R）の正確なドップラー測定について報告します。$_\odot$）、トランジット系外惑星探査衛星（TESS）からのデータを使用して最近発見された3つのトランジット惑星をホストします。3つの惑星は、地球の1.1、2.3、および2.0倍のサイズであり、公転周期は3.4、5.7、および11。4日です。新しく委託されたロッキー太陽系外惑星および安定分光観測用のエシェル分光器（ESPRESSO）を使用して29の高分解能光学スペクトルを取得し、高精度視線速度惑星サーチャー（HARPS）を使用して58のスペクトルを取得しました。これらの観測から、惑星の質量はそれぞれ$1.58\pm0.26$、$6.14\pm0.38$、および$4.78\pm0.46$M$_\oplus$であることがわかります。半径と質量の測定値の組み合わせは、最も内側の惑星が地球と同様の岩石の組成を持っているのに対し、外側の2つの惑星はより低い密度を持っていることを示唆しています。したがって、内惑星と外惑星は「半径の谷」の反対側にあります。これは、大気の光蒸発の結果として解釈されている、比較的少数のメンバーを持つ半径-周期図の領域です。これらの調査結果を、M矮星を周回する他の小さな近接惑星のコンテキストに配置し、サポートベクターマシンを使用して、M矮星（$T_\mathrm{eff}<4000$K）半径谷の位置と傾斜を次のように決定します。軌道周期の関数。M矮星の半径の谷の位置をFGK星で観測された半径の谷と比較し、その位置が光蒸発およびコア駆動の質量損失モデルによく一致することを発見しました。最後に、M矮星半径の谷の下の惑星は、剥ぎ取られた岩のコアと一致する組成を持っているのに対し、上のほとんどの惑星は、H-He大気の存在と一致するより低い密度を持っていることを示します。
近くのほこりっぽい銀河における星形成の調節：最もコンパクトなシステムにおける低い光電効率
| Title |
Regulating_Star_Formation_in_Nearby_Dusty_Galaxies:_Low_Photoelectric_Efficiencies_in_the_Most_Compact_Systems |
| Authors |
Jed_McKinney,_Lee_Armus,_Tanio_Diaz-Santos,_Vassilis_Charmandaris,_Hanae_Inami,_Yiqing_Song,_Aaron_Evans |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01182 |
銀河の星形成は、星間物質の加熱と冷却によって制御されています。特に、分子ガスの星への処理は、最近の星形成の場所の周りの中性ガスにおけるガス加熱とガス冷却の比率に強く依存します。この作業では、星間物質（ISM）内のガスの主要な加熱メカニズムである多環芳香族炭化水素（PAH）の中赤外線（mid-IR）観測を、[CII]、[OI]、および[SiII]微細構造の放出、高密度の中性ガスで最も強力な冷却チャネル。IR冷却ラインの発光とPAHの発光の比率は、光電効率を測定します。これは、紫外線光子によって運ばれるエネルギーがガスに伝達される量を決定するISMの特性です。グレートオブザバトリーオールスカイLIRGサーベイ（GOALS）で、IR表面密度が高い星形成IR発光銀河は、光電効率が低いことがわかりました。これらのシステムはまた、平均して、ガス密度に対する放射場強度のより高い比率、およびより大きな平均ダスト粒子サイズ分布を有する。データは、最もコンパクトな銀河が単位面積あたりの若い星形成領域が多く、ガス加熱の効率が低いというシナリオをサポートしています。これらの条件は、高zでより一般的である可能性があり、宇宙の正午に高い星形成率を説明するのに役立つ可能性があります。これをJWSTでどのように調査できるかを予測します。
ライマン-WISEで選択された光学的にかすかな強力な電波銀河M151304.72-252439.7からの$ \ alpha $放射（$
z $ = 3.132）
| Title |
Lyman-$\alpha$_emission_from_a_WISE-selected_optically_faint_powerful_radio_galaxy_M151304.72-252439.7_at_$z$_=_3.132 |
| Authors |
Gitika_Shukla,_Raghunathan_Srianand,_Neeraj_Gupta,_Patrick_Petitjean,_Andrew_J._Baker,_Jens-Kristian_Krogager,_Pasquier_Noterdaeme |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01192 |
大きな（$\sim90$kpc）で明るい$\mathrm{Ly\alpha}$星雲[$L\mathrm{_{Ly\alpha}}$=$（6.80\pm0.08）\の検出を報告します。10^{44}$]$\rm{\、erg\、s^{-1}}$の周りで、$z\mathrm{_{にある光学的にかすかな（r$>23$mag）電波銀河M1513-2524の周りem}}$=3.132。ダブルローブの電波放射の範囲は184kpcですが、無線コア、つまり活動銀河核（AGN）自体に関連する放射はほとんど検出されません。このオブジェクトは、広域赤外線サーベイエクスプローラー（WISE）の色に基づいて高$z$クエーサーを特定するための調査の一部として見つかりました。光スペクトルは、非常に弱い連続体を持つ$\mathrm{Ly\alpha}$、NV、CIV、およびHeII輝線を明らかにしました。$\mathrm{Ly\alpha}$放射を中心としたロングスリット分光法と狭帯域光観察に基づいて、2つの空間成分を特定します。高速分散を伴う「コンパクト成分」（$\sim1500$$\rm{\、km\、s^{-1}}$）は、3つの線すべてに見られ、速度分散が遅い「拡張コンポーネント」（つまり、700-1000$\rm{\、km\、s^{-1）}}$）。輝線比は、AGNと光イオン化平衡にあるコンパクトなコンポーネントと一致しています。また、空間的に拡張された関連する$\mathrm{Ly\alpha}$吸収を検出します。これは、$\mathrm{Lyの250〜400$\rm{\、km\、s^{-1}}$内で青方偏移します。\alpha}$ピーク。このような大きな電波源での$\mathrm{Ly\alpha}$吸収検出の確率は、文献では低い（$\sim$10％）ことがわかっています。M1513-2524は、$\mathrm{Ly\alpha}$と電波の光度の点で人口の上位数パーセントに属しています。この興味深いソースとその周辺をより詳細に調べるには、深部面分光法が不可欠です。
巨大な星の周りのHII領域の成長：金属量と塵の役割
ガスの金属量$Z$および関連するダスト対ガス比$f_\textrm{d}$は、金属線の冷却とUV吸収を介してHII領域の成長に影響を与える可能性があります。これらの効果は、巨大な星を含む星形成領域でモデル化されています。モンテカルロ放射伝達と流体力学（恒星および拡散放射場を含む）を組み合わせて、光イオン化と放射圧（RP）から恒星のフィードバックを計算します。$Z/$Z$_\odot$=2、1、0.5、0.1および$f_\textrm{d}=0.01Z/$Z$_の$10^5$M$_\odot$乱流雲を追跡します。星形成のためのクラスターシンク粒子法による\odot$。モデルはフィードバックの下で少なくとも1.5Myrの間進化します。$Z$を低くすると、温度が高くなり、HII領域が大きくなります。$Z\ge$Z$_\odot$の場合、放射圧$P_\textrm{rad}$は、シンク粒子の周りの内側のハーフパーセクのガス圧$P_\textrm{gas}$よりも局所的に支配的です。世界的に、$P_\textrm{rad}/P_\textrm{gas}$の比率は約1（2Z$_\odot$）、0.3（Z$_\odot$）、0.1（0.5Z$_\odot$）、および0.03（0.1Z$_\odot$）。太陽モデルでは、RPを除外すると、両方のメカニズムを備えた基準モデルよりもイオン化された体積が数分の1になります。ほこりによるRPとUVの減衰を除外すると、基準の場合よりもイオン化された体積が大きくなります。つまり、紫外線吸収は、RPがそれを助ける以上に成長を妨げます。イオン化ガスの半径方向の膨張速度は、外向きに$+$15km/sに達しますが、中性ガスは、$+$4km/sを超える0.1Z$_\odot$を除いて、ほとんどの実行時間で内向きの速度になります。$Z$と$f_\textrm{d}$は、中性ガスの早期放出による0.1Z$_\odot$を除いて、星形成効率、速度、またはクラスターの半質量半径を大幅に変更しません。
星形成からAGNへの急速な移行は、z〜4でレストフレームUV光を支配しました
度スケールでの深部光学から近赤外線銀河系外イメージングの出現により、明るい星形成（SF）銀河とかすかな活動銀河核（AGN）の両方を含む高赤方偏移源のサンプルが選択されています。この研究では、残りのフレームのUVで$z\simeq4$でSFとAGNが支配的なシステム間の遷移を調査します。$M_{\rmUV}\simeq-23.2$の明るい方向でAGNが優勢な光源への急速な移行が見られます。この効果は、残りのフレームのUV形態とサイズと光度の関係で観察されます。この関係では、拡張された塊状のシステムが点光源に支配され、サンプルで利用可能なスペクトルでも観察されます。これらの結果により、SFおよびAGNが優勢なサブサンプルのレストフレームUV光度関数を導出できます。SFが支配的なLFは、2乗則に最もよく適合し、レンズ付きSchechter関数は、$M_{\rmUV}\simeq-23.5$での非常に明るいSF銀河の存在を説明できないことがわかります。点光源の形態基準に従ってAGNが優勢な光源を特定すると、以前の研究で決定されたAGNLFの比較的平坦なかすかな端の傾きが回復します。代わりに、現在の分光AGNの割合に従ってLFを分離すると、$\alpha=-1.83\pm0.11$の急勾配のかすかな端の傾きが見つかります。単純なモデルを使用して、$z=4$銀河LFから静止フレームAGNLFを予測すると、測定されたかすかなAGNの形態に対するホスト銀河光の影響の増加が観測を説明できることがわかります。
HeII近接効果による個々のクエーサーの年代測定
| Title |
Dating_individual_quasars_with_the_HeII_proximity_effect |
| Authors |
G\'abor_Worseck_(Universit\"at_Potsdam),_Ilya_S._Khrykin_(Kavli_Institute_for_the_Physics_and_Mathematics_of_the_Universe),_Joseph_F._Hennawi_(University_of_California_Santa_Barbara),_J._Xavier_Prochaska_(University_of_California_Santa_Cruz),_Emanuele_Paolo_Farina_(Max-Planck-Institut_f\"ur_Astrophysik) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01196 |
クエーサー活動の時間スケールに対する制約は、超大質量ブラックホール（SMBH）の形成と成長、クエーサーのトリガーメカニズム、およびそれらのホスト銀河への可能なフィードバック効果を理解するための鍵です。ただし、ほとんどの方法は間接的であり、モデルに依存する多くの仮定を伴うため、このいわゆるクエーサー寿命の観測的推定は非常に不確実です（t_Q〜10^4-10^9年）。初期の活動の直接的な証拠は、クエーサー環境における銀河間媒体（IGM）のより高いイオン化状態から得られ、いわゆる近接ゾーンでの強化されたLy$\alpha$伝達として観察できます。z〜3IGMでのHeIIの〜30Myr平衡化タイムスケールにより、HeII近接ゾーンのサイズは、観測t_on<t_Qの前にクエーサーがアクティブであった時間に依存し、最大$\pm$0.2dexを可能にします。e-foldingタイムスケールt_S〜44MyrofSMBH成長に匹敵する個々のクエーサーオンタイムの正確な測定。ここでは、科学グレード（信号対雑音比〜3）のハッブル宇宙望遠鏡（HST）スペクトルから、HeIIクエーサー近接ゾーンサイズの13の正確で正確な測定値の最初の統計サンプルを示します。これらのサイズを、1次元放射伝達で後処理された宇宙流体力学シミュレーションからの予測と比較して、クエーサーの光度、ブラックホールの質量に依存しない、t_on<1Myrからt_on>30Myrまでの広範囲のクエーサーオンタイムを推測します。、またはエディントン比。これらの結果は、長いデューティサイクルにわたる一時的なクエーサー活動を示していますが、放射の非効率性または不明瞭化の段階での実質的なSMBHの成長を除外するものではありません。
Stromlo Stellar Tracks：巨大な星のための非太陽スケールの存在量
| Title |
Stromlo_Stellar_Tracks:_non-solar_scaled_abundances_for_massive_stars |
| Authors |
K._Grasha,_L.J._Kewley,_A._Roy,_R.S._Sutherland |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01197 |
恒星進化論トラックのセットであるStromloStellarTracksを紹介します。これは、恒星天体物理学（MESA）1D恒星進化パッケージの実験用モジュールを変更して計算され、高温（$T>8000$K）の大規模（$T>8000$K）の銀河コンコーダンスの存在量に適合します。$\geq10M_\odot$）主系列（MS）の星。これまで、すべての恒星進化トラックは、太陽、スケーリングされた太陽、またはアルファ元素の強化された存在量で計算され、これらのモデルはいずれも、さまざまな金属量での銀河の一致の存在量を正しく表していません。この論文は、恒星進化モデルへの銀河コンコーダンスの存在量の最初の実装です。ストロームロトラックは、さまざまな回転（$v/v_{\rmcrit}=0.0、0.2、0.4$）と細かくサンプリングされた金属量のグリッド（$）を備えた巨大な星（$10\leqM/M_\odot\leq300$）をカバーしています。-2.0\leq{\rm[Z/H]}\leq+0.5$;$\Delta{\rm[Z/H]}=0.1$）は、前主系列星から$^{12の終わりまで進化しました}$炭素燃焼。正確な恒星出力（L、T$_{\rmeff}$、$g$）を推定するために、主系列の巨大なホットスターの進化には銀河コンコーダンスの存在量の実装が重要であることがわかります。次に、電離光子の光度バジェットの決定に大きな影響を与えます。さらに、回転が巨大な星の進化とそれらの電離収支に及ぼす重要性の以前の発見を支持します。私たちの銀河コンコーダンスアバンダンススケーリングの進化の軌跡は、\HII\領域の分析のための金属量を伴う単純な均一アバンダンススケーリングよりも経験的に動機付けられたアプローチを提供し、星雲輝線と金属量の決定にかなりの影響を及ぼします。したがって、包括的な高赤方偏移銀河系外研究のために、既存の恒星進化モデルを改良することが重要です。Stromloトラックは、オンラインで天文学コミュニティに公開されています。
冷たくて暖かい暗黒物質宇宙論における質量降着率とマルチスケールハロー環境
| Title |
Mass_accretion_rates_and_multi-scale_halo_environment_in_cold_and_warm_dark_matter_cosmologies |
| Authors |
Payaswinee_Dhoke_(DMPDM_Science_College),_Aseem_Paranjape_(IUCAA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01198 |
冷暗黒物質（CDMおよびWDM）宇宙論のシミュレーションにおいて、暗黒ハローによる質量降着の進化する環境依存性を研究します。後者により、WDMハーフモード質量未満のスケールでハロー成長の性質を調べることができます。これは、非線形無衝突ダイナミクスの極端な領域を形成し、階層的成長に関連するアイデアの優れたテストベッドを提供します。環境プロキシとして、ローカルハロー中心物質密度$\delta$と潮汐異方性$\alpha$、および大規模ハローバイアス$b_1$を使用します。私たちの分析は、CDMでの環境依存降着の既知の傾向、およびCDMとWDMでの降着の比較を再現しながら、いくつかの興味深い新機能を明らかにしています。エクスカーションセットモデルから予想されるように、WDMハローは、CDMハローと比較して、拡散質量の降着によって支配される、より高い比降着率を持っています。低質量WDMハローの場合、拡散質量降着と合併による降着の両方の環境依存性は、$\alpha$によってほぼ完全に説明されることがわかります。その他の場合、$\delta$は少なくとも同等の役割を果たします。低質量CDMおよびWDMハロー（スプラッシュバックオブジェクトを除外した後）の拡散質量降着による、ほとんどすべての既知の二次変数よりも高い$z=0$強度で、重要で進化するアセンブリバイアスを初めて検出します。そして主に$\alpha$によって説明されます。私たちの結果は、半分析的合併ツリーアルゴリズムに制約を課し、それがそれらに基づく銀河進化モデルの予測に影響を与える可能性があります。
低光度クエーサー（SHELLQ）のスバルHigh-z探査XII。 z = 6.72レッドクエーサーの拡張[CII]構造（マージまたはアウトフロー）
| Title |
Subaru_High-z_Exploration_of_Low-Luminosity_Quasars_(SHELLQs)_XII._Extended_[C_II]_Structure_(Merger_or_Outflow)_in_a_z_=_6.72_Red_Quasar |
| Authors |
Takuma_Izumi,_Masafusa_Onoue,_Yoshiki_Matsuoka,_Michael_A._Strauss,_Seiji_Fujimoto,_Hideki_Umehata,_Masatoshi_Imanishi,_Taiki_Kawamuro,_Tohru_Nagao,_Yoshiki_Toba,_Kotaro_Kohno,_Nobunari_Kashikawa,_Kohei_Inayoshi,_Toshihiro_Kawaguchi,_Kazushi_Iwasawa,_Akio_K._Inoue,_Tomotsugu_Goto,_Shunsuke_Baba,_Malte_Schram,_Hyewon_Suh,_Yuichi_Harikane,_Yoshihiro_Ueda,_John_D._Silverman,_Takuya_Hashimoto,_Yasuhiro_Hashimoto,_Soh_Ikarashi,_Daisuke_Iono,_Chien-Hsiu_Lee,_Kianhong_Lee,_Takeo_Minezaki,_Kouichiro_Nakanishi,_Suzuka_Nakano,_Yoichi_Tamura,_and_Ji-Jia_Tang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01199 |
ALMA[CII]158$\mu$mラインおよび遠赤外線（FIR）連続放射観測をHSCJ120505.09$-$000027.9（J1205$-$0000）で$z=6.72$、ビームサイズ$で提示します。\sim0''。8\times0''。5$（または4.1kpc$\times$2.6kpc）、これまでに知られている最も遠い赤いクエーサー。赤いクエーサーは塵によって適度に赤くなり、星間物質（ISM）の繭を吹き飛ばす強力な活動銀河核（AGN）フィードバックによって駆動され、覆い隠されたスターバーストから覆い隠されていない通常のクエーサーに急速に移行していると考えられています。J1205$-$0000のFIR連続体は明るく、推定光度は$L_{\rmFIR}\sim3\times10^{12}〜L_\odot$です。[CII]線放射は、FIR連続体よりも大きい$r\sim5$kpcのスケールで拡張されます。拡張領域のラインプロファイルは複雑で幅が広い（FWHM$\sim630-780$kms$^{-1}$）。この拡張された構造の性質を特定することは実用的ではありませんが、考えられる説明には、（i）伴銀河/合体銀河および（ii）大規模なAGN駆動の流出が含まれます。（i）の場合、コンパニオンは適度に星を形成しています（$\sim10〜M_\odot$yr$^{-1}$）が、スバルの光学観測では検出されません（$y_{\rmAB、5\sigma}=24.4$mag）。（ii）の場合、コールドニュートラル流出率の下限は$\sim100〜M_\odot$yr$^{-1}$です。流出運動エネルギーと運動量は両方とも、省エネ風モデルで予測されたものよりもはるかに小さく、このクエーサーのAGNフィードバックがその星形成を完全に抑制することができないことを示唆しています。
再電離中のライマンα光度関数の進化
| Title |
The_Evolution_of_the_Lyman-Alpha_Luminosity_Function_During_Reionization |
| Authors |
Alexa_Morales,_Charlotte_Mason,_Sean_Bruton,_Max_Gronke,_Francesco_Haardt,_Claudia_Scarlata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01205 |
水素の再電離が発生した時間枠は非常に不確実ですが、遠方からのライマンα（Ly$\alpha$）放出の観測によって制約を受ける可能性があります。銀河間媒体（IGM）の中性水素は、銀河から放出されるLy$\alpha$光子を減衰させます。再電離が進むにつれて、IGMの不透明度が低下し、Ly$\alpha$の可視性が高まりました。したがって、銀河のLy$\alpha$光度関数（LF）は、再電離のタイムラインを制約するための便利なツールです。この作業では、赤方偏移$z=5-10$と平均IGM中性水素分率$\overline{x}_{HI}$の関数としてLy$\alpha$LFをモデル化します。不均一な再電離シミュレーションから得られたLy$\alpha$の光度確率分布を、UVLFのモデルと組み合わせて、Ly$\alpha$LFをモデル化します。中性部分が増加すると、Ly$\alpha$放出銀河の平均数密度は減少し、光度は低下しますが、$\overline{x}_{HI}\lesssim0.4$の場合、Lyの減少はわずかです。$\alpha$LF。モデルを使用して、観測されたLy$\alpha$LFから$z=6.6、7.0、7.3$でのIGMニュートラルフラクションを推測します。赤方偏移の増加に伴い、ニュートラルフラクションが大幅に増加すると結論付けます：$\overline{x}_{HI}（z=6.6）=0.08^{+0.08}_{-0.05}、\、\overline{x}_{HI}（z=7.0）=0.28\pm0.05$および$\overline{x}_{HI}（z=7.3）=0.69\pm0.11$。赤方偏移とニュートラルフラクションの関数として、Ly$\alpha$の光度密度とSchechterパラメーターの傾向を予測します。宇宙がより中立になるにつれて、Ly$\alpha$の光度密度が減少することがわかります。さらに、ニュートラルフラクションが増加すると、Ly$\alpha$LFのかすかな端の傾きが急になり、特徴的なLy$\alpha$の光度が低い値にシフトし、Ly$\alpha$LFの形状が変化すると結論付けます。-その不可欠なものだけでなく-は、再電離を研究するための重要なツールです。
天体化学モデルで光プロセスをシミュレートするための新しい方法
| Title |
A_New_Method_for_Simulating_Photoprocesses_in_Astrochemical_Models |
| Authors |
Ella_Mullikin,_Hannah_Anderson,_Natalie_O'Hern,_Megan_Farrah,_Christopher_R._Arumainayagam,_Ewine_F._van_Dishoeck,_Perry_A._Gerakines,_Liton_Majumdar,_Paola_Caselli,_and_Christopher_N._Shingledecker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01209 |
星間氷類似体の固相光プロセスを処理するための新しいモデルを提案します。このアプローチでは、光イオン化と光励起がより詳細に含まれ、電子的に励起された（超熱）種の生成が明示的に考慮されます。さらに、コールドコアの低温特性を説明するために、非熱的、非拡散性の化学的性質を含めました。私たちの方法の最初のテストとして、純粋な固体O$_2$のUV照射を含む2つの以前の実験的研究をシミュレートしました。気相光吸収断面積を使用していた以前の固体星化学モデルの計算とは対照的に、計算には固体断面積を使用しました。この方法により、ISM領域での気相の存在量の制約が不十分ではなく、十分に制約された実験を使用してモデルをテストできます。私たちの結果は、非熱反応と超熱種を含めることで、TMC-1などの冷たい（$\sim$10K）高密度コア内の星間氷をシミュレートする低温固相光処理の再現が可能になることを示しています。
JWSTによる高赤方偏移クエーサーのホスト銀河の観測：BlueTidesシミュレーションからの予測
| Title |
Observing_the_host_galaxies_of_high-redshift_quasars_with_JWST:_predictions_from_the_BlueTides_simulation |
| Authors |
Madeline_A._Marshall,_J._Stuart_B._Wyithe,_Rogier_A._Windhorst,_Tiziana_Di_Matteo,_Yueying_Ni,_Stephen_Wilkins,_Rupert_A.C._Croft,_and_Mira_Mechtley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01219 |
高赤方偏移クエーサーからの明るい放射は、残りのフレームのUV/光学系でホスト銀河を完全に隠し、詳細な点像分布関数（PSF）モデリング技術を使用してハッブル宇宙望遠鏡（HST）でさえも回避するこれらの波長のホストの検出を行います。この研究では、BlueTidesシミュレーションから抽出されたz〜7クエーサーのサンプルの模擬画像を作成し、マルコフ連鎖モンテカルロベースのPSFモデリングを適用して、ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）でホスト銀河の検出可能性を判断します。HSTで統計的に有意な検出は行われていませんが、同じ波長と露光時間でJWSTNIRCamイメージングがクエーサーホスト銀河の約50％を検出することがわかりました。さまざまな観測戦略を調査し、長波長フィルターでのNIRCam広帯域イメージングにより、クエーサーホストの検出が成功する割合が最も高くなり、5ksの露光時間で明るいクエーサーのホストの80％以上が検出されることがわかりました。NIRCam広帯域フィルターでホスト銀河の大部分を検出するには約5ksの露光時間が必要ですが、MIRIで10ksの露光を行っても、30％未満のホスト検出に成功します。銀河の特性とその検出可能性の間に有意な傾向は見られません。PSFモデリングは、中心コアを汚染するクエーサーからの残留フラックスのために、ホスト銀河のセルシックの大きさを過小評価します。これは、セルシック半径のわずかな過小評価とセルシック指数nの大幅な過大評価ももたらします。PSFモデリングを使用して測定されたホストプロパティを解釈するときは注意が必要です。
活動銀河核（AGN）の対称軸は空間にランダムに分布していますが、高度に傾斜した光源は非常に不明瞭であり、広い輝線を持つクエーサーとしては見られません。不明瞭なトーラスジオメトリが平均視野角を決定し、トーラスジオメトリが赤方偏移によって変化すると、この平均視野角も変化します。したがって、等方性光度と観測された光度の比率は、赤方偏移によって体系的に変化する可能性があります。したがって、等方性の絶対光度を評価し、観測されたフラックスを測定することによって光度距離を測定するためにクエーサーを使用する場合、宇宙論的パラメータに伝播する可能性のある赤方偏移に依存するバイアスを持つことができます。光度距離の測定に対する視野角の不確実性の影響をテストするためのおもちゃモデルを提案します。このモデルは、1パラメーターの観測データに適用された不明瞭なトーラスの分析的記述に基づいています。これは、選択した2つの赤方偏移範囲の間でトーラスカバーファクターが変化する可能性を示しています。メソッドが低赤方偏移でキャリブレーションされ、高赤方偏移に適用された場合、フラットラムダ-CDM宇宙論の特定の宇宙論パラメーター（H0、Omega_m）で発生する可能性のあるエラーを推定しました。赤方偏移に対する視野角の潜在的な依存性に起因する宇宙論的パラメーターの誤差は潜在的に重要であることが判明しており、その影響は将来、すべてのクエーサーベースの宇宙論的方法に対応する必要があります。各光源の傾きを一意に決定する適切なサンプルとモデルを使用して、赤方偏移全体のAGN平均視野角を注意深く体系的に研究する必要があります。
| Title |
A_cuspy_dark_matter_halo |
| Authors |
Yong_Shi_(NJU),_Zhi-Yu_Zhang_(NJU),_Junzhi_Wang_(SHAO),_Jianhang_Chen_(NJU),_Qiusheng_Gu_(NJU),_Xiaoling_Yu_(NJU)_and_Songlin_Li_(NJU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01282 |
カスプコア問題は、小規模なコールドダークマターパラダイムの主な課題の1つです。ダークマターハローの密度は、アルファが-1〜-1.5のrho〜r^alphaとして、中心に向かって急速に上昇すると予測されています。、そのようなカスピープロファイルは明確に観察されていませんが。近くの超拡散銀河（UDG）、AGC242019に向けたガスダイナミクスの空間分解マッピングを実行しました。暗黒物質の導出された回転曲線は、Navarro-Frenk-Whiteモデルで説明されているようにカスピープロファイルによく適合しています。、疑似等温モデルとBurkertモデルの両方を含むコアプロファイルは除外されます。ハローは、0.67kpcの最も内側の半径でalpha=-（0.90+-0.08）、Mhalo=（3.5+-1.2）E10Msun、および2.0+-0.36の小さな濃度を持っています。AGC242019は、ファジーダークマターの粒子質量を<0.11E-22eVまたは>3.3E-22eVに制限し、自己相互作用ダークマターの断面積を<1.63cm2/gに制限することにより、コールドダークマターの代替案に挑戦します。ウォームダークマターの粒子質量は>0.23keVであり、これらはすべて他の制約と緊張関係にあります。修正ニュートン力学もAGC242019の浅い半径方向の加速関係と矛盾しています。カスプをコアに変換するフィードバックシナリオの場合、AGC242019は恒星からハローの質量比に依存するモデルとは一致しませんが、星形成-しきい値依存モデル。UDGとして、AGC242019は、弱い恒星フィードバック、遅い形成時間、通常のバリオンスピン、および低い星形成効率（SFR/ガス）を備えた矮星サイズのハローにあります。
パンクロマティックハッブルアンドロメダ財務省：さんかく座拡張領域（PHATTER）I.M33の2200万個の星の紫外線から赤外線への測光
| Title |
The_Panchromatic_Hubble_Andromeda_Treasury:_Triangulum_Extended_Region_(PHATTER)_I._Ultraviolet_to_Infrared_Photometry_of_22_Million_Stars_in_M33 |
| Authors |
Benjamin_F._Williams,_Meredith_J._Durbin,_Julianne_J._Dalcanton,_Dustin_Lang,_Leo_Girardi,_Adam_Smercina,_Andrew_Dolphin,_Daniel_R._Weisz,_Yumi_Choi,_Eric_F._Bell,_Erik_Rosolowsky,_Evan_Skillman,_Eric_W._Koch,_Christine_W._Lindberg,_Lea_Hagen,_Karl_D._Gordon,_Anil_Seth,_Karoline_Gilbert,_Puragra_Guhathakurta,_Tod_Lauer,_Luciana_Bianchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01293 |
光学（F475W、F814W）の掃天観測用高性能カメラ（ACS）を使用したハッブル宇宙望遠鏡（HST）観測から得られた、局部銀河群矮星螺旋三角形（M33）の2,200万個の星のパンクロマティック分解恒星測光を示します。近紫外線（F275W、F336W）および近赤外線（F110W、F160W）帯域の広視野カメラ3（WFC3）。大きく隣接する測量エリアは、$\sim$14平方kpcをカバーし、M33の中心から3.5kpc（14分角または1.5-2スケールの長さ）まで広がります。PHATTERの観測戦略と測光技術は、パンクロマティックハッブルアンドロメダ財務省（PHAT）のものを厳密に模倣していますが、すべての重なり合うポインティング（$<$5〜10ミリアーク秒以内に調整）を最大限に活用する最新の測光技術と、空間的な処理の改善を備えています-さまざまな点広がり関数。測光は、M33で観察された最低面密度領域でF475W$\sim$28.5の完全性制限深度に達し、M33の中心近くで見つかった最も混雑した領域でF475W$\sim$26.5に達します。若い個体群はいくつかの比較的タイトな腕をトレースしているのに対し、古い個体群は明確で緩い2本の腕の構造を示しています。完全性、測光の不確実性、フラックスバイアスを定量化するための人工星テストを含むデータ品質の広範な分析を提示します。この星表は、M33用に作成された史上最大のものであり、コミュニティからダウンロードできるように公開されています。
強く磁化された雲の星形成
| Title |
Star_Formation_in_a_Strongly_Magnetized_Cloud |
| Authors |
Yu_Cheng,_Jonathan_C._Tan,_Paola_Caselli,_Laura_Fissel,_Hector_G._Arce,_Francesco_Fontani,_Matthew_D._Goodson,_Mengyao_Liu_and_Nicholas_Galitzki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01326 |
ダスト連続偏光角分散のレベルが最も低い高カラム密度領域として選択された、VelaC巨大分子雲のCenterRidge1（CR1）塊での星形成を研究します。これは、磁場が比較的強いことを示している可能性があります。ALMA7mアレイを使用して、1.05〜mmおよび1.3〜mmの波長でソースを観測します。これにより、ダスト温度、コア質量、および天体化学重水素化の測定が可能になります。比較的控えめな数の11個の高密度コアが、それらのダスト連続放出によって識別され、質量は0.17〜6.7Msunに及びます。全体として、CR1は、同様のカラム密度を持つ他の典型的な雲と比較して、比較的低いコンパクトな高密度ガスの割合を持っています。これは、強い磁場および/またはこの領域の非常に初期の進化段階の結果である可能性があります。N2H+（3-2）およびN2D+（3-2）ラインで測定されたコアの重水素化率Dfracは、0.011から0.85の範囲であり、後者はこれまでに検出された中で最も高い値の1つです。重水素化のレベルは、原始星から原始星への進化とともに減少するように見えます。大規模な磁場の向きとほぼ平行に走る線形フィラメントが、フィラメントに直交して整列したCO双極流出をそれぞれ持つ2つの最も重いコアを接続しているのが見られます。フィラメントには最も重水素化されたコアが含まれており、原始星の中間に位置している可能性があります。観察により、フィラメントの長さに沿った完全な重水素化構造の測定が可能になります。また、この構造の運動学とダイナミクス、および高密度のコア集団についても説明します。
大規模クラスターの周りの銀河の積み重ねられた位相空間密度：理論的枠組みと実際のデータへの応用
| Title |
Stacked_phase-space_density_of_galaxies_around_massive_clusters:_A_theoretical_framework_and_application_to_real_data |
| Authors |
Masato_Shirasaki,_Eiichi_Egami,_Satoshi_Miyazaki,_Nobuhiro_Okabe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01342 |
銀河と銀河団のペアにわたる視線速度の平均ヒストグラムを予測するための新しい理論的フレームワークを提示します。ヒストグラムはさまざまな銀河団の間隔で測定できるため、この観測量は一般にスタック位相空間密度と呼ばれます。モデルを銀河や銀河団の実際のサンプルに適用できるように、ハローモデルアプローチに基づいてスタック相密度を定式化します。弱いレンズ効果の質量がわかっている大規模なクラスターの実際のサンプルと、クラスター周辺の銀河の分光観測を使用して、モデルを調べます。私たちのモデルを使った単純な尤度分析により、大規模なクラスターで観測された銀河の3次元速度分散を推測することができます。質量が$\sim10^{15}\、h^{-1}M_{\odot}$のクラスターを取り巻く銀河の速度バイアスは、68\％の信頼水準で$1.09\pm0.245$であることがわかります（モデルの不確実性に関連する体系的なエラーを含む）。私たちの結果は、私たちのサンプルにおける銀河の速度分散とホストクラスターの質量との関係が、暗黒物質のみのN体シミュレーションでの予測と一致していることを確認しています。$<6\、h^{-1}\mathrm{Mpc}$のスケールで23個のクラスターの周りの16701個の銀河の視線速度分散を10\％レベルの精度で測定します。視線速度分散の測定は、標準の$\Lambda$CDM予測とよく一致しています。分析を改善するための可能な方向性についても説明します。
銀河ハローをガウス混合モデルで分割する
| Title |
Partitioning_the_Galactic_Halo_with_Gaussian_Mixture_Models |
| Authors |
Xilong_Liang,_Yuqin_Chen,_Jingkun_Zhao_and_Gang_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01360 |
銀河ハローは、近くの矮小銀河と融合することで形成されるはずです。銀河ハローのさまざまな成分を調べるために、4つのパラメーターに基づいてAPOGEEDR16カタログの[Fe/H]$<-0.7$dexの金属量の少ない星の選択されたサンプルにガウス混合モデル法を適用しました。金属量、[Mg/Fe]比、および空間速度（\textit{$V_R$、$V_\phi$}）。分析により、ハローから4つ（グループ1、3、4、5）、シックディスクから1つ（グループ6）、シンディスクから1つ（グループ8）、矮小銀河から1つ（グループ7）の9つのグループが識別されます。（[M/H]、[Mg/Fe]）、（$V_R$、$V_\phi$）、（\textit{Zmax}、\textit{eccentricity}）、（\textit{Energy}での分布、\textit{Lz}）および（[Mg/Mn]、[Al/Fe]）座標。残りの2つのグループは、それぞれ、薄い円盤と厚い円盤の間の観測効果（グループ9）と断面成分（グループ2）によって引き起こされます。非常に外側に降着したハロー（グループ1）では、天の川で生まれた星は、化学的または運動学的に他の銀河から降着した星と区別できないことがわかります。$-$1.6$<$[Fe/H]$<-0.7$dexの中間金属量では、主にガイア-エンセラダス-ソーセージ下部構造（グループ5）で構成され、グループ4（グループ4）と簡単に区別できます。化学および運動学的空間の両方におけるその場ハローグループ）。グループ4のいくつかの星はディスクから来ている可能性があり、いくつかのディスク星は、\textit{Zmax}対エネルギー座標に示されているように、共鳴効果によって高軌道に散乱する可能性があります。また、ハローの主成分の空間分布を表示しましたが、付着成分の比率は銀河半径との明確な関係を示していません。
遠方の内側にある4つの星形成領域銀河の三角視差
| Title |
Trigonometric_Parallaxes_of_Four_Star-forming_RegionGalaxys_in_the_Distant_Inner |
| Authors |
Y._Xu,_S._B._Bian,_M._J._Reid,_J._J._Li,_K._M._Menten,_T._M._Dame,_B._Zhang,_A._Brunthaler,_Y._W._Wu,_L._Moscadelli,_G._Wu,_and_X._W._Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01454 |
BeSSeLサーベイの一部として、VLBAを使用して、銀河の内部領域にある遠くの巨大な若い星に関連する4つの水メーザーの三角視差を測定しました。G026.50$+$0.28。銀河棒の近端、おそらくノルマ渦巻腕の原点}にあります。G020.77$-$0.05は銀河中心領域にあり、たてケンタク腕の向こう側の延長に関連している可能性があります。G019.60$-$0.23とG020.08$-$0.13は関連している可能性が高く、銀河中心をはるかに超えています。これらの情報源は射手座渦巻腕にあるように見えますが、ペルセウス腕との関連を排除することはできません。
異なるタイプのAGN間のホスト銀河と方向の違い
| Title |
Host_galaxy_and_orientation_differences_between_different_types_of_AGN |
| Authors |
Anamaria_Gkini,_Manolis_Plionis,_Maria_Chira,_Elias_Koulouridis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01481 |
この研究の主な目的は、AGN統一パラダイム（UP）の妥当性に関する側面を調査することです。特に、私たちはAGNホスト銀河に焦点を当てています。これは、UPによれば、AGN分類に応じて体系的な違いを示さないはずです。この研究の目的のために、（a）分光SDSS（SloanDigitalSkySurvey）DR14カタログを使用して、輝線診断を使用してAGNを選択および分類し、赤方偏移z=0.2まで、および（b）銀河動物園プロジェクトのカタログ。SDSS銀河をスパイラルとエリプティカルの2つの広いハッブルタイプに分類しています。楕円銀河でホストされているタイプ1セイファート核（Sy1）の割合は、他のAGNタイプの対応する割合よりも大幅に大きい一方で、スパイラルホストがSy1からライナー（タイプ2セイファート）に増加する勾配があることがわかります。（Sy2）と複合核。これらの発見は、標準的な統一パラダイム内では解釈できませんが、おそらく超大質量ブラックホール（SMBH）と銀河バルジの共進化スキームによって解釈できます。さらに、らせん状のホスト銀河の場合、Sy1の母集団は正面向きの構成に大きく偏っていますが、対応するSy2の母集団は、すべてのホスト銀河の方向構成で、星と類似しているが同一ではない方向分布を持っています。-形成銀河（SF）。これらの結果は、標準の統一パラダイムでは解釈できませんが、核領域の不明瞭化に対する銀河円盤の重要な貢献を示しています。これは、楕円形によってホストされるSy1核の観察された優先度とも一致します。つまり、スパイラルホストのほこりっぽいディスクは、ブロードライン領域（BLR）の不明瞭化に寄与し、したがって、比較的多くの楕円形がSy1核をホストしているように見えると予想されます。。
SPARC Galaxyデータベースのマイニング：バリオンタリーフィッシャー関係における「隠れた変数」の発見
バリオンタリーフィッシャー関係（BTFR）は、回転支持された銀河のバリオン質量をそれらのフラットディスク速度にリンクします。MONDにリンクされたBTFRの一般的な形式は、経験的に決定された特性加速度a0に基づいており、比例定数として機能します。この作業では、SPARC銀河データベースからの個々の銀河特性を採用したBTFRの代替のパラメトリック形式を提案します。このデータに基づいて、銀河円盤の半径と2つの動的関連特性を考慮に入れると、正確な質量速度相関が可能であることがわかります。質量の不一致とディスクの面密度。特徴的な加速度定数を呼び出す必要はありませんが、その仮説を抽出して、a0のMOND解釈に反対する最近のいくつかの分析と比較することができます。この改善されたBTFRの結果は、RadialAccelerationRelation（RAR）にも影響を及ぼします。回転支持されたすべての銀河のダイナミクスを説明する普遍的な関係ではなく、RARは、個々の銀河に起因する固有の特性を反映して、統計的に分布した一連の曲線で構成されていることがわかります。
大マゼラン雲中のウォルフ・ライエ星雲の多波長調査
| Title |
A_Multiwavelength_Survey_of_Wolf-Rayet_Nebulae_in_the_Large_Magellanic_Cloud |
| Authors |
Clara_Shang_Hung,_Po-Sheng_Ou,_You-Hua_Chu,_Robert_A._Gruendl,_and_Chuan-Jui_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01622 |
大マゼラン雲（LMC）のウォルフライエ（WR）星の調査により、154個の既知の星のかなり完全なカタログが得られました。H$\alpha$、[OIII]、および[SII]線のマゼラン雲放射線調査（MCELS）画像を使用して、WR星の星間/星周環境の包括的な多波長研究を実施しました。スピッツァー宇宙望遠鏡8および24$\mu$m画像;Blanco4m望遠鏡H$\alpha$CCD画像;およびオーストラリアテレスコープコンパクトアレイ（ATCA）+LMCのパークステレスコープHIデータキューブ。また、WR星がOB協会に属しているかどうかを調べ、WR星のHII環境を分類し、この情報を使用してWR星の進化段階を定性的に評価しました。30ドルの巨大なHII領域は活発な星形成をしており、若い大規模なクラスターをホストしているため、30ドルと残りのLMCの統計分析を個別におよび全体として行いました。大規模な若いクラスターが存在するため、30ドルのWR人口は、LMCの他の場所の人口とはかなり異なります。LMCのWR星の$\sim$12％の周りに小さな泡（$<$50pc直径）が見つかります。そのほとんどはWN星であり、OBアソシエーションにはありません。小さなWRバブルの不足について説明します。小さなWR気泡に星間物質が含まれているか、星周物質が含まれているかを判断するには、存在量の分光分析が必要です。星間環境とWR星の周りのOB関連の統計の意味が議論されています。各LMCWR星の多波長画像が表示されます。
XCS-HSC銀河団におけるクラスター内光の成長は$ 0.1
| Title |
The_Growth_of_Intracluster_Light_in_XCS-HSC_Galaxy_Clusters_from_$0.1_ |
| Authors |
Kate_E._Furnell_(1),_Chris_A._Collins_(1),_Lee_S._Kelvin_(1,2),_Ivan_K._Baldry_(1),_Phil_A._James_(1),_Maria_Manolopoulou_(3),_Robert_G._Mann_(3),_Paul_A._Giles_(4),_Alberto_Bermeo_(4),_Matthew_Hilton_(5,6),_Reese_Wilkinson_(4),_A._Kathy_Romer_(4),_Carlos_Vergara_(4),_Sunayana_Bhargava_(4),_John_P._Stott_(7),_Julian_Mayers_(4),_Pedro_Viana_(8,9)_((1)_Astrophysics_Research_Institute,_Liverpool_John_Moores_University,_(2)_Department_of_Astrophysical_Sciences,_Princeton_University,_(3)_Institute_for_Astronomy,_University_of_Edinburgh,_(4)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Sussex,_(5)_Astrophysics_Research_Centre,_University_of_KwaZulu-Natal,_(6)_School_of_Mathematics,_Statistics_\&_Computer_Science,_University_of_KwaZulu-Natal,_(7)_Department_of_Physics,_Lancaster_University,_(8)_Instituto_de_Astrof\'isica_e_Ci\^encias_do_Espa\c{c}o,_Universidade_do_Porto,_(9)_Departamento_de_F\'isica_e_Astronomia,_Faculdade_de_Ci\^encias,_Universidade_do_Porto) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01644 |
ディープ（$\sim$26.8mag）ハイパースプライムカムスバル戦略プログラムDR1（HSC-SSPDR1）$i$を使用して、XMMクラスター調査（XCS）データで検出された18クラスターのサンプル内のクラスター内光（ICL）コンポーネントを推定します。-バンドデータ。レストフレーム${\mu}_{B}=25\\mathrm{mag/arcsec^{2}}$等光点しきい値をクラスターに適用します。このしきい値を下回ると、光は$R_の開口内のICLとして定義されます。{X、500}$（$R_{500}$のX線推定）は、最も明るい銀河団（BCG）を中心にしています。バックグラウンド減算からのフラックス損失に対して注意深いマスキングと補正を適用した後、ICLフラックスの$\sim$20％を回復します。これは、同じ等光点レベル（$\sim$5％）での典型的なバックグラウンドの推定値の約4倍です。ICLは、平均してクラスターの全恒星質量の約$\sim$24％を占めていることがわかります（$\sim$41％（50kpc以内のBCGに含まれるフラックスを含む））。この値は、他の観測研究や半解析的/数値シミュレーションとよく一致していますが、最近の流体力学的シミュレーションの結果よりも大幅に小さくなっています（観測的に一貫した方法で測定した場合でも）。ICLフラックスの量とクラスターの質量との間に関連性があるという証拠は見つかりませんが、ICLの成長率は$0.1<z<0.5$の間で$2〜4$であることがわかります。ICLは、$z\sim1$からのクラスターにおける恒星質量の主要な進化的要素であると結論付けます。私たちの仕事は、可能な限り広い赤方偏移範囲にわたってICLを明確に測定するために、より深いイメージングの必要性とともにICLを測定する際の一貫したアプローチの必要性を強調しています（たとえば、VeraC.Rubin天文台からの10年間のスタックイメージング）。
| Title |
pyUPMASK:_an_improved_unsupervised_clustering_algorithm |
| Authors |
M._S._Pera,_G._I._Perren,_A._Moitinho,_H._D._Navone,_and_R._A._Vazquez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01660 |
目的。元のUPMASKパッケージに基づいて構築された、星団の教師なしクラスタリング手法であるpyUPMASKを紹介します。その一般的なアプローチにより、基本的な仮説が満たされている限り、あらゆる種類のバイナリクラスを処理する分析に適用することが妥当になります。コードは完全にPythonで記述されており、パブリックリポジトリから入手できます。メソッド：アルゴリズムのコアはUPMASKで開発されたメソッドに従いますが、いくつかの重要な拡張機能が導入されています。これらの機能強化により、pyUPMASKがより一般的になるだけでなく、パフォーマンスも大幅に向上します。結果。フィールドスターによるさまざまな程度の汚染の影響を受けた600の合成クラスターでpyUPMASKのパフォーマンスを徹底的にテストしました。パフォーマンスを評価するために、確率的分類の精度を測定する6つの異なる統計メトリックを採用しました。結論。私たちの結果は、pyUPMASKは、すべての統計パフォーマンスメトリックで、UPMASKよりもパフォーマンスが優れている一方で、何倍も高速であることが示されています。
MOSDEF調査：$ 1.4 \ leq z \ leq 2.6 $での銀河の気相金属量の環境依存性
| Title |
The_MOSDEF_Survey:_Environmental_dependence_of_the_gas-phase_metallicity_of_galaxies_at_$1.4_\leq_z_\leq_2.6$ |
| Authors |
Nima_Chartab,_Bahram_Mobasher,_Alice_E._Shapley,_Irene_Shivaei,_Ryan_L._Sanders,_Alison_L._Coil,_Mariska_Kriek,_Naveen_A._Reddy,_Brian_Siana,_William_R._Freeman,_Mojegan_Azadi,_Guillermo_Barro,_Tara_Fetherolf,_Gene_Leung,_Sedona_H._Price,_Tom_Zick |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01706 |
MOSFIREDeepEvolutionField（MOSDEF）調査の近赤外分光法を使用して、銀河の気相金属量における局所環境の役割を調査します。ローカル環境の測定値は、適切に較正された確率分布を使用して、正確で均一に計算された測光赤方偏移から導出されます。レストフレームの輝線[NII]$\lambda6584$とH$\alpha$に基づいて、167個の銀河の気相酸素存在量を$1.37\leqz\leq1.7$で測定し、303個の銀河を$2.09\leqで測定します。z\leq2.61$、さまざまな環境にあります。$z\sim1.5$で、$M_*\sim10^{9.8}M_\odot、10^{10.2}M_\odot$、$10^{10.8}M_\の過密度の銀河の平均金属量がわかります。odot$は、対応するフィールドと比較して、それぞれ$0.094\pm0.051$、$0.068\pm0.028$、および$0.052\pm0.043$dex高くなっています。ただし、この金属量の強化は、より高い赤方偏移$z\sim2.3$には存在しません。ここで、散在銀河と比較すると、$0.056\pm0.043$、$0.056\pm0.028$、および$0.096\pm0.034$dexが見つかります。それぞれ$M_*\sim10^{9.8}M_\odot、10^{10.2}M_\odot$、$10^{10.7}M_\odot$のある、過密環境での銀河の金属量が低い。私たちの結果は、$1.37\leqz\leq2.61$では、局所環境との質量-金属量関係の変動が小さく（$<0.1$dex）、$z\sim2$で逆転することを示唆しています。私たちの結果は、クラスター形成の初期段階で、効率的なガス冷却のために、過密度に存在する銀河は、顕著な原始ガス降着を伴う元のガスのより高い割合をホストし、それがそれらの同時代のフィールドと比較してそれらの気相金属性を低下させるという仮説を支持します銀河。しかし、宇宙がより低い赤方偏移（$z\lesssim2$）に進化するにつれて、過密度の衝撃加熱ガスは効率的に冷却できず、銀河は元のガスの流入の抑制と金属の再降着のために急速に金属が豊富になります-過密度での濃縮された流出。
電波が明るく、X線で覆い隠されたGRS 1915 +105の観測
| Title |
Observations_of_a_radio-bright,_X-ray_obscured_GRS_1915+105 |
| Authors |
S._E._Motta,_J._J._E._Kajava,_M._Giustini,_D._R._A._Williams,_M._Del_Santo,_R._Fender,_D._A._Green,_I._Heywood,_L._Rhodes,_A._Segreto,_G._Sivakoff,_P._A._Woudt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01187 |
銀河系ブラックホール過渡GRS1915+105は、その著しく変化するX線と電波の振る舞い、そして相対論的ジェットの典型的な銀河源であることで有名です。それは1992年にX線爆発に入り、それ以来活動しており、X線連星からのこれまでで最も長い一時的な爆発を示しています。2018年以降、GRS1915+105は、拡張された低フラックスX線プラトーにまで低下し、時には多波長フレアによって中断されました。ここでは、この新しいフェーズで収集されたGRS1915+105の電波特性とX線特性を報告し、最近のデータを過去の観測と比較します。X線放射は、2018年の減少後、ほとんどの時間、前例のないほど低いままでしたが、電波放射は、2019年6月の拡張X線プラトーの途中で明確なモード変化を示しています：低フラックス（〜3mJy）および制限された変動性、2桁大きいフラックスを伴う顕著なフレアリング。GRS1915+105は、低光度の標準的な硬い状態に入った後、重いX線吸収/不明瞭化を特徴とする非常に珍しい降着段階に移行したようです。したがって、我々は、局所的な吸収体が、マークされた電波フレアの原因となる可変ジェットに供給する降着プロセスを観測者から隠すと主張します。電波とX線の相関関係は、現在の低X線フラックス状態がX線連星SS433またはV404Cygに類似したスーパーエディントン状態の兆候である可能性があることを示唆しています。
AGNにおけるエネルギー分解された準周期的振動の探索
AGNのX線準周期振動（QPO）により、高度に湾曲した時空での降着の性質を調べて理解することができますが、最も堅牢な検出形式（つまり、複数の観測にわたる繰り返し検出）は単一に制限されています現在までの情報源であり、他のいくつかの単一観測検出の暫定的な主張のみ。これらの確立されたAGNQPOと特定のスペクトル成分との関連付けにより、XMM-Newtonアーカイブを検索し、38個の明るいAGNのエネルギー分解光度曲線を分析するようになりました。根底にある広帯域ノイズの不確実性と共分散を折りたたむ保守的な誤警報テストルーチンを適用します。また、レッドノイズリークの影響と、基礎となる広帯域ノイズのさまざまな形式（べき乗則、べき乗則の破れ、ローレンツ）の仮定についても説明します。この最初の研究では、38個のサンプルから6個のAGN（7個はMRK〜766での1つの暫定的検出を含む）のQPO候補を報告します。これらは、特徴的なエネルギーで、4つのケースでは、少なくとも同じ頻度で検出される傾向があります。2つの観察結果は、それらが本質的に偽物である可能性が非常に低いことを示しています。
AT2017gfo：多成分キロノバのベイズ推定とモデル選択および中性子星の状態方程式の制約
| Title |
AT2017gfo:_Bayesian_inference_and_model_selection_of_multi-component_kilonovae_and_constraints_on_the_neutron_star_equation_of_state |
| Authors |
Matteo_Breschi,_Albino_Perego,_Sebastiano_Bernuzzi,_Walter_Del_Pozzo,_Vsevolod_Nedora,_David_Radice,_Diego_Vescovi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01201 |
2017年8月17日に観測されたバイナリ中性子星合体によって生成された重力波GW170817、短い$\gamma$線バーストGRB170817A、およびキロノバAT2017gfoの共同検出は、マルチメッセンジャー天文学のマイルストーンであり、新しい中性子星の状態方程式に対する制約。非球形の噴出物も考慮した半分析的なマルチコンポーネントモデルを使用して、AT2017gfoでベイズ推定とモデル選択を実行します。観測データは、対数ベイズ因子が${\sim}10^{4}$の球対称プロファイルよりも異方性ジオメトリを優先し、単一コンポーネントモデルよりも多コンポーネントモデルを優先します。最適なモデルは、動的噴出物とニュートリノおよび粘性風で構成される異方性3成分です。最適なモデルから推測された動的イジェクタパラメータと、イジェクタプロパティをバイナリプロパティに接続する数値相対論を使用して、バイナリ質量比を$q<1.54$に制限し、減少した潮汐パラメータを$120<\tilde\Lambda<に制限します。1110$。最後に、AT2017gfoからの予測とGW170817からの予測を組み合わせて、$1.4〜M_\odot$の中性子星の半径を$12.2\pm0.5〜{\rmkm}$（$1\sigma$レベル）に制限します。この予測は、数値相対論情報を使用してキロノバモデルを改善することでさらに強化できます。
潮汐破壊現象への応用を伴う高度に偏心したディスクにおける磁場の重要性
| Title |
Importance_of_magnetic_fields_in_highly_eccentric_discs_with_applications_to_tidal_disruption_events |
| Authors |
Elliot_M._Lynch_and_Gordon_I._Ogilvie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01221 |
潮汐破壊現象（TDE）が循環するか、高度に偏心したディスクとして直接蓄積するかは、現在の研究の主題であり、ディスクの熱力学に敏感に依存しているように見えます。以前の論文では、ディスク応力に$\alpha-$prescriptionを使用して、エキセントリックディスクの理論をTDEディスクに適用しました。これにより、極端な、潜在的に非物理的な動作を示すソリューションが得られます。この論文では、偏心ディスク内の磁場の振る舞いによってよりよく動機付けられる代替応力モデルを使用して、高度に偏心したディスクの動的垂直構造をさらに調査します。コヒーレント磁場の存在はダイナミクスに安定化効果をもたらし、高度に偏心した放射線が支配的なディスクの挙動を大幅に変える可能性があることがわかりました。TDEディスクの進化には磁場が重要であると結論付けています。
ピエールオージェ天文台での超高エネルギーでの測定とハドロン相互作用の調査
| Title |
Probing_hadronic_interactions_with_measurements_at_ultra-high_energies_with_the_Pierre_Auger_Observatory |
| Authors |
David_Schmidt_(for_the_Pierre_Auger_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01252 |
大規模な空気シャワーの特性は、その発達の種となる一次超高エネルギー宇宙線の質量と、それを供給するハドロン相互作用の特性の両方に由来します。ハイブリッド検出器の設計により、ピエールオージェ天文台は、大気中のシャワーの縦方向の発達と地面に到着する粒子の横方向の分布の両方を測定し、そこからいくつかのパラメータが計算され、LHCデータ。現在、測定された存在量がすべての予測を上回っているという点で、ミューオンの生成に関して緊張が存在します。$\sim$140TeVの重心エネルギーまで測定されたこの不一致は、電磁シャワーの最大深度の測定によって制約された質量組成の議論では解決できません。ここでは、ハドロニックに敏感なシャワー観測量の編集とモデル予測との比較について説明し、AugerPrimeアップグレードの新しい検出器を使用した測定がテーブルにもたらすものについて簡単に説明します。
パルサー風星雲とそのパルサーからのX線放射のべき乗則成分
パルサーのタイミング特性とパルサー風星雲およびそれらのパルサーからの放出との間の考えられる現象論的関係を探すために、X線でパルサーが検出された35個のパルサー風星雲からのX線放出のべき乗則成分を研究しました。主な結果は次のとおりです。（1）0.5keVから8keVのエネルギー範囲で、星雲とパルサーのX線光度のべき乗則成分は両方ともパルサースピンと強い相関を示します。-ダウンパワー（$\dot{E}$）、以前の研究と一致。ただし、ライトシリンダー（$B_{\rmlc}$）での磁場強度と同様に有意な相関関係も見られます。$\dot{E}$および$B_{\rmlc}$との相関の同様の有意水準は、$\dot{E}$だけでなく$B_{\rmlc}$も重要な役割を果たしていることを示唆しています。これらのべき乗則の放出を理解する上で。（2）35個のサンプルのうち12個のパルサーで熱X線放射が検出されています。導出された温度を1つの追加変数として使用すると、パルサーの非熱X線べき乗則スペクトルの光子指数は、$\logP$、$\log\dot{P}$の線形関数で十分に記述できることがわかりました。および温度対数$\logT$。これは、中性子星の表面温度がパルサーの磁気圏における放射対プラズマのエネルギー分布を決定する上で重要な役割を果たしていることを示しています。
ゲミンガパルサー周辺の星間物質における超拡散モデルのテスト
| Title |
Test_of_the_superdiffusion_model_in_the_interstellar_medium_around_the_Geminga_pulsar |
| Authors |
Sheng-Hao_Wang,_Kun_Fang,_Xiao-Jun_Bi,_Peng-Fei_Yin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01438 |
ゲミンガパルサーの周りのTeV$\gamma$線ハローは、パルサーから逃げる電子と陽電子の空間分布を明らかにするため、銀河のローカルゾーンでの宇宙線（CR）伝搬の重要な指標です。星間物質（ISM）の複雑な磁場を考慮すると、超拡散モデルは、一般的に使用される通常の拡散モデルよりもCR伝搬を記述するのにより現実的である可能性があることが提案されています。この作業では、HAWCによって測定されたゲミンガハローの表面輝度プロファイルにフィッティングすることにより、ゲミンガパルサー周辺のISMの超拡散モデルをテストします。私たちの結果は、$\alpha$が2から1に減少するにつれて、カイ2乗統計量が単調に増加することを示しています。ここで、$\alpha$はISMのフラクタル性の程度を表す超拡散の特徴的な指標であり、$\alpha=2$はに対応します。通常の拡散モデル。$\alpha<1.32$（またはfitで使用されるデータによっては$<1.4$）のモデルは、95\％の信頼水準で不利であることがわかります。$\alpha$が2に近い超拡散モデルは、ゲミンガハローの形態を十分に説明できますが、通常の拡散モデルよりもはるかに高い陽電子フラックスを地球上で予測します。これは、CR陽電子過剰の解釈に重要な意味を持っています。
中性子星の降着におけるキロヘルツ準周期振動の平行軌道の境界層の機械的モデル
| Title |
Mechanical_model_of_a_boundary_layer_for_the_parallel_tracks_of_kilohertz_quasi-periodic_oscillations_in_accreting_neutron_stars |
| Authors |
Pavel_Abolmasov_and_Juri_Poutanen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01468 |
キロヘルツスケールの準周期的振動（kHzQPO）は、中性子星の低質量X線連星の変動性の明確な特徴です。すべての変動モードの中で、それらは、中性子星の表面の降着境界層（BL）を含む、降着流の最も内側の部分のプローブとして特に興味深いものです。kHzQPOの既存のモデルはすべて、その豊富な現象の一部のみを説明しています。ここでは、それらの特性のいくつかが、ディスクから急速に回転する物質を降着させることによってスピンアップし、中性子星との相互作用によってスピンダウンするBLの非常に単純なモデルによって説明できることを示します。特に、質量の特徴的な時間スケールとBLから星への角運動量の伝達が同じ桁である場合、QPO周波数が光度と相関している場合、モデルはいわゆる並列トラック効果を自然に再現します。時間の時間スケールでは、しかし日の時間スケールでは無相関になります。BLと星の間の質量と角運動量の交換に関与する2つの時間スケールの近さは、BLの放射状構造の予想される結果です。
中性子星の周りの2成分移流
ブラックホールと中性子星の周りの降着の根本的な違いは、コンパクトオブジェクトに非常に近い物質の振る舞いに影響を与える内部境界条件です。これにより、中性子星に追加の衝撃波と境界層が形成されます。このような境界層の形成に関する以前の研究は、直接または遷移層の形成を通じて星の表面に到達したケプラーの流れに焦点を当てていました。しかし、中性子星の表面近くのサブケプラー物質の振る舞いは詳細に研究されていません。ここでは、SmoothedParticleHydrodynamicsを使用して、冷却が存在する場合の粘度が中性子星の周りのサブケプラーの流れに及ぼす影響を調べます。私たちの時間依存の研究は、粘度が重要な場合、そのようなタイプの降着で複数の衝撃、遷移、および境界層が形成され、粘度が中程度の場合、1つ以上の層が存在しないことを示しています。これらの流れは、CirX-1などの風が支配的なシステムにとって特に重要です。また、一般化されたフロー構成である2成分移流フローの形成についても初めて報告します。
2つのセイファート銀河における明確な高エネルギーカットオフ変動パターン
| Title |
Distinct_High_Energy_Cutoff_Variation_Patterns_in_Two_Seyfert_Galaxies |
| Authors |
Jia-Lai_Kang,_Jun-Xian_Wang,_Wen-Yong_Kang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01497 |
個々のAGNのカットオフエネルギー$E_{\rmcut}$がX線束と光子指数$\Gamma$によってどのように変化するかを調査すると、まだ不明な冠状物理を調べるための新しいウィンドウが開きます。これまでのところ、$E_{\rmcut}$の変動は、いくつかのAGNでのみ検出されていますが、さまざまなパターンが報告されています。ここでは、複数のNuSTAR曝露を伴う2つのセイファート銀河における$E_{\rmcut}$変動の新しい検出を報告します。NGC3227では$E_{\rmcut}$は$\Gamma$とともに単調に増加しますが、$E_{\rmcut}$-$\Gamma$関係はSWIFTJ2127.4+5654では$\Lambda$形状を示します（$E_{\rmcut}$は、$\Gamma$$\lesssim$2.05で$\Gamma$とともに増加しますが、$\Gamma$$\gtrsim$2.05）で逆に減少します。これは、複数の基礎となるメカニズムが関与していることを示しています。一方、両方の銀河は、セイファート銀河で一般的な現象であるX線で明るくなる一方で、より柔らかいスペクトルを示します。$E_{\rmcut}$-$\Gamma$図のNuSTAR観測でこれまでに報告された$E_{\rmcut}$バリエーションを持つ7つのAGNをすべてプロットすると、$\Lambda$パターンで統合できることがわかります。サンプルは小さく、SWIFTJ2127.4+5654は、ブレークポイント全体で$\Gamma$が変化する唯一のソースであるため、単一のソースで完全な$\Lambda$パターンを示す唯一のソースですが、発見により、AGNの冠状物理学。考えられる根本的な物理的メカニズムについて説明します。
今後のDRAGON2コードによる二次宇宙線に対する現在の核断面積の影響
| Title |
Implications_of_current_nuclear_cross_sections_on_secondary_cosmic_rays_with_the_upcoming_DRAGON2_code |
| Authors |
Pedro_de_la_Torre_Luque,_Mario_Nicola_Mazziotta,_Francesco_Loparco,_Fabio_Gargano_and_Davide_Serini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01547 |
宇宙線フラックスの現在の測定は、新世代の実験、特にAMS-02ミッションのおかげで、前例のない精度に達しました。同時に、銀河宇宙線の伝搬モデルにも大きな進歩が見られました。これらのモデルには、通常、二次宇宙線と一次宇宙線の比率から推測され、さまざまな種類の宇宙線核間の衝突を表す断面積に依存するいくつかの伝搬パラメータが含まれています。現在、宇宙線相互作用が発生するエネルギー範囲でのこれらの断面に関する知識は限られており、これが二次宇宙線核の予測フラックスの不確実性の原因となっています。この作業では、次の{\ttDRAGON2}コードの予備バージョンを使用して、断面積の不確実性が軽い二次核（Li、Be、B）のフラックスに与える影響を調べます。最初に、核破砕断面積のネットワークにさまざまなパラメータ化を実装することによって計算された二次フラックスの詳細な比較を示します。次に、断面モデルの一貫性を調査し、断面のパラメータ化から生じる全体的な不確実性の洞察を与えるためのツールとして、二次対二次宇宙線フラックス比の使用を初めて提案します。断面データから推測される不確実性は、スペクトルの主成分を必要とせずに、AMS-02データに関するBeおよびLiフラックスの不一致を説明するのに十分であることを示します。さらに、実験の不確実性の範囲内で断面積を再スケーリングすることにより、B、Be、およびLiのフラックスを同時に再現できることを示します。最後に、ハローサイズの拡散推定を再検討し、以前の作業との良好な一致と、最新の断面パラメータ化から$6.8\pm1$kpcの最適値を取得します。
新しい候補ブラックホールX線連星MAXIJ1631-472におけるラジオフレアリングとデュアルラジオラウド/クワイエット動作
| Title |
Radio_flaring_and_dual_radio_loud/quiet_behaviour_in_the_new_candidate_black_hole_X-ray_binary_MAXI_J1631-472 |
| Authors |
Itumeleng_M._Monageng,_Sara_E._Motta,_Rob_Fender,_Wenfei_Yu,_Patrick_A._Woudt,_Evangelia_Tremou,_James_C._A._Miller-Jones_and_Alexander_J._van_der_Horst |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01569 |
ミーアキャット電波干渉計、ニールゲーレルスウィフト天文台、全天X線画像モニター（MAXI）を使用して、新しいブラックホール候補のX線連星MAXIJ1631-472を毎週モニタリングした結果を紹介します。その2018-2019爆発の間に楽器。線源は、多くのX線状態、特に拡張されたソフト状態で囲まれた高光度と低光度の両方のハード状態を示します。ハード/中間状態からソフト状態への移行直後に、電波フレアが観測されます。これは、既存の経験的モデルと概ね一致していますが、その延長された期間は、複数の未解決のフレアおよび/またはジェット-ISM相互作用を示唆しています。硬状態のradio：X線面では、光源は高光度では「ラジオクワイエット」であることが明らかになりますが、低光度では「標準」トラックに再結合し、ますます一般的に観察される動作パターンになります。
超高エネルギー源のスペクトルと形態HAWCJ2019 + 368
| Title |
Spectrum_and_Morphology_of_the_Very-High-Energy_Source_HAWC_J2019+368 |
| Authors |
HAWC_Collaboration:_A._Albert,_R._Alfaro,_C._Alvarez,_J.C._Arteaga-Vel\`azquez,_K.P._Arunbabu,_D._Avila_Rojas,_H.A._Ayala_Solares,_V._Baghmanyan,_E._Belmont-Moreno,_C._Brisbois,_K.S._Caballero-Mora,_T._Capistr\`an,_A._Carrami\~nana,_S._Casanova,_J._Cotzomi,_S._Coutin\~o_de_Le\'on,_E._De_la_Fuente,_R._Diaz_Hernandez,_B.L._Dingus,_M.A._DuVernois,_M._Durocher,_K._Engel,_C._Espinoza,_N._Fraija,_D._Garcia,_J.A._Garc\'ia-Gonz\'alez,_G._Giacinti,_M.M._Gonz\'alez,_J.A._Goodman,_J.P._Harding,_J._Hinton,_B._Hona,_D._Huang,_F._Hueyotl-Zahuantitla,_P._Huentemeyer,_A._Jardin-Blicq,_V._Joshi,_W.H._Lee,_H._Le\'on_Vargas,_J.T._Linnemann,_A.L._Longinotti,_G._Luis-Raya,_J._Lundeen,_R._L\'opez-Coto,_K._Malone,_O._Martinez,_J._Mart\'inez-Castro,_J.A._Matthews,_P._Miranda-Romagnoli,_J.A._Morales-Soto,_E._Moreno,_M._Mostaf\'a,_A._Nayerhoda,_L._Nellen,_M._Newbold,_M.U._Nisa,_R._Noriega-Papaqui,_L._Olivera-Nieto,_N._Omodei,_A._Peisker,_Y._P\'erez_Araujo,_E.G._P\'erez-P\'erez,_C.D._Rho,_D._Rosa-Gonz\`alez,_E._Ruiz-Velasco,_H._Salazar,_F._Salesa_Greus,_A._Sandoval,_M._Schneider,_H._Schoorlemmer,_J._Serna-Franco,_A.J._Smith,_R.W._Springer,_P._Surajbali,_K._Tollefson,_I._Torres,_R._Turner,_F._Uren\~a-Mena,_T._Weisgarber,_E._Willox,_H._Zhou,_and_C._de_Le\'on |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01649 |
MGROJ2019+37領域は、TeVエネルギーで空で最も明るい光源の1つです。2年間のHAWCカタログで2HWCJ2019+367として検出されました。ここでは、HAWCのデータを使用してこの地域の詳細な調査を示します。この分析により、この地域はHAWCJ2019+368とHAWCJ2016+371の2つのソースに解決されます。HAWCJ2016+371を進化した超新星残骸CTB87と関連付けますが、この分析ではその重要性が低いため、現時点では詳細な調査ができません。HAWCJ2019+368の形態（可能なエネルギー依存形態を含む）とスペクトルの調査がこの作業の焦点です。HAWCJ2019+368をPSRJ2021+3651およびそのX線パルサー風星雲であるトンボ星雲と関連付けます。HAWCとスザクによって測定されたスペクトルをモデル化すると、X線および${\gamma}$線エネルギーで観測された放射を生成する$\sim$7kyrパルサーおよび星雲システムが明らかになります。
相対論的降着によるGW190521形成シナリオ
| Title |
GW190521_formation_scenarios_via_relativistic_accretion |
| Authors |
Alejandro_Cruz-Osorio,_Fabio_D._Lora-Clavijob_and_Carlos_Herdeiro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01705 |
最近の重力波過渡GW190521は、LIGO-Virgoコラボレーション（LVC）によって、ブラックホール連星（BH）の合併によって供給されたものとして解釈されています。LVCパラメータの推定によれば、これらの前駆体の少なくとも1つは、いわゆる対不安定型超新星の質量ギャップに分類されます。これは、これらの前駆細胞がいつどのように形成されたかという重要な問題を提起します。この論文では、GW190521の元の前駆体（OP）がより低い質量で形成され、相対論的降着によってそれらの推定LVCパラメーターに成長したシナリオを分析します。宇宙プラズマ、つまりバイナリシステムが浸漬されている環境には、密度勾配があり、ガスのマッハ数に依存していると考えられます。降着進化のエンドポイントとして$z=0.82$でのLVCパラメータ推定を採用し、計算された相対論的降着式を使用して、3つの異なる赤方偏移$z=100、\50$、および$20$での前駆体の初期質量を推定します。一般相対論的流体力学シミュレーションから。3つの異なるタイプのOPが見つかりました。$（i）$$10^{-4}M_{\odot}-3M_{\odot}$原始BH、初期宇宙の場合、$z\sim100$、起源。$（ii）$$3M_{\odot}-40M_{\odot}$恒星の質量BH;$（iii）$$40M_{\odot}-60M_{\odot}$BH、これは高質量のポップIII星の崩壊に起因する可能性があります。質量の広がりは、宇宙プラズマの密度勾配と相対論的マッハ数の変化によるものです。一方、異なる赤方偏移での原点による質量の変動はごくわずかです、$\sim2\％$....
スターシェードランデブー：太陽系外惑星の感度と観測戦略
| Title |
Starshade_Rendezvous:_Exoplanet_Sensitivity_and_Observing_Strategy |
| Authors |
Andrew_Romero-Wolf,_Geoffrey_Bryden,_Sara_Seager,_N._Jeremy_Kasdin,_Jeff_Booth,_Matt_Greenhouse,_Doug_Lisman,_Bruce_Macintosh,_Stuart_Shaklan,_Melissa_Vess,_Steve_Warwick,_David_Webb,_John_Ziemer,_Andrew_Gray,_Michael_Hughes,_Greg_Agnes,_Jonathan_W._Arenberg,_S._Case_Bradford,_Michael_Fong,_Jennifer_Gregory,_Steve_Matousek,_Jason_Rhodes,_Phil_Willems,_Simone_D'Amico,_John_Debes,_Shawn_Domagal-Goldman,_Sergi_Hildebrandt,_Renyu_Hu,_Alina_Kiessling,_Nikole_Lewis,_Maxime_Rizzo,_Aki_Roberge,_Tyler_Robinson,_Leslie_Rogers,_Dmitry_Savransky,_Chris_Stark |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01272 |
ナンシーグレースローマン宇宙望遠鏡とランデブーするためにスターシェードを打ち上げることは、今後10年間で近くの太陽のような星のハビタブルゾーンを直接画像化する最初の機会を提供するでしょう。このようなミッションの科学と実現可能性に関するレポートは、最近、プローブ研究の概念としてNASAに提出されました。この概念の推進目的は、地球のような太陽系外惑星が最も近い太陽のような星のハビタブルゾーンに存在し、それらの大気中に生命存在指標ガスを持っているかどうかを判断することです。この望遠鏡が提供する感度により、最も近い太陽のような星の周りの黄道帯の塵の円盤の明るさを測定し、それらの人口が私たちのものとどのように比較されるかを確立することが可能です。さらに、既知のガスジャイアント太陽系外惑星は、それらの大気の金属量を測定し、それによって惑星の質量との相関が太陽系で観察され、太陽系外惑星の通過分光データによって示唆される傾向に従うかどうかを判断するためにターゲットにできます。このホワイトペーパーでは、スターシェードを使用したローマの感度を推定するために使用される計算の詳細を提供し、これらの計算を行うために使用される公開されているPythonベースのソースコードについて説明します。ローマの固定能力とスターシェードに固有の制約された観測ウィンドウを考慮して、これら3種類のターゲットを検出するために結合された天文台の感度を計算し、これらの目的を達成できるようにする全体的な観測戦略を提示します。
Starshade Rendezvous：マルチエポックダイレクトイメージングからの太陽系外惑星の軌道制約
| Title |
Starshade_Rendezvous:_Exoplanet_Orbit_Constraints_from_Multi-Epoch_Direct_Imaging |
| Authors |
Andrew_Romero-Wolf,_Geoffrey_Bryden,_Greg_Agnes,_Jonathan_W._Arenberg,_Samuel_Case_Bradford,_Simone_D'Amico,_John_Debes,_Matt_Greenhouse,_Renyu_Hu,_Steve_Matousek,_Jason_Rhodes,_John_Ziemer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01276 |
{\itNancyGraceRomanSpaceTelescope}に外部スターシェードを追加すると、$\sim$1AUで周回する地球半径の惑星を直接イメージングできるようになります。検出された惑星を地球のようなものとして分類するには、大気を特徴付ける分光法と、軌道を追跡するためのマルチエポックイメージングの両方が必要です。ここでは、直接画像化された地球のような惑星の軌道を制約するスターシェードランデブープローブの能力について検討します。この提案されたミッションのターゲットリストは、直接イメージングに最適な16個の近くの星で構成されています。スターシェードミッションの対象となる分野は、太陽の排除角度によって制約され、2年間のミッション中に4つの観測ウィンドウが発生します。4回の視聴機会中に少なくとも3回検出されたハビタブルゾーンの惑星軌道の場合、それらの準主軸は中央値の精度7mas、または中央値の分数精度3\％で測定されることがわかります。ハビタブルゾーンの惑星は、96.7\％の確率で正しく識別でき、偽陽性率は2.8\％です。より保守的な基準をハビタブルゾーンの分類に使用すると（95\％の確率）、偽陽性率はゼロに近くなりますが、ハビタブルゾーンに存在すると正しく分類された真の地球のような惑星は81\％にすぎません。
| Title |
Laboratory_Measurements_of_Instrumental_Signatures_of_the_LSST_Camera_Focal_Plane |
| Authors |
Adam_Snyder,_Aurelien_Barrau,_Andrew_Bradshaw,_Boyd_Bowdish,_James_Chiang,_Celine_Combet,_Seth_Digel,_Richard_Dubois,_Ludovic_Eraud,_Claire_Juramy,_Craig_Lage,_Travis_Lange,_Myriam_Migliore,_Andrei_Nomerotski,_Paul_O'Connor,_HyeYun_Park,_Andrew_Rasmussen,_Kevin_Reil,_Aaron_Roodman,_Adrian_Shestakov,_Yousuke_Utsumi,_Duncan_Wood |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01281 |
21個のスタンドアロンラフトタワーモジュール（RTM）と4個に配置された205個の電荷結合素子（CCD）で構成される、VeraC.RubinObservatoryLegacySurveyofSpaceandTime（LSST）カメラ焦点面の電気光学テストと特性評価コーナーラフトタワーモジュール（CRTM）は、現在SLAC国立加速器研究所で実施されています。カメラセンサーのテストは、一連の光照明パターンで焦点面全体または焦点面の特定の領域を照らすように設計された、カスタムビルドの光学プロジェクターのセットを使用して実行されます：クロストークプロジェクター、フラットイルミネータープロジェクター、およびスポットグリッドプロジェクター。クロストーク、直線性、フルウェルの測定に加えて、スポットグリッドプロジェクターを使用して現実的なサイズの光源を投影する機能により、遅延電荷歪み、センサー効果による位置天文シフト、およびより明るいなどの機器シグネチャの独自の測定が可能になります。-カメラの最初のライトの前の太い効果。ここでは、光学プロジェクターの設計と使用法、電気光学測定、およびこれらの結果がLSSTカメラの機器シグネチャ除去アルゴリズムのテストと改善にどのように使用されているかを示します。
ガイアとヒッパルコスの統合された星の光を含む自然な夜空の明るさのマルチバンドマップ
| Title |
A_multi-band_map_of_the_natural_night_sky_brightness_including_Gaia_and_Hipparcos_integrated_starlight |
| Authors |
Eduard_Masana,_Josep_Manel_Carrasco,_Salvador_Bar\'a_and_Salvador_J._Ribas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01500 |
自然の夜空の明るさは、直接測定によって決定された全体的な空の明るさからそれを差し引くことによって、観測所での光害の進展を監視するための関連する入力です。また、手付かずの夜空の予想される暗さを評価するのにも役立ちます。夜空の自然な明るさは、黄道光を含む天体物理学の光源から来るスペクトル放射輝度と大気の大気光の合計によって決定されます。結果として生じる放射輝度は、観測者に到達する前に吸収と散乱によって変更されます。したがって、自然な夜空の明るさは、場所、時間、および大気条件の関数です。この作品では、雲ひとつない夜と月のない夜の空の自然な夜の明るさをマッピングするモデルであるGAMBONS（自然の空の明るさのGAiaマップ）を紹介します。以前のマップとは異なり、GAMBONSは、ガイアカタログから取得した大気圏外の星の輝きに基づいています。Gaia-DR2アーカイブは、G=21等級までの16億個以上の星の位置天文および測光情報をまとめたものです。Gaia-DR2に含まれていない最も明るい星については、代わりにヒッパルコスカタログを使用しました。星の放射輝度に銀河系と銀河系外の拡散光、黄道光と大気光の寄与を合計し、大気の減衰と散乱の影響を考慮した後、地上の観測者によって検出された放射輝度を推定できます。この方法論は、ガイアバンドからの適切な変換が利用できる場合、任意の測光バンドに適用できます。特に、V（Johnson）の予想される空の明るさ、および視覚的な明所視と暗所視の通過帯域を示します。
空の調査アプリケーションのための科学的なCMOSセンサーの評価
| Title |
Evaluation_of_scientific_CMOS_sensors_for_sky_survey_applications |
| Authors |
Sergey_Karpov,_Armelle_Bajat,_Asen_Christov,_Michael_Prouza,_Grigory_Beskin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01517 |
科学的なCMOSイメージセンサーは、低い読み出しノイズ、大きな高感度領域、および高いフレームレートの両方を提供するため、一般的なCCD検出器の最新の代替品です。これらすべてが、現代の広視野空調査のための有望なデバイスになっています。ただし、データを分析する際には、CMOSテクノロジの特性を適切に考慮する必要があります。これらを特徴づけるために、sCMOSチップに基づく2台のAndorカメラ（AndorNeoとAndorMarana）の広範な実験室テストを実施しました。ここでは、特に時間的安定性、線形性、画像の持続性に関する結果を報告します。また、広視野レンズに接続されたこれらのセンサーの空上テストの結果を提示し、天体の空の調査へのそのアプリケーションについて説明します。
ガイア時代の恒星の自転：散開星団シーケンスの改訂
| Title |
Stellar_Rotation_in_the_Gaia_Era:_Revised_Open_Clusters_Sequences |
| Authors |
Diego_Godoy-Rivera,_Marc_H._Pinsonneault,_Luisa_M._Rebull |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01183 |
散開星団の周期対質量図（すなわち、回転シーケンス）は、角運動量進化研究に決定的な制約を提供します。ただし、メンバーシップはフィールドスターによってひどく汚染されていることが多く、解釈にバイアスがかかる可能性があります。この論文では、ガイアDR2からのデータを使用して、7つの散開星団のメンバーシップを回転データで再評価し、質量と年齢の関数としての恒星の自転の更新されたビューを提示します。ガイアの位置天文学を使用して位相空間のクラスターメンバーを特定し、測光を使用して修正された年齢を導き出し、星を一貫した質量スケールに配置します。メンバーシップ分析を回転シーケンスに適用すると、次のことがわかります。1）地面から観察されたクラスターの汚染は最大$\sim35\％$に達する可能性があります。2）フィールド汚染物質が除去されると、回転外れ値の全体的な割合は大幅に減少しますが、一部の外れ値は依然として存続します。3）若い年齢の自転周期には鋭い上端があります。4）1.0-0.6Msunの範囲の星は、自転周期の観点から世界最大値に生息し、居住可能な惑星に最適なウィンドウを提供する可能性があります。さらに、質量に強く依存するスピンダウンプロセスの明確な証拠が見られます。高速回転子が飽和領域を離れる状況では、回転分布が広がります（一般的なモデルとは異なります）。これは、高速回転子の方が中間回転子よりもトルクが低くなければならないという証拠として解釈されます。地上観測からのクリーンな回転シーケンスは、宇宙から得られたものと同じくらい制約的である可能性があります。
1細胞および2細胞子午面循環の日震学的特徴
| Title |
Helioseismic_Signatures_of_One-_and_Two-Cell_Meridional_Circulation |
| Authors |
Andrey_M._Stejko,_Alexander_G._Kosovichev,_Valery_V._Pipin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01220 |
線形化されたオイラー方程式の3Dグローバルソルバーを使用して、深いリターンフローと浅いリターンフロー、およびダブルセル子午面循環プロファイルを持つシングルセル子午面循環のバックグラウンド速度フローフィールドでの音響振動をモデル化します。速度は、平均場流体力学およびダイナモモデルを使用して生成されます。パラメーターの変更を最小限に抑えてレジームを移動します。タコクラインの基部近くの逆回転は、コリオリ数の半径方向の不均一性に起因する乱流レイノルズ応力の非拡散作用の符号反転（$\Lambda$効果）によって引き起こされます。対流内部の共鳴モードの確率的励起を模倣することにより、太陽観測に存在する実現ノイズをシミュレートします。ディープフォーカシングを使用して、3つのレジーム間の移動時間の特徴の違いを分析し、太陽観測と比較して、現在の日震学手法が戻り流の位置について重要な洞察を提供する可能性があることを示しますが、そうではない可能性がありますシングルセルまたはダブルセル子午面循環のプロファイルを明確に区別することが可能です。
HMI / SDOデータを使用して、Umbra、Plage、Quiet-Sun、およびアクティブ領域11158の極性反転線で観測された振動
| Title |
Oscillations_observed_in_Umbra,_Plage,_Quiet-Sun_and_the_Polarity_Inversion_Line_of_Active_Region_11158_using_HMI/SDO_Data |
| Authors |
A._A._Norton,_R._B._Stutz,_B._T._Welsch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01349 |
日震磁気イメージャからのデータを使用して、活動領域NOAA$\＃$11158の静かな太陽、プラージュ、陰影、および極性反転線（PIL）の振動の振幅と位相関係について報告します。フーリエ、ウェーブレット、相互相関スペクトル分析を採用しています。5分の周期の波は、共通の位相値が${\phi}（v、I）=\frac{\pi}{2}$、${\phi}（v、B_）のアンブラ、PIL、およびプラージュで観察されます。{los}）=-\frac{\pi}{2}$。さらに、プラージュの${\phi}（I、B_{los}）=\pi$が観察されます。これらの位相値は、低速または高速の表面ソーセージ波モードと一致しています。線幅の変化、および強度と磁気振動との位相関係は、ペスト領域とPIL領域内で異なる値を示します。これは、波動モードのメカニズムをさらに区別する方法を提供する可能性があります。大きなドップラー速度振動がPILに沿って存在します。これは、プラズマの動きが磁力線に垂直であることを意味します。これは、Alv\`enic波の特徴です。PILのセクションに沿った時間-距離図は、磁気振動に変換する東向きに伝播するドップラー振動を示しています。伝搬速度の範囲は2$〜$6kms$^{-1}$です。最後に、マグネトグラムデータの陰影の選択された領域で3分の波が観察されます。
未解決の複数の星と銀河団の質量推定
| Title |
Unresolved_multiple_stars_and_Galactic_clusters'_mass_estimates |
| Authors |
Olga_I._Borodina_(INASAN,_Russia),_Giovanni_Carraro_(UniPD,_Italy),_Anton_F._Seleznev_(URFU,_Russia),_Vladimir_M._Danilov_(URFU,_Russia) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01417 |
適切に説明されていない場合、未解決の連星は、星の数と光度関数から推測される星団の質量の測光決定にバイアスを引き起こす可能性があります。1.15に近い補正係数（0.35の2進分数の場合）が\citep{Boro19}で見つかりました。これは、ブラインド測光質量推定に適用する必要があります。補正係数のこの値は、文献値よりも小さいことがわかりました。この不一致を解消するために、この作業では、引用された作業と同じ方法論とデータセットを採用したトリプルおよびクアッドシステムの効果を調査することを目的として、高次の複数の星に焦点を当てています。次に、結果は、連星と一緒にトリプルとクワッドが適切に考慮されるとき、実際のクラスターの質量（すべての星が単一であると計算された）は、クラスターに応じて、そしていつ2進分数$\alpha$は0.35です。さまざまな連星の割合の増分係数を導出するためのフィッティング式が提供されています。
シェル乱流モデルによるFIP効果の起源の調査
| Title |
Investigating_the_origin_of_the_FIP_effect_with_a_shell_turbulence_model |
| Authors |
Victor_R\'eville,_Alexis_P._Rouillard,_Marco_Velli,_Andrea_Verdini,_\'Eric_Buchlin,_Micha\"el_Lavarra,_and_Nicolas_Poirier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01440 |
FIP効果として知られる、最初のイオン化ポテンシャルが低い元素による冠状ループの濃縮と遅い太陽風は、多くの場合、共通の起源のトレーサーとして解釈されてきました。このFIPの分別に関する現在の説明は、彩層の上部に作用するポンデロモーティブ力と乱流混合の影響に基づいています。暗黙の波の輸送と乱流のメカニズムも、波によって駆動されるコロナ加熱と太陽風加速モデルの鍵となります。この作業では、太陽コロナの開いた磁力線と閉じた磁力線で実行されるシェル乱流モデルを利用して、磁気トポロジー、乱流振幅、および散逸がFIP分別に及ぼす影響を統一されたアプローチで調査します。特に、クローズドフィールド領域とオープンフィールド領域に対するFIPの影響に明確な違いがあるかどうかを評価しようとしています。
ヘリオスによって観測された磁気反転の進化する太陽風流特性
| Title |
Evolving_Solar_Wind_Flow_Properties_of_Magnetic_Inversions_Observed_by_Helios |
| Authors |
Allan_R_Macneil,_Mathew_J_Owens,_Robert_T_Wicks,_Mike_Lockwood |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01478 |
パーカーソーラープローブ（PSP）は、r=0.16AUに近い太陽距離での最初の遭遇で、太陽圏磁場（HMF）で多数の局所的な反転、つまり反転を観測しました。これには、太陽風速の大きなスパイクが伴いました。一般にHMF反転の存在を説明するために、太陽とその場の両方のメカニズムが示唆されています。0.3-1AUをカバーするHelios1を使用した以前の研究では、rの増加に伴い、反転HMFがより一般的になることが観察されました。これは、一部の太陽圏駆動プロセスが反転を作成または増幅することを示唆しています。この研究は、同じ大きなデータセットのプラズマ特性の反転に関連する変化を分析することにより、これらの発見を拡張し、摂動されていない磁気極性を特定するための「strahl」電子の観察によって促進されます。多くの反転は反相関の場と速度の摂動を示し、したがって特徴的にAlfv\'enicであることがわかりますが、多くの反転は、プロパティの見かけの連続性にわたってこの関係から大きく逸脱しています。摂動のプラズマ成分ではなく、より多くのエネルギーが場で分割されるため、反転はrの増加とともに「理想的な」Alfv\'enicの場合からさらに逸脱します。この逸脱は、密度と磁場強度の変化が大きく、特徴的な遅い太陽風特性を持つ反転の場合に最大です。'理想的な'Alfv\'enicityからさらに外れた反転が、よりAlfv\'enicであるものとは異なる生成プロセスを持っているという証拠は見つかりません。代わりに、異なる太陽風流内の輸送または形成に基づいて、異なる反転特性を刻印することができます。
金属に乏しい星から極度に金属に乏しい星に至るまでの物質の降着とリチウムの問題
宇宙における軽い元素の形成と進化は、重要な宇宙論的制約として機能します。銀河系の最も古い星は、その外層に原始的なLiの存在量を示すと長い間考えられてきましたが、恒星物理学の研究により、この存在量は時間とともに減少したに違いないことが証明されています。宇宙背景放射の観測から推定される原始的なLiの存在量は、これらの星で観測された最大値よりも大きいです。最近の観測は、非常に金属量の少ない星に大きなLi存在量の分散があるという証拠を示しています。これらの星の多くは、炭素が豊富で、炭素が強化された金属が少ない（CEMP）星です。金属量の少ない星で観測された存在量の一般的な問題に取り組み、CEMPの星の場合に焦点を当てて研究します。恒星の伴星、特に漸近巨星分枝星の風の降着が、金属量の少ない星、特にLiの元素の存在量を、降着後に起こる恒星の構造と流体力学的プロセスを考慮してどのように変更するかを研究します。結果を、主系列星のこれらの古い星のLiおよびより重い元素の観測と比較します。原子拡散と熱塩対流を含むMontr\'eal/Montpellier恒星進化コードを使用して、[Fe/H]=-2.31から[までのプロトCEMP-s星の内部構造とその進化を計算します。Fe/H]=-5.45。私たちは、星の質量、それらの年齢、金属量、およびそれぞれの仲間までの距離に応じて変化するいくつかのケースを研究します。炭素濃縮に関連する（または関連しない）Li分散の観測は、以前の研究で考慮されたものよりも小さい降着質量で、恒星の仲間の風の金属量の少ない星への降着の観点から十分に説明されていることを示します。導出された原始値は、宇宙論の結果と一致しています。
冠状ループ内を移動する高エネルギー電子によって励起される調和ECME
| Title |
Harmonic_ECME_Excited_by_Energetic_Electrons_Travelling_Inside_A_Coronal_Loop |
| Authors |
M._Yousefzadeh,_H._Ning,_and_Y._Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01526 |
太陽電波バーストを完全に理解するには、大規模な活動を動的プラズマプロセスと結び付けることができる数値手法を開発する必要があります。出発点として、この研究では、3つの異なる手法を組み合わせた数値スキームを示します。（1）バックグラウンドフィールドを導出するための特定のアクティブ領域に重なる磁場の外挿、（2）内の数百万の粒子のダイナミクスのガイドセンターシミュレーション選択されたループは、ループの特定のセクションの周りの積分速度分布関数（VDF）を明らかにし、（3）得られた分布によって開始されたエネルギー電子によって駆動される運動不安定性のパーティクルインセル（PIC）シミュレーション。波/乱流-粒子相互作用によるさまざまなレベル（弱い、中程度、強い）での散乱効果は、所定の時間スケールの散乱を使用して考慮されます。得られたVDFには、正の勾配を持つストリップ状およびロスコーンの特徴が含まれており、両方の特徴が、特に一部の太陽電波バーストの実行可能な放射メカニズムである電子サイクロトロンメーザー放射（ECME）を駆動できることがわかりました。太陽放射スパイク。ストリップ状の機能は高調波Xモードの駆動に重要ですが、ロスコーン機能は基本波Xモードの駆動に重要です。弱い散乱の場合、高エネルギー電子からX2へのエネルギー変換率は最大2.9*10^-3Ek0に達する可能性があります。ここで、Ek0は高エネルギー電子の初期運動エネルギーです。この研究は、太陽フレア中にコロナでX2モードを励起する新しい方法を示し、太陽フレア中にコロナループ内で逃げる放射線がどのように生成されるかについての新しい光景を提供します。
外側の太陽大気の磁気イメージング（MImOSA）：上部の太陽大気のダイナミクスのドライバーのロックを解除する
| Title |
Magnetic_Imaging_of_the_Outer_Solar_Atmosphere_(MImOSA):_Unlocking_the_driver_of_the_dynamics_in_the_upper_solar_atmosphere |
| Authors |
H._Peter,_E._Alsina_Ballester,_V._Andretta,_F._Auchere,_L._Belluzzi,_A._Bemporad,_D._Berghmans,_E._Buchlin,_A._Calcines,_L.P._Chitta,_K._Dalmasse,_T._del_Pino_Aleman,_A._Feller,_C._Froment,_R._Harrison,_M._Janvier,_S._Matthews,_S._Parenti,_D._Przybylski,_S.K._Solanki,_J._Stepan,_L._Teriaca,_J._Trujillo_Bueno |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01566 |
太陽の磁気活動は、地球と人間の生命に直接影響を与えます。同様に、他の星は、これらのホスト星を周回する惑星の居住性に影響を及ぼします。より高い大気層の磁場に関する情報の欠如は、太陽の磁気活動を理解する上での私たちの進歩を妨げています。この制限を克服することで、4つの最も重要な長年の質問に取り組むことができます。（1）磁場は大気のさまざまな層をどのように結合し、どのようにエネルギーを輸送するのですか？（2）磁場は、彩層と上層大気のプラズマをどのように構造化し、駆動し、相互作用しますか？（3）磁場は太陽の外側の大気をどのように不安定にし、惑星間環境にどのように影響しますか？（4）磁気プロセスはどのようにして粒子を高エネルギーに加速しますか？これらの科学的問題に取り組むには、新しい画期的な観察が必要です。空間分解能、集光力、偏光性能の点で現在の能力をはるかに超える3つの機器のスイートをお勧めします。（a）主に目的とする1〜3mクラスの大口径UV-to-IR望遠鏡高空間分解能と高感度を組み合わせて彩層の磁場を測定します。（b）約40cmの開口部を持つコロナ内の大規模な磁場を測定するように設計された極端なUVからIRへのコロナグラフ。（c）30cm望遠鏡に基づく、極端なUVでの高スループットと偏光測定を組み合わせて、他の2つの機器の磁気測定値を接続する極端なUVイメージング偏光計。磁場を測定するこの使命は、太陽外大気のダイナミクスの推進力を解き放ち、それによって太陽と太陽圏の理解を大いに前進させます。
オリオン座FU型光度爆発の異なるメカニズムを区別する
| Title |
Distinguishing_between_different_mechanisms_of_FU-Orionis-type_luminosity_outbursts |
| Authors |
Eduard_I._Vorobyov_(1,2),_Vardan_G._Elbakyan_(2),_Hauyu_Baobab_Liu_(3),_and_Michihiro_Takami_(3)_((1)_University_of_Vienna,_Department_of_Astrophysics,_Vienna,_Austria,_(2)_Research_Institute_of_Physics,_Southern_Federal_University,_Rostov-on-Don,_Russia,_(3)_Institute_of_Astronomy_and_Astrophysics,_Academia_Sinica,_Astronomy-Mathematics_Building,_Taipei,_Taiwan,_R.O.C.) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01596 |
目的。3つの異なるメカニズムによって引き起こされる降着と光度のバースト：内部ディスク領域の磁気回転不安定性、重力的に断片化されたディスクへの凝集塊の落下、侵入星との接近遭遇を研究して、これらのバーストメカニズムを区別するのに役立つディスクの運動学的特性を決定しました。メソッド。シンディスク制限での数値流体力学シミュレーションを使用して、各バーストメカニズムで予想されるディスク環境でのバーストをモデル化しました。結果。降着バーストを特徴とする星周円盤は、バーストの起源を特定する際に役立つ可能性のある、さまざまなバーストメカニズムで異なる運動学的特徴を持つことができることがわかりました。恒星の遭遇モデルと凝集落下モデルのディスクは、ケプラーの回転からの数十パーセントの偏差によって特徴付けられますが、MRIモデルのディスクは、わずか数パーセントの偏差によって特徴付けられます。これは、主にMRIに燃料を供給する重力の不安定性によって引き起こされます。バースト。速度チャネルマップは、考慮される各バーストメカニズムに固有のガスディスクフローによって引き起こされる明確なねじれや揺れも示しています。ケプラーディスクに典型的な対称パターンからのバーストホスティングディスクの速度チャネルの偏差は、凝集落下モデルと衝突モデルで最も強く、対応するバーストメカニズムの識別に役立つ可能性のある個々の機能を備えています。検討されたバーストメカニズムは、\Deltam=2.5-3.7の制限でバースト振幅が変化するさまざまな光度曲線を生成します。ただし、\Deltamが5.4に達する可能性があるクランプインフォールモデルを除きます。ただし、導出された数は、小さなサンプルと境界条件。結論。バーストトリガーメカニズムは、バーストホスティングディスクの個別の運動学的機能に関連付けられており、それらの識別に使用できます。要約。
若いクラスターの視線速度分散とそれらの年齢との関係：大規模な近接バイナリーの形成シナリオとしての硬化の証拠
| Title |
A_relation_between_the_radial_velocity_dispersion_of_young_clusters_and_their_age:_Evidence_for_hardening_as_the_formation_scenario_of_massive_close_binaries |
| Authors |
M.C._Ram\'irez-Tannus,_F._Backs,_A._de_Koter,_H._Sana,_H._Beuther,_A._Bik,_W._Brandner,_L._Kaper,_H._Linz,_Th._Henning,_and_J._Poorta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01604 |
OBアソシエーションの大部分の大質量星（$>8$$\rm{M_{\odot}}$）は、近接連星系にあります。それにもかかわらず、これらの近接した巨大なバイナリの形成メカニズムはまだ理解されていません。文献データを使用して、視線速度分散（$\sigma_\mathrm{RV}$）を、1歳から1歳までの年齢範囲にわたる銀河と大マゼラン雲の10個のOB関連の近接バイナリ分数の代理として測定しました。6マーズ。クラスターの年齢とともにこの分散の正の傾向が見られます。これは、バイナリ硬化と一致しています。$f_\mathrm{bin}$=0.7のユニバーサルバイナリ分数を想定して、$\sigma_\mathrm{RV}$の動作を$\simからの最小公転周期$P_\mathrm{cutoff}$の展開に変換しました。$\sim$6Myrのサンプルで最も古いクラスターの場合は1Myrで$9。5年から$\sim$1。4日。私たちの結果は、バイナリがより大きな間隔で形成され、それらが約1〜2Myrsで硬化して、数百万年前のOBバイナリで観察された周期分布を生成することを示唆しています。このような内向きの移動は、残りの降着円盤またはシステムに存在する他の若い恒星状天体との相互作用によって引き起こされる可能性があります。私たちの調査結果は、大規模な近接バイナリの形成のシナリオとしての移行を支持する最初の経験的証拠を構成します。
| Title |
The_young_massive_star_cluster_Westerlund_2_observed_with_MUSE._III._A_cluster_in_motion_--_the_complex_internal_dynamics |
| Authors |
Peter_Zeidler,_Elena_Sabbi,_Antonella_Nota,_Anna_F._McLeod |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01694 |
近くの若い巨大な星団の動的状態を分析することは、それらの初期段階での星団の形成と進化を理解するために不可欠です。この研究では、面分光器MUSEからのデータを使用して、若い大質量星団Westerlund2（Wd2）の恒星とガスの運動学を分析し、GaiaDR2からの固有運動でそれらを補完します。$15.9\、{\rmkm}\、{\rms}^{-1}$の平均ガス視線速度は、Wd2が雲と雲の衝突の結果であるという仮定と一致しています。ガスの動きは、クラスター中心にある多くのOB星からの放射によって駆動されるHII領域の拡大を示しています。クラスターメンバーの星の速度プロファイルは、恒星の質量が減少するにつれて速度分散が増加すること、および低質量の星が5つの異なる速度グループを示すことを示しています。クラスターの2つの塊との空間的相関に基づいて、これがWd2を形成した最初の雲崩壊の痕跡であると結論付けました。$M_{\rmdyn、Wd2}=（7.5\pm1.9）\cdot10^4-（4.4\pm1.1）\cdot10^5\の動的質量範囲を決定するWd2の動的状態の徹底的な分析{\rmM}_\odot$であり、測光質量を少なくとも2倍超えると、Wd2は重力によって拘束されたままになるほど大きくないという結論に至ります。さらに、30〜$546\、{\rmkm}\、{\rms}^{-1}$の固有速度を持つ22の暴走候補も特定します。
光の片道速度とミルン宇宙
アインシュタインの特殊相対性理論では、すべての観測者が光速$c$を同じであると測定しています。ただし、これは往復速度を指し、原点の時計が遠方のミラーで反射する光の往路と復路を計ります。光の片道速度の測定には、クロック同期の問題が伴います。光の平均速度が$c$のままである限り、外向きの脚と戻る脚の速度は異なる可能性があります。この異方性の光速に対する1つの異議は、特に観測された物体の年齢と宇宙マイクロ波背景放射の滑らかさに関して、遠方の宇宙のビューが異なる方向で異なることです。この論文では、ミルン宇宙でこれを探求します。これは、物質、放射線、暗黒エネルギーを含まないフリードマン-ロバートソン-ウォーカー宇宙の限定的なケースです。この宇宙が空であることを考えると、それは平らなミンコフスキー時空にマッピングすることができるので、光の片道速度の観点から探索することができます。結論として、光の異方性速度の存在は異方性の時間の遅れの影響をもたらし、したがってミルン宇宙の観測者には遠方の宇宙の等方性のビューが表示されます。
重力音叉と階層的トリプルシステム
超大質量ブラックホール（SMBH）の近くに配置された連星系からなる階層的三項系によって、強磁場領域での重力波（GW）放出を研究します。LIGOとVirgoのコラボレーションは、最近、この動的な起源との合体の証拠を報告しました。これらのシステムは銀河中心部で一般的であるため、宇宙ベースのLISAミッションやその他の高度な検出器のターゲットになります。ドップラーシフト、収差、レンズ効果、および強力な振幅変調は、これらのシステムからのGW信号に存在する機能であり、フレームワークに組み込まれており、現象論的パッチは必要ありません。周波数が一致する2つの音叉の共振励起のように、バイナリがSMBHの準ノーマルモードを共振励起できることがわかります。SMBHの地平線を横切るエネルギーの流れは、標準的な極端な質量比のインスピレーションからの流れと比較すると、重要な場合があります。したがって、これらのトリプルシステムは、強磁場物理学とコンパクトオブジェクトのBHの性質の優れたプローブです。
バイナリ合併のための迅速でロバストなパラメータ推論
コンパクトなバイナリマージの検出率は、地上ベースの重力波検出器のグローバルネットワークの感度が向上するにつれて成長し、分析の堅牢な自動化が不可欠な段階に達しました。候補信号が検出されたときにアラートを送信する自動化された低遅延アルゴリズムが開発されました。アラートには、電磁追跡観測を容易にするスカイマップと、システムに中性子星が含まれている可能性があるため、電磁星を生成する可能性が高い確率が含まれています。大きなノイズトランジェント（グリッチ）などのデータ品質の問題は、低遅延アルゴリズムに悪影響を及ぼし、誤警報を引き起こし、パラメータ推定を破棄する可能性があります。ここでは、グリッチに対してロバストであり、星図や質量推定を含む完全なベイズパラメータ推論を数分で生成できる新しい分析方法を紹介します。この方法の重要な要素は、ウェーブレットベースのノイズ除去、初期検索中の尤度のペナルティ付き最大化、事前に計算された内積を使用した迅速な空の位置特定、および完全なベイズ推定のヘテロダイン尤度です。
| Title |
Modeling_compact_binary_signals_and_instrumental_glitches_in_gravitational_wave_data |
| Authors |
Katerina_Chatziioannou,_Neil_Cornish,_Marcella_Wijngaarden,_Tyson_B._Littenberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01200 |
一般にグリッチと呼ばれる重力波検出器の一時的な非ガウスノイズは、2つが時間的に一致する場合、検出された信号の天体物理学的特性の推論に課題をもたらします。現在の分析は、コンパクトなバイナリ信号のテンプレートを使用して信号源のプロパティを推測する前に、正弦ガウスウェーブレットに関して柔軟で形態に依存しないモデルを使用してデータからグリッチをモデル化および減算することを目的としています。コンパクトなバイナリ信号をテンプレートとサインガウスウェーブレットを使用して機器のグリッチの観点から同時にモデル化することにより、信号とグリッチの両方を含む重力波データの新しい分析を提示します。グリッチのモデルは一般的であるため、特別な調整を行うことなく、さまざまなグリッチの形態に適用できます。テンプレートを使用した天体物理信号の同時モデリングにより、2つのLIGO検出器で実際のO2グリッチの周囲に注入されたシミュレーション信号を使用して示すように、信号をグリッチから効率的に分離できます。私たちの新しく提案された分析は、重複するグリッチと信号を分離し、コンパクトなバイナリパラメータを推定し、ダウンストリーム推論分析のためにすぐに使用できるグリッチ減算データを提供できることを示します。
$ 1、\、2、\、\ ldots、\、\ infty $交差を伴う天体物理ニュートリノの高速フレーバー振動
| Title |
Fast_Flavor_Oscillations_of_Astrophysical_Neutrinos_with_$1,\,2,\,\ldots,\,\infty$_Crossings |
| Authors |
Soumya_Bhattacharyya_and_Basudeb_Dasgupta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01226 |
初期の宇宙では、超新星や合体する中性子星と同様に、ニュートリノは非常に高密度であるため、互いに影響を及ぼし、集団的なフレーバー振動を示します。高速集団フレーバー振動の重要な要素は、電子レプトン数（ELN）分布が方向の関数としてその符号を変更することです。つまり、交差がゼロになります。2次元での研究を提示し、フレーバーの振動がELNとその交差にどのように依存するかを示します。多数の交差がフレーバーの振動を抑制できることを示します。これは、シナリオの大部分、特にすべてのフレーバーの角度分布が非常に類似しており、主に変動によって交差が発生する初期の宇宙で、高密度ニュートリノガスのフレーバー含有量を安定させる自然な自己制限メカニズムである可能性があります。
畳み込み辞書学習問題としての混雑した天文画像におけるPSF推定
| Title |
PSF_Estimation_in_Crowded_Astronomical_Imagery_as_a_Convolutional_Dictionary_Learning_Problem |
| Authors |
Brendt_Wohlberg_and_Przemek_Wozniak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01268 |
極端なソース混雑を伴う広視野天体画像の点像分布関数（PSF）を推定するための新しいアルゴリズムを提示します。混雑した天体画像でのロバストで正確なPSF推定により、広視野の空の監視画像から抽出された位置天文および測光測定の忠実度が劇的に向上します。私たちの根本的に新しいアプローチは、畳み込みスパース表現を利用して、画像形成に関与する連続関数をモデル化します。このアプローチにより、既存の方法で共有されている個々の点光源を検出して正確にローカライズする必要がなくなります。シミュレートされた天文画像を含む実験では、それが比較される最近の代替方法を大幅に上回っています。
衝突を伴う高密度ニュートリノ媒体における高速フレーバー振動
| Title |
Fast_flavor_oscillations_in_dense_neutrino_media_with_collisions |
| Authors |
Joshua_D._Martin,_J._Carlson,_Vincenzo_Cirigliano,_and_Huaiyu_Duan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01278 |
非ゼロニュートリノ分裂と弾性ニュートリノ-核子衝突が高速ニュートリノ振動に与える影響を調査します。私たちの計算は、小さなニュートリノの質量分裂とニュートリノの質量階層が高速振動波にほとんど影響を与えないことを確認しています。また、ニュートリノの平均自由行程よりもはるかに小さいが、より大きなスケールでは減衰する時間/距離スケールでは、高速振動はほとんど影響を受けないことを明示的に示しています。この減衰は、ニュートリノ媒体内の振動波の分散関係の直接的な変更と、時間の経過に伴うニュートリノの角度分布の平坦化の両方に起因します。私たちの研究は、ニュートリノ球の近くで生成された高速ニュートリノ振動波が本質的に妨げられずに伝播する可能性があり、超新星物理学のさまざまな側面に影響を与える可能性があることを示唆しています。
2D等エントロピー圧縮性流体における均一なクエット流れの線形安定性解析
| Title |
Linear_stability_analysis_of_the_homogeneous_Couette_flow_in_a_2D_isentropic_compressible_fluid |
| Authors |
Paolo_Antonelli,_Michele_Dolce,_Pierangelo_Marcati |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01696 |
この論文では、ドメイン$\mathbb{T}\times\mathbb{R}$の2D等エントロピー圧縮性流体の均一クエット流れの周りの摂動の線形安定性特性を研究します。非粘性の場合、速度場の密度と非回転成分に対して一般的なリアプノフ型の不安定性があります。より正確には、それらの$L^2$ノルムが$t^{1/2}$として成長することを証明し、これは物理学の文献における以前の観察を裏付けています。代わりに、速度場のソレノイド成分は非粘性減衰を経験します。つまり、粘性がない場合でもゼロに減衰します。粘性のある圧縮性流体の場合、摂動が一時的に$\nu^{-1/6}$次数（$\nu^{-1}$はレイノルズ数に比例）の一時的な成長を示す可能性があることを示します。-$\nu^{-1/3}$をスケーリングします。その後、指数関数的に速く減衰します。この現象は散逸の強化とも呼ばれ、連続の方程式に散逸がないことを考えると、密度の指数関数的減衰が先験的に重要ではない圧縮性流体のこのメカニズムを最初に検出した結果のようです。
遅い時間での高速ニュートリノフレーバー変換
星の密な異方性内部では、ニュートリノ-ニュートリノの前方散乱が高速の集団ニュートリノ振動につながる可能性があり、これはフレーバー依存のニュートリノ放出に著しい影響を及ぼし、超新星とそのニュートリノ信号の進化に重要である可能性があることは誰もが知っています。このような高密度ニュートリノシステムのフレーバーの進化は、ほとんどの場合、解くのが非常に難しい多数の結合された非線形偏微分方程式によって支配されます。トリガー、初期線形成長、および高速振動が発生する条件は「線形安定性分析」によって理解されますが、これは重要な質問に答えることができません：「観測可能なニュートリノフラックスまたは超新星爆発メカニズムに対する高速フレーバー変換の影響は何ですか？？"。これは非常に難しい問題であり、非線形領域での最終状態の解の性質を理解する必要があります。この方向に向かって、1つの空間次元と速度モードのスペクトルを考慮した非線形領域での非定常で不均一な高密度ニュートリノシステムの結合フレーバー進化の最初の数値的および分析的研究の1つを提示します。この研究は、時空座標、位相空間変数、およびレプトンの非対称性への依存性を指定する、そのようなシステムの最終状態のフレーバーダイナミクスの明確な図を提供し、したがって、超新星天体物理学および関連するニュートリノ現象に重大な影響を与える可能性があります最も現実的なシナリオでも。
| Title |
Chiral_Effective_Field_Theory_and_the_High-Density_Nuclear_Equation_of_State |
| Authors |
C._Drischler,_J.W._Holt,_C._Wellenhofer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01709 |
中性子星観測の最近の進歩は、直接的な実験的調査ではアクセスが困難な極端な密度と温度で、強く相互作用する物質の特性を制約する可能性があります。同時に、カイラル有効場の理論は、中性子星をモデル化するための天体物理学的関心の領域における定量化された不確実性を伴う核相互作用と核物質特性を研究するための強力な理論的枠組みに発展しました。この記事では、微視的な核力を構築するためのカイラル有効場の理論アプローチの最近の開発をレビューし、高温および高密度核の構造、位相、および線形応答特性を計算するための計算効率の高いツールとして多体摂動論に焦点を当てます案件。また、ベイズ法と組み合わせた有効場の理論が、核理論の予測、核実験、および核状態方程式の観測的制約の間で統計的に意味のある比較を可能にする方法を示します。
