明白な視界に隠れているクラスター（CHiPS）調査：極端なBCGクラスターの完全なサンプル
| Title |
The_Clusters_Hiding_in_Plain_Sight_(CHiPS)_survey:_Complete_sample_of_extreme_BCG_clusters |
| Authors |
Taweewat_Somboonpanyakul,_Michael_McDonald,_Massimo_Gaspari,_Brian_Stalder,_Antony_A._Stark |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01730 |
ROSATAll-SkySurveyカタログで明るい孤立した源として誤認された極端な中心銀河を持つ新しい銀河団を見つけるように設計されたクラスター（CHiPS）調査で、候補クラスターの光学的追跡観測を提示します。X線、ラジオ、および中赤外の明るい光源の周りの11のクラスター候補を特定します。これには、6つのよく知られたクラスター、前景クラスターと背景クラスターの2つの誤った関連付け、およびChandraでさらに観測される3つの新しい候補が含まれます。3つの新しい候補のうち、CHIPS1356-3421とCHIPS1911+4455の2つの新しく発見された銀河団を確認します。両方のクラスターは、明るい中央コアが原因でない場合でも、ROSATAllSky-Surveyデータで検出できるほど十分に明るいです。CHIPS1911+4455は、多くの点でフェニックスクラスターに似ていますが、大規模で非常に乱れたX線形態を持っています。ROSATAll-SkySurvey（および同様の角度分解能を持つすべての調査）でX線輝点光源と思われるクラスターの発生率は2+/-1％であり、クラスターの発生率はコアの暴走冷却は1％未満であり、カオス的低温降着の予測と一致しています。eROSITAで見つかると予測される新しいグループとクラスターの数を考えると、（中央のQSOまたは高密度のクールコアのために）点光源のように見えるクラスターの人口は約2000になる可能性があります。最後に、この調査はフェニックスがクラスターは、z<0.7で最も強力なクールコアである可能性があります。この調査では、さらに極端なものが見つかったはずです。
Ly-a光子の微妙さ：21cm信号の予想範囲の変更
| Title |
The_subtlety_of_Ly-a_photons:_changing_the_expected_range_of_the_21-cm_signal |
| Authors |
Itamar_Reis,_Anastasia_Fialkov_and_Rennan_Barkana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01777 |
Ly-a放射の3つの微妙な効果を含むアップグレードされたモデルで宇宙の夜明けからの21cm信号の進化と再電離の時代（EoR）を提示します：Ly-a加熱、CMB加熱（Ly-a光子によって媒介される）、およびLy-a光子の多重散乱。これらの影響を考慮に入れて、さまざまな天体物理モデルを調査し、観測可能なスケールと赤方偏移で、グローバルな21cm信号とそのパワースペクトルに対するこれらのプロセスの影響を定量化します。文献と一致して、Ly-aおよびCMB加熱は、弱いX線加熱のモデルでガス温度を最大$\mathcal{O}（100）$度上昇させ、したがって、予測される21を抑制することがわかります。-cm信号。天体物理学的パラメータを広範囲にわたって変化させると、アップグレードされたモデルでは、グローバル信号の吸収トラフが赤方偏移$z\約15-19$で$-165$mKの最低フロアに到達することがわかります。これは、純粋な断熱冷却宇宙の予測とは対照的です。この宇宙では、可能な限り深い吸収は、宇宙時間の単調減少関数であり、$z=19$で$-178$mK、$zで$-216$mKです。=15$、より低い赤方偏移でさらに低い値に低下します（たとえば、$z=10$で$-264$mK）。Ly-aとCMBの加熱を含めると、低赤方偏移のパワースペクトルが強く抑制され、可能な最大パワー（モデルのアンサンブルで評価）が$z=9$で$6.6$の係数で減衰します。$k=0.1$Mpc$^{-1}$。最後に、宇宙の夜明けに対応する高い赤方偏移では、加熱項がサブドミナント効果を持ち、Ly-a光子の多重散乱が重要であり、パワースペクトルが$\sim2-5$の係数で増幅されることがわかります。。
| Title |
Structure_formation_in_large-volume_cosmological_simulations_of_fuzzy_dark_matter:_Impact_of_the_non-linear_dynamics |
| Authors |
Simon_May,_Volker_Springel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01828 |
標準的な宇宙論モデルである$\Lambda$CDMは、大規模な多数の宇宙論的データとよく一致していますが、多くの論争の的となる小規模な緊張と暗黒物質の未知の物理的（粒子など）の性質が代替シナリオの探索を動機付けています。$\約10^{-22}\、\mathrm{eV}/c^2$の範囲の超軽量ボソン質量粒子は、素粒子物理学の動機があり、発生する可能性があるため、特に興味深いものです。巨視的スケールでの量子物理波効果の発現による、高度に非線形なスケールでの構造の顕著な違い。ここでは、スペクトル手法を使用して、ダイナミックレンジが比較的大きく、ボックスサイズが以前に検討されていたよりも大きいこのようなファジー暗黒物質（FDM）のシミュレーションについて説明します。物質パワースペクトルの進化に焦点を当て、FDMシミュレーションに直接基づいてFDMハロー質量関数の最初の結果を示します。$\Lambda$CDMとは異なり、これが線形理論に従う体制であっても、FDMで大規模な成長を正確に処理することは計算上困難です。十分な数値分解能が利用可能になると、FDMは、コールドダークマター（CDM）と比較して、小規模で電力の顕著な抑制を示します。これは、「量子圧力」による減衰効果として理解できます。ただし、特定のレジームでは、FDMパワーがCDMのパワーを超える可能性があります。これは、FDMで発生する次数-単一密度の変動を反映していると解釈される場合があります。ハローの質量関数は、大規模なハローの場合と同じですが、FDMは、特徴的な質量スケールを下回る大幅な存在量の減少を示しています。これにより、原則として、$\Lambda$CDMを観測された銀河の光度関数と一致させるために、小さな銀河で非常に強力なフィードバックプロセスを呼び出す必要性が軽減されますが、FDMの実行可能性を最終的に判断するには、バリオンも含む詳細な研究が必要になります。
| Title |
Complex_Scalar_Field_Reheating_and_Primordial_Black_Hole_production |
| Authors |
Karim_Carrion,_Juan_Carlos_Hidalgo,_Ariadna_Montiel_and_Luis_E._Padilla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02156 |
スカラー場が速い振動挙動を示す（圧力のない流体に近い）場合、レジーム$\mu\ggH$で自己相互作用のない再加熱中の複雑なスカラー場の摂動を研究します。不安定性スケールの正確な決定に焦点を当て、不安定な変動が原始ブラックホール（PBH）を形成する可能性を調べます。そのような確率を導き出した後、プランクの遺物を介してPBHの存在量に対する制約を調べることにより、高速振動期間の期間に制限を課します。
| Title |
Dynamical_dark_energy_after_Planck_CMB_final_release_and_$H_0$_tension |
| Authors |
Weiqiang_Yang,_Eleonora_Di_Valentino,_Supriya_Pan,_Yabo_Wu_and_Jianbo_Lu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02168 |
この記事では、2018Planckレガシーおよび2015Planckデータリリースからの宇宙マイクロ波背景放射測定、バリオン音響振動測定、およびSH0ES（Supernovae）によって取得された$H_0$のローカル測定を使用して、さまざまなよく知られた動的暗黒エネルギーモデルを比較します。、$H_0$、ダークエネルギーの状態の方程式）ハッブル宇宙望遠鏡のデータを分析するコラボレーション。ファントムのような暗黒エネルギーの状態方程式を犠牲にして得られる$H_0$張力の緩和について説明します。ベイズの証拠分析を実行して、適合の改善を定量化し、この作業で検討されたすべての暗黒エネルギーモデルが$\Lambda$CDMシナリオよりも優先されることを発見しました。最後に、分析されたすべての可能性の中で、CPLモデルは、データのフィッティングと$H_0$の緊張の解決を同時に行うのに最適なモデルです。ただし、残念ながら、この動的暗黒エネルギーソリューションはバリオン音響振動（BAO）データではサポートされておらず、すべてのモデルにBAOデータが含まれていると張力が回復します。
TESSは、フルフレーム画像から明るい星を周回する5つの新しいホットジャイアントプラネットを提供します
| Title |
TESS_Delivers_Five_New_Hot_Giant_Planets_Orbiting_Bright_Stars_from_the_Full_Frame_Images |
| Authors |
Joseph_E._Rodriguez,_Samuel_N._Quinn,_George_Zhou,_Andrew_Vanderburg,_Louise_D._Nielsen,_Robert_A._Wittenmyer,_Rafael_Brahm,_Phillip_A._Reed,_Chelsea_X._Huang,_Sydney_Vach,_David_R._Ciardi,_Ryan_J._Oelkers,_Keivan_G._Stassun,_Coel_Hellier,_B._Scott_Gaudi,_Jason_D._Eastman,_Karen_A._Collins,_Allyson_Bieryla,_Sam_Christian,_David_W._Latham,_Duncan_J._Wright,_Elisabeth_Matthews,_Erica_J._Gonzales,_Carl_Ziegler,_Courtney_D._Dressing,_Steve_B._Howell,_Thiam-Guan_Tan,_Justin_Wittrock,_Peter_Plavchan,_Kim_K._McLeod,_David_Baker,_Gavin_Wang,_Don_Radford,_Richard_P._Schwarz,_Massimiliano_Esposito,_George_R._Ricker,_Roland_K._Vanderspek,_Sara_Seager,_Joshua_N._Winn,_Jon_M._Jenkins,_Brett_Addison,_D._R._Anderson,_Thomas_Barclay,_Thomas_G._Beatty,_Perry_Berlind,_Francois_Bouchy,_Michael_Bowen,_Brendan_P._Bowler,_et_al._(67_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01726 |
TOI-628b（TIC281408474;HD288842）、TOI-640b（TIC147977348）、TOI-1333b（TIC395171208、BD+473521A）、TOIの5つのホットジュピターとウォームジュピターの発見と特性評価を紹介します。-1478b（TIC409794137）、およびTOI-1601b（TIC139375960）-NASAのトランジット系外惑星探査衛星（TESS）からのデータに基づく。5つの惑星は、フルフレーム画像から識別され、$TESS$フォローアップ観測プログラム（TFOP）ワーキンググループによる一連の測光および分光学的フォローアップ観測によって確認されました。惑星はすべて木星のサイズ（R$_{\rmP}$=1.01-1.77R$_{\rmJ}$）で、質量は0.85〜6.33M$_{\rmJ}$の範囲です。これらのシステムのホスト星は、FおよびGスペクトル型（5595$\le$T$_{\rmeff}$$\le$6460K）を持ち、すべて比較的明るい（9$<V<$10.8、8.2$<K<$9.3）将来の詳細な特性評価の取り組みに最適です。サンプルの3つのシステム（TOI-640b、TOI-1333b、およびTOI-1601b）は、準巨星のホスト星（logg$_*$$<$4.1）を周回しています。TOI-640bは、半径が非常に膨らんでいる（R$_{\rmP}$>1.7R$_{\rmJ}$、おそらくそのホスト星の進化の結果である）3つの既知のホットジュピターの1つです。5日より長い期間の軌道上に存在します。TOI-628bは、$TESS$によってこれまでに発見された中で最も質量の大きいホットジュピターであり、測定質量は$6.31^{+0.28}_{-0.30}$M$_{\rmJ}$であり、統計的に有意であり、eのゼロ軌道離心率=$0.074^{+0.021}_{-0.022}$。この惑星は、私たちの分析からの潮汐力を循環するのに十分な時間がなかったでしょう。これは、それがその移動からの残りの離心率であるかもしれないことを示唆しています。このサンプルで最も長い周期の惑星であるTOI-1478b（P=10。18日）は、太陽に近い類似体の周りの円軌道にある暖かい木星です。NASAの$TESS$ミッションは、その主要なミッションの目標を補完する、よく特徴付けられたホットジュピターとウォームジュピターのサンプルを増やし続けています。
塵の断片化がペブル集積による惑星の成長にどのように有益であるか
ペブル集積は、惑星核の急速な成長のための新たなパラダイムです。小石フラックスと小石サイズは、小石付着モデルで使用される重要なパラメータです。最先端のダスト凝固モデルから小石のサイズとフラックスを導き出し、ディスクパラメータとフラグメンテーションしきい値速度への依存性、および小石の付着による惑星の成長への影響を理解することを目指しています。ダストの成長と断片化を含む1次元のダスト進化モデルを使用して、現実的な小石のサイズと質量流束を計算します。この情報を使用して、原始惑星系円盤のさまざまな場所に配置された惑星胚の成長を統合します。小石のフラックスは、そのサイズや乱流レベルなどのディスクの特性、およびダスト凝集体の断片化のしきい値に強く依存します。塵の断片化は、さまざまな方法で惑星の成長に有益である可能性があることがわかりました。まず第一に、それは固形物が非常に大きなサイズに成長するのを防ぎ、そのために小石の付着の効率が低下します。さらに、小さな小石はより遅い速度で枯渇し、長続きする小石の流れを提供します。完全な凝固モデルは計算コストが高いため、下部構造がなく、断片化のしきい値速度がある原始惑星系円盤モデルの小石のサイズとフラックスを推定する簡単な方法を提供します。
Ioでの禁止された1.707ミクロンのロビブロニックSO放出の高空間およびスペクトル分解能観測：広範囲のステルス火山活動の証拠
| Title |
High_Spatial_and_Spectral_Resolution_Observations_of_the_Forbidden_1.707_micron_Rovibronic_SO_Emissions_on_Io:_Evidence_for_Widespread_Stealth_Volcanism |
| Authors |
Imke_de_Pater,_Katherine_de_Kleer,_Mate_Adamkovics |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01789 |
食中のイオの1.707ミクロンでの禁止されたSOロビブロニック遷移の10mケック望遠鏡で得られた観測を提示します。〜0.12"の解像度とR〜2500のスペクトル解像度での空間分布、および高スペクトル解像度（R〜15,000）でのディスク統合スペクトルを示します。SOの空間分布とスペクトル形状の両方放射帯はIo全体で、また時間の経過とともに大幅に変化します。場合によっては、放射帯のコアまたはウィングのSO放射は火山で識別できますが、SO放射の最大領域は通常、既知の火山と一致しません。放出は、シリケートメルトと深部での過熱SO2蒸気との相互作用によって生成された多数のステルスプルームによって引き起こされることを示しています。スペクトル、特に1.69ミクロン付近の放出バンドの隆起した翼、およびそれらの空間分布は、（ステルスおよび他の）火山ベントからの励起されたSOの直接放出に加えて、非LTEプロセスの存在。
3D自己重力ディスクの粒子ダイナミクスI：スパイラル
渦巻腕は、ディスク表面をトレースする散乱光と、ディスクのミッドプレーンをプローブするミリメートルの塵の放出の両方で観察される、多くの星周円盤の特徴です。スパイラルの2つの主要な説明は、巨大な惑星によって生成された伴流と、ディスクの自己重力によって励起された密度波です。ダスト粒子とディスクの自己重力の両方を含む層状の3D流体力学的せん断ボックスシミュレーションを実行して、自己重力ディスク内のガスとダストのらせんがシミュレーションサイズ、冷却効率、および粒子の空気力学特性にどのように依存するかを調査します。スパイラルの開き角は普遍的であり（$\sim10^o$）、計算領域のサイズ、冷却時間、または粒子サイズの影響をあまり受けないことがわかります。最大の領域でのシミュレーションでは、ガス状ディスクのスパイラルがわずかに開いており、冷却効率が高くなっています。小さな塵はガス状の渦巻に非常によく追従しますが、無次元の停止時間$（\mathrm{St}）$が1に近い中型の塵は渦巻にさらに集中し、より強い渦を示します。ただし、$\mathrm{St}>1$の大きな塵もらせんを示しており、これは以前のシミュレーションとは異なります。これは、ガスからダスト成分までの重力が含まれているためであると認識しています。$\mathrm{St}\gtrsimQ$の場合、ガス状のらせんからダスト粒子への重力が粒子の空気力学的抗力よりも強くなるため、ガスは重力相互作用を通じてこれらの大きな粒子に大きな影響を与えることを示します。これは、渦巻観測と微惑星の形成/ダイナミクスの両方に重要な意味を持っています。
3D自己重力ディスクの粒子ダイナミクスII：強いガス降着と薄いダストディスク
| Title |
Particle_Dynamics_in_3D_Self-gravitating_Disks_II:_Strong_Gas_Accretion_and_Thin_Dust_Disks |
| Authors |
Hans_Baehr,_Zhaohuan_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01891 |
観測によると、原始惑星状星は、特に初期段階（HLタウなど）で、中央の若い星に中程度の降着率を示し、中程度の円盤乱流を示しています。しかし、最近のALMAの観測は、塵が高度に沈降していることを示唆しており、弱い乱気流を示唆しています。このような緊張を動機として、活発に降着するディスク内のダスト粒子の沈降に焦点を当てて、自己重力ディスクの3D層状局所シミュレーションを実行します。重力的に不安定なディスクは、2つの理由から、比較的薄いダストディスクを維持しながら、適度に高い降着率を持つ可能性があることがわかりました。まず、自己重力スパイラルからの降着応力（自己重力応力）は、乱流からの応力（レイノルズ応力）よりも5〜20倍強くなる可能性があります。したがって、ダストスケールの高さは、すべての降着が乱流によるものであると仮定して予測されたものよりもはるかに低くなります。第二に、ガスからダストへの強い重力は、ダストスケールの高さを$\sim2$の別の係数で減少させます。さらに、乱流はわずかに異方性であり、垂直方向のダスト拡散係数よりも大きなレイノルズ応力を生成します。したがって、総降着応力を垂直拡散係数（$Sc_z\sim$10-100など）でスケーリングすると、重力乱流ディスクの垂直シュミット数（$Sc_z$）が異常に高くなります。ガス重力によるダストスケールの高さの減少は、重力的に安定したディスク（$Q>$1）でも機能するはずです。粒子間の重力は、中間のダストサイズの集中により関連性が高くなり、ダストの密な雲を形成します。HLTauの観測結果と比較した後、私たちの結果は、少なくとも初期の段階では、原始惑星系円盤の降着と塵の沈降との間の対立を解決するために、異なるディスクコンポーネント間の自己重力と重力が重要である可能性があることを示唆しています。
ケプラーデータの分類モデルの比較
元のケプラーミッションは機械的な故障のために終了しましたが、ケプラー衛星は引き続きデータを収集します。分類モデルを使用すると、太陽系外惑星が持つ特徴を理解し、それらの特徴を使用して、候補となる惑星に関する詳細情報をさらに調査できます。分類モデルに基づいて、アイデアは、観測中の惑星が太陽系外惑星または偽陽性の候補である確率を見つけることです。観測が太陽系外惑星の候補であるとモデルが予測した場合、さらに調査を行うことができます。モデルから、候補と誤検出の違いを説明する可能性のある機能を絞り込むことができます。これにより、最終的にはモデルの効率を高め、モデルを微調整し、最終的には将来の太陽系外惑星を検索するプロセスを改善できます。。モデルの比較は、有意性をチェックするためのマクネマーの検定によってサポートされています。
| Title |
HELIOS-K_2.0_Opacity_Calculator_and_Open-source_Opacity_Database_for_Exoplanetary_Atmospheres |
| Authors |
Simon_L._Grimm,_Matej_Malik,_Daniel_Kitzmann,_Andrea_Guzm\'an-Mesa,_H._Jens_Hoeijmakers,_Chloe_Fisher,_Jo\~ao_M._Mendon\c{c}a,_Sergey_N.Yurchenko,_Jonathan_Tennyson,_Fabien_Alesina,_Nicolas_Buchschacher,_Julien_Burnier,_Damien_Segransan,_Robert_L._Kurucz_and_Kevin_Heng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02005 |
不透明度の計算と使用は、太陽系外惑星の大気のデータのモデリングと解釈の重要な部分です。基礎となる分光ラインリストは絶えず拡大しており、現在最大10^10〜10^11の遷移ラインが含まれているため、不透明度計算コードをより強力にする必要があります。ここでは、HELIOS-KGPUで高速化された不透明度計算機の主要なアップグレードを紹介し、妥当な時間内に大きなラインリストを処理するために必要な手順について説明します。パフォーマンスの向上に加えて、より多くの機能が含まれ、さまざまな原子および分子データセットを処理するためのツールボックスが提供されます。データのダウンロードと前処理から、ユーザーフレンドリーな方法での不透明度計算の実行までです。HELIOS-Kは、ExoMol、HITRAN、HITEMP、NIST、Kurucz、およびVALD3のラインリストをサポートしています。EXoCrossコードで使用される0.1cm^-1の解像度と25cm^-1の切断長をタイミングパフォーマンス（データの読み込み時間を除く251秒）に一致させることにより、HELIOS-KはExoMolBT2送水管リストを処理できます。12.5秒。0.01cm^-1の解像度を使用すると、45秒かかります。これは1秒あたり約10^7行に相当します。ほとんどの太陽系外惑星大気分光計算には0.01cm^-1の波数分解能で十分であるため、数百の原子および分子種の不透明度関数の計算にこの分解能を採用し、オープンアクセスDACEデータベースで自由に利用できるようにします。データベースの不透明度の計算では、分子には100cm^-1の切断長を使用し、原子には切断長を使用しません。当社の不透明度はhttps://dace.unige.ch/opacityDatabaseからダウンロードでき、https：//dace.unige.ch/opacityを使用して視覚化できます。
BEASTの始まり：Bスター太陽系外惑星存在量調査のサンプル特性と調査パフォーマンス
| Title |
BEAST_begins:_Sample_characteristics_and_survey_performance_of_the_B-star_Exoplanet_Abundance_Study |
| Authors |
Markus_Janson,_Vito_Squicciarini,_Philippe_Delorme,_Raffaele_Gratton,_Mickael_Bonnefoy,_Sabine_Reffert,_Eric_E._Mamajek,_Simon_C._Eriksson,_Arthur_Vigan,_Maud_Langlois,_Natalia_Engler,_Gael_Chauvin,_Silvano_Desidera,_Lucio_Mayer,_Gabriel-Dominique_Marleau,_Alexander_J._Bohn,_Matthias_Samland,_Michael_Meyer,_Valentina_d'Orazi,_Thomas_Henning,_Sascha_Quanz,_Matthew_Kenworthy,_Joseph_C._Carson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02043 |
広い巨大惑星の発生率は、少なくともA型レジームまでは恒星の質量とともに増加するように見えますが、B型星はこれまで大規模な調査で体系的に研究されていません。したがって、この発生傾向がどの恒星の質量まで続くのかは不明なままです。B型外惑星存在量研究（BEAST）は、極度の補償光学機器SPHEREを使用した直接イメージング調査であり、さそり-ケンタウルス（Sco-Cen）地域の85個のB型星を対象として、広範囲の巨大惑星を検出することを目的としています。分離し、それらの発生率と物理的特性を制約します。調査の統計的結果は、惑星形成の恒星質量の上限が発生するかどうか、どこで発生するかを判断するのに役立ちます。この作業では、BEASTターゲットサンプルの選択と特性評価について説明します。各システムの年齢に特に重点が置かれています。これは、直接イメージング観測を解釈する際の中心的なパラメータです。Sco-Cen内の運動学的下部構造に基づいて、年代測定の新しいスキームを実装します。これは、文献の以前の年齢決定を補完および拡張します。また、10個の恒星コンパニオンの検出を含む、最初のエポック観測からの初期結果を示します。そのうち6個は以前は不明でした。調査のすべての惑星候補は、割り当てられた観測プログラムの一部であり、近い将来実行される第2エポック観測でフォローアップする必要があります。
現実的な合成流星軌道の生成に関する注意
環境。小天体の実際の関連性を特定するために、さまざまな方法で生成された軌道の合成セットを使用できます。これらは完璧な方法ではないため、品質の評価は不可欠なタスクです。目的。この研究では、合成流星軌道を生成するための5つの方法を比較しました。それらのうちの3つ（ME0、KD10、およびKDns）はすでに文献で提案されており、2つの追加のもの（ME1およびME4）は新しい方法です。メソッド。可能な限り、合成軌道を観測された流星物質の軌道と比較しました。定量的な比較のために、いくつかのテストを適用しました。以前の作業で使用されたカイ2乗距離と最近傍NN_Nテスト、1次元カイ2乗検定とコルモゴロフ-スミルノフ（KS）検定、および2次元KSです。この研究で実施されたテスト。軌道サンプルの一般的な特性を推定するために、最近傍距離に基づいてデータセットのエントロピーH_Nを使用することを提案しました。最後に、合成軌道のクラスター分析を行いました。軌道類似性しきい値の値を計算して比較しました。結果。「現実的な」流星軌道を生成し、それらの品質をテストすることは複雑な問題であることを示しました。生成された軌道の品質の評価は、適用されたテストのタイプによって異なり、使用された観測された軌道のサンプルを参照します。テストが異なれば、評価も異なります。ただし、実際には、調査した方法を対応して適用した場合、同様の結果が得られました。
ユニークな炭素質隕石フレンスブルクの軌道と軌道
| Title |
Trajectory_and_orbit_of_the_unique_carbonaceous_meteorite_Flensburg |
| Authors |
Ji\v{r}\'i_Borovi\v{c}ka,_Felix_Bettonvil,_Gerd_Baumgarten,_J\"org_Strunk,_Mike_Hankey,_Pavel_Spurn\'y,_and_Dieter_Heinlein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02177 |
C1グループ化されていない炭素質コンドライトFlensburgは、2019年9月12日の昼間にドイツに落下しました。1台の専用AllSky6流星カメラと3つの火球のカジュアルビデオ記録を使用して、大気の軌道、速度、および太陽周回軌道を決定しました。隕石は、2.82AUの地動説距離で木星との5：2共鳴の近くで発生したことがわかりました。米国政府のセンサー（USGS）によって報告された火球エネルギーと組み合わせると、流星物質の大気前の直径は2〜3メートル、質量は10,000〜20,000kgと推定されました。流星物質は、0.7〜2MPaの動圧の下で、46〜37kmの高さの大気中で大きく断片化しました。たった1つの隕石が回収されたことは、元の質量のごく一部だけが地面に到達したことを示唆しています。火球速度ベクトルは、USGSによって報告されたものと比較されました。放射には良好な一致がありますが、速度値はUSGSによってほぼ1km/s過小評価されています。
ガイアの完全性-詩IV：ガイアDR2の位置天文学の広がり関数
| Title |
Completeness_of_the_Gaia-verse_IV:_The_Astrometry_Spread_Function_of_Gaia_DR2 |
| Authors |
Andrew_Everall,_Douglas_Boubert,_Sergey_E._Koposov,_Leigh_Smith_and_Berry_Holl |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01723 |
ガイアDR2は、前例のない1,331,909,727のソースの位置、視差、固有運動を公開し、銀河ダイナミクスの分野に革命をもたらしました。このデータを、位置天文学の広がり関数（ASF）、測定された位置で予想される不確実性、固有運動、および非加速点光源の視差で補完します。ASFはガウス関数であり、GaiaDR2スキャン法則を使用して、空の位置と見かけの等級の関数として5D位置天文共分散行列を作成し、観測データとの優れた一致を示します。これは、「私の星が非加速点光源であった場合、ガイアはどの位置天文共分散を公開しただろうか」という質問に答えるために使用できます。ASFは、連星系、太陽系外惑星の軌道、位置天文学のマイクロレンズイベント、および予想される位置天文学の不確実性に過剰な位置天文学のノイズを追加する拡張ソースの特性評価を可能にします。ASFを使用してGaiaDR2ソースの単位重量誤差（UWE）を推定することにより、ASFが実際に過剰なソースノイズの直接プローブを提供することを示します。ASFを使用して、astrometric_sigma5d_maxのカットからガイアの位置天文サンプルの選択関数への寄与を推定します。これは、$G<20$の高い完全性を示し、$G=21の空のアンダースキャン領域で$<1\％$に低下します。$。ユーザーがASFにアクセスできるPythonパッケージSCANNINGLAW（https://github.com/gaiaverse/scanninglaw）にASFモジュールを追加しました。
シミュレートおよび観測された巨大銀河における合併とAGN活動の関係
| Title |
The_Connection_between_Mergers_and_AGN_Activity_in_Simulated_and_Observed_Massive_Galaxies |
| Authors |
Ray_S_Sharma,_Ena_Choi,_Rachel_S_Somerville,_Gregory_F._Snyder,_Dale_D._Kocevski,_Benjamin_P._Moster,_Thorsten_Naab,_Desika_Narayanan,_Jeremiah_P._Ostriker,_David_J._Rosario |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01729 |
AGN、AGNでの合併活動をよりよく理解することを目的として、星の質量が$M_{\ast}>10^{10.9}M_\odot$の巨大銀河の$30$高解像度ズームイン宇宙流体力学シミュレーションのスイートを分析します。合併システムにおける活動、合併中のSMBHの成長、およびガス含有量の役割。放射伝達コード\textsc{Powderday}を使用して、赤方偏移$0.5<z<3$中央銀河のHST-WFC3F160W模擬観測を生成し、CANDELS調査と同様のノイズ特性を追加し、一般的に採用されている合成画像から形態特性を測定します。ノンパラメトリック統計。合成画像から測定された形態学的特性の分布を、CANDELSからの不活性銀河およびX線で選択されたAGNホストのサンプルと比較します。シミュレーション、合成画像、および観測されたCANDELSサンプルで、合併とAGN活動の関係を研究します。シミュレーションとCANDELSの両方で、サンプル内の最も明るい$（L_{\rmbol}>10^{45}$ergs$^{-1}）$AGNでさえ非アクティブである可能性が高いことがわかります。銀河$（L_{\rmbol}<10^{43}$ergs$^{-1}）$は、マージシステムで見つかります。また、AGN活動は、合併によって全体的に強化されることも、合併の前後の$1$Gyrの特定の時点で強化されることもありません。ガスが豊富な大規模な合併（恒星の質量比$>$1：4）でさえ、必ずしもAGN活動を強化したり、中央のSMBHを大幅に成長させたりするわけではありません。ここで研究されたシミュレートされた巨大銀河では、合併はAGNの主要な推進力ではないと結論付けています。
明白な視界に隠れているクラスター（CHiPS）調査：CHIPS1911 + 4455、マージクラスターの急速冷却コア
| Title |
The_Clusters_Hiding_in_Plain_Sight_(CHiPS)_survey:_CHIPS1911+4455,_a_Rapidly-Cooling_Core_in_a_Merging_Cluster |
| Authors |
Taweewat_Somboonpanyakul,_Michael_McDonald,_Matthew_Bayliss,_Mark_Voit,_Megan_Donahue,_Massimo_Gaspari,_H\r{a}kon_Dahle,_Emil_Rivera-Thorsen,_Antony_Stark |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01731 |
ハッブル宇宙望遠鏡からの高解像度光学画像、チャンドラX線天文台からのX線画像、および新たに発見された銀河団CHIPS1911+4455、z=0.485+の北欧光学望遠鏡からの光学スペクトルを提示します。/-0.005。CHIPS1911+4455は、ROSATAll-SkySurveyで孤立したX線点光源と誤認された極端な中心銀河を持つ銀河団を発見しようとしたクラスターHidinginPlainSight（CHiPS）調査で発見されました。新しいチャンドラX線観測では、コア（r=10kpc）エントロピーが17+2-9keVcm^2であることがわかります。これは、リラックスしたクラスターの中心に通常見られる強力なクールコアを示唆しています。ただし、CHIPS1911+4455の大規模な形態は非常に非対称であり、より動的にアクティブで乱流のクラスターを示しています。さらに、ハッブル画像は、最も明るい銀河団（BCG）の近くにある巨大なフィラメント状のスターバーストを示しています。BCGの星形成率は、140〜190Msun/年と測定されています。これは、これまでに中央銀河団で測定された最も高い率の1つです。CHIPS1911+4455の考えられるシナリオの1つは、大規模な合併中に冷たいコアが移動し、急速に冷却され、冷たい星形成ガスがコアに向かって雨が降っていることです。このユニークなシステムは、そのような現象がより一般的であることが証明されている高赤方偏移クラスターの優れたケーススタディです。このようなシステムをさらに研究することで、クラスターの合併と冷却の関係、およびこれらが活動銀河核（AGN）フィードバックの全体像にどのように適合するかについての理解が大幅に向上します。
300プロジェクト：クラスター環境での落下物のガス破壊
| Title |
The_Three_Hundred_Project:_The_gas_disruption_of_infalling_objects_in_cluster_environments |
| Authors |
Robert_Mostoghiu,_Jake_Arthur,_Frazer_R._Pearce,_Meghan_Gray,_Alexander_Knebe,_Weiguang_Cui,_Charlotte_Welker,_Sof\'ia_A._Cora,_Giuseppe_Murante,_Klaus_Dolag,_Gustavo_Yepes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01734 |
324個の数値モデル化された銀河団のコレクションであるTHETHREEHUNDREDプロジェクトから、クラスター環境に落下するハローのガス含有量の進化を分析します。サンプルのハローは、メインクラスターハローの$5R_{200}$以内の$z=0$で選択され、ハローの総質量は$M_{200}\geq10^{11}h^{-1}M_{\odot}$。私たちは彼らの主な先祖を追跡し、彼らが落下地域に渡ってからのガスの進化を研究します。全位相空間情報と視線投影の両方を使用して母集団の放射状の傾向を研究し、Arthuretal。を確認します。（2019）結果として、3Dで$1.7R_{200}$前後、投影で$R_{200}$付近の特徴的な半径を特定します。この半径では、落下するハローが落下前にほぼすべてのガスを失います。サブハローの状態で傾向を分割すると、落下領域のグループ質量および低質量のホストハローに存在するサブハローは、ホストと同様の放射状のガス損失傾向に従うのに対し、クラスター質量のホストハローのサブハローは、ガスが大幅に除去されることを示します。さらにアウト。私たちの結果は、落下する物体は、落下からの時間、クラスター中心の距離、およびホストの質量と相関する重大なガス破壊に苦しんでおり、それらが経験するガス破壊は、サブハロ前処理と半径での物体ガス降着の組み合わせであることを示しています。降着ショックのように動作します。
ALMA Lensing Cluster Survey：$ z \ geq $ 6の強力にレンズ化された多重画像のほこりっぽいシステム
| Title |
ALMA_Lensing_Cluster_Survey:_a_strongly_lensed_multiply_imaged_dusty_system_at_$z\geq$6 |
| Authors |
N._Laporte,_A._Zitrin,_R._S._Ellis,_S._Fujimoto,_G._Brammer,_J._Richard,_M._Oguri,_G._B._Caminha,_K._Kohno,_Y._Yoshimura,_Y._Ao,_F._E._Bauer,_K._Caputi,_E._Egami,_D._Espada,_J._Gonz\'alez-L\'opez,_B._Hatsukade,_K._K._Knudsen,_M._M._Lee,_G._Magdis,_M._Ouchi,_F._Valentino,_T._Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01740 |
クラスターMACSJ0600.1-2008（$z$=0.46）を通して見た赤方偏移$z=$6.07で、本質的にかすかな、五重画像の、ほこりっぽい銀河MACS0600-z6の発見を報告します。$\simeq4\sigma$ダスト検出は、進行中のALMAラージプログラムであるALMALensingClusterSurvey（ALCS）の一部として1.2mmで見られ、赤方偏移は[CII]158$\mu$mを介して保護されます。コンパニオンペーパーに記載されている排出量。さらに、GMOS/Gemini-Northによる分光学的フォローアップは、その赤方偏移でのライマンブレークと一致して、銀河のスペクトルのブレークを示しています。クラスターの詳細な質量モデルを使用し、この銀河の最も拡大された画像の倍率$\mu\gtrsim$30を推測します。これは、宇宙の再電離の終わりに亜高光度銀河の物理的特性を調べる前例のない機会を提供します。。スペクトルエネルギー分布に基づいて、$\rm{2.9^{+11.5}_{-2.3}\times10^9}$と$\rm{4.8^{+4.5}_のレンズ補正された恒星と塵の質量を推測します。{-3.4}\times10^6}$$\rm{M_{\odot}}$、それぞれ$\rm{9.7^{+22.0}_{-6.6}M_{\odot}yr^の星形成率{-1}}$、固有サイズ$\rm{0.54^{+0.26}_{-0.14}}$kpc、光度加重年齢200$\pm$100Myr。驚くべきことに、この比較的若い銀河のダスト生成率は、同等のより低い赤方偏移源で観察されたものよりも大きいように見えます。これが初期の超新星がより効率的なダスト生成者であることを意味するかどうか、そしてダスト質量を初期の星形成のプローブとして使用することの結果について議論します。
ALFALFA調査からのHI含有超拡散銀河のVLAイメージング
| Title |
VLA_Imaging_of_HI-bearing_Ultra-Diffuse_Galaxies_from_the_ALFALFA_Survey |
| Authors |
Lexi_Gault,_Lukas_Leisman,_Elizabeth_A._K._Adams,_Pavel_E._Mancera_Pi\~na,_Kameron_Reiter,_Nicholas_Smith,_Michael_Battipaglia,_John_M._Cannon,_Filippo_Fraternali,_Martha_P._Haynes,_Elizabeth_McAllan,_Hannah_J._Pagel,_Katherine_L._Rhode,_John_J._Salzer,_Quinton_Singer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01753 |
超拡散銀河は、銀河形成モデルに挑戦する大きな光学範囲と低い光学表面輝度のために大きな関心を呼んでいます。ここでは、カールG.ヤンスキー超大型アレイ（VLA）からの12個のHI含有超拡散銀河（HUD）の分解合成観測と、キットピーク国立天文台のWIYN3.5メートル望遠鏡からの深部光学イメージングを紹介します。全強度HIマップとHI速度フィールドを含むデータ処理と画像を提示します。HUDは、秩序だったガス分布と回転の証拠、ManceraPi\〜naetal。の詳細な運動モデルの重要な前提条件を示しています。（2019b）。HIと恒星の位置合わせと範囲を比較すると、HIはすでに拡張された恒星成分を超えて伸びており、HIディスクは恒星のものに対してずれていることが多く、これらの極端なソースの傾斜測定に近づく際の注意の重要性が強調されています。HIの質量と直径のスケーリングの関係を調べたところ、HUDには拡散した星の種族がありますが、典型的なグローバルHI表面密度で関係に沿っていることがわかりました。この分解されたサンプルは、この極端な銀河系外集団におけるHI分布のより詳細な研究の重要な基礎を形成します。
天の川球状星団NGC6981（M72）における潮汐破壊の兆候
| Title |
Signatures_of_tidal_disruption_in_the_Milky_Way_globular_cluster_NGC_6981_(M72) |
| Authors |
A.E._Piatti,_M.F._Mestre,_J.A._Carballo-Bello,_D.D._Carpintero,_C._Navarrete,_M.D._Mora,_C._Cenzano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01818 |
天の川の球状星団NGC6981の外側の領域を、公開されている$BV$測光と新しいダークエネルギーカメラ（DECam）の観測から調べます。どちらも、クラスターの主系列（MS）のターンオフより4等近く下にあります。$BV$データセットは、クラスター周辺の潮汐外の特徴の存在を明らかにしていますが、DECam観測のはるかに広い視野により、クラスターから天の川の反対方向に伸びる他の潮汐特徴を特定することができました。センター。これらのクラスター構造の特徴は、クラスターの色と大きさの図がフィールドの星の汚染から除去された後、MS星を使用して作成された恒星密度マップから生じます。また、潮汐外の破片の空間分布を理解するのに役立つように、$N$体シミュレーションを実行しました。結果は、クラスター速度ベクトルの方向にほぼ平行な長いトレーリングテールとリーディングテールの存在を明らかにします。銀河系の通過中に潮汐破壊によってクラスターの質量の大部分が失われ、それぞれが20Myr近く続いたことがわかりました。したがって、クラスター近くの逃げる星の密度の減少は、$N$-bodyシミュレーションから予想されます。これは、NGC6891の周りのはるかに広い領域を探索することで、より強力な潮汐外の特徴を見つけることができることを意味します。
SITELLE H {\ alpha}
z〜0.25クラスターのイメージング分光法：輝線銀河検出とAbell2390およびAbell2465のイオン化ガスオフセット
| Title |
SITELLE_H{\alpha}_Imaging_Spectroscopy_of_z~0.25_Clusters:_Emission_Line_Galaxy_Detection_and_Ionized_Gas_Offset_in_Abell_2390_&_Abell_2465 |
| Authors |
Qing_Liu,_Howard_Yee,_Laurent_Drissen,_Suresh_Sivanandam,_Irene_Pintos-Castro,_Leo_Y._Alcorn,_Bau-Ching_Hsieh,_Lihwai_Lin,_Yen-Ting_Lin,_Adam_Muzzin,_Allison_Noble,_Lyndsay_Old |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01887 |
環境への影響は、銀河団などの密集した環境での銀河の進化を理解するために重要です。CFHTのユニークなイメージングフーリエ変換スペクトログラフであるSITELLEの広い視野を使用して、落下領域にあるクラスター銀河の大きくて完全なサンプルの2Dスペクトル情報を取得できます。相互相関技術を使用してデータキューブから輝線銀河（ELG）を識別するために開発されたパイプラインについて説明します。2つのz$\sim$0.25銀河団Abell2390とAbell2465からのELGの輝線領域と恒星連続体の間の空間オフセットに基づいて結果を示します。クラスターの中心から離れた方向を向いているオフセットに優先順位があります。2つのクラスターを組み合わせると、ビリアル半径内の高速銀河には3$\sigma$の超過があり、オフセットはクラスターの中心から離れた方向を向いています。オフセットが銀河の速度ベクトルの代理であると仮定すると、ラム圧力ストリッピングから予想されるように、この過剰は、ラム圧力ストリッピングが落下する銀河の最初の通過中に最も効果的に発生し、その星形成の消光につながることを示します。また、ビリアル領域の外側では、オフセットが大きい落下銀河の連続体正規化H$\alpha$線フラックスは、オフセットが小さいかまったくない銀河よりも平均して低く、主な消光メカニズムとしてラム圧力をさらにサポートしていることがわかります。初期の落下段階。
ALMAレンズクラスター調査：明るい[CII] 158 $ \ mu $ m複数の画像化されたサブ$ L ^ {\ star}
$銀河からの線$ z = 6.0719 $
| Title |
ALMA_Lensing_Cluster_Survey:_Bright_[CII]_158_$\mu$m_Lines_from_a_Multiply_Imaged_Sub-$L^{\star}$_Galaxy_at_$z=6.0719$ |
| Authors |
Seiji_Fujimoto,_Masamune_Oguri,_Gabriel_Brammer,_Yuki_Yoshimura,_Nicolas_Laporte,_Jorge_Gonz\'alez-L\'opez,_Gabriel_B._Caminha,_Kotaro_Kohno,_Adi_Zitrin,_Johan_Richard,_Masami_Ouchi,_Franz_E._Bauer,_Ian_Smail,_Bunyo_Hatsukade,_Yoshiaki_Ono,_Vasily_Kokorev,_Hideki_Umehata,_Daniel_Schaerer,_Kirsten_Knudsen,_Fengwu_Sun,_Georgios_Magdis,_Francesco_Valentino,_Yiping_Ao,_Sune_Toft,_Miroslava_Dessauges-Zavadsky,_Kazuhiro_Shimasaku,_Karina_Caputi,_Haruka_Kusakabe,_Kana_Morokuma-Matsui,_Kikuchihara_Shotaro,_Eiichi_Egami,_Minju_M._Lee,_Timothy_Rawle,_and_Daniel_Espada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01937 |
強く拡大され、多重画像化された（$\mu\sim20-160$）サブ$L^{*}$（$M_{\rmUV}$）からの明るい[CII]158$\mu$mライン検出を提示します。=$-19.75^{+0.55}_{-0.44}$）ALMALensingClusterSurvey（ALCS）の$z=6.0719\pm0.0004$にあるライマンブレーク銀河（LBG）。輝線は、268.7GHz、$\geq$8$\sigma$で、巨大な銀河団RXCJ0600$-$2007の背後にあるLBGの2つの複数の画像の位置で正確に識別されます。VLT/MUSEの最新の分光法で更新されたレンズモデルは、LBGのサブ領域がコースティックスを横切り、ローカル倍率$\mu\simの長い（$\sim6''$）円弧にレンズ化されていることを示しています。160$、[CII]ラインも大幅に検出されます。ソース平面の再構築により、星間物質（ISM）構造が解決され、[CII]ラインが$\sim$300pcのスケールで残りのフレームのUV連続体と共空間的であることが示されます。[CII]線の特性は、LBGが回転が支配的なシステムであり、その速度勾配がLBG全体とそのサブ領域の間の赤方偏移のわずかな違いを説明していることを示唆しています。星形成率（SFR）-LBGのサブ領域から全領域への$L_{\rm[CII]}$の関係は、局所銀河の関係と一致しています。[CII]光度関数のかすかな端の下限を$z=6$で評価し、それが半解析モデルおよびローカルSFR-$L_{\rm[CII]からの予測と一致していることを確認します。}$$z=6$でのSFR関数との関係。これらの結果は、局所的なSFR-$L_{\rm[CII]}$の関係が、再電離の時代においてさえ、空間的に分解されたISM、銀河の全領域、宇宙のスケールを含む広範囲のスケールで普遍的であることを意味します。。
ISMにおけるH $ _2 $ OUV光解離の診断としてのOH中赤外発光。 HH211テストケース
| Title |
OH_mid-infrared_emission_as_a_diagnostic_of_H$_2$O_UV_photodissociation_in_the_ISM._The_HH_211_test_case |
| Authors |
Beno\^it_Tabone,_Marc_C._van_Hemert,_Ewine_F._van_Dishoeck,_John_H._Black |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01989 |
水は星間および星周環境において重要な分子です。OHの中赤外回転線の以前の観察は、これらの線が水の光解離を調べるために使用されるかもしれないことを示唆しています。この作業では、OHフラグメントの状態を解決するH$_2$Oの光解離の断面を収集し、GROSBETAと呼ばれる新しい分子励起コードに組み込みます。これには、放射ポンピング、衝突（脱）励起、および迅速な発光（すなわち、励起状態でのOHの生成に続いて）。$N_{up}=18$から45の回転遷移をカバーする、9-16$\mu$mの範囲のOH回転線強度は、1秒あたりに光解離したH$_2$Oのカラム密度に比例することがわかります。114-143nmの範囲の光子によって、他の局所特性に依存しません。水のカラム密度の独立した測定が利用可能であれば、局所的なUV放射場の強度を高い精度で推定することができます。対照的に、より長い遠赤外線波長のOH線は、主にIR放射ポンピングと衝突によって生成されます。私たちのモデルは、スピッツァーがHH211バウショックの先端に向かって観測した、$10-16\mu$mの範囲のOH中赤外線を正常に再現し、ジェットショックが周囲を照射してH$_2$Oを標準の星間放射場よりも約$5\times10^3$倍大きいUV光子フラックス。また、H$_2$+Oの反応による化学的ポンピングが、$16-30\mu$mの範囲のラインの励起を補う可能性があることもわかりました。OHの中赤外線線は、水の光分解速度を推測するための強力な診断を構成し、したがって、UVフィールドの水がさらされます。将来のJWST-MIRI観測では、さまざまな高密度および照射環境でのH$_2$Oの光破壊率をマッピングし、局所的なUV放射場のロバストな推定値を提供できるようになります。
S星の星周エンベロープとSgrA *の環境との最初に観測された相互作用
| Title |
First_observed_interaction_of_the_circumstellar_envelope_of_an_S-star_with_the_environment_of_Sgr_A* |
| Authors |
Florian_Pei{\ss}ker,_Basel_Ali,_Michal_Zaja\v{c}ek,_Andreas_Eckart,_S._Elaheh_Hosseini,_Vladim\'ir_Karas,_Yann_Cl\'enet,_Nadeen_B._Sabha,_Lucas_Labadie,_Matthias_Subroweit |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02077 |
いくつかの出版物は、周囲の星間物質と放射場についてさらに学ぶために、バウショックの観測の重要性を強調しています。多波長解析を使用して、超大質量ブラックホールSgr〜A*の近くにある最も顕著なほこりやガスのバウショック源X7を再検討します。この調査の目的のために、2002年から2018年までのSINFONI（H+Kバンド）およびNACO（$L'$-および$M'$バンド）データセットと追加のCOMIC/ADONIS+RASOIR（$L'$-band）1999年のデータ。SINFONIのラインマップを分析することにより、先端から尾まで$\sim200$km/sの速度を特定します。さらに、$H$-、$K$-、$L'$-、および$M'$バンドのNACOとSINFONIの多波長データの組み合わせにより、2成分の黒体適合が得られます。X7は、塵に覆われた恒星の天体です。Br$\gamma$ラインマップとNACO$L'$バンドの連続体で観測されたX7の進行中の伸長と方向は、Sgr〜A*の位置またはIRS16複合体で発生する風を示しています。2010年以降の観測によると、塵とガス殻は、その恒星源S50からの投影で分離されているようです。データはまた、S50の存在によりX7のテールが熱的に加熱されることを示唆しています。先端のガス放出は、関連する前方散乱（ミー散乱）のために励起されます。これは、近い将来、X7の形状に影響を与え続けます。さらに、最近分析されたほこりっぽいソースとBr$\gamma$-barとともに、このソースの独自性を強調する興奮した[FeIII]ラインが見つかりました。
非常に明るいradio-WISEで選択された銀河のブラックホールの質量
| Title |
The_black_hole_masses_of_extremely_luminous_radio-WISE_selected_galaxies |
| Authors |
E._R._Ferris,_A._W._Blain,_R.J._Assef,_N._A._Hatch,_A._Kimball,_M._Kim,_A._Sajina,_A._Silva,_D._Stern,_T._Diaz-Santos,_C-W._Tsai,_D._Wylezalek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02101 |
30の非常に明るいラジオと中赤外の選択された銀河の近赤外測光と分光法を紹介します。ボロメータの光度が$\sim10^{13}$$\rm{L_{\odot}}$を超え、赤方偏移が$z=0.880-2.853$の範囲であるため、VLT機器のXシューターとISAACを使用して、銀河。幅広い多成分輝線が18個の銀河で検出され、近赤外線$\rm{H\rm{\beta}}$、$\text{[OIII]}\rm{\lambda}\rm{を測定します。\lambda}4959,5007$と$\rm{H\rm{\alpha}}$は、それぞれ6、15、13の銀河で、10$\rm{Ly\alpha}$と5つのCIVラインがUVBで追加で検出されました腕。広い$\text{[OIII]}\rm{\lambda}5007$輝線をボロメータAGN光度の代用として使用し、$10^{7.9}$-$10^の超大質量ブラックホール質量の下限を導き出します。{9.4}$$\text{M}_{\odot}$、対応するホストの質量は$10^{10.4}$-$10^{12.0}$$\text{M}_{\odot}$と予想されます。これらのソースのうち8つについて$\rm{\lambda}_{Edd}$>1を$2\sigma$の有意性で測定します。近赤外測光とSEDフィッティングは、恒星の質量を直接比較するために使用されます。5つの銀河で両方のバルマー系列を検出し、これらを使用して$A_{V}$=2.68等の平均視覚的消滅を推測します。$\rm{H\rm{\beta}}$輝線測定値の非検出と不確実性のため、FWHM=1480$\の幅広い$\rm{H\rm{\beta}}$線をシミュレートします。rm{kms^{-1}}$は、測定された$\rm{H\rm{\alpha}}$放出を伴うすべての線源の消滅を推定します。次に、これを使用して平均$A_{V}=3.62$magを推測し、これらの銀河の非常に不明瞭な性質を示します。その結果、ブラックホールの質量の推定値が最も極端に0.5桁増加します。とあいまいなケース。
PHANGS-HST：CIGALEを使用した星団スペクトルエネルギー分布フィッティング
| Title |
PHANGS-HST:_Star_Cluster_Spectral_Energy_Distribution_Fitting_with_CIGALE |
| Authors |
Jordan_A._Turner,_Daniel_A._Dale,_Janice_C._Lee,_Mederic_Boquien,_Rupali_Chandar,_Sinan_Deger,_Kirsten_L._Larson,_Angus_Mok,_David_A._Thilker,_Leonardo_Ubeda,_Bradley_C._Whitmore,_Francesco_Belfiore,_Frank_Bigiel,_Guillermo_A._Blanc,_Eric_Emsellem,_Kathryn_Grasha,_Brent_Groves,_Ralf_S._Klessen,_Kathryn_Kreckel,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Adam_K._Leroy,_Erik_Rosolowsky,_Patricia_Sanchez-Blazquez,_Eva_Schinnerer,_Andreas_Schruba,_Schuyler_D._Van_Dyk,_Thomas_G._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02134 |
ハッブル宇宙望遠鏡（HST）によって実行される測光測光の感度と角度分解能により、数十メガパーセクまでの銀河内の個々の星団の研究が可能になります。星団のスペクトルエネルギー分布（SED）のフィッティングは、それらの物理的特性を測定し、それらの進化を研究するために不可欠です。公開されているCodeInvestigatingGALaxyEmission（CIGALE）SEDフィッティングパッケージを使用して、近くの銀河S-HST（PHANGS-HST）調査の高角度分解能での物理学で特定された星団の年齢、恒星の質量、および赤みを導き出すことについて報告します。。銀河NGC3351の星団のサンプルを使用して、コードを検証するために実行されたベンチマーク分析の結果と、レガシー銀河系外紫外線調査（LEGUS）からのSEDフィッティング結果との比較を示します。PHANGS-HSTSEDフィッティングパイプラインの手順を検討します。たとえば、単一の星の種族モデルの選択、輝線星雲と塵の処理、SEDフィッティングのフラックスとマグニチュードの使用などです。NGC3351のクラスターの特性について報告すると、平均して、NGC3351の内側の星形成リングに存在するクラスターは若く（$<10$Myr）、巨大（$10^{5}M_{\odot）であることがわかります。}$）一方、星の膨らみのクラスターはかなり古いです。クラスター質量関数の適合により、-2前後の$\beta$値が得られます。これは、最も若い年齢で浅くなる傾向がある以前の結果と一致しています。最後に、年齢と質量の分布について、物理的に動機付けられた事前確率を追加してベイズ分析を調査し、結果のクラスター分布を分析します。
拡散した星間雲のペアにおける衝撃と分子
拡散星間物質は動的であり、その化学的性質と進化は、光解離だけでなく衝撃波面によっても決定されます。衝撃は、しばしば統計的に「乱流」と呼ばれる超音速運動と速度分散によって暗示されます。磁気流体力学的（MHD）衝撃のモデルを、ISMを通過する雲の動きに典型的な速度（3〜25km/s）および冷たい中性ガスに典型的な密度（〜100cm-3）で、水素原子のアーカイブ観測と比較します21-ガスキネマティクスのcm線、ダスト質量の遠赤外線放射、および高解像度形態の中間赤外線放射。質量が50太陽程度の3つの高緯度雲ペアのショックフロントを識別します。雲には「尾」が伸びた「頭」があり、高解像度の画像は「頭」の前縁に弧を描いており、これは個々の衝撃である可能性があります。HIは、衝撃加速された材料のために、前縁でより高速のガスを示します。2つの雲のペアの場合、一方の雲には、広くオフセットされたHIで示されるアクティブな衝撃がありますが、もう一方の雲にはすでに衝撃があり、主に「COダーク」分子水素です。雲のペアの磁場に平行な衝撃の2次元MHDシミュレーションは、流れと磁場の整列による結合された「テール」を含む、観測された雲の特徴との顕著な類似性を示しています。磁場とガスの流れの間の平行な整列は、小さな分子雲の形成につながる可能性があります。
深い高スペクトル分解能分光法によるオリオン大星雲内の光イオン化ハービッグハロー天体I：HH529IIおよびIII
| Title |
Photoionized_Herbig-Haro_objects_in_the_Orion_Nebula_through_deep_high-spectral_resolution_spectroscopy_I:_HH529II_and_III |
| Authors |
J._E._M\'endez-Delgado,_C._Esteban,_J._Garc\'ia-Rojas,_W._J._Henney,_A._Mesa-Delgado_and_K._Z._Arellano-C\'ordova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02191 |
オリオン大星雲内の完全に光イオン化されたハービッグハロー天体HH529の2つのバウショック（HH529IIとHH529III）の物理的条件、化学組成、および運動学的特性の分析を示します。データは、8.2mの超大型望遠鏡での紫外線および視覚エシェル分光器と20年間のハッブル宇宙望遠鏡のイメージングで取得されました。HH529IIおよびIIIの高速成分の放出を星雲の放出から分離し、再結合に基づくものを含む複数の診断を通じて、すべての成分の$n_{\rme}$および$T_{\rme}$を決定します。ライン（RL）。衝突励起線（CEL）とRLに基づいて、いくつかのイオンのイオン存在量を導き出します。オリオン大星雲の主な放出における温度変動パラダイム（$t^2$）の予測と存在比不一致係数（ADF）の間に良い一致が見られます。ただし、$t^2$は、HH529IIおよびIIIに見られるより高いADFを説明できません。オリオン大星雲の気相ではFeの6％と推定されますが、この値はHH529IIでは14％に、HH529IIIでは10％から25％に増加します。このような増加は、おそらくバウショックでのダスト粒子の破壊によるものであることがわかります。HH529II-IIIには、C、O、Ne、S、Cl、およびArが約0.1dex過剰に含まれていることがわかります。これは、HH529フローのソースからのH欠乏物質の混入に関連している可能性があります。複数の離散的な特徴を見つけるHH529の固有運動を決定します。HH529の場合、空の平面に対する流れの角度は$58\pm4^{\circ}$と推定されます。
スザクによる中性子星降着の包括的広帯域研究：X線スペクトルにバイモダリティはありますか？
| Title |
Comprehensive_broadband_study_of_accreting_neutron_stars_with_Suzaku:_Is_there_a_bi-modality_in_the_X-ray_spectrum? |
| Authors |
Pragati_Pradhan,_Biswajit_Paul,_Enrico_Bozzo,_Chandreyee_Maitra,_B.C._Paul |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01727 |
\emph{Suzaku}に搭載されたXISとPINからのデータを使用して、降着する中性子星の広帯域スペクトル分析を提示します。べき乗則と高エネルギーカットオフ、サイクロトロン線（必要な場合）を含む単一の連続体モデルを使用したこれらのソースのスペクトル適合から、さまざまなスペクトルパラメーター間の相関を調べました。私たちが研究した39の情報源のうち、16はサイクロトロン線の存在が文献で知られている情報源であり、29はカットオフエネルギーを必要とします。これらの29のソースのうち、18のカットオフエネルギーは3〜10keVの範囲にあり、11のソースの場合は12〜25keVに広がります。このバイモーダル動作は、BeXRBまたは超巨星HMXBであるシステムの特定の性質にも、X線放射を特徴付けるさまざまなビームパターン（パルスプロファイルの同時研究から推測される）にも基づいていません。\emph{Suzaku}のブロードバンドカバレッジは、両方のグループのサイクロトロン線エネルギーの値が高いほどカットオフエネルギーが飽和することも示しています。これは、以前の文献の研究と一致しています。サイクロトロン線の幅は、サイクロトロン線との弱い相関を示しています。エネルギー。また、スペクトルインデックスとフォールディングエネルギーの両方について、それぞれ光度との反相関が見られます。以前の作品とは異なり、X線の光度とK$\alpha$線のEWとの間に反相関は検出されませんでした。最後に、鉄のK$\alpha$線のEWとフラックスが従来のNS-HMXBよりもSFXTで小さいことを示します。これらの発見について、恒星風のさまざまな特性と付着メカニズムの観点から説明します。
GW170817およびGW190814：最大質量の張力
バイナリイベントGW170817とGW190814の検出は、中性子星の非回転構成の最大質量$M_{_{\rmTOV}}$に非常に貴重な制約を与えました。しかし、GW170817とGW190814で測定された中性子星の質量の大きな違いは、そのような最大質量の予測の間に大きな緊張をもたらし、GW170817は$M_{_{\rmTOV}}\lesssim2.3\、M_{\odot}$、およびGW190814は、二次が合併時に（非回転またはゆっくりと回転する）中性子星である場合、$M_{_{\rmTOV}}\gtrsim2.5\、M_{\odot}$を必要とします。遺伝的アルゴリズムを使用して、GW170817に関連する重力波および天文観測にまたがるパラメーターの多次元空間をサンプリングします。以前の推定と一致して、最大質量が$M_{_{\rmTOV}}=2.210^{+0.116}_{-0.123}\の範囲にある場合、すべての物理量が観測値と一致していることがわかります。、M_{\odot}$$2\textrm{-}\sigma$信頼水準内。対照的に、$M_{_{\rmTOV}}\gtrsim2.5\、M_{\odot}$の最大質量は、数値相対論の推定値をはるかに超える重力波放出の効率を必要とします。また、排出された質量の大幅な生産不足につながります。したがって、GW190814の二次星は、以前は回転する中性子星であった可能性がありますが、合併時のブラックホールであると仮定することで、張力を解放できます。
Mrk421からの2010年ガンマ線フレアのフォトハドロニックモデリング
| Title |
Photohadronic_Modelling_of_the_2010_Gamma-ray_Flare_from_Mrk_421 |
| Authors |
A._Rosales_de_Le\'on,_A._M._Brown_and_P._M._Chadwick |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01743 |
ブレーザーは活動銀河核（AGN）のサブクラスであり、観測者に対して小さな視野角を持つ相対論的ジェットを持っています。ハドロンシナリオに基づく最近の結果は、ブレーザーがフレア状態の間に高エネルギーニュートリノを生成する方法と、観測されたガンマ線の振る舞いをうまく説明できるシナリオについての継続的な議論の動機となっています。Markarian421は、銀河系外のガンマ線の空で最も近くて明るい天体の1つであり、2010年3月に14日間にわたってフレア活動を示しました。この作業では、\textit{Fermi}-LATデータの実行された分析について説明します。ソースはMeV範囲（100MeV-1GeV）に焦点を合わせ、非常に高エネルギー（VHE）のガンマ線に適合するようにプロトンとMeVSSCターゲット光子の間の$p\gamma$相互作用から生じる寄与の可能性を研究します放出。適合度は、モデルの単純さと一緒に適合度を評価する赤池情報量基準（AIC）テストを使用して、2つのレプトンモデル（1ゾーンと2ゾーン）と比較されました。すべての場合において、フォトハドロニックモデルは、1ゾーンレプトンモデルと比較して、またほとんどの場合2ゾーンモデルに関して、より適切な説明として支持されました。我々の結果は、ブレーザーのガンマ線フラックスのレプトハドロン起源への光ハドロンの寄与の可能性を示している。数十TeVを超え100MeV未満のエネルギーでの将来のガンマ線観測は、モデルをテストして区別するために重要です。
| Title |
Time_dependent_signatures_of_core-collapse_supernova_neutrinos_at_HALO |
| Authors |
B._Ekinci,_Y._Pehlivan,_and_Amol_V._Patwardhan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01797 |
ヘリウムと鉛の天文台（HALO）などの鉛ベースの検出器または銀河核崩壊超新星への計画されたアップグレードHALO-1ktの応答を計算します。反応速度の時間依存性に特に注意を払っています。冷却期間中にニュートリノの光度が指数関数的に低下すると、すべての反応速度が低下しますが、HALOの1中性子（1n）と2中性子（2n）のイベント率の比率はこの全体的な低下とは無関係です。それにもかかわらず、超新星の進化する条件に伴うニュートリノフレーバー変換の特性の変化により、この比率は時間とともに変化することがわかります。逆階層（IH）の場合、これは、光度の低下に伴ってスペクトル分割のシャープさが低下するという事実が原因です。法線階層（NH）の場合、衝撃波がMikheyev-Smirnov-Wolfenstein（MSW）共振領域を通過することによって発生します。ただし、どちらの場合も、1nと2nのイベント率の比率の変化は数パーセントに制限されていることがわかります。
少数のX線ジェットからのX線から無線へのオフセット推論
多くの分解された銀河系外ジェットにおけるX線と電波の特徴の位置の間の位置オフセットの観察は、放出領域が共空間ではないことを示しています。これは、kpcでのX線放出の起源に関する議論の重要な証拠です。スケール。既存の文献は、X線の特徴の正確な位置を生成するのに十分に深い\emph{Chandra}観測を持つジェットにほぼ独占的に焦点を当てていますが、既知のX線ジェットのほとんどは数十カウント以下で検出され、詳細な形態学的比較を行います難しい。ここでは、低カウントの画像再構成アルゴリズム（LIRA）を利用した、低カウントの\textit{Chandra}観測による22のソースの分析から、15の銀河系外ジェットにおけるX線から無線への位置オフセットの検出を報告します。このアルゴリズムにより、以前は浅い観測でオフセットの検出を困難にしていたポアソンバックグラウンド変動や近くの点光源などの影響を考慮することができました。この方法を使用すると、オフセットが検出可能なノットの55\％で、X線が無線の上流でピークに達し、X線放射を説明するためのIC/CMBモデルを含む1ゾーンモデルの適用性に疑問が生じることがわかります。また、以前に主張された2つのX線ジェットが検出されなかったことも報告します。すべてではありませんが、多くの線源は、X線と電波放射の間のオフセットが増加し、ジェットに沿ってX線と電波のフラックス比が減少するという緩い傾向に従います。
銀河の風は、銀河の生態学と進化における主要なフィードバックプロセスを構成します。それらは遍在的に観察され、豊富な現象学を示し、その起源は理論的にも観察的にも活発に調査されています。宇宙線は、特に天の川銀河のように、銀河風の駆動剤として広く認識されています。宇宙線駆動の風の形成は、銀河における宇宙線輸送の微物理と密接に関連しており、本質的に非線形でマルチスケールの現象になっています。この複雑な相互作用では、宇宙線の分布が風の発射に影響を与え、次に、風の存在によって形作られます。このレビューでは、風の形成に関与する宇宙線の物理学と風の流体力学に関する現在の知識を要約します。また、宇宙線による風の研究に関連する理論上の困難と、考えられる将来の改善と方向性についても説明します。
ヘリウム$ 1640 {\ rm \ AA} $輝線を介したELT-HARMONIによる種族III星の可観測性の予測
| Title |
Predicting_the_Observability_of_Population_III_Stars_with_ELT-HARMONI_via_the_Helium_$1640{\rm\AA}$_emission_line |
| Authors |
Kearn_Grisdale,_Niranjan_Thatte,_Julien_Devriendt,_Miguel_Pereira-Santaella,_Adrianne_Slyz,_Taysun_Kimm,_Yohan_Dubois_and_Sukyoung_K._Yi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01725 |
種族III（Pop。III）の星はまだ検出されていませんが、超大型望遠鏡の時代に入ると、これは変わる可能性があります。ポップの1つの可能性のあるトレーサー。III星は、HeII$\lambda1640$輝線であり、広範囲の赤方偏移（$2\leqz\leq14$）にわたって欧州超大型望遠鏡（ELT）のHARMONI分光器で検出できます。宇宙論的なAMR流体力学シミュレーションNewHorizonからの銀河を後処理することにより、Popの理論的スペクトルエネルギー分布（SED）を使用します。III星と放射伝達（つまり、それぞれユグドラシルモデルとCLOUDYルックアップテーブル）は、個々の銀河のHeII$\lambda1640$のフラックスを計算することができます。これらの銀河の10時間の模擬観測から、HARMONIがポップを検出できることを示しています。$z\sim10$までの銀河のIII星がポップを提供しました。III星は、トップヘビー初期質量関数（IMF）を持っています。さらに、それはポップするはずです。IIIスターは、代わりにポップのIMFと同様のIMFを持っています。私が主演しているのは、HeII$\lambda1640$の線は、ポップのある銀河でのみ観測できるということです。III恒星の質量が$10^{7}{\、M}_\odot\、{\rmyr}^{-1}$を超え、平均恒星年齢$<1{\rmMyr}$at$z=4$。最後に、HARMONIがポップを検出するために必要な最小固有フラックスを決定することができます。$z=10$までの銀河のIII星。
オフプレーングレーティングロケット実験のための包括的な線像分布関数エラーバジェット
| Title |
A_Comprehensive_Line-Spread_Function_Error_Budget_for_the_Off-Plane_Grating_Rocket_Experiment |
| Authors |
Benjamin_D._Donovan,_Randall_L._McEntaffer,_James_H._Tutt,_Bridget_C._O'Meara,_Fabien_Gris\'e,_William_W._Zhang,_Michael_P._Biskach,_Timo_T._Saha,_Andrew_D._Holland,_Daniel_Evan,_Matthew_R._Lewis,_Matthew_R._Soman,_Karen_Holland,_David_Colebrook,_Fraser_Cooper,_David_Farn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01749 |
オフプレーングレーティングロケット実験（OGRE）は、軌道下ロケットで飛行する軟X線グレーティングスペクトロメータです。ペイロードは、10〜55オングストロームのバンドパスの選択された波長で$R（\lambda/\Delta\lambda）>2000$の解像度目標で、これまでのカペラの最高解像度の軟X線スペクトルを取得するように設計されています。興味。分光計の光学設計は、理論上の最大解像度$R\upperx5000$を実現しますが、この性能は、個々の分光計コンポーネントの有限性能、コンポーネント間のミスアライメント、および飛行中のポインティングエラーを考慮していません。これらのエラーはすべて、分光計の性能を理論上の最大値から低下させます。包括的な線像分布関数（LSF）エラーバジェットがOGRE分光計用に構築され、LSFへの寄与を識別し、これらのそれぞれがLSFにどのように影響するかを判断し、分光計の性能要件とアライメント許容誤差を通知します。このドキュメントでは、OGREスペクトロメータの包括的なLSFエラーバジェットが提示され、結果のエラーがレイトレースシミュレーションによって検証され、これらの結果の影響が説明されています。
FIREBall-2機器のエンドツーエンドの地上校正と飛行中の性能
| Title |
End-to-end_ground_calibration_and_in-flight_performance_of_the_FIREBall-2_instrument |
| Authors |
Vincent_Picouet,_Bruno_Milliard,_Gillian_Kyne,_Didier_Vibert,_David_Schiminovich,_Christopher_Martin,_Erika_Hamden,_Keri_Hoadley,_Johan_Montel,_Nicole_Melso,_Donal_OSullivan,_Jean_Evrard,_Etienne_Perot,_Robert_Grange,_Shouleh_Nikzad,_Philippe_Balard,_Patrick_Blanchard,_Frederi_Mirc,_Nicolas_Bray,_April_Jewell_and_Samuel_Quiret |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01920 |
FIREBall機器（PI：C。Martin、Caltech）の第2世代であるFaintIntergalacticRedshiftedEmissionBalloon（FIREBall-2）のペイロードは、フォートサムナーのNASAコロンビア科学観測気球施設（CSBF）から校正され、打ち上げられました。、NM。FIREBall-2は2018年9月22日に初めて打ち上げられ、ペイロードはマルチオブジェクトスリットスペクトログラフ（MOS）を使用して宇宙からの最初のマルチオブジェクト取得を実行しました。このパフォーマンス指向の論文では、FIREBall-2のキャリブレーションと最後の地上調整、飛行データに基づいて評価された飛行中のパフォーマンス、および予測された機器の最終的な感度について説明します。この分析は、FIREBall-2の将来の飛行では、z〜0.67の銀河のHILy\alpha共鳴線を検出できるはずですが、銀河周囲媒体（CGM）を空間的に分解するのは難しいと予測しています。
GRANDプロジェクトのカーボンフットプリント調査
| Title |
Carbon_Footprint_Study_for_the_GRAND_Project |
| Authors |
Clarisse_Aujoux,_Kumiko_Kotera,_and_Odile_Blanchard_(for_the_GRAND_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02049 |
数十年にわたる大規模な天体物理学実験の世界的な年間温室効果ガス排出量の先駆的な推定値を提示します：ニュートリノ検出用の巨大アレイ（GRAND）。このプロジェクトは、2030年代の時点で200,000\、km$^2$を超える200,000の無線アンテナアレイを備えた超高エネルギーニュートリノを検出することを目的としています。オープンソースデータに基づく完全に透過的な方法論を使用して、旅行、デジタルテクノロジー、ハードウェア機器の3つの避けられないソースに関連する排出量を計算します。これらの放出源は、実験の段階に応じて異なる影響を与えることがわかります。小規模なプロトタイピングフェーズ（GRANDProto300）ではデジタル技術と旅行が普及していますが、大規模なフェーズ（GRAND200k）では、ハードウェア機器（材料の製造と輸送）とデータ転送/ストレージが他の排出源を大幅に上回っています。ミッドスケールフェーズ（GRAND10k）では、3つのソースが等しく貢献します。この研究は、大規模な天体物理学実験のかなりのカーボンフットプリントを強調していますが、改善の余地があることも示しています。実装できるさまざまなアクションについて説明します。GRANDプロジェクトはまだプロトタイピング段階にあり、私たちの結果は、二酸化炭素排出量を削減するための将来の共同作業と機器設計へのガイダンスを提供します。
$ R $行列と歪んだ波の方法を使用して計算された不透明度の定量的比較：Fe XVII
| Title |
Quantitative_comparison_of_opacities_calculated_using_the_$R$-matrix_and_Distorted-Wave_methods:_Fe_XVII |
| Authors |
F._Delahaye,_C.P._Connor,_R.T._Smith_and_N.R._Badnell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01788 |
ここでは、太陽対流層の底部に対応する物理的条件でのFe〜XVIIの不透明度の詳細な計算を示します。不透明度の計算には多くの要素が関係しています。最終的な単色および平均不透明度（RosselandおよびPlanck）に対する各成分の影響を確認します。必要な原子データは、$R$行列と歪んだ波（DW）法を使用して計算されました。いくつかの理論的予測の違いや、測定値との既存の大きな不一致を理解するために、広がり、解像度、構成セットの範囲、および配置間相互作用の影響を研究します。$n=$4、5、および$6$複合体までのすべての構成を含む、新しいDirac$R$行列計算と、対応するBreit--PauliDW計算が実行されました。DW計算が拡張され、初期レベルの自動イオン化が含まれるようになりました。同等のDWモデルと$R$マトリックスモデルの間で定量的な対比が行われます。$n=6$$R$-行列とDW計算で自己収束に達しました。初期レベルを自動イオン化する人口は、不透明度に大きく影響するため、無視してはなりません。$R$行列とDWの結果は、共鳴広がりの同様の処理の下で一貫しています。実験との比較は、ウィンドウの塗りつぶしがいくらかの改善を示している間、連続体の永続的な違いを示しています。本研究は、恒星モデリングのための次世代の不透明度と不透明度テーブルへの道を定義します。
ガイアと惑星状星雲のバイナリ中心星のより完全なサンプルに向けて
| Title |
Towards_a_more_complete_sample_of_binary_central_stars_of_planetary_nebulae_with_Gaia |
| Authors |
N._Chornay,_N._A._Walton,_D._Jones,_H.M.J._Boffin,_M._Rejkuba,_R._Wesson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01800 |
コンテキスト：ほとんどではないにしても多くの惑星状星雲（PNe）は、現在、バイナリ進化シナリオの結果であると考えられています。しかし、天の川のPNeのほんの数パーセントだけが連星系をホストすることが知られています。ガイアの高精度の繰り返し観測と長時間のベースラインにより、測光変動を通じて新しい近接バイナリを検出するのに非常に適しています。目的：ガイア計画からのデータを使用して、PNeの新しい近接バイナリ中心星（CSPNe）を見つけ、共通外層後の近接バイナリCSPNeの統計的に有意なサンプルに向けて構築することを目指しています。方法：ガイアのソースの大部分はエポック測光を公開していないため、平均測光の不確実性を、2回目のガイアデータリリースでのCSPNサンプルの変動性を決定するためのプロキシとして使用します。変動性の重要性を表す量を導き出し、本物の変動源のクリーンなサンプルを構築するために何が必要かを検討します。結果：私たちの選択は、既知の近接バイナリCSPN集団の大部分を回復しますが、パラメーター空間の同じ領域にある他のCSPNeは、地上での確認追跡観測の成果が低いことを示している可能性があります。新たに特定された4つの変動源のガイアエポック測光は、変動が本物であり、二値性と一致していることを確認します
フレアメーザーソースの赤外線観測G358.93-0.03-SOFIAは、巨大な若い恒星状天体からの降着バーストを確認します
| Title |
Infrared_observations_of_the_flaring_maser_source_G358.93-0.03_--_SOFIA_confirms_an_accretion_burst_from_a_massive_young_stellar_object |
| Authors |
B._Stecklum,_V._Wolf,_H._Linz,_A._Caratti_o_Garatti,_S._Schmidl,_S._Klose,_J._Eisl\"offel,_Ch._Fischer,_C._Brogan,_R._Burns,_O._Bayandina,_C._Cyganowski,_M._Gurwell,_T._Hunter,_N._Hirano,_K.-T._Kim,_G._MacLeod,_K.M._Menten,_M._Olech,_G._Orosz,_A._Sobolev,_T.K._Sridharan,_G._Surcis,_K._Sugiyama,_J._van_der_Walt,_A._Volvach_and_Y._Yonekura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01812 |
クラスIIのメタノールメーザーは、巨大な若い恒星状天体（MYSO）の兆候です。最近の調査結果は、MYSO降着バーストがこれらのメーザーのフレアを引き起こすことを示しています。したがって、メーザーモニタリングを使用して、このようなバーストを特定できます。バーストによって引き起こされたSEDの変化は、高質量星形成の非常に激しい段階に関する貴重な情報を提供します。2019年1月中旬に、MYSOG358.93-0.03のメーザーフレアが報告されました。ALMAおよびSMAイメージングは、星形成領域のコアを解決し、メーザーと最も明るい連続体光源MM1との関連を証明しました。ただし、（サブ）mmのダスト連続体の有意なフラックス上昇は見られませんでした。したがって、GRONDを使用したNIRイメージングと、SOFIAに搭載されたFIFI-LSを使用したIFU分光法を実行して、（サブ）mm光源に対応する可能性のあるものを検出し、それらの測光をアーカイブ測定と比較しました。バースト前とバーストSEDの比較は、バーストによる光度の増加が存在するかどうか、およびそれがメーザーフレアを引き起こしたかどうかを判断するために非常に重要です。FIFI-LSで測定されたMM1のFIRフラックスは、ハーシェルからのフラックスを大幅に上回っています。これは、降着バーストの存在を明確に確認しています。約16か月後に取得された、2番目のエポックデータは、依然としてフラックスの増加を示しています。私たちのRTモデリングは主要なバーストパラメータをもたらし、MYSOが一時的な可能性のある星周円盤を特徴としていることを示唆しています。マルチエポックSEDから、冷暖房のタイムスケールに関する結論を導き出すことができます。バーストによって誘発されたメーザーの再配置の状況が調査されました。G358からの降着バーストの検証は、クラスIIメタノールメーザーフレアがそのようなイベントのアラートを表すことのもう1つの確認です。これまでに知られているいくつかのイベントは、バースト強度と持続時間、および環境特性に幅広い範囲があることをすでに示しています。G358イベントは、これまでで最も短く、最も光度の低いMYSO降着バーストです。
AS209のALMACN Zeeman観測：磁場強度と磁気駆動降着率の限界
| Title |
ALMA_CN_Zeeman_Observations_of_AS_209:_Limits_on_Magnetic_Field_Strength_and_Magnetically_Driven_Accretion_Rate |
| Authors |
Rachel_E._Harrison,_Leslie_W._Looney,_Ian_W._Stephens,_Zhi-Yun_Li,_Richard_Teague,_Richard_M._Crutcher,_Haifeng_Yang,_Erin_Cox,_Manuel_Fern\'andez-L\'opez,_Hiroko_Shinnaga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01846 |
磁場は、角運動量輸送を介して原始惑星系円盤の進化を推進する上で重要な役割を果たす可能性がありますが、磁場の観測的証拠は、少数の円盤でのみ発見されています。ダスト連続直線偏光が検出されるディスクの数は増えていますが、そのパターンは、ほとんどの場合、磁気的に整列した粒子からのパターンよりもダスト散乱からのパターンと一致しています。磁場に整列したダスト粒子からの連続直線偏光は、磁場の方向に関する情報を明らかにすることができますが、その強さは明らかにしません。一方、ゼーマン分割によって生成された分子線の円偏光の観測は、ディスクの視線磁場強度の直接的な測定値を提供します。CN2-1線のゼーマン分裂観測から得られた原始惑星系円盤AS209の正味のトロイダルおよび垂直磁場強度の上限を示します。AS209の正味見通し内磁場強度の3$\sigma$上限は、ディスクの赤方偏移側で5.0mG、青方偏移側で4.2mGです。ディスクの傾斜角を考慮して、正味のトロイダル磁場強度に3$\sigma$の上限を設定し、ディスクの赤側と青側にそれぞれ8.7と7.3mG、正味の垂直磁場に6.2と5.2mGを設定しました。ディスクの赤側と青側のフィールド。磁気ディスク風がディスク内の角運動量輸送の重要なメカニズムである場合、上限に近い強度の磁場は、原始星の近くの領域について以前に推定された速度で降着を駆動するのに十分です。
世紀の長いコダイカナル黒点データを使用した太陽の差動回転の測定
| Title |
Measurements_of_Solar_Differential_Rotation_Using_the_Century_Long_Kodaikanal_Sunspot_Data |
| Authors |
Bibhuti_Kumar_Jha,_Aditya_Priyadarshi,_Sudip_Mandal,_Subhamoy_Chaterjee_and_Dipankar_Banerjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01941 |
太陽の回転プロファイルは、太陽ダイナモモデルの重要な入力の1つと見なされています。したがって、この量の正確で長期的な測定は、太陽の磁気とその変動性を理解するために重要です。この研究では、コダイカナル天文台（KoSO）からの新しくデジタル化された白色光黒点データ（1923年から2011年）を使用して、太陽の自転プロファイルを導き出します。自動相関ベースの黒点追跡アルゴリズムが実装され、回転パラメータ$A$（赤道回転速度）と$B$（緯度勾配）を測定します。$A=14.381\pm0.004$および$B=-2.72\pm0.04$の測定値は、以前の調査とよく比較されます。私たちの分析では、大きな黒点（面積$>$400〜$\mu$Hem）は小さな黒点よりも回転が遅いことがわかりました。同時に、活動の極値、つまり太陽極大期と最小値の間で回転速度に変化は見られません。最後に、MichelsonDopplerImager（MDI）データに追跡アルゴリズムを採用し、MDIの結果をKoSO値と比較します。
疑似ストリーマとヘルメットストリーマの連成噴火のモデル
| Title |
A_Model_for_the_Coupled_Eruption_of_a_Pseudostreamer_and_Helmet_Streamer |
| Authors |
P._F._Wyper,_S._K._Antiochos,_C._R._DeVore,_B._J._Lynch,_J._T._Karpen,_P._Kumar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01962 |
太陽活動の非常に重要な側面は、噴火と周囲の冠状磁場トポロジーとの結合です。これは、イベントの軌道と形態を決定し、複数のソースからの同情的な噴火につながる可能性さえあります。この論文では、大きな疑似ストリーマフィラメント噴火によって開始されたコロナジェットが隣接するヘルメットストリーマからのストリーマブローアウトコロナ質量放出（CME）をトリガーする、新しいタイプの連成噴火の数値シミュレーションについて報告します。私たちの構成では、極コロナホールと小さな赤道コロナホールの間に大きな反対極性領域が配置され、コロナホールとヘルメットストリーマに隣接する疑似ストリーマが形成されます。さらに、疑似ストリーマーの茎は、太陽圏で伸びた弧の形をしています。疑似ストリーマー内の極性反転線のセクションに沿って光球シアーを適用することにより、システムに電力を供給します。結果として生じるせん断アーケードフィラメントチャネルは、最終的に古典的なコロナホールタイプのジェットとして噴出するフラックスロープを開発します。ただし、ジェットが発射されるときのチャネル上の強化されたブレークアウト再接続は、隣接するヘルメットストリーマに進み、閉じたヘルメットストリーマの力線に沿ってジェットを部分的に発射し、ストリーマの上部を吹き飛ばして、古典的な泡のようなCMEを生成します。このCMEは、ジェットの初期軌道から大きく偏向し、開いた磁力線と閉じた磁力線が混在しています。この新しいタイプの連成噴火の詳細なダイナミクス、その根底にあるメカニズム、およびその場およびリモートセンシング観測の解釈に対するこの作業の影響を示します。
ジェット発射後のAGBバイナリの多様なサンプルのジェットパラメータ
| Title |
Jet_parameters_for_a_diverse_sample_of_jet-launching_post-AGB_binaries |
| Authors |
Dylan_Bollen,_Devika_Kamath,_Hans_Van_Winckel,_Orsola_De_Marco,_and_Mark_Wardle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01967 |
ジェットは、漸近巨星分枝（AGB後）バイナリで一般的に観察される現象です。バイナリの軌道運動により、ジェットはバルマープロファイルで可変吸収を引き起こします。以前の研究では、観測されたバルマー系列の変動を再現し、ジェットの空間運動学的構造とその質量損失率を導出するために、空間運動学的および放射伝達モデルを開発しました。ここでは、ジェットモデルを、明確なH{\alpha}線の変動性と多様な軌道特性を持つ5つのAGB後のバイナリに適用します。私たちのモデルは、H{\alpha}ラインのバリエーションに非常によく適合します。10-8Mdotyr-1から10-4Mdotyr-1の間のジェット質量損失率を推定し、そこから10-7Mdotyr-1から10-3Mdotyr-1の間のコンパニオンへの降着率を推定します。これらの降着率は、合理的な降着源で快適に説明できるよりもいくらか高いですが、AGB後の星からの降着を除外することはできませんが、これらのシステムの周連星円盤が降着を供給する源である可能性が最も高いと主張します。5つのオブジェクトの変動性の多様性は、オブジェクト間の固有の違いではなく、広い視野角とさまざまな視野角の組み合わせによるものです。観測の性質上、どのジェット発射モデル（恒星ジェット、円盤風、またはX風）を優先すべきかを簡単に区別することはできません。結論として、ジェットモデルには、H{\alpha}線の変動を正常に再現し、銀河系のポストの多様なサンプルを表す5つのオブジェクトすべてのジェットの構造と質量損失率を取得するための物理パラメータが含まれていることを示します。-AGBバイナリ。
ポルックス：弱いダイナモ駆動の双極子磁場とその可能性のある惑星への影響
| Title |
Pollux:_A_weak_dynamo-driven_dipolar_magnetic_field_and_implications_for_its_probable_planet |
| Authors |
M._Auri\`ere,_P._Petit,_P._Mathias,_R._Konstantinova-Antova,_C._Charbonnel,_J.-F._Donati,_O._Espagnet,_C.P._Folsom,_T._Roudier,_G.A._Wade |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02016 |
コンテキスト：ポルックスは、惑星をホストしている巨星の原型と見なされています。次に、分光偏光測定法を使用して、その表面に弱い磁場を発見しました。目的と方法：最初にCFHTでESPaDOnSを使用し、次にTBLでNarvalを使用してPolluxの調査を追跡し、ストークスIとストークスVのスペクトルを取得して、4。25年間、つまり約2期間以上の変動を調査しました。RVバリエーションの590日。最小二乗デコンボリューション（LSD）プロファイルを使用して、縦方向の磁場を測定し、ZeemanDopplerImaging（ZDI）調査を実行しました。結果：ポルックスの縦磁場は、正弦波の振る舞いとRVの変動と同様の周期で変化することがわかりました。ZDIの調査から、ポルックスの自転周期は660+/-15日に等しく、RVの変動周期とは異なる可能性があると判断されました。磁気トポロジーに関しては、ポロイダル成分が支配的であり、回転軸に対して双極子の10.5{\deg}の傾きでほぼ純粋に双極子です。表面磁場の平均強度は0.44Gです。結論：ポルックスの磁場の起源に関しては、それが同時のダイナモ作用によって維持されるという仮説を支持します。ポルックスは、ゆっくりと回転し、弱磁性のG-K赤色巨星のクラスの代表として現れます。ポルックスの正弦波RV変動を説明するために、2つのシナリオが提案されています。RV周期が自転周期と異なる場合、観測された周期的なRV変動はホストされた惑星によるものであり、ポルックス磁気活動の寄与は有意に検出されません。2つの周期が等しいという特殊なケースでは、ポルックスの活動がRVの変動全体を説明でき、惑星の仮説が不要に見える可能性を捨てることはできません。
三次元磁気ヌルと準セパラトリックス層の存在下での磁気リコネクション
| Title |
Magnetic_reconnections_in_the_presence_of_three-dimensional_magnetic_nulls_and_quasi-separatrix_layers |
| Authors |
Sanjay_Kumar,_Sushree_S._Nayak,_Avijeet_Prasad,_Ramit_Bhattacharyya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02065 |
3次元（3D）電磁流体力学シミュレーションを実行して、3D磁気ヌルおよび準分離層（QSL）の存在下での磁気リコネクションを調査します。初期磁場は、2つの異なる大きさの均一な垂直磁場を線形の力のない磁場に重ね合わせることによって作成されます。数値ボックスの内部には、QSLを備えた準セパレーター（または双曲線フラックスチューブ）によって分離されたセパラトリックスドームを備えた2つの3Dヌルが含まれています。最初のシミュレーションでは、均一な垂直フィールドが非常に大きいため、ヌルは低い高さに配置され、ドームは分離されています。最初は不均衡なローレンツ力が回転流を駆動し、3Dヌルで強い電流と強いねじりファンの再接続を形成し、双曲線磁束管で弱いQSL再接続を形成します。どちらの場合も、力線の反転または滑りが観察されます。2番目のシミュレーションでは、垂直磁場が弱く、ドームが大きいため、セパラトリックスサーフェスは中央の準セパレーターで合流し、それらの回転によって以前よりも強力なQSL再接続が駆動されます。
改訂された27日間の再発指数
オリジナルの110年の27日間の再発指数（オリジナルのR27）は、40年以上前に公開されました。その指数は、地磁気aa指数の連続する27日間のセットの自己相関に基づいており、高速太陽風構造のサイクル間の安定性の尺度です。インデックスを拡張する取り組み中に、入力として使用される地磁気aa-indexリストを事前に平滑化することにより、インデックスを大幅に強化できることが発見されました。過去150年間のすべての黒点周期の終わりに向けた長期的に安定した太陽風構造の期間を明確に示す改訂されたインデックス（改訂されたR27）が提示されます。宇宙時代の大部分を含む間隔でのR27の拡張により、R27に基づく長期的な太陽風変動のさまざまな研究の更新、およびR27と最近開発された太陽地球パラメータとの比較が可能になります。
コロナ質量放出に先行する閉じ込められた太陽フレアによるフラックスロープ形成
| Title |
Flux_Rope_Formation_by_a_Confined_Solar_Flare_Preceding_a_Coronal_Mass_Ejection |
| Authors |
Bernhard_Kliem,_Jeongwoo_Lee,_Stephen_M._White,_Chang_Liu,_Satoshi_Masuda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02181 |
極紫外線（EUV）ホットチャネルとして観察される磁束ロープが、コロナ質量放出（CME）の前に形成され、複合イベントでの先行する閉じ込められたフレア中に関連する長時間のフレアが発生したという証拠を提示します。EUV画像、マイクロ波マップ、および外挿されたフィールドは、最初の衝動的なフレアSOL2015-06-21T01：42が、高度にせん断された低地フラックスの噴火に起因し、閉じ込められたままであることを示しています。それにもかかわらず、それは垂直電流シートを生成し、そこで磁気リコネクションがフレアリボンとループ、非熱マイクロ波源、およびシグモイドホットチャネルを作成します。2番目のフレアSOL2015-06-21T02：36まで、磁気リコネクションはより低い速度で継続し、シグモイドのエルボーは拡張しますが、その中心は噴火した、まだ閉じ込められたフラックスの下で静止したままです。閉じ込められたフレア中およびその後の再接続は、「テザーカット再接続」のように機能し、地域を不安定にします。その後の完全な噴火は、ホットチャネル全体の加速された上昇、高速ハローCME、および2番目の長時間のフレアとして見られます。ホットチャネルは、磁束ロープとしてのみ解釈できます。このイベントは、CMEの開始前にフラックスロープが形成されたことを示す、これまでで最も明確なケースの1つを提供します。これは、フラックスロープが、垂直（フレア）電流シートでの再接続をトリガーする限定された噴火によって形成または強化されることを示しています。これは、フラックスロープがすべてのCMEの大部分の前に存在することを意味します。これは、そのような限定された噴火が先行するものです。
重力の量子構造へのブラックホールと他の手がかり
重力を量子力学的フレームワークに持ち込むことは、基本的な物理学で最も深刻な残りの問題である可能性があります。ブラックホールの進化における「ユニタリー性の危機」は、この問題の重要な側面であるように思われ、その解決は重要な手がかりを提供します。これを調査することは、サブシステムと量子重力における情報の局在化についてどのように考えるかという重要な構造的問題を提起します。場の理論と平行して、これに対する答えは理論の数学的構造の重要な要素であると期待されています。摂動重力の結果は、場の量子論とは異なる構造を示していますが、サブシステムを定義する方法を示唆しています。ブラックホールがおなじみのサブシステムと同様に動作する場合、ユニタリー性はそれらからエンタングルメントを転送する新しい相互作用を要求します。このような相互作用は、量子時空、ワームホール、またはその他に関連するかどうかにかかわらず、基本的なダイナミクスの問題に直接対処することなく、効果的なアプローチでパラメーター化できます。そのような相互作用は地平線の外に広がる必要があるので、それはそれらが強い重力領域の新しい電磁波または重力波観測によって制約されることができるか、または観測されるかもしれないかどうかの問題を提起します。このノートでは、これらの開発の概要と接続について説明します。
望遠鏡アレイバースト、電波パルス、アクシオンクォークナゲット
テレスコープアレイ（TA）の実験では、\cite{Abbasi：2017rvx、Okuda_2019}のようなイベントの短時間のエアシャワーのバーストがいくつか記録されています。これらのバーストは、従来のシングルシャワーとは非常に異なり、雷と強く相関していることがわかります。以前の研究\cite{Zhitnitsky：2020shd}では、これらのバーストが、いわゆるアクシオンクォークナゲット（AQN）モデル内の暗黒物質消滅イベントの直接的な兆候を表すことを提案しました。現在の作業では、この提案をテストして、TAバーストと同期する必要がある周波数帯域$\nu\in（0.5-200）$MHzの無線信号を検索することをお勧めします。
フェルミ粒子生成によるカオス的インフレーションの復活：超重力モデル
| Title |
Reviving_chaotic_inflation_with_fermion_production:_a_supergravity_model |
| Authors |
Michael_A._Roberts_and_Lorenzo_Sorbo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01796 |
インフレーション中の粒子生成のプロセスは、スカラーメトリック摂動の振幅を増加させる可能性があります。このようなメカニズムは、モノドロミーによってポテンシャルが生成されるアクシオンのような場が大きな場の膨張を引き起こす超重力モデルで自然に発生する可能性があることを示します。このクラスのモデルでは、一般に、スーパーポテンシャルに対するインスタントンのような修正が期待されます。スタビライザーを備えた超重力モデルの運動方程式を導出することにより、そのような補正がインフラトンとその超対称性粒子の間の相互作用を生成することを示します。このインフラトン-インフラトン相互作用項は急速に振動しており、膨張中にフェルミ粒子が大量に生成され、ハッブルパラメータよりもはるかに大きい運動量までフェルミ球を満たします。次に、[1、2]で説明されているように、これらのフェルミ粒子はインフラトンの変動を引き起こし、振幅を増加させ、モデルのテンソル対スカラー比を効果的に低下させます。これにより、特に、インフラトンポテンシャルが2次（および無視できるほど小さいインスタントン補正）であるモデルを、既存のすべての観測値と一致させることができます。
ホワイトホールの残骸を詳しく見る
| Title |
A_closer_look_at_white_hole_remnants |
| Authors |
Aur\'elien_Barrau,_L\'eonard_Ferdinand,_Killian_Martineau,_Cyril_Renevey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.01949 |
プランク質量のブラックホールが蒸発した後、準安定ホワイトホールにトンネルを掘る可能性があるという考えは、最近集中的に研究されています。それらの遺物は暗黒物質の候補と見なされてきました。モデルが厳しく制約されていることを示し、いくつかの可能な検出パスに下線を引きます。また、より一般的な設定で、初期ブラックホールの質量スペクトルがバウンス効果とホーキング蒸発の両方によって歪む方法を調査します。
宇宙プラズマのシミュレーションとその場観測で磁気ヌルを見つける方法の比較
| Title |
A_comparison_of_methods_for_finding_magnetic_nulls_in_simulations_and_in_situ_observations_of_space_plasmas |
| Authors |
Vyacheslav_Olshevsky,_David_Pontin,_Benjamin_Williams,_Clare_Parnell,_Huishan_Fu,_Yangyang_Liu,_Shutao_Yao,_Yuri_Khotyaintsev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02014 |
磁気ヌルは宇宙プラズマに遍在しており、局所的なエネルギー散逸または磁気リコネクションのサイトとして興味深いものです。そのため、シミュレーションデータと地球の磁気圏からのその場の宇宙船データの両方でヌルを検出するための多くの方法が提案されてきました。同じ方法を適用して、流れ場のよどみ点を検出できます。この論文では、磁気ヌルを見つけるためのさまざまな方法の体系的な比較について説明します。ポアンカレ指数法、一次テイラー展開（FOTE）法、およびトリリニア法が考慮されます。位置とタイプが任意の精度でわかっている14個の磁気ヌルを含む磁場を定義します。さらに、これらのヌルを見つけて分類するために、選択した手法を適用しました。2つの状況が考慮されます。1つは磁場が長方形のグリッド上で離散化される状況、もう1つは磁場がドメイン内の合成「宇宙船の軌道」に沿って離散化される状況です。現在、FOTEとtrilinearは、それぞれ宇宙船データとデカルトグリッドの数値シミュレーションでヌルを見つけるための最も信頼できる方法です。ポアンカレ指数法は、四面体メッシュと六面体メッシュの両方のシミュレーションに適しています。提案された磁場構成は、磁気ヌルと流れのよどみ点を見つけるための新規および既存のツールの等級付けとベンチマークに使用できます。
磁束管内の遅いMHD波の共鳴吸収に対する流れの影響
この論文では、縦方向のバックグラウンドフローの存在下でのキンクとソーセージの振動を研究します。流れの存在下での磁気細孔条件下での遅い連続体におけるキンクモードとソーセージモードの共鳴吸収を研究します。分散関係を決定し、それを数値的に解き、遅いキンクとソーセージの表面モードの周波数と減衰率を見つけます。また、長波長限界における低速表面モードの減衰率の解析解を取得します。プラズマ流の存在下で、共鳴吸収が順方向波の強い減衰をもたらす可能性があり、磁性細孔で観察される遅い表面ソーセージ波の非常に急速な減衰を正当化する効率的なメカニズムと見なすことができることを示します。また、プラズマの流れは、後方波を減衰させるための共鳴吸収の効率を低下させます。さらに、細孔条件については、我々のモデルでは共鳴不安定性が回避されています。
観測可能な$ \ Delta N _ {\ rm eff} $を伴う小規模なディラックレプトジェネシスと暗黒物質
SMヒッグスとの小さな湯川相互作用により、軽いニュートリノがディラック型である標準模型（SM）のゲージ付き$B-L$拡張を提案します。レプトジェネシスを達成するために、2つのユニットによる$B-L$違反を導入することなく、追加の重いマヨラナフェルミ粒子を含めます。適切な$B-L$電荷を持つ追加のスカラーダブレットは、SMレプトンとの重いフェルミオン結合を可能にするため、前者の平衡崩壊がレプトン非対称性の生成につながる可能性があります。崩壊するフェルミ粒子の$B-L$ゲージ相互作用により、ディラックレプトジェネシスの成功の基準は、対応するウォッシュアウトプロセスを制御下に保つようにゲージセクターの結合を制約することもできます。暗黒物質がゼロ以外の$B-L$電荷を持つSM一重項粒子であると仮定した場合、同じ$B-L$ゲージセクターパラメーター空間も暗黒物質要件から制約を受ける可能性があります。同じ$B-L$ゲージ相互作用は、Planck2018データによって厳しく制約されている軽いディラックニュートリノからの追加の熱化相対論的自由度$\DeltaN_{\rmeff}$にもつながります。最新の衝突型加速器の境界を組み込んだ後でも、成功した低スケールのディラックレプトジェネシス、暗黒物質、および$\DeltaN_{\rmeff}$の基準からのパラメーター空間が存在しますが、現在許可されているすべてのパラメーターは、$\の将来の測定によって調査できます。デルタN_{\rmeff}$。
