ORELSEサーベイによる$ z \ sim1 $での光学観測クラスター質量関数
| Title |
An_Optical_Observational_Cluster_Mass_Function_at_$z\sim1$_with_the_ORELSE_Survey |
| Authors |
D._Hung,_B._C._Lemaux,_R._R._Gal,_A._R._Tomczak,_L._M._Lubin,_O._Cucciati,_D._Pelliccia,_L._Shen,_O._Le_F\`evre,_G._Zamorani,_P-F._Wu,_D._D._Kocevski,_C._D._Fassnacht,_G._K._Squires |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02215 |
大規模環境における赤方偏移の進化の観測（ORELSE）調査からの光学/近赤外波長分光および測光データを使用して、銀河団および銀河団の新しい質量関数を提示します。$z\sim1$では、クラスターの質量関数の研究は波長に関係なくまれであり、光学/近赤外線の観点から試みられたことはありません。この作業は、補足のX線またはSunyaev-Zel'dovich（SZ）データなしで$z\sim1$クラスター質量関数が達成可能であるという概念実証として機能します。クラスター質量関数の測定は、宇宙論的パラメーターに関する重要な制約を提供し、他のプローブを補完します。ボロノイ分割モンテカルロ（VMC）マッピングに基づく新しいクラスター検出手法であるORELSEと、厳密な純度および完全性テストにより、赤方偏移範囲$0.55<z<1.37$の$\sim$240銀河過密度候補をまとめて取得しました。$13.6<\log（M/M_{\odot}）<14.8$の範囲。この質量範囲は、局所宇宙の既存の光学クラスター質量関数研究に匹敵します。候補数は、モンテカルロスキームを介して質量関数分析に組み込んだクラスター検出アルゴリズムでの検出と特性評価に関連する複数の入力パラメーターの選択に基づいて異なります。$\Omega_{m}=0.250^{+0.104}_{-0.099}$の物質密度と$\sigma_{8}=1.150^{+0.260}_{の変動の振幅に宇宙論的制約があります。-0.163}$。$\Omega_{m}$の値は一致に近いですが、$\sigma_{8}$の値は、調査の方法により、理論的な質量関数モデルと比較して観測された数密度が膨らんでいるため、$\sim2\sigma$高くなっています。対象となる過密地域。ユークリッドと他のいくつかの大規模で偏りのない光学調査が間近に迫っていることで、VMCマッピングは、以前よりもはるかに高い赤方偏移での光学/NIRクラスター宇宙論を可能にします。
SPT-CLJ2106-5844の多波長ビュー。 z> 1.1での大規模な銀河団の合併における電波銀河と熱および相対論的プラズマ
| Title |
Multi-wavelength_view_of_SPT-CL_J2106-5844._The_radio_galaxies_and_the_thermal_and_relativistic_plasmas_in_a_massive_galaxy_cluster_merger_at_z>1.1 |
| Authors |
Luca_Di_Mascolo,_Tony_Mroczkowski,_Yvette_Perrott,_Lawrence_Rudnick,_M._James_Jee,_Kim_HyeongHan,_Eugene_Churazov,_Jordan_D._Collier,_Jose_M._Diego,_Andrew_M._Hopkins,_Jinhyub_Kim,_B\"arbel_S._Koribalski,_Joshua_D._Marvil,_Remco_van_der_Burg,_Jennifer_L._West |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02216 |
SPT-CLJ2106-5844は、これまでに発見されたz>1で最も巨大な銀河団の1つです。この赤方偏移でのこのような大規模なガラス化オブジェクトの$\Lambda$CDM宇宙論との互換性を評価するために宇宙論的テストで最初に使用されましたが、最近の研究では、SPT-CLJ2106-5844が大規模な合併を行っており、特異で明確なハロー。このシステムの銀河団ガスの圧力分布を再構築するために、熱SZ効果のALMAおよびACAからの高感度で高空間分解能の測定値を使用します。これらの測定値は、ASKAPとATCAを使用して拡散非熱放射を検索するEMUパイロット調査からの電波観測と組み合わされています。さらに、クラスターの熱力学的構造をより適切に制約するために、再処理されたアーカイブ$Chandra$観測で分析を補完します。ベイジアンフォワードモデリング手法を使用して、ALMA+ACASZデータを$uv$空間に適合させます。ASKAPおよびATCAデータは、潜在的な拡散電波放射を具体的に強調するために処理および画像化されます。ALMA+ACASZデータでは、弱いレンズ効果から推測される質量塊に関連する2つの主要なガス成分を高い有意性で確実に識別します。私たちの統計的検定では、〜9.9$\sigma$レベルで、単一のSZコンポーネントでシステムを記述する可能性を除外しています。X線データだけでは成分を特定するのがより困難でしたが、バイモーダルガス分布はX線硬度分布によってサポートされていることがわかりました。EMUの電波観測は、北西/南東方向に沿って投影された範囲で約400kpcの拡散電波構造を明らかにし、最も明るいクラスター銀河内の活動銀河核からの強い活動を示しています。興味深いことに、小規模ではありますが、HST画像で検出された推定上の光学的星形成フィラメント構造は、電波構造と優れた位置合わせをしています。
赤外線表面輝度変動距離からのハッブル定数
| Title |
The_Hubble_Constant_from_Infrared_Surface_Brightness_Fluctuation_Distances |
| Authors |
John_P._Blakeslee,_Joseph_B._Jensen,_Chung-Pei_Ma,_Peter_A._Milne,_and_Jenny_E._Greene |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02221 |
ハッブル宇宙の広視野カメラ3赤外線チャネル（WFC3/IR）で観測された、主に初期型の銀河63個の表面輝度変動（SBF）距離から100Mpcまでのハッブル定数$H_0$の測定値を示します。望遠鏡（HST）。サンプルは、すべてWFC3/IRF110Wバンドパスを使用したいくつかの独立したHSTイメージングプログラムから抽出されています。距離はハッブル流に達し、銀河の大部分は50〜80Mpcの範囲にあります。個々の測定値の統計的不確かさの中央値は4％です。これらの距離でIRSBFハッブル図を作成し、銀河速度の3つの異なる処理を使用して$H_0$を制約します。SBFゼロ点キャリブレーションでは、ケフェイド変光星への既存のタイと、分離した食変光星から大マゼラン雲までの距離の最新の決定との整合性のために更新されたタイと、赤い巨大な枝の先端への新しいタイの両方を使用します（TRGB）メーザー距離からNGC4258まで校正。これらの2つのSBFキャリブレーションは、互いに一致しており、星の種族モデルからの理論的予測と一致しています。CepheidとTRGBのキャリブレーションの加重平均から、$H_0=73.3{\、\pm\、}0.7{\、\pm\、}2.4$km/s/Mpcを導き出します。ここで、エラーバーは統計と体系的な不確実性。この結果は、Ia型超新星からの$H_0$の最近の測定値、多重レンズクエーサーの時間遅延、および水メーザーとよく一致しています。ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡で測定されたおとめ座銀河団までの巨大な初期型銀河の統計サンプルについて、正確なTRGB距離でSBF法を較正することにより、系統的な不確実性を2％未満に減らすことができます。
| Title |
Euclid_preparation:_XI._Mean_redshift_determination_from_galaxy_redshift_probabilities_for_cosmic_shear_tomography |
| Authors |
Euclid_Collaboration:_O._Ilbert,_S._de_la_Torre,_N._Martinet,_A.H._Wright,_S._Paltani,_C._Laigle,_I._Davidzon,_E._Jullo,_H._Hildebrandt,_D.C._Masters,_A._Amara,_C.J._Conselice,_S._Andreon,_N._Auricchio,_R._Azzollini,_C._Baccigalupi,_A._Balaguera-Antol\'inez,_M._Baldi,_A._Balestra,_S._Bardelli,_R._Bender,_A._Biviano,_C._Bodendorf,_D._Bonino,_S._Borgani,_A._Boucaud,_E._Bozzo,_E._Branchini,_M._Brescia,_C._Burigana,_R._Cabanac,_S._Camera,_V._Capobianco,_A._Cappi,_C._Carbone,_J._Carretero,_C.S._Carvalho,_S._Casas,_F.J._Castander,_M._Castellano,_G._Castignani,_S._Cavuoti,_A._Cimatti,_R._Cledassou,_C._Colodro-Conde,_G._Congedo,_L._Conversi,_Y._Copin,_L._Corcione,_A._Costille,_J._Coupon,_H.M._Courtois,_M._Cropper,_J._Cuby,_A._Da_Silva,_H._Degaudenzi,_D._Di_Ferdinando,_F._Dubath,_C._Duncan,_X._Dupac,_et_al._(104_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02228 |
広視野イメージング調査における弱い重力レンズ効果の分析は、暗黒エネルギーの主要な宇宙論的プローブであると考えられています。暗黒エネルギーの状態方程式を制約する私たちの能力は、銀河の平均赤方偏移$\langlez\rangle$の正確な知識に依存しています。宇宙せん断解析の要件である赤方偏移間隔$0.2<z<2.2$にまたがる10個の断層撮影ビンで、$0.002\、（1+z）$よりも高い精度で$\langlez\rangle$を測定する可能性を調査します。ユークリッドの。十分に現実的なシミュレーションを実装して、2つの標準的なアプローチの利点、相補性だけでなく、欠点も理解します。専用の分光サンプルを使用した$\langlez\rangle$の直接キャリブレーションと、測光赤方偏移確率分布関数（zPDF）の組み合わせです。個々の銀河の。私たちは、標準的な銀河スペクトルエネルギー分布テンプレートフィッティングコードを使用して分析するHorizon-AGN流体力学シミュレーションに基づいて研究を行っています。このような手順により、現実的なバイアス、精度、故障率を備えた測光赤方偏移が生成されます。分光サンプルの純度レベルが$>99.8\％$の非常に高いレベルに維持されている場合、直接キャリブレーションのEuclid電流設計は、平均赤方偏移の要件に達するのに十分に堅牢であることがわかります。分光トレーニングサンプルを使用してzPDFのバイアスを解除すると、zPDFアプローチも成功する可能性があります。このアプローチには深いイメージングデータが必要ですが、トレーニングサンプルの分光学的赤方偏移の失敗に対する感度は弱くなります。バイアス除去方法を改善し、それを実際の弱レンズ効果データセット（COSMOSおよびKiDS+VIKING-450）に適用することにより、結果を確認します。
Moduliが支配する宇宙における太陽質量原始ブラックホール
我々は、初期の物質支配の時代に太陽質量領域の周りに原始ブラックホールを生成する可能性を探ります。ビッグバン元素合成の前に、モジュラスフィールドが宇宙のエネルギー密度を支配するようになると、初期の物質が支配的な時代が発生する可能性があります。物質が支配的な時代に放射圧がないことは、原始ゆらぎの重力崩壊による原始ブラックホールの形成を促進します。特に、原始ブラックホールは$0.1-10〜M_{\odot}$の質量範囲で生成され、理論ではパラメータを適切に選択できることがわかります。ただし、LIGO/Virgo重力波検索で検出されたすべての合併イベントを説明できるわけではありません。このような場合、原始ブラックホールは暗黒物質の総量の約$4\％$を形成し、そのうち$95\％$はLIGO/Virgoの一貫した質量範囲に属します。残りの暗黒物質は、再加熱中のモジュラスフィールドの崩壊から生成される粒子の形である可能性があります。
宇宙マイクロ波背景放射にはループがたくさんあります：スーパーホライズンスケールでの$ 4 \ sigma $異常
\texttt{NPIPE}データ処理パイプラインに基づく\emph{Planck2020}データリリース4（DR4）からの温度変動マップのトポロジー分析を示します。比較のために、\emph{Planck2018}データリリース3（DR3）のマップのトポロジ特性も示します。マップの相同性特性の観点から分析を実行し、マスクの存在下での分析を説明するために相対相同性を呼び出します。$FWHM=5'、10'、20'、40'、80'、160'、320'、640'$に対応するサブホライズンスケールとスーパーホライズンスケールにまたがる一連の平滑化スケールの分析を実行します。私たちの主な結果は、同位体で均質なガウス確率場としてモデル化されたシミュレーションと比較して、観測されたマップのループの著しく異常な動作を示しています。具体的には、$5$度以上のスーパーホライズンスケールに対応する$FWHM=320'$および$FWHM=640'$でのループ数の観測とシミュレーションの間で、$4\sigma$の偏差を観測します。さらに、分析されたほぼすべてのスケールのすべてのトポロジカル記述子について、$2\sigma$でわずかに有意な偏差が見られます。私たちの結果は、さまざまなデータリリース間で一貫性があることを示しているため、異常な動作は、その発生源と影響について慎重に検討する必要があります。異常のありそうもない原因が器械分類学であることを無視すると、異常の起源は真に天体物理学的である可能性があります-おそらくまだ解決されていない前景、または本質的に真に原始的であるためです。すべての次数の情報をエンコードする可能性のあるトポロジカル記述子の性質を考えると、原始的または後期型の性質の非ガウス性が潜在的な候補となる可能性があります。代替の可能性には、大規模な位相欠陥によって引き起こされる影響を含む、自明ではないグローバルトポロジーを認める宇宙が含まれます。
CODEX弱いレンズ効果質量カタログと質量と豊富さの関係への影響
| Title |
CODEX_Weak_Lensing_Mass_Catalogue_and_implications_on_the_mass-richness_relation |
| Authors |
K._Kiiveri,_D._Gruen,_A._Finoguenov,_T._Erben,_L._van_Waerbeke,_E._Rykoff,_L._Miller,_S._Hagstotz,_R._Dupke,_J._Patrick_Henry,_J-P._Kneib,_G._Gozaliasl,_C._C._Kirkpatrick,_N._Cibirka,_N._Clerc,_M._Costanzi,_E._S._Cypriano,_E._Rozo,_H._Shan,_P._Spinelli,_J._Valiviita,_J._Weller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02257 |
X線クラスターを伴うCOnstrainダークエネルギー（CODEX）サンプルには、$0.35<z<0.65$のX線クラスターの最大のフラックス制限サンプルが含まれています。これは、BOSSとの10,000平方度のオーバーラップで、ROSATデータから選択され、合計2770個の高z銀河団をマッピングしました。ここでは、CFHTLSワイドデータの再分析を含む、クラスター質量測定に関するCFHTCODEXプログラムの完全な結果を、25個の個別のレンズ拘束クラスター質量とともに示します。$lensfit$形状測定を採用し、控えめな色空間の選択と背景銀河の重み付けを実行します。大規模構造、偏心、濃度と楕円率の変動による固定質量でのクラスタープロファイルの固有の変動に対する形状ノイズと分析的共分散の組み合わせを使用して、観測されたせん断信号の可能性を真の質量の関数として決定します。各クラスター。ベイズ階層スキームで25の個別のクラスター質量尤度を組み合わせ、光学およびX線選択関数を含めて、勾配$\alpha$、正規化$\beta$、および散乱$\sigma_{\ln\lambdaの制約を導き出します。|対数空間におけるリッチマススケーリング関係モデルの\mu}$：$\left<\ln\lambda|\mu\right>=\alpha\mu+\beta$、$\mu=\ln（M_{200c}/M_{\mathrm{piv}}）$、および$M_{\mathrm{piv}}=10^{14.81}M_{\odot}$。傾き$\alpha=0.49^{+0.20}_{-0.15}$、正規化$\exp（\beta）=84.0^{+9.2}_{-14.8}$および$\sigma_{\ln\ラムダ|\mu}=0.17^{+0.13}_{-0.09}$CFHTの豊富さの推定値を使用。他の弱いレンズ効果の豊かさと質量の関係と比較して、豊かさの正規化は、広い赤方偏移範囲（$0.0<z<0.65$）からの他のスケーリング関係の正規化と統計的に一致し、異なるクラスター選択（X線、Sunyaev-Zeldovich、および光学）。
銀河団数カウント宇宙論に対するハロー質量関数の較正の影響
| Title |
Impact_of_the_calibration_of_the_Halo_Mass_Function_on_galaxycluster_number_count_cosmology |
| Authors |
Emmanuel_Artis,_Jean-Baptiste_Melin,_James_G._Bartlett,_Calum_Murray |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02501 |
ハロー質量関数（HMF）は、銀河団カタログの宇宙論的分析における重要な要素です。Planckと同様のクラスターカタログ、Euclid、Roman、Rubinの調査、および仮想のより大規模な将来の調査から予想されるものから、宇宙論的制約に対するHMFパラメーターの不確実性の影響を定量化します。いずれの場合もシミュレートされたカタログを分析し、HMFパラメーターの事前確率を徐々に緩めて、宇宙論的制約の劣化を評価します。HMFパラメータに関する現在の不確実性は、プランクのような調査に実質的に影響を与えませんが、ユークリッドのような調査の宇宙論的制約を大幅に悪化させる可能性があることがわかりました。その結果、HMFの現在の精度は、Euclid（またはRomanまたはRubin）および可能な大規模な調査には十分ではありません。将来の実験では、HMFパラメーターの不確実性を適切に考慮する必要があり、宇宙論的パラメーターの制約が弱まるのを避けるために、HMFフィットの精度を向上させる必要があります。
中国宇宙ステーション光学調査（CSS-OS）のためのニューラルネットワークによる分光学的および測光的赤方偏移推定
| Title |
Spectroscopic_and_Photometric_Redshift_Estimation_by_Neural_Networks_For_the_China_Space_Station_Optical_Survey_(CSS-OS) |
| Authors |
Xingchen_Zhou,_Yan_Gong,_Xian-Min_Meng,_Xin_Zhang,_Ye_Cao,_Xuelei_Chen,_Valeria_Amaro,_Zuhui_Fan,_and_Liping_Fu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02532 |
分光学的および測光的赤方偏移（spec-zおよびphoto-z）の推定は、将来の宇宙論的調査にとって非常に重要です。それは、宇宙のいくつかの強力な測定に直接影響を与える可能性があります。弱いレンズ効果と銀河団。この作業では、ニューラルネットワークを使用して、次世代の宇宙調査である中国宇宙ステーション光学調査（CSS-OS）で取得できるspec-zとphoto-zの精度を調べます。1次元畳み込みニューラルネットワーク（1-dCNN）と多層パーセプトロン（MLP、人工ニューラルネットワークの最も単純な形式の1つ）を使用して、それぞれspec-zとphoto-zを導出します。ネットワークのトレーニングとテストに使用される模擬スペクトルおよび測光データは、COSMOSカタログに基づいて生成されます。ネットワークは、統計的影響を減らすためにガウスランダム実現を作成することによってノイズの多いデータでトレーニングされており、高SNR（信号対ノイズ比）データと低SNRデータの両方で同様のレッドシフト精度が得られます。予測された赤方偏移の確率分布関数（PDF）も、テストデータのガウスランダム実現を介して導出され、最適な赤方偏移と1シグマエラーも取得できます。私たちのネットワークは、spec-zとphoto-zでそれぞれ約0.001と0.01の精度で優れた赤方偏移推定を提供できることがわかりました。既存のphoto-zコードと比較して、MLPの精度は同じですが、トレーニングプロセスでより効率的です。壊滅的な赤方偏移または外れ値の割合は、通常のテンプレートフィッティング方法と比較して劇的に抑制できます。これは、ニューラルネットワーク法が将来の宇宙論的調査におけるspec-zおよびphoto-z推定に実行可能で強力であることを示しています。
最密充填21cmアレイ観測における一次ビームの非冗長性のパターン
| Title |
Patterns_of_primary_beam_non-redundancy_in_close-packed_21_cm_array_observations |
| Authors |
Samir_Choudhuri,_Philip_Bull_and_Hugh_Garsden |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02684 |
HERAなどの無線干渉計アレイは、規則的なパターンで配置された多数の密集した皿で構成されており、同じ長さと方向を持つ多数の「冗長な」ベースラインを生み出します。同一のベースラインには同一の空信号が表示されるはずなので、これにより、明示的な空モデルを必要とせずに、相対的なゲイン/バンドパスキャリブレーションを見つけることができます。実際には、ベースラインが完全に同一ではない理由はたくさんあり、考慮されていない場合、アレイの冗長性を損ない、キャリブレーションソリューションに偽の構造を誘発する多くの影響が生じます。このホワイトペーパーでは、小さなHERAのようなアレイに対してさまざまなシミュレーションを実行し、さまざまなタイプの非冗長性が、観測された干渉計の可視性とその結果の周波数（遅延空間）パワースペクトルにどのように現れるかを理解します。特に、メインローブ、サイドローブ、楕円率、方向の変化など、アンテナ間の一次ビーム応答の違いに焦点を当てます。さまざまなタイプの非冗長性が冗長ゲインソリューションに特徴的なパターンを与え、それがキャリブレーションされた可視性、したがって遅延スペクトルに追加の構造を導入することがわかります。一次ビームの非冗長性の最も深刻な影響は、ビームを通過する最も明るい光源によって引き起こされるのに対し、拡散放射の影響は小さい（ただし無視できない）ことを示します。また、「外れ値」アンテナを備えた冗長ベースライングループ（1つのアンテナのみが完全な冗長性から逸脱している）が最大のゲインエラーを維持し、サイドローブの$\mathcal{O}（1）$非冗長性でさえ比較すると、比較的小さな影響です。
太陽系および太陽系外サブシステムで観測された主要な天体のクラスター化について
| Title |
On_the_observed_clustering_of_major_bodies_in_solar_and_extrasolar_subsystems |
| Authors |
Dimitris_M._Christodoulou_(UMass_Lowell)_and_Demosthenes_Kazanas_(NASA/GSFC) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02241 |
主要な（外部）惑星および衛星の物体は、各（サブ）システムに存在するすべてのオブジェクトの動径分布の中間領域に集中しているようです。私たちは、（エキソ）惑星と衛星の経年進化が必然的にそのようなすべてのサブシステムで観測された巨大な物体の中間的な蓄積をもたらすことを厳密に証明します。「中間」は、関係する3つ以上の巨大な物体の平均運動（軌道角速度）の平均として定量化されます。生存者が平均運動共鳴の近くに落ち着き、物体間の実質的な角運動量伝達が起こらなくなると、軌道進化は停止または大幅に減少すると予想されます（重力ランダウ減衰）。ダイナミクスは、ガスが考えられる中間領域のいずれかの側から広がり、離れる粘性および磁化降着円盤について理論化されたものとは方向が反対です。その結果は、私たちが惑星と月の形成と進化について考える方法を変えるに違いありません。
アリエルターゲットの恒星パラメータの決定：異なる分光法間の比較分析
| Title |
Determination_of_stellar_parameters_for_Ariel_targets:_a_comparison_analysis_between_different_spectroscopic_methods |
| Authors |
A._Brucalassi,_M._Tsantaki,_L._Magrini,_S._Sousa,_C._Danielski,_K._Biazzo,_G._Casali,_M._Van_der_Swaelmen,_M._Rainer,_V._Adibekyan,_E._Delgado-Mena_and_N._Sanna |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02242 |
アリエルは次のESAM4科学ミッションとして選ばれ、2028年に打ち上げられる予定です。アリエルは4年間のミッションで、通過する太陽系外惑星の大規模で多様な集団の大気を観測します。アリエルの科学的目標を達成するための重要な要素は、入力ターゲットリストを定義するための選択戦略です。ターゲットの意味のある選択には、星の特性をホストしている惑星の正確な知識が必要であり、これは打ち上げのかなり前に取得する必要があります。この作業では、アリエル参照サンプルに属する選択された数のターゲットの恒星パラメータを決定するために使用される3つの異なる分光技術間のベンチマーク分析の結果を提示します。完全なアリエル参照サンプルの恒星パラメータを均一に決定するために使用される方法を統合することを目指しています。恒星パラメータの均質で正確かつ正確な導出は、太陽系外惑星のホスト星を特徴づけるために重要であり、次に、惑星の特性の精度のための重要な要素です。
ルーマン16AB褐色矮星系のTESS観測：自転周期、光度曲線の進化、および帯状循環
| Title |
TESS_Observations_of_the_Luhman_16AB_Brown_Dwarf_System:_Rotational_Periods,_Lightcurve_Evolution,_and_Zonal_Circulation |
| Authors |
Daniel_Apai,_Domenico_Nardiello,_Luigi_R._Bedin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02253 |
褐色矮星は最近、回転変調を示すことがわかりました。これは一般に、さまざまな厚さの雲量に起因し、惑星規模の波によって変調されている可能性があります。ただし、より多くのオブジェクトについてこの仮説をテストするための長期的で継続的な高精度の監視データが不足しています。TESSデータに新しい測光アプローチを適用することにより、バイナリシステムLuhman16ABを形成する最も近い褐色矮星の高精度光度曲線を抽出します。Luhman16Bの約100回転をカバーする私たちの観測は、継続的な光度曲線の進化を示しています。ピリオドグラム分析は、光度曲線を支配するコンポーネントの回転周期が5.28時間であることを示しています。また、2.5時間、6.94時間、および90.8時間の期間の証拠も見つかります。2.5時間と5.28時間の期間がLuhman16Bから出現し、それらが複数のわずかにシフトしたピークで構成されていることを示します。これにより、このオブジェクトに高速ジェットと帯状循環が存在することがわかります。光度曲線の進化は惑星規模の波動モデルによく適合しており、この解釈をさらに支持していることがわかります。6.94時間のピークは、Luhman16Aの自転周期である可能性が高いと主張します。自転周期を観測されたvsin（i）の測定値と比較することにより、2つの褐色矮星が赤道面に近い角度で見られることを示します。また、光度曲線の長周期（P〜91h）の進化についても説明します。これは、渦が支配的な極域から出現することを提案します。私たちの研究は、全球循環モデルの予測とピリオドグラム分析による観測との直接比較への道を開きます。
機械学習を使用した非共面周連星惑星の安定性の分析
| Title |
Analyzing_the_Stability_of_Non-coplanar_Circumbinary_Planets_using_Machine_Learning |
| Authors |
Zhihui_Kong,_Jonathan_H._Jiang,_Zong-Hong_Zhu,_Kristen_A._Fahy,_Remo_Burn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02316 |
NASAのケプラーやTESSミッションなどの取り組みによる過去10年間の太陽系外惑星の検出により、バイナリまたはマルチスターシステムを周回する400を超える太陽系外惑星など、独自の太陽系の惑星とは大幅に異なる多くの世界が発見されました。これは、太陽系外惑星の多様性についての理解を広げるだけでなく、複雑なバイナリおよびマルチスターシステムにおける太陽系外惑星の研究を促進し、それらの居住性を探求する動機を提供します。本研究では、軌道安定性に対するさまざまな軌道パラメータの影響を定量化するために、多数の周連星惑星サンプルを生成する数値シミュレーション法を使用して、非共面周連星系における太陽系外惑星の軌道安定性を分析します。また、周連星惑星系の安定性をすばやく判断できる機械学習モデルをトレーニングします。私たちの結果は、惑星の傾斜が大きいほど軌道の安定性が高まる傾向があることを示していますが、地球と木星の間の惑星の質量範囲の変化は、システムの安定性にほとんど影響を与えません。さらに、ディープニューラルネットワーク（DNN）は、他の機械学習アルゴリズムよりも高い精度と精度を備えていることがわかりました。
2020年12月22日のグレートチャイニーズファイアボール
2020年12月22日23時23分33秒UTC頃、中国南東部の空に非常に明るい火の玉が見られました。火の玉は数秒間続き、米国の監視衛星によって検出された大気爆発で終わりました。CNEOSのデータによると、火の玉は平均速度13.6km/sで移動し、高度約35.5kmで爆発しました（緯度$31.9^{\circ}$N;長さ$96.2^{\circ}$E）。この論文では、衛星データのみを使用して、フラグメントのさまざまな質量/断面比について、大気軌道、太陽周回軌道、および飛散地域を推定します。軌道はほぼ北から南であり、局所的な表面に対して低い傾斜でした。爆発の高さは断片化された岩体と一致しているように見え、太陽周回軌道は小惑星の起源をサポートしています。飛散地域は、座標（$+31.3^\circ$N;$96.3^\circ$E）と（$+30.3^\circ$N;$96.5^\circ$E）の2点間で広がり、総面積は約4000$\textrm{km}^2$。ただし、衛星データの不確実性が不明であるため、これらの結果には注意が必要です。
火星の共軌道を使用して、地球の共軌道空間における回転によって誘発されたYORP分裂イベントの重要性を推定する
| Title |
Using_Mars_co-orbitals_to_estimate_the_importance_of_rotation-induced_YORP_break-up_events_in_Earth_co-orbital_space |
| Authors |
C._de_la_Fuente_Marcos_and_R._de_la_Fuente_Marcos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02563 |
地球と火星の両方が、共軌道のマイナーボディの集団をホストしています。現在の火星の共有軌道の多くは、おそらく、回転によって引き起こされたYORP分裂イベント中の火星のトロヤ列5261エウレカ（1990MB）の親体の核分裂に関連しています。ここでは、Tisserandパラメータの統計的分布と、離心率が0.2未満の火星の共軌道の相対平均黄経を使用して、火星の共軌道空間における回転によって引き起こされるYORP分裂イベントの重要性を推定します。機械学習手法（k-means++および凝集型階層的クラスタリングアルゴリズム）を適用して、調査結果を評価します。統計分析により、2009SE、2018EC4、2018FC4の3つの新しい火星のトロヤ群が特定されました。そのうちの2つ、2018EC4と2018FC4は、おそらくEurekaにリンクされていますが、2009SEがキャプチャされた可能性があるため、Eurekaとは関係ありません。また、最近の発見である2020VT1は、火星の一時的な馬蹄型の共軌道であることも示唆しています。離心率が0.2未満の地球の共軌道候補に適用した場合、私たちのアプローチにより、おそらく核分裂イベントに関連するいくつかのクラスタリングを特定することができました。ほとんどのメンバーがいるクラスターは、高速回転子である地球準衛星469219Kamo`oalewa（2016HO3）に関連付けられている可能性があります。私たちの統計分析では、2つの新しい地球の共軌道が特定されました。馬蹄形の経路をたどる2020PN1と、Kamo`oalewaに動的に類似した準衛星である2020PP1です。火星と地球の両方の共軌道について、Tisserandパラメータの値が非常にわずかに異なるオブジェクトのペアが見つかりました。これはおそらく最近の混乱イベントを示唆しています。クラスタリングアルゴリズムと数値シミュレーションはどちらも、2020KZ2とKamo`oalewaが関連している可能性があることを示唆しています。
トップヘビー初期質量関数を持つ星団からのブラックホール合併
| Title |
Black_Hole_Mergers_from_Star_Clusters_with_Top-Heavy_Initial_Mass_Functions |
| Authors |
Newlin_C._Weatherford,_Giacomo_Fragione,_Kyle_Kremer,_Sourav_Chatterjee,_Claire_S._Ye,_Carl_L._Rodriguez,_Frederic_A._Rasio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02217 |
球状星団（GC）の最近の観測は、恒星の初期質量関数（IMF）が普遍的ではない可能性があるという証拠を提供し、特にIMFが金属量の減少とガス密度の増加とともにますますトップヘビーに成長することを示唆しています。非標準IMFは、主にハイエンドが形成されるブラックホール（BH）の数を決定するため、GCの進化に大きな影響を与える可能性があります。ここでは、観測の不確実性の範囲内でIMFを変化させて、GCモデルの新しいセットを計算します。トップヘビーIMFを備えたGCは、恒星風と潮汐ストリッピングにより、数Gyr以内に質量の大部分を失うことがわかりました。BH質量分離によるクラスターの加熱は、このプロセスを大幅に強化します。完全な溶解に近づくと、トップヘビーIMFを備えたGCが、質量で大部分がBHで構成される「ダーククラスター」に進化する可能性があることを示します。より多くのBHを生成することに加えて、トップヘビーIMFを備えたGCは、より多くのバイナリBH（BBH）マージも生成します。これらのクラスターは短命ですが、排出されたBBHのマージは、正規のIMFを備えた長命のGCで見られる速度と同等かそれ以上の速度で継続します。したがって、これらのクラスターは、今日は表示されなくなりましたが、特にBH質量ギャップ内の成分質量が大きいソースの場合、LIGO/Virgoで検出可能なローカルBBHマージ率に大きく寄与する可能性があります。また、トップヘビーIMFを備えたGCモデルの1つが、質量$M>100\、{\rmM_\odot}$の中間質量ブラックホール（IMBH）を数十個生成することも報告しています。これには、$M>500のモデルも含まれます。\、{\rmM_\odot}$。最終的に、追加の重力波観測は、古いGCの恒星IMFと高赤方偏移でのIMBHの形成に強い制約を与えます。
超拡散銀河トンボ44の空間分解恒星分光法。III。予期しない星形成の歴史の証拠
| Title |
Spatially_Resolved_Stellar_Spectroscopy_of_the_Ultra-diffuse_Galaxy_Dragonfly_44._III._Evidence_for_an_Unexpected_Star-Formation_History |
| Authors |
Alexa_Villaume,_Aaron_J._Romanowsky,_Jean_Brodie,_Pieter_van_Dokkum,_Charlie_Conroy,_Duncan_Forbes,_Shany_Danieli,_Christopher_Martin,_Matt_Matuszewski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02220 |
KeckCosmicWebImagerの面分光器を使用して、次のことを行います。1）超拡散銀河（UDG）Dragonfly44（DF44）のグローバルな星の種族パラメータを、これまでのUDGで可能な精度よりもはるかに高い精度で測定します。2）初めて、UDGの空間的に分解された星の種族パラメータを測定します。DF44は、局部銀河群内外の標準的な矮小銀河によって確立された質量と金属量の関係を下回っています。平坦な放射状の年齢勾配（$m_{\rmage}\sim+0.01_{-0.08}^{+0.07}$logGyrkpc$^{-1}$）と平坦から正の金属量勾配を測定します（$m_{\rm[Fe/H]}\sim+0.08_{-0.11}^{+0.11}$dexkpc$^{-1}$）、これは同様に圧力サポートで測定された勾配と一致しません矮小銀河。また、フラットからネガティブへの[Mg/Fe]勾配（$m_{\rm[Mg/Fe]}\sim-0.18_{-0.17}^{+0.17}$dexkpc$^{-1}も測定します。$）DF44の中央の$1.5$kpcが、金属の少ない球状星団に匹敵する星の種族パラメーターを持つように。全体として、DF44は他の矮小銀河のような内部特性を持たず、いくつかのシミュレーションで示唆されているように、長期にわたるバースト性の星形成の歴史を通じて膨らんだことと矛盾しています。むしろ、証拠は、DF44が「裏返し」の星形成の激しい時代を経験し、その後、星形成が標準的な矮小銀河よりも早く遮断されるように、早期に壊滅的に消光したことを示しています。
親銀河内の球状星団のシミュレーション：複数の星の種族と内部運動学
| Title |
Simulations_of_globular_clusters_within_their_parent_galaxies:_multiple_stellar_populations_and_internal_kinematics |
| Authors |
Madeleine_McKenzie,_Kenji_Bekki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02348 |
3次元の平滑化粒子流体力学シミュレーションを使用して、親銀河のコンテキスト内の球状星団（GC）での複数の星の種族（MSP）の形成を調査します。私たちのシナリオでは、第2世代（2G）の星は、漸近巨星分枝（AGB）汚染物質と、ホスト銀河から降着した元のガスの両方に由来します。以前の理論的および数値的研究は、この「希釈を伴うAGB」モデルが、古典的なAGBシナリオが直面するいくつかの問題を軽減する可能性があることを示しています。ただし、GCへの元のガスの降着は、親銀河のコンテキスト内でまだ調査されていません。この論文は、ホスト銀河の巨大な分子雲からのGC形成と、それに続くGCへのガス降着をモデル化したオリジナルのシミュレーションコードからの予備的な結果を示しています。370Myrの時間枠で2Gの発生をシミュレートすることにより、2G星の一部がGCの環境と密接に関連していることを示します。私たちのシミュレーションは、GC前駆体とホスト銀河自体の両方の初期条件を変更することにより、多種多様な存在量パターン、運動学、および2G濃度を合理化します。最も注目すべきは、2G星の割合とクラスターの初期質量との間に正の相関関係を再現することです。シナリオの物理的影響について説明し、シミュレーションを銀河系GC47きょしちょう座（47Tuc）の観測と比較します。最後に、より広いGC集団を包含し、将来の観察の参照として役立つスケーリング関係を示します。
ケイ酸塩ダスト表面でのH2のオルトからパラへの急速な核スピン変換
H2分子には、2つの核スピン異性体、いわゆるオルト異性体とパラ異性体があります。これらの状態間の核スピン変換（NSC）は、気相では禁止されています。最も低いオルト状態とパラ状態の間のエネルギー差は14.7meVと大きく、約170Kに相当します。したがって、H2の各状態は、化学だけでなく、空間内の巨視的なガスダイナミクスにも異なる影響を及ぼします。H2の対パラ存在比（OPR）は、さまざまな天文現象に大きな影響を及ぼします。長い間、ダスト粒子上に形成された初期のH2のOPRは、統計値が3であり、状況の温度で気相で徐々に平衡化すると想定されてきました。最近、H2のNSCが非常に低い温度の水氷上で発生することが実験的に明らかになり、ガスダスト化学モデルに組み込まれました。ただし、H2分子は、ダスト粒子が水氷で覆われるかなり前に形成されるはずです。氷マントルが形成される前に、H2のOPRが裸のケイ酸塩ダストに対してどのように振る舞うかについての情報。天文学的に意味のある時間スケール内の裸のケイ酸塩表面でさえOPRが変化する場合のH2のOPRの影響を知ることが望ましい。18Kまでの温度でアモルファスケイ酸塩（Mg2SiO4）に物理吸着したH2のNSCの最初の実験室測定を報告します。変換は非常に迅速に発生することがわかりました。
星間物質の凝固と粉砕によるダスト多孔性の進化
| Title |
Evolution_of_dust_porosity_through_coagulation_and_shattering_in_the_interstellar_medium |
| Authors |
Hiroyuki_Hirashita,_Vladimir_B._Il'in,_Laurent_Pagani,_Charl\`ene_Lef\`evre |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02365 |
粒子サイズ分布や粒子多孔性などの星間粒子の特性は、星間処理、特に、高密度および拡散星間物質（ISM）でそれぞれ発生する凝固および粉砕の影響を受けます。この論文では、粉砕と凝固による粒子サイズ分布と粒子多孔性の変化を定式化して計算します。凝固については、衝突エネルギーに応じて粒子の進化を扱います。粉砕は、小さなコンパクトな破片を形成するメカニズムとして扱われます。これらのプロセス間のバランスは、高密度ガスの質量分率$\eta_\mathrm{dense}$によって決定されます。これは、粉砕に対する凝固の時間割合を決定します。我々は、小さな粒子を供給する粉砕と、粉砕された粒子から多孔質粒子を形成する凝固との間の相互作用が、多孔性を作り出し維持する上で基本的に重要であることを発見した。気孔率は、粒子半径$a\sim0.1〜\mu$m付近で0.7〜0.9（または充填率0.3〜0.1）に上昇します。また、$\eta_\mathrm{dense}=0.1$（凝固が弱い非常に効率的な粉砕）の場合、多孔性が凝固を大幅に強化し、充填率が0.1未満のふわふわのサブミクロン粒子を生成することもわかりました。多孔性は、アモルファスカーボンの場合はすべての波長で、ケイ酸塩の場合は紫外線波長で10〜20パーセント消滅を促進します。気孔率を考慮すると、ケイ酸塩の吸光曲線の形状は急になります。星間物質に多孔質粒子を生成するには、粉砕と凝固の相互作用が不可欠であり、結果として生じる多孔性が粒子サイズ分布と消滅曲線に影響を与える可能性があると結論付けています。
クエーサーにおける青方偏移した広い[OIII]成分のシフト速度と線幅の間の強い相関について
| Title |
On_strong_correlation_between_shifted_velocity_and_line_width_of_broad_blue-shifted_[OIII]_components_in_quasars |
| Authors |
Zhang_XueGuang_(NNU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02465 |
この原稿では、SDSSクエーサーの青方偏移[OIII]成分のシフト速度と線幅の間に強い線形相関があることを報告します。広い青方偏移[OIII]コンポーネントは、一般に中央エンジンに関連する流出の指標として扱われますが、流出が中央降着特性に関連するのか、NLR（狭い輝線領域）の局所的な物理的特性に関連するのかは未解決の問題です。）。ここで、スピアマンの順位相関係数0.75との報告された強い線形相関は、信頼できる青方偏移の広い[OIII]成分を持つ535個のSDSSクエーサーの大規模なサンプルを通じて、AGN（活動銀河核）フィードバック駆動流出の仮定の下で期待できます。さらに、クエーサーの広い青方偏移と広い赤方偏移[OIII]成分の検出率は大きく異なり、シフトされた速度と広い赤方偏移[OIII]成分の線幅の間に正の相関は見られません。クエーサーの幅広い青方偏移[OIII]成分につながる、NLRでの局所的な流出の可能性を拒否するためのさらに強力な証拠を提供します。したがって、強い線形相関は、AGNの中央エンジンに関連する流出のより良い指標としての幅広い青方偏移[OIII]成分の強力な証拠として扱うことができます。さらに、中央のBH質量ではなく、エディントン比と連続光度が、クエーサーの幅広い青方偏移[OIII]成分の特性に重要な役割を果たします。
銀河の回転曲線の不確実性
銀河の回転曲線が銀河形成シミュレーションからの予測と一致する可能性を評価するには、観測データから導出された半径の関数としての円速度の不確実性が統計的にロバストである必要があります。文献に示されている不確実性は、この要件を満たすものはほとんどありません。このホワイトペーパーでは、ガウスエルミートフィットから3Dスペクトルデータキューブへの各ピクセルでのフィット速度を、修正されたブートストラップ手順から得られた不確実性とともに推定する新しいスタンドアロンツールmakemapを紹介します。この新しいツールをTHINGSサンプルの18個の銀河の中性水素スペクトルに適用し、不確実性のある新しい速度マップを提示します。速度マップで推定された不確実性を前述のモデルフィッティングツールDiskFitに伝播して、新しい回転曲線を導き出します。これらの近似から得られる不確実性は、観測誤差だけでなく、近似された全身速度、回転中心の位置、視線に対する銀河の傾き、および強制的な非円運動の不確実性も考慮に入れています。したがって、これらは以前に利用可能だった値よりもはるかに明確に定義されています。循環速度に関する私たちの推定不確実性は、最大5の範囲の要因によって以前の推定とは異なり、場合によっては小さく、他の場合には大きくなります。十分に解決されたHIデータセットの運動学的モデルは、精度と信頼性が大きく異なるため、宇宙論的銀河形成シミュレーションからの予測と比較するための価値が異なる可能性があると結論付けています。
LAMOST＆GaiaDR2を使用した銀河反中心下部構造の調査
| Title |
Exploring_the_Galactic_Anticenter_substructure_with_LAMOST_&_Gaia_DR2 |
| Authors |
Jing_Li,_Xiang-Xiang_Xue,_Chao_Liu,_Bo_Zhang,_Hans-Walter_Rix,_Jeffrey_L._Carlin,_Chengqun_Yang,_Rene_A._Mendez,_Jing_Zhong,_Hao_Tian,_Lan_Zhang,_Yan_Xu,_Yaqian_Wu,_Gang_Zhao,_and_Ruixiang_Chang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02540 |
運動積分空間でK-/M-巨人を持つ589銀河反中心下部構造星（GASS）の運動学的および化学的特性を特徴づけます。これらの星には、いっかくじゅう座、A13、三角-アンドロメダ雲（TriAnd）などの以前に特定された下部構造のメンバーが含まれている可能性があります。これらの星が銀河面の両側のほぼ円軌道上にあることを示します。特に南GASSメンバーの場合、Y軸に沿って速度（$V_{Z}$）勾配を見ることができます。私たちのGASSメンバーは、薄い円盤状の星と同様のエネルギーと角運動量の分布を持っています。[$\alpha$/M]対[M/H]空間でのそれらの位置は、典型的な薄い円盤の星よりも金属が少なく、[$\alpha$/M]\textbf{lower}は厚い円盤よりも劣っています。私たちのGASSメンバーは、外側の金属の少ない円盤星の一部であり、外側の円盤は30kpcまで伸びていると推測されます。距離範囲と$\alpha$-存在量の特徴を考慮すると、SFRが内側の円盤よりも効率が低い可能性がある外側の円盤で分子雲密度が減少したため、厚い円盤が形成された後にGASSが形成される可能性があります。
消光曲線を使用した減衰Ly $ \ alpha $システムの金属量の抑制
この論文では、観測された消光曲線を使用して、高赤方偏移減衰Ly$\alpha$（DLA）吸収体の金属量を制約する新しい方法を紹介します。このようなアプローチが銀河系外吸収体の金属量を制限するために採用されるのはこれが初めてです。私たちの方法を実証するために、13個のクエーサーと1個のGRBのスペクトルを使用し、それらの視線に沿ってDLA吸収体が検出されました。波長積分消光を水素核子あたりのダストが占める総体積に関連付けるクラマース・クローニッヒ（KK）関係を使用することにより、DLAの金属量にいくつかの堅牢な下限を設定しました。結果として得られる下限はすべて、文献のDLA金属量と一致しています。GRBの減光曲線は、非常に強い2175Aの減光バンプを示しています。2つ（グラファイトとケイ酸塩）と3つ（PAH、水素化アモルファスカーボン、ケイ酸塩）のダスト成分を持つダストモデルを使用してGRB消光曲線をモデル化することにより、GRBDLAの金属量を抑制しようとします。2成分モデルでは$Z\sim$$-$0.45の金属量が得られ、3成分モデルでは$Z\sim$$-$0.50が得られました。一方、このDLAのKKアプローチの下限は、$Z\ge$$-$0.60です。2175Aの消光バンプと測定されたDLA金属量を使用して消光曲線の大規模なサンプルをモデル化すると、KKとモデルに依存するアプローチを完全に比較できます。DLAの金属量を正確に測定できない場合（たとえば、重要な吸収線が飽和しているため）、このホワイトペーパーで紹介するアプローチを使用して金属量を制限できます。
宇宙網の緑の谷銀河：内部と環境の消光
| Title |
Green_valley_galaxies_in_the_cosmic_web:_internal_versus_environmental_quenching |
| Authors |
Apashanka_Das,_Biswajit_Pandey,_Suman_Sarkar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02564 |
SDSSデータを分析し、ファジー集合論的手法を使用して銀河の色に基づいて銀河を分類し、局所的な次元を使用して環境を定量化します。緑の銀河の割合は環境に依存せず、各環境の銀河の$10\％-20\％$は、選択した恒星の質量範囲に応じて緑の谷にあることがわかります。各環境の緑の銀河の約$10\％$がAGNをホストしています。GalaxyZooのデータを組み合わせると、各環境で緑の銀河の$\sim95\％$がらせん状で、$\sim5\％$が楕円形であることがわかります。緑の銀河の$\sim8\％$だけが相互作用と合併の兆候を示し、$\sim1\％$は支配的な膨らみを持ち、$\sim6\％$はバーをホストします。赤銀河と緑銀河の恒星の質量分布は、各環境で非常に類似していることを示しています。私たちの分析によると、緑の銀河の大部分は、相互作用、合併、およびバルジ、バー、AGN活動によって引き起こされるもの以外の物理的メカニズムを使用して、星形成を抑制しなければなりません。これらは、滑らかな降着によってのみ成長し、主に質量駆動の急冷によって星形成を抑制した巨大な銀河であると推測されます。コルモゴロフ-スミルノフ検定を使用すると、さまざまな環境での緑の銀河の特性間に統計的に有意な差は見つかりません。我々は、環境要因がマイナーな役割を果たし、内部プロセスがグリーンバレー銀河の星形成を消光する上で支配的な役割を果たしていると結論付けています。
まれな銀河系外天体は、過去、現在、未来の宇宙に関する実質的な情報を運ぶことができます。情報化時代の天文データベースのサイズを考えると、非常に多くの外れ値の銀河が既存および将来の天文データベースに含まれていると想定できます。ただし、これらのオブジェクトを手動で検索することは、必要な労力のために実用的ではありません。したがって、そのようなオブジェクトを検出する機能は、コンピューターのアルゴリズムに大きく依存します。この論文では、外れ値の銀河画像を自動検出するための教師なし機械学習アルゴリズムと、そのいくつかのハッブル宇宙望遠鏡分野への応用について説明します。アルゴリズムはトレーニングを必要としないため、クリーンなトレーニングセットの準備に依存しません。銀河の大規模なコレクションにアルゴリズムを適用すると、さまざまな外れ値の銀河画像が検出されました。アルゴリズムによって検出されたすべてのオブジェクトが実際に外れ値と見なされるわけではないという意味で、アルゴリズムは完全ではありませんが、データセットを2桁削減して、実用的な手動識別を可能にします。カタログには、自動化を使用せずに識別するのが非常に難しい147個のオブジェクトが含まれています。
とらえどころのないメチレンラジカルの狩猟
| Title |
Hunting_for_the_elusive_methylene_radical |
| Authors |
A._M._Jacob,_K._M._Menten,_Y._Gong,_P._Bergman,_M._Tiwari,_S._Bruenken,_and_A.O.H._Olofsson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02654 |
68〜71GHzのCH2遷移は、Orion-KLおよびW51メインSFRに向かって最初に検出されました。それらの上位レベルのエネルギーが225Kであることを考えると、それらは新しく形成された星の近くの高密度で高温の分子コアで発生すると考えられていました。しかし、これはこれらの線のさらなる観察によって確認されておらず、それらの起源は不明なままです。一般に、CH2の観測データは不足しており、天体化学の文脈では重要な化合物ですが、天文学的な情報源での実際の発生は十分に制限されていません。本研究は、我々が報告するオリオン地域の他の最近の観測とともに、高温で高密度のガスとの関連の可能性を除外している。CH2放出の分布は、[CII]158um放出の分布に厳密に従っているのに対し、CH2はホットコア自体に向かって検出されていないことがわかります。むしろ、観測は、その延長された放出が、オリオンバーの場合のようにそのような領域のより密度の高い部分からではなく、PDRの高温であるが希薄な層から生じることを示唆している。この仮説は、観察されたCH2ラインプロファイルを、よく知られているPDRトレーサーであるCRRLのプロファイルと比較することによって裏付けられました。さらに、W51E、W51M、W51N、W49N、W43、W75N、DR21、およびS140SFRに向かうo-CH2の70GHzの細線とhfs線、およびそれらの間の3本の細線とhfs線の検出を報告します。W3IRS5に向けて68〜71GHz。さらに、非LTE放射伝達解析を使用して、ガス温度とH2密度をそれぞれ163Kと3.4e3cm^-3に制限できます。この分析は、CH2が暖かく希薄なPDR層に由来するという仮説を裏付けています。私たちの分析は、そのような領域で優勢な物理的条件下での励起条件では、これらの線は弱いレベルの逆転を伴ってマセリングしていることを示唆しています。結果として生じるラインの自然放出の増幅は、それらの検出に大いに役立ちます。
エッジ：超微弱な矮星における暗黒物質コア形成への2つのルート
| Title |
EDGE:_Two_routes_to_dark_matter_core_formation_in_ultra-faint_dwarfs |
| Authors |
Matthew_D._A._Orkney,_Justin_I._Read,_Martin_P._Rey,_Imran_Nasim,_Andrew_Pontzen,_Oscar_Agertz,_Stacy_Y._Kim,_Maxime_Delorme,_Walter_Dehnen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02688 |
標準的なラムダの冷暗黒物質パラダイムでは、純粋な暗黒物質シミュレーションは、矮小銀河が中心的に発散する密度「カスプ」を持つ暗黒物質ハローに生息するはずであると予測しています。これは、通常、一定密度の「コア」を支持する観察結果と矛盾します。この「カスプコア問題」を、「銀河形成の端にある工学矮小銀河」（EDGE）プロジェクトの一部としてシミュレートされた「超微弱な」矮小銀河で調査します。以前の研究と同様に、シミュレートされた矮星の中央領域内の重力ポテンシャルの変動が暗黒物質粒子を運動学的に加熱し、矮星の中央暗黒物質密度を低下させることがわかりました。ただし、これらの変動は、ガスの流入/流出だけでなく、小規模な合併による衝動的な加熱によっても引き起こされます。ドワーフの初期条件の1つで遺伝子組み換えアプローチを使用して、アセンブリ履歴の遅延がどのように後期のマイナーな合併につながり、それに応じて暗黒物質の加熱が増えるかを示します。これは、星形成が高い赤方偏移で完全に消光された超微弱な矮星（$M_*<10^5\、\text{M}_{\odot}$）でさえ、それらの中心を暗くすることができるメカニズムを提供します物質密度は時間とともに低下しました。対照的に、合併する銀河の星形成が十分に少ない場合、後期の主要な合併は中央の暗黒物質のカスプを再生できることがわかります。これらの効果の組み合わせは、それらのユニークな星形成と質量集合の歴史によって駆動される、最小の矮星の中央の暗黒物質密度勾配における有意な確率論を予測することにつながります。
活動銀河核における潮汐破壊現象からの高エネルギー放出
| Title |
High-energy_emission_from_tidal_disruption_events_in_active_galactic_nuclei |
| Authors |
Chi-Ho_Chan,_Tsvi_Piran,_Julian_H._Krolik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02290 |
活動銀河核（AGN）で発生する潮汐破壊現象（TDE）は、通常のTDEとは異なります。これらのイベントでは、戻ってきた潮汐破片の流れは、流れの近地点近くにある既存のAGN降着円盤をドリルで貫通し、その過程で内側の円盤を破壊し、数回から数百回の範囲の半径で2回目に円盤と交差します。近地点距離。このようなTDEのデブリダイナミクス、したがってそれらの外観は、通常のTDEとは異なります。ここでは、ディスクを使用したストリームのこの「2番目の影響」のシグニチャについて説明します。希薄な流れがより密度の高いディスクによって止められると、強い衝撃が発生します。衝撃を受けた材料のコンプトン冷却は、硬X線、さらには軟ガンマ線を生成し、エネルギーの大部分は約10keVから1MeVの間で放出されます。光度は質量収益率に従い、ピークは〜$10^{42}$から$10^{44}$erg/sです。X線の硬度と光度曲線の滑らかさは、2番目の衝撃を通常のAGNフレアと区別するための可能な手段を提供します。通常のAGNフレアは、より柔らかいスペクトルとより不規則な光度曲線を示します。
近くのIa型超新星の固有の色の多様性
| Title |
Intrinsic_color_diversity_of_nearby_type_Ia_supernovae |
| Authors |
Noriaki_Arima,_Mamoru_Doi,_Tomoki_Morokuma,_Naohiro_Takanashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02407 |
Ia型超新星（SNeIa）の減光法則は天の川のそれとは異なる可能性があると報告されていますが、SNeIaの固有の色とダストの減光は観測的に混合されています。この研究では、近くの宇宙（$z\lesssim0.04$）のSNeIaの測光特性を調べて、SNIaの固有の色と減光を調査します。34SNeIaのブランチ分光分類とホスト銀河の形態学的タイプに焦点を当てています。$B-V$、$V-R$の色-色図でのピーク色の分布、および最も青いSNeIaのストレッチ-色の関係からの色の過剰と絶対等級の偏差を注意深く調べます。最も赤い色を示すSNeIaは初期タイプのスパイラルで発生し、ブランチサブタイプに分割すると傾向が維持されることがわかります。いくつかの独特の赤いブロードライン（BL）サブタイプSNeIaを除外すると、塵の減光は天の川のような減光に近くなります。さらに、これらの赤いBLのうちの2つは、ほこりの少ない楕円銀河で発生し、BLサブタイプSNeIaに固有の色の多様性を示唆しています。
| Title |
Illumination_of_the_accretion_disk_in_black_hole_binaries:_An_extended_jet_as_the_primary_source_of_hard_X-rays |
| Authors |
P._Reig_(Inst._of_Astrophysics/FORTH_&_Univ._of_Crete),_N._D._Kylafis_(Univ._of_Crete_&_Inst._of_Astrophysics/FORTH) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02437 |
ブラックホール連星の反射スペクトルを説明しようとするモデルは、通常、点のような硬X線の一次源を呼び出します。この光源は降着円盤を照らし、離散（線）および連続体反射成分を生じさせます。この研究の主な目的は、ハード状態とハード中間状態のブラックホール連星に存在する拡張された穏やかな相対論的ジェットが降着円盤を照らす硬X線源であるかどうかを調査することです。穏やかに相対論的なジェットでの逆コンプトン散乱のプロセスをシミュレートするモンテカルロコードを使用します。薄い降着円盤からの黒体光子はジェットの基部に注入され、外側に移動する高エネルギー電子と相互作用します。ジェットが穏やかな相対論的速度でディスクから離れるという事実にもかかわらず、入力ソフトフォトンの約$15-20$\％が降着円盤に向かって散乱して戻ることがわかります。コンプトン化された後方散乱光子の大部分はブラックホールの非常に近くで逃げます（$h\lesssim6r_g$、ここで$r_g$は重力半径です）が、無視できない量は広範囲の高さで逃げます。$h\sim500-2000\、r_g$の高さでは、分布は急速に低下します。高さのカットオフは、その基部でのジェットの幅に強く依存し、光学的厚さにほとんど影響されません。ディスク照明スペクトルは、ディスクに遭遇しない方向に逃げる放射線の直接ジェットスペクトルよりも柔らかいです。拡張ジェットは、反射モデルにおけるハードフォトンの優れた候補源であると結論付けます。
対数正規質量スペクトルによる原始ブラックホールの合体
| Title |
Coalescing_primordial_binary_black_holes_with_log-normal_mass_spectrum |
| Authors |
Konstantin_Postnov_(SAI_Moscow_U.),_Alexander_Dolgov_(Novosibirsk_U.),_Nikita_Mitichkin_(Moscow_U.),_Ivan_Simkin_(Baumann_Technical_U.) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02475 |
初期の宇宙で作成された原始ブラックホールは、暗黒物質のかなりの部分を構成し、初期の銀河形成の種として機能する可能性があります。数十個の太陽質量のオーダーの質量を持つバイナリ原始ブラックホールは、観測されたLIGO/Virgo重力波イベントを説明することができます。このレターでは、$M_0\simeq15-17M_\odot$を中心とする対数正規質量スペクトルを持つ原始ブラックホールが、検出されたLIGO/Virgoバイナリブラックホールのチャープ質量分布と微分チャープ質量の両方を同時に説明することを示します。LIGO/Virgoの観測から推測されるマージバイナリの分布。原始ブラックホールの対数正規質量スペクトルの得られたパラメーターは、$z=6-7$で観測された超大質量ブラックホールの集団を説明するために必要な$M\gtrsim10^4M_\odot$の種子の割合も示します。
ブレーザーAO0235 +164の長期電波光度曲線における準周期的振動
| Title |
Quasi-Periodic_Oscillations_in_the_long_term_radio_light_curves_of_the_blazar_AO_0235+164 |
| Authors |
Ashutosh_Tripathi,_Alok_C._Gupta,_Margo_F._Aller,_Paul_J._Wiita,_Cosimo_Bambi,_Hugh_Aller,_Minfeng_Gu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02497 |
ミシガン大学電波天文台で4.8GHz、8.0GHz、14.5GHzの3つの中心周波数で動作するBLLacertaeオブジェクトAO0235+164の30年にわたる長さの電波観測の時系列分析を示します。$\sim$1950d、$\sim$1350d、および$\sim$660での強い信号とともに、効果的に同時観測の光度曲線の3つの周波数帯域すべてで$\sim$965日の準周期的振動を検出しました。d。周期性は、データ補償離散フーリエ変換、一般化されたLomb-Scargleピリオドグラム、および加重ウェーブレットZ変換の3つの方法で分析されます。これらの方法は、主張された周期性のロバストな測定に向けて異なる分析アプローチを持っているため、選択されています。$965\pm50$日のQPOは重要であり（少なくとも$3.5\sigma$）、3つの無線周波数すべての観測を通じて持続し、高調波である可能性のある他のQPOは、少なくとも8.0GHzおよび14.5GHz帯域。そのような長く持続的な周期性の起源についてのもっともらしい説明を簡単に議論します。
サブ秒のタイムスケールでの光トランジェントの検出可能性
| Title |
Detectability_of_optical_transients_with_timescales_of_sub-seconds |
| Authors |
Ko_Arimatsu,_Kohji_Tsumura,_Fumihiko_Usui,_Takafumi_Ootsubo,_Jun-ichi_Watanabe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02454 |
偶発的事象調査のための組織化オートテレスコープ（OASES）観測キャンペーンで取得したデータセットを使用して、持続時間が$\sim0.1$から$\sim1.3$秒の光過渡光源を検索します。OASES観測は、同じフィールドを同時に監視する2つの独立した広視野および高ケイデンス観測システムを使用して実行されたため、取得されたデータセットは、1秒未満の光過渡現象の堅牢な検出方法を開発するユニークな機会を提供します。黄道面と銀河面の周りの選択されたフィールドのデータセットでは、検出基準を満たす天文イベントの候補は見つかりません。非検出の結果から、初めて、日食面と銀河面の周りの1秒未満のトランジェントのイベント率の上限を導き出し、$\sim0.090$と$\sim0.38〜{\rmhr^を取得します。{-1}〜deg^{-2}}$for$m=12$および13Vmag、それぞれ。さらに、1秒未満のスケールの一時的なイベント調査の将来の見通しについても説明します。
AthenaX-IFU機器の粒子背景のレビュー
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Review_of_the_particle_background_of_the_Athena_X-IFU_instrument |
| Authors |
Simone_Lotti,_Matteo_D'Andrea,_Silvano_Molendi,_Claudio_Macculi,_Gabriele_Minervini,_Valentina_Fioretti,_Monica_Laurenza,_Christian_Jacquey,_Luigi_Piro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02526 |
X線観測は、線源の固有のかすれまたは拡散性のために、背景によって制限されます。将来のアテナX線天文台は、その目標の中にこれらの線源の特性評価を持っています。銀河団の周辺など、バックグラウンドが支配的なソースを特徴付ける機器の能力を評価するために、低エネルギー（ソフトプロトン）と高エネルギー（GCR）の両方で、アテナマイクロカロリメータの粒子によって引き起こされるバックグラウンドを特徴付けることを目指しています。2つの放射線環境、つまりL1とL2のラグランジュ点を比較し、後者に対する指標を導き出します。モンテカルロシミュレーションを使用して、X-IFUマイクロカロリメータの粒子誘起バックグラウンドレベルを、そのレベルを下げるために採用されたすべてのソリューションの前後で推定します。GCRによって誘発されるコンポーネントに関しては、バックグラウンドレベルはミッション要件に準拠しています。ソフトプロトン成分に関しては、分析はL1とL2軌道の劇的に異なるバックグラウンドを予測しません。ただし、L2環境に関するデータが不足しているため、L2環境の特徴が非常に弱いため、X線ミッションの軌道として選択しないことをお勧めします。次に、これらのバックグラウンドレベルを使用して、中心から1.2R200までの典型的な銀河団の観測をシミュレートし、機器の特性評価機能を周辺まで調査します。バックグラウンドを削減しないと、外側の領域のクラスターのプロパティを特徴付けることができないことがわかります。また、太陽極小期の条件に関して、太陽極大期に実行された場合、観測の改善は見られません。
DarpanX：多層ミラーのX線反射率をモデル化するためのPythonパッケージ
| Title |
DarpanX:_A_Python_Package_for_Modeling_X-ray_Reflectivity_of_Multilayer_Mirrors |
| Authors |
Biswajit_Mondal,_Santosh_V._Vadawale,_N.P.S._Mithun,_C.S._Vaishnava,_Neeraj_K._Tiwari,_S.K._Goyal,_Singam_S._Panini,_Vinita_Navalkar,_Chiranjit_Karmakar,_Mansukhlal_R._Patel,_R.B._Upadhyay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02571 |
多層X線ミラーは、適切な基板上に、通常の厚さが10〜100オングストロームの高Zおよび低Z材料の多数の交互層のコーティングで構成されます。このようなコーティングは、特定の材料のX線反射の臨界角よりもはるかに大きい角度での反射を可能にすることにより、X線ミラーの反射率を高める上で重要な役割を果たします。各二重層の厚さが等しいコーティングは、個別のエネルギーでの反射率を高め、ブラッグ条件を満たす。しかし、多層スタックの二重層の厚さを体系的に変化させることにより、広いエネルギー範囲にわたって反射率が向上したX線ミラーを設計することが可能です。このような深度傾斜多層鏡の最も重要な用途の1つは、天文学的な目的で硬X線望遠鏡を実現することです。このような多層X線ミラーの設計とX線反射率測定による特性評価には、適切なソフトウェアツールが必要です。私たちは、将来のインドのX線天文ミッションのために硬X線光学系の開発を開始しました。これに関連して、単層および多層ミラーのX線反射率を計算するプログラムDarpanXを開発しました。必要な特性を備えた多層ミラーを設計するためのスタンドアロンツールとして使用できます。しかし、さらに重要なことは、人気のあるX線スペクトルフィッティングプログラムであるXSPECのローカルモデルとして実装されているため、実験的に測定されたX線反射率データの正確なフィッティングに使用できることです。DarpanXはPython3モジュールとして実装され、基盤となるアルゴリズムにアクセスするためのAPIが提供されています。ここでは、DarpanXの実装とさまざまなタイプの多層構造に対するその検証の詳細を示します。また、単層および多層サンプルの実験的なX線反射率測定のためのDarpanXのモデルフィッティング機能も示します。
高度なACTPol用の低周波アレイのinsituパフォーマンス
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In_situPerformance_of_the_Low_Frequency_Arrayfor_Advanced_ACTPol |
| Authors |
Yaqiong_Li,_Jason_E._Austermann,_James_A._Beall,_Sarah_Marie_Bruno,_Steve_K._Choi,_Nicholas_F._Cothard,_Kevin_T._Crowley,_Shannon_M._Duff,_Shuay-Pwu_Patty_Ho,_Joseph_E._Golec,_Gene_C._Hilton,_Matthew_Hasselfield,_Johannes_Hubmay,_Brian_J._Koopman,_Marius_Lungu,_Jeff_McMahon,_Michael_D._Niemack,_LymanA._Page,_Maria_Salatino,_Sara_M._Simon,_Suzanne_T._Staggs,_Jason_R._Stevens,_Joel_N._Ullom,_Eve_M.Vavagiakis,_Yuhan_Wang,_Edward_J._Wollack,_Zhilei_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02658 |
AdvancedAtacamaCosmologyTelescopePolarimeter（AdvACT）\cite{thornton}は、遷移エッジセンサー（TES）検出器アレイを使用して宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の温度と偏光異方性を複数の周波数で測定する、AtacamaCosmologyTelescopeのアップグレードです。低周波（LF）アレイは、2020年の初めに展開されました。これは、27GHzと39GHzを中心とする2つの帯域で観測する292個のTESボロメータで構成されています。これらの周波数では、銀河やCMBからの放射光に敏感であり、90、150、230GHzで動作するAdvACTアレイを補完します。時定数、光学効率、アレイ感度など、初期のLFアレイのオンサイト特性を示します。
AstroPix：ガンマ線天体物理学の将来におけるシリコンピクセルセンサーの可能性の調査
| Title |
AstroPix:_Investigating_the_Potential_of_Silicon_Pixel_Sensors_in_the_Future_of_Gamma-ray_Astrophysics |
| Authors |
Isabella_Brewer,_Regina_Caputo,_Michela_Negro,_Richard_Leys,_Carolyn_Kierans,_Ivan_Peric,_Jessica_Metcalf,_Jeremy_Perkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02665 |
この論文では、CERN実験ATLAS用に構築および最適化されたピクセル検出器であるモノリシックシリコン検出器ATLASPixを使用した予備的な光子測定について詳しく説明します。この論文の目的は、将来の宇宙ベースのガンマ線実験におけるピクセル化されたシリコンの約束を決定することです。この目標を念頭に置いて、放射性光子源を使用して、ATLASPixのエネルギー分解能と検出器応答を決定しました。これらは、地上の粒子加速器用に構築された検出器であるATLASPixの新しい測定値です。このプロジェクトの一環として、AstroPixという名前のモノリシックSiピクセルの新しい反復が、ATLASPixに基づいて作成されました。最終的な目標は、プロトタイプのCompton望遠鏡を構築することにより、ガンマ線検出用にAstroPixをさらに最適化することです。デジタルと両方のエネルギー分解能ATLASPixのアナログ出力は、コンプトン望遠鏡にとって重要な測定基準であるため、この論文の焦点です。検出器のアナログ出力では、単一ピクセルのエネルギー分解能は5.89keVで7.69+/-0.13％、30.1keVで7.27+/-1.18％であり、60で10％の分解能という控えめなベースライン要件を超えていることがわかりました。keVであり、60keVで2％未満の解像度という楽観的な目標への有望なスタートです。検出器全体のデジタル出力は、さまざまなソースで100％を超えるエネルギー分解能を一貫してもたらしました。モノリシックシリコンピクセルのアナログ出力は、これが将来のガンマ線ミッションの有望な技術であることを示していますが、デジタル出力の分析は、将来の光子感受性モノリシックシリコンピクセル検出器の再設計の必要性を示しています。
いっかくじゅう座のユニコーン：明るい、近くの赤色巨星V723Monの$ 3M_ \ odot
$の暗い仲間は、相互作用しない、質量ギャップのブラックホール候補です
| Title |
A_Unicorn_in_Monoceros:_the_$3M_\odot$_dark_companion_to_the_bright,_nearby_red_giant_V723_Mon_is_a_non-interacting,_mass-gap_black_hole_candidate |
| Authors |
T._Jayasinghe,_K._Z._Stanek,_Todd_A._Thompson,_C._S._Kochanek,_D._M._Rowan,_P._J._Vallely,_K._G._Strassmeier,_M._Weber,_J._T._Hinkle,_F.-J._Hambsch,_D._Martin,_J._L._Prieto,_T._Pessi,_D._Huber,_K._Auchettl,_L._A._Lopez,_I._Ilyin,_C._Badenes,_A._W._Howard,_H._Isaacson,_S._J._Murphy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02212 |
V723Monのバイナリコンパニオンとして最も近い既知のブラックホール候補の発見を報告します。V723Monは近くにあり（$d\sim460\、\rmpc$）、明るく（$V\simeq8.3$〜mag）、進化しています（$T_{\rmeff、giant}\simeq4440$K、$L_{\rm巨星}\simeq173〜L_\odot$および$R_{\rm巨星}\simeq22〜R_\odot$）高質量関数の赤色巨星、$f（M）=1.72\pm0.01〜M_\odot$、ほぼ円形のバイナリ（$P=59.9$d、$e\simeq0$）。V723Monは既知の変光星で、以前は食変光星として分類されていましたが、そのASAS、KELT、およびTESSの光度曲線は、ほぼエッジオンの楕円体状変光星のものです。周期、視線速度、恒星温度によって制約される光度曲線の詳細なモデルは、$i=87.0^\circ\pm1.0^\circ$の傾斜、$q\simeq0.30\pm0.02$の質量比を与えます。、コンパニオン質量$M_{\rmcomp}=2.91\pm0.08〜M_\odot$、恒星半径$R_{\rm巨人}=23.6\pm1.0〜R_\odot$、および巨人$M_{\rm巨人}=0.87\pm0.08〜M_\odot$の質量。${\sim}64\％$と${\sim}23\％$の$B$と$V$バンドでの寄与を持つ、おそらく非恒星の拡散ベールコンポーネントを特定します。SEDと連続日食がないことは、コンパニオンマスがコンパクトオブジェクトによって支配されなければならないことを意味します。暗いコンパニオンが巨人の後ろを通過するときにバルマー系列の食を観測しますが、それらの速度の広がりは観測された降着円盤と比較して低いです。システムのX線光度は$L_{\rmX}\simeq1.0\times10^{30}〜\rmergs〜s^{-1}$で、$L/L_{\rmedd}に対応します。{\sim}10^{-9}$。大規模なコンパニオンの最も簡単な説明は、単一のコンパクトオブジェクトであり、おそらく「質量ギャップ」のブラックホールですが、二重中性子星のバイナリも可能です。
SITELLEによるWR星雲M1-67への新しい洞察
| Title |
New_insights_into_the_WR_nebula_M1-67_with_SITELLE |
| Authors |
Marcel_S\'evigny,_Nicole_St-Louis,_Laurent_Drissen,_Thomas_Martin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02371 |
カナダ-フランス-ハワイ望遠鏡のイメージングフーリエ変換分光計SITELLE（CFHT）。これにより、化学物質の存在量の観点から明確な直交特徴を強調する詳細な輝線比マップ、完全な消滅マップ、および電子密度と温度構造を再構築することができました。この情報に加えて、逃走星として認定されたWR124の高速により、バウショック構造に光を当てる速度マップが取得されました。これは、相対速度が約+190\、km\、s$^{-1}$です。ローカルISMに。後者の構造と球形および非球形の爆発との相互作用は、M1-67の全体的な形態を説明する可能性があります。
太陽の磁気（ヘイル）サイクルと$ aa $地磁気指数の27日間の再発
| Title |
The_Sun's_magnetic_(Hale)_cycle_and_27_day_recurrences_in_the_$aa$_geomagnetic_index |
| Authors |
S._C._Chapman,_S._W._McIntosh,_R._J._Leamon,_N._W._Watkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02569 |
1818年以降の毎日の黒点数（SSN）のヒルベルト変換を使用して、過去18回の太陽周期のそれぞれを約22年のヘイル（磁気極性）周期の単一の正規化されたエポックにマッピングする新しい太陽周期位相時計を構築します。太陽黒点のは、ほとんどヘイルサイクル依存性を示さず、時計が極性反転に同期していることを確認しています。奇数サイクルの最小値は、偶数サイクルの最小値を約1.1正規化年だけリードしますが、奇数サイクルターミネータ（McIntoshetal。（2019））は、偶数サイクルターミネータを約2.3正規化年遅れます。したがって、最小ターミネータ間隔は、奇数サイクルでは比較的延長され、偶数サイクルでは短縮されます。Sargent（1985,2021）R27インデックスを再設計し、それをエポック分析と組み合わせて、aa<acv（27）>で27日間の再発の高時間分解能パラメーターを取得します。これは、漸化式への移行、つまり、高速の流れが支配的な秩序ある太陽風への移行が速く、2〜3太陽の自転以内で発生することを示しています。それは、偶数のシュワベ周期で奇数の約2倍の長さである延長された後期衰退期を解決します。銀河宇宙線フラックスは<acv（27）>と歩調を合わせて上昇しますが、その後は高いままです。私たちの分析では、Gleissbergサイクルを追跡するだけのSSNの遅いタイムスケール傾向も特定されています。この傾向は、黒点緯度の係数の遅いタイムスケール傾向と同相であり、R27インデックスのそれと逆位相であることがわかります。
SPIRou、NARVAL、およびTESSを使用した$ \ epsilon $ Eridaniの磁場と活動のマルチインストゥルメンタルビュー
| Title |
Multi-instrumental_view_of_magnetic_fields_and_activity_of_$\epsilon$_Eridani_with_SPIRou,_NARVAL,_and_TESS |
| Authors |
P._Petit,_C.P._Folsom,_J.-F._Donati,_L._Yu,_J.-D._do_Nascimento_Jr.,_S._Jeffers,_S.C._Marsden,_J._Morin,_and_A.A._Vidotto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02643 |
星の活動が非周期的段階にあると報告された2018年後半の2か月にわたって得られた同時のSPIRou、NARVAL、およびTESSデータに基づいて、アクティブなK2矮星$\epsilon$Eridaniの観測について報告します。まず、可視スペクトルフィッティングとnIRスペクトルフィッティングの両方からターゲットの基本的なパラメータを復元します。大規模磁場は、偏光測定データから調査されます。非偏光スペクトルから、磁気に敏感なnIR線のゼーマン広がりとCaIIH＆K線を使用した彩層放射による総磁束を推定します。TESS測光モニタリングは、疑似周期的ガウス過程回帰でモデル化されています。可視波長と近赤外波長から導出された$\epsilon$Eridaniの基本的なパラメータは、公表されている値とも一致する一貫した結果を提供します。より大きなnIR波長に向かって微視的乱流の漸進的な増加を報告します。個々の線のゼーマン広がりは、符号なし表面磁場$B_{\rmmono}=1.90\pm0.13$kG、充填率$f=12.5\pm1.7$％（符号なし磁束$Bf=237\pm36$G）。大規模な磁場の形状、彩層放射、および広帯域測光は、データ収集の過程で非回転進化の明確な兆候を示しています。光度曲線と縦方向の磁場測定から推定される特徴的な減衰時間は30〜40dの範囲にありますが、磁気ジオメトリの進化によって導き出される表面差動回転の特徴的なタイムスケールは$57\pm5$dに等しくなります。大規模な磁場は、$\epsilon$Eridaniでこれまでに観測されなかった特性の組み合わせを示し、表面磁場は以前に報告された中で最も弱いものの1つですが、ほとんどが軸対称であり、トロイダル成分が支配的です。
エキゾチックな星の特性が調査されます。特に、私たちは完全に暗黒物質でできている物体を研究し、これまで無視されてきた固有の異方性を考慮に入れています。構造方程式の正確な解析解を取得し、それらの解がi）一般相対性理論内で適切に動作し、ii）現実的な天体物理学的構成を記述できることを示します。
再結合から現在の時代までの摂動共形宇宙論の正確な解決策
| Title |
Exact_solution_to_perturbative_conformal_cosmology_from_recombination_until_the_current_era |
| Authors |
Asanka_Amarasinghe,_Tianye_Liu,_Daniel_A._Norman_and_Philip_D._Mannheim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02608 |
以前の論文（PDMannheim、Phys。Rev。D102、123535（2020））では、4次微分共形重力理論に関連する宇宙論で宇宙論的摂動理論を研究し、再結合における理論の正確な解決策を提供しました。時代。この論文では、組換えから現在の時代までずっと続く正確な解決策を提示します。
外部シュワルツシルト時空における相対論的潮汐加速
さらに、重力崩壊した構成の近くの自由な試験粒子による潮力エネルギーの獲得のための一般相対論的メカニズムを研究します。具体的には、外部シュワルツシルト時空で空間的に静止している加速された観測者の世界線について確立されたフェルミ法線座標系における時間のような測地線方程式の解を調査します。このような静的オブザーバーは、事実上、折りたたまれたソースの残りのフレームを定義します。潮力エネルギーの増加は、局所的な時空の曲率によるものです。宇宙ジェットに関連するこの方向の以前の研究は、カー回転軸に沿った測地運動を含み、参照観測者によって測定された初速度が特定のしきい値脱出速度を超えている場合、外向きに移動する粒子はほぼ光速まで潮汐加速される可能性があります速度。ここでは、簡単にするためにシュワルツシルトの外部時空に焦点を当て、光速に近い効果的な潮汐加速が任意の方向の測地線運動で発生する可能性があることを示します。これらの結果が重力崩壊システムの物理学に与える影響について簡単に説明します。
新しい二次ねじれ理論の非線形ハミルトニアン解析パートI.曲率のない制約がある場合
| Title |
Nonlinear_Hamiltonian_analysis_of_new_quadratic_torsion_theories_Part_I._Cases_with_curvature-free_constraints |
| Authors |
W._E._V._Barker,_A._N._Lasenby,_M._P._Hobson,_W._J._Handley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02645 |
最近、物質がない状態で線形化すると、二次曲率とねじれを伴う一般的な重力理論の58のケースが、（i）ゴーストとタキオンがなく、（ii）パワーカウントが再正規化可能であることがわかりました。主要な制約が曲率テンソルに依存しない8つのケースの非線形ハミルトニアン構造を調べます。線形領域におけるこれらすべての理論の粒子スペクトルとユニタリー性を確認します。8つのケースすべての非線形領域における定性的な動的変化を明らかにし、少なくともゲージ対称性の破れ、およびおそらく負の運動エネルギースピンパリティセクターの活性化と因果的振る舞いを示唆します。そのうちの2つのケースは、線形レベルで1対の質量のないモードを伝播し、重力の候補理論として興味深いものでした。ただし、これらのモードは、重力子のテンソル分極ではなく、ベクトル励起で識別されます。さらに、これらの理論が実行可能な宇宙論的背景をサポートしていないことを示します。
市民科学プロジェクトへの貢献のジェンダー不均衡と時空間パターン：ズーニバースの事例
| Title |
Gender_Imbalance_and_Spatiotemporal_Patterns_of_Contributions_to_Citizen_Science_Projects:_the_case_of_Zooniverse |
| Authors |
Khairunnisa_Ibrahim,_Samuel_Khodursky,_Taha_Yasseri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2101.02695 |
シチズンサイエンスは、プロの科学者と一般の人々が共同で行う研究です。科学の進歩と市民科学者のコミュニティの両方にとって市民科学には多くの利点がありますが、貢献のパターンや市民科学プロジェクトへの貢献者の人口統計に関する包括的な知識はまだありません。このホワイトペーパーでは、198か国から34万人を超える市民科学ボランティアが最大の市民科学プラットフォームの1つであるズーニバースに提供した5,400万の分類を分析することにより、市民科学労働力の時空間および性別分布の最初の概要を示します。まず、市民科学者の不均一な地理的分布について報告し、社会経済的状況と各国の研究投資のレベルに基づいて、国間のばらつきをモデル化します。貢献の時間的特徴を分析し、参加インスタンスの高い「バースト性」と、市民科学者が最も活発であった時間帯によって示唆された参加ののんびりとした性質について報告します。最後に、市民科学者（約30％が女性）間のジェンダーの不均衡について議論し、他の共同プロジェクトや、より正式な科学活動におけるジェンダーの分布と比較します。市民科学プロジェクトは、学界の外部からさらに注意を払う必要があり、私たちの調査結果は、プラットフォームの設計と科学政策立案プロセスに情報を提供するだけでなく、公的および民間の利害関係者の注意を引くのに役立ちます。
